大規模なニュートリノの自己相互作用とインフレーション
自然インフレーションやコールマン-ワインバーグインフレーションなどの特定のインフレーションモデルは、標準の$\Lambda\rmCDM+r$モデル（$r$はスカラー対テンソル比）の宇宙論的データによって嫌われます。これらのインフレーションモデルは、2$\sigma$を超える宇宙論データによって除外される$n_s-r$パラメーター空間内の領域（ここで$n_s$はスカラースペクトルインデックスです）。ただし、強力な自己相互作用ニュートリノ（重いメディエーターを含む）を組み込んだ宇宙論的モデルは、$\Lambda\rmCDM$モデルと比較して低い$n_s$値を好むことが知られています。したがって、そのようなニュートリノの自己相互作用を考慮すると、上記のインフレーションモデルに対応するためのパラメータ空間を開くことができます。この作業では、2つの異なる方法で重いメディエーターとの大規模なニュートリノの自己相互作用を実装します：フレーバーユニバーサル（3つのニュートリノすべての中で）とフレーバー固有（1つのニュートリノ種のみを含む）。ニュートリノのスカラー摂動方程式とテンソル摂動方程式の両方に新しい相互作用を実装します。興味深いことに、現在の宇宙論的データは、そのようなニュートリノの自己相互作用の存在下で、2$\sigma$でこれらのインフレーションモデルの両方をサポートできることがわかりました。
尤度のない推論を使用した低$z$IGMの熱およびイオン化状態の測定
| Title |
Measuring_the_thermal_and_ionization_state_of_the_low-$z$_IGM_using_likelihood_free_inference |
| Authors |
Teng_Hu,_Vikram_Khaire,_Joseph_F._Hennawi,_Michael_Walther,_Hector_Hiss,_Justin_Alsing,_Jose_O\~norbe,_Zarija_Lukic,_Frederick_Davies |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07151 |
パワーロー温度密度の関係$T=T_0（\rho/\bar{\rho}）^{\gamma-1}$とUVバックグラウンド光イオン化率$\Gamma_{\rmHIを測定するための新しいアプローチを紹介します。Ly$\alpha$フォレストのフォークトプロファイル分解に基づくIGMの}$は、ドップラーパラメーター$b$と中性水素カラム密度$N_{\rmHI}$を持つ離散吸収線のセットになります。以前の作業では、$b$-$N_{\rmHI}$分布の形状が、IGM熱パラメーター$T_0$および$\gamma$に敏感であるのに対し、新しい推論アルゴリズムでは、分布、つまり線密度d$N$/d$z$であり、$\Gamma_{\rmHI}$でも正確な制約を取得できることを示しています。密度推定尤度フリー推論（DELFI）を使用して、$z=0.1$での624Nyx流体力学シミュレーションのアンサンブルでトレーニングされたIGMパラメーターに対する$b$-$N_{\rmHI}$分布の依存性をエミュレートします。これを正規化のガウスプロセスエミュレーターと組み合わせます。このアプローチの有効性を実証するために、それぞれが34のクエーサー視線を含む現実的な模擬HST/COSデータセットの何百もの実現を生成し、実際のデータと一致するようにノイズと解像度をフォワードモデル化します。この大規模なモックのアンサンブルを使用して、推論を広範囲にテストし、事後分布が堅牢であることを経験的に示します。私たちの分析は、$z\simeq0.1$で既存のLy$\alpha$森林スペクトルに新しいアプローチを適用することにより、IGMの熱およびイオン化状態を非常に高い精度で測定できることを示しています（$\sigma_{\logT_0}\sim0.08$dex、$\sigma_\gamma\sim0.06$、および$\sigma_{\log\Gamma_{\rmHI}}\sim0.07$dex）。
暗黒エネルギーと修正された重力に対するPantheon+の制約：動的暗黒エネルギーの証拠
最新のIa型超新星サンプルPantheon+を使用して、宇宙規模で新しい物理学を探索します。具体的には、この新しいサンプルに照らして、相互作用するダークエネルギーとHu-Sawicki$f（R）$重力モデルを制約し、モデルに依存しないガウス過程を使用して、ダークエネルギーの進化の証拠があるかどうかを調査します。Pantheon+だけでは弱い制約が与えられることがわかります。ただし、パンテオン+と宇宙マイクロ波背景放射、バリオン音響振動、宇宙クロノメーターのデータの組み合わせは、修正された物質の膨張率$\epsilon=0.048\pm0.026$に強い制約を与えます。これは、運動量が暗黒エネルギーから$1.85\、\sigma$信頼レベルでの宇宙の暗黒物質の暗黒物質。その間、$2\、\sigma$信頼水準で一般相対性理論$\log_{10}f_{R0}<-6.32$からの偏差に対して非常に厳しい制約が得られます。興味深いことに、Pantheon+を宇宙クロノメーターおよび宇宙マイクロ波背景放射と組み合わせると、赤方偏移範囲$z\in[0.70,1.05]$で$2\、\sigma$信頼水準を超える典型的な暗黒エネルギー信号が見つかります。これは、ダークエネルギーの性質が実際には動的である可能性があることを意味します。
ファジー/コールドダークマターモデルによる平面銀河ハロー分布の分析
| Title |
Analyzing_Planar_Galactic_Halo_Distributions_with_Fuzzy/Cold_Dark_Matter_Models |
| Authors |
Sangnam_Park,_Dongsu_Bak,_Jae-Weon_Lee,_Inkyu_Park |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07192 |
巨大銀河の周りの伴銀河面の形成に焦点を当てて、ファジー暗黒物質モデルとコールドダークマターモデルを数値的に比較します。ファジー暗黒物質側の伴銀河は、ファジー暗黒物質の重力冷却効果による散逸のために、コールドダークマター側よりも平坦で共回転する伴銀河を形成する傾向があることを示しています。また、同じ初期条件のセットでも、ファジー暗黒物質モデルでは、コールドダークマターの対応する衛星よりも生存する衛星の数が少なくなることを示します。
| Title |
Measuring_dark_matter_spikes_around_primordial_black_holes_with_Einstein_Telescope_and_Cosmic_Explorer |
| Authors |
Philippa_S._Cole,_Adam_Coogan,_Bradley_J._Kavanagh_and_Gianfranco_Bertone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07576 |
将来の地上ベースの重力波観測所は、質量が$1〜10\、\mathrm{M_\odot}$のブラックホールを取り巻く環境の理想的なプローブになるでしょう。質量比が$q=m_2/m_1\lesssim10^{-3}$の連星ブラックホール連星は、このような検出器の周波数帯域に数か月または数年留まることができ、真空に関する重力波形の変更を正確に検索できます。インスピレーション。環境への影響の具体例として、ここでは、高密度のコールドダークマタースパイクに埋め込まれると予想されるバイナリ原始ブラックホールの集団を検討します。すべての観測制約と互換性のあるこれらのシステムの実行可能な形成シナリオを提供し、小さな質量比のペアの合併率の上限と下限を予測します。アインシュタイン望遠鏡またはコズミックエクスプローラーのいずれかによってそのようなシステムの1つの検出された信号が与えられると、暗黒物質の影響があれば、バイナリおよび暗黒物質スパイクの特性を1週間分のデータで優れた精度で測定できることを示します。波形のスパイクが考慮されます。ただし、これらのオブジェクトの周りの予測された暗黒物質の過密度の影響が適切に考慮されていない場合、バイアスされたパラメータの推論またはイベントを完全に見逃すリスクがあることを示します。
超銀河団規模のフィラメントの落下プロファイル
| Title |
Infall_Profiles_for_Supercluster-Scale_Filaments |
| Authors |
Mary_Crone_Odekon,_Michael_G._Jones,_Lucas_Graham,_Jessica_Kelley-Derzon,_Evan_Halstead |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07600 |
超銀河団スケールの宇宙論的フィラメントへの落下に対する理論的期待を提示します。これは、AreciboPisces-PerseusSuperclusterSurvey（APPSS）によって動機付けられ、Pisces-PerseusSupercluster（PPS）フィラメントの周りの速度場をマッピングします。ミレニアムシミュレーション内で236個の大きなフィラメントを識別するために、銀河団のサイズの暗黒物質ハローに適用される最小スパニングツリーを使用します。フィラメントを主軸に沿って積み重ねて、最大落下速度$V_{\rmmax}$と距離$\rho_{\rmmaxで表すことができる、明確に定義された鋭いピークの速度プロファイル関数を決定します。}$最大落下位置とフィラメントの主軸の間。この単純な2パラメータの関数形式は、驚くほど広範囲の線形質量密度にわたって普遍的です。$V_{\rmmax}$は、フィラメントに沿った長さあたりのハローの質量と正の相関があり、$\rho_{\rmmax}$は、ハローが主軸に沿って集中する程度と負の相関があります。また、フィラメントの軸から25Mpcの距離での落下率である、$V_{25}$を使用して、代替の単一パラメーター法を評価します。PPSと同様のフィラメントには、$V_{\rmmax}=612\\pm$116kms$^{-1}$、$\rho_{\rmmax}=8.9\pm2.1$Mpc、および$V_{があります。25}=329\\pm$68kms$^{-1}$。模擬観測を作成して、視角、3次元速度情報の欠如、限られたサンプルサイズ、および距離の不確実性に関連する不確実性をモデル化します。我々の結果は、フィラメントのより大きなサンプルの落下を測定して、落下プロファイルの形状および落下速度とフィラメント特性の間の関係についての予測をテストすることが特に有用であることを示唆している。
CRESST-IIIでのスピン依存暗黒物質とアルミン酸リチウムターゲットとの相互作用のテスト
| Title |
Testing_spin-dependent_dark_matter_interactions_with_lithium_aluminate_targets_in_CRESST-III |
| Authors |
G._Angloher,_S._Banik,_G._Benato,_A._Bento,_A._Bertolini,_R._Breier,_C._Bucci,_J._Burkhart,_L._Canonica,_A._D'Addabbo,_S._Di_Lorenzo,_L._Einfalt,_A._Erb,_F._v._Feilitzsch,_N._Ferreiro_Iachellini,_S._Fichtinger,_D._Fuchs,_A._Fuss,_A._Garai,_V._M._Ghete,_S._Gerster,_P._Gorla,_P.V._Guillaumon,_S._Gupta,_D._Hauff,_M._Je\v{s}kovsk\'y,_J._Jochum,_M._Kaznacheeva,_A._Kinast,_H._Kluck,_H._Kraus,_A._Langenk\"amper,_M._Mancuso,_L._Marini,_L._Meyer,_V._Mokina,_A._Nilima,_M._Olmi,_T._Ortmann,_C._Pagliarone,_L._Pattavina,_F._Petricca,_W._Potzel,_P._Povinec,_F._Pr\"obst,_F._Pucci,_F._Reindl,_J._Rothe,_K._Sch\"affner,_J._Schieck,_D._Schmiedmayer,_S._Sch\"onert,_C._Schwertner,_M._Stahlberg,_L._Stodolsky,_C._Strandhagen,_R._Strauss,_I._Usherov,_F._Wagner,_M._Willers,_and_V._Zema |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07640 |
過去数十年の間に、暗黒物質の性質を明らかにするために多くの実験が行われてきました。これは、現代の素粒子物理学で最も議論されている未解決の質問の1つです。その中で、ラボラトリナツィオナーリデルグランサッソにあるCRESST実験では、極低温フォノン検出器としてシンチレーション結晶を操作しています。この作業では、CRESST-IIIで両方とも10.46gLiAlO$_2$ターゲットを持つ2つの検出器モジュールの操作からの最初の結果を示します。結晶中のリチウム含有量は、陽子と中性子の数が奇数の$^6$Liと、陽子の数が奇数の$^7$Liです。リチウムと$^{27}$Alの両方の同位体を考慮することにより、0.25〜1.5GeV/c$^2の質量領域で、暗黒物質と陽子および中性子とのスピン依存相互作用の現在最も強い断面積の上限を設定します。$。
Ia型超新星スペクトル時系列の確率的オートエンコーダ
| Title |
A_Probabilistic_Autoencoder_for_Type_Ia_Supernovae_Spectral_Time_Series |
| Authors |
George_Stein,_Uros_Seljak,_Vanessa_Bohm,_G._Aldering,_P._Antilogus,_C._Aragon,_S._Bailey,_C._Baltay,_S._Bongard,_K._Boone,_C._Buton,_Y._Copin,_S._Dixon,_D._Fouchez,_E._Gangler,_R._Gupta,_B._Hayden,_W._Hillebrandt,_M._Karmen,_A._G._Kim,_M._Kowalski,_D._Kusters,_P._F._Leget,_F._Mondon,_J._Nordin,_R._Pain,_E._Pecontal,_R._Pereira,_S._Perlmutter,_K._A._Ponder,_D._Rabinowitz,_M._Rigault,_D._Rubin,_K._Runge,_C._Saunders,_G._Smadja,_N._Suzuki,_C._Tao,_R._C._Thomas,_M._Vincenzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07645 |
物理的にパラメータ化された確率的オートエンコーダ（PAE）を構築して、スペクトル時系列のスパースセットからIa型超新星（SNeIa）の固有の多様性を学習します。PAEは、正規化フロー（NF）を使用してトレーニングした後、確率的に解釈されるオートエンコーダー（AE）で構成される2段階の生成モデルです。PAEは、母集団内に存在する特徴の非線形範囲をキャプチャする低次元の潜在空間を学習し、データから直接、波長と観測時間の全範囲にわたるSNeIaのスペクトル進化を正確にモデル化できることを示します。物理的にパラメータ化されたネットワークとともに相関ペナルティ項と多段階トレーニング設定を導入することにより、トレーニング中に変動の内因性モードと外因性モードを分離できることを示し、マグニチュード標準化を実行するための追加モデルの必要性を排除します。次に、SNeIaの多くのダウンストリームタスクでPAEを使用して、SNの外れ値の自動検出、データ分布と一致するサンプルの生成、ノイズの多い不完全なデータが存在する場合の逆問題の解決など、ますます正確な宇宙論的分析を行います。宇宙論的距離測定を制約します。以前の研究と一致して、固有モデルパラメータの最適な数は3であるように見え、SNeIaのテストサンプルを$0.091\pm0.010$magのRMSで標準化できることを示しています。これは$0.074\pmに相当します。固有速度の寄与を取り除いた場合、0.010$等。トレーニング済みのモデルとコードは、\href{https://github.com/georgestein/suPAErnova}{github.com/georgestein/suPAErnova}でリリースされています。
Aiolos-惑星大気の多目的1次元流体力学コード
| Title |
Aiolos-_A_multi-purpose_1-D_hydrodynamics_code_for_planetary_atmospheres |
| Authors |
Matth\"aus_Schulik_and_Richard_Booth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07144 |
惑星大気および惑星降着モデルの流体力学的脱出問題を対象としたユースケースを備えた新しい1-Dマルチフィジックスシミュレーションコードを提示します。私たちの定式化は、任意の数の種で分離された流体力学的場を扱い、摩擦則を介してそれらを結合し、マルチバンドフラックス制限放射輸送、および高エネルギー照射バンドでの追跡フロントを可能にします。さまざまな既知の数値解法手法を組み合わせることで、バランスの取れたスキームを使用して深層静水圧大気の数値安定性を改善し、大気の流入または流出の非物理的な駆動を防ぎます。個々のコードモジュールの正しい物理的動作を示し、完全に時間依存のコアとともに、コア駆動の質量損失とUV駆動の大気脱出を組み合わせた概念実証シミュレーションなどのいくつかの単純な新しいアプリケーションを紹介します。-崩壊する巨大惑星のシミュレーション。コードの複数種の性質は、支配的な大気種にとらわれず、高度な惑星進化スキームの実装につながる可能性のあるシミュレーションを探索する領域を開きます。
プレアデス星団の太陽型星の周りの塵円盤のALMA1.3ミリメートル検索
| Title |
An_ALMA_1.3_millimeter_Search_for_Debris_Disks_around_Solar-type_Stars_in_the_Pleiades |
| Authors |
Devin_Sullivan,_David_Wilner,_Luca_Matra,_Mark_C._Wyatt,_Sean_M._Andrews,_Meredith_A._MacGregor,_Brenda_Matthews |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07171 |
さまざまな年齢の星の周りの塵円盤からのミリメートル放射は、微惑星の衝突進化に対する制約を提供します。〜115Myrの古いプレアデス星団にある76個の太陽型星のサンプルのALMA1.3ミリメートルの観測結果を示します。これらのALMA観測は、カイパーベルト以上に匹敵する半径のデブリに対応する、低温での星周塵からの放出に対する感度を提供することにより、このサンプルの以前の赤外線観測を補完します。観測により、1.5秒角（200au）のビームサイズと54mircoJy/ビームの中央値rmsノイズが得られます。これは、光度$L_{dust}/L_{star}\sim10^{-4}$に対応します。サンプルの典型的な星の40Kダスト。ALMA画像は、対象となる星の有意な検出を示していません。これらの限界は、塵円盤の進化に関する定常状態の衝突カスケードモデルのコンテキストで解釈されます。これは、太陽の近くのフィールド集団の観測の適切な説明を提供しますが、若い集団では十分に較正されていません。Pleiadesシステムは、このモデルのディスクフラックス予測と互換性があります。これらのALMAデータから、定常状態の進化によって説明されていない活動に起因する衝突の強化に関連する可能性のある高い部分光度の外れ値は見つかりません。ただし、2つのシステム（HII1132およびHD22680）は、おそらく惑星が関与する動的イベントからの異常に高いダスト生成のために、このモデルの予測よりもはるかに高い24ミクロンの超過を示していることに注意してください。
2021年のKMTNetマイクロレンズ惑星IIの大量生産
| Title |
Mass_Production_of_2021_KMTNet_Microlensing_Planets_II |
| Authors |
Yoon-Hyun_Ryu,_In-Gu_Shin,_Hongjing_Yang,_Andrew_Gould,_Michael_D._Albrow,_Sun-Ju_Chung,_Cheongho_Han,_Kyu-Ha_Hwang,_Youn_Kil_Jung,_Yossi_Shvartzvald,_Jennifer_C._Yee,_Weicheng_Zang,_Sang-Mok_Cha,_Dong-Jin_Kim,_%Hyoun-Woo_Kim,_Seung-Lee_Kim,_Chung-Uk_Lee,_Dong-Joo_Lee,_Yongseok_Lee,_Byeong-Gon_Park,_Richard_W._Pogge |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07295 |
私たちは、2021年の韓国マイクロレンズ望遠鏡ネットワーク（KMTNet）のオンラインデータで目で見つけたすべての惑星（および可能性のある惑星）を公開するプログラムを継続しています。4つの惑星（KMT-2021-BLG-0712Lb、KMT-2021-BLG-0909Lb、KMT-2021-BLG-2478Lb、およびKMT-2021-BLG-1105Lb）を提示し、惑星とホストの質量比は-3.3<logq<-2.2。これにより、安全な目で見て、2021年のKMTNet惑星の合計は、このシリーズの8つを含めて16になります。目によるサンプルは、統計分析の基礎となる半自動検出の完全性の重要なチェックです。惑星の1つであるKMT-2021-BLG-1105Lbは、ホストである可能性のある比較的明るい$（I、V）\sim（18.9,21.6）$星とブレンドされています。これは、高解像度のイメージングによってすぐに確認できます。もしそうなら、ホストは初期のG型矮星であり、惑星は30mクラスの望遠鏡での視線速度観測によって特徴付けられる可能性があります。
TTVで特徴付けられたサブネプチューンの密度の偏りをなくす：34個のケプラー惑星の質量半径関係の更新
| Title |
Unbiasing_the_density_of_TTV-characterised_sub-Neptunes:_Update_of_the_mass-radius_relationship_of_34_Kepler_planets |
| Authors |
A._Leleu,_J.-B._Delisle,_S._Udry,_R._Mardling,_M._Turbet,_J._A._Egger,_Y._Alibert,_G._Chatel,_P._Eggenberger_and_M._Stalport |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07456 |
トランジットタイミング変化法（TTV）は、観測された惑星の質量と偏心に制約を課すことにより、トランジットによって観測されたコンパクトな多惑星系に関する有用な情報を提供できます。これは、ホスト星が視線速度の追跡に十分な明るさではない場合に特に役立ちます。しかし、過去数十年の間に、TTVで特徴付けられた惑星は、RVで特徴付けられた惑星よりも密度が低い傾向があることを多くの研究が示しています。RIVERSアプローチを使用して、スーパーアースからサブネプチューンの範囲にある34個のケプラー惑星を再分析すると、これらの不一致の少なくとも一部は、光度曲線から通過タイミングが抽出された方法に起因することがわかります。-TTVの振幅を推定します。23の惑星について、ロバストな質量推定値（つまり、以前の依存度が低い）を回復します。これらの惑星をRVで特徴付けられた人口と比較します。これらの大部分は以前は驚くほど低密度でしたが、現在は既知の惑星の大部分にはるかに近い質量半径図の場所を占めていますが、低密度へのわずかなシフトが残っています。これは、コンパクトな多惑星系を示している可能性があります。TTVによって特徴付けられるのは、実際、RVによって特徴付けられる人口の大部分とは異なる惑星で構成されています。これらの結果は、Kepler、TESS、および今後のPLATOミッションによって検出されたコンパクトな多惑星系の偏りのないビューを取得するために特に重要です。
小石衝突における原始惑星系円盤の電離
原始惑星系円盤の高密度ミッドプレーンで特に動作する原始惑星系円盤内のガスの新しい効率的なイオン化メカニズムとして、固体の衝突を紹介します。このアイデアは、相互衝突（摩擦帯電）で粒子によって交換される電荷がそれらの表面だけに結び付けられていないことを発見した実験室の実験によって引き起こされました。一種の付随的効果として、電荷も気相に同伴されます。つまり、衝突によって原始惑星系円盤が電離します。したがって、固体はディスク内の電荷のシンクであるだけでなく、ソースでもあります。最初の推定では、$10^{-19}...10^{-15}\rm\、s^{-1}$の範囲の1AUでのミッドプレーンのイオン化率は、放射状の粒子が堆積する、かなり穏やかな、または非常に乱流の状態。
直接画像化された太陽系外惑星と褐色矮星の周りの衛星の検出可能性
| Title |
Detectability_of_satellites_around_directly_imaged_exoplanets_and_brown_dwarfs |
| Authors |
Cecilia_Lazzoni,_Silvano_Desidera,_Raffaele_Gratton,_Alice_Zurlo,_Dino_Mesa_and_Shrishmoy_Ray |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07569 |
亜恒星の仲間の周りの衛星は、さまざまな異なる形成履歴を持つ異種クラスのオブジェクトです。太陽系外惑星と褐色矮星の周りの潜在的に検出可能な衛星に焦点を当てると、2つの主要な集団に属するオブジェクトを見つけることが期待されるかもしれません。ディスクの不安定性など、さまざまなシナリオで形成されたバイナリのようなオブジェクト。これらの潜在的な衛星の特性は、互いに非常に異なります。さらに、それらの特性がシステムの履歴に関する洞察に満ちた情報を提供することを期待しています。これは、起源があいまいな直接イメージング（DI）によって発見された惑星/褐色矮星にとって特に重要です。この論文では、そのような衛星を発見するために使用できる、DI惑星/褐色矮星に適用されるさまざまな技術をレビューします。これは、テストケースとして機能した太陽系外惑星$\beta$Picbの周りの衛星の集団をシミュレートすることによって達成されました。シミュレートされた衛星ごとに、惑星に関するDI、視線速度、通過、および位置天文信号の振幅が取得され、現在および将来の機器の検出限界と比較されました。さらに、DIを介して発見された38個の亜恒星コンパニオンのリストをまとめ、上記の2つの集団からさまざまな手法で抽出された衛星を見つける確率を予備的に推定しました。この単純化されたアプローチは、惑星のような衛星の検出は、厳密には不可能ではありませんが、非常にありそうもないことを示しています。一方、バイナリのような衛星の検出は、現在の計装の能力の範囲内です。
惑星系形成の後期段階における軌道安定性のベイズモンテカルロ評価
| Title |
A_Bayesian_Monte_Carlo_assessment_of_orbital_stability_in_the_late_stages_of_planetary_system_formation |
| Authors |
Jassyr_Salas,_Frank_Bautista,_Germ\'an_Chaparro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07617 |
惑星系の最終的な軌道構成は、その初期のスターディスク環境と後期の重力相互作用の両方によって形作られます。これらの要因のそれぞれの相対的な重要性を評価することは、観測バイアスによって複合された惑星系の観測された多様性のために簡単ではありません。私たちの目標は、微惑星の降着と惑星の移動が停止し、経年的な重力効果が引き継がれたときに、惑星系がどのように変化するかを理解することです。私たちのアプローチは、近似ベイズ計算法を使用して検証された、軌道アーキテクチャに基づく惑星系の新しい分類から始まります。このスキームは、観測された惑星系と、モンテカルロ惑星人口モデルから合成された$\sim5000$惑星をホストする$\sim400$合成システムにも適用されます。私たちの分類スキームは、観測されたシステムと合成システムの両方について、惑星の質量と準主軸に応じて4つのシステムクラスを確実に生成します。次に、重力+衝突$N$-bodyコードを使用して、最大1Myrまで動的に進化させる前後の、各合成システムの軌道分布密度を推定します。カルバック・ライブラー発散を使用して軌道構成の変化を統計的に測定すると、合成惑星系の$\lesssim10\％$でそのような変化が発生することがわかります。また、この部分は、重心がホスト星に非常に近いシステムのクラスに属していることもわかります。惑星系の軌道構成の変化はあまり一般的ではないかもしれませんが、F型とG型のホストスターと恒星の金属量を備えた、近くにある巨大な惑星を持つシステムで発生する可能性が高くなります$\mathrm{[Fe/H]}>0.2$。
ALMAレンズクラスター調査：CHARGEで構築された33個のレンズフィールドの$HST$および$Spitzer$測光
| Title |
ALMA_Lensing_Cluster_Survey:_$HST$_and_$Spitzer$_Photometry_of_33_Lensed_Fields_Built_with_CHArGE |
| Authors |
Vasily_Kokorev,_Gabriel_Brammer,_Seiji_Fujimoto,_Kotaro_Kohno,_Georgios_E._Magdis,_Francesco_Valentino,_Sune_Toft,_Pascal_Oesch,_Franz_E._Bauer,_Dan_Coe,_Eiichi_Egami,_Masamune_Oguri,_Masami_Ouchi,_Marc_Postman,_Johan_Richard,_Jean-Baptiste_Jolly,_Kirsten_K._Knudsen,_Fengwu_Sun,_John_R._Weaver,_Yiping_Ao,_Andrew_J._Baker,_Karina_I._Caputi,_Daniel_Espada,_Bunyo_Hatsukade,_Anton_M._Koekemoer,_Alejandra_M._Mu\~noz_Arancibia,_Kazuhiro_Shimasaku,_Hideki_Umehata,_Tao_Wang,_Wei-Hao_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07125 |
ALMAレンズクラスター調査（ALCS）フィールドで、多波長モザイクと測光カタログのセットを紹介します。カタログは、RELICS、CLASH、およびHubbleFrontierFieldsの$\textit{HubbleSpaceTelescope}$（$\textit{HST}$）によって取得された、CHARGEコンパイルからのアーカイブデータの再処理によって作成されました。さらに、利用可能なすべてのアーカイブIRSA/SHA露出を利用して、$\textit{Spitzer}$IRAC3.6および4.5$\mu$mモザイクを再構築しました。このような混雑した領域でのブレンドの影響を軽減するために、新しい$を使用して$\textit{HST}$検出画像を$\textit{Spitzer}$PSFと畳み込むことにより、$\textit{Spitzer}$測光をモデル化しました。\texttt{golfir}$ソフトウェア。最終的なカタログには218,000のソースが含まれており、690arcmin$^2$の合計領域をカバーしています。これらのカタログは、将来のALMA調査でサブミリ銀河の検索を支援する重要なツールとして機能するだけでなく、$\textit{HST}$dark-IRACソースのフォローアップにもなります。利用可能な$\textit{HST}$測光と組み合わせて、3.6および4.5$\mu$mバンドを追加すると、これらのオブジェクトの測光赤方偏移と恒星の質量により良い制約を課すことができ、識別の機会が得られます。分光学的フォローアップの高赤方偏移候補は、再電離と最初の銀河の形成の時代に関する重要な質問に答えます。
暗黒物質欠乏銀河NGC1052-DF2およびNGC1052-DF4の形成モデルの重要なテストとしての単色球状星団
| Title |
Monochromatic_globular_clusters_as_a_critical_test_of_formation_models_for_the_dark_matter_deficient_galaxies_NGC1052-DF2_and_NGC1052-DF4 |
| Authors |
Pieter_van_Dokkum,_Zili_Shen,_Aaron_J._Romanowsky,_Roberto_Abraham,_Charlie_Conroy,_Shany_Danieli,_Dhruba_Dutta_Chowdhury,_Michael_A._Keim,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Joel_Leja,_Sebastian_Trujillo-Gomez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07129 |
最近、NGC1052グループの暗黒物質欠乏超拡散銀河DF2とDF4は、2つのガスが豊富な始祖銀河間の「弾丸矮星」衝突の産物である可能性があることが提案されました。このモデルでは、衝突の直後にDF2とDF4が同時に形成され、それらの球状星団はほぼ同一の星の種族を持つはずであるという強い予測があります。ここでは、深いHST/ACSイメージングから正確なF606W-F814W色を測定することにより、この予測をテストします。クラスターは非常に均質であることがわかります。DF2とDF4の球状星団の平均色差は$-0.003\pm0.005$magであり、両方の銀河で$M_V<-8.6$の18個のクラスターを組み合わせたサンプルで観測された散乱は$0.015\pm0.002$magです。観測の不確実性と赤色巨星の数のクラスター間の確率的変動を考慮した後、残りの散乱は$0.008^{+0.005}_{-0.006}$magです。色の違いと散乱はどちらも他の矮小銀河よりも一桁小さく、弾丸のシナリオはそれを改ざんした可能性のある重要なテストに合格していると推測されます。他の形成モデルは、2つの銀河における球状星団のこの極端な均一性を予測していません。銀河自体はクラスターよりもわずかに赤く、以前に測定された金属量の違いと一致していることがわかります。数値シミュレーションは、球状星団の形成後も銀河が自己濃縮し続けたため、弾丸のシナリオではそのような違いが予想されることを示しています。
ALPINE-ALMA [CII]調査：z $ \ sim$4.4-5.9での星形成銀河の赤外線と電波の相関とAGNの割合
| Title |
The_ALPINE-ALMA_[CII]_survey:_The_infrared-radio_correlation_and_AGN_fraction_of_star-forming_galaxies_at_z_$\sim$_4.4-5.9 |
| Authors |
Lu_Shen,_Brian_C._Lemaux,_Lori_M._Lubin,_Guilin_Liu,_Matthieu_B\'ethermin,_M\'ed\'eric_Boquien,_Olga_Cucciati,_Olivier_Le_F\`evre,_Margherita_Talia,_Daniela_Vergani,_Gianni_Zamorani,_Andreas_L._Faisst,_Michele_Ginolfi,_Carlotta_Gruppioni,_Gareth_C._Jones,_Sandro_Bardelli,_Nimish_Hathi,_Anton_M._Koekemoer,_Michael_Romano,_Daniel_Schaerer,_Elena_Zucca,_Wenjuan_Fang,_Ben_Forrest,_Roy_Gal,_Denise_Hung,_Ekta_A._Shah,_Priti_Staab,_Brittany_Vanderhoof,_and_Eduardo_Ibar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07137 |
アタカマ大型ミリ波アレイ（ALMA）大規模プログラムで[CII]検出された、COSMOSフィールドで$4.4<z<5.9$の66個の分光学的に確認された通常の星形成銀河（SFG）の電波特性を示します。CII]初期（ALPINE）。これらの銀河（"CII-detected-all"）を低赤方偏移（"CII-detected-lz"、$\langlez\rangle=4.5$）と高赤方偏移（"CII-detected-hz"、$\langle）に分けますz\rangle=5.6$）サブサンプルと、X線から無線帯域までの各サブサンプルのスタック多波長イメージング。無線信号は、$\gtrsim3\sigma$にあるCII-detected-allおよび-lzサンプルのスタックされた3GHz画像で検出されます。$q_{\mathrm{TIR}}$で定量化されたサンプルの赤外線と無線の相関は、$\sim$3$\sigma$有意水準での通常のSFGのローカル関係よりも低く、代わりに広くなっていることがわかります。$2<z<5$の明るいサブmm銀河のそれと一致しています。これらのサンプルはいずれも、積み重ねられたスペクトルエネルギー分布（SED）、レストフレームUVスペクトル、またはX線画像で優勢なAGN活動の証拠を示していません。想定されるスペクトルインデックスと適用された赤外線SEDテンプレートの考えられる影響を、少なくとも部分的にこれらの違いを引き起こすものとして除外することはできませんが、星形成の不明瞭な部分が赤方偏移よりも低いため、積み重ねられた$q_{\mathrm間の緊張を緩和できます。{TIR}}$sとローカルの通常のSFGの$s。古い星の種族に加えて主にIR放射を支配する塵の蓄積は、これらの銀河で完全に発生するのに十分な時間がなかった可能性がありますが、電波放射はより迅速なタイムスケールで応答できます。したがって、より低い$q_{\mathrm{TIR}}$は、高赤方偏移SFGの一般的なプロパティであると予想される場合があります。
銀河とその回転楕円体の蓄積：合併、円盤の不安定性、星形成の寄与
| Title |
The_buildup_of_galaxies_and_their_spheroids:_the_contributions_of_mergers,_disc_instabilities_and_star_formation |
| Authors |
Filip_Hu\v{s}ko_(1),_Cedric_G._Lacey_(1),_Carlton_M._Baugh_(1)_((1)_ICC,_Durham) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07139 |
銀河形成のGALFORM半解析モデルとPlanck-Millenniumシミュレーションを使用して、銀河とその回転楕円体の恒星質量の起源を調査します。合併とディスクの不安定性の重要性、およびそれらが引き起こすスターバーストを比較します。\textit{exsitu}（$f_\mathrm{ex}$）で形成される銀河の恒星の質量の割合は、$M_*=10^{11}$M$_\odot$から上に向かって急激に増加し、$80\に達することがわかります。％$at$M_*=10^{11.3}$M$_\odot$。低質量銀河の場合、$z=0$で他のモデル（$7$-$12\％$）よりも大きな\textit{\textit{exsitu}}の寄与が見られ、赤方偏移が高くなるにつれて減少します。すべての恒星質量のグローバルな\textit{exsitu}の割合は、赤方偏移によって急激に低下し、$z=0$の$40\％$から$z=10$の$3\％$になります。大規模な合併は\textit{exsitu}の質量の約半分に寄与し、小規模な合併と衛星のスムーズな降着は両方とも$\approx25\％$を占め、恒星の質量や赤方偏移とはほとんど関係ありません。合併は、高質量（$M_\mathrm{*、sph}>10^{11}$M$_\odot$）と低質量（$M_\mathrm{*、sph}<10^{8.5}$M$_\odot$）回転楕円体。ディスクの不安定性とそれに関連するスターバーストは、$z=0$で中間質量スフェロイド（$10^{8.5}<M_\mathrm{*、sph}<10^{11}$M$_\odot$）を支配します。疑似バルジが支配的な質量レジームは、観測された疑似バルジフラクションと一致していますが、GALFORMによって予測された疑似バルジフラクションのピーク値は高すぎる可能性があります。ディスクの不安定性とそのスターバーストの寄与の合計は$z=0$でほぼ等しく、前者は低質量の回転楕円体を支配しています（ピークは$M_\mathrm{*、sph}=10^{9.5}$M$_\odot$）と、質量の大きいものの場合は後者（$M_\mathrm{*、sph}=10^{10.5}$M$_\odot$でピーク）。
初期銀河に対する放射フィードバックと超新星誘導乱流の影響
最近発売されたジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡は、最初の星や銀河の理解において比類のない進歩を約束しますが、この可能性を実現するには、これらのオブジェクトに影響を与えた主要な物理プロセスをキャプチャする宇宙論的シミュレーションが必要です。ここでは、放射伝達とサブグリッド乱流混合が2つのそのようなプロセスであることを示します。放射伝達がある場合とない場合のシミュレーションを比較することにより、物理パラメータとサブグリッド乱流混合モデルがまったく同じであることを示します。放射伝達の追跡により、PopulationIII（PopIII）の星形成密度が約4倍抑制されることを示します。\gtrsim90\％$のPopIII星は、サブグリッドモデルによって追跡された未解決の原始領域で見つかります。これは、超新星からの金属が完全に混合するのに数十Myrsかかる原銀河コアの周囲の領域をモデル化するのに適しています。同時に、放射伝達は、これらの領域でのガス降着を遅らせるイオン化された泡の発達を介して、ポップIII星形成を抑制し、孤立した低質量衛星に囲まれたコンパクトな高赤方偏移銀河をもたらします。したがって、乱流混合と放射伝達は両方とも、原始銀河の形態、組成、および成長を正確にモデル化するために含まれなければならない重要なプロセスです。
UVJを超えて：JWST時代の銀河の色の選択
| Title |
Beyond_UVJ:_Color_Selection_of_Galaxies_in_the_JWST_Era |
| Authors |
Jacqueline_Antwi-Danso,_Casey_Papovich,_Joel_Leja,_Danilo_Marchesini,_Z._Cemile_Marsan,_Nicholas_S._Martis,_Ivo_Labb\'e,_Adam_Muzzin,_Karl_Glazebrook,_Caroline_M.S._Straatman,_Kim-Vy_H._Tran |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07170 |
「合成$u_s-g_s$と$g_s-i_s$」、$（ugi）_s$の色を使用して、星形成銀河と静止銀河を識別する新しいレストフレームの色の選択方法を紹介します。広く使用されている$U-V$と$V-J$（$UVJ$）の図。ただし、$UVJ$は既知の系統分類に苦しんでいます。分光キャンペーンでは、$z\gtrsim3$で$UVJ$が選択した静止サンプルに$\simが含まれていることが示されています。ほこりで覆われた星形成と強い輝線を伴う銀河からの10-30\％$汚染。さらに、$z>3$では、残りのフレームのJバンドが最も深い範囲を超えてシフトするため、$UVJ$の色が推定されます。$<5〜\mum$でのバンドパス（通常は$Spitzer$/IRAC4.5$\mum$または将来の$JWST$/NIRCam観測）$（ugi）_s$が$で$UVJ$に改善をもたらすことを示しますz>3$であり、$JWST$時代の銀河に適用できます。（観測された）3D-HSTおよびUltraVISTAカタログから$0.5<z<6$の銀河に、$（ugi）_s$選択を適用します。（シミュレートされた）JAGUARカタログ。$（V-J）_0$の色に最大1マグニチュードの影響を与える可能性がありますが、$z\simeq6$の場合でも、$（u_s-i_s）_0$の色を$\leq$0.2等変化させます。$（ugi）_s$で選択された静止サンプルは完全に$UVJ$に匹敵しますが（どちらも$z=3-3.5$で$\sim$85-90％を達成）、$（ugi）_s$は静止サンプルの汚染を低減します$z=3$で$\simeq$35％から$\simeq$17％まで、$z=6$で$\simeq$60％から$\simeq$33％まで、ほぼ2倍になります。これにより、真対偽陽性率（TP/FP）が改善され、$z\simeq3.5〜6$で$（ugi）_s$に対してTP/FP$\gtrsim$2.2が見つかります。$UVJ$で選択されたサンプルのTP/FP$<$1。これは、汚染物質がこれらの赤方偏移で$UVJ$の真の静止銀河を上回り、$（ugi）_s$がより忠実なサンプルを提供することを示しています。
| Title |
Insights_into_physical_conditions_and_magnetic_fields_from_high_redshift_quasars |
| Authors |
Bomee_Lee_and_Ranga-Ram_Chary |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07290 |
アーカイブWISEとスピッツァー測光を使用して、z〜6の遠方のクエーサーのサンプルの光線束を導き出します。同様の赤方偏移で星形成銀河について推測されたものと同様の、非常に高い等価幅[OIII]放出（レストフレームEW〜400{\AA}）の証拠が見つかりました。HalphaおよびHbetaの等価幅の中央値は、それぞれ〜400{\AA}および100〜{\AA}であると導出され、ローカル宇宙のクエーサー間およびz〜2で見られる値と一致しています。クエーサーのブロードライン領域での光イオン化の寄与を考慮した後、OIII放出は、クエーサーホストでの大規模な星形成によるフィードバックから生じる可能性のある強くて細いライン放出に対応することを示唆します。高い[OIII]/Hbeta線比は、放射衝撃モデルで独自に解釈でき、衝撃速度が約400km/sで約8マイクロガウスの磁場強度に変換されます。私たちの測定は、宇宙が10億年前であったときに、強力でコヒーレントな磁場が星間物質に存在していたことを意味します。推定された磁場強度を銀河スケールの磁場の進化のモデルと比較すると、0.1マイクロガウスを超える高いシード磁場強度が有利になります。これは、このような磁場に対する最初の観測上の制約です。この高い値は、銀河形成の初期段階で乱流によってシード磁場が生成されたシナリオに有利に働きます。ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡を使用した今後の中赤外分光法は、クエーサーホストの物理的条件をさらに制限するのに役立ちます。
バックグラウンド電波放射に対する偏光解消介在銀河の影響I.グローバルディスク磁場
| Title |
Effects_of_Depolarizing_Intervening_Galaxies_on_Background_Radio_Emission_I._Global_Disk_Magnetic_Field |
| Authors |
Rikuto_Omae,_Takuya_Akahori,_Mami_Machida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07304 |
外部銀河は、クエーサーや電波銀河などのバックグラウンド電波源の前に介入することがよくあります。バックグラウンド放射の直線偏光は、介在する銀河の不均一な磁化プラズマのファラデー回転によって偏光解消されます。脱分極する介在銀河（DING）を探索することは、銀河磁場の宇宙論的進化を調査するための強力なツールになり得ます。この論文では、理論的なDINGモデルを使用して、バックグラウンド無線放射に対するDINGの影響を調査します。銀河の複雑な構造は複雑な脱分極機能とファラデー分散関数（FDF）をもたらすことがわかりますが、脱分極とFDFの機能には、磁場のグローバル成分が重要です。銀河円盤のリング磁場で最も単純な結果を示します。脱分極の程度は、DINGの傾斜角と衝突パラメータに大きく依存することがわかります。標準偏差が大きいほど、脱分極が発生する可能性が高いことがわかりました。FDFは、ビーム内のRM構造を表します。FDFは、主にビーム内のRM構造と、バックグラウンド放射をカバーするDINGの割合（充填率）により、多成分を示します。FDFのピークファラデー深度は、DINGのビーム平均RMとは異なります。モンテカルロシミュレーションは、観測されたRMの標準偏差に対するDINGの寄与が、$\sigma_{\rmRM}\propto1/{（1+z）^k}$と$k\sim2.7$に従い、急勾配を示すことを示しています。波長の2乗よりも赤方偏移依存性。DINGは、SKAやSKAPrecursor/Pathfinderなどの将来の調査プロジェクトによって作成されるRMカタログに大きな影響を与えます。
SDSS-IV MaNGA：運動学的にずれた銀河のグローバルな特性
| Title |
SDSS-IV_MaNGA:_Global_Properties_of_Kinematically_Misaligned_Galaxies |
| Authors |
Yuren_Zhou,_Yanmei_Chen,_Yong_Shi,_Dmitry_Bizyaev,_Hong_Guo,_Min_Bao,_Haitong_Xu,_Xiaoling_Yu_and_Joel_R._Brownstein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07487 |
MaNGA調査の内部ProductLaunch-10から、星形成（SF）74個、緑の谷（GV）136個、静止（QS）銀河206個を含む、456個のガス星の運動学的にずれた銀河を選択します。銀河のガスと星の位置角の差の分布には、$\sim0^{\circ}$、$90^{\circ}$、$180^{\circ}$に3つの局所的なピークがあることがわかります。ずれた銀河の割合は、$\log（M_*/M_{\odot}）\sim10.5$でピークに達し、低質量端と高質量端の両方に減少します。この割合は、SFRとsSFRの増加とともに単調に減少します。ガスの運動学的非対称性$V_{\mathrm{asym}}$、分子ガスのHI検出率と質量分率、有効半径$R_e$、S\'{e}rsicインデックス$n$などのグローバルパラメータを比較します。ずれた銀河とそれらの対照サンプルの間でパラメータ$\lambda_{R_e}$を回転させます。不整合な銀河は、対照サンプルよりもHI検出率と分子ガス質量分率が低く、サイズが小さく、S\'{e}rsicインデックスが高く、スピンパラメータが低いことがわかります。SFとGVのずれた銀河は、それらのコントロールよりもガス速度場で非対称です。これらの観測的証拠は、ガス降着シナリオとそれに続くガスとガスの衝突による角運動量の再分布を示しており、SFとGVのずれた銀河のガス流入と中心星形成につながります。不整合なQS銀河の3つの考えられる起源を提案します。（1）外部ガス降着。（2）合併;（3）GVのずれた銀河は、QS銀河に進化します。
重力レンズの最初のJWST観測：SMACS〜J0723.3$-$7327の近赤外観測による新しい複数画像の質量モデル
| Title |
First_JWST_observations_of_a_gravitational_lens:_Mass_model_of_new_multiple_images_with_near-infrared_observations_of_SMACS~J0723.3$-$7327 |
| Authors |
G._B._Caminha,_S._H._Suyu,_A._Mercurio,_G._Brammer,_P._Bergamini,_E._Vanzella,_A._Acebron |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07567 |
ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）によって観測された最初の強力な重力レンズであるSMACSJ0723のレンズ質量モデルを紹介します。ハッブル宇宙望遠鏡とマルチユニット分光エクスプローラー（MUSE）からのデータを使用して、「JWST以前」のレンズモデルを構築し、JWSTモデルで新しく利用可能なJWST近赤外線イメージングで改良します。すべての複数のレンズ画像の位置を高精度で再現するために、採用された質量パラメータ化は、主に暗黒物質の分布、銀河団のメンバー、および外部せん断成分を考慮した1つのクラスタースケール成分で構成されています。JWST以前のモデルには、制約として、6つの背景ソースからの19の複数の画像があり、そのうち4つはこの作業からの安全な分光赤方偏移測定値を持っています。JWSTモデルには、2倍以上の制約があり、別の10個のレンズソースからの27個の追加の複数の画像があります。どちらのモデルも、JWST以前のモデルとJWSTモデルの場合、それぞれ$0.39''$と$0.51''$の$\delta_{rms}$で複数の画像位置を非常によく再現できます。128〜kpc（〜アインシュタイン半径）の半径内の総質量推定値は、$7.9_{-0.2}^{+0.3}\times10^{13}\rmM_{\odot}$および$8.6_{-0.2}^{+0.2}\times10^{13}\rmM_{\odot}$、それぞれJWST以前のモデルとJWSTモデルの場合。質量モデルを使用して、新たに検出されたJWSTソースの赤方偏移を予測します。これは、さらなる研究と追跡観測のための分光測定のないシステムにとって重要な情報です。興味深いことに、JWSTで検出された1つの家族は、非常に高い赤方偏移、$z>7.5$（68％の信頼水準）であり、レンズ倍率が$|\mu|=9.8_{-1.1}^{の1つの画像であることがわかりました。+0.9}$、これは将来の研究にとって興味深い事例になります。モデルから推定された倍率マップと赤方偏移を含むレンズモデルは、MUSEの完全な分光赤方偏移カタログとともに公開されています。
向かい風の突風：直接暗黒物質検出の不確実性
| Title |
Gusts_in_the_Headwind:_Uncertainties_in_Direct_Dark_Matter_Detection |
| Authors |
Grace_E._Lawrence,_Alan_R._Duffy,_Chris_A._Blake,_Philip_F._Hopkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07644 |
ラテスイートのFIRE-2シミュレーションからの高解像度、流体力学的、銀河シミュレーションを使用して、天の川型アナログ銀河の太陽円の周りのサブサンプリングされた領域における暗黒物質の固有の変動とその直接暗黒物質への影響を調査します物質の検出。これらのシミュレーションは、バリオンの逆反応、および下部構造の組み立て履歴が、暗黒物質の空間分布と速度分布に永続的な影響を与えることを示しています。これらは、太陽円の周りの暗黒物質の風の「突風」として経験され、地球での直接検出実験の解釈を複雑にする可能性があります。ガラクトセントリックフレームの速度分布関数は、基準標準ハローモデルで通常想定されるマクスウェルボルツマン形式からの強い偏差を示し、高速下部構造の存在を示していることがわかります。標準ハローモデルへの依存を取り除く新しい数値積分技術を導入することにより、単一元素のゲルマニウムと複合ヨウ化ナトリウム検出器の両方のイベントレート予測を生成し、ソーラーサークル周辺の暗黒物質の変動が年間変調にどのように影響するかを調査します信号予測。これらの速度下部構造は、年次変調のピーク日などの要約統計量への影響は一般に低いものの、イベント率の解釈に追加の天体物理学的不確実性をもたらすことがわかります。
活動銀河核のジェットにおけるエスプレッソ再加速イオンからの高エネルギーニュートリノ放出
| Title |
High-Energy_Neutrino_Emission_from_Espresso-Reaccelerated_Ions_in_Jets_of_Active_Galactic_Nuclei |
| Authors |
Rostom_Mbarek,_Damiano_Caprioli,_and_Kohta_Murase |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07130 |
超高エネルギー宇宙線（UHECR）と活動銀河核（AGN）の強力なジェットによって生成された高エネルギーニュートリノのフラックスのボトムアップ計算を提示します。サブグリッドピッチ角散乱のモンテカルロ処理や現実的な光子場による減衰損失など、3D相対論的磁気流体力学的ジェットシミュレーションでテスト粒子を伝播することにより、加速されたUHECRのスペクトルと組成を研究し、生成されるニュートリノの量を推定します。そのような情報源で。UHECRは、エスプレッソメカニズムが粒子を効率的に加速するAGNジェットの光崩壊の影響をあまり受けない可能性があることを発見しました。これは、最高エネルギーで重い組成を支持するAugerの結果と一致しています。さらに、AGNジェットから予想される高エネルギーニュートリノのフラックスの推定値と上限を示します。特に、次のことがわかります。i）発生源ニュートリノは、宇宙線起源核種の予想されるフラックスのかなりの部分を占める可能性があり、さらには支配的でさえある可能性があります。ii）原子核の光崩壊で生成された二次中性子のベータ崩壊からのニュートリノは、原則としてIceCubeによって観測されたPeVニュートリノフラックスに寄与する可能性がありますが、そのすべてを説明することはほとんどできません。iii）エスプレッソメカニズムを介して加速されたUHECRは、ほぼ等方性のニュートリノ放出をもたらします。これは、近くの電波銀河が潜在的な発生源としてより有望であることを示唆しています。マルチメッセンジャー天文学と現在/将来のニュートリノ実験に照らして私たちの結果を議論します。
潮汐破壊現象（TDE）からの熱光学/UV/X線放射のおもちゃモデルを提示します。最近の流体力学的シミュレーションに動機付けられて、デブリストリームが（最も緊密に結合されたデブリの軌道周期で）迅速かつ迅速に循環し、半径R_v〜1e14cm（光球半径〜1e15cm）の高温の準球形圧力支持エンベロープを生成すると仮定します。）超大質量ブラックホール（SMBH）を囲んでいます。エンベロープが放射状に冷却されると、ケルビン・ヘルムホルツ収縮R_v〜t^（-1）が発生し、温度がT_eff〜t^（1/2）上昇しますが、全体の光度はほぼ一定のままです。光学光度は、nuL_nu〜R_v^2T_eff〜t^（-3/2）として減衰します。質量フォールバック率Mdot_fb〜t^（-5/3）とのこの類似性にもかかわらず、フォールバック降着によるエンベロープ加熱は、光学ピーク付近（同等である場合）を除いて、エンベロープ冷却輝度と比較してサブドミナントです。エンベロープの収縮は、内部エンベロープからSMBHへの降着からのエネルギー注入によって調整された方法で遅延する可能性があり、一部のTDEで観察されるものと同様に、光学/X線光度曲線の時間の平坦化につながります。最終的に、エンベロープが円形化半径の近くまで収縮すると、SMBHの降着率は、光学的光度の低下と並行して最大に上昇します。この冷却によって引き起こされる（循環によって引き起こされるのではなく）最大数百日の遅延は、一部のTDEで観察される、熱X線の開始の遅延、長時間の電波フレア、および高エネルギーニュートリノ生成の原因となる可能性があります。モデルの予測を最近のTDE光度曲線相関研究と比較し、一致と緊張のポイントを見つけます。
剥ぎ取られたエンベロープIb超新星の3つのピークの光度曲線における拡張された水素不足CSMの証拠
| Title |
Evidence_for_Extended_Hydrogen-Poor_CSM_in_the_Three-Peaked_Light_Curve_of_Stripped_Envelope_Ib_Supernova |
| Authors |
Yossef_Zenati,_Qinan_Wang,_Alexey_Bobrick,_Lindsay_DeMarchi,_Hila_Glanz_Mor_Rozner,_Armin_Rest,_Brian_D._Metzger,_Raffaella_Margutti,_Sebastian_Gomez,_Nathan_Smith,_Silvia_Toonen,_Joe_S.Bright,_Colin_Norman,_Ryan_J._Foley,_Alexander_Gagliano,_Julian_H.Krolik,_Stephen_J._Smartt,_Ashley_V._Villar,_Gautham_Narayan,_Ori_Fox,_Katie_Auchettl,_Daniel_Brethauer,_Alejandro_Clocchiatti,_Sophie_V._Coelln,_Deanne_L._Coppejans,_Georgios_Dimitriadis,_Andris_Doroszmai,_Maria_Drout,_Wynn_Jacobson-Galan,_Bore_Gao,_Ryan_Ridden-Harper,_Charles_Donald_Kilpatrick,_Tanmoy_Laskar,_David_Matthews,_Sofia_Rest,_Ken_W._Smith,_Candice_McKenzie_Stauffer,_Michael_C._Stroh,_Louis-Gregory_Strolger,_Giacomo_Terreran,_Justin_D._R._Pierel,_Anthony_L._Piro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07146 |
SN2019tsf、ストリップエンベロープタイプIb超新星（SESN）のマルチバンドATLAS測光を紹介します。SNは、三重ピークの光度曲線と遅い（再）明るさを示し、ストリップエンベロープシステムの中でユニークです。再明るくなる観測は、これまでのマルチピークタイプIbSNの最新の測光測定を表しています。遅い時間の測光と分光法は水素を示唆していないので、潜在的な星周物質（CSM）はHが少ないに違いありません。さらに、遅い（>150日）スペクトルは狭い輝線の兆候を示さず、CSMの相互作用をさらに嫌います。それどころか、拡張されたCSM構造は、カールG.ヤンスキー超大型干渉電波望遠鏡（VLA）による追跡無線キャンペーンを通じて見られます。これは、後期に光学的に厚い電波放射の発生源を示しています。これは、H-poorの間では非常に珍しいことです。SESNe。この現象論は、超新星噴出物と球形非対称CSMとの相互作用に起因すると考えられ、潜在的に円盤状であり、このまれなタイプIb超新星の起源を説明できる可能性のあるいくつかのモデルを提示します。ワープディスクモデルは、SNeの多峰性光度曲線を説明できる、3次コンパニオンが始祖CSMを混乱させる新しい絵を描きます。ここでは、それをSN2019tsfに適用します。このSN2019tsfは、タイプIbSNeの新しいサブクラスのメンバーであり、爆発の瞬間に物質移動を受ける最近発見されたクラスのSNeの1つである可能性があります。
小惑星質量原始ブラックホール（PBH）とゆっくりと回転する中性子星（NS）との相互作用は、フェルミ-LATやASTROGRAMなどの最新の観測所を介して検出可能なガンマ線放出につながる可能性があります。NSシュヴァルシルト時空の特定のPBH相対論的軌道と、地球に対するこのバイナリシステムの相対的な向きに応じて、PBHホーキング放射は時間の経過とともに特徴的な温度プロファイルを示します。基本的に、イベントの大部分で中程度の加熱動作（または一定の温度値でさえ）が見られ、バーストの終わりに突然劇的なクールダウンが続きます。私たちの理論モデルは、この記事で説明されている熱のようなガンマ線バースト（GRB）の特徴的な温度変化に基づいて、このような仮想のPBH-NS相互作用を特定する手段を提供する可能性があります。
CSS100217の崩壊：明らかにホストレスの活動銀河核における潮汐破壊によって誘発された低状態
| Title |
The_fall_of_CSS100217:_a_tidal_disruption-induced_low_state_in_an_apparently_hostless_active_galactic_nucleus |
| Authors |
G._Cannizzaro,_A._J._Levan,_S._van_Velzen,_G._Brown |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07402 |
CSS100217は、ナローラインセイファート1銀河の核であり、急速で明るいフレアでした。その超新星としての最初の解釈は、現在、活動銀河核（AGN）の変動と潮汐破壊現象（TDE）の間で議論されています。このホワイトペーパーでは、TDEまたは極端なフレアエピソードのシナリオを支持する新しい証拠を提示して説明します。フレアの崩壊後、銀河は長期的な低光度状態に入り、Vバンドの爆発前の放射よりも0.4等級低くなりました。これは、降着円盤の回転に関して逆行軌道で星が潮汐破壊された後、降着円盤に空洞ができたことに起因し、TDEがフレアの好ましい解釈になっています。また、z=0.147のAGNホスト銀河から予想されるものとは異なり、ホスト銀河が点のようなコンパクトなプロファイルを示し、拡張コンポーネントの証拠がなく、質量が比較的小さいことも示します。コンパクトなホスト銀河は、TDE率の増加をもたらし、イベントの解釈を強化する可能性があります。
矮小銀河の星の観測からの原始ブラックホールへの制約
矮小銀河の太陽のような星による捕獲に基づいて、PBH質量$m$から$10^{20}$gの範囲で原始ブラックホール（PBH）の存在量を制限する方法を提案します。矮小銀河に典型的な環境で、星が形成されたときに星がPBHを捕獲する確率を数値的に計算します。矮小銀河の星のほんの一部がPBHによって破壊されることを要求することは、PBHの存在量の上限に変換されます。TriangulumIIと$\xi=0.5$のパラメーターの場合、DMの$\sim30\％$以下が質量範囲$10^{18}-\text{（少数）}のPBHで構成できることがわかります。\times10^{21}$g。制約はパラメータ$\xi$に強く依存し、観測値から$\xi$の値を小さくすると、大幅に改善される可能性があります。したがって、矮小銀河モデリングからの$\xi$の正確な決定は非常に重要です。
核の不確実性と中性子星合体におけるr過程元素合成へのそれらの影響の広範な研究
| Title |
Extensive_study_of_nuclear_uncertainties_and_their_impact_on_the_r-process_nucleosynthesis_in_neutron_star_mergers |
| Authors |
I._Kullmann,_S._Goriely,_O._Just,_A._Bauswein,_H.-T._Janka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07421 |
急速中性子捕獲（r-）プロセスによって作成された元素の理論的に予測された収量は、核特性の不完全な知識と物質放出プロセスの近似流体力学的モデリングに関連する潜在的に大きな不確実性をもたらします。実験的に未知の中性子に富む原子核を記述する理論的な原子核入力モデルを体系的に変化させることにより、原子核の不確実性の詳細な研究を提示します。これには、放射性中性子捕獲率を計算するための2つのフレームワークと、核質量の6つ、4つ、および4つのモデル、それぞれ$\beta$-崩壊率と核分裂特性が含まれます。私たちのr過程核ネットワーク計算は、NS-NSまたはNS-BHバイナリ合併から動的に放出された物質とBH-torusシステムからの経年放出の詳細な流体力学的シミュレーションに基づいています。ただし、核不確実性がr過程の存在量分布と初期放射性加熱速度に与える影響は中程度であることがわかります（個々の$A>90$核の場合は係数$\sim20$以内、加熱速度の場合は係数2）。遅い時間の加熱速度への影響はより重要であり、核分裂からの寄与に強く依存します。$\sim$200-300の軌道のアンサンブルを考慮する場合と比較して、単一の軌道のみを使用した場合、核物理学の入力に対する感度が大幅に高くなります。核の不確実性の定量的影響は、個々の軌道に採用された条件に大きく依存します。予測されたTh/U比を使用して、6つの金属の少ない星の宇宙年代測定の年齢を推定し、銀河の年齢の下限を設定し、核の不確実性の影響が最大2Gyrであることを確認します。
111MHzの周波数での北半球の明るくコンパクトな電波源の研究
| Title |
Study_of_Bright_Compact_Radio_Sources_of_the_Northern_Hemisphere_at_the_frequency_of_111_MHz |
| Authors |
S.A._Tyul'bashev,_I.V._Chashei,_I.A._Subaev,_M.A._Kitaeva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07459 |
プシノカタログからの強力な（$S_{int}\ge5$Jyat102.5MHz）離散電波源のコンパクトなコンポーネントの検索は、惑星間シンチレーションの方法を使用して実行されました。合計3620のソースが調査され、そのうち812がコンポーネントを圧縮（シンチレーション）することがわかりました。これらのコンパクトなコンポーネントのフラックス密度の変動の推定値は、$25^o$の伸びに対応するシンチレーションインデックス（$m_{max}$）から導き出されました。コンパクトなコンポーネントを備えた178の光源の角度サイズとコンパクトさを推定しました。コンパクトコンポーネントに対応する光源のシンチレーションインデックス（$m_{max}$）とコンパクトコンポーネントのフラックス密度を決定しました。太陽活動の11年周期に関連する惑星間プラズマの空間分布のゆっくりとした変化は、ソースの角度サイズの推定に体系的な影響を与える可能性があることが実証されました。角度サイズの推定における太陽風の球対称性からの偏差を補償する係数は、強度変動の統計的分布の非対称係数を使用して見つけられました。サンプル内の光源のパラメータ間の相関関係の研究により、シンチレーションインデックスの最大値は、積分フラックスが増加するにつれて減少するが、角度サイズは積分フラックスに著しく依存しないことが明らかになりました。
GSN 069での準周期的噴火（QPE）の消失、同時X線再増光、および予測されたQPE再出現
| Title |
Disappearance_of_quasi-periodic-eruptions_(QPEs)_in_GSN_069,_simultaneous_X-ray_re-brightening,_and_predicted_QPE_re-appearance |
| Authors |
G._Miniutti_(1),_M._Giustini_(1),_R._Arcodia_(2),_R._D._Saxton_(3),_A._M._Read_(4),_S._Bianchi_(5)_and_K._D._Alexander_(6_and_7)_((1)_Centro_de_Astrobiolog\'ia_(CSIC-INTA),_Spain,_(2)_Max-Planck-Institut_f\"ur_extraterrestrische_Physik_(MPE),_Germany,_(3)_Telespazio-Vega_UK_for_ESA,_European_Space_Astronomy_Centre_(ESAC),_Spain,_(4)_Department_of_Physics_&_Astronomy,_University_of_Leicester,_UK,_(5)_Dipartimento_di_Matematica_e_Fisica,_Universit\`a_degli_Studi_Roma_Tre,_Italy,_(6)_Center_for_Interdisciplinary_Exploration_and_Research_in_Astrophysics_(CIERA),_(7)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Northwestern_University,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07511 |
2010年12月から2021年12月までの11回のXMM-Newtonと1回のチャンドラ観測を使用して、GSN069の準周期的噴火（QPE）の短期および長期の特性と、過去11年間のその全体的なX線進化を研究します。は、2020年1月に最後に検出されたGSN069の一時的な現象であり、寿命は1〜5。5年です。短いタイムスケールでは、QPE強度と再発時間は振動し、強い/弱いQPEと長い/短い再発時間を交互に定義します。QPEを使用した観測での静止レベルの変動は、観測に依存する平均再発時間で準周期的振動（QPO）を示し、数時間の遅延でピークに達します。先行するQPE。静止放射の長期光度曲線では、QPEの消失から始まるかなりの遅い時間のX線の再増光が観察され、全体的なX線の進化は、一定領域の黒体放射から予想される関係に従います。GSN069のQPEは、超大質量ブラックホールの周りの非常に偏心した軌道で白色矮星（WD）ドナーの潮汐ストリッピングイベントを繰り返すことによって生成されることと一致しており、各ペリセンター通路で1つのQPEが生成されます。私たちのデータは、GSN069でQPEが消えたときにWDが部分的に破壊され、観測されたX線の再増光を引き起こしたことを示唆しています。生き残ったコアが再び中心付近の通過で一連の潮汐ストリッピングイベントに苦しむため、GSN0699でのQPEの再出現は、現在検出されているQPEとは異なる再発時間で近い将来に予測されます。
電気ゾーンにおける力のない電気力学の崩壊
$\pmb{E}\cdot\pmb{B}=0$であっても、$B^2-E^2<0$（電気ゾーン）の領域で力のない電気力学（FFE）が崩壊することが示されています。このような領域の自発的な生成は、必然的にプラズマ振動を引き起こし、その後、システムが$B^2-E^の状態に緩和するまで、異常な加熱と特定の条件下での高エネルギー量子の放出を介して数期間にわたって減衰します。2\sim0$。M87の場合、次数が1の多重度を持つペアプラズマを想定すると、逆コンプトン冷却時間は、$E^2/B^2-1>（10^4/\sigma）^2$の場合の動的時間よりも短くなると推定されます。ここで、$\sigma$は磁化です。電気ゾーンが弱い場合、グローバルシステムはほぼ力のない状態を維持しますが、力のない状態$F^{\mu\nu}J_\nu=0$は次の順序で壊れます。アクセス電場であり、波のダイナミクスを説明することはできません。私たちの分析は、電気ゾーンの作成が力のない乱流への移行を引き起こし、カーブラックホールのエルゴ球で生成されると、ブラックホールの回転エネルギーの抽出につながる可能性があるという最近の主張を支持していません。減衰する電気ゾーンで生成されたいくつかの二次電磁モードがBHエネルギーを抽出できるかどうかは、まだ未解決の問題です。
化学反応速度論の低次元化モデル：原始化学ネットワークによる事例研究
| Title |
Reduced_Order_Model_for_Chemical_Kinetics:_A_case_study_with_Primordial_Chemical_Network |
| Authors |
Kwok_Sun_Tang_and_Matthew_Turk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07159 |
化学反応速度論は、反応流問題の熱進化を支配する上で重要な役割を果たします。化学種間の可能な相互作用は、システムで考慮される種の数とともに大幅に増加します。化学ネットワークの計算の複雑さを軽減することを目的として、化学ネットワークを単純化するための様々な方法が以前に提案されてきた。これらの手法では、多くの場合、ドメイン知識の専門家が重要な反応経路と考えられる単純化を手作りで特定する必要があります。ここでは、オートエンコーダとニューラル常微分方程式の組み合わせを提案して、縮小された部分空間における化学反応速度の時間的進化をモデル化します。私たちのモデルは、9種の原始ネットワークで一般的に使用されている天体化学ソルバーと比較して、10倍近くのスピードアップを達成し、同時に広範囲の密度と温度で1％の精度を維持することを実証しました。
野辺山45m望遠鏡に取り付けられたミリ波補償光学用の2要素プロトタイプ波面センサーの感度と応答の特性評価
| Title |
Characterization_of_sensitivity_and_responses_of_a_2-element_prototype_wavefront_sensor_for_millimeter-wave_adaptive_optics_attached_to_the_Nobeyama_45_m_telescope |
| Authors |
Satoya_Nakano,_Yoichi_Tamura,_Akio_Taniguchi,_Sachiko_Okumura,_Ryohei_Kawabe,_Nozomi_Okada,_Tomoko_Nakamura,_and_Yuhei_Fukasaku |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07196 |
野辺山45m電波望遠鏡に搭載されたミリメータ補償光学（MAO）のプロトタイプ波面センサーの性能特性の結果を報告します。MAOは、大口径サブミリ波望遠鏡（LST）やアタカマ大口径サブミリ波望遠鏡（AtLAST）などの将来の大口径サブミリ波望遠鏡を実現するための重要なコンポーネントです。ただし、MAOの難しさは、開口部全体で約10umの精度で波面変形をリアルタイムで検出することです。20GHzで動作する波面センサーは、主鏡表面の特定の位置から20GHzコヒーレント受信機が配置されている焦点までの無線経路長を測定します。2要素のプロトタイプを使用して、10Hzのサンプリングレートで主鏡表面の2つの位置（半径5mと16m）をサンプリングしました。次に、2つの光路を区別することにより、2つの位置間の超過経路長（EPL）を取得しました。EPLのパワースペクトル密度は、低周波ドリフト（1/f^n）、振動、およびホワイトノイズの3つの要素を示しています。さまざまな風の条件下でのEPL測定値の比較は、前の2つが望遠鏡構造の風荷重によって引き起こされる可能性が高いことを示唆しています。ホワイトノイズのパワーは、EPL測定で8umの1シグマ統計誤差に対応します。8umr.m.s.LSTとAtLASTに必要な鏡面精度（〜20-40umr.m.s.）に関して重要であり、これは、私たちの技術が将来の大口径サブミリ波望遠鏡にも役立つことを示しています。
イタリアの電波望遠鏡での無線周波数干渉を緩和するための調整されたサイト監視と一般的な戦略に向けて
| Title |
Towards_coordinated_site_monitoring_and_common_strategies_for_mitigation_of_Radio_Frequency_Interference_at_the_Italian_radio_telescopes |
| Authors |
Alessandra_Zanichelli,_Giampaolo_Serra,_Karl-Heinz_Mack,_Gaetano_Nicotra,_Marco_Bartolini,_Federico_Cantini,_Matteo_De_Biaggi,_Francesco_Gaudiomonte,_Claudio_Bortolotti,_Mauro_Roma,_Sergio_Poppi,_Francesco_Bedosti,_Simona_Righini,_Pietro_Bolli,_Andrea_Orlati,_Roberto_Ambrosini,_Carla_Buemi,_Marco_Buttu,_Pietro_Cassaro,_Paolo_Leto,_Andrea_Mattana,_Carlo_Migoni,_Luca_Moscadelli,_Pier_Raffaele_Platania,_Corrado_Trigilio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07571 |
イタリアの電波望遠鏡で着実に悪化している無線周波数干渉（RFI）状況を緩和するための国家共通戦略を実施するためのプロジェクトを提示します。このプロジェクトには、Medicina、Noto、およびSardiniaのディッシュアンテナが含まれ、サイト監視の調整された計画の定義と、RFI緩和のための最先端のハードウェアおよびソフトウェアツールの実装が含まれていました。40GHzまでの周波数帯域の調整された監視は、固定ステーションと移動実験室での継続的な観測と専用の測定キャンペーンによって実行されました。測定は、共有または排他的な使用のために電波天文学および宇宙研究サービスに割り当てられた周波数帯域と、望遠鏡の現在および開発中の受信機によって採用されているより広い周波数帯域で実行されました。監視キャンペーンの結果は、望遠鏡サイトでの干渉状況の進展を評価するのに役立つリファレンスシナリオと、無線周波数干渉に対抗するために考案したハードウェアおよびソフトウェアツールをテストおよび改善するためのケースシリーズを提供します。広い帯域幅で高スペクトルおよび時間分解能の観測を行うための多目的デジタルバックエンドを開発しました。観測結果は、分光計の堅牢性と感度が電波天文データの干渉信号の効率的な検出と分析を可能にすることを示しています。干渉の検出とフラグ付けのためのプロトタイプのオフラインソフトウェアツールも実装されています。このパッケージは、高密度焦点面アレイなど、イタリアの無線望遠鏡に搭載された最新の計装によって配信される膨大な量のデータを処理でき、そのモジュール性により、新しいアルゴリズムの統合と、さまざまなコンテキストや望遠鏡での再利用が容易になります。。
PROTOCALC：CMB望遠鏡用の人工キャリブレータソース
| Title |
PROTOCALC:_an_artificial_calibrator_source_for_CMB_telescopes |
| Authors |
Gabriele_Coppi,_Giulia_Conenna,_Sofia_Savorgnano,_Felipe_Carrero,_Rolando_D\"unner-Planella,_Nicholas_Galitzki,_Federico_Nati,_Mario_Zannoni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07595 |
宇宙マイクロ波背景放射の実験では、科学的な目標を達成するために、入射する放射線の偏光特性を非常に正確に測定する必要があります。その結果、これらの機器を適切に特性化する必要があります。ただし、この目的に使用できる天然資源はありません。このため、これらの望遠鏡の90GHz帯域用に設計されたキャリブレータソースである、宇宙論用のプロトタイプキャリブレータPROTOCALCを開発しました。この光源は純粋に偏光されており、偏光ベクトルの方向は0.1度よりも高い精度で知られています。この情報源は2022年5月に初めて飛行し、有望な結果を示しました
現実的なRFI信号に対するスペクトル尖度緩和のシミュレーション
シミュレートされた現実的なRFI信号に直面して、統計的無線周波数干渉（RFI）緩和技術スペクトル尖度（SK）の有効性を調査します。SKは、単一チャネル内のMパワー値のコレクションの尖度を推定し、人為的なRFIと対象のインコヒーレントな天文信号を区別できる検出メトリックを提供します。さまざまな代表的な変調タイプ、データレート、デューティサイクル、および搬送周波数で信号にフラグを立てるSKの機能をテストします。さまざまな累積長Mでフラグを立て、マルチスケールSKを実装します。これは、隣接する時間周波数ビンからの情報を組み合わせて、シングルスケール\SKの弱点を軽減します。高いデータレートからのサイドローブの放出が大きい信号は、フラグを立てるのが難しいことがわかります。また、実効デューティサイクルが50％で、信号対雑音比が弱い信号も同様です。少なくとも1つの追加チャネルを備えたマルチスケールSKは、中央チャネルと側波帯の両方の干渉を検出でき、ビンチャネル幅の周波数がRFIよりも広い限り、90％を超えるフラグを立てます。
6つのピーターパンディスクのチャンドラ観測：X線駆動の内部光蒸発速度の多様性はそれらのまれな寿命を説明していません
| Title |
Chandra_Observations_of_Six_Peter_Pan_Disks:_Diversity_of_X-ray-driven_Internal_Photoevaporation_Rates_Doesn't_Explain_Their_Rare_Longevity |
| Authors |
S._Laos,_J._P._Wisniewski,_M._J._Kuchner,_S._M._Silverberg,_H._M._Gunther,_D._A._Principe,_B._Bonine,_M._Kounkel,_The_Disk_Detective_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07140 |
以前に特定された6つのピーターパンオブジェクトのチャンドラX線観測、原始的なディスク保持の証拠を持つまれな40Myrシステムを提示します。logLx27.7-29.1の範囲のX線光度（0.8-3.0keV）を観測します。私たちのピーターパンサンプルは、弱く並んだおうし座T型星と同様のX線特性を示し、星の降着によって引き起こされたX線抑制の証拠を示さないことがわかりました。私たちが観測したピーターパンのX線光度は、同様のスペクトルタイプと年齢のフィールドdM星で測定された光度と一致しており、それらの長い原始円盤寿命は、異常に弱いX線ホスト星の結果ではない可能性が高いことを意味します。私たちが導き出したX線光蒸発質量損失率は、私たちのシステムが急速なガス分散のポイントを通過したことを予測し、dM星の周りの原始ディスク分散に対するこの内部メカニズムの影響に疑問を投げかけています。周囲のピーターパン環境の定性的評価も、他のそれぞれの移動グループメンバーと比較して異常に低いレベルの外部光蒸発を予測していません。全体として、私たちの結果は、ピーターパンディスクが、前主系列星の進化の過程で比較的低いレベルの降着を与えられた低質量DM星のディスクに入射する低FUVフラックスの結果である可能性があることを示唆しています。
PolstarによるUV分光偏光測定：大規模な星のバイナリ衝突風
| Title |
UV_Spectropolarimetry_with_Polstar:_Massive_Star_Binary_Colliding_Winds |
| Authors |
Nicole_St-Louis,_Kenneth_Gayley,_D._John_Hillier,_Richard_Ignace,_Carol_E._Jones,_Alexandre_David-Uraz,_Noel_D._Richardson,_Jorick_S._Vink,_Geraldine_J._Peters,_Jennifer_L._Hoffman,_Yael,_Naz\'e,_Heloise_Stevance,_Tomer_Shenar,_Andrew_G._Fullard,_Jaimie_R._Lomax_and_Paul_A._Scowen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07163 |
巨大な星の風は、星間物質への直接的な影響と、超新星として爆発する前の星の最終状態への影響にとって重要です。ただし、これらの風のダイナミクスは、主に単一の中央光源からの照明によって理解されます。共鳴線に見られるドップラーシフトは、これらのダイナミクスを推測するための便利なツールですが、そのドップラーシフトからソースからの半径方向の距離へのマッピングはあいまいです。バイナリシステムは、軌道変調された方向から見た、風の既知の半径に2番目の光源を提供することにより、このあいまいさを減らすことができます。風の間の衝突の性質から、大規模なコンパニオンは、風の運動量フラックスに関する独自の追加情報も提供します。巨大な星は強い紫外線（UV）源であり、風の中でのUV共鳴線の不透明度が強いため、この動的な情報を抽出するには、高解像度の分光機能を備えたUV機器が不可欠です。偏光測定機能は、散乱方向情報への独自のアクセスにより、視線に関して軸対称ではない風のジオメトリの側面のあいまいさをさらに解決するのにも役立ちます。提案されたMIDEXスケールのミッションPolstarが、UV分光偏光観測を使用して、衝突する風、したがって一般に放射駆動の風の物理を決定的に制約する方法を確認します。コンパニオンスターライトによる照明とコンパニオン風との衝突のこのユニークな組み合わせを利用して、20のバイナリターゲットのサンプルを提案し、風の強さの範囲にわたる風の属性を調べます。特に興味深いのは、風の中での放射伝達が複数の重なり合うUV線での共鳴散乱に対して光学的に厚くなると、風の加速度の半径方向の分布が大幅に変化するという仮説です。
太陽コロナスラブで衝動的に生成されたキンク波列
| Title |
Impulsively_Generated_Kink_Wave_Trains_in_Solar_Coronal_Slabs |
| Authors |
Mingzhe_Guo,_Bo_Li,_Tom_Van_Doorsselaere,_Mijie_Shi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07249 |
理想的な電磁流体力学（MHD）のフレームワークで作業することにより、衝動的で局所的な横方向の速度摂動に対する密度が強化されたスラブの応答を数値的に追跡します。線形と非線形の両方のレジームが扱われます。キンク波列は、調べたスラブに沿って発達するのが見られ、より多くの振動パターンが時間とともに出現し、見かけの波長が特定の瞬間に距離とともに増加するという特性を共有しています。それにもかかわらず、非線形性のために2つの特徴が生じます。1つはエキサイターに近い密度空洞であり、もう1つは公称スラブの外側と内側の両方での衝撃の出現です。これらの機能は、磁気構造とコロナ質量放出などの爆発イベントとの間の相互作用を理解するために関連している可能性があります。太陽コロナスラブのキンク波列に関する数値的発見は、ストリーマー波の典型的な測定に関連して議論されています。
同じアクティブ領域での連続フレアと宇宙天気HMIアクティブ領域パッチ（SHARP）パラメータとの関係
| Title |
Relationship_between_Successive_Flares_in_the_Same_Active_Region_and_Space-Weather_HMI_Active_Region_Patch_(SHARP)_Parameters |
| Authors |
Hao_Ran,_Ying_D._Liu,_Yang_Guo,_and_Rui_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07254 |
太陽活動領域（AR）は、太陽ディスクを通過する間に複数の顕著なフレアを生成する可能性があります。フレア噴火活性領域からの連続フレアを調査し、それらの太陽磁気パラメータとの関係を調査します。この研究では、それぞれがX1.0を超える少なくとも1つの主要なフレアを持つ6つのARを調べます。この研究では、宇宙天気HMIアクティブリージョンパッチ（SHARP）を使用してARをパラメーター化します。最もフレアに関連するSHARPパラメータを特定し、将来の実用的なフレア予測の基礎を築くことを目指しています。まず、SHARPパラメータと連続するフレア生成の間の相関係数を評価します。次に、NaturalGradientBoost（NGBoost）メソッドを採用して、SHARPパラメーターと連続するフレアバーストとの関係を分析します。相関分析とNGBoostから返された重要度の分布に基づいて、最もフレアに関連する8つのSHARPパラメーターを選択します。最後に、選択した8つのパラメーターの物理的意味と、フレア生成との関係について説明します。
超巨大白色矮星のコア化学組成を磁場を通して明らかにすることはできますか？
| Title |
Can_we_reveal_the_core-chemical_composition_of_ultra-massive_white_dwarfs_through_their_magnetic_fields? |
| Authors |
Maria_E._Camisassa,_Roberto_Raddi,_Leandro_G._Althaus,_Jordi_Isern,_Alberto_Rebassa-Mansergas,_Santiago_Torres,_Alejandro_H._Corsico_and_Lydia_Korre |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07275 |
超大規模な白色矮星（$1.05\rmM_\odot\lesssimM_{WD}$）は、Ia型超新星爆発や合併イベントなどの極端な天体物理学的現象を研究できる特に興味深いオブジェクトです。伝統的に、超大規模な白色矮星は、酸素ネオン（ONe）コアを持っていると考えられています。しかし、最近の理論的研究と新しい観測は、いくつかの超大規模な白色矮星が炭素-酸素（CO）コアを宿している可能性があることを示唆しています。いくつかの研究が超巨大白色矮星のコア組成を解明しようと試みましたが、今日まで、それらの観測された特性を通してそれらを区別することはできませんでした。ここでは、結晶化プロセスによって引き起こされる対流混合によって生成される磁場の研究に基づいて、超大規模白色矮星のコア化学組成を明らかにするための新しい方法を提示します。白色矮星は、対応するCOよりも高い光度で結晶化します。したがって、ONeコアが結晶化条件に達したが、COコアが結晶化条件に達していない特定の領域での磁性超大質量白色矮星の研究は、ONe白色矮星が磁性の兆候を示すため、ONeコアの化学組成に貴重なサポートを提供する可能性がありますフィールドとCOはしません。磁場測定を用いて8つの白色矮星にこの方法を適用し、これらの星が1つの白色矮星の候補であることを示唆します。
磁気圏モデルへの適用を伴う、軸対称放物面の周りの弱く磁化された流れの正確な解析ソリューション
| Title |
An_exact_analytical_solution_for_the_weakly_magnetized_flow_around_an_axially_symmetric_paraboloid,_with_application_to_magnetosphere_models |
| Authors |
Jens_Kleimann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07419 |
放物線状の断面を持つ回転対称形状は、星間または星間ガスまたはプラズマの流れに浸された磁気圏や他の鈍い物体などの天体物理学的物体をモデル化するために頻繁に使用されます。対称軸が流入する流れの方向と一致する楕円放物面の周りの非圧縮性流体のポテンシャル流の簡単な式を示します。次に、理想的な電磁流体力学の誘導方程式の正確な解析解を導き出します。これにより、この流れで受動的に移流される任意の方向の最初は均一な磁場の明示的な式が得られます。解法では、オイラーポテンシャルと、流れの流れ関数とその等時線に基づくコーシーの積分法を使用します。さらに、新しい繰り込み手順により、フローに埋め込まれた任意のスカラーまたはベクトル値のフィールドが最初に放物線状の障害物に向かって移流し、次に放物線状の障害物を通過するときに発生する変形をモデル化する、より一般的な分析式を生成できます。最後に、流れ場は非圧縮性から弱圧縮性の速度に一般化され、関連する密度分布はベルヌーイの原理から求められます。
GPIを使用したHD29992およびHD196385の高コントラストイメージング
| Title |
High-contrast_imaging_of_HD_29992_and_HD_196385_with_GPI |
| Authors |
Luciano_H._Garc\'ia,_R._Petrucci,_E._Jofr\'e,_and_M._G\'omez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07435 |
ジェミニプラネットイメージャー（GPI）で取得した高コントラスト画像に基づいて、$\rho\sim0.18''$と$\rho\sim0.80''$の角度間隔で2つの点状の光源が発見されたことを報告します。星HD29992とHD196385から。新しいGPI観測と文献からの画像の組み合わせ分析は、HD29992に近いソースが星のコンパニオンである可能性があることを示しています。HD196385に関しては、汚染物質の数が少ない（$\sim0.5$）ことは、検出されたソースが重力によって星に結合している可能性があることを示唆しています。どちらのシステムでも、$\rho\sim0.3--1.3''$で$m>75$M$_{\rmJup}$を持つ他の潜在的なコンパニオンの存在を破棄しました。恒星モデルの大気と低解像度のGPIスペクトルから、これらのソースの$\sim0.2$-$0.3$M$_{\odot}$の質量を導き出します。マルコフ連鎖モンテカルロアプローチを使用して、新しい位置天文学測定値のジョイントフィットを実行し、視線速度データを公開して、可能な軌道を特徴付けました。HD196385Bの場合、動的質量の中央値はモデル大気から得られたものと一致しますが、HD29992Bの場合、軌道適合は褐色矮星レジームに近い質量を優先します（$\sim0.08$M$_{\odot}$）。HD29992とHD196385は、Mタイプの恒星コンパニオンを備えた2つの新しいバイナリシステムである可能性があります。ただし、新しい高角度分解能の画像は、検出された光源がそれぞれの星に重力で結合しているかどうかを明確に確認するのに役立ち、両方のシステムの軌道パラメータに対するより厳しい制約を可能にします。
半世紀（1974年から2022年）にわたる赤色巨星V449Cygniの測光調査。周期が約54日の半規則型変光星
| Title |
Photometric_survey_of_the_red_giant_V449_Cygni_over_half_a_century_(1974_to_2022)._A_semi-regular_variable_star_with_a_period_of_~54_days |
| Authors |
Guy_Boistel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07480 |
この研究は、1974年から2022年までの赤色巨星V449Cygniの測定値の大部分をまとめたもので、視覚およびCCDGEOSオブザーバー、UnioneAstrofiliItaliani、およびさまざまな自動望遠鏡によって取得されました。1970年から1990年のV449Cygの光の変化は、GCVS分類によると、L型星に対応しており、振幅の変化は不規則で、準周期性が約100日であることがあります。1990年代半ば以降、これらの変動はより規則的になり、最新のCCDシリーズに適用されたさまざまな周期検索ルーチンによって示されるように、振幅はVで約0.7マグニチュード、周期は約54.1日です。V449Cygの長期変動を説明するには、約2000日のより長い期間が可能です。したがって、V449CygはSRB型の星のように見えます。
2020年11月29日のコロナ質量放出とそれに伴う衝撃のマルチスペースクラフトリモートセンシングとその場観測：太陽源から太陽圏への影響まで
| Title |
Multispacecraft_Remote_Sensing_and_In_Situ_Observations_of_the_2020_November_29_Coronal_Mass_Ejection_and_Associated_Shock:_From_Solar_Source_to_Heliospheric_Impacts |
| Authors |
Chong_Chen,_Ying_D._Liu,_and_Bei_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07534 |
複数の宇宙船からのリモートセンシングとその場観測を使用して、2020年11月29日のコロナ質量放出（CME）と関連する衝撃の発生源の噴火、伝播、膨張特性、および太陽圏への影響を調査します。ポテンシャル-磁場源-表面モデルは、源領域を取り巻くコロナ磁場を調べるために使用されます。CMEとそれに関連する衝撃は、極紫外線と白色光の観測を使用して、初期段階からコロナの外側まで追跡されます。フォワードモデルは、CMEの構造と運動学、および太陽の近くの衝撃を決定するために適用されます。衝撃波は楕円体構造を示し、全方向に膨張し、SOHOとSTEREOAの両方から見た太陽全体を囲みます。これは、CMEフラックスロープの大幅な膨張とその高速加速に起因します。衝撃の構造と潜在的な影響は、主にその半径方向と横方向の膨張によって決まります。CMEと衝撃波はパーカーソーラープローブとSTEREOAに到達します。リモートセンシング観測のみに基づいて、CME/衝撃波が地球に到達するかどうかといつ到達するかを予測することは困難です。風の現場測定とWSA-ENLILシミュレーション結果を組み合わせることで、CME（またはCMEレッグ）の遠方の側面が衝撃の兆候なしに地球に到達することを確認します。これらの結果は、CMEの太陽圏への影響を決定するための多点リモートセンシングとその場観測の重要性を浮き彫りにしています。
ソーラーアーケードの磁気ヌル点での2流体ジェットの数値シミュレーション
| Title |
Numerical_simulations_of_a_two-fluid_jet_at_a_magnetic_null_point_in_a_solar_arcade |
| Authors |
J._J._Gonz\'alez-Avil\'es,_K._Murawski_and_T._V._Zaqarashvili |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07610 |
部分的にイオン化されたプラズマの数値シミュレーションを使用して、太陽大気中のジェットの形成と進化を研究します。イオン+電子および中性水素成分を含む2流体磁気流体力学方程式は、2次元（2D）デカルト幾何学で使用されます。数値シミュレーションは、遷移領域の下に位置する潜在的なアーケードの磁気ヌル点から最初に発射されたイオンおよび中性圧力の局所的な非線形ガウスパルスが、高さとともに密度が減少するために急速に衝撃に発展することを示しています。衝撃波は太陽コロナに上向きに伝播し、逆Y字型のコリメートジェットの形で、冷たくて高密度の彩層プラズマを背後に持ち上げます。ジェットの逆Y字型は、磁気ヌルポイントのトポロジに接続されています。パルスはまた、彩層で非線形の伴流を励起し、準周期的な二次衝撃を引き起こします。二次衝撃は彩層プラズマを上向きに持ち上げ、下部コロナに準周期的なジェットを生成します。イオン流体と中性流体は一般的に同様の挙動を示しますが、それらの相対速度はジェットの上部付近で高く、イオン中性衝突による温度または加熱の上昇につながります。逆Y字型のジェットとその加熱のシミュレーションは、太陽大気で観測されたいくつかのジェットの特性を説明するかもしれません。
カタストロジェネシス：ALPストリングウォールネットワークからのDM、GW、およびPBH
| Title |
Catastrogenesis:_DM,_GWs,_and_PBHs_from_ALP_string-wall_networks |
| Authors |
Graciela_B._Gelmini,_Anna_Simpson,_Edoardo_Vitagliano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07126 |
暗黒物質（DM）の有力な候補であるアクシオン様粒子（ALP）は、自発的かつ明示的に破壊されたグローバル$U（1）$対称性の疑似南部ゴールドストーンボソンです。インフレーション後に対称性の破れが発生すると、ALP宇宙論は、十分に早く消滅しなければならないストリング壁ネットワークの形成を予測し、重力波（GW）と原始ブラックホール（PBH）、および非相対論的ALPを生成します。このプロセスを破局と呼びます。ポテンシャルにいくつかの縮退最小値があるという一般的な仮定の下で、100eV未満の温度でのストリング壁消滅からのGWは、質量が$10^{-16}$から$10^{6}\、\rmeV$。この場合、構造形成によりALPがDMの一部を構成するように制限され、消滅によって大部分が「途方もなく大きな」PBHが生成される可能性があります。消滅温度が高い場合、ALPはDMの$100\％$を構成する可能性があり、消滅によって超大質量が生成される可能性があります。大きな銀河の中心にある質量が最大$10^9\、M_\odot$のブラックホール。したがって、このモデルは、DMの性質とこれらのブラックホールの起源という2つの謎を解くことができます。
| Title |
Accretion_flows_around_exotic_tidal_wormholes_I._Ray-tracing |
| Authors |
Oleksii_Sokoliuk,_Subhrat_Praharaj,_Alexander_Baransky_and_P._K._Sahoo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07193 |
この論文では、潮汐力が存在する場合のさまざまな球対称ワームホールソリューションを調査し、テスト粒子の軌道力学、レイトレーシング、マイクロレンズなどのさまざまな方法を適用します。$\mathcal{L}^2$有効ポテンシャルによって正規化されたものを使用して、潮汐ワームホールの周りのテスト粒子の軌道運動に関する理論的予測を行います。レイトレーシング画像（幾何学的に薄い降着円盤と厚い降着円盤、相対論的ジェットの両方）を取得するために、Pythonインターフェイスを使用してオープンソースの$\texttt{GYOTO}$コードを適切に変更します。この手法を適用して、シュワルツシルトのような帯電したライスナーノルドストローム（RS）ワームホールの近くの降着流を調べました（帯電したRSワームホールと、電磁電荷が消失する特殊なケース、つまりDamour-Solodukhin（DS）ワームホールの両方を想定しました。）シュワルツシルトのようなワームホールの光子球は、薄い降着円盤と厚い降着円盤の両方、さらには消滅する潮汐力にも存在することが示されました。さらに、$r_{\mathrm{ph}}\to\infty$$\alpha\to\infty$として、EHT観測を尊重するために、$\alpha$パラメータが十分に小さく正になるように制約します。一方、RSワームホールの場合、光子球の半径は$\として縮小します。Lambda\to\infty$は、有効ポテンシャルによって予測されたものです。降着ディスクに加えて、検討中の2つのワームホールソリューションの周りの相対論的ジェットも調べます。最後に、スターバルブマイクロレンズの助けを借りて、概算します。ワームホールの影の半径そして、私たちが知ったように、SchildWHの場合、ZTFの場合は$R_{\mathrm{Sh}}\approxr_0$であり、$\alpha$とともに直線的に増加します。逆に、帯電したワームホールの影の半径は、DSパラメータ$\Lambda$の増加傾向に伴ってゆっくりと減少します。
SPAでの極端な愛：極端な質量比のインスピレーションと半解析的な周波数領域の波形を使用して、超大質量オブジェクトの潮汐変形性を制限します
| Title |
Extreme_Love_in_the_SPA:_constraining_the_tidal_deformability_of_supermassive_objects_with_extreme_mass_ratio_inspirals_and_semi-analytical,_frequency-domain_waveforms |
| Authors |
Gabriel_Andres_Piovano,_Andrea_Maselli_and_Paolo_Pani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07452 |
将来のLISAミッションによる極度の質量比インスパイア〜（EMRI）の検出を通じて、超大質量コンパクト天体の潮汐ラブ数の測定精度を推定します。ゼロ以外のラブ数は、一般相対性理論の古典的なブラックホール予測から逸脱するための喫煙銃になります。LISAによるEMRI検出により、無次元スピン$\hata=0.9$（$\hata=0.99$）の回転する中心オブジェクトの潮汐ラブ数に制約を設定できることがわかりました。これは約4桁です。恒星質量バイナリ用の現在の地上ベースの検出器で達成可能なものよりも厳しい。私たちのアプローチは、周波数領域で近似的であるが正確な半解析的EMRI波形を取得するための固定位相近似に基づいています。これにより、高精度のフィッシャー情報行列の計算が大幅に高速化されます。このアプローチは、EMRIを使用した他のいくつかの重力テストに簡単に拡張でき、同時に波形の複数の偏差を効率的に考慮することができます。
| Title |
Hazma_Meets_HERWIG4DM:_Precision_Gamma-Ray,_Neutrino,_and_Positron_Spectra_for_Light_Dark_Matter |
| Authors |
Adam_Coogan,_Logan_Morrison,_Tilman_Plehn,_Stefano_Profumo,_Peter_Reimitz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07634 |
新しいオープンソースパッケージであるHazma2を紹介します。これは、ベクトルを介した暗黒物質の消滅からの光子、ニュートリノ、陽電子の生成、およびスピン1の暗黒物質の崩壊に関する間接的な暗黒物質の検索に関連する正確なスペクトルを計算します。このツールは、2つの最先端のコードの有効性のレジームを橋渡しします。Hazma1は、約250MeVの重心エネルギーまでのハドロン共鳴の下に正確な記述を提供し、HERWIG4DMは、ベクトル中間子支配と測定されたフォームファクターであり、数GeVの範囲で正確です。組み合わせたコードの適用範囲は約1.5GeVにまで及び、それを超えると、光子、ニュートリノ、陽電子の収量を個別に計算する最終状態のハドロンの数が非常に急速に増加します。暗黒光子暗黒物質の崩壊とベクトル媒介フェルミオン暗黒物質消滅の動機付けられたケースについて、既存のガンマ線データからの分岐比、粒子スペクトル、および保守的な観測制約の例を提供します。最後に、それぞれの適用範囲の境界で、結果を他の既存のコードと比較します。Hazma2はGitHubで無料で入手できます。
