動的SunyaevZel'dovichトモグラフィーによるヘリウム再イオン化のプロービング
| Title |
Probing_helium_reionization_with_kinetic_Sunyaev_Zel'dovich_tomography |
| Authors |
Selim_C._Hotinli_and_Simone_Ferraro_and_Gilbert_P._Holder_and_Matthew_C._Johnson_and_Marc_Kamionkowski_and_Paul_La_Plante |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07660 |
ヘリウムの再電離は赤方偏移$z\sim3$で発生すると予想され、クエーサーの集団、銀河の形成、銀河間媒体の形態に重要な結果をもたらしますが、このプロセスについては経験的にほとんど知られていません。ここでは、CMB測定と銀河調査の組み合わせに基づく動的スニヤエフゼルドビッチ（kSZ）断層撮影法を使用して、原始ヘリウムの存在量とヘリウムの再電離の時間と期間を推測できることを示します。${\sim10\sigma}$での重要性の高い検出は、近い将来、VeraRubinObservatoryとCMB-S4から期待できることがわかりました。ヘリウム再電離のより堅牢な特性評価には、MegaMapper（DESIの後継として提案されている）やCMB-HDなどの次世代実験が必要になります。
原始ブラックホールの形成のための局所型非ガウス性による強化された曲率摂動に対する1ループ補正
| Title |
One-loop_correction_to_the_enhanced_curvature_perturbation_with_local-type_non-Gaussianity_for_the_formation_of_primordial_black_holes |
| Authors |
De-Shuang_Meng,_Chen_Yuan,_Qing-guo_Huang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07668 |
コールドダークマター（DM）の有望な候補の1つとして、原始ブラックホール（PBH）は、放射線が支配的な時代の曲率摂動の強化によって生成された過密領域の崩壊によって形成されました。強化された曲率摂動は、いくつかの関連するインフレーションモデルでは非ガウスであると予想されるため、曲率パワースペクトルの高次ループ補正は、PBHの存在量を変更するだけでなく、無視できない可能性があります。この論文では、2次式を表す$F_{\mathrm{NL}}$と$G_{\mathrm{NL}}$を特徴とするローカルタイプの非ガウス分布を使用して、曲率パワースペクトルの1ループ補正を計算します。それぞれ、3次非ガウスパラメータ。1ループ補正がサブドミナントであることを要求すると、摂動条件、つまり$|2cAF_{\mathrm{NL}}^2+6AG_{\mathrm{NL}}|\ll1$が見つかります。ここで、$c$は与えられたモデルで明示的に計算できる定数係数。$A$は、強化された曲率摂動のガウス部分の分散を示します。このような摂動条件は、PBHの形成に関連するインフレーションモデルに厳しい制約を与える可能性があります。
DESILegacySurveysにおける銀河とマルチエポック画像スタック間の疑似相関
銀河調査の宇宙論的分析における体系的なバイアスの無視できない原因は、前景と観測条件などの変動する画像特性によって引き起こされる空の変調です。標準的な緩和手法は、観測された銀河密度フィールドと潜在的な汚染物質のスカイマップの間で回帰を実行します。このようなマップは、調査に寄与する、同時追加されたエクスポージャーの異種セットのアドホックで不可逆的な要約です。この制限に対処するための方法論を提示し、観測された銀河の分布と単一エポック曝露の任意のスタックとの間の疑似相関を抽出します。DESILegacySurveysの3つの地域（North、South、DES）で4種類の銀河（LRG、ELG、QSO、LBG）を調査しました。その結果、汚染のレベルと種類が異なる12のサンプルが得られました。新しい技術は、すべての場合において従来の技術よりも優れており、より高いレベルの汚染を除去できることがわかります。これは、マルチエポック銀河調査データからより多くの情報を抽出し、大規模なバイアスをより効果的に軽減する新しい方法への道を開きます。
AliCPT-1CMBレンズを使用したCSST宇宙せん断トモグラフィーの相互相関の予測
| Title |
Forecast_of_cross-correlation_of_CSST_cosmic_shear_tomography_with_AliCPT-1_CMB_lensing |
| Authors |
Zhengyi_Wang,_Ji_Yao,_Xiangkun_Liu,_Dezi_Liu,_Zuhui_Fan,_Bin_Hu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07713 |
中国の調査宇宙望遠鏡（CSST）からの宇宙せん断トモグラフィーとチベットのAliCMB偏光望遠鏡（AliCPT-1）からのCMBレンズとの間の相互相関に関する予測研究を提示します。入力された自動スペクトルとクロススペクトルに基づいて、ガウス分布から相関銀河レンズ信号とCMBレンズ信号を生成します。エラーバジェットについては、AliCPT-1レンズ再構成パイプラインに基づくCMBレンズ再構成ノイズを考慮します。銀河レンズ測定の形状ノイズ。CSST写真-$z$エラー;写真-$z$バイアス;固有のアライメント効果。AliCPT-1CMBレンズモックデータは、「4モジュール*年」と「48モジュール*年」の2つの実験段階に従って生成されます。$z\in[0,4）$の範囲のCSST写真-$z$分布に従って、4つの断層撮影ビンのクロススペクトルを推定します。実現から疑似クロススペクトルを再構築した後、信号対雑音比（SNR）を計算します。4つのphoto-zビンを組み合わせることにより、相互相関の合計SNR$\approx17$（AliCPT-1"4モジュール*年"）とSNR$\approx26$（AliCPT-1"48モジュール*年"）。最後に、この相互相関信号の宇宙論的応用を研究します。銀河レンズデータへの負の寄与により、テンプレートフィッティングで固有の位置合わせを除外すると、$S_8$の値を変更せずに、$\sigma_8$が約$0.6\sigma$増加します。AliCPT-1の第1段階と第2段階では、CSST宇宙せん断とCMBレンズの相互相関により、$\sigma_8=0.770\pm0.034$および$S_8=0.797\pm0.028$および$\sigma_8=0.801\pm0.023$およびそれぞれ$S_8=0.813\pm0.016$。
現在の論文は、多様な観測データセットを使用したいくつかの宇宙論的パラメーターのノンパラメトリック再構成に専念しています。宇宙は空間的に均質で等方性であると想定されているため、FLRWメトリックで記述されます。最初の章では、宇宙論の簡単な紹介を提供し、再構築方法に焦点を当てています。宇宙の距離と二重性の関係の評価については、第2章で説明します。第3章では、宇宙論的ジャークパラメーターのノンパラメトリック再構成を実行します。第4章では、宇宙の暗黒セクターにおける非重力相互作用の可能性を探ります。第5章では、最近更新されたバックグラウンドデータセットと赤方偏移空間歪みからの構造測定の成長率のさまざまな組み合わせを使用して、宇宙減速パラメーターのノンパラメトリック再構成を再検討する試みが行われます。最後に、第6章には、論文で提示された全体的な作業に関する結論と関連する議論が含まれています。
異方性初期条件からド・ジッターへの流れ：有効場の理論アプローチ
| Title |
Flows_into_de_Sitter_from_anisotropic_initial_conditions:_An_effective_field_theory_approach |
| Authors |
Feraz_Azhar_and_David_I._Kaiser |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.08355 |
何十年もの間、物理学者は「宇宙の無毛」予想のさまざまなバージョンを分析して、最初は空間的に異方性であるか不均一である時空が等方性で均一な状態に流れる時空を理解してきました。特に、ウォルドの定理は、正の宇宙定数に加えて特定のエネルギー条件を満たす追加の物質源で満たされている場合、均質であるが異方性の時空は必然的に遅い時間に（等方性の）デシッター状態に向かって流れることを確立しました。この論文では、均質であるが異方性の流れを研究します。Waldの定理が適用される条件よりも一般的な条件下での等方性状態への時空フィールド構造-そして結果として生じる位相空間の固定点を特定します。裸の宇宙定数がない場合でも、またウォルドの定理に必要なエネルギー条件に従わない物質源については、等方性不動点（ド・ジッター不動点を含む）に流れるこの位相空間の領域を特定します。ド・ジッターへのそのような流れは、効果的な宇宙定数の出現を明らかにします。
ラジオラウドクエーサー（RLQ）のX線光度関係を使用して、これらの光度距離を測定し、宇宙論的パラメーターを推定します。X線光度の4つのパラメトリックモデルを採用して、RLQと電波中間クエーサー（RIQ）の光度相関をテストし、これらの宇宙論的距離を示します。ベイズ情報量基準（BIC）によると、データは、光度の関係${L_X}\proptoL_{UV}^{{\gamma_{uv}}}L_{Radio}^{\gamma_{radio}'}$RLQは、他のモデルと比較して適合度が高く、この関係がRLQに適していると解釈できます。一方、フラットスペクトルラジオラウドクエーサー（FSRLQ）とスティープスペクトルラジオラウドクエーサー（SSRLQ）の結果を比較します。これは、それらの光度相関が完全に同じではないことを示しています。また、RLQサンプルをさまざまな赤方偏移ビンに分割することも検討します。これを使用して、X線の輝度の関係が赤方偏移に依存しているかどうかを確認できます。最後に、RLQとSNlaPantheonの組み合わせを適用して、密度が定数から逸脱しているかどうかに関するダークエネルギーの性質を検証し、統計結果を示します。
| Title |
Robust_Simulation-Based_Inference_in_Cosmology_with_Bayesian_Neural_Networks |
| Authors |
Pablo_Lemos,_Miles_Cranmer,_Muntazir_Abidi,_ChangHoon_Hahn,_Michael_Eickenberg,_Elena_Massara,_David_Yallup,_Shirley_Ho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.08435 |
シミュレーションベースの推論（SBI）は、宇宙論的調査でデータを分析するための標準的な機械学習手法として急速に確立されています。学習したモデルによる密度推定の品質の継続的な改善にもかかわらず、実際のデータへのそのような手法の適用は、トレーニング分布のはるか外側にあるニューラルネットワークの一般化力に完全に依存しています。科学者が作成したシミュレーションの不完全性と、考えられるすべてのパラメーターの組み合わせを生成するための多大な計算コストのために、宇宙論のSBIメソッドはそのような一般化の問題に対して脆弱です。ここでは、両方の問題の影響について説明し、ベイズニューラルネットワークフレームワークを使用してSBIをトレーニングすることでバイアスを軽減し、トレーニングセット外でより信頼性の高い推論を実現する方法を示します。確率論的重み平均化の宇宙論への最初のアプリケーションであるcosmoSWAGを紹介し、宇宙マイクロ波背景放射の推論のために訓練されたSBIに適用します。
私たちはこの論文を宇宙の原始時代からの署名の研究に捧げます。特に原始ブラックホール（PBH）に焦点を当てます。これは、インフレーション中に生成された摂動から形成され、宇宙の暗黒物質の一部を構成する可能性があります。論文の最初の部分では、形成時のPBH特性、つまりそれらの質量、スピン、および存在量について説明し、それらの生成中の重力波（GW）信号の生成を調査します。第2部では、連星での集合、バリオン質量降着の段階、およびクラスター効果による宇宙史全体でのPBHの進化について説明します。次に、それらの合体から生じるGWシグネチャについて説明し、これらの予測をLIGO/VirgoCollaboration（LVC）によって検出された現在のGWデータと比較し、これらのオブジェクトの発見における3G検出器やLISAなどの将来のGW実験の役割を評価します。最後に、第3部では、ブラックホールと初期宇宙の基本的な物理学との相互作用のいくつかの側面を調査し、GWの特性に光を当てる役割に焦点を当てます。
惑星の扁平率が太陽系外惑星の研究に及ぼす影響について
通過する太陽系外惑星を研究するとき、球形の惑星の形をとることは一般的です。ただし、回転周期が短いと、赤道半径が極半径よりもほぼ10％大きい土星の場合のように、惑星が赤道で膨らむ可能性があります。新世代の機器がオンラインになると、モデルの基礎となる仮定を継続的に評価して、堅牢で正確な推論を保証することが重要になります。既知の通過惑星のバルクサンプルを分析し、それらが偏平である場合に予想される信号強度を計算します。100ppm未満のノイズレベルの場合、100もの惑星が検出可能な扁平率を持つ可能性があることがわかります。また、球形惑星モデルを合成オブレート光度曲線に適合させることの効果を調査します。これにより、扁平率の値が0.1〜0.2を超える場合に、取得したパラメーターにいくつかの標準偏差が偏ることがわかります。扁平率モデルを球面光度曲線と扁平率光度曲線の両方に適合させようとすると、そのような適合の感度は、SNRとデータの時間サンプリングの両方に相関し、扁平率信号をマスクする可能性があることがわかります。ケプラー観測のこれらの量の一般的な値の場合、約0.25未満の扁平率の値を除外することは困難です。これにより、偏平な惑星の密度に対して10〜15％の精度の壁が得られます。最後に、歳差運動する偏平惑星には、トランジットタイミングの変化を介して長周期のコンパニオンの署名を模倣する能力があり、数十秒のレベルでオフセットを誘発することがわかります。
デブリディスクの面密度の放射状プロファイル
デブリディスクの分解された観測を使用して、方位角平均面密度（ASD）の放射状プロファイルを導出できます。これは、非軸対称の特徴が存在する場合でもディスク構造に関する重要な情報を伝達し、信号対雑音比が向上しています。（半）分析形式を開発し、ASDを基礎となる準主軸およびデブリ粒子の離心率分布に簡単に関連付けることができるようにします。このアプローチでは、粒子のアプシダル角度の分布が含まれないため、計算が簡素化されます。これは、デブリ粒子の軌道パラメータのモンテカルロサンプリングよりもはるかに高速で、柔軟性があり、効果的なASDの計算方法です。特に実用的に重要な2つのケース、離心率の規定された半径方向プロファイルと離心率のレイリー分布を含む、多数の粒子離心率分布について、この手法に基づく明示的な分析結果を示します。次に、デブリの半主軸分布または（場合によっては）離心率分布を取得するために、デブリディスクとリングの観測にフレームワークを適用して、デブリで動作するアーキテクチャと動的プロセスに関する直接情報を提供する方法を示します。ディスク。私たちのアプローチは、観測をフォワードモデリングするための高速で効率的な方法も提供します。この技術のその他の天体物理学システムへの応用。M31の核恒星円盤または希薄な惑星環についても議論されています。
重力的に不安定な降着円盤におけるらせん構造への遷移としての立っている孤立波
十分に冷たくて密度の高い天体物理学の円盤は、円盤の重力の結果として軸対称リングの形成に対して線形的に不安定です。実際には、らせん構造が形成され、それが次に結合フラグメントを生成する可能性があります。重力不安定分岐の未臨界側にあるガス状円盤の局所モデルにおける渦巻きの発達を説明できる非線形動的経路を研究します。軸対称平衡は、放射状に周期的であるか、または孤立した波の形で局所化することができます。孤立したソリューションは、滑らかなディスクよりもわずかに大きいエネルギーを持っています。それらは、広範囲の方位角波数を伴う非軸対称摂動に対してさらに不安定です。孤立波は、スパイラルと断片化への経路として機能する可能性があります。
重力以外の力を持つ惑星系
惑星系を取得するための離散的で正確なアルゴリズムは、最近の記事（Eur。Phys。J.Plus2022、137：99）で導出されています。ここでは、アルゴリズムを使用して、ニュートンの逆二乗重力とは異なる力を持つ惑星系を取得します。ニュートンの惑星系は規則的な楕円軌道を示します。ここでは、純粋な逆力を持つ惑星系も安定していて規則的な軌道を持っていますが、逆立方体の力を持つ惑星系は不安定で規則的な軌道がないことが示されています。しかし、逆の力を持つ惑星系の通常の軌道は、3つまたは8つのループで軌道を回る傾向のある回転軌道を持つことにより、通常の楕円軌道から逸脱します。重力引力への追加の引力によって引き起こされる月の回転軌道に対する$\textit{Principia}$のニュートンの提案45は確認されていますが、追加の逆力は惑星系を安定させますが、追加の逆立方力は惑星系を不安定にする可能性があります。十分な強さ。
植生の直線偏光および円偏光の生命存在指標の方向性
| Title |
Directional_aspects_of_vegetation_linear_and_circular_polarization_biosignatures |
| Authors |
C.H._Lucas_Patty,_Antoine_Pommerol,_Jonas_G._K\"uhn,_Brice-Olivier_Demory,_Nicolas_Thomas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.08125 |
ホモキラリティーは、すべての生化学的生命の一般的でユニークな特性であり、普遍的で不可知論的な生命存在指標と見なされます。偏光されていない光と相互作用すると、ホモキラリティーは、そこから散乱された光に部分的な円偏光を誘発します。これは、リモートで感知できます。このように、それは将来の生命検出任務と天文台の文脈で主要な候補の生命存在指標である可能性があります。植生の線形分極は、円偏光としての分子起源を共有していませんが、生命存在指標として想定されることもあります。表面の直線偏光は位相角に強く依存することが知られています。しかし、植生などの高分子集合体に起因する位相角と円偏光の関係は不明なままでした。この研究では、27の異なる種の平均を使用して、植生の円偏光位相角依存性がスペクトル形状の比較的小さな変化を引き起こし、主に信号の大きさに影響を与えることを示しています。これらの結果により、線形分光偏光測定とスカラー反射率の使用を補完する有望な不可知論的生命存在指標としての円形分光偏光測定の使用を強調します。
地球の確率的降着
| Title |
Stochastic_accretion_of_the_Earth |
| Authors |
Paolo_A._Sossi,_Ingo_L._Stotz,_Seth_A._Jacobson,_Alessandro_Morbidelli,_Hugh_St.C._O'Neill |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.08156 |
地球は、コンドライト隕石、その可能性のある構成要素に比べて揮発性元素が枯渇しています。この枯渇の程度は、凝縮温度の低下とともに増加し、他のコンドライトとは異なり、累積正規分布で近似されます。ただし、分布の中間範囲を占める適度に揮発性の元素は、部分的な気化/凝縮による損失から予想されるものとは対照的に、コンドライト同位体比を持っています。ここでは、N体シミュレーションを使用して、地球が形成された温度を反映するさまざまな組成を持つ多くの前駆体から確率的に付着したことを示すことにより、これらの観測結果を調整します。衝撃による大気損失は、原始地球が小さい場合にのみ効率的であり、その後に降着した元素は、コンドライトに近い同位体比を保持します。微惑星から胚のサイズの物体の初期温度が（1.08$\pm$0.17）$\times$10$^{-7}$太陽質量/年のディスク降着率によって設定されると、地球の組成が再現されます。異なる時間に形成された物体の$^{26}$Al加熱によって摂動されます。このモデルは、地球の放射性揮発性枯渇年代と一致して、組成の地動説勾配と$\sim$1Myr内の急速な微惑星形成を意味します。
宇宙風化物質の反射スペクトルの表面下の変化と関連する変化
| Title |
Sub-surface_alteration_and_related_change_in_reflectance_spectra_of_space-weathered_materials |
| Authors |
K._Chrbolkov\'a,_P._Halodov\'a,_T._Kohout,_J._\v{D}urech,_K._Mizohata,_P._Mal\'y,_V._D\v{e}di\v{c},_A._Penttil\"a,_F._Troj\'anek,_R._Jarugula |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.08473 |
空気のない惑星体の反射スペクトルの解釈の主な問題の1つは、太陽風と微小隕石粒子の照射によって引き起こされる宇宙風化による表面の変化です。Hおよびレーザー照射によるサンプルへの損傷を評価し、それをスペクトルで観察された変化に関連付けることを目的としています。5keVのHイオンと個々のfsレーザーパルスで照射されたかんらん石（OL）と輝石（OPX）のペレットを使用し、それらの可視（VIS）および近赤外（NIR）スペクトルを測定しました。走査型および透過型電子顕微鏡でペレットを観察した。サンプルの構造的、鉱物学的、および化学的修飾を研究し、それらを反射スペクトルの変化に関連付けました。両方の鉱物において、H照射は小さなベシクルを含む部分的にアモルファスの表面下層を誘発します。OLペレットでは、これらのベシクルはOPXペレットよりも密に詰まっています。関連するスペクトル変化は、主にVISスペクトル傾斜にあります。レーザー照射による変化は、主に材料の溶融温度に依存します。レーザー照射されたOLのみがナノフェーズFe粒子を含み、測定されたスペクトル範囲全体で検出可能なスペクトル傾斜変化を引き起こします。我々の結果は、VIS-NIR波長でのスペクトル変化が主に（部分的に）アモルファスの表面下層の厚さに依存していることを示唆しています。アモルファス化は微小粗さを滑らかにし、表面散乱に対する体積散乱と吸収の寄与を高めます。宇宙環境にさらされた直後に、部分的にアモルファスの表面下層が出現すると、VISスペクトル勾配が急速に変化します。後の段階（微小隕石の衝撃の開始）では、ナノ粒子の出現もNIRスペクトル勾配に穏やかに影響を与えると予想されます。より宇宙風化された材料のアモルファス層とベシクルの寸法の増加は、バンド深度の変動と暗化のみを引き起こします。
CQタウの銀河腕を刺激する外部または内部の仲間？
| Title |
External_or_internal_companion_exciting_the_spiral_arms_in_CQ_Tau? |
| Authors |
Iain_Hammond,_Valentin_Christiaens,_Daniel_J._Price,_Maria_Giulia_Ubeira-Gabellini,_Jennifer_Baird,_Josh_Calcino,_Myriam_Benisty,_Giuseppe_Lodato,_Leonardo_Testi,_Christophe_Pinte,_Claudia_Toci,_Davide_Fedele |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.08587 |
若い変光星CQタウの近赤外波長（$\lambda$=1.04、1.24、1.62、2.18、3.78$$mu$m）の新しい高コントラスト画像を提示し、原始惑星系円盤。星からの距離が0."4を超えると、SPHERE/IRDISで14等級のKsバンドコントラストに達しました。質量感度曲線は、らせん状の腕のすぐ外側にある4M$_{\rmJup}$を超える巨大惑星を除外しています。$\sim$60au以上で2-3M$_{\rmJup}$100auを超えてホットスタートモデルを想定すると5$\sigma$の信頼度。ただし、4つのスパイラルアーム、ダブル-弧と、ずれた内側の円盤によって投げかけられた散乱光の影の証拠。私たちの観測は、傾斜した偏心軌道上の目に見えない近距離の仲間によって説明される可能性があります。このような仮説は、円盤のCO空洞、運動障害の原因にもなります。
ディスクと惑星の集団合成に向けてI.風と放射圧の巻き込みによるダストの進化
| Title |
Toward_a_Population_Synthesis_of_Disks_and_Planets_I._Evolution_of_Dust_with_Entrainment_in_Winds_and_Radiation_Pressure |
| Authors |
Remo_Burn,_Alexandre_Emsenhuber,_Jesse_Weder,_Oliver_V\"olkel,_Hubert_Klahr,_Til_Birnstiel,_Barbara_Ercolano_and_Christoph_Mordasini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.08600 |
ミリメートル天文学は、惑星系の発祥の地に関する貴重な情報を提供します。理論モデルと観測値を比較するには、ダスト成分を注意深く計算する必要があります。ここでは、光蒸発風へのダストの巻き込みと、中心星からの放射による影響によるダストの放出と引きずりの影響を研究することを目的としています。グローバルなベルン/ハイデルベルクの惑星形成および進化モデルにおける2つの集団の塵と小石の記述の既存の実装を改善および拡張しました。光蒸発風の最新の処方が使用され、エントレインメント率を計算する際にダストの沈降と移流を考慮します。さまざまな条件での将来の人口調査に備えるために、ディスク、光蒸発、およびダストのパラメータの広い範囲を調査します。ダストが小石のサイズに成長する可能性がある場合、つまり、ダストが断片化に耐性がある場合、または乱流が弱い場合、ドリフトが支配的であり、同伴質量は小さいが、ガス流による粒子の垂直移流がないという仮定よりも大きいことがわかります。実験室での実験で示されているように、1m/sの速度で粉塵が粉々に砕ける場合、1桁多くの粉塵が同伴され、これが主要な粉塵除去プロセスになります。放射圧効果は、数100Myrのタイムスケールで大規模でほこりっぽいディスクを分散させます。これらの結果は、固体の質量除去プロセスとしての風へのダストの巻き込みの重要性を浮き彫りにしています。さらに、このモデルの拡張は、出生環境における惑星形成の将来の統計的研究の基礎となります。
光度曲線の明るい面：通過しないexoringsの一般的な測光モデル
| Title |
The_bright_side_of_the_light_curve:_a_general_photometric_model_of_non-transiting_exorings |
| Authors |
Jorge_I._Zuluaga_(SEAP/FACOM/UdeA),_Mario_Sucerquia_(NPF/UV)_and_Jaime_A._Alvarado-Montes_(RCAAA/Macquarie_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.08636 |
太陽系外惑星の周りのリング（太陽系外惑星）は、太陽系外惑星の研究で最も期待されている発見の1つです。祓いを検出するための理論的および観察的努力の数は増えていますが、それらのどれもまだ成功していません。これらの方法のほとんどは、通過中のエキゾースの測光特性に焦点を当てていますが、拡散反射された光にはあまり注意が払われていません。ここでは、光度曲線の明るい側として示しています。これは、通過する太陽系外惑星によって生成される典型的な恒星フラックスの低下を検出できない場合に特に重要です。ここでは、リング状の非通過太陽系外惑星と通過太陽系外惑星の両方の光度曲線の変化をモデル化するための一般的な方法の開発に努めています。私たちのモデル（Prynglesと呼ばれる）は、惑星系の明るい、不透明な、半透明のオブジェクトの複雑な相互作用をシミュレートし、スパンコールやスパンコールに似た小さな円形の平面ディスクでそれらの表面を離散化します。このモデルを使用していくつかの数値実験を実行し、惑星、衛星、リング、またはディスクのさまざまな軌道、惑星、および観測構成の下での複雑なシステムの光度曲線を記述するその信じられないほどの可能性を示します。モデルは非常に一般的なアプローチを使用しているため、影や惑星/環の輝きなどの効果をキャプチャできます。また、モデルもモジュール式であるため、惑星の光散乱の任意の複雑な物理を簡単に統合できます。既存のツールや反射光の分析モデルと比較すると、私たちのモデルは、その斬新な機能にもかかわらず、一般的な状況下で光度曲線を確実に再現していることがわかります。PrynglesのソースコードはPYTHONで記述されており、一般に公開されています。
CoRoTを使用した中間質量星の亜恒星コンパニオン：CoRoT-34b、CoRoT-35b、およびCoRoT-36b
| Title |
Sub-stellar_Companions_of_Intermediate-mass_Stars_with_CoRoT:_CoRoT-34b,_CoRoT-35b,_and_CoRoT-36b |
| Authors |
D._Sebastian,_E.W._Guenther,_M._Deleuil,_M._Dorsch,_U._Heber,_C._Heuser,_D._Gandolfi,_S._Grziwa,_H.J._Deeg,_R._Alonso,_F._Bouchy,_Sz._Csizmadia,_F._Cusano,_M._Fridlund,_S._Geier,_A._Irrgang,_J._Korth,_D._Nespral,_H._Rauer,_L._Tal-Or |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.08742 |
惑星形成の理論は、中間質量星（IMS;$\rm1.3\leqM_{\star}\leq3.2\、M_{\rm\odot}$）の近接する巨大惑星の頻度について矛盾する結果をもたらします。ガスジャイアントが接近しているIMSの割合が高いと予測する理論もあれば、非常に低い割合を予測する理論もあります。したがって、IMSの近接する巨大惑星の頻度を決定することは、惑星形成の理論の重要なテストです。CoRoT調査を使用して、少なくとも1つの近くにある巨大惑星を含むIMSの絶対頻度を決定し、それを太陽のような星の頻度と比較します。CoRoTトランジット調査は、軌道周期が10日未満のガス巨大惑星に対する完全性と、主系列IMSのサンプルが多いため、この目的に理想的です。高精度の視線速度追跡プログラムを提示し、CoRoTで観察されたIMSの17の有望な通過候補について結論を下します。1.1GyrA型主系列星を周回する、水素燃焼限界に近い褐色矮星であるCoRoT-34bの検出を報告します。また、2つの膨張した巨大惑星、CoRoT-35b、金属の乏しい星の周りの可能な惑星系の一部、およびCoRoT-36bの軌道のずれを確認します。CoRoTによって観測された$1.3\leqM_{\star}\leq1.6M_{\rm\odot}$の間のIMSの$0.12\pm0.10\、\％$は、少なくとも1つの近接した巨大惑星を抱えていることがわかります。これは、太陽質量星の周波数（$0.70\pm0.16\、\％$）や、長周期の惑星を含むIMSの周波数（$\rm\sim8\、\％$）よりも大幅に低くなっています。
レゴリス模擬物質の負の分極特性-組成効果の体系的な実験的評価
| Title |
Negative_polarization_properties_of_regolith_simulants_--_Systematic_experimental_evaluation_of_composition_effects |
| Authors |
Stefano_Spadaccia,_C._H._Lucas_Patty,_Holly_L._Capelo,_Nicolas_Thomas_and_Antoine_Pommerol |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.08767 |
小惑星やその他の小さな空気のない物体の分極位相曲線は、それらのレゴリスの組成的および物理的特性の影響を受けます。レゴリスを構成する鉱物の混合は、媒体の多重散乱特性を変化させるため、小さな位相角での負の分極に影響を与えます。この作業は、混合効果が小惑星に関連するさまざまな鉱物学の小さな位相角で偏光位相曲線にどのように影響するかを実験的に示し、さまざまな骨材サイズが負の偏光にどのように影響するかを判断することを目的としています。小惑星上の異なる一般的な鉱物を含む2成分および3成分の混合物のセットと、骨材のサイズが異なる同じ混合物の1セットを準備しました。0.8{\deg}から30{\deg}の範囲の位相角で、完全なストークス偏光測定を使用して、530nmで反射光を測定しました。明るい鉱物と暗い鉱物の両方との混合物の混合効果は、最小分極、最小の位相角、および一緒に混合される鉱物成分に対する反転角に関して、位相曲線の振る舞いを大幅に変更します。位相曲線の変化は、特定のクラスの小惑星（FおよびLクラス）および特有の偏光曲線または測光特性を持つ他の小惑星の偏光観測を説明する可能性があります。さらに、負の分極は、センチメートルサイズまでのダスト凝集体の存在に対して不変であることを示しています。
ASAS-SNからのIa型超新星の低光度ホストの特性の調査
| Title |
Examining_the_Properties_of_Low-Luminosity_Hosts_of_Type_Ia_Supernovae_from_ASAS-SN |
| Authors |
Thomas_W.-S._Holoien,_Vera_L._Berger,_Jason_T._Hinkle,_L._Galbany,_Allison_L._Strom,_Patrick_J._Vallely,_Joseph_P._Anderson,_Konstantina_Boutsia,_K._D._French,_Christopher_S._Kochanek,_Hanindyo_Kuncarayakti,_Joseph_D._Lyman,_Nidia_Morrell,_Jose_L._Prieto,_Sebasti\'an_F._S\'anchez,_K._Z._Stanek,_Gregory_L._Walth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07657 |
超新星の全天自動調査（ASAS-SN）によって検出されたIa型超新星（SNeIa）の44個の低輝度ホスト銀河の分光分析を提示します。輝線を使用して金属量と星形成率を測定します。私たちのサンプルの星形成活動は一般的な銀河を代表するものですが、私たちの中で最も質量の小さいSNIaホスト銀河（log（$M_\star/M_\odot$）$<8$）であるという証拠がいくつかあります。サンプルは、同様の質量の一般的な銀河と比較して高い金属性を持っています。また、特に金属量の高い5つの銀河のサブセットを特定します。これは、これらの結論の頑健性とSNIa前駆体の理解に対するそれらの潜在的な影響をテストするために、より低光度、低質量のSNIaホスト銀河の分光分析の必要性を浮き彫りにします。
赤外線明るい銀河の研究における電波観測の役割：次世代の超大型アレイの展望
| Title |
The_Role_of_Radio_Observations_in_Studies_of_Infrared-Bright_Galaxies:_Prospects_for_a_next-generation_Very_Large_Array |
| Authors |
Eric_J._Murphy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07691 |
現在の恒星の質量の大部分は、宇宙が現在の年齢の半分未満のときに銀河で形成されました（つまり、$1\lesssimz\lesssim3$）。これは銀河の進化にとって最も重要な時期の1つである可能性が高いですが、現在、この時代の銀河の円盤内の冷たい分子ガスと関連する星形成の半径方向の広がりと分布について明確な画像がありません。そのような観測は、そのような銀河がそれらのガスを星に変換する効率を適切に推定するために、そしてこの効率を支配する様々なエネルギープロセスを説明するために不可欠です。長波長（すなわち、遠赤外線から電波まで）の観測は、そのような時代に恒星の質量集合を推進しているほこりっぽい、赤外線の明るい銀河に関連する高レベルの絶滅を貫くために重要です。この記事では、次世代の超大型アレイが、銀河の形成と進化の理解において、塵によって偏りのないサブkpcスケールでの分子ガスと星形成の相対分布を同時に研究する機能を提供することにより、どのように変革の一歩を踏み出すかについて説明します。将来の遠赤外線宇宙ミッションによって検出された初期宇宙の典型的な銀河の大規模な集団。
SKAパスファインダーからの深部電波連続観測で検出された残留電波銀河の特徴
| Title |
Characteristics_of_remnant_radio_galaxies_detected_in_the_deep_radio_continuum_observations_from_the_SKA_pathfinders |
| Authors |
Sushant_Dutta,_Veeresh_Singh,_C._H._Ishwara_Chandra,_Yogesh_Wadadekar_and_Abhijit_Kayal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07871 |
電波銀河でのAGN活動の停止は、ジェットがもはや持続しない残りの段階につながりますが、放射的および動的なエネルギー損失のために、ローブが消える前に一定期間検出することができます。電波銀河の進化を理解するには、残留相とAGNデューティサイクルのタイムスケールが不可欠です。この論文では、5つの残りの電波銀河に対するアップグレードされた巨大メートル波電波望遠鏡（uGMRT）による新しいバンド3の観測を報告します。私たちのuGMRT観測は、36$-$201mJyarcmin$^{-2}$の範囲の400MHzの表面輝度を持つ5つの残骸すべてで低表面輝度の放出を明らかにしています。バンド3のuGMRT観測により、サンプルソースの1つに翼状の電波形態が見られます。150MHz、325MHz、400MHz、および1.5GHzでの電波観測を使用して、サンプルソースの電波スペクトルエネルギー分布（SED）を連続注入オフモデル（CI$_{\rmOFF}$）でモデル化します。これは、連続注入とそれに続く残留相を伴うアクティブ相を想定しています。$t_{\rmOFF}$/$t_{\rms}$が0.16から0.63の範囲で分散された状態で、20.3Myrから41.4Myrの範囲の合計ソース年齢（$t_{\rms}$）を取得します。、これは、それらが異なる進化段階に属することを示唆しています。文献で報告されている残骸と比較して、サンプルソースはより低いスペクトル年齢を示す傾向があることに注意してください。これは、比較的高い赤方偏移と可能な急速な拡大で存在するソースのより支配的な逆コンプトン損失の複合効果によって説明できます。密度の低い環境でのローブの数。
MUSEを使用した棒渦巻銀河における恒星およびイオン化ガスの非円運動の調査
| Title |
Exploring_stellar_and_ionized_gas_non--circular_motions_in_barred_galaxies_with_MUSE |
| Authors |
Carlos_Lopez-Coba,_Sebastian_F._Sanchez,_Lihwai_Lin,_Joseph_P._Anderson,_Kai-Yang_Lin,_Irene_Cruz-Gonzalez,_L._Galbany,_Jorge_K._Barrera-Ballesteros |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07906 |
14個の棒渦巻銀河のサンプルのMUSE面分光器とイオン化速度マップを提示します。これらのオブジェクトのほとんどは、速度フィールドにストリーミングモーションが存在することを示す、バー領域に「S」字型の等速性を示します。％円回転モデルを適用することにより、バーが恒星速度の残差マップに対称構造を残すことを観察します。％これは、キネマティックバーシグネチャを検出するためのMUSE機器の機能を示しています。％観測された速度場を特徴づけるために、\xs〜toolを使用して非円形回転モデルを構築しました。特に、非軸対称速度を記述するために、バーポテンシャルに双対称モデルと調和分解を採用しています。両方のモデルが、観察された運動学的特徴を再現していることがわかります。％双対称モデルから推定された楕円形の歪みの位置角は、測光バーの位置角$（\rho_{pearson}=0.95）$と相関します。これは、非円形の速度がバーによって引き起こされていることを示しています。ただし、$s_3$高調波の振幅が小さいため、放射状の流れを可能なソースとして除外することはできません。％オブジェクト内の\ha〜の検出が弱いため、サンプル内のガスと恒星の非円運動を比較することはできませんが、銀河がガスに富む場合、楕円形の歪みも観察されますが、振幅が大きくなります。％最後に、非円運動の振幅がバーのサイズ、恒星の質量、またはグローバルSFRに依存しているという証拠は見つかりません。
恒星と塵の放出の間の空間的切断：触角銀河のテスト（Arp 244）
| Title |
Spatial_disconnection_between_stellar_and_dust_emissions:_the_test_of_the_Antennae_Galaxies_(Arp_244) |
| Authors |
L.-M._Seill\'e,_V._Buat,_W._Haddad,_A.Boselli,_M.Boquien,_L.Ciesla,_Y._Roehlly,_D.Burgarella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07967 |
冷たい塵の放出が紫外線の放出から空間的に切り離されている、塵が豊富な高赤方偏移銀河のアタカマ大型ミリ波アレイ（ALMA）の検出は、恒星と塵の成分。紫外線と赤外線の空間分布が大きく異なる近くの分解された銀河でエネルギーバランスモデリングの妥当性をテストし、完全なスペクトルエネルギー分布の分析からどの情報を確実に取得できるかを推測します。遠紫外線から遠赤外線までの触角銀河の15のブロードバンド画像を使用し、Arp244を58の正方形の〜1kpc$^2$領域に分割します。データをCIGALEに適合させて、各領域の星形成率、星の質量、および塵の減衰を決定します。58の領域を追加するためのこれらの量を、全体としてArp244で得られた量と比較し、両方の推定値が1つのシグマ内で一貫していることを確認します。これらの物理的パラメータの空間分布と、触角銀河全体の減衰曲線の形状を示します。また、放射伝達モデリングと組み合わせた流体力学的シミュレーションの予測と一致して、減衰とダスト面密度の増加に伴う減衰曲線の平坦化を観察します。
DIVING $ ^ \ mathrm{3D}$調査-銀河の原子核の深いIFSビュー-II。最初の結果：mini-DIVING $ ^
\ mathrm{3D}$サンプルの核輝線特性
| Title |
The_DIVING$^\mathrm{3D}$_Survey_--_Deep_IFS_View_of_Nuclei_of_Galaxies_--_II._First_results:_nuclear_emission-line_properties_of_the_mini-DIVING$^\mathrm{3D}$_sample |
| Authors |
R._B._Menezes,_J._E._Steiner,_T._V._Ricci,_Patr\'icia_da_Silva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.08013 |
この作品は、銀河核のディープIFSビュー（DIVING$^\mathrm{3D}$）調査の最初の結果を示しています。mini-DIVING$^\mathrm{3D}$と呼ばれるサブサンプルの核輝線スペクトルを分析しました。これには、B<11.2および|b|のすべての南銀河が含まれます。>15度。銀河の$23\％\pm4\％$が、低電離核輝線領域（LINER）に特徴的な核輝線特性を示すことを確認しました。診断図の分析により、HII領域として分類された天体と、遷移天体として分類された銀河がほとんどないLINERまたはSeyfertsとして分類された天体との間で、以前の研究では検出されなかった明らかな二分法が明らかになりました。この結果の考えられる説明は、遷移オブジェクトの少なくとも一部が複合システムであり、中央のライナーが核周囲のHII領域からの放出によって汚染されていることです。以前の研究と比較して、DIVING$^\mathrm{3D}$調査の空間分解能が高いため、核放出を核周囲の汚染から分離し、遷移オブジェクトの数を減らすことができました。また、いくつかの遷移オブジェクトの輝線スペクトルが、若い星による光イオン化とともに、中心流出による衝撃加熱の結果であるという代替シナリオを提案します。ミニDIVING$^\mathrm{3D}$サンプルのライナーの69$\％$で、光学およびX線スペクトルバンドの活動銀河核（AGN）の明確な証拠が検出されました。mini-DIVING$^\mathrm{3D}$サンプル全体を考慮すると、AGNの証拠がオブジェクトの65$\％$で検出されました。
銀河形成モデルにおける中央銀河の条件付き色-等級分布
| Title |
Conditional_Colour-Magnitude_Distribution_of_Central_Galaxies_in_Galaxy_Formation_Models |
| Authors |
Xiaoju_Xu,_Zheng_Zheng,_Qi_Guo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.08111 |
半解析的銀河形成モデル（SAM）と流体力学シミュレーションにおいて、中央銀河の条件付き色等級分布（CCMD）、つまり固定ハロー質量での色等級分布を調査します。ガウス混合モデルを使用して、各ハロー質量ビンの中心銀河のCCMDを分析し、互いにほぼ直交する赤と青の成分、色が狭く、大きさが拡張された赤の成分、および狭い青の成分に分解できることを発見しました。大きさで拡張され、色で拡張されます。SAM銀河に焦点を当て、中央の銀河の色とハローまたは銀河の特性との関係を研究することにより、CCMDコンポーネントの起源を探ります。中央の銀河の色は、低質量のハローのハローアセンブリの特性と相関しており、高質量のハローの場合はそれらとは無関係です。中央の超大質量ブラックホールの質量、冷たいガスの質量、ガスの比角運動量などの銀河の特性はすべて、中央の銀河の色に影響を与える可能性があります。これらの結果は、ハローと銀河の特性を備えた中央の銀河の色を予測しようとする代替の機械学習分析によって裏付けられています。中心銀河の色の予測は、ハロープロパティのみを使用する場合と比較して、ハロープロパティと銀河プロパティの両方を入力として使用すると大幅に改善できることがわかります。ここで検討したハローと銀河の特性により、低質量ハローの予測色分布と元の色分布の間に微妙な不一致が残っており、質量のあるハローでは有意な決定特性が識別されていないことがわかります。これは、銀河形成における追加の確率過程による変調を示唆しています。
標準的な画像では、明るいクエーサー活動のエピソードは、超大質量ブラックホール（SMBH）の成長に直接関係しています。クエーサーの寿命にわたって放出される電離放射線は、周囲の銀河間媒体（IGM）の電離状態を変化させ、バックグラウンドソースの吸収スペクトルで観察できるLy$\alpha$森林透過（いわゆる近接効果）を強化します。光の速度が有限であるため、近接効果の横方向はクエーサーの放射履歴に敏感であり、MyrタイムスケールでSMBHの成長履歴をエンコードする「光エコー」が発生します。この論文では、慎重に選択された狭帯域フィルターのペアを使用して、Ly$\alpha$森林断層撮影法を使用して、このクエーサー光エコーを測光的にマッピングする新しい手法を紹介します。前景狭帯域フィルターは、背景狭帯域フィルターによってLy$\alpha$エミッターとして選択された背景銀河に沿ったLy$\alpha$森林透過率を測定するために使用されます。この新しい二重狭帯域断層撮影技術は、分光法によるイメージングのより高いスループットとより広い視野を利用して、クエーサー周辺のLy$\alpha$森林透過の2次元マップを効率的に再構築します。測光IGMトモグラフィーからSMBHの発光クエーサー寿命を測定するための完全なベイズフレームワークを提示し、観測要件を調べます。この新しい技術は、適度な観測時間で空の広い領域をマッピングし、さらに深い3Dフォローアップ分光Ly$\alpha$森林トモグラフィーによって検査される興味深い領域を特定するための効率的な戦略を提供します。
アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）を使用して、12個の高質量星形成領域で検出された複雑な有機分子
| Title |
Complex_organic_molecules_detected_in_twelve_high-mass_star-forming_regions_with_Atacama_Large_Millimeter/submillimeter_Array_(ALMA) |
| Authors |
Giseon_Baek,_Jeong-Eun_Lee,_Tomoya_Hirota,_Kee-Tae_Kim,_Mi_Kyoung_Kim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.08223 |
最近の天体化学モデルと実験では、複雑な有機分子（COM;6つ以上の原子で構成される分子）が、星の前のコアの冷たくて密度の高いガスのダスト粒子マントル上で生成されることが説明されています。ただし、詳細な化学プロセスと化学における物理的条件の役割はまだ理解されていません。これらの質問に対処するために、ALMAバンド6の観測を使用して、12個の高質量星形成領域を調査しました。これらは、44/95GHzクラスIおよび6.7GHzクラスIICH$_{3}$OHメーザーに関連付けられており、アクティブな降着を示しています。1.3mmの68の連続ピークの中にCOM放出を伴う28のホットコアが見つかり、6.7GHzクラスIICH$_{3}$OHメーザーに関連する10のホットコアを指定しました。コア内の酸素および窒素含有分子とそれらのアイソトポログを含む最大19のCOMが識別されます。導出された存在量は、他の低質量および高質量の星形成領域からのものとの良好な一致を示しており、COM化学が主に星前のコア段階の氷化学によって設定されていることを意味します。明らかな傾向の1つは、COMの検出率がガス柱密度とともに急激に増加することです。これは、高密度コアでのCOMの効率的な形成に起因する可能性があります。さらに、6.7GHzクラスIICH$_{3}$OHメーザーに関連付けられたコアは、COMで強化される傾向があります。最後に、我々の結果は、我々のホットコアにおけるいくつかの分子の増強された存在量は、コアの異なる物理的条件と同様に活発な降着によって引き起こされる可能性があることを示唆している。
SMACS0723銀河団でJWSTとALMAによって明らかにされたサブミリ波銀河の特性
| Title |
Properties_of_the_submillimeter_galaxies_revealed_by_JWST_and_ALMA_in_SMACS_0723_galaxy_cluster |
| Authors |
Cheng_Cheng,_Haojing_Yan,_Jia-Sheng_Huang,_Christopher_N._A._Willmer,_Zhiyuan_Ma,_Gustavo_Orellana-Gonz\'alez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.08234 |
最近リリースされたJWSTによる画像と、HSTおよびALMAからのアーカイブデータを組み合わせて、SMACS0723銀河団フィールドにある3つのサブミリ銀河の中赤外線特性を示します。新しいJWSTデータは、サブミリメートル銀河（SMG）を初めて解像することを可能にし、中央領域の塵のみを検出する既存のALMA観測とは対照的に、これらが中心とディスクの両方に塵が存在することを示しています。私たちの情報源の1つとして、最適な表面輝度モデルには、セルシック指数が$\sim$0.9のディスクがあり、残りの画像は、SMG形態の以前の研究と一致して、明確なスパイラルアームを示しています。形態の結果は、主系列に属するSMGの塵が主要な合併に由来しないことを意味します。銀河の中心部での塵の減衰は、半光半径の推定にバイアスをかけます。残りのフレームのNIRバンドから測定されたSMGの半分の光の半径は、残りのフレームの1.5分の1になります。Vバンド、したがってHST画像のみに基づく以前の恒星の質量分布は、塵の消滅の影響を受ける可能性があります。最後に、中赤外線で$m_{\rmAB}\sim$27のSMGを検出でき、JWSTの優れた感度を示しています。
piXedfitで近くの銀河を解剖する：II。星、塵、ガスの間の空間的に分解されたスケーリング関係
| Title |
Dissecting_Nearby_Galaxies_with_piXedfit:_II._Spatially_Resolved_Scaling_Relations_Among_Stars,_Dust,_and_Gas |
| Authors |
Abdurro'uf,_Yen-Ting_Lin,_Hiroyuki_Hirashita,_Takahiro_Morishita,_Sandro_Tacchella,_Po-Feng_Wu,_Masayuki_Akiyama,_Tsutomu_T._Takeuchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.08382 |
近くにある10個の渦巻銀河の星、塵、ガスの間の空間的に分解されたスケーリング関係を研究します。前の論文でAbdurro'ufetal。（2022）、piXedfitを使用したパンクロマティックスペクトルエネルギー分布（SED）フィッティングにより、星の種族と塵の空間的に分解された特性を導き出しました。ここで、解決された星形成（$\Sigma_{\rmH_{2}}$-$\Sigma_{\rmSFR}$-$\Sigma_{*}$）とダストスケーリングの関係を調査します。銀河のすべての銀河系下の領域との関係はかなり緊密ですが（$\sigma\lesssim0.3$dex）、スケーリング関係のほとんどは、正規化と形状において銀河間の変動を示していることがわかります。$\Sigma_{\rmdust}$-$\Sigma_{\rmgas}$と$\Sigma_{\rmdust}$-$\Sigma_{\rmH_{2}}$の2つの関係のみがそうではありませんサンプル銀河間で銀河ごとに顕著な変動が見られます。さらに、スケーリング関係間の相関関係を調査します。$\Sigma_{\rmH_{2}}$-$\Sigma_{\rmSFR}$-$\Sigma_{*}$関係の正規化の間に有意な相関関係があり、これは銀河のレベルが高いことを示唆しています。解決された$\text{H}_{2}$フラクション（$f_{\rmH_{2}}$）は、より高いレベルの解決された星形成効率（SFE）と特定の星形成率（sSFR）を持つ傾向があります。また、分解された塵と恒星の質量比のレベルが高い銀河は、分解されたsSFR、SFE、および$f_{\rmH_{2}}$のレベルが高くなる傾向があることも観察されています。さらに、グローバルsSFRが高く、形態がコンパクトでない銀河は、分解されたsSFR、SFE、および$f_{\rmH_{2}}$のレベルが高くなる傾向があることがわかります。これにより、$の正規化の変動を説明できます。\Sigma_{\rmH_{2}}$-$\Sigma_{\rmSFR}$-$\Sigma_{*}$の関係。全体として、私たちは銀河の星形成過程を支配する上でのグローバルな要因とローカルな要因の両方の寄与の兆候を観察します。
ALMAによる小マゼラン雲における原始星CO流出の最初の検出
| Title |
The_First_Detection_of_a_Protostellar_CO_Outflow_in_the_Small_Magellanic_Cloud_with_ALMA |
| Authors |
Kazuki_Tokuda,_Sarolta_Zahorecz,_Yuri_Kunitoshi,_Kosuke_Higashino,_Kei_E._I._Tanaka,_Ayu_Konishi,_Taisei_Suzuki,_Naoya_Kitano,_Naoto_Harada,_Takashi_Shimonishi,_Naslim_Neelamkodan,_Yasuo_Fukui,_Akiko_Kawamura,_Toshikazu_Onishi,_and_Masahiro_N._Machida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.08396 |
原始星の流出は、星形成の最も優れた特徴の1つです。数十年にわたる観測研究は、流出が太陽金属量銀河状態の低質量および高質量の原始星と遍在的に関連していることを首尾よく示しました。ただし、原始星の流出特性の環境依存性は、特に低金属量レジームでは、まだよくわかっていません。ここでは、小マゼラン雲で0.2$Z_{\odot}$の分子流出が最初に検出されたことを報告します。これは、巨大な原始星Y191に向かって0.1pcの空間分解能でALMA観測を使用したものです。-$\gtrsim$15kms$^{-1}$のCO（3-2）放出の速度翼。流出の評価された特性（運動量、機械力など）は、銀河系の対応物の特性と一致しています。私たちの結果は、分子の流出、つまり小規模でのディスク降着の道標が、$\sim$0.2-1$Z_{\odot}$の金属量範囲全体で原始星と普遍的に関連している可能性があることを示唆しています。
若い大規模クラスターの初期進化：NGC6611/M16の運動学的歴史
| Title |
The_early_evolution_of_young_massive_clusters:_The_kinematic_history_of_NGC6611_/_M16 |
| Authors |
Mitchel_Stoop,_Lex_Kaper,_Alex_de_Koter,_Difeng_Guo,_Henny_J._G._L._M._Lamers,_Steven_Rieder |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.08452 |
最初の数マイアでは、巨大な星が動的に相互作用し、暴走を引き起こし、初期のバイナリ集団に影響を与えます。若い大規模なクラスターのダイナミクスを観察して解釈することは、星形成プロセスを理解し、恒星進化の結果を予測するための鍵です。私たちは、19個のO型星をホストする若い大規模なクラスターであるわし星雲（M16）でNGC6611を研究しました。GaiaEDR3データを使用して、メンバーシップ、年齢、クラスターダイナミクス、および暴走を含む大質量星の運動学を決定しました。メンバーシップ分析により、1706$\pm$7pcの平均距離にある137人のメンバーが得られます。色-絶対等級図は、前主系列星の青と赤の集団を示しており、2つの異なる星の集団と一致しています。以前の研究と一致して、最も若い集団は平均絶滅$A_V$=3.6$\pm$0.1等、年齢=1.3$\pm$0.2Myrであり、一方、より古い星の集団は平均絶滅$A_V$=2.0$\pm$0.1等と年齢=7.5$\pm$0.4Myr。後者の人口は、若い世代の星よりも空間的に広がっています。私たちは、OB星のほとんどが若い集団に属していると主張します。動的放出シナリオと一致して、NGC6611の中心から発生する8つの暴走を識別します。O型星の約50％が脱出速度と同等かそれ以上の速度を持っていることを示しています。これらのO型星は、運動学的年齢が0〜2MyrのNGC6611の中心にまでさかのぼることができます。これは、動的相互作用がNGC6611の初期の進化において重要な役割を果たしたことを示唆しており、これは低電流の恒星密度を考えると驚くべきことです。これを若い大規模クラスターのシミュレーションと比較すると、必要な初期半径0.1〜0.5pcはNGC6611の初期半径と一致していません。O型星は、最初は幅の広いバイナリで形成され、動的な相互作用によって硬化する可能性があります。
数値シミュレーションによる低質量サブハロ生存と消滅光度に光を当てる
| Title |
Shedding_light_on_low-mass_subhalo_survival_and_annihilation_luminosity_with_numerical_simulations |
| Authors |
Alejandra_Aguirre-Santaella,_Miguel_A._S\'anchez-Conde,_Go_Ogiya,_Jens_St\"ucker,_Raul_E._Angulo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.08652 |
この作業では、特別に設計された一連の数値シミュレーションを実行して、現在激しい議論の対象となっているガンマ線DM検索に関連する質量スケールでの暗黒物質（DM）サブハロの生存にさらに光を当てます。具体的には、GPU$N$-bodyコードであるDASHの改良版を開発して採用し、ミルキーウェイのようなハロー内の低質量サブハロの進化を前例のない精度で研究し、太陽質量とサブパーセクに到達しました。シミュレーションでの解像度。さまざまな質量、濃度、軌道特性を持つサブハロをシミュレートし、天の川銀河自体の重力ポテンシャルの影響を検討します。より具体的には、サブハロの結合質量分率と消滅光度の両方の進化を分析し、降着時に質量の99％以上を失う場合でも、ほとんどのサブハロが現在まで存続することを発見しました。特にサブハロ軌道が銀河円盤とより平行である場合、ホスト内のバリオンははるかに深刻な質量損失を引き起こします。これらのサブハロの多くは太陽のガラクトセントリック半径を横切るため、地球からの消滅フラックスの検出が容易になります。近日点が太陽の近くにあるDMのみのハローを周回するサブハローは、赤方偏移ゼロで初期消滅光度の70〜90％を失い、バリオンもホストに含まれている場合は最大99％増加します。サブハロの質量損失と近地点での有効潮汐場との間に強い関係があることがわかります。確かに、濃度、軌道パラメータ、ホストポテンシャルおよびバリオン成分への依存の多くは、この単一のパラメータによって説明することができます。低質量銀河サブハロの生存に光を当てるだけでなく、私たちの結果は、DMの性質に関する現在および将来の探求を支援する詳細な予測を提供することができます。
対照的な学習で「野生の」電波天文学のための有用な表現を学ぶ
| Title |
Learning_useful_representations_for_radio_astronomy_"in_the_wild"_with_contrastive_learning |
| Authors |
Inigo_Val_Slijepcevic,_Anna_M._M._Scaife,_Mike_Walmsley,_Micah_Bowles |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.08666 |
ラベルのない天体物理トレーニングデータの未知のクラス分布は、トレーニングセットと検証セット間のデータセットのシフトにより、モデルのパフォーマンスに悪影響を与えることが以前に示されています。電波銀河の分類については、トレーニングの前にラベルのないデータから低角度範囲のソースを削除すると、対照的なモデルに対して質的に異なるトレーニングダイナミクスが生成されることをこの作業で示します。電波銀河の表現空間を生成するために、未知のクラスバランスとサブ母集団分布を持つラベルのないデータセットにモデルを適用することにより、適切なカットしきい値を使用して、FRI/FRIIクラス分離が電波銀河をこれらの2つのクラスに分離するように明示的に訓練された監視ベースライン。さらに、過度に保守的なカットしきい値が検証精度の向上をブロックすることを示します。次に、学習した表現を、まれなハイブリッドソースで類似性検索を実行するダウンストリームタスクに使用します。これにより、対照モデルが意味的に類似したサンプルを確実に返すことができ、前処理後に残る重複を見つけるという追加のボーナスが得られます。
原始ブラックホールに対する広いバイナリ制約の不確実性
質量$M_{\rmCO}\gtrsim10M_{\odot}$のコンパクトオブジェクトの形の暗黒物質は、広い連星への動的効果によって制約を受ける可能性があります。原始ブラックホール暗黒物質への最近の関心に動機付けられて、これらの制約を再検討します。以前の研究をいくつかの方法で改善します。具体的には、i）初期のワイドバイナリセミメジャー軸分布の物理的動機付けモデルを実装し、ii）バインドされていないバイナリを含め、iii）セミメジャー軸と観測された角距離の関係の不確実性を考慮します。これらの効果はすべて、（特定のコンパクトなオブジェクトの母集団に対して）ワイドバイナリの予測数を増やす傾向があります。したがって、コンパクトオブジェクトのハロー分数$f_{\rmco}$に対する制約は大幅に弱められます。コンパクトオブジェクトのハロー暗黒物質の割合は、$M_{\rmco}\approx300\、M_{\odot}$に対して$f_{\rmco}<1$であり、$M_{\rmの増加に伴って引き締まることがわかります。co}$から$f_{\rmco}<0.26$for$M_{\rmco}\gtrsim1000\、M_{\odot}$。
銀河の存続期間にわたって継続的な星形成は、低金属量ガスが銀河周辺の媒体から着実に流入していることを示唆しています。また、大規模構造形成の宇宙論的シミュレーションは、ガスがそれらが形成されたハローから銀河に蓄積されることを意味します。直接観測することは難しいが、近年、銀河系の媒体からのガス流入の観測指標が得られた。ここでは、間接的な観測プローブを提案します。降着によって引き起こされる大規模な（数kpcを超える）乱流を探します。具体的な例として、銀河円盤と同一平面上にある降着流を考え、ケルビン・ヘルムホルツ乱流が発生すると主張します。乱流の半解析的モデルを採用し、予想される乱流パワースペクトルを導き出します。後者は、観測パワースペクトルと比較できる独特の形状であることがわかります。実例として、天の川銀河のパラメータを使用します。
高速雲MIの起源と距離
MIとして知られる高速の中性水素の特徴は、約10万年前に163個の距離で起こった超新星の結果である可能性があります。低速のHIデータは、MIの空間座標（l、b）=（165o、65.o5）を中心として、古い爆発する星によって避難した領域を示す構造である、明確な空洞を示しています。黄色い巨星である56おおぐま座の目に見えない伴星は、空洞を空にし、MI自体を120km/sで外向きに爆破した超新星の残骸である可能性があります。MIの質量とエネルギーは、超新星から期待されるものと簡単に一致します。ROSATで見られるX線は、結果として生じるバウショックの起源と一致しています。皮肉なことに、MIのこのシナリオは、高速の雲の方向に低速のガスを探索していたためにのみ一緒になりました。
赤外線星雲線からのAGNの化学物質量の測定：AGNのHII-CHI-Mistry-IR
| Title |
Measuring_chemical_abundances_in_AGN_from_infrared_nebular_lines:_HII-CHI-Mistry-IR_for_AGN |
| Authors |
Borja_P\'erez-D\'iaz,_Enrique_P\'erez-Montero,_Juan_A._Fern\'andez-Ontiveros,_Jos\'e_M._V\'ilchez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.08718 |
JWST、METIS、ALMAなどの将来および進行中の赤外線および無線観測所は、銀河の静止フレームIR分光データの量を数桁増加させます。光学観測に基づくISMの化学組成の研究は、SFGについて、そして最近ではAGNについても数十年にわたって広く普及してきましたが、IRデータを使用して同様の研究を行う必要があります。このレジームは、温度やダストの消滅による影響が少なく、より高いイオン種を追跡し、化学物質の存在比N/Oを確実に推定できることを考えると、AGNの場合に特に役立ちます。AGNのIR輝線から化学物質の存在量を推定するためのベイズのような方法論に基づく新しいツールを紹介します。文献から取得したIR分光データを含む58AGNのサンプルを使用して、メソッドの有効性を調査します。サンプルのIR線に基づく化学物質の存在量の推定値は、同じオブジェクトの光輝線から得られた対応する存在量と後で比較されます。HII-CHI-Mistry-IRは、化学物質の存在比O/HとN/Oおよびイオン化パラメーター$U$によって特徴付けられる光イオン化モデルを利用して、予測された輝線フラックスを一連の観測値と比較します。単一の輝線を一致させる代わりに、コードは上記の自由パラメーターに敏感ないくつかの特定の輝線比を使用します。AGNのサンプルでは、主に太陽と核領域のO/Hの太陽下の存在量を報告しますが、N/Oは太陽の値の周りに集まっています。IRと光輝線に由来する化学的存在量の間に不一致があり、後者は前者よりも高いことがわかります。この不一致は、IR観測からのAGNのISMの組成に関する以前の研究でも報告されており、ガス密度やガスへの入射放射線場とは無関係です。
タイプIaSNR0519-69.0の高密度で不均一な星周媒体の証拠
| Title |
Evidence_for_a_Dense,_Inhomogeneous_Circumstellar_Medium_in_the_Type_Ia_SNR_0519-69.0 |
| Authors |
Brian_J._Williams,_Parviz_Ghavamian,_Ivo_R._Seitenzahl,_Stephen_P._Reynolds,_Kazimierz_J._Borkowski,_Robert_Petre |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.08724 |
2020年に取得された新しいHSTWFC3画像と、2010年および2011年のアーカイブACS画像の組み合わせを使用して、LMCでSNR0519$〜69.0のバルマー支配の外部衝撃の拡張研究を実行します。非常に長い時間ベースラインのおかげで、私たちの固有運動測定は、前例のない精度です。衝撃速度の範囲は広く、平均で最も速い衝撃は5280km/sで、最も遅い衝撃のグループは平均1670km/sです。HSTのH_alpha画像をChandraのX線画像およびSpitzerのmid-IR画像と比較し、特定の場所の残骸の明るさとその場所の爆風の速度との間に明確な反相関を見つけ、X線とIR放射の明るい結び目は、高密度の不均一な星周媒体との相互作用に起因するという考え。最速の速度がLMCの低密度の周囲媒体に遭遇した爆風の結果である場合に予想されるように、最速の衝撃に関連する熱または非熱のX線放射の証拠は見つかりません。以前の調査から得られた結果と一致して、670+/-70歳の残党の年齢を導き出します。
Abell 426の銀河の形態、色の大きさ、スケーリングの関係
| Title |
Morphology,_color-magnitude_and_scaling_relations_of_galaxies_in_Abell_426 |
| Authors |
Sheeraz_A._Khanday,_Kanak_Saha,_Nasser_Iqbal,_Suraj_Dhiwar,_Isha_Pahwa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.08729 |
スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）イメージングと分光観測を使用して、Abell426クラスター内の183個のメンバー銀河の測光特性を示します。SDSSg、r、iバンドでは、視覚的な分類とそれに続く179個の銀河の多成分画像分解に基づく詳細な形態が示されています。メンバーの80％以上が初期型銀河（ETG）であり、楕円銀河、矮小楕円銀河（dE）、レンズ状の形態を持ち、色の大きさの図（CMD）の赤いシーケンスに従います。青い雲にいくつかのdEとスパイラルがあるため、クラスターCMDはほぼ単峰性です.dEは$\sim2$mag暗く、明るい対応物とは異なるセルシック指数と中心速度分散分布に従います。さらに、セルシック指数、濃度、g、r、iバンドの中心速度分散などの導出された物理パラメータに基づいて構築されたETGの5つの異なるサンプルについて、Kormendy関係（KR）とFundamentalPlane関係（FPR）を確立します。KRの平均rバンド勾配とゼロ点は$3.02\pm0.1$と$18.65\pm0.03$であり、ローカルおよびより高い赤方偏移の他のクラスター楕円と密接に一致しています。キネマティクスベースのETGサンプルは、KRでの散乱が最小であり、ゼロ点がgからiバンドまで$\sim1.3$-magだけ明るくなります。dEおよびその他の低質量ETGは、同様の勾配でKRに従いますが、$\sim1.3$magのより暗いゼロ点を持ち、平行なKRを形成します。明るい楕円は、rバンドで$a=1.37\pm0.003$、$b=0.35\pm0.05$、$c=-9.37\pm0.02$のFPRに従います。銀河は、低質量端でこの関係から逸脱する傾向があります。形態および2D構造解析のカタログはオンラインで入手できます。
天の川のような銀河：動的に定義された円盤、バルジ、星の種族の星の種族の特性
| Title |
Milky_Way-like_galaxies:_stellar_population_properties_of_dynamically_defined_disks,_bulges_and_stellar_halos |
| Authors |
Sara_Ortega-Martinez,_Aura_Obreja,_Rosa_Dominguez-Tenreiro,_Susana_Pedrosa,_Yetli_Rosas-Guevara,_Patricia_Tissera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.08776 |
銀河の形成は、各タイプの銀河成分の集合パターンの観点から理解することができます。この種の分析を実行するには、これらのコンポーネントを分離するためのいくつかの基準を定義する必要があります。動的特性に基づく分解方法は、測光ベースの方法よりも物理的に動機付けられています。\texttt{銀河構造ファインダー}の教師なしガウス混合モデルを使用して、EAGLEシミュレーションから天の川のような質量を持つ銀河のサブサンプルの成分を抽出します。識別されたすべての下部構造の1次および2次の動的モーメントの空間でのクラスター化により、5種類の銀河成分が明らかになります。薄い円盤と厚い円盤、恒星のハロー、バルジ、回転楕円体です。これらの5つの成分タイプの動的、形態学的、星の種族の特性を分析し、これらの特性が互いにどの程度相関しているか、銀河の星と暗黒物質のハロー質量の合計にどの程度依存しているかを調べます。すべての銀河には、バルジ、恒星のハロー、円盤が含まれています。オブジェクトの60％は2つのディスク（薄いものと厚いもの）をホストし、68％は回転楕円体もホストします。動的な円盤対総比は恒星の質量に依存しませんが、2つの円盤の回転速度の中央値は依存します。薄い円盤は恒星の時代、[Fe/H]と$\alpha$-enhancementで3つの分散が支配的な成分から十分に分離されており、厚い円盤はその間にあります。薄い円盤を除いて、すべてのコンポーネントはそれらの星の種族の特性の間に相関関係を示します：より古い年齢はより低い金属量とより大きな$\alpha$-強化を意味します。最後に、各コンポーネントのダイナミクスに対する星の種族の特性の弱い依存性を定量化します。
SMACS0723 JWST EROの最初の外観：分光学的赤方偏移、恒星の質量、星形成の歴史
| Title |
A_first_look_at_the_SMACS0723_JWST_ERO:_spectroscopic_redshifts,_stellar_masses_and_star-formation_histories |
| Authors |
A._C._Carnall,_R._Begley,_D._J._McLeod,_M._L._Hamadouche,_C._T._Donnan,_R._J._McLure,_J._S._Dunlop,_C._L._Bondestam,_F._Cullen,_S._M._Jewell,_C._L._Pollock |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.08778 |
SMACSJ0723.3-7327クラスターフィールドのJWSTEROデータのファーストルック分析を示します。まず、$\lambda_\mathrm{obs}=1.8-5.2\mu$mNIRSpec中解像度（$R=\lambda/\Delta\lambda=1000$）データからの10個の新しい分光赤方偏移を報告します。これらはすべて、複数の高SNR輝線検出によって決定され、$1<z<3$の5つのオブジェクトが複数のレストフレーム近赤外水素パッシェンラインを表示し、$5<z<9$の5つのオブジェクトがレストフレーム光学を表示します。酸素および水素バルマー系列。5つの高赤方偏移銀河について、$\lambda_\mathrm{obs}=0.8-5\mu$mにまたがる6つのNIRCamバンドでフラックスを抽出し、これらのデータを既存のHST測光と組み合わせて使用してスペクトルエネルギー分布フィッティングを実行します。$7<z<9$オブジェクトは、F277W、F356W、およびF444Wバンド全体でU字型のパターンを示し、放射（バルマージャンプ）および高等価幅[O\、\textsc{で見られるバルマーブレークの存在を示します。iii}]放出。これは、現在の質量の大部分が過去10マイル以内に形成された、非常に若い星の種族を示しています。スペクトルフィッティングから堅牢な恒星質量と平均恒星年齢を報告します。4つの$z>6$銀河は、log$_{10}（M_*/$M$_\odot）=7.4-8.6$から低い恒星質量を示します。それに対応して、わずか数マイアの若い平均恒星年齢。この作業は、物理パラメータを確実に制約するために必要な分光学的赤方偏移を測定するために、今後の大規模なNIRCam調査とNIRSpecフォローアップを組み合わせることが非常に重要であることを強調しています。
局所銀河から遠方銀河への金属のダスト枯渇I：ISMにおける特異な元素合成効果と粒子成長
| Title |
The_dust_depletion_of_metals_from_local_to_distant_galaxies_I:_Peculiar_nucleosynthesis_effects_and_grain_growth_in_the_ISM |
| Authors |
Christina_Konstantopoulou,_Annalisa_De_Cia,_Jens-Kristian_Krogager,_C\'edric_Ledoux,_Pasquier_Noterdaeme,_Johan_P.U._Fynbo,_Kasper_E._Heintz,_Darach_Watson,_Anja_C._Andersen,_Tanita_Ramburuth-Hurt_and_Iris_Jermann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.08804 |
金属の大部分は、星間物質（ISM）の観測可能な気相から欠落しています。これは、それらがダスト粒子に組み込まれているためです。これは、ダスト枯渇と呼ばれる現象です。ISMにおけるダスト枯渇の研究は、金属と宇宙塵の起源と進化を調査するために重要です。ここでは、天の川から遠方の銀河までのいくつかの金属の塵の枯渇を特徴づけることを目指しています。文献の吸収線分光法からISM金属カラム密度を収集し、さらに、UVES/VLTで観察された、クエーサーに向かう70個の減衰ライマン-$\alpha$吸収体（DLA）のサンプルからTiおよびNiカラム密度を決定します。。ISM相対存在量を使用して、18種類の金属（C、P、O、Cl、Kr、S、Ge、Mg、Si、Cu、Co、Mn、Cr、Ni、Al、Ti、Zn、Fe）のダスト枯渇を推定します。さまざまな環境（天の川、マゼラン雲（MC）、クエーサーおよびガンマ線バーストに対するDLA）用。各金属の枯渇とダストの枯渇の強さの間の線形関係を観察します。これは、観察された[Zn/Fe]で追跡します。MCの中立ISMでは、線形性からのわずかな偏差が、$\alpha$元素のTi、Mg、Sの過剰、およびMnの不足として観察されます。サンプルのMCに向かって観測されたすべてのOB星が、$\alpha$元素の増強と、Mnの不足を持っていると仮定すると、偏差はなくなります。これは、MCが最近$\alpha$要素に富んでいることを意味している可能性があります。これは、最近の星形成のバーストが原因である可能性があります。低金属量QSO-DLAから天の川までの金属の枯渇シーケンスの観察された強い相関は、これらの異なる銀河間で大幅に異なる星形成の歴史とは無関係に、宇宙塵が共通の起源を持っていることを示唆しています。これは、粉塵生成の重要なプロセスとしてのISMにおける粒子成長の重要性を裏付けています。
数値相対論シミュレーションから導出された二元中性子星エジェクタモデル間の一致の研究
| Title |
A_study_of_the_agreement_between_binary_neutron_star_ejecta_models_derived_from_numerical_relativity_simulations |
| Authors |
Amelia_Henkel,_Francois_Foucart,_Geert_Raaijmakers,_Samaya_Nissanke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07658 |
中性子星合体は最近、極度の重力、元素合成、および宇宙の化学組成を研究するためのツールになりました。現在までに、二元中性子星合体の重力と電磁気の合体観測GW170817と、重力のみの観測GW190425があります。中性子星合体の電磁信号を正確に識別して解釈するためには、これらの合体によって生成される物質流出のより良いモデルが必要です。一連の排出モデルを比較して、システムから予想される排出質量の量に強い制約を与える場所と、現在のモデルの体系的な不確実性により、観測されたイベントから情報を確実に抽出できない場所を確認します。また、GW170817と互換性のある2396個の中性子星の状態方程式を調べて、特定の放出質量がその状態方程式の中性子星で合理的に生成できるかどうか、および異なる放出モデルが一貫した予測を提供するかどうかを確認します。モデル間の違いは、多くの場合、これらのモデルで一般的に想定される誤差に匹敵するか、それよりも大きいことがわかります。これは、モデルに対するより良い制約が必要であることを意味します。また、キャリブレーションウィンドウ外の流出モデルの外挿は、重力波イベントの分析に一般的に必要ですが、非常に信頼性が低く、完全に非物理的な結果につながる場合があることにも注意してください。
大マゼラン雲内の巨大なバイナリーのごくわずかなキックで生まれたX線の静かなブラックホール
| Title |
An_X-ray_quiet_black_hole_born_with_a_negligible_kick_in_a_massive_binary_within_the_Large_Magellanic_Cloud |
| Authors |
Tomer_Shenar,_Hugues_Sana,_Laurent_Mahy,_Kareem_El-Badry,_Pablo_Marchant,_Norbert_Langer,_Calum_Hawcroft,_Matthias_Fabry,_Koushik_Sen,_Leonardo_A._Almeida,_Michael_Abdul-Masih,_Julia_Bodensteiner,_Paul_A._Crowther,_Mark_Gieles,_Mariusz_Gromadzki,_Vincent_Henault-Brunet,_Artemio_Herrero,_Alex_de_Koter,_Patryk_Iwanek,_Szymon_Koz{\l}owski,_Daniel_J._Lennon,_Jesus_Ma{\i}z_Apellaniz,_Przemys{\l}aw_Mroz,_Anthony_F._J._Moffat,_Annachiara_Picco,_Pawe{\l}_Pietrukowicz,_Rados{\l}aw_Poleski,_Krzysztof_Rybicki,_Fabian_R._N._Schneider,_Dorota_M._Skowron,_Jan_Skowron,_Igor_Soszynski,_Micha{\l}_K._Szymanski,_Silvia_Toonen,_Andrzej_Udalski,_Krzysztof_Ulaczyk,_Jorick_S._Vink,_Marcin_Wrona |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07675 |
恒星ブラックホールは、15個以上の太陽質量で生まれた星の最後の残骸です。数十億がローカルグループに存在すると予想されますが、既知のものはごくわずかであり、ほとんどがコンパニオンスターから物質を蓄積するときに放出されるX線によって検出されます。ここでは、大マゼラン雲の大規模なX線微弱バイナリであるVFTS243について報告します。公転周期は10.4dで、25個の太陽質量のO型星と、少なくとも9個の太陽質量の見えない伴星で構成されています。私たちのスペクトル分析では、5シグマの信頼水準で非縮退のコンパニオンを除外しています。最小コンパニオン質量は、それがブラックホールであることを意味します。私たちの銀河の外では、他のX線の静かなブラックホールは明白に知られていません。VFTS243の（ほぼ）円軌道と運動学は、始祖のブラックホールへの崩壊が、放出された物質またはブラックホールキックをほとんどまたはまったく伴わなかったことを意味します。このようなユニークなバイナリを特定することは、重力波の検出率と宇宙全体のコア崩壊超新星の特性に大きな影響を与えます。
Ia型超新星の初期の光度曲線は、非縮退の始祖コンパニオンと一致しています
| Title |
Early_Lightcurves_of_Type_Ia_Supernovae_are_Consistent_with_Nondegenerate_Progenitor_Companions |
| Authors |
J._Burke,_D._A._Howell,_D._J._Sand,_R._C._Amaro,_P._J._Brown,_J._E._Andrews,_K._A._Bostroem,_Y._Dong,_J._Haislip,_D._Hiramatsu,_G._Hosseinzadeh,_V._Kouprianov,_M._J._Lundquist,_C._McCully,_C._Pellegrino,_D._Reichart,_L._Tartaglia,_S._Valenti,_and_S._Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07681 |
Ia型超新星（SNe〜Ia）が、白色矮星が非縮退コンパニオンからのロッシュローブオーバーフローによって点火された結果である場合、超新星爆発がコンパニオンスターにぶつかると、その噴出物が衝撃を受け、光度曲線に初期の青い過剰が発生します。これらの過剰のほんの一握りが単一オブジェクトの研究で発見されましたが、爆発から数日以内の多波長追跡の希少性のために、SNe〜Iaの集団全体に関する推論は制限されています。ここでは、模範的な初期データを使用して、近くにある9つの（$z<0.01$）SNe〜Iaの偏りのないサンプルを生成する3年間の調査を示します。データは真に多波長であり、$UBVgri$とSwiftのバンドパスをカバーし、また初期の、最大光の16。0日前の平均的な最初のエポックです。9つのオブジェクトのうち、3つは初期の青の過剰を示しています。SNe〜Iaが主にロッシュローブオーバーフローの単一縮退システム（$p=0.94$）から生じるという帰無仮説を棄却するのに十分な統計的証拠は見つかりません。オブジェクトの色を見ると、SNe〜Iaの3分の1だけがUVブルーに近いことがわかった以前の文献サンプルとは対照的に、オブジェクトはほぼ均一にUVブルーに近いことがわかり、一見連続しているように見えます。爆発後の数日間の$B-V$色の範囲。これも、以前の文献の主張とは対照的です。この研究は、SNe〜Iaの始祖系を決定し、それらの多様な初期の行動を明らかにする上で、初期の、真に多波長の、ハイケイデンスのデータの重要性を強調しています。
パルサーの超流動内部地殻における（準）中性子渦散乱によるグリッチ
| Title |
Glitches_due_to_(quasi)_neutron-vortex_scattering_in_the_superfluid_inner_crust_of_a_pulsar |
| Authors |
Biswanath_Layek,_Deepthi_Godaba_Venkata,_Pradeepkumar_Yadav |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07834 |
パルサーの内部地殻における中性子-渦散乱によって引き起こされる渦のピン止め解除のメカニズムを再考する。地殻地震によって放出されたひずみエネルギーは、内部地殻の一部で吸収され、内部地殻の大部分に存在する自由中性子超流動からのペア破壊準中性子励起を引き起こすと想定されています。これらの準中性子が渦コアの通常の中性子で散乱すると、熱の影響を受けた領域から多数の渦が解き放たれ、パルサーグリッチが発生します。パルサーグリッチのコンテキストでの渦のピン止め解除の影響を研究するために、影響を受けたピン留め領域の円筒シェルの形状を検討します。このメカニズムにより、パルサーは約$\sim10^{11}-10^{13}$の渦を放出できることがわかります。これらの数値は、特徴的な年齢が$\tau\simeq10^4$年のVelaのようなパルサーの注文$\sim10^{-11}-10^{-9}$のグリッチサイズに相当します。カニのような若いパルサーの場合、グリッチのサイズは1桁大きくなります。また、固定されていない渦の動きによって引き起こされる渦のなだれの可能性を示唆しています。雪崩によって引き起こされるグリッチサイズの概算は、有望な結果を示しています。
はくちょう座X-1のジェットの構成とパワーは何ですか？
コンプトンガンマ線観測所とINTEGRAL衛星による平均軟ガンマ線スペクトルの測定を使用して、高温付着流からの光子の衝突によるCygX-1のジェットのベースでの電子-陽電子対生成率を計算します。この速度は、Blandford\＆Koeniglの拡張ジェットモデルに続く拡張ジェットモデルを使用して計算された、観測されたシンクロトロンの電波からIRへのジェットスペクトルを放出するレプトンの流量にほぼ等しいことがわかりました。この偶然の一致は、ジェットの組成がペアで支配される可能性が高いことを示しています。同じ偶然の一致は、マイクロクエーサーMAXIJ1820+070と電波銀河3C120で以前に発見されました。これは、考慮されたメカニズムが少なくともいくつかのクラスの相対論的ジェットに対して普遍的である可能性があることを示しています。さらに、はくちょう座X-1のジェットパワーを再計算します。ペアの存在は、イオンのバルク運動のパワーを大幅に低下させる可能性があり、その結果、ジェットがその近くに存在する$\sim$5-pc星状構造にパワーを与えることができるパラメータ空間が制限されます。
球状星団NGC6397でのとらえどころのないミリ秒パルサーの無線検出
| Title |
Radio_detection_of_an_elusive_millisecond_pulsar_in_the_Globular_Cluster_NGC_6397 |
| Authors |
Lei_Zhang,_Alessandro_Ridolfi,_Harsha_Blumer,_Paulo_Freire,_Richard_N._Manchester,_Maura_McLaughlin,_Kyle_Kremer,_Andrew_D._Cameron,_Zhiyu_Zhang,_Jan_Behrend,_Marta_Burgay,_Sarah_Buchner,_David_J._Champion,_Weiwei_Chen,_Shi_Dai,_Yi_Feng,_Xiaoting_Fu,_Meng_Guo,_George_Hobbs,_Evan_F._Keane,_Michael_Kramer,_Lina_Levin,_Xiangdong_Li,_Mengmeng_Ni,_Jingshan_Pan,_Prajwal_V._Padmanabh,_Andrea_Possenti,_Scott_M._Ransom,_Chao-Wei_Tsai,_Vivek_Venkatraman_Krishnan,_Pei_Wang,_Jie_Zhang,_Qijun_Zhi,_Yongkun_Zhang,_Di_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07880 |
オーストラリアのパークス電波望遠鏡（現在はムリヤンとしても知られている）で発見され、南アフリカのMeerKAT電波望遠鏡。測定された公転周期1.97日は、球状星団（GC）のすべての食変光星の中で最も長く、以前は「隠されたMSP」であると示唆されていた同時X線源U18のそれと一致しています。NGC6397Bの電波静止エポック中のXMM-Newton観測では、X線フレアは検出されませんでした。NGC6397Bは、コンパニオンスターが主系列星を離れた後の物質移動の初期段階では、過渡的なMSPまたは食変光星のいずれかです。NGC6397Bの発見は、非常にかすかで非常に不明瞭な連星パルサーのサブグループを明らかにする可能性があります。したがって、コアが崩壊した連星の連星の見かけの不足と、GCの進化に対する重大な制約についてのもっともらしい説明を提供します。
構造化GRBジェットの3次元数値シミュレーション
最初の明確な軸外ガンマ線バースト（GRB）であるGRB170817Aの検出後、いくつかの研究がGRBジェットの構造を理解しようとしました。初期のジェット構造（中央エンジンによって直接生成される）は、部分的に保存することも、環境との相互作用によって完全に変更することもできます。この研究では、巨大な始祖星を通って進化する長いGRBジェットの3次元、特殊相対性理論の流体力学シミュレーションを実行します。さまざまなジェットシナリオが検討されました。圧力または運動エネルギーによって支配されるシルクハットのガウスジェット、および超新星（SN）のモデルと、両方が始祖を通って伝播するジェットです。始祖星の内部を伝播している間、異なる初期構造を持つジェットはほとんど区別がつかないことがわかりました。キネティックが支配的なジェットは、圧力が支配的なジェットよりも高速でコリメートされています。始祖星内のジェットのダイナミクスは、関連するSNの存在に強く依存し、ジェットの伝播を強く減速させる可能性があります。GRBジェットの初期構造が維持されているかどうかは、主にジェット持続時間（$t_j$）と高密度環境からのジェットブレイクアウト時間（$t_{\rmbo}$）に依存することを示しています。初期構造は長持ちするジェット（$t_j\ggt_{\rmbo}$）で保持されますが、中程度の形状の短期間のジェット（$t_j\llt_{\rmbo}$）との相互作用があります。軸外GRBの大規模なサンプルの将来の観測は、環境の密度成層、ジェットの初期構造、および中央エンジン自体の物理学を制約します。
分光偏光観測に基づくセイファート1銀河LEDA3095839およびVIIZw244におけるAGNの物理的パラメーターの決定
| Title |
Determination_of_the_Physical_Parameters_of_AGNs_in_Seyfert_1_Galaxies_LEDA_3095839_and_VII_Zw_244_Based_on_Spectropolarimetric_Observations |
| Authors |
Elena_Shablovinskaya,_Mikhail_Piotrovich,_Eugene_Malygin,_Stanislava_Buliga_and_Tinatin_Natsvlishvili |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07986 |
ここでは、2つのセイファート1銀河、LEDA3095839とVIIZw244のAGNの詳細な調査を示します。どちらも、ロシア科学アカデミー（SAORAS）の特殊天体物理観測所の測光残響マッピングプロジェクトで観測されました。以前にSMBHの質量を取得しました。その後、両方の銀河が、フォーカルレデューサーSCORPIO-2を備えたSAORASのBTA6m望遠鏡で分光偏光モードと偏光モードで観測されました。連続体と広いバルマー系列の直線偏光が測定されました。（i）広いHα線のLEDA3095839銀河には赤道散乱の兆候がないことがわかり、SMBHスピンの値とディスクの磁場強度を次のレベルから推定することができました。連続分極;（ii）銀河VIIZw244については、赤道散乱の存在が示されました。これにより、SMBHの質量が独立して測定され、システムの傾斜角が取得され、スピンの値が推定されました。
UHE加速器からの宇宙線脱出に関する観測上の制約
| Title |
Observational_constraints_on_cosmic-ray_escape_from_UHE_accelerators |
| Authors |
Quentin_Luce_and_Sullivan_Marafico_and_Jonathan_Biteau_and_Antonio_Condorelli_and_Olivier_Deligny |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.08092 |
特定の天体物理学的環境で加速された超高エネルギー宇宙線（UHECR）の相互作用は、閉じ込めゾーンから逃げる二次中性子のエネルギー生成速度とは異なる形で原子核のエネルギー生成速度を形成することが示されています。ここでは、UHECRのフラックスと組成の現象論的モデリングを通じて、ソース内相互作用の一般的なシナリオをテストすることを目的としています。ピエールオージェ天文台で推測されたように、核と原子核が異なる粒子エネルギー分布に従うモデルを、全粒子エネルギースペクトル、足首エネルギーより下の陽子スペクトル、およびこのエネルギーより上の最大シャワー深度の分布に適合させます。銀河系外物質の密度を局所的および大規模に追跡するソースの空間分布を使用してデータを再現できることを取得します。これにより、宇宙加速器の放出メカニズム、それらのエネルギー、および存在量に対する一連の現実的な制約が提供されます。それらの環境から脱出する要素の。${\simeq}\：2\：$EeVから最高エネルギーまでの地球上で観測された宇宙線の質量数の準単一元素の増加は、ハードスペクトルインデックスで加速された原子核を必要としますが、陽子の推定フラックス${\simeq}\まで：0.6\：$EeVは、この母集団に対して、これまで一般的に得られたものよりも大幅に柔らかいスペクトルインデックスを必要とすることが示されています。足首全体のUHECRデータのモデリングは、メカニズムを極限まで押し上げているものの、堅牢な統計フレームワークでのソース内相互作用の推測を実証していることを示しています。
| Title |
Implications_from_3D_modeling_of_gamma-ray_signatures_in_the_Galactic_Center_Region |
| Authors |
J._Becker_Tjus,_P.-S._Blomenkamp,_J._D\"orner,_H._Fichtner,_A._Franckowiak,_M.R._Hoerbe,_E.M._Zaninger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.08097 |
環境。銀河中心（GC）領域は、過去数十年間にガンマ線で研究されてきました-フェルミによって検出されたGC過剰はまだ完全には理解されておらず、H.E.S.S。によるPeVatronの最初の検出です。宇宙線をPeV以上まで加速できる線源の存在を示します。目的。この論文では、H.E.S.S。によって検出されたPeVatron放出の起源を調査しています。初めて、現実的な3次元のガスと光子の磁場分布と大規模な磁場でGC内の宇宙線をシミュレートします。メソッド。伝播ソフトウェアCRPropa3.1（Mertenetal。2017）で実装されている確率微分方程式のアプローチを使用して、異方性拡散テンソルで3D輸送方程式を解きます。拡散テンソルの4つの異なる構成、つまり垂直成分と平行成分の比率$\epsilon=0.001、\0.01、\0.1、\0.3$について、5つの異なるソース分布をテストします。結果。H.E.S.S.によって測定されたガンマ線の2次元分布がわかります。は、3つの宇宙線源、つまり中央線源、SNRG0.9+0.1および線源HESSJ1746-285を考慮するモデルに最適です。適合は、伝播が$\espilon=0.001$の並列拡散によって支配されることを示しています。結論。Guenduezetal。から得られた3DガスおよびBフィールド構成での3D伝播がわかります。（2020）はデータの一般的な特徴をうまく説明することができます。CTAは、シミュレーションに含まれているSgrB2と6つのダストリッジ雲からの放出を識別でき、CTAの予想解像度0.033$^\circ$で検出できるはずです。
ミリ秒パルサー連星での可能性のある潮汐散逸
パルサータイミングから推測されるポストケプラー（PK）パラメーターは、アインシュタインの一般相対性理論をテストするための便利な方法を提供します。ただし、PKパラメータの1つである重力波放射によって引き起こされる純粋な軌道減衰$\dot{P}_b$を取得する前に、いくつかの要因を注意深く考慮する必要があります。$\dot{P}_b$に対する潮汐散逸の影響は、無視できると考えられてきました。ここでは、$\dot{P}_b$に対する潮汐散逸の考えられる影響についてデータを調査します。ミリ秒パルサー連星の大規模なサンプルにおける$\dot{P}_b$の原因としての潮汐散逸の可能性が、詳細に調査されています。$\dot{P}_b$を測定したパルサー連星の大規模なサンプルを収集しました。すべてのシステムはミリ秒パルサーです。これらのシステムの残りの$\dot{P}^{Res}_b$は、3つの通常の効果、つまり、Shklovskii、視線加速、および重力放射の効果を差し引くことによって得られました。潮汐散逸がそのような残留$\dot{P}^{Res}_b$の原因であると仮定すると、これらのシステムの潮汐パラメータを計算して、潮汐モデルと比較することができます。残りの$\dot{P}^{Res}_b$は、半分が正で半分が負に分散されます。動的潮汐モデルは、ミリ秒パルサー-白色矮星バイナリの残りの$\dot{P}_b$を説明できます。また、\object{PSRJ1227-4853}の主系列星のラブ数は、平衡潮汐モデルを使用して、妥当な値$k_2=0.177^{+0.098}_{-0.058}$として導出できます。これらの結果は、潮汐散逸のシナリオと互換性があります。さらに、潮汐パラメータと軌道周期の間の弱い相関関係が明らかになり、おそらくリサイクル段階の潮汐過程に起因しているため、さらに調査する価値があります。
推定上のレッドバックミリ秒パルサー1FGLJ0523.5$-$2529の発光光学およびX線フレアリング
いくつかのセアカゴケグモとブラックウィドウのミリ秒パルサー連星には、X線と光学でフレアリングのエピソードがあります。光学時系列モニタリング中に、Fermiが選択したセアカゴケグモ候補1FGLJ0523.5$-$2529からこのような動作を最初に検出しました。次の$\approx100$日間のNeilGehrelsSwiftObservatoryでのトリガーされた観測では、最大$8\times10^{33}$ergs$^{-1}$（$\sim100$times最小）、および光学/UVで同等の光度、$f_{\nu}\propto\nu^{-0.7}$の同様のパワーロースペクトル。これらは、降着しない「クモ」パルサーシステムで見られる最も明るいフレアであり、パルサー風またはその除去された風が遮るパルサー風の一部を介して、コンパニオンのサイズが大きいことに関連している可能性があります。光学フレアと同時に、このオブジェクトではこれまで知られていなかったバルマー系列とHeIの放射が見られます。これは、電波の脈動の検出も阻害する可能性のある恒星風の証拠です。静止光度曲線は、楕円形の変調が支配的ですが、大きな恒星黒点またはパルサーによるコンパニオンの非対称加熱のいずれかが原因である可能性がある、変動する不均一な温度の証拠を示しています。これは、代わりに、大きなコンパニオンの表面温度分布による視線速度曲線の歪みとして、異常な非ゼロ軌道離心率の以前の測定を説明するかもしれません。
コア崩壊超新星の爆発メカニズム：Si/O界面の役割
| Title |
Explosion_mechanism_of_core-collapse_supernovae:_role_of_the_Si/O_interface |
| Authors |
Luca_Boccioli,_Lorenzo_Roberti,_Marco_Limongi,_Grant_J._Mathews,_Alessandro_Chieffi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.08361 |
崩壊前の密度とエントロピープロファイルに基づいて、大質量星の爆発性を予測するための簡単な基準を提示します。Si/O界面の近くに顕著な密度ジャンプが存在する場合、星は爆発する可能性があります。$\sim400$1Dシミュレーションを使用して定量的基準を作成します。ここで、混合長理論を介して$\nu$駆動の乱流が含まれます。この基準は、時間の超新星$\sim95\％$の結果を正しく識別します。また、FRANECとKEPLERという2つの異なる恒星進化コードを使用して進化した、2つの異なる始祖のセットでこの基準がどのように機能するかにも違いはありません。2組の始祖の質量の関数としての爆発性は非常に異なり、次のことを示しています。（i）恒星進化論の不確実性が超新星爆発の予測に影響を与えること。（ii）爆発性に影響を与える崩壊前の前駆体の最も重要な特性は、その密度とエントロピープロファイルです。私たちの結果を以前の作品と比較することにより、爆発において$\nu$駆動の乱流が果たす重要性を強調します。
近くのIa型超新星2021hprの光学観測
| Title |
Optical_Observations_of_the_Nearby_Type_Ia_Supernova_2021hpr |
| Authors |
Yu_Zhang,_Tianmeng_Zhang,_Danzengluobu,_Zhitong_Li,_Pinsong_Zhao,_Bingqing_Zhang,_Lin_Du,_Yinan_Zhu,_Hong_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.08395 |
近くのIa型超新星（SN）2021hprの光学測光および分光観測を提示します。観測は、$B$バンドでの最大光度と比較して、$-$14。37から+63。68日のフェーズをカバーしました。SN2021hprのマルチバンド光/色曲線の進化は、いくつかの相、特にピーク光度の前に$V-R$色曲線に現れたプラトー相を除いて、通常のIa型超新星（SNeIa）の進化と似ています。SN2017cbvのそれ。t$\sim-$14.4日に観測された最初のスペクトルは、SiII$\lambda$6355機能（$\sim$21,000kms$^{-1}$）の速度が、他の通常の速度（NV）よりも速いことを示しています。）同じフェーズのSNeIa。最大光の周りの$\sim$12,420kms$^{-1}$のSiII$\lambda$6355速度に基づいて、SN2021hprは高速（HV）とNVSNeIaの間の遷移オブジェクトであると推定します。一方、SiII$\lambda$6355機能は、約800kms$^{-1}$日$^{-1}$の高速勾配（HVG）を示します。$B$バンドの最大値。これは、SN2021hprがHVGSNIaとしても分類できることを示しています。SN2021hprの進化は、SN2011feの進化と似ています。SN2021hprを含め、ホスト銀河NGC3147で6つの超新星が観測されており、過去50年間の超新星爆発率はSNeIaでわずかに高く、SNeIbcとSNeIIで低く、ラジオデータ。スペクトルを調べると、SN2021hprは、HVSNeが存在する傾向がある、金属が豊富な（12+log（O/H）$\approx$8.648）星周環境を持っていることがわかります。$B$バンドでのSN2021hprの減少率に基づいて、フィリップス関係を使用してホスト銀河NGC3147の距離係数を33.46$\pm$0.21等と決定します。これは、以前の研究で見つかったものに近いものです。
| Title |
Core-collapse_Supernovae_in_the_Dark_Energy_Survey:_Luminosity_Functions_and_Host_Galaxy_Demographics |
| Authors |
M._Grayling,_C._P._Guti\'errez,_M._Sullivan,_P._Wiseman,_M._Vincenzi,_L._Galbany,_A._M\"oller,_D._Brout,_T._M._Davis,_C._Frohmaier,_O._Graur,_L._Kelsey,_C._Lidman,_B._Popovic,_M._Smith,_M._Toy,_B._E._Tucker,_Z._Zontou,_T._M._C._Abbott,_M._Aguena,_S._Allam,_F._Andrade-Oliveira,_J._Annis,_J._Asorey,_D._Bacon,_E._Bertin,_S._Bocquet,_D._Brooks,_A._Carnero_Rosell,_D._Carollo,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_M._Costanzi,_L._N._da_Costa,_M._E._S._Pereira,_J._De_Vicente,_S._Desai,_H._T._Diehl,_P._Doel,_S._Everett,_I._Ferrero,_D._Friedel,_J._Frieman,_J._Garc\'ia-Bellido,_M._Gatti,_D._Gruen,_J._Gschwend,_G._Gutierrez,_S._R._Hinton,_D._L._Hollowood,_K._Honscheid,_D._J._James,_K._Kuehn,_N._Kuropatkin,_G._F._Lewis,_U._Malik,_M._March,_F._Menanteau,_R._Miquel,_R._Morgan,_R._L._C._Ogando,_A._Palmese,_F._Paz-Chinch\'on,_A._Pieres,_A._A._Plazas_Malag\'on,_M._Rodriguez-Monroy,_A._K._Romer,_A._Roodman,_E._Sanchez,_V._Scarpine,_I._Sevilla-Noarbe,_E._Suchyta,_G._Tarle,_C._To,_D._L._Tucker,_T._N._Varga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.08520 |
赤方偏移範囲$0.045<z<0.25で、分光学的および測光的に確認された69個のII型超新星と50個のII型超新星からなるダークエネルギーサーベイ（DES）コア崩壊超新星（CCSN）サンプルの光度関数とホスト銀河特性を示します。$。観測されたDES$griz$CCSN光度曲線とK補正を適合させて、レストフレームの$R$バンド光度曲線を生成します。このサンプルを、掃天観測（ZTF）およびリック天文台超新星探索（LOSS）の低赤方偏移CCSNサンプルと比較します。光度関数を比較すると、SNeIIのDESサンプルとZTFサンプルは、LOSSのサンプルよりも明るく、それぞれ3.0$\sigma$と2.5$\sigma$の重要性があります。この違いは、光度関数の赤方偏移の進化によって引き起こされる可能性がありますが、ホストの絶滅のレベルの違いなど、より簡単な説明が可能です。DESのSNeIIのホスト銀河は、一貫した恒星の質量分布を持っているにもかかわらず、平均してZTFよりも青いことがわかります。赤方偏移を伴う銀河の進化、DESまたはZTFサンプルの選択バイアス、利用可能な測光バンドの違いによる系統的な違いなど、これを説明するための多くの可能性を検討しますが、ホストの違いを簡単に調整できるものはないことがわかります2つのサンプル間の色、したがってその原因は不明なままです。
超新星残骸は、銀河宇宙線が発生する主要な場所であると考えられています。ただし、このシナリオでは、宇宙線スペクトルで観測された特徴の一部を説明できません。マイクロクエーサーは、その非熱放射がジェット内の効率的な粒子加速メカニズムの存在を示しているため、追加の候補として提案されています。有望なシナリオは、ジェット内での相対論的中性子の生成を想定しており、それはシステムの外側で崩壊し、相対論的陽子を周囲に注入します。このシナリオの最初の調査は、マイクロクエーサーがかなり代替的な宇宙線源である可能性があることを示唆しています。中性子キャリアシナリオにおける宇宙線エネルギーに対するジェットのコリメーションの程度が果たす役割と、放出領域の特性を評価することを目的としています。私たちの目標は、$\sim10$GeVより高いエネルギーで観測された陽子宇宙線スペクトルの銀河成分を説明し、言及されたジェット特性を生成された宇宙線のパワーとスペクトル指数と関連付けることです。ジェットベースに近いコンパクトな加速領域を備えたコリメートされたジェットは、相対論的な陽子の光度の最大$\sim0.01$の一部を宇宙線に送ることができる非常に効率的なソースであることがわかります。コリメーションは、効率に関する最も重要な機能です。十分にコリメートされたジェットは、不十分にコリメートされたジェットよりも$\sim4$桁効率が高い可能性があります。提示されたメカニズムの主な特徴は、超新星シナリオよりも急勾配のスペクトル指数（$\sim10$TeVまでのエネルギーで$\sim2.3$）を持ち、観測されたものに近いスペクトルを生成することです。私たちのモデルの予測は、宇宙線の母集団に対する銀河マイクロクエーサーの母集団の全体的な寄与を推測するために使用でき、したがって、宇宙線源としてのそれらの重要性を定量的に評価するために使用できます。
NICER、XMM-Newton、NuSTARを使用した日食AMXPSWIFTJ1749.4-2807の流出とスペクトル進化
| Title |
Outflows_and_spectral_evolution_in_the_eclipsing_AMXP_SWIFT_J1749.4-2807_with_NICER,_XMM-Newton_and_NuSTAR |
| Authors |
A._Marino,_A._Anitra,_S._M._Mazzola,_T._Di_Salvo,_A._Sanna,_P._Bult,_S._Guillot,_G._Mancuso,_M._Ng,_A._Riggio,_A._C._Albayati,_D._Altamirano,_Z._Arzoumanian,_L._Burderi,_C._Cabras,_D._Chakrabarty,_N._Deiosso,_K._C._Gendreau,_R._Iaria,_A._Manca,_T._E._Strohmayer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.08637 |
中性子星の低質量X線連星SWIFTJ1749.4-2807は、唯一知られている日食を蓄積するミリ秒X線パルサーです。この原稿では、2021年の2週間の爆発を通してシステムのスペクトル特性評価を実行し、爆発のピークで11のNICER観測と準同時XMM-NewtonおよびNuSTAR単一観測を分析します。広帯域スペクトルは、温度が$\sim$0.6keVの黒体成分で適切にモデル化されており、中性子星表面のホットスポットと一致している可能性が高く、電力法則指数$\Gamma\sim1.9のコンプトン化スペクトルです。$、$\sim$12keVの高温コロナから発生します。おそらくディスクが冷たすぎるために、ディスクからの直接放出は見つかりませんでした。ディスクの高いトランケーション半径、つまり$\sim$20--30R$_{G}$は、反射成分のFeラインの広がったプロファイルの分析から得られました。$\sim$7keVでの青にシフトしたFeXXVI吸収線の有意な検出は、X線連星の硬い状態では通常存在しない弱い相対論的X線ディスク風を示しています。爆発中に観測された低フラックスと保守的な物質移動で予想されるものを比較することにより、風の検出によっても示唆されるように、システム内の物質移動は非常に非保守的であると結論付けます。最後に、より良いスペクトルのみを使用して、システムが静止状態にフェードしている間、システムを追跡しました。爆発崩壊の間、スペクトル形状が固まるにつれて、中性子星表面のホットスポットは冷えて縮みました。これは、静止中に観察された純粋なべき乗則スペクトルと一致する可能性がある傾向です。
低から中程度の分散測定値を持つ22個のパルサーのシンチレーションアーク調査
| Title |
A_Scintillation_Arc_Survey_of_22_Pulsars_with_Low_to_Moderate_Dispersion_Measures |
| Authors |
Dan_R._Stinebring_and_Barney_J._Rickett_and_Anthony_H._Minter_and_Alex_S._Hill_and_Adam_P._Jussila_and_Lele_Mathis_and_Maura_A._McLaughlin_and_Stella_Koch_Ocker_and_Scott_M._Ransom |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.08756 |
コンテキスト：視線（LoS）に沿った散乱物質の位置に関する情報をパルサーに提供することにより、シンチレーションアークは星間物質内のイオン化物質の分布を調査するための強力なツールです。ここでは、$\sim$〜0.001〜30〜auのスケールでイオン化されたISMをプローブする観測結果を示します。目的：DM<100pccm-3の比較的偏りのないサンプルでシンチレーションアークのパルサーを調査しました。22の低から中程度のDMパルサーの多周波観測を提示します。54回の観測の多くは、数日以内に別の頻度で観測されました。方法：すべての観測について、動的スペクトル、自己相関関数、および二次スペクトルを示します。これらのデータ製品を分析して、シンチレーション帯域幅、パルス広がり時間、およびアーク曲率を取得します。結果：22個のパルサーのうち19個と54個の観測のうち34個で明確な、または可能性のあるシンチレーションアークを検出し、シンチレーションアークが一般的な現象であることを示しています。アークは、低DMパルサーでより適切に定義されます。明確に定義されたアークは、散乱の異方性を直接意味しないことを示します。サンプルのパルサーの約20％で発生する、逆アークレットと遅延軸に沿った深い谷の存在のみが、散乱の実質的な異方性を示しています。結論：この調査は、視線を横切るauサイズスケールとそれに沿った$\sim$〜100〜pcスケールの両方で、イオン化されたISMの実質的なパッチ性を示しています。調査では、ほとんどの視線に沿って分散散乱の証拠はほとんど見られません。
遠紫外線用の高効率エシェル回折格子
| Title |
High_Efficiency_Echelle_Gratings_for_the_Far_Ultraviolet |
| Authors |
Nicholas_Kruczek,_Drew_M._Miles,_Brian_Fleming,_Randall_McEntaffer,_Kevin_France,_Fabien_Gris\'e,_Stephan_McCandliss |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07659 |
最新のグレーティング製造技術には、ピーク効率を制限する固有の問題があります。シリコンの異方性エッチングにより、シャープで原子的に滑らかなファセットを持つカスタム格子の作成が容易になり、これらの問題に直接対処できます。遠紫外線（FUV;90-180nm）バンドパス用に最適化されたエッチングされたシリコンエシェルを製造および特性評価する作業について説明します。チェス観測ロケットで飛行する機械的に支配された格子と同様のパラメータを持つ2つのエシェルを製造します。これらのグレーティングを使用して、ピーク次数効率が42％増加し、次数間散乱が83％減少することを示します。また、残りの効率がどこにあるかについての分析も示します。これらの実証されたFUVエシェルの改善は、将来のUV観測所のかすかな光源感度と高解像度性能に役立ちます。
星の種族合成モデルによる測光赤方偏移の階層ベイズ推定
| Title |
Hierarchical_Bayesian_inference_of_photometric_redshifts_with_stellar_population_synthesis_models |
| Authors |
Boris_Leistedt,_Justin_Alsing,_Hiranya_Peiris,_Daniel_Mortlock,_Joel_Leja |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07673 |
星の種族合成（SPS）モデルを使用して測光銀河調査データを分析するためのベイズ階層フレームワークを提示します。私たちの方法は、スペクトルエネルギー分布のロバストなモデリングを人口モデルとノイズモデルと組み合わせて、銀河の人口と実際の観測の統計的特性をそれぞれ特徴付けます。高レベルのハイパーパラメータから個々の銀河のSPSパラメータまで、すべてのモデルパラメータを自己無撞着に推測することにより、データのバイアスと不確実性の原因を分離できます。COSMOS分野で分光的に確認された銀河のサンプルに対して正確な測光赤方偏移を導き出し、同じデータに基づいて公開されている測光赤方偏移カタログと競争力のあるパフォーマンスを実現することにより、このアプローチの長所と柔軟性を示します。この作業の前は、SPSモデル呼び出しの計算負荷が大きいため、このアプローチは実際には計算が困難でした。ニューラルエミュレータを使用してこの課題を克服します。最大の測光残差は、輝線の光度のキャリブレーションが不十分であることに関連していることがわかり、したがって、これらの影響を軽減するためのフレームワークを構築します。機械学習で加速された物理ベースのモデリングのこの組み合わせは、今後の宇宙論的調査によって課せられる測光赤方偏移推定の精度に関する厳しい要件を満たすための道を開きます。このアプローチには、測光データセットの分析を通じて、宇宙論と銀河の進化の間に新しいリンクを作成する可能性もあります。
GONG機器の小型化に基づくコンパクトなフルディスクソーラーマグネトグラフ
| Title |
A_Compact_Full-disk_Solar_Magnetograph_based_on_miniaturization_of_GONG_instrument |
| Authors |
Sanjay_Gosain,_Jack_Harvey,_Valentin_Martinez-Pillet,_Tom_Woods,_Frank_Hill |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07728 |
コンパクトな機器を設計することは、キューブサットなどの小型宇宙船や深宇宙ミッションによる科学的探査の鍵です。このようなミッションでは、機器の質量を最小限に抑えるためのコンパクトな機器設計が必要です。ここでは、GlobalOscillationNetworkGroupGONG機器の小型化の概念実証を紹介します。GONG機器は、Ni676nm吸収線を使用して、太陽光球の太陽フルディスクドップラーおよび磁場マップを定期的に取得します。GONGの光学設計を小型化するための重要な概念は、かさばるLyotフィルターを狭帯域干渉フィルターに置き換え、フィード望遠鏡の長さを短くすることです。数値モデリングおよび概念実証による概念の検証を提示します。
確率的深層学習を使用した液体アルゴンタイムプロジェクションチェンバー望遠鏡の概念のための低エネルギー電子トラックイメージング
| Title |
Low-Energy_Electron-Track_Imaging_for_a_Liquid_Argon_Time-Projection-Chamber_Telescope_Concept_using_Probabilistic_Deep_Learning |
| Authors |
M._Buuck,_A._Mishra,_E._Charles,_N._Di_Lalla,_O._Hitchcock,_M.E._Monzani,_N._Omodei,_T._Shutt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07805 |
GammaTPCは、MeVスケールの単相液体アルゴンタイムプロジェクションチェンバーガンマ線望遠鏡のコンセプトであり、新しいデュアルスケールピクセルベースの電荷読み出しシステムを備えています。これは、以前の望遠鏡に比べてMeVスケールのガンマ線に対する感度を大幅に向上させることを約束します。新しいピクセルベースの電荷読み出しにより、入射ガンマ線のコンプトン相互作用によって散乱された電子のトラックのイメージングが可能になります。入射ガンマ線の元の方向を再構築する際のコンプトン望遠鏡の精度の2つの主な要因は、そのエネルギーと位置の分解能です。この作業では、ディープラーニングを使用して、コンプトン相互作用で散乱された電子の初期位置と方向の再構築を最適化することに焦点を当てます。これには、確率モデルを使用して予測の不確実性を推定することも含まれます。深層学習モデルは、シミュレートされたピクセルベースのデータから0.6mmRMSエラーよりも優れたMeVスケールのガンマ線のコンプトン散乱の位置を予測でき、散乱電子の初期方向に敏感であることを示します。再構成アプリケーションのさまざまな深層学習の不確実性推定アルゴリズムを比較対照します。さらに、コンプトン散乱の位置の不確実性のイベントごとの推定を使用して、最も正確に再構築されたイベントを選択できることを示します。これにより、空のガンマ線源の特定が改善されます。
TANSPEC：TIFR-ARIES近赤外分光計
| Title |
TANSPEC:_TIFR-ARIES_Near_Infrared_Spectrometer |
| Authors |
Saurabh_Sharma,_Devendra_K._Ojha,_Arpan_Ghosh,_Joe_P._Ninan,_Supriyo_Ghosh,_Swarna_K._Ghosh,_P._Manoj,_Milind_B._Naik,_Savio_L._A._D'Costa,_B._Krishna_Reddy,_Nandish_Nanjappa,_Rakesh_Pandey,_Tirthendu_Sinha,_Neelam_Panwar,_Susmitha_Antony,_Harmeen_Kaur,_Sanjit_Sahu,_Tarun_Bangia,_Satheesha_S._Poojary,_Rajesh_B._Jadhav,_Shailesh_B._Bhagat,_Ganesh_S._Meshram,_Harshit_Shah,_John_T._Rayner,_Douglas_W._Toomey,_and_Pradeep_R._Sandimani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07878 |
インドのナイニータールにある3.6mDevasthalOpticalTelescope（DOT）で現在稼働中の、中解像度$0.55-2.5〜\mu$m極低温分光計およびイメージャであるTANSPECの設計と性能を紹介します。TANSPECは、広帯域および狭帯域フィルターを使用した測光、20$^{\prime\prime}$の長さとさまざまな幅（0.5$^{\prime\prime}から）の短いスリットを使用した分光法を含む3つの操作モードを提供します。$〜4.0$^{\prime\prime}$）、分解能Rが$\sim$2750の交差分散モード、および長さ60$^{\prime\prime}$の長いスリットと異なる幅の分光法（$\sim$100-350の分解能Rでのプリズムモードでの0.5$^{\prime\prime}$から4.0$^{\prime\prime}$）まで。TANSPECのイメージャモードは、3.6-で0.245$^{\prime\prime}$/ピクセルのプレートスケールで60$^{\prime\prime}\times60^{\prime\prime}$の視野を提供します。mドット。TANSPECは、2019年4月から5月の間に正常に試運転され、その後の特性評価と天文観測がここに示されています。TANSPECは、2020年10月から、世界中の天文コミュニティが科学観測に利用できるようになりました。
CCAT-prime：再電離分光計の時代におけるファブリペロー干渉計用のシリコンミラーの設計と特性評価
| Title |
CCAT-prime:_The_Design_and_Characterization_of_the_Silicon_Mirrors_for_the_Fabry-Perot_Interferometer_in_the_Epoch_of_Reionization_Spectrometer |
| Authors |
Bugao_Zou,_Steve_K._Choi,_Nicholas_F._Cothard,_Rodrigo_Freundt,_Zachary_B._Huber,_Yaqiong_Li,_Michael_D._Niemack,_Thomas_Nikola,_Dominik_A._Riechers,_Kayla_M._Rossi,_Gordon_J._Stacey,_Eve_M._Vavagiakis,_and_the_CCAT-prime_collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.08318 |
宇宙の再電離分光計の時代（EoR-Spec）は、FredYoungSubmillimeterTelescope（FYST）のPrime-Cam受信機に設置される機器モジュールの1つです。この6メートルの口径の望遠鏡は、チリのアタカマ砂漠にあるセロチャフナントールに建設されます。EoR-Specは、線強度マッピング技術を使用して、赤方偏移z=3.5とz=8の間の[CII]微細構造線を測定することにより、初期の星形成領域をプローブするように設計されています。このモジュールには、約RP=100のスペクトル分解能を実現する走査型ファブリペロー干渉計（FPI）が装備されています。FPIは、開口部が14cmの平行で同一の高反射ミラー2つで構成され、共振空洞を形成します。エタロンと呼ばれます。ミラーはシリコンベースで、片面に2層メタマテリアル反射防止コーティング（ARC）、もう片面に金属メッシュ反射板がパターン化されています。2層ARCは、1つの基板表面での低反射率を保証し、FPI帯域幅全体で反射率プロファイルを調整するのに役立ちます。ここでは、FPIのシリコンミラーの設計、製造プロセス、テストセットアップ、および特性評価について説明します。
ELTのHARMONI：ELT用のレーザーガイド星波面センサーの設計
| Title |
HARMONI_at_ELT:_designing_a_laser_guide_star_wavefront_sensors_for_the_ELT |
| Authors |
Anne_Costille_(LAM),_Anne_Bonnefoi_(LAM),_Edgard_Renault_(LAM),_William_Ceria_(LAM),_Kjetil_Dohlen_(LAM),_Benoit_Neichel_(LAM),_Zoltan_Hubert_(IPAG),_Jean-Jacques_Correia_(IPAG),_Thibaut_Moulin_(IPAG),_Saul_Menendez_Mendoza_(IAC),_Thierry_Fusco,_Pascal_Vola_(LAM),_Felipe_Pedreros_(LAM),_Pierre_Jouve_(LAM),_El_Kacem_(LAM),_Fraser_Hadi,_Hermine_Schnetler_(UK_ATC),_Dave_Melotte_(UK_ATC),_Niranjan_Thatte |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.08451 |
HARMONIは、450nmから2450nmまでの広いスペクトル範囲をカバーし、3500から18000までの分解能と、60masから4masまでの空間サンプリングをカバーする、ELT用の最初の光可視および近赤外面分光器です。2つの補償光学モード（SCAOとLTAO）で、またはAOなしで動作できます。プロジェクトは最終設計レビューの準備をしています。レーザー断層撮影AO（LTAO）システムは、レーザーガイド星センサー（LGSS）と自然ガイド星センサー（NGSS）の2つのシステムのおかげで、非常に高い空の範囲でAO補正を提供します。LGSSは、ELTによって作成された6つのレーザーガイド星からの波面の分析に専念しています。これは、直径600mmの回転子に取り付けられた6つの独立した波面センサー（WFS）モジュールで構成され、検出器の前にあるマイクロレンズアレイ上で瞳孔を安定させます。光学設計は、SONYのCMOS検出器を使用して、切り捨てなしで最大16秒角の細長いスポットを受け入れます。光学部品の数を最小限に抑え、ナトリウム層構成の多様性に対応するために、フリーフォームレンズに基づくLGSSの最終的な光学的および機械的設計を紹介します。ローテーターの設計に焦点を当て、制限された環境で1トンを90インチの精度で移動する方法を示します。最後に、HARMONIコンテキストでシステムを検証するための戦略を示します。検証の主な課題は、AOシステムをテストする方法です。ELTの一部である変形可能なミラーにアクセスできません。
将来の宇宙望遠鏡用の超高感度超THzマイクロ波キネティックインダクタンス検出器
| Title |
Ultra-sensitive_Super-THz_Microwave_Kinetic_Inductance_Detectors_for_future_space_telescopes |
| Authors |
J.J.A._Baselmans,_F._Facchin,_A._Pascual_Laguna,_J._Bueno,_D.J._Thoen,_V._Murugesan,_N._Llombart,_P._de_Visser |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.08647 |
1〜10THz帯域として大まかに定義された、遠赤外線用の将来のアクティブに冷却される宇宙搭載観測所は、宇宙からのバックグラウンド放射によってのみ制限される感度に達する可能性があります。これにより、観測速度が何桁も向上します。このような天文台の分光計器には、ノイズ等価電力NEP=3$\times10^{-20}$$W\surd{Hz}$として表される感度を持つ検出器の大規模なアレイが必要です。必要な感度に達するこの周波数範囲のマイクロ波動的インダクタンス検出器（MKID）の設計、製造、および特性評価を紹介します。これらのデバイスは、放射線が吸収される共振器の短絡端にあるサブミクロン幅のアルミニウム伝送線路へのレンズアンテナ結合を使用する薄膜NbTiN共振器に基づいています。$\approx$1$\mum^3$の小さなアルミニウム体積を使用し、非常に薄い（100nm）SiN膜上にアルミニウムセクションを製造することにより、低NEP用にMKIDジオメトリを最適化しました。どちらの最適化方法も、デバイスの応答性を高めることで過剰ノイズの影響を減らします。これは、共振器の寄生幾何学的インダクタンスを減らすことでさらに大きくなります。1.55THz付近の狭帯域でフィルタリングされた熱校正ソースを使用して、検出器で吸収された電力に対する8つのMKIDの感度を測定します。NEP$_{exp}（P_{abs}）\：=\：3.1\pm0.9\times10^{-20}\：W\surd{Hz}$を、平均して200Hzの変調周波数で取得します。測定されたすべてのMKID。NEPは、準粒子トラッピングによって制限されます。測定された感度は、将来の活発に冷却された宇宙ベースの天文台からの分光観測に十分です。さらに、提示されたデバイスの設計とアセンブリは、最大$\approx$10THzの周波数に適合させることができ、キロピクセルアレイで容易に実装できます。
自己組織化マップを使用した銀河分布の不完全性テスト
| Title |
Galaxy_Distribution_Incompleteness_Testing_Using_Self-Organizing_Maps |
| Authors |
Isaac_McMahon,_Markus_Michael_Rau,_Rachel_Mandelbaum |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.08657 |
分光調査を使用した測光サンプルの赤方偏移分布のキャリブレーションは、分光調査の選択関数をモデル化することの難しさに悩まされています。この作業では、これらの選択関数が赤方偏移の推論にどのように影響するかを分析し、測光空間でのローカルキャリブレーションテストを使用して誘導バイアスを定量化します。この研究は、分光調査の放射状選択機能とそれに付随する測光銀河調査カタログの模擬カタログを模倣したシミュレーションを使用して実行されます。自己組織化マップを使用して測光空間を分割し、ローカル$\chi^2$テストを実行して、キャリブレーションに分光データを使用する赤方偏移推論の確率キャリブレーションを研究します。この作業の目的は、赤方偏移の予測精度に対するキャリブレーションデータの未修正の選択関数の影響を調査し、軽減方法について批判的に議論することです。特に、分光キャリブレーションデータがほとんどない測光領域を特定することで赤方偏移キャリブレーションバイアスを除去することを目的としたカリングベースのバイアス補正技術をテストし、将来の研究への道を提案します。分光キャリブレーションデータが過少になっている色-マグニチュード空間の領域を削除しても、選択関数によって引き起こされる赤方偏移推論のすべてのバイアスが削除されないことがわかりました。
タランチュラ大規模連星モニタリングVI：51個の単線O型連星、平坦な質量比分布、およびブラックホール連星候補における隠れた伴星の特性評価
| Title |
The_Tarantula_Massive_Binary_Monitoring_VI:_Characterisation_of_hidden_companions_in_51_single-lined_O-type_binaries,_a_flat_mass-ratio_distribution,_and_black-hole_binary_candidates |
| Authors |
Tomer_Shenar,_Hugues_Sana,_Laurent_Mahy,_Jesus_Maiz_Apellaniz,_Paul_A._Crowther,_Mariusz_Gromadzki,_Artemio_Herrero,_Norbert_Langer,_Pablo_Marchant,_Fabian_R._N._Schneider,_Koushik_Sen,_Igor_Soszynski,_S._Toonen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07674 |
私たちは、ブラックホールコンパニオン（OB+BH）をホストする大規模な連星を探し、大マゼラン雲（LMC）の太陽下の金属量環境で大規模な星の出生時の質量比分布を確立することを目指しています。この目的のために、シフトアンドアドグリッド解きほぐし技術を使用して、タランチュラ大規模バイナリ監視（TMBM）のフレームワークで監視されるLMCの51SB1Oタイプおよび進化Bタイプバイナリの隠れたコンパニオンを特徴付けます。51個のSB1システムのうち、43個（84％）が非縮退の恒星コンパニオンを持っていることがわかり、そのうち28個は確実に検出され、15個はそれほど確実ではありません（SB1：またはSB2:)。これらの43のターゲットのうち、1つはトリプル（VFTS64）であり、2つは4つ（VFTS120、702）であることがわかります。残りの8つのターゲット（16％）は、SB1分類を保持しています。別の論文で詳細に分析されたVFTS243の明確なケースとは別に、2つの追加のOB+BH候補を特定します：VFTS514とVFTS779。追加のブラックホールがサンプルに存在する可能性がありますが、確率は低くなります。私たちの研究は、LMC金属量でのO型星の実質的に平坦な出生時質量比分布をしっかりと確立し、質量比範囲全体（0.05<q<1）と0<logP<3[d]の範囲の期間をカバーしています。OB+BH候補の性質は、将来のモニタリングを通じて検証する必要がありますが、OB+BH候補の頻度は、LMCの金属量に関する最近の予測と概ね一致しています。
大規模な銀河系の単線分光連星における静止コンパクト天体の識別
| Title |
Identifying_quiescent_compact_objects_in_massive_Galactic_single-lined_spectroscopic_binaries |
| Authors |
L._Mahy,_H._Sana,_T._Shenar,_K._Sen,_N._Langer,_P._Marchant,_M._Abdul-Masih,_G._Banyard,_J._Bodensteiner,_D._M._Bowman,_K._Dsilva,_M._Fabry,_C._Hawcroft,_S._Janssens,_T._Van_Reeth_and_C._Eldridge |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07752 |
目的。これらの珍しい天体を探すために、文献でSB1として報告された32個の銀河系O型星を研究します。私たちのサンプルには、私たちの方法論を検証するために、降着する恒星質量BHをホストすることが知られているCygX-1と、超巨大な高速X線トランジェントであるHD74194が含まれています。最終的な目標は、見えないコンパニオンの性質を特徴づけて、それらがMS星、剥ぎ取られたヘリウム星、トリプル、または中性子星や恒星質量BHなどのコンパクトオブジェクトであるかどうかを判断することです。メソッド。視線速度を測定し、サンプル内のすべてのシステムの軌道解を導き出した後、スペクトルのもつれを解き、複合スペクトルからかすかな二次コンパニオンの推定シグネチャを抽出しました。可視星の恒星パラメータを導き出し、連星の質量関数を使用して二次星の質量範囲を推定しました。測光TESS光度曲線で観察された変動性も、縮退しているかどうかにかかわらず、推定上のコンパニオンの存在の兆候について検索されました。結果。SB1として報告された32のシステムのうち17で、質量比が約0.15になるまで二次シグネチャを抽出します。新たに検出された17個の二重線分光連星（SB2）について、個々のコンポーネントの物理的特性を導き出し、それらが以前にそのように検出されなかった理由について説明します。残りのシステムの中で、NSまたは低質量MSコンパニオンの可能性がある9つのシステムを特定します。CygX-1およびHD130298の場合、コンパニオンのシグネチャを抽出することはできず、コンパニオンの最小質量は約7Msunと推定されます。私たちのシミュレーションは、そのような質量を持つ二次星は、MS星、剥ぎ取られたヘリウム星、さらにはトリプルなど、その性質に関係なく、データセットから検出できるはずであることを示しています。これはCygX-1で予想されますが、私たちの方法論を確認しますが、私たちのシミュレーションは、HD130298が恒星質量BHをホストする別の候補になる可能性があることも強く示唆しています。
白色光QFP波列とそれに関連するブレイクアウト噴火の失敗
| Title |
White-light_QFP_Wave_Train_and_the_Associated_Failed_Breakout_Eruption |
| Authors |
Yuandeng_Shen,_Surui_Yao,_Zehao_Tang,_Xinping_Zhou,_Zhining_Qu,_Yadan_Duan,_Chengrui_Zhou,_and_Song_Tan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.08110 |
準周期的な高速伝搬（QFP）磁気音波列は、通常、極紫外線波長帯の低コロナで観測されます。ここでは、2から4太陽半径の範囲の外側コロナで外側に伝播するQFP波列の最初の白色光イメージング観測を報告します。波列は、太陽および太陽圏天文台に搭載された大角度分光コロナグラフによって記録され、太陽円盤の南西端にあるNOAA活動領域AR12172のGOESM1.5フレアに関連付けられていました。測定によると、波列の速度と周期はそれぞれ約218km/sと26分でした。ソーラーダイナミクス天文台に搭載された大気イメージングアセンブリによって行われた極紫外線イメージング観測は、低コロナでは、QFP波列が、高層大規模なもの。データ分析の結果は、ブレイクアウト磁気システムの噴火の失敗は、主に、両側の低地の閉ループシステム間で発生した磁気リコネクションが原因であったことを示しています。この再接続により、上向きに再接続されたループが新しい磁束を高位の大規模ループシステムに継続的に供給するため、磁気ブレイクアウトシステムの閉じ込め能力が向上します。QFP波列の生成については、準周期的な生成によって放出される断続的なエネルギーパルス、上向きに移動する強く曲がった再接続されたループの急速な伸長と拡張によって励起される可能性があることを提案します。
激変星のTESS光度曲線I-古くから知られている星の未知の周期
激変星（CV）は、多くの変動する現象を示します。その多くは、詳細を明らかにするために、長く途切れることのない光度曲線を必要とします。TESSが提供する1か月のデータセットは、この目的に適しています。TESSには、多くのCVを含む、膨大な数の星を観測したという追加の利点があります。ここでは、新星のようなサブタイプと古い新星のサブタイプのCVのサンプルの周期的な変動の検索が提示されます。15のターゲットのうち10で、これまでに見られなかった正または負のスーパーハンプ、または既知のスーパーハンプの異常な特徴が識別されます。TESSの光度曲線は、これらのタイプのCVでのスーパーハンプの発生が例外ではなく、非常に一般的であることを示しています。8つのシステムについて、軌道周期の新しい値または改善された値が測定されます。TVColでは、白色矮星の自転周期の長い間求められていた光学的兆候が、その軌道側波帯の形で最初に見られます。過去にCPPupで観測された複数の測光周期の謎は、光度曲線に反映される不規則に発生する異常な状態によって説明されます。
星震学は、初期のB星HD43317のコアに近い磁場の強さを明らかにします
| Title |
Asteroseismology_reveals_the_near-core_magnetic_field_strength_in_the_early-B_star_HD_43317 |
| Authors |
D._M._Bowman,_D._Lecoanet,_T._Van_Reeth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.08526 |
分光偏光キャンペーンは、大規模な磁場が巨大な矮星の約10％の表面に存在することを確立しました。しかし、それらの深い内部の磁場測定の不足があります。初期B型主系列星HD43317の回転磁気流体力学的計算と組み合わされた重力モード脈動の星震学は、その磁場強度をその対流コアのすぐ外側で約$5\times10^{5}$Gに制限します。磁気星震学のこの概念実証研究は、巨大な星の内部の磁場の観測的特性評価への新しい窓を開きます。
重力波星震学と高分解能分光法によって明らかにされた巨大な星の内部
| Title |
Massive_star_interiors_revealed_by_gravity_wave_asteroseismology_and_high-resolution_spectroscopy |
| Authors |
D._M._Bowman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.08530 |
近年、大質量星は一般に、確率的低周波（SLF）変動と呼ばれる光度曲線の非コヒーレントな形の変動を示すことが発見されました。対流領域と放射領域の境界面で励起される確率的重力波、地表近くの層で生成される動的乱流、塊状の風など、さまざまな物理的メカニズムがこのような星にSLF変動をもたらす可能性があります。特に重力波は、対流コアの存在により主系列星で遍在的に生成され、スペクトル線の微視的乱流を説明するために必要な大規模な主に接線方向の速度場を提供するため、SLF変動を説明するための有望な候補です。フィッティング。ここでは、時系列測光と分光法から大質量星のSLF変動を研究する方法と結果の概要を説明します。
PARSEC V2.0：回転を伴う低質量星と中間質量星の恒星軌道と等時線
| Title |
PARSEC_V2.0:_Stellar_tracks_and_isochrones_of_low_and_intermediate_mass_stars_with_rotation |
| Authors |
C._T._Nguyen,_G._Costa,_L._Girardi,_G._Volpato,_A._Bressan,_Y._Chen,_P._Marigo,_X._Fu,_P._Goudfrooij |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.08642 |
PARSECV2.0の更新バージョンで組み立てられた、回転する低質量および中間質量の星のための恒星進化トラックと等時線の新しい包括的なコレクションを紹介します。このバージョンには、オーバーシュートと回転による余分な混合の最近のキャリブレーションに加えて、核反応ネットワーク、対流層の処理、質量損失、およびその他の物理的入力パラメーターのいくつかの改善が含まれています。恒星モデルの初期質量は、Z=0.004からZ=0.017までの6セットの初期金属量に対して、0.09$M_\odot$から14$M_\odot$の範囲をカバーしています。$\sim1M_\odot$を超える星については、初期質量に基づいて、非回転モデルと非常に高速回転するモデルの間でスムーズに遷移する回転が考慮されます。$\sim1.3〜M_\odot$よりも重い星の場合、低い回転範囲から臨界回転範囲までの全回転範囲が考慮されます。Caffauらによる太陽スケールの化学混合物を採用しています。Z$_\odot$=0.01524の場合。前主系列星から漸近巨星分枝または中央C枯渇の最初のいくつかの熱パルスまでのすべての進化段階が考慮されます。対応する理論上の等時線は、TRILEGALコードでさらに導出され、さまざまな傾斜角を考慮して、いくつかの測光システムで変換されます。マグニチュードに加えて、それらはまた、現在の大規模な調査によって提供されているデータに沿った他の多くの恒星の観測量を提供します。新しいコレクションは、星の種族の研究を簡単に実行できるように、ユーザーフレンドリーなWEBインターフェースに完全に統合されています。
マゼラン雲中の大質量星のULLYSESと補完的調査
STScIディレクターの任意のUVイニシアチブULLYSESのマゼラン雲コンポーネントの科学的目標の概要が、補完的な分光調査XShootU（VLT/Xshooter）およびその他の補助データセットとともに提供されます。ULLYSESとXShootUを組み合わせることで、金属の少ない大質量星の風密度と速度の最初の包括的で均質な研究に加えて、人口合成モデル用のUV/光学分光ライブラリーとマゼラン雲に向かう多数の星間視線が可能になります。
奇妙な小人の安定性と不安定性
| Title |
Stability_and_instability_of_strange_dwarfs |
| Authors |
Francesco_Di_Clemente_(Ferrara_University_and_INFN_Sez._Ferrara),_Alessandro_Drago_(Ferrara_University_and_INFN_Sez._Ferrara),_Prasanta_Char_(STAR_Institute,_University_of_Liege),_Giuseppe_Pagliara_(Ferrara_University_and_INFN_Sez._Ferrara) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.08704 |
20年以上前、グレンデニング、ケトナー、ウェーバーは、ストレンジクォーク物質の核を持つ安定した白色矮星の存在を提案しました。最近では、放射状モードを研究することにより、Alford、Harris、およびSachdevaは、代わりにこれらのオブジェクトが不安定であると結論付けました。ハドロンからクォークへの急速な変換または遅い変換に対応するクォークとハドロンの境界面での境界条件を取り入れながら、放射状の振動をもう一度調べることによって、これらのオブジェクトの安定性を調査します。私たちの分析によると、このタイプの天体は、星が強く摂動されておらず、2つの成分を分離するクーロン障壁のために、通常の物質がストレンジクォーク物質に変換できない場合に安定しています。一方、Ia型超新星の初期段階のように、星が激しい過程を経ると、通常の物質がストレンジクォーク物質に変化し、システムが不安定になり、ストレンジクォーク星に崩壊する可能性があります。このようにして、降着によって引き起こされる奇妙な矮星の崩壊が促進され、太陽以下の質量を持つkmサイズの物体を生成することができます。
マルチメッセンジャー天文学の見通しを巨大フレア（GF）で扱います。これは、これまでに観測された中で最も明るい超新星の100個と同じくらい明るいマグネターが特徴のまれな一時的なイベントです。ビームされた光子は、磁気圏での共鳴変換を介してアクシオンの対応物と相関する可能性があります。現実的なパラメータ空間では、現在実行可能な実験の銀河GFに対する感度限界は$\mathrm{g}_{\phi\gamma}\！\gtrsim\！\mathrm{several}\！\times\！10^{-13}$GeV$^{-1}$\＆$\mathrm{g}_{\phie}\！\gtrsim\！\mathrm{few}\！\times\！10^{-12}$。信号の時間持続性のためにのみ、アクシオンフレアと最近のXENON1T過剰との互換性を除外します。
星の超放射：恒星媒体の場の減衰への非平衡アプローチ
| Title |
Superradiance_in_Stars:_Non-equilibrium_approach_to_damping_of_fields_in_stellar_media |
| Authors |
Francesca_Chadha-Day,_Bj\"orn_Garbrecht,_Jamie_McDonald |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07662 |
ブラックホールの超放射はよく理解されていますが、星の超放射の一般的な扱いはこれまで欠けていました。これは、孤立した中性子星と、恒星の超放射から生じる一連のシグネチャを簡単に観測できることを考えると、驚くべきことです。この作業では、回転する星の超放射率を計算するための最初の体系的なパイプラインを紹介します。私たちの方法は、超放射場と星の構成要素との間の相互作用を説明する任意のラグランジアンで使用できます。私たちのスキームは2つの部分に分類されます。最初に、有限密度での場の理論を使用して、微物理的散乱プロセスの観点から星への長波長モードの吸収を表現する方法を示します。これにより、ボゾン場の減衰運動方程式を導き出すことができます。次に、これを長波長の効果的な理論（いわゆるワールドライン形式）に取り入れて、急速に回転する星の任意の多重極モーメントの超放射モードの増幅を説明します。私たちの方法は、恒星の超放射をしっかりとした理論的基礎に置き、ボゾン場と恒星物質との間の相互作用から生じる超放射率の計算を可能にします。
時間依存の減衰率を持つスカラー場による初期の物質支配を含む非標準的な宇宙論的歴史の文脈で、ミスアラインメントメカニズムによるアクシオン暗黒物質の生成を検討します。宇宙の温度が一時的に上昇する場合、アクシオン場の進化においてハッブル摩擦が回復する可能性があり、その結果、アクシオン質量とハッブル膨張率が最大3回「交差」する可能性があります。これには、ミスアライメントメカニズムを動的にリセットして、振動の2番目の明確なフェーズの新しい初期状態にする効果があります。現在の暗黒物質の遺物密度に必要な結果として生じるアクシオン質量は、標準履歴ウィンドウより大きくなることはなく、3桁以上小さくすることができます。これは、ABRACADABRA、KLASH、ADMX、MADMAXなどの今後の実験で調べることができます。とORGAN、アクシオン-光子結合を対象としています。これは、標準ウィンドウを超えたアクシオン暗黒物質の探索を通じて、ビッグバン元素合成の前に宇宙論の歴史を探求する可能性を浮き彫りにします。
極度の質量比の周りの動的摂動は、共鳴の近くでインスパイアします
| Title |
Dynamical_perturbations_around_an_extreme_mass_ratio_inspiral_near_resonance |
| Authors |
Makana_Silva_and_Christopher_Hirata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.07733 |
極端な質量比のインスピレーション（EMRI）-はるかに重い（例えば、銀河中心）ブラックホールを周回するコンパクトな物体を備えたシステム-は、銀河核の環境の新しいプローブとして両方とも興味深いものであり、それらの波形は正確ですカーメトリックのテスト。この作業は、EMRIシステムの周りの第3の物体による外部摂動の影響に焦点を当てています。この摂動は、内側の体が外側の体と共鳴を横切るときに軌道に最も大きな影響を与え、保存量（エネルギー、角運動量、カーター定数）の変化、または同等の作用をもたらします。時間の経過とともに蓄積する波形の位相シフト。カー時空の一般的な軌道に有効な、共鳴交差中の作用の変化を計算するための一般的な方法を提示します。これらの変化は、共振に対応する周波数で2つの物体（地平線と$\infty$でのワイルスカラー$\psi_4$の振幅によって定量化）によって放出される重力波形に関連していることを示します。これにより、明示的なメトリック摂動を直接計算することなく、各ボディのアクション変数の変化を計算できるため、既存のブラックホール摂動理論コードを呼び出して計算を実行できます。私たちの計算が静的限界と動的限界の両方で共鳴相互作用を精査できることを示します。この手法をEMRIのサードボディ効果と、LISAの波形への潜在的な影響の将来の調査に使用する予定です。
さまざまな時空における弱い重力屈曲：エキゾチックレンズと修正された重力
エリスワームホールなどのエキゾチックなオブジェクトは、重力レンズとして機能することが期待されています。それらの非エキゾチックな対応物と同じように、これらのレンズに関する情報は、それらが誘発する強いレンズ効果と弱いレンズ効果を考慮することによって見つけることができます。この作業では、弱い重力レンズ効果がせん断の情報を超える情報をどのように提供できるかを検討します。Ellisワームホールタイプのメトリックの場合、方向性屈曲は正または負の収束の場合を区別できますが、方向性せん断は区別できないことがわかります。また、宇宙の大規模構造から信号が発生する屈曲相関関数である宇宙の屈曲を、重力の変化との関連で考察します。屈曲は、特にスケールに依存する現象論的なポストGR関数の場合に、修正された重力のパラメトリックモデルのユニークなプローブであることがわかります。
この論文では、インフレーション中に2つのフィールドがあり、断熱摂動モードと等曲率摂動モードの両方が生成される、マルチフィールド模倣重力から誘導されるインフレーションモデルの原始摂動を調査します。元の断熱摂動モードが拘束方程式のために運動項を失うことは事実ですが、フィールドの1つがカーブトンフィールドと見なされるカーバトンメカニズムを適用することにより、断熱摂動を実際に等曲率フィールドから転送できることを示します。インフレの終わりに。詳細な計算は、インフレとその結果としての物質優勢の時代の両方に対して実行されます。したがって、断熱モードのいわゆる「非伝播問題」は、実際にはマルチフィールド模倣インフレーションモデルに害を及ぼすことはありません。
一般相対性理論が追加のチャーン・サイモン（CS）項によって変更されるシナリオで、確率的重力波バックグラウンド（SGWB）の影響下でのニュートリノフレーバー振動の変更を調査します。暗黒物質ハローがアクシオンの形をしていると仮定すると、CS結合は、ある周波数範囲で完全に抑制されるまで、地球でのニュートリノフレーバー振動のパターンを変更します。同時に、ハロー内のSGWBは、狭い周波数範囲でアクシオン崩壊を重力子に刺激し、強化されたSGWB株で潜在的に検出可能な共鳴ピークをもたらす可能性があります。一貫性のある画像では、これらの機能が超新星からのニュートリノ検出、重力波検出器、および天の川のハローでのアクシオンの探索を目的とした実験に現れる可能性がある必要があります。
膨張宇宙の重力軌道の再考
膨張宇宙における重力軌道の修正ニュートン方程式は、銀河や惑星系のような局所的な重力境界システムが宇宙の膨張の影響を受けないことを示しています。この結果は、標準のFLRWメトリックで記述されたスペース拡張を想定して導き出されたものです。この論文では、代替メトリックが適用され、修正ニュートン方程式が、共形FLRWメトリックによって記述された空間膨張に対して導出されます。Vavry\v{c}uk（FrontiersinPhysics、2022）に示されているように、このメトリックは、宇宙の時間の遅れを適切に予測し、暗黒エネルギーを導入する必要なしにSNeIaの光度観測に適合するため有利です。驚いたことに、等角FLRWメトリックに基づくニュートン方程式は、標準FLRWメトリックに基づく方程式とはまったく異なる動作をします。ローカルシステムが空間膨張に抵抗するという一般的な意見とは対照的に、コンフォーマルメトリックの結果は、すべてのローカルシステムがハッブルフローに従って膨張することを示しています。宇宙論的時間による局所システムの進化は、渦巻銀河の数値モデリングで例示されています。渦巻銀河のサイズは観測と一致して大きくなり、典型的な渦巻パターンがよく再現されています。理論は、銀河を取り巻く暗黒物質を仮定せずに、平坦な回転曲線を予測します。この理論は、かすかな伴銀河、バリオンのタリー・フィッシャー関係、半径方向の加速度の関係など、$\Lambda$CDMモデルに対する課題を解決します。さらに、パイオニアアノマリー、暗い太陽のパラドックス、月とタイタンの軌道異常、古代火星の川の存在など、太陽系のパズルがうまく説明されています。
二体問題における湯川ポテンシャルを介した修正重力のテスト：解析解と観測制約
| Title |
Testing_modified_gravity_via_Yukawa_potential_in_two_body_problem:_Analytical_solution_and_observational_constraints |
| Authors |
David_Benisty |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.08235 |
重力の多くの代替理論は、湯川型のポテンシャルをスクリーニングします。この記事では、離心率軌道を移動する2つの非回転コンパクトオブジェクトの湯川型ポテンシャルの正確な運動方程式の解としてのケプラー型パラメーター化を示します。太陽系からの境界が提示されます。
原始磁場からのパーカー結合および単極対生成
| Title |
Parker_Bound_and_Monopole_Pair_Production_from_Primordial_Magnetic_Fields |
| Authors |
Daniele_Perri_(1_and_2),_Takeshi_Kobayashi_(1,_2,_3_and_4)_((1)_SISSA,_International_School_for_Advanced_Studies,_Trieste,_(2)_INFN,_Sezione_di_Trieste,_(3)_IFPU,_Institute_for_Fundamental_Physics_of_the_Universe,_Trieste,_(4)_Kobayashi-Maskawa_Institute_for_the_Origin_of_Particles_and_the_Universe,_Nagoya_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.08246 |
再加熱と放射が支配的な時代の間の原始磁場の生存に基づいて、磁気単極子の宇宙の豊富さに関する新しい限界を提示します。新しい境界は、銀河磁場からの従来のパーカー境界、および直接探索からの境界よりも強くなる可能性があります。また、シュウィンガー効果によって原始磁場自体によって生成された単極子に境界を適用し、原始磁場の存続のための追加の条件を導き出します。
湾曲した時空間におけるスカラー場の真空状態を定義するための新しい形式
| Title |
New_formalism_to_define_vacuum_states_for_scalar_fields_in_curved_space-times |
| Authors |
Mariana_Penna-Lima,_Nelson_Pinto-Neto,_Sandro_D._P._Vitenti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.08270 |
湾曲した時空間における単一場の量子論の真空定義を見つける問題は、新しい幾何学的観点から議論されています。場の量子論モードの位相空間ダイナミクスは、2次元双曲線距離空間の曲線にマッピングされます。隣接する点間の距離は、位相空間の対応するモード解に関連付けられたボゴリューボフ係数に比例することが示されています。次に、各モードの真空状態は、マップされたすべての位相空間ソリューションがその周囲の薄い環状領域内を移動する固有の軌道として定義されます。この特性は、真空状態の安定性を意味します。この軌道のある点から進化した解は、両方が進化してもそれに近いままであるため、粒子の生成は最小限に抑えられます。新しいアプローチは、解がこの曲線の周りに円を描く、時間に依存しないダイナミクスのよく知られたケースに適用され、断熱近似が有効な場合に適用されます。次に、分析は、超ハッブルまたは低周波領域で、断熱近似が適用できない時間依存の場合に拡張されます。これらの状況でも安定軌道が見られ、安定した量子真空が得られることが示されています。この新しい形式は、2つの状況に適用されます。スーパーハッブル体制での分析を通じてバンチデイビス真空が完全に異なる方法で取得されるドジッター空間と、収縮段階である宇宙バウンスモデルのコンテキストです。漸近的な過去の宇宙定数によって支配されています。この状況では、宇宙論的摂動のための新しい真空状態が提案されています。
| Title |
Cosmology_in_Painleve-Gullstrand_coordinates |
| Authors |
Rudeep_Gaur_(Victoria_University_of_Wellington)_and_Matt_Visser_(Victoria_University_of_Wellington) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.08375 |
宇宙論は、最も一般的には、標準的な共動座標を使用して分析されます。この座標では、銀河は（平均して、おそらく小さな固有速度まで）「静止」し、「空間」は膨張しています。ただし、これは特定の座標の選択にすぎません。また、特定の目的のために、他の（場合によっては根本的に異なる）座標の選択も有用で有益であることが証明される可能性があることを理解することが重要ですが、基礎となる物理学を変更することはありません。具体的には、ここではk=0の空間的に平坦なFLRW宇宙論を検討しますが、Painleve-Gullstrand座標では、これらの座標は非常に明確に共動していません。銀河間の距離はまだ確実に増加していますが、「空間」はもはや拡大していません。。これらのパンルヴェ-グルストランド座標での作業は、標準的な宇宙論とその対称性に関する代替の視点を提供し、宇宙論の地平線の処理をいくらか容易にします。より長い視野で、これらのパンルヴェ-グルストランド座標を調査することで、理想化されたFLRW時空からの大きな偏差を理解するためのより良いフレームワークが最終的に提供されることを願っています。KottlerとMcVittieの時空を注意深く見て、これらの問題を説明します。
$ f（T、B）$理論における異方性時空II：Kantowski-Sachs Universe
修正されたテレパラレル$f（T、B）$-重力理論のコンテキストでは、Kantowski-Sachs線要素によって記述された均質で異方性の背景ジオメトリを検討します。場の方程式を導き出し、正確な解の存在を調査します。さらに、フィールド方程式の軌道の進化は、有限および無限のレジームで停留点を導出することによって研究されます。$f（T、B）=T+F\left（B\right）$理論の場合、関数$F\left（B\right）$の特定の極限に対して、異方性宇宙が膨張することを証明します。空間曲率がゼロのアトラクターとしての等方性宇宙。漸近解が非ゼロの空間曲率を持つ宇宙を記述する将来のアトラクターはないことに注意してください。
$ f（T、B）$理論IIIの異方性時空：LRSビアンキIII宇宙
異方性BianchiIIIバックグラウンドジオメトリで$f（T、B）$理論の漸近ダイナミクスを研究します。特定の$f（T、B）$関数形式によって提供される自由パラメーターに依存する、場の方程式には常にアトラクターが存在することを示します。アトラクタは、加速された空間的に平坦なFLRWまたは加速されていないLRSBianchiIIIジオメトリです。その結果、$f（T、B）$理論は、空間的に平坦で等方性の加速宇宙を提供します。
$ f（T、B）$理論における異方性時空IV：ネーター対称性解析
ネーター対称性解析は、$f（T、B）$理論の異方性バックグラウンドでの場の方程式の解析に適用されます。$f\left（T、B\right）=T+F\left（B\right）$を検討します。これは、境界スカラー$B$によって導入されたTEGRからのわずかな偏差を表します。Bianchi\I、BianchiIII、およびKantowski-Sachsジオメトリには、ミニスーパースペース記述が存在し、ネーターの定理が適用されます。不変点変換の存在を調査します。BianchiI時空の場合、重力場方程式は$F\left（B\right）=-\frac{B}{\lambda}\lnB$理論に対してLiouville積分可能であることがわかります。解析解が導き出され、量子宇宙論のWheeler-DeWitt方程式へのネーター対称性の適用が議論されます。
非最小結合$f（R）$重力と宇宙流体のラグランジアンの宇宙論的意味
| Title |
Cosmological_Implications_of_Nonminimally-Coupled_$f(R)$_Gravity_and_the_Lagrangian_of_Cosmic_Fluids |
| Authors |
R._P._L._Azevedo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.08578 |
宇宙論の標準モデルでは、宇宙の背景進化は一般に一般相対性理論と完全流体のコレクションと最小限に結合された均一で等方性の測定基準によって適切に記述できます。これらの流体は通常、流体のラグランジアン密度から導出できるエネルギー運動量テンソルによって記述されます。一般相対性理論の下では、ラグランジアン密度は、特定の完全流体に対して正しいエネルギー運動量テンソルが得られる範囲にのみ関連します。これは、物質場と重力の間の非最小結合（NMC）を特徴とする理論には当てはまりません。このような場合、物質場のオンシェルラグランジアン密度は、エネルギー運動量テンソルに加えて、運動方程式に明示的に現れます。したがって、特定の流体の正しいオンシェルラグランジアン密度を決定することは、対応する宇宙論的意味の正確な説明を提供するために最も重要です。本質的に、これはこの論文で取り組む問題です。私たちは3つの重要なポイントに取り組むことを目指しました。宇宙流体のラグランジアン密度に関する文献の結果のいくつかをカバーし、一般相対性理論とNMCを特徴とする理論の両方で、オンシェル形式の選択の自由（またはその欠如）に関するいくつかの誤解を明らかにしました。さらに、静止質量と構造が固定されたソリトン粒子で構成される流体の正しいラグランジアン密度を導き出しました。次に、重力と物質場の間のNMCを特徴とする理論の文脈で、このタイプの完全流体の熱力学的挙動を研究しました。最後に、これらの結果を使用して、宇宙マイクロ波背景放射、ビッグバン元素合成、Ia型超新星、バリオン音響振動の観測からのデータを使用して、特定のNMC重力モデルに対する新しい宇宙論的制約を導き出しました。
暗黒エネルギーと測地線運動方程式の拡張：銀河の回転曲線のスペクトル
| Title |
Dark_Energy_and_Extending_the_Geodesic_Equations_of_Motion:_A_Spectrum_of_Galactic_Rotation_Curves |
| Authors |
Achilles_D._Speliotopoulos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.08688 |
最近提案された測地線運動方程式の拡張では、テスト粒子によってトレースされるワールドラインがスカラー曲率に依存するようになり、銀河の形成と銀河の回転曲線を研究するために使用されます。この拡張は、球形の流体の運動に適用され、非相対論的で弱い重力限界の流体の一連の進化方程式をもたらします。これらの方程式の定常解に焦点を当て、この限界での流体の特定のクラスの角運動量を選択することで、この拡張の下でのダイナミクスが、ユニバーサルと一致する回転速度曲線（RVC）を持つ銀河の形成をもたらす可能性があることを示します回転曲線（URC）、およびURCに関する以前の研究を通じて、1100個のらせん状銀河の観測された回転速度プロファイル。特に、RVCのスペクトルはこの拡張の下で形成される可能性があり、それによって予測される2つの極端な速度曲線が、これらの1100の速度プロファイルから構築されたURCのアンサンブルを囲んでいることがわかります。また、URCの漸近的振る舞いは、拡張によって予測されたRVCの最も可能性の高い漸近的振る舞いと一致していることもわかります。これらの定常解の安定性解析も行われ、銀河円盤では安定しているのに対し、銀河ハブでは摂動の振動周期が$0.91_{\pm0.31}$より長い場合は安定していることがわかります。$1.58_{\pm0.46}$10億年に。
スキルミオンモデルにおけるソリトン結晶のロバスト性について
| Title |
On_the_robustness_of_solitons_crystals_in_the_Skyrme_model |
| Authors |
Gonzalo_Barriga,_Fabrizio_Canfora,_Marcela_Lagos,_Mat\'ias_Torres,_Aldo_Vera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.08712 |
この作業では、余分な中間子の自由度を含めると、スキルミオンモデルの有限密度ソリトン結晶にどのように影響するかを分析します。特に、Skyrme$\omega$-中間子モデルとSkyrme$\rho$-中間子理論の両方で、有限バリオン密度のハドロン結晶の最初の分析例が構築されます。これらの構成は任意のトポロジカル電荷を持ち、ベクトル中間子の雲に囲まれたバリオン管の結晶を表します。$\omega$中間子の場合、7つの結合された非線形場の方程式の完全なセットを2つの積分可能な微分方程式に一貫して減らすことができます。Skyrmionプロファイル用に1つのODE、$\omega$-mesonsフィールド用に1つのPDE。この分析構造により、スキルミオンモデルに$\omega$中間子を含めると、バリオン間の反発相互作用エネルギーがどのように減少するかを明示的に示すことができます。Skyrme$\rho$-中間子の場合、メロン型仮説を使用して分析解を構築し、$\rho$-中間子アクションの結合の1つを他の結合に固定することができます。非常に驚くべきことに、仮説の一貫性を要求することによって結合定数に対して得られた値は、ベクトル中間子のないスキルミオンモデルの核結合エネルギーを減らすために文献で使用されている値に非常に近いことを示します。さらに、私たちの分析結果は、核スパゲッティ相で利用可能な結果と定性的に一致しています。
