宇宙の再電離後の時代のLy$\alpha$森林パワースペクトルにおける宇宙論からの再電離の記憶の分離
| Title |
Separating_the_memory_of_reionization_from_cosmology_in_the_Ly$\alpha$_forest_power_spectrum_at_the_post-reionization_era |
| Authors |
Paulo_Montero-Camacho,_Yuchen_Liu_and_Yi_Mao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09005 |
最近、宇宙の再電離の記憶を宇宙論的情報よりも無視することにより、Ly$\alpha$の森林パワースペクトルから再電離の天体物理学を抽出できることが示されました。Ly$\alpha$森林パワースペクトルに対する宇宙の再電離のこの影響は、不均一である宇宙の再電離とそれに続く高密度領域からの衝撃が低密度領域のガスを$\sim3\times10に加熱する可能性があるため、宇宙論的時間スケールに耐えることができます。^4$Kそしてそれを平均密度に圧縮します。しかし、再電離の記憶に対する周縁化の現在のアプローチは、特定の再電離モデルの仮定に基づくモデル依存であるだけでなく、計算コストも高くなります。ここでは、宇宙の再電離の影響に関する簡単な分析テンプレートを提案します。これにより、モデルに依存しない方法で、Ly$\alpha$フォレストからの宇宙論的情報のベイズ推定のために周縁化されるブロードバンド体系として扱います。このテンプレートは、再電離のメモリの効果が重要である大規模な$k\approx0.19$Mpc$^{-1}$で$\leq6\％$のエラーで非常によく機能し、Ly$\alpha$フォレスト相関関数での再電離の記憶、およびこの体系的な宇宙論的パラメーターの予想されるバイアス。テンプレートは、宇宙論的パラメーターの予測誤差をわずかに過大評価して、限界化の目的で特定の再電離モデルを想定した場合に、宇宙論的パラメーター空間の予測誤差の形態を正常に回復できます。さらに、Ly$\alpha$フォレストの1Dパワースペクトルでこの体系的な同様のテンプレートを提案します。
相互作用するダークエネルギー：新しいパラメーター化と観測の制約
新しいパラメータ化に照らして、暗黒物質と暗黒エネルギーの間の相互作用を含む宇宙論を再調査しました。新しいパラメータ化は、暗黒物質と暗黒エネルギーが相互作用する場合、暗黒物質は標準の非相互作用シナリオとは異なる方法で希釈されるという仮説に基づいています。この新しいパラメータ化を使用して、宇宙論の方程式を再構築しました。パンテオンとハッブルのデータからの超新星データを使用することにより、従来の宇宙論的パラメーターと新しいパラメーターに対する観測上の制約も得られました。得られたパラメータ値は、$H_0$=69.023$\pm$0.722、$M$=-19.385$\pm$0.019、$I$=2.901$\pm$0.092および$\Omega_{dm0}（1-\frac{3}{I}）\frac{1}{\kappa}$=0.254$\pm$0.023ここで、$H_0$、$M$、$\Omega_{dm0}$、および$\kappa$はハッブル定数、絶対タイプ1aの超新星の大きさ、現在の暗黒物質密度、暗黒物質と暗黒エネルギーの結合パラメーター、$I$は新しいパラメーターであり、相互作用するシナリオでの暗黒物質の修正希釈を表すモデルに導入したダビング希釈パラメーターです。。宇宙の進化、減速パラメータ、宇宙の年齢、相互作用するシナリオの素粒子物理学への影響に関するモデルの物理的特徴も詳細に調査され、結論が導き出されました。
ウェーブレット散乱変換による再電離中の21cm信号の非ガウス性の検出
| Title |
Detecting_the_non-Gaussianity_of_the_21-cm_signal_during_reionisation_with_the_Wavelet_Scattering_Transform |
| Authors |
Bradley_Greig,_Yuan-Sen_Ting_and_Alexander_A._Kaurov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09082 |
銀河間媒体中の中性水素からの21cmの超微細遷移を検出することは、宇宙の再電離の時代（EoR）を推進する天体物理学的プロセスを理解するための最良のプローブです。この21cmの信号を検出するための主な手段は、21cmのパワースペクトル（PS）を使用して空間変動を統計的に測定することです。ただし、21cmの信号は非ガウス信号であるため、ガウス変動のみを測定するPSは、利用可能なすべての情報を特徴付けるのに最適ではありません。今後のSquareKilometerArray（SKA）は、21cmの信号の直接画像を復元するために特別に設計された100deg$。^{2}$を超える1000時間の深い観測を実行します。この作業では、ウェーブレット散乱変換（WST）を使用して、21cm信号のこれらの2次元画像から非ガウス情報を直接抽出します。WSTの主な利点は、統計的ノイズが発散するバイスペクトルとは異なり、非ガウス情報を測定するための統計的ノイズに対する安定性です。この非ガウス情報を21cmの模擬画像から分離する新しい方法を紹介し、信号を使用した基準モデルの150（177）〜MHz（$z\sim8.5$および$\sim7$）での検出を示します。完全な前景除去を想定した$\sim$5〜（8）と、前景ウェッジ回避を想定した$\sim2$〜（3）のto-ノイズ。
赤方偏移した21cmのバイスペクトル：宇宙線の夜明けからの信号とIGM物理学に対するソースモデルの影響
| Title |
Redshifted_21-cm_bispectrum:_Impact_of_the_source_models_on_the_signal_and_IGM_physics_from_the_Cosmic_Dawn |
| Authors |
Mohd_Kamran,_Raghunath_Ghara,_Suman_Majumdar,_Garrelt_Mellema,_Somnath_Bharadwaj,_Jonathan_R._Pritchard,_Rajesh_Mondal,_Ilian_T._Iliev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09128 |
最初の光源からの放射は、2つの主要な天体物理学的プロセス（Ly$\alpha$結合とX線加熱）を介してCosmicDawn（CD）で21cm信号の変動を駆動し、この信号を非常に非ガウスにします。21cm信号とその非ガウス性に対するこれらのプロセスの影響は、これらの最初の光源の特性によって異なります。この作業では、2つの主要なソースパラメータ、つまり1Dでの最小ハロー質量$M_{\rmh、\、min}$とX線光子生成効率$f_{\rmX}$を変更することにより、さまざまなCDシナリオを検討します。放射伝達コードGRIZZLY。これらのソースパラメータの変動が、フーリエ領域で考えられるすべての一意の三角形について、大規模（$k_1=0.16{\、\rmMpc}^{-1}$）21cmバイスペクトルに与える影響を調べます。パワースペクトルとバイスペクトルの詳細な比較分析は、バイスペクトルの形状、符号、大きさが組み合わさって、パワースペクトルと比較して信号変動とその非ガウス性の最良の測定値を提供することを示しています。また、CDの歴史全体を通して、バイスペクトルの形状と大きさの変化とともに符号の変化のシーケンスを研究して、さまざまな宇宙時間での支配的なIGMプロセスについての確固たる結論に到達することが重要であると結論付けます。さらに、考えられるすべての一意の$k$三角形の中で、信号の大規模な非ガウス性は、絞られた限界の小さな$k$三角形と同様の形状の三角形によって最もよく調べられることがわかります。これにより、21cmのバイスペクトルを使用してCD中にソースパラメータを制約する可能性が広がります。
粘性暗黒エネルギーモデルにおけるグローバル21cm輝度温度
| Title |
Global_21-cm_brightness_temperature_in_viscous_dark_energy_models |
| Authors |
Ashadul_Halder,_Shashank_Shekhar_Pandey_and_A._S._Majumdar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09177 |
粘性暗黒エネルギー（VDE）モデル。暗黒エネルギーの体積粘度は、バリオンをより速く冷却する可能性のある宇宙のハッブル進化を混乱させ、したがって、21cmの輝度温度を変化させます。粘性流の結果として、追加のエントロピーも生成されます。21cmの温度変化に向けたVDEモデルの背景における原始ブラックホールとバリオン暗黒物質散乱からのホーキング放射の寄与を研究します。上記の効果の相互作用によるEDGESの結果を説明するために、VDEモデルパラメーターの境界を取得します。さらに、私たちの分析では、$\Lambda$CDMモデルの場合と比較して、暗黒物質の質量と散乱断面積に対する制約が変更されています。
天体物理学と宇宙論におけるキラル効果
素粒子の微視的量子的性質であるキラリティーは、カイラルアノマリー、カイラル磁気効果、カイラルプラズマ不安定性などの巨視的現象を引き起こします。パルサーキック、マグネター、コア崩壊超新星などの高エネルギー天体物理学、および原始磁場、バリオン数生成、キラル重力波などの初期宇宙宇宙論におけるこれらのキラル効果の研究の最近の進歩をレビューします。また、カイラル効果と低エネルギー有効理論を教育的に紹介し、平衡状態と平衡状態から外れるものを説明します。ニュートリノのカイラル（磁気）流体力学、カイラル運動論、カイラル放射輸送理論です。
eROSITA全天調査デジタルツインで銀河団と活動銀河核を検出
| Title |
Detecting_clusters_of_galaxies_and_active_galactic_nuclei_in_an_eROSITA_all-sky_survey_digital_twin |
| Authors |
R._Seppi,_J._Comparat,_E._Bulbul,_K._Nandra,_A._Merloni,_N._Clerc,_T._Liu,_V._Ghirardini,_A._Liu,_M._Salvato,_J._S._Sanders,_J._Wilms,_T._Dwelly,_T._Dauser,_O._Konig,_M._E._Ramos-Ceja,_C._Garrel,_and_T._H._Reiprich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09242 |
スペクトル-レントゲン-ガンマ（SRG）天文台に搭載されたイメージング望遠鏡アレイ（eROSITA）を使用した拡張レントゲン調査は、X線天文学に革命をもたらしています。活動銀河核（AGN）と銀河団の大規模なサンプルを提供し、X線源を研究し、X線で選択されたサンプルを使用して宇宙論的パラメーターをこれまでになく高い精度で測定できる可能性があります。私たちは、最初のeROSITA全天調査（eRASS1）でのAGNとクラスターの検出と選択を研究し、ソースカタログの特性を特徴づけることを目指しています。クラスターとAGNを正確に表すモデルを組み合わせることにより、半空のeRASS1シミュレーションを作成しました。合計で、1116758クラスターと225583320AGNをシミュレートしました。標準のeROSITA検出アルゴリズムを実行しました。入力カタログとソースカタログをフォトンベースのアルゴリズムと照合しました。明るい光源を完全に回復しました。点源として2e-14erg/s/cm2より明るいAGNの半分を検出し、0.5-2.0keV帯域で拡張された3e-13erg/s/cm2より明るいクラスターの半分を検出しました。完全性、誤検出率、および汚染の観点から検出パフォーマンスを定量化しました。検出と拡張の可能性の複数のカットに従ってソースカタログを調査しました。クラスターの検出は、主にフラックスと露出によって駆動されることがわかります。これは、クラスターのサイズや動的状態などの二次的影響に依存します。クールコアバイアスは、主に点源として分類されるかすかなクラスターに影響を与えますが、範囲が選択されたサンプルへの影響はわずかです。検出されたクラスターの測定されたX線輝度は、シミュレートされた値と互換性があります。eROSITAの不均一な深さを考慮して、宇宙論的な目的で銀河団のサンプルを最適に構築する方法について説明します。このシミュレーションは、実際のeRASS1のデジタルツインを提供します。
CRESST-IIIの低エネルギー過剰に関する最新の観測
| Title |
Latest_observations_on_the_low_energy_excess_in_CRESST-III |
| Authors |
G._Angloher,_S._Banik,_G._Benato,_A._Bento,_A._Bertolini,_R._Breier,_C._Bucci,_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,_V._Zema |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09375 |
CRESST実験では、低エネルギーでの原因不明の過剰なイベントが観察されます。現在のCRESST-IIIデータ取得キャンペーンでは、考えられる説明を絞り込むために、さまざまな設計の検出器モジュールを操作しています。この作業では、いくつかの検出器での超過分の時間、エネルギー、および温度依存性の比較に焦点を当てて、進行中の測定の最初の観察結果を示します。これらは、主要な寄与として、暗黒物質、放射性バックグラウンド、および結晶バルクに関連する固有の発生源を除外します。
Abell2744の新しい高精度強いレンズモデリング。JWST観測の準備
| Title |
New_high-precision_strong_lensing_modeling_of_Abell_2744._Preparing_for_JWST_observations |
| Authors |
P._Bergamini,_A._Acebron,_C._Grillo,_P._Rosati,_G._B._Caminha,_A._Mercurio,_E._Vanzella,_G._Angora,_G._Brammer,_M._Meneghetti,_and_M._Nonino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09416 |
アーカイブハッブル宇宙望遠鏡（HST）マルチバンドイメージングとマルチユニット分光エクスプローラー（MUSE）フォローアップ分光法を利用して、ハッブルフロンティアフィールド銀河団Abell2744の新しい強いレンズ（SL）モデルをz=0.3072で提示します。。レンズモデルは、90個の分光学的に確認された複数の画像（30個の背景ソースから）を考慮します。これは、最近取得されたJamesWebbSpaceTelescope観測の前のこのクラスターフィールドの最大の安全なサンプルを表します。モデルの制約としていくつかの拡張ソース内にサブ構造を含めることで、クラスターの内部の総質量分布とクラスターの臨界線の位置を正確に特徴付けることができます。225のクラスターメンバーのレンズの寄与を含め、そのうち202は分光的に確認されています。また、85個の銀河団の内部速度分散を測定して、レンズモデルにおけるサブハロ質量成分の役割を独立して推定します。2つの異なる質量パラメータ化を使用して、クラスターコアの総質量再構成に対するクラスター環境の影響を調査します。以前の弱いレンズ効果の研究、またはクラスターコア周辺の発光メンバーの拡張HSTイメージングに基づいて、3つの外部凝集塊からの質量の寄与を検討します。後者の場合、複数の画像の観測位置がより良く再現され、0.37"の驚くべき精度で、以前のレンズモデルよりも$\sim2$小さくなります。私たちはStrongLensingOnlineTool（SLOT）を開発し、公開しています。）シンプルなグラフィカルインターフェイスを介して、このモデルと将来のモデルの予測力と完全な統計情報を活用します。GLASS-JWST-ERSプログラムの最初の分析に、特に測定するために、高精度SLモデルを適用する予定です。強い倍率マップからの高$z$銀河の固有の物理的特性。
エリアス2-27原始惑星系円盤における垂直方向に伸びた非対称のCN放出
| Title |
Vertically_extended_and_asymmetric_CN_emission_in_the_Elias_2-27_protoplanetary_disk |
| Authors |
T._Paneque-Carre\~no,_A._Miotello,_E._F._van_Dishoeck,_L._M._P\'erez,_S._Facchini,_A._Izquierdo,_L._Tychoniec,_L._Testi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.08827 |
エリアス2-27は、塵とガスの拡張された、明るく傾斜した円盤をホストする若い星です。ディスクの傾斜と極端なフレアリングにより、エリアス2-27は、分子、特にCNの垂直分布を研究するための理想的なターゲットになっています。エリアス2-27のCNの放出を直接追跡し、以前に公開されたCOアイソトポログデータと比較します。CN$N=3-2$放出は、2つの異なる遷移$J=7/2-5/2$と$J=5/2-3/2$で分析され、2つの超微細グループ遷移が検出されます。CN放出の垂直位置は、エリアス2-27のCO放出を分析するために以前に使用された幾何学的方法に従って、チャネルマップから直接追跡されます。分析モデルを使用して、各分子の垂直プロファイルをパラメーター化し、各トレーサーの範囲を調査します。さらに、カラム密度と光学的厚さの放射状プロファイルを計算します。エリアス2-27のCNおよびCOアイソトポログの垂直位置が層状であり、熱化学モデルからの予測と一致していることを示します。CNの半径方向の範囲で南北の非対称性が検出され、CNの放射はほとんど光学的に薄く、$z/r\sim$0.5の薄いスラブに垂直に拘束されていることがわかります。10$^{14}$\、cm$^{-2}$の列密度が内側のディスクで測定され、北側では10$^{12}$\、cm$^{-2}に減少します。$そして南側は外側の領域で10$^{13}$\、cm$^{-2}$になります。エリアス2-27では、CNは、$^{12}$COによってトレースされたものと非常によく似た、ミッドプレーンの上の垂直に隆起した領域をトレースします。推定されたCN特性は、CN形成がNとUV励起H$_2$との反応によって開始される熱化学ディスクモデルと一致しています。観測された南北の非対称性は、進行中の落下または歪んだ内側の円盤のいずれかによって引き起こされた可能性があります。この研究は、ディスクの物理的状態を制約するために、さまざまな分子の垂直位置を追跡することの重要性を強調しています。
微惑星形成のための効率的な場所としての乱流ダストトラッピングリング
サブmmの原始惑星系円盤（PPD）の最近の観測は、乱流リング状のガス圧バンプに閉じ込められた小石サイズのダスト粒子を示す、環状下部構造の遍在性を明らかにしました。この主要なパラダイムシフトは、圧力勾配で動作し、乱流によって抑制できるストリーミング不安定性によって、そのような小石からの微惑星形成の主要な理論にも挑戦します。ここでは、ダストの逆反応を含む強制ガス圧力バンプでのダストトラップの3次元局所せん断ボックス、非理想的な電磁流体力学（MHD）シミュレーションを実行します。外側ディスク条件に適した両極拡散を伴う磁気回転不安定性（MRI）によって生成される中程度の乱流の下で、乱流拡散とバランスの取れたダストトラップの準定常状態を実現します。ガス圧の最大値の近くのすべてのシミュレーションで強い塵の凝集が見られ、重力崩壊を引き起こして微惑星を形成するしきい値をはるかに超える最大密度に達しています。強い圧力バンプは、ダスト粒子をバンプの中心に向かって集中させます。圧力バンプが弱いと、ダストの逆反応により、ダストがバンプ中心から離れた二次フィラメントに集中する可能性がありますが、それでも、主にバンプ中心の周りの一次リングに強い凝集が発生します。我々の結果は、それらが多様な観測特性を持っているかもしれない間、外側のPPDの微惑星形成のための頑強な場所としてダストトラップリングを明らかにします。
JWSTによる岩石惑星表面と大気組成の検出可能性：LHS3844bの場合
| Title |
The_Detectability_of_Rocky_Planet_Surface_and_Atmosphere_Composition_with_JWST:_The_Case_of_LHS_3844b |
| Authors |
Emily_A._Whittaker,_Matej_Malik,_Jegug_Ih,_Eliza_M.-R._Kempton,_Megan_Mansfield,_Jacob_L._Bean,_Edwin_S._Kite,_Daniel_D._B._Koll,_Timothy_W._Cronin,_and_Renyu_Hu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.08889 |
地球型外惑星の分光学的特性評価は、JWSTで初めて可能になります。そのような惑星を特徴づけることへの1つの挑戦は、それらが光学的に厚い大気を持っているかどうか、あるいは完全にどんな大気を持っているかさえ先験的に知られていないということです。しかし、この課題には、太陽系外惑星の表面を検出する可能性という機会もあります。この研究では、地球型外惑星の大気と表面をJWSTで特徴付けることの実現可能性を探ります。これは、LHS3844bが、溶融しないほど十分に冷たい惑星の中で最も高い信号からノイズへの岩石熱放射ターゲットであるため、テストケースとして取り上げます。表面。大気と地表の両方のスペクトル信号を含む惑星放射をモデル化し、Kreidbergetal。によるLHS3844bの既存のスピッツァー4.5$\mu$m測定と一致するすべてのシナリオを調査します。（2019）。要約すると、観測値の3$\sigma$以内にある、もっともらしい表面と大気の範囲が見つかります。反射の少ない金属に富み、鉄が酸化され、玄武岩質の組成が許可され、大気は最大厚さ1バールに制限されます。$\gtrsim$100ppmの近赤外線吸収体が含まれている場合。さらに、表面と大気の可観測性を予測し、シミュレートされたJWSTデータに対してベイズ検索分析を実行し、表面と大気の特徴を区別するには、少数の〜3回の日食観測で十分であることがわかります。ただし、表面信号により、大気種の存在量に正確な制約を課すことが困難になる可能性があり、弱いH$_2$O検出を誤って誘発する可能性さえあります。
トランジットタイミング変化を伴うケプラーシステムのTESS観測
トランジットタイミング変動（TTV）によって特徴付けられ、トランジット系外惑星探査衛星（TESS）によって検出可能なケプラーフィールドのターゲットを特定します。Keplerと比較してTESSトランジットの信号対雑音比が低下しているにもかかわらず、セクター14、15、26、40、および41の13のシステムから48のトランジットを回復します。Kepler-396（KOI-2672）そして、測定された通過時間を説明できる、そのシステムの3番目の惑星の2つの可能なケースを調査します。可能な場合は、KOI-70（Kepler-20）、KOI-82（Kepler-102）、KOI-94（Kepler-89）、KOI-137（Kepler-18）、KOI-244（Kepler-25）、KOI-245（Kepler-37）、KOI-282（Kepler-130）、KOI-377（Kepler-9）、KOI-620（Kepler-51）、KOI-806（Kepler-30）、KOI-1353（Kepler-289）およびKOI-1783（Kepler-1662）。
地球近傍小惑星（3200）ファエトンの活動ドライバーとしての熱分解
| Title |
Thermal_decomposition_as_an_activity_driver_of_near-Earth_asteroid_(3200)_Phaethon |
| Authors |
Eric_MacLennan_and_Mikael_Granvik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.08968 |
地球近傍小惑星（3200）ファエトンは活動的な小惑星であり、ヘリオセントリック距離0.14auまでの各ペリヘリオン通過中に、過去10年間に3日間繰り返し観測されたダストテールを備えています。活動を引き起こすメカニズムはまだ議論されており、提案されたメカニズムは明確な裏付けとなる証拠を欠いています。ファエトンは、毎年恒例のふたご座流星群の親体である可能性が高いと特定されており、流星群に関連する数少ないメインベルト彗星の1つとなっています。その低いアルベドとB型反射スペクトルは、フェートンの組成が炭素質コンドライト隕石に類似していることを示していますが、特定の隕石グループへの接続は、診断吸収機能がないためにあいまいです。この研究では、フェートンの中赤外線放射率スペクトルを分析し、それが炭素質コンドライトのヤマトグループ（CY）と密接に関連していることを発見しました。CYコンドライトは、初期の水性変成作用とそれに続く後期の熱変成作用を経験した原始的な炭素質物質を表しています。これらの隕石に含まれる鉱物は、ファエトンのスペクトルで特定されたものの一部であり、熱分解の証拠を示しています。特に、フィロケイ酸塩の脱ヒドロキシル化と結晶性の低いかんらん石への変換。さらに、CYの硫化物と炭酸塩は、約700oCに加熱するとS2とCO2ガスを放出することが知られています。観測された活動ウィンドウ中のフェートンの表面温度は、CY隕石のいくつかの成分の熱分解温度と一致していることを示します。これらの一連の証拠はすべて、熱分解反応からのガス放出がフェートンの活動の原因であることを示す強力な指標です。この研究の結果は、ふたご座流星流の形成、熱的に変化した原始隕石の起源、および低近日点小惑星の破壊に影響を及ぼします。
軌道推定における機械学習：調査
最初の人工衛星が打ち上げられた50年代後半以降、常駐宇宙オブジェクト（RSO）の数は着実に増加しています。現在、1cmを超える約100万個の物体が地球を周回していると推定されており、現在追跡されているのは10cmを超えるわずか30,000個です。ケスラーシンドロームと呼ばれる衝突の連鎖反応を回避するには、スペースデブリと衛星の軌道を同様に正確に追跡および予測することが不可欠です。現在の物理ベースの方法では、7日間の予測でキロメートルのオーダーの誤差があります。これは、ほとんどが1メートル未満のスペースデブリを考慮すると不十分です。通常、この失敗は、軌道の開始時の宇宙オブジェクトの状態に関する不確実性、大気抗力などの環境条件のエラーの予測、およびRSOの質量や形状などの特定の未知の特性が原因です。データ駆動型の手法、つまり機械学習を活用することで、軌道予測の精度を高めることができます。測定されていないオブジェクトの特性を導き出し、非保存力の効果を改善し、ディープラーニングモデルが持つ非常に複雑な非線形システム。この調査では、この分野で現在行われている作業の概要を説明します。
地球型惑星形成帯における水シールド：内部円盤有機物への影響
| Title |
Water_shielding_in_the_terrestrial_planet-forming_zone:_Implication_for_inner_disk_organics |
| Authors |
Sara_E._Duval_(1),_Arthur_D._Bosman_(1),_Edwin_A._Bergin_(1)_((1)_University_of_Michigan) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09027 |
原始惑星系円盤の内部領域の化学組成は、惑星の建築材料の組成を追跡することができます。内側の円盤の正確な元素組成はまだ測定されておらず、モデルと観測の間の緊張はまだ存在しています。最近の進歩は、UVシールドが有機物の放出を増加させることができることを示しています。ここでは、これらのモデルを拡張し、UVシールドが内側の5auの化学組成にどのように影響するかを調査します。この作業では、arxiv：2204.07108のモデルを使用し、より大きな化学ネットワークで拡張します。水のUVシールドの効果が最も顕著で、分子線が発生する上部ディスク大気の化学的存在量に焦点を当てます。C2H2、CH4、HCN、CH3CN、およびNH3の存在量が3桁を超えて強化された、豊富な炭素および窒素化学が見つかります。これは、水中の酸素を閉じ込めるH2Oの自己遮蔽によって引き起こされます。これにより、COやCO2などの酸素含有種が抑制されます。水UVシールドを含むモデルで見られるC2H2の増加により、水UVシールドが酸素に富むガスで効果的に酸素の少ない環境を誘発したため、C/O比の上昇に頼ることなく観察されたC2H2の存在量を説明できます。したがって、水のUVシールドは、炭化水素とニトリルの観測された存在量を再現するために重要です。モデルの結果から、CH4、NH3、NOなどの種はJamesWebbSpaceTelescope（JWST）で観測できると予想されます。
至点のゆっくりとしたドリフトについて：ミランコビッチサイクルと平均地球温度
| Title |
On_the_Slow_Drift_of_Solstices:_Milankovic_Cycles_and_Mean_Global_Temperature |
| Authors |
F._Lopes,_V._Courtillot,_D._Gibert,_and_J-L._Le_Mou\"el |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09269 |
地球の回転は、その回転軸の傾きの変化によって変更されます。重力場が中心であるという事実にもかかわらず、地球の軌道は閉じられておらず、分点はドリフトしています。ミランコビッチ（1920）は、至点の最短歳差運動期間は20.7kyrであると主張しました。1つの半球の夏至は、近日点と遠日点で11kyrごとに交互に発生します。地球の回転極、全球平均表面温度、天体暦の時系列を反復特異スペクトル解析に提出しました。iSSAは、それぞれのトレンド、1年および60年のコンポーネントから抽出します。太陽の周りの地球の至点の見かけのドリフトと世界の平均気温の両方が強い60年の振動を示しています。至点の「固定日」は実際にはドリフトします。回転極の冬至と夏至の位置の時間発展と温度の最初のiSSA成分（傾向）を比較することで、いくつかの一般的な特徴を認識することができます。Milankovicの基本的な方程式は、地球上の特定の場所で受け取った熱の導関数を、太陽の日射量、場所の座標、太陽の赤緯、時角の既知の関数に関連付け、太陽と地球の距離に逆二乗します。太陽までの距離の関数としての至点のドリフトを、ミランコビッチの幾何学的日射理論に変換しました。至点の60年iSSAドリフトの逆二乗を温度の60年iSSAトレンドの一次導関数、つまり正確に時間の求積法に対して15年シフトすると、2つの曲線が準正確に重ね合わされます。偶然の一致の確率は非常に低いように見えます。付随するモデルがない場合、相関関係は因果関係を意味しません。ここで、ミランコビッチの方程式は、広く受け入れられているモデルと見なすことができます。この論文は、観察と数学的定式化の間の一致の事例を特定します。
火星の内部ダイナミクスと熱進化-地球力学的展望
| Title |
Interior_Dynamics_and_Thermal_Evolution_of_Mars_--_a_Geodynamic_Perspective |
| Authors |
Ana-Catalina_Plesa,_Mark_Wieczorek,_Martin_Knapmeyer,_Attilio_Rivoldini,_Michaela_Walterova,_Doris_Breuer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09283 |
過去数十年にわたって、地球型惑星の熱進化を調査するために、地球規模の地球力学的モデルが使用されてきました。計算能力の向上と数値手法の改善により、これらのモデルはより複雑になり、シミュレーションでは、マントル材料に応じて、高解像度の3D球殻形状を使用し、粘度の大幅な変化を考慮することができるようになりました。この研究では、火星の熱進化と内部ダイナミクスを研究するために使用されてきたグローバルな3D地球力学モデルをレビューします。これらのモデルをローカルおよびグローバルな観測と組み合わせて、惑星の熱履歴を制約する方法について説明します。特に、地殻の厚さ、上部マントル構造、コアサイズの最近のInSight推定値を使用して、これらの制約を3D地球力学モデルと組み合わせて、内部ダイナミクス、現在の熱状態、および温度変化の理解を深める方法を示します。火星の内部で。
塩辛い氷と海洋系外惑星の居住性のジレンマ
太陽系外惑星の最も深い海の居住性は、それらの底に高圧の氷が存在することによって制限される可能性があります。新しい研究は、高圧氷内にかなりの塩分を取り込むことにより、深部惑星の氷のマントル内での効率的な化学輸送が可能であることを示しています。
原子ガスは$z\約1.3$で星形成銀河のバリオン質量を支配します
| Title |
Atomic_Gas_Dominates_the_Baryonic_Mass_of_Star-forming_Galaxies_at_$z_\approx_1.3$ |
| Authors |
Aditya_Chowdhury,_Nissim_Kanekar,_Jayaram_N._Chengalur |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.08834 |
平均原子ガス質量$\langleM_{Atom}\rangle$（HIとHeを含む）、平均分子ガス質量$\langleM_{Mol}\rangle$、および平均恒星質量の比較を示します。、$\langleM_*\rangle$、$z\approx0.75-1.45$にある星形成銀河のサンプル。宇宙の星形成活動のピークの時期に、およびその間に銀河のバリオン組成を調べます。。$z=0.74-1.25$と$z=1.25-1.45$の2つの恒星質量が一致したサンプルの星形成銀河の$\langleM_{Atom}\rangle$値は、HI21cm信号をGMRT-CAT$z1$調査。$z\gtrsim1$での星形成銀河のバリオン組成は、$z\approx0$でのそれとは劇的に異なることがわかります。$\langleM_*\rangle\approx10^{10}M_\odot$の星形成銀河の場合、総バリオン質量$M_{Baryon}$に対する星の寄与は、$で$\approx61\％$です。z\approx0$ですが、$z\approx1.3$では$\approx16\％$のみですが、分子ガスは$z\approx0$と$\approx14\％$でバリオン質量の$\approx6\％$を構成します$z\approx1.3$で。驚くべきことに、原子ガスは、$z\approx1.3$の星形成銀河の$M_{Baryon}$の$\approx70\％$を構成していることがわかります。$\langleM_{Atom}\rangle/\langleM_*\rangle$の比率は、$z\approx1.0$と$z\approx1.3$の両方で、ローカルユニバースよりも高く、$\langleM_{Atom}\rangle/\langleM_*\rangle\approx1.0$at$z\approx1.0$および$\approx3.3$at$z\approx1.3$の値と比較して、今日は$\approx0.4$。さらに、$\langleM_*\rangle\approx10^{10}M_\odot$を持つ星形成銀河の比率$\langleM_{Atom}\rangle/\langleM_{Mol}\rangle$は次のようになります。$\approx2.3$は$z\approx1.0$で、$\approx5.0$は$z\approx1.3$で。全体として、宇宙での星形成活動のピークの時期に、原子ガスが$z\approx1.3$での星形成銀河のバリオン質量の主要な成分であることがわかります。
フェルミバブル雲の多様な金属量は、円盤とハローの二重の起源を示しています
| Title |
Diverse_metallicities_of_Fermi_bubble_clouds_indicate_dual_origins_in_the_disk_and_halo |
| Authors |
Trisha_Ashley,_Andrew_J._Fox,_Frances_H._Cashman,_Felix_J._Lockman,_Rongmon_Bordoloi,_Edward_B._Jenkins,_Bart_P._Wakker,_Tanveer_Karim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.08838 |
銀河中心は、フェルミバブルと呼ばれる2つの巨大なプラズマローブに囲まれており、銀河面の上下両方で約10kpc伸びています。電波、紫外線、および光学波長でのフェルミバブルの方向の分光学的観察により、フェルミバブル高速雲（FBHVC）と呼ばれる気泡内に埋め込まれていると考えられる多相ガス雲が検出されました。これらの雲は、銀河中心から放出される双円錐形の核風によってモデル化できる運動学を持っていますが、これまで、それらの重金属の存在量（金属量）に関する情報がほとんどなかったため、正確な起源は不明です。ここでは、FBHVCが<20％ソーラーから〜320％ソーラーまでの幅広い金属量を持っていることを示します。この結果は、FBHVCの最初の金属量調査に基づいています。これらの金属量は、すべてのFBHVCが銀河中心から太陽または超太陽の金属量でフェルミバブルに発射されるという以前に受け入れられた信条に挑戦します。代わりに、FBHVCは天の川の円盤とハローの両方で発生することをお勧めします。このように、これらの雲のいくつかは、核風によって外側に運ばれる物質ではなく、フェルミバブルが膨張する銀河系の媒体を特徴づける可能性があり、FBHVCの標準的な画像を変更します。より広義には、これらの結果は、渦巻銀河からの核の流出が、それらのハロー内のガスを一掃すると同時に、それらのディスクからガスを除去することによって機能できることを明らかにしています。
LAMOST、SDSS / SEGUE、およびGaiaを使用したKジャイアントとBHBスターによる天の川の質量：3D球形ジーンズ方程式とトレーサー質量推定量
| Title |
Milky_Way_Mass_with_K_Giants_and_BHB_Stars_Using_LAMOST,_SDSS/SEGUE,_and_Gaia:_3D_Spherical_Jeans_Equation_and_Tracer_Mass_Estimator |
| Authors |
Sarah_A._Bird,_Xiang-Xiang_Xue,_Chao_Liu,_Chris_Flynn,_Juntai_Shen,_Jie_Wang,_Chengqun_Yang,_Meng_Zhai,_Ling_Zhu,_Gang_Zhao,_Hai-Jun_Tian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.08839 |
Birdetal。の滑らかで拡散した恒星ハローサンプルを使用して、囲まれた天の川の質量プロファイルからガラクトセントリック距離$\sim70$および$\sim50$kpcまでを測定します。サンプルは、LAMOSTとSDSS/SEGUEKの巨人（KG）と、正確な金属量を持つSDSS/SEGUEの青い水平分枝（BHB）の星です。3D運動学は、LAMOSTおよびSDSS/SEGUEの距離と視線速度、および{\itGaia}DR2の固有運動を通じて利用できます。囲まれた質量を推定するために2つの方法が使用されます：3D球面ジーンズ方程式とEvansetal。トレーサー質量推定量（TME）。Xueetal。を介して下部構造を削除します。運動の積分に基づく方法。ランダムサンプリングノイズ、系統的な距離誤差、採用された密度プロファイル、およびハローの非ウイルス化および非球形効果による推定値の不確実性を評価します。トレーサー密度プロファイルは、質量推定において体系的な制限を維持していますが、これらの制限内では、さまざまなサンプルと適用された方法の間で合理的な一致が見られます。$\sim70$と$\sim50$kpcまで、Jeansメソッドは$4.3\pm0.95$（ランダム）$\pm0.6$（体系的）$\times10^{11}$M$_の総封入質量を生成します。\odot$と$4.1\pm1.2$（ランダム）$\pm0.6$（体系的）$\times10^{11}$M$_\odot$は、それぞれKGとBHBの星です。KGおよびBHBサンプルの場合、暗黒物質のウイルス質量は$M_{200}=0.55^{+0.15}_{-0.11}$（ランダム）$\pm0.083$（系統的）$\times10^{12であることがわかります。}$M$_\odot$および$M_{200}=1.00^{+0.67}_{-0.33}$（ランダム）$\pm0.15$（体系的）$\times10^{12}$M$_それぞれ\odot$。
11個のLIRGの低周波無線連続体イメージングとSEDモデリング：無線のみおよびFUVから無線帯域
| Title |
Low_frequency_radio_continuum_imaging_and_SED_modeling_of_11_LIRGs:_radio-only_and_FUV_to_radio_bands |
| Authors |
Subhrata_Dey,_Arti_Goyal,_Katarzyna_Ma{\l}ek,_Timothy_J._Galvin,_Nicholas_Seymour,_Tanio_D\'iaz_Santos,_Julia_Piotrowska,_Vassilis_Charmandaris |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.08929 |
紫外線から遠赤外線、無線（$\sim$70MHz〜$\sim$15GHz）帯域までの11の局所高光度赤外線銀河（LIRG）の詳細な分析を示します。銀河放射を調査するコード（CIGALE）とUltraNestコードを使用して、スペクトルエネルギー分布（SED）モデリングを通じて天体物理学的特性を導き出します。無線SEDには、GMRTからの325MHzと610MHzでの新しい観測と、公開アーカイブからの測定値が含まれています。私たちの主な結果は、（1）電波SEDがターンオーバーとベンドを示し、（2）適合した電波スペクトルのシンクロトロンスペクトルインデックスが$-$0.5〜$-$1.7の範囲であり、（3）赤外線光度、ダスト質量、ダスト温度、CIGALEから得られた恒星の質量、星形成率（SFR）、AGNの割合は、同じクラスの銀河が示す範囲にあります。60$\mu$m赤外線と1.4GHz無線光度の比率、1.4GHz熱分率、および放射測定範囲は2.1〜2.9、0.1％〜10％、0.02〜269.5$\times$10$^{6}$それぞれcm$^{-6}$pc。ラジオSEDで見られるターンオーバーは、フリーフリー吸収によるものであると結論付けます。これは、CIGALE分析から得られた低いAGNの割合によってサポートされています。分解された1.4GHzの熱および非熱電波光度により、スケーリング関係を使用して星形成率（SFR）を計算することができました。10Myr前（100Myr前と比較して）に得られたSFR$_{IR}$と1.4GHz無線（全および非熱）の間に正の相関が観察されます。これらの銀河で観測される典型的な磁場強度に対して同様のシンクロトロン寿命が期待されるためです（$\約$50$\mu$G）。
深層学習による銀河の宇宙構造の分類：宇宙論的シミュレーションと観測の接続
| Title |
Classification_of_cosmic_structures_for_galaxies_with_deep_learning:_connecting_cosmological_simulations_with_observations |
| Authors |
Shigeki_Inoue,_Xiaotian_Si,_Takashi_Okamoto,_Moka_Nishigaki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09072 |
宇宙構造を分類するための深層学習の機能を調査します。宇宙論的シミュレーションでは、宇宙の体積は暗黒物質（DM）の分布と運動学に従ってボイド、シート、フィラメント、ノットにセグメント化され、銀河もセグメント化に従って分類されます。ただし、観察研究では、DMを使用したこの分類方法を採用することはできません。この研究では、深層学習がシミュレーションと観察の間のギャップを埋めることができることを示しています。私たちのモデルは、3次元畳み込みニューラルネットワークに基づいており、シミュレーションで銀河の分布のデータを使用してトレーニングされ、DMではなく銀河から構造クラスを推定します。私たちのモデルは、トレーニングと予測にDM分布を使用して、以前の研究と同じくらい正確にクラスラベルを予測できます。これは、銀河の分布が宇宙構造分類のDMの代わりになる可能性があることを意味し、銀河を使用したモデルは、広範囲の調査観測に直接適用できます。観測上の制限を無視すると、モデルはシミュレートされた銀河を64％の精度（マクロ平均$F_{\rm1}$-スコア）で4つのクラスに分類できます。大きさの制限などの制限を考慮すると、私たちのモデルはSDSS銀河を$\sim100〜{\rmMpc}$で60％の精度で分類できます。ボイド銀河を他の銀河と区別する二項分類では、私たちのモデルは88パーセントの精度を達成できます。
LAMOSTとガイアの出会い：銀河散開星団
| Title |
LAMOST_meets_Gaia:_The_Galactic_Open_Clusters |
| Authors |
Xiaoting_Fu,_Angela_Bragaglia,_Chao_Liu,_Huawei_Zhang,_Yan_Xu,_Ke_Wang,_Zhi-Yu_Zhang,_Jing_Zhong,_Jiang_Chang,_Lu_Li,_Li_Chen,_Yang_Chen,_Fei_Wang,_Eda_Gjergo,_Chun_Wang,_Nannan_Yue,_Xi_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09121 |
散開星団は天の川の平面に沿って生まれ、進化し、その上に化学的および動的な進化を含む銀河円盤の歴史が刻印されています。散開星団の化学的および動的特性は、それらのメンバーの星の測光、分光、および位置天文学のデータから導き出すことができます。ガイア計画からの測光および位置天文データに基づいて、2000を超える銀河団の星のメンバーシップが文献で特定されています。ただし、これらのクラスターの多くでは、化学的および速度論的特性はまだよくわかっていません。大規模な分光調査LAMOST（データリリース8）およびGaia（データリリース2）との相乗効果で、386個の散開星団の新しい包括的なカタログを報告します。このカタログには、視線速度、金属性、および軌道、離心率、角運動量、総エネルギー、3D銀河速度などの動的特性の均一なパラメーター決定が含まれています。これらのパラメーターにより、それぞれ44クラスターと137クラスターの最初の視線速度の決定と最初の分光学的[Fe/H]の決定が可能になります。多数派クラスターの金属量分布は、ガラクトセントリック半径のパラメーター空間、総エネルギー、および角運動量のZ成分の下降傾向を示しています。ただし、独自のパラメーター平面にフラットテールを示す2つの古いグループは除きます。500Myrsより若い年齢と古い年齢のクラスター集団は、ディスク上で多様に分布しています。後者は銀河円盤フレアと空間的に一貫性があります。非常に若いクラスター（<100Myr）と近くの分子雲の間の3D空間比較は、ラドクリフガス雲波に沿った広範囲の金属量分布を明らかにし、波に沿った不均一な混合または速い星形成の可能性を示しています。このカタログは、天の川の化学的および動的な進化を追跡するための便利なツールとしてコミュニティに役立ちます。
明るい内側銀河晩期型星のANDICAMIおよびJバンドモニタリング
| Title |
ANDICAM_I_and_J_band_monitoring_of_bright_inner_Galactic_late-type_stars |
| Authors |
Maria_Messineo_(USTC_affiliated,_and_currently_freelancer_in_Potsdam,_Germany) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09160 |
ここでは、銀河系の晩期型星57個、赤色超巨星（RSG）の可能性が高い星のIおよびJバンドの時系列測光を示します。サンプルの38％は、大きな測光変動を示しています。IバンドとJバンドの変動は相関しているようで、DeltaI=DeltaJx2.2、DeltaIの変動は0.04〜1.08等、DeltaJの変動は0.03〜0.52等です。新しい短い期間（<1000d）は、8つの星について推定でき、167-433dの範囲です。この作業は、サンプルが大振幅の漸近巨星分枝（AGB）星によって汚染されていないことを確認します。さらに、距離に大きな誤差があるにもかかわらず、周期-光度図は、サンプルが既知の銀河RSGと同じシーケンスを生成していることを示しています。
いてりゅう座腕O星と初期B星の遠赤スペクトルからの視線速度
| Title |
Radial_velocities_from_far_red_spectra_of_Carina_Arm_O_and_early_B_stars |
| Authors |
Janet_E._Drew,_Flora_Blake_Parsons,_Michael_Mohr-Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09206 |
巨大なO星と初期のB星は、最近の星形成の重要なマーカーであり、光イオン化と風による短命の間、および超新星として爆発するときに、それらの環境に大きな影響を及ぼします。ミルキーウェイでは、それらは遠距離で検出できますが、多くの場合、大きなダストカラムの後ろにあるため、短波長での検出が困難です。この研究では、視線速度測定のための、あまり消光されていない遠赤スペクトル（8400〜8800\AA）の使用を調べます。結果は、カリーナアームに配置された2度のフィールド内の164個の確認されたOB星のサンプルについて報告されます。ほとんどの星は3〜6kpcの距離にあり、Westerlund2はフィールドの端にあります。測定された視線速度の誤差は3〜10kms$^{-1}$の範囲に集中しており、系統的な不確実性は2〜3kms$^{-1}$です。これらをガイアミッションの位置天文学と組み合わせて、全宇宙運動を構築できるようにします。最大22個の星が暴走する可能性がありますが、そのうちの8個は（これまでに検出されていない）バイナリをインターロッピングしている可能性があります。サンプルの平均方位角運動は、銀河円盤の回転の最近の測定値に適合しています。ガラクトセントリック半径方向では、平均運動は$\sim$10kms$^{-1}$の速度で適度な落下を示します。この実験は、遠赤の弱いパッシェン線が信頼できる視線速度の決定をもたらすことができることを示しており、これまで可能であったよりもはるかに多くの銀河円盤でOB星の運動学を探求する見通しを提供します。
$ 3
赤方偏移$z=3$、$z=4$、および$z=5$でのレストフレーム紫外線光度関数（UVLF）の測定値を、それぞれ96894、38655、および7571ソースを使用して提示し、AGNと宇宙の再電離の時代の直後に銀河が支配する紫外線放射。ソースは、HSCとVISTAの両方でカバーされる銀河系外の深いレガシーフィールドの$10$\ds\を使用した、包括的な測光赤方偏移アプローチを使用して選択されます。$0.3\text{-}2.4\mum$の波長範囲にまたがるテンプレートフィッティングを使用すると、従来のカラーカラーカット方法よりもはるかに高い$80\text{-}90$パーセントの完全性が達成されます。測定されたLFは、$z=3（5）$で$-26<M_{\rmUV}<-19.25（-20.5）$を含みます。これは、他の研究からの補完的な結果を使用して、さらに$-28.5<M_{\rmUV}<-16$に拡張され、AGNと銀河LFの組み合わせの同時フィッティングを可能にします。$z\sim3$のUV発光銀河（$M_{\rmUV}<-22$）は$z\sim4$よりも少ないことがわかります。これは、塵の覆い隠しとともに広範囲のクエンチングが始まったことを示しており、その進化はAGNLFは、銀河LFよりもはるかに高速であり、その数密度は$3<z<6$から約2桁上昇します。また、測光データのみで銀河UVLFを記述するために、2乗則（DPL）関数形式がSchechter関数よりも好ましいかどうかを判断することは依然として困難であることがわかります。UVLFから水素電離光子収支を推定すると、AGNは$z=3-5$での宇宙の再電離に寄与することができますが、それを維持することはできません。しかし、急速に進化しているAGNLFは、EoR内での重要な貢献を強く嫌っています。
QUIJOTEライン調査によるTMC-1でのフルベナレンの発見
| Title |
Discovery_of_fulvenallene_in_TMC-1_with_the_QUIJOTE_line_survey |
| Authors |
Jos\'e_Cernicharo,_Ra\'ul_Fuentetaja,_Marcelino_Ag\'undez,_Ralf_I._Kaiser,_Carlos_Cabezas,_Nuria_Marcelino,_Bel\'en_Tercero,_Juan_R._Pardo_and_Pablo_de_Vicente |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09369 |
QUIJOTEライン調査でTMC-1方向のフルベナレン（$c$-C$_5$H$_4$CCH$_2$）の検出を報告します。$K_a$=0,1,2,3および$J$=9-15の30の回転遷移が検出されました。データの最適な回転温度フィッティングは9\、Kであり、導出された列密度は（2.7$\pm$0.3）$\times$10$^{12}$cm$^{-2}$であり、これは単なる要因です。潜在的な前駆体であるシクロペンタジエン（$c$-C$_5$H$_6$）よりも4.4低く、シクロペンタジエンのエチニル誘導体よりも1.4〜1.9倍高くなっています。シクロペンタジエンのCH$_2$誘導体であるフルベン（$c$-C$_5$H$_4$CH$_2$）を検索しました。この場合、カラム密度の上限は3$\sigma$になります。3.5$\pm$0.5）$\times$10$^{12}$cm$^{-2}$。ベンゼンのメチルおよびビニル誘導体であるトルエン（C$_6$H$_5$CH$_3$）およびスチレン（C$_6$H$_5$C$_2$H$_3$）についても上限が得られました。フルベナレンとエチニルシクロペンタジエンは、シクロペンタジエン（$c$-C$_5$H$_6$）とエチニルラジカル（CCH）の反応で生成される可能性があります。ただし、TMC-1でのサイクルのボトムアップ気相合成は、シクロペンタジエンの存在量を2桁過小評価しているため、TMC-1などの冷たい暗い雲環境での環化へのすべての可能な化学的経路を研究する必要があります。。ただし、C$_3$H$_3^+$とC$_2$H$_4$の間の反応を含めると、モデルと観測された存在量の間に良好な一致が得られます。
多成分銀河円盤の重力ポテンシャルエネルギー
星とガスの重力結合された多成分銀河円盤の単位面積あたりの重力ポテンシャルエネルギーをabinitioで計算します。これは、垂直密度分布、垂直重力、および垂直距離の積分として与えられます。これは、Cammが単一成分ディスクに対して提案した方法に基づいています。ここでは、任意のガラクトセントリック半径Rでエネルギーの式を明示的に導出することにより、多成分ディスクに対して拡張します。自己無撞着分布の場合、密度と力は、垂直静水圧平衡方程式とポアソン方程式を共同で解くことによって得られます。結合システムで得られた密度分布と力の数値を代入すると、導出されたエネルギーの式で、各コンポーネントのエネルギーは、対応する単一コンポーネントの場合のエネルギーと比較して変化しないことがわかります。この驚くべき結果を、コンポーネントのエネルギーの上記の式を分析的に単純化することによって説明します。これは、コンポーネントの表面密度に垂直速度分散の2乗を掛けたものに等しいことがわかります。ただし、結合されたケースでは、ユニットテストマスを中央平面から特定の高さzに上げるために必要なエネルギーが高くなります。したがって、システムはミッドプレーンの近くでより緊密にバインドされ、したがって、外部の潮汐の遭遇によってシステムを妨害することがより困難になります。
CO2アイス分光プロファイルに対する粒子成長の影響：高密度コアおよびディスクのモデリング
| Title |
Influence_of_grain_growth_on_CO2_ice_spectroscopic_profiles_:_Modelling_for_dense_cores_and_disks |
| Authors |
Emmanuel_Dartois,_Jennifer_A._Noble,_Nathalie_Ysard,_Karine_Demyk,_Marin_Chabot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09411 |
高密度の雲や原始惑星系円盤での星間塵粒の成長は、たとえ中程度であっても、塵粒のかなりの部分が考慮された波長の波数ベクトルに近いサイズ範囲になるとすぐに、観測された星間氷プロファイルに影響を与えます。氷のプロファイルを分析する前に行われた連続体のベースライン補正は、その後の分析に影響を与え、したがって、通常、薄膜氷混合スペクトルを使用したバンドフィッティングによって得られる推定氷組成に影響を与えます。CO2に焦点を当てて、氷のマントルの分光プロファイルに対する粒子成長の影響をモデル化し、それが星間氷のマントルのスペクトル分析と解釈にどのように影響するかを確認します。光の散乱と吸収のための離散双極子近似を使用して、水と二酸化炭素のアイスマントルを含む楕円形のケイ酸塩コアで構成される粒子の分布の質量吸収係数を計算します。他のいくつかの氷のマントル組成も計算されます。高密度の雲からのサイズ分布の進化を調査して、最大3ミクロンのサイズの粒子成長の最初のステップをシミュレートします。結果は、球面雲のRADMC-3D全散乱放射伝達モデルと原始惑星系円盤テンプレートに注入され、観測可能なスペクトルエネルギー分布を取得します。粒子成長の有意義な指標である4.27ミクロンでのCO2反対称伸縮モードアイスバンドプロファイルの計算されたプロファイルに焦点を当てます。赤外線宇宙天文台とあかり衛星で観測された高密度コアに向けたプロファイルは、中程度の粒子成長を示す可能性のあるプロファイルをすでに示しています。ダストサイズ分布が進化すればするほど、氷のマントル組成を抽出するには、粒子の成長を理解し、考慮する必要があります。
銀河系の小規模ダイナモにおけるバチェラー、サフマン、カザンツェフのスペクトル
| Title |
Batchelor,_Saffman,_and_Kazantsev_spectra_in_galactic_small-scale_dynamos |
| Authors |
Axel_Brandenburg,_Hongzhe_Zhou,_Ramkishor_Sharma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09414 |
銀河団や星間物質の磁場は、小規模なダイナモによって生成されていると考えられています。理論的には、運動学的段階では、カザンツェフスペクトルが特徴であり、抵抗スケールでピークになります。これは、ランダムで因果関係のある磁場で予想されるサフマンスペクトルよりもわずかに浅いだけです。因果的に切断されたフィールドは、さらに急勾配のバチェラースペクトルを持っています。ここでは、3つのスペクトルすべてが小規模ダイナモに存在することを示します。運動学的段階では、バチェラースペクトルは乱流のエネルギー伝達スケールよりも大きいスケールで発生し、カザンツェフスペクトルは乱流の慣性範囲内の小さいスケールで発生します-磁気プラントル数が1の場合でも。飽和状態では、ダイナモは大規模にサフマンスペクトルを発達させます。大きな磁気プラントル数では、細長い構造がパリティ偶数E分極で見られますが、パリティ奇数B分極では見られません。また、抵抗力のあるスケールではB分極よりもE分極が大幅に過剰であり、より大きなスケールでは不足していることがわかります。この発見は、銀河系のマイクロ波前景放射で観測された過剰と矛盾しています。EおよびB分極は、飽和状態ではガウス分布になりますが、非常に非ガウス分布であり、ダイナモの運動学的領域では歪んでいる可能性があります。
SiOトレースされた大量の流出における星間複合有機分子
| Title |
Interstellar_Complex_Organic_Molecules_in_SiO-traced_massive_outflows |
| Authors |
O._S._Rojas-Garc\'ia,_A._I._G\'omez-Ruiz,_A._Palau,_M._T._Orozco-Aguilera,_M._Chavez_Dagostino,_S._E._Kurtz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09426 |
星間物質には塵とガスが含まれており、高密度で低温の状態では分子が増殖する可能性があります。星間複合有機分子（iCOM）は、少なくとも6つの原子を含むC含有種です。それらは若い恒星状天体で検出されるため、iCOMは星形成進化の初期段階に生息すると予想されます。この研究では、どのiCOMが大規模な原始星の流出成分に存在するかを特定しようとしています。これを行うために、IRAM-30m望遠鏡とAPEX望遠鏡の両方について、約1GHz帯域幅内の1mmでのマッピング観測を使用して、11個の巨大な原始星のサンプルで青および赤方偏移したiCOM放射の形態学的拡張を分析しました。XCLASSLTE放射伝達コードを使用して、オブジェクトの中心ポインティングスペクトルのiCOM放射をモデル化しました。CH3OH、13CH3OH、CH3OCHO、C2H5C15N、c-C3H2）CH2などのいくつかのiCOMの存在を検出しました。G034.41+0.24、G327.29-0.58、G328.81+0.63、G333.13-0.43、G340.97-1.02、G351.45+0.66、G351.77-0.54では、iCOMの線がかすかに広いラインプロファイル。青と赤方偏移の放射のオフセットピーク位置が約0.1から0.5pcまでカバーしているため、これらの翼は、大規模な低速流出など、コンパクトコアの外部の動きに関連している可能性があります。また、親iCOM分子CH3OHとショックトレーサーSiOの間に相関関係を確立し、ショック環境が気相反応を介してiCOMの形成を促進する条件を提供するという仮説を強化しました。
パニック！ディスクで：SMACS0723フィールドでのJWSTによる$z>3$での銀河構造の最初のレストフレーム光学観測
| Title |
Panic!_At_the_Disks:_First_Rest-frame_Optical_Observations_of_Galaxy_Structure_at_$z_>_3$_with_JWST_in_the_SMACS_0723_Field |
| Authors |
Leonardo_Ferreira,_Nathan_Adams,_Christopher_J._Conselice,_Elizaveta_Sazonova,_Duncan_Austin,_Joseph_Caruana,_Fabricio_Ferrari,_Tom_Broadhurst,_Jose_Diego,_Brenda_L._Frye,_Massimo_Pascale,_Stephen_M._Wilkins,_Rogier_A._Windhorst,_Adi_Zitrin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09428 |
ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡で$z>3$で見られた銀河の形態学的および構造的特性に関する初期の結果を、$z=0.39$の銀河団であるSMACS0723の早期放出観測で示します。比較的初期の宇宙における銀河構造の形態を決定するために、この分野で正確な測光赤方偏移を伴うかなりの数の$z>3$銀河の光学形態を初めて調査します。視覚的形態と\textsc{Morfometryka}メジャーを使用して、光プロファイルフィッティングによるパラメトリック（S\'ersicインデックス）とノンパラメトリック（CAS値）の両方の定量的形態測定を実行します。これらを使用して、ディスク、回転楕円体、および特異銀河の相対的な割合を$3<z<8$で測定します。$z>1.5$で円盤銀河が形態の全体的な割合を支配し、これらの赤方偏移でハッブル宇宙望遠鏡によって見られるよりも円盤銀河の数が$\sim10$比較的多いという驚くべき結果を発見しました。銀河の視覚的な形態学的推定は、CASパラメータ空間での位置とS\'ersicインデックスと密接に一致しています。
JWSTによって明らかにされた$z\approx11-13$の2つの非常に明るい銀河候補
| Title |
Two_Remarkably_Luminous_Galaxy_Candidates_at_$z\approx11-13$_Revealed_by_JWST |
| Authors |
Rohan_P._Naidu,_Pascal_A._Oesch,_Pieter_van_Dokkum,_Erica_J._Nelson,_Katherine_A._Suess,_Katherine_E._Whitaker,_Natalie_Allen,_Rachel_Bezanson,_Rychard_Bouwens,_Gabriel_Brammer,_Charlie_Conroy,_Garth_Illingworth,_Ivo_Labbe,_Joel_Leja,_Ecaterina_Leonova,_Jorryt_Matthee,_Sedona_H._Price,_David_J._Setton,_Victoria_Strait,_Mauro_Stefanon,_Sandro_Tacchella,_Sune_Toft,_John_R._Weaver,_Andrea_Weibel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09434 |
$z>10$の最初の数百Myrsは、宇宙の歴史の中で最後の主要な未知の時代を示しています。現在、1つの銀河（$z\approx11$のGNz11）のみが分光学的に確認されています。ここでは、$\approx1-5\mu$mにまたがり、公開されている$JWST$早期リリース科学プログラムから49分角$^{2}$をカバーする$JWST$/NIRCam測光を使用した明るい$z>10$銀河の検索を示します。（CEERSおよびGLASS）。最も安全な候補は、GLASS-z13とGLASS-z11の2つの$M_{\rm{UV}}\approx-21$システムです。これらの銀河は、スペクトルエネルギー分布に突然の$\gtrsim2.5$マグブレークを表示します。これは、ライマン-$\alpha$の青方偏移が$z\approx13$と$z\approx11$に赤方偏移するフラックスの完全な吸収と一致しています。強いバルマーブレークを伴うほこりっぽい静止銀河などのより低い赤方偏移の侵入者は、代わりにフラックスが見つからない複数のバンドで$>5\sigma$で快適に検出されます。SEDモデリングから、これらの銀河はビッグバン後の$\lesssim300-400$Myrs以上の星にすでに$\sim10^9$太陽質量を蓄積していると推測されます。これらの光源の明るさは、形態学的制約を可能にします。興味をそそるのは、GLASS-z11が明らかに拡張された指数関数的な光のプロファイルを示しており、$r_{\rm{50}}\approx0.7$kpcの円盤銀河と一致している可能性があります。これらの光源は、確認された場合、GNz11に加わり、SchechterUV光度関数に基づく発光銀河の数密度予測に逆らいます。これには、このような高赤方偏移でこのような光源を見つけるために、ここで調査したよりも$>10\times$大きい調査領域が必要です。それらは、UV光度関数の明るい端の進化がほとんどまたはまったくない赤方偏移から宇宙の夜明けの時代への証拠を拡張し、これらの銀河がどれだけ早く形成され始めたかに影響を与えます。これは、次に、将来の深い$JWST$観測が、予想されていたよりもはるかに早い時代の比較的明るい銀河を特定する可能性があることを示唆しています。
GLASS-JWSTからの初期の結果。 III：z $ \ sim$9-15のGalaxy候補
| Title |
Early_results_from_GLASS-JWST._III:_Galaxy_candidates_at_z$\sim$9-15 |
| Authors |
Marco_Castellano,_Adriano_Fontana,_Tommaso_Treu,_Paola_Santini,_Emiliano_Merlin,_Nicha_Leethochawalit,_Michele_Trenti,_Uros_Mestric,_Eros_Vanzella,_Andrea_Bonchi,_Davide_Belfiori,_Mario_Nonino,_Diego_Paris,_Gianluca_Polenta,_Guido_Roberts-Borsani,_Kristan_Boyett,_Antonello_Calabro,_Karl_Glazebrook,_Claudio_Grillo,_Sara_Mascia,_Charlotte_Mason,_Amata_Mercurio,_Takahiro_Morishita,_Themiya_Nanayakkara,_Laura_Pentericci,_Piero_Rosati,_Benedetta_Vulcani,_Xin_Wang,_Lilan_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09436 |
フロンティアフィールドクラスターA2744の隣接フィールドでGLASS-JWST早期リリース科学プログラムの一部として取得されたディープ7バンドNIRCamイメージングでz$\sim$9--15で銀河候補を最初に検索した結果を示します。候補は、ライマンブレーク技術の2つの異なる表現によって選択され、それぞれz$\sim$9-11とz$\sim$9-15でオブジェクトを分離し、2つの独立したコードで取得された測光赤方偏移によって補完されます。色で選択された6つの候補がz$>$9で見つかり、さらに1つの追加の候補が測光赤方偏移z$_{phot}\geq$9で見つかります。特に、$m_{F150W}\simeq26$で、それぞれ$z\simeq10.6$と$z\simeq12.3$に明確に配置されている2つの明るい候補を特定します。$z>9$で発見された銀河の総数は、進化していないLFの予測と一致しています。$z>10$の2つの明るいものは、調査量を考えると予想外ですが、宇宙分散と少数の統計が一般的な結論を制限します。この最初の検索は、赤方偏移の高いフロンティアで銀河を発見するJWSTのユニークな力を示しています。候補者は、cycle$-2$での分光学的フォローアップの理想的なターゲットです。
Ia型超新星における豊富な成層-VI：独特の遅い衰退者SN \、1999aa
| Title |
Abundance_stratification_in_type_Ia_supernovae_--_VI:_the_peculiar_slow_decliner_SN\,1999aa |
| Authors |
Charles_J._Aouad,_Paolo_A._Mazzali,_Stephan_Hachinger,_Jacob_Teffs,_Elena_Pian,_Chris_Ashall,_Stefano_Benetti,_Alexei_V._Filippenko,_Masaomi_Tanaka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.08947 |
特異なゆっくりと下降するIa型超新星（SN\、Ia）SN\、1999aaの噴出物中の存在量分布は、時系列の光学スペクトルをモデル化することによって得られます。SN\、1991Tと同様に、SN\、1999aaは、\FeIII\機能と弱い\SiII\、6355\、\AA\線が支配的な初期スペクトルによって特徴づけられましたが、高速の\CaII\、H\＆Kラインであり、以前は分光学的に正常なSN\、Iaにモーフィングされていました。3つの爆発モデルが調査され、同等の適合が得られます。最内層は、中性子に富む安定したFe族元素、主に安定した鉄の$\sim0.3$\、\Msun\によって支配されています。その中央領域の上には、\Nifsが優勢なシェルがあり、$v\approx11,000$-$12,000$\、\kmsまで伸び、質量は$\sim0.65$\、\Msunです。したがって、これらの内層は通常のSNe\、Iaのものと同様です。ただし、外側の層はSN\、1991Tと同様の組成特性を示します。中間質量要素のシェルは非常に薄く、$\sim0.2$\、\Msunのみを含み、外側の酸素が支配的なシェルから鋭く分離されています。、これには$\sim0.22$\、\Msunが含まれます。これらの結果は、SN\、1999aaで燃焼が突然停止したことを意味します。これはSN\、1999aaがSN\、1991Tと共有する機能であり、異なる光度を除けば本質的に非常に類似している両方のSNeの特性を説明しています。法線からSN\、1991TのようなSNe\、Iaへの分光学的経路は、温度シーケンスだけでは説明できません。それはまた、組成の層状化の違いを含み、始祖密度構造または爆発パラメータの変化を示唆している。
NGC5548での未確認の軟X線放射機能の検出
| Title |
Detection_of_an_Unidentified_Soft_X-ray_Emission_Feature_in_NGC_5548 |
| Authors |
Liyi_Gu,_Junjie_Mao,_Jelle_S._Kaastra,_Missagh_Mehdipour,_Ciro_Pinto,_Sam_Grafton-Waters,_Stefano_Bianchi,_Hermine_Landt,_Graziella_Branduardi-Raymont,_Elisa_Costantini,_Jacobo_Ebrero,_Pierre-Olivier_Petrucci,_Ehud_Behar,_Laura_di_Gesu,_Barbara_De_Marco,_Giorgio_Matt,_Jake_A._J._Mitchell,_Uria_Peretz,_Francesco_Ursini,_and_Martin_Ward |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09114 |
NGC〜5548は、X線で明るいセイファート1銀河です。特に、最大1E27/m^2のカラム密度、最大数千の速度を持つ、広範囲のイオン化状態のAGN流出による吸収など、軟X線バンドでさまざまな分光学的特徴を示します。キロメートル/秒。既知の発光特性は、光イオン化されたX線の狭い輝線モデルと広い輝線モデルと広く一致しています。20年にわたるNGC5548の1.1MsXMM-Newtonおよび0.9MsChandraグレーティング観測を使用したX線分光法研究について報告します。目的は、すでに高精度でモデル化されている既知の一次スペクトル成分に加えて、潜在的な分光学的特徴を検索して特徴づけることです。18.4オングストローム（レストフレームでは18.1オングストローム）で弱い未確認の過剰放出機能を検出します。この機能は、どこでも効果を考慮に入れると、5シグマを超える統計的有意性で見られます。既知の機器の問題、原子遷移、および天体物理学的効果は、この過剰を説明することはできません。観察された可能性のある特徴の強度は、ソースの硬度比と時間的に反相関しているようです。ただし、変動性は本質的なものではない可能性があり、流出による時間変数の不明瞭化が原因である可能性があります。興味深い可能性は、部分的にイオン化された流出と同じ流出または近接環境の中性層との間の電荷交換からの線放出です。流出速度の速い高度にイオン化されたコンポーネントからの放出など、他の可能性を完全に排除することはできません。
そよ風と共に去りました：フェルミバブル問題に対する亜音速流出ソリューション
銀河面の上下にある2つのガンマ線放出ローブを構成するフェルミバブルの起源は不明なままです。フェルミバブルのガンマ線放出が亜音速銀河流出によって移流されたハドロン宇宙線に由来する可能性が調査されています。このような解決策は銀河のそよ風と呼ばれます。このモデルは、銀河中心から高緯度に広がる冷たい雲のUV吸収線観測によって動機付けられています。この目的のために、流体力学的コードPLUTOが宇宙線輸送コードと組み合わせて使用されています。銀河の重力ポテンシャルのモデルは、ガイアの2番目のデータリリースから導出された制約によって決定されました。銀河のそよ風は周囲のガスによってコリメートされ、銀河の高緯度で観測されたFermi-LATエネルギーフラックスを実際に再現できることがわかります。これらの結果に続いて、CTA/SWGO測定との将来の比較のために、1〜3〜TeVの光子のガンマ線放出に関する予測が行われます。
周波数111MHzでの$+42 ^o$から$+52 ^o$までの赤緯でのパルス信号の検出統計
| Title |
Detection_Statistics_of_Pulse_Signals_at_Declinations_from_$+42^o$_to_$+52^o$_at_the_Frequency_111_MHz |
| Authors |
V.A._Samodurov_and_S.A._Tyul'bashev_and_M.O._Toropov_and_S._V._Logvinenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09197 |
パルサーと過渡現象の検索のための監視プログラムに含まれる新しい空の領域で、パルス信号の検索が実行されました。合計帯域幅が2.5MHzの6つの周波数チャネルで記録された数か月のデータを処理すると、接続された24個の固定ビームのそれぞれで平均して1時間あたり4パルスが観測されることがわかりました。これらのパルスのうち、18.3％はパルサーのパルスと類似しています。それらは1つまたは2つの隣接するビームで見え、顕著な分散シフトがあります。つまり、最初に高周波数で記録され、次に低周波数で記録されます。これは、星間物質を通過する可能性のある信号の通過を示します。このような検出されたパルスのほぼ68％は、9〜141$pc/cm^3$の分散測定値を持つ6つの既知のパルサーに属し、残りのパルスのほとんどすべては、未知の性質のノイズまたは提案されたパルス分離手法のアーティファクトです。3650個の明らかなパルサーパルスの選択されたアレイの追加の研究は、4つの回転無線トランジェント（RRAT）に属する13個のパルスを明らかにしました。それらの分散測定値は17-51$pc/cm^3$の範囲です。定期的な（定期的な）RRAT放射の検索は、121日間にわたって合計されたパワースペクトルを使用して実行されました。周期的な放射線は検出されませんでしたが、2つのRRATの場合、周期の上限推定値は、パルス間の時間間隔の測定から得られました。検出されたRRATの積分磁束密度の上限推定値は、周波数111MHzで2〜4mJyの範囲にあります。
機械学習の体系的な機能を備えたFermi-LATの未確認のソースからの暗黒物質の検索
| Title |
A_search_for_dark_matter_among_Fermi-LAT_unidentified_sources_with_systematic_features_in_Machine_Learning |
| Authors |
V._Gammaldi,_B._Zald\'ivar,_M.A._S\'anchez-Conde,_J._Coronado-Bl\'azquez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09307 |
Fermi-LATカタログのポイントのようなソースの約3分の1は、今日でも未確認のソース（unID）として残っています。実際、これらのunIDには、既知の天体物理学的情報源との明確で一義的な関連性が欠けています。暗黒物質（DM）が弱く相互作用する質量粒子（WIMP）で構成されている場合、これらのunIDの一部が実際にDM源であり、WIMPの消滅からガンマ線を放出する可能性があります。4FGLFermi-LATカタログのunID間で、天体物理学的ソース（観測データ）から将来のDMソース（シミュレーションデータ）を解きほぐす標準の機械学習（ML）バイナリ分類問題を解決するための新しいアプローチを提案します。具体的には、DMデータに対して、本来は観測データに固有の2つの体系的な特徴、つまり検出の重要性とスペクトル曲率の不確実性を人為的に構築します。DM分布が後者に従うと仮定して、観察されたunIDの母集団からサンプリングすることによってそれを行います。ロジスティック回帰、ニューラルネットワーク（NN）、ナイーブベイズおよびガウス過程などのさまざまなMLモデルを検討します。そのうち、分類精度の点で最高ののはNNであり、約93％のパフォーマンスを達成します。NNをunIDsサンプルに適用すると、いくつかの天体物理学ソースとDMソースの間の縮退がこの方法論内で部分的に解決できることがわかります。それにもかかわらず、4FGLFermi-LATunIDのプールの中にDMソース候補はないと結論付けます。
幾何学的ビームモデルの下での超大光度X線源の電離および加熱力
| Title |
The_ionizing_and_heating_power_of_ultraluminous_X-ray_sources_under_the_geometrical_beaming_model |
| Authors |
K._Kovlakas,_T._Fragos,_D._Schaerer,_A._Mesinger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09331 |
現在、X線連星（XRB）が初期宇宙の主要なX線源であり、銀河間媒体（IGM）の加熱の時代に重要な役割を果たしているというコンセンサスがありますが、最近の研究では、それらに関する矛盾した結果が報告されています局所宇宙銀河の星雲放出への寄与。通常の銀河のX線収支を支配する超大光度X線源（ULX）は、重要な星間物質（ISM）電離源である可能性があります。ただし、スペクトルの極紫外線（EUV）および軟X線部分での出力は、観測的に制約されないままです。この論文では、幾何学的ビームシナリオの下でのULX集団からの電離および加熱電力、および超臨界降着円盤からの放出を説明する3つのモデルを予測します。ULX集団の理論的スペクトルは、一部の銀河で観測されたHeII（NeV）放出を説明できない（できない）ことがわかりました。その寄与は、基礎となる星の種族よりも重要ではありません。ULXの数の確率的変動は、銀河の一部で、HeII放出への同等の寄与を可能にする可能性があります。ローカルおよび初期の宇宙研究への入力として、ULX集団の平均スペクトルを提供します。超臨界降着から生じる軟X線放射は、IGMの加熱にとって重要であり、21cmの宇宙信号からの最近の制約と一致していることがわかります。採用されたコンパクトオブジェクト（CO）の質量および降着モデルへの依存に基づいて、シミュレーションによるULXスペクトルのモデル化、および詳細なバイナリ母集団合成モデルとの組み合わせの取り組みを奨励します。
セイファート銀河のX線コロナの偏光制約：MCG-05-23-16
| Title |
Polarization_constraints_on_the_X-ray_corona_in_Seyfert_Galaxies:_MCG-05-23-16 |
| Authors |
A._Marinucci,_F._Muleri,_M._Dov\v{c}iak,_S._Bianchi,_F._Marin,_G._Matt,_F._Ursini,_R._Middei,_H._L._Marshall,_L._Baldini,_T._Barnouin,_N._Cavero_Rodriguez,_A._De_Rosa,_L._Di_Gesu,_D._Harper,_A._Ingram,_V._Karas,_H._Krawczynski,_G._Madejski,_C._Panagiotou,_P._O._Petrucci,_J._Podgorny,_S._Puccetti,_F._Tombesi,_A._Veledina,_W._Zhang,_I._Agudo,_L._A._Antonelli,_M._Bachetti,_W._H._Baumgartner,_R._Bellazzini,_S._D._Bongiorno,_R._Bonino,_A._Brez,_N._Bucciantini,_F._Capitanio,_S._Castellano,_E._Cavazzuti,_S._Ciprini,_E._Costa,_E._Del_Monte,_N._Di_Lalla,_A._Di_Marco,_I._Donnarumma,_V._Doroshenko,_S._R._Ehlert,_T._Enoto,_Y._Evangelista,_S._Fabiani,_R._Ferrazzoli,_J._A._Garcia,_S._Gunji,_K._Hayashida,_J._Heyl,_W._Iwakiri,_S._G._Jorstad,_T._Kitaguchi,_J._J._Kolodziejczak,_F._La_Monaca,_L._Latronico,_I._Liodakis,_S._Maldera,_A._Manfreda,_A._P._Marscher,_I._Mitsuishi,_T._Mizuno,_C.-Y._Ng,_S._L._O'Dell,_N._Omodei,_C._Oppedisano,_A._Papitto,_G._G._Pavlov,_A._L._Peirson,_M._Perri,_M._Pesce-Rollins,_M._Pilia,_A._Possenti,_J._Poutanen,_B._D._Ramsey,_J._Rankin,_A._Ratheesh,_R._W._Romani,_C._Sgr\`o,_P._Slane,_P._Soffitta,_G._Spandre,_T._Tamagawa,_F._Tavecchio,_R._Taverna,_Y._Tawara,_A._F._Tennant,_N._E._Thomas,_A._Trois,_S._S._Tsygankov,_R._Turolla,_J._Vink,_M._C._Weisskopf,_K._Wu,_F._Xie,_S._Zane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09338 |
偏光X線を使用した静かな中性子星（AGN）の最初の観測について報告します：セイファート1.9銀河MCG-05-23-16。このソースは、2022年5月14日に開始されたImagingX-rayPolarimetryExplorer（IXPE）で、XMM-Newton（58ks）およびNuSTAR（83ks）と同時に、486ksの正味観測時間で示されました。$\Pi<4.7\％$（99％c.l.）よりも小さい偏光度は、2〜8keVのエネルギー範囲で導出されます。この範囲では、放出は高温のコロナに起因する主成分によって支配されます。IXPE、NuSTAR、およびXMM-Newtonデータへの同時適合から推測される広帯域スペクトルは、光子指数$\Gamma=1.85\pm0.01$および高エネルギーカットオフ$のべき乗則によって十分に再現されます。E_{\rmC}=120\pm15$keV。モンテカルロシミュレーションとの比較は、コロナのランプポストと円錐形状が観測された上限と一致していることを示しています。スラブ形状は、システムの傾斜角が50$^{\circ}未満の場合にのみ許可されます。$。
NGC55の一時的な超大光度X線源
| Title |
A_transient_ultraluminous_X-ray_source_in_NGC_55 |
| Authors |
A._Robba,_C._Pinto,_F._Pintore,_G._Rodriguez,_E._Ambrosi,_F._Barra,_G._Cusumano,_A._D'A\`i,_M._Del_Santo,_P._Kosec,_A._Marino,_M._Middleton,_T._Roberts,_C._Salvaggio,_R._Soria,_A._Wolter,_D._Walton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09447 |
超大光度X線源（ULX）は、X線の光度が10$^{39}$ergs$^{-1}$を超える降着コンパクトオブジェクトのクラスです。銀河あたりのULXの平均数は、特にULXトランジェントの割合の不確実性を考えると、まだ十分に制約されていません。ここでは、最近のXMM-NewtonとNeilGehrelsSwiftObservatoryの観測のおかげで、銀河NGC55（ULX-2とラベル付け）での新しい一時的なULXの識別を報告します。このオブジェクトは、2010年のXMM-Newton観測で、以前は光度が数10$^{38}$ergs$^{-1}$の一時的なX線源として分類されていました。新しくより深い観測（それぞれ$\sim$130ks）のおかげで、光源が光度のピーク$>1.6\times10^{39}$ergs$^{-1}$に到達することを示しています。ULX-2のX線スペクトルは、以前の観測よりもはるかに柔らかく、柔らかいULXのクラスに適合します。これは、ULXでよく見られるように、2つの熱コンポーネントを持つモデルを使用して十分に説明できます。X線変動の時間スケールは1か月のオーダーであり、降着円盤の歳差運動に起因する降着率の小さな変化または超軌道変調によって引き起こされる可能性があります。これは他のULXと同様です。
EIFIS：10.4mGTC用のモジュール式極限面分光器
| Title |
EIFIS:_a_modular_extreme_integral_field_spectrograph_for_the_10.4m_GTC |
| Authors |
Christina_C._Th\"one,_Antonio_de_Ugarte_Postigo,_Marisa_Garc\'ia_Vargas,_Jos\'e_Feliciano_Ag\"u\'i_Fern\'andez,_Ana_P\'erez_Calpena,_Ernesto_S\'anchez_Blanco,_Manuel_Maldonado |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.08871 |
EIFIS（ExtremeIntegralFieldSpectrograph）は、画像スライサーに基づくモジュール式の一体型フィールドスペクトログラフであり、新しい大判検出器を利用しています。このコンセプトは、約2400の中程度の分解能で、全光学範囲（3000〜10000\r{A}）にわたって分光法を生成しながら、可能な限り最大の視野をカバーすると考えられています。最適なコンセプトでは、各モジュールは一般的なコリメータ光学系を備えたダブルスペクトログラフに供給される、0.3"スパクセルを備えた38"x38"の視野。青いアームは3000〜5600\r{A}のスペクトル範囲をカバーし、赤いアームは5400〜10100のスペクトル範囲をカバーします。\r{A}、オーバーラップ範囲を可能にします。スペクトルは、ダブル疑似スリットを使用して9.2kx9.2k検出器に画像化されます。10.4mGranTelescopioCanariasの提案された設計では、合計6つのモジュールを使用して合計2.43をカバーします。ここでは、機器の概念設計と分光器の光学的および機械的設計の実現可能性の研究を紹介します。制限と代替設計、および超大型望遠鏡の時代に最先端の科学を生み出す可能性について説明します。ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡。
サイモンズ天文台：アンテナ制御ソフトウェアの統合と実装
| Title |
The_Simons_Observatory:_Antenna_control_software_integration_and_implementation |
| Authors |
Lauren_J._Saunders,_Matthew_Hasselfield,_Brian_J._Koopman,_and_Laura_Newburgh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.08949 |
サイモンズ天文台（SO）は、チリのアタカマ砂漠の標高5200mに設置された、地上に設置された宇宙マイクロ波背景放射実験で、0.5mの小口径望遠鏡3台と6mの大口径望遠鏡1台で構成されています。SOは、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の偏光と温度の異方性を研究します。天文台には、よく理解されている望遠鏡のポインティングとスキャンが必要です。優れたアンテナ制御により、科学的目標に対する感度を最適化するために考案されたスキャン戦略を実行し、天体のターゲットを使用してシステムを較正し、マップを作成することができます。これを実現するために、望遠鏡のアンテナ制御ユニット（ACU）のデータ取得と制御を、SOObservatoryControlSystem（OCS）のソフトウェアフレームワーク内に統合します。ここでは、ACUのソフトウェア統合の現状、工場でのソフトウェアコマンドに対する小型開口望遠鏡プラットフォームの応答性の測定、現場測定の計画、および大型開口望遠鏡での実装の見通しについて説明します。
AMS-02によって測定された同位体宇宙線フラックスの反復ベイズ展開
| Title |
Iterative-Bayesian_unfolding_of_isotopic_cosmic-ray_fluxes_measured_by_AMS-02 |
| Authors |
E._F._Bueno,_F._Bar\~ao_and_M._Vecchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09182 |
宇宙線（CR）の同位体組成の測定は、これらの粒子の起源と伝播、すなわちCR源スペクトル、伝播過程、銀河ハローサイズの理解に不可欠な洞察を提供します。2011年5月から国際宇宙ステーションで運用されているCR検出器であるアルファ磁気分光計（AMS-02）は、飛行時間（TOF）とリングイメージングによって提供される速度を正確に決定するため、これらの測定を実行できます。チェレンコフ（RICH）検出器。データを正しく解釈するには、測定値を機器の効果からデコンボリューションする必要があります。同じフラックスを測定するために複数のサブ検出器が使用されているAMS-02の独自の設計には、測定されたフラックスを展開するための新しいアプローチが必要です。この作業では、AMS-02の同位体フラックス測定のコンテキストで適用される反復ベイズ展開法について説明します。メソッドの精度は、以前の測定と完全な検出器応答関数に基づいてシミュレートされたフラックスを使用して評価されます。検出器の応答関数のノンパラメトリック正則化手法と、TOFとRICHの両方の検出器からの測定の全範囲をカバーする単一の滑らかな事前フラックスを紹介します。さらに、エラーの推定とメソッドのパフォーマンスに関する説明も示され、メソッドが高速で信頼性が高く、全エネルギー範囲で真のフラックスを回復できることを示しています。
TD-CARMA：柔軟なCARMAプロセスを使用した、重力レンズの時間遅延の痛みのない、正確でスケーラブルな推定
| Title |
TD-CARMA:_Painless,_accurate,_and_scalable_estimates_of_gravitational-lens_time_delays_with_flexible_CARMA_processes |
| Authors |
Antoine_D._Meyer_(1_and_2),_David_A._van_Dyk_(1),_Hyungsuk_Tak_(3,4_and_5)_and_Aneta_Siemiginowska_(2)_((1)_Statistics_Section,_Department_of_Mathematics,_Imperial_College_London,_(2)_Center_for_Astrophysics,_Harvard_and_Smithsonian,_(3)_Department_of_Statistics,_Pennsylvania_State_University,_(4)_Department_of_Astronomy_and_Astrophysics,_Pennsylvania_State_University,_(5)_Institute_for_Computational_and_Data_Sciences,_Pennsylvania_State_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09327 |
宇宙の膨張履歴の現在の理解をコード化する宇宙論的パラメーターは、重力レンズシステムで発生する時間遅延の正確な推定によって制約される可能性があります。連続自己回帰移動平均（CARMA）プロセスの実現として、観測された不規則にサンプリングされた光度曲線をモデル化することにより、宇宙論的時間遅延を推定するベイズ法であるTD-CARMAを提案します。私たちのモデルは、不均一分散測定誤差とマイクロレンズ法を考慮しています。これは、光源の明るさにおける独立した外因性の長期変動の追加の原因です。CARMAの定式化では、線形状態空間表現が許可されます。これにより、カルマンフィルターを使用した効率的でスケーラブルな尤度計算が可能になります。ネストされたサンプリングアプローチを使用して、モデルパラメーターの結合事後分布からサンプルを取得します。これにより、「痛みのない」ベイズ計算が可能になり、既存の方法とは異なり、事後分布の予想されるマルチモダリティを簡単な方法で処理し、開始値の指定や時間遅延の初期推定を必要としません。さらに、提案されたサンプリング手順はベイズの証拠を自動的に評価し、原理的なベイズモデルの選択を実行できるようにします。TD-CARMAは倹約的であり、通常、12個以下の未知のパラメーターが含まれています。TD-CARMAを3つの二重レンズクエーサーHS2209+1914、SDSSJ1001+5027およびSDSSJ1206+4332に適用し、それらの時間遅延を$-21.96\pm1.448$（6.6$\％$精度）、$120.93\pm1.015と推定します。それぞれ$（0.8$\％$）、および$111.51\pm1.452$（1.3$\％$）。提案された方法を実装するために、PythonパッケージTD-CARMAが公開されています。
| Title |
A_Convolutional_Neural_Network_Approach_to_Supernova_Time-Series_Classification |
| Authors |
Helen_Qu,_Masao_Sako,_Anais_Moller,_Cyrille_Doux |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09440 |
宇宙で最も明るい天体の1つである超新星（SNe）は、星の寿命の終わりを示す強力な爆発です。超新星（SN）タイプは、分光輝線によって定義されますが、分光法を取得することは、多くの場合、ロジスティック的に実行不可能です。したがって、時系列画像データのみを使用してタイプごとにSNeを識別する機能は、特に今後の望遠鏡の幅と深さが増すことを考えると、非常に重要です。ガウス過程回帰を使用して波長方向と時間方向の両方で平滑化された観測輝度データを使用して、高速超新星時系列分類のための畳み込みニューラルネットワーク法を提示します。この方法を全期間および切り捨てられたSN時系列に適用して、遡及的およびリアルタイムの分類パフォーマンスをシミュレートします。遡及的分類は、宇宙論的に有用なタイプIaSNeを他のSNタイプと区別するために使用され、この方法は、このタスクで99％を超える精度を達成します。また、2泊分のデータで60％の精度、遡及的に98％の精度で6つのSNタイプを区別することもできます。
LAMOSTおよびGALAH視線速度で検証されたガイア分光軌道
| Title |
Gaia_Spectroscopic_Orbits_Validated_with_LAMOST_and_GALAH_Radial_Velocities |
| Authors |
Dolev_Bashi,_Sahar_Shahaf,_Tsevi_Mazeh,_Simchon_Faigler,_Subo_Dong,_Kareem_El-Badry,_Hans-Walter_Rix,_and_Alain_Jorissen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.08832 |
最近公開された181327分光連星（SB）のガイアDR3カタログには、各軌道のケプラー要素が含まれていますが、測定された視線速度（RV）とそのエポック自体は含まれていません。代わりに、カタログには、各ソリューションの堅牢性を特徴付けるいくつかのパラメーターがリストされています。この作業では、2つの外部ソースを使用して軌道を検証します。17563LAMOSTDR6と6018GALAHDR3の星で、Gaia-SB軌道を持つRVが測定されています。Gaia軌道に基づいて予想されるRVを、LAMOSTおよびGALAHの測定値と比較します。これらの測定値と一致しないいくつかの軌道を見つけ、公開されているロバストなパラメーターを使用して、ガイアの各軌道が正しい確率を推定する関数を作成しました。これに基づいて、91,740軌道のクリーンでありながら非常に大きなガイアSB1サンプルを考案します。このサンプルは、離心率の高い短周期のバイナリが存在しないという点で親サンプルとは異なります。クリーンなSB1サンプルは、残りの選択効果を注意深くモデル化した後、バイナリ母集団の徹底的な統計的研究の見通しを提供します。最初のステップとして、2つの可能性のある新しい機能を指摘します。循環した主系列サブサンプルと、短周期の低質量プライマリバイナリの不足です。
T-ReXからのタランチュラ星雲の初期型星のX線特性
| Title |
X-ray_properties_of_early-type_star_in_the_Tarantula_Nebula_from_T-ReX |
| Authors |
Paul_A_Crowther_(Sheffield),_Patrick_S_Broos_(PSU),_Leisa_K_Townsley_(PSU),_Andy_M_T_Pollock_(Sheffield),_Katie_A_Tehrani_(Sheffield),_Marc_Gagne_(West_Chester) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.08836 |
T-ReX、LMCのタランチュラ星雲のチャンドラACISX線調査、および大規模な現代の分光分析の比較から、初期型星の過去の$L_{X}/L_{Bol}$関係を再評価します。主にVLT/FLAMES、VLT/MUSE、HST/STISの調査から得られた星。共通の107個のソース（複数の星のホスト）の大部分がボロメータ的に明るい（40％が$10^6L_{\odot}$を超える）場合、平均$\logL_{X}/L_{Bol}=-6.90\pm0.65$。極端なシステムMk34（WN5h+WN5h）、R140a（WC4+WN6+）、VFTS399（O9IIIn+？）に加えて、異常に硬いX線成分（R130、R134、R135、Mk53）と10個の複数のWR光源を除くR136aの空間的に混雑したコア内のソース、$\logL_{X}/L_{Bol}=-7.00\pm0.49$、銀河系OB星とよく一致しています。単一システムと連星システムの間、またはO、Of/WNとWR星の間には違いは見られませんが、O（超）巨人、Of/WN星を介して、O矮星からより硬いX線放射に向かう傾向があるようです。とWR星。タランチュラの既知のOB星の大部分は、T-ReXポイントソースカタログで検出されないため、log$L_{Bol}/L_{\odot}\geq5.0$であるすべての未検出のOB星の上限を導き出しました。。検出された上限のlog$L_{X}/L_{Bol}$値を使用した生存分析は、LMCとカリーナ星雲の明るいO型星の間に有意差がないことを示しています。この分析は、金属量が$L_{X}/L_{Bol}$に強く影響しないことを示唆しています。タランチュラの単一の明るいO型星のプラズマ温度（$\overline{kT_{m}}=1.0$keV）は、カリーナの対応する星（$\overline{kT_{m}}=0.5$keV）よりも高くなっています。
重力波源の形成のための安定した物質移動と恒星風の重要性
多数の重力波（GW）の検出により、ブラックホール連星の融合の特性が明らかになりましたが、それらの形成についてはまだ多くの議論がなされています。観測可能なGW集団への恒星物理学の痕跡を理解することで、重力波データを他の観測とともに使用して、理解が不十分な大規模なバイナリの進化を抑制する方法に光を当てることができます。安定した物質移動相と恒星風に関連する不確実性に対して、合体する連星ブラックホール集団の特性がどれほど敏感であるかをよりよく理解するために、古典的な孤立連星形成チャネルのパラメータ研究を実行します。人口合成コードSeBaを使用して、広範囲の金属量での大規模なバイナリの進化をシミュレートします。1と2）最初の物質移動段階での物質移動効率と角運動量損失、3）放射エンベロープを持つ巨大ドナーの質量移動安定性基準、4）進化した星が発達する有効温度の5つの仮定を変えます。深い対流エンベロープ、および5）恒星の風。私たちのさまざまなパラメータは、GWソースの人口特性に複雑で相互に関連する影響を及ぼします。最も注目すべきことに、物質移動安定性基準パラメーターの影響は、想定される物質移動効率に依存します。想定される角運動量損失の不確実性は、2つの主要なチャネルの相対速度に大きな影響を及ぼします。多くの不確実性と信頼できるモデルの欠如のために、重力データからの大規模なバイナリ物理学の直接推論は推奨されません。
リチウムと炭素の同位体比によって追跡されたフィールドジャイアントでの余分な混合の証拠
| Title |
Evidence_of_extra-mixing_in_field_giants_as_traced_by_lithium_and_carbon_isotope_ratio |
| Authors |
Claudia_Aguilera-G\'omez,_Mat\'ias_I._Jones_and_Julio_Chanam\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.08905 |
標準的な恒星進化論では予測されていませんが、赤色巨星分枝（RGB）の間に、余分な混合の結果として、軽元素の表面存在量が変化することが知られています。これは通常、RGBバンプの後に作用する熱塩混合に関連しています。独特のリチウムが豊富なRGB星は、強化された余分な混合または外部ソースからの汚染のいずれかに関連している可能性もあります。EXPRESS視線速度プログラムの対象となる、-0.3<[Fe/H]<0.2の166個のフィールドレッドジャイアントのサンプルで、リチウム（Li）の存在量と炭素同位体比C12/C13を測定し、余分な混合の影響を分析します。。Liの存在量パターンの解釈は複雑ですが、RGBとコアHe燃焼巨人の比較は、熱塩と一致する余分な混合の影響を示しています。サンプルの中で最もLiが豊富な巨人は、C12/C13が低い光度関数バンプに近いRGBスターとして分類されました。C12/C13が外部メカニズムの影響を受けてはならないことを考えると、惑星などの外部ソースによる汚染は、高Liのソースではないようです。C12C13は、余分な混合を説明するための新しい手がかりを提供します。RGBでは質量とC12/C13の間に相関が減少し、水平分枝では相関が増加します。これもまた、熱塩混合と一致しています。私たちのデータは、C12/C13と[Fe/H]の間の相関関係も示しています。LiまたはC12/C13のいずれにも2値性の明らかな影響はありません。このサンプルは、RGBバンプの後に作用する追加のミキシングと一致する動作を示しています。回転混合などの影響を強く受ける李は、明確な傾向を示していない。代わりに、C12/C13は赤色巨星の混合を研究するための最良のツールである可能性があります。フィールドスターでのC12/C13の追加測定は、モデルと比較し、混合メカニズムを理解する能力を大幅に向上させます。
AU〜Microscopiiの乱流およびCME破壊恒星風における恒星エネルギー粒子輸送
| Title |
Stellar_Energetic_Particle_Transport_in_the_Turbulent_and_CME-disrupted_Stellar_Wind_of_AU~Microscopii |
| Authors |
F._Fraschetti,_J.D._Alvarado-G\'omez,_J.J._Drake,_O._CoheN,_C._Garraffo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.08952 |
活動的な星によって放出されたエネルギー粒子は、乱流の天球磁化プラズマで伝播し、エネルギーコロナ質量放出（CME）の事前の通過によって破壊される可能性があります。冠状フレアまたは移動衝撃によってM1Ve星AU〜Microscopiiからさまざまな距離で生成された$\sim$GeV陽子のテスト粒子シミュレーションを実行しました。粒子は、測定されたマグネトグラムから再構築された大規模な静止3次元磁場と恒星風内で伝播し、{$10^{36}$〜erg運動エネルギーCMEの通過後の同じ恒星環境内で}伝播します。どちらの場合も、等方性パワースペクトルによる磁気変動が大規模な恒星磁場に重ね合わされ、最も内側にある2つの惑星への粒子の伝播が調べられます。静止状態の場合、磁場は粒子を黄道面近くの2つの領域に集中させます。CMEの通過後、閉じた磁力線は膨張したままであり、再シャッフルされた磁場は高度に圧縮されたままであり、粒子の散乱平均自由行程を縮小します。CMEローブの伝播方向では、後続のEPフラックスが抑制されます。黄道面から伝播するCMEフロントの場合でも、惑星軌道に沿ったEPフラックスは大きく変動し、静止状態とポストの両方で、地球の平均太陽値よりも2〜3桁高い$\sim2〜3$でピークに達します。-CMEの場合。
わし座リフトのW40とへび座南地域に向けた深部近赤外線調査：若い恒星状天体の包括的なカタログ
| Title |
Deep_Near-Infrared_Survey_Toward_the_W40_and_Serpens_South_Region_in_Aquila_Rift:_A_Comprehensive_Catalog_of_Young_Stellar_Objects |
| Authors |
Jia_Sun,_Robert_A._Gutermuth,_Hongchi_Wang,_Miaomiao_Zhang,_Shuinai_Zhang,_Yuehui_Ma,_Xinyu_Du,_Min_Long |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09041 |
アクティブな星形成領域は、若い恒星状天体（YSO）のクラスター化の起源と進化を研究するための優れた実験室です。W40-へび座南地域はそのような地域であり、2MASS、UKIDSS、およびスピッツァーカタログと組み合わせたCFHTの深いNIR観測に基づいて、その中の点源の超近赤外線カタログを編集します。このカタログから、832個のYSOを特定し、そのうち15個、135個、647個、および35個を、それぞれ深く埋め込まれたソース、クラスI、クラスIIYSO、および遷移ディスクソースに分類します。一般に、これらのYSOは、分子雲のフィラメント構造、特に深く埋め込まれたソースとクラスIYSOとよく相関しています。W40中央領域はクラスIIYSOによって支配されていますが、へび座南領域では、YSOの半分がクラスIです。さらに、すべてのYSOに対して最小スパニングツリー（MST）を生成します。W40クラスターの周りには、8つの顕著なMSTブランチがあり、これは、かつて中央の出生ガス塊にガスを供給した痕跡分子ガスフィラメントを追跡する可能性があります。8つのうち、ハーシェルデータと対応するクラスIYSOに検出可能なフィラメント状ガスが含まれているのは2つだけですが、他の6つはクラスIIのみで占められています。4つのMSTブランチがSerpensSouthのメインフィラメントと重なり、それらが交差する場所で、分子ガスの「ハブ」とさらに多くのクラスIYSOが見つかります。私たちの結果は、この星形成領域で原始的なYSOといくらか進化したYSOの両方で構成されるYSO分布の混合を意味します。
| Title |
Hierarchical_Structure_of_YSO_Clusters_in_the_W40_and_Serpens_South_Region:_Group_Extraction_and_Comparison_with_Fractal_Clusters |
| Authors |
Jia_Sun,_Robert_A._Gutermuth,_Hongchi_Wang,_Shuinai_Zhang,_Min_Long |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09042 |
若い星団は、それらの形成中にそれらの出生分子雲の階層構造のような空間分布を継承すると考えられています。しかし、雲と若いクラスターの間の構造の変化は、観測的に十分に制約されていません。テストベッドとしてAquilaRiftのW40-へび座南地域（〜7$\times$9pc$^{2}$）を選択し、この地域の若い恒星状天体（YSO）の空間分布の階層的特性を調査します。アルゴリズムで決定された臨界値よりも長いエッジを連続的に切り落とすことにより、星をいくつかのレベルにグループ化する最小スパニングツリー（MST）ベースの方法を開発します。合計832のYSOが、23のグループを持つ5つのレベルに分けられます。制御された方法で階層プロパティを記述するために、さまざまなフラクタル次元で合成ソース分布のセットを構築し、同じ方法を適用してそれらのグループ文字を探索します。$Q$パラメータと、観測データと合成データの表面密度プロファイルを比較することにより、YSO観測がマルチフラクタル次元からの空間パターンと一致することがわかります。分子雲がより拡散している周辺領域では、YSO構造はフラクタル次元2.0に近く、コア領域では、フラクタル次元はW40とへび座南領域でそれぞれ1.6と1.4に近くなっています。したがって、YSOは分子雲の密集した部分のフラクタルパターンを継承する可能性がありますが、そのようなパターンはいくつかのMyrでゆっくりと消散します。
かじき座ガンマ星の脈動成分を持つ4つの明るい食変光星：CM Lac、MZ Lac、RX Dra、V2077 Cyg
| Title |
Four_bright_eclipsing_binaries_with_gamma_Doradus_pulsating_components:_CM_Lac,_MZ_Lac,_RX_Dra_and_V2077_Cyg |
| Authors |
John_Southworth_and_Timothy_Van_Reeth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09169 |
食変光星の脈動星の研究は、星の物理的性質を測定する2つの異なる方法を組み合わせて、恒星理論の制約を改善する可能性を秘めています。$\gamma$Doradus星に見られるような重力（g）モードの脈動は、回転プロファイル、混合、および磁場を調べるために使用できます。最近まで、食変光星の$\gamma$Doradus星はほとんど知られていませんでした。トランジット系外惑星探査衛星（TESS）によって得られた光度曲線から、4つの分離した食変光星系のgモード脈動を発見し、それらの食と脈動特性の分析を示します。CMLacで周波数1〜1.5d$^{-1}$の未解決のgモード脈動を見つけ、TESSデータと公開された視線速度から構成星の質量と半径を測定します。MZLacは、圧力モードや潮汐励起されたgモードなど、はるかに豊富な周波数スペクトルを示します。RXDraはTESSの北の連続表示ゾーンにあるため、1年間をカバーする光度曲線がありますが、脈動周波数は比較的少ないです。V2077Cygの場合、4つの脈動周波数を正式に測定しますが、利用可能なデータはgモードの脈動を適切に解決するには不十分です。V2077Cygは皆既日食も示しており、これを使って、かすかな二次星の表面重力の最初の測定値を取得します。4つのシステムはすべて明るく、詳細な調査に適しています。RXDraおよびV2077Cygの場合、時間ベースラインが大幅に改善され、4つのシステムすべてでさらにTESS観測が予定されています。
長期測光シリーズから選択されたG-M矮星の光フレアの検出
| Title |
Detection_of_Optical_Flares_on_the_Selected_G-M_Dwarfs_from_Long-term_Photometric_Series |
| Authors |
N.I._Bondar',_M.M._Katsova_and_A.A._Shlyapnikov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09224 |
12個のアクティブなG、K、およびM矮星の光度曲線の分析からフレアの検索を実行しました。データのソースとして、測光データベースASAS、SuperWASP、KWSからの2000年から2020年の地上観測を使用しました。フレアの可能性がある低振幅の増光（デルタV<0.25等）のイベントが11個の星で明らかになりました。このような明るさの増加は、K個の矮星で多数見られました。1つのG星、BECet、および2つのM矮星の光度曲線で、Vマグニチュードが0.5等以上に増加するイベントが検出されました。3つのフレアについては、時間の経過とともにそれらの発達を追跡することができました。これらのフレアの持続時間を推定しました。それらは1時間以上続きましたが、3時間未満でした。ほとんどの場合、提案されたフレアの寿命を決定することはできませんでしたが、調査されたクールドワーフのフレアの可能性のほとんどは、数分程度の短命であると考えています。
古典的セファイド星の磁気調査の最初の結果
| Title |
First_results_of_a_magnetic_survey_of_classical_Cepheids |
| Authors |
James_A._Barron,_Gregg_A._Wade,_Colin_P._Folsom_and_Oleg_Kochukhov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09255 |
最も明るい25の古典的セファイドの進行中の磁気調査からの最近のESPaDOnSおよびHARPSpol分光偏光観測を報告します。ストークス$V$磁気シグネチャは、これまでに観測された15のターゲットのうち8つで検出されます。ストークス$V$プロファイルは、1G次の弱い関連する縦方向のフィールド測定を伴う多様な形態を示します。ストークス$V$プロファイルの多くは、通常のゼーマン効果のコンテキストで解釈するのが困難です。それらは、正または負の円偏波のほぼ単極の単一または二重ローブで構成されています。これらの異常な兆候は、大気速度または磁場勾配によって修正されたゼーマン効果によるものであると仮定します。対照的に、ポラリスとMYPupのストークス$V$プロファイルは、おそらくこれら2つの星の脈動振幅が小さいために、非脈動のクールな超巨星の複雑な磁気特性と質的に類似しているように見えます。
SMC銀河の低金属量の若い星団NGC346のO型星のほぼ完全なサンプルの恒星風特性
| Title |
Stellar_wind_properties_of_the_nearly_complete_sample_of_O_stars_in_the_low_metallicity_young_star_cluster_NGC346_in_the_SMC_galaxy |
| Authors |
M._J._Rickard,_R._Hainich,_W.-R._Hamann,_L._M._Oskinova,_R._K._Prinja,_V._Ramachandran,_D._Pauli,_H._Todt,_A._C._C._Sander,_T._Shenar,_Y.-H._Chu,_and_J._S._Gallagher_III |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09333 |
巨大な星は、星形成銀河の進化を推進する主要な宇宙エンジンの1つです。それらの強力な電離放射線と恒星風は、星間物質に大量のエネルギーを注入します。さらに、放射によって駆動される風による質量損失（$\dot{M}$）は、大質量星の進化において重要な役割を果たします。それでも、恒星進化モデル、人口合成、および恒星フィードバックモデルで使用される風の質量損失の規定は、低金属量の大質量星のUVスペクトルから経験的に測定された質量損失率と一致しないことがよくあります。低金属量の小マゼラン雲銀河で最も巨大な若い星団はNGC346です。このクラスターには、これまでにこの銀河で発見されたすべてのO型星の半分以上が含まれています。同様の年齢、金属量（$Z$）、および絶滅であるNGC346クラスターのO星は、さまざまなサブタイプのO星の恒星風の比較研究に非常に適しています。NGC346内のO型星のサンプルを使用して、低金属量での恒星風を研究することを目指しています。NGC346の中央の1"を、{\emハッブル宇宙望遠鏡}に搭載された宇宙望遠鏡イメージングスペクトログラフ（STIS）によって実行されたロングスリットUV観測でマッピングし、これらの新しいデータセットをアーカイブ観測で補完しました。マルチエポック観測が可能風の変動を検出するために、UVデータセットに光学分光法と測光法を追加しました。結果のスペクトルを非局所熱平衡モデル大気コード（PoWR）を使用して分析し、風のパラメーターとイオン化フラックスを決定しました。効果的なマッピング手法により、クラスターのほぼ全範囲のモザイクを取得し、そのコア内の星を分解します。抽出された数百の恒星スペクトルのうち、21はO星に属し、そのうちの9つは初めてO星に分類されます。詳細に分析します。、19個のO星のUVスペクトル...（続き）
LOTUS：恒星大気パラメータの均一な導出のための（非）LTE最適化ツール
正確な基本的な大気の星のパラメータと星の個々の元素の存在量の決定は、すべての星の種族の研究にとって重要です。非局所熱力学的平衡（非LTE、以下NLTE）モデルは、このような高精度にとって重要であることがよくありますが、計算が複雑で高価になる可能性があるため、分光分析でのモデルの使用率が低くなります。このようなモデルの計算負荷を軽減するために、堅牢な1D、LTE、およびNLTEの基本的な大気恒星パラメーター導出ツール$\texttt{LOTUS}$を開発して、有効温度$T_{\mathrm{eff}}$、表面を決定しました。FeIとFeIIの等価幅（EW）測定からの、FGKタイプの星の重力$\logg$、金属量$\mbox{[Fe/H]}$、微視的乱流速度$v_{\mathrm{mic}}$行。一般化された成長曲線法を利用して、対応する大気恒星パラメータに対する各FeIおよびFeII線のEW依存性を考慮に入れます。次に、グローバル微分進化最適化アルゴリズムを使用して、最適化された基本パラメータを導出します。さらに、$\texttt{LOTUS}$は、マルコフ連鎖モンテカルロ（MCMC）アルゴリズムを使用して、各恒星パラメータの正確な不確実性を判断できます。$\texttt{LOTUS}$をテストして、ベンチマーク星のサンプルに適用します。また、K2調査で利用可能な星の表面重力を持つ星、および$R$プロセスアライアンス（RPA）調査で金属に乏しい星をテストします。$\texttt{LOTUS}$のNLTEから導出されたパラメーターと、$T_{\mathrm{eff}}=\pm30$Kおよび$\logg=\pm0.20$内の非分光値との間に非常に良い一致が見られます。ベンチマークスターのdex。コード、Githubで利用可能な補間済みの事前計算されたNLTEEWグリッド、およびReadthedocsの実用的な例を含むドキュメントへのオープンアクセスを提供します。
時間のあるウィーラー・ドウィット方程式
1960年代後半にWheelerとdeWittによって作成された正準重力の方程式は、その数学的解法と物理的解釈の両方の点で依然として困難を示しています。これらの問題の1つは、悪名高いことに、明示的な時間がないことです。この短いメモでは、これを回避するための1つの簡単で簡単な方法を提案します。WheelerとdeWittに影響を与えた古典的な方程式、つまりハミルトン-ヤコビ-アインシュタインの方程式に戻り、量子化の前に、ハミルトンの主要な関数を明示的に依存できるようにすることで、既知の古典的に意味のある時間の概念の存在を明示します。今回はローカルで。この選択により、時間の経過に伴うWheeler-deWitt方程式が得られます。deSitterミニスーパースペースの実用的なソリューションが示されています。
非可換ファジィ球としての大規模な中性子星と白色矮星
過去数十年にわたって、従来の対応物よりも巨大なコンパクトオブジェクトの直接的および間接的な証拠があります。そのような例のいくつかは、超チャンドラセカール白色矮星と巨大な中性子星です。ダース以上の特異な超新星Ia型超新星の観測は、それらの起源が超チャンドラセカール白色矮星の始祖からのものであることを予測しています。一方、最近の重力波の検出といくつかのパルサーの観測は、最も低い天体物理学のブラックホールと従来の最も高い中性子星の質量との間の有名な質量ギャップにある巨大な中性子星を主張しています。非可換幾何学をもたらす押しつぶされたファジー球のアイデアは、それらが実際にファジーまたは押しつぶされたファジー球であるかのように、巨大なオブジェクトのいずれかを自己無撞着に説明できることを示します。非可換幾何学は量子重力の枝です。上記の提案が正しければ、それは非可換性の観察証拠を提供します。
独立したアフィン接続による宇宙の膨張と再加熱
メトリックに依存しない動的アフィン接続のコンポーネントが、観察結果と一致してインフレを促進できることが示されています。これにより、インフラトンの幾何学的な原点が提供されます。スピン0と奇数パリティを持つこの場のヒッグス粒子への崩壊は、宇宙を十分に高い温度まで再加熱できることもわかっています。
回転する通常のブラックホールを提示します。このブラックホールの内側の地平線は、スピンパラメータのどの値に対しても表面重力がゼロであるため、質量の膨張に対して安定しています。私たちのメトリックは、特異点を正則化するための2つの成功した戦略を組み合わせることによって、つまり、質量パラメーターを$r$の関数に置き換えることによって、および等角係数を導入することによって構築されます。質量関数は、カージオメトリの内側の地平線から離れる変位がパラメータ$e$の観点から定量化される内側の地平線のプロパティを制御します。一方、等角因子は、次元量$b$によってパラメーター化される方法で特異点を正規化します。結果として得られる線要素は、内部の地平線を備えた通常のブラックホールモデルに共通する安定性の問題を回避するだけでなく、時間的閉曲線の存在など、カージオメトリの問題のあるプロパティもありません。提案されたメトリックは、エルゴ球、ライトリング、最内安定円軌道など、特異な回転ブラックホールの現象論的に関連するすべての機能を備えていますが、外部のカーブラックホールとの顕著な類似性を示していますが、それでもなお、かなりの偏差が可能です。スピンパラメータ$a$の値が大きい場合。この意味で、提案された回転する「内部脱エネレート」通常のブラックホールソリューションは、さらなる理論的調査に適しているだけでなく、何よりも、将来の現象論的テストでカーのものとは対照的に実行可能なジオメトリを表すことができます。
動的チャーン・サイモン重力からの時変宇宙定数
| Title |
A_Time-Varying_Cosmological_Constant_from_Dynamical_Chern-Simons_Gravity |
| Authors |
Stephon_Alexander,_Tatsuya_Daniel,_Joao_Magueijo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.08885 |
一般相対性理論（GR）を動的チャーン・サイモン（dCS）重力で量子化することにより、児玉状態を再考します。ポントリャーギン項がGRのみの量子化から児玉状態の修正を誘発する、ウィーラー・ドウィット方程式の新しい正確な解を見つけます。dCSの変更は、宇宙定数$\Lambda$の変動を直接エンコードします。
架空の力のない曲線座標における流体力学
曲線座標の使用は、流体力学問題の固有のジオメトリによって示されることがありますが、これにより、厳密な保守的な形式を台無しにする架空の力が運動量方程式に導入されます。3次元で作業する場合は、曲線メッシュ上の長方形（デカルト）の運動量成分を解くことにより、これらの架空の力を排除できます。時空の流体力学への完全に幾何学的なアプローチは、これを透過的に示し、同時に、通常認識されているよりも相対論的および非相対論的ケースのより大きな統一への洞察を与えます。
BinaryWeaveの実装と特性評価：さそり座X-1からの連続重力波の新しい検索パイプライン
| Title |
Implementation_and_characterization_of_BinaryWeave:_A_new_search_pipeline_for_continuous_gravitational_waves_from_Scorpius_X-1 |
| Authors |
Arunava_Mukherjee,_Reinhard_Prix,_Karl_Wette |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09326 |
さそり座X-1（ScoX-1）は、地上の検出器で連続重力波を検出するための最も有望なターゲットの1つと長い間考えられてきました。ScoX-1の観測検索は、低周波数範囲\sim40--180Hzのトルクバランス限界での放射を除外し始めるまで、近年大幅な感度の改善を達成しました。ただし、検出確率をさらに高めるために、もっともらしい信号周波数\sim20〜1500Hzの全範囲、および2進軌道パラメータの不確実性のより広い範囲をカバーするための多くの根拠がまだあります。この課題に動機付けられて、私たちはBinaryWeaveを開発しました。これは、ScoX-1などの既知のバイナリシステムの中性子星からの連続波の新しい検索パイプラインです。このパイプラインは、効率的な格子ベースのメトリックテンプレートバンクを使用したセミコヒーレントStackSlideF統計を採用しており、周波数の広い範囲と未知の軌道パラメーターをカバーできます。詳細なタイミングモデルと広範な注入および回復シミュレーションを提示します。これは、十分に大きい（ただし現実的な）コンピューティングバジェットを想定した場合に、パイプラインがパラメータ空間のかなりの部分で高い検出感度を達成できることを示しています。私たちの研究は、可能なソースパラメータの全範囲にわたって感度をトルクバランス限界以下に押し上げることができるようにするために、電磁観測からのScoX-1軌道パラメータに対するより厳しい制約の必要性をさらに強調しています。
非構造化メッシュ上の特殊相対論的流体力学のための物理的制約を維持する有限体積WENO法
| Title |
A_Physical-Constraint-Preserving_Finite_Volume_WENO_Method_for_Special_Relativistic_Hydrodynamics_on_Unstructured_Meshes |
| Authors |
Yaping_Chen,_Kailiang_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09385 |
この論文は、非構造化三角形メッシュ上の特殊相対論的流体力学のための非常にロバストな3次の正確な有限体積加重本質的に非振動（WENO）法を提示します。提案された方法が物理的制約保存（PCP）であること、つまり、圧力と静止質量密度の正の値、および流体速度の管腔下制約を常に保存することを厳密に証明します。この方法は、非構造化メッシュでの非常に効率的なコンパクトなWENO再構成、単純なPCPリミッター、Harten--Lax--vanLeerフラックスの確かなPCP特性、および3次の強力な安定性を維持する時間離散化に基づいています。相対論的効果により、プリミティブ変数（つまり、静止質量密度、速度、および圧力）は、保守的な変数に関して非常に非線形の陰関数であり、この方法の設計と分析は簡単ではありません。強い非線形性から生じる困難に対処するために、PCP特性の理論的証明のために新しい準線形手法を採用します。許容可能な保守変数からプリミティブ量を確実に回復するために、3つの証明可能な収束保証反復アルゴリズムも導入されています。また、既存のWENO再構成にわずかな変更を加えて、非線形重みのスケーリング不変性を確保し、進化演算子の均一性に対応することを提案します。これにより、マルチスケール波構造の解決における変更されたWENO再構成の利点が得られます。提案された方法のロバスト性、期待される精度、および高解像度を実証するために、広範な数値例が提示されています。
重力場下でのオイラー方程式の陽性を維持するバランスのとれた中央不連続ガラーキンスキーム
| Title |
Positivity-Preserving_Well-Balanced_Central_Discontinuous_Galerkin_Schemes_for_the_Euler_Equations_under_Gravitational_Fields |
| Authors |
Haili_Jiang,_Huazhong_Tang,_Kailiang_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09398 |
この論文では、重力を伴うオイラー方程式の陽性を維持するバランスのとれた（WB）中央不連続ガラーキン（CDG）スキームを設計および分析します。これらのスキームの特徴は、一般的に知られている静止静水圧ソリューションのWBであるだけでなく、流体の密度と圧力の陽性を維持できることです。標準のCDGメソッドにはこの機能がありませんが、既存のWB手法の一部をCDGフレームワークに直接適用すると、積極性に対応できず、同時に他の重要なプロパティを維持できない場合があります。スキームの保守性と安定性を維持しながら、WBと陽性を維持する特性を同時に取得するために、数値散逸項とソース項近似の適切な変更に基づいて、CDGフレームワークで新しい空間離散化が考案されています。変更は、この作業で初めて提案された静止静水圧ソリューションの重要な射影演算子に基づいています。この新しい射影は、標準の$L^2$射影と同じオーダーの精度を持ち、明示的に計算でき、最適化問題を解くことなく簡単に実装できます。さらに重要なことは、投影された定常解がプライマルメッシュとデュアルメッシュの両方で同じセル平均を持つことを保証することです。これは、スキームの望ましい特性を達成するための鍵です。いくつかの凸状分解手法に基づいて、結果として得られるWBCDGスキームの厳密な陽性保存分析が実行されます。高次精度、WBプロパティ、低圧または密度を含むシミュレーションのロバスト性、不連続解の高解像度、および平衡状態の周りの小さな摂動。
暗いセクターの沼地の境界
沼地の原理を使用して、暗黒物質や存在する可能性のある他の暗黒荷電粒子のパラメーター空間の領域を理論的に嫌います。deSitterのWeak-Gravity推測の類似物であるFestinaLenteバウンドは、暗い粒子の質量と電荷に制約を課します。ここでは、現在観測で許可されているパラメーター空間のカバー領域を示します。結果として、新しい超軽量粒子の幅広いセットが、それらの宇宙の豊富さに関係なく、沼地にあり、実験室および天体物理学の研究との量子重力限界の相補性を示しています。並行して、St\"{u}ckelberg光子に縦モードを与えるアクシオンに関連付けられたUVカットオフにバインドされたスワンプランドは、暗い光子の運動混合と質量に対する新しい制約に変換されます。これは、対象となるパラメータ空間の一部をカバーします。さらに、超明暗光子による暗黒物質の凍結や、21cmのEDGES異常を説明するために呼び出された無線モデルなど、天体物理的に興味深いモデルをスワンプランドに配置します。
