| Title |
A_measure_of_cosmological_distance_using_the_\civ\_Baldwin_effect_in_quasars |
| Authors |
L._Huang,_H._Wang,_Z._F._Gao,_X._Y._Zeng,_and_Z._Y._Chang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09456 |
C\、\textsc{iv}1549{\AA}輝線の等価幅（EW）とクエーサーレストフレームの連続光度（ボールドウィン効果）の間の反相関を使用して、それらの光度距離を測定し、推定します。宇宙論的パラメータ。赤方偏移範囲$1.506\lez\le4.72$のUV/光学スペクトルとEW（C\、\textsc{iv}）測定値を持つ291個のタイプIクエーサーのサンプルを取得します。これは、Cの調査に使用できます。\、\textsc{iv}ボールドウィン効果と宇宙論的光度距離の決定。関係$EW（C\、\textsc{iv}）\propto{（\lambda{L_\lambda}）^\gamma}$を適用して、C\、\textsc{iv}EW間の逆相関をチェックできます。クエーサーの${L_\lambda}$と、それらの距離を示します。データは、C\、\textsc{iv}のEWが連続体の単色光度と逆相関していることを示唆しています。一方、タイプIクエーサーの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、C\、\textsc{iv}EW-光度の関係が赤方偏移に依存するかどうかを確認できます。最後に、タイプIクエーサーとSNIaパンテオン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特性をテストし、統計結果を示します。
| Title |
Redshift_Effects_in_Particle_Production_from_Kerr_Primordial_Black_Holes |
| Authors |
Andrew_Cheek,_Lucien_Heurtier,_Yuber_F._Perez-Gonzalez,_Jessica_Turner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09462 |
回転する原始ブラックホールがホーキング放射によって蒸発するとき、それらの回転エネルギーと質量は異なるダイナミクスで放散されます。これらのダイナミクスが、高温の重力子またはベクトルボソンの形での暗黒物質と非低温の暗黒物質の生成に及ぼす影響を調査します。原始ブラックホールが回転している間、高スピン粒子の生成は強化されますが、PBH蒸発が完了する前にそれらの放出が効果的に停止するため、ダークラディエーションのエネルギー密度が余分な赤方偏移を経験することを示します。この効果を考慮に入れると、以前の結果と比較して、ブラックホールを最大に回転させるための$\DeltaN_{\rmeff}$の$\mathcal{O}（10）$の係数による抑制につながることがわかります。フリードマン方程式とボルツマン方程式の解を使用して線形摂動の進化を正確に計算し、蒸発によって生成された光候補のウォームダークマター制約と、これらの限界がブラックホールスピンでどのように変化するかを再検討します。強化された生成と遅い希釈の相互作用により、より高いスピン粒子がこれらの境界によって最も影響を受けることがわかります。この作業のために開発された私たちのコードFRISBHEE、初期宇宙のブラックホール蒸発のためのFRIedmannソルバーはhttps://github.com/yfperezg/frisbheeで見つけることができます
原始ブラックホール周辺のWIMPに対する制約の再検討
質量が$M_{\rmPBH}\gtrsim10^{-11}\の原始ブラックホール（PBH）であるのに対し、M_\odot$は暗黒物質全体を構成することはできませんが、これらのオブジェクトの小さな集団が存在する場合でも、深刻な天体物理学的結果。PBHのサブドミナント集団は、物質放射が等しくなる前に暗黒物質粒子を効率的に蓄積し、高密度の暗黒物質スパイクを生じさせます。ここでは、暗黒物質が主にPBHからのわずかなサブドミナント寄与を伴う、弱く相互作用する質量粒子（WIMP）で構成されているシナリオを検討し、等方性ガンマ線の観測を使用して、これらのスパイクにおけるWIMPの消滅の制約を再検討します。光線バックグラウンド（IGRB）および宇宙マイクロ波バックグラウンド（CMB）、さまざまなWIMP質量、消滅チャネル、断面積、およびPBH質量関数。IGRBを使用して導出された制約は大幅に過大評価されており（場合によっては数桁）、CMBの観測を使用して取得された制限は、通常、IGRBからの制限よりも強いか同等であることがわかります。重要なのは、$\sim\mathcal{O}（M_\odot）$PBHが、十分に低いWIMP質量とp波消滅断面積の暗黒物質密度に大きく寄与する可能性があることを示しています。
弱レンズスタッキング分析からの正確な暗黒物質ハロー伸び
| Title |
Accurate_dark_matter_halo_elongation_from_weak-lensing_stacking_analysis |
| Authors |
Elizabeth_J._Gonzalez,_Kai_Hoffmann,_Enrique_Gazta\~naga,_Diego_R._Garc\'ia_Lambas,_Pablo_Fosalba,_Martin_Crocce,_Francisco_J._Castander,_and_Mart\'in_Makler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09482 |
それらの異方性質量分布を記述するハロー形状の推定値は、それらの組み立てプロセスと進化に関する有用な情報を提供する貴重なパラメーターです。クラスターサイズのハローのサンプルの平均形状推定値の測定値は、ハロー形成シナリオをテストするだけでなく、これらのシステムを使用して宇宙論的パラメーターを制約する際の潜在的なバイアスのモデリングを改善するために使用できます。この作業では、宇宙論的シミュレーションMICE-GCの光円錐出力から導出されたレンズ効果と新しい暗黒物質ハローカタログを使用して、弱いレンズ効果スタッキング技術を適用してハロークラスターの形状と質量の回復をテストします。暗黒物質の分布の主な方向を考慮して、質量と赤方偏移に従って選択されたハローのいくつかのサンプルに対して得られたレンズ信号を組み合わせることによって、この研究を実行します。分析では、採用されたモデリング、隣接する質量分布の寄与、ミスセンタリングおよびミスアラインメントの影響など、いくつかの潜在的な導入された体系の影響をテストします。私たちの結果は、ハロー緩和状態に関するいくつかの考慮事項を考慮に入れると、レンズの半軸比の推定値が、積み重ねられたハローの投影された暗黒物質粒子分布の平均形状と$5\％$以内で一致することを示しています。提示された方法論は、銀河団の信頼できる形状を導き出し、それらを数値シミュレーションから期待されるものと対比するための有用なツールを提供します。さらに、隣接するハローの寄与を考慮した提案されたモデリングにより、周囲の質量分布の伸びを制限することができます。
宇宙の再電離前の宇宙における最大のX線フィードバック
宇宙の再電離前の宇宙でのX線フィードバックは、初期の銀河間媒体の再電離と熱進化のための主要なエネルギー源の1つを提供しました。ただし、高赤方偏移のX線源は、観測にほとんどアクセスできないままです。初期の宇宙におけるX線フィードバックの全体的な効果を研究するための1つの代替アプローチは、完全な宇宙論的シミュレーションです。この目標に向けて、この論文では、将来の宇宙論的シミュレーションでサブグリッドモデルとして使用される、超大質量ブラックホール（SMBH）への降着からのX線フィードバックの分析モデルを作成します。私たちの分析モデルは、暗黒物質ハローの質量とそれがホストするSMBHとの関係を提供します。ここで、効率は、熱フィードバックとハローの閉じ込め重力ポテンシャルとの間のエネルギーバランスの議論によって支配されます。モデルを較正するために、ハローレベルのレシピをPress-Schechterハロー質量関数と結合し、グローバルな質量とエネルギー密度を導き出します。次に、モデルをさまざまな観測制約（結果として生じる軟X線やIR宇宙線のバックグラウンドなど）と比較して、モデルパラメータの選択をテストします。特に、再電離の前に最大のX線フィードバックを提供しながら、制約に違反しないモデルパラメータを導出します。さらに、SMBHX線源の再電離とグローバル21cm吸収信号への寄与を考慮します。
電波源の偏光解消によるクラスター磁場の検出
| Title |
The_detection_of_cluster_magnetic_fields_via_radio_source_depolarisation |
| Authors |
E._Osinga,_R._J._van_Weeren,_F._Andrade-Santos,_L._Rudnick,_A._Bonafede,_T._Clarke,_K._Duncan,_S._Giacintucci,_Tony_Mroczkowski,_H._J._A._R\"ottgering |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09717 |
銀河団が磁場を持っていることは十分に確立されています。これらの磁場が多くの天体物理学的プロセスで重要な役割を果たしているとしても、これらの磁場の正確な特性と起源はまだ不明です。拡張クラスター電波源のファラデー回転を使用して、近くの銀河団の磁場強度と構造を導き出すためにさまざまな試みがなされてきました。このアプローチでは、バックグラウンドの電波源を使用するときに回避できるさまざまな仮定を立てる必要があります。しかし、クラスターの背後にある偏光電波源の数が少ないため、現時点では、そのような研究は統計的にしか行うことができません。この論文では、KarlG.Jansky超大型アレイで観測された、$z<0.35$の124個の大規模クラスターのサンプルでクラスター内およびクラスターの背後にある電波源の偏光解消を調査します。クラスターの衝突パラメーターを使用して明確な偏光解消の傾向を検出します。クラスターの中心までの投影距離が小さいソースでは、偏光解消が多くなります。ラジオ観測とチャンドラからの補助X線データを組み合わせることにより、観測された偏光解消を、個々のクラスター密度プロファイルを使用したクラスター磁場モデルからの期待値と比較します。最適なモデルの中心磁場強度は$5-10\、\mu$Gで、べき乗則指数は$n=1$から$n=4$の間です。クラスターの中央領域はまだバックグラウンドソースによって十分にプローブされていませんが、クラスターに埋め込まれたソースと同様の投影半径にあるバックグラウンドソースの間で偏光解消傾向に大きな違いは見られません。また、動的状態、質量、赤方偏移などのクラスター特性の関数としての脱分極傾向を調べます。私たちの調査結果は、電波源の統計的脱分極がクラスター磁場パラメーターの優れたプローブであることを示しています。[要約]
初期宇宙における固有速度
大規模な特異な動きは私たちの宇宙では当たり前のことです。それにもかかわらず、それらの起源、進化および意味はまだほとんど知られていない。一般に、バルク運動は、再結合後のエポックの不均一性と異方性の増加によって引き起こされる、普遍的な運動学への比較的最近の追加であると考えられています。この作業では、再結合前、つまり放射後期およびド・ジッター膨張の段階での固有速度の線形進化に焦点を当てます。まず、構造形成中に発生する非重力によってバルク運動がトリガーされ、維持されることを示し/確認します。密度、したがって固有速度の摂動は、再結合前のバリオンセクターでは成長できないため、後期放射時代に成長し始める可能性のある非バリオン種のドリフト運動を検討します。相対論的線形宇宙論的摂動理論を使用して、低エネルギー暗成分の特異な運動がべき乗則の成長を示し、それが等分配後にさらに増加することを発見しました。非常に初期の宇宙に目を向けると、ド・ジッター膨張の段階での線形固有速度の進化について考察します。典型的なスローロールシナリオは、特有の動きを引き起こさないことがわかります。さらに、後者がド・ジッター段階の開始時に存在したとしても、その後の指数関数的拡大は、固有速度の摂動の痕跡をすばやく洗い流すはずです。
膨張する宇宙流体に凍結される最低次の共動磁場では、時間の経過とともに進化しません。次の次数では、誘導方程式は、バリオン速度と磁場振幅の間の相互作用項によって供給されます。これは、移動する磁場の自明ではない進化につながります。さらに、それは断熱曲率モードと磁気モードの間に自明でない相互相関を引き起こします。この相互相関は、誘発された物質の摂動の進化とともに、小規模での総物質パワースペクトルに興味深い影響をもたらします。
構造の修正された成長に対する制約に対する宇宙の膨張率の影響
修正された重力のコンテキストでは、線形レベルで、宇宙の構造の成長は、ポアソン方程式の修正と宇宙のバックグラウンド拡張率の影響を受けます。これらの2つの影響は縮退につながることが示されており、大規模な新しい力に信頼できる制約を課す場合、または同等に一般相対性理論に変更を加える場合は、適切に説明する必要があります。この論文では、現在の制約は、背景の拡大に関する仮定が重力への変更の制約にほとんど影響を与えないようなものであることを示しています。これを行うには、$\Lambda$ColdDarkMatter（$\Lambda$CDM）ユニバース、ダークエネルギーのより一般的な状態方程式を持つユニバース、そして最後に、モデルに依存しない一般的な拡張の背景を検討します。レート。ガウス過程を使用して、ポアソン方程式の修正をモデル化し、一般的な拡張率の場合は、赤方偏移に依存するハッブル率をモデル化します。ポアソン方程式の修正と背景物質密度$\Omega_M$の間の縮退を特定します。これは、モデルに依存する膨張率を仮定することによってのみ破ることができます。現在のデータを使用して、宇宙の膨張率に関する仮定の強さに応じて、成長率の測定によるポアソン方程式の修正に対する制約が$10〜20\％$の範囲であることを示します。
原始ブラックホール（PBH）は、インフレの小規模で大きな摂動が発生した場合に形成される可能性があります。極小のおもちゃのインフレモデルを研究します。インフラトンが極小値を通過するときに曲率摂動が強化され、準変曲点インフレーションよりも効率的な増幅率で、小規模なPBHの生成につながります。この論文で提供されているパラメータ空間の場合、PBHは$0.1\％$-$1\％$前後の暗黒物質全体の一部を構成する可能性があります。
| Title |
Euclid:_Testing_the_Copernican_principle_with_next-generation_surveys |
| Authors |
D._Camarena,_V._Marra,_Z._Sakr,_S._Nesseris,_A._Da_Silva,_J._Garcia-Bellido,_P._Fleury,_L._Lombriser,_M._Martinelli,_C._J._A._P._Martins,_J._Mimoso,_D._Sapone,_C._Clarkson,_S._Camera,_C._Carbone,_S._Casas,_S._Ili\'c,_V._Pettorino,_I._Tutusaus,_N._Aghanim,_B._Altieri,_A._Amara,_N._Auricchio,_M._Baldi,_D._Bonino,_E._Branchini,_M._Brescia,_J._Brinchmann,_G._P._Candini,_V._Capobianco,_J._Carretero,_M._Castellano,_S._Cavuoti,_A._Cimatti,_R._Cledassou,_G._Congedo,_L._Conversi,_Y._Copin,_L._Corcione,_F._Courbin,_M._Cropper,_H._Degaudenzi,_F._Dubath,_C._A._J._Duncan,_X._Dupac,_S._Dusini,_A._Ealet,_S._Farrens,_P._Fosalba,_M._Frailis,_E._Franceschi,_M._Fumana,_B._Garilli,_B._Gillis,_C._Giocoli,_A._Grazian,_F._Grupp,_S._V._H._Haugan,_W._Holmes,_F._Hormuth,_A._Hornstrup,_K._Jahnke,_A._Kiessling,_R._Kohley,_et_al._(51_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09995 |
コペルニクスの原理、つまり私たちが宇宙の特別な場所にいないという概念は、現代の宇宙論の基礎の1つであり、その違反はフリードマン・ルマ\^{\i}tre-ロバートソン-ウォーカー（FLRW）メートル法を無効にします。、宇宙の理解に大きな変化を引き起こします。したがって、この原理の観察テストを実行することは基本的に重要です。私たちは、将来の調査でコペルニクスの原理をテストできる精度と、違反の可能性を検出する能力を決定します。宇宙定数$\Lambda$（$\Lambda$LTB）、基本的に宇宙定数$\Lambda$およびコールドダークマター（$\）を使用して、不均一なLema\^{\i}tre-Tolman-Bondiモデルに対する制約を予測します。Lambda$CDM）モデルですが、球形の不均一性に恵まれています。$\Lambda$CDMと$\Lambda$LTBの両方の基準モデルに基づいて、現在利用可能なデータとシミュレートされたEuclidデータの組み合わせを外部データ製品とともに検討します。これらの制約は、コペルニクスの原理からの期待と比較されます。$\Lambda$CDM基準モデルを検討すると、Euclidデータは、他の現在および今後の調査と組み合わせて、コペルニクスの原理の制約を約$30\％$改善し、$\pm10\％$の変動に依存することがわかります。考慮される観測量とスケールについて。一方、$\Lambda$LTE基準モデルを検討すると、将来のEuclidデータを、他の現在および今後のデータセットと組み合わせて、コントラスト$-0.1$のGpcスケールの不均一性を検出できることがわかります。ユークリッドなどの次世代の調査では、大規模な均質性を徹底的にテストし、コペルニクスの原理の違反の可能性に対する制約を強化します。
| Title |
Primordial_black_hole_dark_matter_from_inflation:_the_reverse_engineering_approach |
| Authors |
Gabriele_Franciolini,_Alfredo_Urbano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.10056 |
一貫した単一フィールドのインフレダイナミクスが、CMB観測によって調査されたものよりも小さいスケールで、曲率摂動のパワースペクトルの上昇したプラトーを引き起こす条件について説明します。我々は、どのような状況でインフレーションダイナミクスが次の3つの基本的な観測可能物を潜在的に結び付けることができるかを導き出すための新しい現象論的に駆動されるアプローチを提案します。ii）確率的重力波での検出可能な信号、およびiii）原始ブラックホールに起因する恒星と質量の融合のサブドミナントであるが検出可能な部分。
SNeIa光度曲線を使用したフェルミ結合定数の時間的変化の調査
| Title |
Examining_temporal_variation_of_Fermi_coupling_constant_using_SNe_Ia_light_curves |
| Authors |
Akshay_Rana,_Vedanta_Thapar,_Hari_Prasad_S.V.,_Sandra_Elsa_Sanjai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.10065 |
電弱相互作用の減衰の強さを決定するフェルミ結合定数$G_F$の時間的変化を抑制しようとします。それを精査するために、赤方偏移全体の信頼できる原始元素合成イベントのソースとしてSNeIa光度曲線を使用します。SNeIa爆発の初期段階では、$Ni^{56}\longrightarrowCo^{56}$の電弱減衰がSNeIa光度曲線のパワーの主な要因であることを示唆する研究を利用しました。したがって、$g$、$r$、$i$、および$z$スペクトルフィルターに1169個の超新星光度曲線を持つPan-STARRS超新星カタログを使用し、光度曲線のピークからの調光を原始の電弱崩壊率と関連付けました。元素合成とさらに$G_F$。分析を宇宙モデルから独立させるために、ハッブルパラメーター測定とノンパラメトリック統計法であるガウス過程を使用しました。私たちの研究は、フェルミ結合定数のわずかな変化の現在価値に強い上限を置いています。$\frac{\dotG_F}{G_F}\approx10^{-12}yr^{-1}$は、赤方偏移の範囲$0<z<0.75$に広がるデータセットを使用します。
銀河団の光子は、近くの暖かく熱い銀河間媒体のイオン化状態を変化させます
| Title |
Galaxy_cluster_photons_alter_the_ionisation_state_of_the_nearby_warm-hot_intergalactic_medium |
| Authors |
L\'ydia_\v{S}tofanov\'a,_Aurora_Simionescu,_Nastasha_A._Wijers,_Joop_Schaye_and_Jelle_S._Kaastra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.10069 |
銀河団のはるか郊外にあるかすかな非常に希薄なプラズマの物理的性質、通常の銀河の銀河周辺の媒体、宇宙の網のフィラメントは、私たちの大規模構造進化の物語の中で最大の未知数の1つです。この非常に拡散したプラズマからの放出と吸収によるスペクトルの特徴をモデル化することは、衝突プロセスと光イオン化プロセスの両方を考慮する必要があるため、課題となります。この論文では、銀河団の近くのガスの宇宙紫外線/X線背景放射による光イオン化に加えて、銀河団ガスによって放出された光子によるイオン化を研究します。A2029のような大規模なクラスターの場合、イオン化パラメーターはイオン化バランスを一意に表すことができなくなります。宇宙バックグラウンドによる光イオン化を考慮して得られたイオン化率（特にCIV、CV、CVI、NVII、OVI、OVII、OVIII、NeVIII、NeIX、およびFeXVII）は、次のいずれかです。クラスターからの放出からの距離の関数として計算されたイオン化率の上限または下限。宇宙のウェブフィラメントのおもちゃのモデルを使用して、クラスター照明が視線の2つの異なる方向の列密度をどのように変化させるかを予測します。クラスターの周辺を通過する視線の場合、OVIは最大4.5ドル、OVIIは2.2ドル、CVは3ドル、NeVIIIは3ドルまで抑制できます。低密度ガスの場合、2ドルの係数。
ExoSGANおよびExoACGAN：敵対的なトレーニングアルゴリズムを使用した太陽系外惑星の検出
| Title |
ExoSGAN_and_ExoACGAN:_Exoplanet_Detection_using_Adversarial_Training_Algorithms |
| Authors |
Cicy_K_Agnes,_Akthar_Naveed_V,_Anitha_Mary_M_O_Chacko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09665 |
太陽系外惑星の検出は、新しい居住可能な世界の発見への扉を開き、惑星がどのように形成されたかを理解するのに役立ちます。NASAは、地球のような居住可能な惑星を見つけることを目的として、ケプラー宇宙望遠鏡とそのフォローアップミッションK2を打ち上げました。観測機能の進歩により、研究に利用できる新鮮なデータの範囲が広がり、それらを手動で処理することは時間がかかり、困難です。機械学習と深層学習の手法は、これらの太陽系外惑星プログラムの最新の機器によって生成された膨大な数のデータを経済的かつ偏りのない方法で処理するための人間の労力を軽減するのに大いに役立ちます。ただし、すべての太陽系外惑星を正確に検出すると同時に、非太陽系外惑星の星の誤分類を最小限に抑えるように注意する必要があります。この論文では、生成的敵対的ネットワークの2つのバリエーション、つまり半教師あり生成的敵対的ネットワークと補助分類器生成的敵対的ネットワークを利用して、K2データ内の通過する太陽系外惑星を検出します。これらのモデルの使用は、太陽系外惑星を持つ星の分類に役立つ可能性があることがわかりました。どちらの手法でも、テストデータの再現率と適合率が1.00の光度曲線を分類できます。半教師あり手法は、ラベル付きデータセットを作成するという面倒な作業を解決するのに役立ちます。
緊密な出会い：恒星のフライバイが惑星形成ディスクをどのように形作るか
| Title |
Close_encounters:_How_stellar_flybys_shape_planet-forming_discs |
| Authors |
Nicol\'as_Cuello,_Fran\c{c}ois_M\'enard,_Daniel_J._Price |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09752 |
過去30年間にこのトピックに関する公開された文献に基づいて、若い星の周りの惑星形成ディスクの形成における恒星のフライバイと遭遇の役割をレビューします。ほとんどの星は$\leq〜2$Myrの古い港の原始惑星系円盤であるため、潮汐の摂動は惑星の形成に影響を与えます。最初に、フライバイまたは遭遇を経験する確率を調べます。典型的な星形成環境で惑星形成ディスクを持つ星の50\％以上が、1000au以内の接近した恒星の遭遇またはフライバイを経験するはずです。次に、惑星形成ディスクに対するフライバイの動的効果について詳しく説明します。順行性、放物線状、ディスク貫通型のフライバイが最も破壊的です。特に、かすめたり貫通したりするフライバイは、二次側によるディスク材料の捕捉につながり、一次側の周りのディスクに対して非常にずれた二次周囲ディスクを形成します。片方または両方のディスクは、オリオン座FU型星で観察されたものと同様に、極端な降着と爆発のイベントを経験する可能性があります。反りと壊れたディスクは、逆行性フライバイの明確な特徴です。第三に、最近観測された、恒星のフライバイまたは遭遇が疑われるディスクを備えたいくつかの恒星系をレビューします。これには、UXTau、RWAur、AS205、ZCMa、およびFUOriが含まれます。最後に、太陽系外縁天体の軌道にある太陽系のフライバイと太陽の忘却の可能性を含む、惑星形成と太陽系外惑星の人口統計に対する恒星のフライバイの影響について説明します。
TNGXXXVIIIでのGAPSプログラム。高スペクトル分解能で検出された暖かい巨大惑星WASP-69bの大気中の5つの分子
| Title |
The_GAPS_Programme_at_TNG_XXXVIII._Five_molecules_in_the_atmosphere_of_the_warm_giant_planet_WASP-69b_detected_at_high_spectral_resolution |
| Authors |
G._Guilluy,_P._Giacobbe,_I._Carleo,_P._E._Cubillos,_A._Sozzetti,_A._S._Bonomo,_M._Brogi,_S._Gandhi,_L._Fossati,_V._Nascimbeni,_D._Turrini,_E._Schisano,_F._Borsa,_A._F._Lanza,_L._Mancini,_A._Maggio,_L._Malavolta,_G._Micela,_L._Pino,_M._Rainer,_A._Bignamini,_R._Claudi,_R._Cosentino,_E._Covino,_S._Desidera,_A._Fiorenzano,_A._Harutyunyan,_V._Lorenzi,_C._Knapic,_E._Molinari,_E._Pacetti,_I._Pagano,_M._Pedani,_G._Piotto,_E._Poretti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09760 |
大気圏外の特性評価の分野は、並外れたペースで進んでいます。現在、主に高温および高温の膨張した巨大ガスである数十の太陽系外惑星の大気観測が利用可能であり、新しい分子種が引き続き検出されており、以前の予想よりも豊富な大気組成が明らかになっています。その暖かい平衡温度（963$\pm$18〜K）と低密度（0.219$\pm$0.031〜gcm$^{-3}$）のおかげで、近接ガスの巨人WASP-69bは黄金の目標を表しています大気特性評価用。WASP-69bの大気中の分子を検索し、その特性を調査することを目的として、TelescopioNazionaleGalileoでGIANO-B近赤外分光法を使用して高分解能透過分光法を実行しました。WASP-69bの3つのトランジットイベントを観察しました。通過中、惑星の視線速度の大きな変化により、惑星の線はドップラーシフトされ、惑星の信号を準定常的なテルリックおよび恒星のスペクトルから分離することができます。3泊を合わせて、$3.3\sigma$レベルを超えるCH$_4$、NH$_3$、CO、C$_2$H$_2$、およびH$_2$Oの検出を報告します。3$\sigma$より高い信頼水準でHCNとCO$_2$の存在を特定しませんでした。暖かい巨大惑星の大気中で5つの分子が同時に検出されるのはこれが初めてです。これらの結果は、WASP-69bの大気はおそらく炭素が豊富であり、不均衡な化学的性質の存在を特徴としていることを示唆しています。
TNGXXXIXでのGAPSプログラム-暖かい巨大惑星WASP-80bの大気中の複数の分子種が、GIANO-Bで高解像度で発表されました
| Title |
The_GAPS_Programme_at_TNG_XXXIX_--_Multiple_molecular_species_in_the_atmosphere_of_the_warm_giant_planet_WASP-80_b_unveiled_at_high_resolution_with_GIANO-B |
| Authors |
Ilaria_Carleo,_Paolo_Giacobbe,_Gloria_Guilluy,_Patricio_E._Cubillos,_Aldo_S._Bonomo,_Alessandro_Sozzetti,_Matteo_Brogi,_Siddharth_Gandhi,_Luca_Fossati,_Diego_Turrini,_Katia_Biazzo,_Francesco_Borsa,_Antonino_F._Lanza,_Luca_Malavolta,_Antonio_Maggio,_Luigi_Mancini,_Giusi_Micela,_Lorenzo_Pino,_Ennio_Poretti,_Monica_Rainer,_Gaetano_Scandariato,_Eugenio_Schisano,_Gloria_Andreuzzi,_Andrea_Bignamini,_Rosario_Cosentino,_Aldo_Fiorenzano,_Avet_Harutyunyan,_Emilio_Molinari,_Marco_Pedani,_Seth_Redfield_and_Hristo_Stoev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09761 |
ガス巨大太陽系外惑星の大気中の分子の検出により、大気の物理化学的特性を調査することができます。それらの推定された化学組成は、惑星の形成と進化のメカニズムのトレーサーとして使用されます。現在、検出数の増加は、より高温のガス状惑星の豊富な化学作用の可能性を示していますが、これがより低温の巨人にまで及ぶかどうかはまだ不明です。TelescopioNazionaleGalileoに設置された近赤外GIANO-B分光器で、後期K矮星を周回する暖かく通過する巨大惑星であるWASP-80bの4つの通過を観測し、高解像度透過分光分析を実行しました。その大気中のいくつかの分子種の検出を報告します。4夜を組み合わせ、相互相関フレームワーク内の個々の分子のシグネチャを含む惑星大気モデルと透過スペクトルを比較すると、H2O、CH4、NH3、およびHCNの存在が非常に重要であり、CO2の暫定的な検出であり、決定的な結果は得られません。物理的に動機付けられたモデルを使用したこれらの結果の定性的な解釈は、太陽の組成と不均衡な化学の存在と一致する大気を示唆しているため、1000K未満の惑星の将来のモデリングに後者を含めることをお勧めします。
急速なペブル集積によって形成された岩石惑星の解剖学I.氷のような小石がコア画分とFeO含有量をどのように決定するか
| Title |
Anatomy_of_rocky_planets_formed_by_rapid_pebble_accretion_I._How_icy_pebbles_determine_the_core_fraction_and_FeO_contents |
| Authors |
Anders_Johansen_(University_of_Copenhagen,_Lund_Observatory),_Thomas_Ronnet_(Lund_Observatory),_Martin_Schiller_(University_of_Copenhagen),_Zhengbin_Deng_(University_of_Copenhagen),_Martin_Bizzarro_(University_of_Copenhagen) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09795 |
原始惑星系円盤の寿命内に急速な小石の降着によって形成される岩石惑星の降着と分化をモデル化することに専念した一連の論文を提示します。この最初の論文では、付着した氷がマントル（酸化されたFeOとFeO$_{1.5}$）とコア（金属のFeとFeS）の間の鉄の分布をどのように決定するかに焦点を当てます。氷に富む物質の初期の原始的な組成は、$^{26}$Alの崩壊によって加熱されると、大量の水流と微惑星内の粘土鉱物の形成につながることがわかります。金属鉄は液体の水に溶解し、酸化磁鉄鉱Fe$_3$O$_4$として沈殿します。$^{26}$Alの崩壊によるさらなる加熱は、約900Kの温度で粘土を不安定にします。放出された超臨界水は、微惑星から全水分を放出します。ケイ酸塩の融解温度が1,700Kに達すると、惑星はさらにコア（主に硫化鉄FeSでできている）と酸化鉄の割合が高いマントルに分化します。マントル中の小惑星ベスタの重要なFeO画分は、その元の氷含有量の証拠であると提案します。ベスタは、火星、地球、金星がペブル集積によって成長した原始惑星の集団の生き残ったメンバーであると考えています。惑星の質量の増加に伴うコア質量分率の増加とFeO含有量の減少（Vesta-Mars-Earthの順序で）は、小石の降着による水氷線の外側の地球型惑星の成長によって自然に説明されることを示します本質的に低い酸化度で主に金属の形であった鉄を含んでいます。
急速なペブル集積によって形成された岩石惑星の解剖学II。降着エネルギーと熱ブランケットによる微分
| Title |
Anatomy_of_rocky_planets_formed_by_rapid_pebble_accretion_II._Differentiation_by_accretion_energy_and_thermal_blanketing |
| Authors |
Anders_Johansen_(University_of_Copenhagen,_Lund_Observatory),_Thomas_Ronnet_(Lund_Observatory),_Martin_Schiller_(University_of_Copenhagen),_Zhengbin_Deng_(University_of_Copenhagen),_Martin_Bizzarro_(University_of_Copenhagen) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09804 |
この論文では、急速なペブル集積によって成長する岩石惑星の加熱と分化について調べます。私たちの地球型惑星は水氷線の外側で成長し、最初は質量で28％の水氷を降着させます。原始惑星が$0.01\、M_{\rmE}$の質量に達した後、水の降着は停止します。そこでは、ガスエンベロープが十分に熱くなり、氷を昇華させ、流れをリサイクルして原始惑星系円盤に蒸気を戻します。成長する原始惑星内での$^{26}$Alの崩壊によって放出されるエネルギーは、付着した氷を溶かして、粘土（フィロケイ酸塩）、酸化鉄（FeO）、および地球の現代の海洋の10倍の質量を持つ水の表層を形成します。。原始惑星の有効降着温度が約300Kのしきい値を超えた後、海洋-大気システムは暴走温室効果を受けます。暴走温室プロセスは水層を蒸発させ、それによって降着熱を閉じ込めて表面を加熱します。6,000K以上。これにより、マントルの上部が溶けて、地球規模のマグマ海洋が形成されます。金属メルトはケイ酸塩メルトから分離し、マグマオーシャンの底に向かって堆積します。堆積によって放出された重力エネルギーは正のフィードバックにつながり、惑星の分化が始まるとマントル全体が溶けて分化します。したがって、すべての岩石惑星は自然にマグマオーシャンステージを経験します。コンドライトに比べて地球がわずかに過剰な$^{182}$W（$^{182}$Hfの崩壊生成物）は、5Myr以内のこのような急速なコア形成と、それに続く惑星質量インパクターのコアからの$^{182}$W-貧弱な物質を含む地球のマントル。惑星の衝突は、地球型惑星の主な降着段階の少なくとも35Myr後に発生したに違いありません。
急速なペブル集積によって形成された岩石惑星の解剖学III。コア、マントル、大気間の揮発性物質の分配
| Title |
Anatomy_of_rocky_planets_formed_by_rapid_pebble_accretion_III._Partitioning_of_volatiles_between_core,_mantle_and_atmosphere |
| Authors |
Anders_Johansen_(University_of_Copenhagen,_Lund_Observatory),_Thomas_Ronnet_(Lund_Observatory),_Martin_Schiller_(University_of_Copenhagen),_Zhengbin_Deng_(University_of_Copenhagen),_Martin_Bizzarro_(University_of_Copenhagen) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09807 |
水素、炭素、窒素原子を含む揮発性分子は、惑星大気の重要な構成要素です。地球型惑星形成のペブル集積モデルでは、これらの揮発性種は主な惑星形成段階で降着します。ここでは、成長する惑星内での揮発性物質の分配と表面へのガス放出をモデル化します。コアは、金属とケイ酸塩の溶融物間のHとCの分配係数の現実的な値のために、地球の水素と炭素の収支の90％以上を格納します。地球と金星のマグマオーシャンは、鉄のFe$^{2+}$から第二鉄のFe$^{3+}$への酸化を受けるのに十分な深さです。この増加した酸化状態は、地球のマグマオーシャンから主にCO$_2$とH$_2$Oのガス放出につながります。対照的に、火星のマントルの酸化状態は低いままであり、主なガス放出水素キャリアはH$_2$です。この水素は、若い太陽からのXUV照射により大気から容易に逃げ出し、大気中のCO、CO$_2$、H$_2$O、およびN$_2$の大部分を引きずります。火星では、マントルの酸化がわずかに高いと仮定して、提案されている古代の海の海岸線と一致して、少量の地表水が維持されています。窒素はマグマへの溶解度が非常に低いため、コアと大気の間に比較的均等に分布します。したがって、コア内の窒素の大きな貯留層の埋没は不可能です。地球の全体的な低N含有量は、すべてのコンドライトクラスのNの高存在量と一致せず、小石の雪による揮発性の供給に有利に働きます。ペブル集積による急速な岩石惑星形成の私たちのモデルは、太陽の地球型惑星の揮発性の内容との広い一貫性を示しています。したがって、地球型惑星の多様性は、太陽系外惑星とその大気のモデルを較正するためのベンチマークケースとして使用できます。
遠赤外線全天調査で太陽系の外側にある巨大惑星を探す
| Title |
Searching_for_giant_planets_in_the_outer_Solar_System_with_far-infrared_all-sky_surveys |
| Authors |
Chris_Sedgwick_and_Stephen_Serjeant |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09985 |
赤外線天文衛星（IRAS）とAKARI宇宙望遠鏡で行われた、23。4年間隔の2つの遠赤外線全天調査の間で、太陽系外の巨大惑星の熱放射と適切な動きを検出する方法を検討しました。。距離の上限である約8,000AUは、これらの調査の感度と、固有運動が小さすぎて検出できない距離の両方によって与えられます。このペーパーは、8,000AUから700AUまでの領域をカバーしています。一連のフィルタリングおよびSEDフィッティングアルゴリズムを使用して候補ペアを見つけました。候補ペアのIRASおよびAKARIフラックス測定値は、惑星の温度の可能性があるプランク熱分布によって一緒にフィッティングされる可能性があります。理論的研究は、外側の太陽系に未知の惑星が存在する可能性にさまざまな制約を課しています。これまでの主な観測上の制約は、WISEの研究から来ています。つまり、未知の惑星の質量の上限がオールトの雲に出ています。私たちの仕事は、私たちの距離範囲でこの結果を確認し、惑星が銀河シラスと混同されていないという条件の下で、より低い距離と惑星の質量に対して追加の観測制約を提供します。妥当なスペクトルエネルギー分布（SED）に適合する535の潜在的な候補が見つかりました。ほとんどの場合、海王星の質量に近いかそれより下の質量（〜0.05木星質量）があり、1,000AU未満に位置します。ただし、これらの候補者の赤外線画像を調べると、すべてが遠赤外線フラックスの発生源である可能性が最も高い巻雲の内側または近くにあるため、フォローアップを正当化するのに十分な説得力のあるものはないことがわかります。
Edge-of-the-Multis：コンパクトなマルチプラネットシステムの外部アーキテクチャの移行の証拠
| Title |
Edge-of-the-Multis:_Evidence_for_a_Transition_in_the_Outer_Architectures_of_Compact_Multi-Planet_Systems |
| Authors |
Sarah_C._Millholland,_Matthias_Y._He,_Jon_K._Zink |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.10068 |
コンパクトな複数惑星系のアーキテクチャは十分に特徴付けられていますが、それらの「外縁」、またはそれらの最も外側の惑星の位置についてはほとんど調べられていません。ここでは、観測された高多重度ケプラーシステムが、幾何学的バイアスと検出バイアスだけで説明できるよりも小さな軌道周期で切り捨てられるという証拠を提示します。これを示すために、我々は、システム内半径と周期比の均一性の「ポッド内のピーズ」パターンによって決定される特性を持つ、観測された通過惑星を超えて周回する仮想惑星の存在を検討しました。これらの仮想惑星の検出可能性を、（1）通過弦長比に基づいて複数通過システムの相互傾斜分散を推定するための新しいアプローチ、および（2）通過確率と検出効率のモデルを使用して評価しました。完全性に関する惑星の多様性。「peas-in-a-pod」パターンが観測されたよりも大きな軌道分離を続けているという仮定の下で、Keplerコンパクトマルチの$\gtrsim35\％$は、既知の惑星を超えて追加の検出された惑星を所有し、$\を構成するはずです。sim7\sigma$の不一致と、そのような検出の欠如。これらの結果は、コンパクトマルチの外側（$\sim100-300$日）の領域で、切り捨て（つまり、「マルチのエッジ」）または「ポッド内の豆」の大幅な故障が発生していることを示しています。体系的に小さい半径または大きい周期比の形でのパターン。これらの可能性を区別できる将来の観測の概要を説明し、惑星形成理論への影響について説明します。
赤方偏移範囲z=0.2からz=1にわたる最低金属量銀河の特性
| Title |
Properties_of_the_Lowest_Metallicity_Galaxies_Over_the_Redshift_Range_z_=_0.2_to_z_=_1 |
| Authors |
Isaac_H._Laseter,_Amy_J._Barger,_Lennox_L._Cowie,_and_Anthony_J._Taylor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09463 |
低金属量の銀河は、銀河の進化の歴史への重要な洞察を提供するかもしれません。強い輝線と高い等価幅（レストフレームEW（H-beta）>30A）を持つ銀河は、z〜1までの最低の金属量銀河の理想的な候補です。z=の間の約18,000個の銀河のKeck/DEIMOSスペクトルデータベースを使用します。0.2およびz=1であるため、金属量を決定することを目的として、このような極端な輝線銀河を検索します。堅牢な直接Te法を使用して、12+logO/H<7.65の8つの新しい極度に金属量の少ない銀河（XMPG）を特定します。。また、前の作業からの他の2つのXMPGの金属量を改善します。瞬間スターバーストモデルと連続スターバーストモデルの両方を使用してHベータの進化を調査し、XMPGが連続スターバーストモデルによって最もよく特徴付けられることを発見しました。最後に、金属の蓄積の年齢と輝線強度への依存性を研究します。
遠赤外線偏光観測を用いた活動銀河核の電波ラウドネスの起源について
| Title |
On_the_origin_of_radio-loudness_in_active_galactic_nuclei_using_far-infrared_polarimetric_observations |
| Authors |
Enrique_Lopez-Rodriguez,_Makoto_Kishimoto,_Robert_Antonucci,_Mitchell_C._Begelman,_Noemie_Globus,_Roger_Blandford |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09466 |
静かな中性子星（RL）と静かな中性子星（RQ）の活動銀河核（AGN）の二分法は、本質的に静かな中性子星の生成に関係していると考えられています。この違いは、降着活動とジェット力を強化する、またはその原因となる強い磁場（B磁場）の存在によって説明される可能性があります。ここでは、HAWC+/SOFIAで$89$$\mu$m偏光を使用して、4つのRLと5つのRQAGNのダスト偏光放射コアに本質的な違いがあるという最初の証拠を報告します。熱偏波放射は、核の電波の大きさとともに増加することがわかります。$R=L_{\rm5GHz}/L_{\rmB}$および$R_{20}=L_{\rm5GHz}/L_{\rm20\mum}$。RLAGNのダスト放出コアは、偏光されていると測定され、$\sim5-11$％ですが、RQAGNは偏光されていない、$<1％$です。RQAGNの場合、私たちの結果は、観測された領域が磁化されていない、または非常に乱流のディスクで満たされている、および/またはAGNからの$5〜80$pcのスケールで流出が拡大していることと一致しています。RLAGNの場合、測定された$89$$\mu$mの偏光は、主に、トロイダルBフィールドがほぼ垂直に配向した$5-80$pcスケールのダスト構造に関連する磁気的に整列したダスト粒子から発生します。$65\pm22^{\circ}$、ラジオジェットの向きに。私たちの結果は、AGNを取り巻くBフィールドのサイズと強度は、本質的にジェットパワーの強度に関連していることを示しています。ジェットパワーが強いほど、トロイダルBフィールドは大きくなります。$\le80$pcスケールの秩序あるトロイダルB磁場の検出は、a）RLAGNに燃料を供給する落下ガスが磁化されている、b）ジェットをコリメートする電磁流体力学的風がある、および/またはc）ジェットがその周囲を磁化することができます。
$ \ Lambda $ CDMの銀河ペアの速度-〜130 km/sで観測された速度ピークはMONDに固有のものではありません
| Title |
The_intervelocity_of_galaxy_pairs_in_$\Lambda$CDM_--_The_observed_velocity_peak_at_~130_km/s_is_not_unique_to_MOND |
| Authors |
Marcel_S._Pawlowski,_Kosuke_Jamie_Kanehisa,_Salvatore_Taibi,_Pengfei_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09468 |
銀河のペアの観測研究は、それらの異なる視線速度が、130-150km/sでのそれらの3次元速度間分布にピークの存在を示していることを明らかにしました。宇宙論の標準モデルである$\Lambda$CDMの銀河ペアは、そのような速度のピークを示すべきではないと主張されていましたが、修正ニュートン力学（MOND）は、ペアの銀河にそのような好ましい速度を予測します。ただし、観察研究と同じ選択基準と方法論を適用した$\Lambda$CDMとの直接比較はまだ行われておらず、比較は不確かな立場に置かれています。これを修正するために、観測された速度間ピークのアナログがIllustrisTNG-300宇宙論シミュレーション内の銀河ペアに存在するかどうかを判断することにより、$\Lambda$CDMのこの潜在的な課題を調査します。観測研究の選択基準に従って銀河ペアを特定し、それらの投影速度差を測定し、シミュレーションでこの銀河ペアサンプルの非投影速度差と完全速度差の両方を分析します。シミュレーションから選択された銀河ペアについて、約130km/sでデプロジェクションされた速度ピークを回復します。シミュレーションのペアで利用可能な完全な3次元速度情報も、この速度の明確な優先順位を示しています。銀河ペア間の速度のピークは、MONDに固有の機能ではないようですが、$\Lambda$CDMにも存在します。したがって、どちらの理論も他の理論よりも独自の成功を収めているとは言えません。銀河ペアの速度を低加速レジームでの重力のテストに発展させるには、モデルの測定可能な違いを特定するためのより詳細な研究が必要になります。
CatWISE2020カタログのAGN/クエーサーのクラスタリングプロパティ
| Title |
The_clustering_properties_of_AGNs/quasars_in_CatWISE2020_catalog |
| Authors |
Prabhakar_Tiwari_(Beijing_Observ.),_Gong-Bo_Zhao_(Beijing_Observ.),_Adi_Nusser_(Technion) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09477 |
広視野赤外線サーベイエクスプローラー（WISE）と地球近傍天体広視野赤外線サーベイエクスプローラー（NEOWISE）の調査データを使用して作成された、CatWISE2020カタログの1,307,530個のAGN/クエーサーのクラスタリング特性を調査します。非線形スケールまでの角度モーメント$\ell\gtrapprox10$（$\lessapprox18^\circ$）の場合、結果は標準の$\Lambda$CDM宇宙論と一致しており、銀河バイアスはNRAOVLAスカイサーベイ（NVSS）AGN。さらに、電波活動の割合が恒星の質量$f_{\rmRL}\simM_*^{\alpha_0+\alpha_1z}$に依存する赤方偏移を調べ、$\alpha_1=2.14\pm0.23$を見つけます。、$9\sigma$信頼水準で非進化仮説を除外します。結果は、NVSSAGNで得られた測定値と一致していますが、CatWISE2020のオブジェクトの数密度が大幅に高いため、かなり正確です。角度スケール$\approx18^\circ$を超える過剰な双極子と高いクラスタリング信号は、異常なままです。
KMHK 1762：大マゼラン雲の年齢差にある別の星団
| Title |
KMHK_1762:_Another_star_cluster_in_the_Large_Magellanic_Cloud_age_gap |
| Authors |
M._Gatto,_V._Ripepi,_M._Bellazzini,_M._Tosi,_C._Tortora,_M._Cignoni,_M._Dall'Ora,_M.-R._L._Cioni,_F._Cusano,_G._Longo,_M._Marconi,_I._Musella,_P._Schipani,_M._Spavone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09478 |
大マゼラン雲（LMC）の星団（SC）の年齢分布は、4Gyr前から10Gyr前までのギャップを示しており、SCはほぼ完全に存在していません。この年齢差の範囲内で、これまでに確認されたSCは2つだけです。それにもかかわらず、対応する星のフィールドは同じ特性を示さないため、LMCは、星形成の履歴とクラスターの形成の履歴が大幅に異なるように見える特異銀河になっています。KMHK1762SCの色-マグニチュード図（CMD）を、「はい、マゼラン雲が再び」調査によって提供された深部光学測光を使用して再分析し、その年代を確実に評価しました。まず、{\itGaia}初期データリリース3から取得した視差と固有運動を使用して、前景や野外の星を部分的に削除しました。次に、自動ステラクラスター分析パッケージをクリーンな測光カタログに適用して等時線を特定しました。これは、KMHK1762のCMDに最もよく一致します。KMHK1762の推定年齢は$\log（t）=9.74\pm0.15$dex（$\sim$5.5Gyr）であり、以前の推定より2Gyr以上古いです。より浅い測光で得られます。この値により、KMHK1762はLMCの3番目に確認された年齢差SCになります。LMCSC形成の静止期間の物理的存在が疑問視されています。これは、浅い測光とLMC周辺の限定的な調査の組み合わせに起因する観測バイアスの結果である可能性があることを示唆しています。
赤いクエーサーは、宇宙の星形成のピーク時に銀河から分子ガスを吹き飛ばします
| Title |
Red_quasars_blow_out_molecular_gas_from_galaxies_during_the_peak_of_cosmic_star_formation |
| Authors |
H._R._Stacey,_T._Costa,_J._P._McKean,_C._E._Sharon,_G._Calistro_Rivera,_E._Glikman,_P._P._van_der_Werf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09484 |
最近の研究は、ブラックホール降着からのフィードバックがホスト銀河の核から不明瞭なガスを排出するとき、赤いクエーサーがクエーサー進化の段階であることを示唆しています。ここでは、$z\sim2.5$でのクエーサーにおけるダストの赤化と分子の流出の間の直接的な関連を報告します。銀河の内部領域における温かい分子ガスのダイナミクスを調べることにより、速度500〜1000kms$^{-1}$の流出を検出し、進行中のクエーサーによる$\approx0.1$Myrのタイムスケールを推測します。エネルギー出力。ブラックホールの近くの塵に対するクエーサー放射圧がそれらの不明瞭なガス柱密度を追い出すのに十分に大きいシステムでのみ流出を観察します。この結果は、放射フィードバックが銀河の核領域のガスを調節し、銀河規模の冷たいガスの流出の主要な駆動メカニズムであると予測する理論モデルと一致しています。私たちの発見は、放射性クエーサーフィードバックが、より大きなスケールで見られる速度に匹敵する速度で、発生期の恒星バルジ内から星形成ガスを放出し、分子が最も明るいクエーサーからの流出でも生き残ることを示唆しています。
| Title |
Aligning_Retrograde_Nuclear_Cluster_Orbits_with_an_Active_Galactic_Nucleus_Accretion_Disc |
| Authors |
Syeda_S._Nasim,_Gaia_Fabj,_Freddy_Caban,_Amy_Secunda,_K._E._Saavik_Ford,_Barry_McKernan,_Jillian_M._Bellovary,_Nathan_W._C._Leigh,_Wladimir_Lyra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09540 |
超大質量ブラックホール（SMBH）を周回する星や恒星の残骸は、活動銀河核（AGN）ディスクと相互作用する可能性があります。時間の経過とともに、プログレードオービター（傾斜$i<90^{\circ}$）は、ガスディスク（"disc捕獲"）。捕獲された恒星起源のブラックホール（sBH）は、埋め込まれたAGN集団に追加され、LIGO-Virgo-KAGRA（LVK）またはLISA（レーザー干渉計宇宙アンテナ）で検出可能なsBH-SMBHマージを使用して、重力波で検出可能なsBH-sBHマージを駆動します。捕獲された星は、sBHまたはSMBHによって整然と破壊されたり、急速に巨大な「不滅の」星に成長したりする可能性があります。ここでは、ディスクと相互作用する極および逆行オービター（$i\geq90^{\circ}$）の動作を調査します。逆行性の星はプログレードの星よりも速く捕獲され、捕獲中にプログレード（$i<90^{\circ}$）に反転し、$a$をSMBHに向かって劇的に減少させることを示します。sBHの場合、臨界角$i_{\rmretro}\sim110^{\circ}$が見つかります。この角度を下回ると、逆行sBHは埋め込まれた順行軌道（$i\rightarrow0^{\circ}$）に向かって減衰します。$i>i_{\rmretro}$sBHは、埋め込まれた逆行軌道に向かって減衰します（$i\rightarrow180^{\circ}$）。極軌道付近のsBH（$i\sim90^{\circ}$）とほぼ埋め込まれた逆行軌道上の星（$i\sim180^{\circ}$）は、$a$の最大の減少を示しています。星がAGNの寿命内にディスクによって捕捉されるかどうかは、主にディスク密度に依存し、次に恒星のタイプと初期の$a$に依存します。sBHの場合、ディスクキャプチャ時間は、極軌道、低質量sBH、および低密度ディスクで最も長くなります。質量の大きいsBHは、通常、AGNディスクでより多くの時間を費やす必要があり、埋め込まれたsBHスピン分布に影響を及ぼします。
以前の理論的研究は、種族III（Pop3）の星が、ミニ暗黒物質ハローに埋め込まれた約$10^5M_\odot$の非常に金属の乏しいガス雲で形成される傾向があることを示唆しています。非常に重い星は、Pop3星団での複数の衝突によって形成され、最終的に中間質量ブラックホール（IMBH）に進化する可能性があります。この作業では、Pop3星団の長期的な進化をモデル化するために、星ごとの$N$体シミュレーションを実行します。ミニダークマターハローが今日生き残ることができれば、これらの星団は銀河環境による潮汐破壊を回避し、0から20までの広範囲の赤方偏移の間でIMBH-BHの合併を効率的に生み出すことができることがわかります。平均重力波イベント率は$0.1-0.8〜\mathrm{yr}^{-1}\mathrm{Gpc}^{-3}$と見積もられ、合併の約$40-80$パーセントは高赤方偏移（$z>6$）で発生します。。特徴的なひずみは、低赤方偏移の合併の一部がLISA、TianQin、およびTaijiによって検出できるのに対し、ほとんどの合併はDECIGOおよび高度なLIGO/VIRGO/Kagraによってカバーできることを示しています。対不安定型BHとの合併の割合は、約$0.01-0.15$〜yr$^{-1}$〜Gpc$^{-3}$であり、GW190521のようなイベントを説明できます。
非常に金属の少ない宇宙の新しいリファレンスカタログ：ろくぶんぎ座Aの+150OB星
| Title |
A_new_reference_catalogue_for_the_very_metal-poor_Universe:_+150_OB_stars_in_Sextans_A |
| Authors |
Marta_Lorenzo,_Miriam_garcia,_Francisco_Najarro,_Artemio_Herrero,_Miguel_Cervi\~no,_Norberto_Castro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09700 |
ローカルグループ（LG）の非常に金属の少ない巨大な星は、宇宙の最初の星の最良の代理であり、初期の銀河の進化をモデル化するための基本です。これらの星は、化学的に均質な進化（CHE）など、非常に低い金属量に制限された新しい進化経路をたどる可能性があります。しかし、LGとその周辺の非常に金属の少ない銀河に到達するために必要な距離の飛躍を考えると、小マゼラン雲（SMC、Z=1/5Z$_{\）よりも低い金属量で包括的な分光学的研究は行われていません。odot}$）これまで。10.4mのカナリア大望遠鏡での5回の観測キャンペーンの後、1/10Z$_{\odot}$銀河に150個以上のOB星の低解像度（R$\sim$1000）分光コレクションを集めました。ろくぶんぎ座A、この銀河で知られている巨大な星の数を桁違いに増やしています。カタログには、38個のBA型超巨星、4個の赤色超巨星、および最初の候補である1/10Z$_{\odot}$連星、CHEソース、および剥ぎ取られた星をホストするシステムが含まれています。サンプルの大質量星は、主にろくぶんぎ座Aの中性ガスの高濃度と重なります。ただし、低HIカラム密度領域にいくつかのソースが見つかります。銀河の色と等級の図は、大きな分散を示しています。これは、ろくぶんぎ座Aの不均一な内部絶滅を示唆しています。これは、サブSMC金属量でこれまでに生成されたOBタイプの星の最大のカタログです。このサンプルは、非常に金属の少ない巨大な星の進化の経路と運命を明らかにし、放射によって引き起こされる風の金属量への依存性を分析し、初期の宇宙に類似した環境で連星系を研究するための基本的な最初のステップを構成します。
一般相対性理論における円盤銀河の回転曲線について
| Title |
On_the_rotation_curve_of_disk_galaxies_in_General_Relativity |
| Authors |
Luca_Ciotti_(Dept._of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Bologna_(Italy)) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09736 |
最近、円盤銀河の赤道面の大きな半径で観測された平坦な回転曲線の現象論は、ダークマターハローの効果ではなく一般相対性理論の現れとして説明できることが示唆されています。この論文では、GRのよく知られた弱磁場、低速重力磁気定式化を使用することにより、現実的な密度プロファイルを持つ純粋なバリオンディスクモデルに対してGRの予想回転曲線を厳密に取得し、同じディスクのニュートン重力の予測と比較します。ダークマターがない場合。予想どおり、結果の回転曲線は区別できず、すべての半径で$v^2/c^2\approx10^{-6}$のオーダーのGR補正が行われます。次に、2積分星系の重力電磁気トロイダル方程式が導き出され、宮本-長井円盤モデルについて解かれ、有限の厚さの効果が以前の結論を変えないことを示しています。したがって、大きな半径で観測された銀河の回転曲線の現象論は、ここで調査されたケースが実質的に異なる結果で完全なGRフレームワークで再検討されない限り、GRの暗黒物質をニュートン重力とまったく同じように必要とします（GRは、弱磁場領域での回転システムの研究には適用できません）。この論文では、数学的枠組みが詳細に説明されているため、本研究を他の円盤銀河や楕円銀河（ニュートン重力では暗黒物質も必要ですが、それらの回転支持は円盤銀河）。
z \leq1でラジオラウドAGNをホストしている銀河の形
| Title |
Shapes_of_galaxies_hosting_radio-loud_AGNs_with_z_\leq_1 |
| Authors |
X._C._Zheng,_H._J._A._R\"ottgering,_A._van_der_Wel,_and_K._Duncan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09894 |
ラジオラウド活動銀河核（RLAGN）の特性とそれらのホストの形態との間のリンクは、RLAGNがどのようにトリガーされるかを理解するための重要な手がかりを提供する可能性があります。この研究では、受動銀河に焦点を当て、カールG.ヤンスキー超大型アレイ宇宙進化調査（VLA-COSMOS）3GHz大規模プロジェクトから選択されたRLAGNのホストの形状を研究し、最初の結果に基づく以前の結果と比較します。LOFAR2メートルスカイサーベイ（LoTSS）のデータリリース（DR1）。0.6〜1の赤方偏移で、高光度（$L_{1.4GHz}\gtrsim10^{24}\rmWHz^{-1}$）RLAGNは、より広い範囲の光学投影軸比を持っていることがわかります。それらの低赤方偏移の対応物は、基本的にすべて、軸比が0.7を超える円形銀河に見られます。対照サンプルを作成し、光度が最も高い高赤方偏移RLAGNのホストは、非RLAGNと比較して丸みを帯びた形状をしていますが、平均して、同様の恒星を持つローカルRLAGNよりも軸比が小さい（より細長い）ことを示しています。質量と電波光度。この進化は、電波光度の進化の副産物として解釈できます。つまり、固定された恒星質量の銀河は、高い赤方偏移でより電波光度が高くなります。つまり、局所銀河（$z\leq$0.3）の電波光度を2〜4倍に人工的に増加させます。軸比分布の観測された進化を取り除くことができます。この解釈が正しければ、AGN電波の光度とホスト銀河の形状との間のリンクは、現在の宇宙と$z\simeq1$で類似していることを意味します。
NGC628（M74）の高温磁気ハロー
正面から観測されたいくつかの渦巻銀河では、大規模な秩序磁場（いわゆる磁場）が発見されました。説明の1つは、磁場のより高い秩序化につながる磁気リコネクションの作用でした。同時に磁場のエネルギーを周囲の熱エネルギーに変換するため、磁気リコネクションは星間物質の加熱メカニズムとして長年考えられてきました。最近まで、この現象の明確な観察証拠は見つかりませんでした。顕著な磁気アームと垂直磁場の証拠を提示する対面渦巻銀河NGC628（M74）のラジオおよびX線データで、磁気リコネクション効果によるガス加熱の可能性のある兆候を検索します。スパイラルアームと磁気アームの磁場の強度とエネルギー密度、およびディスクとハローの放出に関する高温ガスの温度と熱エネルギー密度が導き出されました。磁気アームの領域では、磁場の高次および低エネルギー密度が恒星スパイラルアームよりも見られます。高温ガスの全体的な温度は、ディスク全体でほぼ一定です。スターバースト銀河M83で得られた結果との比較は、磁気リコネクション加熱がNGC628のハローに存在する可能性があることを示唆しています。NGC628の磁場と高温ガスの特性の共同分析も、伴銀河との潮汐相互作用の可能性の手がかりを提供しました。
JWST分光法による最初の調査：$ z \ sim8$銀河は局所的な類似体に似ています
| Title |
First_look_with_JWST_spectroscopy:_$z_\sim_8$_galaxies_resemble_local_analogues |
| Authors |
D._Schaerer,_R._Marques-Chaves,_P._Oesch,_R._Naidu,_L._Barrufet,_Y._I._Izotov,_N._G._Guseva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.10034 |
レンズクラスターSMACSJ0723-37327のフィールドにある銀河の深部画像と近赤外スペクトルは、最近JWSTの早期放出観測プログラムで撮影されました。これらの中で、$z=7.7$の銀河の2つのNIRSpecスペクトルと$z=8.5$の1つのNIRSpecスペクトルが取得され、再電離の時代の銀河の静止フレーム光輝線スペクトルが初めて明らかになりました。重要な[OIII]4363オーロラ線（JWSTPR2022-035を参照）。これらの銀河の輝線特性の分析を提示し、これらの銀河が高い励起（[OIII]/[OII]、[NeIII]/[OII]の高い比率で示される）、強い[OIII]4363を持っていることを発見します。/H$\gamma$、高い等価幅、および低金属量の星形成銀河に典型的なその他の特性。直接法を使用して、2つの$z=7.7$銀河における$12+\log（O/H）=7.85$の酸素存在量と、$12+\log（O/H）\approx7.36-7.50$のより低い金属量を決定します。さまざまなストロングライン法を使用して$z=8.5$銀河で。SEDフィットから推定された恒星の質量を使用すると、3つの銀河が$z\sim2$の質量-金属量の関係の近くまたは下にあることがわかります。全体として、$z\sim8$でのこれらの最初の銀河スペクトルは、再電離の時代の銀河の輝線特性と、SDSSから以前に研究された比較的まれな局所類似体の輝線特性との強い類似性を示しています。明らかに、これらの最初のJWST観測は、初期の宇宙の銀河の特性を明らかにするための分光法の信じられないほどの力をすでに示しています。
リムブライトニングの詳細により、M \、87のジェットのベースの構造が初めて明らかになりました
| Title |
The_Details_of_Limb_Brightening_Reveal_the_Structure_of_the_Base_of_the_Jet_in_M\,87_for_the_First_Time |
| Authors |
Brian_Punsly |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.10059 |
パーセクスケールの特性の議論に基づいて、ジェットの横方向の粗い構造を「シース」や「スパイン」などの大まかに定義された用語で説明することが天文学で一般的になっています。しかし、これらの機能の適用可能性、次元、および卓越性は、これまで観察によって制約されていませんでした。M\、87のソース付近のジェット構造の最初の直接的な証拠は、ソースから0.3〜0.6masの極端な肢の明るさ（二重レール形態）であり、これは高解像度と高感度の観測で顕著です。これらの画像の強度クロスカットは、二重レールの形態の原因となるジオメトリに3つの強力な相互依存の制約を提供します。レールとレールの分離、ピークとトラフの強度比、およびレールの幅です。これらの制約を分析すると、ジェット体積の半分以上が、厚壁の管状のやや相対論的なプロトンジェットにのみ存在することがわかります。$\sim0.25$lt-yr（または$\sim300$M、ここでMは中央の黒ソースからの幾何学的単位の穴の質量）。対照的に、EventHorizonTelescopeCollaborationは、周囲の明るい薄いシースを備えた目に見えない（構造上）ジェットを生成する一般相対論的電磁流体力学シミュレーションの助けを借りて、それらの観測を解釈します。それでも、シミュレートされたジェットの合成画像は、ソースから0.3〜0.6masの中心で明るくなっていることが示されています。観察とのこの深刻な断絶は、シミュレーションによってよく表されていると以前に文献で主張された領域で発生します。四肢の明るさの分析は、観察との適合性を改善するために可能なシミュレーションの修正についての議論を動機付けます。
NGC5548における不明瞭な風の10年間の変換
| Title |
10-Year_Transformation_of_the_Obscuring_Wind_in_NGC_5548 |
| Authors |
Missagh_Mehdipour,_Gerard_A._Kriss,_Elisa_Costantini,_Liyi_Gu,_Jelle_S._Kaastra,_Hermine_Landt,_Junjie_Mao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09464 |
10年前、典型的なセイファート銀河NGC5548は、大きなスペクトル変化を受けたことが発見されました。軟X線束は30分の1に減少しましたが、新しいブロードでブルーシフトされたUV吸収線が現れました。これは、降着円盤からの新しい不明瞭な風の出現によって説明されました。ここでは、2021年から2022年にスウィフト天文台とハッブル宇宙望遠鏡（HST）の宇宙起源分光器（COS）で行われた新しい観測を含む、NGC5548の不明瞭な円盤風の顕著な長期変動について報告します。不明瞭化の結果としてのX線スペクトル硬化は、長年にわたって低下し、2022年に最低に達し、その時点で、広いCIVUV吸収線がほぼ消失していることがわかります。X線から遮蔽されたときに以前に生成された関連する狭い低イオン化UV吸収線も、2022年に著しく減少します。X線硬化の変動性と広いCの等価幅との間に非常に有意な相関関係が見つかります。IV吸収線。X線の不明瞭化が本質的に円盤の風に関連していることを示しています。我々は、その長期的な進化を使用して、覆い隠された風の部分を覆うX線とUVの間の関係を初めて導き出します。X線の不明瞭化とUV吸収の減少は、降着円盤からの流出ストリームの供給がますます断続的になることによって引き起こされる可能性があります。これにより、塊状のディスク風のギャップと隙間が大きくなり、それによってその被覆率が減少します。
高速ニュートリノフレーバー変換に対するエネルギー依存散乱の影響
高密度ニュートリノガス中のニュートリノ自己相互作用は、集団的なニュートリノフレーバー変換を誘発する可能性があります。集合的なニュートリノ変換モードの1つである高速ニュートリノフレーバー変換（FFC）は、コア崩壊超新星と連星中性子星合体のダイナミクスと観測量を変える可能性があります。ニュートリノと物質の相互作用（または衝突）がない場合、FFCは本質的にエネルギーに依存しないため、以前の研究では単一エネルギー処理が使用されてきました。しかし、ニュートリノと物質の衝突は一般にニュートリノのエネルギーに依存しており、衝突を伴うFFCではエネルギーに依存する特徴が現れる可能性があることを示唆しています。この論文では、多エネルギー処理下で等エネルギー散乱（核子散乱をエミュレート）するFFCの動的シミュレーションを実行します。散乱内散乱と散乱外散乱の間のキャンセルは高エネルギー領域で発生し、衝突の数を効果的に減らし、FFCダイナミクスに影響を与えることがわかりました。実際、FFCの寿命は単一エネルギーの場合と比較して延長され、大きなフレーバー変換につながります。私たちの結果は、衝突に対するFFCの感度を測定するには、マルチエネルギー処理が必須であることを示唆しています。また、FFCに対する衝突のマルチエネルギー効果の重要性を測定するための有用な量も提供します。
AstroSatCZT-Imagerを使用したガンマ線バーストの5年間のサンプルの硬X線偏光カタログ
| Title |
Hard_X-ray_polarization_catalog_for_a_5-year_sample_of_Gamma-Ray_Bursts_using_AstroSat_CZT-Imager |
| Authors |
Tanmoy_Chattopadhyay,_Soumya_Gupta,_Shabnam_Iyyani,_Divita_Saraogi,_Vidushi_Sharma,_Anastasia_Tsvetkova,_Ajay_Ratheesh,_Rahul_Gupta,_N.P.S._Mithun,_C._S._Vaishnava,_Vipul_Prasad,_E._Aarthy,_Abhay_Kumar,_A._R._Rao,_Santosh_Vadawale,_Varun_Bhalerao,_Dipankar_Bhattacharya,_Ajay_Vibhute,_Dmitry_Frederiks |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09605 |
アストロサットに搭載されたテルル化カドミウム亜鉛イメージャ（CZTI）は、2015年の発売以来、定期的にガンマ線バースト（GRB）を検出しています。100keVを超えるエネルギーでの偏光測定に対する感度により、CZTIはGRBの分光偏光研究を試みることができます。ここでは、CZTIが最初の5年間の運用中に行ったGRB偏光測定の最初のカタログを紹介します。これは、100〜600keVのエネルギー範囲で20個のGRBの即発放出の時間積分偏光測定値を示しています。サンプルには、0〜60度および120〜180度の角度範囲内で検出された明るいGRBが含まれています。この場合、機器は有用な偏光感度を持ち、系統的傾向が少なくなります。機器の偏光感度を高めるために、分析にいくつかの新しい変更を実装します。サンプル中のGRBの大部分は、高い分極を示す5つのGRBのごく一部とは対照的に、バーストの持続時間全体にわたって分極が少ない/ヌルであることがわかります。バースト全体の低偏光は、バーストが本質的に弱く偏光されているか、またはバーストが高度に偏光されている場合でもバースト内の偏光角が変化するためであると推測できます。POLAR測定と比較して、CZTIは高分極のケースをより多く検出しました。これは、CZTI観測のエネルギーウィンドウが高いため、POLARとは対照的にバースト放射の持続時間が短くなり、偏光特性の時間的変動が少ない放射がプローブされる結果である可能性があります。
ニュートリノは、宇宙で2番目に遍在する標準模型の粒子です。一方、それらは相互作用する可能性が最も低いものでもあります。これらの2つのポイントを結び付けることは、ニュートリノが検出されたときに、そのソースに関する固有の情報を漏らすことができることを示唆しています。既知のニュートリノ源の中で、宇宙のコア崩壊超新星はMeVエネルギーにとって最も豊富です。平均して、観測可能な宇宙では毎秒1回の崩壊が起こり、$10^{58}$ニュートリノを生成します。宇宙のすべてのコア崩壊超新星から地球に到達するニュートリノのフラックスは、拡散超新星ニュートリノバックグラウンドとして知られています。この章では、拡散超新星ニュートリノ背景の基本的な予測について説明します。これには、コア崩壊超新星からの平均ニュートリノ信号、プロセスで形成された残骸によるその信号の変動、および宇宙論的超新星率などの拡散フラックスを決定する他の天体物理学的パラメータに関連する不確実性の議論が含まれます。さらに、拡散超新星ニュートリノ背景の現在の実験限界と検出の展望が報告されています。
パルサーと高速電波バーストの分散測定はベンフォードの法則に従いますか？
パルサーと高速電波バーストの分散測定値の最初の有効数字（CHIMEカタログを使用）がベンフォードの分布と一致しているかどうかを確認します。これらの前述のデータセットの両方について、8自由度の$\chi^2$が80に近いという、ベンフォードの法則との大きな不一致が見つかりました。これは、約7$\sigma$の不一致に相当します。したがって、パルサーとFRBの分散測定は、ベンフォードの法則に従わないと結論付けます。
BLLac線源における光学放射と$\gamma$線放射の関係
| Title |
The_relation_between_optical_and_$\gamma$-ray_emission_in_BL_Lac_sources |
| Authors |
G._La_Mura,_J._Becerra_Gonzalez,_G._Chiaro,_S._Ciroi,_J._Otero-Santos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09764 |
一部の活動銀河核（AGN）によって生成される相対論的ジェットは、非熱放射の最も効率的な持続源の1つであり、高エネルギー相互作用を研究するための理想的な実験室です。特に、相対論的ジェットが観測者の視線に沿って伝播する場合、ビーム効果は、電波領域から最高エネルギーまで、観測されたスペクトルエネルギー分布（SED）に支配的な特徴を生み出し、さらに放射線を発生させる可能性があります。粒子マルチメッセンジャーの関連付け。この作業では、$\gamma$線の放出と、$Fermi$大面積望遠鏡（$Fermi$-LAT）によって検出されたBLLacソースから選択されたAGNのサンプルの光学スペクトルとの関係を調査します。光学インデックスと$\gamma$線スペクトルインデックスの間には密接な関係があることがわかります。データの非同時性によるすべての制限にもかかわらず、この観測は、ほとんどのソースの単一ゾーンレプトンシナリオにおけるシンクロトロン-セルフコンプトン（SSC）放射の実質的な役割を強く支持しています。この結果は、このタイプのソース内のジェットの物理パラメータを調査するための理論モデルの適用を簡素化します。
マルチメッセンジャー天体物理学によって制約された超小型ハイブリッド星
| Title |
Ultra-compact_hybrid_stars_constrained_by_multimessenger_astrophysics |
| Authors |
Jia_Jie_Li_(SWU,_Chongqing),_Armen_Sedrakian_(FIAS,_Frankfurt),_Mark_Alford_(Washington_U.,_St._Louis) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09798 |
この研究では、コンパクト星の特性に対する高密度QCDの相転移の影響と、重力波およびX線天体物理学における観測プログラムへの影響を検討します。私たちのモデリングの重要な基礎となる仮定は、コンパクト星のハドロン分岐が2つの太陽質量の限界に達するポイントを通過する強力な一次相転移です。私たちの分析では、現在のマルチメッセンジャーデータと完全に一致するコンパクト星のシーケンス上に存在する、半径が非常に小さい（6〜9kmの範囲の）超コンパクト星を予測しています。ラジオパルサー観測と一致する2太陽質量ハドロニック星を特徴とするシーケンスは、中性子星のNICERX線観測による大規模な中性子星の大半径の推論と、中性子星の重力波分析によって予測された小半径の推論を自然に説明できることを示します。強いQCD相遷移が起こった場合、バイナリ中性子星インスパイアイベントGW170817。
火の玉鞘の不安定性
プラズマ火の玉の進化的存在は、実験室から時空の天文学的なスケールに至るまで、プラズマが支配的な多様な物理的状況で実現可能な一般的な現象です。応用価値のさまざまな観点から星状細胞群集を豊かにするためには、そのような火の玉とそれに関連する不安定性を公正に理解することが実際に必要です。自然に発生するプラズマ火球イベントには、新星、流星、恒星構造などが含まれます。実験室の時空間スケールで準線形摂動解析を適用して、プラズマ火球シース（PFS）の不安定性を解析する理論モデル形式を提案します。この処理により、定常状態システムは、可変マルチパラメトリック係数を持つ摂動静電ポテンシャルに関する一意の2次常微分方程式（ODE）になります。このODEを統合するための数値的な例示的なプラットフォームは、非定型のピークオン型ポテンシャル場構造のセットをもたらします。ピークパターンに関連する電位と電界の両方が、基準原点から外側への有効半径距離に応じて大幅に変化することに注意してください。変動は、中心から外れた領域（急ではない、硬くない）よりも中心（急で硬い）でより顕著になります。ポテンシャル場の相関を半径方向の距離と三角測量して得られたカラーマップは、文献で報告されている以前の予測との定性的な確証におけるPFSの安定性の振る舞いをさらに確認します。実験室と宇宙宇宙の両方の文脈での私たちの分析の適用可能性が最終的に示されます。
タイプIIPSN2021yjaの周りの星周円盤
| Title |
The_circumstellar_material_around_the_Type_IIP_SN_2021yja |
| Authors |
Alexandra_Kozyreva,_Jakub_Klencki,_Alexei_V._Filippenko,_Petr_Baklanov,_Alexey_Mironov,_Stephen_Justham,_Andrea_Chiavassa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09976 |
タイプII-高原超新星（SNeIIP）の大部分は、真空中の星の爆発と互換性のない光度曲線を持っています。代わりに、光度曲線では、始祖が星周物質（CSM）に埋め込まれている必要があります。よく観察されているSNIIP2021yjaのフィッティングの成功を、初期質量が約15Msun、爆発前の半径が631Rsunの巨大な星のコア崩壊爆発として報告します。広帯域光度曲線の初期の振る舞いを説明するには、約2x10^14cm以内に0.55MsunCSMが存在する必要があります。他の多くのSNeIIPと同様に、SN2021yjaは、紫外線波長を含む初期のフラックス過剰を示します。これは、griバンドでの短い立ち上がり時間（<2日）とともに、本質的に始祖に隣接するCSM内のコンパクトなコンポーネントの存在を示しています。対流性の赤色超巨星エンベロープの一般的な特性である可能性が最も高い既存のCSMの起源について説明します。光度曲線全体を1つの球形分布に適合させることの難しさは、SN2021yja前駆体の周りのCSMが非対称であったことを示していると主張します。
GMRTを使用した短いGRBの遅い時間の電波観測からの合併噴出物放出の検索
| Title |
Search_for_merger_ejecta_emission_from_late_time_radio_observations_of_short_GRBs_using_GMRT |
| Authors |
Ankur_Ghosh,_C._S._Vaishnava,_L._Resmi,_Kuntal_Misra,_K._G._Arun,_Amitesh_Omar,_N._K._Chakradhari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.10001 |
短いガンマ線バースト（GRB）は、中性子星が関与するコンパクトなバイナリ合併の余波です。合併の残骸がブラックホールではなくミリ秒のマグネターである場合、出現する噴出物に蓄積された回転エネルギーのかなりの部分が、周囲の媒体との相互作用から遅い時間の電波増光を生み出す可能性があります。短いGRBからのこの遅い時間の電波放射の検出は、始祖の物理学を理解するための深い意味を持つことができます。巨大メートル波電波望遠鏡（GMRT）を使用した5つの短いGRB（050709、061210、100625A、140903A、および160821B）の電波観測を、$\sim$$2〜11$年後に1250、610、および325MHzの周波数で報告します。バーストの時間。低周波数でのGMRT観測は、ピークでの合併噴出物放出の兆候を検出するために特に重要です。これらの観測は、これらのGRBのいくつかに関連する、遅い時間の低周波放射の最も遅れた検索です。そのような放出の証拠は見つかりません。これらのGRBのいずれも、回転エネルギーが$\sim10^{53}\、{\rmergs}$の最大回転マグネターと一致していないことがわかります。ただし、回転エネルギーの低いマグネターを完全に排除することはできません。検出されなかったにもかかわらず、私たちの研究は、短いGRBに関連するマグネターシグネチャの検索における電波観測の力を強調しています。ただし、将来の電波観測所のみが、これらのシグニチャを検出するか、モデルにより厳しい制約を課す機能を備えている可能性があります。
| Title |
Dark_Matter_Constraints_from_the_Eccentric_Supermassive_Black_Hole_Binary_OJ_287 |
| Authors |
Ahmad_Alachkar,_John_Ellis_and_Malcolm_Fairbairn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.10021 |
OJ287は、降着円盤を通過するときに、約12年の軌道周期ごとに2回電磁フレアをトリガーする、偏心軌道に約1億5,000万個の太陽質量二次ブラックホールを伴う約180億個の太陽質量一次ブラックホールを含む連星システムです。プライマリの。これらの放出の時間は、4.5次のポストニュートン次数に対して計算された一般相対性理論の予測と一致しています。二次ブラックホールの軌道は、一次ブラックホールの周りのO（10）とO（50）シュワルツシルト半径の間の距離で重力場をサンプリングするため、その周りに暗黒物質のスパイクが存在する可能性に敏感です。OJ287からのフレアの測定されたタイミングと一般相対論的計算の一致は、そのようなスパイクの質量を一次質量の3％未満に制限することを発見し、次のフレアの観測を通じてこの制約を改善する見通しについて議論します。これは2022年7月後半に予定されています。
Tunka-Grandeシンチレーションアレイ：現在の結果
| Title |
The_Tunka-Grande_scintillation_array:_current_results |
| Authors |
A._L._Ivanova,_I._Astapov,_P._Bezyazeekov,_E._Bonvech,_A._Borodin,_N._Budnev,_A._Bulan,_D._Chernov,_A._Chiavassa,_A._Dyachok,_A._Gafarov,_A._Garmash,_V._Grebenyuk,_E._Gress,_O._Gress,_T._Gress,_A._Grinyuk,_O._Grishin,_A._D._Ivanova,_N._Kalmykov,_V._Kindin,_S._Kiryuhin,_R._Kokoulin,_K._Kompaniets,_E._Korosteleva,_V._Kozhin,_E._Kravchenko,_A._Kryukov,_L._Kuzmichev,_A._Lagutin,_M._Lavrova,_Y._Lemeshev,_B._Lubsandorzhiev,_N._Lubsandorzhiev,_A._Lukanov,_D._Lukyantsev,_S._Malakhov,_R._Mirgazov,_R._Monkhoev,_E._Osipova,_A._Pakhorukov,_L._Pankov,_A._Pan,_A._Panov,_A._Petrukhin,_I._Poddubnyi,_D._Podgrudkov,_V._Poleschuk,_V._Ponomareva,_E._Popova,_E._Postnikov,_V._Prosin,_V._Ptuskin,_A._Pushnin,_R._Raikin,_A._Razumov,_G._Rubtsov,_E._Ryabov,_Y._Sagan,_V._Samoliga,_A._Satyshev,_A._Silaev,_A._Silaev_(junior),_A._Sidorenkov,_A._Skurikhin,_A._Sokolov,_L._Sveshnikova,_V._Tabolenko,_L._Tkachev,_A._Tanaev,_M._Ternovoy,_R._Togoo,_N._Ushakov,_A._Vaidyanathan,_P._Volchugov,_N._Volkov,_D._Voronin,_A._Zagorodnikov,_D._Zhurov_and_I._Yashin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09680 |
Tunka-Grande実験は、シベリアのTunkaValleyにある約0.5平方キロメートルの感度領域を備えたシンチレーションアレイであり、大規模な空気シャワー（EAS）で荷電粒子とミューオンを測定します。Tunka-Grandeは、10PeVから約1EeVのエネルギー範囲での宇宙線研究用に最適化されており、宇宙線の銀河系から銀河系外の起源への移行を理解するには、組成を調べることが基本的に重要です。この論文は、実験の現在の結果の概要を提供しようとしています。特に、4つの観測シーズンからの実験データに基づく10PeVから1EeVの範囲の全粒子エネルギースペクトルの再構築が提示されます。
CMB-S4大口径望遠鏡とカメラの光学設計コンセプト
| Title |
Optical_design_concept_of_the_CMB-S4_large-aperture_telescopes_and_cameras |
| Authors |
Patricio_A._Gallardo,_Bradford_Benson,_John_Carlstrom,_Simon_R._Dicker,_Nick_Emerson,_Jon_E._Gudmundsson,_Richard_Hills,_Michele_Limon,_Jeff_McMahon,_Michael_D._Niemack,_Johanna_M._Nagy,_Stephen_Padin,_John_Ruhl,_Sara_M._Simon,_and_the_CMB-S4_collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.10012 |
CMB-S4（次世代の地上ベースの宇宙マイクロ波背景放射（CMB）実験）は、CMB測定の感度を大幅に向上させ、宇宙の起源と進化についての理解を深めます。CMB-S4は、ミリメートル波長で数十万の検出器を扱う大口径望遠鏡を配備します。大口径CMB-S4望遠鏡のベースライン光学設計コンセプトを提示します。これは、2つの光学構成で構成されています。（i）新しい軸外、3ミラー、自由形状の非点収差設計、および（ii）既存のコマクロスドドラゴンのデザインを修正しました。また、焦点面に最大9度の視野、最大$1.1\、\rmmm$の波長をカバーする85の回折限界光学管を配置するシリコン光学カメラのアレイの光学構成の概要を示します。。ここで説明する設計ファミリを実装するために導入された計算最適化手法について説明し、設計作業の現在の状況について簡単に更新します。
暗黒物質ハローにおける脈動星の混沌とした軌道力学
脈動変光星は、今日広く理解されている主題です。しかし、銀河全体の星の軌道力学に対する脈動の影響についての研究はありません。これらの振動は、背景の暗黒物質ハローに浸されている場合、恒星軌道に無秩序な振る舞いを引き起こす可能性があることを示しています。さらに、これらの効果は、銀河バルジ、楕円銀河、銀河円盤などの一般的な背景物質の分野に存在します。このように、宇宙の空の領域にある脈動する星は、それらの軌道力学の分析による暗黒物質の検出へのプローブであるかもしれません。
太陽風への応用を伴う圧縮性MHD乱流の密度変動の性質とスケーリング
| Title |
Nature_and_Scalings_of_Density_Fluctuations_of_Compressible_MHD_Turbulence_with_Applications_to_the_Solar_Wind |
| Authors |
Xiangrong_Fu,_Hui_Li,_Zhaoming_Gan,_Senbei_Du,_John_Steinberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09490 |
太陽風は磁化された乱流プラズマです。その乱流は、多くの場合、Alfv\'enicの変動によって支配され、1AU付近のその場測定で示されるように、太陽から遠く離れた場所ではほとんど非圧縮性であると見なされることがよくあります。ただし、太陽に近い太陽風の場合、プラズマ$\beta$は減少し（多くの場合、1よりも低くなります）、乱流マッハ数$M_t$は増加します（遷音速変動など、1に近づく可能性があります）。これらの条件は、いくつかの宇宙ミッションで見られるように、密度の変動が大きくなることを特徴とする、はるかに圧縮性の高い効果を生み出す可能性があります。この論文では、乱流の一連の3DMHDシミュレーションを実行して、圧縮性乱流の特性、特に密度変動の生成を理解します。プラズマ$\beta$、クロスヘリシティ、およびポリトロープインデックスの広い範囲のパラメーター空間にわたって、乱流密度の変動は$M_t$の関数として線形にスケーリングし、スケーリング係数はパラメーターへの弱い依存性を示します。さらに、詳細な時空間分析を通じて、密度変動が圧縮性MHD固有波ではなく低周波非線形構造によって支配されていることを示します。これらの結果は、圧縮性乱流が太陽の近くの太陽風の加熱にどのように寄与するかを理解するために重要である可能性があります。
2012年の金星の太陽面通過から測定されたHinode/EISおよびSDO/AIA機器の散乱光
| Title |
Scattered_light_in_the_Hinode/EIS_and_SDO/AIA_instruments_measured_from_the_2012_Venus_transit |
| Authors |
Peter_R._Young_and_Nicholeen_M._Viall |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09538 |
2012年の金星の太陽面通過からの観測は、日野極紫外線イメージング分光計（EIS）およびソーラーダイナミクス天文台大気イメージングアセンブリ（AIA）機器によって観測された、太陽円盤上の位置での長距離および短距離散乱光の経験式を導出するために使用されます。。長距離散乱光はソーラーディスク全体から発生し、短距離散乱光は対象領域から50インチ以内の領域から発生すると見なされます。式はFeXII195.12から導出されました。EISによって観測された輝線とAIA193Aチャネル。通過中の弱いFeXIV274.20A線の研究、およびAIA193Aチャネルと304Aチャネルでの散乱の比較は、EIS散乱式がEIS波長帯の他の輝線に適用されることを示唆しています。両方公式は、冠状の穴や静かな太陽など、かなり均一な放射の領域で有効である必要がありますが、明るいアクティブ領域に近い（約100"）かすかな領域では有効ではありません。EISの式は、2010年から2018年の間に観測された7つのディスク上のコロナホールのFeXII195.12の散乱光成分を推定するために使用されます。56％から100％の散乱光の寄与が見られ、これらの特徴が散乱光によって支配されていることを示唆しています、Wendeln\＆Landiの以前の作業と一致しています。FeXIIと同じ温度で形成されEISデータから最初のイオン化ポテンシャル（FIP）バイアスを導出するためによく使用される、SXおよびSiXイオンからの輝線も、コロナホール内の散乱光によって支配されると予想されます。
バイナリディファレンシャルイメージングとMagAO/Clioで得られた17のバイナリシステムのコンパニオン質量制限
| Title |
Companion_Mass_Limits_for_17_Binary_Systems_Obtained_with_Binary_Differential_Imaging_and_MagAO/Clio |
| Authors |
Logan_A._Pearce,_Jared_R._Males,_Alycia_J._Weinberger,_Joseph_D._Long,_Katie_M._Morzinski,_Laird_M._Close,_and_Philip_M._Hinz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09579 |
改良された星の減算と後処理技術を通じて、星に近い直接検出機能を改善することは、新しい低質量のコンパニオンを発見し、より長い波長で既知のコンパニオンを特徴づけるために不可欠です。マゼラン補償光学システム（MagAO）とマゼラン望遠鏡のクリオ赤外線カメラでバイナリ微分イメージング（BDI）を使用して観測された17個のバイナリ星系の結果を示します。BDIは、赤外線のアイソプラナティックパッチ内のワイドバイナリスターシステム（2\arcsec$<\Delta\rho<$10\arcsec）に適用される参照微分イメージング（RDI）と角度微分イメージング（ADI）のアプリケーションです。各星は、他の星の点像分布関数（PSF）参照として機能し、主成分分析を使用してPSFの推定と減算を実行しました。L$^\prime$および3.95$\mu$mバンドでMagAO/Clioを使用したBDIを使用した最初の調査で、35個の星のコントラストと質量の制限を報告します。達成されたコントラストはシステムによって異なり、3.0〜7.5の大きさのコントラストの範囲と、0.2\arcsecから$\sim$2\arcsecの間隔の範囲に及びました。私たちの調査の星はさまざまな質量にまたがっており、達成されたコントラストは、$\sim$10M$_{\rm{jup}}$までの後期型M矮星の質量に対応しています。また、HIP67506A（SpTG5V、質量$\sim$1.2\Msun）付近の0.2\arcsec（18AU）での候補コンパニオン信号の検出を報告します。これは、約60〜90M$_{\rm{と推定されます。jup}}$。BDIの有効性は、高Strehl条件でほぼ等しい輝度のバイナリで最も高いことがわかりました。
FASTによって明らかにされた太陽風速度の線形変化と分の変動
| Title |
Linear_change_and_minutes_variability_of_solar_wind_velocity_revealed_by_FAST |
| Authors |
Li-Jia_Liu,_Bo_Peng,_Lei_Yu,_Bin_Liu,_Ji-Guang_Lu,_Ye-Zhao_Yu,_Hong-Wei_Xi,_Ming_Xiong_and_O._Chang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09612 |
惑星間シンチレーション（IPS）の観測は、太陽風と宇宙天気を研究するための重要で効果的な方法を提供します。一連のIPS観測は、500メートル球面電波望遠鏡（FAST）によって実施されました。並外れた感度と広い周波数範囲により、FASTはIPS研究にとって理想的なプラットフォームになっています。この論文では、Lバンド受信機を使用したIPSの高速観測から得られた最初の科学的結果をいくつか紹介します。2020年9月26日から28日までのFAST観測の太陽風速度フィッティング値に基づいて、周波数が直線的に増加するにつれて速度が減少することがわかりました。これはまだ文献で報告されていません。また、3〜5分のタイムスケールで太陽風速度の変動を検出しました。これは、背景の太陽風のゆっくりとした変化、高速と低速のストリームの共存、または準周期の反映を意味します。-周期的な電子密度の変動。
銀河バルジ内部のOH/IR星のCO線観測：AGBの先端にある星の特徴
| Title |
CO_line_observations_of_OH/IR_stars_in_the_inner_Galactic_Bulge:_Characteristics_of_stars_at_the_tip_of_the_AGB |
| Authors |
H._Olofsson,_T._Khouri,_B.A._Sargent,_A._Winnberg,_J.A.D.L._Blommaert,_M.A.T._Groenewegen,_S._Muller,_J.H._Kastner,_M._Meixner,_M._Otsuka,_N._Patel,_N._Ryde,_S._Srinivasan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09701 |
銀河中心から2度以内の方向にある22個のOH/IR星のサンプルについて、12COと13COの線、およびミリ波の連続体が観測されています。測光データは、SEDを構築し、脈動変動を決定するために文献から収集されています。データの解釈には放射伝達モデルが使用されています。サンプル内のすべての星は少なくとも1つのCO線で検出され、8つのオブジェクトが324GHzの連続体で検出されました。光度の基準に基づいて、サンプルは、銀河バルジの内側にある可能性が最も高い17個のオブジェクトと、前景のオブジェクトである可能性が最も高い5個のオブジェクトに分割されます。銀河バルジ内部の天体の光度の中央値5600Lsunは、1.2〜1.6Msunの範囲の初期質量に対応しており、これらのOH/IR星が太陽型の星から派生していることを示しています。このサブサンプルのオブジェクトは、SEDの特性に基づいてさらに2つのクラスに分類されます。11個のオブジェクトは、いくつかの恒星の半径から外側に伸びるダストエンベロープを呼び出すモデルとよく一致するSEDを持ち、6個のオブジェクトは分離したものとしてより適切にモデル化されます。内側の半径が200〜600auの範囲にあり、中央の星が暖かいダストエンベロープ。前者のオブジェクトには周期的な変動がありますが、後者のオブジェクトは主に非周期的です。ガス質量損失率の中央値、ガス末端膨張速度、ガス対ダスト質量比、および恒星周囲の12CO/13CO存在比は、2x10{-5}Msun/yr、18km/s、200（ガス対ダスト比が著しく低い、ダストエンベロープが分離しているソースを除く）、および銀河バルジ内部のオブジェクトについては、それぞれ5。ここで研究された銀河バルジ内のOH/IR星は、AGBの先端での質量損失率特性の進化を理解する目的で、等距離の天体の優れたサンプルを構成します。
IRAS Z02229 +6208IRソースシステムにおけるポストAGB超巨星GSC04050$-$02366の詳細な分光法
| Title |
Detailed_spectroscopy_of_post-AGB_supergiant_GSC_04050$-$02366_in_IRAS_Z02229+6208_IR_source_system |
| Authors |
V.G._Klochkova_and_V.E._Panchuk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09741 |
2019$\div$2021を超える任意の日付でスペクトル分解能R$\ge$60000の6メートルBTA望遠鏡で得られたコールドポストAGB超巨星GSC04050$-$02366の光学スペクトルでは、視線速度の変動は見つかった。多数の吸収の位置測定に基づくヘリオセントリックVrは、Vr=24.75km/sの平均値について$\Delta$Vr$\approx$1.4km/sの標準偏差で日付ごとに異なります。これは、大気中の低振幅の脈動。星のスペクトルは純粋に吸収型であり、明らかな放出はありません。C$_2$分子のほとんどの吸収とスワンバンドの強度変動が発見されました。一部の観測日では、H$\alpha$プロファイルのわずかな非対称性が観測されています。H$\alpha$吸収コアの位置は、27.3$\div$30.6km/s以内で変化します。強い低励起吸収（YII、ZrII、BaII、LaII、CeII、NdII）の2つの成分（または非対称性）に分割することがわかりました。長波長成分の位置は、他の光球吸収の位置と一致しており、星の大気中でのその形成を確認しています。短波成分の位置は、スワンバンドの回転特徴の位置に近く、これは、約Vexp=16km/sの速度で拡大する星周エンベロープでのその形成を示しています。
食変光星の離心率と近点移動EKCepとHSHer
| Title |
Eccentric_orbits_and_apsidal_motion_in_the_eclipsing_binaries_EK_Cep_and_HS_Her |
| Authors |
Olivera_Latkovi\'c,_Kosmas_Gazeas,_Haralambi_Markov,_Atila_\v{C}eki_and_Sofia_Palafouta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09838 |
新しい地上ベースのCCDマルチカラー光度曲線、TESS観測、視線速度曲線、および食のタイミング測定に基づいて、2つの若い食変光星EKCepとHSHerの最初の最新の分析を示します。星の軌道と恒星のパラメータはロシュモデリングによって決定され、それらの進化の状態は等時線と進化の軌跡のグリッドを使用して調べられます。HSHerは25〜32Myrであり、そのコンポーネントはゼロエイジの主系列星にあることがわかります。16〜20Myrの年齢では、EKCepのプライマリもZAMSにありますが、そのセカンダリは前主系列星です。両方のバイナリはわずかに離心率の軌道を持ち、アプシダル運動を示します。更新された日食のタイミングと分光学的証拠に基づいて、HSHerに以前に仮定された三次成分の存在を除外します。
熱的に活性な太陽プラズマにおけるねじれアルフベン波の伝播
本研究の目的は、伝播するねじれ波またはせん断波のいずれかをホストする太陽活動領域の密度と温度の摂動によって引き起こされる不均等な冷却速度と加熱速度による熱の不均衡に関連する影響に光を当てることです。非理想的な条件でのアルヴェーン波に関連する非線形力の説明は、2次の細いフラックスチューブの近似に基づいて提供されます。これは、熱活性プラズマの薄い磁気構造の境界に対するAlfv\'enによって誘発された運動の影響に関する洞察を提供します。非線形ねじれアルフベン波による密度摂動とともに縦速度摂動を生成するプロセスを説明する方程式が得られ、分析的に解かれます。母アルヴェーン波の周期に対する誘導された縦波の位相シフト（理想的な場合と比較して）と振幅は、ねじれアルヴェーン波と比較してせん断アルヴェーン波の方が大きいことが示されています。同じパターンに従いますが。誘導速度摂動に対する熱的不均衡の影響の違いは、せん断波に対してより強い効果がありますが、プラズマベータによって支配されます。調和Alfv\'enドライバーの場合、誘導された密度摂動は熱的不均衡の影響を受けないままであると推定されます。
赤色巨星における双極混合モード結合因子の進化：浮力スパイクの影響
| Title |
Evolution_of_Dipolar_Mixed-mode_Coupling_Factor_in_Red_Giant_Stars:_Impact_of_Buoyancy_Spike |
| Authors |
Chen_Jiang,_Margarida_Cunha,_Joergen_Christensen-Dalsgaard,_Qiansheng_Zhang,_Laurent_Gizon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09878 |
赤色巨星で観測された混合モードは、恒星の内部構造の調査を可能にします。これらの構造の重要な特徴の1つは、最初のドレッジアップ中に残された化学勾配の不連続性によって引き起こされる浮力スパイクです。浮力スパイクは、低光度赤色巨星の対流層の基部に現れ、その後、gモード空洞がスパイクを取り囲むように拡張するとグリッチになります。ここでは、さまざまな特性を持つ恒星モデルを使用して、双極子混合モードに対する浮力スパイクの影響を研究します。結合係数qの漸近形式の適用可能性は、スパイクの位置に対するエバネセントゾーンの位置によって異なることがわかります。発振周波数のフィッティングから推測されるqの値と、文献で提案されている形式のいずれかとの間の有意な偏差は、5〜15マイクロHzの間隔で大きな周波数分離を持ち、遷移領域にエバネセントゾーンが配置されているモデルに見られます。薄いまたは厚い。ただし、qの値に応じて使用する形式を選択することにより、qを漸近形式からの予測と一致させることは可能です。光度バンプに近づく星の場合、浮力スパイクはグリッチになり、モード周波数に強く影響します。グリッチを考慮せずに周波数をフィッティングすると、推定されるqに非物理的な変動が生じますが、フィッティングのグリッチを適切に考慮すると、これが修正されることを示します。
太陽活動領域におけるジェットの空間分布
| Title |
Spatial_distribution_of_jets_in_solar_active_regions |
| Authors |
Jonas_Odermatt,_Krzysztof_Barczynski,_Louise_K._Harra,_Conrad_Schwanitz,_S\"am_Krucker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09923 |
環境。太陽の活動領域にはジェットがあることが知られています。これらのジェットは、加熱と太陽風への粒子の放出に関連しています。標的。私たちの目的は、アクティブ領域内のコロナルジェットの空間分布を理解して、それらが発生する優先的な場所があるかどうかを理解することです。メソッド。ソーラーダイナミクス天文台大気イメージングアセンブリのデータを使用して、アクティブ領域がディスクの中心に近い2〜3。5日間の5つのアクティブ領域を分析しました。各活動領域は、異なる年齢、磁場の強さ、およびトポロジーを持っていました。ジェットの位置と長さを決定するための方法論を開発しました。結果。ジェットは活動領域の端でより頻繁に観察され、強い主要な黒点の周りにより密に位置しています。私たちの活動領域のコロナルジェットの数は、活動領域の年齢に依存しています。古いアクティブ領域は、若いアクティブ領域よりも多くのジェットを生成します。ジェットは主に活動領域の端で観察され、中央ではそれほど頻繁には観察されませんでした。ジェットの数は、アクティブ領域全体の平均符号なし磁場および総磁束密度とは無関係です。ジェットは強力な黒点の端の周りにあります。
太陽画像のコロナホールの自動セグメンテーションと太陽予測マップの分類
| Title |
Automatic_Segmentation_of_Coronal_Holes_in_Solar_Images_and_Solar_Prediction_Map_Classification |
| Authors |
Venkatesh_Jatla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.10070 |
太陽画像解析は、地球の磁場の乱れを予測するためにコロナホールの検出に依存しています。コロナホールは、地球に到達できる太陽風の源として機能します。したがって、コロナホールは、太陽風の進化と地球の磁場に干渉する可能性を予測するための物理モデルで使用されます。物理モデルには固有の不確実性があるため、観測されたコロナホールに最適な物理モデルを選択するために使用できる分類システムが必要です。物理モデルの分類問題は、3つのサブ問題に分解されます。最初に、彼の論文はコロナホールのセグメンテーションのための方法を開発します。第二に、論文は異なるマップからのコロナホールを一致させるための方法を開発します。第三に、マッチング結果に基づいて、論文は物理的な地図分類システムを開発します。レベルセットセグメンテーション法は、極端紫外線画像（EUVI）および磁場画像で観察されるコロナホールを検出するために使用されます。セグメンテーションアプローチを検証するために、2つの独立した手動セグメンテーションを組み合わせて46のコンセンサスマップを作成しました。全体として、レベルセットセグメンテーションアプローチは、現在のアプローチに比べて大幅な改善をもたらします。物理マップの分類は、物理マップと（i）コンセンサスマップ（半自動）、または（ii）セグメント化されたマップ（完全自動）の間のコロナホールマッチングに基づいています。マッチング結果に基づいて、システムはエリアの違い、マッチングされたクラスター間の最短距離、新しいコロナホールクラスターと欠落しているコロナホールクラスターの数とエリアを使用して、各マップを分類します。結果は、自動化されたセグメンテーションおよび分類システムが個々の人間よりも優れたパフォーマンスを発揮することを示しています。
重力波検出のためのジャグリング干渉計の概念設計と科学的事例
| Title |
Conceptual_design_and_science_cases_of_a_juggled_interferometer_for_gravitational_wave_detection |
| Authors |
Bin_Wu,_Tomohiro_Ishikawa,_Shoki_Iwaguchi,_Ryuma_Shimizu,_Izumi_Watanabe,_Yuki_Kawasaki,_Yuta_Michimura,_Shuichiro_Yokoyama,_Seiji_Kawamura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09214 |
ジャグリング干渉計（JIFO）は、繰り返し自由落下するテストマスを使用する地球ベースの重力波検出器です。地震ノイズやサスペンション熱ノイズの心配がないため、JIFOは、現在の地球ベースの重力波検出器よりも低い周波数ではるかに優れた感度を持つことができます。フリンジロック方式を採用した場合、JIFOのデータ読み出し方式は難しいかもしれません。本論文では、フリンジに依存しない信号対雑音比を持つ複素関数を構築することにより、位相再構成法を提示します。アインシュタイン望遠鏡（ET）の変位ノイズバジェットを考慮すると、データが不連続であっても、ジャグリングされたテスト質量によって0.1〜2.5$\、$Hzでの感度が大幅に向上することがわかります。感度が向上した科学的事例には、$10^4-10^5\、M_{\odot}$によるブラックホールの準ノーマルモードの検出、ブラックホールと中性子星のインスピレーションによるブランスディッケ理論のテストが含まれます。原始ブラックホールに関連する重力波を検出します。
| Title |
Parasitic_black_holes:_the_swallowing_of_a_fuzzy_dark_matter_soliton |
| Authors |
Vitor_Cardoso,_Taishi_Ikeda,_Rodrigo_Vicente,_Miguel_Zilh\~ao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09469 |
ファジー暗黒物質は、標準的なコールドダークマターパラダイムのエキサイティングな代替手段であり、小規模な観測で既存の緊張のほとんどを解決しながら、その大規模な予測を再現します。これらのモデルは、暗黒物質が軽いボソンによって構成されていると仮定し、ハローの中心でのソリトニックコア（ボソン星としても知られ、波圧によって支えられている）の凝縮を予測します。しかし、寄生超大質量ブラックホールをホストするソリトンは、ゲストに飲み込まれる運命にあります。したがって、降着プロセスを詳細に理解することが重要です。この研究では、数値相対論を使用して、中央のブラックホールによるボソン星の降着の問題を自己無撞着に解決します。プロセスの3つの段階、ボソン地震、壊滅的な段階、線形段階、および内部寄生ブラックホールを持つボソン星の寿命の一般的な正確な表現を識別します。これらのオブジェクトの寿命は、現在まで存続できるほど長くなる可能性があります。
| Title |
Neutrino_spin-flavour_precession_in_magnetized_white_dwarf |
| Authors |
Jyotismita_Adhikary,_Ashutosh_Kumar_Alok,_Arindam_Mandal,_Trisha_Sarkar_and_Shreya_Sharma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.09485 |
ニュートリノの磁気モーメントの値が小さいことで有名なため、ニュートリノのスピンフレーバー歳差運動（SFP）の現象には、非常に高い磁場が必要です。これにより、この現象を研究するのに適したシステムはほんの一握りになります。SFPの観測により、ニュートリノのディラックとマヨラナの性質が区別されることが期待されます。この研究では、ニュートリノのスピンフレーバー振動を研究する際の白色矮星（WD）システムの可能性を指摘します。最近の分析から、若い孤立したWDは、表面磁場を示さなくても、非常に強い内部磁場を持っている可能性があることがわかっています。磁場の存在は、冷却プロセスを強化し、それに伴い、ニュートリノ冷却プロセスで放出されるニュートリノのスピンフレーバー振動を引き起こします。標準のWD仕様を使用して、磁化されたWDがニュートリノのディラックとマヨラナの性質を区別するのに適した環境であるかどうかを分析します。スピンフレーバー遷移確率の値が低いということは、地上のニュートリノ検出器で推定できるアクティブなニュートリノフラックスが減少していることを意味します。ディラックニュートリノのスピンフレーバー遷移確率は、アクティブなニュートリノフレーバーをかなりの量で無菌に変換するマヨラナニュートリノと比較してはるかに高いことがわかります。また、ニュートリノの磁気モーメントに対するスピンフレーバー遷移確率の感度を調べます。
プラズマ熱急冷の冷却流レジーム
実験室、宇宙、および天体物理学のプラズマの大規模なクラスは、ほとんど衝突がありません。たとえば、放射冷却スポットまたはブラックホールの形で局所的なエネルギーまたは粒子シンクがそのようなプラズマに導入されると、それはプラズマの熱崩壊を引き起こす可能性があり、これはトカマク融合における熱クエンチとしても知られています。ここでは、このようなほぼ無衝突のプラズマにおける電子の熱伝導が、両極輸送の制約により、それ自体またはその空間勾配における対流エネルギー輸送スケーリングに従うことを示します。その結果、強力な冷却流が冷却スポットに向かって質量を集約し、周囲のプラズマの熱崩壊は、磁化プラズマの磁力線に沿って、放射冷却スポットから発生する4つの伝播フロントの形をとります。深部冷却の原因となる最も遅いものは衝撃波面です。
