最近リリースされたIa型超新星（SNeIa）のサンプルであるPantheon+は、Pantheonの更新バージョンであり、非常に重要な宇宙論的意味を持っています。さまざまな赤方偏移におけるデータセットの強化された拘束力と内部相関の起源を調査するために、Pantheon+サンプルの包括的な断層撮影分析を実行します。Pantheon+データのみを使用して、ハッブル定数$H_0>45.7$kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$の$2\、\sigma$下限と物質分数$\Omega_m=0.367\pm0.030$、これは$21\、\sigma$の信頼レベルでダークエネルギーの証拠を示していますが、Planck-2018測定からのそれと$1.7\、\sigma$の緊張状態にあります。Pantheon+サンプルを宇宙マイクロ波背景放射、バリオン音響振動、宇宙クロノメーター、銀河団、弱いレンズ効果データと組み合わせて、最も強い制約$H_0=67.88\pm0.42$kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$$1\、\sigma$信頼レベル。サンプル全体を10個のビンに分割した後、赤方偏移範囲$z\in[0.00122、\、0.227235]$の最初のビンがサンプル全体の拘束力を支配していることがわかります。また、Pantheon+の低zおよび高zサブサンプルが$H_0$および$\Omega_{m}$に及ぼす影響を調査し、低zSNeIaには$z\sim0.1まで十分な拘束力がないことを発見しました。$。興味深いことに、赤方偏移範囲$z>0.227235$の高zSNeIaは、3つの低zビンと比較した場合、$\Lambda$CDMに競争上の制約を与える可能性があります。将来の高精度SNeIaデータは、$H_0$と$\Omega_{m}$の両方を独立して決定できると期待しています。
Abell 1033：54MHzのラジオハローと穏やかに再通電されたテール
| Title |
Abell_1033:_A_Radio_Halo_and_Gently_Re-Energized_Tail_at_54_MHz |
| Authors |
H._W._Edler,_F._de_Gasperin,_G._Brunetti,_A._Botteon,_V._Cuciti,_R._J._van_Weeren,_R._Cassano,_T._W._Shimwell,_M._Br\"uggen,_and_A._Drabent |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11040 |
Abell1033は、中程度の質量（M500=3.2e14Msun）の融合銀河団であり、さまざまな天体物理学的現象に関連する多種多様な拡散電波源をホストしています。最も独特なものは、穏やかに再活性化された尾（GReET）のカテゴリーのプロトタイプである超急峻なスペクトルの細長い特徴です。さらに、クラスターは、以前は無線フェニックスと無線ハローとして分類されていたソースをホストします。この研究では、これまで十分に検討されていなかった周波数と質量の範囲の銀河団における宇宙線加速メカニズムの理解を深めることを目指しています。クラスター内の超急峻な放射光を調査するために、54MHzを中心とするLOFAR観測の完全なキャリブレーションを実行します。この観測を、144MHzでのLOFAR2メートルスカイサーベイの再較正されたデータおよび323MHzでのアーカイブGMRT観測と一緒に分析します。GReETに接続された電波銀河の尾のスペクトル研究を実行して、ソースの現在の解釈が100MHz未満の観測証拠と一致しているかどうかをテストします。さらに、さまざまな周波数での無線ハローを研究します。GReETの極端なスペクトル曲率を報告します。スペクトルインデックスは$\alpha_{144}^{323}=-4$から$\alpha_{54}^{144}=-2$に平坦化されます。これは、電子エネルギースペクトルにカットオフが存在することを示しています。クラスターの中心では、54、144で無線ハローを検出し、323MHzでより低い重要度で検出します。スペクトルインデックス$\alpha=-1.65\pm0.17$の超急峻なスペクトル無線ハローとして分類します。さらに、文献で報告されている無線電力とクラスターの質量の相関を大幅に上回っていることがわかります。さらに、ハローのシンクロトロンスペクトルは、均一な再加速モデルの予測である電子スペクトルの中断の存在と一致して、144〜323MHzの間でさらに急勾配になることがわかります。
原始ブラックホールの変動から誘発された重力波：拡張された質量関数の効果
最初にポアソン分布した原始ブラックホール（PBH）の重力ポテンシャルは、宇宙論的摂動理論において2次で確率的重力波バックグラウンド（SGWB）を誘発する可能性があります。このSGWBは、一般相対性理論（GR）と、単色PBH質量関数を仮定することによる修正重力設定のコンテキストで以前に研究されました。ここでは、PBHの質量が異なる、より物理的に現実的なレジーム内で前述のSGWBを研究することにより、GRのコンテキストで以前の分析を拡張します。特に、べき乗則の宇宙論的に動機付けられた原始曲率パワースペクトルから始めて、拡張されたPBH質量関数と、それに関連するスカラー誘導SGWBのソースとして機能するPBH重力ポテンシャルを抽出します。最後に、PBHによって駆動される物質時代から放射時代への移行中のPBH重力ポテンシャルの動的進化を考慮に入れることにより、今日、それぞれのGW信号を抽出します。興味深いことに、初期のPBHが支配的な時代を引き起こし、BBNでのGW制約を回避するには、原始曲率パワースペクトルのスペクトルインデックス$n_\mathrm{s}$が狭い範囲$n_\mathrm{内にある必要があることがわかります。s}\in[1.1482,1,1493]$同時に、GW信号はLISAによって潜在的に検出可能であることがわかります。
GJ 3929：Exo-Venusとその高温のミニネプチューン質量コンパニオンの高精度測光およびドップラー特性評価
| Title |
GJ_3929:_High_Precision_Photometric_and_Doppler_Characterization_of_an_Exo-Venus_and_its_Hot,_Mini-Neptune-mass_Companion |
| Authors |
Corey_Beard,_Paul_Robertson,_Shubham_Kanodia,_Jack_Lubin,_Caleb_I._Ca\~nas,_Arvind_F._Gupta,_Rae_Holcomb,_Sinclaire_Jones,_Jessica_E._Libby-Roberts,_Andrea_S.J._Lin,_Suvrath_Mahadevan,_Gu{\dh}mundur_Stef\'ansson,_Chad_F._Bender,_Cullen_H._Blake,_William_D._Cochran,_Michael_Endl,_Mark_Everett,_Eric_B._Ford,_Connor_Fredrick,_Samuel_Halverson,_Leslie_Hebb,_Dan_Li,_Sarah_E._Logsdon,_Jacob_Luhn,_Michael_W._McElwain,_Andrew_J._Metcalf,_Joe_P._Ninan,_Jayadev_Rajagopal,_Arpita_Roy,_Maria_Schutte,_Christian_Schwab,_Ryan_C._Terrien,_John_Wisniewski,_and_Jason_T._Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.10672 |
TESS、GJ3929b（TOI-2013b）およびその非通過コンパニオン惑星GJ3929c（TOI-2013c）によって識別された通過するエキソヴィーナスのフォローアップと特性評価について詳しく説明します。GJ3929bは、その星の金星帯にある地球サイズの太陽系外惑星です（P$_{b}$=2.616272$\pm$0。00000日;S$_{b}$=17.3$^{+0.8}_{-0.7}$S$_{\oplus}$）近くのM矮星を周回しています。GJ3929cは、通過しないサブネプチューンである可能性が高いです。キットピーク国立天文台のWIYN3.5m望遠鏡に搭載された新しい超精密NEID分光計を使用して、以前の研究で報告された惑星bの質量制約を変更し、その結果、質量測定の重要性をほぼ4ドルに向上させることができます。sigma$信頼度（M$_{b}$=1.75$\pm$0.45M$_{\oplus}$）。さらに、惑星cの公転周期を14.30$\pm$0.03日のエイリアスから15.04$\pm$0.03日の可能性のある真の周期に調整し、最小質量をm$\sini$=5.71$\に調整します。pm$0.92M$_{\oplus}$。アパッチポイント天文台のARC3.5m望遠鏡でディフューザー支援ARCTICイメージャーを使用すると、公開されているTESSおよびLCOGT測光に加えて、惑星bの半径をR$_{p}$=1.09$\に制限できます。pm$0.04R$_{\oplus}$。GJ3929bは、そのサイズレジーム（TSM=14$\pm$4）における透過分光法の最有力候補であり、GJ3929bの将来の大気研究は、M矮星を周回する小さな惑星の性質に光を当てる立場にあります。
HR8799周辺のシステムの軌道および動的解析。VLT/SPHEREおよびLBT/LUCIからの新しい位置天文エポック
| Title |
Orbital_and_dynamical_analysis_of_the_system_around_HR_8799._New_astrometric_epochs_from_VLT/SPHERE_and_LBT/LUCI |
| Authors |
A._Zurlo,_K._Go\`zdziewski,_C._Lazzoni_D._Mesa,_P._Nogueira,_S._Desidera,_R._Gratton,_F._Marzari,_E._Pinna,_G._Chauvin,_P._Delorme,_J.H._Girard,_J._Hagelberg,_Th._Henning,_M._Janson,_E._Rickman,_P._Kervella,_H._Avenhaus,_T._Bhowmik,_B._Biller,_A._Boccaletti,_M._Bonaglia,_M._Bonavita,_M._Bonnefoy,_F._Cantalloube,_A._Cheetham,_R._Claudi,_V._D'Orazi,_M._Feldt,_R._Galicher,_E._Ghose,_A.-M._Lagrange,_M._Langlois,_H._le_Coroller,_R._Ligi,_M._Kasper,_A.-L._Maire,_F._Medard,_M._Meyer,_S._Peretti,_C._Perrot,_A.T._Puglisi,_F._Rossi,_B._Rothberg,_T._Schmidt,_E._Sissa,_A._Vigan,_Z._Wahhaj |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.10684 |
HR\、8799は、4つの惑星と2つのデブリベルトで構成される若い惑星系です。直接イメージング技術で発見された最初の多惑星系であり、1998年以来広く観測されています。20年間で50回以上の観測を数えるこの広いベースラインの天文測定により、システムの詳細な軌道および動的分析が可能になります。惑星の軌道パラメータ、それらの動的履歴、および惑星とディスクの相互作用を調査するために、VLT/SPHEREGTOプログラム中にシステムの追跡観測を行いました。21の観測が得られ、そのほとんどが良好な状態でした。さらに、LBT/LUCI装置でHR\、8799を観測しました。すべての観測は、スペクトルおよび角度微分イメージング法を適用するために実装された最先端のアルゴリズムによって削減されました。機器の試運転中および3つのオープンタイムプログラムで取得したSPHEREデータを削減して、均一な位置天文学を実現しました。ホスト星に対する4つの惑星の正確な位置は、偽のネガティブコンパニオン法を利用して計算されました。軌道フィッティングを改善するために、文献で入手可能なすべての位置天文データも考慮に入れました。さまざまな波長で得られた測光測定から、進化モデルに従って惑星の質量を推定しました。共面性、比較的小さな偏心、および2：1共振に非常に近い周期を想定して、軌道の更新されたパラメーターを取得しました。また、各惑星の動的質量とシステムの視差（24.49$\pm$0.07mas）を改良しました。また、現在の検出限界である$\simeq3$〜\MJupを下回る質量を持つ、推定上の5番目に内側の惑星の可能な位置を示す詳細な$N$体シミュレーションを実施しました。
HD100546およびHD163296のディスクにおけるH$_2 $ O分布：ダストダイナミクスと惑星とディスクの相互作用の役割
| Title |
H$_2$O_distribution_in_the_disc_of_HD_100546_and_HD_163296:_the_role_of_dust_dynamics_and_planet--disc_interaction |
| Authors |
L.M._Pirovano,_D._Fedele,_E.F._van_Dishoeck,_M.R._Hogerheijde,_G._Lodato,_S._Bruderer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.10744 |
[要約]ハーシェルによる遠赤外線観測により、原始惑星系円盤の冷水貯留層の量が驚くほど少ないことが明らかになりました。一方、少数のディスクは、数百ケルビンを超える温度で励起された温水遷移の放出を示しています。特に、ハービッグAe星HD100546とHD163296の周りの原始惑星系円盤は、冷水と温水の放出に関して反対の傾向を示しています。最初のケースでは、基底状態の遷移が検出され、高J線は検出されません。HD163296では傾向が逆です。熱化学モデルDALIを使用してスペクトル分析を実行しました。HD163296は、水が豊富な（豊富な$\gtrsim10^{-5}$）熱い内側のディスク（雪線内）と水が少ない（$<10^{-10}$）外側のディスクが特徴であることがわかります。ディスク：相対的な存在量は、内側に移動した氷の粒子の熱脱着が原因である可能性があります。注目すべきことに、H$_2$O放出領域のサイズは、ALMAを使用した$r=10\、$auのミリメートル連続体に見られる狭いダストギャップに対応します。代わりに、HD100546で検出された低J線は、コールドアウターディスク（$>40$au）に数ドルの$10^{-9}$が存在することを意味します。冷たいH$_2$O遷移の放出領域は、以前に近赤外線で見られたH$_2$O氷の放出領域と空間的に一致しています。特に、ALMAでのミリメートル観測は、おそらく巨大な埋め込まれた原始惑星によって開かれた、ほぼ40から150auの間に大きなダストギャップの存在を明らかにしています。両方のディスクで、外側の領域（雪線を超えた）の暖かい分子層は水分子が非常に枯渇していることがわかります。これは、ガスの化学組成が酸素不足であることを意味します。外側の円盤内の気相酸素は容易に枯渇し、円盤内のその分布はダスト粒子のダイナミクスと密接に関連していると推測されます。
空間的自己相関の統計的検定による星形成領域の運動学的下部構造の定量化
| Title |
Quantifying_kinematic_substructure_in_star-forming_regions_with_statistical_tests_of_spatial_autocorrelation |
| Authors |
Becky_Arnold_(1),_Nicholas_J._Wright_(1),_Richard_J._Parker_(2)_((1)_Keele_University,_(2)_University_of_Sheffield) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.10681 |
モランの$I$統計を使用して、若い星形成領域の空間運動学的下部構造を定量化できるかどうかを調査します。若い星団におけるその存在は、たとえクラスターが空間的に滑らかで中央に集中していても、星団形成の階層モデルによって予想されるように、システムが最初に下部構造化された条件から形成されたことを示します。一方、その欠如は、星団がモノリシックに形成されている証拠となるでしょう。モランの$I$統計は、さまざまな原始空間速度構造を持つ星団の$N$体シミュレーションに適用され、時間の経過に伴うその進化が研究されています。この統計は、空間運動学的下部構造を確実に定量化するために使用でき、年齢が$\lesssim$6Myrの領域の空間運動学的構造が階層的またはモノリシックによって最もよく再現されるかどうかに関する証拠を提供するために使用できることがわかります。星形成のモデル。モランの$I$統計は、データが10Myrsまで、および潜在的に10Myrsを超える年齢の地域で、モノリシックモデルなどの運動学的下部構造を欠く初期条件と一致していないかどうかを決定的に示すこともできます。したがって、これは、初期の空間構造が消去された後、多くのMyrで観察できる星団形成プロセスの運動学的特徴を提供することができます。
宇宙論的スケールでの拡散ライマンアルファ放射のプロービング：完全なSDSS-IVeBOSS調査を使用したLy{\alpha}放射強度マッピング
| Title |
Probing_the_Diffuse_Lyman-alpha_Emission_on_Cosmological_Scales:_Ly{\alpha}_Emission_Intensity_Mapping_Using_the_Complete_SDSS-IV_eBOSS_Survey |
| Authors |
Xiaojing_Lin,_Zheng_Zheng,_Zheng_Cai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.10682 |
スローンデジタルスカイサーベイデータリリース16に基づいて、クエーサーの位置とLy$\alphaを相互相関させることにより、赤方偏移$z=2$-3.5での宇宙のLy$\alpha$放出の大規模構造を検出しました。明るい赤方偏移の残差スペクトルに刻印された$放射。対応するLy$\alpha$表面輝度プロファイルと、赤方偏移空間クエーサー-Ly$\alpha$放射相互相関関数の多重極に適合するように分析モデルを適用します。このモデルは、平均宇宙Ly$\alpha$光度密度が${6.6_{-3.1}^{+3.3}}\times10^{40}{\rmerg\、s^{-1}cMpc^{であることを示唆しています。-3}}$、同様の赤方偏移でのLy$\alpha$エミッターの深い狭帯域調査から推定された中央値の約8〜9倍の中央値を持つ$\sim2\sigma$検出。信号対雑音比が低いため、Ly$\alpha$フォレストとLy$\alpha$の放出の相互相関を有意に検出できませんが、測定値は、quasar-からの最適なモデルの予測と一致しています。現在の不確実性の範囲内でのLy$\alpha$排出量の相互相関。これらのLy$\alpha$光子が主にクエーサーに由来するというシナリオを除外します。星形成銀河からのLy$\alpha$放出は、銀河中心の周りに集中しているものや、拡散したLy$\alpha$放出ハローからの寄与を含めて、Ly$\alphaの大部分を説明できることがわかります。$私たちの測定から推測された光度密度。進行中および将来の調査は、測定をさらに改善し、宇宙のLy$\alpha$放出場の理解を深めることができます。
シミュレートされた宇宙におけるLISA大規模ブラックホール合併の銀河フィールド
| Title |
Galaxy_fields_of_LISA_massive_black_hole_mergers_in_a_simulated_Universe |
| Authors |
Gaia_Lops,_David_Izquierdo-Villalba,_Monica_Colpi,_Silvia_Bonoli,_Alberto_Sesana,_Alberto_Mangiagli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.10683 |
LISAは、$0.1\、{-}\、100$mHzで重力波（GW）の検索を拡張します。ここで、$10^4\、{-}\、10^7\、\rmの合体する連星ブラックホールからの大きな信号があります。M_{\odot}$が必要です。それらの質量と光度距離に応じて、LISAの空の局在化の不確実性は、インスピレーションフェーズ中の数百度$^2$から、合併後の数分の1度$^2$に減少します。Millennium-Iマージツリーに適用された半解析モデルL-Galaxiesを使用して、シミュレートされたユニバースを生成し、総質量が$3\の$z\、{\leq}\、3$合体バイナリのホストを識別します。{\times}\、10^{5}$、$3\、{\times}\、10^6$および$3\、{\times}\、10^7\rmM_{\odot}$、およびさまざま質量比。合併の時でさえ、LISAソースの周りの銀河の数が多すぎて（${\gtrsim}\、10^2$）、直接のホスト識別を行うことができないことがわかりました。ただし、対応するX線が$z\、{<}\、1$のGWソースに関連付けられている場合、合併時のすべてのLISAフィールドには${\lesssim}\、10$AGNが${\を超えて放出されます。sim}\、10^{-17}\、\rmerg\、cm^{-2}\、s^{-1}$。赤方偏移が高いソースの場合、空のローカリゼーションが不十分なため、この数は最大${\sim}\、10^3$まで増加します。eRositaからのアーカイブデータでは、これらのAGNの${\sim}\、10\％$を破棄できます。浅すぎて、GWソースの薄暗いX線の明るさを検出できません。$z\、{\leq}\、0.3$に質量${\lesssim}\、10^6\rmM_{\odot}$があるアクティブフェーズの刺激的なバイナリは、早ければ$10$時間前に検出できます。数分以内に将来のX線天文台による合併。これらのシステムの場合、${\lesssim}\、10$AGNはLISAスカイローカリゼーションエリア内にあります。最後に、LISA-Taijiネットワークは、$z\、{\lesssim}\、1$のすべてのバイナリについて、合併の$10$時間前に対応するX線の識別を保証します。
国際LOFAR望遠鏡による重力レンズ識別への機械学習ベースのアプローチ
| Title |
A_machine_learning_based_approach_to_gravitational_lens_identification_with_the_International_LOFAR_Telescope |
| Authors |
S.Rezaei,_J._P._McKean,_M._Biehl,_W._de_Roo1_and_A._Lafontaine |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.10698 |
干渉計データ、特に150MHzの周波数、350の角度分解能で北の電波空を観測している国際LOFAR望遠鏡（ILT）で撮影されたデータから、銀河スケールの重力レンズを検出するための新しい機械学習ベースのアプローチを紹介します。質量と90uJyビーム-1（1シグマ）の感度。レンズ付きまたはレンズなしのイベントとして分類される特定のサンプルの確率と不確実性を判断するために、いくつかの畳み込みニューラルネットワークを開発およびテストします。現実的なレンズ付きおよびレンズなしの電波源を含むシミュレートされた干渉画像データセットでトレーニングおよびテストを行うことにより、レンズ付きサンプルの95.3％（真陽性率）をわずか0.008/あたりの汚染で回収できることがわかりました。レンズなしのサンプルからのセント（偽陽性率）。予想されるレンズ効果の確率を考慮に入れると、レンズ効果のあるイベントの予測サンプル純度は92.2％になります。レンズ画像間の最大画像分離が合成ビームサイズの3倍を超え、レンズ画像の総フラックス密度が少なくとも20シグマ（点源）である場合、ネットワーク構造が最も堅牢であることがわかります。）検出。ILTの場合、これは、アインシュタイン半径が0.5秒角を超えるレンズサンプルと、150MHzの磁束密度が2mJyを超える電波源の母集団に対応します。これらの基準とレンズ検出アルゴリズムを適用することにより、LOFAR2メートルスカイサーベイに含まれる銀河スケールの重力レンズシステムの大部分を発見することが期待されます。
遠方の矮小銀河における拡張された遠紫外線放射
| Title |
Extended_far-ultraviolet_emission_in_distant_dwarf_galaxies |
| Authors |
Anshuman_Borgohain,_Kanak_Saha,_Bruce_Elmegreen,_Rupjyoti_Gogoi,_Francoise_Combes_and_Shyam_N._Tandon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.10708 |
青色コンパクト矮星（BCD）は、低光度（M$_{K}>-21$mag）、金属に乏しい（$\frac{1}{50}$$\leZ/Z_{\odot}\le\frac{1}{2}$）、星形成の明るい塊を伴う中央に集中した銀河。宇宙論的な表面輝度の調光と小さなサイズは、高赤方偏移でのそれらの検出を制限し、それらの形成過程を観察することを困難にします。BCDの観測は、特に宇宙ガスの降着が進化を促進するはずの外側の地域で、形成期を示すのに十分に若い中間の赤方偏移で必要です。ここでは、標準宇宙論の1.3〜2.8Gyrの振り返り時間に対応する、0.1〜0.24の赤方偏移でのGOODS-Southフィールドの11個のBCDの外側領域での過剰な遠紫外線（FUV）放射の発見を報告します。これらの観測は、アストロサットの紫外線イメージング望遠鏡（UVIT）によって行われました。10個のBCDの場合、機器の点像分布関数に対して補正された固有のFUV放射の半径方向のプロファイルは、ハッブル宇宙望遠鏡で観測された光学的対応物よりも大きなスケール長を持っています。このような浅いFUVプロファイルは、宇宙的に降着する円盤における拡張された星形成を示唆しています。FUVの塊状の構造は、外側のFUVディスクが重力的に不安定であることも示唆しています。塊の力学的摩擦により、平均速度が$10^6〜M_{\odot}$Gyr$^{-1}$を超えて内側に移動します。
QSO（HULQ）IIによるレンズ効果によってプローブされた高$z$宇宙。 QSOレンズ候補のディープGMOS分光法
| Title |
High-$z$_Universe_probed_via_Lensing_by_QSOs_(HULQ)_II._Deep_GMOS_spectroscopy_of_a_QSO_lens_candidate |
| Authors |
Yoon_Chan_Taak,_Myungshin_Im,_Yongjung_Kim,_Minhee_Hyun,_Insu_Paek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.10726 |
銀河とその中央の超大質量ブラックホールは共進化することが知られていますが、これの物理的背景はまだ不明です。LensingbyQSOs（HULQ）プロジェクトを介して調査されたHigh-$z$宇宙は、重力レンズ（QSOレンズ）として機能する準恒星オブジェクト（QSO）ホスト銀河を使用してこの共進化を調査することを目的としています。HULQプロジェクトの最初のQSOレンズ候補であるHULQJ0002+0239の分光観測の結果を示します。これは、$z_{\rmd}=1.455$のQSOホスト銀河と4つのレンズのように見えるオブジェクトで構成されています。-構成のように。ふたご座北望遠鏡のふたご座マルチオブジェクト分光器を使用して、$z\sim24.5$magのレンズ付きの可能性のある2つのオブジェクトの深い光学スペクトルを取得しました。それらのスペクトルは、オブジェクトが$z=0.29$と$z=1.11$で新しく発見された銀河であることを明らかにしており、HULQJ0002+0239はQSOレンズではないと結論付けています。私たちのQSOレンズの検索結果は、これまでのところQSOレンズの予測数と一致しており、追加のQSOレンズ候補の将来の調査によって、ブラックホールの質量とホスト銀河のスケーリング関係の進化について詳しく知ることができる方法について説明します。
最初の光と再電離エポックシミュレーション（FLARES）VI：銀河の色の進化$ z = 5-15 $
| Title |
First_Light_And_Reionisation_Epoch_Simulations_(FLARES)_VI:_The_colour_evolution_of_galaxies_$z=5-15$ |
| Authors |
Stephen_M._Wilkins,_Aswin_P._Vijayan,_Christopher_C._Lovell,_William_J._Roper,_Dimitrios_Irodotou,_Joseph_Caruana,_Louise_T._C._Seeyave,_Jussi_K._Kuusisto,_and_Peter_A._Thomas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.10920 |
絶妙な感度、波長範囲、空間およびスペクトル分解能を備えたジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡は、遠方の高赤方偏移（$z>5$）宇宙の私たちの見方に革命を起こす準備ができています。Webbの分光観測は現場に変革をもたらしますが、測光観測は、遠方の物体を識別し、分光法だけでアクセスできるよりも包括的なサンプルを提供する上で重要な役割を果たします。物体の識別に加えて、測光観測を使用して物理的特性を推測し、銀河形成モデルを制約することもできます。ただし、特に分光学的赤方偏移がない場合の広帯域測光観測から推測される物理的特性には、多くの場合、大きな不確実性があります。フォワードモデリングシミュレーション用の新しいツールの開発により、観測量を日常的に予測できるようになり、観測との直接比較が可能になりました。このことを念頭に置いて、この作業では、FLARES：FirstLightAndReionisationEpochSimulationsの宇宙論的流体力学シミュレーションスイートを使用して、$z=5-15$での銀河の色の変化を予測します。主に個々のバンドを通過する強い輝線放射によって駆動される複雑な進化を予測します。これらの予測は、ハッブルとスピッツァーの既存の制約、およびウェッブの最初の結果のいくつかとよく一致しています。また、私たちの予測を文献の他のモデルと対比します。一般的な傾向は似ていますが、特に強い輝線放射に関連する特徴の強度に重要な違いがあります。これは、測光観測だけで、異なるモデル間の有用な識別力を提供するはずであることを示唆しています。
化学および動的環境のシグナスオールスケール調査：CASCADE：Max Planck IRAM
Observatoryプログラム（MIOP）からのDR20に向けた概要と最初の結果
| Title |
The_Cygnus_Allscale_Survey_of_Chemistry_and_Dynamical_Environments:_CASCADE:_Overview_and_first_results_toward_DR20_from_the_Max_Planck_IRAM_Observatory_program_(MIOP) |
| Authors |
H._Beuther,_F._Wyrowski,_K.M._Menten,_J._M._Winters,_S._Suri,_W.-J._Kim,_L._Bouscasse,_C._Gieser,_M._Sawczuck,_I._B._Christensen,_and_I._M._Skretas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.10964 |
コンテキスト：過去数十年にわたって、大きな分子雲スケールと小さなコアおよびディスクスケールでの星形成が徹底的に調査されてきましたが、大規模な星間物質と最も密度の高い小規模なコアとの接続は、ほとんど無視されてきました。方法：NOEMAとIRAM30\、m望遠鏡を使用して、典型的な星形成複合体CygnusXの広い領域（640\、arcmin$^2$）を3.6\、mmの波長で線および連続発光でマッピングしました。結果：CygnusAllscaleSurveyofChemistryandDynamicalEnvironments（CASCADE）の範囲と概要が示されています。次に、CygnusXで最初に観測されたサブ領域、つまりDR20星形成サイトに焦点を当てます。これは、冷たい自然のままのガスの塊から、より進化した超コンパクトなH{\scii}領域までのさまざまな進化段階のソースで構成されます。クラウドからコアまでのスケールを$<5000$\、auの線形空間分解能でカバーするデータは、中央コアへのいくつかの大規模なフローの一部である可能性が高いいくつかの運動学的クラウドコンポーネントを明らかにします。この地域の温度構造は、HCN/HNC強度比によって調査され、ダスト由来の温度と比較されます。重水素化されたDCO$^+$放出は、20\、K未満の低温の領域にほぼ独占的に位置していることがわかります。高密度ガストレーサー強度分布（HCO$^+$、H$^{13}$CO$^+$、およびN$_2$H$^+$）の空間パワースペクトルの傾きを調べると、比較的平坦な傾きが見つかります。$-2.9$から$-2.6$の間で、DR20の高いマッハ数および/またはアクティブな星形成と一致します。
銀河の回転曲線の内側と外側の部分による暗黒物質、修正された重力、および修正された慣性の区別
| Title |
Distinguishing_Dark_Matter,_Modified_Gravity,_and_Modified_Inertia_by_the_Inner_and_Outer_Parts_of_Galactic_Rotation_Curves |
| Authors |
Kyu-Hyun_Chae |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11069 |
銀河の質量の不一致は、暗黒物質、あるいは重力や慣性の変化を引き起こします。これらの理論的可能性は、軌道運動中の粒子の求心加速度と、銀河内のバリオンの観測された分布について予想されるニュートン加速度との間の統計的関係によって区別される可能性があります。ここでは、コールドダークマターハロー、修正された重力、および修正された慣性の予測が、銀河の回転曲線の統計サンプルによって比較およびテストされています。推定された平均外部場の下での修正重力は、観測された加速度の統計的関係を正しく予測します。コールドダークマターハローは体系的に逸脱した関係を予測し、修正された慣性は内部と外部の間に明らかに見られる違いと一致していません。回転曲線のすべての側面は、修正された重力によって最も自然に説明されます。
[OIII]周辺のLy{\alpha}ハロー-HETDEXで選択された銀河
| Title |
Ly{\alpha}_Halos_around_[O_III]-Selected_Galaxies_in_HETDEX |
| Authors |
Maja_Lujan_Niemeyer,_William_P._Bowman,_Robin_Ciardullo,_Max_Gronke,_Eiichiro_Komatsu,_Maximilian_Fabricius,_Daniel_J._Farrow,_Steven_L._Finkelstein,_Karl_Gebhardt,_Caryl_Gronwall,_Gary_J._Hill,_Chenxu_Liu,_Erin_Mentuch_Cooper,_Donald_P._Schneider,_Sarah_Tuttle,_Gregory_R._Zeimann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11098 |
ホビー・エバリー望遠鏡暗黒エネルギー実験（HETDEX）を使用して、赤方偏移1.9<z<2.35で1034[OIII]選択銀河の800kpcまでの拡張ライマン-{\alpha}（Ly{\alpha}）放射を提示します。銀河の位置と赤方偏移は、3D-HST調査から取得されます。[OIII]で選択された銀河のLy{\alpha}放射の中央値スタック表面輝度プロファイルは、銀河中心からr>40kpcでの968個の明るいLy{\alpha}放射銀河（LAE）のプロファイルとよく一致しています。。しかし、[OIII]で選択された銀河の周りの内部（r<10kpc）の表面輝度は、LAEの表面輝度の10分の1です。私たちの結果は、Ly{\alpha}ハローの外側の領域を支配する光子が中央の銀河では生成されず、それらの外側で発生するという概念と一致しています。
GLASS-JWSTからの初期の結果。 X：7
| Title |
Early_results_from_GLASS-JWST._X:_Rest-frame_UV-optical_properties_of_galaxies_at_7_ |
| Authors |
N._Leethochawalit,_M._Trenti,_P._Santini,_L._Yang,_E._Merlin,_M._Castellano,_A._Fontana,_T._Treu,_C._Mason,_K._Glazebrook,_T._Jones,_B._Vulcani,_T._Nanayakkara,_D._Marchesini,_S._Mascia,_T._Morishita,_G._Roberts-Borsani,_A._Bonchi,_D._Paris,_K._Boyett,_V._Strait,_A._Calabro`,_L._Pentericci,_M._Bradac,_X._Wang,_and_C._Scarlata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11135 |
GLASS-JWST早期リリース科学プログラムの一環として、0.8〜5ミクロンの広帯域イメージングに基づく$7<z<9$銀河特性の最初のJamesWebbSpaceTelescope/NIRCam主導の決定を紹介します。これは、これまでにこれらの波長で取得された最も深いデータセットであり、角度分解能は$\lesssim0.14$arcsecです。ドロップアウトと測光赤方偏移の選択の組み合わせから、$m_{AB}\leq28$の8分角$^2$のデータから、F444WでS/N>8の14個の銀河を確実に識別します。シミュレートされたデータモデリングから、ドロップアウトサンプルの純度は$\gtrsim90\％$と推定されます。これらの光源の数密度は、ハッブル宇宙望遠鏡のデータから決定されたUV光度関数からの期待とほぼ一致していることがわかります。ベイジアンスペクトルエネルギー分布フィッティング法を使用して銀河の物理的特性を特徴付け、星の質量の中央値$10^{8.7}M_\odot$と年齢130Myrを見つけ、赤方偏移$z>9.5$で周囲の電離を開始したことを示します。それらの星形成の主系列星は、シミュレーションからの予測と一致しています。最後に、銀河の年齢と基本的な仮定に基づいて、主系列の進化を$z>7$に制限する分析フレームワークを紹介します。これにより、宇宙論的シミュレーションからの期待と一致する結果が得られます。この研究は、宇宙の再電離を推進すると考えられている典型的な銀河の特性を垣間見るだけですが、最初の10億年の銀河形成に関する前例のない詳細を明らかにするJWSTの可能性を明確に示しています。
JWST ERO SMACS 0723フィールドでの超高赤方偏移銀河（$ 9
| Title |
Discovery_and_properties_of_ultra-high_redshift_galaxies_($9 |
| Authors |
N._J._Adams,_C._J._Conselice,_L._Ferreira,_D._Austin,_J._Trussler,_I._Juod\v{z}balis,_S._M._Wilkins,_J._Caruana,_P._Dayal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11217 |
宇宙の再電離の時代に存在する超高赤方偏移銀河（$9<z<12$）の検索を行うために、\textit{JamesWebbSpaceTelescope}（JWST）SMACS〜0723フィールドの縮小と分析を示します。測光赤方偏移とスペクトルエネルギー分布（SED）モデリングベースの選択基準を組み合わせて使用し、汚染を最小限に抑えながらサンプルの完全性を最適化します。以前に特定されていない4つの$z>9$候補銀河が見つかり、1つのオブジェクトは$z=11.5$にあり、もう1つのオブジェクトはおそらく銀河の密接なペアです。これらのソースは$m_{277}\sim26-28$でかなり明るいです。これらの情報源のかなりの部分は、H$\beta$および[OIII]からのバルマーブレークまたは極端な輝線の証拠を示しており、F444W過剰の正確な原因に応じて、星の種族の年齢がかなり進んだり、非常に若い可能性があることを示しています。。これらの初期の銀河の恒星の質量と分解された構造について議論し、S\'{e}rsicインデックスは光の濃度レベルの混合を明らかにしますが、すべてのシステムのサイズは一般に非常に小さく、$<0.5$であることがわかります。〜kpc。これらのシステムは恒星の質量M$_{*}\sim10^{9.5}$M$_{\odot}$を持ち、$z\sim11.5$の候補は恒星の質量M$_{*}\の矮小銀河です。sim10^{7.9}$M$_{\odot}$これらの候補となる超高赤方偏移銀河は、それらの物理的性質をよりよく理解するための将来のNIRSpec観測の優れたターゲットです。
| Title |
Massive_black_hole_binaries_in_LISA:_multimessenger_prospects_and_electromagnetic_counterparts |
| Authors |
A._Mangiagli,_C._Caprini,_M._Volonteri,_S._Marsat,_S._Vergani,_N._Tamanini,_H._Inchausp\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.10678 |
次の10年で、レーザー干渉計宇宙アンテナ（LISA）は、$[10^4、10^8]\、\rmM_{\odot}$の範囲にある巨大なブラックホール連星（MBHB）の合体を検出します。$z\sim10$に。それらの重力波（GW）信号は、バイナリまたは残りのBHに降着するガスによって生成される電磁対応物（EMcp）を伴うと予想されます。この作業では、LISAといくつかの代表的なEM望遠鏡によって共同で検出可能なEMcpsの数と特性（赤方偏移と質量分布、見かけの等級またはフラックスなど）を提示します。銀河の形成と進化に関する最先端の天体物理モデルを組み合わせてMBHBカタログを作成し、ベイズツールを使用してGW信号からバイナリの空の位置の不確実性を推定します。降着ガスの量やBHスピンなど、天体物理学モデルからの追加情報を利用して、軟X線、光学、および無線帯域で予想されるEM放射を評価します。全体として、天体物理学モデルに応じて、LISAと検討対象のEM施設による4年間の共同観測で7〜21EMcpsを予測します。また、光学およびX線放射の水素とダストの不明瞭化、および電波放射のコリメーションの影響についても調査します。これらの影響により、天体物理モデルに応じて、EMcpsの数が2または3に減少します。4年間の観測で。ほとんどのEMcpは、かすかなEM放射を特徴としており、将来の望遠鏡の観測能力に挑戦しています。最後に、マルチモーダルの空の位置の事後分布を持つシステムは、少数のケースのみを表し、EMcpの数に大きな影響を与えないこともわかりました。
超大規模中性子星ディスク流出における高速フレーバー不安定性
| Title |
The_Fast_Flavor_Instability_in_Hypermassive_Neutron_Star_Disk_Outflows |
| Authors |
Rodrigo_Fern\'andez,_Sherwood_Richers,_Nicole_Mulyk,_Steven_Fahlman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.10680 |
中性子星合体後に形成された降着円盤からの長期質量放出に対する高速フレーバー不安定性（FFI）によるニュートリノフレーバー変換の影響を調べます。ディスク内のニュートリノの放出と吸収により、ディスクの噴出物の組成が決まり、その後、膨張と冷却の際に$r$プロセスの元素合成が行われます。ここでは、放出用の3種ニュートリノ漏れスキームと吸収用の環状電球スキームを使用して、可変寿命の超大質量中性子星（HMNS）の周りの降着円盤の28の時間依存、軸対称、粘性流体力学シミュレーションを実行します。吸収されたニュートリノフラックスと温度を変更し、さまざまなレベルのフレーバー平衡でフレーバーを混合できるようにすることで、FFIによるニュートリノフレーバー変換をパラメトリックな方法で含めます。また、レプトン数を維持する対称性を尊重することを目的としています。ニュートリノ自己相互作用ハミルトニアン。迅速に形成されたブラックホール（BH）の場合、FFIは、主にフレーバー混合時の電子ニュートリノ/反ニュートリノフラックスの低下によって引き起こされるニュートリノ吸収の減少により、ディスク流出の平均電子分率を低下させることがわかります。長寿命のHMNSの場合、ディスクはBHよりも重いレプトンニュートリノを放出し、より多くの電子ニュートリノを再吸収します。フラックスの低下は小さく、フレーバー混合時のニュートリノ温度が高くなります。結果として生じる流出は、より広い電子分率分布、より陽子に富むピークを有し、より強い放射駆動を受ける。HMNSの寿命が中程度のディスクは、これら2つの制限の間にある結果を示します。ほとんどの場合、流出に対するFFIの影響は中程度であり、質量放出、平均速度、平均電子分率が$\sim10\％$のオーダーで変化し、ランタニド/アクチニドの質量分率が最大で変化します。係数$\sim2$。
チャンドラ高エネルギー透過型回折格子データの多次分析を使用した、近くの活動銀河核におけるFe K $ \alpha$放出の範囲の調査
| Title |
Probing_the_Extent_of_Fe_K$\alpha$_Emission_in_Nearby_Active_Galactic_Nuclei_using_Multi-Order_Analysis_of_Chandra_High_Energy_Transmission_Grating_Data |
| Authors |
Megan_Masterson_and_Christopher_S._Reynolds |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.10686 |
ChandraHighEnergyTransmissionGrating（HETG）で広範囲に観察された、7つの明るい近くのAGNの狭いFeK$\alpha$線の研究を紹介します。HETGデータは、2次および3次スペクトルよりも1次スペクトルの方が広いFeK$\alpha$線を示しています。これは、空間的に拡張されたFeK$\alpha$放出の結果として解釈されます。マルチオーダーチャンドラHETGスペクトルの狭いFeK$\alpha$線幅のこれらの違いを利用して、各オブジェクトの放出物質の空間範囲と固有速度幅を決定します。$r\sim5-100$pcの拡張に対応して、各オブジェクトに空間的に拡張された放出の適度な証拠があることがわかります。これらの距離は、重力運動を想定した速度幅から推測される距離よりも大幅に大きく、$r\sim0.01-1$pcが得られます。これは、ガスが速度幅を支配する小さな半径と空間範囲を支配する大きな半径である範囲の半径で放出されているか、またはガスが非重力運動を示していることを意味します。自由落下速度を超えるラインと速度のレッドシフト。また、空間範囲情報を使用して、蛍光を発する鉄原子を数え、$M_\mathrm{gas}\sim10^5-10^8\、M_\odot$のオーダーの質量を見つけることにより、放出ガスの質量を推定します。XRISMのような観測所との将来の作業により、この研究をより多くのAGNに拡張し、高次HETGデータの信号対雑音比が低いために発生する不確実性を減らすことができます。
超高エネルギー宇宙線（UHECR）のソースをモデル化するときに一般的に使用される単純化された仮定は、それらすべてが粒子を同じ最大エネルギーに加速するというものです。候補となる天体物理学的加速器は、光度、ローレンツ因子、磁場強度などの関連する特性に関して非常に多様性を示すという事実に動機付けられて、非同一の最大宇宙線エネルギーを持つソースの集団との互換性を研究します。地球で観測されたエネルギースペクトルとUHECRの組成。この目的のために、広範囲の天体物理学シナリオに適用可能な最大エネルギーのべき乗則分布を持つソースの母集団から出現するUHECRスペクトルを計算します。データを説明するには、最大エネルギーの許容されるソース間の分散を小さくする必要があることがわかります。個々のソーススペクトルの非常に鋭いカットオフと加速器の負の赤方偏移の進化を伴う最も極端なシナリオでも、天体物理学で予想される分散とは対照的に、ソースの90％の最大エネルギーは3倍以内で同一でなければなりませんソース。
Blazar PKS 1222 + 216の偏光発光：420日間の準周期信号の発見
| Title |
Polarized_Optical_Emission_of_the_Blazar_PKS_1222+216:_Discovery_of_A_420-day_Quasi-Periodic_Signal |
| Authors |
Pengfei_Zhang_and_Zhongxiang_Wang_(Yunnan_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.10824 |
ブレーザーPKS〜1222+216の長期光学および$\ガンマ$線データでの準周期信号の検索を報告します。データはスチュワード天文台のブレーザー監視プログラムと全天調査からのものです。それぞれ{\itフェルミガンマ線宇宙望遠鏡}に搭載された大面積望遠鏡。周期が$\simeq$420\、daysで、有意性が$>5\sigma$の準周期信号は、光源の光直線偏光度の測定で検出されますが、同様の信号は検出されません。$\sim$10\、yrのほぼ同じ期間をカバーする光学および$\gamma$線の光度曲線。らせんジェットモデルを適用することによって準周期的変動を研究し、モデルが良い説明を提供できることを発見しました。この研究は、偏光測定が物理的特性、特に銀河系の超大質量ブラックホールからのジェットの磁場の構成を明らかにするための強力なツールになり得ることを示しています。
広帯域X線観測で検出された高エネルギーパルサー風星雲のスペクトル破壊
| Title |
Spectral_Break_of_Energetic_Pulsar_Wind_Nebulae_Detected_with_Wideband_X-ray_Observations |
| Authors |
Aya_Bamba_(U._Tokyo),_Shinpei_Shibata_(Yamagata_U.),_Shuta_J._Tanaka_(Aoyama_Gakuin_U./Osaka_U.),_Koji_Mori_(Miyazaki_U.),_Hiroyuki_Uchida_(Kyoto_U.),_Yukikatsu_Terada_(Saitama_U.),_Wataru_Ishizaki_(Kyoto_U.) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.10880 |
パルサー星雲（PWNe）は、電波から非常に高エネルギーのガンマ線への明るい放射を伴う最もエネルギーの高い銀河源の1つです。4つの高エネルギーPWNe、N157B、PSRJ1813-1749、PSRJ1400-6325、およびG21.5-0.9の広帯域X線分光法を、すざく、チャンドラ、NuSTAR、およびひとみの天文台で実行します。N157Bを除くすべてのサンプルの硬X線バンドに、重要なスペクトルブレークまたはカットオフ機能が見られます。壊れたべき乗則フィッティングの破壊エネルギーは4〜14keVの範囲ですが、カットオフべき乗則フィッティングのカットオフエネルギーは22keV以上です。ブレークまたはカットオフエネルギーは、スピンダウンエネルギーまたはホストパルサーの特徴的な年齢との有意な相関関係を示していません。壊れたべき乗則フィッティングの光子指数の変化とパルサーのX線放射効率の間には、考えられる相関関係が見られますが、その重要性は決定的なほど高くはありません。単純なモデルに基づいてブレークパラメータを決定するものについて説明します。
若い巨大な星団ウェスタールンド1を取り巻く$\gamma$線放出の深い分光形態学的研究
| Title |
A_deep_spectromorphological_study_of_the_$\gamma$-ray_emission_surrounding_the_young_massive_stellar_cluster_Westerlund_1 |
| Authors |
F._Aharonian,_H._Ashkar,_M._Backes,_V._Barbosa_Martins,_Y._Becherini,_D._Berge,_B._Bi,_M._B\"ottcher,_M._de_Bony_de_Lavergne,_F._Bradascio,_R._Brose,_F._Brun,_T._Bulik,_C._Burger-Scheidlin,_F._Cangemi,_S._Caroff,_S._Casanova,_M._Cerruti,_T._Chand,_S._Chandra,_A._Chen,_O._Chibueze,_P._Cristofari,_J._Damascene_Mbarubucyeye,_A._Djannati-Ata\"i,_J.-P._Ernenwein,_K._Feijen,_G._Fichet_de_Clairfontaine,_G._Fontaine,_S._Funk,_S._Gabici,_Y._A._Gallant,_S._Ghafourizadeh,_G._Giavitto,_L._Giunti,_D._Glawion,_J._F._Glicenstein,_P._Goswami,_M.-H._Grondin,_L._K._H\"arer,_M._Haupt,_J._A._Hinton,_M._H\"orbe,_W._Hofmann,_T._L._Holch,_M._Holler,_D._Horns,_M._Jamrozy,_V._Joshi,_I._Jung-Richardt,_E._Kasai,_K._Katarzy\'nski,_U._Katz,_B._Kh\'elifi,_W._Klu\'zniak,_Nu._Komin,_K._Kosack,_D._Kostunin,_G._Kukec_Mezek,_et_al._(100_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.10921 |
若い巨大な星団は極限環境であり、効率的な粒子加速の手段を提供する可能性があります。実際、それらは天の川内で加速される宇宙線（CR）のかなりの部分の原因であるとますます考えられています。ウェスタールンド1は、私たちの銀河で最も大規模で知られている若い星団であり、この仮説を研究するための主要な候補です。非常に高エネルギーの$\gamma$線源HESSJ1646-458が過去にウェスタールンド1の近くで検出されましたが、その関連性をしっかりと特定することはできませんでした。ウェスタールンド1号周辺の$\gamma$線放出の原因となる物理的プロセスを特定し、銀河系CRの加速における大規模な星団の役割をよりよく理解することを目指しています。高エネルギーステレオスコピックシステム（H.E.S.S.）で記録された164時間のデータを使用して、HESSJ1646-458の$\gamma$線放出の詳細な分光形態学的研究を実施しました。さらに、この領域のHIおよびCO観測を使用して、加速されたCRの相互作用のターゲット材料として機能する可能性のあるガスの存在を推測しました。複雑な形態の大規模（$\sim2^\circ$直径）$\gamma$線放出を検出し、シェルのような構造を示し、$\gamma$線エネルギーによる有意な変化を示しませんでした。放出の結合エネルギースペクトルは数十TeVに及び、ソース領域全体で均一です。HIとCOの観測で特定されたように、$\gamma$線の放出とガス雲との明確な相関関係は見つかりませんでした。地域内の既知の物体のうち、ウェスタールンド1号だけが$\gamma$線放出の大部分を説明できると結論付けます。いくつかのCR加速サイトとメカニズムが考えられ、詳細に説明されています。（要約）
111MHzでの5つの新しいRRATの検出
| Title |
Detection_of_Five_New_RRATs_at_111_MHz |
| Authors |
S.A._Tyul'bashev_and_V.S._Tyul'bashev_and_V.M._Malofeev_and_S.V._Logvinenko_and_V.V._Oreshko_and_R.D._Dagkesamanskii_and_I.V._Chashei_and_V.I._Shishov_and_N.N._Bursov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11032 |
2015年9月1日から28日にプーシノ電波天文台のビッグスキャニングアンテナで実施された111MHzのモニタリング観測の結果が示されています。偏角$-9^o<\delta<+42^o$で54個の脈動源が検出されました。これらのうち47個は既知のパルサーであり、5個は新しい発生源であり、2個は以前に発見された過渡現象です。ピークフラックス密度と分散測定値の推定値、またはこれらすべてのソースが表示されます。
| Title |
A_wind_environment_and_Lorentz_factors_of_tens_explain_gamma-ray_bursts_X-ray_plateau |
| Authors |
H._Dereli-B\'egu\'e,_A._Pe'er,_F._Ryde,_S.-R._Oates,_B._Zhang_and_M.-G._Dainotti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11066 |
ガンマ線バースト（GRB）は、最も相対論的なジェットを持っていることが知られており、初期のローレンツ因子は数百のオーダーです。多くのGRBは、初期のX線光度曲線プラトーを示しますが、これは理論的には予想されていなかったため、長年にわたってコミュニティを困惑させていました。ここでは、この観測された信号が、初期のローレンツ因子がかなり数十であり、膨張が中低密度の「風」に発生するという条件で、古典的なGRB「火の玉」モデル内で自然に得られることを示します。したがって、GRBジェットのローレンツ因子の範囲は、以前に考えられていたよりもはるかに広く、活動銀河核で推定される穏やかな相対論的ジェットと、いくつかの極端なGRBで推定される高度に相対論的なジェットとの間の観測ギャップを埋めます。さらに、長いGRB前駆体は、ウォルフ・ライエ星ではないか、最終的な恒星進化段階での風の特性が以前とは異なります。このモデルのいくつかのテスト可能な予測について説明します。
天の川銀河におけるパルサー風星雲とパルサーハローの集団合成-非常に高エネルギーの空への予測される寄与
| Title |
Population_synthesis_of_pulsar_wind_nebulae_and_pulsar_halos_in_the_Milky_Way_--_Predicted_contributions_to_the_very-high-energy_sky |
| Authors |
Pierrick_Martin,_Luigi_Tibaldo,_Alexandre_Marcowith,_Soheila_Abdollahi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11178 |
多くの中年パルサーに向けた拡張ガンマ線放出の発見は、古典的なパルサー風星雲（PWN）段階を超えた長寿命の粒子閉じ込めの可能性を示唆しています。この新たなソースクラスを銀河系の集団にどのように外挿できるかは不明なままです。すべての中年パルサーがJ0633+1746またはB0656+14パルサーに対して観測されたものと同様のハローを発達させるという仮定の下で、パルサーハローが既存のTeV観測にどのように適合するかを評価することを目的としています。超新星残骸、PWNe、パルサーハローの集団を天の川でモデル化しました。PWN-ハロ進化シーケンスは、シンプルでありながら一貫性のあるフレームワークで記述されており、両方の種類のオブジェクトが同じ粒子注入特性を共有していると想定されています。次に、銀河からの非常に高エネルギーの放出に対するさまざまなソースクラスの寄与を評価しました。合成母集団は、妥当なパラメータセットについて、未確認のオブジェクトを含むすべての既知のオブジェクトのフラックス分布と一致させることができます。HESSを使用した銀河面の調査で検出可能であると予測された人口の割合。そして、HAWCは実際の結果とよく一致しており、検出可能なハローの数は、検出可能なPWNeの数の30〜80％の範囲であることがわかります。CTAの見通しには、銀河面調査での250〜300のソースの検出が含まれます。これには、170のPWNeと最大100のハローが含まれます。ハローの拡散抑制の程度は、そのような見通しに限定的な影響を及ぼしますが、その大きさは強い影響を及ぼします。各調査における未解決の集団からの拡散放出のレベルは、ハローによって支配されており、0.1〜1TeVを超える宇宙線を動力源とする大規模な星間放射に匹敵することがわかっています。パルサーハローは、ほとんどの中年のパルサー（要約）の周りに発生する場合、現在特定されていないソースの一部に対応する実行可能なものであることが示されています。
光学時系列における画像の改善と復元。 I.方法
| Title |
Image_Improvement_and_Restoration_in_Optical_Time_Series._I._The_Method |
| Authors |
Yash_Gondhalekar,_Snehanshu_Saha,_Margarita_Safonova,_Archana_Mathur |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.10973 |
球状星団（GC）は、不正な（浮遊）惑星をホストするための有力な候補と見なされます。それらは星に束縛されていないため、従来の検出方法（通過、視線速度、または直接イメージング）では検出できません。一方、前景の質量を通過することによって背景の星を一時的に明るくする重力マイクロレンズ法（ML）は、惑星を検出する確立された方法であり、GCでの応用に有望であることが証明されています。画像減算技術を採用することにより、GCの時系列画像の微分測光は、変動イベントを抽出し、光度曲線を作成し、マイクロレンズの存在を検査することができます。ただし、機器の異常と長い観測キャンペーン期間にわたるさまざまな観測条件により、恒星の点像分布関数（PSF）が歪むため、減算の品質に影響を与え、減算された画像で誤検出の過渡検出と大規模なノイズ構造が発生します。。フラックス保存スケール勾配投影（FC-SGP）と呼ばれる、スケール勾配投影（SGP）アルゴリズムの修正として、反復画像再構成法を提案します。これにより、恒星のフラックスを測光的に許容される許容範囲内に十分に維持しながら、星の形状を復元します。。いくつかの物理的に動機付けられたメトリックと実験的な収束分析を使用して、リチャードソンルーシー（RL）や元のSGPアルゴリズムなどのさまざまな画像復元アルゴリズムを使用してFC-SGPの広範な経験的比較研究を実行します。FC-SGPは、天文学的画像復元のための有望なアプローチである可能性があることがわかりました。将来的には、提案されたアルゴリズムのパフォーマンスを維持しながら、そのアプリケーションをさまざまな画像形式に拡張することを目指しています。
PMOIREDを使用したOIFITSデータの柔軟な分光干渉モデリング
OIFITSデータを解釈する際に画像再構成が普及しているにもかかわらず、データの希少性のため、または定量的測定を行う必要があるため、u、v空間でのモデルフィッティングがデータを解釈するための最良の方法であることがよくあります。PMOIREDは、単純な幾何学的モデルを使用してOIFITSデータを視覚化、操作、およびモデル化するための柔軟なPythonライブラリです。PMOIREDの強みは、さまざまな単純なコンポーネントを線形に組み合わせて複雑なシーンを作成すると同時に、フィッティングされたパラメーターに事前分布をリンク、制約、および追加する機能にあります。このコードを使用すると、グリッド検索でグローバル最小値を見つけたり、データのリサンプリングを行って不確実性をより適切に評価したりすることもできます。分析関数に加えて、任意の放射状プロファイル、方位角変動、またはスペクトルのスパースウェーブレットモデリングが実装されています。
空で測定されたJWST/MIRIコロナグラフのパフォーマンス
| Title |
JWST/MIRI_coronagraphic_performances_as_measured_on-sky |
| Authors |
A._Boccaletti,_C._Cossou,_P._Baudoz,_P._O._Lagage,_D._Dicken,_A._Glasse,_D._C._Hines,_J._Aguilar,_O._Detre,_B._Nickson,_A._Noriega-Crespo,_A._G\'asp\'ar,_A._Labiano,_C._Stark,_D._Rouan,_J._M._Reess,_G._S._Wright,_G._Rieke,_M._Garcia_Marin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11080 |
直接画像化された太陽系外惑星の特性評価は、ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡の最も熱心に期待されている科学機能の1つです。MIRI、中赤外機器は、そのようなオブジェクトに対してこれまで達成されたことのないスペクトル範囲で、空間的に分解された独自の測光データポイントを提供する機能を備えています。MIRIのコロナグラフの最初の空のコントラスト測定値を提示することを目指しています。最長波長での古典的なリオットコロナグラフに加えて、この観測モードは、宇宙望遠鏡で初めて4象限位相マスクの概念を実装します。単一の星を一連の参照星と一緒に観察して、検出器に送られる生のコントラストと、参照を差し引いたコントラストを測定しました。MIRIのコロナグラフは、最小の角度間隔（$1''$以内）で$10^3$を超え、さらに離れた場所（$5\sim6''$を超える）で約$10^5$の生のコントラストを実現します。コロナグラフによって減衰されないままになっている残留回折光を差し引くと、ほとんどの角度間隔で最終的なコントラストが背景に下がり、検出器が制限されたノイズフロアになる可能性があります（$1''$未満で$10^4$の数倍）。MIRIコロナグラフは、シミュレーションから期待どおりに動作します。特に、4つのコロナグラフすべての生のコントラストは、回折モデルと完全に一致しています。参照星を差し引くことで得られるコントラストも期待に応え、2つの4象限位相マスク（F1065CおよびF1140C）で完全に実証されています。F1550Cで測定された最悪のコントラストは、コロナグラフ自体の問題ではなく、観測中の主鏡での位相収差の変動が原因である可能性が非常に高いです。F2300CでLyotマスクを使用して参照星の減算を実行しませんでしたが、コントラストがノイズフロアまで下がると予想されます。
天体カタログのグローバルに最適でスケーラブルな$N$-wayマッチング
| Title |
Globally_optimal_and_scalable_$N$-way_matching_of_astronomy_catalogs |
| Authors |
Tu_Nguyen,_Amitabh_Basu,_T\'amas_Budav\'ari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11125 |
以前のベイズアプローチに基づいて、確率的相互識別の新しい定式化を紹介します。ここでは、検出がグローバルに最適な方法で（仮定された）天体に直接関連付けられます。この新しい方法は、特に混雑したフィールドの制限において、すべての可能な候補を列挙するよりも、複数のカタログを処理するのに適していることを示します。これは、ルービン天文台の時空のレガシー調査などの新世代の天文学実験にとって最も困難な観測体制です。（LSST）。ここでは、グラウンドトゥルースがわかっているシミュレートされたカタログを調査し、メソッドの統計的および計算上のパフォーマンスについて報告します。このペーパーには、方向データに基づいてグローバルに最適なカタログマッチングを実行するための公開ソフトウェアツールが付属しています。
ケフェウス星形成領域L1251における重水素化アンモニアの調査
| Title |
A_Survey_of_Deuterated_Ammonia_in_the_Cepheus_Star-Forming_Region_L1251 |
| Authors |
Maria_Galloway-Sprietsma,_Yancy_L._Shirley,_James_Di_Francesco,_Jared_Keown,_Samantha_Scibelli,_Olli_Sipil\"a,_Rachel_Smullen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.10718 |
星のないコアと星の前のコアの進化の間の化学プロセスを理解することは、星と円盤の形成の初期段階を理解する上で重要なステップです。このプロジェクトは、ケフェウス座に向かうL1251星形成領域での重水素化アンモニアo-NH$_2$Dの研究です。以前にp-NH$_3$（1,1）観測によって特定された、22個の高密度コア（そのうち20個は星なしまたは原始星であり、2個は原始星を持っています）は、キットの12mアリゾナ電波天文台望遠鏡でターゲットにされました。ピーク。o-NH$_2$DJ$_{\rm{K_a}\rm{K_c}}^{\pm}=$$1_{11}^{+}\rightarrow1_{01}^{-}$が検出されましたNH$_3$で検出されたコアの13（59\％）で、感度の中央値は$\sigma_{T_{mb}}=17$mKです。この感度でo-NH$_2$Dで検出されたすべてのコアは、p-NH$_3$列密度$>10^{14}$cm$^{-2}$を持ちます。o-NH$_2$Dカラム密度は、NH$_3$ソースサイズの充填率を補正しながら、一定励起温度（CTEX）近似を使用して計算されました。重水素の割合の中央値は0.11（3$\sigma$の上限を含む）であることがわかりました。ただし、物理的または進化的変数を使用した重水素分率のプロットには、強力で識別可能な傾向はありません。L1251のコアが同様の初期化学条件を持っている場合、この結果は、コアが異なる速度で物理的に進化している証拠です。
ブラックホールマイクロレンズイベントOGLE-2011-BLG-0462の質量不一致の原因としての系統的エラー
| Title |
Systematic_errors_as_a_source_of_mass_discrepancy_in_black_hole_microlensing_event_OGLE-2011-BLG-0462 |
| Authors |
Przemek_Mroz,_Andrzej_Udalski,_and_Andrew_Gould |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.10729 |
2つの独立したグループが、ハッブル宇宙望遠鏡で行われた位置天文測定と組み合わせた測光地上観測に基づいて、マイクロレンズイベントOGLE-2011-BLG-0462で孤立した暗い恒星の残骸が発見されたことを報告しました。これらの2つの分析は、矛盾した質量測定値をもたらしました。最初のグループは、レンズオブジェクトが7.1+/-1.3太陽質量のブラックホールであると報告しましたが、他のグループは、マイクロレンズイベントが中性子星または低質量ブラックのいずれかによって引き起こされたと結論付けました。穴（1.6-4.4太陽質量）。ここでは、利用可能な測光データと位置天文データを精査し、体系的なエラーが不一致の測定の原因であると結論付けます。レンズは、1.49+/-0.12kpcの距離にある7.88+/-0.82太陽質量の孤立したブラックホールであることがわかります。また、位置天文マイクロレンズ測定の精度に対するブレンドの影響についても研究しています。ソースコンパニオンによる低レベルの混合は、ブラックホール質量の位置天文マイクロレンズ測定に対する主要な、これまで認識されていなかった課題であることがわかりました。
ヨーロッパの太陽望遠鏡
| Title |
The_European_Solar_Telescope |
| Authors |
C._Quintero_Noda,_R._Schlichenmaier,_L._R._Bellot_Rubio,_M._G._L\"ofdahl,_E._Khomenko,_J._Jurcak,_J._Leenaarts,_C._Kuckein,_S._J._Gonz\'alez_Manrique,_S._Gunar,_C._J._Nelson,_J._de_la_Cruz_Rodr\'iguez,_K._Tziotziou,_G._Tsiropoula,_G._Aulanier,_M._Collados,_and_the_EST_team |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.10905 |
欧州太陽望遠鏡（EST）は、深部光球から上部彩層までの太陽大気の磁気的接続性を研究することを目的としたプロジェクトです。その設計は、可視および近赤外波長で動作する最先端の太陽望遠鏡の構築と運用中にヨーロッパの太陽物理学コミュニティによって収集された知識と専門知識を組み合わせたものです：スウェーデンの1m太陽望遠鏡（SST）、ドイツの真空タワー望遠鏡（VTT）とGREGOR、フランスのT\'elescopeH\'eliographiquepourl'\'EtudeduMagn\'etismeetdesInstabilit\'esSolaires（TH\'EMIS）、およびオランダのオープン望遠鏡（DOT）。4.2mの主鏡とオープン構成により、ESTは、可視および近赤外線帯域で今後数十年間に太陽を研究するための最も強力なヨーロッパの地上ベースの施設になります。ESTは、最も革新的な技術的進歩を使用しています。太陽望遠鏡でこれまでに使用された最初の適応副鏡、自然な方法で光学設計の一部を形成する変形可能なミラーを備えた複雑なマルチコンジュゲート適応光学、望遠鏡ミューラーマトリックスの複雑な時間変化と波長依存性、およびいくつかの（エタロンベースの）調整可能なイメージング分光偏光計といくつかの積分フィールドユニット分光偏光計を含む機器スイート。この出版物は、望遠鏡で取り組むことができるいくつかの基本的な科学の質問を、その主要なサブシステムの完全な説明とともに要約しています。
V608カムの測光研究：表面活動の結果としての見かけの周期変化
公転周期の短い食変光星を研究するための長期観測プロジェクトの一環として、低質量の食変光星V608CamのVRI光度曲線を測定しました。PhoebeのTess光度曲線の解は、分離構成になります。Gaiaの結果によると、一次コンポーネントの温度は$T_1=5300$Kに固定されており、二次コンポーネントの場合は$T_2=4110\pm50$Kになります。主成分のスペクトル型はK0であると導出され、測光質量比は$q=0.92\pm0.07$と推定されました。二次成分の表面の低温領域の特徴と時間的変動が推定され、約2。4年の周期でのこの食変光星の見かけの周期変化に起因します。
TESS観測の最初の3年間からの恒星フレアの統計分析
| Title |
Statistical_Analysis_of_Stellar_Flares_from_the_First_Three_Years_of_TESS_Observations |
| Authors |
Ma{\l}gorzata_Pietras_(1),_Robert_Falewicz_(1_and_2),_Marek_Siarkowski_(3),_Kamil_Bicz_(1),_and_Pawe{\l}_Pre\'s_(1)_*1 |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11039 |
この論文では、TESS衛星（トランジット系外惑星探査衛星）からの恒星の光度曲線を調べて、恒星のフレアの存在を調べます。主な目的は、2分間のケイデンスデータを使用して恒星のフレアを検出し、統計分析を実行することです。恒星のフレアを見つけて分析するために、自動ソフトウェアWARPFINDERを用意しました。このホワイトペーパーで説明する3つの方法、トレンド、差異、プロファイルフィッティングを実装しました。フレアの自動検索には、目視検査が伴いました。私たちのソフトウェアを使用して、TESS観測の最初の39セクターにある33万個の星の2分間のケイデンス光度曲線を分析しました。その結果、25,000を超える星がフレア活動を示し、合計で140,000を超えるフレアが検出されました。これは、分析されたすべてのオブジェクトの約7.7％が閃光星であることを意味します。推定フレアエネルギーは、$10^{31}$から$10^{36}$ergの範囲です。フレア持続時間、振幅、エネルギーなどのパラメータの統計的分布の予備プレビューを作成し、以前の結果と比較しました。恒星の活動とそのスペクトル型、温度、質量との関係も統計的に分析されました。スケーリング則に基づいて、フレアループの磁場強度と長さの平均値を推定しました。私たちの仕事では、観測データに合わせるために、シングル（約60％）とダブル（約40％）の両方のフレアプロファイルを使用しました。二重プロファイルの成分は、非熱電子による光球の直接加熱と逆温プロセスに関連していると考えられています。
$ \ beta$CepスターHD129929の内部回転履歴をバックトレースします
| Title |
Backtracing_the_internal_rotation_history_of_the_$\beta$_Cep_star_HD_129929 |
| Authors |
S\'ebastien_Salmon,_Facundo_Moyano,_Patrick_Eggenberger,_Lionel_Haemmerl\'e,_Ga\"el_Buldgen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11051 |
HD129929は、ゆっくりと回転する$\beta$Cepheiパルセータで、2つの回転多重項を含む、検出された振動の豊富なスペクトルを備えています。星震学の解釈は、$\sim$9.35Mのこの巨大な星に放射状の差動回転の存在を明らかにしました。恒星の核は実際、表面よりも$\sim$3.6倍速く回転すると推定されています。その結果、表面の回転は$\sim$2km/sとして導出されました。この巨大な星は、主系列星と進化した低質量星の豊富な宇宙ベースの測光結果に対する理想的な対抗部分を表しています。それらの後者は、恒星の内部で作用する角運動量輸送過程の新しい、そしてしばしば予想外の絵を明らかにしました。巨大な星の主系列星の内部回転の進化についての解釈に焦点を当てて、HD129929の内部回転の制約を新しい方法で調査します。角運動量の流体力学的および磁気的不安定性輸送プロセスを別々にテストします。以前の研究で得られた最高の星震学モデルを使用しました。その参照モデルを再現するために、さまざまな輸送プロセスを使用して、回転を含む恒星モデルを較正しました。次に、星震学の多重項の適合に基づいて、HD129929の回転プロファイルを再現するために1つのプロセスが好ましいかどうかを調べました。角運動量輸送に対するテイラー磁気不安定性の影響は、コアと表面の回転速度の比がわずか1.6であると予測しているのに対し、このメカニズムの最近改訂された処方は、固体の回転を予測しています。両方とも星震学の推論と比較して低すぎます。流体力学的プロセスのみのモデルは、星震学の測定値とよく一致しています。驚くべきことに、ゼロエイジの主系列星の回転プロファイルにも制約があります。おそらく、コアと表面の回転の比率は少なくとも$\sim$1.7でした。
天体物理学の氷類似体の広帯域分光法：II。テラヘルツおよび赤外線範囲でのCOおよびCO$_2$氷の光学定数
| Title |
Broadband_spectroscopy_of_astrophysical_ice_analogues:_II._Optical_constants_of_CO_and_CO$_2$_ices_in_the_terahertz_and_infrared_ranges |
| Authors |
A.A._Gavdush,_F._Kruczkiewicz,_B.M._Giuliano,_B.M\"uller,_G.A._Komandin,_T._Grassi,_P._Theul\'e,_K.I._Zaytsev,_A.V._Ivlev_and_P._Caselli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11052 |
コンテキスト：赤外線（IR）およびテラヘルツ（THz）範囲の天体物理学的氷類似体の広帯域光学定数は、ダスト粒子の表面に厚い氷のマントルが形成される高密度および低温領域でのダスト連続放出および放射伝達のモデル化に必要です。。目的：この論文では、THz時間領域分光法（TDS）とフーリエ変換IR分光法（FTIR）を組み合わせて、広いTHz-IRスペクトル範囲でCOおよびCO$_2$氷の光学定数を研究します。方法：測定された氷は、冷たいSiウィンドウにガスを堆積させることにより極低温で成長します。氷の広帯域THz-IR光学定数を定量化する方法は、TDSデータからTHz範囲の氷の複素屈折率を直接再構築し、IR範囲でKramers-Kronig関係を使用することに基づいて開発されています。FTIRデータからの再構成。クラマース・クローニッヒ関係の不確実性は、THzスペクトルとIRスペクトルをマージすることによって排除されます。次に、再構築されたTHz-IR応答は、複素誘電率の古典的なモデルを使用して分析されます。結果：$28$Kの温度で堆積したCOおよびCO$_2$氷の複素屈折率は、0.3〜12.0THzの範囲で得られます。測定された誘電率に基づいて、COおよびCO$_2$の氷のマントルを含む天体物理学の塵の不透明度が計算されます。結論：開発された方法は、広いTHz-IR範囲でさまざまな天体物理学的氷類似体の光学定数のモデルに依存しない再構築に使用できます。このようなデータは、既存および将来の地上ベースの施設や宇宙望遠鏡からのブロードバンド観測を解釈するための重要なベンチマークを提供できます。報告された結果は、原始惑星系円盤の前星コアの中央領域や原始惑星系円盤の中央面、円盤内のCOおよびCO$_2$雪線など、劇的な分子凍結を示すソースをモデル化するのに役立ちます。
若い散開星団NGC6709の自転周期分布
| Title |
The_Rotation_Period_Distribution_in_the_Young_Open_Cluster_NGC_6709 |
| Authors |
E._M._Cole-Kodikara,_S._A._Barnes,_J._Weingrill,_T._Granzer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11063 |
散開星団は、クラスター内の星が均一であるため、外側の対流層を持つ星の質量、回転、および年齢の関係のモデルを較正するための便利なツールとして機能します。クラスター間の比較は、スピンダウン関係の普遍性が成り立つかどうかを判断するために不可欠です。NGC6709は、以前にメンバーの自転周期が取得されていない若い散開星団として選択されています。このクラスターは1kpc以上の距離にあり、2つの赤色巨星のメンバーがいます。等時線は、クラスターの年齢を約150Myr、またはプレアデス星団とほぼ同じ年齢にします。測光は、ロボット天文台ステラでの数ヶ月の観測シーズンにわたって取得されます。基本的な処理の後、PSF測光はDaophotIIを使用して導出され、一連の関連ソフトウェアにより、各星の相対的な光度変化の時系列を作成することができました。次に、4つの時系列分析方法をこれらの光度曲線に適用して、メンバーの星の自転周期を取得します。NGC6709の45個のFGKクラスターメンバーの自転周期を初めて取得します。自転周期をガイアEDR3の色と比較し、自転周期が赤い星に向かって増加し、そうでない高速回転子の小さな塊で、自転周期が遅いシーケンスを見つけます。まだこのシーケンスに参加しました。NGC6709の自転周期は、別のプレアデス星団の散開星団であるNGC2516と非常によく似ています。
シックディスクIIの人食い人種-アルファに富む若い星の視線速度モニタリング
| Title |
Cannibals_in_the_thick_disk_II_--_Radial-velocity_monitoring_of_the_young_alpha-rich_stars |
| Authors |
P._Jofre,_A._Jorissen,_C._Aguilera-Gomez,_S._Van_Eck,_J._Tayar,_M._Pinsonneault,_J._Zinn,_S._Goriely,_H._Van_Winckel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11084 |
高分解能分光法で補完された長期視線速度モニタリングキャンペーンからの新しい観測結果、および若いアルファリッチ（YAR）を含むAPOKASCの第3バージョンからの41個の赤色巨星のサンプルの新しい位置天文学と地震学の結果を報告します。）出演者。目的は、二元性の割合、質量、存在量の傾向、および運動学的特性の観点から、YAR星をよりよく特徴付けることです。HERMES、APOGEE、ガイアの視線速度を組み合わせて、YAR星間の二元分数を決定しました。それらの質量推定値、それらの進化的状態、化学組成、および運動学的特性と組み合わせることで、これらのオブジェクトの性質をより適切に制約することができます。過大な星の間のバイナリの頻度は、サンプル内の他の星の頻度と大きく異ならないことがわかりますが、最も大規模なYAR星は確かに単一であり、これは人口合成モデルによって予測されています。[C/N]、[C/Fe]、[N/Fe]の質量の傾向を調べると、多くの超質量星はAPOKASC星に従わず、それらのほとんどが物質移動の産物であるというシナリオを支持しています。私たちのサンプルにはさらに、質量が十分に小さい2つの低質量星が含まれているため、これらの星は、大幅な質量損失なしに赤色巨星相に到達することはできませんでした。過大な星と過小な星の両方が、N、Na、P、K、Crなどの異常なAPOGEEの存在量を示す可能性がありますが、これらの発見を確認するには、より高解像度の光学分光法が必要になる場合があります。ペアで形成される星のかなりの部分と、物質移動を可能にするさまざまな方法を考慮すると、ここで研究された過大および過小の星の二元性と化学的性質に関する特性の多様性は、それが安全ではないことを意味しますYAR星の質量を年齢と直接関連付け、これらの天体のほとんどは若くない可能性が高いこと。
動的磁気圏を用いたAlpha$^ 2$CVnの測光変動のモデリング
| Title |
Modeling_the_Photometric_Variability_of_Alpha$^2$_CVn_with_a_Dynamical_Magnetosphere |
| Authors |
Cameron_M._Pfeffer_and_M._Virginia_McSwain |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11151 |
らょうけん座アルファ星（AMCVn）は、光球を介した磁性元素の拡散に長い間起因してきた独特の化学的特徴と周期的変動を伴う強磁性星であり、恒星表面全体に化学スポットをもたらします。しかし、他の磁気の熱い星の最近の研究は、表面上の磁気圏の雲と一致しています。ここでは、単純化された動的磁気圏（DM）と傾斜したオフセット磁気双極子を使用してAMCVnをモデル化するための新たなアプローチを採用し、トランジット系外惑星探査衛星（TESS）の変動性を再現します。私たちの双極子モデルは、シルベスター、コチュホフ、ウェイド（2014）のAMCVnの磁気表面マップもよく再現しています。IUEアーカイブスペクトルからのその紫外線変動も、従来の赤化モデルと一致しています。さらに、磁気圏がシステムからの他の観測可能な量に与える影響について説明し、AMCVnに存在する可能性は低いと結論付けています。
LVK、LISA、および共同観測による重力の速度の調査
宇宙論的スケールで重力波$c_{\rmGW}$の速度に影響を与える暗黒エネルギーの理論は、当然、LIGO/Virgo/KAGRA（LVK）バンドに近いその速度の周波数依存遷移につながります。GW170817などの観測では、$c_{\rmGW}$がLVK帯域の光速に非常に近いことが保証されていますが、LVK帯域より下の周波数依存遷移は、大規模なクラスの動的暗闇の喫煙銃信号です。エネルギー理論。ここでは、1）LVKバンドでの観測によってそのような遷移の残骸をどのように制約できるか、2）LISAバンドでのそのような遷移にどのシグネチャが関連付けられているか、3）LVKバンドとLISAバンドでの共同観測によってどのように可能になるかについて説明します。この移行と基礎となる理論に厳しい制約を課す必要があります。$c_{\rmGW}$の偏差は、周波数依存性が穏やかな場合でも、LVK${\textitおよび}$LISAバンドで$\sim10^{-17}$のレベルに制限できることがわかりました。周波数に依存しない$c_{\rmGW}\neqc$の既存の境界よりもはるかに強力です。GW170817のひずみデータを使用して、$c_{\rmGW}$の偏差を100Hzで$10^{-17}$未満、500Hzで$10^{-18}$未満に制限します。また、LVKバンドとLISAバンドの間の特に興味深いタイプの遷移を特定し、マルチバンド観測がこれをさらに制約する方法を示します。最後に、これらの現在および予測される制約が、基礎となるダークエネルギー理論に何を意味するかについて説明します。
| Title |
Primordial_Black-Hole_Dark_Matter_via_Warm_Natural_Inflation |
| Authors |
Miguel_Correa,_Mayukh_R._Gangopadhyay,_Nur_Jaman_and_Grant_J._Mathews |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.10394 |
自然温かいインフレパラダイム（WNI）の研究について報告します。このモデルで2つの重要な新しい結果が生じることを示します。1つは、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）からの原始パワースペクトルの観測上の制約が、有効場の理論のプランクスケールを超えることなく満たすことができるということです。2つ目は、WNIは、ブラックホールの質量範囲（$10^{-16}-10^{-11}M_{\odot}$）のゴールデンウィンドウで原始ブラックホール（PBH）を生成するための完璧な条件を必然的に提供できることです。）観測上の制約を満たしながら、宇宙のすべての暗黒物質の内容を説明できる場合。
$ \ mu \ nu$SSMと暗黒物質におけるステライルニュートリノの現象論的意味
| Title |
Phenomenological_implications_of_sterile_neutrinos_in_the_$\mu\nu$SSM_and_dark_matter |
| Authors |
Paulina_Knees,_Daniel_E._Lopez-Fogliani,_C._Munoz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.10689 |
$\mu\nu$SSMの枠組みにおけるステライルニュートリノの役割を分析します。ここで、右巻きニュートリノの存在は、超対称性における$\mu$-と$\nu$-の問題の同時解決を提供します。シーソー機構の一部として右巻きニュートリノを2つだけ使用して、軽いニュートリノの質量と混合角度をツリーレベルで再現するミニマルなアプローチを採用しています。3番目の右巻きニュートリノは3つのアクティブなニュートリノの質量に大きく寄与せず、keV$-$MeVの範囲の質量を持つステライルニュートリノとして動作します。さらに、keVのステライルニュートリノは、宇宙の年齢よりも寿命が長い暗黒物質の良い候補になる可能性があります。特に、活動的なニュートリノへの樹体の崩壊は、その寿命に支配的な貢献をします。ガンマ線とアクティブニュートリノへの1ループ崩壊はサブドミナントですが、天体物理学のX線などの観測に関連しています。$\mu\nu$SSMのパラメーター空間の領域が見つかり、ステライルニュートリノの質量の値が異なり、これらの制約だけでなく、ヒッグスセクターからのコライダー制約も満たしています。興味深いことに、主張されている$3.5$〜keVの線検出は、$7$〜keVの質量のステライルニュートリノを伴う$\mu\nu$SSMでも説明できる可能性があります。
運動学的に駆動されるエキピローシス
負のポテンシャルではなく、非標準的な運動エネルギー密度を介してエキピロティック収縮を駆動するスカラー場の可能性を探ります。この速度論的に駆動されるエキピローシス（「k-エキピローシス」）は、べき乗則、多項式、またはDBIのような運動項を作用とするスカラー場の理論を含むさまざまなモデルで達成できることがわかります。これらの例のうち、発熱相は、大きくて一定の状態方程式パラメーターを生成できるべき乗則モデルで最もよく維持され、続いて、同様に大きな状態方程式に対して動的アトラクターを示すことができるDBIのようなモデルが続きます。これらの例を含む幅広いクラスの理論について、k-エキピローシスの段階には、超発光の先行段階または同時段階が伴うことを示します。
$ f（Q）$重力におけるファントム暗黒エネルギーによる後期宇宙論
エキサイティングな機能と、最近提案された非計量スカラーQの関数の一般的な形式に動機付けられて、結果として得られる有効な暗黒エネルギーセクターを通じて、$f（Q）$重力の宇宙論的意味を調査し、暗黒エネルギーの分析式を抽出します。密度、状態方程式パラメーター、および減速パラメーター。宇宙定数がない場合でも、宇宙は物質と暗黒エネルギーの時代のシーケンスを伴う通常の熱履歴を示し、暗黒エネルギーの状態方程式パラメーターは常にファントム領域にあることを示します。さらに、手元のシナリオの抽出された分析方程式を通じて宇宙の年齢を計算すると、結果が1$\sigma$内の$\Lambda$CDMシナリオに対応する値と一致することが示されます。さらに、手元のシナリオと超新星Ia型観測データとの優れた一致を示します。最後に、明示的な宇宙定数がない場合の宇宙の振る舞いを、宇宙定数が存在する場合の宇宙の振る舞いと比較して、$f（Q）$重力が非常に効率的な方法で宇宙定数を模倣できることを示します。非常によく似た動作であり、目前のシナリオの利点と機能を明らかにします。
時間遅延のある宇宙論的解決策
体積粘度宇宙論に時間遅延関数を導入します。閉じた形の解が知られている体積粘度関数の場合でも、時間遅延項のために、正確な解は失われます。したがって、結果として得られるモデルの宇宙論的進化を研究するために、リンズテッドの方法を使用して、ド・ジッター解を記述する臨界点の安定性の詳細な分析を実行します。臨界点の安定性については、時間遅延パラメータにも依存することがわかります。ここで、分岐点の役割を果たす臨界時間遅延値が見つかります。臨界値に近い時間遅延値の場合、宇宙論的進化には周期的な進化があります。この振動する振る舞いは、時間遅延関数によるものです。指数関数的インフレを終了するための代替方法としても見ることができる、指数関数的拡張ポイントの近くで新しい動作を見つけます。
この論文では、スカラー場と2つのディラック場で構成される\textit{Dirac-bosonstars}（DBS）モデルを構築します。スカラー場と両方のディラック場は基底状態にあります。同期周波数$\tilde{\omega}$と非同期周波数$\tilde{\omega}_D$の場合について、それぞれDBSのソリューションファミリを検討します。ディラック質量$\tilde{\mu}_D$とスカラー場周波数$\tilde{\omega}_S$を特定の範囲で使用すると、いくつかの異なる解決策が見つかります。対照的に、多状態ボソン星の以前の研究では、同様のケースは発見されていません。さらに、DBSの各タイプのソリューションファミリの特性について説明し、DBSのADM質量$M$と同期周波数$\tilde{\omega}$または非同期周波数$\tilde{\との関係を示します。オメガ}_D$。最後に、DBSの結合エネルギー$E_B$を計算し、$E_B$と同期周波数$\tilde{\omega}$または非同期周波数$\tilde{\omega}_D$との関係を調査します。
暗黒物質の背後にあるデータ：銀河の回転を探る
| Title |
The_Data_Behind_Dark_Matter:_Exploring_Galactic_Rotation |
| Authors |
A.N._Villano,_Kitty_C._Harris,_Judit_Bergfalk,_Raphael_Hatami,_Francis_Vititoe,_Julia_Johnston |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11235 |
暗黒物質は、すべての通常/バリオン物質の約60％を占めると推定されていますが、直接画像化することはできません。暗黒物質はまだ直接観測できないという事実にもかかわらず、渦巻銀河の星やガスの動きへの影響が検出されています。銀河の動きを示す1つの方法は、重心の周りの銀河内で星とガスがどれだけ速く動くかを示す速度測定値のプロットである回転曲線を作成することです。ニュートンの重力の法則によれば、回転速度は銀河内の目に見える質量と目に見えない質量の量を示しています。測光を用いて可視物質を推定できることを考えると、銀河の暗黒物質の質量を計算することができます。暗黒物質に関する研究者の発見をより深く理解するために、彼らの方法は好奇心旺盛な個人によって簡単に再現されるべきです。私たちのインタラクティブなワークショップは、銀河の回転曲線を作成するためのガイドを提供することにより、暗黒物質が可視物質の回転にどのように影響するかを調査するための優れた教育ツールです。Pythonベースのノートブックは、回転曲線を作成する手順を説明し、銀河の各コンポーネントについて学習できるように設定されています。回転曲線作成プロセスの3つのステップは、測定された速度データをプロットし、各コンポーネントの回転曲線を作成し、合計速度を測定値に適合させることです。ワークショップのすべてのモジュールを完了した後、暗黒物質の発見に関する科学雑誌を読んで理解することはかなり簡単になるはずです。
