CIDERシミュレーション：制約付き相互作用ダークエネルギーシナリオにおける非線形構造形成
$\Lambda$CDMと区別がつかないように制約された背景拡張履歴を特徴とする、相互作用するダークエネルギー宇宙論の特定のクラスの一連の宇宙論シミュレーションを初めて提示します。このような制約付き相互作用ダークエネルギーシナリオ（またはCIDER）は、最近Barrosetalによって提案されました。2019年であり、遅い時間に構造形成を抑制するという魅力的な機能を備えているため、背景の観測量に影響を与えずに、持続する$\sigma_{8}$の緊張を緩和できる可能性があります。このようなシナリオの実行可能性を評価するための重要なステップは、非線形スケールでの構造形成への影響を定量化することによって表されます。これは、本研究で説明するシミュレーションで調査を開始するものです。合理的なパラメータの選択について、再構築されたスカラーポテンシャルは、物質が支配するエポックのほとんどで指数に近いこと、およびこれらのモデルの構造の非線形進化が、物質とハローの統計に特定のフットプリントを刻印することを示します。標準的な宇宙論的パラメータで縮退を破ります。
動的に塊状の宇宙における再電離の形態
$z=6$でのライマン限界平均自由行程の最近の測定は、それが非常に短かった可能性があることを示唆しており、電離光子シンクが再電離プロセスで果たした役割についての理解を深める動機となっています。スケール$\sim10^4-10^8M_{\odot}$のガス構造が大きな不透明度に寄与する場合、ダイナミックレンジが大きいため、再電離シミュレーションでシンクを正確にモデル化することは困難です。結果として、シンクが再電離の形態とその観測量を形作る上でどれほど重要であったかについてのコンセンサスはありません。この質問には、放射流体力学シミュレーションに基づくシンクの動的サブグリッドモデルを含む最近開発された放射伝達コードを使用して対処します。完全に圧力が平滑化されたIGMを想定する場合と比較して、動的処理により、再電離の発生源に関する一般的な想定の下で、イオン化気泡の予測サイズが$10〜20\％$減少します。再電離の中間点近くで、$k\sim0.1$$h$Mpc$^{-1}$での21cmの電力は同様の係数で減少します。これらの効果は、圧力平滑化を完全に無視するモデルでのはるかに高い再結合率に起因する$25-45\％$電力抑制よりも控えめです。シンクが再電離の形態に重要な役割を果たしたかどうかは、そのソースの性質に依存します。たとえば、再電離が明るい（$M_{\rmUV}<-17$）銀河によって駆動された場合、圧力平滑化を無視しても、シンクは大規模な21cmのパワーを最大$15\％$削減します。便利なことに、明るい光源が大きく寄与する場合、同じ電離光子収支をもたらす均一なサブグリッド凝集係数を使用して、動的処理の形態を高精度で再現できます。対照的に、$M_{\rmUV}\sim-13$銀河が再電離を促進した場合、シンクのダイナミクスの正確なモデルがより重要になり、均一な凝集モデルが$20\％$レベルでエラーになります。
マスクされた自己回帰フローとカーネル密度推定量を使用した限界ベイズ統計と宇宙論の例
| Title |
Marginal_Bayesian_Statistics_Using_Masked_Autoregressive_Flows_and_Kernel_Density_Estimators_with_Examples_in_Cosmology |
| Authors |
Harry_Bevins,_Will_Handley,_Pablo_Lemos,_Peter_Sims,_Eloy_de_Lera_Acedo,_Anastasia_Fialkov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11457 |
宇宙論的実験では、ベイジアンワークフローを使用して、データから宇宙論的および天体物理学的パラメーターの制約を導き出すことがよくあります。これらの制約は、プランクやダークエネルギーサーベイなどのさまざまなプローブ間で組み合わせることができ、これは宇宙の理解を深め、複数の実験間の緊張を定量化するための貴重な演習になる可能性があることが示されています。ただし、これらの実験は通常、対象となるターゲット信号と一緒にモデル化する必要がある、さまざまな系統的、機器的効果、および汚染信号（まとめて「妨害」コンポーネントと呼びます）に悩まされています。これは、特にデータセットを組み合わせる場合に高次元のパラメータ空間につながります。20を超える次元で、そのうちの約5つだけが主要な物理量に対応します。迅速で再利用可能で信頼性の高い周辺確率密度推定量を生成することにより、異なるデータセットからの制約を計算効率の高い方法で組み合わせる手段を提示し、妨害のない尤度へのアクセスを提供します。これは、ベイズの証拠へのアクセスを可能にするネストされたサンプリングと、限界ベイズ統計コードMARGARINEの独自の組み合わせによって可能になります。私たちの方法は、信号パラメーターにロスレスであり、すべての迷惑パラメーターに対して実行された完全なネストされたサンプリングから見られるのと同じ事後分布をもたらし、通常、完全な尤度を評価するよりも高速です。ダークエネルギーサーベイとプランクの事後確率の組み合わせに適用することで、私たちのアプローチを示します。
宇宙論的ズームシミュレーションにおける相対的なバリオン-暗黒物質の速度
| Title |
Relative_baryon-dark_matter_velocities_in_cosmological_zoom_simulations |
| Authors |
Luke_Conaboy,_Ilian_T._Iliev,_Anastasia_Fialkov,_Keri_L._Dixon,_David_Sullivan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11614 |
再結合後の原始プラズマからのバリオンの分離によるバリオンと暗黒物質の間の超音速相対運動は、最初の小規模構造の成長に影響を与えます。相対速度に関連するスケールの全範囲をサンプリングするには、大きなボックスサイズ（数百Mpcを超える）が必要ですが、相対速度の影響は、小さなスケール（数百kpc未満）で最も強くなります。このスケールの分離は、当然、「ズーム」シミュレーションの使用に役立ちます。ここでは、シミュレーションの開始時の相対速度と、再結合から開始時間までの累積効果を自己無撞着に組み込む方法を示します。シミュレーションの。また、私たちの方法論を大規模な宇宙論的ズームシミュレーションに適用します。以前の研究と定性的に一致して、相対速度が含まれている場合は含まれていない場合と比較して、ハロー質量関数とハローバリオンの割合が抑制されていることがわかります。また、相対速度が含まれている場合の星形成の開始には、$\sim$9M$_\odot$PopulationIII星の寿命のオーダーの小さな遅延が見られます。
| Title |
Measuring_Hubble_Constant_with_Dark_Neutron_Star-Black_Hole_Mergers |
| Authors |
B._Shiralilou,_G._Raaijmakers,_B.Duboeuf,_S._Nissanke,_F._Foucart,_T._Hinderer,_A._Williamson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11792 |
中性子スターブラックホール（NSBH）標準サイレンからの重力波（GW）の検出は、電磁（EM）の対応物の検出に関係なく、ハッブル定数（$H_0$）の局所測定を提供できます。GWは、質量パラメータと赤方偏移の間の縮退を解消し、光度距離と赤方偏移の両方を同時に測定できるようにします。潮汐によって破壊されたNSBHシステムはEM放射を発生する可能性がありますが、次世代GW検出器の時代では、EM対応物の検出の見通しは光学系で$z<0.8$に制限されます。ただし、独特の合併形態と潮汐によって破壊されたNSBHの高い赤方偏移の検出可能性により、この方法の標準的なサイレン候補として有望です。NICERおよびLIGO/Virgo/KAGRAのマルチメッセンジャー観測からのNSの状態方程式に関する最近の制約を使用して、Einstein望遠鏡によって達成可能なNSBHシステムのGW観測からのみ$H_{0}$を測定する見通しを示します。（ET）およびCosmicExplorer（CE）検出器。まず、個々のイベントを分析して、NS潮汐変形可能性パラメーター（$\Lambda$）の推定、したがって$H_0$に対する高周波（$\ge$500Hz）潮汐歪みの影響を定量化します。破壊的な合併は、破壊的でない合併よりも正確に$\Lambda$を$\mathcal{O}（60\％）$まで制約できることがわかりました。ただし、この精度は、個々のイベントの$H_0$に厳しい制約を課すには十分ではありません。ET+CE検出器でシミュレートされたNSBHデータのさまざまなセット（最大$N=100$イベント、数時間から1日の観測までのタイムスケールに対応）に対してベイズ分析を実行することにより、NSBHシステムが偏りのない4\％を可能にすることがわかります。--$H_0$の推定値の13\％精度（68\％信頼区間）。これは、LVKCO5時代のNMの対応物とのNSBH合併の母集団を分析する研究で見られる同様の測定精度です。
ダークマターハローを定義するためのより良い方法
| Title |
A_Better_Way_to_Define_Dark_Matter_Haloes |
| Authors |
Rafael_Garcia,_Edgar_Salazar,_Eduardo_Rozo,_Susmita_Adhikari,_Han_Aung,_Benedikt_Diemer,_Daisuke_Nagai,_Brandon_Wolfe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11827 |
ダークマターハローは、大規模構造形成モデルの基本的な構成要素の1つとして長い間認識されてきました。それらの重要性にもかかわらず-またはおそらくそれのために！-ハローの定義は、より物理的に動機付けられた基準に向かって進化し続けています。ここでは、物理的に動機付けられ、効果的にユニークでパラメータのない新しい定義を提案します。「ダークマターハローは、自己生成ポテンシャル内を周回する粒子の集まりで構成されています。」この定義は、ハローあたりわずか$\約300$の粒子でも、ハローの近くにあるほぼすべての粒子は、その動的な履歴に基づいて、軌道または落下のいずれかに一意に分類できます。簡潔にするために、この方法で選択されたハローを物理ハローと呼びます。1）物理的なハローの質量関数はPress-Schechterです。ただし、崩壊の臨界しきい値がピークの高さとともにゆっくりと変化することが許可されている場合。2）物理的ハローのクラスタリング振幅のピークバックグラウンド分割予測は、シミュレーションデータと統計的に一致しており、精度は$\約5\％$以上です。
原始ブラックホール（PBH）の形成を含めるために、インフレーションの新しい（一般化された）Eタイプ$\alpha$-アトラクターモデルを提案および研究します。インフラトンポテンシャルは、スローロール条件に違反する変曲点に近いため、後でPBHに崩壊する大きなスカラー摂動につながります。超スローロール（短い）フェーズは、スローロールインフレーションの2つの（長い）フェーズの間に存在します。インフレーションの位相を数値的に調査し、スカラー摂動のパワースペクトルを導き出し、PBHの質量を計算します。パラメータの特定の値について、小惑星サイズのPBHは、ホーキング蒸発限界を超え、現在のCMB観測と一致して、$10^{17}\div10^{19}$gの質量で形成できます。これらのPBHは、現在の宇宙における暗黒物質（の一部）の候補ですが、PBHの形成によって誘発される重力波は、将来の宇宙ベースの重力干渉計によって検出される可能性があります。
単一フィールドインフレーションによる非常に非ガウステールと原始ブラックホール
| Title |
Highly_non-Gaussian_tails_and_primordial_black_holes_from_single-field_inflation |
| Authors |
Yi-Fu_Cai,_Xiao-Han_Ma,_Misao_Sasaki,_Dong-Gang_Wang,_Zihan_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11910 |
原始的な摂動の場合、確率分布の裾のガウス統計からの偏差は、インフレの非摂動効果と関連付けることができます。この論文では、統計が摂動レジームでほぼガウス分布のままであるにもかかわらず、分布の裾が非常に非ガウス分布になるいくつかの特定の例を示します。移行プロセスを組み込んだ超スローロールインフレーションの拡張から始めます。このプロセスでは、インフラトンは、スローロールアトラクタに収束する前に、非アトラクタステージの終わりに小さな潜在的なステップを登ります。この例では、上向きのステップ遷移に対するアトラクタ外の動作の重要な役割を特定し、小さなステップで接続された2つのスローロールステージを持つ別のタイプの遷移に分析を拡張します。ステップ周辺で生成された原始ゆらぎの摂動解析と非摂動解析の両方を詳細に実行し、小さいが重要な遷移が分布のテールの大きな摂動に影響を与える可能性がある一方で、摂動非ガウス性は小さいままであることを示します。私たちの結果は、非ガウステールが従来の分析では見過ごされてきた豊富な現象論を持つ可能性があることを示しています。また、この非ガウステールが原始ブラックホールの形成に与える影響を調べ、ガウス分布の場合と比較して、それらの質量分率を数桁増幅できることを発見しました。さらに、ステップの下部にインフラトンをトラップすることにより、この上向きステップのインフレーションモデルの原始ブラックホール形成のメカニズムについても説明します。
SPT-3GとDESを用いたペアワイズ運動学的スニヤエフゼルドビッチ効果による銀河団の平均中心光学的厚さの測定
| Title |
A_measurement_of_the_mean_central_optical_depth_of_galaxy_clusters_via_the_pairwise_kinematic_Sunyaev-Zel'dovich_effect_with_SPT-3G_and_DES |
| Authors |
E._Schiappucci,_F._Bianchini,_M._Aguena,_M._Archipley,_L._Balkenhol,_L._E._Bleem,_P._Chaubal,_T._M._Crawford,_S._Grandis,_Y._Omori,_C._L._Reichardt,_E._Rozo,_E._S._Rykoff,_C._To,_T._M._C._Abbott,_P._A._R._Ade,_O._Alves,_A._J._Anderson,_F._Andrade-Oliveira,_J._Annis,_J._S._Avva,_D._Bacon,_K._Benabed,_A._N._Bender,_B._A._Benson,_G._M._Bernstein,_E._Bertin,_S._Bocquet,_F._R._Bouchet,_D._Brooks,_D._L._Burke,_J._E._Carlstrom,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_T._W._Cecil,_C._L._Chang,_P._M._Chichura,_T.-L._Chou,_M._Costanzi,_A._Cukierman,_L._N._da_Costa,_C._Daley,_T._de_Haan,_S._Desai,_K._R._Dibert,_H._T._Diehl,_M._A._Dobbs,_P._Doel,_C._Doux,_D._Dutcher,_S._Everett,_W._Everett,_C._Feng,_K._R._Ferguson,_I._Ferrero,_A._Fert\'e,_B._Flaugher,_A._Foster,_J._Frieman,_S._Galli,_A._E._Gambrel,_et_al._(80_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11937 |
ダークエネルギーサーベイ（DES）から、ペアワイズ運動学的スニヤエフゼルドビッチ（kSZ）効果を介して、光学的に選択された銀河団のサンプルの平均光学的厚さを推測します。DESYear-3クラスターカタログから引き出されたクラスターのペア間のペアワイズkSZ信号は、南極点望遠鏡のSPT-3Gカメラでの2年間の観測からの宇宙マイクロ波背景放射（CMB）温度マップで$4.1\sigma$で検出されます。カット後、両方の実験で観測された南の空の$\sim1,400$deg$^2$には24,580個のクラスターがあります。2つの手法を使用して、クラスターサンプルの平均光学的厚さを推測します。ペアワイズkSZ信号から推定される光学的厚さは$\bar{\tau}_e=（2.97\pm0.73）\times10^{-3}$ですが、熱SZ信号から推定される光学的厚さは$\bar{\tau}_e=（2.51\pm0.55）\times10^{-3}$。2つの測定値は$0.6\sigma$で一致します。一連の体系的なチェックを実行して、分析の堅牢性をテストします。
21cmのパワースペクトル測定を改善するためのMWAEoRデータ処理の最適化-電離層補正の微調整
| Title |
Optimising_MWA_EoR_data_processing_for_improved_21_cm_power_spectrum_measurements_--_fine-tuning_ionospheric_corrections |
| Authors |
J._Kariuki_Chege,_C._H._Jordan,_C._Lynch,_C._M._Trott,_J._L._B._Line,_B._Pindor,_and_S._Yoshiura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12090 |
宇宙の最初の10億年の間に中性水素によって放出された赤方偏移した宇宙論的21cm信号は、他の銀河系および銀河系外の電波放射に比べてはるかに暗く、信号の検出に大きな課題をもたらします。したがって、21cmの検出を目的とするマーチソン広視野アレイ（MWA）などの無線干渉計を成功させるには、正確な機器のキャリブレーションが不可欠です。過去数年にわたって、EoR科学のパワースペクトルパラダイムを対象とした新しいキャリブレーション技術が積極的に研究され、可能な場合は実装されてきました。最近取得したMWAの計算リソースを使用して、方向依存および方向非依存の両方のキャリブレーションに焦点を当て、MWAEoRプロジェクトで利用可能な最先端のキャリブレーション手法の全機能をテストします。具体的には、空のモデリング、電離層補正、およびハイブリッド前景緩和アプローチ（前景減算と回避の両方を組み合わせたアプローチ）に適用されるコンパクトなソース前景減算の重要なキャリブレーション段階で行うことができる改善を調査します。さらに、補間された電離層位相スクリーンを使用して電離層補正の方法を調査し、パワースペクトル空間での性能を評価します。全体として、0.1ドルでEoRウィンドウのパワーコンタミネーションを少なくとも2要素削減する洗練されたRTSキャリブレーション構成を特定します。\text{hMpc}^{-1}$スケール。この改善は、MWAと今後のSKA低望遠鏡を使用して21cmの信号を検出することに向けた一歩を示しています。
ビンゴプロジェクトVIII：HI強度マッピングシミュレーションでのBAO信号の回復可能性について
| Title |
The_BINGO_project_VIII:_On_the_recoverability_of_the_BAO_signal_on_HI_intensity_mapping_simulations |
| Authors |
Camila_Paiva_Novaes,_Jiajun_Zhang,_Eduardo_J._de_Mericia,_Filipe_B._Abdalla,_Vincenzo_Liccardo,_Carlos_A._Wuensche,_Jacques_Delabrouille,_Mathieu_Remazeilles,_Larissa_Santos,_Ricardo_G._Landim,_Elcio_Abdalla,_Luciano_Barosi,_Amilcar_Queiroz,_Thyrso_Villela,_Bin_Wang,_Francisco_A._Brito,_Andr\'e_A._Costa,_Elisa_G._M._Ferreira,_Alessandro_Marins,_and_Marcelo_V._dos_Santos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12125 |
宇宙を観測し、暗いセクターを研究するための新しい有望な技術は、赤方偏移した21cmの中性水素（HI）線の強度マッピングです。ビンゴ電波望遠鏡は、21cm線を使用して、BAOを探査することを主な目的として、断層撮影アプローチで赤方偏移範囲$0.127\lez\le0.449$に宇宙をマッピングします。この作品は、ビンゴフェーズ1の操作中に横断BAO信号を測定する予測を提示します。2つのクラスタリング推定量、2点角度相関関数（ACF）と角度パワースペクトル（APS）、およびテンプレートベースの方法を使用して、ビンゴ領域のシミュレーションから推定されたACFとAPSをモデル化し、BAO情報を抽出します。断層撮影アプローチにより、赤方偏移ビンの組み合わせにより、テンプレートフィッティングのパフォーマンスが向上します。各クラスタリング推定量は、特定の赤方偏移範囲に対して異なる感度を示しますが、どちらも赤方偏移が高いほどパフォーマンスが向上することがわかります。一般に、APS推定器は、不確実性が小さく、BAO信号の検出確率が高く、わずかに優れた推定値を提供し、より高い赤方偏移で$\gtrsim90$\％を達成します。機器ノイズと残留前景信号からの寄与を調査し、前者がより大きな影響を及ぼし、赤方偏移が増加するにつれて、特にAPS推定量がより重要になることを発見しました。実際、分析にノイズを含めると、赤方偏移が高くなると不確実性が最大$\sim2.2$倍になります。対照的に、前景の残差は、最終的な不確実性に大きな影響を与えません。要約すると、私たちの結果は、半現実的な体系的な効果を含めても、ビンゴは無線周波数のBAOスケールをうまく測定できる可能性があることを示しています。（要約）
ファラデーハロスコープを使用した超広帯域アクシオン検索
暗黒物質は私たちの宇宙の主要な構成要素であり、アクシオンは最有力候補です。この記事では、磁気ロッドのアクシオン誘導磁化とファラデー効果を使用することにより、単一の実験セットアップを使用して、質量範囲$500〜\mu$eV〜$5000〜\mu$eVのアクシオンを検索できることを示します。。磁気ロッドは、高フィネスの光共振器内に配置され、その内部に光を閉じ込めることにより、相互作用時間が長くなり、ファラデー活物質が効果的に長くなります。これにより、出力光の偏光面が大幅に回転し、強い信号が生成されます。検出は、標準のフォトンカウンターを使用して光学領域のフォトンをカウントすることによって実行されます。検索されるアクシオンについての分光学的情報を提供することができる光学干渉法も提案されている。
300プロジェクト：模擬スニヤエフゼルドビッチマップから銀河団の質量放射状プロファイルを推測する機械学習手法
| Title |
The_Three_Hundred_project:_A_Machine_Learning_method_to_infer_clusters_of_galaxies_mass_radial_profiles_from_mock_Sunyaev-Zel'dovich_maps |
| Authors |
A._Ferragamo,_D._de_Andres,_A._Sbriglio,_W._Cui,_M._De_Petris,_G._Yepes,_R._Dupuis,_M._Jarraya,_I._Lahouli,_F._De_Luca,_G._Gianfagna_and_E._Rasia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12337 |
熱スニヤエフゼルドビッチ効果（SZ）マップから、銀河団の総質量とガス質量の3D累積放射状プロファイルを推測する機械学習アルゴリズムを開発します。赤方偏移$z<0.12$で\thethreehundred{}プロジェクトからの2,522のシミュレートされたクラスターを使用することにより、いくつかの視線に沿って73,000を超えるモック画像を生成し、オートエンコーダーとランダムフォレストの組み合わせであるモデルをトレーニングします。このモデルは、クラスターの物理学を事前に仮定することなく、SZ効果の原因となる3Dガス質量プロファイルだけでなく、暗黒物質成分の寄与を含む総質量プロファイルも再構築できます。回収された総およびガス質量の放射状プロファイルは、約$10\％$のばらつきで偏りがなく、クラスターのコアと周辺に向かってわずかに増加していることを示しています。$10^{13.5}\leqM_{200}/（\hMsun）\leq10^{15.5}$の広い質量範囲で、非常にリラックスしたハローから非常に乱れたハローまで、さまざまな動的状態にまたがるクラスターを選択しました。この方法の精度と精度の両方が動的状態にわずかに依存しているが、クラスターの質量には依存していないことを確認します。モデルの一貫性をさらにチェックするために、推定された総質量プロファイルをNFW分析モデルに適合させ、結果の濃度値を実際のプロファイルの濃度値と比較します。濃度の値が高い場合、推定されるプロファイルはバイアスなしで推定され、信頼できる質量濃度の関係が再現されることがわかります。最後に、静水圧平衡などのより標準的な質量推定方法との比較は、私たちの手法が、ガスの非熱運動によるバイアスの影響を受けない総質量を回復することを示しています。
ミラタイタンユニバースIV。高精度パワースペクトルエミュレーション
| Title |
The_Mira-Titan_Universe_IV._High_Precision_Power_Spectrum_Emulation |
| Authors |
Kelly_R._Moran,_Katrin_Heitmann,_Earl_Lawrence,_Salman_Habib,_Derek_Bingham,_Amol_Upadhye,_Juliana_Kwan,_David_Higdon,_Richard_Payne |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12345 |
現代の宇宙論的調査は、前例のない品質と統計的完全性を特徴とするデータセットを提供しています。この傾向は、新しい地上および宇宙ベースの調査がオンラインになるにつれて、今後も続くと予想されます。これらの観測から宇宙論的情報を最大限に抽出するためには、一致する理論的予測が必要です。低赤方偏移では、調査は、宇宙論的シミュレーションが必要な情報を取得するための主要な手段である構造形成の非線形レジームを精査します。十分に解決された大容量シミュレーションの計算コストにより、非常に大きなアンサンブルを実行することは非常に困難になります。それにもかかわらず、扱いやすい数の高品質シミュレーションに基づいて構築された高精度エミュレーターを使用して、さまざまな宇宙論的推論研究を可能にする非常に高速な予測スキームを構築できます。最近、さまざまな宇宙論的プローブ用のエミュレーターを構築するために設計されたMira-TitanUniverseシミュレーションスイートを導入しました。このスイートは、標準の6つの宇宙論的パラメーター$\{\omega_m、\omega_b、\sigma_8、h、n_s、w_0\}$をカバーし、さらに、大規模なニュートリノと動的な暗黒エネルギーの状態方程式$\{\omega_{\nu}、w_a\}$。この論文では、111個の宇宙論的シミュレーションに基づく物質パワースペクトルの最終的なエミュレーターを紹介します。各シミュレーションは（2.1Gpc）$^3$の体積をカバーし、3200$^3$の粒子を進化させます。パワースペクトルの1776低解像度シミュレーションとTimeRG摂動理論の結果の追加セットを使用して、線形から軽度の非線形領域にまたがるスケールをカバーします。エミュレーターは、広範囲の宇宙論的パラメーターにわたって2〜3％の精度で予測を提供し、このペーパーの一部として公開されています。
| Title |
Wide-angle_and_Relativistic_effects_in_Fourier-Space_Clustering_statistics |
| Authors |
Milad_Noorikuhani_and_Roman_Scoccimarro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12383 |
銀河のパワースペクトルとバイスペクトル信号は、摂動された時空の背景から生じる固有速度やその他の相対論的効果によって歪められます。さらに、フーリエ空間におけるトレーサーの相関関数の研究は、視線ベクトルが平行であると仮定される平面平行近似で行われることがよくあります。この作業では、単純な摂動手順を使用して、パワースペクトルとバイスペクトルに対する平面平行（広角）補正を超えた高速評価を行うことができることを示します。また、相対論的文脈における線形物質密度変動の進化が簡単な方法から見つけられることを示します。線形レベルのパワースペクトルについては、銀河パワースペクトルの多重極への主要な次数の広角寄与を、統合されていないおよび統合された相対論的補正からの寄与と比較し、局所fNL測定での汚染の可能性を数次と推定します。また、1ループ次数の非線形項が存在する場合の広角補正も計算します。バイスペクトルについては、LOSを完全に対称的に選択した場合でも、広角効果だけで、銀河バイスペクトルの仮想の奇数パリティの多重極（双極子、八重極など）が発生し、多くの場合、以前よりも大きくなることを示します。相対論的起源の既知のもの。これらの寄与を計算し、対称LOS定義を使用して、データから一次バイスペクトル双極子を測定するための推定量を提供します。最後に、実際の平面平行バイスペクトル多重極の多重極に対する主要な次数補正を計算し、1次になるように誘導された見かけの局所fNLを推定します。
フィールドレベルでのHIのモデリング
摂動理論に基づく分析フォワードモデルを使用して、低赤方偏移での中性水素（HI）過密度マップを予測します。実空間と赤方偏移空間の両方で、フィールドレベルでIllustrisTNGシミュレーションTNG300-1（$L=205\h^{-1}$Mpc）からシミュレートされたHIと直接比較することにより、そのパフォーマンスを調査します。HIが基礎となる物質フィールドのバイアスされたトレーサーであることを示し、3次バイアスモデルがシミュレートされたHIパワースペクトルを$k=0.4\;（0.3）\、h\、{\rmMpcまで1％以内で記述していることを確認します。赤方偏移$z=0,1$の実（赤方偏移）空間での}^{-1}$。セルの数を見ると、5$h^{-1}$Mpcという小さなセルの理論とシミュレーションの間に優れた一致が見られます。これらの結果は、摂動理論からの期待と一致しており、今後の21cm強度マッピング調査の特性を考慮すると、HIフィールドの摂動記述が十分に正確であることを意味します。さらに、モデルエラーの統計的特性（真理とモデルの違い）を調べます。大規模では、この誤差はほぼガウス分布であり、振幅がHIパワースペクトルから推測される標準ノイズよりも大幅に低いフラットなパワースペクトルを持っていることを示します。この不一致の原因を説明し、HIパワースペクトルフィッシャーマトリックス予測への影響について説明し、HIフィールドレベルの宇宙論的推論の動機付けとなると主張します。赤方偏移空間の小規模では、モデルと真実の違いを、Fingers-of-God効果の代用として使用します。これにより、HIの非線形速度分散を推定し、同じ赤方偏移での典型的な分光銀河サンプルよりも小さいことを示すことができます。最後に、実際の赤方偏移空間で正確なHIモックデータを効率的に生成するために使用できる摂動フォワードモデルに基づく簡単な処方箋を提供します。
地上観測による金星中間圏の熱波の三次元構造
| Title |
Three-dimensional_structure_of_thermal_waves_in_Venus'_mesosphere_from_ground-based_observations |
| Authors |
Rohini_S_Giles,_Thomas_K_Greathouse,_Patrick_G_J_Irwin,_Th\'er\`ese_Encrenaz,_Amanda_Brecht |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11369 |
金星の高スペクトル分解能の観測は、NASAの赤外線望遠鏡施設のTEXES装置で得られました。これらの観測は、791.4cm$^{-1}$でのCO$_2$吸収特徴に焦点を当てています。これは、この吸収特徴の形状を使用して、金星の中間圏の垂直温度プロファイルを取得できるためです。惑星をスキャンマッピングすることにより、金星の大気の3次元温度マップを作成し、地球に面した1つの半球と60〜83kmの高度範囲をカバーすることができます。2019年2月12日の温度マップは、惑星規模の熱波の3次元構造を明確に示しています。この波のパターンは金星の中緯度で最も強く見え、帯状の波数は2〜4で、波の前線は1kmあたり8〜15度の高度で東に傾いています。これは、金星の上部雲デッキから上向きに伝播する熱潮流と一致しています。地上での観測は、金星の温度構造を継続的に研究する機会を提供します。
ハッブル宇宙望遠鏡によるルーシーミッションターゲットの紫外分光法
| Title |
Ultraviolet_Spectroscopy_of_Lucy_Mission_Targets_with_the_Hubble_Space_Telescope |
| Authors |
Oriel_A._Humes_(1),_Cristina_A._Thomas_(1),_Joshua_P._Emery_(1),_Will_M._Grundy_(1,_2)_((1)_Northern_Arizona_University,_(2)_Lowell_Observatory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11390 |
最近開始されたルーシーのミッションは、木星と共軌道にある原始小惑星の集団である木星のトロヤ群を調べることによって、太陽系の動的な歴史を理解することを目的としています。ハッブル宇宙望遠鏡の広視野カメラ3でG280グリズムを使用して、5つのルーシーミッションターゲットのうち4つ（（617）Patroclus-Menoetius、（11351）Leucus、（3548）Eurybates、および（21900）Orus）の近紫外線スペクトルを取得しました。-新しいスペクトルの特徴を検索します。パトロクロスとオルスのスペクトルでは、反射率が0.35〜0.3$\mu$mに増加するとともに、0.4$\mu$mで最小の局所反射率が観測されます。レイリー散乱と幾何光学の原理を使用してHapke光学モデルを開発し、この機能がトロイの木馬の表面に超微視的な粒子が存在することで説明できるかどうかを調査します。近紫外線の「バンプ」機能は、20〜80nmの範囲の粒子サイズを持つ細粒の不透明物質（鉄、アモルファスカーボン、またはグラファイト）による散乱によって説明できます。
惑星9との経年的なスピン軌道相互作用による天王星の傾斜
天王星の98度という驚くほど大きな傾斜角は、まだ満足のいく説明を認めていません。天王星を横に倒した巨大なインパクターを含む最も広く受け入れられている仮説は、天王星の回転速度とその順行衛星システムに関していくつかの困難に直面しています。天王星の長期的なスピン軌道相互作用への捕獲によって引き起こされた傾斜角の増加は、巨大な衝撃に関連する問題の多くを回避する可能性のある対立仮説のままです。世俗的なスピン軌道相互作用は、プラネットナインとして一般に知られているまだ検出されていない太陽系小天体の外向きの移動によって駆動された場合、天王星の赤道傾斜角を現在の値に励起した可能性があることを提案します。プラネットナインとその移行のためのさまざまなパラメータを使用した123のN体シミュレーションの分析から仮説のサポートを引き出します。複数の例で、シミュレートされたプラネットナインが天王星の傾斜角を98度を超えて駆動し、かなりの数がこの値の10パーセント以内に収まっていることがわかります。天王星が高い忘却に達するには、すべての場合において、天王星の現在のスピン軸歳差運動速度よりもはるかに速い速度が必要であるという、私たちの結果に対する重要な警告に注意します。プラネットナイン（存在する場合）が天王星の赤道傾斜角の原因である可能性は原則として可能でしたが、そのような結果の実現可能性は天王星の原始歳差運動率にかかっていると結論付けます。
フェートン関連のダストトレイルの継続的なPSP/WISPR観測
| Title |
Continued_PSP/WISPR_Observations_of_a_Phaethon-related_Dust_Trail |
| Authors |
Karl_Battams_(1),_Angel_J._Gutarra-Leon_(2),_Brendan_M._Gallagher_(1),_Matthew_M._Knight_(3),_Guillermo_Stenborg_(4),_Sarah_Tanner_(5),_Mark_G._Linton_(1),_Jamey_R._Szalay_(6),_Michael_S.P._Kelley_(7),_Russell_A._Howard_(4)_((1)_U.S._Naval_Research_Laboratory,_Washington_DC_(2)_George_Mason_University,_Fairfax_VA_(3)_U.S._Naval_Academy,_Annapolis_MD_(4)_John's_Hopkins_University_Applied_Physics_Laboratory,_Laurel_MD_(5)_Dundalk_Institute_of_Technology,_Ireland_(6)_Princeton_University,_Princeton_NJ,_University_of_Maryland,_College_Park_MD_) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12239 |
NASAパーカーソーラープローブ（WISPR）機器の広視野イメージャーで見られるように、小惑星（3200）ファエトンの軌道のすぐ後に観測されたダストトレイルの最初の白色光検出の更新を提示します。PSP）ミッション。ここでは、2018年10月から2021年8月までの9回のミッションで、フェートンの軌道から0.0277au以内に宇宙船が接近したときのダストトレイルの観測結果の要約と分析を提供します。測光および推定されたダスト質量特性は、最初の出版物のものと一致しており、視覚（V）の大きさは1ピクセルあたり約16.1$\pm$0.3であり、26.1magarcsec$^{-2の表面輝度に対応します。}$であり、想定されるダストの特性に応じて、$10^{10}$kg〜$10^{12}$kgの範囲内のダストの推定質量。しかし、この調査の重要な発見は、ダストトレイルがフェートンの軌道に完全には従わず、真の異常の関数として増加する明確な分離が見られるという発見です。ただし、トレイルはフェートンの軌道とは次のように異なる場合があります。近地点でわずか1度。
TRAPPIST-1eの大気循環の双安定性
| Title |
Bistability_of_the_atmospheric_circulation_on_TRAPPIST-1e |
| Authors |
Denis_E._Sergeev,_Neil_T._Lewis,_F._Hugo_Lambert,_Nathan_J._Mayne,_Ian_A._Boutle,_James_Manners,_Krisztian_Kohary |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12342 |
3D大循環モデルを使用して、確認された岩石系外惑星と主要な観測ターゲットであるTRAPPIST-1eが気候双安定性の興味深い事例を提示することを示します。TRAPPIST-1eの大気循環は、1バールの窒素が支配的な大気に対して2つの異なるレジームで存在する可能性があることがわかります。1つは、単一の強い赤道順行ジェットと大きな昼夜の温度差が特徴です。もう1つは、中緯度のプログレードジェットのペアと、昼夜のコントラストが比較的小さいことを特徴としています。循環レジームは、初期境界条件や表面境界条件、対流や雲の放射効果の物理的パラメータ化など、モデルの設定に非常に敏感であるように見えます。シミュレーションの初期段階での大気循環の出現に焦点を当て、レジームの双安定性が、帯状非対称加熱、平均転倒循環、および中緯度傾圧不安定性の間の微妙なバランスに関連していることを示します。これらのプロセスの相対的な強さにより、GCMシミュレーションは大気ダイナミクスの進化のさまざまな分岐に配置されます。結果として生じる2つのレジームの定常状態は、含水量と雲の量に一貫した違いがあり、現在の技術では検出するには小さすぎますが、水吸収バンドと透過スペクトルの連続体レベルに影響を与えます。それにもかかわらず、このレジームの双安定性は、特に惑星の夜側の表面温度に影響を与え、大気のダイナミクスを理解するための興味深い事例を提示し、3DGCM結果の不確実性を浮き彫りにし、より多くのマルチモデル研究を動機付けます。
TRAPPIST-1hをExo-Titanとして。 I.太陽系外惑星の大気を理解する上での大気パラメータに関する仮定の役割
| Title |
TRAPPIST-1h_as_an_Exo-Titan._I._The_Role_of_Assumptions_about_Atmospheric_Parameters_in_Understanding_an_Exoplanet_Atmosphere |
| Authors |
Kathleen_Mandt,_Adrienn_Luspay-Kuti,_Jacob_Lustig-Yaeger,_Ryan_Felton,_and_Shawn_Domagal-Goldman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12358 |
TRAPPIST-1システムには、少なくとも7つの地球型惑星があり、将来のジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）の観測の対象となります。さらに、これらの惑星は、紫外線（UV）で観測を行う将来のミッションにとって興味深いものになるでしょう。これらの惑星のいくつかは、液体の水が表面に存在する可能性がある従来のハビタブルゾーンにありますが、TRAPPIST-1hは、潜在的にハビタブルな海洋世界のアナログとして探索するのに興味深いものです。この研究では、TRAPPIST-1hでのタイタンのような大気の可観測性を評価します。TRAPPIST-1hで大気中の特定の種を検出するJWSTまたは将来のUVミッションの能力は、各種が表面からどれだけ離れているかによって異なります。検出に必要な条件を理解するために、1次元モデルで使用される入力パラメーターを評価して、タイタンのような大気の構造をシミュレートします。これらのパラメータには、表面の温度と圧力、表面からの距離の関数としての温度プロファイル、N2に対するマイナー種の組成、および渦拡散係数が含まれます。雲や曇りのない大気のJWSTでシミュレートされたスペクトルは、表面温度、高度による温度勾配、および表面圧力に最も敏感であることがわかります。JWST観測における温度勾配の重要性は、単純な等温スケールの高さが、太陽系外惑星大気からの通過スペクトルの温度または大気平均分子量を決定するのに理想的ではないことを示しています。UV透過スペクトルが上層大気に敏感であることを示します。ここでは、外気圏を使用して大気の垂直範囲を概算できます。
JWST / NIRCam広視野スリットレス分光法による最初のピーク：$ z =6.11$での強力な[OIII]/ H $
\alpha$エミッターの偶然の発見
| Title |
First_Peek_with_JWST/NIRCam_Wide-Field_Slitless_Spectroscopy:_Serendipitous_Discovery_of_a_Strong_[O_III]/H$\alpha$_Emitter_at_$z=6.11$ |
| Authors |
Fengwu_Sun,_Eiichi_Egami,_Nor_Pirzkal,_Marcia_Rieke,_Martha_Boyer,_Matteo_Correnti,_Mario_Gennaro,_Julien_Girard,_Thomas_P._Greene,_Doug_Kelly,_Jarron_Leisenring,_Karl_Misselt,_Nikolay_Nikolov,_Thomas_L._Roellig,_John_Stansberry,_Christina_C._Williams,_Christopher_N._A._Willmer_(Members_of_the_JWST/NIRCam_Commissioning_Team) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11259 |
NIRCam広視野スリットレス分光法（WFSS）で取得されたJWST試運転データを使用して、[OIII]$\lambda\lambda$4959/5007およびH$\alpha$ラインエミッターの偶然の発見を、宇宙の再電離の時代（EoR）で報告します。）モード。フラックスキャリブレータP330-Eから$\sim$55"離れた場所にあるこの銀河は、3.7、9.9、5.7$\sigma$で検出された明るい[OIII]$\lambda\lambda$4959/5007とH$\alpha$線を示します。それぞれ、分光学的赤方偏移は$z=6.112\pm0.001$です。また、H$\beta$、HeII$\lambda$4686、および[NII]$\lambda$6583行（$1.4-1.9\sigma$）も暫定的に検出します。）スペクトル内。H$\beta$+[OIII]相当の合計幅は664$\pm$98$\r{A}$です。これにより、強力なレストフレーム光線（Hスピッツァー/IRACスペクトルエネルギー分布の分析から以前に推測されたEoR銀河の$\beta$+[OIII]およびH$\alpha$）。このソースでは2つの空間成分と速度成分が特定されており、おそらくこのシステムが大規模な合併が行われているため、SEDモデリングが示唆するように、$\sim$2Myrのタイムスケールで強い星雲輝線による進行中のスターバーストが引き起こされた可能性があります。HeII$\lambda$4686線の暫定的な検出（次の場合）実際には、硬い紫外線放射場を持つ非常に若くて金属の少ない星形成領域の存在を示している可能性があります。最後に、この発見は、JWST/NIRCamWFSSモードの能力と準備ができていることを示し、銀河系外天文学の新時代の始まりを示しています。この時代では、EoR銀河は、レストフレーム発光の検出を通じてブラインドスリットレス分光法によって日常的に発見できます。行。
H $ \alpha$およびHST/WFC3 G141グリスムを使用した連続体サイズ：$ z = 1.0-1.4
$高速クエンチャーの外側から内側へのクエンチング？
| Title |
H$\alpha$_and_Continuum_Sizes_with_the_HST/WFC3_G141_Grism:_Outside-In_Quenching_for_$z=1.0-1.4$_Fast_Quenchers? |
| Authors |
Ga\"el_Noirot,_Marcin_Sawicki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11260 |
$z=1.0-1.4$で急速に急冷する$M_{\star}>10^9〜M_{\odot}$の星形成の物理的範囲の進化を調査します。HST/WFC3G141グリズム分光法から銀河のH$\alpha$と恒星の連続体のサイズを測定し、Noirotetal。で決定された進化の遅れた$\tau$トラックの時間に銀河のサイズを接続します。（2022）。ほとんどの銀河（10/13）は、測定の不確かさの範囲内で1と一致する、進化しないH$\alpha$から連続体へのサイズ比を持っており、これらの銀河の急速なシャットダウンにもかかわらず、これらの銀河の星形成の均一な減少を示唆しています。星形成。一方、一握り（3/13）は、恒星の連続体と比較して、青雲/赤シーケンスの遷移領域に近づくにつれて、統計的に小さいH$\alpha$サイズを示しています。これは、これらの急速に進化する銀河が青い雲から赤いシーケンスに向かって移動するときに、星形成（環境メカニズムによって駆動される可能性がある）の外側から内側へのシャットダウンを示唆しています。
クリア：空間的に分解された輝線と活動銀河核（$ 0.6
| Title |
CLEAR:_Spatially_Resolved_Emission_Lines_and_Active_Galactic_Nuclei_at_$0.6 |
| Authors |
Bren_E._Backhaus,_Joanna_S._Bridge,_Jonathan_R._Trump,_Nikko_J._Cleri,_Casey_Papovich,_Raymond_C._Simons,_Ivelina_Momcheva,_Benne_W._Holwerda,_Zhiyuan_Ji,_Intae_Jung,_Jasleen_Matharu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11265 |
CANDELSLy$の一部として撮影された\emph{ハッブル宇宙望遠鏡}広視野カメラ3でG102グリズムを使用して検出された、219個の銀河（$0.6<z<1.3$）のサンプルで空間分解能の輝線比を調査します。\alpha$再電離時の放射（CLEAR）調査。イオン化プロファイルを測定し、低輝度の活動銀河核（AGN）を検索します。\OIII\および\Hb\輝線マップを分析し、サンプル内の銀河全体の\OIIIHb\輝線比を空間的に解決できるようにします。銀河中心と外側の環状領域の\OIIIHb\比を比較して、イオン化勾配を測定し、核イオン化を伴うソースがAGNをホストする可能性を調査します。強い核イオン化をホストする候補である個々の銀河のいくつかを調査し、低質量銀河の低光度AGNで予想されるように、それらはしばしば星の質量が低く、X線で検出されないことを発見しました。核外AGNまたは他の核外イオン化の塊の有意な集団の証拠は見つかりません。観測された\OIIIHb\勾配の分布をモデル化し、ほとんどの銀河が小さい勾配またはゼロ勾配と一致していることを確認しましたが、サンプル内の銀河の6〜16\％は、$\sim$0.5〜dexである核\OIIIHb\をホストしている可能性があります。それらの外側の領域よりも高い。この研究は、測定された\OIIIHb\空間プロファイルのほとんどの大きな不確実性によって制限されているため、より確実に測定するには、たとえば、より深い\textit{HST}/WFC3プログラムまたは\textit{JWST}/NIRISSからのより深いデータが必要です。個々の高赤方偏移銀河の空間的に分解された輝線条件。
天の川環境における暗黒物質ミニハロの破壊：アクシオンミニクラスターと初期物質支配への影響
| Title |
Disruption_of_Dark_Matter_Minihaloes_in_the_Milky_Way_environment:_Implications_for_Axion_Miniclusters_and_Early_Matter_Domination |
| Authors |
Xuejian_Shen,_Huangyu_Xiao,_Philip_F._Hopkins,_Kathryn_M._Zurek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11276 |
弱く相互作用する質量粒子（WIMP）パラダイムを超えた暗黒物質の多くの理論は、サブパーセクスケールでの強化された物質パワースペクトルを特徴とし、高密度の暗黒物質ミニハロの形成につながります。これらのミニハロは現在弱く制約されていますが、将来の局所観測は、さまざまな手法を通じて、そのような下部構造を強く制約する可能性があります。天の川環境におけるこれらの密なミニハロの生存確率は、局所的な観測を解釈するために重要です。この作業では、2つの破壊効果を調査します：恒星破壊と（スムーズな）潮汐破壊。これらの2つのメカニズムは、半解析モデルと理想化されたN体シミュレーションを使用して研究されています。恒星の破壊については、孤立したミニハロスターの遭遇の一連のN体シミュレーションを実行して、恒星の遭遇の分析モデルをテストおよび較正し、そのモデルを現実的な天の川のディスク環境に適用します。潮汐破壊現象については、多体シミュレーションを実行して、分析的処理の有効性を確認します。最後に、ミニハロの恒星と潮汐破壊を軌道モデルと組み合わせて、天の川銀河におけるミニハロの全生存確率を予測するためのフレームワークを提案します。濃い暗黒物質のミニハロの生存率を見つけます。EarlyMatterDominationのアクシオンミニクラスターとミニハロの場合、$\sim70\％$であり、比較的低質量でコンパクトな集団が生き残っています。生存率は、詳細なモデルパラメータの影響を受けません。それらの質量関数と将来の検出の見通しに対するさまざまな影響について説明します。
TNG50シミュレーションにおける宇宙の再電離中の電離光子生成と脱出率
| Title |
Ionizing_photon_production_and_escape_fractions_during_cosmic_reionization_in_the_TNG50_simulation |
| Authors |
Ivan_Kostyuk,_Dylan_Nelson,_Benedetta_Ciardi,_Martin_Glatzle,_Annalisa_Pillepich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11278 |
この研究では、電離光子の脱出率$f_{\rmesc}$の、再電離の時代におけるさまざまな銀河とホストのハロー特性への依存性を調査します。3D多周波放射伝達コードCRASHを使用して、IllustrisTNGプロジェクトからのTNG50磁気流体力学シミュレーションを後処理します。私たちの仕事は、赤方偏移$6<z<10$で恒星の質量範囲$10^6\lesssimM_\star/{\rmM_\odot}\lesssim10^8$をカバーしています。未解決のクラウドスケールの1の脱出率パラメーターを採用すると、ハロー脱出率$f_{\rmesc}$は、$M_\star=10^6$M$_\odot$で$\sim0.3$から質量とともに増加します。$M_\star=10^{7.5}$M$_\odot$で$\sim0.6$に移動します。その後、さらに大きな銀河のターンオーバーと脱出率の減少のヒントが見つかります。ただし、採用されたサブグリッドエスケープ率に対する$f_{\rmesc}$の強い非線形依存性を示しています。さらに、$f_{\rmesc}$は、（恒星の）線源位置と下層密度分布の間の複雑な関係とともに、電離光子率の多様性によって駆動され、固定質量で大きな散乱を示します。グローバル放射率は、妥当な雲スケールの吸収値の観測結果と一致しており、恒星質量$\lesssim10^{7.5}$M$_\odot$のハローは、すべての赤方偏移で電離光子の大部分に寄与します。ほこりを組み込むと、$M_\star\lesssim10^{6.5}$M$_\odot$で$f_{\rmesc}$が数パーセント減少し、大きなハローでは最大10\％減少します。私たちの多周波数アプローチは、$f_{\rmesc}$が光子エネルギーに依存し、より低いエネルギーと比較して$E>54.4$eVで大幅に減少することを示しています。これは、エネルギーに依存する脱出率を考慮すると、連星からの高エネルギー光子の影響が減少することを示唆しています。
Holm15Aの背後にある14の構造の分光学的研究：z=0.58での銀河群候補の検出
| Title |
A_spectroscopic_study_of_14_structures_behind_Holm15A:_Detecting_a_galaxy_group_candidate_at_z=0.58 |
| Authors |
Hector_Ibarra-Medel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11287 |
Holm15Aは、これまでに知られている中で最も巨大なバックホールの1つをホストします。したがって、中央のブラックホールとの誤った関連付けを回避し、したがって将来の研究にバイアスをかけるために、コア内の構造を特徴付けることが重要です。この作業では、Holm15Aの表面輝度の背後に隠された14の構造の最初の識別と特性評価を提示します。これらの構造のスペクトル情報を取得するために、Holm15Aのスペクトル寄与をモデル化して減算します。見つかった14個のオブジェクトがHolm15Aに関連付けられていないことを分光的に確認します。10個の天体には明確に定義された銀河スペクトルがあり、そこから化石記録分析を実装して過去の進化を再構築します。9つのオブジェクトは、赤方偏移0.5814のコンパクトな銀河群の一部となる候補メンバーです。相互交差のシナリオをサポートするグループ候補間の過去の相互作用を見つけます。さらに、グループ候補の化石の再構築は、少なくとも3つの異なる合併ツリーが銀河グループを組み立てることができるという証拠をもたらします。この銀河群のスケールと質量の下限を推定する銀河群の特性を特徴づけます。622$\pm$300km/sの分散速度で$>$146$\pm$3kpcのスケールを取得します。これらの推定は、Holm15Aの重力ポテンシャルのレンズ効果を考慮しています。他の5つのオブジェクトは個別に調査されました。マルチユニット分光エクスプローラー機器からの面分光観測の公開アーカイブデータを使用します。
原始星の大規模な原始星-G35.20-0.74NのマルチスケールALMAビュー
| Title |
Massive_Protostars_in_a_Protocluster_--_A_Multi-Scale_ALMA_View_of_G35.20-0.74N |
| Authors |
Yichen_Zhang,_Kei_E._I._Tanaka,_Jonathan_C._Tan,_Yao-Lun_Yang,_Eva_Greco,_Maria_T._Beltr\'an,_Nami_Sakai,_James_M._De_Buizer,_Viviana_Rosero,_Rub\'en_Fedriani,_and_Guido_Garay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11320 |
ALMA1.3mmのマルチ構成観測による、大規模な星形成領域G35.2-0.74Nの詳細な研究を紹介します。0.2"（440au）の解像度では、連続発光により、フィラメント構造に沿っていくつかの高密度コアが明らかになります。これは、以前のALMA0.85mmの観測と一致しています。0.03"（66au）の解像度では、22個のコンパクトな光源が検出され、そのほとんどがフィラメント。4つのソースはコンパクトなセンチメートルの連続発光に関連付けられており、これらの2つはH30{\alpha}再結合線の発光に関連付けられています。H30{\alpha}ラインの運動学は、ディスクの回転や流出の膨張と一致する、イオン化されたガスの秩序だった動きを示しています。光イオン化領域のモデルを構築して、多波長の自由自由フラックスとH30{\alpha}全フラックスを同時に適合させます。導出された特性は、初期の超小型Hii領域を持つ少なくとも3つの巨大な若い星の存在を示唆しています。これらのイオン化領域のうちの2つは、SO2、H2CO、CH3OHなどの高密度ガストレーサーによって明らかにされる、2つの個別のディスクに供給する大きな回転構造に囲まれています。特に、SO2放出は、ディスクの1つにある2つのらせん構造を強調し、高速で回転する内部ディスクをプローブします。一般的な地域からの12CO排出量は、少なくとも4つの流出が確認された複雑な流出構造を示しています。残りの18個のコンパクトなソースは、大質量星の近くに形成される低質量原始星に関連していると予想されます。このプロトクラスターの内部領域での動的相互作用によるディスク破壊の潜在的な証拠を見つけます。ソースの空間分布は、サブクラスタリングなしで、しかし原始的な質量分離の暫定的な証拠がある、滑らかな全体的な半径方向の密度勾配を示唆しています。
GLASS-JWSTからの初期の結果。 XI：z>7銀河の恒星質量と質量光度比
| Title |
Early_results_from_GLASS-JWST._XI:_Stellar_masses_and_mass-to-light_ratio_of_z>7_galaxies |
| Authors |
P._Santini,_A._Fontana,_M._Castellano,_N._Leethochawalit,_M._Trenti,_T._Treu,_D._Belfiori,_S._Birrer,_A._Bonchi,_E._Merlin,_C._Mason,_T._Morishita,_M._Nonino,_D._Paris,_G._Polenta,_P._Rosati,_L._Yang,_M._Bradac,_A._Calabr\`o,_A._Dressler,_K._Glazebrook,_D._Marchesini,_S._Mascia,_T._Nanayakkara,_L._Pentericci,_G._Roberts-Borsani,_C._Scarlata,_B._Vulcani,_and_Xin_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11379 |
GLASS-JWST-EarlyReleaseScienceプログラムからのJamesWebbSpaceTelescope（JWST）NIRCam観測を利用して、z>7での銀河の恒星質量を調査します。最初に、JWSTの観測により、これまでに利用可能な最高品質のデータセットと比較して、恒星の質量の不確実性が5〜10倍減少することを示します。次に、UVの質量光度比を調べて、銀河が特定の光度に対して広範囲の$M/L_{UV}$値を示し、さまざまな物理的条件と星形成の履歴を示していることを発見しました。結果として、宇宙の星の星の質量密度の以前の推定値（UV光度と星の質量の間の平均相関に基づく）は、6倍もバイアスされる可能性があります。最初の調査は、JWSTが私たちの新しい時代を表すことを示していますz>7での恒星の質量の理解、したがって宇宙の再イオン化前の銀河の成長の理解。
GLASS-JWSTからの初期の結果。 I：NIRISSを使用したAbell2744クラスターの背後にあるレンズ付き$z
\geqslant7$ライマンブレーク銀河の確認
| Title |
Early_Results_from_GLASS-JWST._I:_Confirmation_of_Lensed_$z\geqslant7$_Lyman-Break_Galaxies_Behind_the_Abell_2744_Cluster_With_NIRISS |
| Authors |
Guido_Roberts-Borsani,_Takahiro_Morishita,_Tommaso_Treu,_Gabriel_Brammer,_Victoria_Strait,_Xin_Wang,_Marusa_Bradac,_Ana_Acebron,_Pietro_Bergamini,_Kristan_Boyett,_Antonello_Calabr\'o,_Marco_Castellano,_Adriano_Fontana,_Karl_Glazebrook,_Claudio_Grillo,_Alaina_Henry,_Tucker_Jones,_Matthew_Malkan,_Danilo_Marchesini,_Sara_Mascia,_Charlotte_Mason,_Amata_Mercurio,_Emiliano_Merlin,_Themiya_Nanayakkara,_Laura_Pentericci,_Piero_Rosati,_Paola_Santini,_Claudia_Scarlata,_Michele_Trenti,_Eros_Vanzella,_Benedetta_Vulcani_and_Chris_Willott |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11387 |
Abell2744FrontierFieldsクラスターでのNIRISS/WFS分光法によるJWSTGLASS-ERS調査の最初の$z\geqslant7$結果を示します。F115W、F150W、およびF200Wフィルターでの$\sim15$時間のプレイメージングおよびマルチアングルグリズム露出を使用して、GLASSの一般的なデータ処理（つまり、削減、クリーニング、モデリング、および抽出プロセス）と分析について説明します。調査。ライマンブレークによって$z=8.04\pm0.15$と$z=7.90\pm0.13$にある2つの銀河を確認することにより、ほとんどの銀河間水素が中性であるときに、JWSTが再電離を深く覗き込む力を示します。F150WバンドとF200Wバンドの両方で、より暗い連続スペクトルが観察され、青色（$-1.69$および$-1.33$）のUV勾配と、適度に明るい絶対等級（$-20.37$および$-19.68$等）を示しています。どちらの銀河でも強いLy$\alpha$は検出されませんが、暫定的な（$\sim2.7-3.8\sigma$）HeII$\lambda$1640A、OIII]$\lambda\lambda$1661,1666Aは観測されます。、およびNIII]$\lambda\lambda$1747,17491つの線放射であり、非熱的寄与の可能性がある低金属量の星形成システムを示唆しています。これらの新しい観測は、強い輝線がない場合に明るい$z\geqslant7$光源の偏りのないサンプルを確認するための、JWSTNIRISSの並外れた可能性を初めて見たものであり、宇宙の再電離への貢献について前例のない洞察を得ることができます。
ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡の早期放出観測によって明らかにされた赤方偏移11から20の候補銀河の最初のバッチ
| Title |
First_Batch_of_Candidate_Galaxies_at_Redshifts_11_to_20_Revealed_by_the_James_Webb_Space_Telescope_Early_Release_Observations |
| Authors |
Haojing_Yan,_Zhiyuan_Ma,_Chenxiaoji_Ling,_Cheng_Cheng,_Jia-sheng_Huang,_Adi_Zitrin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11558 |
2022年7月13日、NASAは、ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）の早期リリース観測（ERO）によって取得されたデータを全世界にリリースしました。これらは、この待望の施設からの科学グレードのデータの最初のセットであり、天文学の新時代の始まりを示しています。過去数十年の間に答えられなかった多くの重要な質問は、今や解決される希望を見ています。JWSTは、ハッブル宇宙望遠鏡（HST）が到達した範囲をはるかに超えて赤方偏移の境界を押し広げます。そうすることで、最初の発光物体（最初の星と最初の銀河）が初期の宇宙でどのように形成されたかを理解できるようになります。。1.6ミクロンの赤色波長カットオフにより、HSTは約11の赤方偏移に制限されます。これは、宇宙の年齢がわずか4億2000万年であったときです。JWSTに搭載された最も感度の高いカメラであるNIRCam機器は、5ミクロンまで拡張され、ビッグバンが存在した場合、わずか数千万年後の初期の物体の検出を可能にします。JWSTEROターゲットの中には、近くに銀河団SMACS0723-73があります。これは巨大な銀河団であり、重力レンズ効果によって背景の遠くの銀河を増幅するための優れた「宇宙望遠鏡」として長い間認識されてきました。NIRCamの視野は十分に大きいため、ERO観測では、クラスターだけでなく、重力レンズによってブーストされていない隣接フィールドもカバーされています。JWSTは非常に敏感であるため、隣接するフィールドもHSTをはるかに超えています。ここでは、これらのEROデータを使用して、赤方偏移が11より大きい候補銀河を検索した結果を報告します。合計88のそのような候補が2つのフィールドに広がっており、そのうちのいくつかは20までの赤方偏移にある可能性があります。以前に好まれた予測から、見つかったそのようなオブジェクトの数も多く、それらが存在する高い赤方偏移も予想されません。
エッジオン銀河における塵の分布：I。地球構造
| Title |
The_distribution_of_dust_in_edge-on_galaxies:_I._The_global_structure |
| Authors |
Aleksandr_V._Mosenkov,_Pavel_A._Usachev,_Zacory_Shakespear,_Jacob_Guerrette,_Maarten_Baes,_Simone_Bianchi,_Emmanuel_M._Xilouris,_George_A._Gontcharov,_Vladimir_B._Il'in,_Alexander_A._Marchuk,_Sergey_S._Savchenko,_Anton_A._Smirnov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11589 |
このシリーズの最初の論文では、近くのエッジオン渦巻銀河における全球のダスト放出分布の研究を紹介します。私たちのサンプルは、DustPediaサンプルから選択された16個の角度的に大きく、13個の空間的に分解されていない銀河で構成されています。ダスト放出分布を調査するために、100〜500$\mu$mの範囲のハーシェル測光を利用します。観測された銀河の2次元プロファイルに合わせるために、S\'ersicおよび3次元ディスクモデルを採用しています。どちらのアプローチでも同様の結果が得られます。私たちの分析は、6から10個の大きな銀河の間に面外の塵が存在する場合を明確に述べています。結果は、ディスクスケールの長さと高さの両方が100から500$\mu$mの間の波長の関数として増加することを明らかにします。ダストディスクスケールの高さは、恒星ディスクで観察されるものと同様に、ダストディスクスケールの長さと正の相関があります。また、近赤外線と遠赤外線のスケールの長さとスケールの高さの間に相関関係があり、恒星の円盤とそれに対応する塵が密接に関連していることを示唆しています。さらに、ダストディスクの固有の平坦化は、銀河の最大回転速度とダスト質量に反比例します。より大きな渦巻銀河は、平均して、比較的薄いダストディスクをホストします。また、ダストと恒星のスケールハイトの比率は、ダストの質量と回転速度とともに減少する傾向があります。低質量渦巻銀河は、恒星円盤と同様の厚さの拡散した膨らんだ塵円盤をホストしていると結論付けます。
外側の銀河の高密度ガスのトレーサー
| Title |
Tracers_of_Dense_Gas_in_the_Outer_Galaxy |
| Authors |
Sudeshna_Patra,_Neal_J._Evans_II,_Kee-Tae_Kim,_Mark_Heyer,_Jens_Kauffmann,_Jessy_Jose,_Manash_R._Samal,_Swagat_R._Das |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11613 |
HCNとHCO$^{+}$（J=1$\to$0）の線放射を、7つの星形成領域（12+log[O/H]の範囲が8.34から8.69）のサンプルに向けてマッピングしました。Taeduk電波天文台（TRAO）の14メートルの電波望遠鏡を使用した外側の天の川（ガラクトセントリック距離>9.5kpc）。これらの2つの分子線を、$^{13}$CO線データから推測される、高密度ガスの他の従来のトレーサー、ダストからのミリ波連続放射、および消滅しきい値（$A_{V}\geq8$mag）と比較します。HCNとHCO$^{+}$は、消滅基準よりもミリメートル放射との相関が良好です。かなりの量の光度は、すべての雲の消滅基準より下で、ミリメートルの塊の外側の領域から来ています。$A_{V}\geq8$magの領域内からのHCN光度の平均割合は$0.343\pm0.225$です。ミリメートル放射の領域では、$0.478\pm0.149$です。Herschel、HCN、およびHCOのカラム密度マップとの比較に基づくと、HCNおよびHCO$^{+}$は、$^{13}$COよりもカラム密度の高い領域で高密度ガスをトレースします。HCO$^{+}$は、内側の銀河サンプルとは対照的に、外側の銀河ターゲットのHCNよりも濃度が低く、金属量が高密度ガスのトレーサーの解釈に影響を与える可能性があることを示唆しています。雲全体にわたって統合された場合の、高密度ガス質量（$M_{dense}$）とHCNおよびHCO$^{+}$の線光度の間の変換係数は、銀河系外の研究で使用される係数に匹敵します。
GLASS-JWST VIIIの初期の結果：エイベル2744クラスターフィールドの赤方偏移2.65での非常に拡大された青色超巨星
| Title |
Early_results_from_GLASS-JWST_VIII:_An_Extremely_Magnified_Blue_Supergiant_Star_at_Redshift_2.65_in_the_Abell_2744_Cluster_Field |
| Authors |
Wenlei_Chen,_Patrick_L._Kelly,_Tommaso_Treu,_Xin_Wang,_Guido_Roberts-Borsani,_Allison_Keen,_Rogier_A._Windhorst,_Rui_Zhou,_Marusa_Bradac,_Gabriel_Brammer,_Victoria_Strait,_Tom_J._Broadhurst,_Jose_M._Diego,_Brenda_L._Frye,_Ashish_K._Meena,_Adi_Zitrin,_Massimo_Pascale,_Marco_Castellano,_Danilo_Marchesini,_Takahiro_Morishita,_Lilan_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11658 |
ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）NIRISSのエイベル2744銀河団フィールドのプレイメージングで、赤方偏移$z=2.65$で非常に拡大された星が発見されたことを報告します。星の背景のホスト銀河は前景レンズの褶曲苛性アルカリ上にあり、クラスターはレンズの付いた星に近い領域の一対の画像を作成します。アーカイブハッブル宇宙望遠鏡（HST）のF105WとF125Wの画像とF140Wの同時加算から、JWSTF115WとF150Wの画像を差し引くことにより、臨界曲線から$\sim0.15"$の距離にあるマージ画像の1つで明るいトランジェントを特定しました。2つの画像間の時間遅延はわずか数時間である必要があるため、トランジェントは、数日から数か月続く明るい恒星の爆発とは対照的に、個々の星のマイクロレンズイベントである必要があります。個々の露出の分析観測中に星の倍率が急激に変化していないことを示唆しています。F115W、F150W、F200Wフィルターを介した点光源の測光から、強いバルマーブレークを特定し、モデリングにより、星の温度を約7,000-に制限することができます。-12,000K。
Webbの最初のディープフィールドSMACSJ0723.3-7323におけるF090Wドロップアウト銀河の物理的特性
| Title |
Physical_characterization_of_F090W-dropout_galaxies_in_the_Webb's_First_Deep_Field_SMACS_J0723.3-7323 |
| Authors |
Takahiro_Morishita,_Massimo_Stiavelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11671 |
このホワイトペーパーでは、SMACS0723の視線におけるJWSTNIRCamイメージングデータの初期測光分析に焦点を当てています。ここでは、$z>7$で高赤方偏移の銀河候補を特定することを目指しています。測光キャリブレーションと追加の制約に既存のHSTデータが利用できるクラスターフィールドから分析を開始し、$z_{\rmspec}=への独立した分光分析で赤方偏移が最近確認された3つのF090Wドロップアウトソースを特定します。7.663$、$7.665$、および$8.499$。次に、解析を並列フィールドに拡張し、$z_{\rmphot。}=10.0_{-1.5}^{+0.9}$の測光赤方偏移で1つの追加のF090Wドロップアウトを特定します。NIRCamF150W画像は、すべてのソースを明確に解決し、以前のF160W画像では解決されなかった銀河系下の成分を明らかにします。私たちのスペクトルエネルギー分布分析は、これらの銀河が、極端なH$\beta$および[OIII]線がF444Wバンドで捕捉され、色過剰として見られる若い星の種族によって特徴付けられることを明らかにしています。将来の参照と分光学的フォローアップ計画のために、4つの銀河の最適なテンプレートと光線フラックスを公開します。
GLASS-JWSTからの初期の結果。 II：NIRCam銀河系外イメージングおよび測光カタログ
| Title |
Early_results_from_GLASS-JWST._II:_NIRCam_extra-galactic_imaging_and_photometric_catalog |
| Authors |
Emiliano_Merlin,_Andrea_Bonchi,_Diego_Paris,_Davide_Belfiori,_Adriano_Fontana,_Marco_Castellano,_Mario_Nonino,_Gianluca_Polenta,_Paola_Santini,_Lilan_Yang,_Karl_Glazebrook,_Tommaso_Treu,_Guido_Roberts-Borsani,_Michele_Trenti,_Simon_Birrer,_Gabriel_Brammer,_Claudio_Grillo,_Antonello_Calabr\`o,_Danilo_Marchesini,_Charlotte_Mason,_Amata_Mercurio,_Takahiro_Morishita,_Victoria_Strait,_Kristan_Boyett,_Nicha_Leethochawalit,_Themiya_Nanayakkara,_Benedetta_Vulcani,_Marusa_Bradac,_Xin_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11701 |
Abell2744クラスターのNIRISS観測の調整された緯線として取得された、GLASS早期放出科学プログラムからの最初のJWSTNIRCam銀河系外観測の縮小画像と多波長カタログを提示します。7つのバンド（F090W、F115W、F150W、F200W、F277W、F356W、F444W）の画像は、公式のJWSTパイプラインのカスタマイズバージョンを使用して縮小されています。生画像の欠陥を除去または軽減するために採用された手順について説明します。F444Wで検出された光源の位置で、PSFが一致した画像の強制アパーチャ測光によってマルチバンドカタログを取得します。このカタログは、初期の科学的調査を可能にすることを目的としており、かすかな銀河向けに最適化されています。これには6590のソースが含まれており、F444Wの5$\sigma$でマグニチュード29.3が制限されています。コミュニティがJWSTNIRCamデータに精通し、機器の現在の知識レベルを考慮してそれらのメリットと制限を評価できるようにするために、画像とカタログの両方をリリースします。
恒星のハローの放射状の動きは、銀河の質量の変化率を制限できますか？
| Title |
Can_radial_motions_in_the_stellar_halo_constrain_the_rate_of_change_of_mass_in_the_Galaxy? |
| Authors |
Sanjib_Sharma,_Joss_Bland-Hawthorn,_Joseph_Silk,_Celine_Boehm |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11739 |
銀河の質量が時間とともに変化すると、星の動きにその痕跡が残り、星は半径方向外向き（質量損失）または内向き（質量降着）のバルク運動をします。ここでは、星のハロー内の星の平均半径方向運動を使用して、銀河内の質量の変化率を制限することの実現可能性をテストします。たとえば、暗黒物質が目に見えない暗いセクターの粒子に崩壊するため、またはバリオン。構造形成の現在の$\Lambda$CDMパラダイムでは、恒星のハローは、ホスト銀河への衛星の降着によって形成されます。時間の経過とともに、衛星が崩壊して位相が混合するにつれて、恒星ハローの平均半径方向運動$\langleV_{R}\rangle$は最終的にゼロに近づくと予想されます。しかし、ほとんどのハローは特定の降着イベントの不完全な混合のために下部構造を持っており、これはそれらの中にゼロ以外の$\langleV_{R}\rangle$をもたらす可能性があります。シミュレーションを使用して、半径30kpcの球殻にある13個の$\Lambda$CDM恒星ハローの星の平均半径方向運動$\langleV_{R}\rangle$を測定します。ほとんどのハローでは、シェルの動きが非常に小さく、ハローの75\％が$\langleV_{R}\rangle\lesssim1.2\{\rmkm}s^{-1}$であることがわかります。クラスタリングアルゴリズムを使用して下位構造を削除すると、$\langleV_{R}\rangle$はさらに減少し、ハローの75\％が$\langleV_{R}\rangle\lesssim0.6\{\rmkm}を持ちます。s^{-1}$。$\langleV_{R}\rangle\upperx0.6\{\rmkm}s^{-1}$の値は、Gyrあたり2\％の銀河の質量損失率に対応して達成できます。これにより、崩壊寿命や娘粒子に与えられるキック速度などの暗黒物質崩壊パラメーターに制約が課せられる可能性があることを示します。数百万から数十億の星を含む全天の恒星調査の出現は、暗黒物質の崩壊の兆候を検出するために励みになります。
COSMOS2020：$ z \geq7.5$でUV選択された銀河
| Title |
COSMOS2020:_UV_selected_galaxies_at_$z\geq7.5$ |
| Authors |
O.B._Kauffmann,_O._Ilbert,_J.R._Weaver,_H.J._McCracken,_B._Milvang-Jensen,_G._Brammer,_I._Davidzon,_O._Le_F\`evre,_D._Liu,_B._Mobasher,_A._Moneti,_M._Shuntov,_S._Toft,_C.M._Casey,_J.S._Dunlop,_J.S._Kartaltepe,_A.M._Koekemoer,_D.B._Sanders,_L._Tresse |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11740 |
この論文では、COSMOS2020測光カタログを使用した$z\geq7.5$銀河の新しい検索について説明します。深部画像調査を通じて宇宙の再電離の時代に銀河を見つけることは、観測的に困難なままです。COSMOSのような地上の調査でカバーされるより広い領域は、これらの高い赤方偏移で最も明るい銀河の発見を可能にします。$1.4$deg$^2$をカバーするCOSMOSカタログは、最新のUltraVISTAデータリリース（DR4）と、最終的なSpitzer/IRACCOSMOSイメージおよびHyper-Suprime-CamSubaruStrategicProgramDR2リリースを組み合わせて作成されました。$17$の新しい$7.5<z<10$の候補ソースを特定し、以前に公開された$15$の候補を確認します。マルチバンド画像に表面輝度モデルをフィッティングすることによって抽出されたデブレンド測光を使用して、固定アパーチャ測光を使用して拒否される4つの候補を選択します。6つの異なる測光赤方偏移推定値を比較することにより、すべての候補の堅牢性をテストします。最後に、$z=8,9,10$を中心とする3つの赤方偏移ビンで銀河のUV光度関数を計算します。以前の研究と一致して、最も明るい銀河$M_\text{UV}<-21.5$の数密度の明確な進化は見られません。消光効率の急激な変化または塵による減衰は、$z\sim8$と$z\sim9の間の進化の欠如を説明する可能性があります。JWSTとケック望遠鏡ですでに計画されている赤方偏移の分光学的確認は、結果を確認します。
ホビー・エバリー望遠鏡の暗黒エネルギー実験調査（HETDEX）における活動銀河核II。光度関数
| Title |
The_Active_Galactic_Nuclei_in_the_Hobby-Eberly_Telescope_Dark_Energy_Experiment_Survey_(HETDEX)_II._Luminosity_Function |
| Authors |
Chenxu_Liu,_Karl_Gebhardt,_Erin_Mentuch_Cooper,_Yechi_Zhang,_Donald_P._Schneider,_Robin_Ciardullo,_Dustin_Davis,_Daniel_J._Farrow,_Steven_L._Finkelstein,_Caryl_Gronwall,_Gary_J._Hill,_Lindsay_House,_Donghui_Jeong,_Wolfram_Kollatschny,_Maja_Lujan_Niemeyer,_Sarah_Tuttle_and_(The_HETDEX_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11801 |
ホビー・エバリー望遠鏡暗黒エネルギー実験調査（HETDEX）AGNカタログの最初のリリース（Liuetal。2022、PaperI）で、活動銀河核（AGN）のLyA輝線光度関数（LF）を紹介します。AGNは、AGNに特徴的な輝線ペア、または測光による事前選択（大きさ/色/形態）のない単一の広い輝線のいずれかによって選択されます。サンプルは、1.88<z<3.53にまたがる2,346個のAGNで構成され、30.61deg^2の有効領域をカバーしています。私たちが検索した最も深い$r$バンド画像では、約2.6のHETDEXAGNがr〜26で$>5\sigma$の信頼度で検出されません。LyA線の光度は〜10^42.3から〜10^45.9ergs^-1の範囲です。私たちのLyALFは、明るい端と暗い端で反対の傾斜を持つターンオーバー光度を示しています。空間密度はL_LyA^*=10^43.4ergs^-1で最も高くなっています。より広い赤方偏移範囲（0.8<z<3）にわたるAGNLFの進化を調査します。M_1450〜-18から〜-27.5までのべき乗則成分（$\rmM_{1450}$）の1450AA単色光度でレストフレーム紫外線（UV）LFを構築します。サンプルを3つの赤方偏移ビン（z〜1.5、2.1、および2.6）に分割します。3つの赤方偏移ビンすべてで、UVLFは、AGNの空間密度がターンオーバー光度M_1450^*で最も高く、明るい端と暗い端で反対の勾配があることを示しています。3つの赤方偏移ビンのM_1450LFは、光度-進化-密度-進化（LEDE）モデルにうまく適合できます。赤方偏移の増加に伴い、ターンオーバー光度（M_1450^*）が増加し、ターンオーバー密度（Phi^*）が減少します。
ガイアソーセージ/エンセラダスの混合されていない破片は、ハローステラ過密度のペアの形で
| Title |
The_Unmixed_Debris_of_Gaia-Sausage/Enceladus_in_the_Form_of_a_Pair_of_Halo_Stellar_Overdensities |
| Authors |
H\'elio_D._Perottoni,_Guilherme_Limberg,_Jo\~ao_A._S._Amarante,_Silvia_Rossi,_Anna_B._A._Queiroz,_Rafael_M._Santucci,_Angeles_Perez-Villegas,_and_Cristina_Chiappini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11869 |
銀河は、その形成後の最初の10億年で、さまざまな質量の矮星衛星といくつかの合併を経験しました。天の川の最後の重要な合併の原因となった銀河であるガイアソーセージ/エンセラダス（GSE）の残骸は、内側のハローを支配し、ヘラクレス-アクイラ雲（HAC）とバーゴ過密度の両方の祖先であることが示唆されています（VOD）。SEGUE、APOGEE、Gaia、およびStarHorseの距離を組み合わせて、化学力学的特性を特徴付け、HAC、VOD、およびGSE間のリンクを検証します。恒星の過密度とGSEの軌道離心率分布は同等であることがわかります。また、それらが類似した、強くピークのある金属量分布関数を持っていることもわかり、共通の起源の仮説を補強しています。さらに、HACとVODは、分析されたすべての化学物質が豊富な空間内で、典型的なGSE集団と区別がつかないことを示しています。これらすべての証拠を組み合わせると、GSEの合併が、これらのハローの過密度内に見られる星の種族の主な始祖であることが明確に示されます。
z=7.54で最も遠いクエーサーのBLRガスにおける種族III対不安定型超新星噴出物の潜在的な特徴
| Title |
Potential_signature_of_Population_III_pair-instability_supernova_ejecta_in_the_BLR_gas_of_the_most_distant_quasar_at_z_=_7.54 |
| Authors |
Yuzuru_Yoshii,_Hiroaki_Sameshima,_Takuji_Tsujimoto,_Toshikazu_Shigeyama,_Timothy_C._Beers,_Bruce_A._Peterson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11909 |
種族III（PopIII）の星の探索は、何十年にもわたって天体物理学者を魅了し、逃れてきました。それらの存在の証拠をキャプチャするための1つの有望な場所は、高赤方偏移のオブジェクトでなければなりません。署名は、特徴的な化学的存在量で記録する必要があります。UKIDSS大面積調査（ULAS）J1342+0928の近赤外スペクトルの紫外線MgIIおよびFeII輝線の強度から、ブロードライン領域（BLR）のFeおよびMgの存在量を$z=7.54で推定します。$、$z\sim1$クエーサー用に開発された新しいフラックスから存在量への変換方法を進歩させることによって。このクエーサーのBLRは、非常に低いMg/Fe存在比とともに、太陽のFe存在量に比べて20倍、非常に濃縮されていることがわかります。$[\mathrm{Fe/H}]=+1.36\pm0.19$および$[\mathrm{Mg/Fe}]=-1.11\pm0.12$、ビッグバンからわずか7億年後。このような異常な存在量の特徴は、標準的な超新星からの寄与のみを考慮した化学進化の標準的な見方では説明できないと結論付けています。PopIIIIMFの高質量端には不確実性が残っていますが、ここでは、ULASJ1342+0928の大量の鉄が、巨大なPopIIIの爆発によって引き起こされた対不安定型超新星（PISN）によって供給されたことを提案します。150〜300$M_\odot$の可能な範囲の高質量端にある星。初期のPISN濃縮に基づく化学進化モデルは、[Fe/Mg]-$z$の傾向を$z<3$から$z=7.54$までずっと説明しています。すべての金属量で[Mg/Fe]が非常に低い星は銀河に隠されており、進行中の新世代の測光調査によって効率的に発見されると予測しています。
いくつかの近くの星形成銀河におけるガスイオン化の主な源
| Title |
The_Main_Sources_of_Gas_Ionization_in_Several_Nearby_Star-Forming_Galaxies |
| Authors |
Behjat_Zarei_Jalalabadi,_Abbas_Abedi,_Alexei_V._Moiseev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11923 |
輝線強度比は、銀河系星間物質（ISM）の状態を研究するために、ガスイオン化の主な原因を区別するために使用されます。中間のケースでは、いくつかの線源からの放射線の寄与が混ざり合うと、識別が不確実になります。追加のパラメータとして、視線内のガス速度分散を古典的な診断図（つまり、「BPT-シグマ」関係）に追加して、適切な解決策を見つけるのに役立てることができます。BPTシグマ図の各ポイントのHIIタイプのイオン化領域の境界となる曲線からの最小距離を使用して、イオン化ガスの励起メカニズムを特徴付けることができます。拡散イオン化ガス（DIG）での衝撃励起は、シグマとローの相関関係によって実現できますが、低レベルの乱流運動を伴うHII領域は、この相関関係がないことで特徴付けることができます。「BPT-シグマ」の関係とシグマとローの相関関係を考慮して、近くのいくつかの星形成銀河におけるイオン化ガスの励起を決定します。速度分散の分布は、SAORAS6m望遠鏡でのファブリペロー干渉計のスキャン観測から得られますが、輝線比は、アーカイブのロングスリット分光データから計算されます。この研究の結果は、Mrk370、NGC4068、UGC8313、およびUGC8508について報告されています。
ローカルグループ外の衛星行方不明の問題。 II。天の川銀河の衛星の統計的性質
| Title |
The_Missing_Satellite_Problem_Outside_of_the_Local_Group._II._Statistical_Properties_of_Satellites_of_Milky_Way-like_Galaxies |
| Authors |
Masashi_Nashimoto,_Masayuki_Tanaka,_Masashi_Chiba,_Kohei_Hayashi,_Yutaka_Komiyama,_Takashi_Okamoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11992 |
スバル/ハイパースープライムカムイメージングデータを使用して、ローカルグループ（LG）の外側にある7つの天の川（MW）のような銀河の周りの伴銀河の新しい観測を提示し、欠落している衛星の問題に統計的に対処します。伴銀河の候補は、光度、表面輝度、S\'{e}rsicインデックス、軸比、半値全幅、表面輝度変動カットを使用して選択し、明るい星の光学ゴーストなどの誤検出を視覚的にスクリーニングします。9つのホスト銀河のビリアル半径内にある51個の安全な矮星衛星銀河を特定します。そのうちの2つは、論文Iに示したパイロット観測から得られたものです。衛星銀河の平均輝度関数はMW衛星の平均輝度関数と一致していることがわかります。ただし、各ホスト銀河の輝度関数は大幅に異なります。より大規模なホストはより多くの衛星を持つ傾向があるという兆候が見られます。サイズと光度の関係などの衛星の物理的特性も、MW衛星と一致しています。ただし、空間分布は異なります。LGの外側の伴銀河は集中や整列の兆候を示さないが、MW衛星のそれはホストの周りにより集中しており、有意な整列を示していることがわかります。$M_V<-10$の比較的大規模な衛星に焦点を当てているため、ここでは観測の不完全性が原因であるとは考えていません。この傾向はMW衛星の特異性を表している可能性があり、その起源を理解するにはさらなる研究が必要です。
完全に一貫した天の川ディスクモデルVに向けて。4〜14kpcのディスクモデル
| Title |
Towards_a_fully_consistent_Milky_Way_disk_model_V._The_disk_model_for_4_to_14_kpc |
| Authors |
K._Sysoliatina_(1)_and_A._Just_(1)_((1)_Astronomisches_Rechen-Institut,_Zentrum_f\"ur_Astronomie_der_Universit\"at_Heidelberg) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12024 |
銀河円盤の半解析的Just-Jahreiss（JJ）モデルの一般化されたバージョンを提示します。これは、太陽近傍の調査結果を組み込み、広範囲の銀河中心距離、4kpc$\lesssimR\lesssim$14に適用できます。kpc。JJモデルは、25Myrの細かい年齢分解能を持つ星の種族合成のための柔軟なツールです。これには、6つの天の川（MW）コンポーネントが含まれています。4つの平らな（指数関数的な薄い円盤と厚い円盤、原子および分子ガス）と2つの回転楕円体（球形の恒星ハローとコアの等温暗黒物質球）です。フレアリングもテストできますが、薄いディスク全体の厚さはすべての半径で一定であると想定されます。シンディスク星形成率（SFR）で採用された半径方向の変動は、裏返しのディスク成長シナリオを反映しています。滑らかなべき乗則SFR連続体を、任意の数のガウスピークで変更できます。3セットの等時線（PARSEC、MIST、およびBaSTI）によって補完されたJJモデルの公開コードを提示します。APOGEEからのレッドクランプ巨人の金属量分布を使用して、JJモデルの年齢-金属量関係（AMR）の半径方向の変動を制約し、AMR関数の新しい解析形式を提案します。一般化されたJJモデルは、MWディスク全体のさまざまな星の種族を研究するための公的に利用可能なツールです。優れた年齢分解能と柔軟性により、フレームワーク内でさまざまな異なるSFR形状を構築できるため、シンディスクSFRの再構築に特に役立ちます。
キロ度調査で$z\sim0.4$にある星形成とガスが豊富な最も明るい銀河団
| Title |
Star_forming_and_gas_rich_brightest_cluster_galaxies_at_$z\sim0.4$_in_the_Kilo-Degree_Survey |
| Authors |
G._Castignani,_M._Radovich,_F._Combes,_P._Salom\'e,_M._Maturi,_L._Moscardini,_S._Bardelli,_C._Giocoli,_G._Lesci,_F._Marulli,_E._Puddu,_and_M._Sereno |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12073 |
最も明るい銀河団（BCG）は通常、銀河団の中心にある巨大な楕円形です。彼らは強力な環境処理を経験していると信じられており、それらの質量集合と星形成の歴史はまだ議論されています。中間赤方偏移のキロ度調査（KiDS）の赤道フィールドで3つの星形成BCGを選択しました。最初の3回のCO遷移で、IRAM-30m望遠鏡でそれらを観察しました。高い信号対雑音比${\rmS/N}\simeq（3.8-10.2）$ですべてのBCGを著しく検出し、8つのうち合計7つの検出されたラインで、成功率$88\％に相当します。$。これにより、少なくとも2つのCOラインで明確に検出された遠隔BCGの数を2倍にすることができます。次に、観測結果をBCGの利用可能な恒星、星形成、および塵の特性と組み合わせ、COでの観測値を持つ$\sim100$遠方銀河団のサンプルと比較しました。分析により大きな分子ガス貯留層$M_が得られます。{H_2}\simeq（0.5-1.4）\times10^{11}〜M_\odot$、励起比$r_{31}=L^{\prime}_{\rmCO（3\rightarrow2）}/L^{\prime}_{\rmCO（1\rightarrow0）}\simeq（0.1-0.3）$、長い枯渇時間$\tau_{\rmdep}\simeq（2-4）$〜Gyr、および高い$M_{H_2}/M_{\rmdust}\simeq（170-300）$。中間$z$BCGの励起比$r_{31}$は、星形成率および効率とよく相関しているように見えます。これは、励起ガスが高度に星形成およびクールコアBCGにのみ見られることを示唆しています。色の大きさのプロットと赤いシーケンスモデリングを実行することにより、BCGが測光的に選択されたクラスターメンバーよりもかなり青いという事実を説明するために、最近の星形成のバーストが必要であることがわかります。かなりの量の分子ガスがKiDSBCGによって付加されたが、それでも効率的に星に変換されていないことを示唆している。
赤外線中深度調査。 IX。 2つの新しい$z\sim6$クエーサーと$M_{1450} \ sim-23.5$magまでの空間密度の発見
| Title |
The_Infrared_Medium-deep_Survey._IX._Discovery_of_Two_New_$z\sim6$_Quasars_and_Space_Density_down_to_$M_{1450}\sim-23.5$_mag |
| Authors |
Kim_Yongjung,_Im_Myungshin,_Jeon_Yiseul,_Kim_Minjin,_Jiang_Linhua,_Shin_Suhyun,_Choi_Changsu,_Hyun_Minhee,_Jun_Hyunsung_D.,_Kim_Dohyeong,_Kim_Duho,_Kim_Jae-Woo,_Kim_Ji_Hoon,_Lee_Bumhyun,_Lee_Seong-Kook,_Molina_Juan,_Pak_Soojong,_Park_Won-Kee,_Taak_Yoon_Chan,_Yoon_Yongmin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12282 |
赤外線中深度調査（IMS）$z\sim6$クエーサー調査の結果を、IMS近赤外線画像とカナダ-フランス-ハワイ望遠鏡レガシー調査（CFHTLS）光学画像の組み合わせを使用して提示します。従来の色選択方法では、25個のクエーサー候補が$86$deg$^{2}$を超えます。高赤方偏移クエーサーと晩期型星モデルを使用して修正された赤池情報量基準（AICc）を導入し、候補者に効率的に優先順位を付けます。色で選択された候補の中で、7つのもっともらしい候補が最終的にAICcの選択に合格し、そのうち3つは$z\sim6$で既知のクエーサーです。残りの4つの候補について追跡分光観測が行われ、4つのうち2つが$z\sim6$クエーサーであることを確認しました。この完全なサンプルを使用して、$z\sim6$でのクエーサー空間密度を$M_{1450}\sim-23.5$magまで再検討しました。私たちの結果は、クエーサーの紫外線電離放射率がピークに達する光度での低いクエーサー空間密度をサポートし、宇宙の再電離へのクエーサーのわずかな寄与を支持しています。
VMC調査-XLIX。マゼラン雲の背後にある核ダスト放出によって支配されるクエーサーの集団の発見
| Title |
The_VMC_Survey_--_XLIX._Discovery_of_a_population_of_quasars_dominated_by_nuclear_dust_emission_behind_the_Magellanic_Clouds |
| Authors |
Clara_M._Pennock,_Jacco_Th._van_Loon,_Joy_O._Anih,_Chandreyee_Maitra,_Frank_Haberl,_Anne_E._Sansom,_Valentin_D._Ivanov,_Michael_J._Cowley,_Jos\'e_Afonso,_Sonia_Ant\'on,_Maria-Rosa_L._Cioni,_Jessica_E._M._Craig,_Miroslav_D._Filipovi\'c,_Andrew_M._Hopkins,_Ambra_Nanni,_Isabella_Prandoni,_Eleni_Vardoulaki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12301 |
SAGE0536AGN（$z\sim$0.14）の発見に続いて、活動銀河核（AGN）でこれまでに観測された中で最も強い10$\mu$mのケイ酸塩放出を伴い、SAGE0534AGN（$z\sim$1.01）を発見しました。同様のAGNですが、極端なケイ酸塩放出はありません。どちらも元々、マゼラン雲の進化した星と間違えられていました。遠赤外線放射の欠如、したがって星形成の欠如は、私たちがホスト銀河からの寄与なしにAGNの中央エンジンを見ていることを意味します。それらは銀河の進化における重要なリンクである可能性があります。次元削減アルゴリズム、t-SNE（t-distributedStochasticNeighborhoodEmbedding）とGaiaEDR3からの多波長データ、マゼラン雲のVISTA調査、AllWISE、オーストラリアのSKAパスファインダーを使用して、これら2つの異常なAGNが16でグループ化されていることを確認しました。他のオブジェクトは他のオブジェクトから分離されており、まれなクラスを示唆しています。SAAO/SALTでの分光法と文献データにより、これらの天体のうち少なくとも14個が銀河系外（$0.13<z<1.23$）であり、すべてAGNをホストしていることが確認されています。スペクトルエネルギー分布フィッターCIGALEを使用すると、これらの発生源でのダスト放出の大部分（$>70\％$）はAGNによるものであることがわかります。ホスト銀河は、緑の谷にあるか、緑の谷に移行しているように見えます。トーラスが薄くなる傾向があり、AGNが緑の谷を通過するにつれて、X線の輝度が増加し、エディントン比が減少します。これは、降着供給が枯渇するとトーラスが枯渇し、カラム密度が低下することを意味します。また、これらのソースの近赤外線変動振幅は、トーラスによる減衰と相関しており、トーラスが変動に関与していることを意味します。
レンズクラスターSMACS0723のJWST観測で、銀河候補を$ z \ sim16$に明らかにする
| Title |
Revealing_Galaxy_Candidates_out_to_$z_\sim_16$_with_JWST_Observations_of_the_Lensing_Cluster_SMACS0723 |
| Authors |
Hakim_Atek,_Marko_Shuntov,_Lukas_J._Furtak,_Johan_Richard,_Jean-Paul_Kneib,_Guillaume_Mahler_Adi_Zitrin,_Henry_Joy_McCracken_Clotilde_Laigle_St\'ephane_Charlot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12338 |
JWSTの主な目標の1つは、宇宙で最初の銀河を研究することです。大規模なレンズクラスターSMACS0723に向けた最初のJWST深層フィールドにおける非常に遠い銀河の体系的な測光分析を提示します。その結果、ビッグバンからわずか2億5000万ドル後の$z\sim16$で2つの銀河候補が発見されたことを報告します。また、$z\sim12$で2人の候補者、$z\sim10-11$で11人の候補者を特定します。私たちの検索は、7つのNIRCamおよびNIRISSフィルター全体の色情報を組み合わせることにより、$z\lesssim21$にまで拡大しました。EAZYとBEAGLEを使用してスペクトルエネルギー分布（SED）をモデル化することにより、測光赤方偏移推定のロバスト性をテストします。それらの固有の（レンズなしの）光度は、$z>10$での特徴的な光度L$^*$の典型ですが、私たちの高赤方偏移銀河は通常、小さいサイズを示し、それらの形態は場合によってはディスクと一致しています。赤方偏移が最も高い候補は、非常に青いUV連続勾配$-3<\beta<-2.5$、若い年齢$\sim10-100$\、Myr、および恒星の質量$\log（M_{\star}/\mathrm{M}_{\odot}）=8.4-8.8$は、SEDモデリングから推測され、恒星の質量が急速に増加していることを示しています。私たちの検索は、非常に高い赤方偏移までの堅牢な測光候補を明らかにし、最初の銀河の形成エポックを覗き込むJWSTの機能を明確に示しています。
深部JWSTおよび地上ベースの近赤外線イメージングからの赤方偏移z〜8-15での銀河UV光度関数の進化
| Title |
The_evolution_of_the_galaxy_UV_luminosity_function_at_redshifts_z_~_8-15_from_deep_JWST_and_ground-based_near-infrared_imaging |
| Authors |
C._T._Donnan,_D._J._McLeod,_J._S._Dunlop,_R._J._McLure,_A._C._Carnall,_R._Begley,_F._Cullen,_M._L._Hamadouche,_R._A._A._Bowler,_H._J._McCracken,_B._Milvang-Jensen,_A._Moneti_and_T._Targett |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12356 |
利用可能なJamesWebbSpaceTelescope（JWST）EROおよびERSNIRCamイメージング（SMACS0723、GLASS、CEERS）を、COSMOSフィールド（UltraVISTADR5が提供）の最新の深部地上ベースの近赤外線イメージングと組み合わせて再縮小および分析します。赤方偏移範囲$z=8〜15$にわたって、進化する銀河のUV光度関数（LF）の新しい測定値を生成します。これにより、UV光度密度（$\rho_{\rmUV}$）の進化の新しい推定値が得られ、したがって、宇宙の星形成率密度（$\rho_{\rmSFR}$）が$<300$以内になります。ビッグバンのマイア。私たちの結果は、高赤方偏移LFが（Schechterではなく）2乗則によって最もよく記述され、LFと結果として得られた$\rho_{\rmUV}$（したがって$\rho_{\rmSFR}$）は、この赤方偏移の範囲で徐々に着実に減少し続けます（既存のデータを一貫した方法で分析した以前の研究から予想されるように）。この新しい分析を可能にした55個の高赤方偏移銀河候補の詳細を提供します。そのうち44個は新しいものです。私たちのサンプルには、$z\ge12$に6つの銀河が含まれており、そのうちの1つは、$z\simeq16.7$にある明らかに堅牢な銀河候補として、新しい赤方偏移の記録を打ち立てているようです。ここで紹介する進歩は、初期の銀河の進化の研究において高いダイナミックレンジを達成することの重要性を強調し、若い宇宙の理解を変えるための今後のより大きなJWSTプログラムの大きな可能性を再確認します。
z〜8での直接金属量測定を介してJWSTによって調査された初期宇宙の化学的濃縮
| Title |
The_chemical_enrichment_in_the_early_Universe_as_probed_by_JWST_via_direct_metallicity_measurements_at_z~8 |
| Authors |
M._Curti,_F._D'Eugenio,_S._Carniani,_R._Maiolino,_L._Sandles,_J._Witstok,_W._M._Baker,_J._S._Bennett,_J._M._Piotrowska,_S._Tacchella,_S._Charlot,_K._Nakajima,_G._Maheson,_F._Mannucci,_S._Arribas,_F._Belfiore,_N._R._Bonaventura,_A._J._Bunker,_J._Chevallard,_G._Cresci,_E._Curtis-Lake,_C._Hayden-Pawson,_N._Kumari,_I._Laseter,_T._J._Looser,_A._Marconi,_M._V._Maseda,_G._C._Jones,_J._Scholtz,_R._Smit,_H._Ubler,_I._E._B._Wallace |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12375 |
ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）の早期放出観測プログラムの一部として観測された、銀河団SMACSJ0723.3-7327の背後にある3つのz〜8銀河の化学的性質を分析します。NIRSpecスペクトルでの[OIII]4363オーロラ線検出を利用して、このような高い赤方偏移で初めて直接Te法を確実に適用し、非常に金属が少ない（12+log（O/H）〜7）から金属量までの範囲の金属量を測定します。太陽の約3分の1。また、これらのソースの励起特性について説明し、ローカルの強線金属量キャリブレーションと比較します。検討された診断のいずれも、3つのソースの金属量と強線比の間で観察された関係に同時に一致しないことがわかります。これは、これらの赤方偏移でキャリブレーションの適切な再評価が必要になる可能性があることを意味します。質量金属量平面では、z〜7.6の2つの銀河（log（M*/M_sun）=8.1、8.7）は、z〜2-3の質量金属量関係の外挿と一致する金属量を持っています。z〜8.5（log（M*/M_sun）=7.8）の最小質量銀河は、代わりに著しく低い金属量を示しています。3つの銀河は、基本的な金属量関係と比較して異なるレベルのオフセットを示し、そのうちの2つ（z〜7.6）はわずかに一貫していますが、z〜8.5のソースは大幅にずれており、おそらくガス流間の滑らかな平衡からはほど遠いです。後の時代に形成と金属の濃縮が行われる。
MIGHTEE：ラジオの大音量のAGN人口の性質
| Title |
MIGHTEE:_the_nature_of_the_radio-loud_AGN_population |
| Authors |
I._H._Whittam,_M._J._Jarvis,_C._L._Hale,_M._Prescott,_L._K._Morabito,_I._Heywood,_N._J._Adams,_J._Afonso,_Fangxia_An,_Y._Ao,_R._A._Bowler,_J._D._Collier,_R._P._Deane,_J._Delhaize,_B._Frank,_M._Glowacki,_P._W._Hatfield,_N._Maddox,_L._Marchetti,_A._M._Matthews,_I._Prandoni,_S._Randriamampandry,_Z._Randriamanakoto,_D._J._B._Smith,_A._R._Taylor,_N._L._Thomas,_and_M._Vaccari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12379 |
MeerKATInternationalGHzTieredExtragalacticExploration（MIGHTEE）EarlySciencedataintheCOSMOSfieldで検出された微弱な電波源集団の性質を、電波源活動銀河核（AGN）の特性に焦点を当てて研究します。フィールドで利用可能な広範な多波長データを使用して、ホスト銀河の識別がAGN（35％）または星形成銀河（54％）であるフィールドの5223電波源の88％を分類することができます。赤方偏移が$z\sim6$で電波の明るさが$10^{20}<\textrm{L}_{1.4〜\textrm{GHz}}/\textrm{WHz}の電波大音量AGNのサンプルを選択します。^{-1}<10^{27}$そしてそれらを高励起および低励起の電波銀河（HERGおよびLERG）として分類します。この作品で分類カタログが公開されます。私たちのサンプルでは、HERGとLERGのホスト銀河の特性に有意差は見られません。以前の研究とは対照的に、HERGとLERGは非常に類似したエディントンスケールの降着率を持っていることがわかりました。特に、これらの低い電波光度でHERGとして正式に分類される、非常にゆっくりと降着するAGNの集団を特定します。ここでは、HERGとLERGへの分離が冗長になる可能性があります。ブラックホールの質量がジェット出力にどのように影響するかを調査し、ブラックホールの質量$\gtrsim10^{7.8}〜\textrm{M}_\odot$が、の放射光度よりも大きい機械的出力でジェットに電力を供給するために必要であることを発見しました。AGN（$L_\textrm{mech}/L_\textrm{bol}>1$）。支配的な電波ジェットを発射して維持するには、高いブラックホール質量とブラックホールスピンの両方が必要になる可能性があることを説明します。
SMACS0723早期放出観測におけるJWST/NIRSpec分光法からの宇宙の夜明けにおける輝線銀河の物理的条件
| Title |
The_Physical_Conditions_of_Emission-Line_Galaxies_at_Cosmic_Dawn_from_JWST/NIRSpec_Spectroscopy_in_the_SMACS_0723_Early_Release_Observations |
| Authors |
Jonathan_R._Trump,_Pablo_Arrabal_Haro,_Raymond_C._Simons,_Bren_E._Backhaus,_Ricardo_O._Amor\'in,_Mark_Dickinson,_Vital_Fern\'andez,_Casey_Papovich,_David_C._Nicholls,_Lisa_J._Kewley,_Samantha_W._Brunker,_John_J._Salzer,_Stephen_M._Wilkins,_Omar_Almaini,_Micaela_B._Bagley,_Danielle_A._Berg,_Rachana_Bhatawdekar,_Laura_Bisigello,_V\'eronique_Buat,_Denis_Burgarella,_Antonello_Calabr\`o,_Caitlin_M._Casey,_Laure_Ciesla,_Nikko_J._Cleri,_Justin_W._Cole,_M._C._Cooper,_Asantha_R._Cooray,_Luca_Costantin,_Henry_C._Ferguson,_Steven_L._Finkelstein,_Seiji_Fujimoto,_Jonathan_P._Gardner,_Eric_Gawiser,_Mauro_Giavalisco,_Andrea_Grazian,_Norman_A._Grogin,_Nimish_P._Hathi,_Michaela_Hirschmann,_Benne_W._Holwerda,_Marc_Huertas-Company,_Taylor_A._Hutchison,_Shardha_Jogee,_St\'ephanie_Juneau,_Intae_Jung,_Jeyhan_S._Kartaltepe,_et_al._(19_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12388 |
SMACS〜0723早期リリース観測の\textit{JamesWebbSpaceTelescope}近距離分光器（NIRSpec）によって観測された5つの$z>5$銀河のレストフレーム光輝線フラックス比の測定値を示します。不確実な\textit{absolute}分光光度法にもかかわらず、波長が密接に分離された輝線の信頼性の高い\textit{relative}フラックスキャリブレーションを保証するために、NIRSpecパイプライン削減製品にいくつかの品質管理および後処理ステップを追加します。削減の現在のバージョン。文献の$z\sim2$銀河と比較して、$z>5$銀河は同様の[OIII]$\lambda$5008/H$\beta$比を持ち、わずかに高い（$\sim$0.5〜dex）[OIII]$\lambda$4364/H$\gamma$の比率とはるかに高い（$\sim$1〜dex）[NeIII]$\lambda$3870/[OII]$\lambda$3728の比率。観測値をMAPPINGS〜V光イオン化モデルと比較すると、測定された[NeIII]$\lambda$3870/[OII]$\lambda$3728、[OIII]$\lambda$4364/H$\gamma$、および[OIII]$\lambda$5008/H$\beta$の輝線比は、非常に高いイオン化を示す星間物質と一致しています（$\log（Q）\simeq8-9$、cm〜s$^{-1}$の単位）、低金属量（$Z/Z_\odot\lesssim0.1$）、および非常に高い圧力（$\log（P/k）\simeq8-9$、cm$^{-3}$の単位）。[OIII]$\lambda$4364/H$\gamma$と[OIII]$\lambda$（4960+5008）/H$\beta$の線比の組み合わせは、$4.1<\log（T_e）という非常に高い電子温度を示しています。<4.5$、さらに「直接」金属量に低赤方偏移キャリブレーションを適用すると、$Z/Z_\odot\lesssim0.1$の金属量を意味します。これらの観測は、宇宙の夜明けの銀河における星間物質の物理的状態の興味をそそる新しい見方を表しています。
初期の原始銀河におけるジェットを介したブラックホール降着の自己調節
| Title |
Self-regulation_of_black_hole_accretion_via_jets_in_early_protogalaxies |
| Authors |
Kung-Yi_Su,_Greg_L._Bryan,_Zolt\'an_Haiman,_Rachel_S._Somerville,_Christopher_C._Hayward,_Claude-Andr\'e_Faucher-Gigu\`ere |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11270 |
高赤方偏移銀河におけるブラックホール（BH）の初期の成長は、周囲のガスに対するフィードバックによって規制されている可能性があります。放射フィードバックは広く研究されてきましたが、機械的フィードバックの役割はこれまで比較的あまり精査されていません。ここでは、高解像度のパーセクスケールの流体力学的シミュレーションを使用して、ジェットの伝播と、初期の原始銀河で予想される高密度の低金属量ガス中の100${\rmM_\odot}$BHへのBH降着への影響を研究します。ジェットが伝播すると、周囲のガスに衝撃を与え、ジェット繭を形成します。繭は、バックグラウンドガスとの界面での急速に冷却される冷相と、繭の内部を満たす逆衝撃加熱ガスの過圧亜音速相で構成されています。バックグラウンドガスの密度と温度、BHフィードバック効率、およびジェットモデルを体系的に変化させます。ジェット繭の幅は、ジェット伝播方向の運動量保存則と横方向のエネルギー保存の法則を仮定して導出されたスケーリングにほぼ従うことがわかりました。想定されるガスとジェットの特性に応じて、繭は大きな半径まで伸びたままになるか、ボンダイ半径に達する前に等方性になり、ほぼ球形の泡を形成します。より低いジェット速度とより高いバックグラウンドガス密度は、より高い運動量フラックスと細長い繭への自己調整をもたらします。すべての場合において、繭の外向きの運動量フラックスは、ボンダイ半径近くの流入ガスの内向きの運動量フラックスと釣り合い、最終的にBH降着を調節します。ジェット繭が到達する距離が大きいほど、BH降着率の変動タイムスケールが長くなります。全体として、平均降着率は常にボンダイ率を下回り、周囲の媒体が密で冷たい場合、および/またはジェットが弱い場合にのみエディントン率を上回ります。ジェットと周囲ガスのパラメータの組み合わせを導き出し、スーパーエディントンの成長をもたらします。
ブレーザーOJ287とプロジェクトMOMOの多波長天体物理学
| Title |
Multiwavelength_astrophysics_of_the_blazar_OJ_287_and_the_project_MOMO |
| Authors |
S._Komossa,_A._Kraus,_D._Grupe,_M.L._Parker,_A._Gonzalez,_L.C._Gallo,_M.A._Gurwell,_S._Laine,_S._Yao,_S._Chandra,_L._Dey,_J.L._Gomez,_A._Gopakumar._K._Hada,_D._Haggard,_A.R._Hollett,_H._Jermak,_S._Jorstad,_T.P._Krichbaum,_S._Markoff,_C._McCall,_J._Neilsen,_M._Nowak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11291 |
私たちは、これまでに行われたOJ287の中で最も密度が高く最長の複数年にわたる多波長監視プロジェクトを実施しています。プロジェクトMOMO（OJ287の多波長観測とモデリング）は、無線から高エネルギー領域までの波長をカバーしています。いくつかの選択された観測は、事象の地平線望遠鏡（EHT）の観測と同時に行われます。MOMOは、ディスクジェットの物理学を理解し、OJ287のブラックホール連星シナリオの予測をテストすることを目的としています。ここでは、コンテキストでの極端な爆発と最小状態の説明を示し、2021年から進行中の明るいラジオフレアを含む2022年5月。さらに、二次超大質量ブラックホール（SMBH）ディスクの衝撃に関連し、2021年に熱フレアとして始まると予測された光-UV-X線光曲線に前駆体フレア活動の証拠がないことを示します。12月23日。
6年間にMAXIが見たCenx-3
| Title |
Cen_x-3_as_seen_by_MAXI_during_six_years |
| Authors |
\'A._Torregrosa,_J._J._Rodes-Roca,_J._M._Torrej\'on,_G._Sanjurjo-Ferr\'in_and_G._Bernabeu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11476 |
この作業の目的は、MAXI/GSC観測戦略を利用して、この光源の光度曲線と軌道位相分光法の両方を研究することです。バイナリ軌道に沿ったCenX-3からのX線放射のスペクトルおよび光度曲線の特性を調査しました。これらの研究により、恒星風の特性とそのコンパクトな物体との相互作用を区切ることができます。異なるエネルギーバンドの光度曲線のタイミング分析が実行されました。光度曲線の分析から、バイナリシステムの軌道周期を推定し、$P_\mathrm{superorb}=220\pm5$日の超軌道周期の周りに可能なQPOを見つけました。軌道位相平均スペクトルと位相分解スペクトルの両方が抽出され、2.0〜20.0keVのエネルギー範囲で分析されました。高状態と低状態のスペクトルを定義し、平均化されたスペクトルと比較しました。2つのモデルは、スペクトルを十分に記述しています。ホットエレクトロンでのクールフォトンの部分吸収コンプトン化とべき乗則、および部分吸収黒体とべき乗則で、どちらもガウス線を追加することで変更されています。黒体放出領域の半径が決定されており、平均化されたスペクトルのX線輝度の高い値は、降着モードが恒星風だけによるものではないことを示しています。
速度せん断を伴う相対論的プラズマにおける光子の散乱：高エネルギーべき乗則スペクトルの生成
| Title |
Photons'_scattering_in_a_relativistic_plasma_with_velocity_shear:_generation_of_high_energy_power-law_spectra |
| Authors |
Mukesh_K._Vyas_and_Asaf_Pe'er |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11481 |
高エネルギーべき乗則は、多くの天体物理学オブジェクトのスペクトルに共通する特徴です。ローレンツ因子が可変の相対論的プラズマ中の光子は、エネルギーを得るために電子との繰り返し散乱を経ることを示します。逃げ出した光子の集団は、自然にべき乗則の形をしたスペクトルを生成し、荷電粒子の従来のフェルミ加速メカニズムの異方性アナログになります。したがって、このメカニズムは、シンクロトロンまたは熱コンプトン化を介した高エネルギーべき乗則スペクトルの現在の説明に対する自然な代替手段を提供します。このモデルは、任意のローレンツ因子プロファイルを持つ任意の相対論的プラズマビームに適用できます。理論をGRBプロンプトフェーズに実装し、得られた光子指数の範囲が観測値と互換性があることを示します。したがって、観測された高エネルギースペクトルインデックスは、ジェット構造の独自の指標を提供します。
降着ブラックホールのGRMHDシミュレーションによる相対論的反射モデルのテスト
| Title |
Testing_relativistic_reflection_models_with_GRMHD_simulations_of_accreting_black_holes |
| Authors |
Swarnim_Shashank,_Shafqat_Riaz,_Askar_B._Abdikamalov,_Cosimo_Bambi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11526 |
X線反射分光法は、現在、ブラックホール周辺の降着円盤の内部を研究し、ブラックホールのスピンを測定し、さらには強い重力場で基本的な物理学をテストするための主要な手法の1つです。ただし、これらの測定の精度は、スペクトル分析に使用される反射モデルに依存します。この作業では、一般相対論的電磁流体力学（GRMHD）コードを使用して、カー時空で薄い降着円盤を生成し、レイトレーシング技術を使用して、相対論的に広がった反射スペクトルを計算します。NuSTAR観測をシミュレートし、Novikov-Thorneディスクに基づく現在の反射モデルの機能をテストして正しい入力パラメーターを復元します。私たちの研究は、傾斜角の高い光源の場合は正しい入力パラメータを測定できることを示していますが、ディスクの傾斜角が小さい場合は若干の不一致が見られます。
足首下の銀河系外宇宙線の大規模異方性
| Title |
Large-scale_anisotropies_of_extragalactic_cosmic_rays_below_the_ankle |
| Authors |
Silvia_Mollerach,_Esteban_Roulet_and_Oscar_Taborda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11540 |
銀河系外のソースの集団から地球に到達する宇宙線のフラックスに存在する可能性のある大きな角度スケールでの異方性を、2番目の膝と足首の間のエネルギー範囲に焦点を当てて研究します。このエネルギー範囲では、粒子は銀河磁場の影響を大きく受けます。銀河磁場は、予想される異方性の形成に関連する役割を果たします。銀河の磁場は宇宙線の軌道を偏向させ、銀河のハローの外側に存在する異方性、特に観測者の並進運動に関連する双極子の異方性を変更します（コンプトン取得効果）。また、銀河の回転により、地球の観測者の基準座標系には、粒子の運動量に小さな変化をもたらす銀河場の電気成分があります。この加速度は宇宙線の到来方向に依存するため、特定のエネルギー範囲で観測されるフラックスに異方性を引き起こします。結果として生じるフラックスの双極子成分の予想される振幅と位相を分析し、これらの効果を介して、約1EeVのエネルギーで観察される赤経分布の位相の変化を説明する可能性について説明します。
超高エネルギーニュートリノの点源：近い将来の発見のための最小限の予測
| Title |
Point_sources_of_ultra-high-energy_neutrinos:_minimalist_predictions_for_near-future_discovery |
| Authors |
Damiano_F._G._Fiorillo,_Mauricio_Bustamante,_Victor_B._Valera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11940 |
100PeVを超えるエネルギーを持つ超高エネルギーニュートリノの発見は、間もなく次のニュートリノ望遠鏡の手の届くところにあるかもしれません。ニュートリノ多重項の検出を介して点源発見の統計的有意性を計算するための堅牢なフレームワークを提示します。IceCube-Gen2の無線アレイコンポーネントに適用します。$3\sigma$の重要性を持つソースを識別するために、IceCube-Gen2は、ソースが定常状態であるか一時的であるか、および空での位置に応じて、せいぜいトリプレット、最悪の場合は8つ組を検出する必要があります。。ソースの発見または不在は、ソース母集団のプロパティを大幅に制約します。
奇妙な星のコア-地殻振動からの重力波
ストレンジクォークの仮説によれば、パルサーは実際には自己結合したストレンジクォーク物質で構成されたストレンジスターである可能性があります。奇妙な星の通常の物質の地殻は、通常の中性子星のそれとは異なり、強い電場によって支えられています。次に、地殻とストレンジクォークコアの間にギャップが生じます。そのため、奇妙な星に特有のコアクラスト振動が発生する可能性があり、それが独特の重力波を生み出す可能性があります。本論文では、このような重力波の波形は、剛体モデルを使用して導出されます。重力波は非常に弱く、次世代の検出器でも検出できないことがわかりました。したがって、奇妙な星の地震学は、コアクラスト振動の影響を受けません。オブザーバーは、地殻の存在を診断するために他の効果を探す必要があります。
強力な狭い輝線のない水素に富む超高輝度超新星のZwickyTransientFacilityフェーズIサンプル
| Title |
The_Zwicky_Transient_Facility_phase_I_sample_of_hydrogen-rich_superluminous_supernovae_without_strong_narrow_emission_lines |
| Authors |
Tuomas_Kangas,_Lin_Yan,_Steve_Schulze,_Claes_Fransson,_Jesper_Sollerman,_Ragnhild_Lunnan,_Conor_M._B._Omand,_Igor_Andreoni,_Rick_Burruss,_Ting-Wan_Chen,_Andrew_J._Drake,_Christoffer_Fremling,_Avishay_Gal-Yam,_Matthew_J._Graham,_Steven_L._Groom,_Jeremy_Lezmy,_Ashish_A._Mahabal,_Frank_J._Masci,_Daniel_Perley,_Reed_Riddle,_Leonardo_Tartaglia_and_Yuhan_Yao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12059 |
2018年から2020年までの掃天観測施設（ZTF）からの14個の水素に富む超高輝度超新星（SLSNeII）のサンプルを提示します。ピークが$M_{g}<-20$magで、観測された\emphを持つすべての分類されたSLSNeを含みます。{広い}が狭いバルマー放射ではなく、ZTFフェーズIのすべての水素に富むSLSNeの約20％に相当します。SLSNeIIの光曲線とスペクトルを調べ、光曲線モデルを使用してそれらの電源を制限しようとします。最も明るいイベントは、測光的および分光的に典型的なSN2008esに類似していますが、他のイベントは、超高輝度でないSNeII、特にSNeII-Lを分光的に彷彿とさせます。$^{56}$Niは、主電源が除外されるため崩壊します。光度曲線モデルは通常、星周相互作用（CSI）とマグネター中央エンジンを区別できませんが、CSIを示す過剰な紫外線（UV）放射が、UVデータを含むほとんどのSNeで、広範囲の測光特性で見られます。同時に、最も明るいSLSNeIIの広いH$\alpha$プロファイルは、対称星周媒体（CSM）での電子散乱によって説明できます。細い線のない他のSLSNeIIでは、CSMが閉じ込められ、イジェクタによって完全にオーバーランする可能性があります。CSIは、最近の噴火で失われた質量を伴う可能性があり、ほとんどのSLSNeIIで主要な電源であることが示唆されており、特性の多様性は、異なる質量損失履歴の結果である可能性があります。放射エネルギーに基づいて、最も明るいSLSNeIIには追加の電源が必要になる場合がありますが、CSIと組み合わせた中央エンジンである可能性があります。
| Title |
Exploring_the_Link_between_the_X-ray_Power_Spectra_and_Energy_Spectra_of_Active_Galactic_Nuclei |
| Authors |
Haonan_Yang,_Chichuan_Jin,_Weimin_Yuan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12151 |
活動銀河核（AGN）は、一般に、X線連星（XRB）のスケールアップされた対応物と見なされます。XRBのX線放射のパワースペクトル密度（PSD）は、スペクトル状態とともに大幅に変化することが知られています。AGNが同様の進化の傾向をたどるかどうかは明らかではありませんが、X線放射とPSDはどちらも変動します。この作業では、XMM-Newtonを使用した複数の長い観測で9つのAGNのサンプルを研究します。これは、有意なX線スペクトル変動を示します。ベイジアンPSD分析を実行して、PSDの形状と変動を測定します。X線エネルギースペクトルの大きな変化（主にフラックス状態の変化）は、PSD形状の大きな変化を伴うことが多いことがわかります。PSDでの高周波ブレークの発生は、スペクトル状態にも依存します。重大な高周波PSDブレークが検出された4つのソースのうち、3つは高フラックス状態でのみブレークを示し、残りの1つは低フラックス状態でのみブレークを示します。さらに、AGNのさまざまなスペクトル状態でのX線rms変動は、1.0dexも変動することがわかっています。これらの結果は、観察されたさまざまな変動特性が、さまざまなスペクトル状態を支配するさまざまな物理的プロセスによって引き起こされている可能性が高いことを示唆しています。我々の結果はまた、様々なX線変動特性とブラックホール質量との間の相関について報告されているように、固有のPSD変動が分散のかなりの部分を導入する可能性があることを示しています。
| Title |
High-energy_neutrino_transients_and_the_future_of_multi-messenger_astronomy |
| Authors |
Claire_Gu\'epin,_Kumiko_Kotera,_Foteini_Oikonomou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12205 |
高エネルギーの天体物理学的ニュートリノの最近の発見と、同時発生する電磁およびニュートリノ放出の最初のヒントは、マルチメッセンジャー天文学の時代の始まりを告げるものです。それらの高出力のために、一時的な源は、強化された粒子加速と相互作用を通して、観測されたエネルギッシュな宇宙粒子のかなりの部分を供給すると予想されます。ここでは、一過性の天体物理学的発生源からのニュートリノ放出の理論的期待と、現在および今後の実験風景をレビューし、発見のための最も有望なチャネルを強調し、それらの検出可能性を特定します。
パルサータイミングアレイデータセットにおける疑似相関の有病率の評価
| Title |
Evaluating_the_prevalence_of_spurious_correlations_in_pulsar_timing_array_datasets |
| Authors |
Andrew_Zic,_George_Hobbs,_R._M._Shannon,_Daniel_Reardon,_Boris_Goncharov,_N._D._Ramesh_Bhat,_Andrew_Cameron,_Shi_Dai,_J._R._Dawson,_Matthew_Kerr,_R._N._Manchester,_Rami_Mandow,_Tommy_Marshman,_Christopher_J._Russell,_Nithyanandan_Thyagarajan,_X._-J._Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12237 |
パルサータイミングアレイのコラボレーションにより、最近、アレイ内のミリ秒パルサー間で共通のスペクトルを持つノイズプロセスの証拠が報告されました。この共通ノイズプロセスのスペクトル特性は、刺激的な超大質量ブラックホール連星からの等方性重力波バックグラウンド（GWB）の期待と一致しています。ただし、ParkesPulsarTimingArrayデータに基づく最近のシミュレーション分析では、このような検出が誤って発生する可能性があることが示されています。この論文では、シミュレートされたパルサータイミングアレイデータセットを使用して、GWBからのスペクトルおよび空間相関の推論方法の堅牢性をさらにテストします。以前の結果を拡張すると、パルサーごとの幅広いタイミングノイズ処方の下で、共通プロセスが存在しないデータセットに共通スペクトルノイズプロセスが存在することに対する強力なサポート（ベイズ因子が$10^5$を超える）が見つかりました。これらの結果は、タイミングノイズパラメータのベイズ事前確率の選択に非常に敏感であり、タイミングノイズパラメータの注入された分布により厳密に一致する事前確率により、共通スペクトルノイズプロセスのサポートが低下することを示します。これらの結果は、共通スペクトルプロセスの存在を推測するための現在の方法の欠点を強調しており、共通プロセスの検出がGWBの検出の信頼できる前兆ではないことを意味します。ナノヘルツGWBの今後の検索では、空間相関の検出に引き続き焦点を当て、共通スペクトルノイズプロセスに対してより調整された仕様を利用する必要があります。
高度に磁化された中性子星への降着は磁気圏の流れを通り、プラズマは力のない領域で磁力線をたどります。磁気圏に入る流れは、星の重力によって加速され、その後、その表面の上にある衝撃で減速されます。質量降着率が大きい場合、ほとんどの放射は、降着柱として知られる、衝撃波の下の放射圧が支配的な領域から発生します。この流れの一次元の静止構造は長年研究されてきましたが、そのグローバルなダイナミクスはこれまでほとんど考慮されていませんでした。降着カラムの時間依存構造を考慮することで、既存の定常解析ソリューションの安定性とその可能な変動モードをテストし、その境界条件の妥当性を確認できます。保守的なスキームを使用して、整列した双極磁気圏内の理想的な放射MHDフローの1次元時間依存シミュレーションを実行します。一般に、磁気応力が運動量バランスを支配すると仮定します。ただし、与えられた力線に沿って、運動は本質的に流体力学的であり、重力、遠心力、および放射圧が質量力として作用します。熱圧力が局所的に磁気圧力を超えると、流れは質量を失うと見なされます。衝撃の位置は理論的予測とよく一致しますが、より高い光度では、移流効果によって設定される制限があります。解放された電力の2/3以上が流れに移流されると、解析解は自己矛盾になり、カラムは有限の高さで漏れ始めます。形状によっては、この破壊によりカラムが広がり、力線に質量負荷がかかり、放射線駆動の穏やかな相対論的噴出物が生成される場合があります。平衡位置に近づくと、ショックフロントは逆音伝播時間に近い周波数で減衰振動を経験します。
| Title |
Tidal-induced_magnetar_super_flare_at_the_eve_of_coalescence_with_its_compact_companion |
| Authors |
Zhen_Zhang,_Shu-Xu_Yi,_Shuang-Nan_Zhang,_Shao-Lin_Xiong,_Shuo_Xiao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12324 |
1つのNSがマグネターである二重中性子星（NS）またはNSバックホールシステムの後期吸気段階では、そのコンパニオンから発生するマグネターへの潮汐力は、バイナリが近づくにつれて劇的に増加します。潮汐によって引き起こされた変形は、マグネターの地殻が合体する前の数秒または数分の1秒で耐えることができる最大値を超える可能性があります。したがって、壊滅的な地球規模の地殻破壊が発生する可能性があり、マグネターの内部に蓄積された磁気エネルギーが放出される機会があります。これは、マグネターの巨大なフレアの数百倍のエネルギーを持つスーパーフレアとして観察されます。そのようなメカニズムは、その準周期的振動を含む、最近観察されたGRB211211Aの前駆体を自然に説明することができます。今後の重力波O4/O5期間では、このようなスーパーフレアに関連する二重NS合併が検出される可能性があると予測しています。観測すれば、NS内部の構造や磁場に関する豊富な情報が得られ、他では研究が難しい。
パークスの70cmパルサー調査アーカイブで発見された4つの新しい高速電波バースト
| Title |
Four_New_Fast_Radio_Bursts_Discovered_in_the_Parkes_70-cm_Pulsar_Survey_Archive |
| Authors |
F._Crawford,_S._Hisano,_M._Golden,_T._Kikunaga,_A._Laity,_D._Zoeller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12332 |
パークスの70cmパルサー調査データアーカイブの分散した単一パルスとバーストの検索で発見された4つの新しい高速電波バーストを紹介します。HEIMDALLおよびFETCHの検出および分類アルゴリズムを使用して、0〜5000pccm$^{-3}$の範囲の分散測定値（DM）を検索しました。発見された4つのFRBはすべて、これまでに検出およびカタログ化されたほとんどすべてのFRBよりも大幅に広い幅（$>50$ms）を持っています。大きなパルス幅は、チャネル内の星間散乱または分散スミアリングによって支配されていません。FRBの1つは3338pccm$^{3}$のDMを持ち、これはこれまでのFRBで測定された最大のものです。これらはまた、これまでの電波望遠鏡によって検出された最初のFRBであり、ロリマーバーストよりもほぼ10年前のものです。私たちの結果は、パルサー調査アーカイブがこれまで検出されなかったFRBの重要な情報源であり、$\sim100$msを超える時間スケールでFRBを検索すると、より多くのワイドパルスFRBの存在が明らかになる可能性があることを示唆しています。
恒星食による衛星の影
夜間の光学観測中の低軌道にある衛星のメガコンステレーションの影響が評価されます。軌道ジオメトリは、衛星による恒星の掩蔽が個々の星の測光に与える影響と、広視野観測の測光キャリブレーションに与える影響を計算するために使用されます。スターリンクタイプの衛星には、数秒角の掩蔽ディスクがあります。1〜100ミリ秒の掩蔽交差時間とともに、これは星のフラックス決定における測光「ジッター」につながります。特定の星の影響のレベルは、掩蔽交差時間に対するフレームの積分時間の比率に依存します。現在のCCDベースのシノプティック調査では、この影響はわずか（<〜1％）ですが、将来、CMOSベースの広視野調査で1Hzを超える周波数でデータを取得すると、影響は完全なドロップアウトに向かって大きくなります。掩蔽交差時間と同様の積分時間で、掩蔽法を使用して衛星の軌道を追跡することができます。さらに短い積分時間で、掩蔽衛星の形状を推定することができます。高速CMOS技術によって可能になった、通過衛星による恒星食は、軌道を回る衛星を研究するための新しい方法となるでしょう。衝突やケスラーシンドロームを防ぐためだけに、衛星の軌道を独自に決定して更新するには、大規模な監視プログラムが必要になります。
電波天文学における深部超解像広視野イメージングのための最初のAI：ESO137-006の構造の発表
| Title |
First_AI_for_deep_super-resolution_wide-field_imaging_in_radio_astronomy:_unveiling_structure_in_ESO_137-006 |
| Authors |
Arwa_Dabbech_and_Matthieu_Terris_and_Adrian_Jackson_and_Mpati_Ramatsoku_and_Oleg_M._Smirnov_and_Yves_Wiaux |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11336 |
深部、超解像、広視野の電波干渉イメージングのための最初のAIベースのフレームワークを紹介し、ESO137-006電波銀河の観測でそれを実証します。画像再構成の逆問題を解決するためのアルゴリズムフレームワークは、最近の「プラグアンドプレイ」スキームに基づいています。これにより、ノイズ除去演算子が最適化アルゴリズムの画像レギュラライザーとして注入され、ノイズ除去ステップと最急降下データが収束するまで交互に行われます。-忠実度のステップ。高解像度、高ダイナミックレンジのノイズ除去装置の手作りおよび学習済みのバリアントを調査します。画像のファセットへの自動分解と、測定演算子のスパース低次元ブロックへの自動分解に依存する並列アルゴリズムの実装を提案します。結果として得られたアルゴリズムは、1053および1399MHzの19ギガバイトのMeerKATデータから、ESO137-006を含む広い視野の画像を形成するために展開されました。復元されたマップは、CLEANよりも大幅に高い解像度とダイナミックレンジを示し、銀河中心に近いコリメートされたシンクロトロンスレッドを示しています。
ローマコロナグラフ計器による塵円盤の偏光観測のシミュレーション
| Title |
Simulations_of_polarimetric_observations_of_debris_disks_through_the_Roman_Coronagraph_Instrument |
| Authors |
Ramya_Manjunath_Anche,_Ewan_S._Douglas,_Kian_Milani,_Jaren_Ashcraft,_John_H_Debes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11362 |
ローマのコロナグラフ装置は、高コントラストのイメージング技術を実証し、かすかな塵円盤のイメージング、内部のダストベルト、および惑星の発見を可能にします。塵円盤の分極研究は、ダスト粒子のサイズ、形状、および分布に関する情報を提供します。ローマのコロナグラフは、2つのウォラストンプリズムアセンブリで構成される偏光モジュールを使用して、それぞれ4つの直交偏光画像（$I_{0}$、$I_{90}$、$I_{45}$、および$I_{135}$）を生成します。直径3.2秒角を測定し、空で7.5秒角で区切られています。直線偏光率の測定で予想されるRMSエラーは、3x3ピクセルの解像度要素あたり1.66\％です。機器の偏光やその他の不確実性を含む、ローマのCGIを介して偏光強度画像をシミュレートするための数学モデルを提示します。ディスクモデリングソフトウェアMCFOSTを使用して、塵円盤Epsilon-Eridaniの$q$、$u$、および偏光強度をモデル化します。偏光強度は、PSF形態を組み込んだコロナグラフスループットと畳み込まれます。モデルの不確実性、検出器ノイズ、スペックルノイズ、およびジッターが含まれます。後処理後、0.4$\pm$0.0251の最終分極率が得られます。
キロピクセルTESボロメータアレイのチューニング、バイアス、および読み出しのためのTRL5スペース認定ハードウェアの開発
| Title |
Development_of_TRL5_Space_Qualified_Hardware_for_Tuning,_Biasing,_and_Readout_of_Kilopixel_TES_Bolometer_Arrays |
| Authors |
Graeme_Smecher_and_Peter_Cameron_and_Jean-Francois_Cliche_and_Matt_Dobbs_and_Joshua_Montgomery |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11374 |
JAXAのLiteBIRDミッションなど、次世代の宇宙ベースのミリ波望遠鏡は、科学の目標を達成するために、何千もの検出器を備えた焦点面を必要とします。デジタル周波数ドメイン多重化（dfmux）技術により、ワイヤーハーネス、サブケルビン冷蔵庫の負荷、およびその他のスケーリングの問題を直線的に増加させることなく、検出器の数をスケーリングできます。このホワイトペーパーでは、dfmux技術を使用したLiteBIRDの遷移エッジセンサー（TES）ボロメータのバイアスと読み出しに適した技術成熟度レベル5（TRL5）の電子機器を紹介します。これらの電子機器は、宇宙船のペイロードコンピュータと極低温焦点面の間に配置され、これらの検出器と宇宙船の搭載ストレージとの間に検出器のバイアス、調整、および読み出しインターフェイスを提供します。モジュールへの機能分解、これらのモジュールの数秘術と相互接続、およびそれらの内部および外部インターフェースを含む、電子機器の全体的なアーキテクチャについて説明します。消費電力、熱性能、質量、体積、信頼性の見積もりなど、これまでの性能測定について説明します。このペーパーは、電子機器のオンボードフィールドプログラマブルゲートアレイ（FPGA）ファームウェアの説明の補足資料です。
キロピクセルTESボロメータアレイのチューニング、バイアス、および読み出しのためのTRL5ファームウェアの開発
| Title |
Development_of_TRL5_Firmware_for_Tuning,_Biasing,_and_Readout_of_Kilopixel_TES_Bolometer_Arrays |
| Authors |
Graeme_Smecher_and_Jean-Francois_Cliche_and_Matt_Dobbs_and_Joshua_Montgomery |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11375 |
JAXAのLiteBIRDミッションなど、次世代の宇宙ベースのミリ波望遠鏡は、科学の目標を達成するために、何千もの検出器を備えた焦点面を必要とします。デジタル周波数ドメイン多重化（dfmux）技術により、ワイヤーハーネス、サブケルビン冷蔵庫の負荷、およびその他のスケーリングの問題を直線的に増加させることなく、検出器の数をスケーリングできます。このホワイトペーパーでは、デザインのFPGAで実行されるデジタル信号処理（DSP）ファームウェアについて説明します。このファームウェアは、バイアストーンの合成、ボロメータ電圧バイアスおよび/または超伝導量子干渉デバイス（SQUID）ヌル電流の動的フィードバック制御の実行、ボロメータチャネルの科学データへの復調とデシメーション、およびストレージと最終的なダウンリンクのための結果のストリーミングを担当します。制御パス、電力効率とリソース効率の改善、放射線軽減機能の追加、ミッション固有の設計上の課題の軽減に役立つ可能性のある新しいボロメータバイアススキームの統合など、このファームウェアがLiteBIRD用にどのように調整されているかについて説明します。。このペーパーは、ファームウェアが動作する電子機器プラットフォームの説明の補足資料です。
周波数多重ボロメータ読み出しのためのデジタルアクティブヌル：パフォーマンスとレイテンシ
| Title |
Digital_Active_Nulling_for_Frequency-Multiplexed_Bolometer_Readout:_Performance_and_Latency |
| Authors |
Graeme_Smecher_and_Tijmen_de_Haan_and_Matt_Dobbs_and_Joshua_Montgomery |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11377 |
フィードバックパスに比較的大きな時間遅延が存在する場合に動的ヌラーとして使用される離散時間制御ループの安定性とパフォーマンスを検討します。この形式のコントローラーは、周波数多重遷移エッジセンサー（TES）ボロメーターを使用するミリ波望遠鏡で発生します。このアプリケーションでは、増幅器として使用される超伝導量子干渉デバイス（SQUID）を線形化するために負帰還が必要です。$M$このようなフィードバックループは、MHz領域の異なる狭帯域周波数でSQUIDを介して周波数多重化されます。ループレイテンシーは、多相フィルターバンク（PFB）のアップコンバーターとダウンコンバーターの使用に起因し、これらの実験の検出器数が増えるにつれて大幅に増加しました。予想どおり、レイテンシーはループが安定している全体的なゲイン$K$に制約を課します。ただし、レイテンシーは、閉ループのスペクトル応答の安定したゲインでスペクトルピークも作成します。これらのピークの近くで、フィードバックループはその加算接合部で入力信号を（抑制するのではなく）増幅するため、安定したゲインの範囲でヌルにするのには適していません。この増幅または「アンチヌル」動作が現れるクリティカルゲイン$K_C$を確立し、$K_C$がシステムが不安定になるゲインより約3.8倍低いことを確認します。最後に、コンポーネントの許容誤差によるアナログゲインの変動に敏感でなく、適切な（安定した、ヌルに効果的な）ループゲインを選択するループチューニングアルゴリズムの変更について説明します。
GRACEのスケールファクターの決定-熱補正を含むレーザー測距干渉計のフォローオン
| Title |
Scale_Factor_Determination_for_the_GRACE-Follow_On_Laser_Ranging_Interferometer_including_Thermal_Correction |
| Authors |
Malte_Misfeldt,_Vitali_M\"uller,_Laura_M\"uller,_Henry_Wegener,_Gerhard_Heinzel_(Max-Planck-Institut_f\"ur_Gravitationsphysik_(Albert-Einstein-Institut)_and_Institut_f\"ur_Gravitationsphysik,_Leibniz_Universit\"at_Hannover,_Callinstra{\ss}e_38,_D-30167_Hannover,_Germany) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11470 |
GRACEフォローオン衛星は、最初の宇宙船間レーザー測距干渉計（LRI）を搭載しています。軌道上で4年以上経過した後、LRIは従来のマイクロ波機器（MWI）に挑戦することに成功しました。ただし、現在のデータ処理スキームでは、LRI製品は、未知の絶対レーザー周波数を共推定するためのMWIデータを必要とします。これは、生の位相測定値をメートル単位の物理変位に変換するための「定規」を表します。この論文では、位相測定値を範囲に正確に変換して、さまざまな搬送周波数を発生させるための式を導き出します。さらに、キャリア周波数の知識の不確実性と未修正の時間バイアスに起因する主要なエラーが導き出されます。第2部では、現在採用されているクロスキャリブレーションスキームでのLRIのMWIへの依存性に対処し、LRIレーザー周波数の3つの異なるモデルを示します。そのうちの2つはMWIからほとんど独立しています。さらに、スケールファクターの推定値とLRI-MWI残差に対する熱変動の寄与を分析します。熱補正（TC）と呼ばれる線形モデルが導出され、LRIとMWIの差が、MWIの観測によって比較が制限されるレベルまで大幅に減少します。
| Title |
Boosting_the_Efficiency_of_Parametric_Detection_with_Hierarchical_Neural_Networks |
| Authors |
Jingkai_Yan,_Robert_Colgan,_John_Wright,_Zsuzsa_M\'arka,_Imre_Bartos,_Szabolcs_M\'arka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11583 |
重力波天文学は、宇宙を理解するために古典的なデータ処理技術と現代的なデータ処理技術の両方を活用する活気に満ちた分野です。検出スキームの効率を改善するためにさまざまなアプローチが提案されており、階層整合フィルタリングが重要な戦略です。一方、深層学習手法は、最近、整合フィルタリング手法との一貫性と顕著な統計的パフォーマンスの両方を示しています。この作業では、階層的マッチングと深層学習からのアイデアを組み合わせた効率的な検出への新しいアプローチである階層的検出ネットワーク（HDN）を提案します。ネットワークは、統計的精度と効率の目標を同時にエンコードする新しい損失関数を使用してトレーニングされます。提案されたモデルの複雑さの軽減の原因について説明し、さまざまな領域に特化した各レイヤーを使用した初期化の一般的なレシピについて説明します。オープンLIGOデータと合成注入を使用した実験でHDNのパフォーマンスを示し、2層モデルで$0.2\％$の等エラー率での整合フィルタリングと比較して$79\％$の効率向上を観察します。さらに、2層モデルを使用して初期化された3層HDNをトレーニングすると、精度と効率の両方がさらに向上することを示し、効率的な検出における複数の単純な層の能力を強調します。
Keck広視野イメージャの科学事例
| Title |
Science_Cases_for_the_Keck_Wide-Field_Imager |
| Authors |
J._Cooke_(1),_C._Angus_(2),_K._Auchettl_(3,8),_J._Bally_(4),_B._Bolin_(5),_S._Brough_(6),_J._N._Burchett_(7),_R._Foley_(8),_G._Foran_(1),_D._Forbes_(1),_J._Gannon_(1),_R._Hirai_(9),_G._G._Kacprzak_(1),_R._Margutti_(10),_C._Martinez-Lombilla_(6),_U._Mestric_(11),_A._Moller_(1),_A._Rest_(12),_J._Rhodes_(5,13),_R._M._Rich_(14),_F._Schussler_(15),_R._Wainscoat_(16),_J._Walawender_(17),_I._Wold_(18),_J._Zhang_(1)_((1)_Swinburne_University_of_Technology,_(2)_Niels_Bohr_Institute,_DARK,_(3)_University_of_Melbourne,_(4)_University_of_Colorado_at_Boulder,_(5)_California_Institute_of_Technology,_(6)_University_of_New_South_Wales,_Sydney,_(7)_New_Mexico_State_University,_(8)_University_of_California,_Santa_Cruz,_(9)_Monash_University,_(10)_University_of_California,_Berkeley,_(11)_Instituto_Nazionale_di_Astrofisica_(INAF),_(12)_Space_Telescope_Institute,_(13)_Jet_Propulsion_Laboratory,_(14)_University_of_California,_Los_Angeles,_(15)_IRFU,_CEA_Paris-Saclay,_(16)_University_of_Hawaii,_(17)_W._M._Keck_Observatory,_(18)_NASA_Goddard_Space_Flight_Center) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11698 |
KeckWide-FieldImager（KWFI）は、Keckプライムフォーカス用に提案された直径1度の視野UV感度光学カメラです。KWFIは、世界で最も強力な光学広視野カメラであり、当面の間、最大3000Aまで感度が高い唯一の8mクラスのカメラになります。主に2019年から2021年の間に編集されたKWFIの20の科学事例について説明し、その後に機器、コンポーネント、およびコンテキストの機能について簡単に説明します。
サイモンズ天文台：全焦点面モジュールの複雑なインピーダンス測定
| Title |
The_Simons_Observatory:_Complex_Impedance_Measurements_for_a_Full_Focal-Plane_Module |
| Authors |
Jack_Lashner,_Joseph_Seibert,_Max_Silva-Feaver,_Tanay_Bhandarkar,_Kevin_T._Crowley,_Shannon_M._Duff,_Daniel_Dutcher,_Kathleen_Harrington,_Shawn_W._Henderson,_Amber_D._Miller,_Michael_Niemack,_Suzanne_Staggs,_Yuhan_Wang,_Kaiwen_Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11804 |
サイモンズ天文台（SO）は、チリのアタカマ砂漠に配備される地上ベースの宇宙マイクロ波背景放射実験です。SOは、宇宙の起源と進化に関する新しい情報を明らかにすることを目的として、27GHz〜280GHzの6つのスペクトルバンドで観測する60,000を超える超伝導転移端センサー（TES）ボロメータを開発します。SO検出器は、観測周波数に基づいてグループ化され、ユニバーサルフォーカルプレーンモジュールにパッケージ化されます。各モジュールには、マイクロ波SQUID多重化とSLAC微小共振器無線周波数電子機器（\smurf）を使用して読み取られる最大1720個の検出器が含まれます。TESの複素インピーダンスを測定することにより、他の校正方法では決定が難しい検出器の多くの熱電特性にアクセスできますが、サンプルレート要件が高いため、これまで多くの検出器の複素インピーダンスを一度に測定することは困難でした。。ここでは、\smurf\を使用して、数百の検出器の複素インピーダンスを1時間のタイムスケールで同時に測定する方法を紹介します。測定された実効熱時定数を、バイアスステップで個別に推定されたものと比較します。この新しい方法は、ラボとサイトの両方でこの特性評価ツールを使用して、SO検出器の全母集団をよりよく理解する可能性を開きます。
高次元解析とコア粒子スプレーコードを使用して、球状星団の潮汐外の星を検索する
| Title |
Searching_for_the_extra-tidal_stars_of_globular_clusters_using_high-dimensional_analysis_and_a_core_particle_spray_code |
| Authors |
Steffani_M._Grondin,_Jeremy_J._Webb,_Nathan_W.C._Leigh,_Joshua_S._Speagle_and_Reem_J._Khalifeh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11263 |
三体相互作用は、球状星団のコアから星を放出し、それらを潮汐外の星として銀河ハローに入れる可能性があります。潮汐外の星を見つけることはクラスターの進化を理解するために不可欠ですが、孤立した潮汐外のフィールドの星をそれらの誕生クラスターに戻すことは非常に困難です。この作業では、ケーススタディとしてM3を使用して、銀河系球状星団の潮汐外の星を特定するための高次元データ分析と粒子スプレーコードで構成される新しい方法論を紹介します。t-StochasticNeighborEmbedding（t-SNE）およびUniformManifoldApproximationandProjection（UMAP）機械学習次元削減アルゴリズムを使用して、最初にAPOGEEDR17データカタログでM3と同様の化学的存在量を持つ103の潮汐外候補のセットを特定します。出演者。各候補者の潮汐外の性質を確認するために、Coresprayを紹介します。銀河系球状星団の潮汐外の星をシミュレートする、Pythonベースの新しい3体粒子スプレーコード。GaiaEDR3の固有運動とAPOGEEDR17の視線速度を使用して、多変量ガウスモデリングと極端なデコンボリューションを適用し、フィールドよりもCoresprayでシミュレートされたM3潮汐外星の分布に関連する可能性が高い潮汐外候補を特定します。これらの方法を通じて、M3の13個の新しい高確率の潮汐外星を特定します。Coresprayの将来のアプリケーションは、球状星団のコアダイナミクス、星形成履歴、およびバイナリフラクションのより良い理解をもたらすでしょう。
太陽ベクトル磁場データの推定測定におけるバイアスの特定と軽減について
| Title |
On_Identifying_and_Mitigating_Bias_in_Inferred_Measurements_for_Solar_Vector_Magnetic_Field_Data |
| Authors |
K.D._Leka,_Eric_L._Wagner,_Ana_Bel\'en_Gri\~n\'on-Mar\'in,_V\'eronique_Bommier,_Richard_Higgins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11572 |
ベクトル磁場マップにおける視線に垂直な成分Bperpのバイアス、つまり過大評価または過小評価の問題について説明します。このトピックに関する以前の研究は、問題が存在することを示しています。ここでは、バイアスを定量化し、その原因を完全に理解し、緩和戦略を提供するために、新しい調査を実行します。まず、Bperpバイアスを測定し、ローカル（物理）コンポーネントとネイティブイメージプレーンコンポーネントの両方での影響を定量化するための定量的メトリックを開発します。次に、さまざまな反転オプションとデータソースをテストおよび評価して、磁気充填率ffを明示的に説明するなど、選択の影響を体系的に特徴付けます。3番目に、単純なモデルを展開して、ノイズとバイアスのさまざまなモデルがどのように現れるかをテストします。これらの3つの調査から、バイアスは主に分解不足の構造に存在する一方で、強磁場のピクセル充填構造にも存在することがわかります。マグネトグラムのノイズは問題を悪化させる可能性がありますが、それが主な原因ではありません。ffをフィッティングすると明示的に大幅な緩和が得られることを示しますが、chi^2の重みの選択や最適化アルゴリズムなどの他の考慮事項も、結果に影響を与える可能性があります。最後に、Bperpの180度のあいまいさを解決する前に、事後的に適用できる簡単な「クイックフィックス」を示します。これは、たとえば、モデルの境界入力にグローバルスケールの構造を使用する場合に役立ちます。この作業の結論は、ffに明示的に適合する、または新しいSyntHIAニューラルネットと同様に、そうするデータでトレーニングされた反転コードの展開をサポートします。
LAMOSTDR8からのF型ハービッグ星の同定とパラメータ決定
| Title |
Identification_and_parameter_determination_of_F-type_Herbig_stars_from_LAMOST_DR8 |
| Authors |
Yun-Jin_Zhang,_A-Li_Luo,_Bi-Wei_Jiang,_Wen_Hou,_Fang_Zuo,_Bing_Du,_Shuo_Li,_and_Yong-Heng_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11574 |
20個のFタイプハービッグ星を特定し、LAMOSTDR8からの22個の前主系列星候補のリストを提供します。有効温度、距離、消光、恒星の輝度、質量、および半径は、光学スペクトル、測光、ガイアEDR3視差、および前主系列星の進化軌道に基づいて、各ハービッグ星について導き出されます。スペクトルエネルギー分布によると、19個のF型ハービッグ星はクラスIIYSOに属し、1個はフラットスペクトルクラスに属しています。4つはスピッツァーIRSスペクトルを持ち、そのうち3つは非常に弱い多環芳香族炭化水素の放出を示し、3つはアモルファスと結晶性の両方のケイ酸塩放出を示し、同様のパラメーターを共有し、同じ進化段階にあります。太陽の近くで爆発するEXorHerbig星J034344.48+314309.3を検出します。これは、HerbigAe星の前兆である可能性があります。爆発中の急速な降着に起因するHI、HeI、OI、NaI、およびCaIIの強い輝線は、その光学スペクトルで検出され、ケイ酸塩の輝線の特徴は、その赤外スペクトルで検出されます。また、定義された赤外線スペクトルインデックスを使用して、すべての既知のハービッグ星のディスク特性に関する統計分析を行います。有効温度が上昇すると、中程度の赤外線超過を伴うハービッグ星の割合が減少します。前駆体の大部分（F、G、またはKタイプ）には、中程度の赤外線超過があります。より高温のハービッグ星は、赤外線超過が大きいほど比率が高くなる傾向があります。傾向は、各ディスクの特殊性のためにいくらかの散乱があるけれども、より熱い星がより大きな領域の再放出ダストを持っているという事実に起因するかもしれません。
太陽周期24の3番目に大きい地磁気嵐について珍しいことは何ですか？
| Title |
What_is_Unusual_about_the_Third_Largest_Geomagnetic_Storm_of_Solar_Cycle_24? |
| Authors |
N._Gopalswamy,_S._Yashiro,_S._Akiyama,_H._Xie,_P._M\"akel\"a,_M.-C._Fok,_C._P._Ferradas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11630 |
太陽周期24で3番目に大きい地磁気嵐（2018年8月26日）の太陽および惑星間（IP）の原因について報告します。静止フィラメント領域から発生する基礎となる冠状質量放出（CME）は440km/sの磁気雲になります（MC）〜5日後1auで。延長されたCME加速（約24時間）は、噴火後のアーケード強度と再接続されたフラックスの時間プロファイルと一致します。Chenetal。（2019）CMEが約12時間後に加速しないと仮定したため、より低い速度を取得します。フィラメントチャネルの近くに複数のコロナホールが存在し、それらからの高速風がコロナとIP媒体に複雑な回転を生じさせ、高傾斜MCをもたらすという複合効果があるようです。メインフェーズのDst時間プロファイルは、MCの後半の密度の増加（プロミネンスマテリアル）と一致して大幅に急勾配になります（ストーム強度の急激な増加）。包括的な内部磁気圏-電離層（CIMI）モデルを使用したシミュレーションは、MCの動圧が大きいほどリング電流エネルギーが高くなることを示しています。さらに、Dstインデックスは、シミュレーションと一致して、密度を含むリング電流注入の主相時間積分と高い相関があります。基盤となるMCが南向きの惑星間磁場の間隔中に複雑な密度構造を持っている場合、複雑な時間的構造が嵐の主相で発達します。嵐の高強度は、CMEの加速の延長、複雑な回転、および1-auMCの高密度に起因すると結論付けます。
スクエアキロメートルアレイ前駆体を使用した高ダイナミックレンジソーラーイメージングのキャリブレーションアルゴリズムの動作原理
| Title |
Working_Principle_of_the_Calibration_Algorithm_for_High_Dynamic_Range_Solar_Imaging_with_Square_Kilometre_Array_Precursor |
| Authors |
Devojyoti_Kansabanik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11665 |
低周波無線太陽のイメージングは本質的に困難な問題です。メートル波長の太陽放射は、数分から数度までの角度スケールに及びます。これらの放射は、サブ秒およびサブMHzスケールで時間的およびスペクトル的変動を示します。これらの放射の輝度温度も何桁も変動するため、高ダイナミックレンジの分光スナップショットイメージングが必要です。マーチソン広視野アレイ（MWA）の独自のアレイ構成と、堅牢なキャリブレーションおよびイメージングパイプラインにより、AIRCARSは、これまでで最高の分光スナップショット太陽画像を生成します。このアルゴリズムの動作原理と強度は、統計分析とシミュレーションを使用して示されます。AIRCARSは、MWAの部分的な位相安定性を使用します。MWAは、小さなアレイフットプリントに多数のアンテナエレメントが分散されたコンパクトなコアを備えています。このアルゴリズムの強みにより、低周波ソーラーイメージング用の最先端のキャリブレーションおよびイメージングパイプラインになります。これは、今後のスクエアキロメートルアレイ（SKA）やその他の将来の高ダイナミックレンジを生成するための無線干渉計に非常に適していると期待されています。太陽の範囲と忠実度の高い画像。
食変光星のプレヘホワイト矮星。 IV。多周期脈動を伴うWASP1814+ 48
| Title |
The_Pre-He_White_Dwarfs_in_Eclipsing_Binaries._IV._WASP_1814+48_with_Multiperiodic_Pulsations |
| Authors |
Jae_Woo_Lee,_Kyeongsoo_Hong,_Hye-Young_Kim,_Jang-Ho_Park |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11858 |
ELCVn候補1SWASPJ181417.43+481117.0（WASP1814+48）については、2015年4月から2021年3月の間に最初の分光観測を確保しました。エシェルスペクトルを使用して、一次星の視線速度（RV）を、その大気パラメーター$T_{\rmeff、1}=7770\pm130$Kおよび$v_1$$\sin$$i=47\で測定しました。pm6$kms$^{-1}$。単線RVとTESS光度曲線を同時に適合させました。バイナリモデリングから、各コンポーネントの次の基本的なパラメータを決定しました：$M_1=1.659\pm0.048$$M_\odot$、$R_1=1.945\pm0.027$$R_\odot$、および$L_1=12.35\pm0.90$$L_\odot$（WASP1814+48Aの場合）、および$M_2=0.172\pm0.005$$M_\odot$、$R_2=0.194\pm0.005$$R_\odot$、および$L_2=0.69\pm0.07$$L_\odot$forWASP1814+48B.$M_2$と$R_2$から取得した$\logg_2=5.098\pm0.026$の表面重力は、5.097$\と同時です。観測可能な量から直接計算されたpm$0.025。WASP1814+48Bは、$Z=0.01$の0.176M$_\odot$白色矮星（WD）進化モデルとよく一致しています。金属量と銀河系の運動学は、プログラムのターゲットが薄い円盤の星であることを示しています。バイナリトレンドを除去した後の全光残差を分析し、合計52の周波数で振動することがわかりました。これらの中で、24日未満の低周波数のほとんど$^{-1}$はエイリアスと軌道高調波です。32日から36日までの5つの重要な周波数$^{-1}$は、ZAMSの$\delta$SctドメインにあるWASP1814+48Aの脈動モードと、128$-$288日$^の高周波数です。{-1}$は、HeWD以前の不安定帯のWASP1814+48Bから発生します。私たちの結果は、WASP1814+48が$\delta$Sctタイプのプライマリとpre-ELMV（非常に低質量のpre-HeWD変数）で構成される5番目のELCVn星であることを明らかにしています。
SKA-低前駆体を使用した低周波無線太陽の高忠実度分光偏光スナップショットイメージングのための新しいアルゴリズム
| Title |
A_novel_algorithm_for_high_fidelity_spectro-polarimetric_snapshot_imaging_of_the_low-frequency_radio_Sun_using_SKA-low_precursor |
| Authors |
Devojyoti_Kansabanik,_Divya_Oberoi,_Surajit_Mondal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11924 |
磁場は、太陽の内部をコロナとして知られる太陽の大気に結合します。コロナ磁場は、コロナ構造を決定し、フレア、コロナ質量放出、エネルギー粒子イベント、太陽風などの宇宙天気現象を調整する重要なパラメータの1つです。中高冠高さでの磁場の測定は非常に難しい問題であり、今日まで、高冠磁場を日常的に測定するために利用できる単一の測定技術はありません。低周波無線放射の偏光測定は、より高い冠状高さ（$>1R_\odot$）で冠状磁場をプローブするための理想的なツールです。今日まで、太陽の低周波偏光観測のほとんどは、明るい太陽電波バーストに限定されていました。ここでは、将来のスクエアキロメートルアレイ（SKA）の前駆体であるマーチソン広視野アレイで行われた太陽観測の正確な偏光キャリブレーションを実行するための新しいアルゴリズムを開発しました。機器の分極を$<1\％$下げました。この方法により、冠状熱放射からの非常に低レベルの分極放射を検出できるようになると予想されます。これは、より高い冠状高さでの全球冠状磁場の日常的な測定のためのツールになります。この方法は、将来のSKAに簡単に適合させ、低無線周波数での太陽の高忠実度分光偏光スナップショットイメージングを使用して新しい発見のウィンドウを開くことができます。
回転乱流熱対流と太陽差動回転
回転流体の膨張は、膨張領域とその隣接領域の渦度と回転速度を変化させます。乱流熱対流では、この微視的効果が維持されます。流体ミセルを追跡すると、密度によって構造渦度が変化し、低密度領域から高密度領域への渦度輸送と角運動量輸送が生成され、巨視的な渦度差と回転速度差が形成され、回転速度分布が変化することがわかります。回転する惑星の対流領域。太陽極域の軸方向熱対流モデルをとると、軸方向の差動回転を生成でき、軸方向の差動回転によって生成された遠心力の差が子午面循環を駆動し、角運動量を回転軸から遠ざけて、緯度方向の差動回転を形成します。サイズと形状の概念による流体セルの回転は、追加の圧力を生成します。圧力は、流体セルの回転速度とサイズに関連しており、密度と圧力の関係に影響を与えます。対流基準は、温度勾配だけで決定されるのではなく、渦度勾配も流体の安定性に影響を与えます。また、流体セルのサイズが大きいほど、渦度勾配の影響が大きくなり、流体セルの対流を大きくするには、より高い温度勾配が必要になります。太陽対流圏の温度勾配は非回転流体モデルよりも高く、対流圏の典型的な熱対流流体セルのサイズには上限があります。
主要な太陽フレアにおける光球水平磁場増加の性質について
フレア極性反転線の周りの水平磁場（$B_h$）の急激な増加は、フレア中の最も顕著な光球磁場の変化です。これはフレアループの収縮が原因であると考えられており、その背後にある詳細はまだ完全には理解されていません。ここでは、HMI高ケイデンスベクトルマグネトグラムを使用して、35の主要なフレアの$B_h$-増加を調査します。$B_h$-の増加は、常にフィールド傾斜の増加を伴うことがわかります。通常、フレアリボンの近くで始まり、リボン間の階段状の変化を示します。特に、初期フレア段階でのその進化は、フレアリボンとの密接な時空間相関を示しています。さらに、$B_h$-increaseは、閉じ込められたフレアと噴火フレアで同様の強度を持つ傾向がありますが、統計的な意味での噴火フレアではより大きな空間範囲を持つことがわかります。その強度とタイムスケールは、それぞれ最初のリボン分離と逆相関と正の相関があります。結果は、フレアループの再接続駆動収縮が理想的な誘導方程式に従って光球$B_h$を強化し、$B_h$の再接続駆動原点に統計的証拠を提供することを示唆する最近提案されたシナリオと完全に一致しています。初めて。
恒星活動のための準周期的ガウス過程：物理的パラメータからカーネルパラメータまで
| Title |
Quasi-periodic_Gaussian_Processes_for_stellar_activity:_from_physical_to_kernel_parameters |
| Authors |
Belinda_A._Nicholson_and_Suzanne_Aigrain |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12164 |
近年、ガウス過程（GP）回帰は、恒星および太陽系外惑星の時系列データセットを分析するために広く使用されるようになりました。斑点のある星の場合、最も一般的なGP共分散関数は、準周期（QP）カーネルであり、GPのハイパーパラメーターは、星とスポットの物理的特性に関してもっともらしい解釈を持っています。この論文では、QPGPと最近提案された準周期的プラスコサイン（QPC）GPを使用してシミュレートされたデータをモデル化し、GPハイパーパラメーターの事後分布を入力パラメーターと比較することにより、この解釈の信頼性をテストします。スポットモデルの。入力恒星回転周期とQPおよびQPCGP周期の間には優れた一致が見られ、スポット崩壊のタイムスケールと指数項の2乗の長さスケールの間には非常に良い一致が見られます。また、特定の星の光と視線速度（RV）曲線から導出されたハイパーパラメータを比較し、周期と進化のタイムスケールがよく一致していることを確認します。ただし、GPの高調波の複雑さは、シミュレーションでスポットプロパティとの明確な相関関係を示していませんが、光度曲線データよりもRVの方が体系的に高くなっています。最後に、QPカーネルについて、RVの場合のハイパーパラメータに対するノイズとタイムサンプリングの影響を調査します。我々の結果は、回転周期とスポット進化の時間スケールの良好なカバレッジがポイントの総数よりも重要であり、ノイズ特性が高調波の複雑さを支配することを示しています。
13.3Rsunでの近日点とのPSPソーラーエンカウンター10からのリモートセンシング観測の概要
| Title |
Overview_of_the_remote_sensing_observations_from_PSP_solar_encounter_10_with_perihelion_at_13.3_Rsun |
| Authors |
Russell_A._Howard,_Guillermo_Stenborg,_Angelos_Vourlidas,_Brendan_M._Gallagher,_Mark_G._Linton,_Phillip_Hess,_Nathan_B._Rich,_and_Paulett_C._Liewer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12175 |
これまでのところ、パーカーソーラープローブ（PSP）の最も近い近日点通過は、2021年11月16日から26日の間に発生し、太陽の中心から約13.29ルスンに達しました。このパスにより、Wide-fieldInstrumentforSolarPRobe（WISPR）による太陽コロナの非常にユニークな観測が行われました。WISPRは少なくとも10個のCMEを観測しましたが、そのうちのいくつかは非常に接近しているため、構造が歪んでいるように見えます。すべてのCMEは磁束ロープ（MFR）構造を持っているように見え、ほとんどのCMEは、ビューが軸の方向に沿って配置され、非常に複雑な内部を示しています。2つのCMEは、内部に小さなMFRが発生し、非常に暗い内部を囲む明るい円形の境界がありました。より大きなCMEの後には、縞模様のリボン内の小さな塊とフラックスロープのような構造の実質的な流出があり、何時間も続きました。2021年11月21日の近日点周辺の日中のように、太陽物理学プラズマシート（HPS）が傾いたとき、流出は非常に広い緯度範囲に及んだ。1つのCMEがより高速なものに追い抜かれ、その結果、先頭のCMEの後部が圧縮され、後続のCMEが異常に拡張しました。小さなトムソン表面は、構造が視野を通過するときに構造の明るさの変化を生み出します。この動的な活動に加えて、小惑星/彗星3200ファエトンの軌道に沿った過剰な塵からの明るさのバンドも数日間見られます。
3方程式の非局所理論に基づくオーバーシュートを伴う恒星進化モデルI.物理的基礎と散逸率の計算
| Title |
Stellar_evolution_models_with_overshooting_based_on_3-equation_non-local_theories_I._Physical_basis_and_the_computation_of_the_dissipation_rate |
| Authors |
F._Kupka,_F._Ahlborn,_A._Weiss |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12296 |
環境。対流オーバーシュートによる混合は、星の対流コアでの核燃焼に利用できる水素の量に重要な役割を果たすことが長い間示唆されてきました。この効果をモデル化する最良の方法はまだ議論されています。目的。乱流運動エネルギーの散逸率を計算するための改良されたモデルを提案します。これは、恒星対流の非局所モデルで使用でき、1D恒星進化計算で簡単に実装および自己無撞着に使用できます。メソッド。さまざまなモデルの基礎となる物理学をレビューして、局所的、特に恒星天体物理学における対流の非局所的モデルにおける乱流運動エネルギー{\epsilon}の散逸率を計算します。散逸率へのさまざまな寄与と、局所的な成層および非局所的な輸送への依存性が分析され、これらの物理的メカニズムの少なくともいくつかを説明する新しい方法が提案されています。結果。新しいアプローチが中間質量主系列星の恒星モデルの予測にどのように影響するか、そしてこれらの変化が水平対垂直（乱流）運動エネルギーの比率に焦点を当てた非局所対流モデルの他の修正とどのように異なるかを示します。結論。新しいモデルは、対流によるオーバーシュートと大質量星の混合を物理的により完全に説明できるように示されています。浮力波による散逸は、乱流対流の非局所モデルで説明しなければならない重要な要素であることがわかっています。
観客のクロモ自然インフレーションにおける膨張したチャーン・サイモン数
| Title |
The_Inflated_Chern-Simons_Number_in_Spectator_Chromo-Natural_Inflation |
| Authors |
Hengameh_Bagherian,_Matthew_Reece,_and_Weishuang_Linda_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11262 |
クロモナチュラルインフレーション（CNI）シナリオは、インフレーション中に等方性を維持する古典的なバックグラウンドを持つローリングスカラーアクシオンフィールドとSU（2）ゲージフィールド間のチャーンサイモン結合によって生成される、潜在的に検出可能なキラル重力波信号を予測します。ただし、この信号の生成には非常に大きな整数のチャーン・サイモンレベルが必要であり、説明したり、UV完全モデルに埋め込んだりするのは難しい場合があります。この課題は、現象論的に実行可能な観客フィールドCNI（S-CNI）モデルで持続することを示します。さらに、小さな整数の積として大きな整数を生成する時計仕掛けのシナリオでは、S-CNI現象学を成功させるのに十分な大きさのチャーンサイモンレベルを生成できないことを示します。部分波ユニタリー境界に基づく有効場の理論と、弱い重力推測に基づく量子重力の両方で、モデルに関する他の制約について簡単に説明します。これは、代替のUV補完のさらなる調査に関連する可能性があります。
| Title |
Quasi-normal_modes_of_rotating_black_holes_in_Einstein-dilaton_Gauss-Bonnet_gravity:_the_second_order_in_rotation |
| Authors |
Lorenzo_Pierini,_Leonardo_Gualtieri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11267 |
強磁場、大曲率領域で重力をテストするための最も有望な戦略の1つは、重力分光法です。コンパクトなバイナリ合体の余波で放出されるリングダウン信号からブラックホール準ノーマルモードを測定し、一般相対性理論の予測。この戦略は、ブラックホールの準ノーマルモードが一般相対性理論の変更によってどのように影響を受けるかを知っている場合にのみ効果的です。そして、これが回転するブラックホールについてわかっている場合、バイナリ合体は通常、スピン$J/M^2\sim0.7$のブラックホールにつながるためです。この記事では、修正された重力理論で、スピンの2次までブラックホールを回転させる重力準ノーマルモードを初めて計算します。アインシュタイン-ディラトンガウス-ボネ重力は、大曲率の重力レジームを修正し、ブラックホール観測でテストできる最も単純な理論の1つであると考えています。スピン膨張の有効性の領域を強化するために、準ノーマルモードのパッドの再開を実行します。スピンの2次が含まれていない場合、重力修正の効果が大幅に過小評価される可能性があることがわかります。一般相対論的ケースとの比較は、このアプローチがスピン$\sim0.7$まで正確であるべきであることを示唆しています。したがって、私たちの結果は、リングダウン信号のデータ分析に使用できます。
スカラーフィールド暗黒物質の検索ツールとしての欧州破砕源
| Title |
The_European_Spallation_Source_as_a_searching_tool_for_scalar_field_dark_matter |
| Authors |
Rub\'en_Cordero,_Luis_A._Delgadillo,_O._G._Miranda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11308 |
暗黒物質（DM）の性質は、物理学における主要な問題の1つです。DM候補としての超軽量スカラーフィールド暗黒物質（ULDM）の既知の提案に動機付けられて、次の欧州破砕源ニュートリノスーパービーム（ESSnuSB）実験でこの候補を検索する可能性を探ります。ULDMとアクティブニュートリノの間に相互作用がある可能性がある最近の研究事例を検討しました。この将来の実験設定では、ULDMに対する感度が他のニュートリノ物理実験と競合することがわかりました。ULDMとニュートリノの間の相互作用をモデル化する主なパラメーターの予想される将来の感度を示します。
| Title |
$\phi$-modes_of_neutron_stars_in_a_massless_scalar-tensor_theory |
| Authors |
Jose_Luis_Bl\'azquez-Salcedo,_Luis_Manuel_Gonz\'alez-Romero,_Fech_Scen_Khoo,_Jutta_Kunz,_Vincent_Preut |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11370 |
スカラーテンソル理論は、中性子星の準ノーマルモードの豊富なスペクトルを可能にします。スカラー場の存在は、極単極および双極子放射、ならびにスカラー場によって導かれる追加のより高い多重極モードを可能にします。ここでは、最も低い多極子のこれらのスカラー主導の$\phi$モード、$R^2$理論に動機付けられた、ブランス-ディッケ型の質量のないスカラーテンソル理論の$l=0$、1および2を示します。そして、一般相対性理論における最小結合スカラー場のものと比較してください。6つの現実的な状態方程式のセットを検討し、モードの普遍的な関係を抽出します。
Sgoldstinoless非振動インフレーションのモデルにおける超対称性の破れの宇宙論的痕跡
| Title |
Cosmological_Imprints_of_SUSY_Breaking_in_Models_of_Sgoldstinoless_Non-Oscillatory_Inflation |
| Authors |
Lucien_Heurtier,_Ahmad_Moursy,_and_Lucien_Wacquez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11502 |
超重力では、sgoldstinoのダイナミクス（低エネルギーでの超対称性の破れに関連するgoldstinoスーパーフィールドのスーパーパートナー）は、原始宇宙のインフレーションのダイナミクスを大幅に変更する可能性があります。いわゆるsgoldstinolessモデルは、理論からsgoldstinoを効果的に削除する冪零制約$S^2=0$の存在を前提としています。このようなモデルは、単一のスカラー場で非振動インフレーションシナリオを実現するために提案されました。これは、インフレーションの終わりに長期間のキネーションを特徴とし、したがって非標準のインフレーション後の宇宙論を特徴とします。効果的な演算子を使用して、冪零制約を再現するために、sgoldstinoが原点の近くで安定化されるモデルを提案します。我々は、小さなsgoldstinoの変動が、宇宙の歴史にかなりの逆反応をもたらす可能性があることを示しています。宇宙マイクロ波背景放射で測定されたインフレーション観測量に対するこの逆反応の影響を研究し、モデルを$\DeltaN_{\rmeff}$の制限を含む一連の制約に直面させます。大きな超対称性を破るスケール限界のポテンシャルの特異な形が、インフレーションから生成されたスカラーパワースペクトルにピークを生成できることを示します。特定の摂動モードがキネーション中またはキネーション後に地平線に再び入る可能性があることを研究し、大きな超対称性破壊スケールが初期宇宙でさまざまな質量を持つ原始ブラックホールの形成につながる可能性があることを示します。
「銀河円盤」-有限磁場における3次元Bernstein-Greene-Kruskalモードのモデル
| Title |
A_"Galactic_Disk"-Model_for_Three-Dimensional_Bernstein-Greene-Kruskal_Modes_in_a_Finite_Magnetic_Field |
| Authors |
C._S._Ng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11632 |
銀河円盤の構造に着想を得た、均一な有限のバックグラウンド磁場を持つプラズマ内の3次元Bernstein-Greene-Kruskal（BGK）モードの新しいモデルが提示されます。これらのモードは、定常状態のウラソフ方程式の正確な非線形解であり、ポアソン方程式とアンペールの法則を自己無撞着に満たす3つの空間次元すべてに電位と磁気ポテンシャルの摂動が局在しています。解の存在は、ディスク種に関連する小さな電場および磁場の摂動の限界で分析的に示され、適度に強い磁場の摂動に収束する反復法を使用して数値的に示されます。
Hide and Seek：水素とミューオニウムのスクリーニングされたスカラー場
| Title |
Hide_and_Seek:_Screened_Scalar_Fields_in_Hydrogen_and_Muonium |
| Authors |
Philippe_Brax,_Anne-Christine_Davis,_Benjamin_Elder |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11633 |
水素のようなシステムから、スクリーニングされたスカラー場の理論の限界を計算します。新しい軽いスカラー場は、一般的に物質と直接結合しています。このような結合は、無数の実験測定によって強く制約されます。ただし、特定の理論には、この結合の効果を動的に弱め、そのような多くの境界を回避することを可能にする{\itスクリーニングメカニズム}があります。スクリーニングされたスカラー場による水素様システムのエネルギー準位への摂動を計算します。次に、この結果を2つの方法で使用します。まず、水素分光法から境界を計算し、スクリーニング効果が見落とされていたため、以前に報告されたものよりも大幅に弱い境界を見つけました。第二に、ミューオニウムがスクリーニングされたスカラー場の本質的にはるかに感度の高いプローブであることを示します。カメレオンモデルの場合、ミューオニウム実験は、低エネルギー物理学ではまだ調査されておらず、これまで高エネルギー素粒子物理学実験でのみテストされてきたパラメータ空間の大部分を精査します。
J2問題の双曲線レジームに対するねじれベースのソリューション
| Title |
A_torsion-based_solution_to_the_hyperbolic_regime_of_the_J2-problem |
| Authors |
Martin_Lara,_Alessandro_Masat,_and_Camilla_Colombo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11687 |
人工衛星の理論で人気のある仲介者は、J2問題のハミルトン閉路問題から視差項を削除した後に得られます。結果として生じる準ケプラーシステムは、ねじれによってケプラー問題に変換されます。この縮小プロセスを無制限の軌道に適用すると、解はケプラーの双曲線でできます。この最後のケースでは、ねじれベースのソリューションが、フライバイ計算で通常使用されるケプラー近似の効果的な代替手段を提供することを示します。また、ねじれに基づく解を扁平率係数の高次に拡張すると、漸近解が真の軌道に収束することが期待されることを確認します。
創世記宇宙論における摂動ユニタリー性とNEC違反
宇宙論におけるヌルエネルギー条件（NEC）の違反の調査は、非常に初期の宇宙と関連する重力理論の理解を深めることができます。完全に安定したNEC違反は「ホルンデスキーを超えて」理論で実現できますが、NECの違反がUV完全理論のいくつかの基本的な特性によって許可されるのか、有効場の理論の一貫性要件によって許可されるのかは未解決の問題です（EFT）。ガリレオンと「ホーンデスキーを超えて」の両方の起源宇宙論の文脈で、安定したNEC違反のツリーレベルの摂動ユニタリー性を調査します。この宇宙論では、宇宙は過去に漸近的にミンコフスキー空間でした。摂動ユニタリー性の制約は、「ホーンデスキーを超えて」演算子によって表されるもの以外に、EFTのカットオフスケールより下にいくつかの未知の新しい物理学が必要になる可能性があることを意味することがわかります。
量子重力における正確なフェルミオンチャーン・サイモン・児玉状態
| Title |
An_Exact_Fermionic_Chern-Simons-Kodama_State_in_Quantum_Gravity |
| Authors |
Stephon_Alexander,_Tatsuya_Daniel,_Marcell_Howard,_Morgane_Konig |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11856 |
Chern-Simons-Kodama（CSK）状態は、古典的な一般相対性理論のAshtekar定式化における正確な非摂動波動関数です。この作業では、Wheeler-DeWitt方程式の拡張された重力およびフェルミオンハミルトニアン制約を正確に解くことにより、一般化されたフェルミオンCSK状態を見つけます。この新しい状態は、宇宙論における宇宙のハートルホーキング波動関数とビレンキン波動関数と接触して、摂動フェルミ粒子補正を伴うFRW座標への対称性の減少時に元の児玉状態に減少することを示します。また、ねじれとフェルミ粒子の両方が消えない場合、波動関数はビッグバンの曲率特異点を回避するために有限の振幅を持っていることがわかります。
DarkSide-50の12トン日曝露による低質量暗黒物質WIMPの検索
| Title |
Search_for_low-mass_dark_matter_WIMPs_with_12_ton-day_exposure_of_DarkSide-50 |
| Authors |
The_DarkSide-50_Collaboration:_P._Agnes,_I.F.M._Albuquerque,_T._Alexander,_A.K._Alton,_M._Ave,_H.O._Back,_G._Batignani,_K._Biery,_V._Bocci,_W.M._Bonivento,_B._Bottino,_S._Bussino,_M._Cadeddu,_M._Cadoni,_F._Calaprice,_A._Caminata,_N._Canci,_M._Caravati,_M._Cariello,_M._Carlini,_M._Carpinelli,_V._Cataudella,_P._Cavalcante,_S._Cavuoti,_S._Chashin,_A._Chepurnov,_C._Cical\`o,_G._Covone,_D._D'Angelo,_S._Davini,_A._De_Candia,_S._De_Cecco,_G._De_Filippis,_G._De_Rosa,_A.V._Derbin,_A._Devoto,_M._D'Incecco,_C._Dionisi,_F._Dordei,_M._Downing,_D._D'Urso,_G._Fiorillo,_D._Franco,_F._Gabriele,_C._Galbiati,_C._Ghiano,_C._Giganti,_G.K._Giovanetti,_A.M._Goretti,_G._Grilli_di_Cortona,_A._Grobov,_M._Gromov,_M._Guan,_M._Gulino,_B.R._Hackett,_K._Herner,_T._Hessel,_B._Hosseini,_F._Hubaut,_E.V._Hungerford,_An._Ianni,_et_al._(82_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11966 |
LNGSでのDarkSide-50実験によって低放射能アルゴンターゲットで取得されたデータセット全体の分析から、10GeV/c$^2$未満の質量範囲の暗黒物質WIMPの検索について報告します。新しい分析は、検出器応答のより正確なキャリブレーション、改善されたバックグラウンドモデル、および系統的な不確実性のより良い決定から恩恵を受け、0.06keV$_{er}$までのバックグラウンドレートとスペクトルを正確にモデル化できます。90％C.L.核子上の3GeV/c$^2$質量WIMPのスピン非依存断面積の除外限界は6$\times$10$^{-43}$cm$^2$に設定されており、以前のDarkSide-50の制限。この分析は、スピンに依存しない暗黒物質相互作用の除外領域を、$[1.2、3.6]$GeV/c$^2$WIMP質量範囲の現在の実験的制約よりも下に拡張します。
DarkSide-50でミグダル効果を介して暗黒物質-核子相互作用を検索する
| Title |
Search_for_dark_matter-nucleon_interactions_via_Migdal_effect_with_DarkSide-50 |
| Authors |
The_DarkSide-50_Collaboration:_P._Agnes,_I.F.M._Albuquerque,_T._Alexander,_A.K._Alton,_M._Ave,_H.O._Back,_G._Batignani,_K._Biery,_V._Bocci,_W.M._Bonivento,_B._Bottino,_S._Bussino,_M._Cadeddu,_M._Cadoni,_F._Calaprice,_A._Caminata,_M.D._Campos,_N._Canci,_M._Caravati,_M._Cariello,_M._Carlini,_M._Carpinelli,_V._Cataudella,_P._Cavalcante,_S._Cavuoti,_S._Chashin,_A._Chepurnov,_C._Cical\`o,_G._Covone,_D._D'Angelo,_S._Davini,_A._De_Candia,_S._De_Cecco,_G._De_Filippis,_G._De_Rosa,_A.V._Derbin,_A._Devoto,_M._D'Incecco,_C._Dionisi,_F._Dordei,_M._Downing,_D._D'Urso,_M._Fairbairn,_G._Fiorillo,_D._Franco,_F._Gabriele,_C._Galbiati,_C._Ghiano,_C._Giganti,_G.K._Giovanetti,_A.M._Goretti,_G._Grilli_di_Cortona,_A._Grobov,_M._Gromov,_M._Guan,_M._Gulino,_B.R._Hackett,_K._Herner,_T._Hessel,_B._Hosseini,_F._Hubaut,_et_al._(84_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11967 |
原子核からの暗黒物質の弾性散乱は、いわゆるミグダル効果によって反跳原子の励起とイオン化を引き起こす可能性があります。イオン化電子からのエネルギー蓄積は、反跳する核システムによって蓄積されたエネルギーに追加され、サブGeV/c$^2$質量暗黒物質の相互作用の検出を可能にします。（12306$\pm$184）kgdの露出でDarkSide-50実験の二相液体アルゴンタイムプロジェクションチェンバーを使用して、サブGeV/c$^2$暗黒物質の新しい制約を提示します。分析はイオン化信号のみに基づいており、DarkSide-50の感度を大幅に向上させ、質量が40MeV/c$^2$までの暗黒物質に対する感度を可能にします。さらに、$3.6$GeV/c$^2$未満の質量に対して、スピンに依存しない暗黒物質核子断面積に最も厳しい上限を設定します。
DarkSide-50を使用して、暗黒物質粒子と電子の最終状態との相互作用を検索します
| Title |
Search_for_dark_matter_particle_interactions_with_electron_final_states_with_DarkSide-50 |
| Authors |
The_DarkSide-50_Collaboration:_P._Agnes,_I.F.M._Albuquerque,_T._Alexander,_A.K._Alton,_M._Ave,_H.O._Back,_G._Batignani,_K._Biery,_V._Bocci,_W.M._Bonivento,_B._Bottino,_S._Bussino,_M._Cadeddu,_M._Cadoni,_F._Calaprice,_A._Caminata,_M.D._Campos,_N._Canci,_M._Caravati,_M._Cariello,_M._Carlini,_M._Carpinelli,_V._Cataudella,_P._Cavalcante,_S._Cavuoti,_S._Chashin,_A._Chepurnov,_C._Cical\`o,_G._Covone,_D._D'Angelo,_S._Davini,_A._De_Candia,_S._De_Cecco,_G._De_Filippis,_G._De_Rosa,_A.V._Derbin,_A._Devoto,_M._D'Incecco,_C._Dionisi,_F._Dordei,_M._Downing,_D._D'Urso,_G._Fiorillo,_D._Franco,_F._Gabriele,_C._Galbiati,_C._Ghiano,_C._Giganti,_G.K._Giovanetti,_A.M._Goretti,_G._Grilli_di_Cortona,_A._Grobov,_M._Gromov,_M._Guan,_M._Gulino,_B.R._Hackett,_K._Herner,_T._Hessel,_B._Hosseini,_F._Hubaut,_E.V._Hungerford,_An._Ianni,_V._Ippolito,_K._Keeter,_C.L._Kendziora,_M._Kimura,_I._Kochanek,_D._Korablev,_G._Korga,_A._Kubankin,_M._Kuss,_M._La_Commara,_M._Lai,_X._Li,_M._Lissia,_G._Longo,_O._Lychagina,_I.N._Machulin,_L.P._Mapelli,_S.M._Mari,_J._Maricic,_C.J._Martoff,_A._Messina,_R._Milincic,_J._Monroe,_M._Morrocchi,_X._Mougeot,_V.N._Muratova,_P._Musico,_A.O._Nozdrina,_A._Oleinik,_F._Ortica,_L._Pagani,_M._Pallavicini,_L._Pandola,_E._Pantic,_E._Paoloni,_K._Pelczar,_N._Pelliccia,_S._Piacentini,_S._Piacentini,_E._Picciau,_A._Pocar,_D.M._Poehlmann,_S._Pordes,_S.S._Poudel,_P._Pralavorio,_D.D._Price,_F._Ragusa,_M._Razeti,_A._Razeto,_A.L._Renshaw,_M._Rescigno,_J._Rode,_A._Romani,_D._Sablone,_O._Samoylov,_W._Sands,_S._Sanfilippo,_E._Sanford,_C._Savarese,_B._Schlitzer,_D.A._Semenov,_A._Shchagin,_A._Sheshukov,_M.D._Skorokhvatov,_O._Smirnov,_A._Sotnikov,_S._Stracka,_Y._Suvorov,_R._Tartaglia,_G._Testera,_A._Tonazzo,_E.V._Unzhakov,_A._Vishneva,_R.B._Vogelaar,_M._Wada,_H._Wang,_Y._Wang,_S._Westerdale,_M.M._Wojcik,_X._Xiao,_C._Yang,_G._Zuzel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.11968 |
DarkSide-50実験（12306$\pm$184）kgdの低放射性液体アルゴン曝露を使用して、相互作用が最終状態の電子を持つサブGeV/$c^2$質量の暗黒物質粒子の検索を示します。イオン化信号を分析することにより、暗黒物質-電子断面積$\bar{\sigma}_e$、軸電気結合定数$g_{Ae}$、および暗黒光子運動混合パラメーター$\kappaの新しいパラメーター空間を除外します。$。また、keVステライルニュートリノの混合角$\left|U_{e4}\right|^2$に最初の暗黒物質直接検出制約を設定しました。
COVID後の世界における地球近傍宇宙政策の再考
| Title |
Reimagining_Near-Earth_Space_Policy_in_a_Post-COVID_World |
| Authors |
John_C._Barentine,_Jessica_Heim,_Aparna_Venkatesan,_James_Lowenthal,_Monica_Vidaurri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12292 |
私たちの惑星と私たちの種は実存的な岐路に立っています。長期的には、気候変動は私たちが知っているように生命を混乱させる恐れがありますが、進行中のCOVID-19パンデミックは、世界がその多くのシステムへの急性ショックを処理する準備ができておらず、設備が整っていないことを明らかにしました。これらのショックは、COVIDの前にすでに存在していた不平等と課題を、予測できない方向にまだ進化している方法で悪化させます。疲れた国々がCOVID後の世界に目を向ける中、私たちは、この世界的な危機の時期に急速に拡大した地球近傍天体の静かな占領の不正と多くの影響の両方に注意を向けます。気候変動、進行中のパンデミック、および体系的な人種差別によって最も影響を受けるコミュニティは、地上と宇宙の両方で利害関係者としての声が欠落しているコミュニティです。私たちは、地球近傍天体の使用に対する国内および国際的な重要な変更が、宇宙の貴重な天然資源と私たちの共有する空へのアクセスと将来の有用性を維持するために緊急に必要であると主張します。米国および国際的な宇宙政策の現状がこれらの問題に対処できないことを検討した後、地球近傍天体のより安全でより公平な使用を支援するための具体的な提言を行います。
非理想的な電磁流体力学における一般化されたクロスヘリシティと磁気ヘリシティ
| Title |
Generalized_Cross_Helicity_and_Magnetic_Helicity_in_Non-ideal_Magnetohydrodynamics |
| Authors |
Prachi_Sharma_and_Asher_Yahalom |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12309 |
本論文の目的は、非理想的な非バロトロピック電磁流体力学（MHD）の場合に、一般化されたクロスヘリシティや磁気ヘリシティなどのトポロジカル不変量の不変性を調査することです。既存の研究では、理想的な順圧MHDと理想的な非順圧MHDのみが考慮されています。理想的ではないMHDのケースは、その数学的複雑さのためにまだ調査されていませんでした。ここでは、熱伝導、有限の電気伝導率、粘度の形での散逸プロセスと、これらのプロセスがヘリシティの保存に及ぼす影響について考察します。両方のヘリシティの時間微分の数式を取得するために、分析的アプローチが採用されています。得られた結果は、非理想的なMHD制限におけるこれらの不変量の非保存的な性質を示し、どの非理想的なプロセスが特定のヘリシティに影響を与え、どのプロセスが影響を与えないかを示します。さらに、散逸過程にもかかわらずトポロジー定数が保存されている構成を示します。
