宇宙の既知の実体のエントロピーは、ホログラフィック限界を約20桁下回る合計になります。エントロピーが限界を飽和させるはずであるという仮定に基づいて、銀河や銀河団の内部に存在することが知られている暗黒物質に加えて、非常に巨大な原始ブラックホールの形で暗黒物質が存在することを示唆します。
$eROSITA$最終赤道深度調査における銀河団と銀河団からの宇宙論的制約
| Title |
Cosmological_Constraints_from_Galaxy_Clusters_and_Groups_in_the_$eROSITA$_Final_Equatorial_Depth_Survey |
| Authors |
I-Non_Chiu,_Matthias_Klein,_Joseph_Mohr,_Sebastian_Bocquet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12429 |
$eROSITA$最終赤道深度調査（eFEDS）で特定された、$eROSITA$クラスターのサンプルの最初の宇宙論的研究を紹介します。X線と光学観測量の共同選択では、サンプルには$0.1<z<1.2$の赤方偏移範囲内の$455$クラスターが含まれ、そのうち$177$システムはHyperSuprime-Cam（HSC）からの公開データでカバーされています。均一な弱いレンズクラスターの質量制約を可能にする調査。最小限の仮定で、各クラスターの赤方偏移$z$で、（1）クラスターハロー質量$M$と観測量の間のスケーリング関係を経験的にモデル化します。これには、X線カウント率$\eta$、光学的豊かさ$\が含まれます。lambda$、および弱いレンズ質量$M_{\mathrm{WL}}$、および（2）完全性関数$\mathcal{C}$に関するX線選択。クラスターの豊富さの分布を使用して、X線の完全性を直接測定し、それらの測定値を$\mathcal{C}$のパラメーターの有益な事前確率として採用します。模擬データを使用して宇宙論分析フレームワークを検証し、次に実際のデータのブラインド分析で、一連の整合性テストを使用して、クラスター存在量の共同モデリングと弱レンズ質量キャリブレーションをさらに検証します。ブラインドを解除した後、宇宙論的制約$\Omega_{\mathrm{m}}=0.245^{+0.048}_{-0.058}$、$\sigma_{8}=0.833^{+0.075}_{-0.063}を取得します。$および$S_{8}\equiv\sigma_{8}\left（\Omega_{\mathrm{m}}/0.3\right）^{0.3}=0.791^{+0.028}_{-0.031}$フラット$\Lambda$CDM宇宙論。フラットな$w$CDM宇宙論に拡張すると、$w=-1.25\pm0.47$の暗黒エネルギーの状態方程式パラメーターに制約が生じます。eFEDSの制約は、$Planck$ミッション、ダークエネルギーサーベイの銀河-銀河レンズとクラスター分析、および$\lesssim1\のレベルでのSPT-SZサーベイのクラスター存在量分析の結果とよく一致しています。sigma$。（要約）
| Title |
Reconstructing_Cosmological_Initial_Conditions_from_Late-Time_Structure_with_Convolutional_Neural_Networks |
| Authors |
Christopher_J._Shallue_and_Daniel_J._Eisenstein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12511 |
標準的な一次再構成の出力を畳み込みニューラルネットワーク（CNN）に送る、後期の非線形に進化した密度場から初期の線形レジーム物質密度場を再構築する方法を提示します。私たちの方法は、どちらかのコンポーネントのみの再構築よりも劇的な改善を示しています。CNNが遅い時間の密度から直接初期密度を再構築するのに適していない理由を示します。CNNはローカルモデルですが、初期密度と遅い時間の密度の関係はローカルではありません。私たちの方法は、前処理ステップとして標準的な再構成を活用します。これは、非常に大規模に発生するバルク重力流を反転させ、残留再構成問題を長距離から局所に変換し、CNNに最適にします。銀河調査によって測定された密度場を歪める赤方偏移歪みを説明するための追加の技術を開発します。私たちの方法は、高忠実度の再構成のスケールの範囲を、標準的な再構成よりも波数で2倍改善します。これは、十分に再構成されたモードの数が8倍増加することに対応します。さらに、私たちの方法は、レッドシフト歪みによって引き起こされる異方性をほぼ完全に排除します。銀河の調査がますます詳細に宇宙をマッピングし続けるにつれて、私たちの結果は、CNNが提供する機会が、これまで以上に正確に中間スケールで非線形クラスタリングを解きほぐす機会を示しています。
散乱変換を使用したプランクダスト偏光全天マップの非ガウスモデリングと統計的ノイズ除去
| Title |
Non-Gaussian_modelling_and_statistical_denoising_of_Planck_dust_polarization_full-sky_maps_using_scattering_transforms |
| Authors |
J.-M._Delouis,_E._Allys,_E._Gauvrit,_F._Boulanger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12527 |
散乱変換は、フラットスカイ画像のダスト偏光を記述するためにうまく使用されています。この論文では、このフレームワークを球体のノイズの多い観測に拡張し、プランクデータから353GHzでのノイズ除去されたストークスQおよびU全天マップ、およびダスト偏光の非ガウスモデルを取得することを目的としています。この目標を達成するために、散乱係数の計算をHealpixピクセル化に拡張し、ダスト温度と偏光の相関だけでなく、ハーフミッションマップを利用できるようにするクロス統計を導入します。一般的なフレームワークを紹介し、散乱統計を使用してダスト分極をデータノイズから分離するアルゴリズムを開発します。分離は、N_side=256のSRoll2Planckマップに適用される前に、模擬データで検証されます。検証は、非ガウス特性を含むダスト放出の統計がl<700まで回復されることを示しています。ここで、高銀河の緯度では、塵の力は塵の力より2桁小さい。ダストパワーがノイズの10分の1未満であるスケールでは、出力マップの構造は同等の統計を持っていますが、入力マップの構造と空間的に一致していません。Planckデータに関する私たちの結果は、ダスト分極の統計的研究と銀河分極前景のシミュレーションのための新しい展望を開く重要なマイルストーンです。Planckのノイズ除去されたマップは、不確実性を定量化するために使用される可能性のある模擬データの検証結果と一緒に利用できるようになります。
DESI Legacy ImagingSurveysDR9のグループ/クラスターのハロー特性と質量関数
| Title |
Halo_Properties_and_Mass_Functions_of_Groups/Clusters_from_the_DESI_Legacy_Imaging_Surveys_DR9 |
| Authors |
Jiaqi_Wang,_Xiaohu_Yang,_Jun_Zhang,_Hekun_Li,_Matthew_Fong,_Haojie_Xu,_Min_He,_Yizhou_Gu,_Wentao_Luo,_Fuyu_Dong,_Yirong_Wang,_Qingyang_Li,_Antonios_Katsianis,_Haoran_Wang,_Zhi_Shen,_Pedro_Alonso,_Cong_Liu,_Yiqi_Huang,_and_Zhenjie_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12771 |
拡張ハローベースのグループファインダーを使用してDESILegacyImagingSurveysDR9から最近構築された大規模なグループ/クラスターカタログに基づいて、赤方偏移範囲$0.1内のいくつかの赤方偏移ビン内のグループ/クラスターのグループ銀河弱いレンズ効果信号を測定およびモデル化します。\leqslantz<0.6$。ここで、バックグラウンドせん断信号は、\textsc{Fourier\_Quad}メソッドで導出されたDECaLSサーベイ形状カタログに基づいて取得されます。レンズサンプルを5つの等間隔の赤方偏移ビンと7つの質量ビンに分割します。これにより、レンズ信号の赤方偏移と質量依存性、したがって結果として生じるハロー特性を調べることができます。これらのサンプルの選択に加えて、さまざまなグループの中心、たとえば、最も明るい中心銀河（BCG）、光度加重中心、および数加重中心の周りの信号もチェックしました。偏心を含むレンズモデルを使用して、すべての質量ビンと赤方偏移ビンについて測定するレンズ信号を記述します。結果は、ハローの質量、バイアス、および濃度のモデル予測が安定しており、さまざまなグループセンターのさまざまなサンプル間で一貫していることを示しています。グループ/クラスターの非常に大規模で完全なサンプル、およびそれらのハロー質量の信頼性の高い推定を利用して、赤方偏移$z=0.6$までの累積ハロー質量関数の測定値を、質量精度$0.03\で提供します。sim0.09$dex。
EFTofLSSを使用したパワースペクトルとバイスペクトル多重極の共同分析からの暗黒エネルギーの相互作用
| Title |
Interacting_dark_energy_from_the_joint_analysis_of_the_power_spectrum_and_bispectrum_multipoles_with_the_EFTofLSS |
| Authors |
Maria_Tsedrik,_Chiara_Moretti,_Pedro_Carrilho,_Federico_Rizzo,_Alkistis_Pourtsidou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13011 |
相互作用する暗黒エネルギーモデルは、標準的な宇宙論モデル$\Lambda$CDMの代替として提案されています。暗黒エネルギーと暗黒物質の間の純粋な運動量交換を特徴とする、現象論的に興味深いクラスの暗黒散乱モデルに焦点を当てます。このモデルは、$\Lambda$CDMに関するパラメーター空間を、暗黒エネルギーの状態方程式と暗黒エネルギーと暗黒物質間の結合の強さをそれぞれ定義する2つのパラメーター$w$と$A$によって拡張します。ステージIVの銀河団調査で非標準の宇宙論をテストするには、穏やかな非線形スケールをモデル化し、精度と精度のテストを実行することが重要です。大規模構造の有効場の理論を使用し、多数のN体シミュレーションを使用したMCMC解析によって検証テストを実行します。パワースペクトル多重極にバイスペクトル単極を追加すると、$k_{\mathrm{max}、B}^{l=0}=0.11$$に対して$\sim30\％$だけ暗黒エネルギーパラメータの制約が改善されることがわかります。h$Mpc$^{-1}$は、パラメーター推定にバイアスを導入しません。また、より穏やかなスケールカットとバイアス関係の使用、またはバイスペクトル四重極の追加によって、同じ改善が達成できることもわかりました。最後に、相互作用するダークエネルギーシナリオでステージIV調査の仕様を$z=1$と仮定して、制約を予測します。$\sigma_w=0.08$および$\sigma_A=2.51$bGeV$^{-1}$、および$w$CDM宇宙論の場合：$\sigma_w=0.1$。
運動学的に混合されたダークセクターでハッブルと$S_8$の緊張に対処する
| Title |
Addressing_the_Hubble_and_$S_8$_Tensions_with_a_Kinetically_Mixed_Dark_Sector |
| Authors |
Stephon_Alexander,_Heliudson_Bernardo,_Michael_W._Toomey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13086 |
ハッブルと$S_8$の緊張に対処するために、速度論的に混合されたダークセクター（KMIX）モデルを提示します。弦理論から着想を得た私たちのモデルには、初期の暗黒エネルギーモデルのスカラー場と同様の役割を果たすアクシオンとディラトンの2つの場が含まれています。この理論は、ハッブル張力を目的とした他の軸ディラトンモデルとは異なり、2つのフィールド間に必然的に運動混合があり、アクシオンから$w\approx1$を持つディラトンへの効率的なエネルギー伝達が可能になります。これらのダイナミクスの直接的な結果として、モデルはハッブル張力を解決するために微調整されたポテンシャルに頼る必要がなく、標準的なアクシオンポテンシャルに自然に対応することがわかります。さらに、アクシオンは、ポテンシャルの底で振動し始めると、必然的に$\Omega_{\rmcdm}$の小さな（あいまいな）部分を構成し、$S_8$に敏感なスケールでの摂動の成長を抑制します。興味深いことに、ディラトンの可能性のスケールは小さくなければならず、$\lesssim\mathcal{O}（10〜{\rmmeV}）^4$であり、ダークエネルギーへの接続の可能性を示唆しています。修正されたボルツマンコードにバックグラウンドと摂動のダイナミクスを実装して、理論のCMBと物質パワースペクトルを計算します。モデルのパラメーター空間を調べると、プランクの推定値と大規模構造の制約と一致する$S_8$値からの$H_0$の$\sim10\％$の増加に対応できる領域が見つかります。
一般化された摂動画像の下での惑星マイクロレンズ法の解析的簡略化
惑星マイクロレンズ法の基礎となる2体重力レンズ方程式は、通常、数値的にしか解けない5次多項式に変換されます。ここでは、おおよその分析的および正確な半分析的ソリューションを取得する方法を紹介します。最初に、私は純粋なせん断近似を提案します。これにより、主星の近くの小さな領域を除いて正確な閉形式の拡大解を取得できます。摂動像に関する以前の研究は、均一せん断のChang-Refsdalレンズが惑星のコースティックスの近傍のみを記述し、共振領域で崩壊することを示唆していますが、純粋なせん断レンズの形式は、3つのコースティックストポロジーすべてを考慮に入れています。最近提案されたオフセット縮退は、純粋せん断近似の直接的な結果であることを示します。第二に、惑星の存在によってほとんど影響を受けない1つの画像が常に存在するという唯一の認識により、対応する根を5次多項式から簡単に因数分解し、分析的に解ける4次多項式に還元することができます。これにより、正確な半解析的ソリューションを取得できます。ここで提案する2つの分析の簡略化により、桁違いに高速なフォワードモデルが可能になるだけでなく、観測されたイベントの分析に追加の加速係数を提供する勾配ベースの推論アルゴリズムの使用も可能になります。
TESSによって観測された68個の視線速度太陽系外惑星のヌル通過検出
| Title |
Null_transit_detections_of_68_radial_velocity_exoplanets_observed_by_TESS |
| Authors |
F._V._Lovos_(1_and_2),_R._F._D\'iaz_(2_and_3),_and_L._A._Nieto_(3_and_4)_((1)_Universidad_Nacional_de_C\'ordoba,_Observatorio_Astron\'omico,_C\'ordoba,_Argentina,_(2)_Consejo_Nacional_de_Investigaciones_Cient\'ificas_y_T\'ecnicas_(CONICET),_CABA,_Argentina,_(3)_International_Center_for_Advanced_Studies_(ICAS)_and_ICIFI_(CONICET),_ECyT-UNSAM,_Buenos_Aires,_Argentina,_(4)_Gerencia_de_Tecnolog\'ia_de_la_informaci\'on_y_de_las_Comunicaciones_(GTIC),_Subgerencia_Vinculaci\'on_y_Desarrollo_de_Nuevas_Tecnolog\'ias_de_la_Informaci\'on,_DCAP-CNEA._Centro_At\'omico_Constituyentes,_Buenos_Aires,_Argentina) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12498 |
近年、太陽系外惑星の数はかなり増えています。これらの検出で最も成功した手法は、視線速度（RV）と惑星通過手法であり、後者はケプラー、K2、そして最近ではTESSミッションによって大幅に進歩しました。トランジットとRVの両方による太陽系外惑星の検出は重要です。これにより、太陽系外惑星のかさ密度と内部組成を特徴づけることができるからです。トランジット系外惑星探査衛星（TESS）調査は、RVによって検出された太陽系外惑星の通過を検索するためのユニークな可能性を提供します。この作業では、TESS宇宙ミッションの測光を使用して、半径方向速度技術で検出された惑星の通過の検索結果を提示します。私たちは、30日より短い期間の軌道上にスーパーアースとネプチューンの惑星があるシステムに焦点を合わせています。このカットは、比較的高い通過確率でオブジェクトを維持することを目的としており、単一セクターでのTESS観測の期間とも一致しています。幾何学的通過確率の合計を考えると、通過する惑星の予想数は$3.4\pm1.8$です。サンプルには、2つの既知の通過惑星が含まれています。調査した68個の惑星のうち残りの66個についてはヌルの結果を報告し、中央通過を想定して、2.4R$_{\oplus}$を超える惑星をすべて除外します。残りの2つの惑星はHD〜136352を周回しており、最近発表されました。
トランジット系外惑星探査衛星（TESS）プライムミッションのデータに基づいて、矮星周辺のホットジュピターの発生率の推定値を示します。TESSプライムミッションデータを使用したホットジュピターの独立した検索から、198,721個のAFG矮星（質量は$0.8M_{\odot}$から$2.3M_{\odot}$の範囲）を周回する97個のホットジュピターを取得します。惑星サンプルの誤検出率は、A星の場合は$14\pm7\％$、F星の場合は$16\pm6\％$、G星の場合は$0\％$と推定されます。ホットジュピターの発生率は、A星で$0.29\pm0.05\％$、F星で$0.36\pm0.06\％$、G星で$0.55\pm0.14\％$であり、AFG星の加重平均は$0.33\です。pm0.04\％$。私たちの結果は、より高いホットジュピターの存在量とより低い恒星の質量との間に相関関係があることを示しており、ケプラーによって発見された発生率とよく一致しています。TESS恒星サンプルのバイナリの存在を補正した後、G型星の単一星ホットジュピターの発生率を$0.98\pm0.36\％$と推定します。これは、視線速度（RV）調査の結果と一致しており、恒星の多重度補正により、トランジットとRVに基づくホットジュピターの発生率の不一致を解決できることを示しています。
P200/DBSPを使用したホットジュピターHAT-P-1bの大気中のNaとKの検出
| Title |
Detection_of_Na_and_K_in_the_atmosphere_of_the_hot_Jupiter_HAT-P-1b_with_P200/DBSP |
| Authors |
Guo_Chen,_Hongchi_Wang,_Roy_van_Boekel,_Enric_Palle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12563 |
Palomar200インチ（P200）望遠鏡のダブルスペクトログラフ（DBSP）で観測された2つのトランジットに基づいて、ホットジュピターHAT-P-1bの新しい光透過スペクトルを提示します。325〜1001nmの波長範囲をカバーするDBSP透過スペクトルは、ハッブル宇宙望遠鏡（HST）で観測されたものと一致していますが、前者の方がスペクトル分解能が高くなっています。DBSPスペクトルだけでも、Naの圧力が広がったラインウィング、NaとKの両方のラインコア、およびH$_2$Oの暫定的な証拠の存在が明らかになります。DBSPのみのデータセットと、DBSP、HST、およびSpitzerを組み合わせたデータセットで実行されたスペクトル検索分析から一貫した結果が得られます。私たちの検索では、HAT-P-1bの大気はほぼクリアで、雲量は$22^{+5}_{-3}$％であり、ヘイズの強化が支配的であることが示唆されています。Na、K、Cについては太陽下の存在量を導き出し、Oについては太陽から太陽への存在量を導き出します。JamesWebbSpaceTelescopeと地上ベースの高解像度分光器による将来の観測では、これらの種の存在を確認できるだけでなく、HAT-P-1bの形成と移動経路を厳しく制限します。
粒子の成長、ドリフト、蒸発の前線を持つ星雲のグローバルモデリング。 II。固体の進化に対する多孔性の影響
| Title |
Global_Modeling_of_Nebulae_With_Particle_Growth,_Drift,_and_Evaporation_Fronts._II._The_Influence_of_Porosity_on_Solids_Evolution |
| Authors |
Paul_R._Estrada,_Jeffrey_N._Cuzzi_and_Orkan_M._Umurhan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12626 |
乱流の原始惑星状星雲における粒子の増加は、成長を遅らせたり失速させたりする可能性のある障壁の組み合わせによって制限されます。さらに、ガスから分離するのに十分なほど大きく成長する粒子は、微惑星が形成される前にほとんどのディスク固体の枯渇につながる可能性がある内向きの放射状ドリフトの影響を受けます。コンパクトな粒子成長はおそらく現実的ではありません。むしろ、粒子はフラクタル凝集体として成長する可能性が高く、同じ質量のコンパクトな粒子よりもガスに結合したままであるため、このいわゆるラジアルドリフトバリアを克服する可能性があります。乱流強度$\alpha_{\rm{t}}=10^{-5}-10^{-2}$の範囲で、激しく進化する太陽のような星雲のフラクタル集合体の成長と圧縮をモデル化します。ラジアルドリフトは、多孔質骨材の成長段階の大部分で影響が少ないことがわかります。ただし、水面外では、雪線フラクタル骨材は、コンパクト粒子よりもストークス数が大きく、はるかに大きな質量に成長する可能性があり、急速な内側への半径方向のドリフトにつながります。その結果、$\sim10-20$AUまでの雪線の外側のディスク固体は、コンパクトな成長モデルよりも早く枯渇しますが、$\sim20$AUの外側の材料は、最初はストークス数の合計が低いままであるため、はるかに長く保持されます。それにもかかわらず、フラクタルモデルでさえ、ストリーミング不安定性（SI）などの飛躍的な微惑星形成メカニズムの介入なしに、ほとんどのディスクソリッドを失うと結論付けます。ただし、SIの条件は、短い期間を除いて、一般的に満たされることはありません。$\alpha_{\rm{t}}=10^{-5}$の雪線での$\sim0.2$Myr付近の短いステージ。
粒子の成長、ドリフト、蒸発の前線を持つ星雲のグローバルモデリング。 III。耐火物と揮発性物質の再分配
| Title |
Global_Modeling_of_Nebulae_With_Particle_Growth,_Drift,_and_Evaporation_Fronts._III._Redistribution_of_Refractories_and_Volatiles |
| Authors |
Paul_R._Estrada_and_Jeffrey_N._Cuzzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12629 |
最初の微惑星の形成は未解決の問題のままです。付着による成長はプロセスを開始する必要がありますが、複数の研究により、成長を遅らせたり失速させたりする可能性のある一連の障壁が明らかになりました。そのほとんどは星雲の乱流によるものです。コンパニオンペーパーでは、乱流強度の範囲で、粘性的に進化する太陽のような星雲におけるフラクタル凝集体と固体のコンパクトな粒子成長のモデルに対するこれらの障壁の影響を研究します$\alpha_{\rm{t}}=10^{-5}-10^{-2}$。ここでは、これらの同じモデルのディスク構成が時間とともにどのように変化するかを調べます。小さな粒子と蒸気の移流と拡散、およびより大きなコンパクトな粒子とフラクタル凝集体の半径方向の内側へのドリフトは、微惑星組成の多様な結果に自然につながることがわかります。より大きな粒子は、衝突によって断片化されるか、さまざまな温度で部分的に蒸発する前に、ガス抵抗のために実質的な内側への半径方向の移動を受ける可能性があります。これは、内部の蒸気と外部の固体の両方、それぞれの蒸発フロント、または「スノーライン」の関連する揮発性の強化につながります。$\alpha_{\rm{t}}$が低い場合、外側の星雲に揮発性または超揮発性物質の狭い帯が発達し、ALMAで見られる「小石」の帯に接続されている可能性があります。揮発性帯、ディスクが冷えるにつれて内側に移動し、気相が蒸発フロントを横切って外向きに移流または拡散し続けるため、長い時間スケールで持続する可能性があります。これらのベルトは、希少なCOに富む惑星や水など、超揮発性物質に富む惑星が形成される場所である可能性があります。貧しい彗星;H$_2$O雪線のすぐ外側に形成された巨大な惑星は水中で強化される可能性があります。
彗星の形成
太陽系の彗星がどれほど原始的または原始的であるかに関する質問は、進行中の論争でした。このレビューでは、太陽系星雲の塵や氷の粒子から、太陽系外の現代の小天体への彗星の物理的進化について説明します。これには、塵の凝集の段階、微惑星の形成、それらの熱進化、および衝突プロセスの結果が含まれます。特にロゼッタミッションから67P/チュリュモフゲラシメンコ彗星への彗星に関する経験的証拠を使用して、彗星の熱的および衝突的進化の可能性について結論を導き出します。
拡張された惑星の混沌としたゾーン
モデル惑星系の惑星との2体高次平均運動共鳴における低質量体の無秩序な運動を考慮し、平均運動に対応する相互作用する部分共鳴の多重項における運動のリアプノフと拡散のタイムスケールを分析的に推定します。共鳴。惑星系パラメーターの特定の条件が満たされると、密に分布した（重複はしないが）高次の平均運動共鳴が、拡張された惑星のカオスゾーン（「弱いカオス化のゾーン」）を生成する可能性があることを示します。よく知られている惑星に接続された混沌としたゾーン、知恵のギャップ。この拡張された惑星の混沌としたゾーンは、惑星との2/1と1/1の共鳴の間の軌道範囲をカバーします。一方、2/1の共鳴位置に関して内側（ホスト星に近い）の軌道空間は、本質的に長期的に安定しています。この違いは、サブレゾナンスマルチプレットの断熱パラメータが粒子の軌道サイズに特に依存するために発生します。明らかにされた効果は、惑星系の微惑星ディスクの構造を制御する可能性があります。惑星との2/1と1/1の共鳴の間の軌道ゾーンは、通常、低質量の物質がないはずです（1次3で時折捕捉されるもののみ）。/2または4/3の共鳴は生き残る可能性があります）;一方、2/1共鳴位置の内側にある低質量集団は、通常は長寿命である必要があります（永年共鳴によって摂動されない場合、この研究では考慮しません）。
K2-3システムの再検討：半径の谷にまたがる3つの小さな惑星での光蒸発とコア駆動の質量損失のテスト
| Title |
The_K2-3_system_revisited:_testing_photoevaporation_and_core-powered_mass_loss_with_three_small_planets_spanning_the_radius_valley |
| Authors |
Hannah_Diamond-Lowe,_Laura_Kreidberg,_C._E._Harman,_Eliza_M.-R._Kempton,_Leslie_A._Rogers,_Simon_R._G._Joyce,_Jason_D._Eastman,_George_W._King,_Ravi_Kopparapu,_Allison_Youngblood,_Molly_R._Kosiarek,_John_H._Livingston,_Kevin_K._Hardegree-Ullman,_Ian_J._M._Crossfield |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12755 |
M矮星を周回する多惑星系は、小さな惑星の形成と進化の理論の貴重なテストを提供します。K2-3は、0.07-0.20AUの距離で3つの小さな太陽系外惑星（1.5-2.0地球半径）をホストする初期のM矮星です。K2-3の高エネルギースペクトルをHST/COSとXMM-Newtonで測定し、経験に基づいたLy-alphaと極紫外線フラックスの推定値を使用します。EXOFASTv2を使用して、視線速度、通過、およびSEDデータを共同で適合させます。これにより、K2-3惑星の半径は4％の不確実性に制限され、K2-3bとcの質量はそれぞれ13％と30％に制限されます。K2-3dはRV測定では検出されません。K2-3bとcは、太陽組成エンベロープ（0.36％と0.07％の質量分率）、H2Oエンベロープ（55％と16％）、または両方の混合物に囲まれた岩のコアと一致しています。ただし、K2-3の高エネルギー出力と推定年齢に基づくと、K2-3bとcが太陽組成の大気を保持している可能性は低いです。惑星パラメータと高エネルギー恒星スペクトルを大気モデルに渡します。高エネルギースペクトルを10倍上下にダイヤルすると、微量分子の存在量に大きな変化が生じますが、透過分光法で検出できるレベルではありません。K2-3惑星は小さな惑星半径の谷にまたがっていますが、観測されたシステムアーキテクチャは、光蒸発やコア駆動の質量損失では簡単に説明できません。代わりに、1）K2-3惑星はすべて揮発性物質が豊富で、K2-3dはスーパーアースの典型的な密度よりも低い密度である、および/または2）K2-3惑星アーキテクチャは惑星などのより確率過程から生じることを提案します。形成、惑星の移動、および衝撃による侵食。
形成する惑星のガス状エンベロープにおける組成乱流と層状化
| Title |
Compositional_Turbulence_and_Layering_in_the_Gaseous_Envelopes_of_Forming_Planets |
| Authors |
Kristen_Menou,_Hong_Tao_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12797 |
ダスト粒子の異なる沈降と成長は、形成中のガス状惑星の放射エンベロープの構造に影響を与えます。十分に急速な塵の成長は、放射線輸送の不透明度が大幅に減少したエンベロープをもたらし、それによって惑星の形成を促進する可能性があります。問題を再検討し、ダストの沈降と粒子の成長が、平均分子量の勾配が逆になっているために、組成が不安定になりやすい外側の惑星エンベロープにもつながることを確認します。さまざまな条件下で、形成する惑星の放射エンベロープは、熱塩不安定性の半透明バージョン（「運指対流」）によって引き起こされる組成乱流を経験することがわかります。組成の乱れは、太陽のような星から超AUの距離（たとえば$5$AU）で形成される惑星の放射エンベロープ内の塵を混合するのに効率的であるように見えますが、準AUの距離（たとえば$0.2$AU）ではそうではありません。さらに、組成の階層化は、大きな（スーパーAU）距離でのみ好まれます。サブAUとスーパーAUの距離で成長する惑星エンベロープのこのような明確な乱流レジームは、形成された最終的な惑星に痕跡を残す可能性があります。
太陽系外縁天体への応用を伴う平均運動共鳴内のフォンゼイペル-リドフ-古在効果
| Title |
The_von_Zeipel-Lidov-Kozai_effect_inside_mean_motion_resonances_with_applications_to_trans-Neptunian_objects |
| Authors |
Hanlun_Lei,_Jian_Li,_Xiumin_Huang,_Muzi_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12954 |
MMR内の経年ダイナミクスは、太陽系外縁天体の動的構造を管理し、太陽系外縁天体（TNO）の軌道分布を形作る上で重要な役割を果たします。この研究では、平均運動共鳴（MMR）内のフォンザイペル-リドフ-コザイ（ZLK）共鳴を調査するために、半分析的な開発が行われます。この目的のために、半経年モデルは平均化理論によって定式化され、断熱不変量近似に基づいて単一自由度の可積分モデルが実現されます。特に、MMRの分離の周りで連続している修正断熱不変量を紹介します。長期的な進化の間、共鳴ハミルトニアンと断熱不変量の両方が変化しないままであるため、与えられたハミルトニアンで断熱不変量のレベル曲線をプロットすることにより、位相ポートレートを作成できます。位相ポートレートは、離心率、傾斜、近地点引数の長期的な振る舞いを予測するための全体像を提供します。MMR内のいくつかの代表的なTNO（2018VO137、2005SD278、2015PD312、Pluto、2004HA79、1996TR66、および2014SR373）へのアプリケーションは、完全なN体モデルの下で数値的に伝播された軌道とフェーズで発生するレベル曲線の間の良好な一致を示しています肖像画。興味深いことに、2018VO137と2005SD278は、長期的な進化の過程でスイッチング動作を示し、現在、海王星との2：5MMRの範囲内にあります。
栄養素が制限された生物圏のバイオシグネチャーの予測
| Title |
Predicting_biosignatures_for_nutrient_limited_biospheres |
| Authors |
A._E._Nicholson,_S._J._Daines,_N._J._Mayne,_J._K._Eager-Nash,_T.M._Lenton_and_K._Kohary |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12961 |
地平線上に潜在的に居住可能な惑星大気の特徴づけにより、生命存在指標の検索は、今後数十年で主要な研究分野になるように設定されています。エイリアンの生命を示す可能性のある大気の特性を理解するには、惑星の非生物的特性と、生命がその環境とどのように相互作用するかを理解する必要があります。生物地球化学の分野では、生命環境結合システムの洗練されたモデルは、地球ベースの生命に固有の多くの仮定を示しています。生物圏を正確にモデル化するために、特定のATPメンテナンスコストは不要です。微生物のエネルギー抽出の副産物としてCH4を生成する単一種の微生物生物圏の単純なモデルを調査します-タイプIバイオシグネチャーとして知られています。生物学的パラメーターを大幅に変更すると、生物圏の総人口に大きな影響がありますが、そのような変更は、結果として得られるバイオシグネチャーの強度に最小限の影響しか及ぼさず、生物圏はH2の可用性によって制限されることを示します。モデルを拡張して、より正確な微生物エネルギーハーベスティングを含め、微生物パラメータを調整すると、生物圏がエネルギーの利用可能性によって制限され、利用可能なH2を十分に活用できなくなり、結果として生じるバイオシグネチャーの強度に影響を与えるレジームチェンジにつながる可能性があることを示します。栄養素が制限された生物圏の場合、制限栄養素を特定し、その存在量を制御する非生物的プロセスを理解し、それを利用する生物圏の能力を決定することが、個体群動態の詳細よりもI型バイオシグネチャー予測を行うためのより基本的であることを示します。生物圏。
静止衛星Thor-6の短いタイムスケールイメージング偏光測定：マイクログリントの性質
| Title |
Short_timescale_imaging_polarimetry_of_geostationary_satellite_Thor-6:_the_nature_of_micro-glints |
| Authors |
K._Wiersema,_P._Chote,_J._Marchant,_S._Covino,_J._R._Maund,_A._Agathanggelou,_W._Feline,_S._George,_G._Privett,_B._Simmons,_I._A._Steele |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12981 |
軌道を回る通信衛星の大きな星座は、現在および将来の天文台にとって重要なノイズ源になります。緩和策は、これらのオブジェクトの位置と予想される明るさの高品質の予測モデルに依存しています。光学線形イメージング偏光測定は、衛星コンポーネントからの太陽光の反射の物理学の理解を向上させるための定量的ツールとして有望であり、それを通じて期待される明るさのモデルを改善することができます。2mリバプール望遠鏡の新しいMOPTOPイメージング偏光計を使用して、静止衛星の最初の同時短時間スケール線形偏光測定と光学測光観測を提示します。私たちのターゲットである通信衛星Thor-6は、光度曲線に顕著な短いタイムスケールのきらめきのような特徴を示しています。私たちの偏光観測は、これらのマイクログリントのいくつかと重複しており、それらを解決するために必要なリズムを持っています。偏光光度曲線は非常に滑らかであり、短い時間スケールのきらめきは、私たちの観測で強い偏光特性を生成するようには見えません。短いタイムスケール偏光測定が、これらのマイクログリントの原因となるコンポーネントのプロパティをさらに制約できることを示します。
アルマリングにおけるペブル集積による効率的な惑星形成
過去10年間で、ALMAの観測により、原始惑星系円盤の大部分が塵の連続体にリングを含んでいることが明らかになりました。これらのリングは小石が蓄積する場所であり、微惑星の形成とその後の惑星の組み立てに有益です。ガウス型の圧力バンプまたは強いダストの逆反応のいずれかによって小石が閉じ込められているALMAリング内の惑星形成の実行可能性を調査します。微惑星は、ストリーミングの不安定性を介してリングのミッドプレーンで形成されます。N体シミュレーションを実施することにより、衝突合併とペブル集積によるこれらの微惑星の成長を研究します。リング内の小石の高濃度のおかげで、小石の付着による微惑星の成長は、それらが生まれるとすぐに効率的になります。タイプIの移動は、リングと惑星の進化において決定的な役割を果たしていることがわかります。惑星がリングから内側に移動できるディスクの場合、リングに外側のディスクからの物質が供給されている限り、リングが${\sim}20M_\oplus$の惑星コアを生成する定常状態に達します。リングは長寿命の惑星工場として機能し、DSHARP大規模プログラムで観測されたダストリングの「微調整された」光学的厚さを説明することができます。対照的に、惑星除去メカニズム（移動）がない場合、単一の巨大な惑星が形成され、リングを破壊します。広くて巨大な微惑星帯は、惑星形成リングの場所に残されます。リングの惑星形成は、破片ディスクの内部で観察された成熟した惑星系を説明するかもしれません。
衝撃によって誘発された大気-マントル交換は、原始地球の揮発性元素比を設定します
| Title |
Impact_Induced_Atmosphere-Mantle_Exchange_Sets_the_Volatile_Elemental_Ratios_on_Primitive_Earths |
| Authors |
Howard_Chen,_Seth_A._Jacobson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13087 |
従来の惑星形成理論は、コンドライト物質が、炭素（C）、窒素（N）、水素（H）などの重要な大気および水圏の元素を原始地球に供給したことを示唆しています。ただし、最近の測定では、地上の親体と想定される惑星の構成要素との間の重要な元素比の不一致が強調されています。ここでは、地球と地球のような惑星の組み立て中の揮発性進化モデルを提示します。私たちのモデルには、衝撃損失、大気-マントル交換、および動的モデリングの結果から計算された降着とガス放出の時間依存効果が含まれています。広範囲の微惑星特性（つまり、サイズと組成）と、N体降着シミュレーションによって通知された影響履歴を調査すると、CNHの分別の程度には固有の確率論がありますが、C/NとC/Hの進化がわかります。比率は、原始惑星と発射体の特定の特性にまでさかのぼることができます。興味深いことに、私たちの地球のような惑星の大部分は、超軟骨の最終的なC/N比を獲得します。これは、地球型惑星の揮発性元素比が、送達、大気アブレーション、およびマントルデガッシングの間の複雑な相互作用によって駆動されることを意味します。
局所宇宙におけるコンパクト楕円の二峰性環境分布の発見
| Title |
Discovery_of_a_Bimodal_Environmental_Distribution_of_Compact_Ellipticals_in_the_Local_Universe |
| Authors |
Guangwen_Chen,_Hong-Xin_Zhang,_Xu_Kong,_Zesen_Lin,_Zhixiong_Liang,_Zuyi_Chen,_Yimeng_Tang,_Xinkai_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12422 |
低質量のコンパクトな恒星系（CSS;$M_{\star}$$<$10$^{10}$M$_{\odot}$）は、さまざまな形成メカニズムを備えたオブジェクトの混合バッグであると考えられています。CSSの以前の調査は、比較的高密度の環境に偏っていて、CSSの形成の環境依存性の完全なビューを提供することはできません。GAMA分光調査で観測された$\sim$200deg$^{2}$の全空域で、近くの静止CSSの初めての偏りのないフラックス制限国勢調査を実施します。完全なサンプルには82個の静止CSSが含まれており、そのうち85\％は古典的なコンパクトエリプティカル（cE）の恒星質量範囲内にあります。\正規化された投影距離$D/R_{\rmvir}$を使用してローカル環境を定量化することにより最も近い明るい隣接銀河では、これらのCSSは二峰性の$D/R_{\rmvir}$分布を持ち、1つのグループが$\sim$0.1$\times$$R_{\rmvir}$（衛星）の近くでピークに達することがわかります。もう1つは、$\sim$10$\times$$R_{\rmvir}$（フィールド）の近くでピークになります。CSSとは対照的に、同様の質量の通常の静止銀河は、単峰性の$D/R_{\rmvir}$分布を持っています。\衛星CSSは、平均してフィールドCSSよりも古く、金属が豊富です。静止CSSのバイモーダル$D/R_{\rmvir}$分布は、cEの2つの異なる形成チャネル（潮汐ストリッピングと生まれる）の存在を強化し、2つの相互に包括的な観点、つまり実質的な観点で理解できます。潮汐ストリッピングは、伴銀河がそれらの巨大なホストの近くを十分に移動し、巨大なハローの近くに高密度のcEを含むサブハロが過剰に存在する場合にのみ発生します。
分光学的調査で描写された宇宙ウェブ（PAC）の周りの測光オブジェクト。 III。宇宙論的赤方偏移サーベイを利用した銀河恒星質量関数の正確な測定
| Title |
Photometric_Objects_Around_Cosmic_Webs_(PAC)_Delineated_in_a_Spectroscopic_Survey._III._Accurate_Measurement_of_Galaxy_Stellar_Mass_Function_with_the_Aid_of_Cosmological_Redshift_Surveys |
| Authors |
Kun_Xu_(SJTU),_Y.P._Jing_(SJTU)_and_Hongyu_Gao_(SJTU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12423 |
このシリーズの最初の論文では、大面積の測光および宇宙論的分光測光を最大限に活用できる方法、宇宙ウェブ周辺の測光オブジェクト（PAC）を提供します。PACを使用すると、分光オブジェクトの周囲の恒星の質量などの特定の物理的特性を持つ測光オブジェクトの過剰面密度$\bar{n}_2w_{\rm{p}}$を測定できます。宇宙論的調査から測定された$w_{\rm{p}}$と組み合わせると、完全にモデルに依存しない銀河恒星質量関数（GSMF）である$\bar{n}_2$を決定できます。$z_s<0.2$、$0.2<z_s<0.4$、$0.5<z_s<0.7$の赤方偏移範囲で、恒星の質量$M_*=10^{8.2}$、$10^{10.6}$までのGSMFを測定します。および$10^{10.6}M_{\odot}$、DESILegacyImagingSurveysのデータとSloganDigitalSkySurveyの分光サンプル（つまり、Main、LOWZ、およびCMASSサンプル）を使用します。私たちの結果は、$M_*>10^{10.6}M_{\odot}$に対して$z_s=0.6$から$z_s=0.1$へのGSMFの進化はなく、$で明確な上昇があることを示しています。M_*\約10^{9.5}M_{\odot}$は、$z_s=0.1$のローカルGMSFの小さな銀河に向かっています。$M_*$の全範囲について、ローカルGSMFに正確なダブルシェクターフィットを提供し、3つの赤方偏移での測定値の表を提供します。私たちの方法は、分光学的サンプルがそのターゲット選択のためにすでに非常に不完全である場合（例えば、$\sim10^{-3}$）、恒星の質量限界までのGSMFの正確な測定を達成することができます。
BASS XXVIII：活動銀河核における近赤外線データリリース2、高イオン化およびブロードライン
| Title |
BASS_XXVIII:_Near-infrared_Data_Release_2,_High-Ionization_and_Broad_Lines_in_Active_Galactic_Nuclei |
| Authors |
Jakob_den_Brok,_Michael_J._Koss,_Benny_Trakhtenbrot,_Daniel_Stern,_Sebastiano_Cantalupo,_Isabella_Lamperti,_Federica_Ricci,_Claudio_Ricci,_Kyuseok_Oh,_Franz_E._Bauer,_Rogerio_Riffel,_Alberto_Rodriguez-Ardila,_Rudolf_Baer,_Fiona_Harrison,_Kohei_Ichikawa,_Julian_E._Mejia-Restrepo,_Richard_Mushotzky,_Meredith_C._Powell,_Rozenn_Boissay-Malaquin,_Marko_Stalevski,_Ezequiel_Treister,_C._Megan_Urry,_and_Sylvain_Veilleux |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12426 |
BATAGN分光調査（BASS）近赤外線データリリース2（DR2）を紹介します。これは、すべての活動銀河核（AGN）の近くにある168個の研究（$\barz$=0.04、$z$<0.6）です。近赤外線（NIR;0.8-2.4$\mu$m）で超大型望遠鏡（VLT）/Xシューターで観測されたスカイスウィフトバーストアレイ望遠鏡X線調査。VLT/X-shooterで観測された49/109（45％）セイファート2銀河と35/58（60％）セイファート1銀河は、少なくとも1つのNIR高イオン化コロナルライン（CL、イオン化ポテンシャル$\chi$>100eV）。[Sivi]$\lambda$1.9640CLの放射をDR2AGNのX線放射と比較すると、光学[Oiii]$\よりも散乱が少なく（0.37dex）、非常に緊密な相関関係が見られます。ラムダ$5007ライン（0.71デックス）。CL放射とX線光子指数$\Gamma$の間に相関関係は見つかりません。[Sivi]$\lambda$1.9640、[Six]$\lambda$1.4300、[Sviii]$\lambda$0.9915、[Six]など、いくつかのCLでイオン化ポテンシャルの増加に伴うラインブルーシフトの明確な傾向が見られます。$\lambda$1.520、CL領域の放射状構造を示します。最後に、かなりのダストの不明瞭化が存在するため、広いH$\alpha$を使用したSy1.9のブラックホール質量測定に強い過小評価バイアスが見られます。対照的に、広いPa$\alpha$およびPa$\beta$の輝線は、$M$-$\sigma$の関係と一致しています。DR1とDR2のXシューターサンプルを組み合わせたものに基づいて、NIRBASSサンプルは、現在までに組み立てられた最大のセットである、レストフレームNIR分光観測を備えた266AGNで構成されています。
BAT AGN分光調査XXI：データリリース2の概要
| Title |
BAT_AGN_Spectroscopic_Survey_XXI:_The_Data_Release_2_Overview |
| Authors |
Michael_J._Koss,_Benny_Trakhtenbrot,_Claudio_Ricci,_Franz_E._Bauer,_Ezequiel_Treister,_Richard_Mushotzky,_C._Megan_Urry,_Tonima_T._Ananna,_Mislav_Balokovic,_Jakob_S._den_Brok,_S._Bradley_Cenko,_Fiona_Harrison,_Kohei_Ichikawa,_Isabella_Lamperti,_Amy_Lein,_Julian_E._Mejia-Restrepo,_Kyuseok_Oh,_Fabio_Pacucci,_Ryan_W._Pfeifle,_Meredith_C._Powell,_George_C._Privon,_Federica_Ricci,_Mara_Salvato,_Kevin_Schawinski,_Taro_Shimizu,_Krista_L._Smith,_and_Daniel_Stern |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12428 |
BATAGN分光測量（BASS）は、局所活動銀河核（AGN）（z<0.3）に電力を供給する超大質量ブラックホール（SMBH）の主要な物理パラメータの非常に完全な国勢調査を提供するように設計されています。質量、降着率、および視線ガスの不明瞭化、およびそれらのホスト銀河の特徴的な特性（たとえば、星の形成率、質量、およびガスの割合）。BASSデータリリース2（DR2）の概要を紹介します。これは、スペクトル範囲、解像度、感度に関する前例のない分光調査であり、最も明るい858の1449光学（3200-10000A）および233NIR（1-2.5um）スペクトルを含みます。超硬X線（14-195keV）は、空全体と本質的にすべてのレベルの不明瞭化にわたってAGNを選択しました。このリリースでは、99.9％の赤方偏移が測定され、98％のブラックホール質量が推定された（銀河面外のビームのないAGNの場合）、非常に完全な一連の主要な測定値（放射線測定値と中心速度分散）が提供されます。BASSDR2AGNサンプルは、近くの強力なAGNのユニークな国勢調査を表しており、AGNの放射光度、ブラックホールの質量、エディントン比、および不明瞭さにおいて5桁を超えています。したがって、公開されているBASSDR2のサンプルと測定値を使用して、SMBHの成長と、銀河の進化とローカル宇宙でのフィードバックへのリンクに関する基本的な質問、およびSMBHの物理に関する未解決の質問に答えることができます。ここでは、調査戦略の概要、主要なBASSDR2測定値、データセットとカタログ、および一連のDR2ベースの作業からの科学的ハイライトを提供します。
宇宙正午のJWST金属量研究のプレビュー：高赤方偏移でのオーロラ[OII]放出の最初の検出
| Title |
A_Preview_of_JWST_Metallicity_Studies_at_Cosmic_Noon:_The_First_Detection_of_Auroral_[O_II]_Emission_at_High_Redshift |
| Authors |
Ryan_L._Sanders,_Alice_E._Shapley,_Leonardo_Clarke,_Michael_W._Topping,_Naveen_A._Reddy,_Mariska_Kriek,_Tucker_Jones,_Daniel_P._Stark,_and_Mengtao_Tang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12430 |
明るい輝線を伴うCOSMOSフィールドのz=2.18にある2つの星形成銀河の超深度ケック/MOSFIRE静止光学スペクトルを示します。これは、20時間以上の全積分を表しています。これらのスペクトルの忠実度により、高赤方偏移でのオーロラ[OII]$\lambda\lambda$7322,7332線の最初の検出を含め、銀河ごとに20を超える固有の輝線の検出が可能になりました。これらの測定値を使用して、イオン化ISMの低イオン化O$^+$ゾーンの電子温度を計算し、直接法を使用してO/H、N/H、およびN/Oの存在比を導き出します。これらの銀河のN/Oと$\alpha$/Feの存在量パターンは、それらの高い特定の星形成率と一致して、急速な形成タイムスケールと進行中の強いスターバーストと一致しています。これらの結果は、遠方の銀河での直接法ではこれまで調査されていなかった、より高い金属量レジームでの高赤方偏移での正確な金属量研究にオーロラ[OII]測定を使用することの実現可能性を示しています。これらの結果は、直接法の金属量に必要な測定値を地面から取得することの難しさも浮き彫りにしています。JWST/NIRSpec機器が高赤方偏移の金属量研究にもたらす利点を強調します。この研究では、感度の向上と中断のない波長範囲の組み合わせにより、現在の地上と比較して多重化オーロラライン調査の効率が1桁以上向上します。ベースの施設。その結果、JWSTの出現は、局所銀河研究に匹敵する詳細レベルでの初期宇宙の精密化学物質存在比研究の新時代の始まりとなることを約束します。
初期段階の70{\mu} mの暗い高質量塊（ASHES）のALMA調査。 VI。コアスケールのCO枯渇
| Title |
The_ALMA_Survey_of_70_{\mu}m_Dark_High-mass_Clumps_in_Early_Stages_(ASHES)._VI._The_core-scale_CO-depletion |
| Authors |
Giovanni_Sabatini,_Stefano_Bovino,_Patricio_Sanhueza,_Kaho_Morii,_Shanghuo_Li,_Elena_Redaelli,_Qizhou_Zhang,_Xing_Lu,_Siyi_Feng,_Daniel_Tafoya,_Natsuko_Izumi,_Takeshi_Sakai,_Kenichi_Tatematsu_and_David_Allingham |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12431 |
冷たくて密な分子雲の物理的および化学的性質を研究することは、星がどのように形成されるかを理解するために重要です。赤外線暗黒雲の典型的な条件下では、COは気相から除去され、いわゆる枯渇プロセスによってダスト粒子の表面にトラップされます。これは、CO枯渇係数（$f_{\rmD}$）が、寒冷および高密度領域（つまり、星前のコア）を識別するための有用な化学的指標になり得ることを示唆しています。初期の70$\mu$mの暗い高質量塊のALMA調査で$\sim$5000auの解像度で観測された1.3mmの連続体とC$^{18}$O（2-1）データを使用しました高質量星形成プロセスの初期段階を特徴づけるために、12個の塊で$f_{\rmD}$の平均化されたマップを構築するための段階（ASHES）。294個のASHESコアのうち277個について決定された平均$f_{\rmD}$は、原始星から原始星の段階への予想外の増加に続いています。異なるコア間のNH$_3$運動温度のわずかな変動による温度の影響を除外すると、この結果は、主に原始星の条件が優勢なコアで増加する平均ガス密度への依存として説明されます。これは、コアスケールで高質量星形成領域で決定された$f_{\rmD}$は、個々のコアの前星と原始星の状態を区別するには不十分であり、追加のトレーサーによって提供される情報によって補完されるべきであることを示しています。ただし、凝集平均$f_{\rmD}$値は、星形成プロセスの進化を追跡することが知られている各光源の光度対質量比と相関していることを確認します。
BASS XXII：BASSDR2AGNカタログとデータ
| Title |
BASS_XXII:_The_BASS_DR2_AGN_Catalog_and_Data |
| Authors |
Michael_J._Koss,_Claudio_Ricci,_Benny_Trakhtenbrot,_Kyuseok_Oh,_Jakob_S._den_Brok,_Julian_E._Mejia-Restrepo,_Daniel_Stern,_George_C._Privon,_Ezequiel_Treister,_Meredith_C._Powell,_Richard_Mushotzky,_Franz_E._Bauer,_Tonima_T._Ananna,_Mislav_Balokovic,_Rudolf_E._Bar,_George_Becker,_Patricia_Bessiere,_Leonard_Burtscher,_Turgay_Caglar,_Enrico_Congiu,_Phil_Evans,_Fiona_Harrison,_Marianne_Heida,_Kohei_Ichikawa,_Nikita_Kamraj,_Isabella_Lamperti,_Fabio_Pacucci,_Federica_Ricci,_Rogerio_Riffel,_Alejandra_F._Rojas,_Kevin_Schawinski,_Matthew_Temple,_C._Megan_Urry,_Sylvain_Veilleux,_and_Jonathan_Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12432 |
SwiftBATAGN分光調査（BASSDR2）の2回目のデータリリースのために、AGNカタログと光学分光法を紹介します。このDR2リリースでは、SwiftBAT70か月のサンプルで858の硬X線で選択されたAGNに対して、1425の光学スペクトルが提供されます。そのうち1181が初めてリリースされます。スペクトルの大部分（813/1425、57％）は、VLT/XshooterまたはPalomar/Doublespecから新たに取得されます。スペクトルの多くは、さまざまなAGNおよびホスト銀河研究にとって重要な、より高い解像度（R>2500、N〜450）および/または非常に広い波長範囲（3200-10000A、N〜600）の両方を持っています。完全なサンプルに新しく改訂されたAGNの対応物を含め、人口調査の重要な問題を確認します。44個のAGNレッドシフトが初めて決定され、780個のブラックホールの質量と降着率が推定されます。このリリースは、すべてのAGN（100％、858/858）で分光学的に完了しており、99.8％で赤方偏移測定（857/858）が行われ、ビームなしのAGN（銀河面外）のブラックホール質量推定で96％完了しています。このAGNサンプルは、空で最も明るい硬X線で選択されたAGNのユニークなセンサスを表しており、エディントン比（Ledd=10^-5-100）、ブラックホール質量（MBH=10^5-10）で何桁にもわたっています。^10Msun）、およびAGNボロメータ光度（Lbol=10^40-10^47ergs/s）。
BASS XXVI：DR2ホスト銀河ステラ速度分散
| Title |
BASS_XXVI:_DR2_Host_Galaxy_Stellar_Velocity_Dispersions |
| Authors |
Michael_J._Koss,_Benny_Trakhtenbrot,_Claudio_Ricci,_Kyuseok_Oh,_Franz_E._Bauer,_Daniel_Stern,_Turgay_Caglar,_Jakob_S._den_Brok,_Richard_Mushotzky,_Federica_Ricci,_Julian_E._Mejia-Restrepo,_Isabella_Lamperti,_Ezequiel_Treister,_Rudolf_E._Bar,_Fiona_Harrison,_Meredith_C._Powell,_George_C._Privon,_Rogerio_Riffel,_Alejandra_F._Rojas,_Kevin_Schawinski,_and_C._Megan_Urry |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12435 |
Swift/BATAGN分光調査（BASSDR2）の2回目のデータリリースから、484Sy1.9およびSy2の新しい中心恒星速度分散を示します。これは、主に642スペクトルからのCaH+KおよびMgb領域（3880-5550A）およびCaトリプレット領域（8350-8730A）の956の独立した測定による、X線で選択された不明瞭なAGNの速度分散測定の最大の研究を構成します。VLT/XshooterまたはPalomar/DoubleSpecから。私たちのサンプルは、ブラックホールの質量（MBH=10^5.5-9.6Msun）、ボロメータの光度（LBol〜10^{42-46ergs/s）の4-5桁に対応する、40-360km/sの速度分散にまたがっています。）、およびエディントン比（L/Ledd〜10^{-5}-2）。281AGNの場合、私たちのデータは、高スペクトル分解能の観測（sigma〜25km/s）のおかげで発見された、低質量ブラックホール（MBH=10^5.5-6.5Msun）を持つ6AGNを含む最初に公開された中心速度分散を提供します。この調査は、銀河面の外側にある近くのAGN（z<0.1）の99％の測定値を使用して、硬X線で選択された不明瞭なAGNのほぼ完全な調査による大きな進歩を表しています。BASSAGNは、より多くの光学的に選択された細い線AGNよりも高い速度分散を持っていますが（つまり、〜150km/s対〜100km/s）、巨大な楕円の最高速度分散（つまり、>250km/s）に偏っていません。）。小さなブラックホール（〜10^4-5Msun）の膨らみに関連する速度分散を解決するのに十分なスペクトル分解能にもかかわらず、スーパーエディントンAGNの有意な集団は見つかりません。ブラックホールの勢力圏の推定値を使用すると、100を超えるBASSAGNの既存の施設で、恒星とガスのブラックホールの質量を直接測定できます。
星前のコアの初期の磁気臨界
星前のコアの磁場強度を直接観測すると、通常、超臨界の質量対フラックス比がわかります。これは、磁場が重力崩壊を防ぐには不十分であることを示唆しています。これらの測定には重大な不確実性があります。別のアプローチは、進化の歴史に対する星の前の化学の感度を利用し、磁気サポートの程度を間接的に制約することです。星前コアの非理想的な電磁流体力学シミュレーションを時間依存化学および放射伝達モデリングと組み合わせて、いくつかの一般的に観測される分子線でモデルコアの合成観測を生成します。CSやHCNなど、フリーズアウトの影響を強く受ける分子は、崩壊のタイムスケールが長いため、通常、超臨界モデルと比較して、磁気的に亜臨界のモデルでは線強度がはるかに低いことがわかります。亜臨界モデルはまた、調査されたすべての種に対してはるかに狭い線を生成します。コアプロパティ、年齢、および視野角の範囲を考慮すると、超臨界モデルは、観測サンプルで見られるCSおよびN$_2$H$^+$の線の強度と幅の分布を再現できないことがわかりますが、亜臨界モデルは入手可能なデータとよく一致している。これは、現在超臨界の質量対フラックス比を持っているにもかかわらず、星前のコアが磁気的に亜臨界の物体として形成されることを示唆しています。
巨大な銀河形成の非常に早い開始
| Title |
A_very_early_onset_of_massive_galaxy_formation |
| Authors |
Ivo_Labbe,_Pieter_van_Dokkum,_Erica_Nelson,_Rachel_Bezanson,_Katherine_Suess,_Joel_Leja,_Gabriel_Brammer,_Katherine_Whitaker,_Elijah_Mathews,_Mauro_Stefanon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12446 |
ビッグバンから約10億年後、$M_*\sim10^{11}M_\odot$の高さの恒星質量を持つ銀河が、赤方偏移$z\sim6$に特定されました。正確な質量推定に必要なバルマー破壊領域が波長$>2.5\、\mu$mに赤方偏移しているため、以前から巨大な銀河を見つけることは困難でした。ここでは、JWSTの早期リリース観測の優れた長波長範囲を利用して、宇宙の歴史の最初の約7億5,000万年の巨大な銀河を検索します。調査地域では、$M_*\sim10^{11}M_\odot$の2つの銀河を含め、$M_*>10^{10}M_\odot$と$7<z<11$の7つの銀河が見つかりました。巨大な銀河の恒星の質量密度は、レストフレームのUV選択サンプルに基づく以前の研究から予想されたものよりもはるかに高く、$z\sim8$で10〜30倍、$z\simで3桁以上です。10ドル。これらの最初のJWST画像から、少なくともいくつかの巨大な銀河の中央領域は、ビッグバンの500マイル後にすでに大部分が配置されており、巨大な銀河の形成は宇宙の歴史の非常に早い段階で始まったと推測されます。$z\sim10$にこれらの銀河が存在することは、質量が$M_*\sim5\times10^9M_{\odot}$の銀河が$z\sim18$までの赤方偏移に見られる可能性があることを示唆しています。
はるか昔の銀河の遠い昔：候補z〜14初期のJWSTCEERSイメージングの銀河
| Title |
A_Long_Time_Ago_in_a_Galaxy_Far,_Far_Away:_A_Candidate_z_~_14_Galaxy_in_Early_JWST_CEERS_Imaging |
| Authors |
Steven_L._Finkelstein,_Micaela_B._Bagley,_Pablo_Arrabal_Haro,_Mark_Dickinson,_Henry_C._Ferguson,_Jeyhan_S._Kartaltepe,_Casey_Papovich,_Denis_Burgarella,_Dale_D._Kocevski,_Marc_Huertas-Company,_Kartheik_G._Iyer,_Rebecca_L._Larson,_Pablo_G._P\'erez-Gonz\'alez,_Caitlin_Rose,_Sandro_Tacchella,_Stephen_M._Wilkins,_Aubrey_Medrano,_Alexa_M._Morales,_Rachel_S._Somerville,_L._Y._Aaron_Yung,_Adriano_Fontana,_Mauro_Giavalisco,_Andrea_Grazian,_Norman_A._Grogin,_Lisa_J._Kewley,_Anton_M._Koekemoer,_Allison_Kirkpatrick,_Peter_Kurczynski,_Jennifer_M._Lotz,_Laura_Pentericci,_Nor_Pirzkal,_Swara_Ravindranath,_Russell_E._Ryan_Jr.,_Jonathan_R._Trump,_Guang_Yang,_Omar_Almaini,_Ricardo_O._Amorin,_Marianna_Annunziatella,_Bren_E._Backhaus,_Guillermo_Barro,_Peter_Behroozi,_Eric_F._Bell,_Rachana_Bhatawdekar,_Laura_Bisigello,_et_al._(74_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12474 |
CosmicEvolutionEarlyReleaseScience（CEERS）SurveyのJWSTNIRCamイメージングの最初のエポックで、写真zがz〜14の候補銀河が発見されたことを報告します。主に予想されるライマンα線の切れ目に基づいて、photo-zを使用してz>12のソースを検索しました。控えめな審査基準に従って、z_phot=14.3（+0.4、-1.1、1シグの不確実性）でF277W=27.8の堅牢なソースを特定し、5シグ（>10シグ）の重要度で5つのフィルターで検出します。このオブジェクト（Maisie'sGalaxyと呼ばれる）は、2.5等（1sig）を超える強いF150W-F200Wライマンアルファブレークカラーを示し、写真zPDFの99.99％（87％）がz>10を支持します（13）。ソースはF160WのHSTによってわずかに検出される可能性があります。これにより、赤方偏移の下限がz〜12.5に広がります。このわずかに低い赤方偏移の解釈には、非常に強いLy-アルファ放射（>300Aの残りの等価幅）が必要であり、非常に初期のイオン化気泡が必要です。このオブジェクトの色は銀河系の星と一致せず、解決されます（r_h=0.1+/-0.01";330pc）。すべてのデータ品質の画像は、候補者の位置にアーティファクトを示していません。私たちの基準測光で一貫してz>13の強い好みを見つけます。Maisie'sGalaxyは、この初期の時代ではかなり質量が大きく（logM*/Msol〜8.5）、高度に星を形成しているようです（logsSFR〜-7.9/yr）。青い残りのUVカラー（ベータ〜-2.3）は、ほこりがほとんどないことを示しますが、金属度は極端に低くはありません。このソースの存在は、ほとんどの宇宙シミュレーションの予測と緊張関係にあり、小規模なパワーが抑制された暗黒物質モデルに深刻な挑戦をする可能性があります。、それは、宇宙のSFR密度が滑らかに低下していると仮定して、より低いレッドシフトからの経験的な外挿と一致しています。フォローアップ測光がこのレッドシフトを検証する場合、私たちの宇宙はビッグバン後300Myr未満のかなり巨大な銀河ですでに輝いていました。
クラスターの落下以降の星形成の漸減：0.3 $
| Title |
A_Gradual_Decline_of_Star_Formation_since_Cluster_In-fall:_New_Kinematic_Insights_into_Environmental_Quenching_at_0.3_$ |
| Authors |
Keunho_J._Kim,_Matthew_B._Bayliss,_Allison_G._Noble,_Gourav_Khullar,_Ethan_Cronk,_Joshua_Roberson,_Behzad_Ansarinejad,_Lindsey_E._Bleem,_Benjamin_Floyd,_Sebastian_Grandis,_Guillaume_Mahler,_Michael_A._McDonald,_Christian_L._Reichardt,_Alexandro_Saro,_Keren_Sharon,_Taweewat_Somboonpanyakul,_and_Veronica_Strazzullo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12491 |
銀河が存在する環境は、宇宙論的時間にわたる星形成の歴史を形作る上で重要な役割を果たしますが、そのような環境への影響は、高赤方偏移ではとらえどころのないままです。運動学を使用してクラスターの落下時間の高度な測定を採用することにより、この環境プロセスを更新し、銀河が最大$z\sim1$のクラスター環境に落下した後、星形成が徐々に減少することを明らかにします。この結論は、0.26$<z<$1.13でのSPTおよびACTスニヤエフゼルドビッチ調査からの105個のクラスターと1626個の分光的に確認されたメンバー銀河の非常に大きなサンプルの均一な分析から導き出されています。興味深いことに、銀河の星の種族の平均年齢（4000オングストロームのブレークに基づく$\sim$0.71$\pm$0.4Gyr、$\rmD_{\rmn}4000$）が徐々に増加しているという明確な証拠が見つかりました。クラスター環境で費やされた時間で。この環境消光効果は、銀河の光度（かすかなまたは明るい）と赤方偏移（低$z$または高$z$）に関係なく見られますが、銀河の正確な恒星年齢は、固定された環境効果で両方のパラメーターに依存します。落下プロキシによる$\rmD_{\rmn}4000$のこのような体系的な増加は、ラムの圧力ストリッピングや絞扼などの環境影響へのより長い曝露のために、以前にホストに付着した銀河がより早くクエンチされたことを示唆します。したがって、私たちの結果は、宇宙時間の広い範囲（$\sim5.2$Gyr、$z=0.26-1.13$）にまたがる環境消光効果への新しい洞察を提供し、運動学的に導出された落下時間プロキシを使用する力を示しています。
天文学的に関連する氷混合物中の複雑な有機分子の赤外スペクトル。 V.シアン化メチル（アセトニトリル）
| Title |
Infrared_spectra_of_complex_organic_molecules_in_astronomically_relevant_ice_mixtures._V._Methyl_cyanide_(acetonitrile) |
| Authors |
Marina_G._Rachid,_Will_Rocha_and_Harold_Linnartz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12502 |
地上望遠鏡の感度と解像度の向上により、さまざまな環境で気相の複雑な有機分子（COM）を検出できるようになりました。検出された種の多くは、星間粒子の氷の表面に形成され、後で気相に移動すると予想されます。したがって、氷のような物質は、ISMのCOMの主要なソースと見なされます。星形成領域の星間氷の今後のJWST観測は、前例のない解像度と感度で凍結分子のIR機能を明らかにします。JWSTデータでCOMの特徴を特定するには、星間環境をシミュレートする条件の氷の実験室IRスペクトルが必要です。この作業では、シアン化メチル（CH$_3$CN）のFTIRスペクトル（500-4000cm$^{-1}$/20-2.5$\mu$m、解像度1cm$^{-1}$）を示します。、別名アセトニトリル）をH$_2$O、CO、CO$_2$、CH$_4$、およびNH$_3$と混合し、温度は15〜150Kです。純粋なアモルファスCH$_3$CN氷の屈折率15Kで、選択したIRバンドのバンド強度、ピーク位置、およびFWHMも測定されます。これらのバンドは次のとおりです。2940.9cm$^{-1}$で伸びるCH$_3$sym、2252.2cm$^{-1}$で伸びるCN、1448.3cm$^{-1}$でのモードの組み合わせ、CH$_3$antisymdef。1410cm$^{-1}$で、CH$_3$symdef。1374.5cm$^{-1}$で、CH$_3$は1041.6cm$^{-1}$で揺れます。CH$_3$CNの実験室スペクトルは、W33Aおよび3つの低質量YSOに向かう氷の観測と比較されます。CH$_3$CNを明確に識別することはできないため、CH$_3$CNカラム密度の上限は$\leq2.4\times10^{17}$分子cm$^{-2}$として決定されます。EC92、IRAS03235、およびL1455IRS3の場合はW33Aおよび$5.2\times10^{16}$、$1.9\times10^{17}$、および$3.8\times10^{16}$分子cm$^{-2}$、それぞれ。W.r.t固体H$_2$O、これらの値は、W33A、EC92、IRAS03235、およびL1455IRS3について、それぞれ1.9、3.1、1.3、および4.1\％の相対存在量に対応します。
22.3GHzCCSゼーマン分割を使用したTMC-1Cでの磁場測定
| Title |
Magnetic_field_measurement_in_TMC-1C_using_22.3_GHz_CCS_Zeeman_splitting |
| Authors |
Atanu_Koley,_Nirupam_Roy,_Emmanuel_Momjian,_Anuj_P._Sarma,_and_Abhirup_Datta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12604 |
高密度の分子雲内の磁場の測定は、星形成前の断片化プロセスを理解するために不可欠です。スターレスコアTMC-1CからのCCS22.3GHz放射の電波干渉観測は、磁場強度を制限するためにラインのゼーマン分割を検索するためにKarlG.Jansky超大型アレイを使用して実行されました。ダストピークからオフセットされた領域に向けて、CCS2_1-1_0遷移のゼーマン分裂の検出を報告します。推定磁場は約2mGです。ダストピークをTMC-1Cのコアと解釈し、磁場を検出した領域をエンベロープと解釈すると、磁場の観測値は臨界未満の質量と一致します。超臨界質量対磁束比を持つコアの周りの磁束比エンベロープ。コア形成の両極拡散タイムスケールは、TMC-1Cコアの化学モデリングに基づく関連するタイムスケールと一致しています。この研究は、高密度分子雲の磁場強度の将来の測定を実行し、次に、星形成における磁場の役割を理解するための深いCCS観測の可能性を示しています。
$ z \ simeq 6-8$銀河の星とHII領域のJWST/NIRCam観測：150個のスケールでの星形成複合体の特性
| Title |
JWST/NIRCam_Observations_of_Stars_and_HII_Regions_in_$z\simeq_6-8$_Galaxies:_Properties_of_Star_Forming_Complexes_on_150_pc_Scales |
| Authors |
Zuyi_Chen,_Daniel_P._Stark,_Ryan_Endsley,_Michael_Topping,_Lily_Whitler,_and_St\'ephane_Charlot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12657 |
{\itJWST}時代の始まりは、初期の星形成システムの解決された構造を特徴づけるための大幅に改善された機会を提供します。{\itSpitzer}を使用した$z\gtrsim6$銀河の以前の観測では、古い星と明るいHII領域の存在が明らかになりました（[OIII]+H$\beta$放射を介して）が、解像度が低いため、残りのUVで識別された星形成領域に対するこれらのコンポーネントの位置。そのため、古い星が別の核成分に位置していて、残りのUVの光を支配する領域に囲まれているかどうかは長い間不明でした。この論文では、最近の{\itJWST}/NIRCamイメージングで観測されたEGSフィールドの部分にある12個の最も明るく巨大な$z\simeq6-8$銀河の内部構造を調査します。システムは残りのUVで不器用に見え、光の半分以上が$\simeq10^7$から10$^{9}$M$_\odot$星形成複合体である$\simeq150$から来ています。-サイズは480個。複数の塊が、0.3から4.3kpcの間隔で個々の銀河に見られます。塊は若い星（中央値=23Myr）によって支配される傾向がありますが、個々の銀河内の塊の年齢には大きなばらつきがあります。[OIII]+H$\beta$EWは、銀河のさまざまな塊間で大幅に異なります（星とガスの特性の違いを反映しています）が、HII領域は主にUV-bright複合体を追跡します。以前はUVで検出されなかった、またはかすかだった古い（そしてより赤い）核星成分は見つかりません。おそらく驚くべきことに、残りの光学的連続体はUVと同じように塊状であり、発光は主に明るい星形成複合体によって支配されています。明るい$6<z<8$銀河の恒星質量の大部分は、$\gtrsim150$pcスケールの塊状星形成複合体に含まれているように見えます。これは、再電離時代の銀河で一般的な非常に活発な集合段階を反映しています。
適切なタイミングで適切な場所で急冷する：スターバースト、AGN、およびスターバースト後の銀河の構造とマルチスケール環境を使用した共有履歴の追跡
| Title |
Quenching_in_the_Right_Place_at_the_Right_Time:_Tracing_the_Shared_History_of_Starbursts,_AGNs,_and_Post-starburst_Galaxies_Using_Their_Structures_and_Multiscale_Environments |
| Authors |
Hassen_M._Yesuf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12844 |
この作業では、赤方偏移$z<0.2$でのスターバーストから静止への進化の一貫性チェックとして、スローンデジタルスカイサーベイのマルチスケール環境と銀河の構造を使用します。環境指標には、固定開口質量の過密度（$\delta_{x\mathrm{Mpc}}$、$x\in\{0.5、1、2、4、8\}\、h^{-1}$Mpc）が含まれます。、$k$-最近傍距離、潮汐パラメータ、ハロー質量（$M_h$）、および衛星/中央分類。特定の星形成率の残差（$\Delta\、\mathrm{SSFR}$）は、スターバースト（$\Delta\、\mathrm{SSFR}>0.6\、$dex、$N\approx8、\）を選択するために使用されます。、600$）。クエンチされたポストスターバースト（QPSB）は、放出がH$\alpha<3\、$オングストローム、吸収がH$\delta_A>4\、$オングストローム（$N\約750$）を使用して選択されます。スターバーストとQPSBの環境は、活動銀河核（AGN）とさまざまな$\Delta\、\mathrm{SSFR}$の活動銀河の環境と比較されます。スターバースト、AGN、およびQPSBの環境は、ほとんどの静止銀河（QG）の環境とは異なります。スターバーストの約$70\％-90\％$、H$\delta_A>4$のAGN、およびQPSBが中心であり、$\sim80\％-90\％$の$M_h<10^{13}\、M_\odot$であり、$\sim2\％-4\％$のみが$M_h>10^{14}\、M_\odot$を持っているか、クラスターに住んでいます。それらの$M_h$と衛星の割合も、QGのものとは異なります。すべてのQPSBは、同様の$M_\star$、環境、濃度指数、および速度分散の一部のSFG、スターバースト、AGN、およびQGと一致します。スターバーストのかなりの部分（$\sim20\％-30\％$）は、QPSBまたはQGと一致させることができません。その意味は次のとおりです。（1）一部のスターバーストは急速に消光しません。（2）高密度環境で動作する衛星消光メカニズムは、ほとんどのQPSBを説明できません。（3）スターバーストからQPSB、QGへの進化は、$z<0.2$での主要なパスではありません。（4）スターバーストは、主に潮汐の相互作用によって引き起こされるわけではありません。
三次元電磁流体力学シミュレーションにおけるダスト粒子の実装：崩壊する雲のコアにおけるダストダイナミクス
| Title |
Implementation_of_dust_particles_in_three-dimensional_magnetohydrodynamics_simulation:_Dust_dynamics_in_a_collapsing_cloud_core |
| Authors |
Shunta_Koga,_Yoshihiro_Kawasaki_and_Masahiro_N._Machida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12907 |
この研究の目的は、塵のダイナミクスを大規模に調べ、星形成過程における塵とガス流体との結合を調査することです。重力崩壊する雲の中の塵の軌道を計算する方法を提案します。そこでは、塵の粒子はラグランジュ粒子として扱われ、中性であると仮定されます。非理想的な電磁流体力学シミュレーションと組み合わせて、ダスト軌道計算を実行します。私たちのシミュレーションは、$\le10\、{\rm\mum}$のサイズのダスト粒子が、星形成雲のコアでガスと結合していることを示しています。ダストとガスの質量比の時間変化と、自由落下時間スケールで正規化された停止時間として定義されるストークス数を調査し、大きなダスト粒子（$\gtrsim100\、{\rm\mum}$）はストークス数が大きく（1に近い）、小さな粒子（$\lesssim10\、{\rm\mu）よりも速く中央領域（つまり、原始星と回転支持ディスク）に集中する傾向があります。m}$）。したがって、大きな粒子は、ディスクの周囲および内部のダスト対ガスの質量比を大幅に増加させます。また、各ダスト粒子の物理量を追跡するダスト軌道計算が、オイラーアプローチを使用して得られた以前に報告された結果を再現することを確認します。
ボイド銀河の修正重力の指紋
| Title |
Fingerprints_of_modified_gravity_on_galaxies_in_voids |
| Authors |
Pedro_Cataldi,_Susana_Pedrosa,_Nelson_Padilla,_Susana_Landau,_Christian_Arnold,_Baojiu_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12917 |
シミュレートされたボイド銀河のバリオンおよび暗黒物質（DM）特性において、f（R）重力の検出可能なシグネチャとそのカメレオンスクリーニングメカニズムを検索します。重力加速度の強化は、ハローの形態だけでなく、スケーリング関係にも意味のある影響を与える可能性があります。銀河の回転速度場（ガスディスクの速度と加速場で計算）は、GRのタリーフィッシャー関係（TFR）の典型的な値から外れています。与えられた恒星の質量に対して、f（R）重力はより大きな最大速度を生み出す傾向があります。一方、f（R）重力のハローの質量は、GRの対応するハローよりも集中しています。この傾向は、ハローのスクリーニングされていない外側の領域を考慮に入れた動的密度プロファイルを使用して濃度を計算すると変化します。ステラディスクは、中央領域の全体的なポテンシャル井戸と相互作用し、スクリーニング領域の形態を変更して、それらを再形成します。より優勢な恒星円盤を持つ銀河は、丸いスクリーニング領域からさらに逸脱する傾向が見られます。小さなハローは、対応するGRよりも、f（R）が三軸ではなく、丸みを帯びていることがわかります。ハローの形態の違いは、内部領域がスクリーニングされているf（R）ハローで小さくなります。これらの結果は、将来の重力の宇宙論的テストにおいて、ボイド銀河に対する修正された重力効果を明らかにする可能性のある観測量を示唆しています。
天の川の外側の円盤にある新しい共鳴のような特徴
| Title |
A_new_resonance-like_feature_in_the_outer_disc_of_the_Milky_Way |
| Authors |
Ronald_Drimmel,_Shourya_Khanna,_Elena_D'Onghia,_Thorsten_Tepper-Garc\'ia,_Joss_Bland-Hawthorn,_Laurent_Chemin,_Vincenzo_Ripepi,_Merc\'e_Romero-G\'omez,_Pau_Ramos,_Eloisa_Poggio,_Rene_Andrae,_Ronny_Blomme,_Tristan_Cantat-Gaudin,_Alfred_Castro-Ginard,_Gisella_Clementini,_Francesca_Fiqueras,_Yves_Fr\'emat,_Morgan_Fouesneau,_Kevin_Jardin,_Alex_Lobel,_Douglas_Marshall,_Tatiana_Muraveva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12977 |
現代の位置天文および分光学的調査は、天の川の星の位相空間における豊富な構造を明らかにし、共鳴の特徴と非平衡過程の証拠を示しています。GaiaDR3を使用して、天の川の外側の円盤に新しい共鳴のような特徴の証拠を提示します。この特徴は、銀河円盤の大部分にわたって正確な距離を導き出すことができる母集団である、若い古典的セファイドの角運動量分布で最も明白です。次に、赤色巨星のはるかに大きなサンプルと、分光学的視線速度測定を使用した3,100万個を超える星のコンパイル済みリストを使用して、外側の円盤で同様の特徴を検索します。これらの2つの古いサンプルではあまり明白ではありませんが、アクション構成空間での星の分布は、共鳴機能がここにも存在することを示唆しています。アクション構成空間での機能の位置は、新しい機能が銀河系の棒に関連している可能性があることを示唆していますが、他の可能性についても説明します。
JWSTで初期宇宙の豆を見つける
| Title |
Finding_Peas_in_the_Early_Universe_with_JWST |
| Authors |
James_E._Rhoads,_Isak_G._B._Wold,_Santosh_Harish,_Keunho_J._Kim,_John_Pharo,_Sangeeta_Malhotra,_Austen_Gabrielpillai,_Tianxing_Jiang,_and_Huan_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13020 |
JWSTの早期放出観測（ERO）は、宇宙の夜明けに宇宙を特徴づけることにおけるJWSTの約束を美しく示しています。3つの$z\sim8$銀河のEROスペクトルを分析して、それらの金属量、ガス温度、およびイオン化を決定します。これらの銀河は、詳細な静止光学輝線分光法を通じて、宇宙の再電離の時代の銀河の物理的特性を理解する最初の機会を提供します。$T_e$メソッドと$R_{23}$金属量インジケーターの最近のキャリブレーションの両方に基づいて、これらのオブジェクトの金属量が$12+\log[O/H]\約6.9-8.2$であることを示します。スペクトルはJWSTからの最も初期の科学データの一部であるため、いくつかの線比を堅牢な物理学から期待される値と比較して、測定手順を検証します。存在量と輝線比を、近くのグリーンピース銀河のサンプルと比較します。近くの輝線銀河の集団であり、そのUV特性は再電離の時代の銀河に似ており、ライマン連続光子の脱出率が高いことがよくあります。JWSTのデータは、これらの高赤方偏移銀河と近くのグリーンピースとの間にさらに顕著な類似点があることを示しています。$z\sim8$銀河は、グリーンピースがカバーする金属量の範囲に及びます。それらはまた、すべての赤方偏移で輝線が支配的な銀河に典型的なコンパクトな形態を示しています。グリーンピースとのこれらの類似性に基づいて、これらは宇宙の再電離を活発に推進している銀河の最初の静止光学スペクトルである可能性があります
シード光子アプローチによるフェルミ検出FSRQの$\gamma$線放出領域の制約
| Title |
Constraining_the_$\gamma$-ray_Emission_Region_for_Fermi-Detected_FSRQs_by_the_Seed_Photon_Approach |
| Authors |
Danyi_Huang,_Ziyan_Li,_Jiru_Liao,_Xiulin_Huang,_Chengfeng_Li,_Yanjun_Qian,_Zhiyuan_Pei,_and_Junhui_Fan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13058 |
ブレーザー内の$\gamma$線放出領域の位置は、数十年の間未解決の問題であり、まだ議論されています。Paliya他を使用します。利用可能なスペクトルエネルギー分布を持つ619個の$\gamma$-ray-loudフラットスペクトルラジオクエーサーのサンプル。シードフォトンファクターアプローチを使用して、$\gamma$-線生成領域を特定します。この方法は、外部シード光子場のエネルギー密度と特性エネルギーの組み合わせ、つまり$\sqrt{U_0}/\とともに、シンクロトロン放射光と逆コンプトン散乱のピーク周波数と輝度の関係を効率的に設定します。epsilon_0$、ガウス単位のシード光子（SF）の指標係数。それをブロードライン領域と分子ダストトーラスの標準値と比較することにより、GeV放出がBLRをはるかに超えてDTに近い場所で発生していることを主に確認します。$\gamma$線ブレーザーの{\itfar-site}シナリオをサポートします。赤外線シード光子の逆コンプトン散乱がトムソンレジームで起こっているという考えを精査します。このアプローチと私たちの調査結果は、FSRQのGeV放出メカニズムを理解するために適用できる外部コンプトンモデルの妥当性に基づいています。しかし、このフレームワークの完全性は、ブレーザーからのニュートリノ放出の報告によって挑戦されてきました。したがって、ブレーザーは有望なニュートリノエミッターであるため、導出された結果を使用して、ニュートリノ生成領域にも新しい光を当てます。
観測された高エネルギーニュートリノフラックスへの銀河系周辺ガスの宇宙線相互作用の寄与について
| Title |
On_the_contribution_of_cosmic-ray_interactions_in_the_circumgalactic_gas_to_the_observed_high-energy_neutrino_flux |
| Authors |
Oleg_Kalashev,_Nickolay_Martynenko_and_Sergey_Troitsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12458 |
天の川銀河の円盤から逃げる宇宙線は、銀河のビリアル定理を満たす銀河周囲のガスと相互作用します。これらの相互作用は、地球で観測可能な高エネルギーの拡散ニュートリノと光子の保証されたフラックスを生成するはずです。このニュートリノフラックスは、IceCubeニュートリノ天文台によって測定されたスペクトルへのもっともらしい貢献です。カスケードには発達する時間がないので、この方法で放出されるエネルギーはカスケードガンマ線から弱く制約されますが、ニュートリノの到着方向はありません観測と一致して、銀河の円盤を指さします。しかし、以前の研究では、対応するニュートリノフラックスの非常に異なる推定値が報告されていたため、観測されたスペクトルへのこの寄与が不可欠であるかどうかは不明でした。ここでは、宇宙線スペクトルと銀河系周辺媒体での伝搬に関するさまざまな仮定の下で、この拡散ニュートリノフラックス成分の計算について再検討します。観測されたニュートリノフラックスへのこの寄与は常にサブリーディングであることがわかります。
ディスクがX線コロナによって照らされているときの活動銀河核（AGN）における半光半径対ブラックホール質量、および光度対ブラックホール質量の関係を研究します。AGNの広帯域スペクトルエネルギー分布を研究するために最近開発されたスペクトルモデルであるKYNSEDを使用しました。Novikov-Thorneの温度放射状プロファイルに基づいて、非照射のNovikov-ThorneディスクとX線照射のディスクを検討しました。また、温度プロファイルが色補正係数によって変更される場合も検討しました。X線の輝度は、遷移半径より下のディスクに放散される降着力に等しいと仮定しました。X線照射半径の半光半径は、吸収されたX線が次のように作用するため、回転していないブラックホールの場合でも、標準ディスクの半径の最大3〜4倍になる可能性があります。二次エネルギー源であり、ディスク温度を上昇させます。照らされていないディスクは観察結果と一致していますが、2.5シグマレベルでのみです。一方、X線照射ディスクは、広範囲の物理的パラメータについて、半光半径-ブラックホール質量とAGNの光度-ブラックホール質量の関係の両方を説明できます。さらに、重力レンズクエーサーの観測されたX線輝度が、ディスクの加熱に必要なX線輝度と完全に一致していることを示します。X線ディスク照明は、AGNのX線スペクトルで一般的に観察されるさまざまな特徴を説明するために何年も前に提案されました。最近、降着円盤のX線照明が、AGNで観測されたUV/光学タイムラグを説明できることを示しましたが、この作業では、同じモデルがクエーサーマイクロレンズディスクサイズの問題も説明できることを示しています。これらの結果は、AGNにおけるディスクX線照明の仮説を裏付けています。
2021年6月10日の雷雨の間にLHAASO-KM2Aによって検出された宇宙線エアシャワーのフラックス変動
| Title |
Flux_Variations_of_Cosmic_Ray_Air_Showers_Detected_by_LHAASO-KM2A_During_a_Thunderstorm_on_10_June_2021 |
| Authors |
LHAASO_Collaboration:_F._Aharonian,_Q._An,_Axikegu,_L.X._Bai,_Y.X._Bai,_Y.W._Bao,_D._Bastieri,_X.J._Bi,_Y.J._Bi,_J.T._Cai,_Zhe_Cao,_Zhen_Cao,_J._Chang,_J.F._Chang,_E.S._Chen,_Liang_Chen,_Liang_Chen,_Long_Chen,_M.J._Chen,_M.L._Chen,_S.H._Chen,_S.Z._Chen,_T.L._Chen,_X.J._Chen,_Y._Chen,_H.L._Cheng,_N._Cheng,_Y.D._Cheng,_S.W._Cui,_X.H._Cui,_Y.D._Cui,_B.Z._Dai,_H.L._Dai,_Z.G._Dai,_Danzengluobu,_D.della_Volpe,_K.K._Duan,_J.H._Fan,_Y.Z._Fan,_Z.X._Fan,_J._Fang,_K._Fang,_C.F._Feng,_L._Feng,_S.H._Feng,_X.T._Feng,_Y.L._Feng,_B._Gao,_C.D._Gao,_L.Q._Gao,_Q._Gao,_W._Gao,_W.K._Gao,_M.M._Ge,_L.S._Geng,_G.H._Gong,_Q.B._Gou,_M.H._Gu,_F.L._Gu,_J.G._Guo,_X.L._Guo,_Y.Q._Guo,_Y.Y._Guo,_Y.A._Han,_H.H._He,_H.N._He,_S.L._He,_X.B._He,_Y._He,_M._Heller,_Y.K._Hor,_C._Hou,_X._Hou,_H.B._Hu,_Q._Hu,_S._Hu,_S.C._Hu,_X.J._Hu,_et_al._(194_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12601 |
大規模高高度エアシャワー天文台（LHAASO）には、KM2A、WCDA、およびWFCTAの3つのサブアレイがあります。2021年6月10日の雷雨時のKM2Aデータを分析することにより、宇宙線エアシャワーのフラックス変動を調べました。トリガー条件を満たすシャワーイベントの数は、大気電場で大幅に増加し、最大で20％の割合で増加します。トリガーレートの変動（増加または減少）は、主な天頂角に強く依存していることがわかります。二次粒子のフラックスは、シャワーイベントと同様の傾向に従って大幅に増加します。観測された動作をよりよく理解するために、モンテカルロシミュレーションはCORSIKAとG4KM2A（GEANT4に基づくコード）を使用して実行されます。観測レベルより上の大気中に厚さ1500mの700V/cmの均一な上向き電場が存在すると仮定すると、実験データ（飽和負電場）はシミュレーションとよく一致していることがわかります。大気電場による加速/減速および偏向により、エネルギーが検出器のしきい値を超える二次粒子の数が変更され、シャワーの検出率が変化します。
AstroSat-CZTIのパルサー：サブMeVバンドでの検出と硬度比からのスペクトル指数の推定
| Title |
Pulsars_in_AstroSat-CZTI:_Detection_in_sub-MeV_bands_and_Estimation_of_Spectral_Index_from_Hardness_Ratios |
| Authors |
Anusree_K._G.,_Dipankar_Bhattacharya,_Varun_Bhalerao_and_Akash_Anumarlapudi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12758 |
$\sim$100keVを超えるオープン検出器であるAstroSatに搭載されたカドミウム亜鉛テルル化物イメージャ（CZTI）は、$\gamma$線パルサーの硬X線特性を調査するための有望なツールです。以前に報告されたように、アーカイブデータの長い統合（$\sim$years）からパルサーを検出するためのカスタムアルゴリズムが開発されました。ここでは、このメソッドを拡張して、ゲイン値が低いために以前は無視されていたCZTIピクセルの追加の$\sim$20％を分析に含めます。最近の取り組みにより、これらのピクセルのより適切で安全なキャリブレーションが提供され、より高いしきい値と最大$\sim$1MeVまでの拡張エネルギー範囲が実証されています。ここでは、これらのピクセルによって提供される追加情報を使用して、より広いエネルギー範囲にわたるパルスプロファイルの構築を可能にします。さまざまなサブバンドでかにパルサーのプロファイルを比較し、動作が拡張されたエネルギーカバレッジと一致していることを示します。カウント率が限られているため、この全帯域にわたる詳細な分光法は依然として困難であるため、AstroSat質量モデルシミュレーションとともに、放射スペクトルのべき乗則指数を制約できる硬度比を構築します。PSRJ0534+2200の位相分解スペクトルとPSRJ1513-5908の全パルス発光の結果を示します。回収された光子指数は、$\sim20$％以内の精度であることがわかります。
極端なブレーザー：不安定な再コリメートされたジェットの結果？
ExtremeBLLacs（EHBL）は、標準的な放出シナリオに挑戦するブレーザーのサブクラスを形成します。最近の研究では、相対論的ジェットの再コリメーションによって引き起こされる一連の斜め衝撃波で放出電子が加速される場合、それらの特有の特性を説明できると主張されています。ただし、再コリメートされた弱磁化ジェットの新しい3Dシミュレーションでは、最初の再コリメーションショックに対応して、流れが急速に不安定になり、乱流が大きくなり、減速し、2Dシミュレーションで日常的に観察される複数のショック構造の形成が効果的に妨げられることが明らかになりました。。これらの新しい発見に基づいて、ここでEHBLの改訂シナリオを提案します。このシナリオでは、放出は再コリメーションショックで加速された電子によって生成され、その後、乱流下流流の確率的加速によってさらにエネルギーが与えられます。このシナリオの単純なバージョンをプロトタイプのEHBL1ES0229-200に適用し、主要な物理パラメータの標準値でSEDを十分に再現できることを示します。
超大光度X線源NGC55ULX-1でディスク構造を発表
| Title |
Unveiling_the_disc_structure_in_ultraluminous_X-ray_source_NGC_55_ULX-1 |
| Authors |
F._Barra,_C._Pinto,_D._J._Walton,_P._Kosec,_A._D'A\`i,_T._Di_Salvo,_M._Del_Santo,_H._Earnshaw,_A._C._Fabian,_F._Fuerst,_A._Marino,_F._Pintore,_A._Robba,_T._P._Roberts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12870 |
20年間の研究にもかかわらず、ULXスペクトル遷移が風の確率的変動によるものなのか、降着率やソースジオメトリの変動によるものなのかはまだ明らかではありません。コンパクトオブジェクトは、ほとんどのULXでも不明です。このようなシナリオと降着円盤の構造に制約を課すために、可変ソースNGC55ULX-1のスペクトル成分の時間的進化を研究しました。XMM-Newton衛星で得られた最近のアーカイブデータを使用して、内部降着流と球形化半径の周囲またはそれを超える領域からの熱放射として解釈される2つの黒体成分でスペクトルをモデル化しました。各スペクトル成分の光度-温度（L-T）の関係は、薄いディスクモデルから予想されるL比例T^4の関係と一致します。これは、降着率がエディントン限界に近いことを示唆しています。しかし、おそらくディスクの膨張とより高い降着率での風からの寄与のために、最高の光度でいくつかの小さな偏差があります。そのような偏差がエディントンの交差または超臨界降着率によるものであると仮定すると、我々は、6-14Msunのコンパクトな物体質量を推定し、恒星質量ブラックホールを降着者として支持します。
パルサーにおけるスパーク放電の二次元構成と時間的進化
| Title |
Two_Dimensional_Configuration_and_Temporal_Evolution_of_Sparking_discharges_in_Pulsars |
| Authors |
Rahul_Basu,_George_I._Melikidze,_Dipanjan_Mitra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12908 |
パルサー極冠の上の内部加速領域（IAR）でのスパーク放電のシステムの進化を調査しました。極冠の表面は約$10^6$Kの温度に加熱され、恒星表面からの正に帯電したイオンの熱電子放出により、部分的に遮蔽されたギャップ（PSG）を形成します。火花は、変動する$E$x$B$ドリフトのために、その寿命の間、共回転速度より遅れます。PSGでは、表面温度が臨界レベル（$T_i$）を下回り、イオンが表面から自由に流れる場所でスパーク放電が発生します。スパークは、これらの低温領域の磁力線に沿って発生する大きな電位降下によって始まり、その後、逆流する粒子が表面を$T_i$に加熱します。温度調節では、極冠を火花でしっかりと満たす必要があり、閉じた力線領域からの加熱が不可能なため、その境界の周囲に火花が継続的に存在する必要があります。IARのスパークシステムの時間発展を推定しました。これは、極冠の2つの半分で時計回りと反時計回りの動きに似た2つの異なる方向に沿ってスパーク形成が徐々にシフトすることを示しています。2つの半分のスパークパターンのシフトが異なるため、コア放出を表す中央のスパークが発生します。スパークプロセスの時間的進化は、非双極極冠のさまざまな方向についてシミュレートされ、サブパルスドリフトに関連する多様な観測機能を再現しました。
解釈可能な重力波人口モデルの自動発見
データから重力波（GW）イベントの分析人口モデルを発見するための自動アプローチを提示します。より多くの重力波（GW）イベントが検出されるにつれて、ガウス混合モデルなどの柔軟なモデルは、その表現度のためにGWプロパティの分布を適合させる上でより重要になりました。ただし、柔軟なモデルには、物理的な動機付けに欠ける多くのパラメーターが付属しているため、これらのモデルの意味を解釈することは困難です。この作業では、そのような柔軟なモデルの事後予測分布を解釈可能な分析式に抽出することにより、シンボリック回帰が柔軟なモデルを補完できることを示します。べき乗則とガウス分布などの一般的なGW人口モデルを復元し、精度と単純さを組み合わせた新しい経験的人口モデルを見つけます。これは、成長を続けるGWカタログで解釈可能な人口モデルを自動的に発見する戦略を示しています。これは、他の天体物理学的現象に適用できる可能性があります。
「スペクトログラム分析およびカタログ作成環境」（SPACE）ラベリングツール
| Title |
The_"SPectrogram_Analysis_and_Cataloguing_Environment"_(SPACE)_Labelling_Tool |
| Authors |
C._K._Louis,_C._M._Jackman,_S._W._Mangham,_K._D._Smith,_E._P._O'Dwyer,_A._Empey,_B._Cecconi,_P._Zarka,_S._Maloney |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12454 |
スペクトログラム分析およびカタログ環境（SPACE）ツールは、時間周波数マップ（「動的スペクトル」と呼ばれる）で対象の無線放射機能にラベルを付けるように設計されたインタラクティブなPythonツールです。プログラムはMatplotlibのPolygonSelectorウィジェットを使用して、ユーザーがシェイプ（ポリゴン）を閉じる前に、動的スペクトルの上にある未定義の数の頂点を選択して編集できるようにします。複数のポリゴンを任意のスペクトルに描画でき、各ポリゴン頂点の座標とともにフィーチャ名が「Time-FrequencyCatalogue」（TFCat）形式に従って「.json」ファイルに保存されます。機能ID、オブザーバー名、およびデータユニット。このペーパーでは、ツールの最初の公式の安定版リリース（バージョン2.0）について説明します。
HIRAX実験のアンテナ特性評価
| Title |
Antenna_characterization_for_the_HIRAX_experiment |
| Authors |
Emily_R._Kuhn,_Benjamin_R.B._Saliwanchik,_Kevin_Bandura,_Michele_Bianco,_H._Cynthia_Chiang,_Devin_Crichton,_Meiling_Deng,_Sindhu_Gaddam,_Kit_Gerodias,_Austin_Gumba,_Maile_Harris,_Kavilan_Moodley,_V._Mugundhan,_Laura_Newburgh,_Jeffrey_Peterson,_Elizabeth_Pieters,_Anna_R._Polish,_Alexandre_Refregier,_Ajith_Sampath,_Mario_G._Santos,_Onkabetse_Sengate,_Jonathan_Sievers,_Ema_Smith,_Will_Tyndall,_Anthony_Walters,_Amanda_Weltman,_Dallas_Wulf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12461 |
水素強度およびリアルタイム分析実験（HIRAX）は、高赤方偏移（$0.8<z<2.5$）での大規模構造の測定を通じて、暗黒エネルギーの状態方程式の制約を改善することを目的としています。最先端の高速電波バースト検出器。明るい銀河系の前景は400〜800MHzのHIRAX周波数帯を汚染するため、科学の目標を達成するには、正確な機器の特性評価が必要になります。この論文では、アンテナビームとアンテナ雑音温度の測定に焦点を当てて、HIRAXアンテナの特性評価について説明します。現在のHIRAXアンテナ設計のビーム測定は無響室で実行され、シミュレーションと比較されました。$\nu<$650MHzの広く対称なアンテナビーム、および$\nu>$700MHzの高い交差分極レベルとビーム非対称性を見つける測定技術と結果を報告します。HIRAXフィードの雑音温度測定は、エール大学で構築されたカスタム装置で実行されました。このシステムでは、1つは極低温で、もう1つは室温で同じ負荷を使用して、システムのノイズを推測する微分（Yファクター）測定を行います。このシステムを使用して、CHIMEフィードと4つのHIRAXアクティブフィードを含むいくつかの測定セットが実施されました。これらの測定値は、HIRAXフィードの最初の雑音温度測定値を示し、40Kのピークツーピーク周波数依存機能を備えた$\sim$60Kの雑音温度（30Kのターゲットと比較して）を明らかにし、フィードの再現性の最初のデモンストレーションを提供します。どちらの調査結果も、現在および将来のフィード設計に情報を提供します。
Theia：将来の高精度位置天文学の科学事例とミッションプロファイル
| Title |
Theia_:_science_cases_and_mission_profiles_for_high_precision_astrometry_in_the_future |
| Authors |
Fabien_Malbet_(1),_Lucas_Labadie_(2),_Alessandro_Sozzetti_(3),_Gary_A.Mamon_(4),_Mike_Shao_(5),_Renaud_Goullioud_(5),_Alain_L\'eger_(6),_Mario_Gai_(3),_Alberto_Riva_(3),_Deborah_Busonero_(3),_Thierry_L\'epine_(7),_Manon_Lizzana_(1),_Alexis_Brandeker_(8),_Eva_Villaver_(9)_((1)_Univ._Grenoble_Alpes/CNRS/IPAG,_(2)_Univ._of_Cologne,_(3)_Obs._Torino/INAF,_(4)_Sorbonne_Univ./CNRS/IAP,_(5)_JPL/Caltech,_(6)_Univ._Paris-Saclay/CNRS/IAS,_(7)_Institut_Optique/Hubert_Curien_Lab/Univ._de_Lyon,_(8)_Stockholm_Univ,_(9)_CAB/C_SIC-INTA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12540 |
ガイアの能力をはるかに超えた高精度の位置天文学は、特に暗黒物質の性質に関する天体物理学的なブレークスルーを達成するためのユニークな方法と、近くの居住可能な太陽系外惑星の完全な調査を提供します。この寄稿では、高い位置天文精度が可能な柔軟なポインティング機器を必要とする科学的事例を紹介し、現在の宇宙技術と宇宙機関によって定義された境界条件内でそのような観測を達成できる最高のミッションプロファイルを確認します。また、フィールド内の参照星を使用して位置天文微分測定を行う方法についても説明します。望遠鏡の安定性に大きな制約を与えることなく、究極の精度を達成できることを示します。
干渉画像における空間的に相関するノイズの適切な評価
| Title |
Proper_evaluation_of_spatially_correlated_noise_in_interferometric_images |
| Authors |
Takafumi_Tsukui,_Satoru_Iguchi,_Ikki_Mitsuhashi,_Kenichi_Tadaki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12588 |
最近の干渉計（ALMAやNOEMAなど）を使用すると、天文源の詳細な輝度分布を3次元（R.A.、12月、周波数）で取得できます。ただし、UVカバレッジが制限されているため、ノイズのピクセル間相関により、測定量の統計的不確かさと得られた結果の統計的有意性を評価することが困難になります。ノイズ相関特性は、ノイズ自己相関関数（ACF）によって特徴付けられます。（1）空間的に統合されたフラックスとスペクトルの相関ノイズによる統計的不確かさをノイズACFから直接推定し、（2）相関ノイズをシミュレートして画像解析でモンテカルロシミュレーションを実行する方法を示します。私たちの方法は、干渉計だけでなく、単一ディッシュマッピング観測や補間および再サンプリングされた光学画像のさまざまな天体画像にも応用できる可能性があります。
C-BLUE One：波面センシング用のCMOS高速度カメラのファミリー
| Title |
C-BLUE_One_:_A_family_of_CMOS_high_speed_cameras_for_wavefront_sensing |
| Authors |
J.L._Gach,_D._Boutolleau,_T._Carmignani,_F._Clop,_I._De_Kernier,_P._Feautrier,_M._Florentin,_S._Lemarchand,_J._Pettigiani,_T._Romano,_E._Stadler,_J._Tugnoli,_Y._Wanwanscappel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12846 |
レーザーガイド星指向の波面センサーカメラファミリーであるC-BLUEOneファミリーのカメラ（以前はC-MOREとして導入されました）の進化を紹介します。LGSカメラを開発するために設定されたOpticonWP2ヨーロッパ資金によるプロジェクト内で、既存のセンサーに基づく高速パスソリューションを検討して、最初のライトスケジュールの準備ができたELTプロジェクトに動作実績のあるカメラを提供する必要がありました。この調査の結果、C-BLUEOneは、1600x1100ピクセル（9umピッチ）および481FPSのリフレッシュレートを備えたCMOSベースのカメラです。これは、20〜40mクラスの望遠鏡と小型望遠鏡に配備される将来のレーザーベースの補償光学システム（LGS）のほとんどのニーズに応えるために開発されました。カメラの主な機能と、アプリケーションの重要なパラメータであるノイズ、暗電流、量子効率、画質の観点から測定されたパフォーマンスを紹介します。カメラは、ほとんどのAOアプリケーションをカバーするために、高速の小さいフォーマット（800x600x1500FPS）と大きいフォーマット（3200X2200x250FPS）でも拒否されました。
アレポにおける放射伝達のスイープ法
| Title |
The_Sweep_Method_for_radiative_Transfer_in_Arepo |
| Authors |
Toni_Peter,_Ralf_S._Klessen,_Guido_Kanschat,_Simon_C._O._Glover,_Peter_Bastian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12848 |
宇宙論的シミュレーションスイートArepoの放射伝達コードSweepを紹介します。スイープは、放射線輸送が計算グリッド全体にわたる輸送スイープによって実行される離散座標法です。Arepoは適応型の非構造格子に基づいているため、グリッドセルのスイープ依存関係によって誘導される依存関係グラフは重要です。トポロジカルソートの問題を分散的に解決するために、タスクベースの並列処理アプローチを採用しています。スイープ法の主な利点は、計算コストがグリッドのサイズにのみ比例し、計算領域内のソースの数やソースの分布に依存しないことです。これは、宇宙論的シミュレーションにおける放射伝達の利点です。散在するソースが多数ある場合。このコードは、HII領域の拡張、高密度オブジェクトの背後の影の形成、光の散乱、周期境界条件が存在する場合の動作など、多くの物理テストに正常に適用されます。さらに、高度に並列化された大規模シミュレーションに焦点を当てて、その計算パフォーマンスを測定します。
天文学研究論文を10ステップで計画する方法
科学的記述法は、プロの天体物理学者としてのキャリアにとって重要なスキルです。しかし、高品質の科学研究論文を効率的に書く方法について正式なトレーニングを受けている研究者はほとんどいません。この論文（論文I）は、このスキルのギャップに対処するための科学的記述法における2部構成のセルフヘルプガイドの最初のものです。論文私は天文学におけるあなたの学術研究論文の計画に焦点を合わせています。研究プロジェクトの根底にあるアイデアを具体化する方法について説明し、聴衆と選択したジャーナルを考慮して論文を作成する方法を分析し、発行プロセスの概要を説明します。ペーパーIIは、天文学の研究論文を構成するさまざまなセクションの詳細な説明であり、英語での書き方のベストプラクティスを共有しています。あなたが最初の論文を書いている学生であろうと経験豊富な著者であろうと、ここに提示されたアイデアは役に立つかもしれません。
検出器の低コストの紫外線から赤外線への絶対量子効率特性評価システム
| Title |
A_low-cost_ultraviolet-to-infrared_absolute_quantum_efficiency_characterization_system_of_detectors |
| Authors |
Ajay_S._Gill,_Mohamed_M._Shaaban,_Aaron_Tohuvavohu,_Suresh_Sivanandam,_Roberto_G._Abraham,_Seery_Chen,_Maria_R._Drout,_Deborah_Lokhorst,_Christopher_D._Matzner,_Stefan_W._Mochnacki,_Calvin_B._Netterfield |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13052 |
市販のコンポーネントを使用して開発された、低コストの紫外線から赤外線への絶対量子効率検出器の特性評価システムを紹介します。実験の主要コンポーネントには、光源、安定化電源、モノクロメーター、積分球、および校正済みフォトダイオードが含まれます。イメージングセンサーの光子および量子効率の伝達曲線を作成するための段階的な手順を提供します。GSENSE2020BSICMOSセンサーとSonyIMX455BSICMOSセンサーの結果を示します。同様の特性評価のリファレンスとして、セットアップの画像とともに部品と関連コストのリストを提供します。
JWST早期リリースの観察
| Title |
The_JWST_Early_Release_Observations |
| Authors |
Klaus_Pontoppidan,_Claire_Blome,_Hannah_Braun,_Matthew_Brown,_Margaret_Carruthers,_Dan_Coe,_Joseph_DePasquale,_Nestor_Espinoza,_Macarena_Garcia_Marin,_Karl_D._Gordon,_Alaina_Henry,_Leah_Hustak,_Andi_James,_Anton_M._Koekemoer,_Stephanie_LaMassa,_David_Law,_Alexandra_Lockwood,_Amaya_Moro-Martin,_Susan_E._Mullally,_Alyssa_Pagan,_Dani_Player,_Charles_Proffitt,_Christine_Pulliam,_Leah_Ramsay,_Swara_Ravindranath,_Neill_Reid,_Massimo_Robberto,_Elena_Sabbi,_Leonardo_Ubeda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13067 |
ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）早期リリース観測（ERO）は、JWSTの試運転の終了と科学運用の開始を示すために作成された一連の公開アウトリーチ製品です。口語的に「WebbFirstImagesandSpectra」として知られるこれらの製品は、JWSTが科学の準備ができており、素晴らしい結果を生み出すことができることを世界中の人々に示すことを目的としていました。パッケージは2022年7月12日にリリースされ、含まれていました。銀河クラスターSMACS〜J0723.3-7327と遠方のレンズ銀河、相互作用する銀河グループのステファンズクインテット、カリーナ星形成複合体のNGC3324、サザンリング惑星星雲NGC3132、および通過する高温のジュピターWASPの画像とスペクトル96b。このペーパーでは、カラフルなアウトリーチ製品の基礎となるデータのERO技術設計、観察、および科学的処理について説明します。
太陽周期24中のAMS-02観測による宇宙線太陽変調の電荷、時間、および剛性依存性の制約
| Title |
Constraining_the_Charge-,_Time-_and_Rigidity-Dependence_of_Cosmic-Ray_Solar_Modulation_with_AMS-02_Observations_during_Solar_Cycle_24 |
| Authors |
Ilias_Cholis_and_Ian_McKinnon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12447 |
宇宙線の源と星間物質を介したそれらの伝播に関する私たちの基本的な理論的理解は、太陽風を介して観測された宇宙線スペクトルに影響を与える太陽によって妨げられています。この効果は太陽変調として知られています。アルファ磁気分光計（AMS-02）から最近リリースされた宇宙線観測と、AdvancedCompositionExplorerおよびWilcox天文台から公開されている太陽風特性の測定により、時間、電荷、および剛性の分析モデリングをテストできます。-太陽変調の依存性。宇宙線太陽変調の時間依存性と振幅をモデル化するために、局所的な太陽圏磁場と太陽圏電流シートの傾斜角の測定値を関連付けることに依存しています。太陽周期24の時代における太陽変調の電荷および剛性依存性の証拠を見つけます。太陽変調をモデル化するための分析的処方は、剛性の範囲における正に帯電した宇宙線フラックスの大規模な時間発展をよく説明できます。1から10GVまで。また、サイクル24の最初の数年間に測定された宇宙線電子フラックスは、太陽圏の磁場の複雑で急速に進化する構造が内部に伝播するときに経験したため、説明するのが簡単ではないこともわかりました。
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、II。 A型およびB型星の主系列モデル
| Title |
Stellar_evolution_models_with_overshooting_based_on_3-equation_non-local_theories,_II._Main-sequence_models_of_A-_and_B-type_stars |
| Authors |
Felix_Ahlborn,_Friedrich_Kupka,_Achim_Weiss,_Martin_Flaskamp |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12512 |
対流オーバーシュート混合は恒星構造モデルの重要な要素ですが、ほとんどの場合、対流の混合長理論のアドホック拡張によって処理されます。より物理的かつ数値的に扱いやすい高度な理論が必要です。恒星内部の対流は非常に乱流です。これは、恒星内部の対流のモデリングに多くの数値的課題をもたらします。同じ理論内で非局所効果を処理するために、効果的な乱流モデルを1D恒星進化コードに含めます。2次モーメント方程式の解に依存する乱流対流モデルを使用します。これを最先端の1D恒星進化コードに実装します。モデルの元の形式の不足を克服するために、オーバーシュートゾーンでの浮力波による散逸を考慮に入れます。1.5から8$M_\odot$の間の中間質量主系列星の恒星モデルを計算します。対流コアからのオーバーシュート混合とその内部および上部の修正された温度勾配は、乱流対流モデル方程式の解として自然に現れます。与えられたモデルパラメータのセットについて、乱流対流モデルから決定されたオーバーシュート範囲は、観測に一致するように自由パラメータが調整された他のオーバーシュート記述に匹敵します。混合コアの相対的なサイズは、追加の調整なしで恒星の質量が減少するにつれて減少します。浮力波による散逸は、使用中の乱流対流モデルの必要かつ適切な拡張を構成することがわかります。
活性領域の再発性コロナルジェットの熱的および非熱的特性
| Title |
Thermal_and_Non-Thermal_Properties_of_Active_Region_Recurrent_Coronal_Jets |
| Authors |
Alin_R._Paraschiv,_Alina_C._Donea,_Philip_G._Judge |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12612 |
再発活性領域コロナルジェットの観測を提示し、ベースフットポイントで同時にジェットの流出に沿ってプラズマの物理的特性を研究することにより、それらの熱的および非熱的特性を導き出します。分析されたソーラージェットのサンプルは、極紫外線のSDO-AIAとX線領域のRHESSIによって観測されました。主な熱プラズマの物理的パラメータ：温度、密度、エネルギーフラックスの寄与などは、複数の反転技術を使用して計算され、極紫外線フィルターグラムから微分放射測定値を取得します。基礎となるモデルが評価され、それらの制限と適用可能性が精査されます。補完的に、熱構造をさらに評価し、非熱プラズマ放出特性を特定するために、高エネルギーX線観測のソース再構成とスペクトル分析を実行します。以前に「コロナル間欠泉」として特定した、独特の半影磁気リコネクションサイトについて説明します。間欠泉ジェットのサブセットについて、低温および高温の熱放射と非熱放射をサポートする証拠が提示されています。これらのアクティブ領域のジェットは、それらの極性のジェットよりもエネルギー的に強いことがわかっていますが、太陽圏のエネルギーとダイナミクスへの潜在的な影響は限られていることがわかります。間欠泉が非熱噴火マイクロフレア画像に適合するかどうかを精査し、ピークフレア時間での観測は熱放射モデルと非熱放射モデルの組み合わせによってのみ説明できることを発見しました。間欠泉のこの分析は、ソーラージェットの理論的モデリングに適用できる新しい情報と観測上の制約を提供します。
階層的トリプルシステムの動的破壊タイムスケールとカオス的振る舞い
| Title |
Dynamical_disruption_timescales_and_chaotic_behavior_of_hierarchical_triple_systems |
| Authors |
Toshinori_Hayashi,_Alessandro_A._Trani,_Yasushi_Suto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12672 |
経年摂動近似を採用せずに、直接$N$-bodyシミュレーションを使用して、階層的トリプルシステムの安定性を調べます。内側軌道と外側軌道の間の相互傾斜に特に注意して、単なる安定/不安定基準に加えて、それらの破壊タイムスケールを推定します。まず、以前の文献で広く採用されている\citet{Mardling1999、Mardling2001}によって、動的安定性基準への適合を改善します。特に、安定境界は相互の傾きに非常に敏感であることがわかります。コプラナーレトログラードトリプルと直交トリプルは、コプラナープログレードトリプルよりもそれぞれはるかに安定して不安定です。次に、内部軌道周期の$10^9$倍までの安定条件を満たすトリプルの破壊タイムスケールを推定します。タイムスケールは、特にランダムウォークモデルが最も有効な高い$e_\mathrm{out}$で、\citet{Mushkin2020}によって予測されたスケーリングに従います。破壊タイムスケールへの改善された経験的適合が得られます。これは、同一平面上の逆行トリプルが以前の予測よりも大幅に安定していることを示しています。さらに、相互傾斜への依存性は、放物線遭遇近似に基づくエネルギー伝達モデルによって説明できることがわかります。また、トリプルの破壊タイムスケールは、初期パラメーターの小さな変化に非常に敏感であり、これらのシステムのダイナミクスの真の混沌とした性質を反映していることも示しています。
IACOBプロジェクト。 VII。銀河系の巨大なO型星の回転特性の再考
| Title |
The_IACOB_project._VII._The_rotational_properties_of_Galactic_massive_O-type_stars_revisited |
| Authors |
G._Holgado,_S._Sim\'on-D\'iaz,_A._Herrero,_R._H._Barb\'a |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12776 |
恒星の自転は、大質量星の形成過程、進化、そして最終的な運命にとって非常に重要です。この論文では、IACOBとOWNのプロジェクトによって調査された400個以上の銀河系O型星のサンプルのスピン速度特性の研究からの結果をレビューします。vsini、Teff、およびloggの推定値（詳細な定量的分光分析の結果）を、サンプル内の星の重要な部分の分光学的二元性ステータスに関する情報と組み合わせることにより、予測される回転速度の経験的分布についての新たな概要を提供します。O-starドメインでは、質量、進化、およびバイナリのステータスに依存します。得られた分布は、単一の星のいくつかの最先端の進化モデルの予測、およびバイナリ相互作用を含む集団合成シミュレーションから比較され、質量のある星の初速度分布に関するヒントを提供するために使用されます。範囲〜15-80Msol。
| Title |
The_effects_of_nonlinearities_on_tidal_flows_in_the_convective_envelopes_of_rotating_stars_and_planets_in_exoplanetary_systems |
| Authors |
A.Astoul_and_A._J._Barker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12780 |
近い太陽系外惑星システムでは、潮汐相互作用が長い時間スケールで惑星や星の軌道とスピンの進化を促進します。低質量の星と巨大なガス状惑星の対流エンベロープ内の潮汐力の慣性波（コリオリの加速によって復元される）は、特に人生の早い段階で、それらが励起され、その後減衰するとき（たとえば粘性摩擦によって）、潮汐散逸に大きく貢献しますシステムの。これらの波は、帯状流の形で差動回転を引き起こすなど、非線形効果を受けることが知られています。この研究では、波の運動量方程式における平衡潮汐の残留作用を通じて慣性波を励起するために強制する現実的な潮汐体を使用します。断熱および非圧縮性対流シェルで3D非線形流体力学シミュレーションを実行することにより、非線形項の追加が潮流特性、およびエネルギーと角運動量の再分布にどのように影響するかを調査します。特に、以前の数値研究で観察された非物理的な角運動量の進化の原因となる用語の削除を特定し、正当化します。私たちの新しいセットアップでは、以前の線形理論的予測からの潮汐散逸率を変更する、強い円筒状にせん断された帯状流の確立を観察します。波に対するこの差動回転の影響が、多くのシミュレーションで線形散逸率と非線形散逸率の間の不一致をうまく説明していることを示しています。また、潮汐力の振幅または低粘度で観測される慣性波の共回転共振とパラメトリック不安定性の両方が、潮流応答に影響を与える主な役割を強調します。
太陽エネルギー粒子線の地上レベルの強化と太陽周期
| Title |
Solar_Energetic_Particle_Ground-Level_Enhancements_and_the_Solar_Cycle |
| Authors |
Mathew_Owens,_Luke_Barnard,_Benjamin_Pope,_Mike_Lockwood,_Ilya_Usoskin_and_Eleanna_Asvestari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12787 |
激しい地磁気嵐は、いくつかの方法で太陽周期によって秩序化されているように見えます。それらは太陽極大期と衰退期の近くでより頻繁に発生し、より大きな太陽周期でより一般的であり、奇数と偶数の太陽周期で異なる発生パターンを示します。しかし、最も極端な宇宙天気イベントに関する私たちの知識は、宇宙線起源核種（$^{14}$C、$^{10}$Be、および$^{36}$Cl）レコードの急増に由来しています。宇宙時代に観測されたよりもはるかに大きな太陽エネルギー粒子（SEP）イベント。嵐とSEPの両方が太陽の噴火現象によって引き起こされているにもかかわらず、極端な嵐と極端なSEPの間のイベントごとの対応は低いです。したがって、嵐で見つかった太陽周期パターンがSEPや宇宙線起源核種のイベントにも当てはまると先験的に想定すべきではありません。この研究では、1950年代半ば以降に中性子モニターによって記録された67のSEP地上レベル増強（GLE）のタイミングと大きさの太陽周期の傾向を調査します。GLE発生確率のいくつかのモデルを使用して、GLEは太陽極小期よりも太陽極大期の周りで約4倍の確率で発生し、奇数サイクルよりも偶数太陽サイクルの方が優先的に発生することを示します。より大きな太陽周期がより多くのGLEを生成するかどうかを決定的に決定するにはデータが不十分です。宇宙線起源核種の記録における推定宇宙天気イベントへの影響が議論されています。GLEは、おそらく特に生産的な個々の活動領域が原因で、太陽周期の秩序のために約11年の間隔で、数十日以内にクラスター化する傾向があることがわかります。しかし、これらのタイムスケールは、連続した年にわたって複数の極端なSEPイベントを必要とする宇宙線起源核種のスパイクを説明していません。
Gaia-ESO調査：若い散開星団NGC3293の分光学的研究
| Title |
The_Gaia-ESO_survey:_A_spectroscopic_study_of_the_young_open_cluster_NGC_3293 |
| Authors |
T._Morel,_A._Blaz\`ere,_T._Semaan,_E._Gosset,_J._Zorec,_Y._Fr\'emat,_R._Blomme,_S._Daflon,_A._Lobel,_M._F._Nieva,_N._Przybilla,_M._Gebran,_A._Herrero,_L._Mahy,_W._Santos,_G._Tautvai\v{s}ien\.e,_G._Gilmore,_S._Randich,_E._J._Alfaro,_M._Bergemann,_G._Carraro,_F._Damiani,_E._Franciosini,_L._Morbidelli,_E._Pancino,_C._C._Worley,_S._Zaggia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12792 |
若い散開星団NGC3293のGaia-ESO調査によって収集されたGIRAFFEおよびUVESデータの分光分析を提示します。「大質量星のVLT-FLAMES調査」のフレームワークで取得された同じ機器からのアーカイブスペクトルも分析されます。。大気パラメータ、6つの元素の非LTE化学物質の存在量、または変動情報が、スペクトルタイプ（B1からB9.5）および回転速度（最大350km/）の観点から広範囲にわたる合計約160個のB星について報告されています。s）。マルチエポック観測を利用して、いくつかのバイナリシステムまたは本質的にラインプロファイル変数を検出します。デコンボリューションアルゴリズムは、現在の真の（デプロジェクションされた）回転速度分布を推測するために使用されます。200〜250km/s付近でピークに達する、ガウスのような広い分布が見つかります。いくつかの星は高速の尾に住んでいますが、クラスター内のほとんどの星は臨界から遠く離れて回転しているように見えます。後期B星での存在量の特異性の発生が少ないことや、表面にCNサイクル燃焼生成物を示すオブジェクトの不足など、クラスターの化学的性質について説明します。前者の結果は主に高速回転による拡散効果の抑制によって説明できるが、後者は一般に、広範囲の初期スピン速度の仮定の下での単一星進化モデルの予測と一致していると主張する。主系列進化の始まり。ただし、サンプルで最も質量の大きいオブジェクトの1つである、非常に高速で回転する2つの星の混合効率が低いという証拠がいくつか見つかりました。最後に、恒星の自転の影響に関する結果を星から星へと詳細に補正することで、約20Myrsのクラスター年齢を取得します。これは、古典的な非回転等時線に完全に依存したターンオフフィッティングからの以前の推定よりも大幅に古いものです。[要約]
化学的に特異な星V352Pegの磁場
| Title |
The_magnetic_field_of_the_chemically_peculiar_star_V352Peg |
| Authors |
L._Fr\'eour,_C._Neiner,_J._D._Landstreet,_C._P._Folsom,_G._A._Wade |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12887 |
ホットスターV352Pegの分光偏光分析を紹介します。2018年から2019年の間にCFHTでESPaDOnSを使用して星の18の分光偏光観測を取得し、2011年に取得した1つのアーカイブESPaDOnS測定でデータセットを完成させました。スペクトルの分析は、星がメインシーケンス上にあり、化学的に特異であることを示しています。これはBp星であり、鉄のピーク要素（Ti、Cr、Fe）が過剰で、HeとOが不足しています。各スペクトルの最小二乗デコンボリューションを通じて、数千のスペクトルの平均ゼーマンシグネチャと平均ラインプロファイルを抽出しました。線とV352Pegで磁場を検出しました。ストークスIおよびVプロファイルをモデル化し、斜め回転子モデルを使用して、V352Pegの幾何学的構成を決定しました。また、Zeeman-DopplerImaging（ZDI）を実行して、V352Pegの磁場とその表面化学分布のより詳細な特性評価を提供しました。主に双極子であり、主にポロイダルであり、主に非軸対称であり、双極子場の強さが$\sim$9kGで、磁場軸が回転軸にほぼ垂直であることがわかります。ストークスIプロファイルの強い変動性は、恒星表面に化学スポットが存在することも示唆しています。
太陽大気のフラクタル次元の界面領域イメージングスペクトログラフ（IRIS）観測
| Title |
Interface_Region_Imaging_Spectrograph_(IRIS)_Observations_of_the_Fractal_Dimension_in_the_Solar_Atmosphere |
| Authors |
Markus_J._Aschwanden_and_Nived_Vilangot_Nhalil |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12894 |
以前の研究では、太陽コロナで放出される波長（硬X線、軟X線、EUV波長など）でのフレアとナノフレアのフラクタル性と自己組織化臨界（SOC）について調査しましたが、ここでは衝動的な現象に焦点を当てます。$T_e\approx10^4-10^6$Kの温度範囲で{\slInterfaceRegionImagingSpectrograph（IRIS）}で観察されたように、光球と遷移領域で。次のフラクタル寸法が見つかります（増加している）順序）：$D_A=1.21\pm0.07$は光球造粒、$D_A=1.29\pm0.15$は遷移領域のプラージュ、$D_A=1.54\pm0.16$は遷移領域のサンスポット、$D_A=1.59\アクティブ領域のマグネトグラムの場合はpm0.08$、EUVナノフレアの場合は$D_A=1.56\pm0.08$、大きな太陽フレアの場合は$D_A=1.76\pm0.14$、最大のX-の場合は最大$D_A=1.89\pm0.05$クラスフレア。フラクタル次元の低い値（$1.0\lapproxD_A\lapprox1.5$）は、まばらな曲線の流れパターンの観点から解釈しますが、フラクタル次元の高い値（$1.5\lapproxD_A\lapprox2.0$）は、空間充填に近いことを示します。クロモスフィア蒸発などの輸送プロセス。太陽遷移領域の現象は、フラクタル領域$A$と（放射）エネルギー$E$のサイズ分布に基づいて、SOCモデルと一致しているように見えます。これは、$\alpha_A^{obs}=2.51\のべき法則の傾きを示しています。pm0.21$（$\alpha_A^{theo}=2.33$予測）、および$\alpha_E^{obs}=2.03\pm0.18$（$\alpha_E^{theo}=1.80$予測）。
TESS北部の連続観測帯にある周期可変A-Fスペクトル型星
| Title |
Periodic_variable_A-F_spectral_type_stars_in_the_northern_TESS_continuous_viewing_zone |
| Authors |
M._Skarka,_J._\v{Z}\'ak,_M._Fedurco,_E._Paunzen,_Z._Henzl,_M._Ma\v{s}ek,_R._Karjalainen,_J._P._Sanchez_Arias,_\'A._S\'odor,_R._F._Auer,_P._Kab\'ath,_M._Karjalainen,_J._Li\v{s}ka,_D._\v{S}tegner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12922 |
私たちの研究の目的は、TESS北部の連続観測帯にある11等より明るいA-F星の変動の信頼できる分類を提供することです。また、データの特性に関連する分類の問題や、さまざまな物理的メカニズムによって生成される同様の光度曲線の形状から生じる問題について、徹底的に議論することを目指しています。TESSの長周期および短周期の測光データと対応するフーリエ変換を使用して、星の変動タイプを分類しました。多くの例で示されている明確で簡潔な分類システムを提示します。調査した5923個の星のうち3025個（51％）に変動の明らかな兆候が見られました。これらの3025個の星のうち1813個について、分類を提供します。分類された星のうち、64.5％はGDORおよびDSCTタイプの脈動星とそれらのハイブリッドです。ロングケイデンスとショートケイデンスのPDCSAPデータは、振幅だけでなく、インストルメンタル/データ削減アーティファクトの内容も大幅に異なる可能性があるため、ロングケイデンスデータの信頼性が低下することがわかりました。安定した光度曲線と特徴的な周波数スペクトルパターンを示す新しい星のグループを特定しました（分類された星の8.5％）。Hertzsprung-Russellダイアグラムの位置によると、これらの星はGDOR星である可能性が高いですが、平均してGDORよりも約200K低く、振幅が小さく、周期が長くなっています。分光学的観測がなければ、楕円体の変動と回転の変動を明確に区別することは不可能である可能性があることを示します。また、私たちの方法論を以前の3つの研究に適用し、分類に重大な矛盾があることを発見しました。測光データのみを使用した場合、可変A-F星の分類がいかに難しいかを示します。
Polstarによる紫外線分光偏光測定：Polstarを使用した磁気圏質量損失クエンチングのテスト
| Title |
Ultraviolet_Spectropolarimetry_With_Polstar:_Using_Polstar_to_test_Magnetospheric_Mass-loss_Quenching |
| Authors |
M._E._Shultz,_R._Casini,_M._C._M._Cheung,_A._David-Uraz,_T._del_Pino_Alem\'an,_C._Erba,_C._P._Folsom,_K._Gayley,_R._Ignace,_Z._Keszthelyi,_O._Kochukhov,_Y._Naz\'e,_C._Neiner,_M._Oksala,_V._Petit,_P._A._Scowen,_N._Sudnik,_A._ud-Doula,_J._S._Vink,_G._A._Wade |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12970 |
Polstarは、NASAMIDEX宇宙望遠鏡として提案されており、近紫外線での低解像度の線形偏光測定とともに、遠紫外線での高解像度の同時フルストークス分光偏光測定を提供します。この天文台は、熱い星の磁気圏の磁気およびプラズマ特性に関する独自の情報を取得するための前例のない機能を提供します。磁気圏が角運動量を急速に排出し、それによって星をスピンダウンすると同時に正味の質量損失率を低下させるように作用するという基本的な仮説をテストするために、既知の磁気ホットスターの集団を利用する観測プログラムについて説明します。両方の効果は、磁性星と非磁性星の進化に劇的な違いをもたらすと予想されます。
HipparcosPleiades視差エラーも固有運動エラーです
ヒッパルコスカタログのプレアデス星団の平均視差は、真の値よりも約1mas大きくなっています。このエラーの原因、およびそれを修正するための可能なアルゴリズムは、Makarov（2002）によって提案されました。問題は、プレアデス星団の固有運動に対する予測された修正に焦点を当てて、より正確なガイアデータを使用して再評価されます。52の一般的な星の正確に決定された差異ガイア-ヒッパルコスは、3つのパラメーターすべての形式的な不確実性の範囲内でこれらの推定値に近く、提案された解釈が正しいことを強く示唆しています。126のベクトル球面調和関数を次数7に適合させた系統的ベクトル場を調整すると、これらの差は$（+0.39、\、-0.74）$masyr$^{-1}$になります。現在の位置天文学に対するヒッパルコスの小規模な固有運動と位置誤差の影響について簡単に説明します。
オプティカルでR136のコアを解決する
| Title |
Resolving_the_core_of_R136_in_the_optical |
| Authors |
Venu_M._Kalari,_Elliott_P._Horch,_Ricardo_Salinas,_Jorick_S._Vink,_Morten_Andersen,_Joachim_M._Bestenlehner,_and_Monica_Rubio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13078 |
大マゼラン雲のR136クラスターの最も鮮明な光学画像が表示され、既知の最も重い星であるR136a1を含む中央コアのメンバーを初めて解像することができます。これらのデータは、BVRIと同様の有効波長を持つ中帯域フィルターでジェミニスペックルイメージャーZorroを使用して取得され、30〜40masの角度分解能を実現しています。中央の$2''\times2''$内に$V<$16等の、以前に文献で知られているすべての星が回収されました。WN5hの星R136a1とa3で、視覚的なコンパニオン（$\geq$40mas;2000au）が検出されました。a1の視覚的コンパニオンの測光は、それがミッドOスペクトル型であることを示唆しています。分解されたゾロイメージングを使用した新しい測光光度に基づいて、個々のWN5h星の質量は、150〜200$M_{\odot}$と推定され、既知の最も重い星のいくつかの現在の質量を大幅に下げます。これらの質量推定値は、恒星の上部質量関数を確立するための重要なアンカーポイントです。
| Title |
3D_Hydrodynamics_of_Pre-supernova_Outbursts_in_Convective_Red_Supergiant_Envelopes |
| Authors |
Benny_T.-H._Tsang,_Daniel_Kasen,_and_Lars_Bildsten |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13090 |
爆発的な質量損失は、いくつかの巨大な星がコア崩壊超新星（CCSNe）を受ける前に、それらから観測されたエネルギッシュな爆発を引き起こす可能性があります。結果として生じる高密度の星周円盤（CSM）は、後続のSNeをタイプIInイベントとして観測する原因にもなります。これらの爆発の原因の主要な仮説は、崩壊前の数ヶ月から数年のエネルギー沈着に対する赤色超巨星（RSG）の始祖のエンベロープの応答です。この現象の初期の理論的研究は1Dに限定されており、3D対流RSG構造は対処されていません。FLASHの流体力学的機能を使用して、対流RSGエンベロープモデルを構築し、エンベロープの動的時間よりも短いタイムスケールでエンベロープ結合エネルギーよりも小さいエネルギーをその内部に蓄積することにより、3Dの結果を調査します。エンベロープの最も外側の部分のバインドを解除して、衝撃に急勾配で外向きに移動する音響パルスの1D予測を確認します。ただし、最初の2〜4km/sの対流運動は、エンベロープの深部にある高エントロピー材料に関連する固有の対流不安定性をシードし、エンベロープの深部からのガスを逃がし、放出される質量の量を最初は「静止」エンベロープ。3Dモデルは、さまざまな視線に沿って列密度が10倍変化する、豊富な密度構造を示しています。私たちの研究は、RSGエンベロープの3D対流の性質が、深部エネルギー堆積に関連する放出された質量の爆発ダイナミクス、量、および空間分布を確実に予測する能力に影響を与えることを強調しています。
準安定の偽の真空状態で生まれた宇宙は死ぬ必要はありません
私たちは、準安定の偽の真空状態で生まれた宇宙が生き残り、崩壊しないことを可能にする条件を見つけようとします。見つかった条件は、偽の真空状態の時間$t$瞬間崩壊率${\it\Gamma}（t）$とハッブルパラメータ$H（t）$に依存する不等式の形式です。量子準安定状態の崩壊率の特性が議論され、次に発見された条件の可能な解決策が分析され議論されます。考慮されたモデル内で、準安定真空状態で生まれた宇宙は、準安定偽真空状態の寿命$\tau_{0}^{F}$が次の場合、非常に遅い時間まで存続する可能性が非常に高いことが示されています。インフレプロセスが始まる時間に匹敵する（またはさらに短い）。私たちの分析は、電弱真空の不安定性が私たちの宇宙の悲劇的な運命をもたらし、その死に至る必要がないことを示しています。
Snowmass 2021きらめく泡箱：暗黒物質とCE $ \ nu$NS検出用の液体-高貴な泡箱
| Title |
Snowmass_2021_Scintillating_Bubble_Chambers:_Liquid-noble_Bubble_Chambers_for_Dark_Matter_and_CE$\nu$NS_Detection |
| Authors |
E._Alfonso-Pita,_M._Baker,_E._Behnke,_M._Bressler,_B._Broerman,_K._Clark,_J._Corbett,_C._Cripe,_M._Crisler,_C.E._Dahl,_K._Dering,_A._de_St._Croix,_D._Durnford,_K._Foy,_P._Giampa,_J._Hall,_O._Harris,_H._Hawley-Herrera,_C.M._Jackson,_Y._Ko,_N._Lamb,_M._Laurin,_I._Levine,_W.H._Lippincott,_X._Liu,_R._Neilson,_S._Pal,_M.-C._Piro,_S._Priya,_Z._Sheng,_A._Sloss,_X._Struyk,_E._V\'azquez-J\'auregui,_S._Westerdale,_T.J._Whitis,_W._Zha,_R._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12400 |
シンチレーション泡箱（SBC）コラボレーションは、低質量（GeVスケール）暗黒物質と低エネルギー（CE$\nu$NS）のコヒーレント散乱（CE$\nu$NS）を準バックグラウンドフリーで検出するための液体-高貴泡箱を開発しています。MeVスケール）ニュートリノ。この技術の最初の物理規模のデモンストレーターである、SBC-LAr10と呼ばれる10kgの液体アルゴン泡箱は、現在フェルミ研究所に委託されています。このデバイスは、100eVまでのエネルギーでの核反跳に対する過熱アルゴンのバックグラウンド識別力と感度を較正します。SNOLABでのSBCの最初の暗黒物質探索のために、放射性純粋構造に焦点を当てた2番目の機能的に同一の検出器が構築されています。この検索の予測されるスピンに依存しない感度は、1GeV$/c^2$の暗黒物質粒子質量で約$10^{-43}$cm$^2$です。液体-高貴な泡箱の拡張性とバックグラウンド識別力により、この手法は、1GeV$/c^2$粒子質量（$\sim$ton-yearが必要）での太陽ニュートリノ霧への将来の暗黒物質探索の魅力的な候補になります。太陽CE$\nu$NS信号にサブドミナントな非ニュートリノバックグラウンドでの曝露）および原子炉での高統計CE$\nu$NS研究。
周囲ガス起源の均一に磁化されたプラズマ中で伝播する超臨界衝撃波の発生に関する高出力レーザー実験
| Title |
High-power_laser_experiment_on_developing_supercritical_shock_propagating_in_homogeneously_magnetized_plasma_of_ambient_gas_origin |
| Authors |
S._Matsukiyo,_R._Yamazaki,_T._Morita,_K._Tomita,_Y._Kuramitsu,_S._J._Tanaka,_T._Takezaki,_S._Isayama,_T._Higuchi,_H._Murakami,_Y._Horie,_N._Katsuki,_R._Hatsuyama,_M._Edamoto,_H._Nishioka,_M._Takagi,_T._Kojima,_S._Tomita,_N._Ishizaka,_S._Kakuchi,_S._Sei,_K._Sugiyama,_K._Aihara,_S._Kambayashi,_M._Ota,_S._Egashira,_T._Izumi,_T._Minami,_Y._Nakagawa,_K._Sakai,_M._Iwamoto,_N._Ozaki,_Y._Sakawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12586 |
以前の実験よりも高い均一性を有する周囲ガス起源の均一に磁化されたプラズマ内を伝播する発達中の超臨界無衝突衝撃は、高出力レーザー実験を使用することによって形成される。周囲のプラズマは、レーザー照射後の早い時期に生成されたプラズマによって汚染されていません。観測された発達中の衝撃は定常的な下流構造を持っていませんが、磁化された超臨界衝撃のいくつかの特性を持っています。これは、レーザーとターゲットの相互作用の有限時間の影響を考慮した1次元の完全なパーティクルインセルシミュレーションによってサポートされます。。
三次元の水平方向に伸びた乱流対流における運動エネルギーと熱分散の逆カスケード
| Title |
Inverse_cascades_of_kinetic_energy_and_thermal_variance_in_three-dimensional_horizontally_extended_turbulent_convection |
| Authors |
Philipp_P._Vieweg,_Janet_D._Scheel,_Rodion_Stepanov,_J\"org_Schumacher |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12606 |
スペクトル空間の垂直方向に均一なモードのサブセットにおける運動エネルギーと熱分散の逆カスケードは、対流超粒子のペアへのゆっくりとした凝集を引き起こし、最終的には水平方向に伸びた3次元の乱流レイリー-B\'{e}熱流束が上部と下部に規定されている場合の対流層。垂直軸の周りの層の追加の弱い回転は、横方向のドメイン拡張よりも小さいスケールでこの凝集を停止し、逆カスケードを停止します。結果として得られる集約された対流パターンの特性長は、熱駆動に依存し、回転の強さに直線的に依存します。私たちの研究は、熱プルームによるマルチスケールエネルギー注入を受け、自然の地理に通常存在する境界熱流束によって駆動される3次元対流において、2次元乱流の場合を超えた逆エネルギーカスケードの重要性を示しています。と天体物理システム。
相対論的電磁流体力学の新しい開発
相対論的磁気流体力学（RMHD）は、重イオン衝突のクォークグルーオンプラズマから超新星、コンパクトな星、初期宇宙の物質まで、さまざまな物理システムにおける低エネルギー長波長現象の非常に有用な説明を提供します。エントロピー電流解析を用いた磁束保存の観点からのRMHDの定式化、量子電気力学に適用される非平衡統計演算子アプローチ、相対論的運動論など、RMHDの最近の理論的進歩をレビューします。RMHDの輸送係数が運動論と摂動場の量子論でどのように計算されるかについて議論します。また、パリティ奇数プラズマにおけるキラリティーの役割に特に重点を置いて、RMHDの集団モードと不安定性を調査します。また、スピン流体力学との相互作用や磁束保存を伴う新しい運動フレームワークなど、RMHDの将来の見通しについても説明します。
$ f（R、T）$重力で帯電したクォーク星
| Title |
Charged_quark_stars_in_$f(R,T)$_gravity |
| Authors |
Juan_M._Z._Pretel,_Takol_Tangphati,_Ayan_Banerjee_and_Anirudh_Pradhan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.12947 |
新しい天体物理学的観測と組み合わされた核理論の最近の進歩は、高密度物質物理学の現象に実際に適用される特定の理論モデルの必要性をもたらしました。同時に、量子色力学（QCD）は、クォーク物質などの中性子星物質の高密度での非核自由度の存在を予測します。$\mathcal{O}（m_s^4）$補正を伴う、均質で中性の3フレーバー相互作用クォーク物質で構成される閉じ込めクォーク物質モデル内で、帯電した完全流体でできたコンパクト星の構造を文脈で研究します。$f（R、T）$重力の。帯電したコンパクト星の構造を記述する微分方程式のシステムが導出され、$f（R、T）=R+2\betaT$の重力モデルに対して数値的に解かれました。簡単にするために、電荷密度はエネルギー密度に比例すると仮定します。つまり、$\rho_{\rmch}=\alpha\rho$です。物質と幾何学の結合定数$\beta$と電荷パラメータ$\alpha$は、総重力質量と星の半径に影響を与えることが示されています。
銀河間媒体における宇宙ニュートリノフラックスとスピンフレーバー振動
| Title |
Cosmic_neutrino_flux_and_spin_flavor_oscillations_in_intergalactic_medium |
| Authors |
Ashutosh_Kumar_Alok,_Neetu_Raj_Singh_Chundawat_and_Arindam_Mandal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13034 |
超高エネルギー（UHE）宇宙ニュートリノは、素粒子物理学の標準模型を超えた物理学の探求において極めて重要な役割を果たし、理想的な宇宙メッセンジャーとして機能することが期待されています。これは、現在稼働中または計画中のいくつかのニュートリノ望遠鏡のセールスポイントの典型です。UHE宇宙ニュートリノは通常、磁場を持っている銀河系外の宇宙で巨大な鱗を歩き回っています。ニュートリノが量子ループ補正のために有限の磁気モーメント（$\mu_{\nu}$）を持っている場合、これはスピンフレーバー振動を引き起こし、宇宙ニュートリノフラックスに影響を与える可能性があります。現在の制限を使用して、宇宙ニュートリノのフラックスが銀河間磁場を通過する数Mpcsの場合、$\rm\muG$からnGの範囲で半分に減少することを示します。天の川銀河内のニュートリノ源では、ステラー間の距離が不十分なため、確率を平均化する条件は不可能です。さらに、ニュートリノが目に見える宇宙のサイズを通過したとしても、現在の上限が数桁改善されれば、$\mu_{\nu}$の影響を安全に無視することができます。
中性子星のパーコレーションと共形限界に達する
| Title |
Reaching_percolation_and_conformal_limits_in_neutron_stars |
| Authors |
Micha{\l}_Marczenko,_Larry_McLerran,_Krzysztof_Redlich,_Chihiro_Sasaki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13059 |
マルチメッセンジャーの制約を満たす状態方程式のアンサンブルを生成し、中性子星（NS）内にある高密度物質の特性を統計的に決定します。音速とトレースアノマリを計算し、それらが最大質量のNSの中心で等角値に向かって駆動されることを示します。音速の局所的なピークは、QCD物質の閉じ込め解除およびパーコレーション条件と一致するエネルギーおよび粒子密度の値に位置することが示されています。また、重大な行動の可能性のある残骸との関連で、正味バリオン数密度の変動を分析します。これらの変動の分散のグローバルな最大値は、NSの内部に見られる密度を超える密度で現れることがわかります。
ミラー中性子星：重力波を通して暗黒物質を研究するためにQCDをどのように使用できるか
| Title |
Mirror_Neutron_Stars:_How_QCD_can_be_used_to_study_dark_matter_through_gravitational_waves |
| Authors |
Maur\'icio_Hippert,_Jack_Setford,_Hung_Tan,_David_Curtin,_Jacquelyn_Noronha-Hostler,_Nicol\'as_Yunes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13063 |
暗黒物質の相互作用が弱いという経験的証拠がないことを考えると、標準モデルと同じ数の粒子を持つ暗黒物質の閉じ込めなど、他の候補に目を向けることは合理的です。ツインヒッグスミラーマターは、階層性問題を解決する標準モデルよりも3〜6倍重い粒子質量を持つ標準モデルの双子であるそのようなモデルの1つです。これは一般的に、ミラー中性子星、完全にミラー核物質でできている縮退した物体を予測します。クラスト（核）からコア（相対論的平均場モデル）までの現実的な状態方程式を使用してそれらの構造を見つけ、格子QCDの結果を使用して粒子の質量をスケーリングします。ミラー中性子星には、重力波と連星パルサーを介して検出できる独自の特徴があり、暗黒物質を探査するための興味深い可能性を提供していることがわかります。
