Sherwood-Relicsシミュレーション：銀河間媒体に対する斑状の再電離と圧力平滑化の概要と影響
| Title |
The_Sherwood-Relics_simulations:_overview_and_impact_of_patchy_reionization_and_pressure_smoothing_on_the_intergalactic_medium |
| Authors |
Ewald_Puchwein,_James_S._Bolton,_Laura_C._Keating,_Margherita_Molaro,_Prakash_Gaikwad,_Girish_Kulkarni,_Martin_G._Haehnelt,_Vid_Ir\v{s}i\v{c},_Tom\'a\v{s}_\v{S}oltinsk\'y,_Matteo_Viel,_Dominique_Aubert,_George_D._Becker,_Avery_Meiksin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13098 |
水素の宇宙の再電離中およびその後の銀河間媒体（IGM）のモデリングを目的とした、大規模な宇宙論的流体力学的シミュレーションの新しいスイートであるSherwood-Relicsシミュレーションを紹介します。このスイートは、さまざまな天体物理学および宇宙論のパラメーターをカバーする200を超えるシミュレーションで構成されています。また、放射伝達効果を処理するための新しい軽量ハイブリッドスキームを使用するシミュレーションも含まれています。このスキームは、電離放射線場の空間的変動、および関連するIGMの温度と圧力の平滑化の変動に従います。これは、完全な放射流体力学シミュレーションよりも計算上はるかに安価であり、宇宙の再電離に関する観測上の制約に対して銀河形成モデルを較正するという困難な作業を回避します。このハイブリッド技術を使用して、パッチ状の宇宙の再電離によってシードされたIGMプロパティの空間変動を研究します。関連する物理的プロセスを調査し、z>4ライマンαの森への影響を評価します。私たちの主な調査結果は次のとおりです。（i）以前の研究と一致して、パッチ状の再電離は再電離の終了後も持続する大規模な温度変動を引き起こし、（ii）これらは大規模にライマンαの森のフラックスパワースペクトルを増加させ、（iii）結果局所的な再電離の赤方偏移とよく相関する空間的に変化する圧力平滑化において。（iv）光加熱によって蒸発または膨らんだ構造は、平底または二重浸漬吸収プロファイルなど、ライマンαの森に顕著な特徴を引き起こします。
ローカルグループとローカルグループのようなハローペアの再電離時間
| Title |
Reionization_time_of_the_Local_Group_and_Local-Group-like_halo_pairs |
| Authors |
Jenny_G._Sorce,_Pierre_Ocvirk,_Dominique_Aubert,_Stefan_Gottloeber,_Paul_R._Shapiro,_Taha_Dawoodbhoy,_Gustavo_Yepes,_Kyungjin_Ahn,_Ilian_T._Iliev,_Joseph_S._W._Lewis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13102 |
斑状の宇宙の再電離は、宇宙全体で電離UVバックグラウンド非同期上昇をもたらしました。後者は、現在の観測で目に見える痕跡を残している可能性があります。いくつかの数値シミュレーションベースの研究は、今日の再電離時間と過密度および物体質量との相関関係を示しています。質量を研究から取り除くために、それが唯一の重要なパラメータではないかもしれないので、この論文は天の川と同じ質量範囲内の対のハローの特性にのみ焦点を合わせています。この目的のために、それはローカル宇宙の完全に結合された放射流体力学再電離シミュレーションであるCoDaIIを使用します。このシミュレーションは、他のペアに加えて、ローカルグループを表すハローペアを保持し、同様の質量、質量比、距離分離、および分離基準を共有しますが、他の環境では、同じ質量範囲内の分離されたハローと一緒になります。対になったハローの再電離の歴史を調査すると、私たちの再電離モデルを考えると常に裏返しになっていますが、幅広い多様性が明らかになります。このモデル内では、近いペアのハローは同時に再電離する傾向がありますが、ペアになっていると、平均的な再電離が早くなることはありません。唯一の重要な傾向は、ペアのz=0での総エネルギーとそれらの平均再イオン化時間の間に見られます。最小の総エネルギー（バウンド）を持つペアは、他のペア（非バウンド）よりも最大50Myr早く再イオン化されます。とりわけ、この研究は、ローカルグループと同様のハローペアが受けたさまざまな再電離履歴を明らかにしています。ローカルグループのそれは平均的なものとはほど遠いものです。私たちのモデルでは、その再電離時間は平均で660+/-4Myrに対して〜625Myr（7.87+/-0.02に対してz〜8.25）です。
モーメント拡張を使用した前景クリーニングからのCMBBモードのバイアスの軽減
インフレーションBモード信号の測定を目的とした今後のCMB偏光実験が直面する主な課題の1つは、偏光前景の除去です。熱ダストの前景は、単一の修正された黒体としてモデル化されることがよくありますが、過度に単純化された前景モデルは、テンソル対スカラー比rの測定にバイアスをかける可能性があります。CMB偏光実験の感度が高まるにつれ、熱ダスト放出モデルは、ビーム内のダスト特性の基本的な分布について最小限の仮定を行いながら、ダストの前景の複雑さを説明する必要があります。Planckダスト温度データを使用して、視線に沿ったダスト特性の典型的な変動を推定し、単一の修正された黒体モデルが想定される場合のrのバイアスに対するこれらの変動の影響を調べます。次に、モーメント法が空間平均化の効果を捉え、粉塵放出のさまざまな可能なおもちゃモデルのテンソル対スカラー比のバイアスを低減する能力を評価します。視線に沿った温度変化による予想されるバイアスは、将来のCMB実験の目標感度と比較して重要であり、モーメント法を使用すると、バイアスを減らし、ダストの物理的パラメータの分布に光を当てることができます。。
| Title |
Constraining_resonant_dark_matter_self-interactions_with_strong_gravitational_lenses |
| Authors |
Daniel_Gilman,_Yi-Ming_Zhong,_Jo_Bovy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13111 |
四重画像化されたクエーサーの観測から自己相互作用暗黒物質（SIDM）を制約する方法を考案し、それを長距離暗黒力を持つ5つの自己相互作用ポテンシャルに適用します。準束縛状態の形成を可能にする魅力的なポテンシャルを持ついくつかのSIDMモデルを検討し、$50\\rm{km}\\rm{s^{-1未満の特定の速度に局在する断面に共鳴特徴を生じさせます。}}$。断面振幅を1桁以上増幅または抑制し、低質量暗黒物質ハローでのコア崩壊の開始を加速または遅延させ、5つの相互作用ポテンシャルのコア崩壊のタイムスケールに対する制約を導き出すこれらの共鳴を提案します。検討します。私たちのデータは、ハローコアの大部分が崩壊するシナリオを強く嫌い、30ドル未満の相対速度で100ドルを超える断面強度に対して得られた最も強い制約\\rm{cm^2}\rm{g}^{-1}$\rm{km}\\rm{s^{-1}}$。この作品は、可能なSIDM理論の広大な風景を探索するための新しい道を開きます。
標準模型を超える物理の探査：BBNとCMBからの独立した制限と組み合わせた制限
| Title |
Probing_Physics_Beyond_the_Standard_Model:_Limits_from_BBN_and_the_CMB_Independently_and_Combined |
| Authors |
Tsung-Han_Yeh,_Jessie_Shelton,_Keith_A._Olive,_and_Brian_D._Fields |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13133 |
同等のニュートリノ種の数$N_\nu$を介して定量化された、宇宙膨張率または相対論的エネルギー密度に対する新しいビッグバン元素合成（BBN）の制限を提示します。最新の軽元素観測、中性子平均寿命を使用し、核率$d+d\rightarrowHe3+n$および$d+d\rightarrowH3+p$の評価を更新します。この結果を宇宙マイクロ波背景放射（CMB）からの独立した制約と組み合わせると、宇宙元素合成の前に$N_\nu$と$\eta$を混乱させる新しい物理学に厳しい制限が生じます。共同BBN+CMB分析により$N_\nu=2.898\pm0.141$、結果として$2\sigma$で$N_\nu<3.180$になります。これらの制限は、右手のニュートリノ、ダークラディエーション、確率論的な重力波の背景など、さまざまな新しい物理シナリオに適用されます。また、$N_\nu$の潜在的な{\emの変化}および/または2つのエポック間のバリオン対光子比$\eta$の制限を検索します。現在のデータは、BBNとCMBのデカップリングの間で許可される$N_\nu$の変更に強い制約を課しています。たとえば、$\eta$と原始ヘリウムの質量分率$Y_p$が変更されていない場合、$-0.708<N_\nu^{\rmCMB}-N_\nu^{\rmBBN}<0.328$が見つかります。2つの時代の間;また、$\eta$または$（\eta、N_\nu）$で共同で許可されるバリエーションに制限を設けます。将来に目を向けると、CMBステージ4の測定値と、天文学的な\he4測定値の改善の両方から生じる、$N_\nu$の精度の低下が予測されます。CMB-S4を現在のBBNおよび軽元素の観測精度と組み合わせると、$\sigma（N_\nu）\simeq0.03$が得られることがわかります。このような将来の精度は、BBN中のCMBのニュートリノ加熱（$N_{\rmeff}-3=0.044$）の予想される効果を明らかにし、標準モデルと熱平衡にある粒子種を明らかにするレベルに近いでしょう。。
48個のSPT銀河団のコアにおけるフィードバック/冷却平衡の赤方偏移の進化：共同$ \ boldsymbol{Chandra}$-SPT-ATCA分析
| Title |
Redshift_Evolution_of_the_Feedback_/_Cooling_Equilibrium_in_the_Core_of_48_SPT_Galaxy_Clusters:_A_Joint_$\boldsymbol{Chandra}$-SPT-ATCA_analysis |
| Authors |
F._Ruppin,_M._McDonald,_J._Hlavacek-Larrondo,_M._Bayliss,_L._E._Bleem,_M._Calzadilla,_A._C._Edge,_M._D._Filipovi\'c,_B._Floyd,_G._Garmire,_G._Khullar,_K._J._Kim,_R._Kraft,_G._Mahler,_R._P._Norris,_A._O'Brien,_C._L._Reichardt,_T._Somboonpanyakul,_A._A._Stark,_N._Tothill |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13351 |
南極望遠鏡(SPT)カタログから選択された赤方偏移$0.4<z<1.3$での48の銀河団の冷却およびフィードバック特性を分析し、$z{\sim}0$で大規模でよく研究されたシステムの前駆体のように進化します。.オーストラリア望遠鏡コンパクトアレイ(ATCA)データの分析から、各クラスターの最も明るいクラスター銀河(BCG)位置での電波出力を推定します。低赤方偏移で観測された電波出力と活動銀河核(AGN)空洞出力$P_{\mathrm{cav}}$の間のスケーリング関係が赤方偏移とともに進化しないと仮定すると、予想されるAGN空洞出力を推定するためにこれらの測定値を使用します。各システムの中核。利用可能な$Chandra$X線とSPTSunyaev-Zel'dovich(SZ)データの共同分析から、各クラスターの冷却半径$L_{\mathrm{cool}}$内のX線光度を推定します。これにより、$P_{\mathrm{cav}}/L_{\mathrm{cool}}$比の赤方偏移の進化を特徴付けることができます。低赤方偏移の結果と組み合わせると、これらの制約により、9Gyrのクラスター成長にわたるフィードバック/冷却サイクルの特性の調査が可能になります。対数正規分布$\mathrm{Log}$-$\mathcal{N}(\alpha+\betaz,\sigma^2)$によってクールコアクラスターについて測定されたこの比率の赤方偏移の変化をモデル化し、平均進化の傾き$\beta=-0.05\pm0.47$.この分析により、この関係の勾配に対する制約が2倍改善されます。これらのクラスターでは、フィードバック/冷却平衡の赤方偏移の進化の証拠は見つかりません。これは、ラジオモードフィードバックの開始がクラスター形成の初期段階で発生したことを示唆しています。$P_{\mathrm{cav}}/L_{\mathrm{cool}}$の高い値は、非冷却コアクラスターのBCG位置で見つかります。これは、AGNフィードバックサイクルと冷却コア/非クールコア遷移は異なります。
初期の宇宙論的密度場におけるピークの重力崩壊からの迅速なカスプ形成
| Title |
Prompt_cusp_formation_from_the_gravitational_collapse_of_peaks_in_the_initial_cosmological_density_field |
| Authors |
Simon_D.M._White |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13565 |
衝突のない、圧力のない「塵」で満たされた宇宙の初期変動のコヒーレンススケールでの球形密度ピークの崩壊後の初期進化の分析モデルを提示します。ピークの崩壊時間$t_0$と比較して短い時間スケールでは、その内部領域は、べき乗則密度プロファイル$\rho\proptor^{-12/7}$の平衡カスプに落ち着きます。このカスプ内では、各半径での円軌道周期$P$は、囲まれた質量$M$に$P=t_0（M/M_c）^{2/3}$で関連付けられます。ここで、$M_c$は適切に定義された特性質量です。最初のピーク。このカスプを生成する緩和メカニズムは、コールドまたはウォームダークマター宇宙での最初のハロー形成の高解像度シミュレーションでアクティブなものへの洞察を与えます。実際、単純な議論は、同じべき乗則インデックス$\gamma=を示唆しています。-12/7$は、対称性の仮定とは関係なく、一般的なピークの崩壊中に形成されるプロンプトカスプを説明する必要があります。ピーク崩壊の高解像度数値シミュレーションで見つかったわずかに平坦な指数$\gamma\upperx-1.5$を説明するために追加の要因が必要かどうかを調査するには、さらに作業が必要です。
| Title |
DEMNUni:_comparing_nonlinear_power_spectra_prescriptions_in_the_presence_of_massive_neutrinos_and_dynamical_dark_energy |
| Authors |
G._Parimbelli,_C._Carbone,_J._Bel,_B._Bose,_M._Calabrese,_E._Carella,_M._Zennaro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13677 |
大規模な宇宙論的$N$体シミュレーションに対して、大量のニュートリノと動的暗黒エネルギーの存在下で非線形物質パワースペクトルをモデル化するためのさまざまな処方の正確な比較を提供します。現在最も広く使用されているアプローチをテストします：フィッティング関数（HALOFITおよびHMcode）、ハローモデル反応（ReACT）およびエミュレーター（baccoemuおよびEuclidEmulator2）。赤方偏移$z\leq2$とスケール$k\lesssim1\h/$Mpc（シミュレーションの質量分解能が$\sim1\％$の精度を提供する場合）に焦点を当てると、HMcodeとReACTがHALOFITの処方よりも大幅に改善されていることがわかります。スミスと高橋（両方とも鳥の修正と組み合わせて）、考慮されたすべての宇宙論的シナリオについて2\％の全体的な一致。エミュレーターに関しては、特に低赤方偏移で、EuclidEmulator2が動的暗黒エネルギーと質量のないニュートリノのシナリオで$\lesssim1\％$レベルでシミュレートされたスペクトルと著しく一致し、$\sim2\％$の最大差に達することがわかります。$z=2$で。baccoemuは、いくつかの暗黒エネルギーモデルを除いて、EuclidEmulator2と同様の動作をします。巨大なニュートリノを伴う宇宙論では、$z=0$で、すべての非線形処方は、質量のないニュートリノの場合に関する一致を改善します。ただし、BirdモデルとTakaBirdモデルは、$w_0$-$w_a$に合わせて調整されていません。モデル。$z>0$では、おそらくより高い赤方偏移でのニュートリノのフリーストリーミングの影響が少ないために、大量のニュートリノを含めた場合に同様の改善は見られません。むしろ$z=2$で、EuclidEmulator2はいくつかのダークエネルギーEoSの$2\％$合意を超えています。特定の宇宙モデルで計算された物質パワースペクトルとその$\Lambda$CDMの対応物との比率を検討する場合、テストされたすべての処方箋は、$z$に応じて、サブパーセントまたはパーセントレベルでシミュレーションデータと一致します。[要約]
速度論的に結合された真髄の分析：現象学と観察テスト
| Title |
Dissecting_kinetically_coupled_quintessence:_phenomenology_and_observational_tests |
| Authors |
Elsa_M._Teixeira,_Bruno_J._Barros,_Vasco_M._C._Ferreira,_Noemi_Frusciante |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13682 |
スカラー場の運動項がべき乗則相互作用を介して暗黒物質に結合することを可能にする相互作用する暗黒エネルギーモデルを調査します。このモデルは、偶然の一致の問題を軽減するために非常に重要な初期のスケーリングソリューションと、それに続く加速膨張の期間を特徴としています。バックグラウンドの進化と線形スカラー摂動の現象論について議論し、宇宙マイクロ波背景放射の暗いセクターでの結合、レンズポテンシャルの自己相関、および物質パワースペクトルの測定可能なシグネチャを特定します。また、宇宙マイクロ波背景放射、偏光とレンズ効果、バリオン音響振動、超新星のデータを使用して、パラメータ推定分析を実行します。パラメータ$\alpha$によって調整される、暗いセクター間の結合の強さは、$10^{-4}$のオーダーに制約されていることがわかります。モデル選択分析では、$\Lambda$CDMとKineticモデルの間の統計的優先度は明らかになりません。
拡張された原始ブラックホールの質量はスパイクで機能します
| Title |
Extended_primordial_black_hole_mass_functions_with_a_spike |
| Authors |
Juan_Maga\~na,_Marco_San_Mart\'in,_Joaqu\'in_Sureda,_Marcelo_E._Rubio,_Ignacio_J._Araya,_Nelson_D._Padilla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13689 |
原始ブラックホール(PBH)の一般的な質量関数を導出することを目的としたPress-Schechter形式の修正を紹介します。この場合、超スローロールインフレーションモデルに典型的な単色スパイクを含む原始パワースペクトル(PPS)から開始します。PBHの形成は、青色のインデックスを持つPPSに由来する線形エネルギー密度の変動に加えて、スパイクの振幅に関連していると考えられます。対数正規関数でスパイクをモデル化することにより、結果として得られる質量関数スパイクの特性を調べ、これらを基になる拡張質量分布と比較します。スパイクが拡張分布の指数カットオフよりもはるかに低いPBH質量にある場合、スパイク内のPBHによって保持される質量密度はほとんどなく、パワースペクトルと結果として得られる質量関数の間にはほとんど統計的関係がありません。代わりに、スパイクの質量がカットオフ質量と同等またはそれより大きい場合、接続は強く、延長部分と同様の質量密度を保持できます。このような特定の質量関数には、特に安定したPBH遺物が考慮される場合、多数の小さなPBHも含まれます。単色質量関数に対するPBHの暗黒物質の割合に対する制約は、基礎となる追加の拡張された質量分布が存在する場合、幾分緩和されます。
4 つの若いミニ海王星からの大気の脱出の検出
| Title |
Detection_of_Atmospheric_Escape_from_Four_Young_Mini_Neptunes |
| Authors |
Michael_Zhang,_Heather_A._Knutson,_Fei_Dai,_Lile_Wang,_George_R._Ricker,_Richard_P._Schwarz,_Christopher_Mann,_Karen_Collins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13099 |
Keck/NIRSPECを使用して、近くのK矮星を周回する若い（$<$1Gyr）の短期ミニネプチューンのサンプルを調査し、準安定ヘリウムラインを介した質量損失を測定します。最初のサンプルでは、4つのターゲットすべてからヘリウムの吸収を検出します。TOI560b付近の最初の検出は、前の論文で発表されました。TOI1430.01、2076b、およびTOI1683.01周辺の3つの追加検出を発表しました。4つの惑星すべてが、0.7〜1.0％の平均輸送中過剰吸収を示しています。ただし、流出は運動学的特性が異なります。TOI1430bは入口前の吸収を示しますが、TOI2076bの流出は非常に光学的に厚く、出口後の吸収が顕著です。4つの惑星すべてについて、測定されたヘリウム吸収信号の幅は、光蒸発流出の予想と一致しています（10〜30km/s、5000〜10,000K）。熱速度とバルク流出速度以外の広がりメカニズムが重要でない限り、我々の観測は、はるかに遅い（1〜3km/s）流出を予測するコア駆動の質量損失モデルを嫌います。等温パーカー風モデルと桁違いの方法の両方を利用して、質量損失のタイムスケールを推定し、各惑星について数百Myrの$\sim$を取得します。これらの惑星のすべてではないにしても、多くが水素に富むエンベロープを失い、スーパーアースになると結論付けています。私たちの結果は、太陽のような星を周回するほとんどのミニネプチューンが原始的な大気を持っていること、そして光蒸発がこれらの大気を取り除き、これらの惑星をスーパーアースに変えるための効率的なメカニズムであることを示しています。
穀物が成長する惑星形成地域における化学進化
| Title |
Chemical_evolution_in_planet-forming_regions_with_growing_grains |
| Authors |
Christian_Eistrup,_L._Ilsedore_Cleeves_and_Sebastiaan_Krijt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13158 |
[要約]惑星とその大気は、原始惑星系円盤のガスと固体物質から作られています。この固体材料は、惑星形成の過程で、ディスク内でより小さなミクロンサイズの粒子からより大きなサイズに成長します。私たちの目標は、時間依存の粒子成長といくつかの一定の粒子サイズの両方を想定して、さまざまなサイズの粒子上の揮発性氷の組成進化をモデル化することです。最先端のウォルシュ化学反応速度論コードは、化学進化のモデル化に利用されます。このコードは、時間の経過とともに変化するソリッドのサイズを考慮してアップグレードされています。化学進化は、原始惑星系円盤のミッドプレーンで最大10Myrの4つの異なる半径で局所的にモデル化されます。進化は、5つの異なる一定の粒子サイズと、ディスクミッドプレーンに適した粒子成長モデルに従って粒子サイズが時間とともに変化する1つのモデルに対してモデル化されます。局所的な粒子成長は、総粒子質量の保存と球状粒子の仮定により、氷相反応に利用できる総粒子表面積を減少させるように作用します。これは、0.1$\mu$mの従来の粒子サイズの選択による化学的シナリオと比較してこれらの反応効率を低下させます。粒子成長に伴うモデル化された化学進化は、H$_{2}$O氷の存在量の増加につながります。内側のディスクの炭素の場合、粒子の成長により、COガスが支配的なキャリアとしてCO$_{2}$氷を追い越し、外側のディスクでは、CH$_{4}$の氷が支配的なキャリアになります。全体として、粒子進化モデルから採用された一定の粒子サイズは、粒子サイズが進化する化学進化と比較した場合、ほぼ同じ化学進化をもたらします。したがって、0.1$\mu$mより大きいとはいえ、一定の粒子サイズを選択することは、化学進化に対する粒子成長の影響を概算するときに適切な単純化である可能性があります。
有機種のコマ形成に関する調査
コメットは、アルコール、アルデヒド、酸、炭素鎖、ジオール、N含有有機物のホルムアミド、アセトニトリル、シアノアセチレン、イミン、単純なアミノ酸のグリシンなどの複雑な有機分子の豊富な貯蔵庫です。彗星のコマで同定されたすべての分子が、彗星の核内の凍った氷に由来することはまだ証明されていません。中程度から高い活動を示す彗星は、活性気相昏睡化学によって分子が形成するのに十分な昏睡密度に達する可能性があります。多流体化学流体力学モデルと更新された化学ネットワークを使用して、4つのオールト雲彗星、すなわちC/1996B2（百武彗星）、C/2012F6（レモン）の彗星コマで発生する気相化学の影響を研究しました。、C/2013R1（ラブジョイ）、およびC/2014Q2（ラブジョイ）。これらの彗星は複雑な有機物がかなり豊富で、中程度から高い活動を示します。多数のCHO分子、N含有分子、および最も単純なアミノ酸のグリシンの形成を研究しました。新しい経路を組み込むことにより、HCOOH、HCOOCH$_3$、CH$_3$CHO、CH$_3$CN、CH$_3$COOH、HC$_3$N、HC$_5$N、およびNH$_2$CHOを増やすことができます。これは、少なくとも部分的に総生産率を占める可能性があります。ただし、C$_2$H$_5$OH、（CH$_2$OH）$_2$、CH$_2$OHCHO、および最も単純なアミノ酸のグリシンの生成率は、ほとんどの彗星で低くなっています。したがって、それらの形成には、ほとんど表面化学のみが必要です。また、初期の彗星の存在量、反応物の相対的な存在量、反応種の温度などの要因が、コマのさまざまな領域での分子種の形成に大きく影響することもわかりました。
巨大惑星IIの存在下での微惑星ダイナミクス：惑星の質量と離心率への依存
| Title |
Planetesimal_Dynamics_in_the_Presence_of_a_Giant_Planet_II:_Dependence_on_Planet_Mass_and_Eccentricity |
| Authors |
Kangrou_Guo,_Eiichiro_Kokubo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13347 |
原始惑星系円盤に初期形成された巨大惑星の存在は、他の惑星胚の成長にさまざまな影響を与えています。惑星からの重力摂動は、平均運動共鳴における微惑星の相対速度を非常に高い値に増加させ、それらの場所での降着を妨げる可能性があります。ただし、ガス抵抗は、同じサイズの微惑星の軌道近心を特定のディスク位置に合わせて、同様のサイズの微惑星の動的に静かで「降着しやすい」場所にすることもできます。木星のような惑星が外部微惑星円盤に及ぼす影響を調査した前回の論文に続いて、惑星のパラメーターを変化させることにより、発見を太陽系外惑星系に一般化します。特に、微惑星の相対速度の既存の惑星の質量と離心率への依存性に焦点を当てています。等質量粒子の速度分散は、惑星質量の増加とともに単調に増加することがわかりました。一方、異なる質量の微惑星間の相対速度の質量比への依存性は、惑星の質量が増加するにつれて弱くなります。相対速度は一般に惑星の離心率の増加に伴って増加しますが、質量の小さい粒子の速度分散($m\lesssim10^{18}~\rm{g}$)は、ガスとの結合が強いため、惑星の離心率とはほとんど無関係です。.微惑星のサイズが小さくなると、より広い範囲のパラメーター(惑星の質量/離心率、微惑星の質量比)で侵食限界が満たされることがわかります。私たちの結果は、土星のコアの形成や、複数の低温巨大惑星を含む系外惑星系の構造に関する手がかりを提供する可能性があります。
2020年の観測キャンペーン中の金星のデイサイドディスクの反射率：結果と将来の展望
| Title |
Reflectivity_of_Venus'_dayside_disk_during_the_2020_observation_campaign:_outcomes_and_future_perspectives |
| Authors |
Yeon_Joo_Lee,_Antonio_Garc\'ia_Mu\~noz,_Atsushi_Yamazaki,_Eric_Qu\'emerais,_Stefano_Mottola,_Stephan_Hellmich,_Thomas_Granzer,_Gilles_Bergond,_Martin_Roth,_Eulalia_Gallego-Cano,_Jean-Yves_Chaufray,_Rozenn_Robidel,_Go_Murakami,_Kei_Masunaga,_Murat_Kaplan,_Orhan_Erece,_Ricardo_Hueso,_Petr_Kab\'ath,_Magdal\'ena_\v{S}pokov\'a,_Agust\'in_S\'anchez-Lavega,_Myung-Jin_Kim,_Valeria_Mangano,_Kandis-Lea_Jessup,_Thomas_Widemann,_Ko-ichiro_Sugiyama,_Shigeto_Watanabe,_Manabu_Yamada,_Takehiko_Satoh,_Masato_Nakamura,_Masataka_Imai,_and_Juan_Cabrera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13495 |
2020年8月と9月に、金星の円盤の明るさを広範囲の波長で測定する独自の金星観測キャンペーンを実施しました。キャンペーンの主な目的は、雲の中の未知の吸収体の吸収特性を調査することです。二次的な目標は、ディスクの平均SO$_2$ガス存在量を抽出することです。その吸収スペクトルの特徴は、紫外線（UV）波長で未知の吸収体の吸収スペクトルの特徴と絡み合っています。このキャンペーンには、52〜1700nmの波長範囲をカバーする、合計3つの宇宙船と6つの地上望遠鏡が参加しました。観測データを注意深く評価した後、4つの施設で取得されたデータセットに焦点を当てました。283〜800nmの波長にわたる金星ディスクの反射スペクトルを分析することにより、主な目標を達成しました。350〜450nmの範囲にかなりの吸収があり、未知の吸収体によって対応する光学的厚さを取得しました。結果は、2007年のMESSENGERによる金星フライバイ中の低緯度での相対光学的厚さの一貫した波長依存性を示しています（P\'erez-Hoyosetal.2018）。これは、ディスク全体の反射率が低いことによって支配されているために予想されました。緯度。最後に、この最初のキャンペーンで得られた経験を要約します。これにより、将来のキャンペーンで2番目の目標を達成できるはずです。
KeckSpecを使用した25個のJWST太陽系外惑星ホスト星の化学的存在量
| Title |
Chemical_Abundances_for_25_JWST_Exoplanet_Host_Stars_with_KeckSpec |
| Authors |
Alex_S._Polanski,_Ian_J.M._Crossfield,_Andrew_W._Howard,_Howard_Isaacson,_Malena_Rice |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13662 |
データ駆動型機械学習ツールを使用して、$T_{\text{eff}}$、$\log{（g）}$、$v\sin{（i）}$、および15個の元素の元素存在量を報告します（C、N、O、Na、Mg、Al、Si、Ca、Ti、V、Cr、Mn、Fe、Ni、Y）JWSTの観測の最初の年の対象となる25個の外惑星ホスト星のサンプル。これらの星の化学的多様性は、それらのコンパニオン惑星の多くが太陽と同様の化学的性質を持つ円盤に形成されたかもしれないが、いくつかのJWSTターゲットはおそらく異なる円盤組成を経験したことを示しています。このサンプルは、Keck/HIRESスペクトルから導出された$\sim$4,500FGK星の均一な存在量を報告する今後のより大きなカタログの一部です。
1秒未満の国際LOFAR望遠鏡観測による輝度温度による活動銀河核の特定
| Title |
Identifying_active_galactic_nuclei_via_brightness_temperature_with_sub-arcsecond_International_LOFAR_Telescope_observations |
| Authors |
Leah_K._Morabito,_F._Sweijen,_J._F._Radcliffe,_P.N._Best,_Rohit_Kondapally,_Marco_Bondi,_Matteo_Bonato,_K._J._Duncan,_Isabella_Prandoni,_T._W._Shimwell,_W._L._Williams,_R.J._van_Weeren,_J._E._Conway,_G._Calistro_Rivera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13096 |
活動銀河核(AGN)を特定し、銀河のエネルギー収支への寄与を分離することは、AGNとそのホスト銀河の共進化を研究するために重要です。GHz周波数での高解像度電波観測からの輝度温度($T_b$)測定値は、AGNを識別するために広く使用されています。ここでは、ロックマンホールフィールドで$T_b$を使用してAGNを識別するために、国際LOFAR望遠鏡を使用した144MHzでの新しいサブアーク秒イメージングを使用して調査します。補助データを使用して940のAGN識別を検証し、ソースの83%がSEDフィッティングおよび/または測光識別からのAGN分類を持っていることを発見し、160の新しいAGN識別が得られました。多波長分類を考慮すると、輝度温度基準は、電波過剰のソースの半分以上、電波の静かなAGNとして分類されるソースの32%、星形成銀河として分類されるソースの20%を選択します。赤外線カラー-カラープロットと、6秒角のLOFARマップのピーク輝度に基づいて検出されると予想されるものとの比較は、低フラックス密度での星形成銀河と星源には、星形成とAGN活動が混在していることを示しています。星形成とAGNからの電波放射を、有意な電波過剰のない未解決の$T_b$識別AGNに分離し、AGNが電波光度の$0.49\pm0.16$を構成することを発見しました。全体として、非電波過剰AGNは、AGNと銀河の共進化にさまざまな経路を提供できる、さまざまな異なる電波放出メカニズムを持つ証拠を示しています。低周波数での輝度温度を使用したAGN識別のこの検証により、補助データが不十分なAGNサンプルを安全に選択する可能性が開かれます。
ガイアeDR3とハッブル宇宙望遠鏡の固有運動による大マゼラン雲球状星団システムの運動学的構造
| Title |
Kinematic_Structure_of_the_Large_Magellanic_Cloud_Globular_Cluster_System_from_Gaia_eDR3_and_Hubble_Space_Telescope_Proper_Motions |
| Authors |
Paul_Bennet,_Mayte_Alfaro-Cuello,_Andr\'es_del_Pino,_Laura_L._Watkins,_Roeland_P._van_der_Marel,_Sangmo_Tony_Sohn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13100 |
複数の独立した分析手法を使用して、ガイアeDR3およびハッブル宇宙望遠鏡のデータから31個のLMCGCのバルク固有運動（PM）を決定しました。距離、視線速度、および既存のバルクPMの文献値と組み合わせて、32クラスターの完全な6D位相空間情報を抽出し、LMCGCシステムの運動学を詳細に調べることができます。高速がLMCシステムの長期メンバーではないことを示唆する2つのGC（NGC2159およびNGC2210）を除いて、データは恒星円盤のように回転する平坦化された構成と一致しています。一次元の速度分散は30km/sのオーダーであり、LMCディスクの古い星の種族のそれと似ています。天の川の円盤クラスターの場合と同様に、速度異方性は、分散が方位角方向で最小になるようなものです。ただし、距離の不確実性のため、代替異方性を除外することはできません。データは、単一の多次元ガウス速度分布と一致しています。LMCディスクの非衝突性を考えると、これは、すべてではないにしても、ほとんどのLMCGCが、年齢と金属量の大幅な広がりにもかかわらず、恒星ディスク内の単一の形成メカニズムによって形成されていることを示唆しています。付着したハローGCの個体数は、天の川に比べてLMCに存在しないか、はるかに少ないです。
GLASS-JWSTからの初期の結果。 V：$ z>7$での銀河の最初のレストフレームの光学サイズと光度の関係
| Title |
Early_results_from_GLASS-JWST._V:_the_first_rest-frame_optical_size-luminosity_relation_of_galaxies_at_$z>7$ |
| Authors |
Lilan_Yang,_T._Morishita,_N._Leethochawalit,_M._Castellano,_A._Calabro,_T._Treu,_A._Bonchi,_A._Fontana,_C._Mason,_E._Merlin,_D._Paris,_M._Trenti,_G._Roberts-Borsani,_M._Bradac,_E._Vanzella,_B._Vulcani,_D._Marchesini,_X._Ding,_Themiya_Nanayakkara,_Simon_Birrer,_K._Glazebrook,_T._Jones,_K._Boyett,_P._Santini,_Victoria_Strait,_Xin_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13101 |
GLASSジェイムウェッブ宇宙望遠鏡早期放出科学（GLASS-JWST-ERS）プログラムによって取得されたNIRCamイメージングデータを使用して、$z>7$での銀河の最初の静止フレームの光学サイズと光度の関係を提示し、最も深い銀河系外を提供しますERSキャンペーンのデータ。私たちのサンプルは、測光的に選択された21個の明るい銀河で構成され、$7<z<9$では$m_\text{F444W}\leq27.8$、$z\sim9-15$では$m_\text{F444W}<28.2$です。銀河のサイズを静止系光学($\sim4800\,{\rm\AA}$)から紫外線(UV;$\sim1600\,{\rm\AA})までの5つのバンドで測定します。$)S\'ersicモデルに基づいて、サイズと光度の関係を波長の関数として分析します。注目すべきことに、NIRCamイメージングのデータ品質は、$z>7$で$\sim100\,pc$まで半光半径$r_e$をプローブするのに十分です。サンプルサイズと大きさの範囲が限られているため、最初に、HSTサンプルを使用して、レストフレームUVでより大きなサンプルで観察された傾きに傾きを修正します。基準光度$M=-21$でのメジアンサイズ$r_0$は、レストフレーム光学$370\pm50\,pc$からUV$230\pm50\,pc$までわずかに減少します。次に、サイズと光度の関係を再調整して、勾配を変化させます。勾配は、$\beta=0.51\pm0.13$のわずかに急な勾配が見られるF150Wを除くすべてのバンドで$\beta\sim0.2$と一致しています。急なUV勾配は、主に最小かつ最も暗い銀河によって駆動されます。より大きなサンプルで確認された場合、レンズ研究で示唆されているように、UVサイズと光度の関係がかすかな端に向かって壊れていることを意味します。
GLASS-JWSTからの初期の結果。 IV: NIRISS による低質量 $z\sim3$ 銀河の空間分解金属量
| Title |
Early_results_from_GLASS-JWST._IV:_Spatially_resolved_metallicity_in_a_low-mass_$z\sim3$_galaxy_with_NIRISS |
| Authors |
Xin_Wang,_Tucker_Jones,_Benedetta_Vulcani,_Tommaso_Treu,_Takahiro_Morishita,_Guido_Roberts-Borsani,_Matthew_A._Malkan,_Alaina_Henry,_Gabriel_Brammer,_Victoria_Strait,_Maru\v{s}a_Brada\v{c},_Kristan_Boyett,_Antonello_Calabr\`o,_Marco_Castellano,_Adriano_Fontana,_Karl_Glazebrook,_Patrick_L._Kelly,_Nicha_Leethochawalit,_Danilo_Marchesini,_P._Santini,_M._Trenti,_Lilan_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13113 |
ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）で測定された遠方銀河の最初の気相金属量マップを報告します。GLASSEarlyReleaseScienceプログラムによって取得されたNIRISSスリットレス分光法を使用して、Abell2744銀河団の背後にある$z=3.06$の重力レンズ銀河のレストフレーム光学星雲輝線を空間的に分解します。この銀河（GLASS-Zgrad1と呼ばれる）は、恒星の質量$\sim10^9M_\odot$、瞬間的な星形成率$\sim30$$M_\odot$/年（両方ともレンズ倍率で補正）、および全体的な金属量の3分の1を持っています太陽。その輝線マップ（[OIII]、H$\beta$、H$\gamma$、[OII]）から、確立されたフォワードモデリングベイズ推定法を使用して気相金属量の空間分布を導き出します。JWST/NIRISSの絶妙な解像度と感度をレンズ倍率と組み合わせることで、この$z\sim3$矮小銀河を$\gtrsim$50の解像度の要素で、これまで不可能だった十分な信号で解像することができます。GLASS-Zgrad1の半径方向の金属量勾配が強く反転している（つまり正である）ことがわかります：$\Delta\log（{\rmO/H}）/\Deltar$=$0.165\pm0.023$$\mathrm{dex〜kpc^{-1}}$、これらの赤方偏移でフラットまたは負の勾配を一般的に予測する最近の宇宙論的流体力学シミュレーションとはまったく対照的です。これらの最初の結果は、宇宙星形成のピークエポック（$z\gtrsim2$）内外の低質量銀河の質量集合と化学的濃縮を解決するためのJWST広視野スリットレス分光モードの力を示しています。これらの赤方偏移で大衆$\lesssim10^9〜M_\odot$に到達することは、銀河フィードバックの影響を抑制するために特に価値があり、JWSTの新機能でのみ可能です。
大マゼラン雲の星団とその周辺領域の金属性と年齢
| Title |
Metallicities_and_ages_for_star_clusters_and_their_surrounding_fields_in_the_Large_Magellanic_Cloud |
| Authors |
W._Narloch,_G._Pietrzy\'nski,_W._Gieren,_A._E._Piatti,_P._Karczmarek,_M._G\'orski,_D._Graczyk,_R._Smolec,_G._Hajdu,_K._Suchomska,_B._Zgirski,_P._Wielg\'orski,_B._Pilecki,_M._Taormina,_M._Ka{\l}uszy\'nski,_W._Pych,_G._Rojas_Garc\'ia,_M._O._Lewis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13153 |
大マゼラン雲（LMC）の147個の星団を調べて、それらの平均金属量と年齢、および周囲の80個のフィールドの平均金属量を決定します。LMC内のクラスターの年齢-金属量関係（AMR）を構築します。この目的のために、4.1mのSOAR望遠鏡でSOIカメラを使用して取得したStr\"omgren測光を使用しました。110個の星団の平均金属量と年齢を見つけました。残りの37個については、年齢の推定のみを提供します。私たちの知識では、サンプルからの29クラスターについては、初めて金属量と年齢の両方を提供しますが、66クラスターについては、金属量の最初の決定を提供し、43クラスターについては、年齢の最初の推定を提供します。また、クラスターの周りの80のフィールドから星の平均金属量を計算しました。古い、金属の少ない星団はLMCバー領域の内外で発生しますが、中年のクラスターはほとんどバーの外側にあります。星の大部分バー領域には1Gyr未満の星団があり、AMRとLMC化学濃縮の理論モデル、および文献のクラスターのAMRとの間に良好な一致が見られます。次に、26個の星団を利用しました。ケフェイド変光星をホストし、年齢決定手順の正しさの独立したチェックとしてそれらを使用したサンプル。Cepheidsの期間と年齢の関係を使用して、特定のクラスターの平均年齢を計算し、等時性フィッティングから得られた年齢と比較しました。特に追加の物理的プロセス（回転など）を考慮したモデルでは、これらの年齢の間で良好な一致が見られます。また、LMCと小マゼラン雲（SMC）のAMRを均一に比較し、これら2つの銀河間の以前の相互作用の可能性を示していることに注意してください。
局所銀河におけるダスト粒子サイズの進化：観測とシミュレーションの比較
| Title |
Dust_grain_size_evolution_in_local_galaxies:_a_comparison_between_observations_and_simulations |
| Authors |
M._Relano,_I._De_Looze,_A._Saintonge,_K.-C._Hou,_L._Romano,_K._Nagamine,_H._Hirashita,_S._Aoyama,_I._Lamperti,_U._Lisenfeld,_M._Smith,_J._Chastenet,_T._Xiao,_Y._Gao,_M._Sargent,_S._A._van_der_Giessen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13196 |
塵の粒子サイズ分布の進化は、星間物質で塵が進化するすべてのチャネルを考慮に入れて、宇宙論的流体力学シミュレーションで非常に詳細に近年研究されてきました。総ダスト質量だけでなく、小ダスト粒子と大ダスト粒子の間の相対質量分率（DS/DL）を導出するために、局所宇宙で観測された銀河の大規模なサンプルのスペクトルエネルギー分布の体系的な分析を提示します。シミュレーションは、塵の質量が過大評価される傾向がある高恒星の質量レジームを除いて、観測をかなりよく再現します。銀河の約45％がシミュレーションの期待と一致するDS/DLを示しているのに対し、高いDS/DL（log（DS/DL）〜-0.5）を示し、シミュレーションでの予測。高分子ガスの質量分率と金属量もあるこれらの銀河にとって、凝固はダストの進化に影響を与える重要なメカニズムではありません。拡散を含めて、高密度領域からそれらが容易に粉砕されることができるより拡散した媒体に大きな粒子を輸送することは、これらの銀河で観察された高いDS/DL値を説明するでしょう。この研究では、ダストのライフサイクルにおけるさまざまなメカニズムの相対的な重要性を研究するために、小粒子と大粒子の質量比の使用を強化します。詳細なフィードバック処方と高密度相のより現実的なサブグリッドモデルを使用した多相流体力学シミュレーションは、観測によって追跡されたダスト粒子サイズ分布の進化を再現するのに役立つ可能性があります。
大マゼラン雲円盤の外側の恒星ワープの形状
ワープは、銀河の恒星またはガス状の円盤の垂直方向の歪みです。ワープの形成について提案されたシナリオの1つは、銀河間の潮汐相互作用を含みます。最近の研究では、大マゼラン雲（LMC）の南西（SW）円盤の外側領域に恒星のゆがみが確認され、LMCと小マゼラン雲（SMC）の間の潮汐相互作用が原因である可能性が示唆されました。）。データの空間的範囲が限られているため、著者は、北東（NE）領域でこのワープに対応するものを調査できませんでした。これは、外側のLMCワープの全体的な形状、性質、および起源を理解するために不可欠です。この研究では、マゼラン系全体をカバーするガイア初期データリリース3（EDR3）のレッドクランプ星のデータを使用して、LMCディスクの構造を研究します。NE外側LMCディスクで、SW外側ワープと同じ方向にディスク面からずれているが振幅が小さいワープを検出しました。これは、外側のLMCディスクに非対称の恒星ワープがあることを示唆しています。これはU字型のワープである可能性があります。私たちの結果は、LMC-SMC相互作用の歴史の理解を向上させることを目的としたマゼランシステムの理論モデルに観測上の制約を提供します。
GaiaおよびLAMOST調査からのPerseus分子雲内の分散YSO
| Title |
Distributed_YSOs_in_the_Perseus_Molecular_Cloud_from_the_Gaia_and_LAMOST_Surveys |
| Authors |
Xiao-Long_Wang,_Min_Fang,_Yu_Gao,_Hong-Xin_Zhang,_Gregory_J._Herczeg,_Hong-Jun_Ma,_En_Chen,_Xing-Yu_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13368 |
星形成イベントを完全に理解するには、星形成領域で光学的に見える若い集団を特定することが不可欠です。この論文では、ガイア天文学に基づいて、ペルセウス分子雲の211の候補メンバーを特定します。LAMOSTスペクトルを使用して、これらの候補のうち51が新しいメンバーであることを確認し、既知のメンバーの合計人口調査を856にします。新しく確認されたメンバーは、以前の既知のメンバーよりも消滅していません。更新された国勢調査では、2つの新しい恒星の集合体が特定されています。更新されたメンバーリストを使用して、西から東への$\rm4.84\;pc\;deg^{-1}$の統計的に有意な距離勾配を取得します。距離と消光補正された色-大きさの図は、NGC1333がIC348と残りの雲の領域よりもかなり若いことを示しています。NGC1333のディスクの割合は他の場所よりも高く、最年少の年齢と一致しています。ペルセウス分子雲の星形成シナリオが調査され、分散した集団のバルク運動は、雲がペルタウシェルによって一掃されていることと一致しています。
三百シミュレーションにおける銀河ペア：観測ペア発見技術の性能に関する研究
| Title |
Galaxy_pairs_in_The_Three_Hundred_simulations:_a_study_on_the_performance_of_observational_pair-finding_techniques |
| Authors |
Ana_Contreras-Santos,_Alexander_Knebe,_Weiguang_Cui,_Roan_Haggar,_Frazer_Pearce,_Meghan_Gray,_Marco_De_Petris_and_Gustavo_Yepes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13451 |
銀河の相互作用と合併を理解する方法として、銀河の密接なペアが文献で広く研究されてきました。観測では、それらは通常、空と視線に沿った速度で最大の分離を設定し、これらの範囲内の銀河を見つけることによって定義されます。ただし、空を観察する場合、物理的な距離が近くないスプリアスペアを作成することにより、投影効果が結果に影響を与える可能性があります。この作業では、これらの観測手法を模倣して、銀河団の300のシミュレーションでペアを見つけます。銀河の3D座標は2Dに投影され、視線速度にはハッブル流が含まれています。見つかったペアは、3D分離が2D空間制限内にあるかどうかに応じて、「良好」または「不良」に分類されます。良好なペアの割合は、観測で使用されるしきい値に応じて30〜60パーセントになる可能性があることがわかります。ペアメンバー銀河間の観測可能な特性の比率を調べると、特定のペアの質量比がそれぞれ0.2未満の場合、ペアが「良好」である可能性がそれぞれ約40、20、および30パーセント増加する可能性があることがわかります。0.8を超える金属比、または0.8未満の色比。さらに、形状と恒星とハロの質量比がそれぞれ0.4と0.2未満の場合、尤度が50〜100パーセント増加する可能性があります。これらの結果は、これらの特性を使用して、銀河団とその環境の観測で良いペアを見つける可能性を高めることができることを示唆しています。
GLASS-JWSTからの初期の結果。 VI：NIRISSワイドフィールドスリットレス分光法で検出された極端な静止光学等価幅
| Title |
Early_results_from_GLASS-JWST._VI:_Extreme_rest-optical_equivalent_widths_detected_in_NIRISS_Wide_Field_Slitless_Spectroscopy |
| Authors |
K._Boyett,_S._Mascia,_L._Pentericci,_N._Leethochawalit,_M._Trenti,_G._Brammer,_G._Roberts-Borsani,_V._Strait,_T._Treu,_M._Bradac,_K._Glazebrook,_A._Acebron,_P._Bergamini,_A._Calabro`,_M._Castellano,_A._Fontana,_C._Grillo,_A._Henry,_T._Jones,_D._Marchesini,_C._Mason,_A._Mercurio,_T._Morishita,_T._Nanayakkara,_P._Rosati,_C._Scarlata,_E._Vanzella,_B._Vulcani,_X._Wang,_C._Willott |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13459 |
ワイドフィールドスリットレス分光法（WFSS）は、ターゲットの事前選択を必要とせずに、星形成銀河（SFG）の強い線の放出を検出するための強力なツールを提供します。GLASS-JWST-ERSプログラムの一環として、NIRISSの近赤外波長機能（$1-2.2\mu$m）を利用して、$\rm{z}\sim3.4$までの静止光輝線を観測します。深さまで、かつてないほど高い空間分解能で（H$\alpha$からz<2.4;[OIII]+H$\beta$からz<3.4）。この手紙では、Abell2744ハッブルフロンティアフィールドの76$1<\rm{z}<3.4$SFGのサンプルのレストフレーム[OIII]$\lambda5007$等価幅（EW）分布を制約し、存在量の割合を決定します。サンプルのEW$>750$Aの極端な輝線銀河の数は$12\％$です。測定されたH$\beta$と[OIII]$\lambda5007$EWの間の強い相関関係を決定し、高い[OIII]$\lambda5007$EWオブジェクトが、必要な高エネルギー光子を生成するために若い星の種族の巨大な星を必要とすることをサポートします。酸素を二重にイオン化します。ハッブル宇宙望遠鏡を使った以前のWFSS研究よりも、近赤外線で最大2等暗い天体のスペクトルを抽出しました。したがって、この作業は、混雑したクラスター環境で高品質のWFSSデータセットを提供するJWST/NIRISSの可能性を明確に強調しています。
アクションスペースでの潮流の安定性について
| Title |
On_the_stability_of_tidal_streams_in_action_space |
| Authors |
Arpit_Arora,_Robyn_E._Sanderson,_Nondh_Panithanpaisal,_Andrew_Wetzel,_Nicol\'as_Garavito-Camargo,_Emily_C._Cunningham |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13481 |
ガイア時代では、従来の静的なパラメータ化されたモデルでは、複雑で動的に進化する天の川（MW）の質量分布を説明するには不十分であることがますます明らかになっています。この作業では、宇宙論的バリオンシミュレーションのFIRE-2スイートからシミュレートされたMW質量銀河の重力ポテンシャルのさまざまな時間進化および時間に依存しない表現を比較します。これらのポテンシャルを使用して、7Gyr前から現在までの各スナップショットで、さまざまな合併履歴を持つ3つの銀河の周りの潮流中の星の粒子の作用を計算します。カルバック・ライブラー発散を使用して、各モデルによって保持されるアクション空間のコヒーレンスを決定し、アクションのクラスタリングの程度と、時間の経過に伴うクラスターの相対的な安定性を測定します。すべてのモデルが、重要な合併なしにシミュレーション用のクラスター化されたアクションスペースを生成することがわかります。ただし、モデルに存在しない大規模な（落下前の質量比が1：8よりも類似している）相互作用銀河は、相互作用によって最も影響を受ける星の軌道の特性が誤っている結果になります。アクションスペースクラスターの位置（つまり、ストリームスターの軌道）は、時間進化モデルによってのみ保持されますが、時間に依存しないモデルは、たとえ0.5〜1Gyr前であっても、かなりの量の情報を失う可能性があります。システムは重要な合併を受けていません。私たちの結果は、固定ポテンシャルを使用したMWのストリーム軌道の逆積分は、過去に0.5Gyrより長く積分された場合、誤った結果をもたらす可能性が高いことを意味します。
EAGLEシミュレーションにおける静止銀河と星形成銀河の基本平面の共通の起源
| Title |
A_common_origin_for_the_Fundamental_Plane_of_quiescent_and_star-forming_galaxies_in_the_EAGLE_simulations |
| Authors |
Anna_de_Graaff,_Marijn_Franx,_Eric_F._Bell,_Rachel_Bezanson,_Matthieu_Schaller,_Joop_Schaye,_Arjen_van_der_Wel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13491 |
EAGLE宇宙論シミュレーションを使用して、銀河のサイズ、質量、速度分散の間の緊密な関係である$z=0.1$の基本平面（FP）の包括的かつ体系的な分析を実行します。最初に、有効半径内の総質量と速度分散（ランダム運動と回転運動の両方を含む）を測定して、シミュレートされた銀河がビリアル関係（$<10\％$偏差）に非常に近い総質量FPに従うことを示します。非ホモロジーの効果が弱いこと。代わりに恒星の質量を使用すると、暗黒物質の含有量の変動によって引き起こされるビリアル平面からの強い偏差が見つかります。暗黒物質の割合は、サイズと恒星の質量の滑らかな関数であり、それによって、散乱を実質的に増加させることなく、恒星の質量FPの係数を設定します。したがって、星形成銀河と静止銀河の両方が同じFPに従い、散乱は等しく低くなります（0.02dex）。可変恒星初期質量関数（IMF）を使用したシミュレーションを使用して、IMFの変動がこのFPに適度な追加の影響を与えることを示します。さらに、サイズと空間的に統合された速度分散の光度加重模擬観測を使用すると、推定されるFPはわずかに変化します。ただし、速度分散の光度の重み付けと視線投影、および半光半径での測定の不確実性のために、散乱は大幅に増加します。重要なのは、シミュレートされたFPと観測値の間に有意差が見られることです。これは、恒星の質量分布の体系的な違いを反映している可能性があります。したがって、恒星質量FPは、シミュレーションデータの後処理を最小限に抑えて、宇宙論的シミュレーションの簡単なテストを提供することをお勧めします。
GLASS-JWSTからの初期の結果。 XII：再イオン化の時代における銀河の形態Y
| Title |
Early_Results_From_GLASS-JWST._XII:_The_Morphology_of_Galaxies_at_the_Epoch_of_ReionizationY |
| Authors |
T.Treu,_A.Calabro,_M.Castellano,_N.Leethochawalit,_E.Merlin,_A.Fontana,_L.Yang,_T.Morishita,_M.Trenti,_A.Dressler,_C.Mason,_D.Paris,_L.Pentericci,_G.Roberts-Borsani,_B.Vulcani,_K.Boyett,_M.Bradac,_K.Glazebrook,_T.Jones,_D.Marchesini,_S.Mascia,_T.Nanayakkara,_P.Santini,_V.Strait,_E.Vanzella,_X.Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13527 |
星形成銀河は、星形成と塵の減衰の不均一性を反映して、残りのフレームの遠紫外線と光学の間に強い形態学的な違いを示す可能性があります。深く高解像度のNIRCAM7バンド観測を利用して、再電離の時代（$z>7$）の銀河の形態と、ライマン$\alpha$間の残りのフレームの波長範囲の変化を最初に調べます。および6000-4000\AA、$z=7-12$。ハッブル宇宙望遠鏡から学んだことを覆すような、波長による形態の劇的な変化は見られません。標準的な定量的形態統計を使用しても、形態と波長の間に有意な傾向は検出されません。4/21銀河での合併/相互作用の兆候を検出します。私たちの結果は、ライマンブレーク銀河（宇宙がわずか400〜800ミリ秒のときに観測された）が、星形成の塊と相互作用の降着によって補完された急速な銀河スケールの星形成の組み合わせによって成長しているシナリオと一致しています。
バースト指標の固有の散乱からの銀河星形成確率の改善された測定
| Title |
Improved_Measurements_of_Galaxy_Star_Formation_Stochasticity_from_the_Intrinsic_Scatter_of_Burst_Indicators |
| Authors |
Adam_Broussard,_Eric_Gawiser,_and_Kartheik_Iyer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13620 |
短時間スケールの星形成の変動（つまり、「バースト性」）の測定は、星形成のフィードバックメカニズムと銀河内の星の種族の集合を理解するために不可欠です。Broussardらの研究を拡張します。（2019）$Q_{sg}=\mathrm{E（B-V）_{stars}}/\mathrm{E（B-V）_{gas}}の変動を説明する銀河星形成バースト性の新しい分析を導入することによって$分布、主要な交絡因子。MOSFIREDeepEvolutionField（MOSDEF）調査のBalmerデクリメントを使用して、$Q_{sg}$を測定します。これを使用して、SantaCruzSemi-AnalyticModelsおよび3D-HST、Fiberに基づくMufasa宇宙論的流体力学シミュレーションから模擬カタログを作成します。マルチオブジェクトスペクトログラフ（FMOS）-H$\alpha$検出を備えたCOSMOSおよびMOSDEF銀河。模擬カタログの結果は、バーストインジケーター$\eta=\log_{10}（\mathrm{SFR_{H\alpha}/SFR_{NUV}}）$を使用した観測値と、$\の標準偏差で比較されます。バースト性を示すeta$分布。模擬と観測された$\eta$分布形状の間にまともな一致が見られます。ただし、FMOS-COSMOSおよびMOSDEFモックは、観測値と比較して、体系的に低い中央値を示し、$\eta$に分散しています。この作業は、$\eta$の固有の散乱、測定の不確かさによって追加された散乱、および観測された散乱の間の関係を分析的に導出する新しいアプローチも示し、$0.06-0.16$dexの固有のバースト性測定をもたらします。
GLASS-JWSTからの初期の結果。 IX：NIRISSによる$ z>2$での低質量静止銀河の最初の分光学的確認
| Title |
Early_results_from_GLASS-JWST._IX:_First_spectroscopic_confirmation_of_low-mass_quiescent_galaxies_at_$z>2$_with_NIRISS |
| Authors |
Danilo_Marchesini,_Gabriel_Brammer,_Takahiro_Morishita,_Pietro_Bergamini,_Xin_Wang,_Marusa_Bradac,_Guido_Roberts-Borsani,_Victoria_Strait,_Tommaso_Treu,_Adriano_Fontana,_Tucker_Jones,_Paola_Santini,_Benedetta_Vulcani,_Ana_Acebron,_Antonello_Calabr\`o,_Marco_Castellano,_Karl_Glazebrook,_Claudio_Grillo,_Amata_Mercurio,_Themiya_Nanayakkara,_Piero_Rosati,_Chanita_Tubthong,_Eros_Vanzella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13625 |
受動銀河がどのように形成されるか、そして長い時間スケールで星形成を妨げる物理的メカニズムは、銀河の進化を理解する上で最も顕著な問題のいくつかです。宇宙論的時間にわたる静止銀河の特性は、消光メカニズムを特定するための重要な情報を提供します。受動銀河は確認され、$z\sim4$まで研究されていますが、これらの研究はすべて大規模なシステムに限定されています（主に$\log{（M_{\rmstar}/M_{\odot}）}>10.8$）。GLASSJWSTERSプログラムからのJamesWebbSpaceTelescope（JWST）NIRISSグリズムスリットレス分光データを使用して、$z_{\rmspec}=2.650^{+0.004}_{-0.006}$で2つの静止銀河の分光学的確認を提示します。$z_{\rmspec}=2.433^{+0.032}_{-0.016}$（3$\sigma$エラー）、恒星の質量は$\log{（M_{\rmstar}/M_{\odot}）}=10.53^{+0.18}_{-0.06}$および$\log{（M_{\rmstar}/M_{\odot}）}=9.93^{+0.06}_{-0.07}$（それぞれ$\mu=2.0$および$\mu=2.1$の拡大率）。後者は、宇宙の正午に低質量の静止銀河が存在することの最初の分光学的確認を表しており、この謎めいた集団を識別して特徴づけるJWSTの力を示しています。
多波長の観点から見た高光度赤外線銀河におけるAGNの役割
銀河合体は、銀河がガスと物質をそれらの核に向かって効果的に漏斗し、中央のスターバーストと超大質量ブラックホールの降着に燃料を供給するためのメカニズムを提供します。次に、活動銀河は銀河規模の流出を引き起こし、その後、ホスト銀河の進化に影響を与えます。超大質量ブラックホールに関連するこの変換プロセスの詳細は、部分的にはほこりが赤くなった合併ホストで一般的に見られる中央の不明瞭さのため、またプロセスが可能である近くの宇宙に比較的少ない実験室があるため、あいまいなままです深く研究した。このレビューは、電磁スペクトル内のさまざまな窓から見た、局所的な高光度赤外線銀河に超大質量ブラックホールを蓄積する役割に関する文献の現状を強調しています。具体的には、活動銀河の多波長シグネチャー、それに関連する摂食およびフィードバックプロセス、および観測の観点から銀河の進化のための近くの相互作用銀河系に見られる複数の超大質量ブラックホールの影響について説明します。低赤方偏移と高赤方偏移の銀河合体における活動銀河のトピックが、今後10年間で比類のない分解能と感度を備えた次世代の観測施設の出現からどのように恩恵を受けるかについての将来の見通しで締めくくります。
JWST による $z>8$ での ISM への最初の洞察: 高い [O III]$\mathbf{\lambda 4363}$/[O
III]$\mathbf{\lambda 5007}$ の物理的影響の可能性
| Title |
First_Insights_into_the_ISM_at_$z>8$_with_JWST:_Possible_Physical_Implications_of_a_High_[O_III]$\mathbf{\lambda_4363}$/[O_III]$\mathbf{\lambda_5007}$ |
| Authors |
Harley_Katz,_Aayush_Saxena,_Alex_J._Cameron,_Stefano_Carniani,_Andrew_J._Bunker,_Santiago_Arribas,_Rachana_Bhatawdekar,_Rebecca_A._A._Bowler,_Kristan_N._K._Boyett,_Giovanni_Cresci,_Emma_Curtis-Lake,_Francesco_D'Eugenio,_Nimisha_Kumari,_Tobias_J._Looser,_Hannah_Ubler,_Chris_Willott,_Joris_Witstok |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13693 |
$z>7.5$で分光的に確認された3つの銀河の静止フレームの輝線比の詳細な分析を示します。銀河は、\emph{ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡}（\emph{JWST}）早期放出観測フィールドSMACSJ0723.3$-$7327で特定されました。これらの銀河のバルマー線比と酸素線比をさまざまな低赤方偏移の「アナログ」集団（グリーンピース、ブルーベリーなど）と定量的に比較することにより、3つの銀河すべての線比の多様性を捉えた単一のアナログ集団がないことを示します。$z>7.5$。$z=7.67$のS06355と$z=7.66$のS10612は、地元のグリーンピースとブルーベリーに似ていることがわかります。対照的に、$z=8.50$のS04590は、他の2つの銀河とは大きく異なり、ほとんどがローカル宇宙の非常に低金属量のシステムに似ています。おそらく、S04590で最も印象的なスペクトルの特徴は、[O{\smallIII}]\、$\lambda4363$/[O{\smallIII}]\、$\lambda5007$の比率（RO3）が$0.047$（またはダスト補正時は$0.059$）、非常に高い電子温度、$>3\times10^4$〜K、またはガス密度$>10^4\{\rmcm^{-3}}$のいずれかを意味します。観測された線比は、この銀河がAGNをホストする可能性が低いことを示しています。光イオン化モデリングを使用して、若い低金属量の星の種族に加えて、高質量X線連星または高宇宙線背景を含めることで、一貫性を保ちながら、観測された高RO3を説明するために必要な追加の加熱を提供できることを示します。他の観測された線比。私たちのモデルは、非常に高い赤方偏移での光イオン化と加熱の主要な発生源を正確に特徴づける最初のステップを表しており、再電離の時代を深く調査するにつれて非熱プロセスが重要になる可能性があることを示しています。
Mrk 876の硬X線広帯域分光法：そのスペクトルの特徴
NuSTARミッションの開始以来、硬X線範囲は前例のない感度でカバーされています。この範囲は、活動銀河核（AGN）から生じる反射の特徴をエンコードします。特に、降着円盤からの一次放射の反射は、回転する超大質量ブラックホール（SMBH）によるカー解法によって記述される一般相対性理論の発現の特徴を持っています。Mrk876の広帯域解析の結果を示します。スペクトルは、10keVを超えるエネルギーでのコンプトンハンプの特徴と、約6keVのエネルギーでの広がりと歪んだ過剰を示しています。このスペクトル超過は、モンテカルロシミュレーションによるトレイル後の確率である99.71％（〜3sigma）で統計的に有意であると確立します。スペクトル適合の結果とスペクトルの特徴の重要性に基づいて、相対論的反射モデルは遠方反射シナリオよりも好まれます。〜6keVの過剰は複雑な形状をしており、自己無撞着なX線反射モデルを通じてコンプトンのこぶとともに回復しようとします。これにより、a<0.85のブラックホールスピンの上限を推測できますが、降着円盤の傾斜角はi=32.84（+12.22\-8.99）度になります。これは、以前の独立した測定との誤差の範囲内で一致しています。（i=15.4（+12.1/-6.8）度）。ほとんどのスピン測定は高いスピン値に偏っていますが、Mrk〜876（2.4x10^8Msun<M<1.3x10^9Msun）のブラックホール質量は、適度にスピンするSMBHが予想される範囲にあります。さらに、12のチャンドラ観測の分析は、40％の振幅を持つMrk876のX線変動を初めて明らかにしました。
ハイブリッドHe-CO白色矮星によるCO白色矮星の破壊からのカルシウムに富む超新星の起源
| Title |
The_origins_of_Calcium-rich_supernovae_from_disruptions_of_CO_white-dwarfs_by_hybrid_He-CO_white-dwarfs |
| Authors |
Yossef_Zenati,_Hagai_B._Perets,_Luc_Dessart,_Wynn_V._Jacobson-Gal'an,_Silvia_Toonen,_Armin_Rest |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13110 |
カルシウムが豊富な（SN2005Eのような）爆発は非常に弱い（典型的な-15.5、I型超新星（SNe）は強いCa線を示し、主に古い恒星環境で観察されます。そのようなSNeのいくつかのモデルが調査され、議論されましたが、Caに富むSNeの観測された特性、それらの速度、およびホスト銀河分布を一貫して再現することができました。ここでは、ハイブリッドヘリウム-CO（合併中のHeCO）WDは、そのようなSNeの起源と特性を説明することができます。HeCO-COWD-WD合併の詳細な多次元流体力学的熱核（FLASH）シミュレーションモデルを利用して、そのような爆発を特徴付けます。CO物質をHeCO-WDに加えると、Heシェルが加熱され、最終的には「弱い」爆発と放出が発生し、COを離れながら、エネルギー以下の$\sim10^{49}$ergCaリッチSNが生成されます。HeCO-WDのコアは、熱い残骸の白色矮星として無傷であり、おそらく発生しますそれが冷えるにつれてX線放射に。このような爆発の詳細な光度曲線とスペクトルをモデル化して、Ia/cCaに富むSNeの観測との優れた一致を見つけます。これらのモデルでは、Heの大部分が燃焼し、Ia/cCaに富むSNeを生成しますが、Heの濃縮レベルが高いと、IbCaに富むSNeも説明できる可能性があります。これにより、Caリッチの起源について実行可能で一貫性のあるモデルを提供します。これらの発見は、銀河と銀河団ガスの化学進化におけるCaリッチの役割と、${}^{44}から生成された陽電子に由来する銀河で観測された511kev信号へのそれらの寄与に新たな光を当てることができます。\textrm{Ti}$崩壊。最後に、このようなSNeの起源は、SN前駆体としてのHeCOWDの重要な役割と、通常のIa型SNeを含む他の熱核SNeの前駆体としての潜在的な役割を示しています。
高速電波バーストの発生源
繰り返される、そして明らかに繰り返されない高速電波バーストは、異なるクラスのソースによって生成される異なるクラスのイベントです。会議の議事録に関しては、この論文はその分割の証拠をレビューし、次にソースの各クラスの統計と可能なモデルについて議論します：FRBを繰り返すためのブラックホール降着円盤と明らかに繰り返されないFRBのための超磁化中性子星（SGR）。
「EHTデータのイメージング再分析」へのコメント
2022年6月14日、EHTコラボレーション（以下、EHTC）は、「EHTデータの再分析のイメージング」というタイトルのWebページ（https://eventhorizontelescope.org/blog/imaging-reanalyses-eht-data）を作成しました。AstrophysicalJournalに掲載された最近のMiyoshietal.2022にコメントしました。EHTCのコメントを調査したところ、EHTCによって提起された5つのポイントはすべて、主観的で根拠のない主張であることがわかりました。したがって、それらはEHTCの結果の正確さを証明しません。根拠のない主張のコレクションではなく、科学的議論に基づいた議論をEHTCが発表することを心から願っています。
REXCESSで最強のクールコア：RXCJ2014.8-2430にX線キャビティがありません
| Title |
The_strongest_cool_core_in_REXCESS:_Missing_X-ray_cavities_in_RXC_J2014.8-2430 |
| Authors |
Tony_Mroczkowski,_Megan_Donahue,_Joshiwa_van_Marrewijk,_Tracy_E._Clarke,_Aaron_Hoffer,_Huib_Intema,_Luca_Di_Mascolo,_Gerg\"o_Popping,_Gabriel_W._Pratt,_Ming_Sun,_Mark_Voit |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13359 |
代表的な$XMM-Newton$ClusterStructureSurvey(REXCESS)で最も極端なクールコアクラスターであるRXCJ2014.8-2430の多波長研究を提示します。、AtacamaLargeMillimeter/submillimeterArray(ALMA)、VeryLargeArray(VLA)、GiantMetrewaveRadioTelescope(GMRT)の観測。活動銀河核(AGN)からのフィードバックは、冷却流が抑制される主要なメカニズムであると考えられていますが、驚くべきことに、$Chandra$画像観測では、クラスター内媒体で予想される両側のX線空洞が明らかになりません(ICM)強力な電波源をホストする非常にクールなコアの。検出されないX線空洞に関連するラジオバブルの存在に関する制限について説明します。我々は、最も明るい銀河団銀河における重要なX線AGNに上限を設定し、X線のピークが中央の電波源からオフセットされていることを示します。これは、電子の老化を示す急峻な低周波電波スペクトルを示します。SOARデータは、拡張された輝かしい輝線源を明らかにします。BCGの狭帯域H$\alpha$イメージングから、中央のH$\alpha$ピークは電波観測と一致していますが、X線ピークからオフセットされており、このクラスターで以前に見つかったスロッシングと一致しています。アルマ望遠鏡の観測により、拡張されたH$\alpha$放射を追跡する分子ガスの大きな貯留層が明らかになりました。電波源とX線ガス内のその空洞が視線に沿ってほぼ整列しているか、スロッシングによって引き起こされたラム圧がそれに供給している冷たい分子ガスを大幅に置き換え、おそらくAGNフィードバックサイクルを先取りしていると結論付けます。H$\alpha$、CO(1-0)、電波連続体、および恒星の放射ピークが同じ場所にあり、それらが無傷の低温コアに近接していることを考えると、予想どおり、コア近くのスロッシングは亜音速である可能性が高いと主張します。X線で見られます。
中性子星のコアgモードに対する温度の影響
中性子星は、高密度で物質の特性を研究するためのユニークな物理実験室を提供します。浮力によって駆動される高密度物質の組成、すなわちgモード振動の診断を研究します。これらの振動は、潮汐力によって励起され、重力波に結合する可能性があります。冷中性子星物質のgモードスペクトルの以前の結果を、Raithel、「OzelandPsaltis」によって最近提案された有限温度効果のパラメーター化を使用して、中性子星合体で達成されると予想される温度に拡張します。正準質量中性子星のgモード（$\upperx$1.4$M_{\odot}$）は高温で抑制され、コア$g$モードは最も質量の大きい（$\geq$2$M_{\）でのみサポートされます。odot}$）の熱い中性子星。
強くレンズ化された一時的なソース：レビュー
過去数十年は、2つの主要なターゲットである重力レンズの進歩を目撃してきました：星と銀河（活動銀河核を持つ）。成功は、検出と監視を比較的容易にするこれらの光源の継続的な発光に部分的に起因しています。さまざまな電磁波および重力波帯で進行中および今後の大規模施設/調査が実行されると、時間領域調査の時代は、たとえば、すべてのタイプの超新星、ガンマ線バーストなど、強くレンズ化された爆発的な過渡イベントの継続的な検出を保証します。すべての帯域で残光、高速電波バースト、さらには重力波。レンズ付きトランジェントは、宇宙の研究において従来のターゲットに比べて多くの利点があり、拡大効果は、高赤方偏移でのトランジェント自体を理解するのに役立ちます。この総説では、最近の文献の成果に基づいて、さまざまな種類のレンズ付き過渡信号を検索する方法、検出に関する最新の結果、および基礎物理学、天体物理学、宇宙論におけるそれらの応用について要約します。同時に、この分野への参入に関心のある読者を支援する可能性のある、この新たな研究の方向性についての補足的なコメントと展望を示します。
ガンマ線パルサーハローの特徴HESSJ1831$-$ 098
ガンマ線パルサーハローは、銀河の局所領域での宇宙線伝搬とパルサー風星雲からの電子注入の理想的な指標です。HESS〜J1831$-$098は、両方のH.E.S.S.によって観測されたパルサーハローの候補です。およびHAWC実験。H.E.S.S.のフラックスマップを採用銀河面調査とH.E.S.S.のスペクトル測定および\textit{Fermi}-LATでHESS〜J1831$-$098を学習します。HESS〜J1831$-$098は、パルサーハローのすべての基準を満たしていることがわかります。ハロー内の拡散係数とパルサースピンダウンエネルギーから電子エネルギーへの変換効率は、どちらも標準的なパルサーハローであるゲミンガハローに似ています。注入スペクトルは、指数関数的にカットオフされたべき乗則によって十分に説明できます。ただし、拡散係数が空間的および時間的に独立している場合、必要なべき乗則の項は$p\lesssim1$では非常に困難です。低速拡散環境の考えられる起源を考慮して、2ゾーン拡散モデルと時間遅延低速拡散モデルを採用します。どちらのモデルもH.E.S.Sを解釈できます。および\textit{Fermi}-より穏やかな$p$でのLATの結果。変更された注入時間プロファイルは、同様の効果をもたらす可能性があります。
質量が$0.97M_ {\ rmTOV}$を超える中性子星におけるクォーク物質のもっともらしい存在
| Title |
Plausible_presence_of_quark_matter_in_neutron_stars_with_masses_above_$0.97M_{\rm_TOV}$ |
| Authors |
Ming-Zhe_Han,_Yong-Jia_Huang,_Shao-Peng_Tang,_and_Yi-Zhong_Fan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13613 |
中性子星（NS）にクォーク物質のコアがあるかどうかは基本的な問題です。NSの増加するマルチメッセンジャーデータセットは、そのような魅力的な可能性を調べる貴重な機会を提供します。ここでは、GW170817、PSRJ0030+0451、およびPSRJ0740+6620のデータを考慮に入れて、単層フィードフォワードニューラルネットワークを介してNS状態方程式（EOS）のベイズノンパラメトリック推論を実行します。それぞれ低エネルギー密度と非常に高いエネルギー密度でのカイラル有効理論（$\chi$EFT）と摂動量子色力学（pQCD）からの最新の制約。重力質量が約$0.97M_を超える非常に大規模なNSの場合、かなりのクォーク物質コア（$\geq10^{-3}M_\odot$）がもっともらしい（$\geq90\％$確率）ことがわかります。{\rmTOV}$、ここで$M_{\rmTOV}$は、回転しないコールドNSの最大重力質量であり、同時に$2.18^{+0.27}_{-0.13}M_\odot$（$90\％$の信頼性）。クォーク物質コアの平均密度は、ホストNSの平均密度の2.2$倍であることがわかります。最も重いNSでもクォーク物質のコアを予測しない後部EOSの数パーセントは、比較的低密度で音速が急速に上昇することを特徴としています。また、$M\approxM_{\rmTOV}$を使用すると、NSの中心密度の近くで音速がゼロに近くなる可能性があるため、最も質量の大きい中心にのみ強い一次相転移が存在することがわかります。NS。
100mエフェルスベルグ電波望遠鏡を用いたFRB 20180916Bの高周波研究
| Title |
High_frequency_study_of_FRB_20180916B_using_the_100-m_Effelsberg_radio_telescope |
| Authors |
S._Bethapudi,_L._G._Spitler,_R._A._Main,_D._Z._Li,_R._S._Wharton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13669 |
FRB20180916Bは、16。33日の活動期間を持つ繰り返しの高速電波バースト（FRB）です。$\sim150-1400$MHzの範囲の以前の観測では、アクティビティウィンドウは周波数に依存し、後でより低い周波数のバーストが発生することがわかりました。この作業では、4$-$8GHzで100mのエフェルスベルク電波望遠鏡を使用して、このFRBからのバーストの最高周波数検出を提示します。2つの観測キャンペーンの結果を示します。活動期間全体にわたって最初のキャンペーンを実行しましたが、検出されませんでした。2番目のキャンペーンは、色度のモデリングから予測した4$-$8GHzのアクティブウィンドウで行われ、8つのバースト検出が行われました。バーストは、CHIMEによって見られる活動ピークの3。6日前の1.35日のウィンドウで検出されました。これは、色度がより高い周波数に及ぶことを示唆しています。検出されたバーストは、より低い周波数と比較して、より狭い時間幅とより大きなスペクトル幅を持っています。それらのすべては、フラットな偏光位置角スイープと高い偏光率を持っています。バーストはまた、$f^{3.90\pm0.05}$スケーリングに続いて、天の川による回折シンチレーションを示し、時間とともに大幅に変化します。周波数スケール全体のバーストレートは$f^{-2.6\pm0.2}$であることがわかります。最後に、ソースモデルへの周波数依存性の影響を調べます。
結合エネルギー評価プラットフォーム：天体化学コミュニティの量子化学結合エネルギー分布のデータベース
| Title |
Binding_Energy_Evaluation_Platform:_A_database_of_quantum_chemical_binding_energy_distributions_for_the_astrochemical_community |
| Authors |
Giulia_M._Bovolenta,_Stefan_Vogt-Geisse,_Stefano_Bovino,_Tommaso_Grassi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13095 |
宇宙化学モデルの品質は、氷粒マントルの表面の結合部位の形態学的およびエネルギー的多様性を考慮した信頼できる結合エネルギー（BE）値に大きく依存しています。ここでは、結合エネルギー評価プラットフォーム（BEEP）と、量子化学法を使用して、アモルファス固体水（ASW）表面モデルに結合した分子の完全なBE分布を生成するデータベースを紹介します。BEEPは高度に自動化されており、一連の水クラスター上の結合部位をサンプリングし、正確なBEを計算することができます。私たちのプロトコルを使用して、それぞれ22分子の15〜18個の水クラスターのアモルファス化されたセット上の星間分子とラジカルの21個のBE分布を計算しました。分布には、225〜250の固有の結合部位が含まれています。ガウスフィットを適用し、各分布の平均と標準偏差を報告します。既存の実験結果と比較すると、低カバレッジと高カバレッジの実験BEは、それぞれ分布の高BEテールと平均値とよく一致していることがわかります。以前に報告された単一のBEの理論値は、場合によっては大きな違いが認められる場合でも、おおむね私たちの値と一致しています。さまざまなBE値の使用が、原始惑星系円盤の雪線の計算など、天体物理学の一般的な問題にどのように影響するかを示します。BEEPは公開され、コミュニティの取り組みでデータベースを他の分子や氷のモデルに拡張できるようになります。
非ポアソン テンプレート フィッティングの予想される動作の特徴付け
| Title |
Characterizing_the_Expected_Behavior_of_Non-Poissonian_Template_Fitting |
| Authors |
Luis_Gabriel_C._Bariuan_and_Tracy_R._Slatyer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13097 |
非ポアソンテンプレートフィッティング（NPTF）の統計的動作の体系的な調査を実行しました。これは、一般的なカウントデータセット内の未解決のポイントソースを分析および特性評価するために設計された方法です。この論文では、Fermi-LATガンマ線データセットの特性と特性に焦点を当てます。特に、露出、角度分解能、ピクセルサイズ、エネルギーウィンドウ、イベント選択、および光源の明るさのさまざまな条件下で、ガンマ線スカイマップをシミュレートおよび分析しました。これらの条件が、点源の存在に対するNPTFの感度にどのように影響するか、銀河中心の過剰内の点源の銀河内研究、および等方性放射の単純化されたケースについて説明します。現在のFermi-LATデータで利用可能な範囲内で、これらの選択肢を変更することで感度が大幅に向上する機会は見つかりません。等方性放射と完全な角度分解能の場合の点源に対するNPTF感度の分析的推定を提供し、その場合の数値結果との良好な一致を見つけます。
可視光と赤外線のフォトンカウンティングイメージングパラダイムは、これらの波長の単一光子によって運ばれる非常に小さなエネルギーに由来します。通常、光子を検出するために光電効果が使用されます。光子を単一の電子に変換するため、電子機器の読み出しノイズのために検出が非常に困難になります。これを克服するには、信号を増幅して読み出しノイズ（いわゆるゲインまたは増幅検出器で使用）より大きくするか、標準のイメージセンサーで読み出しノイズを下げるかの2つの戦略があります。長い間、増幅された検出器だけがいくつかの光子計数を行うことができました。1972年にボクセンバーグと彼の共同研究者によって開発された可視光での最初のフォトンカウンティングシステム以来、世界中の多くのグループがフォトンカウンティング技術を改善してきました。2000年代の可視光では、EMCCD（電子増倍電荷結合デバイス）により、従来のイメージインテンシファイアフォトンカウンティングシステムをソリッドステートデバイスに置き換えることができ、QEが大幅に向上しました。しかし、EMCCDにはいくつかの問題があり、その中で最も重要なのは、ピクセルあたりの複数の光子の場合に正確な入射光子数を知ることを妨げる過剰雑音指数です。赤外線では、HgCdTe材料（電子開始アバランシェフォトダイオード）で作られたe-APDセンサーとカメラが開発されるまで、EMCCDに相当するものはありませんでした。低温で1に近い過剰雑音指数があるため、これらのデバイスではフォトンカウントが可能ですが、赤外線でのみ可能です。過剰な雑音指数があると、複数の光子のカウント（量子イメージング）ができなくなり、唯一の解決策は読み出しノイズを下げることであることを示します。
| Title |
Review_of_Radio_Frequency_Interference_and_Potential_Impacts_on_the_CMB-S4_Cosmic_Microwave_Background_Survey |
| Authors |
Darcy_R._Barron,_Amy_N._Bender,_Ian_E._Birdwell,_John_E._Carlstrom,_Jacques_Delabrouille,_Sam_Guns,_John_Kovac,_Charles_R._Lawrence,_Scott_Paine,_Nathan_Whitehorn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13204 |
CMB-S4は、宇宙マイクロ波背景放射を前例のない精度でマッピングすると同時に、ミリ波の時間領域の空を調査して、宇宙論と宇宙の理解を深めます。CMB-S4は、チリの南極とアタカマ砂漠の2つの場所から観測します。小口径と大口径の望遠鏡と数十万の偏光に敏感な検出器の組み合わせは、20〜300GHzのいくつかの周波数帯域で観測し、前例のない感度で空の50％以上を分単位の解像度で測量します。CMB-S4は、地上および衛星伝送にますます利用されている、ほとんど保護されていない広範囲のスペクトルを観測しながら、感度を劇的に飛躍させることを目指しています。CMB計測器技術の基本的な側面により、観測帯域外の周波数を含む広範囲の周波数にわたる無線周波数干渉（RFI）に対して脆弱なままになっています。地上ベースのCMB機器は、超伝導ボロメータの大きな焦点面を、広い部分帯域幅、広い視野、および何年もの積分時間を持つ非常に乾燥した高高度のサイトに配置することにより、並外れた感度を実現します。適切な観測サイトは、歴史的に、非常に離れた場所と地域の排出量の制限の両方を通じて、RFIからの重要な保護を提供してきました。結合メカニズムは複雑であるため、CMB測定に干渉しない安全なレベルまたは放出周波数は、単純な計算によって常に決定できるとは限りません。CMB-S4に関連するさまざまなタイプのRFIの干渉モデル、緩和戦略、および調査の感度に対する潜在的な影響について説明します。
電離層シンチレーションを使用した小規模な特徴の測定。屈折シフト測定との比較
| Title |
A_measurement_of_small-scale_features_using_ionospheric_scintillation._Comparison_with_refractive_shift_measurements |
| Authors |
A._Waszewski,_J._Morgan,_and_C._H._Jordan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13252 |
中緯度電離層によって引き起こされるシンチレーションの研究を提示します。惑星間シンチレーション研究で現在使用されている方法を実装して低周波数での振幅シンチレーションを測定することにより、マーチソン広視野アレイを使用して、スケール$\sim$300mの構造に敏感な弱い領域での電離層シンチレーションを研究できることが証明されました。154MHzの観測周波数で、このスケールの位相分散は、観測された最も極端なケースで0.06rad$^{2}$でした。1000を超える個別の2分間の観測を分析し、電離層の位相分散を、ほぼ1桁大きいスケールに最も敏感な屈折シフトの以前の測定で推測されたものと比較しました。2つの測定値は高度に相関していることがわかりました（ピアソン相関係数0.71）。アクティブな電離層の場合、これら2つのメトリック間の関係は、電離層の構造が300mと2000mの関連するスケール間のコルモゴロフ乱流によって記述された場合に予想されるものと一致していることがわかりました。最も極端な電離層条件では、屈折シフトが小規模な分散を4倍以上過小評価することがあり、電波天文学の観測に大きな影響を与える可能性があるのはこれらの電離層条件です。
将来のCMB衛星ミッションのためにTES検出器と望遠鏡環境の間の磁気干渉をテストする
| Title |
Testing_magnetic_interference_between_TES_detectors_and_the_telescope_environment_for_future_CMB_satellite_missions |
| Authors |
Tommaso_Ghigna_and_Thuong_Duc_Hoang_and_Takashi_Hasebe_and_Yurika_Hoshino_and_Nobuhiko_Katayama_and_Kunimoto_Komatsu_and_Adrian_Lee_and_Tomotake_Matsumura_and_Yuki_Sakurai_and_Shinya_Sugiyama_and_Aritoki_Suzuki_and_Christopher_Raum_and_Ryota_Takaku |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13292 |
今後のいくつかのCMB実験で最も一般的な2つのコンポーネントは、超伝導TES（遷移エッジセンサー）検出器と偏光変調器ユニットの大規模なアレイです。連続回転半波長板（HWP）。機器の生の感度を上げるには、検出器の数を増やす必要がありますが、過去の実験では、系統的な効果が、原始的な$B$モードの検出に必要な感度に到達するための主な制限要因の1つになりつつあることが示されています。したがって、偏光変調器は、いくつかの体系的な影響を軽減するために、近年人気が高まっています。HWPテクノロジーに基づく偏光変調器には、プレートを回転させて入力偏光信号を変調するための回転メカニズムが必要です。特に$LiteBIRD$のような宇宙ミッションで厳しい要件である回転機構からの熱放散を最小限に抑えるために、超伝導磁気軸受を使用してローターを浮上させ、非接触回転を実現することができます。この手法の欠点は、これらのシステムによって生成される関連する磁場です。この論文では、TES検出器のプロトタイプへの影響を調査し、一定の（DC）磁場が適用され、変化する（AC）磁場に対するTESの応答がゼロでないため、検出可能な$T_c$の変動がないことを確認します。$\sim10^5$pA/Gの印加AC磁場に対する最悪の場合のTES応答性を定量化し、ピックアップメカニズムの予備的な解釈を示します。
| Title |
COMPTEL_data_analysis_using_GammaLib_and_ctools |
| Authors |
J\"urgen_Kn\"odlseder,_Werner_Collmar,_Manon_Jarry,_Mark_McConnell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13404 |
NASAのコンプトンガンマ線観測所のミッションが終了してから20年以上経った今でも、そのイメージングコンプトン望遠鏡（COMPTEL）によって収集されたデータは、MeVガンマ線で私たちの宇宙の最も包括的で最も深いビューを提供します。COMPTELデータのほとんどはNASAの高エネルギー天体物理学科学アーカイブ研究センター（HEASARC）にアーカイブされていますが、それらの分析に公開されているソフトウェアがないため、データはガンマ線天文学の分野で行われた科学的進歩の恩恵を受けることができません。より高いエネルギー。このユニークな宝物を再び科学で利用できるようにするために、アーカイブされたCOMPTEL望遠鏡データの包括的で最新の分析を可能にするオープンソースソフトウェアを開発しました。当社のソフトウェアは、天文ガンマ線データを分析するためのコミュニティ開発のツールボックスであるGammaLibライブラリへの専用プラグインに基づいています。コミュニティで開発されたガンマ線天文学科学分析ソフトウェアフレームワークであるctoolsで科学分析ワークフローを構築するための高レベルのスクリプトを実装しました。ソフトウェアの実装について説明し、基盤となるアルゴリズムを提供します。HEASARCアーカイブのデータを使用して、当社のソフトウェアが、独自のCOMPTELソフトウェアを使用して過去に取得した派生データ製品を再現することを示します。さらに、当社のソフトウェアが文献に発表されたCOMPTEL科学の結果を再現することを実証します。これにより、COMPTEL望遠鏡のデータが復活し、ガンマ線天文学の最近の進歩から利益を得ることができ、コミュニティはまだ隠されている宝物を明らかにすることができます。
行ごとの速度測定、高精度速度測定のための外れ値耐性のある方法
| Title |
Line-by-line_velocity_measurements,_an_outlier-resistant_method_for_precision_velocimetry |
| Authors |
\'Etienne_Artigau,_Charles_Cadieux,_Neil_J._Cook,_Ren\'e_Doyon,_Thomas_Vandal,_Jean-Fran\c{c}cois_Donati,_Claire_Moutou,_Xavier_Delfosse,_Pascal_Fouqu\'e,_Eder_Martioli,_Fran\c{c}ois_Bouchy,_Jasmine_Parsons,_Andres_Carmona,_Xavier_Dumusque,_Nicola_Astudillo-Defru,_Xavier_Bonfils,_Lucille_Mignon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13524 |
正確な視線速度（pRV）測定のための新しいアルゴリズム、シンプルで効率的な方法で範囲外のスペクトル情報を処理するように設計されたラインバイライン（LBL）アプローチを提示します。LBL法の有効性は、2つのデータセットで実証されています。1つはバーナード星のSPIRouで取得され、もう1つはプロキシマケンタウリのHARPSで取得されました。近赤外線では、LBLは、テルル吸収と空の輝線に関連する課題にもかかわらず、pRV測定でm/sレベルの精度のフレームワークを提供します。バーナード星の周りの233日間の軌道上の候補スーパーアースは、タイムサンプリングと活動の組み合わせによるアーティファクトであることを、2。7年にわたるSPIRou測定で確認します。プロキシマケンタウリHARPSのアップグレード後のデータのLBL分析だけでも、プロキシマb信号を簡単に復元でき、最近確認された5日間のプロキシマd惑星の2シグマ検出も提供しますが、プロキシマc候補の存在に反対します。1900日の期間。プロキシマc信号が、長周期信号のRV抽出方法に一致するHARPS-TERRAテンプレートに影響を与える小さな、説明されていない体系的な影響に関連しているという証拠を提供します。最後に、LBLフレームワークは、相互相関関数から導出された半値全幅に似た非常に効果的なアクティビティインジケーターを提供します。これから、$92.1^{+4.2}_{-3.5}$日のローテーション期間を推測します。プロキシマ。
このレビューでは、ラジオから最高のガンマ線エネルギーまでの銀河系外の線源の広帯域放射をモデル化するためのさまざまなオープンソースソフトウェアについて説明します。利用可能なさまざまなツールの概要を説明するときに、そのようなツールが実装する物理プロセスについて説明し、実行できる計算について詳しく説明します。また、最新の優れたソフトウェアプラクティスとの適合性についても検証します。現在利用可能なソフトウェアを第1世代のオープンソースモデリングツールと見なした後、次世代に望ましいいくつかの特性について概説します。
惑星の巻き込み後の長期的なリチウム存在量の兆候
主星が主系列にある間に、惑星の巻き込みイベントが発生する可能性があります。飲み込み中の岩石の惑星物質の追加は、主星の光球の耐火物量の増加につながりますが、濃縮のレベルとその持続時間は、対流、拡散、熱塩混合など、星の内部で発生する混合プロセスに依存します。光球のリチウム存在量の進化をモデル化することにより、飲み込みの特徴を調べます。リチウムは飲み込みイベントの前後に燃焼する可能性があるため、時間や主星の種類によって異なる固有の特徴を生成します。MESA恒星モデルを使用して、質量が0.5から$-$1.4$M_{\odot}$.低質量のホスト星($\lesssim0.7\,M_\odot$)では数百Myrsの時間スケールでリチウムが燃焼することで急速に枯渇することがわかりましたが、G型のGyrsではかなりのリチウム濃縮サインが持続する可能性があります。星($\sim\!0.9\,M_{\odot}$)。より大質量の星(1.3$-$1.4$M_{\odot}$)では、飲み込みによって内部混合と拡散プロセスが促進され、表面のリチウム存在量が減少する可能性があります。系外惑星の巻き込みから予測されたサインは、観測されたリチウムに富む太陽型星と、化学的に不均一な連星の存在量の増加と一致しています。
ヒアデスの低速侵入星：一時的な住居
| Title |
A_Low-speed_Intruder_Star_in_the_Hyades:_A_Temporary_Residence |
| Authors |
Qingshun_Hu,_Yu_Zhang,_Ali_Esamdin,_Dengkai_Jiang,_Mingfeng_Qin,_Ning_Chang,_Haozhi_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13245 |
文献のデータに基づいて、ヒアデス星団の低速（太陽に対して約〜21〜km$\cdot$〜s$^{-1}$）の侵入者メンバーをここに報告します。結果は、星がヒアデス星団の非ネイティブメンバー星であり、その視線速度がヒアデス星団の視線速度よりも小さく、クラスターの視線速度の標準偏差を9倍超えていることを示しています。さらに、この星とそのホストの軌道を分析して比較することにより、過去2〜Myrにそのホストに侵入した可能性があります。星の現在の運動軌道が変わらない場合、次の2〜Myrでそのホストを離れる可能性があります。これは、侵入者の星が一時的にクラスターに存在している可能性があることを意味します。この研究は、クラスターへの星の侵入の最初の観測証拠を提示します。これは、より多くの証拠が見つかる可能性があることを示唆しています。
ライトブリッジに近い扇形のジェット
| Title |
Fan-shaped_jet_close_to_a_light_bridge |
| Authors |
Y._Liu,_G.P._Ruan,_B._Schmieder,_S._Masson,_Y._Chen,_J.T._Su,_B._Wang,_X.Y._Bai,_Y._Su_and_Wenda_Cao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13246 |
太陽では、光橋のジェットが高解像度の機器で頻繁に観測されます。そのようなジェットをトリガーする際の対流と磁場が果たすそれぞれの役割はまだ明確ではありません。LBに沿って観測された小さな扇形のジェットを報告します。1.6mGoode太陽望遠鏡（GST）、TiOブロードバンドフィルターイメージャー（BFI）、H{\alpha}の可視イメージング分光計（VIS）、近赤外線イメージング分光偏光計（NIRIS）、およびストークスパラメーター。これらの機器の高い空間的および時間的解像度により、ジェットイベント中に特定された特徴を分析することができました。H{\alpha}ドップラーグラムを作成することにより、プラズマが最初に上向きに移動しているのに対し、ジェットの第2フェーズではプラズマが逆流しています。タイムスライス図を使用して、ファンとその明るいベースの伝搬投影速度を調査しました。ファン型のジェットは、発散するビームで数分以内に発生しました。その基部では、輝点がLBに沿って滑っていて、最終的に黒点の陰影に侵入しました。輝点のH{\alpha}プロファイルは、エラマン爆弾の場合と同様に、翼の強度を高めました。、極度の紫外線増光は、暗い物質のジェットの前部で発生し、ファンと同じ速度で移動しました。これにより、扇形のジェット材料が、コロナの先端で周囲のプラズマを圧縮および加熱することを提案しました。-波長分析によると、扇形のジェットは、彩層の低い高度に発散する磁場を横切る磁気リコネクションの結果であり、LBに沿ったジェット材料の明らかな滑り運動につながる可能性がありますが、反対の磁気極性は見つかりませんでした。そのような構成で通常予想されるように、ジェットベース。したがって、イベントをトリガーした可能性のある、波と対流に基づく他のもっともらしい物理的メカニズムについて説明します。
FUorのようなソースの診断：光学および近赤外における粘性加熱ディスクのパラメータ空間
| Title |
Diagnosing_FUor-like_Sources:_The_Parameter_Space_of_Viscously_Heated_Disks_in_the_Optical_and_Near-IR |
| Authors |
Hanpu_Liu,_Gregory_J._Herczeg,_Doug_Johnstone,_Carlos_Contreras-Pe\~na,_Jeong-Eun_Lee,_Haifeng_Yang,_Xingyu_Zhou,_Sung-Yong_Yoon,_Ho-Gyu_Lee,_Masanobu_Kunitomo,_Jessy_Jose |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13324 |
FUオリ型天体(FUor)は、若い星への数十年にわたる降着の爆発であり、ディスクが中心の星よりも明るくなるようにディスクを粘性的に加熱するのに十分な強度があります。定常状態の粘性降着円盤、受動的に加熱されたほこりの多い円盤、磁気圏降着柱、および恒星の光球からの放出成分を計算することにより、FUorオブジェクトのモデルを構築します。降着率と星の質量のパラメーター空間を調べて、光学的および近赤外線のスペクトルエネルギー分布とスペクトル線への影響を調査します。モデルは、確認された3つのFUorオブジェクト、FUOri、V883Ori、およびHBC722の多波長測光法に適合し、予測されたスペクトルを観測された光学および赤外線スペクトルと比較することによって検証されます。粘性円盤と星の光球の間の明るさの比$\eta$は、粘性降着円盤を識別するための重要なガイドを提供します。ドミナンスライン」)診断のターニングポイントをマークし、ここでは近赤外線で評価します。これらの転換点は、FUor特性の強いCO吸収、弱い金属吸収、$H$バンドの三角形のスペクトル連続体形状、および色等級図での位置の出現と完全な発達を示しています。星の質量$M_*$が低く、降着率$\dot{M}$が高いほど、$\eta$が大きくなります。$M_*=0.3~{\rmM_\odot}$の場合、$\eta=1$は$\dot{M}=2\times10^{-7}~{\rmM_\odot}/$yrに対応します。$\eta=5$から$\dot{M}=6\times10^{-7}~{\rmM_\odot}/$yr.十分優勢線は、降着物質が直接星に到達する予想降着速度とも一致します。絶滅の診断、FUorの増光タイムスケール、初期の原始星の成長中の粘性円盤、およびFUorに関連する噴火中の若い恒星天体(YSO)に対するモデルの意味について説明します。
Gaia DR2 と LAMOST DR8 で観測された超低質量白色矮星
| Title |
Extremely_low-mass_white_dwarf_stars_observed_in_Gaia_DR2_and_LAMOST_DR8 |
| Authors |
Kun_Wang,_P\'eter_N\'emeth,_Yangping_Luo,_Xiaodian_Chen,_Qingquan_Jiang,_and_Xingmei_Cao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13401 |
大空域マルチオブジェクトファイバー分光望遠鏡を使用して、超低質量（ELM）白色矮星（WD）（$M$$\leq$0.3$M_{\sun}$）を研究する進行中のプロジェクトの最初の結果を示します。（LAMOST）スペクトル。LAMOSTDR8スペクトルデータベースに基づいて、$\itGaia$DR2データから選択された136のELMWD候補と、ELMサーベイによって以前に特定された12の既知のオブジェクトを分析しました。これらの星の大気パラメータと視線速度は、LAMOSTの低解像度スペクトルをフィッティングすることによって得られました。この作業で得られた12の既知のオブジェクトの大気パラメータを、ELMサーベイによって報告された結果と比較した後、ELMWDの性質を調査する際のLAMOSTスペクトルの可能性を示しました。大気パラメータと$\itGaia$EDR3データに基づいて、質量$M$$\leq$0.3$M_{\sun}$と視差推定値が係数内で一致する21個の新しい高確率ELMWDを特定しました。3.そのうちの2つ、J0338+4134とJ1129+4715は、視線速度の大きな変動を示し、少なくとも1つのELMWDを含むバイナリシステムである可能性が非常に高いです。
太陽活動領域における高速の順行性冠状動脈の流れ
| Title |
Fast_Prograde_Coronal_Flows_in_Solar_Active_Regions |
| Authors |
Hugh_S._Hudson_and_Sargam_M._Mulay_and_Lyndsay_Fletcher_and_Jennifer_Docherty_and_Jimmy_Fitzpatrick_and_Eleanor_Pike_and_Morven_Strong_and_Phillip_C._Chamberlin_and_Thomas_N._Woods |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13461 |
EVE（ExtremeUltraviolet）が提供する5〜105nmの範囲の星としての太陽分光法を利用して、太陽活動領域での高速（>100km/s）水平流の発見と特性評価を報告します。変動実験）ソーラーダイナミクス天文台の分光計。これらの見かけの流れは、数日の時間スケールで持続し、たとえば、MgX、SiXII、FeXVIのラインでよく観察されます。孤立した活動領域の東/西の四肢の通路でピークに達する青方偏移/赤方偏移によって直接証明されるように、それらは順行性です。高速の流れの振る舞いは、アクティブ領域の緯度や太陽周期に依存せず、サイクル24と25でも同様の振る舞いをします。
混合事前確率の統計的有意性検定：ベイズ分析と頻度論的分析の組み合わせ
| Title |
Statistical_significance_testing_for_mixed_priors:_a_combined_Bayesian_and_frequentist_analysis |
| Authors |
Jakob_Robnik_and_Uro\v{s}_Seljak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.06784 |
多くの仮説検定アプリケーションでは、一部のパラメーターについては十分に動機付けられた有益な事前確率を使用して、事前確率を混合しましたが、他のパラメーターについてはそうではありません。ベイジアンの方法論は、ベイズ係数を使用し、LookElsewhere効果の多重度または試行係数を介してオッカムのカミソリを組み込むため、有益な事前確率に役立ちます。ただし、事前確率が完全にわかっていない場合は、事前選択に対する感度が低いため、偽陽性率による頻度論的仮説検定の方が適しています。部分的な事前情報しか入手できない場合は、ベイズ因子を頻度論的分析の検定統計量として使用して、2つの方法論を組み合わせるのが最善であると主張します。標準的な頻度論的尤度比検定統計量が、有益でないJeffreyの事前確率を持つベイズ因子に対応することを示します。また、混合事前確率は、尤度比検定統計よりも頻度論的分析の統計的検出力を高めることも示しています。ベイジアンおよび頻度論的統計における仮説検定への統計力学アプローチを使用して、高価なシミュレーションを必要としない分析形式を開発します。状態の量子として不確実なボリュームを使用して、連続パラメーター空間で状態のカウントを導入します。p値とベイズ因子の両方が、エネルギーとエントロピーの競合として表現できることを示します。ウィルクスの定理をその通常の有効性体制を超えて一般化し、非漸近的体制で機能する分析式を提示します。特定の制限では、線形モデルやピリオドグラムのp値など、既存の式を形式で再現します。多重度が$10^7$を超える可能性がある系外惑星トランジットの例に形式を適用します。解析式が数値シミュレーションから導出されたp値を再現することを示します。
共形対称への変形
不定形に変換された重力理論の動的特性を分析します。ディスフォーマル変換は通常、ワイル不変の定式化を持っている模倣暗黒物質と同等の新しい自由度を導入することを示します。この現象は、これまで考えられていたよりもさまざまな変形で発生することを示しています。
二元中性子星合体における共鳴潮汐：解析的-数値相対論的研究
| Title |
Resonant_tides_in_binary_neutron_star_mergers:_analytical-numerical_relativity_study |
| Authors |
Rossella_Gamba,_Sebastiano_Bernuzzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13106 |
バイナリ中性子星合体における$f$モードの共鳴励起は、準円形および高度に偏心した合併の両方で重力波（GW）放出に影響を与え、星の内部に関する情報を提供できます。共鳴潮汐のほとんどのモデルは、近似の摂動アプローチを使用して構築されているため、高周波領域での数値相対論（NR）シミュレーションに対して慎重に検証する必要があります。一連の高解像度NRシミュレーションと、さまざまな潮汐ポテンシャルを持ち、共鳴潮汐のモデルを含む最先端の効果的な一体型（EOB）モデル${\ttTEOBResumS}$との詳細な比較を実行します。循環合併の場合、$f$モードの共鳴がEOBとNRの間の一致を改善できることがわかりますが、接触後の潮汐の増強が共鳴メカニズムによるものであるという明確な証拠はありません。$f$モードの共鳴を伴う潮汐モデルは、同時に、エラー内のNR波形とエネルギーを一貫して再現するわけではなく、それらのパフォーマンスは、共鳴を伴わない再開された潮汐モデルに匹敵します。非常にエキセントリックな合併の場合、EOBモデルがバースト性のNR波形を高精度で再現することを初めて示します。ただし、検討対象の共振モデルは、遭遇中に励起され、NR波形に存在する$f$モードの振動をキャプチャしません。最後に、断熱潮汐モデルと動的潮汐モデルの両方を使用してGW170817を分析し、動的潮汐を含むモデルを支持する証拠がデータに示されていないことを確認しました。これは、共鳴潮汐が非常に高い周波数で測定されるという事実と一致しています。これはGW170817では利用できませんが、次世代の検出器でテストされる可能性があります。
これまでの宇宙アクシオンのほとんどの検索は、暗黒物質（の構成要素）としての冷たい遺物に焦点を当てていましたが、さまざまな動機のある宇宙論的ソースは、今日でも相対論的である「ブーストされた」アクシオンを生成できます。スーパーカミオカンデ、ハイパーカミオカンデ、DUNE、JUNO、IceCubeなどの既存/今後のニュートリノ実験がそのようなエネルギッシュなアクシオン遺物を調査できることを示します。特徴的な特徴は、アクシオン-光子結合によって誘発されるアクシオン吸収からの単一エネルギーの単一光子信号です。この提案は、既存のアクシオン検索を補完するパラメータ範囲をカバーすることを提案し、ニュートリノ施設で発見するための新しい機会を提供します。
ブランス・ディッケユニモジュラ重力
| Title |
Brans-Dicke_unimodular_gravity |
| Authors |
Alexandre_M.R._Almeida,_J\'ulio_C._Fabris,_Mahamadou_Hamani_Daouda,_Richard_Kerner,_Hermano_Velten,_Wiliam_S._Hip\'olito-Ricaldi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13195 |
制約付きラグランジュ定式化で設計されたブランス-ディッケ理論のユニモジュラバージョンを提案します。結果として得られる場の方程式はトレースレスです。宇宙論的背景の真空解は、通常のブランス・ディッケ理論の対応する解を再現しますが、宇宙定数項を持ちます。スカラーモードの摂動解析が実行され、安定した構成のみが発生するブランス-ディッケの場合とは対照的に、安定した構成と不安定な構成が表示されます。一方、この理論のテンソルモードは、従来のブランスディッケ理論と同じままです。
スケーラブルなベクトル拡張最適化の下での天体物理学的放射流体力学コードの性能
| Title |
Performance_of_an_Astrophysical_Radiation_Hydrodynamics_Code_under_Scalable_Vector_Extension_Optimization |
| Authors |
Dennis_C._Smolarski,_F._Douglas_Swesty,_Alan_C._Calder |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13251 |
富士通が開発したArmベースのA64FXプロセッサでの天体物理放射流体力学コードV2Dの性能研究の結果を紹介します。このコードは、A64FXアーキテクチャが適しているはずのタスクであるスパース線形システムを解きます。A64FXプロセッサを利用したApollo80プラットフォームであるOokamiのパフォーマンス分析調査を実施しました。いくつかのコンパイラとパフォーマンス分析パッケージを調べたところ、スケーラブルなベクトル拡張の最適化ではコードが期待どおりに機能しないことがわかりました。これは、コードの分析を「深く掘り下げる」価値があることを示唆しています。ただし、V2Dで使用される基本的なスパース線形代数ルーチンを実行する単純なドライバープログラムは、スケーラブルなベクトル拡張最適化を使用することで大幅な高速化を示しました。スパース線形システムの反復解法を強調した比較的単純なテスト問題でV2Dを使用した研究の初期結果を示します。
非対称 SIMP 暗黒物質モデル
この論文では、最初の非対称強相互作用質量粒子（SIMP）暗黒物質（DM）モデルを構築します。このモデルでは、両方とも非ゼロの化学ポテンシャルを持つ新しいベクトル様フェルミオンと新しい複素スカラーが非対称DM粒子になる可能性があります。U(1)$^{}_\textsf{D}$ダークゲージ対称性が自発的に破られた後、これら2つの粒子は偶発的な$\mathbb{Z}^{}_4$電荷を持つことができ、安定します。SIMPDM間のメディエーターとしてもう1つの複雑なスカラーを追加することにより、DMのレリック密度は、このモデルでの$3\to2$および2ループ誘導の$2\to2$消滅によって決定されます。一方、SIMPDMは、新しいゲージ相互作用を介してDMが凍結する温度までサーマルバスとの動力学的平衡を維持できます。興味深いことに、このモデルはDMに跳ね返る効果があり、DMの化学的凍結後にDM数密度が上昇します。この効果により、このモデルのDM自己相互作用断面積の予測は天体物理学的観測と一致する可能性があり、バリオン物質エネルギー密度に対するDMエネルギー密度の比は原始非対称性によって説明できます。また、将来の予測実験でこのモデルをテストするために使用できるDM電子弾性散乱断面積も予測します。
Skyrme-Hartree-Fock理論の枠組みにおける中性子星の性質
| Title |
Neutron_star_properties_in_the_framework_of_Skyrme-Hartree-Fock_theory |
| Authors |
Joydev_Lahiri,_Debasis_Atta,_D._N._Basu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.13384 |
中性子星をモデル化するためには、全エネルギー密度と圧力を相関させる状態方程式（EoS）が、中性子星の物理的に許容できる質量と半径の関係を提供し、中性子星の質量を計算するために不可欠です。中性子星の質量、半径、および慣性モーメントの地殻部分は、SkyrmeとNRAPRセットとの効果的な相互作用を使用して得られた$\beta$で平衡化された高密度の$npe\mu$中性子星物質を使用して決定されました。このセットから計算された中性子星の最大質量は、非常に巨大なコンパクト星の質量である$\sim$2$M_\odot$に達することができます。パルサーグリッチの研究は、慣性モーメントの地殻部分の抽出を容易にします。この割合は、コア-地殻遷移時の圧力と対応する密度に大きく依存します。コアと地殻の遷移密度と圧力は、観測された総慣性モーメントの最小地殻部分とともに、ベラパルサーの半径の制限を提供します。$R\geq3.65+3.67M/M_\odot$kms。現在の計算は、格子イオンによる非結合中性子のブラッグ反射から生じる地殻の巻き込みのために、総慣性モーメントの地殻の割合が$\sim$6.3$\％$であることを意味します。
Linuxカーネルの巨大なページをFLASHで使用する場合、天体物理シミュレーションコード
HPEApollo80A64FXプラットフォームであるOokamiの巨大なページを使用して、主に天体物理学アプリケーション向けのマルチスケール、マルチフィジックスシミュレーションコードであるFLASHのパフォーマンスを向上させる取り組みを紹介します。FLASHは主に最新のFortranで記述されており、PARAMESHライブラリを使用してブロック構造のアダプティブメッシュを管理します。複数のコンパイラで巨大なページを使用できるようにするためのオプションを検討しましたが、富士通のコンパイラでコンパイルした場合にのみ、巨大なページを正常に使用できました。巨大なページを使用すると、トランスレーションルックアサイドバッファミスの数が大幅に減少しましたが、全体的なパフォーマンスの向上はわずかでした。
