原始ブラックホール(PBH)は、密度の大きなゆらぎにより、非常に初期の宇宙で生成される可能性があります。アクシオン様粒子(ALP)の宇宙背景は、PBHによって非熱的に生成される可能性があります。この論文では、質量範囲$10\,{\rmg}\lesssimM_{\rmPBH}\lesssim10^9\,\rmg$の超軽量PBHから放出されるALPを調査します。ビッグバン元素合成(BBN)の開始前に完全に蒸発しているため、直接制約することはできません。この場合、ALPが光子のみと相互作用できるという最小限のシナリオが想定されます。宇宙磁場におけるALPと光子の間の確率的振動を研究しています。原始磁場(PMF)は、非らせん成分とらせん成分を持つ確率的背景場モデルと見なされます。Planck2015データから導出されたPMF制限を使用して、均一および確率的磁場シナリオでのALP光子振動確率分布の数値結果を示します。PMFでのPBH誘起ALP光子振動は、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)、宇宙X線背景放射(CXB)、銀河系外ガンマ線背景放射など、いくつかのさらなる現象に影響を与える可能性があります。
ドップラー補正によるマルチトレーサ パワー スペクトルの広角効果
| Title |
Wide-angle_effects_in_multi-tracer_power_spectra_with_Doppler_corrections |
| Authors |
Pritha_Paul,_Chris_Clarkson,_and_Roy_Maartens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04819 |
赤方偏移空間歪みと相対論的ドップラー補正を含む銀河パワースペクトルの広角補正の計算を調べ、クラスタリング、倍率、進化バイアスが異なる複数のトレーサーも含めます。相対論的ドップラーの寄与を含めることは、単一トレーサーの場合と複数トレーサーの場合の両方で、大規模な調査の一貫した広角拡張に重要であることを示しています。また、ドップラー倍率と銀河の相互相関に関連する広角クロスパワースペクトルも初めて示しました。これは、一般相対性理論をテストする新しい方法であることが示されています。全天パワースペクトルでは、広角展開により、球状ベッセル関数の積の積分を分布関数として解析的に計算できるため、比較的簡単に積分できます。$\int_0^\inftydrr^nj_\ell(kr)j_\ell'(qr)$の形式の発散積分の有限部分の完全な議論と新しい導出を初めて行います。一般的なウィンドウ関数が含まれている場合、広角補正を計算するために必要です。これにより、球面ベッセル関数のペアに対して一般的な解析関数を統合するための新しい方法が容易になります。
ESOの超大型望遠鏡(VLT)のESPRESSO分光器は、2018年10月に科学運用を開始して以来、太陽系外惑星科学に革命をもたらしました。大型のVLTミラーと分光器の高解像度と安定性の組み合わせにより、小型で低質量の惑星の検出と、惑星の大気の詳細な研究が可能になります。この記事では、ESPRESSOからの最初の結果の簡単な概要と、地球に似た惑星を検出するために必要な10cm/sの視線速度精度に到達するという最終目標に向けた希望を垣間見ることができます。
星形成領域における原始惑星系円盤半径と円盤質量の進化
| Title |
The_evolution_of_protoplanetary_disc_radii_and_disc_masses_in_star-forming_regions |
| Authors |
Bridget_Marchington_(1)_and_Richard_J._Parker_(1)_(1._University_of_Sheffield,_UK) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04330 |
原始惑星系円盤は、惑星がどのように形成および進化するかを理解する上で極めて重要ですが、これらの天体は、ホスト星の誕生環境の気まぐれの影響を受けます。特に、大質量星からの光電離放射線は、原始惑星系円盤を破壊する効果的な物質であることが示されています。外部の光蒸発は、ディスクの半径の内側への進化につながりますが、ディスクの内部の粘性進化は、半径を外側に進化させます。星形成領域のN体シミュレーションを円盤進化の後処理分析と組み合わせて、原始惑星系円盤の半径と質量分布が若い星形成領域でどのように進化するかを決定します。これらの円盤は大質量星からの光蒸発によって容易に破壊されますが、観測と一致するために、最初の円盤半径は100auのオーダーでなければならないことがわかります。さらに、オリオン星雲群で観測された円盤半径分布は、中程度の初期星密度(100M$_\odot$pc$^{-3}$)とより一致しており、星の初期密度がはるかに高いと仮定する力学モデルと緊張関係にあります。ONC。さらに、その円盤が外部光蒸発を受ける場合、ルプス星形成領域で観測された円盤半径分布を再現することはできません。前主系列(円盤ホスト)星の年齢を決定する際の不確実性が十分に文書化されているため、より詳細な比較は不可能です。
システム アーキテクチャと惑星の傾斜: 長期的な居住性への影響
| Title |
System_Architecture_and_Planetary_Obliquity:_Implications_for_Long-Term_Habitability |
| Authors |
Pam_Vervoort,_Jonathan_Horner,_Stephen_R._Kane,_Sandra_Kirtland_Turner,_James_Gilmore |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04439 |
私たちの太陽系を超えた生命の探索では、私たちが知っている生命の出現と拡大に必要な長期間にわたって居住可能な状態を維持する可能性がある惑星に注意を向ける必要があります.観測可能な惑星のアーキテクチャは、長期的な居住可能性の決定要因の1つであり、軌道の進化と、最終的には惑星が受け取る恒星フラックスを制御します。n体シミュレーションと仮想惑星系の傾斜モデルのアンサンブルを使用して、地球に似た惑星の離心率、傾斜角、および歳差運動サイクルの振幅と周期が、巨大な伴惑星の軌道特性に敏感であることを実証します。一連の過渡的な海洋結合気候シミュレーションは、天文サイクルのこれらの特性が、進化する表面条件と現代の地球と比較した長期的な部分的な居住可能性にとってどのように決定的であるかを示しています。地球に似た惑星の居住可能性は、木星に似た伴星の離心率とともに増加します。ただし、公転年を通じてその表面の大部分で温度を維持するのに十分なほど平均傾斜角が低い場合に限ります。近くにある巨大な伴星は、地球に似た惑星の離心率サイクルを短くしますが、高振幅の傾斜サイクルを長くします。傾斜周期の周期と振幅は、n体シミュレーションによって計算された軌道経路から一次推定できます。シミュレーションの大部分では、傾斜角の振幅は軌道傾斜角に直接関係しますが、傾斜度サイクルの周期は、ノードの歳差運動と巨大な伴星の接近の関数です。
長周期彗星の破壊
非重力加速度とライマンアルファに基づくガス生成率の両方が利用可能な27の長周期彗星のサンプルを識別します。27個の彗星のうち7個(つまり25%)は、核の断片化または完全な崩壊のために、近日点を生き残れませんでした。経験的に、後者の核は最小のガス生成率と最大の非重力加速度を持ち、どちらもサイズが小さいことを示しています。具体的には、崩壊しつつある原子核の半径の中央値はわずか0.41kmであり、近日点で生き残った原子核の半径の中央値1.60kmの4分の1です。また、崩壊しつつある彗星の近日点距離の中央値(0.48天文単位)は、生き残った彗星(0.99天文単位)よりも短くなっています。ガス放出トルクが核スピンを変化させるための時間スケールの大きさの桁数tauを、各彗星が強い昇華に費やした時間Dtと比較し、破壊された彗星はtau<Dtのものであることを発見しました。したがって、近太陽長周期彗星の破壊は、自転分裂の結果として自然に説明されます。このプロセスを、オールトの長い間謎に包まれた「フェージングパラメーター」の一因として議論します。
南極望遠鏡ASTEP+の観測スケジューリングと自動データ整理
| Title |
Observation_Scheduling_and_Automatic_Data_Reduction_for_the_Antarctic_telescope,_ASTEP+ |
| Authors |
Georgina_Dransfield,_Djamel_Mekarnia,_Amaury_H.M.J._Triaud,_Tristan_Guillot,_Lyu_Abe,_Lionel_J._Garcia,_Mathilde_Timmermans,_Nicolas_Crouzet,_Francois-Xavier_Schmider,_Abdelkrim_Agabi,_Olga_Suarez,_Philippe_Bendjoya,_Maximilian_N._Gunther,_Olivier_Lai,_Bruno_Mer{\i}n,_and_Philippe_Stee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04501 |
南極大陸のドームCから太陽系外惑星の通過を観測できる可能性は、計り知れない利点を提供します。安定した気象条件、制限された大気の乱れ、および南極の冬のためにほぼ3か月続く夜です。ただし、このサイトには、メンテナンスのためにアクセスが制限されていることや、インターネット速度が数KB/秒しかないことなど、重大な制限もあります。この後者の要因は、毎年収集される約6TBのデータをサイトで自動的に処理する必要があり、最終的なデータ製品のみが1日1回ヨーロッパに送信されることを意味します。これに関連して、南極のコンコルディア基地にある40cm光学望遠鏡ASTEP+の現在の運用状況を紹介します。成功した夏のキャンペーンに続いて、ASTEP+は2022年の観測シーズンを開始し、感度が向上した真新しい2色光度計を使用しました。Concordiaの専用サーバーにインストールされた新しいPythonデータ分析パイプラインは、抽出された光度測定の精度を大幅に向上させ、より高い信号対雑音通過検出を可能にします。新しいパイプラインには、必要な手動の後処理の量を削減するために、自動トランジットモデリングがさらに組み込まれています。また、測光ライトカーブと制御データのヨーロッパへの毎日の自動転送も処理します。さらに、トランジット観測の選択とスケジューリングに使用されるPythonおよびWebベースのシステムを紹介します。これらのシステムは、時間的な制約が厳しい他の天文観測のスケジューリングに幅広く適用できます。また、ASTEP+が実施する科学の種類を確認し、ASTEP+が系外惑星トランジット研究にどのようにユニークであるかを分析します。
傾斜のみに依存する月太陽共鳴の詳細な動的モデル。 「偏心成長」メカニズムへの影響
| Title |
A_detailed_dynamical_model_for_inclination-only_dependent_lunisolar_resonances._Effect_on_the_"eccentricity_growth"_mechanism |
| Authors |
Edoardo_Legnaro,_Christos_Efthymiopoulos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04615 |
この論文の焦点は、永年時間スケール(つまり、数十年)にわたってMEO(中地球軌道)オブジェクトのダイナミクスを形成する、傾斜のみに依存する月太陽共鳴です。arXiv:2107.14507の形式に従って、「作用」空間$(i,e)$(傾斜角、離心率)における主要な月太陽共鳴のそれぞれの分離線の正しい形式を生成する解析モデルについて説明します。-長軸$a$.次に、高速リアプノフ指標(FLI)地図作成で数値的に見つかった主な構造を、この方法でどのように予測および説明できるかを強調します。近地点$\omega$の引数と、天体と月$\Omega_L$の昇交点$\Omega$の経度の初期段階からのFLIマップの依存関係を説明することに焦点を当てます。さらに、私たちのモデルに基づいて、$\Omega-\Omega_L$および$2\Omega-\Omega_L$共鳴が果たす役割について説明します。$a$の値を増やし、無秩序な動きの大きなドメインを生成します。私たちの結果は、低コストの衛星展開やスペースデブリ軽減戦略の設計に役立つフレームワークを提供し、摩擦が大気圏再突入につながる領域に到達するまでオブジェクトの離心率を増加させる月太陽共鳴の自然なダイナミクスを利用します。
KELT-20b/MASCARA-2bの昼側の大気を抑制するための高解像度観測と低解像度観測の統合
| Title |
Unifying_High-_and_Low-resolution_Observations_to_Constrain_the_Dayside_Atmosphere_of_KELT-20b/MASCARA-2b |
| Authors |
David_Kasper,_Jacob_L._Bean,_Michael_R._Line,_Andreas_Seifahrt,_Joshua_Lothringer,_Lorenzo_Pino,_Guangwei_Fu,_Stefan_Pelletier,_Julian_St\"urmer,7_Bj\"orn_Benneke,_Matteo_Brogi,_Jean-Michel_D\'esert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04759 |
MAROON-Xスペクトログラフを使用して、太陽系外惑星KELT-20b/MASCARA-2bの高解像度昼側熱放射観測を提示します。経験的マスクと理論的マスクの両方を使用した相互相関法と回復分析を適用して、以前に検出されたFe\,\textsc{i}輝線を確認し、惑星で初めてNi\,\textsc{i}を検出しました。(4.7$\sigma$の信頼度で)。MAROON-Xデータには、特に予測された熱反転剤TiOとVO、それらの原子構成要素Ti\,\textsc{i}とV\,\textsc{i}、および以前に主張された種を含む、追加の種の証拠は見られません。Fe\,\textsc{ii}とCr\,\textsc{i}.また、既存の\textit{ハッブル宇宙望遠鏡}/WFC3分光法と\textit{Spitzer}/IRAC測光法との共同検索も実行します。これにより、Fe\,\textsc{i}、H$_2$O、およびCOの存在量に制限を課し、TiOの存在量に厳しい上限を設定することができます。結果は、バルク金属濃縮、および炭素対酸素比および鉄対酸素比に関して、太陽からわずかに超太陽組成の大気を有するKELT-20bと一致しています。ただし、TiOの体積混合比の上限(99\%信頼度で10$^{-7.6}$)は、この図と矛盾しており、Ti\,\textsc{i}が検出されないこととともに、おそらく夜間の結露によるTi種の隔離。TiOが存在しないが、WFC3データに大きなH$_2$O放出機能が存在することは、1Dの自己矛盾のない放射対流モデルのコンテキスト内で調整するのが困難です。
祖先の単一月の分裂から直接フォボスとダイモスを形成する際の課題
| Title |
Challenges_in_forming_Phobos_and_Deimos_directly_from_a_splitting_of_an_ancestor_single_moon |
| Authors |
Ryuki_Hyodo,_Hidenori_Genda,_Ryosuke_Sekiguchi,_Gustavo_Madeira,_S\'ebastien_Charnoz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04794 |
火星の衛星の起源と進化については、近年激しく議論されてきました。フォボスとダイモスは、火星の同期軌道の周りを周回する先祖の月の分裂に直接由来する可能性があると提案されています。この仮想的な分割では、内側の月のアポセンター(フォボスと推定)と外側の月の近心(ダイモスと推定)が一致すると報告されています。それぞれ非ゼロ偏心。ただし、2つの衛星の連続した軌道進化は研究されていません。ここでは、$J_2$および$J_4$項の火星偏平性を含む、月の直接的な$N$体軌道積分を実行します。2つの月が歳差運動をしている間、衝突速度$v_{\rmimp}\sim100-300$ms$^{-1}$($\sim月の脱出速度の10-30$倍)で、等方性の衝突方向を持ちます。衝突は、それぞれ内衛星と外衛星の終点と近心付近で発生し、この周期的な軌道整列のタイムスケールは歳差運動によって規制されます。追加の衝突シミュレーションを実行することにより、このような高速の衝突が破壊的な結果をもたらす可能性が高く、火星の同期軌道の周りにデブリリングが形成され、そこからいくつかの小さな月が降着することを示しています.このような進化の道筋は、最終的に、今日私たちが見ているものとは異なる火星の衛星システムを形成するでしょう.したがって、フォボスとダイモスが単一の祖先の月から直接分割される可能性は低いと思われます。
KELT-9bの安定した気候
| Title |
The_stable_climate_of_KELT-9b |
| Authors |
K._D._Jones,_B._M._Morris,_B.-O._Demory,_K._Heng,_M._J._Hooton,_N._Billot,_D._Ehrenreich,_S._Hoyer,_A._E._Simon,_M._Lendl,_O._D._S._Demangeon,_S._G._Sousa,_A._Bonfanti,_T._G._Wilson,_S._Salmon,_Sz._Csizmadia,_H._Parviainen,_G._Bruno,_Y._Alibert,_R._Alonso,_G._Anglada,_T._B\'arczy,_D._Barrado_y_Navascues,_S._C._C._Barros,_W._Baumjohann,_M._Beck,_T._Beck,_W._Benz,_X._Bonfils,_A._Brandeker,_C._Broeg,_J._Cabrera,_S._Charnoz,_A._Collier_Cameron,_M._B._Davies,_M._Deleuil,_A._Deline,_L._Delrez,_A._Erikson,_A._Fortier,_L._Fossati,_M._Fridlund,_D._Gandolfi,_M._Gillon,_M._G\"udel,_K._G._Isaak,_L._L._Kiss,_J._Laskar,_A._Lecavelier_des_Etangs,_C._Lovis,_D._Magrin,_P._F._L._Maxted,_V._Nascimbeni,_G._Olofsson,_R._Ottensamer,_I._Pagano,_E._Pall\'e,_G._Peter,_G._Piotto,_D._Pollacco,_D._Queloz,_R._Ragazzoni,_N._Rando,_F._Ratti,_H._Rauer,_C._Reimers,_I._Ribas,_N._C._Santos,_G._Scandariato,_D._S\'egransan,_A._M._S._Smith,_M._Steller,_Gy._M._Szab\'o,_N._Thomas,_S._Udry,_V._Van_Grootel,_I._Walter,_N._A._Walton,_W._Wang_Jungo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04818 |
最も照射量の多い巨大ガス惑星、いわゆる超高温木星の中でも、KELT-9bはこれまでに発見された中で最も高温の惑星であり、日中の温度は4500Kを超えています。これらの極端な照射レベルでは、熱再分配効率の増加と、惑星の昼側で発生する分子水素解離を伴う拡張大気による低いボンドアルベドが予想されます。30cm宇宙望遠鏡CHEOPSによって得られた4つの完全な軌道と9つの別個の掩蔽を通じて、KELT-9システムの新しい測光観測を提示します。光の波長に位置するCHEOPSバンドパスは、KELT-9bの熱放射スペクトルのピークを捉えます。この作業では、CHEOPS位相曲線とTESSおよびSpitzerからの公開位相曲線を同時に分析して、3つのバンドパスでの位相曲線の変動、重力による暗転、および掩蔽深度に関する共同制約を推測し、大気の2D温度マップを導き出します。3つの異なる深さで。昼夜の熱再分配効率が$\sim$0.3であることを発見しました。これは、分子状水素の解離と再結合による惑星の夜側へのエネルギー移動の増加の期待を裏付けています。また、ゼロと一致するボンドアルベドも計算します。1%(1$\sigma$)を超える変動性を除いて、惑星の明るさ温度の変動性の証拠は見つかりません。
TW Hya ディスクの複雑な運動学的下部構造のマッピング
| Title |
Mapping_the_Complex_Kinematic_Substructure_in_the_TW_Hya_Disk |
| Authors |
Richard_Teague,_Jaehan_Bae,_Sean_M._Andrews,_Myriam_Benisty,_Edwin_A._Bergin,_Stefano_Facchini,_Jane_Huang,_Cristiano_Longarini_and_David_Wilner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04837 |
TW~Hydrae周辺の円盤からのCO$J=2-1$およびCS$J=5-4$放出のALMA観測を提示します。両方の分子は主にケプラー速度構造をたどりますが、CO放出の${\approx}~140$~auを超える円盤の外縁で回転速度の減速が検出されます。これは、ディスクの外縁近くのガス密度のテーパーによる圧力サポートの強化に起因していました。方位角対称のバックグラウンド速度構造を減算すると、各分子によって追跡されるガス運動学の局所的な偏差が明らかになります。COとCSの両方が、ディスクの短軸(${\rmPA}\sim60\degr$)にほぼ沿って半径$1\farcs35$を中心とする「ドップラーフリップ」機能を示し、観測された大きなギャップと一致します。散乱光とmm~continuumで。さらに、CO放出は、強度の変化とその運動学の両方を通じて、より高い頻度のCO$J=3-2$観測で以前に見られた、きつく巻かれたらせんをたどります(Teagueetal.,2019)。埋め込まれた惑星によって生成された渦巻き航跡の線形モデルとの比較を通じて、位置角${\rmPA}=60\degr$のギャップ内の土星質量惑星との相互作用のコンテキストでこれらの機能を解釈します。(Mentiplayetal.2019)の理論的予測を使用します。CS放出に対応するスパイラルがないのは、CS放出によって追跡されるものではなく、ディスクの大気中でのみ成長すると考えられている浮力スパイラルへの強い垂直依存性に起因します。
HD206893 システムでの内部太陽系外惑星の直接発見
| Title |
Direct_Discovery_of_the_Inner_Exoplanet_in_the_HD206893_System |
| Authors |
S._Hinkley,_S._Lacour,_G._D._Marleau,_A._M._Lagrange,_J._J._Wang,_J._Kammerer,_A._Cumming_(McGill,_IREX),_M._Nowak_(Cambridge),_L._Rodet_(Cornell),_T._Stolker_(Leiden),_W.-O._Balmer_(JHU,_STScI),_S._Ray_(Exeter),_M._Bonnefoy_(IPAG),_P._Molli\`ere_(MPIA),_C._Lazzoni_(Exeter),_G._Kennedy_(Warwick),_C._Mordasini_(Bern),_R._Abuter_(ESO),_S._Aigrain_(Oxford),_A._Amorim_(Lisboa,_Centra),_R._Asensio-Torres_(MPIA),_C._Babusiaux_(IPAG,_LESIA),_M._Benisty_(IPAG),_J.-P._Berger_(IPAG),_H._Beust_(IPAG),_S._Blunt_(Caltech),_A._Boccaletti_(LESIA),_A._Bohn_(Leiden),_H._Bonnet_(ESO),_G._Bourdarot_(MPE,_IPAG),_W._Brandner_(MPIA),_F._Cantalloube_(LAM),_P._Caselli_(MPE),_B._Charnay_(LESIA),_G._Chauvin_(IPAG),_A._Chomez_(LESIA,_IPAG),_E._Choquet_(LAM),_V._Christiaens_(Monash),_Y._Cl\'enet_(LESIA),_V._Coud\'e_du_Foresto_(LESIA),_et_al._(74_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04867 |
HD206893の長期にわたる正確な動径速度(RV)の監視、およびシステム固有の動きの異常は、システム内に追加の内部コンパニオンが存在することを示唆しています。この作業では、このRVドリフトと固有運動異常の原因となるコンパニオンの検索結果について説明します。HARPSスペクトログラフによる現在進行中の高精度RV測定からの情報と、ガイア主星の天体観測からの情報を利用して、VLTI/GRAVITY機器を使用して、追加の惑星とされるものをマルチエポック検索しました。ケプラー軌道運動の明確な証拠とともに、3つのエポックにわたって、コンパニオンとされるHD206893cの重要な検出を報告します。GRAVITYによって提供される$\sim$50-100$\mu$arcsec精度の天体観測により、12.3$^{+1.1}_{-1.2}$M$_{\rmJup}$の動的質量とHD206893cの3.53$^{+0.80}_{-0.70}$auの軌道分離。システム内の両方のコンパニオンの軌道への適合では、ガイアの天体観測とRVの両方を利用して、以前は不確かだったB成分の質量の正確な力学的推定も提供し、したがって170Myrの年齢を導き出します。重要なことは、新たに発見されたHD206893cのボロメータ光度が異常に高く、標準的な冷却曲線が170Myrの共通の年齢でシステムの両方のメンバーの明るさを同時に説明できないことを発見したことです。しかし、ヘリウム存在量の増加を冷却モデルに組み込むと、「c」コンパニオンでの重水素燃焼レベルが向上し、予測される光度が測定値と一致することがわかりました。長期的なRV情報を利用することに加えて、この取り組みは、ガイア天体観測によって部分的に誘導された正真正銘の太陽系外惑星の直接画像発見の初期の例です。
大質量銀河の集合体の再構築。 Ⅱ．銀河は、進化するにつれて巨大で高密度の星のコアを発達させ、宇宙の正午に静止に向かいます
| Title |
Reconstructing_the_Assembly_of_Massive_Galaxies._II._Galaxies_Develop_Massive_and_Dense_Stellar_Cores_as_They_Evolve_and_Head_Toward_Quiescence_at_Cosmic_Noon |
| Authors |
Zhiyuan_Ji,_Mauro_Giavalisco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04325 |
SEDフィッティングコードProspectorを使用して、大質量($\logM_*>10.3$)の星形成銀河(SFG)と赤方偏移$z_{\rmの静止銀河(QG)のノンパラメトリックな星形成履歴(SFH)を再構築します。{obs}}\sim2$を使用して、星形成活動と構造特性の共同進化を調査します。銀河のSFHとそれらの形態の間には有意な相関関係があることがわかりました。拡張されたSFGと比較して、コンパクトなSFGは複数の星形成エピソードを経験する可能性が高く、古い($\ge1$Gyr)エピソード中に形成された部分質量が大きく、赤方偏移の高いSFGがより早く中央領域を組み立て、その後、それらがよりコンパクトになるにつれて、中心塊で成長し続けました。コンパクトなQGのSFHは、このカテゴリの平均値と有意な差はなく、初期のバーストに続いて星形成率が徐々に低下することを示しています。しかし、拡張されたQGのSFHはスターバースト後の銀河のSFHに似ており、その形態も頻繁に乱れています。SFHの知識は、個々の銀河の構造進化を経験的に再構成することも可能にします。前駆体効果は明確に観察され、分析で説明されていますが、観察された構造進化を説明するにはそれだけでは不十分です。銀河が星形成段階から静止状態へと進化するにつれて、銀河が巨大で高密度の星のコアを成長させることを示しています。クエンチングは中心で始まり、構造の残りの部分まで外側に伝播します。観測された進化の可能な物理的シナリオについて議論し、経験的な制約が、中心へのガスの散逸的な降着とそれに続く最終的な静止（湿った圧縮）の前の大量のスターバーストからのモデル予測と定量的に一致していることを発見しました。
バリオンによる暗黒物質ハローの収縮を回転曲線に組み込む
| Title |
Incorporating_baryon-driven_contraction_of_dark_matter_halos_in_rotation_curve_fits |
| Authors |
Pengfei_Li,_Stacy_S._McGaugh,_Federico_Lelli,_James_M._Schombert,_Marcel_S._Pawlowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04326 |
銀河形成中の暗黒物質(DM)ハロー内のバリオンの凝縮は、複合システムが平衡に落ち着くにつれて、ハローのいくらかの収縮をもたらすはずです。SPARCデータベースの銀河で観測されたバリオン分布のDMのみのシミュレーションによって予測された尖った原始ハローに対するこの効果を定量化します。表面輝度の高い銀河(3.6$\mu$mで$\Sigma_{\rmeff}\gtrsim100$$L_\odot$pc$^{-2}$)のDMハローが強い収縮を経験することがわかりました。圧縮の結果、ハローはより尖ったものになります。内部のDM密度勾配は、バリオン表面の質量密度とともに増加します。回転曲線を反復的に適合させて、最初のハローパラメータ(存在量の一致によって制約される)、圧縮、および恒星の質量対光比の間のバランスを見つけます。結果として得られる適合では、特にバルジのある銀河では、星の集団に予想されるよりも低い星の質量が必要になることがよくあります。星の質量は、それが圧縮するDMの余地を作るために減らす必要があります。暗い質量と明るい質量の間のこのトレードオフは、矮小銀河のカスプコアの問題を連想させますが、より大規模なシステムで発生します。現在の時代のDMハローは、(1)星の質量から光へ比率は、標準的な恒星集団合成モデルから予想されるよりも体系的に小さい、および/または(2)そのような影響を受けないと広く考えられている大規模な銀河においてさえ、最初のカスプから正味の外向きの質量再分布がある。
銀河の恒星のハローが傾いて二重に壊れている
| Title |
The_Stellar_Halo_of_the_Galaxy_is_Tilted_&_Doubly_Broken |
| Authors |
Jiwon_Jesse_Han,_Charlie_Conroy,_Benjamin_D._Johnson,_Joshua_S._Speagle,_Ana_Bonaca,_Vedant_Chandra,_Rohan_P._Naidu,_Yuan-Sen_Ting,_Turner_Woody,_Dennis_Zaritsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04327 |
現代の銀河の調査により、私たちの銀河(\textit{Gaia}-Sausage-Enceladus,GSE)の恒星の暈を支配する古代の合体が明らかになりました。H3サーベイの化学的存在量と運動学を使用して、半径範囲$r_{\text{Gal}}=6-60\text{kpc}$でこの合併から5559個のハロー星を識別します。H3の完全な選択関数を順方向にモデル化して、恒星ハローのこの降着成分の密度プロファイルを推測します。主軸がガラクトセントリック軸に対して回転できる一般的な楕円体を、多重破壊べき乗則と組み合わせて考えます。最適なモデルは、銀河面から太陽に向かって$25^\circ$傾いた3軸楕円体(軸比10:8:7)であり、12kpcと28kpcで破れ半径を持つ二重に破られたべき法則です。この結果は、ハロー破壊半径の文献値における長年の二分法を解決し、単一破べき乗法を仮定して、$\sim15\text{kpc}$または$\sim30\text{kpc}$のいずれかになります。N体シミュレーションは、破壊半径が恒星軌道のアポセンターパイルアップに関連していることを示唆しているため、観測された二重破壊は、GSE合体の初期条件と進化への新しい洞察を提供します。さらに、星のハローの傾きと三軸性は、下にある暗黒物質のハローの一部も傾いていて三軸性であることを意味する可能性があります。これは、銀河系の動的質量モデリングや暗黒物質の直接検出実験に重要な意味を持ちます。
MAGAZ3NE: $z\gtrsim3$ での超大質量静止銀河の高速度分散
| Title |
MAGAZ3NE:_High_Stellar_Velocity_Dispersions_for_Ultra-Massive_Quiescent_Galaxies_at_$z\gtrsim3$ |
| Authors |
Ben_Forrest,_Gillian_Wilson,_Adam_Muzzin,_Danilo_MArchesini,_M.C._Cooper,_Z._Cemile_Marsan,_Marianna_Annunziatella,_Ian_McConachie,_Kumail_Zaidi,_Percy_Gomez,_Stephanie_M._Urbano_Stawinski,_Wenjun_Chang,_Gabriella_de_Lucia,_Francesco_La_Barbera,_Lori_Lubin,_Julie_Nantais,_Theodore_Pe\~na,_Paolo_Saracco,_Jason_Surace,_and_Mauro_Stefanon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04329 |
この作業では、MassiveAncientGalaxiesAtから8つの超大質量銀河(UMG;log($M$/M$_\odot>11$,$z\gtrsim3$))の星の速度分散、サイズ、および動的質量を公開します。$z>3$近赤外線(MAGAZ3NE)サーベイ、この時期の速度分散測定により、そのような銀河の数を2倍以上に増やす.$H$-および$K$-bandpassesを使用すると、ほとんどの天体で$\sim400$kms$^{-1}$という大きな速度分散が得られます。これは測定された星の速度分散の中で最も高く、$\sim40$\%大きい$z\sim1.7$で同様の質量の銀河で測定されたものより.これらのオブジェクトのサイズも、この同じ$z\sim1.7$サンプルと比較して1.5-3倍小さい.これらの大きな速度を組み合わせる動的質量を得るための分散と小さなサイズ.動的質量は、これらの銀河の星の質量に似ており、シャブリエの初期質量関数(IMF)と一致しています。$0.2<z<4.0$にまたがる巨大な静止銀河に関する以前の研究と併せて考察すると、赤方偏移の関数として、動的質量-星の質量比と速度分散の関係に進化の証拠がある。これは、より高い赤方偏移にある巨大な静止銀河の低質量星(シャブリエIMFなど)の少ないIMFが、おそらく$z\sim0$の子孫に見られる底部の重いIMF(サルピーターIMFなど)と競合していることを意味します。異なる動的構造や重要な回転などの代替説明の可能性は排除されません。低赤方偏移のデータと同様に、速度分散によるIMF正規化の増加の証拠が見られますが、$z\gtrsim3$傾向は初期型$z\sim0.2$銀河の傾向より急峻であり、より低い力学にオフセットされています。恒星に対する質量比。
水蒸気放出による $z>6$ クエーサー ホスト銀河の暖かい高密度 ISM の解明
| Title |
Unveiling_the_warm_dense_ISM_in_$z>6$_quasar_host_galaxies_via_water_vapor_emission |
| Authors |
A._Pensabene,_P._van_der_Werf,_R._Decarli,_E._Ba\~nados,_R._A._Meyer,_D._Riechers,_B._Venemans,_F._Walter,_A._Wei{\ss},_M._Brusa,_X._Fan,_F._Wang,_and_J._Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04335 |
水蒸気(H$_{2}$O)は、赤外線(IR)の光度が高い銀河で一酸化炭素(CO)に次いで最も明るい分子エミッターの1つであり、星間物質(ISM)星形成が起こる場所。しかし、その放射スペクトルの複雑さのために、H$_{2}$Oは遠方の銀河でISMトレーサーとして頻繁に利用されることはありません。したがって、高$z$での暖かく高密度のガスのH$_{2}$O研究は、ほとんど未踏のままです。この作業では、複数のパラ/オルソH$をターゲットとする3つの$z>6$IR明るいクエーサーJ2310+1855、J1148+5251、およびJ0439+1634に対してノーザン拡張ミリ波アレイ(NOEMA)を使用して実施した観測を提示します。_{2}$O遷移($3_{12}-3_{03}$、$1_{11}-0_{00}$、$2_{20}-2_{11}$、および$4_{22}-4_{13}$)、およびそれらの遠赤外線(FIR)ダスト連続体。私たちのデータを文献からの以前の測定値と組み合わせることにより、ダストの質量と温度、連続体の光学的深さ、IR光度、およびFIR連続体からの星形成率を推定します。MOLPOP-CEP放射伝達コードを使用してH$_{2}$Oラインをモデル化し、クエーサーホスト銀河の水蒸気ラインが主に暖かい高密度(ガスの運動温度と$T_{\rmkinの密度)で励起されることを発見しました}=50\,{\rmK}$,$n_{\rmH_{2}}\sim10^{4.5}-10^{5}\,{\rmcm^{-3}}$)分子$N_{\rmH_{2}O}\sim2\times10^{17}-3\times10^{18}\,{\rmcm^{-3}}$の水蒸気柱密度を持つ媒体。高$J$H$_{2}$O線は、主に$T_{\rmダスト}\sim80-190の温度を持つ暖かいダスト成分に関連する強力な光学的に薄い遠赤外線放射場によって放射的にポンピングされます。\,{\rmK}$総ダスト質量の$<5-10\%$を占めます。私たちの結果は、局所的および高$z$超高光度IR銀河とAGNのH$_{2}$Oスペクトル線エネルギー分布に基づく予想と一致しています。【要約】
リサイクルされた恒星風からのクエーサーの金属性天井
光学的に明るいクエーサーは、すべての赤方偏移にわたって金属が豊富です。驚くべきことに、星形成率(SFR)が異なると、ブロードライン領域(BLR)の金属量に有意な傾向は見られません。平均NV/CIV金属量は$9.5~Z_\odot$を超えず、平均SiIV/CIV金属量も同様に$\sim10~Z_\odot$です。組み合わせると、これらの観察結果は、金属量の上限を示しています。ここでは、埋め込まれた星の進化により、金属量の上限がクエーサーディスクに存在する可能性があるかどうかを調べます。閉じた箱の中のガスから始まる単純なモデルを開発します。このモデルは、最終的に新たに形成された星が超新星段階に到達する前に大幅な質量損失を被り、それ以上の濃縮が不可能になるまで、星の進化のサイクルによって濃縮されます。MESAコードを使用して、質量($>8~M_\odot$)と金属量($1-10~Z_\odot$)のパラメーター空間上にグリッドを作成し、風による質量損失が発生するパラメーター空間の部分を特定します。星の寿命よりも短い時間スケールで発生します。恒星風についての合理的な仮定では、十分に重く($8-22~M_\odot$)、金属が豊富な($\sim9~Z_\odot$)星は、風によってかなりの質量を失い、超新星段階への進化に失敗することがわかりました。、それにより、周囲の金属性を豊かにし、増加させることができません。これは、金属量の天井が、ガスと星の閉じた箱系の最終状態であることを示唆しています。
タイプ 1 AGN の SDSS サンプルにおける H$\alpha$ および H$\beta$ ブロード ライン領域の運動学
ここでは、H$\beta$およびH$\alpha$輝線を放出する活動銀河核(AGN)のブロードライン領域(BLR)の一部の運動学を調べます。SloanのDataRelease16から取得したタイプ1AGNの高品質(つまり、信号対雑音比が高い)スペクトルのサンプルで、広いH$\beta$およびH$\alpha$輝線の幅と非対称性を調べます。デジタルスカイサーベイは、重力に拘束された運動からの逸脱の可能性を調査するためのものです。H$\beta$とH$\alpha$の広い成分のみを見つけるために、AGNスペクトルの多成分モデリングと幅広い輝線パラメータ。幅広いラインプロファイルの幅と非対称性に基づいて、H$\beta$およびH$\alpha$ラインを放出するBLRガスは同様の運動学に従い、タイプ1AGNのサンプルでビリアル化されているようです。
高赤方偏移銀河のダスト温度の解析モデル
解析モデルを使用して、いくつかの高赤方偏移($z>5$)銀河で観測される高いダスト温度($T_\mathrm{dust}\gtrsim40$K)の物理的理由を調べます。分析的に扱うことができる2つのモデルを検討します:放射伝達(RT)モデル、{$T_\mathrm{dust}$の値の広範な分布が考慮される}、および1つの温度(one-$T$){uniform$T_\mathrm{dust}$}を仮定するモデル。これらの2つの両極端は、{最も現実的なシナリオをまとめるのに役立ちます}。ケニカット-シュミット(KS)の法則を採用して、星の放射場をガスの表面密度に関連付け、ダストとガスの比率を変化させます。結果として、私たちのモデルは、星形成速度の表面密度($\Sigma_\mathrm{SFR}$)またはダスト質量($\Sigma_\mathrm{dust}$)と$T_\mathrmの間の関係を予測することができます。{ほこり}$。$z\gtrsim5$で観測された高い$T_\mathrm{dust}$は、ダスト対ガスの比率が低い($\lesssim10^{-3}$)ことを示しています。KS法則と比較して強化された星形成は、高い$T_\mathrm{dust}$の別の説明を与えます。ALMAバンド6～8を使用している限り、2つのモデル(RTとone-$T$)のダスト温度は類似しています。また、KS法則を仮定せずに、$\Sigma_\mathrm{SFR}$、$\Sigma_\mathrm{dust}$、$T_\mathrm{dust}$の関係を調べ、実際の観測データとの整合性を確認します。$z>5$.1-$T$モデルでは、塊状のダスト分布も調べます。これは、恒星放射の漏れによる$T_\mathrm{dust}$の低下を予測します。これは、観測された高い$T_\mathrm{dust}$を説明するために、ダストの量が少ないか星形成効率が高いという要件を強化します。
FLASH パイロット調査: 0.42 < z <1.00 での GAMA 銀河における関連する 21 cm HI 吸収の検出
| Title |
FLASH_Pilot_Survey:_Detections_of_associated_21_cm_HI_absorption_in_GAMA_galaxies_at_0.42_ |
| Authors |
Renzhi_Su,_Elaine_M._Sadler,_James_R._Allison,_Elizabeth_K._Mahony,_Vanessa_A._Moss,_Matthew_T._Whiting,_Hyein_Yoon,_J.N.H.S._Aditya,_Sabine_Bellstedt,_Aaron_S.G._Robotham,_Lilian_Garratt-Smithson,_Minfeng_Gu,_Baerbel_S._Koribalski,_Roberto_Soria,_Simon_Weng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04569 |
3つのGalaxyAndMassAssembly(GAMA)調査フィールドから、電波の大きい銀河の赤方偏移0.42<z<1.00で関連する21cmHI吸収を検索した結果を提示します。これらの観測は、HIにおけるASKAPFirstLargeAbsorptionSurvey(FLASH)のパイロット調査の一環として実施されました。10mJyを超える855.5MHzのピーク磁束密度を持つ326の電波源のサンプルから、z=0.522でSDSSJ090331+010847とz=0.563でSDSSJ113622+004852の2つの関連するHI吸収システムを検出しました。両方の銀河は質量が大きく(星の質量>10$^{11}$M$_{sun}$)、明るい赤い銀河に特徴的な光スペクトルを持っていますが、SEDフィッティングは、SDSSJ113622+004852がSFRを伴うダストで覆われたスターバーストを含むことを意味します。~69M$_{sun}$yr$^{-1}$.HI吸収線の光学深度は高く、$\tau_{pk}$は1.77$\pm$SDSSJ090331+010847で0.16(これまでに見つかったz>0.1関連するシステムの最高値)および0.14$\pmです。SDSSJ113622+004852の場合は0.01ドル。私たちのASKAP観測によって調査された赤方偏移範囲では、関連するHI吸収線($\tau_{pk}$>0.1および少なくとも3$\sigma$有意)の検出率は2.9(+9.7-2.6)パーセントです。現在のサンプルは少ないが、この割合は、より高い赤方偏移で関連する21cmHI吸収システムの検出率が低いという他の研究で見られる傾向と一致しています。また、0.67<z<1.34でOH吸収線を検索しましたが、検索した145の電波源では検出されませんでした。
VIPERS サーベイからの z~0.7 で分光学的に確認された赤いナゲットの最初のカタログ。高Zレッドナゲットと地元の遺物をつなぐ
| Title |
The_first_catalogue_of_spectroscopically_confirmed_red_nuggets_at_z~0.7_from_the_VIPERS_survey._Linking_high-z_red_nuggets_and_local_relics |
| Authors |
Krzysztof_Lisiecki,_Katarzyna_Ma{\l}ek,_Ma{\l}gorzata_Siudek,_Agnieszka_Pollo,_Janusz_Krywult,_Agata_Karska,_Junais |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04601 |
「赤いナゲット」は、宇宙で最初に形成された大質量銀河であると考えられている、受動的でコンパクトな大質量銀河のまれな集団です。$z\sim3$で最初に発見されたが、赤方偏移が低いとさらに少なくなり、時間の経過とともに大部分が合併によって今日の巨大な楕円形に変化したと考えられている.この運命をなんとか逃れた赤いナゲットは、大質量銀河の初期進化を研究するためのユニークな実験室として役立つ可能性があります。この論文では、VIMOSPublicExtragalacticRedshiftSurveyを利用して、中間赤方偏移$0.5<z<1.0$で分光学的に確認された赤いナゲットの最大の最新カタログを構築することを目指しています。ほぼ90,000個のVIPERS銀河のカタログから、恒星質量$M_{star}>8\times10^{10}$$\rm{M}_\odot$および有効半径$R_\mathrm{e}を持つソースを選択します。<1.5$kpc。その中から、色に基づいて古い恒星集団を持つ赤色の受動銀河を選択します。カラーNUVrKダイアグラム、星形成率の値、およびそれらの光学スペクトルの検証です。ソースのコンパクトさの制限が選択に与える影響を検証したところ、選択した基準に応じて、サンプルサイズが最大2桁まで変化する可能性があることがわかりました。最も制限の厳しい基準の1つとスペクトルと受動性に関する追加チェックを使用して、これまで知られていなかった77個の赤いナゲットのみを分光学的に識別しました。結果として得られる77個の赤いナゲットのカタログは、ローカルユニバースより上の統一された一連の選択基準に基づいて構築された最大のカタログです。共動Mpc$^3$あたり77個のVIPERSパッシブレッドナゲットの最終サンプルで計算された数密度は、$z\sim0.61$で4.7$\times10^{-6}$から$9.8\times10^{-6}$に増加します。$z\sim0.95$で、これはローカルユニバースで推定された値よりも高く、$z>2$で見つかった値よりも低くなっています。中間赤方偏移のギャップを埋めます。
JWST / MIRI MRSによって明らかにされたNGC 7319の低出力ジェット-ISM相互作用
| Title |
Low_power_jet-ISM_interaction_in_NGC_7319_revealed_by_JWST/MIRI_MRS |
| Authors |
M._Pereira-Santaella,_J._\'Alvarez-M\'arquez,_I._Garc\'ia-Bernete,_A._Labiano,_L._Colina,_A._Alonso-Herrero,_E._Bellocchi,_S._Garc\'ia-Burillo,_S._F._H\"onig,_C._Ramos_Almeida,_D._Rosario |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04835 |
初期放出観測(ERO)の一部として観測された、ステファンの五重奏団で最大の銀河であるNGC7319のJWST/MIRIMRS分光法を紹介します。NGC7319は、タイプ2活動銀河核(AGN)と、430pc(N2)と1.5kpc(S2)の2つの非対称電波ホットスポットを持つ低出力電波ジェット(L_1.4GHz=3.3x10^22WHz^-1)をホストします。未解決の無線コアからの投影距離。MRSデータは、銀河の円盤内の分子物質がジェットを減速させ、この長さの非対称性を引き起こしていることを示唆しています。円盤内のジェット軸とダストレーンの間の交差点で、暖かいH_2(T_w=330+-40K、T_h=900+-60K)と電離ガスからの増強された放出を発見した。この放出は、コアに最も近い電波ホットスポットN2と一致しており、ジェットと星間媒体(ISM)の相互作用がジェットを減速させていることを示唆しています。逆に、より遠いホットスポットでの中間赤外線放出は、より暗く、より高度にイオン化され、H_2励起がより低く、ジェットがより遠くまで進むことができるより拡散した原子環境を示唆しています。N2ラジオホットスポットでは、電離ガスの質量(M_ion=(2.4-12)x10^5Msun)は、暖かいH_2の質量に匹敵しますが、前者はより乱れています(sigma_ion~300対sigma_H2~150km/s)。)、したがって、イオン化されたガスの機械的エネルギーは~1.3～10倍高くなります。これらの推定値から、N2でのこれら2つのISMフェーズで機械的エネルギーとして残るジェットエネルギーは0.2%未満であることがわかります。また、無線ホットスポットの近くで、拡張された(r>0.3-1.5kpc)高電離放射([MgV]、[NeVI]、および[NeV])も見つかります。このNGC7319の最初の分析は、銀河の中心領域であることが多い塵に覆われた中心領域における電波ジェットとその放射場によるAGNフィードバックメカニズムを調査するためのMIRI/MRSの可能性を示しています。これらのメカニズムを理解することは、銀河進化の宇宙論的シミュレーションの開発において不可欠な要素です。
ステファンのクインテットに関連する 0.6 Mpc HI 構造
| Title |
A_0.6_Mpc_HI_Structure_Associated_with_Stephan's_Quintet |
| Authors |
C.K._Xu,_C._Cheng,_P.N._Appleton,_P.-A._Duc,_Y._Gao,_N.-Y._Tang,_M._Yun,_Y.S._Dai,_J.-S._Huang,_U._Lisenfeld,_F._Renaud |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04870 |
Stephan'sQuintet(SQ,distance=85$\pm$6Mpc)はコンパクトな銀河群の中でユニークです。観測では、現在グループ内媒体に衝突している高速の侵入銀河を含む複数のメンバー間の相互作用が、複数のガス状および星状フィラメントの形で潮汐破片を生成している可能性が高いことが以前に示されています。広範囲にわたる銀河間衝撃ガス。相互作用/衝突の詳細とタイミングは、複数の性質のためによくわかっていません。ここでは、チャネルあたり1$\sigma$=4.2$\times10^{16}\rmcm^{-2}$($\Delta$v=20kms$^{-1}$;angular-resolution=4')であり、以前の観測より約2桁深くなっています。データは、デブリフィールドに関連付けられたサイズ~0.4Mpcの拡張ソースと、拡張ソースの南端に取り付けられた長さ~0.5Mpcの湾曲した拡散フィーチャを含む大きなHI構造(線形スケール~0.6Mpc)を明らかにします。低密度HIガス(N$_{\rmHI}\leq10^{18}\rmcm^{-2}$)は、このような長い時間スケールでの銀河間UVバックグラウンドによる電離に耐えることができます。私たちの観測では、銀河群の外側の部分にあるガスを再考する必要があり、群形成のシミュレーションでは、群内媒体のさまざまなフェーズの複雑なモデリングが必要です。
チャンドラ観測を使用した Planck SZ 選択クラスターの AGN フィードバック デューティ サイクル
| Title |
AGN_feedback_duty_cycle_in_Planck_SZ_selected_clusters_using_Chandra_observations |
| Authors |
V._Olivares,_Y._Su,_P._Nulsen,_R._Kraft,_T._Somboonpanyakul,_F._Andrade-Santos,_C._Jones,_W._Forman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04888 |
プランク調査でSunyaev-Zel'dovich(SZ)シグネチャによって選択された近くの銀河団のアーカイブチャンドラ観測を使用して、X線空洞の体系的な研究を提示します。デューティサイクル。X線画像解析に基づいて、164個のクラスターのうち30個がX線空洞を示していることを報告します。これは、18%の検出率に相当します。高$z$SPT-SZサンプルに一致するように空間解像度を修正した後、検出率は高zサンプルと一致して9%に減少し、AGNフィードバックがほぼ8Gyrsにわたって進化していないことを示唆しています。私たちの調査結果は、クールコアクラスターフラクションの進化の欠如と一致しています。空洞電力P_{\rmcav}を計算すると、サンプルのほとんどのシステムがクラスター内媒体の放射損失を相殺するのに十分なAGN加熱を持っていることがわかります。
過去 $\gtrsim$10$^4$ 年間にわたる NGC 5972 の超大質量ブラック ホールの、延長された輝線領域を通る詳細な降着履歴
| Title |
Detailed_accretion_history_of_the_supermassive_black_hole_in_NGC_5972_over_the_past_$\gtrsim$10$^4$_years_through_the_extended_emission_line_region |
| Authors |
C._Finlez,_E._Treister,_F._Bauer,_W._Keel,_M._Koss,_N._Nagar,_L._Sartori,_W.P._Maksym,_G._Venturi,_D._Tubin,_T._Harvey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04911 |
VLTのMultiUnitSpectroscopicExplorer(MUSE)で得られたNGC5972の積分視野分光観測を紹介します。NGC5972は近くにある銀河で、活動銀河核(AGN)と、核から$\sim17$kpcまで伸びた拡張輝線領域(EELR)の両方を含んでいます。空間分解スペクトルを使用してEELRの物理的条件を分析し、イオン化状態の半径方向依存性と光の移動時間距離に焦点を当てて、$\gtrsim10^{4}$yrタイムスケールでのAGNの変動性を調べます。運動学的分析は、複数の成分を示唆しています。（a）大規模な円盤の回転に続くかすかな成分。（b）潮汐尾に接続された面外ガスを示唆するEELRに関連するコンポーネント。(c)運動学的に切り離された核円盤。運動学と観測された潮汐尾の両方が、過去の主要な相互作用イベントを示唆しています。EELRアームに沿った輝線診断は通常、EELRがAGNによって主にイオン化されたことを意味するセイファート様の放射を証明します。一連の光イオン化モデルを生成し、これらをEELRに沿ったさまざまな領域に適合させます。これにより、観測された状態にガスを励起するために異なる半径で必要な放射光度を推定することができます。私たちの結果は、NGC5972が衰退するクエーサーであることを示唆しており、固有のAGN光度が着実に徐々に減少しているため、SMBHへの降着率は、過去$5\times10^{4}$で$\sim100$倍になっています。年
JWST および地上ベースの近赤外線からの $\mathbf{z\simeq8-15}$ での銀河の紫外連続体傾斜 ($\mathbf{\beta}$)
| Title |
The_ultraviolet_continuum_slopes_($\mathbf{\beta}$)_of_galaxies_at_$\mathbf{z\simeq8-15}$_from_JWST_and_ground-based_near-infrared |
| Authors |
F._Cullen,_R._J._McLure,_D._J._McLeod,_J._S._Dunlop,_C._T._Donnan,_A._C._Carnall,_R._A._A._Bowler,_R._Begley,_M._L._Hamadouche |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04914 |
JWSTEROおよびERSNIRcamイメージングとCOSMOSの地上ベースの近赤外線イメージングの組み合わせを使用して、赤方偏移$8<z<15$での銀河の静止フレーム紫外（UV）連続体傾斜（$\beta$）を研究します分野。JWSTと地上ベースのイメージングの組み合わせは、赤方偏移と絶対UVマグニチュード($-22.5<M_{\rmUV}<18.5$)の両方で広いベースラインを提供し、より低い赤方偏移での以前の結果との有意な比較を可能にするのに十分です。べき法則フィッティング手法を使用すると、完全なサンプル(中央値$M_{\rmUV}=-19.5\pm1.1$)が逆分散加重平均値$\langle\beta\rangle=-2.07を返すことがわかります。\pm0.05$、対応する中央値は$\beta=-2.26\pm0.12$です。これらの値は、$z>8$にある銀河のUVカラーが、平均して、局所宇宙で最も青い銀河よりも青くないことを意味します。さらに、より明るいUV銀河はやや赤いUV勾配を示すような$\beta-M_{\rmUV}$関係の暫定的な証拠を見つけました($\rm{d}\beta/\rm{d}M_{\rmUV}=-0.12\pm0.05$)。より低い赤方偏移での結果と比較すると、$\beta-M_{\rmUV}$関係の傾きが$z\simeq5$で観察されたものと完全に一致し、特定の$M_{\rmUV}$、私たちの$8<z<15$銀河は、対応する$z\simeq5$銀河よりもやや青くなっています($\delta\beta=-0.27\pm0.06$)。最後に、私たちのサンプルに含まれる天体が超青色のUV連続体勾配(つまり、$\beta\lesssim-3$)を示しているという強力な証拠は見つかりませんでした。ライマン連続体脱出率が高い恒星集団。
銀河団 SMACS0723-7327 の JWST 観測で特定された $z=7.66$ のレンズ付き原始銀河団候補
| Title |
A_lensed_protocluster_candidate_at_$z=7.66$_identified_in_JWST_observations_of_the_galaxy_cluster_SMACS0723-7327 |
| Authors |
N._Laporte,_A._Zitrin,_H.Dole,_G._Roberts-Borsani,_L.J._Furtak_and_C._Witten |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04930 |
銀河形成の現在のパラダイムによれば、最初の銀河は大きな暗黒物質の暈の中で形成された可能性が高い。これらの大規模なハローの断片化により、銀河原始銀河団が形成されました。これは、通常、1つまたはいくつかの明るい天体で構成され、多数のより暗い(および質量の少ない)銀河に囲まれています。これらの初期の構造は、宇宙の最初の10億年以内に中性水素の再電離に大きな役割を果たした可能性があります。特に、それらの数密度が重要な場合。ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)によって達成された前例のない感度を利用して、現在、銀河原始銀河団を識別し、$z\geq\$6を超える数で研究することができます。UV光子収支へのそれらの寄与を特徴付けると、再イオン化プロセスに関する新しい洞察が得られる可能性があります。SMACS0723-7327の背後にある最初のJWSTデータセットを分析して、利用可能な分光データと測光データを組み合わせて、$z\geq6$でプロトクラスターを検索します。次に、調査結果を半分析モデルおよびシミュレーションと比較します。$\sim$11\arcsecで分離され、分光学的に$z_{spec}=7.66$で確認された2つの明るい銀河(F277Wの$\leq$26.5AB)に加えて、$\theta内に類似した色を持つ6つの追加の銀河を識別します。これらの周りの\sim20$\arcsec半径(ソース平面のR$\sim60-90$kpcに対応)。いくつかの方法を使用して、この原始銀河団のダークマターハローの質量$\sim$4$\times$10$^{11}$M$_{\odot}$を推定し、さまざまな予測と一致しています。すべての原始銀河団メンバーの物理的特性は、以前に低赤方偏移で発見されたもの、つまり星形成主系列と原始銀河団のサイズともよく一致しています。この検出は、宇宙の最初の10億年で現在知られている少数の原始クラスターに追加されます。このような$z\ge7$銀河原始銀河団は、宇宙の再電離に重要な役割を果たしている可能性があります。
レンズ状棒銀河NGC 4277のスローバー
| Title |
A_slow_bar_in_the_lenticular_barred_galaxy_NGC_4277 |
| Authors |
C._Buttitta,_E._M._Corsini,_V._Cuomo,_J._A._L._Aguerri,_L._Coccato,_L._Costantin,_E._Dalla_Bont\`a,_V._P._Debattista,_E._Iodice,_J._M\'endez-Abreu,_L._Morelli,_and_A._Pizzella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04932 |
目的:おとめ座銀河団の背後にあるレンチキュラー銀河NGC4277にホストされているバーの特性を特徴付けました。方法:SloanDigitalSkySurveyの広帯域イメージングから得られた表面測光からバーの長さと強度を測定し、MultiUnitSpectroscopicで実行された積分フィールド分光法から得られた星の運動学からバーパターンの速度を導き出しました。超大型望遠鏡の探検家。また、円速度から共回転半径を推定しました。これは、非対称ドリフトの星のストリーミング運動を修正することによって制約され、最終的にバーの回転速度を導き出しました。結果:NGC4277は短い($R_{bar}=3.2^{+0.9}_{-0.6}$kpc)、弱い($S_{bar}=0.21\pm0.02$)、遅い($R=1.8^{+0.5}_{-0.3}$)バーとそのパターン速度($\Omega_{bar}=24.7\pm3.4$kms$^{-1}$kpc$^{-1}$)は、Tremaine-Weinberg(TW)法でこれまでに得られた、相対的な統計誤差が$\sim0.2$である、最も制約のあるものの1つです。結論:NGC4277は、モデルに依存しないTW法で測定された、遅い恒星バー(1$\sigma$信頼レベル以上で$R>1.4$)をホストする銀河の最初の明確なケースです。隣の銀河NGC4273との相互作用の可能性が、このような遅い棒の形成を引き起こした可能性があり、および/または棒領域内のかなりの量の暗黒物質との動的摩擦により、棒が遅くなった可能性があります。
Pushchino マルチビーム パルサー検索。最初の結果
パルサーの発見以来、すでに何十もの調査が行われています。空の調査の過程で、数千から数万平方度の領域が調査されます。同じ地域を繰り返し観測しているにもかかわらず、新しいパルサーが絶えず発見されています。Pushchinoマルチビームパルサーサーチ(PUMPS)を提示します。これは、パルサーサーチに関して以前に行われたすべてのサーベイの感度よりも1桁高い感度を持っています。PUMPSでは、赤緯$-9^o<\delta<+42^o$に位置する地域で毎日24時間観測が行われています。サーベイは、周波数111MHzのラージフェーズドアレイ(LPA)の96ビームで実行されます。2014年8月から2022年8月までの観測期間中に、約3,000回の調査を繰り返しました。調査で期待される感度は、最大0.1mJyに達します。この論文では、受信したデータを処理するときに解決できるいくつかのタスクについて検討しています。
加速器実験の測定値を使用して推定された回折解離による平均 $X_{\rm max}$ の不確実性
| Title |
Uncertainty_in_mean_$X_{\rm_max}$_from_diffractive_dissociation_estimated_using_measurements_of_accelerator_experiments |
| Authors |
Ken_Ohashi,_Hiroaki_Menjo,_Takashi_Sako,_Yoshitaka_Itow |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04645 |
質量組成は、超高エネルギー宇宙線の起源を理解する上で重要です。ただし、エアシャワーシミュレーションで採用されたハドロン相互作用モデルには大きな不確実性があるため、エアシャワー実験からの質量組成の解釈は困難です。不確実性の特定の原因は回折解離であり、加速器実験での測定で重大な系統的不確実性が実証されました。本研究では、ALICE実験による回折解離の測定の不確かさから$\langleX_{\rmmax}\rangle$の不確かさを見積もった。$10^{17}$~eV陽子によって誘起されたエアシャワーの場合、エアシャワー全体の最大不確実性サイズは$^{+4.0}_{-5.6}~\mathrm{g/cm^2}$と推定されました。$\langleX_{\rmmax}\rangle$予測の不確実性では無視できません。
観測されたエネルギースペクトルによるガンマ線バースト即発放出の時間分解偏光
| Title |
Time-resolved_polarizations_of_gamma-ray_burst_prompt_emission_with_observed_energy_spectra |
| Authors |
Rui-Rui_Wu_and_Qing-Wen_Tang_and_Mi-Xiang_Lan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04681 |
時間分解偏光は、時間積分偏光よりもガンマ線バースト(GRB)の発生源に関するより多くの物理情報を運びます。したがって、それらはGRBプロンプトフェーズのモデルにより厳しい制約を与えます。ここでは、時間分解偏光と時間積分偏光の両方が考慮されます。私たちが使用するモデルは、大規模な秩序整列磁場におけるシンクロトロン放射です。GRBプロンプトフェーズの時間分解分極は、対応する時間分解エネルギースペクトルで導出されます。2つの方法で計算された時間積分PDは類似していることがわかりました。したがって、時間積分されたエネルギースペクトルによって時間積分されたPDを推定すると便利です。このペーパーで計算された時間分解PDのほとんどは、時間とともに増加します。この傾向は、観測されたGRB170114Aの時間分解PD曲線と一致する可能性がありますが、磁化された内部衝撃モデルと磁気リコネクションモデルの両方の減衰PDの予測に反します。一般に、この論文で計算されたPAは、時間に対してほぼ一定です。ここで予測されたPAは、GRB100826AおよびGRB170114Aで観測された激しいPAの変化とは一致しません。したがって、モデルをテストし、GRBプロンプトフェーズの真の物理プロセスを診断するには、より正確な時間分解偏光観測が必要です。
528.6 Hz で降着するミリ秒 X 線パルサー MAXI J1816-195 の発見
| Title |
The_discovery_of_the_528.6_Hz_accreting_millisecond_X-ray_pulsar_MAXI_J1816-195 |
| Authors |
Peter_Bult,_Diego_Altamirano,_Zaven_Arzoumanian,_Deepto_Chakrabarty,_J\'er\^ome_Chenevez,_Elizabeth_C._Ferrara,_Keith_C._Gendreau,_Sebastien_Guillot,_Tolga_G\"uver,_Wataru_Iwakiri,_Gaurava_K._Jaisawal,_Giulio_C._Mancuso,_Christian_Malacaria,_Mason_Ng,_Andrea_Sanna,_Tod_E._Strohmayer,_Zorawar_Wadiasingh,_Michael_T._Wolff |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04721 |
新しいX線トランジェントMAXIJ1816-195における528.6Hzの脈動の発見を紹介します。NICERを使用して、中性子星低質量X線連星MAXIJ1816-195からの最初の記録された一時的なアウトバーストを28日間にわたって観測しました。528.6Hzの脈動のタイミング解析から、連星系は、軌道周期が4.8時間で、質量を制約するパルサーの軌道長半径が0.26光秒の円軌道としてよく説明されることがわかります。ドナー星の$0.10-0.55M_\odot$。さらに、15回の熱核X線バーストが観察され、時間の経過とともに形態が徐々に変化し、再発時間は1.4時間と短かった。光球半径の拡大の証拠は検出されず、光源距離の上限は8.6kpcでした。
CIZA J1358.9-4750における拡散電波源候補
| Title |
Diffuse_radio_source_candidate_in_CIZA_J1358.9-4750 |
| Authors |
Kohei_Kurahara,_Takuya_Akahori,_Ruta_Kale,_Hiroki_Akamatsu,_Yutaka_Fujita,_Liyi_Gu,_Huib_Intema,_Kazuhiro_Nakazawa,_Nobuhiro_Okabe,_Yuki_Omiya,_Viral_Parekh,_Timothy_Shimwell,_Motokazu_Takizawa_and_Reinout_van_Weeren |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04750 |
初期段階の合体星団CIZAJ1358.9-4750(CIZA1359)のバンド3(300--500MHz)のアップグレードされた巨大なメートル波電波望遠鏡(uGMRT)観測の結果を報告します。方向依存キャリブレーションを使用して$\sim17,000$の画像ダイナミックレンジを達成し、4~$\sigma_{rms}$有意性で拡散ソース候補を見つけました。この候補の磁束密度は400~MHzで$24.04\pm2.48$~mJyであり、ノイズに比べて十分に正です。候補の電波出力は$2.40\times10^{24}$~W~Hz$^{-1}$で、これは典型的な拡散星団放射のものと一致しています。拡散電波源候補は、マッハ数が最大値$\mathcal{M}\sim1.7$に達するX線衝撃波面の一部に関連付けられています。このソースの観測されたスペクトルインデックス($F_\nu\propto\nu^{\alpha}$)は$\alpha=-1.06\pm0.33$であり、標準的な拡散衝撃加速度(DSA)によって予想されるスペクトルインデックスと一致します。しかし、短い加速時間でこのような低いマッハ数を得るには、他のいくつかの銀河団で示唆されているように、メンバー銀河の過去の活動銀河核(AGN)活動から供給されるシード宇宙線が必要になります。候補と同じ地域で、シードされた可能性のある7つの電波源が見つかりました。これは、シードによる電波放射のモデルをサポートしています。この候補の磁場強度は、磁場と宇宙線の間のエネルギー等分配が$2.1~\μ$Gであると仮定して推定されました。また、CIZA1359の近くには、頭尾銀河と電波鳳凰または化石が見られます。
SMS4 サンプルの Swift X 線ビュー -- 31 個のクエーサーと電波銀河の X 線特性
| Title |
A_Swift_X-ray_view_of_the_SMS4_sample_--_X-ray_properties_of_31_quasars_and_radio_galaxies |
| Authors |
Alessandro_Maselli,_William_R._Forman,_Christine_Jones,_Ralph_P._Kraft,_Matteo_Perri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04763 |
南半球の137の明るい電波源のサンプルであるSMS4カタログからの31の源のSwift観測を提示します。これらすべてのソースには、チャンドラまたはXMM-Newtonの観測結果はありませんでした。これらのうち24は、2015年に専用の提案を通じてSwiftで観測され、残りの7つのデータはSwiftアーカイブから取得されました。スウィフトX線望遠鏡(XRT)によって収集されたデータの削減と分析により、0.3～10keV帯域で20の検出が行われました。これら20の検出について、このバンドでのX線放出の詳細と、残りの11のSMS4ソースの上限を提供します。統計が許す限り、X線放射の範囲、硬度比を調査し、スペクトル分析を実施しました。20のX線検出ソースを赤外線(AllWISE、CatWISE2020)および光学(GSC2.3.2、DESDR2)カタログと照合して、赤外線および光学ソースとの関連付けを確立し、これらのバンドで以前に公開された対応する結果と結果を比較しました。X線検出の対応候補を確立するには、赤外線と光学帯域の両方で検出する必要があり、18のソースの信頼できる対応を取得しますが、残りの2つのソースは、確固たる識別を確立するためにさらに調査する必要があります.すべてのSMS4ソースの約35%が、178MHzでの磁束密度の下限である10.9Jyを下回っていることがわかります。2022年3月に狭視野装置を使用したX線で観測されている56のSMS4ソースのリストを提示します。
復習：超新星の爆発とその残骸の形成におけるジェットの役割
コア崩壊型超新星(CCSNe)と、ほとんどのCCSNeに動力を供給し、その噴出物を形成する上でジェットが主要な役割を果たしていると考える同様の過渡現象の研究を概説します。私は、ほとんどのCCSN爆発に動力を供給するために使用するジッタリングジェットの爆発メカニズムを確認することから始めます。ニュートリノ加熱は、ジェットを押し上げる役割を果たしています。いくつかのCCSN残骸の形態を惑星状星雲と比較して、ジェットと不安定性が噴出物の形成の背後にあると結論付けました。次に、急速に回転する崩壊コアの子孫であるCCSNeについて説明します。これは、バイポーライジェクタを形成する固定軸ジェット(わずかな振動を伴う)をもたらします。バイポーラCCSNeの大部分は、超光度超新星(SLSNe)です。SLSNeライトカーブとライトカーブの隆起のモデリングには、高エネルギーのマグネターやイジェクタと星周物質(CSM)との相互作用を考慮した場合でも、ジェットが含まれている必要があると結論付けています。私は双極CCSNeの特性を共通エンベロープジェット超新星(CEJSNe)に関連付けます。そこでは、古い中性子星またはブラックホールがエンベロープの内側に渦巻いて入り、次に赤色超巨星のコアの内側に入ります。超新星1987Aのように、ジェットがどのようにして爆発前のCSMを形成し、CCSNeとCEJSNeの連星系の前駆体で爆発前のアウトバースト(前駆体)に動力を与えることができるかについて説明します。バイナリ相互作用は、爆発後のジェットの発射も促進します。
ラジオブロードバンドアレシボソースのパルサー放出ビームジオメトリ
合理的に入手可能な最も広い帯域の無線周波数でパルサービームの形状と物理学を調べることを主な目的として、電波パルサー放射ビームの解析とモデルを提示します。アレシボの空にあるよく研究された一連のパルサーについて考えます。これらのパルサーは、放射が検出可能な広い周波数範囲で際立っており、4.5GHzまでの周波数と100MHz未満までの周波数で広く観測されています。公開されたプロファイルを利用して、コア/ダブルコーン放出ビームモデルを分類フレームワークとして使用して、これらのパルサーの周波数進化のより完全な図を定量化します。低周波観測では、測定された散乱時間スケールを考慮して、パルスプロファイルの固有の広がりと散乱の広がりを推測します。最後に、固有パラメーターに関するコア/コナルクラスプロファイルの人口傾向について説明します。パルサーのこの亜集団では、コアとコナルが優勢なプロファイルが2つの大まかに分離された$P$-$\dot{P}$集団にクラスター化され、ペア形成ジオメトリの進化がコア/コナル放出と、ヌリングやモード変更などのその他の放出効果を担当します。
パルサー電波発射メカニズム II.パルサープラズマにおける相対論的ラングミュアソリトンの起源について
| Title |
Pulsar_radio_emission_mechanism_II._On_the_origin_of_relativistic_Langmuir_solitons_in_pulsar_plasma |
| Authors |
Sk._Minhajur_Rahaman,_Dipanjan_Mitra,_George_I._Melikidze,_Taras_Lakoba |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04894 |
観測は、パルサーからのコヒーレントな電波放射が、電荷バンチからの曲率放射によって高密度のパルサープラズマで励起されることを示唆しています。多くの研究は、これらの電荷束が相対論的電荷ソリトンであることを提案しています。これは、群速度分散($G$)、立方非線形性($q$)、非線形ランダウ減衰($s$).安定したソリトンの形成はパラメータ$G,q$および$s$と粒子分布関数に決定的に依存する.この作業では,観測上の制約から得られた現実的なパルサープラズマパラメータを使用する.粒子の運動量の2つの代表的な分布関数(DF)のNLSEのパラメーター空間を探索する:ローレンツ(ロングテール)とガウス(ショートテール)DFの選択は、$|s/q|$の値に大きく影響します。,順番に,ソリトンが形成できるかどうかを決定します.数値シミュレーションは、$|s/q|の中程度およびより高い値の場合は$|s/q|\lesssim0.1$の値が小さい場合にのみ、整形式のソリトンが得られることを示しています。\gtrsim0.5$ソリトン形成が抑制される.$|s/q|\sim0.1$の値が小さいほどレア広い範囲のプラズマ温度のロングテールDFについてよく得られます。一方、ショートテールDFは、これらの値をプラズマパラメータの一部の狭い範囲に対してのみ提供します。したがって、粒子DFの顕著な高エネルギーテールの存在は、プラズマパラメーターの広い範囲のソリトン形成を支持します。ペアプラズマに加えて、鉄イオン成分も含めて、NLSE係数の変更または電荷分離への寄与にほとんど寄与しないことを発見しました。
元素合成パラメータと電子の自己質量の正確な計算
始原核合成中のベータ崩壊率に対する温度の影響を研究します。電子の繰り込まれた質量への熱の寄与を使用して、電子の熱的自己質量に関連して、初期宇宙の元素合成パラメーターへの熱の影響を再計算します。この研究では、媒体中のフェルミオンの存在が温度による元素合成パラメーターの変化を引き起こす方法を示します。元素合成の前後で、電子の自己質量からの温度寄与はなくなります。宇宙のベータ崩壊率、ヘリウム存在量、およびエネルギー密度の温度依存性は、元素合成中の温度の関数として計算されます。元素合成前後のこれらの元素合成パラメータの値も計算されます。
21cm宇宙実験の主な課題の1つは、キャリブレーションエラーを克服することです。フィールドで確立されたキャリブレーションアプローチには、非常に正確なスカイモデルが必要であり、低レベルのスカイモデルエラーは、宇宙信号を破損するキャリブレーションエラーをもたらします。スカイモデルエラーが存在する場合でも正確なキャリブレーションを可能にする、遅延加重キャリブレーション(DWCal)と呼ばれる新しいキャリブレーションアプローチを紹介します。スカイモデルエラーはすべてのパワースペクトルモードに等しく影響するわけではなく、DWCalはエラーのないモードから優先的にキャリブレーションソリューションに適合します。この手法をシミュレートされたデータに適用すると、現実的なレベルのスカイモデルエラーが存在する場合にキャリブレーションエラーが大幅に減少し、21cmパワースペクトルの感度が約2桁向上することが示されます。
| Title |
Rubin_Observatory_LSST_Transients_and_Variable_Stars_Roadmap |
| Authors |
Kelly_M._Hambleton,_Federica_B._Bianco,_Rachel_Street,_Keaton_Bell,_David_Buckley,_Melissa_Graham,_Nina_Hernitschek,_Michael_B._Lund,_Elena_Mason,_Joshua_Pepper,_Andrej_Prsa,_Markus_Rabus,_Claudia_M._Raiteri,_Robert_Szabo,_Paula_Szkody,_Igor_Andreoni,_Simone_Antoniucci,_Barbara_Balmaverde,_Eric_Bellm,_Rosaria_Bonito,_Giuseppe_Bono,_Maria_Teresa_Botticella,_Enzo_Brocato,_Katja_Bucar_Bricman,_Enrico_Cappellaro,_Maria_Isabel_Carnerero,_Ryan_Chornock,_Riley_Clarke,_Phil_Cowperthwaite,_Antonino_Cucchiara,_Filippo_D'Ammando,_Kristen_C._Dage,_Massimo_Dall'Ora,_James_R._A._Davenport,_Domitilla_de_Martino,_Giulia_de_Somma,_Marcella_Di_Criscienzo,_Rosanne_Di_Stefano,_Maria_Drout,_Michele_Fabrizio,_Giuliana_Fiorentino,_Poshak_Gandhi,_Alessia_Garofalo,_Teresa_Giannini,_Andreja_Gomboc,_Laura_Greggio,_Patrick_Hartigan,_Markus_Hundertmark,_Elizabeth_Johnson,_Michael_Johnson,_Tomislav_Jurkic,_Somayeh_Khakpash,_Silvio_Leccia,_Xiaolong_Li,_Davide_Magurno,_Konstantin_Malanchev,_Marcella_Marconi,_Raffaella_Margutti,_Silvia_Marinoni,_Nicolas_Mauron,_Roberto_Molinaro,_Anais_Moller,_Marc_Moniez,_Tatiana_Muraveva,_Ilaria_Musella,_Chow-Choong_Ngeow,_Andrea_Pastorello,_Vincenzo_Petrecca,_Silvia_Piranomonte,_Fabio_Ragosta,_Andrea_Reguitti,_Chiara_Righi,_Vincenzo_Ripepi,_Liliana_Rivera_Sandoval,_Keivan_G._Stassun,_Michael_Stroh,_Giacomo_Terreran,_Virginia_Trimble,_Yiannis_Tsapras,_Sjoert_van_Velzen,_Laura_Venuti_and_Jorick_S._Vink |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04499 |
VeraC.RubinLegacySurveyofSpaceandTimeは、時間領域の天体物理学に革命をもたらし、宇宙の完全に未踏の領域に到達し、数分から10年の変動時間スケールをマッピングする可能性を秘めています。ルービンLSST科学の4つの柱の1つである過渡宇宙と変動宇宙の探査のためのルービンLSSTデータの可能性を最大化する準備をするために、8つのルービンLSST科学コラボレーションの1つである過渡星と変光星科学コラボレーションは、次のことを特定しました。関心のある分野と要件、およびそれらを可能にするためのパスを調査します。私たちのロードマップは常に進化していますが、このドキュメントは、調査の最初の光に至るまでの最後の数年と数か月における私たちの計画と準備作業のスナップショットを表しています.
テイデ天文台のチェレンコフ望遠鏡の ASTRI ミニアレイ
| Title |
The_ASTRI_Mini-Array_of_Cherenkov_Telescopes_at_the_Observatorio_del_Teide |
| Authors |
Scuderi_S.,_Giuliani_A.,_Pareschi_G.,_Tosti_G.,_Catalano_O.,_Amato_E.,_Antonelli_L._A.,_Becerra_Gonz\'ales_J.,_Bellassai_G.,_Bigongiari,_C.,_Biondo_B.,_B\"ottcher_M.,_Bonanno_G.,_Bonnoli_G.,_Bruno_P.,_Bulgarelli_A.,_Canestrari_R.,_Capalbi_M.,_Caraveo_P.,_Cardillo_M.,_Conforti_V.,_Contino_G.,_Corpora_M.,_Costa_A.,_Cusumano_G.,_D'A\'i_A.,_de_Gouveia_Dal_Pino_E.,_Della_Ceca_R.,_Escribano_Rodriguez_E._Falceta_Gon\c{c}alves_D.,_Fermino_C.,_Fiori_M.,_Fioretti_V.,_Fiorini_M.,_Gallozzi_S.,_Gargano_C.,_Garozzo_S.,_Germani_S.,_Ghedina_A.,_Gianotti_F.,_Giarrusso_S.,_Gimenes_R.,_Giordano_V.,_Grillo_A.,_Grivel_Gelly_C.,_Impiombato_D.,_Incardona_F.,_Incorvaia_S.,_Iovenitti_S.,_La_Barbera_A.,_La_Palombara_N.,_La_Parola_V.,_Lamastra_A.,_Lessio_L.,_Leto_G.,_Lo_Gerfo_F.,_Lodi_M.,_Lombardi_S.,_Longo_F.,_Lucarelli_F.,_Maccarone_M._C.,_Marano_D.,_Martinetti_E.,_Mereghetti_S.,_Miccich\'e_A.,_Millul_R.,_Mineo_T.,_Mollica_D.,_Morlino_G.,_Morselli_A.,_Naletto_G.,_Nicotra_G.,_Pagliaro_A.,_Parmiggiani_N.,_Piano_G.,_Pintore_F.,_Poretti_E.,_Olmi_B.,_Rodeghiero_G.,_Rodriguez_Fernandez_G.,_Romano_P.,_Romeo_G.,_Russo_F.,_Sangiorgi_P.,_Saturni_F._G.,_Schwarz_J._H.,_Sciacca,_E.,_Sironi_G.,_Sottile_G.,_Stamerra_A.,_Tagliaferri_G.,_Testa_V.,_Umana_G.,_Uslenghi_M.,_Vercellone_S.,_Zampieri_L.,_Zanmar_Sanchez_R |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04571 |
ASTRIミニアレイ(MA)は、TeVスペクトルバンドで非常に高いエネルギーで放出する天体ソースを研究するための施設を建設および運用するためのINAFプロジェクトです。ASTRIMAは、9つの革新的なImagingAtmosphericCherenkov望遠鏡のグループで構成されています。望遠鏡は、INAFとのホスト契約に基づいて、テネリフェ島(スペイン、カナリア諸島)のInstitutodeAstrofisicadeCanarias(IAC)のTeide天文台に設置されます。ASTRIMAは、\sim5TeVを超え、最大100TeV以上のエネルギーに対する現在のチェレンコフ望遠鏡のアレイよりも優れた全体的なパフォーマンスが期待されるため、銀河系および銀河系外の深い観測を行うための重要な機器となります。これらのエネルギーで空。
重力波データ解析における適応カーネル密度推定の提案
| Title |
Adaptive_Kernel_Density_Estimation_proposal_in_gravitational_wave_data_analysis |
| Authors |
Mikel_Falxa,_Stanislav_Babak,_Maude_Le_Jeune |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04575 |
マルコフ連鎖モンテカルロ法は、ターゲット事後分布をサンプリングするために、ベイジアンフレームワーク内で頻繁に使用されます。その効率は、チェーンの構築に使用される提案に大きく依存します。最良のジャンプ提案は、未知のターゲット分布に非常に似ているものです。したがって、KernelDensityEstimation(KDE)に基づく適応的な提案を提案します。モデルのパラメーターを相関関係に従ってグループ化し、各グループで既に受け入れられているポイントに基づいてKDEを構築します。安定するまで、KDEベースの提案を適応させます。このような提案は、データ量が増加しているアプリケーションやハイパーモデルのサンプリングに役立つ可能性があると主張しています。いくつかの天体物理データセット(IPTAおよびLISA)でテストしたところ、場合によってはKDEベースの提案がチェーンの自己相関長を減らすのにも役立つことが示されました。この提案の効率は、パラメータの大きなグループ間の相関が強い場合に低下します。
FERIA: 角運動量保存の下での回転と下降を伴うフラット エンベロープ モデル
AtacamaLargeMillimeter/SubmillimeterArray(ALMA)の出現以来、分子スペクトル線における低質量星形成の電波観測は急速に進歩しました。クラス0-I原始星の周りの数百auスケール内のガス分布とその運動が空間的に解像され、原始星円盤が形成されている領域が詳細に明らかになりました。このような研究では、落下エンベロープ、回転支持された円盤、および流出からなる原始星の周りの複雑な物理的構造を特徴付けることが不可欠です。この目的のために、我々は汎用コンピュータコード`{\ttFERIA}'(角運動量保存の下で回転と下降を伴うフラットエンベロープモデル)を開発しました。モデルであり、どちらも観察研究でよく使用されます。この論文では、{\ttFERIA}の説明と使用マニュアルを提示し、実際のアプリケーションでの注意事項をまとめます。このプログラムは立方体{\ttFITS}ファイルを出力します。このファイルは観測値との直接比較に使用できます。また、機械学習/ディープラーニング用のモックデータの生成にも使用できます。これらのアプリケーションの例について説明し、モデル分析が実際の観測データでどのように機能するかを示します。
惑星の仲間の検出と特徴付けのための多波長カーネルフェーズ分析による統計テスト
| Title |
Statistical_tests_with_multi-wavelength_Kernel-phase_analysis_for_the_detection_and_characterization_of_planetary_companions |
| Authors |
Mamadou_N'Diaye,_David_Mary,_Frantz_Martinache,_Roxanne_Ligi,_Nick_Cvetojevic,_Peter_Chingaipe,_Romain_Laugier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04594 |
核相は、星の点源像の形成を干渉プロセスの解析結果とみなして解釈する方法です。フーリエ形式を使用すると、この方法により、近くの星の周りの惑星の伴星を、望遠鏡の解像度要素の半分までの距離(Hバンドの8\,mクラスの望遠鏡では通常20\,mas)の間隔で観測できます。カーネルフェーズ分析は、これまで主に単一の単色光画像での作業に焦点を当ててきましたが、最近では、中赤外でJWST/NIRISSを使用して200\,masで$10^{-4}$までの理論的なコントラスト検出限界を提供しています。仮説検定理論を使用しています。このコミュニケーションでは、このアプローチを適応光学を備えた地上望遠鏡の積分フィールドスペクトログラフ(IFS)によって提供されるデータキューブに拡張して、惑星の仲間の検出を強化し、カーネルを利用してそれらの大気のスペクトル特性を調査することを提案します。-フェーズマルチスペクトル情報。スペクトル分解能R=20の地上ベースのIFSデータキューブを使用して、3つの波長でのカーネルフェーズに基づくさまざまな統計テストを調査し、惑星の仲間の検出限界を推定します。私たちのテストは、近い将来、Subaru/SCExAOやVLT/SPHEREなどの地上ベースの太陽系外惑星撮像装置からの実際の画像に使用を拡張する前に、最初に合成データを使用して実施されます。宇宙望遠鏡からの多波長データへの将来の応用についても、JWSTによる惑星の仲間の観測について議論されています。
NIRSpec マイクロ シャッター アレイの飛行中の性能
| Title |
In-flight_performance_of_the_NIRSpec_Micro_Shutter_Array |
| Authors |
Timothy_D._Rawle_(1),_Giovanna_Giardino_(2),_David_E._Franz_(3),_Robert_Rapp_(3),_Maurice_te_Plate_(1),_Christian_A._Zincke_(3),_Yasin_M._Abul-Huda_(4),_Catarina_Alves_de_Oliveira_(5),_Katie_Bechtold_(4),_Tracy_Beck_(4),_Stephan_M._Birkmann_(1),_Torsten_B\"oker_(1),_Ralf_Ehrenwinkler_(6),_Pierre_Ferruit_(5),_Dennis_Garland_(4),_Peter_Jakobsen_(7),_Diane_Karakla_(4),_Hermann_Karl_(6),_Charles_D._Keyes_(4),_Robert_Koehler_(4),_Nimisha_Kumari_(8),_Nora_L\"utzgendorf_(1),_Elena_Manjavacas_(8),_Anthony_Marston_(5),_S._Harvey_Moseley_(9),_Peter_Mosner_(6),_James_Muzerolle_(4),_Patrick_Ogle_(4),_Charles_Proffitt_(4),_Elena_Sabbi_(4),_Marco_Sirianni_(1),_Glenn_Wahlgren_(4),_Emily_Wislowski_(4),_Raymond_H._Wright_(10),_Chi_Rai_Wu_(4),_and_Peter_Zeidler_(8)_((1)_ESA,_STScI,_USA,_(2)_ATG_Europe_for_ESA,_ESTEC,_The_Netherlands,_(3)_NASA_Goddard_Space_Flight_Center,_USA,_(4)_STScI,_USA,_(5)_ESA,_ESAC,_Spain,_(6)_Airbus_Defence_and_Space_GmbH,_Germany,_(7)_Cosmic_Dawn_Center,_Niels_Bohr_Institute,_University_of_Copenhagen,_Denmark,_(8)_AURA_for_ESA,_STScI,_USA,_(9)_Quantum_Circuits,_Inc.,_USA,_(10)_Ball_Aerospace,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04673 |
ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)のNIRSpec装置は、最大250,000の個々のアパーチャのプログラム可能なマイクロシャッターアレイ(MSA)によって可能になる、初の多天体分光器(MOS)を宇宙にもたらします。6か月のコミッショニング期間中、MSAは見事に機能し、科学のようなパターンでシャッターを開くコマンドの平均成功率が約96%で、約800回の再構成を完了しました。ビネットなしのシャッター人口の82.5%が科学に使用可能であり、現在では電気的ショートマスキングが動作不能なアパーチャーの主な原因であることを示しています。これに対応して、影響を受けるシャッターの数を減らすことが期待される、通常の運用中に既存の短絡を再確認する計画を提案します。また、フェイルオープンとフェイルクローズのシャッター数の完全な評価も提示します。どちらも、地上試験からの予測に沿ってわずかな増加を示しています。MSA構成計画の柔軟性を向上させるために、FailedClosedシャッターフラグ方式の修正を提案します。全体として、NIRSpecMSAはコミッショニング中に非常にうまく機能し、MOSモードはスケジュールどおりに科学運用の準備ができていると宣言されました。
| Title |
Optical_throughput_and_sensitivity_of_JWST_NIRSpec |
| Authors |
G._Giardino,_R._Bhatawdekar,_S._M._Birkmann,_P._Ferruit,_T._Rawle,_C._Alves_de_Oliveira,_T._Boeker,_P._Jakobsen,_N._Kumari,_M._Lopez-Caniego,_N._Luetzgendorf,_E._Manjavacas,_C._Proffitt,_M._Sirianni,_M._Te_Plate,_P._Zeidler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04876 |
その野心的な科学的目標を達成するために、ウェブ宇宙望遠鏡に搭載された近赤外分光器NIRSpecは、非常に厳しいスループット要件を満たす必要があります。機器の試運転のために実行されるキャリブレーション作業中に、PCEの最初の飛行中の測定値を取得し、NIRSpecスリットデバイスで発生する光損失のモデリングも更新しました。NIRSpec固定スリットおよびマルチオブジェクト分光法モードの測定されたPCEは、全体として、打ち上げ前のモデル予測を満たしているか、上回っています。積分フィールド分光法モードの結果はより対照的であり、モデルとの差は4ミクロンを超えると-20%に達し、2ミクロンを下回ると+30%を超える可能性があります。さらに、JWST点広がり関数の高品質のおかげで、短波長でのスリット損失は、飛行前のモデリングと比較して大幅に減少します。これらの結果は、検出器の確認された低ノイズ性能と相まって、NIRSpecを非常に高感度の分光器にしています。
2050 年までの高解像度の全球気候予測を使用した 8 つの主要な天文台のサイト特性に対する気候変動の影響
| Title |
Impact_of_climate_change_on_site_characteristics_of_eight_major_astronomical_observatories_using_high-resolution_global_climate_projections_until_2050 |
| Authors |
C._Haslebacher_(1),_M.-E._Demory_(2_and_6),_B.-O._Demory_(3),_M._Sarazin_(4),_and_P._L._Vidale_(5)_((1)_Center_for_Space_and_Habitability_and_Department_of_Space_Research_&_Planetary_Sciences,_University_of_Bern,_Switzerland,_(2)_Institute_for_Atmospheric_and_Climate_Science,_ETH_Zurich,_Switzerland,_(3)_Center_for_Space_and_Habitability,_University_of_Bern,_Switzerland,_(4)_European_Southern_Observatory,_Germany,_(5)_NCAS-Climate,_Department_of_Meteorology,_University_of_Reading,_UK,_(6)_Wyss_Academy_for_Nature,_University_of_Bern,_Switzerland) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04918 |
次世代望遠鏡の設置場所は、望遠鏡が最初に光る数十年前に選ばれます。サイトの選択は通常、人為的な気候変動から生じるような観測条件の長期的な変化を説明するには短すぎる期間にわたる最近の測定値に基づいています。この研究では、8つのサイトの天体観測条件の傾向を分析します。ほとんどのサイトは、気象パラメータの現場測定を提供する望遠鏡をすでにホストしているか、次世代の望遠鏡をホストする候補です。地形を細かく表現するために、高解像度モデル相互比較プロジェクトによって提供され、欧州連合Horizon2020PRIMAVERAプロジェクトの一部として開発された、利用可能な最高解像度の全球気候モデル(GCM)アンサンブルを使用します。大気のみおよび結合されたPRIMAVERAGCMの履歴シミュレーションを、その場での測定およびECMWFの第5世代の大気再分析(ERA5)に対して評価します。次に、PRIMAVERAの将来の気候シミュレーションを使用して、2015年から2050年の期間の現在のサイト条件の変化の予測が分析されます。ほとんどのサイトで、PRIMAVERAGCMは、現場観測およびERA5と比較して、温度、比湿、および降水水蒸気において良好な一致を示していることがわかります。これらの変数をシミュレートするPRIMAVERAの機能により、予測の信頼性が向上します。これらの変数について、モデルアンサンブルはすべてのサイトで増加傾向を予測します。一方、相対湿度、雲量、または天文観測については有意な傾向は予測されておらず、PRIMAVERAはこれらの変数を観測や再分析と比較して十分にシミュレートしていません。したがって、これらの予測にはほとんど信頼性がありません。私たちの結果は、気候変動により、サイトの条件が悪いために失われる時間が増加する可能性が高いことを示しています。
二元進化のRR Lyrae：豊富で若く、金属が豊富
| Title |
RR_Lyrae_From_Binary_Evolution:_Abundant,_Young_and_Metal-Rich |
| Authors |
Alexey_Bobrick,_Giuliano_Iorio,_Vasily_Belokurov,_Joris_Vos,_Maja_Vuckovic,_Nicola_Giacobbo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04332 |
RRLyraeは、脈動する水平分枝星のよく知られたクラスであり、古い金属の少ない星集団のトレーサーとして広く使用されています。しかし、増え続ける観測証拠は、これらの星のかなりの部分が若く、金属に富んでいる可能性があることを示しています。ここでは、詳細な連星進化モデリングを通じて、そのような金属が豊富なRRLyraeはすべて連星相互作用によって自然に生成できることを示しています。そのようなRRLyraeのバイナリコンパニオンは、前の赤色巨星フェーズ中に、祖先のエンベロープを部分的に剥ぎ取ります。その結果、剥ぎ取られた水平枝星は、孤立した恒星進化の対応物に比べて青くなり、最終的に不安定帯に入ります。対照的に、単一進化のシナリオでは、星はそのような色を得ることができるのは、年齢が高く、金属量が少ない場合だけです。連星進化によるRRLyraeは一般にあらゆる年齢と金属性を持つことができますが、銀河系の人口は比較的若く(1-9Gyr)、薄い円盤とバルジに支配されています。連星進化による銀河のRRLyraeは、観測された金属に富む集団と互換性のある速度で生成され、一貫したGバンドの大きさ、銀河の運動学、および脈動特性を持っていることを示します。さらに、これらのシステムは、SolarNeighborhoodのRRLyrae個体群を支配しています。すべての金属が豊富なRRLyraeには、長周期(P>1000d)のA、F、G、またはKタイプのコンパニオンがあると予測されます。このような恒星の伴星の軌道周期と質量を観測的に特徴付けることは、太陽のような降着体の質量と角運動量損失効率、およびRRLyrae個体群の性質に関する貴重な新しい制約を提供します。
1 つのシステムで複数の速度でライマン アルファ輝線再構成ルーチンをテストする
| Title |
Testing_Lyman_alpha_emission_line_reconstruction_routines_at_multiple_velocities_in_one_system |
| Authors |
David_J._Wilson,_Allison_Youngblood,_Odette_Toloza,_Jeremy_J._Drake,_Kevin_France,_Cynthia_S._Froning,_Boris_T._Gaensicke,_Seth_Redfield,_and_Brian_E._Wood |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04336 |
1215.67AHIライマンアルファ輝線は、既知の太陽系外惑星ホストの大部分を含む低質量星の紫外線フラックスを支配しています。残念なことに、星間物質(ISM)による強い減衰により、ほとんどの星でラインコアが不明瞭になり、ラインウィングへの適合に基づいて固有のライマンアルファフラックスを再構築する必要があります。広く使用されているライマンアルファ輝線再構成コードLYAPYのテストを、白色矮星とM矮星の連星EGUMaの位相分解中解像度STISG140M観測を使用して提示します。連星軌道運動によって引き起こされるドップラーシフトは、ライマンアルファ輝線を強力なISM減衰領域内外に移動させます。各スペクトルの再構成は、観測間に固有の線変動がないという十分に正当化された仮定の下で、位相に関係なく同じライマンアルファプロファイルを生成する必要があります。代わりに、再構成では、固有のライマンアルファとISMプロファイル間の縮退により、速度が最も低く、最も減衰したスペクトルのライマンアルファフラックスがほぼ2分の1に過小評価されていることがわかります。私たちの結果は、文献で報告されているG140Mスペクトルに由来する多くの星のライマンアルファフラックスが過小評価されている可能性があることを示唆しており、たとえば、極紫外星スペクトルの推定や太陽系外惑星大気のシミュレーションへの紫外入力に影響を与える可能性があります。
太陽電流シートの熱的に強化された引き裂き：プラズモイドに閉じ込められた凝縮による爆発的な再結合
| Title |
Thermally_enhanced_tearing_in_solar_current_sheets:_explosive_reconnection_with_plasmoid-trapped_condensations |
| Authors |
Samrat_Sen_and_Rony_Keppens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04355 |
フレア関連の電流シートでは、テアリング不安定性が爆発的な再接続とプラズモイド形成を引き起こす可能性があります。相互作用して凝縮プラズマを閉じ込めるプラズモイドの形成を特徴とする爆発的な再接続プロセスを通じて、太陽コロナの現在のシートの断片化において、熱モードと引き裂きモードがどのように互いに強化するかを調べます。\texttt{MPI-AMRVAC}を使用して、光学的に薄い放射エネルギー損失とバックグラウンド加熱の非断熱効果を組み込んだ、2D電流層の抵抗磁気流体力学(MHD)シミュレーションを使用します。私たちのパラメトリック調査では、さまざまな抵抗率とプラズマ-$\beta$を調査して、線形および非線形領域における不安定性の成長率を定量化します。$10^{-4}-5\times10^{-3}$以内の無次元の抵抗値の場合、熱不安定性と引き裂き挙動が互いに補強し合う爆発挙動が得られることに気付きました。これは明らかに、純粋な抵抗性爆発性プラズモイド形成の通常の臨界Lundquist数範囲を下回っています。非線形成長率は、抵抗率との弱いべき法則依存性に従います。電流シートのフラグメンテーションと、熱および引き裂き不安定性による進化の非線形相におけるプラズモイドの形成が得られます。プラズモイドの形成は、Lundquist数($S_L$)の範囲$4.6\times10^3-2.34\times10^5$で見られます。プラズモイド数の時間的変動と、さまざまな物理的条件に対するプラズモイドの密度充填率を定量化します。また、最大プラズモイド数が$S_L^{0.223}$としてスケーリングされることもわかりました。非線形合体するプラズモイドチェーン内で、局所的な低温凝縮が集まり、コロナレインやプロミネンスに似た密度と温度のコントラストを実現します。
カニ超新星 1054 AD の非常に初期の光度曲線の前兆の解釈
| Title |
A_precursor_interpretation_for_the_Crab_supernova_1054_A.D._very_early_light_curve |
| Authors |
J.E._Horvath_(IAG-USP,_S\~ao_Paulo,_Brazil) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04420 |
西暦1054年のカニの超新星は何年にもわたって研究されてきましたが、どのタイプのイベントが爆発を引き起こしたのかはまだ明らかではありません。観測された光度曲線の最も詳細で信頼できる情報源は、中国と日本の年代記に記録されており、非常に明るい最初のピークの後に急速に暗くなることを示唆しています。この研究では、カニのイベントが一種の前駆体、つまり大規模な超新星サンプリングから発生する現象、および低質量前駆体の星の進化の考察から非常に期待される現象によってうまく説明できることを示します。この非常に初期の明るいトランジェントの後に爆発自体が続き、おそらく電子捕獲イベントではなく、「小さな鉄のコア」タイプからの低光度の超新星です。後者の結論は最近のシミュレーション作業に由来し、電子捕獲型超新星は$\sim3$か月の間、等級をはるかに明るくし、日中に見えるようになり、中国の記録とは一致しないと予測しています。
ヒッパルコスとガイアの天体座標系の微分固有運動スピン
ヒッパルコスカタログは、光学ドメインにおける天体基準座標系(CRF)の最初のエポックを提供し、より明るい星($V<11$mag)のガイアCRFを検証および改善し、とらえどころのない天体を特定するための不可欠なツールとして機能します。長周期系外惑星を含む、薄暗いまたは目に見えない伴星を持つ連星。ヒッパルコスとガイアの位置のシステムは、2つの異なる平均エポックを参照しているため、直接比較することはできません。慎重にフィルタリングされた一般的な星の適切な運動システムは、与えられた形式誤差内で統計的に一貫していないことが示されています。固有運動差のベクトル場には、7次までの126個のベクトル球面調和関数が取り付けられており、剛体回転の3つの項を含む高い信号対雑音比でのグローバルパターンが明らかになります。微分スピンおよび他の大きな調和項の起源は、Gaia$-$HG固有運動場の同様の分解を作成することによって調査されます。星の同じサンプル。ヒッパルコス固有運動は、$\sim190$$\mu$asyr$^{-1}$の中央値と$\sim226$$\mu$asyr$^{-1}$,ヒッパルコスの位置とガイアEDR3固有運動は、$\sim10$$\mu$asyr$^{-1}$.ただし、後者には高度の複数の歪みが含まれており、HGフィールドを使用する天文アプリケーションではこれを考慮する必要があります。
ミドルコロナの定義
| Title |
Defining_the_Middle_Corona |
| Authors |
Matthew_J._West,_Daniel_B._Seaton,_David_B._Wexler,_John_C._Raymond,_Giulio_Del_Zanna,_Yeimy_J._Rivera,_Adam_R._Kobelski,_Craig_DeForest,_Leon_Golub,_Amir_Caspi,_Chris_R._Gilly,_Jason_E._Kooi,_Benjamin_L._Alterman,_Nathalia_Alzate,_Dipankar_Banerjee,_David_Berghmans,_Bin_Chen,_Lakshmi_Pradeep_Chitta,_Cooper_Downs,_Silvio_Giordano,_Aleida_Higginson,_Russel_A._Howard,_Emily_Mason,_James_P._Mason,_Karen_A._Meyer,_Katariina_Nykyri,_Laurel_Rachmeler,_Kevin_P._Reardon,_Katharine_K._Reeves,_Sabrina_Savage,_Barbara_J._Thompson,_Samuel_J._Van_Kooten,_Nicholeen_M._Viall,_Angelos_Vourlidas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04485 |
太陽中心高度が$1.5$から$6\,R_\odot$にまたがる領域である中間コロナは、太陽圏へのコロナ流出の挙動を支配する影響力のある物理的遷移とプロセスのほとんどすべてを網羅しています。地球に近い環境を混乱させる可能性のある噴火は、それを介して伝播します。重要なことに、それは上からの流入を調節し、内部コロナのより低い高さで動的な変化を引き起こす可能性があります.したがって、この領域は、コロナを太陽圏に包括的に接続し、対応する全球モデルを開発するために不可欠です。それにもかかわらず、観測が困難なため、中央コロナは、太陽および太陽圏天文台(SoHO)時代にまでさかのぼる、主要な太陽リモートセンシングミッションおよび機器による研究が不十分でした。最近の計測機器の進歩、観測処理技術、およびこの領域の重要性の認識のおかげで、ミドルコロナへの関心が高まっています。この領域は、太陽大気の他の領域から本質的に分離することはできませんが、太陽大気におけるその位置と広がり、その組成、それがカバーする物理的遷移、および信じられている根底にある物理学の観点から領域を定義する必要が生じています。リージョンによってカプセル化されます。この論文は、中間コロナを定義し、そこで発生するプロセスの概要を説明することを目的としています。
太陽表面下対流の空間スケールと時間変化
| Title |
Spatial_Scales_and_Time_Variation_of_Solar_Subsurface_Convection |
| Authors |
Alexander_V._Getling_and_Alexander_G._Kosovichev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04642 |
太陽の光圏下対流の空間構造のスペクトル解析を、時間距離日震学的手法を使用して作成された地下フローマップに対して実行します。ソースデータは、2010年5月から2020年9月までの太陽力学観測所(SDO)に搭載された日震磁気撮像装置(HMI)から取得されます。球面調和変換は、0～19mmの深さで水平速度発散フィールドに適用されます。流れのスケールの範囲は、浅い層ではかなり広く、深さが増すにつれて狭くなります。水平方向の流れのスケールは、超造粒から巨細胞の値まで、深さとともに急速に増加し、地表近くのせん断層に大規模な対流運動が存在することを示しています。結果は当然、異なる深さ間隔に局在する異なるスケールのフローの重ね合わせという観点から解釈できます。深層では、南北方向に細長い（バナナ型の）対流構造が出現する傾向があります。対流の総パワーは、浅い地下層の太陽活動サイクルにわたる太陽黒点数の変動と逆相関し、より深い深度では正の相関があり、磁場の作用による対流エネルギーの深さの再分布を示唆しています.
ケプラーと TESS による PG 1159-035 の観測
| Title |
Kepler_and_TESS_Observations_of_PG_1159-035 |
| Authors |
Gabriela_Oliveira_da_Rosa,_S._O._Kepler,_Alejandro_H._C\'orsico,_J._E._S._Costa,_J._J._Hermes,_S._D._Kawaler,_Keaton_J._Bell,_M._H._Montgomery,_J._L._Provencal,_D._E._Winget,_G._Handler,_Bart_Dunlap,_J._C._Clemens,_and_Murat_Uzundag |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04791 |
PG1159-035は、DOVホットプレ白色矮星パルセータの原型です。これは、ケプラー衛星K2ミッション中に59秒のケイデンスモードで69日間、TESS衛星によって20秒のケイデンスモードで25日間観測されました。これらのデータの詳細な星震解析を提示します。32個のl=1モードを表す合計107個の周波数、12個のl=2モードを表す27個の周波数、および8個の組み合わせ周波数を識別します。組み合わせ周波数と非常に高いk値を持つモードは、新しい検出を表します。多重線構造は、l=1の場合は4.0+/-0.4μHz、l=2の場合は6.8+/-0.2μHzの平均分割を明らかにし、周期形成の領域で1.4+/-0.1日の回転周期を示します。光度曲線のフーリエ変換では、8.904+/-0.003μHzに顕著なピークが見られ、これは1.299+/-0.002日の表面回転周期を示唆しています。また、観測された期間が、現在の進化モデルによって予測されたものよりも短い時間スケールで変化するという証拠も提示します。私たちの星震解析では、l=1の平均周期間隔が21.28+/-0.02秒であることがわかりました。l=2モードの平均間隔は12.97+/-0.4秒です。観測された期間を進化モデルの期間と比較することにより、詳細なアステロ地震フィットを実行しました。最適なモデルは、Teff=129600+/-11100K、質量M*=0.565+/-0.024Msun、logg=7.41+0.38-0.54であり、分光測定の不確実性の範囲内です。最適なモデルはPG~1159-03で検出されたすべての脈動の励起を予測しないため、He燃焼段階でのオーバーシュートなど、現在のモデルの将来の改善について議論します。
Wendelstein Wide Field Imager を使用したオリオン星雲群の降着速度変動の監視
| Title |
Monitoring_accretion_rate_variability_in_the_Orion_Nebula_Cluster_with_the_Wendelstein_Wide_Field_Imager |
| Authors |
S._Flaischlen,_T._Preibisch,_M._Kluge,_C.F._Manara,_B._Ercolano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04823 |
降着プロセスの理解は、星と惑星の形成を理解する上で中心的な役割を果たします。降着の変動性が、X線活動と降着率の関係に関する以前の相関分析にどのように影響するかをテストすることを目的としています。これは、星周円盤の進化と円盤の光蒸発を理解するために重要です。2014年11月24日から2019年2月17日まで、2mフラウンホーファー望遠鏡のSloanDigitalSkySurveyu'g'r'フィルターのWendelstein広視野撮像装置を使用して、42エポックにわたってオリオン星雲星団の降着星を監視しました。ヴェンデルシュタイン山。質量降着速度は、測定された紫外線過剰から決定されました。X線光度と質量降着率の関係に及ぼす質量降着率の変動の影響を統計的に解析しました。数週間から2年までの時間スケールでの質量降着率の変動性について、典型的な四分位範囲が0.3dexであることを発見しました。変動性は、サンプルサイズが十分に大きい場合、さまざまな時間に観測されたX線光度と質量降着速度の相関分析に大きな影響を与えない可能性があります。X線光度と、光蒸発不足の降着のモデルによって予測された質量降着率との間に観察された反相関は、異なる観測時間によって導入されたバイアスによるものではない可能性が高い.
二重重ね合わせエポック解析による大規模太陽風力学 5. 太陽活動低下の影響
| Title |
Dynamics_of_Large_Scale_Solar_Wind_Streams_Obtained_by_the_Double_Superposed_Epoch_Analysis:_5._Influence_of_the_Solar_Activity_Decrease |
| Authors |
Yuri_I._Yermolaev,_Irina_G._Lodkina,_Alexander_A._Khokhlachev,_Michael_Yu._Yermolaev,_Maria_O._Riazantseva,_Liudmila_S._Rakhmanova,_Natalia_L._Borodkova,_Olga_V._Sapunova,_and_Anastasiia_V._Moskaleva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04849 |
太陽周期23～24では、太陽活動が著しく減少し、その結果、太陽風パラメーターが減少しました。1976年から2019年までの期間のOMNIベースの測定値に基づいて、磁気圏擾乱の主要な惑星間ドライバー(太陽風タイプCIR、シース、噴出物、およびMC)の主要な太陽風パラメーターと磁気圏インデックスの時間プロファイルが、以下を使用して研究されています。二重重ね合わせエポック法。この研究の主なタスクは、太陽活動が活発な21～22回の太陽周期と、活動が少ない23～24回の太陽周期の時代の時間プロファイルを比較することです。以下の結果が得られた。(1)分析では、最小のエポック中のドライバー持続時間の統計的に有意な変化は示されませんでした。(2)低活動期におけるすべてのタイプのSWのすべてのパラメータの時間プロファイルは、高活動期と同じ形をしていますが、パラメータの値が低い位置にあります。(3)CIRイベントでは、太陽風の流れの経度角は特徴的なS字形をしていますが、低活動期では、以前の時期よりも大きな範囲で変化します。
非同程度の成分を持つ幅の広い連星
| Title |
Wide_binary_stars_with_non-coeval_components |
| Authors |
Oleg_Malkov_(1),_Alexei_Kniazev_(2,3)_(1_-_Institute_of_Astronomy,_Moscow,_Russia,_2_-_South_African_Astronomical_Observatory,_Cape_Town,_South_Africa,_3_-_Sternberg_Astronomical_Institute,_Moscow,_Russia) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04899 |
スペクトル分類からビジュアルバイナリのコンポーネントの質量を推定しました。質量の少ないコンポーネントがより進化したように見えるペアを選択しました。そのようなペアのいくつかのスペクトル観測が行われ、少なくとも1つのペア、HD~156331が異なる年齢の成分を持つことが確認されました。ワイドバイナリーでは物質交換が排除されているため、キャプチャーによってHD~156331が形成される可能性があることを意味します。
LISAによる中間質量連星ブラックホールの合体前位置特定と、Athena、LSSTとの共同観測の展望
| Title |
Premerger_localization_of_Intermediate_Mass_Binary_Black_Holes_with_LISA_and_prospects_of_joint_observations_with_Athena_and_LSST |
| Authors |
Pankaj_Saini,_Sajad_A._Bhat,_and_K._G._Arun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.03004 |
計画されているレーザー干渉宇宙アンテナ(LISA)は、質量範囲$\sim10^{2}\mbox{-}10^{4}の中間質量連星ブラックホール(IMBBH)から重力波(GW)を検出できます。M_{\odot}$赤方偏移$z\sim20$まで。太陽の周りのLISA軌道運動による変調効果により、ソースの合体前の正確な位置特定が容易になり、電磁(EM)追跡に役立ちます。この作業では、空の位置、光度距離、合体時間の不確実性を、合体までの時間の関数として計算します。IMBBHの代表的な質量については、半径3Gpcの球上に一様に配置および配向されたバイナリの母集団を合成し、フィッシャー情報行列を使用してパラメーター推定を実行します。総質量$10^3M_{\odot}$の星系の場合、空の位置と光度距離の誤差は$\sim0.4\,\text{deg}^2$および$\sim6であることがわかります。\%$、合体の1日前。合体時間は、合体の1日前に$\lesssim10$秒の不確実性で予測できます。また、$10^3M_{\odot}$の場合、母集団の約$40\%$($100\%$)が、合併の1日前にアテナの視野(LSST)よりも小さいソースローカリゼーションを持っていることもわかりました。.これらの非常に正確な測定値を使用して、これらの合体の時間と場所について地上ベースのGW検出器とEM望遠鏡に警告することができます。また、IMBBH合併からEM放射を生成する可能性があるメカニズムについても説明し、計画されている空間と時間のレガシー調査(LSST)を光学バンドとアテナX線バンドで使用して、その検出可能性を研究します。EMトランジェントの検出は、これらの合体が発生する環境についての重要な手がかりを提供する可能性があり、距離の推定はコスモグラフィーへの道を開くことができます.
磁気流体力学は、アクシオン - 光子変換の裾の重い分布を予測します
| Title |
Magnetohydrodynamics_predicts_heavy-tailed_distributions_of_axion-photon_conversion |
| Authors |
Pierluca_Carenza,_Ramkishor_Sharma,_M.C._David_Marsh,_Axel_Brandenburg,_Eike_M\"uller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04333 |
磁気天体物理環境におけるアクシオン様粒子(ALP)と光子の変換は、ALPを検索するための有望なルートを提供します。光ALPのこれまでの最強の限界は、銀河団をALP(光子コンバーター)として使用しています。ただし、このような研究は伝統的にクラスター磁場の単純なモデルに依存しており、最先端のモデルはガウスランダムフィールド(GRF)です。GRFモデルと比較する専用の磁気流体力学(MHD)シミュレーションから、より現実的な乱流場でのALP光子変換の最初の体系的な研究を提示します。GRFの場合、固定エネルギーでの変換比の分布を分析的に導き出し、それが指数法則に従うことを発見しました。MHDモデルは、典型的な小振幅の混合では指数法則に一致しますが、まれで大規模な混合では明らかに重いテールを示すことがわかります。MHD磁場の非ガウス局所スパイクが主に重いテールの原因である方法を説明します。私たちの結果は、GRFを使用してALPに設定された制限は保守的ですが、これらの検索の可能性を最大限に引き出すにはMHDモデルが必要であることを示しています。
大オシロンの実効場理論
オシロン-実数スカラー場を持つモデルにおける局所化された、準周期的で、非常に長寿命の古典的なソリューションを検討します。有限の磁場強度で大きなサイズの限界でそれらの効果的な説明を開発します。つまり、非線形の長距離場の構成は、正準変換によって元の場に関連付けられた有効な複素場$\psi(t,\boldsymbol{x})$によって記述できることに注意してください。$\psi$のアクションは、体系的な勾配展開の形をしています。展開のすべての次数で、そのような有効な理論はグローバルなU(1)対称性を持ち、したがって、静止した非トポロジカルソリトン(オシロン)のファミリを持ちます。後者のオブジェクトの崩壊は、有効理論の観点からは非摂動的プロセスです。私たちのアプローチは、完全な非線形性でオシロンを直感的に理解し、その寿命を説明します。重要なことに、これは、長寿命のオシロンを持つモデルの信頼できる選択基準も提供します。この手法は、非相対論的極限、非線形、非常に長寿命、および大きなオブジェクトの注目すべきケース、およびより低い空間次元でもより正確です。プラトーポテンシャルを持つ$(d+1)$次元のスカラーフィールドの明示的な数値シミュレーションを実行することにより、有効な理論をテストします。
超高エネルギーニュートリノデータの記述に対するQCDダイナミクスとスーパーグラショー天体ニュートリノ流束の意味
| Title |
Implications_of_the_QCD_dynamics_and_a_Super-Glashow_astrophysical_neutrino_flux_on_the_description_of_ultrahigh_energy_neutrino_data |
| Authors |
Victor_P._Goncalves,_Diego_R._Gratieri,_Alex_S._C._Quadros |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04597 |
ニュートリノ望遠鏡で観測されるイベントの数は、地球内のニュートリノフラックス、地球を横断する際のニュートリノフラックスの吸収、および検出器内でのニュートリノの相互作用に依存します。この論文では、高エネルギーでのQCDダイナミクスが、地球を通るニュートリノ伝搬中の平均非弾性のエネルギー依存性と吸収確率の角度依存性に及ぼす影響、および入射天体物理学の特性の決定において調査します。ニュートリノフラックス。さらに、IceCubeとIceCube-Gen2でのイベントの数は、QCDダイナミクスのさまざまなシナリオを考慮し、グラショー共鳴より上のエネルギーでピークに達するスーパー-グラショー流束の存在を仮定して推定されます。
トランジット系外惑星のいくつかの特徴的なタイムスケールに対するポストニュートン効果
トランジットする太陽系外惑星のいくつかの測定可能な特徴的なタイムスケール$\left\{t_\mathrm{trn}\right\}$は、ポストニュートン(pN)重力電気(Schwarzschild)によって引き起こされる長年にわたる累積シフトを予備的に確認するために調査されます。恒星の重力場の重力磁気(Lense-Thirring)成分は、少なくとも原理的には測定可能です。プライマリ(星の前の惑星)とセカンダリ(星の後ろの惑星)トランジットの両方が、関連する特徴的な時間間隔と共に考慮されます。最大一次通過時間の半分の全幅$t_H$、および接続時間$t_\mathrm{cj}$。それらのそれぞれについて、正味は軌道ごとに変化します前述のpN加速度によって誘導されるcj}\rangle$は解析的に取得されます。また、星の四重極質量モーメント$J_2^\star$のニュートン効果も計算されます。それらは、エッジオンの楕円軌道にある架空の太陽-木星系に対して計算され、その結果は、太陽系外惑星HD286123bに対する現在の実験精度と比較されます。そのpN重力電気シフト$\left\langle\Deltat_\mathrm{cj}^\mathrm{1pN}\right\rangle$は、少なくとも原理的には$\simeq8\times10^{-5約1000回のトランジットに対応する約30年間の継続的な監視後の(正式な)相対精度の$レベル。たとえば、時間基準を混乱させたり、星のスポットを無視したり、雲を無視したりするなどの体系化は、実際の精度を低下させる可能性があります。提示された方法は、修正された重力モデルにも適用できるほど一般的です。
$r$プロセス研究で必要とされる精度に到達する機械学習による核質量予測
| Title |
Nuclear_mass_predictions_with_machine_learning_reaching_the_accuracy_required_by_$r$-process_studies |
| Authors |
Z._M._Niu_and_H._Z._Liang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04783 |
核質量は、ベイジアンニューラルネットワークを使用して、偶偶核の質量面と、隣接する核との相関エネルギーを学習することによって予測されます。既知の物理学をさまざまな洗練された質量モデルに保持し、ニューラルネットワークの繊細な設計を実行することにより、提案されたベイジアン機械学習(BML)質量モデルは、精度のしきい値である$100$~keVを超える$84$~keVの精度を達成します。実験的に知られている領域。また、質量予測の対応する不確実性が適切に評価されていることも示されていますが、不確実性は、未知の領域に向かって同位体鎖に沿って各ステップで約$50$~keV増加します。既知の領域のシェル構造はよく説明されており、$N=40$付近の新しい魔法数、$N=82$シェルの堅牢性、$N=のクエンチングなど、未知の領域のいくつかの重要な特徴が予測されています。126$シェル、$N=104$あたりのスムーズな分離エネルギー。
