BAO 解析における小さな変位侵入者の補正
| Title |
Correcting_for_small-displacement_interlopers_in_BAO_analyses |
| Authors |
Setareh_Foroozan,_Elena_Massara,_Will_J._Percival |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05001 |
スリットレス分光法の解像度が低いため、ローマン宇宙望遠鏡とユークリッド宇宙望遠鏡によって可能になったものを含む将来の調査では、線の誤識別が発生しやすくなり、大規模な構造カタログの間違った赤方偏移に侵入銀河が発生する可能性があります。これらの中で最も有害なものは、真の赤方偏移と偽の赤方偏移の間に小さなずれがあり、侵入者の位置がターゲット銀河と相関しています。$\Deltad=97\,h^{-1}\によって誤って配置されている、Romanによって観察される[OIII]カタログの$\rmH\beta$侵入者に焦点を当てて、そのような汚染物質を修正する方法を検討します。,{\rmMpc}$赤方偏移$z=1$で。この変位はBAOスケールに近いため、変位スケールでの侵入者とターゲットの銀河の相互相関関数のピークは、汚染されたカタログの自己相関のBAOピークの形状を変化させ、不正確な宇宙論的測定につながる可能性があります。適切に説明されていない場合。混入した相関関数の単極モーメントと四重極モーメントのモデルを構築する方法を検討します。これには、侵入者の割合に対する追加の自由パラメーターが含まれます。このモデルへの重要な入力は、侵入者を形成する銀河の集団と主要なターゲットサンプルとの間の相互相関です。較正データを使用してこれを推定するか、汚染された小規模自己相関関数を使用してモデル化することが重要になります。これは、銀河の人口に関する多くの要件が満たされている場合に可能になる可能性があります。相互相関関数が正確に知られている場合、この方法は、精度を大幅に低下させることなく、BAO拡張パラメーターを測定することに成功することがわかります。
$\Lambda$CDMの宇宙論は、厳しいテストに合格し、現実に近いものとして確立されています。もちろん、理論は不完全であり、未解決の問題は活発な研究プログラムで検討されています。あまり広く議論されていないアノマリーのレビューを提供します。これは、より綿密に調べれば、さらに優れた宇宙論へのヒントを示す可能性もあります。
異常な水素を含まない化学組成を持つ高温の原始領域
| Title |
Hot_primordial_regions_with_anomalous_hydrogenless_chemical_composition |
| Authors |
K.M._Belotsky,_M._M._El_Kasmi,_S.G._Rubin,_M.L._Solovyov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05033 |
原始密度の不均一性によって形成される可能性のある仮説上のホット領域での始原元素合成を研究します。現在まで生き残った地域は、異常に高い金属量を獲得していることが示されています。この結論は、そのような領域の初期パラメータの広い範囲に当てはまります。熱核反応速度を考慮し、これらの領域内の重水素とヘリウム-3および-4の存在量を推定しました。すべてのバリオンはヘリウム4を形成する傾向があることが確立されています。ヘリウム4は、より重い元素の形成の連鎖における熱核リンクです。
| Title |
Galaxy_clustering_from_the_bottom_up:_A_Streaming_Model_emulator_I |
| Authors |
Carolina_Cuesta-Lazaro,_Takahiro_Nishimichi,_Yosuke_Kobayashi,_Cheng-Zong_Ruan,_Alexander_Eggemeier,_Hironao_Miyatake,_Masahiro_Takada,_Naoki_Yoshida,_Pauline_Zarrouk,_Carlton_M._Baugh,_Sownak_Bose_and_Baojiu_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05218 |
この一連の論文では、銀河の非線形クラスタリングのシミュレーションベースのモデルを、実空間におけるクラスタリングと速度統計の個別のモデリングに基づいて提示します。最初の論文では、銀河の実空間相関関数のエミュレーターを提示し、2つ目の論文では、速度統計に基づく実空間から赤方偏移空間へのマッピングのエミュレーターを提示します。ここでは、N体シミュレーションのDarkQuestスイートから抽出されたデータでトレーニングされた実空間銀河クラスタリング用のニューラルネットワークエミュレーターが、スケール$1<r<30$$h^{-1}でサブパーセントの精度を達成することを示します。\,\mathrm{Mpc}$、およびスケール$r<1$$h^{-1}\mathrm{Mpc}$で、数密度$10^のダークマターハローのクラスタリングの予測で$3\%$よりも優れている{-3.5}$$(h^{-1}\mathrm{Mpc})^{-3}$、SDSSLOWZのような銀河に近い。ハローエミュレーターを銀河-ハロー接続モデルと組み合わせて、ハローモデルを通じて銀河相関関数を予測することができます。銀河クラスタリングが銀河のホストハローの質量のみに依存する場合、宇宙論的および銀河とハローの接続パラメーターを正確に回復することを示します。さらに、$5$$h^{-1}\,\mathrm{Mpc}$より小さいスケールを含めると、$\sigma_8$の制約力は約$2$倍になります。ただし、銀河形成の流体力学的モデルまたは半解析的モデルで観察されるように、質量が銀河のクラスタリングの原因となる唯一の特性ではない場合、エミュレーターは$\sigma_8$に偏った制約を与えます。小さなスケール($r<10$$h^{-1}\mathrm{Mpc}$)が分析から除外されると、このバイアスはなくなります。これは、バニラハローモデルが将来のデータセットの分析にバイアスを導入する可能性があることを示しています。
天体代数を聞く
このエッセイでは、素粒子の標準モデルに対応する適切なアリーナとして、ノルム除算代数のフレームワークに没頭し、宇宙論へのいくつかの応用を探ります。驚くべきことに、それらは、四元数と八元数の対称群間の相互作用を伴う宇宙原理の興味深い非自明な実現を可能にします。また、これらの実現が、重力波天文学における潜在的な観測シグネチャをどのように生み出すかについても議論します。
宇宙船のフライバイのための未知の彗星のダスト環境の決定: ESA のコメット インターセプター ミッションの事例
| Title |
Determining_the_dust_environment_of_an_unknown_comet_for_a_spacecraft_fly-by:_The_case_of_ESA's_Comet_Interceptor_mission |
| Authors |
Raphael_Marschall,_Vladimir_Zakharov,_Cecilia_Tubiana,_Michael_S._P._Kelley,_Carlos_Corral_van_Damme,_Colin_Snodgrass,_Geraint_H._Jones,_Stavro_L._Ivanovski,_Frank_Postberg,_Vincenzo_Della_Corte,_Jean-Baptiste_Vincent,_Olga_Mu\~noz,_Fiorangela_La_Forgia,_Anny-Chantal_Levasseur-Regourd,_and_the_Comet_Interceptor_Team |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04963 |
まだ未知の彗星のダスト環境を評価するための統計的アプローチを提示します（または、そのパラメータが大きな不確実性でのみ知られている場合）。これは、ESAのコメットインターセプターミッションなど、ダイナミックに新しい彗星に向かうミッションにとって特に重要です。特定の彗星に関する知識が不足していると、コマ内のダスト密度に非常に大きな不確実性（〜3桁）が生じることがわかりました。ダストの密度に影響を与える最も敏感なパラメータは、ダストのサイズ分布、ダストの生成率、およびコマの明るさであり、多くの場合、Af$\rho$によって定量化されます。さらに、コマの明るさ(Af$\rho$)から粉塵生成率への変換はあまり制約されていません。Af$\rho$に加えてダストのサイズ分布がわかっている場合、ダストの生成率は最大0.5桁の不確実性までしか推定できません。あまり知られていない彗星のダスト環境を正確に予測するには、ここで提案する統計的アプローチを採用して、不確実性を適切に反映する必要があります。これは、この作品に示されているように、パラメーター空間内のすべての可能な組み合わせをカバーするcomaeのアンサンブルを計算することで実行できます。
周惑星質量コンパニオン Delorme 1 (AB)b からの近赤外降着サイン
| Title |
Near-infrared_Accretion_Signatures_from_the_Circumbinary_Planetary_Mass_Companion_Delorme_1_(AB)b |
| Authors |
S._K._Betti,_K._B._Follette,_K._Ward-Duong,_Y._Aoyama,_G.-D._Marleau,_J._Bary,_C._Robinson,_M._Janson,_W._Balmer,_G._Chauvin,_P._Palma-Bifani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05016 |
束縛された褐色矮星と原始惑星系の伴星からの降着サインは進行中の惑星形成の証拠を提供し、降着する亜恒星オブジェクトは、形成と降着プロセスを制御する天体物理学的メカニズムを研究するための新しい道を可能にしました。Delorme1(AB)bは、約30-45Myrの周連惑星質量伴星であり、強いH$\alpha$放出を示すことが最近発見された。これは、惑星周円盤からの進行中の降着を示唆しており、標準的なガス円盤の分散時間スケールが5～10Myrであることを考えると、やや驚くべきことです。ここでは、SOAR/TripleSpec4.1からのPa$\beta$、Pa$\gamma$、およびBr$\gamma$輝線におけるコンパニオンからの降着の最初のNIR検出を提示し、その降着の性質を確認し、さらに情報を提供します。コンパニオンは、ラインとエポック全体で$L_{line}\approx1-6\times10^{-8}~L_\odot$の強いライン放出を示しますが、バイナリホストシステムはNIR水素ライン放出を示しません($L_{行}<0.32-11\times10^{-7}\L_\odot$)。観測されたNIR水素線比は、星の磁気圏降着を解釈するために一般的に使用されるローカル線励起モデルよりも、惑星降着ショックとより一致しています。惑星降着衝撃モデルを使用して、質量降着速度推定値$\dot{M}_{\mathrm{pla}}\sim3$-$4\times10^{-8}\M_\mathrm{J}$yr$を導出します^{-1}$、標準的な星形成パラダイムで予想されるよりもやや高い。Delorme1(AB)bの高い降着率は、ディスクの断片化による形成とおそらくより一致しています。Delorme1(AB)bは、明確な(S/N$\sim$5)NIR水素線放出を持つ最初の原始惑星候補です。
偏心デブリ ベルトは、コンパニオン系外惑星の力学の歴史を明らかにします
近年、太陽系外系で多くの偏心デブリベルトが観測されています。それらの形状の最も一般的な説明は、近くの偏心惑星の仲間の存在です。このような伴星からの重力摂動は、ベルト内の微惑星に一定範囲の歳差運動周波数で周期的な離心率の変化を誘発します。予想される全体的な形状は、有限の最小幅を持つ偏心ベルトです。しかし、観測されたいくつかの偏心デブリ円盤は、理論上の予想よりも狭い幅を示すことがわかっています。この論文では、この小さな幅を生み出すことができる2つのメカニズムを研究しています。(ii)伴星は、惑星間散乱によって、確率的に離心率を獲得した可能性があります。適切な条件下では、これらのシナリオの両方が、摂動する惑星の外部にある偏心ベルトの最小幅を減らすもっともらしい方法を提供することを示しています。これらの発見は、デブリ円盤の形状と幅を使用して太陽系外システムの進化に光を当て、原始惑星系円盤の特性と惑星間散乱の蔓延を制限できることを示唆しています。デブリを収容するシステムをさらに観察することで、薄いデブリベルトが一般的に発生するのか、それともまれな初期条件や進化過程の結果なのかを確認できる可能性があります。
二次火山大気の成長と進化 II.動力学の重要性
| Title |
Growth_and_Evolution_of_Secondary_Volcanic_Atmospheres:_II._The_Importance_of_Kinetics |
| Authors |
Philippa_Liggins,_Sean_Jordan,_Paul_B._Rimmer_and_Oliver_Shorttle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05338 |
火山活動は、地球の大気へのCやHなどの揮発性元素の主要かつ長期的な供給源であり、金星の大気への可能性が高く、系外惑星の可能性があります。大気の火山成長をシミュレートするモデルは、多くの場合、2つの仮定のいずれかを行います。大気の種分化は、火山活動の高温平衡によって設定されます。または、火山ガスが熱化学的に新しい地表環境のより低い温度に再平衡化します。後者の場合、火山性大気が、COを伴わないCO2+CH4の同時発生などのバイオシグネチャ偽陽性を作成する可能性があることが示唆されています。火山由来の大気の。火山活動によって供給される大気を持つ惑星の場合、熱化学的平衡は、大気温度が$\sim$700Kを超える場合にのみ仮定できることを示しています。低温での化学反応速度が遅いため、レドックス感受性種であるCH4、CO、およびNH3の低温熱化学平衡への緩和が妨げられます。したがって、太陽系外惑星上で金星以下の温度で形成された火山大気は、火山活動の高温を反映する化学物質に急冷されます。$\leq$700Kでの火山由来の大気のクエンチングは、熱化学のみによるCO不在のCO2+CH4偽陽性バイオシグネチャーの生成を排除し、生命を検出するためのこれらの使用をサポートします。これらの高温で急冷された火山ガスは、より酸化された大気が熱化学的平衡で持つであろう種の特徴である種分化を持っているため、大気と内部特性の間のリンクを複雑にします.
平均運動共鳴における惑星の推測される特性は測定ノイズによってバイアスされる
| Title |
Inferred_Properties_of_Planets_in_Mean-Motion_Resonances_are_Biased_by_Measurement_Noise |
| Authors |
David_Jensen_and_Sarah_C._Millholland |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05423 |
平均運動共鳴(MMR)を持つ惑星系は、動的な複雑さと、惑星の形成と移動の歴史を制約する能力の点で特別な価値を保持しています。ただし、これらの接続を作成するための鍵は、共鳴ダイナミクス、特にシステムが共鳴にどれだけ深く入っているかを定性的に測定する、いわゆる「ライブラリ振幅」の信頼できる特徴付けを行うことです。この作業では、共鳴システムの観測データからのリブレーション振幅推定値の解釈に関する重要な複雑さを特定します。具体的には、測定ノイズにより、libration振幅の推論が体系的により大きな値に偏り、ノイズの多いデータがより大きな偏りをもたらすことを示します。これは、合成動径速度データの動的フィットを使用して、事後パラメーター分布から推定されるリブレーション振幅分布が測定ノイズの程度によってどのように変化するかを調べるなど、複数のアプローチで実証されました。適度なレベルのノイズでも、わずかな偏りが生じることがわかりました。バイアスの起源は、共鳴位相空間のトポロジーと、利用可能な位相空間の体積が、振動振幅の増加に伴って不均一に増加するという事実に由来します。特定の事前確率を使用してバイアスを軽減するための戦略を強調します。私たちの結果は、多くの既知の共鳴システムが以前に認識されていたよりも共鳴が深い可能性が高いことを示唆しています。
すべての赤方偏移における UV 勾配は、H=1 の確率的星形成履歴と一致しています
複数の調査は、銀河の成長を確率的プロセスとして説明することを支持しており、パラメータ$H$によって支配される時間スケールの範囲にわたる相関関係を持ち、経験的および理論的にほぼ1になるように制約されています。ここでは、理論的な$H=1$星形成履歴(SFH)の集合から導出されたUV勾配$\beta$の分布が、すべての赤方偏移$z\le16$でのデータと一致することを示します。$z=0$では、中央値$\langle\beta_{H=1}\rangle=-2.27$は、局所的なスターバースト\citep{meurer1999}の正規の$\beta_0=-2.23$とよく一致します。$4\lesssimz\lesssim16$では、JWSTデータはモデル分布の2パーセンタイルから98パーセンタイルにまたがっています。$-2.8\le\beta\le-2.5$の値は、エキゾチックな星の集団を参照することなく、初期の銀河では一般的であるはずです。これは、銀河の成長履歴の根底にある多様性に対する$H=1$の帰無仮説からのみ生じるものです。今後のデータは、この事実を念頭に置いて解釈する必要があります。
銀河と質量集合 (GAMA) サーベイにおける数百の低質量活動銀河
| Title |
Hundreds_of_Low-Mass_Active_Galaxies_in_the_Galaxy_And_Mass_Assembly_(GAMA)_Survey |
| Authors |
S._Salehirad_(1),_A._E._Reines_(1),_M._Molina_(1,2)_(1_Montana_State_U.,_2_U._of_Utah) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04960 |
388個の低質量銀河($M_\star\leq10^{10}M_\odot$)のまったく新しいサンプルを提示します。これらの銀河には、活動銀河核の形で大質量ブラックホール(BH)が存在することを示す分光学的特徴があります。(AGNs)または潮汐破壊イベント(TDEs)。これらのうち、70個が$10^8\lesssimM_\star/M_\odot\lesssim10^{9.5}$の矮小銀河領域に恒星質量を持っています。GalaxyandMassAssembly(GAMA)SurveyDataRelease4に含まれる$\sim$23,000の低質量輝線銀河の親サンプルの光学スペクトルを分析し、狭い輝線比に基づく4つの異なる診断法を採用して、活動銀河を特定します。高電離冠状線の検出。388個の低質量活動銀河のうち47個のスペクトルが広いH$\alpha$を示し、$M_{\rmBH}\sim10^{5.0-7.7}M_\odotの範囲のビリアルBH質量に対応することがわかりました。$\langleM_{\rmBH}\rangle\sim10^{6.2}M_\odot$のBH質量の中央値を持つ$。私たちのサンプルは、スローンデジタルスカイサーベイの分光法に基づく低質量/矮小銀河のAGNの以前のサンプルよりも高い赤方偏移($z\le0.3;\langlez\rangle=0.13$)に達しており、これは分光限界に起因する可能性があります。GAMAは$\sim2$等級深くなります。さらに、私たちのマルチ診断アプローチにより、青い星を形成する矮星から低質量のBHを動力源とする明るい「ミニクエーサー」まで、幅広い特性にわたる低質量の活動銀河が明らかになりました。そのため、この作業は、低質量でのBHシードとAGNフィードバックに影響を与えます。
天の川銀河の核恒星円盤のミラ変数：発見と分類
| Title |
Mira_variables_in_the_Milky_Way's_nuclear_stellar_disc:_discovery_and_classification |
| Authors |
Jason_L._Sanders,_Noriyuki_Matsunaga,_Daisuke_Kawata,_Leigh_C._Smith,_Dante_Minniti_and_Philip_W._Lucas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04966 |
天の川銀河の核星円盤の特性は、バー形成の時代に関する重要な情報を与えてくれます。ミラ変光星は、核恒星円盤を研究するための有望な候補であり、それらの年代と年齢の関係を通じて、その星形成の歴史を分析します。ラクテア経由(VVV)サーベイのマルチエポック赤外線VISTA変数を使用して、銀河の中央$3\times3\,\mathrm{deg}^2$にわたる$1782$ミラ変数候補のサンプルについて報告します。変光星の候補を選択し、ピリオドグラムとガウス過程法を使用してそれらの光度曲線をモデル化するために使用されるアルゴリズムについて説明します。WISE、2MASS、およびその他のアーカイブ測光と組み合わせることで、マルチバンド光度曲線をモデル化して周期を改良し、異なる測光バンド間の振幅変動を調べます。ミラ変数の赤外線の明るさは、多くが明るすぎてVVVによって見逃されていることを意味します。ただし、サンプルは、人工星のテストから予想されるように、明確に定義された選択関数に従います。マルチバンド測光は、質量損失率を特徴付ける星周ダストを含む星モデルを使用してモデル化されています。サンプルの$\gtrsim90$パーセントがOに富むケミストリーとどのように一致するかを示します。周期と光度の関係を比較すると、短周期星の大部分が銀河中心の距離にあることがわかります。より長い周期の変数の多くは非常にほこりが多く、Oに富むマゼラン雲と太陽近傍の周期と光度の関係の下で著しく低下し、$\sim2.5\times10^{-5}M_\odot\の高い質量損失率を示します。,\mathrm{年}^{-1}$.周期分布は、$\gtrsim8\,\mathrm{Gyr}$前に形成された核星円盤と一致しているように見えますが、核星円盤と汚染バルジの相対的な寄与を解きほぐすことはできません。
$z \sim 2$ での ASTRID シミュレーションにおけるデュアル AGN およびオフセット AGN のプロパティと進化
| Title |
Properties_and_Evolution_of_Dual_and_Offset_AGN_in_the_ASTRID_Simulation_at_$z_\sim_2$ |
| Authors |
Nianyi_Chen,_Tiziana_Di_Matteo,_Yueying_Ni,_Michael_Tremmel,_Colin_DeGraf,_Yue_Shen,_A._Miguel_Holgado,_Simeon_Bird,_Rupert_Croft_and_Yu_Feng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04970 |
デュアル(両方のBHがアクティブ)とオフセット(1つのBHがアクティブ)のAGN母集団($0.5\,\text{kpc}\lesssim\Deltar<30\,\text{kpc}$で$\sim$2000のペアを含む)を調べます)(360cMpc)${^3}$をカバーするASTRIDシミュレーションの$z=2\sim3$で。デュアル(オフセット)AGNは、$z=2$ですべてのAGNの$3.0(2.2)\%$を構成します。二重部分はほぼ一定ですが、オフセット部分は$z=4\sim2$から10倍に増加します。完全なAGN集団と比較すると、双対星は$M_\text{BH}/M_*$比が低く、特定の星形成率(sSFR)が$\sim1\,\text{Gyr}^{-1}$、高いエディントン比($\sim0.05$、シングルAGNの2倍)。二重AGNは主要な銀河の合体(通常は$M_\text{halo}<10^{13}\,M_\odot$を含む)で形成され、BHは同様の質量を持っています。分離が小さい場合(ホスト銀河が合体の後期段階にある場合)、双対は分離が大きい場合よりも$2\sim8$倍明るくなります(より不明瞭ではありますが)。$\sim500\,\text{Myrs}$内のシミュレーションで、これらの明るく近い双対の$80\%$がマージされます。特に、双対星の最初は質量の少ないBHが、銀河の合体の際により明るいAGNになることがよくあります。オフセットAGNでは、アクティブなBHは通常、非アクティブな対応するBHよりも$\gtrsim10$倍大きく、デュアルのほとんどのBHよりも大きくなります。オフセットは主に小さな銀河の合体で形成され、アクティブなBHは大規模なハローの中心に存在します($M_\text{halo}\sim10^{13-14}\,M_\odot$)。これらの深い電位では、ガスストリッピングが一般的であり、二次側はすぐに非アクティブになります。ストリッピングはまた、オフセット間で非効率な軌道減衰を引き起こし、$\Deltar\sim5\,\text{kpc}$で数百Myrs停止します。
MOSDEF 調査: パッチネスと呼ばれる新しいベイジアン定義の形態測定基準を使用して、$z\sim2$ で解決された恒星集団を調査する
| Title |
The_MOSDEF_Survey:_Probing_Resolved_Stellar_Populations_at_$z\sim2$_Using_a_New_Bayesian-defined_Morphology_Metric_Called_Patchiness |
| Authors |
Tara_Fetherolf,_Naveen_A._Reddy,_Alice_E._Shapley,_Mariska_Kriek,_Brian_Siana,_Alison_L._Coil,_Bahram_Mobasher,_William_R._Freeman,_Sedona_H._Price,_Ryan_L._Sanders,_Irene_Shivaei,_Mojegan_Azadi,_Laura_de_Groot,_Gene_C.K._Leung,_and_Tom_O._Zick |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04972 |
解決された分布の平均からの偏差に敏感で、銀河の中心を定義する必要がなく、任意の空間的に解決された分布で使用できる「パッチネス」($P$)と呼ばれる新しい形態メトリックを定義します。銀河属性。パッチネスメトリックには幅広い用途がありますが、MOSFIREDeepEvolutionField(MOSDEF)によって観測された分光赤方偏移$1.36<z<2.66$で310個の星形成銀河の星間媒体におけるダストの分布を調査することにより、その有用性を実証します。調査。高解像度マルチウェーブバンドCANDELS/3D-HSTイメージングから得られた恒星連続体の赤化分布は、パッチネス、ジニ、および$M_{20}$係数を使用して定量化されます。質量が大きく、金属量が多い銀河の赤くなっているマップは、平均してダストが多く、最も赤い成分が1つの領域(低い$M_{20}$）。私たちの結果は、塵が低質量銀河に均一に分布している図を支持しており、星間物質全体で塵が効率的に混合されていることを示唆しています。一方、ダストの分布は、大質量銀河ではよりパッチ状です。ダストは活発な星形成領域の近くに集中しており、質量の大きい銀河ではダスト混合の時間スケールが長くなると予想されるため、これらの物理的に大きな銀河の周辺領域は比較的濃縮されていないままです。この研究は、高赤方偏移銀河における数kpcのスケールでの斑状のダスト分布の直接的な証拠を提示しています。これは、これまで、星雲と恒星の連続体の赤化、SFR指標、およびダスト減衰曲線の間で観察された違いの可能な説明としてのみ示唆されていました。
近くの星形成銀河における冷たい、金属に富んだ銀河噴水流の運動学について
| Title |
On_the_Kinematics_of_Cold,_Metal-enriched_Galactic_Fountain_Flows_in_Nearby_Star-forming_Galaxies |
| Authors |
Kate_H._R._Rubin,_Christian_Juarez,_Kathy_L._Cooksey,_Jessica_K._Werk,_J._Xavier_Prochaska,_John_M._O'Meara,_Joseph_N._Burchett,_Ryan_J._Rickards_Vaught,_Varsha_P._Kulkarni,_Lorrie_A._Straka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04973 |
赤方偏移が0.03<z<の21の前景の星形成銀河の星間/銀河系媒体におけるCaII3934,3969およびNaI5891,5897吸収によって追跡される低温ガスを研究するために、中解像度のKeck/EchelletteSpectrographと明るいクエーサーのImager分光法を使用します。0.20恒星質量7.4<logM_*/M_sun<10.6.クエーサーと銀河のペアは、星雲の放出が介在するスローンデジタルスカイサーベイのクエーサースペクトルのユニークなサンプルから抽出されたものであり、したがって非常に近い衝突パラメーター(R_perp<13kpc)を持っています。この線放射の強さは、銀河の星形成率(SFR)が広い範囲にまたがっており、いくつかは星形成シーケンスよりもはるかに上にあることを意味しています。Voigtプロファイルモデリングを使用して、各吸収体のカラム密度と成分速度を導き出し、カラム密度N(CaII)>10^12.5cm^-2(N(NaI)>10^12.0cm^-2)が発生することを発見しました。f_C(CaII)=0.63^+0.10_-0.11(f_C(NaI)=0.57^+0.10_-0.11)。f_Cまたは静止フレーム相当幅W_r(CaIIK)またはW_r(NaI5891)がR_perpまたはM_*に依存するという証拠は見つかりません。代わりに、W_r(CaIIK)は3シグマを超える有意性で局所SFRと相関しており、CaIIが星形成に起因する流出を追跡していることを示唆しています。ほとんどの吸収体はホスト赤方偏移の+/-50km/s以内の速度を持っていますが、それらの速度幅(デルタv_90によって特徴付けられる)は、その速度の傾斜リングモデリングによって示唆されるものよりも一般的に30-177km/s大きくなります。星間物質。これらの運動学は、銀河の噴水の流れを追跡し、それらがR_perp>5kpcで持続することを実証しなければなりません。最後に、ダストの赤化とW_r(CaIIK)(W_r(NaI5891))の関係を評価し、吸収体の33%(24%)が最適な天の川E(B-V)-W_r関係と一致しないことを発見しました。>3シグマの有意性。
宇宙正午における銀河規模のクエーサーペアの統計
| Title |
Statistics_of_Galactic-Scale_Quasar_Pairs_at_Cosmic_Noon |
| Authors |
Yue_Shen,_Hsiang-Chih_Hwang,_Masamune_Oguri,_Nianyi_Chen,_Tiziana_Di_Matteo,_Yueying_Ni,_Simeon_Bird,_Nadia_Zakamska,_Xin_Liu,_Yu-Ching_Chen,_Kaitlin_M._Kratter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04979 |
銀河規模のクエーサーペアの統計は、超大質量ブラックホール(SMBH)ペアの動的進化、合体におけるクエーサー活動のデューティサイクル、さらには暗黒物質の性質についての理解を明らかにすることができますが、宇宙での測定は困難でした。正午、大質量銀河とSMBH形成の最盛期。ここでは、$\sim6.2\pm0.5\times10^{-4}$の二重クエーサー部分を測定し、$\sim0.3-3$秒角の間隔($\sim3-30\,{\rmkpc}$at$z\sim2$)明るい($L_{\rmbol}>10^{45.8}\,{\rmerg\,s^{-1}}$)$1.5の隠されていないクエーサー<z<3.5$、SDSSDR16クエーサー周辺のガイアEDR3分解ペアを使用。測定値は、これらの分離における60のガイア分解二重クエーサー(クエーサー+星の重ね合わせによって支配される487のガイアペアのうち)のサンプルに基づいており、ガイアのペアの完全性を補正し、ペアの分離の関数として定量化します。プライマリ、およびマグニチュードコントラスト。二重クエーサーの割合は、これらのスケールで$\sim5$の係数で小さな分離に向かって増加します。私たちのサンプルにおける物理的なクエーサーのペアとレンズ付きクエーサーの区分は現在のところ不明であり、専用のフォローアップ観測が必要です(特に、最も近いペアの深いサブアーク秒解像度のIRイメージング)。興味深いことに、この時点で、観測されたペア統計は、模擬カタログのレンズ付きクエーサー集団と宇宙流体力学シミュレーションの二重クエーサーの両方の理論的予測と大まかに一致しています。Euclid、CSST、Romanなどの今後の広視野イメージング/分光宇宙ミッションは、ターゲットを絞ったフォローアップ観測と組み合わせて、銀河規模のクエーサーペア、オフセットAGN、およびサブアークセックレンズクエーサーの存在量とホスト銀河の特性を最終的に測定します。宇宙時間を超えて。
星形成中の分子雲と銀河核における超エディントン ブラック ホールの成長: 起こり得るか?
| Title |
Hyper-Eddington_Black_Hole_Growth_in_Star-Forming_Molecular_Clouds_and_Galactic_Nuclei:_Can_It_Happen? |
| Authors |
Yanlong_Shi,_Kyle_Kremer,_Michael_Y._Grudi\'c,_Hannalore_J._Gerling-Dunsmore,_Philip_F._Hopkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05025 |
超大質量ブラックホール(BH)の形成は、依然として理論上の課題です。多くのモデルでは、特に恒星の遺物の「種」から始まり、これには持続的な超エディントン降着が必要です。研究では、BHがより大きなスケールから十分な「燃料」を与えられた場合、降着円盤スケールのエディントン限界を超える可能性があることが示されていますが、BHが周囲のISMから実際に十分なガスを捕獲できるかどうかは不明のままです。これを、放射線からの動的な星のフィードバック、星の質量損失、および超新星を含む、磁化された星形成高密度ガス複合体におけるBH成長の一連のマルチフィジックス高解像度シミュレーションで調査し、質量$\simのシードの集団を調査します1-10^{4}\,M_{\odot}$.この最初の研究では、BHからのフィードバックを無視しています。したがって、これにより、種子が維持できる降着率に強い上限が設定されます。恒星のフィードバックが重要な役割を果たすことを示しています。$\sim10^{3}\,M_{\odot}\,{\rmpc^{-2}}$未満の重力圧力/表面密度を持つ複合体は、低い星形成効率で破壊されるため、BHの成長に劣悪な環境を提供します。.しかし、より密度の高い雲の複合体では、初期の恒星フィードバックは雲を急速に破壊することはなく、強い衝撃と密集した塊を生成し、ランダムに初期化されたシードの$\sim1\%$が相対速度の低い密集した塊に遭遇し、暴走を引き起こすことを可能にします。ハイパーエディントン降着(桁違いに成長)。驚くべきことに、これらの条件下での質量成長は、初期のBH質量とはほとんど無関係であり、恒星質量の種子であっても急速なIMBH形成を可能にします。これにより、暴走するBHの成長に必要な(ただし十分ではない)一連の基準が定義されます。さまざまなISM条件下での暴走する成長の確率の分析的推定値を提供します。
銀河と大衆の集合体: 銀河動物園の渦巻き腕と星形成率
| Title |
Galaxy_And_Mass_Assembly:_Galaxy_Zoo_spiral_arms_and_star_formation_rates |
| Authors |
R._Porter-Temple_(University_of_Louisville),_B._W._Holwerda_(University_of_Louisville),_A._M._Hopkins_(Macquarie_University),_L._E._Porter_(University_of_Louisville),_C._Henry_(University_of_Louisville),_T._Geron_(University_of_Oxford),_B._Simmons_(Lancaster_University),_K._Masters_(Haverford_College),_and_S._Kruk_(Max-Plank_Garching) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05036 |
渦巻き構造が銀河の星形成特性に及ぼす影響を理解することは、渦巻き構造の進化の全体像を完成させるために重要です。以前の研究では、渦巻き腕の特性と星形成との関係が調査されていましたが、渦巻き腕の数がこのプロセスに与える影響は不明です。ここでは、GalaxyZooプロジェクトの市民科学の視覚的分類と組み合わせたGalaxyandMassAssembly(GAMA)調査を使用して、銀河の渦巻腕の数と、それが星形成プロセスにどのように関係しているかを調べます。GAMA-KiDSGalaxyZoo分類からの投票を使用して、星の質量、星形成率、および特定の星形成率と渦巻腕の数の間のリンクを調査します。渦腕の少ない銀河は星の質量が小さく、sSFRが高く、渦腕の多い銀河は星の質量が大きく、sSFRが低い傾向があることがわかった。以前の研究の調査結果が、スパイラルアームの強度または不透明度におけるこの接続の原因を示している可能性があることに注意してください。
摂動ディスクにおける位相混合のための包括的な摂動形式。 I. 無限の等温スラブにおける相螺旋
| Title |
A_Comprehensive_Perturbative_Formalism_for_Phase-Mixing_in_Perturbed_Disks._I._Phase_spirals_in_an_Infinite,_Isothermal_Slab |
| Authors |
Uddipan_Banik,_Martin_D._Weinberg_and_Frank_C._van_den_Bosch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05038 |
銀河円盤は非常に応答性の高いシステムであり、主に相混合を介して外部摂動とその後の無衝突平衡をしばしば受ける。線形摂動理論を使用して、ディスクの無限等温スラブ類似体の多様な時空間特性を持つ摂動への応答を研究します。応答の自己重力がない場合、ディスクで励起される支配的なフーリエモードは曲げモードと呼吸モードであり、垂直位相混合により、それぞれ1アームと2アームのローカル位相空間スパイラルをトリガーします。.スラブ星の横方向のストリーミング運動により、位相スパイラルが時間の経過とともにどのように減衰するかを示します。摂動時間スケール($\tau_{\mathrm{P}}$)とローカルの垂直振動時間($\tau_z$)の比率によって、2つのモードのどちらが励起されるかが最終的に決まります。より速く、より衝動的な($\tau_{\mathrm{P}}<\tau_z$)摂動と、より遅く、より断熱的な($\tau_{\mathrm{P}}>\tau_z$)摂動は、それぞれより強い呼吸と曲げモードを励起します、非常に遅い摂動への応答は指数関数的に抑制されますが。衛星銀河との遭遇の場合、これは、より遠く、より垂直な遭遇に変換され、より強い曲げモードを引き起こします。天の川の円盤と付随銀河のいくつかとの直接的な反応を計算し、それらすべてとの最近の遭遇が、太陽近傍の曲げモードを励起することを発見しました。射手座との遭遇は、大マゼラン雲を含む他の衛星による反応よりも、少なくとも$1～2$桁大きい反応を引き起こします。暗黒物質のハローの存在と応答の自己重力を無視すると、結論にどのように影響するかについて簡単に説明します。
近くの電波銀河 NGC 4261 の活動銀河核に燃料を供給している核周囲の高密度ガス円盤
電波銀河の核周囲円盤(CND)内の冷たい分子ガスは、活動銀河核への質量降着を理解するための重要な情報を提供します。ノーザン拡張ミリ波配列を使用して、近くの電波銀河NGC4261の核周辺領域からのHCNJ=1-0およびHCO+J=1-0輝線の最初の検出とマップを提示します。両方の分子線は、銀河の全身速度に対して+-700km/sの視線速度で検出され、外半径100pcのCNDから発生します。HCNとHCO+の速度場には、ケプラー円盤の回転が当てはめられています。封入質量は(1.6+-0.1)x10^9M_solarで、円盤の傾斜角を64度と仮定します。80GHzでの連続体画像は、東西方向に沿って5kpcを超える弱い両側ジェット構造と、中心にある明るいコアを示しています。80～230GHzの連続体スペクトルは、-0.34+-0.02のスペクトルインデックスを示します。これは、光学的に薄いシンクロトロン放射を示唆しています。CNDに関連する高密度ガスの質量は、6.03x10^7M_solarと計算されます。相関のパラメーターには不確実性がありますが、CNDの高密度ガス質量と超大質量ブラックホールへの降着速度との間の正の相関をサポートしています。
z = 0.39 での重力レンズ クラスター SMACS J0723.3-7327 の最初の JWST 画像におけるクラスター内球状星団の検出
| Title |
Detection_of_Intracluster_Globular_Clusters_in_the_First_JWST_Images_of_the_Gravitational_Lens_Cluster_SMACS_J0723.3-7327_at_z_=_0.39 |
| Authors |
Myung_Gyoon_Lee,_Jang_Ho_Bae,_and_In_Sung_Jang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05124 |
初期にリリースされたJWST/NIRCam画像に基づいて、$z=0.39$にある巨大な重力レンズクラスターSMACSJ0723.3-7327内の球状星団(GC)のサーベイを提示します。点光源のカラーマグニチュードダイアグラムでは、クラスターの広い領域に広がっているクラスター内GCの豊富な母集団がはっきりとわかります。星団の赤方偏移を考慮すると、彼らの年齢は9.5Gyrよりも若いです。これらのGCのF200W(AB)等級$26.5<{F200W_0}<29.5$magは、$-15.2<{M_{F200W}}<-12.2$magに相当し、これらが最も明るいGC(超小型矮星を含む)に属していることを示しています。）。これらのGCの空間分布は、最も明るい銀河団銀河の長軸に沿って伸びたメガパーセクスケールの構造を示しています。さらに、それらは多数の部分構造を示しており、その一部はクラスター内拡散光のマップに見られる部分構造と一致しています。GC数密度マップは、一般に、文献の強力なレンズ分析に基づく暗黒物質質量密度マップのマップと一致しています。外側領域のGCの動径数密度プロファイルは、レンズモデルから得られた暗黒物質の質量プロファイルよりも急勾配です。これらの結果は、$z=0.308$にある別の大質量星団であるAbell2744のディープHST画像、およびシミュレートされた銀河団で見つかったGCの結果と一致しています。これは、銀河団内GCが、銀河団の暗黒物質の分布を調べるだけでなく、JWST時代の銀河団の組み立ての歴史を明らかにするための優れた独立したツールであることを示しています。
南銀河極近くの新しい寒流
| Title |
A_New_Cold_Stream_near_the_Southern_Galactic_Pole |
| Authors |
Yong_Yang,_Jing-Kun_Zhao,_Xiang-Xiang_Xue,_Xian-Hao_Ye,_and_Gang_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05176 |
$Gaia$初期データリリース3で検出された南銀河極付近(SGP-Sと呼ばれる)の冷たいストリームの発見を報告します。ストリームは$\sim$9.5kpcの日心距離にあり、ほぼ58$^にまたがっています。\circ$上空で0.6$^\circ$。SGP-Sの色等級図は、古くて金属の乏しい(年齢$\sim$12Gyr、[M/H]$\sim$-2.0dex)恒星集団を示しています。ストリームの表面の明るさは、$\Sigma_G\simeq$36.2magarcsec$^{-2}$という非常に低いレベルに達します。現存する球状星団も他の既知のストリームもSGP-Sに関連付けられていません。
| Title |
Existence_of_Tidal_Tails_for_the_Globular_Cluster_NGC_5824 |
| Authors |
Yong_Yang,_Jing-Kun_Zhao,_Miho_N._Ishigaki,_Masashi_Chiba,_Cheng-Qun_Yang,_Xiang-Xiang_Xue,_Xian-Hao_Ye,_and_Gang_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05197 |
環境。軌道エネルギーと角運動量に基づいて、いくつかの動的なコールドストリームが特定の球状星団(GC)に関連付けられています。これらのストリームのいくつかは、それらの祖先から驚くほど遠く離れており、そのようなペアの1つがTriangulumとNGC5824です。クラスターの将来の軌道がストリームの軌跡とよく一致するため、TriangulumはNGC5824の先行尾部の一部と見なすことができます。NGC5824のリーディングテールの存在は、そのトレーリングテールの検索の背後にある動機です。ねらい。私たちの目標は、TriangulumとNGC5824の間の接続を確認し、クラスターの末尾を探すことです。メソッド。さんかく座の構成星の選択は、金属量、固有運動(PM)、視線速度、および色等級図(CMD)のさまざまなカットによって行われます。選択されたメンバーは、位相空間で、NGC5824の破壊をモデル化するモックストリームと比較されます。次に、修正された整合フィルター手法に基づいて、クラスターのトレーリングテールを検出しようとします。星には、CMDのクラスターの軌跡からの色の違いを使用して重みが割り当てられます。これらの重みは、モデルストリームの予想されるPMからのスターの逸脱に基づいてさらにスケーリングされます。結果。さんかく座の合計26個のメンバー星が得られ、そのうち16個が新たに同定されました。これらのメンバーは、位相空間のモックストリームと一致しており、CMD上のそれらのメタリシティと位置は、NGC5824とよく一致しています。マッチドフィルターを適用することにより、$\sim$にまたがるクラスターのわずかなトレーリングテールが検出されます。上空で50$^\circ$。署名は、モックストリームの軌跡とよく一致します。結論。私たちの結果は、TriangulumストリームがNGC5824のリーディングテールの一部として機能することをサポートしています。トレーリング側では、クラスターから延長された50$^\circ$テールを検出しました。GCNGC5824のリーディングテールとトレーリングテールの両方の存在が確認されています。
グールドベルトの分子雲における紫外線放射場の分布
| Title |
The_Distribution_of_UV_Radiation_Field_in_the_Molecular_Clouds_of_Gould_Belt |
| Authors |
Jifeng_Xia,_Ningyu_Tang,_Qijun_Zhi,_Sihan_Jiao,_Jinjin_Xie,_Gary_A._Fuller,_Paul_F._Goldsmith,_Di_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05250 |
紫外線(UV)放射場の分布は、分子雲の物理的環境に重大な制約を与えます。私たちの太陽系から1kpc以内にあり、さまざまな質量の原始星を育んでいるグールドベルトの巨大な分子雲は、星形成領域のUVフィールド構造を解明する絶好の機会を提供します。HerschelGouldBeltSurvey(HGBS)からのアーカイブデータのスペクトルエネルギー分布(SED)フィッティングを実行しました。DUSTYコードを使用したダスト放射伝達解析をグールドベルトの14分子複合体の23領域に適用し、これらの領域の放射場の空間分布を得ました。星形成率を独立して測定した15地域のうち10地域では、星形成率と紫外線放射強度は、以前の研究で見つかった線形相関にほぼ一致しています。
SDSS J014124+010306 の中央潮汐破壊イベントの新しい候補で、$z=1.06$ に広い Mg~{\sc ii} 線があります
| Title |
A_new_candidate_for_central_tidal_disruption_event_in_SDSS_J014124+010306_with_broad_Mg~{\sc_ii}_line_at_$z=1.06$ |
| Authors |
Zhang_XueGuang_(GXU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05253 |
レターでは、赤方偏移$z=1.06$に幅広いMg~{\scii}線を持つSDSSJ014124+010306(=SDSSJ0141)で、中央潮汐破壊イベント(TDE)の新しい候補が報告されています。SDSSStripe82データベースおよびPHOTOOBJALLデータベースからの長期測光$ugriz$バンドの変動に基づいて、中央ブラックホール(BH)によって1.3${\rmM_\odot}$主系列星潮汐乱れた中央TDEが優先されます。SDSSJ0141の$(14\pm2)\times10^6{\rmM_\odot}$のさらに、CARプロセスを適用して、SDSSJ0141の長期変動性がTDEに関連するのではなく、固有のAGN活動に関連する確率がわずか約0.4\%であることを確認しました。一方、見かけの広いMg~{\scii}発光線に基づいて、ビリアルBH質量は$245\times10^6{\rmM_\odot}$と推定でき、TDEモデルで決定されたBH質量の18倍です。SDSSJ0141の中央TDEをサポートするためのさらなる手がかりを提供します。これは、TDE候補SDSSJ0159の場合と同様に、ビリアルBH質量がMシグマ関係で予想されるBH質量よりも2桁大きくなります。報告されている光学TDE候補の中で、SDSSJ0141は赤方偏移が最も高い候補です。レターの結果は、赤方偏移の高い銀河でTDE候補を検出するのが一般的であることを示しています。
JWST が $z\sim2$ サブミリ波銀河の恒星の形態をこっそり覗く: 宇宙正午のバルジ形成
| Title |
JWST_sneaks_a_peek_at_the_stellar_morphology_of_$z\sim2$_submillimeter_galaxies:_Bulge_formation_at_cosmic_noon |
| Authors |
Chian-Chou_Chen_(ASIAA),_Zhen-Kai_Gao,_Qi-Ning_Hsu,_Cheng-Lin_Liao,_Yu-Han_Ling,_Ching-Min_Lo,_Wei-Hao_Wang,_Yu-Jan_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05296 |
公開CEERSおよびPRIMER調査の一部として撮影されたJWSTNIRCam画像を使用して、$z\sim2$にある7つのサブミリ波銀河(SMG)の形態学的分析を報告します。2次元の表面輝度プロファイルフィッティングにより、すべてのサンプルSMG、特にF444Wフィルターに膨らみの証拠が見つかり、恒星の膨らみが遍在していることを示唆しています。F444Wでのこれらのバルジのサイズの中央値は0.7$\pm$1.0kpcであり、セルシック指数の中央値は0.7$\pm$0.9です。渦巻きの腕と棒に似た構造も特定されていますが、それらの非対称な形状、潮汐の特徴、および対応するSMGの赤方偏移が一貫している近くの銀河の証拠は、これらのSMGが動的な相互作用を受けており、それらのトリガーの原因である可能性が高いことを示唆しています。スター育成活動。成長曲線分析により、NIRCam波長帯の半光半径を推定し、すべての場合において長波長でサイズが大幅に小さくなること、特にF444WとF150Wのサイズ比の中央値が$0.6\pm0.1$であることを発見.しかし、理論モデルからの最近の予測とは対照的に、F444Wのサイズは、静止フレーム$H$バンドにほぼ対応し、ALMAによって測定されたサブミリ波連続体のサイズよりも小さくないこともわかりました。私たちの結果は、星のバルジが$z\sim2$でSMGの活発な形成段階を経ている一方で、SMGの総質量は依然としてバルジではなくディスクによって支配されていることを示唆しています。
WISDOM Project XII.矮小銀河NGC404におけるクランプ同士の衝突によって制御されるクランプ特性と乱流
| Title |
WISDOM_Project_XII._Clump_properties_and_turbulence_regulated_by_clump-clump_collisions_in_the_dwarf_galaxy_NGC404 |
| Authors |
Lijie_Liu,_Martin_Bureau,_Guang-Xing_Li,_Timothy_A._Davis,_Dieu_D._Nguyen,_Fu-Heng_Liang,_Woorak_Choi,_Mark_R._Smith_and_Satoru_Iguchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05303 |
高解像度(0.86x0.51pc^2)AtacamaLargeMillimeter/sub-millimeterArray^{12}CO(2-1)観測を使用して、矮小銀河NGC404の分子構造(塊と雲)の研究を提示します。.NGC404には、重力的に安定な中央領域(ToomreパラメーターQ=3-30)と重力的に不安定な分子リング(Q<=1)という2つの異なる領域があります。中央領域の分子構造は、分子環の分子構造よりも急峻なサイズ(線幅の関係)と大きなビリアルパラメータを持っており、前者ではガスがより乱流であることを示唆しています。分子リングでは、塊は雲よりも浅い質量、つまりサイズの関係と大きなビリアルパラメーターを示します。これは、密度構造とダイナミクスが異なる空間スケールで異なる物理メカニズムによって規制されていることを意味します。分子リングの結果を説明するために、クランプ間衝突の解析モデルを構築します。クランプ同士の衝突は、重力による不安定性と銀河せん断が組み合わさることによって引き起こされ、その蓄積長(つまり、平均分離)が潮汐半径にほぼ等しいクランプの集団が生じることを提案します。モデルで予測されたクランプの質量とサイズ(および質量とサイズの関係)、および乱流エネルギー注入率(およびサイズと線幅の関係)は、分子リングでの観測結果と非常によく一致しており、クランプ間の衝突がクランプを制御する主なメカニズムであることを示唆しています。その地域の特性とガス乱流。予想通り、私たちの衝突モデルは、乱流が塊の移動によって引き起こされる可能性が高い中央領域には適用されません。
JWST による最初のレンズ $z\sim10-16$ 銀河候補の物理的性質の制約
| Title |
Constraining_the_physical_properties_of_the_first_lensed_$z\sim10-16$_galaxy_candidates_with_JWST |
| Authors |
Lukas_J._Furtak_(1),_Marko_Shuntov_(2),_Hakim_Atek_(2),_Adi_Zitrin_(1),_Johan_Richard_(3),_Matthew_D._Lehnert_(3)_and_Jacopo_Chevallard_(4)_((1)_Ben-Gurion_University_of_the_Negev,_(2)_Institut_d'Astrophysique_de_Paris,_(3)_Centre_de_Recherche_Astrophysique_de_Lyon,_(4)_University_of_Oxford) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05473 |
JWSTの最初の深場観測では、驚くほど多数の非常に高い赤方偏移の候補がすぐに得られ、$z\gtrsim10$をはるかに超えて観測可能性のフロンティアが押し上げられました。ここでは、Ateketal.で銀河団SMACSJ0723.3-7327の背後で検出された15の重力レンズ$z\sim10-16$銀河候補の詳細なSEDフィッティング解析を提示します。(2022)BEAGLEツールを使用。私たちの分析では、動的な考慮事項を利用して、レンズ体系を説明するために、これらの銀河と、クラスターの公開された3つのSLモデルすべての年齢に制限を設けています。これらの銀河は、星の質量が比較的小さく、$M_{\star}\sim10^7-10^8\,\mathrm{M}_{\odot}$で、年齢が若い$t_{\mathrm{age}}\sim10-100$\,Myr.$\beta\sim-3$までの非常に青いUV勾配により、サンプル内のすべての銀河は非常に低いダスト減衰$A_V\lesssim0.02$を持っています。測定されたパラメータを関係に置くと、星形成の主系列の上に非常に浅い$M_{\star}-M_{\mathrm{UV}}$勾配と高いsSFRが見られ、いずれの関係においても有意な赤方偏移進化は見られません。.これは、これらの天体について測定された明るい紫外線の光度と一致しており、観測された時点で現在スターバーストのエピソードを経験している銀河を自然に選択していることを示しています。最後に、低赤方偏移の侵入者に関する高赤方偏移銀河サンプルのロバスト性について議論し、$z\sim12-16にある最高赤方偏移銀河を含む、サンプルの約半分について低赤方偏移ソリューションを安全に除外できると結論付けます。$.これらの天体は、JWSTとALMAによる分光追跡観測の魅力的なターゲットです。
外部乱流による雲の星団形成
| Title |
Star_Cluster_Formation_in_Clouds_with_Externally_Driven_Turbulence |
| Authors |
Jamie_D._Smith,_James_E._Dale,_Sarah_E._Jaffa,_and_Martin_G._H._Krause |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05474 |
星団は乱れた分子雲の中で形成されることが知られています。乱流が分子雲でどのように駆動され、これが星形成にどのような影響を与えるかはまだ不明です。周期的なボックス内のあらゆる場所で乱流が駆動されるシミュレーション設定と、乱流がボックスの外側だけで駆動される設定を比較します。結果として生じるガス分布、運動学、および雲から形成される星の数を分析します。両方のセットアップは、べき法則構造関数を使用して乱流速度場を正常に生成します。外部から駆動される雲は、より中心的でモノリシックな塊を持ちますが、完全に駆動される雲は、より小さく、より分散した塊を多数持ちます。星の形成は雲の形態に従い、大きなクラスターを生成します。外部駆動シミュレーションでは星形成効率が高く、完全に駆動された場合は星形成効率がはるかに低く、個々の星形成はまばらです。グローバル階層崩壊(GHC)シナリオに似た外部駆動の方法は、観測とより密接に一致する星団を生成すると結論付けています。
本質的に X 線に弱いクエーサー候補の NuSTAR 観測: オブスキュレーションのみのシナリオ
| Title |
NuSTAR_Observations_of_Intrinsically_X-ray_Weak_Quasar_Candidates:_An_Obscuration-Only_Scenario |
| Authors |
Chaojun_Wang,_B._Luo,_W._N._Brandt,_D._M._Alexander,_F._E._Bauer,_S._C._Gallagher,_Jian_Huang,_Hezhen_Liu,_D._Stern |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04961 |
PG$1001+054$、PG$1254+047$、およびPHL1811の最近のNuSTAR観測(共追加された深さ$\approx55$-120ks)を利用して、それらの硬X線($\gtrsim5$keV)の弱さとスペクトル形状、したがって極端なX線の弱さの性質を調査します。これらのクエーサーは非常に弱い軟X線放射を示し、それらは本質的にX線に弱く、X線コロナがそれらの光/UV放射に比べて弱い連続放射を生成すると提案されました。しかし、新しい観察結果は別の説明を示唆しています。PG$1001+054$とPHL1811のNuSTAR3-24keVスペクトル形状は、おそらく平坦です(有効べき乗則光子指数$\Gamma_{\rmeff}=1.0^{+0.5}_{-0.6}$と$\Gamma_{\rmeff}=1.4^{+0.8}_{-0.7}$,それぞれ)、形状はPG$1254+047$($\Gamma_{\rmeff}=1.8\pm0.3$)。PG$1001+054$とPHL1811は、それらの光/UV放射からの予想と比較して、硬X線エネルギーで(静止フレーム8keVで$\approx26$-74倍)著しく弱いのに対し、PG$1254+047は$は硬X線に対して$\approx3$の係数だけ弱い。3つのクエーサーすべてにX線遮蔽が存在することが示唆されます。本質的なX線の弱さ+X線の遮蔽シナリオの代替として、これらのクエーサーの軟X線と硬X線の弱さは、遮蔽のみのシナリオで一様に説明できることを提案します。このモデルは、これらのクエーサーのマルチエポックの軟X線データと硬X線データの適切な説明を提供し、可変の列密度と、部分的に覆われた吸収体の漏れた割合を示します。吸収体は、降着円盤から放出された塊状の無塵風であると考えられます。これらのクエーサーはおそらく、強力で高密度の風を引き起こす超エディントン降着率を持っています。
Phoxによる銀河X線放射の分解：高温ガスとXRBからの寄与
X線連星集団の空間的およびスペクトル的に正確な表現を流体力学的宇宙論シミュレーションから研究できる数値フレームワークを提供します。高温ガス成分を説明する平均スペクトルを構築し、銀河全体のX線光度($L_{X}$)と星の質量($M_{\star}$)および恒星との間の観測されたスケーリング関係の出現を検証します。形成率（SFR）。$(48\,h^{-1}\mathrm{cMpc})^3$ボリュームのマグネティクムパスファインダー宇宙論シミュレーション($z=0.07$)から抽出したシミュレートされた銀河ハローを使用して、X線光子で模擬スペクトルを生成します。-シミュレータフォックス。シミュレーションで恒星成分を考慮してPhoxコードを拡張し、複合銀河スペクトルにおける結果の寄与を調べます。平均X線光度関数は、1光子光度限界まで完全に再現されます。結果として得られたX線連星の$L_{X}-\mathrm{SFR}-M_{\star}$関係を、おとめ座銀河団のフィールド銀河の最近の観測結果と比較すると、かなりの重複が見られます。高質量X線連星の金属量依存モデルを呼び出すと、質量で重み付けされた星の金属量とSFR正規化光度との間の反相関が得られます。高質量X線連星の空間分布はシミュレートされた銀河の星形成領域と一致しますが、低質量X線連星は星の質量表面密度に従います。X線連星放射は、活発に降着する中央の超大質量ブラックホールがない場合、2～10keV帯域での主要な寄与であり、高温ガス成分に匹敵する0.5～2keV帯域で50%の寄与があります。私たちのモデリングは、私たちのアプローチに関連する不確実性にもかかわらず、観測と一致しています。予測力と容易に拡張可能なフレームワークは、銀河のX線スペクトルの将来の調査に大きな価値をもたらします。
中性子星合体残骸からの元素合成とキロノバへの磁場効果
| Title |
Magnetic_field_effects_on_nucleosynthesis_and_kilonovae_from_neutron_star_merger_remnants |
| Authors |
Sebastiaan_de_Haas,_Pablo_Bosch,_Philipp_M\"osta,_Sanjana_Curtis_and_Nathanyel_Schut |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05330 |
超大質量中性子星(HMNS)のパラメトリック磁場構成が電磁(EM)観測量、特にキロノバ光度曲線と元素合成収量に与える影響を調査します。ニュートリノ漏洩スキーム、微小物理有限温度状態方程式(EOS)、および初期ポロイダル磁場を含む、3次元(3D)動的時空一般相対論的磁気流体力学(GRMHD)シミュレーションを実行します。磁場の強さと減衰を変化させると、磁化された風または穏やかな相対論的ジェットの形成に影響を与え、流出特性に大きな影響を与えることがわかりました。進化したすべての構成は、シミュレーションの開始から21-23ミリ秒後にブラックホール(BH)$\sim21-23$msに崩壊しますが、ジェットを形成するものは、システムから角運動量を輸送するのにかなり効果的である可能性があります。以前の崩壊時間。より大きな質量噴出率と結合していない物質の半径方向速度は、ジェットを形成するシステムを特徴付けます。キロノバと$r$プロセス収量のボロメータ光度曲線は、異なる磁場パラメータでかなり変化します。磁場強度と減衰は、流出特性と電磁観測量に強い影響を与えると結論付けています。これは、シミュレーションからの総噴出物質量($\simeq10^{-3}\;M_{\odot}$)により、HMNSからの噴出物が、$r$の放射性崩壊を通じてキロノバに電力を供給する説得力のあるソースになるため、特に重要になる可能性があります。-プロセス要素。
SNR G106.3+2.7 の Fermi-LAT 観察からの PeV プロトン加速の証拠
宇宙線スペクトルのエネルギー~1PeVに「膝」が存在することは、「PeVatron」と呼ばれる銀河PeV陽子加速器の存在を示唆しています。超新星残骸(SNR)G106.3+2.7は、これらのうちの1つの主要な候補です。G106.3+2.7からの非常に高いエネルギー(0.1-100TeV)のガンマ線の最近の検出は、中性パイ中間子の崩壊または相対論的電子による逆コンプトン散乱によって説明されるかもしれません。12年間のFermi-LATガンマ線データの分析を報告します。これは、GeV-TeVガンマ線スペクトルが電波およびX線スペクトルよりもはるかに難しく、異なる全電子エネルギーを必要とすることを示しています。、ハドロン起源。10GeV未満のガンマ線が検出されないことは、相対論的電子スペクトルに対する追加の制約を意味します。観測されたガンマ線のハドロン解釈は強く支持されています。この観測は、銀河のPeVatronとSNRの間の長い間求められていた接続を確認します。さらに、G106.3+2.7は、ガンマ線エネルギー束がTeVエネルギーでピークに達するSNRの新しい集団の最も明るいメンバーである可能性があることを示唆しています。このような集団は、宇宙線ニーに寄与し、将来の超高エネルギーガンマ線検出器によって明らかになる可能性があります。
VLTI での Asgard/BIFROST による 1 ミクロンまでの高スペクトル分解能干渉法: サイエンス ドライバーとプロジェクトの概要
| Title |
High_spectral-resolution_interferometry_down_to_1_micron_with_Asgard/BIFROST_at_VLTI:_Science_drivers_and_project_overview |
| Authors |
Stefan_Kraus,_Daniel_Mortimer,_Sorabh_Chhabra,_Yi_Lu,_Isabelle_Codron,_Tyler_Gardner,_Narsireddy_Anugu,_John_Monnier,_Jean-Baptiste_Le_Bouquin,_Michael_Ireland,_Frantz_Martinache,_Denis_Defr\`ere,_Marc-Antoine_Martinod |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04959 |
VLT干渉計の短波長(Y/J/Hバンド)、高スペクトル分散(最大R=25,000)のウィンドウを開くBIFROST装置のサイエンスケースと装置設計の考慮事項を提示します。BIFROSTはAsgardSuiteの機器の一部であり、星の進化の初期/後期段階での降着と質量損失プロセスの研究、若い星の周りの原始惑星の降着の検出、およびスピン軌道配列の直接的な調査のための強力な場を解き放ちます。-画像化された惑星系と複数の星系。GAIA連星に関する私たちの調査は、1,000個の星の質量と正確な年齢を提供することを目的としており、星の進化モデルと銀河考古学を改善するためのレガシーデータセットを提供します。BIFROSTは、0.025～1インチの分離範囲で系外惑星の軸外分光法を可能にし、ELTおよびJWSTで検出された系外惑星の高SNR、高スペクトル分解能の追跡を可能にします。主要な技術の選択肢について説明し、提案されたAsgardSuiteの手段における他の手段との相乗効果について議論します。
Asgard/BIFROST装置用ビームコンバイナ
| Title |
Beam_combiner_for_the_Asgard/BIFROST_instrument |
| Authors |
Daniel_J._Mortimer,_Sorabh_Chhabra,_Stefan_Kraus,_Narsireddy_Anugu,_Romain_Laugier,_Jean-Baptiste_Le_Bouquin,_John_D._Monnier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04968 |
BIFROSTは、高空間($\lambda$/2B=0.8mas)とスペクトル(最大R=25,000)解像度。これは、ビジター楽器のAsgardSuiteの一部になります。高いスペクトル分解能、短波長観測の新しいウィンドウは、新しい課題をもたらします。ここでは、BIFROSTの機器設計の概要を説明し、必要なビームコンバイナサブシステムとその理由を強調します。これに続いて、予想される感度と各システムの実際の実装の両方の観点から、オールインワン(AIO)ビーム結合方式とABCD変調による統合光学(IO)方式の比較が行われます。
氷中の高エネルギーニュートリノの電波検出
高エネルギー粒子の無線ベースの検出は成熟度を増しています。この章では、極域に見られる厚い放射線透過性の氷の中で相互作用する10PeVを超えるエネルギーを持つニュートリノの検出に焦点を当てます。氷の中で相互作用する高エネルギーニュートリノは、浅い深さに設置されたアンテナで測定できるアスカリアン効果を介して短時間の無線周波数フラッシュを生成します。豊富なターゲット物質と約1kmの長い減衰長により、無線検出器ステーションのまばらなアレイを使用して、膨大な量の費用対効果の高い機器を使用できます。この検出器アーキテクチャは、超高エネルギーニュートリノの低フラックスに対して十分な感度を提供し、その起源が天体素粒子物理学で最も長く続いている謎の1つである超高エネルギー宇宙線の生成を調べます。信号特性、伝搬効果、検出器のセットアップ、適切な検出サイト、およびバックグラウンドプロセスについて説明します。現在の実験状況の概要と、検出器の位置を適切に選択することでほぼ全天を表示できる未来への見通しを示します。
ASKAP電波望遠鏡による惑星間シンチレーションの最初の測定：宇宙天気への影響
| Title |
First_measurement_of_interplanetary_scintillation_with_the_ASKAP_radio_telescope:_implications_for_space_weather |
| Authors |
Rajan_Chhetri,_John_Morgan,_Vanessa_Moss,_Ron_Ekers,_Danica_Scott,_Keith_Bannister,_Cherie_K._Day,_Adam_T._Deller_and_Ryan_M._Shannon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04981 |
オーストラリアのスクエアキロメートルアレイパスファインダー(ASKAP)電波望遠鏡を使用した惑星間シンチレーション(IPS)の測定について報告します。この概念実証観測では、単一のソースでわずか3秒のデータを使用しましたが、それでもなお、ASKAPの並外れた広い視野と、太陽から10度以内で観測する能力のこの検証により、これは重要な結果です。は、ASKAPが惑星間コロナ質量放出(CME)を白色光コロナグラフの視野を超えて拡大した後、地球に到達するずっと前に観測する可能性があることを意味します。概念観測の実証について説明し、測定されたノイズパラメーターから外挿して、全視野を使用したより長い観測からどの情報を収集できるかを判断します。望遠鏡が白色光コロナグラフでのCMEの検出によってトリガーされる「機会のターゲット」（TOO）アプローチを採用することにより、惑星間CMEの大部分が離角範囲内にある間にASKAPによって観測できることを実証します$<$30度。したがって、それは、伸び$>$20度での観測により適した低周波機器である、コロケーションされたMurchisonWidefieldArrayを高度に補完します。
全天中エネルギーガンマ線天文台探査機（AMEGO-X）のミッションコンセプト
| Title |
The_All-sky_Medium_Energy_Gamma-ray_Observatory_eXplorer_(AMEGO-X)_Mission_Concept |
| Authors |
Regina_Caputo,_Marco_Ajello,_Carolyn_Kierans,_Jeremy_Perkins,_Judith_Racusin,_Luca_Baldini,_Matthew_Barring,_Elisabetta_Bissaldi,_Eric_Burns,_Nicolas_Cannady,_Eric_Charles,_Rui_Curado_da_Silva,_Ke_Fang,_Henrike_Fleischhack,_Chris_Fryer,_Yasushi_Fukazawa,_J._Eric_Grove,_Dieter_Hartmann,_Eric_Howell,_Manoj_Jadhav,_Christopher_Karwin,_Daniel_Kocevski,_Naoko_Kurahashi,_Luca_Latronico,_Tiffany_Lewis,_Richard_Leys,_Amy_Lien,_Lea_Marcotulli,_Israel_Martinez-Castellanos,_Mario_Nicola_Mazziotta,_Julie_McEnery,_Jessica_Metcalfe,_Kohta_Murase,_Michela_Negro,_Lucas_Parker,_Bernard_Phlips,_Chanda_Prescod-Weinstein,_Soebur_Razzaque,_Peter_Shawhan,_Yong_Sheng,_Tom_Shutt,_Daniel_Shy,_Clio_Sleator,_Amanda_Steinhebel,_Nicolas_Striebig,_Yusuke_Suda,_Donggeun_Tak,_Hiroyasu_Tajima,_Janeth_Valverde,_Tonia_Venters,_Zorawar_Wadiasingh,_Richard_Woolf,_Eric_Wulf,_Haocheng_Zhang,_Andreas_Zoglauer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04990 |
全天中エネルギーガンマ線天文台eXplorer(AMEGO-X)は、極端な爆発や加速器からのガンマ線を識別して特徴付けるように設計されています。主な科学テーマには次のようなものがあります。連星中性子星の合体とそれが作り出す相対論的ジェット。銀河超新星を含む宇宙線粒子加速源。また、この重要なエネルギー範囲で全天にわたって他の天体物理学的事象や発生源を継続的に監視しています。AMEGO-Xは、宇宙でしか実現できないエネルギー範囲100keVから1GeVで、以前の望遠鏡よりも最大1桁高い感度を備えた単一の機器を使用して、中エネルギーガンマ線帯域を調べます。3年間のベースラインミッションの間、AMEGO-Xは2軌道ごとにほぼ全天を観測し、ガンマ線源と放射の高感度の全天マップを作成します。AMEGO-Xは、最近の2021年NASAMIDEXの機会発表で提出されました。
フロントエンド偏波変調を使用した複数の周波数でのCMB観測における長時間スケールの安定性
| Title |
Long-Timescale_Stability_in_CMB_Observations_at_Multiple_Frequencies_using_Front-End_Polarization_Modulation |
| Authors |
Joseph_Cleary,_Rahul_Datta,_John_W._Appel,_Charles_L._Bennett,_David_T._Chuss,_Jullianna_Denes_Couto,_Sumit_Dahal,_Francisco_Espinoza,_Thomas_Essinger-Hileman,_Kathleen_Harrington,_Jeffrey_Iuliano,_Yunyang_Li,_Tobias_A._Marriage,_Carolina_Nunez,_Matthew_A._Petroff,_Rodrigo_A._Reeves,_Rui_Shi,_Duncan_J._Watts,_Edward_J._Wollack,_and_Zhilei_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04996 |
CosmologyLargeAngularScaleSurveyor(CLASS)は、40、90、150、および220GHz付近を中心とする周波数帯域で宇宙マイクロ波背景放射(CMB)を観測する望遠鏡アレイです。CLASSは、最大の角度スケールでCMB偏光を測定し、再イオン化によるインフレーションのテンソルとスカラーの比率と光学的深さを制限します。地上からのこの測定に必要な長い時間スケールの安定性を達成するために、CLASSは各望遠鏡でフロントエンドの可変遅延偏光変調器を利用します。ここでは、4つのCLASS周波数すべてにわたるデータを使用したフロントエンド変調によってもたらされる安定性の向上について報告します。2021年の変調された直線偏波データの1か月間で、CLASSは、40、90、150、および220GHzの観測帯域で9.1、29.1、20.4、および36.4mHzの中間周波数を達成しました。ニー周波数は、変調なしのCLASSペア差分直交検出器ペアを介して達成されるよりも約1桁低くなります。
ミリ波アプリケーション用の大口径反射半波長板変調器の構築
| Title |
Construction_of_a_Large_Diameter_Reflective_Half-Wave_Plate_Modulator_for_Millimeter_Wave_Applications |
| Authors |
Joseph_R._Eimer,_Michael_K._Brewer,_David_T._Chuss,_John_Karakla,_Rui_Shi,_John_W._Appel,_Charles_L._Bennett,_Joseph_Cleary,_Sumit_Dahal,_Rahul_Datta,_Thomas_Essinger-Hileman,_Tobias_A._Marriage,_Carolina_N\'u\~nez,_Mattew_A._Petroff,_Duncan_J._Watts,_Edward_J._Wollack_and_Zhilei_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05005 |
偏波変調は、偏波信号を支配的な低速システムドリフトや偏波前景から区別できるようにすることで、測定の安定性を高める強力な手法です。さらに、可能な限り空の近くに配置すると、変調は機器の偏光による系統誤差を減らすことができます。この作業では、新しい直径60cmの反射型半波長板(RHWP)偏光変調器の設計と予備駆動システムの実験室性能を紹介します。波長板は、フラットミラーの前に配置されたワイヤアレイで構成されます。\mbox{175$\mu$m}の間隔で\mbox{50$\mu$m}径のワイヤを使用すると、波長板は、ワイヤの平坦性と保持されたミラーへの平行度により、ミリメートル波長範囲での動作に適しています。波長のごく一部に。提示された設計は、77～108GHzの範囲を対象としています。変調は、アクティブに制御されたサーボモーターを利用したカスタムロータリードライブで波長板を回転させることによって実行されます。
Cosmology Large Angular Scale Surveyor (CLASS) 用の新しい 90 GHz 検出器の設計と特性評価
| Title |
Design_and_characterization_of_new_90_GHz_detectors_for_the_Cosmology_Large_Angular_Scale_Surveyor_(CLASS) |
| Authors |
Carolina_N\'u\~nez,_John_W._Appel,_Sarah_Marie_Bruno,_Rahul_Datta,_Aamir_Ali,_Charles_L._Bennett,_Sumit_Dahal,_Jullianna_Denes_Couto,_Kevin_L._Denis,_Joseph_Eimer,_Francisco_Espinoza,_Tom_Essinger-Hileman,_Kyle_Helson,_Jeffrey_Iuliano,_Tobias_A._Marriage,_Carolina_Morales_P\'erez,_Deniz_Augusto_Nunes_Valle,_Matthew_A._Petroff,_Karwan_Rostem,_Rui_Shi,_Duncan_J._Watts,_Edward_J._Wollack,_Zhilei_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05006 |
CosmologyLargeAngularScaleSurveyor(CLASS)は、チリのアタカマ砂漠の高度5,200mにある偏光に敏感な望遠鏡アレイです。CLASSは、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の"Eモード"(偶パリティ)および"Bモード"(奇パリティ)偏光パターンを大きな角度スケールで測定するように設計されており、インフレーション、再イオン化、そして暗黒物質。CLASSは現在、4つの周波数帯域をカバーする3つの望遠鏡で観測しています。1つは90GHz(W1)。150/220GHz(G)の1つのダイクロイックシステム。これらの議事録では、新しい90GHz検出器の更新された設計とラボ内での特性評価について説明します。新しい検出器には、安定性と光学効率の向上を目的とした遷移端センサー(TES)ボロメーターアーキテクチャの設計変更が含まれています。W1焦点面の4つのモジュールを交換するために、4つの新しい検出器ウェーハを組み立ててテストしました。これらの検出器はW1望遠鏡に取り付けられており、2022年の南半球の冬に最初の光を達成する予定です。ラボ内の暗所および光学テストからの電熱パラメータとバンドパス測定値を提示します。ラボ内の暗いテストから、CLASS信号バンドについて4つのウェーハすべてで12.3$\mathrm{aW\sqrt{s}}$の中央値NEPも測定しました。これは、予想される32$\mathrm{aW\sqrt{s}}$フィールドから。したがって、新しい検出器は光子ノイズが制限されていると予想されます。
Cosmology Large Angular Scale Surveyor (CLASS): 90、150、および 220 GHz
でのポインティング安定性とビーム測定
| Title |
Cosmology_Large_Angular_Scale_Surveyor_(CLASS):_Pointing_Stability_and_Beam_Measurements_at_90,_150,_and_220_GHz |
| Authors |
Rahul_Datta,_Michael_K._Brewer,_Jullianna_D._Couto,_Joseph_R._Eimer,_Yunyang_Li,_Zhilei_Xu,_John_W._Appel,_Ricardo_Bustos,_David_T._Chuss,_Joseph_Cleary,_Sumit_Dahal,_Thomas_Essinger-Hileman,_Jeffrey_Iuliano,_Tobias_A._Marriage,_Carolina_N\'u\~nez,_Matthew_A._Petroff,_Karwan_Rostem,_Duncan_J._Watts,_and_Edward_J._Wollack |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05022 |
CosmologyLargeAngularScaleSurveyor(CLASS)望遠鏡アレイは、40、90、150、および220GHz付近を中心とする周波数帯域で、チリのアタカマ砂漠から空の75%を調査します。CLASSは、テンソルとスカラーの比率を制限することを目的として、最大角度スケールのCMB偏光を測定し、再電離までの光学的深さを宇宙分散限界近くまで測定します。クラスQバンド(40GHz)、Wバンド(90GHz)、およびダイクロイック高周波(150/220GHz)望遠鏡は、それぞれ2016年6月、2018年5月、および2019年9月から観測されています。40GHz装置のオンスカイ光学特性が公開されました。ここでは、90、150、および220GHzでのビームの空での予備測定と、90および150/220GHz望遠鏡のポインティング安定性を示します。木星の専用観測から測定された平均90、150、および220GHzビームの半値全幅(FWHM)は、それぞれ0.615+/-0.019度、0.378+/-0.005度、および0.266+/-0.008度です。望遠鏡のポインティングの変動は、ビームFWHMの数パーセント以内です。
| Title |
SPHERExLabTools_(SLT):_A_Python_Data_Acquisition_System_for_SPHEREx_Characterization_and_Calibration |
| Authors |
Sam_Condon_(1),_Marco_Viero_(1),_James_Bock_(1_and_2),_Howard_Hui_(1),_Phil_Korngut_(1),_Hiromasa_Miyasaka_(1),_Ken_Manatt_(2),_Chi_Nguyen_(1),_Hien_Nguyen_(2),_Steve_Padin_(1)_((1)_California_Institute_of_Technology,_Pasadena,_CA,_(2)_Jet_Propulsion_Laboratory,_California_Institute_of_Technology,_Pasadena,_CA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05099 |
次のNASAの中型探査機ミッションとして選ばれたSPHEREx、宇宙の歴史、再イオン化の時代、および氷の探査のための分光光度計は、2025年初頭に打ち上げられる予定です。SPHEREx校正データプロダクトには、検出器スペクトル応答、非線形性が含まれます。、持続性、および望遠鏡のフォーカスエラー測定。これらのキャリブレーション製品を製造するために、専用のデータ収集および機器制御システムSPHERExLabTools(SLT)を開発しました。SLTは、すべてのテストベッド計測器を制御するためのドライバーレベルのソフトウェア、計測器と自動測定を制御するためのグラフィカルインターフェイス、リアルタイムデータの視覚化、処理、およびさまざまな出力ファイル形式のデータアーカイブツールを実装しています。この作業は、汎用実験室データの取得と計測器制御のためのフレームワークとしてSLTソフトウェアのアーキテクチャの概要を説明します。SLTの使用中に取得された初期のSPHERExキャリブレーション製品も表示されます。
FAIR原則に向けたCEFCAカタログポータル
CentrodeEstudiosdeF\'isicadelCosmosdeArag\'on(CEFCA)は、ObservatorioAstrof\'isicodeJavalambre(OAJ、テルエル、スペイン)から2つの大面積マルチバンドフォトメトリックスカイサーベイ、J-PLUSおよびJ-PASは、狭帯域および広帯域フィルタを使用して光スペクトル全体をカバーします。J-PASとJ-PLUSには、coaddedおよび個別のフレーム画像と、デュアルおよびシングルのカタログデータが含まれます。このすべてのデータを公開するために、CEFCAカタログポータルが実装され、WebユーザーインターフェイスサービスとVirtualObservatory(VO)サービスを提供しています。この貢献は、データの価値を高め、研究効率を最大化するために、FAIRの原則に従ってこれらの大規模な調査のデータ公開を強化するためにCEFCAカタログポータルで行われた努力と作業を示しています。CEFCACatalogsPublishingRegistryの実装と公開、VOサービスの使用、その検証と改善プロセス、出所情報を改善するためのデータ提供の取り組みにより、FAIR原則がどのように達成され、改善されたかを示します。
最初の APERTIF データ リリースの Continuum ソース カタログ
| Title |
Continuum_source_catalog_for_the_first_APERTIF_data_release |
| Authors |
A._M._Kutkin,_T._A._Oosterloo,_R._Morganti,_E._A._K._Adams,_M._Mancini,_B._Adebahr,_W._J._G._de_Blok,_H._D\'enes,_K._M._Hess,_J._M._van_der_Hulst,_D._M._Lucero,_V._A._Moss,_A._Berger,_R._van_den_Brink,_W._A._van_Cappellen,_L._Connor,_S._Damstra,_G._M._Loose,_J._van_Leeuwen,_Y._Maan,_A'._Mika,_M._J._Norden,_A._R._Offringa,_L._C._Oostrum,_D._van_der_Schuur,_D._Vohl,_S._J._Wijnholds,_J._Ziemke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05342 |
Apertifサーベイの最初のデータリリースには、空の1,000平方度をカバーする3074の電波連続体画像が含まれています。観測は2019年8月から2020年7月の間に行われました。連続体画像は、中心周波数1355MHzで、帯域幅$\sim$150MHz、角度分解能10"に達して生成されました。この作業では、取得するための新しい方法を導入して適用します。機械学習アプローチ、ガウス過程回帰を使用した一次ビームモデル.この方法で得られた一次ビームモデルは、最初のApertifデータリリースのデータ製品とともに公開されています.この方法を連続体画像に適用し、それらをモザイク化し、ソースカタログ.カタログには249672の無線ソースが含まれており、その多くはこれらの周波数で初めて検出されます.座標をNVSS、LOFAR/DR1/付加価値およびLOFAR/DR2カタログとクロスマッチさせ、その結果、44523、22825、およびそれぞれ152824の共通ソース.最初のサンプルは、過去25年間で磁束密度を大幅に変更した長期過渡ソースを検出するユニークな機会を提供します.condと3番目のものを組み合わせると、ソースのスペクトル特性と赤方偏移の推定に関する情報が得られます。
Aperif イメージング調査データの最初のリリース
| Title |
First_release_of_Apertif_imaging_survey_data |
| Authors |
Elizabeth_A._K._Adams,_B._Adebahr,_W._J._G._de_Blok,_H._Denes,_K._M._Hess,_J._M._van_der_Hulst,_A._Kutkin,_D._M._Lucero,_R._Morganti,_V._A._Moss,_T._A._Oosterloo,_E._Orru,_R._Schulz,_A._S._van_Amesfoort,_A._Berger,_O._M._Boersma,_M._Bouwhuis,_R._van_den_Brink,_W.A._van_Cappellen,_L._Connor,_A._H._W._M._Coolen,_S._Damstra,_G._N._J._van_Diepen,_T.J._Dijkema,_N._Ebbendorf,_Y.G._Grange,_R._de_Goei,_A.W._Gunst,_H.A._Holties,_B._Hut,_M.V._Ivashina,_G.I.G._Jozsa,_G._M._Loose,_J._van_Leeuwen,_Y._Maan,_M._Mancini,_A._Mika,_H._Mulder,_M._J._Norden,_A._R._Offringa,_L._C._Oostrum,_I._Pastor-Marazuela,_D.J._Pisano,_A.A._Ponomareva,_J.W._Romein,_M_Ruiter,_A.P._Schoenmakers,_D._van_der_Schuur,_J.J._Sluman,_R._Smits,_K.J.C_Stuurwold,_J._Verstappen,_N.P.E_Vilchez,_D._Vohl,_K.J._Wierenga,_S._J._Wijnholds,_E.E.M._Woestenburg,_et_al._(2_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05348 |
(要約)ApertifはWSRT用のフェーズドアレイフィードシステムであり、300MHzの帯域幅で40の瞬時ビームを提供します。専用の調査プログラムが2019年7月1日に開始され、最後の観測は2022年2月28日に行われました。調査業務の初年度から2020年6月30日までのデータ製品のリリースについて説明します。処理されたデータの品質管理指標の定義に焦点を当てています。データ製品。ApertifイメージングパイプラインであるApercalは、Apertifイメージング観測の各ビームに対して、非一次ビーム補正連続体画像、偏光画像とキューブ、未クリーニングのスペクトル線とダーティビームキューブを自動的に生成します。このリリースでは、処理されたデータプロダクトは、観測内でビームごとに考慮されます。残差画像のガウスノイズからの偏差を識別するメトリックを使用して、連続体画像を検証します。連続体画像が検証に合格した場合、特定のビームのすべての処理済みデータプロダクトをリリースします。偏光とラインデータ製品にさらに検証を適用します。調査観測の初年度からすべての未加工の観測データを公開します。これは、約1,000平方度の空をカバーする、160の独立した対象フィールドの合計221の観測です。画像と立方体はビーム単位でリリースされ、3374ビームがリリースされます。連続体画像のノイズの中央値は41.4uJy/bmで、StokesV偏光画像のノイズの中央値はわずかに36.9uJy/bmです。角度分解能の中央値は11.6"/sin(Dec)です。スペクトル分解能が36.6kHzのすべてのラインキューブのノイズの中央値は1.6mJy/bmで、1.8x10^の3シグマHIカラム密度感度に対応します。20km/sで20原子cm^-2(中央角分解能24"x15")。また、個々のApertif複合ビームごとに一次ビーム画像も提供します。データは、仮想天文台インターフェイスを使用してアクセスできます。
| Title |
In-flight_performance_and_calibration_of_the_Grating_Wheel_Assembly_sensors_(NIRSpec/JWST) |
| Authors |
Catarina_Alves_de_Oliveira,_Nora_Luetzgendorf,_Peter_Zeidler,_Giovanna_Giardino,_Pierre_Ferruit,_Nimisha_Kumari,_Timothy_Rawle,_Stephan_M._Birkmann,_Torsten_Boeker,_Charles_Proffitt,_Marco_Sirianni,_and_Maurice_Te_Plate |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05354 |
ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡に搭載されている近赤外分光器(NIRSpec)は、統合フィールドユニットと固定スリットを備えていることを除けば、最大250,000の構成可能なマイクロシャッターを提供する、宇宙で最初の多目的分光器になります。NIRSpecグレーティングホイールアセンブリの心臓部は、6つの分散グレーティング、プリズム、およびミラーを備えた極低温メカニズムです。ホイールの有限の角度位置再現性により、焦点面での光ビームの小さいが測定可能な変位が発生し、光路を予測するための静的解が排除されます。これに対処するために、2つの磁気抵抗位置センサーを使用して、ホイールが回転するたびに、選択したGWA要素の先端と傾斜の変位を測定します。これらのセンサーのキャリブレーションは、NIRSpecでキャリブレーション、スペクトル抽出、およびマイクロシャッター内のターゲット配置に使用されるモデルベースのアプローチの重要な要素です。このホワイトペーパーでは、地上から宇宙環境までのGWAセンサーの性能とキャリブレーションの進化の結果を紹介します。
モデルベースのアプローチを使用したコミッショニング中の NIRSpec 機器の天文および波長キャリブレーション
| Title |
Astrometric_and_Wavelength_Calibration_of_the_NIRSpec_Instrument_during_Commissioning_using_a_model-based_approach |
| Authors |
Nora_L\"utzgendorf,_Giovanna_Giardino,_Catarina_Alves_de_Oliveira,_Peter_Zeidler,_Pierre_Ferruit,_Peter_Jakobsen,_Nimisha_Kumari,_Timothy_Rawle,_Stephan_M._Birkmann,_Torsten_B\"oker,_Charles_Proffitt,_Marco_Sirianni,_Maurice_Te_Plate,_and_Sangmo_Tony_Sohn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05355 |
ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)用のNIRSpec装置は、さまざまな観察モード、スリット開口、およびスペクトル分解能で操作できる、非常に用途の広い近赤外分光器です。アパーチャと分散器の可能なすべての組み合わせについて、専用のキャリブレーションデータを取得することは困難な作業です。そのため、NIRSpec開口部のサブセットのみを介して取得したキャリブレーションデータを使用して、視野全体にわたって機器の光学ジオメトリの非常に現実的なモデルを導出する手順を開発しました。これにより、分光器内の光路を正確に計算できます。すべての絞りとすべての観察モード。したがって、このパラメトリック機器モデルは、観察モードや使用する絞りに関係なく、NIRSpec露光から波長校正スペクトルを抽出するための基礎を提供します。NIRSpec機器モデルを最適化し、最終的な波長とアストロメトリックキャリブレーションを導き出すことは、NIRSpec試運転フェーズの最も重要な要素の1つです。ここでは、軌道上試運転データを使用してNIRSpec機器モデルを再適合させるプロセスについて説明し、波長精度とアストロメトリックキャリブレーションの観点から最終的なパフォーマンスを示します。
干渉計とそれ以降の天体フォトニクスの状況に関するレポート
| Title |
A_report_on_the_status_of_astrophotonics_for_interferometry_and_beyond |
| Authors |
Lucas_Labadie_(I._Physikalisches_Institut,_Universit\"at_zu_K\"oln,_K\"oln,_Germany) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05380 |
ロングベースライン干渉計と高解像度分光法は、天体フォトニクスデバイスの恩恵を受けた分野の2つの例ですが、適用範囲は他のサブエリアや他の波長範囲に拡大しています。VLTIは、高角度分解能の干渉観測に天体フォトニクス機器の可能性を活用するための先駆的な天文インフラストラクチャの1つですが、将来のELTのコンテキストでは新しい機会が生まれます。この寄稿では、フォトニクスベースのソリューションと天文計測器との相互作用に関する現在の最先端技術を概説し、この分野の成長と、Decadalなどの最近の戦略調査におけるその認識を強調します。フォトリソグラフィーまたはレーザー書き込み技術を利用したさまざまな技術プラットフォームの利点について説明します。シミュレーション、実験室での特性評価、空でのプロトタイピングをカバーする分野での最新の結果をレビューします。天体フォトニクスは、新しい地上ベースの天文施設の次の時代、そしておそらく宇宙科学の分野で果たすべき独特の役割を果たすかもしれません.
VLTI 用の Asgard/BIFROST 分光干渉計の分光器の設計
| Title |
Spectrograph_design_for_the_Asgard/BIFROST_spectro-interferometric_instrument_for_the_VLTI |
| Authors |
Sorabh_Chhabra,_Michele_Frangiamore,_Stefan_Kraus,_Andrea_Bianco,_Francisco_Garzon,_John_Monnier,_Daniel_Mortimer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05397 |
BIFROST装置は、R=25,000までの高スペクトル分解能に最適化され、1.05～1.7$\mu$mで動作する最初のVLTI装置になります。機器の重要なコンポーネントは分光器であり、広い帯域幅で高いスループットが必要です。この寄稿では、計画されている4つのスペクトルモード(R=50、R=1000、R=5000、およびR=25,000)、カバーする必要がある主要なスペクトルウィンドウ、および検討したテクノロジの選択について説明します。ボリュームフェーズホログラフィックグレーティング(VPHG)を使用して$>$85%の高効率を達成する計画を提示します。予備的な光学設計と波長キャリブレーションの戦略を提示します。
広範囲の望遠鏡の開口部とフライド パラメータの比率を自動モデリングするためのスペックル シミュレーション ツール
| Title |
Speckle_simulation_tool_for_automated_modelling_of_a_large_range_of_telescope_aperture_to_fried_parameter_ratios |
| Authors |
Sorabh_Chhabra,_Abhay_A._Kohok,_Bhushan_S._Joshi,_A._N._Ramprakash,_Chaitanya_V._Rajarshi,_Rani_S._Bhandare |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05411 |
MUltiLayerAtmosphericTurbulenceObjectReconstructor(SIMULATOR)によるSpeckleImagerは、光学領域におけるスペックル相関ベースの技術をテストするために開発されたラボベースのテストベッド機器です。ただし、この機器は、後処理技術やラッキーイメージング、位相ダイバーシティ法などのアルゴリズムに対するテストベッドとして使用できます。SIMULATORは、3層乱流スクリーンを使用して3D大気乱流挙動をエミュレートし、重要なサイト特性に対するユーザーコマンドを提供します。風のプロファイル、グローバルフライドパラメーター、グローバルアイソプラナティックパッチ、中間層と高層の高さの影響など。このテストベッドは、手動による介入や調整を必要とせずに、広範囲のサイトと望遠鏡の特性を正確に模倣できるという点でユニークです。パラメーター。現在のバージョンは、最大$0.3^{\circ}$の視野(FoV)を処理でき、帯域幅は4860から6560nmの範囲であり、最大83kmの大気乱流の高さをカバーできます。
規則的なグリッド上にアンテナを配置した電波干渉計の計装
過去20年間で、再電離の時代の21cmトモグラフィーに対する低周波電波天文学への関心が復活し、$N\gg100$アンテナを備えた新しいクラスの電波干渉計が生まれました。極低温冷却を必要としない低ノイズ受信機が利用できるようになったことで、アンテナのコストが下がり、大きなディッシュ構造ではなく多数の小さなアンテナで感度を構築することが手頃な価格になりました。ただし、キャリブレーションとイメージングに必要な可視性の積の$\mathcal{O}(N^2)$スケーリングによって決定される、そのような無線アレイの計算コストとストレージコストは、アレイ自体のコストに比例し、電波望遠鏡の全体的なコストを引き上げます。アレイ内のアンテナが通常のグリッド上に構築されている場合、アレイの空間フーリエ変換に基づくダイレクトイメージング手法を利用して、好ましくないスケーリングを促進する中間可視性行列の計算を回避できます。しかし、そのような方法は、可視性マトリックスを使用せずに取得すること自体が困難な、較正されたアンテナ電圧の可用性に依存しています。この論文では、直接画像システムの$\mathcal{O}(N\log{N})$スケーリングを損なうことなく計算できる、可視性マトリックスのサブセットで動作できる2つのリアルタイムキャリブレーション戦略を探ります。.より一般的な電波干渉計のレイアウトでは、フリンジ停止によるベースライン依存の平均化を使用して、可視性プロダクトのデータレートを下げることができます。HydrogenEpochofReionizationArray(HERA)用に構築された信号処理パイプラインは、この論文で概説されています。これは、フリンジ停止とベースライン依存の平均化の両方を実装して、データレートをほぼ1Tbpsから15Gbpsに下げます。
Skipper-CCD: 現在の用途と将来
| Title |
Skipper-CCDs:_current_applications_and_future |
| Authors |
B.A._Cervantes-Vergara,_S._Perez,_J.C._D'Olivo,_J._Estrada,_D.J._Grimm,_S._Holland,_M._Sofo-Haro,_W._Wong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05434 |
この作業では、天文学におけるスキッパーCCD技術の潜在的なアプリケーションについて簡単に説明し、暗黒物質とニュートリノの実験における現在の使用について概説します。Oscura実験のコンテキストで、これらのセンサーを使用して数キログラムの実験を構築するための進行中の取り組みの概要を説明します。新しいベンダーによる最初の200mmウェーハ製造のOscuraセンサーの特性評価の最初の結果が表示されます。これらのセンサーの電子計数機能の全体的な歩留まりは71%です。1225サンプル/ピクセルで0.087e$^-$RMSのノイズと、140Kで(0.031$\pm$0.013)e$^-$/pix/dayの暗電流が測定されました。
CCAT-prime: Mod-Cam 受信機と 280 GHz MKID 計器モジュールの設計
| Title |
CCAT-prime:_Design_of_the_Mod-Cam_receiver_and_280_GHz_MKID_instrument_module |
| Authors |
Eve_M._Vavagiakis,_Cody_J._Duell,_Jason_Austermann,_James_Beall,_Tanay_Bhandarkar,_Scott_C._Chapman,_Steve_K._Choi,_Gabriele_Coppi,_Simon_Dicker,_Mark_Devlin,_Rodrigo_G._Freundt,_Jiansong_Gao,_Christopher_Groppi,_Terry_L._Herter,_Zachary_B._Huber,_Johannes_Hubmayr,_Doug_Johnstone,_Ben_Keller,_Anna_M._Kofman,_Yaqiong_Li,_Philip_Mauskopf,_Jeff_McMahon,_Jenna_Moore,_Colin_C._Murphy,_Michael_D._Niemack,_Thomas_Nikola,_John_Orlowski-Scherer,_Kayla_M._Rossi,_Adrian_K._Sinclair,_Gordon_J._Stacey,_Joel_Ullom,_Michael_Vissers,_Jordan_Wheeler,_Zhilei_Xu,_Ningfeng_Zhu,_Bugao_Zou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05468 |
Mod-Camは、CCAT-primeプロジェクトの口径6メートルのフレッドヤングサブミリ波望遠鏡(FYST)の最初の照明および試運転装置であり、現在チリのアタカマ砂漠のセロチャナントールで5600mに建設中です。FYSTの第1世代の科学機器であるPrime-Camは、前例のない280～850GHzのブロードバンドおよびマイクロ波運動インダクタンス検出器(MKID)による分光測定のために、現在および近い将来の施設よりも10倍以上高速なマッピング速度を実現します。CCAT-primeは、ビッグバン宇宙論から星形成、宇宙時間にわたる銀河の進化まで、一連の科学目標に取り組みます。MKIDアレイを含む280GHz計測器モジュールを備えたFYSTでのMod-Camの展開は、2024年の初期の科学観測のために計画されています。Mod-Camは、最大7つの計測器モジュールを収容できるPrime-Camの計測器モジュールをテストするために使用されます。直径0.9m、長さ1.8mのMod-Cam受信機、および40K、4K、1K、100mKのコールドステージを備えた直径40cmの280GHz計測器モジュールの設計と状態について説明します。また、18のネットワークで10,000以上のMKIDの読み出しを可能にする、計測器モジュールの極低温読み出し設計についても説明します。
Hyades 単星系列に対する MESA 等時線のベンチマーク
| Title |
Benchmarking_MESA_isochrones_against_the_Hyades_single_star_sequence |
| Authors |
Wolfgang_Brandner,_Per_Calissendorff,_Taisiya_Kopytova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04969 |
GAIAEDR3に基づいて、ヒアデス散開星団の正真正銘の単一星のサンプルを再検討し、更新します。EDR3の視差と測光におけるわずかな観測上の不確実性により、厳密に定義された星のシーケンスが得られます。これは、理論的な星の進化経路と等時線のテストとキャリブレーションに理想的です。太陽スケールのMESA進化モデルを単一星列に対してベンチマークします。[Fe/H]=+0.25の非回転MESAモデルは、質量が0.85を超える星、および質量が0.25M$_\odot$未満の非常に小さい星に適していることがわかりました。質量が0.25～0.85M$_\odot$の星の場合、モデルは観測された星の光度を体系的に下回ります。質量が0.35M$_\odot$を超える部分対流星のモデルの潜在的な制限の1つは、太陽モデルに一致するように調整された混合長理論パラメーター$\alpha_{\rmML}$を使用した(超放射)対流の処方箋です。.0.35M$_\odot$未満では、恒星系列の増加した散乱は、対流中心核での不安定性による$^3$He核エネルギー生成率の変動によって引き起こされる対流キッシング不安定性の徴候である可能性があります。封筒の境界。ヒアデスのような恒星集団の場合、太陽スケールのモデルを太陽系外大質量星に適用すると、年齢が大幅に過小評価されるか、金属量が過大評価される可能性があります。太陽スケールの進化的恒星モデルの将来のグリッドは、質量範囲0.25から0.85M$_\odot$のHyadesスケールのモデルによって補完される可能性があることを示唆しています。
古典的なおうし座 T 型星の降着、内部円盤、および絶滅の包括的な見解に向けて: Orion OB1b アソシエーションの ODYSSEUS 研究
| Title |
Towards_a_comprehensive_view_of_accretion,_inner_disks,_and_extinction_in_classical_T_Tauri_stars:_an_ODYSSEUS_study_of_the_Orion_OB1b_association |
| Authors |
Caeley_V._Pittman,_Catherine_C._Espaillat,_Connor_E._Robinson,_Thanawuth_Thanathibodee,_Nuria_Calvet,_John_Wendeborn,_Jesus_Herna\'ndez,_Carlo_F._Manara,_Fred_Walter,_Pe\'ter_A\'braha\'m,_Juan_M._Alcala\',_S\'ilvia_H._P._Alencar,_Nicole_Arulanantham,_Sylvie_Cabrit,_Jochen_Eislo\"ffel,_Eleonora_Fiorellino,_Kevin_France,_Manuele_Gangi,_Konstantin_Grankin,_Gregory_J._Herczeg,_A\'gnes_Ko\'spa\'l,_Ignacio_Mendigut\'ia,_Javier_Serna,_and_Laura_Venuti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04986 |
おうし座T星とその周囲の原始惑星系円盤の共進化は、惑星形成のタイムスケールを決定します。この論文では、オリオンOB1bの9つの古典的なTタウリ星のNUV-NIRスペクトルへの磁気圏降着と内部ディスク壁モデルの適合を、若い星の周りのアウトフローとディスクの一部として提示します：ULLYSESスペクトル（ODYSSEUS）調査の相乗効果.ハッブルUVレガシーライブラリーオブヤングスターズアズエッセンシャルスタンダード(ULLYSES)ディレクターの裁量プログラムからのNUV光学スペクトルと、PENELLOPEVLT大規模プログラムからの光学NIRスペクトルを使用して、これらのターゲットの降着率は、この領域の降着率が比較的高いことがわかります。5.0Myrの中年;レートの範囲は$0.5-17.2\times10^{-8}$M$_{\odot}$/yrで、中央値は$1.2\times10^{-8}$M$_{\odot}$/年NIRの超過分は、主星から0.05～0.10天文単位に位置する1200～1800Kの内円盤壁に適合します。測定された降着率は採用された絶滅値に強く依存するため、絶滅法則における選択の重要性について説明します。この分析は、ULLYSESを通じて観測されているおうし座T星の完全なサンプルに拡張され、さまざまな年齢と星の集団の星形成領域における降着と内部ディスクを特徴付けます。
ゼロ年齢主系列星の星黒点、彩層輝線、フレア
ゼロ年齢主系列(ZAMS)星は、巨大な星黒点を持ち、強い表面磁場のために強い彩層輝線を示すと考えられています。星黒点によって引き起こされる周期的な光の変化と、彩層輝線の強度に関して、ZAMS星のダイナモ活動について説明します。IC2391とIC2602の$33$ZAMS星の光度曲線は\textit{TESS}測光データから取得されました。光曲線は、次の4つのカテゴリにグループ化できます:単一周波数、形状変化の可能性、ビーター、複雑な変動。光度曲線の振幅は$0.001-0.145\,\mathrm{mag}$で、プレアデス星団のZAMS星と同様です。星の範囲は$0.1-21\%$です。IC2391、IC2602、およびプレアデス星団のZAMS星の光の変化とCa\,\emissiontype{II}輝線強度は、最も活動的なスーパーフレア星と同じくらい大きく、太陽であり、スーパーフレア星の延長線上にあります。これらの結果は、スーパーフレア星が、太陽の特性を、年齢が$30$から$120\,\mathrm{Myr}$のZAMS星の特性に結び付けていることを示唆しています。光度曲線に単一の周波数または可能な形状変化を持つZAMS星は、大きなスポットカバレッジを示す大きな光変動と、飽和Ca\,\emissiontype{II}輝線強度の両方を持つ傾向があります。ビートまたは複雑な変動性を持つZAMS星は、小さなスポットカバレッジとかすかなCa\,\emissiontype{II}輝線を持っています。我々はまた、IC2391とIC2602の$12$ZAMS星の\textit{TESS}光度曲線で$21$フレアを検出しました。これらの星のほとんどは飽和彩層Ca\,\emissiontype{II}輝線を持っています。フレアのエネルギーは$\sim10^{33}-10^{35}\,\mathrm{erg}$と推定され、これはスーパーフレアのエネルギーに匹敵します。
不均一な太陽大気中のアルフエニック波
太陽の大気は、磁気流体力学的波動モードで満たされていることが知られており、これらの波動が太陽の大気中をどのように伝播し、そのエネルギーをプラズマに蓄積するかを理解するために多大な投資が行われてきました。波の旅は、太陽の大気を定義するプラズマ量の垂直方向の変化によって興味深いものになります。この大規模な不均一性に加えて、過去数十年にわたる高解像度観測によって、彩層とコロナを介した豊富な微細構造が明らかになりました。この微細な構造は、局所磁場に対して垂直であると考えられる不均一性を表しています。この形の不均一性が波の伝播に及ぼす影響はまだ解明されていませんが、MHD波モードの性質を根本的に変えることが知られています。また、共鳴、乱流、不安定性など、興味深い物理現象が発生する可能性もあります。ここでは、磁場に平行な不均一性と垂直な不均一性の両方について議論し、不均一性が太陽の大気を通るアルフエニック波の伝播にどのように影響するかについての重要な洞察のいくつかを確認します。
太陽コロナ放射へのスピキュールの寄与
最近の高解像度イメージングと分光観測により、ホットコロナの説明におけるスピキュールの役割に新たな関心が寄せられています。いくつかの研究は、多くの場合タイプIIとして分類される一部のスピキュールが、コロナにかなりの質量とエネルギーを提供する可能性があることを示唆しています。ここでは、数値シミュレーションを使用して、そのようなスピキュールが追加のコロナ加熱剤なしで観測されたコロナ放射を生成できるかどうかを調査します。コールドボディとホットチップで構成されるモデルスピキュールは、異なるチップ温度と注入速度で、温かい($0.5$MK)平衡ループのベースに注入されます。ピストン駆動と圧力駆動の両方の衝撃が発生します。ホットチップは急速に冷却され、FeXII$195$やFeXIV$274$などのコロナ輝線から消えることがわかりました。長時間の高温放射は、衝撃によって加熱された既存のループ材料と、衝撃による熱伝導によって生成されます。ただし、合成ラインプロファイルの形状とドップラーシフトは、観測値との大きな相違を示しています。さらに、空間的および時間的に平均化された強度は非常に低く、静かな太陽と活動領域から観測された強度がタイプIIスピキュールのみによるものである場合、文献で報告されているよりも1～数桁多くのスピキュールが必要になることを示唆しています。.この結論は、排出された針状物質に厳密に適用されます。放出プロセス中に生成され、周囲の領域を加熱する可能性のある波またはコロナ電流に関連する放出については、主張しません。
Vela OB2 の構造と 3D キネマティクス
| Title |
The_Structure_and_3D_Kinematics_of_Vela_OB2 |
| Authors |
Joseph_J._Armstrong,_Nicholas_J._Wright,_R._D._Jeffries,_R._J._Jackson,_T._Cantat-Gaudin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05277 |
OBアソシエーションにおける星の運動学は、星の形成、動的進化、および最終的な運命についての洞察を提供できます。OBアソシエーションの低質量星の内容は、その運動学的特性の詳細なサンプリングを提供するのに十分なほど多数ありますが、個々の星の若さを確認し、3D運動学を取得するには分光法が必要です。この論文では、AATで2dF/HERMESを使用して実施されたVelaOB2の大規模な分光調査の結果を提示し、分析します。この分光法は、候補となる若い星の若さを確認し、視線速度を決定するために使用され、ガイアからの固有運動と視差と組み合わせて、3次元の位置と速度を測定します。速度分散を測定し、それらのビリアル状態を推測するために、領域内の複数の別々の運動学的グループを特定します。これらすべてのグループの膨張率を測定し、3次元すべてで少なくとも11$\sigma$有意なVelaOB2関連の異方性膨張の強力な証拠と、$\gamma$VelおよびPの膨張のいくつかの証拠を見つけます。プピスのクラスター。これらのグループの動きを過去にさかのぼると、散開星団NGC2547がほ座OB2領域の侵入者であり、実際に協会から$>$pc離れて形成されていることがわかります。ベラOB2は$\sim$10Myrのタイムスケールにわたってかなりの空間的および運動学的下部構造で形成されたにちがいないと結論付け、関連付け内の明確な時間的下部構造を備えていますが、年齢勾配の明確な証拠はありません。
KIC 10417986: {\delta} Scuti コンポーネントによる連星系の性質の分光学的確認
| Title |
KIC_10417986:_Spectroscopic_confirmation_of_the_nature_of_the_binary_system_with_a_{\delta}_Scuti_component |
| Authors |
Guo-Jie_Feng,_Ali_Esamdin,_Jian-Ning_Fu,_Hu-Biao_Niu,_Peng_Zong,_Tao-Zhi_Yang,_Shu-Guo_Ma,_Jing_Xu,_Chun-Hai_Bai,_Yong_Wang,_Wei-Chao_Sun,_Xin-Liang_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05283 |
KIC10417986は短い軌道周期(0.0737d)の楕円体変光星で、ケプラーによって発見された{\delta}のScutiと{\gamma}Doradusの混成脈動成分を持っています。この星の連星の性質を調べるために、2020年と2021年の冬に地上分光観測が行われました。K1=29.7$\pm$1.5km/s、{\gamma}=-18.7$\pm$1.7km/sの結果でrvfitコードを使用して軌道パラメーターを導出し、代わりに0.84495dの軌道周期を確認します。ケプラーによって与えられた結果。プライマリの大気パラメーターは、Teff=7411$\pm$187K、logg=4.2$\pm$0.3dex、[M/H]=0.08$\pmの推定値を使用して、合成スペクトルフィッティング手法によって決定されます。$0.09dexとvsini=52$\pm$11km/s.KIC10417986は円軌道連星系です。星の単線の性質と質量関数から、導出された軌道傾斜角は26$\pm$6{\deg}であり、二次星の質量は0.43から0.7M_sunであり、これは後期Kから初期M型星。ケプラーの光度曲線から14の周波数が抽出され、そのうち高周波領域の6つの独立した周波数は{\delta}Scuti星のpモード脈動として識別され、低周波領域の1つの独立した周波数(f2=1.3033c/d)はおそらく、{\gamma}Doradusの楕円体効果やgモードではなく、星の黒点による回転周波数です。
Gaia-ESO Public Spectroscopic Survey: 動機、実装、GIRAFFE データ処理、分析、および最終データ製品
| Title |
The_Gaia-ESO_Public_Spectroscopic_Survey:_Motivation,_implementation,_GIRAFFE_data_processing,_analysis,_and_final_data_products |
| Authors |
G._Gilmore,_S._Randich,_C._C._Worley,_A._Hourihane,_A._Gonneau,_G._G._Sacco,_J._R._Lewis,_L._Magrini,_P._Francois,_R._D._Jeffries,_S._E._Koposov,_A._Bragaglia,_E._J._Alfaro,_C._Allende_Prieto,_R._Blomme,_A._J._Korn,_A._C._Lanzafame,_E._Pancino,_A._Recio-Blanco,_R._Smiljanic,_S._Van_Eck,_T._Zwitter,_T._Bensby,_E._Flaccomio,_M._J._Irwin,_E._Franciosini,_L._Morbidelli,_F._Damiani,_R._Bonito,_E._D._Friel,_J._S._Vink,_L._Prisinzano,_U._Abbas,_D._Hatzidimitriou,_E._V._Held,_C._Jordi,_E._Paunzen,_A._Spagna,_R._J._Jackson,_J._Maiz_Apellaniz,_M._Asplund,_P._Bonifacio,_S._Feltzing,_J._Binney,_J._Drew,_A._M._N._Ferguson,_G._Micela,_I._Negueruela,_T._Prusti,_H.-W._Rix,_A._Vallenari,_M._Bergemann,_A._R._Casey,_P._de_Laverny,_A._Frasca,_V._Hill,_K._Lind,_L._Sbordone,_S._G._Sousa,_V._Adibekyan,_E._Caffau,_et_al._(107_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05432 |
Gaia-ESOPublicSpectroscopicSurveyは、100,000個の星の天体物理学的パラメーターと元素の存在量を取得するために設計された野心的なプロジェクトです。これには、銀河内の恒星集団の代表的な大規模なサンプルと、明確に定義された60(および20のアーカイブ)の散開星団のサンプルが含まれます。.非常に広範囲の存在量と年齢にわたって、ベンチマークの星と星団で較正された内部的に一貫した結果を提供します。これは、本質的な価値のレガシーデータセットを提供し、同様に、他のおよび将来の恒星調査とガイアの天体物理パラメータの均質化に価値のある大規模で広範囲のデータセットを提供します。この記事では、GIRAFFEスペクトルのデータ処理の説明を含む、調査方法、科学的目的、および実装の概要を説明します。関連論文(arXiv:2206.02901)で調査結果を紹介しています。Gaia-ESOは、測定の不確実性に対するランダムな寄与と系統的な寄与の両方を定量化することを目指しています。したがって、利用可能なすべての分光分析技術が利用され、各スペクトルは最大で複数の異なる分析パイプラインによって分析され、結果として得られるパラメーターを均質化し、較正するためにかなりの労力が費やされます。ここでは、処理されたデータプロダクトがESOサイエンスアーカイブ施設に公開利用されるまでの一連の作業について説明します。Gaia-ESOサーベイは、2011年12月から2018年1月の間に割り当てられた340のVLT夜を使用して、GIRAFFEとUVESから115,000の星の202,000のスペクトルを取得しました。一貫して縮小されたスペクトルの最終データセットは、2020年後半にESOScienceArchiveFacilityを通じてリリースされ、2022年には完全な天体物理パラメータセットがリリースされました。
暗黒物質の間接的な信号は、見る場所によって変化する可能性があります
暗黒物質(DM)の間接信号の性質は、それらが発生する銀河環境に依存する可能性があることを提案します。この可能性は、DMが消滅して軽いメディエーターになり、その分枝分画が通常の物質に由来する長距離力に依存するモデルで実証されています。特に、DMの電磁信号は、通常の物質の密度が高く、したがって天体物理学的背景レベルが高い銀河の中心付近でのみ発生する可能性があります。私たちのモデルが、矮小球状銀河のようなバリオンの少ない環境に多くの痕跡を残さずに、銀河中心のガンマ線過剰をどのように説明できるかについて簡単に説明します。間接信号の同様の空間依存性は、光メディエーターへの準安定DM崩壊を特徴とするモデルにも適用できます。
高スケール シーソーと PBH で生成された暗黒物質を、複数の傾きを持つ重力波で探査
| Title |
Probing_high_scale_seesaw_and_PBH_generated_dark_matter_via_gravitational_waves_with_multiple_tilts |
| Authors |
Debasish_Borah,_Suruj_Jyoti_Das,_Rishav_Roshan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.04965 |
原始ブラックホール(PBH)の蒸発に由来するMeV-TeVボールパーク内の軽いニュートリノ質量と重力暗黒物質(DM)の高スケールシーソー起源が、確率的重力波(GW)バックグラウンドの将来の観測によって同時に調査できるシナリオを提案します。複数の傾きまたはスペクトルブレイクを伴う。アーベルゲージ対称性の高いスケールの破れは、シーソースケールの動的な起源を保証すると同時に、確率的GWバックグラウンドを生成する原因となる宇宙ストリングの形成にもつながります。PBHは通常、DMの過剰生産につながるため、この球場での正しいDM遺物の要件には、希釈剤を含める必要があります。これは、長寿命の希釈剤によるPBHの蒸発後に、2番目の早期物質支配エポックにつながります。DM遺物に決定的に関連するこれら2つの初期の物質支配時代は、宇宙ストリングによって形成されるスケール不変のGWスペクトルに複数のスペクトルブレークをもたらします。LISA、BBO、ET、CEなどのいくつかの近い将来の実験の範囲内にある、DM質量とGWスペクトルのターニングポイント周波数との間の興味深い相関関係を見つけます.
DAMA/LIBRA の解析手法による COSINE-100 データの誘導年変調シグネチャ
| Title |
An_induced_annual_modulation_signature_in_COSINE-100_data_by_DAMA/LIBRA's_analysis_method |
| Authors |
G._Adhikari,_N._Carlin,_J._J._Choi,_S._Choi,_A._C._Ezeribe,_L._E._Franca,_C._Ha,_I._S._Hahn,_S._J._Hollick,_E._J._Jeon,_J._H._Jo,_H._W._Joo,_W._G._Kang,_M._Kauer,_B._H._Kim,_H._J._Kim,_J._Kim,_K._W._Kim,_S._H._Kim,_S._K._Kim,_W._K._Kim,_Y._D._Kim,_Y._H._Kim,_Y._J._Ko,_D._H._Lee,_E._K._Lee,_H._Lee,_H._S._Lee,_H._Y._Lee,_I._S._Lee,_J._Lee,_J._Y._Lee,_M._H._Lee,_S._H._Lee,_S._M._Lee,_Y._J._Lee,_D._S._Leonard,_B._B._Manzato,_R._H._Maruyama,_R._J._Neal,_J._A._Nikkel,_S._L._Olsen,_B._J._Park,_H._K._Park,_H._S._Park,_K._S._Park,_S._D._Park,_R._L._C._Pitta,_H._Prihtiadi,_S._J._Ra,_C._Rott,_K._A._Shin,_A._Scarff,_N._J._C._Spooner,_W._G._Thompson,_L._Yang,_and_G._H._Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05158 |
DAMA/LIBRAの共同研究は、過去20年間の暗黒物質相互作用に起因するイベント発生率の年次変調の観察を報告しました。しかし、同様の暗黒物質相互作用を検出するための途方もない努力が続けられたにもかかわらず、DAMA/LIBRA信号を裏付ける決定的な証拠は観察されていません。さまざまな暗黒物質モデルを想定した多くの研究が、DAMA/LIBRAの変調信号と他の実験からの結果を一致させようと試みてきましたが、明確な結論を引き出すことはできません。暗黒物質仮説とは別に、いくつかの研究では、変調が検出器の環境または特定の分析方法の変化によって引き起こされる可能性が調べられています。特に、最近の研究では、DAMA/LIBRA実験で採用された分析方法から、年次変調の考えられる原因が示されています。この分析法では、観測された年次変調が、ゆっくりと変化する時間依存のバックグラウンドによって再現される可能性があります。ここでは、DAMA/LIBRA実験で採用されたものと同様の分析方法を使用してCOSINE-100データを調べ、変調位相はDAMA/LIBRAデータの変調位相とほぼ逆ですが、有意な年次変調を観察します。COSINE-100とDAMA/LIBRAのバックグラウンド組成が同じであると仮定すると、暗黒物質信号のないDAMA/LIBRAのシミュレートされた実験でも、DAMA/LIBRAと同様の振幅で逆位相の有意な年間変調が得られます。この観察はDAMA/LIBRAの結果を直接説明するものではありませんが、この興味深い現象は、時間依存のDAMA/LIBRAバックグラウンドデータのより深い研究を動機付けます。
指向性直接ダークマター検出実験からの角反跳エネルギースペクトルを使用することにより、WIMP質量を決定する可能性
この記事では、WIMP散乱ターゲット核の反動フラックスの角度分布に関する研究の延長として、角度の「リッジクレーター」構造を使用または組み合わせることにより、入射ハローWIMPの質量を決定する可能性を示します。暗黒物質の指向性直接検出実験で観察された、異なる標的核の反跳エネルギースペクトル。私たちのシミュレーション結果は、わずか数十GeVのWIMP質量の場合、軽いターゲット原子核と重いターゲット原子核の両方の立体視角度反跳磁束分布が(縦方向に)「尾根状」の構造を持つことを示しています。しかし、WIMPの質量が数百GeVの重さになると、重いターゲット原子核の反跳フラックスの角度分布は、対照的に(緯度方向に)「クレーターのような」構造を示します。
全球ポテンシャルエネルギー面におけるダイナミクスと分光学の調整: 天体物理的に関連する SiC$_{2}$ の場合
| Title |
Reconciling_spectroscopy_with_dynamics_in_global_potential_energy_surfaces:_the_case_of_the_astrophysically_relevant_SiC$_{2}$ |
| Authors |
C._M._R._Rocha,_H._Linnartz,_and_A._J._C._Varandas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.05203 |
SiC$_2$は、その特異な結合と天体物理学的重要性により、魅力的な分子です。この作業では、複合双曲線逆べき乗表現(CHIPR)メソッドと正確なabinitioエネルギーを使用して、基底状態SiC$_2$の最初のグローバルポテンシャルエネルギーサーフェス(PES)を報告します。キャリブレーショングリッドデータは、ここで新たに開発された一般的なデュアルレベルプロトコルを介して取得されます。これは、結合クラスターとマルチリファレンス構成の相互作用エネルギーの両方を一緒に完全な基底セット制限に外挿することを伴います。このようなアプローチは、反応ダイナミクスの研究を可能にするためにシステムの適切な断片化を可能にしながら、PESから分光法の多くを回復するために特別に考案されています。サイクリックグローバルミニマムと異性化バリアの両方を含む原子価が強く束縛された領域を正確に記述することに加えて、最終的な分析PES形式は、解離エネルギー、二原子ポテンシャル、およびすべての漸近チャネルでの長距離相互作用を適切に再現することが示されています。ポテンシャルの正しい順列対称性を反映します。束縛振動状態の計算が実行され、$c$-$\mathrm{SiC}_{2}(^{1}A_1)$の利用可能な実験データとの優れた一致が明らかになりました。PESのグローバルな性質をさらに活用するために、吸熱$\mathrm{C_{2}\!+\!Si}\rightarrow\mathrm{SiC\!+\!C}$反応の探索的準古典的軌道計算は次のとおりです。この結果は、炭素が豊富な星の周りの星周エンベロープの最も内側の層でこの反応が卓越していることを示唆しており、おそらくそこでガス相への重要な寄与を果たしていると考えられます。SiCの形成、そして最終的には固体のSiCダスト。
