カスケード ダーク エネルギー
標準宇宙論モデルは、ハッブル定数$H_{0}$の超新星ベースの測定値と宇宙マイクロ波背景放射(CMB)異方性からのその値の推論の間の緊張のおかげで、ストレステストの最中です。現在の宇宙加速の多くの説明には、ハッブル張力に対する初期暗黒エネルギー(EDE)の解決策と同様に、新しい基本的なスカラー場の存在が必要です。これは、\textit{multiple}フィールドが、明確な初期条件とカップリングによる宇宙時間全体の暗黒エネルギー成分に協調的に寄与する可能性を高めます。ここでは、このCascadingDarkEnergy(CDE)シナリオを、暗黒エネルギーが宇宙論的に重要な2つのエポックを持つ2フィールドモデルに効果的に還元する実現を通じて説明します。このモデルは、CMB、バリオン音響振動、Ia型超新星の観測の測定値と比較されます。このシナリオは、ハッブル張力を改善し、暗黒エネルギーの純粋な後期モデルを改善し、関連するロックンロールEDEシナリオと銀河調査測定値のバリオン音響振動との間の一致を改善することがわかっています。
CMB レンズ効果と電波銀河マップの相互相関分析
| Title |
A_cross-correlation_analysis_of_CMB_lensing_and_radio_galaxy_maps |
| Authors |
Giulia_Piccirilli_(1_and_2),_Marina_Migliaccio_(1_and_2),_Enzo_Branchini_(3_and_4)_and_Arianna_Dolfi_(5)_((1)_Dipartimento_di_Fisica,_Universit\`a_di_Roma_Tor_Vergata,_(2)_INFN_-_Sezione_di_Roma_2,_Universit\`a_di_Roma_Tor_Vergata,_(3)_Department_of_Physics,_University_of_Genova,_(4)_INFN_-_Sezione_di_Roma_Tre,_(5)_Centre_for_Astrophysics_&_Supercomputing,_Swinburne_University_of_Technology) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07774 |
TGSSカタログの電波源の角度分布で検出された大きなクラスタリング信号の起源を調査します。そのために、電波源の角度位置をプランク衛星からの宇宙マイクロ波背景放射(CMB)レンズマップと相互相関させます。クラスタリング信号。TGSS-CMBレンズ作用の角度相互相関スペクトルの振幅は、TGSS自動スペクトルの振幅よりもはるかに小さく、NVSS-CMBレンズ作用クロススペクトルの振幅と一致することが判明しました。TGSS大規模クラスタリング信号の誤った起源を確認する結果。さらに、2つのクロススペクトルを、電波源の赤方偏移カウント$N(z)$とそのバイアス$b(z)$について、文献からのさまざまな処方箋を使用した理論的予測と比較します。$\Lambda$CDM宇宙論を仮定し、NVSS自動スペクトルに適合するように提案されたこれらのモデルは、大規模ではあるものの、クロススペクトルと一致していません。バイアス関係が自由に変化する場合(モデル予測はN(z)の選択にかなり鈍感です)、適合の質は向上しますが、大きなバイアス($b_g=2.53\pm0.11$)が必要です。ローカル宇宙で観測された電波源のクラスタリング振幅と一致していないようです。この大きな相互相関振幅が無線ソースモデルの問題を表しているのか、それとも$\Lambda$CDMフレームワーク自体の問題を表しているのかは、多数のオブジェクトを特徴とする次世代データセットを使用してのみ明らかにすることができます。私たちの分析が示しているのは、角度分析と相互相関分析を組み合わせることで、$N(z)$と$b(z)$の縮退を取り除く可能性です。
射影場速度論 Sunyaev-Zel'dovich 相互相関: ハロー モデルと予測
| Title |
Projected-Field_Kinetic_Sunyaev-Zel'dovich_Cross-Correlations:_Halo_Model_and_Forecasts |
| Authors |
Boris_Bolliet,_J._Colin_Hill,_Simone_Ferraro,_Aleksandra_Kusiak,_Alex_Krolewski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07847 |
速度論的なSunyaev-Zel'dovich(kSZ)効果、すなわち、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)光子のドップラーブーストは、非ゼロのバルク速度を持つ銀河団および銀河団の自由電子の散乱によって引き起こされ、バリオンに対する強力なウィンドウです。宇宙で。大規模構造(LSS)トレーサーを使用した「投影フィールド」kSZ信号のクロスパワースペクトルの最初のハローモデル計算を提示します。ハローモデルではなく$N$体で較正された有効な式に依存した以前の研究と比較して、計算を検証します。AtacamaCosmologyTelescope(AdvACT)、SimonsObservatory(SO)、およびCMB-S4からのCMBマップの結果と、DarkEnergySurvey、VeraC.~RubinObservatory(VRO)、および\textitからのLSS調査データの結果を予測します。{ユークリッド}。銀河数密度との相互相関では、AdvACT$\times$\textit{unWISE}について、既に手元にあるデータを使用して18$\sigma$の射影場kSZ検出を予測します。SOCMBマップと\textit{unWISE}銀河カタログを組み合わせると、$62\sigma$の検出が期待され、ガス密度プロファイルの放射状勾配の正確な測定値が得られます。さらに、kSZ--AdvACT$\times$VRO/\textit{Euclid}(6$\sigma$)との銀河の弱いレンズ相互相関とkSZ--CMBの弱いレンズ相互相関の最初の検出を予測します。SO(16$\sigma$)で。最後に、CMB-S4kSZ(外部データセットを使用しないCMBレンズ相互相関)を使用すると、ガス密度プロファイルの形状を$\approx10-20$\%の精度で測定できるはずです。
漂流する惑星形成小石上の氷の化学進化
惑星とその大気は、原始惑星系円盤のガスと固体の物質から作られています。最近の結果は、小石のような固体物質が惑星大気の構築に大きく貢献している可能性があることを示唆しています。観測された太陽系外惑星の大気とその組成をその形成史に結び付けるには、氷のような小石が円盤内を放射状に内側に移動するときに組成がどのように変化するかを理解することが重要です。私たちの目標は、小石が円盤内を漂流する際の小石上の氷の組成進化をモデル化し、小石がミクロンサイズの粒子から成長した領域の小石の氷組成と比較して、小石の化学進化が途中でどのように氷組成を変化させるかを追跡することです。.化学進化のモデル化には、最先端の化学動力学コードが利用されています。このコードは、ドリフトする固体の時間発展サイズを説明します。化学進化は、2つの開始半径で0.1Myrに対して局所的にモデル化され、ミクロンサイズの固体が同時に小石に成長します。区画として分離された小石と局所ガスは、物理的条件の変化にさらされます。これは、ディスクのミッドプレーン内を内側に漂う小石を模倣することを目的としており、3つの異なる時間スケールで1AUに移動します。モデリングを単純化すると、小石は\emph{}通過せず、新しいガスにさらされますが、すべてのモデルで同じ化学ガス環境にとどまります。H$_{2}$O、CO$_{2}$、CH$_{3}$OH、NH$など、水素に対する初期存在量が$>10^{-5}$の氷種の場合_{3}$の場合、起源の半径と2つの小さなドリフト時間スケール(10kyrと100kyr)の両方で、存在量の変化は20%未満です。氷の種類が少なく、ドリフトのタイムスケールが最長(1Myr)の場合、変化は大きくなります。小石漂流化学は、一般に、他の揮発性分子の存在量を減少させる代償として、CO$_{2}$、HCN、およびSOの氷の存在量を増加させます。
代替メチル化バイオシグネチャー I: 臭化メチル、頂点バイオシグネチャー
最初の潜在的な太陽系外惑星のバイオシグネチャ検出は、誤検知の可能性があるためあいまいである可能性があります。つまり、地球規模の生物圏から予想されるものと同様の観測量を生成する非生物的な惑星プロセスです。ここでは、メチル化ガスのクラスを確証的な「キャップストーン」バイオシグネチャーとして提案します。Capstoneバイオシグネチャーは代謝産物であり、すぐには検出できない可能性がありますが、偽陽性の可能性が大幅に低いため、O$_2$などの主要なバイオシグネチャーの確認として使用できます。CH$_3$Clは以前にバイオシグネチャ候補として確立されており、CH$_3$BrやCH$_3$Iなどの他のハロメタンガスも同様の可能性を秘めています。これらのガスは、O$_3$やCH$_4$などの一次バイオシグネチャーを観察する際に捕捉される可能性が高い波長で中赤外線を吸収します。FGKM恒星ホストを周回する地球に似た惑星の光化学的およびスペクトルモデリングを通じて、CH$_3$Brを新しいキャップストーンバイオシグネチャーとして定量的に調査します。また、更新されたモデルを使用して、同じパラメーターセットでCH$_3$Clのバイオシグネチャの可能性を再調査します。我々は、CH$_3$ClとCH$_3$BrがM矮星環境で比較的高いレベルまで蓄積できることを示し、TRAPPIST-1eの合成スペクトルを分析した。私たちの結果は、大気中の複数のCH$_3$Xガスからの相加スペクトル効果があり、信号対雑音比の向上とメチル化ガスの特徴を検出する能力の向上につながることを示唆しています。これらの極限バイオシグネチャーは、系外惑星の大気中でもっともらしく検出可能であり、偽陽性の可能性が低く、他の十分に確立されたバイオシグネチャー候補と組み合わせて生命の強力な証拠を提供します。
惑星ホスト連星系の性質の改訂 II: 連星系の見かけの近地球アナログ惑星はしばしば海王星亜星である
| Title |
Revising_Properties_of_Planet-host_Binary_Systems_II:_Apparent_Near-Earth_Analog_Planets_in_Binaries_Are_Often_Sub-Neptunes |
| Authors |
Kendall_Sullivan,_Adam_L._Kraus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07428 |
恒星のハビタブルゾーン内またはその近くにある岩石惑星(近地球類似体)を特定することは、過去および現在の多くの惑星探索ミッションの主な動機の1つです。近地球類似体の国勢調査は、地球に似た惑星の発生率の計算に情報を提供するため、重要です。これは、他の地球を直接画像化するための将来のミッションの収量の計算に使用されます。少数の潜在的な近地球の類縁体しか特定されていないため、各惑星を慎重に吟味してから発生率の計算に組み込む必要があります。連星系内には、近地球と推定される多くの類縁体が確認されています。ただし、恒星の多重度は、測定された惑星の特性に偏りを与える可能性があります。つまり、近い連星内の明らかな近地球の類似体は、最初に測定されたものとは異なる半径または星座を持つ可能性があります。未解決の光学分光法、光学スペックルと近赤外AOコントラスト、および未解決の測光を同時にフィッティングし、合計17の惑星候補。サンプルに含まれる17個の惑星のうち10個の惑星の半径が、半径のギャップ内またはそれ以上であることがわかりました。これは、それらが岩石惑星ではないことを示唆しています。スーパーアース半径を保持し、ハビタブルゾーンにとどまった惑星は2つだけであり、岩石惑星の発生率の計算に含めるのに適した候補となっています。
火星の熱圏における重力波変動の支配的な要因を解きほぐす
| Title |
Disentangling_the_dominant_drivers_of_gravity_wave_variability_in_the_Martian_thermosphere |
| Authors |
N._V._Rao,_V._Leelavathi,_Ch._Yaswanth,_S._V._B._Rao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07486 |
この研究では、火星大気および揮発性進化ミッションに搭載された中性ガスおよびイオン質量分析計によってその場で測定された中性密度から重力波（GW）の振幅を抽出しました。GWの空間的および時間的変動は、太陽活動(1.66AUの日心距離に対して補正されたF10.7cmの太陽フラックス)、太陽の日射、および下部大気ダストが、熱圏におけるGW変動の支配的な要因であることを示しています。線形回帰分析を使用してGWの複雑な変動性を解きほぐす方法論を開発しました。3つの支配的なドライバーは、GW振幅の変動のほとんどを説明できます。地球温暖化の発生源、風の影響、および中間圏と下部熱圏における地球規模の循環によって引き起こされる変動性は、対処できなかった他の要因です。本研究の結果は、太陽活動が100sfu増加するごとに、熱圏のGW振幅が約9%減少することを示しています。日射量は、日、季節、および緯度の変動を、それぞれ~9%、~4%、および~6%に押し上げます。ダストの不透明度と太陽活動の履歴データを使用して、24MYから35MYまでの火星熱圏のGW振幅を推定しました。GW振幅は、太陽周期23の最大時に大幅に減少し、太陽極小期に最大になりました。MY25、28、および34の地球規模の砂嵐は、GW振幅の大幅な増強につながります。
変形加熱と衝撃後温度に対する衝撃速度と角度の影響
| Title |
Effect_of_impact_velocity_and_angle_on_deformational_heating_and_post-impact_temperature |
| Authors |
Shigeru_Wakita,_Hidenori_Genda,_Kosuke_Kurosawa,_Thomas_M._Davison,_Brandon_C._Johnson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07630 |
衝突による隕石の衝撃加熱の記録は、太陽系の衝突の歴史を理解する上で重要な鍵です。衝撃加熱には材料の強度が重要ですが、せん断加熱に対する衝撃角度と衝撃速度の影響はよくわかっていません。ここでは、材料の強度による加熱の強化を確認し、衝撃角度と衝撃速度の影響を調査する3次元斜め衝撃シミュレーションを報告します。衝突角度が45度よりも急な斜め衝突は、垂直衝突と同様の量の加熱された塊を生成することがわかりました。一方、放牧衝撃は、より急な角度での衝撃と比較して、加熱された質量が少なく、加熱された領域が小さくなります。衝突角度と速度の関数として、加熱された質量の経験式を導出します。この式は、隕石の親天体で発生し、Ar損失を引き起こした衝突条件(速度と角度)を推定するために使用できます。さらに、我々の結果は、より高い衝突速度での放牧衝突が、より低い速度での垂直衝突と同様の量の加熱された物質を生成する可能性があることを示しています。放牧衝突によって生成された加熱された物質は、垂直衝突によって加熱された物質よりも低い圧力を経験したため、我々の結果は、放牧衝撃が弱く衝撃加熱された隕石を生成する可能性があることを示唆しています.
NASAのドーン宇宙船は、2007年9月にデルタIIロケットに乗ってケープカナベラルから離陸し、ベスタとセレスへの野心的な旅を始めました。ベスタとセレスは、太陽系の小惑星の最大の貯蔵庫であるメインベルトにある2つの最も巨大な世界です。ドーンの打ち上げに先立ち、ベスタとセレスの地球での観測により、ベスタの頑丈な形状からセレスの希薄な水の外気圏まで、興味深い特徴が明らかになりましたが、これらの天体は、最も強力な望遠鏡のレンズを通してさえ、ぼやけた光の斑点のままでした。DawnによるVesta(2011-2012)とCeres(2015-2018)の探査により、これら2つの世界に焦点が当てられました。大規模な衝突によってベスタがどのように彫刻され、メインベルトの内側に大量の物質が放出され、地球上で回収された隕石の重要なファミリーの源を提供するかについて、息をのむような詳細が明らかになりました。地球と火星に匹敵するかもしれないケレスの複雑な地質学は、最近の氷火山活動を明らかにしました。この本は、これらのハイライトと、Dawnミッションのさらに多くの発見に捧げられています。Dawnが2018年にミッションを完了するまでに、太陽系の形成に関する私たちの理解は、新しい理論モデルと隕石の地球化学データの新しい宝庫のおかげで大きく進化しました。Dawnによるベスタとセレスの観測は、モデルとデータを相乗的に解釈します。Dawnの遺産のより広い意味は、一連の専用の章で提示されます。編集者は、この本が若い世代だけでなく、より熟練した研究者がメインベルトの将来の探査をうまく追求するための確かな参考資料として役立つことを願っています.私たちはドーンのおかげで確かに多くのことを学んできましたが、メインベルトの小惑星が太陽系の夜明けについて教えてくれることの表面をかろうじてかじったにすぎないことを知っています.
PICASO 3.0: 巨大惑星と褐色矮星の一次元気候モデル
| Title |
PICASO_3.0:_A_One-Dimensional_Climate_Model_for_Giant_Planets_and_Brown_Dwarfs |
| Authors |
Sagnick_Mukherjee_(1),_Natasha_E._Batalha_(2),_Jonathan_J._Fortney_(1)_and_Mark_S._Marley_(3)_((1)_University_of_California,_Santa_Cruz,_CA,_USA,_(2)_NASA_Ames_Research_Center,_Moffett_Field,_CA,_USA,_(3)_Lunar_and_Planetary_Laboratory,_The_University_of_Arizona,_Tucson,_AZ,_USA_) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07836 |
ジェームスウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)による今後の観測により、太陽系外惑星と褐色矮星の大気を詳細に調べることができます。これらの今後の信号対雑音比の高い観測の物理的解釈には、太陽系外惑星と褐色矮星の正確な大気モデルが必要です。過去30年間にいくつかの1次元および3次元の大気モデルが開発されましたが、これらのモデルは化学平衡などの単純化された仮定に依存していることが多く、オープンソースではないことが多いため、より広いコミュニティによる使用と開発が制限されています。.Pythonベースの1次元大気放射対流平衡モデルを提示します。このモデルは、太陽系天体、褐色矮星、太陽系外惑星の大気をモデル化するために広く使用されてきたFortranベースのコード(Marleyetal.,1996})の遺産を持っています。要するに、元のモデルの基本的な機能は、有効温度または内部温度、重力、およびホスト-星の特性(関連する場合)が与えられた場合、放射対流平衡下のオブジェクトの大気状態を計算します.新しいモデルでは、よく利用されているコードベースPICASO、これらの元の機能と、不平衡化学を自己無撞着に処理する新しい機能を追加しました.このコードは、水素が優勢な大気(褐色矮星や巨大惑星など)に広く適用できます.
活動小惑星の昇華起源 P/2018 P3
| Title |
Sublimation_Origin_of_Active_Asteroid_P/2018_P3 |
| Authors |
Yoonyoung_Kim,_Jessica_Agarwal,_David_Jewitt,_Max_Mutchler,_Stephen_Larson,_Harold_Weaver,_Michael_Mommert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07868 |
活発な小惑星は、さまざまなプロセスによって駆動される(通常は一時的な)彗星活動を示します。メインベルト彗星と呼ばれることもあるサブセットは、昇華によって駆動される可能性があるため、小惑星の氷の現在の分布を追跡するのに役立つ可能性があります。天体P/2018P3のティッセランドパラメータは3.096ですが、離心率は0.415と高く、小惑星と彗星の間の動的境界内に位置しています。メインベルトの固有の氷の含有量をより適切に制限するために、活動の原因（昇華またはその他）を特定し、P3の動的安定性を評価することを目指しています。最高の角度分解能でP3のハッブル宇宙望遠鏡画像を取得しました。観測結果をダストダイナミクスのモンテカルロモデルと比較しました。CFHT(2013)およびNEOWISE(2018)のアーカイブデータを特定して分析しました。さらに、P3クローンの軌道を1億年間数値的に統合しました。P3は2つの連続する近日点近く(1.76AU)で繰り返し活動しており、昇華の起源を示しています。4.6um帯域の過剰がないことは、P3からのCOまたはCO2ガスの生成がゼロまたは無視できることを示しています。放出されたダストの特性は、他のメインベルト彗星で見られるもの(0.3-3m/sの速度で~0.05-5mmの粒子を連続的に放出する)と著しく一致しており、質量損失率は~2kg/sを超えています。.P3の軌道は10Myrまでのタイムスケールでは不安定です。P3は最近、より安定したソース（カイパーベルトまたはメインベルトの他の場所）から到着し、現在の場所で物理的に老化しており、最終的にダスト特性の点で弱く昇華する小惑星と見分けがつかなくなったと推測しています.P3の起源が何であれ、その現在の軌道の動的不安定性を考えると、P3を使用して小惑星氷のネイティブ分布を追跡するべきではありません。
CDM、WDM、SIDM の銀河衛星システム
| Title |
Galactic_satellite_systems_in_CDM,_WDM_and_SIDM |
| Authors |
Victor_J._Forouhar_Moreno,_Alejandro_Benitez-Llambay,_Shaun_Cole,_Carlos_Frenk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07376 |
流体力学シミュレーションを使用して、コールド、ウォーム、および自己相互作用暗黒物質モデル(CDM、WDM、およびSIDM)で、質量が天の川の2倍以内のハローの衛星システムの形成と進化をシミュレートします。超新星ガスの噴出が矮星スケールのハローの密度プロファイルを平坦化できる、または平坦化できないさまざまなバリオン物理モデルを検討します。これらの変化は、基準流体力学的CDMシミュレーションと比較して、フィールドハローの存在量および/または構造特性に違いを引き起こします。WDMでは、これは主に、低質量のDMハローの抑制と銀河形成効率の低下による、形成される銀河の総数の減少です。SIDMの場合、唯一の変更は構造であり、ハローの中央領域に限定されます。それにもかかわらず、バリオンを含めると、CDMと比較して密度プロファイルの違いが抑制されます。その結果、将来の衛星の落下時間特性はモデル間で異なり、したがってそれらの剥ぎ取りと生存率も異なります。SIDMの場合、断面積が大きいほどCDMとの差が大きくなります。CDMおよびWDMでコアが形成されるバージョンも、強化されたストリッピングを示します。これにより、$M_{*}\geq10^{5}$を超える衛星の総数が減少し、$z=0$での最大円速度値が低下します。動径分布関数も影響を受けます。これは、CDMおよびWDMに比べてすべてのSIDMモデルで集中度が低く、衛星の数が同程度かそれ以下であるかに関係ありません。
星間ダストフィラメントの磁気のずれ
星間ダストフィラメントと磁場のスケールに依存しないミスアライメントの証拠を提示します。Planckからのミリ波ダスト分極測定値と、HI4PIからの中性水素(HI)測定値で特定されたフィラメント構造を比較することにより、位置ずれを推定します。HI4PIビーム幅($16.2'$)よりも大きなフィーチャに対して、ミスアライメント角度がスケールの独立性(ハーモニックコヒーレンス)を示すことがわかります。さらに、$\mathcal{O}(1^\circ)$の角度スケールで空間コヒーレンスが見つかります。ダスト分極およびHIベースのマップの自動およびクロススペクトルから形成されたいくつかのミスアライメント推定量を提示し、マップ空間推定量も紹介します。高銀河緯度の空の広い領域に適用すると、さまざまなマスキングの選択に対してロバストな$\sim2^\circ$のグローバルな位置ずれ角度が見つかります。空を小さな領域に分割することにより、ずれ角度がプランクダストマップで測定されたパリティ違反$TB$クロススペクトルと相関することを示します。位置ずれのパラダイムは、宇宙の複屈折の探索に関連するダスト$EB$信号も予測しますが、まだ検出されていません。$EB$の測定値は$TB$よりもノイズが多く、$EB$と位置ずれ角度との相関関係は弱く、マスキングの選択に対してロバスト性が低いことがわかりました。
クエーサー SDSS J1439-0106 におけるアウトフローの VLT/UVES 観測
UVESSpectralQuasarAbsorptionDatabaseから取得したクエーサーSDSSJ143907.5-010616.7のVLT/UVESスペクトルを分析します。スペクトルで2つの流出システムを識別します:ミニ広い吸収線(ミニBAL)システムと狭い吸収線(NAL)システム。FeIIの励起状態吸収トラフを持つミニBAL($v=-1550$kms$^{-1}$)流出のイオン列密度を測定します。電子数密度$\log{n_e}=3.4^{+0.1}_{-0.1}$は、FeIIの励起状態と基底状態の存在量の比率に基づいて決定し、流出の運動光度を求めてクエーサーのエディントン光度の$\lesssim0.1\%$であり、AGNフィードバックに寄与するには不十分です。
JWST と局所類似体を伴う高 z 銀河 -- 星形成だけではない
EarlyReleaseObservationsとしてリリースされたSMACS0723のJWSTNIRSpecデータの分析を提示します。この3つの新しい赤方偏移の一部が提供され、信頼できる赤方偏移の合計が14になります。フラックスキャリブレーションの不確実性に対する感度を最大3分の1に減らす直接存在量決定方法の修正を提案し、結果の存在量が静止フレーム光スペクトルのベイジアン光イオン化モデルとの良好な一致。また、6355は$M_*\sim10^9$Msunがz=7.66の狭線活動銀河核(AGN)である可能性が最も高いことを示し、光イオン化モデルと低赤方偏移類似体。線が星形成に由来するという仮定の下で、銀河のガス枯渇時間は~$10^7$年であり、局所的に同様の銀河に匹敵する.また、z<3でおそらくショックが優勢な銀河の集団を特定し、その近赤外輝線はほぼすべてがショックに由来する可能性が高く、その影響について議論します。最後に、検出された[OIII]4363によって定義されたサンプルを使用した質量と金属量の関係の決定におけるバイアスの可能性についての議論で締めくくります。質量の傾向。
CO(J = 1-0) $153.60^{\circ} \leqslant l \leqslant 156.50^{\circ}$
および $1.85^{\circ} \leqslant b \leqslant 3.50^
の銀河領域のフィラメント状雲に対する観測{\circ}$
| Title |
CO(J_=_1-0)_Observations_toward_the_Filamentary_Cloud_in_the_Galactic_Region_of_$153.60^{\circ}_\leqslant_l_\leqslant_156.50^{\circ}$_and_$1.85^{\circ}_\leqslant_b_\leqslant_3.50^{\circ}$ |
| Authors |
Weihua_Guo,_Xuepeng_Chen,_Jiancheng_Feng,_Li_Sun,_Shiyu_Zhang,_Chen_Wang,_Yang_Su,_Yan_Sun,_Qingzeng_Yan,_Shaobo_Zhang,_Xin_Zhou,_MiaoMiao_Zhang,_Min_Fang,_and_Ji_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07506 |
${}^{12}\mathrm{CO}$、${}^{13}\mathrm{CO}$、および$\mathrm{C}^の$J$=1-0遷移線の観測を提示します。{18}\mathrm{O}$$153.60^{\circ}\leqslantl\leqslant156.50^{\circ}$と$1.85^{\circ}\leqslantb\leqslant3.50^{\circ}の銀河地域に向かって$、パープルマウンテン天文台(PMO)13.7mミリメートル望遠鏡を使用。\thtデータに基づくと、$[-42.5,-30.0]\,\mathrm{km}\mathrm{\,s}^{-1}$.この分子雲(MC)の運動距離は$\sim4.5\mathrm{\,kpc}$と推定されます。これらのフィラメントの中央値の長さ、幅、励起温度、線質量は$\sim49\mathrm{\,pc}$,$\sim2.9\mathrm{\,pc}$,$\sim8.9\mathrm{\,K}$と$\sim39\,M_{\odot}\mathrm{pc}^{-1}$です。これらのフィラメントに沿った速度構造は、振動パターンを示します。これは、これらのフィラメントに沿った断片化または降着プロセスによって引き起こされる可能性があります。最大降着率は$\sim700\,M_{\odot}\mathrm{pc}^{-1}$と推定されています。合計$\sim162$\thtの塊と$\sim103$個の若い恒星天体(YSO)がこの領域で確認されています。塊のほとんどは、重力で束縛された状態にあります。3つの\hii領域(G154.359+2.606、SH2-211、SH2-212)がフィラメントの頂点にあることがわかります。フィラメント雲全体に沿って激しい星形成活動が見られます。観測された結果は、フィラメントと大質量星形成の間の関係をよりよく理解するのに役立つかもしれません。
RJ プロット: 構造を客観的に分類するための改良された方法
| Title |
RJ-plots:_An_improved_method_to_classify_structures_objectively |
| Authors |
Seamus_D._Clarke,_Sarah_E._Jaffa_and_Anthony_P._Whitworth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07509 |
星間物質は高度に構造化されており、空間スケール全体でさまざまな形態を示します。これらの階層構造を研究する観察調査と最先端のシミュレーションから得られた大規模なデータセットは、効率的にするために識別と分類を自動化された方法で行う必要があることを意味します。ここでは、Jaffaらによって開発された自動形態学的分類手法J-plotsの改良版であるRJ-plotsを紹介します。（2018）。この方法により、準円形/細長い構造と中心部の過密/過小構造を明確に区別できます。Neralwarらの最近の形態学的SEDIGSMカタログを使用します。(2022)は、RJプロットによる分類の改善、特にリング状および集中雲タイプの分類の改善を示しています。また、構造の中心濃度とその星形成効率および高密度ガス分率との間に強い相関関係があり、伸びとの相関関係がないこともわかりました。さらに、クラークらの降着フィラメントシミュレーションを使用します。(2020)RJプロットのマルチスケールアプリケーションを強調するために、球状構造はより小さなスケールではより一般的になりますが、$r\sim0.03$pcまでは決して支配的な構造ではないことを発見しました。
Galaxy And Mass Assembly (GAMA): 近くの宇宙における KiDS データのバルジディスク分解
| Title |
Galaxy_And_Mass_Assembly_(GAMA):_Bulge-disk_decomposition_of_KiDS_data_in_the_nearby_universe |
| Authors |
Sarah_Casura,_Jochen_Liske,_Aaron_S._G._Robotham,_Sarah_Brough,_Simon_P._Driver,_Alister_W._Graham,_Boris_H\"au{\ss}ler,_Benne_W._Holwerda,_Andrew_M._Hopkins,_Lee_S._Kelvin,_Amanda_J._Moffett,_Dan_S._Taranu,_Edward_N._Taylor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07608 |
キロ度サーベイ(KiDS)のg、r、およびiバンドのGAMAII赤道サーベイ領域で、赤方偏移z<0.08の13096銀河の単一のS\'ersicフィットとバルジディスク分解を導出します。表面輝度フィッティングは、ベイジアン2次元プロファイルフィッティングコードProFitを使用して実行されます。完全に自動化されたマルコフ連鎖モンテカルロ分析を使用して、各バンドの各銀河に3つのモデルを個別に当てはめます。単一のS\'ersicモデル、S\'ersicプラス指数、点源プラス指数です。銀河をフィッティングした後、モデルの選択を行い、適切なモデルがない銀河(主に合体/不規則銀河)にフラグを立てます。フィットの質は、目視検査、以前の作品との比較、KiDSタイルとオーダーメイドのシミュレーション間のオーバーラップ領域における銀河の独立したフィットの比較によって評価されます。後者の2つは、系統誤差の原因の詳細な調査にも使用されます。フィッティングの結果は、さまざまな銀河の種類と画像の品質にわたって、偏りが最小限に抑えられていることがわかりました。MCMCによって与えられたエラーは、通常、実際のエラーを2～3倍過小評価します。自動化されたモデル選択基準は、銀河のサブサンプルの目視検査によって較正された場合、90%以上の精度です。また、フィットの柔軟性が向上しているにもかかわらず、以前の研究と一致するg-rコンポーネントの色と対応する色の大きさの図を提示します。複数のバンドにわたる銀河の多様なサンプルの構成要素のこのような信頼できる構造パラメーターは、銀河の特性と進化のさまざまな研究に不可欠です。すべての結果はGAMAデータベースに統合されます。
疑似衝突加熱がシミュレートされた銀河円盤の形態進化に与える影響
| Title |
The_impact_of_spurious_collisional_heating_on_the_morphological_evolution_of_simulated_galactic_discs |
| Authors |
Matthew_J._Wilkinson,_Aaron_D._Ludlow,_Claudia_del_P._Lagos,_S._Michael_Fall,_Joop_Schaye_and_Danail_Obreschkow |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07623 |
一連の理想化されたN体シミュレーションを使用して、シミュレートされた銀河円盤の運動学と形態に対する暗黒物質粒子による星粒子のスプリアス加熱の影響を研究します。スプリアス衝突加熱は、恒星粒子の方位角速度分散($\sigma_\phi$)の体系的な増加と、それらの平均方位角速度($\overline{v}_\phi$)の対応する減少につながることがわかりました。加熱速度は、主に暗黒物質ハロー粒子の数(または、固定ハロー質量での暗黒物質粒子質量)と、円盤に沿った局所的な暗黒物質密度の放射状勾配によって決定されます。星の粒子の質量にはほとんど影響を受けません。$\approx10^6$未満の暗黒物質粒子で分解されたハロー内の銀河は、総ハロー質量に関係なく、偽の形態進化の影響を特に受けやすい(銀河中心の加熱を防ぐためにさらに多くの粒子が必要である)。衝突加熱は、銀河円盤を平らな構造からより丸い回転楕円体系に変換し、その過程で回転支持を失います。また、銀河のさまざまな特性を関連付ける標準的な縮尺関係にある銀河の位置にも影響を与えます。固定された星の質量では、銀河のサイズが大きくなり、平均的な星の回転速度と特定の角運動量が減少します。私たちの結果は、シミュレートされた銀河のスケーリング関係を低質量に外挿するときに注意を促します。そこでは、偽の衝突効果が正規化、勾配、散乱にバイアスをかける可能性があります。
基本平面は平面ではない: 初期型銀河の基本平面のゆがんだ性質と銀河形成への影響
| Title |
The_Fundamental_Plane_Is_Not_a_Plane:_Warped_Nature_of_the_Fundamental_Plane_of_Early-type_Galaxies_and_Its_Implication_for_Galaxy_Formation |
| Authors |
Yongmin_Yoon_and_Changbom_Park |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07656 |
SloanDigitalSkySurveyのデータから$0.025\lez_\mathrm{spec}<0.055$にある$16,283$の初期型銀河(ETG)に基づいて、ETGの基本平面(FP)が厳密な意味での平面ではないことを示します。しかし、中心速度分散($\sigma_0$)または半光半径内の平均表面輝度($\mu_e$)が変化するにつれて、表面に直交する方向がシフトするねじれた形状の曲面です。ETGを$\sigma_0$に従ってサブサンプルに分割すると、FPの$\mu_e$の係数が増加しますが、FPのゼロ点は$\sigma_0$が高くなると減少します。$z$バンドを例にとると、$\sigma_0$が$\sim100$から$\sim300$kms$^{-1}$に増加すると、$\mu_e$の係数は$0.28$から$0.36$に増加します。同時に、FPのゼロ点は同じ$\sigma_0$の範囲で$-7.5$から$-9.0$に落ちます。異なる$\mu_e$を持つETGサブサンプルのFP係数の変化を調べることによっても、FPの湾曲した性質に関する一貫した図に到達します。FPの投影であるスケーリング関係を調べることにより、FPの歪んだ性質は、質量が大きいETGでより顕著に刻印される乾式合併効果に起因する可能性があることを示唆しています。
理論上の氷の実験室分光法: JWST の予測と天体化学モデルのテスト
| Title |
Laboratory_spectroscopy_of_theoretical_ices:_Predictions_for_JWST_and_test_for_astrochemical_models |
| Authors |
B._M\"uller_(1),_B._M._Giuliano_(1),_A._Vasyunin_(2),_G._Fedoseev_(2),_P._Caselli_(1)_((1)_Max-Planck-Institut_f\"ur_extraterrestrische_Physik,_Garching,_Germany,_(2)_Research_Laboratory_for_Astrochemistry,_Ural_Federal_University,_Yekaterinburg,_Russia) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07672 |
環境。前恒星コアL1544のガスと氷粒の化学的性質は、過去数年間に実施されたいくつかの観測とモデリング研究の対象となっています。氷マントルの化学組成は、時間的進化に沿った環境の物理的変化を反映しています。調査結果は、主に内層にH$_2$Oがあり、表面近くでCOの量が増加している星間氷の層状構造を示唆している。星間氷類似体の形態は、実験的に調べることができます。ねらい。この研究は、観測結果が最初にガス粒子化学モデルに適合する3次元適合の新しいアプローチを提示します。次に、数値結果に基づいて、層状および混合形態の星間氷類似体の実験室IRスペクトルが記録されます。これらの結果は、将来のジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)の観測と比較できます。IR不活性種N$_2$とO$_2$を含めることに特別な注意が払われます。メソッド。最も豊富な予測分子を含む氷類似体スペクトルは、フーリエ変換赤外分光計を使用して10Kの温度で記録されました。層状氷の場合、H2O-CH$_3$OH-N$_2$氷の上にH$_2$O-CO-N$_2$-O$_2$混合物を置きました。H$_2$O-CH$_3$OH-N$_2$-COの組成を調べた混合氷。結果。氷の組成と構造の変化に続いて、調査したほとんどの振動モードの吸収帯に違いが見られます。観測されたIRバンドプロファイルの変化の程度により、JWSTによる今後の観測からL1544の氷マントルの構造を分析できるようになります。結論。私たちの分光測定と今後のJWST観測との比較は、ダスト氷マントルの化学的および物理的構造に厳しい制約を課し、表面化学を説明するために重要です。
射手座 B2 の物理的および化学的構造 -- VI. Sgr B2のUCHII領域
| Title |
The_physical_and_chemical_structure_of_Sagittarius_B2_--_VI._UCHII_regions_in_Sgr_B2 |
| Authors |
Fanyi_Meng,_\'Alvaro_S\'anchez-Monge,_Peter_Schilke,_Adam_Ginsburg,_Chris_De_Pree,_Nazar_Budaiev,_Desmond_Jeff,_Anika_Schmiedeke,_Andreas_Schw\"orer,_V._S._Veena_and_Thomas_M\"oller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07796 |
巨大な分子雲いて座B2(以下、SgrB2)は、銀河で大質量星の形成が進行中の最も重い領域です。2つの超コンパクトHII(UCHII)領域は、SgrB2の中央のホットコア、SgrB2(M)とSgrB2(N)で識別されました。私たちの目的は、SgrB2雲全体のHII領域の特性を特徴付けることです。HII領域とダストコアを比較して、SgrB2のさまざまな部分の進化段階を描写することを目指しています。SgrB2複合体全体を観察するために、A、CnB、およびD構成で、周波数帯域C(~6GHz)で超大型アレイを使用します。22.4GHzの補助VLAデータと96GHzのALMAデータを使用して、UCHII領域とその高密度ガス環境の物理パラメータを計算しました。6GHz画像で54のUCHII領域を識別し、そのうち39は22.4GHzでも検出されます。54のUCHII領域のうち8領域が新たに発見されました。UCHII領域の半径は$0.006{\rmpc}$から$0.04{\rmpc}$の間であり、放出測定値は$10^{6}{\rmpc\,cm^{-6}}$から$10^{9}{\rmpc\,cm^{-6}}$.UCHII領域は、B0.5からO6までのタイプの星によってイオン化されています。我々は、UCHII領域周辺で$\sim10^6-10^9{\rmcm^{-3}}$の典型的なガス密度を発見しました。UCHII領域の圧力とそれらを取り囲む高密度ガスは同等です。これらのUCHII領域の拡張タイムスケールは$\sim10^4-10^5{\rmyr}$と決定されます。HII領域に関連付けられているダストコアの割合は、SgrB2(N)、SgrB2(M)、SgrB2(S)、SgrB2(DS)でそれぞれ33%、73%、4%、1%です。SgrB2(DS)のダストコアの3分の2は流出に関連付けられています。識別したUCHII領域の電子密度は、典型的なUCHII領域の電子密度と一致していますが、半径は典型的なUCHII領域の電子密度よりも小さくなっています。SgrB2(N)のダストコアは、SgrB2(DS)よりも進化していますが、SgrB2(M)よりも若いです。
天の川銀河の熱い周囲の媒体: XMM-Newton 観測からの新しい洞察
| Title |
The_hot_circumgalactic_medium_of_the_Milky-Way:_new_insights_from_XMM-Newton_observations |
| Authors |
Souradip_Bhattacharyya,_Sanskriti_Das,_Anjali_Gupta,_Smita_Mathur,_Yair_Krongold |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07863 |
Mrk421の視線付近でのXMM-Newton観測を提示します。天の川銀河周縁媒質(CGM)の発光スペクトルは、単相モデルと比較して、2相モデルがデータによりよく適合することを示しています。log($T/$K)=$6.33_{-0.02}^{+0.03}$でのウォーム-ホットビリアルフェーズに加えて、log($T/$K)=$6.88_でのホットスーパービリアルフェーズ{-0.07}^{+0.08}$が必要です。さらに、主要フィールドから$5$度以内の5つのフィールドの観測結果を提示します。それらのスペクトルには、高温と高温での2相モデルも必要です。ダスらで最初に発見された高温相。2019年は、広まっているようです。化学タグ付けにより、スーパーウイルス相からの発光がFeXVIII-FeXXIIのLシェル遷移に由来すること、および発光でプローブされた温度範囲が吸収の温度範囲とは異なることを示します。両方のフェーズで温度と放出測定(EM)のばらつきを検出し、MWCGMに小規模な密度の不均一性があると推測します。放出ガスは、おそらくMWのディスクに近い領域からより高い密度を持っている可能性がありますが、ビリアル相での吸収は、MWのビリアル半径まで拡張された低密度ガスから生じる可能性があります。銀河中心周辺の領域から遠く離れたスーパービリアル相の存在は、銀河中心での活動とは無関係の物理的プロセスを暗示しています。銀河円盤全体での星形成活動に起因する高温の流出が、このフェーズの生成に関与している可能性があります。
SN 2016iyc: 低質量前駆体から発生するタイプ IIb 超新星
| Title |
SN_2016iyc:_A_Type_IIb_supernova_arising_from_a_low-mass_progenitor |
| Authors |
Amar_Aryan,_S._B._Pandey,_WeiKang_Zheng,_Alexei_V._Filippenko,_Jozsef_Vinko,_Ryoma_Ouchi,_Thomas_G._Brink,_Andrew_Halle,_Jeffrey_Molloy,_Sahana_Kumar,_Goni_Halevi,_Charles_D._Kilpatrick,_Amit_Kumar,_Rahul_Gupta,_and_Amit_Kumar_Ror |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07377 |
この作業では、非常に低光度のIIb型超新星(SN)2016iycの測光および分光分析が実行されました。SN2016iycは、似たような超新星(SNe)の分布の中で暗い終わり近くにあります。文献からのより低い噴出物質量($M_{\rmej}$)と低いニッケル質量($M_{\rmNi}$)を考えると、暗い終わり近くにあるSN2016iycと組み合わせて、9の1次元恒星進化モデル-14M$_{\odot}$ゼロ年齢主系列(ZAMS)星は、SN2016iycの可能性のある前駆体として、公的に利用可能なコードMESAを使用して実行されました。さらに、前駆モデルの合成爆発は、流体力学的進化コードSTELLAおよびSNECを使用してシミュレートされています。超新星前の半径$R_{\mathrm{0}}=$(240-300)R$_{\odot}$、$M_{\rmej}=$(1.89-1.93)M$_{\odot}$、爆発エネルギー$E_{\rmexp}=$(0.28-0.35)$\times10^{51}$ergと$M_{\rmNi}<0.09$M$_{\odot}$は観測結果とよく一致しています。したがって、SN2016iycはおそらくSNeIIbの質量下限付近で前駆体から爆発したと考えられます。最後に、SN2016gkgとSN2011fuの爆発の流体力学的シミュレーションも実行され、十分に研究されたSNeIIbの間で中間および高光度の例が比較されました。SN2016iyc、SN2016gkg、およびSN2011fuの前駆体モデリングと合成爆発の結果は、SNeIIbの可能性のある前駆体の多様な質量範囲を示しています。
地球外の高エネルギーニュートリノ対応物の探索
| Title |
The_hunt_for_extraterrestrial_high-energy_neutrino_counterparts |
| Authors |
I._Liodakis,_T._Hovatta,_V._Pavlidou,_A._C._S._Readhead,_R._D._Blandford,_S._Kiehlmann,_E._Lindfors,_W._Max-Moerbeck,_T._J._Pearson,_and_M._Petropoulou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07381 |
ペタ電子ボルト(PeV)天体物理学ニュートリノの起源は、高エネルギー宇宙を理解するための基本です。氷、海、湖の深部で検出器を操作する技術的な課題は別として、現象学的な課題は重力波の課題よりもさらに大きくなります。ソースは不明で、予測が難しく、明確な署名がありません。したがって、ニュートリノ天文学は、天文学と物理学のコミュニティがこれまでに直面した最大の課題です。可能性のあるニュートリノの発生源は、降着円盤や潮汐破壊イベントから、これまでで最も説得力のある関連であるブレイザーTXS~0506+056を伴う相対論的ジェットや銀河団にまで及びます。その関連付け以来、ジェットが実際にニュートリノ放出体であることを証明または反証するために多大な努力が払われてきましたが、役に立ちませんでした.シミュレートされたニュートリノ対応サンプルを生成することにより、ニュートリノと活動銀河核からのジェットとの有意な相関を検出する可能性を探ります。既存の課題を考慮すると、最善の実験でさえ$>3\sigma$の結果を生み出すことはできなかったことがわかります。今後数年間の大規模なプログラムでは、放出されたすべての活動銀河核ではなく、最も明るい電波源がニュートリノエミッターである場合にのみ、有意な相関関係を検出できるようになります。今後の取り組みを実験の成功に導くために必要な戦略について説明します。
| Title |
EUSO-SPB2:_A_sub-orbital_cosmic_ray_and_neutrino_multi-messenger_pathfinder_observatory |
| Authors |
A._Cummings,_J._Eser,_G._Filippatos,_A._V._Olinto,_T._M._Venters,_L._Wiencke_(for_the_JEM-EUSO_collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07466 |
次世代の超高エネルギー宇宙線(UHECR)および超高エネルギーニュートリノ観測所は、最高エネルギーでのこれらの粒子の非常に低いフラックスの課題に対処します。EUSO-SPB2(超高圧気球を搭載した極限宇宙宇宙観測所2)は、この課題に対処するための宇宙ミッションを準備するように設計されています。EUSO-SPB2には2つの望遠鏡が装備されています。蛍光望遠鏡は下向きで2EeVを超えるエネルギーのUHECR空気シャワーからの蛍光放射を測定し、チェレンコフ望遠鏡(CT)は地球の縁に向けて直接チェレンコフを測定します。1PeVを超えるエネルギーを持つ宇宙線からの放出、技術の検証。四肢の下に向けられたCTは、10PeV以上のエネルギーでニュートリノを源とするタウレプトン崩壊によって生成されるチェレンコフ放出を検索し、そのようなイベントの背景を研究します。EUSO-SPB2ミッションは、宇宙ベースのマルチメッセンジャー天文台に向けた道筋で、先駆的な観測と技術的マイルストーンを提供します。
孤立した中性子星候補4XMMのXMM-NewtonとSRG/eROSITAの観測 J022141.5-735632
| Title |
XMM-Newton_and_SRG/eROSITA_observations_of_the_isolated_neutron_star_candidate_4XMM_J022141.5-735632 |
| Authors |
Adriana_M._Pires_(1),_Christian_Motch_(2),_Jan_Kurpas_(1),_Axel_D._Schwope_(1),_Frank_Valdes_(3),_Frank_Haberl_(4),_Iris_Traulsen_(1),_Dusan_Tubin_(1),_Werner_Becker_(4),_Johan_Comparat_(4),_Chandreyee_Maitra_(4),_Aaron_Meisner_(3),_John_Moustakas_(5),_and_Mara_Salvato_(4) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07637 |
XMM-Newtonとスペクトルレントゲンガンマ(SRG)eROSITAからの観測を使用して、可能性のある新しい熱放出孤立中性子星(INS)、4XMMJ022141.5-735632の追跡調査の結果を報告します。分析は、光学および近赤外線波長でのレガシーサーベイイメージングによって補完されます。XMM-NewtonのセレンディピタスソースカタログDataRelease9(4XMM-DR9)の第4世代から新しいINS候補を特定するために、XMM-Newtonによって最初にターゲットにされたX線源は、非常にソフトなエネルギー分布を示しています。カタログ化された対応物の欠如。X線対光束比が非常に高いため、INS以外の識別は事実上除外されます。現在の観測限界内では、10年近くにわたって、大きなフラックス変動もスペクトル状態の変化も記録されていません。X線源の性質と他の銀河中性子星との関係をさらに明らかにするには、特に脈動を探すための将来の専用観測が重要です。
混成星におけるアキシャル wI モードの普遍的な関係の破壊: 高速および低速のハドロン - クォーク変換シナリオ
| Title |
Breaking_of_universal_relationships_of_axial_wI-modes_in_hybrid_stars:_rapid_and_slow_hadron-quark_conversion_scenarios |
| Authors |
Ignacio_F._Ranea-Sandoval,_Octavio_M._Guilera,_Mauro_Mariani,_Germ\'an_Lugones |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07667 |
重力波を利用したマルチメッセンジャー天文学は、その限界がはっきりしない開花領域です。連星ブラックホールの合体と有名なイベントGW170817とそれに対応する電磁気現象が最初に検出された後、コンパクト天体天体物理学のコミュニティは、そのようなイベントの物理的意味を把握し始め、数値モデルを改善して将来の観測と比較しようとしています。さらに、NICERの共同研究によって行われた最近の検出により、コンパクトなオブジェクトの内核の物質を記述するために使用されるいくつかの理論モデル間の緊張が高まりました。この論文では、そのような星の内核にエキゾチックな物質のいくつかの理論的可能性を含めることができる広範囲の混成状態方程式を使用して記述された、振動するコンパクトなオブジェクトの四重極純粋な時空のwIモードに焦点を当てます。シャープな一次ハドロン-クォーク相転移が発生する場合を研究し、界面での急速および低速の相転移のシナリオを調査します。コンパクトなオブジェクトの内部コアに隠された謎を解明するのに役立つ可能性がある、振動周波数と減衰時間の普遍的な関係の妥当性に特に注意を払います。混成星の拡張ブランチが現れる遅い変換領域内では、文献で提案されているwIモードの普遍的な関係は成り立たないことを示します。
SNR 0509-67.5 の水力ベースの MCMC 分析 流体の不連続性のみから爆発特性を明らかにする
| Title |
A_Hydro-Based_MCMC_Analysis_of_SNR_0509-67.5_Revealing_the_Explosion_Properties_from_Fluid_Discontinuities_Alone |
| Authors |
Prasiddha_Arunachalam,_John_P._Hughes,_Luke_Hovey,_Kristoffer_Eriksen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07693 |
10年間隔で撮影された超新星残骸0509-67.5のHST狭帯域H{\alpha}画像を使用して、231のリム位置で前方衝撃(FS)固有運動(PM)を測定します。平均衝撃半径と速度は3.66{\pm}0.036pcと6315{\pm}310kms{^{-1}}です。類似性ソリューションとして作り直された流体力学シミュレーションは、均一な周囲媒体へのレムナントの膨張のモデルを提供します。これらは、マルコフ連鎖モンテカルロ(MCMC)分析に結合されて、FS測定によって制約される爆発パラメーターを決定します。特定のグローバルパラメーターについて、MCMC事後分布は315.5{\pm}1.8歳の年齢、5h09m31s.16s-67{^\circ}31{^\prime}17.1{^{\prime\primeの動的爆発中心をもたらします。}}および3.7～8.0{\times}10{^{-25}}gcm{^{-3}}の範囲の各方位における周囲の中密度。H${\alpha}$画像を使用して、LMCで770kms{^{-1}}以上の速度に対応する星のPMを検出できます。残骸の5つの星は測定可能なPMを示していますが、中心から4.6{^{\prime\prime}}離れた目立つ赤い星を含め、中心から放射状に移動しているようには見えません。逆衝撃位置の代用としてコロナ[FeXIV]{\lambda}5303放射を使用して、爆発エネルギー(圧縮係数4の場合)をE=(1.30{\pm}0.41){\の値に制限します。回}衝撃運動学だけで初めて10{^{51}}エルグ。より高い圧縮係数(7以上)は、0509-67.5のバルマーショックでの非効率的な粒子加速を主張して、複数の基準に基づいて強く嫌われています。
| Title |
Internal_heating_mechanisms_in_neutron_stars |
| Authors |
F._K\"opp,_J.E._Horvath,_D._Hadjimichef,_C.A.Z._Vasconcellos,_P._O._Hess |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07770 |
中性子星(以下、NS)の冷却は、超高密度物質の重要な特徴を明らかにする可能性を秘めています。それらの表面温度は、年齢$\leq10^{6}\、{\it{yr}}$のNSのかなりのサンプルで知られており、いくつかの例外を除いて、標準的な冷却メカニズム(ニュートリノ+光子放出)によって対応できます。内部加熱なし）。ただし、古いオブジェクトの場合、表面温度が予想よりも高いことを説明するには、内部加熱を考慮する必要があります。この論文では、フェルミオン暗黒物質による運動加熱、回転化学加熱、および磁場崩壊を再検討します。$\sim10^{6}\,{\it{yr}}$よりわずかに古いNSは、それらによって説明できることがわかりましたが、古い「ブラックウィドウ」システムは、これらによって予測された値よりもはるかに高温です。古いNSのまだ未知の加熱要因を指し示す3つのメカニズム。
食ブラックホールX線連星M33 X-7の位相分解分光分析：システム特性、降着、および進化
| Title |
Phase-resolved_spectroscopic_analysis_of_the_eclipsing_black_hole_X-ray_binary_M33_X-7:_System_properties,_accretion,_and_evolution |
| Authors |
V._Ramachandran,_L._M._Oskinova,_W.-R._Hamann,_A._A._C._Sander,_H._Todt,_D._Pauli,_T._Shenar,_J._M._Torrej\'on,_K._A._Postnov,_J._M._Blondin,_E._Bozzo,_R._Hainich,_and_D._Massa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07773 |
M33X-7は、知られている唯一の食ブラックホールの高質量X線連星です。この系には、非常に大質量のO超巨星ドナーと、短い軌道にある大質量ブラックホールが含まれていると報告されています。X線光度が高く、金属の少ない銀河M33内に位置しているため、金属の少ないドナー星とブラックホールの伴星の風を研究するためのユニークな実験室となり、ブラックホールの合体の潜在的な前駆体を理解するのに役立ちます。位相分解されたHSTとXMMニュートンの同時観測を使用して、恒星風とブラックホールの相互作用を追跡しました。ドナー星の包括的な分光学的調査(X線+UV+光学)により、以前の推定値とは大きく異なる、システムの新しい星と風のパラメーターが得られます。特に、コンポーネントの質量は、Oスタードナーでは38、ブラックホールでは11.4に大幅に減少します。巨星Oはそのロッシュローブを過剰に満たし、表面のHe濃縮を示しています。ドナーは、理論的な予測と一致する質量損失率で密集した風を示しています。さまざまなイオンからの風駆動の寄与と、X線照射によるイオン化構造の変化を調べました。ブラックホールに向かって、強いX線照射により、風は強く消されます。このシステムでは、標準的な風力降着シナリオだけでは、観測されたX線の光度を説明できず、追加の質量オーバーフローを示しており、これは加速計算と一致しています。X線光イオン化により、$10^{47}$ph/sを放出するHeII放出領域が作成されます。MESAを使用して、システムのバイナリ進化トラックを計算しました。現在、システムは不安定な物質移動フェーズに向かって移行しており、その結果、ブラックホールとドナーのエンベロープが共通化されています。質量比がq~3.3であり、周期が短いため、システムが共通のエンベロープを生き残る可能性は低く、むしろ融合します。
KM3NeT インフラストラクチャ: ステータスと最初の結果
| Title |
The_KM3NeT_infrastructure:_status_and_first_results |
| Authors |
A._Margiotta_(1)_(for_the_KM3NeT_Collaboration,_(1)_INFN_-_Sez._Bologna_and_Dipartimento_di_Fisica_e_Astronomia_-_Alma_Mater_Studiorum,_Universit\`a_di_Bologna,_Italy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07370 |
KM3NeTは、地中海に建設中の研究インフラです。2つの大容量ニュートリノチェレンコフ望遠鏡を備えています。深さ3500mのシチリア島沖にあるARCAと、南フランス沖の海面下2500mにあるORCAです。2つの検出器は、同じ検出原理と技術、および同じデータ取得設計を共有しています。唯一の違いは、光学センサーの幾何学的配置です。これにより、広範囲のニュートリノエネルギーにまたがり、大規模な科学的プログラムをカバーすることができます:ニュートリノ特性の研究、まず第一にニュートリノ質量秩序、高エネルギーニュートリノ天体物理源の同定と研究、間接的な暗黒物質の検索とコア崩壊超新星の検出.
高エネルギー光子リストにおける拡散空間構造の特定
| Title |
Identifying_diffuse_spatial_structures_in_high-energy_photon_lists |
| Authors |
Minjie_Fan,_Jue_Wang,_Vinay_L._Kashyap,_Thomas_C._M._Lee,_David_A._van_Dyk,_and_Andreas_Zezas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07427 |
高エネルギー観測からのデータは、通常、光子イベントのリストとして取得されます。このようなデータの一般的な分析タスクは、拡散放射が存在するかどうかを特定し、重なる可能性のある点光源が存在する場合でも、その表面の明るさを推定することです。視野を異なる発光成分に分割するための、新しいノンパラメトリックイベントリストセグメンテーションアルゴリズムを開発しました。フォトン位置データを画像にビニングせずに直接使用します。まず、観測された光子位置のボロノイテッセレーションからグラフを作成し、次にシード領域成長の新しい適応を使用してセグメントを成長させます。一連のシード位置から開始すると、これにより過剰にセグメント化されたデータセットが生成されます。SRGonGは、隣接するセグメントをマージしてモデル比較統計を最小限に抑える貪欲なアルゴリズムを使用して合体させます。ベイジアン情報量基準を使用します。SRGonGを使用すると、データ内の点状ソースと拡散拡張ソースを同等の機能で識別できます。シミュレーションを使用してSRGonGを検証し、通常のX線データに見られる強度に匹敵する強度を持つ不規則な形状の低表面輝度放射構造と点状のソースを識別できることを実証します。アンテナ銀河のチャンドラデータに対するSRGonGの使用を実証し、複雑な構造を適切にセグメント化することを示します。
CCAT-prime: 周波数多重化キネティック インダクタンス検出器の RFSoC ベースの読み出し
| Title |
CCAT-prime:_RFSoC_Based_Readout_for_Frequency_Multiplexed_Kinetic_Inductance_Detectors |
| Authors |
Adrian_K._Sinclair,_Ryan_C._Stephenson,_Cody_A._Roberson,_Eric_L._Weeks,_James_Burgoyne,_Anthony_I._Huber,_Philip_M._Mauskopf,_Scott_C._Chapman,_Jason_E._Austermann,_Steve_K._Choi,_Cody_J._Duell,_Michel_Fich,_Christopher_E._Groppi,_Zachary_Huber,_Michael_D._Niemack,_Thomas_Nikola,_Kayla_M._Rossi,_Adhitya_Sriram,_Gordon_J._Stacey,_Erik_Szakiel,_Joel_Tsuchitori,_Eve_M._Vavagiakis,_Jordan_D._Wheeler,_and_the_CCAT-prime_collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07465 |
フレッドヤングサブミリ波望遠鏡(FYST)のPrime-Cam機器は、これまでのミリ波およびサブミリ波に敏感な動的インダクタンス検出器の最大の展開になると予想されます。これらのアレイを効率的に読み取るために、ザイリンクスのRFSoC(RadioFrequencySystemonaChip)上で動作するマイクロ波周波数多重化読み出しが設計されています。RFSoCは、サイズ、重量、電力、コスト、および帯域幅のすべてのカテゴリを、前世代の読み出しシステムよりも大幅に改善しました。それぞれ500MHzの帯域幅と最大30Wの1000個の検出器を備えた4つの独立したRFネットワークを読み取ることができるベースラインファームウェア設計について説明します。全体的な読み取りアーキテクチャは、ハードウェア、ゲートウェア/ファームウェア、ソフトウェア、およびネットワーク設計の組み合わせです。読み出しの要件は、7モジュールのPrime-Cam機器の850GHz機器モジュールによって決まります。これらの要件と、重要な設計上の選択につながったその他の制約が強調されています。システムの位相ノイズとダイナミックレンジの予備測定値が示されています。
ケック天文台 SCALES 装置の IR イメージング チャネルの設計
| Title |
Design_of_an_IR_Imaging_Channel_for_the_Keck_Observatory_SCALES_Instrument |
| Authors |
Ravinder_K._Banyal,_Amirul_Hasan,_Reni_Kupke,_Hari_Mohan_Varshney,_Ajin_Prakash,_T._Sivarani,_Andy_J._Skemer,_Nick_MacDonald,_Steph_Sallum,_Will_Deich,_Michael_P._Fitzgerald,_K._V._Govinda,_Chris_Ratliff,_Ramya_Sethuram,_Deno_Stelter,_Arun_Surya,_and_Eric_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07523 |
W.M.ケック天文台では、太陽系外惑星分光法用のレンズレット配列を組み合わせたスライサー(SCALES)という名前の次世代機器が計画されています。SCALESは、積分視野分光器(IFS)と回折限界イメージングチャネルを備え、直接画像化された太陽系外惑星を発見し、スペクトル的に特徴付けます。熱赤外線波長(1～5ミクロン、目標は0.6～5ミクロン)で動作するSCALESのイメージングチャネルは、12インチx12インチの視野を低歪みと高スループットでカバーするように設計されています。中赤外科学のケースを拡大し、NIRC2の潜在的なアップグレード/代替手段を提供することとは別に、イメージングチャネルのH2RG検出器は、アライメントプロセスを支援するために瞳孔の高解像度画像を取得できます。さらに、イメージングカメラも支援します。IFSアームの小さなフィールド取得で。この作業では、イメージャーのオプトメカニカル設計を提示し、その機能とパフォーマンスを評価します。
SAO RAS 6 m 望遠鏡の高解像度エシェル分光器用のピラミッド型補償光学
| Title |
A_pyramid-based_adaptive_optics_for_the_high-resolution_echelle_spectrograph_at_SAO_RAS_6-m_telescope |
| Authors |
Eduard_Muslimov,_Gennadiy_Valyavin,_Vincent_Chambouleyron,_Felipe_Pedreros_Bustos,_Idir_Boudjema |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07618 |
ロシア科学アカデミー(RAS）。このシステムは、ピラミッド波面センサーに基づいており、適応光学の分野におけるマルセイユ天体物理学研究所のチームの経験から恩恵を受けます。AOは430～680nmの可視領域、f\30の入力ビームで動作し、軸上の光源のみを補正します。この特定の設計における主な課題は、AOを既存の光学系に挿入し、焦点面と瞳面の構成を維持して、機器のフラックスバジェットとAOベンチの総コストの制限内に収まるようにすることです。現在の設計によると、AOベンチは2つの球面ミラーで構成される追加のリレーを使用して、ビームを再コリメートし、瞳孔を小さな可変ミラーに投影します。ダイクロイックスプリッターは、屈折光学系のみに基づいて、ピラミッド波面センサーブランチへの長波成分に使用されます。既製のコンポーネントのみを使用して、700nmで20nmバンドパスフィルターを使用して、0.016波PTVの機器波面誤差に到達できます。折り返しミラーとファイバーのマイクロレンズの再集束を使用して、分光器に供給するビームの公称形状を復元します。AOシステムの最終的な目標は、スペクトログラフの入口でスポットのエネルギー濃度を高めることです。私たちの予備モデリングでは、SAORASの典型的な大気条件で69.5倍のエネルギーを得ることができることが示されています。
CONCERTO: 読み出しおよび制御電子機器
| Title |
CONCERTO:_Readout_and_control_electronics |
| Authors |
O._Bourrion,_C._Hoarau,_J._Bounmy,_D._Tourres,_C._Vescovi_J.-L._Bouly,_N._Ponchant,_A._Beelen,_M._Calvo,_A._Catalano,_J._Goupy,_G._Lagache,_J.-F._Mac\'ias-P\'erez,_J._Marpaud,_A._Monfardini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07629 |
CONCERTOスペクトルイメージング装置は、2021年4月にAtacamaPathfinderEXperiment(APEX)の12メートル望遠鏡に設置されました。これは、電離した炭素原子[CII]から放出される放射線を観察し、「強度マッピング」技術を使用するように設計されています。塵の多い星形成銀河のパワースペクトルに最初の制約を設定します。この装置は、極低温で動作する集中元素KID検出器(LEKID)、コールドオプティクス、および高速フーリエ変換分光計(FTS)で構成される2152ピクセルの2つのアレイを備えています。機器の読み取りと操作のために、5つのmicroTCAクレートでホストされ、12の読み取りボードと2つの制御ボードで構成される、新しく設計された電子システムが設計され、試運転されました。アーキテクチャとパフォーマンスは、この論文で紹介されています。
混合および層状氷からの 15N2 および 13CO の間接 X 線光脱着
| Title |
Indirect_X-ray_photodesorption_of_15N2_and_13CO_from_mixed_and_layered_ices |
| Authors |
R._Basalg\`ete,_D._Torres-D\'iaz,_A._Lafosse,_L._Amiaud,_G._F\'eraud,_P._Jeseck,_L._Philippe,_X._Michaut,_J-H._Fillion,_and_M._Bertin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07646 |
$^{15}$N$_2$および$^{13}$COのX線光脱離収量は、N($\sim$400eV)およびOK端($\sim$500eV)は、純粋な$^{15}$N$_2$氷と混合$^{13}$CO:$^{15}$N$_2$氷の場合です。混合氷からの光脱着スペクトルは、$^{15}$N$_2$と$^{13}$COの脱着がそれぞれ$^{13}$の光吸収によって引き起こされる間接的な脱着メカニズムを明らかにします。COと$^{15}$N$_2$。このメカニズムは、層状$^{13}$CO/$^{15}$N$_2$氷からの$^{13}$COのX線光脱着によって確認され、N1s$で401eVで照射されました。\rightarrow\pi^*$$^{15}$N$_2$の推移。この後者の実験では、間接的な脱着プロセスに関連する深さを定量化できます。これは、その場合は30～40MLであることがわかります。この値はさらに、氷表面に向かって散乱する光吸収$^{15}$N$_2$分子から放出され、$^{13}$COの脱着を誘発するオージェ電子のエネルギー輸送に関連しています。脱着プロセスに関与できるエネルギーから補正された光脱着収率(eVによって脱着された分子で表される)は、光子エネルギーに依存しないため、光吸収分子にもオージェ崩壊後の状態にも依存しません。これは、オージェ散乱を介したX線誘起電子刺激脱着(XESD)が、研究された氷からの$^{15}$N$_2$および$^{13}$COの脱着を説明する主要なプロセスであることを示しています。この作品。
金星へのロケットラボミッション
| Title |
Rocket_Lab_Mission_to_Venus |
| Authors |
Richard_French,_Christophe_Mandy,_Richard_Hunter,_Ehson_Mosleh,_Doug_Sinclair,_Peter_Beck,_Sara_Seager,_Janusz_J._Petkowski,_Christopher_E._Carr,_David_H._Grinspoon,_Darrel_Baumgardner_(for_the_Rocket_Lab_Venus_Team) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07724 |
惑星の目的地への定期的で低コストのDecadalクラスの科学ミッションは、高エネルギーPhotonなどの高{\Delta}V小型宇宙船と、Electronなどの小型ロケットによって可能になり、科学者の機会拡大をサポートします。そして、科学のリターン率を高めること。金星へのロケットラボミッションは、2023年5月にベースラインの打ち上げが予定されている小型の直接侵入探査機で、最大1kgの機器を1つ収容できます。2025年1月に予備の打ち上げウィンドウを利用できます。探査ミッションは、地表から高度48～60kmにある金星の雲層で約5分間過ごし、その場での測定値を収集します。雲粒子内の有機分子を検索し、粒子組成を制限するために、低質量、低コストの自家蛍光比濁計を選択しました。
ガンマ線天体物理学のためのコンプトン望遠鏡
コンプトン望遠鏡は、MeVガンマ線エネルギー範囲の支配的な相互作用メカニズムであるコンプトン散乱に依存しています。検出器ボリューム内の複数のコンプトン散乱相互作用の位置とエネルギーを正確に記録することにより、光子の元の方向とエネルギーを回復できます。これらの強力な調査機器は、広い視野、優れた分光法、および偏光機能を備えている可能性があり、特にマルチメッセンジャー天体物理学から、MeV範囲の多くの未解決の科学問題に対処できます。最初の宇宙ベースのコンプトン望遠鏡は1991年に打ち上げられ、この分野の進歩は検出器技術の進歩とともに続いています。この章では、コンプトン散乱の物理の概要と、コンプトン望遠鏡の操作の基本原理について説明します。電子追跡と分極機能について説明します。コンプトンイベントの再構成と画像の再構成について簡単に紹介します。コンプトン望遠鏡の点広がり関数と標準性能パラメータについて説明し、注目すべき機器設計を紹介します。
衛星目視測光法
人工衛星の大きな星座が夜空の観測を妨げ始めています。これらの宇宙船の視覚等級測定は、それらの明るさを監視および特徴付けるための経験的データとして役立ちます。この論文では、明るさを目で記録するために使用される方法について説明します。視覚的な衛星の明るさの以前の研究からの選択された調査結果が要約されています。
ふたご座イータ: 拡張円盤に囲まれたコンパニオンを周回する食中の半規則変光星
| Title |
Eta_Geminorum:_An_Eclipsing_Semiregular_Variable_Star_Orbited_by_a_Companion_Surrounded_by_an_Extended_Disc |
| Authors |
Guillermo_Torres_(1)_and_Kristy_Sakano_(1,2)_((1)_Center_for_Astrophysics,_MA,_(2)_Naval_Air_Warfare_Center_Aircraft_Division,_MD) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07375 |
M型漸近巨星ブランチスターetaGem、半規則変光星、および8.2年の周期を持つ既知の分光連星の11年間の分光観測を報告します。視線速度を文献からの他のものと組み合わせて、2979日の期間を与える改良された分光軌道解を提供します。これを使用して、過去の食の時間を予測します。私たちは、アマチュアの変光星観測者やその他の情報源からのアーカイブ測光を調べ、適切な時期に発生した減光の多くの例を見つけました。これは、システムが日食しているという以前の兆候を確認し、現在、既知の期間が最も長いものにランク付けされています.二次食は見られません。約5か月続く$\sim$0.4等の食は、恒星の伴星によって生成されるには深すぎます。代わりに、コンパニオンは直径が少なくとも1.5auの大きな円盤に囲まれていると提案しますが、それよりも大きい可能性があります。次の食の中心は2029年の元旦に発生すると予測しています。
若い惑星ホスト DS Tuc A の X 線フレア
| Title |
X-ray_flares_of_the_young_planet_host_DS_Tuc_A |
| Authors |
I._Pillitteri_(1),_C._Argiroffi_(2_and_1),_A._Maggio_(1),_G._Micela_(1),_S._Benatti_(1),_F._Reale_(2),_S._Colombo_(1),_and_S.J._Wolk_(3)_((1)_INAF-Osservatorio_Astronomico_di_Palermo,_Italy,_(2)_Universit\`a_degli_Studi_di_Palermo,_Italy,_(3)_Harvard-Smithsonian_Center_for_Astrophysics,_Cambridge,_MA_-_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07415 |
要約。XMM-Newtonで40Myrの古い星DSTucAを観測し、2回のX線明るいフレアを記録しました。上昇から崩壊の終わりまでの時間は、軟X線(0.3-10keV)で約8-10ksでした。フレアは、オプティカルモニターのUVM2フィルターを使用して200～300nmの帯域でも記録されました。UVでのフレアの持続時間は約3ksでした。UVバンドのピークとX線のピークの間に観察された遅延は、加熱段階のプローブであり、その後に続く蒸発と密度の増加、およびフレアループの放出測定値です。2つのフレアピークでのコロナプラズマ温度は54-55MKに達しました。これら2つのイベントに適用されたフレアの温度と時間スケールに基づく診断により、ループの長さが5～7x10^10cmであると推測できます。これは星の半径とほぼ同じサイズです。また、フレアピークでの電子密度の値は2.3～6.5x10^11cm^-3であり、プラズマを閉じ込めるのに必要な最小磁場強度は300～500Gであると推測されます。フレア中に放出されたエネルギーは、バンド0.3-10keVで5-8x10^34erg、UVバンド(200-300nm)で0.9-2.7x10^33ergのオーダーでした。フレアは、フレアの約3.3時間後に惑星に衝突し、惑星の蒸発率を劇的に増加させたコロナ質量放出(CME)に関連していたと推測されます。RGSスペクトルから、静止状態とフレア状態の間の発光測定分布とコロナ金属の存在量を取得しました。時間分解分光法とEPICスペクトルから推測されたものと一致して、フレア中のRGSスペクトルの分析からも、高い電子密度が推測されます。
新しい $\delta$ Scuti Star ASAS J063309+1810.8 の分光学的および測光的研究
| Title |
Spectroscopic_and_Photometric_Study_of_the_new_$\delta$_Scuti_Star_ASAS_J063309+1810.8 |
| Authors |
Mohamed_I._Nouh,_Mohamed_Abdel-Sabour,_Ahmed_Shokry,_Gamal_M._Hamed,_Diaa_A._Fouda_and_Ali_Takey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07429 |
新しい脈動星ASASJ063309+1810.8(以降、ASAS06+18と呼びます)について、コッタミア天文台1.88m望遠鏡(KAO)によって収集されたBVR観測と低解像度スペクトルを提示します。測光分析の結果、この星は振幅が小さく(V等級でa=0.054-0.099)、周期が短い(102.604分)$\delta$Scuti星であることが明らかになりました。光度曲線のフーリエ解析により、2つの高調波を含む基本モードが明らかになります。測光分析により、位相0.326およびS/N21.75で2つの周波数(20.2099237cd-1、5.9130945cd-1)で49.93mmagの振幅を持つ13.0035232cd-1の更新された周波数の新しい値が得られました。利用可能なデータが与えられると、最大光の37回の新しい時間が提示され、星とそのO-Cデータの更新された天体暦が示されます。その周期が減少し、滑らかに変化すると仮定すると、(1/P)dP/dtの新しい値が決定されます。異なる位相での星のスペクトルのモデル大気分析から、有効温度と表面重力をTeff=7125±250Kおよびlogg=4.0±0.2dexとして計算しました。ボロメータ等級Mbol=2.798(0.016)、半径R=1.577(0.077)R_sun、光度L=5.714(1.066)L_sun、質量はM=1.595M_sun、脈動定数Q=0{\^m}.0338(0.0003）。進化の質量-光度と質量-半径の関係における星の位置が議論されています。
Mg II h & k 線の簡単な磁場診断に対するスペクトル分解能の影響
MgIIh&k線のコアから弱磁場近似(WFA)によって取得された磁場値に対する有限スペクトル分解能の影響を調べます。磁場の見通し線(LOS)成分$B_{\rmLOS}$を、一様に磁化されたFAL-C大気で生成された合成スペクトルから取得することは、ストークスVの内側ローブに限定した場合に正確です。.スペクトル分解能を低下させると、ストークスVの外側ローブにより顕著な影響を与える部分再分布(PRD)効果が、スペクトルスミアリングによってラインコアにもたらされ、WFAの精度が低下し、結果として推論バイアスが生じます。解像度が悪いほど顕著です。太陽黒点シミュレーションから出現するスペクトルの多様なセットに適用すると、取得した$B_{\rmLOS}$をラインコアの光学深度が1である高さでのモデル値と比較すると、良好な精度が得られます。.精度は、B~1500Gの電界強度まで維持されます。スペクトル分解能が限られているため、取得された電界が弱くなる傾向があります。磁場の横成分のWFAも評価されます。スペクトル分解能が低下すると、スペクトル混合によって線が大気のより深い層を効果的に調査することになるため、推論の精度が低下します。
Zwicky Transient Facility と球状星団: 黄色のポスト漸近巨大分岐星の gr バンド絶対等級のキャリブレーション
| Title |
Zwicky_Transient_Facility_and_Globular_Clusters:_Calibration_of_the_gr-Band_Absolute_Magnitudes_for_the_Yellow_Post-Asymptotic-Giant-Branch_Stars |
| Authors |
Chow-Choong_Ngeow,_Anupam_Bhardwaj,_Daniel_Reiley,_Russ_R._Laher,_Josiah_Purdum_and_Ben_Rusholme |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07511 |
ZwickyTransientFacilityからの時系列観測に基づいて、gバンドとrバンドの黄色のポスト漸近巨星分岐(PAGB)星の最初の絶対キャリブレーションを提示します。これらの絶対等級は、球状星団に位置する4つの黄色いPAGB星(1つの不変星と3つのタイプIIセファイド)を使用して較正されました。算術平均と線形回帰を使用して、黄色のPAGB星のgrバンド絶対等級の2つのキャリブレーションを提供します。線形回帰は、黄色のPAGB星のgバンドの絶対等級によりよく適合することを示しています。これらの較正されたgrバンド絶対等級は、時間領域総観天体調査の時代に人口IIの距離指標として使用される可能性があります。
BPS CS 22940-0009 の分光分析: 進化したヘリウム星をつなぐ
| Title |
Spectroscopic_analysis_of_BPS_CS_22940-0009:_connecting_evolved_helium_stars |
| Authors |
E._J._Snowdon,_L._J._A._Scott,_C._S._Jeffery,_V._M._Woolf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07720 |
BPSCS22940-0009はヘリウムに富むB星であり、ヘリウムに富むB準矮星と極端なヘリウム星の両方と特徴を共有しています。BPSCS22940-0009の光スペクトルは、SALT観測から分析されています。大気パラメータは$T_{\rmeff}=34970\pm370$K,$\logg/{\rmcm\,s^{-2}}=4.79\pm0.17$,$n_{\rmH}/n_{\rmHe}\simeq0.007$,$n_{\rmC}/n_{\rmHe}\simeq0.007$,$n_{\rmN}/n_{\rmHe}\simeq0.002$ですが、ヘリウムラインフィットのさらなる改善が望まれます。これにより、$g$-$T$空間内のHe-sdB集団とEHe集団の間のリンクとしてスターが配置されます。存在量プロファイルは、CNO処理によるNの濃縮と、$3\alpha$燃焼によるCの濃縮を示しています。Al、Si、Sの枯渇とFeの上限が低いことは、星が本質的に金属に乏しいことを示しています。この結果は、BPSCS22940-0009が2つのヘリウム白色矮星の合体から形成され、現在ヘリウム主系列に向かって進化していることと一致しています。
The JCMT Transient Survey: 単一エポックのトランジェントとかすかなソースの変動性
| Title |
The_JCMT_Transient_Survey:_Single_Epoch_Transients_and_Variability_of_Faint_Sources |
| Authors |
Doug_Johnstone,_Bhavana_Lalchand,_Steve_Mairs,_Hsien_Shang,_Wen_Ping_Chen,_Geoffrey_C._Bower,_Gregory_J._Herczeg,_Jeong-Eun_Lee,_Jan_Forbrich,_Bo-Yan_Chen,_Carlos_Contreras-Pena,_Yong-Hee_Lee,_Wooseok_Park,_Colton_Broughton,_Spencer_Plovie,_The_JCMT_Transient_Team |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07815 |
ミリ波波長での短期間のフレアは、恒星コロナにおける最強の磁気再結合イベントに関する独自の洞察を提供し、長期変動と組み合わさって、次世代の宇宙論調査に複雑さをもたらします。5年半にわたるJCMTTransientSurveyの850ミクロンサブミリ波モニタリング観測を8つのグールドベルト星形成領域に向けて分析し、かすかなソースからの過渡現象または長期変動の証拠を探します。〜1200の赤外線選択YSOを含む8つの領域（30分角の直径フィールド）は、平均で47回観測され、約30分の統合、または1日の合計が5.5年にわたって広がっています。この大規模なデータセット内で、2つの堅牢なかすかなソースの検出のみが回復されました。OMC2/3のJW566とNGC2023のMGM122864です。異常なサブミリ波フレアとして以前に識別されたクラスIITTauri連星系であるJW566は、依然としてユニークなままです。55mJy/ビームの~4.5シグマ検出しきい値よりも8倍明るいフレアを使用して、このサンプルの単一エポック過渡検出のみをクリアします。小さなイベントが大きなイベントよりも一般的である場合、JW566と私たちの検出限界の中間に追加の回復されたフレアがないことは不可解です。対照的に、私たちの分析で特定された他のサブミリメーター変数であるソース2864は、観測されたすべてのタイムスケールで大きく変動します。ソース2864は時折YSOとして分類されますが、ソースはブレーザーである可能性が最も高いです。電磁スペクトル全体にわたる変動の程度を使用して、ソースの分類を支援することができます。
球状星団Palomar 2のRR Lyrae星
11年にわたるCCDVIイメージング時系列を使用して、パロマー2のフィールド内の星の光度曲線を調査します。20のRRab変数と1つのRRc変数を発見しました。Gaia-DR3データの改訂により、さらに10個の変数を特定し、そのうちの6個と1個のRGBのRRabの性質を確認することができました。クラスターメンバーシップについて説明し、18個の変数がクラスターメンバーである可能性が最も高いです。星団メンバー星の11個の最高品質の光度曲線のフーリエ光度曲線分解は、星団距離27.2±1.8kpcおよび[Fe/H]ZW=-1.39±0.55の独立した推定値につながります。OoI型のクラスターを確認。
NICMOS カーネル位相干渉法 I: F110W と F170M で観測された褐色矮星のカタログ
| Title |
NICMOS_Kernel-Phase_Interferometry_I:_Catalogue_of_Brown_Dwarfs_Observed_in_F110W_and_F170M |
| Authors |
Samuel_M._Factor_and_Adam_L._Kraus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07872 |
直接イメージングと視線速度調査の間の検出の不足を埋めることは、惑星形成の理論と、半長軸の全範囲にわたる（亜）星の二値性をテストし、広い分離に近いガス巨星と亜星伴星の形成を結び付けます。近接コンパニオンを直接検出することは、非常に難しいことで知られています。コロナグラフと点像分布関数(PSF)減算法は、$\lambda/D$回折限界付近で失敗します。Argusと呼ばれる新しいかすかなコンパニオン検出パイプラインを提示します。これは、カーネル位相を分析します。これは、非冗長開口マスキングからの閉鎖位相に類似しているが、完全に隠されていない望遠鏡開口を利用する干渉計観測可能です。近くにある114個の褐色矮星(7つの異なるプログラムで観測)の\emph{HST/NICMOS}F110WおよびF170M画像アーカイブ全体に対してコンパニオン検索を実行することにより、パイプラインと干渉計の力を実証します。私たちのパイプラインは、古典的な回折限界の半分で$\sim10^2$のフラックス比までコンパニオンを検出できます。新しいコンパニオンは発見されませんでしたが、以前の19のイメージングコンパニオン(複数のエポックを持つ2つ)のアストロメトリーを回復および改良し、以前の2つのカーネルフェーズ検出を確認しました。以前に確認または提案されたコンパニオンの非検出に関して、この手法の制限について説明します。対照曲線を提示して、集団研究で非検出を活用し、従来のイメージング技術ではアクセスできない分離でこの技術の強みを実証できるようにします。私たちのサンプルのバイナリ部分($\epsilon_b=14.4^{+4.7}_{-3.0}$%)は、以前のバイナリ調査と一致しており、より緊密な分離コンパニオンに対する感度があります。
暗黒エネルギーを伴う重力波
この記事では、ダークエネルギーとして非ゼロラムダが存在する場合の摂動のテンソルモード方程式を調べます。その動的性質は、ハッブルパラメーターHおよび/またはその時間微分に依存します。暗黒エネルギーは、総真空寄与によると、放射線優勢の時代にわずかな影響を及ぼしますが、物質優勢の時代に地平線に入る波長の重力波(GW)の振幅の2乗を最大60%減少させます。.
| Title |
Nonlinear_effects_in_black_hole_ringdown |
| Authors |
Mark_Ho-Yeuk_Cheung,_Vishal_Baibhav,_Emanuele_Berti,_Vitor_Cardoso,_Gregorio_Carullo,_Roberto_Cotesta,_Walter_Del_Pozzo,_Francisco_Duque,_Thomas_Helfer,_Estuti_Shukla,_Kaze_W._K._Wong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07374 |
質量が同程度の2つのブラックホールの合体によって生成される重力波形のリングダウン段階における非線形モードの証拠を報告します。準円軌道でのブラックホール連星の合体と、高エネルギーの正面衝突ブラックホールの両方を検討します。数値シミュレーションにおける非線形モードの存在は、一般相対論的非線形性が重要であり、重力波データ解析で考慮されなければならないことを裏付けています。
シュバルツシルト ブラック ホールの非線形準正規モードの生成と伝播
| Title |
Generation_and_propagation_of_nonlinear_quasi-normal_modes_of_a_Schwarzschild_black_hole |
| Authors |
Macarena_Lagos_and_Lam_Hui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07379 |
連星ブラックホール合体の解析では、合体からリングダウン段階への重力波信号の遷移を記述するために、重力の自己相互作用を含める必要があります。この論文では、二次摂動理論を使用して、Schwarzschildブラックホールのリングダウンにおける非線形性の生成と伝播の現象論を研究します。以前の研究に続いて、グリーン関数とその因果構造が一次摂動と二次摂動の両方がどのように生成されるかを決定することを示し、したがって、これらのソリューションの両方が類似のプロパティを継承することを強調します。特に、重力ポテンシャル障壁(ライトリングと大まかに呼ばれる)のピーク付近で線形および二次準正規モード(QNM)の両方が生成される意味について説明します。2次摂動の中には、線形QNM周波数(したがって、振幅が線形値から繰り込まれます)を持つ解と、明確なスペクトルを持つ2次QNM周波数を持つ解があります。さらに、WKB解析を使用して、アイコナル極限では、光リング内で生成された波がブラックホールの地平線に向かって伝播し、外部で生成された波のみが漸近的な観測者に向かって伝播することを示します。これらの結果は、合併に近い摂動理論の妥当性に関する最近の議論に関連する可能性があります。最後に、非線形性が小さい場合でも、二次QNMは検出可能であり、より高い角高調波のリングダウンモデルの改善や将来の重力テストに役立つ可能性が高いと主張します。
ブラック ホール リングダウンの非線形性
| Title |
Nonlinearities_in_black_hole_ringdowns |
| Authors |
Keefe_Mitman,_Macarena_Lagos,_Leo_C._Stein,_Sizheng_Ma,_Lam_Hui,_Yanbei_Chen,_Nils_Deppe,_Fran\c{c}ois_H\'ebert,_Lawrence_E._Kidder,_Jordan_Moxon,_Mark_A._Scheel,_Saul_A._Teukolsky,_William_Throwe,_and_Nils_L._Vu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07380 |
摂動ブラックホール(BH)リングダウンによって放出される重力波ひずみは、通常、一次BH摂動理論を使用して解析的にモデル化されます。このレターでは、BH合併シミュレーションからリングダウンをモデル化するには、二次効果が必要であることを示します。ひずみの$(\ell,m)=(4,4)$角調波に注目して、理論上の期待と一致するバイナリBH質量比の範囲にわたって二次効果の存在を示します。二次$(4,4)$モードの振幅は、基本的な$(2,2)$モード(その親モード)で二次スケーリングを示すことがわかります。非線形モードの振幅は、線形$(4,4)$モードと同等かそれ以上です。したがって、リングダウンを正しくモデル化する(ミスマッチを1桁改善する)には、非線形効果を含める必要があります。
曲率摂動の（非）保存に関する注意
このノートでは、大規模で保存される宇宙論的摂動$\zeta$の2つの異なる定義を比較し、小規模スケールでの非保存を調べます。縦方向(コンフォーマルニュートン)ゲージのみで計算することにより、均一密度スライス上の曲率摂動の時間発展の方程式を導出します。結果は簡潔であり、エネルギー運動量テンソルの局所保存によって得られたものと互換性があります。
LiteBIRD、CMB S4、EUCLID、SKA を使用して宇宙インフレーションを素粒子物理学に接続する
宇宙摂動に対する宇宙インフレーション後の再加熱段階の影響から、他のフィールドへのインフレトン結合に対する制約を研究します。Planck、WMAP、およびBICEP/Keckの観測を組み合わせて得られた知識を定量化し、将来の観測の感度を初めて推定します。我々が検討している2つのモデル、すなわちRGIインフレーションと$\alpha$-attractor$T$モデルについて、LiteBIRDとCMBS4は再加熱温度の数桁を除外できることがわかり、EUCLIDとSKAが追加されます。RGIモデルでは、これはインフレトンカップリングの測定値に変換できますが、$\alpha$アトラクタモデルでは下限しか取得できません。これは、フィードバック効果が他の未知の素粒子物理モデルパラメータに依存するためです。私たちの結果は、インフレーションを素粒子物理学に結び付ける微物理パラメータを制約する将来の観測の可能性を示しています。これは、インフレーションの特定のモデルがより基本的な自然理論にどのように組み込まれるかを理解するための重要な手がかりを提供できます。
ICME シース内の小規模なフラックス ロープ
惑星間コロナ質量放出(ICME)のシース領域は、上流の太陽風がICMEの伝播と拡大によって偏向および圧縮されるときに形成されます。したがって、太陽風に見られる小規模なフラックスロープは、ICMEによって駆動されるシース領域に押し込まれる可能性があります。それらはまた、一連のプロセスを通じてシース内で局所的に生成される可能性があります。この作業では、ウェーブレット解析を適用して、正規化された縮小磁気ヘリシティ、正規化されたクロスヘリシティ、および正規化された残留エネルギーを取得し、それらを使用して、Wind宇宙船によって観測された55のICME駆動シース領域で小規模フラックスロープとAlfv\'en波を識別します。地球に近い太陽風で。それらの発生は、$10^{-2}～10^{-4}$Hzの間の3つの異なる周波数範囲で別々に調査されます。小規模なフラックスロープは、上流の風よりもICMEシースでより一般的であることがわかりました。これは、上流の風から圧縮されるだけでなく、シースで少なくともある程度活発に生成されることを意味します。Alfv\'en波は、上流の風とシースでより均等に発生します。この研究はまた、最高周波数(最小スケール)のフラックスロープがシース全体で比較的均一に発生する一方で、低周波数(最大スケール)のフラックスロープはICMEの前縁近くでピークに達することも明らかにしています。これは、それらが異なる物理的起源を持っている可能性があり、ICMEの最先端に近いプロセスが大規模な個体群を生成するために重要であることを示唆しています。
次世代重力波検出器による主成分分析を用いた一般相対性理論のマルチパラメータ検定
| Title |
Multiparameter_tests_of_general_relativity_using_principal_component_analysis_with_next-generation_gravitational_wave_detectors |
| Authors |
Sayantani_Datta,_M._Saleem,_K._G._Arun,_B._S._Sathyaprakash |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.07757 |
主成分分析(PCA)は、一般相対性理論(GR)のマルチパラメーターテストを最適化するための効率的なツールです。ここでは、分数変形パラメーターを導入することにより、複数のポストニュートン(PN)位相係数の同時偏差をテストします。PCAを使用して、データからPN変形パラメーターの「最適に測定された」線形結合を構築します。これは、GRからの逸脱に厳しい制限を設定し、GRを超える可能性のある物理現象を検出するのに役立ちます。この論文では、提案された次世代重力波検出器であるCosmicExplorer（CE）とEinsteinTelescope（ET）を使用して、この方法の有効性を研究します。検出器フレーム内の合計質量が20～200$\mathrm{M}_{\odot}$のコンパクトな連星を500Mpcの光度距離で観察すると、CEは3つの最も支配的な線形結合をより高い精度で測定できます。10%、最も支配的なものから0.1%を超えるものまで。質量と線形結合の特定の範囲では、ETからの制約は、CEよりも数倍優れています。この改善は、CEと比較してETの低周波感度(1～5Hz)が改善されたためです。さらに、さまざまなPN変形パラメーターに対するPCAパラメーターの感度を説明し、総質量によるそれらの変化について説明します。また、信号内の情報をしきい値までキャプチャする最も支配的な線形結合の数を定量化するための基準についても説明します。
