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Wed 17 Aug 22 18:00:00 GMT -- Thu 18 Aug 22 18:00:00 GMT

DESI クエーサーのターゲット選択と検証

Title Target_Selection_and_Validation_of_DESI_Quasars
Authors Edmond_Chaussidon,_Christophe_Y\`eche,_Nathalie_Palanque-Delabrouille,_David_M._Alexander,_Jinyi_Yang,_Steven_Ahlen,_Stephen._Bailey,_David_Brooks,_Zheng_Cai,_Sol\`ene_Chabanier,_Tamara_M._Davis,_Kyle_Dawson,_Axel_de_la_Macorra,_Arjun_Dey,_Biprateep_Dey,_Sarah_Eftekharzadeh,_Daniel_J._Eisenstein,_Kevin_Fanning,_Andreu_Font-Ribera,_Enrique_Gazta\~naga,_Satya_Gontcho_A_Gontcho,_Alma_X._Gonzalez-Morales,_Julien_Guy,_Hiram_K._Herrera-Alcantar,_Klaus_Honscheid,_Mustapha_Ishak,_Linhua_Jiang,_Stephanie_Juneau,_Robert_Kehoe,_Theodore_Kisner,_Andras_Kov\'acs,_Anthony_Kremin,_Ting-Wen_Lan,_Martin_Landriau,_Laurent_Le_Guillou,_Michael_E._Levi,_Christophe_Magneville,_Paul_Martini,_Aaron_M._Meisner,_John_Moustakas,_Andrea_Mu\~noz-Guti\'errez,_Adam_D._Myers,_Jeffrey_A._Newman,_Jundan_Nie,_Will_J._Percival,_Claire_Poppett,_Francisco_Prada,_Anand_Raichoor,_Corentin_Ravoux,_Ashley_J._Ross,_Edward_Schlafly,_David_Schlegel,_Ting_Tan,_Gregory_Tarl\'e,_Rongpu_Zhou,_Zhimin_Zhou,_Hu_Zou
URL https://arxiv.org/abs/2208.08511
DarkEnergySpectroscopicInstrument(DESI)サーベイでは、赤方偏移範囲0.9<z<2.1の暗黒物質の直接トレーサーとしてクエーサーを使用し、z>2.1のクエーサースペクトルのLy-アルファフォレストを使用して、大規模な構造を測定します。DESILegacyImagingSurveysからの3つの光学バンド(g、r、z)と、Wide-fieldInfraredExplorer(WISE)からの2つの赤外線バンド(W1、W2)の入力測光イメージングを使用して、DESIの候補クエーサーを選択するいくつかの方法を提示します。)。これらの方法は、DESIの調査検証中に広範にテストされました。このホワイトペーパーでは、さまざまな方法で得られた結果について報告し、DESIの主な調査用に最適化した選択を提示します。最終的なクエーサーターゲットの選択は、ランダムフォレストアルゴリズムに基づいており、マグニチュード範囲16.5<r<23のクエーサーを選択します。超深度観測の視覚的な選択は、主な選択が71%のクエーサー、16%の銀河、6%の星、および7%の決定的なスペクトルで構成されていることを示しています。この選択に基づくスペクトルを使用して、約1000秒の公称有効露出時間で99%を超える純度を達成する自動化されたクエーサーカタログを構築します。1平方あたり310度。主な選択により、DESIは1平方度あたり200以上のQSOを選択できます。(z>2.1の60個のクエーサーを含む)、プロジェクトの要件を20%上回っています。選択されたクエーサーの赤方偏移分布は、クエーサーの光度関数の予測とよく一致しています。

DESI Bright Galaxy Survey: 最終的なターゲットの選択、設計、および検証

Title DESI_Bright_Galaxy_Survey:_Final_Target_Selection,_Design,_and_Validation
Authors ChangHoon_Hahn,_Michael_J._Wilson,_Omar_Ruiz-Macias,_Shaun_Cole,_David_H._Weinberg,_John_Moustakas,_Anthony_Kremin,_Jeremy_L._Tinker,_Alex_Smith,_Risa_H._Wechsler,_Steven_Ahlen,_Shadab_Alam,_Stephen_Bailey,_David_Brooks,_Andrew_P._Cooper,_Tamara_M._Davis,_Kyle_Dawson,_Arjun_Dey,_Biprateep_Dey,_Sarah_Eftekharzadeh,_Daniel_J._Eisenstein,_Kevin_Fanning,_Jaime_E._Forero-Romero,_Carlos_S._Frenk,_Enrique_Gazta\~naga,_Satya_Gontcho_A_Gontcho,_Julien_Guy,_Klaus_Honscheid,_Mustapha_Ishak,_St\'ephanie_Juneau,_Robert_Kehoe,_Theodore_Kisner,_Ting-Wen_Lan,_Martin_Landriau,_Laurent_Le_Guillou,_Michael_E._Levi,_Christophe_Magneville,_Paul_Martini,_Aaron_Meisner,_Adam_D._Myers,_Jundan_Nie,_Peder_Norberg,_Nathalie_Palanque-Delabrouille,_Will_J._Percival,_Claire_Poppett,_Francisco_Prada,_Anand_Raichoor,_Ashley_J._Ross,_et_al._(12_additional_authors_not_shown)
URL https://arxiv.org/abs/2208.08512
今後5年間で、ダークエネルギー分光装置(DESI)はキットピーク国立天文台の4mメイオール望遠​​鏡で5000ファイバーの10台の分光器を使用して、最初のステージIVダークエネルギー銀河調査を実施します。$z<0.6$で、DESIBrightGalaxySurvey(BGS)は、14,000deg$^2$以上の1,000万個を超える銀河の赤方偏移を伴う暗黒エネルギー支配時代の宇宙の最も詳細な地図を作成します。この作業では、最終的なBGSターゲットの選択と調査の設計を提示して検証します。LegacySurveysから、BGSは$r<19.5$マグニチュード制限サンプル(BGSBright)をターゲットにします。より暗い$19.5<r<20.175$サンプル、高い赤方偏移効率を持つように色選択(BGSFaint)。小さい低zクエーサーサンプル。BGSは、露出時間を使用してこれらのターゲットを観察し、均一な完全性を達成するためにスケーリングし、フットプリントの各ポイントを3回訪問します。BGSがその戦略を完了し、「明るい」時間を最適に活用できることを示すために、主要な調査の前に実施された調査検証プログラムからの観察と現実的なシミュレーションを使用します。BGSターゲットの恒星汚染は1%未満であり、その密度はイメージング特性に強く依存しないことを示しています。また、BGSBrightが80%を超えるファイバー割り当て効率を達成することも確認しています。最後に、BGSBrightandFaintは、観察条件に大きく依存することなく、95%を超える赤方偏移の成功率を達成することを示します。BGSは、広範な科学的アプリケーションの要件を満たしています。BGSは、$z<0.4$で最も正確なバリオン音響振動と赤方偏移空間歪みの測定値をもたらします。また、非常に完全で高密度の銀河サンプル(Nポイント統計、マルチトレーサーなど)を必要とする新しい方法を活用する機会も提供します。BGSはさらに、銀河の個体数や銀河と暗黒物質の関係を研究するための強力なツールを提供します。

DESI輝線銀河のターゲット選択と検証

Title Target_Selection_and_Validation_of_DESI_Emission_Line_Galaxies
Authors A._Raichoor,_J._Moustakas,_Jeffrey_A._Newman,_T._Karim,_S._Ahlen,_Shadab_Alam,_S._Bailey,_D._Brooks,_K._Dawson,_A._de_la_Macorra,_A._de_Mattia,_A._Dey,_Biprateep_Dey,_G._Dhungana,_S._Eftekharzadeh,_D._J._Eisenstein,_K._Fanning,_A._Font-Ribera,_J._Garcia-Bellido,_E._Gaztanaga,_S._Gontcho_A_Gontcho,_J._Guy,_K._Honscheid,_M._Ishak,_R._Kehoe,_T._Kisner,_A._Kremin,_Ting-Wen_Lan,_M._Landriau,_L._Le_Guillou,_Michael_E._Levi,_C._Magneville,_P._Martini,_Aaron_M._Meisner,_Adam_D._Myers,_Jundan_Nie,_N._Palanque-Delabrouille,_W.J._Percival,_C._Poppett,_F._Prada,_A._J._Ross,_V._Ruhlmann-Kleider,_C._G._Sabiu,_E._F._Schlafly,_D._Schlegel,_Gregory_Tarle,_B._A._Weaver,_Christophe_Yeche,_Rongpu_Zhou,_Zhimin_Zhou_and_H._Zou
URL https://arxiv.org/abs/2208.08513
ダークエネルギー分光装置(DESI)は、宇宙の歴史の$\sim$80\%と空の3分の1にわたる$\sim$4000万の銀河外赤方偏移を収集することにより、宇宙の膨張と構造の成長を正確に制限します。すべてのDESIトレーサーの約3分の1を構成する輝線銀河(ELG)サンプルは、予想される$1.1<z<1.6$範囲を含む$0.6<z<1.6$範囲で宇宙を調べるために使用されます。最も厳しい制約を提供します。LegacySurveysイメージングに依存する、DESISV1SurveyValidationおよびMainSurveyELGサンプルのターゲット選択を提示します。メインELG選択は、$g$バンドマグニチュードカットと$(g-r)$対\$(r-z)$カラーボックスで構成され、SV1選択はメイン選択境界の拡張を調べます。メインELGサンプルは、それぞれ約1940deg$^{-2}$と460deg$^{-2}$のターゲット密度を持つ2つの互いに素なサブサンプルで構成されています。最初に、フットプリント全体の測光特性と密度の変化を特徴付けます。次に、2020年12月から2021年12月までの調査検証および本調査中に取得されたDESI分光データを分析します。\oii~flux測定に基づいて、信頼できる赤方偏移を選択するための予備基準を確立し、その性能を評価します。その基準を使用して、メインELG選択の分光効率とその赤方偏移分布を提示できます。したがって、ターゲット密度の高いサンプルを使用したメインの選択では、$0.6<z<1.1$と$1.1<z<1.6$の両方の範囲で400deg$^{-2}$を超える信頼性の高い赤方偏移が得られることを示しています。

DESI 発光赤色銀河のターゲットの選択と検証

Title Target_Selection_and_Validation_of_DESI_Luminous_Red_Galaxies
Authors Rongpu_Zhou,_Biprateep_Dey,_Jeffrey_A._Newman,_Daniel_J._Eisenstein,_K._Dawson,_S._Bailey,_A._Berti,_J._Guy,_Ting-Wen_Lan,_H._Zou,_J._Aguilar,_S._Ahlen,_Shadab_Alam,_D._Brooks,_A._de_la_Macorra,_A._Dey,_G._Dhungana,_K._Fanning,_A._Font-Ribera,_S._Gontcho_A_Gontcho,_K._Honscheid,_Mustapha_Ishak,_T._Kisner,_A._Kov\'acs,_A._Kremin,_M._Landriau,_Michael_E._Levi,_C._Magneville,_P._Martini,_Aaron_M._Meisner,_R._Miquel,_J._Moustakas,_Adam_D._Myers,_Jundan_Nie,_N._Palanque-Delabrouille,_W._J._Percival,_C._Poppett,_F._Prada,_A._Raichoor,_A._J._Ross,_E._Schlafly,_D._Schlegel,_M._Schubnell,_Gregory_Tarl\'e,_B._A._Weaver,_R._H._Wechsler,_Christophe_Y\`eche,_Zhimin_Zhou
URL https://arxiv.org/abs/2208.08515
DarkEnergySpectroscopicInstrument(DESI)は、$0.4<z<{\sim}\,1.0$.ここでは、DESILRGサンプルの選択を提示し、SurveyValidation(SV)とMainSurveyの最初の2か月のデータを使用してその分光性能を評価します。DESILegacyImagingSurveysから$g$、$r$、$z$、および$W1$フォトメトリを使用して選択されたDESILRGサンプルは、イメージング体系に対して非常に堅牢です。サンプルのターゲット密度は605deg$^{-2}$で、共動数密度は$5\times10^{-4}\h^3\mathrm{Mpc}^{-3}$で、$0.4<z<0.8$;これは、以前のLRG調査(SDSS、BOSS、eBOSSなど)よりも密度が大幅に高く、赤方偏移もはるかに高くなります。サンプル用に開発された明るい星の拒否マスクを適用した後、観察されたLRGターゲットの$98.9\%$が信頼できる赤方偏移(信頼できる赤方偏移で$0.2\%$の壊滅的な失敗率)をもたらし、LRGのわずか$0.5\%$ターゲットは星の汚染です。LRGの赤方偏移効率は、光源の明るさと実効露光時間によって異なります。この依存性を正確に特徴付ける単純なモデルを提示します。付録では、SV中に観察された拡張LRGサンプルについて説明します。

DESI サーベイ検証: 明るい銀河、明るい赤い銀河、および輝線銀河の目視検査の結果

Title The_DESI_Survey_Validation:_Results_from_Visual_Inspection_of_Bright_Galaxies,_Luminous_Red_Galaxies,_and_Emission_Line_Galaxies
Authors Ting-Wen_Lan,_R._Tojeiro,_E._Armengaud,_J._Xavier_Prochaska,_T._M._Davis,_David_M._Alexander,_A._Raichoor,_Rongpu_Zhou,_Christophe_Yeche,_C._Balland,_S._BenZvi,_A._Berti,_R._Canning,_A._Carr,_H._Chittenden,_S._Cole,_M.-C._Cousinou,_K._Dawson,_Biprateep_Dey,_K._Douglass,_A._Edge,_S._Escoffier,_A._Glanville,_S._Gontcho_A_Gontcho,_J._Guy,_C._Hahn,_C._Howlett,_Ho_Seong_Hwang,_L._Jiang,_A._Kovacs,_M._Mezcua,_S._Moore,_S._Nadathur,_M._Oh,_D._Parkinson,_A._Rocher,_A._J._Ross,_V._Ruhlmann-Kleider,_C._G._Sabiu,_K._Said,_C._Saulder,_D._Sierra-Porta,_B._Weiner,_J._Yu,_P._Zarrouk,_Y._Zhang,_H._Zou,_S._Ahlen,_S._Bailey,_D._Brooks,_A.P._Cooper,_A._de_la_Macorra,_A._Dey,_G._Dhungana,_P._Doel,_S._Eftekharzadeh,_K._Fanning,_A._Font-Ribera,_L._Garrison,_E._Gaztanaga,_R._Kehoe,_T._Kisner,_A._Kremin,_M._Landriau,_et_al._(18_additional_authors_not_shown)
URL https://arxiv.org/abs/2208.08516
ダークエネルギー分光器(DESI)サーベイは、最終的なサーベイデザインとターゲットの選択を検証するために、銀河の一連の分光測定値を取得しました。これらのタスクを支援するために、約2,500個の明るい銀河、3,500個の明るい赤色銀河、および10,000個の輝線銀河の(VI)DESIスペクトルを視覚的に検査し、堅牢な赤方偏移の識別を取得します。次に、VI赤方偏移情報を利用して、DESI操作のパフォーマンスを特徴付けます。VIカタログに基づいて、私たちの結果は、最終的な調査設計により、純度が$99\%$を超える明るい銀河、明るい赤色の銀河、および輝線銀河のサンプルが得られることを示しています。さらに、赤方偏移測定の精度は、明るい銀河と輝線銀河で約10km/s、明るい赤い銀河で約40km/sであることを示しています。3種類の銀河の平均赤方偏移精度は10km/s以内です。VIプロセスは、パイプラインによって導入された偽のスペクトル特徴を識別することによって、DESIデータの品質を向上させるのにも役立ちます。最後に、VIによって識別された、ライマン$\alpha$エミッターや強力なレンズ作用の候補など、予想外の実際の天体の例を示します。これらの結果は、特に初期の運用段階で、今後の調​​査からのデータを視覚的に検査することの重要性と有用性を示しています。

マルチフィールド宇宙論からの改善された天体物理学の回復に関する予測の不確実性

Title Predictive_uncertainty_on_improved_astrophysics_recovery_from_multifield_cosmology
Authors Sambatra_Andrianomena_and_Sultan_Hassan
URL https://arxiv.org/abs/2208.08927
宇宙論的および天体物理学的パラメーター($\Omega_{\rmm}$、$\sigma_{8}$、$A_{\rmSN1}$、$A_{\rmSN2}$)の制約が、宇宙論の複数の分野からの情報。畳み込みニューラルネットワークを使用して、CAMELSプロジェクトのIllustrisTNGからフィールドマップのさまざまな組み合わせから顕著な特徴を取得します。考慮されるフィールドは、中性水素(HI)、ガス密度(Mgas)、磁場(B)、およびガス金属量(Z)です。ベイジアン近似であるモンテカルロドロップアウトを使用して、モデルの予測に関する予測の不確実性を推定します。結果は、入力のチャネル数が増加するにつれて、モデルのパフォーマンスがすべてのパラメーターで全体的に向上することを示しています。以前の研究と比較して、私たちのモデルは天体物理パラメータを最大$5\%$高い精度で予測できます。すべてのフィールド(4チャネル入力、Mgas-HI-B-Z)を含む最適なセットアップでは、モデルはすべてのパラメーターで$R^{2}>0.96$を達成します。同様に、偶然の不確実性によって支配される合計の不確実性は、一般的にモデルのトレーニングに使用されるフィールドが増えるにつれて減少することがわかります。ドロップアウト変分推論によって得られた不確実性は、予測不確実性が実際の二乗誤差よりもはるかに大きいという点で、すべてのパラメーターで過大評価されています。単純な$\sigma$スケーリング法で構成されるキャリブレーションの後、実際のエラーからの総不確実性の平均偏差は、最大で$25\%$まで下がります($A_{\rmSN1}$で)。

Atacama Cosmology Telescope: DR4 パワー スペクトルによる暗黒物質バリオンの相互作用の限界

Title The_Atacama_Cosmology_Telescope:_limits_on_dark_matter-baryon_interactions_from_DR4_power_spectra
Authors Zack_Li,_Rui_An,_Vera_Gluscevic,_Kimberly_K._Boddy,_J._Richard_Bond,_Erminia_Calabrese,_Jo_Dunkley,_Patricio_A._Gallardo,_Yilun_Guan,_Adam_Hincks,_Kevin_M._Huffenberger,_Arthur_Kosowsky,_Thibaut_Louis,_Mathew_S._Madhavacheril,_Kavilan_Moodley,_Lyman_A._Page,_Bruce_Partridge,_Frank_J._Qu,_Maria_Salatino,_Blake_Sherwin,_Crist\'obal_Sif\'on,_Cristian_Vargas,_Edward_J._Wollack
URL https://arxiv.org/abs/2208.08985
多様な天体物理学的観測は、放射線および通常のバリオン物質と重力的にのみ相互作用する冷たい暗黒物質の存在を示唆しています。暗黒物質とバリオンの間の非ゼロ結合は、暗黒物質の粒子の性質を理解するための重要なステップを提供します。宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の測定は、実験室での検索を補完するような結合に対する制約を提供します。この作業では、プランク衛星からの大規模なCMBデータとAtacamaCosmologyTelescope(ACT)DR4データからの小規模な情報を組み合わせることにより、陽子と電子による暗黒物質の弾性散乱のさまざまなモデルに上限を設定しました。速度に依存しない散乱の場合、CMB異方性からの以前の制約よりも40\%狭い陽子の相互作用断面積の境界を取得します。速度依存の散乱を伴う一部のモデルでは、ゼロからの偏差が2$\sigma$の最適な断面を見つけますが、これらの散乱モデルは、モデル選択に関して$\Lambda$CDMよりも統計的に優先されません。

フォトメトリとアストロメトリを組み合わせて直接画像化された太陽系外惑星の軌道検索を改善

Title Combining_Photometry_and_Astrometry_to_Improve_Orbit_Retrieval_of_Directly_Imaged_Exoplanets
Authors Margaret_Bruna,_Nicolas_B._Cowan,_Julia_Sheffler,_Hal_M._Haggard,_Audrey_Bourdon,_Mathilde_M\^alin
URL https://arxiv.org/abs/2208.08447
Roman、HabEx、LUVOIRなどの将来のミッションでは、反射光で太陽系外惑星を直接撮影します。現在の近赤外直接イメージング検索は、その明るさが軌道位相に依存しない若い自己発光惑星にのみ敏感ですが、反射光イメージングは​​、位相変動による軌道上の惑星の明るさの変化を明らかにします。最初の目的の1つは、アストロメトリーを介して惑星の軌道を決定することです。これは、天空平面内の主星に対する惑星の投影位置です。位相変動が、2つまたは3つの直接画像を使用した軌道検索の精度と精度を大幅に向上させることができることを示します。これにより、系外惑星の分類がスピードアップし、その後の分光特性評価の効率が向上します。天空平面上の主星に対する惑星の2次元位置と、惑星/星フラックス比の合成観測を生成するためのフォワードモデルを開発します。合成データは、ケプラー軌道とHenyey-Greenstein位相変動に適合し、軌道と位相パラメータを取得します。投影された分離における0.01AUのアストロメトリーの不確実性と10^-12のフラックス比の不確実性について、位相曲線が形状はわかっていますが、振幅は不明です。位相曲線の形状と振幅が先験的に未知である、より現実的なシナリオでは、測光は2エポックで16%、3エポックで50%精度を向上させます。

VHS J1256-1257AB b システムの質量、年代、アーキテクチャについて

Title On_the_Masses,_Age,_and_Architecture_of_the_VHS_J1256-1257AB_b_System
Authors Trent_J._Dupuy,_Michael_C._Liu,_Elise_L._Evans,_William_M._J._Best,_Logan_A._Pearce,_Aniket_Sanghi,_Mark_W._Phillips,_Daniella_C._Bardalez_Gagliuffi
URL https://arxiv.org/abs/2208.08448
VHSJ1256-1257ABは超低温矮星連星であり、JWST系外惑星早期放出科学プログラムの重要なターゲットである、惑星と質量の距離が広い伴星をホストしています。Keck適応光学イメージングと開口マスキング干渉計を使用して、ホスト連星の軌道を決定しました($a=1.96\pm0.03$au、$P=7.31\pm0.02$yr、$e=0.8826^{+0.0025}_{-0.0024}$)、その動的総質量($0.141\pm0.008$$M_{\odot}$)を測定しました。この総質量は、VHSJ1256-1257ABが褐色矮星連星または非常に低質量の星のペアであることと一致しています。さらに、VHSJ1256-1257ABの重心に対するVHSJ1256-1257bの軌道運動を測定したところ、広い伴星の軌道も偏心していることがわかりました($e=0.73^{+0.09}_{-0.10}$)、中央連星に対して$116^{\circ}\pm16^{\circ}$の相互傾斜があります。この軌道アーキテクチャは、VHSJ1256-1257bが動的散乱によって大きな相互傾斜を達成し、その後、Kozai-Lidovサイクルを駆動してVHSJ1256-1257ABの離心率を励起することと一致しています。VHSJ1256-1257ABについて、低質量恒星/亜恒星の進化モデルから$140\pm20$Myrの冷却年齢を導き出します。この年齢では、VHSJ1256-1257bの光度は、重水素不活性および重水素融合進化の軌跡の両方と一致しています。したがって、Saumon&Marleyから、VHSJ1256-1257bの質量の双峰確率分布($11.8\pm0.2$$M_{\rmJup}$または$16\pm1$$M_{\rmJup}$)を見つけます。(2008)ハイブリッドモデル。HDOやCH$_3$Dなどのアイソトポローグを測定するための将来の分光データは、この縮退を打破し、重水素-核融合の質量境界におけるサブスターモデルの強力なテストを提供する可能性があります。

原始惑星系円盤におけるストリーミング不安定性と垂直せん断不安定性の共存: 2 次元グローバル モデルで探索される微惑星形成のしきい値

Title The_coexistence_of_the_streaming_instability_and_the_vertical_shear_instability_in_protoplanetary_disks:_Planetesimal_formation_thresholds_explored_in_two-dimensional_global_models
Authors Urs_Sch\"afer_and_Anders_Johansen
URL https://arxiv.org/abs/2208.08451
ストリーミングの不安定性は、微惑星の形成を誘発する有望なメカニズムです。それにもかかわらず、このプロセスは、以前の研究で、ダスト対ガスの表面密度比または観測値と比較して強化されたダストサイズのいずれかを必要とすることがわかっています。原始惑星系円盤の2次元グローバルシミュレーションを使用して、垂直せん断不安定性とストリーミング不安定性が協調して、単独でのストリーミング不安定性よりも低い表面密度比と小さなダストサイズの微惑星形成に十分なダスト濃度を引き起こす可能性があることを示します。特に、観察上の制約と一致する条件下で。これは、垂直せん断不安定性によって引き起こされた圧力バンプで形成されるダスト過密が、ストリーミング不安定性のシードとして機能し、それによって強化されるためです。私たちの2次元モデルには自己重力は含まれていませんが、強力なダストの凝集と重力的に不安定な過密度の形成(および溶解)は、最大または平均のダスト対ガス体積密度の進化から確実に推測できることがわかりました。比。垂直方向のせん断不安定性により、ダスト層が膨らみ、中央平面のダスト対ガスの平均密度比が1を大幅に下回ります。したがって、垂直せん断不安定性と調和して作用する場合、ストリーミング不安定性を介して微惑星形成を引き起こすために、平面中央密度比が1に達する必要はないことがわかります。

過去と未来の彗星ミッション

Title Past_and_Future_Comet_Missions
Authors C._Snodgrass_and_L._Feaga_and_G._H._Jones_and_M._Kueppers_and_C._Tubiana
URL https://arxiv.org/abs/2208.08476
彗星IIの本が出版されて以来、最近起こったものに焦点を当てて、宇宙船と彗星との遭遇の歴史をレビューします。これには、フライバイミッションのスターダストとディープインパクト、およびそれぞれの拡張ミッション、ロゼッタランデブーミッション、偶然の出会いが含まれます。これらすべてのミッションの結果は本書全体に記載されていますが、この章では、各ミッションの動機となった疑問、これらの疑問に答えるために必要な技術、および各ミッションが新たな調査領域を開いた場所に焦点を当てています。将来の技術と宇宙ミッションが答えなければならない多くの疑問が残っています。また、まだ選択されていないミッションによって追求される可能性のある計画された次のステップとルートについても説明し、最終的には実験室での研究のための核氷の極低温サンプルの返却につながります。

移動性アウトバーストヒルダ天体 282P/(323137) 2003 BM80

Title Migratory_Outbursting_Quasi-Hilda_Object_282P/(323137)_2003_BM80
Authors Colin_Orion_Chandler,_William_J._Oldroyd,_Chadwick_A._Trujillo
URL https://arxiv.org/abs/2208.08592
オブジェクト282P/(323137)2003BM80は持続的な活動の爆発を起こし、これまで15か月以上続いていることを報告します。これらの調査結果の一部は、ここで紹介するNASAパートナーの市民科学プロジェクトActiveAsteroids(http://activeasteroids.net)から生じています。観測キャンペーン(バチカン先端技術望遠鏡、ローウェルディスカバリーテレスコープ、およびジェミニサウス望遠鏡)を通じて282Pの新しい観測を取得し、282PがUT2022年6月7日、2021年から約15か月後に活動していたことを確認しました。2022年エポック。我々は、282Pを準ヒルダ天体のメンバーとして分類している。準ヒルダ天体は、ヒルダ小惑星(木星と3:2共鳴している天体)に類似しているが、それらの動的特性が異なる軌道領域にある動的に不安定な天体のグループである。私たちの動的シミュレーションは、282Pが過去180年間に木星と少なくとも5回、土星と1回接近したことを示しています。282Pは、250年前のケンタウロスまたは木星系彗星(JFC)である可能性が最も高いです。350年後には、約15回の木星との強い相互作用の後、282Pが移動してJFCになるか、可能性は低いですがメインベルトの小惑星になるでしょう。これらの移動は、ケンタウロスとJFCを準ヒルダスと、潜在的に活動中の小惑星と接続する動的な経路を浮き彫りにします。これらの結果を熱力学的モデリングと新しい活動観察で総合すると、揮発性昇華が主要な活動メカニズムであることがわかります。2023年に可能になると予想される静止282Pの観測は、回転周期を測定し、スペクトルタイプを確認することにより、仮説を確認するのに役立ちます。

A Stream Come True -- 潮汐尾、貝殻、流れ、平面を銀河の運動学と形成史と結び付ける

Title A_Stream_Come_True_--_Connecting_tidal_tails,_shells,_streams,_and_planes_with_galaxy_kinematics_and_formation_history
Authors Lucas_M._Valenzuela,_Rhea-Silvia_Remus
URL https://arxiv.org/abs/2208.08443
環境。銀河の低表面輝度観測と宇宙論的シミュレーションの質と解像度が急速に向上したことで、銀河の外側の緩和されていない領域における形成履歴の痕跡のますます徹底的な調査が可能になり、銀河形成の別のトレーサーとの直接比較が可能になりました。内部運動学。ねらい。最先端の流体力学的宇宙論シミュレーションであるマグネティクムパスファインダーを使用して、潮汐尾、貝殻、ストリーム、および衛星面を特定し、それらの存在をホスト銀河の回転サポートと形成履歴の量に関連付けます。メソッド。潮汐の特徴は、複数の科学者が個別にシミュレートされた銀河の3次元レンダリングから視覚的に分類されます。参加している個人の少なくとも半分によって特定された機能のみが、既存の機能と見なされます。結果は、MATLASサーベイの観測結果と比較されます。結果。シェルは、シミュレーションと観測の両方で、運動学的にゆっくりと回転する銀河の周りに優先的に見られますが、ストリームはすべての種類の銀河の周りに見られ、回転のサポートが少ない銀河の周りに存在する可能性がわずかに高くなります.しかし、尾と衛星面は、中心銀河の内部運動学とは独立して現れており、内部運動学に(まだ)影響を与えていないプロセスによって形成されていることを示しています。結論。殻は放射状の合体イベントによって形成されますが、ストリームは円形の合体の落下の残骸であるため、これは、合体イベントの軌道角運動量がホスト銀河の変換において以前に予想されていたよりも重要な役割を果たす可能性があることを示唆しています.与えられた低速回転子の周りのシェルの存在は、半径方向の合体形成シナリオを低速回転子の他の形成経路から区別するためにさらに使用できます。

JWSTALMA による $z=3.06$ のダスティ グランド デザイン渦巻銀河の同定

Title The_Identification_of_a_Dusty_Grand_Design_Spiral_Galaxy_at_$z=3.06$_with_JWST_and_ALMA
Authors Yunjing_Wu,_Zheng_Cai,_Fengwu_Sun,_Fuyan_Bian,_Xiaojing_Lin,_Zihao_Li,_Mingyu_Li,_Franz_E._Bauer,_Eiichi_Egami,_Xiaohui_Fan,_Jorge_Gonz\'alez-L\'opez,_Jianan_Li,_Feige_Wang,_Jinyi_Yang,_Shiwu_Zhang,_and_Siwei_Zou
URL https://arxiv.org/abs/2208.08473
スパイラルアームは、星の形成と銀河の進化において重要な役割を果たします。この論文では、ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)NIRISSイメージングとグリズム分光法を使用して、$z=3.059$にある塵の多い壮大なデザインのような渦巻銀河"A2744-DSG-$z3$"の同定を報告します。A2744-DSG-$z3$は、アルマ望遠鏡で重力レンズ効果のあるサブミリ銀河として発見されました。これは、これまでに見られた中で最も遠いグランドデザインの星の渦巻き構造であり、壮大なデザインの渦巻きが現れるエポックとして$z\approx3$を示唆する宇宙論的シミュレーションと一致しています。重力レンズ効果とJWSTの優れた空間分解能のおかげで、渦巻き腕は$\approx290$\,pcの空間分解能で解像されます。SEDフィッティングに基づくと、レンズ効果を補正した後、渦巻銀河のレンズが除去された星形成率は$85\pm30\M_{\odot}$yr$^{-1}$であり、星の質量は$\approx10^です。{10.6}\M_{\odot}$であり、A2744-DSG-$z3$が主系列銀河であることを示しています。スパイラルアームをフィッティングした後、恒星の有効半径($R_{e,\rm{star}}$)は$7.3\pm0.8$kpcであることがわかります。ALMAと比較すると、塵と星の間の実効半径比は$\approx0.2$であり、$z\sim2$にある巨大なSFGと同様であり、A2744-DSG-$z3$にコンパクトな塵のコアがあることを示しています。さらに、この銀河は、A2744-DSG-$z3$、JWST/NIRISSおよびALMAによって分光学的に確認された$z=3.05-3.06$の少なくとも3つの銀河を含むグループ環境に存在しているように見え、レンズ効果が補正された範囲内に存在します。、$\約70$kpcの予測規模。これは、非対称の明るさプロファイルとともに、$z\gtrsim3$での小規模な合併イベントによってスパイラルアームがトリガーされる可能性があることをさらに示唆しています。

RELICS: SMACSJ0723.3-7327のストロングレンズモデル

Title RELICS:_Strong_Lens_Model_of_SMACSJ0723.3-7327
Authors Keren_Sharon,_Mandy_C._Chen,_Guillaume_Mahler,_Dan_Coe,_and_the_RELICS_Collaboration
URL https://arxiv.org/abs/2208.08483
RELICSHSTトレジャリープログラム(ReionizationLensingClusterSurvey;GO-14096)のデータおよび高レベル科学製品(HLSP)リリースの一部として公開された、SMACSJ0723.3-7327の強力なレンズモデルの詳細を提示します。、PI:Coe)。モデルプロダクトは、2017年に10.17909/T9SP45を介して宇宙望遠鏡のミクルスキーアーカイブ(MAST)で利用できるようになりました。ここでは、HSTベースのRELICSレンズモデルで使用された制約のリストと、データおよびHLSPリリースでは公開されていないモデリングの選択。このモデルはLenstoolで計算され、8つのソースの複数の画像を使用し、分光赤方偏移はありません。イメージプレーンのRMSは0".58でした。

HST と Gaia を使用したアーチと 5 つ子星団の軌道の測定: 銀河中心付近での星形成のシナリオの探索

Title Measuring_the_Orbits_of_the_Arches_and_Quintuplet_Clusters_using_HST_and_Gaia:_Exploring_Scenarios_for_Star_Formation_Near_the_Galactic_Center
Authors Matthew_W._Hosek_Jr.,_Tuan_Do,_Jessica_R._Lu,_Mark_R._Morris,_Andrea_M._Ghez,_Gregory_D._Martinez,_Jay_Anderson
URL https://arxiv.org/abs/2208.08508
銀河中心近くにある2つの若い大質量星団であるArches星団とQuintuplet星団の新しい絶対固有運動測定値を提示します。マルチエポックHST観測を使用して、ガイアEDR3カタログと共通の星を使用して確立されたICRF座標で、アーチ($\sim$35,000星)および5つ子($\sim$40,000星)フィールドの適切な運動カタログを構築します。クラスターのバルク固有運動は、($\mu_{\alpha*}$,$\mu_{\delta}$)=(-0.80$\pm$0.032,-1.89$\pm$0.021)masと測定されます。アーチの/yrと($\mu_{\alpha*}$,$\mu_{\delta}$)=(-0.96$\pm$0.032,-2.29$\pm$0.023)質量/年5つ組、過去の測定値より$\sim$5倍高い精度を達成しています。現在の視線距離の不確実性を組み込むクラスター軌道のプロパティに最初の制約を設定します。星団は$\sim$25pcよりもSgrA*に近づくことはなく、寿命内に核星団に影響を与える可能性は低くなります。さらに、クラスターの軌道は円形であることと一致しません。r$_{apo}$/r$_{peri}$の平均値は、両方のクラスターで$\sim$1.9(離心率$\sim$0.31に相当)です。最後に、クラスターが共通の軌道を共有していないことを発見し、Kruijssenらによって導き出されたオープンストリーム軌道上の分子雲からクラスターが形成されたという1つの提案された形成シナリオに挑戦します。(2015)。一方、クラスターの誕生位置と速度に関する私たちの制約は、クラスターがx1とx2バー軌道ファミリー上のガス雲間の衝突によって形成されたシナリオを穏やかにサポートします。

DESI 天の川調査の概要

Title Overview_of_the_DESI_Milky_Way_Survey
Authors Andrew_P._Cooper,_Sergey_E._Koposov,_Carlos_Allende_Prieto,_Christopher_J._Manser,_Namitha_Kizhuprakkat,_Adam_D._Myers,_Arjun_Dey,_Boris_T._Gaensicke,_Ting_S._Li,_Constance_Rockosi,_Monica_Valluri,_Joan_Najita,_Alis_Deason,_Anand_Raichoor,_Mei-Yu_Wang,_Yuan-Sen_Ting,_Bokyoung_Kim,_Andreia_Carrillo,_Wenting_Wang,_Leando_Beraldo_e_Silva,_Jesse_Han,_Jiani_Ding,_Miguel_Sanchez-Conde,_Jessica_N._Aguilar,_Steven_Ahlen,_Stephen_Bailey,_Vasily_Belokurov,_David_Brooks,_Katia_Cunha,_Kyle_Dawson,_Andreu_Font-Ribera,_Jaime_E._Forero-Romero,_Enrique_Gaztanaga,_Satya_Gontcho_A_Gontcho,_Julien_Guy,_Klaus_Honscheid,_Robert_Kehoe,_Theodore_Kisner,_Anthony_Kremin,_Martin_Landriau,_Michael_E._Levi,_Paul_Martini,_Aaron_M._Meisner,_Ramon_Miquel,_Claire_Poppett,_Francisco_Prada,_Nabeel_Rehemtulla,_Edward_Schlafly,_David_Schlegel,_David_H._Weinberg,_Zhimin_Zhou,_Hu_Zou
URL https://arxiv.org/abs/2208.08514
キットピーク国立天文台のMayall4m望遠鏡でダークエネルギー分光装置(DESI)を使用して実施される天の川サーベイ(MWS)について説明します。今後5年間で、DESIMWSは銀河緯度|b|>20度で約700万個の星を観測し、厚い円盤と星のハローに焦点を当てた包括的ターゲット選択スキームを使用します。MWSには、白色矮星、太陽から100パーセント以内の低質量星、水平枝星など、まれな星型の完全性の高いサンプルもいくつか含まれます。銀河の構造と星の進化の理解を進めるDESIの可能性を要約します。主なMWSターゲットクラスの最終的な定義を紹介し、観測される各クラスの星の数を推定します。動径速度、大気パラメータ、および化学的存在量を導出するためのパイプラインについて説明します。DESIサーベイ検証プログラム(SV)から独自の恒星ターゲットの約500,000スペクトルを使用して、当社のパイプラインが約1km/sまでの動径速度と[Fe/H]を約0.2dexの精度で測定できることを実証します。サンプル。100平方度から恒星パラメータ分布を見つけます。メインサンプルで90%を超える完全性を持つSV観察結果は、模擬カタログや以前の調査からの期待とよく一致しています。

DESI サーベイ検証: クエーサー サーベイ スペクトルの目視検査の結果

Title The_DESI_Survey_Validation:_Results_from_Visual_Inspection_of_the_Quasar_Survey_Spectra
Authors David_M._Alexander_(Durham),_Tamara_M._Davis_(Queensland),_E._Chaussidon,_V._A._Fawcett,_Alma_X._Gonzalez-Morales,_Ting-Wen_Lan,_Christophe_Yeche,_S._Ahlen,_J._N._Aguilar,_E._Armengaud,_S._Bailey,_D._Brooks,_Z._Cai,_R._Canning,_A._Carr,_S._Chabanier,_Marie-Claude_Cousinou,_K._Dawson,_A._de_la_Macorra,_A._Dey,_Biprateep_Dey,_G._Dhungana,_A._C._Edge,_S._Eftekharzadeh,_K._Fanning,_James_Farr,_A._Font-Ribera,_J._Garcia-Bellido,_Lehman_Garrison,_E._Gaztanaga,_Satya_Gontcho_A_Gontcho,_C._Gordon,_Stefany_Guadalupe_Medellin_Gonzalez,_J._Guy,_Hiram_K._Herrera-Alcantar,_L._Jiang,_S._Juneau,_Naim_Karacayli,_R._Kehoe,_T._Kisner,_A._Kovacs,_M._Landriau,_Michael_E._Levi,_C._Magneville,_P._Martini,_Aaron_M._Meisner,_M._Mezcua,_R._Miquel,_P._Montero_Camacho,_J._Moustakas,_Andrea_Munoz-Gutierrez,_Adam_D._Myers,_et_al._(20_additional_authors_not_shown)
URL https://arxiv.org/abs/2208.08517
DarkEnergySpectroscopicInstrument(DESI)調査検証(SV)の重要なコンポーネントは、主要な調査指標を定量化するための光学分光データの詳細な目視検査(VI)です。この論文では、ディープ共付加SVスペクトルを使用したクエーサー調査のVIからの結果を提示します。主な調査対象の大部分(~70%)が分光学的にクエーサーとして確認され、~16%の銀河、~6%の星、および~8%の低品質スペクトルが信頼できる特徴を欠いていることを示しています。クエーサーの無視できない割合は、標準のDESI分光パイプラインによって誤認されますが、パイプライン後の「アフターバーナー」クエーサー識別アプローチを使用して大部分を回復できることを示します。これらの「アフターバーナー」を標準のパイプラインと組み合わせて、修正されたパイプラインを作成し、全体的なクエーサーの完全性を向上させます。主なDESI調査の深さでは、両方のパイプラインが99%の良好な赤方偏移純度(3000km/s以内で測定された信頼できる赤方偏移)を達成しています。ただし、変更されたパイプラインは、標準のパイプラインからわずか~86%と比較して、視覚的に検査されたクエーサーの~94%を回復します。両方のパイプラインが全体的な赤方偏移の精度と精度をそれぞれ約100km/sと約70km/sに達成することを示しています。標準的な分光パイプラインでは一部のクエーサーが見逃される理由を調査するために合成スペクトルを構築し、それらが標準的なパイプラインのクエーサーよりもホスト銀河が支配的である、および/またはダストが赤くなっていることを発見しました。また、DESIクエーサーサンプルの全体的な多様性を示すスペクトルの例を示し、2つのターゲットが単一のDESIスペクトルに寄与する強力なレンズ候補を提供します。

アルマ望遠鏡による近くのセイファート銀河 NGC 1068 のキロパーセク スケールの噴流の先端にあるパーセク スケールのブロブの検出

Title ALMA_detection_of_parsec-scale_blobs_at_the_head_of_kiloparsec-scale_jet_in_the_nearby_Seyfert_galaxy_NGC_1068
Authors Tomonari_Michiyama,_Yoshiyuki_Inoue,_Akihiro_Doi,_and_Dmitry_Khangulyan
URL https://arxiv.org/abs/2208.08533
近くのセイファート銀河NGC1068で見られるキロパーセクスケールのジェットの$0.05$アーク秒(3pc)分解能で$\approx100$GHzでのAtacamaLargeMillimeter/submillimeterArray観測を提示し、パーセクスケールのブロブの存在を報告します。ジェットの頭。検出された電波フラックス($\approx0.8$mJy)、スペクトルインデックス($\approx0.5$)、およびブロブサイズ($\approx10$pc)の組み合わせは、$B\approx240\の強い磁場を示唆しています。,\mu$G.このような強い磁場は、宇宙線を流すことによる磁場増幅を意味する可能性が最も高いです。ジェットによる推定宇宙線出力は、この銀河の星形成活動​​によって設定された限界を超える可能性があります。この結果は、適度な出力のジェットでさえ、銀河バルジを通って伝播する間に銀河宇宙線の含有量を増加させることができることを示唆しています。

オリオン KL 星雲における CH$_3$OD 存在量と温度の関係について

Title On_the_Relationship_between_CH$_3$OD_Abundance_and_Temperature_in_the_Orion_KL_Nebula
Authors Olivia_H._Wilkins_(1,_2)_and_Geoffrey_A._Blake_(1,3)_((1)_Division_of_Chemistry_and_Chemical_Engineering,_California_Institute_of_Technology,_(2)_Current:_NASA_Postdoctoral_Program_Fellow,_NASA_Goddard_Space_Flight_Center,_(3)_Division_of_Geological_and_Planetary_Sciences,_California_Institute_of_Technology)
URL https://arxiv.org/abs/2208.08543
星形成領域における単一重水素化メタノール同位体[CH$_{2}$DOH]/[CH$_{3}$OD]の相対存在量は、統計的に予想される比率3から逸脱しています。オリオンKLでは、地球に最も近い大質量星形成領域であり、単一重水素化メタノール比は約1であり、この観測の原因は30年近く理論を通じて調査されてきました。AtacamaLargeMillimeter/submillimeterArrayを使用してオリオンKLの高角度分解能観測を提示し、星雲全体のCH$_{3}$OD列密度の小規模な変化をマッピングします。星と惑星の形成。CH$_{3}$ODカラム密度が温度によってどのように変化するかを検討することにより、観測されたカラム密度を大幅に変更できる化学プロセスの証拠を見つけます。天文学的データは既存の理論的研究と比較され、ダスト粒子の氷のマントルにあるメタノールのヒドロキシル部位でのCH$_{3}$OHと重水(つまり、HDOとD$_{2}$O)の間のD-H交換をサポートします。.強化されたCH$_{3}$OD列密度は、ホットコア-SW領域に局在しており、このパターンは、巨大な分子雲における氷マントル化学と星形成の共進化に関連している可能性があります。この作業は、OrionKLにおける重水素化メタノール化学に関する新しい視点を提供し、将来の理論的、実験的、および観察的作業を導く可能性のある考慮事項を通知します。

南極超拡散銀河と低表面輝度銀河の HIPASS 研究

Title HIPASS_study_of_southern_ultradiffuse_galaxies_and_low_surface_brightness_galaxies
Authors Yun-Fan_Zhou,_Chandreyee_Sengupta,_Yogesh_Chandola,_O._Ivy_Wong,_Tom_C._Scott,_Yin-Zhe_Ma,_and_Hao_Chen
URL https://arxiv.org/abs/2208.08640
ダークエネルギー調査(DES)から特定された低表面輝度銀河(LSBG)と超拡散銀河(UDG)のサンプルに対して、HIParkesAllSkySurvey(HIPASS)を使用したHI対応検索の結果を提示します。DESLSBGの赤方偏移を確立して、UDGの割合を決定し、その特性を理解することを目的としました。調査した409個の銀河のうち、HIで明確に検出された銀河はありませんでした。私たちの研究は、HIPASSの高いスペクトルrmsによって大幅に妨げられたため、この論文では、強力な決定的な主張はしませんが、結果が反映する主な傾向と考えられるシナリオについて説明します。非検出の圧倒的な数は、次のことを示唆しています:(A)グループ内のすべてのLSBG(青または赤)が環境支援前処理を受けており、HIが不足しているか、それらの大部分が遠方の銀河であり、HIPASS検出しきい値を超えています。.(B)調査されたサンプルは、矮小銀河に典型的なHI質量を持つ銀河によって支配されている可能性が最も高いです。私たちのサンプルに天の川(MW)サイズ(R_e)の銀河があり、それに比例したHIコンテンツがあれば、HIPASSスペクトル品質による制限があっても検出されたはずです。これにより、LSBGの一部がMWサイズの光学直径を持っている場合、それらのHI含有量はおそらく矮星の範囲にあると推測されます。将来的にSKA前駆体を使用したより敏感な観察により、これらの問題が解決される可能性があります。

宇宙の夜明けにおけるファーストライトでシミュレートされた銀河のダスト温度と放射

Title Dust_Temperature_and_Emission_of_FirstLight_Simulated_Galaxies_at_Cosmic_Dawn
Authors Muzammil_Mushtaqa,_Prajwal_Hassan_Puttasiddappa
URL https://arxiv.org/abs/2208.08658
POLARIS2をモンテカルロ光子輸送シミュレータとして使用することにより、赤方偏移が6と8のFirstLight1でシミュレートされた銀河のダスト温度とその赤外放射の挙動を調べます。銀河の星間物質(ISM)のダスト温度($T_{dust}$)を計算するために、POLARISは次の3つの重要なパラメーターを入力として必要とします。これはFirstLight銀河から取得されたものです。(2)離散双極子近似コード(DDSCAT)モデルから導き出されるダスト粒子の固有の特性。(3)星の粒子の光学特性は、バイナリ人口およびスペクトル合成(BPASS)モデルから抽出されたスペクトルエネルギー分布(SED)の形式です。私たちのシミュレーションは、銀河の視線赤外線放射マップとともに、平衡ダスト温度の3Dマップを作成しました。私たちの結果は、高赤方偏移での宇宙マイクロ波背景放射(CMB)放射によるダストの過剰な加熱の重要性を示しており、その結果、中赤外線(M-FIR)ダスト放出が増加します。ダスト温度モデルのさまざまな評価は、銀河の光学的および固有の特性にさまざまに関連しています。

G2.4$+$1.4 の統合電波スペクトル

Title The_integrated_radio_spectrum_of_G2.4$+$1.4
Authors D._A._Green
URL https://arxiv.org/abs/2208.08694
銀河系の源G2.4$+$1.4は、極端なウルフ-ライエ星を含む光学的および電波星雲です。限られた観測に基づいていたにもかかわらず、この源は明らかに非熱的な電波スペクトルのため、かつては超新星の残骸と見なされていました。その後の観測では、代わりに、G2.4$+$1.4のフラットで光学的に薄い熱電波スペクトルが支持され、超新星残骸ではなく、光イオン化された質量損失バブルとして識別されました。しかし、最近では、このソースは非熱的に統合された無線スペクトルを持っていると主張されています。さまざまな調査から得られたG2.4$+$1.4の統合電波束密度について説明し、ギガヘルツ周波数で平坦なスペクトルを持っていることを示します(スペクトルインデックス$\alpha$は$0.02\pm0.08$で、フラックスは密度$S$は、周波数$\nu$で$S\propto\nu^{-\alpha}$としてスケーリングされます)。

銀河の中性ガス加熱への多環芳香族炭化水素イオン化の寄与

Title Contribution_of_polycyclic_aromatic_hydrocarbon_ionization_to_neutral_gas_heating_in_galaxies
Authors O._Bern\'e,_S._Foschino,_F._Jalabert,_C._Joblin
URL https://arxiv.org/abs/2208.08762
[要約]大質量星からの紫外線(UV)光子による多環式芳香族炭化水素(PAH)のイオン化は、銀河の中性ガスの加熱の大部分を説明すると予想されます。ただし、この提案の評価は、観察診断をPAHイオン化を記述する分子モデルの結果と直接比較する能力によって制限されています。この記事の目的は、実験室での実験とPAHの量子化学計算から得られた分子パラメーターの最新の値を利用し、モデル化された値と、PAHの電荷状態とPAHの加熱効率の観察診断との間の詳細な比較を提供することです。単純な解析モデルを使用しているにもかかわらず、星形成領域、銀河、原始惑星系円盤などの環境で、広範囲の放射線場と物理的条件にわたって、モデルの結果と観測診断との間に良好な一致が得られます。さらに、PAHによるモデル化された光電加熱速度は、ガス放出によって与えられる観察された冷却速度に近いことがわかりました。これらの結果は、PAHイオン化がこれらの環境における中性ガス加熱の主な原因であることを示しています。したがって、PAHによる光電加熱モデルの結果を使用して、銀河におけるUV放射加熱の寄与を評価することができます(対衝撃など)。PAHの加熱速度と加熱効率を計算するために、モデルの結果に適合する実験式と完全なPythonコード自体を提供します。

極度の金属欠乏星形成銀河 HSC J1631+4426 の光学分光: 強線法のテスト

Title Optical_spectroscopy_of_the_extremely_metal-deficient_star-forming_galaxy_HSC_J1631+4426:_a_test_of_the_strong-line_method
Authors T._X._Thuan_(1),_N._G._Guseva_(2),_Y._I._Izotov_(2)_((1)_Astronomy_Department,_University_of_Virginia,_Charlottesville,_USA,_(2)_Bogolyubov_Institute_for_Theoretical_Physics,_National_Academy_of_Sciences_of_Ukraine,_Kyiv,_Ukraine)
URL https://arxiv.org/abs/2208.08766
最近、小島と共著者は、低質量の星形成銀河HSCJ1631+4426で記録的な低い酸素量、12+logO/H=6.90+/-0.03を報告しました。この非常に低い酸素存在量は、[OIII]4363輝線を使用した直接法によって得られました。ただし、Izotovらによるストロングライン法を使用します。(2019b)、これらの著者は、有意に高い金属量12+logO/H=7.175+/-0.005を導き出しました。この状況を明らかにするために、大型双眼鏡(LBT)/多天体二重分光器(MODS)でHSCJ1631+4426の新しい観測を取得しました。直接法を使用して、より高い酸素存在量、12+logO/H=7.14+/-0.03を導出しました。この値は、ストロングライン法によって得られた酸素存在量に似ています。したがって、HSCJ1631+4426は、よく知られている青色コンパクト矮小銀河IZw18の金属量に近い金属量を持っています。

アセトアルデヒド結合エネルギー:実験的および理論的研究の結合

Title Acetaldehyde_binding_energies:_a_coupled_experimental_and_theoretical_study
Authors S._Ferrero,_F._Grieco,_A-S._Ibrahim_Mohamed,_F._Dulieu,_A._Rimola,_C._Ceccarelli,_C._Nervi,_M._Minissale_and_P._Ugliengo
URL https://arxiv.org/abs/2208.08774
アセトアルデヒドは、最も一般的で豊富なガス状星間複合有機分子の1つであり、分子星間媒体の低温および高温領域で見られます。気相でのその存在は、化学的な形成と破壊の経路に依存し、その結合エネルギー(BE)は、アセトアルデヒドが星間ダスト粒子に凍結したままかどうかを支配します。この作業では、実験室のTPD(温度プログラム脱離)実験と理論的な量子化学計算を介して得られたアセトアルデヒドBEの複合研究を報告します。BEは、純粋なアセトアルデヒド氷として、および多結晶水氷と非晶質水氷の両方と混合して測定および計算されています。$1.1\times10^{18}s^{-1}$の前指数因子を解釈に使用すると、計算と実験の両方で、4000~6000Kの範囲をカバーするアモルファス固体水のBE分布が見つかりました。実験。実験と計算を比較するとき、およびそれらを天文学的モデルに導入するときに、BEと前指数因子値の一貫したカップルを使用することの重要性について詳しく説明します。本研究で測定および計算されたアセトアルデヒドBEと他の種のアセトアルデヒドBEとの比較に基づいて、アセトアルデヒドはホルムアルデヒドよりも揮発性が低いが、水、メタノール、エタノール、およびホルムアミドよりもはるかに揮発性が高いと予測されます。私たちの発見の天文学的な意味と、最近の天文学的な高空間分解能観測がアセトアルデヒドを含む化学的分化をどのように示しているかについて議論します。これは、観測された分子のさまざまなBEによるものとして簡単に説明できます。

初期質量関数の乱流駆動モードの役割

Title The_role_of_the_turbulence_driving_mode_for_the_Initial_Mass_Function
Authors Sajay_Sunny_Mathew,_Christoph_Federrath,_Amit_Seta
URL https://arxiv.org/abs/2208.08802
乱流は星形成の重要な要素ですが、初期質量関数(IMF)に対する乱流の役割は完全には理解されていません。ここでは、重力、乱流、磁場、星の加熱、アウトフローフィードバックを含む星団形成の磁気流体力学(MHD)シミュレーションを実行して、乱流駆動モードがIMFに及ぼす影響を調べます。純粋な圧縮乱流駆動(COMP)を使用するシミュレーションは、純粋にソレノイド駆動(SOL)を使用するシミュレーションと比較して、低質量星のより高い割合を生成することがわかりました。COMPのシンク粒子(原始星)分布の特徴的な(中央値)質量は、SOLと比較して約1.5倍低い質量にシフトします。シミュレーションIMFは、観測されたIMFフォームとよく一致します。IMFの乱流調節理論は、高質量および低質量範囲でシミュレーションIMFとかなりよく一致することがわかりますが、非常に低質量の星の数を過小評価しており、シミュレーションの後期段階に向かって形成され、降着が停止します。動的な相互作用によるものです。私たちのシミュレーションは、COMPとSOLの両方について、多重度の割合が一次質量の増加関数であることを示していますが、COMPの多重度の割合は、どの一次質量範囲でもSOLのそれよりも高くなっています。バイナリ質量比分布は、乱流駆動モードとは無関係であることがわかります。SOLのシンク粒子の平均比角運動量は、COMPの2倍です。全体として、乱気流運転モードがIMFの形成に重要な役割を果たしていると結論付けています。

ダークマター粒子捕獲による銀河の成長

Title Growth_of_Galaxies_by_Dark_Matter_Particle_Capture
Authors Ruth_Durrer_and_Serge_Parnovsky
URL https://arxiv.org/abs/2208.08843
この論文では、バリオン物質(BM)と暗黒物質(DM)が既存の過剰密度に衝突することによる銀河の形成を理解する新しい方法について説明します。BMとは異なり、DM粒子は捕捉されることなくこの領域を飛行できます。この場合、銀河の質量の大部分を含む銀河の周りにダークハローが存在することを説明することは不可能です。DMキャプチャの簡単なモデルを提案します。飛行中に銀河の質量が増加した場合、低速のDM粒子が銀河に捕捉されて質量がさらに増加し​​、高速の粒子が減速してエネルギーの一部が銀河に伝達されます。このモデルにより、銀河の中心を捕獲することなく通過するために必要な粒子の最小初期速度を推定し、銀河の質量増​​加率を表す非線形方程式を導き出すことができます。大災害理論のアイデアを使用して実行された分析は、暗黒物質を集中的に捕獲するには、銀河のバリオン物質の質量が一定のしきい値を超えて増加する必要があることを示しています。これは、物質の降着または銀河の合体に関連している可能性があります。さらに、銀河間DMの密度は、あるしきい値を超えている必要があります。その場合、DMの質量の増加率は、バリオン物質の増加率よりもはるかに高くなる可能性があります。DM密度が膨張によりしきい値を下回った後、キャプチャは急激に減少します。

Gaia-ESO サーベイ: 機械学習による天の川銀河における Mg と Al の化学進化

Title The_Gaia-ESO_Survey:_Chemical_evolution_of_Mg_and_Al_in_the_Milky_Way_with_Machine-Learning
Authors M._Ambrosch,_G._Guiglion,_\v{S}._Mikolaitis,_C._Chiappini,_G._Tautvai\v{s}ien\.e,_S._Nepal,_G._Gilmore,_S._Randich,_T._Bensby,_M._Bergemann,_L._Morbidelli,_E._Pancino,_G._G._Sacco,_R._Smiljanic,_S._Zaggia,_P._Jofr\'e,_F._M._Jim\'enez-Esteban
URL https://arxiv.org/abs/2208.08872
私たちは、4MOSTやWEAVEなどの次世代の分光測量のための機械学習の基盤を整えることを目指しています。私たちの目標は、畳み込みニューラルネットワークが、物理的に意味のある方法で、関連するスペクトル特徴から正確な恒星ラベルを予測できることを示すことです。ニューラルネットワークを構築し、第6回内部Gaia-ESOデータリリースからの関連付けられた恒星ラベルを使用してGIRAFFEスペクトルでトレーニングしました。私たちのニューラルネットワークは、30115恒星スペクトルの大気パラメータTeffとlog(g)、化学存在量[Mg/Fe]、[Al/Fe]、[Fe/H]を予測します。わずかに異なる8つのネットワークモデルからの予測の分散は、ネットワーク結果の高い内部精度を示しています。[Fe/H]は0.02dexです。ネットワーク勾配は、ネットワークがスペクトル特徴から物理的に意味のある方法でラベルを推測していることを示しています。ベンチマーク星といくつかの科学的アプリケーションによる検証により、ネットワーク予測が個々の星に対して正確であり、天の川銀河のさまざまな星集団の特性を回復することが確認されています。このような研究は、WEAVEや4MIDABLE-LRおよび-HR(4MOST天の川ディスクとバルジの低解像度および高解像度)などの大規模な分光測量のスペクトル分析のための機械学習の適用に関する非常に優れた洞察を提供します。コミュニティは、可能性のある体系を最小限に抑えるために、機械学習方法の積極的なトレーニングセットを構築することに多大な努力を払う必要があります。

Gaia-ESO サーベイ: 4MOST & WEAVE 銀河サーベイの準備 -- 機械学習によるリチウムの化学進化

Title The_Gaia-ESO_Survey:_Preparing_the_ground_for_4MOST_&_WEAVE_galactic_surveys_--_Chemical_Evolution_of_Lithium_with_Machine-Learning
Authors S._Nepal,_G._Guiglion,_R._de_Jong,_M._Valentini,_C._Chiappini,_M._Steinmetz,_M._Ambrosch,_E._Pancino,_R._Jeffries,_T._Bensby,_D._Romano,_R._Smiljanic,_M.L.L._Dantas,_G._Gilmore,_S._Randich,_M._Bergemann,_E._Franciosini,_F._Jim\'enez-Esteban,_P._Jofr\'e,_L._Morbidelli,_G.G._Sacco,_G._Tautvai\v{s}ien\.e,_and_S._Zaggia
URL https://arxiv.org/abs/2208.08874
いくつかの発生源(ビッグバン、恒星、宇宙線)に由来し、恒星の寿命の間に強く枯渇するリチウム元素(Li)は、天の川銀河での化学進化がまだ十分に理解されていないため、非常に興味深いものです。恒星と銀河の化学進化モデルを制約するのを助けるために、広範囲の進化段階、金属量、および銀河体積に対して、多数の正確なLi存在量が必要です。工業的なパラメータ化の時代に、APOGEE、GALAH、RAVE、LAMOSTなどの分光測量では、データ駆動型の方法を使用して、星のラベル(大気パラメータと存在量)を迅速かつ正確に推測してきました。4MOSTやWEAVEなどの将来の分光サーベイの基盤を整えるために、機械学習技術をLiの研究/測定に適用することを目指しています。Gaia-ESOSurveyiDR6恒星ラベル($\mathrm{\textit{T}_{\text{eff}}}$、log(g)、[Fe/H]およびA(Li))およびGIRAFFEHR15Nスペクトル。$\sim$40000星の大気パラメータとLi存在量を推測します。CNNが、広範囲の進化段階と恒星パラメータにわたって、関連するスペクトル特徴から、恒星ラベルの物理を適切に学習することを示します。6707.8AのLi機能は、GIRAFFEHR15Nセットアップの何千ものラインの中から、CNNによってうまく選別されています。私たちのサンプルには、リチウムに富む巨人のような珍しい天体が見られます。このようなパフォーマンスは、細心の注意を払って構築された高品質で均質なトレーニングサンプルのおかげで達成されます。CNNアプローチは、4MIDABLE-LR/HR(4MOST天の川ディスクとバルジの低解像度および高解像度)サーベイなど、(他の要素の中でも)Liの研究を目的とした次世代の分光サーベイに非常によく適合しています。これに関連して、機械学習アプリケーションの警告は、現実的なラベルの不確実性と存在量の上限とともに適切に調査する必要があります。

NGC 4051 からのイオン化された流出の深いマルチエポック チャンドラ HETG 研究

Title A_deep,_multi-epoch_Chandra_HETG_study_of_the_ionized_outflow_from_NGC_4051
Authors A._Ogorzalek,_A._L._King,_S._W._Allen,_J._C._Raymond,_D._R._Wilkins
URL https://arxiv.org/abs/2208.08457
活発に降着する超大質量ブラックホールは、そのホスト銀河の進化に大きな影響を与え、ガスの大部分を広角の流出で排出することにより、さらなる星形成を切り詰めます。X線バンドは、これらのブラックホールの風が環境にどのように影響するかを理解するための鍵となります。アウトフローは高温($\sim$10$^{5-8}$K)であるためです。パラメータ空間を探索し、ロバストなモデル選択を実行する能力が向上した活動銀河核(AGN)アウトフローを特徴付けるためのベイジアンフレームワークを開発しました。このフレームワークを、セイファート銀河NGC4051の新しい700ksおよびアーカイブの315ksチャンドラ高エネルギー透過格子観測に適用しました。NGC4051に固有の6つの吸収体を検出しました。これらの風成分は、400kms$^{-1}$~30,000kms$^{-1}$.統計的に最も重要な風の成分は、純粋に衝突イオン化されたものであると判断しました。これは、このような吸収体の最初の検出です。この風は$T\approx10^7$Kと$v\approx880$kms$^{-1}$を持ち、2つのエポック間で非常に安定しています。他の遅いコンポーネントも、時間の経過とともに安定したままです。高速流出成分は、2008年から2016年の間にその特性を変化させ、物理的な変化または雲が視線に出入りすることを示唆しています。高速コンポーネントの1つについて、これまでで最も厳しい風密度測定値の1つを取得し、$n/$[cm$^{-3}$]=13.0$^{+0.01}_{-0.02}$を記録し、決定します。$\sim$240の重力半径に位置していること。推定総流出電力は、ボロメータ光度の5%を超えていますが(大きな不確実性がありますが)、銀河とブラックホールの相互作用のコンテキストで重要になっています。

ファラデー回転測定 繰り返し高速無線バースト ソースのバリエーション

Title Faraday_Rotation_Measure_Variations_of_Repeating_Fast_Radio_Burst_Sources
Authors Yuan-Pei_Yang,_Siyao_Xu,_Bing_Zhang
URL https://arxiv.org/abs/2208.08712
最近、いくつかの高速無線バースト(FRB)リピータは、ファラデー回転測定(RM)の複雑で多様なバリエーションを示すことが報告されました。FRBリピータのRM変動を引き起こす可能性のあるいくつかの天体物理学的プロセスを体系的に調査します。プロセスには、(1)変動媒体を伴う超新星残骸(SNR)が含まれます。(2)大質量/巨星の伴星からの恒星風または低質量恒星の伴星からの恒星フレアを伴う連星系。(3)中性子星からの一対のプラズマ媒体(パルサー風、パルサー風星雲、マグネターフレアを含む)。(4)大質量ブラックホールからの流出。SNRのシナリオでは、数年間の相対的なRMの変動が大きい場合、SNRが若く、局所的に薄い異方性シェルを持っているか、SNRの周囲の星間/星周媒質内のガス雲のサイズが非常に小さい必要があります。RM変動が連星系の伴媒質によって引き起こされる場合、それは大質量/巨星の伴星の恒星風による可能性が高くなります。低質量星からの恒星フレアが寄与するRM変動は、このシナリオが短期間に非常に大きな相対RM変動を予測するため、好まれません。中性子星からペアプラズマが発生するシナリオは、RMの寄与が非常に低いため、除外することができます。FRBソースがブラックホールの近くにある場合、大規模なブラックホールからの流出は大きなRM変動を提供する可能性があります。

中性子星連星からの高速電波バーストの繰り返し: マルチバンドとマルチメッセンジャーの機会

Title Repeating_Fast_Radio_Bursts_from_Neutron_Star_Binaries:_Multi-band_and_Multi-messenger_Opportunities
Authors Zhen_Pan,_Huan_Yang,_Kent_Yagi
URL https://arxiv.org/abs/2208.08808
最近の観測によると、マグネターは通常、結合するコンパクトなバイナリに存在し、高速電波バースト(FRB)の少なくとも一部はマグネター活動によって供給されます。合体する中性子星連星のクラスがFRBエミッターを持っている可能性があると推測するのは自然なことです。この作業では、これらの連星の観測的側面、特にFRBリピータを備えたものを研究します。これは、電波望遠鏡と地上の重力波検出器のマルチバンドおよびマルチメッセンジャー観測ターゲットとして有望です。後者よりもインスピレーションのはるかに早い段階。コンパクトな連星におけるFRBリピーターの観測は、連星スピンのダイナミクスを突き止め、中性子星の状態方程式を制約し、FRB生成メカニズムを調査し、標準的な物理学を超えたテストを行う上で大きな利点があることを示しています。原理の証明として、合体前の中性子星連星から発生するFRBパルスのいくつかの模擬観測を調査し、FRBの到着時間だけの情報を使用して、このシステムの固有パラメータ(星の質量、スピン、および四重極モーメント)を高精度で測定でき、FRB放出パターンの角度依存性も十分に再構築できます。恒星質量($\mathcal{O}(10^{-6}-10^{-5})$の誤差を伴う)および四極子モーメント($\mathcal{O}(1\の誤差を伴う)の測定%-10\%)$)は、中性子星の原子核の状態方程式の前例のない弁別器である可能性があります。さらに、このバイナリのマルチバンドおよびマルチメッセンジャー観測は、重力の代替理論や標準モデルを超えて敏感になることがわかります。

周波数111 MHzでの新しいパルサーの検出

Title Detection_of_new_pulsars_at_the_frequency_111_MHz
Authors S.A._Tyul'bashev_and_V.S._Tyul'bashev_and_V.V._Oreshko_and_S.V._Logvinenko
URL https://arxiv.org/abs/2208.08839
パルサーサーチは、電波望遠鏡LPALPIで周波数111~MHzで開始されました。赤経$0^h-24^h$および赤緯$+21^{\circ}-+42^{\circ}$の検索の最初の結果は、紙に示されています。100msサンプリング、6周波数チャンネルのデータを使用。34個のパルサーが見つかりました。そのうち17個は以前に電波望遠鏡LPALPIで観測されており、10個の既知のパルサーはこれまで観測されていませんでした。7つの新しいパルサーが見つかりました。

モンテカルロ シミュレーションと LISA パスファインダー テスト マス チャージング LISA の測定との間のギャップを埋める

Title Bridging_the_gap_between_Monte_Carlo_simulations_and_measurements_of_the_LISA_Pathfinder_test-mass_charging_for_LISA
Authors Catia_Grimani,_Mattia_Villani,_Michele_Fabi,_Andrea_Cesarini,_Federico_Sabbatini
URL https://arxiv.org/abs/2208.08849
立方体の金プラチナ自由落下試験質量(TM)は、宇宙での低周波重力波検出用の将来のLISAおよびLISAのような干渉計のミラーを構成します。銀河系および太陽系の高エネルギー粒子がTMを帯電させ、これらの干渉計の感度を制限する偽の静電力および磁力を誘導します。TM充電の発射前モンテカルロシミュレーションは、LISA計装をテストするために計画されたLISAパスファインダー(LPF)ミッションのために実行されました。ミッション運用中に測定とシミュレーションが比較されました。測定された正味のTM充電はシミュレーションの推定値と一致しましたが、充電ノイズは3~4倍高くなりました。私たちは、LPFTMの充電ノイズのシミュレーションと観測の間のギャップを埋めることを目指しています。FLUKA/LEIツールキットを使用して、銀河粒子と太陽粒子の両方によるLPFTM帯電の新しいモンテカルロシミュレーションが実行されました。これにより、低エネルギー電子を数エレクトロンボルトまで伝搬することができました。これらの改善されたFLUKA/LEIシミュレーションは、統計誤差とモンテカルロ誤差の範囲内で、ミッション運用中に収集された観測と一致しています。銀河宇宙線によって引き起こされる充電ノイズは、毎秒約1,000充電です。この値は、太陽のエネルギー粒子イベント中に毎秒数万回に増加します。LISATM充電についても同様の結果が期待されます。

ヘラクレス X-1 の長い凝視 -- I. 外側の円盤からの輝線、磁気圏の境界、および降着のカーテン

Title The_long_stare_at_Hercules_X-1_--_I._Emission_lines_from_the_outer_disk,_the_magnetosphere_boundary_and_the_accretion_curtain
Authors P._Kosec,_E._Kara,_A._C._Fabian,_F._Furst,_C._Pinto,_I._Psaradaki,_C._S._Reynolds,_D._Rogantini,_D._J._Walton,_R._Ballhausen,_C._Canizares,_S._Dyda,_R._Staubert_and_J._Wilms
URL https://arxiv.org/abs/2208.08930
ヘラクレスX-1は、約35日の周期で歳差運動をしている、ゆがんだ降着円盤を持つ、ほぼ真横に降着するX線パルサーです。円盤の歳差運動により、X線源に向かうユニークで変化する視線が可能になります。さまざまな視線での降着の流れを調査するために、XMM-Newton(380ks露出)とChandra(50ks露出)を使用してHerX-1で大規模な観測キャンペーンを1つの円盤歳差運動サイクルのかなりの部分で取得し、その結果、中性子星のX線バイナリでこれまでに取得された最高のデータセットの1つです。ここでは、この有名なシステムで利用可能な広範なアーカイブデータを含む、ハイステートの高解像度グレーティングとCCDデータセットのスペクトル解析を紹介します。観測により、速度幅の異なる3つの輝線成分を含む複雑なFeK領域構造が明らかになりました。同様に、高解像度の軟X線スペクトルは、さまざまな幅の多数の輝線を明らかにします。EPIC-pnタイミングモードスペクトルの不確実なゲインを補正し、HerX-1歳差運動フェーズと観測された光度でこれらのスペクトル成分の進化を追跡します。3つのグループの輝線の証拠を見つけました。1つは外側の降着円盤(中性子星からの10^5RG)に由来します。2番目のライングループは、内側のディスクとパルサー磁気圏(10^3RG)の間の境界で発生する可能性があります。最後のグループは広すぎて、磁気的に切り捨てられた円盤では発生せず、降着カーテン(~10^2RG)からのX線反射による可能性が高く、中性子星の表面の非常に近くで発生する必要があります。

超高輝度 X 線バーストの繰り返しと高速電波バーストの繰り返し: 関連付けの可能性?

Title Repeating_Ultraluminous_X-ray_Bursts_and_Repeating_Fast_Radio_Bursts:_A_Possible_Association?
Authors Hao-Yan_Chen,_Wei-Min_Gu,_Jin-Bo_Fu,_Shan-Shan_Weng,_Junfeng_Wang,_and_Mouyuan_Sun
URL https://arxiv.org/abs/2208.08972
超高輝度X線バースト(以下、ULXB)は、高速上昇($\sim$1分間)と低速減衰($\sim$1時間)を伴う超高輝度X線フレアであり、銀河系外の球状星団で一般的に観測されます。ほとんどのULXBは観測上の1回限りのバーストですが、NGC5128の同じソースからの5つのフレアはアーウィンらによって発見されました。(2016)。このレターでは、NGC5128におけるULXB源の反復挙動を説明するために、超エディントン降着率を持つ中性子星(NS)-白色矮星(WD)連星モデルを提案します。WDがRocheローブを埋めるペリアストロン。超高輝度のX線フレアは、NS磁極の周囲の降着柱によって生成される可能性があります。一方、銀河系外の球状星団では、繰り返し高速電波バースト(以下、FRB)がいくつか発見されました。繰り返しのULXBと繰り返しのFRBは、それぞれX線帯域と電波帯域で最も激しいバーストです。繰り返しULXBと繰り返しFRBの間の可能な関連付けを提案します。このような関連性は、近くの銀河系外球状星団の追跡観測によってさらに調査する価値があります。

ダークエネルギー分光装置のターゲット選択パイプライン

Title The_Target_Selection_Pipeline_for_the_Dark_Energy_Spectroscopic_Instrument
Authors Adam_D._Myers,_John_Moustakas,_Stephen_Bailey,_Benjamin_A._Weaver,_Andrew_P._Cooper,_Jaime_E._Forero-Romero,_Bela_Abolfathi,_David_M._Alexander,_David_Brooks,_Edmond_Chaussidon,_Chia-Hsun_Chuang,_Kyle_Dawson,_Arjun_Dey,_Biprateep_Dey,_Govinda_Dhungana,_Peter_Doel,_Kevin_Fanning,_Enrique_Gazta\~naga,_Satya_Gontcho_A_Gontcho,_Alma_X._Gonzalez-Morales,_ChangHoon_Hahn,_Hiram_K._Herrera-Alcantar,_Klaus_Honscheid,_Mustapha_Ishak,_Tanveer_Karim,_David_Kirkby,_Theodore_Kisner,_Anthony_Kremin,_Ting-Wen_Lan,_Martin_Landriau,_Michael_E._Levi,_Christophe_Magneville,_Paul_Martini,_Aaron_Meisner,_Lucas_Napolitano,_Jeffrey_A._Newman,_Nathalie_Palanque-Delabrouille,_Will_Percival,_Claire_Poppett,_Francisco_Prada,_Anand_Raichoor,_Ashley_J._Ross,_Edward_F._Schlafly,_Michael_Schubnell,_Ting_Tan,_Gregory_Tarle,_Michael_J._Wilson,_Christophe_Y\`eche,_Rongpu_Zhou,_Zhimin_Zhou,_Hu_Zou
URL https://arxiv.org/abs/2208.08518
2021年5月、ダークエネルギー分光装置(DESI)は、合計約5,000万の銀河系外および銀河系ターゲットの5年間の調査を開始しました。主なDESI暗黒時のターゲットは、輝線銀河(ELG)、明るい赤色銀河(LRG)、およびクエーサー(QSO)です。明るい時期には、DESIは明るい銀河サーベイ(BGS)と天の川サーベイ(MWS)として知られる2つのサーベイに焦点を当てます。DESIは、特注の科学目標の「二次」目標の選択も観察します。このホワイトペーパーでは、DESI観測用のターゲットを処理するために使用される、公開されているパイプライン(desitarget)の概要について説明します。ハイライトには、さまざまなDESI調査ターゲティングフェーズの詳細、一意のターゲットを定義するために使用されるターゲティングID(TARGETID)、特定のタイプのターゲットを示すために使用されるビットマスク、DESIターゲティングファイルのデータモデルと構造、およびアクセス方法の例が含まれます。desitargetコードベースを使用します。また、このホワイトペーパーでは、DESIターゲットの角度選択機能を模倣する、標準的な星、空の位置、ランダムカタログなど、「サポートする」DESIターゲットクラスについても説明します。DESIターゲット選択パイプラインは複雑であり、大規模です。このホワイトペーパーでは、DESIターゲットデータを理解して操作するために必要な最も重要な情報を要約しようとします。

拡張オブジェクト用の光微分波面センサーを使用した実験的試行

Title Experimental_Trials_With_The_Optical_Differentiation_Wavefront_Sensor_For_Extended_Objects
Authors Meghan_Farris_O'Brien,_Sebastiaan_Y._Haffert,_Joseph_D._Long,_Lauren_Schatz,_Jared_R._Males,_Kyle_Van_Gorkom,_Alex_Rodack
URL https://arxiv.org/abs/2208.08520
たとえば、一般的に使用される波面センサーであるシャックハルトマン波面センサーやピラミッド波面センサーは、広いダイナミックレンジまたは高い感度を備えているため、1つのレジームが別のレジームと交換されます。新しいタイプの波面センサーが開発されており、現在、アリゾナ大学の天文適応光学センターでテストが行​​われています。このセンサーは、中間焦点面で線形の空間的に変化する半波長板を使用することにより、線形光学微分理論に基づいています。これらのフィルターは、偏光ビームスプリッターと共に、ビームを4つの瞳孔イメージに分割します。これは、ピラミッド波面センサーによって生成されるイメージと同様です。次に、これらの画像に含まれる局所的な波面傾斜情報から波面が再構築されます。ODWFSは、広いダイナミックレンジと、任意の形状の光源に対してもオンチップリサンプリングを可能にする瞳面で動作するため、拡張オブジェクトでの波面センシングに最適です。シミュレートされた望遠鏡のビームに収差を導入するために、32x32の正方形1000アクチュエータ可変ミラーを使用してテストベッドにODWFSを組み立てました。現在、システムの空間周波数応答をテストしており、結果のデータを数値シミュレーションと比較しています。この論文では、これらの最初の実験の結果を紹介します。

補償光学システムを搭載した軸外 8m 分割宇宙望遠鏡のコントラスト性能

Title Contrast_performance_of_an_8m_off-axis,_segmented_space_telescope_equipped_with_an_adaptive_optics_system
Authors Axel_Potier,_Garreth_Ruane,_Kiarash_Tajdaran,_Chris_Stark,_Pin_Chen,_Larry_Dewell,_Roser_Juanola-Parramon,_Alison_Nordt,_Laurent_Pueyo,_David_Redding,_A_J_Eldorado_Riggs,_Dan_Sirbu
URL https://arxiv.org/abs/2208.08553
Astro2020の10年間の調査では、主星のハビタブルゾーンにある地球外惑星を直接画像化するために、内接直径$\sim$6~mの赤外線、光学、紫外線(IR/O/UV)望遠鏡を推奨しました。このようなサイズの望遠鏡は、折りたたんで現在のロケットで運ぶために分割する必要があるかもしれません。ただし、セグメント化された主鏡は、コロナグラフの性能を低下させる科学操作中に、中間空間周波数の光波面の不安定性を追加する可能性をもたらします。波面センシングおよび制御(WS\&C)システムを備えたコロナグラフ装置は、高い時間周波数($>$1Hz)でピコメートルの精度で波面を安定させることができます。この作業では、わずかに大きい(外接直径8m、内接直径6.7m)セグメント化された望遠鏡とそのペイロードの有限要素モデルに基づいて、現実的な一連の収差を調べます。補償光学(AO)システムを数値的にモデル化し、AO後の残差を計算します。残差は、渦コロナグラフ装置のエンドツーエンドモデルに供給されます。長時間露光のコントラストを報告し、主力ミッションの成功における適応光学システムの全体的な利点について説明します。

SPT-3G+: 運動インダクタンス検出器を使用した高周波宇宙マイクロ波背景放射マッピング

Title SPT-3G+:_Mapping_the_High-Frequency_Cosmic_Microwave_Background_Using_Kinetic_Inductance_Detectors
Authors A._J._Anderson,_P._Barry,_A._N._Bender,_B._A._Benson,_L._E._Bleem,_J._E._Carlstrom,_T._W._Cecil,_C._L._Chang,_T._M._Crawford,_K._R._Dibert,_M._A._Dobbs,_K._Fichman,_N._W._Halverson,_W._L._Holzapfel,_A._Hryciuk,_K._S._Karkare,_J._Li,_M._Lisovenko,_D._Marrone,_J._McMahon,_J._Montgomery,_T._Natoli,_Z._Pan,_S._Raghunathan,_C._L._Reichardt,_M._Rouble,_E._Shirokoff,_G._Smecher,_A._A._Stark,_J._D._Vieira,_M._R._Young
URL https://arxiv.org/abs/2208.08559
220GHz、285GHz、および345GHzで宇宙マイクロ波背景放射(CMB)を測定する34100キネティックインダクタンス検出器の高密度アレイで構成される、南極望遠鏡用の新しいカメラであるSPT-3G+の設計と科学の目標を提示します。ギガヘルツ。SPT-3G+データセットは、再イオン化のプロセスに関する新しい制約を可能にします。これには、斑状の運動学的Sunyaev-Zeldovich効果の測定や、再イオン化による光学的深さの制約の改善が含まれます。同時に、それはレイリー散乱を検出するためのパスファインダーとして機能し、将来のCMB調査で、主要なCMBのみからよりも宇宙論的パラメーターをより適切に制限できるようになる可能性があります。さらに、結合されたマルチバンドSPT-3GとSPT-3G+サーベイデータには、元のSPT-3Gサーベイを強化するいくつかの相乗効果があります。私たちの銀河系における磁場と星形成の関係を理解する。インフレーションBモード検索に対する粉塵の影響の特性評価の改善。また、ミリ波とサブミリ波の境界における天体物理学的過渡現象の特徴付け。最後に、SPT-3G+カメラのモジュール設計により、SPT-3G+サーベイ中に展開する予定のオンチップ分光計など、マイクロ波読み出しを採用した新しい検出器技術のオンスカイデモンストレーターとして機能できます。この論文では、プロジェクトの科学的目標と、その強力でありながらコンパクトな設計を可能にする主要な技術開発について説明します。

X線ミラーの高度な加工技術

Title Technologies_for_advanced_X-ray_mirror_fabrication
Authors Carolyn_Atkins
URL https://arxiv.org/abs/2208.08684
天文学用のX線ミラーの製造は困難です。これは、WolterI光学ジオメトリと、正確で効率的なX線反射を可能にする粗さと形状誤差の厳しい公差によるものです。X線ミラーの性能、ひいては望遠鏡の性能は、それを作成するプロセスと技術に関係しています。この章の目的は、X線望遠鏡のミラーを作成するために使用されるさまざまな技術とプロセスの概要を読者に提供することです。目的は、この多様な分野を製造方法(減法、形成、製造、および追加)の枠組みで提示し、これらの方法が望遠鏡の属性(角度分解能と有効面積)にどのように影響するかを提示することです。最近のX線宇宙望遠鏡で採用されているプロセスと技術、およびAthenaなどの将来のミッションやLynxなどの概念のために積極的に調査されている技術に重点が置かれています。インダストリー4.0に関連する推測的なプロセスと技術を紹介し、X線ミラーの製造が将来どのように発展するかを想像します。

空を詰める: 大型望遠鏡アレイのカバレッジの最適化と評価

Title Packing_the_sky:_coverage_optimization_and_evaluation_for_large_telescope_arrays
Authors Nathan_W._Galliher,_Nicholas_M._Law,_Hank_Corbett,_Ramses_Gonzalez,_Lawrence_Machia,_Alan_Vasquez_Soto
URL https://arxiv.org/abs/2208.08794
高品質の中口径望遠鏡や低ノイズCMOS検出器など、低コストの天文機器の最近の進歩により、大型の光学望遠鏡アレイの配備が経済的に実現可能になり、科学的にも興味深いものになりました。アーガスオプティカルアレイはそのようなシステムの1つで、900台の8インチ望遠鏡で構成され、各露出で夜空全体をカバーするように計画されており、北半球で最も深く、最も速い天体調査を行うことができます。この新しいクラスの望遠鏡には、新たな課題が伴います。多数の望遠鏡に必要な空域とオーバーラップを達成するために最適な個々の望遠鏡のポインティングを決定し、個々のマウント、望遠鏡サブアレイを含むより大きなマウント構造、または1つの完全なアレイのいずれかを使用してそれらのポインティングを実現することです。シングルマウント。この論文では、ポインティングパターンを作成する方法と、そのパターンが与えられた空の範囲とオーバーラップを迅速に評価するためのアルゴリズムについて説明し、それをArgusArrayに適用します。このパターンを使用して、望遠鏡を半球配置に配置し、単一のモノリシックアレイとして取り付けるか、いくつかの小さなサブアレイに分割することができます。これらの方法は、スカイパッキングが困難で、取り付けに等間隔のアレイ分割が必要な他の大規模アレイに適用できます。

Asgard/Hi-5 を使用した VLTI での L バンドヌリング干渉法: 現状と計画

Title L-band_nulling_interferometry_at_the_VLTI_with_Asgard/Hi-5:_status_and_plans
Authors Denis_Defr\`ere,_Azzurra_Bigioli,_Colin_Dandumont,_Germain_Garreau,_Romain_Laugier,_Marc-Antoine_Martinod,_Olivier_Absil,_Jean-Philippe_Berger,_Emilie_Bouzerand,_Benjamin_Courtney-Barrer,_Alexandre_Emsenhuber,_Steve_Ertel,_Jonathan_Gagne,_Adrian_M._Glauser,_Simon_Gross,_Michael_J._Ireland,_Harry-Dean_Kenchington,_Jacques_Kluska,_Stefan_Kraus,_Lucas_Labadie,_Viktor_Laborde,_Alain_Leger,_Jarron_Leisenring,_J\'er\^ome_Loicq,_Guillermo_Martin,_Johan_Morren,_Alexis_Matter,_Alexandra_Mazzoli,_Kwinten_Missiaen,_Muhammad_Salman,_Marc_Ollivier,_Gert_Raskin,_Helene_Rousseau,_Ahmed_Sanny,_Simon_Verlinden,_Bart_Vandenbussche,_and_Julien_Woillez
URL https://arxiv.org/abs/2208.08908
Hi-5は、アスガルドのL'バンド(3.5-4.0$\mu$m)高コントラストイメージャーであり、VLTIのビジターフォーカスに備えた機器スイートです。このシステムは、単一のUT/AT望遠鏡の回折限界内で、高コントラストおよび高感度のイメージング用に最適化されています。これは、スペクトル分散(R=20、400、または2000)の相補的なヌル出力と自己校正用の同時測光出力を生成するダブルブレースウェルヌル装置として設計されています。このホワイトペーパーでは、全体的なアーキテクチャ、暖色系と冷色系の光機械設計、注入システム、およびフォトニックビームコンバイナの開発に特に焦点を当てたプロジェクトの最新情報を紹介します。主要な科学プロジェクトは、(i)ほとんどの巨大惑星が形成されると予想されるスノーライン近くの近くの若い惑星系、および(ii)ハビタブルゾーン近くの近くの主系列星を調査することです。地球に似た惑星。VLTIの新しいGRAVITY+仕様と最新の惑星形成モデルを使用した完全なエンドツーエンドのシミュレーションに基づいて、期待される機器性能の更新を提示します。

高度に絶滅した 8 つの天の川惑星状星雲の化学的存在量

Title Chemical_Abundances_of_Eight_Highly_Extincted_Milky_Way_Planetary_Nebulae
Authors Catherine_Manea,_Harriet_Dinerstein,_N._C._Sterling,_Greg_Zeimann
URL https://arxiv.org/abs/2208.08445
惑星状星雲(PNe)に進化する低質量および中質量($\rm0.8~M_\odot<M<8~M_\odot$)の星は、銀河の化学進化を追跡し、推進する上で重要な役割を果たします。PNeの分光法は、それらの前駆星の初期組成と内部元素合成の生成物の両方へのアクセスを可能にしますが、PNeの正確なイオンおよび元素存在量を決定するには、高品質の光学スペクトルが必要です。ホビー・エバリー望遠鏡(HET)の低解像度スペクトログラフ2(LRS2)を使用して、文献の光学データが限られている8つの高度に消滅したPNeの新しい光学スペクトルを取得しました。吸光係数、電子温度と密度、および最大11の元素(He、N、O、Ne、S、Cl、Ar、K、Fe、Kr、およびXe)のイオンおよび元素存在量が、サンプル内の各オブジェクトについて決定されます。.利用可能な場合、GaiaeDR3からの天文データを使用して、各天体が天の川の薄い円盤、厚い円盤、またはハローに属する確率を運動学的に特徴付けます。PNeのうち4つは薄い円盤の構成要素の運動学的および化学的兆候を示し、2つは厚い円盤のメンバーである可能性があります。残りの2つのターゲットにはガイアデータがありませんが、太陽のO、Ar、およびClの存在量は薄い円盤のメンバーであることを示唆しています。さらに、M3-35の中心星からの幅広い発光機能の検出を報告します。私たちの結果は、これらの天体の星雲パラメーターと化学組成に関する利用可能な情報を大幅に改善し、将来の分析に役立つ可能性があります。

白色矮星パルサーARさそり座の長期測光モニタリングと分光

Title Long-term_photometric_monitoring_and_spectroscopy_of_the_white_dwarf_pulsar_AR_Scorpii
Authors Ingrid_Pelisoli,_T._R._Marsh,_S._G._Parsons,_A._Aungwerojwit,_R._P._Ashley,_E._Breedt,_A._J._Brown,_V._S._Dhillon,_M._J._Dyer,_M._J._Green,_P._Kerry,_S._P._Littlefair,_D._I._Sahman,_T._Shahbaz,_J._F._Wild,_A._Chakpor,_R._Lakhom
URL https://arxiv.org/abs/2208.08450
ARScorpii(ARSco)は、これまでに知られている唯一の電波パルス白色矮星です。電波からX線までの広帯域スペクトルを示しており、その光度は系の構成要素からの熱放射だけでは説明できず、代わりに白色矮星のスピンダウンによるシンクロトロン放射によって説明されます。NTT/ULTRACAM、TNT/ULTRASPEC、およびGTC/HiPERCAM高速測光データをほぼ7年にわたるARScoで分析し、スピン周波数導関数の正確な推定値を得て、現在50シグマの有意性が確認されています。アーカイブ測光法を使用して、P/Pdot=5.6e6年のスピンダウン率が2005年以来一定のままであることを示します。以前の推定に使用されたパルス到着時間フィッティングの方法を採用するだけでなく、従来の方法で一貫した値も見つけました初めてのフーリエ解析。さらに、WHT/ISISとVLT/X-shooterを使用して光時間分解スペクトルを取得しました。システムで初めて変調ドップラー断層撮影を実行し、軌道周期で変調された放射の証拠を見つけました。また、軌道周期の関数としてM型矮星の予測される回転速度を推定し、それがRocheローブ充填に近いにちがいないことを発見しました。私たちの調査結果は、このユニークなシステムをモデル化するためのさらなる制約を提供します。

W バンド Filter.V を使用した若い星下天体の新しい調査ペルセウス雲の IC 348 とバーナード 5

Title A_Novel_Survey_for_Young_Substellar_Objects_with_the_W_band_Filter.V._IC_348_and_Barnard_5_in_the_Perseus_Cloud
Authors Bhavana_Lalchand,_Wen-Ping_Chen,_Beth_A._Biller,_Loic_Albert,_Katelyn_Allers,_Sophie_Dubber,_Zhoujian_Zhang,_Michael_C._Liu,_Jessy_Jose,_Belinda_Damian,_Tanvi_Sharma,_Mickael_Bonnefoy,_and_Yumiko_Oasa
URL https://arxiv.org/abs/2208.08637
ペルセウス星形成複合体の東端にある、若い星団IC348と隣接するバーナード5暗雲に亜星状天体が発見されたことを報告します。サブステラー候補は、狭帯域イメージング、つまり、1.45ミクロンの水吸収機能を中心としたフィルターを使用したオンおよびオフ測光技術を使用して選択されます。私たちの分光観測により、IC348に3つの褐色矮星が確認されました。さらに、この研究で報告されたソースWBIS03492858+3258064は、バーナード5に向かって発見された最初に確認された褐色矮星です。TwoMicronAllSkySurveyとWide-fieldInfraredSurveyExplorerを使用した赤外線カラーにより、関連する分子雲を使用して恒星と準恒星の関係を診断します。GaiaEDR3視差とペルセウス領域全体の雲メンバーの運動学によって分析され、近くのOB協会の影響下での複合体の星形成シナリオを提案します。

ポストAGB連星系から打ち上げられたジェットの構造

Title The_structure_of_jets_launched_from_post-AGB_binary_systems
Authors Dylan_Bollen,_Devika_Kamath,_Hans_Van_Winckel,_Orsola_De_Marco,_Olivier_Verhamme,_Jacques_Kluska,_Mark_Wardle
URL https://arxiv.org/abs/2208.08752
ポスト漸近巨大分岐(post-AGB)バイナリに焦点を当て、これらの複雑なシステムのさまざまなコンポーネント間の相互作用を研究します。これらのコンポーネントは、AGB後のプライマリ、主シーケンスのセカンダリ、周バイナリディスク、およびコンパニオンによって起動される高速バイポーラアウトフロー(ジェット)で構成されます。過去10年間に高解像度の光学スペクトルのよくサンプリングされた時系列を取得し、これらのスペクトルは私たちの研究の基礎を提供します。ジェットは、一次方向への視線がバイポーラコーンを通過するとき、上結合で吸収で検出されます。私たちのスペクトル時系列は、軌道運動中にジェットをスキャンします。私たちの空間運動モデルは、これらの動的スペクトルによって制約されます。これを、バルマー級数を使用してジェット内の総質量損失率を導出する放射伝達モデルで補完します。ジェットは幅が広く、角度依存の密度構造を示しており、ジェット円錐の近くの外側の領域は密で低速であり、内側の部分はジェットの対称軸に沿って高速です。デプロジェクションされた流出速度は、コンパニオンが主系列のコンパニオンであることを確認します。総質量損失率は大きく(10^{-8}および10^{-5}\,1年あたりの太陽質量)、このことから、伴星への質量降着率も高くなければならないと推測できます。.周連円盤は、コンパニオンの周りの降着円盤の主な供給源である可能性があります。昇華半径の近くで始まる完全なディスクを持つすべてのシステムはジェットを示しますが、進化した遷移ディスクを持つシステムでは、これは検出率が50%に低下します。赤外線過剰のない天体はジェットを示しません。ポストAGBバイナリでのジェット生成は主流のプロセスであると結論付けています。円盤と中央連星の間の相互作用は、必要な降着の流れを提供しますが、円盤の存在がジェットを発射するための唯一の前提条件ではないようです。

内部原始惑星系円盤の時間依存長期流体力学シミュレーション II: 星の自転の重要性

Title Time-dependent,_long-term_hydrodynamic_simulations_of_the_inner_protoplanetary_disk_II:_The_importance_of_stellar_rotation
Authors Lukas_Gehrig_(1),_Daniel_Steiner_(1),_Eduard_Vorobyov_(1_and_2)_and_Manuel_G\"udel_(1)_((1)_Department_of_Astrophysics,_University_of_Vienna,_T\"urkenschanzstrasse_17,_A-1180_Vienna,_Austria,_(2)_Institute_of_Astronomy,_Russian_Academy_of_Sciences,_48_Pyatnitskaya_St.,_Moscow,_119017,_Russia)
URL https://arxiv.org/abs/2208.08852
降着円盤に囲まれた若い原始星のスピン進化は、観測と理論モデルに依然として問題を引き起こしています。最近の研究では、星のスピンの進化における星と円盤の磁気相互作用の重要性が詳しく説明されています。ただし、これらの研究における降着円盤は単純化されたモデルで表されているだけであり、重要な機能は考慮されていません。暗黙的な流体力学的TAPIRディスクコードを星のスピン進化モデルと組み合わせました。ディスクのダイナミクスに対する星の磁場の影響、内側のディスク半径の半径位置、およびディスクに対する星の回転の影響は、首尾一貫して計算されました。定義されたパラメーター空間内で、若い星団で観測された高速および低速回転星の大部分を再現できます。さらに、円盤上のさまざまな恒星スピン進化トラックの逆反応を分析できます。高速回転する星の周りの円盤は、星の近くにあります。その結果、最も内側のディスク領域のディスク中央面の温度は、回転の遅い星と比較して大幅に上昇します。一時的な降着爆発に対する星の自転の影響を示すことができます。高速回転する星の周りの円盤の温度が高いほど、円盤の寿命全体でバーストが多くなり、バースト期間が長くなります。長期的な流体力学的ディスクと星のスピン進化モデルの組み合わせにより、長期的なディスク進化に対する星の回転の逆反応や降着爆発の発生など、これまで考慮されていなかった効果を含めることができます。ただし、これらの効果をさらに調査するには、より広いパラメーター範囲を調査する必要があります。さらに、私たちのモデルとより現実的な星の進化コード(MESAコードなど)との間の相互作用の可能性は、星のスピンの進化とその前主系列星への影響についての理解を深めることができます。

黒点回転による太陽活動領域10930からの相同噴火のMHDシミュレーション

Title MHD_Simulation_of_Homologous_Eruptions_from_Solar_Active_Region_10930_Caused_by_Sunspot_Rotation
Authors Xinyi_Wang,_Chaowei_Jiang,_Xueshang_Feng,_Aiying_Duan_and_Xinkai_Bian
URL https://arxiv.org/abs/2208.08957
太陽の噴火と黒点の回転の関係は広く報告されており、その根底にあるメカニズムを研究する必要があります。ここでは、データ制約アプローチの完全な3DMHDシミュレーションを実行して、活動領域(AR)NOAA10930でのフレア噴火のメカニズムを研究しました。このフレア噴火は、連続的な黒点の回転と同種の噴火によって特徴付けられます。初期条件として、ひので/SOTのマグネトグラムからポテンシャル磁場を再構成し、底部境界で連続的な黒点回転を適用してMHDシステムを駆動しました。大規模な噴火前の重要な磁気構造と事前に形成された現在のシートが導出されました。これは、複数の段階で複雑なMHDの進化を担っています。主な噴火は、ARの2つの主要な磁極間の主な極性反転線の上にある事前に形成された電流シートの高速再接続によって直接引き起こされました。さらに、我々のシミュレーションは相同噴火をうまく示しています。これは、相対強度、エネルギー放出、X線とH{\alpha}の特徴、および噴火の時間間隔の観測結果と合理的に一致しています。また、シミュレーションでの最初の噴火前の黒点の回転角も観測値に近い。私たちのシミュレーションは、ねじれた磁気フラックスロープの理想的な不安定性に基づいた多くの以前の研究とは異なるシナリオを提供し、連続的なエネルギー注入と衝撃的なエネルギー放出によって効率的に相同噴火を生み出す上での太陽黒点回転と磁気リコネクションの重要性を示しています。

跳ねる暗黒物質

Title Bouncing_Dark_Matter
Authors Lucas_Puetter,_Joshua_T._Ruderman,_Ennio_Salvioni,_Bibhushan_Shakya
URL https://arxiv.org/abs/2208.08453
「バウンス」を特徴とする熱ダークマター生成の新しいメカニズムを提示します。ダークマター平衡分布は、標準的な指数関数的に減少する存在量から指数関数的に増加する存在量に移行し、その結果、フリーズアウトの存在量が数桁増加します。暗黒物質のバウンスの複数の質的に異なる実現について説明します。このバウンスにより、現在の暗黒物質の消滅断面積は標準的な熱ターゲットよりも大幅に大きくなり、間接的な検出信号の可能性が向上します。

ワールドライン有効場理論におけるブラックホール潮汐愛数と散逸数

Title Black_Hole_Tidal_Love_Numbers_and_Dissipation_Numbers_in_Worldline_Effective_Field_Theory
Authors Mikhail_M._Ivanov,_Zihan_Zhou
URL https://arxiv.org/abs/2208.08459
ワールドライン有効場理論(EFT)は、ブラックホールの保守的な潮汐応答(ラブ数)、散逸数、およびそれらのスピン0とスピン1のアナログのゲージ不変定義を与えます。このホワイトペーパーの最初の部分では、EFTを使用すると、分析継続の処方箋を使用せずに、ソースと応答のあいまいさを回避する方法を示します。外部ソースへのポストニュートン(PN)補正が応答と重複する場合、ソース/応答のあいまいさが現れます。ただし、これらのPN補正は、EFTを使用して明確に識別および分離できます。4次元シュヴァルツシルトジオメトリを摂動させるさまざまな外部フィールドの静的な1点関数を計算することによって、それを示します。関連するすべてのファインマンダイアグラムを再集計すると、応答を模倣する可能性のあるPN項が静的ブラックホールでは実際に消失することがわかります。したがって、EFTと一般相対性理論(GR)の計算を照合することによるラブ数の抽出は完全に明確であり、すべてのタイプの摂動に対してラブ数が同じように消失することを意味します。また、EFTの別の種類の微調整、つまりラブナンバーが実行されていないことについても詳しく調べます。愛の数に対する対数補正は、一般的なゲージの個々のループ図に由来するが、すべての図が合計された後にキャンセルされることを示しています.スピン0フィールドとスピン2フィールドの特定のケースでは、カルザ-クラインメトリック分解。論文の第2部では、シュウィンガーケルディシュ形式を使用して、1点関数に対する周波数依存の散逸応答の寄与を計算します。EFTとGRの1点関数を比較して、ブラックホール散逸数を抽出します。私たちの結果は、吸収断面積の明らかにゲージ不変のマッチングから得られた結果と完全に一致しています。

マスギャップのダークブラックホール

Title Dark_Black_Holes_in_the_Mass_Gap
Authors Nicolas_Fernandez,_Akshay_Ghalsasi,_Stefano_Profumo,_Nolan_Smyth,_Lillian_Santos-Olmsted
URL https://arxiv.org/abs/2208.08557
恒星進化の標準的な図式では、ペア不安定性(電子-陽電子対生成による恒星コアのエネルギー損失)が、質量が約50から130の範囲のブラックホールへの大質量星の崩壊を防ぐと予測されています。太陽質量--「{\emブラックホール質量ギャップ}」として知られる範囲。このように、この{\em質量ギャップ}内の質量を持つブラックホールの1つまたは両方を含むブラックホール連星合体のLIGO検出は、標準的な図式に挑戦し、おそらく予想外の合体の歴史、予想外またはほとんど理解されていない天体物理学的メカニズム、または新しい物理学を指し示しています。ここで、暗黒電子、暗黒陽子、および電磁気的相互作用からなる「暗黒セクター」が存在する可能性を楽しみますが、核力はありません。そのようなダークセクターの構成要素を考えると、ダークスターは必然的に形成され、質量ギャップ内の質量を持つブラックホールに崩壊する可能性があります.ダークセクターでの星の崩壊を成功させるために必要な冷却プロセスを詳細に研究し、粒子質量の適切な選択のために、質量ギャップにダークセクターのブラックホールが実際に存在すると予測することを示しています。特に、結果として生じるダークセクターのブラックホールが質量ギャップ内に質量を持つためには、2つのダークセクターの大質量粒子のうち重い方が、ほぼ可視セクター陽子よりも軽くなり得ないことが数値的にわかります。このシナリオの制約と、将来のより大きなブラックホールの合併統計でそれをテストする方法について説明します。

超高エネルギー宇宙線と空気シャワーを使用して修正マクスウェル理論内のローレンツ不変性をテスト

Title Using_ultra-high_energy_cosmic_rays_and_air_showers_to_test_Lorentz_invariance_within_modified_Maxwell_theory
Authors Markus_Risse
URL https://arxiv.org/abs/2208.08747
超高エネルギーの宇宙線と空気シャワーは、ローレンツ不変性の妥当性をテストするためのユニークなツールです。光子セクターにおける等方性非複屈折ローレンツ違反(LV)に焦点を当てたこのようなテストの概要を簡単に説明します。真空チェレンコフ放射と光子崩壊が明らかに存在しないことに基づいて、LVパラメータ$\kappa$は$-0.6\cdot10^{-20}<\kappa<6\cdot10^{-20}$(98\%CL)。宇宙線光子観測からの更新された制限と、空気シャワーでの真空チェレンコフ放射のテストに関する予備結果を報告します。

宇宙実験室からの教訓 -- 画像取得の観点

Title Lessons_from_a_Space_Lab_--_An_Image_Acquisition_Perspective
Authors Leo_Pauly,_Michele_Lynn_Jamrozik,_Miguel_Ortiz_Del_Castillo,_Olivia_Borgue,_Inder_Pal_Singh,_Mohatashem_Reyaz_Makhdoomi,_Olga-Orsalia_Christidi-Loumpasefski,_Vincent_Gaudilliere,_Carol_Martinez,_Arunkumar_Rathinam,_Andreas_Hein,_Miguel_Olivares_Mendez,_Djamila_Aouada
URL https://arxiv.org/abs/2208.08865
深層学習(DL)アルゴリズムの使用により、近年、ビジョンベースの宇宙アプリケーションのパフォーマンスが向上しています。ただし、これらのDLアルゴリズムをトレーニングするために大量の注釈付きデータを生成することは、困難であることが証明されています。合成的に生成された画像を使用できますが、合成データでトレーニングされたDLモデルは、実際の環境でテストすると、多くの場合、パフォーマンスが低下する可能性があります。これに関連して、ルクセンブルグ大学の学際的セキュリティ、信頼性、信頼センター(SnT)は、現実世界の宇宙環境をエミュレートする条件でビジョンベースの宇宙アルゴリズムをトレーニングおよび検証するための「SnTZero-Gラボ」を開発しました。SnTZero-GLab開発の重要な側面は、機器の選択でした。ラボの開発中に学んだ教訓から、この記事では、機器選択のための市場調査と実験分析を組み合わせた体系的なアプローチを紹介します。特に、この記事では、宇宙実験室の画像取得機器(背景資料、カメラ、照明ランプ)に焦点を当てています。実験分析の結果は、実験分析によって補完された市場調査が、宇宙実験室開発プロジェクトにおける効果的な機器の選択に必要であることを示しています。