日本語で流し読むastro-ph

前日にarXivに登録された論文のアブストを機械翻訳してお届けします(毎日15時台に更新)

Mon 12 Sep 22 18:00:00 GMT -- Tue 13 Sep 22 18:00:00 GMT

SALT3からのIa型超新星$-$ホスト銀河質量相関の分光モデル

Title A_Spectroscopic_Model_of_the_Type_Ia_Supernova_$-$_Host_Galaxy_Mass_Correlation_from_SALT3
Authors D._O._Jones,_W._D._Kenworthy,_M._Dai,_R._J._Foley,_R._Kessler,_J._D._R._Pierel,_and_M._R._Siebert
URL https://arxiv.org/abs/2209.05584
タイプIa超新星(SNIa)ハッブル残差とそのホスト銀河質量(「質量ステップ」)との間の相関関係の未知の原因は、宇宙パラメータの測定に偏りを与える可能性があります。質量ステップをよりよく理解するために、296個の低赤方偏移SNeIaのホスト銀河質量を使用して、スペクトルエネルギー分布$-$ホスト銀河質量関係を導出するSN宇宙論用のSALT3光曲線モデルを開発します。結果として得られたモデルは、低質量のホスト銀河の平均CaH&KおよびSiII等価幅が大きく、2.3$\sigma$および2.2$\sigma$有意であり、単位質量あたりの爆発エネルギーが高いことを示しています。このモデルでは、ホスト質量の関数としてSNIaの色に位相依存の変化があり、平均広帯域光曲線の本質的な違いを示しています。モデルはSNデータ全体により良く適合しますが、サンプルの典型的な光度曲線のデータ$-$モデル残差を大幅に削減することも、ハッブル残差分散を大幅に削減することもありません。これは、以前のSALTモデルが、ホストと銀河の依存関係のほとんどを最初の主成分でパラメータ化していたことがわかったためです。私たちの新しいモデルは光度と宇宙論に依存せず、それをデータに適用すると、質量ステップが$0.021\pm0.002$mag減少します(不確実性は相関データセットを説明します)。これらの結果は、質量ステップの$\sim$35%が光度に依存しない効果に起因する可能性があることを示しています。このSALTモデルバージョンは、別のホスト銀河特性を使用して異なる赤方偏移でトレーニングできます。したがって、SNeIaとそのホスト特性の間の赤方偏移に依存する相関、および宇宙パラメータ測定への影響を理解するためのツールになります。

SALT3-NIR: オープンソースの Ia 型超新星モデルを次世代の宇宙観測のために長波長化する

Title SALT3-NIR:_Taking_the_Open-Source_Type_Ia_Supernova_Model_to_Longer_Wavelengths_for_Next-Generation_Cosmological_Measurements
Authors J._D._R._Pierel,_D._O._Jones,_W._D._Kenworthy,_M._Dai,_R._Kessler,_C._Ashall,_A._Do,_E._R._Peterson,_B._J._Shappee,_M._R._Siebert,_T._Barna,_T._G._Brink,_J._Burke,_A._Calamida,_Y._Camacho-Neves,_T._de_Jaeger,_A._V._Filippenko,_R._J._Foley,_L._Galbany,_O._D._Fox,_S._Gomez,_D._Hiramatsu,_R._Hounsell,_D._A._Howell,_S._W._Jha,_L._A._Kwok,_I._P\'erez-Fournon,_F._Poidevin,_A._Rest,_D._Rubin,_D._M._Scolnic,_R._Shirley,_L._G._Strolger,_S._Tinyanont,_Q._Wang
URL https://arxiv.org/abs/2209.05594
今後10年間のIa型超新星(SNIa)観測の大部分は近赤外線(NIR)で行われ、SNIa宇宙論の現在の標準的な光曲線モデルであるSALT3($\sim2800$--8700$A$中心フィルター波長)。この新しいSNIaサンプルを活用し、将来の光曲線標準化の体系的な不確実性を減らすために、オープンソースのモデルトレーニングソフトウェアSALTShakerを使用して、最大2$\mu$mのNIR波長(SALT3-NIR)でSALT3をトレーニングします。今後の観察に対応します。シミュレートされたデータを使用して、トレーニングプロセスがフェーズ範囲($-20$から$50$日)にわたってNIRモデルを$\sim2$--3%に制約することを示します。ハッブル残差(HR)散乱は、フィルターの選択に応じて、NIRのみまたは光学+NIRを使用すると、光学のみと比較して最大$\sim30$%小さいことがわかります(95%信頼度)。NIRライトカーブストレッチ測定値と光度の間には有意な相関関係があり、ストレッチと色の補正によってHR散乱が最大$\sim20%$改善されることがよくあります。\textit{RomanSpaceTelescope}から予想されるSNIa観測の場合、SALT3-NIRはSALTフレームワークで使用可能なデータの量を赤方偏移$z\lesssim0.4$で$\sim20$%、$\sim50増加させます。$z\lesssim0.15$で$%。SALT3-NIRモデルは、オープンソースの{\ttSNCosmo}および{\ttSNANA}SNIa宇宙論パッケージの一部です。

自然および丘の上のインフレーションにおける原始ブラックホール生成

Title Primordial_Black_Hole_Production_in_Natural_and_Hilltop_Inflation
Authors Jessica_L._Cook
URL https://arxiv.org/abs/2209.05674
パワースペクトルの上昇を源とする原始ブラックホール(PBH)の形成の可能性を検討します。$\phiF\tilde{F}$カップリングによるインフレトンのベクトルへの減衰により、パワースペクトルは遅くなると大きくなります。現在のプランクデータによって十分にサポートされている2つの背景インフレモデル、自然インフレと丘の上のインフレが考慮されます。PBHの形成を検討している論文の多くは、$P_{\zeta}$が遅い時間に再び小さくなるピークパワースペクトルを考慮しています。これにより、蒸発してBBNおよびCMBの境界に違反する可能性のあるミニチュアPBHの過剰生産が回避されます。この論文では、これらの境界を回避する別の方法を検討し、PBHが小さすぎてこれらの境界を破ることができないように、インフレの終わりに近づいて形成された摂動からPBHを生成します。これには、制約を回避するために追加の機能を追加する必要がないという点で、より単純なモデルを可能にするという利点があります。これらのブラックホールは蒸発したと思われますが、現在のBBN境界を超えずに近い可能性があるため、将来的に署名が明らかになる可能性があります。さまざまなモデルパラメーターが生成されるPBHの質量と数にどのように影響するかを計算します。インフレのパワースペクトルに由来するPBHの証拠は、CMBとは大幅に異なるエネルギースケールでのインフレの証拠を提供するため、インフレ中に何が起こったかを解明する上で非常に価値があります。

宇宙クロノメーターを用いたモデルに依存しない宇宙パラメータの推定

Title Model-independent_estimation_of_the_cosmography_parameters_using_cosmic_chronometers
Authors Faeze_Jalilvand_and_Ahmad_Mehrabi
URL https://arxiv.org/abs/2209.05782
宇宙クロノメーターによる宇宙膨張率の測定は、宇宙の歴史を理解するための新しいアプローチであることが証明されています。異なる赤方偏移でのハッブルパラメーターを直接決定できますが、根底にある体系的な不確実性に悩まされています。この作業では、体系的な不確実性がある場合とない場合の最近の宇宙クロノメーターデータを分析し、それらが結果にどのように影響するかを調査します。モデルのバイアスを回避するために、モデルに依存する方法と独立した方法の両方で分析を実行します。モデル依存のアプローチでは、$\Lambda$CDM、wCDM、およびCPLモデルを検討します。一方、ガウス過程は非対角共分散行列を含むデータを研究するための独自のツールを提供するため、モデルに依存しない分析はガウス過程に基づいています。

特異な速度からのベイジアン再構成法のテスト

Title Testing_Bayesian_reconstruction_methods_from_peculiar_velocities
Authors Aur\'elien_Valade,_Noam_I_Libeskind,_Yehuda_Hoffman_and_Simon_Pfeifer
URL https://arxiv.org/abs/2209.05846
銀河の距離の調査から大規模な密度と速度場を再構築することは、宇宙論の主要な課題です。データは非常にノイズが多くまばらです。推定距離、およびそれによる固有の速度は、マルムキストのような対数正規バイアスの影響を強く受けます。このようなデータから再構成を実行するために、2つのアルゴリズムが最近導入されました。ウィーナーフィルター(BGc/WF)と組み合わせたバイアスガウス補正と、ハミルトニアンモンテカルロフォワードモデリングのHAMLET実装です。ここでは、Cosmicflows-3データを模倣するモックカタログに対して2つの方法をテストします。具体的には、再構成された宇宙論と速度場(単極子、双極子)のモーメントが調べられます。同様に、「正確な」ウィーナーフィルターとの比較も行われます。つまり、観測誤差がゼロという非現実的なケースのウィーナーフィルターです。これは、WF方式の限界を理解するためです。以下が見つかりました。近くのレジーム($d\lesssim40{\rmMpc}/h$)では、2つの方法はほぼ同じように機能します。HAMLETは、中間領域($40\lesssimd\lesssim120{\rmMpc}/h$)でわずかに優れています。両者の主な違いは、データの端に近い、最も離れた領域($d\gtrsim120{\rmMpc}/h$)に現れます。HAMLETはBGc/WFよりも良好で緊密な相関という点で優れていますが、離れた領域では、HAMLETはやや偏った再構成をもたらします。このようなバイアスは、BGc/WF再構成から欠落しています。要するに、どちらの方法もうまく機能し、信頼性の高い再構成を作成し、詳細を調べると大きな違いが明らかになります。

ダーク エネルギー調査 3 年目の結果: SOMPZ とクラスタリングの組み合わせによる MagLim レンズ

サンプルの赤方偏移キャリブレーションとその宇宙論への影響

Title Dark_Energy_Survey_Year_3_Results:_Redshift_Calibration_of_the_MagLim_Lens_Sample_from_the_combination_of_SOMPZ_and_clustering_and_its_impact_on_Cosmology
Authors G._Giannini,_A._Alarcon,_M._Gatti,_A._Porredon,_M._Crocce,_G._M._Bernstein,_R._Cawthon,_C._S\'anchez,_C._Doux,_J._Elvin-Poole,_M._Raveri,_J._Myles,_A._Amon,_S._Allam,_O._Alves,_F._Andrade-Oliveira,_E._Baxter,_K._Bechtol,_M._R._Becker,_J._Blazek,_H._Camacho,_A._Campos,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_A._Choi,_J._Cordero,_J._De_Vicente,_J._DeRose,_H._T._Diehl,_S._Dodelson,_A._Drlica-Wagner,_K._Eckert,_S._Everett,_X._Fang,_A._Farahi,_P._Fosalba,_O._Friedrich,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_J._Gschwend,_I._Harrison,_W._G._Hartley,_E._M._Huff,_M._Jarvis,_E._Krause,_N._Kuropatkin,_P._Lemos,_N._MacCrann,_J._McCullough,_J._Muir,_S._Pandey,_J._Prat,_M._Rodriguez-Monroy,_A._J._Ross,_E._S._Rykoff,_S._Samuroff,_L._F._Secco,_I._Sevilla-Noarbe,_E._Sheldon,_M._A._Troxel,_D._L._Tucker,_N._Weaverdyck,_B._Yanny,_et_al._(51_additional_authors_not_shown)
URL https://arxiv.org/abs/2209.05853
ダークエネルギー調査(DES)の最初の3年間のデータ(Y3)から、MagLimレンズサンプルの赤方偏移分布の代替キャリブレーションを提示します。新しいキャリブレーションは、自己組織化マップベースのスキームとクラスタリング赤方偏移の組み合わせに基づいており、レンズサンプルの元のDESY3赤方偏移キャリブレーションよりも正確であると予想され、赤方偏移分布と固有の不確実性を推定します。方法論を詳細に説明し、シミュレーションで検証し、エラーバジェットを支配する主な影響について説明します。新しいキャリブレーションは、基準DESY3赤方偏移分布キャリブレーションとかなり一致しており、分布の平均と幅にわずかな違い($<3\sigma$)しかありません。$\Lambda$CDM宇宙論を仮定して、この新しいキャリブレーションが宇宙論的制約に与える影響を研究し、DESY3銀河クラスタリングと銀河間レンズ測定を分析します。$\Omega_{\rmm}=0.30\pm0.04$、$\sigma_8=0.81\pm0.07$、および$S_8=0.81\pm0.04$を取得します。これは、$の$\sim0.4\sigma$シフトを意味します。\Omega_{\rm}-S_8$平面をDESY3の基準結果と比較すると、マルチプローブ宇宙論解析におけるレンズサンプルの赤方偏移キャリブレーションの重要性が強調されます。

インフレーションからブラック ホールの合体、そして再びその逆: QCD エポックにわたる原始ブラック

ホールの第一原理モデルを使用したインフレーション シナリオに対する重力波データ駆動型の制約

Title From_inflation_to_black_hole_mergers_and_back_again:_Gravitational-wave_data-driven_constraints_on_inflationary_scenarios_with_a_first-principle_model_of_primordial_black_holes_across_the_QCD_epoch
Authors G._Franciolini,_I._Musco,_P._Pani,_A._Urbano
URL https://arxiv.org/abs/2209.05959
最近の個体群研究では、これまでにLIGO/Virgo/KAGRA(LVK)によって検出された重力波(GW)イベントで原始ブラックホール(PBH)の部分集団が検索されており、ほとんどの場合、現象論的なPBH質量分布が採用されています。ただし、標準シナリオの第一原理からそのような人口を導出する場合、PBH形成時の宇宙の状態方程式は、最終的に宇宙論的摂動のパワースペクトルに依存するPBHの存在量と質量分布に強く影響する可能性があります。ここでは、いくつかの側面で以前の人口研究を改善します。(i)QCDエポック全体の宇宙論的摂動の崩壊を説明する最先端のPBH形成モデルを採用します。(ii)PBHを含むGWデータに対して、現象論的分布の代わりにパワースペクトルパラメーターを直接使用して、最初のベイジアン多母集団推論を実行します。(iii)中性子星とBH質量範囲の両方でGWTC-3カタログを記述するLVK現象論モデルを使用してPBHシナリオに批判的に立ち向かい、PBHを全イベントの部分母集団としても考慮します。私たちの結果は、LVK観測により、大部分の暗黒物質が恒星質量PBHの形になるのを防いでいることを確認しています。最適なPBHモデルは、総イベントのごく一部を構成できることがわかりました。特に、質量ギャップのイベントを自然に説明できます。低質量ギャップイベントGW190814がPBH連星として解釈される場合、LVKは、今後のO4およびO5の実行中に、最大で数個のサブソーラーマージと1~$\approx30$低質量ギャップイベントを検出するはずであると予測します。最後に、最適なパワースペクトルを超スローロールインフレシナリオにマッピングし直して、後者がLVKバンドで検出可能なPBH合併、現在および将来の手段で検出可能な確率的GWバックグラウンドを予測し、全体を含む可能性があることを示します。小惑星質量PBHの暗黒物質。

フーリエ空間と配置空間における大規模クラスタリングの結合解析によるバリオン音響振動

Title Baryon_acoustic_oscillations_from_a_joint_analysis_of_the_large-scale_clustering_in_Fourier_and_configuration_space
Authors Tyann_Dumerchat_and_Julian_E._Bautista
URL https://arxiv.org/abs/2209.06011
バリオン音響振動(BAO)は、私たちの宇宙の膨張史の強力なプローブであり、通常、フーリエ空間または配置空間のいずれかで、銀河調査の2点統計で測定されます。この作業では、パワースペクトルと相関関数の多極子のジョイントフィットからBAOsの最初の測定を報告します。1000個のモックカタログのセットを使用して新しいフレームワークをテストし、パワースペクトルや相関関数を個別にフィッティングしたり、ガウス近似法と組み合わせたりする場合よりも、BAOパラメーターのバイアスが小さいことを示しました。推定された不確実性は、おそらくサンプル共分散行列のノイズ、多数の迷惑パラメーター、または新しいフレームワークがBAOパラメーターのガウス尤度の仮定に依存していないという事実により、ガウス近似からのものよりもわずかに大きくなっています。.しかし、私たちの不確実性はより少ない仮定に依存しているため、また私たちの方法は2点統計のレベルでフーリエ空間と配置空間の間の相関を取るため、より信頼できると主張します。拡張バリオン振動分光サーベイ(eBOSS)データリリース16の明るい赤色銀河サンプルの共同分析を実行し、$D_H/r_d=19.27\pm0.48$および$D_M/r_d=17.77\pm0.37$を取得しました。公式eBOSSコンセンサスとの合意BAOのみの結果$D_H/r_d=19.33\pm0.53$および$D_M/r_d=17.86\pm0.33$.

バイアスの時間発展

Title The_time_evolution_of_bias
Authors J._Einasto_and_L.J._Liivam\"agi_and_M._Einasto
URL https://arxiv.org/abs/2209.06036
宇宙密度場のバイアスの時間発展を調べます。従来の$\Lambda$コールドダークマター($\Lambda$CDM)モデルのコズミックウェブの進化の数値シミュレーションを実行します。シミュレーションは、$L=256-1024\Mpc$の幅広いボックスサイズと、非常に初期の瞬間$z=30$から現在の瞬間$z=0$までのエポックをカバーしています。偏った$\Lambda$CDMシミュレーションの暗黒物質粒子を使用して、銀河の空間相関関数$\xi(r)$を計算します。これらの関数が進化する宇宙ウェブのバイアス特性をどのように説明するかを分析します。すべての宇宙時代について、選択されたサンプルと物質の相関関数の比によって定義されるバイアスパラメーターは、2つの要因に依存することがわかりました。ボイドとクラスター化された集団内の物質の割合、および銀河サンプルの光度(質量)です。.重力はボイドを完全に排出することはできません。したがって、ボイドには常にクラスター化されていない物質がいくつかあります。したがって、銀河のバイアスパラメーターは、進化時代の全範囲にわたって常に1よりも大きくなります。すべての宇宙時代について、バイアスパラメータ値は、銀河の光度(粒子密度限界)に応じて規則的なシーケンスを形成し、時間とともに減少することがわかります。

温暖な $\beta$ 指数関数的インフレと Swampland 予想

Title Warm_$\beta$-exponential_inflation_and_the_Swampland_Conjectures
Authors F._B._M._dos_Santos,_R._Silva,_S._Santos_da_Costa,_M._Benetti,_J._S._Alcaniz
URL https://arxiv.org/abs/2209.06153
我々は、よく知られているベキ乗法によるインフレを一般化する$\beta$指数関数的ポテンシャルによって駆動される温暖なインフレシナリオの理論的および観測的側面を調査します。このようなシナリオでは、インフレーションフェーズ中にインフレトンフィールドの放射線への減衰が発生します。私たちの研究では、温度($T$)への3次依存性を持つ散逸係数($\Gamma$)を考慮し、スペクトルインデックス$n_s$への影響に焦点を当てて、インフレーションダイナミクスの結果を調査します。n_{run}$とテンソルとスカラーの比率$r$。現在の宇宙マイクロ波背景データと一致するインフレーションを、弱および強消散体制で実現することが可能であることを発見しました。また、現在文献で議論されている3つの条件を満たす方法として、強力な散逸体制での温暖なインフレが知られているため、湿地帯の予想に照らしてモデルの理論的側面も調査します。$\Gamma\proptoT^3$のとき、$\beta$指数モデルは予想に適応できることがわかります。

QCDエポックにおけるPBH形成のシミュレーションとGWTC-3カタログとの比較

Title Simulations_of_PBH_formation_at_the_QCD_epoch_and_comparison_with_the_GWTC-3_catalog
Authors Albert_Escriv\`a,_Eleni_Bagui,_Sebastien_Clesse
URL https://arxiv.org/abs/2209.06196
原始ブラックホール(PBH)形成の確率は、状態方程式のわずかな減少により、量子色力学(QCD)クロスオーバー中に増加することが知られています。これにより、PBHの質量分布に高いピークやその他の特徴が生じます。しかし、PBH形成中のこの変動の影響は、これまで無視されてきました.この作業では、QCDエポックで変化する状態方程式を考慮して初めてPBHの形成をシミュレートし、さまざまな曲率プロファイルを使用して過密度しきい値を計算し、結果のPBH質量分布が大きく影響を受けることを発見しました。初期および後期のPBHバイナリの予想される合併率分布は、$0.1<f_{\rmPBH}<1$内のPBHの暗黒物質分画についてGWTC-3カタログから推測された分布に匹敵します。体積感度から推定された重力波イベントの分布は、GW190814のような非対称質量、またはGW190521のようなペア不安定質量ギャップでの、$30-50M_\odot$付近の合体を説明できます。しかし、GWTC-3カタログで示唆されているように、考慮されたケースのいずれも、おそらく天体物理学と原始ブラックホールの混合集団を指し示すように、$8-15M_\odot$付近に二次ピークを持つマルチモーダルな分布には至りません。

Gaia DR3 とドップラー データからの系外惑星軌道の結合制約

Title Joint_Constraints_on_Exoplanetary_Orbits_from_Gaia_DR3_and_Doppler_Data
Authors Joshua_N._Winn
URL https://arxiv.org/abs/2209.05516
ガイアの第3のデータリリースには、恒星の天文運動によって特定された系外惑星と系外惑星の候補のカタログが含まれています。この論文では、ガイアの2体軌道解と正確なドップラー速度との間の一貫性に関するテストについて、現在そのような比較が可能な星について報告しています。BD17-0063、HD81040、およびHD132406については、ガイア軌道解とドップラーデータが一致していることが判明し、惑星の軌道と質量に対して可能な限り最良の制約を得るために一緒に適合されました。4つの星に矛盾が見つかりました:HD111232、おそらく天文モデルに含まれていない追加の惑星によるものです。HD175167およびHR810、おそらくガイア軌道解における非ガウス不確実性の不正確な扱いによるものです。理由は不明ですが、HIP66074。HD114762についても整合性テストが行​​われました。HD114762は1989年に褐色矮星または太陽系外惑星を持つと報告されましたが、その後連星であることが示されました。ジョイントガイアドップラー解析では、二次質量が0.215+/-0.013Msunであり、軌道傾斜角が3.63+/-0.06度であることが示されています。

アルマ望遠鏡によるLkCa 15円盤のラグランジュ点付近のダストトラップの検出

Title ALMA_Detection_of_Dust_Trapping_around_Lagrangian_Points_in_the_LkCa_15_Disk
Authors Feng_Long,_Sean_M._Andrews,_Shangjia_Zhang,_Chunhua_Qi,_Myriam_Benisty,_Stefano_Facchini,_Andrea_Isella,_David_J._Wilner,_Jaehan_Bae,_Jane_Huang,_Ryan_A._Loomis,_Karin_I._\"Oberg,_Zhaohuan_Zhu
URL https://arxiv.org/abs/2209.05535
LkCa15ディスクの深い高解像度($\sim$50mas、8au)ALMA0.88および1.3mm連続観測を提示します。発光形態は、両方の波長で内部空洞と3つのダストリングを示していますが、長波長ではリングがわずかに狭くなっています。42天文単位のかすかなリングに沿って、両方の波長で$\sim$10$\sigma$の重要度で2つの過剰な放出機能を識別します。軌道運動を考慮した後でも、発光ピークが2つの波長間でシフトするため、この塊が惑星周円盤(CPD)である可能性は低いです。代わりに、42auリングの形態は、惑星と円盤の相互作用モデルで生成される特徴的な馬蹄形の軌道に非常によく似ています。それぞれ。42auリングの形状、外側の隣接するリングに閉じ込められたダスト、および馬蹄形リングの位置と近赤外散乱光のギャップとの一致はすべて、惑星の彫刻のシナリオと一致しており、惑星はおそらく海王星と土星の間の質量。推定上の惑星の位置($\sim$60\degrの位置角度で中心星からの予測される距離で$0.''27$)の周りのCPDに関連する点状の放出は検出されず、上限は70であり、33$\mu$Jyはそれぞれ0.88mmと1.3mmであり、ダスト質量の上限0.02~0.03$M_{\oplus}$に対応します。

彗星 67P/チュリュモフ・ゲラシメンコの水と二酸化炭素の生成速度のモデル化

Title Modelling_the_water_and_carbon_dioxide_production_rates_of_Comet_67P/Churyumov-Gerasimenko
Authors Bj\"orn_J._R._Davidsson,_Nalin_H._Samarasinha,_Davide_Farnocchia,_Pedro_J._Guti\'errez
URL https://arxiv.org/abs/2209.05591
2014年から2016年にかけて行われた欧州宇宙機関ロゼッタ/フィラエの67P/チュリュモフ-ゲラシメンコ彗星ミッションは、これまでに実施された彗星の最も完全で多様な調査です。しかし、彗星の多くの物理的および化学的性質は不確実または未知のままであり、彗星活動はまだ十分に理解されていない現象です。ここでは、H2OとCO2の氷の核存在量と昇華前線の深さに制約を課し、近日点通過を通じて核がどのように進化したかを再構築しようと試みています。我々は、熱物理モデリングコード「NumericalIcyMinorBodyevolUtionSimulator」またはNIMBUSを使用して、観測されたH2OとCO2の生成速度が近日点前後で同時に再現される条件を検索します。比較的原始的な核物質の耐火物の水と氷の質量比はμ~1であり、その降下物質はμ~2であり、H2Oに対するCO2のモル存在量は30%近くであることが分かった。ダストマントルの厚さは通常2cm未満です。遠日点付近のCO2昇華フロントの平均深さは、北半球と南半球でそれぞれ約3.8mと約1.9mでしたが、時間とともに大幅に変化しました。私たちは、遠日点通過中の熱疲労により、降下物がかなりの断片化と粉砕を受けることを提案します。近日点付近のCO2活動による地表下での物質の圧縮は、測定可能な方法で拡散率を低下させたようです。

若い活発なM型矮星のトランジット検出能の色依存性

Title Color_Dependence_of_the_Transit_Detectability_for_Young_Active_M-dwarfs
Authors Kohei_Miyakawa,_Teruyuki_Hirano,_Bun'ei_Sato,_Satoshi_Okuzumi_and_Eric_Gaidos
URL https://arxiv.org/abs/2209.05765
若いM型矮星の光度曲線から星の回転活動が存在する場合の惑星通過の検出可能性を調査し、近赤外線(NIR)波長での検出の改善を推定します。K2ミッションで観測されたヒアデス星団、プレセペ星団、プレアデス星団、さそり座上部星団の4つの星団のメンバーの光度曲線を使用して、公転周期と惑星半径にわたるトランジット信号検出効率のマップを作成し、自転周期と変調半周期の検出可能性を評価します。-振幅。P_{rot}<=1dの高速回転子の検出効率は約20%に著しく低下し、プレアデスに惑星がないのは、高速回転するM型矮星の割合が高いためである可能性が高いことがわかりました。また、星の自転の信号振幅がNIR波長で減少すると仮定した模擬光度曲線を使用したテストにより、NIR測光による惑星検出の改善を評価します。私たちの結果は、NIR測光モニタリングが、P_{rot}<=1dの通過惑星候補の相対検出効率を2倍にし、宇宙からの過去の通過調査で約100Myrが欠落しているM型矮星の周りの惑星を見つけることを示唆しています。

REST: リアルな宇宙塵粒子を作成するための Java パッケージ

Title REST:_A_java_package_for_crafting_realistic_cosmic_dust_particles
Authors Prithish_Halder
URL https://arxiv.org/abs/2209.05768
宇宙ダスト粒子の全体的な理解は、惑星間ダスト粒子の地球ベースのさまざまな測定値と、ジオット、スターダスト、ロゼッタなどの宇宙ミッションから主に推測されます。これらの測定結果は、多種多様な形態学的に重要なダスト粒子の存在を示しています。宇宙のさまざまな領域でダストによって生じる光散乱と熱放射の観測結果を解釈するには、さまざまな形状、サイズ、多孔性、かさ密度、アスペクト比、および材料の不均一性を備えた、コンピューターでモデル化された現実的なダスト構造を生成する必要があります。現在の作業では、RoughEllipsoidStructureTool(REST)と呼ばれるJavaパッケージを導入しています。これは、複数のアルゴリズムのコレクションであり、測定された嵩密度に応じて、球、超楕円体、およびフラクタル集合体から現実的な粗い表面の宇宙ダスト粒子を作成することを目的としています。そして気孔率。最初に、$N_d$個の双極子または格子点を持つ球体が、ランダムな材料と空間シードセルを選択して作成され、強く損傷した構造、粗い表面、および突き出た構造が生成されます。同様に、RESTは、初期の超楕円体構造から粗面の超楕円体と突き構造の超楕円体を生成します。また、RESTは、粗い表面の不規則な粒子を持つフラクタル集合体であるラフフラクタル集合体を生成します。RESTは、凝集した破片、凝集した破片の超楕円体、および混合形態粒子を作成するために適用されています。最後に、適用されたそれぞれの構造の光散乱特性を調べて、その適用性を確認します。RESTは柔軟な構造ツールであり、空間のさまざまな領域でダストの物理的特性を研究するために適用できるさまざまなタイプのダスト構造を生成するのに役立ちます。

M 型矮星周辺の太陽系外惑星の CARMENES 検索: AD~Leonis の自転周期における安定した視線速度変動 -

星の活動を扱うための現在の制限のテストケース

Title The_CARMENES_search_for_exoplanets_around_M_dwarfs:_Stable_radial-velocity_variations_at_the_rotation_period_of_AD~Leonis_-_A_test_case_study_of_current_limitations_to_treating_stellar_activity
Authors D._Kossakowski,_M._K\"urster,_Th._Henning,_T._Trifonov,_J._A._Caballero,_M._Lafarga,_F._F._Bauer,_S._Stock,_J._Kemmer,_S._V._Jeffers,_P._J._Amado,_M._P\'erez-Torres,_V._J._S._B\'ejar,_M._Cort\'es-Contreras,_I._Ribas,_A._Reiners,_A._Quirrenbach,_J._Aceituno,_D._Baroch,_C._Cifuentes,_S._Dreizler,_J._S._Forcada,_A._Hatzes,_A._Kaminski,_D._Montes,_J._C._Morales,_A._Pavlov,_L._Pe\~na,_V._Perdelwitz,_S._Reffert,_D._Revilla,_C._Rodr\'iguez_L\'opez,_A._Rosich,_S._Sadegi,_P._Sch\"ofer,_A._Schweitzer,_M._Zechmeister
URL https://arxiv.org/abs/2209.05814
コンテキスト:視線速度(RV)データの課題は、惑星の伴星または星の活動による信号の起源を解明することです。実際、2.23dの恒星の自転と同じ時期に、比較的明るく近くにあるM3.0V星ADしし座の周りに、惑星の伴星の存在が提案され、また争われてきました。目的:この信号の性質をさらに調査します。新しいCARMENES光学および近赤外RVデータと、HARPS-N、GIANO-B、およびHPFからのより最近のデータとともに、HIRESおよびHARPSによって取得されたアーカイブデータと組み合わせた分析を紹介します。また、ADしし座の二元性に関する混乱にも対処します。方法:RVとCARMENESでアクセス可能なさまざまな星の活動指標との間の可能な相関関係を検討します。ベイジアンフレームワーク内でモデルを適用して、ケプラーモデル、ガウス過程を使用したレッドノイズ準周期モデル、または混合モデルが観測データを最もよく説明するかどうかを判断しました。また、星の活動に関連する可能性のあるスペクトル線にのみ焦点を当てています。結果:CARMENESRVデータは、以前に報告された2.23dの周期性と一致し、いくつかの活動指標と相関し、色度を示します。ただし、RVデータセット全体を考慮すると、安定したコンポーネントと可変コンポーネントで構成される混合モデルが最適に機能することがわかります。さらに、活動に影響されないスペクトル線のみを使用してRVを再計算すると、対象の期間にいくらかの残留電力があるように見えます。したがって、私たちのデータ、現在のツール、機械、および星の活動がRVにどのように影響するかについての知識が与えられた場合、星の自転と同期して周回する惑星が存在しないことを断固として証明することは不可能であると結論付けています.27M_E(=0.084M_J)より重い惑星は除外します。また、14年未満の軌道周期でMsini>3-6M_Jを持つADしし座周辺の連星伴星も除外します。

Gaia-TESS の相乗効果: トランジット候補の識別の改善

Title Gaia-TESS_synergy:_Improving_the_identification_of_transit_candidates
Authors Aviad_Panahi,_Tsevi_Mazeh,_Shay_Zucker,_David_W._Latham,_Karen_A._Collins,_Lorenzo_Rimoldini,_Dafydd_Wyn_Evans,_and_Laurent_Eyer
URL https://arxiv.org/abs/2209.05845
コンテキスト:TESSチームは、衛星によって取得された累積光度曲線の分析に基づいて、トランジット系外惑星候補の新しいリストを定期的に発行します。このリストには、トランジットの推定エポック、期間、期間が含まれています。TESSの点像分布関数(PSF)は比較的広いため、実際には混合背景食連星(BEB)である明らかなトランジットを除外するために、より高い空間解像度でのフォローアップ測光観測が必要です。目的:ガイア宇宙ミッションは、エポックフォトメトリと高い角度分解能のデータベースを拡大しており、TESSPSFに含まれるすべての光源について、ガイアの極限等級までの明確な光度曲線を生成できます。この論文では、Gaiaフォトメトリを使用してBEB候補の識別を容易にし、場合によってはターゲット候補を確認する、進行中のGaia-TESSコラボレーションの結果を報告します。方法:TESSPSFに含まれる個々のソースのGaiaフォトメトリを調査し、TESSによって公開されている天体暦と不確実性と互換性のある周期的な調光イベントを検索しました。検索のパフォーマンスは、主に転送中のGaia測定値の数とその精度に依存します。結果:2021年2月以降、コラボレーションにより126のターゲット候補が確認され、124がBEBとして除外されました。検索方法が成熟した2021年6月以降、約5%をターゲット候補として、さらに5%をBEBとして特定することができました。結論:この相乗的なアプローチは、NASAとESAの2つの天文宇宙ミッションの補完的な機能を組み合わせています。これは、天文学コミュニティのリソースをより有効に活用することで、新しい惑星を検出するプロセスを最適化するのに役立ちます。

スーパーアースとミニ海王星の人口に対する主星活動の進化の影響

Title The_influence_of_host_star_activity_evolution_on_the_population_of_super-Earths_and_mini-Neptunes
Authors Laura_Ketzer,_Katja_Poppenhaeger
URL https://arxiv.org/abs/2209.05860
検出された系外惑星の人口は、地球半径の約2倍のサイズの惑星が不足していることを示しています。これは、いわゆる半径ギャップです。これは、系外惑星のさまざまな可能性のある大気質量損失プロセスによって引き起こされる進化的効果として解釈されます。恒星のX線や極紫外光子による太陽系外惑星の照射によって引き起こされる質量損失については、恒星の磁気活動の時間発展が重要です。開いた星団の観測から、同じ年齢と質量の星がすべて、活動によって引き起こされるX線と極紫外線の光度の同じ時間の進化をたどるわけではないことが知られています。ここでは、さまざまな星の活動軌跡の現実的な広がりが、シミュレートされた小さな系外惑星の集団の質量損失と半径の進化、および半径ギャップの観測可能な特性にどのように影響するかを調べます。私たちの結果は、さまざまな飽和時間スケール、つまり、星の高エネルギー放出が減少し始める若い年齢、および適度な星の年齢にわたるさまざまな活動減衰トラックが、ギャップ内の惑星の人口密度の変化を引き起こす可能性があることを定性的に示しています。ギャップの観察可能な幅で。また、質量損失の最初の1億年が半径ギャップを形成するために非常に重要である一方で、ギャップ特性の大幅な進化が、少なくとも最初の5億年から6億年、つまりヒアデスの時代に起こると予想されることもわかりました。集まる。定義された年齢を持つ太陽系外惑星集団の観測は、半径ギャップの進化にさらに光を当てることができます。

彗星のアモルファス氷:証拠と結果

Title Amorphous_ice_in_comets:_evidence_and_consequences
Authors Dina_Prialnik_and_David_Jewitt
URL https://arxiv.org/abs/2209.05907
氷は、恒星間物質や太陽の原始惑星系円盤の極寒で低密度の外側領域で見られる温度と圧力で蒸気から降着すると、無秩序または「アモルファス」状態で自然に形成されます。したがって、彗星やその他の原始天体が形成以来かなりの熱を逃れたのは、予想される氷の形です。しかし、予想に反して、彗星の非晶質氷の観測証拠はほとんど間接的なままです。これは、非晶質氷のスペクトルの特徴が微妙であることと、高品質のデータを所有している太陽系天体のほとんどが太陽に近すぎて、非晶質氷が検出できる地表近くで生き残るには熱すぎるためです。この章では、無定形の氷の性質、その存在の証拠、および彗星の挙動への影響について概説します。

高度に偏心した惑星 HD 80606 b の気候と組成の変化 {高度に偏心した惑星 HD 80606 b の気候と組成の変化 --

一酸化炭素と硫黄元素の上昇と下降

Title The_Climate_and_Compositional_Variation_of_the_Highly_Eccentric_Planet_HD_80606_b]{The_Climate_and_Compositional_Variation_of_the_Highly_Eccentric_Planet_HD_80606_b_--_the_rise_and_fall_of_carbon_monoxide_and_elemental_sulfur
Authors Shang-Min_Tsai,_Maria_Steinrueck,_Vivien_Parmentier,_Nikole_Lewis,_Raymond_Pierrehumbert
URL https://arxiv.org/abs/2209.05910
巨大ガス惑星HD80606bは高度に偏心した軌道(e$\sim$0.93)を持っています。恒星の日射量の急速な変化による変動は、物理的および化学的な時間スケールを調べ、気候力学と大気化学の相互作用を研究するためのユニークな機会を提供します。この作業では、大気応答とHD80606bの基礎となる物理的および化学的メカニズムを研究するための統合モデルを提示します。最初に、3次元大循環モデル(GCM)を実行して、さまざまな大気金属量と内部熱の大気熱構造と動的構造を確立します。GCM出力に基づいて、1D時間依存光化学モデルを採用して、偏心軌道に沿った組成変動を調査しました。HD80606bの循環パターンの遷移は、以前の研究のダイナミクスレジームと一致していました。私たちの光化学モデルは、効率的な垂直混合が主要な炭素種と窒素種の深いクエンチレベルにつながり、クエンチング動作が偏心軌道全体で変化しないことを示しています。代わりに、光分解が時間依存化学の主な推進力です。[CO]/[CH$_4$]$>$1の過渡状態は、金属量と内部熱のすべてのケースで確認されました。今後のJWSTサイクル1GOプログラムでは、このリアルタイムのCH$_4$-CO変換を追跡し、化学的なタイムスケールを推測することができます。さらに、突然の加熱と光化学強制によって開始された硫黄種は、短期サイクルと長期サイクルの両方を示し、太陽系外惑星で硫黄を検出するための興味深い道を開きます。

惑星マグマ海における対流ガス放出効率: 計算流体力学からの洞察

Title Convective_outgassing_efficiency_in_planetary_magma_oceans:_insights_from_computational_fluid_dynamics
Authors Arnaud_Salvador,_Henri_Samuel
URL https://arxiv.org/abs/2209.06199
惑星の大気は一般に、マグマの海が冷却されて効率的にガスが放出された結果生じると考えられています。この段階では、溶融した内部の活発な対流運動により、溶解した揮発性物質が浅い深さに急速に運ばれ、表面で分解して破裂すると考えられています。効率的な脱ガスと大気形成のこの仮定は、惑星の進化に重要な意味を持ちますが、流体力学の考慮事項に対してテストされたことはありません。しかし、対流サイクル中、マグマオーシャンの有限部分のみが揮発性物質の脱離が発生する可能性のある浅い深さに到達でき、大規模な循環により、かなりの量のマグマオーシャンが惑星表面に急速に到達するのが妨げられる可能性があります。したがって、プラントル数1で活発な2Dおよび3Dレイリー・ベナール対流の計算流体力学実験を実施し、揮発性物質が放出されて大気中に抽出される浅い深さに到達する対流流体の能力を特徴付けました。ガス放出効率は、本質的に対流速度の大きさの関数です。これにより、単純な式を導き出し、ガス放出された揮発性物質の量の時間発展を、マグマの海を支配するパラメーターの関数として予測することができます。もっともらしいケースでは、すべての過飽和水を分解するのに必要な時間は、特定の非常に活発な過渡段階でマグマの海の寿命を超える可能性があり、不完全または無視できるほどのガス放出につながります。さらに、惑星のサイズと初期のマグマ海洋の水分含有量は、それぞれ対流の活力と脱離の深さを通じて、マグマ海洋の脱ガス効率に強く影響し、惑星の進化経路の発散とその結果としての表面状態につながる可能性があります。全体として、活発な対流にもかかわらず、かなりの範囲のパラメーターについて、対流脱ガスは以前に考えられていたほど効率的ではないようです。

極端な星形成環境としての超拡散銀河 I: HI-Rich UDGs における星形成のマッピング

Title Ultra-Diffuse_Galaxies_as_Extreme_Star-forming_Environments_I:_Mapping_Star_Formation_in_HI-Rich_UDGs
Authors Erin_Kado-Fong,_Jenny_E._Greene,_Song_Huang,_and_Andy_Goulding
URL https://arxiv.org/abs/2209.05492
超拡散銀河は、銀河の進化の極端な産物であると同時に、星形成に関する私たちの理解を試す極端な環境でもあります。この作業では、120Mpc以内のNASAスローンアトラス(NSA)からの22のHI選択されたUDGと35の低質量銀河のサンプルの空間分解された星形成活動​​を対比します。我々は、HyperSuprime-CamSubaruStrategicProgram(HSC-SSP)の高空間解像度光学イメージングデータとGALEXのUVカバレッジを活用して、星形成速度と星質量表面密度マップを計算するために、新しいジョイントSEDフィッティング法を採用しています。空間的に分解されたHIマップを持つ銀河のサブセットから推定されたHI半径プロファイルを使用します。UDGの星形成効率は、500pcまでの原子ガスの関数として低いことがわかりました。さらに、UDGサンプルの恒星の質量加重サイズは、HI質量の関数として考えると目立たないことがわかります。それらの恒星サイズは、固定HI質量でのNSA矮星に匹敵します。これは、UDGが正常に星を形成しているが、効率が低いという図では当然の結果です。結果を銀河形成の現代モデルからの予測と比較し、特に、$z=0$までバースト星形成が必要な場合に、活発な星形成フィードバックのためにUDGが星の膨張を受けるモデルでは、私たちの観測を再現するのが難しいことがわかりました。.

「失敗した」天の川としての恒星ハローの前駆銀河

Title The_progenitor_galaxies_of_stellar_haloes_as_"failed"_Milky_Ways
Authors Sownak_Bose_and_Alis_J._Deason
URL https://arxiv.org/abs/2209.05493
天の川銀河の恒星暈には矮小銀河との相互作用の歴史が記録されており、矮小銀河はその後破壊され、拡張された恒星構成要素が形成されました。最近の研究では、大マゼラン雲に匹敵する質量を持つ銀河(LMC,$M_\star\sim10^9\,{\rmM}_\odot$)が、私たちの星のハローの主要な構成要素である可能性があることが示唆されています。銀河。$\Lambda$ColdDarkMatterモデルの宇宙論的シミュレーションを使用して、銀河形成の半解析モデルを使用して$z=1-2$でLMC質量銀河を調査します。$z=2$のLMC類似体は、今日まで3つの異なる経路に沿って進化していることがわかります。(1)天の川質量宿主で破壊されるもの。(2)それ自体が天の川銀河の主な始祖である銀河。(3)$z=0$まで生き残り、星の質量$\sim$1.0dexが典型的な天の川銀河よりも低いもの。私たちのモデルは、$z=2$でのこれらの銀河の特性(星の金属量、サイズ、ガス含有量など)は、これらの経路のいずれが最終的に取られるかに関係なく、多かれ少なかれ区別がつかないと予測しています。この赤方偏移範囲にあるそのような銀河を対象とした調査では、「破壊された」星のハロー前駆体と「生き残った」LMC類似体を区別するのに苦労するでしょう。これらの銀河の最終的な運命を決定する唯一の要因は、$z=2$での隣接する天の川の主な始祖への近さです:「生き残った」銀河への典型的な分離は約7Mpcですが、銀河まではわずか670kpcです。「破壊された」銀河。私たちの結果は、天の川銀河の古い星の集団は、その星のハローの祖先と本質的に区別できない可能性があることを示唆しています。

FLows Around Galaxys (FLAG) I -- 銀河の接続性の宇宙環境への依存性と星形成率への影響

Title FLows_Around_Galaxies_(FLAG)_I_--_The_dependency_of_galaxy_connectivity_on_cosmic_environments_and_effects_on_the_star-formation_rate
Authors Daniela_Gal\'arraga-Espinosa,_Enrico_Garaldi,_Guinevere_Kauffmann
URL https://arxiv.org/abs/2209.05495
銀河が星形成のための物質をどのように獲得するかという基本的な問題に実質的な洞察をもたらすことを目的として、この研究では、銀河の接続性(つまり、銀河に接続されたフィラメントストリームの数)の最初の包括的な特徴付けを提示します。宇宙環境、およびz=2での星形成率に対する接続性の影響の統計的調査。DisPerSEフィラメントファインダーを2977個の大質量中心銀河($M_*>10^{8}$$\mathrm{M}_\odot/h$)TNG50-1シミュレーションの。私たちの結果は、銀河の半分以上が2つまたは3つのストリームにつながっていることを示しています。それらの約$15\%$はゼロストリームに接続されています。つまり、これらの銀河はローカルウェブから完全に切り離されています。連結性に影響を与える可能性のあるさまざまな要因を調べたところ、このパラメーターは質量とともに増加し、低質量銀河では局所密度とともに減少し、大質量銀河ではドロネーテッセレーションによって推定される局所環境に依存しないことがわかりました。小規模なストリームと大規模な環境との関係をよりよく理解するために、銀河はさまざまな宇宙ウェブ環境での位置に従ってさらに分類されます。平均して、銀河はフィラメント内の2つのストリーム、クラスターコア内の3つのストリームに接続されていますが、クラスター周辺のストリームには接続されていません。最後に、固定された局所密度と宇宙ウェブ環境では、低質量銀河の特定の星形成(sSFR)が最大$7\,\sigma$接続性により強化されることを示します。大質量銀河ではより穏やかな影響が見られ、質量の異なる銀河ではフィラメントの流れを介した物質流入の相対効率が異なることを示唆しています。

$z \geq 4$ での塵の多い銀河の集合: 初期の JWST データからのヒントによる恒星質量の蓄積とそのスケーリング関係

Title The_assembly_of_dusty_galaxies_at_$z_\geq_4$:_the_build-up_of_stellar_mass_and_its_scaling_relations_with_hints_from_early_JWST_data
Authors C._Di_Cesare,_L._Graziani,_R._Schneider,_M._Ginolfi,_A._Venditti,_P._Santini,_L._K._Hunt
URL https://arxiv.org/abs/2209.05496
ALPINEサーベイとREBELSサーベイによってALMAで観測された遠方の銀河の数の増加、およびジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)の早期リリース観測は、宇宙星の形成と通常の塵の多い銀河の集合に関する私たちの理解に革命をもたらすことを約束します。ここでは、\texttt{dustyGadget}を使用して高赤方偏移データを解釈する新しい宇宙シミュレーションを紹介します。$z>4$での共動星形成の歴史、星の質量密度、および銀河の主系列(MS)、星とハローの質量、ダストと星の質量関係などの多くの銀河スケーリング関係を調査します。.予測された星形成率と星の総質量密度は、$z\geq8$での最近のJWSTEROおよびDD-ERSデータを含む利用可能な観測との顕著な一致とともに、時間とともに急速に増加します。明確に定義された銀河のMSは、進化していないベキ乗則に従って$z<10$で既に発見されており、それぞれ低/高質量端でJWSTとREBELSの両方のデータと一致しており、ガスによって効率的に維持されている星形成と一致しています。最近の観測によって確立されたように、降着と赤方偏移とともに増加する特定の星形成率。$z\leq7$における低質量銀河($\rm{Log(M_\star/M_\odot)}<9$)の集団は、星の質量関数の現在の推定値を超えています。恒星とハロー、ダストと恒星の質量関係。将来のJWST観測は、これらの低質量銀河に非常に貴重な制約を提供し、宇宙進化における銀河の役割を明らかにするのに役立ちます。

銀河の縁:星形成の限界をたどる

Title The_edges_of_galaxies:_Tracing_the_limits_of_star_formation
Authors N._Chamba,_I._Trujillo,_J._H._Knapen
URL https://arxiv.org/abs/2209.05497
銀河の周辺は、過去数十年間、複数の視点から研究されてきました。しかし、すべての銀河が日常の物体のように明確なエッジを持っているかどうかはまだわかっていません。銀河の端を定義するために物理的に動機付けられた基準を開発することにより、この問題に対処します。星形成に必要なガス密度のしきい値に基づいて、銀河の端を、過去または進行中のその場での星形成の大幅な低下に関連する最も外側の半径の位置として定義します。形態(矮星から楕円銀河)と星の質量($10^7M_{\odot}<M_{\star}<10^{12}M_{\odot}の範囲が広い$\sim$1000の低傾斜銀河を探索します。$)。これらの銀河の端の位置($R_{\rmedge}$)は、IACStripe82LegacyProjectの深層マルチバンド光学イメージングを使用して、放射状プロファイルの最も外側のカットオフまたはトランケーションとして視覚的に識別されます。この特徴的な特徴は、銀河の形態によって変化する次の平均星質量密度で見られます:$2.9\pm0.10\,M_{\odot}$/pc$^2$楕円形では$1.1\pm0.04\,M_{\odot}/$pc$^2$は渦巻きで、$0.6\pm0.03\,M_{\odot}/$pc$^2$は現在の星形成矮星です。さらに、$R_{\rmedge}$はその年齢(色)に依存することがわかりました。固定された星の質量では、より青い銀河ほど$R_{\rmedge}$が大きくなります。$R_{\rmedge}$を物理的に動機付けられた銀河サイズの尺度として使用して得られた星の質量-サイズ平面は、非常に狭い固有の散乱($\lesssim0.06$dex)を持っています。これらの結果は、銀河の成長を探り、その周辺での星形成の限界を追跡するための新しい深層画像調査の重要性を強調しています。

活動銀河核の円盤における星の進化に対する円盤組成の影響

Title The_Influence_of_Disk_Composition_on_the_Evolution_of_Stars_in_the_Disks_of_Active_Galactic_Nuclei
Authors Alexander_J._Dittmann,_Adam_S._Jermyn,_Matteo_Cantiello
URL https://arxiv.org/abs/2209.05499
超大質量ブラックホールに降着するガスの円盤は、活動銀河核(AGN)に電力を供給し、核星団から星を捕獲したり、重力不安定性を介してその場で星を形成したりできます。これらの円盤の密度と熱条件により、埋め込まれた星に急速に降着する可能性があり、星間媒体の星と比較して進化が劇的に変化します。理論モデルは、十分に急速な降着を受けると、新鮮なガスがヘリウムに燃焼されるのと同じ速さでこれらの星のコアに水素を補充し、準定常状態に達すると予測しています。このような大質量で長寿命の(「不滅の」)星は、AGNディスクをヘリウムで劇的に濃縮することができる可能性があり、対応する狭線領域およびホストと比較して、AGN広線領域のヘリウム存在量を増加させる可能性があります。AGNディスクのヘリウム存在量が、そこに埋め込まれた星の進化をどのように変化させるかを調査します。分析的議論と一致して、特定の質量の星は、ヘリウムの質量分率が高いほど明るくなり、放射線による質量損失が大きくなることがわかりました。さらに、埋め込まれた星は、ヘリウムの質量分率が高い円盤では質量が小さくなる傾向があり、そのような円盤では不滅の星があまり一般的ではないこともわかりました。このように、円盤の組成は、電磁気波と重力波のトランジェントの速度を変えるだけでなく、埋め込まれた星によるさらなる化学的濃縮を変化させる可能性があります。

極端な星形成環境としての超拡散銀河 II: HI-Rich UDG における星形成と圧力バランス

Title Ultra-Diffuse_Galaxies_as_Extreme_Star-forming_Environments_II:_Star_Formation_and_Pressure_Balance_in_HI-Rich_UDGs
Authors Erin_Kado-Fong,_Chang-Goo_Kim,_Jenny_E._Greene,_and_Lachlan_Lancaster
URL https://arxiv.org/abs/2209.05500
超拡散銀河(UDG)は、矮小銀河集団の極端な拡散尾部を占めていることに加えて、それ自体が極端な低密度環境での星形成を研究するための重要な実験室です。このシリーズの2番目の論文では、120Mpc内の22のHI選択されたUDGと21の「通常の」矮小銀河の空間分解された星形成活動​​を、星形成の圧力調整フィードバック変調(PRFM)理論内の予測と比較します。.そのために、UV光学イメージングから星形成率と星質量表面密度を推定できるジョイントSEDフィッティング法を採用しています。PRFMフレームワークがUDG領域にうまく拡張されていることがわかりました。サンプルのUDGは、HI含有量を考えると異常に低い星形成率の表面密度を示していますが、この低い星形成効率は、UDGの拡散構造によって自然に説明できます。実際、PRFMフレームワークでキャストした場合、UDGサンプルのミッドプレーン圧力と星形成の関係は、「通常の」矮小参照サンプルだけでなく、より大規模な銀河からの測定値ともよく一致しています。私たちの結果は、星形成効率が低いにもかかわらず、HIが豊富なUDGが風変わりな方法で星を形成する必要がないことを示唆しています。また、UDGは、矮星全体の人口と比較してもH$_2$ほど貧弱である可能性が高いこともわかりました。

私たちの隣人の家族の写真: 近くの散開星団の質量関数と動的パラメーターの調査

Title The_family_pictures_of_our_neighbours:_investigating_the_mass_function_and_dynamical_parameters_of_nearby_open_clusters
Authors H._Ebrahimi_(1),_A._Sollima_(2),_H._Haghi_(1)_((1)_Institute_for_Advanced_Studies_in_Basic_Sciences_(IASBS),_Zanjan,_Iran,_(2)_INAF_Osservatorio_Astrofisica_e_Scienza_dello_Spazio,_Bologna,_Italy)
URL https://arxiv.org/abs/2209.05503
GaiaEarlyDataRelease3の前例のないデータセットを使用して、近くにある15個の散開星団(OC)の質量関数(MF)と動的パラメーターを決定します。測光(色と大きさ)と星の天文(視差と固有運動)パラメータを調整し、銀河フィールドの侵入者からの汚染を最小限に抑えます。観測された星団の主系列に沿った星の分布を、最適な合成母集団と比較することにより、質量、半質量半径、半質量半径などの動的パラメータとともに、現在のMFとOCのバイナリ分率を見つけます。-マスリラクゼーションタイム。OCのグローバルな現在のMFは、単一のべき乗関数$F(m)\proptom^\al​​pha$と一致することがわかりました。$0.2<m/\text{M}_\odot<1$、および超太陽質量領域。銀河の球状星団の間ですでに観察されたのと同じ結論と同様に、MF勾配と半質量緩和時間に対する年齢の比率との間の有意な相関関係が証明されています。ただし、OCは球状星団と比較して異なる経路に沿って進化しており、初期質量関数(IMF)の原始的な違いを示している可能性があります。モンテカルロシミュレーションとの比較は、分析されたすべてのOCが勾配$\alpha_{\text{IMF}}<-2.3$のIMFで生まれた可能性があることを示唆しています。また、あまり進化していないOCのMFが太陽系近傍のMFと一致していることも示しており、OCの溶解と銀河円盤の形成との間に関連がある可能性を示しています。

宇宙の正午における銀河風の分解された速度プロファイル

Title Resolved_velocity_profiles_of_galactic_winds_at_Cosmic_Noon
Authors Keerthi_Vasan_G.C.,_Tucker_Jones,_Ryan_L._Sanders,_Richard_S._Ellis,_Daniel_P._Stark,_Glenn_Kacprzak,_Tania_M._Barone,_Kim-Vy_H._Tran,_Karl_Glazebrook,_Colin_Jacobs
URL https://arxiv.org/abs/2209.05508
宇宙の正午($z=1.5-3.5$)に20の重力レンズ効果のある銀河で"バレルの下"で見た星間物質(ISM)の運動学を研究します。Keck/ESIおよびMagellan/MagEの中程度の解像度のスペクトル($R\sim4000$)を使用して、これらの銀河のISM吸収を$\sim$10の独立した要素にスペクトル分解し、二重ガウスフィットを使用してガスの速度構造を定量化します。.この銀河サンプル内のガスのバルク運動は、平均速度重心が$\left<v_{cent}\right>=-148$km$\,$s$^{-1}$($\pm109$km$\,$s$^{-1}$scatter)は全身赤方偏移に関して測定されます。20個の銀河のうち16個が明らかに正の歪度を示し、青方偏移した尾が$\sim-500$km$\,$s$^{-1}$まで伸びています。速度幅は、より大きな衝突パラメーターを調べるクエーサースペクトルで見られる強い吸収システムと比較して、レンズ銀河サンプルでかなり大きく、サンプルで見られる吸収ガスがホスト銀河に近接していることを示唆しています($\lesssim10$sofkpc)。流出速度と銀河の恒星質量および星形成率(SFR)のスケーリング関係を調べ、運動量駆動の風のシナリオと一致する相関関係を見つけます。測定された流出速度は、同様の赤方偏移と銀河の特性でのFIRE-2およびTNG50宇宙論的シミュレーションで報告された速度にも匹敵します。また、低解像度スペクトルからの結果を解釈するための意味も考慮します。速度重心は低解像度で正確に復元されますが、高速ガス($v_{95}$など)の歪度、速度幅、およびプローブは$R\lesssim2000$で偏っていることを示します。この作業は、$z>2$で十分に解決された流出速度構造の利用可能な最大のサンプルを表しており、正確な特性を回復するには優れたスペクトル分解能が必要であることを強調しています。

DES-ACT Overla での赤方偏移範囲 $0.2 < z < 0.8$ でのクラスター内光の特徴付け

Title Characterising_the_Intracluster_Light_over_the_Redshift_Range_$0.2_
Authors Jesse_B._Golden-Marx,_Y._Zhang,_R._L._C._Ogando,_S._Allam,_D._L._Tucker,_C._J._Miller,_M._Hilton,_B._Mutlu-Pakdil,_T._M._C._Abbott,_M._Aguena,_O._Alves,_F._Andrade-Oliveira,_J._Annis,_D._Bacon,_E._Bertin,_S._Bocquet,_D._Brooks,_D._L._Burke,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_F._J._Castander,_C._Conselice,_M._Costanzi,_L._N._da_Costa,_M._E._S._Pereira,_J._De_Vicente,_S._Desai,_P._Doel,_S._Everett,_I._Ferrero,_B._Flaugher,_J._Frieman,_J._Garc\'ia_Bellido,_D._W._Gerdes,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_G._Gutierrez,_S._R._Hinton,_D._L._Hollowood,_K._Honscheid,_D._J._James,_K._Kuehn,_N._Kuropatkin,_O._Lahav,_J._L._Marshall,_P._Melchior,_J._Mena-Fern\'andez,_R._Miquel,_J._J._Mohr,_A._Palmese,_F._Paz-Chinch\'on,_A._Pieres,_A._A._Plazas_Malag\'on,_J._Prat,_M._Raveri,_M._Rodriguez-Monroy,_A._K._Romer,_E._Sanchez,_et_al._(11_additional_authors_not_shown)
URL https://arxiv.org/abs/2209.05519
暗黒エネルギー調査とアタカマ宇宙望遠鏡調査(DES-ACT)の重複領域で特定された銀河団の明るい中央銀河(BCG)と周囲の銀河団内光(ICL)の特性と進化を特徴付け、赤方偏移範囲$0.20<をカバーします。z<0.80$。このサンプルを使用して、log${_{10}}(M_{\rm200m,SZ}$/M$のクラスタで、この赤方偏移範囲にわたってICLの星の内容(50-300\,kpc)に変化がないことを測定します_{\odot})>$14.4.また、BCG+ICLシステムの恒星質量-ハロー質量(SMHM)関係を測定し、BCG+ICLに対する$M_{\rm200m,SZ}$の依存性を特徴付ける勾配$\beta$を見つけます。星の質量、半径とともに増加します。周辺部はコアよりもハローと強く相関しており、BCG+ICLシステムが2段階の成長をたどり、最近の成長($z<2$)がBCGのコアを超えて発生することを裏付けています。さらに、観測されたSMHM関係の結果をIllustrisTNG300-1宇宙流体力学シミュレーションと比較し、拡散光の量に中程度の定性的な一致を見つけました。ただし、TNG300-1ではSMHM関係の勾配が急であり、TNG300-1では射影効果がないため、固有の散乱は低くなります。さらに、ICLは、周辺部が中心部よりも青くなるような色のグラデーションを示すことがわかります。さらに、より低いハロー質量クラスター(log$_{10}(M_{\rm200m,SZ}$/M$_{\odot})<$14.59)については、色のグラデーションの勾配のわずかな変化をルックバックで検出します。これは、恒星の質量成長の欠如と相まって、質量の小さい星団が、質量の大きい星団よりも最近、潮汐剥離による成長に関与していたことを示唆している可能性があります。

The SAMI -- Fornax Dwarfs Survey II: 恒星質量基本平面と矮小銀河の暗黒物質部分

Title The_SAMI_--_Fornax_Dwarfs_Survey_II:_The_Stellar_Mass_Fundamental_Plane_and_the_Dark_Matter_fraction_of_Dwarf_Galaxies
Authors F._Sara_Eftekhari_(1),_Reynier_F._Peletier_(1),_Nicholas_Scott_(2,3),_Steffen_Mieske_(4),_Joss_Bland-Hawthorn_(2,3),_Julia_J._Bryant_(2,3),_Michele_Cantiello_(5),_Scott_M._Croom_(2,3),_Michael_J._Drinkwater_(6),_Jesus_Falcon-Barroso_(7,9),_Michael_Hilker_(9),_Enrichetta_Iodice_(10),_Nicola_R._Napolitano_(10),_Marilena_Spavone_(10),_Edwin_A._Valentijn_(1),_Glenn_van_de_Ven_(11)_and_Aku_Venhola_(12,1)_((1)_Groningen,_(2)_Sydney,_(3)_ASTRO_3D,_(4)_ESO_Santiago,_(5)_INAF_Teramo,_(6)_Queensland,_(7)_IAC,_(8)_Univ._La_Laguna,_(9)_ESO_Garching,_(10)_INAF_Naples,_(11)_Vienna,_(12)_Oulu)
URL https://arxiv.org/abs/2209.05525
SAMIインテグラルフィールドスペクトログラフからの観測を使用して、円座銀河団内の38個の矮小銀河の運動学的スケーリング関係を調べます。天体の物理的性質(スケールの長さ、表面の明るさ、速度の分散)によって定義される基本平面(FP)と、表面の明るさが星の質量に置き換えられる星質量(基本)平面に焦点を当て、それらの動力学を調査します。対恒星質量比。FornaxdEsは、大規模で高温の恒星系によって定義されるFPよりも大幅にオフセットされているという以前の結果を確認します。はるかに低い散乱を示す恒星質量(基本)平面では、若い矮小銀河と古い矮小銀河が平面からほぼ同じ距離にあり、すべて同等の散乱があることがわかります。巨大な初期型によって定義された恒星質量平面からの矮小銀河の垂直偏差を、それらのDMフラクションのロバストな推定値として導入し、最も暗い矮星がプレーンの上で体系的にオフセットされていることを発見し、より高いダークマターフラクションを持っていることを意味します.この結果は、ビリアル質量推定器を使用してdEsの動的質量を推定し、低質量星系における暗黒物質支配の開始を追跡するときに確認されます。恒星質量FP上の銀河の位置は、局所銀河群の銀河と一致することがわかりました。これは、FP上の矮小銀河の位置を決定するプロセスが、銀河が局所銀河団にあるか円座銀河団にあるかに関係なく、同じように環境に依存することを意味しているようです。

クエーサーのビリアルブラックホール質量推定量としてのAlIII 1860およびCIII] 1909輝線の統計解析

Title Statistical_analysis_of_AlIII_1860_and_CIII]_1909_emission_lines_as_virial_black_hole_mass_estimators_in_quasars
Authors T._M._Buendia-Rios,_C._A._Negrete,_P._Marziani_and_D._Dultzin
URL https://arxiv.org/abs/2209.05526
クエーサーの信頼できるビリアル質量推定量として、中間電離線AlIII1860とCIII]1909の有用性をテストします。赤方偏移範囲1.2<z<1.4のSDSSDR16から309個のクエーサーのサンプルを特定し、[OII]3728をAlIII1860、SiIII1890、およびCIII]1909の同じスペクトルに記録しました。[OII]の慎重な測定。次に、ソースを集団A、極端な集団A(xA)、および集団Bとして分類し、多成分モデルを使用して1900\AA\ブレンドを分析し、クエーサー主系列に沿ったAlIIIとCIII]の体系的なラインシフトを探しました。ポップでAlIIIラインピークの大幅なシフトは見つかりません。Bとポップの大多数。A.ポップ向けです。xA、-250km/sの小さな中央値の青方偏移が観察され、AlIIIラインプロファイルを静止フレームを中心とするビリアル化成分と流出発光の青方偏移成分に分解するように動機付けました。ポップ向け。Bオブジェクトの場合、CIIIで明確に見られる、赤方偏移された非常に広い成分(VBC)に適合することが経験的に必要であることを証明し、Popの物理的意味を分析しました。CLOUDYシミュレーションを使用したB合成スペクトル。母集団Aの大部分のビリアル推定量としてAlIIIとCIII]を使用して、一貫したブラックホールの質量推定を見つけます。AとBのオブジェクト。xAソースは、CIV1549で観察されたものほど大きくはありませんが、AlIIIのラインプロファイルで観察された大幅なブルーシフト過剰のために特別な注意が必要です。

VISCACHA 調査 -- V. 3 つのかすかな SMC クラスターの再生

Title The_VISCACHA_survey_--_V._Rejuvenating_three_faint_SMC_clusters
Authors E._Bica,_F._F._S._Maia,_R._A._P._Oliveira,_B._Dias,_J._F._C._Santos_Jr.,_J._P._Rocha,_L._Kerber,_J._F._Gardin,_T._Armond,_M._C._Parisi,_S._O._Souza,_B._Barbuy
URL https://arxiv.org/abs/2209.05532
小マゼラン雲RZ82、HW42、RZ158の3つのかすかな星団の分析結果を示します。補償光学を備えたSOAR望遠鏡装置SAMを採用したことで、前例のないV~23-24等に達し、約10-12Gyrまでの年齢を測定するのに十分な深さになりました。3つの星団はすべてそれらの中心に分解され、結果として得られる色等級図(CMD)により、それぞれ3.9、2.6、および4.8Gyrの年代を導き出すことができます。これらの結果は、統合された光度測定またはより浅いCMDに基づいて、以前の決定(それぞれ7.1、5.0、および8.3Gyr)よりもかなり若いです。詳細な測光と統計的等時線フィッティングに基づいて、これらのクラスターの古い年齢を除外します。また、[Fe/H]=-0.68、-0.57、-0.90の3つのクラスターの金属量も推定します。これらの更新された年齢と金属量は、SMCクラスターの大部分の年齢と金属量の関係とよく一致しています。~7-11x10^3Moの範囲のクラスターの総質量は、統合されたフラックスから推定され、同様の年齢の他のSMCクラスターについて推定された質量と一致しています。これらの結果は、約5Gyrよりも古いことが知られているSMCクラスターの数を減らし、より古い低光度SMC星団の正確な年齢を決定するために、深く空間的に分解された測光の必要性を強調しています。

LMCにおける星形成のマルチトレーサータイムラインに向けて -- II.分子雲の形成と破壊

Title Towards_a_multi-tracer_timeline_of_star_formation_in_the_LMC_--_II._The_formation_and_destruction_of_molecular_clouds
Authors Jacob_L._Ward,_J._M._Diederik_Kruijssen,_M\'elanie_Chevance,_Jaeyeon_Kim,_Steven_N._Longmore
URL https://arxiv.org/abs/2209.05541
星形成プロセスのさまざまな段階に関連するタイムスケールは、星や惑星の形成だけでなく、銀河の進化を理解する上でも大きな未知数です。これは、分子雲のライフサイクルに焦点を当てて、大マゼラン雲(LMC)における星形成のマルチトレーサーのタイムラインを確立することを目的としたシリーズの2番目の論文です。$t_{\text{CO}}=11.8^{+2.7}_{-2.2}$MyrのLMCで分子雲の寿命を決定するために、統計的方法を使用します。この短い時間スケールは、雲の動的時間に似ており、LMC内の分子雲が銀河力学の影響から大きく切り離されており、内部プロセスによって寿命が設定されていることを示唆しています。これは、LMCの原子雲とは明確に対照的であり、その寿命は銀河の動的時間スケールと相関しています。さらに、分子雲とHII領域が共存する時間スケールを$t_{\text{fb}}=1.2^{+0.3}_{-0.2}$Myrとして導き出し、フィードバックフロントの平均膨張速度が12kms$^{-1}$、光学分光法を使用して直接観測されたLMCのHII領域の膨張速度と一致。まとめると、これらの結果は、LMC内の分子雲のライフサイクルが急速に進行し、内部ダイナミクスと星のフィードバックによって規制されていることを意味します。LMCの分子雲の寿命がかなり長いことを報告した文献の以前の研究のコンテキストで測定値を議論することで結論を下し、これらの以前の発見は、統計的方法論によって回避されたタイムラインキャリブレーションの主観的な選択に起因することを発見しました。

NGC 3314a/b および NGC 3312: うみへび座 I 星団下部構造のラム圧力ストリッピング

Title NGC_3314a/b_and_NGC_3312:_Ram_pressure_stripping_in_Hydra_I_Cluster_substructure
Authors Kelley_M._Hess,_Ralf_Kotulla,_Hao_Chen,_Claude_Carignan,_John_S._Gallagher,_T._H._Jarrett,_Ren\'ee_C._Kraan-Korteweg
URL https://arxiv.org/abs/2209.05605
個々の銀河における銀河団の下部構造とラム圧ストリッピングは、銀河団が周囲から銀河とグループを降着させながら、銀河団が継続的に成長していることを示す主要な証拠の1つです。うみへび座I銀河団の中心部の多波長研究を提示します。これには、圧縮されたHI等高線を介して、NGC3312、NGC3314a、およびNGC3314bにおけるラム圧ストリッピングの決定的な証拠を明らかにする精巧な新しいMeerKATHIおよびDECamHalphaイメージングが含まれます。定義されたHIテール、およびストリッピングされたガスで進行中の星形成。特に、NGC3312とNGC3314aのはぎ取られた物質を定量化し、これはまだ円盤内にあるガスの8%から35%を構成し、~0.5M_Sunyr^-1で星を形成し、~30-60に広がっています。メインディスクからkpc。尾部の星の推定質量は、HI質量よりも1桁小さいです。同じ速度の4番目の「リング」銀河は、HIでラム圧の兆候を示しません。さらに、銀河団の中心までの銀河の実際の距離を制約するために、HIと恒星の形態をクラスター内高温媒体のベータモデルと組み合わせて使用​​し、NGC3314aの背後にあるNGC3314bの偶然の整列を使用して、銀河が銀河団の前にあるか後ろにあるかの縮退。HI尾部に見られる抗力は、NGC3312とNGC3314aが前景の下部構造の一部として私たちに向かって移動しているという私たちの好ましいシナリオをサポートしています。銀河の生き残ったHI含有量が高いことは、下部構造/群内媒体がラム圧の最も厳しい影響からそれらを保護できること、または実際には銀河がより接線軌道上にあることを示唆している可能性があります。

BFS 10: フィラメント状分子雲における新生バイポーラ H II 領域

Title BFS_10:_A_nascent_bipolar_H_II_region_in_a_filamentary_molecular_cloud
Authors Nicholas_Larose_and_C._R._Kerton
URL https://arxiv.org/abs/2209.05628
コンパクトブリスターHII領域BFS10とその高度にフィラメント状の分子雲の研究を提示します。ファイブカレッジ電波天文台からの12CO観測を利用して、分子雲の距離、サイズ、質量、および速度構造を決定します。UKIRTInfraredDeepSkySurveyとSpitzerInfraredArrayCameraから得られた赤外線観測、およびCanadianGalacticPlaneSurveyからの連続電波観測は、中央HII領域に関する情報を抽出するために使用されます。これには、電離光子率や赤外線光度などの特性が含まれ、中央のO9V星に関連付けられた豊富な埋め込み星団の識別も含まれます。HII領域の膨張率と電離星の寿命に関するタイムスケールは、BFS10がバイポーラHII領域に発展する可能性が高いことを示しています。この領域は双極になると予想されますが、雲の速度構造から、BFS10の位置での星形成が2つの雲の衝突によって引き起こされたという考えを裏付ける証拠はないと結論付けています。分子雲内に埋め込まれた若い星のオブジェクト(YSOs)の検索が実行されました。YSOの2つの異なる領域が特定されました。1つの領域は、豊富な埋め込みクラスターに関連付けられており、別の疎グループは中間質量YSOに関連付けられています。

広大なスケールにわたるブラックホール活動のフィードバック

Title Black-hole_activity_feedback_across_vast_scales
Authors Michal_Zaja\v{c}ek,_Bo\.zena_Czerny,_Rainer_Sch\"odel,_Norbert_Werner,_Vladim\'ir_Karas
URL https://arxiv.org/abs/2209.05675
1960年代にクエーサー活動に力を与える超大質量ブラックホールが最初に示されて以来、ブラックホール活動または活動銀河核(AGN)フィードバックの観測的研究と理論的研究の両方が進行中です。その後の数十年で、いくつかの重要な天体物理学の問題が解決されましたが、多くの未解決の問題が残っています。特に、$\sim10^{-3}\,{\rmのスケールから、ほぼ8桁にわたってAGNフィードバックがどのように機能するかについてです。pc}$から数百キロパーセクの銀河団スケールまで。2022年6月の初め、約50人の若手研究者と上級研究者がブルノで開催された、ロックダウン後のケルン-プラハ-ブルノ会議で点を結び付けようとしました。

AstroSat UVIT による、コマ星団の中心領域の最も深い遠紫外線ビュー

Title Deepest_far_ultraviolet_view_of_a_central_field_in_the_Coma_cluster_by_AstroSat_UVIT
Authors Smriti_Mahajan,_Kulinder_Pal_Singh,_Joseph_E._Postma,_Kala_G._Pradeep,_Koshy_George_and_Patrick_C\^ot\'e
URL https://arxiv.org/abs/2209.05886
多波長衛星ミッションAstroSatに搭載されたUVITによって取得されたデータを使用して、Comaクラスター(z=0.023)の中央領域における光源の遠紫外(FUV)放射の分析を提示します。共通のソースについて、UVITFUVフラックスとGalexミッションの両方の波長帯のフラックスの間に良い相関関係があることがわかりました。星と銀河を検出します。その中で、視野内で最も明るい(r<=17mag)銀河は、ほとんどがコマ星団のメンバーです。また、3つのクエーサー(z=0.38、0.51、2.31)も検出されました。そのうちの1つは、これまでにUVITによって観測された最も遠い天体である可能性があります。この研究で調査されたほとんどすべての光学的および紫外線の色と色等級の平面では、コマ銀河、他の銀河、明るい星を個別に識別することができましたが、暗い星とクエーサーは暗い銀河と一致することがよくあります。また、異常なFUV形態を持つ銀河も調べました。これは、銀河団内でラム圧ストリッピングを経験している可能性が高い銀河です。とりわけ、以前に文献で調査されなかった2つの確認されたクラスターメンバーは、異常なFUV放射を示すことがわかっています。歪んだ情報源はすべて、最近クラスターに分類された可能性が高いため、まだウイルス化されていません。私たちのデータのサブセットには、アーカイブから入手可能な光学分光情報があります。これらのソース(サンプルの約10%)について、輝線診断図上で、それぞれ17個の銀河が星形成として識別され、18個が複合銀河として識別され、13個が活動銀河核のホスト銀河として識別されることがわかりました。

COSMOS領域のz~3.7にある銀河群候補

Title A_galaxy_group_candidate_at_z~3.7_in_the_COSMOS_field
Authors Nikolaj_Bjerregaard_Sillassen,_Shuowen_Jin,_Georgios_E._Magdis,_Emanuele_Daddi,_John_R._Weaver,_Raphael_Gobat,_Vasily_Kokorev,_Francesco_Valentino,_Alexis_Finoguenov,_Marko_Shuntov,_Carlos_G\'omez-Guijarro,_Rosemary_Coogan,_Thomas_R._Greve,_Sune_Toft,_David_B._Sese
URL https://arxiv.org/abs/2209.05895
COSMOSフィールドの$z\approx3.7$にある銀河群候補HPC1001を報告します。この構造は、COSMOS2020カタログの$z>3$で高い銀河過密度として選択されました。これには10個の候補メンバーが含まれており、そのうち8個が$10''\times10''$の領域に集まっており、既知の原始銀河団とグループの中で最も空の密度が$z>3$にあります。AtacamaLargeMillimeterArrayの連続観測では、10個のソースのうち4個が1.2$~$mmで検出されました。4つの独立した方法で測定された測光赤方偏移は、$3.5<z<3.9$の狭い範囲内にあり、加重平均は$z=3.65\pm0.07$です。統合された遠赤外線から電波へのスペクトルエネルギー分布は、合計の紫外線および赤外線星形成率${\rmSFR}\approx900~M_{\odot}~yr^{-1}$をもたらします。また、この構造のハロー質量$\sim10^{13}~M_\odot$を推定しました。これは、この赤方偏移で、潜在的な冷たいガスの流入と一致しています。注目すべきことに、最も質量の大きいメンバーは、特定の星形成率とダストと星の質量比$M_{\rmダスト}/M_{*}$を持ち、どちらもこの赤方偏移の星形成銀河よりも大幅に低いことを示唆しています。HPC1001は、成熟期にある$z\approx3.7$銀河群である可能性があります。これが確認されれば、これはこれまでで最も初期の成熟期の構造であり、最も初期の静止銀河の形成と密な環境での冷たいガスの降着を研究するための理想的な実験室です。

分子比は、AGN およびスターバースト活動の診断に使用できますか? NGC 1068 の場合

Title Can_Molecular_Ratios_be_used_as_Diagnostics_of_AGN_and_Starburst_activity?_The_Case_of_NGC_1068
Authors J._Butterworth,_J._Holdship,_S._Viti,_S._Garc\'ia-Burillo
URL https://arxiv.org/abs/2209.05928
HCN(1-0)/HCO$^+$(1-0)やHCN(4-3)/CS(7-6)などの分子線比は、銀河のAGN活動を特定するために日常的に使用されています。ただし、このような比率は、ガスの物理学とエネルギー論に大きく依存しているため、解釈が難しく、したがって、一意の明確な診断として使用できることはめったにありません。複合銀河NGC1068を「実験室」として使用して、HCN、HCO$^+$、およびCS間の分子線比がAGN優勢ガスの有用なトレーサーであるかどうかを調査し、異なるタイプ間でのそのような比の違いの起源を決定します。ガスの。そのような決定は、そのような比率のより厳密な使用を可能にします。最初に、相関を定量化するために、さまざまな角度分解能で前述の比率を経験的に調べます。次に、LTEおよび非LTE分析をマルコフ連鎖モンテカルロ(MCMC)サンプリングと組み合わせて使用​​し、比率の根本的な違いの原因を特定します。高い空間分解能(<50pc)では、HCN(4-3)/CS(2-1)がAGNアクティビティの信頼できるトレーサーであることを提案します。最後に、比率の変動は、密度や温度の違いによるものではなく、割合の存在量の違いによるものであり、放射伝達計算から結論を導き出す際に、どのような化学プロセスが作用しているかを考慮することが不可欠であるという重要な結果をもたらすことがわかりました。以前に提案されたさまざまな空間スケールでの分析と、新しい分子ライン比の一貫性のレベルが異なることが示されています。また、データの放射伝達モデリングの調査から、放射伝達計算から結論に達する際に種の化学を考慮することが不可欠であると判断しました。

矮小銀河のカスプとコアを区別するための確率的深層学習モデル

Title A_probabilistic_deep_learning_model_to_distinguish_cusps_and_cores_in_dwarf_galaxies
Authors J._Exp\'osito-M\'arquez_(ULL,_IAC),_C._B._Brook_(ULL,_IAC),_M._Huertas-Company_(IAC,_ULL,_PSL),_A._Di_Cintio_(ULL,_IAC),_A.V._Macci\`o_(NYUAD,_MPI),_R._J._J._Grand_(IAC,_ULL)_and_G._Battaglia_(IAC,_ULL)
URL https://arxiv.org/abs/2209.05965
冷暗黒物質(DM)宇宙論内の数値シミュレーションは、密度プロファイルが急な内部勾配(「カスプ」)を持つハローを形成しますが、銀河の観測はしばしば平らな中央の「コア」を指します。畳み込み混合密度ニューラルネットワークモデルを開発して、DMハローの内部密度勾配の確率密度関数(PDF)を導き出します。NIHAOおよびAURIGAプロジェクトからシミュレートされた矮小銀河でネットワークをトレーニングします。これには、DMカスプとコアの両方が含まれます。それらの星の視線速度と2D空間分布を入力として使用して、aを予測する確率を表すPDFを取得します。特定の内側の斜面。このモデルは、予想されるDMプロファイルを正確に復元します。銀河の$\sim$82$\%$は、その真の値の$\pm$0.1以内に導出された内部勾配を持ち、$\sim$98$\%$は$\pm$0.3以内です。このモデルを4つの局所群矮小球状銀河に適用し、ジーンズモデリングベースのコードGravSphereで得られた結果と一致する結果を見つけました。不確実性が大きい)、Sculptorは2つのピークを持つPDFを示しており、カスプが優先されることを示していますが、コアは除外できないことを示しています。私たちの結果は、ニューラルネットワークを使用したシミュレーションベースの推論が、銀河の内部物質密度プロファイルを決定するための革新的で補完的な方法を提供し、とらえどころのないDMの特性を制約するのに役立つことを示しています。

M81 グループの超微光矮小銀河候補: グループ降着の特徴

Title Ultrafaint_Dwarf_Galaxy_Candidates_in_the_M81_Group:_Signatures_of_Group_Accretion
Authors Eric_F._Bell_(1),_Adam_Smercina_(2),_Paul_A._Price_(3),_Richard_D'Souza_(4),_Jeremy_Bailin_(5),_Roelof_S._de_Jong_(6),_Katya_Gozman_(1),_In_Sung_Jang_(6,7),_Antonela_Monachesi_(8,9),_Oleg_Y._Gnedin_(1)_and_Colin_T._Slater_(2)_((1)_Department_of_Astronomy,_University_of_Michigan_(2)_Department_of_Astronomy,_University_of_Washington_(3)_Department_of_Astrophysical_Sciences,_Princeton_University_(4)_Vatican_Observatory_(5)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Alabama_(6)_Leibniz-Institut_f\"ur_Astrophysik_Potsdam_(7)_Department_of_Astronomy_and_Astrophysics,_University_of_Chicago_(8)_Instituto_de_Investigaci\'on_Multidisciplinar_en_Ciencia_y_Tecnolog\'ia,_Universidad_de_La_Serena_(9)_Departamento_de_Astronom\'ia,_Universidad_de_La_Serena)
URL https://arxiv.org/abs/2209.06009
局部銀河群のかすかな矮小銀河と超淡い矮小銀河は、小規模な宇宙論に対する私たちの理解がかかっている観測基盤を形成しています。この洞察が一般化するかどうかを理解するためには、近くの銀河群で同様にかすかな衛星を発見するために、分解された星の技術を使用することが不可欠です。すばるのHyperSuprime-Camからの地上深部ベースの分解星データセットを使用して、M81グループの超微光銀河の検索について説明します。M81グループに1つの新しい極微光矮星銀河を提示し、超微光領域の奥深くで$M_V\sim-6$(アンドロメダ衛星の現在の限界と同様)に到達する5つの追加の非常に低い表面輝度の候補極微弱矮星を特定します。これらの候補の光度とサイズは、知られている局所群矮小銀河であるトゥカーナB、カネスベナチチI、ヘラクレス、およびボオテスIに似ています。これらの候補のほとんどは、ブランクフィールドでの技術のテストに基づいて、本物である可能性があります。興味深いことに,これらの候補はすべてNGC3077の周りに空間的にクラスター化されています.NGC3077はそれ自体が潮汐破壊の進んだ状態にあるM81グループの衛星です.M81自体とその最大の衛星M82はどちらもNGC3077よりもかなり質量が大きく、これらの結果は、衛星の衛星が天の川質量銀河の周りの衛星集団の成長に重要な貢献をしているという考えにかなりの支持を与えます.

天の川の分子雲の鳥瞰図: II. sub-pc から kpc スケールまでの雲の運動学

Title Bird's_eye_view_of_molecular_clouds_in_the_Milky_Way:_II._Cloud_kinematics_from_sub-pc_to_kpc_scales
Authors Andri_Spilker,_Jouni_Kainulainen_and_Jan_Orkisz
URL https://arxiv.org/abs/2209.06059
分子ガスの運動学は、星形成の段階を設定する上で重要です。気体の運動学的特性に関連する重要な問題の1つは、気体が空間スケールにどのように依存するかです。天の川円盤内の完全な領域で、雲(パーセク)スケールからキロパーセクスケールまでの分子ガスのCOスペクトル、速度分散、特に線幅とサイズの関係を記述することを目的としています。以前の研究で得られた2kpc以内の分子雲のセンサスと、文献からのそれらのCO排出データを利用します。個々の雲のサンプルについて、運動学とラーソンの関係を調べます。また、天の川の正面図を模倣し、サイズが0.25~2kpcの開口部内の雲の運動学を分析します。このようにして、COガスの運動学とラーソンの関係のスケール依存性を説明します。調査地域の雲のスケールと0.25~2kpcの間の開口部でのCOガスのスペクトルを説明します。開口部内のスペクトルは比較的対称的ですが、非ガウスの高速翼を示しています。雲規模では、サンプルは線幅とサイズの関係\sigma_v=1.5*R^{0.3\pm0.1}を示しており、大きな散乱があります。雲のサンプルの質量とサイズの関係は、M_{CO}=794*R^{1.5\pm0.5}です。この関係は、kpcスケールのアパーチャにも存在します。銀河の環境への示唆的な依存性が見られ、開口部は銀河の中心に近く、射手座の渦状腕はわずかに高い速度分散を持っています。調査地域における拡散成分の影響の可能性を調査し、そのような成分がCOスペクトルを広げ、線幅とサイズの関係を平坦化する可能性があることを発見しました。考えられる拡散CO成分の性質とその観測への影響を理解することは、銀河データと銀河データを結び付ける上で非常に重要です。

CHARA Array 干渉計によって分解された 100 マイクロ秒スケールのタイプ 1 AGN NGC4151 のダスト昇華領域

Title The_dust_sublimation_region_of_the_Type_1_AGN_NGC4151_at_a_hundred_micro-arcsecond_scale_as_resolved_by_the_CHARA_Array_interferometer
Authors Makoto_Kishimoto,_Matt_Anderson,_Theo_ten_Brummelaar,_Christopher_Farrington,_Robert_Antonucci,_Sebastian_Hoenig,_Florentin_Millour,_Konrad_Tristram,_Gerd_Weigelt,_Laszlo_Sturmann,_Judit_Sturmann,_Gail_Schaefer,_Nic_Scott
URL https://arxiv.org/abs/2209.06061
タイプ1AGNの核領域は、これまで近赤外線(IR)で部分的にしか解像されておらず、ダスト昇華領域と核が遮られることなく直接見られると予想されます。ここでは、CHARAArrayを使用して、約250mの長いベースラインで最も明るいタイプ1AGNNGC4151の近赤外干渉観測を提示し、100マイクロ秒スケールで構造に到達します。二乗ビジビリティは0.25まで低下し、構造が解決されたことを明確に示しています。さらに、より短いベースラインで異なる位置角度での以前の可視性の測定と組み合わせて、光学偏光と線形電波ジェットによって定義されるように、構造が核の極軸に対して*垂直*に伸びていることを示します。薄いリングフィットでは、半径~0.5mas(~0.03pc)で~0.7の短軸/長軸比が得られます。これは、昇華ダスト粒子がリング状の形状で赤道面に優先的に分布している場合と一致しており、約40度の傾斜角で見られます。pcスケールでの極細長形状の最近の中赤外干渉法による発見は、HSTによってスペクトル分解された大規模な極流出とともに、一般に、おそらくダスト昇華領域で放出された、ほこりの多い円錐状の中空の流出を示唆しています。これは、ここでの結果とは対照的に、近赤外線で極細長形態につながる可能性があります。エピソディックな1回限りの異方性加速度が、極域で高速で赤道域で低速の速度分布を形成し、観測したように効果的にフレアジオメトリが発生するシナリオについて説明します。

大質量 X 線連星の X 線光度関数: 詳細な連星進化計算を使用したさまざまな物理プロセスの特徴の研究

Title X-ray_luminosity_function_of_high-mass_X-ray_binaries:_Studying_the_signatures_of_different_physical_processes_using_detailed_binary_evolution_calculations
Authors Devina_Misra,_Konstantinos_Kovlakas,_Tassos_Fragos,_Margaret_Lazzarini,_Simone_S._Bavera,_Bret_D._Lehmer,_Andreas_Zezas,_Emmanouil_Zapartas,_Zepei_Xing,_Jeff_J._Andrews,_Aaron_Dotter,_Kyle_A._Rocha,_Philipp_M._Srivastava,_and_Meng_Sun
URL https://arxiv.org/abs/2209.05505
X線連星(XRB)の観測サンプルは拡大し続けているため、X線連星は連星進化論を制約するための優れた実験室となっています。合成X線光度関数(XLF)に対するさまざまな物理的仮定の影響を調査し、観測されたXLFと比較することで、有用な洞察を得ることができます。高質量XRB(HMXB)に焦点を当て、共通エンベロープフェーズ、コア崩壊、風力降着などの物理プロセスに関するさまざまな制約の少ない仮定のXLFへの影響を研究します。新しいバイナリ母集団合成コードPOSYDONを使用し、モデル仮定のさまざまな組み合わせに対応する96の合成XRB母集団を生成します。生成されたXLFは機能が豊富で、一般的に想定されている単乗則から逸脱しています。観測されたXLFと同様に、輝度$\sim10^{38}$erg/sで合成XLFにブレークが見られます。ただし、XRBの一般的な過剰(特定のモデルパラメーターの組み合わせでは最大$\sim$10倍)も見られます。Be-XRB、非対称超新星キック、および共通エンベロープ物理学の過渡的挙動に関する仮定は、合成XLFの形状と正規化に大きな影響を与える可能性があります。Roche-lobeオーバーフローの開始時の軌道円形化に関するあまり研究されていない仮定と、ブラックホールの周りに風力供給X線放出降着円盤を形成するための基準も、合成XLFに影響を与え、観察。モデルの不確実性のため、当社の合成XLFは観測結果と常に一致するとは限りません。ただし、モデルパラメーターのさまざまな組み合わせは、合成XLFの形状に明確な痕跡を残し、この偏差を減らすことができます。これにより、大規模なパラメーター研究の重要性が明らかになり、バイナリ進化理論の制約におけるXRBの力が強調されます。

XMM-Newton による HBL Blazars の X 線日中変動

Title X-ray_Intraday_Variability_of_HBL_Blazars_with_XMM-Newton
Authors P._U._Devanand,_Alok_C._Gupta,_V._Jithesh,_Paul_J._Wiita
URL https://arxiv.org/abs/2209.05515
10TeVを放出する高シンクロトロンピークブレーザー(HBL)のX線日中変動に関する広範な研究を提示します。H1426+428、Mrk501、1ES1959+650、PKS2005-489、および1ES2344+514は、運用期間中の25回のXMM-Newton観測によって作成されました。日内変動は、ソフト(0.3~2keV)、ハード(2~10keV)、合計(0.3~10keV)の3つのエネルギーバンドで推定されています。これらの10のTeVHBLのうち7つは、3シグマレベルで日中変動を示しましたが、6%を超える大きな変動は検出されませんでした。ソフトバンドとハードバンドから硬度比を抽出することにより、サンプルのスペクトル特性を調査しました。どのソースでも硬度比の有意な変動は観察されませんでした。べき法則をフィッティングすることにより、可変光曲線に対してパワースペクトル密度分析を実行し、異なるHBLについて1.11から2.93の範囲にある勾配を得ました。可能な放出メカニズムについて簡単に説明し、これらのHBLのうち7つについて、磁場、電子ローレンツ因子、および放出領域サイズの大まかな見積もりを実行します。

コア崩壊超新星の鉄の収量

Title The_Iron_Yield_of_Core-collapse_Supernovae
Authors \'Osmar_Rodr\'iguez,_Dan_Maoz,_Ehud_Nakar
URL https://arxiv.org/abs/2209.05552
放射性尾部の光度から$^{56}$Ni質量を計算することを目的とした、191個のエンベロープ超新星(SESNe)の体系的な分析を提示します($M_\mathrm{Ni}^\mathrm{tail}$)および/またはそれらの最大光で、SESNeおよびコア崩壊SNeの平均$^{56}$Niおよび鉄の収量。サンプルは、文献およびZwickyTransientFacilityBrightTransientSurveyからのタイプIIb、Ib、およびIcのSNeで構成されています。色曲線を使用して、主銀河の赤みと各SNタイプの代表的な$R_V$値を推測します。光学測光から光度を計算するために、光学および近赤外測光で49SESNeを使用してボロメトリック補正を計算します。ピーク時間と光度を関連付けるKhatami&Kasenの式は、SESNeの$^{56}$Ni質量の信頼できる推定量ではないことがわかりました。代わりに、$M_\mathrm{Ni}^\mathrm{tail}$、ピーク時間、ピーク光度、減衰率の間に相関関係が見つかり、個々の$^{56}$Ni質量を14%の精度で測定できます。.この方法をサンプル全体に適用すると、SNeIIb、Ib、およびIcについて、$0.066\pm0.006$、$0.082\pm0.009$、および$0.132\pm0.011の$^{56}$Ni質量を意味することがわかります。$M$_{\odot}$、それぞれ。それらの相対率を考慮した後、SESNe全体として、平均$^{56}$Niと$0.090\pm0.005$および$0.097\pm0.006$M$_{\odot}$の鉄の利回りをそれぞれ計算します.これらの結果を、Rodr\'iguezらによって導き出された最近のタイプIISNの平均$^{56}$Ni質量と組み合わせると、コア崩壊SNeは全体として、平均$^{56}$Niと鉄の収量を持ちます$0.055\pm0.006$と$0.058\pm0.007$M$_{\odot}$です。Arnettモデル、Arnettの法則、および流体力学モデルは通常、SESNeの$^{56}$Ni質量をそれぞれ75、90、および65%過大評価することを強調します。

パルサータイミングアレイによる近接ナノヘルツ重力波源の検出について

Title On_Detecting_Nearby_Nano-Hertz_Gravitational_Wave_Sources_via_Pulsar_Timing_Arrays
Authors Xiao_Guo_(NAOC),_Youjun_Lu_(NAOC),_and_Qingjuan_Yu_(KIAA)
URL https://arxiv.org/abs/2209.05666
近くの銀河中心に大規模な連星ブラックホール(MBBH)が存在する場合は、パルサータイミングアレイ(PTA)が検出するナノヘルツの重力波(GW)源である可能性があります。通常、PTA実験の目的のGWは、その発生源が遠くにあると推定されるため、平面波として近似されます。ただし、近くのGWソースの場合、GWの波面が湾曲しているため、この近似は不正確である可能性があり、GW強度はPTAパルサーパルスの経路に沿って変化します。この論文では、近くの音源のPTA検出における近接場効果を分析し、音源距離が数十Mpc未満であることが重要であり、この効果を無視すると、信号対雑音比が大幅に過小評価される可能性があることを発見しました。特に発生源の距離がパルサーの距離に匹敵する場合。例として、MBBHパラメーター空間の観測上の制約/ヒントに従って、銀河中心(GC)または大マゼラン雲(LMC)のいずれかに位置するナノヘルツMBBHソースを想定し、現在/将来のPTAによるその検出可能性を推定します。.GCMBBHは、SquareKilometerArray(SKA)PTAで検出できる可能性があることがわかりました。LMCMBBHを検出するのは困難です。しかし、多数($N\gtrsim10$)の安定したミリ秒パルサーがLMC中心に見つかれば、これらのパルサーによって形成されるPTAを介してMBBHを検出できる可能性があります。主に近くのGWソースによって寄与される等方性GWバックグラウンドのPTA検出に対する近接場効果をさらに説明し、結果の角度相関はHellings-Downs曲線に似ています。

2021 年 11 月に地上ベースの中性子モニターとミューオン検出器の世界的なネットワークで観測された宇宙線強度の大振幅双方向異方性

Title Large_amplitude_bidirectional_anisotropy_of_cosmic-ray_intensity_observed_with_world-wide_networks_of_ground-based_neutron_monitors_and_muon_detectors_in_November,_2021
Authors K._Munakata,_M._Kozai,_C._Kato,_Y._Hayashi,_R._Kataoka,_A._Kadokura,_M._Tokumaru,_R._R._S._Mendon\c{c}a,_E._Echer,_A._Dal_Lago,_M._Rockenbach,_N._J._Schuch,_J._V._Bageston,_C._R._Braga,_H._K._Al_Jassar,_M._M._Sharma,_M._L._Duldig,_J._E._Humble,_I._Sabbah,_P._Evenson,_P.-S._Mangeard,_T._Kuwabara,_D._Ruffolo,_A._S\'aiz,_W._Mitthumsiri,_W._Nuntiyakul,_J._K\'ota
URL https://arxiv.org/abs/2209.05743
2021年11月3日から5日の間に、地上ベースの中性子モニターとミューオン検出器の世界的なネットワークで観測されたフォーブッシュの大幅な減少中の宇宙線変動を分析します。検出器を使用して、各時間のデータについて、宇宙線密度(または全方向強度)の剛性スペクトルと、1次および2次の異方性を別々に推定します。惑星間衝撃波の到達後の最初の$\sim2\%$の減少に続いて、15の磁気フラックスロープ(MFR)内で2番目の$\sim5\%$の減少を伴う、宇宙線密度の明確な2段階の減少が見られます。GV.最も驚くべきことに、磁場に沿った大きな双方向ストリーミングがMFRで観察され、15GVで$\sim5\%$のピーク振幅があり、これはMFR内の総密度減少に匹敵します。双方向のストリーミングは、90$^\circ$付近のピッチ角に対してより強い影響を与える拡張MFRでの断熱減速および/または集束、またはMFRの脚に沿ったGCRの選択的なエントリによって説明できます。フラックスロープのピーク異方性と密度の低下は両方とも、剛性の増加に伴って減少します。スペクトルは動的に変化し、中性子モニターとミューオン検出器のデータでは密度と異方性の時間変化が異なるように見えることを示しています。

ブラックホールの階層的成長効率と質量スペクトル予測

Title Black_hole_hierarchical_growth_efficiency_and_mass_spectrum_predictions
Authors Parthapratim_Mahapatra,_Anuradha_Gupta,_Marc_Favata,_K._G._Arun,_B._S._Sathyaprakash
URL https://arxiv.org/abs/2209.05766
束縛された重力環境における階層的な合体は、$\sim100M_{\odot}$を超える質量を持つブラックホールの存在を説明できます。このプロセスの証拠は、LIGO-Virgo-KAGRA重力波トランジェントカタログ(GWTC-3)の3番目に見られます。星団のような重力で束縛された系における連星ブラックホール集団の順方向進化の単純なモデルを使用して、階層的な合体がますます高い質量を生成できる効率を研究します。このモデルは、ブラックホール集団のペアリング確率と初期質量関数、および合体残骸の質量、スピン、キック速度の数値相対性フィッティング式に依存しています。不等質量ペアリングが好まれない場合、バイナリブラックホール集団の後の世代で保持確率が大幅に減少することを示します。私たちのモデルは、各ブラックホールの合体世代の質量の分布も予測します。GWTC-3コンポーネントの質量スペクトルのサブドミナントピークの2つが、密な環境での第2世代および第3世代の合併と一致することがわかりました。より多くのバイナリブラックホール検出を使用すると、モデルを使用して、ブラックホールの初期質量関数とペアリング確率指数を推測できます。

中性子星内部地殻:核の有限サイズ効果によるせん断弾性係数の減少

Title Neutron_star_inner_crust:_reduction_of_shear_modulus_by_nuclei_finite_size_effect
Authors Nikita_A._Zemlyakov,_Andrey_I._Chugunov
URL https://arxiv.org/abs/2209.05821
中性子星の地殻の弾力性は、観測を適切に解釈するために重要です。弾性特性を説明するには、理論モデルに頼る必要があります。最も広く使用されているのはクーロン結晶モデル(均一なバックグラウンドを中和する点状の電荷のシステム)で、一部の作品では電子スクリーニング用に修正されています。これらのモデルは、原子核の有限サイズを無視しています。この近似は、核のサイズが核間の間隔と同等になる最も内側の地殻層を除いて、十分に正当化されます。それでも、これらの高密度層でも、核が球対称であると仮定する場合、クーロン結晶の結果を適用することは合理的であるように思われます。それらの間のクーロン相互作用は、点のような電荷間の相互作用と同じでなければなりません.この議論は確かに正しいですが、ここで指摘するように、地殻格子のせん断は、格子点の近くで(微視的な)四重極静電ポテンシャルを生成し、核の変形を引き起こします。この問題を、イオン球体モデル(よく知られているイオン球体モデルの一般化)を使用して、圧縮性液滴モデル内で解析的に分析します。特に、基底状態の地殻組成の場合、有効せん断弾性率は$1-u^{5/3}/(2+3\,u-4\,u^{1/3})$の係数で減少します。uは充填率(細胞の体積に対する核の体積の比率)です。この結果は普遍的であり、適用された核子相互作用モデルに依存しません。内地殻の最も内側の層では、u~0.2でせん断弾性率が~25%減少します。これは、マグネターフレアの尾部における準周期振動を正しく解釈するために重要です。

ピエール・オージェ天文台の表面検出器で 10$^{19}$ eV 以上の光子を探す

Title Search_for_photons_above_10$^{19}$_eV_with_the_surface_detector_of_the_Pierre_Auger_Observatory
Authors The_Pierre_Auger_Collaboration:_P._Abreu,_M._Aglietta,_I._Allekotte,_K._Almeida_Cheminant,_A._Almela,_J._Alvarez-Mu\~niz,_J._Ammerman_Yebra,_G.A._Anastasi,_L._Anchordoqui,_B._Andrada,_S._Andringa,_C._Aramo,_P.R._Ara\'ujo_Ferreira,_E._Arnone,_J._C._Arteaga_Vel\'azquez,_H._Asorey,_P._Assis,_G._Avila,_E._Avocone,_A.M._Badescu,_A._Bakalova,_A._Balaceanu,_F._Barbato,_J.A._Bellido,_C._Berat,_M.E._Bertaina,_G._Bhatta,_P.L._Biermann,_V._Binet,_K._Bismark,_T._Bister,_J._Biteau,_J._Blazek,_C._Bleve,_J._Bl\"umer,_M._Boh\'a\v{c}ov\'a,_D._Boncioli,_C._Bonifazi,_L._Bonneau_Arbeletche,_N._Borodai,_J._Brack,_T._Bretz,_P.G._Brichetto_Orchera,_F.L._Briechle,_P._Buchholz,_A._Bueno,_S._Buitink,_M._Buscemi,_M._B\"usken,_A._Bwembya,_K.S._Caballero-Mora,_L._Caccianiga,_I._Caracas,_R._Caruso,_A._Castellina,_F._Catalani,_et_al._(311_additional_authors_not_shown)
URL https://arxiv.org/abs/2209.05926
ピエールオージェ天文台の表面検出器を使用して、$10^{19}$eVを超えるエネルギーの光子によって開始される空気シャワーを検索します。30$^\circ$から60$^\circ$の天頂角範囲の光子は、荷電宇宙線によって開始されたシャワーの圧倒的な背景で、水チェレンコフ検出器で誘導された信号のより広い時間構造を通じて識別できます。地面に到達するシャワー粒子の配列とより急な横方向の分布。2004年1月から2020年6月の間に収集されたデータに検索方法を適用すると、95\%CLの上限は、$10^{19}$eVを超える超高エネルギー光子の$E^{-2}$拡散フラックスに設定されます。$2{\times}10^{19}$eVと$4{\times}10^{19}$eVは$2.11{\times}10^{-3}$、$3.12{\times}10^{-4}$と$1.72{\times}10^{-4}$km$^{-2}$sr$^{-1}$yr$^{-1}$です。$2\times10^{19}$eV付近の現在の検索の感度は、純粋な陽子組成の場合の宇宙線光子フラックスの期待値に近づく一方で、より現実的な混合組成モデルからのものよりも1桁大きい。推測された限界は、議論され説明されている超重暗黒物質の探索にも影響を与えます。

Insight-HXMT を使用した Cygnus X-1 のスペクトル タイミング解析

Title The_spectral-timing_analysis_of_Cygnus_X-1_with_Insight-HXMT
Authors M._Zhou,_V._Grinberg,_Q.-C._Bu,_A._Santangelo,_F._Cangemi,_C._M._Diez,_O._K\"onig,_L._Ji,_M._A._Nowak,_K._Pottschmidt,_J._Rodriguez,_J._Wilms,_S._Zhang,_J.-L._Qu_and_S.-N._Zhang
URL https://arxiv.org/abs/2209.05930
最初に発見されたブラックホール連星であるシグナスX-1は、状態遷移のメカニズムと極度の重力場での降着のシナリオを理解するための重要な情報源です。Insight-HXMTミッションで得られた観測のスペクトルタイミング分析を提示し、1〜150keVの広いエネルギー範囲におけるスペクトル状態依存のタイミング特性に焦点を当て、以前のRXTEベースの研究をより低いものとより高いものの両方に拡張しますエネルギー。私たちの主な結果は次のとおりです。b)総分数二乗平均平方根(rms)の進化は、選択したエネルギーバンドとスペクトル形状に依存します。これは、パワースペクトル密度(PSD)の進化の直接的な結果です。c)ハード/中間状態では、15keVを超えるエネルギーで、明確な短期変動特性と、変動成分の中心周波数とソフト光子指数$\Gamma_1$との間に正の相関関係が見られます。代わりに、パワースペクトルは、ソフト状態のレッドノイズによって支配されます。これらの動作は、少なくとも90keVまで追跡できます。d)コヒーレンススペクトルと位相遅れスペクトルは、異なるスペクトル形状に応じて異なる動作を示します。

DAMPE宇宙ミッションの最新結果

Title Latest_results_from_the_DAMPE_space_mission
Authors Francesca_Alemanno_(for_the_DAMPE_collaboration)
URL https://arxiv.org/abs/2209.06014
DARKMatterParticleExplorer(DAMPE)は、2015年12月17日に酒泉衛星発射センター(中国)から打ち上げられた宇宙ベースの粒子検出器です。DAMPEミッションの主な目標は、銀河宇宙線(CR)、電子陽電子エネルギースペクトル、ガンマ線天文学、間接暗黒物質探索の研究です。そのサブ検出器の中で、ディープカロリメータにより、DAMPEは電子とガンマ線スペクトルを最大10TeVまで、CR核スペクトルを最大数百TeVまで、前例のないエネルギー分解能で測定できます。この高エネルギー領域は、電子陽電子源の探索、宇宙の暗黒物質の痕跡の探索、および銀河内のCR加速と伝播メカニズムの解明に重要です。この作業では、DAMPE実験の概要と、その主な結果および進行中の活動について説明します。

磁気原始ブラックホール-中性子星衝突の安定性と可観測性

Title Stability_and_Observability_of_Magnetic_Primordial_Black_Hole-Neutron_Star_Collisions
Authors John_Estes,_Michael_Kavic,_Steven_L._Liebling,_Matthew_Lippert,_and_John_H._Simonetti
URL https://arxiv.org/abs/2209.06060
原始ブラックホールが中性子星と衝突すると、最終的にブラックホールが中性子星全体を飲み込んでしまいます。ただし、ブラックホールが磁気的に帯電していて、ホーキング放射による崩壊に対して安定している場合、結果はまったく異なる可能性があります。中性子星に衝突すると、磁気ブラックホールは急速に停止します。磁荷が十分に大きい場合、この衝突は中性子星の自転周期の突然の変化、グリッチまたはアンチグリッチとして検出できることを示します。中性子星は、必ずしも中性子星全体をむさぼり食うわけではありません。代わりに、システムは長寿命の準安定平衡に達することができます。ブラックホールは中性子星に比べて微視的であるため、ほとんどの星の性質は衝突前と変わらないままです。しかし、中性子星は熱くなり、その表面磁場が変化する可能性があり、両方の影響が観測される可能性があります。

AIROPA IV: さまざまな科学ケースでの点像分布関数再構成の検証

Title AIROPA_IV:_Validating_Point_Spread_Function_Reconstruction_on_Various_Science_Cases
Authors Sean_K._Terry,_Jessica_R._Lu,_Paolo_Turri,_Anna_Ciurlo,_Abhimat_Gautam,_Tuan_Do,_Michael_P._Fitzgerald,_Andrea_Ghez,_Matthew_Hosek_Jr.,_Gunther_Witzel
URL https://arxiv.org/abs/2209.05489
Keck-II/NIRC2装置で取得した6つの独立したオンスカイデータセットの分析を提示します。軸外点広がり関数(PSF)再構成ソフトウェアAIROPAを使用して、このパッケージのパフォーマンスを特徴付けるために、星のアストロメトリ、フォトメトリ、およびその他のフィッティングメトリックを抽出します。AIROPAの有効性をテストして、さまざまな大気条件、PSF参照星の数と位置、星の密集、望遠鏡の位置角度(PA)で視野全体のPSFを再構築します。静的PSFモデルと、露光中に機器の収差と大気の乱流を組み込んだ空間的に変化するPSFモデルとの間で、天文精度とフィッティング残差を比較します。測定したフィッティング残差のほとんどは、単一PSFモードよりも可変PSFモードの方がほとんどまたはまったく改善されていません。データセットの1つについて、軸外位置の関数として測光で見られる傾向を測定することにより、測光性能が大幅に(${\sim}10\times$)改善されることがわかりました。他のほぼすべてのメトリクスでは、両方のPSFモードで同等のアストロメトリックおよびフォトメトリックの精度が見られます。最良のケースでは、可変PSFモードでアストロメトリックの不確実性が${\sim}13$%小さくなります。空間的に変化するPSFは、天体観測の静的なPSFよりも天文およびその他のPSFフィッティング残差を大幅に改善しないことを主に確認しています。これは、午後の適応光学(AO)ベンチキャリブレーションによって特徴付けられない、説明されていない機器の収差に起因すると考えられます。

GRAVITY faint: 高速計測減衰システムで GRAVITY$^+$ のノイズ源を低減

Title GRAVITY_faint:_reducing_noise_sources_in_GRAVITY$^+$_with_a_fast_metrology_attenuation_system
Authors F._Widmann,_S._Gillessen,_T._Ott,_T._Shimizu,_F._Eisenhauer,_M._Fabricius,_J._Woillez,_F._Gont\'e,_M._Horrobin,_J._Shangguan,_S._Yazici,_G._Perrin,_T._Paumard,_W._Brandner,_L._Kreidberg,_C._Straubmeier,_K._Perraut,_J.-B._Le_Bouquin,_P._Garcia,_S._H\"onig,_D._Defr\`ere,_G._Bourdarot,_A._Drescher,_H._Feuchtgruber,_R._Genzel,_M._Hartl,_D._Lutz,_N._More,_C._Rau,_S._Uysal,_E._Wieprecht_(for_the_GRAVITY+_Collaboration)
URL https://arxiv.org/abs/2209.05593
GRAVITYからGRAVITY$^+$へのアップグレードにより、高赤方偏移AGNなどの微弱なターゲットを観測できる全天干渉計に進化します。最も暗いターゲットを観察するには、GRAVITYのノイズ源を可能な限り減らす必要があります。特にスペクトルの青色部分で支配的なノイズ源は、検出器への計測レーザー光の後方散乱です。このノイズを低減するために、2つの新しい計測モードを導入しました。小さなハードウェアの変更とソフトウェアの適応を組み合わせることで、観測中に位相基準を失うことなく計測レーザーを暗くすることができます。シングルビームターゲットの場合、検出器のSNRを最大にするために計測レーザーをオフにすることもできます。これらの変更により、SNRは、スペクトル全体で平均して2倍以上、現在レーザーノイズが支配的なスペクトル部分で最大8倍の改善につながります。

遷移端センサー X 線イメージング分光計の信号読み出し

Title Signal_readout_for_Transition-Edge_Sensor_X-ray_imaging_spectrometers
Authors H._Akamatsu,_W.B._Doriese,_J.A.B._Mates,_B.D._Jackson
URL https://arxiv.org/abs/2209.05621
低温マイクロ熱量計のアレイは、X線天体物理学に有望な技術であるイメージング分光計を提供します。少なくとも数千ピクセルのカメラで、各ピクセルのエネルギー分解能($E/\DeltaE\urss{FWHM}$)が広いエネルギー範囲(200~eVから10~keVまたはより高い)、エネルギー天体物理学のオブジェクトと現象の研究のための革新的な手段になるでしょう。信号読み出しは重要な実現技術です。複数のピクセルからの信号が1つのアンプチャネルに結合される多重化された読み出しにより、キロピクセルスケールのマイクロ熱量計アレイは、軌道上での消費電力、質量、体積、および冷却能力に関する厳しい要件を満たすことができます。この章では、遷移エッジセンサーマイクロ熱量計の3つの異なる多重化読み出し技術について説明します。時分割多重化、周波数領域多重化、およびマイクロ波SQUID多重化です。各多重化技術について、基本的な方法を提示し、いくつかの設計上の考慮事項とパラメーターについて説明し、最新技術を示します。この章は、将来の見通しについての簡単な議論で締めくくられています。

SCALES のアパーチャ マスク設計のパフォーマンスのシミュレーション

Title Simulating_the_performance_of_aperture_mask_designs_for_SCALES
Authors Mackenzie_R._Lach,_Steph_Sallum,_Andrew_Skemer
URL https://arxiv.org/abs/2209.05664
アパーチャマスキングなどの干渉技術は、近くにある太陽系外惑星や遠く離れた若い星の周りの星周円盤など、角度サイズが小さい中程度のコントラストの光源をイメージングするときに、空間分解能を向上させる可能性があります。現在開発中の太陽系外惑星分光法(SCALES)用レンズレットアレイと組み合わせたスライサーは、WMケック天文台が2~5ミクロンの太陽系外惑星の高コントラスト直接画像化を実行できるようにするレンズレットインテグラルフィールドスペクトログラフです。いくつかのマスク設計で達成可能なコントラストをテストすることにより、SCALESに対する開口マスキングの潜在的な利点を探ります。scalessimソフトウェアパッケージを使用して、M、L、およびKバンドの波長ビンでの観測をシミュレートし、光路差(OPD)マップを使用して現実的なKeck適応光学性能をシミュレートしました。天体物理および機器のソースからのノイズも、シミュレートされた信号に適用されました。マスクの設計は、生成されたコントラスト曲線の深度に基づいて評価されました。

セグメンテーションによる異常や島の影響に強い高コントラスト イメージャ用の冗長アポダイズ瞳孔 (RAP)

Title Redundant_Apodized_Pupils_(RAP)_for_high-contrast_imagers_robust_to_segmentation-due_aberrations_and_island_effects
Authors Lucie_Leboulleux,_Alexis_Carlotti,_Mamadou_N'Diaye,_Faustine_Cantalloube,_Julien_Milli,_Arielle_Bertrou-Cantou,_David_Mouillet,_Nicolas_Pourr\'e,_Christophe_V\'erinaud
URL https://arxiv.org/abs/2209.05857
若い木星や太陽系外地球に至るまで、より広い範囲の系外惑星の画像化と特徴付けには、現在の計測器開発を推進する3つの制約である、収差に対するロバスト性を高めながら、小さな角度間隔で非常に高いコントラストにアクセスする必要があります。この目標は、30メートル望遠鏡(TMT)、巨大マゼラン望遠鏡(GMT)、超大型望遠鏡(ELT)などの非常に大口径の望遠鏡に設置された効率的なコロナグラフに依存しています。ただし、コロナグラフの性能を大幅に低下させる特定の収差の影響を受ける傾向があります。主鏡のセグメンテーションは、位相エラーまたはセグメントの欠落さえも意味し、望遠鏡のサイズは大きなスパイダーを課し、超望遠鏡ですでに観察されているように低風効果を生成します。大型望遠鏡(VLT)/SPHERE装置またはすばる望遠鏡での、または適応光学によるペタリングが、ELTケースのシミュレーションで研究されました。進行中のコロナグラフの開発では、そのようなエラーに対する感度を考慮に入れる必要があります。主鏡の位相誤差と低風および適応光学によるペタリング効果にロバストなコロナグラフを生成する革新的な方法を提案します。この方法は、瞳孔全体ではなく、セグメントまたは花弁のアポダイゼーションに基づいており、このアポダイゼーションは、瞳孔の冗長性を模倣するために繰り返されます。このいわゆるRedundantApodizedPupil(RAP)メソッドを、位置合わせする18の六角形セグメントセグメントで構成されるJamesWebbSpaceTelescopeのような瞳孔と、残留低風効果の場合のVLTアーキテクチャで検証します。

Exoplanets の DiRect Imaging (CIDRE) テストベッド 1 のコロナグラフィ:

適応振幅アポダイゼーションの概念、光学設定、および実験結果

Title Coronagraphy_for_DiRect_Imaging_of_Exoplanets_(CIDRE)_testbed_1:_concept,_optical_set_up,_and_experimental_results_of_adaptive_amplitude_apodization
Authors Lucie_Leboulleux,_Alexis_Carlotti,_St\'ephane_Curaba,_Alain_Delboulb\'e,_Laurent_Jocou,_Thibaut_Moulin,_Laurence_Gluck,_Marie-H\'el\`ene_Sztefek
URL https://arxiv.org/abs/2209.05862
超大型望遠鏡(ELT)用の惑星カメラおよびスペクトログラフ(PCS)のような今後の太陽系外惑星分光撮像装置は、M矮星の周りで進化する地球のような惑星を含む、新しいクラスの太陽系外惑星を目指します。10^-8。これは、コロナグラフを使用して波面を変調することで実現できます。古典的なコロナグラフは最適ではありません:1)惑星の光子損失を課します。これは、機器に高スペクトル分解能のスペクトログラフが含まれている場合に特に問題になります。2)ELTの欠落セグメントなどのいくつかの異常は動的であり、静的コロナグラフと互換性がありません。コロナグラフの設計、3)系外惑星の画像と分光法用のファイバーとの結合では、検出器の小さな領域で電場を制御するだけで済みます。このような機器は、振幅と位相の両方で波面を変調するための適応ツールから恩恵を受けるでしょう。瞳面で位相を制御する変形可能ミラー(DM)とデジタルマイクロミラーデバイス(DMD)を組み合わせることを提案します。振幅。特に適応光学アプリケーションの分野でDMがすでによく知られている場合、DMDはこれまでのところ十分に考慮されていません。IPAGでは現在、CIDRE(太陽系外惑星のDiRectImaging用コロナグラフィー)と呼ばれるテストベッドを組み立てて、これら2つのコンポーネントとLyotコロナグラフの組み合わせを開発、テスト、調整、および検証しています。2022年3月以降、Lyotコロナグラフはまだありませんが、CIDREは組み立てられています。最初の数か月は、DMDのキャリブレーションに費やされました。2022年5月から運用されており、動的振幅アポダイゼーションコロナグラフ(いわゆる整形瞳孔)のテストに使用されています。この手順では、CIDREテストベンチのセットアップと、DMDで得られた適応型整形瞳孔に関する最初の実験結果を示します。

チェレンコフ望遠鏡アレイ天文台のトランジエント ハンドラ システム

Title The_Transients_Handler_System_for_the_Cherenkov_Telescope_Array_Observatory
Authors Kathrin_Egberts,_Clemens_Hoischen,_Constantin_Steppa,_Matthias_Fuessling,_Dominik_Neise,_Emma_de_Ona_Wilhelmi,_and_Igor_Oya_(for_the_CTA_Observatory)
URL https://arxiv.org/abs/2209.05888
チェレンコフ望遠鏡アレイ天文台(CTAO)は、ガンマ線天文学のための最大かつ最先端の地上施設となります。数十台の望遠鏡が北半球と南半球の両方で運用されます。マルチメッセンジャー天文学の出現により、多くの新しい大規模な科学インフラストラクチャが科学運用を開始し、機会目標観測がCTAOの運用において重要な役割を果たすようになります。各CTAOサイトに展開されたアレイ制御およびデータ取得(ACADA)システムは、外部および内部の科学的アラートを管理するための専用サブシステムであるトランジェントハンドラーを備えています。科学アラートを受信、検証、および処理して、機会の対象となる観測をトリガーできるかどうか、または更新する必要があるかどうかを判断します。提案ベースの構成によって定義されたさまざまなタスクは、TransientsHandlerによって処理されます。これらのタスクには、とりわけ、ターゲットの観測可能性の評価と、既知のソースまたはオブジェクトとの相関関係が含まれます。この寄稿では、TransientsHandlerの概念と設計、およびACADAシステムへの統合について説明します。

自動微分による波面センシングと再構成の共同最適化

Title Joint_optimization_of_wavefront_sensing_and_reconstruction_with_automatic_differentiation
Authors Rico_Landman,_Christoph_Keller,_Emiel_H._Por,_Sebastiaan_Haffert,_David_Doelman,_Thijs_Stockmans
URL https://arxiv.org/abs/2209.05904
高コントラストイメージング機器は、太陽系外惑星を直接イメージングするために極端な波面制御を必要とします。これには、利用可能な光子を最適に利用して波面を感知する高感度の波面センサーが必要です。ここでは、自動微分を使用してフーリエフィルター波面センサーを数値的に最適化することを提案します。まず、さまざまなアパーチャと波面分布に対して波面センサーの感度を最適化します。単色光を想定した場合、現在使用されているセンサーよりも感度が高く、理論上の限界に近いセンサーが見つかります。その後、センシングと再構成を共同で最適化することにより、残留波面エラーを直接最小限に抑えます。これは、波面センサーと再構築器の微分可能なモデルを接続し、勾配ベースのオプティマイザーを使用して交互に改善することによって行われます。また、波面センサーの設計空間を拡張する畳み込みニューラルネットワークを使用した波面再構築の非線形性も考慮しています。私たちの結果は、最適化により、現在使用されている波面センサーよりもパフォーマンスが向上した波面センサーにつながる可能性があることを示しています。提案されたアプローチは柔軟であり、原則として、自由な設計パラメーターを持つ任意の波面センサーアーキテクチャに使用できます。

BlueMUSE データ削減パイプライン: MUSE から学んだ教訓と最初の設計選択

Title The_BlueMUSE_data_reduction_pipeline:_lessons_learned_from_MUSE_and_first_design_choices
Authors Peter_M._Weilbacher_(1),_Sven_Martens_(2),_Martin_Wendt_(3),_Martin_M._Roth_(1),_Stefan_Dreizler_(2),_Andreas_Kelz_(1),_Roland_Bacon_(4),_and_Johan_Richard_(4)_((1)_Leibniz-Institut_f\"ur_Astrophysik_Potsdam_(AIP),_(2)_Institut_f\"ur_Astrophysik,_G\"ottingen,_(3)_Institut_f\"ur_Physik_und_Astronomie,_Universit\"at_Potsdam,_(4)_CRAL,_Univ_Lyon_1)
URL https://arxiv.org/abs/2209.06022
BlueMUSEは、ESOVLTの初期開発段階にある統合フィールドスペクトログラフです。この機器用のデータ削減ソフトウェアの設計では、まず既存のMUSE機器のパイプラインの機能と問題を確認しています。MUSEは2014年からVLTで運用されており、600以上の査読付き科学論文で発表された発見につながりました。BlueMUSEとMUSEには多くの共通の特性がありますが、両方の楽器の主な違いをいくつか簡単に指摘します。科学削減のためのフローチャートの最初のバージョンの概要を説明し、BlueMUSEがカバーする青色の波長範囲のために必要な変更について説明します。また、特定の新機能についても詳しく説明します。たとえば、パイプラインとその後の分析が、データ共分散の処理の改善、ラインスプレッド機能へのより統合されたアプローチ、および追加の波長キャリブレーションに関する改善からどのように恩恵を受けるかについても詳しく説明します。青の光学範囲で重要です。最後に、BlueMUSEデータキューブのシミュレーションがどのように実装されているか、および機器の科学を準備するためにそれらがどのように使用されるかについて説明します。

重力波検出器用コーティングの内部摩擦測定における系統誤差

Title A_Systematic_Error_in_the_Internal_Friction_Measurement_of_Coatings_for_Gravitational_Waves_Detectors
Authors Alex_Amato,_Diana_Lumaca,_Elisabetta_Cesarini,_Massimo_Granata,_Ana\"el_Lema\^itre,_Matteo_Lorenzini,_Christophe_Malhaire,_Christophe_Michel,_Francesco_Piergiovanni,_Laurent_Pinard,_Nikita_Shcheblanov,_and_Gianpietro_Cagnoli
URL https://arxiv.org/abs/2209.06106
低内部摩擦コーティングは、光原子時計や高フィネス光キャビティなどの高度な技術の重要な要素であり、物理学の最先端の実験の最前線にあることがよくあります。特に、重力波検出器の感度を高めることは、損失角を調査するためのより適切な方法とモデルの開発を必要とする、新しいコーティングの開発に非常に大きく依存しています。実際、このような検出器の検出帯域の最も感度の高い領域は、コーティングの損失角度に関連するコーティングの熱ノイズによって制限されます。これまで、コーティングの機械的特性を記述するために1つまたは複数の損失角を使用することに疑問を抱き、理想的な物理的特性のみを記述するモデルが採用されてきました。ここでは、コーティング損失角度を測定する際に、サンプルのエッジでの不均一性に起因する系統誤差の存在を示します。主に損失角測定で使用されるディスク型共振器のモデルを提示し、この理論を測定値と比較して、この系統誤差が損失モデルパラメーターの既知の精度にどのように影響するかを示します。

VLBI データの処理と分析のためのソフトウェアと技術

Title Software_and_techniques_for_VLBI_data_processing_and_analysis
Authors Michael_Janssen,_Jack_F._Radcliffe,_Jan_Wagner
URL https://arxiv.org/abs/2209.06115
VLBI(Very-long-baselineinterferometry)は挑戦的な観測手法であり、電波望遠鏡の計測器、干渉法、およびノイズの多いデータの処理に関する深い知識が必要です。生データの削減はほとんど科学者に委ねられており、包括的なソフトウェアパッケージに実装された複雑なアルゴリズムの使用が要求されます。これらのアルゴリズムを正しく適用するには、基礎となる技術と作用している物理学をよく理解する必要があります。アルゴリズムによって生成された処理済みデータを検証するには、基礎となる干渉VLBI測定を完全に理解する必要があります。このレビューでは、科学者がVLBIデータを分析する際に知っておくべき最新の手法とアルゴリズムについて説明します。

中性水素強度マッピング調査のための機械学習に基づくパイプラインのシミュレーション実験

Title A_simulation_experiment_of_a_pipeline_based_on_machine_learning_for_neutral_hydrogen_intensity_mapping_surveys
Authors Lin-Cheng_Li,_Yuan-Gen_Wang
URL https://arxiv.org/abs/2209.06180
異なる望遠鏡による中性水素(HI)強度マッピング(IM)調査のための機械学習アルゴリズムに基づくパイプラインのシミュレーション実験を提示します。シミュレーションは、HI信号、フォアグラウンド放射、機器からの熱雑音、強い無線周波数干渉(sRFI)、および軽度のRFI(mRFI)に対して実行されます。Mini-BatchK-Meansアルゴリズムを適用してsRFIを識別し、Adamアルゴリズムを適用して前景とmRFIを除去します。結果は、パイプラインのパフォーマンスが大幅に向上するsRFI振幅のしきい値が存在することを示しています。前景とmRFIを削除すると、パイプラインのパフォーマンスは望遠鏡の開口部にほとんど依存しないことが示されます。さらに、結果は、パイプラインのパフォーマンスが急速に変化し始める信号振幅のしきい値があることを示しています。これらすべてのしきい値を、パイプラインが適切に機能できる信号振幅範囲の端と見なします。私たちの仕事は、初めて、特に次世代望遠鏡を使用した大規模な調査のために、IM調査のパイプラインに機械学習アルゴリズムを適用する可能性を探っています。

The Mouse that Squeaked: チャンドラとアルマ望遠鏡によるミリメートル X 線、光学 X 線、軟 X

線で観測された Proxima Cen からの小さなフレア

Title The_Mouse_that_Squeaked:_A_small_flare_from_Proxima_Cen_observed_in_the_millimeter,_optical,_and_soft_X-ray_with_Chandra_and_ALMA
Authors Ward_S._Howard,_Meredith_A._MacGregor,_Rachel_Osten,_Jan_Forbrich,_Steven_R._Cranmer,_Isaiah_Tristan,_Alycia_J._Weinberger,_Allison_Youngblood,_Thomas_Barclay,_R._O._Parke_Loyd,_Evgenya_L._Shkolnik,_Andrew_Zic,_David_J._Wilner
URL https://arxiv.org/abs/2209.05490
典型的なX1太陽フレアの領域にあるエネルギーを持つ恒星フレアのミリ波、光学、および軟X線観測を提示します。このフレアは、2019年5月6日に、大規模な多波長フレアモニタリングキャンペーンの一環としてProximaCenから観測され、Chandra、LCOGT、duPont、およびALMAによって捕捉されました。ミリ波放射は、最近まで検出されなかった小さな恒星フレアで一般的に発生しているように見え、現在のフレアプロセスの多波長画像内でこれらのイベントを解釈することを困難にしています。5月6日のイベントは、これまでに検出された最小のミリ波フレアです。軟X線とミリ波放射の関係を、太陽フレアで観測されたものと比較します。X線と光フレアのエネルギーはそれぞれ10$^{30.3\pm0.2}$と10$^{28.9\pm0.1}$erg、コロナ温度はT=11.0$\pm$2.1MK、9.5$\pm$2.2X10$^{49}$cm$^{-3}$の放出測定値は、M-Xクラスの太陽フレアと一致しています。静止時の軟X線とミリ波放射はグデル・ベンツの関係と一致しますが、フレア中は一致しません。ミリメートルの光度は、同等のX1太陽フレアの光度よりも100倍以上高く、太陽フレアで見られる数分ではなく、数秒しか持続しません。

非同期極BY CamのTESS測光で明らかになったL1の磁気バルブ

Title A_magnetic_valve_at_L1_revealed_in_TESS_photometry_of_the_asynchronous_polar_BY_Cam
Authors Paul_A._Mason,_Colin_Littlefield,_Lorena_C._Monroy,_John_F._Morales,_Pasi_Hakala,_Peter_Garnavich,_Paula_Szkody,_Mark_R._Kennedy,_Gavin_Ramsay,_and_Simone_Scaringi
URL https://arxiv.org/abs/2209.05524
199.384分の白色矮星(WD)スピン周期と201.244分の軌道周期の間でビートサイクルを経る非同期極BYCamのTESSフォトメトリを提示します。これにより、WDへの物質の流れが変化します。TESSの光度曲線は、拍動サイクルの92%を1回、拍動サイクルの71%を2回カバーします。197.560分で最も強い測光信号は、側波帯期間に起因します。光曲線が安定している間、測光はスピン周波数で変調し、WDスピン期間の識別をサポートします。1つの極と2つの極の降着構成の両方が、1つのビートサイクルから次のビートサイクルへと繰り返され、明確で再現性のあるビートフェーズに依存する強度の変化が示されます。これらを説明するために、L1での電磁弁の動作を提案します。磁気弁は、繰り返し可能な方法でビートサイクルの過程で、軌道平均強度の5倍の変動によって証明されるように、物質移動速度を調節します。WDからの降着ストリームの通過距離もビート周期で変調されます。これは、ストリームに対するWD磁場の変化と、磁気バルブの動作による物質移動速度の変化のためです。スレッディング距離の変化は、ビートサイクルの周りの降着スポットの位置に大きな変化をもたらします。結果として、最もかすかな測光最小値のみが正確なエフェメリス決定を可能にします。白色矮星の3つの領域は、複雑なWD磁場を示唆する降着流の大部分を受け取るように見えます。

中間質量原始星から極端に金属の少ない星の元素合成収量

Title Nucleosynthetic_yields_of_intermediate-mass_primordial_to_extremely_metal-poor_stars
Authors P._Gil-Pons,_C.L._Doherty,_S.W._Campbell,_and_J._Guti\'errez
URL https://arxiv.org/abs/2209.05587
要約。進化と運命をよりよく特徴付け、原始金属量とEMP金属量の間の中間質量星(Z=1e-10、1e-8、1e-7、1e-6、1e-5)の最新の元素合成収量を決定することを目指しています。また、漸近巨星分枝(AGB)相における最古の中質量星の元素合成の不確実性も調査しました。モナッシュ山ストロムロ恒星進化コードMONSTARを使用して、モデルの主系列から熱パルスAGB(TP-AGB)を経て進化の最新段階までのモデルの進化を分析しました。結果はコードMONSOONで後処理され、62Niまでの77種の元素合成収量の決定が可能になりました。以前の作品で報告されているように、最小質量の最小Zモデルでプロトン摂取エピソード(PIE)を特定しました。Z=1e-10およびZ=1e-8のモデルは、5Msun前後の狭い初期質量範囲にあり、熱パルスの停止を経験し、I1/2型超新星としての最終的な運命を捨てることはできません。初期質量が約6~7Msunのすべてのモデルは、腐食性の2回目のドレッジアップを経験し、エンベロープ内でかなりの金属濃縮を受けます。これにより、彼らは太陽のようなTP-AGBまたはTP-super-AGBを開発し、最終的に白色矮星になります。熱パルスの停止を受けているものを除いて、すべてのモデルは、NeNaサイクルとMgAlSiチェーンの活性化を伴う、効率的な第3ドレッジアップとホットボトム燃焼の両方の元素合成の特徴を示しています。これにより、典型的な[N/Fe]>4)の膨大な量のCNOが生成され、[N/Fe]>[C/Fe]>[O/Fe]という特徴的なアバンダンスシグネチャが生成されます。入力物理学の違い(主に対流と対流境界に関連する)により、元素合成収量は、同様の金属量の中間質量モデルの文献に存在する最近の結果に対して劇的な違いを示します。

2 Gyr の古い星団 NGC 1846 における複数の集団の高解像度分光探査

Title A_high-resolution_spectroscopic_search_for_multiple_populations_in_the_2_Gyr_old_cluster_NGC_1846
Authors Wei_Shen_Oh,_Thomas_Nordlander,_Gary_Da_Costa,_Dougal_Mackey
URL https://arxiv.org/abs/2209.05607
LMC星団NGC1846([Fe/H]=-0.59)。この星団の年齢は1.95Gyrであり、大規模な星団に複数の個体群が存在すると考えられる年齢の下限(2Gyr)をわずかに下回っています。私たちの測定値は、HSTからの測光データと組み合わせた高解像度および低解像度のVLT/FRAMESスペクトルに基づいています。O、Na、Mg、Si、Ca、Fe、およびBaについては、非局所的な熱力学的平衡効果の補正も含まれています。私たちの結果は、NaとOの存在量に固有の星から星への広がりがないことに基づいて、このクラスターに複数の個体群の証拠がないことを示しています。$\leq0.07$と$\leq0.09$dexです。ただし、炭素存在量の大幅な広がりを検出しており、RGBで発生するさまざまな進化的混合が光度とともに増加することを示しています。全体として、NGC1846の一般的な存在パターンは、中間年齢のLMC星団とフィールドスターに関する以前の研究で見られたものと似ています。

Gaia DR3天体観測連星のブラックホール連星を分光データで検索

Title Search_for_a_Black_Hole_Binary_in_Gaia_DR3_Astrometric_Binary_Stars_with_Spectroscopic_Data
Authors Ataru_Tanikawa,_Kohei_Hattori,_Norita_Kawanaka,_Tomoya_Kinugawa,_Minori_Shikauchi,_and_Daichi_Tsuna
URL https://arxiv.org/abs/2209.05632
ガイアDR3からのブラックホール(BH)と赤色巨星分枝星からなる候補連星系の発見を報告します。この連星系は、天文データと分光データの両方が利用可能な640​​96個の連星解から発見されました。この星系では、天文解析と分光法による解は互いに一致しており、この星系はBH連星の信頼できる候補となっています。この星系の主要な(目に見える)星、ガイアDR35870569352746779008は、質量がまったく不明な赤色巨星の枝です。幸いなことに、一次の質量の不確実性にもかかわらず、この系の二次(暗い)天体は、軌道パラメータに基づいて、$99$%の確率で$>5.25$$M_\odot$の質量を持っています。二次天体の質量は中性子星の最大質量($\sim2.0$$M_\odot$)よりもはるかに大きく、これは二次天体がBHである可能性が高いことを示しています。もしこの暗黒天体がBHでないなら、この星系はよりエキゾチックな星系であるに違いないと我々は主張する。そこでは主要な赤色巨星分枝星が総質量が$5.25$以上$M_\odot$。このような特殊な可能性を排除し、このシステムが本物のBH連星であるかどうかを判断するために、将来の深測光観測が待たれています。これが本物のBHバイナリである場合、これまでに発見された中で最も長い期間($1352.25\pm45.50$日)を持っています。

構造化太陽圏における CME の進化と太陽極小期の地球と火星での影響

Title CME_Evolution_in_the_Structured_Heliosphere_and_Effects_at_Earth_and_Mars_During_Solar_Minimum
Authors Erika_Palmerio,_Christina_O._Lee,_Ian_G._Richardson,_Teresa_Nieves-Chinchilla,_Luiz_F._G._Dos_Santos,_Jacob_R._Gruesbeck,_Nariaki_V._Nitta,_M._Leila_Mays,_Jasper_S._Halekas,_Cary_Zeitlin,_Shaosui_Xu,_Mats_Holmstr\"om,_Yoshifumi_Futaana,_Tamitha_Mulligan,_Benjamin_J._Lynch,_Janet_G._Luhmann
URL https://arxiv.org/abs/2209.05760
太陽の活動は太陽活動の極小期と極大期を交互に繰り返します。前者は太陽圏の「静かな」状態の期間に対応します。太陽活動極小期には、原則として、太陽での誕生から惑星間の旅を通じて、噴火イベントと太陽風の構造を追跡する方が簡単です。この論文では、2018年8月の後半、つまり太陽周期24の後期衰退期の真っ只中に発生した一連の太陽過渡現象の起源、進化、および太陽圏への影響の分析を報告します。では、2つの連続するコロナ質量放出(CME)と、それに続く地球と火星に向かう途中の高速ストリーム(HSS)に焦点を当てています。最初のCMEは両方の惑星に影響を与えましたが、2番目のCMEは地球に強い磁気嵐を引き起こし、火星を逃しました。太陽圏モデリングによってサポートされたリモートセンシングおよびその場データの分析は、CME-HSS相互作用が惑星間空間での2番目のCMEの回転と偏向をもたらしたことを示唆しており、周囲の太陽風を正確に再現することは、「より単純な」太陽活動極小期であっても重要であることを強調していますピリオド。最後に、地球と火星で宇宙天気の影響を引き起こす上流の太陽風の条件と一時的な構造について説明します。

リチウムに富む赤色巨星の活発な彩層

Title The_Active_Chromospheres_of_Lithium-Rich_Red_Giant_Stars
Authors Christopher_Sneden,_Melike_Afsar,_Zeynep_Bozkurt,_Monika_Adamow,_Anohita_Mallick,_Bacham_E._Reddy,_Steven_Janowiecki,_Suvrath_Mahadevan,_Brendan_P._Bowler,_Keith_Hawkins,_Karin_Lind,_Andrea_K._Dupree,_Joe_P._Ninan,_Neel_Nagarajan,_Gamze_Bocek_Topcu,_Cynthia_S._Froning,_Chad_F._Bender,_Ryan_Terrien,_Lawrence_W._Ramsey,_and_Gregory_N._Mace
URL https://arxiv.org/abs/2209.05941
\species{He}{i}$\lambda$10830の吸収強度を調査するために、約300個の既知のリチウム存在量を持つ赤色巨星の近赤外$zyJ$バンド高分解能スペクトルを収集しました。この遷移は、赤色巨星の彩層活動および/または質量損失の指標です。サンプルの星の大部分は、$V-J,M_V$色等級図とGaia\teff、\logg\値に基づいて、赤い塊または赤い水平枝に存在します。私たちがターゲットとする星のほとんどは、Liの存在量が通常低いという意味でLiが不足しており、ここでは\eps{Li}~$<$~1.25と定義されています。これらのLi-poor星の90\%以上は弱い$\lambda$10830の特徴を持っています。しかし、83個のLiに富む星(\eps{Li}~$>$~1.25)の半分以上は、強い$\lambda$10830の吸収を持っています。これらの大きな$\lambda$10830線は、Liに富む星の過剰な彩層活動を示しています。大幅な質量損失の兆候はほとんどありません。また、天文データに基づいて、Liに富む巨星は、Liに乏しい星よりも高い連星率を持つ可能性があります。この調査で確立された重要なLi-He接続では、水平枝への居住と現在または過去のバイナリ相互作用の両方が役割を果たしているようです。

黒点振動とその内部構造の相互相関

Title Inter-Correlation_Between_Sunspot_Oscillations_and_Their_Internal_Structures
Authors Libo_Fu,_Zizhan_Zhu,_Ding_Yuan,_Jiaoyang_Wang,_Song_Feng,_Sergey_Anfinogentov
URL https://arxiv.org/abs/2209.05982
3分間と5分間の振動は、どの黒点でもよく見られます。それらは太陽黒点の内部熱構造と磁気構造によって変調されるため、黒点地震学の効果的なツールとして使用できます。この論文では、さまざまなサイズと磁場を持つ黒点グループの振動の特性を調査し、黒点振動とその内部構造との関係を比較的確立することを目的としています。ほぼ軸対称の磁場を持つ単極黒点の3つのグループを選択し、SolarDynamicsObservatory/AtmosphericImagingAssembly(SDO/AIA)によって記録された紫外(UV)/極紫外(EUV)発光強度の変動に基づいて、それらのフーリエスペクトルを計算しました。.その結果、3分間の振動の分布は、発散する磁場と黒点大気の成層の結合効果によって定義されることがわかりました。その分布は、影に侵入する磁気構造によって変更される可能性があります。5分振動は小さなスポットでより顕著ですが、これは5分振動がアンブラルダイナミクスと非常に密接に関連していることを意味します。

広い金属量範囲における F-G-K 矮星スカンジウム存在量

Title Scandium_abundances_of_F-G-K_dwarf_stars_in_a_wide_metallicity_range
Authors L._Mashonkina,_A._Romanovskaya
URL https://arxiv.org/abs/2209.06007
ScIIの新しいモデル原子は、最新の原子データを使用して構築されました。テスト目的で、確実に決定された大気パラメータを持つ3つの星、太陽、HD~61421(プロキオン)、およびHD~84937に対して、非局所熱力学的平衡(非LTE)計算が実行されました。LTEからの偏差を考慮すると、LTEの場合と比較して存在量の誤差が小さくなり、異なるScIIラインから得られたエラーバーの存在量内で一貫しています。太陽の非LTE存在量ログeps_Sun=3.12+-0.05は、Lodders(2021)が推奨する隕石の存在量を0.08~dex超えています。しかし、プロキオンについては、隕石存在量と0.02~dex以内の一致が得られています。高分解能スペクトルを使用して、金属量範囲-2.62<=[Fe/H]<=0.24の56個の星のスカンジウムLTEおよび非LTE存在量を決定しました。[Fe/H]に対する[Sc/Fe]の依存性は、アルファプロセス元素の挙動との類似性を示しています。[Fe/H]<-1、[Sc/Fe]は[Fe/H]の増加に伴い減少し、金属量が高くなります。スカンジウムとチタンの存在量の間には密接な関係があることを示唆しています。得られた結果は、スカンジウム起源のシナリオに観察上の制約を提供します。

NGC1156 の新しい LBV の風パラメータ

Title Wind_parameters_of_the_new_LBV_in_NGC1156
Authors Y._Solovyeva,_A._Kostenkov,_E._Dedov_and_A._Vinokurov
URL https://arxiv.org/abs/2209.06012
この作業では、NGC1156銀河で新たに発見されたルミナスブルー変数(LBV)のスペクトルモデリングの結果を提示します。拡張大気モデルは、非LTEコードCMFGENを使用して計算されました。発見されたLBV$L\simeq(1.6\pm0.2)\times10^{5}L_{\odot}$、有効温度$T_{\text{eff}}=7.9\pm0の光度を取得しました。4$kKと質量損失率$\dot{M}f^{-0.5}=(8.2\pm1.0)\times10^{-4}M_{\odot}\text{yr}^{-1}$.ホスト銀河の金属量$Z=0.5Z_{\odot}$に対して、風中の水素存在量は$\approx20\,$%です。

Wolf-Rayet 星のスペクトルの外観に対するさまざまな速度場の影響の調査

Title Investigating_the_impact_of_different_velocity_fields_on_the_spectral_appearance_of_Wolf-Rayet_stars
Authors Roel_R._Lefever,_Tomer_Shenar,_Andreas_A._C._Sander,_Luka_Poniatowski,_Karan_Dsilva_and_Helge_Todt
URL https://arxiv.org/abs/2209.06043
WR星の輝線スペクトルは、多くの場合、光学的に厚い恒星風の中で完全に形成されます。したがって、スペクトル解析における風速の法則に関する仮定は、恒星パラメータの決定に大きな影響を与えます。異なる$\beta$法則で計算されたPotsdamWolf-Rayet(PoWR)モデルスペクトルを比較することにより、速度場がスペクトルに大きく影響することを示します。適切な$\beta$法則を使用することにより、後期型と初期型の全範囲が同じ恒星モデルでカバーされます。

創発宇宙: CSL フレームワーク内のテンソル摂動

Title Emergent_universe:_tensor_perturbations_within_the_CSL_framework
Authors Octavio_Palermo,_Mart\'in_M._Ocampo,_Gabriel_R._Bengochea,_Gabriel_Le\'on
URL https://arxiv.org/abs/2209.05637
システムの初期対称性を破り、摂動を生成し、また、そのような摂動の量子から古典への遷移。CSLモデルがBモードCMB偏光パワースペクトルの特性をどのように変更するかを分析し、標準的な一致宇宙論モデルからの現在の予測との違いを探ります。CSLメカニズムに関係なく、一致$\Lambda$CDMモデルから予測されたスペクトルの形状に高い精度で適合する原始Bモードの検出が確認されれば、特徴的なものの1つが除外されることがわかりました。創発宇宙の特徴.つまり、CMBの温度異方性の角度パワースペクトルの低多極子で観察される抑制と一致するデータへの最適な適合を達成します。それどころか、Bモードの低多重極の抑制を正確に示す確認済みの検出は、緊急のシナリオの有利な証拠と見なすことができる新しい機能になります。

SU(3)対称クォークモデルからの相対論的大質量コンパクト星

Title Massive_relativistic_compact_stars_from_SU(3)_symmetric_quark_models
Authors Han_Rui_Fu_(Southwest_U.),_Jia_Jie_Li_(Southwest_U.),_Armen_Sedrakian_(FIAS),_Fridolin_Weber_(San_Diego_State_U.)
URL https://arxiv.org/abs/2209.05699
バリオンオクテット内のSU(3)対称性を仮定し、共変密度汎関数(CDF)理論アプローチを使用して、ハイパーロン状態方程式(EoS)のセットを構築します。私たちのEoSの低密度領域は地上実験によって制約されていますが、高密度領域は、核物質の歪度係数$Q_{\rmsat}$と対称エネルギー勾配$L_{\rmsym}を体系的に変化させることによってモデル化されています。$.EoS予測の感度は、SU(6)対称値からメソン-ハイペロン結合定数を変更するSU(3)対称モデルの$z$パラメータの観点から調査されます。私たちの結果は、私たちのアプローチに基づくモデルEoSが、大きな$Q_{\rmsat}$およびしかし、小さな$z$体制では、そのような星はSU(6)モデルと比較して微量のハイペロンしか含んでいません。また、恒星シーケンスの質量が$3.0\,M_{\odot}$に達するモデルEoSの均一に回転するケプラー配置も構築します。これらの結果を使用して、回転星と静止星の最大質量の比の系統的依存性、重力波イベントの二次質量が$M_2\lesssimのコンパクトな星になることを可能にするモデルの回転周波数の下限を調べます。3.0\,M_{\odot}$とモデルパラメーターのストレンジネス部分。非常に大質量の恒星モデルは、原則として、SU(3)対称モデル内で構築できると結論付けていますが、ストレンジネスの割合が3\%未満に低下するため、原子核のようになります。

ドップラー異方性に対するアインシュタイン望遠鏡の応答について

Title On_the_response_of_the_Einstein_Telescope_to_Doppler_anisotropies
Authors Debika_Chowdhury,_Gianmassimo_Tasinato,_Ivonne_Zavala
URL https://arxiv.org/abs/2209.05770
確率的重力波背景の保証された特性の1つを表す運動学的ドップラー異方性に対するアインシュタイン望遠鏡の応答関数を研究します。確率的バックグラウンドの周波数依存性が検出器の周波数帯域内で勾配を変化させる場合、信号へのドップラー異方性の寄与は、周波数に依存する部分と方向に依存する部分で因数分解できません。初めて、因数分解可能なAnsatzを作成せずに、ドップラー異方性に対する検出器応答関数を調べます。さらに、運動学的効果が小さいとは仮定せず、フレーム間の任意の相対速度に有効な一般式を導き出します。我々の調査結果をバックグラウンドプロファイルの3つのよく動機付けられた例に適用:べき法則、壊れたべき法則、原始ブラックホールシナリオによって動機付けられた共鳴を伴うモデル。因数分解できない運動学的異方性を検出するための最適な推定量に関連付けられている信号対雑音比を導出し、代表的な例についてそれを研究します。

月着陸船中性子・線量測定(LND)実験で月の裏側で検出された一次陽子とアルベド陽子

Title Primary_and_albedo_protons_detected_by_the_Lunar_Lander_Neutron_and_Dosimetry_(LND)_experiment_on_the_lunar_farside
Authors Zigong_Xu,_Jingnan_Guo,_Robert_F._Wimmer-Schweingruber,_Mikhail_I._Dobynde,_Partick_K\"uhl,_Salman_Khaksarighiri_and_Shenyi_Zhang
URL https://arxiv.org/abs/2209.05831
月の反対側にあるチャンドルE-4着陸船に搭載された月着陸船中性子線量測定(LND)実験では、高エネルギーの荷電粒子と中性粒子を測定し、対応する放射線レベルを監視します。太陽の静穏期には、銀河宇宙線(GCR)が月面の荷電粒子の支配的な成分です。さらに、GCRと月のレゴリスとの相互作用は、LNDによって測定される上向きのアルベド陽子ももたらします。この作業では、キャリブレーションされたLNDデータを使用して、GCRのプライマリ陽子とアルベド陽子を調べました。2019年6月(Chang$'$E-4$'$の着陸後7日目)から2020年7月までの9368MeVの範囲の平均GCR陽子スペクトルと64.7~76.7MeVの平均アルベド陽子フラックスを計算します。(旧暦の20日)。LNDの一次陽子測定値を、SOHOの電子陽子ヘリウムINstrument(EPHIN)と比較します。比較は、さまざまな機器間でGCR陽子スペクトルの合理的な一致を示し、LNDの能力を示しています。同様に、LNDのアルベド陽子測定値も、太陽極小期の放射線の影響に関する宇宙線望遠鏡(CRaTER)による測定値に匹敵します。私たちの測定は、月の放射線環境と線量(REDMoon)モデルからの予測を裏付けています。最後に、64.7~76.7MeVのエネルギー範囲での測定について、アルベド陽子と一次陽子の比率を提供します。これは、より広いエネルギー範囲でのシミュレーションを確認するものです。

中性子星の内部地殻における球状原子核の安定性

Title Stability_of_spherical_nuclei_in_the_inner_crust_of_neutron_stars
Authors Nikita_A._Zemlyakov,_Andrey_I._Chugunov
URL https://arxiv.org/abs/2209.05851
中性子星は、宇宙で最も密度の高い天体です。この論文では、いわゆる内部地殻-中性子過剰核が電子の縮退ガスと準自由中性子の海に浸されている層-を考察します。一般に、球状原子核は高密度では四重極変形に対して不安定になると考えられていましたが、ここではこの不安定性について考察します。摂動的アプローチでは、平衡数密度を持つ球状原子核が、実際には、極小四重極変形に対して安定であることを示します。これは、球状核の安定性を維持する縮退電子のバックグラウンドと関連する静電ポテンシャルによるものです。ただし、単位体積あたりの原子核の数が平衡値よりもはるかに少ない場合、不安定性が発生する可能性があります。混乱を避けるために、結果は極小の変形に限定されており、球状核の厳密な熱力学的安定性を保証するものではないことを強調します。特に、彼らは、実質的に非球形の核(いわゆるパスタ相)が中性子星地殻の最も密な層の熱力学的平衡状態を表していることを排除していない。むしろ、私たちの結果は、球状核がエネルギー的に有利でなくても準安定である可能性があり、球状核からパスタ相への変換のタイムスケールを後で推定する必要があることを示しています。

ポストニュートン中性子星の構築

Title Building_post-Newtonian_neutron_stars
Authors Nils_Andersson,_Fabian_Gittins,_Shanshan_Yin_and_Rodrigo_Panosso_Macedo
URL https://arxiv.org/abs/2209.05871
中性子星はコンパクトであるため、強い重力と極端な密度の物理を伴います。それにもかかわらず、現時点では、弱い重力のコンテキストで(少なくとも概念的に)進歩を遂げることができるさまざまな問題があります。これに動機付けられて、一般相対性理論のポストニュートン近似を使用して中性子星をどれだけ正確にモデル化できるかを調べます。一般に、恒星構造のポストニュートン方程式を定式化する方法にはかなりの自由度があることがわかっています。定式化におけるこの柔軟性について説明し、恒星モデルへの影響を示す例を示します。また、等方性座標を使用して中性子星を構築する(密接に関連する)問題についても検討します。このコンテキストでは、問題を大幅に単純化する(スケーリング引数に基づく)方程式を解くための新しい戦略を提供します。

混成星の磁場誘起変形

Title Magnetic-Field_Induced_Deformation_in_Hybrid_Stars
Authors Ishfaq_A._Rather,_Asloob_A._Rather,_V._Dexheimer,_Il\'idio_Lopes,_A._A._Usmani,_and_S._K._Patra
URL https://arxiv.org/abs/2209.06016
大質量中性子星の内部で起こると予想される脱閉じ込め相転移に対する強い磁場の影響が、初めて詳細に研究された。ハドロン物質の場合、非常に一般的な密度依存相対論的平均場(DD-RMF)モデルが採用されますが、クォーク物質の研究には、シンプルだが効果的なベクトル強化バッグモデル(vBag)モデルが使用されます。磁場効果は、物質の状態方程式と一般相対性理論の解に組み込まれ、マクスウェルの方程式も満たします。磁気双極子モーメントの値が大きい場合、球対称TOV方程式とLORENEライブラリから得られる軸対称解を使用して星について得られる最大質量、正準質量半径、および無次元潮汐変形能がかなり異なることがわかります。偏差は、状態方程式の剛性と解析対象の星の質量に依存します。これは、文献で以前に仮定されていたものとは異なり、等方性星の正しい仮定とTOV方程式の適切な使用のための磁場のしきい値は、物質の組成と相互作用に依存するという事実を示しています。

現代的で統一された状態方程式のポリトロープフィット

Title Polytropic_fits_of_modern_and_unified_equations_of_state
Authors Suleiman_Lami,_Fortin_Morgane,_Zdunik_Julian-Leszek_and_Providencia_Constanca
URL https://arxiv.org/abs/2209.06052
低温中性子星の内部の状態方程式は、バリオン密度、エネルギー密度、および圧力を関連付ける3列の表で表されます。中性子星物質の多数の核モデルを提示する便利な方法として、これらの表のいくつかの分析式がこの20年間で確立されました。これらの分析表現のいくつかは、星の高密度部分と低密度部分が同じ核モデルで計算されていないという意味で、統一されていない状態方程式に基づいています。区分的ポリトロープ表現に基づく状態方程式の適合は、状態方程式の統合テーブル、つまり、コアと地殻について一貫して計算されたモデルを使用して修正されます。52個の統一された状態方程式のセットが選択されます。それぞれが適応セグメンテーションを介して7つのポリトロープに分割され、ポリトロープごとに2つのパラメーターが表形式の状態方程式に適合します。中性子星の総質量、半径、潮汐変形能、および慣性モーメントは、フィッティングからモデル化され、元のテーブルから計算された量と比較されて、巨視的パラメーターのフィッティングの精度が保証されます。15の核子相対論的平均場モデル、7つのハイパーニック相対論的平均場モデル、5つのハイブリッド相対論的平均場モデル、24の核子Skyrmeモデル、および1つのab​​initioモデルのポリトロープパラメーターを提供します。中性子星の巨視的パラメーターの適合誤差は小さく、現在および次世代の望遠鏡から推定される測定精度の範囲内です。

CMB偏光測定のための常磁性温度センサーに基づく磁気マイクロボロメーターの適合性

Title Suitability_of_magnetic_microbolometers_based_on_paramagnetic_temperature_sensors_for_CMB_polarization_measurements
Authors Juan_Manuel_Geria,_Matias_Rolf_Hampel,_Sebastian_Kempf,_Juan_Jose_Bonaparte,_Luciano_Pablo_Ferreyro,_Manuel_Eli\'ias_Garcia_Redondo,_Daniel_Alejandro_Almela,_Juan_Manuel_Salum,_Nahuel_M\"uller,_Jesus_David_Bonilla-Neira,_Alan_Ezequiel_Fuster,_Manuel_Platino,_Alberto_Etchegoyen
URL https://arxiv.org/abs/2209.06088
宇宙マイクロ波背景放射(CMB)の高解像度偏光マップは、偏光パターンでの原始Bモードの発見により、CMBの放出前に起こったであろう宇宙のインフレーション段階を確認するため、高い需要があります。トランジションエッジセンサー(TES)とマイクロ波キネティックインダクタンス検出器(MKID)は、極低温検出器アレイベースのCMB機器の主要な検出器技術であり、原始Bモードを検索します。この論文では、CMB調査に使用される別のタイプの極低温検出器を提案します。常磁性温度センサーに基づく磁気マイクロボロメーター(MMB)です。これは、最先端の金属磁気熱量計(MMC)を採用したものであり、高解像度の$\alpha$、$\beta$、$\gamma$、X線分光法、およびニュートリノ質量の研究。ボロメータの電気的および熱的特性を説明し、その応答性と帯域幅を取得し、ノイズを推定するために使用できる完全なシミュレーションフレームワークが開発されました。CMB実験における金属磁気センサーの適合性を評価するために、CMB測定と信頼性の高い微細加工プロセスにおける典型的な制約を考慮して、概念のケーススタディの簡単な証明が分析されます。結果は、望遠鏡の点源応答の劣化を回避するために低い時間応答を維持しながら、同時に空の背景を制限した検出のために感度を調整できるため、MMBがCMB偏光測定に有望な技術を提供することを示しています。センサー技術とその製造技術は、TESベースのボロメトリック検出器アレイと互換性があるため、検出器技術の変更は非常に低コストで行われます。

衛星通信におけるフォトン カウンティング PPM と DPSK の BER 性能

Title BER_Performance_of_Photon_Counting_PPM_vs._DPSK_for_Satellite_Communications
Authors Daniel_Paulson
URL https://arxiv.org/abs/2209.06161
ノイズが存在する場合のM-aryPPMおよびバイフェーズDPSK変調のBERの式は、分析的、統計的手法を使用して導き出されます。PPM式は、ポアソン統計ベースのシミュレーションによって検証されます。次に、PPMとDPSKの相互のパフォーマンスを評価するために、受信望遠鏡と空のスペクトル放射輝度パラメータの代表的なセットにBER式が適用されます。最後に、効率とその他の考慮事項について説明します。