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Wed 21 Sep 22 18:00:00 GMT -- Thu 22 Sep 22 18:00:00 GMT

SN Ia ホスト銀河ダスト法則分布と質量ステップの制約: 光学および近赤外光曲線の階層的 BayeSN 解析

Title Constraining_the_SN_Ia_Host_Galaxy_Dust_Law_Distribution_and_Mass_Step:_Hierarchical_BayeSN_Analysis_of_Optical_and_Near-Infrared_Light_Curves
Authors Stephen_Thorp_and_Kaisey_S._Mandel
URL https://arxiv.org/abs/2209.10552
BayeSN階層的確率論的SEDモデルを使用して、カーネギー超新星プロジェクトからの86個のタイプIa超新星(SNeIa)の光学NIR($BVriYJH$)光度曲線を分析し、SNIaホスト銀河のダスト法則分布とSNIa間の相関を調査します。ハッブル残差とホスト質量。私たちのベイジアン分析は、光学-NIR色情報を活用することにより、質量ステップとダスト$R_V$人口分布を同時に制約します。個々の$R_V$値が最初に各SNに対して個別に推定され、次にこれらの点推定値のサンプル分散が計算される単純な分析が、$R_V$母集団分散$\sigma_R^2$を過大評価する方法を示します。この偏りは、光度曲線の形状に起因するそれを超えて残存する固有の色の変動を無視すると悪化します。代わりに、$\sigma_R$のベイジアン収縮推定はより正確であり、光度曲線の完全な階層分析が理想的です。低から中程度の赤みを伴う75SNe(ピークの明らかな$B-V\leq0.3$)について、母集団平均$\mu_R=2.59\pm0.14$および標準偏差$\sigma_Rで$R_V$分布を推定します。=0.62\pm0.16$.このサブサンプルをホスト銀河の質量の中央値($10^{10.57}~\mathrm{M}_\odot$)で分割すると、低質量銀河と高質量銀河の間の一貫した推定$R_V$分布が得られ、$\mu_R=2.79\pm0となります。.18$、$\sigma_R=0.42\pm0.24$、および$\mu_R=2.35\pm0.27$、$\sigma_R=0.74\pm0.36$です。さまざまな形式のダスト$R_V$分布を周辺化しながら、完全な光学NIR光曲線から距離を推定すると、$\gtrsim0.06$magの質量ステップがホスト質量中央値のハッブル残差に残ります。

SN 2021hpr とセファイド較正銀河 NGC 3147 内の 2 つの兄弟: Ia 型超新星トリオの階層的 BayeSN 解析、およびハッブル定数制約

Title SN_2021hpr_and_its_two_siblings_in_the_Cepheid_calibrator_galaxy_NGC_3147:_A_hierarchical_BayeSN_analysis_of_a_Type_Ia_supernova_trio,_and_a_Hubble_constant_constraint
Authors Sam_M._Ward,_Stephen_Thorp,_Kaisey_S._Mandel,_Suhail_Dhawan,_David_O._Jones,_Kirsty_Taggart,_Ryan_J._Foley,_Gautham_Narayan,_Kenneth_C._Chambers,_David_A._Coulter,_Kyle_W._Davis,_Thomas_de_Boer,_Kaylee_de_Soto,_Nicholas_Earl,_Alex_Gagliano,_Hua_Gao,_Jens_Hjorth,_Mark_E._Huber,_Luca_Izzo,_Danial_Langeroodi,_Eugene_A._Magnier,_Peter_McGill,_Armin_Rest,_C\'esar_Rojas-Bravo_and_Rados{\l}aw_Wojtak
URL https://arxiv.org/abs/2209.10558
Ia型超新星(SNIa)の標準化可能性を改善するには、兄弟(同じホスト銀河内のSNe)までの距離推定値の一貫性を調査する必要があります。SN2021hprの若い超新星実験Pan-STARRS-1$grizy$フォトメトリーを提示します。SN2021hprは、高質量のセファイド較正銀河NGC3147で分光学的に確認された3番目のSNIaです。NGC3147のSNIa兄弟のトリオ:SNe1997bqを分析します。、2008fvおよび2021hprでは、SNIaスペクトルエネルギー分布の新しいバージョンのBayeSNモデルを使用し、光学NIR$BgVrizYJH$(0.35--1.8$\mu$m)データを使用して同時に再トレーニングしました。各兄弟までの距離の推定値は一貫しており、サンプルの標準偏差は$\lesssim$0.01magであり、トレーニングサンプルの総固有散乱:$\sigma_0\approx0.09$magよりもはるかに小さいです。追加の3つの銀河で通常のSNIa兄弟をフィッティングすると、兄弟の固有散乱が$\sigma_0$より小さい確率は$\approx$90%と推定されます。単一の銀河の兄弟の光度曲線を同時に適合させる新しい階層モデルを構築します。これにより、共通距離とダストパラメータのより正確な推定値が得られます。このトリオを一般的な粉塵の法則の形状に合わせると、$R_V=2.69\pm0.52$が得られます。私たちの仕事は、より多くの兄弟の将来の階層モデリングを動機付け、固有の散乱を厳密に制限し、SN-ホスト相関をよりよく理解します。最後に、NGC3147、兄弟トリオ、および109ハッブルフローへのセファイド距離を使用して、ハッブル定数を推定します($0.01<z_{\rm{CMB}}<0.08$)SNeIa;兄弟と母集団の固有の散乱、および固有の速度分散を疎外すると、$H_0=77.9\pm6.5\text{kms}^{-1}\text{Mpc}^{-1}$が得られます。

ハッブル宇宙望遠鏡でのダークマター サブハローのスキャン 54 個の強力なレンズのイメージング

Title Scanning_For_Dark_Matter_Subhalos_in_Hubble_Space_Telescope_Imaging_of_54_Strong_Lenses
Authors James_W._Nightingale,_Qiuhan_He,_Xiaoyue_Cao,_Aristeidis_Amvrosiadis,_Amy_Etherington,_Carlos_S._Frenk,_Richard_G._Hayes,_Andrew_Robertson,_Shaun_Cole,_Samuel_Lange,_Ran_Li,_Richard_Massey
URL https://arxiv.org/abs/2209.10566
冷たい暗黒物質(DM)モデルは、すべての銀河に何千ものDMサブハローが含まれていると予測しています。他のほとんどすべてのDMモデルには、サブハローを滑らかにする物理的なプロセスが含まれています。サブハローは目に見えませんが、多重画像化された背景ソースの視線上にあり、その見かけの形状を乱す場合、強力な重力レンズ効果によって検出できます。自動化された強力なレンズ分析フ​​レームワークを提示し、54の強力なレンズのハッブル宇宙望遠鏡イメージングでDMサブハローをスキャンします。2つの説得力のあるDMサブハロー候補(SLACS0946+1006で以前に見つかったものを含む)を特定します。サブハローは、実行するすべての体系的なテストの後に好まれます。サブハローの検出可能性は、レンズ銀河の質量分布の仮定されたパラメトリック形式に依存することがわかりました。いくつかのより複雑な質量モデルを想定した適合を比較すると、さらなる研究に値する5ドルの追加の(通常はより低い質量の)DMサブハロー候補が明らかになり、11の偽陽性が除去されます。DMモデルをテストするのに十分な統計力を構築するために不可欠な44の非検出を識別します。今後の作業では、この研究の結果にさらに柔軟なモデルを適用して、さまざまなDMモデルを制約します。完全な分析結果は、https://github.com/Jammy2211/autolens_subhaloで入手できます。

再電離時代の空間21cmと金属線吸収体 -- I : 入射と可観測性

Title Cospatial_21_cm_and_metal-line_absorbers_in_the_epoch_of_reionization_--_I_:_Incidence_and_observability
Authors Aniket_Bhagwat,_Benedetta_Ciardi,_Erik_Zackrisson,_Joop_Schaye
URL https://arxiv.org/abs/2209.10573
星の放射線から遮蔽された高密度で金属が豊富な領域は、再電離の間中性のままであり、金属と21cmの吸収線を生成する可能性があります。金属と21cmからの同時吸収は、基礎となるガス特性のプローブとして互いに補完することができます。このような「整列した」吸収体の発生を調査するために、銀河形成の一連の高解像度放射流体力学シミュレーションであるオーロラを使用します。21cm、OI、CII、SiII、およびFeIIの吸収スペクトルを計算します。少なくとも1つの金属と21cmからの吸収を伴う速度ウィンドウを見つけ、整列した吸収体を2つのカテゴリに分類します。「整列した空間吸収体」は高密度構造に由来し、気体の特性を追跡するために使用できますが、「整列したが空間的な吸収体ではない」は、特異な速度効果によるものです。吸収体の発生率は、再イオン化と金属濃縮の間の相互作用によって決定されるため、赤方偏移に依存し、整列および空間吸収体の$z\approx8$でピークを示します。周囲の21cmの森林がないため、整列しているが空間空間吸収体ではなく、再電離の終わりに向かって消失しますが、整列および空間吸収体は、赤方偏移の下に見られる中性ガスの高密度のポケットに関連付けられています。ELTやSKA1-LOWなどの次世代望遠鏡の一連の視線の模擬観測を作成し、十分に明るい背景クエーサーが与えられた場合、これらの望遠鏡は再電離を通じて両方のタイプの吸収体を検出できることを発見しました。

HyperGal: Integral Field Spectrograph SEDmachine

を使用した超新星タイピングのハイパースペクトル シーン モデリング

Title HyperGal:_hyperspectral_scene_modeling_for_supernova_typing_with_the_Integral_Field_Spectrograph_SEDmachine
Authors J._Lezmy,_Y._Copin,_M._Rigault,_M._Smith,_J._D._Neill
URL https://arxiv.org/abs/2209.10882
ツヴィッキー・トランジエント・ファシリティのような時間領域天文学の最近の発展により、目に見える空全体の毎日のスキャンが可能になり、毎晩何百もの新しいトランジエントが発見されました。そのうちの10から15は超新星(SNe)であり、宇宙論的な使用の前に分類する必要があります。スペクトルエネルギー分布マシン(SEDm)は、低解像度の積分フィールドスペクトログラフであり、ZTFメインカメラによって検出されたターゲットを分光的に分類するために設計、構築、および操作されています。現在のPysedmパイプラインは、トランジェントがホストの銀河コアに近すぎる場合、汚染によって制限されます。これは、誤った型付けにつながり、最終的に宇宙論的分析に偏りが生じ、ローカル環境特性の観点からSNサンプルの均一性に影響を与える可能性があります。SEDmのタイピング効率を向上させることを目的として、構造化された背景から過渡スペクトルを抽出する新しいシーンモデラーを提示します。HyperGalは、ホスト銀河のハイパースペクトルモデルを生成するために、過渡現象前の測光画像を使用する、完全に彩色されたシーンモデラーです。これは、物理的に動機付けられたスペクトル補間器として使用されるCIGALESEDフィッターに基づいています。銀河モデルは、点光源と拡散背景成分によって補完され、SEDm分光空間観測空間に投影され、観測に合わせて調整されます。完全な手順は、シミュレートされた5000個のキューブで検証されています。SN位置での過渡光束と総光束の比としてコントラストを導入します。実際のSEDm観測の推定コントラスト分布から、HyperGalがSNeIaの~95%を正しく分類することを示します。標準的な抽出方法と比較して、HyperGalは10%多くのSNeIaを正しく分類します。偽陽性率は2%未満で、標準的な抽出方法の半分です。コア崩壊SNeのコントラスト分布が同様であると仮定すると、HyperGalは14%(11%)追加のSNeII(Ibc)を分類します。

流体力学宇宙論シミュレーションにおける銀河サイズの固有相関

Title Intrinsic_correlations_of_galaxy_sizes_in_a_hydrodynamical_cosmological_simulation
Authors Harry_Johnston,_Dana_Sophia_Westbeek,_Sjoerd_Weide,_Nora_Elisa_Chisari,_Yohan_Dubois,_Julien_Devriendt,_Christophe_Pichon
URL https://arxiv.org/abs/2209.11063
測定された銀河半径と基本平面(FP)によって予測されたものとの間の残差は、弱いレンズ倍率のトレーサーである可能性があります。しかし、観察により、これらは大規模構造と体系的に相関していることが示されています。Horizo​​n-AGN流体力学的宇宙論シミュレーションを使用して、$z=0.06$での楕円(初期型)銀河と渦巻型(後期型)銀河の両方について、これらの固有サイズ相関(ISC)を分析します。各サンプルに個別のFPを当てはめ、各ケースで同様に分布する半径残差$\lambda$を見つけます。渦巻銀河の場合、$>3\sigma$の有意性で、3次元分離$0.5-17\,h^{-1}{\rm{Mpc}}$にわたって永続的な$\lambda\lambda$相関が見られます。銀河クラスタリングの制約とのより良い一致のために適用される質量選択を緩和すると、スパイラル$\lambda\lambda$検出は$9\sigma$に強化されます。$5\sigma$の密度と$\lambda$の相関が検出されます。$\lesssim10\,h^{-1}{\rm{Mpc}}$の有意度$\lesssim10\,h^{-1}{\rm{Mpc}}$で、本質的に大きな渦巻きが小さな渦巻きよりも強くクラスター化することを観察します。逆に、文献と一致して、質量が小さく、本質的に小さい楕円形が、スケール$0.5-17\,h^{-1}{\rm{Mpc}}$で、大きな楕円形よりも強くクラスター化することが観察されます。$>5\sigma$の有意性。現象論的非線形サイズモデルを使用して$\lambda\lambda$相関をモデル化し、宇宙収束解析の汚染レベルを予測します。体系的な寄与は、宇宙信号と同様の順序であるか、宇宙信号よりも支配的であることがわかります。投影された表面質量密度$\Sigma(r)$への本質的で体系的な寄与の模擬測定を行い、統計的に有意な低振幅の正(負)の寄与を低質量螺旋(楕円形)から見つけます。大規模な($\gtrsim\,7\,h^{-1}$Mpc)測定の懸念事項。

未解決のレンズ クエーサーの利用: 変動曲線の数学的基礎

Title Harnessing_Unresolved_Lensed_Quasars:_The_Mathematical_Foundation_of_the_Fluctuation_Curves
Authors Satadru_Bag,_Wuhyun_Sohn,_Arman_Shafieloo_and_Kai_Liao
URL https://arxiv.org/abs/2209.11078
強力な重力レンズクエーサー(QSO)は、他の探査機とは無関係に、ハッブル定数の測定などの重要な宇宙論的情報を提供できるため、強力で新しい宇宙探査機として登場しました。今後のLSST調査では、$10^3~10^4$のレンズ付きQSOが発見されると予想されますが、大部分はシーイングのために未解決のままです。クエーサーの固有フラックスの確率的性質により、レンズ化されたものを特定し、未解決の光度曲線データのみを使用して時間遅延を測定することが困難になります。この点に関して、Bagetal(2022)は、再構成された画像の光度曲線の変動を最小限に抑えることに基づくデータ駆動型の手法を導入しました。この記事では、このアプローチの数学的基礎を深く掘り下げます。ゆらぎ曲線のレンズ信号は、関節光曲線の導関数の自己相関関数(ACF)によって支配されることを示します。これは、変動曲線が、QSOフラックスの変動性に関する仮定を行うことなく、追加情報を必要とせずに、結合光曲線のみを使用してレンズ付きQSOの検出を可能にする理由を説明しています。固有のクエーサーフラックスの変動性が最大数百日まで有意な自己相関を示すため、ジョイント光度曲線の導関数のACFはジョイント光度曲線自体のACFよりも信頼性が高いことを示します(赤のパワースペクトルに従うため)。.さらに、データに重大な観測ノイズがある場合、変動の最小化アプローチは、共同光度曲線の導関数のACFと比較して、さらに優れた精度と再現率を提供することを示します。

完全な Planck-CMB および Ia 型超新星データに照らした $f(T)$ 重力に対する新しい宇宙論的制約

Title New_cosmological_constraints_on_$f(T)$_gravity_in_the_light_of_full_Planck-CMB_and_type_Ia_Supernovae_data
Authors Suresh_Kumar,_Rafael_C._Nunes,_Priya_Yadav
URL https://arxiv.org/abs/2209.11131
我々は、一般相対性理論のねじれ重力修正、すなわち$f(T)$重力のコンテキストで、2つの新しい観測的視点を調査します。距離弾性係数の関係を調べ、バリオン音響振動(BAO)とビッグバン核合成(BBN)を組み合わせた解析、つまりパンテオン+BAO+BBNが、理論の有効な自由パラメーターに制約を与え、$\Lambda$CDM予測;ii)線形摂動のレベルでの$f(T)$重力のフレームワークを、現象論的関数、すなわち有効重力結合$\mu$と光偏向パラメーター$\Sigma$で提示します。これらは一般的にパラメーター化に使用されます。物質密度コントラストをレンズ効果とニュートンポテンシャルにそれぞれ関連付けるポアソン方程式の可能な修正。Planck2018リリースから利用可能な宇宙マイクロ波背景放射(CMB)データセットを使用して、$f(T)$重力および$\Lambda$CDMモデルの自由パラメーターを制約します。CMBデータと、PantheonおよびBAOデータとの共同分析により、$f(T)$重力シナリオが$\Lambda$CDMモデルと実質的に区別できないように制約されることがわかりました。宇宙レベルでの$f(T)$重力シナリオでこれまでに報告された最強の極限を取得します。

熱圏構造における太陽軟X線放射照度の役割

Title The_Role_of_Solar_Soft_X-rays_Irradiance_in_Thermospheric_Structure
Authors Srimoyee_Samaddar,_Karthik_Venkataramani,_Scott._M._Bailey
URL https://arxiv.org/abs/2209.10543
我々は、大気化学とエネルギー学の一次元(ACE1D)熱圏モデルを使用して、高度100~150km(Baileyetal.2000)の熱圏下部に太陽軟X線によって蓄積されたエネルギーが地球に影響を与えることを示します。300kmをはるかに超える高度でも、地球の熱圏全体の温度を変化させます。モデルのさまざまな波長ビンの入力太陽フラックスを繰り返しオフにすることで、外気圏温度の最大変化が軟X線太陽ビンの変化によるものであることを実証できます。また、熱力学的熱方程式を使用して、非熱光電子を介した分子拡散が上部電離圏/熱圏への熱伝達の主な原因であり、中性大気の温度の上昇をもたらすことも示しています。さらに、これらの太陽軟X線の温度変化と加熱効果は、強力なHeII30.4nm放射の効果に匹敵します。最後に、これらの軟X線波長での太陽フラックス放射照度の不確実性は、モデル化された外気圏温度の対応する不確実性をもたらし、不確実性は太陽活動の増加とともに増加することを示しています。

太陽系外惑星WASP-140bの測光とトランジットモデリング

Title Photometry_and_transit_modelling_of_exoplanet_WASP-140b
Authors Allen_North,_Timothy_Banks
URL https://arxiv.org/abs/2209.10582
太陽系外惑星WASP-140bの11のトランジット光曲線が、トランジットタイミング変動(TTV)の可能性を調査することを主な目的として調査されました。これまで研究されていなかったMicroObservatoryとLasCumbresGlobalTelescopeNetwork測光は、2021年12月の通過に関するこの研究によって収集された新しい観測結果を含め、マルコフ連鎖モンテカルロ法を使用して分析されました。TTVの証拠は見つかりませんでした。ベイジアン最適化と組み合わせた2つの輸送モデルを使用して、システムの物理パラメーターを調査しました。WASP-140bの半径は$1.38^{+0.18}_{-0.17}$木星半径と推定され、惑星は$2.235987\pm0.000008$日で$85.75\pm0.75$度の傾きで主星を周回します。導出されたパラメータは、2016年の太陽系外惑星発見論文のパラメータと正式に一致しており、TESS宇宙望遠鏡による測光に基づく最近の独立した研究よりも幾分大きくなっています。

太古の衛星の移動による天王星の傾き

Title Tilting_Uranus_via_the_migration_of_an_ancient_satellite
Authors Melaine_Saillenfest,_Zeeve_Rogoszinski,_Giacomo_Lari,_Kevin_Bailli\'e,_Gwena\"el_Bou\'e,_Aur\'elien_Crida,_Val\'ery_Lainey
URL https://arxiv.org/abs/2209.10590
環境。天王星の98{\deg}傾斜角は、一般に、惑星形成の終わりに発生した巨大な衝突によるものと考えられています。ただし、この図には弱点がないわけではありません。ねらい。木星と土星の衛星の潮汐移動は、10億年の時間スケールで、それらのスピン軸のダイナミクスに強く影響することが示されています。このメカニズムに照らして、天王星を傾けるシナリオを再検討することを目指しています。メソッド。天王星の歳差運動スペクトルを分析し、傾斜の原因となる可能性のある永年スピン軌道共鳴の候補を特定します。捕獲に必要な架空の古代衛星の特性を決定し、ダイナミクスを数値的に調査します。結果。天王星の半径の10倍以上移動する場合、最小質量が天王星の質量4e-4の単一の衛星は、天王星をわずかな傾斜角から傾けて90{\deg}に収束させることができます。太陽系の年齢未満で傾斜を達成するためには、衛星の平均ドリフト率が月の現在の軌道膨張に匹敵する必要があります。これらの条件下で、シミュレーションは、天王星が容易に80{\deg}以上傾いていることを示しています。この点を超えると、衛星は非常に不安定になり、惑星の自転軸の無秩序な動きの段階を引き起こします。衛星が惑星に衝突すると、無秩序な段階が終了し、最終的に惑星の傾斜が順行状態または単純な逆行状態(今日の天王星のように)で凍結します。天王星に似たスピン状態は80%もの確率で得られますが、質量が1.7e-3天王星以上の、より大きな衛星が優先されます。それでも、より小さな古代の衛星が完全に除外されているわけではなく、将来の研究でこの基本的なシナリオを改善する余地があります.いくつかの既存の衛星間の相互作用は有望な可能性です。

正確なトランジット タイミングによる惑星と星の相互作用。 III.動的潮汐の領域に入る

Title Planet-star_interactions_with_precise_transit_timing._III._Entering_the_regime_of_dynamical_tides
Authors G._Maciejewski,_M._Fernandez,_A._Sota,_P._J._Amado,_D._Dimitrov,_Y._Nikolov,_J._Ohlert,_M._Mugrauer,_R._Bischoff,_T._Heyne,_F._Hildebrandt,_W._Stenglein,_A._A._Arevalo,_S._Neira,_L._A._Riesco,_V._Sanchez_Martinez,_M._M._Verdugo
URL https://arxiv.org/abs/2209.10597
非常に短い周期の軌道にあるホットジュピターは、潮汐散逸に対して不安定であり、主星に向かって螺旋を描くと予想されます。これは、潮汐散逸によって軌道運動の角運動量を星の内部に伝達するためです。この現象の大きさは、特定の恒星惑星系の物理的性質に関連しているが、統計的研究は、潮汐散逸が主系列の恒星寿命の間にホットジュピター系の構造を形成するかもしれないことを示している。潮汐消散の効率は、恒星惑星系では依然として十分に制約されていません。星の内部モデルは、放射帯での動的潮汐の散逸が、惑星の軌道崩壊を駆動する主要なメカニズムである可能性があることを示しています。これらの理論上の予測は、トランジットタイミング法で検証できます。5つの惑星の新しい正確なトランジット中間時刻を取得しました。それらは、軌道崩壊が検出される可能性のある最良の候補として以前に特定されていました。タイミングデータの分析により、軌道減衰率にさらに厳しい制約を課すことができました。HAT-P-23、KELT-1、KELT-16、WASP-18、およびWASP-103系の5つのホットジュピターすべてで、軌道周期に統計的に有意な変化は検出されませんでした。惑星HAT-P-23b、WASP-18b、およびWASP-103bの場合、動的潮汐消散のメカニズムはおそらくそれらの主星では機能せず、急速な軌道崩壊を防いでいることが観測によって示されています。この発見は、F型星の恒星内部のモデルと一致します。F型星では、対流コアのために動的な潮汐が完全に減衰されません。KELT-16bの場合、トランジットタイミングデータのスパンは、理論上の予測を検証するのに十分な長さではありませんでした。KELT-1bは、対流層における慣性波の散逸的な潮汐相互作用を研究するための潜在的な実験室として特定されました。

超高温木星 WASP-33b の大気特性評価: Ti および V 輝線の検出と、幅広のライン プロファイルの検索

Title Atmospheric_characterization_of_the_ultra-hot_Jupiter_WASP-33b:_Detection_of_Ti_and_V_emission_lines_and_retrieval_of_a_broadened_line_profile
Authors D._Cont,_F._Yan,_A._Reiners,_L._Nortmann,_K._Molaverdikhani,_E._Pall\'e,_Th._Henning,_I._Ribas,_A._Quirrenbach,_J._A._Caballero,_P._J._Amado,_S._Czesla,_F._Lesjak,_M._L\'opez-Puertas,_P._Molli\`ere,_D._Montes,_G._Morello,_E._Nagel,_S._Pedraz,_A._S\'anchez-L\'opez
URL https://arxiv.org/abs/2209.10618
ウルトラホット・ジュピターは、主星の周りの近接軌道にある高度に照射されたガス巨大系外惑星です。WASP-33bの発光スペクトルを研究し、その大気に関する結論を導き出すために、8日間の観測夜にわたって取得したCARMENES、HARPS-N、およびESPaDOnSからの高解像度スペクトルを分析しました。相互相関法を適用することにより、TiI、VI、およびTiIIの暫定的な信号のスペクトルシグネチャを、発光分光法で初めて検出しました。これらの検出は、惑星のエネルギー収支におけるTiおよびV含有種の基本的な役割のため、重要な発見です。さらに、以前の研究から、OH、FeI、SiIの存在を評価して確認しました。スペクトル線はすべて放射で検出され、惑星大気に反転した温度プロファイルが存在することを明確に証明しています。検出されたすべての種の輝線を検索することにより、約3400Kから4000Kに及ぶ比較的弱い大気の熱反転を特定しました。惑星大気の1.5dexに近いスーパーソーラーの金属量を推測し、その放出の特徴を発見しました。は、約4.5km/sのガウスFWHMで大幅に線が広がります。また、二次食から遠く離れた軌道段階で取得された大気温度プロファイルは、二次食の近くで測定されたものよりも約300Kから700K低く、昼と夜の温度の違いと一致していることもわかりました。さらに、個々の化学種の輝線で実行された検索は一貫した結果につながり、検索方法にさらなる信頼を与えます。検索に含まれる種の数を増やし、検索された大気パラメーターのセットを拡大することで、系外惑星の大気に関する理解がさらに深まります。

火星における水圏重水素濃縮の原始大気起源

Title A_primordial_atmospheric_origin_of_hydrospheric_deuterium_enrichment_on_Mars
Authors Kaveh_Pahlevan,_Laura_Schaefer,_Linda_T._Elkins-Tanton,_Steven_J._Desch,_Peter_R._Buseck
URL https://arxiv.org/abs/2209.10635
火星の大気水(標準平均海水の約6倍、SMOW)の重水素と水素(D/Hまたは2H/1H)の比率は、既知のソースよりも高く、惑星の濃縮が必要です。NASAの火星科学研究所ローバーCuriosityによる3Gyrを超える粘土の最近の測定では、D/H比がSMOWの約3倍になり、ほとんどの濃縮が火星の歴史の初期に発生したことが示されています。金星と同様に、火星のD/H濃縮は、2H(重水素)と比較して1H(プロチウム)の空間への優先的な損失を反映していると考えられていますが、大規模で初期の水素損失の地球環境の状況はまだ決定されていません。ここでは、原始大気進化の最近のモデルを火星に適用し、降着エポックのマグマオーシャンをその後の水海洋エポックと結び付け、観測された記録と比較するために重水素の挙動を計算します。火星のマグマオーシャンが原始大気との最後の平衡で化学的に還元され、H2-COが最初に支配的な種になり、H2O-CO2の存在量が少ない場合、約2~3倍の水圏重水素濃縮が生成されることがわかりました。気体、特にH2を減らすと、温室効果が高まり、マグマオーシャン時代の直後に海が凍るのを防ぐことができます。さらに、圧力と温度の条件は、海洋大気のH2O-H2同位体平衡を生成するのに十分なほど高いため、表面のH2OはH2に比べて重水素を強く濃縮し、H2は優先的にプロチウムを取り込み、原始大気から脱出します。提案された原始的な水素に富んだガス放出と脱出のシナリオは、火星の降着直後のプレバイオティックケミストリーを助長する火星表面の化学状態がかなりの期間(>Myr)続くことを示唆している。

彗星と流星群

Title Comets_and_meteor_showers
Authors Quanzhi_Ye,_Peter_Jenniskens
URL https://arxiv.org/abs/2209.10654
地球は時折、太陽系の彗星やその他の活動体によって生成された破片の流れを横切ります。これらのマニフェスト流星群は、その場でそれらを訪問する必要なく、これらの天体を探索する機会を提供します.流星群の観測は、母体の物理的および動的特性、ならびに表面近くの塵の組成と構造に関する独自の洞察を提供します。この章では、彗星を研究するツールとしての流星科学の役割に焦点を当てて、流星科学の発展と現在の状況を議論し、確立された母体である流星群のつながりを確認します。

SsODNet: 太陽系オープン データベース ネットワーク

Title SsODNet:_The_Solar_system_Open_Database_Network
Authors J._Berthier_(1),_B._Carry_(2),_M._Mahlke_(2),_J._Normand_(1)_((1)_IMCCE/Observatoire_de_Paris,_(2)_OCA/Laboratoire_Lagrange)
URL https://arxiv.org/abs/2209.10697
太陽系天体のサンプルは、過去10年間で劇的に増加しました。測定される特性(直径、分類法、回転周期、熱慣性など)の量は、さらに急速に増加しています。ただし、この豊富な情報は、オブジェクトごとにさまざまな名称で無数の記事に分散されています。複数の名前または名称から太陽系天体を識別するためのソリューションを提供します。また、それらのプロパティをコンパイルおよび合理化して、それらに簡単にアクセスできるようにします。新しい測定値が利用可能になると、データベースを継続的に更新することを目指しています。名前解決(quaero)、プロパティの大規模なコーパスのコンパイル(データクラウド)、コンパイルされた値の中からの最適な推定値の決定(ssoCard)、および母集団の統計的説明(ssoBFT)。SsODNetインターフェイスは完全に機能し、誰でも自由にアクセスできます。名前リゾルバーquaeroは、約530万のオブジェクトの指定のいずれかを現在の公式指定に変換します。データクラウドは、3,000を超える約1億500万のパラメーター(接触要素と固有要素、ペアとファミリーメンバーシップ、直径、アルベド、質量、密度、回転周期、スピン座標、位相関数パラメーター、色、分類法、熱慣性、ヤルコフスキードリフト)をコンパイルします。記事(および成長中)。既知の小惑星と準惑星(約120万)のそれぞれについて、各パラメーターの最適な推定値を1つ提供するssoCardが利用可能です。SsODNetサービスは、これらのリソースをクエリから数秒で提供します。最後に、大規模なssoBFTテーブルは、母集団全体の調査のために、すべての最良の推定値を1つのテーブルにまとめます。

系外惑星トランジット データベース (ETD) における長期周期変動の証拠

Title Evidence_of_Long-Term_Period_Variations_in_the_Exoplanet_Transit_Database_(ETD)
Authors Simone_R._Hagey,_Billy_Edwards,_and_Aaron_C._Boley
URL https://arxiv.org/abs/2209.10752
多数の市民科学データを分析し、一定の軌道周期からの逸脱の証拠を示す8つのホットジュピターシステムを特定します:HAT-P-19b、HAT-P-32b、TrES-1b、TrES-2b、TrES-5b、WASP-4b、WASP-10b、およびWASP-12b。後者のシステムは、潮汐軌道崩壊の強力な証拠を示すことがすでによく知られており、この研究の重要なコントロールとして機能します。私たちが特定した他のいくつかのシステムは、文献の期間ドリフトに異議を唱えており、ここでの結果を独立した分析として使用できます。市民科学データは、チェコ天文学会の変光星および系外惑星セクションによって2008年に設立されたグローバルプロジェクトであるExoplanetTransitDatabase(ETD)からのものです。400を超える惑星と15年間にわたる12,000の寄稿観測により、ETDは近接するホットジュピターの長期的な軌道進化を研究する可能性に満ちています。この結果を使用して、期間のずれとその原因を確認するために必要な追跡調査のターゲットの優先順位付けについて説明します。

太陽系形成初期に放出された揮発性物質に富む彗星

Title Volatile-rich_comets_ejected_early_on_during_Solar_System_formation
Authors S.E._Anderson,_J.-M._Petit,_B._Noyelles,_O._Mousis,_and_P._Rousselot
URL https://arxiv.org/abs/2209.10862
C/2016R2PanSTARRS(以下、C/2016R2)彗星は、異常に高いN2/CO存在比と、H2Oの大幅な枯渇を示し、この種の既知の唯一の彗星となっています。したがって、その動的な歴史を理解することは、太陽系における微惑星形成の進化をより明確に理解できるようになるため、非常に重要です。2つの研究は、COとN2の氷線近くの原始惑星系円盤の特異な領域で形成されたビルディングブロックから、この彗星の可能性のある起源を独立して推定しました。これらの領域の構成要素から形成されたオブジェクトの運命を調査する予定です。私たちの太陽系にC/2016R2のような彗星がないことについて、可能な説明を見つけたいと思っています。太陽系形成の初期段階の数値シミュレーションを使用して、原始太陽円盤の5つの異なる初期条件に基づいて、ジャンピング海王星のシナリオでこれらのオブジェクトのダイナミクスを追跡します。軌道の進化を分析し、予想される永久軌道の統計的プロファイルを作成するために、250,000個の微惑星の位置を経時的に統合します。結果。CO-とN2-の氷線の領域で形成された天体は、比較的短い時間スケールでオールトの雲に向かって送られるか、太陽系から排出される可能性が非常に高いことがわかりました。すべてのシミュレーションで、この領域で形成されたクローンの90%以上が双曲線軌道に進化し、1%から10%がオールトの雲に捕獲された可能性があります。残った一握りの彗星は、C/2016R2のような長周期の非常に偏心した軌道上にあるか、エッジワース-カイパーベルトに吸収されていました。<15auで形成された彗星は、主に形成タイムラインの初期に放出されました。これは、この組成の彗星を生成する可能性が高い形成帯であるため、このプロセスは、太陽系で観測された同様の彗星の欠如を説明する可能性があります

TOI-5205b: 対流境界近くでM型矮星を通過する木星

Title TOI-5205b:_A_Jupiter_transiting_an_M_dwarf_near_the_Convective_Boundary
Authors Shubham_Kanodia,_Suvrath_Mahadevan,_Jessica_Libby-Roberts,_Gudmundur_Stefansson,_Caleb_I._Canas,_Anjali_A._A._Piette,_Alan_Boss,_Johanna_Teske,_John_Chambers,_Greg_Zeimann,_Andrew_Monson,_Paul_Robertson,_Joe_P._Ninan,_Andrea_S.J._Lin,_Chad_F._Bender,_William_D._Cochran,_Scott_A._Diddams,_Arvind_F._Gupta,_Samuel_Halverson,_Suzanne_Hawley,_Henry_A._Kobulnicky,_Andrew_J._Metcalf,_Brock_A._Parker,_Luke_Powers,_Lawrence_W._Ramsey,_Arpita_Roy,_Christian_Schwab,_Tera_N._Swaby,_Ryan_C._Terrien,_and_John_Wisniewski
URL https://arxiv.org/abs/2209.11160
TOI-5205bは、TESS測光を使用して発見され、正確な動径速度、地上測光、スペクトル、およびスペックルイメージングの組み合わせを使用して確認された、太陽金属M4V星を周回するトランジット木星惑星です。主星TOI-5205は、部分対流M矮星と完全対流M矮星の間の遷移領域である、その名を冠した「ジャオギャップ」の近くに位置しています。TOI-5205bは、わずか$0.392\pm0.015$$M_{\odot}$.その惑星半径は$1.03\pm0.03~R_J$で、質量は$1.08\pm0.06~M_J$です。さらに、小さな星を周回する惑星のサイズが大きいため、トランジット深度は$\sim7\%$になり、主系列星を周回する確認された系外惑星の中で最も深いトランジットの1つになります。トランジット深度が大きいため、TOI-5205bは、潜在的な形成経路を追跡する手段として、その大気特性を調査するための魅力的なターゲットになります。M型矮星の周りで視線速度のみの巨大惑星が発見されたが、これはそのような低質量の主星の周りで質量測定が発見された最初のトランジット木星である。TOI-5205bの高い質量は、そのような惑星を形成するのに必要な条件を容易に再現できない惑星形成と円盤スケーリング関係の従来の理論を拡張します。

2017 年から 2018 年に European Fireball Network のデジタル カメラで観測された 824

個の火球に関するデータ。 I. ネットワーク、データ削減手順、およびカタログの説明

Title Data_on_824_fireballs_observed_by_the_digital_cameras_of_the_European_Fireball_Network_in_2017-2018._I._Description_of_the_network,_data_reduction_procedures,_and_the_catalog
Authors J._Borovicka,_P._Spurny,_L._Shrbeny,_R._Stork,_L._Kotkova,_J._Fuchs,_J._Keclikova,_H._Zichova,_J._Manek,_P._Vachova,_I._Macourkova,_J._Svoren,_and_H._Mucke
URL https://arxiv.org/abs/2209.11186
2017年から2018年に中央ヨーロッパで全天デジタル写真カメラの専用ネットワークによって観測された824個の火球(明るい流星)のカタログが提示されます。1963年に設立されたヨーロッパの火の玉ネットワークの状況について説明します。カメラは、約-2の絶対等級よりも明るい流星のデジタル画像と、等級~-4よりも明るい流星の高い時間分解能を持つ放射光度曲線を収集します。約2cmのサイズに対応する5グラムを超えるすべての流星体は、侵入速度に関係なく検出されます。高速流星体は、約0.1グラムの質量まで検出されます。報告された2017年から2018年の期間に観測された最大の流星体は、質量が約100kg、サイズが約40cmでした。データ分析の方法が説明され、すべてのカタログエントリが詳細に説明されています。提供されるデータには、火球の日付と時刻、大気の軌道と速度、さまざまな座標系での放射、太陽中心軌道要素、最大輝度、放射エネルギー、初期質量と終末質量、遭遇する最大動圧、物理的分類、可能なシャワーメンバーシップが含まれます。火球のスペクトルに関する基本的な情報は、いくつかの明るい火球(見かけの等級<-7)について利用できます。サンプル全体の簡単な統計的評価が提供されます。科学的分析は、付属の論文で提示されます。

FRECKLL: 蒸留された系外惑星の完全化学反応速度論と減少化学反応速度論

Title FRECKLL:_Full_and_Reduced_Exoplanet_Chemical_Kinetics_distiLLed
Authors Ahmed_Faris_Al-Refaie,_Olivia_Venot,_Quentin_Changeat,_Billy_Edwards
URL https://arxiv.org/abs/2209.11203
大規模な化学ネットワークを効率的に進化させるために、新しい化学動力学コードFRECKLL(FullandReducedExoplanetChemicalKineticsdistiLLed)を導入します。FRECKLLは、反応速度の計算に「蒸留」を採用しています。これにより、誤差範囲が倍精度値($\epsilon\leq10^{-15}$)で許容される最小値に最小化されます。FRECKLLは、130層の大気で完全なVenot2020ネットワークを進化させるのに5分未満、Venot2020縮小スキームを進化させるのに30秒かかりません。FRECKLLにパッケージ化されているのは、フォワードモデリングと検索で使用するためのTauREx3.1プラグインです。完全および縮小されたVenot2020化学ネットワークを使用して、シミュレートされたHD189733JWSTスペクトルで実行されたTauREx検索を提示し、完全な不平衡化学検索の実行可能性と、JWSTが不平衡プロセスを検出する能力を示します。

惑星形成円盤の粒子を含んだミッドプレーン層の乱流

Title Turbulence_in_particle_laden_midplane_layers_of_planet_forming_disks
Authors Debanjan_Sengupta_and_Orkan_M._Umurhan
URL https://arxiv.org/abs/2209.11205
ストリーミング不安定性(SI)が弱いか非アクティブであると考えられている惑星形成円盤の沈降粒子層を調べます。$0.2H$サイズのボックス($H$は圧力スケールの高さ)での一連の低解像度から中解像度の3次元シミュレーションは、2つのストークス数\St$=0.04$および$0.2$に対してPENCILを使用して実行されます。1\%ディスクの金属性。エクマン層ジェット流の複合体が、3つの共同作用する直線的に成長するプロセスに従って出現することを発見しました:(1)ケルビン-ヘルムホルツ不安定性(KHI)、(2)傾圧対称不安定性の惑星形成円盤アナログ(SymI))、および(3)後で弱く作用する二次遷移プロセス、おそらくSIの発現であり、放射状に伝播するパターン状態を生成します。\St$=0.2$の場合、KHIが支配的で、ミッドプレーン外の軸対称ロールとして現れますが、\St$=0.04$の場合、軸対称SymIが主に乱気流を引き起こします。SymIはモデルディスクフローで解析的に開発され、粒子-ガスミッドプレーン層のリチャードソン数(Ri)が1未満に遷移すると、SymIが非常に活発になると予測され、成長率$\le\sqrt{2/\Ri-2}を示します。\cdot\Omega$、ここで$\Omega$はローカルディスクの回転速度です。乱気流の外部ソースがないかなり一般的な状況では、SIは、開始された場合、少なくともSymIおよび/またはKHIによって主に駆動および形成された乱流状態から出現すると推測されます。また、$256^3$解像度シミュレーションで生成された乱流は統計的に収束せず、対応する$512^3$シミュレーションは\St$=0.2$で収束する可能性があることもわかりました。さらに、数値シミュレーションが6~8グリッドポイント未満のスケールで乱流の運動エネルギーを大幅に消散させることを報告します。

ホット・エクソゾディス:トラップのない彗星供給がメカニズムである可能性は低い

Title Hot_exozodis:_cometary_supply_without_trapping_is_unlikely_to_be_the_mechanism
Authors Tim_D._Pearce,_Florian_Kirchschlager,_Ga\"el_Rouill\'e,_Steve_Ertel,_Alexander_Bensberg,_Alexander_V._Krivov,_Mark_Booth,_Sebastian_Wolf,_Jean-Charles_Augereau
URL https://arxiv.org/abs/2209.11219
主系列星の約5分の1付近で過剰な近赤外線放射が検出されますが、その性質は謎です。これらの過剰は、星に非常に近い小さな熱い塵の集団からの熱放出(「熱いエクソゾディス」)と解釈されますが、そのような粒子は急速に昇華するか、系から吹き飛ばされるはずです。今日まで、この現象を完全に説明するモデルはありません。文献で一般的に示唆されているメカニズムの1つは、彗星の供給です。これは、星をかすめる彗星が星の近くに塵を堆積させ、粒子の昇華と噴出による損失を補充します。ただし、このメカニズムだけでは、ホットエクソゾディスの原因となる可能性は非常に低いことを示しています。星をかすめる彗星によって放出されたダスト粒子の軌道とサイズの進化をモデル化し、熱いエクソゾディ観測を再現するために必要なダストと彗星の特性を確立します。彗星の供給だけでは、ダスト噴出物が放出時に非常に急なサイズ分布を持ち、ダストの堆積率が非常に高い場合にのみ、観測を再現できることがわかります。これらの要件は、彗星の塵と惑星系に関する現在の理解と大きく矛盾しています。したがって、彗星の供給だけがホットなエクソゾディスの原因である可能性は低いため、観測を再現する場合は、何らかのダストトラップメカニズム(ガスまたは磁気トラップなど)と組み合わせる必要があるかもしれません。

超新星残骸としての奇数電波圏について

Title On_Odd_Radio_Circles_as_Supernova_Remnants
Authors Sumit_K._Sarbadhicary,_Todd_A._Thompson,_Laura_A._Lopez,_and_Smita_Mathur
URL https://arxiv.org/abs/2209.10554
現代の全天電波調査で発見された弧角サイズの奇数電波圏(ORC)の起源は不明なままであり、スターバースト/AGN駆動の衝撃から低密度の周囲媒体の超新星残骸(SNR)に至るまでの説明があります。十分に調整された電波光曲線モデルを使用して、ORCが低周囲密度で進化する電波SNRである可能性を評価します。私たちのモデルは、ORC1-5とJ0624-6948(LMCの近く)が、観測された磁束密度と角度サイズを考えると、SNRが太陽からそれぞれ200kpcと100kpc以内になければならないことを意味します。天の川銀河の周囲の媒体で進化するために、私たちのモデルでは、ORC1~5が50kpc以内のイジェクト優勢のSNRであり、$(0.2-1.2)\times10^{-3}$cmの周囲密度で進化する必要があります。$^{-3}$.ただし、ORC1~5の年齢は$<640$年であり、これらの密度で予想される$\gtrsim$10$^5$年という寿命よりもはるかに短いため、これは統計的にありそうにありません。恒星のハローは、50kpc以内の無視できる数のORCのようなSNRを意味します。私たちのモデルではJ0624-6948が$\lesssim$3000年であることを許容しているため、J0624-6948の銀河周縁の中程度のSNRシナリオは、ORC1~5と比較して(まだ低い確率ですが)可能性が高くなります。一方、J0624-6948を50kpc(LMC)距離でのセドフ-テイラーSNRとして解釈することは、広範囲の周囲密度($6\times10^{-4}-0.5$cm$^{-3}$)および年齢$\sim$$(0.2-2.6)\times10^4$yrであり、ローカルHI環境とも一致しています。

銀河の流出の原動力は何ですか: 核スターバーストまたは AGN?

Title What_powers_galactic_outflows:_nuclear_starbursts_or_AGN?
Authors W._Ishibashi_and_A.C._Fabian
URL https://arxiv.org/abs/2209.10580
銀河の流出は、核スターバースト(SB)または活動銀河核(AGN)のいずれかによって駆動されます。極端なスターバーストは、AGNフィードバックを呼び出す必要なく、極端な流出を促進できると主張されてきました。ただし、過去および/または隠​​れたAGN活動からの寄与を排除することはできません。ここでは、スターバースト銀河で強力なアウトフローを駆動する際の中心ブラックホールの潜在的な役割を制限します(進行中のAGN活動の兆候はありません).銀河の流出が、AGNの「放射性ダストフィードバック」シナリオの枠組みで、AGNの光度の進化によって説明できるかどうかを調べます。局所宇宙におけるスターバースト銀河の流出エネルギー論は、べき法則および指数関数的光度減衰と放射トラップを組み合わせることによって定量的に再現できることを示しています。同様に、重度の掩蔽と軽度の光度減衰の組み合わせが、初期宇宙の塵の多い星形成銀河で観測された銀河流出のエネルギー論を説明している可能性があります。SBとAGNのアウトフロー駆動に関するさまざまな物理的議論を議論し、後者が銀河の進化に大きな影響を与える可能性があると結論付けています。

CHEMOUT: OUTer Galaxy III の星形成領域における化学的複雑性。銀河系外縁部の窒素同位体

Title CHEMOUT:_CHEMical_complexity_in_star-forming_regions_of_the_OUTer_Galaxy_III._Nitrogen_isotopic_ratios_in_the_outer_Galaxy
Authors L._Colzi,_D._Romano,_F._Fontani,_V._M._Rivilla,_L._Bizzocchi,_M._T._Beltr\'an,_P._Caselli,_D._Elia,_L._Magrini
URL https://arxiv.org/abs/2209.10620
窒素同位体比は、銀河の星の核合成を追跡するための重要なツールです。我々は、天の川銀河の外側領域における$^{14}$N/$^{15}$N存在比の最初の研究を提示する(すなわち、12からの銀河中心距離$R_{\rmGC}$)kpcから19kpcまで)、地球規模の銀河の傾向における星の元素合成効果を研究することを目的としています。我々は、OUTerGalaxy(CHEMOUT)プロジェクトの星形成領域における化学的複雑性に関連して、35のソースのサンプルに対するIRAM30m観測を分析しました。HN$^{13}$の$J$=1-0回転遷移を使用して、それぞれ14ソースと3ソースのHCNとHNCから$^{14}$N/$^{15}$N比率を導出しました。C、H$^{15}$NC、H$^{13}$CN、HC$^{15}$N。外側の銀河で見つかった結果は、内側の銀河で得られた以前の測定値と組み合わされています。$R_{\rmGC}$の増加に伴い、H$^{13}$CN/HC$^{15}$N比率が全体的に直線的に減少することがわかりました。これは、11kpcでピークを持つ放物線状の$^{14}$N/$^{15}$N比率に変換されます。更新された銀河の化学進化モデルが考慮され、観測と比較されました。$^{14}$N/$^{15}$N比と$R_{\rmGC}$の放物線状の傾向は、(i)新星を主要な$^{15}長い時間スケール($\ge$1Gyr)での$Nの生産者、および(ii)低および中質量星の更新された星の収量による。

HETDEXパイロットサーベイで観測された局所星形成銀河のベイジアンカラー超過推定の再検討

Title Re-examining_the_Bayesian_colour_excess_estimation_for_the_local_star-forming_galaxies_observed_in_the_HETDEX_Pilot_Survey
Authors Jong-Ho_Shinn
URL https://arxiv.org/abs/2209.10747
ホビー・エバリー望遠鏡暗黒エネルギー実験(HETDEX)パイロットサーベイで観測された局所的な星形成銀河の以前の再分析で、E(B-V)の過大評価、したがって星形成率(SFR)が損なわれることを報告しました。元の研究における新しい銀河集団発見の主張。ここで、科学的に動機付けられた新しい事前確率を採用することにより、E(B-V)過大評価の問題がベイジアンパラメーター推定フレームワークで軽減できるかどうかを再検討します。ストロングライン法と4つのモデルパラメータ(金属度12+log(O/H)、星雲輝線色過剰E(B-V)、固有[OIII]$\)を使用して、銀河の輝線フラックスをモデル化しました。lambda$5007ラインフラックスと固有[NII]$\lambda$6584ラインフラックス。モックデータテストに基づいて、固有の[OIII]$\lambda$5007および[NII]$\lambda$6584ラインフラックス:固有の輝線フラックスが観測された(赤くなった)輝線フラックスを超えなければならないという論理的制約を反映する逆ガンマ分布。模擬データテストは、2つの金属量キャリブレーション、3つの色超過入力値[E(B-V)=0.1、0.3、および0.5]と2つの金属量入力値[12+log(O/H)=8.0および8.5]に対して実行されました。.また、新しい事前確率により、SFRの過大評価が8分の1になることもわかりました。この調査では、尤度がモデルパラメーターを正しく制約しない場合に、ベイジアンパラメーター推定がそれ以上の観測なしでより正確な推定を達成する方法を示します。

成長または衰退: 乱流ダイナモ飽和の普遍性

Title Growth_or_decay:_universality_of_the_turbulent_dynamo_saturation
Authors James_R._Beattie_and_Christoph_Federrath_and_Neco_Kriel_and_Philip_Mocz_and_Amit_Seta
URL https://arxiv.org/abs/2209.10749
小規模な乱流ダイナモ(SSD)は、今日の宇宙で観測されている星間物質(ISM)の磁化に関与している可能性があります。SSDは運動エネルギー$E_{\rmkin}$を磁気エネルギー$E_{\rmmag}$に効率的に変換し、初期の弱い磁場が$E_{\rmmag}\llE_{\rmkin}$は増幅され、レベル$E_{\rmmag}\lesssimE_{\rmkin}$に維持されます。通常、このプロセスは、弱いシード磁場を初期化し、乱流によって飽和するまで成長させることによって研究されます。ただし、この研究では、3次元の非理想的な磁気流体乱流シミュレーションを使用して、最初に$E_{\rmmag}\ggE_{\rmkin}$または$E_{\rmmag}\simE_{\rmkin}$.これは、2段階の指数関数的減衰(1.$E_{\rmmag}$を$E_{\rmkin}$に変換する遅い逆反応、および2.異方性電流シートに集中するオーム散逸)によって実現されます。分析モデルを提供する州。これは、たとえ$E_{\rmmag}>E_{\rmkin}$のようにISMに$E_{\rmmag}$の一時的な局所的な強化があったとしても、例えば圧縮などの増幅を通じて、乱流と磁気散逸によって決定される、SSDによって設定された飽和状態に磁場が減衰するのに十分な時間がかかります。ただし、減衰時間の分析モデルも提供し、圧縮超新星イベントからの待機時間統計を利用して、磁場が飽和状態を超えて強化された場合、次の超新星イベントの前に磁場を減衰させるのに十分な時間がないことを示します.したがって、理想的ではないMHDモデルにない磁場を破壊するメカニズムが存在しない限り、星間磁場の振幅もまた、...(要約)である可能性があります。

ファラデー回転で追跡した天の川円盤とハローの磁場中の構造

Title Structure_in_the_Magnetic_Field_of_the_Milky_Way_Disk_and_Halo_traced_by_Faraday_Rotation
Authors John_M._Dickey,_Jennifer_West,_Alec_J.M._Thomson,_T.L._Landecker,_A._Bracco,_E._Carretti,_J.L._Han,_A.S._Hill,_Y.K._Ma,_S._A._Mao,_A._Ordog,_Jo-Anne_C._Brown,_K._A._Douglas,_A._Erceg,_V._Jelic,_R._Kothes,_and_M._Wolleben
URL https://arxiv.org/abs/2209.10819
天の川の円盤とハローのイオン化された媒体の磁場は、直線偏光の電波放射にファラデー回転を課します。銀河ファラデー回転をマッピングする2つのサーベイを比較します。1つは銀河を通して見られる銀河外ソースの回転測定値を示し(Hutschenreuteretal2022から)、もう1つはグローバル磁気イオン媒体サーベイからの拡散銀河シンクロトロン放出のファラデー深度を示します。.5度x10度のビンで2つのデータセットを比較すると、10<|b|の中間緯度で良好な一致が示されます。<50度であり、低緯度と高緯度での相関はほとんどありません。それらが一致する場合、両方のトレーサーは銀河経度の関数として明確なパターンを示します:北半球では強いsin(2x経度)パターン、南半球ではsin(経度+円周率)パターンです。高さが平面|z|より上または下のパルサー>300pcは、自転の測定値において同様の経度依存性を示しています。近くの非熱構造は、オリオン-エリダヌスのスーパーバブルと同様に、回転測定の影を示しています。2つの半球で観察されたパターンを説明できるダイナモモデルのファミリーについて説明します。北半球のsin(2x経度)パターンを説明するために、太陽円の内側数百pcで平面を横切ることが知られている場の反転が、銀河半径の増加とともに正のzにシフトする可能性があることを示唆しています。相関関係は、銀河系外のソースからの回転測定値が、拡散放射の対応する回転測定値の1から2倍であることを示しており、特に南半球で、いくつかの視線に沿ったファラデーの複雑さを示唆しています。

NGC~5548 の超大質量ブラック ホールとブロード ライン領域: 五季残響マッピングの結果

Title Supermassive_Black_Hole_and_Broad-line_Region_in_NGC~5548:_Results_from_Five-season_Reverberation_Mapping
Authors Ka-Xing_Lu,_Jin-Ming_Bai,_Jian-Min_Wang,_Chen_Hu,_Yan-Rong_Li,_Pu_Du,_Ming_Xiao,_Hai-Cheng_Feng,_Sha-Sha_Li,_Jian-Guo_Wang,_Zhi-Xiang_Zhang_and_Ying-Ke_Huang
URL https://arxiv.org/abs/2209.10853
NGC5548は、広幅領域(BLR)の起源と進化を調査し、正確に質量を測定することを目的として、麗江2.4~m望遠鏡を使用した長期分光観測用に選択された活動銀河核(AGN)の1つです。超大質量ブラックホール(SMBH)、およびAGNの構造と進化の理解。NGC~5548の5シーズンの観測を、サンプリング間隔の中央値が1.25日から3日までの範囲で実行しました。5100~\AA\連続体と広い輝線の光度曲線は、主銀河のスターライトの汚染を差し引いた後に測定されます。5100~\AA\連続体に対する幅広いHe~{\scii}、He~{\sci}、H$\gamma$、およびH$\beta$線のタイムラグが、各季節について得られます。5シーズンにわたる平均タイムラグは、それぞれ0.69、4.66、4.60、8.43日です。2015年、2018年、2019年、2021年の季節におけるH$\gamma$とH$\beta$の速度分解ラグプロファイルが構築され、そこから2015年には「M字型」の構造が見つかりましたが、その後は消失しました。2018年。私たちの5シーズンの残響マッピング(RM)は、$M_\bullet/10^7M_\odot=14.22$の平均ビリアルSMBH質量をもたらし、標準偏差は$1.89$です。以前の18のRMキャンペーンとNGC~5548の5シーズンのキャンペーンを組み合わせることで、BLRサイズと視感度の変化の間に3.5~年の時間差があることがわかりました。さらに、BLRradius$-$luminosity関係とNGC~5548のビリアル関係も構築します。

星間媒質中のペプチド結合: 水-氷粒子上のニトリルからの容易な自己触媒形成

Title Peptide_Bonds_in_the_Interstellar_Medium:_Facile_Autocatalytic_Formation_from_Nitriles_on_Water-Ice_Grains
Authors Bouthe\"ina_Kerkeni_and_John_M._Simmie
URL https://arxiv.org/abs/2209.10929
アセトアミド、\ce{CH3C(O)NH2}は、\ce{CN}結合を横切る酸による水の付加により、水氷粒子上で容易に形成される可能性があるという最近の提案は、現在、有効であることが示されています。\ce{R-CN}(R=H,\ce{CH3})と32個の水分子のクラスターと1つの\ce{H3O+}との間の反応の計算モデリングは、自己触媒的に進行し、最初にヒドロキシイミンを形成します\ce{R-C(OH)=NH}と2番目のアミド\ce{R-C(O)NH2}。小さな曲率の推定値から計算された量子力学的トンネリングは、これらの反応の速度において重要な役割を果たします。この研究は、豊富な基質、すなわちニトリルと水からアミドがどのように形成され、星間媒質中の触媒量のハイドロンを含む水と氷のクラスターに反応し、生命の起源に影響を与えるかを示す最初の信頼できる取り組みです。

惑星状星雲の低電離構造 -- II. 6 PNe の密度、温度、存在量、および励起

Title Low-ionization_structures_in_planetary_nebulae_--_II._Densities,_temperatures,_abundances_and_excitation_of_6_PNe
Authors M._Bel\'en_Mari,_Denise_R._Gon\c{c}alves,_Stavros_Akras
URL https://arxiv.org/abs/2209.10988
ここでは、2.5mのアイザックニュートンの中間解像度スペクトルから得られた、6つの銀河惑星状星雲(PNe)、すなわちIC4593、Hen2-186、Hen2-429、NGC3918、NGC6543、NGC6905の空間分解研究を紹介します。望遠鏡と1.54mのデンマーク望遠鏡。これらの天体のさまざまな領域の物理的条件(電子密度N$_{e}$および温度T$_{e}$)、化学組成、および支配的な励起メカニズムが導き出され、さらに深く掘り下げようとしています。これらのPNeによってホストされる低イオン化構造(LIS)の知識。LISは、関連するリムやシェルよりもN$_{e}$が低い(または最大で等しい)ことを特徴とするという以前の結論を補強します。T$_{e}$に関しては、\textit{possible}N診断とO診断の間に異なる傾向があることを指摘します。T$_e$[NII]は星雲成分全体で大きな変動を示さないが、T$_e$[OIII]はLISではわずかに高いように見える。LISのT$_e$[OIII]に関連する不確実性がはるかに大きいため、確実な結論を出すことはできません。さらに、他の多くの研究でも見られるように、化学的存在量はPNコンポーネントごとに変化を示さず、LISとリムやシェルを対比することさえありません。衝撃と恒星放射による電離光子フラックスを議論することにより、LISの励起に関与する可能性のあるメカニズムを探ります。ホストのPNeとLISの向きに強く依存していますが、LISでのショックの存在は無視できないと主張します。

アレシボ銀河環境調査 XII : しし座 I グループの光学的に暗い HI 雲

Title The_Arecibo_Galaxy_Environment_Survey_XII_:_Optically_dark_HI_clouds_in_the_Leo_I_Group
Authors Rhys_Taylor,_Joachim_Koppen,_Pavel_Jachym,_Robert_Minchin,_Jan_Palous,_Jessica_Rosenberg,_Steven_Schneider,_Richard_Wunsch_and_Boris_Deshev
URL https://arxiv.org/abs/2209.10994
アレシボ銀河環境調査のデータを使用して、しし座Iグループに5つのHI雲が発見されたことを報告します。光学的な対応物は検出されませんでした。3つの雲はM96とM95の中間にあり、1つは有名なしし座の南東側からわずか10$^{\prime}$の位置にあり、5つ目は比較的孤立しています。HI質量の範囲は2.6$\times$10$^{6}$-9.0$\times$10$^{6}$M$_{\odot}$で、速度幅(W50)は16-42km/sです。潮汐起源が最も明白な説明ですが、この形成メカニズムはいくつかの課題に直面しています。最も孤立した雲の場合、問題は近隣の銀河からの距離と、それらのシステムのHIディスクに擾乱の兆候がないことです。雲の一部は、通常の安定した銀河の質量と速度幅の間のバリオンタリー-フィッシャー関係に従っているようにも見えますが、これは、それらが起源が潮汐である場合には予​​想されません。M96とM95の間に3つの雲が見つかりましたが、光学的に対応するものはありませんが、その他の点では、光学的に検出された銀河LeG13と同様の特性と位置を持っています。全体として、雲を説明するために潮汐破片のシナリオを支持しますが、原始的な起源を排除することはできません。しし座を引き起こしたのと同じイベントで雲が生成された場合、その構造を説明しようとするモデルに重要な制約を与える可能性があります

散開星団バークレー 27 の Gaia ベースの解析

Title A_Gaia_based_analysis_of_open_cluster_Berkeley_27
Authors Devesh_P._Sariya,_Ing-Guey_Jiang,_D._Bisht,_R._K._S._Yadav_and_G._Rangwal
URL https://arxiv.org/abs/2209.11072
この論文では、GaiaのDataRelease-3(DR3)データを使用して、中間年齢の散開星団バークレー27(Be27)を研究しました。メンバーシップ確率($>80\%$)に基づいて、クラスターの半径内で合計131の最も可能性の高いクラスターメンバーが選択されます。星団の半径は3.74分角と推定されました。Be27の平均固有運動(PM)は($\mu_{\alpha}cos{\delta}$,$\mu_{\delta}$)=($-1.076\pm0.008$,$0.152\pm0.007$)~mas~yr$^{-1}$.この星団の青いはぐれ星(BSS)は、中央領域にあることがわかりました。金属量の理論的等時線Z$_{metal}$=0.008をBe27の色等級図(CMD)と比較しました。その結果、日心距離は4.8$\pm$0.2kpcでlog(age)=9.36$です。\pm$0.03がBe27に対して決定されました。銀河軌道は、Be27が銀河中心の周りの円形経路をたどることを示す銀河ポテンシャルモデルを使用して導き出されます。この星団は、銀河系の薄い円盤からの潮汐力の影響をあまり受けていないようです。

高い X 線スペクトル分解能での降着物理学: 新しいフロンティアとゲームを変える科学

Title Accretion_physics_at_high_X-ray_spectral_resolution:_New_frontiers_and_game-changing_science
Authors P._Gandhi_(Southampton),_T._Kawamuro_(UDP),_M._D\'iaz_Trigo_(ESO),_J.A._Paice,_P.G._Boorman,_M._Cappi,_C._Done,_A.C._Fabian,_K._Fukumura,_J.A._Garcia,_C.L._Greenwell,_M._Guainazzi,_K._Makishima,_M.S._Tashiro,_R._Tomaru,_F._Tombesi,_Y._Ueda
URL https://arxiv.org/abs/2209.10576
マイクロカロリメータは、高いスペクトル分解能を実現することに成功しており、X線天文学の次の10年間で革命的な新しい科学の可能性への道を切り開いてきました。コンパクトオブジェクトサイエンスにはいくつかの研究領域があり、エネルギー分解能Delta(E)<~5eV、光子エネルギー数keV、速度分解能<~数百km/sに相当し、先導される必要があります。マイクロカロリメーターで。ここでは、研究環境がどのように変化するように設定されているかに焦点を当てて、これらの未解決の質問のいくつかを確認します(i)降着する超大質量ブラックホールとそのホスト銀河の間の境界面で、(ii)降着環境の構造を解明する際に、(iii))エネルギーと物質のフィードバックの起源に関する長年の問題を解決すること、および(iv)降着とフィードバックの大規模な統合をテストすること。ひとみから教訓を学び、実験室の原子データの精度とプラズマモデリングを改善する必要性が強調されています。

超新星残骸からの宇宙線の確率論と分子雲の電離率

Title Stochasticity_of_Cosmic_Rays_from_Supernova_Remnants_and_the_Ionization_Rates_in_Molecular_Clouds
Authors Vo_Hong_Minh_Phan,_Sarah_Recchia,_Philipp_Mertsch_and_Stefano_Gabici
URL https://arxiv.org/abs/2209.10581
宇宙線は、高密度の分子雲の内部に侵入できる唯一の物質です。イオン化によってエネルギー(の一部)を蓄積する宇宙線は、星形成領域の物理的および化学的進化を決定する上で重要な役割を果たします。最初の概算として、それらの影響は宇宙線誘起電離率によって定量化できます。興味深いことに、局所的な星間物質で観測された宇宙線スペクトルを仮定した電離率の理論的推定は、観測から推測される値よりも1~2桁小さい電離率をもたらします。しかし、発生源の離散的な性質のために、MeV宇宙線の局所的なスペクトルは、一般に、銀河の他の場所のスペクトルを代表するものではありません。このような確率効果には、モデル化されたイオン化率と測定されたイオン化率を一致させる可能性があります。ここでは、天の川銀河の超新星残骸の統計集団から予想される低エネルギー宇宙線スペクトルの分布をモデル化します。対応するイオン化率の分布が導き出され、データに直面します。多くの分子雲で観察される驚くほど高いイオン化率を説明するには、確率論的な不確実性が役立つことがわかりました。

49年の沈黙の後、4U~1730--22の復活: Insight-HXMTによって観測された2021/2022アウトバーストの特異なバースト特性

Title Return_of_4U~1730--22_after_49_years_silence:_the_peculiar_burst_properties_of_the_2021/2022_outbursts_observed_by_Insight-HXMT
Authors Yu-Peng_Chen,_Shu_Zhang,_Long_Ji,_Shuang-Nan_Zhang,_Ling-Da_Kong,_Peng-Ju_Wang,_Zhi_Chang,_Jing-Qiang_Peng,_Jian_Li,_Jin-Lu_Qu,_Zhao-Sheng_Li,_Lian_Tao,_Ming-Yu_Ge
URL https://arxiv.org/abs/2209.10721
49年間の休止の後、4U~1730--22は活動を開始し、2021年と2022年に2回の爆発を起こしました。Insight-HXMTで10個の熱核X線バーストが検出されました。それらの中で、最もかすかなバーストは二重ピークのプロファイルを示し、ソースを5番目の降着中性子星(NS)として配置し、二重/三重ピークのタイプIX線バーストを示します。他のバーストは、光球半径拡大(PRE)を示しました。二重ピークの非PREバーストの特性は、失速した燃焼前線に関連している可能性があることを示しています。5つの明るいPREバーストについては、中性子星(NS)表面からの放出を除いて、ソフト($<$3keV)とハード($>$10keV)X線バンドの両方に残差が見られます。時間分解分光法は、過剰が強化されたプレバースト/持続的放出またはコロナ/境界層によるバースト放出のコンプトン化に起因する可能性があることを明らかにしています。バースト発光は、理論的に予測された一定のエディントン光度ではなく、光球がNS表面に接触するまで上昇を示していることがわかります。初期の上昇段階でのバースト放出の不足は、ディスクによるオクルージョンを超えています。上記の調査結果は、バースト放出による隠蔽された物質の蒸発により、NS表面の隠蔽された部分(下部だけでなく)が視線にさらされていること、またはバースト放出が異方性であることに対応していると推測します($\xi>1$)バースト初期段階で。さらに、タッチダウン時のPREバーストの平均フラックスに基づいて、距離推定値を10.4kpcと導き出します。

赤方偏移 3.5 上の 9 つの遠方クエーサーの電波ジェット固有運動解析

Title Radio_Jet_Proper-motion_Analysis_of_Nine_Distant_Quasars_above_Redshift_3.5
Authors Yingkang_Zhang,_Tao_An,_Sandor_Frey,_Krisztina_Eva_Gabanyi_and_Yulia_Sotnikova
URL https://arxiv.org/abs/2209.10760
これまでのところ、電波クエーサーのジェット運動学的研究は、$z>3.5$の赤方偏移範囲を超えることはほとんどありません。これにより、初期宇宙におけるジェットの性質とブラックホールの成長を理解するための重要な情報を提供できる、高赤方偏移ジェットに関する私たちの知識が大幅に制限されます。この論文では、ミリアーク秒スケールのジェット形態を示す$z>3.5$で9つの電波の大きなクエーサーを選択しました。8.4GHzの周波数でサンプルの高解像度超長基線干渉法(VLBI)画像を提示し、スペクトルインデックスマップを作成することにより、ソースの性質に関する証拠を提供しました。また、電波構造内のジェット成分をより適切に識別するために、9個のクエーサーのうち7個で利用可能なガイアの光学的位置も考慮します。6つの発生源がコア、つまりジェットブレーザーとして分類できることがわかりました。残りの3つの天体は、若い、噴出された電波源、コンパクトな対称天体である可能性が高いです。マルチエポックのアーカイブVLBIデータを含めることにより、サンプルのジェットコンポーネントの固有運動も取得し、ジェットの運動学的および幾何学的パラメーター(ドップラーファクター、ローレンツファクター、視野角)を推定しました。私たちの結果は、$z>3.5$でジェットの見かけの横方向速度が光速($c$)の20倍を超えないことを示しています。これは、文献にある初期の高赤方偏移クエーサーの測定値と、低赤方偏移のブレーザーに由来する高速ジェット速度($>40\,c$)が低赤方偏移でのみ発生する傾向と一致しています。この論文の結果は、電波AGNの宇宙進化の理解に貢献します。

GRB 220426Aの光球発光の起源

Title The_Origin_of_the_Photospheric_Emission_of_GRB_220426A
Authors Xin-Ying_Song,_Shuang-Nan_Zhang,_Ming-Yu_Ge,_Shu_Zhang
URL https://arxiv.org/abs/2209.10832
GRB220426Aは、光球放射が優勢な明るいガンマ線バースト(GRB)です。この光球放射の起源を推測するために、いくつかのテストを実行します。無次元エントロピー$\eta$は大きく、ニュートリノ-反ニュートリノ消滅メカニズムのみによって発射された純粋な熱い火の玉であると仮定すると、通常ではありません。さらに、アウトフローは最初の数秒で$\eta$が大きくなり、光度$L$が低くなるため、時間分解$\eta-L$の傾向は$\eta$間の単調な正の相関とは言えません。そして$L$。ほぼ完全に熱化されたポインティングフラックスを伴うハイブリッドアウトフローは、準熱スペクトルと大きな$\eta$の原因となる可能性があります。さらに重要なことは、磁場の存在が陽子密度と中性子-陽子結合効果に影響を与える可能性があるため、時間分解$\eta-L$の観察された傾向を説明できることです。非散逸性ハイブリッド流出や磁気リコネクションなどの光球放射の他の起源は、それらの放射効率が低く、GRB220426Aの残光が検出されないことと一致しないため、サポートされていません。したがって、ハイブリッドの流出が最も可能性の高い起源である可能性があると考えています。

中性子星の特性に対する自己相互作用ボソン暗黒物質の影響

Title The_effects_of_self-interacting_bosonic_dark_matter_on_neutron_star_properties
Authors Edoardo_Giangrandi,_Violetta_Sagun,_Oleksii_Ivanytskyi,_Constan\c{c}a_Provid\^encia,_Tim_Dietrich
URL https://arxiv.org/abs/2209.10905
複雑なスカラー粒子に結合されたベクトル場によって媒介される自己反発を伴う、非対称ボソン暗黒物質(DM)のモデルを提案します。2流体形式を採用することにより、星のコア内に完全に凝縮されているか、そうでなければ中性子星(NS)の周りの希薄なハローに分布している、さまざまなDM分布体制を研究します。コアに凝縮されたDMは、同じ中心密度を持つ純粋なバリオン星と比較して、総重力質量、半径、および潮汐変形能の減少につながることを示します。これは、状態方程式(EoS)の効果的な軟化として認識されます。.一方、DMハローの存在は、潮汐変形能と総重力質量を増加させます。その結果、コンパクトな星の内部に蓄積されたDMは、強く相互作用する物質の状態方程式の見かけ上の硬化と、高密度でそれに課す制約を模倣する可能性があります。MeV-GeV質量スケールでのDM粒子の影響、相互作用強度、およびNS内の相対的なDM画分の実行された分析から、モデルパラメーターに対する厳密な制約が得られました。最後に、強く相互作用する物質の状態方程式の上記の明らかな変更がない、DMの存在のいくつかの喫煙銃について説明します。これにより、将来の天体物理学および重力波(GW)調査で調べることができます。

コア崩壊超新星と 56Ni 生成のための熱爆弾爆発のパラメータ化

Title Parameterisations_of_thermal_bomb_explosions_for_core-collapse_supernovae_and_56Ni_production
Authors Liliya_Imasheva_(1,2),_H.-Thomas_Janka_(1,3),_and_Achim_Weiss_(1,2)_((1)_MPI_Astrophysics,_Garching,_(2)_LMU,_Munich,_(3)_TUM,_Garching)
URL https://arxiv.org/abs/2209.10989
熱爆弾は、コア崩壊型超新星(CCSNe)の爆発を人為的に引き起こし、それらの元素合成または噴出物および残骸の特性を決定するために広く使用されている方法です。最近、球対称(1D)流体力学シミュレーションでそれらを使用した結果、{56,57}Niと44Tiは、爆発が遅い場合、つまりCCSNeの爆発メカニズムが長いタイムスケールで爆発エネルギーを放出します。観測された存在量に一致するには急速な爆発が必要であると結論付けられました。つまり、爆発メカニズムは、約10から100ミリ秒のタイムスケールでほぼ瞬時にCCSNエネルギーを提供する必要があります。この結果が正しければ、CCSNエネルギーを数秒単位で放出するニュートリノ加熱メカニズムを否定することになります。ここでは、1D流体力学シミュレーションと元素合成の後処理によって、これらの結論が、爆弾が爆発エネルギーを放出する前の熱爆弾モデリングにおける恒星コアの初期崩壊を無視した結果であることを示しています。56Niの収量とエネルギー注入のタイムスケールの反相関関係は、初期の崩壊が含まれている場合は消失し、逆転することさえあります。ニュートリノ加熱がCCSNeで起こる場所。また、熱爆弾の爆発における56Niの生成は、選択された質量カットに敏感であり、エネルギー蓄積の固定質量層または固定体積が二次的な違いのみを引き起こすことも示しています。さらに、サーマルボムに最適なセットアップを提案します。

潮汐破壊イベントに関連するニュートリノ放出のチョーク ジェット モデル

Title Choked_jet_model_for_the_neutrino_emission_associated_with_Tidal_Disruption_Events
Authors Jian-He_Zheng,_Xiang-Yu_Wang_and_Ruo-Yu_Liu
URL https://arxiv.org/abs/2209.11005
3つの潮汐破壊イベント(TDE)候補(AT2019dsg、AT2019fdr、AT2019aalc)は、マルチメッセンジャー追跡調査で、高エネルギー天体物理ニュートリノと一致することがわかっています。最近の研究では、TDE内の超大質量ブラックホールの周囲に準球状の光学的に厚いエンベロープが存在することが示唆されています。我々は、ニュートリノ信号がエンベロープ内の相対論的ジェットのチョークによって説明できるかどうかを研究します。スイフトJ1644+57のような強力なジェットはうまくエンベロープを破ることができますが、比較的弱いパワーのジェットはエンベロープによって窒息する可能性があります。チョークされたジェットは、内部の衝撃によって宇宙線を加速したり、エンベロープの奥深くで逆の衝撃を与えたりする可能性があり、エンベロープ内の熱光子との相互作用を介して高エネルギーニュートリノをさらに生成します。チョークされている間に検出可能なニュートリノフラックスを生成できるジェットのパラメーター空間を調査します。エンベロープ質量に関する合理的な仮定の下で、3つのTDEの累積ニュートリノ数は、観測によって課せられた予想範囲と一致することがわかりました。他の提案されたモデルと比較して、私たちのモデルのジェットの相対論的なバルク運動は、ローレンツブースティングによってニュートリノフラックスを拡大することができます。TDEの光学的ピーク時間に対するニュートリノ時間遅延は、チョークされる前のエンベロープ内のジェット伝搬時間として説明できます。TDEに関連するニュートリノイベントの発見は、超エディントン降着から予想されるように、ジェットがTDEで一般的に形成された可能性があることを示唆している可能性がありますが、それらのほとんどは弱すぎてエンベロープから抜け出すことができません。

高校生によるオープンユニバースの新しいBlazar候補のカタログ

Title A_catalog_of_new_Blazar_candidates_with_Open_Universe_by_High_School_students
Authors L._Fronte_(1),_B._Mazzon_(1),_F._Metruccio_(1),_N._Munaretto_(1),_M._Doro_(2,3),_P._Giommi_(4,5),_I._Viale_(2,3),_U._Barres_de_Almeida_(6)._(1)_Liceo_Scientifico_Statale_U._Morin,_via_Asseggiano_39,_I-30174,_Venezia,_Italy_(2)_University_of_Padova,_Dep._of_Physics_and_Astronomy,_via_Marzolo_8,_I-35131,_Padova,_Italy_(3)_INFN_sez._Padova,_via_Marzolo_8,_I-35131,_Padova,_Italy_(4)_Center_for_Astro,_Particle_and_Planetary_Physics_(CAP3),_New_York_University_Abu_Dhabi,_PO_Box_129188_Abu_Dhabi,_United_Arab_Emirates_(5)_Institute_for_Advanced_Study,_Technische_Universitat_Muenchen,_Lichtenbergstrasse_2a,_D-85748_Garching_bei_Muenchen,_Germany,_(6)_Centro_Brasileiro_de_Pesquisas_Fisicas,_Rio_de_Janeiro,_Brasil
URL https://arxiv.org/abs/2209.11050
ブレーザーは活動銀河核であり、その超相対論的ジェットは観測者の方向と一直線に並んでいます。それらは全電子を通して放出します。電波からVHEガンマ線まで。すべてのブレザーが発見されるわけではありません。この作業では、HEガンマ線放出と電波、X線、および光学的シグネチャの関連付けに基づいて、54の新しい候補のカタログを提案します。この作品の関連性は、パドヴァ大学と協力して、オープンソースプラットフォームのOpenUniverseを使用して、イタリアのベニスにあるLiceoScientificoStataleUgoMorinの4人の高校生によって行われたことでもあります。この活動の枠組みは、イタリアのMIURPCTOプログラムです。この市民科学の経験と結果の成功は、今後報告され、議論されます。

マグネターフレア中の強力な電波パルスの直接放出

Title Direct_Emission_of_Strong_Radio_Pulses_During_Magnetar_Flares
Authors Christopher_Thompson_(CITA)
URL https://arxiv.org/abs/2209.11136
フレアマグネターによる強力な電波パルスの放射が調査されています。小規模な電流勾配は、閉じた磁気圏で火の玉放射を発生させるのと同じプロセスによって、強く磁化された流出に刻印される可能性があります。この構造は、地殻降伏、内部引き裂き、および乱流カスケードの組み合わせから生じます。弱い小規模な電流の準線形展開は、(i)相対論的膨張によって引き伸ばされて凍結し、(ii)ショックを通過すると考えられます。特に、上流の流れに凍結されたモード(凍結されたAlfv\'en波またはエントロピー波)に応答して、相対論的で磁化された衝撃の下流に現れる通常の高速波の振幅を導き出します。表皮深さを超える共動波長を持つ上流モードは、プラズマ周波数​​を超えて伝播する二次モードに線形に変換できます。極端な磁化を伴う衝撃の単純かつ正確な処理が開発され、破裂して回転するマグネターからの流出における内部衝撃の形成が概説されています。ここで説明する放出プロセスは、強いショックや冷たい$e^\pm$ペアを必要としません(電磁メーザーショック不安定性とは対照的です)。場合によっては、高周波が観測者に反射されますが、振幅が非常に小さいため、他の放射チャネルよりも優勢です。支配的な二次電磁モードは、放出時に超光速であり、流出内で弱い誘導散乱を受け、無線帯域で観測者に到達する可能性があります。

SWIFT J0503.7-2819: 周期ギャップの下でほぼ同期した中間極?

Title SWIFT_J0503.7-2819:_A_nearly_synchronous_intermediate_polar_below_the_period_gap?
Authors Nikita_Rawat,_J._C._Pandey,_Arti_Joshi,_Simone_Scaringi,_and_Umesh_Yadava
URL https://arxiv.org/abs/2209.11141
XMM-NewtonとSwiftからのX線観測、およびTransitingExoplanetSurveySatellite(TESS)とAAVSOからの光学観測に基づいて、中間極SWIFTJ0503.7-2819の時間的およびスペクトル特性を提示します。X線光度曲線は2つの特徴的な特徴を示しており、XMM-Newton観測の途中でおそらく2番目の極が活動しているように見えます。現在の分析では、以前に報告されたSWIFTJ0503.7-2819の軌道周期が81.65$\pm$0.04分であることを確認し、精度を上げています。このターゲットのX線および光学的変動は、白色矮星(WD)のスピン周期として提案されている$\sim$65分の周期で発生することがわかっています。降着流における光電吸収によるこの期間のエネルギー依存変調も、この推測を保証します。2温度熱プラズマモデルは、平均等価水素柱密度が3.8$\times$10の高密度材料によって吸収される$\sim$150eVおよび$\sim$18.5keVの温度のX線スペクトルをよく説明します。X線源の$\sim$27%を部分的にカバーする$^{22}$cm$^{-2}$。SWIFTJ0503.7-2819の現在のデータを使用して、このシステムの降着フローを理解しようとします。提案されたスピン周期が実際の周期である場合、SWIFTJ0503.7-2819は、周期ギャップの下で最初のほぼ同期した中間極になる可能性があります。

MLGWSC-1: 最初の機械学習重力波探索モックデータ チャレンジ

Title MLGWSC-1:_The_first_Machine_Learning_Gravitational-Wave_Search_Mock_Data_Challenge
Authors Marlin_B._Sch\"afer,_Ond\v{r}ej_Zelenka,_Alexander_H._Nitz,_He_Wang,_Shichao_Wu,_Zong-Kuan_Guo,_Zhoujian_Cao,_Zhixiang_Ren,_Paraskevi_Nousi,_Nikolaos_Stergioulas,_Panagiotis_Iosif,_Alexandra_E._Koloniari,_Anastasios_Tefas,_Nikolaos_Passalis,_Francesco_Salemi,_Gabriele_Vedovato,_Sergey_Klimenko,_Tanmaya_Mishra,_Bernd_Br\"ugmann,_Elena_Cuoco,_E._A._Huerta,_Chris_Messenger,_Frank_Ohme
URL https://arxiv.org/abs/2209.11146
最初のMachineLearningGravitational-WaveSearchMockDataChallenge(MLGWSC-1)の結果を紹介します。この課題のために、参加グループは、ますます現実的なノイズに埋め込まれた複雑さと持続時間の増加する連星ブラックホールの合体からの重力波信号を特定する必要がありました。提供された4つのデータセットの最終版には、O3a観測の実行からの実際のノイズと、歳差運動効果と高次モードを含む最大20秒間の信号が含まれていました。提出前に参加者に知られていなかった1か月のテストデータから導き出された6つの入力されたアルゴリズムの平均感度距離とランタイムを提示します。これらのうち、4つは機械学習アルゴリズムです。最高の機械学習ベースのアルゴリズムは、1か月あたり1回の誤警報率(FAR)で、シミュレートされたガウスノイズの整合フィルタリングベースの生産分析の感度距離の最大95%を達成できることがわかりました。対照的に、実際のノイズの場合、主要な機械学習検索は70%を達成しました。より高いFARの場合、センシティブディスタンスの違いは、一部のデータセットで1か月あたり$\geq200$のFARで、選択された機械学習の提出物が従来の検索アルゴリズムを上回るポイントまで縮小します。私たちの結果は、現在の機械学習検索アルゴリズムは、限られたパラメーター領域ですでに十分に敏感であり、一部の生産設定に役立つ可能性があることを示しています.最先端の機械学習アルゴリズムを改善するには、信号を検出できる誤警報率を減らし、モデル化された検索の実行に計算コストがかかるパラメーター空間の領域にその有効性を拡張する必要があります。私たちの調査結果に基づいて、機械学習検索を重力波信号検出の非常に貴重なツールに昇格させるために最も重要であると考えられる研究分野のリストをまとめています。

星の黒点と磁気: プレアデス星団と M67 の活動パラダイムのテスト

Title Starspots_and_Magnetism:_Testing_the_Activity_Paradigm_in_the_Pleiades_and_M67
Authors Lyra_Cao,_Marc_H._Pinsonneault
URL https://arxiv.org/abs/2209.10549
APOGEE高解像度Hバンドスペクトルを使用して、プレアデス星団とM67散開星団の240個の星の星黒点充填率を測定します。この作業のために、星点充填率と星点温度のコントラストを解決する修正された分光パイプラインを開発しました。連星を除外し、これらのクラスター内の連星の大部分(80%)がGaiaDR3およびAPOGEE基準から識別できることを発見しました。これは、フィールドスターアプリケーションにとって重要です。私たちのデータは、独立した活動のプロキシとよく一致しており、この手法が実際の星の信号を回復することを示しています。プレアデス星団では、活発な星の場合、充填率は平均0.248$\pm$0.005のレベルで飽和し、回転が遅くなると減少します。フィッティング関数をロスビー数の関数として提示します。M67では、主系列GK星と進化した赤色巨星でそれぞれ0.030$\pm$0.008と0.003$\pm$0.002の低い平均充填率を回復し、この技術が不活発な星でスプリアススポット信号を生成しないことを確認しました。星黒点は、導出された分光学的有効温度と対流転覆時間スケールも変更します。活発な星の有効温度は、不活発な星から-109$\pm$11Kずれており、Pecaut&Mamajekの経験的スケールと一致しています。活発な星で測定されたレベルでの星黒点の充満率は、推定された転覆のタイムスケールを変化させ、それが導出された飽和のしきい値にバイアスをかけます。最後に、統計的に平均活動とロスビーの関係と矛盾する星の集団を特定し、これらがロスビーのスケーリングからの真の逸脱であるという証拠を提示します。私たちの技術は、完全なAPOGEEカタログに適用でき、恒星、銀河、系外惑星の天体物理学に幅広く適用できます。

太陽磁気活動の解読: 2021 年の (太陽) ヘイル サイクルのターミネーター

Title Deciphering_Solar_Magnetic_Activity:_The_(Solar)_Hale_Cycle_Terminator_of_2021
Authors Scott_W_McIntosh,_Robert_J._Leamon,_R._Egeland
URL https://arxiv.org/abs/2209.10577
マッキントッシュと同僚は、黒点サイクル23(SC23)が黒点サイクル24(SC24)にどのように移行するかで役割を果たしているように見える太陽のタイムラインのイベントを特定しました。この移行の時間枠は急速で、太陽の自転と同じくらい短い時間で起こりました。M2014は、観測された遷移が、太陽の22年(ヘイル)磁気サイクルに属する空間的および時間的に重なり合う磁気システムで明らかにされていた、太陽の地球規模の磁場にとって重要なエピソードであると推測しました。これらの出来事は、ヘイルサイクルの終結、または略して「ターミネーター」と呼ばれています。さらなる調査により、ターミネーターの分離(ヘイルサイクルの重なりの尺度として)と次の黒点サイクルの振幅との関係が明らかになりました。マッキントッシュと同僚は、この関係を推定して、2020年半ばにヘイルサイクルバンドを運ぶSC24の終了を特定し、これが非常に大きな黒点サイクル25(SC25)をもたらすと推測しました。このペーパーでは、2021年12月中旬(およそ2021年12月13日)に発生したターミネーターに続くSC24の終わりとSC25の成長の最初の月の観測分析を示します。2021年12月のターミネータを使用して、SC25振幅184の予測を確定します(信頼度95\%で$\pm$17、信頼度68\%で$\pm$63)。最後に、他のターミネーター関連の重ね合わせエポック分析を使用して、2023年後半から2024年半ばまでのSC25最大値のタイミングを予測します。

MESAによる大マゼラン雲セファイドの周期変化率

Title Period_Change_Rates_of_Large_Magellanic_Cloud_Cepheids_using_MESA
Authors F._Espinoza-Arancibia,_M._Catelan,_G._Hajdu,_N._Rodr\'iguez-Segovia,_G._Boggiano,_K._Joachimi,_C._Mu\~noz-L\'opez,_C._Ordenes-Huanca,_C._Orquera-Rojas,_P._Torres,_\'A._Valenzuela-Navarro
URL https://arxiv.org/abs/2209.10609
CepheidsやRRLyraeなどの脈動星は、星の進化による変化を測定および研究するための窓を提供してくれます。この作業では、星の進化コードModulesforExperimentsinStellarAstrophysicsを使用して、初期質量が4~7$M_\odot$の星の一連の進化軌跡を計算し、初期回転速度と金属量を変化させて前者を研究します。(メサ)。MESAの最近追加された機能であるRadialStellarPulsations(RSP)を使用して、ラジアル基本モードの理論的不安定ストリップ(IS)エッジと線形周期を取得しました。周期-年齢、周期-年齢-温度、周期-光度、および周期-光度-温度の関係を、3つの回転速度と金属量について導出し、クロッシング数、IS内の位置、回転、および金属量への依存性を示しました。RSPからの線形期間に基づいて期間変化率(PCR)を計算しました。ジュネーブコードを使用してモデルを文献の結果と比較したところ、コード間のローテーションの実装が異なるため、予想どおり大きな違いが見つかりました。さらに、理論上のPCRを、大マゼラン雲セファイドに関する最近の研究で測定されたものと比較しました。私たちのモデルは経験的データが示す短期間の体制に達していませんが、全体的には良好な一致が見られました。脈動による質量損失、不安定性ストリップのエッジのより良い説明につながる可能性のある対流の改善された処理、およびより広い初期質量範囲の考慮など、モデルにまだ含まれていない物理プロセスの実装は、すべての可能性があります観測されたPCRとの一致を改善するのに役立ちます。

Kodaikanal Solar Observatory によって 393.37 nm で観測されたソーラー プラージュを識別するための画像処理アプローチ

Title An_Image_Processing_approach_to_identify_solar_plages_observed_at_393.37_nm_by_Kodaikanal_Solar_Observatory
Authors Sarvesh_Gharat_and_Bhaskar_Bose
URL https://arxiv.org/abs/2209.10631
太陽プラージュは、太陽のCaIIK写真観測で観測された明るい彩層の特徴です。これらは磁場が集中している領域であり、したがって太陽の磁気活動のトレーサーであり、CaIIKスペクトロヘリオグラムが1世紀以上にわたって記録されているため、太陽の長期変動を研究するための最も重要な特徴の1つです。.しかし、100年以上のデータベースからプラージを検出することは簡単ではなく、手動で行うにはかなりの人的資源が必要です。したがって、この研究では、CaIIK写真観測からソーラープラージュを識別できる画像処理アルゴリズムを提案します。提案された研究は、コダイカナル太陽天文台からのアーカイブデータに対して実施されました。ノイズレベル、明るさ、その他の画像特性に関係なくアルゴリズムが機能することを確認するために、データアーカイブから画像のサンプルをランダムに抽出してアルゴリズムをテストします。

極コロナ ホール境界でのイオン温度の推定

Title Estimating_Ion_Temperatures_at_the_Polar_Coronal_Hole_Boundary
Authors Yingjie_Zhu,_Judit_Szente,_Enrico_Landi
URL https://arxiv.org/abs/2209.10686
イオン温度や非熱速度などの物理量は、100万度の太陽コロナの加熱メカニズムに関する重要な情報を提供します。極紫外線(EUV)線幅を使用して可能なイオン温度$T_i$間隔を決定しましたが、プラズマ非熱速度がすべてのイオンで同じであると仮定しただけです。2007年にひので衛星に搭載されたEUVImagingSpectrometer(EIS)と、太陽・太陽圏天文台(SOHO)に搭載されたSolarUltravioletMeasurementsofEmittedRadiation(SUMER)によって同時に観測された極コロナホール境界でのイオン温度を測定しました。質量電荷比($Z/A$)が0.20未満または0.33を超えるイオンの温度は、局所的な電子温度よりもはるかに高くなります。測定されたイオン温度は、$Z/A$とともに0.25まで低下し、電荷質量比とともに上昇します。Alfv\'enWaveSolarModel-realtime(AWSoM-R)とSPECTRUMモジュールを実行して、イオン温度診断技術を検証し、結果の解釈を支援しました。コロナホールのホットラインの幅(FeXII、FeXIIIなど)も、視線に沿った太陽風のバルク運動の影響を受けることを示唆しています。二重ガウス分布または$\kappa$分布でフィッティングできるいくつかの明るいSUMERラインの機器の幅や非ガウス翼など、ライン幅のフィッティングに影響を与える可能性のある要因について説明しました。私たちの研究は、コロナホールにおける重イオンの優先加熱の存在を確認し、コロナ加熱モデルに新しい制約を提供します。

切り離された食連星から大気パラメータを導出するための分光学的モデリング手法

Title A_Spectroscopic_Modelling_Method_for_the_Detached_Eclipsing_Binaries_to_Derive_Atmospheric_Parameters
Authors Xiang-Lei_Chen,_A-Li_Luo,_Jian-Jun_Chen,_Rui_Wang,_Xiao-Bin_Zhang,_Wen_Hou,_Bo_Qiu,_and_Fang_Zuo
URL https://arxiv.org/abs/2209.10714
光度の寄与に基づいて、連星系の構成星の大気パラメータを導出するための分光モデリング手法を開発します。この方法は、構成星間の動径速度の違いによる二重線の特徴を示す連星のスペクトル用に設計されています。最初に、光速度曲線と視線速度曲線を解くことにより、軌道パラメーターと星の半径を導き出します。次に、異なるフェーズでの光度の寄与を計算できます。合成された二重線スペクトルモデルは、光度の寄与に従って理論的な単一星スペクトルを重ね合わせることによって構築されます。最後に、モデルフィッティング法により、各構成星の大気パラメータを導出します。ラージスカイエリア多天体分光望遠鏡(LAMOST)中解像度サーベイ($R\sim7500$)によって観測されたマルチエポック二重線スペクトルの場合、この方法は、異なる軌道フェーズで観測された切り離された日食連星系に対してロバストな結果をもたらします。さらに、この方法は、システムがほぼ球形の星を含む日食連星から切り離されている限り、解像度の異なる他の分光データにも適用できます。

新星爆発時の強い衝撃:光スペクトルにおける多重速度系と高エネルギー放出の起源

Title A_strong_shock_during_a_nova_outburst:_an_origin_of_multiple_velocity_systems_in_optical_spectra_and_of_high_energy_emissions
Authors Izumi_Hachisu,_Mariko_Kato
URL https://arxiv.org/abs/2209.10790
完全に自己無撞着な新星爆発モデルに基づいて、古典新星における吸収線/輝線系の理論的説明を提案します。光球のはるか外側($\gtrsim10^{13}$cm)で逆衝撃が形成されることがわかりました。これは、速度の速い後に放出された質量が、先に放出された物質と衝突するためです。光学的に厚い風は、光学的極大付近で$\sim10^{-4}~M_\odot$yr$^{-1}$の速度で継続的に吹いていますが、その速度は光学的極大に向かって減少し、その後増加するため、衝撃が発生します。光学最大値の後のみ。新星噴出物は衝撃によって3つの部分、最も外側の膨張するガス(最大になる前の最も早い風)、衝撃を受けた殻、および内側の高速の風に分割され、それぞれ前極大、主、および拡散強化吸収/放出ラインシステムに寄与します。新星噴出物の大部分は、最終的に衝撃を受けた殻に閉じ込められます。主要なシステムの出現は、ショックの出現と一致しています。この衝撃は、熱硬X線放射を説明するのに十分なほど強力です。衝撃層の温度は$kT_{\rmsh}\sim1$keV$\times((v_{\rmwind}-v_{\rmShock})/{\rm1000~km~s}^{-1})^2={\rm1~keV}\times((v_{\rmd}-v_{\rmp})/{\rm1000~km~s}^{-1})^2$、ここで、$v_{\rmd}-v_{\rmp}$は拡散強化($v_{\rmd}$)とプリンシパル($v_{\rmp}$)の速度差です。システム。1.3$M_\odot$白色矮星モデルをGeVガンマ線検出古典新星V5856Sgr(ASASSN-16ma)の観測特性と比較し、GeVガンマ線放出を生成できる新星の種類について説明します。

リカレントジェットに伴うフレア準周期脈動

Title Flare_Quasi-Periodic_Pulsation_Associated_with_Recurrent_Jets
Authors Dong_Li,_Fanpeng_Shi,_Haisheng_Zhao,_Shaolin_Xiong,_Liming_Song,_Wenxi_Peng,_Xinqiao_Li,_Wei_Chen_and_Zongjun_Ning
URL https://arxiv.org/abs/2209.10952
フレア放出の時間的特徴とプラズマ特性を運ぶ準周期的脈動(QPP)は、太陽/恒星フレアの光度曲線で頻繁に観測されます。この論文では、2022年7月14日のM1.2フレア中の再発ジェットに関連する非定常QPPを調査しました。重力波高エネルギー電磁カウンターパート全天モニター、フェルミ、および野辺山電波偏波計によってそれぞれ記録された軟/硬X線およびマイクロ波放射の。断続的な周期が約45$\pm$10秒の反復ジェットのグループが、大気イメージングアセンブリ(AIA)画像シリーズの304{\AA}に見られますが、それらはフレアQPPより180秒早いです。すべての観察事実は、フレアQPPが反復ジェットによって励起される可能性があることを示唆しており、それらは、反復磁気リコネクションのような反復エネルギー放出プロセスによって周期的に加速される非熱電子に関連付けられる必要があります。さらに、同じ準周期がAIA94{\AA}のホットフレアループによって接続された2つのフットポイントで発見され、位相速度は1420km/sと測定されました。差分放出測定に基づいて、ループの上部とフットポイントでの平均温度、数密度、および磁場強度は、7.7/6.7MK、7.5/3.6*10^{10}cm^{-3}、および143と推定されます。/99G、それぞれ。私たちの測定は、45秒のQPPがおそらくフレアループのキンクモード波によって変調されていることを示しています。

2021年のRS Ophのバーストでの7Beの検出

Title 7Be_detection_in_the_2021_outburst_of_RS_Oph
Authors P._Molaro,_L._Izzo,_P._Selvelli,_P._Bonifacio,_E._Aydi,_G._Cescutti,_E._Guido,_E._J._Harvey,_M._Hernanz_and_M._Della_Valle
URL https://arxiv.org/abs/2209.11008
2021年8月8日に回帰新星RSOphが新たなバーストを起こし、V=4.8等の可視光度に達しました。パラナルのESO-VLTのKueyen-UT2望遠鏡で高解像度UVESスペクトログラフを使用して行われた2021年の爆発の観測により、熱核の暴走反応で新た​​に生成された7Beの存在の可能性を検出することができました。7Beの収量はN(Be)/N(H)=5.7x10^(-6)で見積もることができ、これはこれまでに古典的な新星で測定された最低の収量に近い。7Beは寿命が短く、崩壊して7Liになります。星雲期に撮影されたスペクトルによって、放出された質量は約1.1x10^(-5)Msunであると推定され、2021年のイベントで生成された7Liの量は約4.4x10^(-10)Msunであることがわかりました。RSOphのような反復新星は、古典的な新星よりもわずかに低い量の7Liを生成する可能性がありますが、10^3倍の頻度で発生します。再発新星の割合は10~30%の範囲にあり、今日観測されている7Liの生成に寄与した可能性があります。RSOphでの7Beの検出は、新星が銀河で7Liの最も効果的な供給源であるという最近の提案をさらに裏付けるものです。

異なる脈動周期で同一の光度曲線形状を持つ RRab 変数

Title RRab_variables_with_identical_light-curve_shapes_at_different_pulsation_periods
Authors Johanna_Jurcsik,_Aron_Juhasz
URL https://arxiv.org/abs/2209.11066
この論文では、OGLE-IVサーベイの銀河バルジデータを使用して、ほぼ同一の形状の光度曲線を持つが、$0.05-0.21$dの周期差を持つRRab星の検出について報告します。バルジのOosterhoff~Iリッジよりも周期が短い星を調べました。これらの星は一般に、同じ周期でRRab星が持つ典型的なバルジよりも振幅が小さく、フーリエ位相差が大きい。これらの「異常な」星の多くは、ブラジコ変調の兆候がなく、質の高い光度曲線を持っています。それらのフーリエパラメーターを調べると、これらの星のいくつかは、典型的なふくらんだRRLyraeと非常によく似た光度曲線を示すことが明らかになりました。OGLE$I$バンドのデータに基づいて、「異常な」位置のRRab星と「正常な」位置のRRab星の間で周期が異なる数百の準同一形状の光曲線のペアを見つけました。これらの星のOGLE$V$バンド、アーカイブVVVおよびMACHO調査の$K_s$-、$b$-、および$r$-バンドデータも、光度曲線形状の類似性についてチェックされました。最後に、利用可能な各測光バンドで同じ形状の光度曲線を持つ149のペアが特定されました。実験式を使用して変数の物理的性質を計算すると、平均で[Fe/H]、$M_V$、$R/ペアのメンバーのR_\odot$と$T_{\mathrm{eff}}$の値が導き出され、短周期の星は長周期の変光星よりも金属が少なく、暗く、小さく、熱くなっています。物理的性質と脈動周期が異なるが光度曲線の形状が同一である変数の存在を説明することは、モデリングにとって困難な作業です。

ケプラー巨星のコンパニオン: KIC 3526061 の長周期偏心亜恒星コンパニオンと HD 187878 の恒星コンパニオン

Title Companions_to_Kepler_giant_stars:_A_long-period_eccentric_substellar_companion_to_KIC_3526061_and_a_stellar_companion_to_HD_187878
Authors Marie_Karjalainen,_Raine_Karjalainen,_Artie_P._Hatzes,_Holger_Lehmann,_Pierre_Kervella,_Saskia_Hekker,_Hans_Van_Winckel,_Jakub_\"Uberlauer,_Michaela_V\'itkov\'a,_Marek_Skarka,_Petr_Kab\'ath,_Saskia_Prins,_Andrew_Tkachenko,_William_D._Cochran_and_Alain_Jorissen
URL https://arxiv.org/abs/2209.11096
環境。進化した中間質量星を周回する惑星の人口と発生に関する私たちの知識はまだ不完全です。2010年に、ケプラーミッションで観測された95個の巨大な星の間で惑星探索プログラムを開始し、惑星を持ち、星の質量と半径の信頼できる推定値を持つ巨大な星のサンプルを増やしました。ねらい。2つの星系KIC3526061とHD187878を惑星探索プログラムから提示し、それらの仲間を特徴付けることができました。メソッド。軌道解を導出するために、4つの異なるエシェル分光器で取得した正確な星の視線速度測定値を使用しました。HD187878システムの傾きを取得するためにGaiaの天文測定を使用し、恒星の質量と半径を推定するためにKepler測光観測を使用しました。結果。2つの中間質量の赤色巨星分枝星の周りに準恒星と恒星伴星を発見したことを報告します。KIC3526061bは、公転周期が3552d、軌道離心率が0.85の長周期偏心軌道で最小質量が18.15木星質量の褐色矮星である可能性が最も高い。それは、そのような大きな離心率と広い分離を持つ準恒星の伴星を持つことが判明した最も進化したシステムです。HD187878Bの最小質量は78.4木星質量です。分光学的軌道パラメーターを天文観測の固有運動異常と組み合わせて、軌道傾斜角9.8度を導き出しました。これは、太陽質量0.51の恒星領域におけるコンパニオンの質量に対応します。結論。KIC3526061の亜恒星伴星は、既知の赤色巨星分枝星のサンプルを、非常に偏心の広い軌道上にある亜恒星伴星とともに拡張し、そのような系の経時的な力学的進化のプローブを提供する可能性があります。

CERN SPS での NA61/SHINE による 158 および 350 GeV/c での $\pi^-$-C 相互作用におけるハドロン生成の測定

Title Measurement_of_Hadron_Production_in_$\pi^-$-C_Interactions_at_158_and_350_GeV/c_with_NA61/SHINE_at_the_CERN_SPS
Authors NA61/SHINE_Collaboration:_H._Adhikary,_K.K._Allison,_N._Amin,_E.V._Andronov,_T._Anti\'ci\'c,_I.-C._Arsene,_Y._Balkova,_M._Baszczyk,_D._Battaglia,_S._Bhosale,_A._Blondel,_M._Bogomilov,_Y._Bondar,_N._Bostan,_A._Brandin,_A._Bravar,_W._Bryli\'nski,_J._Brzychczyk,_M._Buryakov,_M._\'Cirkovi\'c,_M._Csanad,_J._Cybowska,_T._Czopowicz,_A._Damyanova,_N._Davis,_H._Dembinski,_A._Dmitriev,_W._Dominik,_P._Dorosz,_J._Dumarchez,_R._Engel,_G.A._Feofilov,_L._Fields,_Z._Fodor,_M._Friend,_A._Garibov,_M._Ga\'zdzicki,_O._Golosov,_V._Golovatyuk,_M._Golubeva,_K._Grebieszkow,_F._Guber,_A._Haesler,_M._Haug,_S.N._Igolkin,_S._Ilieva,_A._Ivashkin,_A._Izvestnyy,_S.R._Johnson,_K._Kadija,_N._Kargin,_N._Karpushkin,_E._Kashirin,_M._Kie{\l}bowicz,_V.A._Kireyeu,_H._Kitagawa,_R._Kolesnikov,_D._Kolev,_A._Korzenev,_Y._Koshio,_V.N._Kovalenko,_et_al._(96_additional_authors_not_shown)
URL https://arxiv.org/abs/2209.10561
$\pi^\pm$、K$^\pm$、p$^\pm$、$\Lambda$、$\bar{\Lambda}$、K$^{0}_{S}$は、158および350GeV/cのビーム運動量で、負に帯電したパイ中間子と炭素原子核との相互作用で生成されます。総生産断面積も測定されます。データは、CERNSPSの固定ターゲット実験NA61/SHINEの大許容分光計で収集されました。得られた二重微分$p$-$p_T$スペクトルは、パイ中間子が最も多くの発射体である大規模な空気シャワーでの粒子生成のシミュレーションに使用されるモデルを調整するために、前例のない精度と広い位相空間カバレッジを備えた独自の参照データセットを提供します。.

3体問題、隠れ定数、トロイの木馬、WIMP

Title 3-Body_Problems,_Hidden_Constants,_Trojans_and_WIMPs
Authors Aubrey_Truman,_Richard_Durran
URL https://arxiv.org/abs/2209.10600
この作業には2つの新しい結果が含まれます。主に、線形化された制限付き3体問題(たとえば、トロイの木馬の小惑星)に対する2つの新しい運動定数と、制限されたケースのラグランジュの正三角形解の重要な二等辺三角形の一般化であり、Hildanの隠れた定数につながります。トロイの木馬も。これらの結果はどちらも古典的なものですが、トロイの木馬のようなシステムの起源を説明する、WIMPish粒子に関連する漸近論から発せられるニュートン量子重力に関する新しい結果も含めました。後者の結果は、スカラーポテンシャルだけでなくベクトルを含むSchr\"odinger方程式の半古典力学の一般化を使用しており、ここで初めて提示され、WIMPishの量子曲率とねじれを予測する上でのアイデアの酸テストを提供します。私たちの天文学的な楕円状態の軌跡.組み合わされた効果は,重力系におけるWIMPsの新しい天体力学と古典的な問題の新しい結果を与えることです.後で説明するように,これらの結果は渦巻銀河がどのように楕円形に進化するかを理解するのに役立つと信じています.二等辺三角形の結果の単純な古典的帰結は、ケプラー型$4^{\textrm{th}}$3体問題の法則を与える.これは付録に限定されている.

サブ GeV から TeV までの質量範囲で隠されたセクターの禁じられた暗黒物質をフリーズアウト

Title Freeze-Out_Forbidden_Dark_Matter_in_the_Hidden_Sector_in_the_mass_range_from_sub-GeV_to_TeV
Authors Kwei-Chou_Yang
URL https://arxiv.org/abs/2209.10827
運動学的に禁止されたチャネルは、凍結暗黒物質(DM)遺物の存在量を設定できます。これらのチャネルは、ゼロ温度限界で消滅するより重い状態へのDM消滅によって説明されますが、初期宇宙の有限温度で発生します。禁制チャネルの最終状態が、SMヒッグスと混合することによって標準モデル(SM)物質に結合するスカラーメディエーターである場合、DM核子相互作用からのシグナル、およびメディエーター関連の失われたエネルギーまたは変位した頂点からのシグナルを検出できます。それぞれ、直接検出と素粒子物理実験による。したがって、サブGeVからTeVまでの質量範囲でこのシナリオを示すことができる最も単純な隔離されたベクトル暗黒物質モデルに関する研究を提示します。暗黒物質は、凍結する前にSMと熱平衡状態にある隠れたセクターに存在します。フリーズアウト中、その密度の枯渇は、2つのより重いが準安定なスカラーへの消滅から生じます。結合は、正しいレリック密度を持ち、摂動ユニタリティバウンドによって制約を受けることによって決定できます。ただし、許容されるパラメーター空間の多くは、隠れたスカラーとSMヒッグスの間の混合角度に影響されません。DMとメディエーターの間のより重要な質量分割は、サブGeV領域でのみ許可できることがわかりました。スカラーポータルを介してSM粒子と相互作用する禁止されたDMのこのモデルは、実験でテスト可能です。

時変遅延を伴う完全にデータ駆動型の時間遅延干渉法

Title Fully_data-driven_time-delay_interferometry_with_time-varying_delays
Authors Quentin_Baghi,_John_G._Baker,_Jacob_Slutsky,_James_Ira_Thorpe
URL https://arxiv.org/abs/2209.10851
最近、LISAの位相比較データストリームのように、レーザーノイズが支配的な宇宙ベースの重力波データをフィルタリングするアプローチの基本的な概念を紹介しました。データ。代わりに、自動化された主成分干渉法(aPCI)アプローチは、レーザーノイズをキャンセルする、時間的に近くの等間隔の位相測定値の線形結合を生成できることのみを前提としています。次に、データからそれらの組み合わせを明らかにし、レーザーノイズのない一連のデータチャネルを提供します。私たちの基本的なアプローチは、レーザーノイズキャンセリングデータの組み合わせまたはレーザーノイズのないデータストリームにつながるフィルターが時間に依存しないという単純化の追加の仮定に依存していました。ただし、LISAでは、コンスタレーションアームの長さが変化するにつれて、これらのフィルターは変化します。ここでは、まだモデル化されていないがゆっくりと変化する支配的なノイズ共分散によって支配されるデータと互換性のある基本的なaPCI概念の一般化について説明します。どのモデルでも独立しているにもかかわらず、aPCI処理はレーザー周波数ノイズを他のノイズ源レベル以下にうまく軽減し、重力波に対する感度は最先端の第2世代の時間遅延と同じであることがわかりました。干渉法、最大2%の誤差。

媒質内効果によるハロー非依存暗黒物質電子散乱解析

Title Halo-Independent_Dark_Matter_Electron_Scattering_Analysis_with_In-Medium_Effects
Authors Muping_Chen,_Graciela_B._Gelmini,_Volodymyr_Takhistov
URL https://arxiv.org/abs/2209.10902
暗黒物質(DM)電子散乱は、多くの直接DM検出実験の主要なターゲットであり、サブGeV質量範囲でのDMの相互作用を調査するための有望な手段を構成し、核反跳でのプローブに挑戦しています。最近提案されたDM電子散乱のハローに依存しない分析方法を拡張します。これにより、追加の仮定なしにローカルDMハロー特性を推測し、ターゲット材料の誘電関数による媒体内効果を含めることができます。媒体内効果は、ゲルマニウムとシリコンのハローに依存しない分析応答関数に大きな影響を与える可能性があるため、直接DM検出データからローカルDMハロー特性を適切に推測するために不可欠であることを示しています。

暗黒遺物のタキオン生成:非摂動的量子研究

Title Tachyonic_production_of_dark_relics:_a_non-perturbative_quantum_study
Authors Kimmo_Kainulainen,_Olli_Koskivaara_and_Sami_Nurmi
URL https://arxiv.org/abs/2209.10945
非最小結合スペクテータースカラーフィールドとインフレトンからなるシステムでのインフレーション終了後の再加熱中の暗い遺物の生成を調べます。スペクテーターフィールドの1点関数と2点関数のくりこまれた量子輸送方程式のセットを導出し、それらを数値的に解きます。私たちのシステムは、タキオニック不安定性とパラメトリック不安定性の両方を具現化できることがわかりました。前者は結合が最小ではないため予想される結果ですが、後者はRicciスカラーとの2点関数の新しい相互作用によって駆動される新しい機能を示しています。2点関数によって引き起こされるパラメトリック不安定性が発生すると、それが粒子生成全体を支配することがわかります。定量的な結果は、モデルパラメーターに非常に敏感であることもわかっています。

フェルミオン暗黒物質と混合された奇妙なマグネター

Title Strange_magnetars_admixed_with_fermionic_dark_matter
Authors Osvaldo_Ferreira_and_Eduardo_S._Fraga
URL https://arxiv.org/abs/2209.10959
2流体トールマン-オッペンハイマー-ボルコフ方程式を使用して、強力な磁場の存在下でフェルミオン暗黒物質と混合された奇妙な星について説明します。MITバッグモデルを使用してストレンジクォーク物質を記述し、範囲$\sim10^{17}-10^{18}$Gの磁場を考慮します。-相互作用粒子、暗いフェルミオン質量$m=5,100,500$GeV.強力な磁場は星の総質量の減少に寄与しますが、混合系の暗黒物質の割合を増やすことによってもたらされる最大質量の減少率を弱めます。

ストレンジバリオンのキラル回復

Title Chiral_restoration_of_strange_baryons
Authors Eduardo_S._Fraga,_Rodrigo_da_Mata,_Savvas_Pitsinigkos,_Andreas_Schmitt
URL https://arxiv.org/abs/2209.10980
キラル相転移を示す冷たくて高密度の核物質の現象論的モデルの結果を確認します。アイデアは、単一のモデル内で中性子星条件下でのクォーク-ハドロン相転移をモデル化することですが、手動でクォークの自由度を追加することはありません。この目的のために、ストレンジネスはハイパーニック自由度の形で含まれており、その軽い対応物がキラルに復元されたフェーズでストレンジネスを提供します。将来的には、このモデルを使用して、たとえば(一次)キラル相転移での表面張力を計算し、不均一相の存在の可能性を調べることができます。

$\Lambda >0$ のブランズ・ディッケ理論における静止ブラック ホールと恒星の再検討

Title Stationary_black_holes_and_stars_in_the_Brans-Dicke_theory_with_$\Lambda_>0$_revisited
Authors Md_Sabir_Ali,_Sourav_Bhattacharya_and_Shagun_Kaushal
URL https://arxiv.org/abs/2209.11011
数年前に、正の宇宙定数$\Lambda$をもつブランズディッケ理論と、漸近領域のドシッターまたは宇宙論的事象の地平線に対して、非自明な場の配置が存在しないだけでなく、逆ブランズディッケパラメーター$\omega^{-1}$は消失する必要があり、それによって理論は本質的にアインシュタインの一般相対性理論に還元されます。宇宙の地平が存在するという仮定は、この証明にとって決定的に重要でした。しかし、Brans-Dickeフィールド$\phi$は、エネルギー運動量テンソルとその運動方程式の$\Lambda$項に直接結合するため、次のように尋ねるのがおそらく合理的です。代わりに強くなり、非常に大きなスケールで$\Lambda$の効果をスクリーニングして、漸近的なdeSitter構造を、物理的に許容可能な代替の非特異境界条件に置き換えますか?この作業では、宇宙論的事象の地平線がない場合の一般的な漸近静止時空構造の仮定の下で、時空に裸の曲率特異点がない限り、同様の非存在結果が保持されると分析的に主張します。明示的な数値計算を提供することにより、この結果をさらにサポートします。したがって、正の$\Lambda$が存在する場合、および曲率特異点のない一般的な漸近時空構造の場合、定常ブラックホールまたはブランズディッケ理論の星の解でさえ、常に$\omega^{-1}=0$となり、理論を一般相対性理論に還元します。

ハイブリッド メトリック - パラティーニ ヒッグス インフレーション

Title Hybrid_metric-Palatini_Higgs_inflation
Authors Minxi_He,_Yusuke_Mikura,_Yuichiro_Tada
URL https://arxiv.org/abs/2209.11051
ハイブリッド計量-パラティーニ重力へのヒッグスインフレーションの拡張を提案します。ここでは、ヒッグスと計量型およびパラティーニ型の両方のリッチスカラーとの間に非最小結合を導入します。私たちのモデルのインフレ現象学を研究し、観測的に支持された予測を与えて、スローロールインフレが大規模な領域で実現できることを発見しました。特に、スカラースペクトルインデックスは$n_{\mathrm{s}}\sim0.964$に対してアトラクタの動作を示しますが、テンソルとスカラーの比率は非最小結合パラメーターに応じて任意の値を取ることができます。メトリック-ヒッグス極限$r\sim10^{-3}$が最大値です。また、モデルのユニタリティー特性も調査します。このモデルの低エネルギー有効場理論(EFT)としての紫外(UV)カットオフは、場空間の強い曲率のためにプランクスケールよりも大幅に低いため、UV拡張理論の候補となる可能性があると考えます。5次元でフィールド空間を平坦化するために導入された追加のスカラーフィールド。フィールド空間は完全に平坦化でき、このアプローチは弱結合EFTにつながる可能性がありますが、プランクスケールEFTはメトリックヒッグスインフレーションの極限でのみ実現できるという意味が得られます.また、質量次元4までのモデルの一般化についても説明します。

モデルの仕様ミスをチェックしながら、ベイジアン階層モデルのシミュレーションベースの推論

Title Simulation-based_inference_of_Bayesian_hierarchical_models_while_checking_for_model_misspecification
Authors Florent_Leclercq
URL https://arxiv.org/abs/2209.11057
この論文では、モデルの仕様ミスをチェックしながら、ベイジアン階層モデル(BHM)の一般的なクラスのシミュレーションベースの推論(SBI)を実行するための最近の方法論の進歩について説明します。私たちのアプローチは、2段階のフレームワークに基づいています。まず、BHMの第2層として現れる潜在関数が推定され、モデルの仕様ミスの可能性を診断するために使用されます。次に、信頼できるモデルのターゲットパラメータがSBIを介して推測されます。最初のステップで使用されたシミュレーションは、2番目のステップに必要なスコア圧縮のために再利用されます。概念実証として、ロトカ・ヴォルテラ方程式に基づいて構築され、複雑な観察プロセスを含む捕食者モデルにフレームワークを適用します。

人類の月のバックアップ記録

Title A_Lunar_Backup_Record_of_Humanity
Authors Carson_Ezell,_Alexandre_Lazarian_and_Abraham_Loeb
URL https://arxiv.org/abs/2209.11155
今世紀、私たちの文明にとって破滅的または実存的な災害のリスクが高まっています。短期的な宇宙定住の重要な動機は、惑星規模の災害が発生した場合に文明を保護する機会です。壊滅的な出来事は、地球上の重要な文化的、科学的、および技術的進歩を破壊する可能性がありますが、初期の宇宙居住地は、災害につながる出来事を含む人間活動のバックアップデータストレージシステムを維持できます.このシステムは、初期の宇宙入植者が崩壊後に私たちの文明を回復する能力を向上させます.レーザー通信とデータストレージの進歩により、十分なアップリンクデータレートとストレージ容量を備えた月面のデータストレージシステムの開発が可能になり、文明の成果と災害の年表に関する貴重な情報を保存できることを示しています。

地球の電離層における窒素分子の解離における高エネルギー光電子の役割

Title The_Role_of_High_Energy_Photoelectrons_on_the_Dissociation_of_Molecular_Nitrogen_in_Earth's_Ionosphere
Authors Srimoyee_Samaddar,_Karthik_Venkataramani,_Justin_Yonker,_Scott._M._Bailey
URL https://arxiv.org/abs/2209.11185
太陽からの軟X線放射は、電離圏のD領域とE領域で高エネルギーの光電子を生成し、そこでイオン化エネルギーの大部分を蓄積します。このプロセスで生成された光電子は、200km以下での窒素分子($N_2$)の解離の主な推進力です。さらに、$N_2$の解離は、これらの高度での一酸化窒素(NO)生成の主要なメカニズムの1つです。$N_2$の解離速度を推定するには、その解離断面積が必要です。光電子による$N_2$の解離断面積は、主に解離前因子と解離イオン化チャネルを使用して励起状態の断面積から推定されます。残念ながら、特に高電子エネルギーおよび$N_2$と$N_2^+$のより高い励起状態での断面データの欠如は、解離速度の計算に多くの不確実性をもたらし、その後NOの不確実性につながります。このソースからの生産率。