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Mon 17 Oct 22 18:00:00 GMT -- Tue 18 Oct 22 18:00:00 GMT

CMB I の分光空間進化: 熱化グリーン関数の離散化

Title Spectro-spatial_evolution_of_the_CMB_I:_discretisation_of_the_thermalisation_Green's_function
Authors Jens_Chluba,_Thomas_Kite_and_Andrea_Ravenni
URL https://arxiv.org/abs/2210.09327
宇宙マイクロ波背景放射(CMB)のスペクトル歪みは、初期宇宙の重要な将来の探査機として認識されています。既存の理論的研究は主に、プラズマ内の空間的摂動を無視して、平均的な歪みの進化と作成を説明することに焦点を当てていました。この選択の主な理由の1つは、原始宇宙の奥深くにある光子場のスペクトル空間進化を処理するには、歪み信号の放射伝達問題を解く必要があるためです。ここでは、基礎となる平均熱化グリーン関数の新しいスペクトル離散化を定式化することにより、この問題に取り組むための最初の重要なステップを提供します。私たちのアプローチにより、高次元の偏微分方程式系(~1,000~10,000の方程式)を、はるかに低い次元(~10の方程式)の常微分方程式のセットに変換できます。アプローチの精度を実証し、将来的にさらに改善される可能性があることを強調します。また、観測可能なスペクトル歪みパラメータ(muやyなど)と、周波数離散化で使用する計算スペクトル基礎との関連性も明らかにします。これにより、将来のCMB分析で、基底に依存するいくつかの曖昧さがどのように解釈されるかが明らかになります。正確ではない場合でも、新しいグリーン関数の離散化を使用して、一般化された光子ボルツマン階層を定式化できます。これは、CMB温度と偏光異方性の理論的研究でよく知られている方法で解決できます。このプログラムは、一連の関連論文で実行され、それによって、将来のCMBイメージャーと分光計を使用したCMBの完全な分光空間探査への道が開かれます。

高速過渡事象率に対する重力レンズ効果

Title The_Effect_of_Gravitational_Lensing_on_Fast_Transient_Event_Rates
Authors Mawson_W._Sammons,_Clancy_W._James,_Cathryn_M._Trott_and_Mark_Walker
URL https://arxiv.org/abs/2210.09487
高速電波バースト(FRB)やガンマ線バースト(GRB)などの高速宇宙過渡現象は、他のどの宇宙オブジェクトよりもコンパクトなソースのクラスを表します。そのため、それらは、今日の観測では十分に制約されていないクラスのレンズからの重力レンズ効果による大幅な倍率に敏感です。低質量の原始ブラックホールは、宇宙の暗黒物質のかなりの部分を構成する可能性があるそのような候補の1つです。現在の観測では、近くの宇宙の密度のみが制約されており、宇宙論的距離からの急速な過渡現象が補完的な制約を形成する可能性があります。これに動機付けられて、コンパクトなオブジェクトの宇宙論的分布からの重力レンズ効果がFRBとGRBの観測されたレートに与える影響を計算します。静的レンズジオメトリの場合、すべてのFRBが一定範囲のレンズ質量に対して重力レンズされるという可能性を除外し、$10^{-5}M_\odot$を超えるレンズ質量が8000個の局所化されていない高フルエンスFRBで制約できることを示します。1.4GHzで、次世代のFRB観測望遠鏡によって検出される可能性があります。

暗黒物質の候補としての原始ブラック ホールに対する強いレンズ効果の制約

Title Strong_lensing_constraints_on_primordial_black_holes_as_a_dark_matter_candidate
Authors Veronica_Dike,_Daniel_Gilman,_Tommaso_Treu
URL https://arxiv.org/abs/2210.09493
暗黒物質は、少なくとも部分的には原始ブラックホール(PBH)で構成されている可能性があります。この仮説を検証するために、4重に画像化されたクエーサーのフラックス比からPBH質量($M_{\rm{PBH}}$)と質量分率($f_{\rm{PBH}}$)を制約するアプローチを提示します。私たちのアプローチは、近似ベイジアン計算(ABC)フォワードモデリング手法を使用して、サブハロー質量関数の振幅を周辺化しながら、$M_{\rm{PBH}}$と$f_{\rm{PBH}}$の事後分布を直接サンプリングします。、空間分布、およびレンズ光源のサイズ。この方法を11個の4重に画像化されたクエーサーに適用し、PBHパラメーター空間$10^4$M$_{\odot}<M_{\rm{PBH}}<10^6$の中間質量領域に関する新しい制約を導出します。M$_\odot$.上限$f_{\mathrm{PBH}}<0.17$(95\%C.L.)が得られます。この制約は、以前に公開された他のすべての制限とは無関係です。

クラスターの質量と豊富さの関係を使用した宇宙パラメータの制約

Title Constraining_Cosmological_Parameters_using_the_Cluster_Mass-Richness_Relation
Authors Mohamed_H._Abdullah,_Gillian_Wilson,_Anatoly_Klypin,_Tomoaki_Ishiyama
URL https://arxiv.org/abs/2210.09530
クラスターの質量と豊富さの関係(MRR)は、クラスターの存在量の手法を使用して、宇宙の平均物質密度と変動の振幅を制約するための観測効率が高く、潜在的に強力な宇宙論的ツールです。SloanDigitalSkySurvey-DR13分光データセットから作成した、公開されている銀河団カタログであるGalWCat19を使用して、MRR関係を導出します。MRRは、低リッチエンドでテールを示しています。Illustris-TNGとミニ宇宙の宇宙数値シミュレーションを使用して、この尾が系統的な不確実性によって引き起こされることを示します。ヒンジ関数の使用によって識別される賢明なカットによって、MRRが線形である、つまり、クラスター質量がlogM_200=alpha+betalogN_200.MRRを導出し、それがベータ~1の勾配で両方のシミュレーションセットと一致することを示します。MRRを使用してGalWCat19カタログからクラスター質量を推定し、それを使用してomega_mとsigma_8に制約を設定します。all-memberMRRを利用して、omega_m=0.31(+0.04-0.03)およびsigma_8=0.82(+0.05-0.04)の制約を取得し、red-memberMRRを利用して、omega_m=0.31(+0.04-0.03)を取得します。およびsigma_8=0.81(+0.05-0.04)。omega_mとsigma_8に対する私たちの制約は一貫しており、Planck2018の結果と非常に競合しています。

線強度マッピングの相乗効果を利用して再イオン化の時代を探る

Title Probing_the_Epoch_of_Reionization_using_synergies_of_line_intensity_mapping
Authors Chandra_Shekhar_Murmu,_Raghunath_Ghara,_Suman_Majumdar_and_Kanan_K._Datta
URL https://arxiv.org/abs/2210.09612
再イオン化の時代(EoR)は、ほとんどの場合、理解が不十分な宇宙の時代のままです。それでも、この時代を調査し、理解するための努力はまだ続いています。EoRを研究し、この分野におけるインドコミュニティの貢献を強調しようとする技術(特に線強度マッピング)の最新の開発のレビューを提示します。[HI]$_{\rm21cm}$、Lyman-$\alpha$、[CII]$_{\text{158}\mu\text{m}}$などのライン放出と、トレーサーとしての役割EoRの調査について説明します。[HI]$_{\rm21cm}$は初期IGMの優れた探査機ですが、他の探査機は主に再電離源の未解決の大規模調査を目的としています。これらの信号をモデル化する手法には、前景や侵入者に取り組むという課題とともに、シミュレーションと機械学習のアプローチが含まれます。また、言及したさまざまなトレーサー間の相乗効果についても説明します。Synergyは、他の方法では対処が困難または不可能な問題のさまざまな側面に対処します。これには、クロスパワースペクトル、クロスバイスペクトル、および追跡調査などのその他の手法などの統計が含まれます。関連する実験の最新情報を提示します。これらには、[HI]$_{\rm21cm}$パワースペクトルの上限と、高赤方偏移銀河の調査に関するいくつかのハイライトが含まれます。最後に、コミュニティ内でさらに改善できることを強調します。それは、流体力学的および放射伝達技術に基づく機械学習とシミュレーションの適用です。現在私たちの手の届かない問題に対処するために、次世代の実験も考案する必要があります。

ハッブル定数の軌跡の亀裂

Title A_crack_in_the_track_of_the_Hubble_Constant
Authors Marie_Gueguen
URL https://arxiv.org/abs/2210.09661
宇宙が特定の時間に膨張する速度(「ハッブル定数」)を測定することは、1920年代にエドウィンハッブルが最初に膨張を測定して以来、論争の的となっています。早くも1970年代に、SandageetdeVaucouleursは、そのような測定の適切な方法論について議論してきました。天文学者は、Cepheidsなどの最良の指標のみに注目し、独自の天体に基づくこの測定の精度を可能な限り改善する必要がありますか?それとも、「リスクを分散させる」べきでしょうか。つまり、結果を平均化する前に、指標と方法論を掛け合わせる必要がありますか?「ハッブルの危機」の存在を擁護するために現在議論されているように、いくつかの不確実な尺度にわたる確固たる合意は、単一の1%の精度測定よりも説得力があるのでしょうか?この論争は、そのような実験的測定に関連する不確実性を管理するために何が必要かについての誤解から生じていると私は主張します.ハッブル定数の測定などの天体物理学の測定には、既知の不確実性を減らし、未知の未知数を追跡できる方法論が必要です。いわゆるハッブル危機から引き出された教訓に基づいて、天体物理学的測定における不確実性を特定、定量化、および削減するための方法論的ガイドをスケッチします。そのようなガイドが現在のハッブルの緊張を再構成するのに役立つだけでなく、天体物理学者、天文学者、哲学者の間の将来の実りある議論の出発点です。

地上CMB観測における大気汚染フィルターに関する研究

Title Study_on_the_filters_of_atmospheric_contamination_in_ground_based_CMB_observation
Authors Yi-Wen_Wu,_SiYu_Li,_Yang_Liu,_Hao_Liu_and_Hong_Li
URL https://arxiv.org/abs/2210.09711
大気は、地上ベースの宇宙マイクロ波背景放射(CMB)観測における最も重要な汚染源の1つです。この論文では、多項式フィルター、ハイパスフィルター、ウィーナーフィルターの3種類のフィルターを調べて、大気ノイズを除去する能力と、エンドツーエンドのデータ分析プロセスへの影響を調査します。CMB実験のシミュレーションを終了します。信号とノイズの両方を含む、データのさまざまなコンポーネントの応答を分析することで、パフォーマンスを追跡します。時間領域では、計算により、ハイパスフィルターが最小の二乗平均平方根誤差を持ち、高いフィルター効率を達成できることが示され、続いてウィーナーフィルターと多項式フィルターが続きます。次に、フィルタリングされた時系列データ(TOD)を使用してマップ作成を実行し、マップドメイン上のフィルターからの影響を追跡します。結果は、多項式フィルターが低周波数で高いノイズ残留物を与えることを示しています。マップ作成プロセス中にマップドメインでスケーリングしますが、ハイパスフィルターとウィーナーフィルターにはそのような重大な漏れはありません。次に、残留ノイズの角度パワースペクトルと、パワースペクトルドメインでのフィルター効果を比較するための入力信号の角度パワースペクトルを推定します。最後に、フィルター補正されたパワースペクトルの標準偏差を推定して、異なるフィルターの効果を比較します。結果は、ノイズレベルが低い場合、3つのフィルターが中規模​​スケールと小規模スケールでほぼ匹敵する標準偏差を与えることを示しています。ノイズレベルでは、多項式フィルターの標準偏差が大幅に大きくなります。これらの研究は、将来の地上ベースのCMBデータ処理における大気ノイズの削減に使用できます。

宇宙距離での重力波源の移動: ハッブル定数の測定への影響

Title Moving_gravitational_wave_sources_at_cosmological_distances:_Impact_on_the_measurement_of_the_Hubble_constant
Authors Alejandro_Torres-Orjuela,_Xian_Chen
URL https://arxiv.org/abs/2210.09737
標準的なサイレン--対応する電磁(EM)を備えた重力波(GW)源--を使用してハッブル定数を直接測定でき、既存のハッブル張力を緩和するのに役立つはずです。ただし、ソースが移動している場合、相対論的赤方偏移は、対応するEMの赤方偏移とGWソースの見かけの距離に影響を与えるため、正確な測定値を取得するには補正する必要があります。波の総赤方偏移が相対論的赤方偏移と宇宙論的赤方偏移の積に等しいことを示す、膨張する宇宙のソースのGWに対する速度の影響を調べます。さらに、宇宙論的赤方偏移の線形係数とは対照的に、ソースの動きがその見かけの距離を係数$(1+z_{\rmrel})^2$だけ変化させることを発見しました。相対論的赤方偏移の追加要因は、GWの速度依存振幅の結果であることを説明します。チャープ質量に対する速度の影響と、速度を無視したときに観測者が推測するソースの見かけの距離を検討します。さまざまな天体物理学的シナリオでは、チャープ質量の誤差は0.1\,\%から7\,\%の範囲であり、見かけの距離の誤差は0.25\,\%から15\,\%の範囲であることがわかります。さらに、標準的なサイレンを使用したハッブル定数の測定で導入されたエラーを次の2つのケースで検討します。)速度の影響を完全に無視した場合。最初のケースでは、ホスト銀河の特異な速度のために移動するソースの誤差が1\,\%に達することがあり、2番目のケースでは、ソースのエラーが5\,\%を超えることがあります。同じ速度でGW150914の距離。

揺れる宇宙ひものスケーリング解 II.時変粗視化スケール ソ​​リューション

Title Scaling_solutions_of_wiggly_cosmic_strings:_II._Time-varying_coarse-graining_scale_solutions
Authors A._Almeida,_C._J._A._P._Martins
URL https://arxiv.org/abs/2210.09801
私たちは、許容される漸近的スケーリング解の研究を通じて、宇宙ストリングの速度依存1スケールモデルの波打つような一般化の調査を続けます。以前の論文[Almeida$\&$Martins,Phys.Rev.D104(2021)043524]弦のウィグルの時変粗視化スケールのより包括的なケースを検討することによって。したがって、ネットワークの進化のモデリングは、ハッブル展開、エネルギー伝達メカニズム(ループやウィグルの生成など)、およびウィグルが粗視化されるスケールの選択という3つの主要なメカニズムに依存しています。ネットワークの全体的な動作に対するそれぞれの役割を分析し、許可されたスケーリングソリューションを分析します。ミンコフスキー空間では、拡張なしの数値シミュレーションで以前に観察された線形スケーリングは、平均化スケールの変更では不可能であることがわかりました。膨張する宇宙については、3つの広範なクラスのスケーリングソリューション(小刻みな動きが消える、スケーリングに到達する、または成長する)がまだ存在するが、粗視化スケールの時間発展によって異なる影響を受けることがわかります。南部後藤型の解(ウィグルなし)は影響を受けず、ウィグリネスが大きくなる解は自明に一般化されますが、ウィグリネスがスケーリングに達する解の場合、解が存在する拡張率は、固定された粗視化スケールの解に対して減少します。最後に、時変粗視化スケールを含めることで、原則として、数学的には有効ですが物理的ではない追加のスケーリングソリューションが可能になることも示します。全体として、波状の速度依存1スケールモデルの許容されるスケーリングソリューションのランドスケープのマッピングは、モデルの詳細なテストへの道を開きます。これは、今後の高解像度場の理論と南部後藤シミュレーションによって行われます。

宇宙モデルに対する曲率の影響を明らかにする

Title Revealing_the_effects_of_curvature_on_the_cosmological_models
Authors Weiqiang_Yang,_William_Giar\`e,_Supriya_Pan,_Eleonora_Di_Valentino,_Alessandro_Melchiorri,_Joseph_Silk
URL https://arxiv.org/abs/2210.09865
この論文では、自由に変化するニュートリノセクターとダークエネルギー(DE)のさまざまなパラメーター化を含む拡張宇宙論に曲率を追加することの効果を検討します。プランク2018宇宙マイクロ波背景温度と分極データ、バリオン音響振動とパンテオンタイプIa超新星データを利用します。私たちの主な結果は、現在の天文データに照らして、非平坦な宇宙を破棄できないということです。これは、この研究で調査されたほとんどのDE宇宙論で閉じた宇宙の兆候が見られるためです。一方、ユニバースをフラットにすることを強制すると、DEコンポーネントの状態方程式とその動的性質の制約が大幅に偏る可能性があります。

Advanced LIGO-Virgo の最初の 3 回の観測実行による偏光等方性確率的重力波背景の上限

Title Upper_limits_on_the_Polarized_Isotropic_Stochastic_Gravitational-Wave_Background_from_Advanced_LIGO-Virgo's_First_Three_Observing_Runs
Authors Yang_Jiang,_and_Qing-Guo_Huang
URL https://arxiv.org/abs/2210.09952
パリティ違反は、円偏光の確率的重力波背景(SGWB)につながる左手系と右手系の重力波モードの振幅間に非対称性を生成すると予想されます。LIGO-Virgoネットワークには3つの独立したベースラインがあるため、ストークスのパラメーターによって特徴付けられる歪みパワーの振幅差に注目し、最尤推定を行ってSGWBの分極度を制約します。私たちの結果は、データに円偏波SGWBの証拠がないことを示しています。さらに、SGWBをべき乗スペクトルとしてモデル化することにより、正規化されたエネルギー密度に上限を設定します$\Omega_\text{gw}(25\,\text{Hz})<5.3\times10^{-9}$偏光度とスペクトル指数を周辺化した後の$95\%$信頼水準。

EAGLE のようなシミュレーション モデルでは、銀河のグループやクラスターにおけるエントロピー コアの問題は解決されません。

Title EAGLE-like_simulation_models_do_not_solve_the_entropy_core_problem_in_groups_and_clusters_of_galaxies
Authors Edoardo_Altamura,_Scott_T._Kay,_Richard_G._Bower,_Matthieu_Schaller,_Yannick_M._Bah\'e,_Joop_Schaye,_Josh_Borrow_and_Imogen_Towler
URL https://arxiv.org/abs/2210.09978
さまざまなコードで実行された最近の高解像度宇宙流体力学シミュレーションは、低赤方偏移でクラスター内媒体の大量のエントロピーを体系的に予測し、フラットなエントロピープロファイルと抑制されたクールコア人口をもたらします。この予測は、グループとクラスターのX線観測と矛盾しています。EAGLE銀河形成モデルの新しい実装を使用して、質量$M_のグループの一連のズームイン宇宙論シミュレーションに適用されるサブグリッドモデルの変化に対する中心エントロピーとプロファイルの形状の感度を調査します。{500}=8.8\times10^{12}~{\rmM}_\odot$と質量$2.9\times10^{14}~{\rmM}_\odot$のクラスター。フィールド銀河の星の質量関数に一致するように調整された参照モデルを使用して、シミュレートされたグループとクラスターが、コアにエントロピーが高すぎる高温ガスを含むことを確認します。人工伝導、金属冷却、またはAGNフィードバックなしで実行される追加のシミュレーションは、より低いエントロピーレベルを生成しますが、観察されたプロファイルを再現することはできません。逆に、超新星フィードバックなしで実行された2つの天体は、過度の冷却と星形成に起因する大幅なエントロピー増加を示しています。AGNの加熱温度を変更しても、プロファイルの形状には大きな影響はありませんが、全体的な正規化だけに影響します。最後に、実行を4つのAGN加熱スキームと比較し、より高く、より均一なエントロピー分布を生成するバイポーラAGN加熱を除いて、同様のプロファイルを得ました。私たちの研究では、シミュレーションにおけるエントロピーコアの問題、特にべき乗則クールコアプロファイルの欠如が、不適切な物理的仮定、物理プロセスの欠落、または不十分な数値分解能から生じるかどうかという問題が未解決のままです。

新しいミレニアムにおける地上ベースおよび宇宙ベースの調査による彗星科学

Title Comet_Science_With_Ground_Based_and_Space_Based_Surveys_in_the_New_Millennium
Authors J._M._Bauer,_Y._R._Fern\'andez,_S._Protopapa,_L._M._Woodney
URL https://arxiv.org/abs/2210.09400
調査によって提供される彗星科学を要約します。これには、彗星の検出が有利な利点であるが、調査の当初の意図の一部ではない調査や、彗星科学が目標である特定の調査が含まれます。調査の多くは、天体物理学および太陽物理学の資産を使用して行われます。私たちの範囲内の調査には、地上ベースの望遠鏡施設だけでなく宇宙ベースの望遠鏡施設を使用したものも含まれます。現在または最近の調査と、CometsIIの発行以降にもたらされた科学に重点が置かれますが、以前の調査(IRAS、COBE、NEATなど)によって行われた主要な進歩についても言及されます。調査による彗星の発見数がそれに比例して多くなったことで、研究用の彗星集団と亜集団のより大きなサンプルが得られ、より明確な進化傾向がもたらされました。一連の驚くべき発見を提供している一方で、ほとんどの調査データは大ざっぱにしか調査されていません。彗星の性質を集団全体で把握できる科学的目標に取り組むためには、多数の彗星の地上および宇宙ベースの調査に資金を提供し続けることが不可欠であることは明らかです。

二次R\'enyiエントロピーによる惑星系の安定性解析

Title Stability_analysis_of_planetary_systems_via_second-order_R\'enyi_entropy
Authors Tam\'as_Kov\'acs,_M\'at\'e_Pszota,_Emese_K\H{o}v\'ari,_Emese_Forg\'acs-Dajka,_Zsolt_S\'andor
URL https://arxiv.org/abs/2210.09417
最近の惑星研究において、長期的な動的進化は重要なポイントです。観測データの量は増え続けており、その精度により正確な惑星軌道を得ることができますが、標準的な安定性解析には、N体シミュレーションと位相空間軌道の調査が必要です。スカラー測定から得られた一般化されたR\'enyiエントロピーに基づいて、惑星運動の安定性を解析する方法を提案します。重力三体問題における中心体の動径速度データは、位相空間再構成手順の基礎として使用されます。次に、ポアンカレの再帰定理は、R\'enyiエントロピーを取得するために、再構成された位相空間で自然な分割を見つけることに貢献します。エントロピーベースの安定性分析は、他のカオス検出方法とよく一致しており、数万の軌道周期積分時間しか必要としないことがわかりました。

アティラ小惑星の軌道進化

Title The_orbital_evolution_of_Atira_asteroids
Authors Hsuan-Ting_Lai,_Wing-Huen_Ip
URL https://arxiv.org/abs/2210.09652
近日点距離$q$$<$1.3AUの小惑星は地球近傍天体(NEO)として分類され、さまざまなサブグループに分類されます:バティラ級、アティラ級、アテン級、アポロ級、アモール-クラス。2020$AV_2$、最初のバティラ(完全に金星の軌道内を周回)は、2020年1月4日にZwickyTransientFacility(ZTF)のTwilightプロジェクトによって発見されました。2020$AV_2$の短期的な軌道進化が実行され、公開されています(e.g.delaFuenteMarcos&delaFuenteMarcos2020;Greenstreet2020)。この現在の作業では、\textit{Mercury6}N体コードを使用して、ヤルコフスキー効果の下で、既知の近地球オブジェクトと既知のアティラスの長期的な軌道進化の評価を実行しました。惑星の重力摂動だけでなく、非重力のヤルコフスキー効果も考慮しました。私たちの計算は、NEOには一般に2つの動的集団があり、1つは短命で、もう1つは長命であることを示しています。我々の計算によると、アティラ級の小惑星からバティラ級の小惑星への最初の移行の確率は、$\sim$13.1$\pm$0.400、$\sim$13.05$\pm$0.005、および$\sim$13.25$\です。pm$0.450$\%$ヤルコフスキー力の異なる値(つまり、0、90、および180度の傾斜)に対してそれぞれ。これは、この小惑星集団の長期的な進化において、放射力が何らかの役割を果たしている可能性があることを示唆しています。最後に、私たちの統計的研究は、8.14$\pm$0.133のAtiraクラスの小惑星と、1.05$\pm$0.075のS型分類のVatiraクラスの小惑星があるはずであることを示唆しています。

ESPRESSO によって明らかにされた LTT 1445A の周りの惑星系: トリプル M 矮星系の複数の惑星

Title Planetary_system_around_LTT_1445A_unveiled_by_ESPRESSO:_Multiple_planets_in_a_triple_M-dwarf_system
Authors B._Lavie,_F._Bouchy,_C._Lovis,_M._Zapatero_Osorio,_A._Deline,_S._Barros,_P._Figueira,_A._Sozzetti,_J._I._Gonzalez_Hernandez,_J._Lillo-Box,_J._Rodrigues,_A._Mehner,_M._Damasso,_V._Adibekyan,_Y._Alibert,_C._Allende_Prieto,_S._Cristiani,_V._DOdorico,_P._Di_Marcantonio,_D._Ehrenreich,_R._Genova_Santos,_G._Lo_Curto,_C.J.A.P._Martins,_G._Micela,_P._Molaro,_N._Nunes,_E._Palle,_F._Pepe,_E._Poretti,_R._Rebolo,_N._Santos,_S._Sousa,_A._Suarez_Mascareno,_H._Tabrenero,_S._Udry
URL https://arxiv.org/abs/2210.09713
M型星LTT1445A(TOI-455)のESPRESSOで得られた視線速度追跡を提示します。TESSによって、軌道周期が約5.4日のトランジット惑星bが検出されました。2つ目のトランジット惑星(LTT1445Ac)と3つ目の非トランジット候補惑星(LTT1445Ad)の発見を報告します。軌道周期はそれぞれ3.12日と24.30日です。主星は、6.9pcの距離にあるトリプルM矮星系の主成分です。84個のESPRESSO高解像度スペクトルを使用して、惑星bとcの正確な質量2.3$\pm$0.3$\mathrm{M}_\oplus$と1.0$\pm$0.2$\mathrm{M}_\oplus$を決定しました。惑星dの最小質量は2.7$\pm$0.7$\mathrm{M}_\oplus$。TESS観測から導き出された1.43$\pm0.09$$\mathrm{R}_\oplus$の半径に基づくと、LTT1445Abは地球より密度が低く、したがってかなりの大気を保持している可能性があります。ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡の主なターゲット。ネストされたサンプリングアルゴリズムと一連のモデルを使用したベイジアン推論アプローチを使用して、システムの取得された物理値の堅牢性をテストしました。惑星cのトランジットがかすんでいる可能性は85$\%$あり、その結果、取得された半径は1.60$^{+0.67}_{-0.34}$$\mathrm{R}_\で大きな不確実性を伴います。プラス$。LTT1445Adは、主星のハビタブルゾーンの内側の境界を周回しており、ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡の主要なターゲットになる可能性があります。

自己無撞着な斑状雲をもつ地球型惑星の放射対流モデル

Title A_Radiative-Convective_Model_for_Terrestrial_Planets_with_Self-Consistent_Patchy_Clouds
Authors James_D._Windsor,_Tyler_D._Robinson,_Ravi_kumar_Kopparapu,_David_E._Trilling,_Joe_LLama,_Amber_Young
URL https://arxiv.org/abs/2210.10004
雲はどこにでもあります\,--\,それらは、大気を持つすべての太陽系惑星で発生し、系外惑星の観測でスペクトルの特徴を覆い隠すための主要なメカニズムとしても示唆されています.系外惑星の観測が改善し続けるにつれて、これらの世界で発生する可能性のある曇った大気環境を適切に処理する、効率的で一般的な惑星気候モデルが必要です。凝縮および沈降プロセスのパラメータ化された微物理的処理を通じて、斑状の雲を首尾一貫して処理する新しい1D放射対流地球惑星気候モデルを生成します。私たちのモデルは、過度にパラメータ化することなく地球の大気放射環境を再現するのに十分一般的であると同時に、広範囲の大気組成と物理的な惑星特性に適用できる単純な実装も維持しています。まず、この新しい1D斑状雲放射対流気候モデルを、地球の熱構造データや既存の気候および放射伝達ツールと比較することで検証します。深い対流圏対流を代表する雲構造を持ち、岩石惑星大気内の雲の適切な1D表現である、部分的に曇った地球のような気候を生成します。地球に対して検証した後、部分的に雲がかかった気候モデルを使用して、非生物的であると想定される二次的な窒素優勢の大気を持つスーパーアース系外惑星の潜在的な気候を調査します。また、部分的に曇った気候モデルを完全な物理学の線ごとの放射伝達モデルに結合し、シミュレートされた気候の高解像度スペクトルを生成します。これらの一貫した気候からスペクトルへのモデルは、気候モデリングの取り組みと岩石世界の観測研究との間のギャップを埋めます。

1.1-1.7 $\mu$m における亜地球惑星 L98-59~b の透過スペクトル

Title A_transmission_spectrum_of_the_sub-Earth_planet_L98-59~b_in_1.1-1.7_$\mu$m
Authors Mario_Damiano,_Renyu_Hu,_Thomas_Barclay,_Sebastian_Zieba,_Laura_Kreidberg,_Jonathan_Brande,_Knicole_D._Colon,_Giovanni_Covone,_Ian_Crossfield,_Shawn_D._Domagal-Goldman,_Thomas_J._Fauchez,_Stefano_Fiscale,_Francesco_Gallo,_Emily_Gilbert,_Christina_L._Hedges,_Edwin_S._Kite,_Ravi_K._Kopparapu,_Veselin_B._Kostov,_Caroline_Morley,_Susan_E._Mullally,_Daria_Pidhorodetska,_Joshua_E._Schlieder,_Elisa_V._Quintana
URL https://arxiv.org/abs/2210.10008
TESSによって発見される惑星の数が増えるにつれて、小さな太陽系外惑星の大気特性評価が加速しています。L98-59は多惑星系を持つM型矮星で、これまでに4つの小さな惑星が確認されています。最も内側の惑星bは、地球よりも$\sim15\%$小さく、$\sim60\%$軽いため、主に岩石の組成を持つはずです。ハッブル宇宙望遠鏡は、L98-59bの5つの主要なトランジットを$1.1-1.7\\μmで観測しました。ここでは、データ分析とその結果の惑星の透過スペクトルを報告します。5つのトランジットのそれぞれについてトランジットの深さを測定し、それらを組み合わせることで、18の分光測光チャネルのそれぞれについて$\sim20$ppmの全体的な精度で透過スペクトルを取得します。このレベルの精度では、透過スペクトルは有意な変調を示さないため、大気のない惑星、または大気と高高度の雲またはもやを持つ惑星と一致します。H$_2$OまたはCH$_4$を伴うエアロゾルのないH$_2$優勢の大気を含むシナリオは、データと矛盾しています。透過スペクトルもまた、雲のないH$_2$O優勢の大気を否定しているが、除外はしていない。スペクトル検索プロセスは、HCNと雲またはもやを伴うH$_2$優勢の大気が好ましい解決策である可能性があることを示唆していますが、この兆候は決定的なものではありません。将来のジェイムズ・ウェッブ宇宙望遠鏡の観測によって、残りの実行可能なシナリオの中で惑星の性質が明らかになるかもしれません。

z $\sim$ 5 銀河の赤外線特性の新しい見方

Title A_new_look_at_the_infrared_properties_of_z_$\sim$_5_galaxies
Authors L._Sommovigo,_A._Ferrara,_S._Carniani,_A._Pallottini,_P._Dayal,_E._Pizzati,_M._Ginolfi,_V._Markov,_A._Faisst
URL https://arxiv.org/abs/2210.09312
最近のALMAの大規模な調査では、$z>4$の星形成銀河に大量のダスト連続体放出が存在することが明らかになりました。残念ながら、このような大規模なプログラム、つまりALPINE($z\sim5$)やREBELS($z\sim7$)は、個々のターゲットに対して1つの遠赤外線(FIR)連続体データポイントしか提供しません。したがって、高$z$銀河のFIRスペクトルエネルギー密度(SED)はほとんど制約を受けないままであり、SEDフィッティング手順におけるダスト温度($T_{\rmd}$)の仮定に左右されます。これにより、推定された塵の質量($M_{\rmd}$)、赤外線光度($L_{\rmIR}$)、および$z>4$での不明瞭な星形成率(SFR)の割合に不確実性が導入されます。この作業では、$158\\mathrm{\mum}$連続体情報を上にある[CII]輝線と組み合わせることにより、単一バンド測定で$T_{\rmd}$を制約できる方法を使用します。$21$[CII]とFIR連続体で検出されたALPINEの$z\sim5$銀河を分析し、$T_{\rmd}=25-60\\mathrm{K}$と$M_{\rmの範囲を見つけました。d}=0.6-25.1\\\times10^{7}\\mathrm{M_{\odot}}$.ALPINE銀河の測定された星の質量を考えると、推測されるダストの生成量はおよそ$M_{\rmd}/M_{\star}=(0.2-8)\times10^{-3}$であり、理論上のダスト生成と一致しています。制約。$21$のALPINE銀河のうち$8$に$L_{\rmIR}\geq10^{12}\\mathrm{L_{\odot}}$があり、超高輝度IR銀河(ULIRG)に匹敵します。紫外線から光学的SEDへのフィッティングに依存して、SFRは、これらの$8$ULIRGのような銀河の$4$で最大$2$の大きさで過小評価されました。これらの$4$の特異な光源は、「空間的に分離された」FIRおよび紫外放射領域を持つ2相の星間媒体構造によって特徴付けられるべきであると結論付けています。

混成形態電波源のホスト銀河

Title The_Host_Galaxies_of_Hybrid_Morphology_Radio_Sources
Authors Andra_Stroe,_Victoria_Catlett,_Jeremy_J._Harwood,_Tessa_Vernstrom,_Beatriz_Mingo
URL https://arxiv.org/abs/2210.09315
電波形態の違いに基づいて、強力な電波銀河はファナロフ-ライリーI(FR-I)クラスとII(FR-II)クラスに分けることができます。ハイブリッド形態ラジオソース(HyMoRS)には、いずれかの側の各タイプのジェットと一致する形態が含まれています。片側のホットスポットで終端する強力で高度に相対論的なFR-IIのようなジェットと、反対側のFRIのようなプルームです。HyMoRSは、二分法を生み出す条件を研究するユニークな機会を提供します。ホスト銀河の特性を使用して、方向がHyMoRSの形態を説明できるかどうかについて、最初の多波長調査を行います。光学分光法と中赤外測光法により、発光特性を分析し、中間赤方偏移(0.4<z<1.5)にある5つのHyMoRSホスト銀河の幅広い特性を評価します。私たちのサンプルのHyMoRSホスト銀河は、FR-IIソースの典型的なホスト銀河と一致する特性を持っています.片面はFR-Iジェットに似ています。したがって、我々の結果は、HyMoRSが主に環境と向きによって引き起こされるという仮説を支持しています。

恒星のフィードバック制御ブラックホールの成長:核スケールからハロースケールへの駆動要因

Title Stellar_feedback-regulated_black_hole_growth:_driving_factors_from_nuclear_to_halo_scales
Authors Lindsey_Byrne,_Claude-Andr\'e_Faucher-Gigu\`ere,_Jonathan_Stern,_Daniel_Angl\'es-Alc\'azar,_Sarah_Wellons,_Alexander_B._Gurvich,_Philip_F._Hopkins
URL https://arxiv.org/abs/2210.09320
銀河形成に関する最近のいくつかのシミュレーションでは、超大質量ブラックホール(BH)降着の2つの主要な段階が予測されています。初期の非常に断続的な段階(この間、BHは局所的なスケーリング関係に比べて質量が小さい)と、それに続く成長の加速段階です。矮小銀河から明るいクエーサーをホストするのに十分な質量を持つ銀河に至るまで、FIREプロジェクトからの宇宙論的ズームインシミュレーションでBH降着の遷移を駆動する物理的要因を調査します。シミュレーションは、マルチチャネル恒星フィードバックをモデル化しますが、AGNフィードバックは無視します。ハロー質量、銀河恒星質量、中心重力ポテンシャルの深さなどの複数の物理的特性が、加速されたBH燃料供給と相関することを示します。これらの特性の一定のしきい値は、通常、加速されたBH燃料供給の約0.1ハッブル時間以内に交差します。ブラックホールの質量は、内側1kpcの星の表面密度がしきい値Sigma1~10^9.5Msun/kpc^2を超えると急激に増加します。この値を超えると、重力によって星からのフィードバックがガスの放出を妨げる特性値であり、それを超えると銀河が放出する値に似ています。クエンチすることが観察されます。さらに、加速されたBHの成長は、長寿命の薄いガス円盤の出現、および銀河系の内側の媒体のウイルス化と相関することを示しています。BHの成長が加速するハロー質量Mh~10^12Msunと恒星質量Mstar~10^10.5Msunは~L*銀河に対応します。この質量スケールを超えると、星のフィードバックが核からガスを放出する際に非効率になるという事実は、AGNフィードバックが~L*より上の銀河で最も重要であると思われる理由を説明する上で重要な役割を果たしている可能性があります。

ALMACAL IX: 塵の多い星形成銀河と宇宙赤外背景放射の解像部分に対するマルチバンド ALMA サーベイ

Title ALMACAL_IX:_multi-band_ALMA_survey_for_dusty_star-forming_galaxies_and_the_resolved_fractions_of_the_cosmic_infrared_background
Authors Jianhang_Chen,_R._J._Ivison,_Martin_A._Zwaan,_Ian_Smail,_Anne_Klitsch,_C\'eline_P\'eroux,_Gerg\"o_Popping,_Andrew_D._Biggs,_Roland_Szakacs,_Aleksandra_Hamanowicz_and_Claudia_Lagos
URL https://arxiv.org/abs/2210.09329
ほこりの多い遠い宇宙の完全なインベントリを提供するには、サブミリ/ミリメートル(submm/mm)波長での広く深いブラインド連続体調査が必要です。しかし、サブアーク秒の角度分解能で必要な深さまでそのような調査を行うことは、最先端のサブミリ/ミリ望遠鏡であっても、非常に時間がかかります。ここでは、ALMACALプロジェクトの最新の結果を報告します。ALMACALプロジェクトは、アタカマ大型ミリ/サブミリアレイ(ALMA)からの「無料」キャリブレーションデータを利用して、ALMAキャリブレータに向かう方向と向こう側の視線をマッピングします。ALMACALは現在、アタカマ砂漠からアクセス可能な空全体に分布する約0.3度2の全空の範囲で1,001の校正器をカバーしており、1,000時間以上の統合を蓄積しています。各フィールドへの複数回の訪問を組み合わせることによって到達した深さにより、ALMACALは、放出メカニズムを制限するために複数の周波数で検出して、かすかな、ほこりの多い、星形成銀河(DSFG)を検索できるようになります。最新のALMACALデータベースに基づいて、フラックス密度がS870um~0.2mJyまで低下した186個のDSFGの検出を報告します。これは、既存のALMAの大規模サーベイに匹敵しますが、宇宙変動の影響を受けにくいものです。ALMAバンド3、4、5、6、および7の870umから3mmまでの5つの波長での数のカウントを報告し、銀河の形成と進化のモデルのベンチマークを提供します。観測された数のカウントと最適な関数を統合することにより、宇宙赤外線背景(CIB)の分解された割合とCIBスペクトル形状も提示します。既存の調査を組み合わせることで、ALMAは現在CIBの約半分をsubmm/mm領域で解決しています。

NGC 4156 の光学的にとらえどころのない変化する外観の活動核

Title The_optically_elusive,_changing-look_active_nucleus_in_NGC_4156
Authors Giulia_Tozzi,_Elisabeta_Lusso,_Lapo_Casetti,_Marco_Romoli,_Gloria_Andreuzzi,_Isabel_Montoya_A.,_Emanuele_Nardini,_Giovanni_Cresci,_Riccardo_Middei,_Silvia_Bertolini,_Paolo_Calabretto,_Vieri_Cammelli,_Francisco_Cuadra,_Marco_Dalla_Ragione,_Cosimo_Marconcini,_Adriano_Miceli,_Irene_Mini,_Martina_Palazzini,_Giorgio_Rotellini,_Andrea_Saccardi,_Lavinia_Sam\`a,_Mattia_Sangalli,_Lorenzo_Serafini,_Fabio_Spaccino
URL https://arxiv.org/abs/2210.09341
学生の観測プログラム中に、2019年に国立天文台ガリレオ(TNG)で取得されたデータのおかげで偶然発見された、銀河NGC4156内の活動銀河核(AGN)の変化する外観の性質について報告します。以前の光学スペクトルは、ブロードライン放射の特徴を示したことがなく、AGNの証拠は、この銀河をセイファートとして明確に示すことができない光学的ナローラインフラックス比であるX線観測からのみ得られました。私たちの2019TNGデータは、H$\alpha$とH$\beta$プロファイルの両方で、連続体の上昇とともに、ブロードラインコンポーネントの出現を予想外に明らかにしました。その後、2022年のフォローアップ観測によってブロードライン放出が確認されましたが、上昇する連続体はもはや検出されていません。(ほぼ)タイプ2。ブロードラインコンポーネントの存在により、このソースでブラックホール質量(log(MBH/Msun)$\sim$8.1)の最初の単一エポック推定値を取得することもできました。観測されたスペクトル変動は、NGC4156の降着活動の変化の結果である可能性がありますが、変動吸収を完全に排除することはできません。

HALOGAS: 近くの渦巻銀河の中性ガス貯留層と降着速度に対する強い制約

Title HALOGAS:_Strong_Constraints_on_the_Neutral_Gas_Reservoir_and_Accretion_Rate_in_Nearby_Spiral_Galaxies
Authors P._Kamphuis,_E._J\"utte,_G._H._Heald,_N._Herrera_Ruiz,_G._I._G._J\'ozsa,_W._J._G._de_Blok,_P._Serra,_A._Marasco,_R.-J._Dettmar,_N._M._Pingel,_T._Oosterloo,_R._J._Rand,_R._A._M._Walterbos,_J._M._van_der_Hulst
URL https://arxiv.org/abs/2210.09383
局所宇宙の銀河は、観測された星形成率を維持するために、ガス貯留層の継続的な補充を必要とすると考えられています。宇宙論的シミュレーションは、このような降着が動的な高温モードと低温モードの両方で発生する可能性があると予測しています。しかし、これまで観測された星形成の歴史と一致するために必要な降着の観測証拠は不足しています。この論文は、局所宇宙の銀河がHIの重要な貯留層を持っているかどうか、およびそのような貯留層から導き出される降着率はどうなるかを判断しようとしています。近くにある22の銀河の近くで、孤立したHI雲または明確なストリームを体系的かつ自動化された方法で検索します。HALOGAS観測は、これまでで最も感度が高く詳細なHI調査の1つです。これらの観測は通常、20km/sの幅で10^19cm^-2の柱密度感度に達します。観測された光学的対応物なしで、14の安全なHIクラウド候補を見つけます。これらの雲の候補は、天の川とM31の周りで検出された最も巨大な雲に類似しているようです。ただし、平均すると、その数は大幅に減少しているように見えます。局所宇宙におけるHI降着の上限を制限します。現在観測されている平均HI質量は0.05Msun/yrの速度に達し、厳密な上限は0.22Msun/yrであり、以前の見積もりが確認されました。これは、このサンプルの平均的な星形成率よりもはるかに低いです。いくつかの銀河のGBT検出限界に基づく私たちの最良の見積もりは、さらに0.04Msun/yrが検出されていない雲や流れから降着する可能性があることを示唆しています。これらの結果は、近くの銀河では、現在星が形成されているのと同じ速度でHIが降着していないことを示しています。私たちの研究は、他の形態のガス降着が働いていることを排除することはできません.ただし、これらの観測では、近くのほとんどの渦巻銀河の周りに拡張された中性ガス貯留層も明らかにされていません。

紫外線照射原始銀河における ${\rm H_2}$ の HI 遮蔽: 光解離速度の抑制

Title HI-shielding_of_${\rm_H_2}$_in_UV-irradiated_protogalaxies:_suppression_of_the_photodissociation_rate
Authors Meredith_Neyer_and_Jemma_Wolcott-Green
URL https://arxiv.org/abs/2210.09532
ソフトUV放射にさらされた原始銀河ハローにおける${\rmH_2}$光解離に対する中性水素吸収の影響を研究します。$10^{22}$${\rmcm^{-2}}$、しかし、この効果は原始銀河ハローの研究にはこれまで含まれていませんでした。高解像度の3次元流体力学シミュレーションを使用して、赤方偏移$z\sim10-20$で崩壊する3つの金属を含まない原子冷却ハローにおけるこの「HIシールド」を調査します。CLOUDYモデリングを使用して、非基底状態${\rmH_2}$回転振動個体群のシールドのためのより優れたモデルであるHIシールドの以前のフィッティング式を更新し、シミュレーションに新しいフィッティングを実装します。HIシールドを含めると、これらのハローでの${\rmH_2}$冷却を抑制するための「臨界フラックス」が$\sim60-100$パーセント増加することがわかりました。より大きな臨界流束は、特に、「直接崩壊」が$z\sim15で大規模な($\sim10^5$${\rmM_\odot}$)ブラックホールをシードする可能性のある候補ハローの予測数に影響を与えます。$.

$M_{\rm bh}$-$M_{\rm *,sph}$ および $M_{\rm bh}$-$R_{\rm e,sph}$

ダイアグラムで茶葉を読む: 乾燥および気体残留角運動量との合体

Title Reading_the_tea_leaves_in_the_$M_{\rm_bh}$-$M_{\rm_*,sph}$_and_$M_{\rm_bh}$-$R_{\rm_e,sph}$_diagrams:_dry_and_gaseous_mergers_with_remnant_angular_momentum
Authors Alister_W._Graham,_Nandini_Sahu
URL https://arxiv.org/abs/2210.09557
私たちは最近、バルジ銀河と楕円銀河が$M_{\rmbh}$-$M_{\rm*,sph}$ダイアグラムで明確な超線形関係を広く定義していることを明らかにしました。\rmbh}/M_{\rm*,sph}$主要な(ディスクを破壊し、楕円を構築する)乾式合体による楕円銀河の比率。これに基づいて、ここではより微妙なイメージを提示します。正味の軌道角運動量がキャンセルされない銀河の合体は、回転する円盤を持つシステムにつながる可能性があります。この状況は、NGC5128などの1つまたは2つの渦巻銀河が関与する湿式(ガスの多い)合体、またはNGC5813などの1つまたは2つのレンズ状銀河が関与する乾式(ガスの少ない)衝突のいずれかで発生する可能性があります。始原銀河と合体残骸の$M_{\rmbh}$-$M_{\rm*,sph}$と$M_{\rmbh}$-$R_{\rme,sph}のシフトを決定する$図。これが(以前に除外された合体残骸)楕円系列の下部にあるS\'ersicS0銀河と、バルジ系列の上部にあるコア-S\'ersicS0銀河をどのように説明するかを示します。また、2つの楕円(ES)銀河タイプを紹介し、$M_{\rmbh}$-$M_{\rm*,sph}$ダイアグラムで最も明るいクラスター銀河と剥ぎ取られた「コンパクト楕円」銀河の位置を調べ、合併によって構築された新しい$M_{\rmbh}$-$M_{\rm*,sph}$関係は、ナノヘルツ重力波の研究に役立つ可能性があります。この作業は、パッチを当てた$M_{\rmbh}$-$M_{\rm*,sph}$`赤いシーケンス'に比べて、以前は外れ値と考えられていた多くのシステムを効果的に折り畳みます。選択されたバルジと楕円銀河とともに。

アルマ望遠鏡が明らかにした、ほぼ真横にある銀河 NGC 4302 の体積星形成法則

Title The_Volumetric_Star_Formation_Law_in_the_Almost_Edge-on_Galaxy_NGC_4302_Revealed_by_ALMA
Authors Kijeong_Yim,_Tony_Wong,_and_Richard_J._Rand
URL https://arxiv.org/abs/2210.09620
ALMA(CO)とVLA(HI)を使用してほぼ真横(i$\sim$90度)の銀河NGC4302を観測し、体積星形成則(SFL)を調査するためにガス円盤の厚さを測定します。最近の星形成率(SFR)は、IR24ミクロンとH$\alpha$放射の線形結合に基づいて推定されます。COとHIの測定されたスケールの高さは、半径とともに大幅に増加します。垂直方向に積分された表面密度と共にスケールの高さを使用して、ガスの中間面の体積密度($\rho_{\rmHI}$、$\rho_{\rmH_2}$、および$\rho_{\rmgas}$=$\rho_{\rmHI}$+$\rho_{\rmH_2}$)とSFR($\rho_{\rmSFR}$)を比較し、体積SFL($\rho_{\rmSFR}\propto\rho_{\rmgas}^n$)と垂直統合されたSFL($\Sigma_{\rmSFR}\propto\Sigma_{\rmgas}^N$)。体積密度と表面密度の両方で、SFRと気体(HI、H$_2$、および全気体)の間には、べき乗則の密接な相関関係が見られます。体積SFLの全ガスとHIのべき乗指数は、垂直方向に統合されたSFLの指数よりも著しく小さく、両方のケースのH$_2$指数は互いに類似しています。星形成効率(SFE)に関しては、分子と全ガスのSFEはほぼ一定であるのに対し、原子のSFEはどちらの場合も半径とともに明らかに減少していることがわかります。

VVVサーベイデータに基づく銀河面のダスト絶滅マップ

Title Dust_extinction_map_of_the_Galactic_plane_based_on_the_VVV_survey_data
Authors Miaomiao_Zhang_and_Jouni_Kainulainen
URL https://arxiv.org/abs/2210.09621
ダスト消滅は、天の川銀河のガス分布の最も信頼できるトレーサーの1つです。ViaLactea(VVV)サーベイの近赤外線(NIR)VistaVariablesは、銀河面の広い領域にわたる星の測光に基づく絶滅マッピングを可能にします。VVVフォトメトリックカタログ、StarHorseカタログからの恒星パラメーターデータ、および以前に公開されたXpercentileおよびPNICER絶滅マッピング手法を組み合わせることにより、新しい絶滅マッピングアプローチXPNICERを考案しました。このアプローチをVVV調査地域に適用すると、経度295~350度、緯度-2~2度の銀河円盤と、緯度-10~5度の銀河バルジをカバーする絶滅マップが得られます。このマップは30秒角の空間解像度を持ち、通常は約10~20等の視覚的絶滅、最大でAv~30等までの絶滅を追跡します。私たちのマップを以前のダストベースのマップと比較し、特に銀河の拡散ダスト成分と中程度に絶滅した巨大分子雲領域の両方を回復する能力において、それが高忠実度の絶滅ベースのマップを提供すると結論付けています。このマップは、銀河のダスト分布に関する独立した絶滅ベースのデータとして特に有用であり、個々の分子雲から銀河の恒星集団の研究まで、幅広い研究に適用できます。

シミュレートされた円盤銀河におけるガス乱流の物理的要因

Title The_physical_drivers_of_gas_turbulence_in_simulated_disc_galaxies
Authors Esteban_Jim\'enez,_Claudia_del_P._Lagos,_Aaron_D._Ludlow_and_Emily_Wisnioski
URL https://arxiv.org/abs/2210.09673
EAGLE宇宙論的シミュレーションを使用して、中心円盤銀河における低温ガスの垂直速度分散$\sigma_{z}$の進化と、星フィードバック、重力不安定性、宇宙論的ガス降着、および銀河合体との関係を研究します。フィードバックの影響を分離するために、両方を含む実行に加えて、恒星および(または)AGNフィードバックをオフにする実行を分析します。$\sigma_z$の進化と、EAGLEにおける星の質量と星形成率への依存性は、観測とよく一致しています。同様のビリアル質量$\rmM_{200}$のハローによってホストされている銀河は、フィードバックが存在しない実行でも同様の$\sigma_z$値を持っています。円盤における局所不安定性の蔓延は、低赤方偏移では$\sigma_z$と無相関であり、高赤方偏移および大規模なハローにホストされた銀河では弱くしか相関しません。$\sigma_z$は、円盤への特定のガス降着率、および流入するガスと円盤の回転軸の間のずれの程度と最も強く相関します。これらの相関関係は、赤方偏移$z\lesssim1$およびハロー質量$\rmM_{200}\lesssim10^{11.5}M_{\odot}$.銀河の合併は$\sigma_z$を増加させますが、その希少性のため、その進化においては小さな役割しか果たしません。私たちの結果は、EAGLEディスク内の冷たいガスの乱流が、ハロー質量と赤方偏移に依存する相対的な重要性を持つさまざまな物理プロセスの複雑な相互作用に起因することを示唆しています。

中性ガス起源の詳細な調査 (DINGO): 初期の科学データを使用した HI スタッキング実験

Title Deep_Investigation_of_Neutral_Gas_Origins_(DINGO):_HI_stacking_experiments_with_early_science_data
Authors Jonghwan_Rhee,_Martin_Meyer,_Attila_Popping,_Sabine_Bellstedt,_Simon_P._Driver,_Aaron_S._G._Robotham,_Matthew_Whiting,_Ivan_K._Baldry,_Sarah_Brough,_Michael_J._I._Brown,_John_D._Bunton,_Richard_Dodson,_Benne_W._Holwerda,_Andrew_M._Hopkins,_B\"aerbel_S._Koribalski,_Karen_Lee-Waddell,_\'Angel_R._L\'opez-S\'anchez,_Jon_Loveday,_Elizabeth_Mahony,_Sambit_Roychowdhury,_Krist\'of_Rozgonyi_and_Lister_Staveley-Smith
URL https://arxiv.org/abs/2210.09697
オーストラリアの平方キロメートルアレイパスファインダー(ASKAP)を使用したHI調査である中性ガス起源の深層調査(DINGO)からの初期の科学的結果を提示します。試運転段階で利用可能なASKAPサブアレイを使用して、DINGOの初期の科学データは、35.5時間の統合時間で銀河質量集合体(GAMA)の23時間領域の$\sim$60deg$^{2}$にわたって取得されました。$z<0.01$で6つの既知のソースと1つの新しいソースを直接検出します。HIスペクトルスタッキングを使用して、さまざまな銀河の色について$0.04<z<0.09$で銀河のHIガス含有量を調べます。この結果は、光学色に基づく銀河の形態が、HIガスの特性と強く関連していることを示しています。銀河のHIガス含有量に対する環境の影響を調べるために、GAMAグループカタログに基づいて3つのサブサンプルが作成されます。群中心銀河の平均HI質量は、衛星銀河や孤立銀河の平均HI質量よりも大きいが、HIガスの割合は低い。恒星質量、恒星質量表面密度、$NUV-r$色、特定の星形成率、ハロー質量など、サンプルの物理的特性のさまざまなHIスケーリング関係を導き出します。導き出されたHIスケーリング関係は、他の発表された結果と同等であり、星の質量と星の表面密度の$\sim$0.5dex下限まで一貫した傾向が観察されることがわかりました。私たちのデータから導き出された宇宙のHI密度は、同様の赤方偏移で公開されている他の値と一致しています。DINGOの初期の科学は、ASKAPを使用したHIスペクトルスタッキング技術の威力を強調しています。

銀河のハローの塊状の高速雲の周りにドレープする磁場

Title Magnetic_field_draping_around_clumpy_high-velocity_clouds_in_galactic_halo
Authors Seoyoung_Lyla_Jung,_Asger_Gr{\o}nnow,_and_Naomi_McClure-Griffiths
URL https://arxiv.org/abs/2210.09722
銀河のハロー内の通路全体で、高速雲(HVC)が周囲の磁場を一掃し、それらの周りに引き伸ばされてドレープされた磁場の構成を形成します。雲とハローの界面にあるこの磁化層は、雲と周囲のハローガスとの混合を抑制することができます。簡単にするために、多くの初期の数値研究では、初期条件として球対称の均一密度の雲を採用しています。ただし、HVCの観測は、雲が塊状で乱流であることを示しています。この論文では、より現実的な初期密度分布を持つ雲の進化を研究するために、3D磁気流体力学シミュレーションを実行します。私たちのモデルのパラメーター体制では、単純な球状の雲はシミュレーションの開始からのみ成長しますが、塊状の雲は初期に冷たいガスを失い、金属量が非常に低い場合を除き、成長を開始します。塊状の雲を構成するいくつかの大規模な塊は、単一の均一な密度の雲と幅広い類似点を共有しており、頭と尾の形態が明確であり、磁場が周囲にドレープされています。このような類似性は、雲の後の塊の間ではわずかです。磁場が存在すると、雲の運動方向に沿った流体力学的不安定性の成長が抑制されます。効率的な放射冷却により、周囲のガスから凝縮された豊富な塊とフィラメントを含むコンパクトな雲ができます。初期密度パワースペクトルの勾配は、塊状の雲内の密度コントラストと密接に関連しています。したがって、材料が最初の雲から押し出され、ハローガスと混合される速さを決定します。

$\eta$ Car でシリコン含有分子を初めて検出

Title First_detection_of_silicon-bearing_molecules_in_$\eta$_Car
Authors C._Bordiu_(1),_J._R._Rizzo_(2_and_3),_F._Bufano_(1),_G._Quintana-Lacaci_(4),_C._Buemi_(1),_P._Leto_(1),_F._Cavallaro_(1),_L._Cerrigone_(5),_A._Ingallinera_(1),_S._Loru_(1),_S._Riggi_(1),_C._Trigilio_(1),_G._Umana_(1),_and_E._Sciacca_(1)_((1)_INAF-Osservatorio_Astrofisico_di_Catania,_Italy_(2)_Centro_de_Astrobiologia_(INTA-CSIC),_Spain_(3)_ISDEFE,_Spain_(4)_IFF_CSIC,_Spain_(5),_Joint_ALMA_Observatory,_Chile)
URL https://arxiv.org/abs/2210.09774
ALMAGALプログラム内で得られた、明るい青色の変光星EtaCarのALMAバンド6観測を提示します。ホムンクルス星雲の赤道領域でのSiOJ=5-4、SiSJ=12-11、およびSiNN=5-4の発光を報告し、高度な星雲の周辺でシリコンと硫黄を含む分子が初めて検出されました。進化した初期型の大質量星。SiO、SiS、およびSiNは、2秒角の投影距離で中央連星を取り囲む塊状の赤道リングをたどり、蝶の形をしたほこりの多い領域の内側の縁を描きます。シリコン含有化合物の形成は、おそらく、粒子を破壊してシリコンを気相に戻すEtaCarの変動する風環境によるダストの継続的なリサイクルに関連しています。観測された種の可能な形成経路について議論し、EtaCarの現在の分子目録内でそれらを文脈化します。リングの局所的な塊におけるSiOとSiSの分別存在量、それぞれ$6.7\times10^{-9}$と$1.2\times10^{-8}$は、CとOが豊富な場合よりも非常に低いことがわかります。AGBスターとクールな超巨星。一方、SiNの存在量が$3.6\times10^{-8}$と高いことは、噴出物に窒素が豊富に含まれていることを示しています。ホムンクルスにおけるH2の分布は不明であるため、これらの存在量は厳密な上限と見なす必要があります。いずれにせよ、これらの発見はイータ・カーの特異な分子生態系に新たな光を当て、極端な天体物理条件におけるケイ酸塩ダストのライフサイクルを調査するための新しい実験室としてその周辺を確立します.

遠く離れた大規模原始銀河団のディスク人口

Title The_Disk_Population_in_a_Distant_Massive_Protocluster
Authors Yu_Cheng,_Jonathan_C._Tan,_John_J._Tobin,_Ruben_Fedriani,_Morten_Andersen_and_Junfeng_Wang
URL https://arxiv.org/abs/2210.09870
ALMAの前例のない角度分解能と感度により、遠く離れた($>$2kpc)埋め込まれた若いクラスター環境でディスク集団を明らかにすることが可能になります。大質量原始銀河団G286.21+0.16の中心部1.3mm付近を観測しました。23masの空間分解能と15$\rm\muJy_beam^{-1}$の感度で、合計38個の原始星の円盤を検出しました。これらの円盤は、ダストの温度が20Kであると仮定して、約53から1825$M_\oplus$の範囲のダスト質量を持っています。このサンプルは、クラス0の原始星の周りの円盤で予想されるように、以前に同定された高密度のコアと密接に関連していません。したがって、フラックスが制限されているサンプルは、主にクラスI/フラットスペクトルソースディスクで構成されていると予想されます。さらに、円盤の質量と半径の分布は、オリオン分子雲のクラスI/フラットスペクトル天体の分布と統計的に区別できないことを発見しました。この星団の中心は、1200au以内の3つのソースから構成される大規模な原始星系をホストしているように見えます。この中心に比べて、円盤個体群に広範な質量分離の証拠はありません。クラスター中心からの距離に対してディスク半径が増加するという暫定的な傾向が見られます。これは、動的相互作用の影響が中央領域でより強いことを示している可能性があります。

ブラックホールとバルジの間のロックステップ成長は、それらの質量関係を生み出しますか?

Title Does_the_lockstep_growth_between_black_holes_and_bulges_create_their_mass_relation?
Authors Guang_Yang,_W._N._Brandt,_David_M._Alexander,_M\'ed\'eric_Boquien,_Qingling_Ni,_Casey_Papovich,_Justin_S._Spilker,_Fabio_Vito,_Jonelle_L._Walsh,_Chengpeng_Zhang
URL https://arxiv.org/abs/2210.09888
最近の研究により、遠方宇宙のバルジ優勢銀河、すなわち「ロックステップ」BHバルジ成長におけるサンプル平均ブラックホール(BH)降着率(BHAR)と星形成率(SFR)との間に強い関係があることが明らかになりました。この関係は、局所宇宙で観測されたBHバルジ質量相関と密接に関連している可能性があります。BHバルジ共進化をさらに理解するために、アルマ望遠鏡によるCO(2-1)またはCO(3-2)観測による7つの星形成バルジ優勢銀河(z=0.5-2.5)を提示します。アルマ望遠鏡のデータを使用して、4つの天体からのかなりの($>3\sigma$)CO排出を検出しました。7つの銀河のサンプルについて、COラインフラックスを測定(または上限で制約)し、分子ガス質量($M_{gas}$)を推定します。また、スペクトルエネルギー分布(SED)をモデル化することにより、星の質量($M_{star}$)とSFRを推定します。これらの物理的特性を使用して、ガス枯渇タイムスケール($t_{dep}=M_{gas}/SFR$)を導出し、バルジ/BH成長タイムスケール($t_{grow}=M_{star}/SFR)と比較します。\simM_{BH}/BHAR$)。私たちのサンプルは、通常、$t_{dep}$が$t_{grow}$よりも$\gtrsim4$の中央値だけ短く、これは、バルジ/BHの大幅な成長が起こる前に冷たいガスが枯渇することを示しています。この結果は、BHバルジロックステップの成長が主に質量関係の維持に関与しており、それを作成していないことを示唆しています。サンプルが小さく、$z<2.5$に制限されていることに注意してください。JWSTとALMAは、近い将来、より高い赤方偏移を調べることができるようになります。

z = 5.3 にある巨大な星形成銀河の周りに広がった [CII] ハロー

Title An_extended_[CII]_halo_around_a_massive_star-forming_galaxy_at_z_=_5.3
Authors T._S._Lambert,_A._Posses,_M._Aravena,_J._G\'onzalez-L\'opez,_R._J._Assef,_T._D\'iaz-Santos,_D._Brisbin,_R._Decarli,_R._Herrera-Camus,_J._Mej\'ia_and_C._Ricci
URL https://arxiv.org/abs/2210.10023
高赤方偏移の観測は、多くの場合、銀河全体を代表するものではない巨大で明るい銀河に偏っています。これらの赤方偏移における銀河の進化と質量集合を正確に研究するためには、「通常の」主系列銀河の観測が必要です。ここでは、$z=5.25$にある主系列銀河HZ7の158$\mu$mにある[CII]輝線のAtacamaLargeMillimeter/SubmillimeterArray(ALMA)0.3"解像度観測を提示します。ハッブル宇宙望遠鏡(HST)によって取得されたUV観測により、拡張[CII]放射の存在の強力な証拠が見つかりました。これは、静止フレームのUV放射の2倍のサイズであると推定され、最初の高赤方偏移の1つが得られます。[CII]``Halo''の明確な署名がこれまでに検出された天体.n=1の一致するS\'ersicプロファイルについて、[CII]有効半径$0.50\pm0.04$を測定しました"(3.07$\pm0.25$kpc)と$0.2\pm0.04$"($1.48\pm0.16$kpc)の平均静止フレームUV有効半径。システムの[CII]形態と運動学は、結果として生じる合体イベントを示唆しています。非回転ディスクシステムで.このイベントは拡張された[CII]放出の原因である可能性があります.あるいは,いくつかの潜在的な不明瞭な放出は、[CII]をUVsiに説明することもできますゼ比。これらの結果は、銀河周辺の拡張された[CII]放射の存在に関するコンセンサスの高まりに貢献しています。

渦巻銀河の発生について ~連続系列の末端としての古典的バルジと疑似バルジ~

Title On_the_genesis_of_spiral_galaxies_--_Classical_and_pseudo_bulges_as_extremities_of_a_continuous_sequence
Authors Iris_Breda_and_Polychronis_Papaderos
URL https://arxiv.org/abs/2210.10038
銀河系外天文学における興味をそそる謎は、後期型銀河(LTG)の形成の年代と駆動メカニズムに関するものです。標準的なシナリオでは、古典的なバルジ(CB)が最初に急速な準モノリシックエピソードで組み立てられ、その後、段階的なディスクアセンブリが行われ、疑似バルジ(PB)がLTGのGyrにわたる永年進化を経て形成されるという2つの形成経路が想定されます。したがって、現在のLTGの分離は2つの異なるグループに分かれていると予想されます。ここでは、LTG質量の関連する範囲をカバーするCALIFAサーベイからの135のLTGのバルジとディスクの星形成履歴(SFH)を分析します。さらに、それらの物理的性質は進化的合成モデルからの予測と対比され、指数関数的に減少するSFHを採用し、eフォールディング時間は0.1<$\tau$<20Gyrでした。約50万個のスパクセルのSFHの分析により、バルジと円盤の主な特性が星の全質量にわたって連続的な分布を示すことが一貫して明らかになりました。さらに、質量の大きいLTGの$\tau$は放射状に増加し、これらが裏返しに成長することを示唆していますが、質量の小さいLTGは、放射状の範囲全体でほぼ同じ$\tau$を示します。進化的合成の予測は観察と一致しています。最後に、質量の大きいLTGのバルジとディスクは、質量の小さいLTGと比較して形成時間スケールが短くなります。まとめると、得られた結果は、PBとCBが連続シーケンスの末端を表すLTGの形成と進化に関する首尾一貫した統一された図を示しています。この分析は、銀河のポテンシャルの深さによって規制されるペースで、バルジが徐々に裏返しに成長することによって親円盤と組み立てられるフレームワークと一致しています。したがって、CBとPBが2つの異なる形成経路から出現した場合に予想されるように、二峰性相関がまったく存在しません。

クールな超巨星層の臨界金属性。 I. 星の質量損失とフィードバックへの影響

Title Critical_Metallicity_of_Cool_Supergiant_Formation._I._Effects_on_Stellar_Mass_Loss_and_Feedback
Authors Po-Sheng_Ou,_Ke-Jung_Chen,_You-Hua_Chu,_Sung-Han_Tsai
URL https://arxiv.org/abs/2210.10042
この論文は、大質量星の金属量と質量損失の関係を体系的に研究しています。一次元の恒星進化シミュレーションを実行し、初期質量が11~60$M_{\odot}$、絶対金属量$Z$が0.00001~0.02の$\sim$2000モデルのグリッドを構築します。高温の主系列風と低温の超巨大風からなる定常状態の風は、私たちのモデルにおける大質量星の質量損失の主な要因です。各モデルの星の寿命にわたる総質量損失を計算します。私たちの結果は、$Z\sim10^{-3}$に臨界金属量$Z_{\rm{c}}$が存在することを明らかにし、ここで質量損失が劇的なジャンプを示します。$Z>Z_{\rm{c}}$の場合、大質量星は低温の超巨星に進化する傾向があり、強力な低温風が機能しています。対照的に、$Z<Z_{\rm{c}}$の場合、大質量星は通常、冷たい風が活性化されず、質量損失が一般的に弱い青い超巨星として残ります。さらに、サルピーターの初期質量関数を使用して、$10^5$$M_{\odot}$星団の風のフィードバックを計算します。風によって放出される運動エネルギーは、$Z_{\rm{c}}$で有意な遷移を示さない。これは、冷たい超巨大風の風速が低く、運動エネルギーにほとんど寄与しないためである。臨界金属量の影響は、初期宇宙における金属の少ない星の運命に影響を与えます。

大質量初期型銀河の異方性周銀河媒質

Title The_Anisotropic_Circumgalactic_Medium_of_Massive_Early-Type_Galaxies
Authors Huanian_Zhang_and_Dennis_Zaritsky
URL https://arxiv.org/abs/2210.10043
[OIII]、H$\alpha$および[NII]輝線フラックスの測定値を使用して、冷たい(T$\sim10^4$K)ガスに由来し、大質量初期型銀河のハローに恒星質量が存在する$10^{10.4}$M$_\odot$よりも大きい場合、活動銀河核(AGN)活動が極(短軸)方向に沿って銀河周媒質(CGM)を優先的に除去するという最近の推測を調査します。[OIII]とH$\alpha$の平均輝線フラックス(それぞれ65%と43%)が、極方向と平面方向に沿って赤字であることがわかりますが、これらの困難な測定には大きな不確実性があるため、結果は次のようになります。限界統計的有意性(1.5$\sigma$)。より確実に(統計テストに応じて97~99.9%の信頼度)、診断ライン比は、他の角度または半径よりも小さな半径で極方向に沿って強いAGNイオン化シグネチャを示します。私たちの結果は、独立した根拠に基づいて提案された大規模な初期型銀河の異方性CGMの推測と一致しており、AGN活動に結び付けられており、輝線を使用したCGMマッピングの可能性を示し始めています。

積み重なったOVRO-LWA銀河団周辺のビリアルショックからのシンクロトロン放射

Title Synchrotron_emission_from_virial_shocks_around_stacked_OVRO-LWA_galaxy_clusters
Authors Kuan-Chou_Hou,_Gregg_Hallinan,_and_Uri_Keshet
URL https://arxiv.org/abs/2210.09317
銀河団は、大規模で強力な構造形成衝撃によって質量を増加させます。このようなビリアルショックは、熱エネルギーの一部$\xi_e$と$\xi_B$をそれぞれ宇宙線電子(CRE)と磁場に蓄積し、レプトンビリアルリングを生成すると考えられています。しかし、予想されるシンクロトロン信号は、これまで納得のいくように確立されていませんでした。OVRO-LWAからの低周波無線データを44の最も大規模で高緯度の拡張MCXCクラスターの周りにスタックし、クラスターをその特徴である$R_{500}$半径に再スケーリングすることでリング感度を高めます。高い周波数チャネル(73MHz)と一緒に追加された低い周波数チャネル($36\text{--}68\text{MHz}$)の両方が、$でピークに達した大幅な($4\text{--}5\sigma$)超過を個別に示しています。(2.4\text{--}2.6)R_{500}$、ビリアルショックCREからの逆コンプトン放出として解釈された以前にスタックされたフェルミ$\gamma$線信号と一致。積み重ねられた無線信号は、ビリアルによってよく適合します(TSテスト:高周波数で$4$--$6\sigma$、低周波数で$4$--$8\sigma$、および$8$--$10\sigma$ジョイント)。$\dot{m}\xi_e\xi_B\simeq(1\text{--}4)\times10^{-4}$、ここで$\dot{m}\equiv\dot{M}/(MH)$は、質量$M$のクラスターとハッブル定数$H$の無次元降着率です。推定されたCREスペクトルインデックスは平坦で、$p\simeq2.0\pm0.2$であり、強い衝撃での加速と一致しています。等分割を仮定するか、フェルミ信号から推定される$\dot{m}\xi_e\sim0.6\%$を使用すると、$B\simeqに対応する$\xi_B\simeq(2\text{--}9)\%$が得られます。(0.1\text{--}0.3)~\mu\text{G}$典型的なビリアルショックの下流の磁場。

銀河超長周期マグネターの豊富な古い個体群の証拠と高速電波バーストへの影響

Title Evidence_for_an_abundant_old_population_of_Galactic_Ultra_long_period_magnetars_and_implications_for_fast_radio_bursts
Authors P._Beniamini,_Z._Wadiasingh,_J._Hare,_K._Rajwade,_G._Younes,_A._J._van_der_Horst
URL https://arxiv.org/abs/2210.09323
最近の2つの発見、すなわちPSRJ0901-4046とGLEAM-XJ162759.5-523504.3(以下、GLEAM-XJ1627)は、周期の長い(それぞれ76秒と1091秒)電波を発する周期的な音源が現存することを裏付けています。回転損失ではほとんど説明できません。私たちは、GLEAM-XJ1627がマグネター(超長周期マグネター-ULPM)と一致する高度に磁化された天体であると主張し、それが磁気または回転動力の白色矮星である可能性が低いことを示します。これらのソースを以前に検出された天体と一緒に研究することにより、銀河ULPMの有望な候補が少なくとも少数あることがわかりました。これらのオブジェクトの検出は、PSRJ0901-4046のように$N\gtrsim12800^{+19000}_{-10100}$および$N\gtrsim510^{+500}_{-420}$というかなりの数を意味します。GLEAM-XJ1627のような天体は、それぞれ銀河内にあります。これらのソース密度、および熱X線の非検出による冷却年齢限界、銀河オフセット、タイミング安定性、および双極子スピンダウン限界はすべて、ULPM候補が確認された銀河マグネターよりもかなり古く、それらの形成経路が一般的であることを示唆しています。1。それらの存在は、確認された銀河のマグネターで推測された挙動とは異なり、マグネターのような磁場が数マイルにわたって広範囲に存続することを意味します。ULPMは、非常に長い周期的な活動ウィンドウを自然に示すことができるFRB前駆細胞の2番目のクラスを構成することもあります。最後に、既存のラジオキャンペーンは、このようなオブジェクトの検出に偏っていることを示し、将来のラジオおよびX線調査でこのようなオブジェクトをさらに特定するための戦略について説明します。SKA-MIDとDSA-2000を使用すると、${\calO}(100)$個以上のそのようなオブジェクトが検出されるはずです。

SS433 の NuSTAR ビュー: ジェット ディスク システムの歳差運動の進化

Title A_NuSTAR_view_of_SS433:_Precessional_evolution_of_the_jet-disk_system
Authors Federico_A._Fogantini,_Federico_Garc\'ia,_Jorge_A._Combi,_Sylvain_Chaty,_Josep_Mart\'i_and_Pedro_L._Luque_Escamilla
URL https://arxiv.org/abs/2210.09390
SS433は、有名な軌道周期、歳差運動周期、章動周期を持つ強力なアウトフロー(ダブルジェット、降着円盤、風)を伴う銀河のマイクロクエーサーです。この作業では、システムの歳差運動サイクル全体でさまざまな流出パラメーターを特徴付けます。$\sim$1.5の歳差運動サイクルにわたる$\sim$30~ksの10個のNuSTAR($3-70$keV)観測を分析します。平均化されたスペクトルを抽出し、降着円盤上の二重サーマルジェットモデル(bjet)と純粋な中性および相対論的反射(xillverCpおよびrelxilllpCp)の組み合わせを使用してそれらをモデル化します。$\beta=v/c\sim0.29$の平均ジェットバルク速度と、$\lesssim$6~degreeの開き角が見つかりました。イースタンジェットの運動出力は1から$10^{39}$~erg/sの範囲にあり、基底の"コロナ"温度$T_o$は14から18keVの範囲です。ニッケルから鉄への存在量は、$\sim$9(1$\sigma$以内)で一定の​​ままです。西から東へのジェットフラックス比は、中間フェーズで$\sim1$になり、歳差運動軌道全体の約35%になります。ジェットと円盤の$3-70$keVの総非吸収光度は2から20$\times$10$^{37}$~erg/sの範囲であり、円盤の反射成分が主に$20-30$keVのハード超過に寄与しているおよび静止した6.7keV電離Fe線複合体。低い開口角$\Theta$では、温度$T_o$のガスの断熱膨張に続いてジェットが横方向に膨張することがわかります。最後に、ジェットの中央ソースと下部は、光学的に厚い$\tau>0.1$およびサイズ$R\simN_H/n_{e0}\sim1.5\times10^9$~cm$の領域によって隠される可能性があります\sim$1700~$r_g$for$M_{BH}=3~M_{\odot}$

大量の前駆細胞を伴う Ibc 型超新星の集団。 (i)PTFでは珍しいことではない広い光度曲線

Title A_population_of_Type_Ibc_supernovae_with_massive_progenitors;_broad_lightcurves_not_uncommon_in_(i)PTF
Authors E._Karamehmetoglu,_J._Sollerman,_F._Taddia,_C._Barbarino,_U._Feindt,_C._Fremling,_A._Gal-Yam,_M._M._Kasliwal,_T._Petrushevska,_S._Schulze,_M._D._Stritzinger,_E._Zapartas
URL https://arxiv.org/abs/2210.09402
大質量星(>20-25Msun)が剥ぎ取られたエンベロープ(SE)超新星(SNe)の前駆体である場合、それらの大量の噴出物は、幅広で長時間の光度曲線(LC)につながるはずです。代わりに、SE~SNeの文献サンプルは、20~25Msun未満の前駆細胞に有利な1~4Msunの噴出物質量を持つ比較的狭いLCを報告しています。(i)PTFSNeの非ターゲットサンプルを使用してレートをより適切に制限し、幅広いLCでSE~SNeを検索します。テンプレートと比較して単純なLCストレッチを使用して広さを測定し、定量的なサンプル選択基準を適用した後、8つの大幅に広いType~IbcSNeを特定しました。これらのSNeのLC、色、およびスペクトルは、ストレッチに比例して、典型的なType~IbcSNeに比べてよりゆっくりと進化することがわかります。ボロメータLCモデリングとそれらの星雲スペクトルは、放射性崩壊の動力源を仮定して、高い噴出物とニッケルの質量を示しています。さらに、これらの天体は、星形成率の高い低金属量のホスト銀河に優先的に配置されており、これがそれらの巨大な前駆銀河や、文献からの相対的な不在の原因となっている可能性があります。したがって、私たちの研究は、ボロメトリックLCモデリング、星雲スペクトル、ホスト環境特性、および測光進化からの独立した証拠により、SE〜SNeのブロードLC(ストレッチで測定)と大質量前駆星の間のリンクをサポートしています。対象外のサンプルを使用したこの種の最初の体系的な検索では、ストレッチ分布を使用して、以前に高く評価されていたSE~SNeの割合をブロードLC(~13%)よりも高く特定しました。MalmquistおよびLC期間の観測バイアスを補正すると、SE~SNeの最小~6%が高質量前駆細胞と一致すると保守的に推定されます。この結果は、SE~SNeの前駆チャネル、大質量恒星進化の後期段階、宇宙の酸素分画、および恒星質量ブラックホールの形成チャネルに影響を与えます。(要約)

連星中性子星の文脈における更新された多極子愛とf-愛の普遍的関係の影響

Title Impact_of_updated_Multipole_Love_and_f-Love_Universal_Relations_in_context_of_Binary_Neutron_Stars
Authors Bikram_Keshari_Pradhan,_Aditya_Vijaykumar,_Debarati_Chatterjee
URL https://arxiv.org/abs/2210.09425
中性子星(NS)の状態方程式(EoS)の影響を受けない関係または中性子星のバルク特性を含む普遍的な関係(UR)は、重力波天文学において重要な役割を果たします。(i)現象論的相対論的平均場モデル、(ii)さまざまな物理的動機に基づく現実的なEoSモデル、および(iii)スペクトル分解法によって記述されるポリトロープEoSに由来する広範な状態方程式を考慮して、EoSに依存しない関係を更新します。NS潮汐変形能(MultipoleLove関係)およびfモード周波数と潮汐変形能(f-Love関係)の間のURを含む。連星中性子星(BNS)イベントGW170817を周波数領域TaylorF2波形モデルを使用して更新された普遍的な関係で分析し、8極の電気潮汐パラメーターと4極の磁気潮汐パラメーターの追加の寄与、または多極の愛の関係の変化が重大な影響を及ぼさないことを発見しました。推論されたNSプロパティについて。ただし、fモードの動的フェーズを追加すると、$\tilde{\Lambda}$の90%の上限が16~20%低下し、NSs半径の上限が$\sim$500m低下します。この作業で開発された結合されたUR(多極子の愛とf-愛)は、$\tilde{\Lambda}$の6%高い中央値(90%高い上限)を予測し、バイナリコンポーネントの高い半径も予測します。GW170817は、文献で以前に使用されたURと比較して200~300mです。さらに、$\rmA+$検出器構成のさまざまなEoSと、第3世代(3G)アインシュタイン望遠鏡を使用して、シミュレートされたイベントの注入と回復の研究を実行します。文献と一致して、fモードの動的潮汐を無視すると、特に低質量NSの場合、推定されるNSプロパティに大きな偏りが生じることがわかります。ただし、URの影響は統計誤差の範囲内であることもわかりました。

ガンマ線バイナリ LS I +61 303 にはマグネターが含まれていますか?

Title Does_the_gamma-ray_binary_LS_I_+61_303_harbour_a_magnetar?
Authors Arthur_G._Suvorov_and_Kostas_Glampedakis
URL https://arxiv.org/abs/2210.09471
LSI+61{\deg}303は高質量X線連星であり、TeVの光子エネルギーで頻繁に爆発する結果、ガンマ線連星としても登録されています。このシステムは、過去に2つのソフトガンマフレアを放出しており、コンパクトプライマリのマグネター解釈を示唆しています。測定された回転速度と一時的なスピンダウン速度が$B_p\gtrsim10^{14}\の極磁場強度を示唆しているため、この推論は最近、システムからのいくつかの軌道フェーズで検出された過渡電波パルスの発見に続いて大きな牽引力を得ています。\mbox{G}$星が磁気双極子ブレーキによって減速している場合。この論文では、LSI+61{\deg}303のプライマリの磁場推定値を、システムの降着ダイナミクス、スピンの進化、年齢制限、ガンマ線放出、および電波パルサーの活性化と利用可能なデータの互換性を分析することによって精査します。.強力なプロペラトルクが作動していない限り、中性子星の年齢とスピンの進化を一致させることは理論的に困難であることがわかりました。このトルクは、最大許容スピンダウンの大部分の原因である可能性があり、推定される磁場を1桁以上弱める可能性があります。

ZTF ブロードライン Ic 型超新星のサンプルにおける相対論的イジェクタの探索

Title A_search_for_relativistic_ejecta_in_a_sample_of_ZTF_broad-lined_Type_Ic_supernovae
Authors Alessandra_Corsi,_Anna_Y._Q._Ho,_S._Bradley_Cenko,_Shrinivas_R._Kulkarni,_Shreya_Anand,_Sheng_Yang,_Jesper_Sollerman,_Gokul_P._Srinivasaragavan,_Conor_M._B._Omand,_Arvind_Balasubramanian,_Dale_A._Frail,_Christoffer_Fremling,_Daniel_A._Perley,_Yuhan_Yao,_Aishwarya_S._Dahiwale,_Kishalay_De,_Alison_Dugas,_Matthew_Hankins,_Jacob_Jencson,_Mansi_M._Kasliwal,_Anastasios_Tzanidakis,_Eric_C._Bellm,_Russ_R._Laher,_Frank_J._Masci,_Josiah_N._Purdum,_Nicolas_Regnault
URL https://arxiv.org/abs/2210.09536
ガンマ線バースト(GRB)と通常のエンベロープ剥奪型コア崩壊型超新星(SNe)との境界線は、まだ完全には理解されていません。タイプIcのSNeにおけるさまざまな噴出物の結果(超相対論的、軽度相対論的、または非相対論的)を広い線(Ic-BL)で観測的にマッピングすることは、星の爆発モデルに対する重要なテストを提供できます。ただし、これには、まれなI​​c-BLイベントの大量のサンプルとラジオでのフォローアップ観測が必要です。これにより、形状や視野角の影響をほとんど受けずに高速噴出物を調べることができます。ここでは、ZwickyTransientFacility(ZTF)によって検出された16のSNeIc-BLの電波(およびX線)フォローアップキャンペーンの結果を提示します。私たちのラジオキャンペーンは、4つの対応する検出と12の深い上限をもたらしました。私たちのサンプルのイベントのどれもSN1998bwほど相対論的ではなく、SN1998bwのような爆発の割合を$<19\%$(3$\sigma$ガウス等価)に制限し、$\約2$小さくします。以前に確立されたよりも。$\approx5\times10^{27}$ergs$^{-1}$Hz$^{-1}$と$\approx10^{29}$ergsの間の電波光度密度を持つ相対論的噴出物は除外します$^{-1}$Hz$^{-1}$at$t\gtrsim20$dサンプルのイベントの$\approx60\%$の爆発以来。これは、GRB関連のSN1998bw、SN2003lw、SN2010dh、または相対論的SN2009bbおよびiPTF17cwに類似したSNeIc-BLがまれであることを示しています。私たちの結果は、サンプルのSNeIc-BLとエネルギー$E\gtrsim10^{50}$ergを持つ主に軸外のGRBとの関連も除外しています。一方、SN2006ajのようなイベント(かすかでピークの速い電波放射)のパラメーター空間は、ほとんど制約されておらず、それを体系的に調査することは、将来の研究の有望な方向性を表しています。

B/C 比と B/O 比の DAMPE 測定に基づく銀河面での新鮮な宇宙線の証拠

Title Evidence_of_fresh_cosmic_ray_in_galactic_plane_based_on_DAMPE_measurement_of_B/C_and_B/O_ratios
Authors Pei-Pei_Zhang,_Xin-Yu_He,_Wei_Liu_and_Yi-Qing_Guo
URL https://arxiv.org/abs/2210.09591
一次宇宙線と二次宇宙線の両方のエネルギースペクトルが$\sim200$GVを超えると硬化することが、ますます多くの実験で確認されています。ごく最近、DAMPE実験では、200ドルのGVでホウ素と炭素の比率が硬化することが報告されました。これらの兆候は、従来の宇宙線(CR)画像の変更を求めています。この研究では、多量の二次宇宙線、例えばホウ素、反陽子が、新たに加速された宇宙線と源近くの星間ガスとのハドロン相互作用に由来することを提案します。たとえば、ホウ素と炭素、ホウ素と酸素、反陽子と陽子の比率など、二次と一次の比率はよく説明できることがわかりました。電子と陽電子の測定も説明できます。

HESS~J1427-608の連続重力波隠れマルコフモデルで探索

Title Search_for_continuous_gravitational_waves_from_HESS~J1427-608_with_a_hidden_Markov_model
Authors Deeksha_Beniwal,_Patrick_Clearwater,_Liam_Dunn,_Lucy_Strang,_Gavin_Rowell,_Andrew_Melatos,_David_Ottaway
URL https://arxiv.org/abs/2210.09592
高エネルギー立体視システム(H.E.S.S)によって検出された空間的に未解決のTeV点源であるHESSJ1427-608に電力を供給している可能性のある未確認のパルサーからの連続重力波信号の検索を提示します。この検索で​​は、最大尤度$\mathcal{F}-$statisticと隠れマルコフモデルを組み合わせた半コヒーレントアルゴリズムを使用して、周波数がランダムにさまよう準単色信号を効率的に検出および追跡します。これは、高度レーザー干渉計重力波天文台の2回目の観測実行からのデータを使用します。H.E.S.S.の多波長観測ソースは、TeV明るいパルサー風星雲の人口の妥当性と組み合わされて、検索パラメーターを制限します。このターゲットからの重力波放射の証拠は見つかりません。サンプルサブバンドの信頼レベル$95\%$で特性波ひずみ$h_0^{95\%}$(円偏波信号の場合)に上限を設定し、それを補間してフルバンドの感度を推定します。$h_0^{95\%}=1.3\times10^{-25}$が185~Hz付近で見つかります。楕円率とrモード振幅に対する暗黙の制約は、200~Hzでそれぞれ$\epsilon\leq10^{-5}$と$\alpha\leq10^{-3}$に達します。

超高エネルギー宇宙線加速器の観測上の制約

Title Observational_constraints_on_accelerators_of_ultra-high_energy_cosmic_rays
Authors Sullivan_Marafico,_Jonathan_Biteau,_Antonio_Condorelli,_Olivier_Deligny,_Quentin_Luce
URL https://arxiv.org/abs/2210.09633
宇宙における超高エネルギー宇宙線(UHECR)の発生源を追跡するための2つの一般的な仮説、星形成率密度または星質量密度を調べます。各シナリオについて、加速器の放出メカニズム、エネルギー論、および環境からの脱出時の元素の存在量に対する一連の制約を推測します。これらの制約から、350Mpcまでの410,761個の銀河を含むカタログから予想される40~EeV以上のスカイマップを生成し、全天にわたる星の質量と星形成率の両方をマッピングするための近赤外線フラックス制限サンプルを提供します。すべての銀河でホストされている断続的なソースのシナリオを考慮して、磁気地平線効果が銀河団で作用している場合、UHECRの到着方向で観察される主な特徴がソースのバースト率を制限できることを示します。

タンデム近赤外線と光学探査で高赤方偏移ガンマ線バーストを見つける

Title Finding_high-redshift_gamma-ray_bursts_in_tandem_near-infrared_and_optical_surveys
Authors S._Campana_(1),_G._Ghirlanda_(1,2),_R._Salvaterra_(3),_O.A._Gonzalez_(4),_M._Landoni_(1),_G._Pariani_(1),_A._Riva5,_M._Riva_(1),_S.J._Smartt_(6),_N.R._Tanvir_(7),_S.D._Vergani_(8)_((1)_INAF-OAB,_(2)_INFN-U_Bicocca,_(3)_INAF-IASF-Mi,_(4)_STFC-UKATC,_(5)_INAF-OAT,_(6)_QUB,_(7)_ULeicester,_(8)_GEPI-OA_Paris)
URL https://arxiv.org/abs/2210.09749
宇宙で最も遠い天体をめぐる競争は、長時間のガンマ線バースト(GRB)、星形成銀河、およびクエーサーによって行われてきました。GRBは、赤方偏移z=8.2でGRB090423を発見して一時的にリードしましたが、現在、記録保持者はz=11.0の銀河GN-z11です。この記録にもかかわらず、銀河とクエーサーは非常にかすかで(GN-z11の大きさはH=26)、原始宇宙の物理的性質の研究を妨げています。一方、GRBの残光は100倍以上明るく、1~2日しか持続しないという欠点があります。ここでは、高赤方偏移(z>6)GRBを発見するための新しいアプローチについて説明し、それらの近赤外(nIR)発光特性を利用します。明るく高エネルギーのプロンプトフェーズの直後に、GRBには残光が伴います。高赤方偏移GRBの残光は、他の光源と同様に、銀河間媒質の視線に沿って水素によって光波長で自然に吸収されます(ライマンアルファ吸収)。新しい専用のnIR施設でまったく同じフィールドを同時に観察するために、ヴェラ・ルービン天文台による空の深い監視を利用することを提案します。トランジェントの2つのストリームを比較することにより、光学バンドではなくnIRバンドで検出されたトランジェントを特定できます。nIRでのみ検出され、ABカラーインデックスr-H>3.5を持つこれらの高速トランジェントは、汚染率が低く、赤方偏移が高いGRBです。ルービンの観測によって到達した深さのおかげで、侵入者を特定でき、z>6で年間最大11個のGRB、z>10で年間最大3個のGRBを発見できます。これは、高赤方偏移宇宙の最も効果的なプローブの1つであることが判明しました。

電波のマルチバンド研究と探査 - 3C 84 における $\gamma$ 線接続

Title A_multiband_study_and_exploration_of_the_radio_wave_-_$\gamma$-ray_connection_in_3C_84
Authors G._F._Paraschos,_V._Mpisketzis,_J.-Y._Kim,_G._Witzel,_T._P._Krichbaum,_J._A._Zensus,_M._A._Gurwell,_A._L\"ahteenm\"aki,_M._Tornikoski,_S._Kiehlmann,_A._C._S._Readhead
URL https://arxiv.org/abs/2210.09795
総強度変動ライトカーブは、ジェットの発射メカニズムに関する進行中の議論に独自の洞察を提供します。この研究では、電波源3C84(NGC1275)の数十年にわたる電波と$\gamma$線の光度曲線の利用可能性を利用します。離散相互相関とガウス過程回帰を介して、光度曲線で特定されたフレア間のマルチバンドタイムラグを計算します。ジェット粒子と磁場のエネルギー密度が等分されていることがわかります($k_\textrm{r}=1.08\pm0.18$)。ジェット頂点は$z_\textrm{91.5GHz}=22-645$$R_\textrm{s}$($2-20\times10^{-3}$pc)3mm無線コアの上流にあります。その位置で、磁場の振幅は$B_\textrm{core}^\textrm{91.5GHz}=3-10$Gです。我々の結果は、非常に長いベースライン干渉法を利用した以前の研究とよく一致しています。さらに、電波の放出と$\gamma$線フレアの時間的関係を調べます。私たちの結果は、$\gamma$線放射が電波放射に関連していることを支持しています。43GHzと86GHzで特定された特徴の放出を顕著な$\gamma$線フレアに暫定的に関連付けることができます。最後に、多重度パラメータ$\lambda$とミシェル磁化$\sigma_\textrm{M}$を計算し、それらがBlandford&Znajek1977メカニズムによって発射されたジェットと一致することを発見しました。

低 TeV 光度 AGN の噴流におけるハドロン核相互作用: 低状態の超高エネルギー ガンマ線放出への影響

Title Hadronuclear_interactions_in_the_jet_of_low_TeV_luminosity_AGN:_Implications_for_the_low-state_very-high-energy_gamma-ray_emission
Authors Rui_Xue,_Ze-Rui_Wang,_Wei-Jian_Li
URL https://arxiv.org/abs/2210.09797
AGNのジェットの放射メカニズムの研究では、ジェット内の冷たい陽子の数密度が不十分であると考えられるため、ハドロン核(pp)相互作用は通常無視されます。ごく最近、私たちの以前の研究は、検出可能な超高エネルギー(VHE)放出を生成する可能性がある低TeV光度AGNにおけるpp相互作用が重要である可能性があることを証明しています。これに基づいて、この作業では、1ゾーンppモデルを使用して、低TeV光度AGNのサンプルの低状態の準同時スペクトルエネルギー分布を研究します。私たちのモデリング結果は、pp相互作用で生成されたガンマ線が観測されたTeVスペクトルを説明でき、大型高高度空気シャワー天文台(LHAASO)によって検出される可能性のあるより高いエネルギー帯に寄与することを示しています。このサンプルでは、​​M87、Mrk421、およびMrk501が、近い将来LHAASOによって検出される可能性が最も高い天体であることを示唆しています。VHE放出の他の考えられる原因についても簡単に説明します。

レンズ付きホスト銀河と重力波信号の検出による恒星連星ブラックホール合体の起源の制約

Title Constraining_the_origin_of_stellar_binary_black_hole_mergers_by_detections_of_their_lensed_host_galaxies_and_gravitational_wave_signals
Authors Zhiwei_Chen,_Youjun_Lu,_Yuetong_Zhao
URL https://arxiv.org/abs/2210.09892
かなりの数の恒星連星ブラックホール(sBBH)の合体がレンズ効果を受け、第3世代の重力波(GW)検出器によって検出される可能性があります。それらのレンズ付きホスト銀河は検出可能である可能性があるため、これらのソースを正確に特定し、sBBHの起源を研究するための新しいアプローチを提供するのに役立ちます。この論文では、レンズ付きsBBH合体に対するレンズ付きホスト銀河の検出可能性を調査します。sBBHが大質量連星の進化、高密度星の動的相互作用などの異なるメカニズムによって生成される場合、レンズ付きGWイベントに対するホスト銀河の検出割合は、特定の極限等級の調査で大幅に異なる可能性があることがわかります。クラスター、および活動銀河核または大規模なブラックホールによって支援されています。さらに、異なるsBBH形成チャネルに起因するホスト内のレンズ付きsBBHの統計的空間分布が互いに異なる可能性があることを示します。したがって、第3世代のGW検出器と将来の大規模な銀河調査では、識別可能なレンズホストシグネチャを使用して、これらのレンズイベントの検出部分を介してsBBHの起源を独立して制約したり、異なるsBBH形成メカニズムからの寄与部分を制約したりすることさえ可能です。

現在および将来の検出器によるグリッチパルサーからの一時的な準単色重力波の検出の見通し

Title Prospects_for_detecting_transient_quasi-monochromatic_gravitational_waves_from_glitching_pulsars_with_current_and_future_detectors
Authors Joan_Moragues,_Luana_M._Modafferi,_Rodrigo_Tenorio,_David_Keitel
URL https://arxiv.org/abs/2210.09907
パルサーは、定期的に電磁放射を放出する中性子星を回転させています。パルサーは通常、エネルギーを失うと速度が低下しますが、回転周波数が自然に増加するなど、グリッチが発生するものもあります。いくつかのモデルによると、これらのグリッチは、長時間の一時的な重力波(GW)の放出にもつながる可能性があります。現在および将来の地上ベースのGW検出器の感度と既知のグリッチのGWひずみの間接エネルギー上限を比較することにより、そのような信号の検出の見通しを示します。最初に、グリッチサイズに基づく一般的な制約を検討し、4回目のLIGO-Virgo-KAGRA観測実行(O4)での現実的な整合フィルター検索で検出を行うか、36outに相当するこれらの間接的な上限よりも低い制約を設定できることを確認します。以前に観測された726個のグリッチのうち、74個がO5の実行中です。第3世代のEinsteinTelescopeまたはCosmicExplorerを使用すると、不具合の35~40%にアクセスできます。一時的な山がグリッチ後のGW放出を生成するシナリオに特化すると、Yim&Jones(2020)に従って、間接的な上限がより厳しくなります。そのモデルの下での予測に必要な、測定された治癒パラメータを持つ119個のグリッチの小さなセットのうち、O4では6個のグリッチのみ、O5では14個のグリッチのみが手の届く範囲にあり、第3世代の検出器の以前と同様の割合でした。また、このモデルが観測されたグリッチ母集団とどのように一致するかについても説明します。

中間磁場高速電波バーストモデルと準周期振動

Title An_Intermediate-field_Fast_Radio_Burst_Model_and_the_Quasi-periodic_Oscillation
Authors Jie-Shuang_Wang,_Xinyu_Li,_Zigao_Dai,_and_Xuefeng_Wu
URL https://arxiv.org/abs/2210.09930
準周期振動(QPO)信号は、FRB20191221Aなどの一部の高速電波バースト(FRB)や、SGR1935+2154の銀河系FRBに関連するX線バーストで発見されています。光円柱近くの磁気リコネクションによって高速磁気音波として電波が生成される中間磁場FRBモデルを再検討します。マグネター風の電流シートは、内部磁気圏から放射される低周波パルスによって圧縮され、磁気リコネクションを引き起こします。磁気圏の波動ダイナミクスを組み込むことにより、FRB周波数、単一パルス幅、および光度が、マグネターの周期、磁場、QPO周波数、および地震エネルギーによってどのように決定されるかを示します。このモデルは、SGR1935+2154からのX線/ラジオイベントとFRB20191221AのQPOを自然かつ首尾一貫して解釈できることがわかります。また、狭い帯域幅で繰り返されるFRBの観測された広いエネルギー範囲も説明できます。

中質量ブラックホールによる白色矮星潮汐剥離

Title Tidal_Stripping_of_a_White_Dwarf_by_an_Intermediate-Mass_Black_Hole
Authors Jin-Hong_Chen,_Rong-Feng_Shen,_Shang-Fei_Liu
URL https://arxiv.org/abs/2210.09945
白色矮星(WD)が中間質量ブラックホール(~10^{2-5}M_sun)に吸い込まれる間、重力波(GW)と電磁(EM)放射の両方が放出されます。偏心軌道の近心半径が潮汐半径に近づくと、WDは各近心通過時に潮汐によって取り除かれます。これらの剥ぎ取られた塊が降着すると、EM放射が発生します。最近発見された新しいタイプの過渡現象、すなわち準周期的噴火と超高輝度X線バーストは、そのようなシステムに由来する可能性があると考えられています。これらのフレアをモデル化するには、WDから取り除かれた質量の量と降着円盤への質量供給の詳細を予測する必要があります。流体力学的シミュレーションを実行して、除去された質量の軌道パラメーター依存性を調べます。私たちの結果は、取り除かれた質量が、WDが周辺中心でその瞬間的なRocheローブを過剰に満たす過剰な深さの5/2乗に比例するという分析的推定と一致することがわかりました。取り除かれた質量の対応するフォールバック率が計算されます。これは、候補のEMソースの個々のフレア光曲線を解釈するのに役立つ場合があります。さらに、吸気中のWDの長期的な質量損失の進化と、GWおよびEM信号の検出可能性を計算します。質量損失段階からのEM信号は簡単に検出できます。アインシュタインプローブの限界距離は~320(M_h/10^4M_sun)Mpcです。レーザー干渉計スペースアンテナやTianQinなどの衛星搭載検出器のGW信号は、ローカルスーパークラスター(~33Mpc)内でのみ検出できます。

視線速度モニタリングによる中性子星候補の発見

Title Discovery_of_one_neutron_star_candidate_from_radial_velocity_monitoring
Authors Hailong_Yuan,_Song_Wang,_Zhongrui_Bai,_Yue_Wang,_Yiqiao_Dong,_Mengxin_Wang,_Sicheng_Yu,_Yongheng_Zhao,_Yaoquan_Chu,_Jifeng_Liu_and_Haotong_Zhang
URL https://arxiv.org/abs/2210.09987
LAMOSTの低解像度分光データを使用して、可能性のある中性子星連星($P_{\rmorb}=$0.8666day)を1つ発見したことを報告します。目に見えるコンパニオンは晩期のA型矮星です($T_{\rmeff}=7900\pm200$K;log$g$$=$4.3$\pm$0.2;$M=$1.7$\pm$0.1M$_{\odot}$;$R\=\1.7\pm0.2$R$_{\odot}$)、距離は1.11$\pm0.03$kpcです。GTC/HORuSの高解像度スペクトルからは二重線の特徴は見られないため、動径速度の変化は連星に隠れている目に見えない物体を示しています。システムの光学的光度曲線は明確な楕円体変動を示しており、目に見える伴星が潮汐によって歪んでいることを示唆しています。マルチバンドの光度曲線をELCコードとWDコードに適合させることにより、目に見えない星の質量を1.1~1.3M$_{\odot}$に制限します。スペクトルのもつれを解くと、光吸収スペクトルに追加のコンポーネントが表示されず、システムが1つのコンパクトなオブジェクトを含むことがサポートされます。ROSATアーカイブ観測では、X線またはUV放射は検出されません。したがって、見えない物体は白色矮星ではなく中性子星である可能性が高いと思われます。私たちの発見は、LAMOST分光調査がX線静止コンパクトオブジェクトを発見する能力を示唆しています。

強く磁化された高温プラズマの平均不透明度

Title Mean_opacities_of_a_strongly_magnetized_high_temperature_plasma
Authors Valery_F._Suleimanov,_Alexander_A._Mushtukov,_Igor_Ognev,_Victor_A._Doroshenko,_Klaus_Werner
URL https://arxiv.org/abs/2210.09995
降着パルサーの放出領域の幾何学的構造と動的構造は、重力、放射、および強い磁場の相互作用によって形作られ、このような極端な条件下でのプラズマの不透明度と放射圧に大きな影響を与えます。したがって、磁気プラズマ不透明度の定量的考察は、X線パルサーの放出領域構造の自己無撞着モデリングの必須要素です。単純な化学組成、すなわち太陽水素/ヘリウム混合物をもつ強く磁化されたプラズマのRosseland平均不透明度とPlanck平均不透明度の計算結果を提示します。真空分極効果と電子陽電子対の寄与を含む磁化プラズマのすべての関連する特定の不透明度を考慮し、対数密度は熱力学的平衡近似で計算されます。磁気プランク平均不透明度は、光学的に薄く強く磁化されたプラズマの放射冷却を決定します。$k_{\rmB}T<0.1\,E_{\rmcyc}$で非磁性プランク不透明度よりも3倍小さく、$k_で$10^2-10^4$倍増加します。{\rmB}T>0.3\,E_{\rmcyc}$サイクロトロン熱過程による。磁気プランク不透明度の記述に十分な精度を持つ単純な近似式を提案します。温度範囲1-300keV、磁場範囲$3\times10^{10}-10^{15}$G、および広範囲のプラズマ密度で計算されたロスランド不透明度を表形式で提供します。X線パルサーの降着チャネルに典型的な質量密度の場合、電子-陽電子対での散乱により、50keVを超える温度でロスランド不透明度が大幅に増加することを示します。

ガンマ線ブレーザーのフレア デューティ サイクルと高エネルギー ニュートリノ放出への影響

Title Flare_Duty_Cycle_of_Gamma-Ray_Blazars_and_Implications_for_High-Energy_Neutrino_Emission
Authors Kenji_Yoshida,_Maria_Petropoulou,_Kohta_Murase,_Foteini_Oikonomou
URL https://arxiv.org/abs/2210.10011
大規模なガンマ線フレア中の高エネルギーニュートリノIceCube-170922Aの検出によって示唆されるように、ジェット内の高エネルギー宇宙線と光子との相互作用により、ブレーザーのガンマ線フレアは高エネルギーニュートリノを伴う可能性があります。$\sim3\sigma$有意水準でblazardTXS0506+056から。この作業では、ガンマ線フレアのニュートリノ出力への寄与を制限するために、ブレーザーからのガンマ線放射の統計的研究を提示します。{\itFermi}大面積望遠鏡(LAT)の観測源リストにある145個のガンマ線の明るいブレーザーについて、週ごとにビン化された光度曲線を作成します。フレア状態で費やされた時間の割合(フレアデューティサイクル)と、各フレア中に放出されるエネルギーの割合を、ベイジアンブロックアルゴリズムを使用して光曲線から導き出します。サンプルの中で、フレアデューティサイクルとエネルギー分率が低いブレーザーがより多くなっていることがわかります。フレア活動に関して、ブレーザーのサブクラス間に有意差は認められません。次に、ニュートリノとガンマ線の光度の一般的なスケーリング関係$L_{\nu}\propto(L_{\gamma})^{\gamma}$を使用して、加重指数${\gamma}=1.0-2.0を使用します。$、各ブレーザーの静止ガンマ線またはX線フラックスに正規化され、各ガンマ線フレアのニュートリノエネルギーフラックスを評価します。ガンマ線フレアの分布は、$\gamma\gtrsim1.5$の場合、ブレザーニュートリノ放出がフレアによって支配される可能性があることを示しています。1週間および10年のビンのニュートリノエネルギーフラックスは、赤緯に依存するIceCube感度と比較され、ガンマ線フレアの標準的なニュートリノ放出モデルを制約します。最後に、等方性拡散ニュートリノフラックスに対するブレーザーガンマ線フレアの寄与の上限を示します。

天文過渡現象の分光分類 (SCAT) 調査: 概要、パイプラインの説明、初期結果、および将来の計画

Title The_Spectroscopic_Classification_of_Astronomical_Transients_(SCAT)_Survey:_Overview,_Pipeline_Description,_Initial_Results,_and_Future_Plans
Authors M._A._Tucker,_B._J._Shappee,_M._E._Huber,_A._V._Payne,_A._Do,_J._T._Hinkle,_T._de_Jaeger,_C._Ashall,_D._D._Desai,_W._B._Hoogendam,_G._Aldering,_K._Auchettl,_C._Baranec,_J._Bulger,_K._Chambers,_M._Chun,_K._W._Hodapp,_T._B._Lowe,_L._McKay,_R._Rampy,_D._Rubin,_J._L._Tonry
URL https://arxiv.org/abs/2210.09322
超新星や潮汐破壊イベントなどの一時的なオブジェクトの分光測光観測に特化した、天文過渡現象の分光学的分類(SCAT)調査を提示します。SCATは、ハワイ大学の2.2メートル(UH2.2m)望遠鏡でSuperNovaIntegral-FieldSpectrograph(SNIFS)を使用しています。SNIFSは、絶対フラックスのキャリブレーションやホスト銀河の除去など、正確な過渡分光測光のために特別に設計されました。スペクトル抽出、地表補正、大気特性評価、夜間測光、分光測光精度などのデータ削減とキャリブレーションパイプラインについて説明します。測光条件下で、全光波長範囲($3500-9000~\r{A}$)にわたって$\lesssim5\%$分光測光法を達成しました。SNIFSマルチフィルターモザイクイメージャーからの測光を含めることで、悪天候/大気条件下でも適切な分光測光キャリブレーション($10-20\%$)が可能になります。SCATは、最初の3年間の運用で約650ドルのトランジェントのスペクトルを取得しました。これには、すべてのタイプの超新星、活動銀河核、激変変数、および超光度超新星や潮汐破壊イベントなどのまれなトランジェントが含まれます。これらの観測は、次世代の流体力学的および放射伝達モデルを制約するためのベンチマーク分光測光法をコミュニティに提供します。

最適化されたシングルモードヌリング干渉法によるコロナグラフィ領域内の観察

Title Observing_inside_the_coronagraphic_regime_with_optimized_single-mode_nulling_interferometry
Authors E._Serabyn,_G._Ruane,_D._Echeverri
URL https://arxiv.org/abs/2210.09412
大型望遠鏡を使用した高コントラストコロナグラフィックイメージングにアクセスできる地球型太陽系外惑星の数は、コロナグラフが観測できる明るい星からの最小角度オフセットによって制限されます。ただし、望遠鏡の瞳孔を横切るヌリング干渉計を使用することにより、望遠鏡のコロナグラフィ領域内に到達することが可能です。実際、クロスアパーチャーヌリング干渉法は、通常のコロナグラフよりもはるかに星に近いところを観測できるため、星の回折コア内でも観測が可能です。したがって、最適なゼロ化コロナグラフ、つまり非常に小さなIWAと系外惑星光の高いスループットの両方を備えたコロナグラフを特定することは、非常に興味深いことです。したがって、利用可能な無効化オプションの体系的な調査が行われ、3つのことがわかりました。1つ目は、多開口ヌリング干渉計と単一開口位相コロナグラフの両方を共通の幾何学的フレームワークに統合するトポロジーの概要です。2つ目は、このフレームワークの隙間から出現した新しいタイプの位相マスクコロナグラフで、ここではスプリットリングコロナグラフと呼ばれています。3つ目は、ナリングコロナグラフの最適な構成の明確な識別です。これは、開口面の位相ナイフであることが判明しました。つまり、望遠鏡の点広がり関数に焦点を合わせる前に、望遠鏡の瞳孔の半分に無彩色のpiラジアン位相シフトが適用されました。シングルモードファイバーに。位相ナイフファイバーコロナグラフの理論上のピーク効率は、円形の望遠鏡の開口部で35.2%であり、2番目に効率的な渦ファイバーナラーの19.0%のほぼ2倍であることがわかっています。

pynucastro: 核天体物理学のための Python ライブラリ

Title pynucastro:_A_Python_Library_for_Nuclear_Astrophysics
Authors Alexander_Smith_Clark,_Eric_T._Johnson,_Zhi_Chen,_Kiran_Eiden,_Donald_E._Willcox,_Brendan_Boyd,_Lyra_Cao,_Christopher_J._DeGrendele,_Michael_Zingale
URL https://arxiv.org/abs/2210.09965
天体物理学的核反応ネットワークをインタラクティブに作成および探索するためのオープンソースライブラリであるpynucastro2.0について説明します。レートを概算し、詳細なバランスを使用して逆レートを作成する新しい方法を示し、ネットワークを構築して特定の科学アプリケーションに適しているかどうかを判断する方法を示し、過去数年間にライブラリに加えられた変更について説明します。最後に、生成されたネットワークの有効性を実証し、シミュレーションコードでピュヌカストロネットワークを使用する方法を共有します。

FUMES III: M型矮星彩層の紫外および光学変動

Title FUMES_III:_Ultraviolet_and_Optical_Variability_of_M_Dwarf_Chromospheres
Authors Girish_M._Duvvuri,_J._Sebastian_Pineda,_Zachory_K._Berta-Thompson,_Kevin_France,_Allison_Youngblood
URL https://arxiv.org/abs/2210.09353
我々は、フレアと区別できる確率的固有変動を示すかどうかを決定するために、回転周期の範囲にわたって9つのM-dwarfの紫外スペクトルと光​​学スペクトルを取得しました。紫外スペクトルは、宇宙望遠鏡イメージング分光器を使用して、遠紫外M~DwarfEvolutionSurvey\emph{Hubble~Space~Telescope}プログラム中に観測されました。光学観測は、デュアルイメージングスペクトログラフを使用してアパッチポイント天文台の3.5メートル望遠鏡から、ジェミニマルチオブジェクトスペクトログラフを使用してジェミニ南天文台から取得されました。光学スペクトルを使用して、複数の彩層線を測定しました。H$\alpha$からH$10$までのバルマー系列と、\ion{Ca}{2}~HおよびK線です。フレアを切除した後、これらの線は1時間にわたって分単位で$1-20\%$のオーダーで変化することがわかりました。変動性の絶対振幅は、我々のサンプルでより高速に回転するM~dwarfsの方が大きかった。より弱いバルマーラインを測定した5つの星の中で、高次のバルマーラインでは変動の分数振幅が増加するという暫定的な傾向に注目します。遷移領域で形成された複数の紫外発光機能の統合フラックスを測定しました:\ion{N}{5}、\ion{Si}{4}、および\ion{C}{4}共鳴線ダブレット、および\イオン{C}{2}および\ion{He}{2}マルチプレット。UVデータの信号対ノイズ(S/N)比が低すぎて、光学データと同じスケールと時間リズムで非フレア変動を検出できませんでした。観測された確率的変動の複数のメカニズムを検討し、M~dwarfsの彩層における固有の変動の物理的原因を決定するための調査の観測手段と理論的手段の両方を提案します。

POx および HPOx (x=2,3) 種の結合エネルギーの計算による推定

Title Computational_Estimation_of_the_Binding_Energies_of_POx_and_HPOx_(x=2,3)_Species
Authors Elettra_L._Piacentino,_Karin_I._\"Oberg
URL https://arxiv.org/abs/2210.09359
星と惑星の形成中のガス相と固相の間の分子の分布は、ガスと粒子の表面化学の軌跡、および発生期の惑星への元素の配送を決定します。この分布は主に、さまざまな分子の水氷表面への結合エネルギーによって設定されます。水面上の天文学的に関連する10のP含有種の結合エネルギーを計算で推定し、既知の結合エネルギーを持つ20種の方法も検証しました。DFT計算(M06-2X/aug-cc-pVDZ)を使用して、分子と水分子クラスター(1-3H$_2$O分子)のエネルギー論を計算し、これから複合体と分子とクラスターのエネルギーを分離します。また、実験的に測定された結合エネルギーを使用して計算方法を最初に調整することにより、これらの推定値を改善できるかどうかも調べます。20個の参照分子を使用して、2H$_2$Oクラスターサイズが最良の結合エネルギー推定値をもたらし、データにキャリブレーションを適用すると、より多くの難治性種を含むいくつかのクラスの分子の結果が改善される可能性があることがわかりました。これらの計算に基づいて、PH$_3$、PN、PO、HPO、PO$_2$、POOHなどの小さなP含有分子は比較的揮発性が高く、水氷の前または同時に脱着する必要があることがわかりますが、H$_2$PO、HPO$_2$、PO$_3$、PO$_2$OHは、ヒドロキシル化された表面に強く結合することができ、水氷の脱着後も星間粒子表面に留まる可能性が高い。粒子上のPキャリアの枯渇は、惑星や微惑星にリン分子が含まれる経路を構成します。

加速された粒子と波動を伴う電磁流体衝撃の臨界マッハ数

Title Critical_Mach_Numbers_for_Magnetohydrodynamic_Shocks_with_Accelerated_Particles_and_Waves
Authors J._Martin_Laming
URL https://arxiv.org/abs/2210.09365
最初の臨界高速マッハ数は、衝撃波面からの入射イオン反射によって特徴付けられる未臨界の層流挙動から超臨界挙動に衝撃が移行するマッハ数として磁気流体衝撃に対して定義されます。その後の上流の波と乱流は、乱流衝撃構造につながる下流に対流されます。正式には、これはプラズマの抵抗が安定した衝撃を確立するのに十分な散逸を提供できなくなるマッハ数であり、下流の流速が亜音速になることによって特徴付けられます。加速粒子へのプラズマエネルギー損失とこれらの粒子に関連する波の存在をモデル化するMHDジャンプ条件項を含め、これらの計算を再検討します。加速された粒子の寄与は重要でない変化をもたらしますが、関連する波はより重要な効果をもたらします。上流の波は、衝撃を通過する際に強度が大幅に増幅される可能性があり、衝撃消散の別の手段となります。したがって、そのような波の存在は、特に波の励起が最も強い準平行衝撃で、最初の臨界高速マッハ数を増加させます。これらの効果は、衝撃波が粒子を加速し、タイプIIおよびタイプIIIの電波バーストを引き起こす太陽領域にとって重要であり、SEP加速のイベントごとの変動性にも寄与する可能性があります。

回転する星のラグランジュ構成

Title A_Lagrangian_construction_of_rotating_stars
Authors Misa_Ogata,_Hirotada_Okawa,_Kotaro_Fujisawa,_Nobutoshi_Yasutake,_Yu_Yamamoto_and_Shoichi_Yamada
URL https://arxiv.org/abs/2210.09501
2つの空間次元で回転する星の軸対称平衡構造を数値的に取得するための新しい定式化を提示します。それを回転する星の永年進化に適用する目的で、ラグランジュ記述に基づいています。.基本方程式を有限差分して得られる非線形連立方程式を、独自に考案した新しい多次元求根法であるW4法で解きます。ラグランジュ座標の歪みを避けるために、再マッピングスキームでそれを補強します。一連の論文の最初の1つでは、最初にこれらの方法の詳細な説明を行います。次に、急速に回転する順圧平衡状態と傾圧平衡状態の両方の構築を含む、いくつかのテスト計算の結果を提示します。オイラーコードで得られた対応物との比較だけでなく、いくつかの診断量を使用して定量的に精度を測定します。実証目的で、回転する白色矮星のおもちゃモデルの冷却計算にコードを適用します。

352 日間にわたる途切れのない TESS 光度曲線からの 60 ガンマ ドラドゥス星の内部自転と浮力移動時間

Title Internal_rotation_and_buoyancy_travel_time_of_60_gamma_Doradus_stars_from_uninterrupted_TESS_light_curves_spanning_352_days
Authors Stefano_Garcia,_Timothy_Van_Reeth,_Joris_De_Ridder,_Conny_Aerts
URL https://arxiv.org/abs/2210.09526
環境。ドラドゥスガンマ(以下、$\gamma$~Dor)星は重力モードのパルセータであり、その周期によって星の内部構造に関する情報が伝達されます。これらの期間は、内部回転と化学的混合に特に敏感であり、これら2つのプロセスは現在、星の進化の理論では十分に制約されていません。ねらい。脈動モードを特定し、トランシティング系外惑星調査衛星(TESS)ミッションによって南側連続観測ゾーン(以下、S-CVZ)で観測された106個の$\gamma$Dor星の内部自転と浮力移動時間を推定することを目的としています。以前に検出された140の周期間隔パターン、つまり一連の(ほぼ)連続した脈動モード周期に依存しています。メソッド。漸近式を使用して、$\gamma$~Dor星の物理的範囲をカバーする回転速度と浮力移動時間の範囲の重力モード周波数を計算しました。これらの周波数は、カスタムのコスト関数を最小化することにより、観測された周期間隔パターンに適合しました。回転の影響は、星の脈動コードGYREを使用して、従来の回転の近似を使用して評価されました。結果。60個のTESS$\gamma$~Dor星の脈動モード同定、内部自転、浮力移動時間を取得しました。残りの46個のターゲットについては、検出されたパターンが短すぎるか、モードを明確に識別するには不足しているモードが多すぎて、より長い光曲線が必要です。分析に成功した星については、1年にわたるTESS光度曲線からの周期間隔パターンが、内部回転と浮力移動時間をそれぞれ$\rm0.03~d^{-1}$と400秒の精度に制限できることを発見しました。これは、$\gamma$~Dor星の4年ケプラー光度曲線に基づく文献結果の約半分の精度です。

主系列星 V1180 Cas の長期測光研究

Title Long-term_Photometric_Study_of_the_Pre-main_Sequence_Star_V1180_Cas
Authors Asen_Mutafov,_Evgeni_Semkov,_Stoyanka_Peneva,_Sunay_Ibryamov
URL https://arxiv.org/abs/2210.09660
この論文では、前主系列星V1180Casの光学測光観測の結果が報告されています。この星は、暗い雲リンズ1340に関連する若い変光星で、太陽から600pcの距離にあり、カシオペア座の星形成領域にあります。V1180Casは、降着による効果と絶滅による効果の組み合わせとして解釈される大きな振幅変動を示します。星のVRICCD測光観測からのデータは、2011年9月から2022年2月まで収集されます。観測中に、最大5等の大きな振幅のいくつかの明るさの低下を記録しました。(Iバンド)。同時に、数週間にわたる明るさの増加も記録されています。この論文では、V1180Casについて得られた測光データを、他の低質量前主系列天体の観測結果と比較します。

星の慣性を持つ大質量星形成における降着のバーストモード

Title The_burst_mode_of_accretion_in_massive_star_formation_with_stellar_inertia
Authors D._M.-A._Meyer_(1),_E._I._Vorobyov_(2,3),_V._G._Elbakyan_(4),_S._Kraus_(5),_S.-Y._Liu_(6),_S._Nayakshin_(4),_A._M._Sobolev_(7)_((1)_Institut_fuer_Physik_und_Astronomie,_Universitaet_Potsdam,_Karl-Liebknecht-Strasse_24/25,_14476_Potsdam,_Germany,_(2)_Institute_of_Astronomy,_Russian_Academy_of_Sciences,_48_Pyatnitskaya_St.,_Moscow,_119017,_Russia,_(3)_University_of_Vienna,_Department_of_Astrophysics,_Vienna,_1180,_Austria,_(4)_School_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Leicester,_Leicester,_LE1_7RH,_UK,_(5)_University_of_Exeter,_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Exeter,_Devon_EX4_4QL,_UK,_(6)_Institute_of_Astronomy_and_Astrophysics,_Academia_Sinica,_11F_of_ASMAB,_AS/NTU_No.1,_Sec._4,_Roosevelt_Rd,_Taipei_10617,_Taiwan,_(7)_Ural_Federal_University,_19_Mira_Str.,_620002_Ekaterinburg,_Russia)
URL https://arxiv.org/abs/2210.09662
大規模な星形成における降着のバーストモードは、親の星形成前コアの最初の重力崩壊を、それらの重力的に不安定な円盤およびそれらの降着駆動バーストの特性に関連付けるシナリオです。この研究では、回転エネルギーと重力エネルギーの比のいくつかの値で回転する100個のMo分子コアが崩壊して形成された若い大質量星の一連の高解像度3D放射流体力学数値シミュレーションを提示します。ベータ=5%-9%。モデルには、ディスクの非対称性によって引き起こされる間接的な重力ポテンシャルが含まれています。これにより円盤の重心が変化し、恒星のぐらつきと呼ばれる中心星の位置の大幅な偏位が引き起こされることがわかりました。恒星のぐらつきは、円盤内の重力不安定性の発達を遅らせ、長引かせ、若い大質量星が経験する降着駆動バーストの数と大きさを減らします。その特性は、大質量原始星から監視されたバーストの特性とよく一致しています。M17ミア。したがって、円盤構造を正確にモデル化するには、恒星のウォブリングを含めることが重要です。ミリ波帯の合成アルマ干渉画像は、円盤が十分に古く、降着のバーストモードにすでに入っている限り、スパイラルアームやガス塊などの効率的な重力不安定性の結果を検出できることを示しています。

巨星のフレアの特徴

Title Characteristics_of_flares_on_giant_stars
Authors Katalin_Ol\'ah,_B\'alint_Seli,_Zsolt_K\H{o}v\'ari,_Levente_Kriskovics,_Kriszti\'an_Vida
URL https://arxiv.org/abs/2210.09710
後期型の矮星と巨星はかなり異なりますが、それらのフレアは同様の物理プロセスに由来すると考えられており、エネルギーレベルのスケールファクターだけが異なります。このアプローチの妥当性を研究します。主系列星のフレアとは統計的に異なるかもしれない活動巨星のフレアの特徴を探します。61の巨星の約4000のフレアと、この比較研究に適した唯一のデータベースであるケプラーのロングケイデンスモードで観測された他のタイプの20の星を使用しました。すべてのフレアについて、持続時間とエネルギーを導出し、星のパラメーターを収集しました。フレア特性と様々な恒星パラメータとの相関関係を調べた。フレアの持続時間と、星の表面重力、光度、半径との間に強い相関関係が見られます。スケーリングされたフレアの形状は、30分のリズムで巨人と矮星に似ているように見えます。フレアエネルギーと持続時間の対数関係は、表面重力が小さい星ほど急勾配になります。観測されたフレアは、平均して矮星よりも巨星の方が長く、よりエネルギーが強い。フレアエネルギーと持続時間の対数関係の一般化された線形スケーリングは、$\approx$1/3の普遍的な理論的勾配を持ち、表面重力への依存を導入することでわずかに変更する必要があります。

遠方太陽双生児調査 (SDST) -- II.設計、観察、データ

Title Survey_for_Distant_Solar_Twins_(SDST)_--_II._Design,_observations_and_data
Authors Fan_Liu,_Michael_T._Murphy,_Christian_Lehmann,_Chris_Flynn,_Daniel_Smith,_Janez_Kos,_Daniel_A._Berke,_Sarah_L._Martell
URL https://arxiv.org/abs/2210.09776
太陽双生児の研究は天文学界に重要な影響を与えていますが、過去数十年にわたって確実に特定された近くの太陽双生児は$\sim$100--200($<$1kpc)だけです。私たちの調査(SDST)の目的は、$\sim$150--200離れた太陽双生児と、銀河中心に近い太陽双晶(最大$\lesssim$4kpc)を特定することです。正確なGaiaとSkymapperの調査を利用して、アングロオーストラリア望遠鏡のHERMESスペクトログラフで観測された2度の視野で太陽のような候補を選択しました。17.4等のガイアGと同じくらい暗いほとんどのターゲットに対して、必要なS/N比(HERMESレッドバンドで1ピクセルあたり25)を達成することに成功しました。私たちの候補の星の測光/天文パラメータ(例:\teff、\logg、質量)はこの論文で導き出されますが、分光パラメータはこのSDSTシリーズの3番目の論文で提示されます。選択の成功率-太陽の双子または類似体に属するターゲットの割合-は、シミュレートされた調査データとBesan\c{c}on星の人口モデルから推定され、調査の実際の成功率と比較されました。予想される成功率と実際の成功率がよく一致していることがわかり、SDSTで発見された太陽双生児と類似体の数が期待と一致していることを示し、調査アプローチを確認しました。これらの遠方の太陽類似体は、暗黒物質密度の高い領域での電磁気の強さの変化をテストするための主要なターゲットであり、たとえば、天の川銀河内の銀河の化学進化などの理解に追加の貢献をすることができます。

太陽活動領域のサブサーフェス プラズマ フローとフレア生産性

Title Sub-surface_Plasma_Flows_and_the_Flare_Productivity_of_Solar_Active_Regions
Authors B_Lekshmi,_Kiran_Jain,_Rudolf_W._Komm_and_Dibyendu_Nandy
URL https://arxiv.org/abs/2210.09820
太陽フレアやコロナ質量放出(CME)などの高エネルギーイベントに起因する極端な宇宙気象条件では、信頼できる宇宙天気予報が必要です。対流ゾーンを上昇する磁束管は、プラズマの乱流によってねじれ、システムにエネルギーを与え、フレアを発生させます。フレア活動領域とそれらの表面磁束および電流ヘリシティに関連する地下プラズマ流との関係を調査します。GlobalOscillationNetworkGroup(GONG)ドップラー速度測定を使用したアクティブ領域パッチのリングダイアグラム解析から得られた地表付近の水平速度は、この作業で使用される垂直発散、渦度、運動ヘリシティなどの流体力学記述子を計算するために使用されます。フレアリング活動領域は、垂直渦度と運動ヘリシティの値が大きいことが観察されます。また、水平方向の流れの発散、渦度、流束、速度論的および電流のヘリシティは、有意に相関し、互いに同相で進化することが観察されます。フレアの1日前に観測された上記の流れと磁気パラメータの積分値は、活動領域の積分フレア強度と有意に相関していることがわかります。したがって、強い渦度/運動ヘリシティがより大きな活性領域のねじれにつながり、おそらく高強度のフレアを生成することを示します。

太陽フレアにおけるMHD乱流形成:3次元シミュレーションと合成観測

Title MHD_turbulence_formation_in_solar_flares:_3D_simulation_and_synthetic_observations
Authors Wenzhi_Ruan,_Limei_Yan_and_Rony_Keppens
URL https://arxiv.org/abs/2210.09856
乱流プラズマ運動は宇宙では一般的であり、太陽フレアで引き起こされて、高エネルギー電子につながる効果的な加速を駆動します。未解決の質量運動は、極紫外線(EUV)観測からのフレアで頻繁に検出され、乱気流と見なされることがよくあります。しかし、フレア中にこのプラズマ乱流がどのように形成されるかは、まだほとんど謎のままです。ここでは、磁気リコネクションプロセスが含まれる3D磁気流体力学シミュレーションで、観測された乱流をうまく再現できます。乱流は、リコネクションアウトフローとリコネクションサイトの下の磁気アーケードとの間の複雑な非線形相互作用の結果として形成されます。この相互作用では、せん断流駆動のケルビンヘルムホルツ不安定性(KHI)が乱流渦の生成に重要な役割を果たします。乱流は高密度のフレアループの上で生成され、アルベニア摂動として磁場に沿って彩層のフットポイントに伝播します。200kms^-1を超える高い乱流速度は、終末衝撃波の周囲で見られますが、低層大気は、数密度が約10^11cm^-3の層で10kms^-1の乱流速度に達します。最大の非熱速度を持つ乱流領域は、観測された高エネルギー電子が集中する領域と一致し、加速における乱流の潜在的な役割を示しています。EUVの合成ビューと適合したHinode-EISスペクトルは、観測結果との優れた一致を示しています。エネルギー分析は、リコネクションダウンフロー運動エネルギーの10%以上がKHIを介して乱流エネルギーに変換できることを示しています。

小型望遠鏡による若い変光星の調査: VII -- IC5070 の YSO のスポット特性

Title A_survey_for_variable_young_stars_with_small_telescopes:_VII_--_Spot_Properties_on_YSOs_in_IC5070
Authors Carys_Herbert,_Dirk_Froebrich,_Aleks_Scholz
URL https://arxiv.org/abs/2210.09895
HOYS(HuntingOutburstingYoungStars)プロジェクトのマルチバンドデータに基づいて、31の若い恒星天体のスポットプロパティの測定値を示します。平均して、各オブジェクトの分析は、少なくとも3つのバンドで80日間の270のデータポイントに基づいています。私たちのサンプルのすべての若い低質量星は、周期的な測光変動を示しています。光学バンドで測定された測光振幅を、完全なエラー伝搬を含む大気モデルに基づいてシミュレートされた振幅と比較することにより、スポット温度とカバレッジを決定します。サンプルの21個の天体はクールスポットを特徴とし、スポット温度は恒星の有効温度($T_{\rmeff}$)より500~2500K低く、範囲は0.05~0.4です。さらに6つのホットスポットがあり、温度は$T_{\rmeff}$を超えて最大3000Kで、範囲は0.15未満です。残りの4つの星は、あいまいな解決策を持っているか、AATauタイプの汚染物質です。大きな斑点(つまり、高い被覆率$>0.1$)を持つすべての星は、$T_{\rmeff}<4500$Kで比較的低温であり、これはより深い対流帯を持つ結果である可能性があります。それとは別に、スポットの特性は、自転周期、赤外線の過剰、または恒星の特性に関して有意な傾向を示しません。最も顕著なのは、$K-W2$赤外線過剰を示さない星のホットスポットであり、円盤内部の空洞を横切る降着またはプラージの存在の可能性を示しています。

Xeベースの直接検出実験における宇宙線ブースト暗黒物質

Title Cosmic-ray_boosted_dark_matter_in_Xe-based_direct_detection_experiments
Authors Tarak_Nath_Maity,_Ranjan_Laha
URL https://arxiv.org/abs/2210.01815
LUX-ZEPLIN(LZ)の共同研究により、パラメーター空間の広い領域で、弱いスケールの暗黒物質(DM)核子スピン非依存(SI)散乱断面積に対する最強の制約が達成されました。この論文では、補完的なアプローチを取り、LZで宇宙線ブーストされたサブGeVDMを検出する可能性を研究します。DMの信号がない場合、パラメーター空間のいくつかの領域のLZ結果を使用して、以前の制約を$\sim2$の係数で改善します。また、今後のXENONnTと将来のダーウィン実験は、現在のLZ制限と比較して、それぞれ$\sim3$と$\sim10$の係数だけ小さい断面積に敏感になることも示しています。

重力による暗黒物質と宇宙ニュートリノのプロファイルに対する新しい制約

Title New_Constraints_on_Dark_Matter_and_Cosmic_Neutrino_Profiles_through_Gravity
Authors Yu-Dai_Tsai,_Joshua_Eby,_Jason_Arakawa,_Davide_Farnocchia,_Marianna_S._Safronova
URL https://arxiv.org/abs/2210.03749
小惑星(101955)Bennuを使用して、太陽系の暗黒物質と宇宙ニュートリノプロファイルに対する純粋な重力制約を導出します。OSIRIS-RExミッションから得られた広範な追跡データと忠実度の高い軌道モデリングのために、私たちはBennuに焦点を当てています。暗黒物質の局所密度は$\rho_{\rmDM}\lesssim3.3\times10^{-15}\;\rmkg/m^3\simeq6\times10^6\,\bar{\rho}_{\rmDM}$、$\sim1.1$au付近($\bar{\rho}_{\rmDM}\simeq0.3\;\rmGeV/cm^3)$)。太陽系天体の高精度追跡データは、標準モデル予測$\bar{n}_{\nu}$に対して、$\eta\equivn_\nu/\のレベルで宇宙ニュートリノの過密度を抑制できることを示しています。bar{n}_{\nu}\lesssim1.7\times10^{11}(0.1\;{\rmeV}/m_\nu)$(土星)、KATRINおよび他の以前の実験室実験からの既存の境界に匹敵する($m_\nu$はニュートリノの質量)。これらのローカル境界は、既存および将来の直接検出実験に興味深い意味を持ちます。私たちの制約はすべての暗黒物質の候補に適用されますが、太陽系の過密度を予測または許容する太陽ハロー、恒星盆地、アクシオンミニクラスターなどのシナリオでは特に意味があります。さらに、重力の$\tilde{\alpha}_D$倍の強度を持つDM-SM長距離第5フォースを導入することで、Bennuは$\rho_{\rmDM}\lesssim\bar{\rhoに制約を設定できます。}_{\rmDM}\left(6\times10^6/\tilde{\alpha}_D\right)$.これらの制約は、追跡データの精度が向上し、観測アークが増加し、より多くのミッションが小惑星を訪問するにつれて、将来的に改善される可能性があります。

COSI による暗黒物質の展望: ALP、PBH、サブ GeV の暗黒物質

Title Dark_Matter_prospects_with_COSI:_ALPs,_PBHs_and_sub-GeV_Dark_Matter
Authors Andrea_Caputo,_Michela_Negro,_Marco_Regis_and_Marco_Taoso
URL https://arxiv.org/abs/2210.09310
新たに選択されたNASAMeVミッションCOSI(ComptonSpectrometerandImager)によって提供される暗黒物質の探索の見通しを研究します。この機器は、スペクトル線を検出するように設計および最適化されており、単色ガンマ線に直接崩壊または消滅する暗黒物質を検出する絶妙な可能性を提供することを示しています。これは、たとえば、2つの光子に崩壊するアクシオン様粒子(ALP)の場合です。さらに、ホーキング蒸発によって生成された陽電子からの511keV線の測定を通じて、COSIが原始ブラックホール(PBH)の暗黒物質の探索に重要な進歩をもたらすことができることを示します。また、GeV未満の暗黒物質の消滅/レプトンへの崩壊やPBHの蒸発から光子へと期待される信号など、連続体信号を探索する機会についても概説します。この場合も、COSIが現在の境界の改善につながることがわかります。

量子デバイスにおけるダークマター誘起電力

Title Dark_Matter_Induced_Power_in_Quantum_Devices
Authors Anirban_Das,_Noah_Kurinsky,_Rebecca_K._Leane
URL https://arxiv.org/abs/2210.09313
新しい暗黒物質(DM)検出器として単一準粒子デバイスを提示します。これらのデバイスのしきい値は、クーパーペアの結合エネルギーによって設定されるため、非常に低いため、銀河系のハローから入ってくる約MeV程度の光のDMと、銀河系に潜在的に存在する低速の熱化されたDM成分を検出できます。地球。これらの新しいデバイスでの既存の電力測定と、SuperCDMS-CPDでの電力測定を使用して、約1MeVから10GeVまでのDM質量のDM散乱断面積に新しい制約を設定し、約$10^{-34}-スピンに依存しない相互作用の場合は10^{-26}$cm$^2$。量子デバイスの電力堆積を使用して、地球のハローDMと熱化されたDM集団の両方に対する感度を向上させるための将来の方向性を概説します。

超軽量ダークフォトンダークマター検出用小惑星

Title Asteroids_for_ultralight_dark-photon_dark-matter_detection
Authors Michael_A._Fedderke_and_Anubhav_Mathur
URL https://arxiv.org/abs/2210.09324
慣性テスト質量(TM)間の分離の変動を監視する重力波(GW)検出器は、それらのTMに作用する新しい力に敏感です。$U(1)_B$または$U(1)_{B-L}$電荷に結合された超軽量暗光子暗黒物質(DPDM)は、DPDM質量によって設定された周波数で振動する1つの力を供給します。したがって、異なる周波数帯域で動作するGW検出器は、異なるDPDM質量範囲に敏感です。太陽系内部の特定の小惑星の分離を監視することに基づく最近のGW検出提案は、$\mu$Hz周波数に感度を持つ[arXiv:2112.11431]。この論文では、その提案が、質量範囲$4\[8]\times10^{-21}\の$B$[それぞれ$B-L$]電荷に結合されたDPDMの新しいパラメーター空間へのアクセスも可能にする方法を示します。text{eV}\lesssimm_{\text{DM}}\lesssim2\times10^{-19}\text{eV}$,ピーク感度は$\の現在の最適限界を超える約3[2]桁varepsilon_B$[$\varepsilon_{B-L}$]at$m_{\text{DM}}\sim2\times10^{-19}\text{eV}$.小惑星の回転運動に関連するノイズの問題を克服できる場合にのみ、感度を$m_{\text{DM}}\sim3\times10^{-18}\text{eV}$まで拡張できます。

極端な質量比の連星におけるコンパクトで銀河規模の環境の重力波痕跡

Title Gravitational-wave_imprints_of_compact_and_galactic-scale_environments_in_extreme-mass-ratio_binaries
Authors Kyriakos_Destounis,_Arun_Kulathingal,_Kostas_D._Kokkotas_and_Georgios_O._Papadopoulos
URL https://arxiv.org/abs/2210.09357
ブラックホール、特に活動銀河核に存在するブラックホールの周囲には、周辺および銀河規模の環境が断続的に存在します。超大質量ブラックホールがホスト銀河にエネルギーを与えるため、銀河環境は、超大質量ブラックホールの周囲の太陽質量天体の測地学的ダイナミクスに影響を与え、続いてそのような非真空極限質量比連星から放出される重力波に影響を与えます。ヘルンキスト型の暗黒物質ハロープロファイルに浸されたシュヴァルツシルトブラックホールを説明する正確な一般相対論的解が見つかったのはごく最近のことです。このような非真空時空を掘り下げるテスト粒子の広範な測地線解析を実行し、その結果を真空シュヴァルツシルト時空で得られたものと比較し、それらの支配的な重力波放出も比較します。私たちの調査結果は、共鳴を示す半径方向および極方向の振動周波数比が、ハローのコンパクトさが増加するにつれて、極端な重力領域に深く下降することを示しています。これは、非真空測地線の重力赤方偏移と、真空測地線に対するその結果の波形に変換されます。この現象は、これらのセットアップのリングダウン信号でも観察されています。コンパクトな環境では、暗黒物質の引力により、軌道のアプシダル歳差運動が強く影響を受けることがわかりました。軌道の軸は、軌道運動の方向とは反対の方向に回転する可能性があり、真空および銀河規模の環境で発生する典型的な順行歳差運動とは対照的に、ハローの質量に依存する逆行歳差運動ドリフトにつながります。逆行から順行への軌道変化における重力波は、重要な非歳差転換点付近で過渡的な周波数現象を示すため、超大質量ブラックホールの周囲に密集した暗黒物質環境が存在することを示す「発火銃」として機能する可能性があります。

愛で悪い退化を壊す: 普遍的な関係による重力波測定の改善

Title Breaking_Bad_Degeneracies_with_Love:_Improving_gravitational-wave_measurements_through_universal_relations
Authors Yiqi_Xie,_Deep_Chatterjee,_Gilbert_Holder,_Daniel_E._Holz,_Scott_Perkins,_Kent_Yagi,_and_Nicol\'as_Yunes
URL https://arxiv.org/abs/2210.09386
距離傾斜縮退は、コンパクト連星合体の重力波パラメーター推定を制限します。縮退は、高次モードや歳差運動を含めることで部分的に破ることができますが、これらの効果は連星中性子星では抑制されます。この作業では、連星中性子星の波形における潮汐効果の新しいパラメーター化を実装し、距離と傾斜の縮退を打破する連星の愛の関係を利用します。バイナリラブ関係は、中性子星の潮汐変形性をソースフレーム質量の関数として、状態方程式に依存しない方法で規定し、ソースの赤方偏移の直接測定を可能にします。宇宙論的パラメータが既知であると仮定すると、赤方偏移を光度距離に変換することができ、距離と傾斜の縮退を破ることができます。この新しいアプローチを実装し、合成データのベイジアンパラメーター推定を使用して、一連の中性子星連星観測シナリオを研究します。第3世代の検出器の時代には、信号対雑音比が6から167の範囲の観測に対して、距離と傾斜角の$90\%$信頼区間が$\sim70\%$減少することを予測しました。ソースフレームコンポーネントの質量が最大$\sim50\%$減少します。エッジオンシステムの場合、私たちのアプローチは、信号対雑音比が10という低いバイナリの距離と傾斜の測定値を中程度($\sim50\%$)改善することができます。この処方箋は、より適切な推論に使用できます。ソースフレームの質量、したがって核天体物理学に影響を与える最大質量などの中性子星の集団特性を改良します。対応する電磁観測の調査と組み合わせると、ここで提示された作業を使用して、連星中性子星の合体からのジェットの開口角に改善された境界を置くことができます。

ICON/MIGHTI 観測を使用した夏至時の熱圏平均風と循環の特徴付け

Title Characterization_of_the_Thermospheric_Mean_Winds_and_Circulation_during_Solstice_using_ICON/MIGHTI_Observations
Authors Erdal_Yi\u{g}it,_Manbharat_Dhadly,_Alexander_S._Medvedev,_Brian_J._Harding,_Christoph_R._Englert,_Qian_Wu,_Thomas_J._Immel
URL https://arxiv.org/abs/2210.09407
NASAのICON(IonosphericConnectionExplorer)宇宙船に搭載されたMIGHTI機器からの水平ニュートラルウィンド観測を使用して、平均的な帯状風と南北風、および低緯度から中緯度($10^\circ$S-40$^{\circ}$N)高度90kmから200kmの間の北半球{夏至点条件、具体的には2020年6月20日至および6月8日から7月7日までの1か月間2020{そして、2019年12月16日から2020年1月31日までの47日間にまたがる北部の冬季については、完全な現地時間のカバレッジを提供します}。データは、適切な高度、経度、緯度、太陽天頂角、およびローカルタイムビン内で平均化され、平均風分布が生成されます。平均水平循環の地理的分布と局所的な時間変動が評価されます。瞬間的な水平風は、しばしば$\pm150$ms$^{-1}$を超えるかなりの程度の時空間変動を示します。日平均の帯状平均風速は、日ごとの変動性を示しています。東向きの帯状風と北向き(冬から夏)の子午線風が下部熱圏で優勢であり、これは小規模な重力波による東向きの運動量堆積の間接的な観測証拠を提供します。平均中性風と循環は、熱圏下部(90~120km)ではより小規模な構造を示しますが、熱圏上部ではより均一であり、熱圏のますます散逸的な性質を示しています。ICON/MIGHTI測定から推定された平均風と循環パターンは、大循環モデルの制約と検証、および数値波動モデルへの入力に使用できます。

$\Lambda$CDM モデルの拡張としての Bulk Viscosity Cosmology の新しいパラメータ化

Title A_new_Parametrization_for_Bulk_Viscosity_Cosmology_as_Extension_of_the_$\Lambda$CDM_Model
Authors L._Gabriel_G\'omez,_Guillermo_Palma,_\'Angel_Rinc\'on,_Norman_Cruz,_Esteban_Gonz\'alez
URL https://arxiv.org/abs/2210.09429
冷たい暗黒物質の体積粘性は、$\Lambda$CDMモデルと比較して、宇宙論的な設定で独特の現象学的効果を導入する魅力的な機能です。この見解の下で、我々は形式$\xi\simH^{1-2s}\rho_{m}^{s}$の体積粘度の一般的なパラメータ化を提案します。仮説。この新しいパラメータ化のいくつかの利点は次のとおりです:第一に、結果として得られる宇宙進化の方程式を$s$の任意の値に対して自律システムの形で書くことができるため、固定点と安定性の一般的な処理を行うことができます。第二に、バルク粘度効果は、物質密度がなくなると自然にオフになるように一貫して処理されます。主な結果として、詳細な動的システム解析に基づいて、さまざまな宇宙期間中に非ゼロのバルク粘性係数を持つde-Sitterのような漸近解の1つのパラメーターファミリが見つかりました。数値計算は、宇宙背景の進化に対するバルク粘度の影響をより定量的に評価するために、解析的な位相空間解析と一緒に実行されます。最後に、観測との最初の接触として、マルコフ連鎖モンテカルロ法を考えたベイジアン統計分析を実行することにより、超新星Iaとハッブルパラメーターの観測からの特定の$s$指数を持ついくつかの体積粘度モデルの自由パラメーターに対する制約を導き出します。.

モノジェムのダークマター

Title Dark_Matter_from_Monogem
Authors Christopher_V._Cappiello,_Neal_P._Avis_Kozar,_Aaron_C._Vincent
URL https://arxiv.org/abs/2210.09448
超新星衝撃が宇宙空間に広がると、暗黒物質の粒子と衝突し、天の川銀河の典型的な暗黒物質の速度よりも1桁以上大きい速度までそれらを散乱させる可能性があります。超新星残骸が地球に十分近く、適切な年齢である場合、特に暗黒物質が速度依存演算子を介して相互作用する場合、この高速暗黒物質の流れは直接検出実験で検出可能になる可能性があります。これにより、エネルギーが小さすぎて検出できない光暗黒物質の検出が容易になる可能性があります。モノジェムリング超新星残骸は、このようなフラックスを生成するのに十分近く、適切な年齢であることを示しているため、将来の実験のための新しい直接検出の制約と感度が生成されます。

ダークセクターにおける等価原理の後期違反に対する制約

Title Constraints_on_Late_Time_Violations_of_the_Equivalence_Principle_in_the_Dark_Sector
Authors Cameron_C._Thomas_and_Carsten_van_de_Bruck
URL https://arxiv.org/abs/2210.09732
暗黒エネルギーがスカラー場の進化により動的である場合、一般に、スカラーは物質と結合していると予想されます。標準モデル粒子へのカップリングは局所的な実験によって高度に制約されていますが、暗黒物質(DM)へのカップリングの境界は宇宙観測からのみ得られ、その結果としてより弱くなります。最近では、暗黒エネルギー自体の進化により、暗黒エネルギー支配時にのみカップリング自体が非ゼロになり、後期のダークセクターで等価原理(EP)が破られることが指摘されています。回。この論文では、特定のモデルを研究し、DMセクターでのEPのそのような後期違反が、宇宙背景の進化と線形領域での観測量(例えば、宇宙マイクロ波背景放射から)によって強く制約されないことを示します。.非線形レジームにおける摂動の研究は、等価原理の遅い時間の違反をより強力に制約するために必要です。

線形 GUP 修正白色矮星の動径振動と動的不安定性解析

Title Radial_Oscillations_and_Dynamical_Instability_Analysis_for_Linear_GUP-modified_White_Dwarfs
Authors John_Paul_R._Bernaldez,_Adrian_G._Abac,_Roland_Emerito_S._Otadoy
URL https://arxiv.org/abs/2210.09876
ハイゼンベルグの不確定性原理に対する修正は、一般化不確定性原理(GUP)と呼ばれ、量子重力への現象論的アプローチの間で一般的な最小測定可能長さの導入により出現しました。線形GUP(LGUP)と呼ばれるGUPへのアプローチが最近開発され、測定可能な最小長と測定可能な最大運動量の両方を満たし、一次運動量$(1-\alphap)^{-4}d^3xd^3p$、ここで$\alpha$はまだ確立されていないGUPパラメータです。この研究では、LGUPで修正された白色矮星の質量と半径の関係を調査し、それらに動径摂動を与えて、振動から生じる動的不安定性を調べます。質量と半径の関係から、LGUPはより低い最大質量の白色矮星になることがわかり、この効果は$\alpha$の値が大きいほど顕著になります。また、基本周波数$\omega_0$の2乗の消失に対応する白色矮星の質量が、質量と半径の関係で白色矮星が持つことができる最大質量であることもわかります。動的不安定性解析は、GUPパラメーター$\alpha$のすべての値に対して不安定性が設定され、$\alpha$の増加に対して(より低い最大質量に対応する)より低い中心密度$\rho_c$で設定されることも示しています。これにより、得られた結果が検証されます。質量半径関係プロットから。最後に、LGUPで修正された白色矮星の質量制限が保持されていることに注意してください。これは、LGUPがコンパクトなオブジェクトの重力崩壊をサポートしていることを示しています。

二次一般化不確定性原理を修正した任意温度の白色矮星状態方程式と質量半径の関係

Title Equation_of_State_and_Mass-Radius_Relations_of_Quadratic_Generalized_Uncertainty_Principle-modified_White_Dwarfs_with_Arbitrary_Temperatures
Authors James_David_M._Tu\~nacao,_Adrian_G._Abac,_Roland_Emerito_S._Otadoy
URL https://arxiv.org/abs/2210.09886
二次一般化不確定性原理(QGUP)、量子重力現象学から生じる予測によって修正された有限温度白色矮星の質量半径関係を研究します。このQGUPアプローチは、運動量の二次項によってハイゼンベルグの不確実性原理を拡張し、チャンドラセカール状態方程式(EoS)の位相空間体積を変更します。このEoSは、GUPパラメーター$\beta$を摂動として扱うことによって最初に計算されました。この摂動EoSは、低圧で予想される熱偏差を示しますが、高圧領域では$j$次の近似の符号に依存する相反する動作を示します$(\mathcal{O}(\beta^j))$.QGUPの効果をさらに調査するために、完全な数値シミュレーションを進め、一般に、有限の温度が低圧でのEoSを軟化させ、QGUPが高圧でのEOSを硬くすることを示しました。次に、この修正されたEoSは、Tolman-Oppenheimer-Volkoff方程式とその古典的な近似に適用され、一般相対論的およびニュートンの白色矮星の修正された質量半径関係が得られました。両方のケースの関係は、小さな質量で予想される熱偏差を示すことがわかりました。低質量の白色矮星は、大きな半径で高質量領域にシフトしますが、高質量の白色矮星は、チャンドラセカールの限界を超えて、より大きな質量を獲得します。さらに、GUPパラメーターと温度の値が十分に大きい場合、GUPによる高質量偏差と温度による低質量偏差はもはや存在しないため、理想的なケースから完全に取り除かれた質量と半径の関係が得られることがわかります。相互に排他的です。

一次相転移からのアクシオン暗黒物質、および GRB 221009A からの超高エネルギー光子

Title Axion_dark_matter_from_first-order_phase_transition,_and_very_high_energy_photons_from_GRB_221009A
Authors Shota_Nakagawa,_Fuminobu_Takahashi,_Masaki_Yamada,_Wen_Yin
URL https://arxiv.org/abs/2210.10022
質量または潜在的な最小値に関して一次相転移(FOPT)を経験するアクシオン様粒子(ALP)を研究します。これは、ALPがFOPTを介して閉じ込められたSU($N$)ゲージ理論の非摂動的効果からポテンシャルを取得する場合、またはALPが振動し始めるまで高温で偽の真空に閉じ込められている場合に実現できます。真の最小値。結果として得られるALPの存在量は、標準的なミスアライメントメカニズムと比較して大幅に強化されており、例えば、科学者によってアクセス可能なより広いパラメーター空間で暗黒物質を説明しています。IAXOとDMラジオ。さらに、実行可能なパラメーター空間には、質量$m_a\simeq10^{-7}-10^{-8}$eVの領域と、ALP-光子結合$g_{a\gamma\gamma}\simeq10^が含まれます。{-11}{\rmGeV}^{-1}$は、アクシオン-光子振動によるGRB221009Aからの非常に高エネルギーの光子の最近の観測を説明できます。この領域のALPが暗黒物質を説明する場合、ALPは必然的に一次相転移を経験しています。