195個のクラスターメンバーの赤方偏移と188個のクラスターメンバーの中心速度分散を含む強いレンズクラスターA1489の分光学的調査について説明します。赤方偏移調査に適用される苛性技術は、動的パラメーター$M_{200}=（1.25〜\pm〜0.09）\times10^{15}〜M_\odot$、$r_{200}=1.97〜\pm〜を与えます。{0.05}$Mpc、およびクラスターの視線速度分散$1150〜\pm〜{72}〜$km$〜$s$^{-1}$$r_{200}$内。これらのパラメータは、アインシュタイン半径が比較的大きい他の強いレンズシステムのパラメータと非常によく似ています。分光法と深部測光を使用して、A1489がおそらく動的にアクティブであることを示します。その4つのBCGは、著しく異なるレストフレームの視線速度を持っています。他の大規模な強いレンズクラスターと同様に、A1489のメンバーの速度分散関数は、分散$\geq〜250〜$km$〜$s$^{-1}$に対して過剰を示します。中央分散はまた、将来のレンズモデルに対する強化された制約を提供します。
ローカルスケールでの統一された$ f（R）$重力
シフトされた$f（R）（\proptoR^{1+\delta}）$モデルを探索し、ローカルスケールでの制約を研究するための特徴的な物理パラメーターとして${\delta}$を使用します。異なる測地線（ヌルおよび非ヌル）に直面する対応するダイナミクスと、その等角アナログが調査されます。ヌル測地線については、光の偏向角について説明しますが、弱いフィールド制限の下での非ヌル測地線については、それぞれ$f（R）$シュワルツシルトバックグラウンドでの水星軌道の近日点前進を調査します。null以外の測地線に表示される追加の力の範囲は、$\delta$によって異なります。このような現象論的調査により、$\delta$をほぼ$\mathcal{O}（10^{-6}）$に厳密に制約し、銀河系と惑星系のスケールでの順序の統一性に違いがあり、独自の$fを提供しているようです。（R）$ローカルスケールで。さらに、宇宙の遅い時間に、ダークエネルギーのヌルテストを提供するために、裸のスカラー自己相互作用アインシュタインフレームポテンシャルを介して$\delta$の制約を分析します。偏差パラメーター$\mid\delta\mid$を$（\approx0.6）$に制約します。これは、複数の作成者によるヨルダンフレームでのさまざまな観測を通じて得られた結果と密接に一致しています。我々の結果は、現在の形式のモデルが局所スケールでの暗黒物質のような効果の代替説明に適しているのに対し、大規模では偏差が大きくなり、加速されたバックグラウンドの観点から対処する必要があることを示唆しています。
電波銀河分類への深層学習アプローチにおける不確実性の定量化
| Title |
Quantifying_Uncertainty_in_Deep_Learning_Approaches_to_Radio_Galaxy_Classification |
| Authors |
Devina_Mohan,_Anna_M._M._Scaife,_Fiona_Porter,_Mike_Walmsley,_Micah_Bowles |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01203 |
この作業では、変分推論を使用して、電波銀河分類の深層学習モデルの予測における不確実性の程度を定量化します。電波銀河にラベルを付けるとき、個々のテストサンプルのモデル事後分散のレベルが人間の不確実性と相関していることを示します。さまざまな異なる重み事前確率のモデルパフォーマンスと不確実性キャリブレーションを調査し、スパース事前確率がより適切にキャリブレーションされた不確実性推定値を生成することを提案します。個々の重みの事後分布を使用して、信号対雑音比（SNR）が最も低い重みを削除することにより、パフォーマンスを大幅に低下させることなく、完全に接続された層の重みの30％を削除できることを示します。フィッシャー情報ベースのランキングを使用して、より高度な剪定を実現できることを示しますが、どちらの剪定方法も、Fanaroff-RileyタイプIとタイプIIの電波銀河の不確実性キャリブレーションに異なる影響を与えることに注意してください。最後に、この分野の他の作業と同様に、冷たい事後効果が発生することを示します。これにより、良好な予測パフォーマンスを実現するには、事後確率を下げる必要があります。モデルの仕様ミスに対応するためにコスト関数を適応させることでこの効果を補うことができるかどうかを調べますが、大きな違いはないことがわかります。また、原則的なデータ拡張の効果を調べ、これがベースラインを改善するが、観察された効果を補償しないこともわかります。これは、トレーニングサンプルの過度に効果的なキュレーションが原因で、仕様の誤りが発生する可能性があるためであると解釈し、将来の電波銀河分類へのベイズ深層学習アプローチの潜在的な問題として提起します。
2つの二重クエーサーの物語：ハッブルの一定の張力またはバイアス？
| Title |
A_tale_of_two_double_quasars:_Hubble_constant_tension_or_biases? |
| Authors |
Luis_J._Goicoechea_and_Vyacheslav_N._Shalyapin_(GLENDAMA_Project_Core_Team) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01271 |
フラットな$\Lambda$CDM（標準）宇宙論の場合、時間遅延が測定された重力レンズ付きクエーサーの小さなサンプルが、最近、$Planck$フラット$\Lambda$CDMの結果で張力がかかったハッブル定数$H_0$の値を提供しました。。この張力が実際にあるかどうかを確認するために、GLENDAMAサンプルの2つのダブルクエーサー（SBS0909+532およびSDSSJ1339+1310）の基本的な観測制約を使用して、標準的な宇宙論における$H_0$の基本的な値について説明しました。SBS0909+532の場合、$H_0$の信頼できる測定値を取得できませんでした。ただし、SDSSJ1339+1310の現在のデータは、約67.8kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$および$\sigma（H_0）/H_0\sim$10％の$H_0$と一致しています。正式な不確実性は依然として大きく、主に主レンズ銀河の質量密度プロファイルの詳細が不足しているためですが、$H_0$の中心値は、TDCOSMO+SLACSコラボレーション（重力レンズシステムを使用）の値と一致します。$Planck$宇宙マイクロ波背景放射から1$\sigma$間隔内。1つのダブルクエーサーだけでこれらの予備的な有望な結果を得た後、現在、ハッブル定数を正確に測定し、他の宇宙論的パラメーターに制約を課すために、いくつかのGLENDAMAシステムを使用することを計画しています。
| Title |
Mapping_the_Surface_of_Partially_Cloudy_Exoplanets_is_Hard |
| Authors |
Lucas_Teinturier,_Nicholas_Vieira,_Elisa_Jacquet,_Juliette_Geoffrion,_Youssef_Bestavros,_Dylan_Keating_and_Nicolas_B._Cowan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.00825 |
地球型外惑星の反射光測光は、海洋と大陸の存在を明らかにする可能性があり、したがって、これらの世界の現在および長期の居住可能性に直接的な制約を課します。観測された光度曲線から惑星のアルベドマップを推測することは困難です。異なるマップが区別できない光度曲線を生成する可能性があるためです。この縮退は、雲の変化によって悪化します。太陽系外惑星の雲のない表面地図を取得するために、複数日にわたるディスク統合測光を組み合わせることができることが以前に示唆されていました。惑星の固定表面マップと時間変数の上にある雲を同時にフィッティングすることにより、ベイズ検索の一部としてこの手法を示します。このアプローチを合成データでテストし、それを実際の地球のディスク統合観測に適用します。雲物理学についての仮定をする必要なしに、忠実な低解像度の表面アルベドマップを再構築するには、8日間の連続的な合成観測で十分であることがわかります。測光の不確実性が無視できる光度曲線の場合、ある場所での最小の大気中アルベドは、その表面アルベドの適切な推定値です。DSCOVR宇宙船に搭載された地球ポリクロメートイメージングカメラからの観測に適用すると、私たちのアプローチは雲のごく一部のみを除去します。この難しさは、地球雲の短い相関長と組み合わされた観測の全相ジオメトリに起因します。地球のような気候学を持つ太陽系外惑星の場合、雲の平均化された地図よりもはるかにうまくいくのは難しいかもしれません。雲の除去は、大規模な雲システムを抱える4分の1段階近くで画像化された太陽系外惑星で最も成功すると推測されます。
初期地球でのRNAライフに向けて：大気中のHCNから暖かい小さな池での生体分子の生成まで
| Title |
Towards_RNA_life_on_Early_Earth:_From_atmospheric_HCN_to_biomolecule_production_in_warm_little_ponds |
| Authors |
Ben_K._D._Pearce,_Karan_Molaverdikhani,_Ralph_E._Pudritz,_Thomas_Henning,_Kaitlin_E._Cerrillo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.00829 |
地球上の生命の起源は、RNAなどの情報を含む分子の初期の出現に関係しています。RNAの基本的な構成要素は、炭素が豊富な隕石によって供給されたか、初期の地球大気でのシアン化水素（HCN）の合成から始まるプロセスによってその場で生成された可能性があります。ここでは、初期の地球大気のロバストな物理的および非平衡化学モデルを構築します。大気には、隕石の衝撃デガッシングから水素が供給され、海洋から蒸発した水、火山からの二酸化炭素、海底熱水噴出孔からのメタンが供給され、そこでは雷と外部のUV駆動化学によってHCNが生成されます。これにより、HCNから暖かい小さな池（WLP）への雨量を計算できます。次に、包括的なソースとシンクの数値モデルを使用して、核酸塩基、リボース、およびその中の水性およびUV駆動化学から生じる2-アミノオキサゾールなどのヌクレオチド前駆体の結果として生じる存在量を計算します。4.4bya（10億年前）の池のピークアデニン濃度は、100Myr以上で約2.8$\mu$Mに維持できることがわかりました。WLPへのアデニンの隕石送達は、濃度の同様のピークを生成しますが、UV光分解、浸透、および加水分解によって数か月以内に破壊されます。大気の初期の進化は、衝撃速度の低下と大気散逸による水素の減少、およびH2O光分解からのOHなどの酸素化種の上昇によって支配されています。私たちの研究は、月形成の影響から約200Myr以内の地球上のRNAの初期の起源を示しています。
若い木星コアに遭遇する固体の熱処理
木星の水素に対する窒素の増強は、太陽と比較した場合、その初期の形成がN$_{2}$雪線（$\sim$20-40AU）を超えて発生したという証拠として解釈されています。しかし、原始太陽系星雲が消滅する前に木星を形成するために必要な急速な成長は、形成中の惑星の核を非常に高温（$>$1000K）に到達させ、周囲を暖めることにつながります。ここでは、発光する惑星の核が最終的に降着する固体に与える影響を調べます。非常に高温の（急速に降着する）コアが降着前に揮発性物質を追い出し、低温のコア（ゆっくりと降着する）が揮発性の豊富な固体を継承できる場合に、重大な遷移が発生することがわかります。木星の窒素富化を考えると、それがN$_{2}$雪線を超えて形成された場合、そのコアは10$^{-10}$M$_{\odot}$yr$^{を超える速度で固体を付着させることはできません。-1}$。我々の結果は、木星が原始太陽系星雲のより遠位の領域で形成されたか、または窒素損失が、より耐火性のキャリアに組み込まれるか、高温で揮発分がなくなる氷の中に閉じ込められたために抑制されたことを示唆しています。
インテリジェントライフの画期的なリッスン検索：トランジットTESS対象のテクノシグネチャー検索
| Title |
The_Breakthrough_Listen_Search_for_Intelligent_Life:_Technosignature_Search_of_Transiting_TESS_Targets_of_Interest |
| Authors |
Noah_Franz,_Steve_Croft,_Andrew_P._V._Siemion,_Raffy_Traas,_Bryan_Brzycki,_Vishal_Gajjar,_Howard_Isaacson,_Matt_Lebofsky,_David_H._E._MacMahon,_Danny_C._Price,_Sofia_Z._Sheikh,_Julia_De_Marines,_Jamie_Drew,_S._Pete_Worden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.00918 |
ブレイクスルーリッスンイニシアチブは、そのより大きな使命の一部として、近くの星の最も徹底的な技術署名検索を実行しています。さらに、ブレイクスルーリッスンは、NASAのトランジット系外惑星探査衛星（TESS）に取り組んでいる科学者と協力して、テクノシグネチャーのTESSターゲットオブインタレスト（TOI）を調べています。ここでは、ロバートC.バードグリーンバンク望遠鏡でのブレイクスルーリッスン観測中に輸送中だった$61$TESSTOIの$1-11$$\textrm{GHz}$無線技術署名検索を示します。$\pm4$$\textrm{Hz}$$\textrm{s}$$^{-1}$のドリフトレート範囲で、最小S/Nしきい値が$10$の狭帯域ドップラードリフト検索を実行しました。、解像度は$3$$\textrm{Hz}$です。ターゲットソースのリズム全体で信号を比較することにより、無線周波数干渉を除去しました。干渉を除去した後、調査に残っているイベントはないため、この作業では技術署名の関心信号は検出されませんでした。このnullの結果は、L、S、C、およびXバンドで、$52\textrm{％}$、$20\textrm{％}$、$16\textrm{％}$、および$15\textrm{％}$未満であることを意味します。それぞれ、TESSTOIは、$10^{14}$$\textrm{W}$の数倍を超える等価等方性放射電力を持つ送信機を所有しています。
原始惑星系円盤におけるHC18O +の検出：COの酸素同位体分別の調査
| Title |
Detection_of_HC18O+_in_a_protoplanetary_disk:_exploring_oxygen_isotope_fractionation_of_CO |
| Authors |
Kenji_Furuya,_Takashi_Tsukagoshi,_Chunhua_Qi,_Hideko_Nomura,_L._Ilsedore_Cleeves,_Seokho_Lee,_Tomohiro_C._Yoshida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.00935 |
太陽系材料の酸素同位体異常を説明するために開発された酸素同位体分別シナリオは、ディスク内の固体とガスの間の分離がすでに起こっている原始惑星ディスクでCOガスが18Oで枯渇することを予測します。ALMAの観測に基づいて、クラスII原始惑星系円盤（TWHya）でのHC18O+（4-3）の最初の検出を報告します。この検出により、光学的に厚いCOアイソトポログの代用として、光学的に薄いHCO+アイソトポログからのTWHyaディスク内のCOの酸素同位体分別を調べることができます。以前にSMAで取得したH13CO+（4-3）データを使用すると、ディスクの中央<100au領域のH13CO+/HC18O+比は10.3+-3.2であることがわかります。炭素と酸素の同位体分別化学を用いてTWHyaディスクの化学モデルを構築し、H13CO+/HC18O+から13CO/C18Oへの変換係数を推定します。変換係数（=0.8）を使用すると、13CO/C18O比は8.3±2.6と推定されます。これは、許容誤差内のローカルISMの元素存在比（8.1±0.8）と一致しています。その場合、ディスクのCOガスの18O枯渇の明確な証拠はありませんが、大きな不確実性のために確固たる結論を引き出すことはできませんでした。結論として、HCO+アイソトポログの光学的に細い線は、CO同位体比の有用なトレーサーであり、COアイソトポログの光学的に太い線から直接制約されることはほとんどありません。H13CO+とHC18O+の将来のより高感度の観測により、ディスク内の酸素分別をより適切に制限できるようになるでしょう。
高解像度透過スペクトルに対する恒星重力減光の影響
高分解能透過分光法は、短周期の太陽系外惑星の拡張された大気を精査するための強力な方法です。超安定エシェル分光器の進歩と地平線上の30メートルクラスの望遠鏡の出現により、原子種の大気吸収をモデル化する際に、わずかな観測的および物理的効果でさえ重要になります。この研究では、高速回転する星の表面全体の不均一な温度、つまり重力減光が、短周期の太陽系外惑星の大気で一般的に観察される少数の原子遷移で観測される透過スペクトルにどのように影響するかを示します。超高温木星KELT-9bとHAT-P-70bの通過をシミュレートしますが、私たちの結果は、急速に回転する星を通過するすべての短周期ガス巨星に適用できます。一般に、重力減光は平均透過スペクトルにわずかな影響を及ぼしますが、広帯域測光トランジットで観察される効果と同様に、吸収光度曲線の形状を変える可能性があることがわかります。重力減光効果の大きさは、10メートルクラスの望遠鏡で観測された透過スペクトルのノイズと同じオーダーですが、30メートルクラスの望遠鏡で収集された個々の原子吸光線の将来の高品質分光光度曲線を考慮する必要があります。この効果。
放射能によって誘発されたC-複合小惑星の熱水活動
炭素質物質が豊富なC複合小惑星は、地球の揮発性在庫の潜在的な供給源です。それらは、原始的な炭素質隕石に似たスペクトル的に暗いため、C-複合小惑星は炭素質隕石の潜在的な親体であると考えられています。ただし、かなりの数のC複合小惑星は、水に富む炭素質隕石よりも弱いヒドロキシル吸収を伴う表面スペクトルを示します。むしろ、それらは、一般に衝撃加熱に起因する脱水の証拠を示す隕石に最もよく対応します。ここでは、脱水されたC-complex小惑星に類似したJbiletWinselwan隕石からのCa-炭酸塩の4億5,647万年前の古い放射年代を報告します。炭酸塩はCa-硫酸塩の高温多形に囲まれており、水性変質後の>300{\deg}Cでの熱変成作用を示唆しています。この老年期は、衝撃加熱ではなく、短命の放射性核種の崩壊によって引き起こされる水性変質作用とその後の熱変成作用の早期の開始を示しています。放射能によって内部で加熱された元の小惑星の崩壊は、主に熱的に変態した物質からなる小惑星族をもたらすはずです。これは、脱水されたC複合小惑星の一般的な発生を説明しています。
粒状媒体における低速の通常の衝撃によって駆動されるパルスの伝播と減衰
| Title |
Propagation_and_attenuation_of_pulses_driven_by_low_velocity_normal_impacts_in_granular_media |
| Authors |
A._C._Quillen,_Max_Neiderbach,_Bingcheng_Suo,_Juliana_South,_Esteban_Wright,_Nathan_Skerrett,_Paul_S\'anchez,_Fernando_David_C\'u\~nez,_Peter_Miklavcic,_Heesam_Askari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01225 |
ほぼ円筒形の11ガロンの浴槽を満たす粒状材料への低速の通常の衝撃の実験を実行します。粒状媒体の動きは、7つの埋め込まれた加速度計のアレイで追跡されます。衝撃によって励起された縦方向のパルスは、衝撃部位からの移動距離の関数として広がり、減衰します。パルス伝播は、衝撃の部位に関して球対称ではありません。ピーク振幅は、垂直から45度の場合よりも、下向きに伝搬するパルスの場合の約2倍の大きさです。移流拡散モデルを使用して、衝撃部位からの移動距離の関数としてパルス特性の依存性を推定します。パルスのピーク圧力、速度、および地震エネルギーのべき乗則は、衝撃から-2.5の累乗までの距離に依存し、この急速な減衰は、実験測定とほぼ一致しています。私たちの実験は、地震エネルギーがゆっくりと減衰する残響モデルではなく、衝撃によって生成された地震エネルギーを瓦礫小惑星に急速に減衰させる地震衝撃モデルをサポートしています。拡散モデルを適用して、小惑星バイナリ（65803）ディディモスシステムの二次ディモーフォスへの次のDARTミッションの影響によって励起される地震パルスの物理的特性を推定します。パルスのピーク加速度は、小惑星を通過するときに表面重力を超えると推定されます。
| Title |
Are_the_Newly-Discovered_$z_\sim_13$_Drop-out_Sources_Starburst_Galaxies_or_Quasars? |
| Authors |
Fabio_Pacucci,_Pratika_Dayal,_Yuichi_Harikane,_Akio_K._Inoue,_Abraham_Loeb |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.00823 |
2つの$z\sim13$銀河候補の検出（Harikaneetal。2021b）は、ビッグバン後わずか330$Myrの時代の銀河形成に関する新しいウィンドウを開きました。ここでは、これらの情報源の物理的性質を調査します。そのような初期の時代に星形成銀河やクエーサーを目撃していますか？星形成によって動力を与えられている場合、観測された紫外線（UV）の光度と数密度は、次の場合に共同で説明できます。低赤方偏移関係;（ii）星形成効率はハローの質量とともに増加し、$z\sim10-5$からの塵の減衰を増加させることによって打ち消されます。（iii）それらは非常にトップヘビーな初期質量関数を持つ星を形成します。クエーサーの仮説ももっともらしく、$\sim10^8\、\mathrm{M_{\odot}}$のブラックホールによって生成されるUV光度は、エディントン率（$f_{\rmEdd}）またはそれよりわずかに上に降着します。\sim1.0$）。$z\sim13$でのこのブラックホールの質量は、これまでに検出された$z\sim7.5$クエーサーに必要なものと一致する、挑戦的ですが、信じられないほどの成長パラメータを必要とします。分光学的に確認された場合、これらの2つの情報源は、以前はアクセスできなかった赤方偏移で宇宙を研究するための注目に値する実験室となるでしょう。
近くの宇宙で最も明るい銀河団の進化II：スペクトルエネルギー分布からの星形成活動と恒星質量
| Title |
The_Evolution_of_Brightest_Cluster_Galaxies_in_the_Nearby_Universe_II:_The_star-formation_activity_and_the_Stellar_Mass_from_Spectral_Energy_Distribution |
| Authors |
G._Orellana-Gonz\'alez,_P._Cerulo,_G._Covone,_C._Cheng,_R._Leiton,_R._Demarco_and_Marie-Lou_Gendron-Marsolais |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.00826 |
SDSSとWISEからの光学および赤外線データを使用して、$0.05<z<0.42$で$\sim$56,000の最も明るい銀河団（BCG）のサンプルで星形成活動を研究します。SEDフィッティングによって星の質量と星形成率（SFR）を推定し、赤方偏移を伴うSFRの進化と、BCGの星の質量、クラスターのハローの質量、および冷却時間が星の形成に及ぼす影響を調べます。私たちのBCGには$SFR=1.4\times10^{-3}-275.2$[$\rmM_{\odot}$/yr]と$sSFR=5\times10^{-15}-6\times10^{があります-10}$[yr$^{-1}$]。星形成BCGは、より高い赤方偏移でより豊富であり、より低い赤方偏移よりも高い$SFR$を持っていることがわかります。星形成BCGの割合（$f_{\rmSF}$）は、$0.05<z<0.42$で30％から80％まで変化します。$f_{\rmSF}$の値が大きいにもかかわらず、同じ赤方偏移にある散在銀河の星形成主系列星にあるBCGはわずか13％であることを示しています。また、$f_{\rmSF}$は$\rmM_{200}$にわずかに依存しますが、$\rmM_{*}$で急激に減少することもわかります。最終的に、BCGの$SFR$は、$\rmt_{cool}$の増加とともに減少することがわかりました。これは、星形成が銀河団ガスの冷却に関連していることを示唆しています。ただし、$\rmM_{*}$および$\rmM_{200}$と$\rmt_{cool}$との相関が弱いこともわかりました。これは、AGNがBCG周辺の銀河団ガスを加熱していることを示しています。$SFR$の推定値を、赤方偏移を伴う$SFR$の進化に関する経験的モデルからの予測と比較し、合併が支配的な星形成から冷却が支配的な星形成への移行が$z<0.6$で発生する可能性があることを発見しました。
減衰したLy {\ alpha}システムを見つけるためのDESIモックスペクトルの深層学習
| Title |
Deep_Learning_of_DESI_Mock_Spectra_to_Find_Damped_Ly{\alpha}_Systems |
| Authors |
Ben_Wang,_Jiaqi_Zou,_Zheng_Cai,_J._Xavier_Prochaska,_Zechang_Sun,_Jiani_Ding,_Andreu_Font-Ribera,_Alma_Gonzalez,_Hiram_K._Herrera-Alcantar,_Vid_Irsic,_Xiaojing_Lin,_David_Brooks,_Sol\`ene_Chabanier,_Roger_de_Belsunce,_Nathalie_Palanque-Delabrouille,_Gregory_Tarle,_and_Zhimin_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.00827 |
畳み込みニューラルネットワーク（CNN）機械学習モデルを更新および適用して、DarkEnergySpectroscopicInstrument（DESI）モックスペクトルに基づいて減衰Ly$\alpha$システム（DLA）を検出および特性評価しました。トレーニングプロセスを最適化し、ピクセルあたり5を超える信号対雑音比（S/N）を持つスペクトルに対して99$\％$を超えるDLA分類精度をもたらすCNNモデルを構築しました。分類精度は、正しい分類の割合です。この精度は、信号対雑音比（S/N）が低い$\approx1$スペクトルの場合、97$\％$を超えたままです。このCNNモデルは、ピクセルあたり3を超えるS/Nのスペクトルの標準偏差が0.002および0.17dexの赤方偏移およびHIカラム密度の推定値を提供します。また、このDLAファインダーは、重複するDLAとサブDLAを識別できます。さらに、さまざまなDLAカタログがバリオン音響振動（BAO）の測定に与える影響を調査します。BAOの宇宙論的フィッティングパラメータの結果は、DLAの完全な知識を備えた模擬結果の分析と比較して、$0.61\％$未満の違いがあります。この差は、模擬スペクトルから推定された最初の年の統計誤差よりも低く、$1.7\％$を超えています。また、CNNとガウス過程（GP）モデルのパフォーマンスを比較しました。改良されたCNNモデルは、S/N$>$3の場合、古いバージョンのGPコードよりも適度に14$\％$高い純度と7$\％$高い完全性を備えています。どちらのコードも優れたDLA赤方偏移推定を提供しますが、GPは$24\％$少ない標準偏差によるより良い列密度推定。これら2つのアルゴリズムを組み合わせることにより、DESIメインサーベイの信頼できるDLAカタログを提供できます。
巨大な初期型銀河の中心暗黒物質の割合
暗黒物質（DM）は、銀河の主要な質量成分であると予測されています。初期型銀河の中央部では、総質量の大部分を占めると予想されますが、恒星の初期質量関数（IMF）によっては、恒星の質量が依然として質量収支の大部分を占めるはずです。局所銀河のDM割合と平均DM密度に関する最新の結果について議論し、宇宙史の最後の8Gyrにおける赤方偏移によるそれらの進化を調査します。これらの結果を$\Lambda$CDMモデルからの期待と比較し、中央の総質量密度の傾きを通して、IMFと銀河モデルの役割について説明します。最後に、次世代の機器/調査（Rubin/LSST、Euclid、CSST、WEAVE、4MOST、DESI）によって提供される将来の展望を提示します。これにより、前例のない数の銀河のDM進化を時間とともに測定し、それらを制約するユニークな機会が提供されます。進化のシナリオ。
GASP XXXVII：クラスター内の他の円盤銀河と比較した最も極端なクラゲ銀河、HI研究
| Title |
GASP_XXXVII:_The_Most_Extreme_Jellyfish_Galaxies_Compared_to_Other_Disk_Galaxies_in_Clusters,_an_HI_Study |
| Authors |
N._Luber,_A._M\"uller,_J._H._van_Gorkom,_B._M._Poggianti,_B._Vulcani,_A._Franchetto,_C._Bacchini,_D._Bettoni,_T._Deb,_J._Fritz,_M._Gullieuszik,_A._Ignesti,_Y._Jaffe,_A._Moretti,_R._Paladino,_M._Ramatsoku,_P._Serra,_R._Smith,_N._Tomicic,_S._Tonnesen,_M._Verheijen,_A._Wolter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.00853 |
いくつかの銀河が長い面外H$\alpha$尾を発達させ、極端なクラゲ銀河になる理由を理解することを目的としたVLAHIイメージング調査の結果を提示します。観測は、WINGSとOmegaWINGSの調査から光学的に選択された5つの極端なクラゲ銀河に集中しており、MUSE観測によって長いH$\alpha$テールを持っていることが確認されています。各銀河は異なるクラスターにあります。観測では、視野（40'x40'）と観測された帯域幅（6500kms$^{-1}$）内に合計88個の他の渦巻銀河があります。これらの88個のスパイラルのうち13個と、カタログ化されていないスパイラルが1個検出され、HI質量は1〜7$\times$10${^9}$M$_{\odot}$の範囲です。これらの検出の多くは拡張HIディスクを備えており、2つはラム圧ストリッピングの直接的な証拠を示していますが、他の検出は潮汐力および/またはラム圧ストリッピングの影響を受けている可能性があります。検出されなかった75個の渦巻銀河を積み重ねると、平均HI質量が1.9$\times$10$^{8}$M$_{\odot}$であることがわかります。これは、それらの平均恒星質量を考えると、それらが非常にHI不足であることを意味します。。極端なクラゲ銀河を他の円盤銀河と比較すると、ほとんどすべての円盤銀河よりも星の質量が大きく、HIで検出されたすべての銀河よりも、クラスター中心からの投影距離が小さく、クラスターに対する相対速度が高いことがわかります。すべてのHI検出およびほとんどの非検出よりも意味があります。高い恒星の質量により、極端なクラゲ銀河が剥ぎ取られる前にクラスターの奥深くに落下し、周囲のICM圧力がそれらの壮大な星形成の尾を生じさせると結論付けます。
放射圧を使用したバイナリAGNシミュレーションにより、「ミニトリ」構造による新しいデューティサイクルと重力トルクの低減が明らかになります。
| Title |
Binary_AGN_simulations_with_radiation_pressure_reveal_a_new_duty_cycle,_and_a_reduction_of_gravitational_torque,_through_'minitori'_structures |
| Authors |
David_J._Williamson_(Univ._Southampton),_Lars_H._B\"osch_(ITAP_Kiel,_Univ._Southampton),_Sebastian_F._H\"onig_(Univ._Southampton) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.00859 |
スケールモデルシミュレーションでパーセクスケール分離でのバイナリAGNの放射流体力学シミュレーションの最初のセットを作成します。流体力学にはSPHを使用し、レイトレーシングを使用して2つのAGNから光学的厚さと放射圧を計算します。放射圧がない場合、重力トルクの符号はバイナリパラメータに敏感ですが、2つの軌道構成の1つでは、バイナリは$<10^9$yrの時間スケールで合体するはずです。ただし、放射圧は各SMBHの周りの「ミニトリ」をすばやく破壊し、重力トルクと付着を大幅に減らし、合体のタイムスケールを大幅に増加させます。私たちのシミュレーションは、〜10バイナリ周期のタイムスケール（モデルを$2\times10^7\、M_\odot$の合計バイナリ質量にスケーリングする場合は〜$10^6$年）の新しい「ミニトルス」デューティサイクルを示唆しています。「ミニトリ」の成長フェーズとブローアウトフェーズは同様のタイムスケールであるため、少なくとも1つのコンポーネントで、観測されたバイナリSMBHの約半分がアクティブであると予想されます。「ミニトルス」構造は、赤外線干渉法で観察できる非対称性を提供します。
ジェット、放射、風、超新星が協調した星形成のダイナミクスと結果
| Title |
The_dynamics_and_outcome_of_star_formation_with_jets,_radiation,_winds,_and_supernovae_in_concert |
| Authors |
Michael_Y._Grudi\'c,_D\'avid_Guszejnov,_Stella_S._R._Offner,_Anna_L._Rosen,_Aman_N._Raju,_Claude-Andr\'e_Faucher-Gigu\`ere,_Philip_F._Hopkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.00882 |
GIZMOコードのSTARFORGEフレームワークを使用して、個々の星の形成とジェット、放射、風、超新星からのフィードバックを追跡する最初の巨大分子雲（GMC）シミュレーションを分析します。GMCを$\sim9\rmMyr$で進化させ、最初の乱流崩壊からフィードバックによる分散まで。原始星のジェットは最初はフィードバックの勢いを支配しますが、放射と風は$\sim8\％$の星形成効率（SFE）で雲の崩壊を引き起こし、$8.3\rmMyr$の最初の超新星は遅すぎて星形成に大きな影響を与えません。自由落下ごとのSFEは動的であり、0から$\sim18\％$に加速してから、1％未満に急速に低下しますが、YSOカウントからの推定では、より狭い範囲に圧縮されます。プライマリクラスターは階層的に形成され、短い（$\sim1\、\mathrm{Myr}$）コンパクト（$\sim1\rmpc$）フェーズに凝縮されますが、雲が分散して星が終了する前に仮想化されません束縛されていない拡大する協会として。初期質量関数は、高質量勾配$\alpha=-2$、最大質量$55M_\odot$のシャブリエ（2005）形式に似ています。恒星の降着には平均で$\sim400\rmkyr$かかりますが、$>10M_\odot$の星の場合は$\gtrsim1\rmMyr$であるため、大規模な星は最新の成長を終えます。観測されるように、倍数の星の割合は一次質量の関数として増加します。全体として、シミュレーションは、さまざまなフィードバック物理学を完全に無視するバリエーションと比較して、現実に非常によく似ています。しかし、理論的な不確実性を抑えるには、合成観測とのより詳細な比較が必要です。
高密度惑星状星雲における存在量の不一致要因
高解像度スペクトルから、惑星状星雲Cn3-1、Vy2-2、Hu2-1、Vy1-2、およびIC4997について、衝突励起線（CEL）および光再結合線（ORL）からの化学的存在量が決定されました。、若くて密度の高いオブジェクトです。この作業の主な目的は、CELとORLの間のO$^{+2}$/H$^{+}$アバンダンス不一致係数（ADF）を導出することです。He、O、N、Ne、Ar、S、およびClの存在量が得られ、私たちの値は以前に報告された値と一致しています。Cn3-1、Hu2-1、およびVy1-2はディスクPNeに典型的なO存在量を持っているのに対し、Vy2-2およびIC4997は低O存在量のオブジェクトであることがわかりました（$\rm{12+log（O/H）\sim8.2}$）、これはダスト粒子へのOの枯渇の可能性に起因する可能性があります。$4.30^{+1.00}_{-1.16}$、$1.85\pm1.05$、$5.34^{+1.27}_{-1.08}$、および$4.87^{+4.34}のADF（O$^{+2}$）_{-2.71}$は、Vy2-2、Hu2-1、Vy1-2、およびIC4997に対してそれぞれ決定されました。CELとORLの運動学は、星雲内の異なる共存プラズマがそれらを放出する可能性を研究するために、各ケースについて分析されました。[OIII]とOIIの膨張速度は、3つのPNeの不確実性の範囲内で等しく、これらの線が異なるゾーンで放出されているという証拠はありません。例外はHu2-1とVy2-2で、ORLはCELとは異なるゾーンで放出される可能性があります。Vy2-2とIC4997の場合、同じイオンの星雲とオーロラの線（S$^+$、N$^{+}$、Ar$^{+2}$、Ar$^{+3}）が見つかりました。$、O$^{+2}$）は、異なる膨張速度を示す可能性があります。オーロラ線は低い$\rm{V_{exp}}$を示しています。これは、星雲よりも密度が高く、内側のゾーンで放出されていることを示している可能性があります。
大阪フィードバックモデルII：高解像度シミュレーションに基づく超新星フィードバックのモデリング
| Title |
Osaka_Feedback_Model_II:_Modeling_Supernova_Feedback_Based_on_High-Resolution_Simulations |
| Authors |
Yuri_Oku,_Kengo_Tomida,_Kentaro_Nagamine,_Ikkoh_Shimizu,_and_Renyue_Cen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.00970 |
超新星（SNe）からのフィードバックは、銀河の成長を自己制御する重要なメカニズムであり、銀河形成シミュレーションでは、SNフィードバックのより良いモデルが依然として必要です。この論文の最初の部分では、オイラー流体力学コードAthena++を使用して、運動量と時間がシェル形成時のものによってスケーリングされるときの、スーパーバブルの運動量と半径の時間発展の普遍的なスケーリング関係を見つけます。この論文の第2部では、各星の粒子の周りのボロノイテッセレーションを利用したAthena++シミュレーション結果に基づくSNフィードバックモデルを開発し、GADGET3-Osaka平滑化粒子流体力学コードに実装します。私たちのフィードバックモデルは、エネルギーと運動量の点で等方性で保守的であることが実証されました。質量/エネルギー/金属負荷係数を調べたところ、確率論的熱フィードバックモデルによって、銀河面より高い位置に金属を運ぶが、星形成の抑制が弱い銀河流出が発生したことがわかりました。追加の機械的フィードバックはさらに星形成を抑制し、シミュレーション結果をケニカットとシュミットの関係の観測とよりよく一致させ、すべての結果は観測データの不確実性の範囲内にありました。個々のSNバブルが解決されていない場合、銀河進化のSNフィードバックモデルには熱フィードバックと機械的フィードバックの両方が必要であると主張します。
ガスの少ない矮小楕円体銀河におけるカスプコア問題
このレビューは、カスプコア問題として知られている矮小銀河の内部暗黒物質密度プロファイルの不一致を扱っています。特に、ガスの少ない矮小銀河に焦点を当てることを目指しています。このコールドダークマターの小規模な問題に対する最も有望な解決策の1つは恒星のフィードバックですが、それはガスが豊富な矮星のためだけに設計されているようです。ただし、古典的な小人のレジームでは、このコアメカニズムは無視できるようになります。したがって、暗黒物質が支配的なこれらの矮星に対しても暗黒物質のコアが存続する傾向があるため、これらのバリオンプロセスを呼び出さずに解決策を見つける必要があります。ここでは、2つのカテゴリのソリューションを紹介しました。1つは、摂動物質を介して暗黒物質のポテンシャルを変化させることにより、冷たい暗黒物質内のカスプから暗黒物質コアを作成することです。2番目のカテゴリは、代替理論での暗黒物質コアの自然な出現を表すソリューションを収集します。さまざまな解決策を考えると、暗黒物質の本質を強調するために、銀河が残した観測的特徴を見つけることによって、銀河の中央領域でどのメカニズムが支配的であるかを特定する必要があります。
中間質量ブラックホールとそのホスト銀河の光学分光観測：$ M_ {BH}-\ sigma _ * $関係
| Title |
Optical_spectroscopic_observations_of_intermediate-mass_black_holes_and_their_host_galaxies:_the_$M_{BH}-\sigma_*$_relation |
| Authors |
Vladimir_Goradzhanov,_Igor_Chilingaryan,_Ivan_Katkov,_Kirill_Grishin,_Victoria_Toptun,_Ivan_Kuzmin,_Mariia_Demianenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01078 |
銀河中心の中間質量ブラックホール（IMBH;$M_{BH}<2*10^{5}M_{\odot}$）は、超大質量ブラックホール（SMBH）の形成と成長の一貫した図を描くための十字架です。。ビッグデータ分析を使用して、IMBHの305のIMBH候補と「軽量」SMBHの1623の候補を特定しました（$2*10^{5}M_{odot}<M_{BH}<10^{6}M_{\odot}$）。このサンプルとX線で確認された活動銀河核（AGN）を組み合わせた35個のホスト銀河について、光学分光観測を収集して分析しました。これらのデータは、バルジ恒星速度分散（$\sigma_*$）が24$\dots$118〜km/sの範囲にあり、より大きなSMBHによって確立された$M_{BH}$との相関に従わないことを示しています。$10^{5}-10^{6}M_{\odot}$の範囲では、降着が一般的なBH成長チャネルです。
Blazar PKS 1413 +135でのミリレンシングの新しいテスト
| Title |
New_Tests_of_Millilensing_in_the_Blazar_PKS_1413+135 |
| Authors |
A._L._Peirson,_I._Liodakis,_A._C._S._Readhead,_M._L._Lister,_E._S._Perlmann,_M._F._Aller,_R._D._Blandford,_K._J._B._Grainge,_D._A._Green,_M._A._Gurwell,_M._W._Hodges,_T._Hovatta,_S._Kiehlmann,_A._L\"ahteenm\"aki,_W._Max-Moerbeck,_T._Mcaloone,_S._O'Neill,_V._Pavlidou,_T._J._Pearson,_V._Ravi,_R._A._Reeves,_P._F._Scott,_G._B._Taylor,_D._J._Titterington,_M._Tornikoski,_H._K._Vedantham,_P._N._Wilkinson,_D._T._Williams,_and_J._A._Zensus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01110 |
対称アクロマティック変動（SAV）は、ブレーザーの電波変動のまれな形態であり、〜$10^2-10^5$$M_\odot$質量凝縮による重力ミリレンズに起因します。ブレーザーPKS1413+135の長期無線監視データでは、1980年から2020年の間に4つのSAVが特定されています。4つすべてに、同じ、変化しない、重力レンズモデルを取り付けることができることを示します。SAVが重力ミリレンズによるものである場合、PKS1413+135は、前例のないマイクロ秒分解能で活動銀河核を研究するため、およびミリレンズ自体の性質を研究するための独自のシステムを提供します。推定ミリレンズの2つの候補について説明します。1つは、間にあるエッジオン渦巻銀河でホストされている巨大な分子雲で、もう1つは、巨大なブラックホールを持つ未検出の矮小銀河です。SAV交差時間の周波数への有意な依存性を発見しました。これは、より遅い下層の流れの中を移動する速い衝撃を示している可能性があります。また、SAVに989日の周期性の暫定的な証拠があります。これにより、将来のSAVの予測が可能になります。可能なSAVの次の3つのウィンドウは、2022年8月、2025年5月、および2028年2月に始まります。
遅い無線過渡現象に関する研究
| Title |
Studies_on_slow_radio_transients |
| Authors |
Aleksandra_Wo{\l}owska,_Magdalena_Kunert-Bajraszewska,_Kunal_Mooley,_Aneta_Siemiginowska,_Preeti_Kharb,_C._H._Ishwara-Chandra,_Gregg_Hallinan,_Mariusz_Gromadzki,_Dorota_Kozie{\l}-Wierzbowska |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01175 |
過去数十年にわたって活動銀河核（AGN）のグループの非常に広範な研究の概要を示します。サンプルは、クエーサーと銀河の両方の12のソースで構成されており、新しく生まれたラジオジェットの進化により、比較的急速に変化するギガヘルツピークスペクトル（GPS）オブジェクトの特性を示しています。議論された天体はまた、ボロメータの光度、ブラックホールの質量、ジェットパワーなどの幅広い物理的パラメータを示しており、若い活動銀河核とそのホストの間の大きな多様性を示唆しています。さらに、新しい観測プロジェクトを紹介します。その目的は、遅い電波過渡現象の現象を調査し、より深く理解することです。
GaiaEDR3の位置天文過剰ノイズとX線連星の検索
| Title |
Astrometric_excess_noise_in_Gaia_EDR3_and_the_search_for_X-ray_binaries |
| Authors |
P._Gandhi_(Univ._Southampton),_D.A.H._Buckley,_P.A._Charles,_S._Hodgkin,_S._Scaringi,_C._Knigge,_A._Rao,_J.A._Paice,_Y._Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.00833 |
視差と固有運動を超える位置天文ノイズ（AEN）は、連星系の個々のコンポーネントの軌道のぐらつきの潜在的な兆候です。X線選択と位置天文ノイズの組み合わせは、大規模な調査で降着するバイナリを確実に分離するための強力なツールになる可能性があります。ここでは、既知および候補のX線連星（XRB）に期待されるパラメーター空間で、位置天文ノイズの有意な値を持つ銀河源のガイアEDR3カタログをマイニングします。サンプルをChandraSourceCatalogとクロスマッチングすると、重要なAENを持つ約6,500個のX線源のプライマリサンプルが返されます。有意なAENを持つオブジェクトのX線検出効率は、低いAENを示す対応するコントロールサンプルよりも約4.5倍高くなります。一次サンプルは、カラーマグ空間の制御オブジェクトよりもはるかに多く主系列から分岐しており、既知のバイナリ、変数、若い恒星状天体クラスタイプの割合が高くなっています。ただし、これまでのGaiaパイプラインリリースで報告されたAENの値は、既知の準主軸サイズおよびその他のシステムパラメーターを持つ個々のXRBの予想を超える可能性があります。他の要因（おそらく姿勢とモデリングの不確実性、およびソースの変動性）が、現在、そのようなシステムで観測された過剰なノイズを支配している可能性があります。したがって、それらの性質の確認は、将来のGaiaリリースを待たなければなりません。完全なX線照合カタログがここでリリースされ、レガシーフォローアップが可能になります。
剥ぎ取られたエンベロープ星からの熱核および電子捕獲超新星
| Title |
Thermonuclear_and_Electron-Capture_Supernovae_from_Stripped-Envelope_Stars |
| Authors |
Savvas_Chanlaridis,_John_Antoniadis,_David_R._Aguilera-Dena,_G\"otz_Gr\"afener,_Norbert_Langer,_Nikolaos_Stergioulas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.00871 |
（要約）水素が豊富なエンベロープから剥ぎ取られると、初期質量が$\sim$7から11M$_\odot$の星は、大規模な縮退コアを発達させて崩壊します。最終的な構造と組成に応じて、結果は熱核爆発から電子捕獲超新星（ECSN）での中性子星の形成にまで及ぶ可能性があります。最近、この質量範囲の星は、中心密度がまだ$\rho_{\rmc}\lesssim10^{9.6}$gcm$^{-3}$を下回っているときに、爆発的な酸素燃焼を開始する可能性があることが示されました。これにより、Ia型超新星（（C）ONeSNeIaと呼ぶ）の興味深い候補となり、ECSNeを介した中性子星の形成に幅広い影響を与える可能性があります。ここでは、初期質量が$0.8〜3.5$M$_\odot$の範囲で、金属量が$Z=10^{-4}$〜$0.02$の252個のヘリウム星の進化をモデル化します。これらのモデルを使用して、爆発性酸素点火時の中心密度、組成、エンベロープ質量を制限します。さらに、さまざまな風の効率を持つ追加のモデルを使用して、質量損失率の仮定に対するこれらのプロパティの感度を調査します。質量が$\sim$1.8から2.7M$_\odot$のヘリウム星は$1.35-1.37$M$_\odot$（C）ONeコアに進化し、$\rm\の中心密度で爆発的な燃焼を開始することがわかります。log_{10}（\rho_c）\sim9.3$および9.6。コア炭素燃焼後に保持される残留炭素の量を制限し、最終結果を決定する上で重要な役割を果たしていると結論付けます。残留炭素質量分率が$X_{\rmmin}（\rm{{^{12}）のコア}C}）\gtrsim0.004$は（C）ONeSNeIaになり、炭素質量分率が低いものはECSNeになります。（C）ONeSNeIaは高金属量で発生する可能性が高いのに対し、低金属量ではECSNeが優勢であることがわかります。
宇宙線相互作用およびエキゾチックソースからの宇宙抗子宮フラックスの再評価
| Title |
Reevaluation_of_the_cosmic_antideuteron_flux_from_cosmic-ray_interactions_and_from_exotic_sources |
| Authors |
Laura_\v{S}erk\v{s}nyt\.e,_Stephan_K\"onigstorfer,_Philip_von_Doetinchem,_Laura_Fabbietti,_Diego_Mauricio_Gomez-Coral,_Johannes_Herms,_Alejandro_Ibarra,_Thomas_P\"oschl,_Anirvan_Shukla,_Andrew_Strong,_Ivan_Vorobyev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.00925 |
宇宙線アンチウテロンは、暗黒物質の消滅や原始ブラックホールの蒸発など、銀河系のエキゾチックな現象を発見するための鍵となる可能性があります。残念ながら、地球での抗子宮フラックスの理論的予測は、銀河での抗子宮フラックスの生成と伝播のメカニズムからの不確実性に悩まされています。星間物質との宇宙線衝突およびエキゾチックプロセスからの抗子宮フラックスの最新の計算を提示します。伝播中の抗子宮の損失を説明するために、ALICEコラボレーションによって最近測定された抗子宮非弾性相互作用断面積を初めて含めます。予想されるフラックスの不確実性を囲むために、我々は、抗子宮生成と宇宙線伝搬のいくつかの最先端のモデルを検討します。
タイプIbn超新星の特性：前駆体の進化と急速な過渡現象の集団の起源への影響
| Title |
Properties_of_Type_Ibn_Supernovae:_Implications_for_the_Progenitor_Evolution_and_the_Origin_of_a_Population_of_Rapid_Transients |
| Authors |
Keiichi_Maeda_and_Takashi_J._Moriya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.00955 |
タイプIbn超新星（SNeIbn）は、SN噴出物と水素の少ない星周物質（CSM）との間の強い相互作用の兆候を示しています。SNeIbnの噴出物とCSMの特性を導き出すことは、巨大な星の最終的な進化を研究する絶好の機会を提供します。本研究では、元々順方向および逆方向の衝撃で生成された高エネルギー光子が光学で観測された放出に変換されるプロセスを考慮に入れて、イジェクタ-CSM相互作用の光度曲線（LC）モデルを提示します。。このモデルは、SNeIbnおよび`SNIbn'の急速に進化するトランジェントのサンプルに適用されます。SNIbnLCで一般的に見られる特徴的なポストピーク挙動は、ゆっくりとした減衰の後に急速な減衰が続くものであり、CSM密度分布。急速な減衰段階での（一般的に見られる）勾配は、CSM密度勾配が急であることを示し（rho_CSM〜r^{-3}）、SNIbnの一般的な特性としてSNに向かう質量損失率の急速な増加を推測します。先祖。導出された噴出物とCSMの特性から、初期質量が18Msunを超える巨大なWolf-Rayet星は、前駆体の潜在的なクラスである可能性があると主張します。現在の研究はまた、最終的な質量損失率が将来のUVミッションによって効率的に調査できる光学SNeIbnよりも低い、現在欠落しているUV明るい急速な過渡現象の集団の存在を示しています。
FRB121102持続電波源の包括的な観測研究
FRB121102は、永続的な電波源（QRS121102）に空間的に関連付けられた最初の高速電波バースト源であり、その性質は不明のままです。QRS121102とそのホスト銀河の詳細な観測研究を紹介します。磁束密度の変動をKuバンド（12〜18GHz）およびKバンド（18〜26GHz）のVLAで測定することにより、QRS121102の物理サイズを制限します。このような変動は、銀河の屈折シンチレーションが原因である可能性が高く、ホスト銀河の赤方偏移でのソース半径が10^17cm未満である必要があります。我々は、電波の変動性がそのような小さな線源のシンチレーション理論の予測よりも低いことを発見し、QRS121102の非AGNモデルの可能性を残しました。さらに、ケック天文台からの中解像度の光スペクトルを使用して、Hα線の幅からQRS121102に関連する潜在的な超大質量ブラックホール（SMBH）の質量を概算しました。線幅は<30km/sの速度分散を示し、<10^{4〜5}M_sunのSMBH質量を示します。QRS121102がAGNの場合、観測された電波光度およびX線光度の制約に対してSMBH質量が低すぎることがわかります。最後に、SMBHをホストするいくつかの矮小銀河は、コンパニオンシステムとの潮汐相互作用の間に巨大な銀河の剥ぎ取られたコアである可能性があります。低解像度のケックスペクトルまたはPanSTARRSカタログから、QRS121102ホストと同じ赤方偏移にある近くの銀河は見つかりません。結論として、FRB121102に関連する永続的な電波源がAGNであるという仮説を裏付ける証拠は見つかりません。代わりに、推定されたサイズとフラットな電波スペクトルが、パルサー星雲の解釈に有利であると主張します。QRS121102のブロードバンド無線監視を継続して、長期的な進化を検索し、このクラスのオブジェクトの性質についてより深い洞察を提供する可能性のある潜在的な類似体の詳細な評価を行うことをお勧めします。
太陽周期24の最小から最大の太陽活動までのPAMELA実験によって測定されたヘリウムフラックス
| Title |
Helium_fluxes_measured_by_the_PAMELA_experiment_from_the_minimum_to_the_maximum_solar_activity_for_solar_cycle_24 |
| Authors |
N._Marcelli,_M._Boezio,_A._Lenni,_W._Menn,_R._Munini,_O._P._M._Aslam,_D._Bisschoff,_M._D._Ngobeni,_M._S._Potgieter,_O._Adriani,_G._C._Barbarino,_G._A._Bazilevskaya,_R._Bellotti,_E._A._Bogomolov,_M._Bongi,_V._Bonvicini,_A._Bruno,_F._Cafagna,_D._Campana,_P._Carlson,_M._Casolino,_G._Castellini,_C._De_Santis,_A._M._Galper,_S._V._Koldashov,_S._Koldobskiy,_A._N._Kvashnin,_A.A._Leonov,_V.V._Malakhov,_L._Marcelli,_M._Martucci,_A._G._Mayorov,_M._Merge,_E._Mocchiutti,_A._Monaco,_N._Mori,_V._V._Mikhailov,_G._Osteria,_B._Panico,_P._Papini,_M._Pearce,_P._Picozza,_M._Ricci,_S._B._Ricciarini,_M._Simon,_A._Sotgiu,_R._Sparvoli,_P._Spillantini,_Y._I._Stozhkov,_A._Vacchi,_E._Vannuccini,_G.I._Vasilyev,_S._A._Voronov,_Y._T._Yurkin,_G._Zampa,_and_N._Zampa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01045 |
銀河宇宙線（GCR）の時間依存エネルギースペクトルは、それらの起源と伝播に関する基本的な情報を持っています。地球で観測されたとき、これらのスペクトルは太陽風と太陽圏に浸透する埋め込まれた太陽磁場の影響を大きく受け、11年の太陽周期で大きく変化します。太陽活動のさまざまな時期に測定されたGCRのエネルギースペクトルは、太陽および太陽圏の現象を完全に理解するための重要な情報を提供します。PAMELA実験では、太陽周期23の最小フェーズと太陽周期24の最大フェーズを含む、ほぼ10年間（2006年6月15日から2016年1月23日）のデータが収集されました。2010年1月から2014年9月までの3つのキャリントンローテーション時間ベースのPAMELA機器。これらのデータは、以前の太陽極小期に測定されたPAMELAスペクトルと比較され、ほぼ完全な太陽周期にわたるヘリウム原子核フラックスの時間依存性の画像を提供します。時間と剛性の依存性は、陽子とヘリウムのフラックス比で観察されます。太陽変調の力場近似を使用して、これらの依存関係を局所的な星間陽子およびヘリウム-原子核スペクトルの形状に関連付けました。
| Title |
Confirmation_of_intermediate-mass_black_holes_candidates_with_X-ray_observations |
| Authors |
Victoria_Toptun,_Igor_Chilingarian,_Kirill_Grishin,_Ivan_Katkov,_Ivan_Zolotukhin,_Vladimir_Goradzhanov,_Mariia_Demianenko,_Ivan_Kuzmun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01075 |
銀河中心の超大質量ブラックホール（SMBH）の起源はまだ不明です。それらの形成には2つの可能な方法があります-大質量（$10^5-10^6M_{\odot}$）と低質量（$100M_{\odot}$）のBH核から。後者のシナリオでは、多数の中間質量ブラックホール（IMBH、$10^2-10^5M_{\odot}$）を残す必要があります。公開されている最大のIMBH搭載AGNのサンプルには、X線で確認された10個のオブジェクトが含まれています。ここでは、X線範囲の銀河核からの放射線の存在によって光学的に選択されたIMBH候補を確認することによって得られた、15の真正なIMBHの新しいサンプルを提示します。これにより、銀河の中心で確認されたIMBHの数が増加します。2.5回。同様に、質量が$2\cdot10^5-10^6M_{\odot}$の99個のブラックホールが確認されました。X線データのソースは、公開されているカタログ、データのアーカイブ、およびXMM-Newton、Chandra、Swiftに関する私たち自身の観察でした。両方のサンプルのオブジェクトの30％のエディントン係数は、0.5から1までの臨界に近いことが判明しました。これは、異常に高い割合です。また、軽量SMBHで初めて、[OIII]輝線または$H\alpha$線の広い成分の光度と、X線範囲の光度との相関関係がプロットされました。
Mini-EUSOにおけるニュークリアライトの観測に向けて
| Title |
Towards_observations_of_nuclearites_in_Mini-EUSO |
| Authors |
L._W._Piotrowski,_D._Barghini,_M._Battisti,_A._Belov,_M._Bertaina,_F._Bisconti,_C._Blaksley,_K._Bolmgren,_F._Cafagna,_G._Cambi\`e,_F._Capel,_M._Casolino,_T._Ebisuzaki,_F._Fenu,_A._Franceschi,_C._Fuglesang,_A._Golzio,_P._Gorodetzki,_F._Kajino,_H._Kasuga,_P._Klimov,_V._Kungel,_M._Manfrin,_L._Marcelli,_W._Marsza{\l},_H._Miyamoto,_M._Mignone,_T._Napolitano,_G._Osteria,_E._Parizot,_P._Picozza,_Z._Plebaniak,_G._Pr\'ev\^ot,_E._Reali,_M._Ricci,_N._Sakaki,_K._Shinozaki,_J._Szabelski,_Y._Takizawa,_S._Wada_and_L._Wiencke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01114 |
Mini-EUSOは、視野が$44^{\circ}\times44^{\circ}$の小型の軌道望遠鏡で、主に320〜420nmの帯域で夜間の地球を観測します。マイクロ秒（トリガー）からミリ秒（トリガーなし）までの時間分解能と、カバーされた地面の$300\times300$km以上で、すでに数千の隕石を登録することができました。このような検出により、望遠鏡は、密度と速度が高いために大気中に光の痕跡を残す、架空の重いコンパクトオブジェクトの検索に適したツールになります。最も顕著な例は、核物質であるストレンジクォーク物質の仮想的な塊であり、核物質よりも安定していて密度が高い可能性があります。この論文では、42時間の観測データを収集した後のニュークリアライトのフラックスの潜在的な限界を示しています。
時間分解スペクトルと偏光研究を使用したGRB190530Aの放出メカニズムの調査：シンクロトロン起源？
| Title |
Probing_into_emission_mechanisms_of_GRB_190530A_using_time-resolved_spectra_and_polarization_studies:_Synchrotron_Origin? |
| Authors |
Rahul_Gupta,_S._Gupta,_T._Chattopadhyay,_V._Lipunov,_A._J._Castro-Tirado,_D._Bhattacharya,_S._B._Pandey,_S._R._Oates,_Amit_Kumar,_Y.-D._Hu,_A._F._Valeev,_P._Yu._Minaev,_H._Kumar,_J._Vinko,_Dimple,_V._Sharma,_A._Aryan,_A._Castell\'on,_A._Gabovich,_A._Moskvitin,_A._Ordasi,_A._P\'al,_A._Pozanenko,_B.-B._Zhang,_B._Kumar,_D._Svinkin,_D._Saraogi,_D._Vlasenko,_E._Fern\'andez-Garc\'ia,_E._Gorbovskoy,_G._C._Anupama,_K._Misra,_K._S\'arneczky,_L._Kriskovics,_M._\'A._Castro-Tirado,_M._D._Caballero-Garc\'ia,_N._Tiurina,_P._Balanutsa,_R._R._Lopez,_R._S\'anchez-Ram\'irez,_R._Szak\'ats,_S._Belkin,_S._Guziy,_S._Iyyani,_S._N._Tiwari,_Santosh_V._Vadawale,_T._Sun,_V._Bhalerao,_V._Kornilov,_and_V._V._Sokolov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01167 |
\fermiに搭載されたGBMおよびLATによって検出されたマルチパルスGRB190530Aは、これまでに検出された6番目に流暢なGBMバーストです。このホワイトペーパーでは、\AstroSatと\fermiを使用して観測された即発放射のタイミング、スペクトル、および偏光分析を示し、即発放射のメカニズムに関する洞察を提供します。時間積分されたスペクトルは、ピークエネルギーによる2つのブレークと、2番目に低いエネルギーブレークによる決定的な証拠を示しています。\AstroSatに搭載されたカドミウム亜鉛テルル化物イメージャー（CZTI）によって行われた、時間積分（55.43$\pm$21.30\％）および時間分解偏光測定は、高度な偏光のヒントを示しています。高度な分極のヒントの存在と低エネルギースペクトル指数（$\alpha_{\rmpt}$）の値は、最初の2つのパルスのシンクロトロン限界を超えず、秩序ある磁気のシンクロトロン起源をサポートします。分野。ただし、3番目のパルスの間、$\alpha_{\rmpt}$は、いくつかのビンでシンクロトロンの死の線を超え、時間分解スペクトルのシンクロトロン成分とともに熱特性が観察されます。さらに、MASTER（P$<$1.3\％）と10.4mGTC望遠鏡で得られた赤方偏移測定（$z$=0.9386）を使用して、残光偏光を制約する最も初期の光学観測も報告します。広帯域残光は、ジェット開口角が広いISMのような媒体の前方衝撃モデルで説明できます。$n_{0}\sim$7.41のサーカムバースト密度、運動エネルギー$E_{\rmK}\sim$7.24$\times10^{54}$erg、および放射された$\gamma$線エネルギー$を決定します。E_{\rm\gamma、iso}\sim$6.05$\times10^{54}$erg、それぞれ。
ブラックホール候補MAXIJ1348-630の反射成分に関する詳細な分析
| Title |
Detailed_analysis_on_the_reflection_component_for_the_black_hole_candidate_MAXI_J1348-630 |
| Authors |
Nan_Jia,_Xueshan_Zhao,_Lijun_Gou,_Javier_A._Garcia,_Zhenxuan_Liao,_Ye_Feng,_Yufeng_Li,_Yuan_Wang,_Huixian_Li,_Jianfeng_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01207 |
ブラックホール候補のMAXIJ1348-630は、2019年1月26日に、ガススリットカメラ（GSC）を搭載した\textit{MAXI}で発見されました。\textit{NuSTAR}のアーカイブデータを使用して、このソースの詳細なスペクトル分析を報告します。合計9回の観測で、MAXIJ1348-630がハード状態からソフト状態に、そして最終的にハード状態に戻る完全な爆発の進化がカバーされました。さらに、中間状態は、ハード状態からソフト状態への遷移で見られます。最先端の反射モデル\verb'relxill'ファミリーを使用して、9つのスペクトルすべてに適合させ、\textit{NuSTAR}の2つの焦点面モジュール検出器からのスペクトルを各観測に共同で適合させます。特に、ブラックホールのスピンパラメータと降着円盤の傾きの結果に焦点を当てています。降着円盤の内側半径の分析に基づいて、スピンパラメータ$a_*=0.78_{-0.04}^{+0.04}$と、内側円盤の傾斜角$i=29.2_{-を取得します。0.5}^{+0.3}$度。さらに、ブラックホールがハード状態にあるとき、降着円盤はかなりの切り捨てを示すこともわかります。フィッティング結果で得られた降着円盤の高い鉄の存在量とイオン化は、降着円盤の高密度によって説明できる可能性があります。
| Title |
Differentiating_sharp_phase_transitions_from_mixed_states_in_neutron_stars |
| Authors |
Jonas_P._Pereira,_Micha{\l}_Bejger,_J._Leszek_Zdunik,_Pawe{\l}_Haensel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01217 |
中性子星の内部組成は、天体物理学ではまだ未解決の問題です。それらの最も内側の領域は光の伝播に対して不浸透性であり、重力波は主に星の全体的な側面を運びます。つまり、それらの内部の間接的な推測しか得られませんでした。ここでは、観測精度を推定し、いくつかの電磁波と重力波の観測量を使用して、混合相/状態をハイブリッド星の鋭い相転移領域から区別する方法について説明します。異なる遷移構造が、それらの共有された熱力学的特性のために、星の構成の同様のシーケンスにつながることを示します。最も楽観的なケース（強いクォーク-ハドロン密度のジャンプ相転移）では、半径と質量の観測では、混合状態を鋭い相転移と区別するために、$1-2\％$未満の部分的な不確実性が必要です。潮汐変形の場合、相対的な不確実性は$5-10\％$より小さくする必要があります。しかし、安定したクォークコアの始まりの周りの質量の場合、2つの純粋な相を接続する強い鋭い相転移と混合状態に関連する相対的な潮汐変形の変化ははるかに大きくなる可能性があります（最大約$20-30\％$）。純粋なハドロン星（相転移のしきい値を下回る質量）を混合状態の星と比較すると、相対的な潮汐変形と半径の違いがさらに顕著になる可能性があります（それぞれ最大$50\％$と$5\％$）。上記のすべては、2.5世代および第3世代の重力波検出器と短期間の電磁ミッションが中性子星の相転移のいくつかの側面の評価を開始できる可能性があることを示唆しています。最後に、このようなプローブに関連する可能性のある他のオブザーバブルについて簡単に説明します。
Isatisによる原始ブラックホールの検出可能性の制限：BlackHawkツール
原始ブラックホール（PBH）は、とらえどころのない暗黒物質（DM）を説明するのに便利な候補です。しかし、さまざまな天文観測からの長年の制約により、広範囲の質量にわたってそれらの存在量が制約され、$10^{17}\、{\rmg}\lesssimM\lesssim10^{22}\の狭いウィンドウのみが開いたままになっています。、PBHの形式のすべてのDMに対して$g。この論争のあるウィンドウを批判的な目で再検討し、直接光子の制約の根底にある一般的な仮説を調べます。4つのレベルの仮定をレビューします：i）機器の特性、ii）（外部）銀河光子束の予測、iii）信号とデータの比較の統計的方法、およびiv）ホーキング放射率の計算。公開ホーキング放射コードBlackHawk用に設計された新しいツールであるIsatisのおかげで、最初にPBHの存在量に対する既存および将来の制約を再検討し、仮定i）-iv）の影響を調査します。制約は数桁変化する可能性があることを示し、不確実性の理論的原因を減らす必要性を提唱します。次に、「理想的な」機器を検討し、PBHDMシナリオは、$M_{\rmmax}\sim10^{20}\、$g未満の直接光子ホーキング放射現象によってのみ制約できることを示します。したがって、マスウィンドウの上部は他の方法で閉じる必要があります。
デンマーク、コペンハーゲンの{\ O} stervoldにある展望台図書館の歴史
天文学者のティコ・ブラーエがヴェン島に住んでいたときに行った仕事が彼を世界的に有名にした約50年後、デンマークのクリスチャン4世は、コペンハーゲンに三位一体の建物を建てました。タワー天文台は1642年に開設され、コペンハーゲン大学の天文学者が収容されていました。1861年に、市の東部の{\O}stervoldに新しい近代的な天文台が建設されました。1996年、{\O}stervoldの天文台と小さな町Brorfeldeのすべての大学の天文学者が{\O}sterbroのロックフェラービルに移転し、2つの天文台が閉鎖されました。この論文では、{\O}stervoldの天文台にある図書館と、その天文台の閉鎖後のその後の運命に焦点を当てます。
PDRs4all：OrionBar光解離領域の面分光法のNIRSpecシミュレーション
| Title |
PDRs4all:_NIRSpec_simulation_of_integral_field_unit_spectroscopy_of_the_Orion_Bar_photodissociation_region |
| Authors |
Am\'elie_Canin,_Olivier_Bern\'e,_The_PDRs4All_Team |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01092 |
ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）は、2021年12月25日に打ち上げられました。このドキュメントは、早期放出科学（ERS）プログラムの一部として実行されるオリオンバーの近赤外線分光器（NIRSpec）観測のシミュレーションを示します。PDRs4all」。このデータを生成する方法論は、JWSTパイプラインデータ形式でデータを配信するために、フォーマットマッチングと組み合わせて、オリオンバーの合成シーンに適用される機器の直接フォワードモデルの使用に依存しています。結果として得られる1つの注文の3Dキューブは公開されており、STScIによって開発されたツール（Cubevizなど）およびPDRs4allチームによって開発された科学を可能にする製品と互換性があります。このキューブは、JWSTを使用して拡張ソースのNIRSpec観測を申請したい提案者のテンプレート観測として使用できます。
国際宇宙ステーションに搭載されたMini-EUSO望遠鏡：打ち上げと最初の結果
| Title |
The_Mini-EUSO_telescope_on_board_the_International_Space_Station:_Launch_and_first_results |
| Authors |
M_Casolino,_D_Barghini,_M_Battisti,_A_Belov,_M_Bertaina,_F_Bisconti,_C_Blaksley,_K_Bolmgren,_F_Cafagna,_G_Cambi\`e,_F_Capel,_T_Ebisuzaki,_F_Fenu,_A_Franceschi,_C_Fuglesang,_A_Golzio,_P_Gorodetzki,_F_Kajino,_H_Kasuga,_P_Klimov,_V._Kungel,_M_Manfrin,_W_Marsza{\l},_H_Miyamoto,_M_Mignone,_T_Napolitano,_G_Osteria,_E_Parizot,_P_Picozza,_L_W_Piotrowski,_Z_Plebaniak,_G_Pr\'ev\^ot,_E_Reali,_M_Ricci,_N_Sakaki,_K_Shinozaki,_Y_Takizawa,_S_Wada,_L._Wiencke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01213 |
Mini-EUSOは、2019年に国際宇宙ステーションで打ち上げられ、現在、国際宇宙ステーションのロシアのセクションにある望遠鏡です。ミッションの主な科学的目的は、核兵器とストレンジクォーク物質の探索、一時的な発光イベント、流星と流星物質などの大気現象の研究、海の生物発光と人工衛星と人工スペースデブリの観測です。また、10$^{21}$eVを超えるエネルギーの超高エネルギー宇宙線によって生成された大規模な空気シャワーを観測し、地上からのレーザーによって生成された人工シャワーを検出することもできます。Mini-EUSOは、夜間の地球をUV範囲（290〜430nm）でマッピングでき、空間分解能は約6.3km、時間分解能は2.5$\mu$sで、天底に面するUVを通して惑星を観測できます。-ロシアのZvezdaモジュールの透明なウィンドウ。2019/08/22にバイコヌールコスモドロームから発売されたこの装置は、2つのフレネルレンズと36本のマルチアノード光電子増倍管（それぞれ64チャンネル）で構成される焦点面を採用した光学システムに基づいており、フォトンカウンティング感度と44$^{\circ}$の全体的な視野。Mini-EUSOには、近赤外線および可視範囲での測定を補完する2台の補助カメラも含まれています。この論文では、検出器について説明し、運用初年度に観察されたさまざまな現象を示します。
Balmer-alpha線の青い翼の衝突効果
| Title |
Collisional_effects_in_the_blue_wing_of_the_Balmer-alpha_line |
| Authors |
N.F._Allard,_F._Spiegelman,_J._F._Kielkopf_and_S._Bourdreux |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.00878 |
ライマンα線の近翼を調査するためには、非対称形状の原因となる近接線衛星が存在するため、正確な線プロファイル計算と分子データの両方が必要です。ハッブル宇宙望遠鏡（HST）の宇宙起源スペクトグラフ（COS）で観測されたライマンα線は、DBAとDAの白色矮星のスペクトルにおけるこの特異性を示しています。青い翼の同様の非対称形状は、He原子とH原子によって摂動されたHのバルマーアルファ線で予測できます。基底状態からのn=2のポテンシャルエネルギーと遷移双極子モーメントが決定されたライマンα線に関するごく最近の研究に続き、分子状態を含む新しい正確なH-Heポテンシャルエネルギーと電子遷移双極子モーメントを提示します。H（n=3）+Heと相関し、状態との遷移双極子モーメントはH（n=2）+Heと相関します。H（n=2,3）-Hのこれらの新しいデータと既存の分子データは、He原子とH原子によって摂動されたHのバルマーアルファ線の青い翼における衝突効果の理論的調査を提供するために使用されます。ヘリウム密度が10^21cm-3に達する可能性がある、DZA白色矮星の涼しい大気で見られる物理的条件でのバルマーアルファ線形状の影響に注意してください。この研究は、非常に高いヘリウム密度で有効なスペクトル線の広がりの統一理論を用いて行われます。
| Title |
Detailed_Chemical_Abundances_for_a_Benchmark_Sample_of_M_Dwarfs_from_the_APOGEE_Survey |
| Authors |
Diogo_Souto,_Katia_Cunha,_Verne_V._Smith,_D._A._Garc\'ia-Hern\'andez,_Jon_A._Holtzman,_Henrik_J\"onsson,_Suvrath_Mahadevan,_Steven_R._Majewski,_Thomas_Masseron,_Marc_Pinsonneault,_Donald_P._Schneider,_Matthew_Shetrone,_Keivan_G._Stassun,_Ryan_Terrien,_Olga_Zamora,_Guy_S._Stringfellow,_Richard_R._Lane,_Christian_Nitschelm,_and_B\'arbara_Rojas-Ayala |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.00891 |
14の元素（C、O、Na、Mg、Al、Si、K、Ca、Ti、V、Cr、Mn、Fe、およびNi）の個々の化学物質の存在量は、高分解能近赤外分光法を使用してM-矮星のサンプルから導き出されます。-SDSS-IV/APOGEE調査からの赤外線$H$バンドスペクトル。定量分析には、化学物質の存在量を決定するためにAPOGEEDR17ラインリストを使用して1-DLTE平面平行MARCSモデルで計算された合成スペクトルが含まれていました。サンプルは、より暖かいFGK-矮星原色と10個の測定された干渉角直径を持つ連星系の11個のM-矮星で構成されています。原子拡散効果を最小限に抑えるために、[X/Fe]比を使用して、連星系のM矮星と、より暖かい一次星の文献結果を比較します。これは、調査したすべての元素が良好に一致していることを示しています（$<$0.08dex）。予備選挙の平均存在量の違い-この作品のM-矮星は-0.05$\pm$0.03dexです。これは、連星系のM-矮星が経験的関係を較正するための信頼できる方法であることを示しています。ASPCAPパイプライン（DR16）の存在量、有効温度、および表面重力の結果と比較すると、[M/H]、$T_{\rmeff}$、log$g$=+0.21dex、-50の体系的なオフセットが見つかります。ASPCAP[X/Fe]比は一般的にこの研究と一致していますが、それぞれKと0.30dexです。M矮星の金属性は、[Fe/H]=-0.9〜+0.4の範囲をカバーし、[Fe/H]の関数としての[X/Fe]の傾向を介して銀河の化学進化を調査するために使用されます。さまざまな元素存在量[X/Fe]対[Fe/H]の振る舞いは、より暖かいFGK矮星から得られた対応する傾向とよく一致し、APOGEEスペクトルが選択されたM-の大きなサンプルを使用して銀河の化学進化に使用できることを示しています。小人。
光学から中赤外線までの予想されるFUOriバースト振幅
| Title |
Expected_FU_Ori_Outburst_Amplitudes_from_the_Optical_to_the_Mid-Infrared |
| Authors |
Lynne_A._Hillenbrand_and_Antonio_C._Rodriguez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01012 |
若い恒星状天体（YSO）の周りの円盤は、中心星からの受動的な加熱と、質量降着による能動的な粘性加熱の組み合わせによって提供されるエネルギーを熱的に放出する材料で構成されています。オリオン座FU型星は、内側の円盤領域で降着率が大幅に向上したYSOです。ディスクが標準の低状態からFUオリオン座のような高状態の降着に移行すると、広範囲の波長にわたる測光による増光によって爆発が現れます。$\sim$4000\AA\と8$\mu$mの間の明るさの予想される振幅の結果を示します。これは、FUOriタイプのバーストイベントが最も一般的に検出される波長範囲です。私たちのモデルは、低降着状態と高降着状態を備えた光学的に厚いパッシブ$+$アクティブ定常降着円盤で構成されています。
古典的セファイド時代-ガイア帯におけるヴェーゼンハイト-金属量の関係
| Title |
Classical_Cepheid_period-Wesenheit-metallicity_relation_in_the_Gaia_bands |
| Authors |
V._Ripepi,_G._Catanzaro,_G._Clementini,_G._De_Somma,_R._Drimmel,_S._Leccia,_M._Marconi,_R._Molinaro,_I._Musella,_and_E._Poggio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01126 |
古典的セファイド星（DCEP）は、銀河系外の距離スケールを較正するための基本的なツールです。しかし、それらは銀河系の研究の文脈では強力な星の種族のトレーサーでもあります。ガイアミッションの今後のデータリリース3（DR3）により、銀河円盤、特にほとんどの銀河DCEPが存在するスパイラルアームの構造、ダイナミクス、化学的性質を前例のない詳細で研究できるようになります。。この論文では、ガイアバンドにおける銀河系DCEPの周期-ウェーゼンハイト（$PWZ$）関係の金属量依存性を定量化することを目的としています。ガイア初期データリリース3の視差と測光を組み合わせて、高分解能分光法からの金属が豊富な499個のDCEPのサンプルを採用し、ガイアバンドの$PWZ$関係を較正しました。さまざまな著者によって近赤外線（NIR）バンドで測定された値よりも大きい、$-$0.5mag/dexのオーダーの重要な金属量項が見つかりました。$PWZ$の最良の関係は$W=（-5.988\pm0.018）-（3.176\pm0.044）（\logP-1.0）-（0.520\pm0.090）{\rm[Fe/H]}$。大マゼラン雲までの距離をベンチマークとして使用して$PWZ$の関係を検証し、食変光星によって提供される幾何学的距離と非常によく一致していることを確認しました。追加のテストとして、若い銀河円盤の金属量勾配を評価し、$-0.0527\pm0.0022$dex/kpcを見つけました。これは、以前の結果と非常によく一致しています。
理想的な電磁流体力学的不安定性に関連する2次元の非圧縮性粘性抵抗磁気リコネクションのSweet-Parkerモデルについて
| Title |
On_the_Sweet-Parker_model_for_incompressible_visco-resistive_magnetic_reconnection_in_two_dimensions_associated_to_ideal_magnetohydrodynamic_instabilities |
| Authors |
Hubert_Baty |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01135 |
二次元非圧縮性電磁流体力学の枠組みにおける磁気リコネクションのよく知られたSweet-Parker（SP）モデルを再検討します。定常状態の解は、磁気プラントル数$P_m$を介して非ゼロ粘度を考慮することによって再導出されます。さらに、元のSPモデルとは異なり、流入磁場$B_e$と現在の層の長さ$L$が必ずしも固定されておらず、散逸パラメータに依存する可能性に特に注意が払われています。現在のシートを形成するために2つの異なる理想的に不安定な設定、つまり傾斜モードと合体モードを使用して、磁気リコネクション段階での抵抗率$\eta$とプラントル数$P_m$とのスケーリング関係を数値的に調べ、一般化された定常状態と比較します。状態SP理論解。通常のSweet-Parker関係は、$P_m$と$\eta$の小さな値の制限で回復され、特に正規化された再接続率は単純に$S^{-1/2}（1+P_m）^{-1/4}$、ここで$S$はランキスト数$S=LV_A/\eta$を表します（$V_A$は特徴的なAlfv\'en速度です）。より高い$P_m$および/または$\eta$値の反対の制限では、SPモデルからの有意な偏差が、考慮されるセットアップに応じて調査される複雑な依存関係$B_e（\eta、P_m）$で得られます。太陽コロナで観測された噴火現象を説明する目的で、文献に発表された指数関数的に増加する多数の数値研究を正しく解釈するために、これらの結果の重要性について説明します。
天体物理学の円盤における非線形偏心波の集束。 II。緊密に巻かれた波の励起と減衰
この論文では、Whithamの平均化されたラグランジュ法に基づいて、天体物理学の円盤におけるきつく巻かれた（高度にねじれた）偏心波の非線形理論を開発します。粘性散逸は、疑似ラグランジアンを使用して理論に含まれています。この作品は、Lee\＆Goodmanによって開発された理論を3Dディスクに拡張したもので、粘性が追加されています。線形のきつく巻かれた偏心波は不安定であり、せん断粘性の存在によって励起されることを確認し、これが弱非線形波に対して持続することを示します。波が十分に非線形になると、波はせん断粘性によって減衰することがわかります。これは、以前は粒子状ディスクで見られた結果です。さらに、このモデルの結果をブラックホールディスクの内部領域を伝播する偏心波の最近のシミュレーションと比較し、入ってくる偏心波がわずかに安定した軌道の近くで強く減衰し、強い方位角を持つほぼ円形のディスクになることを示しますディスク密度の変動。
動的に相互作用する近接した複数のシステムにおける食変光星
密接で、コンパクトで、階層的な、複数の恒星系、つまり、数ヶ月から数年の外軌道周期を持つ倍数は、小さいが継続的に成長しているトリプルスター動物園とマルチスター動物園のグループを構成します。それらの多くは、少なくとも1つの食の星のペアで構成されているため、コンポーネント間で容易に観察できる短期間の動的相互作用を示します。したがって、それらの動的および天体物理学的特性を高精度で調べることができます。この論文では、最初の偶然の発見からより体系的な最近の研究まで、食変光星の周りの追加コンポーネントの検索の歴史の概要を示します。さまざまな観測検出方法について説明し、さまざまなデータセットからマイニングできるさまざまな種類の天体物理学的および動的情報との関係について説明します。さらに、観測可能な現象とそのようなシステムの長期的なダイナミクスとの関係についても説明します。
マーチソン広視野アレイのロバストな絶対太陽フラックス密度校正
| Title |
Robust_absolute_solar_flux_density_calibration_for_the_Murchison_Widefield_Array |
| Authors |
Devojyoti_Kansabanik,_Surajit_Mondal,_Divya_Oberoi,_Ayan_Biswas,_Shilpi_Bhunia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01267 |
敏感な無線機器は、かすかな天文源を観測するために最適化されており、通常、太陽を観測するときに受信信号を減衰させる必要があります。太陽と同じ減衰設定で快適に観測できるフラックス密度キャリブレータはほんの一握りです。さらに、マーチソン広視野アレイ（MWA）キャリブレータのような広視野（FoV）機器の場合、太陽放射による汚染を避けるために、太陽が地平線の下にあるときに観測が一般的に行われます。これらの考慮事項は、フラックス密度キャリブレーションへの通常の無線干渉法アプローチがソーラーイメージングに適用できないことを意味します。良好な空モデルとMWAハードウェアの詳細な特性評価に依存する新しい手法が、MWAの太陽フラックス密度キャリブレーション用に開発されました（Oberoietal.2017）。この手法は成功しましたが、MWAフェーズIIの拡張構成からのデータに拡張するには十分に一般的ではありません。ここでは、アレイ構成に依存しないMWAを使用した太陽観測のための堅牢なフラックス密度キャリブレーション方法を紹介します。私たちはさまざまなアプローチを使用しています-強力な情報源の偶然の存在。太陽とともにFoVの高ダイナミックレンジ画像を使用した多数のバックグラウンドソースの検出、および太陽観測に使用される追加の減衰がある場合とない場合の強力なフラックス密度キャリブレータの観測。フラックス密度校正に必要なフラックススケーリングパラメータを取得します。現在の方法を使用して、専用のキャリブレータ観測がない場合でも、太陽観測の絶対フラックス密度の不確実性$\sim10\％$を達成しました。
GW150914でのリングダウン倍音の検出について
GW150914の合併後のデータを分析して、リングダウン倍音検出の主張が堅牢であるかどうかを理解します。波形のピーク後のデータには、倍音を支持する証拠はありません。ピーク付近では、log-Bayes係数は倍音の存在を示していませんが、ゼロ以外の振幅のサポートは、倍音の減衰時間よりもはるかに小さい開始時間の変化に敏感です。これは、倍音検出の主張がノイズに支配されていることを示唆しています。実際の検出器ノイズの隣接するセグメントにGW150914のような注入を実行し、ノイズが実際に倍音の人工的な証拠を誘発する可能性があることを示します。
コンパクトオブジェクトの有効理論におけるポストニュートン展開
拡張オブジェクトの有効場の理論フレームワークを使用して、一般相対性理論としての重力理論で最も一般的なコンパクトオブジェクトで構成されるバイナリシステムの有効場の理論を構築します。これらのオブジェクトは、質量、スピン、電荷、および内部で記述されます。構造、およびその説明はコセット構成を使用して導出されています。アクションの関連する各項に対するポストニュートン展開の主要な次数を取得し、構築から、追加のスピン自由度を導入する必要なしに、この計算に効果的な理論が適していることを示します。文献からの理論の係数を一致させました。これにより、既知のポストニュートン結果と比較することでその予測性を示すことができ、より高いタワーを構築するために使用できるすべての共変制約とビルディングブロックという利点があります。順序不変演算子が導出されました。導出された相対論的スピンを構成要素として、加速度に依存する補正が実際には高次のスピン結合でエンコードされ、そのような補正のいずれもスピン制約を使用して空間スピン成分に関して書き換えることができることを示します。電磁電荷に対応する演算子を含めることにより、相互作用する荷電点粒子に対する完全な1つのポストニュートン補正を導き出し、荷電した回転するコンパクトなオブジェクトの分極率と散逸に関する新しい結果をもたらします。
ニュートリノと新しい軽いスカラーボソン$\phi$との湯川相互作用は、多くのニュートリノ（$\nu$クラスター）の安定した束縛状態と束縛システムの形成につながる可能性があります。結合$y$とスカラー質量$m_\phi$の許容値の場合、2つのニュートリノの束縛状態のサイズは$10^{12}$cmより大きくなります。$y>10^{-4}$を結合するkeVスケールのステライルニュートリノでは、サブcmサイズの束縛状態が可能です。$\nu$クラスターについては、最終的な安定した構成のプロパティを詳細に調査します。効率的な冷却メカニズムがある場合、これらの構成は縮退したフェルミガスの状態にあります。ニュートリノの総数$N$のさまざまな値について、$\nu$クラスター内の密度分布を記述する方程式を定式化して解きます。非相対論的ケースでは、それらはレーン-エムデン方程式に還元されます。（i）任意の数のニュートリノに対して安定した構成が存在することがわかります。（ii）ニュートリノの質量によって決定される最大中心密度$\sim10^9$cm$^{-3}$があります。（iii）与えられた$m_\phi$に対して、安定した構成を形成できる$Ny^3$の最小値があります。（iv）与えられた相互作用の強さ（$\proptoy/m_\phi$）に対して、$\nu$-clustersの最小半径が存在します。宇宙の膨張と冷却の過程での遺物ニュートリノ背景からの$\nu$クラスターの形成について議論します。1つの可能性は、$T<m_\nu$での$\nu$バックグラウンドでの不安定性の発生であり、これが断片化につながります。別の方法は、暗黒物質ハローの形成と同様に、$\nu$-バックグラウンドでの初期密度摂動の成長とビリアリアゼーションです。$y$の許容値の場合、$\phi$-制動放射とニュートリノ消滅による$\nu$-クラスターの冷却は無視できます。$\nu$-クラスターは、$\sim$kmから$\sim10$Mpcの範囲のサイズで形成できます。
RS-IIブレーンワールドに基づくスカラー場暗黒エネルギーモデルの有限時間特異点について
ダークエネルギーの本質を解読するという探求は、宇宙論において最近最もエキサイティングなものの1つであることが証明されています。この点に関して、クインテッセンスやファントム暗黒エネルギーなどのスカラー場ベースのモデルからさまざまな修正重力アプローチに至るまで、通常の宇宙定数アプローチに加えて、さまざまなアイデアが提案されています。非常に興味深いアイデアは、量子重力補正された宇宙論におけるスカラー場暗黒エネルギーモデルを検討することです。RS-IIブレーンワールドはこの点で最もよく知られているものの1つです。したがって、この作業では、RS-IIブレーンワールドベースのスカラー場暗黒エネルギーモデルを検討し、これらの領域に有限時間の特異点が存在するかどうかを調べます。この目的のために、Goriely-Hyde特異性分析法を採用しています。私たちのアプローチは、特定のクラスのポテンシャルに限定されず、クインテセンスとファントム暗黒エネルギーレジームの両方に有効であるという意味で一般的です。初期条件の限られたセットに対して、これらのモデルに有限時間の特異点が存在する可能性があることを示します。また、この結果は、沼地のdS予想に与えられた考慮事項に関係なく成り立つことを示しています。
ウェーブスキャン：重力波データの多重解像度回帰
非定常ノイズに埋め込まれた過渡重力波信号の識別には、結果の時系列の時間依存スペクトル成分の分析が必要です。信号パワーの時間-周波数分布は、ウィンドウ関数によって時間と周波数が局所化されたガボールアトムまたはウェーブレットを使用して推定できます。このような分析は、ハイゼンベルグ-ガボールの不確定性によって制限されます。これは、時間と周波数で同時に個々のウェーブレットを使用してパワーを高解像度でローカライズすることを許可しません。その結果、時間的およびスペクトル漏れは時間-度数分布に影響を与え、パワースペクトルの鋭い特徴の識別を制限します。このホワイトペーパーでは、単一のウィンドウの代わりに、さまざまな解像度にまたがるさまざまなウィンドウを持つウェーブレットのスタックを使用して、各時間周波数位置で電力をスキャンする時間周波数回帰法を紹介します。このようなウェーブレットスキャン（この論文ではウェーブスキャンと呼ばれています）は、従来の多重解像度解析を拡張して、過渡信号をキャプチャし、時間的およびスペクトル漏れによる局所的な電力変動を除去します。漏れの影響が最も少ないウェーブレットが、各時間周波数位置でスタックから選択され、電力の高解像度のローカリゼーションが得られます。この論文では、時間変化スペクトルの推定、時間周波数領域での過渡信号の識別、対応する時間領域波形の再構築など、多重解像度ウェーブスキャン回帰のすべての段階について説明します。メソッドのパフォーマンスを実証するために、ウェーブスキャン回帰がLIGO検出器からの重力波データに適用されます。
ローマのアンジェロセッキによって観察された1872年2月4日のグレートオーロラ
| Title |
The_Great_Aurora_of_4_February_1872_observed_by_Angelo_Secchi_in_Rome |
| Authors |
Francesco_Berrilli_and_Luca_Giovannelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01171 |
低緯度でのオーロラの観測は、地球に向けられた強力なコロナ質量放出による大規模な磁気嵐に通常関連する非常にまれなイベントです。これらのエネルギッシュなイベントは宇宙天気の最も重要な要素の1つであるため、それらの研究は太陽と地球のつながりを理解するために最も重要です。これらのイベントはまれであるため、調査したいくつかのケースで利用可能なすべての情報にアクセスできることも同様に重要です。特に、地上の機器や宇宙からの現在の正確な観測が利用できなかった歴史的な期間を参照する場合。確かに、これらのイベントの中には、1872年2月4日の大きなオーロラを含める必要があります。その影響が地球のさまざまな地域で観察されているイベント。今日、特に1866年以来、米国とヨーロッパ間の接続を可能にした大西洋横断ケーブルなど、当時の通信システムへの影響について、世界的な出来事と見なすことができました。この論文では、観測の主な結果について説明します。ローマ大学の天文台でアンジェロ・セッキによって行われた研究は、彼の「Memoriasull'AuroraElettricadel4Febbraio1872」で、新しいリンセイのポンティフィカルアカデミーのノートに記載されています。このノートは、これらの現象の研究へのマルチインストゥルメンタルアプローチと、地球上の太陽と地球の接続と技術インフラストラクチャとの関連の両方において、非常に現代的です。セッキのメモは、大西洋ケーブルなど、地球に影響を与える地球規模のイベントの分析と研究の最初の例を明確に表しています。今日私たちが極端な宇宙天気イベントと呼んでいるもの。
