バリオン貼り付けアルゴリズム：Haloベースおよびパーティクルベースの貼り付け方法
分析的な銀河団ガスモデルと組み合わせた暗黒物質のみの$N$体シミュレーションに基づいて、熱的および動的なスニヤエフ・ゼルドビッチ（SZ）効果の模擬観測を生成するための高速な方法論を提示します。この方法では、ハローベースの貼り付け（HP）と粒子ベースの貼り付け（PP）の2つの異なるアプローチを採用しています。前者はガス密度と圧力をハローに貼り付け、ハローカタログのみを必要とし、後者はフィールド粒子、つまりどのハローにも属さない粒子からの寄与も考慮し、したがって完全な粒子情報を利用します。したがって、PPアルゴリズムには、HPアルゴリズム以外の二次効果、つまりハローの非球面性と拡散ガスからの寄与が組み込まれています。特に、そのような拡散成分は、動的SZ効果の主要な原因です。メソッドの検証として、HPを使用した108の全天マップと、HPとPPの両方を使用した$5\times5\、\mathrm{deg}^2$をカバーする108のフラットスカイマップを作成しました。私たちの方法は、並列計算環境で全天をカバーする場合でも、数時間以内にモックマップを作成できます。これらのマップの結果のパワースペクトルは、理論上の予測と一致しています。SZ効果と他の大規模構造プローブ間の相互相関の共分散行列を推定し、クラスター宇宙論の選択と投影効果をモデル化するためのバリオン貼り付けモックSZマップの有用性について説明します。
グローバル21cm信号でウォームダークマターとポップIIIの星を拘束する
| Title |
Constraining_Warm_Dark_Matter_and_Pop_III_stars_with_the_Global_21-cm_Signal |
| Authors |
Joshua_J._Hibbard,_Jordan_Mirocha,_David_Rapetti,_Neil_Bassett,_Jack_O._Burns,_Keith_Tauscher |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.02638 |
今後の地上および宇宙ベースの実験は、IGMのグローバル21cm信号を使用して、高赤方偏移の星形成、再電離、および暗黒物質（DM）に重大な制約を課すのに十分な精度を持つ可能性があります。初期の宇宙では、低質量のDMハローの相対的な存在量が重要である場合、グローバル信号を測定すると、寒冷時よりも高い遺物速度（ウォームダークマター、またはWDM）を持つDMによって引き起こされる構造形成の減衰に制約が課せられます。暗黒物質（CDM）。ただし、このような減衰は、星形成効率（SFE）を変更することで模倣でき、特性が不明なPopIII星が存在するために検出が困難です。フィッシャー行列解析を使用して、WDM質量パラメーター$m_X$を使用して、これらのさまざまなケースとその縮退を調査します。$m_X=7$keVの場合と、SFEをハロー質量の強力な関数としてパラメーター化する星形成モデルを研究し、このモデルのいくつかのバリエーションと、尤度の3つの異なる入力ノイズレベルを含めます。可能性にPopII星のみが含まれる場合、$m_X$はすべてのモデルで$\sim0.4$keVに制限され、ノイズレベルは68$\％$CIであることがわかります。可能性に弱いポップIII星が含まれる場合、$m_X\sim0.3$keVであり、ポップIII星形成が比較的効率的である場合、$m_X\sim0.1$keVであり、ポップIII星形成パラメーターの制約が厳しくなります。私たちの結果は、天体物理学的パラメーターを伴う強い縮退が存在する場合でも、グローバル21cm信号がWDMモデルの有望なテストベッドであることを示しています。
CAMELSシミュレーションからの銀河系媒体：将来のSunyaev-Zeldovich観測からのフィードバックプロセスに対する制約の予測
| Title |
The_Circumgalactic_Medium_from_the_CAMELS_Simulations:_Forecasting_Constraints_on_Feedback_Processes_from_Future_Sunyaev-Zeldovich_Observations |
| Authors |
Emily_Moser,_Nicholas_Battaglia,_Daisuke_Nagai,_Erwin_Lau,_Luis_Fernando_Machado_Poletti_Valle,_Francisco_Villaescusa-Navarro,_Stefania_Amodeo,_Daniel_Angles-Alcazar,_Greg_L._Bryan,_Romeel_Dave,_Lars_Hernquist,_Mark_Vogelsberger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.02708 |
銀河の形成と進化の文脈で理解するには、銀河周辺媒体（CGM）を通るバリオンのサイクルを理解することが重要です。この研究では、現在および将来のSunyaev-Zeldovich（SZ）観測を使用して、CGMを加熱するフィードバックプロセスの制約を予測します。これらのプロセスを制約するために、一連の宇宙論的シミュレーション、機械学習シミュレーションによる宇宙論と天体物理学（CAMELS）を使用します。これは、既存の2つの流体力学的シミュレーションであるIllustrisTNGとSIMBAの4つの異なるフィードバックパラメーターを変化させます。エミュレーターを使用して、これらのフィードバックパラメーターに対するSZ放射状プロファイルの依存関係をキャプチャし、それらの導関数を計算し、今後の実験からこれらのフィードバックパラメーターに対する将来の制約を予測します。SimonsObservatoryによって観測されたDESIのような（DarkEnergySpectroscopicInstrument）銀河サンプルの場合、4つのフィードバックパラメーターすべてを制約できることがわかります（一部は$10\％$レベル内）。これは、将来の観測がさらに進むことができることを示しています。これらのサブグリッドモデルのパラメータースペースを制限します。モデル化された銀河のサンプルとこの作業で予測されたエラーを考えると、内側のSZプロファイルが外側のプロファイルよりも拘束力に寄与することがわかります。最後に、CAMELSシミュレーションスイートでのAGNフィードバックパラメータの変動が広いにもかかわらず、アタカマ宇宙望遠鏡で測定されたバリオン振動分光調査で選択された銀河のtSZ信号を再現できないことがわかりました。
スローンデジタルスカイサーベイ固有速度カタログ
| Title |
The_Sloan_Digital_Sky_Survey_Peculiar_Velocity_Catalogue |
| Authors |
Cullan_Howlett,_Khaled_Said,_John_R._Lucey,_Matthew_Colless,_Fei_Qin,_Yan_Lai,_R._Brent_Tully,_Tamara_M._Davis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03112 |
スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）のデータを使用して、基本平面（FP）の測定値から得られた、34,059ドルの初期型銀河の距離と固有速度（PV）の新しいカタログを提示します。この$7016\、\mathrm{deg}^{2}$サンプルは、これまでに生成された固有速度の最大のセットで構成され、赤方偏移の限界である$z=0.1$までPV調査の範囲を拡張します。データと一緒に、データ選択関数を再現する$2,048$の模擬銀河カタログのアンサンブルを作成し、フィッティングパイプラインの検証と系統分類のチェックに使用されます。サンプル内のグループの豊富さと平均表面輝度の間の重要な傾向を明らかにします。これは、FP内の環境依存性を示唆し、固有速度に偏りが生じる可能性があります。これは、グループの豊富さの関数として複数のFPフィットを使用して削除されます。この手順は、自明ではない限界を超える3Dガウス積分の新しい解析的導出によって扱いやすくなります。私たちのカタログは、$0.004$dexの不確実性を持つCosmicFlows-IIIサンプルのゼロ点に合わせて調整されています。これは、ローカル速度フィールドの2M++再構成からの独立した予測ゼロ点を使用して相互検証されます。CMBフレームの赤方偏移と比較して、PVの平均不確実性は$\sim23\％$になります。最後に、新しいカタログで可能なことの例として、深さ$135\、h^{-1}\mathrm{Mpc}$までの予備的なバルクフロー測定値を取得します。データの境界を少し超えたところにあるシャプレー超銀河団の存在が原因である可能性がありますが、予想よりもわずかに大きいバルクフローが見つかりました。
ラジオ遺物の偏波について
| Title |
On_the_Polarisation_of_Radio_Relics |
| Authors |
Matthias_Hoeft_and_Kamlesh_Rajpurohit_and_Denis_Wittor_and_Gabriella_di_Gennaro_and_Paola_Dom\'inguez-Fern\'andez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03208 |
電波遺物は、銀河団の合併に起因する銀河団の周辺の衝撃波を追跡する拡張電波放射機能です。一部の電波遺物は高度に分極した放射を示し、銀河団ガスの磁化のための優れたプローブになります。遺物の分極の起源はまだ議論されています。これは、衝撃面で磁場を接線方向に引き伸ばした結果である可能性があります。このシナリオは、分極（Eベクトル）と衝撃法線との位置合わせを自然に説明します。このシナリオに従って、遺物の分極化のためのおもちゃモデルを実装しました。磁場の強さ自体が分数分極に決定的に影響することがわかります。さらに、衝撃強度が全体の分極率に驚くほどほとんど影響を与えないことがわかります。最後に、磁場の強さに応じて、分数分極が下流で減少する可能性があることを発見しました。私たちの結果は、衝撃圧縮シナリオが無線遺物分極の非常にもっともらしい説明を提供し、特定の機能が無線遺物分極の起源をテストすることを可能にすることを示しています。
ファジー暗黒物質の21cmの特徴に対する遅延と加熱の影響の調査
| Title |
Exploring_delaying_and_heating_effects_on_the_21-cm_signature_of_fuzzy_dark_matter |
| Authors |
Debanjan_Sarkar,_Jordan_Flitter_and_Ely_D._Kovetz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03355 |
ファジー暗黒物質（FDM）モデルでは、暗黒物質はドブロイ波長が$\sim$kpcの超軽量粒子で構成されており、それを超えるとコールドダークマター（CDM）のように動作します。このため、FDMは小規模な構造の成長を抑制し、宇宙の夜明け（CD）の開始とそれに続く再電離の時代（EoR）を遅らせます。これにより、空の平均21cm信号（グローバル）、および21cmの変動に潜在的なシグネチャが残ります。これは、現在および将来の21cmのグローバルおよび強度マッピング実験で求めることができます。これを確実に行うには、暗黒物質/バリオンの相対速度や、遅延メカニズムとしても機能するライマン-ウェルナー星形成フィードバックなどの効果、およびCMBと\lyaの加熱効果を含めることが重要です。最初の星の残骸によって供給されるX線加熱の強さに応じて、信号の振幅とタイミングを変更します。ここでは、CDとEoR全体のFDM宇宙論における21cm信号を、これらすべての追加効果を説明する公開コード21cmvFASTの修正バージョンを使用してモデル化し、宇宙論的パラメーターと天体物理学的パラメーター間の縮退が可能になるように、ボルツマンコードCLASSと直接インターフェースします。完全に探索されます。CDMモデルとFDMモデルを区別するための見通しを検討し、HERAなどの強度マッピング実験やEDGESなどのグローバル信号実験で達成可能な共同天体物理学、宇宙論、およびFDMパラメーターの制約を予測します。HERAは、最大$m_{\rmFDM}\までのFDM粒子質量を検出できることがわかりました。\sim\！10^{-19}\、{\rmeV}\！-\！10^{-18}\、{\rmeV}$、遅延の緩和効果にもかかわらず、フォアグラウンドの仮定に応じて分析に含まれる加熱メカニズム。
BeyondPlanckX。バンドパスおよびビームリークの補正
| Title |
BeyondPlanck_X._Bandpass_and_beam_leakage_corrections |
| Authors |
T._L._Svalheim,_K._J._Andersen,_R._Aurlien,_R._Banerji,_M._Bersanelli,_S._Bertocco,_M._Brilenkov,_M._Carbone,_L._P._L._Colombo,_H._K._Eriksen,_M._K._Foss,_C._Franceschet,_U._Fuskeland,_S._Galeotta,_M._Galloway,_S._Gerakakis,_E._Gjerl{\o}w,_B._Hensley,_D._Herman,_M._Iacobellis,_M._Ieronymaki,_H._T._Ihle,_J._B._Jewell,_A._Karakci,_E._Keih\"anen,_R._Keskitalo,_G._Maggio,_D._Maino,_M._Maris,_S._Paradiso,_B._Partridge,_M._Reinecke,_A.-S._Suur-Uski,_D._Tavagnacco,_H._Thommesen,_D._J._Watts,_I._K._Wehus,_A._Zacchei,_A._Zonca |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03417 |
PlanckLFI測定に適用される、ベイジアンBeyondPlanckCMB分析パイプラインでのバンドパスおよびビームリーク補正の処理について説明します。準備段階として、最初に、61GHzの地上測定機器での既知の系統的影響の除去を含む、公称LFIバンドパスプロファイルに3つの補正を適用します。定在波の波紋の平滑化;エッジの正則化。これらの変更の主な正味の影響は、+0.6GHzの70GHzバンドパスの全体的なシフトです。PlanckまたはBeyondPlanckのいずれかからのLFIデータ製品の分析では、これらの新しいバンドパスを使用する必要があると主張します。さらに、$\Delta_i=\Delta_0+\delta_i$の形式の各放射計に単一のフリーバンドパスパラメータを適合させます。ここで、$\Delta_0$は周波数帯域ごとの絶対周波数シフトを表し、$\delta_i$は検出器。絶対補正は30GHzでのみ適合され、完全な$\chi^2$ベースの尤度で、$\Delta_{30}=0.24\pm0.03\、$GHzの補正になります。相対的な補正は、WMAPチームによって開拓された方法と基本的に同様ですが、多くの追加の自由度を導入することなく、スプリアスマップアプローチを使用して適合されます。すべてのバンドパスパラメーターは、メインのBeyondPlanckGibbsチェーン内の標準メトロポリスサンプラーを使用してサンプリングされるため、バンドパスの不確実性は、分析内の他のすべてのデータ製品に伝播されます。全体として、私たちのバンドパスモデルは漏れの影響を大幅に減らすことがわかります。ビーム漏れの補正については、追加の自由度なしで公式のPlanckLFIビーム推定値を採用し、基礎となる空のモデルを無視するだけです。PlanckLFIマップにビームの不一致による漏れが含まれるのはこれが初めてであることに注意してください。
PPTAとQUIJOTEパルサー偏光測定法による暗黒物質波の探索
| Title |
Searching_for_dark-matter_waves_with_PPTA_and_QUIJOTE_pulsar_polarimetry |
| Authors |
Andr\'es_Castillo,_Jorge_Martin-Camalich,_Jorge_Terol-Calvo,_Diego_Blas,_Andrea_Caputo,_Ricardo_Tanaus\'u_G\'enova_Santos,_Laura_Sberna,_Michael_Peel,_Jose_Alberto_Rubi\~no-Mart\'in |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03422 |
天体物理学の光源から放出された光子の偏光は、超光アクシオンのような粒子（ALP）で構成される暗黒物質媒体を通過するときに変化する可能性があります。特に、銀河ハローにおけるALPバックグラウンドのコヒーレント振動は、パルサーなどの局所的な発生源から放出される電磁放射の偏光に周期的な変化を引き起こします。以前の研究に基づいて、QUIJOTEMFI装置とパークスからの20個の銀河パルサーによって観測されたカニ超新星残骸の放出におけるこの周期信号を検索するために、一般化されたLomb-Scargleピリオドグラムに基づいた新しいより堅牢な分析を開発しますパルサータイミングアレイ（PPTA）プロジェクト。また、これまでの作品では見過ごされがちだったアクシオン場の確率的性質も慎重に考慮しています。この洗練された分析により、$10^{-23}\text{eV}\lesssimm_a\lesssim10^{-19}\text{eV}$にまたがる広範囲の暗黒物質の質量について、アクシオンと光子の結合に最も強い制限が生じます。。最後に、将来的にパルサー偏光測定を使用して達成できる可能性のある、この質量範囲での可能な最適なターゲットと軸方向暗黒物質に対する潜在的な感度を調査します。
BeyondPlanckVIII。スピンハーモニクスによる効率的なサイドローブの畳み込みと補正
| Title |
BeyondPlanck_VIII._Efficient_Sidelobe_Convolution_and_Correction_through_Spin_Harmonics |
| Authors |
M._Galloway,_M._Reinecke,_K._J._Andersen,_R._Aurlien,_R._Banerji,_M._Bersanelli,_S._Bertocco,_M._Brilenkov,_M._Carbone,_L._P._L._Colombo,_H._K._Eriksen,_M._K._Foss,_C._Franceschet,_U._Fuskeland,_S._Galeotta,_S._Gerakakis,_E._Gjerl{\o}w,_B._Hensley,_D._Herman,_M._Iacobellis,_M._Ieronymaki,_H._T._Ihle,_J._B._Jewell,_A._Karakci,_E._Keih\"anen,_R._Keskitalo,_G._Maggio,_D._Maino,_M._Maris,_S._Paradiso,_B._Partridge,_A.-S._Suur-Uski,_T._L._Svalheim,_D._Tavagnacco,_H._Thommesen,_D._J._Watts,_I._K._Wehus,_A._Zacchei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03478 |
スピン高調波の観点からConviqt畳み込みアルゴリズムの新しい定式化を紹介し、これをCMB分析用の最初のエンドツーエンドベイズギブスサンプリングフレームワークであるBeyondPlanckのサイドローブ補正の問題に適用します。実装を以前のPlanckLevelS実装と比較し、精度の点で2つのコード間で良好な一致を見つけましたが、周波数帯域制限に応じて3〜10倍の速度に達しました。$l_{\textrm{max}}$および$m_{\textrm{max}}$。新しいアルゴリズムは、すべての低レベルの計算が外部の球面調和関数変換ライブラリを介して処理されるため、実装と保守が大幅に簡単になります。PlanckLFIの平均サイドローブ推定値は、以前の取り組みとよく一致していることがわかります。さらに、空モデルの変動によるサイドローブ補正の不確実性を定量化する新しいサイドローブrmsマップを提示します。
三軸性を超えた暗黒物質ハローの形態
| Title |
Morphology_of_dark_matter_haloes_beyond_triaxiality |
| Authors |
Guillaume_Bonnet,_Emmanuel_Nezri,_Katarina_Kraljic_and_Carlo_Schimd |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03479 |
ハローの形態は、宇宙論的モデルと銀河形成モデルの両方について情報を提供します。ミンコフスキー汎関数（MF）を使用して、球形または楕円体の対称性を超えて、滑らかな密度プロファイルによって部分的にのみキャプチャされたハローの実際の形態を特徴付けます。NFWと$\alpha\beta\gamma$プロファイル、球形または楕円形の半分析ハローを使用して、内側と外側の勾配、濃度、球形度パラメーターの関数としてMFを明確に解釈します。同じモデルを使用して$N$-bodyハローの密度プロファイルを模倣し、それらのMFが内部下部構造に敏感であると明らかに異なることを示しています。これは、将来のレンズ効果、スニヤエフゼルドビッチ、X線質量マップ、および高精度に基づく暗黒物質検出に不可欠な暗黒物質の空間モデリングを改善するための有望な統計として、ハロースケールでのMFの利点を強調しています。データ。
下部構造への正確で包括的なアプローチ：III。ホストハローの質量と形成時間
| Title |
An_Accurate_Comprehensive_Approach_to_Substructure:_III._Masses_and_Formation_Times_of_the_Host_Haloes |
| Authors |
Eduard_Salvador-Sol\'e,_Alberto_Manrique,_David_Canales_and_Ignacio_Botella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03506 |
この論文では、暗黒物質ハローの下部構造の包括的な研究を完了します。論文Iでは、付着したサブハローの動径分布と質量関数（MF）（ホストハローの半径と質量にスケーリング）を導き出し、それらが本質的に普遍的であることを示しました。ただし、これは、ハローの質量と組み立ての履歴に依存する、剥ぎ取られたサブハロの場合には当てはまりません。論文IIでは、純粋に降着するハローの最も単純なケースでこれらの後者の特性を導き出しました。ここでは、大規模な合併に苦しんでいる通常のハローに研究を拡張します。下部構造のすべてのプロパティが平均トランケート対元のサブハロ質量比プロファイルにエンコードされていることを示した後、サブハロMFのハロー質量への依存性は、質量依存濃度から生じることを示しますが、サブハロ放射状の形状は分布は、ホストハローの最後の主要な合併の時間に依存します。この意味で、後者の特性は前者よりもハロー形成時間のより良いプローブです。残念ながら、これは衛星の動径分布には当てはまりません。このプロファイルは基本的にサブハローのストリッピングから切り離されており、付着したサブハローの特性はハロー形成時間に依存しないためです。
BeyondPlanckIII。 Commander3
| Title |
BeyondPlanck_III._Commander3 |
| Authors |
M._Galloway,_K._J._Andersen,_R._Aurlien,_R._Banerji,_M._Bersanelli,_S._Bertocco,_M._Brilenkov,_M._Carbone,_L._P._L._Colombo,_H._K._Eriksen,_M._K._Foss,_C._Franceschet,_U._Fuskeland,_S._Galeotta,_S._Gerakakis,_E._Gjerl{\o}w,_B._Hensley,_D._Herman,_M._Iacobellis,_M._Ieronymaki,_H._T._Ihle,_J._B._Jewell,_A._Karakci,_E._Keih\"anen,_R._Keskitalo,_G._Maggio,_D._Maino,_M._Maris,_S._Paradiso,_B._Partridge,_M._Reinecke,_A.-S._Suur-Uski,_T._L._Svalheim,_D._Tavagnacco,_H._Thommesen,_D._J._Watts,_I._K._Wehus,_A._Zacchei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03509 |
BeyondPlanckコラボレーションによって実装されたエンドツーエンドのベイジアンCMB分析の計算インフラストラクチャについて説明します。このコードはcommander3と呼ばれ、CMBおよびマイクロ波観測のグローバル分析のための統計的に一貫したフレームワークを提供し、レガシー、現在、および将来のさまざまな実験に役立つ可能性があります。この論文には3つの主要な目標があります。まず、既存のコードベースの概要を説明し、自分のニーズに応じてコードを拡張および適合させたい、または別のプログラミング言語でコードを最初から再実装したい読者をガイドすることを目的としています。次に、グローバルCMB分析フレームワーク内で発生するいくつかの重要な計算上の課題について説明します。たとえば、時間順データのメモリ内圧縮、FFT最適化、並列化と負荷分散などです。第3に、現在のBeyondPlanck分析のCPUとRAMの要件を定量化し、効率的な分析には合計1.5TBのRAMが必要であり、完全なギブスサンプルの合計コストは170CPU時間であり、両方の低レベルの処理と高レベルのコンポーネントの分離。これは、現在の低コストのコンピューティング設備の機能の範囲内です。既存のコードベースは、GNUGeneralPublicLibrary（GPL）ライセンスの下で公開されています。
BeyondPlanckXV。 PlanckLFIおよびWMAPからの大規模偏波異常マイクロ波放射の制限
| Title |
BeyondPlanck_XV._Limits_on_Large-Scale_Polarized_Anomalous_Microwave_Emission_from_Planck_LFI_and_WMAP |
| Authors |
D._Herman,_B._Hensley,_K._J._Andersen,_R._Aurlien,_R._Banerji,_M._Bersanelli,_S._Bertocco,_M._Brilenkov,_M._Carbone,_L._P._L._Colombo,_H._K._Eriksen,_M._K._Foss,_C._Franceschet,_U._Fuskeland,_S._Galeotta,_M._Galloway,_S._Gerakakis,_E._Gjerl{\o}w,_M._Iacobellis,_M._Ieronymaki,_H._T._Ihle,_J._B._Jewell,_A._Karakci,_E._Keih\"anen,_R._Keskitalo,_G._Maggio,_D._Maino,_M._Maris,_S._Paradiso,_B._Partridge,_M._Reinecke,_A.-S._Suur-Uski,_T._L._Svalheim,_D._Tavagnacco,_H._Thommesen,_D._J._Watts,_I._K._Wehus,_A._Zacchei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03530 |
ベイジアンCMB分析フレームワーク内の$\textit{Planck}$LFIおよび$\textit{WMAP}$偏光データを使用して、大きな角度スケールで偏光異常マイクロ波放射（AME）のレベルを制約します。べき乗則のスペクトルエネルギー分布を使用してシンクロトロン放射をモデル化し、$\textit{Planck}$HFI353GHzデータを使用した線形回帰によるAMEと熱ダスト放射の合計をモデル化します。このテンプレートベースのダスト放出モデルにより、周波数依存性について最小限の仮定を行いながら、偏波AMEのレベルを制限できます。宇宙マイクロ波背景放射の変動は無視しますが、シミュレーションを通じて、これらが結果にわずかな影響を与えることを示しています。結果として得られるAME偏光率の信頼限界は、事前の偏光シンクロトロンスペクトルインデックスに敏感であり、$\beta_{\mathrm{s}}=-3.1\pm0.1$よりも急な事前確率の場合は$の上限がわかります。p_{\mathrm{AME}}^{\rmmax}\lesssim0.6\、\％$（$95\、\％$信頼度）。対照的に、$\beta_{\mathrm{s}}=-3.0\pm0.1$の場合、$p_{\mathrm{AME}}=2.5\pm1.0\、\％$（$95\、\％$信頼度）。したがって、これらのデータは、偏光シンクロトロン放射とAMEの両方を同時に確実に制約するほど強力ではありません。したがって、主な結果は、$\beta_\mathrm{s}$の関数として明示的にAME偏光率を制約することです。現在の$\textit{Planck}$と$\textit{WMAP}$の観測値を、C-BASSやQUIJOTEなどの高感度低周波実験の測定値と組み合わせることは、これらの制限をさらに改善するために重要です。
ExoVista：太陽系外惑星研究のための一連の惑星系モデル
将来の宇宙および地上ベースの太陽系外惑星調査の研究は、多くの場合、惑星系のモデルに依存して、機器の応答をシミュレートし、科学的収量を推定し、貿易分析を実行し、効率的な観測戦略を研究します。これまで、すべての主要な太陽系外惑星の検出方法での研究を可能にするために必要なすべての基本的な物理学を含む惑星系モデルはありませんでした。ここでは、新しいツールexoVistaによって生成されたそのようなモデルのスイートを紹介します。exoVistaツールは、散乱光の波長で既知の近くの星の周りに準自己無撞着な惑星系の何千ものモデルをすばやく生成し、時間の関数としてすべての物体の位置、速度、スペクトル、および物理パラメータを効率的に記録します。モデル化された惑星系は、直接イメージング、トランジット、位置天文学、および視線速度の手法、およびこれらの異なる方法の重なりを使用して調査をシミュレートするために使用できます。
急速かつ同期的に回転する地球型惑星のエネルギーバランスモデル
| Title |
An_Energy_Balance_Model_for_Rapidly_and_Synchronously_Rotating_Terrestrial_Planets |
| Authors |
Jacob_Haqq-Misra_and_Benjamin_P.C._Hayworth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.02685 |
この論文では、地球や他の急速に回転する惑星の緯度温度プロファイルを計算するためのモデルである、eXoplaneTObseRvations（HEXTOR）の居住可能エネルギーバランスモデルについて説明します。HEXTORには、発信赤外線放射フラックスと惑星アルベドを計算するためのルックアップテーブルメソッドが含まれています。これにより、エネルギーバランスモデルで放射伝達をパラメーター化する他のアプローチよりも改善されます。検証ケースは、現在の地球およびその他の地球サイズの惑星で、水惑星と陸の惑星の状態が0度から45度の傾斜角である場合に提示されます。エネルギーバランスモデルには、自転と公転の座標系も実装されており、低質量の星の周りを同期して回転している惑星の水平方向の温度プロファイルを計算できます。この座標変換モデルは、TRAPPISTHabitableAtmosphereIntercomparisonプロトコルで定義されているTRAPPIST-1eのケースに適用されます。これは、緯度エネルギーバランスモデルと比較して、大循環モデルとの一致が優れていることを示しています。太陽系外惑星へのエネルギーバランスモデルの適用の進歩は、チューニングのベンチマークとして大循環モデルを使用することによって、また異なる物理的パラメーター化を使用してエネルギーバランスモデル間の相互比較を行うことによって行うことができます。
多惑星系における低質量温帯木星世界であるHIP41378fの最初の近赤外線透過スペクトル
| Title |
The_First_Near-Infrared_Transmission_Spectrum_of_HIP_41378_f,_a_Low-Mass_Temperate_Jovian_World_in_a_Multi-Planet_System |
| Authors |
Munazza_K._Alam,_James_Kirk,_Courtney_D._Dressing,_Mercedes_Lopez-Morales,_Kazumasa_Ohno,_Peter_Gao,_Babatunde_Akinsanmi,_Alexandre_Santerne,_Salome_Grouffal,_Vardan_Adibekyan,_Susana_C._C._Barros,_Lars_A._Buchhave,_Ian_J._M._Crossfield,_Fei_Dai,_Magali_Deleuil,_Steven_Giacalone,_Jorge_Lillo-Box,_Mark_Marley,_Andrew_W._Mayo,_Annelies_Mortier,_Nuno_C._Santos,_Sergio_G._Sousa,_Emma_V._Turtelboom,_Peter_J._Wheatley,_and_Andrew_M._Vanderburg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.02686 |
広視野カメラ3（WFC3）機器に搭載された、長期間（P=542日）の温帯（$T_{eq}$=294K）の巨大惑星HIP41378fの近赤外線透過スペクトルを示します。ハッブル宇宙望遠鏡（HST）。測定された質量が12$\pm$3$M_{\oplus}$、半径が9.2$\pm$0.1$R_{\oplus}$の場合、HIP41378fのかさ密度は非常に低くなります（0.09$\pm$0.02g/cm$^{3}$）。0.018ミクロンの均一なサイズの幅を持つ30の分光光度チャネルで中央値精度84ppmで通過深度を測定します。このレベルの精度の範囲内で、スペクトルは1.1〜1.7ミクロンのガス状分子の特徴からの吸収の証拠を示していません。観測された透過スペクトルを一連の1D放射対流熱化学平衡フォワードモデルと比較すると、明確な低金属量の大気が除外され、データは高金属量の大気または高金属量などの追加の不透明度ソースを備えたモデルを好むことがわかります。高度ヘイズおよび/または惑星周辺リング。K2とHSTの光度曲線を共同でフィッティングして推定リングの特性を制約することにより、この惑星のリングシナリオをさらに詳しく調べます。また、JWSTを使用して、より長い波長でのかすみ、環状、および高金属量のシナリオを区別する可能性を評価します。HIP41378fは、太陽系の巨人、直接画像化された惑星、およびトランジット分光法によって伝統的に研究されてきた高度に照射されたホットジュピターの間のギャップにまたがるクールな巨人惑星の大気組成を調査するまれな機会を提供します。
太陽系外惑星の透過スペクトルの探索的データ分析のための教師なし機械学習
| Title |
Unsupervised_Machine_Learning_for_Exploratory_Data_Analysis_of_Exoplanet_Transmission_Spectra |
| Authors |
Konstantin_T._Matchev,_Katia_Matcheva,_Alexander_Roman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.02696 |
トランジット分光法は、太陽系外惑星の大気の化学組成を解読するための強力なツールです。この論文では、通過する太陽系外惑星からのスペクトルデータを分析するための教師なし手法に焦点を当てています。i）データのクリーニングと検証、ii）要約統計（場所と変動性の推定）に基づく初期探索的データ分析、iii）データ内の既存の相関関係の調査と定量化、iv）前処理と線形変換の方法を示します。その主要なコンポーネントへのデータ、v）次元削減と多様な学習、vi）クラスタリングと異常の検出、vii）データの視覚化と解釈。提案された教師なし方法論を説明するために、合成トランジットスペクトルのよく知られた公開ベンチマークデータセットを使用します。スペクトルデータには高度な相関関係があることを示しています。これには、適切な低次元表現が必要です。このような次元削減のためのさまざまな手法を検討し、要約統計、主成分などの観点からいくつかの適切なオプションを特定します。主成分ベースの興味深い構造、つまり、根底にある雰囲気。これらのブランチは、完全に教師なしの方法でK-meansクラスタリングアルゴリズムを使用して正常に回復できることを示します。データ内の既存の構造を明らかにし、惑星の化学クラスをすばやく特徴付けるために、最初の3つの主成分の観点から分光データの3次元表現を提唱します。
コールドクラシカルカイパーベルトへのブルーバイナリの動的注入
| Title |
Dynamical_Implantation_of_Blue_Binaries_in_the_Cold_Classical_Kuiper_Belt |
| Authors |
David_Nesvorny,_David_Vokrouhlicky,_Wesley_C._Fraser |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.02747 |
色と二元性は、カイパーベルトの形成に重要な制約を与えます。太陽から半径方向の距離r=42-47auにある冷たい古典的な天体は、主に非常に赤く（スペクトル勾配s>17％）、同じサイズのバイナリとして存在することがよくあります（観測されたバイナリの割合は約30％）。これは、コールドクラシックのその場での形成の証拠と見なされています。興味深いことに、冷たい古典のごく一部（〜10％）は、赤が少なく、s<17％であり、これらの「青い」ボディは、幅の広いバイナリでよく見られます。ここでは、r<42auからの青いバイナリの動的注入を研究します。それらは広範囲の初期半径距離から冷たい古典的なベルトに移植できることがわかりますが、最も広い青いバイナリ（2001QW322および2003UN284）の存続は、r>30auでの形成を意味します。これは、30<r<40auでの仮定された低赤から非常に赤への遷移と一致します。ただし、パラメータ（Neptuneの移行履歴、初期ディスクプロファイルなど）を適切に選択した場合、モデルは、既存の観察結果と矛盾する青いバイナリではなく、青いシングルの優位性を予測します。我々は、r=42-47auでその場で形成された幅の広い青いバイナリーとその色が、原始惑星系円盤の初期の形成を反映していることを示唆している。コールドクラシックの主にVRカラーは、45auの温度が20Kに低下し、一酸化炭素が水素化されたディスクの後期段階でのメタノールおよびその他の炭化水素の生成に関連している可能性があります。
| Title |
A_Framework_for_Characterizing_Transmission_Spectra_of_Exoplanets_with_Circumplanetary_Rings |
| Authors |
Kazumasa_Ohno_and_Jonathan_J._Fortney |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.02794 |
最近の観測では、いくつかの非常に低密度の太陽系外惑星が特徴のない透過スペクトルを示していることが明らかになりました。大気エアロゾルは、低密度スペクトルと特徴のないスペクトルの両方の有望な説明ですが、もう1つの魅力的な可能性があります。それは、周惑星円盤の存在です。以前の研究は、リングが異常に大きな通過半径を引き起こすことを示唆しました。ただし、リングが透過スペクトルにどのように影響するかはよくわかっていません。ここでは、リング状の太陽系外惑星の透過スペクトルを特徴づけるためのフレームワークを提供します。任意に表示するジオメトリの透過スペクトルにリングを含める分析処方を開発します。また、事前に計算されたリングフリースペクトルに対するリングの影響を含めることができる単純な後処理モデルを確立します。リングは、非常に低密度の太陽系外惑星の特徴のないスペクトルと一致して、広範囲の表示ジオメトリの透過スペクトルを平坦化します。より長い波長でのJWSTによる近未来の観測は、エアロゾルとリングのシナリオを区別することができるでしょう。また、リングの光学的厚さが1前後の場合、岩の多いリングが$\sim$10$\mu$mでケイ酸塩の特徴を引き起こす可能性があることもわかりました。したがって、リングのスペクトルの特徴は、検出された場合、太陽系外惑星のリングの物理的特性に厳しい制約を与えます。また、リングの安定性についても説明し、ケプラーの法則に匹敵するリングの年齢で、厚いリングが$\lesssim$300Kの平衡温度でのみ持続可能であることを示唆します。これは、土星で示唆されているように、リングが惑星よりもはるかに若い場合を除いて、ケプラーサンプルの厚いリングの本質的な不足を示している可能性があります。
火星のダストリングの構成：粒子軌道の直接統合による形状、密度、サイズ分布
| Title |
Configuration_of_the_Martian_dust_rings:_Shapes,_densities_and_size-distributions_from_direct_integrations_of_particle_trajectories |
| Authors |
Xiaodong_Liu,_J\"urgen_Schmidt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.02847 |
1970年代初頭以来、火星の衛星であるフォボスとデイモスから超高速の惑星間発射体の衝突によって放出された粒子によって、希薄なダストリングが形成されると予想されています。この論文では、PhobosとDeimosに由来する多数のダスト粒子の直接数値積分を実行します。数値シミュレーションには、ほこりに作用する最も関連性の高い力が含まれています。5次および5次までの球面調和関数を伴う火星の重力、太陽、フォボス、およびデイモスからの重力摂動、太陽放射圧、およびポインティング・ロバートソン引っ張る。リング構成を取得するために、サブミクロンから100ミクロンの範囲のさまざまな粒子サイズのシミュレーション結果が、指定されたイジェクタの初期質量分布にわたって平均化されます。フォボスリングでは、約2ミクロン未満の粒子が支配的であることがわかります。一方、Deimosリングは、約5〜20ミクロンのサイズ範囲のほこりによって支配されています。リングの非対称性、数密度、および幾何学的光学的厚さは、シミュレーションから定量化されます。結果は、ハッブル観測から推測された光学的厚さの上限と比較されます。以前の作業と比較して、モデルの不確実性について説明します。
地球温暖化から地球を救うための解決策としての重力支援
地球温暖化は人類の文明の問題の一つであり、脱炭素政策がこの問題の主な解決策です。この作品では、小惑星による重力アシストを使用して、太陽から地球の軌道距離を伸ばすことを提案します。小惑星帯の小惑星の軌道を太陽の帆走と推進エンジンで操作して火星の軌道に向けて誘導することができ、重力散乱によって小惑星を好ましい方向に向けて、地球からのエネルギー損失散乱を提供することができます。その結果、地球の軌道距離が長くなり、その結果、地球の温度が下がります。散乱ごとに地球の軌道距離の増加を計算し、このプロジェクトの実行可能性を調査します。
氷に富む物体の構造と長期的進化について
カイパーベルトオブジェクトと太陽系外惑星の発見により、氷に富む惑星体の構造、特に氷と岩石の区別への関心が高まっています。したがって、惑星の質量$M$の範囲で、半径$50\apltR\aplt3000$〜kmを生成し、岩石/氷の質量比が0.25〜4の場合、4.5〜Gyrでそれらを進化させてパラメータ研究を実行します。寒い環境、現在の構造を得るために。多孔質媒体内の液体と蒸気の流れを可能にする熱進化モデルを使用して、中心星の周りの軌道にある球体の静水圧平衡下での質量とエネルギー保存の方程式を解きます。このモデルには、気孔率と融解温度、長寿命の放射性同位元素による加熱、および温度に依存する蛇行と脱水に対する圧力の影響が含まれています。パラメータ空間[サイズ、岩石含有量]で、分化して岩のコアを形成する物体と、未分化のままである物体（小さな物体、岩石含有量の少ない物体、考慮される最大の物体）の間の境界を取得します。圧力とかろうじて溶融温度に到達します。最終的な差別化された構造は、岩石のコア、氷が豊富なマントル、および表面下の薄い高密度の地殻で構成されています。かさ密度と半径の関係を取得して説明します。非常に寒い環境の影響を調査したところ、周囲温度が$\sim$20〜Kの場合、小さな物体が氷をアモルファスの形で現在まで保存していることがわかりました。
Kozai-Lidovガスディスクにおける偏心ダストリング形成
連星系の1つのコンポーネントの周りの高度にずれたガスディスクは、ディスクの傾きと離心率が交換されるグローバルな古在-リドフ（KL）振動を受ける可能性があります。ガスとダストディスクの流体力学的シミュレーションを使用して、ダスト密度分布に対するこれらの振動の影響を調査します。ガスにわずかに結合しているダスト（${\rmSt}\approx1$）の場合、ダストはガスディスクと同様の動的挙動を示しますが、ダストの動径分布はガスとは大きく異なる可能性があります。ダストの内側への半径方向のドリフトは、偏心ディスクの方が速く、外側のダストディスクの半径が小さくなります。ほこりは、高度に偏心したディスク段階で複数の狭い偏心リングに分裂します。奇行のダストリングの形成は、ずれた円盤の惑星の形成に重大な影響を与える可能性があります。中間半径で十分に強い離心率ピークを持つガスディスク内で、複数のダストリングが一般的に発生する可能性があることをお勧めします。
MAGRATHEA：オープンソースの球対称惑星内部構造コード
| Title |
MAGRATHEA:_an_open-source_spherical_symmetric_planet_interior_structure_code |
| Authors |
Chenliang_Huang,_David_R._Rice_and_Jason_H._Steffen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03094 |
MAGRATHEAは、完全に差別化された球対称内部の場合を考慮したオープンソースの惑星構造コードです。各層の質量が与えられると、コードは正しい惑星半径を狙うために静水圧方程式を繰り返します。密度は、位置が不明なレイヤーの境界で不連続になる場合があります。したがって、私たちの場合、2点境界値問題を解くには、緩和法よりも事前定義されたグリッド点を必要としない狙い撃ち法が好まれます。MAGRATHEAの最初のバージョンは、最大4層の鉄、ケイ酸塩、水、および理想気体をサポートします。ユーザーには、各層の状態図と状態方程式に関する多くのオプションがあり、状態方程式を変更/追加する方法を文書化します。この作業では、MAGRATHEAの機能を紹介し、そのアプリケーションについて説明します。コミュニティがhttps://github.com/Huang-CL/MagratheaでMAGRATHEAの開発に参加することをお勧めします。
遠隔機器の電波観測に基づく木星デカメートル電波放射の発生源に関する統計的研究
| Title |
Statistical_Study_on_the_Sources_of_Jovian_Decametric_Radio_Emissions_Based_on_the_Radio_Observations_of_Remote_Instruments |
| Authors |
Ruobing_Zheng_and_Yuming_Wang_and_Xiaolei_Li_and_Chuanbing_Wang_and_Xianzhe_Jia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03148 |
木星デカメートル（DAM）電波放射に関連する物理的プロセスをよりよく理解するために、風とSTEREO宇宙船からのマルチビュー観測に基づいて、DAMの統計的研究とDAMソースの推定特性を示します。複数の宇宙船から得られたDAMの見かけの回転速度の分布は、Io関連のDAMの回転速度が0.15〜0.6{\Omega}_Jの範囲にあり、非Io-DAMの回転速度が0.7〜1.2{\であることを示唆しています。オメガ}_J。王らの方法に基づく。（2020）、DAMの発生源を特定し、それらの放出角度と関連する電子エネルギーを推測します。統計結果は、DAMソースの場所に3つの優先領域があり、2つは南半球に、1つは北半球にあることを示しています。これはおそらく木星の磁場の非対称トポロジーが原因です。Io-DAMソースフットプリントとIoオーロラスポットの違いは、経度でのIoの位置によって変化し、Hessetal。の以前の結果と一致しています。（2010）、Bonfondetal。（2017）およびHintonetal。（2019）。さらに、非Io-DAMの放射角度は、同じソース領域からのIo-DAMの放射角度よりも小さく、すべての放射角度は60{\deg}から85{\deg}の範囲です。これに対応して、電子エネルギーは主に0.5〜20keVの間に分布します。
CHEOPSを使用した$ 3 \、\ sigma $でのWASP-103bの潮汐変形の検出
| Title |
Detection_of_the_tidal_deformation_of_WASP-103b_at_$3\,\sigma$_with_CHEOPS |
| Authors |
S._C._C._Barros_(1),_B._Akinsanm,_G._Bou\'e,_A._M._S._Smith,_J._Laskar,_S._Ulmer-Moll,_J._Lillo-Box_and_the_CHEOPS_team_(1_-_Instituto_de_Astrofisica_e_Ciencias_do_Espaco) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03328 |
WASP-103bは、通過光度曲線で予想される変形特性が最も高く、予想されるスパイラルイン時間が最も短い太陽系外惑星です。惑星の潮汐変形を測定することで、2次の流体ラブ数を推定し、惑星の内部構造への洞察を得ることができます。さらに、潮汐減衰のタイムスケールを測定することで、恒星物理学を制約するための鍵となる恒星潮汐品質係数を推定することができます。この極端なシステムの潮汐変形と潮汐減衰を推定するために、CHEOPSを使用してWASP-103bの12の通過光度曲線を取得しました。一連の機器パラメータによって通知される多次元ガウス過程回帰を使用して、体系的な機器ノイズとともに高精度CHEOPSトランジット光度曲線をモデル化しました。潮汐変形をモデル化するために、惑星の2次流体ラブ数を決定することを可能にするパラメータ化モデルを使用しました。光度曲線を、以前に観測されたWASP-103bとHSTおよびスピッツァーの通過と組み合わせました。WASP-103bの半径方向のラブ数は$h_f=1.59^{+0.45}_{-0.53}$と推定されます。太陽系外惑星の通過光度曲線から潮汐変形が直接検出されるのはこれが初めてです（$3\、\sigma$）。CHEOPSから導出された通過時間と、文献で利用可能な他の通過時間を組み合わせると、WASP-103bの軌道周期に大きな変動は見られません。しかし、データは、潮汐減衰で予想されるように、減少ではなく、軌道周期の増加のヒントを示しています。これは、この星がバインドされている場合の視覚的なコンパニオンスター、Applegate効果、または統計的アーティファクトのいずれかが原因である可能性があります。WASP-103bの推定ラブ数は木星のものと同様です。これにより、WASP-103bの内部構造と組成を制限できるようになり、ホットジュピターの膨張の手がかりが得られる可能性があります。（要約）
太陽系の出生原始惑星系円盤の合成ALMA画像による巨大惑星形成の抑制
| Title |
Constraining_giant_planet_formation_with_synthetic_ALMA_images_of_the_Solar_System's_natal_protoplanetary_disk |
| Authors |
Bergez-Casalou_C.,_Bitsch_B.,_Kurtovic_N.T.,_Pinilla_P |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03383 |
原始惑星系円盤の新しいALMA観測により、他のシステムでの惑星形成を調査することができ、惑星形成プロセスに新しい制約を与えることができます。一方、私たち自身の太陽系の研究は、まったく異なる方法で導き出された制約に依存しています。しかし、太陽系のディスクが気相中にどのような特徴を生み出したのかはまだ不明です。2D等温水力シミュレーションとダスト進化モデルを実行することにより、放射伝達コードRADMC3Dを使用して1.3mmの波長で合成画像を導出します。埋め込まれた複数の巨大惑星がディスクの放射状ガス速度を強く乱し、塵の中に交通渋滞を引き起こしていることがわかります。それらは、圧力トラップによって作成され、ディスク内の惑星の位置から離れて配置されたものとは異なる過密度を生成します。これらの塵の分布から1.3mmの画像を導き出すことにより、高解像度で観測可能な交通渋滞が、ディスクのギャップとリングの数と埋め込まれた惑星の数との間のリンクをさらに曖昧にすることを示します。さらに、3つのコンパクトな巨大惑星のシステムが、ディスクの大きな半径で明るい外輪を自動的に生成しないことを示します。これは、ディスクの外側の領域または内側の領域のいずれかで巨人が形成されるディスクフェーズ中に、さまざまなサイズのディスクの高解像度の観測が必要であることを意味します。最後に、ダスト温度が自己無撞着に決定された場合でも、光学的に厚い領域の作成により、観測で得られたダスト質量は、シミュレーションに含まれるダストと比較して最大10倍ずれている可能性があることがわかります。私たちの研究は、太陽系外惑星と太陽系からの制約に加えて、ALMAが最初の数百万年の間にすでに惑星形成のさまざまな段階を制約する力を持っていることを明確に示しています。
AURA-3D：太陽系外惑星の透過スペクトルのための3次元大気検索フレームワーク
| Title |
AURA-3D:_A_Three-dimensional_Atmospheric_Retrieval_Framework_for_Exoplanet_Transmission_Spectra |
| Authors |
Matthew_C._Nixon_and_Nikku_Madhusudhan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03532 |
太陽系外惑星の透過スペクトルの大気検索により、昼夜の明暗境界線領域の構成と構造に制約を与えることができます。過去のそのような検索は、通常、現存する観測を説明するのに十分な一次元の温度構造を想定していた。ただし、JWSTを使用した太陽系外惑星分光法から期待されるデータ品質の向上は、多次元大気検索の検討を動機付けます。太陽系外惑星の透過スペクトルのための3次元大気検索フレームワークであるAURA-3Dを紹介します。AURA-3Dには、特定の大気構造の3Dジオメトリでの透過スペクトルの迅速な計算を可能にするフォワードモデルが含まれているため、大気検索や大循環モデル（GCM）からのスペクトルの計算に使用できます。検索で可能な3D温度構造の空間を効率的に探索するために、一連のホットジュピターGCMの方位平均温度構造を正確に表すことができるパラメトリック3D圧力-温度プロファイルを開発します。ホットジュピター透過スペクトルのシミュレートされたJWST観測に検索フレームワークを適用し、ターミネーター全体の昼夜の温度変化と化学種の存在量の正確な推定値を取得します。JWST品質データの従来の1D検索が偏った存在量の推定値を返すのに対し、昼夜の温度勾配を含む検索では真の存在量を正確に取得できる、モデルのホットジュピター透過スペクトルの例を示します。私たちのフォワードモデルには、不均一な化学作用や変動する雲/ヘイズを含める機能もあります。この新しい検索フレームワークは、JWST時代の太陽系外惑星の透過スペクトルを使用して、詳細な多次元大気特性評価への分野を開きます。
宇宙の夜明けにおけるブラックホール質量関数のローエンド
| Title |
The_low-end_of_the_black_hole_mass_function_at_cosmic_dawn |
| Authors |
Alessandro_Trinca,_Raffaella_Schneider,_Rosa_Valiante,_Luca_Graziani,_Luca_Zappacosta,_Francesco_Shankar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.02630 |
高赤方偏移での超大質量ブラックホール（SMBH）の形成と成長を理解することは、理論モデルにとって大きな課題です。この作業では、質量と光度の分布を$z>4$に制限することにより、最初のSMBHの初期の進化を調査します。特に、$z\simeq4$までの核ブラックホール（BH）分布の十分に調査されていない低質量端に焦点を当て、最初のBHシードの性質とそれらの質量成長を支配するプロセスとの関係を調査します。。この目的のために、私たちはCAT（CosmicArcheologyTool）を開発しました。これは、最初の星とブラックホールの形成を自己矛盾のない方法で記述し、核BHとそのホスト銀河の共進化を追跡する新しい半解析モデルです。$z>4$の代表的な人口の場合。現在の観測上の制約は、BHシードの成長がエディントンに制限され、ボンダイ-ホイル-リトルトンの速度で発生するモデル、またはガスが豊富な銀河の合体中にスリムディスクを介してスーパーエディントンの降着が発生するモデルに有利であることがわかります。これら2つのモデルバリアントの主な違いは、予測される質量と光度関数の下限が$4\lez\le6$にあることです。最初のモデルでは、形成された軽いBHシードの発育阻害を反映して明確なギャップが現れます。最初の星の残骸として。このシグネチャの検出は、JWST、アテナ、リンクスなどの次世代の宇宙観測所にとっても非常に困難です。
レオリングとレオIグループの物理化学的性質の調査
| Title |
Probing_the_physicochemical_properties_of_the_Leo_Ring_and_the_Leo_I_group |
| Authors |
Sameer,_Jane_Charlton,_Glenn_Kacprzak,_Anand_Narayanan,_Sriram_Sankar,_Philipp_Richter,_Bart_Wakker,_Nikole_Nielsen,_Christopher_Churchill |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.02631 |
600kpcX800kpc領域に広がる11個のクエーサー視線によってトレースされたLeoHIリングとLeoIグループの物理的および化学的特性の吸収線研究を提示します。HST/COSG130/G160アーカイブ観測を制約として使用して、雲ごとの多相ベイズイオン化モデリングを銀河特性情報と組み合わせて、これらの視線に沿った吸収ガスのもっともらしい起源を決定します。レオリング/グループの運動学と一致する600km/s〜1400km/sの範囲で吸収を検索します。私たちは、5つの視線に向かってレオリングに関連していると思われる吸収を見つけます。他の3つの視線に沿って、吸収は個々の銀河、グループ内ガス、および/または大規模なフィラメント状構造に関連している可能性が高いことがわかります。これらの5つの視線に沿った吸収は、個々の銀河から予想されるよりも金属線で強く、複数の寄与とこの地域の複雑な運動学を示しています。また、レオリングの周りの7度X6度のフィールド内に、吸収が見られない3つの視線を識別します。レオリングに関連する金属量は一般に高く、太陽と数倍の太陽の間の値であることがわかります。推定された高い金属量は、主要な銀河の合体からの潮汐破片としてのリングの起源と一致しています。
GOODS-ALMA 2.0：主系列星のスターバーストは、銀河の進化のシーケンスを制御するコンパクトな星形成を明らかにします
| Title |
GOODS-ALMA_2.0:_Starbursts_in_the_main_sequence_reveal_compact_star_formation_regulating_galaxy_evolution_prequenching |
| Authors |
C._G\'omez-Guijarro,_D._Elbaz,_M._Xiao,_V._I._Kokorev,_G._E._Magdis,_B._Magnelli,_E._Daddi,_F._Valentino,_M._T._Sargent,_M._Dickinson,_M._B\'ethermin,_M._Franco,_A._Pope,_B._S._Kalita,_L._Ciesla,_R._Demarco,_H._Inami,_W._Rujopakarn,_X._Shu,_T._Wang,_L._Zhou,_D._M._Alexander,_F._Bournaud,_R._Chary,_H._C._Ferguson,_S._L._Finkelstein,_M._Giavalisco,_D._Iono,_S._Juneau,_J._S._Kartaltepe,_G._Lagache,_E._Le_Floc'h,_R._Leiton,_L._Leroy,_L._Lin,_K._Motohara,_J._Mullaney,_K._Okumura,_M._Pannella,_C._Papovich,_E._Treister |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.02633 |
コンパクトな星形成は、ほこりっぽい星形成銀河（SFG）で一般的に見られます。しかし、銀河の進化におけるスケーリング関係によって設定されたフレームワークにおけるその役割はまだ理解されていません。この作業では、GOODS-ALMA2.0調査からの銀河サンプルをフォローアップします。これは、2つのアレイ構成を使用して72.42arcmin$^2$の連続領域をカバーする1.1mmのALMAブラインド調査です。調査から作成された銀河サンプルの星形成率、ガスの割合、枯渇のタイムスケール、ダスト温度などの物理的特性を導き出しました。スターバーストのような短い枯渇タイムスケールを示す銀河のサブセットが存在しますが、それらはいわゆるSFGの主系列星の分散内にあります。これらは主系列星で吹き替えられたスターバーストであり、最もコンパクトな星形成を示し、同じ恒星質量と赤方偏移の典型的なSFGと比較して、銀河サンプルの最も短い枯渇タイムスケール、最も低いガス分率、および最も高いダスト温度によって特徴付けられます。それらはまた非常に巨大で、サンプルで最も巨大な銀河の$\sim60\％$を占めています（$\log（M_{\rm{*}}/M_{\odot}）>11.0$）。進行中の星形成領域の領域とサンプルの派生した物理的特性との間の傾向を見つけ、これらの特性の物理的ドライバーとしてのコンパクトな星形成の役割を明らかにします。主系列星のスターバーストは、これらの傾向の極端なケースであるように見えます。銀河のサンプルから得られた結果を説明するために、銀河の進化の考えられるシナリオについて説明します。我々の発見は、星形成率がガスと星形成の圧縮によってSFGで維持され、それらのガスの割合が低く、おそらく静止に向かっているときでさえ、それらを主系列内に保つことを示唆している。
高$ z $銀河の調査：SERRAシミュレーション
| Title |
A_survey_of_high-$z$_galaxies:_SERRA_simulations |
| Authors |
A._Pallottini,_A._Ferrara,_S._Gallerani,_C._Behrens,_M._Kohandel,_S._Carniani,_L._Vallini,_S._Salvadori,_V._Gelli,_L._Sommovigo,_V._D'Odorico,_F._Di_Mascia,_E._Pizzati |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.02636 |
非平衡化学やオンザフライ放射伝達を含む、ズームインした高解像度（$\sim10\、\rmpc$）の宇宙論的シミュレーションのスイートであるSERRAを紹介します。出力は後処理されて、銀河のUV+FIR連続体と輝線の特性が導き出されます。結果を利用可能な多波長データと比較して、高赤方偏移の$6\lesssimz\lesssim15$銀河の物理的特性（星形成率、星/ガス/ダストの質量、金属量など）を制約します。この主力論文は、$z=7.7$サブサンプルに焦点を当てています。これには、恒星の質量が$10^7M_\odot\lesssimM_\star\lesssim5\times10^{10}M_\odot$の207個の銀河と特定の星が含まれます。形成範囲は、若い低質量銀河の${\rmsSFR}\sim100\、{\rmGyr}^{-1}$から$\sim10\、{\rmGyr}^{-1}$までです。古い、巨大なもののために。この赤方偏移では、SERRA銀河は通常バースト性です。つまり、[OIII]と[[OIII]の最近の発見と一致して、シュミットとケニカットの関係の上に係数$\kappa_s=3.03^{+4.9}_{-1.8}$だけ位置しています。CII]高$z$のエミッター。また、コンパクトで塊状の形態が恒星のUV光度を効果的にブロックしているため、比較的大きな${\rmIRX}=L_{\rmFIR}/L_{\rmUV}$値を示します。この結論は、分子雲レベルでの不十分な空間分解能の影響を受ける可能性があることに注意してください。初期の銀河が標準の$\rm[CII]-SFR$の関係にあることを確認します。観測された$L_{\rm[OIII]}/L_{\rm[CII]}\simeq1-10$の比率は、トップヘビーなIMFや異常なC/Oの存在量を必要とせずに再現されます。[OI]ライン強度はローカルのものと類似しているため、ALMAの高$z$検出は困難ですが、実行可能です（SFRが$50\、M_\odot\、{\rmyr}の場合は$\sim6\、\rmhr$^{-1}$）。
アテナによるAGNイオン化流出のスペクトルタイミング
スペクトルタイミング技術は、可変活動銀河核（AGN）におけるX線コロナと降着円盤の間の相互作用を研究する上で価値があることが証明されています。特定の条件下では、中央のAGN領域から発生する光イオン化された流出も、核成分の観測可能なスペクトルタイミング特性に影響を及ぼします。変動する電離フラックスにより、介在するガスが電離または再結合し、時間依存の吸収スペクトルが得られます。これらの流出のスペクトルタイミング特性を理解することは、AGN環境でのそれらの役割を決定するためだけでなく、他のAGNコンポーネントのタイミングシグネチャを正しく解釈するためにも重要です。この論文では、可変流出を表示するブラックホールシステムのスペクトルおよびスペクトルタイミング特性を研究する際に、AthenaX-IFU機器の機能をテストします。テストケースとして、ナローラインのセイファート1IRAS13224-3809を取り上げます。我々の発見は、吸収媒体の非線形応答がタイムラグの複雑な振る舞いをもたらす可能性がある一方で、結果として生じるコヒーレンスの低下を使用して、ガス密度と中心源までの距離を制限できることを示しています。最終的に、AGN流出のコヒーレンススペクトルをモデル化することは、流出ガスの物理的特性を研究する上で貴重なツールとなる可能性があります。
光の波長で見られる青い銀河団の進化に対するラム圧力ストリッピングの関連性
| Title |
The_relevance_of_ram_pressure_stripping_for_the_evolution_of_blue_cluster_galaxies_as_seen_at_optical_wavelengths |
| Authors |
B._Vulcani_(INAF-OaPD),_B.M._Poggianti,_R._Smith,_A._Moretti,_Y._Jaffe,_M._Gullieuszik,_J._Fritz,_C._Bellhouse |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.02644 |
動圧ストリッピングは、銀河団のガス貯留層に影響を与えることができる最も効率的なメカニズムの1つであり、過去数十年の間に、多くの研究がストリッピングされた銀河の特性を特徴づけてきました。ローカルクラスターにおけるこのプロセスの重要性についての明確な調査はまだ行われていません。ここでは、WINGSとOMEGAWINGSの調査から得られた66個のクラスターのデータを使用して、光の波長でストリッピングの兆候を示している銀河の割合を特徴づけます。落下する銀河集団に焦点を当てているため、2ビリアル半径内の青色で明るい（B<18.2）後期型の分光学的に確認されたクラスターメンバーのみを考慮します。「従来の」ストリッピング候補（SC）（つまり、片側の破片と尾を示す銀河）に加えて、巻き戻し銀河（UG）も潜在的にストリッピングされた銀河と見なします。最近の研究により、巻き戻し機能とラム圧力ストリッピングの関係が明らかになりました。これらの機能が実際にラム圧力によるものである頻度を知ることができるのは面分光器だけですが、それらを世界の国勢調査に含めることが重要です。Bバンド画像の目視検査を行い、ここで143UGのカタログを公開します。SCとUGはそれぞれ、検査されたサンプルの約15〜20％に相当します。それらが両方ともラム圧力ストリッピングを受けていると仮定すると、低z宇宙の任意の時点で、落下するクラスター集団の約35％が、光波長での形態にストリッピングの兆候を示していると結論付けることができます。これらの割合は、色、質量、形態に依存し、クラスター中心の距離にはほとんど依存しません。尾の可視性の持続時間と銀河団が青色を維持できる時間について大まかな仮定を立てると、ほとんどすべての明るい青色の後期型銀河団は、その寿命の間にストリッピング段階を経て、ラム圧力ストリッピングの重要性が高まると推測されます。銀河団の進化。
20年の測光光度曲線を持つクエーサーの光学的変動
| Title |
Optical_Variability_of_Quasars_with_20-Year_Photometric_Light_Curves |
| Authors |
Zachary_Stone_(1),_Yue_Shen_(1_and_2),_Colin_J._Burke_(1_and_3),_Yu-Ching_Chen_(1_and_3),_Qian_Yang_(4_and_1),_Xin_Liu_(1_and_2),_R._A._Gruendl_(1_and_3),_M._Adamow_(2),_F._Andrade-Oliveira_(5_and_6),_J._Annis_(7),_D._Bacon_(8),_E._Bertin_(9_and_10),_S._Bocquet_(11),_D._Brooks_(12),_D._L._Burke_(13_and_14),_A._Carnero_Rosell_(6),_M._Carrasco_Kind_(1_and_3),_J._Carretero_(15),_L._N._da_Costa_(6_and_16),_M._E._S._Pereira_(17_and_18),_J._De_Vicente_(19),_S._Desai_(20),_H._T._Diehl_(7),_P._Doel_(12),_I._Ferrero_(21),_D._Friedel_(3),_J._Frieman_(7_and_13),_J._Garc\'ia-Bellido_(22),_E._Gaztanaga_(23_and_24),_D._Gruen_(25),_G._Gutierrez_(7),_S._R._Hinton_(26),_D._L._Hollowood_(27),_K._Honscheid_(28_and_29),_K._Kuehn_(30_and_31),_N._Kuropatkin_(7),_C._Lidman_(32_and_33),_M._A._G._Maia_(6_and_16),_et_al._(15_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.02762 |
SDSS、PanSTARRS-1、ダークエネルギーサーベイ、および専用の$\sim1998-2020$の間に、長期の測光範囲を持つSDSSStripe82領域内の190個のクエーサーのサンプルの光学的$gri$測光変動を研究します。Blanco4m/DECamによるフォローアップモニタリング。フィルターバンドごとのクエーサーごとの平均$\sim200$夜間エポックで、10〜15年のベースラインと$\lesssim100$を使用した以前の研究よりも、光度曲線に適合する減衰ランダムウォーク（DRW）モデルからのパラメーター制約を改善します。エポック。平均減衰タイムスケール$\tau_{\rmDRW}$はベースラインの増加とともに上昇し続け、これらのクエーサーの残りのフレームで$\sim750$日（$g$バンド）の中央値に到達します。20年の光度曲線。一部のクエーサーは、光度曲線に緩やかで長期的な傾向がある可能性があります。これは、DRWフィットが収束するために非常に長いベースラインを必要とするか、これらのクエーサーの単一のDRWプロセスよりも根本的な変動が複雑であることを示唆しています。$\tau_{\rmDRW}$（ベースラインの20\％未満）がより制約されたクエーサーのサブセットを使用して、$\tau_{\rmDRW}\propto\lambda^{の弱い波長依存性を確認します。0.51\pm0.20}$。さらに、構造関数（SF）およびパワースペクトル密度（PSD）分析を使用して、これらのクエーサーの光学的変動を数日から数十年のタイムスケールで定量化します。SFおよびPSD測定は、DRW適合から測定された（数百日）減衰タイムスケールを定性的に確認します。ただし、これらの発光クエーサーの場合、アンサンブルPSDは月額$\sim$未満のタイムスケールでDRWのそれよりも急勾配であり、この2番目のブレークポイントはより長いDRW減衰タイムスケールと相関しています。
nProFit：動的モデルフィッティングのためのツール
星団の表面輝度プロファイル（SBP）は、銀河団の動的状態に関する貴重な情報を保持しています。観測された星団のSBP、特に球状星団のSBPは、運動エネルギーが低下した星を含む等温球に期待されるSBPとよく一致しています。しかし、これらの理論的基準を満たす構成のSBPは、外部銀河で観測されたクラスターの動的状態の分析を妨げていた分析式によって一意に表現することはできません。この欠点に対処するために、理論モデルのコアとハローの特性を最もよく表す経験的なフィッティング式を使用することが慣例になっています。ここでは、King（1966）とWilson（1975）の動的モデルによって定義された、銀河系外星団の表面輝度プロファイルを理論上の星団に適合させることができる、nProFitという名前の汎用コードを示します。さらに、Elsonetal。によって表されるべき乗則の表面輝度プロファイルをもたらす理論モデルも取り入れました。1987.コードは、コア半径、半光半径、潮汐半径などの基本的なサイズパラメータと、体積および面密度プロファイル、速度分散プロファイル、総質量、および結合エネルギーなどの動的に関連するパラメータを返します。ユーザーが固定した質量対光の比率。銀河系外クラスターの動的研究におけるコードの有用性は、Cuevas-Otaholaetal。ですでに説明されています。2020年。ユーザー側ではPythonベースですが、PyrafおよびFortranの高度なルーチンを呼び出すコードが公開されました。ユーザーへのガイドとして、インストールパッケージにサンプルスクリプトとモッククラスターを提供します。
オリオン大星雲における選択的元素の枯渇] {自己無撞着な粒子の枯渇と存在量I：テストケースとしてのオリオン大星雲
| Title |
Selective_Element_Depletion_in_the_Orion_Nebula]{Self-consistent_grain_depletions_and_abundances_I:_The_Orion_Nebula_as_a_test_case |
| Authors |
Chamani_Gunasekera,_Xihan_Ji,_Marios_Chatzikos,_Renbin_Yan_and_Gary_Ferland |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.02882 |
星間物質（ISM）の原子種は、主に塵の枯渇によって気相から遷移します。この研究では、最近公開されたモデルに従ってダストの枯渇の程度が変更されたときに、OrionHII領域の光イオン化モデルからのスペクトル線比の予測に変化があるかどうかを調べます。CLOUDY内の枯渇した存在量の計算を合理化するために、以前の研究で公開された方程式とパラメーターを使用します。私たちの目的は、CLOUDYユーザーが、入力ファイルの1つのパラメーターを使用して枯渇のレベルを変更できるようにすることです。これにより、広範囲の枯渇の予測をより効率的に調査することが可能になります。最後に、このように枯渇の程度を操作したときにオリオン大星雲のモデルで得られた結果について説明します。ライン比の強度は、ダスト粒子の枯渇によって大きく影響を受けることがわかりました。さらに、枯渇とともにダストの存在量を調整すると、HII領域全体のH$^+$層の構造と全体的な温度に影響を与えることがわかりました。
未確認の赤外線放射バンドの謎
未確認の赤外線放射（UIE）バンドのファミリーは、宇宙全体で観察されています。UIEバンドの現在観測されているスペクトル特性が要約されています。これらの特性は、これらのバンドの化学担体のさまざまなモデルのフレームワークで説明されています。UIEキャリアは、宇宙における炭素の大きな貯蔵所であり、星間物質および銀河環境における物理的および化学的プロセスにおいて重要な役割を果たします。これらのバンドを銀河の進化のプローブとして使用するには、UIEバンドのキャリアを正しく識別する必要があります。
SHRECによる超新星残骸からの負と正のフィードバック：IC443の衝撃を受けたガスの詳細な研究
| Title |
Negative_and_Positive_Feedback_from_a_Supernova_Remnant_with_SHREC:_A_detailed_Study_of_the_Shocked_Gas_in_IC443 |
| Authors |
G._Cosentino,_I._Jim\'enez-Serra,_J._C._Tan,_J._D._Henshaw,_A._T._Barnes,_C.-Y._Law,_S._Zeng,_F._Fontani,_P._Caselli,_S._Viti,_S._Zahorecz,_F._Rico-Villas,_A._Meg\'ias,_M._Miceli,_S._Orlando,_S._Ustamujic,_E._Greco,_G._Peres,_F._Bocchino,_R._Fedriani,_P._Gorai,_L._Testi,_J._Mart\'in-Pintado |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03008 |
超新星残骸（SNR）は、星形成の効率と銀河の進化の調節に貢献しています。それらが星間物質（ISM）に膨張するとき、それらは周囲の物質を変位させ、圧縮し、そして加熱する膨大な量のエネルギーと運動量を伝達します。銀河の進化モデルにおける広範な研究にもかかわらず、分子ISMがSNRとの相互作用によってどの程度影響を受けるかは観察的に検証されていないままです。ESO-AROPublicSpectroscopicSurveySHRECの最初の結果を使用して、SNRIC443と近くの分子塊Gとの間の衝撃相互作用を調査します。高感度のSiO（2-1）とH$^{13}$COを使用します。SHRECによって取得された$^+$（1-0）マップと、イェベス天文台の40m望遠鏡で取得されたSiO（1-0）観測。SiO放出の大部分は、IC443と凝集塊Gの間で進行中の衝撃相互作用から生じていることがわかります。衝撃を受けたガスは、SNRの中心速度に対して速度が青くシフトした、秩序だった運動学的構造を示します。他のSNR-クラウド相互作用サイトに向かって観測されました。衝撃圧縮により、分子ガス密度n（H$_2$）が最大$>$10$^5$cm$^{-3}$まで向上します。これは、周囲ガス密度よりも10倍以上高く、値と同様です。星形成に点火するために必要です。最後に、IC443によって注入された運動量の最大50\％が相互作用する分子材料に伝達されると推定します。したがって、分子ISMは、SNRとクラウドの相互作用のサイトで重要な運動量キャリアを表す可能性があります。
天体画像の大規模なカタログに注釈を付けるためにディープニューラルネットワークを使用する場合の体系的なバイアス
| Title |
Systematic_biases_when_using_deep_neural_networks_for_annotating_large_catalogs_of_astronomical_images |
| Authors |
Sanchari_Dhar,_Lior_Shamir |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03131 |
ディープ畳み込みニューラルネットワーク（DCNN）は、ノンパラメトリックな性質、優れたパフォーマンス、TensorFlowなどのライブラリを介したアクセス性により、自動画像アノテーションの最も一般的なソリューションになりました。他の分野の中でも、DCNNは、デジタルスカイサーベイによって取得された大規模な天文画像データベースの注釈への一般的なアプローチでもあります。DCNNの主な欠点の1つは、DCNNを「ブラックボックス」として機能させ、ユーザーに不明確な方法で注釈を提供する複雑で直感的でないルールです。したがって、ユーザーは多くの場合、どの情報を知ることができません。はDCNNによって分類に使用されます。ここでは、DCNNのトレーニングが、空のオブジェクトの位置などのトレーニングデータのコンテキストに敏感であることを示します。楕円銀河とらせん銀河の基本的な分類では、訓練に使用される銀河の空の位置は、アルゴリズムの動作に影響を与え、小さいが一貫性のある統計的に有意なバイアスにつながります。そのバイアスは、基本的な銀河の形態の分布において宇宙規模の異方性の形で現れます。したがって、DCNNは、拡張されたソースの画像に注釈を付けるための強力なツールですが、銀河の形態のトレーニングセットの構築では、obの視覚的な外観よりも多くの側面を考慮する必要があります。ジェクト。いずれにせよ、宇宙論的異方性の兆候を示す深いニューラルネットワークで作成されたカタログは、一貫したバイアスの可能性を持って解釈されるべきです。
EAGLEの銀河の年齢勾配：銀河団の若いバルジの起源としての外側から内側への消光
| Title |
The_age_gradients_of_galaxies_in_EAGLE:_outside-in_quenching_as_the_origin_of_young_bulges_in_cluster_galaxies |
| Authors |
Joel_Pfeffer,_Kenji_Bekki,_Warrick_J._Couch,_B\"arbel_S._Koribalski,_Duncan_A._Forbes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03137 |
クラスター内の多くの円盤銀河は、周囲の円盤よりも同じ年齢以下の膨らみを持ち、同様の形態の散在銀河と予想される裏返しの形成とは相容れないものとして発見されています。EAGLEシミュレーションを使用して、フィールド銀河と銀河団のこの違いの潜在的な起源をテストします。観測結果と一致して、シミュレーションの平均的な円盤が優勢な散在銀河は古い内部領域を持っているのに対し、グループやクラスターの同様の銀河は同様に老朽化したか若い内部領域を持っていることがわかります。この環境の違いは、銀河団の外から内への急冷の結果です。グループ/クラスターの落下の前に、与えられた現在の質量と形態の銀河は、それらの特定の星形成率（sSFR）プロファイルで同様の進化を示します。落下後、星間物質のストリッピングにより、グループ銀河とクラスター銀河の外側のsSFRは大幅に減少しますが、中央のsSFRは散在銀河と同様のままです。代わりに、フィールド円盤銀河は一般に放射状に増加するsSFRプロファイルを保持します。したがって、散在銀河は負の年齢勾配（より若い円盤）を発達させ続けますが、銀河団は代わりに正の年齢勾配（より若いバルジ）を発達させます。
マゼラン雲のダスト分布
| Title |
Dust_distributions_in_the_Magellanic_Clouds |
| Authors |
B.-Q._Chen,_H.-L._Guo,_J._Gao,_M._Yang,_Y.-L._Liu_and_B.-W._Jiang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03152 |
マゼラン雲（MC）で赤くなるダストの高解像度マップを提示します。マップは大マゼラン雲と小マゼラン雲（LMCとSMC）の領域をカバーし、$\sim$26秒角から55分角の空間角度分解能を持っています。ガイア調査、スカイマッパー南部調査（SMSS）、マゼラン星史調査（SMASH）、2ミクロン全天調査（2MASS）などの光学および近赤外線（IR）測光調査のデータに基づくマゼラン雲システム（VMC）の近赤外線$YJK_{\rm{S}}$VISTA調査では、LMCおよびSMC領域で600万個を超える星を含むマルチバンドフォトメトリック恒星サンプルを取得しました。GaiaEarlyDataRelease3（GaiaEDR3）の個々の星の固有運動と視差の測定に基づいて、それぞれLMC、SMC、天の川（MW）の星を含むクリーンなサンプルを作成しました。個々のサンプル星にスペクトルエネルギー分布（SED）フィッティングを適用して、それらの赤化値を推定します。その結果、MCでダスト赤化マップを作成するために使用される、LMCで約190万個の星、SMCで150万個の星、MWで60万個の星の最適な赤化値を導き出しました。私たちの地図は、文献の地図と一致しています。結果として得られるMCの高解像度ダストマップは、MCのソースの赤み補正のための重要なツールであるだけでなく、2つの銀河のダストの分布と特性の研究の基本でもあります。
スローンデジタルスカイサーベイの星形成特性ハイパースープリームカムサーベイにおけるBOSSボイド銀河
| Title |
Star_Formation_Properties_of_Sloan_Digital_Sky_Survey_BOSS_Void_Galaxies_in_the_Hyper_Suprime-Cam_Survey |
| Authors |
Hung-Yu_Jian,_Lihwai_Lin,_Bau-Ching_Hsieh,_Kai-Yang_Lin,_Keiichi_Umetsu,_Carlos_Lopez-Coba,_Yusei_Koyama,_Chin-Hao_Hsu,_Yung-Chau_Su,_Yu-Yen_Chang,_Tadayuki_Kodama,_Yutaka_Komiyama,_Surhud_More,_Atsushi_J._Nishizawa,_Masamune_Oguri,_and_Ichi_Tanaka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03196 |
HyperSuprime-Cam（HSC）WideSurveyを利用して、バリオン振動分光調査（BOSS）からz〜0.7までで特定されたボイドにある銀河の特性を調査します。HSCはi〜25に達し、ボイド銀河を10$^{9.2}$太陽質量まで特徴付けることができます。明るい銀河によって定義されたボイドにかすかな銀河を含めると、修正されたボイド銀河の密度は、フィールド全体の平均密度と比較して、依然として密度が低いことがわかります。さらに、銀河を星形成、静止、および緑の谷の集団に分類し、ボイド銀河は、質量および赤方偏移の制御下で星形成銀河の割合がわずかに高くなる傾向があることを発見しましたが、この結果の重要性は中程度です。（2$\sigma$）。しかし、星形成集団に焦点を当てると、ボイド銀河の特定の星形成率（sSFR）の分布は、対照銀河のそれとほとんど違いがありません。同様に、星形成ボイド銀河のsSFRの中央値も、星形成制御銀河のsSFRの中央値とよく一致しています。さらに、非静止銀河の数に対する緑の谷の銀河の数として定義されるボイド銀河の有効な緑の谷の割合は、対照の銀河のそれに匹敵し、ボイド銀河と対照銀河が同様の物理的プロセスと消光の下で進化するという示唆を支持します周波数。したがって、私たちの結果は、銀河集合バイアスのシナリオを支持しています。
Gaia DR2、2MASS、AllWISEの天体物理パラメータ
| Title |
Astrophysical_Parameters_from_Gaia_DR2,_2MASS_&_AllWISE |
| Authors |
M._Fouesneau_and_R._Andrae_and_T._Dharmawardena_and_J._Rybizki_and_C._A._L._Bailer-Jones_and_M._Demleitner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03252 |
恒星の物理的および動的な特性は、私たちの銀河の構造、形成、および進化を理解するために不可欠な知識です。天の川の星の物理的特性への洞察を与えるために、全天的に均一に導出された恒星の天体物理学的パラメーター（AP;年齢、質量、温度、放射光度、距離、減光）のカタログを作成しました。ガイアDR2パララックスからの多波長および複数調査観測の能力と、2MASSおよびAllWISE測光に加えて統合測光を活用して、全天均一に導出された、減光（A0）や平均粒子サイズなどの恒星天体物理学的パラメーターのカタログを紹介します。（R0）視線に沿って、123,097,070個の星。以前の作品とは対照的に、分析では以前のように銀河モデルを使用していません。結果を他の文献（ベンチマークスター、干渉法、Bayestar、StarHorseなど）に対して検証します。ガイア測光バンドの限られた光学情報、または紫外線または分光情報の欠如は、化学の推論を以前に支配的にします。ガイア視差は、私たちの天の川の星間物質の詳細な構造を探索するのに十分な力をもたらすことを示しています。GaiaDR3では、分散した光の情報を取得して、この分析のいくつかの制限を打ち破り、特に恒星の化学を推測できるようにします。ガイアは、私たちの銀河のフィールドスター集団の化学力学の最も詳細なビューを構築するためのデータを私たちに約束します。私たちのカタログは、GAVOのhttp://dc.g-vo.org/tableinfo/gdr2ap.mainから入手できます（まもなくGaiaArchiveとVizieR）
放射状金属量プロファイルで観測された中央ディップの起源の調査
| Title |
Investigating_the_Origin_of_Observed_Central_Dips_in_Radial_Metallicity_Profiles |
| Authors |
Bethan_Easeman,_Patricia_Schady,_Stijn_Wuyts,_Robert_M._Yates |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03296 |
放射状の金属量の傾向は、銀河内での星形成や放射状のガス移動などの物理的プロセスの重要な指標を提供します。大規模なIFU調査では、これらの放射状変動の詳細な研究が可能であり、最近の観測では、さまざまな進化過程の影響を追跡する可能性のある金属量の中央の落ち込みが検出されています。ただし、これらのディップの原因は決定的に決定されておらず、診断に依存している可能性があることが示唆されています。この論文では、SDSS-IVMaNGA調査を使用して、観測されたディップが中央の金属量の真の減少を表しているかどうか、またはそれらが使用された診断のアーティファクトである可能性があるかどうかを調査します。低傾斜角にある758個の局所的な星形成銀河のサブサンプルを使用して、返されるプロファイルの形状に対するさまざまな強線診断の使用の影響、およびディップの有病率を詳細に調査します。銀河内のイオン化パラメータの値の変化によって引き起こされたディップの明確な証拠は見つかりません。物理的な原因を調査するために、グローバルパラメータと空間分解パラメータの両方を調査し、O3N2金属量プロファイルで中央のディップを示す銀河が平均して$R/R_\rm{e}\simまで低いH$\alpha$EW値を持っていることを発見しました。1.5$、および中央領域のD$_N$（4000）のより高い値。さらに、星の質量が大きい銀河でのディップの有病率が高く、グローバルな特定の星形成率の値が低いことを発見しました。これは、中央消光へのリンクの可能性を示唆しています。それにもかかわらず、これらの結果は使用される診断に依存しており、銀河の金属量勾配で観測された特徴を解釈する際には注意が必要であることを示唆しています。
3000 auスケールの一連の衝撃？拡大するバブルのNGC1333 IRAS4領域への衝突を調査します。ソリスXVI
| Title |
A_train_of_shocks_at_3000_au_scale?_Exploring_the_clash_of_an_expanding_bubble_into_the_NGC_1333_IRAS_4_region._SOLIS_XVI |
| Authors |
Marta_De_Simone,_Claudio_Codella,_Cecilia_Ceccarelli,_Ana_L\'opez-Sepulcre,_Roberto_Neri,_Pedro_Ruben_Rivera-Ortiz,_Gemma_Busquet,_Paola_Caselli,_Eleonora_Bianchi,_Francesco_Fontani,_Bertrand_Lefloch,_Yoko_Oya,_and_Jaime_E._Pineda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03434 |
星形成プロセスが分子雲内のフィラメントの複雑な網に関連しているという証拠があります。これは、外部トリガーからのガス圧縮が原因である可能性もあります。ペルセウス座NGC1333分子雲の南部地域を研究しました。これは、同様の外部トリガーによって大きく形作られることが知られており、クラス0IRAS4原始星が存在するフィラメントを混乱させるプロセスに光を当てます。宇宙での大規模プログラムシードオブライフ（SOLIS）の一部として、IRAS4Aに向けて、衝撃として暴力的なイベントを追跡することが知られている、SiOとCH3OHの新しいIRAM-NOEMA観測を使用します。指と呼ばれる3つの平行な細長い（$>$6000au）構造を検出しました。細い線のプロファイル（〜1.5$kms^{-1}$）は、雲の全身速度でピークに達し、高密度（5-20$10）のガスを追跡します。^5cm^{-3}$）および高温（80-160K）。それらは化学的に異なり、北の指はSiOとCH3OHの両方でトレースされ（[CH3OH]/[SiO]〜160-300）、他の2つはSiOのみでトレースされます（[CH3OH]/[SiO]$<$40）。さまざまな可能性の中で、$>$5000年の距離にある3つの衝撃の列は、穀物のマントルに凍結されたシリコンのかなりの部分が衝撃によって放出された場合の観測と一致します。膨張する気泡に、南西からNGC1333の後ろに来て、IRAS4Aが存在するフィラメントと衝突します。最後に、NGC1333の南部で観測された広範囲にわたる狭いSiO放出の性質と起源、つまり未解決の一連の衝撃によるものであるという20年にわたる長い議論の解決策を提案します。
プロトソーラーアナログに向けたリン分子の最初の画像
| Title |
First_images_of_phosphorus_molecules_towards_a_proto-Solar_analog |
| Authors |
Jennifer_B._Bergner_and_Andrew_M._Burkhardt_and_Karin_I._Oberg_and_Thomas_S._Rice_and_Edwin_A._Bergin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03467 |
陸生生化学におけるリンの中心的な役割にもかかわらず、星や惑星を形成する地域でのリンの化学はよくわかっていません。クラスI原始星B1-aに向けたPOとPNのALMAバンド3と4の観測を提示します。これは、太陽型星形成領域に向けたリンキャリアの最初の空間分解観測を表しています。リン分子は、原始星の流出（SiOによって追跡される）が高密度ガスのフィラメント（CCSによって追跡される）と相互作用する領域と一致する2つの異なる塊から放出されます。このように、気相のリンは、高密度の星間塊の衝撃に由来しているようです。観察された放出パターンに基づくと、POとPNは、氷とケイ酸塩粒子の間に中間の揮発性を持つ固体リン担体の娘生成物であるように見えます。したがって、星間衝撃は、彗星の氷に組み込まれる前に、半耐火性のリンをより揮発性の高い形に変換する上で重要な役割を果たす可能性があります。実際、（PO+PN）/CH3OH比は、B1-aと彗星67Pで類似しており、揮発性リンの同等の貯留層を意味します。PO/PN比は、B1-a全体で約1〜8の範囲です。北部の放出塊は、南部の塊よりも低いPO/PN比と弱い13CH3OH放出を示し、2つの位置での明確な衝撃物理学と化学を示しています。原始星環境におけるPO/PN比のそのような変動を規制するものをよりよく理解するには、追加のソースに対するPキャリアの解決された観測が必要です。
フラットスペクトルラジオクエーサーとBLラックは、未解決のガンマ線バックグラウンドの異方性を支配します
| Title |
Flat_spectrum_radio_quasars_and_BL_Lacs_dominate_the_anisotropy_of_the_unresolved_gamma-ray_background |
| Authors |
Michael_Korsmeier,_Elena_Pinetti,_Michela_Negro,_Marco_Regis_and_Nicolao_Fornengo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.02634 |
未解決のガンマ線バックグラウンド（UGRB）放出の角度パワースペクトル（APS）を分析し、それを\Fermi-LAT4FGLカタログの解決されたガンマ線源の測定された特性と組み合わせます。私たちの目標は、ガンマ線の空の組成を分析し、特に低エネルギーで観測されたUGRB異方性のサイズを決定する際に、活動銀河核のさまざまなクラスのソース集団の関連性を確立することです。スペクトルエネルギー分散の物理的仮定の下で、APSデータを適合させるには、2つの母集団、つまり低エネルギーでのフラットスペクトルラジオクエーサー（FSRQ）と高エネルギーでのBLラック（BLL）が必要であることがわかります。推定された光度関数は、4FLGカタログから取得されたFSRQおよびBLLのものの外挿とよく一致しています。これらの光度関数を使用して、ブレーザーからUGRB強度を計算し、1GeVで20\％、10GeVを超えると30\％の寄与を見つけます。最後に、暗黒物質の消滅による追加のガンマ線放出の限界が導き出されます。
TDEの体系的な光度曲線モデリング：分光学的クラス間の統計的差異
| Title |
Systematic_light_curve_modelling_of_TDEs:_statistical_differences_between_the_spectroscopic_classes |
| Authors |
Matt_Nicholl,_Daniel_Lanning,_Paige_Ramsden,_Brenna_Mockler,_Andy_Lawrence,_Phil_Short,_Evan_J._Ridley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.02649 |
観測された潮汐破壊現象（TDE）のサンプルが数十に達すると、明確な分光学的クラスが出現しました。水素線のみ（TDE-H）、ヘリウム線のみ（TDE-He）、または水素とHeIIおよび多くの場合、NIII/OIII（TDE-H+He）。ここでは、ModularOpenSourceFitterforTransients（MOSFiT）を使用して32個の光学的に明るいTDEの光度曲線をモデル化し、物理的および軌道特性を推定し、分光学的クラス間の統計的差異を探します。すべてのタイプで、通常の初期質量関数と比較して、$\sim0.1-1$M$_\odot$の間で星の質量の分布が浅く、非常に深い（$\beta\gg1$）TDEはありません。）遭遇。私たちの主な結果は、TDE-Hイベントは、TDE-Heイベントが完全に中断された状態で、TDE-H+Heよりも完全な中断が少ない（そしておそらくSMBHの質量が小さい）ことから生じているように見えることです。また、最近の文献と一致して、TDE-Hイベントはより拡張された光球を持っていることを発見し、これはデブリストリームの自己交差半径の違いの結果である可能性があると主張します。最後に、ブラックホールの質量と放射効率の間のほぼ線形の相関関係を特定します。TDE-Hは、比較的大きな半径での衝突による流出によって駆動される可能性がありますが、TDE-H+Heは、より大規模なSMBHの周囲でより効率的に形成された、迅速な降着円盤から生じる可能性があります。
TDEホスト銀河のバルジ質量とブラックホール質量によるそれらのスケーリング
潮汐破壊現象（TDE）は、超大質量ブラックホール（SMBH）の質量分布の下限を調べる手段を提供します。これは、それらが丘の質量（$\lesssim10^8$M$_\odot$）の下でのみ観測できるためです。ここでは、ホスト銀河バルジ質量を使用してSMBH質量のスケーリングを調整し、追跡観測や高質量サンプルに基づく関係の外挿を必要とせずに、大きなTDEサンプルのSMBH質量を推定できるようにします。MOSFiTからのBH質量推定値を使用して、よく観察された29のTDEのホストのUV-MIRスペクトルエネルギー分布にプロスペクターフィットを使用して、ホスト銀河の質量を導き出します。次に、SDSSおよびPanSTARRSイメージングを使用して詳細なバルジ/ディスク分解を実行し、バルジ質量のカタログを提供します。TDEサンプルのSMBHとバルジ質量の間の正の相関を測定します。べき乗則の傾きは0.28で、有意性は$p=0.06$（スピアマン）と$p=0.05$（ピアソン）で、固有の分散は0.2dexです。。MCのリサンプリングとブートストラップを適用すると、勾配のより控えめな見積もりは$0.18\pm0.11$であり、プロスペクターとMOSFiTからの体系的なエラーが支配的であることがわかります。これは、高SMBH質量での傾斜よりも浅く、これは、事象の地平線の外側で低質量星をより簡単に破壊できる低質量BHへのTDEサンプルのバイアスが原因である可能性があります。TDEサンプルを高質量レジームのサンプルと組み合わせると、TDEがSMBHと恒星の質量の関係を質量スペクトルのさらに下に拡張し、SMBHの質量の全範囲にわたって関係を提供することに成功していることがわかります。
宇宙重力波干渉計によって、銀河系外の恒星質量連星ブラックホールがいくつ検出されますか？
| Title |
How_many_extra-Galactic_stellar-mass_binary_black_holes_will_be_detected_by_space_gravitational-wave_interferometers? |
| Authors |
Naoki_Seto_and_Koutarou_Kyutoku |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.02766 |
GWTC-3に基づいて、宇宙重力波干渉計による銀河系外連星ブラックホール（BBH）の検出の見通しについて説明します。特に、コンポーネントの質量が約5-100$M_\odot$のBBHを対象として、有意性の高い62個のBBHのチャープ質量分布を直接組み込みます。共動合併率とチャープ質量の加重平均の両方が減少したため、予想される検出数は、GW150914の報告直後に同じ著者によって得られた結果よりも一般的にはるかに少ないことがわかります。LISAの場合、BBH検出の合計は$N_{\rmtot}\sim2（T/4{\rmyr}）^{3/2}（\rho_{\rmthr}/10）^{と推定されます。-3}$、ほぼ単色のBBHが支配的（$\rho_{\rmthr}$：検出しきい値、$T$：観測期間）。TianQinの合計検出数は、LISAと同様に$N_{\rmtot}$になります。一方、TianQinは$N_{\rmmer}\sim0.6（T/4{\rmyr}）^{7/4}（\rho_{\rmthr}/10）^{-3}を見つける可能性があります$観測期間にマージするBBH。BBHをマージするためのこの数は、最適なバンド間の違いのため、LISAの数の4〜5倍です。また、複数の検出器の共同運用の見通しを調査し、同時観測が連続観測よりも有利であることを発見しました。
パルサーの死のラインの再考-I。ほぼ真空ギャップ
電波パルサーの死線の詳細な解析に関する一連の論文の最初の論文であるこの論文では、十分に長いパルサー周期Pで二次粒子を生成する可能性を検討します。この目的のために、可能性を再考しました。磁気極冠上の内部ギャップでの二次プラズマ生成に必要なドロップ。私たちの研究により、二次粒子の生成の多様性やそれらの空間分布など、二次プラズマを生成するための条件を改善することが可能になりました。また、二次プラズマ発生の可能性の回転軸に対する傾斜角、極キャップサイズ、磁場形状など、すべてのパラメータへの依存性をさらに定量的に分析することも可能になりました。
FRBの繰り返しにおける周期性の欠如
人気のある高速電波バーストモデルは、回転する磁化された中性子星を含みますが、FRB121102とFRB20201124Aのそれぞれからの1500を超えるバーストの観測でも、回転周期性は見つかりませんでした。厳密な期間$P$からの$\pm0.6P$の大きさの正弦分布のランダムオフセットを持つイベントのピリオドグラムは、基礎となる周期性を明らかにします。明らかに非反復FRBのモデルと同様に、固有の周期性のない反復FRBのモデルが考慮されます。
ディスクの引き裂きは、薄い降着円盤のGRMHDシミュレーションで低周波および高周波の準周期的振動を引き起こします
| Title |
Disk_Tearing_Leads_to_Low_and_High_Frequency_Quasi_Periodic_Oscillations_in_a_GRMHD_Simulation_of_a_Thin_Accretion_Disk |
| Authors |
G._Musoke,_M._Liska,_O._Porth,_M._van_der_Klis_and_A._Ingram |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03085 |
ブラックホールX線連星（BHXRB）は、長期間のスペクトル状態の変化から、短期間の広帯域変動や準周期的振動（QPO）まで、幅広い変動現象を示します。特に不可解な側面は、QPOの作成です。これは、適切に理解されていれば、ブラックホールの降着と進化の強力な診断ツールとして使用できます。この研究では、ブラックホールのスピン軸に対して65^{\circ}$傾斜している、幾何学的に薄い降着円盤の高解像度の3次元一般相対論的電磁流体力学シミュレーションを分析します。急速に回転する10$M_\odot$ブラックホールからのLense-Thirringトルクにより、いくつかのサブディスクが$\sim10-20$重力半径内で引き裂かれることを発見しました。ティアリングは、秒単位のタイムスケールでサイクルで発生します。各引き裂きサイクルの間、内側のサブディスクはブラックホールに落ちる前に1-5期間歳差運動します。観測された低周波QPOと一致する、歳差運動周波数$\sim3\rmHz$が見つかりました。さらに、内部ディスクの質量加重半径のパワースペクトルに、重心周波数が$\sim55$Hzの高周波QPO（HFQPO）が見つかります。この信号は、引き裂き半径でのガスの密なリングの放射状遊星振動によって引き起こされます。これは、X線光度曲線の対応する変調を強く示唆しているため、観測されたHFQPOの一部を説明している可能性があります。
銀河を放出するライマン連続体候補の発光X線源の急速なターンオンTol0440-381
近くの候補ライマン連続体（LyC）を放出する銀河Tol0440-381のチャンドラ観測は、3。8日間でX線源が少なくとも4倍明るくなり1.6E40erg/sの光度になることを示しています。X線放射は、低光度AGNまたは超大光度X線源のいずれかから発生する可能性があります。X線源の特性は、X線で分解された他の唯一のLyC放出銀河であるHaro11およびTololo1247-232に見られるものと類似しています。3つの銀河はすべて、降着力を利用している可能性が高い、発光、可変、および硬スペクトルのX線源をホストしています。コンパクトオブジェクトへの降着は、LyCの脱出を可能にする強力な流出と電離放射線を生成します。
いて座A *の隣人としての恒星質量ブラックホールの科学的可能性
銀河中心の巨大なブラックホール、いて座A*の近く（距離$\le10^3M$）にある恒星質量ブラックホール（BH）のクラスが存在する可能性があることが示唆されています。考えられる形成シナリオには、$\mathcal{O}（10）$Myr内のSgrA*の近くに活発な降着流があった場合の、大規模な恒星質量ブラックホールの質量分離および/またはディスク移動が含まれます。この作業では、レーザー干渉計宇宙アンテナ（LISA）などの宇宙搭載重力波検出器のソースとしてのこのタイプのオブジェクトのアプリケーションを調査します。いて座A*の周りを移動するこれらの恒星質量ブラックホールの軌道面の歳差運動に基づいていて座A*のスピンを調べることが可能であることがわかります。また、SgrA*の近くに蓄積された冷たい暗黒物質によって生成される力学的摩擦が、一般に重力波形に小さな測定可能な位相シフトを生成することを示します。SgrA*の近くにアクシオン雲がある場合、力学的摩擦によって引き起こされる重力波形の変化は、アクシオン場の質量が質量スペクトルの狭い範囲にある場合にのみ測定可能です。アクシオン雲と恒星質量ブラックホールの間の重力相互作用は、いて座A*のスピンの周りに追加の歳差運動を導入する可能性があります。この追加の歳差運動率は、一般に、スピンによって誘発されるレンス・ティリング歳差運動率よりも弱いですが、それにもかかわらず、特定のパラメーターレジームでのスピン測定を汚染する可能性があります。最後に、これらの恒星質量ブラックホール間の多体重力相互作用は、一般に、LISAの寿命の間に無視できるほどの位相シフトを引き起こすことを指摘します。
古典的な新星ASASSN-16maからのガンマ線脈動の証拠
ここでは、2016年の爆発時に544.84（7）秒でコヒーレントなガンマ線脈動を示す古典的な新星ASASSN-16maのフェルミ大面積望遠鏡観測から抽出された新しい結果を報告します。証拠は4.0シグマであり、5.9e-5の誤警報確率に相当します。周期性は出現から4日間安定しており、白色矮星の回転信号としての起源を示しています。いくつかの衝撃動力ガンマ線新星の光学およびガンマ線光曲線が最近互いに密接に相関していることが示されていることを考えると、ガンマ線脈動現象は、関連する光脈動の存在を意味する可能性があり、詳細なエフェメライドを提供します近い将来のさらなる調査のためのこれらの極端な白い矮星バイナリのために。
Ib型超新星SN2017iroの観測特性の調査
| Title |
Investigating_the_observational_properties_of_Type_Ib_supernova_SN_2017iro |
| Authors |
Brajesh_Kumar,_Avinash_Singh,_D.K._Sahu,_G.C._Anupama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03260 |
近くの（$\sim$\、31Mpc）銀河NGC5480で発生した超新星（SN）2017iroの光学イメージングと低解像度分光モニタリングの結果を報告します。\ion{He}{1}5876\AA\、最も初期のスペクトル（-\、7d）に存在する特徴は、それをタイプIbSNとして分類しました。フォローアップ観測は、$B$バンドの最大値に関して-\、7から+\、266dの範囲です。$V$バンドの絶対等級のピーク、（$M_{V}$）\、=\、$-17.76\pm0.15$magおよびボロメータ光度（log$_{10}$\、L）\、=\、42.39\、$\pm$\、0.09ergs$^{-1}$、SN2017iroは適度に明るいタイプIbSNです。SN2017iroの全体的な光度曲線の進化は、初期段階（最大$\sim$100d）と後期段階（$>$150d）でそれぞれSN2012auとSN2009jfに似ています。\ion{Fe}{2}5169\AA\と\ion{He}{1}5876\AA\の両方の線速度は、$\sim$\、9000kms$^{-1}$の近くにあります。ピーク。星雲の位相スペクトル（$\sim$\、+209d）の分析は、$\sim$\、0.35M$_{\odot}$の酸素質量を示しています。$\sim$\、1の小さい[\ion{O}{1}]/[\ion{Ca}{2}]フラックス比は、$\の範囲のゼロ年齢の主系列質量を持つ前駆体に有利に働きますsim$\、13--15M$_{\odot}$、おそらくiPTF13bvnの場合と同様に、バイナリシステムで。爆発パラメータは、SN2017iroの準ボロメータ光度曲線にさまざまな分析モデルを適用することによって推定されます。爆発で合成された$^{56}$Niの質量の範囲は$\sim$\、0.05\、-\、0.10M$_{\odot}$、噴出物の質量$\sim$1.4\、-\、4.3M$_{\odot}$と運動エネルギー$\sim$\、0.8\、-\、1.9\、$\times$10$^{51}$erg。
射手座矮小楕円体銀河をMAGIC望遠鏡で観測して暗黒物質を拘束
| Title |
Constraining_branon_dark_matter_from_observations_of_the_Segue_1_dwarf_spheroidal_galaxy_with_the_MAGIC_telescopes |
| Authors |
Tjark_Miener,_Daniel_Nieto,_Viviana_Gammaldi,_Daniel_Kerszberg,_Javier_Rico |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03344 |
矮小楕円銀河Segue1の観測をMajorAtmosphericGammaImagingCherenkov（MAGIC）で精査することにより、超高エネルギーガンマ線帯におけるブレーン世界の超次元暗黒物質（DM）の特徴の最初の検索を提示します。望遠鏡システム。ブレーンは、柔軟なブレーンワールドモデル内に現れる新しい自由度です。それらは、弱く相互作用する巨大な粒子と自然なDM候補です。地上ベースのガンマ線望遠鏡MAGICは、標準模型粒子へのDM消滅の二次生成物を観測することにより、マルチTeV質量範囲のブラノンDMを間接的に検出できます。信号がない場合は、MAGIC望遠鏡によるSegue1矮小楕円銀河への約160時間の深部曝露のビン化された尤度分析を使用して、ブラノンDMパラメーター空間に制約を課します。熱平均消滅断面積（$95\％$信頼水準）に対する最も厳しい制限は、$\langle\sigmav\rangle\simeq1.4\times10^{-23}〜\text{cm}^に対応します。{3}\text{s}^{-1}$$\sim0.7〜\text{TeV}$のブラノン質量。
| Title |
Deep_Learning_in_Searching_the_Spectroscopic_Redshift_of_Quasars |
| Authors |
F._Rastegar_Nia,_M._T._Mirtorabi,_R._Moradi,_A._Vafaei._Sadr,_Y._Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03393 |
宇宙論の静止フレームで宇宙論の源を研究することは、コンパクトオブジェクトの宇宙の歴史と特性を追跡するために重要です。既存および今後の望遠鏡/検出器のデータ量の増加を考慮して、ここでは、スローンデジタルスカイサーベイIVでクエーサーのレッドシフトを推定するために、残差ニューラルネットワーク（ResNet）構造を備えた1次元畳み込みニューラルネットワーク（CNN）を構築します（SDSS-IV）\code{FNet}という名前の、広範囲の信号対雑音比に関するeBOSSのDR16クエーサーのみ（DR16Q）のカタログ。$24$の畳み込み層と、$500$、$200$、$15$の異なるカーネルサイズのResNet構造により、FNetは全体で「\textit{local}」と「\textit{global}」のパターンを検出できます。自己学習手順によるスペクトルのサンプル。レッドシフトの速度差は97.0$\％$、$|\Delta\nu|<6000〜\rmkm/s$、$|\Delta\nu|<12000〜は98.0$\％$の精度に達します。\rmkm/s$。SDSSルーチンで採用されている標準CNNである\code{QuasarNET}は、カーネルサイズが$10$の4つの畳み込み層（ResNet構造なし）で構成されており、7つの輝線を特定して赤方偏移を測定します（\textit{ローカル}パターン）、DR16Qカタログで視覚的に検査されたクエーサーの$\sim1.3\％$の赤方偏移の推定に失敗し、$|\Delta\nu|<6000〜\rmkm/s$に対して97.8$\％$を与えます。$|\Delta\nu|<12000〜\rmkm/s$の場合は97.9$\％$。したがって、FNetは\code{QuasarNET}と同様の精度を提供しますが、特に\code{QuasarNET}によって利用される明確な輝線がない場合は、より広範囲のSDSSスペクトルに適用できます。\code{FNet}のこれらのプロパティは、機械学習の高速予測能力とともに、\code{FNet}がパイプライン赤方偏移推定器のより正確な代替手段となり、今後のカタログで実用的になり、視覚的に検査するスペクトル。
バイナリ駆動極超新星の簡単なレビュー
連星駆動極超新星（BdHN）は、炭素-酸素コア（CO$_{\rmコア}$）とコンパニオン中性子星（NS）またはブラックホールを含む連星システムで発生する長いガンマ線バースト（GRB）をモデル化します（BH）。このモデルは、2012年に最初に提案され、ファイアシェルモデルと誘導重力崩壊（IGC）パラダイムを成功させて改良したものです。ほぼ10年の開発の後、BdHNモデルはほぼ完全な構造に達し、長いバーストのすべての観測量をその理論的枠組みに説明し、前駆体の元の特性に従って長いGRBの洗練された分類を与えました。この記事では、BdHNモデルの概要と、GRB観測のフレームワークで適切にコンテキスト化された、想定される各エピソードの発生と存続期間中の物理的プロセスの概要を示します。
3D放射輸送2温度GRMHDシミュレーションにおける磁気的に切り捨てられた降着円盤の形成
| Title |
Formation_of_Magnetically_Truncated_Accretion_Disks_in_3D_Radiation-Transport_Two-Temperature_GRMHD_Simulations |
| Authors |
M.liska,_G._Musoke,_A._Tchekhovskhoy,_O._Porth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03526 |
多波長観測は、X線連星（XRB）と活動銀河核（AGN）の硬い状態と中間状態の降着円盤が、遠く離れた冷たい薄い円盤から、ブラックに近い熱い厚い流れに移行することを示唆しています。穴。ただし、このような切り捨てられたディスクの形成、構造、およびダイナミクスは、関連する熱力学的、磁気的、および放射的プロセスの複雑さのために、十分に制約されていません。大規模なポロイダル磁束がある場合とない場合のエディントン光度の35％で放射する切り捨てられたディスクの最初の放射輸送2温度一般相対論的電磁流体力学（GRMHD）シミュレーションを提示します。幾何学的に薄い降着円盤が大規模な正味のポロイダル磁束によって通されるとき、それは小さな半径で、高温の磁気的に支配されたコロナを通って浮かぶ冷たいガス塊の二相媒体に自己無撞着に遷移することを示します。この遷移は、ディスクが磁束で飽和する距離によって決定される明確に定義された切り捨て半径で発生します。半透明コロナの平均イオン温度と電子温度は、それぞれTi=10^10KとTe=5x10^8Kに達します。このシステムは、放射、強力なコリメートジェット、およびより広い風を生成し、総エネルギー効率は90％を超えます。GRMHDシミュレーションでの放射効率の高い流れによる、回転するブラックホールからのこれまでで最高のエネルギー抽出効率。これは、XRBの爆発中に観測されたジェット放出と一致しています。二相媒体は、当然、硬い状態で観察される鉄線の放出を広げる可能性があります。
相対論的衝撃波前駆体におけるプラズマキャビテーション不安定性による磁場増幅
| Title |
Magnetic_field_amplification_by_a_plasma_cavitation_instability_in_relativistic_shock_precursors |
| Authors |
J._Ryan_Peterson,_Siegfried_Glenzer,_Frederico_Fiuza |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03547 |
プラズマストリーミング不安定性は、相対論的衝撃波とその環境における磁場増幅と粒子加速において重要な役割を果たします。しかし、加速された粒子が非常に相対論的で希薄なビームを構成する遠方衝撃前駆体領域では、ストリーミング不安定性は通常非効率になり、ビーム粒子のジャイロ半径と比較すると非常に小さなスケールで動作します。希薄な相対論的ビームによって駆動され、磁場強度とコヒーレンススケールの両方を桁違いに増加させて、ビームエネルギー密度とほぼ等分配の値に達することができるプラズマキャビテーションの不安定性について報告します。この不安定性は、ワイベル不安定性の発生後に大きくなり、ビーム電流に対するバックグラウンドレプトンとイオンの非対称応答に関連しています。結果として生じる正味の誘導電場は、正と負に帯電したビーム種間の強いエネルギー非対称性を駆動します。大規模なパーティクルインセルシミュレーションを使用して、不安定性の成長と飽和レベルの分析予測を検証し、ペアロードプラズマに関連する条件を含む幅広い条件で堅牢であることを示します。これらの結果は、ガンマ線バーストの磁化と衝撃の構造、より一般的には、プラズマ天体物理環境における相対論的荷電粒子の磁場増幅と非対称散乱に重要な影響を与える可能性があります。
過渡光度の自動測光（AutoPhOT）パイプライン
$\textit{AUTOmatedPhotometryOfTransients}$（AutoPhOT）パッケージを紹介します。これは、トランジェントの迅速な出版品質の測光用に設計された新しい自動パイプラインです。AutoPhOTは、Python3を使用してゼロから構築されており、レガシーソフトウェアに依存することはありません。AutoPhOTの機能には、アパーチャとPSFフィッティング測光、テンプレート減算、および人工光源注入による限界マグニチュードの計算が含まれます。AutoPhOTは、測光カタログ（SDSS、PanSTARRSなど）に対して、またはローカル測光標準のカスタムセットを使用して測光を較正することもできます。公開された文献に見られる光度曲線を再現するAutoPhOTの能力を示します。ソースフラックスを回復するAutoPhOTの機能は、一般的に使用されるソフトウェアと一致しています。DAOPHOT、アパーチャとPSF測光の両方を使用。また、AutoPhOTは、人間の介入を最小限に抑えて、選択した過渡現象に対して公開された光度曲線を再現できることも示しています。
同時高ダイナミックレンジアルゴリズム、テスト、および機器シミュレーション
| Title |
Simultaneous_High_Dynamic_Range_Algorithm,_Testing,_and_Instrument_Simulation |
| Authors |
James_Paul_Mason,_Daniel_B._Seaton,_Andrew_R._Jones,_Meng_Jin,_Phillip_C._Chamberlin,_Alan_Sims,_Thomas_N._Woods |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.02673 |
イメージング機器の視野内には、関心のある多くの観測ターゲットが存在する可能性があります。同様に、分光器のバンドパス内には、関心のある多くの輝線が存在する可能性があります。これらのターゲットとラインの明るさは桁違いに異なる可能性があり、これは機器とミッションの設計に課題をもたらします。1回の露光で明るい発光が飽和したり、弱い発光の信号対雑音比（SNR）が低くなったりする可能性があります。従来のハイダイナミックレンジ（HDR）技術は、さまざまな持続時間の複数の連続露光を組み合わせるか、光を異なるセンサーに分割することによって、この問題を解決します。ただし、これらの方法では、科学能力が失われたり、観測効率が低下したり、複雑さとコストが増加したりする可能性があります。このホワイトペーパーで説明する同時HDR法は、行を個別に読み取ってゾーンを定義し、合成するゾーンを定義できる特殊なタイプの検出器を利用することで、これらの問題を回避します。その結果、短時間露光または長時間露光の領域が同時に測定されます。ディスク上で明るく、ディスク外でかすかな太陽に対して、この手法を示します。メソッドを検証するために、ラボでこれらの条件をエミュレートしました。現実的なソーラーイメージャーと入力の方法を示すために、機器シミュレーターを構築しました。次に、SNRを計算し、3.5$R_{\odot}$で、かすかなコロナ質量放出（CME）の場合は45、明るいCMEの場合は200の値を見つけました。これは、定義するデジタル写真の国際標準を満たすか、はるかに上回っています。SNRは10が許容範囲で、40が優れています。将来のミッションでは、機器設計の貿易研究でこのタイプのハードウェアと技術を検討する必要があります。
近紫外線過渡測量士（NUTS）：可変光源を観測するための紫外線望遠鏡
| Title |
The_Near_Ultraviolet_Transient_Surveyor_(NUTS):_An_ultraviolet_telescope_to_observe_variable_sources |
| Authors |
S._Ambily,_Mayuresh_Sarpotdar,_Joice_Mathew,_Binukumar_G._Nair,_A._G._Sreejith,_Nirmal_K.,_Jayant_Murthy,_Margarita_Safonova,_Rekhesh_Mohan,_Vinod_Kumar_Aggarval,_S._Nagabhushanam_and_Sachin_Jeeragal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.02684 |
時間変動現象について紫外線（UV）の空を観測することは、宇宙の比較的小さな口径の望遠鏡によって達成できる多くの刺激的な科学目標の1つです。近紫外線過渡測量士（NUTS）は、近紫外線（NUV、200-300nm）に光子計数検出器を備えた広視野（$3^\circ$）イメージャーであり、今後の小型衛星ミッションで飛行します。。補正光学系を備えたリッチー・クレチアン（RC）望遠鏡の設計により、光学収差を最小限に抑えながら広視野観測を可能にします。フォトンカウンティングモードで動作する、ソーラーブラインド光電陰極を備えた強化CMOS検出器を使用しました。この機器の主な科学的目標は、閃光星、超新星、活動銀河核など、UVの一時的な発生源を観測することです。NUTSの開口サイズと有効面積により、通常は大規模なミッションではアクセスできない、UV空の比較的未踏の明るい部分を観測できます。機器の設計、製造、組み立てを行い、最終的な校正と環境試験を実施しています。この論文では、機器の科学的動機と技術的概要を提供し、組み立てと校正の手順について説明します。
X線天体物理学のためのHaloSatおよびPolarLightCubeSatミッション
X線帯での天文観測は大気の減衰を受けやすく、宇宙で行わなければなりません。CubeSatsは、宇宙ベースのX線天体物理学のための費用効果の高い手段を提供しますが、限られた質量と体積しか許可しません。この記事では、2つの成功したCubeSatベースのミッション、HaloSatとPolarLightについて説明します。どちらも、keVエネルギー範囲に敏感です。HaloSatは、シリコンドリフト検出器を備えた6UCubeSatでした。それは、酸素線放出の全天調査を実施し、天の川を取り巻く銀河系の媒体の塊状の性質を明らかにしました。PolarLightは、1Uペイロードのガスピクセル検出器を使用して光電子追跡を実行する専用のX線偏光計です。それは最も明るいX線オブジェクトを観察し、それらの磁場または降着ジオメトリを制約するのに役立ちました。両方のミッションを複数年にわたって軌道上で運用することは、効果的な天文プラットフォームとしてのCubeSatsの能力を実証しています。ミッションの開発と構築の時間スケールが速いため、ミッションは学生のトレーニングにとって特に魅力的です。
disnht：分散カラム密度からのX線吸収のモデリング
さまざまな光学的厚さの値を含む空間的または時間的スケールでX線光子を収集および分析するには、光学的厚さの分布に関する知識が必要です。十分に広い光学的厚さ分布の場合、単一のカラム密度値を仮定すると、名目上はそのスペクトルモデルである光源放出特性の誤解を招く解釈につながります。独立した列密度のセットを含む空間的または時間的領域にわたって抽出された、中程度のエネルギー分解能でのX線スペクトルにおける星間物質吸収のモデル記述を提示します。吸収モデル（disnhtという名前）は、対数正規モデルで分布を近似し、表形式で表示されます。ソリューションテーブルとソースコードが利用可能になり、抽出領域に含まれる任意の光学的厚さ分布に合わせてさらに一般化または調整できます。提示された吸収モデルとその一般化されたソリューションは、イメージング望遠鏡アレイ（eROSITA）を使用した拡張ROentgenサーベイや将来のアテナなど、拡散X線放射の現在および今後の大規模な角度スケール分析に関連することが期待されます。ミッション。
大規模磁場に埋め込まれた収縮する恒星放射層における角運動量輸送
| Title |
Angular_momentum_transport_in_a_contracting_stellar_radiative_zone_embedded_in_a_large_scale_magnetic_field |
| Authors |
B._Gouhier,_L._Jouve,_and_F._Ligni\`eres |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.02645 |
いくつかの収縮または膨張する星は、それらの放射内部で大規模な磁場をホストすると考えられています。収縮によって引き起こされた流れと相互作用することによって、そのような場は星の回転の歴史を著しく変えるかもしれません。したがって、それらは、恒星進化の急速な段階における角運動量輸送の問題に対処するための有望な方法を構成します。この研究では、収縮する放射層における流れと磁場の相互作用を研究することを目的としています。太陽のような星の主系列後の進化を説明できるシナリオを提案します。このシナリオでは、収縮のタイムスケール中に大規模な磁場によって準固体の回転を維持できます。次に、軸対称の不安定性は、この大規模構造を破壊し、差動回転を開始できるようにします。このような収縮によって引き起こされる不安定性は、強い磁気と弱い磁気の中間質量星の間で観測された二分法の原点でもあります。
一人で死ぬ巨大な星：SN2010jpの遠隔環境とそれに関連する後期の情報源
| Title |
Massive_stars_dying_alone:_the_remote_environment_of_SN_2010jp_and_its_associated_late-time_source |
| Authors |
Austin_Corgan,_Nathan_Smith,_Jennifer_E._Andrews,_Alexei_V._Filippenko,_Schuyler_Van_Dyk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.02657 |
爆発後2〜5年で撮影されたHST画像や同様の時間の深部地上画像を含む、独特のジェット駆動のTypeIIn超新星SN2010jpのサイトの遅い時間の画像を提示します。これらは、その異常に離れた環境を特徴づけ、祖先の初期の質量と年齢を制限するために使用されます。SN2010jpの位置は、相互作用銀河ペアNGC2207/IC2163の外側のらせん状の腕または潮汐の尾である拡散星光の連鎖に沿って存在することがわかります。1kpc内に1つの明るいHII領域が投影され、SN2010jpの位置で連続光源のすぐ周囲にかすかな拡張Halpha放射があり、$M_{F555W}=-7.7（\pm0.2）$magです。原則として、長引く光は、後期の星周物質（CSM）の相互作用、進化した超巨星、ホスト星団、またはこれらの組み合わせから発生する可能性があります。3年間の安定したフラックスと、強力で空間的に未解決のHalpha放射の欠如により、進行中のCSM相互作用は起こりそうにありません。進化した超巨星が優勢である場合、その観測された光度は、およそ22$M_{\odot}$の初期質量と、およそ8Myrより古い年齢を意味します。ソースが星団の場合、その色と絶対等級は8〜13Myrの年齢と、適度なクラスターの初期質量log（$M/M_{\odot}$）=3.6-3.8を意味します。半径30pcまでの拡張されたHalpha放射は、かすかな進化したHII領域を明らかにし、少なくとも1つの後期O型星による最近の星形成を示しています。これらのさまざまな手がかりに基づいて、SN2010jpの前駆体の初期質量は18〜22$M_{\odot}$である可能性が高いと結論付けます。
太陽活動と宇宙天気
黒点数（SSN）と太陽周期（SC）21-24の間の宇宙天気イベントによって測定された太陽活動の概要を提供した後、SC24の弱い太陽活動に焦点を当てます。弱い太陽活動はエネルギーの数を減らします太陽からの噴火、したがって宇宙天気イベントの数。コロナ質量放出（CME）、惑星間（IP）衝撃、および背景の太陽風の速度はすべてSC24で低下しました。弱い太陽活動の主な太陽風の影響の1つは、全（磁気+ガス）圧力、磁場の減少です。強さ、およびAlfv\'en速度。SC23の対応する現象と比較してSC24の現象の程度が異なる3つのグループがあります：（i）SSNよりも低下する現象、（ii）SSNのように低下する現象、および（iii）低下する現象SSNよりも少ない。高エネルギー太陽エネルギー粒子（SEP）イベントや激しい地磁気嵐などの厳しい宇宙天気イベントの数の減少は、SSNの減少よりも深刻です。CMEは異常に膨張するため、その磁気含有量は希釈され、地磁気嵐が弱まります。相互作用領域の共回転によって引き起こされる激しい地磁気嵐の数の減少も劇的です。SC24で減少したヘリオスフェア磁場は、粒子加速の効率を低下させ、その結果、高エネルギーSEPイベントが少なくなります。IPタイプII電波バースト、IPソックス、および高強度の高エネルギーストーム粒子イベントの数は、高速で幅の広いCME（およびほぼSSN）の数に厳密に従います。SC24のハローCMEの数は、主に太陽圏の状態が弱いため、SSNよりも減少が少なくなっています。IPCMEやフロントサイドハローに関連する磁気雲などの現象も、大幅に低下することはありません。穏やかな宇宙天気はSC25でも続く可能性が高く、その強度はSC24とそれほど変わらないと予測されています。
食変光星のプレヘホワイト矮星。 III。 WASP 1625-04
1SWASPJ162545.15-043027.9（WASP1625-04）は、皆既日食と楕円体の変化を示すELCVn候補の1つとして発表されました。この論文では、2015年から2020年にかけて実施された高分解能分光法に基づいて、連星の絶対特性を示します。スペクトル分析から、両方の成分の視線速度（RV）が有効温度$T_{\rmeffで得られました。、1}=8990\pm200$Kおよびより大規模な一次星の回転速度$v_1\sin$$i=53\pm5$kms$^{-1}$。RV測定は、アーカイブWASP測光で分析されました。得られたモデリングから：$M_1=1.745\pm0.013$M$_\odot$、$M_2=0.187\pm0.002$M$_\odot$、$R_1=1.626\pm0.008$M$_\odot$、$R_2=0.290\pm0.003$M$_\odot$、$L_1=15.5\pm1.4$L$_\odot$、および$L_2=1.84\pm0.16$L$_\odot$。Hertzsprung-Russellダイアグラムでは、WASP1625-04Aはゼロエイジの主系列星にあり、そのコンパニオンは、一定の光度フェーズで0.19M$_\odot$のヘリウムコア白色矮星モデルとよく一致します。私たちの改善された結果は、WASP1625-04が低質量比と薄いディスク母集団での$M_2$の組み合わせを持つ典型的なELCVnタイプのバイナリであり、前駆体バイナリの安定した非保守的な物質移動の産物であることを示しています。
Tcが豊富なM星：低質量星進化のカモノハシ
| Title |
Tc-rich_M_stars:_platypuses_of_low-mass_star_evolution |
| Authors |
Shreeya_Shetye,_Sophie_Van_Eck,_Alain_Jorissen,_Lionel_Siess,_and_Stephane_Goriely |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.02851 |
文献（Little-Marenin＆Little（1979）;Uttenthaleretal。（2013））で報告されているテクネチウムに富む（Tcに富む）M星は、テクネチウムの同位体の半減期が数より長いため、不可解なオブジェクトです。百万年、そしてs過程経路に沿った最長寿命の同位体である99Tcは、他のs過程元素（テクネチウムなど）が豊富な熱パルス星でのみ検出されると予想されます。炭素は、漸近巨星分枝（AGB）の各熱パルスの後に同時に浚渫されるため、濃縮する必要があります。ただし、これらのTcが豊富なオブジェクトは、M星として分類されます。つまり、これらのオブジェクトには、有意なジルコニウムの強化（そうでない場合はS型星としてタグ付けされます）も、大きな炭素過剰（この場合は炭素星）もありません。ここでは、Tcが豊富なM型星、つまりSHerの最初の詳細な化学分析を紹介します。最初にTc線の検出を確認し、次にその炭素とs過程の存在量を分析し、その進化の状態について結論を導き出します。これらのTcに富むM星を理解することは、AGBの最初の熱パルス中の3回目のドレッジアップの最初の発生とs過程噴出物の組成のしきい値光度を制限するための重要なステップです。
太陽風乱流の進化に対する太陽圏電流シートの影響
| Title |
Influence_of_the_heliospheric_current_sheet_on_the_evolution_of_solar_wind_turbulence |
| Authors |
Chen_Shi,_Marco_Velli,_Anna_Tenerani,_Victor_R\'eville_and_Franco_Rappazzo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.02894 |
太陽風におけるAlfv\'enic乱流の進化に対する太陽圏電流シート（HCS）の影響は、膨張箱モデル（EBM）を組み込んだMHDシミュレーションを使用して研究されています。シミュレーションは、HCSの近くで、乱流のAlfv\'enicityが減少することを示しています。これは、正規化されたクロスヘリシティが低く、磁気エネルギーが過剰であることから明らかです。数値結果は、OMNIデータを使用した重ね合わせエポック分析によって裏付けられています。これは、正規化されたクロスヘリシティがHCSを取り巻くプラズマシート内で減少し、過剰な磁気エネルギーがHCSの中心で大幅に強化されることを示しています。私たちのシミュレーション結果は、HCS周辺のAlfv\'enicityの減少は、半径方向の磁場の弱化と背景磁場の横方向の勾配の影響によるものであることを示しています。乱流における過剰な磁気エネルギーは、速度と磁場の間のAlfv\'enic相関の喪失と、球形に拡大する太陽風の磁気エネルギーに対する横方向の運動エネルギーのより速い減衰の結果である可能性があります。
せん断された磁気アーケード内の電流シートの繰り返し形成と破壊によって引き起こされる相同コロナ質量放出
| Title |
Homologous_Coronal_Mass_Ejections_Caused_by_Recurring_Formation_and_Disruption_of_Current_Sheet_within_a_Sheared_Magnetic_Arcade |
| Authors |
Xinkai_Bian,_Chaowei_Jiang,_Xueshang_Feng,_Pingbing_Zuo,_Yi_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.02909 |
太陽はしばしば同じソース領域から同じ構造のコロナ質量放出を繰り返し生成し、これらの同種の噴火がどのように開始されるかは未解決の問題のままです。ここでは、新しい電磁流体力学シミュレーションを使用して、単一の双極構成内で同じ極性反転線を連続的にせん断することによって駆動される冠状電流シートの形成と破壊を繰り返すことによって、同種の太陽噴火を効率的に生成できることを示します。これらの噴火は同じメカニズムによって開始され、内部電流シートが徐々にせん断された双極場でゆっくりと形成され、電流シートの再接続が噴火を引き起こして駆動します。それぞれの噴火はすべての自由エネルギーを放出するわけではありませんが、噴火するフラックスロープの下のフレア後のアーケードに大量のエネルギーが残っています。したがって、新しい現在のシートは、潜在的なフィールドアーケードをせん断するよりも、フレア後のアーケードをさらにせん断することによってより簡単に形成することができ、これは次の噴火を生成するのに有利です。さらに、新しく形成された電流シートは電流密度が大きく、高さが低いため、新しい噴火がより強いことがわかります。さらに、私たちの結果は、与えられた磁束分布に対する磁気エネルギーのしきい値の存在も示しており、このしきい値に近づくと噴火が発生します。
短周期激変星の進化：日食モデリングとステージAスーパーハンプ法（新年の贈り物を伴う）からの含意
| Title |
Evolution_of_short-period_cataclysmic_variables:_implications_from_eclipse_modeling_and_stage_A_superhump_method_(with_New_Year's_gift) |
| Authors |
Taichi_Kato_(Kyoto_U) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.02945 |
2013年には、ステージAのスーパーハンプ（成長するスーパーハンプ）を使用して矮新星の質量比を決定する方法が確立されました。この方法は、天体力学のみに依存するという点で動的な方法です。実験的なキャリブレーションには依存しません。それ以来、100を超えるオブジェクトがこの方法で測定されています。この論文では、メソッドの最新の説明を提供します。ゴールデンスタンダードと考えられている現代の日食モデリング法の結果との比較は、これら2つの方法が非常によく一致し、ステージAのスーパーハンプ法が現代の日食モデリングと同じくらい正確で信頼できることを確認しました。方法。前者の方法による物体の数は現在、後者の方法によるものの数倍であり、前者は激変星の最終的な進化を研究するために不可欠です。また、他のグループによる過去の研究では、誤った部分的なスーパーハンプの過剰な関係を想定しており、進化論の議論にバイアスが生じていることも示しました。また、ステージBのスーパーハンプの新しい実験関係を導き出しました。周期の最小値の周りの更新された進化の軌跡は、角運動量の損失が重力波放射によって予想されるよりも1.9倍大きいことを示唆しています。ステージAのスーパーハンプの測定は、アマチュアやプロとの国際的なコラボレーションのおかげです。どちらも国際的な観測の交換を通じて世界を統一する役割を果たしているという点で、鳥類学の世界との類似性があります。これらのコラボレーションの概要を説明し、天文学と鳥類学の関係についての私の考えを説明し、これらの一見離れた科学分野（要約）間で学際的な作業をどのように可能にすることができるかについての見通しを示します。
原始星の流出：過去への窓
| Title |
Protostellar_Outflows:_a_window_to_the_past |
| Authors |
P._F._Rohde,_S._Walch,_D._Seifried,_A._P._Whitworth,_S._D._Clarke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.02999 |
低質量星形成の初期段階では、一時的な降着により、高速の流出弾丸が放出されます。これは、原始星の降着履歴の化石記録を持っています。$1\、\mathrm{M}_{\odot}$コアの44のSPHシミュレーションを提示し、幅広い初期条件をカバーし、5つの自由落下時間の間コアを追跡します。個々の原始星はシンク粒子で表され、シンク粒子はサブグリッドモデルを使用して一時的な流出を開始します。Opticsアルゴリズムは、流出内の個々の一時的な弾丸を識別するために使用されます。次に、全体的な流出と個々の弾丸のパラメータを使用して、流出の年齢とエネルギー、および流出を引き起こした降着イベントを推定します。観測の不確実性と選択効果（傾斜など）を無視した場合、これらの推定値の信頼性を評価します。流出年齢を推定するために一般的に使用される方法の中で、葉の前進の長さと速度に基づく方法が進化の初期段階で最も信頼できるようであり、流出空洞の幅と速度に基づく方法は前進は後の段階で最も信頼できます。これらの方法とほぼ同じくらい正確で、進化を通して信頼できる新しい方法について説明します。さらに、各ローブに少なくとも2つの弾丸が含まれている場合に、原始星の降着履歴を弾丸のダイナミクスから正確に再構築する方法を示します。流出は、原始星によって最初に放出された質量の約10倍の質量を伴います。
2つの太陽フレアイベントの磁束ロープ特性の定量的特性化
| Title |
Quantitative_Characterization_of_Magnetic_Flux_Rope_Properties_for_Two_Solar_Eruption_Events |
| Authors |
Wen_He,_Qiang_Hu,_Chaowei_Jiang,_Jiong_Qiu,_Avijeet_Prasad |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03149 |
コロナ質量放出（CME）の太陽圏観測と太陽観測の間のギャップを埋めるために、重要なステップの1つは、磁束ロープ（MFR）のような対応する磁気構造の理解を向上させることです。しかし、太陽でのCME噴火の前または発生時に、コヒーレントMFRの存在を確認し、コロナでの直接磁場測定がないためにCME-MFRを定量的に特徴付けることは依然として課題です。この研究では、2つのアクティブ領域（AR）、AR11719とAR12158に由来するMFR構造を調査し、それらの磁気特性を定量的に推定します。前処理された光球ベクトルマグネトグラムを使用して、非線形の力のない場の外挿を実行します。さらに、リモートセンシング観測は、太陽上のMFRの間接的な証拠を見つけ、噴火中のフレアリボンに関連する磁気リコネクションフラックスの時間発展を分析するために使用されます。フレア噴火前のコヒーレントな「既存の」MFR構造は、外挿と観測を組み合わせた分析から1つのイベントについて定量的に識別されます。次に、噴火前と噴火中の太陽の2つのイベントのMFRの特性が推定され、軸方向の磁束、力線のねじれ、再結合フラックスなど、CME-MFRが形成され、対応する現場モデリングの結果と比較されます。両方のイベントに伴うフレアに関連する磁気リコネクションが、噴火したCME-MFRにかなりの量のフラックスを注入することがわかります。
バルマーベータ線の青い翼の衝突によって誘発された衛星とバルマー系列への影響
| Title |
Collision-induced_satellite_in_the_blue_wing_of_the_Balmer-beta_line_and_consequences_on_the_Balmer_series |
| Authors |
F._Spiegelman,_N._F._Allard_and_J._F._Kielkopf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03294 |
この論文では、水素の存在量を決定するために数十年前の問題が存在する、ヘリウムが優勢なDBA白色矮星におけるバルマー系列の非ローレンツ的振る舞いを強調します。ごく最近の研究で、H-HeとHHの衝突による準分子線衛星が、宇宙起源分光器（COS）で観測されたライマンα線の非対称形状の原因であり、同様の非対称性が存在することを示しました。Balmer-alphaラインプロファイル用。n=2、3のポテンシャルエネルギーと基底状態からの遷移双極子モーメントが決定されたごく最近の研究に続き、ここでは、H（n=4）+Heと、H（n=2）+Heと相関する状態を持つそれらの遷移双極子モーメント。これらの新しいデータは、Heによって摂動されたHのバルマーベータ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。バルマー系列に含まれるポテンシャルエネルギーの反発シグマ状態を特徴付ける一般的な傾向のため、ヘリウム密度が10^21cmになると、線のコアの振幅は系列の次数とともに非常に速く減少します。^-3。この研究は、DZA白色矮星に見られる非常に高いヘリウム密度で有効なスペクトル線広がりの統一理論を適用することによって行われます。処理には、漸近的に禁制された遷移による衝突誘起（CI）衛星が含まれ、それらのスペクトルで観測された非対称性を説明します。
古典的なおうし座T型星CRChaにおける分から10年のタイムスケールまでの降着変動
| Title |
Accretion_variability_from_minutes_to_decade_timescales_in_the_classical_T_Tauri_star_CR_Cha |
| Authors |
G._Zsidi,_C._F._Manara,_\'A._K\'osp\'al,_G._A._J._Hussain,_P._\'Abrah\'am,_E._Alecian,_A._B\'odi,_A._P\'al,_P._Sarkis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03396 |
古典的なおうし座T型星は、星周円盤に囲まれており、そこから物質が降着しています。このプロセスは、太陽のような星の形成に不可欠です。多くの場合、単純な静的モデルで説明されますが、降着プロセスは本質的に時間変数です。私たちの目的は、2006年、2018年、2019年の測光観測と分光観測の両方を分析することにより、数分から10年までの幅広いタイムスケールで低質量の若い恒星状天体CRChaの降着過程を調べることです。TESSミッションとASAS-SNおよびASAS-3データベースからのCRChaの光曲線。TESS観測ウィンドウと同時に取得した$I、J、H、K$バンド測光を使用して、システムのカラーバリエーションを調査しました。2006年にAAT/UCLESで、2018年にHARPSで、2019年にESPRESSOとFEROSスペクトログラフで得られた一連の高解像度スペクトルで見つかった降着トレーサーの振幅、タイムスケール、および形態を分析しました。すべての測光データは、2。327日の自転周期と互換性のある周期的な変動を示しています。これは、システム内で数十年にわたって安定しています。さらに、ASAS-SNとASAS-3のデータは、2001年から2008年の間に0.2等、2015年から2018年の期間に0.1等弱の長期的な明るさを示唆しています。近赤外色の変化は、降着率の変化または内部ディスク構造の変化のいずれかによって説明できます。私たちの結果は、H$\alpha$排出量の変動の振幅が、数時間から数日/週までのタイムスケールで増加し、その後、数十年のタイムスケールを見ても同じままであることを示しています。一方、年/十年のタイムスケールで有意な形態学的変化が見られ、降着や風などのラインプロファイルの変化の原因となるさまざまな物理的メカニズムがさまざまな時間にさまざまな程度で存在することを示しています。
MESAによる太陽のような星の原子拡散。モントリオール/モンペリエおよびCESTAM恒星進化コードとの比較
| Title |
Atomic_diffusion_in_solar-like_stars_with_MESA._Comparison_with_the_Montreal/Montpellier_and_CESTAM_stellar_evolution_codes |
| Authors |
Bernardo_Campilho,_Morgan_Deal_and_Diego_Bossini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03439 |
恒星天体物理学の実験のための恒星進化コードモジュール（MESA）は公開されており、コミュニティで広く使用されています。これには、原子拡散などのいくつかの非標準プロセスを考慮に入れる可能性が含まれます。重力沈降の影響が今日の恒星モデリングの標準的な要素であると考えられているとしても、これは放射加速度には当てはまりません。放射加速を伴う原子拡散の特定の処理は、他の恒星進化コードと比較されたことはありません。\textit{Kepler}、トランジット系外惑星探査衛星（TESS）、惑星のトランジットと星の振動（PLATO）ミッションなど、現在および将来の宇宙ミッションからのデータを分析するには、精度を向上させる必要があるため、これらのコードのベンチマークは重要です。。この論文の目的は、原子拡散（放射加速を伴う）を含むMESAモデルを、モントリオール/モントリオールの恒星進化コードおよびコードデエボリューションステラアダプタティフエモジュレア（CESTAM）で計算されたモデルと比較することです。さらに、原子拡散に関連するいくつかのMESAオプションの影響を評価します。MESAモデルを使用して、14元素の存在比プロファイルに従って、放射加速度を含む原子拡散を計算しました。次に、これを、モントリオール/モンペリエおよびCESTAMコードで計算された1.1および1.4〜$M_{\odot}$モデルと比較しました。原子拡散のためのMESAオプションのさまざまなテストも、一度に1つだけ変更することによって実行されました。MESAモデルで考慮される元素の存在量プロファイルは、原子拡散オプションが注意深く設定されている場合、他の2つのコードで計算されたモデルとかなりよく比較されることがわかります。また、MESAのいくつかのオプションが、原子拡散の適切な処理に不可欠であることも示しています。
グループフィールド理論からの一般化された効果的な宇宙論
グループ場理論（GFT）のダイナミクスからの効果的な宇宙論的フリードマン方程式の導出に関する最近のさまざまな結果を拡張します。単一のGFTフィールドモード（またはピーターワイル表現ラベルの固定値）に制限して、最初にスクイーズ演算子の形式をとる2次ハミルトニアンによって与えられるダイナミクスを検討し、次に次のように見ることができる4次相互作用を追加します。フルGFTでの相互作用のトイモデル。効果的なフリードマン方程式の導出には、平均場近似は必要ありません。私たちは主に、これらの方程式が実際にどの状態にも当てはまる一般的なアプローチに従います。結果として得られる宇宙論的方程式は、ループ量子宇宙論と同様の古典的なフリードマンダイナミクスに対する補正を示し、一般的な特異点解消につながりますが、さらに状態に依存する項も含みます。次に、これらの方程式を、調和量子宇宙論のsu（1,1）構造に基づいて、Fockコヒーレント状態やPerelomov-Gilmore状態などのさまざまなタイプのコヒーレント状態に指定します。これらの状態での体積とエネルギーの相対的な不確実性を計算し、それらが半古典的であると解釈できるかどうかを明らかにします。相互作用するケースでは、分析的近似と数値的近似の両方を使用して、修正された宇宙論的ダイナミクスを取得します。私たちの結果は、GFTから導出された効果的な宇宙論的方程式が、完全なダイナミクスへの信頼できる近似をどのように提供できるかを明らかにしています。
量子宇宙論におけるユニタリー性、時計依存性および量子再崩壊
| Title |
Unitarity,_clock_dependence_and_quantum_recollapse_in_quantum_cosmology |
| Authors |
Steffen_Gielen_and_Luc\'ia_Men\'endez-Pidal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02660 |
（自由な）質量のないスカラー場と任意の完全流体で満たされた平坦なフリードマン・ルマ・イトレ・ロバートソン・ウォーカー宇宙を記述する量子宇宙論モデルの分析を続けます。スカラーと流体の正のエネルギー密度の場合、各古典的解は特異点を持ち、無限の体積に拡大します。量子化するとき、私たちは宇宙論のダイナミクスを関係の観点から見て、1つの自由度を他の時計として使用します。この時計の3つの自然な候補は、体積、完全流体に共役な時間変数、およびスカラー場です。以前に、「流体」時間で単一の進化を要求すると、特異点と一般的な特異点の解像度で境界条件が生じることを示しましたが、ボリューム時間では、半古典的状態は古典的な特異点の軌道に従います。ここでは、スカラー場をクロックとして使用する3番目のオプションを分析し、前のケースとのさらに劇的な違いを見つけます。ユニタリー性から生じる境界条件は現在無限大です。特異点解消ではなく、この理論は、Paw{\l}owskiとAshtekarによって同様の文脈で示されたように、大量の宇宙の量子再崩壊を特徴としています。理論の特性を分析的および数値的に説明し、さまざまな量子論が古典的な振る舞いから逸脱する、または逸脱しない方法が、さまざまな時計に関して要求されるユニタリー性から直接生じることを示します。ディラック量子化を使用しても問題は解決しないと私たちは主張します。私たちの結果は、量子重力における時間の問題をさらに示しています。
| Title |
Neutron_Stars_with_Baryon_Number_Violation,_Probing_Dark_Sectors |
| Authors |
Jeffrey_M._Berryman,_Susan_Gardner_and_Mohammadreza_Zakeri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.02637 |
中性子寿命異常は、バリオン数に結合された隠れセクター粒子を備えた新しい物理学の導入を動機付けるために使用されており、その上で中性子星は強力な制約を提供します。中性子寿命の異常は最終的にはありふれた起源であることが判明するかもしれませんが、バリオン数の違反が現実であるか明白であるか、そして暗いセクターが絡み合う方法と、中性子星の観測量の両方がどのように存在するかをより広くレビューする動機として使用しますそして将来、それらを制約することができます。
ローレンツ対称性が壊れた回転するブラックホールからの磁気リコネクションとエネルギー抽出
| Title |
Magnetic_Reconnection_and_Energy_Extraction_from_a_Spinning_Black_Hole_with_Broken_Lorentz_Symmetry |
| Authors |
Mohsen_Khodadi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.02765 |
ペンローズ過程とブランドフォード・ナエック機構では、ブラックホール（BH）の回転エネルギーは、それぞれ粒子の核分裂と磁気張力によって抽出されます。最近、磁気リコネクション（MR）として知られるプラズマ天体物理学の基本的な特性に触発されて、エルゴ球内の磁力線の高速再接続に基づく新しいエネルギー抽出メカニズムがコミッソとアセンジョによって提案されました。この論文では、背景のマルハナバチベクトル場によってローレンツ対称性が壊れた高速回転BHのエルゴ球でMRによって引き起こされるエネルギー抽出を調査します。望ましい回転BHソリューションは、ローレンツ対称性の破れ（LSB）パラメーター$l$を介して、標準のカーBHとは異なります。これは、ゼロ以外の真空期待値と重力を持つマルハナバチフィールド間の非最小結合に由来します。バックグラウンドに$l<0$を組み込むことは、磁化の弱いプラズマに囲まれた高速回転BHのMRによるエネルギー抽出の利益であり、コミッソとアセンジョのシナリオから予想されるものを下回っています。私たちの分析は、LSBパラメータが負の場合、$l<0$の場合、エネルギー抽出の能力と高速MRによるプラズマエネルギー供給プロセスの効率がコミッソアセンジョソリューションよりも効率的であることをしっかりと示しています。基礎となる背景から生じるブランドフォード-ナエヘクメカニズムと比較して、$l<0$の場合、MRがより効率的なエネルギー抽出メカニズムであることも示しています。
LUX-ZEPLIN実験の文脈での$ ^ {37} $ Arの宇宙線起源核種の生成
| Title |
Cosmogenic_production_of_$^{37}$Ar_in_the_context_of_the_LUX-ZEPLIN_experiment |
| Authors |
J._Aalbers,_D.S._Akerib,_A.K._Al_Musalhi,_F._Alder,_S.K._Alsum,_C.S._Amarasinghe,_A._Ames,_T.J._Anderson,_%N._Angelides,_N._Angelides,_H.M._Ara'{ujo,_J.E._Armstrong,_M._Arthurs,_X._Bai,_A._Baker,_J._Balajthy,_S._Balashov,_J._Bang,_J.W._Bargemann,_D._Bauer,_A._Baxter,_K._Beattie,_E.P._Bernard,_A._Bhatti,_A._Biekert,_T.P._Biesiadzinski,_H.J._Birch,_G.M._Blockinger,_E._Bodnia,_B._Boxer,_C.A.J._Brew,_P._Br'{as,_S._Burdin,_J.K._Busenitz,_M._Buuck,_R._Cabrita,_M.C._Carmona-Benitez,_M._Cascella,_C._Chan,_A._Chawla,_N.I._Chott,_A._Cole,_M.V._Converse,_A._Cottle,_G._Cox,_O._Creaner,_J.E._Cutter,_C.E._Dahl,_A._David,_L._de_Viveiros,_J.E.Y._Dobson,_E._Druszkiewicz,_S.R._Eriksen,_A._Fan,_S._Fayer,_N.M._Fearon,_S._Fiorucci,_H._Flaecher,_E.D._Fraser,_T._Fruth,_R.J._Gaitskell,_J._Genovesi,_C._Ghag,_E._Gibson,_et_al._(144_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.02858 |
宇宙線によって誘発された核破砕によって自然のキセノンで生成された$^{37}$Arの量を推定します。これは、地球の表面でのキセノンの輸送と貯蔵の必然的な結果です。次に、キセノンの精製、保管、地下施設への配送の代表的なスケジュールを想定して、10トンのペイロードで得られた$^{37}$Ar濃度を計算します〜（LUX-ZEPLIN実験と同様）。SilberbergとTsaoによる核破砕モデルを使用すると、天然キセノンでの$^{37}$Arの海面生成率は0.024〜atoms/kg/dayと推定されます。キセノンが連続的に精製されて1トンのバッチで1トン/月の割合で放射性汚染物質が除去されると仮定すると、10トンが精製されて地下に輸送された後の平均$^{37}$Ar放射能は0.058--0.090〜です。$\mu$Bq/kg、地上精製中のアルゴン除去の程度によって異なります。このような宇宙線起源の$^{37}$Arは、初期の科学データでは顕著な背景として現れますが、35日半減期で崩壊します。将来の液体キセノンベースの実験を計画する際には、この新たに注目された$^{37}$Arの生成メカニズムを考慮する必要があります。
非計量性理論と2番目の時計効果へのゲージ不変アプローチ
この論文では、よく知られている結果とは反対に、2番目のクロック効果（SCE）がワイル空間で発生しないことを実証することを目的とした最近の試みについて説明します。これらの試みには、ワイルゲージ重力理論や対称テレパラレル理論（STT）が含まれます。この問題への私たちのアプローチは、ワイル幾何学の基本法則の明白な対称性であるワイルゲージ対称性（WGS）の力に基づいています。WGSを適切に検討することにより、純粋に幾何学的な性質の効果であるSCEが、選択した重力と物質の理論に依存しないことを示します。まったく逆に、SCEは、現象論的に基礎となる幾何学的法則と互換性のある物質結合を選び出します。ここでは、任意の非計量性を持つワイル幾何学に基づく時空（一般化されたワイル幾何学）と、非計量性が計量によるワイルゲージベクトルの積に比例する標準ワイル空間の両方を考慮します。この問題は、宇宙論の枠組みで集中的に適用されているSTTの運命に特に関連しています。これから説明するように、WGSが一般化されたワイル空間の明白な対称性であることに気付いた場合、ワイル積分可能幾何学（WIG）空間が考慮されない限り、ワイルゲージ理論もSTTも2番目のクロック効果がありません。
離散$ R $対称性、さまざまなエネルギースケール、重力波
離散$R$対称性の破れ（$Z_{6R}$）と宇宙のインフレーションのエネルギースケールが、隠れた$Sp（2）$の強いダイナミクスの閉じ込めスケールに一般的に起因する超対称モデルを提示します。これらとは別に、超対称性の破れのスケール、ヒグシーノの質量、および右巻きのニュートリノの質量はすべて、CMBの観測量から推測される$Z_{6R}$の破れのスケールに由来することが示されています。モデルが超対称性の破れのソフトマス$m_{\rmsoft}\simeq100-1000{\rmTeV}$と再加熱温度$T_{\rmrh}\simeq10^{9}{\rmGeV}$。次に、再加熱の時代に存在する短命の宇宙ひもによって引き起こされる重力波のスペクトルの助けを借りて、モデルのこれらの予測をどのようにテストできるかについて説明します。
マルチフォームフィールドの等方性インフレーションと原始ゆらぎの幾何学的構造
| Title |
Geometric_Structure_of_Multi-Form-Field_Isotropic_Inflation_and_Primordial_Fluctuations |
| Authors |
Chong-Bin_Chen,_Jiro_Soda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03160 |
インフレシナリオは、弦理論などの紫外線（UV）完全理論に組み込まれることが期待されます。準重いフィールドは、UV完全理論に遍在しています。これらの重い場の効果は、低エネルギー有効場の理論では自明でない運動項として現れる可能性があり、これは場の空間に自明でない幾何学を提供します。この論文では、インフレシナリオに対するマルチフォームフィールド空間の形状の影響を研究します。特に、従来のスローロールインフレから新しいインフレシナリオへの相転移を誘発する幾何学的不安定化メカニズムに焦点を当てています。異方性インフレは、新しいフェーズの典型的な例です。観察に準拠するために、フォームフィールドの等方性構成に制限します。不安定化の開始条件を明らかにし、不安定化後のアトラクタの幾何学的構造を明らかにします。観察の観点から実行可能なモデルを分類します。また、原始ゆらぎの特徴を調査し、双曲線インフレーションとの類似性を見つけます。パワースペクトルを計算することにより、モデルを他のインフレモデルから区別するのに役立ついくつかの現象論的予測を行います。
連続体における変形相対論的ハートリー-ボゴリューボフ理論の核質量表：I。偶数-偶数核
| Title |
Nuclear_mass_table_in_deformed_relativistic_Hartree-Bogoliubov_theory_in_continuum:_I._even-even_nuclei |
| Authors |
DRHBc_Mass_Table_Collaboration:_Kaiyuan_Zhang,_Myung-Ki_Cheoun,_Yong-Beom_Choi,_Pooi_Seong_Chong,_Jianmin_Dong,_Zihao_Dong,_Xiaokai_Du,_Lisheng_Geng,_Eunja_Ha,_Xiao-Tao_He,_Chan_Heo,_Meng_Chit_Ho,_Eun_Jin_In,_Seonghyun_Kim,_Youngman_Kim,_Chang-Hwan_Lee,_Jenny_Lee,_Hexuan_Li,_Zhipan_Li,_Tianpeng_Luo,_Jie_Meng,_Myeong-Hwan_Mun,_Zhongming_Niu,_Cong_Pan,_Panagiota_Papakonstantinou,_Xinle_Shang,_Caiwan_Shen,_Guofang_Shen,_Wei_Sun,_Xiang-Xiang_Sun,_Chi_Kin_Tam,_Thaivayongnou,_Chen_Wang,_Xingzhi_Wang,_Sau_Hei_Wong,_Jiawei_Wu,_Xinhui_Wu,_Xuewei_Xia,_Yijun_Yan,_Ryan_Wai-Yen_Yeung,_To_Chung_Yiu,_Shuangquan_Zhang,_Wei_Zhang,_Xiaoyan_Zhang,_Qiang_Zhao,_Shan-Gui_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03216 |
陽子ドリップラインから中性子ドリップラインまで$8\leZ\le120$の偶数-偶数核の基底状態特性は、密度汎関数PC-PK1を使用した連続体の変形相対論的ハートリー-ボゴリューボフ理論（DRHBc）を使用して調査されました。。変形と連続体の影響が同時に含まれるため、2583個の偶数-偶数核が結合すると予測されます。計算された結合エネルギー、2核子分離エネルギー、中性子、陽子、物質、電荷分布の二乗平均平方根（rms）半径、四重極変形、および中性子と陽子のフェルミ表面が表にされ、利用可能な実験データと比較されます。637質量データからのrms偏差は1.518MeVであり、核質量の最も優れた微視的記述の1つを提供します。DRHBc計算から得られたドリップラインは、球面相対論的連続体Hartree-Bogoliubov（RCHB）およびPC-PK1を使用した3軸相対論的Hartree-Bogoliubov（TRHB）計算を含む他の計算と比較されます。核景観の限界に対する変形と連続体の影響が議論されています。2中性子ドリップラインを超えて結合した核からなる可能性のある半島が予測されます。2核子分離エネルギー、2核子ギャップ、rms半径、四重極変形、ポテンシャルエネルギー曲線、中性子密度、中性子平均場ポテンシャル、およびDRHBc計算におけるペアリングエネルギーの体系についても説明します。さらに、抽出された$\alpha$崩壊エネルギーは、利用可能なデータとよく一致しています。
銀河バイナリによる重力波ひずみに対する双極磁場の影響
| Title |
Impact_of_dipolar_magnetic_fields_on_gravitational_wave_strain_by_galactic_binaries |
| Authors |
Adrien_Bourgoin_(1_and_2),_Christophe_Le_Poncin-Lafitte_(1),_St\'ephane_Mathis_(2),_Marie-Christine_Angonin_(1)_((1)_SYRTE,_Observatoire_de_Paris,_PSL_Research_University,_CNRS,_Sorbonne_Universit\'es,_UPMC_Univ._Paris_06,_LNE,_61_avenue_de_l'Observatoire,_75014_Paris,_France,_(2)_D\'epartement_d'Astrophysique-AIM,_CEA/IRFU/DAp,_CNRS/INSU,_Universit\'e_Paris-Saclay,_Universit\'e_de_Paris,_Gif-sur-Yvette,_France) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03226 |
白色矮星（WD）と中性子星（NS）は、宇宙で最も磁化された天体物理学的オブジェクトの1つであり、磁場はWDで最大$10^9\、\mathrm{G}$、最大$10^{15に達する可能性があります。NSの場合は}\、\mathrm{G}$。銀河には、約1億個のダブルWDと数百万個のNS-WDバイナリが存在すると予想されています。ミッションの期間中、レーザー干渉計宇宙アンテナ（LISA）は、1万を超えるそのような銀河のバイナリーによって同時に放出される重力波（GW）を観測します。この論文では、磁気双極子相互作用が磁気銀河バイナリによって放出されるGW信号に及ぼす影響を調査します。これらのオブジェクトの軌道運動と回転運動を支配する世俗方程式を導き出します。次に、これらの方程式を数値的および分析的に統合します。全体的な目に見える効果は、平均黄経の追加の経年ドリフトであると結論付けます。このドリフトは、磁気モーメントの積に比例し、半主軸の$7/2$の累乗に反比例します。最後に、離心率が0次の場合、磁気双極子相互作用により、LISAによって測定された重力ひずみの主周波数がシフトすることを示します。
| Title |
FAIR_high_level_data_for_Cherenkov_astronomy |
| Authors |
Mathieu_Servillat_(LUTH_(UMR\_8102)),_Catherine_Boisson_(LUTH_(UMR\_8102)),_Matthias_Fuessling,_Bruno_Khelifi_(APC_(UMR\_7164)) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03247 |
ここでは、高レベルのチェレンコフデータを公平にするために開発されたいくつかのソリューション（検索可能、アクセス可能、相互運用可能、再利用可能）に焦点を当てます。最初の3つのFAIR原則は、データに適切なインデックスを付け、コミュニティの標準、プロトコル、およびサービスを使用することで保証できます。たとえば、InternationalVirtualObservatoryAlliance（IVOA）によって提供されます。ただし、信頼性の問題が提起されるため、再利用性の原則は特に微妙です。データの出所と実行されたすべての変換を説明する来歴情報は、この信頼を確保するために不可欠であり、適切な粒度と詳細レベルが付属している必要があります。最初のH.E.S.Sを作成するためのプロトタイププラットフォームを開発しました。仮想天文台（VO）を介して検索およびアクセス可能な公開テストデータ。公開された高レベルのデータは、より広い相互運用性を確保するためのコミュニティ標準として提案されたガンマ線天文学データ形式（GADF）に従います。また、FAIRの再利用性の原則で推奨されているように、豊富で詳細な来歴情報を収集するために、CTA（ctapipeおよびgammapy）のパイプラインと分析ツールの開発に関連して来歴管理システムを設計しました。したがって、プロトタイププラットフォームは、データの検索とアクセス、オンライン処理、ユーザーが実行するさまざまなアクションのトレーサビリティなど、サイエンスゲートウェイの主な機能を実装します。
Lynden-Bellプラズマの衝突のない緩和
クーロン衝突率が非常に小さいプラズマは、より短い時間スケールで非マクスウェル準平衡に緩和する可能性がありますが、それでも、初期条件への依存は、カシミール不変法の無限集合を介してのみ保持される普遍的な形をしています。-ボリュームの節約。これらは、位相空間要素の完全な混合を想定して、統計力学的エントロピー最大化手順を介してLynden-Bell（1967）によって導出された分布です。これらの平衡に動的に到達することを示すには、それらが不動点である効果的な「衝突のない衝突積分」を導出する必要があります。積分に適切なH定理があれば、一意であり、避けられません。このような衝突積分がどのように導出されるか、それらが閉じた形になるために必要な仮定、それらのH定理を証明する方法、および十分に大きな電気変動エネルギーを運ぶシステムの場合、衝突のない緩和が高速である理由について説明します。。衝突のないダイナミクスは、グローバルな最大エントロピー状態に収束する前に、位相空間で局所的にエントロピーを最大化することを支持する可能性があることが示唆されています。
| Title |
Thermodynamically_consistent_entropic_inflation_including_subdominant_contribution |
| Authors |
D.J._Zamora_and_C._Tsallis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03385 |
エントロピー力宇宙論は、ダークエネルギーの記述とは対照的に、宇宙の加速膨張の具体的な物理的理解を提供します。加速は、宇宙の情報ストレージに関連するエントロピーの結果であるように見えます。熱力学的に許容されるエントロピー力モデル内にサブドミナントべき乗則項を含めることの効果を研究します。宇宙の地平線の温度は、熱力学のレジェンドレ構造が維持されることを要求することによって得られます。補正項は、後期宇宙における加速と減速のさまざまな期間を説明するために導入されています。さまざまなタイプの振る舞いを分析し、それらをハッブルパラメータ$H$および超新星から入手可能な光度距離データの観測赤方偏移依存性と十分に比較します。
$ ^ {30} $ Si（$ ^ {3} $ He、$ d $）$ ^ {31} $ P反応と$ ^ {30} $ Si（$ p
$、$ \ gamma $）$ ^ {31} $ P
| Title |
Experimental_study_of_the_$^{30}$Si($^{3}$He,$d$)$^{31}$P_reaction_and_thermonuclear_reaction_rate_of_$^{30}$Si($p$,$\gamma$)$^{31}$P |
| Authors |
D._S._Harrouz,_N._de_S\'er\'eville,_P._Adsley,_F._Hammache,_R._Longland,_B._Bastin,_T._Faestermann,_R._Hertenberger,_M._La_Cognata,_L._Lamia,_A._Meyer,_S._Palmerini,_R._G._Pizzone,_S._Romano,_A._Tumino,_and_H.-F._Wirth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03411 |
[背景]カリウムの増強やマグネシウムの枯渇など、いくつかの球状星団の存在量の異常は、現在観測されている星を汚染している初期の世代の星の観点から説明することができます。汚染サイトの温度と密度の潜在的な範囲は、いくつかの臨界反応速度の強さに依存することが示されました。この反応は、これらの重要な反応の1つとして特定されています。【目的】熱核反応速度を評価するための重要な要素は、低エネルギーでは陽子幅に比例する共鳴の強さです。したがって、この作業の目標は、非結合31P状態のプロトン幅を決定することです。【方法】31Pの状態をMaier-Leibnitz-Laboratoriumで1プロトン移動反応を用いて調べた。重陽子はQ3D磁気分光計で検出されました。27の状態について角度分布と分光学的因子を抽出し、非結合状態についてプロトン幅と共鳴強度を計算しました。【結果】1プロトン移動反応で初めていくつかの非結合状態が観察されました。20MKを超えると、反応速度は、観測された状態の特性から完全に推定されます。共鳴以外のすべての共鳴からの反応速度の不確実性は、その温度より2分の1未満に減少しました。共鳴の未知のスピンとパリティは、関連する温度範囲での速度の不確実性を支配します。[結論]反応速度の不確実性の残りの原因は、対象の温度範囲で反応速度を10倍変化させる可能性のある未知のスピンと共鳴のパリティに起因します。
