暗黒物質の消滅と銀河中心の過剰
フェルミ大域望遠鏡からの広角$\gamma$線マップで特定された銀河中心過剰（GCE）の表面輝度プロファイルと形態を、高解像度$\Lambda$から導出された暗黒物質消滅予測と比較します。銀河形成のCDM磁気流体力学的シミュレーション。これらのシミュレーションは、天の川銀河に匹敵する構造、星の種族、ガス含有量、星とハローの質量を備えた、孤立した円盤状の銀河を生成します。消滅断面積の特定の選択については、それらは、観測された全角度範囲、$1^{\circ}$から$15^{\circ}$にわたって、Fermi-LATデータとよく一致しますが、暗黒物質のみの対応物は、バリオンの重力効果による内部ハローの圧縮がないため、観測されたように中央に集中した放出を予測することはできません。これらの結果は、GCEが暗黒物質を全滅させることによって生成されるという仮説に追加のサポートを提供します。しかし、それが別のメカニズムによって生成された場合、それらは消滅率の強い上限を意味し、それは内部銀河からだけでなく、任意の下部構造からの予想される$\gamma$線フラックスの上限に変換できます。銀河ハローで、星の有無にかかわらず。
太陽質量範囲の原始ブラックホールは、暗黒物質のおそらく重要な要素です。M87超大質量ブラックホールの周りに存在する可能性が高い密度スパイクのこのようなブラックホールによる光の偏向に関する議論が、EHTコラボレーションの高解像度観測と組み合わされて、原始ブラックホールに強い制限をもたらす可能性があることを示します。天体物理学的に関連する質量範囲の質量分率。結果は、暗黒物質のスパイクについて想定されたモデルに依存し、そのようなスパイクのさらなる理解と、超大質量ブラックホールのさらなる高解像度の観測への関心を示唆しています。
この研究では、$U（1）$ゲージ対称性のない特定のスカラー-ベクトル-テンソル重力理論におけるインフレーションを研究します。モデルは、[L。ハイゼンベルグ他、Phys。Rev.D\textbf{98}、024038（2018）]ラグランジアンと結合関数の特定の選択を使用します。また、このモデルでは、アクションの明示的な形式を構築し、そこから一般方程式を導き出します。エネルギー運動量テンソルと運動方程式であり、フラットなFLRW背景を使用して、次の式が得られるかどうかを分析しました。それを伴うインフレ体制。さらに、ポテンシャル、結合関数、適切な無次元結合定数、および初期条件の特定の選択を使用して、このインフレーションのモデルが実行可能であることを数値的に検証することができました。この意味で、インフレモデルに結合関数$f（\phi）$を導入することで、十分なインフレに適した$e$-foldings$N$の量に到達できることを確認できます。\cite{lavinia4}で示されているように、結合関数の寄与がないと、インフレ終了時の$e$フォールディングの量が少なくなるため、これは注目に値する結果です。また、インフレーション中のモデルが満たさなければならないゴーストのない安定条件、つまりゴーストの不在と線形宇宙論的摂動のラプラシアン不安定性が得られ、さらにこれらの条件も数値的に検証されました。
銀河のスピン方向における宇宙論的スケールの非対称性の新しい証拠と分析
過去数十年の間に、宇宙が主軸を持っているという主張に基づく複数の宇宙論が提案されてきました。このような理論は、宇宙の形、またはブラックホール宇宙論などの多元宇宙論に基づくことができます。宇宙スケールの軸の競合は、CMB分布によって形成される双極子軸などの特定の証拠によってサポートされています。ここでは、渦巻銀河のスピン方向の分布に基づいて、別の形の宇宙論的スケールの軸を研究します。4つの異なる望遠鏡からのデータが分析され、銀河の赤方偏移の分布が類似している場合、ほぼ同一の軸プロファイルが示されます。
プランクCMBデータからの宇宙論的パラメータの方向性変動
最近の観測は、宇宙原理の重要な部分である大規模な宇宙の等方性の違反があることを示唆しています。この論文では、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）データを使用して、$\Lambda\mathrm{CDM}$モデルの宇宙論的パラメーターの空間的変動を検索します。プランク温度の角度パワースペクトル$\mathcal{C}^{TT}_\ell$を、48の異なる方向を中心に、48の異なる半空に適合させて、標準的な宇宙論的パラメーターの方向依存性を検索します。$\Omega_bh^2$、$\Omega_ch^2$、$n_s$、$100\theta_\mathrm{MC}$、および$H_0$$（\tau$および$\ln（10^{10}A_s））$。さらに、パラメータの方向分布は、双極子の形に従って近似されます。等方性仮説と異方性仮説の間のベイズ因子は$0.0041$であり、前者を強く嫌います。$\Omega_bh^2$、$\Omega_ch^2$、$n_s$、$100\theta_\mathrm{MC}$、および$A_se^{-2\tau}$の最適な双極子軸はすべて一般的に整列します$\boldsymbol{V}\equiv（b=-5.6^{+17.0{\circ}}_{-17.4}、l=48.8^{+14.3{\circ}}_{-14.4}の平均方向）$は、微細構造定数の変化の双極子にほぼ垂直であり、CMB運動学的双極子、CMBパリティ非対称性、およびQSOの分極の方向に対して約$45^{\circ}$です。私たちの結果は、宇宙原理の重大な違反、または標準的なCMB分析におけるこれまで知られていなかった体系的なエラーのいずれかを示唆しています。
スカラーテンソル理論における変動-$ \ alpha $：超新星の絶対等級張力とGW標準サイレンからの予測に照らした意味
| Title |
Varying-$\alpha$_in_scalar-tensor_theory:_Implications_in_light_of_the_supernova_absolute_magnitude_tension_and_forecast_from_GW_standard_sirens |
| Authors |
L._R._Cola\c{c}o,_R._F._L._Holanda,_Rafael_C._Nunes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04073 |
この作業では、いわゆる暴走ディラトンモデルのコンテキスト内で微細構造定数（$\alpha$）の可能な時間変動を制約します。限界は、パンテオン超新星Iaサンプルと強い重力レンズデータを使用して実行され、超新星絶対等級$M_B$の現在の張力に照らして、変動する-$\alpha$は$で非ヌルになる可能性があることがわかります。\sim$2$\sigma$信頼レベル。この側面に動機付けられ、ここに提示された方法論の範囲内で、アインシュタイン望遠鏡とLISAミッションの観点から、重力波標準サイレンモックデータの生成に基づいて予測分析を実行します。将来の標準的なサイレンの観測は、そのような理論の識別において重要な役割を果たすようになる可能性があることがわかります。
| Title |
Fluctuations_in_the_Ginzburg-Landau_Theory_of_Dark_Energy:_internal_(in-)consistencies_in_PLANCK_data_set |
| Authors |
Abdolali_Banihashemi_and_Nima_Khosravi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04119 |
この作業では、CMBレンズ効果のための暗黒エネルギー（GLT）のギンツブルグ-ランダウ理論の予測が研究されています。この半現象論的モデルにおける暗黒エネルギー変動の時間とスケール依存性は、いくつかの方法でデータによって支持されていることがわかります。まず、$\Lambda$CDMとは異なり、CMB角度パワースペクトルの$\ell\leq801$および$\ell>801$の範囲は、このフレームワークで一貫しています。第二に、レンズ振幅$A_L$は、CMBレンズデータが含まれていなくても、GLTがCMBデータに直面した場合の単一性と完全に一致します。したがって、このモデルにはレンズの異常はありません。さらに、このモデルの暗黒エネルギーのバックグラウンド進化は、CMBから推測された$H_0$を、近くの標準光源を観察することによって直接測定されたものと一致させることができます。
銀河数カウントからのレンズポテンシャルの推定量
| Title |
An_Estimator_for_the_lensing_potential_from_galaxy_number_counts |
| Authors |
Viraj_Nistane,_Mona_Jalilvand,_Julien_Carron,_Ruth_Durrer,_Martin_Kunz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04129 |
線形および二次項を含む銀河数カウントからレンズポテンシャルの推定量を導き出します。この推定量は、強度マッピングからの対応する推定量よりもはるかに大きな信号対雑音比を持っていることを示します。これは、すでに線形順序で存在する数カウント角パワースペクトルの追加のレンズ項によるものであることを示します。将来の測光調査のために信号対雑音比を推定します。特に高赤方偏移、$z\gtrsim1.5$では、信号対ノイズ比が30のオーダーになる可能性があることがわかります。したがって、測光調査の数カウントは、断層撮影レンズスペクトルを測定するための優れた手段であると主張します。
CHEOPSを特徴とする明るいK型矮星TOI-1064を通過するサブネプチューンのペア
| Title |
A_pair_of_Sub-Neptunes_transiting_the_bright_K-dwarf_TOI-1064_characterised_with_CHEOPS |
| Authors |
Thomas_G._Wilson,_Elisa_Goffo,_Yann_Alibert,_Davide_Gandolfi,_Andrea_Bonfanti,_Carina_M._Persson,_Andrew_Collier_Cameron,_Malcolm_Fridlund,_Luca_Fossati,_Judith_Korth,_Willy_Benz,_Adrien_Deline,_Hans-Gustav_Flor\'en,_Pascal_Guterman,_Vardan_Adibekyan,_Matthew_J._Hooton,_Sergio_Hoyer,_Adrien_Leleu,_Alexander_James_Mustill,_S\'ebastien_Salmon,_S\'ergio_G._Sousa,_Olga_Suarez,_Lyu_Abe,_Abdelkrim_Agabi,_Roi_Alonso,_Guillem_Anglada,_Joel_Asquier,_Tamas_B\'arczy,_David_Barrado_y_Navascues,_Susana_C._C._Barros,_Wolfgang_Baumjohann,_Mathias_Beck,_Thomas_Beck,_Nicolas_Billot,_Xavier_Bonfils,_Alexis_Brandeker,_Christopher_Broeg,_Edward_M._Bryant,_Matthew_R._Burleigh,_Marco_Buttu,_Juan_Cabrera,_S\'ebastien_Charnoz,_David_R._Ciardi,_Ryan_Cloutier,_William_D._Cochran,_Karen_A._Collins,_Knicole_D._Col\'on,_et_al._(88_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03570 |
TESS測光で最初に検出された明るいK型矮星TOI-1064（TIC79748331）を通過するサブネプチューンのペアの発見と特性評価を報告します。システムの特性を明らかにするために、CHEOPS、TESS、地上測光、HARPS高分解能分光法、ジェミニスペックルイメージングを実行して取得しました。ホストスターを特徴付け、$T_{\rmeff、\star}=4734\pm67$K、$R_{\star}=0.726\pm0.007$$R_{\odot}$、および$M_{\を決定します。スター}=0.748\pm0.032$$M_{\odot}$。PSF形状変化モデリングに基づく新しいトレンド除去法を提示し、CHEOPSデータのフラックス変動を補正するためのその適合性を示します。両方の天体の惑星の性質を確認し、TOI-1064bの公転周期が$P_{\rmb}=6.44387\pm0.00003$d、半径が$R_{\rmb}=2.59\pm0であることを確認します。.04$$R_{\oplus}$、および質量$M_{\rmb}=13.5_{-1.8}^{+1.7}$$M_{\oplus}$、TOI-1064cには$P_{\rmc}=12.22657^{+0.00005}_{-0.00004}$dの公転周期、半径$R_{\rmc}=2.65\pm0.04$$R_{\oplus}$、3$\sigma$の質量上限は8.5${\rmM_{\oplus}}$です。高精度の測光から、$\sim$1.6％の半径の不確実性が得られ、内部構造と大気散逸モデリングを実行できます。TOI-1064bは、原始惑星系円盤を通過した後の原始惑星系円盤の喪失によって説明できる希薄な大気を伴う、最も密度が高く、よく特徴付けられたサブネプチューンの1つです。TOI-1064cは、暫定的な低密度のために大気が拡張されている可能性がありますが、このシナリオと同様の半径、このシステムの異なる質量の性質を確認するには、さらにRVが必要です。TOI-1064bの高精度データとモデリングは、質量半径空間のこの領域の惑星にとって重要であり、形成を示唆する可能性のある大規模なサブネプチューンのかさ密度-恒星金属量の傾向を特定することができます。惑星のこの人口の。
遠方の星によって駆動されるK2-290Aの逆行性多惑星システムの混沌とした歴史
星K2-290Aの赤道は、最近、その既知の通過する惑星の両方の軌道に対して124+/-6度傾いていることがわかりました。〜100auにコンパニオンスターBが存在することは、原始惑星系円盤が傾いている可能性があることを示唆しており、この多惑星系の特異な逆行状態の説明を提供します。この研究では、原始的なミスアラインメントは必要なく、観測された逆行状態は、ディスクが分散した後、約2000auでより広い軌道のコンパニオンCによって駆動される混沌とした恒星の赤道傾斜角の進化の自然な結果であることを示します。星Cは、内側の連星軌道で離心率や傾斜角の振動を引き起こし、恒星のスピンと惑星の経年モードの間の周期的な共鳴通路からの広範なカオスにつながります。人口合成研究に基づいて、観測された星の赤道傾斜角はシステムの約40〜70％で到達し、中央の星のスピンダウン履歴に関係なく、このメカニズムを経年ダイナミクスの堅牢な結果にします。この作品は、非常に遠い仲間が近くの惑星の軌道とホスト星のスピン進化で持つことができる珍しい役割を強調し、数十億の軌道にわたって距離スケールで4桁を接続します。最後に、ワイドバイナリのマルチプラネットシステムを含む他の太陽系外惑星システムへの適用についてコメントします。
おうし座地域の複数のシステムにおける原始惑星系円盤の円盤サイズに対する観測上の制約。 II。ガスディスクサイズ
| Title |
Observational_constraints_on_disc_sizes_in_protoplanetary_discs_in_multiple_systems_in_the_Taurus_region._II._Gas_disc_sizes |
| Authors |
A._A._Rota,_C._F._Manara,_A._Miotello,_G._Lodato,_S._Facchini,_M._Koutoulaki,_G._Herczeg,_F._Long,_M._Tazzari,_S._Cabrit,_D._Harsono,_F._Menard,_P._Pinilla,_G._van_der_Plas,_E._Ragusa,_H.-W._Yen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03588 |
複数の恒星系の形成は、星形成過程の自然な副産物であり、原始惑星系円盤の特性と惑星の形成へのその影響はまだ完全に理解されていません。現在まで、複数の恒星系の周りの原始惑星系円盤のサンプルからのガス放出の詳細な均一な研究は行われていません。ここでは、おうし座の星形成領域にある8つの複数の恒星系のディスクを対象とした分子COガス放出の$\sim$21au解像度での新しいALMA観測を分析します。$^{12}$COガス放出は、すべての原色と7つのコンパニオンで検出されます。これらのデータを使用して、すべての一次ディスクと5つの二次または三次ディスクの傾斜と位置角度を推定し、空間的に分解されたゼロモーメント画像で累積フラックス技術を使用してこれらのオブジェクトのガスディスク半径を測定します。フラックスの95\％を含む半径をメトリックとして考えると、複数の恒星系での推定ガスディスクサイズは、ダストディスクサイズの平均$\sim4.2$倍であることがわかります。この比率は、より孤立した単一のシステムの集団で最近発見されたものよりも高くなっています。逆に、フラックスの68％を含む半径を考慮すると、比率の分布に複数のディスクと単一のディスクの間に違いは見られません。この不一致は、複数の恒星系で観察された外側のほこりっぽい円盤の鋭い切り詰めによるものです。測定されたガスディスクのサイズは、典型的な連星システムで予想されるように、離心率が$\sim0.15$-$0.5$であると仮定して、複数の恒星システムの潮汐打ち切りモデルと一致しています。
ブラックミラー：高分解能分光法によるペガスス座51番星からの反射光の探索に対する回転広がりの影響
| Title |
Black_Mirror:_The_impact_of_rotational_broadening_on_the_search_for_reflected_light_from_51_Pegasi_b_with_high_resolution_spectroscopy |
| Authors |
E._F._Spring,_J._L._Birkby,_L._Pino,_R._Alonso,_S._Hoyer,_M._E._Young,_P._R._T._Coelho,_D._Nespral,_and_M._L\'opez-Morales |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03600 |
光学波長での星とその惑星の間の極端なコントラスト比は、太陽系外惑星の大気によって反射された光を分離することを困難にします。それでも、これらの反射特性は、大気中で発生する重要なプロセスを明らかにし、潜在的なO$_2$バイオシグネチャーを含む波長にもまたがっています。高分解能相互相関分光法（HRCCS）は、太陽系外惑星の反射スペクトルを抽出する技術を開発するための強力な手段を提供します。赤外線HRCCSのテルリックを除去するように設計された技術を採用して、代わりに光学恒星線を除去することにより、非通過ホットジュピター51ペガスス座bの光反射光スペクトルを抽出することを目的としました。重要なのは、恒星の自転と惑星の軌道速度の違いによる、反射されたホスト星のスペクトルの広がりのこれまで無視されてきた影響を調査したことです。HARPS-NおよびHARPSからの51ペガスス座の484、R=115000の光学スペクトルを使用しました。これは、汚染されたホスト星を効果的に除去するために、正確な恒星の静止フレームに位置合わせしました。しかし、おそらく恒星の活動のために、いくつかの恒星の残差が残っていました。惑星のドップラーシフトスペクトルを検索するために、適切に拡張された合成恒星モデルと相互相関しました。51ペガスス座bからの有意な反射光は検出されず、広がりを含めると76.0ppm（7.60x10$^{-5}$）、24.0ppm（2.40x10$^）のコントラスト比のS/N=3上限が報告されます。{-5}$）なし。これらの上限は、以前に主張された検出の半径とアルベドの組み合わせを除外します。広がりは、反射光スペクトルを抽出するHRCCSの能力に大きな影響を与える可能性があり、惑星のコントラスト比、半径、およびアルベドを決定する際に考慮する必要があります。非同期システム（Prot、$_{\star}\ne$Porb）が最も影響を受けます。これには、ほとんどのホットジュピターや、一部のM矮星の伝統的なハビタブルゾーンにある地球サイズの惑星が含まれます。
恒星の忘却の潮汐による消去は、ホットジュピター形成のタイミングを制約します
| Title |
Tidal_erasure_of_stellar_obliquities_constrains_the_timing_of_hot_Jupiter_formation |
| Authors |
Christopher_Spalding_and_Joshua_N._Winn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03653 |
ホットジュピターのある星は、時々高い忘却度を持っています。これは、ホットジュピター形成の遺物である可能性があります。高い忘却の有無にかかわらず、システムの特性に基づいて、星が〜6100Kよりも低温で、軌道が〜8以内の主系列星の場合のように、厚い対流エンベロープを持っている場合、忘却はきちんと減衰していると考えられます。恒星の半径。潮汐の傾斜減衰の有望な理論は、星の対流層内の慣性波の散逸です。ここでは、この理論がホットジュピター形成のタイミングに与える影響について考察します。具体的には、現在対流層を欠いているホットスターは、前主系列星の間に対流層を持っています。厚い対流層を欠く、整列していない主系列星から約0.02auの臨界距離内を周回するホットジュピターは、前主系列星全体でその忘却を維持するために、数千万年後にタイトな軌道を獲得したに違いありません。-メインシーケンス。この議論が当てはまる4つの既知のシステム（XO-3b、Corot-3b、WASP-14b、およびWASP-121b）がありますが、慣性波の散逸を取り巻く不確実性があります。さらに、最近確認された極域に近いホットジュピターの過剰は、それらの原始的な構成を反映する代わりに、潮汐によって形作られる可能性は低いと結論付けます。最後に、数億年後に涼しい星の周りに到着するホットジュピターは、ホスト星の回転が遅すぎて効率的な傾斜角を減衰できないことに気付く可能性があります。[Fe/H]が-0.3から+0.3まで変化するので、整列した星と整列していない星を分離する臨界有効温度は、金属量によって6300Kから6000Kまで変化するはずです。
フィエスタII。フーリエ領域における太陽系外惑星のドップラーシフトからの恒星と機器の変動性の解きほぐし
| Title |
FIESTA_II._Disentangling_stellar_and_instrumental_variability_from_exoplanetary_Doppler_shifts_in_Fourier_domain |
| Authors |
Jinglin_Zhao_and_Eric_B._Ford |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03780 |
太陽系外惑星の視線速度（RV）の検出は、惑星の存在を模倣できる恒星の分光学的変動と、機器の不安定性によって複雑になっています。これらはスペクトル線プロファイルを歪め、見かけのRVシフトとして誤って解釈される可能性があります。真のドップラーシフトからのライン変形による見かけのRVシフトを解きほぐすために、改良されたフーリエ位相スペクトル分析（FIESTAa.k.a.$\mathit{\Phi}$ESTA）を紹介します。$\mathit{\Phi}$ESTAは、恒星スペクトルの相互相関関数（CCF）を切り捨てられたフーリエ基底関数に投影します。各$\mathit{\Phi}$ESTAモードからの振幅と位相の情報を使用して、さまざまなCCF幅スケールでのライン変動を確実に追跡し、RV汚染の複数の原因を特定して軽減できます。$\mathit{\Phi}$ESTAメトリックをSOAP2.0ソーラーシミュレーションでテストし、黒点によって誘発された見かけのRVとの強い相関関係を見つけます。$\mathit{\Phi}$ESTAを3年間のHARPS-N太陽観測に適用し、$\mathit{\Phi}$ESTAが恒星の自転を含む、偽の太陽RV変動の複数の原因を特定できることを示します。-太陽磁気サイクル、機器の不安定性、および見かけの太陽回転速度の変化からの長期的な傾向。単純な多重線形回帰モデルを適用すると、$\mathit{\Phi}$ESTAは加重RMSを1.89〜m/sから0.98〜m/sに減らし、同様のマルチを適用するよりも、加重RMSを48％削減します。-FWHMおよびBISへの線形回帰。
視線速度法から明らかにされた太陽系外惑星の固有の多重度分布
| Title |
The_intrinsic_multiplicity_distribution_of_exoplanets_revealed_from_the_radial_velocity_method |
| Authors |
Wei_Zhu_(Tsinghua) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03782 |
惑星の多重度は、惑星系の形成と進化を制約するのに役立ちますが、通常、観測的に制約することは困難です。ここでは、調査の不完全性を適切に考慮し、固有の惑星多重度分布を回復できる一般的な方法を開発します。次に、それをカリフォルニアレガシーサーベイ（CLS）の視線速度（RV）惑星サンプルに適用します。$1\、$au（$10\、$au）領域内で、太陽のような星の$21\pm4\％$（$19.2\pm2.8\％$）が、質量が$10\、M_\oplusを超える惑星をホストしていることがわかります。$（$0.3\、M_{\rmJ}$）、そのうちの約30\％（40\％）はマルチプラネットシステムです。RVの半振幅$K$に関して、太陽のような星の$33\pm7\％$（$25\pm3\％$）には、$K>1\、$m/s（$3\、$m/s）、各システムは平均$1.8\pm0.4$（$1.63\pm0.16$）の惑星をホストします。CLSSunのようなサンプルのホットジュピターレートは、コンセンサス値の$1\％$よりも約3倍高いことに注意してください。また、内側（$<1\、$au）と外側（$>1\、$au）の惑星間の相関に関する以前の研究を確認します。
星食による小惑星の位置天文学：軌道フィッティングからの既存のサンプルの精度
| Title |
Asteroid_astrometry_by_stellar_occultations:_Accuracy_of_the_existing_sample_from_orbital_fitting |
| Authors |
Jo\~ao_F._Ferreira,_Paolo_Tanga,_Federica_Spoto,_Pedro_Machado,_Dave_Herald |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03892 |
コンテキスト：ガイアデータリリースの公開によって大幅に強化された恒星食は、小惑星のサイズと形状の決定だけでなく、動的特性の研究に関連する可能性のある影響を伴う、追加の正確な位置天文学の取得も可能にします。参照カタログとしてのガイアの使用と、掩蔽天文学のための改良されたエラーモデルの最近の実装は、メインベルトに属する小惑星によって支配される観測されたイベントの既存のデータセットでそのグローバルな位置天文学のパフォーマンスをテストする機会を提供します。目的：新しい掩蔽エラーモデルと共同で利用されたガイアデータリリース2（DR2）および初期データリリース3（EDR3）で与えられた恒星位置によって、掩蔽を減らすことによってもたらされる軌道精度のパフォーマンスを調査することを目指しています。私たちの目標は、DR2とEDR3の品質が、以前のカタログと比較して、掩蔽位置天文学の活用において論理的な進歩をもたらすことを確認することです。また、フィット後の残差をエラーモデルと比較したいと思います。方法：私たちは、単独で、または他の利用可能な地上観測と組み合わせて、掩蔽データに対する正確な軌道調整から始めました。次に、軌道精度とフィット後の残差を分析しました。結果：ガイアEDR3とDR2は、掩蔽データの精度を著しく改善し、他のカタログと比較して、軌道を約5倍に適合させたときに残差を平均的に削減します。これは、掩蔽のみが使用される場合に特に顕著であり、オブジェクトの大部分に対して非常に良好な軌道をもたらします。掩蔽位置天文学が小さな小惑星でガイアの性能に達することができることを示します。主に従来のCCDイメージングによって得られた他のデータの不確実性と体系的なエラーが高いため、アーカイブデータと掩蔽の共同使用は依然として困難です。
WASP-121bの高解像度光透過分光法による相対的な存在量の制約、および検索を高速化するための高速モデルフィルタリング技術
| Title |
Relative_abundance_constraints_from_high-resolution_optical_transmission_spectroscopy_of_WASP-121b,_and_a_fast_model-filtering_technique_for_accelerating_retrievals |
| Authors |
Neale_P._Gibson,_Stevanus_K._Nugroho,_Joshua_Lothringer,_Cathal_Maguire,_David_K._Sing |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04025 |
高解像度ドップラー分解分光法は、太陽系外惑星の大気を研究するための新しい機会を提供しました。「古典的な」相互相関アプローチは、大気種を見つけるのに効率的であることが証明されていますが、直接大気検索を実行することはできません。最近の研究では、直接尤度評価または尤度「マッピング」を使用して検索が可能であることが示されています。高解像度検索のユニークな側面は、恒星線とテルリック線を除去するために必要なデータ処理方法も、基礎となる太陽系外惑星の信号を歪めるため、このフィルタリングに一致するように前方モデルを前処理する必要があることです。これは、以前に公開されたフレームワークで残っている重要な制限でした。このホワイトペーパーでは、SysRemやPCAなどのアルゴリズムによって実行される処理を複製できる、シンプルで高速なモデルフィルタリング手法を紹介することで、これに直接対処します。これにより、すべてのモデルに対して高価な注入および前処理ステップを実行することなく、検索を実行できます。温度-圧力プロファイル、相対存在量、惑星速度、回転広がりパラメータなどの透過スペクトルから、大気の定量的測定値を確実に制約できることを示します。最後に、WASP-121bのUVES透過分光法を使用してフレームワークを示します。Fe、Cr、およびVの温度-圧力プロファイルと相対存在量を$\log_{10}（\chi_{\rmFe}/\chi_{\rmCr}）$=1.66$\pm$0.28に制限します。$\log_{10}（\chi_{\rmFe}/\chi_{\rmV}）$=3.78$\pm$0.29および$\log_{10}（\chi_{\rmFe}/\chi_{\rmMg}）$=-1.26$\pm$0.60。相対的な存在量は、Fe/Mgを除いて、太陽の値と一致しています。Fe/Mgの存在量が大きいのは、おそらく大気モデルでは考慮されていないWASP-121bの大気の放出によって説明されます。
原始惑星系円盤の放射状炭素枯渇プロファイルを使用した小石のドリフトとトラッピングの追跡
| Title |
Tracing_pebble_drift_and_trapping_using_radial_carbon_depletion_profiles_in_protoplanetary_disks |
| Authors |
J.A._Sturm,_M.K._McClure,_D._Harsono,_S._Facchini,_F._Long,_M._Kama,_E.A._Bergin,_and_E.F._van_Dishoeck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04089 |
惑星の組成は、原始惑星系円盤内の氷の小石の化学処理と降着によって主に決定される可能性があります。原始惑星系円盤の最近の観測は、ガス状炭素の広範囲にわたる枯渇を示唆しています。不足している揮発性炭素は、穀物のCOおよび/またはCO$_2$氷で凍結し、圧力バンプまたは微惑星に閉じ込められた小石によってディスクに固定される可能性があります。最初に成功したACA（AtacamaCompactArray）[CI]$J$=1-0の7つの原始惑星系円盤のミニ調査の結果を示します。[CI]$J$=1-0および解決されたCOアイソトポログデータによってサポートされる、調整された方位対称DALI（DustAndLInes）熱化学ディスクモデルを使用して、3つの情報源。[CI]$J$=1-0でACAを使用して7つのソースのうち6つが検出され、そのうち4つは別個のディスクコンポーネントを示しています。モデリングに基づいて、DLTauの外側のディスクで深刻な低温ガス状炭素の枯渇が見られ、DRTauとDOTauの外側のディスクで中程度の枯渇が見られます。外側と内側のディスクの炭素量を組み合わせることで、DLTauのディスクの半径方向のドリフトの決定的な証拠を示します。ここでは、複数のダストリングの存在が、短命または漏れのあるダストトラップを示しています。DOタウとDRタウのコンパクトで滑らかなディスクにダストロックが見られ、未解決のダスト下部構造を示唆しています。私たちの結果をさまざまな年齢と光度の星と比較して、CO枯渇プロセスの動的モデルと一致するガス状炭素枯渇の観測的進化傾向を特定します。原始惑星系円盤内の固体の輸送効率は、連続体観測で現在解決されている下部構造に基づいて予想されるものとは大幅に異なる可能性があります。これは、惑星の組成に対する放射状のドリフトとペブル集積の影響を理解する上で重要な意味を持っています。
宇宙論的銀河形成シミュレーションにおけるBPT図：高赤方偏移でのオフセットを駆動する物理学の理解
| Title |
The_BPT_Diagram_in_Cosmological_Galaxy_Formation_Simulations:_Understanding_the_Physics_Driving_Offsets_at_High-Redshift |
| Authors |
Prerak_Garg,_Desika_Narayanan,_Nell_Byler,_Ryan_L._Sanders,_Alice_E._Shapley,_Allison_L._Strom,_Romeel_Dav\'e,_Michaela_Hirschmann,_Christopher_C._Lovell,_Justin_Otter,_Gerg\"o_Popping_and_George_C._Privon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03564 |
[OIII]/H$\beta$と[NII]/H$\alpha$（以下N2-BPT）のボールドウィン、フィリップス、およびテルレビッチの図は、銀河をに基づいて分類するためのツールとして長い間使用されてきました。電離放射線の主な発生源。最近の観測では、$z\sim2$にある銀河は、N2-BPT空間の局所銀河からオフセットして存在していることが示されています。この論文では、このオフセットを推進する潜在的な物理的プロセスを理解するために、一連の制御された数値実験を実施します。CLOUDY光イオン化コードを使用してHII領域から星雲の光度を計算し、SIMBA宇宙論的流体力学的銀河形成シミュレーションから取得した銀河の大規模なサンプルで星雲の線の放出をモデル化します。高赤方偏移で観測された[OIII]/H$\beta$および[NII]/H$\alpha$値へのシフトは、サンプルの選択から生じることがわかります。最も重い銀河のみを考慮した場合$M_*\sim10^{10-11}M_\odot$、金属量が高いため、オフセットが自然に表示されます。低質量銀河を探査するより深い観測は、$z\sim0$観測に匹敵する軌跡上にある銀河を明らかにすると予測します。サンプル選択の影響を考慮しても、シミュレーションと観測の間に微妙な不一致があることがわかります。この不一致を解決するために、さまざまなイオン化パラメーター、HII領域密度、気相存在量パターン、およびN2-BPT図での放射線場硬度の増加の影響を調査します。イオン化パラメータを下げるか、固定O/Hで銀河のN/O比を上げると、高赤方偏移銀河が占めるN2-BPT空間の自己相似弧に沿って銀河を動かすことができることがわかります。
球状星団の固有運動による矮小銀河の暗黒物質密度プロファイルに対する新しい制約
| Title |
New_constraints_on_the_dark_matter_density_profiles_of_dwarf_galaxies_from_proper_motions_of_globular_cluster_streams |
| Authors |
Khyati_Malhan,_Monica_Valluri,_Katherine_Freese,_Rodrigo_A._Ibata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03571 |
低質量および矮小銀河ハローの中心密度プロファイルは、暗黒物質の性質に強く依存しています。最近、Malhanetal。（2021）、N体シミュレーションを使用して、宇宙シミュレーションによって予測されたカスピーコールドダークマター（CDM）サブハロが、付着した球状星団ストリーム（潮汐ストリッピングから生成された恒星ストリーム）のプロパティを使用してコアサブハロと区別できることを示しました球状星団は、最初は親の矮小銀河内で進化し、後に天の川と合流しました。特に、カスピーCDMサブハロ内に付着するクラスターは、コアサブハロ内に付着するストリームと比較して、物理的幅が大きく、視線速度分散が大きいストリームを生成することを以前に発見しました。ここでは、同じ一連のシミュレーションを使用して、ストリームの接線速度の分散（$\sigma_{v_\mathrm{Tan}}$）が、親の中央DM密度プロファイルにも敏感な別のパラメーターであることを示します。小人。カスピCDMサブハロから付着した球状星団は、コアサブハロ内に付着したものよりも大きい$\sigma_{v_\mathrm{Tan}}$のストリームを生成することがわかります。さらに、複数のGCストリームのGaiaEDR3観測を使用して、それらの$\sigma_{v_\mathrm{Tan}}$値をシミュレーションと比較します。この比較は、私たちが分析する5つの観測されたストリームが、「その場」起源ではなく「付着」した球状星団に関連している可能性が高いことを示しています。また、これらのストリームの前駆球状星団がコア付きDMサブハロ内に付着した可能性があるという証拠も見つかりました（$M_{\rmsubhalo}\buildrel>\over\sim$$10^{8-9}M_{\odot}$）。
孤立した銀河と比較した銀河群とペアのガス含有量の変動
| Title |
The_variation_of_the_gas_content_of_galaxy_groups_and_pairs_compared_to_isolated_galaxies |
| Authors |
Sambit_Roychowdhury,_Martin_J._Meyer,_Jonghwan_Rhee,_Martin_A._Zwaan,_Garima_Chauhan,_Luke_J._M._Davies,_Sabine_Bellstedt,_Simon_P._Driver,_Claudia_del_P._Lagos,_Aaron_S._G._Robotham,_Joss_Bland-Hawthorn,_Richard_Dodson,_Benne_W._Holwerda,_Andrew_M._Hopkins,_Maritza_A._Lara-Lopez,_Angel_R._Lopez-Sanchez,_Danail_Obreschkow,_Kristof_Rozgonyi,_Matthew_T._Whiting,_Angus_H._Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03575 |
グループとペアの原子ガス（HI）の割合（$f_{HI}={\rm\frac{M_{HI}}{M_{*}}}$）が、平均的な星の質量によってどのように変化するかを測定します。（$\langle{\rmM_*}\rangle$）および平均星形成率（$\langle{\rmSFR}\rangle$）、孤立した銀河との比較。HI21cm放出観測は、（i）GAMA調査（環境および銀河特性を提供）の3つのフィールドをカバーするアーカイブALFALFA調査データ、および（ii）それらのフィールドの1つのDINGOパイロット調査データからのものです。さまざまなユニット（グループ/ペア/孤立した銀河）の平均$f_{HI}$は、log（$\langle{\rmM_*}\rangle$）-log（$\langle{\rmSFR}\rangle$）平面、個々の銀河のz$\sim0$星形成主系列（SFMS）を基準にして、個々のユニットの$f_{HI}$スペクトルを積み重ねます。アルファルファの場合、ユニットの$f_{HI}$スペクトルは、グループ/ペア領域全体のHIスペクトルを抽出し、メンバー銀河の全恒星質量で割ることによって測定されます。DINGOの場合、ユニットの$f_{HI}$スペクトルは、個々のメンバーの銀河のHIスペクトルを加算し、続いてそれらの全恒星質量で除算することによって測定されます。すべてのユニットについて、平均$f_{HI}$は、SFMSに沿ってより高い$\langle{\rmM_*}\rangle$に移動すると減少し、SFMSの上から任意の$\langle{でその下に移動すると減少します。\rmM_*}\rangle$。DINGOベースの研究から、グループ内の平均$f_{HI}$は、SFMSに沿ったすべての$\langle{\rmM_*}\rangle$の孤立した銀河と比較して低いように見えます。ALFALFAベースの研究から、${\langle{\rmM_*}\rangle}\lesssim10^{9.5}の孤立した銀河（ペアの値は中間）と比較して、グループの平均$f_{HI}$が大幅に高いことがわかりました。〜{\rmM_{\odot}}$は、低質量グループのカタログ化されたメンバー銀河に関連付けられていないかなりの量のHIの存在を示します。
銀河の合体の残骸を特定する際のイメージングと運動星団の組み合わされたそれぞれの役割
| Title |
The_combined_and_respective_roles_of_imaging_and_stellar_kinematics_in_identifying_galaxy_merger_remnants |
| Authors |
Connor_Bottrell,_Maan_Hani,_Hossen_Teimoorinia,_David_R._Patton_and_Sara_L._Ellison |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03579 |
銀河の進化における合併の役割を確立するための中心的な課題の1つは、観測における純粋で完全な合併サンプルの選択です。特に、大きくて適度に純粋な相互作用銀河ペアのサンプルは、分光学的基準によって比較的簡単に取得できますが、合体後の合併残骸の自動選択は、残骸の物理的特性のみに制限されます。さらに、そのような選択は主に画像データに焦点を合わせてきましたが、運動学的データは合併の残骸を特定するための補完的な基礎を提供する可能性があります。したがって、銀河の合体の残骸を他の銀河から区別する際に、合体の残骸の形態学的および運動学的特徴の両方の理論的有用性を調べます。深い分類モデルは、TNG100宇宙力学流体力学シミュレーションからの銀河の不均一な集団と合併の残骸の理想化された合成画像と視線の恒星速度マップを使用して較正および評価されます。理想化された運動星団のデータでさえ、イメージングと比較して有用性が限られており、基準モデルアーキテクチャの完全性が$2.1\％\pm0.5\％$、純度が$4.7\％\pm0.4\％$低いことを示しています。イメージングと運動星団を組み合わせると、完全性がわずかに向上します（イメージングのみの場合、$92.7\％\pm0.2\％$と比較して、$1.8\％\pm0.4\％$）が、純度は変わりません（$0.1\％\$92.7\％\pm0.2\％$と比較したpm0.3\％$の改善、同数の合併残骸と非残骸制御銀河で評価）。すべてのモデルの分類精度は、分離$\lesssim40$kpcでの物理的なコンパニオンと合体からの時間に特に敏感です。まとめると、私たちの結果は、不均一な銀河集団における合併の残骸の識別のためのイメージングを補完するために、運動星団のデータがほとんど提供されていないことを示しています。
ダスト偏光パワースペクトルの特性に対する宇宙分散の影響
| Title |
The_effect_of_cosmic_variance_on_the_characteristics_of_dust_polarization_power_spectra |
| Authors |
V._Pelgrims,_E._Ntormousi_and_K._Tassis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03581 |
宇宙マイクロ波背景放射の研究と銀河系の前景の特性評価のコンテキストでは、熱ダスト偏光空のパワースペクトル分析により、E/B非対称性と正のTE相関の興味深い証拠が得られました。この作業では、天の川銀河の一連のグローバル電磁流体力学（MHD）シミュレーションから合成されたダスト分極マップを作成し、それらのパワースペクトルを中間の角度スケール（角度多重極$\ell\in\left[60、\、140\right]$）。大規模磁場の初期構成の役割、その強さ、およびパワースペクトル特性へのフィードバックを研究します。全銀河MHDシミュレーションを使用して、銀河内の観測者の特異な位置によって引き起こされる分散を推定することができました。偏光パワースペクトルは観測者の位置に敏感に依存し、異なるシミュレーション設定の区別を妨げることがわかります。スパイラルアーム内から測定されたパワースペクトルとアーム間領域から測定されたパワースペクトルの間には、明らかな統計的差異があります。また、超新星駆動の気泡内からのパワースペクトルは、基礎となるモデルに関係なく、共通の特性を共有します。しかし、偏光パワースペクトルの特性と、磁場の密度や強さなどの物理量の局所的な（観測者に関する）平均値との間に相関関係は見つかりませんでした。最後に、磁場の全体的な強さがパワースペクトル特性の形成に役割を果たす可能性があることを示しています。グローバル磁場強度が増加すると、E/B非対称性とTE相関が増加しますが、視点に起因する分散は減少します。しかし、星間物質のマッピングされた領域に浸透する局所磁場の強さと直接的な相関関係は見つかりません。
ハロ11-核スターバーストの結び目を解く
| Title |
Haro_11_--_Untying_the_knots_of_the_nuclear_starburst |
| Authors |
Mattia_Sirressi,_Angela_Adamo,_Matthew_Hayes,_Arjan_Bik,_Mikael_Strand\"anger,_Axel_Runnholm,_M._Sally_Oey,_G\"oran_\"Ostlin,_Veronica_Menacho,_Linda_J._Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03585 |
星形成は、銀河の構造と進化を制御するクラスター化されたプロセスです。矮小銀河ハロ11でこの過程を調べ、3つの結び目（A、B、C）で星を形成します。HSTイメージングの絶妙な解像度により、スターバーストを数十個の明るい星団に分解することができます。測光モデリングを使用して、$10^5$から$10^7\、\rmM_{\odot}$および20Myr未満の年齢の質量を導き出します。クラスター化された星形成がノットC（最も古い）からノットA（中間）を通ってノットB（最も若い）に向かって伝播していることを観察します。アパーチャを一致させた紫外線および光学分光法（HST+MUSE）を使用して、Haro11の星の種族を独立して研究し、星の種族の物理的特性と直径1kpcの領域でのフィードバックを決定します。結び目内のイオン化ガスの特性に照らして、これらの結果について説明します。輝線の広い赤方偏移成分を流出ガス（$v_{max}\sim400$km/s）として解釈します。最も強い流出はノットAで検出され、質量流量は$\dot{M}_{out}\sim10\、\rmM_{\odot}/yr$で、星形成の10倍です。同じ地域。ノットBは若く、完全には発達していない流出をホストしますが、ノットCはすでに避難している可能性があります。ハロ11は高赤方偏移の未解決銀河に似た性質を持っているので、私たちの仕事はさらに、今後の施設によって開かれる窓である高赤方偏移での星形成の理解を助けることができます。
ALPINE-ALMA [CII]調査：[OII]および[CII]線放射$-$ ISMプロパティおよび[OII] $-$
SFR関係を使用した$ z \ sim4.5 $での10個の銀河の調査
| Title |
The_ALPINE-ALMA_[CII]_Survey:_Investigation_of_10_Galaxies_at_$z\sim4.5$_with_[OII]_and_[CII]_Line_Emission_$-$_ISM_Properties_and_[OII]$-$SFR_Relation |
| Authors |
Brittany_N._Vanderhoof,_A._L._Faisst,_L._Shen,_B._C._Lemaux,_M._B\'ethermin,_M._B\'ethermin,_P._Cassata,_O._Le_F\`evre,_D._Schaerer,_J._Silverman,_L._Yan,_M._Boquien,_R._Gal,_J._Kartaltepe,_L._M._Lubin,_M._Dessauges-Zavadsky,_Y._Fudamoto,_M._Ginolfi,_N._P._Hathi,_G._C._Jones,_A._M._Koekemoer,_D._Narayanan,_M._Romano,_M._Talia,_D._Vergani,_G._Zamorani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03587 |
$10$の主系列ALPINE銀河（log（$M/M_{\odot}$）=9.2-11.1および${\rmSFR}=23-190\、{\rmM_{\odot}\、yrを提示します^{-1}}$）$z\sim4.5$で、Keck/MOSFIRE分光法およびSubaru/MOIRCS狭帯域光観察からの光学[OII]測定。これは、これらの赤方偏移でのこのような最大の多波長サンプルであり、[CII]$_{158{\rm\mum}}$線放射とダスト連続体を含む、紫外線、光学、および遠赤外線のさまざまな測定値を組み合わせたものです。ALMAから、スピッツァー測光からのH$\alpha$発光。このユニークなサンプルにより、[OII]と総星形成率（SFR）の関係、および[OII]/[CII]と[OII]/\halphaを介した星間物質（ISM）の特性を初めて分析できるようになりました。$z\sim4.5$での光度比。$z\sim4.5$での[OII]$-$SFRの関係は、標準のローカル記述を使用して記述することはできませんが、$50\％$の太陽の金属量を想定した金属依存の関係と一致しています。$L[OII]/L[CII]\sim0.98^{+0.21}_{-0.22}$および$L[OII]/LHa\sim-0.22^{+0.13の測定されたダスト補正光度比を説明するサンプルの}_{-0.15}$、イオン化パラメータ$\log（U）<-2$および電子密度$\log（\rmn_e/{\rm[cm^{-3}]}）\sim2.5-3ドルが必要です。前者は$z\sim2-3$の銀河と一致していますが、$z>6$よりも低くなっています。後者は、銀河の特定のSFRを考えると、予想よりもわずかに高い可能性があります。このパイロットサンプルの分析は、$z\sim4.5$の典型的なlog（$M/M_{\odot}）$>9銀河が、$z\sim2$の子孫とほぼ同様のISM特性を持っていることを示唆しており、$z>6$での再電離の時代以来のISM特性の強力な進化。
ALMaQUEST Survey IX：主系列星を形成する解決された星の性質
| Title |
The_ALMaQUEST_Survey_IX:_The_nature_of_the_resolved_star_forming_main_sequence |
| Authors |
William_M._Baker,_Roberto_Maiolino,_Asa_F._L._Bluck,_Lihwai_Lin,_Sara_L._Ellison,_Francesco_Belfiore,_Hsi-An_Pan,_Mallory_Thorp |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03592 |
星形成率の面密度（$\Sigma_{\rmSFR}$）、恒星の質量（$\Sigma_*$）、および分子ガスの質量（$\Sigma_{\rmH_2}$）、主要な関係、つまりより基本的な関係と、代わりに他の関係の間接的な副産物である関係を区別することを目的としています。ALMaQUEST調査を使用し、偏相関とランダムフォレスト回帰手法の両方を使用してデータを分析します。最も強い固有の相関は$\Sigma_{\rmSFR}$と$\Sigma_{\rmH_2}$（つまり、解決されたSchmidt-Kennicutt関係）の間にあり、その後に$\Sigma_{の間に相関があることがわかります。\rmH_2}$および$\Sigma_*$（解決された分子ガスメインシーケンス、rMGMS）。これらの2つの相関関係を考慮に入れると、$\Sigma_{\rmSFR}$と$\Sigma_*$の間に固有の相関関係の証拠がないことがわかります。これは、SFRが完全に分子の量によって駆動されることを意味します。ガスは、恒星の質量（つまり、分解された星形成主系列、rSFMS）への依存が、分子ガスと恒星の質量の関係の結果として現れるだけです。
MilkyWay @homeを使用した孤児-チェナーブ川の矮小銀河前駆体の質量と放射状プロファイルの推定
| Title |
Estimate_of_the_Mass_and_Radial_Profile_of_the_Orphan-Chenab_Stream's_Dwarf_Galaxy_Progenitor_Using_MilkyWay@home |
| Authors |
Eric_J._Mendelsohn_(1),_Heidi_Jo_Newberg_(1),_Siddhartha_Shelton_(1),_Lawrence_M._Widrow_(2),_Jeffery_M._Thompson_(1),_Carl_J._Grillmair_((1)_Rensselaer_Polytechnic_Institute,_(2)_Queen's_University,_(3)_California_Institute_of_Technology) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03637 |
スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）とダークエネルギーカメラ（DEC）のターンオフスターを使用して、オーファンチェナブストリーム（OCS）の矮小銀河前駆体の質量と放射状プロファイルを適合させ、OCS前駆体のN体シミュレーションを制約します。1.5PetaFLOPSMilkyWay@home分散型スーパーコンピューターで天の川に落ちる。OCSの前駆体の内部構造は、それが拡張された暗黒物質ハローに埋め込まれた恒星系で構成される球対称の矮小銀河であると仮定して推測します。差分進化アルゴリズムを使用して、進化時間、バリオンと暗黒物質のスケール半径、および前駆体のバリオンと暗黒物質の質量を最適化します。パラメータの各セットの尤度スコアは、シミュレートされた潮流を空で観測されたOCS星の角度分布と比較することによって決定されます。OCSの前駆体の総質量を（$2.0\pm0.3$）$\times10^7M_\odot$に適合させ、質量光度比は$\gamma=73.5\pm10.6$および（$1.1\pm0.2$）$\times10^6M_{\odot}$中心から300個以内。前駆体の半光半径内で、総質量は（$4.0\pm1.0$）$\times10^5M_{\odot}$と推定されます。また、前駆体の残骸の現在の空の位置を$（\alpha、\delta）=（（166.0\pm0.9）^\circ、（-11.1\pm2.5）^\circ）$に適合させ、次のことを示します。現時点では重力によって拘束されていません。測定された前駆体の質量は以前の測定の下限にあり、確認された場合、超微弱な矮小銀河の質量範囲が低くなります。私たちの最適化は、大マゼラン雲の影響を無視して、固定された天の川のポテンシャル、OCS軌道、および前駆体の放射状プロファイルを想定しています。
APOGEE Net：低質量星と高質量星の両方の拡張スペクトルモデル
| Title |
APOGEE_Net:_An_expanded_spectral_model_of_both_low_mass_and_high_mass_stars |
| Authors |
Dani_Sprague,_Connor_Culhane,_Marina_Kounkel,_Richard_Olney,_K._R._Covey,_Brian_Hutchinson,_Ryan_Lingg,_Keivan_G._Stassun,_Carlos_G._Rom\'an-Z\'u\~niga,_Alexandre_Roman-Lopes,_David_Nidever,_Rachael_L._Beaton,_Jura_Borissova,_Amelia_Stutz,_Guy_S._Stringfellow,_Karla_Pe\~na_Ram\'irez,_Valeria_Ram\'irez-Preciado,_Jes\'us_Hern\'andez,_Jinyoung_Serena_Kim,_Richard_R._Lane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03661 |
畳み込みニューラルネットワークAPOGEENetをトレーニングして、APOGEEスペクトルに基づいて$T_\mathrm{eff}$、$\logg$、および一部の星については[Fe/H]を予測します。これは、これらのデータに適合した最初のパイプラインであり、低質量の星（主系列星、前主系列星、赤色巨星など）だけでなく、高質量の星に対しても自己矛盾のない方法でこれらのパラメーターを推定できます。$T_\mathrm{eff}$が50,000Kを超える質量星。これには、高温の矮星や青色超巨星が含まれます。この論文で紹介されている約650,000の星のカタログは、天の川だけでなくマゼラン雲の星形成の歴史の詳細な調査を可能にします。これらの銀河のさまざまな部分をトレースするさまざまなタイプのオブジェクトをよりきれいに選択できるからです。さまざまなパイプラインを通じて作成された以前のAPOGEEカタログよりも、$T_\mathrm{eff}$-$\logg$パラメータースペースに明確に配置されています。
ダストの機械的整列（MAD）I：ガスダストドリフトによるフラクタル粒子のスピンアッププロセスについて
| Title |
The_Mechanical_Alignment_of_Dust_(MAD)_I:_On_the_spin-up_process_of_fractal_grains_by_a_gas-dust_drift |
| Authors |
Stefan_Reissl_and_Paul_Meehan_and_Ralf_S._Klessen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03694 |
コンテキスト：整列したダスト粒子は、磁場の向きを調べるために一般的に利用されます。ただし、コヒーレントな大規模な粒子配列をもたらす正確な物理的プロセスは、制約されることにはほど遠いです。目的：この作業では、ダストの機械的整列（MAD）とダスト分極につながるガスダストドリフトの影響を調査することを目的としています。方法：フラクタルダスト凝集体を探索して、異なる粒子集団の平均的な整列挙動を統計的に分析します。個々の骨材のスピンアップ効率は、MCシミュレーションを利用して決定されます。これらの効率を分析して、ガスダストドリフトの方向および磁力線に沿った粒子配列の安定点を特定します。最後に、正味のダスト分極が粒子集団ごとに計算されます。結果：CNM内の機械的スピンアップは、粒子を安定した配列に駆動するのに十分です。おそらく機械的な粒子配列はドリフト方向に平行です。丸みを帯びた粒子は超音速ドリフトを必要としますが、棒状の粒子は亜音速条件で整列する可能性があります。ここでは、MADの偏光効率を1のオーダーで予測します。超音速ドリフトは、ダスト粒子が回転的に破壊され、分極が大幅に減少する可能性がある急速な回転をもたらす可能性があります。磁場が存在する場合、位置合わせに必要なドリフトは、純粋なMADと比較して約1桁高くなります。ここで、ダスト分極効率は0.8-0.9であり、ドリフトが磁場をプローブするための前提条件を提供できることを示しています。ドリフトの方向と力線が垂直である場合、位置合わせは非効率的です。結論：標準のRATアライメント理論が利用可能なダスト偏光観測の全スペクトルを説明できない代替の駆動メカニズムとしてMADを考慮に入れる必要があることがわかりました。
ZTF強制測光光度曲線からの数パーセントレベルでの「軽量」超大質量ブラックホールの光学的変動
| Title |
Optical_Variability_of_"Light-weight"_Supermassive_Black_Holes_at_a_Few_Percent_Level_from_ZTF_Forced-Photometry_Light_Curves |
| Authors |
Mariia_Demianenko,_Kirill_Grishin,_Victoria_Toptun,_Igor_Chilingarian,_Ivan_Katkov,_Vladimir_Goradzhanov,_Ivan_Kuzmin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03712 |
大規模な時間領域調査は、数日から数年のタイムスケールで数百万のソースの変動を検出および調査するためのユニークな機会を提供します。広帯域測光変動は、X線や電波放射などの他の「直接」確認基準が利用できない場合に、弱いタイプI活動銀河核（AGN）の主要な選択基準として使用できます。ただし、中間質量ブラックホールを動力源とするかなり弱いAGNの変動を検出するには、既存の光度曲線データベースによって提供される一般的な感度では不十分です。ここでは、ZwickyTransientFacility（ZTF）ForcedPhotometryサービスから取得した、確率的変動のある光源の光度曲線の後処理のアルゴリズムを示します。私たちのアプローチを使用すると、データ削減アーティファクトに関連する偽のデータポイントを除外し、不完全な測光キャリブレーションに関連する長期的な傾向を排除することもできます。これで、1〜3$\％$レベルで広帯域変動を自信を持って検出できます。これは、高価なX線追跡観測の代わりに使用できる可能性があります。
AGN /銀河X線から無線へのSEDをCIGALEに適合させ、コードを改善する
| Title |
Fitting_AGN/galaxy_X-ray-to-radio_SEDs_with_CIGALE_and_improvement_of_the_code |
| Authors |
Guang_Yang_(TAMU),_M\'ed\'eric_Boquien,_William_N._Brandt,_V\'eronique_Buat,_Denis_Burgarella,_Laure_Ciesla,_Bret_D._Lehmer,_Katarzyna_E._Ma{\l}ek,_George_Mountrichas,_Casey_Papovich,_Estelle_Pons,_Marko_Stalevski,_Patrice_Theul\'e,_Shifu_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03718 |
現代および将来の調査は、多数の銀河系外天体のパンクロマティックビューを効果的に提供します。これらの多波長調査データを一貫してモデル化することは、銀河系外研究にとって重要ですが困難な作業です。銀河放射を調査するコード（CIGALE）は、銀河と活動銀河核（AGN）のスペクトルエネルギー分布（SED）フィッティングのための効率的なPYTHONコードです。最近、CIGALEの主要な拡張機能（X-CIGALEという名前）が開発され、AGN/銀河のX線放射を考慮し、UVからIRの波長でのAGNモデリングを改善しています。ここでは、COSMOS分光タイプ2AGN、CDF-SX線で検出された通常の銀河、SDSSクエーサー、COSMOS無線オブジェクトなどのさまざまなサンプルにX-CIGALEを適用します。これらのテストから、X-CIGALEのいくつかの弱点を特定し、それに応じてコードを改善します。これらの改善は、主にAGN固有のX線異方性、X線連星放射、AGN降着円盤SED形状、およびAGN無線放射に関連しています。これらの更新により、フィット品質が向上し、結果の新しい解釈が可能になります。これに基づいて、物理的な影響について説明します。たとえば、AGN固有のX線異方性は中程度であり、$L_X（\theta）\propto1+\cos\theta$としてモデル化できることがわかります。ここで、$\theta$はAGN軸から測定された視野角です。。新しいコードをCIGALEの主要なブランチにマージし、この新しいバージョンをCIGALEv2022.0としてhttps://cigale.lam.frで公開します。
ラジオ偏光測定によるラジオクワイエットAGNの考察
電波が静かなクエーサー（RQQ）の主な電波放射メカニズムは、未解決の問題です。主な候補には、低出力の無線ジェット、風、星形成、および冠状放射が含まれます。私たちの仕事は、電波偏波と輝線の研究がこれらのシナリオを区別し、主要な貢献者を決定するのに役立つことを示唆しています。私たちのマルチ周波数、マルチスケールの電波偏波研究は、無線中間クエーサーIIIZw2とBALQSOMrk231での複合ジェットと「風」電波流出を明らかにしました。[OIII]5つのタイプ2RQQの放出線研究は、ジェット/風と放出線ガスの相互作用に関する洞察を提供しました。これらの情報源は、偏光電波放射と[OIII]放射の間の反相関を明らかにしています。これは、文献の一部のラジオラウドAGNで観察されたものと類似しており、ラジオ放射が輝線ガスによって偏光解消される可能性があることを示唆しています。全体として、私たちの研究は、無線の流出と周囲のガス状環境との間の密接な相互作用が、RQおよびRIAGNにおけるそれらの発育不全の原因である可能性が高いことを示唆しています。
$ X _ {\ rm CO} $の金属量、強度、および自己調整星間物質の空間スケールへの依存性
| Title |
Dependence_of_$X_{\rm_CO}$_on_metallicity,_intensity,_and_spatial_scale_in_a_self-regulated_interstellar_medium |
| Authors |
Chia-Yu_Hu,_Andreas_Schruba,_Amiel_Sternberg,_Ewine_F._van_Dishoeck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03885 |
CO（1-0）からH$_2$への変換係数（$X_{\rmCO}$）とCO（2-1）からCO（1-0）への線比（$R_{21}$）は、自己調整された多相星間物質の高解像度（〜0.2pc）流体力学的シミュレーションで、広範囲の金属量（$0.1\leqZ/Z_\odot\leq3$）にわたっています。放射伝達を介して合成CO放出マップを作成し、「観測」ビームサイズを体系的に変化させて、スケール依存性を定量化します。定常状態の化学を仮定する場合、または星形成ガスがH$_2$が支配的であると仮定すると、kpcスケールの$X_{\rmCO}$は低い$Z$で過大評価される可能性があることがわかります。パーセクスケールでは、$X_{\rmCO}$は場所ごとに桁違いに変化し、主に原子状炭素からCOへの遷移によって駆動されます。pcスケールの$X_{\rmCO}$は天の川に落ちます$Zに関係なく、防塵が有効になると、$2\times10^{20}\{\rmcm^{-2}〜（K〜km〜s^{-1}）^{-1}}$の値$。COラインは$Z$が低くなると光学的に細くなり、$R_{21}$が高くなります。ほとんどの雲の領域は、高い$X_{\rmCO}$と低い$R_{21}$の拡散ガスで満たされますが、ほとんどのCO排出は、低い$X_{\rmCO}$と高い$R_{の高密度ガスから発生します。21}$。一定の$X_{\rmCO}$を採用すると、高密度（拡散）ガス中のH$_2$が大幅に過大（過小）評価されます。線の強度は、列密度（体積密度）の代理であるため、$X_{\rmCO}$（$R_{21}$）と負（正）の相関があります。大規模な場合、$X_{\rmCO}$と$R_{21}$はビームの平均化によって決定され、密度の高いガスの値に自然にバイアスされます。予測される$X_{\rmCO}$は、$Z$、線強度、およびビームサイズの多変量関数であり、H$_2$の質量をより正確に推測するために使用できます。
AGNフィードバックとステラ軌道の正確な動的処理を含む高解像度の数値進化初期型銀河のパラメータ空間探査
| Title |
A_Parameter_Space_Exploration_of_High_Resolution_Numerically_Evolved_Early_Type_Galaxies_Including_AGN_Feedback_and_Accurate_Dynamical_Treatment_of_Stellar_Orbits |
| Authors |
Luca_Ciotti_(1),_Jeremiah_P._Ostriker_(2,3),_Zhaoming_Gan_(2),_Brian_Xing_Jiang_(2),_Silvia_Pellegrini_(1,4),_Caterina_Caravita_(1,4),_Antonio_Mancino_(1,4)_((1)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Bologna,_(2)_Department_of_Astronomy,_Columbia_University,_(3)_Department_of_Astrophysical_Sciences,_Princeton_University,_(4)_INAF-Osservatorio_di_Astrofisica_e_Scienza_dello_Spazio_di_Bologna) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03909 |
中央の超大質量ブラックホール（SMBH）をホストする軸対称初期型銀河（ETG）のモデルパラメータ空間の広範な調査は、コードMACERで実行される高解像度の流体力学的シミュレーションによって行われます。1）SMBHの総蓄積質量、2）X線放出ハローの最終的なX線光度と温度、3）冷却ガスから形成された新しい星の総量、4）超新星の形で放出された総質量などのグローバルプロパティAGNフィードバックによって誘発された銀河風は、銀河構造と内部ダイナミクスの関数として得られます。銀河系の暗黒物質ハローに加えて、モデル銀河もグループ/クラスター暗黒物質ハローに埋め込まれています。最後に、宇宙論的降着も含まれ、宇宙論的シミュレーションから導き出された量と時間の依存性があります。角運動量の保存は、冷たいHIディスクの形成につながります。これらの円盤は、円盤の不安定性によって引き起こされる星形成、中央のSMBHへの関連する大量放出、およびその結果としてのAGNフィードバックの作用の下でさらに進化します。シミュレーションの終わりに、高温（金属が豊富な）ガスの質量は古い星の質量のおよそ$10\％$であり、銀河間媒体に2倍の量が放出されています。コールドガスディスクのサイズは$\approx$kpcで、金属が豊富な新しい星は$0.1$kpcディスクです。冷たいガスと新しい星の質量は、およそ$0.1\％$古い星の質量です。全体として、最終的なシステムは、実際のETGの主要なグローバルプロパティを非常にうまく再現しているように見えます。
異方性球状星団の非共鳴緩和
| Title |
Non-resonant_relaxation_of_anisotropic_globular_clusters |
| Authors |
Kerwann_Tep,_Jean-Baptiste_Fouvry,_Christophe_Pichon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03985 |
球状星団は、自己重力の影響下でコアがゆっくりと収縮する高密度の恒星系です。このプロセスの速度は、速度異方性の初期量に直接関連していることが最近発見されました。接線方向に異方性のクラスターは、半径方向に異方性のクラスターよりも速く収縮します。さらに、最初は異方性クラスターは、収縮の開始時に一般的により等方性の分布に向かう傾向があることがわかっています。Chandrasekharの「非共鳴」（NR）拡散理論は、この緩和が、各星の軌道に沿った一連の局所的な2体のたわみによって駆動されると説明しています。このNR予測を異方性クラスターに明示的に調整し、異方性の程度が異なるPlummer球の$N$-body実現と比較します。NR理論は、軌道拡散の詳細な形状とそれに関連する初期等方性を、異方性とともに増加するグローバルな乗法前因子まで非常によく回復することが示されています。驚くべきことに、クラスターの異方性が強すぎない限り、単純で効果的な等方性処方がほぼ同じように適合します。これらのより極端なクラスターの場合、これらのクラスターの長期的な進化を捉えるために、長距離の共鳴緩和を考慮する必要があるかもしれません。
アルマによって明らかにされた新生星の周りの分子ガスの最初の画像
| Title |
First_images_of_the_molecular_gas_around_a_born-again_star_revealed_by_ALMA |
| Authors |
Daniel_Tafoya,_Jes\'us_A._Toal\'a,_Ramlal_Unnikrishnan,_Wouter_H._T._Vlemmings,_Mart\'in_A._Guerrero,_Stefan_Kimeswenger,_Peter_A._M._van_Hoof,_Luis_A._Zapata,_Sandra_P._Trevi\~no-Morales_and_Janis_B._Rodr\'iguez-Gonz\'alez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04110 |
生まれ変わった星は、人間のタイムスケールで恒星進化を精査することを可能にし、水素欠乏の漸近巨星分枝オブジェクトの形成のための最も有望な経路を提供しますが、それらの低温および分子成分は十分に調査されていません。ここでは、新生星に関連する分子物質の空間運動学的分布を初めて明らかにしたV605AqlのALMA観測を紹介します。連続体と分子線の放出はどちらも、直径が$\approx$1$^{\prime\prime}$の範囲の塊状のリング状の構造を示します。分子放出の大部分は、膨張速度v$_{\rmexp}$$\sim$90kms$^{-1}$および傾斜角$で放射状に膨張する円盤状の構造で生成されると解釈されます。視線に関してi$$\approx$60$^{\circ}$。観測結果は、拡張ディスクに対して垂直に整列しているコンパクトな高速コンポーネントv$_{\rmexp}$$\sim$280kms$^{-1}$も示しています。この成分は、運動年齢が$\tau$$\lesssim$20年の双極流出として解釈されます。これは、現在V605Aqlから放出されている物質であるか、ディスクの内部から引きずられている可能性があります。恒星風。ディスクのダスト質量は、ダスト吸収係数に応じて、$M_{\rmdust}$$\sim$0.2-8$\times$10$^{-3}$M$_{\odot}$の範囲にあります。。COの質量は$M_{\rmCO}$$\approx$1.1$\times10^{-5}$$M_{\odot}$であり、他の質量より3桁以上大きい検出された分子。$^{12}$C/$^{13}$C比は5.6$\pm$0.6と推定されます。これは、星が新星の代わりに非常に遅い熱パルスを経験した単一の恒星進化シナリオと一致しています。以前に提案されたようなイベント。
いて座と天の川の出会いからの銀河円盤における移動と混合
| Title |
Migration_and_Mixing_in_the_Galactic_Disc_from_Encounters_between_Sagittarius_and_the_Milky_Way |
| Authors |
Christopher_Carr,_Kathryn_V._Johnston,_Chervin_F._P._Laporte,_Melissa_K._Ness |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04133 |
渦巻銀河のほぼ円軌道上で生まれた星は、その後、棒や渦巻腕などの円盤内の非軸対称の擾乱との相互作用により、異なる軌道に移動する可能性があります。この論文は、いて座矮小銀河（Sgr）と天の川（MW）の相互作用の例を使用して、外部の影響の役割を調べるために、移動の研究を拡張します。まず、Sgrディスクの通過の影響を特徴付けるインパルス近似推定を行います。Sgrからの潮汐力は、最大半径方向の偏位$\DeltaR_{\rmmax}$によって定量化されるように、ガイド半径（$\DeltaR_g$）と軌道離心率の両方に変化をもたらす可能性があります。これらの変化は、ディスクの面全体で四重極のようなパターンに従い、振幅はガラクトセントリック半径とともに増加します。次に、MWのような銀河と相互作用するSgrのような衛星の無衝突N体シミュレーションを調べ、外側の円盤におけるSgrの影響が、円盤の通路間の軌道の経年変化を支配していることを発見します。最後に、同じシミュレーションを使用して、さまざまな年齢の星の種族でシミュレーションをペイントすることにより、Sgrによって誘発された移動の可能な観測可能な兆候を調査します。Sgrディスクの通過に続いて、それが誘発する移動は、軌道離心率の体系的な変化とともに、方位角の金属量の変化（$\delta_{\rm[Fe/H]}$）の近似四重極として環内に現れることがわかります。デルタR_{\rmmax}$。これらの体系的な変動は、いくつかの自転周期の間持続する可能性があります。この署名の組み合わせは、天の川の薄い円盤の化学的存在量パターンを形作るさまざまな移動メカニズムを区別するために使用できると結論付けています。
最初のCHIME / FRBカタログから導出された高速電波バーストのエネルギー関数
| Title |
Energy_functions_of_fast_radio_bursts_derived_from_the_first_CHIME/FRB_catalogue |
| Authors |
Tetsuya_Hashimoto,_Tomotsugu_Goto,_Bo_Han_Chen,_Simon_C.-C._Ho,_Tiger_Y.-Y._Hsiao,_Yi_Hang_Valerie_Wong,_Alvina_Y._L._On,_Seong_Jin_Kim,_Ece_Kilerci-Eser,_Kai-Chun_Huang,_Daryl_Joe_D._Santos,_and_Shotaro_Yamasaki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03574 |
高速電波バースト（FRB）は、電波の不思議なミリ秒パルスであり、そのほとんどは遠方の銀河から発生します。FRBの起源を明らかにすることは、天文学の中心になりつつあります。FRBエネルギー関数の赤方偏移の進化、つまりエネルギーの関数としてのFRBソースの数密度は、FRB前駆体に重要な影響を与えます。ここでは、最近リリースされたカナダの水素強度マッピング実験（CHIME）カタログから$V_{\rmmax}$メソッドを使用して選択されたFRBのエネルギー関数を示します。$V_{\rmmax}$メソッドを使用すると、エネルギー関数の赤方偏移の変化を、事前の仮定なしにそのまま測定できます。以前に調査したサンプルよりも約1桁大きい、164個の非反復FRBソースの均質なサンプルを使用します。非反復FRBのエネルギー関数は、$z\lesssim1$でSchechter関数のような形状を示します。非反復FRBのエネルギー関数と体積率は、宇宙の星-質量密度の進化と同様に、より高い赤方偏移に向かって減少します。非反復FRB率と、1\％の有意性を持つ宇宙の星-質量密度の進化の間に有意差はありません。一方、宇宙の星形成率のシナリオは、99\％を超える信頼水準で拒否されます。私たちの結果は、繰り返されないFRBのイベント率は、宇宙の星形成率密度によって追跡される若い集団ではなく、古い集団によって制御されている可能性が高いことを示しています。これは、古い中性子星やブラックホールなどの古い集団が、繰り返されないFRBのより可能性の高い前駆体であることを示唆しています。
プロトマグネター流出における重元素元素合成の体系的調査
| Title |
Systematic_exploration_of_heavy_element_nucleosynthesis_in_protomagnetar_outflows |
| Authors |
Nick_Ekanger,_Mukul_Bhattacharya,_Shunsaku_Horiuchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03576 |
核反応ネットワークSkyNetを使用して、高速回転し、高度に磁化され、整列していないプロトマグネターからのニュートリノ駆動風の元素合成生成物を研究します。私たちは、プロトマグネターに半解析的パラメーター化モデルを採用し、核を合成して最終的に超高エネルギー宇宙線（UHECR）を生成するためのニュートリノ駆動風の能力を体系的に研究します。中性子に富む流出（$Y_e<0.5$）の場合、流出の最初の$\sim10$秒間に、重い元素（$\overline{A}\sim20-65$）の合成が可能であることがわかります。これらの核は、散逸半径での粒子加速のエポックの間に、組成を変える光崩壊にさらされます。ただし、流出の最初の$\sim10$秒後、元素合成は、その後の光崩壊を受けない軽い元素（$\overline{A}\sim10-50$）に到達します。プロトンが豊富な（$Y_e\geq0.5$）流出の場合、合成はより制限されます（$\overline{A}\sim4-15$）。これらは、プロトマグネターは通常、2番目のrプロセスピーク元素より重い核を合成しないが、それらは中間/重い質量のUHECRの興味深いソースであることを示唆しています。すべての構成で、最も高速で回転するプロトマグネターは、磁場の強さへの依存度が低く、元素合成を促進します。
4FGL J1120.0-2204：非常に低質量の原始白色矮星を備えたユニークなガンマ線明るい中性子星バイナリ
| Title |
4FGL_J1120.0-2204:_A_Unique_Gamma-ray_Bright_Neutron_Star_Binary_with_an_Extremely_Low_Mass_Proto-White_Dwarf |
| Authors |
Samuel_J._Swihart,_Jay_Strader,_Elias_Aydi,_Laura_Chomiuk,_Kristen_C._Dage,_Adam_Kawash,_Kirill_V._Sokolovsky,_Elizabeth_C._Ferrara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03589 |
関連付けられていないFermi-LATGeV$\gamma$線源4FGLJ1120.0-2204に対応する可能性が高い、新しいX線放射コンパクトバイナリを発見しました。これは、正式には未確認のままである2番目に明るいFermi線源です。SOAR望遠鏡で光学分光法を使用して、見えないプライマリの周りの15.1時間の軌道で暖かい（$T_{\textrm{eff}}\sim8500$K）コンパニオンを特定しました。これは、まだ発見されていないミリ秒パルサーである可能性があります。正確なガイア視差は、バイナリが近くにあり、わずか$\sim820$pcの距離にあることを示しています。短周期ミリ秒パルサー連星の典型的な「クモ」または白色矮星の連星とは異なり、私たちの観測は、$\sim0.17\、M_{\odot}$の伴星が中間段階にあり、非常に低くなる途中で収縮していることを示唆しています-質量ヘリウム白色矮星（「プレELM」白色矮星）。コンパニオンは、確認済みまたは候補のミリ秒パルサーバイナリの中で明らかに一意ですが、バイナリ進化モデルを使用して、$\sim2$Gyrで、バイナリのプロパティが数ミリ秒のパルサー-白色矮星バイナリのプロパティと非常に短い（$<1$d）公転周期。これにより、4FGLJ1120.0-2204は、ミリ秒パルサーリサイクルプロセスの最後から2番目のフェーズで発見された最初のシステムになります。
二元中性子星合体からの合併後の重力波における準普遍性の崩壊の特徴づけ
| Title |
Characterizing_the_breakdown_of_quasi-universality_in_the_post-merger_gravitational_waves_from_binary_neutron_star_mergers |
| Authors |
Carolyn_A._Raithel_and_Elias_R._Most |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03594 |
バイナリ中性子星合体からの合併後の重力波（GW）放出は、高密度物質の状態方程式（EoS）に刺激的な新しい制約を提供することが期待されます。このような制約は、概して、準普遍的な関係の存在に依存しています。これは、合併後のGWスペクトルのピーク周波数を、モデルに依存しない方法で中性子星構造の特性に関連付けます。この作業では、質量と半径の関係に後方に曲がる勾配があるEoSsモデル（高質量で半径が増加するように）について、ピークスペクトル周波数f_2と恒星半径の間の既存の準普遍的な関係の違反について報告します。）。違反は極端であり、EoS間で最大600Hzのf_2の変動があり、1.4M_sun中性子星の同じ半径を予測しますが、質量が大きくなると半径が大幅に異なります。準普遍性は、質量半径曲線の傾きに依存するフィッティング式に2番目のパラメーターを追加することで復元できます。さらに、非常に大きな星（質量2M_sun）の半径について、準普遍性が破られることはないという強力な証拠を見つけました。両方のステートメントは、f_2が主に高密度EoSに敏感であることを意味します。バイナリ中性子星のインスパイアの観測と組み合わせて、これらの一般化された準普遍的な関係を使用して、中性子星の質量と半径の関係の特徴的な半径と傾きを同時に推測することができます。
最近、超新星残骸内のX線連星系でいくつかの降着中性子星（NS）が発見されました。それらの年齢（$\lesssim10^5$年）は、風の降着が始まる前のエジェクターとプロペラのステージの予想期間よりもはるかに短いため、NSの標準的な磁気回転進化のパズルを表しています。このようなシステムの出現を説明するために、初期のフォールバック降着と、エジェクターステージとプロペラステージの間の前方/後方遷移における非対称性（1970年にV.Shvartsmanによって提案されたいわゆるヒステリシス効果）を伴うNSの回転進化を検討します。初期スピン周期、恒星風特性、および磁場の特定の現実的な値で成功したフォールバックエピソードの後、若いNSはその進化中にエジェクター段階に入らない可能性があり、その結果、超新星残骸の寿命。標準磁場$\sim10^{12}$〜Gおよび初期自転周期$\sim0.1$〜-〜0.2〜s降着率$\gtrsim10^{14}$〜-〜$10^{15}$〜g〜s$^{-1}$は、エジェクターステージを回避するのに十分です。
コア崩壊超新星からの重力波放出の時間を制限する
| Title |
Constraining_the_Time_of_Gravitational_Wave_Emission_from_Core-Collapse_Supernovae |
| Authors |
Kiranjyot_Gill,_Griffin_Hosseinzadeh,_Edo_Berger,_Michele_Zanolin,_Marek_Szczepanczyk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03609 |
高感度重力波（GW）検出器の出現は、広視野で高ケイデンスの光学時間領域調査と相まって、コア崩壊超新星（CCSNe）の最初の共同GW電磁（EM）検出の可能性を高めています。CCSNeからのGWのターゲット検索では、光学観測を使用して、関連する時間間隔を制限することにより、検索の感度を高めることができます。ここでは、GW検索ウィンドウ（GSW）として定義されています。GSWの範囲は、トリガーされたCCSN検索で達成可能な誤警報確率（FAP）を決定する上で重要な要素です。光学観測からGSWを制約する能力は、CCSNがどれだけ早く検出されるか、および初期の発光をモデル化する能力に依存します。ここでは、GSWを制約するためのいくつかのアプローチを紹介します。複雑さは、初期の光度曲線のモデルに依存しない分析的適合、上昇する光度曲線または全体の光度曲線のモデルに依存する適合、および既存の十分にサンプリングされたCCSNを使用した新しいデータ駆動型アプローチにまで及びます。{\itKepler}とトランジット系外惑星探査衛星（TESS）からの光度曲線。これらのアプローチを使用して、コア崩壊の時間とそれに関連する不確実性（つまり、GSW）を決定します。LIGO/VirgoObservingRun3：SN\、2019fcnおよびSN\、2019ejj（両方とも$d=15.7$Mpcの同じ銀河内）で発生した2つのタイプIISNeにメソッドを適用します。私たちのアプローチは、過去のGWCCSN検索で使用された手法と比較して、GSWの期間を短縮し、GSWの堅牢性を向上させます。
高質量連星中性子星の合併後の観測量に対する極端なスピンと質量比の影響
| Title |
Impact_of_extreme_spins_and_mass_ratios_on_the_post-merger_observables_of_high-mass_binary_neutron_stars |
| Authors |
L._Jens_Papenfort,_Elias_R._Most,_Samuel_Tootle,_Luciano_Rezzolla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03632 |
重力波イベントGW170817とGW190425は、高密度物質の状態方程式と、それらの半径や最大質量などの中性子星の特性に関する多くの重要な洞察をもたらしました。これらの結論のいくつかは、初期スピンが消失する二元中性子星合体の数値相対論シミュレーションに基づいて導き出されました。これは等質量システムでは合理的な仮定かもしれませんが、高スピンの存在を伴う大きな質量の非対称性の存在下では違反される可能性があります。マルチメッセンジャー重力波イベントに対する高スピンの影響を定量化するために、高回転の主星と2つを使用して自己無撞着にモデル化された大質量非対称性を使用して、一連の高質量連星中性子星合体を実行しました。温度依存の状態方程式。等質量の非回転バイナリと比較した場合、これらのシステムは、残留寿命、動的噴出物、残留ディスク質量、経年噴出物、およびバルクキロノバ特性に大きな違いをもたらす可能性があることを示します。これらの違いを利用して、二元中性子星合体からの重力波の検出における低スピン事前確率と高スピン事前確率の間の縮退を取り除くことができます。
LISAによる銀河バイナリフラックスの測定：白色矮星バイナリの変成と消失
宇宙重力波検出器LISAは、$\sim10$\。yrの操作後、ほぼ単色のバイナリの$\sim10^4$を検出することが期待されています。これらの多数のバイナリの小さな周波数ドリフトを処理することにより、周波数空間でのインスパイア/アウトスパイラルバイナリフラックスを測定することを提案します。豊富な天体物理学的情報は、2つのフラックスの周波数依存性にエンコードされており、白色矮星のバイナリの長期的な進化を読み取ることができ、その結果、変成または消失が起こります。したがって、この測定は、強く相互作用するエキゾチックなオブジェクトについての理解を深めるのに役立ちます。周波数ドリフト速度の簡略化されたモデルを使用して、LISAの見通しを含め、磁束測定の主要な側面について説明します。
FRB 191001は超新星残骸に埋め込まれていますか？
高速電波バースト（FRB）191001は、高度に星を形成する銀河の渦巻腕に局在しており、観測された分散測定値（DM）は507pccm$^{-3}$です。銀河間媒体と私たちの天の川銀河の寄与を合計DMから差し引くと、約200pccm$^{-3}$を超えることになります。これは、FRBのホスト銀河によってもたらされた可能性があります。この研究では、FRB191001の位置が、親銀河の渦巻腕における超新星（SNe）の分布と一致していることがわかりました。このイベントが実際にSN爆発によるものである場合、過剰なDMへのSNの寄与の分析から、熱核暴走よりもコア崩壊（CC）チャネルが優先されます。CC爆発の場合、周囲の媒体の密度に応じて、電波バーストに電力を供給する中央エンジンの使用年数は数年から数十年以内です。しかし、FRB191001の観測された回転測定は、電波バーストが若いSNの残骸を通過したという事実を確認していません。
偏心円盤における磁気回転不安定性の非線形進化
| Title |
Nonlinear_evolution_of_the_magnetorotational_instability_in_eccentric_disks |
| Authors |
Chi-Ho_Chan,_Tsvi_Piran,_Julian_H._Krolik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03728 |
磁気回転不安定性（MRI）は、円形の磁化されたディスクで広く研究されており、降着を駆動するその能力は、多くのシナリオで実証されています。偏心磁化ディスクも存在すると予想される理由がありますが、これらのディスクでのMRIの動作は、ほとんど未知の領域のままです。ここでは、偏心ディスクにおけるMRIの非線形開発に続く最初のシミュレーションを紹介します。偏心ディスクのMRIは、全体的な飽和レベルと詳細な飽和状態の磁気トポロジーへの依存という2つの点で円形ディスクに似ていることがわかります。ただし、円形ディスクとは対照的に、偏心ディスクのマクスウェル応力は、統合された応力が常に正である場合でも、一部のディスクセクターで負になる可能性があります。角運動量フラックスは、ディスクの内側部分の離心率を上げ、外側部分の離心率を減らします。離心率軌道からブラックホールに降着する物質は、最内安定円軌道をたどる物質よりも多くのエネルギーを持っているため、離心円盤の放射効率は円盤よりも大幅に低くなる可能性があります。これにより、多くの潮汐破壊現象で見られる「逆エネルギー問題」が解決される可能性があります。
AT2019azh：異常に長寿命で、電波が明るい熱潮汐破壊現象
| Title |
AT2019azh:_an_unusually_long-lived,_radio-bright_thermal_tidal_disruption_event |
| Authors |
A._J._Goodwin,_S._van_Velzen,_J._C._A._Miller-Jones,_A._Mummery,_M._F._Bietenholz,_A._Wederfoort,_E._Hammerstein,_C._Bonnerot,_J._Hoffmann,_and_L._Yan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03744 |
潮汐破壊現象（TDE）は、銀河の中心にある超大質量ブラックホールによって星が破壊され、ブラックホールへの降着率が一時的に増加し、電磁スペクトル全体に明るいフレアが発生したときに発生します。TDEの無線観測は、生成される可能性のある流出とジェットを追跡します。TDEからの流出の無線検出はまれであり、これまでに発見されたTDEの約3分の1だけが無線検出を公開しています。ここでは、超大型アレイ（VLA）とMeerKAT電波望遠鏡を使用して、光学ピーク前の約10日から光学ピーク後810日までの、潮汐破壊現象AT2019azhの2年間にわたる包括的なマルチ無線周波数監視観測を紹介します。AT2019azhは、2年間で非常にゆっくりと明るくなり、破壊後450日から光学的に薄いシンクロトロン放射のシンクロトロンエネルギー指数の変動を示したため、熱TDEの異常な放射光を示しています。電波特性に基づいて、このイベントでの流出は非相対論的である可能性が高く、自己流の交差点から生じる球形の流出、または超大質量ブラックホールへの降着からの穏やかにコリメートされた流出によって説明できると推測します。このデータセットは、光学的発見と比較して、これまでの非相対論的TDEの最も早い無線検出を含む、TDEからの流出の観測データベースへの重要な貢献を提供します。
ICMARTモデルのガンマ線バーストプロンプト放出スペクトルと$ E_p $進化パターン
| Title |
Gamma-ray_Burst_Prompt_Emission_Spectrum_and_$E_p$_Evolution_Patterns_in_the_ICMART_Model |
| Authors |
Xueying_Shao_and_He_Gao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03750 |
この論文では、内部衝突によって誘発される磁気リコネクションと乱流（ICMART）モデルのフレームワーク内で、ガンマ線バースト（GRB）のプロンプト放出光度曲線、スペクトル、および$E_p$進化パターンをシミュレートします。このモデルがバンド形状スペクトルを生成できることを示します。そのパラメーター（$E_p$、$\alpha$、$\beta$）は、磁場と電子加速プロセスがあれば、GRB観測からの典型的な分布で分布できます。放出領域では適切な条件下にあります。一方、1つのICMARTイベントでは、$E_p$の進化は常にソフト化が難しいパターンであることを示しています。ただし、GRBの光度曲線は通常、不安定なGRB中央エンジンの活動によって基本的に駆動される複数のICMARTイベントで構成されます。この場合、GRB光度曲線の1つの個々の広いパルスが複数のICMARTイベントで構成されている場合、全体的な$E_p$の進化は強烈な追跡パターンとして偽装される可能性があることがわかります。したがって、混合された$E_p$進化パターンは、さまざまな組み合わせパターンを使用して、同じバーストで共存できます。私たちの結果は、ICMARTモデルがGRBプロンプト放出の主な特性を説明するための競争力のあるモデルであることを裏付けています。ICMARTモデルが直面する可能性のある課題についても詳しく説明します。
カシオペア座Aの北東ジェットでの安定したチタンの発見：弱いジェットメカニズムの必要性？
| Title |
Discovery_of_Stable_Titanium_at_the_Northeastern_Jet_of_Cassiopeia_A:_Need_for_a_Weak_Jet_Mechanism? |
| Authors |
Takuma_Ikeda,_Yasunobu_Uchiyama,_Toshiki_Sato,_Ryota_Higurashi,_Tomoya_Tsuchioka,_Shinya_Yamada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03753 |
カシオペアAで観測されたジェット状の構造の起源は、その爆発メカニズムに関係しているように見えますが、まだ不明です。特徴的な構造のX線観測は、元素の観測を介して爆発性元素合成に関する有用な情報を提供する可能性があります。これは、その起源を理解するためのユニークなアプローチです。ここでは、チャンドラX線天文台による1Msの深部観測を用いて、カシオペアAの北東ジェットで、爆発する星の内部領域でのみ生成される衝撃を受けた安定したTiの発見を報告します。観測されたTiは、X線ジェット構造の先端で他の中間質量元素（Si、S、Ar、Caなど）およびFeと共存します。その元素組成は、不完全なSi燃焼レジームによる生成で十分に説明され、ジェット構造の形成プロセスが爆発時にサブエネルギーであったことを示しています（核燃焼中のピーク温度は$\lesssim$5でなければなりません）$\times$10$^{9}$Kまで）。したがって、ジェット構造を形成したエネルギー源は、超新星爆発の主要なエンジンではなかったと結論付けます。我々の結果は、ジェット構造形成プロセスの力を制限するのに役立ち、それを説明するために低温での弱いジェットメカニズムが必要になるかもしれません。
連星パルサーで自発的スケーリングウィンドウを閉じる
| Title |
Closing_the_spontaneous-scalarization_window_with_binary_pulsars |
| Authors |
Junjie_Zhao,_Paulo_C._C._Freire,_Michael_Kramer,_Lijing_Shao,_Norbert_Wex |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03771 |
パルサータイミング技術の比類のない精度の恩恵を受けて、連星パルサーは重力理論の重要なテストベッドであり、代替重力理論の最も厳しい境界のいくつかを提供します。よく動機付けられた代替重力理論の1つのクラスである修正重力理論は、自発的修正として知られる非摂動現象を通じて、中性子星の一般相対性理論からの大きな逸脱を予測します。太陽系ではテストできないこの効果は、7つの連星パルサーのセットのタイミングからの最新の結果を使用して、特にPSRJ2222$-$0137、J0737$-$3039A、およびJ1913+1102。新しいタイミング結果を使用して、中性子星の有効なスカラー結合を制約します。これは、中性子星がスカラー場にどれだけ強く結合するかを表す、$|\alpha_A|のレベルに制限します。ベイズ分析では\lesssim6\times10^{-3}$。私たちの結果は、関連する完全なパラメーター空間で、すべての中性子星の質量と高密度物質のすべての合理的な状態方程式に適用されるという意味で、私たちの分析は徹底的です。それは、少なくともスカラーテンソル重力理論のクラス内で、中性子星の自発的なスカラー化の可能性を排除します。
かにパルサー風星雲からの超高エネルギーガンマ線放射
| Title |
Ultrahigh-energy_Gamma-Ray_Radiation_from_the_Crab_Pulsar_Wind_Nebula |
| Authors |
Lin_Nie,_Yang_Liu,_Zejun_Jiang,_and_Xiongfei_Geng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03796 |
かに星雲からの高エネルギーガンマ線放射がレプトンまたはハドロン過程に由来するかどうかは長い間議論されてきました。この作業では、それぞれレプトンとレプトン-ハドロンハイブリッドモデルを使用して、かにパルサー風星雲からのマルチバンド非熱放射を調査します。次に、マルコフ連鎖モンテカルロ（MCMC）サンプリング技術とトレースのサンプリング方法を使用して、最近の観測結果に従ってモデルパラメーターの安定性と合理性を調査し、パラメーターの最適な値を取得します。最後に、かに星雲の電子と陽子によって生成されるさまざまな放射成分を計算します。モデリングの結果は、1ゾーンのみの純粋なレプトニック起源モデルがさまざまな実験からのデータの一部のセグメントと部分的に一致できることを示しています（LHAASOによって報告された$\rmPeV$ガンマ線放出および非常に高エネルギー（VHE）のガンマ線波長帯への放射線）、およびハドロン相互作用の寄与はほとんど制約されません。ただし、特に$\rmPeV$を超えるエネルギー範囲では、ハドロンプロセスも寄与する可能性があることがわかります。また、かに星雲からのより高いエネルギー信号が将来観測される可能性があると推測できます。
熱伝導と異方性圧力を伴う高温降着流の自己相似解
| Title |
Self-similar_Solution_of_Hot_Accretion_Flow_with_Thermal_Conduction_and_Anisotropic_Pressure |
| Authors |
Amin_Mosallanezhad,_Fatemeh_Zahra_Zeraatgari,_Liquan_Mei,_De-Fu_Bu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03828 |
軸対称の定常状態の磁気流体力学的方程式を解くことにより、ブラックホール周辺の高温降着流に対する異方性熱伝導、異方性圧力、および磁場強度の影響を調べます。異方性圧力は、質量降着率が非常に低い高温降着流で、弱く衝突するプラズマの角運動量を輸送するメカニズムとして知られています。ただし、異方性圧力は角運動量の輸送に大きな影響を与えず、風の領域の収縮につながります。私たちの結果は、磁場の強さがポインティングエネルギーフラックスが運動エネルギーフラックスを克服するのを助けることができることを示しています。この結果は、銀河中心SgrA*およびM87銀河の高温降着流を理解するために適用できる可能性があります。
超高輝度超新星SN2020znrのポスト最大光および遅延時間光学イメージング偏光測定
| Title |
Post_maximum_light_and_late_time_optical_imaging_polarimetry_of_superluminous_supernova_SN2020znr |
| Authors |
F._Poidevin,_C._M._B._Omand,_I._P\'erez-Fournon,_R._Clavero,_R._Shirley,_R._Marques-Chaves,_C._Jimenez_Angel_and_S._Geier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03887 |
光学イメージング偏光測定は、最大光の後の3つのフェーズ（約+34日、+288日、および+289日）の間に水素不足の超高輝度超新星SN2020znrで実行されました。機器および星間偏光補正後、すべての測定値はヌル偏光検出と一致しています。マグネタースピンダウンモデルを使用して光度曲線をモデル化すると、SN2020znrが他のSLSNeと同様のマグネターおよびエジェクタパラメーターを持っていることがわかります。SN2017egmとSN2015bnに関する文献で説明されている最適値の比較は、最大光の後に偏光の増加を示す2つの水素不足のSLSNeであり、SN2020znrの質量が大きいため、光学式の内部エジェクタの形状へのアクセスが妨げられる可能性があることを示しています。偏光測定。タイプISLSNeの分光法と光度曲線分析によって提供される情報を組み合わせることは、このクラスの過渡現象の偏光特性を分類するための興味深い手段となる可能性があります。このアプローチでは、現在利用可能なSLSNe偏光測定データのサンプルを、初期および後期の新しい測定で拡張する必要があります。
国際パルサータイミングアレイの2番目のデータリリース：等方性重力波背景の検索
| Title |
The_International_Pulsar_Timing_Array_second_data_release:_Search_for_an_isotropic_Gravitational_Wave_Background |
| Authors |
J._Antoniadis,_Z._Arzoumanian,_S._Babak,_M._Bailes,_A.-S._Bak_Nielsen,_P._T._Baker,_C._G._Bassa,_B._Becsy,_A._Berthereau,_M._Bonetti,_A._Brazier,_P._R._Brook,_M._Burgay,_S._Burke-Spolaor,_R._N._Caballero,_J._A._Casey-Clyde,_A._Chalumeau,_D._J._Champion,_M._Charisi,_S._Chatterjee,_S._Chen,_I._Cognard,_J._M._Cordes,_N._J._Cornish,_F._Crawford,_H._T._Cromartie,_K._Crowter,_S._Dai,_M._E._DeCesar,_P._B._Demorest,_G._Desvignes,_T._Dolch,_B._Drachler,_M._Falxa,_E._C._Ferrara,_W._Fiore,_E._Fonseca,_J._R._Gair,_N._Garver-Daniels,_B._Goncharov,_D._C._Good,_E._Graikou,_L._Guillemot,_Y._J._Guo,_J._S._Hazboun,_G._Hobbs,_H._Hu,_K._Islo,_G._H._Janssen,_R._J._Jennings,_A._D._Johnson,_M._L._Jones,_A._R._Kaiser,_D._L._Kaplan,_R._Karuppusamy,_M._J._Keith,_L._Z._Kelley,_M._Kerr,_J._S._Key,_M._Kramer,_M._T._Lam,_et_al._(65_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03980 |
北米、ヨーロッパ、オーストラリアでの数十年の長さのパルサータイミングキャンペーンを統合するグローバルコラボレーションであるInternationalPulsarTimingArrayの2番目のデータリリースで、等方性の確率的重力波バックグラウンドを検索しました。$h_c=A（f/1\、\mathrm{yr}^{-1}）^{\alpha}$の形式のべき乗則ひずみスペクトルの参照検索で、スペクトル的に類似していることの強力な証拠が見つかりました。振幅$A=3.8^{+6.3}_{-2.5}\times10^{-15}$およびスペクトルインデックス$\alpha=-0.5\pm0.5$の低周波確率過程。ここで、不確実性は95\％を表します。アレイ内のパルサー間の自己相関項および相互相関項からの情報を使用した、信頼できる領域。$\alpha=-2/3$のスペクトル指数の場合、刺激的な超大質量ブラックホール連星の集団から予想されるように、回復された振幅は$A=2.8^{+1.2}_{-0.8}\times10^{-です。15}$。それにもかかわらず、重力波の起源を示すであろうヘリングスダウン相関の有意な証拠は見つかりませんでした。また、一貫した方法で個々のパルサータイミングアレイからの構成データを分析し、結合された国際データセットがより敏感であることを明確に示しています。さらに、この組み合わせたデータセットは、組み合わせの構成部分よりも多くのデータを持つ最近の単一配列データセットに匹敵する制約を生成することを示しています。将来の国際的なデータリリースでは、重力波放射に対する感度が向上し、検出確率が大幅に向上します。
| Title |
Galactic_gamma-ray_and_neutrino_emission_from_interacting_cosmic-ray_nuclei |
| Authors |
M._Breuhaus,_J._A._Hinton,_V._Joshi,_B._Reville,_H._Schoorlemmer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03984 |
銀河内の相互作用する宇宙線からの超/超高エネルギー（VHE/UHE）ガンマ線とニュートリノ放出の期待の研究と銀河UHE拡散放出の最新の結果との比較を提示します。混合宇宙線組成とガンマ線吸収を適切に考慮することの重要性を示します。原子核相互作用の負傷核子モデルを採用し、結果として生じるガンマ線とニュートリノの生成のパラメーター化を提供します。核内のクラスター化による核子遮蔽は、ガンマ線の生成に測定可能な影響を与えることが示され、混合組成粒子スペクトルのブレークとカットオフの近くで特に明白です。宇宙線スペクトルの「ひざ」の周りの組成の変化は、拡散ニュートリノとガンマ線の放出スペクトルに顕著な影響を及ぼします。現在および近い将来の検出器が、10TeVから1PeVまでの主要なエネルギー範囲でこれらの違いを調査できることを示し、銀河全体の宇宙線スペクトルと組成の普遍性のパラダイムをテストします。
CRbeamコードを使用した超高エネルギーガンマ線の伝播のモデリング。 CRPropaおよびELMAGコードとの比較
| Title |
Modelling_of_propagation_of_very-high-energy_gamma_rays_with_CRbeam_code._Comparison_with_CRPropa_and_ELMAG_codes |
| Authors |
O.Kalashev,_A.Korochkin,_A.Neronov_and_D.Semikoz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03996 |
非常に高エネルギーのガンマ線は、銀河間媒体を伝搬する際に銀河系外の背景光の低エネルギー光子と相互作用して電子陽電子対を生成します。電子-陽電子対は、ガンマ線望遠鏡で検出可能な二次ガンマ線を生成します。この二次電子放出は、大規模構造のボイド内の銀河間磁場（IGMF）を検出するために使用できます。新しいガンマ線天文台であるチェレンコフ望遠鏡アレイ（CTA）は、これらの二次ガンマ線放出の検出感度を高め、宇宙距離にある線源の特性を測定できるようにします。IGMFの検出とその特性と起源の研究を含むCTAデータの解釈には、一次および二次ガンマ線フラックスの正確なモデリングが必要になります。公的に入手可能なモンテカルロコードCRPropaおよびELMAGを使用したモデル計算を使用して、二次ガンマ線放出のモデリングの精度を評価し、それらの予測を理論上の期待値および新しく開発されたCRbeamコードのモデル計算と比較します。異なるコードのモデル予測は、低赤方偏移のソースで最大50％異なり、ソースの赤方偏移が増えると、差異は桁違いに大きくなることがわかります。これらの不一致の原因を特定し、新しいCRbeamコードは、二次ガンマ線信号のスペクトル、タイミング、およびイメージングプロパティの信頼できる予測を提供し、将来のCTAに関連する精度でガンマ線源とIGMFを研究するために使用できると主張します。銀河間媒体を通過するガンマ線伝播の影響の研究。
マルチメッセンジャー天文学の可能性を巨大フレア（GF）で扱います。これは、これまでに観測された中で最も明るい100個の超新星と同じくらい明るいマグネターが特徴のまれな一時的なイベントです。ビームされた光子は、磁気圏での共鳴変換を介してアクシオンの対応物と相関します。正統な理想化に依存して、実行可能な実験の銀河系GFに対する感度を見つけます$\mathrm{g}_{\phi\gamma}\！\gtrsim\！4\！\times\！10^{-12}$GeV$^{-1}$＆$\mathrm{g}_{\phie}\！\gtrsim\！10^{-10}$、広い質量範囲にわたって95％の信頼水準。信号の時間持続性のためにのみ、アクシオンフレアと最近のXENON1T過剰との互換性を除外します。
35日フェーズのヘルクレス座X-1の軌道光度曲線の進化
HerculesX-1/HZHercules（HerX-1/HZHer）は、前世紀以来、複数のX線ミッションによって監視されているX線連星です。豊富な長期観測により、複数のエネルギーバンドにおける35日周期の6つの状態におけるHerX-1/HZHerの軌道光度曲線の完全なセットを提示します。これらは、中性子星を取り巻く回転するねじれた傾斜降着円盤によって引き起こされる光度曲線の変化を詳細に示しています。メインハイ（MH）状態の間の軌道光度曲線は、0。0535日フェーズ間隔で分析されます。これらは、35日のフェーズが増加するにつれて、より早い軌道フェーズに進む日食前のディップの定期的な発生を示しています。マルチバンド光度曲線から、35日位相の関数としての光電吸収とエネルギー非依存透過のカラム密度の時間平均軌道位相依存性を導き出します。低状態時のX線光度曲線は、光学式低状態光度曲線と形状が似ていますが、X線は軌道位相で$\simeq$0.04から0.08まで光学的に進みます。
NEDのデータを特定するための機械学習による天体物理学ジャーナル記事の分類
| Title |
Classification_of_Astrophysics_Journal_Articles_with_Machine_Learning_to_Identify_Data_for_NED |
| Authors |
Tracy_X._Chen,_Rick_Ebert,_Joseph_M._Mazzarella,_Cren_Frayer,_Scott_Terek,_Ben_H._P._Chan,_David_Cook,_Tak_Lo,_Marion_Schmitz,_and_Xiuqin_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03636 |
NASA/IPAC銀河外データベース（NED）は、天の川を超えた既知のオブジェクトの基本的な多波長情報を組み合わせ、データを検索してアクセスするための付加価値のある派生量とツールを提供する包括的なオンラインサービスです。データベース内の測定値の内容と関係は、天体物理学の文献や新しい空の調査に合わせて最新の状態に保つために継続的に拡張および改訂されています。文献からデータを抽出して抽出する従来のプロセスでは、人間の専門家がジャーナルの記事を確認し、その記事が銀河系外の性質のものであるかどうか、もしそうであれば、どのタイプのデータが含まれているかを判断します。これは労働集約的で持続不可能であり、特に毎年出版物の数が増え続けていることを考えると。ここでは、NEDに含めるためのジャーナル記事トピックとそのデータコンテンツの分類を自動化するために開発され、NED制作パイプラインに統合された機械学習（ML）アプローチを紹介します。このMLアプリケーションは、人間の専門家の分類を人間にかかる時間の何分の1かで90％以上の精度で正常に再現できることを示し、自動化がより困難なタスクに人間の専門知識を集中させることができます。
OmniUV：VLBI観測のための多目的シミュレーションツールキット
宇宙および地上のVLBI観測用の多目的シミュレーションツールキットであるOmniUVを紹介します。地球（地上）固定、地球軌道、月周回軌道、月軌道、月-地球、地球-太陽ラグランジュ1および2ポイントなど、さまざまな種類のVLBIステーションをサポートします。このツールキットの主な機能は次のとおりです。（1）軌道計算;（2）各ステーションの可用性を考慮したベースラインUV計算。（3）与えられたUV分布、ソース構造、およびシステムノイズの可視性シミュレーション。（4）画像とビームの再構成。2つのシナリオ、つまりスペースVLBIネットワークとワイドフィールドアレイが、完全に異なるスケールでのツールキットアプリケーションのデモンストレーションとして提示されます。OmniUVは「OmnipotentUV」の頭字語です。さまざまなステーションを簡単に組み込むことができ、機能をさらに拡張できる一般的なフレームワークとして機能することを期待しています。ツールキットは公開されています。
Rubin-Euclid派生データ製品：最初の推奨事項
| Title |
Rubin-Euclid_Derived_Data_Products:_Initial_Recommendations |
| Authors |
Leanne_P._Guy,_Jean-Charles_Cuillandre,_Etienne_Bachelet,_Manda_Banerji,_Franz_E._Bauer,_Thomas_Collett,_Christopher_J._Conselice,_Siegfried_Eggl,_Annette_Ferguson,_Adriano_Fontana,_Catherine_Heymans,_Isobel_M._Hook,_\'Eric_Aubourg,_Herv\'e_Aussel,_James_Bosch,_Benoit_Carry,_Henk_Hoekstra,_Konrad_Kuijken,_Francois_Lanusse,_Peter_Melchior,_Joseph_Mohr,_Michele_Moresco,_Reiko_Nakajima,_St\'ephane_Paltani,_Michael_Troxel,_Viola_Allevato,_Adam_Amara,_Stefano_Andreon,_Timo_Anguita,_Sandro_Bardelli,_Keith_Bechtol,_Simon_Birrer,_Laura_Bisigello,_Micol_Bolzonella,_Maria_Teresa_Botticella,_Herv\'e_Bouy,_Jarle_Brinchmann,_Sarah_Brough,_Stefano_Camera,_Michele_Cantiello,_Enrico_Cappellaro,_Jeffrey_L._Carlin,_Francisco_J_Castander,_Marco_Castellano,_Ranga_Ram_Chari,_Nora_Elisa_Chisari,_Christopher_Collins,_et_al._(73_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03862 |
このレポートは、ルービンとユークリッドの科学コミュニティ間の共同討論の結果です。このレポートで提示された作業は、共同処理によって可能になる科学の目標を実現できる派生データ製品（DDP）の初期セットの設計と推奨に焦点を当てていました。関心のあるすべてのRubinおよびEuclidのデータ権利所有者は、オンラインディスカッションフォーラムおよび一連の仮想会議を介して貢献するよう招待されました。共同DDPで科学を強化することへの強い関心は、太陽系、銀河、ローカルボリューム、近くから原始宇宙、宇宙論など、さまざまな天体物理学の領域から現れました。
可能性のあるJWST分光測光標準星のTESS測光変動の検索
| Title |
Searching_for_TESS_Photometric_Variability_of_Possible_JWST_Spectrophotometric_Standard_Stars |
| Authors |
Susan_E._Mullally,_G._C._Sloan,_J._J._Hermes,_Kelly_Hambleton,_Michael_Kunz,_Ralph_Bohlin,_Scott_W._Fleming,_Karl_D._Gordon,_Catherine_Kaleida,_and_Khalid_Mohamed |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03670 |
トランジット系外惑星探査衛星（TESS）のデータを使用して、十分に精査された候補のジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）分光光度標準の光学から近赤外の測光変動を検索し、制限を設定します。これらの候補標準のうち37個を検索したところ、15個の星で測定可能な周期的変動が明らかになりました。それらの大部分は、0.5パーセント未満の変動性を示しています。ただし、4つの星は、最小フラックスから最大フラックスまで、測光的に1％以上変化することが観察されています（GドワーフHD38949と3つの暗いAドワーフ）。このサイズの変動は、JWSTに搭載された科学機器の分光光度キャリブレーションのエラーバジェットに影響を与える可能性があります。変動が検出されなかった22の候補標準について、観測されたフラックスの変化の上限を報告します。いくつかの系統的なノイズにもかかわらず、TESSバンドで12マグニチュードより明るいすべての星は、1時間から数週間の時間スケールで0.5％未満の明るさの合計変化に対して、3シグマの上限を示し、分光光度基準としての適合性を経験的に確立しています。。さらに、分光測光基準として機能する星の適合性を検証するためのツールとしてTESSを使用した、高ケイデンスで高精度の測光モニタリングの価値と限界について説明します。
直流駆動フレアリングイベントを介した冠状磁場におけるコリオリ効果の理論的および観測的証拠
| Title |
Theoretical_and_Observational_Evidence_for_Coriolis_Effects_in_Coronal_Magnetic_Fields_Via_Direct_Current_Driven_Flaring_Events |
| Authors |
Darryl_Z._Seligman,_Leslie_A._Rogers,_Adina_D._Feinstein,_Mark_R._Krumholz,_James_R._Beattie,_Christoph_Federrath,_Fred_C._Adams,_Marco_Fatuzzo,_Maximilian_N._G\"unther |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03697 |
すべての星は、フレアやコロナ質量放出などの爆発的な表面イベントを生成します。これらのイベントは、恒星のダイナモによって生成された、冠状磁場に蓄積されたエネルギーの放出によって引き起こされます。ただし、磁場内のエネルギー蓄積が直流または交流によって駆動されるかどうかは不明なままです。最近、$\textit{TESS}$によって観測された主系列全体の$\sim10^5$星のサンプルのフレア強度分布の観測測定値を提示しました。これらはすべて、傾斜はさまざまですが、太陽。ここでは、直流エネルギー堆積を介してフレアイベントのそのような分布を生成するために必要なメカニズムを調査します。この場合、冠状磁場は、フレアを編んで再接続し、生成します。このプロセスには、エネルギーフレアイベントのべき乗則分布を生成するトポロジカルモデルを採用しています。このモデルを拡張してコリオリ効果を含めます。これは、より急速に回転する星のフレアエネルギーの分布が浅くなることを示しています（フレアエネルギーの増加に向けた発生率の低下が弱いことに対応）。観測で予測された回転-べき乗則指数相関の暫定的な証拠を提示します。べき乗則指数の測定を改善する恒星フレアの将来の観測を提唱し、自己類似のフレア強度分布を支える基礎となるダイナモメカニズムへの重要な洞察をもたらします。
掃天観測施設における29sdB + dM食変光星の物理的性質
| Title |
Physical_Properties_of_29_sdB+dM_Eclipsing_Binaries_in_Zwicky_Transient_Facility |
| Authors |
Min_Dai_(CWNU),_Xiaodian_Chen_(NAOC),_Kun_Wang_(CWNU),_Yangping_Luo_(CWNU),_Shu_Wang_(NAOC),_Licai_Deng_(NAOC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03721 |
大規模な時間領域調査の開発は、物理的特性と、B型準矮星（sdB）およびM型準矮星（dM）の進化シナリオを研究する機会を提供します。ここでは、掃天観測（ZTF）光度曲線と$Gaia$初期データリリース3（EDR3）視差に基づいて33sdB+dMの食変光星を取得しました。光度曲線分析にPHOEBEコードを使用することにより、29sdB+dMのパラメーターの確率分布を取得します。$R_1$、$R_2$、および$i$は適切に決定されており、質量比$q$の平均不確かさは0.08です。sdBの典型的な質量が想定される場合、私たちのパラメータは以前の研究とよく一致しています。29sdB+dMのパラメーターに基づいて、質量比$q$とコンパニオンの半径$R_2$の両方が、公転周期の短縮とともに減少することがわかります。公転周期が0。075日未満の3つのsdB+dMの場合、それらの伴星はすべて褐色矮星です。コンパニオンの質量と半径は、低質量の星と褐色矮星の質量と半径の関係を満たしています。半径が$0.12R_\odot$と$0.15R_\odot$の間のコンパニオンは、観測で欠落しているようです。将来、より多くの短周期sdB+dM食変光星が発見され、ZTFと$Gaia$で分類されるにつれて、sdB+dMの進化的終焉を制約するためのより多くの情報が得られます。
H $ \ alpha $ 6563 \ r {A}線での太陽大気の分光偏光観測
| Title |
Spectropolarimetric_observations_of_the_solar_atmosphere_in_the_H$\alpha$_6563_\r{A}_line |
| Authors |
J._Jaume_Bestard,_J._Trujillo_Bueno,_M._Bianda,_J._\v{S}t\v{e}p\'an_and_R._Ramelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03815 |
IstitutoRicercheSolariLocarno（IRSOL）のGregoryCoud\'e望遠鏡でZ\"urichImagingPolarimeter（ZIMPOL）を使用して撮影した、水素H$\alpha$線の新しい分光偏光観測を示します。直線偏光は明らかに支配的です。異方性放射の散乱とハンレ効果によるものであり、ゼーマン効果による円偏光によるものです。観測された直線偏光信号は、豊富な空間変動を示し、その解釈により、太陽色球を探査するための新しいウィンドウが開きます。北極と南極の近くの$U/I$信号の異なる振る舞いを見つける、冠状穴内の変動。観測の解釈を容易にする可能性のあるいくつかの空間パターンを特定します。かなりの円偏波信号で、同様の非対称$Q/I$プロファイルが見つかります。また、正味の円偏波プロファイル（NCP）の例と、対応する直線偏光プロファイルも示します。偏光信号。観測された円偏光信号に弱電界近似を適用すると、時空間分解能での平均縦電界強度に対して、四肢の静かな（プラージュ）領域の近くに$10\、$G（$40-60\、$G）が得られます。エレメント。
白色矮星の降着による崩壊による軌道周期の長いミリ秒パルサーの形成
中性子星（NS）システムを形成するための重要な方法として、巨大な白色矮星（WD）の降着誘起崩壊（AIC）が提案されています。赤色巨星（RG）星からHに富む物質を降着させる酸素ネオン（ONe）WDは、AICプロセスを経験し、最終的にRGドナーチャネルとして知られるミリ秒パルサー（MSP）を生成する可能性があります。以前の研究では、このチャネルは軌道周期が$>500\、\rmd$のMSPのみを説明できることが示されています。最近の観測により、軌道の広い（$60-500\、\rmd$）MSPがさらにいくつか検出されていることは注目に値しますが、それらの起源は依然として非常に不確実です。本研究では、物質移動プロセスに断熱べき乗則の仮定を採用することにより、RGドナーチャネルを介したMSPの形成のための多数の完全なバイナリ進化計算を体系的に実行しました。このチャネルは、軌道周期が$50〜1200\、{\rmd}$の範囲の観測されたMSPに寄与する可能性があり、広い軌道を持つ観測されたMSPのほとんどすべてが、WDコンパニオンマスのこのチャネルでカバーできることがわかりました。対軌道周期図。現在の作業は、AICプロセスが広い軌道を持つMSPを形成するための実行可能な方法を提供することを示しています。
サイクル24にわたる冠状磁場の進化
光球磁場ベクトルは測定値から継続的に導出されますが、3次元（3D）冠状磁場の再構築には、境界条件として光球測定値を使用したモデリングが必要です。何十年もの間、光球内の磁場のサイクル変動が調査されてきました。現在のところ、コロナ内のコロナ磁束の進化や太陽周期の磁気自由エネルギーの進化を示す研究はありません。この論文は、太陽周期24の太陽コロナにおける磁場と自由磁気エネルギーの時間的変化と、2つの半球で磁場がどのように振る舞うかを分析することを目的としています。非線形力のない磁場（NLFFF）の外挿法を使用して、地球の磁場のより良い推定値を取得できるかどうかを調査します。サイクル24の磁場をモデル化するために、ソーラーダイナミクスオブザーバトリー（SDO）に搭載された太陽圏および磁気イメージャー（HMI）の観測から得られたシノプティックベクトル磁気マップにNLFFF最適化手法を適用します。太陽周期24の間、太陽のダイナミクスの最大値は黒点数（SSN）の最大ピークとは異なることがわかりました。符号なしフラックス全体への主な寄与は、-30度から+30度の間の緯度内の黒点（MSOS）以外の磁場構造から来るフラックスによって提供されます。太陽周期24の間の磁束の変化は、光球とは異なるコロナの進化を示しています。モデルから得られた磁気エネルギーと観測から得られたフレアエネルギー指数の間に0.8の相関値が見つかりました。平均して、サイクル24は、北半球（NH）で黒点の数が多かったが、南半球（SH）でより強いフラックスがあり、大気のより高い層により効果的に到達できた。半球間の結合は高さとともに増加します。
M矮星の最初のeROSITA-TESS結果：X線活動回転関係の質量依存性と感度限界の評価
| Title |
First_eROSITA-TESS_results_for_M_dwarfs:_Mass_dependence_of_the_X-ray_activity_rotation_relation_and_an_assessment_of_sensitivity_limits |
| Authors |
E._Magaudda,_B._Stelzer,_St._Raetz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03897 |
ロシアのSpektrum-Roentgen-Gammaミッション（SRG）に搭載されたイメージング望遠鏡アレイ（eROSITA）を使用したレントゲン調査からの新しいX線データをフォトメトリックと組み合わせて使用して、Mドワーフ星の活動と回転の関係の研究を提示しますトランジット系外惑星探査衛星（TESS）からの回転周期。この作品で使用されている星は、近くのM矮星のスーパーブリンク固有運動カタログから選択されています。最初のeROSITA調査（eRASS1）での検出と、以前の作業から再適応された197個の超点滅M矮星のサンプルと共同で、TESSからの自転周期測定の両方で135個の星を研究します。3つの質量ビンを使用して、自転周期が約10d（飽和レジーム）より短い星の活動と回転の関係を適合させます。私たちの最低質量ビン（$M_{\star}\leq0.4{\rmM_\odot}$）の星の驚くべき正の傾きは、おそらく中間の自転周期（〜1-10d）の星の不足によるものです。速い周期の進化によって引き起こされます。TESSからの自転周期もある星と比較して、eRASS1検出の割合がはるかに高いことは、eROSITAが、TESSにアクセスできない周期を持つ不飽和領域にある低速回転のM矮星にも敏感であることを示しています。
TESSデータで発見された長周期Ap星：北黄道半球
磁気Ap星の自転周期は、5桁から6桁に及びます。周期の分化は前主系列星の段階で起こったに違いありませんが、それにつながる物理的なプロセスはとらえどころのないままです。自転周期が数十年から数百年のAp星の研究は、Ap星の自転の起源と進化についてのさらなる洞察を得るための有望な手段を表しています。歴史的に、知られているほとんどすべての最も長い周期のAp星は、強く磁気を帯びていることがわかっています。非常に長い周期を持つ非常に少数の弱磁気Ap星が特定され、研究されています。TESSデータに基づいて体系的な検索を実行し、磁場の強さに関係なく超低速で回転するAp（ssrAp）星を特定し、最も長いAp星の自転周期の分布を偏りのない方法で特徴付けることを目的としました。北黄道半球のTESSデータには、回転変動のない67個のAp星があります。その中で、46個が新たに同定されたssrAp星の候補であり、これは以前に南黄道半球で見つかった数の2倍です。超低速回転は、強磁性星よりも弱磁性Ap星の方が発生頻度が低い傾向があることを確認しました。我々は、長周期Ap星の磁場強度の分布において、〜2kGと〜3kGの間にギャップが存在するという新しい証拠を提示します。また、roAp星の発生率は、ゆっくりと回転するAp星の平均よりも高いことを確認します。9つの明確な5つの候補{\delta}Sct星、および2つの食変光星の予期しない発見を報告します。この研究は、それらの回転、磁気、および脈動特性の間の相関を特徴づける目的で、最も長い周期のAp星の体系的で偏りのない研究への道を開きます。
V4334 Sgr（桜井天体）：まだほこりをかき回している
| Title |
V4334_Sgr_(Sakurai's_Object):_still_churning_out_the_dust |
| Authors |
A._Evans_(Astrophysics_Group,_Keele_University),_D._P._K._Banerjee_(Physical_Research_Laboratory,_Ahmedabad,_India),_T._R._Geballe_(Gemini_Observatory),_R._D._Gehrz,_C._E._Woodward_(Minnesota_Institute_for_Astrophysics),_K._Hinkle,_R._R._Joyce_(National_Optical-Infrared_Astronomy_Research_Laboratory),_M._Shahbandeh_(Physics,_Florida_State_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04004 |
2020年9月に取得されたVeryLateThermalPulseオブジェクトV4334Sgr（桜井天体）の$0.8-2.5\、\mu$mスペクトルを示します。スペクトルは、より長い波長に強く上昇する連続体を表示し、7年前に取得された最新の公開されたスペクトルよりもかなり明るいです。より長い波長では、連続体は$624\pm8$Kの温度の黒体にうまく適合します。ただし、最も最近になって形成された高温の塵が原因であると解釈される最短波長での過剰な連続体があります。C/O$\simeq2.5$。ダストシェルを通してぼんやりと見える恒星の光球や、ダストトーラスの内壁から散乱された光など、この過剰な連続体の他の考えられる原因について説明しますが、これらの解釈はありそうにないようです。HeI、CI、[CI]、およびOIの輝線を含む、多数の輝線が存在します。私たちの観察では、HeI1.083$\、\mu$mおよび[CI]0.9827/0.9852$\、\mu$mラインの発光が空間的に拡張されていることが確認されています。[CI]線束は、電子密度が2013年から2020年の間に1桁増加し、これら2本の線がすぐにスペクトルから消える可能性があることを示唆しています。1.083$\、\mu$mと2.058$\、\mu$mのHeI線のフラックス比は、以前に想定されていた星間減光と一致しています。恒星の光球はとらえどころのないままであり、中央の星は現在の進化モデルによって示唆されているほど熱くないかもしれません。
GaiaEDR3で新たに発見されたQCクラスターの包括的な測光および運動学的特性
| Title |
A_comprehensive_photometric_and_kinematical_characteristic_of_the_newly_discovered_QCs_clusters_with_Gaia_EDR3 |
| Authors |
W._H._Elsanhoury,_Magdy_Y._Amin,_A._A._Haroon,_Z._Awad |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04015 |
この研究は、新しく発見された4つの散開星団の最初の包括的な位置天文、測光、および運動学的分析を報告します。つまり、QC1、QC2、QC3、およびQC4であり、G<17等の最新のガイアEDR3からの位置天文および測光データを使用します。ASteCAコードを利用して、最も可能性の高い（P>=50％）星の候補を特定し、星のメンバー（N）の数が118（QC1）、142（QC2）、210（QC3）、および110（QC4）であることがわかりました。）。キングの密度プロファイルをクラスターのRDPに適合させることにより、7.00〜11.00arcminの範囲にあるクラスター半径などの各クラスターの内部構造パラメーターを見つけました。各クラスターについて、CMDを作成し、適切な等時線でフィッティングすることにより、金属量の範囲が（0.0152-0.0199）であり、太陽の値と一致し、対数年齢（年）が6.987〜8.858の範囲であることがわかりました。CMDから得られた距離は、QC1、QC2、QC3、およびQC4でそれぞれ1674+/-41、1927+/-44、1889+/-43、および1611+/-40（pc）であり、良好です。位置天文データから得られた値と最大85％の一致。さらに、クラスターのMLRから、総質量M_C（太陽単位）は158、177、232、および182であり、QC1の絶対等級MG（mag）は4.33、3.80、4.25、および4.10でした。それぞれQC2、QC3、およびQC4。クラスターメンバーの動的分析と進化パラメーターは、4つのクラスターすべてが動的に緩和されていることを示しました。ただし、クラスター内の動的アクティビティを示す進化パラメーターtau=0.82を持つQC1は除きます。クラスターデータの運動学的分析から、空間速度、ADダイアグラム法を使用した頂点（A、D）の座標、および太陽元素（S_sun、l_A、b_A、alpha_A、delta_A）を計算しました。
へびつかい座ロー星地域L1688の原始惑星系円盤の個体数とクラスIIYSOの時間発展
| Title |
The_protoplanetary_disk_population_in_the_rho-Ophiuchi_region_L1688_and_the_time_evolution_of_Class_II_YSOs |
| Authors |
L._Testi,_A._Natta,_C.F._Manara,_I._de_Gregorio_Monsalvo,_G._Lodato,_C._Lopez,_K._Muzic,_I._Pascucci,_E._Sanchis,_A._Santamaria_Miranda,_A._Scholz,_M._De_Simone,_J.P._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04079 |
（要約）へびつかい座で最も密度が高く最年少の領域であるL1688の円盤の個体数の研究を提示し、それを異なる年齢の他の近くの領域、すなわちループス、カメレオン座I、みなみのかんむり座、おうし座、さそり座上部と比較します。基準（ALMAデータ、ガイア、光学/近赤外分光法）の組み合わせを使用してL1688サンプルを選択し、恒星と円盤の特性、具体的には恒星の質量（Mstar）、平均人口年齢、質量降着率（Macc）、ディスクダストを決定します。質量（Mdust）。a）L1688では、MaccとMstar、MdustとMstar、およびMaccとMdustの間の関係は、他の地域で見られるものと同様に、最初の2つの関係で1.8〜1.9、3番目の関係で約1の傾きを持つほぼ線形の傾向を示します。b）各地域の特徴的な年齢に従って順序付けられた場合、異なる恒星の質量含有量を補正すると、Maccは1/tとして減少します。Mdustは、0.5〜5Myrの間でほぼ同じ傾向に従いますが、2〜3Myrの年齢で約3倍の増加があります。これは、初期の惑星形成と、それに続くミリメートルサイズの粒子集団を一時的に補充する衝突断片化に起因する可能性があることを示唆しています。c）Mstarとの最適な関係の周りのMaccとMdustの分散、およびMaccとMdustの分散は大きい：分散は対数正規形状と同様の幅（〜0.8dex）の連続分布を持っていることがわかります。〜1Myrで観測された塵の量は、惑星系の大部分を組み立てるのに十分ではないようです。これは、初期の惑星核の形成を示唆しています。ダストの質量は、ディスクガスの質量の変化を大部分追跡します。MaccとMdustのMstarへの急激な依存性と、このホワイトペーパーで分析した3つの関係、特にMaccとMdustの関係の大きなばらつきの原因という2つの特性は依然として不可解です。
再発する新星V2487Ophでの極端な、ほぼ毎日のスーパーフレアの発見
| Title |
Discovery_of_Extreme,_Roughly-Daily_Superflares_on_the_Recurrent_Nova_V2487_Oph |
| Authors |
Bradley_E._Schaefer_(Louisiana_State_University),_Ashley_Pagnotta_(College_of_Charleston),_Seth_Zoppelt_(College_of_Charleston) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04080 |
V2487Ophは、1900年と1998年に噴火が検出された再発性の新星です。驚くべきことに、V2487Ophは、最大1.10等の振幅、1分未満の急速な上昇、常に最初の衝動的なスパイクとそれに続く「スーパーフレア」と呼ばれるフレアを示します。ほぼ指数関数的なテール、通常は1時間の期間で、ランダムなイベント時間は1日1回の平均です。典型的なフレアエネルギー$E$は10$^{38}$エルグを超えていますが、年間のエネルギー予算は10$^{41}$エルグです。V2487Ophスーパーフレアは3つの関係に従います。フレアエネルギーの数分布は$E^{-2.34\pm0.35}$としてスケーリングされ、あるフレアから次のフレアまでの待機時間は最初のイベントの$E$に比例し、フレア期間は$E^{としてスケーリングされます。0.44\pm0.03}$。重力エネルギーと原子力エネルギーを含むシナリオでは、3つの関係を満たせません。ただし、磁気エネルギーのシナリオでは、3つの関係すべてを説明できます。このシナリオでは、ディスクの上の磁力線が、足跡の動きによってねじられて増幅され、磁気リコネクションによってエネルギーが放出され、スーパーフレアライトとして放出されます。この正確なメカニズムは、白色光の太陽フレア、通常のM型閃光星、およびH-R図全体で観測される多くのスーパーフレア星で発生することがすでによく知られています。スーパーフレア星のスーパーフレアは、V2487Ophのものと非常によく似た立ち上がり時間、光度曲線の形状、および持続時間を持っています。したがって、V2487Ophスーパーフレアは大規模な磁気リコネクションによって引き起こされると結論付けます。V2487Ophは現在、最も極端なスーパーフレアスターであり、既知の最大のフレアエネルギー（1.6$\times$10$^{39}$エルグ）と最速の発生率を示しています。
二重線分光連星の共同分光データと位置天文データからの軌道要素と個々の成分の質量
| Title |
Orbital_elements_and_individual_component_masses_from_joint_spectroscopic_and_astrometric_data_of_double-line_spectroscopic_binaries |
| Authors |
Jennifer_Anguita-Aguero,_Rene_A._Mendez,_Ruben_M._Claveria_and_Edgardo_Costa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04134 |
軌道要素、軌道パララックス、および個々のコンポーネントの質量を、視覚軌道と視線速度曲線を同時に適合させて導出された14個の空間的に分解された二重線分光連星について示します。これは、私たちのグループによって開発されたマルコフ連鎖モンテカルロコードを使用して行われました。このコードは、すべてのパラメーターの事後分布関数と誤差推定値を生成します。このサンプルのうち、6つのシステムは高品質の以前の研究があり、手順をテストするためのベンチマークとして含まれていましたが、これらの場合でも、HRCamとZORROで実行された南部バイナリの調査からの最近のデータを追加することで以前の軌道を改善できましたそれぞれSOAR4.1m望遠鏡とGeminiSouth8.1m望遠鏡のスペックルカメラ。また、公開された結合軌道ソリューションがなく、そのうちの1つにも視覚軌道がなかった8つのオブジェクトの結果を示します。最良の場合、一般的な不確かさが1％未満の質量比、不確かさが約1％の質量合計、および形式的な不確かさが$0.01M_\odot$の個々のコンポーネントの質量を決定できます。私たちの軌道視差と、ヒッパルコスおよびガイアeDR3から入手可能な三角法視差との比較は、良好な対応を示しています。差の平均値は、両方のカタログのエラー内でゼロと一致しています。また、バイナリのサンプルの観測HRダイアグラムを示します。これは、さまざまなソースからの等時線と組み合わせて、それらの進化の状態と測光の品質を評価することを可能にしました。
アダプティブKDEを使用したバイナリ合併母集団分布の柔軟で高速な推定
| Title |
Flexible_and_Fast_Estimation_of_Binary_Merger_Population_Distributions_with_Adaptive_KDE |
| Authors |
Jam_Sadiq,_Thomas_Dent,_and_Daniel_Wysocki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.12659 |
LIGOScientific、Virgo、およびKAGRAコラボレーションは、最近GWTC-3をリリースし、重力波（GW）信号の数を大幅に拡大しました。これらのコンパクトオブジェクトの-まだ不確かな-形成チャネルに対処するには、それらの母集団の特性を特徴付けるさまざまな方法が必要です。これまでに採用されたベイズ階層法の計算コストは、イベントカタログのサイズに比例し、そのような方法は、最近まで、ソース分布の固定関数形式を想定していました。ここでは、LIGO--Virgoマージブラックホール（BH）バイナリの母集団を、そのような仮定なしに再構築するための高速で柔軟な方法を提案します。十分に高いイベント統計と十分に低い個々のイベント測定誤差（母集団の特徴のスケールと比較して）の場合、イベント分布のカーネル密度推定（KDE）再構成は正確になります。私たちが提案する方法は、適応帯域幅KDE（awKDE）を使用して、有限イベント統計のカーネル密度推定の精度と柔軟性を向上させます。GWTC-2で$1/$yr未満の誤警報率で報告された44BHバイナリマージの公開されたパラメータ推定値にawKDEを適用し、検索感度の高速多項式フィットと組み合わせて、質量のノンパラメトリック推定値を取得します分布し、ベイズ階層法と比較します。また、awKDEに基づく堅牢なピーク検出アルゴリズムを示し、それを使用して、$35\、M_{\odot}$付近のBH質量分布の見かけのピークの有意性を計算します。真の分布が特徴のないべき乗則である場合、このようなピークが発生する可能性は非常に低いことがわかります（自信のあるGWTC-2BBHイベントの場合は$3.2\sigma$の重要性）。
南極における相対アスカリャン画分のシミュレーション研究
CoREASシミュレーションを使用して、南極の位置にある宇宙線エアシャワーからの地磁気とアスカリャンの電波放射の比率を調べます。全放射に対するアスカリャン放射の割合は、そのピーク振幅の瞬間における無線信号の偏波によって決定されます。相対的なアスカリャン分数は、シャワー軸からの距離とともに増加する半径方向の依存性を持っていることがわかります-チェレンコフリングの周りのプラトーで。さらに、アスカリャンの割合は、天頂角やシャワーの最大値までの距離などのシャワーパラメータに依存することがわかります。これらの依存関係は以前の研究と一致していますが、アスカリャンの割合に基づいてシャワーの最大値$X_\mathrm{max}$を決定するためにまだ利用されていません。これらの依存関係を多項式モデルに当てはめると、入力としてアスカリャン分数とシャワージオメトリの測定値を使用して$X_\mathrm{max}$を再構築する別の方法に到達します。Askaryanフラクションの測定の不確かさに応じて、この方法は、優れているが計算集約型のテンプレート方法を除いて、ラジオ観測量から$X_\mathrm{max}$を再構築する他の方法と同様の精度を提供できることがわかります。。したがって、無線信号の偏波とアスカリアン分数は、将来の世代のテンプレートフィッティング再構成やその他の多変量アプローチで観察可能な追加の入力と見なす必要があります。
重力のテンソル類似物は、暗黒物質なしで銀河の回転曲線を説明することができますか？
| Title |
Can_a_tensorial_analogue_of_gravitational_force_explain_away_the_galactic_rotation_curves_without_dark_matter? |
| Authors |
Ram_Gopal_Vishwakarma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03557 |
暗黒物質の問題は、現代物理学で最も差し迫った問題の1つです。銀河の平坦な回転曲線を説明するために仮定された幻想的な暗黒物質の存在を支持する直接検出実験からの確立された主張はなく、重力の代替理論の問題全体が議論の余地があるので、それは議論の余地があるかもしれません一般相対性理論（GR）自体のよく知られた根拠を再考して、可能な方法を検討する価値があります。最近、ワイルテンソルを微分的に生成するスキュー対称のランク3テンソル場（ランチョステンソル場）が、ニュートン重力の適切な相対論的類似物を提供することが発見されました。共形不変性を考慮に入れることにより、ランチョステンソルは修正された加速法則を導き、GR自体の枠組みの中で、暗黒物質をまったく必要とせずに銀河の平坦な回転曲線を説明することができます。
LISAによる赤道対称性の破れの検出について
カーブラックホールの赤道対称性は、量子重力のモデルでは一般的に破られています。それにもかかわらず、ほとんどの現象論的モデルは赤道対称性の仮定から始まり、GRを超えた物理学のこの喫煙銃の特徴の可観測性にはほとんど注意が払われていません。特に、極端な質量比のインスピレーション（EMRI）は、地平線近くの超大質量ブラックホールを高感度で探査することが知られています。しかし、そのようなシステムの宇宙ベースの重力波観測（LISAなど）におけるカーからの偏差に対する制約の推定は、現在、赤道対称モデルに基づいています。修正された「分析的クラッジ」波形を使用して、LISAが赤道対称性の破れを最も正確に測定または制約できるかどうかを推定します。これは、最も低い奇数パリティの多重極モーメント$S_2、M_3$の形式です。$S_2/M^3$などの無次元多重極比は、通常、$\Delta（S_2/M^3）\sim1\％$の測定精度でLISAEMRIで検出可能であることがわかります。これにより、赤道対称性の破れに強い制約が設定されます。
共動ハッブル長における最近の宇宙論的跳ね返りの量子分析
加速膨張から加速膨張への遷移を接続空間での跳ね返りとして定式化し、その量子宇宙論を研究します。反射が量子効果を前面に出すことで悪名高いことを知っています。自然の定数を積分定数に降格することで時間変数を取得するための形式を使用し、単純化のために放射と宇宙定数$\Lambda$のみを含むおもちゃの宇宙に焦点を当てます。通常の因子順序のあいまいさのほかに、量子方程式の順序にあいまいさがあり、1秒と1次の2つの異なる理論につながることがわかります。どちらの場合も、$\Lambda$と放射運動の積分に共役な2つの時間変数を定義できます。二次理論ではほとんど前進しませんが、一次理論の解を生成することはできます。それらはよく知られている「リンギング」を示し、それによって入射波と反射波が干渉し、ピークのある波束の場合でも確率分布に振動が生じます。これらが観察可能であるかどうかの詳細な研究は、さらなる研究に委ねられています。それにもかかわらず、私たちの近似の範囲内でさえ、興味深い予測を行うことができます。バウンスを取り巻く期間、観測は、共動ハッブル体積がわずかに上方にシフトしたほぼ古典的な軌道に続く1つのピークである二重ピーク分布によって支配されます。もう1つは、共動ハッブルボリュームが最大で「スタック」しているものです。より大きなハッブル体積へのこのバイアスは観察可能である可能性があります。
SpectraNet：高コントラスト分光画像からの人工衛星の認識の学習
| Title |
SpectraNet:_Learned_Recognition_of_Artificial_Satellites_From_High_Contrast_Spectroscopic_Imagery |
| Authors |
J._Zachary_Gazak,_Ian_McQuaid,_Ryan_Swindle,_Matthew_Phelps,_Justin_Fletcher |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03614 |
効果的な宇宙交通管理には、人工衛星の確実な識別が必要です。観測データから物体の識別を抽出するための現在の方法は、低軌道にある物体に識別を制限する空間的に分解された画像を必要とします。ただし、ほとんどの人工衛星は、地上の観測所が空間情報を解決することを禁止する距離の静止軌道で動作します。この論文は、修正された残差畳み込みニューラルネットワークを活用して距離不変の分光データをオブジェクトのアイデンティティにマッピングするオブジェクト識別ソリューションを示しています。シミュレートされた64クラスの衛星問題について80％を超える分類精度を報告します。これは、衛星が一定のランダムな方向転換を受けている場合でも同様です。これらの結果に基づく天文観測キャンペーンでは、シミュレーションから期待どおりに実行された、クラスあたり平均100の例を含む9クラスの問題に対して72％の精度が返されました。ドロップアウト、確率的重み平均化（SWA）、およびSWAに焦点を当てたディープアンサンブルによる変分ベイズ推定の適用を示し、分類の不確実性を測定します。これは、日常的な決定が高価な宇宙資産を危険にさらし、地政学的な結果をもたらす宇宙交通管理の重要な要素です。
ラボでの連続重力波：卓上型光マイクを使用したオーディオ信号の回復
| Title |
Continuous_gravitational_waves_in_the_lab:_recovering_audio_signals_with_a_table-top_optical_microphone |
| Authors |
James_W._Gardner,_Hannah_Middleton,_Changrong_Liu,_Andrew_Melatos,_Robin_Evans,_William_Moran,_Deeksha_Beniwal,_Huy_Tuong_Cao,_Craig_Ingram,_Daniel_Brown,_and_Sebastian_Ng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03683 |
世界中の重力波観測所は、連続波、つまり回転する中性子星などのソースからの持続的な信号を探しています。これらの検索では、高度な統計手法を使用して、ノイズの多いデータ内の弱い信号を探します。この論文では、卓上モデルの重力波検出器を使用してこれらの手法を示します。これは、重力波のアナログとして音が使用されるマイケルソン干渉計です。連続波検索からの信号処理技術を使用して、一定のさまよう周波数でのトーンの回復を示します。また、音楽や音声をキャプチャするための「光学マイク」として干渉計を使用することにより、物理学および電気工学の教育者向けの教育ツールとしての干渉計の使用についても検討します。ノイズの多いデータから信号を回復するために使用される一連のフィルタリング技術については、補足資料で詳しく説明しています。ここでは、ノッチとウィーナーフィルターの組み合わせと統計的対数最小二乗平均誤差（logMMSE）推定量を使用した結果のハイライトを示します。これらの手法を使用すると、単純なコードやドラムの録音を簡単に復元できますが、複雑な音楽やスピーチはより困難です。このデモンストレーションは、学部の研究室の教育者が使用でき、重力波および信号処理のトピックを専門家以外の聴衆に伝えるために適合させることができます。
重力のきらめき：星やコンパクトオブジェクトから検出可能な重力波の尾
| Title |
Gravitational_glint:_Detectable_gravitational_wave_tails_from_stars_and_compact_objects |
| Authors |
Craig_Copi_and_Glenn_D._Starkman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03684 |
レーザー干渉計重力波観測所（LIGO）による両方の重力波、および無数の望遠鏡による電磁放射のスペクトル全体での合体する中性子星バイナリの観測は、重力波が真空中をある速度で移動することを示すために使用されてきました。それは、光のそれと数千億分の1の範囲内に区別できません。しかし、電磁波または重力波が湾曲した時空で真空中を伝わるとき、波はよりゆっくりと伝わる「尾」を発達させることが数学的に長い間予想されてきました。関連する信号は、検出できないほど弱いと考えられてきました。ここでは、重力波が、通常のコンパクトオブジェクト（星、白色矮星、中性子星、惑星）と、ヌルコーンの内部に存在する暗黒物質の特定の候補によって引き起こされる曲率によって効率的に散乱されることを示します。結果として生じる「重力のきらめき」は、差し迫って検出可能であり、一次信号源の方向の非常に近くから発せられる一次信号の短時間遅延エコーとして（惑星を除くすべてで）認識できるはずです。これにより、GRAvitationalDetectionAndRanging（GRADAR）を使用して宇宙をマッピングし、大規模なコンパクトオブジェクトの包括的な調査を実施し、最終的にはそれらの内部を探索する可能性が広がります。
$ ^ 6 $ Liとのスピン依存暗黒物質相互作用のプロービング
| Title |
Probing_spin-dependent_dark_matter_interactions_with_$^6$Li |
| Authors |
G._Angloher,_G._Benato,_A._Bento,_E._Bertoldo,_A._Bertolini,_R._Breier,_C._Bucci,_L._Canonica,_A._D'Addabbo,_S._Di_Lorenzo,_L._Einfalt,_A._Erb,_F._v._Feilitzsch,_N._Ferreiro_Iachellini,_S._Fichtinger,_D._Fuchs,_A._Fuss,_A._Garai,_V.M._Ghete,_P._Gorla,_S._Gupta,_D._Hauff,_M._Je\v{s}kovsk\'y,_J._Jochum,_M._Kaznacheeva,_A._Kinast,_H._Kluck,_H._Kraus,_A._Langenk\"amper,_M._Mancuso,_L._Marini,_V._Mokina,_A._Nilima,_M._Olmi,_T._Ortmann,_C._Pagliarone,_V._Palu\v{s}ov\'a,_L._Pattavina,_F._Petricca,_W._Potzel,_P._Povinec,_F._Pr\"obst,_F._Pucci,_F._Reindl,_J._Rothe,_K._Sch\"affner,_J._Schieck,_D._Schmiedmayer,_S._Sch\"onert,_C._Schwertner,_M._Stahlberg,_L._Stodolsky,_C._Strandhagen,_R._Strauss,_I._Usherov,_F._Wagner,_M._Willers,_V._Zema_(CRESST_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03863 |
CRESSTは、サブGeV/c$^2$の質量を持つ暗黒物質粒子の最も顕著な直接検出実験の1つです。CRESST実験の利点の1つは、暗黒物質の相互作用を調べるために使用されるターゲット材料に多種多様な核種を含めることができることです。この研究では、特に暗黒物質粒子と陽子および$^{6}$Liの中性子との相互作用について説明します。これは、Liのこの特定の同位体の核マトリックス要素に関する新しい計算のおかげで可能になりました。暗黒物質の相互作用を調べるためにこの特定の核種を使用する可能性を示すために、LiAlO$_2$に基づくCRESSTプロトタイプによって以前に収集され、Max-Planck-Institutf\"urの地上試験施設で運用されたデータを使用しました。ドイツ、ミュンヘンのPhysik。特に、限界計算に$^{6}$Liを含めると、全質量範囲の核種とのスピン依存相互作用で得られる結果が大幅に改善されます。この改善は大幅で、2次以上です。同じデータで以前に公開された限界と比較した、1GeV/c$^2$未満の暗黒物質の質量の大きさ。
重力波によって誘発された天体年代測定信号の全天分析
球上の複雑なスピン場を使用して、重力波によって天体物理学的な点光源に誘発されるタイミングと位置天文の摂動の両方を説明するための統一された形式を紹介します。これにより、スピン加重球面調和関数を使用して「アストロクロノメトリック」観測量を分析できます。このアプローチは、重力波によって観測量に誘発される異方性の解釈とシミュレーションを簡素化します。また、オブザーバブルの角度クロススペクトルの簡略化された導出と、一般化されたHellings-Downs相関関数との関係も可能になります。スピン加重形式は、相関成分と重力波偏光のスピンおよびキラリティーの存在との間の明示的な接続も可能にします。また、観測量の予想される信号対雑音比を計算して、観測量のタイミングとたわみの有用性を比較します。
弱磁化プラズマにおける電子ビームによって誘発されるプラズマ発光
| Title |
Plasma_Emission_Induced_By_Electron_Beam_in_Weakly_Magnetized_Plasmas |
| Authors |
Yao_Chen,_Zilong_Zhang,_Sulan_Ni,_Chuanyang_Li,_Hao_Ning_and_Xiangliang_Kong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03937 |
ビーム駆動プラズマ発光プロセスに関するこれまでの研究は、主に非磁化プラズマに対して行われていました。ここでは、太陽コロナ条件の弱磁化プラズマにおけるそのようなプロセスを調査するために、完全に運動論的な電磁粒子-インセルシミュレーションを提示します。励起される主なモードは、古典的なバンプオンテール不安定性を介したビームラングミュア（BL）モードです。他のモードには、電子サイクロトロン共鳴不安定性によって励起されるホイスラ（W）モード、波数$k$が小さい超光速Zモード成分を含む一般化ラングミュア（GL）波、および$k$が大きい熱ラングミュア成分が含まれます。プラズマ発光の基本波（F）と高調波（H）の分岐。電子と陽子の異なる質量と温度比のさらなるシミュレーションは、GLモードと2つのエスケープモード（FとH）が強度のBLモードと正の相関関係にあることを示しており、BLモード。支配的なプロセスは一次BLモードの減衰であることをお勧めします。これは、プラズマ発光の標準理論と一致しています。しかし、F排出のためのZ+W$\rightarrow$O--F合体プロセスの他の可能性を完全に排除することはできません。
GRの剛体回転とビリアル定理の一般化
この研究では、一般相対性理論における剛直に回転する中性ダスト溶液の特性を研究します。このクラスのソリューションは、渦巻銀河のダイナミクスへの応用により、最近関連性を獲得しました。このクラスは一般相対性理論では「剛体」として解釈できることを示し、特殊相対性理論では剛体回転ディスクに関するさまざまな特性を分析します。たとえば、一般相対性理論の対応物は、放出された光信号に対してドップラー効果を示しません。「剛体」に関して静止している任意の2点から受け取ります。第2部では、低エネルギー拡張の観点からアナログ問題に取り組み、軸対称静止時空のビリアル定理の一般化を書き留めます。
磁束伝達事象シャワー中の水星の北磁気圏カスプでの惑星イオン増強のメッセンジャー観測
| Title |
MESSENGER_observations_of_planetary_ion_enhancements_at_Mercury's_northern_magnetospheric_cusp_during_Flux_Transfer_Event_Showers |
| Authors |
Weijie_Sun,_James_A._Slavin,_Anna_Milillo,_Ryan_M._Dewey,_Stefano_Orsini,_Xianzhe_Jia,_Jim_M._Raines,_Stefano_Livi,_Jamie_M._Jasinski,_Suiyan_Fu,_Jiutong_Zhao,_Qiu-Gang_Zong,_Yoshifumi_Saito,_Changkun_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03987 |
マーキュリーでは、いくつかのプロセスが惑星の表面からイオンと中性物質を放出する可能性があります。ここでは、水星の北磁気圏カスプ近くのフラックストランスファーイベント（FTE）「シャワー」中の太陽風流入層における昼間の惑星イオンの強化を提示します。FTEシャワーは、水星の磁気圏の強い磁気圏境界面の再結合の間隔に対応します。これは、磁気圏のカスプの赤道方向に太陽風の侵入層を形成します。この侵入層では、太陽風イオンが加速され、カスプに向かって下向き（つまり惑星方向）に移動し、1分以内に上向きに移動する惑星イオンをスパッタします。FTEシャワー中の降水量は桁違いに向上し、このFTE駆動のスパッタリングにより、外気圏の中性密度は10％を超えて変動する可能性があります。入口層で強化された惑星イオンのこれらのその場観測は、水星の惑星イオンの脱出チャネル、および地球観測所によって分単位で観測された外気圏の大規模な変動に対応する可能性があります。BepiColomboによって行われた包括的で将来の多点測定は、水星の動的外気圏と磁気圏に寄与するプロセスの理解を大幅に強化します。
重力波検出における一般的な空間パターンの適用
CommonSpatialPatterns（CSP）は、マルチチャネル脳磁図（MEG/EEG）時系列データの事象関連電位（ERP）を検出するために、ブレインコンピューターインターフェイス（BCI）システムで広く使用されている特徴抽出アルゴリズムです。この記事では、CSPアルゴリズムを開発し、マルチ検出器重力波（GW）株の特定のエポックに合体が含まれているかどうかを識別する問題に適用します。信号処理技術とロジスティック回帰分類器を組み合わせることで、パイプラインは、H1およびL1ひずみを使用して、重力波過渡カタログからの82の信頼できるイベントのうち76を正しく検出でき、分類スコアは$93.72\pm0.04\％であることがわかります。$10\times5$相互検証を使用します。フォールスネガティブイベントは、GW170817-v3、GW191219163120-v1、GW200115042309-v2、GW200210092254-v1、GW200220061928-v1、およびGW200322091133-v1でした。
