| Title |
Breaking_baryon-cosmology_degeneracy_with_the_electron_density_power_spectrum |
| Authors |
Andrina_Nicola_(Princeton),_Francisco_Villaescusa-Navarro_(Princeton/CCA),_David_N._Spergel_(Princeton/CCA),_Jo_Dunkley_(Princeton),_Daniel_Angl\'es-Alc\'azar_(UConn/CCA),_Romeel_Dav\'e_(Edinburgh/Western_Cape),_Shy_Genel_(CCA/Columbia),_Lars_Hernquist_(CfA),_Daisuke_Nagai_(Yale),_Rachel_S._Somerville_(CCA),_Benjamin_D._Wandelt_(IAP) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04142 |
銀河における不確実なフィードバックプロセスは物質の分布に影響を及ぼし、現在、弱いレンズ効果の調査の力を制限しています。これらの不確実性に対してロバストな宇宙統計を特定したり、他の手段でこれらの影響を抑制したりできれば、DES、ユークリッド、ルービン天文台、ローマ宇宙などの弱いレンズ効果による現在および今後の観測の力を高めることができます。望遠鏡。この作業では、宇宙論とバリオンフィードバックの堅牢なプローブとしての電子密度自動パワースペクトルの可能性を調査します。CAMELSプロジェクトの一連の（電磁流体）流体力学シミュレーションを使用し、理想的な分析を実行して、限られた宇宙論的および物理的に動機付けられた天体物理学的パラメーターの統計的不確実性を予測します。電子数密度の自動相関は、キネマティックなスニヤエフゼルドビッチ観測または高速電波バースト分散測定のいずれかによって測定可能であり、$\Omega_{m}$と中質量ハローの平均バリオン分率に厳しい制約を与えることがわかります。、$\bar{f}_{\mathrm{bar}}$。関連する体系的な不確実性の経験的尺度を取得することにより、これらの制約は、流体力学シミュレーションで実装されたバリオンフィードバックモデルの違いに対して大部分がロバストであることがわかります。さらに、分析に関連する主な注意事項について説明し、今後の作業の方向性を示します。
タキオン予熱は、インフラトンがインフレーション後の振動段階で電位の凸領域に繰り返し戻るときに実現されます。これにより、強力なタキオン不安定性が誘発され、コヒーレントフィールドの急速な断片化が発生し、$e$倍以内に完了する可能性があります。この論文では、モデルに依存しない方法でこのプロセスの線形レジームを研究します。この目的のために、モード成長の分析的なフロケ理論的記述を提供する単純化されたモデルを構築します。このアプローチは、インフラトンがより大きなスカラーマルチプレットの一部であるシナリオを含む、やる気のあるタキオン予熱シナリオの本質的な機能をキャプチャします。フィールドエクスカーションがサブプランクであり、現在および将来の重力波干渉計の周波数範囲で重力波を生成でき、実験的に許可されたテンソル対スカラー比と一致する場合、タキオニック予熱が効率的であることを示します。
暗黒エネルギーのクラスター化による暗黒物質ハローの潮汐ビリアル化
Paceetal。、JCAP、2019、060の分析を拡張し、暗黒エネルギーモデルをクラスタリングするための拡張球形崩壊モデルのガラス化プロセスを検討します。つまり、暗黒エネルギーの変動を考慮します。標準的なアプローチとは異なり、ここでは、潮汐相互作用によって引き起こされるせん断と回転による球形度からの偏差を適切にモデル化することによって、自然にガラス化が達成されます。7つのクラスタリング動的暗黒エネルギーモデルでウイルス過密度$\Delta_\mathrm{vir}$の時間発展を調査し、その結果を$\Lambda$CDMモデルおよび対応する滑らかな暗黒エネルギーモデルと比較します。すべての適切な補正を考慮して、ルービン天文台-LSSTおよびユークリッドのような弱いレンズ効果の調査の収束ピーク、サイモン天文台のようなCMB調査のスニヤエフ-ゼルドビッチのピーク、およびX線の存在量を推定します。eROSITAのような調査のピーク。クラスタリングモデルとスムーズダークエネルギーモデルの間の$\Delta_\mathrm{vir}$のわずかな違いにもかかわらず、これらの調査でカバーされるボリュームが大きいため、7つのクラスタリングダークエネルギーモデルのうち5つを$\Lambdaと統計的に区別できます。$CDM。暗黒エネルギー変動の寄与は、特にChevallier-Polarski-LimberモデルとAlbrecht-Skordisモデルの場合、機器構成が高い信号対雑音比を提供することを条件として、無視することはできません。これらの結果は、潮汐のガラス化モデルとはほとんど無関係です。
暗黒エネルギーの宇宙論的直接検出：可視物質による暗黒エネルギー散乱の非線形構造形成の兆候
| Title |
Cosmological_direct_detection_of_dark_energy:_non-linear_structure_formation_signatures_of_dark_energy_scattering_with_visible_matter |
| Authors |
Fulvio_Ferlito,_Sunny_Vagnozzi,_David_F._Mota,_Marco_Baldi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04528 |
ダークエネルギー（DE）とバリオンが純粋な運動量交換プロセスを通じて散乱し、バックグラウンドの進化に影響を与えない可能性があるという最近提案された可能性を検討します。以前の研究では、納屋規模の断面積であっても、線形宇宙論的観測量へのこの散乱過程の痕跡は小さすぎて観測できないことが示されています。したがって、非線形スケールに注意を向け、一連の大規模なN体シミュレーションを実行することにより、宇宙構造の非線形形成におけるDEバリオン散乱の特徴を初めて調査します。私たちが抽出する観測量には、非線形物質のパワースペクトル、ハローの質量関数、ハローの密度とバリオンの割合のプロファイルが含まれます。非線形レジームでは、崩壊構造における角運動量の重要な役割のために、DE-バリオン散乱の特徴が線形の対応物よりも大幅に大きく、潜在的に観察可能であることがわかります。この意味で最も有望な観測量は、ハローのバリオン密度とバリオン分率プロファイルです。これらは、動的スニヤエフゼルドビッチ（SZ）、熱SZ、および弱いレンズ効果の測定の組み合わせによって制約される可能性があります。全体として、私たちの結果は、暗黒エネルギーの非重力サインの宇宙論的および天体物理学的直接検出の将来の見通しが非常に明るいことを示しています。
銀河系のアンチスター
私たちの銀河、特に反星の反物質の存在の可能性が議論され、それらの生成のメカニズムが説明されています。
ハッブル張力は、ハッブル定数の早い時間と遅い時間の決定の間の統計的に有意な不一致にあります。楕円体宇宙宇宙モデル内のハッブル張力について説明します。大規模な空間ジオメトリで小さな異方性を許可すると、張力が緩和される可能性があることをお勧めします。また、暗黒時代にかなりの宇宙論的異方性を仮定した場合、ハッブル定数の測定値の不一致が統計的に許容できるレベルまで減少することも示しています。さらに、楕円体宇宙宇宙論モデルは$S_8$の緊張を解決するはずだと主張します。
| Title |
Lensing_or_luck?_False_alarm_probabilities_for_gravitational_lensing_of_gravitational_waves |
| Authors |
Mesut_\c{C}al{\i}\c{s}kan,_Jose_Mar\'ia_Ezquiaga,_Otto_A._Hannuksela,_Daniel_E._Holz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04619 |
重力波（GW）の強い重力レンズ効果は、今後の観測で検出可能になると予測されています。ただし、レンズソースのペアをランダムな関連付けから明確に区別することは困難な問題です。パラメータ推定におけるランダムな一致とエラーの組み合わせによるパラメータの重複のために、レンズのないイベントがレンズのあるイベントを模倣する程度を調査します。レンズ付きイベントとレンズなしイベントのモックカタログを作成します。チャープ質量、空の位置、および合体フェーズの同時オーバーラップに基づく誤警報確率（FAP）は、ペアあたりそれぞれ約$11\％$、$1\％$、および$10\％$であることがわかります。3つすべてを組み合わせると、ペアあたりの全体的なFAPは$\sim10^{-4}$になります。GWカタログ内のイベントの数$N$が増加すると、イベントのランダムなペアの数は$\simN^2$として増加します。一方、レンズイベントの数は$N$に比例して増加します。これは、$N$が十分に高い場合、誤ったアラームが常に真のレンズイベントよりも支配的であることを意味します。この問題は、レンズ候補に高いしきい値を設定することで補うことができます（たとえば、より高い信号対雑音比（SNR）しきい値を選択する）。これにより、パラメーター推定が向上し、ペアあたりのFAPが低下します。レンズサンプルのサイズを劇的に縮小するコスト（$\sim1/\mbox{SNR}^3$）。設計感度での電流検出器の単純なオーバーラップ基準を使用すると、最高のSNRペアを選択した場合でも、誤警報が現実的なレンズレート（$\lesssim10^{-3}$）を支配することを示します。これらの結果は、単純な波形と空の位置の重複を超えた代替の識別基準を設計する必要性を強調しています。将来のGW検出器であるCosmicExplorerとEinsteinTelescopeは、パラメーター推定を十分に改善し、GWの強いレンズ効果の最終的な検出を可能にする可能性があります。
COWS：ヘッセの宇宙ウェブ識別子用のフィラメントファインダー
| Title |
COWS:_A_filament_finder_for_Hessian_cosmic_web_identifiers |
| Authors |
Simon_Pfeifer,_Noam_I._Libeskind,_Yehuda_Hoffman,_Wojciech_A._Hellwing,_Maciej_Bilicki,_and_Krishna_Naidoo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04624 |
大規模な銀河と物質の分布は、多くの場合、ボイド、シート、フィラメント、ノットで構成された宇宙のウェブによって説明されます。この宇宙のウェブを識別するための多くの異なるレシピが存在します。ここでは、ヘッセ行列の分析に基づいて、宇宙Web識別子のサブクラスに焦点を当て、フィラメントセルのセットを個々の目立たないフィラメントの集合に分離するCOsmicWebSkeleton（COWS）と呼ばれる方法を提案しました。具体的には、フィラメントのスパインを識別するために、間引きアルゴリズムが速度せん断テンソルベースの宇宙ウェブ（V-web）に適用されます。これにより、エンドポイントと長さが明確に定義されたフィラメントのセットが作成されます。これらは局所密度隆起に位置し、基礎となる速度場によって定義された適切な方向と整列していることが確認されています。これらの湾曲した円筒形フィラメントの半径方向の密度プロファイル、およびそれらの長さの分布も調べられます。すべての結果の堅牢性は、解像度とV-webしきい値に対してチェックされます。COWSメソッドのコードが公開されました。
| Title |
TESS_Giants_Transiting_Giants_II:_The_hottest_Jupiters_orbiting_evolved_stars |
| Authors |
Samuel_K._Grunblatt,_Nicholas_Saunders,_Meng_Sun,_Ashley_Chontos,_Melinda_Soares-Furtado,_Nora_Eisner,_Filipe_Pereira,_Thaddeus_Komacek,_Daniel_Huber,_Karen_Collins,_Gavin_Wang,_Chris_Stockdale,_Samuel_N._Quinn,_Rene_Tronsgaard,_George_Zhou,_Grzegorz_Nowak,_Hans_J._Deeg,_David_R._Ciardi,_Andrew_Boyle,_Malena_Rice,_Fei_Dai,_Sarah_Blunt,_Judah_Van_Zandt,_Corey_Beard,_Joseph_M._Akana_Murphy,_Paul_A._Dalba,_Jack_Lubin,_Alex_Polanski,_Casey_Lynn_Brinkman,_Andrew_W._Howard,_Lars_A._Buchhave,_Ruth_Angus,_George_R._Ricker,_Jon_M._Jenkins,_Bill_Wohler,_Robert_F._Goeke,_Alan_M._Levine,_Knicole_D._Colon,_Chelsea_X._Huang,_Michelle_Kunimoto,_Avi_Shporer,_David_W._Latham,_Sara_Seager,_Roland_K._Vanderspek,_and_Joshua_N._Winn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04140 |
短周期軌道上の巨大惑星は、膨張し、最終的にはそれらのホスト星に飲み込まれると予測されています。ただし、これらのプロセスの詳細なタイムスケールと段階はよく知られていません。ここでは、進化した中間質量星（$M_\star$$\approx$1.5M$_\odot$、2R$_\odot$$）を周回する3つのホットジュピター（P$<$10d）の発見を紹介します。<$$R_\star<$5R$_\odot$）。\tess測光を地上測光および視線速度測定と組み合わせることにより、これら3つの惑星の質量と半径を0.4〜1.8M$_\mathrm{J}$および0.8〜1.8R$_\mathrm{J}$で報告します。。\planetは、これまでに赤色巨星の周りで発見された惑星の中で最も短い周期（P=\period）を持っています。\planettwoと\planetthreeはどちらも膨張しているように見えますが、\planetは膨張の兆候を示していません。半径が大きく、\planettwoと\planetthreeの質量が比較的小さいため、現在知られている最も密度の低いホットジュピターの中にありますが、逆に\planetは最も高いものの1つです。3つの惑星はすべて、離心率が0.2未満です。これらのシステムの半径の大きな広がりは、惑星のインフレーションが惑星の質量、半径、入射フラックス、および軌道特性に複雑に依存していることを意味します。\planetは、現在知られている惑星の中で最も短い軌道減衰タイムスケールを持っていると予測していますが、このシステムでは軌道減衰を検出していません。\planettwoの透過分光法は、進化した星を周回する惑星の大気中の水、二酸化炭素、および一酸化炭素の特徴を検出するための好機を提供し、惑星の形成と大気の進化に関する新しい情報をもたらす可能性があります。
TESS-Keckサーベイ。 VIII。自動惑星検出望遠鏡による偏心261日軌道での通過する巨大惑星の確認
| Title |
The_TESS-Keck_Survey._VIII._Confirmation_of_a_Transiting_Giant_Planet_on_an_Eccentric_261_day_Orbit_with_the_Automated_Planet_Finder_Telescope |
| Authors |
Paul_A._Dalba,_Stephen_R._Kane,_Diana_Dragomir,_Steven_Villanueva_Jr.,_Karen_A._Collins,_Thomas_Lee_Jacobs,_Daryll_M._Lacourse,_Robert_Gagliano,_Martti_H._Kristiansen,_Mark_Omohundro,_Hans_M._Schwengeler,_Ivan_A._Terentev,_Andrew_Vanderburg,_Benjamin_Fulton,_Howard_Isaacson,_Judah_Van_Zandt,_Andrew_W._Howard,_Daniel_P._Thorngren,_Steve_B._Howell,_Natalie_M._Batalha,_Ashley_Chontos,_Ian_J._M._Crossfield,_Courtney_D._Dressing,_Daniel_Huber,_Erik_A._Petigura,_Paul_Robertson,_Arpita_Roy,_Lauren_M._Weiss,_Aida_Behmard,_Corey_Beard,_Casey_L._Brinkman,_Steven_Giacalone,_Michelle_L._Hill,_Jack_Lubin,_Andrew_W._Mayo,_Teo_Mo\v{c}nik,_Joseph_M._Akana_Murphy,_Alex_S._Polanski,_Malena_Rice,_Lee_J._Rosenthal,_Ryan_A._Rubenzahl,_Nicholas_Scarsdale,_Emma_V._Turtelboom,_Dakotah_Tyler,_Paul_Benni,_Pat_Boyce,_et_al._(29_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04146 |
わずかに進化したG5ホスト星を周回する2.8$M_{\rmJ}$の巨大惑星であるTOI-2180bの発見を報告します。この惑星は、主要なトランジット系外惑星探査衛星（TESS）ミッションのサイクル2で1回だけ通過しました。市民科学者は、データが公開された直後に24時間の単一通過イベントを特定し、リック天文台の自動惑星検出望遠鏡によるドップラー監視キャンペーンを迅速に開始できるようにしました。視線速度観測は、TOI-2180bの軌道周期を260.8$\pm$0。6日に改良し、0.368$\pm$0.007の軌道離心率を明らかにし、より遠い大規模なコンパニオンからの長期加速を発見しました。別のトランジットを検出するために、世界中に広がる14のサイトから地上測光を実施しました。明確な通過検出は行いませんでしたが、検出されなかったため、公転周期の精度が向上しました。TESSは、拡張ミッションのセクター48でTOI-2180bの別の通過を検出する可能性が高いと予測しています。巨大惑星構造モデルを使用して、TOI-2180bの大量の重元素含有量を取得します。公転周期が100日を超える他の巨大惑星と一緒に検討すると、惑星の質量と恒星に対する金属の濃縮度との相関関係が軌道の特性に依存しているという暫定的な証拠が見つかります。TOI-2180bのような単一トランジットの発見は、トランジット法に関連する選択バイアスにもかかわらず、長い軌道周期と低い照射フラックスを持つ惑星を見つけるというTESSミッションの刺激的な可能性を浮き彫りにします。
超高温の巨大惑星の大気中の可変で超音速の風
| Title |
Variable_and_super-sonic_winds_in_the_atmosphere_of_an_ultra-hot_giant_planet |
| Authors |
Anusha_Pai_Asnodkar,_Ji_Wang,_Jason_D._Eastman,_P._Wilson_Cauley,_B._Scott_Gaudi,_Ilya_Ilyin,_and_Klaus_Strassmeier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04154 |
ホットジュピターは、恒星のホストから強い照射を受けます。結果として生じる大気の極限環境により、地球規模の風など、惑星の大気ダイナミクスを駆動する条件を研究することができます。大循環モデルは、数km$\mathrm{s^{-1}}$のオーダーの速度で昼から夜の風と赤道ジェットを予測します。これらのモデルをテストするために、大双眼望遠鏡でPEPSI分光法を使用して高解像度透過分光法を適用し、超高温の木星で現在最も高温の既知の惑星であるKELT-9bの大気を研究します。惑星の大気中のFeIIの特徴によって追跡された、$\sim$10km$\mathrm{s^{-1}}$の昼から夜の風を測定します。これは、KELT-9bで昼から夜にかけての有意な風がないことを報告している以前の文献（PEPSIで取得したデータを含む）とは相容れません。この不一致の原因は、以前の文献のKELT-9bの不正確な天体暦によるものであると特定しています。エフェメリスを更新します。これにより、以前のデータセットのトランジットの途中時間が最大10分シフトし、ここで分析したすべてのデータセットでブルーシフトが一貫して検出されます。さらに、アーカイブHARPS-Nデータセットとの比較は、数週間から数年のタイムスケールでの時間的風変動$\sim$5-8km$\mathrm{s^{-1}}$を示唆しています。ホットジュピターの大気ダイナミクスの時間的変動は、これまでこれらのタイムスケールで観測されていなかった特定の大循環モデルによって予想される現象です。ただし、KELT-9bで測定するような大きな変動は、大循環モデルに挑戦します。このモデルは、数日から数週間のタイムスケールで風の変動の振幅がはるかに小さいことを予測します。
蜃気楼またはオアシス？暖かいネプチューンの大気中の水蒸気TOI-674b
| Title |
A_Mirage_or_an_Oasis?_Water_Vapor_in_the_Atmosphere_of_the_Warm_Neptune_TOI-674_b |
| Authors |
Jonathan_Brande,_Ian_J._M._Crossfield,_Laura_Kreidberg,_Antonija_Oklop\v{c}i\'c,_Alex_S._Polanski,_Travis_Barman,_Bj\"orn_Benneke,_Jessie_L._Christiansen,_Diana_Dragomir,_Daniel_Foreman-Mackey,_Jonathan_J._Fortney,_Thomas_P._Greene,_Andrew_W._Howard,_Heather_A._Knutson,_Joshua_D._Lothringer,_Thomas_Mikal-Evans,_Caroline_V._Morley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04197 |
最近発見されたスーパーネプチューンTOI-674b（5.25地球半径、23.6地球質量）の観測をハッブル宇宙望遠鏡の広視野カメラ3装置で報告します。TOI-674bは、海王星砂漠の奥深くにあり、短い公転周期で観測された海王星サイズの太陽系外惑星の不足です。砂漠の惑星は、光蒸発による質量損失や軌道移動のために複雑な進化の歴史を持っていると考えられており、その起源を理解するために大気の構成要素を特定することが重要になっています。G141グリズムを使用して、惑星の大気の近赤外透過分光法を取得しました。これをトレンド除去して適合させました。データから透過スペクトルを抽出した後、petitRADTRANS大気スペクトル合成コードを使用して、惑星の大気を取得し、どの吸収体が存在するかを特定しました。これらの結果は、$2.1\sigma$（ベイズ因子=3.2）での水蒸気による1.4$\mu$mでの吸収の増加の証拠を示しています。これらの結果により、TOI-674bは、特徴的な透過スペクトルを備えた太陽系外惑星の独占クラブに加わりました。TOI-674bは、データによる制約が不十分な水量を改善するためのさらなる研究の有力な候補です。また、新しいTESS短周期光学測光、およびスピッツァー/IRACデータを組み込み、惑星の通過パラメーターを再適合させました。惑星には次の通過パラメータがあることがわかります：$R_p/R_*=0.1135\pm0.0006$、$T_0=2458544.523792\pm0.000452$BJD、および$P=1.977198\pm0.00007$d。これらの測定は、惑星の半径の推定値を改善し、この非常に興味をそそる暖かい海王星の将来の通過分光観測のために軌道天体暦を改善します。
Project Lyra：ソーラーオーベルト操作なしの1I / 'オウムアムアへのミッション
| Title |
Project_Lyra:_A_Mission_to_1I/'Oumuamua_without_Solar_Oberth_Manoeuvre |
| Authors |
Adam_Hibberd,_Andreas_Hein,_Marshall_Eubanks,_Robert_Kennedy_III |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04240 |
星間天体1I/'オウムアムアの性質の問題を解決するには、天体がすでに既存の望遠鏡の範囲外にあるため、宇宙船によるその場観測が必要です。短期的な技術を使用して1I/'オウムアムアに到達するための以前の提案のほとんどは、SOMなしの軌道は一般に、ミッション期間が短く、総速度要件が高いという点で大幅に劣っているため、SolarOberthManeuver（SOM）に基づいています。SOMは速度を大幅に向上させることができますが、技術的にも困難であるため、プログラムおよびミッション関連のリスクが増大します。この論文では、2028年の打ち上げに基づいて、星間天体1I/'オウムアムアへの代替ルートを特定します。これは、SOMを必要としませんが、SOMを使用したミッションと同様のパフォーマンスを発揮します。代わりに、木星オーバースマヌーバ（JOM）を採用しており、総飛行時間は約26年です。この軌道の有効性は、VEEGAシーケンスを利用することにより、木星への$\Delta$Vを大幅に削減した結果です。軌道の合計$\Delta$Vは15.8$kms^{-1}$であり、対応するペイロード質量はSLSブロック1Bの場合は115kg、ブロック2の場合は241kgです。JOMのさらなる利点は1I/'Oumuamuaに対する到着速度は約18$kms^{-1}$であり、SOMの約30$kms^{-1}$に相当する速度よりもはるかに遅いです。
モデルに偏りのないスペクトル調査方法論による太陽系外惑星大気の特性化
環境。さまざまな太陽系外惑星の大気測定値を収集することは、太陽系外惑星の理解を深めるために重要です。これに関連して、この分野は、特に太陽系外惑星の大気特性評価の最も成功した手法であるトランジット分光法を使用した、幅広い種の調査から恩恵を受ける可能性があります。目的：私たちの目標は、太陽系外惑星の通過データ内のすべての適格な原子スペクトル線を分析し、相対吸収、つまり惑星が通過しているときの線のフラックスの減少を検索するために、通過分光法を使用してモデルに偏りのない手法を開発することです。方法：スバルのHDS、ケックのHIRES、VLTのUVES、ラシラのHARPSのアーカイブデータを分析して、スペクトル調査の方法論をテストしました。まず、相対的なノイズレベルで個々のラインをフィルタリングしました。また、スペクトルオフセットとテルル汚染も補正しました。私たちの方法論は、時間と波長に沿って分析を実行しました。後者は、ブートストラップの確証を採用しました。結果：スバルのHDSによって取得されたHD209459bデータでのMnIおよびVIIの検出の可能性を強調します（5916.4$\angstrom$で$5.9\sigma$、6021.8$\angstrom$で$5.1\sigma$）。同じ惑星でのCaIの以前の検出は、アルゴリズムによって決定的ではないと分類されますが、ScIIの以前の検出（6604.6$\angstrom$で$3.5\sigma$）をサポートします。また、VLTでUVESによって取得されたHD189733データでのCaI、ScII、およびTiIIの検出の可能性を強調します（$4.45\sigma$at$6572.8\angstrom$、$6.8\sigma$at$6604.6\angstrom$、および$3.5\sigma$5910.1\angstrom$）、VLTでUVESによって取得されたWASP-74bデータでのAlIの検出の可能性に加えて（$5.6\sigma$at$6696.0\angstrom$）。
サブネプチューンの構造、半径、およびエンベロープ質量分率を決定する際のケイ酸塩蒸気の重要性
| Title |
The_importance_of_silicate_vapor_in_determining_the_structure,_radii,_and_envelope_mass_fractions_of_sub-Neptunes |
| Authors |
William_Misener_and_Hilke_E._Schlichting |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04299 |
実質的なケイ酸塩蒸気は、5000Kを超える可能性がある、サブネプチューン惑星のケイ酸塩-大気界面に典型的な温度条件で化学平衡にあると予想されます。大気構造の以前のモデルとこれらの太陽系外惑星の進化。それらの大気質量分率は、この組成結合を無視しています。この研究では、水素が支配的な大気中のケイ酸塩蒸気が凝縮性種として作用し、高度とともに豊富に減少することを示します。結果として生じる平均分子量勾配は、$\sim4000$Kを超える温度での対流を抑制し、表面近くの放射層を誘導します。この放射層は、同じ基準温度と対流の純粋なH/He大気を持つ惑星と比較して、惑星の全半径を減少させます。したがって、ケイ酸塩蒸気は、推定されるエンベロープの質量分率とサブネプチューン惑星の熱進化に大きな影響を与えると予想されます。半径の違い、したがって推定される大気の質量の違いは、質量、平衡温度、および大気の質量分率が大きい惑星で最大であることを示しています。影響は若い惑星で最大ですが、一部のサブネプチューンではギガ年の時間スケールで違いが続く可能性があります。$T_\mathrm{eq}=1000$Kで年齢が$\sim300$Myrの$10M_\oplus$惑星の場合、ケイ酸塩蒸気を考慮した場合の大気質量分率10％と一致する観測半径は次のようになります。H/Heのみの大気が想定された場合、2％の大気質量分率を示すと誤解されました。大気中のケイ酸塩蒸気の存在はまた、原始水素大気の降着と喪失に重要な影響を与えると予想されます。
OGLE-2016-BLG-1093Lb：銀河バルジにある木星質量以下のスピッツァー惑星
| Title |
OGLE-2016-BLG-1093Lb:_A_Sub-Jupiter-mass_Spitzer_Planet_Located_in_Galactic_Bulge |
| Authors |
In-Gu_Shin,_Jennifer_C._Yee,_Kyu-Ha_Hwang,_Andrew_Gould,_Andrzej_Udalski,_Ian_A._Bond,_Michael_D._Albrow,_Sun-Ju_Chung,_Cheongho_Han,_Youn_Kil_Jung,_Hyoun_Woo_Kim,_Yoon-Hyun_Ryu,_Yossi_Shvartzvald,_Weicheng_Zang,_Sang-Mok_Cha,_Dong-Jin_Kim,_Seung-Lee_Kim,_Chung-Uk_Lee,_Dong-Joo_Lee,_Yongseok_Lee,_Byeong-Gon_Park,_Richard_W._Pogge,_Przemek_Mr\'oz,_Micha{\l}_K._Szyma\'nski,_Jan_Skowron,_Radek_Poleski,_Igor_Soszy\'nski,_Pawe{\l}_Pietrukowicz,_Szymon_Koz{\l}owski,_Krzysztof_Ulaczyk,_Charles_A._Beichman,_Geoffery_Bryden,_Sebastiano_Calchi_Novati,_Sean_Carey,_B._Scott_Gaudi,_Calen_B._Henderson,_Wei_Zhu,_Fumio_Abe,_Richard_K._Barry,_David_P._Bennett,_Aparna_Bhattacharya,_Hirosane_Fujii,_Akihiko_Fukui,_Yuki_Hirao,_Yoshitaka_Itow,_Rintaro_Kirikawa,_Naoki_Koshimoto,_Iona_Kondo,_Yutaka_Matsubara,_Sho_Matsumoto,_Shota_Miyazaki,_Yasushi_Muraki,_Greg_Olmschenk,_Arisa_Okamura,_Cl\'ement_Ranc,_Nicholas_J._Rattenbury,_Yuki_Satoh,_Stela_Ishitani_Silva,_Takahiro_Sumi,_Daisuke_Suzuki,_Taiga_Toda,_Paul_J._Tristram,_Aikaterini_Vandorou,_and_Hibiki_Yama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04312 |
OGLE-2016-BLG-1093は、統計的な$Spitzer$マイクロレンズパララックスサンプルの一部である惑星マイクロレンズイベントです。このイベントのマイクロレンズ視差効果の正確な測定は、有限の光源効果の測定と組み合わされて、レンズの質量とシステム距離の直接測定につながります。$M_{\rmhost}=0.38$-$0.57\、M_{\odot}$、$m_p=0.59$-$0.87\、M_{\rmJup}$であり、システムは銀河バルジ（$D_L\sim8.1$kpc）にあります。これは高倍率のイベントであったため、「安価な視差」の概念であるGould＆Yee（2012）が、$|\pi_{\rmE}に対して十分に制約された（そして一貫した）結果を生成することを経験的に示すこともできます。|$。これは、この概念を多くの2体レンズに拡張できることを示しています。最後に、このイベントの$Spitzer$光度曲線の系統分類を簡単に調べ、それらの潜在的な影響が色の制約によって大幅に軽減されることを示します。
冥王星の大気中のヘイズの二峰性分布
| Title |
A_bimodal_distribution_of_haze_in_Pluto's_atmosphere |
| Authors |
Siteng_Fan,_Peter_Gao,_Xi_Zhang,_Danica_J._Adams,_Nicholas_W._Kutsop,_Carver_J._Bierson,_Chao_Liu,_Jiani_Yang,_Leslie_A._Young,_Andrew_F._Cheng,_Yuk_L._Yung |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04392 |
冥王星、タイタン、トリトンは、氷のような表面と、有機光化学とヘイズ形成に富んだ化学的に還元する大気を備えた、ユニークなクラスの太陽系小天体を構成しています。ヘイズはこれらの雰囲気で重要な役割を果たし、物理的および化学的プロセスは粒子サイズに大きく依存しますが、還元性雰囲気でのヘイズサイズの分布は現在よくわかっていません。ここでは、冥王星のヘイズ粒子が二峰性に分布しているという観測証拠を報告します。これは、ニューホライズンズからの全相散乱観測をうまく再現しています。タイタンのヘイズの以前のシミュレーションと組み合わせると、この結果は、還元性雰囲気のヘイズ粒子が圧力レベル〜0.5Pa付近で急速な形状変化を起こし、タイタンの分離したヘイズの形成の動的な起源ではなく、光化学的な起源を支持することを示唆しています。また、酸化性雰囲気と還元性雰囲気の両方がマルチモーダルヘイズを生成する可能性があることを示しており、タイタンとトリトンでのヘイズの観測の再分析を促進します。
太陽系外惑星の半径決定に対する白斑の影響：M-starGJ1214の場合
太陽系外惑星の半径を正確に測定することは、これらの天体の起源と性質を理解する上で非常に重要です。トランジット法を使用した惑星の半径の測定は、恒星の表面の特徴の影響を考慮に入れなければならない精度に達しています。しみの影響についてはすでに詳細に研究されていますが、白斑による影響についての知識はまだ限られています。これは特にMスターの場合です。白斑が星の表面に不均一に分布していると、問題が発生する可能性があります。日食マッピング法を用いて、CaIIH＆K線をトレーサーとしてGJ1214表面の白斑の分布を調べます。分布の均一性を定量的に評価するために、不均一性係数IHFを導入します。IHFは、分布が均一である場合は0％、プラージュ領域が惑星の経路に沿って優先的に配置されている場合は正、惑星の経路の外側に優先的に配置されている場合は負です。GJ1214の場合、IHF=7.7-7.7+12.0％というかなり小さな値を導き出します。PLATOとARIELのミッションの文脈で、この結果の関連性について説明します。
イオン化が不十分で磁化された原始惑星系円盤における垂直せん断不安定性
| Title |
The_vertical_shear_instability_in_poorly_ionised,_magnetized_protoplanetary_discs |
| Authors |
Henrik_N._Latter,_Matthew_W._Kunz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04431 |
原始惑星系円盤は、回転プロファイルに弱い垂直方向の変動を示すはずです。通常、この「垂直シアー」は、中心星の放射場によって引き起こされる傾圧効果から発生しますが、磁気遠心風の発射中にも発生する可能性があります。結果として、原始惑星系円盤は、流体力学的不安定性、「垂直せん断不安定性」（VSI）の影響を受けます。この乱流への崩壊は、適度な量の角運動量を輸送し、惑星形成のプロセスを促進または妨害する可能性があります。ただし、磁場は、磁気張力を介して直接、または磁気回転乱流を介して間接的にVSIを抑制する可能性があります。一方、原始惑星系円盤は、イオン化率が低いことで有名であり、十分に優勢である場合、非理想的な効果がVSIの救済につながる可能性があります。この論文では、非理想的なMHDがVSIにどのように影響するかを調査すると同時に、追加の拡散せん断不安定性を開始する局所線形理論を開発します。VSIがいつ普及するかを確立する一連の分析基準を導き出し、それを原始惑星系円盤の現実的なグローバルモデルにどのように適用できるかを示します。私たちの計算によると、VSIはディスクの本体にほとんど問題が発生しないはずですが、それを超えると、ディスクの上部領域では、その開始は優勢なダスト粒子のサイズに敏感に依存します。
将来のX線観測のための興味深い惑星系の特定
星系惑星系のX線観測は、太陽系外惑星の理解を深めるために重要です。これらの観測により、太陽系外惑星の光蒸発の研究が可能になり、場合によっては、太陽系外惑星の大気のサイズの推定さえ可能になります。SRG（SpectrumRoentgenGamma）ミッションに搭載されたドイツ-ロシアのeROSITA機器は、1990年代以来、最初の全天X線調査を実施しており、アクセス可能な量よりもはるかに大きな体積で太陽系外惑星のホスト星のX線フラックスとスペクトルを提供します。前。新しいeROSITAデータと、XMM-Newton、Chandra、ROSATのアーカイブデータを使用して、エネルギーが制限された脱出シナリオでのエキソプラネットの質量損失率を推定し、強力なX線照射と予想される質量損失を伴ういくつかのエキソプラネットを特定します。他の波長での追跡観測に。太陽系外惑星のおもちゃモデルを使用してサンプルスペクトルをモデル化し、アテナなどの将来のX線ミッションでの太陽系外惑星通過観測がどのようになるかを予測し、典型的なホットジュピタータイプの太陽系外惑星の観測可能なX線透過スペクトルを推定します。
かすんでいる青い世界：ダークスポットを含む、天王星と海王星の全体的なエアロゾルモデル
| Title |
Hazy_blue_worlds:_A_holistic_aerosol_model_for_Uranus_and_Neptune,_including_Dark_Spots |
| Authors |
Patrick_G.J._Irwin,_Nicholas_A._Teanby,_Leigh_N._Fletcher,_Daniel_Toledo,_Glenn_S._Orton,_Michael_H._Wong,_Michael_T._Roman,_Santiago_Perez-Hoyos,_Arjuna_James,_and_Jack_Dobinson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04516 |
いくつかの機器によって行われた天王星と海王星の可視/近赤外線（0.3〜2.5ミクロン）観測の再分析（Minnaert周縁減光近似を使用）を提示します。両方の惑星で観測された反射スペクトルと一致する垂直エアロゾル分布の共通モデルを見つけます。これは、1）H2S氷とH2S氷の混合物で構成されていると想定される、ベース圧力が7バールを超える深いエアロゾル層です。光化学ヘイズ;2）1〜2バールのメタン凝縮レベルで高い静的安定性の層に閉じ込められた光化学ヘイズの層。3）光化学ヘイズの拡張層。おそらく1-2バール層と同じ組成で、このレベルから成層圏まで伸びており、そこで光化学ヘイズ粒子が生成されると考えられています。海王星の場合、より長いメタン吸収波長での反射の強化を説明するために、ミクロンサイズのメタン氷粒子の薄層を約0.2バールで追加する必要があることもわかりました。1〜2バールのエアロゾル層の基部でヘイズ粒子に凝縮するメタンが氷/ヘイズ粒子を形成し、それが非常に急速に大きなサイズに成長し、すぐに「雪が降る」ことをお勧めします（Carlsonetal.1988による予測）。より深いレベルで再蒸発して、コアヘイズ粒子を放出し、H2S氷形成の凝縮核として機能します。さらに、Voyager-2/ISSGreatDarkSpotやHST/WFC3NDS-2018などの「ダークスポット」のスペクトル特性は、深いエアロゾル層のみを暗くするかクリアすることによって適切にモデル化されていることがわかります。
CHEOPS位相曲線によって調べられたWASP-189bの大気とアーキテクチャ
| Title |
The_atmosphere_and_architecture_of_WASP-189_b_probed_by_its_CHEOPS_phase_curve |
| Authors |
A._Deline,_M._J._Hooton,_M._Lendl,_B._Morris,_S._Salmon,_G._Olofsson,_C._Broeg,_D._Ehrenreich,_M._Beck,_A._Brandeker,_S._Hoyer,_S._Sulis,_V._Van_Grootel,_V._Bourrier,_O._Demangeon,_B.-O._Demory,_K._Heng,_H._Parviainen,_L._M._Serrano,_V._Singh,_A._Bonfanti,_L._Fossati,_D._Kitzmann,_S._G._Sousa,_T._G._Wilson,_Y._Alibert,_R._Alonso,_G._Anglada,_T._B\'arczy,_D._Barrado_Navascues,_S._C._C._Barros,_W._Baumjohann,_T._Beck,_A._Bekkelien,_W._Benz,_N._Billot,_X._Bonfils,_J._Cabrera,_S._Charnoz,_A._Collier_Cameron,_C._Corral_van_Damme,_Sz._Csizmadia,_M._B._Davies,_M._Deleuil,_L._Delrez,_T._de_Roche,_A._Erikson,_A._Fortier,_M._Fridlund,_D._Futyan,_D._Gandolfi,_M._Gillon,_M._G\"udel,_P._Gutermann,_J._Hasiba,_K._G._Isaak,_L._Kiss,_J._Laskar,_A._Lecavelier_des_Etangs,_C._Lovis,_D._Magrin,_P._F._L._Maxted,_et_al._(24_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04518 |
高温で巨大な初期型の星の近くを周回する巨大ガスは、最も冷たい星の温度に匹敵する昼間の温度に達する可能性があります。これらの「超高温木星」は、分子解離によるイオンと原子種でできた大気を持ち、昼から夜への強い温度勾配を特徴としています。さまざまな軌道位相での測光観測は、惑星の大気特性に関する洞察を提供します。機器CHEOPSで取得したWASP-189の測光観測を分析して、システムアーキテクチャと惑星大気の制約を導き出します。高速回転するホスト星の重力減光光球によって引き起こされる非対称通過形状に適した光度曲線モデルを実装します。また、惑星フラックスの反射成分と熱成分、通過食のタイミングに対する恒星の扁平率と光の移動時間の影響、恒星の活動とCHEOPS体系をモデル化します。非対称トランジットから、超高温の木星WASP-189bのサイズ、$R_p=1.600^{+0.017}_{-0.016}\、R_J$を、1％の精度で測定し、真の軌道を測定します。惑星系の傾斜$\Psi_p=89.6\pm1.2\deg$（極軌道）。位相曲線からの有意なホットスポットオフセットは検出されず、日食の深さ$\delta_\text{ecl}=96.5^{+を取得します。4.5}_{-5.0}\、\text{ppm}$から、幾何アルベドの上限を導き出します：$A_g<0.48$。また、非常に非効率的なエネルギー再分配の場合、日食の深さは熱放射だけで説明できることもわかりました。最後に、対流コアと放射エンベロープの間の表面的な不均一性または共鳴結合のいずれかを介して、測光変動を恒星の自転に帰します。
恒星との遭遇の影響と星団の進化
方程式を分析して、星団の相密度と重力ポテンシャルの変化を追跡できるようにします。また、遭遇関数を計算するために必要な式を研究します。クラスターは、一定の質量を持つ多くの重力粒子からなる、孤立した球形のほぼ安定したシステムとして扱います。私たちが使用するクラスターモデルは、おそらく球状星団に非常によく対応しています。散開星団の場合、類似性はさらに悪く、場合によっては完全に存在しないことさえあります（非常にまばらなクラスターは孤立したものとして扱うことができません）。
赤と青のクエーサーの特性の根本的な違い：X-shooterを使用した赤化と降着の特性の測定
| Title |
Fundamental_differences_in_the_properties_of_red_and_blue_quasars:_measuring_the_reddening_and_accretion_properties_with_X-shooter |
| Authors |
V._A._Fawcett_(CEA,_Durham_University),_D._M._Alexander_(CEA,_Durham_University),_D._J._Rosario_(Newcastle_University,_CEA,_Durham_University),_L._Klindt_(CEA,_Durham_University),_E._Lusso_(University_of_Florence,_INAF-Arcetri),_L._K._Morabito_(CEA,_ICC,_Durham_University),_G._Calistro_Rivera_(ESO) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04139 |
最近、典型的な青いクエーサーと比較した場合、赤いクエーサーの電波特性に根本的な違いがあることがわかりました。この論文では、X-shooterデータを使用して、$1.45<z<1.65$の40個の赤と青の発光クエーサーのサンプルの$\sim3000-25000$Angからのスペクトルカバレッジを提供し、ラジオと放射の間の接続を調査します。行、および降着円盤のプロパティ。さまざまな減光曲線をデータに当てはめ、ダストの赤化が、Av$\sim0.06-0.7$等の範囲の中程度の減光で、サンプルの赤いクエーサーの大部分で観測された色を完全に説明できることを発見しました。スペクトルを単純な薄い降着円盤モデルと対峙させ、これが、減光を補正すると、青と赤の両方のクエーサーの連続体を表すことができることを発見しました。また、降着特性に大きな違いは見られません。多くの赤と青のクエーサーでイオン化された流出を検出しますが、それらが赤のクエーサー集団でより一般的であるという重要な証拠は見つかりません。全体として、私たちの調査結果は、電波放射が降着円盤や流出の違いではなく、核周囲/ISMの不透明度とより密接に関連していることを示唆しています。
スパイラルアームにおける恒星風と光イオン化
巨大な分子雲におけるさまざまな恒星のフィードバックメカニズムの役割はよく理解されていません。これは、銀河のらせん状の腕に見られるように、相互作用する雲が多い地域に特に当てはまります。この論文では、Bendingetal。による以前の研究に基づいて、銀河シミュレーションからスパイラルアームの$500\times500\times100$pcセクションを抽出します。SmoothedParticleHydrodynamics（SPH）を使用して、より高い解像度（1粒子あたり1M$_\odot$）で領域を再シミュレーションします。主系列星の大質量星からの運動量駆動恒星風の方法を提示し、これを光イオン化、自己重力、銀河ポテンシャル、およびISM加熱/冷却に含めます。また、星団/星団の形成を追跡するために、降着半径が0.78pcのクラスターシンク粒子も含まれています。フィードバック方法は、個々のクラウドスケールで以前のモデルと同じくらい堅牢です（例：Daleetal。）。光イオン化がスパイラルアームセクションの崩壊を支配し、恒星風が小さな空洞（最大$\sim$30pc）を生成するだけであることがわかります。恒星風は、フィードバックなしの制御実行と比較して、より多くの星と、より高密度でより高速の分散のより多くの星を生成するイオン化とは異なり、結果の雲統計または統合された星形成率/効率に影響を与えません。風はシンクの特性に影響を及ぼし、星形成をより多くの低質量シンク（$\sim10^2$M$_\odot$）に分散させ、より少ない高質量シンク（$\sim10^3$M$_\）を生成します。odot$）。全体として、恒星風は光イオン化と比較してせいぜい二次的な役割を果たしており、多くの点で、それらの影響はごくわずかです。
指数関数的な星形成ディスクの起源
銀河の円盤成分は、一般に、質量と星形成率の両方で、いくつかのスケール長に及ぶ指数プロファイルを示しますが、物理的な起源はよく理解されていません。銀河系ガス円盤が「修正降着円盤」と見なされる物理モデルを探求します。このモデルでは、円盤内の粘性応力によって駆動される同一平面上のガス流入が星形成の燃料を提供し、ガスが内側に流れるときにガスを徐々に除去します。磁気回転不安定性による磁気応力が必要な粘性の最も妥当な原因であることを示し、これを調査するための単純な物理モデルを構築します。重要な機能は、磁場の強さを局所的な星形成面密度$B_{\rmtot}\propto\Sigma_{\rmSFR}^\alpha$にリンクすることです。これは、星形成とガスの流れの間にフィードバックループを提供します。$\alpha\sim$0.15である限り、モデルは自然に安定した定常状態の指数ディスクを生成することがわかります。この値は、近くの銀河の空間分解された観測から示されます。ディスクのスケール長$h_{\rmR}$は、ディスクが供給される速度、$B_{\rmtot}-\Sigma_{\rmSFR}$関係の正規化、およびハローの円速度。ディスク内のガスと星の角運動量分布は、流入する物質の初期の角運動量ではなく、降着円盤の動作に固有の角運動量の伝達の結果です。磁気応力は、銀河円盤の安定した指数形式を確立する上で主要な役割を果たす可能性が高いことを示唆しています。
BASS XXXI：MUSEを使用した低赤方偏移X線AGNホスト銀河における流出スケーリング関係
| Title |
BASS_XXXI:_Outflow_scaling_relations_in_low_redshift_X-ray_AGN_host_galaxies_with_MUSE |
| Authors |
D._Kakkad,_E._Sani,_A._F._Rojas,_Nicolas_D._Mallmann,_S._Veilleux,_Franz_E._Bauer,_F._Ricci,_R._Mushotsky,_M._Koss,_C._Ricci,_E._Treister,_George_C._Privon,_N._Nguyen,_R._B\"ar,_F._Harrison,_K._Oh,_M._Powell,_R._Riffel,_D._Stern,_B._Trakhtenbrot,_C._M._Urry |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04149 |
イオン化ガス運動学は、活動銀河核（AGN）がそれらのホスト銀河の星形成を調節する際に与える影響の重要な証拠を提供します。AGNホスト銀河における流出の存在はしっかりと確立されていますが、質量流出速度や運動エネルギーなどの流出特性の計算は依然として困難です。MUSE/VLTを使用したBATAGN分光調査から得られた、22z$<$0.1X線AGNの[OIII]5007イオン化ガス流出特性を示します。1"（0.1-1.2kpc）の平均空間分解能で、観測はイオン化されたガス雲をサブキロパーセクスケールに分解します。分解されたマップは、[OIII]速度分散が平均してイオン化された領域でより高いことを示しています。星形成と比較したAGN。可変の流出密度と速度を組み込んだ分解質量流出速度マップを作成することにより、個々のMUSEスパクセルの瞬間流出速度を計算します。模擬繊維とスリットを配置することにより、瞬間値を時間平均流出速度と比較します。MUSEの視野、文献でよく使用される方法。瞬間的な流出速度（0.2-275$M_{\odot}$yr$^{-1}$）は、時間平均流出速度（0.001-40$M_{\odot}$yr$^{-1}$）。流出速度はAGNボロメータの明るさと相関します（$L_{\rmbol}\sim$10$^{42.71}$-10$^{45.62}$erg/s）しかし、ブラックホールの質量（10$^{6.1}$-10$^{8.9}$M$_{\odot}$）との相関関係は見つかりません。エディントン比率（0.002-1.1）と電波光度（10$^{21}$-10$^{26}$W/Hz）。運動エネルギーと$L_{\rmbol}$の間の結合の中央値は1％であり、AGN駆動の流出の理論的予測と一致しています。
修正降着円盤フレームワークにおける星形成銀河の気相金属量プロファイル
| Title |
The_Gas-phase_Metallicity_Profiles_of_Star-forming_Galaxies_in_the_Modified_Accretion_Disk_Framework |
| Authors |
Enci_Wang,_Simon_J._Lilly |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04151 |
シミュレーションによると、星形成銀河のガスの流入はほぼ同一平面上にあり、ガスディスクと共回転しており、恒星風や超新星爆発によって引き起こされるガスの流出は、ディスクに対して優先的に垂直であることが示されています。これは、銀河ガス円盤が{\it変更された}降着円盤として扱われる可能性があることを示しています。この作業では、ガス降着のこのシナリオでの銀河ディスクの金属強化に焦点を当てます。星形成率の面密度（$\Sigma_{\rmSFR}$）が指数形式であると仮定すると、3つの自由パラメータのみを使用して気相金属量の解析解が得られます。$\Sigma_{\rmSFRのスケール長}$、流入するガスの金属量と風の質量負荷係数。この単純なモデルによれば、気相金属量の負の勾配は、ディスクの中心に向かって移動するときにその場での星形成によって継続的に濃縮される冷たいガスの放射状の流入の自然な結果です。モデルを、非常に大きな半径に及ぶ十分に測定された金属量プロファイルを持つように選択された6つの近くの銀河の観測された金属量プロファイルに適合させます。私たちのモデルは、観測された金属量プロファイルの全体的な特徴をうまく特徴付けることができます。観測されたプロファイルは通常、流入ガスの金属量に対応するディスクの外側領域の床を示しています。さらに、これらの適合から推測される$\Sigma_{\rmSFR}$のスケール長は、基本モデルをサポートするH$\alpha$プロファイルからの独立した推定値とよく一致することがわかります。
冷たい分子ガスによって追跡された若いラジオジェットの影響
| Title |
The_impact_of_young_radio_jets_traced_by_cold_molecular_gas |
| Authors |
Raffaella_Morganti,_Tom_Oosterloo,_Suma_Murthy,_Clive_Tadhunter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04157 |
サイズが数pcから数百kpcの範囲で、ラジオジェットは、その進化の過程で、広範囲のスケールでガス環境に影響を与えます。より大きなスケールでのそれらの効果は十分に確立されていますが、それらがホスト銀河内の星間物質（ISM）にも強く影響を与える可能性があることが今や明らかになりつつあります。特に重要なのは、電波ジェットがホスト銀河の内側の数kpcに拡大するときの、電波ジェットの進化の初期段階（$<10^6$yr）です。ここでは、ジェット-ISM相互作用のトレーサーとして冷たい分子ガスを使用して若い電波銀河の代表的なグループについて得られた結果について報告します。ALMAとNOEMAの感度と高い空間分解能は、このプロセスの詳細を研究するのに理想的です。多くの物体では、低出力の電波源であっても、プラズマジェットによって駆動される大量の分子の流出が見られます。しかし、観測された流出は核周辺領域に限定されており、ISMのごく一部だけが銀河を離れています。この地域を超えて、ジェットの影響は変化しているようです。速い流出は、ジェットとISMの相互作用によって作成された膨張する繭によって駆動される穏やかな膨張に置き換えられ、ISMの分散と加熱をもたらします。これらの発見は、塊状の媒体と相互作用するジェットのシミュレーションからの予測と一致しており、宇宙論的シミュレーションで現在実装されているよりも、AGNの影響のより複雑な見方を示唆しています。
パンクロマティックハッブルアンドロメダ財務省：さんかく座拡張領域（PHATTER）。 III。 M33の若い星団の質量関数
| Title |
The_Panchromatic_Hubble_Andromeda_Treasury:_Triangulum_Extended_Region_(PHATTER)._III._The_Mass_Function_of_Young_Star_Clusters_in_M33 |
| Authors |
Tobin_M._Wainer,_L._Clifton_Johnson,_Anil_C._Seth,_Estephani_E._TorresVillanueva,_Julianne_J._Dalcanton,_Meredith_J._Durbin,_Andrew_Dolphin,_Daniel_R._Weisz,_Benjamin_F._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04161 |
局所銀河群M33の星団質量関数を測定します。パンクロマティックハッブルアンドロメダ財務省：さんかく座拡張領域（PHATTER）調査から選択された星団のカタログを使用します。$\rm7.0<log（Age/yr）<8.5$、およびlog（$M/M_{\odot}$）$>$3.0のM33の711クラスターを分析します。これは、個々の星に適合する色の大きさの図から決定されます。。M33クラスター質量関数は、べき乗則の傾き$\alpha=-2.06^{+0.14}_{-0.13}$と切り捨て質量log（$M_c/M_{\odot}$）$を持つSchechter関数によって最もよく記述されます。=4.24^{+0.16}_{-0.13}$。データは、高質量の切り捨ての強力な証拠を示しているため、純粋なべき乗則よりもSchechter関数の適合を強く支持しています。M33の打ち切り質量は、以前に特定された$M_c$と星形成率の面密度\SigSFRの間の線形傾向と一致しています。また、個々のクラスター質量の不確実性が導出された質量関数パラメーターに与える影響を調査し、大きなクラスター質量の不確実性が1シグマレベルで近似質量関数の切り捨て質量にバイアスをかける可能性があることを示唆する証拠を見つけます。
宇宙線物理学のストレステスト：ラム圧力が除去された銀河の生き残った円盤に対する宇宙線の影響
| Title |
Stress-Testing_Cosmic_Ray_Physics:_The_Impact_of_Cosmic_Rays_on_the_Surviving_Disk_of_Ram_Pressure_Stripped_Galaxies |
| Authors |
Ryan_Jeffrey_Farber,_Mateusz_Ruszkowski,_Stephanie_Tonnesen,_Paco_Holguin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04203 |
銀河団の渦巻銀河は、ラム圧のストリッピングにより、星間物質の冷たい中性ガス成分の壊滅的な損失を被り、低密度環境の銀河と比較して、ディスク内の星形成の観測された消光に寄与しています。しかし、ストリッピングを受けている銀河の星形成率とAGN活動に対するラム圧の短期的な影響は不明なままです。数値研究は最近、宇宙線が孤立した銀河の銀河の進化に劇的に影響を与える可能性があることを示しましたが、それでも動圧ストリッピングへの影響は十分に抑制されていません。放射冷却、ガスの自己重力、星形成、恒星フィードバックなど、ラム圧力ストリッピングを受けている$L_{*}$銀河の最初の宇宙線磁気流体力学シミュレーションを実行します。宇宙線の微視的輸送は、孤立したスパイラルと比較して、クラスターの周辺でスパイラルが経験する星形成の強化を調整する上で重要な役割を果たしていることがわかります。さらに、我々は、ラム圧力ストリッピングを受けている銀河がそれらの中心への強化されたガス降着を示すことを発見しました。これはこれらの天体におけるAGNの有病率を説明するかもしれません。観測結果と一致して、宇宙線がクラスタースパイラルの全球放射を大幅に増加させることがわかりました。ガス除去率は宇宙線の物理学に比較的鈍感ですが、宇宙線が残りのガスディスクの位相分布を大幅に変更することがわかります。これらの結果は、ラム圧力ストリッピングを受けている銀河の観測が宇宙線の熱量測定と輸送に新たな制約を課す可能性があることを示唆しています。
50pcの長さのNGC6334フィラメント状雲の速度構造：複数の圧縮のヒントと雲の特性へのそれらの影響？
| Title |
Velocity_structure_of_the_50_pc-long_NGC_6334_filamentary_cloud:_Hints_of_multiple_compressions_and_their_impact_on_the_cloud_properties? |
| Authors |
Doris_Arzoumanian,_Delphine_Russeil,_Annie_Zavagno,_Michael_Chun-Yuan_Chen,_Philippe_Andr\'e,_Shu-ichiro_Inutsuka,_Yoshiaki_Misugi,_\'Alvaro_S\'anchez-Monge,_Peter_Schilke,_Alexander_Men'shchikov,_and_Mikito_Kohno |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04267 |
[要約]星間物質は、中性（HI）およびイオン化（HII）の泡だけでなく、フィラメント状の構造で組織化されていることが観察されています。これらの泡の膨張する性質は、それらをそれらの周囲を形作り、そしておそらく星間フィラメントの形成と進化において役割を果たすようにします。NGC6334分子雲のAPEX$^{13}$COおよびC$^{18}$O（2-1）観測を提示します。50pcの長さの雲に沿って、そしてそれを横切って、75の識別された速度コヒーレントフィラメント（VCF）に向かってガス速度構造を調査します。VCFに沿って豊富な速度勾配を測定します。VCFのカラム密度と速度パワースペクトルを導き出します。これらのパワースペクトルは、2倍まで異なるものもありますが、両方の量で同様の傾き（平均は約-2）を示すべき乗則でよく表されます。3つのVCFに垂直な位置速度図は、速度勾配で接続された拡張構造に囲まれたVの先端のフィラメントを備えた速度空間の曲がった構造に対応するV字型の速度パターンを示しています。この速度構造は、伝播するショックフロントからの大規模な圧縮によるフィラメント形成の数値シミュレーションから得られたものと質的に類似しています。さらに、これらのVCFに垂直な放射状プロファイルは、隣接するHIIバブルからの小規模な内部衝撃を示唆しています。VCFに向かう速度空間で観測された反対の曲率は、HI気泡の伝播による大規模な外部圧縮のさまざまな原因を示しています。これは、分子雲の形成と進化、およびそれらの星形成の歴史において、時空で分離された複数のHI圧縮のもっともらしい重要性を示唆しています。過去および遠方の星形成イベントによるこれらの後者の原子圧縮は、現在からのHIIバブルの影響と局所的な星形成活動によって補完されます。
Z〜2.3での太陽直下金属量銀河のIRSEDとダスト質量
| Title |
IR_SED_and_Dust_Masses_of_Sub-solar_Metallicity_Galaxies_at_z~2.3 |
| Authors |
Irene_Shivaei,_Gerg\"o_Popping,_George_Rieke,_Naveen_Reddy,_Alexandra_Pope,_Robert_Kennicutt,_Bahram_Mobasher,_Alison_Coil,_Yoshinobu_Fudamoto,_Mariska_Kriek,_Jianwei_Lyu,_Pascal_Oesch,_Ryan_Sanders,_Alice_Shapley,_Brian_Siana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04270 |
MOSFIREDeepEvolutionField（MOSDEF）調査から、z=2.1-2.5で27個の星形成銀河のサンプルのALMA1.2mm連続観測の結果を示します。これらの銀河は、Hb、[OIII]、Ha、および[NII]からの気相金属量と星形成率の測定値を持っています。スピッツァー、ハーシェル、およびALMA測光のスタック（レストフレーム〜8-400$\mu$m）を使用して、高赤方偏移の太陽直下金属量（〜0.5$Z_{\odot}$）LIRGのIRSEDを調べます。データは、より高い光度の局所的な低金属量の矮小銀河の平均的なSEDテンプレートとよく一致していることがわかります（1.8の$\chi^2$を減らしました）。太陽金属量の局所銀河または高赤方偏移のLIRGおよびULIRGに一般的に使用されるテンプレートと比較すると、最も好ましいケース（$\chi^2$が2.8に減少）でも、テンプレートは98％を超える信頼水準で拒否されます。。局所的な矮星と高赤方偏移の太陽下金属量銀河の両方のより広くてより熱いIRSEDは、異なる粒子特性、塊状の塵の幾何学、または塵をより高い温度に加熱するより硬い/より強い電離放射線場から生じる可能性があります。太陽直下金属量銀河のFIR放射によって示される不明瞭なSFRは、総SFRのわずか約60％であり、これは、約96〜97％の不明瞭な部分を持つローカルLIRGのそれよりもかなり低いです。IRSEDの形状が進化しているため、中赤外データに適合するローカルLIRGテンプレートは、z〜2でのレイリージーンズの尾の測定値を2〜20倍過大評価する可能性があり、これらのテンプレートは、観測されたALMAに適合する場合、IR光度を過小評価します。>0.4dexによるフラックス。与えられた恒星の質量または金属量では、z〜2.3のダスト質量はz〜0のダスト質量よりも1桁大きくなります。予測された分子ガスの質量分率を考えると、観測されたz〜2.3のダスト対恒星の質量比は、同じ金属量の局所銀河よりも低いダスト対分子ガスの質量を示唆しています。
コンパクトな銀河系外の電波源による天の川散乱の追跡
| Title |
Tracing_Milky_Way_scattering_by_compact_extragalactic_radio_sources |
| Authors |
T._A._Koryukova,_A._B._Pushkarev,_A._V._Plavin,_Y._Y._Kovalev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04359 |
活動銀河核（AGN）のアーカイブ超長基線干渉法（VLBI）データを使用して、9525AGNのVLBI無線コアの角度サイズを測定しました。彼らの空の分布、周波数依存性を分析し、銀河系の星間物質の大規模な散乱特性の分布図を初めて作成しました。測定されたAGNコアサイズの大幅な角度の広がりは、銀河面を通して見た光源で検出され、この効果は低周波数（2GHzなど）で特に強くなります。高温プラズマの電子密度変動を含む散乱スクリーンは、主に銀河面に集中しており、塊状の分布を示しています。散乱が最も強い領域は銀河中心で、銀河バーとコンパクトな電波源射手座A*があります。また、はくちょう座、超新星残骸のトーラスA、ヴェラ、W78、カシオペアA、オリオン大星雲の領域で散乱強度が向上していることもわかりました。AGNコアサイズの多周波観測データを使用して、1546ソースの測定された角直径への固有サイズと散乱サイズの寄与を分離しました。銀河面を通して観測された光源の場合、散乱サイズ成分の寄与は、銀河面の外側で観測されたものよりも体系的に大きくなります。導出されたべき乗則散乱指数は、高温乱流プラズマにおける電波放射の回折が支配的な散乱の理論的予測とよく一致していることがわかります。
| Title |
Estimating_the_Photometric_Redshifts_of_Galaxies_and_QSOs_Using_Regression_Techniques_in_Machine_Learning |
| Authors |
Aidin_Momtaz,_Mohammad_Hossein_Salimi_and_Soroush_Shakeri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04391 |
銀河、星、クエーサーなどの宇宙論的情報源の距離を測定することは、現代の宇宙論においてますます重要な役割を果たしています。光スペクトルを取得し、その結果、距離インジケーターとして赤方偏移を計算することで、これらのオブジェクトを即座に分類できます。多くの銀河で分光観測が利用できず、赤方偏移を測定するプロセスに時間がかかり、大きなサンプルでは実行不可能である限り、機械学習（ML）アプローチを適用して、測光色を含むさまざまな特徴から銀河の赤方偏移を決定できます。。この論文では、スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）カタログのフラックスの大きさを使用して、カラーインデックスを入力特徴として使用して赤方偏移を推定するための2つのML回帰アルゴリズム（決定木とランダムフォレスト）を開発します。ランダムフォレストアルゴリズムがレッドシフト予測に最適な結果を生成することがわかりました。データセットがz$\le$2のサブセットに制限され、正規化された標準偏差$\overline{\DeltaZ}が得られると、さらに改善されます。_{\text{norm}}=0.005$および標準偏差$\sigma_{\Deltaz}=0.12$。この作業は、MLアプローチを使用して、離れた光源の測光赤方偏移を決定する大きな可能性を示しています。
PAU調査：狭帯域測光による4000 {\ AA}スペクトルブレークの測定
| Title |
The_PAU_Survey:_Measurements_of_the_4000_{\AA}_spectral_break_with_narrow-band_photometry |
| Authors |
Pablo_Renard,_Ma{\l}gorzata_Siudek,_Martin_B._Eriksen,_Laura_Cabayol,_Zheng_Cai,_Jorge_Carretero,_Ricard_Casas,_Francisco_J._Castander,_Enrique_Fernandez,_Juan_Garc\'ia-Bellido,_Enrique_Gaztanaga,_Henk_Hoekstra,_Benjamin_Joachimi,_Ramon_Miquel,_David_Navarro-Girones,_Crist\'obal_Padilla,_Eusebio_Sanchez,_Santiago_Serrano,_Pau_Tallada-Cresp\'i,_Juan_De_Vicente,_Anna_Wittje_and_Angus_H._Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04411 |
D4000スペクトルブレークインデックスは、恒星の年齢の代用であり、銀河の分類にも使用されるため、可視スペクトルの最も重要な機能の1つです。ただし、その直接測定は常に分光観測に限定されています。この作業では、狭帯域測光を使用してD4000スペクトルブレークインデックスを直接測定する一般的な方法を示します。この方法は、現実的なシミュレーションを使用して検証され、PAUSNBで評価され、VIPERSスペクトル（$i_{\rmAB}<22.5$、$0.562<z<0.967$）。比較のために、このサンプルのD4000もSEDフィッティングコードCIGALE（PAUSNBとCFHTLSからのブロードバンドデータの両方）を使用して決定します。直接D4000測定のSNRはCIGALED4000よりも大幅に低くなりますが、$i_{\rmAB}<21$（PAUS完全性限界より2桁上）の場合、すべての直接D4000測定のSNRは$SNR>3$であることがわかります。さらに、CIGALEはエラーを$>$50\％過小評価しますが、直接D4000は$<$10\％以内で適切なエラー推定を行います。赤銀河と青銀河のD4000と恒星の質量の関係、およびD4000-SFRの依存関係を調べます。すべての方法で、$1\sigma$以内のVIPERSとの一致が示され、D4000と質量の関係は青銀河で特によく再現されます。また、機械学習と比較して、D4000カットが銀河を赤/青に分類する方法を評価します。PAUSNBを備えたCIGALED4000は、現実的なカット値を提供しながら最良の結果をもたらします。狭帯域測光によるD4000の直接測定は、$SNR>3$で測定されたオブジェクトの個別の測定、またはスタッキングによる平均を可能にし、分光法と互換性のある結果をもたらす有望なツールであると結論付けます。
LOFARディープフィールドにおける降着モードと電波形態
| Title |
Accretion_mode_versus_radio_morphology_in_the_LOFAR_Deep_Fields |
| Authors |
B._Mingo,_J._H._Croston,_P._N._Best,_K._J._Duncan,_M._J._Hardcastle,_R._Kondapally,_I._Prandoni,_J._Sabater,_T._W._Shimwell,_W._L._Williams,_R._D._Baldi,_M._Bonato,_M._Bondi,_P._Dabhade,_G._G\"urkan,_J._Ineson,_M._Magliocchetti,_G._Miley,_J._C._S._Pierce,_and_H._J._A._R\"ottgering |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04433 |
ラジオラウド活動銀河には、2つの降着モード[放射非効率（RI）と放射効率（RE）]があり、光学的および赤外線の特徴がはっきりしています。-またはエッジが明るくなった構造[Fanaroff-Riley（FR）クラスIおよびII]。降着モードと電波形態（FRクラス）の関係の性質は、長い間議論されてきました。LOFAR2メートルの空の調査ディープフィールド（LoTSS-Deep）の最初のデータリリースで、286のよく解像された電波銀河のサンプルについて、この関係の包括的な調査を提示します。明るいFRII電波銀河の3分の2がRIであり、RIとREFRIIの外観や光源のダイナミックレンジ（ピーク/平均表面輝度）に有意差がないことを確認し、RIシステムとREシステムの両方が生成できることを示しています。FRII構造。また、低光度のFRII（主にRI）のかなりの数が見つかり、FRIIの電波構造はすべての電波の光度で生成できるという以前の結論を裏付けています。両方の形態が存在する光度範囲では、FRIまたはFRIIの電波形態を生成する確率が恒星の質量に直接関連しているのに対し、すべての形態と光度にわたって、REの降着は、おそらく特定の星形成率が高いシステムで発生することを示しています。これは燃料の利用可能性を追跡します。要約すると、降着モードと電波形態の関係は非常に間接的であり、ホスト銀河環境がこれら2つの重要なパラメーターをさまざまな方法で制御しています。
| Title |
Spectroastrometry_and_Reverberation_Mapping:_the_Mass_and_Geometric_Distance_of_the_Supermassive_Black_Hole_in_the_Quasar_3C_273 |
| Authors |
Yan-Rong_Li,_Jian-Min_Wang,_Yu-Yang_Songsheng,_Zhi-Xiang_Zhang,_Pu_Du,_Chen_Hu_and_Ming_Xiao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04470 |
クエーサー3C273は、広いPa$\alpha$線での赤外線分光天文測定（SA）と、広いH$\beta$線での光学反響マッピング（RM）で観測されています。SAはPa$\alpha$ブロードライン領域（BLR）の角度サイズと構造に関する情報を提供し、RMはH$\beta$BLRの物理的なサイズと構造に関する情報を提供します。2つのBLRが超大質量ブラックホール（SMBH）の質量と視線の傾きを共有するという事実に基づいて、SAと速度分解RM（SARM）の組み合わせにより、動的モデリングを通じてSMBHの質量と幾何学的距離を同時に決定できます。2つのBLR。さまざまな幾何学的構成を持つ一連の動的モデルを構築し、ベイズアプローチを適用してパラメーター推定を取得します。全体として、得られた質量と距離は特定のBLR構成の影響を受けませんが、多かれ少なかれ垂直分布のパラメーター化に依存します。ベイズ因子に照らして選択された最も可能性の高いモデルは、角径距離$\log\、（D_{\rmA}/{\rmMpc}）=2.83_{-0.28}^{+0.32を生成します。}$および$\log\、（M_\bullet/M_\odot）=9.06_{-0.27}^{+0.21}$のSMBH質量。これは、SMBH質量とバルジプロパティの関係と一致します。BLRの傾斜は$5_{-1}^{+1}$度であり、3C273の大規模ジェットの傾斜と一致しています。私たちのアプローチは、SARM分析の機能を強化してAGNのSMBH質量と距離を測定します。ただし、SAとRMの観測は、異なる輝線で、および/または異なる期間に実施されます。
HCO +およびHeシステムの改善された研究：相互作用ポテンシャル、衝突緩和および圧力広がり
| Title |
An_improved_study_of_HCO+_and_He_system:_interaction_potential,_collisional_relaxation_and_pressure_broadening |
| Authors |
F.Tonolo,_L.Bizzocchi,_M.Melosso,_F.Lique,_L.Dore,_V.Barone,_C.Puzzarini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04530 |
星間ガスに遍在することを考えると、HCO+イオンの化学的性質と反応性には特別な注意が必要です。このイオンと星間物質中の最も豊富な摂動種との間の最新の衝突データの可用性は、天文観測からその分子量の信頼できる値を導き出すための重要なリソースです。この作業は、HCO+およびHe衝突システムの散乱パラメータを改善することを目的としています。原子イオン系の短距離および長距離の多次元ポテンシャルエネルギー面をマッピングするための明示的に相関した結合クラスター法の精度をテストしました。ポテンシャル井戸の計算に採用された方法論の検証は、実験的に導出された束縛状態の分光パラメータとの比較から得られました。最後に、密結合散乱方程式を解くことにより、HCO+の最初の6つの回転遷移の圧力広がりとシフト係数、および5〜100Kでj=5までの非弾性状態から状態への遷移率を導き出しました。温度間隔。
高密度恒星系とプラズマの多粒子衝突シミュレーション
| Title |
Multiparticle_collision_simulations_of_dense_stellar_systems_and_plasmas |
| Authors |
P._Di_Cintio,_M._Pasquato,_L._Barbieri,_L._Casetti,_G._Ciraolo,_U._N._Di_Carlo,_P._Ghendrih,_J._P._Gunn,_S._Gupta,_H._Kim,_S._Lepri,_R._Livi,_A._Simon-Petit,_A._A._Trani,_S.-J._Yoon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04586 |
球状星団（GC）などの高密度恒星系および弱衝突プラズマにおける衝突ダイナミクスの一連の数値実験を、フォッカープランクに代わる新しいシミュレーション手法、いわゆるマルチ粒子衝突（MPC）法を使用して要約します。モンテカルロが近づいています。MPCは、自己無撞着な長距離場を計算するための粒子メッシュアプローチに関連しており、直接$N$の$N^2$とは対照的に、シミュレーション時間は粒子数の$N\logN$に比例します。-体。衝突緩和効果は、衝突演算子アプローチに基づいて粒子相互作用を計算することによってモデル化されます。これにより、エネルギーと運動量の厳密な保存が保証され、粒子速度とセルベースの積分量のみに依存します。
銀河群NGC507：スロッシングによって輸送された新たに検出されたAGNレムナントプラズマ
| Title |
The_galaxy_group_NGC_507:_newly_detected_AGN_remnant_plasma_transported_by_sloshing |
| Authors |
M._Brienza,_L._Lovisari,_K._Rajpurohit,_A._Bonafede,_F._Gastaldello,_M._Murgia,_F._Vazza,_E._Bonnassieux,_A._Botteon,_G._Brunetti,_A._Drabent,_M._J._Hardcastle,_T._Pasini,_C._J._Riseley,_H._J._A._R\"ottgering,_T._Shimwell,_A._Simionescu,_R._J._van_Weeren |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04591 |
活動銀河核（AGN）からのジェットは、周囲の媒体を穏やかな相対論的粒子と磁場で繰り返し濃縮することが知られています。ここでは、近くの（z=0.01646）銀河群NGC507の詳細な多周波数分析を示します。特に、LOFARとuGMRTの観察。これらは、おそらく中央銀河の以前の爆発に関連している、複雑なフィラメント状の形態を伴う、以前は検出されなかった拡散電波放射の存在を明らかにしています。スペクトルエージングの考慮事項に基づいて、プラズマはAGN240-380Myrによって最初に注入され、現在は冷却されていることを導き出しました。ディープアーカイブXMM-Newtonデータの分析により、以前に提案されたように、システムが動的に妨害されていることが確認されました。スロッシング運動によって生成された寒冷前線として解釈されるスパイラルパターンをトレースするX線表面輝度分布（東および南方向）の2つの不連続性を検出します。新たに検出された弧状の電波フィラメントと南の凹状X線の不連続性との間に観察された顕著な空間的一致は、残留プラズマが大規模なスロッシング運動によって変位したことを強く示唆している。全体として、NGC507は、これまでに知られている最も明確な例の1つであり、銀河群で古いAGN残留プラズマと外部媒体との直接的な相互作用が観察されています。私たちの結果はシミュレーションと一致しており、AGNローブを破壊し、それらの相対論的内容を周囲の媒体に拡散するクラスター/グループの天候によってフィラメント状の放出が発生する可能性があることを示唆しています。
高質量X線連星VelaX-1の連続体、サイクロトロン線、および吸収変動
| Title |
Continuum,_cyclotron_line,_and_absorption_variability_in_the_high-mass_X-ray_binary_Vela_X-1 |
| Authors |
C._M._Diez,_V._Grinberg,_F._F\"urst,_E._Sokolova-Lapa,_A._Santangelo,_J._Wilms,_K._Pottschmidt,_S._Mart\'inez-N\'u\~nez,_C._Malacaria,_P._Kretschmar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04169 |
複雑な塊状の風、卓越したサイクロトロン共鳴散乱機能、固有の変動性、およびシステムの観測と分析を容易にする便利な物理パラメータ（近距離、高傾斜、小さな軌道分離）により、VelaX-1は重要なシステムの1つです。すべてのスケールでの高質量X線連星の降着過程を理解する。軌道位相〜0.68-0.78と〜0.36-0.52でNuSTARを使用して行われた、2つの新しい観測で、VelaX-1を再検討します。これらは、多数の変動を示し、システムの降着幾何学と恒星風特性を研究することを可能にします。フェルミ-ディラックカットオフを備えた部分的に覆われたべき乗則の連続体を使用して、パルス周期のタイムスケールまでのスペクトルパラメータの進化を追跡し、連続体と局所吸収をモデル化します。光子指数と光度の間、および低フラックスの場合は折り畳みエネルギーと光度の間の反相関を確認できました。これは、コンプトン化プラズマの特性の変化を意味します。全体的な観測では、サイクロトロン線エネルギーと光源の光度との間に以前に見られた相関関係を確認できませんでしたが、強いフレアに続いてサイクロトロン線エネルギーの低下が観察されました。2つの観測間および1つの観測内（〜0.36-0.52軌道相の場合）の吸収に強い変動が見られます。これは、システム内の降着および光イオン化の伴流などの大規模構造の存在によって説明できます。この構造による可変視線。
パルサー用の大型ヨーロッパアレイを使用したPSRJ1643-1224の年間シンチレーションアーク変動のモデリング
| Title |
Modelling_annual_scintillation_arc_variations_in_PSR_J1643-1224_using_the_Large_European_Array_for_Pulsars |
| Authors |
G._Mall,_R._A._Main,_J._Antoniadis,_C._G._Bassa,_M._Burgay,_S._Chen,_I._Cognard,_R._Concu,_A._Corongiu,_M._Gaikwad,_H._Hu,_G._H._Janssen,_R._Karuppusamy,_K._J._Lee,_K._Liu,_J._W._McKee,_A._Melis,_M._B._Mickaliger,_D._Perrodin,_M._Pilia,_A._Possenti,_D._J._Reardon,_S._A._Sanidas,_T._Sprenger,_B._W._Stappers,_L._Wang,_O._Wucknitz,_W._W._Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04245 |
この作業では、パルサー用の大型ヨーロッパアレイ（LEAP）を使用して、5年間にわたるバイナリミリ秒パルサーPSRJ1643-1224の放物線シンチレーションアークの変動を研究します。二次スペクトルと呼ばれるシンチレーションの2Dパワースペクトルは、しばしば、パワーの放物線状の分布を示します。ここで、アークの曲率は、パルサー、イオン化星間物質（IISM）、および地球の相対速度と距離をエンコードします。年間を通じて曲率が変化する明確な放物線状のシンチレーションアークが観察されます。二次スペクトルのパワーの分布は、完全に1D、または完全に等方性である単一の散乱スクリーンと一致していません。観測されたアーク曲率の変化を2つのモデルに適合させます。等方性散乱スクリーン、および2つの独立した1Dスクリーンを備えたモデル。モデルに応じて、散乱スクリーンまでの距離を114〜223pcの範囲で測定します。これは、前景の大径HII領域Sh2-27（112+/-17pc）の既知の距離と一致しており、それが散乱の主な原因であること。スクリーンはパルサーよりも地球にはるかに近いため、シンチレーションパターンはパルサーの動きにあまり敏感ではないため、パルサーの軌道傾斜角とペリアストロンの角度に対する弱い制約しか得られません。この種のより多くの測定（散乱スクリーンを前景オブジェクトに関連付けることができる場合）は、銀河内の散乱スクリーンの起源と分布を知らせるのに役立ちます。
AstroSatを使用したGRS1915 +105の心拍状態の時間分解分光法
| Title |
Time-resolved_spectroscopy_on_the_heartbeat_state_of_GRS_1915+105_using_AstroSat |
| Authors |
Divya_Rawat,_Ranjeev_Misra,_Pankaj_Jain_and_J._S._Yadav |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04326 |
ハートビート状態（150〜100秒の振動周期が変化する）中のブラックホールシステムGRS1915+105のAstroSatスペクトルは、Comptonizationコンポーネントとともに切り捨てられた相対論的ディスクモデルを使用して分析されました。スペクトルは、長さが約24秒のセグメントに適合しました。振動は、降着率、コンプトン化フラックス、および内側ディスク半径の調整された変化として説明でき、後者は1.235-5重力半径の範囲です。$\chi$状態と中間状態の結果と比較すると、降着率と高エネルギー光子指数は類似していますが、これらの状態では、ハートビートよりもディスクの内側の半径とコンプトン化光子の割合が大きかったことがわかります。コロナ効率$\eta\equivL_{ac}/\dotMc^2$、ここで$L_{ac}$はコロナで生成される放射光度であり、およそ$\propto\dotM^{-であることがわかります。すべての観測に対して2/3}$。効率は、心拍状態の内部半径とともに低下しますが、内部半径が大きい$\chi$状態と中間状態の値は同様です。これらの結果の意味について説明します。
一般化された不確定性原理によって引き起こされるチャンドラセカール限界の発散を取り除く
| Title |
Removing_The_Divergence_of_Chandrasekhar_Limit_Caused_by_Generalized_Uncertainty_Principle |
| Authors |
Xin-Dong_Du_and_Chao-Yun_Long |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04338 |
通常の一般化された不確定性原理は、白色矮星の発散する質量限界につながり、チャンドラセカール限界と観測結果と一致しません。発散を取り除くために、限界を回復するための2つの独立した解決策として、一般化された不確定性原理の最大運動量と負のパラメーターを導入します。特に、パラメータの表現は、白色矮星に対してパラメータが負である理由を説明するために与えられています。さらに、最大運動量と負のパラメーターの間の内部関係についても説明します。
| Title |
Transonic_accretion_and_winds_around_Pseudo-Kerr_black_holes_and_comparison_with_general_relativistic_solutions |
| Authors |
Abhrajit_Bhattacharjee,_Sandip_K._Chakrabarti,_Dipak_Debnath |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04383 |
ブラックホール上の降着流のスペクトルとタイミングの特性は、それらの密度と温度分布に依存します。これらは、基礎となるダイナミクスに由来します。したがって、流体力学と放射伝達を含む流れの正確な記述は、観測結果を解釈するために必須です。非回転ブラックホールの場合、周囲の時空の疑似ニュートン記述により、スペクトルおよびタイミング特性の予測を大幅に進歩させることができます。この形式主義は、ブラックホールを回転させるために欠けています。この論文では、一般相対性理論（GR）の動径運動量方程式から導き出せる「自然な」ポテンシャルの正確な形が存在することを示します。ニュートン方程式のセットでこのポテンシャルを使用すると、完全なGRフレームワークから得られた解と比較することで証明されるように、遷音速流を非常に正確に記述することができます。比エネルギーと角運動量にまたがるパラメータ空間における臨界点と遠心圧力に支えられた衝撃の特性を研究し、GR流体力学の結果と比較します。このポテンシャルは、回転するブラックホール周辺の観測結果のモデリングのために、カーパラメーター$-1<a<1$の全範囲で安全に使用できることを示しています。流れは非粘性であると仮定します。したがって、それは一定のエネルギーと角運動量で非散逸的です。これらの仮定は、粘性のあるタイムスケールと比較して、落下のタイムスケールがはるかに短いため、ブラックホールの非常に近くで有効です。
GMRTの広帯域タイミングで発見されたミリ秒パルサー
| Title |
Wide-band_timing_of_GMRT_discovered_millisecond_pulsars |
| Authors |
Shyam_S._Sharma,_Jayanta_Roy,_Bhaswati_Bhattacharyya,_Lina_Levin,_Ben_Stappers,_Timothy_T._Pennucci,_Levi_Schult,_Shubham_Singh,_Aswathy_Kaninghat |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04386 |
パルサータイミングデータの確率的重力波（GW）バックグラウンドから予想されるインプリントを検出できるようにするには、星間プラズマの自由電子密度の乱れによってもたらされる周波数依存効果のモデリングが必要です。この作業では、より低い観測周波数での大きな部分帯域幅によって支援されたアップグレードされたGMRTを使用して、ミリ秒パルサー（MSP）のセットの星間物質の時間的変動の調査を提示します。周波数不変テンプレートプロファイルを使用した従来の狭帯域分析とは異なり、パルサープロファイルの周波数による大幅な変化を補正しながら、PulsePortraitureベースの広帯域タイミング分析を適用しました。GMRTが発見したMSPにPulsePortraitureベースの広帯域タイミング法を実装してDMの変動を調査した結果、DMの精度は$10^{-4}\、pc〜cm^{-3}$になりました。一般に、DMの時間的変動を一致させる狭帯域タイミングと比較して、広帯域タイミングからより優れたDMとタイミング精度を実現します。300〜1460MHzの周波数範囲で新たに発見されたMSPのこの広帯域タイミング研究は、低周波数でのプロファイルモデリングの有効性を強調し、パルサータイミングアレイでそれらを使用する可能性を調査します。
超大光度X線源M51ULX-8における中性子星の自転周期について
近くの銀河や私たち自身の銀河で超大光度X線源（ULX）ファミリーのいくつかのメンバーから周期的な脈動が最近発見されたことで、降着するコンパクトオブジェクトの性質が明らかになりました。現在、ブラックホールではなく中性子星が、脈動が観測されているかどうかに関係なく、かなりの数のULXに電力を供給していると考えられています。ULXのX線スペクトルでのサイクロトロン吸収線の検出は、コンパクトオブジェクトを中性子星として識別するための代替方法を提供します。非脈動ULXの中で、M51ULX-8のスペクトルにサイクロトロン共鳴散乱機能（CRSF）が存在することが報告されています。本研究では、M51ULX-8の中性子星の表面の磁場強度を、観測されたCRSFのエネルギーから推測して、X線放射のビーム率、さらに重要なことに、とらえどころのない中性子の観測可能範囲を推定します。-近い将来、次の宇宙ミッションで発見されることを願って、星のスピン期間。
BLLacsのXMM-Newtonカタログ
Roma-BZCATの第5版にリストされている1151BLLacsとの相互相関に基づいて、BLLacX線、光学、およびUV特性のXMM-Newtonカタログを提示します。XMM-Newtonアーカイブの20年近くのミッションで、すべての指摘された観測の視野で、これらのオブジェクトに対応するX線を検索しました。相互相関により、103の異なるBLラックに対応する合計310のXMM-Newtonフィールドが生成されます。XMM-NewtonSASソフトウェアを使用して3台のEPICカメラ（X線）とOM（光学/UV）からのデータを均一に分析し、3台のEPICカメラのいずれかで検出されたBLラックの画像、光度曲線、スペクトル積を生成しました。2つの異なる現象論的モデル、対数放物線とべき乗則を、吸収カラム密度のさまざまなバリエーションでテストし、それらのパラメーターを抽出しました。確立された統計手法に従って光度曲線から時間変動情報を導き出し、統計指標を通じて変動を定量化しました。OMのマグニチュードとフラックスは、可能な限り計算されました。より高いフラックスを示すソースには、べき乗則モデルよりも対数放物線モデルが優先されることがわかります。これは、曲率がBLラックに固有であり、フラックスが高い場合にのみ見られることを示している可能性があります。分析結果を、0.2〜10keVのエネルギー帯域および光学/UV帯域のサンプルのX線スペクトル特性のカタログとして提示します。無線およびガンマ線エネルギーでの多波長情報を含むカタログを完成させます。
超高エネルギー宇宙線（UHECR）の物理学の状況を確認し、主な実験結果を紹介し、考えられる解釈を要約した後、UHECRの発生源に関する観測的および理論的制約について説明します。磁場の役割についても簡単にコメントします。これらの制約を組み合わせて、FR-I銀河やセイファート銀河、あるいは極超新星などの明るく多数のAGNタイプが、最も有望なUHECR源であると私は主張します。最後に、結論を出す前に、会議で発表されたモデルのいくつかをスケッチします。
エンジニアリング開発アレイ2で球面調和関数を使用して159MHzで南天をイメージング
| Title |
Imaging_the_Southern_Sky_at_159MHz_using_Spherical_Harmonics_with_the_Engineering_Development_Array_2 |
| Authors |
Michael_A._Kriele,_Randall_B._Wayth,_Mark_J._Bentum,_Budi_Juswardy,_Cathryn_M._Trott |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04281 |
国際電波天文学の主要な優先事項の1つは、宇宙の再電離（EoR）の時代から21cmのHI線を検出することにより、初期の宇宙を研究することです。21cm信号の性質が弱いため、EoRの検出における重要な部分は、汚染された前景が数桁明るいため、観測から汚染された前景を取り除くことです。これを実現するには、キャリブレーションと前景の減算に、広範囲の周波数と角度スケールにまたがるスカイマップが必要です。既存の低周波スカイマップを補完し、スクエアキロメートルアレイ（SKA）低周波アレイプロトタイプシステムであるエンジニアリング開発アレイ2（EDA2）を利用して、球面調和関数通過干渉法によりサザンスカイマップを構築しました。mモード形式を使用して、159MHzで3度の角度分解能で全天マップを作成し、（EDA2）からのデータは、赤緯で+60度から-90度を超える情報を提供します。また、干渉計のベースライン分布が球面調和関数にどのようにマッピングされるかを視覚化および定量化するための新しい方法を紹介し、干渉計が敏感でない球面調和関数成分を制約するために事前情報をどのように使用できるかについて説明します。
Simons Observatory220および280GHzフォーカルプレーンモジュール：設計と初期特性評価
| Title |
The_Simons_Observatory_220_and_280_GHz_Focal-Plane_Module:_Design_and_Initial_Characterization |
| Authors |
Erin_Healy,_Daniel_Dutcher,_Zachary_Atkins,_Jason_Austermann,_Steve_K._Choi,_Cody_J._Duell,_Shannon_Duff,_Nicholas_Galitzki,_Zachary_B._Huber,_Johannes_Hubmayr,_Bradley_R._Johnson,_Heather_McCarrick,_Michael_D._Niemack,_Rita_Sonka,_Suzanne_T._Staggs,_Eve_Vavagiakis,_Yuhan_Wang,_Zhilei_Xu,_Kaiwen_Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04507 |
サイモンズ天文台（SO）は、チリのセロトコからのミリ波長の空の温度と偏光をさまざまな角度スケールで検出してマッピングし、宇宙論的および天体物理学的分析のための豊富なデータセットを提供します。SO焦点面は、UniversalFocal-planeModules（UFM）と呼ばれるコンパクトな六角形のパッケージでタイル状に配置されます。このパッケージでは、超伝導転移端センサー（TES）検出器が100mKのマイクロ波多重化電子機器に結合されます。30/40、90/150、および220/280GHzを中心とする帯域を持つ3つの異なるタイプのダイクロイックTES検出器アレイが、49の計画されたUFM全体に実装されます。90/150GHzおよび220/280GHzアレイには、それぞれ1,764TESが含まれており、2つの910xマルチプレクサ回路で読み取られます。モジュールには、高密度に配線された一連のシリコンチップが含まれており、100mKまでの堅牢なヒートシンクを備えた制御された電磁環境で一緒にパッケージ化されています。モジュール設計の概要に続いて、最初の220/280GHzUFMの初期の結果について報告します。これには、検出器の歩留まり、読み出し、検出器のノイズレベルが含まれます。
TESSの最初の3年間で74個の新しい明るいZZセティ星が発見されました
| Title |
Discovery_of_74_new_bright_ZZ_Ceti_stars_in_the_first_three_years_of_TESS |
| Authors |
A._D._Romero,_S._O._Kepler,_J._J._Hermes,_Larissa_Antunes_Amaral,_Murat_Uzundag,_Zs\'ofia_Bogn\'ar,_Keaton_J._Bell,_Madison_VanWyngarden,_Andy_Baran,_Ingrid_Pelisoli,_Gabriela_da_Rosa_Oliveira,_Detlev_Koester,_T._S._Klippel,_Luciano_Fraga,_Paul_A._Bradley,_Maja_Vu\v{c}kovi\'c,_Tyler_M._Heintz,_Joshua_S._Reding,_B._C._Kaiser,_and_St\'ephane_Charpinet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04158 |
トランジット系外惑星探査衛星（TESS）ミッションによって得られた、セクター1から39までの、最初の3サイクルに対応するデータから、74個の新しい脈動するDA白色矮星（ZZCetis）の発見を報告します。これには、南半球（セクター1-13および27-39）および北半球（セクター14-26）からのオブジェクトが含まれ、120秒および20秒のケイデンスで観測されます。私たちのサンプルには、ガイアの光度と視差のフィッティングからの質量決定を考慮すると、13個の低質量と1個の非常に低質量の白色矮星候補が含まれている可能性があります。さらに、11個の天体について地上望遠鏡からの追跡時系列測光を提示します。これにより、より多くの周期を検出することができました。各天体について、周期スペクトルを解析し、星地震解析を行い、サンプルの構造パラメータ、すなわち恒星質量、有効温度、水素エンベロープ質量を推定しました。候補となる低質量または極低質量の天体を除いて、<Msis>_〜0.635+/-0.015Msunの平均星震学的質量を推定します。この値は、ガイアデータからの推定値を使用した平均質量と一致します。これは<Mphot>〜0.631+/-0.040Msunであり、既知のZZCetisの平均質量は<M*>=0.644+/-0.034Msunです。。74個の新しい明るいZZ〜Cetisのサンプルは、既知のZZ〜Cetisの数を$\sim$20パーセント増やします。
明るい分光連星：II。公転周期がP <500日の5つのシステムの研究
| Title |
Bright_Spectroscopic_Binaries:_II._A_study_of_five_systems_with_orbital_periods_of_P_ |
| Authors |
Dennis_Jack,_Missael_Alejandro_Hern\'andez_Huerta,_Faiber_Danilo_Rosas-Portilla,_Klaus-Peter_Schr\"oder |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04162 |
P<500日の軌道周期を持つ5つの明るい分光連星システム（HD18665、HD27131、HD171852、HD215550、HD217427）の詳細な分析を提示します。観測された視線速度曲線を分析することにより、ツールキットRadVelを使用して、軌道パラメータの完全なセットを決定しました。5つのシステムの特性を研究するために、TIGRE望遠鏡で観測された中間解像度スペクトル（R=20,000）も分析し、ツールキットiSpecを使用して一次星の恒星パラメーターを決定しました。GaiaEarlyDataRelease3パララックス、3Dダストマップを使用した星間減光の補正、およびボロメータ補正を使用して、ヘルツシュプルングラッセル図に星を配置し、Eggletonコードで計算された恒星進化トラックと位置を比較して質量を決定しました。と主な星の年齢。それらはすべて巨大な段階に進化しました。最後に、二次星の質量を決定し、連星系の軌道傾斜角iを推定することができました。
光学およびNIRデータと新星V5668Sgrのモデリング
| Title |
Optical_and_NIR_data_and_modelling_of_nova_V5668_Sgr |
| Authors |
L._Takeda,_M._Diaz,_R._D._Campbell,_J._E._Lyke,_S._S._Lawrence,_J._D._Linford,_K._V._Sokolovsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04179 |
2016年から2019年までの新星V5668SgrのHST光学画像、Keck-OSIRISNIRIFSデータキューブ、およびKeck-NIRC2NIR画像を示します。観測は、低電離線の極域キャップと赤道トーラスでの放射の強化、および高イオン放射の強化を示しています。極キャップでのみ線。視線速度は、v=590kms$^{-1}$の均一な膨張速度と24$^o$のシステム傾斜角と互換性があります。これらの値は、1200$\pm$400pcの拡張視差距離を推定するために使用されました。NIRC2データは、2016年と2017年に粉塵の存在を示していますが、2019年には粉塵の放出を検出できませんでした。観測データは、噴出物の3D光イオン化モデルの組み立てに使用されました。モデルの結果は、2017年8月の中央ソースの温度が$1.88\times10^{5}$Kで、光度が$1.6\times10^{35}$ergs$^{-1}$であることを示しています（2。4年後）噴火）、そしてシェルの質量は$6.3\times10^{-5}$M$_{\odot}$であること。モデルはまた、おそらく発光降着円盤からの寄与による、電離フラックスの異方性を示唆している。
小規模な磁気的特徴、ブリンカー、および冠状輝点の同期
| Title |
Synchronization_of_Small-scale_Magnetic_Features,_Blinkers,_and_Coronal_Bright_Points |
| Authors |
Zahra_Shokri,_Nasibe_Alipour,_Hossein_Safari,_Pradeep_Kayshap,_Olena_Podladchikova,_Giuseppina_Nigro,_and_Durgesh_Tripathi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04459 |
304〜{\AA}で撮影された画像で検出されたブリンカー、193〜{\AA}での極紫外線冠状輝点（ECBP）、94〜でのX線冠状輝点（XCBP）などのさまざまな過渡現象間の関係を調査します。AIAの{\AA}、および太陽周期24の10年間にHMIによって観測された磁気的特徴。自動識別法を適用して過渡現象を検出し、YAFTAアルゴリズムを使用して磁気的特徴を抽出します。10年間のデータを使用して、合計でそれぞれ7,483,827個のブリンカー、2,082,162個のECBP、および1,188,839個のXCBPを検出し、出生率は約$1.1\times10^{-18}$${\rmm}^{-2}{\rms}^{-1}$、$3.8\times10^{-19}$${\rmm}^{-2}{\rms}^{-1}$、および$1.5\times10^{-19}$${\rmm}^{-2}{\rms}^{-1}$。ウィンカーの約80\％がスーパーグラニュールの境界で観察され、57\％（34\％）がECBP（XCBP）に関連付けられていることがわかります。さらに、トランジェントの約61{-}80\％が静かな太陽の孤立した磁極に関連付けられており、\textbf{トランジェントの正規化された最大強度は、べき乗則を介して光球の極の磁束と相関している}ことがわかります。法。これらの結果は、これらの過渡現象が磁気起源を持ち、それらの同期した振る舞いが太陽大気の異なる層の間の結合の理解に向けたさらなる手がかりを提供することを顕著に示しています。私たちの研究はさらに、これらの過渡現象の出現が黒点周期と強く反相関していることを明らかにしています。この発見は、太陽周期中のさまざまなスケールでの太陽ダイナモと磁気構造のより良い理解に関連する可能性があります。
1世紀以上にわたる$ \ delta $ Cetiの変動性調査
| Title |
Over_a_century_of_$\delta$_Ceti_variability_investigation |
| Authors |
\'Sreniawska_E.,_Kami\'nski_K.,_Kami\'nska_M._K.,_Tokarek_J.,_Zg\'orz_M |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04484 |
$\delta$Cetiの視線速度測定の2014-2018キャンペーンの結果を提示します。脈動周期の決定と過去のデータを組み合わせると、観測された変化の最も可能性の高い説明は、周期が$169の軌道上に最小質量$1.10\pm0.05M_{\odot}$の二次成分が存在することであると結論付けます。午後6ドル年。その結果、本質的な進化期間の変化率を$0.018\pm0.004$s/世紀以下に修正しました。これは、以前の推定よりも大幅に低く、Neilson＆Ignace（2015）の進化モデルと一致しています。Aertsetal。によって報告されたような視線速度ピリオドグラムには、有意な多周期周波数は見つかりませんでした。（2006）MOST衛星からの測光データ。JMMCステラ直径カタログの$\delta$Cetiの干渉角サイズを使用して、ボロメータフラックス法で星のいくつかの物理的パラメータを決定しました。それらは、以前のほとんどの決定と一致していることが判明し、Aertsらによるさまざまな方法を使用して得られたものよりも質量が小さく、くじら座デルタ星の進化が遅いことを確認しました。（2006）およびNeilson＆Ignace（2015）。
基礎宇宙論の新しいツールとしての数値相対論
宇宙の起源、進化、構造の理解の進歩は、宇宙の摂動理論、モデル構築、有効場の理論によって長い間推進されてきました。このレビューでは、基本的な宇宙論のための強力な新しい補完的なツールとして数値相対論を紹介します。その力を説明するために、一般的な滑らかでない初期条件から始めて、宇宙の均質化、等方性化、および平坦化におけるゆっくりとした収縮と膨張のロバスト性を研究するための数値相対論の適用について説明します。特に、遅い収縮の最近の数値相対論研究が、観測可能な宇宙の大規模な均質性と等方性を説明するために必要なものに関する従来の見方に挑戦する超局所性に基づく新しい非線形平滑化メカニズムをどのように明らかにしたかについて説明します。
超流動真空理論における銀河回転曲線の漸近的振る舞いについて
物理的真空の対数超流動理論は、重力が誘発された現象であり、複数のスケールの構造を持っていることを予測しています。天文学的スケールでは、重力中心からの距離が増加するにつれて、重力ポテンシャルと対応する時空メトリックは、ニュートン（シュワルツシルト）項、対数項、最後に線形および二次（ドジッター）項によって支配されます。これに対応して、回転曲線は銀河の内側の領域ではケプラーの楕円軌道であり、外側の領域ではほとんど平坦であり、最も外側の領域では平坦ではないと予測されています。理論の予測を、多くの銀河で利用可能な最も遠い回転曲線のデータポイントと比較します。2つのパラメーターの適合を使用して、ガスと恒星円盤の複合効果を無視する予備的な推定を実行しますが、比較的単純で、銀河系の発光物質。データは、銀河の周辺でフラットから非フラットのレジームへのクロスオーバー遷移の存在を強く指摘しています。
いて座A *のホットスポットデータをフィッティングすることにより、重力の代替理論をテストする
標準的なカーブラックホール（BH）のさまざまな修正によって表される、銀河中心のSgrA*ソースの周りを周回する電気的に中性のホットスポットのダイナミクスを、5月27日7月22日にGRAVITY機器によって観測された3つのフレアに適合させています。2018年7月28日。非線形電気力学と組み合わせた一般的な相対性（GR）、または暗黒物質（DM）の影響を反映した、またはいわゆるパラメーター化されたダーティカー時空での荷電BHを表す、静止した軸対称で漸近的に平坦な時空を検討します。軌道周波数が異なる時空を標準のカーBHと区別し、ホットスポットデータを使用してさまざまなBH時空をテストします。考慮されたBHを周回するホットスポットの軌道周波数と位置がフレア軌道の観測された位置と周期に適合し、考慮されたBH時空のパラメーターとそのような修正された時空の背後にある重力または他の理論に関連する制約を与えることを示します。
非局所重力宇宙論：概要
宇宙論的応用の観点から、非局所的な用語を含む重力理論のいくつかの主要な側面について議論します。特に、幾何学的不変量に基づく一般相対性理論のさまざまな拡張を$f（R、\Box^{-1}R）$、$f（{\calG}、\Box^{-1}{\calG}）$および$f（T、\Box^{-1}T）$重力ここで、$R$はRicci曲率スカラー、$\calG$はガウス・ボネ位相不変量、$T$はねじれスカラーです。演算子$\Box^{-1}$は、非局所性を生じさせます。NoetherSymmetriesを使用してそれらの関数形式を選択した後、宇宙論的背景の中で正確な解を見つけます。選択したモデルのダイナミクスを減らし、運動方程式の解析解を見つけることができます。このアプローチの一般的な特徴として、重力ラグランジアンに対する非局所性補正を考慮に入れることにより、さまざまなエポックでのハッブル流の加速膨張、特に暗黒エネルギーの問題に対処することができます。一方、天体物理学のスケールでも重力の非局所的影響を検索することは可能です。この観点から、球対称の背景でも$f（R、\Box^{-1}R）$重力の対称性を検索し、自由パラメーターを制約します。具体的には、銀河の周りを周回するS2星を考慮に入れます。センターSgrA$^*$、非局所性がそのような巨大な自己重力物体の周りの恒星軌道にどのように影響するかを研究することが可能です。
NECの断続的な違反とGWの伝播速度の低下を伴う、インフレ中に強化された原始GWの生成
| Title |
Generating_enhanced_primordial_GWs_during_inflation_with_intermittent_violation_of_NEC_and_diminishment_of_GW_propagating_speed |
| Authors |
Yong_Cai,_Yun-Song_Piao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04552 |
インフレーション中に原始重力波（GW）の強化されたパワースペクトルを生成するためのヌルエネルギー条件（NEC）違反シナリオと$c_T$減少シナリオの両方を調査します。ここで、$c_T$は原始GWの伝播速度です。これらの2つのシナリオはどちらも、Horndeskiを超える理論で安定して実現できるため、有効場の理論の枠組み内で均一に実装できます。インフレーション宇宙が3つのフェーズを経て、NECの違反または$c_T$の減少が中間フェーズで発生すると仮定して、原始GWのパワースペクトルを計算します。NEC違反シナリオのスペクトルのテンプレートが提供されています。また、これら2つのシナリオ間の根本的な関係と不一致についても説明します。
集約された出力を備えた非常に大きなSiPMアレイ
| Title |
Very_large_SiPM_arrays_with_aggregated_output |
| Authors |
A._Razeto,_V._Camillo,_M._Carlini,_L._Consiglio,_A._Flammini,_C._Galbiati,_C._Ghiano,_A._Gola,_S._Horikawa,_P._Kachru,_I._Kochanek,_K._Kondo,_G._Korga,_A._Mazzi,_A._Moharana,_G._Paternoster,_D._Sablone,_H._Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04615 |
この作業では、PMTの代替として動作するように考案された表面積100cm$^2$のSiPMベースの光検出器の設計と性能を文書化します。94個のSiPMからの信号を合計すると、液体窒素で表面全体で100cps未満のダークカウントレート（DCR）、13を超える信号対雑音比、および5.5を超えるタイミング分解能を示す集約出力が生成されます。ns。このモジュールは、5Vで約360mWを供給し、100$\Omega$差動ラインで500光電子を超えるダイナミックレンジを実現します。ユニットは室温での動作と互換性があり、DCRは約6桁増加します。
