反復エミュレーターを使用したBOSS銀河とeBOSSクエーサーの完全な形状分析の組み合わせ
| Title |
Combined_full_shape_analysis_of_BOSS_galaxies_and_eBOSS_quasars_using_an_iterative_emulator |
| Authors |
Richard_Neveux,_Etienne_Burtin,_Arnaud_de_Mattia,_Agne_Semenaite,_Kyle_S._Dawson,_Axel_de_la_Macorra,_Will_J._Percival,_Graziano_Rossi,_Vanina_Ruhlmann-Kleider,_Donald_P._Schneider_and_Gong-Bo_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04679 |
フーリエ空間での標準的なフルシェイプクラスタリング分析は、赤方偏移を距離に変換するために使用される基準宇宙論で定義された固定パワースペクトルテンプレートに依存し、宇宙論情報をAlcock-Paczynskiパラメーターと構造の線形成長率に圧縮します。本論文では、宇宙論パラメータ空間で直接動作し、各テストポイントでそれに応じてパワースペクトルテンプレートを変化させる分析方法を提案します。TNSモデルからのパワースペクトル多重極の予測は、$\Lambda\rm{CDM}$のフレームワーク内のさまざまな宇宙論で計算されます。最終的なeBOSSQSOおよびLRGサンプルを低zDR12BOSS銀河サンプルと一緒に適用すると、分析の結果、宇宙論的パラメーター$\Omega_{\rmcdm}$、$H_0$、$\sigma_8$に一連の制約が生じます。、$\Omega_{\rmb}$および$n_s$。計算されたモデルの数を減らすために、尤度表面をサンプリングする反復プロセスを構築します。各反復は、ガウス過程回帰で構成されます。この方法は、N体シミュレーションのモックで検証されています。（e）BOSSデータの組み合わせ分析から、次の制約が得られます：$\sigma_8=0.877\pm0.049$および$\Omega_{\rmm}=0.304^{+0.016}_{-0.010}$外部の事前情報。eBOSSクエーサーのサンプルだけでも、Planckの予測と比較して$3.1\sigma$の不一致が見られます。
過去50年間、宇宙論は指数の誤差で知られる分野から精密科学へと移行してきました。アイデア、テクノロジー、パラダイムシフト、文化の変化に支えられた変革は、$\Lambda$CDMパラダイムを最高の成果として、宇宙の理解に革命をもたらしました。私は精密宇宙論の旅を記録し、何が先にあるかについての私の考えで終わります。
シャプレー超銀河団におけるマイナーな合併の無線フットプリント：超銀河団から銀河団まで
| Title |
Radio_footprints_of_a_minor_merger_in_the_Shapley_Supercluster:_From_supercluster_down_to_galactic_scales |
| Authors |
T._Venturi,_S._Giacintucci,_P._Merluzzi,_S._Bardelli,_G._Busarello,_D._Dallacasa,_S.P._Sikhosana,_J._Marvil,_O._Smirnov,_H._Bourdin,_P._Mazzotta,_M._Rossetti,_L._Rudnick,_G._Bernardi,_M._Bruggen,_E._Carretti,_R._Cassano,_G._Di_Gennaro,_F._Gastaldello,_R._Kale,_K._Knowles,_B.S._Koribalski,_I._Heywood,_A.M._Hopkins,_R.P._Norris,_T.H._Reiprich,_C._Tasse,_T._Vernstrom,_E._Zucca,_L.H._Bester,_J.M._Diego,_J._Kanapathippillai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04887 |
シャプレー超銀河団（$\langlez\rangle\approx0.048$）には、重力によって束縛された数十の銀河団と銀河団が含まれているため、銀河団の合併に関する無線研究の理想的な対象となっています。新しい高感度電波観測を使用して、超銀河団から銀河団までのシャプレー超銀河団における質量集合のエネルギーの少ないイベントを調査しました。ASKAP、MeerKAT、GMRTを使用して、感度が$\sim6$から$\の範囲で、A3558とA3562の間の$\sim230$から$\sim1650$MHzまでの全領域の全強度画像を作成しました。sim100$$\mu$Jybeam$^{-1}$。ESO-VST光学イメージングとXMM-NewtonからのX線データを補完して、拡張発光機能の詳細な形態学的およびスペクトル研究を実施しました。クラスターとグループ、つまりA3562とグループSC1329--313を接続する$\sim1$Mpcスケールでの超低輝度クラスター間拡散放射の最初のGHz周波数検出を報告します。この地域のX線放射と形態学的に類似しています。また、（1）SC1329-313の銀河SOS61086でのラム圧力ストリッピングによって生成されたラジオテールを発見しました。（2）ヘッドテール電波銀河。そのテールは壊れており、バーの位置がずれています。（3）A3558の中心での超急な拡散放射。最後に（4）、A3562の電波ハローの超急なスペクトルの性質を確認します。私たちの研究はSC1329-313の北のフライバイのシナリオを強く支持します。スーパークラスターコアへの3562。[要約...]
明るい原始ブラックホールに対するダークラディエーションの制約
| Title |
Dark_radiation_constraints_on_light_primordial_black_holes |
| Authors |
J\'er\'emy_Auffinger,_Alexandre_Arbey,_Pearl_Sandick,_Barmak_Shams_Es_Haghi,_Kuver_Sinha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04946 |
非常に初期の宇宙では、大きな原始密度の変動が崩壊することで、軽いブラックホールが形成された可能性があります。これらの原始ブラックホール（PBH）は、十分に軽い場合、ホーキング放射の放出のために今までに蒸発していたでしょう。したがって、それらは今日の暗黒物質のかなりの部分を表すことができませんでした。しかし、彼らは初期の宇宙論的時代に痕跡を残した可能性があります。ビッグバン元素合成（BBN）の開始前に（回転する）PBHによる質量のない重力放出の影響について議論し、この暗放射への寄与は宇宙マイクロ波背景放射（CMB）によって制約されると結論付けます（将来のCMBステージ4で）そして、それらが宇宙のエネルギー密度を支配したという仮説の下で、PBH質量範囲のより軽い部分のBBN。
ノンパラメトリックアプローチによる暗黒エネルギー密度の再構成
ダークエネルギー密度の進化は、ダークエネルギーの性質を理解する上で重要な量です。多くの場合、量はいわゆる状態方程式、つまり暗黒エネルギーの圧力とその密度の比率で表されます。このシナリオでは、ダークエネルギー密度は宇宙の歴史を通して常に正であり、負の値は許可されていません。均質で等方性の宇宙を仮定して、観測データから直接暗黒エネルギー密度を再構築し、宇宙の歴史を通してその進化を調査します。最新のSNIa、BAO、および宇宙クロノメーターデータを検討し、赤方偏移$z\sim3$までのフラットおよび非フラット宇宙の両方でダークエネルギー密度を再構築します。結果は、赤方偏移$z\sim1.5$までの$\Lambda$CDMとよく一致していますが、私たちの分析では、すべてのデータと方法が、高赤方偏移で負の暗黒エネルギー密度を提供します。
CMB偏光統計異方性による銀河系周辺媒体のプロービング
| Title |
Probing_the_circumgalactic_medium_with_CMB_polarization_statistical_anisotropy |
| Authors |
Anirban_Roy,_Alexander_van_Engelen,_Vera_Gluscevic,_and_Nicholas_Battaglia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05076 |
宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の光子が宇宙を横断するとき、トムソン散乱（積分電子密度に比例;光学深度）および逆コンプトン散乱（積分電子圧力に比例;熱スニヤエフゼルドビッチ効果）を介して異方性を誘発できます。。光学的厚さ$\tau$およびCompton$y$パラメータの異方性の測定値は、銀河および銀河団によって刻印されているため、銀河間物質および銀河間物質の熱力学的特性に敏感です。分析的ハローモデルを使用して、光学的厚さ（$\tau\tau$）のパワースペクトル、光学的厚さとCompton$y$パラメーター（$\tauy$）の間の相互相関、および光学的厚さと銀河クラスタリング（$\taug$）の間の相互相関、およびこのモデルを宇宙シミュレーションと比較します。はるかに高い赤方偏移範囲でパッチ状の再イオン化を制限するために最初に考案された手法を使用して、ハローの光学的厚さを$z\lesssim3$に制限します。CMB-S4のような実験とVROのような光学的調査の場合、予測される信号対雑音比はそれぞれ2.6、8.5、および13です。これらのプローブの共同分析により、ハローの密度プロファイルの振幅を6.5％に、圧力プロファイルを13％に制限し、圧力プロファイルの外側の傾斜を無視できることを示します。これらの制約は、銀河の進化の物理学に関連する天体物理学的パラメーターに変換されます。たとえば、ガスの質量分率$f_{\rmg}$は、基礎となるモデルを想定して、$z\sim0$で5.3％の不確実性に制約できます。密度プロファイルの形状について。ここに示されている相互相関は、分光学的銀河赤方偏移を必要としないため、他のCMBおよび銀河相互相関を補完し、そのような相関が銀河進化の天体物理学の強力なプローブである方法の別の例です。
宇宙誌分析における質量シートの縮退に関するコメント
ハッブルパラメータ$H_0$の強いレンズ測定における縮退のモデリングに関して多くのコメントをします。最初のポイントは、視線のさまざまなセグメントに関連する弱いレンズ効果の影響に関するものです。$H_0$の推定値の体系的なバイアスを回避するために、通常のオブザーバーソース項に加えて、レンズソースセグメントとオブザーバーレンズセグメントに関連付けられた外部収束項をコスモグラフィックモデリングに含める必要があることを示します。具体的には、いくつかの視線項の不完全な説明が、質量シートの縮退を緩和するために、どのように星の運動学とレイトレーシングシミュレーション方法にバイアスをかけるかを示します。2番目のポイントは、特定のシステムで複数の強力なレンズの光源のイメージングデータを使用することに関するものです。マスシートの縮退は、複数のソースの可用性によって完全には解決されないことを示します。異なるソース間の外部収束の違いのために、いくらかの縮退が残っています。同様に、微分外部収束はまた、レンズ銀河の局所（「内部」）コア成分に関連するおおよその質量シート縮退に対処する際の複数のソースの使用を複雑にします。この内部-外部縮退は、赤方偏移の関数としての角直径距離の非単調性によって増幅されます。弱いレンズ効果の大まかな評価のために、非線形物質パワースペクトルを使用して、不等時間相関器に注意を払いながら、外部収束の推定値を提供します。
| Title |
An_Exomoon_Survey_of_70_Cool_Giant_Exoplanets_and_the_New_Candidate_Kepler-1708_b-i |
| Authors |
David_Kipping,_Steve_Bryson,_Chris_Burke,_Jessie_Christiansen,_Kevin_Hardegree-Ullman,_Billy_Quarles,_Brad_Hansen,_Judit_Szul\'agyi,_Alex_Teachey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04643 |
太陽系外惑星は、太陽系外惑星系を理解するための私たちの取り組みにおいて、重要な欠落しているパズルのピースを表しています。この欠陥に対処するために、ここでは、ケプラーによって発見された70のクールで巨大なトランジット系外惑星候補の太陽系外惑星調査について説明します。一連の検査テストに合格する月のような信号を示すものだけを特定します：Kepler-1708b。ケプラー-1708bは、統計的に検証された木星サイズの惑星であり、太陽のような静止星を約1.6AUで周回していることを示しています。太陽系外衛星の候補であるKepler-1708b-iの信号は、4.8シグマの影響であり、さまざまな機器のトレンド除去方法で持続し、注入回復による1％の誤検出確率があります。Kepler-1708b-iは〜2.6地球半径であり、〜1.6AUの木星サイズのホストから〜12惑星半径のほぼ同一平面上の軌道に位置しています。候補者を検証または拒否するには、将来の観察が必要になります。
偉大な世界を回転させましょう：スピッツァー宇宙望遠鏡で若い巨大な太陽系外惑星類似体の嵐で乱流の性質を明らかにする
| Title |
Let_the_Great_World_Spin:_Revealing_the_Stormy,_Turbulent_Nature_of_Young_Giant_Exoplanet_Analogs_with_the_Spitzer_Space_Telescope |
| Authors |
Johanna_M._Vos,_Jacqueline_K._Faherty,_Jonathan_Gagn\'e,_Mark_Marley,_Stanimir_Metchev,_John_Gizis,_Emily_L._Rice,_Kelle_Cruz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04711 |
スピッツァー宇宙望遠鏡を使用して、若い低質量褐色矮星の測光変動に関する調査を提示します。サンプルの23個のオブジェクトは、若さの堅牢な署名を示し、直接画像化された太陽系外惑星とプロパティを共有しています。2MASSJ03492367$+$0635078、2MASSJ09512690$-$8023553、2MASSJ07180871$-$6415310の3つの新しい若いオブジェクトを紹介します。13個の若い天体の変動を検出し、若い褐色矮星がL2〜T4スペクトル型の範囲全体で変動を示す可能性が高いことを発見しました。対照的に、フィールドドワーフの変動発生率は、スペクトル型$>$L9で低下します。若いオブジェクトの変動振幅を調べ、フィールドドワーフと比較して最大振幅の向上を見つけます。スペクトル型内で観測された振幅の範囲は、視線の傾きや自転周期などの二次的影響の影響を受ける可能性があると推測されます。新しい自転周期を文献と組み合わせて、角運動量の進化に対する質量の影響を調査します。質量の大きい褐色矮星（$>30M_{\mathrm{Jup}}$）は時間の経過とともにスピンアップしますが、質量の小さいオブジェクト（$<30M_{\mathrm{Jup}}$）でも同じ傾向は見られません。古い、低質量のオブジェクトの測定期間の数が少ないためです。コンパニオンブラウンドワーフと惑星質量オブジェクトの自転周期は、同様の年齢と質量を持つ孤立したオブジェクトの回転周期と一致しており、同様の角運動量の履歴を示唆しています。かじき座AB星群内では、変動の発生率が高く、一般的な角運動量の進化の証拠が見られます。この結果は、ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡や30メートル望遠鏡などの設備を備えた直接画像化された太陽系外惑星での将来の変動性検索に有望です。
火星の砂嵐と重力波：上層大気への水の輸送を解きほぐす
| Title |
Martian_Dust_Storms_and_Gravity_Waves:_Disentangling_Water_Transport_to_the_Upper_Atmosphere |
| Authors |
Dmitry_S._Shaposhnikov,_Alexander_S._Medvedev,_Alexander_V._Rodin,_Erdal_Yi\u{g}it,_Paul_Hartogh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05081 |
火星の28年と34年のマックスプランク協会火星大循環モデルを使用したシミュレーションにより、水の「ポンプ」メカニズムと重力波（GW）強制の役割の詳細が明らかになります。水は主に子午面循環の上向きの枝によって上層大気に移流されます：分点の間は低緯度で、至点の間は南極上に移流されます。分子拡散は、中間圏および中間圏界面を横切る水輸送においてほとんど役割を果たしません。GWは、地球規模の砂嵐の際に循環と温度を調整するため、輸送のタイミングと強度が変化します。分点では、それらは中層大気の極温暖化地域での水の蓄積を促進し、続いて赤道上でより強い湧昇を促進します。等時性の嵐が衰えるにつれて、GWは熱圏の水の還元を加速する傾向があります。GWは、暴風雨の際の輸送の開始を遅らせ、上層大気の世界平均の水量を10〜25％変化させます。
火星の大気中の水循環のモデル化：エアロゾル核形成粒子の二峰性サイズ分布の影響
| Title |
Modeling_the_hydrological_cycle_in_the_atmosphere_of_Mars:_Influence_of_a_bimodal_size_distribution_of_aerosol_nucleation_particles |
| Authors |
Dmitry_S._Shaposhnikov,_Alexander_V._Rodin,_Alexander_S._Medvedev,_Anna_A._Fedorova,_Takeshi_Kurod,_Paul_Hartogh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05086 |
火星大気の大循環モデルへの水循環スキームの新しい実装を提示します。このモデルには、水蒸気と氷のセミラグランジュ輸送スキームが含まれており、それらの間の相転移の微物理を考慮しています。水文学的スキームには、可変サイズ分布の仮定の下での飽和、核形成、粒子成長、昇華、および沈降のプロセスが含まれます。このスキームは、マックスプランク協会の火星大循環モデル（MPI--MGCM）に実装され、氷凝縮核の単峰性および二峰性の対数正規分布を想定してテストされています。シミュレートされた年間変動、水蒸気と氷雲の水平および垂直分布と、火星探査機に搭載された機器からの利用可能な観測値との比較を示します。エアロゾル粒子分布のバイモダリティを考慮することで、予測される氷雲の質量、不透明度、数密度、粒子半径など、年間の水循環のシミュレーションが改善されます。数密度の増加と核形成率の低下により、シミュレートされた雲の不透明度が観測に近づきます。シミュレーションは、シミュレートされた水蒸気分布に対する過剰な小さなエアロゾル粒子の弱い影響を示しています。
位相空間スパイラルを使用した銀河円盤の計量IV。 3D銀河シミュレーションでのテスト
位相空間スパイラルの形状を使用した銀河円盤の計量に関するこの4番目の記事では、ホスト銀河のような天の川と合流する矮星衛星で構成される10億粒子の3次元N体シミュレーションでこの方法をテストしました。この作業の主な目的は、渦巻銀河が局所的に静的で垂直方向に分離可能な重力ポテンシャルに生息しているという、モデルの基本的な仮定の妥当性をテストすることでした。これらの仮定は、乱れた3次元円盤銀河の複雑な運動学的システムでは妥協される可能性があります。実際、これらの仮定に関連する統計的不確実性と潜在的なバイアスは、このシミュレーションで増幅されると予想されます。これは、より強く摂動され、より高い垂直エネルギーに生息する位相空間スパイラルを持っているという点で天の川とは異なります。シミュレートされたホスト銀河のさまざまな空間位置から44個の個別のデータサンプルを作成しました。私たちの方法は、これらの44のデータサンプルの垂直重力ポテンシャルについて正確な結果を生成し、標準偏差は7％で誤差の偏りのない分布を示しました。また、空間に依存する深刻で未知の選択効果の下でメソッドをテストし、堅牢な結果も得ました。これは、定常状態の仮定に基づく従来の動的質量測定とは異なります。定常状態は、未知の、またはモデル化が不十分な不完全性に非常に敏感です。したがって、天の川円盤の遠方の領域の局所的な質量測定を行うことができます。そうしないと、複雑でよく理解されていない選択効果によって危険にさらされることになります。
PHANGS-MUSEによって観測された19個の銀河の惑星状星雲輝度関数距離
| Title |
Planetary_Nebula_Luminosity_Function_distances_for_19_galaxies_observed_by_PHANGS-MUSE |
| Authors |
Fabian_Scheuermann,_Kathryn_Kreckel,_Gagandeep_S._Anand,_Guillermo_A._Blanc,_Enrico_Congiu,_Francesco_Santoro,_Schuyler_D._Van_Dyk,_Ashley_T._Barnes,_Frank_Bigiel,_Simon_C._O._Glover,_Brent_Groves,_Ralf_S._Klessen,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Erik_Rosolowsky,_Eva_Schinnerer,_Andreas_Schruba,_Elizabeth_J._Watkins,_Thomas_G._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04641 |
PHANGSコラボレーションによってVLT/MUSEで観測された、近くの19個の渦巻銀河までの新しい惑星状星雲輝度関数（PNLF）距離を提供します。輝線比は、惑星状星雲（PNe）を、コンパクトな超新星残骸（SNR）やHII領域などの他の明るい[OIII]放出源から分離するために使用されます。多くの研究がこの目的のために狭帯域イメージングを使用していますが、面分光法によって提供される詳細なスペクトル線情報は、さまざまな[OIII]エミッターを分類するためのより堅牢な方法を提供します。PNLFに対するSNR汚染の影響を調査し、狭帯域イメージングが提供するのと同じデータに限定すると、すべてのオブジェクトを正しく分類できないことがわかりました。ただし、いくつかの誤分類されたオブジェクトは通常、光度関数の明るい端に該当せず、距離が$1\sigma$を超えて変化するのは3つの場合のみです。他の方法からの文献値と一般的によく一致していることがわかります。同じIFUデータからも導出された金属量制約を使用して、PNLFゼロ点キャリブレーションを再検討します。$8.34<12+\log（\mathrm{O}/\mathrm{H}）<8.59$の範囲で、サンプルは一定のゼロ点と一致し、$M^*=-4.542^{+0.103}を生成します。_{-0.059}\、\mathrm{mag}$、他の文献値の$1\sigma$以内。MUSEは、PNLF研究の限界を押し広げ、この種の分析のために$20\、\mathrm{Mpc}$を超える銀河にアクセスできるようにします。PNLFへのこのアプローチは、近くの銀河に関する既存のアーカイブIFUデータを活用するための大きな期待を示しています。
EAGLEシミュレーションにおける銀河の拡張された電波連続放射の固有の整列
| Title |
Intrinsic_alignments_of_the_extended_radio_continuum_emission_of_galaxies_in_the_EAGLE_simulations |
| Authors |
Alexander_D._Hill,_Robert_A._Crain,_Ian_G._McCarthy,_Shaun_T._Brown |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04644 |
EAGLEシミュレーションで、銀河の星形成ガスの固有配列（IA）の測定値を示します。このガスの電波連続イメージングにより、光学的調査を補完する宇宙せん断測定が可能になります。隣接する銀河への方向とその方向に関して、星形成ガスの方向を測定します。星形成ガスは、銀河対の分離の減少関数である優先的に放射状の配向-方向の整列を示しますが、$z=0$で$\gtrsim1$Mpcにとって重要なままです。整列は、星によって示されるものと質的に類似していますが、固定された分離では弱くなります。より大規模なサブハロによってホストされている銀河のペアは、固定された間隔でより強い整列を示しますが、近いペアの強い整列は、${\sim}L^\star$銀河とその衛星によって支配されています。固定された共動距離では、赤方偏移が高いほど放射状の整列が強くなります。サブハロが優先的に平行な短軸の整列を示すにもかかわらず、配向-配向の整列はすべての分離でランダムと一致しています。星よりも星形成ガスのIAが弱いのは、前者が後者よりも銀河の暗黒物質構造との整合性が低い傾向があるためであり、IAによる系統的な不確実性は電波連続体の弱いレンズ効果ではそれほど深刻ではない可能性があることを意味します光学的対応物よりも調査。したがって、星形成ガスディスクの向きを恒星ディスクの向きまたはホストサブハロのDM構造と同一視するアライメントモデルは、電波連続体の宇宙シアー測定に対するIAの影響を過大評価します。
最近のLMC-SMC衝突：ガイアLMCディスク運動学とN体シミュレーションの比較からのタイミングと衝突パラメータの制約
| Title |
The_recent_LMC-SMC_collision:_Timing_and_impact_parameter_constraints_from_comparison_of_Gaia_LMC_disk_kinematics_and_N-body_simulations |
| Authors |
Yumi_Choi,_Knut_A._G._Olsen,_Gurtina_Besla,_Roeland_P._van_der_Marel,_Paul_Zivick,_Nitya_Kallivayalil,_and_David_L._Nidever |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04648 |
ガイア初期データリリース3カタログを使用して、大マゼラン雲（LMC）ディスク内のレッドクランプ星の固有運動（PM）フィールドの分析を示します。3D速度測定を備えた古い星に基づく運動学的モデルを使用して、重心運動と内部回転運動成分を差し引くことにより、残留PMフィールドを構築します。残留PMフィールドは、南ディスクのより大きな残留PMを含む非対称パターンを示しています。観測された残留PMフィールドと、天の川と小マゼラン雲（SMC）の潮汐フィールドの影響を受けるLMCアナログの5つの数値シミュレーションのフィールドとの比較は、現在のLMCが動的平衡状態にないことを示しています。観測されたディスク加熱のレベル（PM残留二乗平均平方根0.057$\pm$0.002masyr$^{-1}$）と運動学的非対称性の両方が、天の川の潮汐によって、またはSMC衝突パラメータの場合には再現されないことがわかります。LMCディスクのサイズよりも大きいです。この測定されたディスク加熱レベルは、LMC-SMC相互作用履歴の数値シミュレーションを検証するための斬新で重要な方法を提供します。私たちの結果だけでも、衝突パラメータ$\lesssim$10kpcと衝突タイミング$<$250Myrに制約があります。以前の研究から$\sim$140--160Myr前の衝突タイミング制約を採用した場合、我々の結果は、最新のSMC遭遇が$\sim$5kpcの衝突パラメータで発生したに違いないことを示唆しています。また、運動学的および幾何学的に導出されたディスクの傾きとノードの線の位置角に一貫した放射状の傾向が見られ、共通の原点を示しています。
レンズ付きライマンアルファMUSEアークサンプル（LLAMAS）：I。拡張ライマンアルファハローと空間オフセットの特性評価
| Title |
The_Lensed_Lyman-Alpha_MUSE_Arcs_Sample_(LLAMAS)_:_I._Characterisation_of_extended_Lyman-alpha_haloes_and_spatial_offsets |
| Authors |
A._Claeyssens,_J._Richard,_J._Blaizot,_T._Garel,_H._Kusakabe,_R._Bacon,_F._E._Bauer,_L._Guaita,_A._Jeanneau,_D._Lagattuta,_F._Leclercq,_M._Maseda,_J._Matthee,_T._Nanayakkara,_R._Pello,_T._T._Thai,_P._Tuan-Anh,_A._Verhamme,_E._Vitte,_L._Wisotzki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04674 |
17個のレンズクラスターのMUSEおよびHST観測から選択されたレンズ付きライマンアルファMUSEアークサンプル（LLAMAS）を紹介します。サンプルは、分光学的赤方偏移が2.9〜6.7の603個の連続体の弱い（-23<M_UV<-14）レンズ付きライマンアルファエミッター（959枚の画像を生成）で構成されています。クラスター倍率の力と3D分光観測を組み合わせることで、268個のライマンアルファ放射体の分解された形態学的特性を明らかにすることができます。フォワードモデリングアプローチを使用して、ソース平面のライマンアルファ線とレストフレームの両方のUV連続発光プロファイルをモデル化し、UVとライマンアルファ線の放射間の空間範囲、楕円率、および空間オフセットを測定します。UV連続体とライマンα空間範囲の間に有意な相関関係が見られます。ライマンα線のハローの特徴は、ハローのサイズがホスト銀河（SFR、ライマンα線EWおよびライマンα線FWHM）の物理的特性に関連していることを示しています。ライマンα線のハローの48％が、軸比の中央値がq=0.48の楕円形の放射分布に最もよく適合していることがわかります。UV放射とライマンアルファ放射の両方で検出された銀河の60％が、有意な空間オフセット（Delta）を示していることがわかります。サンプル全体について、Delta=0.58\pm0.14kpcの中央値オフセットを測定します。空間オフセット値をUVコンポーネントのサイズと比較することにより、オフセットの40％がUVコンポーネントの星形成サブ構造に起因する可能性があり、オフセットが大きいほど、次のような距離プロセスが大きいことが原因である可能性が高いことを示します。銀河系周辺の媒体内での散乱効果、またはかすかな衛星や合体する銀河からの放射として。典型的なライマンα線を放出する銀河のズームイン放射流体力学シミュレーションとの比較は、LLAMAS銀河との良好な一致を示し、明るい星形成の塊と伴銀河が同様の空間オフセット分布を生成できることを示しています。（要約）
ULIRG HE0435-5304のAGN
| Title |
AGN_in_the_ULIRG_HE_0435-5304 |
| Authors |
Krzysztof_Hryniewicz,_Ma{\l}gorzata_Bankowicz,_Katarzyna_Ma{\l}ek,_Aleksander_Herzig,_Agnieszka_Pollo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04685 |
ハンブルクヨーロッパ南天天文台のHE0435-5304は、2つの相反する赤方偏移値$\sim1.2$と$\sim0.4$で文献に表示されるクエーサーです。それは、その紫外線（UV）スペクトルに狭い吸収線をフィッティングすることにより、銀河間媒体の研究に使用されました。この光源は、歴史的に高光度赤外線銀河としても知られています。赤方偏移を正確に測定し、その物理的特性を研究することを目的として、HE0435-5304の光学スペクトルを提示します。特に、ここで超高光度赤外線銀河として特定されている源の文脈で研究されているその活動銀河の特性により、このクエーサーを一般の人々の文脈に置くことができます。スペクトルをフィッティングし、H$\beta$と[OIII]ラインのモデリングに焦点を合わせました。これらに基づいて、活動銀河核（AGN）のビリアルブラックホール質量、ボロメータ光度、およびエディントン比を導き出しました。さらに、ホスト銀河パラメータを定量化できる広帯域測光フィッティングを実行しました。HE0435-5304の改善された赤方偏移値は、[OII]線に基づいて、$0.42788\pm0.00027$と推定されます。これは、他の輝線の最も狭い成分とほぼ一致しています。源は比較的大きくて明るいAGNであり、そのホスト銀河は活発に星を形成していることがわかりました。その星の種族はひどく不明瞭になっているように見えますが、核の重大な不明瞭さの証拠は見つかりませんでした。AGNHE0435-5304は、狭い線のセイファート1グループに非常に近い極端なタイプAの集団からのかなり顕著な鉄エミッターであると結論付けます。H$\beta$線の幅が時間の経過とともに最も広い成分で体系的に成長しているように見えるという事実は、このAGNがその広い線領域を変更していることを示唆している可能性があります。大気の影響の影響により、この発見は不確かです。
シンクロトロンメカニズムとPKS1510-089の高エネルギーフレア
PKS1510-089からの高エネルギーガンマ線フレアにおけるシンクロトロン放射の役割を理解するために、拡散プロセスを介した粒子分布へのサイクロトロン波のフィードバックによるシンクロトロン放射の生成を研究します。サイクロトロン共鳴は、磁力線に沿って、そして磁力線を横切って粒子の拡散を引き起こします。このプロセスは、ピッチ角の増加とシンクロトロン放射の生成につながる準線形拡散（QLD）によって説明されます。放出粒子の分布を定義する運動方程式を研究します。再分配は、シンクロトロン反力によって引き起こされるQLDと散逸プロセスの2つの主要な要因によって条件付けられます。QLDはピッチ角を増加させますが、シンクロトロン力はこのプロセスに抵抗します。これら2つの力のバランスにより、ピッチ角の維持と対応するシンクロトロン放射プロセスが保証されます。モデルは広範囲の物理的パラメータについて分析され、QLDのメカニズムがGeVエネルギー領域で高エネルギー（HE）放出の生成を提供することが示されています。モデルによると、サイクロトロンモードに関連する低エネルギーは、高エネルギー帯域でシンクロトロン放射を引き起こします。
ペルセウス分子雲の3D磁場形態弧状の形態
| Title |
The_3D_magnetic_field_morphology_of_the_Perseus_molecular_cloud_An_arc-shaped_morphology |
| Authors |
M._Tahani,_W._Lupypciw,_J._Glover,_R._Plume,_J.L._West,_R._Kothes,_S._Inutsuka,_M-Y._Lee,_T._Robishaw,_L.B.G._Knee,_J.C._Brown,_Y._Doi,_I.A._Grenier,_M._Haverkorn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04718 |
分子雲に関連する磁場のマッピングにおける最近の観測的および理論的進歩にもかかわらず、それらの3次元（3D）形態は未解決のままです。多波長およびマルチスケールの観測により、これらの星形成領域の磁場の包括的な画像を描くことができます。Perseus分子雲に関連する3D磁場形態を再構築し、雲形成モデルの予測と比較します。これらの雲形成モデルは、フィラメント状の分子雲に関連する磁場の曲がりを予測します。この磁場の曲がりの方向と方向を、ペルセウス座の雲の3D磁場ビューと比較します。以前の視線と空の平面の磁場観測、および銀河磁場モデルを使用して、ペルセウス雲に関連する完全な3D磁場ベクトルと形態を再構築します。雲の3D磁場形態を、（私たちの観点から）空の平面で経度が減少する方向を指す凹状の弧として近似します。この磁場の形態は、銀河の磁場の記憶を保存します。この形態を雲形成モデルの予測と比較するために、雲は最新の相互作用の記憶を保持していると仮定します。速度観測を組み込むと、視線磁場観測は衝撃波-雲相互作用モデルの予測と一致していることがわかります。私たちの知る限り、分子雲の3D磁場が再構築されたのはこれが初めてです。ペルセウス座の雲の3D磁場形態は、フィラメント状の分子雲の形成メカニズムを説明する衝撃波-雲-相互作用モデルの予測と一致していることがわかります。
FGC1287とAbell1367の郊外にある謎めいた250kpcの長さのHIテール
| Title |
FGC_1287_and_its_enigmatic_250_kpc_long_HI_tail_in_the_outskirts_of_Abell_1367 |
| Authors |
T._C._Scott,_L._Cortese,_P._Lagos,_E._Brinks,_A._Finoguenov_and_L._Coccato |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04763 |
銀河団Abell1367の西に$\sim$1.8Mpc投影されたFGC1287トリプレットのHIおよび無線連続体、狭帯域H$\alpha$イメージング、IFU分光法、およびX線観測を示します。1つのトリプレットメンバー、FGC1287は、非常に長い250kpcHIテールと、ラム圧力ストリッピング（RPS）の典型的な特徴である乱されていない恒星円盤を表示します。検出可能なRPSシグネチャを生成するには、ICM/IGMに対して現実的な速度でRPSを生成するのに十分な密度の銀河団ガス（ICM）/銀河団ガス（IGM）が存在することが前提条件です。ただし、XMM-Newton観測では、トリプレットからのX線放射を検出できませんでした。これは、高温のICM/IGMが存在する場合、その密度n${_e}$が2.6$\times$10$未満であることを意味します。^{-5}$cm$^{-3}$。ここに示されている高解像度のVLAHIデータは、FGC1287のHIディスクが切り捨てられ、大幅に歪んでいるのに対し、HIテールは固いことを示しています。TNGH$\alpha$イメージングは、FGC1287のディスクの20kpc内に投影された3つの星形成の塊を識別し、VIMOS-IFUデータは、これらのうちの2つが尾のHI塊に対応することを確認しました。トリプレットのHI運動学は、H$\alpha$およびラジオ連続体イメージングとともに、相互作用がFGC1287のディスクでの星形成を強化した可能性があることを示唆していますが、長いHIテールの起源を容易に説明することはできません。RPSをICM/IGMX線放射の非検出と調和させる可能性のあるいくつかのシナリオを検討しますが、これらのいずれも長いHIテールの起源を明確に説明していません。
LAMOSTDR9の強力な[OIII] {\ lambda} 5007輝線コンパクト銀河：ブルーベリー、グリーンピース、パープルグレープ
| Title |
Strong_[OIII]{\lambda}5007_emission_line_compact_galaxies_in_LAMOST_DR9:_Blueberries,_Green_Peas_and_Purple_Grapes |
| Authors |
Siqi_Liu,_A-Li_Luo,_Huan_Yang,_Shi-Yin_Shen,_Jun-Xian_Wang,_Hao-Tong_Zhang,_Zhenya_Zheng,_Yi-Han_Song,_Xiao_Kong,_Jian-Ling_Wang,_and_Jian-Jun_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04911 |
エンドウ豆とブルーベリーの銀河は、コンパクトなサイズ、質量が小さく、輝線が強く、高zのLy{\alpha}銀河に類似していることでよく知られています。この研究では、1694個のスペクトルを持つ1547個の強い[OIII]{\lambda}5007輝線コンパクト銀河が、0.0から0.59の赤方偏移範囲でLAMOSTDR9から選択されています。赤方偏移の分布によると、これらのサンプルは、ブルーベリー、グリーンピース、パープルグレープの3つのグループに分けることができます。光学[MgII]{\lambda}2800ライン機能、BPTダイアグラム、多波長SEDフィッティング、MIRカラー、およびMIR変動は、これらのサンプルから23のAGN候補を識別するために展開されます。これらは、以下のSFRの説明では除外されます。GALEXUVおよびWISEMIRデータを使用して多波長SEDフィッティングを実行します。バルマー減少による色の過剰は、これらの強い[OIII]{\lambda}5007輝線コンパクト銀河が高度に赤くなっていないことを示しています。銀河の恒星の質量は、LAMOSTで較正されたスペクトルを輝線をマスクしてフィッティングすることによって得られます。SFRは赤方偏移の増加とともに増加しているのに対し、同じ赤方偏移ビン内のソースの場合、SFRはSFMSと同様の傾きで質量とともに増加していることがわかります。これらのサンプルの金属量の中央値は12+log（O/H）で8.10です。金属量は質量とともに増加し、すべてのソースは質量と金属量の関係を下回ります。[OIII]{\lambda}4363ラインから直接導出されたTeベースの金属量は、経験的なN2ベースの経験的な気相金属量と一致します。さらに、これらのコンパクトで強力な[OIII]{\lambda}5007は、ほとんどの場合、密度の低い環境にあります。
星形成領域観測（BISTRO）のB磁場：へび座のフィラメント構造の磁場
| Title |
B-fields_in_Star-Forming_Region_Observations_(BISTRO):_Magnetic_Fields_in_the_Filamentary_Structures_of_Serpens_Main |
| Authors |
Woojin_Kwon,_Kate_Pattle,_Sarah_Sadavoy,_Charles_L._H._Hull,_Doug_Johnstone,_Derek_Ward-Thompson,_James_Di_Francesco,_Patrick_M._Koch,_Ray_Furuya,_Yasuo_Doi,_Valentin_J._M._Le_Gouellec,_Jihye_Hwang,_A-Ran_Lyo,_Archana_Soam,_Xindi_Tang,_Thiem_Hoang,_Florian_Kirchschlager,_Chakali_Eswaraiah,_Lapo_Fanciullo,_Kyoung_Hee_Kim,_Takashi_Onaka,_Vera_K\"onyves,_Ji-hyun_Kang,_Chang_Won_Lee,_Motohide_Tamura,_Pierre_Bastien,_Tetsuo_Hasegawa,_Shih-Ping_Lai,_Keping_Qiu,_David_Berry,_Doris_Arzoumanian,_Tyler_L._Bourke,_Do-Young_Byun,_Wen_Ping_Chen,_Huei-Ru_Vivien_Chen,_Mike_Chen,_Zhiwei_Chen,_Tao-Chung_Ching,_Jungyeon_Cho,_Yunhee_Choi,_Minho_Choi,_Antonio_Chrysostomou,_Eun_Jung_Chung,_Simon_Coud\'e,_Sophia_Dai,_Pham_Ngoc_Diep,_Yan_Duan,_Hao-Yuan_Duan,_David_Eden,_Jason_Fiege,_Laura_M._Fissel,_Erica_Franzmann,_et_al._(100_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05059 |
星形成領域観測（BISTRO）調査のBフィールドの一部として、ジェームズクラークマクスウェル望遠鏡（JCMT）のPOL-2偏光計を使用して得られたへび座主分子雲に向けた850$\mu$m偏光観測を提示します。これらの観測は、密度や星形成活動などの異なる物理的特性を持つコアと6つのフィラメントで構成される、約6000auスケールでへび座の主分子雲の磁場形態を調べます。相対配向のヒストグラム（HRO）手法を使用して、磁場が密度の低いフィラメント構造のフィラメントに平行であることがわかります。ここで、$N_{H_2}<0.93\times10^{22}$cm$^{-2}$（密度勾配に垂直な磁場）、星形成活動を伴う高密度フィラメント構造のフィラメント（密度勾配に平行な磁場）に垂直である。さらに、HRO手法をより密度の高いコア領域に適用すると、磁場の向きが変化して、$N_{H_2}\approx4.6\times10^{22}$cm$^{-2}$で再び密度勾配に垂直になることがわかります。。これは、コア形成の兆候として解釈できます。$N_{H_2}\approx16\times10^{22}$cm$^{-2}$で、磁場は再び密度勾配に平行に戻ります。これは、磁場が引きずられるためであると理解できます。落下物によって。さらに、Davis-Chandrasekhar-Fermi法を使用してフィラメントの磁場強度（$B_{POS}=60-300〜\mu$G））を推定し、磁場に基づいてフィラメントが重力的に不安定であるかどうかを検討します。乱流エネルギー密度。
蜘蛛に炭素を供給する-銀河周辺の媒体と活動銀河核からの[CII]放出
| Title |
Feeding_the_spider_with_carbon_--_[CII]_emission_from_the_circum_galactic_medium_and_active_galactic_nucleus |
| Authors |
Carlos_De_Breuck_(ESO),_Andreas_Lundgren_(ESO),_Bjorn_Emonts_(NRAO),_Sthabile_Kolwa_(University_of_Johannesburg),_Helmut_Dannerbauer_(IAC),_Matthew_Lehnert_(University_de_Lyon) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05064 |
AtacamaPathfinderEXperimentを使用して、z=2.1612でのクモの巣銀河からの[CII]158um放射の検出を示します。ラインプロファイルは、COおよび[CI]で以前に特定された活動銀河核（AGN）および活動銀河媒体（CGM）コンポーネントに分割されます。これらの個々の[CII]成分は、COおよび遠赤外線の光度比に関して他のz>〜1AGNおよびほこりっぽい星形成銀河の集団と一致していることがわかります。CGMコンポーネントは10"APEXビームの[CII]放射を支配します。空間的に分解されたデータはありませんが、速度プロファイルとCO（1-0）の密接な対応は、COの数十キロパーセクのスケールでのみ検出されます。（1-0）は、[CII]放出が同様に拡張され、z>5銀河の周りで最近見つかった[CII]ハローを彷彿とさせることを示唆しています。炭素の最初の4つのイオン化状態を比較すると、原子[CI]放出が支配的であることがわかります。、分子量トレーサーとしての信頼性が向上します。601.8GHzでの[CII]検出は、ALMAバンド9の周波数範囲を元の仕様を超えて拡張する可能性も示しています。
近くのライナーのHalphaイメージングアトラスでのイオン化ガス流出の検索
| Title |
A_search_for_ionised_gas_outflows_in_an_Halpha_imaging_atlas_of_nearby_LINERs |
| Authors |
Laura_Hermosa_Mu\~noz,_Isabel_M\'arquez,_Sara_Cazzoli,_Josefa_Masegosa,_Beatriz_Ag\'is-Gonz\'alez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05080 |
流出は銀河の進化において主要な役割を果たします。ただし、それらのプロパティ（拡張、ジオメトリ、方向、および塊）の完全な全体像はまだわかっていません。低光度の活動銀河核（AGN）、特に低電離核輝線領域（LINER）の場合、流出速度とその特性はほとんどわかっていません。この作業の主な目標は、70の近くのライナーのサンプルでイオン化ガス流出候補の最大の最新のアトラスを作成することです。狭帯域光観察データを使用して、これらの銀河のイオン化ガス核放出の形態学的特性を分析し、特徴的な流出のような形態を伴う拡張放出の兆候を特定します。32ライナーのALFOSC/NOTから新しい画像データを取得しました。6つのオブジェクトのHSTアーカイブデータと、他の32のターゲットの文献の結果で補完しました。さらに、イオン化ガスと比較するために、チャンドラアーカイブから軟X線データを取得しました。これらのライナー内のイオン化ガスの分布は、$\sim$32％が気泡のような放出を示し、$\sim$28％が「コアハロー」の未解決の放出を示し、$\sim$21％が円盤状の放出を示します。。ダストレーンは、サンプルの$\sim$11％（「ダスティ」）の詳細な分類を妨げます。60個の銀河で利用可能な運動学的情報を考慮すると、ライナーの48％が流出/流入を検出することになります（50％は、面分光法に基づく運動学的情報のみを考慮します）。私たちの結果は、ライナーの流出の発生率は、Halphaの形態と文献からの運動学的情報の両方に基づいて、41％から56％まで変化する可能性があることを示唆しています。イオン化されたガスは、ほとんどの場合（$\sim$60％）の軟X線放射と共空間的であるため、それらは共通の起源を持っている可能性があります。イオン化ガスの流出をホストしている可能性が高い候補の事前選択のためのHalphaイメージングの使用について説明します。
5つの孤立した銀河の進化への洞察
| Title |
Insights_into_the_evolution_of_five_isolated_galaxies |
| Authors |
Paola_Mazzei,_Roberto_Rampazzo,_Antonietta_Marino,_Ginevra_Trinchieri,_Michela_Uslenghi,_Anna_Wolter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05090 |
銀河の進化は、環境によって条件付けられていると考えられています。孤立した銀河や貧しいグループの銀河は、環境の影響が最小限である進化のメカニズムを研究するための優れた実験室です。新しい{\itSwift}-{\ttUVOT}データを、進化に光を当てることを目的とした5つの孤立した銀河の6つのフィルター（3つは紫外線（UV））に表示します。私たちのすべてのターゲットについて、新しいUV統合フラックスを提示し、それらのいくつかについては、新しいUBVマグニチュードも提示します。私たちの観察により、波長が約3桁に及ぶ多波長スペクトルエネルギー分布を改善することができます。ターゲットのグローバルな多波長特性に事後的に固定された化学測光の実装による滑らかな粒子の流体力学的シミュレーションを活用して、ターゲットの進化についての洞察を提供します。次に、それらの進化的特性を、グループ内のいくつかの銀河について以前に導出されたものと比較します。私たちのターゲットの進化は、グループ内の銀河についてすでに見つけたものとは異なり、赤方偏移の範囲$0.5\leqz\leq4.5$で数Gyrs前に発生した合併によって推進されています。合併は、ガスが降着しているポテンシャル井戸を形作り、星形成率と銀河の進化を推進します。孤立した銀河は、少なくとも3Gyrの間、相互作用に苦しむべきではありませんでした。ただし、最初の合併では、ターゲットのプロパティに署名が残っています。{\itinsitu}の付着によって引き起こされる、いくつかの若返りのエピソードが強調表示されています。さらに、クラゲの形態は、これらの銀河が急冷段階の前に最大の星形成率を達成するときに現れます。
PDRs4All：大質量星からの放射フィードバックに関するJWST早期リリース科学プログラム
| Title |
PDRs4All:_A_JWST_Early_Release_Science_Program_on_radiative_feedback_from_massive_stars |
| Authors |
Olivier_Bern\'e,_\'Emilie_Habart,_Els_Peeters,_Alain_Abergel,_Edwin_A._Bergin,_Jeronimo_Bernard-Salas,_Emeric_Bron,_Jan_Cami,_St\'ephanie_Cazaux,_Emmanuel_Dartois,_Asunci\'on_Fuente,_Javier_R._Goicoechea,_Karl_D._Gordon,_Yoko_Okada,_Takashi_Onaka,_Massimo_Robberto,_Markus_R\"ollig,_Alexander_G._G._M._Tielens,_Silvia_Vicente,_Mark_G._Wolfire,_Felipe_Alarcon,_C._Boersma,_Ame\'elie_Canin,_Ryan_Chown,_Daniel_Dicken,_David_Languignon,_Romane_Le_Gal,_Marc_W._Pound,_Boris_Trahin,_Thomas_Simmer,_Ameek_Sidhu,_Dries_Van_De_Putte,_Sara_Cuadrado,_Claire_Guilloteau,_Alexandros_Maragkoudakis,_Bethany_R._Schefter,_Thi\'ebaut_Schirmer,_Isabel_Aleman,_Louis_Allamandola,_Rebecca_Auchettl,_Giuseppe_Antonio_Baratta,_Salma_Bejaoui,_Partha_P._Bera,_Goranka_Bilalbegovic,_John_H._Black,_Francois_Boulanger,_Jordy_Bouwman,_et_al._(90_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05112 |
巨大な星は、放射的および機械的なフィードバックプロセスを通じて、出生時の分子雲物質を破壊します。これらのプロセスは、1〜3の赤方偏移での活発な星形成の時代から現在に至るまで、私たちの銀河と宇宙全体の星間物質の進化に大きな影響を及ぼします。主要なフィードバックプロセスは、光解離領域（PDR）の観測によって調べることができます。この領域では、大質量星の遠紫外線光子が、中性の原子および分子ガスにガスとダストの暖かい領域を作成します。PDR放出は、拡散雲、原始惑星系円盤、分子雲表面、小球、惑星状星雲、星など、星間および星周円盤の大部分の質量に関連する物理的および化学的プロセスを詳細に研究するための独自のツールを提供します。形成領域。PDR発光は、星形成銀河の赤外線（IR）スペクトルを支配します。したがって、ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）で得られた銀河系および銀河系外の観測のほとんどは、PDR放射で発生します。この論文では、象徴的で近くのPDRであるOrionBarの観測専用の、MIRI、NIRSpec、およびNIRCam機器を使用した早期リリース科学プログラムを紹介します。これらの初期のJWST観測は、JWST観測の主要なPDR特性を識別するように設計されたテンプレートデータセットを提供します。これらのデータは、PDRモデルのベンチマークを行い、JWST時代に拡張するのに役立ちます。また、コミュニティに提供する科学を可能にする製品も紹介します。これらのテンプレートデータセットと科学を可能にする製品は、私たちの銀河とそれ以降の星形成領域に関する将来の提案の準備を導き、今後のJWST観測のデータ分析と解釈を容易にします。
太陽の近くの星形成は、局所泡の膨張によって引き起こされます
| Title |
Star_formation_near_the_Sun_is_driven_by_expansion_of_the_Local_Bubble |
| Authors |
Catherine_Zucker,_Alyssa_A._Goodman,_Jo\~ao_Alves,_Shmuel_Bialy,_Michael_Foley,_Joshua_S._Speagle,_Josefa_Gro{\ss}schedl,_Douglas_P._Finkbeiner,_Andreas_Burkert,_Diana_Khimey,_Cameren_Swiggum |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05124 |
何十年もの間、私たちは太陽がローカルバブルの中にあることを知っていました。ローカルバブルは、冷たい中性のガスと塵の殻に囲まれた低密度の高温プラズマの空洞です。しかし、この殻の正確な形状と範囲、その形成の推進力とタイムスケール、および近くの星形成との関係は、主に局所的な星間物質の低解像度モデルのために、不確かなままです。ガイア宇宙ミッションからの新しい空間的および動的な制約を利用して、ここでは、太陽から200pc以内の高密度ガスと若い星の3D位置、形状、および動きの分析を報告します。太陽の近くにあるほとんどすべての星形成複合体が局所泡の表面にあり、それらの若い星は主に泡の表面に垂直に外向きに膨張していることがわかります。これらの若い星の動きのトレースバックは、ローカルバブルの起源が14マイル前に始まったバブルの中心近くで起こった恒星の誕生とその後の死（超新星）のバーストであったシナリオをサポートします。超新星によって生成された局所泡の膨張は、周囲の星間物質を拡張シェルに押し上げ、今では断片化して最も顕著な近くの分子雲に崩壊し、超新星駆動の星形成の理論に対する強力な観測サポートを提供します。
FRAMEx II：活動銀河核におけるX線と電波の同時変動$-$ NGC2992の場合
| Title |
FRAMEx_II:_Simultaneous_X-ray_and_Radio_Variability_in_Active_Galactic_Nuclei_$-$_The_Case_of_NGC_2992 |
| Authors |
Luis_C._Fernandez,_Nathan_J._Secrest,_Megan_C._Johnson,_Henrique_R._Schmitt,_Travis_C._Fischer,_Phillip_J._Cigan,_Bryan_N._Dorland |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05152 |
6か月の観測キャンペーンでNGC2992の活動銀河核（AGN）のベリーロングベースラインアレイとニールゲーレルスウィフト天文台のX線望遠鏡による同時観測を使用して、コア5cmの電波輝度の大幅な低下を1倍に観測しました。$>3$で、$2-10$keVのX線輝度が$>5$増加します。NGC2992は、X線変動の研究にとって長い間重要なオブジェクトでしたが、私たちの研究は、このオブジェクトに対する最初のX線と電波の同時変動キャンペーンです。X線スペクトル指数はフレアの過程で変化しないことを観察します。これは、降着円盤での磁気リコネクションイベントが原因である可能性がある、コンプトン化プラズマのバルク量の変化と一致しています。見かけの電波光度の低下は、自由自由吸収の変化によって説明できます。これは、ブロードライン領域（BLR）と一致する物理的範囲と電子密度を持つイオン化領域に対応すると計算されます。私たちの結果は、動的降着円盤での磁気リコネクションイベントと一致しており、電離物質の爆発を引き起こし、UV降着円盤光子のコンプトン上方散乱を増加させ、物質をBLRに供給します。これらの調査結果は、AGNにおけるX線と電波放射の間の動的な関係の重要な物理的状況を示しています。
CCSNeの衝撃を受けたジェットは、高速の青い光トランジェントの動物園に電力を供給することができます
| Title |
Shocked_jets_in_CCSNe_can_power_the_zoo_of_fast_blue_optical_transients |
| Authors |
Ore_Gottlieb,_Alexander_Tchekhovskoy,_Raffaella_Margutti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04636 |
星形成銀河における高速青色光トランジェント（FBOT）の最近の多波長検出は、その起源がまだ理解されていない新しいクラスのトランジェントを構成しているという証拠が増えています。中央エンジンの近くで相対論的ジェットを発射する水素に富む崩壊星が、FBOT観測量のセット全体を自然に説明できることを示します。ジェットと星の相互作用は、穏やかに相対論的な衝撃を受けたジェット（内側の繭）成分を形成します。これは、最初の数週間、通常のエネルギーが$\sim10^{50}-10で、高速光信号を支配する冷却放射に電力を供給します。^{51}$erg。この間、繭の放射エネルギー分布は、光度曲線が$L\proptot^{-2.4}$の急速な減衰を示すことを意味します。数週間後、放出シェルの速度が$\sim0.01$cになると、繭は透明になり、冷却する恒星のエンベロープが放出を支配します。この移行中に、AT2018cowなどのいくつかのFBOTで観察されたように、光度曲線とスペクトルに不連続性が現れる可能性があります。繭の前方衝撃と高密度の星周風との相互作用により、電波帯域でシンクロトロンの自己吸収放射が生成され、月のタイムスケールで着実に上昇します。数か月後、ジェットが恒星のエンベロープをうまく貫通すると、ジェットは減速し、観測者の視線に入り、その後急速に減衰する電波光度曲線のピークに電力を供給します。ジェット（および内側の繭）は、崩壊の1日後にX線に対して光学的に薄くなり、X線光子がジェットを発射した中央エンジンから観測者に拡散できるようになります。繭の冷却放出は、FBOTと同様に、ガンマ線バースト（GRB）よりも数倍高い体積率で予想されます。コリメートされていない流出は除外しますが、GRBジェットと失敗したコリメートされたジェットの両方がすべての観測量と互換性があります。
Ia型超新星残骸N103B内でのCSM放出の特定
| Title |
Locating_the_CSM_Emission_within_the_Type_Ia_Supernova_Remnant_N103B |
| Authors |
Benson_T._Guest,_William_P._Blair,_Kazimierz_J._Borkowski,_Parviz_Ghavamian,_Sean_P._Hendrick,_Knox_S._Long,_Robert_Petre,_John_C._Raymond,_Armin_Rest,_Ravi_Sankrit,_Ivo_R._Seitenzahl,_Brian_J._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04653 |
大マゼラン雲（LMC）にある若いIa型超新星残骸（SNR）0509-68.7（N103Bとも呼ばれる）のチャンドラ深部観測の結果を示します。残骸は明るさの非対称性を示し、西半球は東半分よりもかなり明るく見えます。以前の多波長観測では、この違いは密度勾配に起因し、星周物質の起源が示唆されており、ケプラーのSNRと類似しています。従来の画像解析と組み合わせたクラスタリング手法を適用して、残骸内のさまざまな放出成分を空間的に特定します。OとMgの放出は爆風に沿って最も強く、非放射性衝撃からのダスト放出と光放出のスピッツァー観測と一致することがわかります。これらの領域のOとMgの存在量は、平均的なLMCの存在量に比べて強化されており、エジェクタ製品と比較して明確な空間分布として表示され、星周円盤（CSM）の解釈をサポートします。また、Crの空間分布は、残留物の内部のFeの空間分布と同じであり、OおよびMgの放出とはまったく一致しないことがわかります。
| Title |
The_Fundamental_Planes_of_Black_Hole_Activity_for_Radio-Loud_and_Radio-Quiet_Quasars |
| Authors |
Luis_Gabriel_C._Bariuan,_Bradford_Snios,_Ma{\l}gosia_Sobolewska,_Aneta_Siemiginowska,_Daniel_A._Schwartz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04666 |
ブラックホール活動の基本平面を調べて、ラジオラウドとラジオクエーサーの両方の集団における赤方偏移とラジオラウドネスとの相関関係を調べます。ソースは、赤方偏移$0.1<z<5.0$でのラジオラウドクエーサーとラジオクエーサーの両方のアーカイブデータからコンパイルされ、既知のX線、ラジオ、ブラックホールの質量測定値を持つ353個のソースのサンプルを生成します。降着活動の基本的な平面は、電波が大きいクエーサーと電波が静かなクエーサーのサンプルに適合しており、電波が大きいソースと電波が静かなソースの間に二分法があります。2つのサンプルを最もよく表す最適な方程式のセットは、$\log{L_{R}}=（1.12\pm0.06）\log{L_{X}}-（0.20\pm0.07）\log{M}です。-（5.64\pm2.99）$ラジオの大音量のサンプルと$\log{L_{R}}=（0.48\pm0.06）\log{L_{X}}+（0.50\pm0.08）\log{M}+（15.26\pm2.66）$ラジオの静かなサンプル。我々の結果は、平均的な電波が静かなクエーサーの放射が移流が支配的な降着と一致しているのに対し、ジェットと円盤の放射の組み合わせが電波が大きいクエーサーで支配的であることを示唆している。さらに、ラジオラウドとラジオクワイエットのサンプル間の赤方偏移の傾向を調べ、ラジオラウドクエーサーの基本平面の赤方偏移依存性を観察します。最後に、ブラックホールの質量推定方法として基本平面を利用し、標準的なスペクトルモデリング手法が実行できないシステムの研究に役立つと判断しました。
GRBを説明するために磁気的に支配的な流出が必要ですか？
| Title |
Is_magnetically_dominated_outflow_required_to_explain_GRBs? |
| Authors |
Gregory_Vereshchagin,_Liang_Li_and_Damien_B\'egu\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05062 |
ガンマ線バーストを生成する相対論的流出の構成は、長年の未解決の問題です。磁気的に支配的な流出を支持する主な議論の1つは、GRB080916Cのような注目すべき例で、広帯域時間分解スペクトルに光球成分がないことです。ここでは、このバーストの時間分解分析を実行し、追加のスペクトル成分の以前の検出を確認します。このサブドミナント成分が、惰行レジームの深部にある超相対論的バリオン流出の光球と一致していることを示します。以前の声明とは反対に、このGRBの解釈には、流出の磁気的優位性は必要ないと主張します。さらに、その迅速な段階で高エネルギー放出を同時に検出するには、1ゾーン放出モデルからの逸脱が必要です。
天文源の検出とデブレンディングのための部分的帰属インスタンスのセグメンテーション
| Title |
Partial-Attribution_Instance_Segmentation_for_Astronomical_Source_Detection_and_Deblending |
| Authors |
Ryan_Hausen,_Brant_Robertson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04714 |
天文学的ソースデブレンディングは、複数の、場合によっては重複するソースで構成される画像への個々の星または銀河（ソース）の寄与を分離するプロセスです。天文ソースは、さまざまなサイズと明るさを表示し、画像にかなりの重なりを示す場合があります。天文画像データは、ダイナミックレンジが高く、信号対雑音比が低く、従来とは異なる画像形式であるため、既製のコンピュータビジョンアルゴリズムにさらに挑戦する可能性があります。これらの課題により、ソースデブレンディングは天文学研究のオープンエリアになります。この作業では、ディープラーニングモデルで扱いやすい方法でソースの検出とデブレンディングを可能にする、部分アトリビューションインスタンスセグメンテーションと呼ばれる新しいアプローチを紹介します。メソッドのデモンストレーションとして、新しいニューラルネットワークの実装を提供します。
地上ベースのガンマ線天文学：技術の歴史と発展
超高エネルギー（VHE）ガンマ線は、高エネルギー天体物理学の主要な柱の1つを構成します。ガンマ線は、宇宙の極端な相対論的条件下で生成されます。VHEガンマ線は地上で間接的に検出できます。これらの高エネルギー光子の検出には、いくつかの技術的課題があります。第一に、ガンマ線は非常に透過性がありますが、地球の大気はそれらに対して不透明です。第二に、これらのガンマ線は、宇宙線の圧倒的な背景に対して検出されます。VHEガンマ線が大気圏の最上部に到達すると、帯電した二次線が生成されます。これらの荷電粒子は、光学帯域でチェレンコフフラッシュを生成します。これらのチェレンコフフラッシュを検出する最初の試みはほぼ70年前に行われましたが、技術を合理化するために数十年の絶え間ない努力が必要でした。地上ベースのVHEガンマ線天文学は、相対論的宇宙を研究するための従来の高エネルギー天文学の重要な分野の1つとしての地位を確立しました。この記事では、歴史的な視点を振り返り、提示した後、現在の状況と最後に何が先にあるかについて議論します。
スペースソーラーミッションAdityaL1に搭載されたVELCのデータパイプラインアーキテクチャと開発
| Title |
Data_Pipeline_Architecture_and_Development_for_VELC_onboard_Space_Solar_Mission_AdityaL1 |
| Authors |
Jagdev_Singh,_B._Raghavendra_Prasad,_Chavali_Sumana,_Amit_Kumar,_Varun_Kumar,_Muthu_Priyal,_Suresh_Venkata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04863 |
ADITYAL-1は、ADITYA-L1の主要なペイロードであるVisibleEmissionLineCoronagraph（VELC）を使用して、太陽とその大気を研究するインド初の専用ミッションです。VELCには、コロナのイメージングと分光観測を同時に行うための設備があります。1.05Roから3Roまでの視野（FOV）によるイメージングは、500nmで連続して行われます。3つの輝線、すなわち5303{\AA}[FeXIV]、7892{\AA}[FeXI]、10747{\AA}[FeXIII]、および10747{\での分光偏光測定における太陽コロナの分光観測AA}[FeXIII]は、1.05-1.5RoのFOVで実行されます。この作業では、エンドツーエンドのデータパイプラインアーキテクチャとVELCペイロードの開発について説明します。VELC提案提出フォーム、衛星観測パラメーター、データ製品、レベル定義、データパイプライン、および衛星搭載のVELC機器を使用して取得した大きな生データセットを科学対応データに処理するための分析ソフトウェアについて説明します。
太陽系外惑星用の大型干渉計（LIFE）：VI。宇宙ベースの中赤外線ヌル干渉計に理想的なカーネルヌルアレイアーキテクチャ
| Title |
Large_Interferometer_For_Exoplanets_(LIFE):_VI._Ideal_kernel-nulling_array_architectures_for_a_space-based_mid-infrared_nulling_interferometer |
| Authors |
Jonah_T._Hansen,_Michael_J._Ireland_and_the_LIFE_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04891 |
目的：太陽系外惑星の検出と特性評価を目的とした宇宙からの光干渉法は、特に提案されている太陽系外惑星用大型干渉計（LIFE）などのミッションから復活を遂げています。ダーウィンとTPF-Iの設計研究以来のデフォルトの仮定は、EmmaXアレイ構成がこの目標に最適なアーキテクチャであるというものでした。ここでは、カーネルヌルの概念など、ヌル干渉法の分野における新たな進歩がこの仮定に挑戦するかどうかを調べます。方法：さまざまなアーキテクチャ構成とビームの組み合わせスキームについて、シミュレートされた惑星の大規模なサンプルの光子制限信号対ノイズ比を導出するように設計されたツールを開発します。4つの基本構成をシミュレートします。ダブルブレースウェル/Xアレイ、およびそれぞれ3つ、4つ、5つの望遠鏡を備えたカーネルヌルです。結果：5つの開口部のカーネルヌルスキームを使用した五角形の5つの望遠鏡の構成は、総収集領域の場合、検索（より多くの惑星を見つける）と特性評価（より良い信号をより速く取得する）の両方でXアレイ設計よりも優れていることがわかります保存されています。これは、地球の双子（ハビタブルゾーンにある温帯の岩石惑星）を検出しようとする場合に特に当てはまり、Xアレイよりも23％の収量の増加を示しています。平均して、5つの望遠鏡の設計はXアレイの設計の1.2倍の信号を受信することがわかります。結論：このシミュレーションの結果から、EmmaXアレイ構成は、今後のLIFEミッションに最適なアーキテクチャの選択ではない可能性があり、カーネルヌルの概念を利用した5つの望遠鏡の設計は、同じものに対してより良い科学的利益をもたらす可能性が高いと結論付けます。必要なアクロマティック位相シフトの技術的ソリューションを実装できる場合は、収集領域。
データ分析のための完全適応ベイズアルゴリズム、FABADA
| Title |
Fully_Adaptive_Bayesian_Algorithm_for_Data_Analysis,_FABADA |
| Authors |
Pablo_M_Sanchez-Alarcon_and_Yago_Ascasibar_Sequeiros |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05145 |
この論文の目的は、ベイズ推定の観点から、1次元および2次元データの信号対雑音比を自動的に改善する可能性のある新しいノンパラメトリックノイズリダクション手法を説明することです。天体画像とスペクトル。アルゴリズムは、データの可能な平滑化バージョンである平滑化モデルを繰り返し評価し、ノイズの多い測定値と統計的に互換性のある基礎となる信号の推定値を取得します。反復は、最後の滑らかなモデルの証拠と$\chi^2$統計に基づいて停止し、信号の期待値を滑らかなモデルのセット全体の加重平均として計算します。この論文では、アルゴリズムの数学的形式と数値実装について説明し、実際の天文観測のバッテリーを使用して、ピーク信号対雑音比、構造的類似性指数、および時間ペイロードの観点からそのパフォーマンスを評価します。データ分析のための完全適応型ベイジアンアルゴリズム（FABADA）は、パラメーターを調整しなくても、復元する真の信号に基づいてパラメーターが最適化された標準の画像処理アルゴリズムに匹敵する結果をもたらします。これは、実際のアプリケーションでは不可能です。BM3Dなどの最先端の非パラメトリック手法は、高い信号対雑音比でわずかに優れたパフォーマンスを提供しますが、当社のアルゴリズムは、非常にノイズの多いデータ（$20〜40\％$を超える相対値）に対して大幅に正確です。エラー、天文学の分野で特に興味深い状況）。この範囲では、再構成によって得られた残差の標準偏差は、元の測定値よりも1桁以上低くなる可能性があります。メソッドの実装を含め、このレポートに示されているすべての結果を再現するために必要なソースコードは、https：//github.com/PabloMSanAla/fabadaで公開されています。
低光度のB [e]星における磁場の最初の検出：FSCMa星の性質と進化段階の新しいシナリオ
| Title |
First_detection_of_a_magnetic_field_in_low-luminosity_B[e]_stars:_New_scenarios_for_the_nature_and_evolutionary_stages_of_FS_CMa_stars |
| Authors |
D._Korcakova,_F._Sestito,_N._Manset,_P._Kroupa,_V._Votruba,_M._Slechta,_S._Danford,_N._Dvorakova,_A._Raj,_S._D._Chojnowski,_H._P._Singh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04645 |
B[e]現象を特徴とする天体のサブグループであるFSCMa型の星での磁場の最初の検出を報告します。IRAS17449+2320の磁気に敏感な線の分割は、6.2+/-0.2kGの磁場弾性率を決定します。スペクトル線とその変動性は、可視光線にBタイプのスペクトルと高温の連続体源が存在することを示しています。ホットソースはGALEXUV測光を確認します。可視光では熱源のスペクトル線が不足しているため、スペクトルフィッティングでは熱源の下限温度である50000Kと、B型星の上限である11100Kのみが示されます。.Hアルファ線のV/R比は、800日のタイムスケールで準周期的な振る舞いを示しています。一部のスペクトルでは、バルマー系列とOI系列の翼に強い赤方偏移の吸収が検出されました。ヘリウムや他の金属の吸収線は、変動がないか、非常に小さいことを示しており、FSCMa星の光球領域が異常に安定していることを示しています。物質の落下の2つのイベントを検出しました。これらは、共鳴線の離散的な吸収成分であることが明らかになりました。固有運動のガイア測定と一緒に強い磁場の発見は、この星の最も可能性の高い性質が、誕生クラスターのバイナリを離れた後に作成された合併後のオブジェクトの性質であることを示しています。もう1つの考えられるシナリオは、Terminal-AgeMainSequence（TAMS）の周りの磁気Ap星です。一方、強い磁場は、IRAS17449+2320が極端な古典的なBe星であるという仮説に反します。したがって、IRAS17449+2320は、FSCMa星、または少なくとも非常に類似したスペクトル特性を持つ星のグループの性質の新しい説明を探索するための口実を提供します。
オリオン座のクラス0原始星からの爆発の速度、振幅、持続時間
| Title |
The_Rate,_Amplitude_and_Duration_of_Outbursts_from_Class_0_Protostars_in_Orion |
| Authors |
W._Zakri,_S._T._Megeath,_W._J._Fischer,_Robert_Gutermuth,_Elise_Furlan,_Lee_Hartmann,_Nicole_Karnath,_Mayra_Osorio,_Emily_Safron,_Thomas_Stanke,_Amelia_M._Stutz,_John_J._Tobin,_Thomas_S._Allen,_Sam_Federman,_Nolan_Habel,_P._Manoj,_Mayank_Narang,_Riwaj_Pokhrel,_Luisa_Rebull,_Patrick_D._Sheehan,_Dan_M._Watson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04647 |
原始星の質量の少なくとも半分は、中央の原始星が密集した落下するエンベロープに深く埋め込まれているクラス0フェーズで付着します。オリオン座分子雲のクラス0原始星からの爆発の最初の体系的な検索を提示します。2004年から2017年にかけてのスピッツァー/IRACの測光を使用して、クラス0の原始星からの3回の爆発を検出し、3.6または4.5$\mu$mで$\ge2$のマグニチュードが変化します。これは、既知の原始星FUオリオン座バーストのマグニチュード変化に匹敵します。2つは原始星HOPS12と124から新たに検出されたバーストです。検出数は、クラス0の原始星が438年ごとにバーストし、95％信頼区間が161から1884年であることを意味します。2004年から2019年にかけてのスピッツァーとWISE/NEOWISEのデータを組み合わせると、バーストが9年以上持続し、各バースト中に大きな変動があることを示しています。最後に、SOFIA、Spitzer、Herschelの$19-100$$\mu$m測光を使用して、バーストの振幅を測定します。バースト間隔、15年の期間、および観測された振幅の範囲に基づいて、クラス0フェーズ中の質量降着の3〜100％がバースト中に発生します。全体として、クラス0の原始星からのバーストは、より進化した原始星からのバーストと同じくらい頻繁であるか、さらに頻繁であることを示しています。これは、急速な大量の落下によって引き起こされたディスクの不安定性によって引き起こされるバーストと一致しています。さらに、バーストは、優勢ではないにしても、クラス0フェーズ中の質量降着の重要なモードである可能性があることがわかります。
2016年のペリアストロン通過中に形成されたダストとしてのWR140の光学測光
| Title |
Optical_Photometry_of_WR140_as_the_Dust_Formed_During_the_2016_Periastron_Passage |
| Authors |
Megan_J._Peatt,_Noel_D._Richardson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04670 |
衝突する風のバイナリWR140は、周囲の通過ごとに、衝撃を受けたガスに塵を発生させます。赤外光度曲線は非常に再現性がありますが、光学時系列測光ではサイクルごとに顕著な変化があります。ペリアストロンに続く段階では、光度曲線に光学的な落ち込みがあります。これは、私たちの視線で生成された塵の局所的な凝集によって引き起こされると仮定されていました。2016年のペリアストロンイベント後にアメリカ変光星観測者協会（AAVSO）によって記録されたBバンドとVバンドの光度曲線について報告し、ダスト生成の幾何学的モデルとの比較について簡単に説明して、これらの特徴が原因である可能性が高いことを推測します。新しいダストシェルに局所的なダストの塊。
コア崩壊超新星元素合成と隕石星屑粒子の比較：マグネシウム、アルミニウム、クロムの調査
| Title |
Comparison_between_core-collapse_supernova_nucleosynthesis_and_meteoric_stardust_grains:_investigating_magnesium,_aluminium,_and_chromium |
| Authors |
Jacqueline_den_Hartogh,_Maria_K._Pet_o,_Thomas_Lawson,_Andre_Sieverding,_Hannah_Brinkman,_Marco_Pignatari,_and_Maria_Lugaro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04692 |
太陽系の固体サンプル間の元素合成起源の同位体変動は十分に文書化されていますが、これらの変動の起源はまだ不明です。超新星円盤のさまざまな領域で形成された材料間で観測された\iso{54}Crの変動は、隕石のスターダストインベントリ内に存在し、おそらく発生したプレソーラークロムに富む酸化物（クロム鉄鉱）粒子の量の変動に起因しています。ある種の超新星爆発から。コア崩壊超新星（CCSNe）がこれらの粒子の起源の場所である可能性があるかどうかを調査するために、初期質量15、20、25M$_{\odot}$、および太陽金属量を持つ星のCCSNモデルの収量を分析します。封入質量の関数として、Cr、Mg、およびAl同位体の広範な存在量データセットを提示します。爆発性のC灰が、観察された\iso{54}Cr/\iso{52}Crと\iso{53}Cr/\iso{52}Crの比率、および\iso{50}Cr/\iso{52}Cr比。原子量50の信号も\iso{50}Tiから発生する可能性があることを考慮すると、爆発性のHe燃焼の灰も観測された比率と一致します。太陽系の組成にHe灰（クロム鉄鉱粒子の構成をシミュレートするためにMgに対してAlとCrが豊富）からの材料を追加すると、MgとCrの異常の間に観察された相関関係が再現される可能性がありますが、C灰からの材料はCr同位体変動とともに重大なMg異常を示さない。すべての場合において、非放射性で安定したMg同位体の変動が、\iso{26}Alから予想される変動よりも優勢です。
148個の銀河ケフェイド変光星の脈動周期の変化の研究
| Title |
Study_of_changes_in_the_pulsation_period_of_148_Galactic_Cepheid_variables |
| Authors |
G._Cs\"ornyei,_L._Szabados,_L._Moln\'ar,_B._Cseh,_N._Egei,_Cs._Kalup,_V._Kecskem\'ethy,_R._K\"onyves-T\'oth,_K._S\'arneczky,_R._Szak\'ats |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04748 |
$O-C$ダイアグラムのフレームワークを通じて古典的セファイドの周期変化を調査することは、これらの変光星の進化と性質に対する独自の洞察を提供します。この作品では、148個の銀河系古典的セファイド星の新しいまたは拡張された$O-C$図が示されています。計算された周期変化率をガイアEDR3の色と相関させることにより、不安定帯内の水平位置に対する周期変化率の無視できない依存性の観測的指標を取得します。信頼水準99％の59個のセファイドに周期変動が見られ、検査された周期範囲全体に均一に分布しています。変動振幅を脈動変光星と相関させると、より長い周期の脈動変光星に有効なものと同様に、明確な依存関係が得られます。進化の起源ではない、または進化の起源だけではない、$O-C$ダイアグラムの変化を示す無視できない量のセファイドは、これらの影響を完全に理解するためのさらなる研究の必要性を示しています。そのような特異な振る舞いの1つは、調査対象の星のかなりの部分で発生する、短周期ケフェイド変光星の大きな振幅周期変動です。バンプセファイド領域での変動強度とその最小値の周期依存性は、この周期範囲の安定性を高めるメカニズムを示唆しており、これは現在の脈動モデルと一致しています。
こと座RR型変光星の重力モードの検出
こと座RR型変光星の重力モードの検出を報告します。最初の南極極光度計であるPAIXに感謝します。前例のない、中断のないUBVRI時系列測光地上ベースのデータは、南極高原の最も高い高原から150日間にわたって収集されます。PAIX光度曲線分析は、RRライレ星の混合モードでさらに豊富なパワースペクトルを明らかにします。より低い周波数とより高い周波数を示すいくつかの支配的なピークの非線形性は、支配的な基本半径方向圧力モードの周りで発生します。これらの低周波数と高調波は、支配的な基本ラジアル圧力モードとその2番目と3番目の倍音圧力モードとも線形に相互作用します。半整数の周波数も検出されます。同様に、サイドピーク構造は、HHpuppisが正真正銘のBlazhkoスターであることを示しています。フーリエ相関は、HH子犬の基礎となる物理的特性を導出するために使用されます。最も印象的な発見は、重力波の直接検出です。こと座RR型変光星の重力波の励起メカニズムを、貫流対流駆動メカニズムによって解釈します。こと座RR型変光星の脈動は、いくつかの異なるメカニズムによって励起されることを示しています。したがって、こと座RR型変光星は、同時にgモードとpモードの脈動変光星です。私たちの発見は、こと座RR型変光星を非常に挑戦的な恒星オブジェクトにし、恒星進化論の進歩と宇宙のより良い理解に向けて、gモードとpモードを同時に受ける可能性を提供します。
分光連星おうし座T型星V1878オリとV4046サーの小規模磁場
| Title |
Small-scale_magnetic_fields_of_the_spectroscopic_binary_T_Tauri_stars_V1878_Ori_and_V4046_Sir |
| Authors |
A._Hahlin_and_O._Kochukhov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04978 |
目的。この研究の目的は、2つの分光連星TTauri星V1878OriとV4046Sgrの小規模磁場を調査することです。これは、これらの星の表面磁場の観測的特性評価を完了するために行われます。これまで、これらの星の大規模な磁場のみがZeemanDopplerImaging（ZDI）で研究されてきたためです。メソッド。小規模な磁場を調査するために、CFHTのESPaDOnSスペクトログラフで得られた高解像度のアーカイブスペクトルを使用して、近赤外TiI線の微分ゼーマン強度を調査しました。バイナリ成分を個別に研究するために、異なる軌道位相で行われた観測を考慮して、スペクトルを解きほぐしました。ゼーマン強化分析は、マルコフ連鎖モンテカルロ推論によって支援された詳細な偏光放射伝達計算に基づいて実行され、磁場充填係数およびスペクトルに影響を与える可能性のある他の恒星パラメーターを自由パラメーターとして扱いました。結果。V1878Oriのコンポーネントで得られた平均磁場強度は、それぞれ1.33kGと1.57kGです。V1878Oriの以前のZDI研究では、この磁場強度の約14％と20％が回復しました。V4046Sgrの場合、磁界強度はそれぞれ1.96および1.83kGです。この場合、全磁場強度の約12％と9％がZDIによって検出されました。結論。ゼーマン強化から得られた小規模な磁場強度は、各バイナリの2つの成分で類似しています。これは、同じ観測を使用して実行されたZDI調査から得られた大規模な磁場とは対照的です。大規模なフィールドは大幅に異なるように見えるかもしれませんが。これは、ほとんどのエネルギーが小規模な場によって運ばれるため、磁気ダイナモの効率が2つのバイナリのコンポーネントに匹敵することを示しています。
プレアデス星団の中間質量範囲の未解決のバイナリ
解決された星の種族で異なる質量比の連星を特定することは、困難な作業です。疑似色（H-W2）-W1とW2-（BP-K）で作成された測光図を使用して、バイナリおよびマルチスター比とそれらの成分質量比$q$の分布を効果的に推定する方法を示します。。アプリケーションとして、0.5〜1.8$M_{\odot}$の主要成分質量の範囲でプレアデス星団を調査します。連星の比率は、0.54$\pm$0.11から0.70$\pm$0.14の間であることがわかります。一方、多重度が2を超えるシステムの比率は、0.10$\pm$0.00から0.14$\pm$0.01の間です。成分の質量比$q$の分布は、指数が-0.53$\pm$0.10から-0.63$\pm$0.22の間のべき乗則で近似されています。0.5$M_{\odot}$未満では、二次成分の中に褐色矮星が多数あると予想されます。
ダークエネルギーは、さまざまな$ G $と時空のジオメトリから出現する可能性がありますか？
| Title |
Can_dark_energy_emerge_from_a_varying_$G$_and_spacetime_geometry? |
| Authors |
Ekim_Taylan_Han{\i}meli,_Isaac_Tutusaus,_Brahim_Lamine,_Alain_Blanchard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04629 |
宇宙の加速膨張は、ダークエネルギーとして知られるエネルギー寄与の存在を意味します。宇宙論の標準モデルの宇宙定数に関連して、この暗黒エネルギーの性質はまだ不明です。アインシュタインの場の方程式で重力定数$G$への時間依存性を考慮した結果として、この暗黒エネルギーの寄与が自然に現れる代替重力モデルについて説明します。この変更により、Bianchiのアイデンティティでは、物質と放射の通常の保存方程式が満たされるように、追加のテンソル場を導入する必要があります。このテンソル場の状態方程式は、このテンソル場が$G$の変動に対する時空応答を表すという仮定から得られる、追加の制約を使用して取得されます。また、後期宇宙データに対するこのモデルの予測を提示し、この新しいテンソルのエネルギー寄与が、宇宙定数を追加せずに宇宙の加速膨張を説明できることを示します。重力の強さが変化する他の多くの代替重力とは異なり、予測される$G$の進化は局所的な観測とも一致しているため、このモデルはスクリーニングを必要としません。最後に、このアプローチが宇宙論といくつかの将来の展望に与える可能性のある他の影響について説明します。
| Title |
Neutrino_effective_potential_in_a_fermion_and_scalar_background_in_the_resonance_region |
| Authors |
Jose_F._Nieves_and_Sarira_Sahu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04661 |
$\barf\nu\phi$の形式の湯川型結合を介して相互作用するフェルミ粒子（$f$）とスカラー（$\phi$）で構成される媒体におけるニュートリノまたは反ニュートリノの伝播を検討します。$\nu+\phi\leftrightarrowf$や$\nu+\barf\leftrightarrow\bar\phi$のようなプロセス、および反ニュートリノに対応するプロセスに運動学的にアクセスできるニュートリノエネルギー。関連するエネルギー値は約$|m^2_\phi--m^2_f|/2m^2_\phi$または$|m^2_\phi--m^2_f|/2m^2_f$です。ここで、$m_\phi$と$m_f$は、それぞれ$\phi$と$f$の質量です。これらの領域のいずれかを\emph{共鳴エネルギー範囲}と呼びます。これらの点の近くで、ニュートリノの自己エネルギーの1ループ式には特異点があります。技術的な観点から、その特徴は、自己エネルギーが減衰効果に関連し、無視できない虚数部を取得することを示していますが、実数部の積分式は、積分の主値を使用して評価する必要があります。分析結果を出すことができる場合には、明示的に計算を実行します。$\omega=\kappa+V_{eff}--i\gamma/2$の形式で分散関係を記述し、検討したケースの$V_{eff}$と$\gamma$の明示的な式を示します。ニュートリノエネルギーが共鳴エネルギーよりもはるかに大きいかはるかに小さい場合、$V_{eff}$は、それぞれ高運動量レジームまたは低運動量レジームですでに文献で決定されている実効ポテンシャルに減少します。$V_{eff}$に与える式の利点は、前述の2つの制限の範囲外である\emph{共鳴エネルギー範囲}でも有効であるということです。可能なアプリケーションのガイドとして、$V_{eff}$と$\gamma$に関連する式を示し、単純な2世代の場合の減衰項を含む振動方程式の解を検討します。
弦理論からのダークセクターモデルに向けて
| Title |
Towards_a_Dark_Sector_Model_from_String_Theory |
| Authors |
Heliudson_Bernardo,_Robert_Brandenberger_and_J\"urg_Fr\"ohlich_(McGill_and_ETH) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04668 |
統一された暗黒セクターモデルを次の特徴を備えた弦理論に埋め込むことが提案されています。カルブ・ラモンド2型場から下降するモデルに依存しないアクシオンは、暗黒物質場と複雑化した体積の実数部で識別されます。弾性率は暗黒エネルギーを説明します。ディラトン場の期待値は、ゲージーノ凝縮メカニズムによって安定化されます。現実的な低エネルギースケールに対応する暗黒エネルギーポテンシャルは、ディラトンの安定した期待値の穏やかな調整から生じます。結果として生じる可能性は、私たち2人によって提案された以前のダークセクターモデルの可能性を再現します。
ステラルーメン、銀河系外天文学における対称性
さまざまな天体や現象の形をした幾何学的対称性の出現の例が示されています。天体物理学および銀河系外の研究におけるこれらの対称性の使用についても説明します。
太陽系と最も近い50個の星の間の未来の無線橋
| Title |
Radio_bridges_of_the_future_between_Solar_system_and_the_nearest_50_stars |
| Authors |
Claudio_Maccone_and_Nicol\`o_Antonietti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.04969 |
太陽重力レンズ（SGL）は、人類が今すぐ利用できる自然の贈り物です。SGL物理学は、重力レンズに関するアインシュタインの1936年の論文から始まりました。宇宙ミッションが550天文単位（AU）で太陽の最も近い焦点球に到達するというアイデアがフォン・エシュレマンによって提唱されたのは1979年のことでした。2000年までに、この論文（CM）の筆頭著者は、550AUへの関連する宇宙ミッションについてESAに関連する正式な提案を提出しました。彼は8月18日に初めてNASA-JPLで彼のアイデアを発表しました。2020年にNASAは最初のFOCAL宇宙ミッションの準備のためにJPLに200万ドルの助成金を授与しました。しかし、太陽と近くの星との間の無線橋も考えられるかもしれません。将来、人類が無人宇宙探査機を最も近い星に送ることができるようになるとすれば、これらの探査機のそれぞれを到着星の後ろと星と太陽の線に沿って配置できるため、2つの重力レンズが共に働く。その結果、2つの恒星システム間の無線リンクを維持するための電力が大幅に削減された恒久的な通信システム、つまり真の銀河系インターネットが実現します。この論文では、太陽と銀河系で最も近い100個の星のそれぞれとの間の50個の電波橋を初めて研究します。もちろん、この作品は何世紀にもわたって続くものです。しかし、太陽と最も近い50個の星のそれぞれとの間のどの自然電波橋がより便利であるかを知ることは、銀河への人間の拡大のためのロードマップを開くでしょう。
BepiColomboESA/JAXAミッションは現在、マーキュリーに向けて7年間の巡航段階にあります。ミッションの16の実験の1つであるマーキュリーオービターラジオサイエンス実験（MORE）は、一般相対性理論（GR）のテストを伴う2021年3月の優れた太陽結合（SSC）の間に科学的調査を開始します。他の太陽の接続詞は巡航段階の間に続き、最初の実験の結果を改善するためのいくつかの機会を提供します。より多くの無線追跡システムにより、ほぼすべての太陽離角（最大7〜8太陽半径）で正確な測距およびドップラー測定を確立できるため、SSC中に無線信号が経験する相対論的時間遅延および周波数シフトの正確な測定が可能になります。実験の最終的な目的は、弱磁場限界における重力の理論として、GRの精度に新しい限界を設定することです。すべての重力実験と同様に、宇宙船に作用する非重力加速度が大きな懸念事項です。太陽に近いため、宇宙船は深刻な太陽放射圧の加速を受け、太陽放射照度のランダムな変動の影響が宇宙船のバフェッティングの重要な原因になる可能性があります。この論文では、太陽放射照度のランダムな変動の影響を動的モデルに含めることにより、BepiColomboのSSC実験の結果の現実的な推定の問題に対処します。実験結果に対する可変日射圧の影響を軽減するための数値的方法を提案します。私たちのシミュレーションは、太陽活動と観測範囲に関するさまざまな仮定で、$\gamma$の推定で達成可能な精度が$[6、13]\cdot10^{-6}$の範囲にあることを示しています。
SUSYの新しいオプション-種類の暗黒物質
安定した超対称遺物の従来の宇宙論の質量では、暗黒物質（DM）粒子の候補は、通常1TeV未満である必要があります。これは、低エネルギーSUSYのLHC限界と矛盾します。ただし、$R^2$重力では、SUSYに典型的な相互作用強度を持つ安定粒子の質量は、スカラーロンの支配的な崩壊モードに応じてはるかに高くなる可能性があります。次の支配的な崩壊モードのDM粒子の質量の限界について議論します：最小に結合された質量のないスカラー、質量のあるフェルミ粒子、およびボソンのゲージング。
