インフレーションによって引き起こされた一次相転移からの重力波
インフラトンフィールドの大規模なエクスカーションは、興味深いダイナミクスを引き起こす可能性があります。重要な例の1つは、インフラトンに結合する観客セクターの1次相転移です。瞬間的な発生源の例である、インフレーション中のそのような一次相転移からの重力波（GW）には、振動的な特徴があります。この作業では、この機能が加速膨張の時代のソースに一般的であることを示します。また、GW信号の形状には、相転移後の初期宇宙の進化に関する情報が含まれていることも示しています。特に、GWスペクトルの赤外線部分の傾きは、インフレーション後にGWモードが再び地平線に入るときのハッブルパラメータの変化に敏感です。GWスペクトルの中間振動部分と紫外線部分のプロファイルの傾きは、モードが膨張中に地平線を出たときと、再加熱中に地平線に再び入るときのハッブルパラメータの変化に依存します。紫外線スペクトルは、相転移のダイナミクスの詳細にも依存します。インフレーション中およびインフレーション後の進化のいくつかのモデルでGW信号を検討し、それらを準ドジッターインフレーションとそれに続く高速再加熱後の放射支配の最小シナリオと比較し、GWの形状を使用して区別できることを示します彼ら。このように、この論文で検討されているGW信号は、CMB、大規模構造、ビッグバン元素合成（BBN）、およびその他の十分に研究された宇宙論的観測量を通じて直接探索することが困難な初期宇宙のダイナミクスに対する強力なプローブを提供します。。
宇宙の進化の過程で暗黒物質の粒子が作られる宇宙論的シナリオを調査します。宇宙を開放熱力学系と見なし、非平衡熱力学を使用することにより、重力粒子生成のメカニズムを調べます。この設定では、ニュートンの摂動レジームにおける宇宙の大規模構造（LSS）形成を研究し、暗黒物質の過密度の進化を支配する方程式を導き出します。次に、Planck2018CMB測定、SNeIaおよびBAO観測、および$H_0$のSH0ESローカル測定からの宇宙論的データを実装して、モデルのパラメーターにいくつかの宇宙論的制約を提供します。シナリオの最良のケース（$\chi_{{\rmtot}}^{2}=3834.40$）は、ベースラインの$\Lambda$CDMモデル（$\chi_{{\rm）よりも観測データによく適合していることがわかります。tot}}^{2}=3838.00$）バックグラウンドレベルで。また、この場合、ハッブル定数は$H_0=68.79\pm0.59\、{\rmkm\、s^{-1}\、Mpc^{-1}}$となり、$H_0=より大きいことがわかります。68.20^{+0.42}_{-0.38}\、{\rmkm\、s^{-1}\、Mpc^{-1}}$は、$\Lambda$CDMモデルによって与えられるため、軽減できます。私たちのフレームワークではある程度$H_0$の緊張があります。さらに、このシナリオの最良のケースでは、$S_8$パラメーターの最適値の値が$\Lambda$CDMの結果よりも低くなるため、LSSの張力もわずかに減少します。さらに、線形摂動の成長因子を推定し、モデルの最良のケース（$\chi_{f\sigma_{8}}^{2}=40.84$）が$\Lambda$よりもLSSデータに大幅に適合していることを示します。CDMモデル（$\chi_{f\sigma_{8}}^{2}=44.29$）。その結果、私たちのモデルは、標準的な宇宙論的モデルと比較して、線形摂動のレベルでより良いパフォーマンスを実現します。
| Title |
Dark_Energy_Survey_Year_3_Results:_Three-Point_Shear_Correlations_and_Mass_Aperture_Moments |
| Authors |
L._F._Secco,_M._Jarvis,_B._Jain,_C._Chang,_M._Gatti,_J._Frieman,_S._Adhikari,_A._Alarcon,_A._Amon,_K._Bechtol,_M._R._Becker,_G._M._Bernstein,_J._Blazek,_A._Campos,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_A._Choi,_J._Cordero,_J._DeRose,_S._Dodelson,_C._Doux,_A._Drlica-Wagner,_S._Everett,_G._Giannini,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_I._Harrison,_W._G._Hartley,_K._Herner,_E._Krause,_N._MacCrann,_J._McCullough,_J._Myles,_A._Navarro-Alsina,_J._Prat,_R._P._Rollins,_S._Samuroff,_C._Sanchez,_I._Sevilla-Noarbe,_E._Sheldon,_M._A._Troxel,_D._Zeurcher,_M._Aguena,_F._Andrade-Oliveira,_J._Annis,_D._Bacon,_E._Bertin,_S._Bocquet,_D._Brooks,_D._L._Burke,_J._Carretero,_F._J._Castander,_M._Crocce,_L._N._da_Costa,_M._E._S._Pereira,_J._De_Vicente,_H._T._Diehl,_P._Doel,_K._Eckert,_I._Ferrero,_B._Flaugher,_D._Friedel,_J._Garcia-Bellido,_G._Gutierrez,_S._R._Hinton,_D._L._Hollowood,_K._Honscheid,_D._Huterer,_K._Kuehn,_N._Kuropatkin,_M._A._G._Maia,_J._L._Marshall,_F._Menanteau,_R._Miquel,_J._J._Mohr,_R._Morgan,_J._Muir,_F._Paz-Chinchon,_A._Pieres,_A._A._Plazas_Malagon,_M._Rodriguez-Monroy,_A._Roodman,_E._Sanchez,_S._Serrano,_E._Suchyta,_M._E._C._Swanson,_G._Tarle,_D._Thomas,_C._To,_and_J._Weller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05227 |
ダークエネルギーサーベイの最初の3年間のデータを使用して、3点せん断相関の高い信号対雑音比と質量開口統計の3次モーメントを示します。さらに、宇宙論的情報を運ぶ4つの3点シア相関の構成とスケール依存性の最初の測定値を取得します。3次の質量開口統計を使用して、15.0$\sigma$の統計的有意性を組み合わせた、4〜60分角の角度スケールでの断層撮影測定値を示します。断層撮影情報を使用し、2次の質量開口も測定することで、歪度パラメータとその赤方偏移の変化をさらに取得します。これらのせん断3pt関数の振幅とスケール依存性は、N体シミュレーションに基づく模擬銀河カタログの測定値と定性的に一致していることがわかり、将来の宇宙論的分析にそれらを含めることが期待できることを示しています。Bモード、パリティ違反の寄与、およびPSFモデリングの不確実性が無視できることを示すことによって測定値を検証し、測定された信号が天体物理学的および重力起源である可能性が高いと判断します。
プラチナダイノッティ相関ガンマ線バーストを標準化し、それらを標準化されたアマティ相関ガンマ線バーストとともに使用して、宇宙論的モデルパラメータを制約する
| Title |
Standardizing_Platinum_Dainotti-correlated_gamma-ray_bursts,_and_using_them_with_standardized_Amati-correlated_gamma-ray_bursts_to_constrain_cosmological_model_parameters |
| Authors |
Shulei_Cao,_Maria_Dainotti,_Bharat_Ratra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05245 |
赤方偏移範囲$0.553\leqz\leq5.0$をプローブするプラチナガンマ線バースト（GRB）データのコンパイルは、宇宙論モデルに依存しない3パラメーター基本平面（Dainotti）の相関に従い、標準化可能であることを示します。彼らは宇宙論的赤方偏移空間の大部分が未踏の$z\sim2.3-5$部分を精査しますが、GRB宇宙論的パラメーターの制約は、バリオン音響振動（BAO）とハッブルパラメーターの組み合わせからの制約と一致しますが、精度は低くなります[$H（z）$]データ。GRBのみの宇宙論的制約の精度を高めるために、118個のGRBで構成されるより大きなアマティ相関A118データセットから一般的なGRBを除外し、残りの101個のアマティ相関GRBと50個のプラチナGRBを共同で分析します。このジョイント151GRBデータセットは、ほとんど未踏の$z\sim2.3-8.2$領域をプローブします。結果として生じるGRBのみの宇宙論的制約は、より制限的であり、$H（z）$+BAOデータからの制約と一致しますが、精度は低くなります。
確率的赤方偏移技術（SORT）を使用した測光赤方偏移からの銀河相関関数と局所密度
| Title |
Galaxy_Correlation_Function_and_Local_Density_from_Photometric_Redshifts_Using_the_Stochastic_Order_Redshift_Technique_(SORT) |
| Authors |
James_Kakos,_Joel_R._Primack,_Aldo_Rodriguez-Puebla,_Nicolas_Tejos,_L._Y._Aaron_Yung,_Rachel_S._Somerville |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05258 |
確率的赤方偏移手法（SORT）は、宇宙論的赤方偏移測定を改善するための、シンプルで効率的かつ堅牢な方法です。この方法は、高品質の赤方偏移の小さな（$\sim$10パーセント）参照サンプルがあることに依存しています。各銀河を取り巻く鉛筆のようなビームのようなサブボリューム内で、参照サンプルの正確なdN/d$z$分布を使用して、新しい赤方偏移を回復し、赤方偏移の元のランク順になるように銀河に1対1で割り当てます。保存されます。ランクの順序を維持することは、ガウス確率密度関数から引き出された確率変数が異なる平均で機能するが、標準偏差が等しいという事実によって動機付けられます。このプロセスは、調査の各銀河を取り巻くサブボリュームに対して繰り返されます。これにより、不確実な赤方偏移を持つすべての銀河に複数の「回復された」赤方偏移が割り当てられ、そこから新しい赤方偏移の推定値を決定できます。以前の論文では、SORTを$z\lesssim$0.2の模擬スローンデジタルスカイサーベイに適用し、スケール$\gtrsim$4$h^{-1}$Mpcで2点相関関数を正確に復元しました。このホワイトペーパーでは、赤方偏移の範囲が0.75$<z<$2.25の調査でSORTのパフォーマンスをテストします。サンタクルス半解析モデルによって作成されたダークマターハローを使用したSmallMultiDark-PlanckおよびBolshoi-PlanckN体シミュレーションから抽出された2つの模擬調査を使用しました。SORTは、赤方偏移の推定を改善し、宇宙のウェブの特徴的な大規模な特徴を回復できることがわかりました。さらに、赤方偏移空間の2点相関関数$\xi（s）$のバイアスのない推定値をスケール$\gtrsim$2.5$h^{-1}$Mpcで提供し、平均以上の領域の局所密度を提供します。密度。これにより、銀河の特性がそれらのローカル環境にどのように関連しているかについての理解を深めることができます。
| Title |
Cosmological_21cm_line_observations_to_test_scenarios_of_super-Eddington_accretion_on_to_black_holes_being_seeds_of_high-redshifted_supermassive_black_holes |
| Authors |
Kazunori_Kohri,_Toyokazu_Sekiguchi,_and_Sai_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05300 |
この論文では、高赤方偏移z>10でのブラックホールへの超エディントン降着のシナリオを研究します。これは、赤方偏移z〜7まで超大質量ブラックホールに進化するシードであると予想されます。このような降着ディスクは必然的に高エネルギー光子を放出しました。高赤方偏移から銀河間媒体の宇宙プラズマを継続的に加熱していた。この場合、宇宙論的ガス温度の宇宙史が変更され、それによって宇宙論的21cm線の吸収特性が抑制されます。21cmの線吸収の理論的予測を観測データと比較することにより、シードBH質量の関数としての質量降着率の宇宙論的上限を得ることができます。$M_{\rmBH}\sim10^9M_{\odot}$を$z\sim7$でシードBHへの連続的な質量付加によって実現するために、宇宙論的な21cmの線吸収と一致するように$z\sim17$で、シードBHの初期質量の上限を$M_{\rmBH、ini}\lesssim10^2M_{\odot}$（$M_{\rmBH、ini}\lesssim10^6M_{\odot}$）共移動数密度のシードBHの場合$n_{\rmseed、0}\sim10^{-3}{\rmMpc}^{-3}$（$n_{\rmseed、0}\sim10^{-7}{\rmMpc}^{-3}$）。
ニューラルスコア推定による確率的質量マッピング
| Title |
Probabilistic_Mass_Mapping_with_Neural_Score_Estimation |
| Authors |
Benjamin_Remy,_Francois_Lanusse,_Niall_Jeffrey,_Jean-Luc_Starck,_Ken_Osato,_Tim_Schrabback |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05561 |
弱いレンズ効果の質量マッピングは、空の暗黒物質の完全な分布にアクセスするための便利なツールですが、固有の銀河楕円と有限のフィールド/欠測データのために、暗黒物質マップの回復は、困難な不適切な逆問題を構成します。弱いレンズ効果の質量マッピング問題の高次元ベイズ事後確率の効率的なサンプリングを可能にし、完全に非ガウス事前分布を定義するためのシミュレーションに依存する新しい方法論を紹介します。シミュレーションでこの方法の精度を実証し、それをHST/ACSCOSMOSフィールドの質量再構成に適用することを目指しています。提案された方法論は、ベイズ統計、分析理論、およびニューラルスコアマッチングに基づく最近のクラスの深層生成モデルの要素を組み合わせたものです。このアプローチにより、次のことが可能になります。1）解析的宇宙論を最大限に活用して、ソリューションの2pt統計を制約します。2）宇宙論的シミュレーションから、この分析的事前シミュレーションと完全シミュレーションの違いを学びます。3）ロバストな不確実性の定量化のために、問題の完全なベイズ事後確率からサンプルを取得します。$\kappa$TNGシミュレーションでこの方法を示し、二乗平均平方根誤差とピアソン相関の両方で、事後平均が以前の方法（カイザースクワイア、ウィーナーフィルター、スパース性事前分布）を大幅に上回っていることを確認します。さらに、フィールドに人工的に導入されたクラスターの後方収束値とSNRの間に密接な相関関係を確立することにより、回復された後方の解釈可能性を示します。最後に、この方法をHST/ACSCOSMOSフィールドの再構築に適用し、これまでのこのフィールドの最高品質の収束マップを生成します。
統合せん断3点相関関数への応答アプローチ：小規模に対するバリオン効果の影響
| Title |
Response_approach_to_the_integrated_shear_3-point_correlation_function:_the_impact_of_baryonic_effects_on_small_scales |
| Authors |
Anik_Halder_and_Alexandre_Barreira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05607 |
統合せん断3点相関関数$\zeta_{\pm}$は、2点相関関数$\xi_{\pm}$の長波長による変調を表す宇宙せん断場の高次統計量です。フィールドの機能。ここでは、小さな角度スケールで正確で、バリオンフィードバック効果を考慮に入れることができる$\zeta_{\pm}$を計算するための新しい理論モデルを紹介します。私たちのモデルは、小規模な$\zeta_{\pm}$が、絞られた限界の非線形物質のバイスペクトルによって支配されているという認識に基づいています。これは、非線形物質のパワースペクトルとその1次応答関数を使用して正確に評価できます。密度と潮汐場の摂動。シミュレートされた宇宙せん断マップで測定された小規模な$\zeta_{\pm}$を再現することを示すことにより、モデルの精度を示します。バリオンフィードバックの影響は、非線形物質のパワースペクトルへの対応する影響を通じてのみ効果的に入ります。これにより、現在$\xi_{\で説明されているのと同様に、$\zeta_{\pm}$でこれらの天体物理学的影響を説明できます。午後}$。DESのような調査に単純な理想化されたフィッシャー行列予測を使用すると、$\xi_{\pm}$と比較して、結合された$\xi_{\pm}\\＆\\zeta_{\pm}$分析が可能であることがわかります。$\sigma_8$や暗黒エネルギーの状態方程式パラメーター$w_0$などの宇宙論的パラメーターの制約について、次数$20-40\％$の改善につながります。バリオンフィードバックパラメータの制約についても同様のレベルの改善が見られます。これにより、宇宙論だけでなく天体物理学的フィードバックモデルについても厳しい制約を取得するために、宇宙せん断データの見通しが強化されます。これらは、実際の調査データへの適用に向けて、統合されたせん断3点相関関数に関する将来の作業を動機付ける有望な結果です。
1,847個のWISEで観測された小惑星の熱特性
| Title |
Thermal_Properties_of_1,847_WISE-observed_Asteroids |
| Authors |
Denise_Hung,_Josef_Hanu\v{s},_Joseph_R._Masiero,_David_J._Tholen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05164 |
1,847個の小惑星の新しい熱物理モデル（TPM）フィットを提示し、熱慣性、直径、および結合と目に見える幾何アルベドを導き出します。広視野赤外線サーベイエクスプローラー（WISE;Wrightetal。2010;Mainzeretal。2011）が、12$\mu$m（W3）と22$の両方の完全極低温段階で取得した熱流束測定値を使用します。\mu$m（W4）バンドが利用可能でした。形状モデルとスピン情報を反転技術からの小惑星モデルのデータベース（DAMIT;\v{D}urechetal。2010）から取得し、光度曲線の反転とWISE測光と既存のDAMIT光度曲線の組み合わせによって新しい形状モデルを導き出します。最も信頼性の高い形状モデルと熱流束測定を使用してサンプルを小惑星に限定すると、最近の研究とほぼ一貫した熱慣性関係が見つかります。1auに正規化された直径$D$（km）と熱慣性$\Gamma$（Jm$^{-2}$s$^{-0.5}$K$^{-1}$）に近似を適用します$\log[\Gamma]=\alpha+\beta\log[D]$の形式の線形関係で、$\alpha=2.667\pm0.059$および$\beta=-0.467\pm0.044$が見つかります。私たちのサンプルだけで、他の文献の見積もりと組み合わせると、$\alpha=2.509\pm0.017$および$\beta=-0.352\pm0.012$になります。サンプルで考慮すべき低速回転子の数が少ないため、回転周期と熱慣性の間に相関関係があるという証拠はほとんど見つかりません。導出された熱慣性の大部分の大きな不確実性により、熱慣性と他の物理パラメータの間の幅広い傾向を特定することしかできませんが、高品質の熱流束測定と、今後の赤外線および広い小惑星形状モデルの大幅な増加が期待できます。現地調査により、将来的にはさらに高精度の熱物理モデリングが可能になります。
太陽系におけるタイタンと他の物体の軌道膨張の別の説明
最近、カッシーニのデータから、土星からのタイタンの平均後退速度は$v=11.3\pm2.0$cm/yrであることがわかりました。これは、土星の潮汐品質係数$Q\cong100$に対応しますが、標準的な推定値は$Qです。\ge6\cdot10^4$。このような高速の$v$は、土星の5つの内側の中型衛星の共振ロックメカニズムによるものと想定されていました。この論文では、$v$の本質的な部分が、土星とタイタンの距離$D$に対して再計算されたハッブル-レマ\^{\i}tre定数$H_0$が8.15であるローカルハッブル展開に由来する可能性があることを示します。cm/（年$D$）。私たちの仮説は、太陽系と私たちの銀河が$H_0$に匹敵する速度でわずかに拡大していることを示す他の多くの観測に基づいています。$Q$係数の推定における大きな不均衡は、局所的な拡張効果によって引き起こされる可能性があることを示しています。
2021 PH27は、金星で流星群が検出可能なメインベルト彗星ですか？
最近発見された地球近傍小惑星2021PH27は、すべての既知の小惑星の中で最も短い公転周期を持っています。（3200）Phaethonのように、2021PH27もアクティブベルト彗星であることを排除することはできません。この仮説の結果を推定するつもりですが、太陽の離角が低いため、近日点通過中の地上観測ではテストは困難です。フェートンと同様の表面活動を仮定すると、約1.4等の明るさの増加が推定できます。それは金星で$0.014660\pm0.000034$AUのMOIDを持つ小惑星であるため、2021PH27は地球のフェートンと同等であり、金星流星群の前駆体である可能性があります。金星が2021PH27の公称軌道から最小距離を通過する、2023年6月7日頃の日に、金星の大気圏で仮想の火の玉を観測する良い機会があります。もう1つの好ましい日付は、2026年7月5日です。最後に、2022年3月28日に、小惑星は、太陽の最大離角が約$52.3^{\circ}$になり、その軌道の遠地点で、特徴づけるのに最も好ましい構成になります。測光、偏光測定、分光観測による物理的な観点からそれを行います。
| Title |
Monte_Carlo_Simulation_of_Dust_Particles_in_a_Protoplanetary_Disk:_Crystalline_to_Amorphous_Silicate_Ratio_in_Comets |
| Authors |
Tamami_Okamoto,_Shigeru_Ida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05507 |
原始惑星系円盤の外側領域で形成されるべきであった彗星のケイ酸塩の観察的に推定された結晶量は比較的高い（〜10-60％）が、結晶性ケイ酸塩は円盤の内側領域でアモルファス前駆体のアニーリングによって形成されるだろう。このパズルに定量的に取り組むために、小石付着モデルに基づく設定で、乱流ディスク内のケイ酸塩粒子の移流/拡散のモンテカルロシミュレーションを実行しました：氷のマントルに埋め込まれた多くの小さなアモルファスケイ酸塩からなる小石がディスクの外側の領域では、ケイ酸塩粒子が雪線で放出され、結晶性ケイ酸塩粒子がアニーリング線で生成され、ケイ酸塩粒子が雪線を越えて拡散し、最終的に漂流する小石に付着して雪線に戻ります。付着がなく、小石の流れが安定している単純なケースでは、シミュレーションと分析の議論を通じて、雪線を超えたケイ酸塩材料の結晶成分が堅牢かつ均一に約5％であることを示しています。一方、付着および崩壊する小石フラックスを伴うより現実的なケースでは、崩壊と拡散のタイムスケールの比率に応じて、結晶の存在量が最大20〜25％まで上昇します。この豊富さは、観察結果と一致しています。この調査では、単純な定常降着円盤を想定しています。観測データとのより詳細な比較には、ディスクの進化と組み合わせたシミュレーションが必要です。
落下する楕円銀河NGC1404における金属のサイクル
| Title |
The_cycle_of_metals_in_the_infalling_elliptical_galaxy_NGC_1404 |
| Authors |
F._Mernier,_N._Werner,_Y._Su,_C._Pinto,_R._Grossov\'a,_A._Simionescu,_E._Iodice,_M._Sarzi,_A._G\"orgei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05161 |
銀河団、銀河団、初期型銀河に広がる高温の大気は、金属が豊富で、時代の間に生成され、まだ決定されていないプロセスを介して拡散します。この濃縮はクラスターで日常的に調査されていますが、低質量システムの金属は、標準的なX線露光と分光法でプローブするのがより困難です。この論文では、ろ座銀河団の中心に向かって落下する間に、その高温大気の動圧ストリッピングを経験する巨大な楕円銀河であるNGC1404の非常に深いXMM-Newton（$\sim$350ks）観測に焦点を当てます。その高温ガスの範囲から豊富さを引き出すために。重要なのは、2つの熱成分が銀河の外気に存在する複雑な温度構造を現実的にモデル化できない場合に、Feの存在量を過小評価する新しいフィッティングバイアス（「二重Feバイアス」）の存在を報告することです。クラスターに見られる「金属の難問」とは対照的に、NGC1404のFeとMgの質量は、星や超新星が合理的に生成および放出できたものよりも1〜2桁低く測定されます。さらに、銀河のハローの顕著な太陽存在比は、その恒星の対応物とは異なりますが、豊富なクラスターのICMの化学組成に類似していることに注意してください。クラスターレジームを完了すると、これらすべての調査結果は、質量が2桁を超える、初期の濃縮のシナリオに向けた追加のサポートを提供します。可能性のある二重金属ピークや銀河コアの近くの強化されたSiの見かけのリングなど、いくつかの独特で興味深い機能についても説明します。
ローカルグループにおけるバー形成の数値シミュレーション
| Title |
Numerical_simulations_of_bar_formation_in_the_Local_Group |
| Authors |
Ornela_F._Marioni,_Mario_G._Abadi,_Stefan_Gottl\"ober,_Gustavo_Yepes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05162 |
現在の巨大な円盤銀河の50％以上が、回転する恒星の棒を示しています。それらの形成とダイナミクスは、数値的にも観察的にも広く研究されてきました。$\Lambda$CDM宇宙論的フレームワークの数値シミュレーションは、そのような恒星成分の形成を予測しますが、理論的結果と観測結果の間には緊張関係があるようです。シミュレートされたバーは通常、サイズが大きく、観察されたものよりもパターン速度が遅くなります。宇宙論的なローカルグループのようなボリュームの進化に続くCLUESプロジェクトの2つの$\Lambda$CDMズームイン流体力学的シミュレーションを使用して、禁止された銀河の形成と進化を研究します。$z=0$でのシミュレートされたバーは、上記の張力を緩和する宇宙論的シミュレーションに関する他の研究で見つかった以前のバーよりも短く、高速な回転子であることがわかりました。これらのバーは、観察されたバーの長さ分布の短いテールエンドと一致します。以前の数値研究と一致して、我々は、ディスクの自己重力が暗黒物質のハローよりも支配的であるシステムでバーが形成され、バーの形成に対して不安定になることを発見しました。私たちのバーは、現在の長さと強度に達するまで、最後の3〜4Gyrで開発されました。バーが大きくなると、長さが長くなり、回転速度が遅くなります。この減速にもかかわらず、赤方偏移$z=0$では、それらの回転速度とサイズは観測データとよく一致します。
子持ち銀河調査（CLAWS）内のCOアイソトポログラインアトラス
| Title |
A_CO_isotopologue_Line_Atlas_within_the_Whirlpool_galaxy_Survey_(CLAWS) |
| Authors |
Jakob_S._den_Brok,_Frank_Bigiel,_Kazimierz_Sliwa,_Toshiki_Saito,_Antonio_Usero,_Eva_Schinnerer,_Adam_K._Leroy,_Mar\'ia_J._Jim\'enez-Donaire,_Erik_Rosolowsky,_Ashley_T._Barnes,_Johannes_Puschnig,_J\'er\^ome_Pety,_Andreas_Schruba,_Ivana_Be\v{s}li\'c,_Yixian_Cao,_Cosima_Eibensteiner,_Simon_C._O._Glover,_Ralf_S._Klessen,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Sharon_E._Meidt,_Lukas_Neumann,_Neven_Tomi\v{c}i\'c,_Hsi-An_Pan,_Miguel_Querejeta,_Elizabeth_Watkins,_Thomas_G._Williams,_and_David_Wilner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05165 |
子持ち銀河調査（CLAWS）内のCOアイソトポログラインアトラスを、M51（NGC5194）の全ディスクにわたるミリ波長領域での多数のかすかなCOアイソトポログのベンチマーク研究を提供するIRAM30m大規模プログラムに基づいて提示します。）。調査の中心的な目標は、低JCOアイソトポログラインを使用して、COの励起と化学的性質、およびそこからガスの局所的な物理的条件を制限することです。この調査論文では、CLAWSの観察とデータ削減の戦略について説明します。COアイソトポログ$^{12}$CO、$^{13}$CO、C$^{18}$OおよびC$^{17}$OのJ=1-0および2-1遷移をマッピングします、および1mmおよび3mmウィンドウ内のいくつかの補助線（CN（1-0）、CS（2-1）、CH$_3$OH（2-1）、N$_2$H$^+$（1-0）、HC$_3$N（10-9））〜1kpcの解像度。合計149時間の観測時間は、前例のない感度を提供します。これらのデータを使用して、いくつかのCOアイソトポログライン比を詳細に調査し、それらの半径方向（および方位角）の傾向を調査し、ライン比の変化がガス温度、密度、化学物質量などのISM特性の変化に起因するかどうかを調査します。たとえば、$^{13}$CO}/$^{12}$CO、C$^{18}$O/$^{12}$CO、およびC$^{18}の負の放射状傾向が見つかります。J=1-0遷移での$O/$^{13}$COライン比。また、$^{12}$CO（2-1）/（1-0）や$^{13}$CO/$^{12}$CO（1-0）など、ローカル環境によるバリエーションもあります。スパイラルアーム領域と比較したアーム間領域のライン比。これらの前述のCO線比の変動は、光学的厚さの変動による可能性が最も高いが、銀河全体のスケールでの選択的元素合成による存在量の変動も役割を果たす可能性があることを提案する。また、アーカイブJCMT$^{12}$CO（3-2）データを使用してCOスペクトル線エネルギー分布（SLED）を研究し、光学的厚さ、ガス温度、または密度。
MHD乱流におけるAlfv \ '{e} n波の減衰と、宇宙線ストリーミングの不安定性と銀河風への影響
MHD乱流のAlfv\'{e}nicコンポーネントは、Alfv\'{e}nic波を減衰させます。この効果の結果は、宇宙線（CR）の伝播から、銀河や他の磁化されたシステムでの流出や風の発射まで、多くのプロセスにとって重要です。乱流によるストリーミング不安定性の減衰と平面平行波の減衰の違いについて説明します。前者は、CRが流れる磁場の局所的な方向に沿った基準システムで行われます。後者は平均磁場の基準系にあり、プラズマ研究で伝統的に考慮されています。また、ストリーミング不安定性の乱流減衰を、イオン中性の衝突減衰と比較します。これは、十分に低いイオン化率で支配的な減衰効果になります。数値テストと天体物理学の意味も説明されています。
eROSITA Final Equatorial Depth Survey（eFEDS）：$ 0.05
$での星形成銀河と静止銀河の周りのX線放射
| Title |
The_eROSITA_Final_Equatorial_Depth_Survey_(eFEDS):_X-ray_emission_around_star-forming_and_quiescent_galaxies_at_$0.05 |
| Authors |
Johan_Comparat,_Nhut_Truong,_Andrea_Merloni,_Annalisa_Pillepich,_Gabriele_Ponti,_Simon_Driver,_Sabine_Bellstedt,_Joe_Liske,_James_Aird,_Marcus_Br\"uggen,_Esra_Bulbul,_Luke_Davies,_Justo_Antonio_Gonz\'alez_Villalba,_Antonis_Georgakakis,_Frank_Haberl,_Teng_Liu,_Chandreyee_Maitra,_Kirpal_Nandra,_Paola_Popesso,_Peter_Predehl,_Aaron_Robotham,_Mara_Salvato,_Jessica_E._Thorne,_Yi_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05169 |
私たちは、銀河の大規模なサンプルにおける銀河周囲媒体の高温相を特徴づけることを目指しています。GAMA9hrフィールドの中央銀河周辺のSRG/eROSITAeFEDS調査からのX線イベントを積み重ねて、それらの恒星質量と特定の星形成率の関数として放射状に投影された軟X線輝度プロファイルを構築します。恒星の質量範囲$2\times10^{10}$-$10^{12}$M$_\odot$（$3\times10^9$-$6）の静止（星形成）銀河のサンプルを検討します\times10^{11}$M$_\odot$）。静止銀河の場合、X線プロファイルは利用可能な質量範囲全体に明確に拡張されています。ただし、これらの銀河は高密度で高温の環境に生息する傾向があるため、測定されたプロファイルは、投影効果のために高く偏っている可能性があります。最も大規模な星形成サンプル（$\geq10^{11}$M$_\odot$）の場合、拡張放出の検出のヒントがあります。$<10^{11}$M$_\odot$の星形成銀河の場合、X線スタックプロファイルは未解決の線源と互換性があり、かすかな活動銀河核とX線連星からの予想される放出と一致します。静止銀河と星形成銀河について、平均X線光度と恒星質量の平均関係を初めて測定します。高質量（$\geq10^{11}$M$_\odot$）の星形成銀河または静止銀河は、ガラス化した熱いハローの予想されるスケーリングに従いますが、低質量の星形成銀河は、それほど目立たない光度と弱い銀河を示します。弱いAGN集団の経験的モデルと一致する、恒星の質量への依存。私たちの結果を最先端の数値シミュレーションと比較すると、質量$\geq10^{11}$M$_\odot$の大きな（$>80$kpc）スケールで全体的な一貫性が見られますが、観測されたコンパクトコアよりも明るいと予測される小さなスケール。シミュレーションはまた、静止銀河と星形成銀河の間で観察される明確な区別を予測していません。
星形成活動の移行期における銀河プロトクラスターコアの体系的な探索
| Title |
A_systematic_search_for_galaxy_protocluster_cores_at_the_transition_epoch_of_their_star_formation_activity |
| Authors |
Makoto_Ando,_Kazuhiro_Shimasaku,_Rieko_Momose,_Kei_Ito,_Marcin_Sawicki_and_Rhythm_Shimakawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05185 |
$z\sim1.5$の赤方偏移は、星形成段階から急冷段階へのプロトクラスター（PC）の移行エポックであり、したがって、急冷された集団の蓄積を調査するための適切な時代です。「コア」を、環境への影響が最も効果的に機能する可能性が高い特定のPCで最も大きなハローとして定義し、$1<z<1.5$でコアを検索します。広い（$\sim22.2\、\mathrm{deg}^{2}$の有効領域）および深い（$i\sim26.8\、\mathrm{mag}$）光学の測光赤方偏移カタログを使用しますスバルハイパースーパーカムによる調査。PCコアの中心銀河として$\log（M_{*}/M_{\odot}）>11.3$の銀河については、クラスタリング分析により平均ハロー質量を推定し、$\log（M_\mathrm{h}/M_{\odot}）\sim13.7$。IllustrisTNGシミュレーションによって予想される質量の増加とその周囲で観察された過密度は、私たちが見つけたPCコアが現在のクラスターの前駆体であることを示唆しています。銀河のサンプルを赤と青の銀河に分類し、恒星質量関数（SMF）と赤の銀河の割合を計算します。PCコアのSMFは、フィールドよりも上部が重いため、初期の高質量銀河の形成と低質量銀河の崩壊を意味します。また、赤い部分は恒星の質量とともに増加することもわかりました。これは、最近$z>1$で見つかった恒星の質量に依存する環境消光と一致しています。興味深いことに、中央が赤と青のコアは同様のハロー質量を持っていますが、中央が赤のコアだけが、フィールドと比較して有意な赤の割合の過剰を示しており、適合効果を示唆しています。PCコアのいくつかの観察上の特徴は、適合性がアセンブリの偏りによって引き起こされていることを示唆している可能性があります。
融合銀河のSEDフィッティングパラメータ推定における分類学
スペクトルエネルギー分布（SED）フィッティングを使用した銀河の物理的特性の導出は強力な方法ですが、モデルの仮定から生じるさまざまな体系に悩まされる可能性があります。以前は、そのようなバイアスは主に個々の銀河について研究されていました。ここでは、SEDフィッティングが未解決の特性（星の質量と星形成率）を正確に決定するかどうかを確認するために、GALEX-SDSS-WISEレガシーカタログ（GSWLC）から抽出された複合（合体）銀河の大規模なサンプル（9000）を具体的に研究します銀河の合体。私たちは、実際に融合する可能性のある銀河を人工的に融合し、それらと合併前の個々の銀河（グラウンドトゥルースを確立するため）にUV/光学SEDフィッティングを実行することによって評価を実行します。この単純なアプローチにより、合併に理想的に期待できる質量とSFRがわかります。SEDフィッティングからの恒星質量、星形成率（SFR）、および特定の星形成率（sSFR）の値を個々の銀河からの結合値と比較すると、バイアスは見つかりませんが、SFRとsSFRの合併の比較にはテールがあります。（s）SFRが低い。さらに、質量比が異なる銀河（メジャーとマイナーの合併）、SFRのコントラストが異なる銀河、またはダスト含有量に焦点を当てた場合、有意な残差は見つかりませんでした。合併後のSEDフィッティングは、合併が潜在的に非常に異なる星形成の歴史と異なる塵の性質を持つ2つの銀河の複合体であるという事実から生じる重大なバイアスに悩まされていないと結論します。
ALMaQUEST-VII：グリーンバレー銀河の星形成スケーリング関係
| Title |
ALMaQUEST_--_VII:_Star_Formation_Scaling_Relations_of_Green_Valley_Galaxies |
| Authors |
Lihwai_Lin,_Sara_L._Ellison,_Hsi-An_Pan,_Mallory_Thorp,_Po-Chieh_Yu,_Francesco_Belfiore,_Bau-Ching_Hsieh,_Roberto_Maiolino,_S._Ramya,_Sebastian_Sanchez,_and_Yung-Chau_Su |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05318 |
ALMA-MaNGAQUEnchandSTar形成（ALMaQUEST）調査を利用して、解決された星形成主系列として提示されるkpcスケールのスケーリング関係を調査します（rSFMS：$\Sigma_{\rmSFR}$対$\Sigma_{*}$）、解決されたSchmidt-Kennicutt関係（rSK：$\Sigma_{\rmSFR}$対$\Sigma_{\rmH_{2}}$）、および解決された分子ガスの主系列星（rMGMS：$\Sigma_{\rmH_{2}}$対$\Sigma_{*}$）、22個の緑の谷（GV）にある11478個の星形成と1414個の引退したスパクセル（$\sim20$の係数でオーバーサンプリング）と12の主系列（MS）銀河。与えられた銀河タイプ（MSまたはGV）について、引退したスパクセルは、rSFMS、rSK、およびrMGMS平面上の星形成スパクセルによって形成されたシーケンスから、sSFR、SFE、および$のより低い絶対値に向かってオフセットされていることがわかります。f_{\rmH_{2}}$by$\sim$1.1、0.6、および0.5dex。分析が星形成スパクセルのみに制限されている場合でも、GV銀河のスケーリング関係はMS銀河のスケーリング関係とは異なることがわかります。星形成スパクセルの場合、GV銀河のsSFR、SFE、および$f_{\rmH_{2}}$は、MSの銀河と比較して、それぞれ$\sim$0.36、0.14、および0.21dex減少することがわかります。銀河。したがって、GV銀河で抑制されたsSFR/SFE/$f_{\rmH_{2}}$は、GV銀河での引退した領域の割合の増加だけでなく、星形成領域でのこれらの量の枯渇にも関連しています。最後に、MS銀河と比較したGV銀河のSFEと$f_{\rmH_{2}}$の減少は、バルジ領域とディスク領域の両方で見られます（不確実性は大きくなりますが）。内側から外側の領域まで持続します。
CHANG-ES。 XXIV。 NGC5792での無線核リングと潜在的なLLAGNの最初の検出
| Title |
CHANG-ES._XXIV._First_Detection_of_A_Radio_Nuclear_Ring_and_Potential_LLAGN_in_NGC_5792 |
| Authors |
Yang_Yang_(1),_Judith_Irwin_(2),_Jiangtao_Li_(3),_Theresa_Wiegert_(2),_Q._Daniel_Wang_(4),_Wei_Sun_(5),_A._Damas-Segovia_(6),_Zhiyuan_Li_(7_and_8),_Zhiqiang_Shen_(1_and_9_),_Rene_A._M._Walterbos_(10),_and_Carlos_J._Vargas_(11)_((1)_Shanghai_Astronomical_Observatory,_(2)_Queens_University_(3)_University_of_Michigan,_(4)_University_of_Massachusetts,_(5)_Purple_Mountain_Observatory,_(6)_MPI_fur_Radioastronomie,_(7)_Nanjing_University,_(8)_Key_Laboratory_of_Modern_Astronomy_and_Astrophysics,_Nanjing_University,_(9)_Key_Laboratory_of_Radio_Astronomy,_Chinese_Academy_of_Sciences,_(10)_New_Mexico_State_University,_(11)_University_of_Arizona) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05384 |
エッジオン棒渦巻銀河NGC〜5792の電波連続放射マップで、直径10$\arcsec$（$\sim$1.5kpc）の核リングと潜在的な低光度活動銀河核（LLAGN）の発見を報告します。。これらの発見は、近くの銀河の連続ハロー-拡張超大型干渉電波望遠鏡（VLA）調査、およびその後の1秒未満の分解能のVLA観測に基づいています。H$\alpha$と24$\mu$mのキャリブレーションの混合物を使用して、核領域の熱および非熱電波放射を解きほぐし、$\sim0.4〜M_{の星形成率（SFR）を導き出します。\sun}$yr$^{-1}$。核リングは非熱放射光によって支配されていることがわかります。シンクロトロンベースのSFRは、混合ベースのSFRの約3倍です。この結果は、過去に核リングがより強い星形成活動を経験し、現在はその星形成が低い状態にあることを示しています。1秒未満のVLA画像は、核リング上の6つの個別のノットを解決します。ノットの等分配磁場強度$B_{\rmeq}$は、77から88$\mu$Gまで変化します。無線リングは、NGC〜5792の中心に偏波ローブを備えた$S_{\rm6GHz}=（16\pm4）$$\mu$Jyの点のようなかすかな無線コアを囲みます。これは、エディントン比のLLAGNを示唆しています。$\sim10^{-5}$。この電波核リングは、銀河の中央分子ゾーン（CMZ）を彷彿とさせます。どちらも核リングとLLAGNで構成されています。
銀河SEDフィッティングによるダスト減衰曲線の決定における系統的バイアス
| Title |
Systematic_biases_in_determining_dust_attenuation_curves_through_galaxy_SED_fitting |
| Authors |
Jianbo_Qin,_Xian_Zhong_Zheng,_Min_Fang,_Zhizheng_Pan,_Stijn_Wuyts,_Yong_Shi,_Yingjie_Peng,_Valentino_Gonzalez,_Fuyan_Bian,_Jia-Sheng_Huang,_Qiu-Sheng_Gu,_Wenhao_Liu,_Qinghua_Tan,_Dong_Dong_Shi,_Jian_Ren,_Yuheng_Zhang,_Man_Qiao,_Run_Wen,_and_Shuang_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05467 |
ダスト減衰曲線の傾き（$\delta$）は、スペクトルエネルギー分布（SED）フィッティングによって得られる有効なダスト減衰（$A_V$）と相関することがわかっていますが、フィッティングの縮退がこの関係をどのように形成するかは不明です。銀河と質量集合体の調査から選択された局所的な星形成銀河（SFG）のサンプルのSEDを、既知の減衰パラメータの模擬銀河SEDと組み合わせてフィッティングすることにより、縮退効果を調べます。適切に設計された衰退するスターバースト星形成の履歴を採用して、適度に広い範囲にまたがる固有のUV勾配（$\beta_0$）を持つモデルSEDテンプレートを生成します。サンプルSFGに最適な$\beta_0$は広い範囲を示しており、一定の星形成のスターバーストの限られた範囲の$\beta_0<-2.2$とは劇的に異なります。私たちの結果は、SEDフィッティングの$\beta_0$、$\delta$、および$A_V$の間の強い縮退が、誤った$A_V$-$\delta$相関につながる構造的バイアスを誘発することを示しています。私たちのシミュレーションテストは、入力モデル銀河SEDを構築するためにフラットな$A_V$-$\delta$関係が取られた場合でも、この関係をうまく再現できることを明らかにしています。最適な$\delta$の変動は、フィッティングエラーによって支配されます。SEDフィッティングで恒星形成が一定のスターバーストを想定すると、減衰曲線が急になり、縮退誤差が小さくなり、$A_V$-$\delta$の関係が強くなることを示します。私たちの調査結果は、SEDフィッティングによって得られた$A_V$-$\delta$の関係は、$\beta_0$、$\delta$、および$A_V$の間のフィッティングの縮退によって引き起こされる系統的バイアスによって駆動される可能性が高いことを確認しています。
NGC7538HII領域からのフィードバック
| Title |
FEEDBACK_from_the_NGC7538_HII_region |
| Authors |
H._Beuther,_N._Schneider,_R._Simon,_S._Suri,_V._Ossenkopf-Okada,_S._Kabanovic,_M._Roellig,_C._Guevara,_A.G.G.M._Tielens,_G._Sandell,_C._Buchbender,_O._Ricken,_and_R._Guesten |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05532 |
コンテキスト：拡張するHII領域は、環境クラウドとどのように相互作用しますか？これは、SOFIAレガシープログラムのフィードバックを推進する中心的な質問の1つです。ここでは、典型的なH{\scii}領域NGC7538に向けたケーススタディを紹介します。方法：SOFIAを使用して、1.9THzの[CII]ラインのNGC7538の周囲に約210'^2の領域をマッピングしました。補完的に観測された原子状炭素[CI]および高JCO（8-7）データ、ならびにアーカイブNIR/FIR、cm連続体、CO（3-2）およびHIデータが分析に組み込まれます。結果：全体的な[CII]形態は一般的なイオン化ガスに従いますが、チャネルマップは、サイズが〜80-100"（〜1.0-1.28pc）の複数の泡のような構造を示しています。領域の主な励起源によって駆動される個々のフィードバックバブルである場合、他のバブル形態もHII領域の本質的に多孔質の構造に起因する可能性があります。約10kms^{-1}の膨張速度の分析は次のことを示しています。熱膨張は十分ではありませんが、中央のO星からの風による駆動が必要です。最も青くシフトした[CII]成分には、分子または原子の対応物がほとんどありません。分子雲との界面に、典型的な光子があります。棒状の支配領域（PDR）。イオン化された原子および分子の炭素は、このPDRで層状構造を示します。PDRの炭素は、原子および分子の質量が〜0.45+-0.1M_{\のイオン化された形態によって支配されます。odot}と〜1.2+-0.1M_{\odot}、それぞれと比較して3.6〜9.7M_{\odot}の範囲のイオン化炭素。結論：NGC7538HII領域は、隣接するクラウドと相互作用するだけでなく、相互作用する多様なサブ構造のセットを示します。HII領域の他の最近の[CII]観測（たとえば、OrionVeil、RCW120、RCW49）と比較すると、[CII]放出で明らかになった泡状の形態は、シェルの拡大を示し、PDRの繰り返し構造です。
畳み込みニューラルネットワークを使用した天の川の3D消滅マッピング：カリーナアーム領域での方法の提示とデモンストレーション
| Title |
3D_extinction_mapping_of_the_Milky_Way_using_Convolutional_Neural_Networks:_Presentation_of_the_method_and_demonstration_in_the_Carina_Arm_region |
| Authors |
D._Cornu,_J._Montillaud,_D._J._Marshall,_A.C._Robin,_L._Cambr\'esy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05571 |
環境。天の川（MW）の3D絶滅マップを作成するために、いくつかの方法が提案されています。ほとんどの場合、ベイズアプローチに基づいています。一部の研究では、手順の一部または特定のターゲットに対して機械学習（ML）手法を採用していますが、ニューラルネットワーク手法のみに基づく大量のMWの3D消滅マップはこれまで報告されていません。目的。MWの3D絶滅マップを構築するためのソリューションとして、ディープラーニングを適用することを目指しています。メソッド。CIANNAフレームワークを使用して畳み込みニューラルネットワーク（CNN）を構築し、合成2MASSデータでトレーニングしました。Besan\c{c}onGalaxyモデルを使用して模擬星表を生成し、1Dガウス確率場を使用して絶滅プロファイルをシミュレートしました。これらのデータから、対応する消滅プロファイルをターゲットとして使用して、ネットワークをトレーニングするための色-マグニチュード図（CMD）を計算しました。観測された2MASSCMDを使用したフォワードパスは、視線のグリッドの消滅プロファイル推定値を提供しました。結果。カリーナスパイラルアームの接線の領域で視線をシミュレートするデータを使用してネットワークをトレーニングし、この領域の大規模セクターの3D消光マップを取得しました（$l=257-303$deg、$|b|\le5$度）、距離と角度の解像度はそれぞれ$100$pcと$30$arcminで、最大$\sim10$kpcに達します。各視線は前進段階で独立して計算されますが、いわゆる神の指のアーティファクトは他の多くの3D消滅マップよりも弱いです。私たちのCNNは、視線全体の冗長性を活用するのに効率的であり、9つの視線だけで同時にトレーニングしてマップ全体を構築できることがわかりました。結論。ディープラーニングは、大規模な調査から3D絶滅マップを作成するための信頼できるアプローチであることがわかりました。この方法論では、クロスマッチングなしで異種の調査を簡単に組み合わせることができるため、いくつかの調査を補完的に活用することが期待されます。
大マゼラン雲への線形応答による天の川銀河の運動学の制約
| Title |
Constraining_the_Milky_Way_halo_kinematics_via_its_Linear_Response_to_the_Large_Magellanic_Cloud |
| Authors |
Simon_Rozier,_Benoit_Famaey,_Arnaud_Siebert,_Giacomo_Monari,_Christophe_Pichon_and_Rodrigo_Ibata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05589 |
線形応答理論のマトリックス法を使用して、大マゼラン雲（LMC）に対する球形の非回転天の川（MW）暗黒物質と恒星ハローの応答をモデル化します。私たちの計算は、シミュレーションからのダークハロー応答の主な特徴を再現しています。これらの特徴は、調和分解によって十分に分離できることを示します。ハローの大規模な過密度/低密度（反射運動に関連）は$\ell=1$項に対応し、局所的な過密度は$\ellに対応します。\geq2$多重極。さらに、ダークハロー応答は主に一次の「強制」項によって支配され、自己重力の影響はほとんどありません。これにより、観測された恒星ハローの応答を使用して、暗いハローの基礎となる速度分布を制約することが困難になりますが、さまざまな速度異方性を持つ恒星ハローモデルの応答を調査できます。接線方向（それぞれ放射状）のハローは、より浅くなります。（それぞれ強い）反応。また、局所的な伴流のみがこれらの変動の原因であり、反射運動は分子量ポテンシャルのみに依存していることも示しています。したがって、面内四重極（$m=2$）応答の構造（方向と巻線）を、恒星ハロー異方性の潜在的に優れたプローブとして識別します。最後に、私たちの方法では、伴流の強さと形状を共鳴効果に暫定的に関連付けることができます。強い半径方向の応答は内側のリンドブラッド共鳴に関連付けられ、弱い接線方向の応答は共回転に関連付けられます。
| Title |
Fokker-Planck_entropic_force_model_for_galactic_rotation_curves |
| Authors |
VS_Morales-Salgado,_H._Mart\'inez-Huerta,_P.I._Ram\'irez-Baca |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05594 |
観測された銀河の回転曲線と銀河内の可視物質の分布から予想される曲線との間の不一致の原因となる力の考えられるエントロピーの性質を調査します。スピッツァー測光および正確な回転曲線（SPARC）データベースからの観測は、提案されたモデルの妥当性を研究するために使用されます。フォッカープランク方程式の単純な解から導出された具体的なモデルを使用してSPARCデータを適合させ、一般的な暗黒物質NFW質量プロファイルと比較して観測結果と強く一致します。また、提案されたモデルのパラメータとフラット速度、および銀河のサンプルの3.6$\mu$mでの光度との間に相関関係が存在することも示しています。
隣接するパルサーSXP15.3とSXP305のもつれを解く
| Title |
Disentangling_the_neighbouring_pulsars_SXP_15.3_and_SXP_305 |
| Authors |
Itumeleng_M._Monageng,_Malcolm_J._Coe,_Lee_J._Townsend,_Silas_G._T._Laycock,_Jamie_A._Kennea,_Ankur_Roy,_Andrzej_Udalski,_Sayantan_Bhattacharya,_Dimitris_M._Christodoulou,_David_A._H._Buckley,_Phil_A._Evans |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05239 |
SXP15.3とSXP305は、小マゼラン雲の2つのBeX線連星であり、空間的に約7秒角離れています。これらの発生源間のわずかな分離は、過去に、結合された領域からの放出の起源について混乱をもたらしました。両方のソースの長期的な光学およびX線モニタリングの結果を提示し、歴史的および最近の行動を研究します。特に、S-CUBEDプロジェクトの一環として収集されたデータから、ニールゲーレルスウィフト天文台からの最近の光度曲線で2つの線源の結合領域からのX線爆発の繰り返しが見られ、この放出の原因を調査します。南アフリカの大型望遠鏡（SALT）からのH-アルファ輝線と光学重力レンズ実験（OGLE）からの測光フラックスを使用して、Beディスクのサイズと構造の変化を研究し、X線放射がおそらくSXP15.3に由来します。タイミング分析により、異常な動作が明らかになります。この場合、光バーストプロファイルは、X線バーストの2倍の周波数で変調を示します。これらの周期性のいずれかがSXP15.3の真の公転周期であると見なし、爆発の物理的起源を説明するために、Beディスクと中性子星の幾何学的配向に基づくモデルを提案します。
既知のマグネターと高磁場（B$_s$$\gtrsim10^{13）の双極子表面磁場（B$_{s}$）とスピン周期（P$_s$）の複合進化を調査します。}$〜G）ラジオパルサー。磁場の単純なオーム散逸を仮定して、これらのオブジェクトの長期的な振る舞いを研究します。これらの中性子星が移動する可能性が高い領域（P$_s$-B$_s$平面内）を特定し、死線を越えてパルサー墓地に入る前に、マグネターと他の中性子星のクラス。
AGNジェットによって駆動される銀河団ガスにおける音波の生成効率
| Title |
Production_Efficiencies_of_Sound_Waves_in_the_Intracluster_Medium_Driven_by_AGN_Jets |
| Authors |
Shiang-Chih_Wang,_H._-Y._K._Yang_(National_Tsing_Hua_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05298 |
活動銀河核（AGN）からのフィードバックは、クールコアクラスターの冷却流の問題に対する最も有望な解決策であると考えられていますが、ジェットエネルギーがどのように正確に熱に変換されるかは議論の対象です。音波の放散は、考えられる加熱メカニズムの1つと考えられています。ただし、加熱への相対的な寄与は不明なままです。加熱のエネルギー収支を推定するために、ペルセウスのようなクラスターでAGNジェット噴射の3D流体力学シミュレーションを実行し、弱い衝撃や波の形で蓄積されたエネルギーの量を定量化します。クールコアクラスターの典型的なパラメーターを使用した単一ジェット噴射の場合、総ジェットエネルギーの$\sim9\％$が圧縮波（衝撃波と波動の両方を含む）に保存されることがわかります。ただし、ランダムに位相が変化する波の間の破壊的な影響と衝撃エネルギーの散逸のため、自己調整されたAGNフィードバックを含むシミュレーションでは、注入された総エネルギーの$3\％$以下が縦波になります。さらに、エネルギーの寄与を衝撃と波から分離し、1回の爆発の場合、衝撃は内側の半径の総圧縮エネルギーの$\sim20-30\％$にしか寄与できず、衝撃は非常に速く消散することを発見しました。外側に移動します。ただし、複数のAGNバーストによって繰り返し発生する衝撃のため、自己調整された場合、衝撃は内側領域の音波を完全に支配し、外側でも総圧縮エネルギーの$\sim40-50\％$を提供できます。半径。我々の結果は、音波の生成が以前の単一爆発シミュレーションで見られたものほど効率的ではなく、したがって音波の散逸がクールコアクラスターの主な加熱源である可能性があることを示唆している。
| Title |
Predicting_the_redshift_of_gamma-ray_loud_AGNs_using_Supervised_Machine_Learning:_Part_2 |
| Authors |
Aditya_Narendra,_Spencer_James_Gibson,_Maria_Giovanna_Dainotti,_Malgorzata_Bogdan,_Agnieszka_Pollo,_Ioannis_Liodakis_and_Artem_Poliszczuk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05374 |
活動銀河核（AGN）の赤方偏移を測定するには、時間と費用のかかる分光分析を使用する必要があります。ただし、AGNのレッドシフト測定値を取得することは、AGNの母集団研究を可能にし、星形成率、光度関数、および密度率の進化に関する洞察を提供できるため、非常に重要です。したがって、代替の赤方偏移測定技術が必要です。このプロジェクトでは、フェルミガンマ線宇宙望遠鏡の4LACデータリリース（DR2）カタログを使用して、赤方偏移を確実に予測できる機械学習モデルをトレーニングすることを目指しています。さらに、このプロジェクトは、新しい4LACカタログを使用して、Dainottietal。で公開されている機械学習（ML）方法論の予測機能を改善および拡張することを目的としています。（2021）。さらに、パラメータ空間を拡張するための特徴エンジニアリングとバイアス補正手法を実装して、最終結果を出します。この研究では、以前にDainottietal。（2021）で使用されていたアンサンブル手法であるSuperLearner内で追加の機械学習手法を使用しています。さらに、SortedL-OnePenalizedEvaluation（SLOPE）と呼ばれる新しいMLモデルもテストします。これらの方法を使用して、分光学的赤方偏移測定値を持たないAGNの推定赤方偏移値のカタログを提供します。これらの推定値は、更新されたFermiカタログがより多くの赤方偏移測定値とともにリリースされていることを確認するために、コミュニティの赤方偏移参照として役立ちます。
高温で急速に回転する中性子星のスペクトルに対する重力減光効果の影響
| Title |
Influence_of_the_gravitational_darkening_effect_on_the_spectrum_of_a_hot,_rapidly_rotating_neutron_star |
| Authors |
A._Majczyna,_J._Madej,_A._R\'o\.za\'nska_and_M._Nale\.zyty |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05428 |
この論文では、高速回転する平坦化された中性子星の出現スペクトルに対する重力減光効果の影響について議論します。モデル大気コードは常に、平面平行ジオメトリで星のユニット表面から放出される出現強度とフラックスのスペクトルを計算します。ここでは、それを超えた一歩を踏み出し、さまざまな傾斜角で遠くの観測者が見たサンプル回転中性子星の歪んだ表面上に統合された理論スペクトルの小さなサンプルグリッドを計算しました。2つの無次元角速度$\bar{\Omega}^2=0.30$と0.60、非回転星の有効温度$T_{\rmeff}=2.20\times10^7\、$K、球形の星の表面重力の対数$\log（g）=14.40$（cgs）、および$i=0^\circ$から$i=90^\circ$までの傾斜角（ステップ$\Deltai=10^\circ$。大気は、$M_{\rmH}=0.70$および$M_{\rmHe}=0.30$の水素とヘリウムの混合物で構成されていると仮定しました。中性子星表面の各点で、パラメータの局所値（$T_{\rmeff}$および$\log（g）$）の真の強度を計算し、次にこれらの単色強度を表面全体で積分して、出現スペクトル。この論文では、高速回転する中性子星の理論的スペクトルを初めて計算します。私たちの研究は、重力減光効果がスペクトルに強く影響し、回転する中性子星の大気の現実的なモデルに含まれるべきであることを明確に示しています。
50年INR：高エネルギー宇宙の探索
この記事は、ロシア科学アカデミーの核研究所での50年間の高エネルギー宇宙素粒子物理学をレビューする試みです。それは、1980年代後半から1990年代にINRの科学者と協力して科学的キャリアの大部分を形成した部外者によって書かれています。このレビューは、宇宙線、ガンマ線、および高エネルギーニュートリノ物理学の分野をカバーしています。主な焦点は、バクサン渓谷とバイカル湖にあるINRの大規模なインフラストラクチャにあります。これらの施設での研究は、世界中のさまざまな場所、最近では米国のテレスコープアレイと中国のLHAASO検出器でのトップ実験への参加に隣接しています。
相対論的放射線媒介衝撃におけるプラズマ不安定性の役割：安定性分析とParticle-in-Cellシミュレーション
| Title |
The_role_of_plasma_instabilities_in_relativistic_radiation_mediated_shocks:_stability_analysis_and_particle-in-cell_simulations |
| Authors |
Arno_Vanthieghem,_Jens_F._Mahlmann,_Amir_Levinson,_Alexander_A._Philippov,_Ehud_Nakar,_Frederico_Fiuza |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05494 |
相対論的放射線媒介ショック（RRMS）は、恐らく巨大な宇宙爆発で形成されます。このような衝撃の構造と放出は、衝撃遷移層内での電子-陽電子対の大量生成によって制御されます。最近、衝撃の内部にかなりの量の陽電子が存在すると、さまざまなプラズマ成分の速度分離が生じ、プラズマの不安定性が急速に増大すると予想されることが指摘されています。この論文では、ペアを搭載し、放射力を受ける電子イオンプラズマで成長するプラズマ微小不安定性の階層を研究します。線形安定性分析は、そのようなシステムが、イオンとペアの間の相対ドリフトによって駆動される電流フィラメント化不安定性によって最終的に支配されるようになるさまざまなプラズマモードの成長に対して不安定であることを示しています。これらの結果は、不安定性の非線形領域をさらに精査するセル内粒子シミュレーション、および微視的乱流電磁場におけるペアイオン結合によって検証されます。この分析に基づいて、微視的乱流におけるピッチ角散乱を介して粒子の減少した輸送方程式を導き出し、それが異なる種を結合し、ジュールのような加熱を介して非断熱圧縮につながる可能性があることを示します。ペアの加熱、およびおそらく微視的乱流から生じる非熱的分布の形成は、現在の単一流体モデルでは説明できない方法で、観測された衝撃ブレイクアウト信号に影響を与える可能性があります。
爆発時のマグネターSGR1830-0645のX線バーストと持続放出特性
| Title |
X-ray_burst_and_persistent_emission_properties_of_the_magnetar_SGR_1830-0645_in_outburst |
| Authors |
G._Younes_(1),_C.-P._Hu_(2),_K._Bansal_(3),_P._S._Ray_(4),_A._B._Pearlman_(5),_F._Kirsten_(6),_Z._Wadiasingh_(7),_E._Gogus_(8),_M._G._Baring_(9),_T._Enoto_(10),_Z._Arzoumanian_(7),_K._C._Gendreau_(7),_C._Kouveliotou_(1),_T._Guver_(11),_A._K._Harding_(12),_W._A._Majid_(13),_H._Blumer_(14),_J._W._T._Hessels_(15),_M._P._Gawronski_(16),_V._Bezrukovs_(17),_A._Orbidans_(17)_((1)_GWU,_(2)_Changhua_University,_(3)_Caltech,_(4)_NRL,_(5)_McGill,_(6)_Chalmers_University,_(7)_NASA/GSFC,_(8)_Sabanci_University,_(9)_Rice_University,_(10)_RIKEN,_(11)_Istanbul_University,_(12)_LANL,_(13)_JPL,_(14)_WVU,_(15)_University_of_Amsterdam,_(16)_Nicolaus_Copernicus_University,_(17)_Ventspils_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05504 |
2020年10月の爆発から223日後のマグネターSGR1830-0645のNICERX線モニタリング、およびチャンドラとラジオの観測について報告します。これまでのソースの最も正確なスピン天体暦を示します：$\nu=0.096008680（2）$〜Hz、$\dot{\nu}=-6.2（1）\times10^{-14}$〜Hz〜s$^{-1}$、および無視できないタイミングノイズを示す重要な2次および3次微分項。位相平均0.8--7〜keVスペクトルは、キャンペーン全体でダブル黒体（BB）モデルによく適合します。BBの温度は0.46と1.2keVで一定のままです。各成分の面積とフラックスは6分の1に減少しました。最初は、約46日間続く急激な減衰傾向と、それに続く浅い長期的な減衰傾向によって減少しました。同じエネルギー範囲のパルス形状は、最初は複雑で、3つの異なるピークを示しますが、バースト全体を通して、より単純な単一パルス形状に向かって明確に連続的に進化します。rmsパルスの割合は高く、約40％から50％に増加します。パルス形状や割合がエネルギーに依存することはありません。これらの結果は、おそらく温度勾配を有する複数のホットスポットが爆発の開始時に出現し、爆発が減衰するにつれて縮小したことを示唆している。\nicerで84のかすかなバーストを検出します。このような大きなバーストサンプルでこの現象が初めて検出されたときに、表面放出パルスの最大値の近くで発生することが強く優先されます。これは、バースト放出領域の高度が非常に低く、表面活性ゾーンに接続されたトリガーメカニズムを意味している可能性があります。最後に、いくつかのエポックと複数の周波数での私たちの無線観測は、パルスまたはバーストのような無線放射の証拠を明らかにしていません。
マグネターSGR1830-0645の爆発崩壊中のパルスピーク移動：地殻運動と磁気圏のねじれの解消
| Title |
Pulse_Peak_Migration_during_the_Outburst_Decay_of_the_Magnetar_SGR_1830-0645:_Crustal_Motion_and_Magnetospheric_Untwisting |
| Authors |
G._Younes_(1),_S._Landers_(2),_M._G._Baring_(3),_T._Enoto_(4),_C._Kouveliotou_(5),_Z._Wadiasingh_(1),_W._Ho_(6),_A._K._Harding_(7),_Z._Arzoumanian_(1),_K._C._Gendreau_(1),_T._Guver_(8),_C.-P._Hu_(9),_C._Malacaria_(10),_P._S._Ray_(11),_T._Strohmayer_(1)_((1)_NASA/GSFC,_(2)_University_of_East_Anglia,_(3)_Rice_University,_(4)_RIKEN,_(5)_GWU,_(6)_Haverford_College,_(7)_LANL,_(8)_Istanbul_University,_(9)_Changhua_University,_(10)_NASA/MSFC,_(11)_NRL) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05517 |
マグネターは、通常$\gtrsim10^{14}$〜Gの磁場強度を持つ孤立した中性子星であり、非熱磁気圏放射成分とともに軟X線パルスプロファイルの強力な進化がしばしば観察される、特徴的な数か月にわたる爆発エポックを示します。。最近の爆発崩壊の最初の37日間のマグネターSGR1830-0645のほぼ毎日のNICER観測を使用して、位相のパルスピーク移動が明確に観察され、パルス形状が最初のトリプルピークからシングルピークプロファイルに変換されます。このようなピークの融合は、マグネターではこれまで見られませんでした。私たちの高解像度の位相分解分光分析は、複雑な初期パルス形状にもかかわらず、温度の有意な変化を明らかにしません。それでも、推定される表面のホットスポットは、移動のピークとバーストの減衰の間に縮小します。この進化の2つの考えられる起源を提案します。表面の内部加熱の場合、地殻の構造運動がその根本的な原因である可能性があります。この地殻運動の推定速度は$\lesssim100$〜m〜day$^{-1}$であり、駆動領域の密度を$\rho\sim10^{10}$〜g〜cm$^{-に制限します。3}$、深さ$\sim200$〜m。あるいは、ホットスポットは、30〜40日のタイムスケールでねじれを解き散逸する、太陽コロナループにいくぶん似ているフラックスチューブまたはロープを備えたねじれた磁気圏からのパーティクルガン法によって加熱することができます。その場合、移動のピークは、力線のフットポイントの動き（必然的に地殻の動きによって駆動される）と進化する表面放射ビームの組み合わせに起因する可能性があります。これらの新しいデータセットは、マグネターの爆発に関連するダイナミクスの鮮明な画像を描きますが、磁気圏と地殻が連携して考慮される、より一般的な理論的な画像の必要性も強調しています。
| Title |
Characterization_of_the_GeV_emission_from_the_Kepler_supernova_remnant |
| Authors |
Fabio_Acero,_Marianne_Lemoine-Goumard,_Jean_Ballet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05567 |
ケプラー超新星残骸（SNR）は、粒子加速を調べるGeVおよびTeVエネルギーでの検出を欠いている唯一の歴史的な超新星残骸です。フェルミ-LATデータの最近の分析では、SNRの方向にある可能性のあるGeVガンマ線候補が報告されました。ほぼ同じデータセットを使用しますが、最適化された分析構成を使用して、ガンマ線候補を固体の$>6\sigma$検出で確認し、スペクトルインデックス$2.14\pm0.12_{\rmstat}\pm0.15_{を報告します。\rmsyst}$100MeVを超えるエネルギーフラックスの場合$（3.1\pm0.6_{\rmstat}\pm0.3_{\rmsyst}）\times10^{-12}$erg〜cm$^{-2}$〜s$^{-1}$。ガンマ線の過剰は大幅に拡張されることはなく、SNRの無線、赤外線、またはX線の空間分布と完全に互換性があります。加速された粒子がSNRの北西部分にある高密度の星周物質と相互作用し、$\pi^{o}$崩壊を通じてGeVガンマ線を放射するモデルを使用して、この多波長放射の特性を明らかにすることに成功しました。X線シンクロトロンと逆コンプトン（IC）の放出は、主に、磁場B$\sim$100$\mu$G以上の南部地域での高速衝撃に起因します。正確な磁場振幅に応じて、TeV放出は、南領域（ICが支配的）または相互作用領域（$\pi^{o}$崩壊が支配的）のいずれかから発生する可能性があります。
BASS XXX：DR2エディントン比、ブラックホール質量、およびX線光度の分布関数
| Title |
BASS_XXX:_Distribution_Functions_of_DR2_Eddington-ratios,_Black_Hole_Masses,_and_X-ray_Luminosities |
| Authors |
Tonima_Tasnim_Ananna,_Anna_K._Weigel,_Benny_Trakhtenbrot,_Claudio_Ricci,_Ryan_C._Hickox,_Ezequiel_Treister,_Franz_E._Bauer,_Federica_Ricci,_Kyuseok_Oh,_Julian_E._Mejia-Restrepo,_Meredith_C._Powell,_Turgay_Caglar,_Kohei_Ichikawa,_O._Ivy_Wong,_Michael_J._Koss,_C._Megan_Urry,_Yoshihiro_Ueda,_Richard_Mushotzky,_Jakob_Den_Brok,_Daniel_Stern,_Fiona_A._Harrison,_Kevin_Schawinski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05603 |
低赤方偏移X線輝度関数（XLF）、活動銀河質量関数（BHMF）、および活動銀河核（タイプ1）と活動銀河核（タイプ2）の両方のエディントン比分布関数（ERDF）を決定します。AGN）BATAGNSpectroscopicSurvey（BASS）データリリース2の前例のない分光学的完全性を使用します。単純な1/Vmaxアプローチに加えて、フォワードモデリングアプローチを使用してサンプルの切り捨てを考慮し、固有の分布も計算します。観測されたBHMFとERDF。以前のBHMFとERDFは、明るくブロードライン（タイプ1）のAGNやクエーサーのサンプルに対してのみ確実に決定されていたため、私たちのものは、タイプ2AGNの最初の直接観測的に制約されたBHMFとERDFです。すべての観測バイアスを考慮した後、タイプ2AGNの固有のERDFは、タイプ1AGNの固有のERDFよりも低いエディントン比に大きく偏っています。この結果は、放射圧がAGNの周りのほこりっぽい覆い隠し構造の形状を決定する放射線規制統一シナリオをサポートします。2つの別々の質量ビンでERDFを計算し、導出された形状が一貫していることを確認し、ERDF（形状）が質量に依存しないという仮定を検証します。BASSアクティブBHMFをすべてのSMBHのローカル質量関数と比較することにより、質量とエディントン比の関数としてローカルAGNデューティサイクルを報告します。また、Swift-BAT70か月のソースのログN-logSも示します。
マルチメッセンジャー観測を計画するためのマルチオーダーカバレッジデータ構造
| Title |
Multi_Order_Coverage_data_structure_to_plan_multi-messenger_observations |
| Authors |
Giuseppe_Greco,_Michele_Punturo,_Mark_Allen,_Ada_Nebot,_Pierre_Fernique,_Matthieu_Baumann,_Fran\c{c}ois-Xavier_Pineau,_Thomas_Boch,_S\'ebastien_Derriere,_Marica_Branchesi,_Mateusz_Bawaj_and_Helios_Vocca |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05191 |
マルチメッセンジャー天文学の計画のために空の複雑な領域を管理するための実用的な方法として、マルチオーダーカバレッジ（MOC）マップの使用について説明します。MOCマップは、HEALPix（HierarchicalEqualAreaisoLatitudePixelization）テッセレーションに基づいて、空の上の不規則な形状の断片的な領域の多重解像度表現を提供するデータ構造です。MOCの新しいアプリケーションを\texttt{astroplan}観測計画パッケージと組み合わせて提示し、空の領域の効率的な計算と、特定の時間における地球上の特定の場所からのこれらの領域の可視性を可能にします。低遅延の重力波アラートの例と、3つの観測所を使用したシミュレートされた観測キャンペーンを使用して、MOCマップを使用すると、スケジュール計画の観測をサポートするための高度な相互運用性が可能になることを示します。重力波の検出には、空に関連する信頼できる領域のローカリゼーションがあります。これらのローカリゼーションをMOCマップとしてエンコードできること、視覚化ツールでどのように使用できるか、処理（フィルタリング、結合）できること、および「MOCによって」内部のデータを照会できる仮想天文台サービスにアクセスするためのユーティリティについて説明します。関心のある地域。MOCマップの生成の容易さとデータへの高速アクセスは、システム全体が非常に効率的であることを意味します。そのため、重力波の空の位置特定に関する更新をすばやく考慮に入れ、スケジュール計画の監視に対応する調整を行うことができます。迅速に実装されました。これらのメソッドの実際的な例として、Pythonコードの例を示します。さらに、ワークフロー全体のビデオデモンストレーションが利用可能です。
| Title |
Impact_of_the_SpaceX_Starlink_Satellites_on_the_Zwicky_Transient_Facility_Survey_Observations |
| Authors |
Przemek_Mroz,_Angel_Otarola,_Thomas_A._Prince,_Richard_Dekany,_Dmitry_A._Duev,_Matthew_J._Graham,_Steven_L._Groom,_Frank_J._Masci,_Michael_S._Medford |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05343 |
低軌道（LEO）衛星コンステレーションが地上の天文観測、特に光学および赤外線の広視野調査に与える影響についての懸念が高まっています。掃天観測（ZTF）は、そのカメラの広い視野のおかげで、天文調査に対するLEOメガコンステレーション（SpaceXのスターリンクなど）の影響を研究するための理想的なセットアップを提供します。ここでは、2019年11月から2021年9月の間に収集されたアーカイブZTF観測を分析し、スターリンク衛星に起因する可能性のある5301衛星ストリークを見つけます。SpaceXがますます多くの衛星を配備するにつれて、影響を受ける画像の数は時間とともに増加していることがわかります。トワイライトの観測は特に影響を受けます-トワイライト中に撮影された縞模様の画像の割合は、2019年後半の0.5％未満から2021年8月の18％に増加しました。Starlinkコンステレーションのサイズが10,000に達すると、本質的に夕暮れ時に撮影されたすべてのZTF画像が影響を受ける可能性があると推定されます。ただし、分析期間中に観測された衛星ストリークの増加にもかかわらず、ZTFの現在の科学運用はまだ強く影響を受けていません。また、Starlink衛星を再設計すると（太陽光が衛星アンテナに到達するのを遮断して反射を防ぐことを目的としたバイザーを設置することにより）、g、r、およびiバンドの元の設計に比べて輝度が4.6+/-0.1倍低下することがわかります。。
天文図のマルチスケール分解-制約付き拡散法
マップ（または一般に信号）をさまざまなサイズの構造を含むコンポーネントマップに分解するための、新しい効率的なマルチスケール手法を提案します。広く使用されている波動変換では、帯域制限フィルターの適用により、遷移が鋭い領域の周囲に負の値を含むアーティファクトが発生します。私たちのアプローチでは、分解は拡散方程式の修正された非線形バージョンを解くことによって達成されます。これは、画像フィルタリングと偏微分方程式の間のリンクを確立する異方性拡散法に触発されています。私たちの場合、アーティファクトの問題は、分解された画像の陽性が保証されている場合に対処されます。私たちの新しい方法は、天文観測の典型的なように、局所的な非線形の特徴を含む信号に特に適しています。天文図のマルチスケール構造を定量的に研究するために使用でき、バックグラウンド除去などの観測関連のタスクに役立つはずです。したがって、マップを記述するために、画像値がスケール空間内のさまざまなコンポーネント間でどのように分布するかを記述する「スケールスペクトル」と呼ばれる新しい尺度を提案します。このメソッドでは、任意の次元数の入力配列が可能です。アルゴリズムのpython3実装は付録に含まれており、https：//gxli.github.io/Constrained-Diffusion-Decomposition/で入手できます。
化学時計とベイズ推定を使用した恒星の交際
| Title |
Stellar_dating_using_chemical_clocks_and_Bayesian_inference |
| Authors |
A._Moya,_L.M._Sarro,_E._Delgado-Mena,_W.J._Chaplin,_V._Adibekyan,_S._Blanco-Cuaresma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05228 |
星の交際は、多くの天体物理学の分野に深い影響を与える大きな課題です。このための最も有望な技術の1つは、化学物質の豊富さを使用することです。最近の宇宙および地上の施設は、正確な観測によって星の数を改善しています。これにより、ベイズ推定ツールを使用して、それらから抽出できる情報を最大化するための扉が開かれました。私たちの目的は、化学的存在量と恒星パラメータを使用して、FGK星の正確で信頼できる恒星年齢の推定値を提示することです。最も柔軟なベイズ推定手法（階層ベイズモデル）の1つを使用して、恒星の交際に化学物質が豊富に使用されている現在の可能性を超えました。私たちのモデルはデータ駆動型モデルです。等時線と正確な恒星の存在量および一般的な特性で推定された年齢で、文献に提示されているトレーニングセットを使用しました。モデルの核となるのは、年齢を含む恒星の特性の線形結合としての特定の存在比の処方です。モデルの精度、精度、および限界を評価するために、4つの異なるテストセットを収集しました。また、化学物質の存在量のみを使用してモデルをトレーニングしました。私たちの年齢の推定値と星震学、他の正確な情報源、および10個のガイアベンチマーク星からの推定値はよく一致していることがわかりました。参照として使用されたものと比較した推定値の平均絶対差は0.9Gaで、平均差は0.01Gaです。散開星団を使用した場合、Hyades、NGC2632、Ruprecht147、およびIC4651で非常に良好な一致に達しました。また、トレーニングセットの有効範囲の限界で、化学的特性や星を反映した外れ値も見つかりました。化学的存在量のみを使用するモデルは、平均絶対差（1.18Ga）と平均差（-0.12Ga）がわずかに悪いことを示しています。
太陽フレアのSiIV共鳴線の強度比を使用した光学的に厚い/薄い特徴の診断
| Title |
Diagnosing_the_Optically_Thick/Thin_Features_Using_the_Intensity_Ratio_of_Si_IV_Resonance_Lines_in_Solar_Flares |
| Authors |
Yi-an_Zhou,_Jie_Hong,_Y._LI_and_M.D._Ding |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05305 |
光学的に薄い領域では、2つのSiIV共鳴線（1394および1403\AA\）の強度比は、理論的にはそれらの振動子強度の比と同じであり、正確に2です。ここでは、積分の比を調べます。SiIV線の強度（$R=\intI_{1394}（\lambda）\mathrm{d}\lambda/\intI_{1403}（\lambda）\mathrm{d}\lambda$）と比率インターフェイス領域イメージングスペクトログラフによって観測された2つの太陽フレアの各波長点（$r（\Delta\lambda）=I_{1394}（\Delta\lambda）/I_{1403}（\Delta\lambda）$）での強度の比。フレアリボンでは、比率$R$は1.8から2.3の範囲であり、リボンがスリット位置をスイープすると一般に減少することがわかります。また、$r（\Delta\lambda）$の分布は、青い翼から赤い翼へと下降傾向を示しています。ループの場合、SiIVラインは、中央が反転した広いプロファイルを示します。比率$R$は2からほとんど逸脱しませんが、比率$r（\Delta\lambda）$は、ラインの中心近くの1.3からラインウィングの2より大きいまで変化する可能性があります。したがって、フレア状態では、ラインの中心とラインの翼の不透明度が変化するため、比率$r（\Delta\lambda）$がライン全体で変化すると結論付けます。比率$r（\Delta\lambda）$は、線の中心付近の不透明効果の結果として2から外れる値を示す可能性がありますが、比率$R$はまだ2に近いことに注意してください。したがって、注意してください。不透明度の影響を診断するためにSiIVラインの積分強度の比率を使用する場合に使用する必要があります。
V456 Cyg：潮汐的に摂動されたgモード脈動を伴う食変光星
| Title |
V456_Cyg:_An_eclipsing_binary_with_tidally_perturbed_g-mode_pulsations |
| Authors |
T._Van_Reeth,_J._Southworth,_J._Van_Beeck,_D._M._Bowman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05359 |
環境。多くの有名な明るい星が、進行中のトランジット系外惑星探査衛星（TESS）宇宙ミッションによって観測されています。それらのいくつかについて、これらの新しいデータは、近い連星の潮汐的に摂動された脈動など、以前は観測されなかった変動性を明らかにしています。目的。V456Cygで新たに検出された重力モード（gモード）の脈動を使用して、この短周期食変光星の全体的な恒星特性を決定し、これらの脈動と潮汐の間の相互作用を評価することを目指しています。メソッド。バイナリ軌道をモデル化し、TESS測光と公開された分光法を使用して構成星の物理的特性を決定します。次に、反復的なプレホワイトニングを使用して、光度曲線の残差から脈動周波数を測定し、それらを分析して、グローバルな星震学的恒星パラメータを決定します。脈動パラメータを軌道位相の関数として評価します。結果。脈動はV456Cygの二次成分に属し、この星はおそらく均一な半径方向の回転プロファイルを持ち、同期していることがわかります（$\nu_{\rmrot}=1.113（14）\rmd^{-1}$）バイナリ軌道（$\nu_{\rmorb}=1.122091（8）\rmd^{-1}$）を使用します。観測されたgモードは、一次に面する恒星半球でほぼ3倍に増幅されます。これが脈動の潮汐摂動によって引き起こされ、モード結合が強く影響を受けるという証拠を提示します。結論。V456Cygは、$\pi^5$Oriに続いて、潮汐的に摂動された高次のgモード脈動が識別される2番目のオブジェクトにすぎません。これは、gモードと潮汐が相互作用できる別の道を示しているため、潮汐gモード星震学の新しい機会を開きます。
太陽の近所で見つかったディスク軌道を持つ非常に金属の少ないRRLyrae星
| Title |
A_Very_Metal-poor_RR_Lyrae_Star_with_a_Disk_Orbit_Found_in_the_Solar_Neighborhood |
| Authors |
Noriyuki_Matsunaga,_Akinori_Itane,_Kohei_Hattori,_Juliana_Crestani,_Vittorio_Braga,_Giuseppe_Bono,_Daisuke_Taniguchi,_Junichi_Baba,_Hiroyuki_Maehara,_Nobuharu_Ukita,_Tsuyoshi_Sakamoto,_Naoto_Kobayashi,_Tsutomu_Aoki,_Takao_Soyano,_Ken'ichi_Tarusawa,_Yuki_Sarugaku,_Hiroyuki_Mito,_Shigeyuki_Sako,_Mamoru_Doi,_Yoshikazu_Nakada,_Natsuko_Izumi,_Yoshifusa_Ita,_Hiroki_Onozato,_Mingjie_Jian,_Sohei_Kondo,_Satoshi_Hamano,_Chikako_Yasui,_Takuji_Tsujimoto,_Shogo_Otsubo,_Yuji_Ikeda,_Hideyo_Kawakita |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05402 |
金属欠乏星は、銀河の初期形成を理解するための重要なトレーサーです。測光データと分光データの両方を使用した最近の大規模な調査では、運動学的特徴がディスク星の種族のものと一致している金属欠乏星の数が増加していることが報告されています。シックディスク内にあり、シックディスクの運動学と一致する軌道を持つRR〜Lyrae変数（以下、RRL）の発見を報告します。私たちのターゲットRRL（HD331986）は、太陽から約1kpcに位置し、V=11.3で、これまでに知られている130の最も明るいRRLの1つです。しかし、この天体は銀河の緯度-1度前後の銀河の中立面にあるため、ほとんど研究されていません。その近赤外スペクトル（0.91〜1.32ミクロン）は、パッシェン系列の水素線を除いて吸収線を示さず、[Fe/H]が-2.5未満であることを示唆しています。これは、少なくとも、軌道がディスクの運動学と一致しているRRLの中で最も金属が不足しているRRLですが、ディスクとハローのどちらに属しているかを判断することはできません。このユニークなRRLは、高解像度光学分光法を含むさらなる調査で、銀河系の内側での星の初期形成を研究するための重要な手がかりを私たちに提供します。
F-G-K星におけるCaとH $ \ alpha $彩層放出の関係：恒星フィラメントの兆候？
| Title |
Relationship_between_Ca_and_H$\alpha$_chromospheric_emission_in_F-G-K_stars:_indication_of_stellar_filaments? |
| Authors |
N._Meunier,_M._Kretzschmar,_R._Gravet,_L._Mignon,_X_Delfosse |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05492 |
H$\alpha$とCaII彩層放射の間のさまざまな関係が、太陽型の星で報告されています。特に、これら2つの線の放出の時系列は、太陽で観測されたものとは対照的に、星の数パーセントで明らかに反相関しています。私たちの目的は、補完的な基準を使用してこれらの関係をより詳細に特徴付け、観察を説明するために必要なフィラメントとプラージュの特性を制約することです。441個のF-G-K星のH$\alpha$とCaII放射の平均レベルと変動性を分析し、短い時間スケールと長い時間スケールの両方での（反）相関に特に注意を払いました。また、プラージュとフィラメントの特性のさまざまな仮定について、合成H$\alpha$とCaIIの時系列を計算し、それらを観測値と比較しました。異なる星に対して異なるH$\alpha$とCaIIの放出関係を許可した場合でも、単独ですべてのタイムスケールで観測を同時に再現するのに十分なプラージュ特性を見つけることができませんでした。また、特に低放射能星の場合、両方のインデックスの平均放射能レベル間の複雑で驚くべき関係を特定しました。プラージュだけでは、CaIIとH$\alpha$放出の間に観測されたさまざまな関係を説明することはできないと結論付けています。そして、フィラメントのような他の現象の存在は、モデルを観測と調和させるのに役立つかもしれないこと。
ギャング-VI。熱い星の電波磁気圏に対する回転の決定的な影響
| Title |
MOBSTER_--_VI._The_crucial_influence_of_rotation_on_the_radio_magnetospheres_of_hot_stars |
| Authors |
M._E._Shultz,_S._P._Owocki,_A._ud-Doula,_A._Biswas,_D._Bohlender,_P._Chandra,_B._Das,_A._David-Uraz,_V._Khalack,_O._Kochukhov,_J._D._Landstreet,_P._Leto,_D._Monin,_C._Neiner,_Th._Rivinius,_and_G._A._Wade |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05512 |
多数の磁気の熱い星は、ジャイロシンクロトロンの電波放射を示します。ソース電子は、以前は、風を開く磁力線によって中央磁気圏に形成された電流シートの相対論的速度に加速されると考えられていました。しかし、最近、電波の光度が風力に依存していないこと、および回転に強く依存していることが、このパラダイムに異議を唱えています。私たちは、文献で利用可能な磁気初期型星のすべての電波測定値を収集しました。磁場および/または自転周期の制約が利用できない場合、以前に公開されていない分光偏光および測光データを使用してこれらを決定しました。その結果は、まだ分析されていない、電波観測を伴う磁気星の最大のサンプルです。回転および磁気の制約がある131個の星のうち、50個は電波が明るいです。ジャイロシンクロトロン放射の回転への明らかな依存性を確認し、さらに、回転を説明することで、電波放射が検出された場合とされていない場合で星がきちんと分離されることを発見しました。H$\alpha$放射強度と電波光度の間には密接な相関関係があります。これらの要因は、電波放射が遠心磁気圏からのH$\alpha$放出の原因となる同じメカニズム、つまり遠心ブレイクアウト（CBO）によって説明される可能性があることを示唆していますが、H$\alpha$放出磁気圏は、ブレイクアウト前に冷たいプラズマをプローブします、電波放射は、遠心駆動の磁気リコネクションで加速された電子の結果です。
太陽風の太陽周期変動のACESWICS観測
本研究では、太陽風の特性が太陽周期の影響を受けるかどうか、またどの程度影響を受けるかを判断するために、ICMEの外側の太陽風の特性のACE/SWICS現場測定を利用します。陽子の温度と密度、イオンの温度と速度差、電荷状態の分布、および相対的および絶対的な元素の存在量に焦点を当てています。風を速度ビンに分割してこの作業を実行し、さまざまな速度の風が太陽周期にどのように反応するかを調べます。また、可能であれば、クーロン衝突の影響が少ないSWICS測定のサブセットに対してこの調査を繰り返します。速度差（十分な測定値がない）を除いて、すべての風の特性が太陽周期の関数として変化することがわかります。私たちの結果は、遅い太陽風と速い太陽風の両方が波によって加速されるが、太陽周期に沿って相対的な寄与が変化するさまざまなソース（それぞれ、速い/遅い風の開いた/閉じた磁気構造）から発生するシナリオを示しています。また、一方の加熱と加速、およびもう一方のFIP効果の兆候は、波動ベースのプラズマの加熱、加速、および分別が太陽周期全体でアクティブなままであるが、すべての風での有効性を低下させることを示しています。遅い風は速い風よりも大きな影響を受けます。
複数のフレアマグネティック島における連続粒子加速によるスペクトルべき乗則形成
| Title |
Spectral_Power-law_Formation_by_Sequential_Particle_Acceleration_in_Multiple_Flare_Magnetic_Islands |
| Authors |
Silvina_E._Guidoni,_Judith_T._Karpen_and_C._Richard_DeVore |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05564 |
粒子が複数のフレアマグネティック島によって順次加速されるときのピッチ角とエネルギー分布関数の進化の第一原理モデルを提示します。噴火フレア/コロナ質量放出の電磁流体力学（MHD）シミュレーションからのデータは、進化する粒子分布の周囲条件を提供します。自己無撞着に形成されたフレア電流シートでの散発的な再結合によって作成された磁気島は、粒子を収縮および加速します。粒子分布は、前の作業で導出されたルールを使用して進化します。この調査では、粒子の所定の部分が別の加速器に順次「ホップ」し、エネルギーと異方性がさらにブーストされると仮定します。この順次プロセスは、中程度のエネルギーでおおよそのべき乗則に従い、低エネルギーと高エネルギーのブレークを示す粒子数スペクトルを生成します。これらのスペクトル領域をモデルパラメータの関数として分析します。また、順次加速モデルとは無関係に、そのようなスペクトルを形成および解釈するための完全な分析方法を提示します。この方法では、加速器間を移動する粒子の割合、各加速器のエネルギーゲイン、訪問した加速器の数など、いくつかの制約された物理パラメータのみが必要です。私たちの調査は、グローバルシミュレーションと分析速度論を組み合わせることにより、MHDと運動レジームの間のギャップを埋めることを目指しています。このモデルは、観測されたフレア硬X線スペクトルの主要な特性と、加速された粒子の基本的な特性を再現して説明します。私たちの分析モデルは、RHESSI、FOXSI、NuSTAR、ソーラーオービター、EOVSA、および将来の高エネルギーミッションなどのミッションや望遠鏡の高エネルギー観測を解釈するためのツールを提供します。
暗い磁壁の重力の輝き
宇宙の膨張に伴って張力が低下する限り、宇宙の磁壁は無害です。この設定は、自発的対称性の破れのスケールが、高温の原始プラズマとの相互作用によって動的に誘発される場合に実現できます。その場合、磁壁張力は、観測と矛盾することなく、初期の宇宙で大きな値を達成することができます。初期張力が大きいため、これらの位相欠陥は重力波の強力な発生源として機能する可能性があります。重力波スペクトルの予備的な推定を行い、それが他のソース、特に一定の張力の磁壁によって生成されたスペクトルとは異なると主張します。磁壁を構成する磁場が高温の原始プラズマと非常に弱く結合し、小さな自己相互作用がある場合、結果として生じる重力波信号は、アインシュタイン望遠鏡、DECIGO、TianQin、LISA、IPTA、またはSKAがアクセスできる範囲にあります。特に、暗黒物質の役割についてこの分野を考えることができます。さまざまな暗黒物質の生成メカニズムと、それらに関連する放出された重力波の特性について説明します。従来のフリーズアウトとフリーズインのメカニズムは、重力波の周波数が大きく、おそらく観測できないことにつながることがわかりました。しかし、暗黒物質の生成は、磁壁の形成につながる二次相転移、または磁壁が最終的に溶解する逆相転移でも可能です。どちらの場合も、放出される重力波の周波数に本質的に下限はありません。
一般的な等角変換から着想を得た結合ダークエネルギーモデル
| Title |
Coupled_dark_energy_model_inspired_from_general_conformal_transformation |
| Authors |
Wittaya_Thipaksorn,_Stharporn_Sapa,_Khamphee_Karwan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.03261 |
共形変換の係数がスカラー場とその運動項の両方に依存する一般的な共形変換から構築された結合暗黒エネルギーモデルを研究します。この共形変換の下で、縮退高次スカラーテンソル（DHOST）理論のサブクラスのアクションは、アインシュタイン-ヒルベルトアクションに関連しています。背景宇宙の進化には、後期の宇宙の加速に対応するスケーリング不動点があります。遅い時間のスケーリングポイントを安定させるパラメータの選択については、$\phi$-物質が支配的な時代（$\phi$MDE）に対応する固定点が鞍点であり、宇宙は放射線が支配的なものから進化することができます観測限界を満たす宇宙論的パラメータを使用して、遅い時間にスケーリングポイントに到達する前に、$\phi$MDEをエポックします。$\phi$MDEの間、有効な状態方程式パラメーターはわずかに正であるため、$H_0$張力を緩和するための可能なメカニズムの1つを実現できます。この結合された暗黒エネルギーモデルでは、小規模な暗黒物質の摂動に対する有効な重力結合は、$\Lambda$CDMモデルの場合よりも小さくなります。したがって、暗黒物質の摂動の成長率は、$\Lambda$CDMモデルと比較して抑制されます。これは、$\sigma_8$の緊張が緩和される可能性があることを意味します。
SolarisとしてのGaia：代替のデフォルトの進化軌道
地球のような惑星が宇宙に遍在していること、そしてそれらのほとんどが地球よりはるかに古いことを知った今、他のそのような惑星の進化の結果がどの程度類似しているか、または実際に通約可能であるかを尋ねることは正当化されます。私たちが私たちの周りで知覚する結果に。生物圏の進化の軌跡の専門性または平凡さの程度を評価するために、理論的宇宙生物学の最近の進歩、特に（i）銀河における居住可能な惑星の形成の歴史の確立、および（ii）を考慮する必要があります。初期の生命とその物理的環境との相互作用のための「ガイアン」フィードバックループと時間的ウィンドウの決定的な重要性を理解する。これにより、すべての惑星下の生態系の緊密な機能統合をもたらし、最終的には生物圏レベルで真の超個体を生み出す可能性のある、代替の大進化経路を検討します。このシナリオの考えられる結果の青写真は、1961年の小説Solarisで、ポーランドの偉大な小説家スタニス{\l}awLemによって見事に提供されました。実際、Solarisは、「非常に強力な」ガイア仮説に対して説得力のある強力な事例を提供しているため、議論の余地のある宇宙生物学的および哲学的な文脈でそれを調査する時期が来ていることは間違いありません。潜在的に検出可能なバイオシグネチャーのドメインでの新しい予測に加えて、機能統合のそのような極端なケースを研究することのいくつかの追加の認知的およびヒューリスティックな利点について簡単に説明します。
非平衡空間プラズマにおける輸送係数の現実的な評価に向けて
| Title |
Towards_a_realistic_evaluation_of_transport_coefficients_in_non-equilibrium_space_plasmas |
| Authors |
Edin_Husidic,_Klaus_Scherer,_Marian_Lazar,_Horst_Fichtner,_Stefaan_Poedts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05157 |
最近の研究では、プラズマ粒子の観測された速度分布が、たとえば低エネルギーでの二体衝突だけでなく、粒子との相互作用からの粒子のエネルギー化によっても条件付けられる、宇宙プラズマの輸送係数の評価への関心が概説されています。波の乱れと変動、超熱カッパ分布の集団を生成します。この論文は、正規化されたカッパ分布（RKD）に基づく主な輸送係数の最初の推定値を提供します。これは、標準のカッパ分布（SKD）とは異なり、数学的相違や物理的矛盾なしに巨視的なパラメーター化を可能にします。ここで導出されたすべての輸送係数、つまり、拡散係数と移動度係数、電気伝導率、熱電係数、および熱伝導率は有限であり、$\kappa>0$のすべての値に対して明確に定義されています。さらに、$\kappa$の値が低い場合（つまり、SKD極より下）、輸送係数は対応するマクスウェル限界よりも桁違いに高くなる可能性があります。つまり、超熱電子を無視すると、大幅に過小評価される可能性があります。
天体物理学媒体における暗黒物質散乱：集団効果
| Title |
Dark_matter_scattering_in_astrophysical_media:_collective_effects |
| Authors |
William_DeRocco_and_Marios_Galanis_and_Robert_Lasenby |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05167 |
星が優れた暗黒物質検出器になる可能性があることはよく知られています。星の内部に散乱する暗黒物質の落下は、恒星の加熱、ブラックホールの形成、熱輸送の変化など、さまざまな観測の兆候につながる可能性があります。このような現象をロバストに予測するには、星内部の暗黒物質の散乱率を計算する必要があります。この論文で示すように、十分に小さい運動量の移動のために、これは高密度の恒星媒体内の集合的な効果を考慮に入れる必要があります。これらの影響は、以前の多くの治療法では無視されてきました。それらを体系的に組み込む方法を示し、暗黒物質が標準模型にどのように結合するかに応じて、暗黒物質の散乱率をパラメトリックに強化または抑制できることを示します。その結果、集団効果により、白色矮星や中性子星などのコンパクト星の観測の潜在的な発見または除外範囲が大幅に変更される可能性があることを示します。効果は、軽いメディエーターを介した暗黒物質の結合でより顕著になりますが、重いメディエーターを介した暗黒物質の結合の場合でも、散乱率は、暗黒物質の質量が100MeV未満の場合のナイーブな値とは桁違いに異なる可能性があることを示します。また、太陽核などのより希薄な媒体での暗黒物質の散乱にとって、集合的な効果がどのように重要であるかを示します。私たちの結果は、宇宙素粒子のさまざまな状況で集合的な効果を体系的に組み込む必要があることを示しています。これを容易にするために、さまざまな異なる媒体の媒体内自己エネルギーの表現を提供します。これは、関心のある他の多くのプロセス（粒子生成など）に適用できます。
RIFTパラメータ推定アルゴリズムにおける一般化された歳差運動パラメータの実装
| Title |
Implementation_of_a_generalized_precession_parameter_in_the_RIFT_parameter_estimation_algorithm |
| Authors |
Chad_Henshaw,_Richard_O'Shaughnessy,_Laura_Cadonati |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05220 |
2015年に重力波が最初に発見されて以来、波形の解釈とコンパクトなバイナリソースパラメータの推定に向けて重要な開発が行われてきました。ここでは、RIFTパラメータ推定フレームワーク内で、歳差運動のタイムスケール上のすべての角度変化を平均する、一般化された歳差運動パラメータ$\langle\chi_p\rangle$の実装を示します。バイナリで単一の最大の動的スピンを特徴付ける最初に提案された歳差運動パラメータ$\chi_p$に関連して、この新しいパラメータ$\langle\chi_p\rangle$は一意のドメイン$1<\langle\chi_p\rangle<2$、これは2つの歳差運動するスピンを持つバイナリ専用です。これら2つのパラメーターの物理的な違いを確認した後、$\langle\chi_p\rangle$がRIFTにどのように実装されたかを説明し、LIGOの3回目の操作実行（O3b）の後半からの36のイベントすべてに適用します。O3bでは、10個のイベントがかなりの量の歳差運動$\langle\chi_p\rangle>0.5$を示しています。特に興味深いのはGW191109_010717です。元のシステムに必ず2つのずれたスピンが含まれている確率が$\sim28\％$であることを示します。
| Title |
Observing_the_optical_modes_of_parametric_instability |
| Authors |
Mitchell_Schiworski_and_Vladimir_Bossilkov_and_Carl_Blair_and_Daniel_Brown_and_Aaron_Jones_and_David_Ottaway_and_Chunnong_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05276 |
パラメトリック不安定性（PI）は、レーザーキャビティの光学モードと音響モードの間の共振相互作用から生じる現象です。これは、高いキャビティ内出力と低い機械的損失のミラーサスペンションシステムが介入なしで3モードPIが発生する環境を作り出す重力波干渉計では問題があります。将来の検出器のアクティブ制御戦略の一部を形成する可能性のあるこの現象の最初の画像を生成するPIの光学モードの振幅と位相のリアルタイムイメージングの手法を示します。
フリードマン・ルマ\ ^ itre-ロバートソン-重力電磁気トロイダルのレンズによるウォーカー宇宙論
| Title |
Friedmann-Lema\^itre-Robertson-Walker_cosmology_through_the_lens_of_gravitoelectromagnetism |
| Authors |
Valerio_Faraoni,_Genevi\`eve_Vachon,_Robert_Vanderwee,_Sonia_Jose |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05287 |
フリードマン・ルマ・イトレ・ロバートソン・ウォーカー宇宙論は、ハッブル半径と比較して小さい時空領域の近似において、重力電磁気トロイダルの観点から調べられます。通常のローレンツゲージはこの状況には適していませんが、Painlev\'e-Gullstrandゲージはかなり自然です。「標準的な」漸近的に平坦な重力電磁気トロイダルに関するいくつかの重要な特徴と違いについて説明します。
マヨロンと結合した半消滅暗黒物質
暗黒物質の熱生成メカニズムは魅力的であり、予測性によって動機付けられています。このタイプの暗黒物質候補の代表は、標準的な、弱く相互作用する巨大粒子です。別の方法は、前の例とは異なる現象学的側面を示す暗黒物質を半消滅させることです。この研究では、グローバルな$U（1）_{BL}$対称性に基づいて、暗黒物質とマヨロンのペアに半消滅する暗黒物質のモデルを構築し、半消滅がコアを誘導することを示しました。いわゆる小規模な問題を軽減することができる暗黒物質ハローの形成。さらに、ニュートリノの箱型のスペクトルは、その後のマヨロンの崩壊によって生成されました。これは、モデル内の暗黒物質の特徴的な特徴である可能性があります。生成されたニュートリノが将来の大容量ニュートリノ検出器ハイパーカミオカンデによって検出できるパラメータ空間を見つけます。また、暗黒物質のシナリオを、強く自己相互作用する暗黒物質によるハローコア形成の場合と比較しました。
IBEXによる星間中性ヘリウム観測の完全な太陽周期によって明らかにされた非常に局所的な星間物質
| Title |
Very_Local_Interstellar_Medium_Revealed_by_Complete_Solar_Cycle_of_Interstellar_Neutral_Helium_Observations_with_IBEX |
| Authors |
P._Swaczyna,_M._A._Kubiak,_M._Bzowski,_J._Bower,_S._A._Fuselier,_A._Galli,_D._Heirtzler,_D._J._McComas,_E._M\"obius,_F._Rahmanifard,_N._A._Schwadron |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05463 |
星間境界エクスプローラー（IBEX）ミッションに搭載されたIBEX-Lo機器は、非常に局所的な星間物質（VLISM）から太陽圏を貫通する星間中性（ISN）ヘリウム原子をサンプリングします。この研究では、統計的および体系的な情報源を含む包括的な不確かさ分析を使用して、2009年から2020年までの完全な太陽周期をカバーするIBEX-LoISNヘリウム観測を分析します。ワルシャワテスト粒子モデルを使用して、IBEXでのISNヘリウムフラックスをシミュレートします。その後、IBEX-Loの3つの最低エネルギーステップで観測されたカウント率と比較されます。$\chi^2$分析は、ISNヘリウムが黄道$（\lambda、\beta）=（255.59^{\circ}\pm0.23^{\circ}、5.14^{\circ}\pm0から流れることを示しています.08^{\circ}）$、速度$v_\text{HP}=25.86\pm0.21$kms$^{-1}$および温度$T_\text{HP}=7450\pm140$Kヘリオポーズで。重力引力と弾性衝突を考慮すると、ヘリオポーズから遠く離れた元のVLISMのISNヘリウム速度と温度は、$v_\text{VLISM}=25.9$kms$^{-1}$と$T_\text{VLISM}です。=6150$K、それぞれ。12年間にわたる1auでのISNヘリウムフラックスの時間発展は、IBEX-Lo検出効率の大幅な変化、モデルで想定されているよりも太陽圏のISNヘリウム原子のイオン化率が高いこと、または分析された追加の原因不明の信号源を示唆しています。観察。それにもかかわらず、分析された期間にわたるISNヘリウムの導出されたパラメータの進化の兆候は見つかりません。最後に、星間マッピングおよび加速プローブ（IMAP）とオーバーラップするIBEX-Loの継続的な運用は、VLISMで起こりうる物理的変化を追跡する上で極めて重要であると主張します。
物理的に動機付けられた赤外線カットオフによる断熱繰り込みについて
| Title |
On_Adiabatic_Renormalization_with_a_Physically_Motivated_Infrared_Cut-Off |
| Authors |
Chiara_Animali,_Pietro_Conzinu,_and_Giovanni_Marozzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.05602 |
断熱減算によって湾曲した時空の物理量を繰り込む新しいアプローチを紹介します。スペクトルの赤外線テールで断熱近似が明確に定義されていないという事実に基づいて、検討中の物理量の断熱対応物を定義する際に、共動赤外線カットオフを使用します。この赤外線カットオフを使用して、完全に明確に定義された繰り込みスキームを取得する方法と、赤外線テールに拡張された断熱減算の病理学的動作によって生成される可能性のある非物理的な発散を回避することが基本である方法を示します。赤外線カットオフは、理論に導入された新しい自由度として表示され、その実際の値は、物理的な処方によって一貫して固定される必要があります。例として、このような自由度を設定して、擬スカラーインフラトンに結合されたゲージフィールドを持つインフレーションモデルの症候性の場合に、共形異常の正しい値を取得する方法を示します。
