BOSS銀河調査からの単一フィールドインフレに対する制約
| Title |
Constraints_on_Single-Field_Inflation_from_the_BOSS_Galaxy_Survey |
| Authors |
Giovanni_Cabass,_Mikhail_M._Ivanov,_Oliver_H._E._Philcox,_Marko_Simonovi\'c,_and_Matias_Zaldarriaga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07238 |
非局所原始非ガウス性（NLPNG）は、単一フィールドのインフレモデルにおける相互作用の煙を吐く銃であり、正三角形と直交テンプレートの組み合わせとして記述できます。赤方偏移空間銀河パワースペクトルとバリオン振動分光調査（BOSS）データのバイスペクトルからこれらに対する最初の制約を提示します。これらは、宇宙マイクロ波背景放射に依存しない最初のそのような測定です。NLPNGによって生成されたすべての必要な非線形補正を含む一貫した分析を実行し、データへのグローバルフィットですべての関連する宇宙論的および迷惑なパラメーターを変更します。私たちの保守的な分析では、正三角形と直交形状の振幅にジョイント制限があります。$f_{\rmNL}^{\rmequil}=940\pm600$、$f_{\rmNL}^{\rmオルソ}=-170\pm170$（両方とも68\％CL）。これらは、有効な単一フィールドのインフレラグランジアンの係数に対する制約を導出するために使用できます。特に、インフラトンの変動の音速は、95\％CLで$c_s\geq0.013$に制限されていることがわかります。二次銀河バイアスと宇宙論的パラメータを修正すると、制約を$f_{\rmNL}^{\rmequil}=260\pm300$、$f_{\rmNL}^{\rmオルソ}=に引き締めることができます。23\pm120$（68\％CL）。
新たな宇宙論的プローブで宇宙を明らかにする
| Title |
Unveiling_the_Universe_with_Emerging_Cosmological_Probes |
| Authors |
Michele_Moresco,_Lorenzo_Amati,_Luca_Amendola,_Simon_Birrer,_John_P._Blakeslee,_Michele_Cantiello,_Andrea_Cimatti,_Jeremy_Darling,_Massimo_Della_Valle,_Maya_Fishbach,_Claudio_Grillo,_Nico_Hamaus,_Daniel_Holz,_Luca_Izzo,_Raul_Jimenez,_Elisabeta_Lusso,_Massimo_Meneghetti,_Ester_Piedipalumbo,_Alice_Pisani,_Alkistis_Pourtsidou,_Lucia_Pozzetti,_Miguel_Quartin,_Guido_Risaliti,_Piero_Rosati,_Licia_Verde |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07241 |
宇宙の加速膨張の検出は、現代の宇宙論における主要な突破口の1つです。いくつかの宇宙論的プローブ（CMB、SNeIa、BAO）は、この加速を駆動するメカニズムの性質をよりよく理解するために徹底的に研究されており、それらは現在限界に追いやられており、標準的な宇宙論的モデルを形作ることを可能にする顕著な制約を得ています。しかし、それと並行して、達成されたパーセント精度により、最近、さまざまな方法で得られた測定値間の明らかな緊張が明らかになりました。これらは、説明されていない体系的な影響を示しているか、新しい物理学を示しています。CMB、SNe、およびBAO宇宙論の開発に続いて、宇宙論的プローブの選択を拡張することが重要です。新しいプローブを利用して、結果を検証し、体系的な影響を制御または軽減し、最も重要なこととして、結果の精度と堅牢性を高めることができます。このレビューは、標準を超えた宇宙論的プローブの出現における最新の進歩の最先端のベンチマークを提供することを目的としています。いくつかの異なる方法が観測的宇宙論の重要なリソースになる方法を紹介します。特に、宇宙クロノメーター、クエーサー、ガンマ線バースト、標準サイレン、銀河とクラスターによるレンズ化時間遅延、宇宙ボイド、中性水素強度マッピング、表面輝度変動、経年赤方偏移ドリフト、および標準光源のクラスター化を確認します。このレビューでは、各プローブの方法、体系、および結果を均一な方法で説明し、読者に、近年導入された利用可能な革新的な方法とそれらの適用方法を明確に示します。このレビューでは、さまざまなプローブ間の潜在的な相乗効果と補完性についても説明し、それらが現代の宇宙論の将来にどのように貢献するかを探ります。
宇宙の再電離中の21cmのパワースペクトルの銀河のない現象論的モデル
| Title |
A_galaxy-free_phenomenological_model_for_the_21-cm_power_spectrum_during_reionization |
| Authors |
Jordan_Mirocha,_Julian_B._Mu\~noz,_Steven_R._Furlanetto,_Adrian_Liu,_and_Andrei_Mesinger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07249 |
高赤方偏移からの21cmの放射をターゲットとする現世代の干渉計の上限は、最近、物理的に現実的ですが、まだ極端ではありますが、宇宙の再電離の時代（EoR）のモデルを除外し始めています。最初の銀河の詳細な特性を推測することは、21cmの測定の最も重要な動機のひとつですが、銀河間媒体（IGM）の特性に有用な制約を与えることもできます。これに動機付けられて、IGMプロパティの観点から直接機能する、21cmの変動の単純な現象論的モデルを構築します。これは、推論パイプラインで一般的に使用される計算コストの高い3D半数値モデリングをバイパスし、銀河のプロパティに関する明示的な仮定を回避します。重要な単純化の仮定は、（i）イオン化場がバイナリであり、パラメトリック気泡サイズ分布によって十分に記述された存在量の球形気泡で構成されていること、および（ii）気泡の外側の「バルク」IGMのスピン温度が均一であることです。。モデルは単純ですが、21cmFASTで生成された模擬21cmパワースペクトルから回収されたIGMの平均イオン化率とスピン温度は、真の入力値と定性的に一致しています。これは、非常に異なる仮定、パラメーター、および事前確率を持つモデルを使用して、21cmの測定からIGMに対する同等の制約を取得できることを示唆しています。したがって、今後数年間で上限が改善され続けるため、私たちのアプローチは半数値モデルを補完するものになります。
マルチフィールド超低速ロールインフレーション：真っ直ぐなバルクと歪んだ境界からの原始ブラックホール
| Title |
Multiple_Field_Ultra_Slow_Roll_Inflation:_Primordial_Black_Holes_From_Straight_Bulk_And_Distorted_Boundary |
| Authors |
Sina_Hooshangi,_Alireza_Talebian,_Mohammad_Hossein_Namjoo,_Hassan_Firouzjahi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07258 |
フィールド空間の曲線で囲まれた2フィールド超低速ロール（USR）インフレーションのモデルを研究します。曲率摂動と非ガウス性は、USRフェーズ中と境界の不均一性の両方から強化できます。完全な非線形$\deltaN$形式を使用して、曲率摂動の確率分布関数（PDF）を非摂動的に計算し、非線形効果が原始ブラックホール（PBH）の存在量を大幅に向上できることを示します。大きな曲率の摂動の場合、PDFには普遍的な指数テールがありますが、中間値の場合、PDF（したがって、PBHの存在量）は境界のジオメトリに敏感に依存します。
レッドシフト1以降の最も大規模な銀河団の内部暗黒物質構造
宇宙で最も巨大な銀河団の暗黒物質密度プロファイルの進化を調査します。$3\、（h^{-1}\、\rmGpc）^3$の総共動量の宇宙論的シミュレーションの大規模なスイートで「ズームイン」手順を使用して、4つの赤方偏移で最も大規模な25のクラスターを研究します。$z\sim1$から現在までのスライス。最小質量は$M_{500}>5.5\times10^{14}$M$_{\odot}$at$z=1$です。各システムには、$r_{500}$内に200万を超える粒子があります。各赤方偏移で臨界密度にスケーリングされると、$r_{500}$内の暗黒物質プロファイルは、$z\sim1$から現在まで非常に類似しており、0.15dexの低分散を示し、赤方偏移による進化はほとんど見られません。放射状の対数勾配と分散。それらは、NFWタイプのプロファイルに典型的なべき乗則の形状を持ち、その内部構造は、$z=1$でkpcを移動する$3.8\、h^{-1}$に解決され、漸近勾配に収束する兆候を示していません。。私たちの結果は、このタイプのプロファイルが宇宙で最も質量の大きいハローですでに$z>1$に配置されており、マージアクティビティに対して非常に堅牢なままであることを示唆しています。
| Title |
Inferring_Astrophysics_and_Dark_Matter_Properties_from_21cm_Tomography_using_Deep_Learning |
| Authors |
S._Neutsch,_C._Heneka,_M._Br\"uggen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07587 |
21cmの断層撮影法は、私たちの宇宙の歴史における初期の時代、宇宙の再電離の時代（EoR）と宇宙の夜明け（CD）の天体物理学と基本的な物理学を直接研究するための窓を開きます。パワースペクトルなどの要約統計量は、ガウス特性が非常に低いため、この信号にエンコードされた情報を省略しています。ここでは、21cm断層撮影からの基本的な物理学と共同で、CDおよびEoR天体物理学を直接推論するためのネットワークベースのアプローチを採用しています。ウォームダークマター（WDM）ユニバースを紹介します。ここでは、ダークマター密度パラメーター$\Omega_\mathrm{m}$とWDM質量$m_\mathrm{WDM}$がCDとEoRの両方に強く影響します。21cmの光円錐の三次元的性質を反映して、適度なトレーニングコストで効率的なパラメータ回復を実現する、シンプルではありますが新しい3D畳み込みニューラルネットワークを紹介します。シミュレーションでは、DM密度$\Omega_\mathrm{m}$（$R^2>0.97$）およびWDMとともに、CDおよびEoR天体物理学（$R^2>0.78-0.99$）の忠実度の高いパラメーター回復を観察します。質量（$R^2>0.61$、$m_\mathrm{WDM}<3-4\、$keVの場合は大幅に優れています）。スクエアキロメートルアレイに期待されるノイズと前景レベルを含む現実的な模擬観測光円錐の場合、楽観的な前景シナリオではパラメータの回復は影響を受けませんが、中程度の楽観的ではない前景レベル（いわゆるウェッジを占める）ではWDM質量の回復は低下しますが、他のパラメータは$R^2>0.9$での前景レベルの増加に対して堅牢なままです。さらに、裸のシミュレーションと模擬観測の間で学習を転送することにより、モデリングの不確実性と系統分類に対するネットワークベースの推論の堅牢性をテストします。DM密度とWDM質量にはバイアスと散乱が増加する一方で、特定のX線光度と電離効率が確実に回復することがわかります。
Planckデータリリース4からの宇宙複屈折
| Title |
Cosmic_Birefringence_from_Planck_Data_Release_4 |
| Authors |
P._Diego-Palazuelos,_J.R._Eskilt,_Y._Minami,_M._Tristram,_R.M._Sullivan,_A.J._Banday,_R.B._Barreiro,_H.K._Eriksen,_K.M._G\'orski,_R._Keskitalo,_E._Komatsu,_E._Mart\'inez-Gonz\'alez,_D._Scott,_P._Vielva,_I.K._Wehus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07682 |
Planckデータリリース4を使用して、宇宙マイクロ波背景放射のパリティ違反物理のシグネチャを検索します。これは、Planckデータリリース4を使用して、最初に複屈折角$\beta=0.30\pm0.11$（68％CL）を見つけます。ほぼ全天のデータ。$\beta$の値は、銀河マスクを拡大するにつれて減少します。これは、偏光された前景放射の影響として解釈できます。この効果をモデル化する2つの独立した方法を使用して、さまざまな空の割合の$\beta$への体系的な影響を軽減します。前景の偏光に関する知識が向上するまで、$\beta$の測定値に宇宙論的重要性を割り当てないことを選択します。
拡張の終わり
ダークエネルギーが、ゼロ以下を十分に通過する単調に減少するポテンシャル$V（\phi）$を下って進化するスカラー場$\phi$によって駆動されるクインテッセンスの形式である場合、宇宙は一連の滑らかな遷移を経る運命にあります。観測された加速膨張は止まります。その後まもなく、拡張は完全に終了します。そして宇宙はゆっくりとした収縮の段階に入ります。この論文では、ダークエネルギーに対する現在の観測上の制約を拡張の残りの期間にどれだけ短くすることができるかを検討します。また、このシナリオが周期的宇宙論や量子重力に関する最近の予想にどのように自然に適合するかについても説明します。
ディープラーニングを使用したKiDS-1000弱レンズ効果マップの完全な$ w $ CDM分析
| Title |
A_Full_$w$CDM_Analysis_of_KiDS-1000_Weak_Lensing_Maps_using_Deep_Learning |
| Authors |
Janis_Fluri,_Tomasz_Kacprzak,_Aurelien_Lucchi,_Aurel_Schneider,_Alexandre_Refregier,_Thomas_Hofmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07771 |
グラフ畳み込みニューラルネットワーク（GCNN）を使用して、KiDS-1000弱レンズ効果マップの完全なフォワードモデル化された$w$CDM分析を提示します。$\texttt{CosmoGrid}$を利用して、6つの異なる宇宙論的パラメーターにまたがる新しい大規模なシミュレーションスイートを利用して、球体上でほぼ100万の断層撮影模擬調査を生成します。データセットのサイズと測量領域が大きいため、マップの解像度を$\texttt{HEALPix}$$n_\mathrm{side}=512$に制限しながら、球形の分析を実行します。測光赤方偏移エラー、乗法キャリブレーション、加法せん断バイアスなどの体系的な手法を無視します。さらに、非線形固有アライメントモデルのマップレベルの実装とバリオンフィードバックの新しい処理を使用して、追加の天体物理学的な妨害パラメータを組み込みます。また、比較のために球面パワースペクトル分析を実行します。宇宙論的パラメーターの制約は、ガウス過程近似ベイズ計算（GPABC）と呼ばれる尤度のない推論法を使用して生成されます。最後に、シミュレーションパラメータの選択に対してパイプラインが堅牢であることを確認します。パワースペクトル分析では、$S_8\equiv\sigma_8\sqrt{\Omega_M/0.3}=0.78^{+0.06}_{-0.06}$の縮退パラメーターに制約があり、$S_8=0.79^{+0.05}GCNN分析では_{-0.05}$で、前者を16％改善します。これは、わずかに高いものの、2点関数の以前の分析と一致しています。バリオン補正は、一般に縮退パラメータの制約を約10％広げます。これらの結果は、進行中および将来の弱いレンズ効果の調査の完全な機械学習ベースの分析の大きな見通しを提供します。
HD209458bの蒸発風に対する電荷交換の影響
| Title |
Effects_of_Charge_Exchange_on_the_Evaporative_Wind_of_HD_209458b |
| Authors |
Alex_Debrecht,_Jonathan_Carroll-Nellenback,_Adam_Frank,_Eric_G._Blackman,_Luca_Fossati,_Ruth_Murray-Clay,_John_McCann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07337 |
太陽系外惑星の光蒸発の形成における電荷交換の役割は、依然として論争の的となっています。太陽系外惑星のホスト星からの恒星風陽子と惑星の風からの中性水素との間の電子交換は、「エネルギー中性原子」（ENA）を生成するメカニズムとして提案されました。これは、質量損失があるシステムで観察される高い吸収線速度を説明できます。発生しています。この論文では、HD209458bに類似した惑星の質量損失の3D流体力学シミュレーションの結果を示します。入射する高エネルギー放射から生じるイオン化と加熱を計算することによって、自己無撞着に惑星風を発射し、シミュレーションに恒星風を注入し、恒星風と惑星風の間の電子交換を可能にします。風と風の相互作用によってENAの潜在的な生成を分析的に予測し、シミュレーションの結果を提示して、分析の限界を確認します。流体力学シミュレーションの範囲内で、ここで調べた恒星風の特性との電荷交換では、高いドップラー速度で観測された吸収を説明できないことがわかりました。
ガスジャイアント形成の最終段階では、親の原始惑星系円盤からガスを降着させます。一般に、落下するガスは自由落下速度に近づき、降着衝撃を発生させ、強い衝撃加熱と放射を引き起こします。1D放射流体力学シミュレーションを使用して、このような降着衝撃の運動学とエネルギー学を調査します。私たちのシミュレーションは、水素の解離とイオン化、放射線輸送、および現実的な灰色の不透明度の最初の自己無撞着な処理を特徴としています。広範囲の巨大惑星の質量（0.1-3M$_{J}$）と降着率（$10^{-3}$-$10^{-2}$M$_{\oplus}\cdot\rm{yr}^{-1}$）、グローバルな衝撃効率と付着ガスの最終エントロピーに焦点を当てます。衝撃光度が臨界光度を超えると、降着衝撃からの放射が入ってくるガスの水素分子を完全に分離できることがわかります。一方、ショック後のエントロピーは通常、「コールド」（$<12k_{\rm{B}}/m_{\rmH}$）と「ホット」（$>16k_{\rm{B}}）に分類されます。/m_{\rmH}$）$\rm{H}_2$解離の吸熱プロセスの程度に依存するグループ。降着過程をより現実的に理解するには2Dまたは3Dシミュレーションが必要ですが、この区別はおそらく引き継がれ、若い直接イメージング惑星の解釈に光を当てます。
近くの惑星を持つ星のスピン軌道相互作用と同期恒星黒点活動のモデル
| Title |
A_model_for_spin-orbit_commensurability_and_synchronous_starspot_activity_in_stars_with_close-by_planets |
| Authors |
A._F._Lanza_(INAF-Catania,_Italy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07481 |
いくつかの惑星をホストしている星の自転周期は、それらの近くの惑星の公転周期と密接に釣り合っているように見えます。星と一緒に回転する基準座標系の非常に低い周波数の潮汐ポテンシャルの成分による星の内部磁場の共鳴振動の励起に基づいて、そのような現象を解釈するためのモデルが提案されています。星のオーバーシュート層にある磁束管は、磁気栄養領域での共鳴振動の励起を研究すると想定されています。モデルは、円形の斜めの軌道上の惑星を考慮し、振動の成長タイムスケールが推定されます。システムを励起電位と共振させ続けるために、磁場または潮汐周波数の変動にもかかわらず、自己調整メカニズムが提案されています。このモデルは10個のシステムに適用され、$10^{2}$と$10^{4}$の間の磁場を仮定することにより、そのうちの8個で観測された密接な通約可能性を説明できることが証明されています。AUMicやHAT-P-11などは、提案されたモデルでは解釈できません。動的潮汐や惑星をホストする星のジャイロクロノロジーなど、システムのスピン軌道相互作用の結果について、星と惑星の磁気相互作用によって生成される色彩圏の特徴への影響とともに説明します。
異方性雰囲気を持つ回転的に偏平な自発光太陽系外惑星の偏光
| Title |
Polarization_of_Rotationally_Oblate_Self-Luminous_Exoplanets_with_Anisotropic_Atmospheres |
| Authors |
Aritra_Chakrabarty,_Sujan_Sengupta_and_Mark_S._Marley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07613 |
若い自発光の巨大な太陽系外惑星は、いくつかの天体で観測された高い回転速度のために、形が扁平になると予想されます。褐色矮星の場合と同様に、これらの惑星からの熱放射は、分子と凝縮雲粒子の散乱によって偏光されるべきであり、惑星の円盤の回転によって引き起こされた非対称性は、正味の非ゼロの検出可能な偏光をもたらします。異方性大気を考慮して、ここでは、惑星の扁平率によって生じるディスク平均偏光を推定するための3次元アプローチを紹介します。惑星の円盤上の各位置で多重散乱ベクトル放射伝達方程式を解き、局所的なストークスベクトルを計算してから、円盤積分フラックスと直線偏光を計算します。雲のない大気の場合、偏光信号は可視波長領域でのみ観測できます。ただし、惑星の大気に雲が存在すると、惑星の熱放射がピークに達する赤外線波長領域で検出可能な量の偏光が発生します。超大型望遠鏡のSPHERE-IRDIS機器のさまざまな広帯域フィルターを考慮して、回転周期の関数としてさまざまな波長帯域での偏光の一般的なモデルを示します。また、将来の観測を導くことができる2つの代表的なケースとして、太陽系外惑星$\beta$PicbとROXs42Bbの偏光モデルを示します。ここに提示された若い巨大惑星の偏光に関する私たちの洞察は、直接画像化された惑星の今後の偏光観測に役立つでしょう。
CHEOPS、HARPS-N、TESSを使用したTOI-561システム惑星のアーキテクチャと内部構造の調査
| Title |
Investigating_the_architecture_and_internal_structure_of_the_TOI-561_system_planets_with_CHEOPS,_HARPS-N_and_TESS |
| Authors |
G._Lacedelli,_T._G._Wilson,_L._Malavolta,_M._J._Hooton,_A._Collier_Cameron,_Y._Alibert,_A._Mortier,_A._Bonfanti,_R._D._Haywood,_S._Hoyer,_G._Piotto,_A._Bekkelien,_A._M._Vanderburg,_W._Benz,_X._Dumusque,_A._Deline,_M._L\'opez-Morales,_L._Borsato,_K._Rice,_L._Fossati,_D._W._Latham,_A._Brandeker,_E._Poretti,_S._G._Sousa,_A._Sozzetti,_S._Salmon,_C._J._Burke,_V._Van_Grootel,_M._M._Fausnaugh,_V._Adibekyan,_C._X._Huang,_H._P._Osborn,_A._J._Mustill,_E._Pall\'e,_V._Bourrier,_V._Nascimbeni,_R._Alonso,_G._Anglada,_T._B\'arczy,_D._Barrado_y_Navascues,_S._C._C._Barros,_W._Baumjohann,_M._Beck,_T._Beck,_N._Billot,_X._Bonfils,_C._Broeg,_L._A._Buchhave,_J._Cabrera,_S._Charnoz,_R._Cosentino,_Sz._Csizmadia,_M._B._Davies,_M._Deleuil,_L._Delrez,_O._Demangeon,_B.-O._Demory,_D._Ehrenreich,_A._Erikson,_E._Esparza-Borges,_et_al._(58_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07727 |
以前に公開されたデータをTESSおよびCHEOPS測光法と組み合わせて得られた、TOI-561惑星系の正確な特性と、62ドルのHARPS-N視線速度（RV）の新しいセットを紹介します。私たちの共同分析は、4つの通過する惑星、すなわちTOI-561b（$P=0.45$d、$R=1.42$R$_\oplus$、$M=2.0$M$_\oplus$）、cの存在を確認します。（$P=10.78$d、$R=2.91$R$_\oplus$、$M=5.4$M$_\oplus$）、d（$P=25.7$d、$R=2.82$R$_\oplus$、$M=13.2$M$_\oplus$）およびe（$P=77$d、$R=2.55$R$_\oplus$、$M=12.6$M$_\oplus$）。さらに、RVで追加の長周期信号（$>450$d）を特定します。これは、外部の惑星の伴侶または恒星の磁気活動のいずれかが原因である可能性があります。4つの惑星で得られた正確な質量と半径により、内部構造と大気散逸モデリングを行うことができました。TOI-561bは、これまでに知られている最低密度（$\rho_{\rmb}=3.8\pm0.5$gcm$^{-3}$）の超短周期（USP）惑星であることが確認されています。ホスト星の金属量が低いため、一般的なかさ密度-恒星の金属量の傾向と一致しています。私たちの内部構造モデリングによると、惑星bには基本的にガスエンベロープがなく、一定量の水を受け入れることができます。対照的に、TOI-561c、d、およびeは、おそらく大きな水層に加えて、H/Heエンベロープを保持している可能性があります。推定された惑星の組成は、惑星bとcがかなりのガス損失を経験し、惑星dとeが元の惑星と一致する大気含有量を示している、異なる大気進化経路を示唆しています。USP惑星の独自性、長周期惑星TOI-561eの存在、および複雑なアーキテクチャにより、このシステムは追跡調査の魅力的なターゲットになっています。
GaiaDR-2データに基づく天の川球状星団の運動学的特性
| Title |
Kinematic_characteristics_of_the_Milky_Way_globular_clusters_based_on_Gaia_DR-2_data |
| Authors |
I.V._Chemerynska,_M.V._Ishchenko,_M.O._Sobolenko,_S.A._Khoperskov,_P.P._Berczik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07221 |
ガイア（ESA）データリリース2のデータを使用して、天の川の球状星団（GC）の軌道計算を実行しました。独自に開発した高次phi-GRAPEコードを使用して、GC間の接近（または衝突）の可能性を調査するために、119個のオブジェクトの軌道を信頼できる位置と固有運動で統合（前後）しました。計算では、現実的な軸対称銀河ポテンシャル（バルジ+ディスク+ハロー）を採用しました。さまざまな衝撃条件を使用して、過去5Gyrの半質量半径（衝突）の合計の2倍以内で遭遇した可能性のある6つのGCの4つのペアを見つけました：Terzan3-NGC6553、Terzan3-NGC6218、Liller1-NGC6522およびDjorg2-NGC6553。
| Title |
Dynamics_of_Intermediate-Mass_Black_Holes_Wandering_in_the_Milky_Way_Galaxy_Using_the_Illustris_TNG50_Simulation |
| Authors |
Emma_Jane_Weller,_Fabio_Pacucci,_Lars_Hernquist,_Sownak_Bose |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07234 |
矮小銀河における中間質量ブラックホール（IMBH）の検出は、ブラックホールの広い質量分布（$\sim3\、\rmM_{\odot}$から$\sim5\times）のギャップを埋めるために重要です。10^{10}\、\rmM_{\odot}$）。もともと天の川（MW）と衝突する小人の中心に元々位置していたIMBHは、私たちの銀河の中をさまよっている可能性があります。IllustrisTNGプロジェクトの最高解像度の実行であるTNG50を使用して、MWアナログ銀河のIMBHプロキシとして機能する、適切な質量範囲での星団の運動学とダイナミクスを研究しました。調査したIMBHの$\sim87\％$が内側にドリフトすることを示しました。これらの沈下するIMBHの視線速度は、中央値が$\sim0.44\、\rmckpc\、h^{-1}\、Gyr^{-1}$であり、ブラックホールの質量に依存しません。中央の$1\、\rmckpc\、h^{-1}$は、銀河内で最も高い数密度のIMBHを持っています。時間の経過に伴う軌道の循環を説明するために、線形抗力を備えた物理的なおもちゃのモデルが開発されました。これらの発見は、IMBHの空間分布を制約し、将来の検索は銀河の中央領域に焦点を当てるべきであることを示唆しています。さらに、銀河中心に関するIMBHの3D速度分布は、平均$\sim180\、\rmkm\、s^{-1}$であり、半径が小さくなるにつれて分散が大きくなることがわかりました。注目すべきことに、ローカルガスに対する速度分布は、平均$\sim88\、\rmkm\、s^{-1}$で、大幅に低い値を示しています。これらの結果は、IMBHの降着および放射線特性を予測するのに役立ち、将来の調査での検出を容易にします。
ホットモード降着と薄い円盤銀河形成の物理学
| Title |
Hot-mode_accretion_and_the_physics_of_thin-disk_galaxy_formation |
| Authors |
Zachary_Hafen,_Jonathan_Stern,_James_Bullock,_Alex_B._Gurvich,_Sijie_Yu,_Claude-Andre_Faucher-Giguere,_Drummond_B._Fielding,_Daniel_Angles-Alcazar,_Eliot_Quataert,_Andrew_Wetzel,_Tjitske_Starkenburg,_Michael_Boylan-Kolchin,_Jorge_Moreno,_Robert_Feldmann,_Kareem_El-Badry,_T._K._Chan,_Cameron_Trapp,_Dusan_Keres,_Philip_F._Hopkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07235 |
FIREシミュレーションを使用して、天の川銀河z〜0での円盤形成を研究し、薄い恒星円盤を形成するための重要な要素は、ガスを降着させて内部キャンセルを介して整列した角運動量分布を発達させる能力であると結論付けています。*銀河に参加する。薄い円盤（h/R〜0.1）に若い星の割合が高い（>70％）銀河の中で、次のことがわかります。（i）高温のビリアル温度ガスが、ハロースケールで流入するガスの質量を支配します（>〜20kpc）、圧縮加熱によって放射損失が相殺されます。（ii）この高温降着は、角運動量サポートが内向きの動きを遅くするまで進行し、その時点でガスはT〜10^4K以下に冷却されます。（iii）冷却する前に、降着ガスは銀河円盤と整列する角運動量分布を発達させ、冷却中に準球形の空間構成からより平坦な円盤状の構成に移行します。この「回転冷却流」付加モードの存在は、10^10.5太陽質量から10^のハロー質量範囲にまたがる17個のz〜0銀河のサンプルの中で薄い円盤に形成される星の割合と強く相関していることを示します。12個の太陽質量、または10^8個の太陽質量から10^11個の太陽質量の範囲の恒星の質量。特に、厚い円盤または不規則な形態の銀河は、降着前にガスの有意な角運動量整列を受けず、ハローガスの冷却と平坦化の間に対応を示しません。私たちの結果は、銀河に直接沈着する前にコヒーレントで角運動量に支えられる回転冷却流（または、より一般的には回転亜音速流）が、銀河で薄い星形成円盤銀河を形成するための必要条件である可能性が高いことを示唆しています。LambdaCDMユニバース。
渦巻銀河のチャンドラおとめ座銀河団の調査。 I.調査の概要と新しいULXサンプル
| Title |
A_Chandra_Virgo_cluster_survey_of_spiral_galaxies._I._Introduction_to_the_survey_and_a_new_ULX_sample |
| Authors |
Roberto_Soria,_Mari_Kolehmainen,_Alister_W._Graham,_Douglas_A._Swartz,_Mihoko_Yukita,_Christian_Motch,_Thomas_H._Jarrett,_James_C._A._Miller-Jones,_Richard_M._Plotkin,_Thomas_J._Maccarone,_Laura_Ferrarese,_Alexander_Guest_and_Ariane_Lan\c{c}on |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07242 |
おとめ座銀河団後期型銀河75個の超大光度X線（ULX）集団の分析を示します。これには、星形成率が1M_{sun}/年を超える銀河と、星の少ない銀河の代表的なサンプルが含まれます。形成するもの。この研究は、画像分光法のためのチャンドラX線天文台の高度なカメラで20年間に得られた110の観測に基づいています。大規模チャンドラプログラムの一環として、これら75個の銀河のうち52個について新しい観測が行われました。データは約10^{39}erg/sの感度で完全であり、大部分のソースの一般的な検出限界は約3x10^{38}erg/sです。カタログには約80個のULX（0.3-10keVの光度>10^{39}erg/s）が含まれており、それらの位置、観測されたフラックス、脱吸収された光度、および（25個の最も明るいものの場合）単純なX線スペクトルが提供されますプロパティ。サンプル銀河の質量と星形成率に関連したULX光度関数について説明します。低質量と高質量のX線連星集団の最近のモデル（それぞれ恒星の質量と星形成率でスケーリング）は、私たちの観測結果とほぼ一致していることを示しています。サンプル内で最も明るいX線源（L_{X}〜6x10^{40}erg/sのIC3322Aの線源）を、最近の超新星またはその若い残骸として暫定的に特定します。サンプル銀河の特性（形態、恒星の質量、星形成率、それらの点光源集団からの総X線光度）も要約されています。
高赤方偏移での銀河形成への応用を伴う恒星風からの機械的フィードバック
| Title |
Mechanical_feedback_from_stellar_winds_with_an_application_to_galaxy_formation_at_high_redshift |
| Authors |
Yvonne_A._Fichtner,_Luca_Grassitelli,_Emilio_Romano-Diaz,_Cristiano_Porciani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07244 |
主系列星と主系列星後の大規模な風によって生成されるエネルギー、質量、および金属を定量化するために、さまざまな恒星進化トラックのセットを計算します。私たちの目的は、恒星風によるフィードバックに対する連星系と金属量に依存した初期回転速度の分布の影響を調査することです。一般的に使用されている非回転の単一星のシナリオと比較して、大きな変化が見られます。最大の違いは、機械的エネルギー収支が大幅に増加する低金属量で顕著です。銀河形成の初期段階に対する風の最大の（すなわち、恒星付近の環境での散逸を無視することによって得られる）影響を確立するために、新しいフィードバック推定値を使用して、サブ$L_*$銀河の形成と進化をシミュレートします赤方偏移3（質量$1.8\times10^{11}$M$_\odot$の暗黒物質ハローによってホストされている）で、結果を超新星フィードバックのみが考慮されているシミュレーションと比較します。風による継続的なエネルギー注入を考慮すると、星の総質量、金属含有量、星形成率のバースト性、および流出するガスの質量が減少します。しかし、私たちの数値実験は、回転している星と連星の風からの強化された機械的フィードバックが、回転していない単一の星のシナリオと比較して、最も関連する銀河の特性に限定的な影響を与えることを示唆しています。最終的に、風に巻き込まれた金属と超新星によって放出された金属との間の相対的な存在量を調べ、シミュレートされた銀河とその周囲のハロー内でほぼ一定に保たれていることを発見します。
| Title |
Towards_a_More_Complete_Optical_Census_of_Active_Galactic_Nuclei,_Via_Spatially-Resolved_Spectroscopy |
| Authors |
Julia_M._Comerford,_James_Negus,_R._Scott_Barrows,_Dominika_Wylezalek,_Jenny_E._Greene,_Francisco_M\"uller-S\'anchez,_Rebecca_Nevin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07250 |
輝線フラックス比診断は、光学スペクトルで活動銀河核（AGN）を識別するための最も一般的な手法ですが、このアプローチを銀河の単一ファイバースペクトルに適用すると、AGNのサブポピュレーション全体を省略できます。ここでは、アパッチポイント天文台（MaNGA）調査での近くの銀河のマッピングからの空間分解分光法を使用して、ボールドウィン-フィリップス-テレビッチ線フラックス比診断が各銀河の中央$3^{\prime\prime}$を分類する10個の銀河のサンプルを作成します。スペクトルはライナーまたは星形成として、銀河のMaNGAフットプリントのスパクセルの$>10\％$はセイファートとして分類されます。核外セイファート領域を持つこれらの10個の銀河のチャンドラ観測を取得して、AGNが実際にそれらに存在するかどうかを判断します。私たちの主な結果は、銀河の7-10（基準の厳密さに応じて）が1つ以上のX線AGNをホストしているということです。ただし、それらの銀河はいずれも、単一ファイバーの光学スペクトルに基づいてAGNとして分類されていません。これらのAGNは、コンパニオン銀河の核内のAGN、低光度AGN、塵で覆われたAGN、および/またはちらつきAGNであるため、単一ファイバースペクトルでは識別されなかったことがわかります。要約すると、核外AGNシグネチャは、既知のAGNの数を従来の単一核ファイバースペクトルが識別する数の2倍に増やす可能性があることを発見しました。私たちの結果は、空間分解分光法を利用して、従来は単一ファイバースペクトルでは見落とされていたAGNのより完全な国勢調査を明らかにできることを示しています。
銀河の色を使用した形態学的選択への適用を伴う、スペクトルエネルギー分布と銀河の形態が互いにどのように制約するか
| Title |
How_the_spectral_energy_distribution_and_galaxy_morphology_constrain_each_other,_with_application_to_morphological_selection_using_galaxy_colours |
| Authors |
Emir_Uzeirbegovic,_Garreth_Martin,_Sugata_Kaviraj |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07255 |
スペクトルエネルギー分布（SED）と銀河の形態が互いにどのように制約するかを研究するための経験的方法論を紹介し、GOODS-SouthフィールドでのHSTCANDELS調査からの8000個の銀河にこれを実装します。SEDが形態を制約し、これら2つの量の間のリンクの強さを定量化する方法を提示することを示します。SEDが非常に類似している2つの銀河は、形態学的にも類似している可能性が約3倍高く、SEDは、比較的大きな赤い楕円に対して最も強く形態を制約します。私たちは、色を使用した形態学的選択の有効性の可能性のある上限を調査するために私たちの方法論を適用します。合理的な仮定の下で、色の選択は均質な形態を分離するのに比較的効果がないことを示します。形態学的選択に最大6色を使用した場合でも、結果として得られる形態学的クラスの平均純度は約60％にすぎません。SED全体を使用することで結果を改善できますが、ゲインは重要ではなく、純度値は約70％以下のままです。
MUSE eXtremely Deep Field：z〜2.9-4.4のレストフレームUV選択銀河の周りのLy {\ alpha}ハローの個々の検出
| Title |
The_MUSE_eXtremely_Deep_Field:_Individual_detections_of_Ly{\alpha}_haloes_around_rest-frame_UV-selected_galaxies_at_z~2.9-4.4 |
| Authors |
Haruka_Kusakabe,_Anne_Verhamme,_Jeremy_Blaizot,_Thibault_Garel,_Lutz_Wisotzki,_Floriane_Leclercq,_Roland_Bacon,_Joop_Schaye,_Sofia_G._Gallego,_Josephine_Kerutt,_Jorryt_Matthee,_Michael_Maseda,_Themiya_Nanayakkara,_Roser_Pello,_Johan_Richard,_Laurence_Tresse,_Tanya_Urrutia,_and_Eloise_Vitte |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07257 |
水素Ly${\alpha}$ハロー（LAH）は、高赤方偏移で銀河系周辺媒体（CGM）のトレーサーとして一般的に使用されます。この作業では、高赤方偏移で、Ly${\alpha}$エミッター（LAE）の周りではなく、個々のUV選択銀河の周りのLy${\alpha}$ハローの存在を調査することを目指しています。私たちのサンプルはF775W<=27.5で連続的に選択され、分光赤方偏移は、既存の超大型望遠鏡（VLT）/マルチユニット分光エクスプローラー（MUSE）の中で最も深い（100〜140時間）おかげで、すべてのソースに割り当てまたは制約されました。）補償光学を使用したデータ。最終的なサンプルには、赤方偏移範囲z=2.9-4.4およびUVマグニチュード範囲-20<=M1500<=-18内で純粋にF775Wマグニチュードが選択された、21個の銀河が含まれているため、LAEへの偏りが回避されます。銀河のLy${\alpha}$放出が、MUSEPSF畳み込み連続体コンポーネントよりも大幅に拡張されているかどうかをテストしました。17のLAHと4つの非LAHが見つかりました。非LAE周辺の拡張Ly${\alpha}$放出の最初の個別検出を報告します。したがって、Ly${\alpha}$ハローの割合は$81.0^{+10.3}_{-11.2}$％と高く、これは文献のz=3-6のLAEの場合に近い値です。これは、UVで選択された銀河は、一般にCGMに大量の水素を含んでいることを意味します。宇宙調光補正を使用してLAHの平均表面輝度（SB）プロファイルを導き出し、Ly${\alpha}$放射が通常の1$より5.4秒角（中点赤方偏移z=3.6で約40物理kpc）に及ぶことを発見しました。{\sigma}$SB制限。単位赤方偏移あたりの1次元見通し線あたりLy${\alpha}$で検出された周囲のガスの発生率、dn/dzは、M1500の銀河では$0.76^{+0.09}_{-0.09}$と推定されます。<=-18等、z〜3.7。Ly${\alpha}$の放出と吸収が同じガスで発生すると仮定すると、これは、存在量のマッチングに基づいて、LAHが減衰Ly${\alpha}$システム（DLA）およびサブDLAと同じガスをトレースすることを示唆しています。
コーラスIV：スバルHSCによる空間的に不均一な宇宙の再電離のマッピング
| Title |
CHORUS_IV:_Mapping_the_Spatially_Inhomogeneous_Cosmic_Reionization_with_Subaru_HSC |
| Authors |
Takehiro_Yoshioka,_Nobunari_Kashikawa,_Akio_K._Inoue,_Satoshi_Yamanaka,_Kazuhiro_Shimasaku,_Yuichi_Harikane,_Takatoshi_Shibuya,_Rieko_Momose,_Kei_Ito,_Yongming_Liang,_Rikako_Ishimoto,_Yoshihiro_Takeda,_Masami_Ouchi,_Chien-Hsiu_Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07261 |
空間的な不均一性は、再電離プロセスを理解するための重要な機能の1つです。ただし、まだ完全には定量化されていません。この不均一な分布をマッピングするために、スバル/ハイパースプライムカム（HSC）の大面積（$\sim1）から$z\sim6.6$でLy$\alpha$エミッター（LAE）とライマンブレーク銀河（LBG）を同時に検出します。.5\、\mathrm{deg}^2=34000\、\mathrm{cMpc}^2$）詳細な調査。数値放射伝達に基づいて、観測されたLAEとLBGの数密度比$n（\mathrm{LAE}）/n（\mathrm{LBG}）$から、中立部分$x_\mathrm{HI}$を推定します。シミュレーション。観測された選択関数を満たすためにモデル銀河が選択されます。視野内の平均$x_\mathrm{HI}$は$x_\mathrm{HI}<0.4$であることがわかります。これは以前の研究と一致していますが、$n（\mathrm{LAE}）の変動は各$140\、\mathrm{pMpc}^2$の視野内の/n（\mathrm{LBG}）$は、3倍の大きさであることがわかります。これは、宇宙の再電離の空間的に不均一なトポロジーを示唆しているかもしれませんが、それはまた、変動が銀河分布の固有の大規模構造に基づいている可能性を残しています。シミュレーションに基づいて、現在の調査から2つを区別するのは難しいかもしれません。また、高LAE密度領域のLAEは、より多くの人口が多い$\mathrm{EW}_0$であることがわかり、観測された$n（\mathrm{LAE}）/n（\mathrm{LBG}）$がより多いか統計的有意性は高くありませんが、ニュートラルフラクションによる駆動は少なくなります。
低質量星形成領域での連続重水素化：IRAS16293-2422のD $ _ {2} $-メタノール（CHD $ _ {2} $ OH）の場合
| Title |
Successive_deuteration_in_low-mass_star-forming_regions:_the_case_of_D$_{2}$-methanol_(CHD$_{2}$OH)_in_IRAS_16293-2422 |
| Authors |
Maria_N._Drozdovskaya,_Laurent_H._Coudert,_Laurent_Margul\`es,_Audrey_Coutens,_Jes_K._J{\o}rgensen,_and_S\'ebastien_Manigand |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07268 |
重メタノール化されたメタノールのカラム密度の正確な定量化は、深く埋め込まれた低質量原始星システムおよび天体化学テンプレートソースIRAS16293-2422のD含有メタノールの完全に制約されたファミリーの重要な欠落パズルピースです。天体物理学の目的のための分光データセットはCHD$_{2}$OH用に構築され、天体化学調査でこの種の正確な特性評価を容易にするために公開されています。新しく計算されたラインリストとパーティション関数は、ALMA-PILSからのデータでIRAS16293-2422AおよびBに向けてCHD$_{2}$OHを検索するために使用されます。合成スペクトルフィッティングには、ブレンドされていない、光学的に細いCHD$_{2}$OHの線のみが使用されます。構築された分光データベースには、0〜500GHzの周波数範囲での7417遷移のライン周波数と強度が含まれています。329〜363GHzの範囲のALMA-PILS観測を使用して、合成スペクトルフィッティング用のCHD$_{2}$OHの105個の固有の非ブレンドの光学的に細い線周波数を識別します。導出された励起温度とカラム密度により、IRAS16293-2422AおよびBでCHD$_{2}$OHのD/H比が高くなり、それぞれ7.5$\pm$1.1％および7.7$\pm$1.2％になります。IRAS16293-2422の重水素化は、他の低質量星形成領域よりも高くありません。二重水素化分子は、すべての低質量原始星で一重重水素化分子よりも一貫して高いD/H比を持っています。これは、実験室での実験で見られるように、H-D置換反応の自然な結果である可能性があります。彗星67P/チュリュモフゲラシメンコによって追跡された太陽系の出生雲は、Dの初期存在量が少ないか、IRAS16293-2422の雲よりも暖かいか、部分的に再処理された可能性があります。正確な分光法、注意深いスペクトル分析、および基礎となる仮定の考慮と組み合わせて、連続的な重水素化は、星形成システムの物理化学的起源に関する強力なウィンドウです。
銀河の合体で生まれた高速電波バーストの前駆体
| Title |
A_fast_radio_burst_progenitor_born_in_a_galaxy_merger |
| Authors |
Balpreet_Kaur_(1),_Nissim_Kanekar_(1),_J._Xavier_Prochaska_(2,3)_((1)_National_Centre_for_Radio_Astrophysics,_Pune,_India,_(2)_University_of_California,_Santa_Cruz,_USA,_(3)_Kavli_IPMU,_University_of_Tokyo,_Japan) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07271 |
高速電波バースト（FRB）FRB20180916Bのホスト銀河における中性原子水素（HI）のGiantMetrewaveRadioTelescopeHI21cmマッピング研究を$z\approx0.03399$で報告します。FRBホストのHI質量は$\rmM_{HI}=（2.74\pm0.33）\times10^9\M_\odot$であり、HIと恒星の質量比は高い$\approx1.3であることがわかります。$。したがって、FRBのホストはガスが豊富であるが静止に近い銀河であり、最近ではかなりの量のHIを獲得した可能性があります。HIの分布が乱れ、北東の尾、南に向かう反対の尾、銀河の中心とFRBの位置の間のHIの穴、FRBの近くで測定された高いHIカラム密度でHI21cmの放射が検出されました。ポジション。FRBホストは、HI21cm放射で検出された4つのコンパニオンを持つグループの一部であり、最も近いものはFRBの場所からわずか22〜kpcです。ガスの豊富さと乱れたHI分布は、FRBホストが最近マイナーな合併を受けたことを示しています。これにより、HIの質量が増加し、銀河円盤のHIが乱れ、FRBの位置の近くでHIが圧縮されて表面密度が増加しました。この合併が銀河の郊外での星形成のバーストを引き起こし、FRBの前駆体を生み出したことを提案します。マイナーな合併の証拠は、FRBの先祖が合併イベントのために形成された巨大な星であるシナリオと一致しています。
超流動暗黒物質モデルをテストするために回転曲線を適合させます。私たちの目的は、超流動暗黒物質が、妥当な恒星の質量光度比で銀河の回転曲線に十分に適合するかどうかを調査することです。超流動暗黒物質モデルをSPARCサンプルの169個の銀河の回転曲線に適合させました。超流動暗黒物質で得られた質量光度比は、星の種族の観点から一般的に許容できることがわかりました。ただし、最適な質量光度比は、巨大銀河の質量光度比が矮小銀河よりも体系的に低いという点で、銀河のサイズに不自然に依存しています。2番目の発見は、超流動の力が修正ニュートン力学（MOND）の力によく似ていない場合に、超流動が回転曲線に最もよく適合することが多いということです。その場合、超流動暗黒物質が、MONDを魅力的にする現象論的に観察されたスケーリング関係を再現することはもはや期待できません。一方、力がMONDによく近似する解のみを検討する場合、超流動の総質量は重力レンズデータと張力をかけています。超流動暗黒物質との最良の適合でさえ、まだ不十分であると結論付けます。
LeoIにおける化学運動学的構造の検出
矮小楕円体（dSph）銀河のさまざまな形成モデルが文献で提案されていますが、これらは一般に観測と定量的に比較されていません。ミルキーウェイdSphレオIの新しい分光データセットを利用し、マゼラン/IMACSで観測された288個の星と既存のケック/DEIMOSデータを組み合わせて、953個のレオIメンバーの星の速度と金属量の測定値を提供します。このデータセット、純粋なランダムな動きからなる模擬銀河、および溶解する星団と潮汐攪拌モデルを介して形成されたシミュレートされた矮星で、化学力学的パターンを検索します。LeoIのデータでは、破壊された星団に由来する可能性のある14個の星の候補ストリームの検出を報告しています。これらのストリームの角運動量ベクトルはランダムに方向付けられており、LeoIの回転の欠如と一致しています。これらの結果は、溶解クラスターモデルの予測と一致しています。対照的に、コヒーレントな動きがないモックデータセットでは、99％の確率で候補ストリーム信号が少なくなります。潮汐攪拌シミュレーションの化学力学的分析は、Leo〜Iデータと矛盾する共通の方向を共有するストリームを生成します。
クラス0 / Iプロト褐色矮星における重水素化学とD / H比
私たちは、16のクラス0/I褐色矮星（proto-BD）と4つのクラスフラット/クラスII褐色矮星のいくつかの重水素化種の最初の広範な観察調査を実施しました。観測は、DCO$^{+}$（3-2）、DCN（3-2）、DNC（3-2）、およびN$_{2}$D$^{+のIRAM30m望遠鏡で得られました。}$（3-2）行。DCO$^{+}$/H$^{13}$CO$^{+}$、DCN/H$^{13}$CN、およびDNC/HN$^{13}$Cの比率は比較的高いそれぞれ、DCO$^{+}$/HCO$^{+}$、DCN/HCN、およびDNC/HNC比よりも狭い範囲を示しています。これらの分子に由来するプロトBDの平均D/H比は、$\sim$0.02-3の範囲です。強化された重水素分別を説明するには、低温気相イオン分子重陽子移動と粒子表面反応の両方が必要です。プロトBDの非常に密度が高く冷たい（$n_{H_{2}}$$\geq$10$^{6}$cm$^{-3}$、T$\leq$10K）内部は、適切なこれらのコアにおける効率的な重水素分別のための条件。おそらくDCN分子とHCN分子のピーク発光領域の違いが原因で強い反相関を示すDCN/HCN比を除いて、D/H比とCO枯渇係数の間に相関関係はありません。$\sim$0.002--40L$_{\odot}$にまたがるボロメータの光度の広い範囲で、DCO$^{+}$/HCO$^{+}$が高くなる傾向が見られます（r=-0.7）およびDCN/HCN（r=-0.6）比、ほぼ一定のDNC/HNC（r=-0.4）およびDNC/HN$^{13}$C（r=-0.1）比、低いN$_{2原始星と比較した原始星の}$D$^{+}$/N$_{2}$H$^{+}$比（r=0.6）。DCO$^{+}$（3-2）ラインで放出を示すクラスII褐色矮星は1つだけです。D/H比と進化段階の間に相関関係は見られません。
ファウストIII。 VLA 1623 $-$ 2417の複数の原始星システムにおけるエンベロープ、流出、およびディスクの不整合な回転
| Title |
FAUST_III._Misaligned_rotations_of_the_envelope,_outflow,_and_disks_in_the_multiple_protostellar_system_of_VLA_1623$-$2417 |
| Authors |
Satoshi_Ohashi,_Claudio_Codella,_Nami_Sakai,_Claire_J._Chandler,_Cecilia_Ceccarelli,_Felipe_Alves,_Davide_Fedele,_Tomoyuki_Hanawa,_Aurora_Dur\'an,_C\'ecile_Favre,_Ana_L\'opez-Sepulcre,_Laurent_Loinard,_Seyma_Mercimek,_Nadia_M._Murillo,_Linda_Podio,_Yichen_Zhang,_Yuri_Aikawa,_Nadia_Balucani,_Eleonora_Bianchi,_Mathilde_Bouvier,_Gemma_Busquet,_Paola_Caselli,_Emmanuel_Caux,_Steven_Charnley,_Spandan_Choudhury,_Nicolas_Cuello,_Marta_De_Simone,_Francois_Dulieu,_Lucy_Evans,_Siyi_Feng,_Francesco_Fontani,_Logan_Francis,_Tetsuya_Hama,_Eric_Herbst,_Shingo_Hirano,_Tomoya_Hirota,_Muneaki_Imai,_Andrea_Isella,_Izaskun_J\'imenez-Serra,_Doug_Johnstone,_Claudine_Kahane,_Romane_Le_Gal,_Bertrand_Lefloch,_Luke_T._Maud,_Maria_Jose_Maureira,_Francois_Menard,_Anna_Miotello,_George_Moellenbrock,_Shoji_Mori,_Riouhei_Nakatani,_et_al._(22_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07334 |
へびつかい座の星形成領域における低質量クラス0多重系VLA1623ABの研究を、H$^{13}$CO$^+$（$J=3-2$）、CS（$J=5-4$）、およびALMALargeProgramFAUSTの一部としてのCCH（$N=3-2$）行。速度場の分析により、エンベロープ内の回転運動と流出時の速度勾配（約2000auから50auまで）が明らかになりました。さらに、周連星VLA1623AディスクとVLA1623Bディスクの回転を調査しました。VLA1623Aの周連星円盤の短軸は、大規模な流出とエンベロープの回転軸に対して約12度ずれていることがわかりました。対照的に、以前のダスト分極観測によれば、バイナリー円盤の短軸は大規模磁場に平行であり、エンベロープの回転と磁場の異なる方向によってミスアライメントが引き起こされる可能性があることを示唆しています。流出の速度勾配が回転によって引き起こされる場合、流出は一定の角運動量を持ち、発射半径は$5-16$auと推定されますが、速度勾配が2つのエントレインメントによって駆動されることを排除することはできません。高速流出。さらに、VLA16293Bディスクへの回転に関連する速度勾配を初めて検出しました。速度勾配は、大規模なエンベロープ、流出、および周連星円盤からの速度勾配と反対です。その反対の勾配の起源についても説明します。
ステラフィードバックがISMの乱流を駆動するタイムスケールの決定：4つの近くの矮小不規則銀河の研究
| Title |
Determining_the_Timescale_over_Which_Stellar_Feedback_Drives_Turbulence_in_the_ISM:_A_Study_of_four_Nearby_Dwarf_Irregular_Galaxies |
| Authors |
Laura_Congreve_Hunter,_Liese_van_Zee,_Kristen_B._W._McQuinn,_Ray_Garner,_Andrew_E._Dolphin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07339 |
恒星のフィードバックは、銀河の乱流と流出を引き起こすため、銀河の進化のモデリングの基本です。関係するタイムスケールを理解することは、星間物質（ISM）に対する星のフィードバックの影響を制限するために重要です。分解された星形成の履歴を、近くにある4つの星形成矮小銀河（NGC4068、NGC4163、NGC6789、UGC9128）の原子ガスとイオン化ガスの空間分布と運動学とともに分析し、星のフィードバックが駆動するタイムスケールを決定しました。乱気流。4つの銀河は5Mpc以内にあり、現在の星形成率0.0005〜0.01M$_{\odot}$yr$^{-1}$、log（M$_*$/M$_{\odot}$）は7.2から8.2の間、log（M$_{HI}$/M$_\odot$）は7.2から8.3の間。過去500Myrsにわたる彼らの色-マグニチュード図（CMD）から導き出された星形成の歴史は、乱流の指標としてのそれらの原子およびイオン化ガス速度分散とHIエネルギー表面密度と比較されました。スピアマンの順位相関係数を使用して、現在の乱気流とローカルスケール（$\sim$400pc）での過去の星形成活動との相関関係を特定しました。見つかった最も強い相関関係は、HI乱流測定値と100〜200Myrs前の星形成率の間にありました。これは、このタイムスケールでの星形成活動と原子ガスの間の結合を示唆しています。イオン化ガスの速度分散と5〜500Myrs前の星形成活動との間に強い相関は見られませんでした。サンプルと分析は、恒星のフィードバックが乱気流を駆動するタイムスケールを理解することを目的とした、より大きなプログラムの基盤です。
明るい、重く隠されたWISE-NVSSで選択されたクエーサーの電波スペクトル
| Title |
Radio_Spectra_of_Luminous,_Heavily_Obscured_WISE-NVSS_Selected_Quasars |
| Authors |
Pallavi_Patil,_Mark_Whittle,_Kristina_Nyland,_Carol_Lonsdale,_Mark_Lacy,_Amy_E._Kimball,_Colin_Lonsdale,_Wendy_Peters,_Tracy_E._Clarke,_Andreas_Efstathiou,_Simona_Giacintucci,_Minjin_Kim,_Lauranne_Lanz,_Dipanjan_Mukherjee,_Emil_Polisensky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07349 |
非常に赤い中赤外線光学色とコンパクトな電波放射を備えた、非常に不明瞭な発光クエーサーのサンプルについて、$0.1〜10$GHzに及ぶ電波スペクトルを示します。スペクトルは、対象となる10GHzの観測とアーカイブ無線調査データから構築され、各オブジェクトのフラックス密度の測定値は6〜11ドルになります。電波スペクトルをモデル化するためのPythonツールのスイートは、Githubで公開されています。私たちの主な結果は、サンプルのほとんど（61％）がピークまたは湾曲した電波スペクトルを持ち、多く（36％）がギガヘルツピークスペクトル（GPS）ソースとして分類される可能性があることです。これは、最近トリガーされた無線ジェットから発生する可能性が高いコンパクトな放出領域を示しています。シンクロトロン自己吸収（SSA）がピークを生成すると仮定すると、強い磁場（$6〜100$mG）と若い年齢（$30〜10^4$年）のコンパクトなソースサイズ（$3〜100$pc）を推測します。逆に、フリーフリー吸収（FFA）は、サンプルの深く埋め込まれた性質に関連する高いカラム密度のためにピークを作成する可能性もあります。ただし、ピークの存在または頻度とMIR放射のパラメータとの間に相関関係は見つかりません。高周波スペクトル指数は急勾配（$\alpha\approx-1$）であり、磁気エネルギー密度に対するMIR光子エネルギー密度の比率と弱く相関しており、スペクトルの急峻化は、強烈なコンプトン散乱から生じる可能性があることを示唆しています。MIR光子場。この研究は、若い電波ジェットがホスト銀河のISMと星形成率に与える影響を理解するために、多周波と混合解像度の電波調査データを組み合わせるための基盤を提供します。
Arp220の[CI] $ ^ {3} P_ {1} $-$ ^ {3} P_ {0} $と$ ^ {12} $ CO（1-0）の間の空間的に解決された関係
| Title |
Spatially-resolved_relation_between_[CI]_$^{3}P_{1}$-$^{3}P_{0}$_and_$^{12}$CO_(1-0)_in_Arp_220 |
| Authors |
Junko_Ueda,_Tomonari_Michiyama,_Daisuke_Iono,_Yusuke_Miyamoto_and_Toshiki_Saito |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07418 |
[CI]$^{3}P_{1}$-$^{3}P_{0}$（以下[CI]（1-0））の$\sim$0。"3（114pc）解像度マップを提示します。）および$^{12}$CO（1-0）は、アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイを使用してArp220に向けて取得されました。[CI]（1-0）放出の全体的な分布は、CO（1-0）と一致しています。）。システムの[CI]（1-0）とCO（1-0）の輝度は、未解決のULIRGサンプルの経験的な線形関係に従いますが、[CI]（1-0）とCOの間には亜線形の関係があります。（1-0）空間分解データを使用します。Arp220の星形成環境におけるピクセルあたりの[CI]（1-0）/CO（1-0）輝度比を測定し、CO（1-0）への依存性を調査します。3-2）/CO（1-0）比（$R_{\rmCO}$）。平均して、[CI]（1-0）/CO（1-0）輝度比は$までほぼ一定です。R_{\rmCO}\simeq1$その後、$R_{\rmCO}$とともに増加します。放射伝達分析によると、[CI]が高い領域（1-0）では高いCI/CO存在比が必要です。）/CO（1-0）輝度比および$R_{\rmCO}>1$、sCI/COアバンダンス比はArp220では$\sim$100pcスケールで変化することを示唆しています。[CI]（1-0）/CO（1-0）の光度比は複数の要因に依存し、解釈が簡単ではない場合があります。また、[CI]（1-0）によってトレースされた高速成分が西部の核にあり、分子の流出に関連している可能性があります。推定流出量の[CI]（1-0）/CO（1-0）光度比は0.87$\pm$0.28であり、Arp220の平均比の4倍です。[CI]（1-0）とCO（1-0）の放出は異なる成分をトレースします。放射伝達分析に基づくと、CI/COの存在比が高いため、ライン比が高い可能性があります。流出におけるCIが豊富でCOが少ない気相は、宇宙線の照射、衝撃加熱、および強力な放射場によって引き起こされる可能性があります。
局所的な超高光度赤外線銀河の気相金属量は、通常の星形成銀河に従う
| Title |
Gas_Phase_Metallicities_of_Local_Ultra-Luminous_Infrared_Galaxies_Follow_Normal_Star-Forming_Galaxies |
| Authors |
Nima_Chartab,_Asantha_Cooray,_Jingzhe_Ma,_Hooshang_Nayyeri,_Preston_Zilliot,_Jonathan_Lopez,_Dario_Fadda,_Rodrigo_Herrera-Camus,_Matthew_Malkan,_Dimitra_Rigopoulou,_Kartik_Sheth,_Julie_Wardlow |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07478 |
銀河の形成と進化における重要な物理的プロセスをシミュレートするための観測データ、理論モデル、および計算技術の進歩にもかかわらず、銀河の恒星の質量集合は今日でも未解決の問題のままです。光学分光測定は、局所的な超高光度赤外線銀河（ULIRG）の気相金属度が、通常の星形成銀河の気相金属度よりも大幅に低いことを示しているようです。この違いにより、ULIRGは郊外からの金属に乏しいガスの降着によって燃料を供給されているという主張が生まれました\cite{Mannucci10}。ここでは、[O{\sciii}]52$\mu$m、[O{\sciii}]88$\muの遠赤外線スペクトル線を利用した新しい気相金属量測定のセットについて報告します。通常の光回線の代わりに、$m、および[N{\sciii}]57$\mu$m。光イオン化モデルは、電子密度の縮退を解消し、相関のばらつきを大幅に低減するこれら3つの線に基づく金属量診断をもたらしました。SOFIAからの新しいデータとハーシェル宇宙天文台からのアーカイブデータを使用して、ローカルULIRGが星形成銀河の質量-金属量関係にあり、同様の星の質量と星形成率を持つ他の銀河に匹敵する金属量を持っていることを発見します。逸脱がないことは、ULIRGが明るい星形成銀河と同じ質量集合メカニズムに従うことを示唆しており、光線に由来する金属量の$\sim0.3$dexの不足は、ごくわずかな金属に富むガスが非常に不明瞭になっている結果です。FIRライン診断を使用する場合の効果。
星間氷の熱脱着。制御パラメータとその雪線から化学的複雑性への影響に関するレビュー
| Title |
Thermal_desorption_of_interstellar_ices._A_review_on_the_controlling_parameters_and_their_implications_fromsnowlines_to_chemical_complexity |
| Authors |
Marco_Minissale,_Yuri_Aikawa,_Edwin_Bergin,_M._Bertin,_Wendy_A._Brown,_Stephanie_Cazaux,_Steven_B._Charnley,_Audrey_Coutens,_Herma_M.Cuppen,_Victoria_Guzman,_Harold_Linnartz,_Martin_R._S._McCoustra,_Albert_Rimola,_Johanna_G.M._Schrauwen,_Celine_Toubin,_Piero_Ugliengo,_Naoki_Watanabe,_Valentine_Wakelam,_and_Francois_Dulieu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07512 |
星形成領域の進化とそれらの熱収支は、それらの化学組成に強く影響されます。これは、気相と固体状態の間の遷移を支配する物理化学的プロセス、特に氷のようなダスト粒子によって決定されます（例：粒子の吸着と脱着）。したがって、ガス-粒子および粒子-ガスの遷移、ならびに星間氷の形成および昇華は、予想外の量の多種多様な化学種が気相。吸着された原子や分子も、気相では効率的ではない化学反応を起こします。したがって、ダスト粒子と相互作用する原子および分子の物理的特性のパラメータ化は、天文観測を解釈し、現実的で予測的な天文化学モデルを構築するための重要な側面であることは明らかです。このコンセンサス評価では、氷の熱脱着を制御するパラメーターと、これらが分子の複雑さへの経路を決定し、最終的に惑星形成プロセスに影響を与える雪線の位置を定義する方法に焦点を当てます。理論的および実験的観点の両方から、脱着パラメータのさまざまな重要な側面を確認します。天体物理学関連種の天体化学コミュニティで一般的に使用される脱着パラメータを批判的に評価し、推奨値の表を提供します。さらに、遷移状態理論を使用した前指数因子nuの自明でない決定が、結合エネルギー値に影響を与える可能性があることを示します。最後に、脱着特性を決定するために現在使用されている理論的および実験的アプローチの限界について議論し、将来の改善のための提案を行うことで、この作業を締めくくります。
原子：大規模な星形成領域のALMA3ミリメートル観測-VII。 ACA観測からのSiO凝集塊のカタログ
| Title |
ATOMS:_ALMA_Three-millimeter_Observations_of_Massive_Star-forming_regions_--_VII._A_catalogue_of_SiO_clumps_from_ACA_observations |
| Authors |
Rong_Liu,_Tie_Liu,_Gang_Chen,_Hong-Li_Liu,_Ke_Wang,_Jin-Zeng_Li,_Xun-Chuan_Liu,_Chang_Won_Lee,_Paul_F._Goldsmith,_Mika_Juvela,_Guido_Garay,_Leonardo_Bronfman,_Tapas_Baug,_Jinhua_He,_Si-Ju_Zhang,_Yong_Zhang,_Feng-Wei_Xu,_Archana_Soam,_Zhi-Qiang_Shen,_Shanghuo_Li,_Lokesh_Dewangan,_Chakali_Eswaraiah,_Yue-Fang_Wu,_Sheng-Li_Qin,_L._Viktor_T\'oth,_Zhiyuan_Ren,_Guoyin_Zhang,_Anandmayee_Tej,_Qiuyi_Luo,_Jianwen_Zhou,_Chang_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07533 |
SiO放出の性質を理解するために、ALMAの3ミリメートルの大質量星形成領域観測（ATOMS）調査の一環として、146個の大質量星形成領域に向かうSiO（2-1）線のACA観測を実施しました。128（87.7$\％$）の光源でSiO放出を検出し、171個のSiO凝集塊を特定しました。そのうち、105個は3mmの連続放出から空間的に分離されています。大量のSiOラインプロファイル（60$\％$）は非ガウスです。SiO線の速度分散は、0.3〜5.43kms$^{-1}$の範囲です。63のソースでは、SiOの塊はH40$\alpha$の放出を特徴とするH$_\rm{II}$領域に関連付けられています。SiOの塊の68$\％$（116）が強い流出に関連していることがわかります。流出源と非流出源のSiO線の速度分散の中央値は、それぞれ1.91kms$^{-1}$と0.99kms$^{-1}$です。これらの結果は、流出活動が強く衝撃を受けたガスに関連している可能性があることを示しています。速度分散と[SiO]/[H$^{13}$CO$^+$]強度比は、ダスト温度と凝集塊の粒子数密度との相関関係を示していません。私たちは、SiO線の光度とボロメータの光度の間に正の相関関係があることを発見しました。これは、より強い衝撃活動がより明るいプロトクラスターに関連していることを意味します。H$_\rm{II}$領域に関連するSiOの塊は、$L_\rm{sio}$/$L_\rm{bol}$でより急な特徴を示すことがわかりました。SiO線の光度と衝撃を受けたガスの割合には、光度と質量比（$L_\rm{bol}/M$）によって追跡された進化段階との相関関係の明らかな証拠はありません。
渦巻腕の形成における銀河バーの役割：軌道と脱出のダイナミクスによる研究-II
| Title |
Role_of_galactic_bars_in_the_formation_of_spiral_arms:_a_study_through_orbital_and_escape_dynamics-II |
| Authors |
Debasish_Mondal_(1),_Tanuka_Chattopadhyay_(1)_((1)_Department_of_Applied_Mathematics,_University_of_Calcutta,_92_A._P._C._Road,_Kolkata_700009,_India) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07588 |
本研究では、棒渦巻銀河の星の軌道と脱出のダイナミクスに対する暗黒物質ハローの影響を分析しました。そのために、中央のバルジ、バー、ディスク、暗黒物質ハローから構成される3次元重力モデルが、オープンハミルトン系での脱出の観点から研究されてきました。さらに、このモデルは、次の暗黒物質ハロープロファイルについて調査されます。扁球とNFW。どちらの場合も、バーエンドに対応する鞍点の近くで脱出メカニズムが観察されています。バーの平面内の恒星軌道の性質を視覚化します。さまざまな脱出エネルギー値のいくつかの位相面でのポアンカレ表面断面図が、無秩序で規則的な運動領域を視覚化するためにプロットされています。最後に、暗黒物質ハローパラメータによるカオスの変化。質量、サイズ、円速度、および性質が調査されました。我々の結果は、それらが中央の超大質量ブラックホール（SMBH）をホストする場合にのみ、オブレートハローがNFWハローよりも巨大スパイラルにおける本格的な渦巻腕の形成と拡張された暗黒物質分布を正当化するために好ましいことを示しています。繰り返しますが、SMBHがない場合、オブレートハローは、矮星銀河とLSB銀河で、あまり目立たない、または貧弱な渦巻腕と暗黒物質が支配的なコアの形成を正当化します。また、NFWハローの場合、渦巻き状のパターンを形成するには極端な中央バリオンフィードバックが必要であり、そのようなハローは非常にエネルギーの高い中心を持つ銀河に適しているはずです。
M \、101の過渡的なULXからの準周期的なささやき：高速回転する中性子星の兆候？
| Title |
Quasi_periodic_whispers_from_a_transient_ULX_in_M\,101:_signatures_of_a_fast-spinning_neutron_star? |
| Authors |
Ryan_T._Urquhart,_Roberto_Soria,_Rosanne_Di_Stefano,_Kaiming_Cui,_Paolo_Esposito,_Gian_Luca_Israel,_Sammarth_Kumar,_Sara_Motta,_Fabio_Pintore_and_Giacomo_Riva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07252 |
ChandraおよびXMM-Newtonデータを使用して、M101、4XMMJ140314.2$+$541806（以降、J1403）の超大光度X線源の異常な時間変動を研究しました。過去20年間で、J1403は、X線の光度$\sim1-3\times10^{39}$ergs$^{-1}$と、光度$\sim0でのより長い間隔で、短期間の爆発を示しました。.5-1\times10^{38}$ergs$^{-1}$。二峰性の振る舞いと速い爆発の進化（時にはほんの数日）は、恒星質量ブラックホールの標準的な爆発サイクルよりも、中性子星のアキュレーター/プロペラシナリオとより一致しています。このシナリオが正しければ、アキュレーターとプロペラの状態の光度は、私たちの識別にもかかわらず、速いスピン（$P\approx$5ms）と低い表面磁場（$B\sim10^{10}$G）を示唆しています高質量X線連星としてのJ1403の。J1403の最も顕著な特性は、強力な$\sim$600-s準周期的振動（QPO）の存在であり、主に$\approx1.3-1.8$mHzの周波数付近で、超発光領域のいくつかのエポックで見られます。このようなQPOの特性、特に観測間および観測内での周波数と振幅の変化を、さまざまな手法（高速フーリエ変換、Lomb-Scargleピリオドグラム、加重ウェーブレットZ変換分析）を使用して説明します。QPO周波数範囲$<$10mHzは、X線連星および超大光度X線源ではほとんど未踏の領域です。我々の発見を他の付着源に見られる非常に低い周波数変動の（いくつかの）例と比較し、考えられる説明を議論します（内部の流れまたは流出のLense-Thiring歳差運動;放射圧リミットサイクルの不安定性;わずかに安定したHeの燃焼中性子星表面）。
これらのノートは、天体物理学的降着の理論の根底にあるいくつかの物理的原理を紹介およびレビューし、降着流の構造と進化を決定する際の角運動量輸送、角運動量損失、および放射冷却の中心的な役割を強調しています。カバーされる追加のトピックには、薄いディスクの効果的な粘性理論、ディスク構造の古典的な不安定性、歪んだまたは偏心したディスクの進化、およびディスク内の波の基本的な特性が含まれます。
ニュートリノと超高エネルギー宇宙線の空間的相関関係の検索
| Title |
Search_for_Spatial_Correlations_of_Neutrinos_with_Ultra-High-Energy_Cosmic_Rays |
| Authors |
The_ANTARES_collaboration:_A._Albert,_S._Alves,_M._Andr\'e,_M._Anghinolfi,_M._Ardid,_S._Ardid,_J._-J._Aubert,_J._Aublin,_B._Baret,_S._Basa,_B._Belhorma,_M._Bendahman,_V._Bertin,_S._Biagi,_M._Bissinger,_J._Boumaaza,_M._Bouta,_M._C._Bouwhuis,_H._Br\^anza\c{s},_R._Bruijn,_J._Brunner,_J._Busto,_B._Caiffi,_D._Calvo,_A._Capone,_L._Caramete,_J._Carr,_V._Carretero,_S._Celli,_M._Chabab,_T._N._Chau,_R._Cherkaoui_El_Moursli,_T._Chiarusi,_M._Circella,_A._Coleiro,_R._Coniglione,_P._Coyle,_A._Creusot,_A._F._D\'iaz,_C._Distefano,_I._Di_Palma,_A._Domi,_C._Donzaud,_D._Dornic,_D._Drouhin,_T._Eberl,_T._van_Eeden,_D._van_Eijk,_N._El_Khayati,_A._Enzenh\"ofer,_P._Fermani,_G._Ferrara,_F._Filippini,_L._A._Fusco,_Y._Gatelet,_P._Gay,_H._Glotin,_R._Gozzini,_R._Gracia_Ruiz,_K._Graf,_C._Guidi,_S._Hallmann,_H._van_Haren,_et_al._(984_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07313 |
数十年の間、超高エネルギー宇宙線（UHECR）の起源は、高エネルギー天体物理学の未解決の問題でした。このパズルを解くための1つのアプローチは、ニュートリノが宇宙線のハドロン相互作用の直接的なプローブであり、磁場によって偏向されないため、UHECRを高エネルギーニュートリノと相関させることです。この論文では、ニュートリノの到着方向をUHECRの到着方向と相関させるための3つの異なるアプローチを提示します。ニュートリノデータはIceCubeニュートリノ天文台とANTARESによって提供され、エネルギーが$\sim$50EeVを超えるUHECRデータは、ピエールオージェ天文台とテレスコープアレイによって提供されます。すべての実験は、2015年に報告された以前の結果と比較して、統計の増加と再構成の改善を提供します。最初の分析では、点光源検索用に最適化された高統計ニュートリノサンプルを使用して、UHECR方向の近くにある過剰なニュートリノクラスターを検索します。2番目の分析では、最高エネルギーのニュートリノの方向に過剰なUHECRを検索します。3番目の分析では、さまざまな角度スケールでUHECRと最高エネルギーニュートリノのペアの過剰を検索します。いずれの分析でも有意な超過は検出されておらず、以前に報告された過剰変動の有意性は低下しています。これらの結果に基づいて、UHECRと空間的に相関するニュートリノフラックスをさらに制約します。
| Title |
New_Constraints_on_the_Spin_of_the_Black_Hole_Cygnus_X-1_and_the_Physical_Properties_of_its_Accretion_Disk_Corona |
| Authors |
Henric_Krawczynski_(Washington_University_in_St._Louis),_Banafsheh_Beheshtipour_(Max_Planck_Institute_for_Gravitational_Physics,_Albert_Einstein_Institute,_Leibniz_Universit\"at_Hannover) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07360 |
中間状態のブラックホールはくちょう座X-1のNuSTARとすざく観測の新しい解析を提示します。この分析では、ブラックホールのスペクトルおよび分光偏光X線観測を分析するための新しいモデルであるkerrCを利用します。kerrCは、X線連星のシミュレートされたブラックホールの大規模なライブラリに基づいています。このモデルは、幾何学的に薄く、光学的に厚い降着円盤からのX線放射、湾曲したブラックホール時空を通るX線の伝播、降着円盤での反射、および異なる3のコロナ内の光子のコンプトン化を考慮しています。-反射前後のD形状と物理的特性。2015年5月27〜28日に行われたアーカイブNuSTARおよびSuzaku観測の分析にkerrCを使用した結果を示します。kerrCはエネルギースペクトルの全体的な形状を説明できますが、6〜7keVの広いスペクトルは説明できないことがわかります。特徴、付着流の内部領域からの相対論的に広がったFek-alpha放出であると考えられています。くさび形のコロナは、円錐形のコロナよりもわずかにデータに適合します。分析は、0.861と0.921の間のブラックホールスピンパラメータaを示しています。kerrCモデルは、降着円盤を照射する戻りおよび冠状放射のエネルギーフラックスの動径分布に関する新しい洞察を提供します。kerrCを使用して、最近発売されたImagingX-rayPolarimetryExplorerが検出し、1％程度の小さいが測定可能な偏光部分を検出する偏光シグネチャを予測します。
高精度位置天文学によるマグネター形成チャネルのプロービング：最速回転マグネターSwiftJ1818.0-1607のVLBA位置天文学の進歩
| Title |
Probing_magnetar_formation_channels_with_high-precision_astrometry:_The_progress_of_VLBA_astrometry_of_the_fastest-spinning_magnetar_Swift_J1818.0-1607 |
| Authors |
Hao_Ding,_Adam_Deller,_Marcus_Lower,_Ryan_Shannon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07376 |
最高の磁気強度を誇るマグネターは、高速電波バーストを生成するための主要な候補の1つです。マグネターの形成メカニズムについていくつかの理論が提案されていますが、まだ完全にはテストされていません。異なるマグネター形成理論は明確なマグネター空間速度分布を期待しているので、銀河マグネターの高精度位置天文学は形成理論のプローブとして役立つことができます。さらに、マグネター位置天文学は銀河マグネターの分布の理解を洗練することができます。この分布は、渦巻銀河に局在する高速電波バースト（FRB）と比較して、FRBとマグネターの間のリンクをテストすることができます。SwiftJ1818.0-1607は、これまでで最も高速に回転するマグネターであり、5番目に発見されたラジオマグネターです。進行中の位置天文キャンペーンでは、ベリーロングベースラインアレイを使用して1年間SwiftJ1818.0-1607を観測し、マグネターの正確な固有運動と暫定視差を決定しました。
スーパーバブルでの宇宙線生成
| Title |
Cosmic_ray_production_in_superbubbles |
| Authors |
Thibault_Vieu,_Stefano_Gabici,_Vincent_Tatischeff_and_Sruthi_Ravikularaman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07488 |
巨大な星のクラスターによって生成された動的スーパーバブルでの宇宙線の生成を計算します。恒星風、超新星残骸、乱流は粒子を非常に効率的に加速することがわかっているため、エネルギーバランスに違反しないようにするには、粒子の非線形フィードバックを考慮する必要があります。高エネルギー粒子は乱流上で効率的に散乱せず、各超新星爆発の後にすぐに逃げます。これにより、気泡内の強度と星間物質への注入の両方が断続的になります。一方、低エネルギー粒子の確率的加速は、GeVエネルギーでのスペクトルを硬化させます。宇宙線は乱流カスケードを減衰させるため、非線形性を考慮に入れると、この硬化はそれほど顕著ではありません。それにもかかわらず、1〜10GeVまで伸び、1〜100eVcm$^{-3}$のエネルギー密度に正規化されたハードコンポーネントのスペクトルは、スーパーバブルで生成される宇宙線の典型的な兆候であることがわかります。コンパクトなクラスター内での効率的な衝撃再加速は、硬くわずかに凹状のスペクトルを生成することがさらに示され、磁化されたシェルの存在は、気泡内の宇宙線の閉じ込めを強化し、したがってそれらに作用する集団プラズマ効果を強化することが示されます。最終的に、銀河宇宙線含有量に対するスーパーバブルの全体的な寄与を推定し、スーパーバブルシェルのハドロン相互作用から予想される典型的なガンマ線スペクトルを示します。どちらの場合も、観察結果との質的な一致が得られます。
| Title |
Spectral_and_polarization_properties_of_reflected_X-ray_emission_from_black_hole_accretion_discs |
| Authors |
Jakub_Podgorn\'y,_Michal_Dov\v{c}iak,_Fr\'ed\'eric_Marin,_Ren\'e_Goosmann,_Agata_R\'o\.za\'nska |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07494 |
この10年間に計画されているX線偏光ミッションは、コンパクトな降着源に関する知識を大幅に強化します。活動銀河核（AGN）またはX線連星系（XRB）からのX線分極信号の観測は、これらのオブジェクトの内部降着流を研究するための新しい手段をもたらし、現在使用されている分光法およびタイミング技術とともに、私たちを助けますコロナの傾き、向き、形状、サイズ、ブラックホールのスピンなどの特性をより適切に判断するため。この作品では、ブラックホール降着円盤のグローバル分極モデルでまだ欠けている部分を提示します。（1）ディスクのイオン化構造を取得するための放射伝達コードTITANと（2）吸収の物理学を組み込んだモンテカルロコードSTOKESを使用して、ローカル共移動フレーム内のディスクからの反射X線放射を計算します。、再放射、およびコンプトン散乱により、完全な分光偏光出力を生成します。入射冠状X線の3つの独立した偏光状態について、入射一次パワー法線放射の光子指標のセット、ディスクイオン化パラメータ、入射角および発光角の最終的なストークスパラメータI、Q、およびUを示します。スペクトルおよび偏光特性の鋭い議論を可能にするのに十分なエネルギー分解能を持つ光子。スペクトル成分が文献の予測とよく一致することを示します。偏光度と角度は、反射モデルで以前に表示された分析近似と一致しており、偏光反射X線放射が2〜12keV帯域で局所的に非常に大きくなる可能性があることを示しています。
| Title |
High_magnetic_field_neutron_stars_and_magnetars_in_binary_systems |
| Authors |
S.B._Popov_(Sternberg_Astronomical_Institute) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07507 |
連星系の高度に磁化された中性子星の状況はまだ定かではありません。一方では、最もよく研究されているマグネターはすべて孤立した物体のようです。他方、大きな場を支持するX線連星のスピン特性または/および中性子星の光度のモデル依存分析に基づく多くの主張があります。さらに、近接連星系における中性子星のマグネターのような活動を示唆するいくつかの結果があります。理論的考察のほとんどは、活発な崩壊については言わずに、$\sim10^6$〜yrsより古い中性子星のマグネタースケールの場の存在さえも支持していません。ただし、フィールド進化の代替シナリオが存在します。バイナリー中の大きな磁場を持つ中性子星の存在に関連する理論的および観測的結果の簡単なレビューを提供し、将来の研究の展望について議論します。
検出された中間質量ブラックホールの欠如は、最もエキゾチックな天体物理学の天体の成長と進化についての私たちの理解にギャップをもたらします。ここでは、矮小銀河の中心にある中間質量ブラックホールによって発射される低光度の相対論的ジェットの可能性を調査します。人口モデルを構築して、電波放射の予測を行い、現在および将来の調査によって検出可能性を定量化できるようにしました。SKA、ngVLA、VeraC.RubinObservatoryなどの光学および無線の今後の機器は、そのようなソース母集団のかなりの部分（$>38\％$）が存在する場合、それらを検出できる可能性が高いことがわかります。さらに、我々の結果は、低光度の活動銀河核が既存の調査によってすでに検出されている可能性があるため、少数のミディクアサーが偽装している可能性が低いことを示唆しています。
衝突のない衝撃を加速する宇宙線でのイオン温度のX線ライン診断
| Title |
X-ray_Line_Diagnostics_of_Ion_Temperature_at_Cosmic-Ray_Accelerating_Collisionless_Shocks |
| Authors |
Jiro_Shimoda,_Yutaka_Ohira,_Aya_Bamba,_Yukikatsu_Terada,_Ryo_Yamazaki,_Tsuyoshi_Inoue,_and_Shuta_J._Tanaka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07607 |
衝撃遷移領域でのエントロピー生成をモデル化することにより、新しい衝突のない衝撃ジャンプ条件が提案されます。また、超新星残骸（SNR）における原子イオン化バランスとイオン温度緩和の下流展開を計算します。SNR衝撃における宇宙線（CR）の注入プロセスとその後の加速は、無衝突衝撃の形成プロセスと密接に関連しています。衝撃の形成は、波動粒子の相互作用によって引き起こされます。波動粒子相互作用は電磁界と荷電粒子間のエネルギー交換をもたらすため、衝撃遷移に関連する粒子のランダム化は、電場と電流のスカラー積によって与えられる速度で発生する可能性があります。SNRの電磁場の適度な強さによるランダム化の桁違いの推定は、CR核の量とイオン温度を制約することがわかります。CR原子核の拘束された量は、銀河系のCRを説明するのに十分である可能性があります。イオン温度は、CRがない場合よりも大幅に低くなります。CRがない場合を区別するために、SNRRCW〜86の下流領域からの原子線放出の合成観測を実行します。{\itXRISM}と{\itAthena}による将来の観測では、SNRショックがCRを加速するかどうかをイオン温度から区別できます。
SRG / eROSITAでの孤立した中性子星の可観測性
Spektr-RG天文台に搭載されたeROSITA望遠鏡を使用した4年間の空の調査では、軟X線（0.5〜2keV）と標準（2〜10keV）の両方のX線範囲で最高のカバレッジが得られます。感度と角度分解能の。eROSITAでさまざまな種類の孤立した中性子星を検出する可能性を分析しました。既知の天体の中で、eROSITAは、4年間の調査ミッションで、160を超えるパルサー、21のマグネター、7つの中央コンパクト星、7つのマグニフィセントセブンのすべての線源、および他の2つのX線分離中性子星を検出できます。
高速青色光トランジェントの一般的なエンベロープジェット超新星（CEJSN）詐欺師シナリオ
| Title |
A_common_envelope_jets_supernova_(CEJSN)_impostor_scenario_for_fast_blue_optical_transients |
| Authors |
Noam_Soker_(Technion,_Israel) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07728 |
AT2018cowのような高速青色光トランジェント（FBOT）を説明するために、新しいシナリオである極共通外層ジェット超新星（CEJSN）詐欺師シナリオを提案します。極地のCEJSN詐欺師のシナリオは、4つの主要なフェーズを経て進化します。（1）赤色超巨星（RSG）の星が膨張して、中性子星（NS）のコンパニオン（またはブラックホール）と潮汐的に相互作用します。相互作用により、RSGの質量損失率が増加し、星周物質（CSM）のハローがr〜0.1pcに形成されます。（2）共通外層進化（CEE）の開始直前、および爆発の約1年前に、NSはRSGエンベロープから質量を降着させ、CSM内の2つの反対側のローブを約100AU以内に膨張させるジェットを発射します。（3）NS-RSGシステムはCEEフェーズに入り、その間にシステムは高密度の赤道流出でエンベロープ質量の大部分を排出します。（4）CEEの終了時に、残りのエンベロープはNSコアシステムの周りに周連星円盤を形成します。NSは、周連星円盤から質量を降着させ、CSMローブの前面と衝突すると、FBOTイベントに電力を供給する高エネルギージェットを発射します。ジェットとローブの相互作用ゾーンの質量が小さく、中心からの距離が約100AUと大きいため、過渡が速いことがわかります。将来、コアは崩壊して2番目のNSを形成します。遠い将来、2つのNSがマージされる可能性があります。FBOTおよび同様の高速過渡現象は、NS-NS合併バイナリの前駆細胞の大部分を構成するCEJSN詐欺師であることをお勧めします。
乱流ダイナモにおける引裂き不安定性と電流シート破壊
伝導性プラズマの乱流は、乱流または小規模ダイナモとして知られているもののシード磁場を増幅する可能性があります。関連する成長速度と出現する磁場の形状は、プラズマの材料特性、特にレイノルズ数${\rmRe}$、磁気レイノルズ数${\rmRm}$、およびそれらの比率$に敏感に依存します。{\rmPm}\equiv{\rmRm}/{\rmRe}$。${\rmPm}>1$の場合、増幅された磁場は徐々に折りたたまれた構造に配置され、抵抗スケールで方向が反転し、流れのより大きなスケールで力線が湾曲します。平均磁気エネルギーが成長して流体の動きとほぼ等分配になるにつれて、この折り畳まれた構造は持続すると考えられます。分析理論とAthena++コードを使用した高解像度MHDシミュレーションを使用して、${\rmRm}\gtrsim10^4$および${\rmReのダイナモの非線形段階で、これらの磁気褶曲が不安定になり、引き裂かれることを示します。}\gtrsim10^3$。${\rmRm}$-および${\rmPm}$に依存する引き裂きスケールは、その下で折り目が乱れると理論的に予測され、シミュレーションで測定された特徴的なフィールド反転スケールとよく一致することがわかります。引き裂きによる折り目の破壊は、粘性散逸と抵抗散逸の比率を増加させます。飽和状態では、磁気エネルギースペクトルは、引き裂きを介したAlfv\'enic乱流について予測されたものと一致する勾配への引き裂きスケール以下の急峻化を示します。そのスペクトルピークは、抵抗スケールとは無関係であり、流れの駆動スケールに匹敵するように見えますが、磁気エネルギーは、引き裂きによって設定された磁場反転スケールにまで及ぶ広範囲のスケールに存在します。乱流ダイナモの飽和状態でのある程度の大規模な磁気コヒーレンスの出現は、銀河団の磁場変動の観測と最近の実験室での実験と一致している可能性があります。
チャンドラによって発見された銀河系外高速X線過渡候補（2000-2014）
| Title |
Extragalactic_Fast_X-ray_Transient_Candidates_Discovered_by_Chandra_(2000-2014) |
| Authors |
J._Quirola-Vasquez,_F._E._Bauer,_P._G._Jonker,_W._N._Brandt,_G._Yang,_A._J._Levan,_Y._Q._Xue,_D._Eappachen,_X._C._Zheng_and_B._Luo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07773 |
銀河系外高速X線トランジェント（FXRT）は、数秒から数時間にわたるX線光子の短い閃光であり、起源は不明です。それらの物理的メカニズムと前駆体システムについての私たちの無知は、それらが偶然に特定されただけであるため、ほとんどの場合、明確な多波長対応物の欠如に部分的に起因しています。ChandraSourceCatalog（DataRelease2.0;$|b|>10^{の観測のみを使用して、592.4deg$^{2}$を超える169.6Ms）で、単純なX線フレア検索アルゴリズムを使用してFXRTの体系的な検索を開発します。\circ}$および2015年以前）、銀河系の汚染を排除し、候補を特徴づけるために、さまざまな多波長制約を組み込んでいます。214,701ソースの親サンプルからの14のFXRT候補の検出を報告します。候補のピークは、1$\times$10$^{-13}$から2$\times$10$^{-10}$ergcm$^{-2}$s$^{-1}の間に0.5〜7keVのフラックスがあります。$および$T_{90}$の値は4〜48ksです。サンプルは2つのグループに細分できます。$d\lesssim$100Mpc内で発生した6つの「近くの」FXRTと赤方偏移が$\gtrsim$0.1の可能性がある8つの「遠い」FXRTです。3つの遠方のFXRT候補は、以前に報告されたFXRTCDF-S〜で観察されたものと同様に、プラトー（${\approx}$1-3ksの持続時間）とそれに続くべき乗則の減衰とX線スペクトルの軟化を伴う光度曲線を示します。XT2、提案されたマグネターを動力源とする二元中性子星合体イベント。完全性補正を適用した後、53.7$_{-15.1}^{+22.6}$と28.2$_{-6.9}^{+9.8}$deg$^{-2}の近くと遠くのサンプルのイベント率を計算しますそれぞれ$yr$^{-1}$。チャンドラが検出した銀河系外FXRT候補のこの新しいサンプルは、サイズは控えめですが、これらの謎めいた出来事の多様な特性、性質、および可能性のある前駆体を特徴づけるという点で新境地を開拓します。
| Title |
Balancing_Turbulent_Heating_with_Radiative_Cooling_in_Blazars |
| Authors |
Zachary_Davis,_Jes\'us_M._Rueda-Becerril_and_Dimitrios_Giannios |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07790 |
最近、パーティクルインセル（PIC）シミュレーションにより、無衝突プラズマの相対論的乱流が、電子の放射冷却によって乱流加熱のバランスがとれる平衡粒子分布関数をもたらす可能性があることが示されました。強く磁化されたプラズマは、より高いエネルギーピークとより広い粒子分布を特徴としています。相対論的に移動する宇宙ジェットでは、流れが開始され、ポインティングフラックスが支配的であり、結果として生じる磁気不安定性がジェット内に乱流環境、つまり相対論的乱流の領域を作り出す可能性があると考えられています。この論文では、検討中の乱流プラズマに関連する拡散係数と移流係数を線形に外挿することにより、以前のPICシミュレーション結果をプラズマ磁化のより大きな値に拡張します。これらの結果を使用して、ブレーザー放出領域のグローバルパラメーターに基づく単一ゾーン乱流ジェットモデルを構築し、粒子分布と結果として生じるシンクロトロンおよび逆コンプトン放出スペクトルを一貫して計算します。次に、その予測を1ダースのブレーザーの広帯域静止発光スペクトルと比較することによってモデルをテストします。私たちの結果は、低シンクロトロンピーク（LSP）源の観測とよく一致しており、LSPは磁化が支配的な中程度のポインティングフラックスであることがわかります$1\lesssim\sigma\lesssim5$、バルクローレンツ因子$\Gamma\sim10-30$、および乱流領域がブロードライン領域（BLR）の端またはそのすぐ先にあること。乱流は、ジェット断面積に匹敵する領域で駆動されることがわかります。
構造化された背景の測光：回帰による局所的なピクセル単位の塗りつぶし
測光パイプラインは、フィラメントや雲などの構造化された背景が存在する場合、星のフラックスとフラックスの不確実性の両方を推定するのに苦労しています。しかし、星形成と星間物質の構造を理解するために重要なのは、まさにこれらの複雑な領域の星です。ガウス過程回帰に似た方法を開発します。これをローカルピクセルワイズインフィリング（LPI）と呼びます。局所共分散推定を使用して、フラックスとフラックスの不確実性の推定を改善するために、各星の背後にある背景とその予測の不確実性を予測します。合成データと実際のダストフィールドでのモデルの妥当性を示します。さらに、この方法が混雑したフィールド制限でも安定していることを示します。光IR測光に焦点を当てていますが、この方法はこれらの波長に限定されません。この手法を、ダークエネルギーカメラ平面調査（DECaPS2）の2回目のデータリリースでの340億回の検出に適用します。多くの$>3\sigma$外れ値を削除し、不確実性の推定値を曖昧なフィールドで$\sim2-3$改善することに加えて、私たちの方法が混雑していないフィールドで適切に動作することも示します。LPI測光の実装は完全に後処理であるため、過去および将来の調査のフラックスとフラックスの不確実性の推定値を簡単に改善できます。
宇宙干渉計のための高空間分解能スペクトルイメージング法とその編隊飛行小型衛星への応用
| Title |
High_spatial_resolution_spectral_imaging_method_for_space_interferometers_and_its_application_to_formation-flying_small_satellites |
| Authors |
Taro_Matsuo,_Satoshi_Ikari,_Hirotaka_Kondo,_Sho_Ishiwata,_Shinichi_Nakasuka,_Tomoyasu_Yamamuro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07355 |
赤外線宇宙干渉計は、シングルディッシュ宇宙望遠鏡の空間分解能の限界を超えることができます。しかし、技術的な問題のため、宇宙からの恒星干渉計は実現されていません。数十メートル以上離れた個々の衛星からの2つのビームは、2つのビーム間の光路と角度の差が波長レベルで減少するように、正確に干渉する必要があります。ここでは、高密度瞳孔分光技術を使用してスペクトル分解された干渉縞を記録する宇宙干渉計用の新しいビームコンバイナを提案します。検出器平面は、2つのビームが干渉する平面に光学的に共役しているため、2つのビーム間の相対的な位相差を直接測定できます。さらに、視野内のオブジェクトが適度な信号対雑音比で取得される場合、遅延線をスキャンして干渉計を切り刻むことなく、連続的な広帯域フリンジから真の複素振幅を抽出できます（つまり、1回の露光測定）。。このスペクトルイメージング法は、小さな恒星干渉計でエウロパからの反射光をシミュレートすることにより、太陽系の天体を観測するために検証されていることを発見しました。ただし、天体スペクトルの構造が測定に系統的な誤差を引き起こす可能性があるため、この方法は、他の天体の真の複素振幅を抽出する際に制限される可能性があります。このスペクトルイメージング法を一般的な天体物理学に適用すると、さらなる研究が容易になります。ビームコンバイナとスペクトルイメージング法は、太陽同期軌道にある複数の小さな衛星を備えた編隊飛行恒星干渉計に適用され、可視および近赤外線で太陽系の物体を観測します。SEIRIOSの概要と、限られた量の宇宙船用に最適化された光学設計を紹介します。
宇宙天気研究のための、そして運用のためのパスファインダーとしての小型衛星ミッションの概念
| Title |
Small_Satellite_Mission_Concepts_for_Space_Weather_Research_and_as_Pathfinders_for_Operations |
| Authors |
Amir_Caspi,_M._Barthelemy,_C._D._Bussy-Virat,_I._J._Cohen,_C._E._DeForest,_D._R._Jackson,_A._Vourlidas,_T._Nieves-Chinchilla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07426 |
重要な衛星サブシステムと検出器技術の小型化と商業的利用可能性の最近の進歩により、小型衛星（CubeSatsを含むSmallSats）は、宇宙天気研究と運用ニーズのための魅力的で低コストの潜在的なソリューションになりました。2017年8月1日から4日にワシントンDCで開催された第1回宇宙天気研究と予報のためのSmallSatsに関する国際ワークショップに動機付けられて、世界気象機関（WMO）の分析に基づく高度な宇宙天気測定機能の必要性について話し合います。そして、SmallSatsがこれらの測定ギャップを効率的に埋めることができる方法。宇宙天気研究を強化し、将来の運用アプリケーションのためのプロトタイピング経路を提供するSmallSatsを使用して、現在の最近のミッションと提案/今後のミッションの概念をいくつか紹介します。それらがWMO要件にどのように関連しているか。また、将来のWMOの目標と運用上のニーズを満たすために克服しなければならない課題は何ですか。世界中のコグニザント資金提供機関からの追加投資により、SmallSatsは、スタンドアロンのミッションや星座を含め、コストを削減し、従来の大規模なモノリシックミッションでは実現できない新しい測定を可能にすることで、宇宙天気研究を大幅に強化し、最終的には運用を強化できます。
アリエルのミッション計画。千の太陽系外惑星の調査をスケジュールする
| Title |
Ariel_mission_planning._Scheduling_the_survey_of_a_thousand_exoplanets |
| Authors |
J.C._Morales,_N._Nakhjiri,_J._Colom\'e,_I._Ribas,_E._Garc\'ia,_D._Moreno_and_F._Vilardell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07491 |
自動スケジューリング技術は、大規模な天文調査を効率的に計画するための重要なツールになりつつあります。すべてのミッションの制約を満たす満足のいく結果を確実に取得するためのグローバル最適化機能を備えたハイブリッドメタヒューリスティックアルゴリズムに基づく大気リモートセンシング赤外線太陽系外惑星大規模調査（Ariel）ミッション計画のために、特定のスケジューリング方法が設計および開発されています。この方法を使用して、アリエルのミッション計画をシミュレートし、その科学的目標の実現可能性を評価し、さまざまな科学シナリオの結果を研究しました。アリエルは、科学的目的、つまり、ミッションの寿命の約75〜80％に相当する総曝露時間で、約1000個の太陽系外惑星の大気を特徴づけることができると結論付けています。ターゲットのサンプルの位相曲線観測を含めること、またはミッションの存続期間内に研究対象の太陽系外惑星の数を増やすことが可能であることを示します。最後に、時間の約12〜15％は、時間に制約のない観測に引き続き使用できます。
MUPHOTEN：望遠鏡ネットワーク用のマルチバンド測光ツール
| Title |
MUPHOTEN_:_a_MUlti-band_PHOtometry_Tool_for_TElescope_Network |
| Authors |
P._A._Duverne,_S._Antier,_S._Basa,_D._Corre,_M._W._Coughlin,_A._V._Filippenko,_A._Klotz,_P._Hello,_W._Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07565 |
光学的で高速な過渡光源の早期かつ完全な時間的特性評価には、さまざまなタイムスケール（数時間から数か月）にわたる連続的かつマルチバンドの観測が必要です。タイミング天文学では、複数の望遠鏡を使用して単一のオブジェクトを分析するのが通常の方法であり、高度にサンプリングされた光度曲線を取得できます。毎晩一連の画像を撮影することで、高いケイデンスと低いデューティサイクルで中断のない一連の観測を構築できます。観測された過渡現象の性質を決定し、それらの天体物理学的関心を評価するのに役立つ光度曲線の初期の特徴を捉えるために、特に初期には速度が最も重要です。ただし、異種データセットを使用してソースプロパティ（時間的および色の変化）を迅速に抽出するという問題は残っています。これに対処するために、単一の測光時系列を目標として、マルチ望遠鏡およびマルチバンドネットワークでの過渡輝度のキャリブレーションに適した一般的で高速計算の測光パイプラインであるMuphotenを紹介します。GRANDMAネットワークによって監視された光過渡SN2018cow（06.2018から07.2018）の観測と、リバプール望遠鏡の公開されているデータを使用して、Muphotenのパフォーマンスを示します。
小さなピクセルの電荷結合デバイスにおける電荷拡散の測定とシミュレーション
| Title |
Measurement_and_simulation_of_charge_diffusion_in_a_small-pixel_charge-coupled_device |
| Authors |
Beverly_J._LaMarr,_Gregory_Y._Prigozhin,_Eric_D._Miller,_Carolyn_Thayer,_Marshall_W._Bautz,_Richard_Foster,_Catherine_E._Grant,_Andrew_Malonis,_Barry_E._Burke,_Michael_Cooper,_Kevan_Donlon,_Christopher_Leitz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07645 |
将来の高解像度イメージングX線観測所では、比較的高いX線エネルギー（>5keV）で、微細な空間分解能と高い量子効率の両方を備えた検出器が必要になる可能性があります。これらの要件を満たすシリコンイメージング検出器は、ピクセルサイズに対する検出器の厚さの比率が6以上になり、従来のイメージングセンサーの約2倍になります。これは、X線チャージパケットの拡散が大きいことを意味します。センサー性能への影響を調査し、8umピクセルの完全に消耗した50um厚の裏面照射型CCDでの電荷拡散測定を報告します。この装置で5.9keVと1.25keVのX線によって生成された電荷パケットのサイズ分布を測定することができます。個々の電荷パケットがガウス空間分布を示すことを発見し、内部電界強度レベルの範囲のイベント幅の頻度分布を決定します。入口の窓の近くで発生する最大の充電パケットの標準偏差は3.9umです。イベント幅の分布の形状が完全な枯渇の明確な指標を提供し、イベント幅と相互作用の深さの関係を推測することを示します。測定された幅の分布をシミュレーションと比較します。イベント振幅決定のための従来の「しきい値を超える」アルゴリズムをイベントの2Dガウスフィッティングと比較し、5.9keVイベントの前者よりも優れた分光性能と1.25keVでの同等の結果を見つけます。この違いの理由について説明します。スペクトル分解能における読み取りノイズ駆動の検出しきい値の重要性を指摘し、AXISやLynxなどのミッションコンセプトの導出された読み取りノイズ要件は、スペクトル分解能要件を満たすには緩すぎる可能性があることに注意してください。CCDを使用して行われた測定を報告しますが、それらは高アスペクト比のシリコンアクティブピクセルセンサーのパフォーマンスにも影響を与えることに注意してください。
宇宙の冷たい原子：コミュニティワークショップの要約と提案されたロードマップ
| Title |
Cold_Atoms_in_Space:_Community_Workshop_Summary_and_Proposed_Road-Map |
| Authors |
Ivan_Alonso,_Cristiano_Alpigiani,_Brett_Altschul,_Henrique_Araujo,_Gianluigi_Arduini,_Jan_Arlt,_Leonardo_Badurina,_Antun_Balaz,_Satvika_Bandarupally,_Barry_C_Barish_Michele_Barone,_Michele_Barsanti,_Steven_Bass,_Angelo_Bassi,_Baptiste_Battelier,_Charles_F._A._Baynham,_Quentin_Beaufils,_Aleksandar_Belic,_Joel_Berge,_Jose_Bernabeu,_Andrea_Bertoldi,_Robert_Bingham,_Sebastien_Bize,_Diego_Blas,_Kai_Bongs,_Philippe_Bouyer,_Carla_Braitenberg,_Christian_Brand,_Claus_Braxmaier,_Alexandre_Bresson,_Oliver_Buchmueller,_Dmitry_Budker,_Lu{\i}s_Bugalho,_Sergey_Burdin,_Luigi_Cacciapuoti_Simone_Callegari,_Xavier_Calmet,_Davide_Calonico,_Benjamin_Canuel,_Laurentiu-Ioan_Caramete,_Olivier_Carraz,_Donatella_Cassettari,_Pratik_Chakraborty,_Swapan_Chattopadhyay,_Upasna_Chauhan,_Xuzong_Chen,_Yu-Ao_Chen,_Maria_Luisa_Chiofalo,_et_al._(203_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07789 |
宇宙での冷原子技術の状況、宇宙での展開によって提供される将来の科学的および社会的機会、および宇宙で冷原子を操作する前に必要な開発に関する、宇宙での冷原子に関する仮想コミュニティワークショップでの議論を要約します。議論されているコールドアトム技術には、原子時計、量子重力計と加速度計、および原子干渉計が含まれます。将来のアプリケーションには、計測学、測地学、気候変動などによる地球の質量変化の測定、および等価原理のテスト、暗黒物質の検索、重力波の測定、量子力学のテストなどの基礎科学実験が含まれます。コールドアトム技術の現状を確認し、開発パスと対応する技術的マイルストーンを含むスペース認定の要件を概説し、ミッションが宇宙のコールドアトムの可能性を最大限に活用するための道を開く可能性のあるパスファインダーミッションを特定します。最後に、これらの目標を達成するための可能なロードマップの最初のドラフトを提示します。これは、関心のあるコールドアトム、地球観測、基礎物理学、およびその他の将来の科学ユーザーコミュニティによる議論のために、ESAおよび国家宇宙および研究資金とともに提案します。代理店。
星の磁場の起源についてII：数値分解能の効果
| Title |
On_the_origin_of_magnetic_fields_in_stars_II:_The_effect_of_numerical_resolution |
| Authors |
James_Wurster,_Matthew_R._Bate,_Daniel_J._Price,_and_Ian_A._Bonnell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07253 |
若い星で観測されたkG強度の磁場は、それらの形成から残された化石場ですか、それともダイナモによって生成されたものですか？私たちの以前の数値研究は、磁場はダイナモプロセスによって発生しなければならないと結論付けました。ここでは、恒星密度に達するまで、第1および第2の崩壊段階を通じて、1〜M$_\odot$の回転する磁化された分子雲コアの重力崩壊のさらに高い数値分解能計算を実行することにより、その調査を続けます。各モデルには、オーム抵抗率、両極拡散、およびホール効果が含まれています。クラウドをモデル化するために$10^5$から$3\times10^7$の粒子を使用して、6つの数値解像度をテストします。最も低い解像度を除いて、最初の静水圧コアの外側部分に磁気壁が形成され、最大磁場強度はコアの中心ではなく壁内に配置されます。高解像度では、この磁気壁はホール効果によって破壊され、スパイラル状の強度分布を持つ磁場を生成します。2番目の崩壊が発生すると、このフィールドは内側にドラッグされて強度が増し、最大フィールド強度は解像度とともに増加します。2番目のコアが形成されると、最高解像度のシミュレーションで最大電界強度が1〜kGを超え、恒星コアの電界強度が最高解像度でこのしきい値を超えます。私たちの解像度研究は、kG強度の磁場がそれらの形成中に低質量星に埋め込まれる可能性があり、磁場の拡散タイムスケールが宇宙の年齢を超えることを考えると、長いタイムスケールにわたって持続する可能性があることを示唆しています。
IRIS SiIVを使用した非熱速度の中心から肢への変化
インターフェース領域イメージングスペクトログラフ（IRIS）からのさまざまな高空間、時間、およびスペクトル分解能の観測を使用して、静かな太陽の非熱速度を研究します。光学的に細い線（SiIV1393.7\AA）を使用して遷移領域に分析を集中し、ガウスに近い線プロファイルを選択します。5〜30秒の範囲のさまざまな露出時間を持つさまざまな観察結果を使用して、中心から四肢への変動の証拠を見つけます。四肢に近い非熱速度の分布は、約20kms$^{-1}$でピークに達することが観察され、ディスク観測では、約15kms$^{-1}$でピークが示されます。分布も異なります。以前に見られたように、非熱速度の全体的な変動は、線の強度と相関しています。ディスク上の速度は、以前のほとんどの観測よりも小さくなっています。一般に、非熱速度は選択した露光時間とは無関係であることがわかります。SiIVラインは、有意な不透明効果を示さなかったようです。これらのドップラー運動は、主に半径方向を横切るものであると結論付けます。このような変動につながる揺れ/ねじれ運動の可能性は、これらのIRIS観測から検証されます。
磁束ロープの非放射状噴火によって引き起こされる横方向の冠状ループ振動
| Title |
Transverse_Coronal-Loop_Oscillations_Induced_by_the_Non-radial_Eruption_of_a_Magnetic_Flux_Rope |
| Authors |
Q._M._Zhang,_J._L._Chen,_S._T._Li,_L._Lu,_and_D._Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07389 |
2012年12月7日のプロミネンスを運ぶフラックスロープの噴火によって引き起こされた横方向の冠状ループ振動を調査します。NOAAアクティブ領域（AR）11621に由来するフラックスロープは、SDO/AIAによるEUV波長とH$で観測されました。BBSOの地上望遠鏡による\alpha$線の中心。フラックスロープの初期の進化は、2つのステップに分けられます。$\approx$230\、km\、s$^{-1}$の速度での遅い上昇フェーズと、$\approxの速度での速い上昇フェーズです。$706\、km\、s$^{-1}$。噴火はC5.8フレアを生成し、急速な上昇の開始はフレアのHXRピーク時間と一致しています。埋め込まれたプロミネンスの速度は$\approx$452\、km\、s$^{-1}$です。フラックスロープの初期の噴火の間、近くのコロナループは乱され、水平方向と垂直方向に独立したキンクモード振動を経験します。水平方向の振動の初期振幅は$\approx$3.1\、Mm、周期は$\approx$294\、秒、減衰時間は$\approx$645\、秒です。171\、{\AA}で最も印象的で、3〜4サイクル続きます。鉛直方向の振動は主に171、193、211\、{\AA}で観測されています。初期振幅は3.4\、-\、5.2\、Mmの範囲にあり、平均値は4.5\、Mmです。期間は407\、secondsから441\、secondsの間で、平均値は423\、secondsです。振動は減衰し、ほぼ4サイクル続きます。減衰時間は570\、-\、1012\、secondsの範囲にあり、平均値は741\、secondsです。垂直に振動するループの半円形の形状を想定して、ループの長さをそれらの高さに従って計算します。観測された周期を使用して、冠状地震学を実行し、内部Alfv\'{e}n速度（988\、-\、1145\、km\、s$^{-1}$）と磁場を推定します振動ループの強さ（12\、-\、43\、G）。
ローカルディスクとHaloの化学的性質。 II。低解像度スペクトルの改良されたモデルフィッティングからの3745M矮星と準矮星の存在量
| Title |
Chemical_Properties_of_the_Local_Disk_and_Halo._II._Abundances_of_3745_M_dwarfs_and_Subdwarfs_from_Improved_Model_Fitting_of_Low-Resolution_Spectra |
| Authors |
Neda_Hejazi,_Sebastien_Lepine,_and_Thomas_Nordlander |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07460 |
M型矮星の恒星パラメータを決定するためのモデル適合パイプラインを提示します。これは、Hejazietal。で説明された以前の作業を改善したものです。2020.このパイプラインを適用して、MDM天文台、リック天文台、キットピーク国立天文台、およびセロトロロアメリカ大陸天文台で収集された3745M矮星/準矮星の低解像度（R〜2000）スペクトルを分析します。ガイア初期データリリース3（EDR3）の視差と光学的大きさから構築されたHR図の推定パラメーター値の変動を調べます。また、α/Fe]と[M/H]の存在量図で星の分布を調べ、金属量クラス、有効温度、表面重力の変化、および銀河の速度成分U、V、この図のW。さらに、2次元のUV、VW、およびUW平面での星の投影された動きの分析と、これらの平面での化学パラメータの変化、および存在速度図でのそれらの分布も、この研究の重要な部分です。。モデル適合パイプラインの精度は、HRダイアグラムの有効温度と化学パラメータの明確な層化、[alpha/Fe]対[M/H]ダイアグラム、および金属量における星の分布の類似性によって確認されます。-他の研究からのものとの速度平面、存在量-速度図の下部構造、および一連のバイナリシステムのコンポーネント間の化学的均一性を明らかにします。
磁気摩擦緩和の限界について
磁気摩擦法は、太陽物理学で使用され、太陽の冠状磁場の静的モデルと準静的モデルの両方を計算します。ここでは、2つの磁気ヌルポイントを含む1次元テストケースで、磁気摩擦（流体圧力なし）が緩和状態をどの程度正確に予測できるかを調べます。まず、ヌルが存在する場合の完全な理想的な電磁流体力学方程式の下での緩和は、必然的に非力の状態につながることを示します。これは、磁気摩擦では正確に到達できませんでした。第二に、摩擦係数が磁場強度に比例しているかどうかにかかわらず、磁気摩擦解は磁束保存の崩壊につながることが示されています。この係数が一定の場合、フラックスは最初は保存されますが、ヌルポイントで不連続な電流シートが形成されるまでのみです。次の弱い解決策では、磁束がこれらの電流シートで散逸することを示します。フラックス保存の崩壊は、代替の粘性緩和スキームでは発生しません。
恒星ダイナモの表面磁場の重要な役割：Epsilon Eridani、61 Cygni A、およびSun
| Title |
The_crucial_role_of_surface_magnetic_fields_for_stellar_dynamos:_Epsilon_Eridani,_61_Cygni_A,_and_the_Sun |
| Authors |
S.V.Jeffers_(MPS,_Goettingen),_R.H.Cameron,_S.C.Marsden,_S.Boro_Saikia,_C.P.Folsom,_M.M.Jardine,_J.Morin,_P.Petit,_V.See,_A.A.Vidotto,_U.Wolter,_M.Mittag |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07530 |
太陽のようなクールな主系列星は、内部のダイナモメカニズムによって生成される磁場を持っています。太陽では、ダイナモメカニズムにより、太陽の11年間の活動サイクルで発生および失われる磁束の量のバランスがとられ、多波長観測を使用して太陽のさまざまな大気層で見ることができます。数十年にわたる同じ観測診断を使用して、近くにある2つのアクティブ質量と低質量のK矮星、61シグニAとイプシロンエリダニでの磁束の出現を調べました。私たちの結果は、61シグニAがすべての波長で規則的な周期で太陽ダイナモを追跡しているのに対し、エリダヌス座イプシロンは太陽ダイナモのより極端なレベルを表し、強い太陽のような特性も示していることを示しています。初めて、太陽以外の星の磁気蝶の図を示します。2つのK星と太陽の場合、トロイダルフィールドが表面ポロイダルフィールドから生成される速度は、トロイダルフラックスがフラックスの出現によって失われる速度と同様です。これは、表面フィールドが3つすべての星のダイナモで重要な役割を果たしていることを示唆しています。最後に、EpsilonEridaniの場合、約3年と約13年の2つの彩層サイクル周期が、2つの重ね合わされた磁気サイクルに対応することを示します。
静止プロミネンスで検出された持続的な高速キンク電磁流体力学的波
プラズマスレッドの小規模で周期的な横方向の動きは、通常、電磁流体力学（MHD）波として解釈されることが多い太陽の隆起に見られます。ここでは、静止プロミネンスで小規模な減衰のない横振動を観察しましたが、それらは遍在しているように見えます。発光強度の振動周期と視線ドップラーシフトの代用は、変位振動の約半分の周期です。この機能は、フラックスチューブ内の高速キンクモード波とよく一致します。すべての可動スレッドは、位相で横方向に空間的に振動し、可視セグメント全体で大きな減衰を示しません。これは、高速キンクMHD波に持続的に電力が供給され、継続的な散逸エネルギーが静かなコロナの周囲プラズマに伝達されることを示しています。しかし、私たちの計算は、高速キンクMHD波だけで奪われるエネルギーは、静かな太陽の冠状動脈加熱をサポートできないことを示唆しています。
低アクレターの人口調査。 I：カタログ
観測によると、ディスクの頻度と前主系列星の降着の割合は、人口の年齢とともに減少し、一部の星は、降着が停止している間にディスクを持っているように見えます。それでも、ディスクを持っている星がどのように降着を止めるのかは不明です。低質量の若い星の降着の最終段階への洞察を提供するために、我々は、非常に低い速度でまだ降着している星を特定するために、非降着であると考えられる円盤状の星の調査を実施しました。ここでは、カメレオン座I、オリオンOB1、上部蠍座、$\gamma$ほ座ガンマ星、上部ケンタウルス座ループスで、HeI$\lambda$10830を高感度プローブとして使用して、170個のディスクを含む非降着星の調査の最初のカタログを示します。降着の。ラインプロファイルを6つのタイプに分類し、赤方偏移および/または青方偏移の吸収を示すものはまだ降着していると主張します。これらの分類を使用して、以前に非降着者として分類された円盤状の星の中で、少なくとも20〜30％がまだ降着しており、より若い人口年齢の星の大部分を占めていることがわかりました。外側のディスクの署名と付加の状態の違いは明確ではありませんが、内側のディスクの超過と付着の状態の違いがわかります。新たに同定された降着の質量には好みがなく、降着を阻害するプロセスがおうし座T型星の典型的な質量範囲の質量に直接依存していないことを示唆しています。最後に、低い降着レベルでは、10％の高さ基準でのH$\alpha$幅が、ラインの等価幅よりも多くの降着者を誤って特徴付けていることがわかりました。
V1311 Oriのファミリー：若い六重システムまたはミニクラスター？
V1311Oriを含む4つのアクティブなM型矮星のコンパクトな束縛グループは、近くの星のガイアカタログで識別されます。39pcの距離に位置し、運動学、等時性年齢、およびその他の若さの指標（Halpha放射、リチウムの存在、および高速回転）によって、がか座ベータ星と32Ori移動グループに関連している可能性があります。最も明るい星Aは、既知の近接バイナリであり、そのために予備的な80年の視覚分光軌道が決定されます。星Bはここで0.08"のペアに分解され、最も暗い星CとDはおそらく単一です。約10kauの分離が予測される非階層構成を考慮すると、これは若い6重系か、束縛されているが動的に不安定な可能性があります。これまでの混乱を回避したミニクラスター（台形）。この前主系列星システムは、移動するグループと広い階層の間のギャップを埋めます。
高質量X線連星の起源4U2206 + 54 / BD +53 2790
| Title |
The_origin_of_the_high-mass_X-ray_binary_4U_2206+54/BD_+53_2790 |
| Authors |
V._Hambaryan,_K._A._Stoyanov,_M._Mugrauer,_R._Neuh\"auser,_W._Stenglein,_R._Bischoff,_K.-U._Michel,_M._Geymeier,_A._Kurtenkov,_A._Kostov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07770 |
ガイアEDR3の位置天文パラメータと、高質量X線連星4U2206+54/BD+532790の新しい全身視線速度に基づいて、システムのトレースバック運動を研究し、それがCepheusOB1アソシエーション（Age〜4-10Myr）とその最も明るい星BD+532820（B0V;L〜$10^{4.7}$L$_\odot$）。4U2206+54の運動学的年齢は約2.8$\pm$0.4Myrで、距離は3.1-3.3kpcで、このメンバーの星（BD+532820）に対して75-100km/sの空間速度を持っています。）CepOB1アソシエーションの。この暴走速度は、4U2206+54によってホストされている中性子星の前駆体が超新星爆発中に約4-9$M_{\odot}$を失い、後者は少なくとも200-350km/sのキック速度を受けたことを示しています。高質量X線連星4U2206+54/BD+532790は、CepOB1のサブグループのメンバーとして生まれたため、システム内で最初に最も質量の大きい星は、7-9Myr以内に進化を終了しました。初期質量>=32$M_{\odot}$。
太陽磁場と恒星磁場の潜在的な磁場源表面外挿のテスト問題
ポテンシャル場源表面（PFSS）方程式は、太陽や他の星の冠状磁場をモデル化するために一般的に使用されます。他の計算モデルと同様に、数値スキームを使用して方程式を解くと、離散化によるエラーが発生します。入力フィールドが単一の球面調和関数に比例する場合に、PFSS方程式の解析解を利用して、これらのエラーを定量化するための一連のテストを示します。球面調和関数の解から、3次元の磁場の解を通してトレースされた磁力線の解析方程式を導き出します。これらを一連の標準分析ソリューションとして提案し、すべてのPFSSソルバーをテストして固有のエラーを定量化する必要があります。これらのテストをpfsspyソフトウェアパッケージに適用し、符号なし開放磁束をわずかに過大評価して球面調和関数解をうまく再現することを示します。また、解析的な力線方程式の再現にも成功し、力線のフットポイントの誤差は通常1度未満です。
| Title |
Detecting_High-Frequency_Gravitational_Waves_with_Microwave_Cavities |
| Authors |
Asher_Berlin,_Diego_Blas,_Raffaele_Tito_D'Agnolo,_Sebastian_A._R._Ellis,_Roni_Harnik,_Yonatan_Kahn,_Jan_Sch\"utte-Engel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2112.11465 |
共鳴空洞実験で重力波（GW）によって生成される電磁信号の詳細な処理を提供します。私たちの調査は、関連する量のゲージ依存性を注意深く説明することにより、以前の研究を修正し、それに基づいています。実験室に適したフレームである適切な検出器フレームで作業し、短波長効果を再開して、任意の波長のGWに対して正確な分析結果を提供する方法を示します。この形式により、以前の主張とは異なり、アクシオン暗黒物質の検出用に設計された空洞実験は、既存のデータを再分析するだけで、$h\sim10^{-の小さなひずみを持つ高周波GWを検索できることを確固たるものにすることができます。22}-10^{-21}$。また、原理的には複数のキャビティモードの読み出しを使用して方向検出が可能であると主張します。超電導空洞技術の最先端技術により、感度のさらなる向上が期待されます。
機械学習を使用して、バイナリ中性子星からのマージ後の信号をパラメータ化する
| Title |
Using_machine_learning_to_parametrize_postmerger_signals_from_binary_neutron_stars |
| Authors |
Tim_Whittaker,_William_E._East,_Stephen_R._Green,_Luis_Lehner,_Huan_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.06461 |
二元中性子星の合併後の振動からの重力波の検出と特性評価への関心が高まっています。これらの信号には、残留物の性質と、電磁信号を補完するマージ後のプロセスの高密度で非平衡な物理に関する情報が含まれています。ただし、バイナリ中性子星のポストマージャー波形の構築は、バイナリブラックホールの場合よりもはるかに複雑です。（i）中性子星の状態方程式および高密度物理学の他の側面には理論的な不確実性があります。（ii）数値シミュレーション高価で入手可能なものは、限られた数値精度でパラメータ空間のごく一部しかカバーしておらず、（iii）理論的不確実性をパラメータ化し、パラメータ空間全体を補間する方法が不明確です。この作業では、条件付き変分オートエンコーダー（CVAE）と呼ばれる機械学習手法を使用して、数値相対論シミュレーションに基づいて超/大規模中性子星残留信号のマージ後モデルを構築する方法について説明します。CVAEは確率モデルを提供します。これは、潜在的なパラメーターのセット内のトレーニングデータの不確実性をエンコードします。このようなモデルのトレーニングには、最終的に$\sim10^4$の波形が必要になると推定されます。ただし、合成トレーニング波形を原理実証として使用して、CVAEを正確な生成モデルとして使用できること、および状態方程式を有用な潜在表現にエンコードすることを示します。
パルサータイミングアレイ観測における偏極確率的重力波バックグラウンドのタイミング残差パワースペクトル
| Title |
Timing-residual_power_spectrum_of_a_polarized_stochastic_gravitational-wave_background_in_pulsar-timing-array_observation |
| Authors |
Guo-Chin_Liu_and_Kin-Wang_Ng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.06767 |
球面調和関数空間におけるパルサータイミングアレイによって作られた確率的重力波バックグラウンド（SGWB）の観測を研究します。シャピロ遅延を使用する代わりに、観測されたパルサーの残余のタイミングについて、ザックス・ヴォルフェ視線を積分します。タイミング残余のパワースペクトルを導き出し、そこからオーバーラップ低減関数と双極球面調和関数係数がSGWB強度と偏光異方性に対して構築されます。正確なオーバーラップ低減関数を計算するための高速アルゴリズムを開発し、直線偏光異方性の双極球面調和関数係数が初めて計算されたことに注意して、以前の結果を再現しました。私たちの調和空間法は、数千のパルサーでの将来のパルサータイミングアレイ観測に役立ち、SGWBの統計的等方性をテストするための最適な推定量を提供します。
アストロアニメーションクラス：芸術的、教育的、アウトリーチの成果の最適化
| Title |
An_Astro-Animation_Class:_Optimizing_Artistic,_Educational_and_Outreach_Outcomes |
| Authors |
Laurence_Arcadias_and_Robin_H.D._Corbet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.06980 |
著者は、芸術と天文学を一緒に教えることが、新しい芸術形態を刺激し、科学的な公的支援を強化し、芸術と科学の教育を促進する可能性をどのように持っているかを調査します。著者は、NASAの科学者と協力して、メリーランドインスティテュートカレッジオブアートでアストロアニメーションのクラスを教えています。アニメーションは、創造的な方法で科学を探求します。天体物理学者、教育者、学生、および一般の人々が、このプロジェクトの経験と利益を評価するために調査されました。このプログラムは、芸術の学生が科学を学び、教室を超えて芸術家の視点を共有し、一般の人々と交流するように刺激する効果的な方法です。
一次電弱相転移（FOEWPT）を介して原始ブラックホール（PBH）を形成するメカニズムを提案します。FOEWPTは、標準模型を実際の一重項スカラーで拡張することによって実現されますが、PBHの形成は、フェルミボールと呼ばれる非トポロジカルソリトンの崩壊によって実現されます。このようなソリトンは、FOEWPT中に偽の真空中にフェルミ粒子をトラップすることによって形成され、湯川内部の引力によって最終的にPBHに崩壊します。PBH暗黒物質候補のシナリオが存在する可能性があり、典型的な実験信号には、FOEWPT重力波と、LHCでのマルチレプトン/ジェットまたは変位した頂点の最終状態が含まれることを示します。
重力エントロピーと平坦性、均一性、等方性パズル
観測された宇宙の大規模な平坦性、均一性、等方性についての新しい説明を提案します。基本的な成分は、基本的でよく知られています。つまり、アインシュタインの重力理論とホーキングの重力エントロピーの計算方法です。新しいねじれは、共形物質が支配的な「ビッグバン」タイプの特異点に対して最近提案した境界条件によって提供され、$CPT$対称性と分析性を強制します。ここでは、ビッグバンを説明できるだけでなく、これらの境界条件によって新しい重力インスタントンが可能になり、いずれかの符号の放射、暗黒エネルギー、および空間曲率を含む宇宙論の重力エントロピーを計算できることを示します。これらの宇宙の重力エントロピー$S_g\simS_\Lambda^{1/4}S_r$を見つけます。ここで、$S_\Lambda$は有名なド・ジッターエントロピーであり、$S_r$は放射の総エントロピーです。$S_g$が$S_\Lambda$を超える限り、最も可能性の高いユニバースはフラットです。新しいインスタントンに関する摂動を分析することにより、大規模でも均質で等方性であると主張します。
Magic- $ \ mu $技術を使用した磁場イメージングの最初のケーススタディのシミュレーション
| Title |
Simulation_of_a_first_case_study_for_magnetic_field_imaging_with_the_Magic-$\mu$_technique |
| Authors |
Hamid_Basiri,_Tadahiro_Kin,_Naoya_Okamoto,_Eduardo_Cortina_Gil,_and_Andrea_Giammanco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07466 |
これまでのところ、ミュオグラフィ（または宇宙線ミュオグラフィ）の開発のほとんどは、一次宇宙線と地球大気の核との間の核相互作用によって生成される宇宙線ミューオンの散乱または吸収に基づいています。ミュオグラフィの応用は、さまざまな分野で増加しています。磁場を測定するためのこの技術の新しい使用法が、私たちのグループによって最近提案されました。この新しいアプリケーションは、宇宙線ミューオンの電荷を利用します。これにより、磁場によって生成されるローレンツ力によって、宇宙線ミューオンの軌道が変化します。この研究では、PHITSモンテカルロシミュレーションツールとともに、3次元有限要素ソリューションパッケージAMazeを使用して単純な双極子磁石をシミュレートすることにより、提案された手法の実現可能性研究を提示します。磁石周辺の磁界磁束密度の分布はAMazeで計算され、PHITSコードに入力されました。正と負の宇宙線ミューオンは、PHITSベースの分析放射線モデル（PARMA）に基づいて生成されました。PHITSを使用して、磁場ONとOFFの2つの位置敏感シンチレータ検出器で検出されたミューオンのカウント率マップの比較を調べました。シミュレーション結果は、カウント率マップに対する磁石の効果を示しており、新たに提案された宇宙線ミューオンの応用である磁場のイメージングに有望です。
空間的に湾曲した宇宙における重力ポテンシャルの形状に及ぼす不均一性の固有速度の影響
| Title |
Effect_of_peculiar_velocities_of_inhomogeneities_on_the_shape_of_gravitational_potential_in_spatially_curved_universe |
| Authors |
Ezgi_Canay,_Maxim_Eingorn,_Andrew_McLaughlin_II,_A._Sava\c{s}_Arapo\u{g}lu,_Alexander_Zhuk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07561 |
重力ポテンシャルの形状に及ぼす不均一性の固有速度と宇宙の空間的湾曲の影響を調べます。この目的のために、FLRWメトリックのスカラー摂動を検討します。重力ポテンシャルは、線形化されたアインシュタイン方程式のシステムから得られるヘルムホルツ型方程式を満たします。宇宙定数の存在下で冷たい暗黒物質で満たされた、開いた宇宙と閉じた宇宙の場合に、この方程式の解析解を取得します。第一に、固有速度が重力相互作用のスクリーニング長に大きく影響し、第二に、重力ポテンシャルの形が空間的湾曲の符号に依存することを示します。
