RAISIN調査からの宇宙論的結果：暗黒エネルギーの状態方程式を測定するための新しい経路としての近赤外線でのIa型超新星の使用
| Title |
Cosmological_Results_from_the_RAISIN_Survey:_Using_Type_Ia_Supernovae_in_the_Near_Infrared_as_a_Novel_Path_to_Measure_the_Dark_Energy_Equation_of_State |
| Authors |
D._O._Jones,_K._S._Mandel,_R._P._Kirshner,_S._Thorp,_P._M._Challis,_A._Avelino,_D._Brout,_C._Burns,_R._J._Foley,_Y.-C._Pan,_D._M._Scolnic,_M._R._Siebert,_R._Chornock,_W._L._Freedman,_A._Friedman,_J._Frieman,_L._Galbany,_E._Hsiao,_L._Kelsey,_G._H._Marion,_R._C._Nichol,_P._E._Nugent,_M._M._Phillips,_A._Rest,_A._G._Riess,_M._Sako,_M._Smith,_P._Wiseman,_W._M._Wood-Vasey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07801 |
Ia型超新星（SNIa）は、光学系よりも近赤外線（NIR）で測定した場合、標準光源に近いものです。この動機で、2012年から2017年にかけて、ハッブル宇宙望遠鏡（HST）を使用したRAISINプログラムに着手し、パンによって発見された37SNIa（$0.2<z<0.7$）の宇宙論的に離れたサンプルのレストフレームNIR光度曲線を取得しました。-STARRSとダークエネルギーサーベイ。カーネギー超新星プロジェクトによってNIRで観測された$z<0.1$の43SNIaとより高い$z$HSTデータを比較することにより、NIR観測のみからハッブル図を作成し、ダークエネルギー方程式を制約する独自の方法を追求します。状態パラメータ、$w$。ハッブル残差のフルセットのSNIaホスト銀河質量への依存性を分析し、方法とステップ位置に応じて2〜3$\sigma$の有意性を持つサイズ$\sim$0.08-0.12magのハッブル残差ステップを見つけます使用済み。NIRサンプルを宇宙マイクロ波背景放射（CMB）制約と組み合わせると、$1+w=-0.04\pm0.12$（統計$+$系統誤差）が見つかります。最大の系統的誤差は、赤方偏移に依存するSN選択バイアスとNIR質量ステップの特性です。また、これらのデータを使用して、8NIRで観測されたSNeIaと${\rmH}_0=65.9\pm3.4〜{\rmkm〜s^{-1}〜Mpc^{-1}}$は、プランク。光学データを使用すると、$1+w=-0.01\pm0.09$が見つかり、光学データとNIRデータを組み合わせると、$1+w=0.03\pm0.08$が見つかります。$w$で最大$\sim$0.07のこれらのシフトは、光学モデルとNIRSNモデルの不一致を示している可能性があります。より大きな低$z$サンプル、新しい光度曲線モデル、キャリブレーションの改善、そして最終的にはローマ宇宙望遠鏡からの高$z$サンプルの構築を通じて、このNIR測定を改善し、体系的な不確実性をよりよく理解する多くの機会があります。
伴銀河SHMRの散乱：IllustrisTNGシミュレーションからのフィッティング関数、スケーリング関係、および物理プロセス
| Title |
Scatter_in_the_satellite_galaxy_SHMR:_fitting_functions,_scaling_relations_&_physical_processes_from_the_IllustrisTNG_simulation |
| Authors |
Anna_Niemiec,_Carlo_Giocoli,_Ethan_Cohen,_Mathilde_Jauzac,_Eric_Jullo,_Marceau_Limousin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07817 |
銀河とそれらの暗黒物質ハローとの関係は、しばしばステラ対ハロー質量関係（SHMR）で説明されます。クラスター内の伴銀河は、それらが受ける環境プロセスのために、中央銀河とは異なるSHMRに従うことが示されています。さらに、降着履歴の多様性は、この関係に重要なばらつきをもたらし、中央銀河よりも衛星の方がさらに多くなります。この作業では、流体力学シミュレーションIllustrisTNGを使用して、伴銀河SHMRの散乱を研究し、それを最もよく理解できるパラメーターを抽出します。銀河団のごく一部を占める活動銀河は、主に最近に付着したため、活動銀河とは非常に異なる関係をたどります。この後者の集団では、クラスター中心までの距離がSHMRの変動の良い予測因子であることがわかりますが、ホスト中心への最も近い接近距離など、銀河軌道履歴に関するいくつかの情報はさらに優れています。、実際には測定がより困難ですが。さらに、銀河のコンパクトさもSHMRと相関しているが、ホストクラスターの特性（質量と濃度、形成の赤方偏移、BCGの質量とサイズ）は重要な役割を果たしていないことがわかりました。科学界に正確なフィッティング関数とスケーリング関係を提供し、一連の観測可能なパラメーターが与えられた場合のサブハロ質量を予測するのに役立ちます。最後に、SHMRの散乱を、銀河団の銀河に影響を与える物理的プロセスと、それらがさまざまな衛星の亜集団にどのように影響するかを結び付けます。
機械学習を使用した宇宙成長率測定で$ S_8（z）$と$ \ gamma（z）$を推測する
| Title |
Inferring_$S_8(z)$_and_$\gamma(z)$_with_cosmic_growth_rate_measurements_using_machine_learning |
| Authors |
Felipe_Avila,_Armando_Bernui,_Alexander_Bonilla,_and_Rafael_C._Nunes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07829 |
宇宙マイクロ波背景放射と大規模構造データによって提供される宇宙パラメータ$S_8$の測定値は、それらの間の緊張を明らかにし、これらの初期および後期の宇宙論的トレーサーにおける物質のクラスター化の特徴が異なる可能性があることを示唆しています。この作業では、ガウス過程回帰として知られる、回帰へのベイズアプローチを解決するために設計された教師あり学習方法を使用して、$S_8$から$z\sim1.5$までの宇宙進化を定量化します。このために、最初に関数$\sigma_8（z）$の進化を見つけ、次に関数$S_8（z）$を見つけるための新しいアプローチを提案します。サブプロダクトとして、最小の宇宙論的モデルに依存する$\sigma_8（z=0）$および$S_8（z=0）$の推定値を取得します。非相関データの基準に従って、成長率$f（z）$と$[f\sigma_8]（z）$の独立したデータ測定値を選択し、これらのデータセットのガウス再構成を実行して宇宙を取得します。$\sigma_8（z）$、$S_8（z）$、および成長指数$\gamma（z）$の進化。私たちの統計分析は、$S_8（z）$がPlanck$\Lambda$CDM宇宙論と互換性があることを示しています。現時点で評価すると、$\sigma_8（z=0）=0.766\pm0.116$および$S_8（z=0）=0.732\pm0.115$であることがわかります。私たちの方法論を成長指数に適用すると、$\gamma（z=0）=0.465\pm0.140$がわかります。さらに、私たちは私たちの結果を最近文献で得られた他のものと比較します。これらの関数、つまり$\sigma_8（z）$、$S_8（z）$、および$\gamma（z）$のいずれにおいても、標準的な宇宙論の予測からの有意な逸脱は見つかりませんか。
初期宇宙におけるサハのイオン化の非ガウス効果
Tsallisの熱統計は、異常な熱力学的特性を示す現象の記述に成功したため、ますます注目を集めています。この文脈では、一般化されたサハ方程式は、物質と放射の一般化された熱平衡の条件に従わなければなりません。現在の作業は、ツァリス統計を介してサハのイオン化に対する非ガウス効果を調査することを目的としています。これを達成するために、非ガウスフェルミディラック分布を考慮して数密度を一般化し、次に宇宙論的再結合のサハ方程式を設定しました。その結果、2つの新しい非ガウス効果を強調します。$i$）2つの一般化された化学平衡条件。1つは相対論的レジーム用で、もう1つは非相対論的レジーム用です。および$ii$）水素結合$q$-エネルギー。結合エネルギーのスムーズなシフトを実現するには、$a$パラメーターを非常に小さくする必要があることを示しました。また、結合$q$-energyは、標準の結合エネルギーの値を中心に対称的な動作を示すことも示しました。さらに、他の水素エネルギーレベルにアクセスするために$q$-energyを使用し、それらのレベルにアクセスする$a$パラメーターの値とそれらの温度との関係を確認しました。最後に、これらの結果を使用して、重水素のボトルネック、再結合、および粒子の反粒子過剰の非ガウス効果を調べました。
BeyondPlanckXIV。強度の前景サンプリング、縮退および事前分布
| Title |
BeyondPlanck_XIV._Intensity_foreground_sampling,_degeneracies_and_priors |
| Authors |
K._J._Andersen,_R._Aurlien,_R._Banerji,_M._Bersanelli,_S._Bertocco,_M._Brilenkov,_M._Carbone,_L._P._L._Colombo,_H._K._Eriksen,_M._K._Foss,_C._Franceschet,_U._Fuskeland,_S._Galeotta,_M._Galloway,_S._Gerakakis,_E._Gjerl{\o}w,_B._Hensley,_D._Herman,_M._Iacobellis,_M._Ieronymaki,_H._T._Ihle,_J._B._Jewell,_A._Karakci,_E._Keih\"anen,_R._Keskitalo,_G._Maggio,_D._Maino,_M._Maris,_S._Paradiso,_B._Partridge,_M._Reinecke,_A.-S._Suur-Uski,_T._L._Svalheim,_D._Tavagnacco,_H._Thommesen,_M._Tomasi,_D._J._Watts,_I._K._Wehus,_A._Zacchei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.08188 |
BeyondPlanck分析フレームワーク内で採用されている強度フォアグラウンドアルゴリズムとモデルを紹介します。BeyondPlanck分析には、限られた周波数チャネルのセットが含まれているため、パラメーターの縮退に特に敏感です。これらの縮退を打破するために導入されたさまざまな事前確率について説明し、以前の$Planck$ベースの$\texttt{Commander}$コンポーネント分離の実装を、弱く制約された事後確率の安定性と計算効率を改善するように設計された4つの特定の方法で改善します。分布。これらは1）ミラマーレからのアイデアに基づいて、前景のスペクトルパラメータと振幅のサンプリングを組み合わせたものです。2）コンポーネントベースのモノポール決定。3）ジョイントスペクトルパラメータとモノポールサンプリング。4）コンポーネントの振幅マップに有益な空間事前確率を適用します。現在のBeyondPlanckデータセットを使用した有意な信号対雑音比を持つ唯一のスペクトルパラメータは、異常なマイクロ波放射成分のピーク周波数であり、$\nu_{\mathrm{p}}=25.3\であることがわかります。pm0.5$GHz;他のすべては、外部の事前設定によって制約される必要があります。今後の作業は、マップベースと時系列ベースの両方で、より多くのデータセットをこの分析に統合し、それによって、機器の系統的効果と天体物理学的縮退の両方に関して、現在観測されている縮退を制御された方法で徐々に排除することを目的としています。この作業は、オープンサイエンスベースのコスモグローブコミュニティの取り組みの中で組織されます。
宇宙の夜明けで天体物理学的プロセスを解読するための機械学習
| Title |
Machine_Learning_to_Decipher_the_Astrophysical_Processes_at_Cosmic_Dawn |
| Authors |
Sudipta_Sikder,_Rennan_Barkana,_Itamar_Reis,_Anastasia_Fialkov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.08205 |
宇宙の21cm線の水素は、次世代の電波望遠鏡で詳細に測定されることが期待されています。将来の21cmの調査からの膨大なデータセットは、初期の宇宙時代の理解に革命をもたらすでしょう。宇宙の再電離と宇宙の夜明けの時代の天体物理学を明らかにするために、エミュレーションを使用する機械学習アプローチを紹介します。赤方偏移の範囲$6$から$30$および波数の範囲$0.05\\rm{Mpc}^{-1}$から$1\\rmにわたって、可能な21cmの信号の非常に広い範囲をカバーする7パラメーターの天体物理モデルを使用します。{Mpc}^{-1}$21cmのパワースペクトルを、通常の精度$10-20\％$でエミュレートします。現実的な例として、SquareKilometerArray（SKA）で期待される観測ノイズの楽観的モデルを使用して、21cmのパワースペクトルを使用してエミュレーターをトレーニングします。SKAデータをモックに適合させると、CMBまでの光学的厚さで$5\％$、銀河ハローの星形成効率で$30\％$、X線効率で$3.5$の一般的な測定精度が得られます。銀河ハローの;後者の2つのパラメーターは、現在、桁違いに不確実です。標準的な天体物理学モデルに加えて、高赤方偏移での強い過剰な電波背景の2つのエキゾチックな可能性も考慮します。ニューラルネットワークを使用して、21cmのパワースペクトルに存在する無線バックグラウンドのタイプを識別します。模擬SKAデータの精度は$87\％$です。
バリオン補正モデルの弱いレンズ効果のピーク数と流体力学的シミュレーションの比較
| Title |
Comparing_weak_lensing_peak_counts_in_baryonic_correction_models_to_hydrodynamical_simulations |
| Authors |
Max_E._Lee,_Tianhuan_Lu,_Zolt\'an_Haiman,_Jia_Liu,_Ken_Osato |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.08320 |
VeraRubinObservatoryのLSST、$\textit{Roman}$宇宙望遠鏡、$\textit{Euclid}$宇宙ミッションなどによる次世代の弱いレンズ効果（WL）調査では、少量のデータを大量に調査できます。、高度に非線形のスケール。これらのスケールから情報を抽出するには、高次統計量と、バリオン効果などの関連する系統分類の制御が必要です。計算コストを削減した宇宙論的分析におけるバリオン効果を説明するために、半分析的バリオン補正モデル（BCM）が提案されています。ここでは、WLピークカウントのBCMの精度を調査します。これは、十分に調査された、単純で効果的な高次統計量です。完全な流体力学シミュレーションIllustrisTNGから生成されたWLピークカウントと、対応する暗黒物質のみのシミュレーションIllustrisTNG-Darkのバリオン補正バージョンを比較します。DES、KiDS、HSC、LSST、$\textit{Roman}$、および$\textit{Euclid}$が到達する深さで予想される銀河形状ノイズを適用します。BCMのピーク数は、（i）$\mathrm{S/N}<4$のピークのパーセントレベルで正確であり、（ii）現在および進行中のほとんどの調査でIllustrisTNGと統計的に区別できないが、（iii）不十分であることがわかります。LSSTや$\textit{Euclid}$など、最大の立体角をカバーする将来の深い調査用。BCMは個々のピークと正確に一致しますが、最も高いピークの振幅を過小予測していることがわかります。既存のBCMは、適度な立体角を使用した進行中および将来の調査のためのガウス分布を超えた統計からの宇宙パラメータ推定における完全な流体力学的シミュレーションの実行可能な代替物であると結論付けます。最大の調査では、特に最も高いピークに対してより正確な一致を提供するために、BCMを改良する必要があります。
失われた内太陽系物質からの地球型惑星の形成
| Title |
Terrestrial_planet_formation_from_lost_inner_solar_system_material |
| Authors |
Christoph_Burkhardt,_Fridolin_Spitzer,_Alessandro_Morbidelli,_Gerrit_Budde,_Jan_H._Render,_Thomas_S._Kruijer,_Thorsten_Kleine |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.08092 |
岩石惑星形成の2つの根本的に異なるプロセスが存在しますが、どちらが太陽系の地球型惑星を構築したかは不明です。それらは、内側の太陽系からの惑星の胚の間の衝突によって、または外側の太陽系から太陽に向かって漂うミリメートルサイズの「小石」を降着させることによって形成されました。地球と火星の同位体組成は、隕石によってサンプリングされていない最も内側の円盤からの材料を含む、内側の太陽系材料間の2成分混合によって支配されているのに対し、外側の太陽系材料の寄与は数質量パーセントに制限されていることを示します。これは、地球型惑星のペブル集積の起源に反論しますが、内太陽系の胚からの衝突成長と一致しています。地球と火星の外太陽系物質の割合が低いことは、ディスクに永続的なダストドリフトバリアが存在することを示しており、太陽系における岩石惑星形成の特定の経路を強調しています。
ホットジュピターの循環の浅さについて-オーム散逸モデルの進歩
| Title |
On_the_Shallowness_of_Circulation_in_Hot_Jupiters_--_Advancing_the_Ohmic_Dissipation_Model |
| Authors |
Henrik_Knierim,_Konstantin_Batygin_and_Bertram_Bitsch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.08209 |
巨大な短周期の太陽系外惑星の膨張した半径は、集合的に、ホットジュピターの内部が何らかの異常なエネルギー散逸メカニズムによって加熱されていることを示しています。この加熱を説明するためにさまざまな物理的プロセスが提案されていますが、最近の統計的証拠は、オーミック散逸理論の明示的な予測の確認を示しており、このメカニズムを半径インフレーション問題を解決するための最も有望な候補として高めています。この作業では、散逸率の分析モデルを提示し、エネルギー散逸の大きさを大気気象層の厚さにリンクする単純なスケーリング則を導き出します。この関係から、侵入深さがオーム散逸率に1桁影響することがわかります。さらに、ホットジュピターのインフレーションの程度から気象層の深さを調査し、磁場の強さによっては、循環層が比較的浅くてもホットジュピターの半径を維持できることを示しています。さらに、分析モデルを統計的に予想される散逸率に一致させることにより、平衡温度での帯状風速の進化を調査します。この分析から、風速はほぼ$1/\sqrt{T_\mathrm{eq}-T_0}$のように変化すると推測されます。ここで、$T_0$は、$T_0\sim1000〜\mathrm{K}と評価される定数です。-1800〜\mathrm{K}$は、惑星固有のパラメーター（半径、質量など）によって異なります。この作業は、ホットジュピターの大気の流れと磁場に対する相互に関連する制約の概要を示し、オーミック加熱メカニズムに関する将来の作業の基盤を提供します。
アンブレラサンプリングを使用した放牧トランジットの正確なモデリング
放牧通過は、太陽系外惑星の統計的研究にとって特別な問題を提示します。放牧惑星の軌道はまれですが（幾何学的選択効果のため）、多くの低から中程度の信号対雑音比の場合、事後分布のかなりの部分が放牧幾何学と一致しています。したがって、放牧通過を正確にモデル化できないと、惑星が実際に放牧軌道上にない場合でも、偏った推論につながる可能性があります。恒星の特性評価の最近の進歩により、多くの科学的アプリケーションの制限要因は、現在利用可能なトランジットフィッティングの品質であり、トランジットフィッティングの問題を再検討する時期が来ています。この論文では、アンブレラサンプリングの新しいアプリケーションと、トランジットパラメータ間の共分散を最小化するジオメトリ依存のパラメータベースを使用して、太陽系外惑星のトランジットをモデル化します。私たちの手法は、トランジットフィッティング問題をパラメータ空間の放牧、非放牧、および遷移領域の独立したモンテカルロサンプリング実行に分割し、堅牢な重み付けスキームを使用して単一の結合事後確率分布に再結合します。私たちの方法は簡単に並列化できるため、計算に必要な実時間の増加は必要ありません。最も重要なことは、私たちの方法は、放牧軌道と非放牧軌道の両方の太陽系外惑星の特性の正確な推定値を生成し、多くの一般的な星惑星構成の標準的な方法よりも堅牢な結果をもたらします。
太陽系外惑星大気における光化学的暴走：生命存在指標への影響
| Title |
Photochemical_Runaway_in_Exoplanet_Atmospheres:_Implications_for_Biosignatures |
| Authors |
Sukrit_Ranjan,_Sara_Seager,_Zhuchang_Zhan,_Daniel_D._B._Koll,_William_Bains,_Janusz_J._Petkowski,_Jingcheng_Huang,_Zifan_Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.08359 |
約25億年前、微生物は豊富な太陽エネルギーを利用してH$_2$OでCO$_2$を削減し、エネルギーを抽出してO$_2$を廃棄物として生成することを学びました。この代謝プロセスからのO$_2$の生成は非常に活発であったため、光化学シンクが飽和し、「暴走」状態に達し、反応性にもかかわらず大気中に急速に蓄積することができました。ここで、O$_2$は一意ではない可能性があると主張します。生命によって生成される多様なガスは、O$_2$と同様の「暴走」効果を経験する可能性があります。この暴走は、大気が微量ガスを光化学的に浄化する能力が一般に有限であるために発生します。この有限限界を超える速度で生成された場合、反応性ガスでさえ急速に高濃度に蓄積し、潜在的に検出可能になる可能性があります。ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）の主要なターゲットであるM矮星など、小さくて涼しい星を周回する惑星は、質量の大きい星に比べてUV放射が少ないため、暴走に特に適しています。実例となるケーススタディとして、H$_2$-N$_2$の大気と、Mドワーフを周回するNH$_3$の正味表面生成を伴う居住可能な太陽系外惑星で、「コールドハーバーワールド」シナリオ、Seageretal。.2013ab）、反応性生物起源ガスNH$_3$が暴走する可能性があり、その結果、表面生成フラックスが1桁増加すると、NH$_3$濃度が3桁増加し、わずか2回の通過でJWSTで検出可能になります。。このガスと他のガスに関する私たちの研究は、太陽系外惑星の生命の多様な兆候が生化学的にもっともらしい生産速度で容易に検出できるかもしれないことを示唆しています。
デブリディスクから推測される惑星の個体数：ISPY、LEECH、およびLIStENの惑星ハンティング調査における178のデブリシステムからの洞察
| Title |
Planet_populations_inferred_from_debris_discs:_insights_from_178_debris_systems_in_the_ISPY,_LEECH_and_LIStEN_planet-hunting_surveys |
| Authors |
Tim_D._Pearce,_Ralf_Launhardt,_Robert_Ostermann,_Grant_M._Kennedy,_Mario_Gennaro,_Mark_Booth,_Alexander_V._Krivov,_Gabriele_Cugno,_Thomas_K._Henning,_Andreas_Quirrenbach,_Arianna_Musso_Barcucci,_Elisabeth_C._Matthews,_Henrik_L._Ruh,_Jordan_M._Stone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.08369 |
私たちの検出方法は広い軌道上の中程度の質量の惑星に鈍感であるため、私たちは惑星系の最も外側の太陽系外惑星についてほとんど知りません。ただし、観測されたディスクの動的モデリングにより、摂動する惑星の特性が明らかになる可能性があるため、デブリディスクは外惑星の集団を調べることができます。ISPY、LEECH、およびLIStENの惑星探索調査から、178個の塵円盤システムの惑星特性を推測するために、4つの彫刻と攪拌の議論を使用します。同様の分析が個々のディスクに対して行われることがよくありますが、一貫した方法で大きなサンプルを検討します。私たちは、広く離れた惑星の人口を予測し、惑星系の形成と進化の歴史への洞察を得て、近い将来にこれらの惑星を検出する可能性を決定することを目指しています。「典型的な」冷たい塵円盤は、おそらく木星質量の摂動体を必要とする、10-100auのネプチューンから土星への質量の惑星を必要とすることを示しています。私たちの予測された惑星は現在検出できませんが、適度な検出限界の改善（例えばJWSTから）は多くのそのような摂動を明らかにするはずです。後期に破片円盤を乱していると考えられる惑星は、原始惑星系円盤で形成されていると推測される惑星と類似していることがわかります。したがって、新しく形成された惑星が現在考えられているほど移動しない場合、これらは同じ集団である可能性があります。あるいは、若い惑星は、塵円盤の研究が想定しているよりも、責任のある惑星がより巨大である（そしてさらに内側に位置している）ことを意味する、内側に移動する前に塵円盤を急速に彫刻する可能性があります。自己攪拌とサイズ分布モデリングを組み合わせて、多くのデブリディスクが不当に高い質量を持たずに自己攪拌できないことを示しています。したがって、惑星またはコンパニオン攪拌は、多くの（おそらくすべての）破片ディスクの主要なメカニズムである可能性があります。最後に、惑星予測のカタログを提供し、将来の惑星探索の有望なターゲットを特定します。
TESSがWASP-12を再考：更新された軌道減衰率と大気変動に対する制約
| Title |
TESS_Revisits_WASP-12:_Updated_Orbital_Decay_Rate_and_Constraints_on_Atmospheric_Variability |
| Authors |
Ian_Wong,_Avi_Shporer,_Shreyas_Vissapragada,_Michael_Greklek-McKeon,_Heather_A._Knutson,_Joshua_N._Winn,_Bj\"orn_Benneke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.08370 |
主要ミッションの2年目にWASP-12を観測した後、トランジット系外惑星探査衛星（TESS）は、2021年後半にその延長ミッション中にシステムを再訪しました。この論文では、トランジット、二次日食、および位相曲線の再分析に新しいTESS測光を組み込みます。また、Palomar/WIRC機器で取得したWASP-12bの新しい$K_s$バンド掩蔽観測を紹介します。最新のTESS測光は、3か月連続で行われ、TESSWASP-12光度曲線の全長が4倍になり、全体の時間ベースラインがほぼ2年延長されます。利用可能な通過と掩蔽のタイミングの完全なセットに基づいて、軌道周期が$-29.81\pm0.94$msyr$^{-1}$の割合で縮小していることがわかります。追加のデータにより、通過深度、軌道パラメータ、および位相曲線振幅の測定精度も向上します。二次日食の深さは$466\pm35$ppm、夜側の明るさの上限は$2\sigma$、限界は$6\overset{\circ}{。}2\pm2\overset{\です。circ}{。}8$は、昼間のホットスポットとサブステラポイントの間の東向きのオフセットです。膨大なTESSデータセットにより、日、月、年のタイムスケールで大気変動のレベルを評価できます。二次日食の深さや昼夜の明るさのコントラストに統計的に有意な変調は検出されません。同様に、測定された$K_s$バンドの掩蔽深度$2810\pm390$ppmは、文献のほとんどの$\sim$2.2$\mu$mの観測結果と一致しています。
SDSS赤と青のクエーサーのホストダークマターハロー：大規模環境での有意差なし
| Title |
Host_Dark_Matter_Halos_of_SDSS_Red_and_Blue_Quasars:_No_Significant_Difference_in_Large-scale_Environment |
| Authors |
Grayson_C._Petter_(Dartmouth),_Ryan_C._Hickox,_David_M._Alexander,_James_E._Geach,_Adam_D._Myers,_David_J._Rosario,_Victoria_A._Fawcett,_Lizelke_Klindt,_Kelly_E._Whalen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07803 |
クエーサーの観測された光学色は、一般に2つのフレームワークのいずれかで解釈されます。視線に沿った降着円盤のランダムな向きに色を帰する統一モデルと、クエーサーシステムとその環境の間の接続を呼び出す進化モデルです。$\sim$34万eBOSSクエーサーの2点相関関数と宇宙の重力偏向を測定することにより、光学的に選択されたクエーサーの暗黒物質ハロー環境を$gi$光学色の関数としてプローブすることによってこれらのスキーマをテストします。マイクロ波背景放射は約$\sim$66万のXDQSOフォトメトリッククエーサー候補です。どちらの分析でも、光学色によるハローバイアスの傾向は検出されません。光学的に選択された$0.8<z<2.2$のクエーサーが、特徴的な質量$M_{h}\sim3\times10^{12}\のハローを占めることがわかります。h^{-1}M_{\odot}$色に関係なく。この結果は、クエーサーの大規模なハロー環境が、観測された光学色と強く関連していないことを意味します。また、赤と青のクエーサーの電波特性の根本的な違いの発見を、1.4GHzFIRST画像をそれらの位置に積み重ねることによって確認します。これは、観測された違いが方向に起因するものではないことを示唆しています。代わりに、赤と青のクエーサーの違いは、おそらく核のほこりっぽい風による赤化のために、核銀河スケールで発生する可能性があります。最後に、光学的に選択されたクエーサーのハロー環境も$r-W2$の光学赤外線の色に依存しないことを示しますが、以前の研究では、中赤外線で選択された不明瞭なクエーサーがより大きなハローを占めることが示唆されています。この結果がクエーサーと銀河の共進化のモデルに与える影響について説明します。
ガイアで同定されたステラストリングの化学的均一性と年代のGALAHビュー
| Title |
A_GALAH_View_of_the_Chemical_Homogeneity_and_Ages_of_Stellar_Strings_Identified_in_Gaia |
| Authors |
Catherine_Manea,_Keith_Hawkins,_Zachary_G._Maas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07809 |
ガイアの出現により、長さが数百パーセク、幅がわずか数十パーセクに及ぶ、300近くの細長いアソシエーション（「ストリング」と呼ばれる）が発見されました。これらの新しく発見された集団は、天の川の薄い円盤の組み立てプロセスを研究するための優れた実験室を提供します。この作業では、GALAHDR3のデータを使用して、18個の新しく発見された星の種族の化学分布と年齢を調査します。そのうち、10個はストリングで、8個は形態がコンパクトです。各集団の[X/H]における固有の存在量の分散を推定し、それらを局所体と散開星団M67の両方の分散と比較します。これらのグループの1つを除くすべてが、局所体よりも化学的に均質であることがわかります。さらに、ストリングの半分、つまりTheias139、169、216、303、および309には、ほとんどの散開星団と同等の0.01〜0.07dexの範囲の固有の[X/H]分散があります。これらの結果は、星形成と局所星間物質（ISM）の化学的均一性に関する重要な新しい観測上の制約を提供します。各集団のLiと化学時計の存在量（[Sc/Ba]、[Ca/Ba]、[Ti/Ba]、[Mg/Y]など）を調査し、化学によって示唆された年齢が一般に等時性年齢をサポートしていることを確認します6つを除くすべての構造で。この作品は、運動学的に関連する恒星群の研究において化学が持つ独特の利点を浮き彫りにします。
MaNGA銀河の半質量半径。 I.IMF勾配の影響
| Title |
The_half_mass_radius_of_MaNGA_galaxies._I._Effect_of_IMF_gradients |
| Authors |
M._Bernardi,_R._K._Sheth,_H._Dominguez_Sanchez,_B._Margalef-Bentabol,_D._Bizyaev_and_R._R._Lane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07810 |
銀河の星の種族の勾配（たとえば、年齢、金属量、IMF）は、星の質量光度比$M_*/L$の勾配をもたらす可能性があります。このような勾配は、恒星の質量と光の分布が異なることを意味します。$z\sim0$にある初期型銀河に典型的なものなど、古い星の種族の場合、年齢と金属量の変化によって駆動される場合、$M_*/L$の勾配は弱くなります。ただし、それらが恒星の初期質量関数（IMF）の変動によって駆動される場合、それらは大幅に大きくなる可能性があります。$M_*/L$が中心から外側に向かって減少するIMF駆動の勾配は、推定される全恒星質量（$M_*$）を増加させ、この質量の半分（$R_{e、*}$）を含むスケールを減少させます。勾配を無視した場合の質量とサイズの値と比較。MaNGA調査の最終リリースで、初期型銀河の空間分解スペクトルからIMF勾配を推定し、$R_{e、*}$のわずかな減少が$M_*$の部分的な増加よりも大幅に大きくなる可能性があることを示しています。特に光がより中央に集中している場合。$z\sim0$でのIMF駆動の$M_*/L$勾配から生じる$R_{e、*}-M_*$相関は、これらの勾配が無視される場合と比較して、ほぼ0.3dexだけ小さいサイズにオフセットされます。。より高い赤方偏移サンプルとの比較は簡単ではありません。$z\sim0$の「初期型」銀河と、より高い$z$の「静止」銀河を比較するのが公正である場合、星の種族の勾配（特に年齢とIMF）の進化を一貫して説明できなければなりません。また、$R_{e、*}-M_*$の関係の進化について結論を出す前に、光のプロファイルの急勾配を変更します。
銀河団内の銀河系周辺ガスの冷却：DESIレガシーイメージング調査とSDSS DR16MgII吸収体の接続
| Title |
Cool_circumgalactic_gas_in_galaxy_clusters:_connecting_the_DESI_legacy_imaging_survey_and_SDSS_DR16_MgII_absorbers |
| Authors |
Abhijeet_Anand,_Guinevere_Kauffmann,_Dylan_Nelson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07811 |
スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）のデータリリース16のクエーサースペクトルで検出されたMgII吸収体と、DarkEnergySpectroscopicInstrument（DESI）サーベイで特定された銀河団を相互相関させることにより、銀河団の低温ガス吸収を調査します。かなりのカバー率（$3-5\、$r_{500}$内の\％$）、ランダムな視線の周りよりも4-5$高い$\simが見つかりました。クラスター内の冷たいガスの被覆率は中央銀河の質量の増加とともに減少しますが、それでも$r_{\rm500}$内のMgIIの総質量は、SDSS発光赤色銀河（LRG）の場合よりも10$倍高くなります。衝撃パラメータに対するMgIIカバー率は、内部領域のべき乗則と、より遠い距離での指数関数によって十分に説明されます。これらの2つのレジーム間の遷移の特徴的なスケールは、大きな等価幅の吸収体の場合は小さくなります。MgII吸収をDESIからのphoto-zで選択されたクラスターメンバー銀河と相互相関させると、統計的に有意な関係が明らかになります。同じ銀河密度プロファイルを持つランダムモックの$\sim500$kpcと比較して、MgII吸収体と最も近いクラスターメンバーの間の投影距離の中央値は$\sim200$kpcです。MgIIの強度と最も近いクラスターの隣人の星形成率との間に相関関係は見つかりません。これは、MgII吸収によって追跡されるように、クラスター内の冷たいガスが、（i）伴銀河に関連している、（ii）銀河の星間物質ではなく、銀河団内の冷たいガス雲によって支配されていることを示唆しています。過去にこれらの銀河団から除去されたガスに一部起因している可能性があります。
宇宙正午以降の銀河、バルジ、ディスクの消光：天文データの因果関係を特定するための機械学習アプローチ
| Title |
The_quenching_of_galaxies,_bulges,_and_disks_since_cosmic_noon:_A_machine_learning_approach_for_identifying_causality_in_astronomical_data |
| Authors |
Asa_F._L._Bluck,_Roberto_Maiolino,_Simcha_Brownson,_Christopher_J._Conselice,_Sara_L._Ellison,_Joanna_M._Piotrowska,_Mallory_D._Thorp |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07814 |
$z=2-0$からの宇宙の歴史の大部分を通して、銀河、バルジ、および円盤における星形成の消光の分析を提示します。低赤方偏移でのSDSSとMaNGAからの観測を利用します。これらのデータを、高赤方偏移でのCANDELSからの観測で補完します。さらに、観測値をLGalaxies半分析モデルからの詳細な予測と比較します。データを分析するために、ランダムフォレスト分類子を利用した機械学習アプローチを開発しました。最初に、この手法が、さまざまな観測調査に適用する前に、非常に複雑で相互に相関するモデルデータから因果関係の洞察を抽出するのに非常に効果的であることを示します。私たちの主な観測結果は次のとおりです。この研究で研究されたすべてのレッドシフトで、バルジ質量は、フォトメトリックパラメータセット（バルジ質量、ディスク質量、全恒星質量、および$Bを含む）の中で、消光の最も予測的なパラメータであることがわかりました。/T$構造）。さらに、バルジ質量は、別々に処理されたバルジ構造とディスク構造の両方で、急冷の最も予測可能なパラメータであることがわかります。したがって、固有の銀河消光は、宇宙時間にわたって動作する安定したメカニズムによるものでなければならず、同じ消光メカニズムがバルジ領域とディスク領域の両方で有効でなければなりません。急冷の予測におけるバルジ質量の成功にもかかわらず、中心速度分散はさらに予測的であることがわかります（分光データセットで利用可能な場合）。LGalaxiesモデルと比較すると、これらの観測結果はすべて、予防的な「無線モード」活動銀河核（AGN）フィードバックによる消光によって一貫して説明できることがわかります。さらに、多くの代替消光メカニズム（ビリアルショック、超新星フィードバック、および形態学的安定化を含む）は、私たちの観察結果および文献からの結果と一致しないことがわかっています。
| Title |
The_Bright_Extragalactic_ALMA_Redshift_Survey_(BEARS)_I:_redshifts_of_bright_gravitationally-lensed_galaxies_from_the_Herschel_ATLAS |
| Authors |
S.A.Urquhart,_G._J._Bendo,_S._Serjeant,_T._Bakx,_M._Hagimoto,_P._Cox,_R._Neri,_M._Lehnert,_C._Sedgwick,_C._Weiner,_H._Dannerbauer,_A.Amvrosiadis,_P._Andreani,_A.J._Baker,_A._Beelen,_S._Berta,_E._Borsato,_V._Buat,_K.M._Butler,_A._Cooray,_G._De_Zotti,_L._Dunne,_S._Dye,_S._Eales,_A._Enia,_L._Fan,_R._Gavazzi,_J._Gonzalez-Nuevo,_A.I._Harris,_C.N._Herrera,_D._Hughes,_D._Ismail,_R._Ivison,_S._Jin,_B._Jones,_K._Kohno,_M._Krips,_G.Lagache,_L._Marchetti,_M._Massardi,_H._Messias,_M._Negrello,_A._Omont,_I._Perez-Fournon,_D.A._Riechers,_D._Scott,_M.W.L._Smith,_F._Stanley,_Y._Tamura,_P._Temi,_C._Vlahakis,_A.Weiss,_P._van_der_Werf,_A._Verma,_C._Yang,_A.J._Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07815 |
HerschelAstrophysicalTerahertzLargeAreaSurvey（H-ATLAS）の南部フィールドからの62個の最も明るい高赤方偏移サブミリ波源に関連する71個の銀河の分光測定を提示し、142個に分解された85個の銀河を対象とします。12mアレイを使用したすべてのソースの測定と、赤方偏移ハンターとしての使用を最適化するためのALMAの効率的な調整により、ソースの73％が堅牢な赤方偏移識別を備えています。これらの赤方偏移の識別のうちの9つは、AtacamaCompactArrayからの観測にも依存しています。分光学的赤方偏移は$1.41<z<4.53$の範囲に及び、平均値は2.75であり、半値全幅のCO輝線は$\rm110\、km\、s^{-1}<FWHM<1290\、km\、s^{-1}$、平均値は$\sim$500kms$^{-1}$で、他の高$z$サンプルと一致しています。導出されたCO（1-0）の光度は、線幅とCO（1-0）の光度のスケーリングの関係に比べて大幅に高くなっています。これは、光源全体のレンズ倍率を示唆しています。実際、CO等価幅から推測される倍率の分布は、銀河群からの追加のレンズ光学的厚さに起因する可能性がある大倍率での過剰のヒントがありますが、銀河-銀河レンズモデルからの期待と一致しています。クラスター。
MUSEで明らかにされた最も明るい銀河群のガス凝縮
| Title |
Gas_condensation_in_Brightest_Group_Galaxies_unveiled_with_MUSE |
| Authors |
V._Olivares,_P._Salome,_S._L._Hamer,_F._Combes,_M._Gaspari,_K._Kolokythas,_E._O'Sullivan,_R._S._Beckmann,_A._Babul,_F._L._Polles,_M._Lehnert,_S._I._Loubser,_M._Donahue,_M.-L._Gendron-Marsolais,_P._Lagos,_G._Pineau_des_Forets,_B._Godard,_T._Rose,_G._Tremblay,_G._Ferland,_P._Guillard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07838 |
グループ内の中央銀河における低温ガスの起源はまだ議論の余地があります。光学輝線ガスの運動学と分布を研究するために、18個の光学的に選択されたローカルブライトストグループ銀河（BGG）のマルチユニット分光エクスプローラー（MUSE）観測を提示します。MUSEの観察結果は、最大10kpcから2つのコンパクト（<3kpc）および5つの拡張（>5kpc）ディスクが支配的な構造まで伸びるフィラメントの10の複雑なネットワークを含むガス形態の分布を明らかにしています。一部の回転ディスクは、中央のディスクから生じるリングと細長い構造を示しています。恒星成分の運動学は主に回転が支配的であり、これはフィラメント状の源に見られる乱れた運動学や分布とは大きく異なります。イオン化されたガスは、ほとんどのシステムで恒星成分から運動学的に分離されており、ガスの外部起源を示唆しています。また、Halphaの光度が冷たい分子量と相関していることもわかります。高温雰囲気の熱力学的特性を調査することにより、フィラメント状のソースとコンパクトディスクが小さな中心エントロピー値とtcool/teddy比を持つシステムで見つかることがわかります。これは、クールコアクラスターの最も明るいクラスター銀河のように、イオン化ガスは、（C比、Tat、およびkプロットで示されるように）カオス的降着シミュレーションと一致して、ホットハローガス凝縮から形成される可能性が高いことを示唆しています。ガス状の回転ディスクはBCGよりも頻繁に発生することに注意してください。これらのオブジェクトのガスの起源の説明は、現在のサンプルのいくつかの情報源によって定性的に示唆されているように、合併またはグループ衛星によるガス燃料供給への貢献です。それにもかかわらず、冷却流の高温ガス凝縮モデルで説明されているように、一部の拡張ディスクがフィラメント、拡張ディスク、コンパクトディスクなどの進化シーケンスの遷移段階になる可能性についても説明します。
中央分子ゾーン上の3次元での磁場の分解
| Title |
Decomposing_Magnetic_Fields_in_Three_Dimensions_over_the_Central_Molecular_Zone |
| Authors |
Yue_Hu,_A._Lazarian_and_Q._Daniel_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07970 |
星間物質の磁場を測定し、視線に沿ってそれらの分布を取得することは、従来の手法では非常に困難です。電磁流体力学（MHD）乱流の異方性を利用する速度勾配技術（VGT）は、魅力的なソリューションを提供します。中央分子ゾーン（CMZ）を対象として、VGTを$\rm^{12}CO$および$\rm^{13}CO$（J=1-0）データキューブに適用することにより、このアプローチをテストします。最初にSCOUSEPYアルゴリズムを使用して、CO線の放出を個別の速度成分に分解し、次にVGTを介して疑似ストークスパラメーターを作成して、空の平面の磁場を3次元でマッピングしました。分解された磁場マップを提示し、それらの重要性を調査します。視線統合磁場の向きは、353GHzでのプランク調査からの偏極ダスト放出と一致していることが示されていますが、個々の速度成分は異なる磁場を示す可能性があります。分解された磁場に基づくCMZの磁場構成のスキームを提示します。特に、SgrB2の近くの密集した塊のほぼ垂直な磁場の向きと、SgrA*の周りの流出領域の変化を観察します。CMZの膨張リングに関連する2つの高速構造は、明確な旋回磁場構造を示しています。これらの結果は、速度または密度に依存する磁気構造を分解するVGTの潜在的な力を示しています。
PanSTARRSの視点から見た狭線セイファート1銀河の変動性
| Title |
The_Variability_of_the_Narrow-line_Seyfert_1_Galaxies_from_the_PanSTARRS's_View |
| Authors |
Hongtao_Wang,_Yanping_Su,_Xue_Ge,_Yongyun_Chen_and_Xiaoling_Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.08007 |
Pan-STARRAS1調査のデータセットを用いて、これまで最大のNLS1銀河サンプルの変動特性と物理的パラメーターとの関係を体系的に調べました。結果は以下のように要約されます：（1）。g、r、i、z、yバンドの変動振幅と絶対等級の間に有意な反相関が見られ、これは以前の研究の結果と一致しています。（2）光学帯域の変動振幅と多くの物理的パラメータ（たとえば、{\lambda}L（5100{\AA}）、ブラックホール質量、エディントン比、R4570およびR5007）との相関関係が調査されます。結果は、変動振幅がL（5100{\AA}）、MBH、エディントン比、およびR4570と有意に反相関しているが、R5007と正の相関があることを示しています。この関係は、単純な標準降着円盤モデルによって説明できます。（3）光学的変動と電波光度/電波ラウドネスとの関係をさらに調査します。結果は、gおよびrバンドでは弱い正の相関を示していますが、i、z、およびyバンドでは有意ではない相関を示しています。i、z、yバンドにおけるホスト銀河のおおよその割合の大きな誤差は、わずかな相関につながる可能性があります。
MaNGAの涼しい流出：体系的な研究と暖かい段階との比較
| Title |
Cool_outflows_in_MaNGA:_a_systematic_study_and_comparison_to_the_warm_phase |
| Authors |
Charlotte_Avery,_Stijn_Wuyts,_Natascha_M._F\"orster_Schreiber,_Carolin_Villforth,_Caroline_Bertemes,_Stephen_L._Hamer,_Raman_Sharma,_Jun_Toshikawa,_and_Junkai_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.08079 |
この論文では、$z\sim0.04$MaNGA銀河内のNaID$\lambda\lambda5890,5895${\AA}機能を介して銀河風の中性気相を調査し、それらの発生率と強度を検出されたイオン化風と直接比較します。同じ親サンプル内。127個の銀河で中性の流出の証拠が見つかりました（分析された線放出サンプルの$\sim5$パーセント）。NaID風は、より塵の多い中央領域を持つ銀河で優先的に見られ、両方の風相は、特にSFR$_{5Myr}による星形成活動の最近の上昇があった場合、SFR表面密度が高いシステムでより頻繁に見られます。$/SFR$_{800Myr}$パラメーター。イオン化された流出運動学は、中性相で測定したものと一致していることがわかります。これは、総流出質量収支へのわずかな貢献にもかかわらず、流出のバルク運動に関する情報を提供するために、イオン化された風相の経験的測定値を収集することに価値があることを示しています。イオン化ガス診断に適用されるダスト補正に応じて、中性相は、イオン化相と比較して、平均して$\sim1.2〜1.8$dex高い質量流出率（$\dot{M}_{out}$）を持ちます。$\dot{M}_{out}$と物理的な風力ドライバーの強さ（SFR、$L_{AGN}$）の間のスケーリング関係を定量化します。放射状方位角スタッキング法を使用し、傾斜依存性を考慮することにより、ディスク平面に直交するバイコニカル流出と一致する結果を見つけます。私たちの仕事は、より小さなサンプル、より極端なオブジェクトを検討する、またはより大きなサンプルの積み重ねを介して進行する、文献の他の多相流出研究を補完します。
z = 6.42クエーサーJ1148 + 5251の拡張星間物質に対する物理的制約：[CII] 158um、[NII]
205um、および[OI] 146umの観測
| Title |
Physical_constraints_on_the_extended_interstellar_medium_of_the_z=6.42_quasar_J1148+5251:_[CII]_158um,_[NII]_205um_and_[OI]_146um_observations |
| Authors |
Romain_A._Meyer,_Fabian_Walter,_Claudia_Cicone,_Pierre_Cox,_Roberto_Decarli,_Roberto_Neri,_Mladen_Novak,_Antonio_Pensabene,_Dominik_Riechers,_Axel_Weiss |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.08143 |
[CII]、[NII]、[OI]の原子微細構造線と、星間物質の物理的特性を調べるJ1148+5251、az=6.42クエーサーのダスト連続放出の新しいNorthernExtendedMillimeterArray（NOEMA）観測を報告します。中（ISM）。放射状に平均化された[CII]とダストの連続放出は、同様の拡張を持ちます（$r=9.8^{+3.3に対応する$\theta=2.51^{+0.46}_{-0.25}\\rm{arcsec}$まで}_{-2.1}\\rm{kpc}$はビーム畳み込みを説明します）、J1148+5251が、これらの時代に知られている最大の[CII]放出を伴うクエーサーであることを確認します。さらに、[CII]放出はそのNE-SW軸に沿ってのみ調べられ、[CII]放出（ダストに関して）のかなりの過剰（$>5.8\sigma$）が検出されます。新しい広帯域幅の観測により、連続放射を正確に制限することができ、以前の研究で報告された広い[CII]ラインウィングの存在を統計的に必要としません。また、J1148+5251での[OI]および（暫定的に）[NII]輝線の最初の検出についても報告します。[CII]、[NII]、[OI]および以前に測定された[CI]輝線の微細構造線（FSL）比を使用して、J1148+5251が低赤方偏移（超）と比較して同様のISM条件を持っていることを示します-高光度赤外線銀河。FSL比のCLOUDYモデリングでは、X線支配領域（XDR）が除外され、FSL放射の発生源として光解離領域（PDR）が優先されます。高放射場（$10^{3.5-4.5}\、G_0$）、高ガス密度（$n\simeq10^{3.5-4.5}\、\rm{cm}^{-3}$）HIカラム密度$10^{23}\、\rm{cm^{-2}}$は、観測されたFSL比をよく再現します。
矮小楕円体銀河の中央ブラックホールからの流出のパラメータ化：3D流体力学シミュレーション
| Title |
Parameterizing_the_Outflow_from_a_Central_Black_Hole_in_Dwarf_Spheroidal_Galaxies:_A_3D_Hydrodynamic_Simulation |
| Authors |
Gustavo_A._Lanfranchi,_Roberto_Hazenfratz,_Anderson_Caproni_and_Joseph_Silk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.08172 |
大きな銀河は巨大な中央のブラックホールを抱えており、それらのフィードバックはそれらの進化に大きな影響を与えます。最近の観測によると、矮小銀河は中心にブラックホールを持っているかもしれませんが、質量は小さいです（中間質量ブラックホール-IMBH）。しかし、矮小楕円体銀河（dSphs）の進化に対するそのようなIMBHの影響は、これまで適切に分析されていません。この研究では、IMBHからの流出が、非宇宙論的な3次元流体力学シミュレーションによって、dSph銀河のガス力学に及ぼす影響を調査し、IMBHの流出の影響下で銀河ガス分布を3Gyr以上進化させます。と超新星フィードバック。すべてのシミュレーションの数値解像度は20.0pccell$^{-1}$です。流出の伝播の違いを推測するために、2つのシナリオが考えられます。1つは均一なISMで、もう1つは超新星フィードバックによって引き起こされる不均一性です。流出が伝播するためには、最小の初速度と最小の初期密度が必要であり、値は媒体の状態によって異なります。乱されていない媒体では、流出は同じ速度（最初の速度よりも遅い）で両方向に自由に伝播し、銀河からガスのごく一部を除去します（正確な割合は流出の初期の物理的条件によって異なります）。しかし、不均一なISMでは、流出の影響は大幅に減少し、銀河からのガスの除去への寄与はほとんど無視できます。
星団NGC1513およびNGC4147の光学観測。
3.6メートルのDevathal光学望遠鏡による星形成領域Sh2-61の白色矮星WD1145 + 017および$ K $バンドイメージング
| Title |
Optical_Observations_of_star_clusters_NGC_1513_and_NGC_4147;_white_dwarf_WD1145+017_and_$K$_band_imaging_of_star_forming_region_Sh2-61_with_the_3.6_meter_Devasthal_Optical_Telescope |
| Authors |
Ram_Sagar,_R.K.S._Yadav,_S.B._Pandey,_Saurabh_Sharma,_Sneh_Lata,_and_Santosh_Joshi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.08285 |
散開星団NGC1513の$UBVRI$CCD測光データは、3.6mのインド-ベルギーデバスタール光学望遠鏡（DOT）で取得されます。GAIAEDR3の位置天文データの分析により、106の可能なクラスターメンバーが特定されました。クラスターの平均固有運動は、$\mu_{\alpha}Cos{\delta}=1.29\pm0.02$および$\mu_{\delta}=-3.74\pm0.02$masyr$^{と推定されます。-1}$。$E（B-V）$の赤化とNGC1513までの距離の推定値は、それぞれ0.65$\pm$0.03magと1.33$\pm$0.1kpcです。$225\pm25$Myrの年齢は、理論上の等時線を深く観測されたクラスターシーケンスと比較することによってクラスターに割り当てられます。3.6mのDOTで行われた観測を使用して、銀河球状星団NGC4147の距離と年齢の値はそれぞれ$18.2\pm0.2$Kpcと$14\pm2$Gyrと推定されます。白色矮星WD1145+017の周りの惑星通過の光学観測と、星形成領域SharplessSh2-61の$K$バンドイメージングは、3.6mDOTの観測能力を示しています。天体やイベントの光学的および近赤外線観測は、3.6mのDOTを使用して日常的に実行されています。それらは、望遠鏡の性能が世界の他の場所にある他の同様の望遠鏡の性能と同等であることを示しています。したがって、この観測施設は、宇宙ジェットの研究を含む多波長天文学に適していると述べています。
掃天観測の3年間のフェーズ1からの128のマイクロレンズイベント
| Title |
128_Microlensing_Events_from_the_Three_Years_of_Zwicky_Transient_Facility_Phase_One |
| Authors |
Michael_S._Medford,_Jessica_R._Lu,_Peter_Nugent,_Casey_Y._Lam |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.08335 |
マイクロレンズイベントは、その目的のためだけに設計された調査によって、銀河バルジと平面全体で歴史的に発見されてきました。掃天観測施設（ZTF）で、マイクロレンズイベントの最初の複数年の検索を実施します。これは、数夜ごとに見える北の空全体を観測する全天光学シノプティック調査です。ZTFパブリックデータリリース5のバルク光度曲線を使用して、ZTF-Iの3年間で128の高品質マイクロレンズイベントを発見しました。以前の調査とシミュレーションの両方と結果を比較すると、長期間の銀河面イベントが過剰に見つかります。私たちのイベントのうち35個は銀河面の外で発見され（$|b|\geq15^\circ$）、マゼラン雲とアンドロメダ銀河に向けられた調査から星のハローで以前に発見されたイベントの数のほぼ3倍になります。また、1690の進行中の候補イベントを、識別のためにZTF-IIで引き続き観察できる潜在的なマイクロレンズとして記録します。この作業で開発されたスケーラブルで計算効率の高い方法は、ルービン天文台の時空のレガシー調査やナンシーグレースローマン宇宙望遠鏡などの将来のシノプティック調査に適用でき、さらに大きくて深いデータセットでマイクロレンズイベントを見つけようとします。
金属に乏しい星の動的にタグ付けされたグループII。放射状速度実験データリリース6
| Title |
Dynamically_Tagged_Groups_of_Metal-Poor_Stars_II._The_Radial_Velocity_Experiment_Data_Release_6 |
| Authors |
Derek_Shank,_Dante_Komater,_Timothy_C._Beers,_Vinicius_M._Placco,_Yang_Huang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.08337 |
GaiaEarlyDataRelease3の位置天文パラメータに基づく軌道特性は、RAdialVelocityExperiment（RAVE）データリリース6からコンパイルされた${\sim}8,000$の金属の少ない星（[Fe/H]$\leq-0.8$）について分析されます。。ブロードバンド測光に基づいて金属の少ない候補として選択されたRAVEは、これらの星のCaトリプレットの領域で中程度の解像度（$R\sim7,500$）のスペクトルを収集しました。このサンプルの星の約$20\％$には、さまざまな望遠鏡を使用した$2014$から$2017$までの4年間のキャンペーンで得られた中解像度（$1,200\lesssimR\lesssim2,000$）の検証スペクトルもあります。候補となる星を、Huangetal。による測光金属量の決定と照合します。スカイマッパーサザンサーベイデータリリース2の再キャリブレーション。\HDBSCAN〜教師なし学習アルゴリズムを使用して、軌道エネルギーと円柱状のアクションからこれらの星の動的クラスターを取得します。$5$から$35$のメンバーを持つ$179$の動的タグ付きグループ（DTG）を識別します。$67$DTGには少なくとも$10$のメンバースターがあります。Gaia-Sausage-Enceladus、Metal-WeakThickDisk、SplashedDisk、Thamnos、HelmiStream、LMS-1（Wukong）などの天の川（MW）の下部構造が識別されます。MW球状星団との関連は$10$DTGで決定されます。認識されたMW矮小銀河は、どのDTGにも関連付けられていませんでした。以前に識別された動的グループもDTGに関連付けられており、それらの構造決定と可能な新しい識別に重点が置かれています。化学的に特異な星をいくつかのDTGのメンバーとして識別します。\textit{r}-process-enhancedstarsに関連付けられている$22$DTGが見つかりました。炭素強化金属欠乏（CEMP）星は、利用可能な分光法を使用してターゲットから識別され、Yoonetal。によって与えられたアプローチに従ってこれらを形態学的グループに割り当てます。
銀河形成の半解析モデルからのコンパクトグループ-III：ヒクソンのようなカタログの純度と完全性
| Title |
Compact_groups_from_semi-analytical_models_of_galaxy_formation_--_III:_purity_and_completeness_of_Hickson-like_catalogues |
| Authors |
Antonela_Taverna_(1),_Eugenia_Diaz-Gimenez_(1),_Ariel_Zandivarez_(1),_Gary_Mamon_(2)_((1)_OAC/UNC_-_IATE/CONICET/UNC_-_(2)_IAP) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.08358 |
孤立したコンパクトな銀河群（CG）の多くのカタログは、ヒクソンの基準を使用して抽出され、大きさと赤方偏移が一致する少なくとも3つまたは4つの銀河を持つ孤立した高密度の銀河系を識別しています。しかし、CGのカタログが、3Dの真に分離された密集したグループと比較して、どの程度完全で信頼できるかは明らかではありません。銀河形成（SAM）の5つの異なる半分析モデルを使用して、少なくとも3つの銀河を含む3D実空間で孤立した高密度グループを識別します。次に、模擬赤方偏移宇宙銀河カタログを作成し、ヒクソンのようなCGファインダーを実行します。赤方偏移空間でのヒクソンのようなアルゴリズムは、純度が$\sim10\％$、完全性が$\sim22\％$で、少なくとも3つの銀河の3DCGを回復するのに不十分であることがわかります。偽のシステムの$\sim90\％$の中で、通常$60\％$は、3D分離基準に合格しなかった高密度の構造であり、残りの$40\％$は、視線に沿った銀河の偶然の整列であり、そのほぼすべてがは通常のグループ内にあり、分析に使用されるSAMによって多少の違いがあります。言い換えると、意図したように、CGの$10\％$のみが孤立した密なグループですが、半分はより大きなグループ内に埋め込まれた密な構造であり、3分の1はより大きなグループ内の偶然の整列です。抽出されたCGサンプルの完全性が低いのは、主に選択基準のフラックス制限によるものです。我々の結果は、赤方偏移空間のコンパクト群を識別するための新しい観測アルゴリズムが、密集した孤立した銀河系を得るために必要であることを示唆している。
AGN駆動銀河流出の形態と内容のシミュレーション
活動銀河核（AGN）の一連の3D相対論的流体力学シミュレーションを使用して、AGNパワー、塊状のISM構造、および銀河円盤に対するAGNジェット角度が、結果として生じる銀河流出の形態と内容にどのように影響するかを調査します。3桁のAGN光度（$10^{41}-10^{43}$ergs$^{-1}$）にわたる低電力AGNの場合、シミュレーションでは、形態または総質量のいずれにも大きな変化は見られませんでした。流出。銀河に対するAGNジェットの角度を変えると、2〜3倍の総流出質量の小さな変化が見られました。銀河円盤に垂直なジェットは高温の単相流出を生み出しましたが、円盤と平行に近いジェットは多相であり、同じ部分が暖かくて高温で、かなりの低温ガスが発生しました。全体として、低出力AGN流出の最終的な形態は、主に、ジェットが塊状のISM内の大きくて密度の高い雲にどのように影響を与えて相互作用するかに依存します。これらの雲は、ジェットを破壊、偏向、分割、または抑制して、銀河円盤をコヒーレント構造として残すことを妨げる可能性があります。しかし、AGNの光度を使用したシミュレーションでは、$>10^{44}$ergs$^{-1}$ISMは、ディスクを離れる途切れのないジェットによる流出の形態を決定する上で小さな役割を果たしました。AGN流出の最終的な形態は、低電力AGNと高電力AGNで異なり、低電力AGN流出の最終的な形態は、AGNを囲む最初のkpc内のISM構造に依存します。
AGNライトエコーと降着円盤の自己重力限界
降着円盤理論は、AGN円盤が自己重力になり、外半径$R_{\rmsg}$〜12光日で星に分裂し、事実上自由パラメーターがないことを予測しています。長く観測されたAGN光エコーがすべてAGNレストフレームで12dに近いという証拠を提示します。これらの観察は、AGNディスク理論の厳格なテストを提供します。さらなるモニタリングは、ディスクを形成するガスの形成角運動量への洞察を提供するはずです。遠方のAGNの場合、観測されたラグが12日よりも大幅に長いと、赤方偏移の下限が低くなります。
近くにある465個の初期型銀河の恒星の質量、サイズ、放射状プロファイル：銀河の恒星構造に関するスピッツァー調査の拡張（S $ ^ {4} $ G）
| Title |
Stellar_masses,_sizes,_and_radial_profiles_for_465_nearby_early-type_galaxies:_an_extension_to_the_Spitzer_Survey_of_Stellar_Structure_in_Galaxies_(S$^{4}$G) |
| Authors |
A._E._Watkins_and_H._Salo_and_E._Laurikainen_and_S._D\'iaz-Garc\'ia_and_S._Comer\'on_and_J._Janz_and_A._H._Su_and_R._Buta_and_E._Athanassoula_and_A._Bosma_and_L._C._Ho_and_B._W._Holwerda_and_T._Kim_and_J._H._Knapen_and_S._Laine_and_K._Men\'endez-Delmestre_and_R._F._Peletier_and_K._Sheth_and_D._Zaritsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.08381 |
銀河の恒星構造のスピッツァー調査（S$^{4}$G）は、近赤外線（NIR）の2300以上の近くの銀河の詳細な研究であり、近くの銀河の詳細な構造を理解するために重要です。。しかし、サンプル銀河は電波由来の速度のみを使用して選択されたため、調査ではレンズ状銀河や楕円銀河よりも後期型の円盤銀河が優先されました。このバイアスを修正するために、フォローアップのスピッツァー調査が実施され、最初の調査と一致する方法で分析されるように、元のサンプルに465個の初期型銀河（ETG）が追加されました。このETG拡張機能のデータリリースを、3番目のデータ処理パイプライン（P3）である表面測光まで提示します。パイプライン1と2でそれぞれ生成された縮小およびマスクされたスピッツァーIRAC3.6$\mu$mおよび4.5$\mu$m画像を使用して、成長曲線と放射状表面輝度プロファイル（傾斜補正ありとなし）を作成します。これらのプロファイルから、次の統合された量を導き出します：総光度、恒星の質量、集中度母数、および銀河サイズの測定基準。これらの量の中でETGのNIRスケーリング関係を示します。導出されたパラメータの中でS$^{4}$GとETGの拡張全体にわたる一般的な傾向を調べ、ETGと後期型銀河（LTG）の違いを強調します。ETGは、平均して、LTGよりも質量が大きく、集中しており、ETGの形態学的サブタイプ間で微妙な違いも示しています。また、次のスケーリング関係を導き出し、可視光での以前の結果と比較します：質量-サイズ（半光と等光度の両方）、質量-濃度、質量-表面輝度（中央、有効、1kpc以内）、と質量-色。以前の研究との良好な一致が見られますが、一部の関係（たとえば、質量-中央表面の明るさ）を完全に理解するには、より注意深い多成分分解が必要になります。
周連星降着における円盤の厚さと粘度の調査：二元進化、変動性、および円盤の形態
| Title |
A_Survey_of_Disc_Thickness_and_Viscosity_in_Circumbinary_Accretion:_Binary_Evolution,_Variability,_and_Disc_Morphology |
| Authors |
Alexander_J._Dittmann,_Geoffrey_Ryan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07816 |
天体物理学の周連星降着円盤の進化に関連するパラメータ空間の多くは未踏のままです。一定の$\nu$と一定の$\alpha$の両方の処方を使用して、ディスクの厚さと動粘度の両方を調査する一連の周連星ディスクシミュレーションを実行しました。主に$0.1$から$0.033$の間のディスクのアスペクト比、および$\nu=0.0005$と$\nu=0.008$の間の粘度（2進の準主軸と軌道周波数の単位）に焦点を当て、円形の等式に特化します。-マスバイナリ。両方の要因がバイナリ準主軸の進化に強く影響します。$\nu=0.0005では、$インスピレーションはアスペクト比$\lesssim0.059$で発生しますが、$\nu=0.004$ではインスピレーションはアスペクト比$\でのみ発生します。lesssim0.04$。インスピレーションは主に、バイナリに遅れをとる材料の流れによるバイナリへの負のトルクがますます強くなるために発生し、周連星円盤で励起される共振トルクからの寄与はごくわずかです。シミュレーションが、ディスクのアスペクト比に本質的にリンクされているのではなく、バイナリとの相互作用によって駆動される最終的な準定常状態から離れすぎて初期化されると、降着率の低下が発生することがわかります。粘度が低下するにつれて空洞のサイズが大きくなるだけでなく、より薄い周連星円盤がより偏心することがわかります。私たちの結果は、超大規模ブラックホール連星は、$\sim$パーセク分離から重力波がそれらのインスピレーションを駆動する距離まで、以前の推定よりも速く駆動されるべきであり、パルサータイミングアレイによって観測可能な連星の数を減らす可能性があることを示唆しています。
マグネターXTEJ1810-197からのサブミリ波の脈動
| Title |
Submillimeter_pulsations_from_the_magnetar_XTE_J1810-197 |
| Authors |
Pablo_Torne,_Graham_Bell,_Dan_Bintley,_Gregory_Desvignes,_David_Berry,_Jessica_T._Dempsey,_Paul_T._P._Ho,_Harriet_Parsons,_Ralph_P._Eatough,_Ramesh_Karuppusamy,_Michael_Kramer,_Carsten_Kramer,_Kuo_Liu,_Gabriel_Paubert,_Miguel_Sanchez-Portal,_Karl_F._Schuster |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07820 |
サブミリ波範囲の中性子星からの脈動の最初の検出を提示します。ソースはマグネターXTEJ1810-197で、2020年2月27日、2020年7月9日および2021年5月15日にジェームズクラークマクスウェル望遠鏡（JCMT）で観測されました。XTEJ1810-197は353GHz（$\lambda=0.85\、$mm）3つのエポックで、ただし666GHz（$\lambda=0.45\、$mm）で同時に観測された帯域では検出されませんでした。353GHzでの平均磁束密度6.7$\pm$1.0、4.0$\pm$0.6、および1.3$\pm$0.3mJyを測定し、666GHzでの3$\sigma$磁束密度の上限を11.3、4.7、および4.3mJyに設定します。、それぞれ3つの観測エポックのそれぞれで。6〜225GHz（5.0cm$>\lambda>$1.33mm）を非連続的にカバーするEffelsberg100mおよびIRAM30m望遠鏡との近接観測を組み合わせて、潜在的なスペクトルターンのスペクトル形状と周波数範囲を調査します。いくつかのパルサー電波放射モデルによって予測されたアップ。結果は、中性子星からのビーム電波放射がサブミリ波領域にまで及ぶ可能性があることを示していますが、カバーされた周波数範囲内の潜在的なスペクトルターンアップの存在と位置については決定的ではありません。サブミリ波放射の観測された特性は、より長い波長の特性に似ており、353GHzで脈動を生成するためのコヒーレントメカニズムをサポートしています。
非常に局所的な星間物質における銀河宇宙線異方性のエネルギー依存性について
| Title |
On_the_Energy_Dependence_of_Galactic_Cosmic_Ray_Anisotropies_in_the_Very_Local_Interstellar_Medium |
| Authors |
Romina_Nikoukar,_Matthew_E._Hill,_Lawrence_Brown,_Stamatios_M._Krimigis,_Robert_B._Decker,_Konstantinos_Dialynas,_Jozsef_Kota,_Edmond_C._Roelof,_Scott_Lasley,_Douglas_C._Hamilton,_Vladimir_Florinski,_Joe_Giacalone,_John_Richardson,_Merav_Opher |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07844 |
ボイジャー1号（V1）宇宙船の低エネルギー荷電粒子（LECP）機器によって測定された、非常に局所的な星間物質（VLISM）における銀河宇宙線（GCR）のエネルギー依存性について報告します。LECP機器には、8つの等間隔の角度セクターにわたって360度を機械的にスキャンするデュアルエンドの固体検出器粒子望遠鏡が含まれています。以前に報告されたように、LECP測定は、2012年のV1ヘリオポーズ（HP）交差点で>=211MeVカウントレート（CH31）のすべてのセクターでGCR強度の劇的な増加を示しましたが、それ以降、カウントレートデータは体系的なエピソードを示していますピッチ角が90{\deg}付近の粒子の強度は低下します。広範囲のエネルギーにわたるこれらのGCR異方性のエネルギー依存性に光を当てるために、>=211MeVチャネルからのV1LECPカウントレートおよび波高分析器（PHA）データを低エネルギーLECPチャネルとともに使用します。私たちの分析は、GCR異方性が広範囲のエネルギーにわたって存在する一方で、異方性エピソード中のエネルギーの増加に伴い、2次異方性の振幅が減少する傾向があることを示しています。このエネルギー依存性の潜在的な原因として、より高い速度でのより強いピッチ角散乱が議論されています。散乱平均自由行程の弱い剛性依存性および結果として生じる速度支配散乱率から生じるこの速度依存性の考えられる原因について説明します。この解釈は、最近報告された対応するGCR電子異方性の欠如と一致しています。
ラスクンブレス天文台グローバル超新星プロジェクトからのIa型超新星の星雲相スペクトル
| Title |
Nebular-Phase_Spectra_of_Type_Ia_Supernovae_from_the_Las_Cumbres_Observatory_Global_Supernova_Project |
| Authors |
M._L._Graham,_T._D._Kennedy,_S._Kumar,_R._C._Amaro,_D._J._Sand,_S._W._Jha,_L._Galbany,_J._Vinko,_J._C._Wheeler,_E._Y._Hsiao,_K._A._Bostroem,_J._Burke,_D._Hiramatsu,_G._Hosseinzadeh,_C._McCully,_D._A._Howell,_T._Diamond,_P._Hoeflich,_X._Wang,_W._Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07864 |
Ia型超新星（SNeIa）で観測された多様性（宇宙標準光源として使用される炭素-酸素白色矮星の熱核爆発）は、現在、さまざまな爆発モデルと前駆体シナリオに対応しています。さまざまなモデルがSNeIaの発生とそれらのさまざまなプロパティに寄与するかどうか、およびその頻度についての理解を深めるために、近くにある7つのSNeIaの包括的な分析を示します。これらのイベントのそれぞれについて、星雲期（ピークから200日後）にGeminiObservatoryで1〜2エポックの光学スペクトルを取得しました。これらのイベントはすべて、初期の測光と分光法の時系列を持っていました（最初の$\sim爆発後8週間）。早い時間と遅い時間の観測の組み合わせを使用して、爆発（たとえば、二重爆轟、中心から外れた爆発、星の衝突）、前駆星（たとえば、噴出物の質量、金属量）、およびバイナリコンパニオン（たとえば、別の白色矮星または非縮退星）。全体として、SNIa爆発の球対称モデル、およびバイナリコンパニオンが別の縮退星であるシナリオでの観測に一般的な一貫性が見られます。また、SNeIaのサブグループのメンバーであるSN2017fzwの詳細な分析を示します。これは、サブルミナスな「91bgのような」イベントと通常のSNeIaの間で遷移しているように見え、星雲位相スペクトルはまれです。。
BLLacertaesのハドロン過程のプローブとしてのTeVおよびkeV-MeV過剰
| Title |
TeV_and_keV-MeV_Excesses_as_Probes_for_Hadronic_Process_in_BL_Lacertaes |
| Authors |
Ji-Gui_Cheng_(GXU),_Xiao-Li_Huang_(GZNU),_Ze-Rui_Wang_(QLNU),_Jian-Kun_Huang_(GXU),_En-Wei_Liang_(GXU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.08148 |
一部のBLLacのスペクトルエネルギー分布（SED）で、単一ゾーンレプトンモデル予測を超える硬いTeV$\gamma$線成分の超過（TeV超過）が観察されます。その起源は不明です。4つのBLラック（1ES0229+200、1ES0347--121、1ES1101--232、およびH2356--309）でこの問題を再検討します。ここでは、TeV過剰が固有のSEDで検出されます。それらのSEDを単一ゾーンのレプトハドロニックモデルで表します。このモデルでは、電子と陽子の放射、およびジェット内の$\gamma\gamma$とp$\gamma$の相互作用によって生成されるカスケード電子が考慮されます。GeVガンマ線バンドの下で観測されたSEDは、一次電子のシンクロトロン放射と自己コンプトンプロセスに起因することを示します。TeV過剰は、p$\gammaからの$\gamma$線放射で説明されます。$\pi^{0}$減衰による$プロセス。$\gamma\gamma$およびp$\gamma$相互作用を介して生成された電子のカスケード放出により、SEDでkeV-MeVが過剰になり、バンプまたはプラトーとして示されます。この余分な光子場は、$p\gamma$プロセスからのTeV光子の生成を強化し、その結果、陽子パワーが約1桁減少します。ただし、導出されたパワーは、現在のブラックホール降着物理学に挑戦されているため、エディントン限界よりも3〜4桁大きくなっています。私たちのモデルをMrk421に適用して、現在および今後のTeVおよびkeV-MeV望遠鏡との相乗的な観測により、その暫定的なTeVおよびMeVの過剰について、ジェットのハドロン過程に洞察を与えることができることを提案します。
中性子星クラストにおける磁場の進化：ホール効果を超えて
| Title |
Magnetic_Field_Evolution_in_Neutron_Star_Crusts:_Beyond_the_Hall_Effect |
| Authors |
Konstantinos_N._Gourgouliatos,_Davide_De_Grandis_and_Andrei_Igoshev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.08345 |
中性子星は、私たちが宇宙で知っている最強の磁場をホストしています。それらの磁場は、磁気圏または地殻を介して、それらの放射を生成する主な手段です。さらに、磁場の進化は、強い磁場をホストするマグネターの爆発的な出来事と、それらの持続的な熱放射と密接に関連しています。中性子星の地殻における磁場の進化は、ホール効果とオーミック散逸の枠組みの中で説明されてきました。しかし、この説明は、強く磁化された中性子星の地殻に加えられたマクスウェル応力が故障と温度変化につながる可能性があるという事実によって制限されています。前者の場合、失敗したクラストはホール効果に必要な条件を完全には満たしていません。後者では、温度の変化は磁場の発生に強く関係しています。最後に、星の温度の急激な勾配は、特に弱く磁化された中性子星において、電池の項を活性化し、磁場構造を変える可能性があります。このレビューでは、これらの効果について行われた最近の進歩について説明します。これらの現象は、中性子星とその観測可能な特性の理解に新たな洞察を提供する可能性が高いと私たちは主張します。
グリーンランドのサミットステーションでの無線周波数減衰長の現場での広帯域測定
| Title |
In_situ,_broadband_measurement_of_the_radio_frequency_attenuation_length_at_Summit_Station,_Greenland |
| Authors |
J._A._Aguilar,_P._Allison,_J._J._Beatty,_D._Besson,_A._Bishop,_O._Botner,_S._Bouma,_S._Buitink,_M._Cataldo,_B._A._Clark,_Z._Curtis-Ginsberg,_A._Connolly,_P._Dasgupta,_S._de_Kockere,_K._D._de_Vries,_C._Deaconu,_M._A._DuVernois,_C._Glaser,_A._Hallgren,_S._Hallmann,_J._C._Hanson,_B._Hendricks,_C._Hornhuber,_K._Hughes,_A._Karle,_J._L._Kelley,_I._Kravchenko,_R._Krebs,_R._Lahmann,_U._Latif,_J._Mammo,_Z._S._Meyers,_K._Michaels,_K._Mulrey,_A._Nelles,_A._Novikov,_A._Nozdrina,_E._Oberla,_B._Oeyen,_Y._Pan,_H._Pandya,_I._Plaisier,_N._Punsuebsay,_L._Pyras,_D._Ryckbosch,_O._Scholten,_D._Seckel,_M._F._H._Seikh,_D._Smith,_D._Southall,_J._Torres,_S._Toscano,_D._Tosi,_D._J._Van_Den_Broeck,_N._van_Eijndhoven,_A._G._Vieregg,_C._Welling,_D._R._Williams,_S._Wissel,_R._Young,_A._Zink |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07846 |
過去25年間で、ニュートリノのターゲットとして冷たい極地の氷を使用したニュートリノ生成信号の電波検出は、銀河系外の超高エネルギーニュートリノ（0.01ジュールを超えるニュートリノエネルギーに対応）を検出するためのおそらく最も有望な手法として浮上してきました。、または$10^{17}$電子ボルト）。2021年の夏の間、グリーンランドのラジオニュートリノ天文台（RNO-G）の最初の展開と並行して、グリーンランドのサミットステーションで放射氷河測定を実施し、氷のターゲットについての理解を深めました。そのような測定の結果、高周波電界減衰長$L_\alpha$を報告します。$L_\alpha$の周波数へのほぼ線形の依存性が見つかり、氷の上部1500mの平均フィールド減衰に最適です。$\langleL_\alpha\rangle=\big（（1024\pm50）-（0.65\pm0.06）（\nu/$MHz$）\big）$m（周波数$\nu\in[145-350]$MHz）。
カナダの水素強度マッピング実験であるCHIMEの概要
| Title |
An_Overview_of_CHIME,_the_Canadian_Hydrogen_Intensity_Mapping_Experiment |
| Authors |
Mandana_Amiri,_Kevin_Bandura,_Anja_Boskovic,_Tianyue_Chen,_Jean-Fran\c{c}ois_Cliche,_Meiling_Deng,_Nolan_Denman,_Matt_Dobbs,_Mateus_Fandino,_Simon_Foreman,_Mark_Halpern,_David_Hanna,_Alex_S._Hill,_Gary_Hinshaw,_Carolin_H\"ofer,_Joseph_Kania,_Peter_Klages,_T.L._Landecker,_Joshua_MacEachern,_Kiyoshi_Masui,_Juan_Mena-Parra,_Nikola_Milutinovic,_Arash_Mirhosseini,_Laura_Newburgh,_Rick_Nitsche,_Anna_Ordog,_Ue-Li_Pen,_Tristan_Pinsonneault-Marotte,_Ava_Polzin,_Alex_Reda,_Andre_Renard,_J._Richard_Shaw,_Seth_R._Siegel,_Saurabh_Singh,_Rick_Smegal,_Ian_Tretyakov,_Kwinten_Van_Gassen,_Keith_Vanderlinde,_Haochen_Wang,_Donald_V._Wiebe,_James_S._Willis,_Dallas_Wulf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07869 |
カナダ水素強度マッピング実験（CHIME）は、400〜800MHz帯域で動作するドリフトスキャン電波望遠鏡です。CHIMEは、カナダのブリティッシュコロンビア州ペンティクトン近くのドミニオン電波天文台にあります。この機器は、赤方偏移の範囲0.8〜2.5で中性水素をマッピングして、宇宙の膨張履歴を制限するように設計されています。この目標は、計測器の設計機能を推進します。CHIMEは、南北に向けられた4つの平行な円筒形リフレクターで構成され、それぞれ100m$\times$20mで、256エレメントの二重偏光リニアフィードアレイが装備されています。CHIMEは、いつでも子午線全体を覆う2度幅の縞模様を観測し、地球の自転により毎日空の3/4を観測しています。FX相関器は、FPGAとGPUを利用して信号をデジタル化し、相関させます。宇宙論的、高速電波バースト、パルサー、VLBI、および21cm吸収体バックエンド用に生成されたさまざまな相関積を使用します。宇宙論のバックエンドの場合、$N_\mathrm{feed}^2$相関行列は、31ミリ秒ごとに帯域全体で1024の周波数チャネルに対して形成されます。データ受信機システムは、キャリブレーションとフラグ付けを適用し、主要な宇宙論的データ製品については、冗長なベースラインをスタックし、10秒間統合します。機器の概要、最初の3年間の科学データに基づくその性能測定基準を提示し、CHIMEの一次ビーム応答の特性評価における現在の進歩について説明します。また、CHIMEデータから得られた空の地図も提示します。私たちはこれらの地図のバージョンを宇宙論的スタッキング分析と銀河系の前景の調査に使用しています。
NASAのスピッツァー宇宙望遠鏡からのデータを2020年末までに使用した、参照された天文学ジャーナルの記事の数に関する統計を提示します。ミッション中にデータを収集するために使用されたさまざまなタイプの科学プログラムと科学カテゴリについて説明し、2009年5月の極低温物質の枯渇によってもたらされた運用上の変更（結果として生じる予算削減を含む）が、出版率にどのように影響したか。極低温後（ウォーム）ミッションでは、極低温ミッションよりも少ない論文が作成されましたが、公開された曝露時間の割合は、ウォームミッションと極低温ミッションの間でそれほど変化しませんでした。これは主に、ウォームミッションで観測の長さが長くなり、各ウォームペーパーが平均して極低温ペーパーよりも多くのデータを使用するためでした。また、公開の速度、アーカイブの使用、およびレガシーおよび探査科学プログラム（大規模で一貫性のある調査）の驚異的な有効性についても説明します。これには、十分に宣伝された拡張データ製品を一元化されたアーカイブでホストすることの価値も含まれます。また、最も多く公開された観測を識別し、さまざまなメトリック（プログラムの種類、使用された機器、観測の長さなど）で並べ替えます。出版物で最も高い再利用率を持つデータは、スピッツァーミッションの初期に取得されたか、大規模な調査の1つに属しています（オブジェクトの数、観測時間数、または空に覆われた領域のいずれかで大規模です）。また、著者がスピッツァーの基本的な論文を引用したり、使用したスピッツァーデータを正しく参照したりした頻度を評価し、40％もの論文が論文の引用に失敗し、15％がデータの特定を不可能にしていることを発見しました。使用済み。
ASTRIミニアレイのチェレンコフ望遠鏡とチェレンコフ望遠鏡アレイのMSTプロジェクトのミラー製造
| Title |
Mirror_production_for_the_Cherenkov_telescopes_of_the_ASTRI_Mini-Array_and_of_the_MST_project_for_the_Cherenkov_Telescope_Array |
| Authors |
N._La_Palombara_(1),_G._Sironi_(2),_E._Giro_(3),_S._Scuderi_(1),_R._Canestrari_(4),_S._Iovenitti_(2,5),_M._Garczarczyk_(6),_M._Krause_(6),_S._Diebold_(7),_R._Millul_(2),_F._Marioni_(8),_N._Missaglia_(8),_M._Redaelli_(8),_G._Valsecchi_(8),_F._Zocchi_(8),_A._Zanoni_(9),_and_G._Pareschi_(2)_(for_the_ASTRI_and_the_CTA_projects,_(1)_INAF_-_IASF_Milano_(I),_(2)_INAF_-_Osservatorio_Astronomico_di_Brera_(I),_(3)_INAF_-_Osservatorio_Astronomico_di_Padova_(I),_(4)_INAF_-_IASF_Palermo_(I),_(5)_Dipartimento_di_Fisica_(I),_(6)_Deutsches_Elektronen-Synchrotron_(DESY)_(D),_(7)_Institut_f\"ur_Astronomie_und_Astrophysik_T\"ubingen_(IAAT)_(D),_(8)_Media_Lario_s.r.l._(I),_(9)_ZAOT_s.r.l._(I)) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.08103 |
チェレンコフ望遠鏡アレイ（CTA）は、イメージング大気チェレンコフ技術で動作するTeV$\gamma$線スペクトル領域にある次の地上ベースの$\gamma$線天文台です。これは、クラスの直径が異なる約70個の望遠鏡（それぞれ23、12、4mのLST、MST、SST）に基づいており、2つの半球の2つのサイト（カナリア諸島のラパルマとパラナルの近く）に設置されます。チリ）。非常に多くの望遠鏡のセグメント化された主鏡を実現するために、1m$^2$を超える数千の反射鏡タイルが製造されます。ほぼ並行して、ASTRIミニアレイ（MA）がテネリフェ島（カナリア諸島）に実装されており、直径4mのデュアルミラーチェレンコフ望遠鏡（SSTと非常によく似ています）が9つ構成されています。ASTRIMAの9つの望遠鏡すべてと2つのMST望遠鏡（合計400セグメント）のミラー製造を、コールドガラススランピング複製技術を使用して完了しました。非常に大規模な生産で達成された品質に関連する結果が提示され、採用されたテスト方法とアプローチについても説明されています。これらは、MSTおよびSSTCTA望遠鏡の大量生産（約3000m$^2$の反射面）の品質保証プロセスの採用と最適化に非常に役立ちます。
赤色超巨星からの一時的なガス流出と質量損失
赤色超巨星VYCMaとより典型的な赤色超巨星ベテルギウスは、それらの光学および赤外線イメージング、スペクトル、および光度曲線における離散的で方向性のあるガス流出の明確な観測証拠を提供します。非常に明るいVYCMaでは、赤外線の明るい結び目と塊からの質量損失の推定値が、測定された全体的な質量損失を支配するだけでなく、それを説明します。低光度のベテルギウスでは、星周凝縮の同様の質量推定値は、それらが測定された質量損失率に大きく寄与することを示しています。両方の星の新しい測定値を提示し、他の赤色超巨星におけるガス放出の追加の証拠について説明します。ガス状の流出は、最も明るいRSGの主要な質量損失メカニズムであり、ベテルギウスのようなより典型的な赤色超巨星の重要な要因です。コロナ質量放出に匹敵する、磁場と表面活動に関連するガスの流出は、赤色超巨星からの質量損失とそれらの質量損失メカニズムの議論における欠落した成分の主な原因であると結論付けます。
メキシコのアレイ電波望遠鏡（MEXART）による140MHzでの最初の太陽電波バースト観測
| Title |
First_Solar_Radio_Burst_Observations_by_the_Mexican_Array_Radio_Telescope_(MEXART)_at_140_MHz |
| Authors |
E._Huipe-Domratcheva,_V._De_la_Luz,_G._A._Casillas-Perez,_J._C._Mejia-Ambriz,_E._Perez-Leon,_J._A._Gonzalez-Esparza,_C._Monstein,_W._Reeve |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07828 |
メキシコの国立宇宙天気研究所（LaboratorioNacionaldeClimaEspacial：LANCE）は、メキシコの宇宙天気への影響を監視するための機器を調整しています。これらの機器のうちの2つは、メキシカンアレイ電波望遠鏡（MEXART）と、e-CALLISTOネットワーク（CALLMEX）の分光および可搬型天文台（CALLISTO）ステーション用の複合天文低周波低コスト機器です。両方の機器は同じ施設（メキシコのコエネオミチョアカン）にあり、140MHzを中心とするスペクトルバンドを共有しています。この作業では、MEXART電波望遠鏡の信号で太陽電波バーストを識別するためのサポートとしてe-CALLISTOネットワークの機能を示します。2015年9月から2019年5月までの間にタイプIIの5つのイベントとタイプIIIの70のイベントのMEXART信号で75のソーラーラジオバーストを識別します。MEXART信号のソーラーラジオバーストの分析は、高感度、時間分解能、および等方性応答。タイプIIIの太陽無線イベントの場合、140MHzでの信号の動的進化における、前段階、メインピーク、減衰段階、および事後段階の3つの特徴的な段階を特定します。モーレット波変換はタイプIIIソーラーラジオバストのMEXART信号で行われます。それらのスペクトルでは、時系列のメインイベントに先行する松の木の構造が識別されました。これらの特性は、e-Callistonetworkからのデータでは観察できません。
ARTEMIS / JLSとNRHによる高解像度観測：IV。タイプIIバーストの前面近くのスパイク状構造のイメージング分光法
| Title |
High-resolution_observations_with_ARTEMIS/JLS_and_the_NRH:_IV._Imaging_spectroscopy_of_spike-like_structures_near_the_front_of_type-II_bursts |
| Authors |
S._Armatas_and_C._Bouratzis_and_A._Hillaris_and_C.E._Alissandrakis_and_P._Preka-Papadema_and_A._Kontogeorgos_and_P._Tsitsipis_and_X._Moussas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07832 |
狭帯域バースト（スパイク）は、マイクロ波からデカメートル周波数までの動的スペクトルに現れます。それらは、磁気リコネクションによる小規模なエネルギー放出の兆候であると考えられています。タイプIIバーストの前面に対するスパイク状構造の位置とバースト放出におけるそれらの役割を研究します。スパイクを研究するために、ARTEMIS-JLSラジオスペクトログラフの音響光学アナライザー（SAO）で得られた高感度、低ノイズの動的スペクトルを、Nan\c{c}ayラジオヘリオグラフ（NRH）からの画像と組み合わせて使用しました。-2003年11月3日の極端な太陽イベント中のタイプII無線バーストの前面近くのバーストのようなもの。ダイナミックスペクトルのスパイク状の放射は、ハイパスタイムフィルタリングによって強化されました。NRH画像でいくつかのスパイクを特定しました。NRHの時間分解能が低いため、動的スペクトルで検出された複数のスパイクは、画像内で単一の構造として表示されました。これらのスパイクの平均サイズは約200インチで、観測された輝度温度は1.4〜5.6x10^9Kであり、タイプIIバーストフロントの放出に大きく貢献しています。スパイクでは、スパイク放射とスパイク間の放射の間に系統的な変位は見つかりませんでした.327.0MHzでは、タイプIIの放射は、西端の0.1RSUN上にある既存の連続放射の約0.3RSUN上にありました。研究によると、タイプIIバーストMHD衝撃波面に沿って整列したスパイク状のチェーンは、タイプIVスパイクの場合のように、タイプII放射の摂動ではなく、タイプII放射自体の現れです。チェーンは、孤立した構造や不規則なクラスターの欠如とともに、タイプIIの伝播フロントに沿って組織化された何らかの形の小規模な磁気再接続を指しています。
非球面コロナ質量放出とその駆動衝撃波の3次元解析
| Title |
Three-dimensional_analyses_of_an_aspherical_coronal_mass_ejection_and_its_driven_shock |
| Authors |
Beili_Ying,_Li_Feng,_Bernd_Inhester,_Marilena_Mierla,_Weiqun_Gan,_Lei_Lu_and_Shuting_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.08019 |
環境。観測によると、衝撃は高速コロナ質量放出（CME）によって引き起こされ、粒子の加速に重要な役割を果たす可能性があります。CMEの曲率半径（ROC）で正規化された衝撃スタンドオフ距離から導出される臨界比$\delta$により、衝撃と周囲のコロナパラメータを推定できます。ただし、CMEの真のROCは、観測された投影効果のために測定が困難です。目的。明らかな横方向の膨張なしに非球面CMEによって駆動される衝撃の形成メカニズムを調査します。オブジェクトの形態を事前に仮定せずに3次元（3D）で再構築することにより、CME表面の2つの主要なROCを推定し、CMEの2つの主要なROCの違いが冠状動脈の物理的パラメーターの推定にどのように影響するかを示します。メソッド。CMEは、太陽地球接続コロナおよび太陽圏調査（SECCHI）機器と、広角分光コロナグラフ（LASCO）によって観測されました。マスクフィッティング法を使用してCMEの不規則な3D形状を取得し、バウショックモデルを使用して衝撃面を再構築しました。5次多項式関数による平滑化とモンテカルロシミュレーションにより、CMEノーズでのROCを計算しました。結果。（1）最大ROCはCMEの最小ROCの2〜4倍であることがわかります。CMEROC間の有意差は、非球面CMEの1つのROCの仮定が、衝撃および冠状パラメータの過大/過小評価を引き起こす可能性があることを意味します。（2）ショックノーズは、一定のスタンドオフ距離と、ノーズ周辺のショックとCMEの間の同様の速度を考慮して、バウショック形成メカニズムに従います。（3）宇宙の3DROCを介して計算されたより正確な$\delta$を使用して、Alfv{\'e}n速度とコロナを含む、約-50$^{\circ}$の高緯度でのコロナパラメータを導出します。磁場の強さ。
V608カシオペア座：2つの可能な周連星の仲間を持つWUMaタイプの食変光星
光度曲線と日食のタイミングの詳細な研究から、V608Casの測光特性を示します。光度曲線の合成は、食のペアが$\DeltaT$=155K、$q$=0.328、および$f$=26％のパラメーターを持つオーバーコンタクト連星であることを示しています。3番目の光$\ell_{3}$を検出しました。これは、$V$および$R$バンドの全全身光のそれぞれ約8％および5％に相当します。6回のタイミング測定を含め、合計38回の最小光が期間調査に使用されました。V608Casの公転周期は、上向き放物線と2つの周期的変動の組み合わせによって変化していることがわかりました。$+$3.99$\times$10$^{-7}$dyr$^{-1}$の割合での連続期間の増加は、次の割合での二次成分から一次星への物質移動として解釈できます。1.51$\times$10$^{-7}$M$_\odot$yr$^{-1}$。2つの周期的変動の周期と半振幅は、それぞれ約$P_3$=16。0年と$P_4$=26。3年、および$K_3$=0.0341dと$K_4$=0.0305dです。両方のサイクルの最も可能性の高い説明は、推定質量$M_3$=2.20M$_\odot$および$M_4$=1.27M$_の3番目と4番目のコンポーネントの存在の可能性によって操作される光移動時間効果のペアです。$e_3$=0.66および$e_4$=0.52の離心率の\odot$。$\ell_{3}$の寄与は、2つの周連星オブジェクトの推定質量と比較して非常に小さいため、非常にかすかなコンパクトオブジェクトとして推測できます。
太陽風スイッチバックの分布、回転、およびスケール特性の分析：パーカーソーラープローブの最初の遭遇と2番目の遭遇の比較
| Title |
Analysis_of_the_distribution,_rotation_and_scale_characteristics_of_solar_wind_switchbacks:_comparison_between_the_first_and_second_encounters_of_Parker_Solar_Probe |
| Authors |
Mingming_Meng,_Ying_D._Liu,_Chong_Chen,_Rui_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.08069 |
磁力線のねじれによって形成される太陽風のS字型の磁気構造はスイッチバックと呼ばれ、その主な特徴は磁場の反転と太陽風の視線速度の大幅な増加です。パーカーソーラープローブ（PSP）の最初の2回の遭遇中に242のスイッチバックを識別します。統計手法を適用して、スイッチバックの磁場回転の分布と回転角および方向を分析します。スイッチバックの直径は、円筒形の磁気管を想定した最小分散分析（MVA）法で推定されます。また、内側からのスイッチバックとコロナホールの境界を比較します。主な結論は次のとおりです。（1）最初の遭遇時に観察されたスイッチバックの回転角は、一般に2回目の遭遇中に観察されたスイッチバックの回転角よりも大きいように見えます。（2）スイッチバック内の速度の接線成分は、周囲の太陽風よりも正（西向き）になる傾向があります。（3）スイッチバックは反時計回りよりも時計回りに回転する可能性が高く、時計回りに回転するスイッチバックの数は、1回目と2回目の遭遇時に反時計回りに回転するスイッチバックのそれぞれ1.48倍と2.65倍です。（4）スイッチバックの直径は、平均で約10^5kmであり、5桁（10^3-10^7km）にわたっています。
二重縮退バイナリ合併からの高磁性He-sdO星の発見
| Title |
Discovery_of_a_highly_magnetic_He-sdO_star_from_a_double-degenerate_binary_merger |
| Authors |
M._Dorsch,_N._Reindl,_I._Pelisoli,_U._Heber,_S._Geier,_A._G._Istrate,_S._Justham |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.08146 |
スペクトル型O（He-sdO）のヘリウムに富む準矮星は、恒星の合併の残骸の主要な候補と見なされます。このようなイベントは、強い磁場の生成につながるはずです。しかし、白色矮星、準矮星の子孫の間で高い磁気率（20％）があるにもかかわらず、磁気He-sdOはまだ明確に発見されていません。ここでは、He-sdOの光学X-SHOOTERスペクトルで、ゼーマン分割水素、ヘリウム、および金属線からの強磁場（B=353$\pm$10kG）の発見を示し、最初の分光分析を示します。あらゆる磁気の熱い準矮星の。このために、ラインブランケットのTlusty非局所熱力学的平衡モデルを使用し、単純な均一磁場を仮定しました。導出された大気パラメータ$T_\mathrm{eff}$=44900$\pm$1000Kおよびlogg=5.93$\pm$0.15はHe-sdO星に典型的ですが、星はほとんどのHe-よりも水素不足ではありません。ログn（He）/n（H）でのsdOs=+0.28$\pm$0.10。星は遅い回転子です（$v_\mathrm{rot}\sini$<40kms$^{-1}$）。その化学組成はNに富み、CとOに乏しく、SiとSの存在量は太陽に近いです。大気パラメータをガイア視差と測光と組み合わせると、恒星の半径と光度はHe-sdOに典型的であり、ヘルツシュプルングラッセル図のヘリウム主系列星に星を配置します。その質量は$0.93^{+0.44}_{-0.30}$$M_\odot$ですが、不確かですが、非常に高いようです。強い磁場と大気パラメータおよび金属の存在量は、二重縮退合併シナリオの圧倒的な証拠を提供します。
顕微鏡およびマクロスコープとしてのブーストされたタウレプトン
| Title |
Boosted_tau_lepton_as_a_microscope_and_macroscope |
| Authors |
Sitian_Qian,_Zhe_Guan,_Sen_Deng,_Yunxuan_Song,_Tianyu_Mu,_Jie_Xiao,_Tianyi_Yang,_Siguang_Wang,_Yajun_Mao,_Qiang_Li,_Meng_Lu,_Zhengyun_You |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07808 |
LHCbレプトンフレーバーの普遍性とフェルミラボミューオンの異常磁気モーメントからの異常は、レプトンセクターからの可能性のある新しい物理学の興味をそそるヒントを示しています。タウレプトンは、その質量が大きく、ミューオンよりも寿命が短いため、標準模型を超える可能性のある新しい物理にさらに結合すると考えられています。伝統的に、タウレプトンは、タウの寿命が短いため、崩壊生成物を介してプローブされます。一方、高エネルギースケールでは、タウレプトンの大部分がはるかに長い寿命にブーストされ、数センチメートルからキロメートルの長さスケールまでの目に見える距離を飛ぶことができますが、標準模型を超える新しい物理学には非常に有益ですまたは高エネルギー宇宙線。この記事では、長寿命のタウスを顕微鏡またはマクロスコープとして利用して、タウの異常な磁気運動量を前例のないレベルの精度で測定し、1TeVから1PeVのスケールで高エネルギー宇宙ニュートリノを検出することにより、ユニークでありながら有望なタウ物理学を示します。それぞれ。
複合ラジエーターによる遷移放射のローレンツ因子範囲と感度の拡張
| Title |
Extending_the_Lorentz_Factor_Range_and_Sensitivity_of_Transition_Radiation_with_Compound_Radiators |
| Authors |
Samer_T_Alnussirat_and_Michael_L_Cherry |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07901 |
遷移放射線検出器（TRD）は、加速器実験で高エネルギー粒子を識別するために（特に、より重い粒子から電子を分離するために）使用されてきました。宇宙では、それらは宇宙線電子を識別し、宇宙線核のエネルギーを測定するために使用されてきました。現在まで、ラジエーターは、フォイルの厚さと間隔の値が固定されたフォイルの通常の構成（または同等の平均寸法のフォームまたはファイバーラジエーター）で構成されており、比較的制限された範囲のローレンツ因子で動作していました。将来のTRDの適用範囲を拡大するため（たとえば、将来の加速器実験で遠方領域の0.5〜3TeVのパイ中間子、K中間子、陽子を特定するため、または20TeVまでの宇宙線核のエネルギースペクトルを測定するため）/核子以上）、信号強度を上げ、単一の検出器で測定できるローレンツ係数の範囲を拡大する必要があります。考えられるアプローチは、さまざまなラジエーターパラメータで構成される複合ラジエーターを利用することです。複合ラジエーターの場合について説明し、フォイルの厚さと間隔を任意に構成したTRDで生成される歩留まりを導き出します。
圧縮性電磁流体力学的乱流における高速モードの存在について
| Title |
On_the_Existence_of_Fast_Modes_in_Compressible_Magnetohydrodynamic_Turbulence |
| Authors |
Zhaoming_Gan,_Hui_Li,_Xiangrong_Fu,_and_Senbei_Du |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07965 |
圧縮性および非圧縮性の運転条件で多数のシミュレーションを実行することにより、3D圧縮性MHD乱流における高速電磁流体モードの存在と特性を研究します。高速モードの存在を判断するために、2つのアプローチを使用します。空間変動のみに基づくモード分解と、すべての変動の時空間4D-FFT分析です。後者の方法では、有限周波数の高速モードの分散関係を満たす変動を定量化できます。全体として、全変動パワーにおける時空間4DFFTアプローチによって識別された高速モードの割合は、ほぼ非圧縮性の運転ではごくわずかであるか、高圧縮性の運転では約2％であることがわかります。宇宙および天体プラズマの圧縮性変動を理解するための結果の意味について説明します。
プレプリントは、有名な天体物理学者SamuilKaplan（1921-1978）による論文の英語訳です。（Vol。19、No。10、pp。951-952）ロシア語。この重要な1ページと1/3ページの論文は、そのような翻訳がないため、幅広い専門家や学生がまだアクセスできません。この論文は、SamuilKaplanの最初の科学出版物であり、この分野での先駆的な研究です。このプレゼンテーションの目的は、一般相対性理論、相対性理論天体物理学、科学史の分野の幅広い専門家が記事を利用できるようにすることと、著者の生誕100周年を記念してその著者を称えることです。
静止時の磁化された均一プラズマに超臨界無衝突衝撃波を形成する高出力レーザー実験
| Title |
High-power_laser_experiment_forming_a_supercritical_collisionless_shock_in_a_magnetized_uniform_plasma_at_rest |
| Authors |
Ryo_Yamazaki,_S._Matsukiyo,_T._Morita,_S._J._Tanaka,_T._Umeda,_K._Aihara,_M._Edamoto,_S._Egashira,_R._Hatsuyama,_T._Higuchi,_T._Hihara,_Y._Horie,_M._Hoshino,_A._Ishii,_N._Ishizaka,_Y._Itadani,_T._Izumi,_S._Kambayashi,_S._Kakuchi,_N._Katsuki,_R._Kawamura,_Y._Kawamura,_S._Kisaka,_T._Kojima,_A._Konuma,_R._Kumar,_T._Minami,_I._Miyata,_T._Moritaka,_Y._Murakami,_K._Nagashima,_Y._Nakagawa,_T._Nishimoto,_Y._Nishioka,_Y._Ohira,_N._Ohnishi,_M._Ota,_N._Ozaki,_T._Sano,_K._Sakai,_S._Sei,_J._Shiota,_Y._Shoji,_K._Sugiyama,_D._Suzuki,_M._Takagi,_H._Toda,_S._Tomita,_S._Tomiya,_H._Yoneda,_T._Takezaki,_K._Tomita,_Y._Kuramitsu,_and_Y._Sakawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.07976 |
準垂直超臨界磁化無衝突衝撃を生成するための新しい実験方法を提示します。私たちの実験では、周囲の窒素（N）プラズマは静止していて十分に磁化されており、均一な質量密度を持っています。プラズマは、レーザー駆動のアブレーションアルミニウム（Al）プラズマによって押し出されます。縞模様の光学高温計と空間的に分解されたレーザー集団トムソン散乱により、プラズマ密度と温度の構造が明らかになり、1次元の粒子内セルシミュレーションと比較されます。レーザー照射直後に、Alプラズマが自己生成Biermannバッテリー磁場によって磁化され、プラズマが入射Nプラズマを叩くことが示されています。Nプラズマ内の圧縮された外部磁場はNイオンを反射し、磁化されたNフローを逆流させます。つまり、反射したNイオンのエッジを特定します。このような相互作用するプラズマは、磁化された衝突のない衝撃を形成しています。
AMoRE-IIミューオン拒否権のためのWLSファイバーを埋め込んだ押し出しプラスチックシンチレータの実現可能性調査
| Title |
A_feasibility_study_of_extruded_plastic_scintillator_embedding_WLS_fiber_for_AMoRE-II_muon_veto |
| Authors |
J._W._Seo,_W._T._Kim,_Y._D._Kim,_H._Y._Lee,_J._Lee,_M._H._Lee,_P._B._Nyanda,_and_E._S._Yi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.08034 |
AMoRE-IIは、高度なモリブデンベースのレアプロセス実験の第2フェーズであり、約200kgのモリブデン含有極低温検出器を使用して、100Mo同位体のニュートリノのない二重ベータ崩壊を検索することを目的としています。AMoRE-IIは、感度を最大化するために、さまざまな方法でバックグラウンドレベルを10-5カウント/keV/kg/年未満に保つ必要があります。方法の1つは、宇宙線の背景のない地下深くで実験を行うことです。AMoRE-IIは、深さ約1,000mのYemilabで実行されます。しかし、このような深い地下環境でも、測定に影響を与える可能性のある宇宙ミューオンが残っているため、可能な限り除外する必要があります。ミューオン拒否検出器は、モリブデン酸塩極低温検出器が配置されている内部検出器に来るミューオン誘導粒子を排除するために必要です。押し出しプラスチックシンチレータと波長シフトファイバをSiPMと一緒にミューオン拒否システムとして使用する可能性を研究しました。COSINE-100の測定値と一致して、プロトタイプのミューオン検出器を使用して、ヤンヤン地下研究所で428.4イベント/m2/日のミューオンフラックスを取得しました。総拒否権面積135m2のAMoRE-IIミューオン拒否権システムでの推定イベント率は2.04イベント/秒です。
| Title |
Bubble_wall_dynamics_at_the_electroweak_phase_transition |
| Authors |
Stefania_De_Curtis,_Luigi_Delle_Rose,_Andrea_Guiggiani,_\'Angel_Gil_Muyor,_Giuliano_Panico |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.08220 |
一次相転移は初期宇宙で主要な役割を果たし、重力波の生成やバリオン非対称性の生成などの重要な現象論的結果をもたらす可能性があります。相転移の特性を決定する重要な側面は、高温プラズマの密度摂動によって制御される真の真空気泡のダイナミクスです。この側面を初めて研究し、一次電弱相転移中にヒッグス場に結合したトップクォーク種の線形化ボルツマン方程式の完全解を示します。私たちのアプローチは、流体近似に基づく従来のアプローチとは異なり、仮説に依存せず、プラズマの密度摂動を完全に捉えることができます。私たちの結果は、定性的レベルと定量的レベルの両方で、流体近似（その拡張と変更を含む）で得られた結果とは大幅に異なることがわかります。特に、気泡壁に作用する摩擦にはかなりの違いが見られます。
アポロガイダンスコンピュータの簡単な分析
AGCは、1960年代から1970年代初頭にかけて、アポロ計画中にナビゲーションガイダンスと宇宙船制御を提供することを唯一の目的として設計されました。AGCは、72kbのROM、4kbのRAM、およびなんと14,245FLOPSを備えており、このレポートが作成されているコンピューターの約3,000万分の1です。当時のメモリ技術の大部分のために、プログラマーはメモリの個々の単語を配給しなければならなかったので、これらの制限がAGCを非常に興味深いものにしているのです。これらの制限にもかかわらず（またはおそらくそれらが原因で）、AGCは高度に最適化されており、その計算能力は1970年代後半にAppleIIのようなコンピューターにしか匹敵しなかったため、おそらく当時の最も先進的なコンピューターでした。AGCには意図された市場がなく、アポロ司令船とアポロ月着陸船の制御を強化するように明示的に設計されたと言っても過言ではありません。ただし、AGCはNASAの内部に完全に組み込まれているわけではなく、MITの計装研究所で設計され、武器および防衛関連の請負業者であるレイセオンによって製造されました。
重力波検出器のオプトメカニカルパラメトリック不安定性を軽減するための高速、高出力2Dビームステアリング
| Title |
High_speed,_high_power_2D_beam_steering_for_mitigation_of_optomechanical_parametric_instability_in_gravitational_wave_detectors |
| Authors |
Thomas_Harder,_Margherita_Turconi,_R\'emi_Soulard,_Walid_Chaibi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.08272 |
この論文では、放射圧に基づいて、重力波（GW）検出器のオプトメカニカルパラメトリック不安定性（PI）を制御するための新しい戦略を提案します。ハイパワービームの高速偏向は、私たちのアプローチの重要な要素です。音響光学変調器（AOM）のペアに基づいて、高速性と広いスキャン範囲を組み合わせた2D偏向システムを構築しました。高速周波数切り替えの構成可能なAOMドライバーとして、UniversalSoftwareRadioPeripheral（USRP）と高性能パーソナルコンピューター（PC）を組み合わせて使用しました。このようにして、スキャン範囲全体にわたってフラットな効率で、3.6Wのビームパワーに対して2つの任意の連続する偏向位置間の遷移時間が50nsの2Dビームステアリングシステムを示します。
アクシオン暗黒物質探索のための量子デュアルパス干渉法スキーム
空洞アクシオン暗黒物質探索におけるデュアルパス干渉計増幅構成を提案します。磁場が浸透した低温の空洞では、単一のアクシオン-光子変換率が空洞の品質係数$Q$によって向上することを量子力学的に示します。これは、古典的な結果と一致しています。現代の極低温条件下では、空洞内の熱光子はごくわずかであるため、アクシオン空洞は、時間的に分離した単一光子を放出する量子デバイスと見なすことができます。現在の技術では、増幅チェーン内の光子場の直交位相の相関により、単一パス増幅方式と比較して、単一対ノイズ比が2桁向上します。この強化により、信号のスキャン時間が大幅に短縮され、アクシオンと光子の結合の感度が向上します。
空間的に変化する質量を持つ大規模なベクトル場の超放射
超放射は、巨大なボソニック粒子が回転するブラックホールからエネルギーを抽出できるプロセスであり、粒子がブラックホールのシュワルツシルト半径に匹敵するコンプトン波長を持っている場合、「雲」の形成につながります。興味深い可能性の1つは、拡散プラズマ内の光子に対して超放射が発生する可能性があることです。この場合、光子は小さな有効質量を獲得します。スピン0の場合の研究は、そのような蓄積が、物理的に現実的なプラズマ密度プロファイルとの光子の相互作用を模倣すると思われる、空間的に変化する有効質量によって抑制されることを示しています。空間的に変化する有効質量を考慮して修正を加えて、カー背景上で進化する大規模なプロカ場の相対論的シミュレーションを実行します。これにより、光子に直接関連するスピン1のケースを処理し、プラズマ内のより薄いディスクプロファイルの影響を調べることができます。スカラーの場合と同様の定性的な結果が得られたため、その作業の結論を支持します。超放射成長が発生するには、一定の漸近質量またはシェルのようなプラズマ構造のいずれかが必要です。薄い円盤を調べて、その成長を抑制する超放射雲の漏れを見つけ、厚い円盤が不安定性をサポートする可能性が高いと結論付けました。
