それらすべてを治すための1つのスペクトル：初期の宇宙からの署名は宇宙論の主要な異常と緊張を解決します
| Title |
One_spectrum_to_cure_them_all:_Signature_from_early_Universe_solves_major_anomalies_and_tensions_in_cosmology |
| Authors |
Dhiraj_Kumar_Hazra,_Akhil_Antony,_Arman_Shafieloo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.12000 |
プランク衛星によって観測された宇宙マイクロ波背景放射（CMB）温度スペクトルの音響ピークは、標準モデルのレンズ効果からの予想よりも滑らかに見えます。この異常な影響は、ハッブル定数の値が非常に低い空間的に閉じた宇宙によっても模倣できます。その結果、宇宙論的観測間の既存の不一致が悪化します。これらすべての異常を解決する、特徴的な周波数を持つ量子ゆらぎの原始スペクトルにおける特定の形態の振動である、初期の宇宙からの特徴を再構築します。興味深いことに、この形式の原始スペクトルは、さまざまな観測、すなわちプランクCMB、いくつかの大規模構造調査からのクラスタリングと弱いレンズ効果の測定、ハッブル定数の局所測定のフィッティングにおける宇宙論の標準モデルのさまざまな緊張を解消または実質的に鎮静化することがわかります、および球形クラスターから最近推定された宇宙の年齢。私たちは、同様の特徴を備えた原始スペクトルの分析形式を提案することにより、現象論的に私たちの発見を支持し、それが宇宙論的観測のさまざまな組み合わせと非常によく一致することを示します。このような形の原始スペクトルを生成できる単一のインフレーションのスカラー場ポテンシャルを導入することにより、理論的に私たちの発見をさらに支持します。
銀河団Abell523の拡散シンクロトロン源のスペクトル研究
| Title |
Spectral_study_of_the_diffuse_synchrotron_source_in_the_galaxy_cluster_Abell_523 |
| Authors |
Valentina_Vacca,_Timothy_Shimwell,_Richard_A._Perley,_Federica_Govoni,_Matteo_Murgia,_Luigina_Feretti,_Gabriele_Giovannini,_Francesca_Loi,_Ettore_Carretti,_Filippo_Cova,_Fabio_Gastaldello,_Marisa_Girardi,_Torsten_Ensslin,_Hiroki_Akamatsu,_Annalisa_Bonafede,_Etienne_Bonnassieux,_Walter_Boschin,_Andrea_Botteon,_Gianfranco_Brunetti,_Marcus_Brueggen,_Alexis_Finoguenov,_Duy_Hoang,_Marco_Iacobelli,_Emanuela_Orru',_Rosita_Paladino,_Huub_Roettgering,_Reinout_van_Weeren,_Fabio_Vitello,_Denis_Wittor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.12207 |
銀河団Abell523（A523）は、歴史的に電波ハローとして分類されていた拡張拡散シンクロトロン源をホストしています。1.4GHzでの電波出力は、銀河団の多波長観測から得られた観測量間のスケーリング関係において最も重要な異常値の1つです。それは、熱ガスとは異なり、オフセットされた形態を持ち、1.4GHzは、通常、このクラスのソースでは観測が困難です。大きな空間スケール（〜1Mpc）で変動する磁場は、これらの特性を説明できますが、このソースの形成メカニズムはまだ完全には明らかではありません。その形成メカニズムを調査するために、120〜168MHzのLOw周波数ARrayと1〜2GHzのJansky超大型アレイで得られた新しい観測結果を示します。これにより、このソースのスペクトルインデックス分布を調べることができます。私たちのデータによると、ソースは、以前に推定された1.4GHzよりも144MHzで拡張されており、合計サイズは約1.8Mpc、磁束密度はS_144MHz=（1.52+-0.31）Jyです。ソースのスペクトルインデックス分布はパッチ状であり、平均スペクトルインデックスアルファは144MHz〜1.410GHzで1.2ですが、統合スペクトルインデックスアルファ〜2.1は1.410GHz〜1.782GHzで取得されています。これまでに見られなかった急峻なスペクトル放射のパッチが、クラスターの南の144MHzではっきりと検出されています。全体として、私たちの調査結果は、一次合併と二次合併の可能性に関連する混乱に支えられて、異なる構造の重なりを観察していることを示唆しています。
インフレーションと真髄の間の量子重力接続
インフレと真髄は両方とも単一のスカラー場で記述できます。この宇宙場の宇宙時間発展は、無限の過去の紫外線不動点の領域から無限の未来の赤外線不動点へのクロスオーバーを実現します。これは、初期のインフレーションから後期の動的暗黒エネルギーへの移行に相当し、中間の放射と物質の支配を伴います。量子重力における繰り込み流のスケーリング解は、2つの不動点を接続します。クロスオーバー宇宙論に必要なスカラーポテンシャルの本質的な特性を提供し、宇宙定数の問題を動的に解決します。赤外固定点での量子スケール対称性は、コスモンの小さな質量を保護し、非線形スクリーニングメカニズムを必要とせずに原子へのコスモンの結合を抑制し、それによって微調整の明らかな問題を説明します。与えられた粒子の含有量に対して、量子重力のスケーリング解は、インフレーションと動的暗黒エネルギーの特性の予測フレームワークです。
確率的重力波背景を持つ（P）BHバイナリの合併履歴の変化を制限する
| Title |
Constraining_changes_in_the_merger_history_of_(P)BH_binaries_with_the_stochastic_gravitational_wave_background |
| Authors |
Vicente_Atal,_Jose_J._Blanco-Pillado,_Albert_Sanglas_and_Nikolaos_Triantafyllou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.12218 |
原始ブラックホールの分布に由来するブラックホールバイナリは、大きな赤方偏移まで大きな合併率を示す可能性があります。合併率の現象論的モデルを使用して、赤方偏移$z\sim4$までの勾配の変化が、LIGO/VirgoO3実行からの確率的重力波バックグラウンドの振幅の現在の制限によって制約されることを示します。これは、確率的背景が、検出の単一事象の地平線（同じ検出器の$z\simeq1$）よりも大きい赤方偏移の合併率を制約していることを示しています。さらに、急な合併率の場合、中間周波数での確率的重力波信号の形状が通常の$2/3$IRスケーリングとは異なることを示します。設計LIGO/Virgoアレイ、Einstein望遠鏡、LISA、PTAなど、広範囲の周波数での将来の実験に対するモデルの影響について説明します。さらに、i）確率的背景と現在の合併率が、不均一性のガウス分布から生じるPBHの存在量に等しく制約の限界を提供し、ii）確率的背景のレベルでの縮退（つまり、異なる合併履歴が同様の確率的背景）は、アインシュタイン望遠鏡などの将来の検出器による数カウントからの合併率の補完的な直接観測を考慮することによって破ることができます。
300プロジェクト：銀河団の合併と最も明るい銀河団の恒星成分への影響
| Title |
The_Three_Hundred_project:_galaxy_cluster_mergers_and_their_impact_on_the_stellar_component_of_brightest_cluster_galaxies |
| Authors |
Ana_Contreras-Santos,_Alexander_Knebe,_Frazer_Pearce,_Roan_Haggar,_Meghan_Gray,_Weiguang_Cui,_Gustavo_Yepes,_Marco_De_Petris,_Federico_De_Luca,_Chris_Power,_Robert_Mostoghiu,_Sebasti\'an_E._Nuza_and_Matthias_Hoeft |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.12252 |
TheThreeHundredプロジェクトのデータセット、つまりクラスターサイズのハローの324の流体力学的再シミュレーションのスイートを使用して、銀河団の合併と、最も明るい銀河団（BCG）の色と光度の変化に対するそれらの影響を研究します。z=0で各ハローの主な前駆体を追跡し、その質量降着履歴に基づいて合併状況を検索し、ハロー質量の非常に急速な増加として合併を定義します。クラスターの動的状態の進化に基づいて、合併前と合併後のフェーズを定義します。これらすべてのイベントのリストを作成し、それらの質量比とタイムスケールを統計的に調査します。前者は、すべてのインスタンスが実際に主要な合併であることを確認します。合併のないクラスターのコントロールサンプルと比較することにより、合併がBCGの恒星コンポーネントに与える影響を調査します。BCG恒星粒子の質量、年齢、金属量を分析すると、BCGの恒星含有量は合併中に大幅に増加し、主な成長メカニズムは古い星の降着であるにもかかわらず、によって引き起こされる星形成のバーストさえあることがわかります。合併。私たちのシミュレーションでは、合併のBCGは、通常成長している星よりも中央値で約70％多い星を形成しますが、これはBCGを定義するために考慮される半径によって異なります。観測可能な特性に関しては、合併中にSDSS-uの光度が20％増加し、対照サンプルと比較して銀河のg-r色の増加がわずかに遅くなっています。
数値作用法から8000km / s以内に銀河が流れる
cz<8,000km/sの銀河系（「ハロー」）のz=4以降の軌道は、数値アクションの再構築によって求められます。2MASSグループカタログとCosmicflows-3カタログからの9,719個のハローのセットが注目されています。現在の距離は、観測された赤方偏移からの逸脱を最小限に抑えるように調整されます。最も正確に決定された距離を持つ人々のために、距離と赤方偏移合意の間で妥協がなされます。$H_0$は69から77kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$まで変化し、$\Omega_m$はプランク衛星からのバリオン音響振動制約によって設定されます。質量と光の関係の最適な振幅が見つかります。ハロ間媒体に関連する均一な密度は、ハローにない問題を説明します。ソリューションパスは、近くの大きな構造の形成の履歴を提供し、ボイドがどのように空になったのかを示します。局所的な過密度/過小密度がないと仮定すると、最良のモデルは$H_0=73$kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$であり、ハローから発生するのとほぼ同じ密度がハロ間物質（IHM）から発生します。IHM密度を変化させることによって局所的な過密度/過小密度を調べ、$H_0=73.0（1+0.165\delta）$kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$に沿って最適なモデルの谷を見つけます。調査領域の内部と外部で異なる密度を持つフリードマンモデルは、同様の関係を示します。n体シミュレーションで見られるIHMの物質の割合は、$H_0=72$シナリオのそれとほぼ一致します。大規模な構造の形成の複雑さを視覚化するためにビデオが作成されました。NAMソリューションのテストとして最初のタイムステップから開始し、宇宙スケールファクター$a=2$が未来を垣間見るまで続く、標準的なn体計算。
星の傾斜角、またはそのスピン軸とそのコンパニオンプラネットの平均軌道法線との間の角度は、そのシステムの進化の歴史に独自の制約を与えます。太陽の赤道がそのコンパニオン惑星とほぼ整列している太陽系とは異なり、多くのホットジュピターシステムは、極軌道または逆行軌道上に惑星をホストする、大きなスピン軌道相互作用を伴うことが発見されています。円軌道上にホットジュピターを抱える星とは対照的に、奇行の伴星を持つ星は、恒星の温度による人口全体の赤道傾斜角の傾向に従わないことを示しています。この発見は、離心率の高い移動と潮汐減衰の組み合わせによって自然に説明できます。さらに、今日観察された共同の傾斜角と離心率の分布は、ディスク移動またはその場形成の他のホットジュピター形成メカニズムを呼び出すための厳密な要件なしで、高離心率移動の結果と一致していることを示します。人口全体のレベルでは、離心率の高い移動は、ホットジュピターシステムの動的進化を一貫して形作ることができます。
ペルセウスのJ0337原始惑星系円盤の空間的に分解された大きな空洞
| Title |
A_spatially-resolved_large_cavity_of_the_J0337_protoplanetary_disk_in_Perseus |
| Authors |
Taichi_Uyama,_Garreth_Ruane,_Kellen_Lawson,_Takayuki_Muto,_Charles_Beichman,_Nienke_van_der_Marel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.11771 |
J0337原始惑星系円盤のKeck/NIRC2$K_{\rmp}L_{\rmp}$高コントラストイメージング観測を提示します。データは、空間的に分解された大きな空洞を発見します。これは、LkH$\alpha$〜330システムに続くペルセウス座の星形成領域の原始惑星系円盤の中で2番目の報告です。RADMC-3Dを使用したデータとフォワードモデリングでは、キャビティ半径に$\sim80$〜auが提案されています。J0337のSEDとモデル化されたSED（$\sim10\micron$）の間に不一致があり、これは見えない内部ディスクを示唆しています。また、J0337周辺のコンパニオンを検索しましたが、$0\farcs1$と$2\farcs5$の間の間隔でコンパニオン候補は検出されませんでした。$L_{\rmp}$バンドの検出限界は、60〜auの$\sim20M_{\rmJup}$、90〜auの$\sim9-10M_{\rmJup}$、および$\に対応します。sim3M_{\rmJup}$at$>120$〜au。PDS〜70やRX〜J1604などの大きな空洞を持つ他の若いシステムと比較して、複数の木星惑星、単一の奇行木星惑星、または内部分離の巨大な褐色矮星が空洞内に存在する可能性があります。
光蒸発風におけるダストの巻き込み：遷移円盤の合成観測
| Title |
Dust_entrainment_in_photoevaporative_winds:_Synthetic_observations_of_transition_disks |
| Authors |
R._Franz,_G._Picogna,_B._Ercolano,_S._Casassus,_T._Birnstiel,_Ch._Rab,_S._P\'erez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.12108 |
若いおうし座T型星の周りの原始惑星系円盤に作用するX線および極紫外線（XEUV-）駆動の光蒸発風は、円盤の進化に強く影響し、ガスと塵の両方の分布に影響を与える可能性があります。ギャップサイズが20および30AUのXEUV照射遷移ディスクの風域のダスト密度を計算し、それらが波長$0.7\lesssim\lambda_\mathrm{obs}[\mu\mathrm{m}で観測できるかどうかを判断します。]\lesssim1.8$は、現在の機器を使用した散乱光および偏光光です。$M_*=0.7\mathrm{M}_\odot$T-Tauri星の周りのXEUV駆動の流出で$L_X=2\cdot10^{30}\mathrm{erg/s}$の場合、塵が見つかります質量損失率$\dot{M}_\mathrm{dust}\lesssim2.0\cdot10^{-3}\dot{M}_\mathrm{gas}$であり、垂直セトリングを呼び出すと、流出は次のようになります。かなりコリメートされています。合成された画像は、明確な煙突のような構造を示しています。これらの煙突の相対強度は低いですが、最適な条件下では、JWSTNIRCamやSPHEREIRDISなどの現在の機器で検出できる可能性があります。
2029年のアポフィスの視覚的および高解像度バイスタティックレーダー観測の条件
| Title |
Conditions_for_visual_and_high-resolution_bistatic_radar_observations_of_Apophis_in_2029 |
| Authors |
Agust\'in_Vallejo,_Jorge_I._Zuluaga,_Germ\'an_Chaparro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.12205 |
2029年4月13日、小惑星\Apophisは{6}地球半径（地表から$\sim$31000km）内を通過します。これは、記録された歴史の中でこの小惑星に最も近いアプローチです。このイベントは、小惑星、その軌道、および表面特性を非常に近い距離で研究するためのユニークな科学的機会を提供します。この論文では、小惑星が地球から観測できる条件の総合的な幾何学的、地理的、時間的分析を行います。特に、バイスタティックレーダー観測の条件と科学的機会に重点を置きます。接近。この目的のために、アポフィスに最も接近している間にバイスタティックレーダー観測キャンペーンに参加できる世界中の現在および将来の電波観測所のリストをまとめます。電力、信号対雑音比、表面被覆率、およびその他の観測条件を推定します。オーストラリア、アフリカ、ヨーロッパ、アメリカの観測所のグローバルなコラボレーションにより、前例のない信号対雑音比と数メートルまでの潜在的な空間解像度を備えた高解像度の遅延レーダー画像が生成される可能性があります。小惑星の表面。さらに、適切に調整されていれば、小惑星の極端なアプローチにより、大規模な無線観測所や市民科学プロジェクトによって送信された信号のアマチュア無線検出が可能になる可能性があります。また、視覚的な観察では、カナリア諸島の山頂が、プロとアマチュアの両方にとって、最も近いアプローチで最高の観察条件を提供することもわかりました。\Apophisの見かけのサイズは、通常の表示の2〜3倍になり、表面の解像度の高い画像が可能になります。
土星系における三体共鳴
土星には動的に豊富な衛星システムがあり、ミマス-テティス4：2、エンケラドゥス-ディオーネ2：1、タイタン-ハイペリオン4：3の平均運動共鳴という3つの衛星ペア間の少なくとも3つの軌道共鳴が含まれています。土星の衛星の軌道の歴史の研究は、通常、それらの過去のダイナミクスもまた、2体の共鳴によってのみ支配されていたと仮定しています。直接数値積分を使用すると、土星の衛星間の3体共振は過去に非常に一般的であり、比較的長期的であるが有限の捕捉時間（10Myr以上）をもたらす可能性があることがわかります。これらの3体共鳴は常に離心率タイプであり、衛星の傾斜に影響を与えていないように見えることがわかります。一部の3体共鳴は2体共鳴の近くにありますが（ただし、3体の軌道歳差運動を伴います）、他の共鳴は孤立しており、2体の議論は共鳴の近くにはありません。システムの過去の将来の研究では、過去の研究で見過ごされてきた3体共振を十分に考慮に入れる必要があると結論付けています。
超拡散銀河の周りの球状星団の観測からの銀河形成モデルへの含意
| Title |
Implications_for_Galaxy_Formation_Models_from_Observations_of_Globular_Clusters_around_Ultra-Diffuse_Galaxies |
| Authors |
Teymoor_Saifollahi,_Dennis_Zaritsky,_Ignacio_Trujillo,_Reynier_F._Peletier,_Johan_H._Knapen,_Nicola_Amorisco,_Michael_A._Beasley,_Richard_Donnerstein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.11750 |
かみのけ座銀河団（UDG）の球状星団（GC）のハッブル宇宙望遠鏡による観測の分析を示します。これは、大きな有効半径（$R_{\rme}$）を持つUDGを表すサンプルです。結果を使用して、競合するフォーメーションモデルを評価します。GCの数を決定する際の体系的な不確実性の2つの重要な原因、$N_{\rmGC}$を、（i）GCの光度関数のターンオーバーに到達し、（ii）十分な数を提供する十分に深い観測を使用して排除します。GC番号の放射状分布を測定するためのGCの数。これらの銀河の$N_{\rmGC}$は平均$\sim$20であることがわかります。これは、平均総質量$M_{\rmtotal}$、$\sim$$10^{11}$$M_を意味します。$N_{\rmGC}$と$M_{\rmtotal}$の関係を適用する場合の{\odot}$。この$N_{\rmGC}$の値は、同じ恒星質量の矮小銀河で観測された範囲の上限にあり、平均よりもおよそ2倍大きくなっています。GCの光度関数、放射状のプロファイル、平均色は、矮小銀河で観測されたものよりも、より重い（$L^*$）銀河で観測されたものと一致していますが、放射状と方位角の両方のGC分布は星の分布に厳密に従っています。ホスト銀河で。最後に、私たちの観察結果、特にこれら6つのUDG周辺のGC数とGC分布が、現在好まれているUDG形成モデルのいくつかに課題をもたらす理由について説明します。
暗黒物質と銀河の進化のテストベッドとしての矮小銀河のガスダイナミクス
| Title |
Gas_dynamics_in_dwarf_galaxies_as_testbeds_for_dark_matter_and_galaxy_evolution |
| Authors |
Federico_Lelli_(INAF,_Arcetri_Astrophysical_Observatory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.11752 |
矮小銀河は、（観測された運動学からの）動的質量が（ガスや星からの）バリオン質量を大幅に上回っているため、暗黒物質モデルや代替理論をテストするための理想的な実験室です。ほとんどの星形成矮星では、冷たい原子ガスが規則的に回転する円盤を形成し、恒星の構成要素を超えて伸びているため、重力ポテンシャルを最も外側の領域まで調べます。ここでは、回転曲線、質量モデル、非円形運動など、矮小銀河のガスダイナミクスのいくつかの側面を確認します。星形成小人は、渦巻銀河の力学法則を拡張して、質量、表面密度、および加速度を下げます。回転に支えられた銀河の3つの主要な動的法則は、不確実性の範囲内で、異なる物理的役割を果たしますが同じ値を示す3つの異なる加速度スケールを示しています。これらの動的法則の周りの小さな散乱は、銀河のバリオンと暗黒物質の間の緊密な結合を意味します。これは、現在のサンプルサイズを桁違いに拡大する次世代の調査でよりよく理解されます。
コンパクトな銀河の進化段階と拡張された銀河の進化段階にわたるAGNの降着とブラックホールの成長
さまざまな銀河の進化段階でのブラックホールの成長の程度と、銀河のコンパクトさとAGN活動との関係はよくわかっていません。CANDELSフィールドのハッブル宇宙望遠鏡イメージングを使用して、コンパクトフェーズと拡張フェーズの両方でz=0.5-3の星形成銀河と静止銀河を識別し、チャンドラX線イメージングを使用してAGN降着率の分布を測定し、ブラックホールの成長を追跡しますこれらの銀河の中で。AGN光の影響を考慮すると、X線源の約20％がコンパクトな銀河分類から拡張された銀河分類に変わります。コンパクト星形成銀河の約10〜25％がAGNをホストしていることがわかります。これは、拡張星形成銀河または同等の恒星質量と赤方偏移のコンパクト静止銀河と比較して、穏やかな増強（約2倍）です。ただし、AGNはコンパクト星形成銀河に遍在しているわけではなく、ブラックホールの質量成長の大部分が発生する比較的短いタイムスケールを考えると、これは進化段階ではありません。逆に、我々は、拡張された静止銀河の比較的まれな集団の中で最も高いAGNの割合（〜10-30％）を測定します。初期の宇宙時代にクエンチする巨大な銀河の場合、この拡張された段階での実質的なブラックホールの成長は、z〜0の静止銀河で観測されるブラックホールの質量と銀河の恒星質量スケーリングの関係を高めるために重要です。また、星形成銀河のコンパクト化に伴ってAGNの割合が増加し、コンパクトなサブ集団と拡張されたサブポピュレーションの両方で静止銀河が減少することを示します。これは、AGNの活動が銀河の構造特性に密接に依存していることを示しています。
持続的なスーパーエディントンブラックホール成長のための単純な条件
宇宙論で最も差し迫った問題の1つは、高赤方偏移でパワークエーサーに推測されるブラックホール（BH）が、ビッグバンから10億年以内に超大質量スケールに成長する方法です。ここでは、エディントンの割合が$f_{\rmEdd}$$>$2/$\epsilon$のBHで、持続的なスーパーエディントンの降着が達成できることを示します。ここで、$\epsilon$は、放射線が生成される効率です。降着プロセス。この体制では、放射線の運動量が少なすぎて降着の流れを止めることができず、落下するガスが放射線を閉じ込めてBHに運びます。その後、降着プロセスで生成される放射線によって制限されるより低い速度での降着とは対照的に、BHの成長は、その近くのガス供給がなくなるまで妨げられることなく進行します。大規模な高赤方偏移クエーサーホスト銀河で利用可能な大量のガス供給は、この供給制限モードの降着を介してシードBHに容易に降着する可能性があり、このような超大質量BHが初期宇宙でどのように組み立てられるかを説明します。この持続的なスーパーエディントン成長は、銀河間物質をイオン化するために逃げる過程で生成された放射線なしでBH成長の大部分が発生する場合、高赤方偏移クエーサーを取り巻くHII領域について推測される短い寿命を説明するかもしれません。それはまた、不明瞭で急速に成長しているBHの集団を検出するのが難しいかもしれないことを意味し、おそらく、エディントンの割合が少数よりも高いクエーサーが非常に少ない理由を説明しています。最後に、持続的なスーパーエディントンの成長のためのこの単純な条件は、それが発生する頻度と環境を評価するために使用できる宇宙論的シミュレーションで簡単に実装できます。
低赤方偏移ライマン連続体調査。低$ z $ライマン連続エミッターのISMプロパティの発表
| Title |
The_Low-Redshift_Lyman_Continuum_Survey._Unveiling_the_ISM_properties_of_low-$z$_Lyman_continuum_emitters |
| Authors |
Alberto_Saldana-Lopez_(UniGE),_Daniel_Schaerer_(UniGE),_John_Chisholm_(UT_Austin),_Sophia_R._Flury_(UMASS),_Anne_E._Jaskot_(Williams),_G\'abor_Worseck,_Kirill_Makan,_Simon_Gazagnes,_Valentin_Mauerhofer,_Anne_Verhamme,_Ricardo_O._Amor\'in,_Harry_C._Ferguson,_Mauro_Giavalisco,_Andrea_Grazian,_Matthew_J._Hayes,_Timothy_M._Heckman,_Alaina_Henry,_Zhiyuan_Ji,_Rui_Marques-Chaves,_Stephan_R._McCandliss,_M._S._Oey,_G\"oran_\"Ostlin,_Laura_Pentericci,_Trinh_X._Thuan,_Maxime_Trebitsch,_Eros_Vanzella,_Xinfeng_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.11800 |
低赤方偏移ライマン星間調査（LzLCS）からの66個の紫外線（UV）スペクトルと補助データ、および以前の研究による23個のLyC観測を組み合わせて、$z\sim0.3$で星形成銀河の統計サンプルを作成し、役割を研究します。イオン化放射の漏れにおける冷たい星間物質（ISM）ガスの影響。まず、単純な星の種族モデルの組み合わせで星の連続体をフィッティングすることにより、大量の星の含有量（年齢と金属量）とUV減衰を制限します。モデルは、正確なLyCフラックス測定とともに、各銀河の絶対LyC光子脱出率を決定することを可能にします（$f_{\rmesc}^{\rmabs}$）。複数のHIおよび低イオン化状態（LIS）線の等価幅と残留フラックス、およびピケットフェンスモデルを採用した幾何学的被覆率を測定します。$f_{\rmesc}^{\rmabs}$は広範囲に及び、中央値（0.16、0.84分位）は0.04（0.02、0.20）で、LyCで検出された89個の銀河のうち50個です。HIとLISの線の等価幅は、UVの光度と減衰に比例し、線の残留フラックスに反比例します。HIとLISの残留フラックスは相関しており、中性ガスがLIS遷移によって空間的に追跡されていることを示しています。観測された吸収線の傾向とUV減衰は、主に被覆率によって引き起こされることがわかります。不均一なガス被覆率は、LyC光子がISMの低カラム密度チャネルを通って逃げることを示しています。UV線の等価幅と残留フラックスは$f_{\rmesc}^{\rmabs}$と強く相関します。強いLyCリーカーは、弱い吸収線、低いUV減衰、および大きなLy$\alpha$等価幅を示します。最後に、UV吸収線とダスト減衰の同時測定により、平均して銀河の脱出率を予測でき、この方法を広い赤方偏移範囲の銀河に適用できることを示します。
NGC1068の複雑な赤外線ダスト連続放射：地上ベースのNおよびQバンド分光法と新しい放射伝達モデル
| Title |
The_complex_infrared_dust_continuum_emission_of_NGC1068:_ground-based_N-_and_Q-band_spectroscopy_and_new_radiative_transfer_models |
| Authors |
C\'esar_Ivan_Victoria-Ceballos,_Omaira_Gonz\'alez-Mart\'in,_Jacopo_Fritz,_Cristina_Ramos_Almeida,_Enrique_L\'opez-Rodr\'iguez,_Santiago_Garc\'ia-Burillo,_Almudena_Alonso-Herrero,_Mariela_Mart\'inez-Paredes,_Donaji_Esparza-Arredondo,_Natalia_Osorio-Clavijo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.11869 |
地上での赤外線とサブmmの観測のおかげで、近くのAGNのほこりっぽいトーラスの研究はここ数年で大きく進歩しました。原型的なセイファート2銀河NGC1068の核中赤外線放射をさらに調査する目的で、ここではNバンドとQバンドのミシェル/ジェミニスペクトルへのフィッティングを示します。最初に、滑らかで塊状の2相トーラスモデル、および塊状のディスクと風のモデルを含む、いくつかの利用可能なSEDライブラリをテストします。ただし、2つのスペクトルバンド間でいくつかのモデルパラメータを変更できる場合、スムーズトーラスモデルはNGC1068のスペクトルを記述します。この結果に動機付けられて、放射伝達コードSKIRTを使用して新しいSEDを作成しました。より複雑なジオメトリをテストできるようにする2つの同心トーラスを使用します。内半径と外半径、半分の開き角、べき乗則密度プロファイルの半径と極の指数、不透明度、および視野角について、さまざまな値をテストします。さらに、ダスト粒子のサイズと、ケイ酸塩粒子のさまざまな光学的および熱量測定特性もテストします。最適なモデルは、外半径がそれぞれ1.8および28pcの2つの同心円状のコンポーネントで構成されています。ダスト構造内のグラファイトとケイ酸塩粒子のサイズと光学的および熱量測定特性が、NGC1068のスペクトルを再現するための鍵であることがわかります。NGC1068のダストはさまざまなスケールに達し、中赤外線への最大の寄与は中央のコンパクトなコンポーネントによってもたらされると結論付けています。干渉計の観測からすでに示唆されているように、密度が低く拡張されたコンポーネントが存在します。これは、同じトーラスの一部（フレアディスクに準拠）であるか、極性ダストコンポーネントの放出を表すことができます。
天の川銀河のフィラメント状骨G47の磁場
| Title |
The_Magnetic_Field_in_the_Milky_Way_Filamentary_Bone_G47 |
| Authors |
Ian_W._Stephens,_Philip_C._Myers,_Catherine_Zucker,_James_M._Jackson,_B-G_Andersson,_Rowan_Smith,_Archana_Soam,_Cara_Battersby,_Patricio_Sanhueza,_Taylor_Hogge,_Howard_A._Smith,_Giles_Novak,_Sarah_Sadavoy,_Thushara_Pillai,_Zhi-Yun_Li,_Leslie_W._Looney,_Koji_Sugitani,_Simon_Coude._Andres_Guzman,_Alyssa_Goodman,_Takayoshi_Kusune,_Fabio_P._Santos,_Leah_Zuckerman,_and_Frankie_Encalada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.11933 |
星形成は主に、磁場が動的に重要であると予想されるフィラメントで発生します。最大で最も密度の高いフィラメントは、銀河内の渦巻構造をトレースします。これらの密な（$\sim$10$^4$\、cm$^{-3}$）および長い（$>$10\、pc）フィラメントのダース以上が天の川内で発見されており、それらはしばしば参照されますこれまで、これらの骨のいずれも磁場が解決され、完全にマッピングされていませんでした。HAWC+機器を使用してこれらの天の川の骨の$\sim$10のマッピングを開始したSOFIAレガシープロジェクトFIELDMAPSを紹介します。214\、$\mu$mおよび18$\farcs$2の解像度で。ここでは、$\sim$60\、pcの長い骨G47に関するこの調査の最初の結果を示します。銀河面の高密度フィラメントのいくつかの研究とは対照的です。、磁場はしばしば脊椎（すなわち、骨の中心線）に垂直ではないことがわかります。磁場は、活発な星の形成の最も密度の高い領域では垂直であり、他の領域ではより平行またはランダムである傾向があります。磁場は銀河系の平面にも骨にも平行でも垂直でもありません。脊椎に沿った磁場の強さは通常、$\sim$20から$\sim$10まで変化します。0\、$\mu$G。磁場は、骨の大部分に沿った崩壊を抑制するのに十分な強さである傾向がありますが、星形成で最も活発な領域では、磁場は重力崩壊に抵抗する能力が著しく低くなります。
Collinder 135＆UBC〜7バイナリ星団の動的進化モデリング
| Title |
Dynamical_evolution_modeling_of_the_Collinder_135_&_UBC~7_binary_star_cluster |
| Authors |
Marina_Ishchenko,_Dana_Kovaleva,_Peter_Berczik,_Nina_Kharchenko,_Anatoly_Piskunov,_Evgeny_Polyachenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.12040 |
本研究の目的は、コリンダー135とUBC7星団の動的進化の詳細な調査です。最新のGaiaEDR3データリリースから得られた利用可能な最良の3D座標と速度に基づいて、星団モデルを現在まで前方に統合した、現実的な星団N体モデリング手法を使用した一連の動的数値シミュレーションを紹介します。Collinder135とUBC7はおそらく連星団であり、共通の起源を持っていることを確認しました。単一恒星進化論の新しいアルゴリズムを使用して、両方のクラスターの星の種族の完全な星ごとのN体シミュレーションを実行し、観測データで得られた結果（累積数カウントなど）の比較を実行しました。かなり良い合意。
A $ ^ {3} $ COSMOS：分子ガスの質量と宇宙時間にわたる主系列銀河の範囲に関する国勢調査
| Title |
A$^{3}$COSMOS:_A_census_on_the_molecular_gas_mass_and_extent_of_main-sequence_galaxies_across_cosmic_time |
| Authors |
Tsan-Ming_Wang,_Benjamin_Magnelli,_Eva_Schinnerer,_Daizhong_Liu,_Ziad_Aziz_Modak,_Eric_Faustino_Jim\'enez-Andrade,_Christos_Karoumpis,_Vasily_Kokorev,_and_Frank_Bertoldi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.12070 |
$>10^{10}$M$_{\odot}$主系列（MS）銀河の質量が完全なサンプルの分子ガスの平均質量と範囲を$0.4<z<で初めて制約する3.6$。革新的な$uv$ベースのスタッキング分析を、アーカイブのAtacamaLargeMillimeter/submillimeterArray（ALMA）観測の大規模なセットに適用します。このスタッキング分析は、銀河集団の分子ガスの平均質量と範囲の測定値を提供します。MS銀河の分子ガスの質量は、赤方偏移と恒星の質量とともに進化します。すべての恒星の質量で、分子ガスの割合は$z\sim3.2$から$z\sim0$に24分の1に減少します。与えられた赤方偏移で、MS銀河の分子ガスの割合は、それらの特定の星形成率が減少するのとほぼ同じ速度で、恒星の質量とともに減少します。MS銀河の分子ガス枯渇時間は$z>0.5$でほぼ一定で、値は300〜500Myrですが、$z\sim0.5$から$z\sim0$に3倍に増加します。MS銀河の分子ガス枯渇時間のこの進化は、それらの分子ガス面密度の進化と、一見普遍的なMSのみの$\Sigma_{M_{\rmmol}}-\Sigma_{\rmSFR}$から予測できます。推定勾配1.13との関係、つまりいわゆるKS関係。MS銀河の遠赤外線サイズは、赤方偏移や恒星の質量による有意な進化を示さず、平均円形半光半径は2.2kpcです。最後に、私たちの平均分子ガス質量は以前の推定値よりも低く、おそらく文献研究が巨大なガス貯留層を持つ個別に検出されたMS銀河に偏っていたという事実が原因です。一次的には、MS銀河の分子ガス含有量は、宇宙時間全体でそれらの星形成を調節しますが、それらの星形成効率の変動は二次的な役割を果たします。それらのガス含有量とSFRの大きな進化にもかかわらず、MS銀河は一見普遍的なMSのみのKS関係に沿って進化しました。
降着バースト源G358.93-0.03-MM1のマルチトランジションメタノールメーザー研究
| Title |
A_multi-transition_methanol_maser_study_of_the_accretion_burst_source_G358.93-0.03-MM1 |
| Authors |
O._S._Bayandina,_C._L._Brogan,_R._A._Burns,_X._Chen,_T._R._Hunter,_S._E._Kurtz,_G._C._MacLeod,_A._M._Sobolev,_K._Sugiyama,_I._E._Val'tts,_and_Y._Yonekura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.12075 |
バーストおよびバースト後のエポックでG358.93-0.03で検出されたセンチメートル波長のメタノールメーザーのこれまでで最も完全な干渉法研究を紹介します。ユニークなNIR/（sub）mm-darkおよびFIR-loudMYSO降着バーストが、G358.93-0.03で最近発見されました。このイベントには、前例のない数のまれなメタノールメーザー遷移のフレアが伴いました。この作業では、6.18、12.23、および20.97GHzで新たに発見された3つのメタノールメーザーの最初の画像を示します。6.67、12.18、および23.12GHzでのメタノールメーザーの空間構造の進化は、2つのエポックで研究されています。検出されたすべての遷移でのメーザー放射は、バーストソースの周囲の$\sim$0.2$^{\prime\prime}$の領域に存在し、南北方向に明確な速度勾配を示し、北に赤方偏移した特徴がありますそして南に青方偏移した特徴。メイシング領域の空間形態に劇的な変化が見られます。エポックIで検出された高密度でコンパクトな「スパイラル」クラスターは、エポックIIで分散した「丸い」構造に進化しました。最初のエポックから2番目のエポックへの移行中に、メーザーによってトレースされた領域が拡大しました。私たちの結果と補完的なVLA、VLBI、SMA、およびALMAメーザーデータとの比較が行われます。得られたメタノールメーザーデータは、降着円盤内にスパイラルアーム構造が存在するという仮説を裏付けています。これは、ソースの以前の研究で示唆されていました。
回転VIの恒星モデルのグリッド：金属量Z = 0.006で0.8〜120 $ M_ \ odot $のモデル
| Title |
Grids_of_stellar_models_with_rotation_VI:_Models_from_0.8_to_120_$M_\odot$_at_a_metallicity_Z_=_0.006 |
| Authors |
Patrick_Eggenberger,_Sylvia_Ekstr\"om,_Cyril_Georgy,_S\'ebastien_Martinet,_Camilla_Pezzotti,_Devesh_Nandal,_Georges_Meynet,_Ga\"el_Buldgen,_S\'ebastien_Salmon,_Lionel_Haemmerl\'e,_Andr\'e_Maeder,_Raphael_Hirschi,_Norhasliza_Yusof,_Jos\'e_Groh,_Eoin_Farrell,_Laura_Murphy,_Arthur_Choplin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.12262 |
コンテキスト：同じ物理的成分で計算された恒星モデルのグリッドは、特定の物理学が広範囲の初期条件に与える影響を研究することを可能にし、銀河の進化をモデル化するための重要な要素です。目的：大マゼラン雲（LMC）を代表する、重元素Z=0.006の質量分率の回転がある場合とない場合の、0.8〜120$M_\odot$の質量の単一星モデルのグリッドを示します。方法：ジュネーブの恒星進化論コードを使用しました。進化は、中央の炭素燃焼段階、初期の漸近巨星分枝段階、または質量、中、低質量の星のコアヘリウムフラッシュの終わりまでそれぞれ計算されました。結果：現在の恒星モデルの出力は、ここで検討した金属量の上下の金属量について、私たちのグループによって取得された2つのグリッドの出力によって適切に構成されています。現在の研究のモデルは、初期質量が約15$M_\odot$であるLMCの星の主系列星の間に観測された窒素表面濃縮によく適合します。それらはまた、LMC井戸の赤色超巨星の光度関数の傾きを再現します。これは、赤色超巨星相全体の時間平均質量損失率に敏感な特徴です。Z=0.006で現在のモデルから形成できる最も大きなブラックホールは約55$M_\odot$です。考慮される質量の範囲内のモデルは対不安定型超新星レジームに入りませんが、対脈動対不安定型の領域に入る最小質量は、回転モデルでは約60$M_\odot$、回転モデルでは85$M_\odot$です。回転しないもの。結論：現在のモデルは、LMCおよび天の川の外側の領域での観測との比較に特に関心があります。内挿されたトラックの計算や人口合成の研究に使用できる数値テーブルへのパブリックアクセスを提供します。
| Title |
X-ray_emission_from_star_cluster_winds_in_starburst_galaxies |
| Authors |
Annika_Franeck_(1),_Richard_W\"unsch_(1),_Sergio_Mart\'inez-Gonz\'alez_(2),_Ivana_Orlitov\'a_(1),_Peter_Boorman_(1_and_3),_Ji\v{r}\'i_Svoboda_(1),_Dorottya_Sz\'ecsi_(4_and_5),_Vanesa_Douna_(6)_((1)_Astronomical_Institute_of_the_Czech_Academy_of_Sciences,_(2)_CONACYT-Instituto_Nacional_de_Astrof\'isica,_(3)_University_of_Southampton,_(4)_Universit\"at_zu_K\"oln,_(5)_Nicolaus_Copernicus_University,_(6)_CONICET-UBA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.12339 |
グリーンピー銀河で最近検出された過剰な軟X線放射に触発されて、星団風からの高温ガスの軟X線放射（0.5〜2.0keV）をモデル化します。個々の星団を組み合わせることにより、スターバースト銀河の通常は未解決の拡散高温ガスから予想される軟X線放射を推定します。たとえば、AGNやその他の未解決の点源からの放射は競合しません。太陽直下金属量の恒星モデル（0.02$Z_{\odot}$と0.4$Z_{\odot}$）を使用し、巨大な星の超新星爆発を考慮に入れています。より低い金属量の場合、恒星風は、通常の星形成銀河の観測された軟X線放射に大きく寄与しない（機械エネルギーの$\lesssim3$％）ことがわかります。より高い金属性について、そしておそらくシミュレートされたスターバースト銀河における大規模な星団のより大きな割合について、我々は以前に文献で報告された星形成率とX線光度の間で観察された相関をよく再現します。しかし、モデルの仮定の組み合わせでは、グリーンピース銀河から観測された実質的な軟X線放射を再現できないことがわかりました。これは、他の放射メカニズム（つまり、異常に大量の高/低質量X線バイナリ、超大光度X線）を示しています。-発光X線源、修正された初期質量関数、中間質量ブラックホール、またはAGN）は、X線過剰の原因である可能性が高くなります。
準周期的に噴出するX線源のホスト銀河の性質
準周期的X線噴火（QPE）は最近発見された現象であり、その性質は不明なままです。活動銀河核（AGN）での発見に基づいて、AGN降着円盤、または潜在的に恒星の潮汐破壊現象（TDE）に関連する説明が提案されました。明らかに受動的な銀河におけるQPEの報告に続いて、それらの特性を説明するために、非常に不均等な質量のコンパクトオブジェクトバイナリを含む代替案が提案されました。私たちは、5つの既知のQPEホスト銀河の体系的な研究を行い、それらの性質に対する新しい洞察を提供することを目的としています。QPEホストの新しいアーカイブ中解像度光学分光法を分析します。輝線（および吸収）線束、それらの比率、および等価幅（EW）を測定して、診断図でQPEホストを特定します。また、恒星の吸収線の速度分散を測定して、ブラックホールの質量を推定します。すべてのQPEホスト銀河は、光学スペクトルに輝線を示しています。それらの比率とEWに基づいて、以前に受動的であると報告されたものを含むすべての源に活動銀河核が存在するという証拠を見つけます。36〜90km/sの速度分散を測定します。これは、文献の調査結果と一致して、低質量（10^5-6.7太陽質量）のブラックホールの存在を意味します。最後に、QPEホストの中で、静止状態のバルマー銀河（スターバースト後）の有意な過剰表現（2/5のソース、または13+13-10.5の係数）を見つけました。すべてのQPEホスト銀河にAGNと一致する細い線領域が存在することは、既存の降着流がQPE現象に不可欠な役割を果たしている可能性が高いことを意味します。QPEホスト間での静止バルマー強銀河の強い過剰表現は、TDEと相互作用する極端な質量比のインスピレーション仮説の両方で自然に説明できます。
Bondi-Hoyle-Lyttleton降着の3DGRMHDシミュレーションにおけるジェット形成
| Title |
Jet_Formation_in_3D_GRMHD_Simulations_of_Bondi-Hoyle-Lyttleton_Accretion |
| Authors |
Nicholas_Kaaz,_Ariadna_Murguia-Berthier,_Koushik_Chatterjee,_Matthew_Liska,_Alexander_Tchekhovskoy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.11753 |
均一なガス状媒体を通過するブラックホール（BH）は、Bondi-Hoyle-Lyttleton（BHL）降着によって記述されます。媒体が磁化されている場合、ブラックホールは相対論的な流出を引き起こす可能性があります。コードH-AMRを使用して、高速回転するブラックホールへのBHL降着の最初の3D一般相対論的電磁流体力学シミュレーションを実行しました。ここでは、主に媒体を通過する背景磁場の強度を変化させました。その後の降着は、動的に重要になるまで事象の地平線の近くに蓄積する磁束をBHに継続的に引きずり込むことがわかりました。背景磁場の強さによっては、BHは、内部降着流からドリルアウトし、向かい風によって曲がり、長距離に逃げるのに十分な高さの相対論的ジェットを発射することがあります。より強いバックグラウンド磁場の場合、ジェットは継続的に電力を供給されますが、より弱い磁場の強さでは、それらは断続的であり、事象の地平線近くの変動するガスと磁束の分布に応じてオンとオフを切り替えます。降着円盤がない場合でも、ジェットは$\sim100-300\％$という非常に高い効率に達することがわかります。また、ガスによってBHに加えられる抗力を計算し、磁場の存在により、抗力が非磁化BHL降着よりもはるかに効率が悪くなり、場合によっては負になり、BHが遅くなるのではなく加速することを発見しました。私たちの結果は、古典的なBHLの付着を、磁化された媒体を移動する回転するBHに拡張し、付着と抗力がこの環境で大幅に変化することを示しています。
| Title |
Wakefield_Acceleration_in_a_Jet_from_a_Neutrino_Driven_Accretion_Flow_around_a_Black_Hole |
| Authors |
Yoshiaki_Kato,_Toshikazu_Ebisuzaki,_Toshiki_Tajima |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.11755 |
ブラックホール（BH）の周りのニュートリノ駆動降着流（NDAF）からのジェットの電磁（EM）波パルスを調査しました。NDAFは大規模な降着円盤であり、その降着率は恒星質量BHに対して$\dot{M}\approx0.01-10\mathrm{M}_\odot/\mathrm{s}$です。このような極端な降着は、活動銀河核やマイクロクエーサーでの磁気駆動ジェットのようなコリメートされた相対論的流出を生み出す可能性があります。NDAFディスクの内部領域に取り残された強いトロイダル磁場とジェットの磁気インパルスを考慮すると、それらが高エネルギー宇宙線だけでなくガンマ線バーストの高エネルギー放出の発生につながることがわかります。Alfv\'enic波パルスが一時的な巨大な付加によって生成されるとき、それはジェットの大規模な構造化された磁場に沿って伝播します。Alfv\'enic波パルスが低密度状態でほぼ光速に達すると、EM波パルスに変わり、背後でプラズマウェイクを生成します。これらの航跡場は、粒子の動きに同期した集合的な加速力を発揮します。その結果、航跡場加速は、加速された電子からの高エネルギーガンマ線の脈動バースト、加速された陽子からのニュートリノのパルス、最大エネルギーが$10^{20}〜\mathrm{eV}を超える陽子など、さまざまな観測特性を前提としています。$。
NuSTARとNICERを使用したCygnusX-2の反射モデリングによる半径の制約
| Title |
Radius_Constraints_from_Reflection_Modeling_of_Cygnus_X-2_with_NuSTAR_and_NICER |
| Authors |
R._M._Ludlam,_E._M._Cackett,_J._A._Garc\'ia,_J._M._Miller,_A._L._Stevens,_A._C._Fabian,_J._Homan,_M._NG,_S._Guillot,_D._J._K._Buisson,_D._Chakrabarty |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.11767 |
発光し、持続的に降着する中性子星（NS）低質量X線連星CygnusX-2のNuSTARおよびNICER観測のスペクトル分析を提示します。データは、ソースがX線カラーカラー図のZトラック上でトレースするさまざまなブランチに分割されました。つまり、水平分枝、通常の枝、および2つの間の頂点です。X線連続スペクトルは、同等の品質のフィットを生成する2つの異なる方法でモデル化されました。スペクトルは、広がったFeK線の形の反射成分の明確な証拠と、おそらく最も内側の降着円盤から遠くに位置するイオン化プラズマに起因する1keV付近のより低いエネルギー放出の特徴を示しました。2つの独立したモデル（relxillnsとrdblur*rfxconv）で反射スペクトルを説明します。推定される傾きは、楕円体の光度曲線モデリングの光学観測からの以前の推定値と一致しています（relxillns：$i=67^{\circ}\pm4^{\circ}$、rdblur*rfxconv：$i=60^{\circ}\pm10^{\circ}$）。Zトラックに沿ったソース位置や、1keVフィーチャーのモデル化方法に関係なく、ディスクの内側の半径はNS（$R_{\rmin}\leq1.15\R_{\mathrm{ISCO}}$）に近いままです。。光学的に決定されたNS質量が$1.71\pm0.21\M_{\odot}$であるとすると、これは$M=1.92\M_{\の場合、$R_{\rmin}\leq19.5$kmの控えめな上限に相当します。odot}$または$R_{\rmin}\leq15.3$km（$M=1.5\M_{\odot}$の場合）。これらの半径の制約を、NS重力波マージイベントおよび最近のNICERパルサー光度曲線モデリング測定から得られたものと比較します。
高速エネルギー過渡源の穏やかに相対論的な流出における粒子加速
| Title |
Particle_Acceleration_in_Mildly_Relativistic_Outflows_of_Fast_Energetic_Transient_Sources |
| Authors |
Andrei_Bykov,_Vadim_Romansky_and_Sergei_Osipov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.11791 |
新しいクラスの高エネルギー過渡源としての高速青色光過渡（FBOT）の最近の発見は、超新星-長いガンマ線バースト接続の長年の問題に光を当てることができます。このような天体の特徴は、非相対論的超新星関連イベントと相対論的超新星関連イベントの間にそれらを配置する適度に相対論的な流出の存在です。ここでは、粒子加速と、0.1〜0.7cの間隔の速度での衝撃による磁場増幅の動的なセル内粒子シミュレーションとモンテカルロシミュレーションの結果を示します。これらのシミュレーションは、FBOTの観測された広帯域放射の解釈に必要です。それらの高速で穏やかから中程度の相対論的流出は、相対論的粒子を効率的に加速する可能性があります。粒子内セルシミュレーションを使用して、下流の衝撃波で加速された相対論的電子のシンクロトロン放射が観測された電波フラックスに適合する可能性があることを示します。より長いタイムスケールでは、パーティクルインセルアプローチ内で到達可能なものをはるかに超えて、非線形モンテカルロモデルは、陽子と原子核をペタエレクトロンボルト（PeV）エネルギーに加速できると予測します。したがって、そのような高速でエネルギーのある一時的な発生源は、高エネルギー宇宙線の銀河集団に寄与する可能性があります。
バイナリ中性子星の早期警告検出の次の10年間の現実的な観測シナリオ
| Title |
Realistic_observing_scenarios_for_the_next_decade_of_early_warning_detection_of_binary_neutron_stars |
| Authors |
Ryan_Magee_and_Ssohrab_Borhanian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.11841 |
これらが設計感度に近づくにつれて、現世代の地上ベースの重力波検出器とのバイナリ中性子星合体の早期警告検出のための現実的な観測シナリオについて説明します。フィッシャー分析を使用して、AdvancedLIGOとAdvancedVirgoは、70\％のデューティサイクルを維持している場合、4回目の観測実行でマージ前に1つの信号を検出すると推定します。すべての観測値の60\％と、合併の20秒前に検出可能な観測値の8\％は、$\lesssim100\thinspace\mathrm{deg}^2$にローカライズされます。KAGRAが25Mpcの範囲を達成できる場合、これらの見通しは$\lesssim2$の早期検出に増加し、すべてのBNSの70\％が合併によって$\lesssim100\thinspace\mathrm{deg}^2$にローカライズされます。AHKLVネットワークが今後$\sim10$年間で設計感度に近づくにつれ、合併の100秒前に最大1回の検出が行われると予想されます。HLVネットワークに検出器を追加すると、$\lesssim50\％$レベルの検出率に影響しますが、ローカリゼーションの見通しが改善され、コンパクトな連星調査の完全性が向上します。感度、参加する検出器、およびデューティサイクルの不確実性を考慮して、電磁気観測者が好みのモデルに向けて準備を調整できるように、103の将来の検出器構成を検討します。
Insight-HXMTとSwiftによって観測されたハード状態でのブラックホール候補MAXIJ1348-630の特異なディスクの振る舞い
| Title |
Peculiar_disk_behaviors_of_the_black_hole_candidate_MAXI_J1348-630_in_the_hard_state_observed_by_Insight-HXMT_and_Swift |
| Authors |
W._Zhang,_L._Tao,_R._Soria,_J._L._Qu,_S._N._Zhang,_S._S._Weng,_L._zhang,_Y._N._Wang,_Y._Huang,_R._C._Ma,_S._Zhang,_M._Y._Ge,_L._M._Song,_X._Ma,_Q._C._Bu,_C._Cai,_X._L._Cao,_Z._Chang,_L._Chen,_T._X._Chen,_Y._B._Chen,_Y._Chen,_Y._P._Chen,_W._W._Cui,_Y._Y._Du,_G._H._Gao,_H._Gao,_Y._D._Gu,_J._Guan,_C._C._Guo,_D._W._Han,_J._Huo,_S._M._Jia,_W._C._Jiang,_J._Jin,_L._D._Kong,_B._Li,_C._K._Li,_G._Li,_T._P._Li,_W._Li,_X._Li,_X._B._Li,_X._F._Li,_Z._W._Li,_X._H._Liang,_J._Y._Liao,_B._S._Liu,_C._Z._Liu,_H._X._Liu,_H._W._Liu,_X._J._Liu,_F._J._Lu,_X._F._Lu,_Q._Luo,_T._Luo,_B._Meng,_Y._Nang,_J._Y._Nie,_G._Ou,_X._Q._Ren,_N._Sai,_X._Y._Song,_L._Sun,_Y._Tan,_Y._L._Tuo,_C._Wang,_L._J._Wang,_P._J._Wang,_W._S._Wang,_Y._S._Wang,_X._Y._Wen,_B._Y._Wu,_B._B._Wu,_M._Wu,_G._C._Xiao,_S._Xiao,_S._L._Xiong,_Y._P._Chen,_R._J._Yang,_et_al._(17_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.11919 |
Insight-HXMTとSwiftによる観測の監視に基づいて、2019年の爆発中のブラックホール候補MAXIJ1348-630のスペクトル研究を提示します。バースト全体を通して、スペクトルはべき乗則とディスク黒体コンポーネントにうまく適合しています。ソフト中間状態とソフト状態では、ディスクの光度Lとピーク色温度T_inの間に、一定の内半径R_in（最内安定円軌道で伝統的に識別される）の正準関係L〜T_in^4が観察されました。爆発サイクルの他の段階では、この振る舞いはより異常であり、ブラックホールの過渡現象の標準的な爆発の進化と一致していません。特に、ハードライズ中は、見かけの内半径がソフト状態よりも小さく（そして増加）、ピーク色温度が高くなります（そして減少します）。この異常な振る舞いは、ディスクコンポーネントからべき乗則コンポーネントへの光子の上方散乱を考慮した自己無撞着なコンプトン化モデルでスペクトルをモデル化した場合でも見られます。これらの両方の異常な傾向を同時に説明するために、内部ディスク放出の硬化係数は、爆発の開始時に標準値の約1.7よりも大きかったことを示唆します。半径と温度の変化のより物理的な傾向には、硬化係数がハード状態の開始時の約3.5からハード中間状態の約1.7に変化する必要があります。これは、内側のディスクが高温の光学的に薄い媒体から凝縮している途中であり、標準の光学的に厚いディスクソリューションで説明できる発光スペクトルに対して十分に高い光学的厚さにまだ達していないことの証拠である可能性があります。
GRBジェットの高密度環境からの銀河系外ニュートリノ背景への寄与
| Title |
Contribution_to_the_extragalactic_neutrino_background_from_dense_environment_of_GRB_jets |
| Authors |
W._Bednarek_and_A._\'Smia{\l}kowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.12061 |
長いガンマ線バースト（GRB）は、GeV-TeVエネルギー範囲でのガンマ線放出の観測により、現在、相対論的エネルギーへの粒子の加速の十分に確認されたサイトです。電子を加速するメカニズムが、GRBジェットのハドロンをマルチPeVエネルギーに加速する原因にもなっているシナリオを考えます。長いGRBの前駆体は、まだ密集した星団に沈んでいる巨大な星であるため、これらのハドロンは、ジェットから逃げた後、物質と効率的に相互作用することができます。これらのハドロンとGRBを取り巻く巨大な雲の物質との相互作用からニュートリノのスペクトルを計算します。これらのニュートリノは、雲の中の拡散時間スケールによって決定される時間スケールで残光を形成します。この長い遅延のため、特定のGRBとの識別はできません。IceCube天文台によって最近報告された銀河系外ニュートリノ背景へのそのような残光からのニュートリノの寄与を推定します。
DAMPE実験によるヘリウムフラックス分析のための熱量計飽和補正の機械学習ベースの方法
| Title |
Machine_learning-based_method_of_calorimeter_saturation_correction_for_helium_flux_analysis_with_DAMPE_experiment |
| Authors |
Mikhail_Stolpovskiy,_Xin_Wu,_Andrii_Tykhonov,_Maksym_Deliyergiyev,_Chiara_Perrina,_Maria_Munoz,_David_Droz,_Arshia_Ruina,_Enrico_Catanzani_(on_behalf_of_the_DAMPE_collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.12185 |
DAMPEは、核子あたり最大約100TeVのエネルギーで宇宙線フラックスを測定するための宇宙で行われる実験です。数十TeVを超えるエネルギーでは、DAMPE熱量計の電子機器が飽和し、エネルギーが記録されていない特定のバーが残ります。本研究では、飽和によって失われた熱量計のエネルギーを補償するために、DAMPEデータを処理するための機械学習技術の適用について説明します。
第37回国際宇宙線会議へのJEM-EUSOコラボレーションの貢献
| Title |
JEM-EUSO_Collaboration_contributions_to_the_37th_International_Cosmic_Ray_Conference |
| Authors |
G._Abdellaoui,_S._Abe,_J.H._Adams_Jr.,_D._Allard,_G._Alonso,_L._Anchordoqui,_A._Anzalone,_E._Arnone,_K._Asano,_R._Attallah,_H._Attoui,_M._Ave_Pernas,_M._Bagheri,_J._Bal\'az,_M._Bakiri,_D._Barghini,_S._Bartocci,_M._Battisti,_J._Bayer,_B._Beldjilali,_T._Belenguer,_N._Belkhalfa,_R._Bellotti,_A.A._Belov,_K._Benmessai,_M._Bertaina,_P.F._Bertone,_P.L._Biermann,_F._Bisconti,_C._Blaksley,_N._Blanc,_S._Blin-Bondil,_P._Bobik,_M._Bogomilov,_K._Bolmgren,_E._Bozzo,_S._Briz,_A._Bruno,_K.S._Caballero,_F._Cafagna,_G._Cambi\'e,_D._Campana,_J-N._Capdevielle,_F._Capel,_A._Caramete,_L._Caramete,_P._Carlson,_R._Caruso,_M._Casolino,_C._Cassardo,_A._Castellina,_O._Catalano,_A._Cellino,_K._\v{C}ern\'y,_M._Chikawa,_G._Chiritoi,_M.J._Christl,_R._Colalillo,_L._Conti,_G._Cotto,_H.J._Crawford,_R._Cremonini,_A._Creusot,_et_al._(229_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.12246 |
2021年7月12〜23日にドイツのベルリンで開催された第37回国際宇宙線会議（ICRC）でJEM-EUSOコラボレーションによって発表された論文の編集。
INTEGRAL衛星は、2002年10月から軌道上にあり、マグネターの研究に大きく貢献しており、一時的なガンマ線現象を研究する独自の機能のおかげで、マルチメッセンジャー天体物理学で重要な役割を果たしています。最新の結果には、マグネターと高速電波バーストの関係について最初の観測証拠を与えたSGRJ1935+2154からの特異なバーストの発見、および繰り返しのFRB20200120Eなどの特異なソースでのバースト活動の広範な検索が含まれます。M81と超長周期マグネター候補GLEAMXJ162759.5--523504.3。
非同期極の広帯域X線研究：CD Ind
非同期極源CDIndのXMM-NewtonおよびNuSTAR天文台で得られたX線データの同時ブロードバンド分析が提示されます。柔らかい0.3-3.0keVバンドのスピン折り畳まれた光度曲線は、時折狭いディップが重なった単一の広いこぶのような構造を示し、複雑な固有の吸収体を持つ単極降着モデルを示しています。3keVを超える折り畳まれた光度曲線に強い変調がないことは、ショック後領域（PSR）の対応するゾーンからの発光がスピンフェーズ全体にわたって表示されたままであることを示しています。広帯域スペクトルは、3成分吸収プラズマ発光モデルと吸収等圧冷却流モデルでモデル化されており、どちらも同様の統計的有意性でデータによく適合しています。部分的な被覆吸収体の存在は、同等のカラム密度$\sim7\times10^{22}\;\text{cm}^{-2}$および被覆率$\sim25\％$のスペクトルで明らかです。強いイオン化酸素K$_{\alpha}$線放出がスペクトルで検出されます。吸収体全体のカラム密度が大幅に増加するスピンフェーズ0.75-1.05の間に、スペクトルの変動に気づきます（$\sim1\times10^{20}\;\text{cm}^{-2}$から$\sim9\times10^{20}\;\text{cm}^{-2}$）。PSRの複数温度の性質を説明するには、少なくとも3つのプラズマ温度が必要でした。冷却流モデルの上限温度で表される衝撃温度$\sim43.3_{-3.4}^{+3.8}$keVは、白色矮星の質量が$\sim0.87^{+0.04}_{-0.03であることを意味します。}\;M_{\odot}$。鉄のK$_{\alpha}$線複合体は、強いHeのような線と弱い中性の蛍光線を示します。スペクトル内のコンプトン反射の存在を明確に検出することはできませんでした。これはおそらく非常に小さく、衝撃の高さが高いことを示しています。
21cm宇宙論望遠鏡用のデジタル校正ソース
| Title |
A_Digital_Calibration_Source_for_21cm_Cosmology_Telescopes |
| Authors |
Kalyani_Bhopi,_Will_Tyndall,_Pranav_Sanghavi,_Kevin_Bandura,_Laura_Newburgh_and_Jason_Gallichio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.11806 |
前景の緩和は、レッドシフトされた中性水素21cm線を使用して宇宙論を対象とするすべての次世代無線干渉計にとって重要です。この前景放射を除去する試みは、干渉計アレイへの安定した信号注入やビームマッピング用のドローンベースのプラットフォームなど、機器のビームとゲインのキャリブレーション専用のハードウェアの新しい分析手法と新しい開発につながりました。現在文献で使用されている無線校正ソースは、広帯域のインコヒーレントソースであり、過剰な電力としてのみ検出でき、位相情報に直接感度はありません。この論文では、全地球測位衛星（GPS）から派生したタイムスタンプを使用して、空中プラットフォームから放送できる確定信号を形成するデジタル無線ソースについて説明します。このソースのコピーは、空中プラットフォームから受信した信号をローカルコピーと相関させることができるように、機器の相関器にローカルに配置でき、結果として得られる相関は、各干渉要素の振幅と位相の両方で測定できます。最初の実装について説明します。商用ボードを使用してこのソースを検証し、新しい高速ザイリンクス無線周波数システムオンチップ（RFSoC）を利用するさらなるアップグレードを提案します。
カナダの水素強度マッピング実験の一次ビーム応答を測定するための太陽の使用
| Title |
Using_the_Sun_to_Measure_the_Primary_Beam_Response_of_the_Canadian_Hydrogen_Intensity_Mapping_Experiment |
| Authors |
Mandana_Amiri,_Kevin_Bandura,_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_Hofer,_Joseph_Kania,_Peter_Klages,_T._L._Landecker,_Joshua_MacEachern,_Kiyoshi_Masui,_Juan_Mena-Parra,_Nikola_Milutinovic,_Arash_Mirhosseini,_Laura_Newburgh,_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,_Keith_Vanderlinde,_Haochen_Wang,_Donald_V._Wiebe,_and_Dallas_Wulf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.11822 |
太陽を校正源として使用して行われたカナダ水素強度マッピング実験（CHIME）のビームパターン測定を提示します。CHIMEは純粋なドリフトスキャン機器であるため、さまざまな高度でビームをプローブするために、太陽の季節的な南北の動きに依存しています。この半年ごとの高度範囲と太陽の電波の明るさを組み合わせることで、望遠鏡を動かすことなく、空の約7,200平方度に及ぶビーム測定が可能になります。太陽極小期に近い観測を利用して、観測期間中の強度が10％未満であることが観測されている太陽変動の影響を最小限に抑えます。結果として得られるデータセットは、角度範囲と系統分類の両方の点で、他のCHIMEビーム測定を高度に補完し、CHIME一次ビームを特徴付ける進行中のプログラムで重要な役割を果たします。
スピッツァー宇宙望遠鏡の軌道上性能：科学と工学の出会い
| Title |
On-orbit_Performance_of_the_Spitzer_Space_Telescope:_Science_Meets_Engineering |
| Authors |
Michael_W._Werner,_Patrick_J._Lowrance,_Tom_Roellig,_Varoujan_Gorjian,_Joseph_Hunt,_C._Matt_Bradford,_Jessica_Krick |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.11874 |
スピッツァー宇宙望遠鏡は、地球を追跡する太陽軌道で16年以上運用されており、豊富な科学データだけでなく、副産物として、将来のミッションプランナーが関心を持つ宇宙船や機器のエンジニアリングデータを返します。これらのデータは、スピッツァーが将来の多くの天体物理学ミッションが運用されるL2ラグランジュ点と本質的に同じ環境で運用されているため、特に役立ちます。特に、スピッツァーによって実証された放射冷却は、JWSTからSPHERExまでの他の赤外線宇宙ミッションで採用されています。このホワイトペーパーは、よりユニークで潜在的に有用な部分を1つの簡単にアクセスできる出版物に収集することにより、スピッツァーエンジニアリングデータの有用性を促進することを目的としています。テレコム、フライトソフトウェア、電子システムなど、あまりユニークではないシステムについての議論は避け、スピッツァーチームが開始したミッションおよび科学運用の革新については取り上げません。これらおよびその他の潜在的な関心のある項目は、このペーパーの付録に記載されている参考資料で取り上げられています。
FitsMap：インタラクティブな天文画像とカタログデータを表示するためのシンプルで軽量なツール
| Title |
FitsMap:_A_Simple,_Lightweight_Tool_For_Displaying_Interactive_Astronomical_Image_and_Catalog_Data |
| Authors |
Ryan_Hausen,_Brant_Robertson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.12308 |
画像とカタログデータの目視検査は、天文データ分析の貴重な側面であり続けています。天文画像とカタログデータの規模が拡大し続けるにつれて、データの視覚化はますます困難になります。この作品では、天文画像やカタログデータを視覚化するためのシンプルで軽量なツールであるFitsMapを紹介します。FitsMapは、単純なWebサーバーのみを必要とし、数千万のソースを持つギガピクセルを超える画像に拡張できます。さらに、Webベースの視覚化は、モバイルデバイスでパフォーマンスを向上させることができます。FitsMapはPythonで実装されており、オープンソースです（https://github.com/ryanhausen/fitsmap）。
複数の独立したオブザーバブルによるグローバルコロナルモデルの制約
| Title |
Constraining_Global_Coronal_Models_with_Multiple_Independent_Observables |
| Authors |
Samuel_T._Badman,_David_H._Brooks,_Nicolas_Poirier,_Harry_P._Warren,_Gordon_Petrie,_Alexis_P._Rouillard,_C._Nick_Arge,_Stuart_D._Bale,_Diego_de_Pablos_Aguero,_Louise_Harra,_Shaela_I._Jones,_Athanasios_Kouloumvakos,_Pete_Riley,_Olga_Panasenco,_Marco_Velli,_Samantha_Wallace |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.11818 |
グローバルコロナルモデルは、たとえば宇宙天気モデルを駆動するために使用できる、太陽の大気の正確な物理的表現を生成しようとします。それらの精度の評価は複雑な作業であり、制約を提供してモデルパラメータを調整するための複数の観測経路があります。ここでは、このようないくつかの独立した制約を組み合わせて、標準化された比較のためのモデルにとらわれないフレームワークを定義します。光球でのコロナホールの分布と、モデルの外側の境界での中性線トポロジーを予測するモデルが必要です。これらの予測を、コロナホールの位置の極紫外線（EUV）観測、ストリーマーベルトの白色光キャリントンマップ、およびパーカーソーラープローブと1AU宇宙船によって測定された磁気セクター構造と比較します。ポテンシャルフィールドソースサーフェス（PFSS）モデルのこれらのメトリックを、ソースサーフェスの高さとマグネトグラムの選択の関数として研究し、より物理的なWang-Sheeley-Arge（WSA）および球の外側の電磁流体力学アルゴリズム（MAS）と比較します。モデル。PFSSモデルを3つのメトリックすべてに同時に最適化することは現在不可能であり、コロナホールの表現の品質とストリーマーベルトトポロジの間のトレードオフを意味します。WSAとMASの結果は、コロナホールのサイズを維持しながらストリーマーベルトを平らにすることでこれに対処する追加の物理学を示しています。MASはWSAと比較してコロナホールの表現も改善しています。このフレームワークは、モデル間およびモデル内の比較に非常に役立つと結論付けています。フレームワークに不可欠なのは、各モデルに必要なオブザーバブルの標準化であり、さまざまなモデルの側面を評価します。
GaiaDR2およびZTFDR3からの青色の大振幅パルセータの識別
ブルーラージアンプリチュードパルセータ（BLAP）は、60分未満の周期で急速に変動する、高温のサブルミネッセンス星です。それらは、白色矮星以前と準矮星の初期段階と関連しています。それらは、相互作用する連星内の進化の歴史と、脈動的に不安定であるそれらの寿命に比べて短いタイムスケールのために、変光星のまれなクラスです。現在知られているBLAPはすべて比較的暗く（15〜19等）、銀河面にあります。これらの星は本質的に青い色をしていますが、銀河面での大きな星間減光は、色ベースの選択基準を使用した迅速な識別を妨げています。この論文では、銀河面で19等より明るい8,960万光源のガイア$G$バンドの見かけの等級と$G_{\mathrm{BP}}-G_{\mathrm{RP}}$の色を補正します。合計1億6,230万のソースを補足する全天データと組み合わせた高品質の測光。BLAPの既知の母集団と一致する色のソースを選択し、掃天観測（ZTF）DR3との交差適合試験を実行して、98個の短期候補変数を特定します。周期的に折りたたまれた光度曲線を手動で検査すると、22個の候補BLAPが明らかになります。これらのターゲットのうち、6つは既知のBLAPの観測された周期と光度曲線と一致し、10つはBLAPの理論的な周期範囲内にあり、6つは高重力BLAPの候補です。これらの候補ソースの21のフォローアップスペクトルを提示し、それらの1つをBLAPとして分類し、将来の人口調査のためにそれらの追加の8つをBLAPとして暫定的に割り当てることを提案します。
RYタウジェットの内部領域の監視
| Title |
Monitoring_inner_regions_in_the_RY_Tau_jet |
| Authors |
Taichi_Uyama,_Michihiro_Takami,_Gabriele_Cugno,_Vincent_Deo,_Olivier_Guyon,_Jun_Hashimoto,_Julien_Lozi,_Barnaby_Norris,_Motohide_Tamura,_Sebastien_Vievard,_Hans_Moritz_Guenther,_P._Christian_Schneider,_Eiji_Akiyama,_Tracy_L._Beck,_Thayne_Currie,_Klaus_Hodapp,_Jungmi_Kwon,_Satoshi_Mayama,_Youichi_Ohyama,_Tae-Soo_Pyo,_John_P._Wisniewski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.11911 |
スバル/SCExAO+VAMPIRES、Gemini/NIFS、およびKeck/で得られたH$\alpha$および[\ion{Fe}{2}]1.644\micron〜輝線のRY〜Tauジェットのマルチエポック観測を示します。2019--2021年のOSIRIS。これらのデータは、$\sim0\farcs3$〜yr$^{-1}$の固有運動と一致する、1$\arcsec$内の一連の4つの結び目を示しています。結び目の間の空間的間隔は、約1.2、0.7、および0。7年の放出の時間間隔を示唆しており、他のいくつかの活動的な若い星で観察されたものよりも大幅に短い。これらのH$\alpha$画像は、$\sim0\farcs25$で単一の結び目のような特徴のみを示した2015年のアーカイブVLT/SPHERE/ZIMPOL観測とは対照的です。2015年と2019年から2021年のエポックの違いは、6年の範囲内で不規則な放出間隔を示唆しています。ジェット放出のそのような変動は、質量降着率の短期的（$<$1年）変動に関連している可能性があります。H$\alpha$排出量のピークを2015年に取得したZIMPOLデータと比較したところ、時変質量放出により、ベース（$<0\farcs3$）で2020--2021VAMPIRESプロファイルよりも明るいプロファイルが示されました。ジェットの速度または加熱-冷却バランス。あるいは、この放出は、流出コリメーションに関連する定常衝撃に起因する可能性がありますが、その詳細な起源を確認するには、より高い角度分解能が必要です。
新しい真空太陽望遠鏡によって観測された翼のあるH {\ alpha}データの協調
| Title |
The_Co-alignment_of_Winged_H{\alpha}_Data_Observed_by_the_New_Vacuum_Solar_Telescop |
| Authors |
Yun-Fang_Cai,_Xu_Yang,_Yong-Yuang_Xiang,_Xiao-Li_Yan,_Zhen-Yu_Jin,_Hui_Liu,_Kai-Fan_Ji |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.11913 |
新しい真空太陽望遠鏡（NVST）は、2021年4月から新しい翼のあるHaデータ（WHD）、つまりHaイメージング分光データをリリースしています。以前にリリースされたバージョンと比較して、新しいデータはオフバンド画像間でさらに調整され、標準の太陽物理学コミュニティ形式にパッケージ化されています。この研究では、主にオプティカルフロー法に基づいて翼のある画像間の並進オフセットを取得する、新しいWHDで使用される位置合わせアルゴリズムについて説明します。類似性の異なる2つの画像のアライメント結果を定量的に評価するために、それぞれ異なるオフバンドとラインセンターの画像間のアライメント精度を計算します。結果は、翼のある画像のオフバンドが0.6\.A未満の場合、アライメントアルゴリズムが約0.1インチの精度に達する可能性があることを示しています。さらに、WHDの最終製品を詳細に紹介します。太陽物理学者がNVSTの高解像度H{\alpha}イメージング分光データを使用するのに便利です。
RADYNシミュレーションにおけるナノフレア加熱からの彩層放出
| Title |
Chromospheric_emission_from_nanoflare_heating_in_RADYN_simulations |
| Authors |
H._Bakke,_M._Carlsson,_L._Rouppe_van_der_Voort,_B._V._Gudiksen,_V._Polito,_P._Testa,_B._De_Pontieu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.11961 |
太陽大気中の小規模な磁気リコネクションイベントからの加熱の兆候は、観測を通じて検出するのが難しいことが証明されています。フレア状態を再現する数値モデルは、ナノフレアがコロナの加熱メカニズムとしてどのように機能するかを理解する上で不可欠です。小規模イベントからの彩層放出の診断可能性を調査するために、ナノフレア加熱ループの1D流体力学的RADYNシミュレーションからの合成スペクトルにおける非熱電子の影響を研究します。MgIIhおよびk、CaIIHおよびK、CaII854.2nm、H-アルファおよびH-ベータ彩層線は、ナノフレアエネルギーの電子ビームにさらされる冠状ループのさまざまなRADYNモデルから合成されました。線強度への寄与関数は、非熱電子に対する大気応答がスペクトル線の形成とそれらのスペクトルプロファイルの詳細な形状にどのように影響するかをよりよく理解するために計算されました。電子ビームから生じるスペクトル線の特徴は、ループの密度と電子のより低いカットオフエネルギーに大きく依存します。低エネルギー（5keV）の電子は、コロナと遷移領域にエネルギーを蓄積し、彩層スペクトルの赤方偏移と青方偏移の両方を引き起こす強いプラズマ流を生成します。より高いエネルギー（10および15keV）の電子は、より低い遷移領域と彩層にエネルギーを蓄積し、局所的な加熱からの放出を増加させます。私たちの結果は、小規模なイベントの影響を地上の望遠鏡で観察できることを示しており、ナノフレアの存在と特性について可能な診断のリストを拡大しています。
NESエシェル分光器で実行されたSAORASの6m望遠鏡で選択された恒星分光法プログラムの結果
| Title |
Results_of_selected_stellar_spectroscopy_programs_at_the_6-m_telescope_of_SAO_RAS_performed_with_the_NES_echelle_spectrograph |
| Authors |
V.G._Klochkova,_V.E._Panchuk,_M.V._Yushkin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.12024 |
過去20年間にわたって、6m望遠鏡のエシェル分光器NESを使用して、広範囲の初期質量にまたがる遠方に進化した星の高分解能分光法を実行しました。研究は、進化の前の段階と現在の段階の間に高い質量損失率を持つ星の多様性をカバーしています。これらの星はすべて、強い恒星風によって生成された拡張された大気と構造化された星周エンベロープを持っています。エディントン限界付近の高光度青色変光度を研究しました。スペクトルにB[e]現象を伴う高温の超巨星。これは、高速質量交換段階の直後の中間質量連星系である可能性が非常に高いです。黄色極超巨星のグループ、および低質量のポストAGB超巨星の広範なサンプル。星周エンベロープの存在が共通の特徴であるこれらの星のタイプの多様な性質は、そのようなオブジェクトの分光法を包括的なタスクにします。このような研究は、大気中の化学組成の特性を決定し、新たに合成された元素で星間物質を濃縮する際のスーパージャイアントの役割を理解するだけでなく、考慮されるオブジェクトの進化状態の決定も含む、多くのエタペで構成されています。また、拡張された不安定な大気やガスダストエンベロープにおける運動学的プロセスの分光学的兆候の検索と分析も行います。選択した天体を分光的に監視し、考慮した星の大気の運動学的状態の不安定性を詳細に調べました。このレビューは、1998年から2021年にプログラムの枠組みの中で得られた最も重要な観察結果を簡単に報告します。
XMM-Newton観測の8年間にわたるHD189733のX線変動
| Title |
The_X-ray_variability_of_HD_189733_across_eight_years_of_XMM-Newton_observations |
| Authors |
I._Pillitteri_(1),_G._Micela_(1),_A._Maggio_(1),_S._Sciortino_(1),_and_J._Lopez-Santiago_(2)_((1)_INAF-Osservatorio_Astronomico_di_Palermo,_Italy_(2)_Signal_Processing_Group_Dpt._of_Signal_Theory_and_Communications,_Universidad_Carlos_III,_Madrid,_Spain) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.12149 |
太陽系外惑星の特徴、それらの形成、進化、および化学変化は、それらのホスト星の知識と密接に関連しています。特に、恒星のX線とUV放射は、惑星大気の動的および化学的進化に強い影響を及ぼします。HD189733AのX線放射を研究するために、約8年間で合計約958ksの25のXMM-Newton観測を分析しました。HD189733Aのコロナの平均気温は0.4keVであり、フレア平均温度は0.9keVに上昇します。フレアを除いて、数ヶ月から数年の時間スケールでの冠状放射のフラックスと硬度に有意な変化はありません。これから、そのような時間スケールで検出可能な活動サイクルはないと結論付けます。フレアを特定し、それらのエネルギー分布を構築しました。惑星食の段階の周りで観察されたフレアの数は、通過段階の間のフレアの数と統計的に異ならない。しかし、惑星食の周りで観測されたフレアは、惑星の主要な通過の周りで観測されたフレアよりもエネルギーが高い傾向があるため、フレアエネルギー分布に違いのヒントが見つかります。1日あたりのフレア数の分布はべき法則でモデル化されており、太陽や他の主系列星で観測されたものよりも急勾配になっています。急勾配は、検出されないマイクロフレアのかなりの部分を示唆しています。全体として、フレア中に観測された1keV未満のプラズマ温度と、二次通過で見られたエネルギーフレアのわずかに大きい部分は、HD189733Aのコロナの特異性を強調し、部分的に星によるX線放射の起源を示しています-惑星の相互作用。ただし、このシナリオを確認または反証するには、より多くの観察とモデリングの取り組みが必要です。
ここには何も表示されません：失敗した超新星はかすかまたはまれです
17個の太陽質量を超える前駆体から生じるタイプIIPコア崩壊超新星の欠如は、巨大な星が彼らの生命を終わらせる別の進化の道の存在を示唆しています。明るく爆発的なトランジェントを生成せずに恒星の核をブラックホールに直接崩壊させると、失敗した超新星として知られる長寿命で薄暗い赤いトランジェントが生成されると予想されます。近年、巨大な星が消える可能性のある多くの候補が検出されたにもかかわらず、失敗した超新星の決定的な観測証拠は、とらえどころのないままです。かすかな過渡現象を検出するために設計された特注のパイプラインを使用して、PTF/ZTF調査からの231個の近くの銀河の10年間の観測を再分析します。この分析は既知の超新星を回復し、いくつかの興味深い過渡現象をもたらします。ただし、これらのいずれも、失敗した超新星と一致していません。モンテカルロテストを通じて、パイプラインの回復効率が定量化されます。失敗した超新星がデータセット内の検出がゼロのポアソニアンプロセスとして発生すると仮定することにより、失敗した超新星の割合の95％の上限が、失敗した超新星の絶対的な大きさの関数として計算されます。失敗した超新星は、絶対等級がそれぞれ$-11$、$-12$、$-13$、および$-14$の場合、コア崩壊SN率の0.61、0.33、0.26、または0.23未満であると推定されます。最後に、それらが存在する場合、VeraC.RubinObservatoryは、$\sim6\times10^{39}\textrm{ergs}^{-の絶対ボロメータ光度に対して、年間1.7〜3.7の失敗したSNeを検出することを示します。1}$は、想定されるスペクトルエネルギー分布に応じて、33〜43Mpcの距離になります。
アクティブな星の特異なラジオ$-$ X線の関係
| Title |
Peculiar_radio$-$X-ray_relationship_in_active_stars |
| Authors |
H._K._Vedantham_and_J._R._Callingham_and_T._W._Shimwell_and_A._O._Benz_and_M._Hajduk_and_T._P._Ray_and_C._Tasse_and_A._Drabent |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.12203 |
非熱的5GHz電波光度と、恒星コロナの軟X線光度との経験的関係は、標準的にはG\"udel-Benz関係（G\"udel＆Benz1993）と呼ばれ、恒星ラジオの基礎となっています。電波天文学は、電波放射を恒星コロナの加熱メカニズムに明示的に結び付けているためです。この関係は、太陽のマイクロフレアから最も活発な星のコロナまで広がり、活発なコロナがフレアのようなプロセスによって加熱されることを示唆しています（Benz＆G\"udel1994）。この関係は、インコヒーレントジャイロシンクロトロンメカニズムを介してラジオバンドで放出される相対論的電荷への利用可能なフレアエネルギー、およびブレムストラルンメカニズムを介してX線バンドで放出されるバルクコロナプラズマの加熱。超クールな矮星や茶色の矮星で観察されるように、恒星オブジェクトはこの経験的な関係に固執することは期待されていません。高い円偏光率と高い輝度温度により、コヒーレント放射として分類されます。私たちの結果は、G\"udel-Benz関係の背後にある物理学、アクティブな星のコロナ加熱と粒子加速のメカニズム、および太陽と恒星のフレア間の現象論的関係の再検討を促します。
機械学習手法を用いたアーカイブ測光からのマイクロレンズイベントの早期認識
| Title |
Early_recognition_of_Microlensing_Events_from_Archival_Photometry_with_Machine_Learning_Methods |
| Authors |
I._Gezer,_\L._Wyrzykowski,_P._Zieli\'nski,_G._Marton,_K._Kruszy\'nska,_K._A._Rybicki,_N._Ihanec,_M._Jab{\l}o\'nska,_O._Zi\'o{\l}kowska |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.12209 |
重力マイクロレンズ法は、天の川の孤立したブラックホールを検出するための強力な方法です。マイクロレンズイベント中、光源の明るさが増し、この機能は、潜在的なイベントを警告するために多くの測光調査で使用されます。典型的なマイクロレンズイベントは特徴的な光度曲線を示しますが、一部の爆発する変光星は、特に観測のリズムが十分に密でない場合、マイクロレンズイベントと同様の光度曲線を示す場合があります。私たちの目的は、アーカイブ測光多波長データのみを使用して、マイクロレンズイベントの候補を他のタイプのアラートから区別する方法を考案することです。マイクロレンズイベント検索で最も一般的な汚染物質は、古典的なBeタイプの星、若い恒星状天体、およびミラなどの漸近巨星分枝星です。Gaia、2MASS、AllWISEのカタログから、光学から中赤外線の光度を組み合わせたアラートスターの主要なクラスの数千の例を使用してトレーニングセットを構築します。教師あり機械学習手法を使用して、アラートを分類するためのモデルを構築しました。分光学的および測光的に研究されたGaiaScienceAlertsによって報告された120のマイクロレンズイベントで私たちの方法を検証しました。90％の確率しきい値でアーカイブ情報のみを使用して、マイクロレンズイベントの3分の1を正しく識別しました。また、マイクロレンズイベントの潜在的な候補としてフラグが立てられた368のガイアアラートの位置で分類器を実行します。90％の確率しきい値で、38個のマイクロレンズイベントと29個の他のタイプの変数を分類しました。私たちが開発した機械学習をサポートする方法は、銀河系の過渡現象の分類を迅速に評価し、さらなる追跡観測の決定を支援するために、現在および将来のアラート調査に広く使用できます。
太陽X線極地コロナル「標準」および「ブローアウト」ジェットの基部で噴出するミニフィラメントの別の見方
| Title |
Another_Look_at_Erupting_Minifilaments_at_the_Base_of_Solar_X-Ray_Polar_Coronal_"Standard"_and_"Blowout"_Jets |
| Authors |
Alphonse_C._Sterling,_Ronald_L._Moore,_and_Navdeep_K._Panesar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.12314 |
ひので/X線望遠鏡（XRT）から得られた軟X線画像で特定した21個の太陽極コロナルジェットを調べます。XRT画像でX線スパイア幅がそれぞれ広いまたは狭い（ジェットのベースと比較して）ことに基づいて、これらのジェットのうち11個をブローアウトジェットとして、4個を標準ジェット（6個は不確実）として識別します。ソーラーダイナミクスオブザーバトリー（SDO）の大気イメージングアセンブリ（AIA）からの対応する極紫外線（EUV）画像から、他の最近の研究と一致して、本質的にすべて（21のうち少なくとも20）のジェットがミニフィラメント噴火によって作られています。ここでは、ジェットベースで噴火するミニフィラメント（EMF）の詳細な性質を調べます。ワイドスパイア（「ブローアウト」）ジェットには、放出EMFが含まれていることがよくありますが、代わりに、放出ではなくジェットのベースにほとんど限定されているEMFがある場合もあります。また、ナロースパイア（「標準」）ジェットは、閉じ込められたEMF、またはクールなミニフィラメントの一部がジェットのスパイアに漏れる部分的に閉じ込められたEMFのいずれかを持つことができることを示します。EMFの可視性について：場合によっては、ミニフィラメントが調査した4つのEUVチャネルの1つで明らかであり、他のチャネルでは本質的に見えないことがわかります。したがって、ジェットのベースにEMFがないと結論付ける前に、複数のEUVチャネルからの画像を調べる必要があります。空に対して投影され、噴火の初期に測定されたEMFのサイズは14''+-7''であり、これはコロナルジェットEMFの他の測定されたサイズの2倍以内です。
| Title |
Primordial_Black_Hole_Dark_Matter_in_the_Context_of_Extra_Dimensions |
| Authors |
Avi_Friedlander,_Katherine_J._Mack,_Sarah_Schon,_Ningqiang_Song,_Aaron_C._Vincent |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.11761 |
Arkani-Hamed、Dimopoulos、Dvaliシナリオなどの大きな余剰次元（LED）の理論では、TeVスケールに近い「真の」プランクスケール$M_\star$が予測されますが、観測された$M_{pl}$はコンパクトな余分な寸法の幾何学的効果。これらの理論は、高温プラズマにおける衝突形成とそれに続くブラックホールの降着から、初期の宇宙での原始ブラックホール（PBH）の作成を可能にし、新しいコールドダークマター（サブ）成分をもたらします。それらはより高次元の空間に存在するため、質量、半径、および温度の間の通常の関係が変更され、4次元の対応物に対して明確な動作がもたらされます。ここでは、そのようなPBH候補の宇宙論的創造と進化を導き出し、それらの蒸発を説明するグレイボディファクターを含め、蒸発生成物の直接観測、ビッグバン元素合成への影響、および宇宙マイクロ波背景放射の角度パワースペクトルからLEDPBHの制限を取得します。私たちの制限は、2から6の追加の次元、および1から$10^{22}$gの範囲のPBH質量のシナリオをカバーします。2つの追加の次元について、LEDPBHは、プランクスケールと再加熱温度に応じて$10^{18}$から$10^{24}$gの範囲のブラックホール質量の可能性がある実行可能な暗黒物質候補を表すことがわかります。$M_\star=10$TeVの場合、これは、現在の観測による制約を受けずに、質量が$M\simeq10^{22}$gのPBH暗黒物質に対応します。「通常の」4次元ブラックホールの制約をさらに改良および更新します。
CME伝搬の抗力ベースのモデリングのためのパラメータ分布
| Title |
Parameter_Distributions_for_the_Drag-Based_Modeling_of_CME_Propagation |
| Authors |
Gianluca_Napoletano,_Raffaello_Foldes,_Enrico_Camporeale,_Giancarlo_de_Gasperis,_Luca_Giovannelli,_Evangelos_Paouris,_Ermanno_Pietropaolo,_Jannis_Teunissen,_Ajay_Kumar_Tiwari,_Dario_Del_Moro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.12049 |
近年、宇宙天気予報で不確実性を推定するために、アンサンブルモデリングが広く採用されています。ここでは、抗力ベースのモデルを使用したCME到着時間と到着速度のアンサンブルモデリングに焦点を当てます。これは、その単純さと低い計算コストのために、この目的に最適です。アンサンブル手法は以前に抗力ベースのモデルに適用されていましたが、その入力パラメーター、つまり抗力パラメーターと太陽風速度の分布を最適に決定する方法はまだ明確ではありません。この作業の目的は、過去のCME-ICMEイベントのリストから始めて、これらのモデルパラメーターの統計的分布を評価することです。LASCOコロナグラフ観測を使用して初期CMEの位置と速度を測定し、その場のデータを使用してそれらを到着日と到着速度に関連付けます。イベントごとに、統計手順を実行してモデル方程式を反転し、パラメーター分布を出力として生成しました。私たちの結果は、制限されたサンプルとヒューリスティックな考慮事項に基づいていたとしても、以前の作業で採用された分布が適切に選択されたことを示しています。一方で、太陽風によって加速または減速されるCMEへの抗力パラメータ分布の依存性など、現在の方法に対する可能な改良点も特定されており、さらなる調査に値します。
冷力学系と自己相似性のための平衡解。 （II）
数値シミュレーションは、動的にコールドな初期解と自己相似性の間のリンクを示しています。ただし、このリンクの性質は完全には理解されていません。それ以上の対称性のない冷たい初期条件だけでは、自己相似性は生じません。ここでは、システムが平衡に近づくと、新しい対称性が現れることを示します。この平衡対称性と初期条件での低温対称性の組み合わせは、完全な自己相似性につながります。初期の空間分布が自己相似でなくても、最初は冷たいシステムの結果として、平衡に近い自己相似への進化が観察されます。3Dの1次元システムまたは球対称システムの場合について詳しく説明します。エネルギーやその他の積分に依存するシステムも考慮されます。平衡状態での自己相似解の縮退の問題に取り組んでいます。システムの中心にある非常に小さな摂動は、この縮退を打ち破り、特定の自動類似解への収束につながる能力を持っていることが示されています。
均一で等方性の宇宙背景放射上の不均一な摂動によるエンタングルメントの生成を調査し、量子効果と幾何学的効果の間の相互作用が、均一なシナリオに関してエンタングルメントエントロピーに関連する結果をもたらす可能性があることを示します。そのために、等角結合されたスカラー場に焦点を当て、スカラー粒子の幾何学的生成がどのように絡み合いにつながるかについて説明します。摂動的に、一次ではエントロピー補正の振動が見られますが、二次では、基礎となるジオメトリがエンタングルメント生成でモード混合を引き起こします。したがって、幾何学的な寄与のみによるエンタングルメントを定量化し、結果を以前の調査結果と比較します。暗黒物質の候補として解釈される幾何学的（準）粒子による幾何学的寄与を特徴づけます。
一次粘性相対論的流体力学のための保守的な有限体積スキーム
Bemfica、Disconzi、Noronha、およびKovtun（BDNK）によって開発された、因果的で安定した相対論的ナビエ-ストークス方程式の最初の保守的な有限体積数値スキームを示します。BDNK理論は、エントロピー生成効果（粘度、熱伝導）を相対論的流体モデルに組み込む有望な手段としてごく最近登場し、いわゆるミュラー-イスラエル-スチュワート（MIS）理論の代替案として成功を収めています。クォークグルーオンプラズマのモデル化に使用されます。BDNKとMISタイプの理論はどちらも、BDNKが1次で発生し、MISが2次で発生する、完全な（理想的な）流体に関する勾配展開の観点から理解できます。より少ない項と未決定のモデル係数（低次で現れる有効場理論に典型的）により、MISではまだ不可能であった完全な一般性での安定性、因果関係、および双曲線性の厳密な証明が可能になります。これらの利点を活用するには、物理的応用に適したBDNK方程式のための最初の完全に保存的な多次元流体ソルバーを提示します。このスキームには、フラックス保存的な離散化、非振動再構成が含まれます。オークション、および中央風上数値フラックスであり、非粘性限界で高解像度の衝撃捕捉完全流体ソルバーにスムーズに移行するように設計されています。コンフォーマル流体の一連のフラット時空テストで新しい方法の堅牢性を評価し、Pandya＆Pretorius（2021）の以前のアプローチとの詳細な比較を提供します。
