ハイブリッド動的宇宙定数を用いた現象論的ダークエネルギーモデル
ダークエネルギーを真空エネルギーまたは宇宙定数${\Lambda}$と関連付けることにより、ダークエネルギーを調査します。これは、本質的に動的であると見なされます。私たちのアプローチは現象論的であり、変数$\Lambda$Cosmologyの領域に含まれます。ただし、準安定真空崩壊の量子論に動機付けられて、$\Lambda$（t）の新しい現象論的崩壊法則を提案しました。ここで$\Lambda$（t）は、定数成分と可変成分の重ね合わせです。$\Lambda$（t）=$\Lambda_{C}$+$\Lambda_{v}$これは、タイトルの$"$hybriddynamic$"$という単語で示されます。ダークエネルギーと別の主要なコンポーネントで構成される宇宙で単純化された2流体シナリオを採用することにより、3つの特定の現象論的表現の解を見つけ、希釈パラメーターの観点からモデルのパラメーター化を行いました（希釈パラメーターは他の主要なコンポーネントの密度の表現におけるスケールファクターの指数としてのテキスト。動的なダークエネルギーの存在下での宇宙の膨張によるコンポーネントの希釈を表します。圧力のないダストと動的なダークエネルギー宇宙の場合、現在の物質密度（$\Omega_{m0}$）と希釈パラメーター（u）は$\Omega_{m0}$=0.29$\pm$0.03、uであることがわかりました。=2.90$\pm$0.54at1$\sigma$、Union2.1カタログからの580個の超新星を分析します。スケールファクターの進化、減速パラメーター、宇宙時代に関するモデルの物理的特徴も研究されており、$\Lambda$CDMモデルとの類似点が描かれています。モデル内の宇宙論的問題のステータスもチェックされ、モデルが宇宙定数問題を解決しているが、偶然の一致問題がモデル内にまだ存在していることが示されました。
カナダの水素強度マッピング実験による宇宙論的21cm放射の検出
| Title |
Detection_of_Cosmological_21_cm_Emission_with_the_Canadian_Hydrogen_Intensity_Mapping_Experiment |
| Authors |
CHIME_Collaboration,_Mandana_Amiri,_Kevin_Bandura,_Tianyue_Chen,_Meiling_Deng,_Matt_Dobbs,_Mateus_Fandino,_Simon_Foreman,_Mark_Halpern,_Alex_S._Hill,_Gary_Hinshaw,_Carolin_H\"ofer,_Joseph_Kania,_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,_Keith_Vanderlinde,_Haochen_Wang,_Donald_V._Wiebe,_Dallas_Wulf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01242 |
カナダの水素強度マッピング実験（CHIME）で作成された赤方偏移0.78と1.43の間の大規模構造（LSS）からの21cm放射の検出を提示します。102夜にわたって取得された電波観測は、eBOSSクラスタリングカタログからの明るい赤銀河（LRG）、輝線銀河（ELG）、およびクエーサー（QSO）の角度およびスペクトル位置に前景フィルタリングされ、積み重ねられたマップを構築するために使用されます。ベイズ因子の対数が18.9（LRG）、10.8（ELG）、および56.3（QSO）である、LSSの3つのトレーサーすべてにスタックする場合の検出の決定的な証拠が見つかります。尤度比検定に基づく別の頻度論的解釈では、$7.1\sigma$（LRG）、$5.7\sigma$（ELG）、および$11.1\sigma$（QSO）の検出有意性が得られます。これらは、干渉計で行われた最初の21cmの強度マッピング測定です。$\mathcal{A}_{\rmHI}\equiv10^{3}\、\Omega_\mathrm{HI}\left（b_\mathrm{HI}+\langle\、f\mu^{2}\rangle\right）$、ここで$\Omega_\mathrm{HI}$はHIの宇宙の存在量、$b_\mathrm{HI}$は線形バイアスですHIの場合、$\langle\、f\mu^{2}\rangle=0.552$は、線形順序での赤方偏移空間の歪みの影響をエンコードします。LRG$（z=0.84）$、$\mathcal{A}_\mathrm{HI}=に対して$\mathcal{A}_\mathrm{HI}=1.51^{+3.60}_{-0.97}$が見つかりますELGの場合は6.76^{+9.04}_{-3.79}$$（z=0.96）$、QSOの場合は$\mathcal{A}_\mathrm{HI}=1.68^{+1.10}_{-0.67}$$（z=1.20）$、非線形スケールでの不確実性のモデル化によって制約が制限されます。また、各トレーサーの分光学的赤方偏移のバイアスにも敏感であり、QSOのゼロ以外のバイアス$\Delta\、v=-66\pm20\mathrm{km/s}$を見つけます。QSOカタログを3つの赤方偏移ビンに分割し、それぞれで決定的な検出を行います。上部のビンは$z=1.30$で、これまでで最高の赤方偏移21cm強度マッピング測定値を生成します。
CMBBモード実験の偏光角要件。 LiteBIRD衛星への応用
| Title |
Polarization_angle_requirements_for_CMB_B-mode_experiments._Application_to_the_LiteBIRD_satellite |
| Authors |
P._Vielva,_E._Mart\'inez-Gonz\'alez,_F._J._Casas,_T._Matsumura,_S._Henrot-Versill\'e,_E._Komatsu,_J._Aumont,_R._Aurlien,_C._Baccigalupi,_A._J._Banday,_R._B._Barreiro,_N._Bartolo,_E._Calabrese,_K._Cheung,_F._Columbro,_A._Coppolecchia,_P._de_Bernardis,_T._de_Haan,_E._de_la_Hoz,_M._De_Petris,_S._Della_Torre,_P._Diego-Palazuelos,_H._K._Eriksen,_J._Errard,_C._Franceschet,_U._Fuskeland,_M._Galloway,_K._Ganga,_M._Gervasi,_R._T._G\'enova-Santos,_T._Ghigna,_E._Gjerl{\o}w,_A._Gruppuso,_M._Hazumi,_D._Herranz,_E._Hivon,_K._Kohri,_L._Lamagna,_C._Leloup,_J._Macias-Perez,_S._Masi,_F._T._Matsuda,_G._Morgante,_R._Nakano,_F._Nati,_P._Natoli,_S._Nerval,_K._Odagiri,_S._Oguri,_L._Pagano,_A._Paiella,_D._Paoletti,_F._Piacentini,_G._Polenta,_G._Puglisi,_M._Remazeilles,_A._Ritacco,_J._A._Rubino-Martin,_D._Scott,_Y._Sekimoto,_et_al._(10_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01324 |
CMB偏光実験の特定の周波数で、検出器のさまざまなセットの偏光角要件を提供する方法論が提示されます。各検出器セットの偏光角の不確実性は、テンソルとスカラーの比率$r$パラメーターの特定のバイアスに関連しています。このアプローチは、CMB偏光信号を取得するために検出器セットの線形結合を使用することに基づいています。さらに、偏光角の不確かさが小さい角度限界（数度未満）にあると仮定すると、要件を確立するための解析式を導出することができます。この方法論は、光学系やウェーハなどに由来する可能性のある検出器間の可能な相関関係も考慮に入れています。このアプローチは、LiteBIRD宇宙ミッションに適用されます。最も制限のあるケース（つまり、検出器セット間の偏光角系統の完全な相関）の場合、偏光角の不確実性に関する要件は、最も感度の高い周波数帯域（つまり、$\approx150$）で約1分角であることを示します。GHz）および最低（つまり、$\approx40$GHz）および最高（つまり、$\approx400$GHz）の観測帯域で数十分角。逆に、最も制限の少ないケース（つまり、検出器セット間で偏光角の系統分類学の相関がない場合）の場合、要件は前のシナリオよりも制限が$\約3$倍小さくなります。グローバルレベルと望遠鏡レベルでは、相関するグローバルな系統誤差には数分角の偏光角の知識で十分であり、検出器の偏光角の完全に無相関の誤差には2倍緩和できます。報告された不確実性レベルは、LiteBIRDコラボレーションによって確立された制限を体系的に下回るために$r$にバイアスをかけるために必要です。
ハッブル定数と宇宙曲率を測定する正確な後期宇宙プローブとしての強力にレンズ化されたIa型超新星
| Title |
Strongly_lensed_type_Ia_supernovae_as_a_precise_late-universe_probe_of_measuring_the_Hubble_constant_and_cosmic_curvature |
| Authors |
Jing-Zhao_Qi,_Yu_Cui,_Wei-Hong_Hu,_Jing-Fei_Zhang,_Jing-Lei_Cui,_Xin_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01396 |
強力にレンズ化されたIa型超新星（SNeIa）は、複数の画像の時間遅延を測定する上でいくつかの利点があると期待されているため、強力な後期宇宙宇宙論的プローブに発展する大きな可能性を秘めています。この論文では、時空のレガシー調査（LSST）の時代に、時間遅延測定を使用してレンズ付きSNeIaのサンプルをシミュレートします。距離和の法則に基づいて、レンズ付きSNeIaを使用して、後期宇宙のハッブル定数$H_0$と宇宙曲率パラメーター$\Omega_K$にモデルに依存しない制約を実装します。20個のレンズ付きSNeIaを観測できた場合、$H_{0}$の制約は、SH0ESコラボレーションによる測定よりも優れていることがわかります。レンズ付きSNeIaのイベント数が100に増加すると、$H_{0}$の制約精度は、\emph{Planck}2018データの結果と同等になります。200個のレンズ付きSNeIaイベントを楽観的な推定として考慮すると、$\DeltaH_0=0.33$$\rmkm\s^{-1}\Mpc^{-1}$および$\Delta\Omega_K=0.053$が得られます。さらに、さまざまなシナリオでレンズ付きクエーサーをシミュレートして比較しました。レンズ付きクエーサーからの制約精度はレンズ付きSNeIaから得られたものよりはるかに低いものの、それらは依然として有用な宇宙論的プローブであることがわかりました。LSSTの時代では、レンズ付きSNeIaとレンズ付きクエーサーの両方からの時間遅延の測定により、$\DeltaH_0=0.26〜\rmkm\s^{-1}\Mpc^{-1}の結果が得られると予想されます。$および$\Delta\Omega_K=0.044$。
| Title |
Constraining_Dark_matter_annihilation_with_Dark_Energy_Survey_Y3_LSBG_sample |
| Authors |
Daiki_Hashimoto,_Atsushi_J._Nishizawa_and_Masahiro_Takada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01400 |
暗黒物質（DM）粒子の性質を明らかにするために、DMの標準モデル粒子への消滅プロセスで生成されたガンマ線信号が主要なプローブの1つでした。局所的な矮小銀河などの高度にDMが支配的な構造と、構造の方向に観測された光子との間の相互相関が調査され、消滅率に厳しい制約が与えられました。以前の研究では、銀河サンプルの距離分布を知るだけで十分であり、消滅率を制限するために個別の距離測定は必要ないことを示しました。この作業では、ダークエネルギーサーベイ（DES）の3年目のデータから提供された未知の個々の赤方偏移を持つ低表面輝度銀河（LSBG）にこの方法を適用します。約24,000個のオブジェクトのすべてのDES-LSBGを使用すると、95％C.L。のbbチャネルの断面積の上限がわかります。100GeVのDM質量で3*10^-25cm^3/sです。より保守的にするために、分解されたガンマ線点源から1度以内の約7000LSBGを削除すると、すべてのDM質量範囲のすべてのサンプルを使用した場合よりも制約が30％弱くなります。
マルチパラメータ動的暗黒エネルギーの状態方程式と現在の宇宙論的緊張
| Title |
Multi-parameter_Dynamical_Dark_Energy_Equation_of_State_and_Present_Cosmological_Tensions |
| Authors |
Ravi_Kumar_Sharma,_Kanhaiya_Lal_Pandey,_Subinoy_Das |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01749 |
最新のPlanck、BAO、およびPantheon超新星データを使用して、拡大された4パラメーター動的暗黒エネルギー（4pDE）状態方程式の結果を研究します。暗黒エネルギー状態方程式のこのパラメーター化には、暗黒エネルギー状態方程式の一般的な非線形単調進化が組み込まれています。ここで、4つのパラメーターは、状態方程式の初期値と現在値、遷移スケール係数、およびシャープネスです。遷移の。この研究では、ニュートリノの質量$\Sigmam_\nu$を自由パラメーターとして維持しながら、SH0ES$M_B$前とKIDS/Viking$S_8$前を使用します。この場合、動的暗黒エネルギー4pDEモデルは、Planck、BAOに対してテストしたときに、ハッブル張力を$\sim2.5\sigma$レベルに、$S_8$張力を$\sim1.5\sigma$レベルに下げることができることを示します。とパンテオン超新星データを一緒に。また、結果を十分に検討されたCPLモデルと比較します。現在のデータは、状態パラメーターの4つの暗黒エネルギー方程式すべてを制約できないことがわかり、現在の観測が時間依存のDE状態方程式の複雑な非線形マルチパラメーター進化を要求しないという事実を保証します。また、SH0ES$M_B$およびKIDS/Viking$S_8$では、以前の4pDEおよびCPLモデルは、最大で$\sim1\sigma$レベル（$\Sigmam_\）でニュートリノ質量パラメーターのゼロ以外の値を優先することも報告します。nu\sim0.2\pm0.1$eV）。
TESSによって発表されたM矮星TOI-1759を周回する通過する温帯のミニ海王星
| Title |
A_transiting,_temperate_mini-Neptune_orbiting_the_M_dwarf_TOI-1759_unveiled_by_TESS |
| Authors |
N\'estor_Espinoza,_Enric_Pall\'e,_Jonas_Kemmer,_Rafael_Luque,_Jos\'e_A._Caballero,_Carlos_Cifuentes,_Enrique_Herrero,_V\'ictor_J._S\'anchez_B\'ejar,_Stephan_Stock,_Karan_Molaverdikhani,_Giuseppe_Morello,_Diana_Kossakowski,_Martin_Schlecker,_Pedro_J._Amado,_Paz_Bluhm,_Miriam_Cort\'es-Contreras,_Thomas_Henning,_Laura_Kreidberg,_Martin_K\"urster,_Marina_Lafarga,_Nicolas_Lodieu,_Juan_Carlos_Morales,_Mahmoudreza_Oshagh,_Vera_M._Passegger,_Alexey_Pavlov,_Andreas_Quirrenbach,_Sabine_Reffert,_Ansgar_Reiners,_Ignasi_Ribas,_Eloy_Rodr\'iguez,_Cristina_Rodr\'iguez_L\'opez,_Andreas_Schweitzer,_Trifon_Trifonov,_Priyanka_Chaturvedi,_Stefan_Dreizler,_Sandra_V._Jeffers,_Adrian_Kaminski,_Mar\'ia_Jos\'e_L\'opez-Gonz\'alez,_Jorge_Lillo-Box,_David_Montes,_Grzegorz_Nowak,_Santos_Pedraz,_Siegfried_Vanaverbeke,_Maria_R._Zapatero_Osorio,_et_al._(25_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01240 |
赤色矮星TOI-1759（TIC408636441）を周回する温帯（400K）のサブネプチューンサイズの太陽系外惑星であるTOI-1759〜bの発見と特性評価を報告します。TOI-1759bは、TESSによってセクター16、17、および24を通過することが観測され、セクターごとに1つの通過のみが観測され、惑星候補の公転周期にあいまいさが生じました。CARMENESスペクトログラフで得られた視線速度測定と組み合わせた地上測光観測は、実際の期間が$18.85019\pm0.00014$であることを確認します。利用可能なすべての測光と視線速度の共同分析により、半径$3.17\pm0.10\、R_\oplus$と質量$10.8\pm1.5\、M_\oplus$が明らかになります。これをTOI-1759用に導出された恒星のプロパティと組み合わせる（$R_\star=0.597\pm0.015\、R_\odot$;$M_\star=0.606\pm0.020\、M_\odot$;$T_{\textrm{eff}}=4065\pm51$K）、惑星の透過分光測定基準（TSM）値を80以上と計算し、透過分光法研究の優れたターゲットにします。TOI-1759bは、これまでに発見されたTSMが最も高い、温帯の小さな太陽系外惑星（$T_\textrm{eq}<500$K、$R_p<4\、R_\oplus$）の1つです。80dと$>$200dの周期を持つ2つの追加信号が視線速度に存在するようです。私たちのデータは、両方が恒星の活動から生じる可能性があることを示唆していますが、カルメネスを使用した視線速度キャンペーンの$\sim200$dベースラインを考えると、後の信号のソースと周期性を特定するのは困難です。この長期間の信号の本質を明らかにするために、より長いベースライン視線速度キャンペーンを実行する必要があります。
原始惑星系円盤の大規模な集団研究：下部構造がある場合とない場合のミリメートルサイズと光度の関係の説明
| Title |
A_large_population_study_of_protoplanetary_disks:_Explaining_the_millimeter_size-luminosity_relation_with_or_without_sub-structure |
| Authors |
Apostolos_Zormpas,_Tilman_Birnstiel,_Giovanni_P._Rosotti,_Sean_M._Andrews |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01241 |
近くの原始惑星系円盤からの塵の連続体放出の最近のサブ秒分解能の調査は、円盤のサイズと光度の間に強い相関関係を示しました。ディスクの$68\％$有効半径（$r_{eff}$）と連続光度（$L_{mm}$）の間の（サブ）ミリメートルサイズ-光度関係（SLR）の起源を説明することを目的としています。、単純な粘性降着円盤内のガスとダストの発生のモデルと放射伝達計算を使用します。惑星のギャップがある場合とない場合のモデルの大きなグリッド（$10^{5}$シミュレーション）を使用し、主要なパラメーターの初期条件を変更します。時間の関数として、すべてのモデルのディスク連続放射と有効半径を計算します。SLRに継続的に続くシミュレーションを選択することにより、モデルの入力パラメーターに対する制約を導き出すことができます。ラジアルドリフトレジームの滑らかなディスクのモデルは、観測されたSLR（$L_{mm}\proptor_{eff}^{2}$）と互換性があるが、滑らかなディスクだけが現実になることはできないという以前の結果を確認します。惑星が存在する場合、SLRはより広く存在することを示します。ただし、それらは滑らかなディスクとは異なる関係に従う傾向があり、観察されたサンプルに滑らかなディスクとサブ構造化されたディスクの混合物が存在することを意味する可能性があります。強力な下部構造を持つディスクのSLR（$L_{mm}\proptor_{eff}^{5/4}$）を導出します。SLRと互換性を持たせるには、モデルのディスク質量が最初は大きく（$\geq2.5\cdot10^{-2}M_{\star}$）、乱流パラメータの$\alpha$値が小さい（$\leq）必要があります。10^{-3}$）。さらに、粒子の組成と多孔性は、アモルファスカーボンを含む比較的コンパクトな粒子が好まれるサイズ-光度図のディスクの進化に大きく影響することがわかります。さらに、SLRに続く高アルベド（$0.9$）を備えた均一に光学的に厚いディスクは、進化的手順から形成することはできません。
TOI-1759 b：SPIRouとTESSを特徴とする低質量星の周りを通過するサブネプチューン
| Title |
TOI-1759_b:_a_transiting_sub-Neptune_around_a_low_mass_star_characterized_with_SPIRou_and_TESS |
| Authors |
Eder_Martioli,_Guillaume_H\'ebrard,_Pascal_Fouqu\'e,_\'Etienne_Artigau,_Jean-Fran\c{c}ois_Donati,_Charles_Cadieux,_Stefano_Bellotti,_Alain_Lecavelier_des_Etangs,_R\'ene_Doyon,_J.-D._do_Nascimento_Jr.,_L._Arnold,_A._Carmona,_N._J._Cook,_P._Cortes-Zuleta,_L._de_Almeida,_X._Delfosse,_C._P._Folsom,_P.-C._K\"onig,_C._Moutou,_M._Ould-Elhkim,_P._Petit,_K._G._Stassun,_A._A._Vidotto,_T._Vandal,_B._Benneke,_I._Boisse,_X._Bonfils,_P._Boyd,_C._Brasseur,_D._Charbonneau,_R._Cloutier,_K._Collins,_P._Cristofari,_I._Crossfield,_R._F._D\'iaz,_M._Fausnaugh,_P._Figueira,_T._Forveille,_E._Furlan,_E._Girardin,_C._L._Gnilka,_J._Gomes_da_Silva,_P.-G._Gu,_P._Guerra,_S._B._Howell,_G._A._J._Hussain,_J._M._Jenkins,_F._Kiefer,_D._W._Latham,_R._A._Matson,_E._C._Matthews,_J._Morin,_R._Naves,_G._Ricker,_S._Seager,_M._Takami,_et_al._(4_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01259 |
TESSからの測光時系列と、CFHT上のSPIRouからの近赤外分光偏光データを使用して、通過するサブネプチューンTOI-1759bの検出と特性評価を報告します。TOI-1759bは、公転周期が$18.849975\pm0.000006$dの適度にアクティブなM0V星を周回し、惑星の半径と質量を$3.06\pm0.22$R$_\oplus$と$6.8\pm2.0で測定します。$M$_\oplus$。視線速度は、CCF法とLBL法の両方を使用して、SPIRouスペクトルから抽出され、近赤外領域での速度測定を最適化しました。星の広帯域SEDと高解像度SPIRouスペクトルを分析して、恒星パラメーターを制約し、導出された惑星パラメーターの精度を向上させました。SPIRouStokes$V$偏光スペクトルのLSD分析は、TOI-1759のZeemanシグネチャを検出します。準周期的共分散関数を使用したGP回帰を使用して、恒星磁気活動の回転変調をモデル化し、$35.65^{+0.17}_{-0.15}$dの自転周期を見つけます。ZDIを使用して星の大規模な表面磁場を再構築します。これにより、平均強度が$18\pm4$Gの主にポロイダル磁場が得られます。最後に、TESS測光とSPIRouRVのベイズMCMC合同解析を最適に実行します。システムパラメータを制約します。星から$0.1176\pm0.0013$auで、惑星は地球に入射するボロメータフラックスの$6.4$倍を受け取り、その平衡温度は$433\pm14$Kと推定されます。光蒸発率が高いと予想されるネプチューン。したがって、中性水素の脱出を探すことは興味深いターゲットです。これは、観測された海王星以下の半径の砂漠の原因となる惑星形成メカニズムに重要な制約を与える可能性があります。
小惑星と生命：太陽系はどれほど特別ですか？
地球との小惑星の衝突は、生命にとって好ましいニッチの作成、大気の変化、および水の供給を通じて、地球上の生命の出現に重要な役割を果たした可能性があります。したがって、太陽系外惑星での生命の2つの潜在的な要件を提案します。1つは、システムに小惑星帯があること、もう1つは、小惑星を駆動して地上の居住可能な惑星に影響を与えるメカニズムがあることです。太陽系では、$\nu_6$の永年共鳴がこれらの衝撃を駆動する上で重要であることが示されているため、2つの巨大惑星の質量と位置が、この永年共鳴の位置と強度をどのように決定するかを調べます。2つの巨大惑星で観測された太陽系外惑星を調べると、小惑星帯領域内の永年共鳴は珍しくないかもしれないことがわかります。したがって、太陽系はやや特殊ですが、生命の出現に必要となる可能性のある微調整の程度は過度ではありません。最後に、$n$-bodyシミュレーションで、2つの巨大惑星が2：1の平均運動共鳴に近い場合、小惑星帯は不安定ですが、これは小惑星の送達の増加にはつながりません。
| Title |
Microphysics_of_Water_Clouds_in_the_Atmospheres_of_Y_Dwarfs_and_Temperate_Giant_Planets |
| Authors |
James_Mang,_Peter_Gao,_Callie_E._Hood,_Jonathan_J._Fortney,_Natasha_Batalha,_Xinting_Yu,_and_Imke_de_Pater |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01355 |
水雲は、地球の平衡温度に近いかそれより低い平衡温度のY矮星と巨大惑星に形成され、それらの大気組成とアルベドおよび熱放射スペクトルを劇的に変化させると予想されます。ここでは、1DCommunityAerosolandRadiationModelforAtmospheres（CARMA）を使用して、クールな星下世界の水雲の微物理を調査し、詳細には考慮されていない核形成と凝縮を考慮して、典型的な粒子サイズと垂直範囲を制限します。H/He大気中の水雲の場合。Y矮星と温帯の巨大な太陽系外惑星大気モデルの小さなグリッドを計算します。水雲は、気象ダスト、有機光化学ヘイズ、および隆起した塩化カリウム雲粒子で構成される雲凝結核上で均一核生成と不均一核生成によって形成されます。尾流雲を使用して最適な沈降効率パラメーター（f$_{sed}$）を抽出するために、雲物理学のAckerman＆Marleyパラメーター化との比較を示します。尾流雲モデルはCARMA水雲を正確に複製しておらず、f$_{sed}$の遷移は雲の基部から雲頂へと発生していることがわかります。さらに、シミュレートされた熱放射と幾何アルベドスペクトルを生成し、CARMAモデルとVirgaモデルの間に波長に依存する大きな違いを見つけます。異なるガス吸収帯は、異なる雲の分布に異なる反応を示し、特にM帯に大きな違いがあります。したがって、水雲の垂直方向に依存する特性を制約することは、これらの大気中のガスの存在量を推定するために不可欠です。
南極点望遠鏡によるミリメートル波長での小惑星の測定
| Title |
Asteroid_Measurements_at_Millimeter_Wavelengths_with_the_South_Pole_Telescope |
| Authors |
P._M._Chichura,_A._Foster,_C._Patel,_N._Ossa-Jaen,_P._A._R._Ade,_Z._Ahmed,_A._J._Anderson,_M._Archipley,_J._E._Austermann,_J._S._Avva,_L._Balkenhol,_P._S._Barry,_R._Basu_Thakur,_J._A._Beall,_K._Benabed,_A._N._Bender,_B._A._Benson,_F._Bianchini,_L._E._Bleem,_F._R._Bouchet,_L._Bryant,_K._Byrum,_J._E._Carlstrom,_F._W._Carter,_T._W._Cecil,_C._L._Chang,_P._Chaubal,_G._Chen,_H._C._Chiang,_H.-M._Cho,_T-L._Chou,_R._Citron,_J.-F._Cliche,_T._M._Crawford,_A._T._Crites,_A._Cukierman,_C._M._Daley,_E._V._Denison,_K._Dibert,_J._Ding,_M._A._Dobbs,_D._Dutcher,_W._Everett,_C._Feng,_K._R._Ferguson,_J._Fu,_S._Galli,_J._Gallicchio,_A._E._Gambrel,_R._W._Gardner,_E._M._George,_N._Goeckner-Wald,_R._Gualtieri,_S._Guns,_N._Gupta,_R._Guyser,_T._de_Haan,_N._W._Halverson,_A._H._Harke-Hosemann,_N._L._Harrington,_J._W._Henning,_et_al._(83_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01406 |
主に宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の研究に使用される南極点望遠鏡（SPT）からのミリメートル波長（mm）データでの小惑星の最初の測定値を示します。黄道面近くの2つの$\sim270$deg$^2$の空の領域のマップを分析します。それぞれ、SPTpolカメラで1か月間に$\sim100$回観測されます。与えられたフィールドのすべてのマップの平均を差し引き、静的な空の信号を削除してから、既知の小惑星の位置で平均を差し引いたマップを平均します。3つの小惑星$\text{-}$（324）Bamberga、（13）Egeria、および（22）Kalliope$\text{-}$を検出し、信号対雑音比（S/N）は11.2です。2.0mm（150GHz）でそれぞれ10.4および6.1。また、3.2mm（95GHz）でS/Nが4.1の（324）バンベルクを検出します。これらの小惑星の有効放射率、輝度温度、および光度曲線変調振幅に制約を課します。（324）バンベルクと（13）エゲリアのフラックス密度測定値は予測とほぼ一致しますが、（22）カリオペの測定値は、2.0mmで$0.66\pm0.11$、で$<0.47$の実効放射率に対応するより低いフラックスを示唆しています。3.2mm。他のSPTデータセットで検出可能な小惑星を予測し、SPTpolのマッピング速度が$\sim10\times$であるSPT-3Gカメラからの最近のデータで、（772）タネテと（1093）フレダの検出とよく一致しています。この作業は、CMB調査からのデータにおける小惑星の最初の焦点を絞った分析であり、小惑星研究のために過去および将来のデータセットを再利用できることを示しています。将来のSPT測定は、より大きな小惑星集団にわたる表面特性の分布を制限するのに役立ちます。
惑星の胚の複数の世代について
惑星形成のグローバルモデルは、簡単にするために、惑星の胚の初期セットから始まる傾向があります。このアプローチは初期胚の進化に関する貴重な洞察を提供しますが、初期分布自体は大胆な仮定です。初期分布に自分自身を制限することは、前述の初期分布に先行する、または後続する本質的な物理学を無視する可能性があります。惑星系の形成に対する動的な惑星胚形成の影響を調査したいと思います。提示されたフレームワークは、ガス、ほこり、小石の最初のディスクから始まります。ディスクの進化、微惑星の形成、および惑星の胚の形成は一貫してモデル化されています。その後、胚は小石、微惑星、そして最終的にはガスの降着によって成長します。フレームワークには、惑星ディスクの相互作用と、同時に成長する他の胚とのN体ダイナミクスが含まれています。惑星の形成が複数の連続したフェーズで発生する可能性があることを示します。初期の世代はペブル集積によって大規模に成長しますが、タイプIの高速移動の影響を受け、したがって星への降着の影響を受けます。形成される後の世代の胚は、微惑星の降着によって、ディスク内の小石の量がなくなるにつれて、はるかに小さな塊に成長します。惑星系の形成履歴は、胚の初期分布が反映できるよりもはるかに複雑である可能性があります。惑星の胚の動的な形成は、システムの進化の全体像を可能にするために、惑星の形成のグローバルモデルで考慮する必要があります。
初期の太陽系における氷のカイパーベルト物体の熱進化における蛇紋岩化
| Title |
Serpentinization_in_the_thermal_evolution_of_icy_Kuiper_belt_objects_in_the_early_Solar_system |
| Authors |
Anik\'o_Farkas-Tak\'acs,_Csaba_Kiss,_S\'andor_G\'obi,_\'Akos_Kereszturi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01530 |
ここでは、初期の太陽系の微惑星の蛇紋岩化プロセスをモデル化するための改良されたアルゴリズムを紹介します。蛇紋岩化のような反応が微惑星の熱進化において重要な役割を果たしたと仮定されていますが、このトピックで利用できるモデルはほとんどありません。関係する材料がこれらのオブジェクトに豊富にあったので、これらのプロセスは重要かもしれません。私たちのモデルは（Gobi＆Kereszturi2017）のモデルに基づいており、熱容量とリソスフェア圧力の考慮、および界面水の量の計算が改善されています。私たちの結果を以前の計算と比較すると、たとえば、蛇紋岩化時間（特定の初期条件でほとんどの反応物を消費するのに必要な時間）、またはこのプロセスによって生成される熱量。簡単なアプリケーションでは、氷のような物体では、いくつかの現実的な条件下で、水氷の融点より下で、界面水を使用した蛇行反応が進行し、最終的には局所温度を融点より上に押し上げて「暴走」を開始できる可能性があることを示します蛇行。半径R$\gtrsim$のオブジェクトでの計算によると、200kmの蛇紋岩化は、初期の太陽系でこれらの物体のほぼ全体の内部を急速に再形成した可能性があります。
（616）プロメテウスと（617）パンドラの軌道上の主な摂動物体
| Title |
The_main_perturbing_objects_on_the_orbits_of_(616)_Prometheus_and_(617)_Pandora |
| Authors |
A._R._Gomes-J\'unior,_T._Santana,_O._C._Winter,_R._Sfair |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01617 |
プロメテウスとパンドラの衛星ペアの動的進化は混沌としており、リャプノフの時間は3。3年と短い。6。2年ごとに発生するプロメテウスとパンドラの後陣の反整列は、それらの混沌とした動的進化を増幅する重要な構成であることが知られています。しかし、プロメテウスとパンドラの間の相互作用は、ハッブル宇宙望遠鏡によって観測された縦方向の遅れを説明するのに十分ではありません。現在の作業の主な目標は、プロメテウスとパンドラのペアの混沌とした動的進化の主な要因を特定することです。したがって、この作業では、最初にこの動的システムの感度を調べて数値的に理解し、次に数値実験を構築して目標を達成します。土星系のほとんどすべての主要な衛星が、プロメテウスとパンドラの軌道の進化に重要な役割を果たしていることを確認しました。
ねじれた極端な太陽系外縁天体の軌道パラメータ空間：統計的に有意な非対称性が確認された
| Title |
Twisted_extreme_trans-Neptunian_orbital_parameter_space:_statistically_significant_asymmetries_confirmed |
| Authors |
C._de_la_Fuente_Marcos_and_R._de_la_Fuente_Marcos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01693 |
非対称の破片ディスクが太陽以外の星の周りで発見されました。非対称性は、目に見えない惑星によって引き起こされた摂動に起因する場合があります。私たち自身の太陽系外縁天体における非対称性の有無については、依然として議論の余地があります。4つの既知の巨大惑星とほとんどの恒星フライバイによって及ぼされる摂動から比較的自由な物体のサンプルにおける敏感なトレーサーの研究は、この議論に終止符を打つかもしれません。2つの軌道が互いにどれだけ接近するかを測定する既知の極端な太陽系外縁天体（ETNO）の相互ノード距離の分布の分析は、そのようなゲームチェンジャーになる可能性があります。ここでは、51個のETNOのサンプルを、このサンプルのランダムなシャッフリングと2つのバイアスのない散乱円盤天体軌道モデルとともに使用して、最短の相互上昇ノード距離と下降ノード距離の間の統計的に有意な（62シグマ）非対称性と複数の存在を確認します。太陽系の重心から152auで0.2au、または339auで1.3auの相互ノード距離を持つ、非常にありそうもない（p<0.0002）相関軌道のペア。これらの発見は、プルトニア横断惑星が存在するという概念に最もよく適合すると結論付けます。
ALMA REBELS調査：大きな速度オフセットと広い線幅からのUV-Bright z $ \ simeq $ 7銀河の効率的なLy $
\ alpha $透過
| Title |
The_ALMA_REBELS_Survey:_Efficient_Ly$\alpha$_Transmission_of_UV-Bright_z$\simeq$7_Galaxies_from_Large_Velocity_Offsets_and_Broad_Line_Widths |
| Authors |
Ryan_Endsley,_Daniel_P._Stark,_Rychard_J._Bouwens,_Sander_Schouws,_Renske_Smit,_Mauro_Stefanon,_Hanae_Inami,_Rebecca_A._A._Bowler,_Pascal_Oesch,_Valentino_Gonzalez,_Manuel_Aravena,_Elisabete_da_Cunha,_Pratika_Dayal,_Andrea_Ferrara,_Luca_Graziani,_Themiya_Nanayakkara,_Andrea_Pallottini,_Raffaella_Schneider,_Laura_Sommovigo,_Michael_Topping,_Paul_van_der_Werf,_Anne_Hutter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01219 |
最近の研究によると、UV発光の再電離時代の銀河は、IGMが実質的に中性であると考えられている赤方偏移に位置しているにもかかわらず、強いライマンα線の放出を示すことがよくあります。この強化されたLy$\alpha$伝達は、大きなイオン化された泡に電力を供給する過密領域に巨大な銀河が存在することを反映していると主張されてきました。別の説明として、大規模な銀河は、Ly$\alpha$プロファイルの多くを（全身の赤方偏移と比較して）大きな速度にシフトし、IGMの減衰翼の吸収が減少します。このような質量依存の傾向は、より低い赤方偏移で見られますが、再電離時代の既存の全身赤方偏移測定の数が少ないため、$z\sim7$に存在するかどうかは不明です。これは現在、ALMAからの[CII]ベースの赤方偏移の出現によって変化しています。ここでは、ALMAREBELS調査から選択された$z\simeq7$での8つのUV明るい（$\mathrm{M_{UV}}^{}\sim-22$）銀河のMMT/BinospecLy$\alpha$分光法を報告します。8つの銀河のうち4つでLy$\alpha$を検出し、[CII]全身赤方偏移を使用してLy$\alpha$速度プロファイルを調査します。Ly$\alpha$線は、全身（平均速度オフセット=223km/s）と幅広（FWHM$\approx$300$-$650km/s）から大幅に赤方偏移し、2つのソースが$\approx$750kmに及ぶ放出を示しています。/s。最も広いLy$\alpha$プロファイルが最大の[CII]線幅に関連付けられていることがわかり、Ly$\alpha$FWHMと動的質量の間の潜在的なリンクが示唆されます。高速のLy$\alpha$光子は$z=7$IGMを効率的に透過するため、私たちのデータは、速度プロファイルが最もUV発光の再電離時代の銀河のLy$\alpha$の可視性を高める上で重要な役割を果たすことを示唆しています。。
A-SLOTHで天の川衛星の星を追跡する
| Title |
Tracing_stars_in_Milky_Way_satellites_with_A-SLOTH |
| Authors |
Li-Hsin_Chen,_Mattis_Magg,_Tilman_Hartwig,_Simon_C._O._Glover,_Alexander_P._Ji,_and_Ralf_S._Klessen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01220 |
半解析的モデルを使用して、30個の天の川のようなシステムで超微弱（$M_*<10^5M_\odot$）レジームまでの$z=0$での恒星の質量とハローの質量の関係を研究しますA-SLOTH。新しいモデルでは、星の形成と、個別にサンプリングされたPopII星からの確率的な恒星のフィードバックを追跡できます。私たちの基準モデルは、存在量のマッチングと観測の完全性を超える観測された累積恒星質量関数から導出された恒星の質量とハローの質量の関係で一貫した結果を生成します。超微弱な領域では、恒星の質量とハローの質量の関係にプラトーが見られます。この高原の恒星の質量は、超新星が発生する前に形成された星の数を示し、Pop〜II星形成効率によって決定されるさらなる星形成を制御します。また、$M_*\が$M_*\approx10^4M_\odot$まで減少すると、発光衛星の数が急速に増加することもわかります。最後に、高赤方偏移でのバリオンと暗黒物質の間の相対的な流れの速度は、$z=0$での超微弱な矮小銀河の数を決定する上で重要であることがわかります。A-SLOTHの新しいモデルは、天の川とその衛星の金属の少ない星の恒星の特性と形成履歴を研究するためのフレームワークを提供します。
薄い円盤銀河の高い割合は、{\ Lambda} CDM宇宙論に挑戦し続けています
| Title |
The_High_Fraction_of_Thin_Disk_Galaxies_Continues_to_Challenge_{\Lambda}CDM_Cosmology |
| Authors |
Moritz_Haslbauer_(Bonn),_Indranil_Banik_(St._Andrews),_Pavel_Kroupa_(Bonn,_Prague),_Nils_Wittenburg_(Bonn),_Behnam_Javanmardi_(Bonn) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01221 |
実行可能な宇宙論的枠組みは、初期型と後期型の銀河の観測された割合と一致する必要があります。この寄稿では、宇宙論の標準モデル（ラムダコールドダークマター、$\Lambda$CDM）における銀河の形態型の分布に焦点を当てています。Illustris、IllustrisTNG、およびEAGLEとして知られる最新の宇宙論的$\Lambda$CDMシミュレーションを使用して、恒星の質量が$M_*>10のサブハロ内の星の固有および空に投影されたアスペクト比分布を計算します。^{10}\、M_\odot$atredshift$z=0$。本質的に薄い円盤銀河にはかなりの不足がありますが、それは局所的に観測された銀河集団の大部分を占めています。その結果、これらの$\Lambda$CDMシミュレーションによって生成された空に投影されたアスペクト比の分布は、$\geq12.52\sigma$（TNG50-1）および$\でのGalaxyAndMassAssembly（GAMA）調査およびSloanDigitalSkySurveyと一致しません。geq14.82\sigma$（EAGLE50）信頼度。本質的に薄い銀河の不足は、$\Lambda$CDMフレームワークによって与えられるよりも、観測された銀河の階層的な合併主導の蓄積がはるかに少ないことが原因である可能性があります。また、実装されたサブグリッドモデルから、または上記の流体力学的シミュレーションの限られた解像度から発生する可能性があります。TNG50-1よりも$8^5$倍優れた質量分解能の実現により、GAMAとの緊張が$5.58\sigma$レベルに減少すると推定されます。最後に、主要な合併が少ない銀河は、アスペクト比の分布がやや薄いことを示します。$\Lambda$CDMでのマイナーな合併の予想頻度が高いことを考えると、問題はマイナーな合併が原因である可能性があります。この場合、拡張された暗黒物質ハローの間に力学的摩擦がないために生じる併合頻度が減少するため、ミルグロミアンダイナミクス（MOND）では角運動量の問題を軽減できます。
SDSSDR7メインサンプルの無効なカタログを更新しました
SloanDigitalSkySurveyDataRelease7（SDSSDR7）のボリュームが制限されたサブサンプルを使用して、いくつかのパブリックボイドカタログを作成します。3つの異なるボイド検出アルゴリズム、VoidFinderおよび2つのZOBOVベースのアルゴリズム（VIDEおよびREVOLVER）の新しい実装を使用して、半径が10Mpc/hを超える1159、534、および518の宇宙ボイドをそれぞれzの赤方偏移まで識別します。=0.114。すべてのボイドの有効半径と中心を計算し、有効半径が54Mpc/hを超えるものは見つかりません。ボイドの有効半径の中央値は、3つのアルゴリズムすべてで15〜17Mpc/hです。放射状の密度プロファイル、ボイド内に含まれるカタログの体積分率、ボイド内に含まれる銀河の割合など、ボイド集団のいくつかの特性を抽出して説明します。HorizonRun4N体シミュレーションから作成された64個の模擬銀河カタログを使用して、シミュレートされたボイド特性と観測されたボイド特性を比較し、SDSS〜DR7と模擬カタログの結果がよく一致していることを確認します。
REBELS ALMAサーベイ：z $ \ sim $ 7までの宇宙塵温度の進化
| Title |
The_REBELS_ALMA_Survey:_cosmic_dust_temperature_evolution_out_to_z_$\sim$_7 |
| Authors |
L._Sommovigo,_A._Ferrara,_A._Pallottini,_P._Dayal,_R.J._Bouwens,_R._Smit,_E._da_Cunha,_I._De_Looze,_R._A._A._Bowler,_J._Hodge,_H._Inami,_P._Oesch,_R._Endsley,_V._Gonzalez,_S._Schouws,_D._Stark,_M._Stefanon,_M._Aravena,_L._Graziani,_D._Riechers,_R._Schneider,_P._van_der_Werf,_H._Algera,_L._Barrufet,_Y._Fudamoto,_A._P._S._Hygate,_I._Labb\'e,_Y._Li,_T._Nanayakkara,_M._Topping |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01227 |
ALMAの観測により、宇宙の第一世代の銀河に塵が存在することが明らかになりました。ただし、赤方偏移$z>5$で利用可能なFIR連続体データが少ないため、ダスト温度$T_d$はほとんど制約されません。これは、高$z$銀河のいくつかの特性、すなわち、それらの塵の質量、赤外線の光度、および星形成の不明瞭な部分に大きな不確実性をもたらします。[CII]158$\mu$m線と基礎となるダスト連続体の同時測定に基づく新しい方法を使用して、連続体で$T_d$を導き出し、[CII]がALMALargeProjectREBELSで$z\approx7$銀河を検出しました。サンプル。$39\\mathrm{K}<T_d<58\\mathrm{K}$が見つかり、ダストの質量は狭い範囲$M_d=（0.9-3.6）\times10^7M_{\odot}$にあります。これらの結果により、報告された$T_d（z）$関係を初めて再電離の時代に拡張することができます。ガス枯渇時間の減少に伴う$T_d（z）$の増加傾向を説明する新しい物理モデル、$t_{dep}=M_g/\mathrm{SFR}$を作成します。これは、初期の宇宙論的降着率の上昇によって引き起こされます。時間;この仮説は$T_d\propto（1+z）^{0.4}$を生成します。モデルは、固定赤方偏移で観測された$T_d$散乱も説明します。覆い隠しが大きいほど、より効率的なほこりの加熱が得られるため、覆い隠された発生源では塵がより暖かいことがわかります。UV透過（不明瞭）銀河の場合、$T_d$はガス柱密度（金属量）にのみ依存します。$T_d\proptoN_H^{1/6}$（$T_d\proptoZ^{-1/6}$）。REBELS銀河は平均して比較的透明で、有効ガス柱密度は約$N_H\simeq（0.03-1）\times10^{21}\mathrm{cm}^{-2}$です。推定$T_d\gg60$Kのその他の高$z$銀河（例：MACS0416-Y1、A2744-YD4）は、かなり不明瞭な低金属量システムであると予測しています。実際、$T_d$は、ダスト含有量が少ないため、金属の少ないシステムで高くなります。これは、固定された$L_{IR}$の場合、温度が高くなります。
Karl G.Jansky超大型アレイで検出された銀河団MS0735.6 +7421の拡張電波放射
| Title |
Extended_radio_emission_in_the_galaxy_cluster_MS_0735.6+7421_detected_with_the_Karl_G._Jansky_Very_Large_Array |
| Authors |
T._B\'egin,_J._Hlavacek-Larrondo,_C._L._Rhea,_M._Gendron-Marsolais,_B._McNamara,_R._J._van_Weeren,_A._Richard-Laferri\`ere,_L._Guit\'e,_M._Prasow-\'Emond,_D._Haggard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01235 |
MS0735.6+7421（$z=0.216$）は、既知の最も強力な活動銀河核（AGN）の爆発の1つをホストする大規模なクールコア銀河団です。AGNのラジオジェットは、それぞれが200ドルkpcの直径に達する、異常に大きな一対のX線空洞を切り分けました。これにより、MS0735.6+7421は、活動銀河核フィードバックプロセスや、電波波長での他のクラスター天体物理学を調査するためのユニークなケースになります。KarlG.Jansky超大型アレイ（VLA）で撮影されたMS0735.6+7421の新しい低無線周波数観測を提示します：5時間のPバンド（$224-480$MHz）と5時間のLバンド（$1-2$GHz）観測、両方ともC構成。私たちのVLAPバンド（$224-480$MHz）の観測は、ジェットの方向に$\sim$$900$kpcのスケールに達し、ジェットに垂直な方向。このコンポーネントはクラスターコアを中心としており、$P_{1.4\text{GHz}}=（4\pm2）\times10^{24}$WHz$^{-1}の$1.4$GHzでスケーリングされた無線電力を備えています。$。その特性は、他の大規模なクールコアクラスターで見られるように、ラジオミニハローから期待されるものと一致していますが、X線空洞から拡散したラジオプラズマにも関連している可能性があります。このコンポーネントの特性と性質を完全に特徴づけるには、より高い空間分解能での観察が必要です。また、ラジオミニハロがジェット活動に由来する場合、このプロセスの初期段階を目撃している可能性があることもお勧めします。
円盤銀河における宇宙線フィードバックの放射線-電磁流体力学シミュレーション
| Title |
Radiation-MagnetoHydrodynamics_simulations_of_cosmic_ray_feedback_in_disc_galaxies |
| Authors |
Marion_Farcy,_Joakim_Rosdahl,_Yohan_Dubois,_J\'er\'emy_Blaizot,_Sergio_Martin-Alvarez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01245 |
宇宙線（CR）は、銀河の進化において重要な役割を果たしていると考えられています。他の重要なフィードバック源、すなわち超新星や恒星放射と組み合わせた場合のそれらの効果を研究します。RAMSES-RTコードを使用して、CRがある場合とない場合の孤立した円盤銀河の最初の放射電磁流体力学シミュレーションを実行します。$10^{10}$、$10^{11}$、$10^{12}\、\rmM_{\odot}$の暗黒物質ハローに埋め込まれた銀河を、最大解像度$9\、\rmpc$で研究します。。CRは、2つの矮小銀河の星形成率を2分の1に減らし、銀河の質量が増えると効率が低下することがわかります。それらは私たちのすべての銀河の流出質量負荷係数を大幅に増加させ、流出をより冷たくします。CR拡散係数の影響を調べ、$\kappa=10^{27}$から$\rm3\times10^{29}\、cm^2\、s^{-1}$までの値を調べます。$\kappa$が低いと、CRは小規模でより長く閉じ込められたままになり、その結果、星形成の抑制に効果的です。一方、拡散係数が高いと、星形成への影響が減少し、冷たい流出の生成が増加します。最後に、CRフィードバックを、高赤方偏移宇宙論シミュレーションで星形成を十分に制御することが知られている、較正された「強力な」超新星フィードバックモデルと比較します。CRフィードバックは、この強力な超新星フィードバックを置き換えるのに十分なほど強力ではないことがわかります。CRは、ISMを滑らかにし、より高密度のガスで満たす傾向があるため、銀河からのライマン連続光子の脱出率も低下させます。
銀河における広いバイナリの位相混合離心率と傾斜分布について
現代の観測調査では、太陽近傍の広いバイナリの位相空間分布関数（DF）を調べることができます。このDFは、自明ではない特徴、特に半主軸$a\gtrsim10^3$AUの偏心の超熱分布を示します。このような特徴を解釈するには、まず、バイナリDFが動的摂動によってどのように影響を受けるかを理解する必要があります。動的摂動は通常2つのクラスに分類されます。（i）通過する星や分子雲などからの確率的キックと（ii）銀河潮汐力からの長期トルク。ここでは、効果（ii）を分離し、四重極次潮汐下の広いバイナリのアンサンブルの時間漸近的な位相混合DFを計算します。位相混合の仮定が有効であるほど広いバイナリの場合、結果はいずれも半主軸、質量などに明示的に依存しません。最初のDFがバイナリ配向で等方性であり、離心率で熱的でない限り、最終位相-混合DFは、常に異方性と非熱の両方です。ただし、相混合下で超熱DFを生成する唯一の方法は、最初のDF自体を超熱にすることです。
z〜0矮小銀河における同時IMBHおよびステラ励起のための光学およびJWST中赤外エミッションライン診断
| Title |
Optical_and_JWST_Mid-IR_Emission_Line_Diagnostics_for_Simultaneous_IMBH_and_Stellar_Excitation_in_z~0_Dwarf_Galaxies |
| Authors |
C._T._Richardson,_C._Simpson,_M._S._Polimera,_S._J._Kannappan,_J._M._Bellovary,_C._Greene,_J._Jenkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01330 |
現在の観測施設は、初期の宇宙シードブラックホールと$z\sim0$超大質量ブラックホールの間の進化的ギャップを埋める$10^3-10^4M_{\odot}$中間質量ブラックホール（IMBH）をまだ決定的に検出していません。。矮小銀河は、持続的な星形成の中で活発なIMBHを明らかにする機会を提供します。主要な物理的不確実性に対処するように調整された光イオン化シミュレーションを紹介します：IMBHと星間励起の同時混合と非一致混合、周囲のガス雲の形状のオープンとクローズ、および異なるAGNSED形状。光学および中赤外で可能なAGN輝線診断を調べ、調査した物理的不確実性に関して診断がしばしば縮退していることを発見しました。これらの挫折にもかかわらず、そして最近の研究とは対照的に、[OIII]/H$\beta$は、IMBHを搭載したドワーフAGNでは通常$10^3M_{\odot}$まで明るいままであることを示すことができます。ドワーフAGNは、最も一般的な光学診断を使用して、星形成とセイファート/ライナーの分類に一貫性がないと予測されています。中赤外線では、[OIV]25.9$\mu$mおよび[ArII]6.98$\mu$mは、光学診断よりも物理的な不確実性に対する感度が低くなります。これらの輝線に基づいて、さまざまなレベルの活動でスターバーストとAGNを分離するための境界を含むいくつかの中赤外輝線診断図を提供します。この図は、$z\sim0.1$までの広範囲のイオン化パラメータと金属量にわたって有効であるため、IMBHの検索におけるローカルドワーフAGNの将来のJWST観測に役立つことがわかります。光イオン化シミュレーションスイートを無料で利用できるようにします。
ブラックホールフィードバックモデルの臨界試験としての大規模銀河における低温ガス
| Title |
Cold_Gas_in_Massive_Galaxies_as_A_Critical_Test_of_Black_Hole_Feedback_Models |
| Authors |
Jingjing_Shi,_Yingjie_Peng,_Benedikt_Diemer,_Adam_R._H._Stevens,_Annalisa_Pillepich,_Alvio_Renzini,_Jing_Dou,_Yu_Gao,_Qiusheng_Gu,_Luis_C._Ho,_Xu_Kong,_Claudia_del_P._Lagos,_Di_Li,_Jiaxuan_Li,_Roberto_Maiolino,_Filippo_Mannucci,_Lizhi_Xie,_and_Chengpeng_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01376 |
ブラックホールフィードバックは、現代の半解析モデルと流体力学シミュレーションで、巨大な銀河の星形成を抑えるための重要なレシピとして広く実装されています。ブラックホールの降着とフィードバックを取り巻く理論的詳細が洗練され続けているため、シミュレーション全体でさまざまなフィードバックモデルが実装されており、その結果に顕著な違いがあります。しかし、これらのシミュレーションのほとんどは、局所宇宙における恒星の質量関数や星形成率密度など、いくつかの観測をうまく再現しています。ブラックホールフィードバックモデルの重要な制約として、大規模な中央円盤銀河の星形成率を伴う中性水素ガス質量（${\rmH_2}$と${\rmHI}$の両方を含む）の変化に関する最近の観測を使用しますいくつかのシミュレーションにわたって。IllustrisTNGの予測は、この作業でテストされた他のモデルよりもはるかによく観察結果と一致していることがわかります。これは、私たちがテストしたものの中でより妥当なものとして、活動銀河核のIllustrisTNGの処理（動的風が低い降着率でブラックホールによって駆動される）を支持します。同様に、これはまた、ローカル宇宙の大規模な中央円盤銀河集団がAGNフィードバックによって抑制された可能性が高いという考えを間接的に支持します。
巨大な星の進化と初期銀河の理解に対するそれらの影響への新しい洞察
| Title |
New_Insights_into_the_Evolution_of_Massive_Stars_and_Their_Effects_on_Our_Understanding_of_Early_Galaxies |
| Authors |
Jan_J._Eldridge_and_Elizabeth_R._Stanway |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01413 |
若い星の種族の観測可能な特徴とその後の進化は、それらの巨大な星によって支配されています。それらの巨大な星とそれらの進化に影響を与える要因についての私たちの理解が向上するにつれて、遠くの未解決の恒星系の私たちの解釈も進むことができます。観測がますます遠くの宇宙と近くのまれな低金属量のスターバーストを調査するにつれて、これらの2つのフィールドが互いに補完し合い、星と銀河の両方の概念の改善につながる機会が生じます。ここでは、大規模な星が支配する星の種族のモデリングにおける現在の最先端技術を確認し、それらのアプリケーションと遠方の宇宙を解釈するための影響について説明します。私たちの主な調査結果は次のとおりです。-初期の銀河の星の種族を理解するには、バイナリの進化経路を含める必要があります。-初期の銀河の極紫外線スペクトルを制約する観測は、現在のモデルが不完全であることを示しています。現在の最良の推測は、コンパクトな残骸への何らかの形の降着が必要であるということです。-100Msun以上のオーダーの非常に巨大な星の進化と運命は、初期の銀河の側面を完全に理解するための鍵となる可能性があります。
セイファート1銀河における周囲の核周辺媒体の密度プロファイル
| Title |
Density_profile_of_ambient_circumnuclear_medium_in_Seyfert_1_galaxies |
| Authors |
Yijun_Wang,_Zhicheng_He,_Junjie_Mao,_Jelle_Kaastra,_Yongquan_Xue_and_Missagh_Mehdipour |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01502 |
周囲の核周辺媒体（ACM）密度プロファイルの形状は、銀河と核周辺環境の中央の超大質量ブラックホールへの降着の履歴を調べることができます。ただし、機器の解像度の制限により、ほとんどの銀河のACMの密度プロファイルはほとんど不明のままです。この研究では、活動銀河核（AGN）のACM密度プロファイルを、ウォームアブソーバー（WA、AGN流出の一種）の放射圧とACMからの抗力圧力との間の平衡によって測定する新しい方法を提案します。5つのセイファート1銀河（NGC3227、NGC3783、NGC4051、NGC4593、NGC5548）のそれぞれで、WAの流出速度とイオン化パラメーターの相関関係を調べ、ACMの密度プロファイルがnの間であると推測します。\proptor^-1.7およびn\proptor^-2.15（nは数密度、rは距離）これら5つのAGNの0.01pcからpcスケールまで。私たちの結果は、セイファート1銀河のACM密度プロファイルが、球対称のボンディ降着モデルによる予測や高温降着流のシミュレーション結果よりも急勾配であることを示していますが、標準の薄いディスクモデルによる予測と一致しています。
銀河系の大規模な星形成領域Sh2-255およびSh2-257に向けたアンモニアマッピング観測
| Title |
Ammonia_mapping_observations_toward_the_Galactic_massive_star-forming_region_Sh_2-255_and_Sh_2-257 |
| Authors |
Mikito_Kohno,_Toshihiro_Omodaka,_Toshihiro_Handa,_James_O._Chibueze,_Takumi_Nagayama,_Ross_A._Burns,_Takeru_Murase,_Ren_Matsusaka,_Makoto_Nakano,_Kazuyoshi_Sunada,_Rin_I._Yamada,_John_H._Bieging |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01518 |
NH$_3\（J、K）=（1,1）、（2,2）、$および$（3,3）$のマッピング観測を、銀河系の大規模な星形成領域Sh2-255およびSh2に向けて実行しました。-257KAGONMA（アンモニア線でのマッピングによる野辺山45メートル望遠鏡による鹿児島銀河物体調査）プロジェクトの一部として野辺山45メートル望遠鏡を使用。NH$_3$（1,1）は、クラスターS255Nに強度のピークがあり、3pc$\times$2pcに分布し、2つのHII領域の間にあります。NH$_3（2,2）/（1,1）$比から導き出された動的温度は、大規模クラスターS255IRの近くで$\sim35$Kでした。これらのクラスターは、$\sim$3-4kms$^{-1}$の大きな線幅の放射も示しています。報告されたデータに基づいて、これらの地域のNH$_3$ガスは、S255IRおよびS255Nに埋め込まれたYSOクラスターからの恒星フィードバックの影響を受けることを示唆しています。HII領域Sh2-254に隣接するクラスIIYSOの濃度の位置での主なガス塊。クラスIIYSOの存在は、Sh2-254（$\sim5$Myr）よりも若い$\sim$2Myrの星形成を意味します。したがって、西部地域の星形成は、古いHII地域の影響を受ける可能性があることを示唆しています。Sh2-254。
ステラ墓地：球状星団NGC3201およびNGC6397でのコンパクトオブジェクトのクラスタリング
| Title |
Stellar_graveyards:_Clustering_of_compact_objects_in_globular_clusters_NGC_3201_and_NGC_6397 |
| Authors |
Eduardo_Vitral,_Kyle_Kremer,_Mattia_Libralato,_Gary_A._Mamon,_Andrea_Bellini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01599 |
ガイアEDR3を分析し、ベイジアン質量軌道モデリングコードMAMPOSSt-PMを使用して、コア崩壊および非コア崩壊球状星団NGC6397およびNGC3201からそれぞれHST固有運動データを再較正しました。ベイズの証拠とAGAMAで構築された現実的なモックデータセットを使用して、さまざまな質量モデルから選択します。両方のクラスターで、速度はデータの範囲内で等方性と一致しています。両方のクラスターで約1000太陽質量の暗い中心質量（DCM）を確実に検出します。私たちのMAMPOSSt-PMフィットは、NGC6397の拡張DCMを強く好みますが、NGC3201では、クラスターの有効半径の約1％と数パーセントのそれぞれのサイズで穏やかな好みを示します。CMCモンテカルロN体コードを使用して、結果の背後にある天体物理学を調査します。このコードのスナップショットは、位相空間の観測に最もよく一致し、DCMの質量とサイズに同様の値をもたらします。したがって、内部運動学は、NGC6397の数百の巨大な白色矮星の集団、および以前にCMCで見つかったNGC3201のおよそ100の分離された恒星質量ブラックホールと一致しています。このような分析は、質量軌道モデリングとモンテカルロN体技術の両方の精度を確認します。これらの手法を組み合わせることで、球状星団のDCMに関するより堅牢な予測が可能になります（コアが崩壊しているかどうか）。これにより、高速電波バースト、コンパクトな物体の合体、重力波など、クラスター内のさまざまな興味深い天体物理学的現象を理解する可能性が開かれます。
星間塵の新しい分析散乱位相関数
| Title |
A_new_analytical_scattering_phase_function_for_interstellar_dust |
| Authors |
Maarten_Baes,_Peter_Camps,_Anand_Utsav_Kapoor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01607 |
コンテキスト：星間ダスト粒子による散乱を適切にモデル化するには、散乱位相関数の適切な特性評価が必要です。Henyey-Greenstein位相関数は、ダスト粒子による異方性散乱を記述するための標準になりましたが、光学範囲外の実際の散乱位相関数の表現としては不十分です。目的：ダスト粒子の散乱特性を説明できるようにする、Henyey-Greenstein位相関数の代替案を調査します。私たちの目標は、リアリズムと複雑さのバランスを見つけることです。散乱位相関数は、広い波長範囲にわたるダスト粒子の散乱特性に正確に適合するために十分に柔軟である必要があり、扱いやすいように十分に単純である必要があります。特に放射伝達計算のコンテキストで。方法：さまざまな分析位相関数を、星間塵に最も一般的で一般的に採用されているモデルの1つであるBARE-GR-Sモデルに対応する散乱位相関数に適合させます。近似の精度と分析フェーズ関数の自由パラメーターの数を比較検討します。結果：Henyey-Greenstein位相関数は、特に紫外線（UV）波長で、最大50％の相対差で、ダスト粒子による散乱を十分に説明していないことを確認します。Draine位相関数は、近赤外線（NIR）波長でこの問題を軽減しますが、UVでは軽減しません。ナノスケール材料および水生媒体での光散乱の文脈で最近提唱された2項のレイノルズ-マコーミック位相関数は、BARE-GR-Sデータを非常によく説明していますが、その5つの自由パラメーターは縮退しています。より単純な位相関数である2項超球形2（TTU2）位相関数を提案します。これは、UV-NIR波長範囲全体にわたってBARE-GR-S位相関数への優れた適合性も提供します。（要約）
局所星間物質における乱流速度と密度場の間の相関
| Title |
Correlations_between_turbulent_velocity_and_density_fields_in_the_local_interstellar_medium |
| Authors |
P.M.W._Kalberla,_J._Kerp,_U._Haud |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01610 |
乱流は、星間物質（ISM）に特徴的な速度と密度の変動を生成すると予想されます。HI調査データを使用して、理論的および電磁流体力学（MHD）シミュレーションとの比較の基礎としてこれらの貢献を区別します。HI4PI混相流観測と、3つのHI相、冷たい、暖かい、不安定なぬるま湯（それぞれ、CNM、WNM、LNM）を表すガウス成分を使用して、乱流密度と速度場の特徴的な変動を推定しました。位置-位置-速度（PPV）空間でこのような変動を分離するために、速度分解アルゴリズム（VDA）を適用しました。VDAは、LazarianとPogosyanによる速度チャネル解析（VCA）を拡張し、乱流速度と密度フィールドが統計的に無相関であることを予測します。VDA分解を観測データ（ここではHI4PI）に適用すると、予想に反して、速度フィールドと密度フィールドの間に有意な相関関係が得られます。すべてのHIフェーズがこの相関関係に寄与しています。速度ウィングの相関は、無相関ノイズによって引き起こされる減衰の影響を受けます。VCAとVDAはどちらも、狭い速度チャネルの変動による分散が平均強度に比例して変化することを予測しています。ただし、観測された輝度温度の変動は、正規分布のランダムソースの合計で予想される平方根スケーリングに従います。高空間周波数でのHIチャネルマップの変動は、密度構造によって支配されることが観察されます。これは、速度コースティクスによって小規模な構造が生成されたと予測されるMHDシミュレーションの結果とは反対です。MHDシミュレーションでのVCA予測とVDA結果は、HI観測と互換性がありません。ISMで観測された乱流速度と密度のフィールドは統計的に無相関ではありませんが、有意な相互関係を示しています。
HeIラインを使用した星間赤化補正
| Title |
Interstellar_reddening_correction_using_He_I_lines |
| Authors |
S._Zamora,_\'Angeles_I._D\'iaz,_Elena_Terlevich,_Vital_Fern\'andez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01703 |
HeIの輝線を使用して光波長の対数吸光係数を導出する方法を提示します。この手順を使用すると、表面輝度が異なる領域を調査する際の選択バイアスを回避でき、[SIII]6312などの温度線のより良い測定値を取得できます。
銀河の金属量トレーサーとして硫黄を使用する
銀河のグローバル金属量トレーサーとして硫黄を使用するための現在の方法論をレビューします。これにより、主に赤から近赤外のスペクトル領域を使用して完全な存在量分析を実行し、直接導出された存在量の範囲をS太陽光球の最大5倍に拡張できます。価値。S23パラメータを介した硫黄の経験的キャリブレーションもレビューされます。
MUSEで観測されたM83の恒星フィードバック-I。概要、恒星とガスの運動学の前例のないビュー、および流出ガスの証拠
| Title |
Stellar_feedback_in_M83_as_observed_with_MUSE_--_I._Overview,_an_unprecedented_view_of_the_stellar_and_gas_kinematics_and_evidence_of_outflowing_gas |
| Authors |
Lorenza_Della_Bruna,_Angela_Adamo,_Philippe_Amram,_Erik_Rosolowsky,_Christopher_Usher,_Mattia_Sirressi,_Andreas_Schruba,_Eric_Emsellem,_Adam_Leroy,_Arjan_Bik,_William_P._Blair,_Anna_F._McLeod,_G\"oran_\"Ostlin,_Florent_Renaud,_Carmelle_Robert,_Laurie_Rousseau-Nepton,_Linda_J._Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01738 |
近くの渦巻銀河M83の大きなVLT/MUSEモザイク（3.8x3.8kpc）を、空間分解能〜20pcで提示します。星とイオン化ガスの運動学を取得し、ALMACO（2-1）の分子ガス運動学と比較しました。イオン化ガスをHII領域と拡散イオン化ガス（DIG）に分離し、DIGに由来するHa光度の割合（f_DIG）を決定しました。星とガスの両方が銀河円盤の回転と、銀河の棒によって駆動される経年過程に関連している可能性が高い高速回転する核成分を追跡していることを観察します。ガス運動学では、ディスクに対して赤方偏移した、核の東の流れを観察します。ストリームは、速度分散が強化され、イオン化状態が高い拡張イオン化ガス領域に囲まれています。これは、低速の衝撃によってイオン化されることとほぼ一致しています。この特徴は、ディスクとDIGの面外層の重ね合わせ、または衝撃を受けたガスのバー駆動の流入のいずれかとして解釈されます。Ha線に適合する二重ガウス成分も、対称軸が棒に垂直である核双晶構造の存在を明らかにします。2つの円錐は、視線に沿って青と赤方偏移しているように見え、ディスクの放出から最大200kms-1離れたHa放出と、約80-200kms-1の高速分散を持っていることで際立っています。コーンの遠端では、ガスが衝撃によってイオン化されていることと一致していることがわかります。これらの機能は、M83ではこれまで観察されたことはありませんでした。私たちは、彼らが周囲のISMに衝撃を与えるスターバースト駆動の流出を追跡していると仮定します。最後に、視野内でf_DIG〜13％を取得します。「BPT」図でHII領域とDIGの放出を調べたところ、HII領域では光イオン化がHaフラックスの99.8％を占めているのに対し、DIGは光イオン化（94.9％）と衝撃（5.1％）の混合寄与を持っていることがわかりました。。[要約]
核周囲電離クラスターの物理的性質：NGC 7742
渦巻銀河NGC7742の核周囲リングを解析し、その形成と進化を理解しました。我々は、ガスの存在量を取得し、クラスターの星間物質を特徴づけ、電離クラスターの特性を研究しました。また、高金属量環境で星形成がどのように進化するかを理解することを目的として、光学スペクトルの赤色波長範囲を使用した新しい方法論を実装しました。
| Title |
The_Diffuse_Supernova_Neutrino_Background_in_the_Standard_and_Double_Collapse_Models |
| Authors |
Alexander_Libanov_and_Andrey_Sharofeev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01206 |
拡散超新星ニュートリノバックグラウンド（DSNB）は、近くのイベントを観測せずにコア崩壊爆発メカニズムを制約する強力な将来のツールであり、対応する信号はさまざまな崩壊モデルに対して計算されています。超新星（SN）1987Aの場合、特異な二重ニュートリノバーストが検出されましたが、二重崩壊のモデルは、DSNBのコンテキストで研究されたことはありません。ここでは、このギャップを埋め、ハイパーカミオカンデ、JUNO、DUNE、大型バクサンニュートリノ望遠鏡（LBNT）など、将来のさまざまな検出器の標準崩壊（SC）モデルと二重崩壊（DC）モデルで予想されるDSNB信号を比較します。DCモデルで拡散ニュートリノと反ニュートリノのスペクトルを計算し、検出器のパラメーターを考慮して、検出された粒子のエネルギーの関数として登録されたイベントの割合を決定します。各検出器について、対応する不確実性とバックグラウンドを推定し、SCモデルとDCモデルに期待される信号を比較します。DUNEデータとLBNTデータの組み合わせは、SCモデルとDCモデルを区別するための感度が最も高いと結論付けています。
低周波でのパルサー観測：パルサータイミングと太陽風モデルへの応用
| Title |
Pulsar_Observations_at_Low_Frequencies:_Applications_to_Pulsar_Timing_and_Solar_Wind_Models |
| Authors |
P._Kumar,_S._M._White,_K._Stovall,_J._Dowell_and_G._B._Taylor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01251 |
低周波の重力波を検出するために、パルサーの高精度なタイミングを使用するための努力が進行中です。この手法の限界は、太陽風を含むパルサーへの視線に沿ったプラズマの分散によって生成されるタイミングノイズです。太陽風による影響は時間とともに変化し、太陽周期の最大$\sim11$年の範囲で、さまざまな時間スケールでの太陽活動の変化の影響を受けます。太陽風の寄与は、パルサーの視線と太陽円盤の間の角度に強く依存し、小さな間隔で支配的な影響を及ぼします。これらの影響を緩和する太陽風モデルは存在しますが、太陽風とその時間的変化のすべての影響を考慮しているわけではありません。低周波パルサー観測はこれらの分散遅延に最も敏感であるため、これらのモデルの有効性をテストし、代替アプローチを特定するのに最も適しています。ここでは、長波長アレイで取得した6つのパルサーに関する長期の高ケイデンスデータを使用して、パルサータイミングで一般的に使用されるいくつかの太陽風モデルの有効性を調査し、運用中の太陽風モデルと比較します。我々の結果は、太陽風補正の定常モデルはパルサータイミング実験によって望まれるタイミングノイズを達成するには不十分であり、正確なタイミング残差を得るために他の太陽風観測によって通知される非定常モデルを使用する必要があることを示しています。
ペア放電における電界スクリーニングとパルサー電波放射の生成
| Title |
Electric_field_screening_in_pair_discharges_and_generation_of_pulsar_radio_emission |
| Authors |
Elizabeth_A._Tolman,_Alexander_A._Philippov,_Andrey_N._Timokhin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01303 |
パルサー電波放射は、加速電場が新たに作成されたペアによって遮蔽されるときに、パルサー磁気圏をプラズマで満たすペア放電で生成される可能性があります。このレターでは、これらのペア放電の電界をスクリーニングするための簡略化された分析理論を開発し、それを使用して総電波光度とスペクトルを推定します。排出には3つの段階があります。まず、電界が初めて遮蔽され、振動し始めます。次に、非線形位相が発生します。このフェーズでは、電界が新しく作成されたペアの運動量を劇的に変化させるため、電界の振幅は強い減衰を経験します。この強力な減衰は停止し、電場がペアの運動量を劇的に変化させることができなくなると、システムは最終的な線形位相に入ります。パルサーに適用すると、この理論は、観測された光度、$L_{\rm{rad}}\sim10^{28}\rm{erg}\、\rm{s}^{-を含む、電波放射のいくつかの側面を説明する可能性があります。1}$、および観測されたスペクトル$S_\omega\sim\omega^{-1.4\pm1.0}$。
銀河系ブラックホール候補MAXIJ1803-298の発見と長期ブロードバンドX線モニタリング
| Title |
Discovery_and_Long-term_Broadband_X-ray_monitoring_of_Galactic_Black_Hole_Candidate_MAXI_J1803-298 |
| Authors |
Megumi_Shidatsu,_Kohei_Kobayashi,_Hitoshi_Negoro,_Wataru_Iwakiri,_Satoshi_Nakahira,_Yoshihiro_Ueda,_Tatehiro_Mihara,_Teruaki_Enoto,_Keith_Gendreau,_Zaven_Arzoumanian,_John_Pope,_Bruce_Trout,_Takashi_Okajima,_Yang_Soong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01401 |
爆発中のMAXI/GSCとSwift/BATを使用した新しい銀河系ブラックホール候補MAXIJ1803$-$298の広帯域X線モニタリングの結果を報告します。2021年5月1日の発見後、10keV未満の軟X線フラックスは$\sim10$日間急速に増加し、その後5か月にわたって徐々に減少しました。最も明るいフェーズでは、ソースは中間状態を介して低/ハード状態から高/ソフト状態への状態遷移を示しました。爆発中の広帯域X線スペクトルは、ディスク黒体とその熱的または非熱的コンプトン化で十分に説明されました。遷移前は、ソーススペクトルは、光子指数が$\sim1.7$、電子温度が$\sim30$keVの熱圧縮成分によって記述されていましたが、遷移後には強いディスク黒体成分が観察されました。これらの期間のスペクトル特性は、それぞれ低/ハード状態と高/ソフト状態と一致しています。硬度比の有意な変化とは関係のない、数日間の急激なフラックス低下が中間状態で見られました。この変動の考えられる原因は、ディスク遷移で質量降着率が急速に増加し、それが強いコンプトンの厚い流出を引き起こし、X線フラックスを散乱させたことです。非回転ブラックホールを仮定すると、MAXIJ1803$-$298のブラックホール質量を$5.8\pm0.4〜（\cosi/\cos70^\circ）^{-1/2}（D/8〜\mathrm{kpc}）〜M_\odot$（ここで、$i$と$D$は傾斜角と距離です）、ハイ/ソフト状態で得られた内側のディスク半径から。
銀河面のHIIガスに関連するハードスペクトル拡散$ \ gamma $線成分
| Title |
A_hard_spectrum_diffuse_$\gamma$-ray_component_associated_with_HII_gas_in_the_Galactic_plane |
| Authors |
Bing_Liu,_Rui-zhi_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01418 |
（l=30$^{\deg}$、b=0$^{\deg}$。）と（l=330$^{\deg}$、b=0$^{\deg}$）。以前に報告されたように、これらの領域での拡散$\gamma$線放射のスペクトルの大幅な硬化が見つかりました。さらに、尤度分析から、拡散$\gamma$光線を2つの成分に分割できると推測しました。1つのコンポーネントは、ガスカラムの総密度に関連付けられており、ソフトスペクトルを示しています。一方、もう1つのコンポーネントは、HIIガスに関連付けられており、ハードスペクトルを示しています。拡散$\gamma$線の放出が主に宇宙線（CR）と周囲ガスとの相互作用によって生成されると仮定すると、これら2つの成分は、スペクトルインデックスが2.8（「ソフト」）および2.3（"）のCR集団によって生成されます。ハード」）、それぞれ。ハードCR集団は、CRアクセラレータの近くから来る可能性があると主張します。ソフトCR集団は、太陽近傍で測定されたものと同様のスペクトル形状と密度を持っています。これは、銀河で同様の密度とスペクトル形状を持つ均一なCR「海」を意味します。
NGC 4395ULX1の硬X線フレアとスペクトル変動
最近のXMM-NEWTON観測を使用して、近くの超大光度X線源（ULX）であるNGC4395ULX1でのフレアリングイベントの検出を初めて報告します。フレアのエピソードは、定常放出期間よりもスペクトル的に困難であり、その結果、高エネルギー領域での部分的な変動が大きくなります。薄いケプラーとスリムな降着円盤は、XMM-NEWTONスペクトルに最適な連続体を提供します。すべての観測において、約0.9keVの広いガウス放出の特徴の存在は、このULXでの強い風の流出を示唆しています。フレアスペクトルは、移流が支配的な降着シナリオの下でのより高い質量降着率のために、より高いスリムディスク温度に対応します。さまざまなフラックス状態での光度-温度プロファイルは、恒星質量コンパクトオブジェクトへのスーパーエディントン降着の場合のスリム降着円盤の理論的予測と一致しています。フレアリングイベント中の乱されていない吸収柱と風の流出ラインの放出は、これらのフレアの起源の場所が主に降着円盤の内部領域の移流であるということを示唆しています。
ブラックホールX線連星からの減速ジェットの運動学のモデリングMAXIJ1348 $-$ 630
| Title |
Modeling_the_kinematics_of_the_decelerating_jets_from_the_black_hole_X-ray_binary_MAXI_J1348$-$630 |
| Authors |
F._Carotenuto,_A._J._Tetarenko,_S._Corbel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01514 |
ブラックホール低質量X線連星（BHLMXB）は、個別の噴出物の形で強力な流出を開始することができます。これらの噴出物の軌道全体を観察することで、それらの動きを非常に正確にモデル化することができます。これは、それらの物理的特性を測定するために不可欠です。特に、多くの場合サンプリングが不十分な最終減速段階を観察することは、ジェットのエネルギーの信頼できる推定値を取得するための基本です。2019/2020年の爆発の間に、BHLMXBMAXIJ1348$-$630は、星間物質（ISM）との相互作用による強い減速の後、大規模に検出された片面電波放射ジェットを打ち上げました。動的外部衝撃モデルを使用してジェット運動をモデル化することに成功しました。これにより、ジェットの初期ローレンツ因子$\Gamma_0=1.85^{+0.15}_{-0.12}$、傾斜角$\theta=29.3_{-を制約できます。3.2}^{+2.7}$度と排出日$t_{\rmej}=21.5_{-3.0}^{+1.8}$（MJD$-$$58500$）。ジェットの開き角と外部ISM密度に関する単純な仮定の下で、ジェットの初期運動エネルギーは大きいことがわかります$E_0=4.6^{+20.0}_{-3.4}\times10^{46}$erg、ジェットのシンクロトロン放射からLMXBで一般的に測定されたものよりはるかに大きい。これは、離散的な噴出物がそれらの総エネルギーのごく一部のみを放射し、代わりに環境に伝達されることを意味します。ジェットパワーの推定値は、同時に利用可能な降着パワーよりも大きく、この不一致を軽減するためのいくつかのオプションを提示します。MAXIJ1348$-$630は、内部密度$n=0.0010^{+0.0005}_{-0.0003}$cm$^{-3}$および半径$R_{\rmc}のISMキャビティに埋め込まれている可能性が高いと推測されます。=0.61^{+0.11}_{-0.09}$pc。これは、他のBHLMXBで提案されているように、システムの以前のアクティビティによって生成された可能性があります。
中性子星シミュレーションのための体積粘度の定式化
| Title |
Formulating_bulk_viscosity_for_neutron_star_simulations |
| Authors |
T._Celora,_I._Hawke,_P._C._Hammond,_N._Andersson,_G._L._Comer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01576 |
強力な中性子星合体イベントから重力信号と電磁信号にエンコードされた正確な物理情報を抽出するには、数値シミュレーションにできるだけ多くの関連する物理を含める必要があります。関係するパラメータの多くが十分に制約されていないことを考えると、これは深刻な課題を提示します。この論文では、核反応の役割に焦点を当てます。理論的な議論と最先端のシミュレーションに関連する分析を組み合わせて、体積粘度の観点から説明される反応系につながる複数の議論の概要を説明します。結果は、核反応を適切に説明するために、将来のシミュレーションは、かなり異なる仮定/近似が適切である異なるレジームを処理できなければならないことを示しています。また、乱流を捕捉するために必要なラージエディ戦略に基づくモデルへのリンクにも触れます。
SN 2018bsz：非球面星周物質を含むタイプI超高輝度超新星
| Title |
SN_2018bsz:_a_Type_I_superluminous_supernova_with_aspherical_circumstellar_material |
| Authors |
M._Pursiainen,_G._Leloudas,_E._Paraskeva,_A._Cikota,_J._P._Anderson,_C._R._Angus,_S._Brennan,_M._Bulla,_E._Camacho-I\~niguez,_P._Charalampopoulos,_T.-W._Chen,_M._Delgado_Manche\~no,_M._Fraser,_C._Frohmaier,_L._Galbany,_C._P._Guti\'errez,_M._Gromadzki,_C._Inserra,_J._Maund,_T._E._M\"uller-Bravo,_S._Mu\~noz_Torres,_M._Nicholl,_F._Onori,_F._Patat,_P._J._Pessi,_R._Roy,_J._Spyromilio,_P._Wiseman,_and_D._R._Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01635 |
タイプI超高輝度超新星（SLSN-I）、SN2018bszの分光分析を提示します。SLSNe-Iによく似ていますが、最大後$\sim30$dに現れる多成分H$\alpha$線が最も非定型です。H$\alpha$は、2つの放出成分によって特徴付けられます。1つは$+3000$km/sで、もう1つは$-7500$km/sで、3番目のほぼゼロの速度成分が遅延後に現れます。青と中央の成分は、中間幅のガウスプロファイルで表すことができますが、赤の成分はかなり広く、ローレンツです。青い成分は、光度曲線の中断と同時に、ピーク後$100$dでフェードする前に低速に向かって進化します。多成分プロファイルは、Pa$\beta$を含む他の水素ライン、およびCaIIとHeIのラインで観察されます。Hラインの出現の前（10.2d）と後（38.4d）に得られた分光偏光測定は、大きなシフトを示します。ストークスの$Q$-$U$平面では、SN2018bszのジオメトリが大幅に変更されています。SNが10.2dでほとんど偏光されていないと仮定すると、38.4dでの連続偏光は$P\sim1.8\％$に達し、非常に非対称な構成を意味します。SN2018bszの観測された進化は、高度に非球面のCSMによって説明できることを提案します。SN爆発後、CSMはすぐに噴出物に追い抜かれますが、光球が後退し始めると、さまざまなCSM領域が再び出現し、独特のラインプロファイルを生成します。H$\alpha$の最初の出現に基づいて、CSMの距離を$430$AU未満、またはピーク前の高原が噴火に関連している場合はさらに短く（$<87$AU）に制限できます。CSMを作成しました。CSMの存在は、他のSLSNe-Iで推測されています。ただし、SN2018bszのまれなプロパティをSLSNe-Iに一般化できるかどうか、またはそれらが、おそらくバイナリコンパニオンを含む珍しい進化パスの結果であるかどうかは明らかではありません。
カシオペアAは星周殻との過去の相互作用を明らかにします
| Title |
Cassiopeia_A_reveals_past_interaction_with_circumstellar_shell |
| Authors |
S._Orlando,_A._Wongwathanarat,_H.-T._Janka,_M._Miceli,_S._Nagataki,_M._Ono,_F._Bocchino,_J._Vink,_D._Milisavljevic,_D.J._Patnaude,_G._Peres |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01643 |
SNRカシオペアA（CasA）の観測は、逆衝撃の非対称性を示しています。これは、前駆星の球対称風によって膨張する残骸を説明するモデルでは説明できません。過去のCasAと星周円盤の大規模な非対称殻との相互作用が、観測された非対称性を説明できるかどうかを調査します。SNから星周シェルとの相互作用までの残骸の進化を説明する3DMHDシミュレーションを実行しました。初期条件は、CasAに似た形態の3Dニュートリノ駆動SNモデルによって提供されます。シェルのパラメーター空間を調査し、観察されたものと類似した350歳で逆衝撃非対称性を生成できるパラメーターのセットを検索しました。シェルが北西（北西）に近い側の最も密度の高い部分と非対称であった場合、残骸とシェルの相互作用は、観測された逆衝撃の非対称性と一致する可能性があります。私たちのモデルによると、シェルは半径1.5pcと薄いものでした。逆ショックは、CasAの年齢で次の非対称性を示しています。i）北西領域ではオブザーバーフレーム内で内側に移動し、他の領域では外側に移動します。ii）逆方向の衝撃の幾何学的中心は、順方向の衝撃の幾何学的中心から0.1pcだけ北西にオフセットされています。iii）北西地域の逆衝撃は非熱放出を強化しました。なぜなら、そこでは、噴出物が他の地域（2000km/s未満）よりも高い相対速度（4000〜7000km/s）で逆衝撃に入るからです。私たちの調査結果は、SNイベントから180年から240年後のCasAと非対称星周シェルとの相互作用を示唆しています。シェルは、おそらく、コア崩壊の約10^5年前に発生した前駆星からの大規模な噴火の結果であったことを示唆しています。シェルの総質量は約2.6Msunと推定されます。
ジェットの割合に基づく二元中性子星の質量分布と状態方程式の併合に対する制約
| Title |
Constraints_on_the_merging_binary_neutron_star_mass_distribution_and_equation_of_state_based_on_the_fraction_of_jets |
| Authors |
O._S._Salafia,_A._Colombo,_F._Gabrielli,_I._Mandel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01656 |
相対論的ジェットは、重力波（GW）でこれまでに検出された単一のよく局在化した連星中性子星（BNS）の合併で生成され、BNSの合併と短いガンマ線バーストの局所的な割合は同じ桁です。これは、ジェットの形成がBNSの合併にとって珍しい結果ではないことを示唆しており、この直感が定量的な制約に変わる可能性があることを示しています。GWで検出されたBNSの合併の少なくとも約$1/3$、および少なくとも約$1/5$すべてのBNS合併の中で、成功したジェットを生成する必要があります（90\％信頼できるレベル）。ジェットが発射されるかどうかは、合併の残骸と周囲の降着円盤の特性に依存します。これらは、前駆体の連星の質量と状態方程式（EoS）の関数です。したがって、母集団内のジェットの割合は、バイナリコンポーネントの質量分布とEoSに関する情報を伝達します。ジェットは無視できない降着円盤に囲まれたブラックホールの残骸によってのみ生成できるという仮定の下で、ジェットの割合を使用して、BNSコンポーネントの質量分布とEoSの空間に共同制約を課す方法を示します。結果は、$1.3-1.6\、\mathrm{M_\odot}$の範囲の質量を特に強力にサポートする、広い質量分布を示しています。EoSの制約は浅いですが、ジェットの割合と質量分布に関する知識が向上するにつれて、それらがどのように厳しくなるかを示します。また、ジェットの関連付けが不確実な可能性がある将来のBNSイベントを含めるようにメソッドを拡張する方法についても説明します。
ニュートリノ天文学に関する初期の研究のいくつかは、主に素粒子物理学の目標のために設計された地下検出器のクラスによって達成されました。これらの検出器は、安価な水を使用して、ニュートリノから予想される非常に低い相互作用率を観測するために必要な大きな質量を取得しました。彼らは、比較的長い光の減衰長と水の屈折率を利用して、1000トンの検出器あたり非常に安価なコストを実現しました。これらの先駆的なニュートリノ検出器から得られた結果には、太陽ニュートリノ、超新星ニュートリノ、および大気ニュートリノのリアルタイム観測が含まれています。ニュートリノ点源、暗黒物質、原始磁気単極子の検索もそれらを使用して行われました。
XMMクラスター調査（XCS）は、新しいPythonモジュールであるX線：生成および分析（XGA）を開発し、XMM-Newton宇宙望遠鏡によって観測されたX線放射源のインタラクティブで自動化された分析を提供します。XGAは、一連のクリーンアップされ、処理されたイベントリストが作成されていること、および（オプションで）ソース検出器が観測用の領域リストを生成していることのみを要求します。XGAは、利用可能なすべてのデータに簡単にアクセスして分析できるようにするという概念を中心としています。ユーザーは、調査したいソースに関する情報（RA、Dec、redshiftなど）を提供し、XGAは関連する観測値を見つけて、必要なデータ製品を生成します。これにより、ユーザーは関連するすべての観察結果を使用して一般的な分析をすばやく簡単に完了することができるため、最大の科学的利益の抽出に集中することができます。XGAは、さまざまなタイプのX線放射天体物理オブジェクトを表し、そのタイプのオブジェクトに関連するさまざまなプロパティとメソッドを持つソースクラスとサンプルクラスを中心としています。XGAには、製品クラスも含まれています。これらの製品クラスは、X線データ製品またはそれらから派生した情報（放射状プロファイルなど）へのインターフェイスを提供し、フィッティング、分析、および視覚化のための組み込みメソッドを備えています。XGAは、XSPECを使用してモデルをスペクトル（グローバルおよび環状の両方）に適合させ、温度、光子指数、光度などのスペクトル特性を測定できます。XGAは、銀河団の密度と温度の放射状プロファイルを測定することもでき、銀河団のガスと総質量プロファイルの測定を可能にします。将来的には、XMM以外のX線望遠鏡（Chandra、eROSITAなど）のサポートと、マルチミッション共同分析を実行する機能を追加する予定です。eROSITA、XRISM、ATHENA、Lynxなどの新しいX線天文台の出現により、誰でも使用および精査できる新しいオープンソースのソフトウェアパッケージに最適な時期になりました。
144MHzでのロックマンホールフィールドの1秒未満の深部ワイドフィールドイメージング
| Title |
Deep_sub-arcsecond_widefield_imaging_of_the_Lockman_Hole_field_at_144_MHz |
| Authors |
F._Sweijen_(1),_R._J._van_Weeren_(1),_H._J._A._R\"ottgering_(1),_L._K._Morabito_(2),_N._Jackson_(3),_A._R._Offringa_(4),_S._van_der_Tol_(4),_B._Veenboer_(4),_J._B._R._Oonk_(1,4,5),_P._N._Best_(6),_M._Bondi_(7),_T._W._Shimwell_(1,4),_C._Tasse_(8,9,10),_A._P._Thomson_(3)_((1)_Leiden_University,_(2)_Durham_University,_(3)_University_of_Manchester,_(4)_ASTRON,_(5)_SURF,_(6)_University_of_Edinburgh,_(7)_INAF,_(8)_GEPI_Observatoire_de_Paris,_(9)_Rhodes_University,_(10)_USN_Observatoire_de_Paris) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01608 |
高品質の低周波無線調査は、アクティブな銀河核（AGN）のライフサイクル、ジェットの粒子加速プロセス、星形成の歴史、太陽系外惑星の磁気圏など、天体物理学の多くの重要なトピックの理解を深める見込みがあります。現在の主要な低周波調査は、数秒角の角度分解能に達します。ただし、この解像度は、よりコンパクトで遠方のソースを詳細に調査するにはまだ十分ではありません。したがって、1秒未満の解像度は、これらの分野を前進させるための次のマイルストーンです。低無線周波数での最大の課題は電離層です。適切に補正されていない場合、電離層を見ると画像が秒単位または分単位のスケールにぼやけます。さらに、この解像度で低周波電波望遠鏡の度スケール視野をマッピングするために必要な画像サイズは、一般的なソフトおよびハードウェアが現在処理できるものよりもはるかに大きくなります。ここでは、（私たちの知る限りでは）初めて、低無線周波数での広視野サブ秒角イメージングを紹介します。電離層補正を数十の個別の方向に導き出し、最近開発されたイメージングアルゴリズム（arXiv：1407.1943、arXiv：1909.07226）を使用して、イメージング中にそれらを効率的に適用します。国際低周波数ARray（LOFAR）望遠鏡（ILT）（arXiv：1305.3550）の8時間の観測に適用することにより、この方法を示します。そうすることで、高感度の$7.4\\mathrm{deg}^2$$144\\mathrm{MHz}$マップを$0.3''$の解像度で作成しました。$25\\mu\mathrm{Jy\ビーム}^{-1}$フェーズセンターの近く。このイメージの作成に使用される推定$250,000$コア時間は、利用可能なコンピューティング設備の予算に快適に収まります。この結果により、北の低周波空全体を1秒未満の解像度で将来マッピングできるようになります。
ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡用の近赤外線イメージャーとスリットレス分光器-II。広視野スリットレス分光法
| Title |
The_Near_Infrared_Imager_and_Slitless_Spectrograph_for_the_James_Webb_Space_Telescope_--_II._Wide_Field_Slitless_Spectroscopy |
| Authors |
Chris_J._Willott,_Ren\'e_Doyon,_Loic_Albert,_Gabriel_B._Brammer,_William_V._Dixon,_Koraljka_Muzic,_Swara_Ravindranath,_Aleks_Scholz,_Roberto_Abraham,_\'Etienne_Artigau,_Maru\v{s}a_Brada\v{c},_Paul_Goudfrooij,_John_B._Hutchings,_Kartheik_G._Iyer,_Ray_Jayawardhana,_Stephanie_LaMassa,_Nicholas_Martis,_Michael_R._Meyer,_Takahiro_Morishita,_Lamiya_Mowla,_Adam_Muzzin,_Ga\"el_Noirot,_Camilla_Pacifici,_Neil_Rowlands,_Ghassan_Sarrouh,_Marcin_Sawicki,_Joanna_M._Taylor,_Kevin_Volk,_Johannes_Zabl |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01714 |
ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡でNIRISS装置の広視野スリットレス分光モードを紹介します。このモードでは、2つの直交する低解像度（分解能$\approx150$）のグリズムを、波長範囲0.8〜$2.3\、\mu$mの6つのブロッキングフィルターのセットと組み合わせて使用し、視野。望遠鏡が提供する低バックグラウンド、高感度、高空間分解能と組み合わせると、このモードは遠方の銀河の構造と進化の前例のない研究を可能にします。このモードに関連するアズビルトハードウェアのパフォーマンスと、予想されるイメージングおよび分光感度について説明します。最高品質のデータを取得するための操作手順と校正手順について説明します。観測モードの使用例として、2つの計画された保証時間観測プログラムの詳細を示します。カナダのNIRISSUnbiasedClusterSurvey（CANUCS）とNIRISSSurveyforYoungBrownDwarfsandRoguePlanetsです。
フランスの天体物理学における幸福
| Title |
Well-being_in_French_Astrophysics |
| Authors |
N._A._Webb,_C._Bot,_S._Charpinet,_T._Contini,_L._Jouve,_F._Koliopanos,_A._Lamberts,_H._Meheut,_S._Mei,_I._Ristorcelli,_G._Soucail |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01768 |
初期の天体物理学の研究者（博士研究員、ポスドクなど）は、自分のキャリアを非常に多様に評価していることが明らかになりました。彼らの仕事の不安定さ、および関連する困難。主にフランスの天体物理学の研究者がどのように彼らのキャリアを経験するかを確立するために、私たちは彼らの仕事が彼らの幸福に与える影響を理解するために調査を送りました。276人が調査に回答しました。回答者の約半数が自分のキャリアから得た喜びを表明しましたが、多くの（初期のキャリア）研究者が過労で苦しんでいることは明らかです。週に90時間を超える。ほぼ30\％が、仕事の過程で嫌がらせや差別を受けたと公言しました。さらに、天体物理学でのキャリアを開始する前にメンタルヘルスの問題に苦しんでいたのはわずか20\％でしたが、$\sim$45\％は、天体物理学を始めてからメンタルヘルスの問題に苦しんでいると述べました。ここでは、調査の結果と、探索するための可能な方法、および天体物理学の（初期の）キャリアを改善するための推奨事項のリストを提供します。
太陽およびステラ大気加熱のための普遍的なスケーリング法則
太陽と太陽のような星は、通常、数百万ケルビンのコロナと10,000ケルビンの彩層をホストします。これらの非常に高温のガスは、X線と極紫外線の放出を生成し、（外部）惑星大気の侵食と化学的性質に影響を与え、居住性の気候と条件に影響を与える可能性があります。ただし、冠状および彩層加熱のメカニズムはまだよくわかっていません。磁場はおそらく恒星表面から上向きにエネルギーを駆動および輸送する上で重要な役割を果たしますが、太陽と活発な太陽のような星の大気加熱メカニズムを統一的に説明できるかどうかは明らかではありません。この目的のために、我々は、広範囲の温度にわたる表面磁束に対する太陽および恒星大気の応答の体系的な調査について報告します。太陽の10年間の多波長シノプティック観測を分析することにより、放射照度と磁束がべき乗則の関係を示し、温度がコロナから彩層に下がるにつれて指数が上から下に減少することを明らかにします。さらに、大気加熱の効率を示すこの傾向は、太陽のような星にも拡張できます。また、べき乗則の指数には太陽周期依存性があり、おそらく大気加熱の飽和のために、活動の最大値で最小になることもわかりました。私たちの研究は、大気加熱のメカニズムが、年齢や活動に関係なく、太陽と太陽のような星の間で普遍的であるという観測的証拠を提供します。
128個の新しいハービッグ星の同定と分光学的特性
| Title |
Identification_and_spectroscopic_characterization_of_128_new_Herbig_stars |
| Authors |
Miguel_Vioque,_Ren\'e_D._Oudmaijer,_Chumpon_Wichittanakom,_Ignacio_Mendigut\'ia,_Deborah_Baines,_Olja_Pani\'c,_Daniela_Iglesias,_James_Miley,_Ricardo_P\'erez-Mart\'inez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01234 |
Vioqueetal。のカタログからの145の高質量前主系列星候補の光学分光観測を提示します。（2020）。これらから、128のソースのHerbigの性質の証拠を提供します。これにより、クラスの既知のオブジェクトの数が$\sim50\％$増加します。スペクトルとガイアEDR3データを使用して、これらのソースの恒星パラメータを決定します。新しい情報源は、質量と年齢がよく分散しており、23の情報源が$4$〜$8$M$_{\odot}$で、32の情報源が$8$M$_{\odot}$を超えています。降着率は、104個の新しいHerbigsのH$\alpha$およびH$\beta$の光度から推測されます。これらの降着率は、以前の同様の推定値と組み合わせて、これまでに検討された最大のサンプルを使用して、ハービッグ星の降着特性を分析することを可能にします。$\sim3$-$4$M$_{\odot}$での降着特性の中断の存在をさらにサポートします。これは、以前に知られているハービッグ星についてすでに報告されています。降着特性の潜在的な中断は$3.87^{+0.38}_{-0.96}$M$_{\odot}$であると再推定します。以前に知られているハービッグ星で観察されたように、新しいハービッグ星のサンプルは、質量が$\sim7$M$_{\odot}$を超えるソースの強い内部ディスク光蒸発を独立して示唆しています。これらの観測は、Vioqueetal。の精度に対する強力な観測サポートを提供します。（2020）Herbig候補のカタログ。
テールローブにおける磁気圏対流を駆動する機械学習太陽風
| Title |
Machine_Learning_Solar_Wind_Driving_Magnetospheric_Convection_in_Tail_Lobes |
| Authors |
Xin_Cao,_Jasper_S._Halekas,_Stein_Haaland,_Suranga_Ruhunusiri,_Karl-Heinz_Glassmeier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01383 |
マグネトテールローブにおける磁気圏対流の駆動メカニズムを地球規模で定量的に研究するために、我々は、ディープテールのアルテミス宇宙船とニアテールのクラスター宇宙船からのデータを利用します。以前の研究では、月の近くのローブでは、月のイオン速度のARTEMIS測定を利用して対流を推定できることが示されました。この論文では、これらのデータセットを機械学習モデルで分析して、さまざまなマグネトテール領域でローブの対流を駆動する上流の要因を特定し、それによってテールローブのダイナミクスを制御するメカニズムを理解します。私たちの結果は、機械学習モデルの予測対流速度とテスト対流速度の相関（>0.75）が、多重線形回帰モデルの相関（〜0.23〜0.43）よりもはるかに優れていることを示しています。体系的な分析は、IMFと磁気圏の活動がグローバルなマグネトテールローブのプラズマ対流に影響を与える上で重要な役割を果たしていることを明らかにしています。
惑星間コロナ質量放出におけるヘリウム濃縮を理解するための全体論的アプローチ：新しい洞察
| Title |
A_holistic_approach_to_understand_Helium_enrichment_in_Interplanetary_coronal_mass_ejections:_New_insights |
| Authors |
Yogesh,_D._Chakrabarty,_and_N._Srivastava |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01722 |
ヘリウムの存在量（AHe=nH/nHe）は太陽光球/彩層の高さで約8％ですが、惑星間コロナ質量放出（ICME）では多くの場合8％を超えることがわかります。惑星間ショック、彩層蒸発、「スラッジ除去」などのさまざまな要因が、ICMEのAHeの強化に対処するために過去に別々に呼び出されましたが、これらのプロセスのいずれもICMEのAHeの変動を包括的に説明できませんでした。275のICMEイベントの広範な分析に基づいて、ICMEの平均AHe値の太陽活動変動があることを示します。調査はまた、最初のイオン化ポテンシャル効果と冠状動脈温度がICMEのAHe増強の主な要因ではないことを明らかにしています。63例の同時太陽フレアとICMEイベントの調査は、重力沈降と並行した彩層蒸発がICMEの8％を超えるAHeの増強と変動性を決定することを明らかにしています。彩層の蒸発が彩層からコロナにヘリウムを放出する一方で、重力によって沈降したヘリウムはICMEの間に放出されます。CMEが噴出する同じ活性領域からの先行するフレアの強度とタイミングが、ICMEのAHe拡張。
振動する食変光星ASEriのモデリングと改良された絶対パラメータを更新しました
| Title |
Updated_modelling_and_refined_absolute_parameters_of_the_oscillating_eclipsing_binary_AS_Eri |
| Authors |
P._Lampens_(1),_D._Mkrtichian_(2),_H._Lehmann_(3),_K._Gunsriwiwat_(4),_L._Vermeylen_(1),_J._Matthews_(5),_and_R._Kuschnig_(6)_((1)_Koninklijke_Sterrenwacht_van_Belgi\"e,_Brussels,_Belgium,_(2)_National_Astronomical_Research_Institute_of_Thailand,_T._Donkaew,_A._Maerim,_Chiang_Mai,_Thailand,_(3)_Th\"uringer_Landessternwarte,_Tautenburg,_Germany,_(4)_Department_of_Physics_and_Materials_Science,_Faculty_of_Science,_Chiang_Mai_University,_Muang,_Chiang_Mai,_Thailand,_(5)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_British_Columbia,_Vancouver,_BC,_Canada,_and_(6)_Institute_of_Physics,_Karl-Franzens_University_of_Graz,_NAWI_Graz,_Universit\"atsplatz_5/II,_Graz,_Austria) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01767 |
MOSTとTESSの光度曲線の組み合わせと、メルカトル望遠鏡、ラパルマ、およびTCESで動作する分光器HERMESで得られた非常に正確な視線速度のコレクションに基づいて、アルゴル型食変光星ASEriの新しい研究を紹介します。タウテンバーグのアルフレッドジェンシュ望遠鏡で動作しています。主成分はA3V型の脈動質量降着星です。光と速度のデータをパッケージPHOEBEに適合させ、セミデタッチドシステムの構成を採用した最適なモデルを決定しました。最近の（O-C）分析を使用して軌道周期が改善され、両方の光度曲線間で検出された位相シフトが2.6641496$\pm$0。0000001日になりました。（O-C）残差に周期的な変動がないことは、軌道周期の長期安定性を確認します。さらに、各光度曲線に対して導出されたモデルが個別に小さな違いを伴うことを示します。温度パラメータT$_{\rmeff、2}$で。新しいソリューションの高品質は、残差によって示されます。次の絶対コンポーネントパラメータを取得しました：L$_1$=14.125〜L$_{\odot}$、M$_1$=2.014〜M$_{\odot}$、R$_1$=1.733〜R$_{\odot}$、logg$_1$=4.264、L$_2$=4.345〜L$_{\odot}$、M$_2$=0.211〜M$_{\odot}$、R$_2$=2.19〜R$_{\odot}$、logg$_2$=3.078〜withT$_{\rmeff、2}$/T$_{\rmeff、1}$=0.662$\pm$0.002。公転周期は長期的には安定しているように見えますが、光度曲線の形状は、おそらくクールなコンパニオンの磁気活動によるものである、何年にもわたる変調の影響を受けることを示しています。
低質量アクシオンハロースコープによる高周波重力波の新しい探索
| Title |
A_novel_search_for_high-frequency_gravitational_waves_with_low-mass_axion_haloscopes |
| Authors |
Valerie_Domcke,_Camilo_Garcia-Cely,_Nicholas_L._Rodd |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.00695 |
重力波（GW）は、外部の電界および磁界の近くで振動する電磁効果を生成します。この現象については、100kHz〜100MHzの範囲のGWをプローブする集中定数検出器に基づくアクシオンハロースコープの結果の再解釈に特に焦点を当てて説明します。ABRACADABRAとSHAFTからの測定では、現在のひずみ感度は弱いものの、すでにGWに限界があります。ただし、このような機器のボリュームに応じた感度スケーリングは重要であり、アクシオンよりも高速であるため、将来的には急速な進歩が見込まれます。変更を加えない場合、DMRadio-m$^3$のGWひずみ感度は200MHzで$h\sim10^{-20}$になります。誘導磁束を読み取るために使用されるピックアップループの単純な変更により、特に低周波数でGW感度をパラメトリックに向上させることができます。
超軽量ボソンの探索とステラ潮汐破壊現象によるブラックホールスピン分布の抑制
| Title |
Searching_for_Ultra-light_Bosons_and_Constraining_Black_Hole_Spin_Distributions_with_Stellar_Tidal_Disruption_Events |
| Authors |
Peizhi_Du,_Daniel_Egana-Ugrinovic,_Rouven_Essig,_Giacomo_Fragione,_Rosalba_Perna |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01215 |
銀河の中心にある超大質量ブラックホールの近くを通過する星は、潮汐力によって激しく破壊され、空の調査で明るい一時的なイベントとして観測されるフレアにつながる可能性があります。これらのイベントが発生する速度はブラックホールのスピンに依存し、ブラックホールのスピンは超放射による超軽量ボソンの影響を受ける可能性があります。これらの影響の詳細な分析を行い、恒星の潮汐破壊の探索が超軽量ボソンの存在を明らかにする大きな可能性を秘めていることを示しています。特に、ヴェラルービン天文台の時空のレガシー調査による今後の恒星の潮汐破壊率の測定は、質量が$10^{-20}$から$10^{-18の範囲のボソンを発見または除外するために使用できることがわかりました。}$eV。私たちの分析はまた、これらの測定値を使用して、さまざまな超大質量ブラックホールのスピン分布を抑制し、最大スピンに近いものが好ましいかどうかを判断できることを示しています。
急速に回転するカーブラックホールの準正規共鳴と普遍的な緩和限界
普遍的な緩和限界は、摂動された熱力学系の緩和時間が、単純な時間-時間-温度（TTT）量子関係$\tau\timesT\geq{{\hbar}\over{\pi}}によって下から制限されることを示唆しています。$。$MT_{\text{BH}}/\hbar\llm^{-2}$の領域における近臨界カーブラックホールのいくつかの摂動モードは、正規化された緩和時間$\pi\tau\によって特徴付けられることが知られています。T_{\text{BH}}/\hbar$の倍数。これは、限界$MT_{\text{BH}}/\hbar\to0$に近づくと、$1$付近の小さな一定の振幅で無限に多くの振動を行います。したがって、ブラックホール時空のパラメータ空間全体にバインドされたTTTの有効性を検証するために直接使用することはできません（ここで$\{T_{\text{BH}}、M\}$は、それぞれBekenstein-Hawking温度とブラックホールの質量であり、$m$は線形化された摂動モードの振幅調和指数です）。現在のコンパクトな論文では、すべての高速回転するカーブラックホールがTTT緩和限界を尊重することを明示的に証明しています。特に、分析手法を使用して、補完レジーム$m^{-1}\llMT_{\text{BH}}/\hbar\ll1$のすべてのブラックホール摂動モードが緩和時間によって特徴付けられることが証明されています。単純な無次元プロパティ$\pi\tau\timesT_{\text{BH}}/\hbar\geq1$。
最小CPCモデルでの基本定数の変化に対する観測上の制約
| Title |
Observational_constraints_on_varying_fundamental_constants_in_a_minimal_CPC_Model |
| Authors |
R._R._Cuzinatto,_R._F._L._Holanda,_S._H._Pereira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01371 |
重力の共変物理結合（CPC）フレームワークに基づく最小モデルを提案します。CPCフレームワークは、共変的に保存された応力エネルギーテンソルが、形式的にはアインシュタインの場の方程式と同じであるが、結合が$\{である場の方程式のソースとして機能する、メトリック互換の4次元リーマン多様体の仮定に基づいています。G、c、\Lambda\}$は同時に変化することができます。最小CPCモデルは$\Lambda$を真の定数として取りますが、$c$と$G$は、Bianchiのアイデンティティと前述の仮定と一致する絡み合った方法で変化します。モデルは、最新の銀河団ガス質量分率観測データを使用して制約されています。この結果は、関数$c（z）$および$G\left（z\right）=G_{0}\left（c/c_{0}\right）^{4}$が次の定数結合と互換性があることを示しています。ここで採用されている$c=c（z）$の2つの異なるパラメーター化。
| Title |
Quasi-normal_g-modes_of_neutron_stars_with_quarks |
| Authors |
Tianqi_Zhao,_Constantinos_Constantinou,_Prashanth_Jaikumar,_Madappa_Prakash |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01403 |
中性子星の準正常振動モードは、重力波天文学を使用してそれらの内部組成を調べる手段を提供します。一般相対性理論の線形化された摂動方程式を使用して、クォーク物質を含む中性子星の組成に依存するコアgモードの周波数と減衰時間を計算します。カウリング近似のように、振動する流体によるバックグラウンドメトリック摂動を無視すると、核状態方程式のパラメーターと混合相の方法に応じて、質量の大きい星のgモード周波数が最大10％過小評価されることがわかります。構築されます。gモード周波数は、核（ハイブリッド）星の中央レプトン（またはレプトンとクォークの組み合わせ）の割合による線形スケーリングによってよく説明されます。我々の発見は、クォークのある中性子星とない中性子星は、それらの準正常なgモードスペクトルに関して明らかに異なっており、したがって、合流する中性子星からの重力波の将来の観測において互いに区別されるかもしれないことを示唆している。
液体シンチレータバーの携帯型セットアップを使用した大気ミューオン角度分布の測定
| Title |
Measurement_of_atmospheric_muon_angular_distribution_using_a_portable_setup_of_liquid_scintillator_bars |
| Authors |
Hariom_Sogarwal_and_Prashant_Shukla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01445 |
さまざまな場所や高度での宇宙線起源核種の測定は、新しい物理学を探すためのまれな信号への世界的な関心を考慮して、ますます重要になっています。この作業では、4つの1メートルの長さの液体シンチレータバーのポータブルセットアップを使用して、ミューオンの天頂角分布と積分フラックスの測定を報告します。各シンチレータバーは、光電子増倍管とそれに続く8チャンネルデジタイザを介して両側から読み取られます。エネルギー蓄積とシンチレータの優れたタイミングを利用して、2次元トラックを構築し、したがって荷電粒子の角度を構築します。液体シンチレータは、ミューオンによって誘発された粒子の検出に使用できるパルス形状弁別（PSD）の利点が追加されているため、使用しています。エネルギー蓄積、イベントの時間枠、PSDカットは、ランダムなバックグラウンドと相関するバックグラウンドを減らすために使用されます。さらに、クリーンなミューオンスペクトルを得るために適用される3つのトラック品質パラメータを提案します。天頂角の測定は$60^\circ$まで実行されます。改善された分析により、3本のバーのセットアップを使用してより迅速で正確な測定を行うことができることを示します。測定された垂直ミューオンフラックスは$66.70\pm0.36\pm1.50$で、$n=2.10\pm0.05\pm0.25$in$\cos^n\theta$inthelocationofMumbai、India（$19^{\circ}$N、$72.9^{\circ}$E）海面で$255$GeV/$c$を超えるミューオン運動量。ミューオンフラックスはさまざまな要因に依存します。最も顕著なのはミューオンの緯度、高度、運動量カットであるため、このようなポータブルセットアップはさまざまな場所でのこのような測定に役立ちます。
MAQRO-BPS2023リサーチキャンペーンホワイトペーパー
| Title |
MAQRO_--_BPS_2023_Research_Campaign_Whitepaper |
| Authors |
Rainer_Kaltenbaek,_Markus_Arndt,_Markus_Aspelmeyer,_Peter_F._Barker,_Angelo_Bassi,_James_Bateman,_Alessio_Belenchia,_Joel_Berg\'e,_Sougato_Bose,_Claus_Braxmaier,_Bruno_Christophe,_Garrett_D._Cole,_Catalina_Curceanu,_Animesh_Datta,_Maxime_Debiossac,_Uro\v{s}_Deli\'c,_Lajos_Di\'osi,_Andrew_A._Geraci,_Stefan_Gerlich,_Christine_Guerlin,_Gerald_Hechenblaikner,_Antoine_Heidmann,_Sven_Herrmann,_Klaus_Hornberger,_Ulrich_Johann,_Nikolai_Kiesel,_Thomas_W._LeBrun,_Gerard_J._Milburn,_James_Millen,_Makan_Mohageg,_David_C._Moore,_Gavin_W._Morley,_Stefan_Nimmrichter,_Lukas_Novotny,_Daniel_K._L._Oi,_Mauro_Paternostro,_C._Jess_Riedel,_Manuel_Rodrigues,_Lo\"ic_Rondin,_Albert_Roura,_Wolfgang_P._Schleich,_Thilo_Schuldt,_Benjamin_A._Stickler,_Hendrik_Ulbricht,_Christian_Vogt,_and_Lisa_W\"orner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01535 |
提案されたMAQROミッションの目的は、巨視的量子実験で物理学の基礎をテストするために、長い自由落下時間、極度の真空、ナノ重力、および極低温を達成するためのスペースを利用することです。これにより、新しい量子センサーが開発され、重力との界面で量子物理学の基礎を探る手段が生まれます。以前の研究では、提案は実行可能であるが、いくつかの重要な課題が残っており、主要な技術を開発する必要があることが示されました。これらの新しい技術は、追加の科学目標を達成する可能性を開きます。提案された研究キャンペーンは、最先端技術を進歩させ、宇宙で最初の巨視的量子実験を実行することを目的としています。地上、微小重力、および宇宙での実験は、現在の10年間に提案された研究キャンペーンを推進し、次の10年以内にMAQROの実装を可能にします。
物質中の$ ^ {3} \ overline {\ rm He} $核の吸収と銀河内でのそれらの伝播への影響の最初の測定
| Title |
First_measurement_of_the_absorption_of_$^{3}\overline{\rm_He}$_nuclei_in_matter_and_impact_on_their_propagation_in_the_galaxy |
| Authors |
ALICE_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01549 |
陽電子や反陽子などの反物質粒子が宇宙にたくさんあります。あまり一般的ではないのは、反陽子と反中性子で構成される軽い反核です。これらは、星間物質との高エネルギー宇宙線衝突によって銀河で生成されるか、まだ発見されていない暗黒物質粒子の消滅に起因する可能性があります。地球上で、反核を高精度で生成および研究する唯一の方法は、大型ハドロン衝突型加速器（LHC）のような高エネルギー粒子加速器でそれらを生成することです。元素反粒子の性質は詳細に研究されてきましたが、軽い反粒子と物質との相互作用についての知識はかなり限られています。この作業は、物質粒子に遭遇して消滅または崩壊したときの\ahe\の消失確率の決定に焦点を当てています。LHCのALICE検出器の材料は、$1.17\leqp<10$GeV/$c$の運動量範囲で\ahe\の非弾性断面積を抽出するためのターゲットとして機能します。この非弾性断面積は初めて測定され、暗黒物質の崩壊と宇宙に起因する$^{3}\overline{\rmHe}$の伝播に対する銀河の透明度の計算への重要な入力として使用されます。-星間物質内の光線の相互作用。特定の暗黒物質プロファイルと標準的な伝播パラメータのセットに対してGALPROPプログラムを使用すると、約50％の透明度が推定されます。宇宙線源の場合、同じ伝搬スキームで得られる透明度は、$^{3}\overline{\rmHe}$の運動量が25％から90％に増加するにつれて変化します。$^{3}\overline{\rmHe}$の非弾性断面積の測定に関連する絶対的な不確かさは、10％$-$15％のオーダーです。報告された結果は、$^{3}\overline{\rmHe}$核が銀河内を長距離移動でき、宇宙線の相互作用や暗黒物質の崩壊を研究するために使用できることを示しています。
