| Title |
Analytical_covariance_between_voxel_intensity_distributions_and_line-intensity_mapping_power_spectra |
| Authors |
Gabriela_Sato-Polito_and_Jos\'e_Luis_Bernal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.02330 |
パワースペクトルとボクセル強度分布（VID）は、ライン強度マップを研究するために提案された主要な要約統計量の2つです。局所的な過密度の観点からVIDの導出を再定式化し、VIDとライン強度マッピングパワースペクトル間の分析的共分散を初めて導出します。さまざまな実験設定でこの共分散の特徴を研究し、シミュレーションベースの共分散と同様の結果を回復できることを示します。この形式を使用して、ポアソンサンプリングからの標準分散に関してサブドミナントであることがわかったVID不確実性の宇宙分散の寄与も計算します。私たちの結果は、VIDとライン強度マッピングパワースペクトルの一般的な共同分析を可能にします。
2つの形態の場によるインフレーション：原始ブラックホールと重力波の生成
反対称テンソル場（2形式の場）は、弦理論の至る所に存在する成分であり、一般に、その運動項を介してスカラーセクターに結合します。本論文では、結合したインフラトン場の背景運動によって引き起こされる2形態場の粒子生成がインフレーションの中間段階で起こり、かなりの量の原始ブラックホールを暗黒物質として生成するという宇宙論的シナリオを提案する。インフレ後の問題。また、曲率摂動によって発生する二次重力波を計算し、結果として得られるパワースペクトルが将来の宇宙ベースのレーザー干渉計でテスト可能であることを示します。
電磁周波数シフトによる暗黒エネルギーの調査
| Title |
Investigating_dark_energy_by_electromagnetic_frequency_shifts |
| Authors |
Alessandro_D.A.M._Spallicci,_Giuseppe_Sarracino,_Salvatore_Capozziello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.02731 |
観測された赤方偏移$z$は、電磁気学の拡張理論を考慮することにより、赤方偏移$z_{\rmC}$の拡張と赤または青への追加の赤方偏移$z_{\rmS}$によって構成される可能性があります。（ETE）。確かに、大規模な光子理論-光子は、deBroglie-Proca理論のように実質量、またはLorentz-Poincar\'eSymmetryViolation（LSV）に基づく標準模型拡張（SME）のように有効質量を持っています-または非線形電磁気学（NLEM）理論は、両方の場が一定である場合でも、バックグラウンド（銀河間）電磁界の存在下、および関連するLSV場の場所で、宇宙論的拡張に依存しない周波数シフトを引き起こす可能性があります。宇宙定数がないことを特徴とするさまざまな宇宙モデルについて、1048SNeIaと15BAOデータで構成されるパンテオンカタログを考慮して、この予測をテストしました。データから、$z_{\rmS}$のどの値が観測に一致するかを計算し、宇宙論的パラメーター（$\Omega$密度とハッブル-レマ\^itre定数）ドメインにまたがります。周波数シフト$z_{\rmS}$は、加速膨張の代替手段をサポートでき、$z_{\の光路依存性により、距離係数対赤方偏移図の各SNIa位置に自然に対応できると結論付けます。rmS}$。最後に、ETE予測からの追加のシフトを調査するための実験室テストアプローチについて簡単に説明します。
LiteBIRD宇宙マイクロ波背景放射による宇宙のインフレーションの調査
| Title |
Probing_Cosmic_Inflation_with_the_LiteBIRD_Cosmic_Microwave_Background_Polarization_Survey |
| Authors |
LiteBIRD_Collaboration:_E._Allys,_K._Arnold,_J._Aumont,_R._Aurlien,_S._Azzoni,_C._Baccigalupi,_A._J._Banday,_R._Banerji,_R._B._Barreiro,_N._Bartolo,_L._Bautista,_D._Beck,_S._Beckman,_M._Bersanelli,_F._Boulanger,_M._Brilenkov,_M._Bucher,_E._Calabrese,_P._Campeti,_A._Carones,_F._J._Casas,_A._Catalano,_V._Chan,_K._Cheung,_Y._Chinone,_S._E._Clark,_F._Columbro,_G._D'Alessandro,_P._de_Bernardis,_T._de_Haan,_E._de_la_Hoz,_M._De_Petris,_S._Della_Torre,_P._Diego-Palazuelos,_T._Dotani,_J._M._Duval,_T._Elleflot,_H._K._Eriksen,_J._Errard,_T._Essinger-Hileman,_F._Finelli,_R._Flauger,_C._Franceschet,_U._Fuskeland,_M._Galloway,_K._Ganga,_M._Gerbino,_M._Gervasi,_R._T._G\'enova-Santos,_T._Ghigna,_S._Giardiello,_E._Gjerl{\o}w,_J._Grain,_F._Grupp,_A._Gruppuso,_J._E._Gudmundsson,_N._W._Halverson,_P._Hargrave,_et_al._(128_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.02773 |
宇宙の背景からのBモード偏光とインフレーションの研究のためのLite（光）衛星であるLiteBIRDは、原始宇宙論と基礎物理学のための宇宙ミッションです。宇宙航空研究開発機構（JAXA）は、2019年5月にLiteBIRDを戦略的大型（Lクラス）ミッションとして選択し、2020年代後半にJAXAのH3ロケットを使用して打ち上げられる予定です。LiteBIRDは、太陽地球ラグランジュ点L2を周回する予定です。この地点では、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の偏光を、34〜448GHzの15の周波数帯域に3つの望遠鏡を使用して、3年間、空全体にマッピングし、前例のない成果を達成します。総感度は2.2$\mu$K-arcminで、100GHzでの標準的な角度分解能は0.5$^\circ$です。LiteBIRDの主な科学的目的は、宇宙のインフレーションからの信号を検索し、発見を行うか、やる気のあるインフレーションモデルを除外することです。LiteBIRDの測定により、素粒子物理学や宇宙論の標準モデルを超えた、重力やその他の新しい物理学の量子的性質についての洞察も得られます。科学的目的、ミッションとシステム要件、運用コンセプト、宇宙船とペイロードモジュールの設計、期待される科学的成果、潜在的な設計拡張、他のプロジェクトとの相乗効果など、LiteBIRDプロジェクトの概要を説明します。
CRK-HACCを使用した宇宙論における流体力学のシミュレーション
| Title |
Simulating_Hydrodynamics_in_Cosmology_with_CRK-HACC |
| Authors |
Nicholas_Frontiere,_J.D._Emberson,_Michael_Buehlmann,_Joseph_Adamo,_Salman_Habib,_Katrin_Heitmann,_Claude-Andr\'e_Faucher-Gigu\`ere |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.02840 |
宇宙の大規模構造形成シミュレーションにおけるガス流体力学を解決するために、ハードウェア/ハイブリッド加速宇宙論コード（HACC）の拡張であるCRK-HACCを紹介します。新しいフレームワークは、HACC重力N体ソルバーとCRKSPHと呼ばれる最新のSmoothedParticleHydrodynamics（SPH）アプローチを組み合わせたものです。$\underline{\text{C}}$onservative$\underline{\text{R}}$eproduce$\underline{\text{K}}$ernel$\underline{\text{SPH}}$は平滑化関数を利用しますこれは、保存則（運動量、質量、エネルギー）を明らかに維持しながら、線形フィールドを正確に補間します。CRKSPH法は、宇宙論シミュレーションでバリオン効果を正確にモデル化するために組み込まれています。これは、今後の観測調査のための正確な合成空予測の生成を対象とした重要な追加機能です。CRK-HACCは、HACCのパフォーマンス設計仕様を継承し、最新のGPUアクセラレーションスーパーコンピューターで効果的に実行されるように最適化されています。この作業では、主要なソルバーコンポーネントを要約し、理想化された流体力学的および宇宙論的設定、自己相似性測定など、有効性を実証するためのいくつかの標準検証テストを提示します。
自己重力衝突のない暗黒物質の流れの統計理論と小規模および大規模での速度相関のための高次の運動学的および動的関係
| Title |
The_statistical_theory_of_self-gravitating_collisionless_dark_matter_flow_and_high_order_kinematic_and_dynamic_relations_for_velocity_correlations_on_small_and_large_scales |
| Authors |
Zhijie_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.02991 |
自己重力衝突のない暗黒物質の流れの統計理論は、次の理由で完全には開発されていません。1）小規模の一定の発散流と大規模の非回転流を含む本質的な複雑さ。2）固有速度についての自己閉鎖的な記述の欠如。3）数学的に挑戦的です。暗黒物質の流れをよりよく理解するには、速度のさまざまな統計的尺度間の運動学的および動的な関係を、さまざまな種類の流れに対して開発する必要があります。この論文では、非圧縮性、一定の発散、および非回転流の任意の次数で一般的な運動学的関係を定式化するためのコンパクトな導出を示します。結果は、N体シミュレーションによって検証されます。動的関係は、速度進化の自己クローズド記述からのみ決定できます。大規模では、i）3次相関は密度相関またはペアワイズ速度に関連している可能性があることがわかりました。ii）接着モデルの有効粘度は、速度変動に起因します。iii）負の粘度は逆エネルギーカスケードによるものです。iv）速度相関は奇数qの場合は$\proptoa^{（q+2）/2}$に従い、偶数qの場合は$\proptoa^{q/2}$に従います。v）過密度は、同じスケールの密度相関に比例します。$\langle\delta\rangle\propto\langle\delta\delta'\rangle$;vi）（減少した）速度分散は、同じスケールの密度相関に比例します。vii）運動学的関係と動的関係の組み合わせにより、大規模な指数関数的な速度相関が決定されます。小規模では、速度進化の自己閉鎖的記述は、速度をハロー内の運動とハローの運動に分解することによって開発されます。渦度、エンストロフィー、およびエネルギーの進化はすべて、速度の自己閉方程式から導き出すことができます。動的関係は、3次および2次の相関を関連付けるために導出されます。ペアワイズ速度の3次モーメントは、エネルギー生成率$\epsilon_u$または$\langle（\Deltau_L）^3\rangle\propto\epsilon_uar$によって決定されます。
3つの大規模なクラスターのパラメトリック強いレンズ分析を提示します。私たちの目的は、暗黒物質ハローの内部形状、特にコアの存在を調査することです。次の作業仮説を採用します。モデリングで導入されたグループ/クラスタースケールの暗黒物質の塊は、明るい対応物と関連付ける必要があります。また、これがフィットの品質を低下させたとしても、観察された画像とモデルで生成された画像の間のRMSを使用して定量化された、やる気のある追加の事前確率を分析に採用します。特に、滑らかな基礎となる成分と銀河スケールの摂動体との間の縮退を緩和するために、Bergaminiらによる分光キャンペーンの結果を使用します。（2019）銀河スケールコンポーネントの質量を固定することを可能にします。単峰性銀河団AS1063では、非コア質量モデルよりもコア質量モデルが優先されます。これはマルチモーダルクラスターMACSJ0416にも当てはまりますが、両方のモデル間のRMSの差は、コア付きとコアなしの質量モデルの間で解きほぐすのに十分な大きさではないと考えます。ユニモーダルクラスターMACSJ1206では、採用された作業仮説内でパラメトリックアプローチを使用して強いレンズの制約を再現できません。次に、Bスプラインポテンシャルの重ね合わせの形で穏やかな摂動を追加することに成功し、適切な適合（RMS=0.5"）を得ることができ、最終的にコア質量モデルが支持されることがわかりました。全体として、私たちの分析はコアの証拠を示唆しています。クラスタースケールのダークマターハローこれらの発見は、代替のダークマターシナリオ内で、自己相互作用するダークマターとして解釈するのに役立つ可能性があります。特に事前分布を課すことにより、物理的に動機付けられた質量モデルを提示します。
暗黒エネルギーの熱力学的パラメータ化
熱力学によって動機付けられた暗黒エネルギーのモデルに依存しないパラメータ化を提案します。この目的のために、我々は、遠い将来の宇宙の歴史と発散のないさまざまな時代を記述するのに適切な減速パラメータの形式を再構築するために、Pad\'e多項式を検討します。提案されたシナリオは、構造形成の要求も満たし、限定的なケースとして$\Lambda$CDMモデルを含みます。したがって、バックグラウンドレベルと摂動レベルの両方での数値解析は、最新の宇宙データを考慮して、マルコフ連鎖モンテカルロ法によって実行されます。次に、観測の制約を使用して、ダークエネルギーの進化の特徴を調査し、その結果を標準的な宇宙論モデルの予測と比較します。
エクスカーションセットモデルは、次のステップを超えています：環境依存
エクスカーションセットモデルに関しては、スケール$S$で平滑化された過密度$\delta$の非マルコフ確率進化を研究するために、モンテカルロ法を使用しました。実空間でトップハットフィルターによって平滑化されたガウス密度フィールドの場合、制約された確率を計算し、構造の数を環境の過密度に関連付けるために、スケール間の正しい相関関係を持つランダムウォークを使用しました。通常よりも低い一定のバリアが使用されますが、N体シミュレーションの結果との一貫性が向上します。多重度関数とN体シミュレーションの結果との比較、および子孫ハローの数密度とこれらのハローの質量によって異なる、ハローの数の環境への依存性が存在します。この数は、大きなハローの環境の密度が高くなるにつれて増加します。小さいものは減少します。これらのハローの前駆細胞の数は、それらの大規模な環境の過密度に影響されません。
遷移ディスクのダストダイナミクス：凝集とディスク後退
この論文では、ダストの移動と遷移ディスクの内部空洞の開口部における放射圧の役割を再検討します。放射圧を含むダストダイナミクスは、軸対称モデルでよく研究されますが、この作業では、高度に非軸対称の特徴がディスクの内側の端の不安定性から生じる可能性があることを示します。ほこりの粒子はそこで高密度の特徴に凝集し、放射線がそれらの周りに漏れてディスクの奥深くまで浸透し、ほこりの移動の過程を変えます。私たちの概念実証、2次元、垂直方向に平均化されたシミュレーションは、放射圧、シャドウイング、およびガス抗力の組み合わせが、ディスクのダストコンポーネントの正味の外向きの移動または後退を引き起こす可能性があることを示しています。内側のディスクエッジの後退速度は、パラメータ空間でのケプラー速度の$10^{-5}$倍のオーダーであり、Shakura＆Sunyaev粘度アルファ$\lesssim10^{を仮定すると、バックグラウンドの粘性流よりも高速です。-3}$。この速度がディスクの寿命全体にわたって維持されると、数十auものダストキャビティが発生する可能性があります。
太陽系外縁天体とケンタウロスは、太陽系の外側にある小さな太陽系小天体です。これらのオブジェクトは、アスペクト角の変化によって影響を受ける測光動作を示します。軌道上のさまざまな場所で絶対測光測定と回転光度曲線を使用すると、それらの測光動作をモデル化し、極の向き、形状、密度などの物理的特性を取得し、静水圧平衡またはリングからの逸脱としてさまざまな特性を検出することもできます。この作品では、さまざまな物理的特性を抽出するためにこれらのモデルがどのように実行されるかを示します。長期的な測光挙動がモデル化されたオブジェクトのレビューも提供されます。
HR 7672〜ABのCとOの存在量の取得：ベンチマーク褐色矮星を持つ太陽型の主星
| Title |
Retrieving_the_C_and_O_Abundances_of_HR_7672~AB:_a_Solar-Type_Primary_Star_with_a_Benchmark_Brown_Dwarf |
| Authors |
Ji_Wang,_Jared_R._Kolecki,_Jean-Baptiste_Ruffio,_Jason_J._Wang,_Dimitri_Mawet,_Ashley_Baker,_Randall_Bartos,_Geoffrey_A._Blake,_Charlotte_Z._Bond,_Benjamin_Calvin,_Sylvain_Cetre,_Jacques-Robert_Delorme,_Greg_Doppmann,_Daniel_Echeverri,_Luke_Finnerty,_Michael_P._Fitzgerald,_Nemanja_Jovanovic,_Michael_C._Liu,_Ronald_Lopez,_Evan_Morris,_Anusha_Pai_Asnodkar,_Jacklyn_Pezzato,_Sam_Ragland,_Arpita_Roy,_Garreth_Ruane,_Ben_Sappey,_Tobias_Schofield,_Andrew_Skemer,_Taylor_Venenciano,_J._Kent_Wallace,_Nicole_L._Wallack,_Peter_Wizinowich,_and_Jerry_W._Xuan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.02477 |
ベンチマーク褐色矮星（BD）は、その特性（質量や化学組成など）が正確かつ独立して測定されるBDです。ベンチマークBDは、亜恒星天体の理論的進化軌道、スペクトル合成、および大気検索のテストに役立ちます。ここでは、合成スペクトルとベンチマークBD--HR7672〜B--での\petitによる大気検索の結果を報告します。まず、太陽組成を使用した合成PHOENIXBT-Settlスペクトルで検索フレームワークをテストします。取得されたCとOの存在量は太陽の値と一致していることを示していますが、取得されたC/Oは0.13〜0.18だけ過大評価されており、正式なエラーバーよりも$\sim$4倍高くなっています。次に、KeckPlanetImagerandCharacterizer（KPIC）からの高スペクトル解像度データ（R=35,000）と近赤外測光を使用して、HR7672〜Bで検索を実行します。[C/H]、[O/H]、およびC/Oを$-0.24\pm0.05$、$-0.19\pm0.04$、および$0.52\pm0.02$として取得します。これらの値は、1.5-$\sigma$以内のHR7672〜Aの値と一致しています。そのため、HR7672〜Bは、主要な星と一貫した元素の存在量を持っていることが実証されている数少ないベンチマークBD（Gl570〜DおよびHD3651〜Bとともに）の1つです。私たちの仕事は、大気検索をテストして実行する実用的な手順を提供し、高解像度および低解像度のデータを使用して、将来の検索の潜在的な体系に光を当てます。
インサイドアウトプラネットフォーメーション。 VII。原始惑星系円盤の天体化学モデルと惑星組成への影響
| Title |
Inside-Out_Planet_Formation._VII._Astrochemical_Models_of_Protoplanetary_Disks_and_Implications_for_Planetary_Compositions |
| Authors |
Arturo_Cevallos_Soto,_Jonathan_C._Tan,_Xiao_Hu,_Chia-Jung_Hsu_and_Catherine_Walsh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.02483 |
インサイドアウトプラネットフォーメーション（IOPF）は、デッドゾーン内部境界（DZIB）に関連する最大圧力で、近接するスーパーアースとミニネプチューンの豊富なシステムがその場で形成されることを提案しています。ガス移流、小石の放射状ドリフト、およびガス粒子化学に続く原始惑星系円盤ミッドプレーンの物理的および化学的進化のモデルを提示して、300〜auから0.2au付近のDZIBまでの存在量を予測します。IOPFに関連する典型的なディスク特性、つまり降着率1E-9<dM/dt/（Msun/yr）<1E-8および粘度パラメーターalpha=1E-4を考慮し、t=1E5年の基準期間にわたって進化します。外側のクールなディスク領域では、CとO核の最大90％がCOとO2の氷に閉じ込められ始め、CO2とH2Oの存在量が1桁低く保たれていることがわかります。氷の小石の放射状のドリフトは影響力があり、揮発性物質の気相の存在量は氷線で最大2桁に増強され、外側の円盤は塵が枯渇します。降着率が低下している円盤は徐々に冷えていき、星に近い氷線を引き込みます。<〜1auでは、移流モデルはC/O比<〜0.1の水に富むガスを生成します。これは、IOPFを介してここで形成される惑星の大気に継承される可能性があります。ペブル集積によって構築された惑星内部の場合、IOPFは揮発性の低い組成を予測します。ただし、水氷線では、約10％の付加的に強化された揮発性質量分率が発生する可能性があります。
蒸発する氷の微惑星の周りの衝撃波における動的ダスト凝集による細粒リム形成
| Title |
Fine-grained_rim_formation_via_kinetic_dust_aggregation_in_shock_waves_around_evaporating_icy_planetesimals |
| Authors |
Sota_Arakawa,_Hiroaki_Kaneko,_Taishi_Nakamoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.02683 |
細粒リム（FGR）は、原始コンドライトのコンドリュールの周囲によく見られます。FGRの注目すべき特徴は、サブミクロンサイズで非多孔性の性質です。コンドリュール周辺のFGRの一般的な厚さは、10〜100$\mu$mです。最近、FGRの起源について新しいアイデアが提案されました。それは、コンドリュールと微細なダスト粒子との間の高速衝突であり、動的ダスト凝集プロセスと呼ばれます。実験的研究により、衝撃速度がおよそ0.1〜1km/sの範囲にある場合、（サブ）ミクロンサイズのセラミック粒子が真空中でセラミック基板に付着する可能性があることが明らかになりました。本研究では、コンドリュール形成衝撃波における動的ダスト凝集を介したFGR形成の可能性を検討します。未分化の氷の微惑星によって衝撃波が発生すると、氷の微惑星が蒸発するため、惑星の表面から細かい塵の粒子が放出されます。衝撃波面の背後にあるコンドリュールのダイナミクスを考慮し、単純な1次元計算に基づいて動的ダスト凝集を介してFGRの成長を計算します。我々は、10-100$\mu$mの厚さの非多孔質FGRが、蒸発する氷の微惑星の周りの衝撃波で形成されることを発見した。
塵が不足している原始惑星系円盤におけるH $ _2 $の紫外線光子ポンピングの効果
| Title |
The_effect_of_ultra-violet_photon_pumping_of_H$_2$_in_dust-deficient_protoplanetary_disks |
| Authors |
Ayano_Komaki,_Riouhei_Nakatani,_Rolf_Kuiper_and_Naoki_Yoshida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.02804 |
原始惑星系円盤の構造と進化を研究するために、放射流体力学シミュレーションを実行します。ホスト星からの紫外線とX線放射はディスク表面を加熱し、H$_2$ポンピングも効率的に動作します。ダスト粒子の量、またはダストとガスの質量比を変化させて一連のシミュレーションを実行します。これにより、光電加熱とH$_2$ポンピングの相対的な重要性が決まります。ダストとガスの質量比が$\mathcal{D}\leq10^{-3}$の場合、H$_2$ポンピングとX線加熱がディスクの質量損失に大きく寄与することを示します。このようなダストが不足しているディスクでは、H$_2$ポンピングにより、ディスクの内側の領域からの光蒸発が促進され、ディスクの質量損失プロファイルが形成されます。長期的なディスク分散プロセスは、紫外線H$_2$ポンピング効果の影響を受ける可能性があります。
2021年のKMTNetマイクロレンズ惑星の大量生産I
| Title |
Mass_Production_of_2021_KMTNet_Microlensing_Planets_I |
| Authors |
Yoon-Hyun_Ryu,_Youn_Kil_Jung,_Hongjing_Yang,_Andrew_Gould,_Michael_D._Albrow,_Sun-Ju_Chung,_Cheongho_Han,_Kyu-Ha_Hwang,_In-Gu_Shin,_Yossi_Shvartzvald,_Jennifer_C._Yee,_Weicheng_Zang,_Sang-Mok_Cha,_Dong-Jin_Kim,_%Hyoun-Woo_Kim,_Seung-Lee_Kim,_Chung-Uk_Lee,_Dong-Joo_Lee,_Yongseok_Lee,_Byeong-Gon_Park,_Richard_Pogge |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.03022 |
将来の統計研究の基礎を築くことを目的として、2021年のKMTNetデータで発見されたマイクロレンズ惑星の「大量生産」プログラムを開始します。最終的には、いくつかの最小限の基準を満たすすべての2021惑星を迅速に公開する予定ですが、現在の4つのサンプルは、惑星とホストの質量比の初期推定値$q$が低いことに基づいて選択されました。したがって、このサンプルの2つのメンバーが、間隔の狭いコースティクスのさまざまな形態から生じる正規化されたソース半径$\rho$の縮退に苦しんでいることに注意してください。4つの惑星すべて[KMT-2021-BLG-（1391,1253,1372,0748）]は、十分に特徴付けられた質量比$q$を持っているため、質量比周波数の研究に適しています。$\rho$の両方の縮退は、30mクラスの望遠鏡での将来の補償光学（AO）観測によって解決できます。マイクロレンズ惑星の分野に革命を起こす可能性を見越して、すべてのイベントに対するそのようなAO観測の一般的なガイダンスを提供します。
微惑星/破片ディスク
若い研究者のためのこのレビューの章は、破片ディスクの現在の理解を提示します。それらの基本的な特性と観測量のいくつかを紹介し、それらがどのように形成され、衝突して進化すると私たちが考えるかを説明します。微惑星の分布、それらの揮発性組成、および惑星大気への潜在的な揮発性供給を制約する、塵とガスのALMA観測に特に重点が置かれています。
彗星のHCNとCH $ _3 $ OHからの放出。オンサラ20m観測と放射伝達モデリング
| Title |
Emission_from_HCN_and_CH$_3$OH_in_comets._Onsala_20-m_observations_and_radiative_transfer_modelling |
| Authors |
P._Bergman_(1),_M._S._Lerner_(1),_A._O._H._Olofsson_(1),_E._Wirstr\"om_(1),_J._H._Black_(1),_P._Bjerkeli_(1),_R._Parra_(2),_K._Torstensson_(2)_(_(1)_Department_of_Space,_Earth_and_Environment,_Chalmers_University_of_Technology,_Onsala_Space_Observatory,_Sweden,_(2)_European_Southern_Observatory,_Santiago,_Chile) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.03396 |
この作業の目的は、最近の彗星からのHCNとCH$_3$OHの放出を特徴づけることです。Onsala20m望遠鏡を使用して、2016年12月から2019年11月までの11個の最近のほとんど明るい彗星のサンプルに向けたHCNのミリメートル遷移を検索しました。また、2つの彗星でCH$_3$OHが検索されました。HCNのサンプルには、星間彗星2I/Borisovが含まれています。短周期彗星46P/ワータネン彗星については、約1か月の期間にわたってHCN放出の変動を監視することができました。分子のガス放出による時間依存効果も含めることにより、観測された分子放出の放射伝達モデリングを実行しました。HCNは6つの彗星で検出されました。これらのうち2つは短周期彗星で、4つは長周期彗星です。46P/Wirtanenで6つのメタノール遷移が検出され、ガスの運動温度を決定することができました。観察結果から、時間依存の放射伝達モデリングを使用して分子生成率を決定しました。5つの彗星については、他の研究から得られた現代の水生産率$Q_\mathrm{H_2O}$を使用して、HCN混合比が0.1％近くにあると判断できます。このHCN混合比は、46P/Wirtanenの監視観測でも一般的でしたが、ここでは、毎日の時間スケールで最大0.2％の偏差が見られます。これは、ガス放出活動の短時間の変化を示している可能性があります。彗星コマの放射伝達モデリングから、$Q_\mathrm{H_2O}$が約$2\times10^{28}\の場合、HCNレベルの母集団に対する時間依存の影響は5〜15％のオーダーであることがわかりました。\mathrm{mol\、s^{-1}}$。$Q_\mathrm{H_2O}$が低い彗星では、効果が比較的強くなる可能性があります。時間依存効果の正確な詳細は、中性および電子の衝突の量、放射ポンピング、および自発速度係数などの分子パラメーターに依存します。
NASAトランジット系外惑星探査衛星（TESS）からのデータと、半自動化された方法で文献から削り取られた以前に報告された通過時間に基づいて、382の惑星の通過時間と更新された天体暦のデータベースを提供します。合計で、私たちのデータベースには、382システムの8,667のトランジットタイミング測定値が含まれています。カタログ内の約240の惑星は、TESSによって観測されたホットジュピター（つまり、質量$>$0.3$M_{\rmJup}$および期間$<$10日の惑星）です。新しい天体暦は、追跡観察のスケジュールを立てたり、長期的な変化を検索したりするのに役立ちます。WASP-12は、期間の変更が安全に検出される唯一のシステムです。周期変化の示唆的な（しかしまだ説得力のない）証拠を備えたいくつかのシステムや、NGTS-11システムでの2番目の通過惑星の検出など、他の興味深いケースについても言及します。光度曲線、通過時間、天体暦、およびタイミング残差の編集は、それらを生成したPythonコードとともにオンラインで利用できます。
z = 0.5-1.6での銀河団からの全紫外線の測定：不明瞭な星形成と不明瞭でない星形成のバランス
| Title |
Measuring_the_Total_Ultraviolet_Light_from_Galaxy_Clusters_at_z=0.5-1.6:_The_Balance_of_Obscured_and_Unobscured_Star-Formation |
| Authors |
Jed_McKinney,_Vandana_Ramakrishnan,_Kyoung-Soo_Lee,_Alexandra_Pope,_Stacey_Alberts,_Yi-Kuan_Chiang,_Roxana_Popescu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.02329 |
銀河団の星形成を完全に説明するには、UVからIRの波長を組み合わせた観測が必要です。低質量（logM/Msun<10）銀河は通常、個別に検出されません。特に、銀河団が主に活動的で塵に覆われた星形成銀河のホストから静止状態に急速に移行している高赤方偏移（z〜1-2）では特に検出されません。受動銀河。これらの未検出の銀河を説明するために、z=0.5-1.6の銀河団のGALEX/NUVスタックから発生する全光を測定します。Spitzer、WISE、およびHerschelからの既存の測定値と組み合わせて、クラスターの遠赤外線（IR）スペクトルエネルギー分布（SED）による平均UVを研究します。SEDから、低質量集団を含むすべてのクラスターメンバー銀河から生じる、星の総質量と、塵で覆い隠された星形成と覆い隠されていない星形成の量を測定します。私たちがUVで観測する不明瞭でない星形成の相対的な割合は、散在銀河で観測されるものと一致しています。他の研究によって報告されたクラスターの低質量消光効率における急速な赤方偏移の進化から生じる可能性がある、z〜0.5での予想よりも低い不明瞭でない星形成の暫定的な証拠があります。最後に、GALEXデータは、クラスターのローカルX線観測から見つかった傾向と一致して、z<1で導出された恒星対ハロー質量比に強い制約を課します。これは、総ハロー質量と反相関します。データは、半分析モデルでのクラスター星形成効率の実装よりも急な勾配を示しています。
裸の回転楕円体から円盤状の銀河まで：巨大な円盤銀河はどのようにそれらの形態を形作るのか？
| Title |
From_naked_spheroids_to_disky_galaxies:_how_do_massive_disk_galaxies_shape_their_morphology? |
| Authors |
L._Costantin,_P._G._P\'erez-Gonz\'alez,_J._M\'endez-Abreu,_M._Huertas-Company,_B._Alcalde_Pampliega,_M._Balcells,_G._Barro,_D._Ceverino,_P._Dimauro,_H._Dom\'inguez_S\'anchez,_N._Espino-Briones,_and_A._M._Koekemoer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.02332 |
巨大な円盤銀河の集合の歴史を調査し、それらが宇宙の時間を通してそれらの形態をどのように形作るかを説明します。SHARDSとHSTのデータを使用して、赤方偏移$0.14<z\leq1$の91個の巨大な銀河の表面輝度分布を波長範囲$0.5-1.6$$\mu$mでモデル化し、バルジとディスクの汚染されていないスペクトルエネルギー分布を導き出しました。別々に。この分光光度分解により、個々の銀河の各成分の星の種族の特性を比較することができます。巨大な銀河の大部分（$\sim85\％$）は裏返しに構築され、中央の回転楕円体の周りに拡張された恒星円盤を成長させていることがわかります。一部のバルジとディスクは同様の時期に形成を開始する可能性がありますが、これらのバルジはディスクよりも急速に成長し、質量の$80\％$をそれぞれ$\sim0.7$Gyrと$\sim3.5$Gyrに組み立てます。さらに、古いバルジと古いディスクはどちらも、若い恒星構造よりも大きくコンパクトであると推測されます。特に、バルジは質量加重年齢の二峰性分布を示します。つまり、2つの波で形成されます。対照的に、ディスクコンポーネントの分析では、第1波と第2波の両方のバルジで$z\sim1$で形成されることが示されています。これは、第1波のバルジが、第2波のよりコンパクトでない回転楕円体（$0.7$Gyr）と比較して、恒星円盤（$5.2$Gyr）の取得に時間がかかることを意味します。両方のタイプの銀河の円盤について、明確な特性（たとえば、質量、星形成のタイムスケール、質量面密度）は見つかりません。バルジの質量とコンパクトさは、主に恒星円盤の成長のタイミングを制御し、巨大な円盤銀河の形態進化を促進すると結論付けています。
ALPINE-ALMA [CII]調査：[CII]で検出されなかった銀河の集団と、$ \ mathrm {L _ {[CII]}}
$-SFR関係におけるそれらの役割
| Title |
The_ALPINE-ALMA_[CII]_Survey:_the_population_of_[CII]-undetected_galaxies_and_their_role_in_the_$\mathrm{L_{[CII]}}$-SFR_relation |
| Authors |
Michael_Romano,_L._Morselli,_P._Cassata,_M._Ginolfi,_D._Schaerer,_M._B\'ethermin,_P._Capak,_A._Faisst,_O._Le_F\`evre,_J._D._Silverman,_L._Yan,_S._Bardelli,_M._Boquien,_M._Dessauges-Zavadsky,_S._Fujimoto,_N._P._Hathi,_G._C._Jones,_A._M._Koekemoer,_B._C._Lemaux,_H._M\'endez-Hern\'andez,_D._Narayanan,_M._Talia,_D._Vergani,_G._Zamorani,_and_E._Zucca |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.02334 |
[CII]158$〜\mu$mの輝線は、これまでのところ、初期の宇宙の高赤方偏移銀河を調査するための最も有益なツールの1つです。星形成銀河の残りのフレームの遠赤外線領域で最も明るい冷却線の1つであり、ローカルソースでの星形成率（SFR）のトレーサーとしてうまく利用されています。赤方偏移が高くなると、状況はより複雑になります。このコンテキストでのユーザビリティはまだ調査中です。早期に[CII]を調査するALMA大規模プログラム（ALPINE）調査の最近の結果は、L$\mathrm{_{[CII]}}$-SFR関係の$までの進化がない（または弱い）ことを示唆しています。z\sim6$ですが、それらの信頼性は、[CII]検出されていない銀河の大集団の存在によって妨げられています。この作業では、ALPINEでの[CII]非検出の母集団を特徴付けます。それらのALMAスペクトルを積み重ねることにより、$\sim5.1\sigma$で検出された信号を取得し、[CII]の光度を$\mathrm{log（L_\mathrm{[CII]}}/\mathrm{L_{\odot}}）$$\sim7.8$。この値を[CII]検出の値と組み合わせると、$\mathrm{L_{[CII]}}$-SFRの関係が傾き$b=1.14\pm0.11$であり、両方の不確実性の範囲内で一致しています。ローカルユニバースで見つかった線形関係と、$z\sim5$でのALPINEからの以前の調査結果を使用します。これは、[CII]線が、遠方の宇宙までの星形成の優れたトレーサーと見なすことができることを示唆しています。最後に、観測されたL$_\mathrm{[CII]}$-SFRの関係から最も逸脱しているサンプルの銀河は、赤方偏移の推定精度が低くなり、[CII]の光度が人為的に低下する可能性があることを示します。この点で、以前の研究とは対照的に、高z銀河の[CII]含有量の不足を支持する証拠はないと主張します。
PUMAプロジェクト。 III。 ULIRGにおけるイオン化ガスディスクの発生率と特性、関連する速度分散とそのスターバースト性への依存性
| Title |
The_PUMA_project._III._Incidence_and_properties_of_ionised_gas_disks_in_ULIRGs,_associated_velocity_dispersion_and_its_dependence_on_starburstiness |
| Authors |
M._Perna,_S._Arribas,_L._Colina,_M._Pereira_Santaella,_I._Lamperti,_E._Di_Teodoro,_H._\"Ubler,_L._Costantin,_R._Maiolino,_G._Cresci,_E._Bellocchi,_C._Catal\'an-Torrecilla,_S._Cazzoli,_J._Piqueraz_L\'opez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.02336 |
古典的なシナリオは、ULIRGが衝突する渦巻銀河を回転楕円体が優勢な初期型銀河に変換することを示唆しています。最近の高解像度シミュレーションでは、代わりに、状況によっては、回転ディスクをマージプロセス中に保存したり、合体後に急速に再成長させたりできることが示されています。私たちの目標は、ULIRGのサンプル中のイオン化ガス運動学を詳細に分析して、後期相互作用銀河と合併残骸におけるガス回転ダイナミクスの発生率を推測することです。「MUSEとALMAを使用したULIRGの物理」（PUMA）プロジェクトの一環として、近くにある20個の（z<0.165）ULIRGのサンプルのMUSEデータを分析しました。27％の個々の核がkpcスケールの円盤状のガスの動きに関連していることがわかりました。サンプルの残りの部分は、風と合併によって引き起こされる流れによって支配される大量のガス運動学を示しており、回転の兆候の検出を困難にしています。一方、恒星の円盤状の動きの発生率は、ガス状の円盤の約2倍です。これは、前者が風や小川の影響を受けにくいためです。ガス状円盤を持つ8つの銀河は、比較的高い固有のガス速度分散（sigma=30-85km/s）、回転支持運動（速度分散vrot/sigma>1-8に対するガス回転速度）、および動的質量を示します。範囲（2-7）x1e10Msun。私たちの結果を文献のローカルおよび高z円盤銀河の結果と組み合わせることにより、進化の傾向を補正した後、シグマと主系列星（MS）からのオフセットとの間に有意な相関関係があることがわかりました。私たちの結果は、相互作用銀河と合併の残骸にkpcスケールの回転ディスクが存在することを確認しており、発生率は27％（ガス）から約50％（星）になります。ULIRGのガス速度分散は、文献に示されている高zスターバーストと同様に、局所的な通常のMS銀河よりも最大で約4倍高くなっています。
Astraeus VI：AGNの階層的アセンブリと、再電離の時代におけるそれらの大規模な効果
| Title |
Astraeus_VI:_Hierarchical_assembly_of_AGN_and_their_large-scale_effect_during_the_Epoch_of_Reionization |
| Authors |
Maxime_Trebitsch,_Anne_Hutter,_Pratika_Dayal,_Stefan_Gottl\"ober,_Laurent_Legrand_and_Gustavo_Yepes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.02337 |
シリーズの第6回目となるこの作業では、ASTRAEUS（N体暗黒物質シミュレーションにおける銀河形成と再電離の半数値放射伝達結合）フレームワークを使用して、宇宙を再電離したソースの性質を調査します。銀河形成の半解析モデルと詳細な半数値の再電離スキームをすでに結合しているASTRAEUSを拡張して、ブラックホールの形成、成長、および関連するAGN（活動銀河核）からの電離放射線の生成のモデルを含めます。基準AGNモデルを較正して、z〜5でのボロメータ光度関数を再現し、宇宙の再イオン化における結果のAGN集団の役割を調査します。妥当なAGN光度関数を生成するすべてのモデルで、銀河は再電離の時代に圧倒的に電離収支を支配し、AGNはz=6で電離収支の1〜10％を占め、以下でのみ役割を果たし始めることがわかります。z<5。
3次元ガスマップのベイズ推定：II。銀河HI
| Title |
Bayesian_inference_of_three-dimensional_gas_maps:_II._Galactic_HI |
| Authors |
Philipp_Mertsch_and_Vo_Hong_Minh_Phan_(Aachen) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.02341 |
水素原子（HI）からの21cmの放出は、星間物質の構造とダイナミクスの最も重要なトレーサーの1つです。銀河の回転のおかげで、線はドップラーシフトされ、速度場のモデルを想定すると、ガス線調査からのデータを視線に沿って投影解除することができます。しかし、銀河系の私たちの見晴らしの良い場所を考えると、そのような再構築は多くの曖昧さに苦しんでいます。ここでは、ガス密度を形成する物理的プロセスによって暗示されるガス密度の空間的コヒーレンスを利用することによって、それらを修復できると主張します。HIの3次元マップを再構築し、その不確実性を定量化できるベイズ推定フレームワークを採用しました。HI4PIコンパイルからのデータを使用して、銀河系HIの3次元マップを作成します。再構築された密度は、さまざまなスケールで構造を示しています。特に、一部のスプリアスとスパイラルアームは簡単に識別できます。面密度の形態と半径方向および垂直方向のプロファイルについて説明します。再構築された3次元HI密度は、https：//doi.org/10.5281/zenodo.5956696で入手できます。
UCLCHEMCMC：分子雲の物理的パラメータのためのMCMC推論ツール
モンテカルロマルコフ連鎖（MCMC）サンプリングと化学的および放射伝達モデリングを組み合わせることにより、観測されたガス雲の物理的パラメータを推定するように設計された、公開されているオープンソースコードUCLCHEMCMCを紹介します。さまざまな輝線の観測値が与えられると、UCLCHEMCMCはベイズパラメーター推定を実行し、MCMCアルゴリズムを使用して尤度をサンプリングし、パラメーターの事後確率分布の推定値を生成します。UCLCHEMCMCは、完全なフォワードモデリングアプローチを採用しており、化学的および放射伝達モデリングを介して物理パラメータからモデルオブザーバブルを生成します。UCLCHEMCMCの実行中、作成された化学モデルと放射伝達コードの結果はSQLデータベースに保存され、将来の推論での冗長なモデル計算を防ぎます。これは、使用するUCLCHEMCMCが多いほど、効率が高くなることを意味します。UCLCHEMとRADEXを使用すると、効率の向上はほぼ2桁になり、データベースが空の場合に10人の歩行者が1,000ステップを実行する場合の5185.33\pm1041.96秒から、要求されたほぼすべてのモデルが存在する場合の68.89\pm45.39秒になります。データベース。その有用性を実証するために、模擬データの物理パラメータを推定するためのUCLCHEMCMCの推論例を提供し、よく研究された星前コアL1544で2つの推論を実行します。そのうちの1つは、オブジェクトの下部構造を考慮することが重要であることを示しています。使用する輝線を決定するとき。
高赤方偏移銀河からのLyCエスケープフラクション推定の注意話
| Title |
A_Cautionary_Tale_of_LyC_Escape_Fraction_Estimates_from_High_Redshift_Galaxies |
| Authors |
R._Bassett,_E.V._Ryan-Weber,_J._Cooke,_U._Mestric,_L.J._Prichard,_M._Rafelski,_I._Iwata,_M._Sawicki,_S._Gwyn,_S._Arnouts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.02859 |
電離の脱出率$f_{\rmesc}$を測定することで、LymanContinuum（LyC）放射線は、宇宙の再電離のプロセスを理解するための鍵となります。この論文では、銀河間媒体を介した観測の不確実性とシミュレートされた透過関数のアンサンブルの両方を考慮して、LyCエスケープフラクション$f_{\rmesc}^{\rmPDF}$の事後確率分布を回復するための方法論を提供します（IGM）。$z=3.64$のVUDS銀河に適用されたこの方法の例を示し、$f_{\rmesc}^{\rmPDF}$=0.51$^{+0.33}_{-0.34}$を見つけて比較しますこれは、平均視線に沿った検出バイアスを考慮した場合と考慮しない場合の平均IGM送信を想定して計算された値であり、$f_{\rmesc}^{\langleT\rangle}$=1.40$^{+0.80}_{-0.42}$、および$f_{\rmesc}^{\rmバイアス}$=0.82$^{+0.33}_{-0.16}$。私たちの結果は、平均的で滑らかな伝達関数を想定した方法の限界を浮き彫りにしています。また、$z>3.4$での測光赤方偏移に基づいて選択された7つのLyC候補のサンプルのMOSFIREデータを示しますが、7つすべてが$\Deltaz\sim0.2$だけ測光赤方偏移を過大評価しており、LyC測定には不適切であることがわかります。これは、選択基準によって引き起こされたバイアスが原因である可能性があります。
Abell 2261は、過渡的な力学状態にある化石銀河団ですか？
| Title |
Is_Abell_2261_a_fossil_galaxy_cluster_in_a_transitional_dynamical_state? |
| Authors |
Hyowon_Kim,_Jongwan_Ko,_Rory_Smith,_Jae-Woo_Kim,_Ho_Seong_Hwang,_Hyunmi_Song,_Jihye_Shin_and_Jaewon_Yoo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.02957 |
Abell2261（A2661）はよく研究された化石クラスターですが、以前の研究では、X線の中心エントロピーやマグニチュードギャップなど、その動的状態について矛盾した結果が得られています。その動的状態の理解を深めるために、MMTでHectospecを使用して、クラスターの中心から5ビリアル半径までの領域をカバーする多目的分光観測を実施し、完全性とメンバーシップを向上させます。この新しいデータを使用して、ガウス性、距離オフセット、速度オフセットなどの複数の動的指標を計算します。これらの指標は、A2261が適度にリラックスしていることを示しています。ただし、Dressler-Shectmanテストでは、ビリアル半径に近い投影距離で、X線の尾のような特徴と重なる南のグループ候補が明らかになります。そのグループに関連する銀河の1つは、化石の光度のギャップを減らすのに十分な明るさです。これにより、グループが以前にクラスターを通過し、現在は外部でしか発見されていない場合、A2261が最近化石状態で通過した可能性があります。クラスターの周辺では、クラスターの反対側にある銀河の拡張された特徴がグループ候補に見られます。さらに大規模な場合、この機能は、空と速度空間の両方で、スローンデジタルスカイサーベイデータの長い（〜4.4Mpc）フィラメント構造と接続していることがわかります。これは、グループがフィラメントを介してクラスターに供給され、一時的に化石の状態を破壊し、クラスターの銀河団ガスを弱く妨害する小さな合併をもたらしたという考えを支持する可能性があります。
150MHzでの銀河中心に向けたテクノシグネチャーの検索
| Title |
A_Search_for_Technosignatures_toward_the_Galactic_Centre_at_150_MHz |
| Authors |
Chenoa_D._Tremblay,_Danny_C._Price,_and_Steven_J._Tingay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.03324 |
この論文は、テクノシグネチャーの一連の低頻度検索の4番目です。マーチソン広視野アレイを2晩使用して、銀河中心（いて座A*の位置を中心とする）に向けて7時間のデータを統合し、合計視野は200度^2になります。最高の角度分解能（75秒角）で、144の太陽系外惑星システムに向けたターゲット検索を提示します。これは、銀河中心に向かって155MHzの周波数での最初の技術署名検索です（以前の中心周波数は低くなっています）。銀河中心と銀河バルジに向かって300万個を超える星に向けたブラインドサーチも完了し、銀河中心までの距離に同等の等方性パワー制限<1.1X10^19Wを配置します。もっともらしい技術署名は検出されません。
暗黒物質ハローとラジアル加速関係に及ぼす断熱圧縮の影響
| Title |
The_Effect_of_Adiabatic_Compression_on_Dark_Matter_Halos_and_the_Radial_Acceleration_Relation |
| Authors |
Pengfei_Li,_Stacy_S._McGaugh,_Federico_Lelli,_Yong_Tian,_James_M._Schombert,_Chung-Ming_Ko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.03421 |
半経験的モデルを使用して、コールドダークマター（CDM）フレームワークの半径方向加速度関係（RAR）を調査します。具体的には、SPARCデータベースで観測された銀河と同じパラメータ空間をカバーする80個のモデル銀河を構築し、存在量マッチングとハロー質量濃度関係を使用して暗黒物質ハローに割り当てます。いくつかの存在量の一致関係を検討し、いくつかが他よりも運動学的データによりよく一致することを見つけます。バリオンとそれらの暗黒物質ハローの間の避けられない重力相互作用を計算し、元のNFWハローの全体的な圧縮につながります。ハロー圧縮の前は、高質量銀河は観測されたRARにほぼ存在しますが、低質量銀河はDMカスプのために小さな半径で上向きに曲がった「フック」を示し、観測された関係から体系的に逸脱します。ハロー圧縮後、最初のNFWハローは小さな半径に集中し、回転曲線に大きく寄与します。これにより、総加速度が増加し、すべてのモデル銀河が観測された関係から離れます。これらの体系的な偏差は、アバンダンスマッチングだけではCDMモデルが観測されたRARを説明できないことを示唆しています。さらなる効果（フィードバックなど）は、そのような効果が一般に無視できると予測される深いポテンシャル井戸を持つ高質量銀河でさえ、正確に適切な量のハロー膨張で圧縮を打ち消す必要があります。
事象の地平線スケールでの降着ブラックホールのスペクトルインデックスマップによるプラズマ物理学の調査
| Title |
Probing_Plasma_Physics_with_Spectral_Index_Maps_of_Accreting_Black_Holes_on_Event_Horizon_Scales |
| Authors |
Angelo_Ricarte,_Charles_Gammie,_Ramesh_Narayan,_and_Ben_S._Prather |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.02408 |
イベントホライズンテレスコープ（EHT）のコラボレーションにより、楕円銀河M87の中心にある超大質量ブラックホールであるM87*の最初の解像度の画像が生成されました。技術パイプラインと分析パイプラインの両方が向上するにつれて、事象の地平線スケールでブラックホール降着流のスペクトルインデックスマップを作成することがまもなく可能になります。この作業では、一般相対論的放射伝達（GRRT）コード{\scipole}を一連の一般相対論的電磁流体力学（GRMHD）シミュレーションに適用することにより、M87*とSgrA*の両方のスペクトルインデックスマップを予測します。磁場の強さ、電子の温度、光学的厚さの増加に伴ってスペクトル指数がどのように増加するかを分析的に調べます。その結果、スペクトルインデックスマップは、ほとんどすべてのモデルで半径が大きくなるにつれて負になります。これは、これらの量がすべて事象の地平線の近くで最大化される傾向があるためです。さらに、光子リング測地線は、最も極端なプラズマ条件で降着流の最も内側の領域をサンプリングするため、より正のスペクトル指標を示します。スペクトルインデックスマップは、非常に不確実なプラズマ加熱の処方（電子温度と分布関数）に敏感です。ただし、プラズマ物理学のこれらの側面についての理解を深めることができれば、230GHz付近の空間的に未解決のスペクトル指数でさえ、モデルを区別するために使用できます。特に、標準および通常の進化（SANE）フローは、特徴的な磁場強度と放出プラズマの温度の違いにより、磁気停止ディスク（MAD）フローよりも負のスペクトルインデックスを示す傾向があります。
タイプIa超新星（SNeIa）のスペクトル時系列を分析するために、長短期記憶（LSTM）ニューラルネットワークに基づくデータ駆動型の方法を提示します。データセットには、361個の個々のSNeIaからの3091個のスペクトルが含まれています。この方法は、最大光の周りの単一の観測されたスペクトルに基づいて、SNIaのスペクトルシーケンスの正確な再構成を可能にします。スペクトル再構成の精度は、スペクトル時間の範囲が広いほど向上しますが、光学的最大値付近での複数のエポックデータの大きな利点は、1週間以上離れた観測でのみ明らかです。この方法は、SNeIaのスペクトル情報を抽出する上で大きな力を示しており、SNIaの最も重要な情報は、光学的最大値付近の単一のスペクトルから導出できることを示唆しています。私たちが開発したアルゴリズムは、LSST/ルービン望遠鏡とWFIRST/ローマ望遠鏡を使った将来の超新星探査の分光学的追跡観測の計画にとって重要です。
2017年のテラエレクトロンボルトフレアリング活動に関連するブレーザーOJ287のパーセクスケールジェットの新しいジェット機能
| Title |
New_jet_feature_in_the_parsec-scale_jet_of_the_blazar_OJ287_connected_to_the_2017_teraelectronvolt_flaring_activity |
| Authors |
R.Lico,_C.Casadio,_S.G.Jorstad,_J.L.Gomez,_A.P.Marscher,_E.Traianou,_J.Y.Kim,_G.Y.Zhao,_A.Fuentes,_I.Cho,_T.P.Krichbaum,_O.Hervet,_S.O'Brien,_B.Boccardi,_I.Myserlis,_I.Agudo,_A.Alberdi,_Z.R.Weaver,_J.A.Zensus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.02523 |
2017年2月、最高の超大規模連星ブラックホールシステム候補の1つであるブレーザーOJ287が、地上のガンマ線観測所VERITASを使用して、非常に高いエネルギー（VHE;E>100GeV）で初めて検出されました。。活動銀河核の中央エンジンの近くで非常に高エネルギーのガンマ線が生成されると考えられています。このため、観測されたテラエレクトロンボルトフレアリングイベントに関連する物理的メカニズムの特性評価に役立つ情報を提供することを主な目的として、高解像度の超長基線干渉計観測によってパーセクスケールのソース特性を調査します。2015年から2017年までの86GHzグローバルミリメートル-VLBIアレイ（GMVA）観測を使用し、他の監視プログラムとは異なる周波数での追加の多波長無線観測と組み合わせます。可視面の2次元ガウス成分で輝度分布をモデル化することにより、光源の構造を調査します。ソースVHE活動に続くGMVAエポックでは、コア領域から約0.2masで、2つの準定常成分（S1とS2とラベル付け）の間に位置する新しいジェット機能（Kとラベル付け）が見つかります。強化された活動の複数の期間は、VHEフレアリング状態の前と最中に異なる無線周波数で検出されます。この作業の結果に基づいて、2017年の初めにVHEフレア放射のトリガーとして、次の地域での再コリメーションショック（モデルフィットコンポーネントS1で表される）を介した新しいジェット機能の通過を特定します。ジェットは、無線コアから約10pcの投影されていない距離にあります。
2017-2019年の鋭い多波長の目を通してブレーザーTXS0506 + 056を調査する
| Title |
Investigating_the_blazar_TXS_0506+056_through_sharp_multi-wavelength_eyes_during_2017-2019 |
| Authors |
MAGIC_Collaboration:_V._A._Acciari,_T._Aniello,_S._Ansoldi,_L._A._Antonelli,_A._Arbet_Engels,_M._Artero,_K._Asano,_D._Baack,_A._Babi\'c,_A._Baquero,_U._Barres_de_Almeida,_J._A._Barrio,_I._Batkovi\'c,_J._Becerra_Gonz\'alez,_W._Bednarek,_E._Bernardini,_M._Bernardos,_A._Berti,_J._Besenrieder,_W._Bhattacharyya,_C._Bigongiari,_A._Biland,_O._Blanch,_H._B\"okenkamp,_G._Bonnoli,_\v{Z}._Bo\v{s}njak,_G._Busetto,_R._Carosi,_G._Ceribella,_M._Cerruti,_Y._Chai,_A._Chilingarian,_S._Cikota,_E._Colombo,_J._L._Contreras,_J._Cortina,_S._Covino,_G._D'Amico,_V._D'Elia,_P._Da_Vela,_F._Dazzi,_A._De_Angelis,_B._De_Lotto,_A._Del_Popolo,_M._Delfino,_J._Delgado,_C._Delgado_Mendez,_D._Depaoli,_F._Di_Pierro,_L._Di_Venere,_E._Do_Souto_Espi\~neira,_D._Dominis_Prester,_A._Donini,_D._Dorner,_M._Doro,_D._Elsaesser,_V._Fallah_Ramazani,_et_al._(157_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.02600 |
ブレーザーTXS0506+056は、IceCube（IceCube-170922A）によって検出された高エネルギーニュートリノが3$\sigma$レベルで$\gamma$線に関連付けられたときに、2017年9月に天体物理学コミュニティの注目を集めました。このソースからのフレア。このマルチメッセンジャーの光子-ニュートリノの関連性は、今日のように、これまでに観察された中で最も重要なものであり続けています。TXS0506+056は、IceCube-170922Aイベントの前は十分に研究されていなかったオブジェクトでした。その広帯域放射をよりよく特徴づけるために、私たちは16か月（2017年11月から2019年2月）続く多波長キャンペーンを組織し、ラジオバンド（Mets\"ahovi、OVRO）、光/UV（ASAS-SN、KVA、REM、Swift/UVOT）、X線（Swift/XRT、NuSTAR）、高エネルギー$\gamma$線（Fermi/LAT）、および超高エネルギー（VHE）$\gamma$線（MAGIC）$\gamma$線では、線源の振る舞いは2017年のものとは大幅に異なっていました。MAGIC観測は2018年12月のフレア活動の存在を示していますが、線源は4$\sigma$でのみ過剰を示しています。キャンペーンの残りの期間中のレベル（累積曝露の74時間）;Fermi/LATの観測では、2017年の長期的な増光とは異なり、いくつかの短い（日ごとのタイムスケール）フレアが示されています。低エネルギーでは有意なフレアは検出されません。。放射線曲線は、他の波長では見られない、増加するフラックス傾向を示しています。レプトハの多波長スペクトルエネルギー分布をモデル化します。ハドロン放出がX線とVHE$\gamma$線でベテハイトラーとパイ中間子崩壊カスケードとして現れるドロンシナリオ。ここに提示されたモデルによると、2018年12月の$\gamma$線フレアは、現在のニュートリノ機器で検出するには短すぎて明るさが不十分なニュートリノ放出に関連していました。
非相対論的準平行衝撃波における電子、陽子およびヘリウムの加速に関する速度論的シミュレーション
| Title |
Kinetic_Simulation_on_Electron,_Proton_and_Helium_Acceleration_in_a_Nonrelativistic_Quasiparallel_shock |
| Authors |
Jun_Fang,_Qi_Xia,_Shiting_Tian,_Liancheng,_Zhou,_Huan_Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.02689 |
電子と陽子に加えて、非相対論的準平行衝撃波は重イオンを加速する能力を持っていると期待されています。超新星残骸の衝撃は、一般に、多くの種類の粒子からなる銀河宇宙線の加速器であると考えられています。ヘリウムと陽子の数密度比が$0.1$の1Dパーティクルインセル（PIC）シミュレーションにより、非相対論的準平行衝撃における電子、陽子、ヘリウムイオンの拡散衝撃加速（DSA）を調査します。銀河宇宙線。シミュレーションは、波は、非相対論的準平行衝撃の上流にある高エネルギー陽子とヘリウムイオンの流れによって励起される可能性があることを示しています。荷電粒子は自己生成波によって散乱され、徐々に加速されます。さらに、衝撃の下流の荷電粒子のスペクトルは、熱と非熱のテールであり、加速は効率的であり、バルク運動エネルギーの約$7\％$と$5.4\％$が非熱陽子とヘリウムイオンに伝達されます。それぞれ、シミュレーション終了時の下流領域の近く。
変化する外観のAGNの賢明な見方：AGNの移行段階の証拠
| Title |
WISE_view_of_changing-look_AGNs:_evidence_for_a_transitional_stage_of_AGNs |
| Authors |
Lyu_Bing,_Wu_Qingwen,_Yan_Zhen,_Yu_Wenfei,_Liu_Hao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.02718 |
光学的広い輝線（光学的CLAGN）の大幅な変化および/または見通し内カラム密度（X線CLAGN）の強い変動を伴う変化する活動銀河核（CLAGN）の発見は、方向ベースのAGNに挑戦します統一モデル。{\it広視野赤外線サーベイエクスプローラー}（{\itWISE}）アーカイブデータに基づいて、57個の光学CLAGNと11個のX線CLAGNのサンプルの中間赤外線（mid-IR）プロパティを調査します。光学CLAGNとX線CLAGNの両方のエディントンスケールの中赤外光度は、低光度AGN（LLAGN）と発光QSOのちょうど中間にあることがわかります。光学およびX線CLAGNの平均エディントンスケール中赤外光度はそれぞれ$\sim0.4$\％および$\sim0.5$\％であり、これは放射的に非効率的な降着流間の遷移のボロメータ光度にほぼ対応します（RIAF）およびShakura-Sunyaevディスク（SSD）。中赤外変動が強い13個のCLAGNについて、光学帯域の後ろにある中赤外の変動のタイムラグを推定します。ここで、タイムラグとボロメータの光度（$\tau-L$）の間の密接な相関関係はCLAGNは、発光QSOに見られるものにほぼ従っています。
GLIMPSE-C01クラスターにおける微弱なX線過渡MAXIJ1848-015のMAXIおよびNuSTAR観測
| Title |
MAXI_and_NuSTAR_observations_of_the_faint_X-ray_transient_MAXI_J1848-015_in_the_GLIMPSE-C01_Cluster |
| Authors |
Sean_N._Pike,_Hitoshi_Negoro,_John_A._Tomsick,_Matteo_Bachetti,_McKinley_Brumback,_Riley_M._T._Connors,_Javier_A._Garc\'ia,_Brian_Grefenstette,_Jeremy_Hare,_Fiona_A._Harrison,_Amruta_Jaodand,_R._M._Ludlam,_Guglielmo_Mastroserio,_Tatehiro_Mihara,_Megumi_Shidatsu,_Mutsumi_Sugizaki,_Ryohei_Takagi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.02883 |
最近発見されたかすかなX線過渡MAXIJ1848-015のMAXIモニタリングと2つのNuSTAR観測の結果を提示します。MAXIの光度曲線の分析によると、光源は2020年12月20日から急激なフラックスの増加を経験し、その後わずか$\sim5$日後にフラックスが急速に減少しました。NuSTARの観測は、光源が吸収されていないボロメータ（$0.1$-$100$keV）フラックスを伴う明るいソフト状態から遷移したことを示しています$F=6.9\pm0.1\times10^{-10}\、\mathrm{erg\、cm^{-2}\、s^{-1}}$、フラックス$F=2.85\pm0.04\times10^{-10}\、\mathrm{erg\、cm^{-2}\、s^{-1}}$。ソースとGLIMPSE-C01クラスターとの関連付けから推測される$3.3$kpcの距離が与えられると、これらのフラックスは、質量$M=1.4M_\の降着中性子星のオーダー$10^{-3}$のエディントン分数に対応します。odot$、またはより大規模な降着の場合はさらに低くなります。ただし、ソーススペクトルは強い相対論的反射の特徴を示しており、降着円盤の存在を示しています。降着円盤は、高スピン$a=0.967\pm0.013$を測定するために降着円盤の近くに伸びています。フラックスとスペクトル形状の変化に加えて、ソフト状態とハード状態の間の他の変化の証拠が見つかります。これには、内側のディスク半径が$R_\mathrm{in}\approx3\、R_\mathrm{から増加する中程度のディスク切り捨てが含まれます。g}$から$R_\mathrm{in}\approx8\、R_\mathrm{g}$、重心が$6.8\pm0.1$keVから$6.3\pm0.1$keVに減少する狭いFe放出、および低値の増加-周波数（$10^{-3}$-$10^{-1}$Hz）の変動。スピンが高いため、発生源は中性子星ではなくブラックホールである可能性が高いと結論付け、見かけの光度が低く、Feの放出が狭いことの物理的解釈について説明します。
マグネタースピンダウンからの可変熱エネルギー注入によって引き起こされた、剥ぎ取られたエンベロープの超新星光度曲線の隆起
| Title |
Stripped-envelope_supernova_light-curve_bumps_caused_by_variable_thermal_energy_injection_from_magnetar_spin_down |
| Authors |
Takashi_J._Moriya,_Kohta_Murase,_Kazumi_Kashiyama,_Sergei_I._Blinnikov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.03082 |
超高輝度超新星などの一部のストリップエンベロープ超新星の光度の進化は、標準的な56Ni核崩壊加熱によって説明するのは困難です。人気のある代替熱源は、強く磁化された急速に回転する中性子星（マグネター）の急速なスピンダウンであり、マグネターのスピンダウンが超高輝度超新星の光度の進化を説明できることが示されています。最近の観測によると、超高輝度超新星は、複数の光度ピークを持つでこぼこの光度曲線を持っていることがよくあります。でこぼこの光度曲線の原因はまだ不明です。この研究では、光度曲線の隆起がマグネタースピンダウンからの熱エネルギー注入の変動によって引き起こされる可能性を調査します。熱エネルギー注入の一時的な増加は、複数の光度ピークにつながる可能性があることがわかります。可変熱エネルギー注入によって引き起こされる複数の光度ピークは、光球の温度上昇を伴うことがわかり、光球の半径は大きく変化しません。SN2015bnとSN2019stcのでこぼこの光度曲線は、マグネターのスピンダウンエネルギー入力を5〜20日間2〜3倍に一時的に増やすことで再現できることを示しています。ただし、合成モデルで予測されているように、すべての光度曲線の隆起に明確な光球温度の上昇が伴うわけではありません。特に、SN2019stcの二次光度曲線バンプは、温度ではなく光球半径の一時的な増加を伴います。これは、私たちの合成モデルでは見られません。したがって、発光超新星で観測されたすべての光度曲線の隆起が、マグネターのスピンダウンからの可変熱エネルギー注入によって引き起こされているわけではなく、いくつかの隆起は異なるメカニズムによって引き起こされている可能性が高いと結論付けます。私たちの研究は、でこぼこの光度曲線の原因を特定するための光球情報の重要性を示しています。
活動銀河核（AGN）は高エネルギーガンマ線の発生源であり、高エネルギー宇宙線やニュートリノの発生源としても有望な候補と考えられています。イオン加速のさまざまなモデルと、高エネルギーニュートリノ生成につながる物質および放射線との相互作用について説明します。中央のブラックホール、ジェット領域、およびAGNを取り巻く磁化環境の近くのディスクとコロナに焦点を当てて、ジェットおよび非ジェットAGNの両方でのニュートリノ生成メカニズムを検討します。IceCubeコラボレーションは、ジェットされたAGNTXS0506+056とジェットされていないAGNNGC1068の両方から発生する可能性のある高エネルギーニュートリノイベントを報告しました。これらの観測自体の意味と、全天の起源について説明します。ニュートリノ強度。
$ \ it COD：$トポロジー最適化による通過天体の形状再構成のためのアルゴリズム
| Title |
$\it_COD:$_An_Algorithm_for_Shape_Reconstruction_of_Transiting_Celestial_Bodies_through_Topological_Optimization |
| Authors |
Gil_Nachmani,_Tsevi_Mazeh,_Nir_Sochen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.02604 |
掩蔽の時系列観測を使用して、星を掩蔽することが観測された天体の形状を再構築するための新しいアルゴリズム$\textit{COD}$-コンパクト不透明度分布を紹介します。$\textit{COD}$は、掩蔽された星との相対的なサイズ、衝突パラメータ、速度の推定値とともに、ほぼ凸状の形状を持つ光学的に厚い掩蔽の光度曲線反転問題の解決策を見つけます。このアルゴリズムは、トポロジカル制約と掩蔽のジオメトリの目的関数を使用する最適化スキームに基づいています。問題の制約は線形関係に従い、数理計画法の最適化を数学的フレームワークとして使用できるようにします。アルゴリズムの複数のテストが実行され、そのすべてが、シミュレートされたオブジェクトと取得されたオブジェクトの形状の間に高い相関関係をもたらし、予測速度と水平サイズで5\％$以内、衝突パラメータで0.1$以内の誤差がありました。これらのテストには、NASAのキュリオシティローバーによって見られる、フォボスによる日食のビデオが含まれています。これは、対応する光度曲線に折りたたまれ、後で再構築されました。$\textit{COD}$をVVV-WIT-08の謎のケースに適用しました。これは、200日以上続く巨星の単一の深い掩蔽（$\sim96\％$）です。掩蔽壕の特定の形状を想定しなかった分析では、離心率が$\sim0.5$の楕円に似た不透明度分布が投影され、運動方向に対して$\sim30$度傾いているオブジェクトが示唆されました。恒星の半径に似た短半径を持ちます。
C3IEL：Cloud Evolution、ClImatE、Lightningのクラスター
| Title |
C3IEL:_Cluster_for_Cloud_Evolution,_ClImatE_and_Lightning |
| Authors |
Daniel_Rosenfeld,_Celine_Cornet,_Shmaryahu_Aviad,_Renaud_Binet,_Philippe_Crebassol,_Paolo_Dandini,_Eric_Defer,_Adrien_Deschamps,_Laetitia_Fenouil,_Alex_Frid,_Vadim_Holodovsky,_Avner_Kaidar,_Raphael_Peroni,_Clemence_Pierangelo,_Colin_Price,_Didier_Ricard,_Yoav_Schechner,_Yoav_Yair |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.03182 |
雲は地球のエネルギー収支と水循環において主要な役割を果たしています。雲の動的構造と周囲の空気との混合は、それらの垂直方向の質量とエネルギーフラックス、および降水量に大きな影響を及ぼします。雲の進化と混合のほとんどは、静止軌道から現在観測できる1km未満のスケールよりも小さいスケールで発生します。このギャップを埋めるために、「クラスターフォークラウドエボリューション、ClImatE、ライトニング」（C3IEL）という衛星ミッションが計画されています。ミッションは、イスラエル（ISA）とフランス（CNES）の宇宙機関のコラボレーションであり、現在フェーズAの終わりにあります。計画されているミッションは、午後の早い時間に同期する太陽同期軌道にある2〜3個の超小型衛星で構成されます。極軌道。高架時の視野のマルチ立体画像を撮影します。C3IELは、次の3つの機器を搭載します。（1）20mの空間分解能のCLOUD可視イメージャ。100mより良い解像度と数m/sの速度での雲の包み込みの進化のマルチ立体視再構成は、雲のダイナミクスと進化に関する前例のない情報を提供します。（2）蒸気吸収が異なる3つの波長帯の水蒸気イメージャは、雲の周りに垂直に統合された水蒸気を提供し、周囲の空気との混合と蒸発により、雲の周りの蒸気の3次元構造を提供します。（3）LightningOpticalImagersandPhotometers（LOIP）。雷センサーは、以前に利用可能であったよりも高い空間分解能で、雲のダイナミクスと電化の間のリンクを提供します。C3IELは、大気中のエネルギーと水を再分配する際のサブkmスケールでの雲の役割、および嵐の活力と雷活動の頻度との関係について、現在欠落している観測証拠を提供します。
ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡の近赤外線分光器（NIRSpec）I。機器とその機能の概要
| Title |
The_Near-Infrared_Spectrograph_(NIRSpec)_on_the_James_Webb_Space_Telescope_I._Overview_of_the_instrument_and_its_capabilities |
| Authors |
P._Jakobsen,_P._Ferruit,_C._Alves_de_Oliveira,_S._Arribas,_G._Bagnasco,_R._Barho,_T._L._Beck,_S._Birkmann,_T._B\"oker,_A._J._Bunker,_S._Charlot,_P._de_Jong,_G._de_Marchi,_R._Ehrenwinkler,_M._Falcolini,_R._Fels,_M._Franx,_D._Franz,_M._Funke,_G._Giardino,_X._Gnata,_W._Holota,_K._Honnen,_P._L._Jensen,_M._Jentsch,_T._Johnson,_D._Jollet,_H._Karl,_G._Kling,_J._K\"ohler,_M._G._Kolm,_N._Kumari,_M._E._Lander,_R._Lemke,_M._L\'opez-Caniego,_N._L\"utzgendorf,_R._Maiolino,_E._Manjavacas,_A._Marston,_M._Maschmann,_R._Maurer,_B._Messerschmidt,_S._H._Moseley,_P._Mosner,_D._B._Mott,_J._Muzerolle,_N._Pirzkal,_J._F._Pittet,_A._Plitzke,_W._Posselt,_B._Rapp,_B._J._Rauscher,_T._Rawle,_H._W._Rix,_A._R\"odel,_P._Rumler,_E._Sabbi,_J._C._Salvignol,_T._Schmid,_M._Sirianni,_C._Smith,_P._Strada,_M._te_Plate,_J._Valenti,_T._Wettemann,_T._Wiehe,_M._Wiesmayer,_C._J._Willott,_R._Wright,_P._Zeidler,_C._Zincke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.03305 |
ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡に搭載された近赤外線分光器（NIRSpec）の設計と機能の概要を説明します。NIRSpecは、波長範囲$0.6-5.3\！〜\mu$m以上の解像度（$R\！=）で低解像度（$R\！=30\！-330$）プリズム分光法を実行できるように設計されています。500\！-1340$または$R\！=1320\！-3600$）$0.7-5.2\！〜\mu$mを超えるグレーティング分光法、両方とも5つの固定スリットのいずれかを使用する単一オブジェクトモード、または3.1$\times$3.2arcsec$^2$一体型フィールドユニット、または3.6$\times$3.4〜arcmin$^2$の視野をカバーする新しいプログラム可能なマイクロシャッターデバイスを採用したマルチオブジェクトモード。NIRSpecの全反射光学チェーンとそのさまざまなコンポーネントのパフォーマンスについて説明し、機器の設計で行われたトレードオフのいくつかに触れます。NIRSpecに期待される微弱な分光光度感度、および2つの検出器アレイが軌道上でさらされる可能性が高いエネルギー粒子環境への依存性についても説明します。
ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡IIの近赤外線分光器（NIRSpec）。マルチオブジェクト分光法（MOS）
| Title |
The_Near-Infrared_Spectrograph_(NIRSpec)_on_the_James_Webb_Space_Telescope_II._Multi-object_spectroscopy_(MOS) |
| Authors |
P._Ferruit,_P._Jakobsen,_G._Giardino,_T._Rawle,_C._Alves_de_Oliveira,_S._Arribas,_T._L._Beck,_S._Birkmann,_T._B\"oker,_A._J._Bunker,_S._Charlot,_G._de_Marchi,_M._Franx,_A._Henry,_D._Karakla,_S._A._Kassin,_N._Kumari,_M._L\'opez-Caniego,_N._L\"utzgendorf,_R._Maiolino,_E._Manjavacas,_A._Marston,_S._H._Moseley,_J._Muzerolle,_N._Pirzkal,_B._Rauscher,_H._W._Rix,_E._Sabbi,_M._Sirianni,_M._te_Plate,_J._Valenti,_C._J._Willott,_P._Zeidler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.03306 |
新しいマイクロシャッターアレイ（MSA）スリットデバイスを採用したマルチオブジェクト分光法（MOS）モードで使用した場合の、JamesWebbSpaceTelescope（JWST）の近赤外分光法（NIRSpec）の機能とパフォーマンスの概要を説明します。。MSAは、4つの別々の98アークセカント$\times$91アークセカント象限で構成されています。。構成可能なマルチオブジェクトスペクトログラフが宇宙ミッションで利用可能になったのはこれが初めてです。NIRSpecMOSモードで達成可能な多重化のレベルが定量化され、NIRSpecがMSAによって提供される25万個近くのシャッターのパターンで、通常50〜200個のオブジェクトを同時に観測できることを示します。このパターンは固定されており、規則的であり、NIRSpec観測計画に対して生じる特定の制約を特定します。また、NIRSpecMOSデータ用に計画されたデータ処理とキャリブレーションの手順についても説明します。MSAで観測されたほとんどのターゲットがそれぞれのスリットの中心に完全に配置されているため、得られたスペクトルの分光光度および波長キャリブレーションは特に複雑になります。これらの課題にもかかわらず、MOSモードでのNIRSpecに期待される感度と多重化機能は前例のないものであり、広範囲の未解決の天体物理学的問題に対処する上で大きな進歩を遂げることができるはずです。
ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡IIIの近赤外線分光器（NIRSpec）。面分光法
| Title |
The_Near-Infrared_Spectrograph_(NIRSpec)_on_the_James_Webb_Space_Telescope_III._Integral-field_spectroscopy |
| Authors |
T._B\"oker,_S._Arribas,_N._L\"utzgendorf,_C._Alves_de_Oliveira,_T._L._Beck,_S._Birkmann,_A._J._Bunker,_S._Charlot,_G._de_Marchi,_P._Ferruit,_G._Giardino,_P._Jakobsen,_N._Kumari,_M._L\'opez-Caniego,_R._Maiolino,_E._Manjavacas,_A._Marston,_S._H._Moseley,_J._Muzerolle,_P._Ogle,_N._Pirzkal,_B._Rauscher,_T._Rawle,_H._W._Rix,_E._Sabbi,_B._Sargent,_M._Sirianni,_M._te_Plate,_J._Valenti,_C._J._Willott,_P._Zeidler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.03308 |
ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）の近赤外分光法（NIRSpec）は、近赤外波長の宇宙からの面分光法を使用する最初の機会を提供します。より具体的には、NIRSpecの面分光器ユニットは、$R\approx100$、1000、および2700.この論文では、NIRSpec面分光モードの光学的および機械的設計とその期待される性能について説明します。また、いくつかの推奨される観測戦略についても説明します。そのうちのいくつかは、NIRSpecが、コンパニオンペーパーで説明されている、さまざまな観測モードを備えた多目的機器であるという事実に基づいています。空間情報とスペクトル情報を含む波長およびフラックス校正済みのデータキューブを作成するために必要なデータ処理手順について簡単に説明します。最後に、JWST/NIRSpecが提供するこの非常に革新的な機能の恩恵を受けることができるいくつかの科学的トピックについて説明します。
ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡IVの近赤外線分光器（NIRSpec）。太陽系外惑星の特性評価のための能力と予測される性能
| Title |
The_Near-Infrared_Spectrograph_(NIRSpec)_on_the_James_Webb_Space_Telescope_IV._Capabilities_and_predicted_performance_for_exoplanet_characterization |
| Authors |
S._M._Birkmann,_P._Ferruit,_G._Giardino,_L._D._Nielsen,_A._Garc\'ia_Mu\~noz,_S._Kendrew,_B._J._Rauscher,_T._L._Beck,_C._Keyes,_J._A._Valenti,_P._Jakobsen,_B._Dorner,_C._Alves_de_Oliveira,_S._Arribas,_T._B\"oker,_A._J._Bunker,_S._Charlot,_G._de_Marchi,_N._Kumari,_M._L\'opez-Caniego,_N._L\"utzgendorf,_R._Maiolino,_E._Manjavacas,_A._Marston,_S._H._Moseley,_N._Prizkal,_C._Proffitt,_T._Rawle,_H._W._Rix,_M._te_Plate,_E._Sabbi,_M._Sirianni,_C._J._Willott,_P._Zeidler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.03309 |
JamesWebbSpaceTelescope（JWST）のNear-InraredSpectrograph（NIRSpec）は非常に用途の広い機器であり、さまざまなスペクトル分解能（$\sim$30から$\sim$3000）の多目的および積分フィールド分光法を提供します。0.6〜5.3ミクロンで、科学者は最初の銀河から私たち自身の太陽系の物体に至るまで、多くの科学テーマを研究することができます。NIRSpecは、その一体型フィールドユニットと多目的分光法のサポートに加えて、いくつかの固定スリットと、太陽系外惑星の高精度の時系列と通過、および日食観測を可能にするように特別に設計された広い開口を備えています。この論文では、一般に時系列観測、特に太陽系外惑星の通過および日食分光法に関するその機能を紹介します。JWSTの広い収集領域と、NIRSpecの優れたスループット、スペクトルカバレッジ、および検出器のパフォーマンスにより、このモードにより、科学者は前例のない感度で太陽系外惑星の大気を特徴付けることができます。
SB9カタログから特定されたNASATESSとNASAケプラーを備えた連星の99個の新しい振動する赤色巨星
| Title |
99_new_oscillating_red-giant_stars_in_binary_systems_with_NASA_TESS_and_NASA_Kepler_identified_from_the_SB9-Catalogue |
| Authors |
P._G._Beck,_S._Mathur,_K._Hambleton,_R._A._Garc\'ia,_L._Steinwender,_N._L._Eisner,_J.-D._do_Nascimento,_P._Gaulme,_and_S._Mathis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.02373 |
連星系で振動する赤色巨星は、進化の進行段階にある星の構造と進化を調査するための理想的なテストベッドです。連星系に83個の既知の赤色巨星があり、そのうち約40個だけが全球地震パラメータと軌道パラメータを決定しているため、サンプルは多数の既知の振動星に比べて細いです。赤色巨星連星系の検出は、通常、宇宙測光における恒星連星の特徴から得られます。そのようなデータのタイムベースは、赤色巨星分枝を進化させるときに赤色巨星が完全に伸びることを可能にするのに不十分なサイズのより短い周期と軌道を持つシステムに検出を偏らせます。その結果、サンプルは、Heコア燃焼段階で星がまばらである一方で、過剰なHシェル燃焼巨人を示しています。分光連星軌道（SB9）の9番目のカタログから、赤色巨星の主要コンポーネントをホストしている候補システムを特定しました。NASAのミッションであるケプラー、K2、TESS（トランジット系外惑星探査衛星）およびBRITE（BRIghtTargetExplorer）の星座ミッションから宇宙測光を検索したところ、振動する巨大コンポーネントをホストすることはこれまで知られていなかった99のシステムが見つかりました。改訂された検索戦略により、振動する巨人をホストするシステムの軌道周期の範囲を最大26000日に延長することができました。このような広い軌道は、バイナリ研究からの恒星進化の完全なビューに必要な、Heコア燃焼原色の豊富な集団を可能にします。連星系で既知の振動する赤色巨星のサイズを3倍にすることは、地震学と潮汐研究のためのアンサンブルアプローチに向けた重要なステップです。食変光星以外の連星の傾斜は不明ですが、そのような地震的によく特徴付けられたサンプルは、連星システムのガイア位置天文軌道と組み合わせた宝の山になります。
Sub-Alfv \ 'enic太陽風の乱流
| Title |
Turbulence_in_the_Sub-Alfv\'enic_Solar_Wind |
| Authors |
G.P._Zank,_L.-L._Zhao,_L._Adhikri,_D._Telloni,_J._C._Kasper,_M._Stevens,_A._Rahmati,_and_S._D._Bale |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.02563 |
パーカーソーラープローブ（PSP）は、遭遇8の間にアルヴェーン波以下の太陽風の領域に入り、この新しい領域における低周波乱流特性の最初の詳細な分析を提示します。磁場と流速のベクトルは、この間隔の間に高度に整列しました。正規化された磁気ヘリシティ、クロスヘリシティ、および残留エネルギーのスペクトログラムを作成することにより、PSPが主にアルヴェーン変動を観測したことがわかります。テイラー仮説をサブおよびスーパーアルヴェーンフローに拡張します。変動する前方および後方Elsasser変数のスペクトルが表示されます。観測されたスペクトルは、波数異方性を仮定したほぼ非圧縮性の電磁流体力学のスペクトル理論を使用してよく適合しています。密度スペクトルは、Elsasserスペクトルにも圧縮性磁場スペクトルにも似ていないべき乗則であり、これらが磁気音速モードではなく移流エントロピーであり、パラメトリック減衰の不安定性によるものではないことを示唆しています。隣接する適度にスーパーアルヴェーン間隔のスペクトルは類似しています。
ガイアEDR3からの近くの若い恒星移動グループの低質量メンバー
| Title |
Low-mass_members_of_nearby_young_stellar_moving_groups_from_Gaia_EDR3 |
| Authors |
Jinhee_Lee,_Inseok_Song,_Simon_J._Murphy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.02699 |
GaiaEDR3は、近くの若い恒星移動グループ（NYMG）のメンバーを含む、近くのオブジェクトの運動学を大幅に改善します。この研究では、ガイアEDR3の低質量NYMGメンバー（M0からmid-Lのスペクトル型）を特定することを目的としています。以前の研究で開発されたベイズメンバーシップ確率計算スキームを利用して、空間運動学的メンバーシップ確率を計算しました。主に色と大きさの図の位置に基づいて、恒星の若さを評価しました。空間運動学的メンバーシップ評価と若者の評価を組み合わせて、以前に主張されたメンバー約700人を含む約2900人の低質量NYMG候補メンバーを特定しました。〜2200人の新しい候補メンバーのセットでは、NUVの明るさに基づいて〜550人が若いように見えます。ANU2.3m望遠鏡でWiFeSを使用したパイロット分光研究では、78人の候補者が観察され、79％がメンバーとして確認されました。新しいメンバーのサンプルを使用して、がか座ベータ星移動グループの等時性年齢を推定しました。最近の推定の約半分の年齢である平均年齢（〜10Myr）は、がか座ベータ星移動グループの真に若い年齢か、現代の等時線の不正確さのいずれかを示唆しています。この研究の主な結果として、新たに確認された低質量NYMGメンバーのリストを提供します。
暗黙のラージエディシミュレーションにおける2D太陽対流の数値収束
| Title |
Numerical_convergence_of_2D_solar_convection_in_implicit_large-eddy_simulations |
| Authors |
H._D._Nogueira,_G._Guerrero,_P._K._Smolarkiewicz,_A._G._Kosovichev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.02767 |
ラージエディシミュレーション（LES）と暗黙のLES（ILES）は、高レイノルズ数（Re）での乱流の実行不可能な直接数値シミュレーション（DNS）の賢明で手頃な代替手段です。ただし、観測上の制約がほとんどないシステムの場合、これらの戦略がシステムの物理特性を適切に捉えているかどうかを判断することは、手ごわい課題です。ここでは、2Dでの乱流対流のILESの数値収束を分析し、解像度が$64^2$から$2048^2$のグリッド点で、それらの有効粘度を推定して、有効なレイノルズ数を$1$から$\sim10^4$。私たちのモデルの熱力学的構造は、放射層と対流層の一部を含む、太陽の内部に似ています。対流層では、フローとそのパワースペクトルの積分特性から明らかなように、ILESソリューションは$\ge512^2$グリッドポイントを使用したシミュレーションで収束します。最も重要なことは、$128^2$グリッドポイントの解像度Re$\sim10$でさえ、大規模なダイナミクスを正確にキャプチャするのに十分であることを発見したことです。これは、これらのスケールに含まれるエネルギーが低解像度と高解像度のシミュレーションで同じになるようにするILESメソッドの結果です。密度スケールの高さが小さい領域では、数値グリッドによって解決されない微細構造の形成を促進するため、特別な注意が必要です。安定した層では、内部重力波の励起が見つかりましたが、それらの発達と相互作用を捉えるには高解像度が必要です。
gPhotonを使用したGJ65システムの新しい時間分解マルチバンドフレア
| Title |
New_Time-Resolved,_Multi-Band_Flares_In_The_GJ_65_System_With_gPhoton |
| Authors |
Scott_W._Fleming,_Chase_Million,_Rachel_A._Osten,_Dmitrii_Y._Kolotkov,_C._E._Brasseur |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.02861 |
フレア特性と発生率の分布を特徴づけることは、M矮星の太陽系外惑星の居住性を理解するために重要です。GALEX宇宙望遠鏡は、アクティブなフレアM星BLCetとUVCetで構成されるGJ65システムを、2つの紫外線帯域で15900秒（約4.4時間）観測しました。フレアとクールスターの光球との間のフラックスのコントラストは、紫外線波長で最大化され、GJ65は、GALEXをかなりカバーする、最も明るく最も近いフレアMドワーフシステムです。したがって、GALEXを使用して低エネルギーフレアを測定するための最良の機会を表しています。キャリブレーションされた光子イベントから高ケイデンス光度曲線を作成し、10^28.5〜10^29.5エルグの範囲のNUVエネルギーを持つ13の新しいフレアイベントを見つけ、10^31エルグのエネルギーで以前に報告されたフレアを1つ回復します。新たに報告されたフレアは、光度曲線の形態を識別するのに十分な時間分解能で紫外線で観測された最小のM矮星フレアの1つです。これらの低エネルギーでの推定フレア頻度は、他の調査で測定されたアクティブなM矮星の高エネルギーフレアの分布からの外挿と一致しています。サンプルの最大のフレアは、GALEX検出器の局所的な非線形性のしきい値を超えるのに十分な明るさであり、色分析ができません。ただし、このフレア中に約50秒の周期でFUVバンドとNUVバンドの両方で準周期的脈動（QPP）を検出します。これは、外部MHD振動による再接続の周期的なトリガーによるフレアの彩層熱放射の変調として解釈されます。コロナで。
シミュレートされたM-矮星の縦方向に変調されたダイナモ作用
M-矮星は、それらの多くが示す強い磁気活動でよく知られています。地表近くの対流層を持つ涼しい星では、この磁気活動は主に対流とそれが確立する大規模な差動回転と循環の相互作用によって引き起こされると考えられています。これらの流れの高度に非線形な性質は、可能なダイナミクスの広い範囲で、魅力的に敏感で多様なパラメータ空間を生み出します。ここでは、急速に回転するM2（0.4$M_\odot$）星の3つのグローバルMHDシミュレーションのセットについて報告します。これらの3つのモデルのそれぞれは、低緯度で経度が高度に変調された激しい対流の巣を確立しました。それらの磁気パラメータのわずかな違いにより、各モデルは異なるダイナモ状態になりましたが、対流ネストの効果は統一された特徴でした。いずれの場合も、縦方向に変調された対流の作用により、トロイダル磁場の局所的な（場合によってはグローバルな）反転と、ポロイダル磁場の振幅とフラックスの出現が強化されたアクティブな経度の形成がもたらされました。
観測された表面状態を使用して拘束されたベテルギウスの恒星モデル
観測の制約としてHRダイアグラムと表面存在量を使用して、ベテルギウスの恒星モデルを研究します。ベテルギウスに関するこれまでの研究では、表面の存在量を体系的に調査していませんが、影響を受ける可能性があるため、初期質量、回転、オーバーシュートスキームなどのさまざまなパラメーターの観測制約として使用できると考えています。主系列星を超えて進化するにつれて初期質量が変化する恒星モデルを調査し、赤色超巨星（RSG）の特性を詳細に調べます。質量ごとに、初期回転を最大$\sim$300$km\：s^{-1}$まで変化させ、2つの異なるオーバーシュートパラメータをテストします。全体として、許容可能な初期質量範囲は12〜25$M_\odot$ですが、非回転モデルの場合のみ、範囲は15〜24$M_\odot$に減少します。また、回転モデルの場合、より高速に回転するモデルはRSGとしてのベテルギウスの表面存在量に適合できないため、$v/v_{\rmK}=0.3$が初期回転の上限であることがわかります。さらに、進化の現在の段階であるコアヘリウム燃焼またはコア炭素燃焼とそれ以降の2つの可能性を報告します。特定の17の$M_\odot$モデルが両方のステージに適合する可能性があることがわかりました。最後に、ベテルギウスの観測された表面速度を達成するためのメカニズムとして提案されている合併シナリオのコンテキストでの結果の意味について説明します。
WZSgeスターの標準光源として登場する普通のスーパーハンプ
加藤（2015、arXiv：1507.07659）では、通常のスーパーハンプが現れる大きさは、WZSge星の標準光源になり得ることを示唆しました。ガイアEDR3視差を使用して、この提案を調べるために53個のWZSge星を研究しました。分析は、通常のスーパーハンプが現れるときの絶対等級が軌道傾斜角に強く依存していることを示しました。これは、光学的厚さの降着円盤の投影面積に期待されるものと一致しています。私は、これらの絶対等級と初期のスーパーハンプの対数振幅との間に線形関係があることを示しました。これも傾斜に依存しています。特に初期のスーパーハンプの振幅が観測的にわかっている場合は、通常のスーパーハンプが現れる大きさをWZSge星の標準光源として使用できることを確認しました。通常のスーパーハンプが現れたときに得られた絶対等級の中央値は$+$5.4でした（平均傾斜角1ラジアンの場合）。同じクラスのオブジェクトの大部分は関係に従いますが、周期バウンサーの適切な候補である、複数の再明るくなるいくつかのオブジェクトは、わずかに弱い絶対等級を示しました。この関係を利用して、初期のスーパーハンプの傾きと振幅の間に経験的な関係を導き出しました。私はこの関係をMASTEROTJ030227.28$+$191754.5に適用しました。これは当初、高エネルギーニュートリノイベントIceCube-211125Aの光学的対応物の可能性があると考えられていました。そして、このWZSge星は、爆発前の最も暗い星の1つであると結論付けました。絶対等級の観点から、光学ピークの周りで最も明るいものの1つ。
磁気的に活性なM赤色矮星の光フレアの同時検出359
| Title |
Simultaneous_Detection_of_Optical_Flares_of_the_Magnetically_Active_M_Dwarf_Wolf_359 |
| Authors |
Han-Tang_Lin,_Wen-Ping_Chen,_Jinzhong_Liu,_Xuan_Zhang,_Yu_Zhang,_Andrew_Wang,_Shiang-Yu_Wang,_Matthew_J._Lehner,_C._Y._Wen,_J._K._Guo,_Y._H._Chang,_M._H._Chang,_Anli_Tsai,_Chia-Lung_Lin,_C._Y._Hsu,_and_Wing_Ip |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.03006 |
表面磁気活動のためにフレアを起こしやすいことが知られている太陽近傍（2.41〜pc）のM6.5矮星であるWolf\、359の恒星フレアの検出を提示します。観測は、2020年4月23日から29日まで、中国の新疆ウイグル自治区で1mと0.5mの望遠鏡を300km近く離して実施しました。27時間の測光モニタリングで、合計13個の光学フレアが検出されました。各フレアの合計エネルギーは$\gtrsim5\times10^{29}$〜ergです。約2時間に1回の測定されたイベント率は、この星のラジオ、X線、および光学波長で以前に報告されたものと一致しています。4月26日に両方の望遠鏡で検出されたそのようなフレアの1つは、放出されたエネルギーがほぼ$10^{33}$〜ergのエネルギッシュなイベントでした。異なるケイデンスと露出タイミングでサンプリングされたこの主要なイベントの2つの望遠鏡の光度曲線により、観測されたフレアでは過小評価されていたであろう、恒星の静止輝度の最大1.6倍のピークに達した固有のフレアプロファイルをより正確に推定することができました。単一の望遠鏡だけで、それぞれ約$0.4$と$0.8$の振幅。フレアプロファイルを解決するための高速サンプリングと、より高いフォトメトリック信号対雑音比のためのより長い積分時間との間の妥協点は、将来のフレア観測の実験計画において有用なガイダンスを提供します。
一般相対性理論と量子論を統合する理論の探求は、プランクスケールでの物理学のモデルに注目を集めてきました。弦理論などのモデルの考えられる結果の1つは、ローレンツ不変性が自然の正確な対称性ではないことです。ここでは、ニュートリノ物理学と天体物理学を含むローレンツ不変性のいくつかの可能な実験的および観測的テストについて説明します。
複数の真空からの陽性限界とそれらの宇宙論的結果
正の限界（UVにおけるユニタリー性、因果関係、および局所性の基本的な公理によって課せられる低エネルギー有効場理論に対する制約）は、宇宙学に関連するさまざまな有効場理論を制約するために最近使用されています。ただし、これまでのところ、これらの境界のほとんどは、すべてのフィールドの期待値がゼロである単一のローレンツ不変真空が存在すると想定しており、多くの宇宙論的に関連するモデルではそうではありません。単純なサンプルモデルである共変ガリレオンを調査することにより、この制限を克服する方法を探ります。ガリレオンは、ローレンツ不変真空の1つのパラメーターファミリーと、複数のブースト破壊真空を備えています。これらの各vacuaには、対応する一連の陽性限界があり、特定の（前方限界を超えた）限界を使用して、UV理論でvacuaが持続する可能性のあるパラメーター空間をマップする方法を示します。一般に、有効場の理論の真空のどれも、1つ、または多くが、UVのユニタリー性、因果関係、および局所性と一致する可能性がある領域があります。最後に、この地図と宇宙論的観測との相互作用について説明します。パラメータ空間の観測的に好まれる領域は、大きなクラスの真空と互換性がなく、逆に、特定のブースト破壊真空は、そうでなければ観測的に好まれる宇宙論を除外する正の限界を意味することがわかります。また、宇宙論的背景に「最も近い」特定のブースト破壊真空を特定し、私たちが考える特定の正の限界が、ガリレオンパラメータ空間の宇宙論的に好まれる領域を最大$70\％$削減し、広大なものを除外することを示しますプロセス中の立方ガリレオンの正の係数を持つ宇宙論の大部分。
ブラックホールシャドウサブリングを使用した重力のテスト
2017年にイベントホライズンテレスコープによって最初に観測されたブラックホールの影は、ブラックホールを研究し、重力を理解するための最新の方法です。降着円盤の複雑な天体物理学のすべてを含む、カーブラックホールの影を理解するために多くの研究が行われ、カー以外のブラックホールやエキゾチックなコンパクトオブジェクトの理想的な影について多くの研究があります。この論文は、照明源が降着円盤である場合の非カーブラックホールのブラックホールシャドウの最初の研究の1つを提示します。特に、ブラックホール時空と降着円盤の物理的パラメータを推定する現在および将来の非常に長いベースラインインターフォルメータの能力は、カーからの可能な偏差の数をエンコードする2つの異なるパラメータ化されたブラックホールメトリックを使用して調査されます。高次のサブリングはディスクの物理学に弱く依存しており、時空を研究するためにより実行可能である可能性があるため、完全な影の画像と影の個々のサブリングの両方が分析されます。結果は、現在の望遠鏡の機能と将来の地球ベースの望遠鏡では、主に時空パラメータ間の低解像度と強い縮退のために、カー時空からの逸脱に強い制約を課すことは非常に難しいことを示唆しています。より楽観的には、宇宙ベースの干渉計は、ブラックホールのカーの性質と、他の観測で現在可能であるのと同等またはそれ以上の精度に対する一般相対性理論をテストできる可能性があります。
無衝突プラズマにおけるエネルギー散逸推定としての圧力-ひずみ相互作用
| Title |
Pressure-Strain_Interaction_as_the_Energy_Dissipation_Estimate_in_Collisionless_Plasma |
| Authors |
Yan_Yang,_William_H._Matthaeus,_Sohom_Roy,_Vadim_Roytershteyn,_Tulasi_Parashar,_Riddhi_Bandyopadhyay,_Minping_Wan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.02409 |
弱衝突プラズマの散逸メカニズムは、コンセンサスソリューションなしで何十年にもわたる研究に浸透しているトピックです。プラズマ乱流におけるエネルギー伝達プロセスに基づくいくつかのエネルギー散逸推定値を比較し、エネルギー散逸率の直接推定値として圧力-ひずみ相互作用の正当化を提供します。グローバルおよびスケールごとのエネルギーバランスは、2.5Dおよび3Dの動的シミュレーションで調べられます。地球規模の内部エネルギーの増加と各種の温度上昇は、圧力とひずみの相互作用によって直接追跡されることを示します。検討したすべてのシミュレーションで、圧力とひずみの相互作用の非圧縮部分がその圧縮部分を支配します。スケールごとのエネルギーバランスは、スケールフィルター処理されたVlasov-Maxwell方程式、運動プラズマアプローチ、および流体モデルに基づくアプローチであるラグ依存のvonK\'arm\'an-Howarth方程式によって定量化されます。エネルギーバランスはすべてのスケールで正確に満たされていることがわかりますが、明確に定義された慣性範囲がないため、慣性範囲のさまざまな項の間でエネルギー収支が分配されます。したがって、散逸率の推定にヤグロムの関係を広く使用することは、特にシステムのスケール分離が明確に定義されていない場合には、疑わしい場合があります。対照的に、圧力とひずみの相互作用は、スケールの分離に関係なく、動的スケールでの散逸率のバランスを正確に取ります。
高密度天体物理学および宇宙論的環境におけるニュートリノフレーバー変換
| Title |
Neutrino_Flavor_Conversions_in_High-Density_Astrophysical_and_Cosmological_Environments |
| Authors |
Francesco_Capozzi,_Ninetta_Saviano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.02494 |
現在の地上実験の文脈ではよく理解されている現象であるにもかかわらず、高密度の天体物理学的環境でのニュートリノフレーバー変換は、おそらくニュートリノ物理学で最も困難な未解決の問題の1つを表しています。理論的に興味深いことは別として、そのような問題は、宇宙論と天体物理学において、軽い元素の豊富さと他の宇宙論的観測可能物の原始元素合成、重い原子核の元素合成、そして巨大な星の爆発を含むいくつかの現象論的意味を持っています。このレビューでは、初期宇宙、コア崩壊超新星、コンパクト連星合併の3つの環境に焦点を当てて、このトピックに関する最新技術を簡単に要約します。
K-2多変量データの回転適合度
同じ現象を説明することを目的とした、多変量分布のセット$F_1、\dots、F_M$について考えてみます。たとえば、各$F_m$は、キャリブレーションデータの異なる候補バックグラウンドモデル、または実験データで検証することを目的とした多くの可能な信号モデルの1つに対応する場合があります。この記事では、明らかに異なるモデル$F_{m}$の幅広いクラスのテストを、参照分布$Q$の単一のテストにマッピングできることを示します。結果として、各$F_m$の有効な推論は、$Q$の下での検定統計量の分布を\underline{only}でシミュレートすることによって取得できます。さらに、$Q$は、計算時間を大幅に短縮するために、便利でシンプルに選択できます。
キセノンの中性制動放射放出が明らかに
| Title |
Neutral_Bremsstrahlung_emission_in_xenon_unveiled |
| Authors |
C._A._O._Henriques,_P._Amedo,_J._M._R._Teixeira,_D._Gonzalez-Diaz,_C._D._R._Azevedo,_A._Para,_J._Martin-Albo,_A._Saa_Hernandez,_J._J._Gomez-Cadenas,_D._R._Nygren,_C.M.B._Monteiro,_C._Adams,_V._Alvarez,_L._Arazi,_I._J._Arnquist,_K._Bailey,_F._Ballester,_J._M._Benlloch-Rodriguez,_F._I._G._M._Borges,_N._Byrnes,_S._Carcel,_J._V._Carrion,_S._Cebrian,_E._Church,_C._A._N._Conde,_T._Contreras,_G._Diaz,_J._Diaz,_M._Diesburg,_J._Escada,_R._Esteve,_R._Felkai,_A._F._M._Fernandes,_L._M._P._Fernandes,_P._Ferrario,_A._L._Ferreira,_E._D._C._Freitas,_J._Generowicz,_S._Ghosh,_A._Goldschmidt,_R._Guenette,_R._M._Gutierrez,_J._Haefner,_K._Hafidi,_J._Hauptman,_J._A._Hernando_Morata,_P._Herrero,_V._Herrero,_Y._Ifergan,_S._Johnston,_B._J._P._Jones,_M._Kekic,_L._Labarga,_A._Laing,_P._Lebrun,_N._Lopez-March,_M._Losada,_et_al._(37_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.02614 |
NEXT-WhiteTPCと専用セットアップの両方を使用して得られた、ガス状キセノンにおける非エキシマーベースの二次シンチレーションの証拠を提示します。第一原理計算との詳細な比較により、このシンチレーションメカニズムを中性制動放射（NBrS）に割り当てることができます。これは、ほとんど見過ごされてきたキセノンに存在すると仮定されているプロセスです。1000nm未満の光子放出の場合、NBrSの収量は、減圧時に約10$^{-2}$光子/e$^{-}$cm$^{-1}$bar$^{-1}$から増加します。50Vcm$^{-1}$bar$^{-1}$から3$\times$10$^{-1}$photon/e$^{-}$cm$^{-以上の電界値1}$bar$^{-1}$at500Vcm$^{-1}$bar$^{-1}$。1.5kVcm$^{-1}$bar$^{-1}$を超えると、エレクトロルミネッセンスに通常使用される値であり、NBrSは約1光子/e$^{-}$cmの強度で存在すると推定されます。$^{-1}$bar$^{-1}$は、従来のエキシマーベースのエレクトロルミネッセンスよりも約2桁低くなっています。そのエキサイメリックな対応物よりも暗いにもかかわらず、我々の計算は、NBrSが、気相または液相のいずれかで、低い一次シンチレーション信号（S1）を区別および/または正確に測定する能力を妨げる可能性のある明るい背景を引き起こすことを明らかにしています。特に、これは「バッファ」および「拒否」領域の場合であり、電界をエレクトロルミネッセンス（EL）しきい値未満に維持するだけでは、二次シンチレーションを消すのに十分ではないことを示します。これらの領域の電界は、許容できないレベルのNBrS放出を回避するために慎重に選択する必要があります。さらに、この新しい光源は、ニュートリノおよび暗黒物質の物理学のための将来の単相液体TPCで、最大20〜50光子/e$^の推定収量で識別目的のS2信号を取得するための実行可能な道を開くことを示します。{-}$cm$^{-1}$。
超軽量ボソン暗黒物質検出のための強度干渉計
| Title |
Intensity_interferometry_for_ultralight_bosonic_dark_matter_detection |
| Authors |
Hector_Masia-Roig,_Nataniel_L._Figueroa,_Ariday_Bordon,_Joseph_A._Smiga,_Dmitry_Budker,_Gary_P._Centers,_Alexander_V._Gramolin,_Paul_S._Hamilton,_Sami_Khamis,_Christopher_A._Palm,_Szymon_Pustelny,_Alexander_O._Sushkov,_Arne_Wickenbrock,_Derek_F._Jackson_Kimball |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.02645 |
超軽量ボソン暗黒物質（UBDM）は、ボソンのコンプトン周波数で振動する古典的な波のような場によって説明できます。UBDM相互作用を直接検出するための測定スキームが、フィールド内の2次式のシグネチャに敏感である場合、信号のゼロに近い周波数（dc）成分があります。したがって、与えられた有限の帯域幅を持つ検出器を使用して、その帯域幅よりも何桁も大きいコンプトン周波数を持つボソンを検索することができます。これにより、ハンブリーブラウン干渉法とツイス干渉法に類似した検出スキームの可能性が開かれます。UBDMが重力ポテンシャルでガラス化されていると仮定すると、たとえば天の川のように、ランダムな速度はコンプトン周波数からわずかな偏差を生成します。これらは、速度の広がりによって決定される時間スケールでの強度の確率的変動をもたらします。遍在する局所的な低周波ノイズを軽減するために、センサーのネットワークを使用して、センサー間の相互相関を測定することにより、確率的強度変動を検索することができます。この方法は本質的に広帯域です。これは、広範囲のコンプトン周波数が、同時に検索できるセンサー帯域幅内にほぼゼロの周波数成分を持っているためです。既存の時計と磁力計のネットワークを使った実験は、広範囲の未踏のパラメータ空間を検索するのに十分な感度を持っています。
エキピロティック宇宙論からダークエネルギー時代へのスムーズな統一に向けて
ゴーストフリーの$f（R、\mathcal{G}）$モデルのコンテキストでは、宇宙が最初に、バウンスのような振る舞いをするエキピロティック段階を経て収縮し、バウンスに続いて、非特異な宇宙論的シナリオを提示します。それは、現在の時代の暗黒エネルギー時代にさらにスムーズに接続されている減速時代のような物質または放射にスムーズに移行します。ガウス・ボネ（GB）結合関数は、イベントGW170817と互換性があるように考慮されています。適切な再構成手法を使用して、自明でないスカラー場ポテンシャルとGB結合関数を取得します。このようなスカラーポテンシャルとGB結合関数は、エキピロティックバウンスから中間減速時代のダークエネルギー時代まで、スムーズで統一されたシナリオを生み出します。エキピロティック収縮期の発生は、バックグラウンド進化における異方性問題（BKL不安定性としても知られている）の解決を正当化します。ハッブル半径は、バウンスの周りで非対称の振る舞いを示します。特に、ハッブル半径の進化は、深いサブハッブル領域でのバウンスのはるか前に、原始摂動モードの生成時代につながります。したがって、現在のコンテキストでスカラーおよびテンソル摂動の進化を実行し、その結果、大規模モードでのスカラーパワースペクトルに問題があることがわかります。したがって、状態方程式パラメータが1未満であるエキピロティック前相を考慮し、エキピロティック前段階でハッブル半径を横切る大規模なスカラーおよびテンソルパワースペクトルを再検討する拡張シナリオが提案されます。。この点で、GB結合関数は、GB結合がない場合と比較して、テンソルとスカラーの比率を減らすのにかなりの効果を示します。さらに、ダークエネルギーの時代はプランク+SNe+BAOデータと一致しています。
微視的なブラックホールイベントの生成に対するNSIの影響
宇宙が4次元を超える場合、TeVスケールの重力理論は、銀河系外の起源に由来する超高エネルギーニュートリノと地球の大気中に存在する核との相互作用によるマイクロブラックホールの形成を予測します。これらのブラックホールの崩壊は、ニュートリノ望遠鏡を通して検出できる高い多重度のイベントを生成する可能性があります。超高エネルギーニュートリノは、そのトポロジー構造に応じてブラックホールイベントと区別できるブラックホールを形成せずにイベントを生成することもできます。この作業では、これらのシャワーイベントの生成に対する非標準の相互作用の影響を研究します。新しい物理学は、ブラックホールの生成を通じて生成されるイベントの数に取るに足らない影響を与えることがわかります。ブラックホールを形成せずに生成されたイベントの場合、新しい物理学はわずかな偏差しか提供できません。したがって、標準モデルの予測に比べてシャワーイベントの数を大幅に増やすことで、マイクロブラックホールの生成という形でTeVスケールの重力の明確な特徴を提供できます。
GW150914のリングダウンを再考する
GW150914連星ブラックホールの合併のリングダウンにおける倍音の証拠は、ノイズ異常の結果であるという最近の主張を調べます。これらの主張を再現することはできません。このイベントの以前の分析はデータ分析の選択に対してロバストであり、ピーク後のひずみが残りのブラックホールの準ノーマルモードの重ね合わせとしてよく説明されているという予想と一致しています。特定のリングダウンモードが検出されたことを確認することの意味と意味について説明し、実際のLIGO-Virgoデータが、合併が線形に見えるかどうか、またはその理由についての説明を提供することを期待するのは誤った方向に進んでいると主張します。
AMS-02反陽子と暗黒物質：トリミングされたヒントと堅牢な境界
| Title |
AMS-02_antiprotons_and_dark_matter:_Trimmed_hints_and_robust_bounds |
| Authors |
Francesca_Calore,_Marco_Cirelli,_Laurent_Derome,_Yoann_Genolini,_David_Maurin,_Pierre_Salati,_and_Pasquale_D._Serpico |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.03076 |
4年間のAMS-02反陽子データに基づいて、いくつかの代表的な最終状態チャネルの暗黒物質（DM）消滅断面積と質量の境界を示します。最近の宇宙線伝播モデル、実験的および理論的エラーの現実的な処理、およびPYTHIAコードの最近のリリースに基づく入力反陽子スペクトルの更新された計算を使用します。DM信号の報告されたヒントは統計的に重要ではないことがわかります。エラーの適切な処理は、信頼できる結論を出すために重要です。DM消滅の反陽子境界は、最も厳しいものの1つであり、熱DMをTeVスケールまでプローブします。伝播モデルとDMハロープロファイルへの境界の依存性も定量化されます。7年間のAMS-02データセットに適用した場合、予備的な見積もりは同様の結論に達しますが、DM超過の将来のクレームの可能性についても特別な注意が必要です。
