| Title |
The_Pantheon+_Analysis:_Cosmological_Constraints |
| Authors |
Dillon_Brout,_Dan_Scolnic,_Brodie_Popovic,_Adam_G._Riess,_Joe_Zuntz,_Rick_Kessler,_Anthony_Carr,_Tamara_M._Davis,_Samuel_Hinton,_David_Jones,_W._D'Arcy_Kenworthy,_Erik_R._Peterson,_Khaled_Said,_Georgie_Taylor,_Noor_Ali,_Patrick_Armstrong,_Pranav_Charvu,_Arianna_Dwomoh,_Antonella_Palmese,_Helen_Qu,_Benjamin_M._Rose,_Christopher_W._Stubbs,_Maria_Vincenzi,_Charlotte_M._Wood,_Peter_J._Brown,_Rebecca_Chen,_Ken_Chambers,_David_A._Coulter,_Mi_Dai,_Georgios_Dimitriadis,_Alexei_V._Filippenko,_Ryan_J._Foley,_Saurabh_W._Jha,_Lisa_Kelsey,_Robert_P._Kirshner,_Anais_M\"oller,_Jessie_Muir,_Seshadri_Nadathur,_Yen-Chen_Pan,_Armin_Rest,_Cesar_Rojas-Bravo,_Masao_Sako,_Matthew_R._Siebert,_Mat_Smith,_Benjamin_E._Stahl,_Phil_Wiseman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04077 |
$z=0.001$から2.26までの赤方偏移の範囲の1550個の異なるIa型超新星（SNeIa）の1701光度曲線のパンテオン+分析からの宇宙論的パラメーターに対する制約を提示します。この作業は、元のパンテオン分析と比較して、サンプルサイズの増加、赤方偏移スパンの増加、および体系的な不確実性の処理の改善を特徴とし、宇宙論的制約力の2倍の改善をもたらします。Flat$\Lambda$CDMモデルの場合、SNeIaのみから$\Omega_M=0.338\pm0.018$が見つかります。Flat$w_0$CDMモデルの場合、SNeIaのみから$w_0=-0.89\pm0.13$を測定し、H$_0=72.86^{+0.94}_{-1.06}$kms$^{-1}ケフェイドホスト距離と共分散（SH0ES）を含める場合は$Mpc$^{-1}$、宇宙マイクロ波背景放射からの制約とSN尤度を組み合わせる場合は$w_0=-0.978^{+0.024}_{-0.031}$（CMB）およびバリオン音響振動（BAO）;両方の$w_0$値は、宇宙定数と一致しています。また、Flat$w_0w_a$CDM宇宙における暗黒エネルギーの進化に関するこれまでで最も正確な測定値を示し、Pantheon+のみから$w_a=-0.4^{+1.0}_{-1.8}$を測定します、H$_0=73.40^{+0.99}_{-1.22}$kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$（SH0ESを含む場合）、および$w_a=-0.65^{+0.28}_{-0.32}$Pantheon+をCMBおよびBAOデータと組み合わせる場合。最後に、距離ラダーに沿ったSNeIaの使用における体系的な不確かさは、H$_0$の測定における全体の不確かさの3分の1未満であり、局所測定と初期宇宙の間の現在の「ハッブル張力」を説明できないことがわかります。宇宙モデルからの予測。
宇宙時間にわたる銀河の光学SED恒星質量推定値の系統的誤差とそれらの宇宙論への影響
| Title |
Systematic_errors_on_optical-SED_stellar_mass_estimates_for_galaxies_across_cosmic_time_and_their_impact_on_cosmology |
| Authors |
A._Paulino-Afonso,_S._Gonz\'alez-Gait\'an,_L._Galbany,_A._M._Mour\~ao,_C._R._Angus,_M._Smith,_J._P._Anderson,_J._D._Lyman,_H._Kuncarayakti,_M._A._Rodrigues |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04078 |
さまざまな宇宙時代の銀河を研究することは、一貫した方法で長い期間にわたって集団を比較するために考慮に入れる必要があるいくつかの観測効果を伴います。Ia型超新星（SNeIa）をホストし、AMUSING調査を通じて面分光器MUSEで観測された166個の近くの銀河のサンプルを使用します。ここでは、SNeIa宇宙論的分析では一般的に見過ごされている、赤方偏移の増加に伴うホスト恒星質量の系統的誤差とバイアスの研究を紹介します。4つの測光バンド（griz、DarkEnergySurvey-SNプログラムと同様）を使用して、さまざまな赤方偏移（0.1<z<2.0）での観測をシミュレートし、宇宙時間全体のホスト銀河の特性を推定します。赤方偏移が高くなるにつれて、主にレストフレームの波長範囲が異なり、z〜1で0.3dexに達するため、恒星の質量が体系的に過小評価されていることがわかります。赤方偏移の関数として新しく導出された補正を使用して、SNIaホストの既知のサンプルの恒星の質量を補正し、宇宙論的パラメーターを導出しました。これらの補正が、導出された宇宙論的パラメーターにわずかな影響を与えることを示します。最も影響を受けるのは、質量ステップ$\Delta_M$の値で、これは$\sim$0.004（6％低い）減少します。ダークエネルギーの状態方程式パラメーター$w$は$\Deltaw\sim$0.006（0.6％高い）変化し、$\Omega_m$の値は最大で0.001（$\sim$0.3％）増加しますが、すべて導出された不確実性の範囲内です。モデルの。ホスト星の質量の推定に見られる系統的誤差は、導出された宇宙論的パラメーターに大きな影響を与えませんが、精密宇宙論の新時代に入るときに修正する必要がある系統的誤差の重要な原因です。
電波銀河ローブからの非熱的二次CMB異方性
| Title |
The_non-thermal_secondary_CMB_anisotropies_from_radio_galaxy_lobes |
| Authors |
Sandeep_Kumar_Acharya,_Subhabrata_Majumdar_and_Biman_B._Nath |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04091 |
現在および今後の高角度分解能と多周波実験は、二次CMB異方性の豊かな景観を探索する準備が整っています。これに関連して、巨大電波銀河の進化するローブの宇宙論的分布におけるプラズマからのCMB変動のパワースペクトルを初めて計算します。また、CMB角度パワースペクトルの推定に重要な影響を与える熱分布とは対照的に、非熱電子分布を明示的に考慮します。相対論的粒子は、中央の超大質量ブラックホールから電波ジェットを介して供給され、電波ローブがメガパーセクスケールに拡大して銀河間媒体に到達します。電波銀河のモデルを使用して、非熱電子のエネルギーと圧力をモデル化します。平均グローバル非熱y歪み\yntを計算します。$10^{45}-10^{47}$ergs$^{-1}$の範囲で観測的に妥当なジェット光度の分布の場合、\yntは$10^{-5}$未満であることがわかります。したがって、以前に主張したようにCOBE制限に違反していません。非熱SZの固有のスペクトル依存性を使用して、\yntの検出が、将来のPIXIEのような実験から$\gtrsim5\sigma$のレベルで到達可能であることを示します。電波ローブからの非熱SZパワースペクトルの合計$C^{NT}_\ell$は、熱SZパワーの振幅$\sim1\％$で$\ell\sim3000$でピークに達することが示されています。銀河団からのスペクトルであり、PIXIEのような実験の範囲内でもあります。最後に、PIXIEのような実験で$C^{NT}_\ell$を検出すると、ジェット光度の質量依存性に対する$\sim5\sigma$制約が発生し、制約が次のようになることを示します。少なくとも、提案されたより野心的なCMB-HD調査では10倍優れています。これはさらに、中央のブラックホールの質量とホストのハロー質量スケーリングの関係に最も厳しい制約をもたらします。
弱いレンズ効果スペクトルの非ガウス尤度
弱いレンズ効果の変動のパワースペクトルは、その2次特性のため、非ガウス分布になります。小規模では、中心極限定理はこの分布をガウス化するように機能しますが、重力崩壊による信号の非ガウス性が増加しており、尤度の関数形式は不明です。分析では、従来、共分散行列に非線形性が組み込まれたガウス尤度を想定してきました。ここでは、この仮定を裏付ける理論を提供します。基礎となる信号の非ガウス性からの角度パワースペクトルの分布に対する一次補正を初めて計算し、ガウス性への遷移を研究します。私たちの式は、任意の数の相関マップに対して有効であり、信号に弱い（ただし任意の）非ガウス性が存在する場合にウィッシャート分布を修正します。驚いたことに、結果の分布はEdgeworth拡張と同等ではありません。一次効果は、通常の3スペクトル項によって共分散行列を広げることであり、残差歪度は3スペクトルと2スペクトルの2乗によって供給されます。対数正規レンズマップを使用して、私たちの可能性が大規模および軽度の非線形スケールの両方を一意にモデル化できることを示します。非ガウス補正のサイズを定量化するために、計算しやすい統計を提供します。完全な非ガウス尤度を、小さな非線形スケールでガウスとして正確にモデル化できることを示します。大きな角度スケールでは、レンズ信号の非線形性は、可能性に無視できるほどの補正を与えます。これは、全天の場合にウィシャート形式を取ります。私たちの形式主義は、あらゆる種類の投影されたフィールドに等しく適用できます。
将来の宇宙マイクロ波背景放射実験による宇宙の再電離の初期の歴史の調査
| Title |
Probing_the_Early_History_of_Cosmic_Reionization_by_Future_Cosmic_Microwave_Background_Experiments |
| Authors |
Hina_Sakamoto,_Kyungjin_Ahn,_Kiyotomo_Ichiki,_Hyunjin_Moon,_Kenji_Hasegawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04263 |
宇宙の再電離は、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の温度と偏光異方性にその特徴を刻印します。CMB望遠鏡の進歩は、すでに再電離の歴史に大きな制約を課しています。近未来のCMB望遠鏡は最大感度、または宇宙分散（CV）によってのみ制限される観測を対象としているため、これにより、再電離の歴史を制約する将来のCMB観測の可能性を予測します。この研究では、いくつかの異なる方法に基づいて、LiteBIRD（宇宙背景放射検出からのBモード偏光と膨張の研究のための光衛星）などのCV制限Eモード偏光観測のマルコフ連鎖モンテカルロ分析を実行します再イオン化の履歴をサンプリングする方法が異なります。特に、赤方偏移$z>15$で発生する再電離の非常に初期の履歴の推定に焦点を当てます。これは、$z>15$、$\tau_{z>15}$での自由電子による部分的なCMB光学的厚さによって定量化されます。。$\tau_{z>15}\sim0.008$による再電離は、現在の上限$\tau_{z>15}\sim0.02$をはるかに下回っており、初期のミニハロ支配による再電離モデルによって達成可能であることがわかります。位相であり、CV制限CMB偏光観測により、$\tau_{z>15}\lesssim5\times10^{-4}$のものと区別できます。ただし、$\tau_{z>15}$の正確な見積もりは、ややわかりにくいままです。制限された球面調和関数モードでEモード偏光データをリサンプリングすることでこの欠点を解決できるかどうかを調査します。
SH0ESコラボレーションの最近の分析では、高赤方偏移（$z>1000$）と低赤方偏移（$z<1$）の測定値の間にハッブル張力が存在することが確認されています。より高い値を与えます。この作業では、可視セクターに結合された平衡状態から外れた隠れセクターを介してハッブル張力を解決できる素粒子物理学モデルを提案します。暗いセクターに存在する粒子は、暗黒物質として機能する暗いフェルミ粒子、暗い光子、巨大なスカラー、および質量のない擬スカラーで構成されています。暗いセクターに粒子の初期集団がないと仮定すると、隠れセクター粒子の数密度が平衡分布に達することはなく、2つのセクターが異なる温度のままであっても、動的混合による可視セクターと隠れセクター間の微弱な結合が暗いセクターに存在します。宇宙論的に一貫した分析が提示され、可視セクターと隠れセクターの相関進化が、1つは可視セクター用でもう1つは隠れセクター用の2つの温度を含む結合ボルツマン方程式で実行されます。暗黒フェルミ粒子で構成される暗黒物質の遺物密度は、この2つの温度形式で計算されます。結果として、BBN予測は、$\DeltaN_{\rmeff}$への最小限の貢献で支持されます。ただし、再結合時間に近い質量スカラーから質量のない疑似スカラーへの非平衡減衰により、ハッブル張力を解決するために$\DeltaN_{\rmeff}$が増加します。
宇宙複屈折：CMB異方性を伴うクロススペクトルおよびクロスバイスペクトル
| Title |
Cosmic_Birefringence:_Cross-Spectra_and_Cross-Bispectra_with_CMB_Anisotropies |
| Authors |
Alessandro_Greco_(Physics_and_Astronomy_Dept._and_INFN,_Padova,_ITALY),_Nicola_Bartolo_(Physics_and_Astronomy_Dept._and_INFN_and_INAF,_Padova,_ITALY),_Alessandro_Gruppuso_(INAF_and_INFN,_Bologna,_ITALY) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04584 |
マクスウェル電磁気学のパリティ違反の拡張は、伝播中に光子の直線偏光面の回転を誘発します。宇宙複屈折として知られるこの効果は、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）観測に影響を与え、標準シナリオではヌルである$E$と$B$の偏光モードの混合を生成します。このような効果は、等方性成分$\alpha_0$と異方性成分$\delta\alpha（\hat{\mathbf{n}}）$の合計として記述できる回転角によって自然にパラメーター化されます。この論文では、$\delta\alpha$とCMB温度および偏光マップを含む角パワースペクトルとバイスペクトルを計算します。特に、クロススペクトルで起こることとは反対に、異方性複屈折角とCMBマップの間に原始的な相互相関がない場合でも、パリティブレークのシグネチャを運ぶ非消失の3点相関関数が存在することを示します。物理。さらに、このような角度のあるバイスペクトルは、純粋に異方性の宇宙複屈折の領域でも存続することがわかります。これは、$\alpha_0=0$を持つという保守的なケースに対応します。これらのバイスペクトルは、宇宙の複屈折と、パワースペクトル分析を超えたそのパリティ違反の性質を研究することを目的とした追加の観測量を表しています。また、宇宙複屈折の特定のモデルの整合性チェックを実行する方法も提供します。さらに、すべての可能な複屈折バイスペクトルの中で、$\langle\delta\alpha\、TB\rangle$および$\langle\delta\alpha\、EB\rangle$は、最大の信号対比を含むものであると推定します。ノイズ比。宇宙複屈折信号が現在の制約のレベルにあると見なされると、LiteBIRDとして、これらのバイスペクトルが将来のCMB実験の範囲内にあることを示します。
宇宙のウェブフィラメントの磁場の強さ
| Title |
Magnetic_field_strength_in_cosmic_web_filaments |
| Authors |
E._Carretti,_V._Vacca,_S._P._O'Sullivan,_G._H._Heald,_C._Horellou,_H._J._A._Rottgering,_A._M._M._Scaife,_T._W._Shimwell,_A._Shulevski,_C._Stuardi,_T._Vernstrom |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04607 |
LOFAR2メートルスカイサーベイデータリリース2（LoTSSDR2）から派生した144MHzの回転測定（RM）カタログを使用して、銀河外RM（RRM：残留RM）と偏光率（RRM：残留RM）の赤方偏移による進化を測定しました。低密度環境でのソースの$p$）。また、NRAOVLASkySurveyRMカタログとのクロスマッチングにより、1.4GHzで同じ測定を行いました。RRMと赤方偏移は144MHzでフラットであることがわかりますが、赤方偏移が修正されると、重要度の高い進化が見られます。また、$p$は、$z\sim2$で$\sim$8の係数で減少するredshiftで進化します。144MHzと1.4GHzのデータを比較すると、観測されたRRMと$p$は、1.4GHzでソースにローカルな原点を持っている可能性が最も高く、一方、宇宙のWebフィラメントの原点は144MHzで優先されます。信号全体をフィラメントに帰する場合、フィラメントあたりの平均静止フレームRRMはRRM_{0、f}=0.71\pm0.07radm^{-2}であり、フィラメントあたりの磁場はB_f=32\pm3であると推測します。nG。これは、放射光スタッキングに基づく補完的な方法で得られた推定値、および天体物理学的ソースフィールドシーディングによって原始磁場が増幅された場合の宇宙論的シミュレーションと一致しています。RRM_{0、f}の測定は、フィラメント内の拡散バリオンガスの存在をサポートします。また、\sigma_{RRM_{0、f}}=0.039\pm0.001radm^{-2}のフィラメント磁気乱流の控えめな上限を推定し、秩序化された磁場成分がフィラメントで支配的であると結論付けました。
$ f（Q）$重力と宇宙論的意味への設計者のアプローチ
| Title |
A_designer_approach_to_$f(Q)$_gravity_and_cosmological_implications |
| Authors |
In\^es_S._Albuquerque_and_Noemi_Frusciante |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04637 |
対称テレパラレル重力、つまり$f（Q）$重力における線形摂動の進化を調査し、特定の拡張履歴に一致するように$f（Q）$関数を設計します。有効な暗黒エネルギーの状態方程式$w_Q（a）$のさまざまな進化を検討します。これには、$w_Q=-1$、定数$w_Q\neq-1$、および急速に変化する状態方程式が含まれます。効果的な重力結合の明確なパターンを特定し、それに応じて大規模構造の線形成長を変更します。成長率$\tilde{f}$と物質の二乗平均平方根変動$\sigma_8$、つまり$\tilde{f}\sigma_8$の積と、相互相関の符号の理論的予測を提供します。銀河変動のパワースペクトルと宇宙マイクロ波背景放射の異方性。これらのプロパティは、正確な宇宙論的観測を使用して、$f（Q）$重力を標準的な宇宙論的モデルから区別するために使用できます。
彗星の退色は土星を越えて始まります
太陽の近くを通過する長周期彗星（LPC）の発見確率は、最初の通過時に最も高く、その後の戻り通過中に減少または衰退します。彗星の退色は、主に太陽から2〜3AU以内の熱処理による揮発分除去と断片化に起因します（1AUは地球と太陽の距離です）。ここで私たちの数値シミュレーションは、彗星観測キャンペーンが土星領域（10AU近く）を通過する膨大な数のLPCを見逃していることを示しています。これらの彗星は、土星の外側の以前のさらに遠い通過中にフェードし、検出を逃れるためです。その結果、彗星の特性は、以前に考えられていたよりもはるかに大きい太陽距離で大幅に進化し、これは、地球の近くと遠くの両方で、LPCの物理的および動的特性への新しい洞察を提供します。
原始惑星系円盤の小石の「ドリフトなし」の暴走パイルアップII。得られた微惑星帯の特徴
小石から微惑星を形成することは、惑星形成の現在の理解における主要な課題です。原始惑星系円盤では、小石はガスの抗力によって円盤のミッドプレーンの近くで内側にドリフトし、デッドゾーンに入る可能性があります。これに関連して、小石のガスへの抗力の逆反応が小石の暴走、いわゆる「ドリフトなし」メカニズムにつながる可能性があることを確認しました。結果として生じる微惑星帯の性質と特性を調査することにより、ドリフトなしのメカニズムに関する以前の研究を改善します。小石の放射状ドリフトへの逆反応を含め、ストリーミング不安定性による微惑星形成を含めることにより、デッドゾーンの外側領域でドリフトする小石の1D拡散移流シミュレーションを実行します。ディスクミッドプレーン内の小石のガス降着と垂直攪拌を調整するパラメータを独自に検討します。この研究では、小石からガスへの質量流束（$F_{\rmp/g}$）がパラメータとして固定されています。微惑星は、最初は狭いリング内に形成され、その幅は、蓄積する小石が時間の経過とともに放射状に拡散するにつれて拡大することがわかります。システムは最終的に、微惑星帯の幅が変化しなくなった定常状態に到達します。名目上のパラメータで$\sim10-100$kyrを超える$F_{\rmp/g}\gtrsim0.1$を持つディスクの場合、無視できない惑星質量の総質量（複数の地球質量）が形成されます。$\simeq10^{-8}{\rmM}_\oplus$/yr、$\tau_{\rms}\simeq0.01-0.1$、$\alpha_{\rmmid}\lesssimのガス質量流束10^{-4}$、$\alpha_{\rmacc}\simeq10^{-3}-10^{-2}$at$r<10$au、ここで$r$、$\tau_{\rms}$、$\alpha_{\rmmid}$、および$\alpha_{\rmacc}$は、ヘリオセントリック距離、ストークス数、および小石の垂直乱流拡散の効率を制御する不感帯のパラメーターです。（すなわち、小石のスケールの高さ）および$\alpha$ディスクのガス付着（すなわち、ガス表面密度）。
AU Microscopiibおよびcのトランジットタイミング変化
| Title |
Transit_timing_variations_of_AU_Microscopii_b_and_c |
| Authors |
Gy._M._Szab\'o,_Z._Garai,_A._Brandeker,_D._Gandolfi,_T._G._Wilson,_A._Deline,_G._Olofsson,_A._Fortier,_D._Queloz,_L._Borsato,_F._Kiefer,_A._Lecavelier_des_Etangs,_M._Lendl,_L._M._Serrano,_S._Sulis,_S._Ulmer_Moll,_V._Van_Grootel,_Y._Alibert,_R._Alonso,_G._Anglada,_T._B\'arczy,_D._Barrado_y_Navascues,_S._C._C._Barros,_W._Baumjohann,_M._Beck,_T._Beck,_W._Benz,_N._Billot,_A._Bonfanti,_X._Bonfils,_C._Broeg,_J._Cabrera,_S._Charnoz,_A._Collier_Cameron,_Sz._Csizmadia,_M._B._Davies,_M._Deleuil,_L._Delrez,_O._Demangeon,_B.-O._Demory,_D._Ehrenreich,_A._Erikson,_L._Fossati,_M._Fridlund,_M._Gillon,_M._G\"udel,_K._Heng,_S._Hoyer,_K._G._Isaak,_L._L._Kiss,_J._Laskar,_C._Lovis,_D._Magrin,_P._F._L._Maxted,_M._Mecina,_V._Nascimbeni,_R._Ottensamer,_I._Pagano,_E._Pall\'e,_G._Peter,_G._Piotto,_D._Pollacco,_R._Ragazzoni,_N._Rando,_H._Rauer,_I._Ribas,_N._C._Santos,_M._Sarajlic,_G._Scandariato,_D._S\'egransan,_A._E._Simon,_A._M._S._Smith,_S._Sousa,_M._Steller,_N._Thomas,_S._Udry,_F._Verrecchia,_N._Walton,_D._Wolter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04308 |
ここでは、TESS（2018、2020）とCHEOPS（2020、2021）のトランジット観測の組み合わせで検出された、AU\、Microcopiibおよびcの大振幅トランジットタイミング変動（TTV）を報告します。けんびきょうは、塵円盤と2つの通過する暖かいネプチューンを備えた若い惑星系です。数分のオーダーのTTVがAUMicbについて以前に報告されました。これは、システム内の惑星間の相互摂動の結果であることが示唆されました。2021年に、CHEOPS宇宙望遠鏡でAUMicb（5回のトランジット）とc（3回のトランジット）を観測して、AUMicbのTTVを追跡し、AUMiccのTTVを検出した可能性があります。TESSとCHEOPS2020--2021の測定値を一緒に分析すると、2つのTTV極値の間に約23分のフルスパンで顕著なTTVが出現することがわかります。周期の変化が周期的なプロセス（相互摂動など）の結果であると仮定すると、2022年の夏の通過時間は、利用可能な線形天体暦によって予測されるよりも30〜85分遅れると予想されることを示します。
火星のメタンに影響を与える大気プロセス
| Title |
Atmospheric_processes_affecting_methane_on_Mars |
| Authors |
John_Lee_Grenfell,_Fabian_Wunderlich,_Miriam_Sinnhuber,_Konstantin_Herbst,_Ralph_Lehmann,_Markus_Scheucher,_Stefanie_Gebauer,_Gabrielle_Arnold,_Heike_Rauer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04325 |
火星にメタンが存在するかどうかは現在不明です。CuriosityRoverのデータは、バックグラウンドのメタン濃度が10億分の数であるのに対し、TraceGasOrbiterのデータは、上限が20ppbであることを示しています。火星にメタンが存在する場合、その寿命に影響を与える物理的および化学的プロセスを完全には理解していません。大気モデルは、以前の観測と比較して、寿命が約600倍過大評価されていることを示唆しています。現在の作業では、キュリオシティローバーのバックグラウンドメタン値を想定し、大気化学と混合プロセスの不確実性を大気カラムモデル1DTERRAで推定します。結果は、これらのプロセスがメタンの寿命を約16倍低下させることしか説明できないことを示唆しています。これは、メタンが存在する場合、観測された寿命を説明するために、現在未知の追加のプロセスが必要であることを意味します。
TESSS1-S13観測に基づく小惑星族の回転周期と形状の非球面性
| Title |
Rotation_periods_and_shape_asphericity_in_asteroid_families_based_on_TESS_S1-S13_observations |
| Authors |
Gyula_M._Szab\'o,_Andr\'as_P\'al,_L\'aszl\'o_Szigeti,_Zs\'ofia_Bogn\'ar,_Attila_B\'odi,_Csilla_Kalup,_Zolt\'an_J._J\"ager,_L\'aszl\'o_L._Kiss,_Csaba_Kiss,_J\'ozsef_Kov\'acs,_G\'abor_Marton,_L\'aszl\'o_Moln\'ar,_Emese_Plachy,_Kriszti\'an_S\'arneczky,_R\'obert_Szak\'ats,_R\'obert_Szab\'o |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04372 |
ここでは、TSSYS-DR1小惑星光度曲線データベースの9912TESS小惑星光度曲線に基づく、16のメインベルトファミリーの2859小惑星に基づく回転周期と光度曲線振幅の分布の分析を示します。光度曲線の特性の分布は、Hungaria、Maria、Juno、Eos、Eucharis、およびAlaudaファミリーを含む、いくつかの小惑星ファミリーのファミリー固有の特性に従うことがわかりました。他の大家族では、これらの分布は一般に互いに非常に似ています。高齢の家族は、より回転楕円体の低振幅小惑星をより多く含む傾向があることを確認します。自転周期の分布は、フローラとマリアの家族のコアと郊外で異なるが、ベスタ、エオス、エウノミアの家族はこの特徴を欠いていることがわかりました。また、非常に高速で回転する小惑星は球形（またはこまの形）に近く、約11時間未満で回転する小惑星も、4〜8時間の範囲で小惑星より球形であり、このグループには次のものが含まれると予想されます。最も細長いボディ。
四重小惑星の最初の観測-SPHERE / IFSによる（130）エレクトラ周辺の3番目の月の検出
| Title |
First_observation_of_a_quadruple_asteroid_--_Detection_of_a_third_moon_around_(130)_Elektra_with_SPHERE/IFS |
| Authors |
Anthony_Berdeu,_Maud_Langlois,_Fr\'ed\'eric_Vachier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04425 |
目的。既知の小惑星を周回する新しい衛星を検出するために、コントラストの限界を上げることを目指しています。機器によって提供される生データを最適に分析し、そのパフォーマンスを向上させるために不可欠な最先端のデータ削減技術とデータ処理アルゴリズムを使用しています。そうすることで、SPHEREの比類のないパフォーマンスは、太陽系の小惑星を解決して研究するためのユニークなツールにもなり、その主要な科学ターゲットの領域を拡大します。メソッド。分解された小惑星（130）ElektraのアーカイブSPHEREデータの面分光器に、新しく開発されたデータ削減パイプラインを適用しました。小惑星ハローをモデル化するために、専用の点像分布関数再構成アルゴリズムと組み合わせました。ハローの除去に続いて、月の信号をより正確に抽出することができます。月の位置は3つのエポックに適合し、遺伝子ベースのアルゴリズムを介して軌道パラメーターを導出するために使用されました。結果。S/2014（130）2の発見を発表しました。これは、（130）エレクトラを周回する3番目の月であり、これまでに発見された最初の4つの小惑星になります。これは、2014年12月9日、30日、31日の3つの異なる時期に、それぞれ258mas（333km）、229mas（327km）、および319mas（457km）の角距離で識別されます。この月の周期は0。679日で、半主軸は344kmで、離心率は0.33で、主回転軸と比較して傾斜角は38度であると推定されます。プライマリーとの相対的な大きさは10.5で、そのサイズは1.6kmと推定されます。
Rave：エッジオン塵円盤の表面の明るさと高さのプロファイルを復元するためのノンパラメトリック手法
太陽系のカイパーベルトの太陽系外の類似物は、外側の惑星系のアーキテクチャに独自の制約を提供します。ディスクエッジの鋭さなどの放射状の特徴やギャップなどの下部構造は、ディスク内に埋め込まれた惑星を示している可能性があります。垂直方向には、ディスクの高さが埋め込まれたボディの質量を制限する可能性があります。エッジオン塵円盤は、材料の放射状および垂直方向の分布に同時にアクセスするユニークな機会を提供しますが、どちらの分布も偏りのない方法で回復することは困難です。この研究では、方位対称のエッジオン塵円盤の表面輝度プロファイル（半径の関数としての正面表面輝度）と高さプロファイル（半径の関数としてのスケールハイト）を回復するためのノンパラメトリック法を提示します。。この方法は、主に熱放射波長での観測用に設計されていますが、等方性散乱を想定した散乱光観測にも適用できます。このアルゴリズムは、基礎となる関数形式の仮定を削除することにより、ディスク構造に対するより現実的な制約を提供します。また、この手法をAUMic塵円盤のALMA観測に適用し、パラメトリックアプローチからの推定と一致するが、パラメーター化の仮定に依存しない、より現実的な範囲の可能なモデルを使用して、表面輝度プロファイルを導き出します。私たちの結果は、0.8auの均一なスケールの高さと一致していますが、半径とともに直線的に増加するスケールの高さも可能です。
X線源からの液体溶媒の可能性の評価：AGNを周回する物体に関する考察
| Title |
Assessing_the_potential_for_liquid_solvents_from_X-ray_sources:_considerations_on_bodies_orbiting_AGN |
| Authors |
Daniel_Rodener_(1),_Michael_Hausmann_(1),_Georg_Hildenbrand_(1)_((1)_Kirchhoff-Institute_for_Physics,_Heidelberg_University,_INF_227,_69117_Heidelberg,_Germany) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04562 |
目的。特定の生体関連溶媒（水、アンモニア、メタン）が、軌道を回る仮想物体のいくつかのモデル化された表面（さまざまな組成の岩石と氷の地殻）の最上部の数メートルの内部に液体の形で存在する可能性について、大まかな最初の見通しを確立することを目指しています活動銀河核（AGN）、およびこれが発生する可能性のある制約を調査します。メソッド。20個のタイプ1セイファート銀河のサンプルからのX線スペクトルを調整して平均し、使用したサンプルの平均雪線を計算します。これに基づいて、雪線半径の10％から100％の間の距離にわたる仮想の物体の軌道の変化を導入し、それぞれについて4つの異なるモデル表面組成内の表面下減衰を計算します。表面の組成は、天の川の核周辺領域で見つかった月の土壌と溶媒の氷に基づいています。次に、これを熱モデルの連続ソース項として使用します。例のボディは、1/30から20の地球半径のサイズで体系的に調査されます。さまざまな条件の広い範囲で溶媒相の観点が得られるように、さらに外れ値の変化も考慮されます（ボディの束縛回転の場合など）。結果。液体溶媒は多くのパラメータの下で可能であり、温度が液体の水と体のサイズに対する主な制約であり、圧力が液体のメタンとアンモニアに対する主な制約であることがわかります。さらに、これらの結果は、雪線距離を調整した場合、体のサイズや溶媒特性などの他のパラメーターよりも、セイファートタイプ1AGN内の中央源のエネルギー出力にあまり依存しないことがわかります。
赤方偏移機としてのALMA：[CII]を使用して、再電離の時代の銀河を効率的に確認する
| Title |
ALMA_as_a_Redshift_Machine:_Using_[CII]_to_Efficiently_Confirm_Galaxies_in_the_Epoch_of_Reionization |
| Authors |
Sander_Schouws,_Rychard_Bouwens,_Renske_Smit,_Jacqueline_Hodge,_Mauro_Stefanon,_Joris_Witstok,_Juli\"ette_Hilhorst,_Ivo_Labbe,_Hiddo_Algera,_Leindert_Boogaard,_Michael_Maseda,_Pascal_Oesch,_Huub_R\"ottgering_and_Paul_van_der_Werf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04080 |
[CII]$_{158\mum}$線は、再電離の時代に銀河を分光学的に確認するための有望な線として長い間提案されてきました。この論文では、$z\sim7$にある6つの特に明るいライマンブレーク銀河における[CII]の新しいALMA観測のスペクトルスキャンの結果を示します。6つのソースは、COSMOS/UltraVISTAフィールド上の広域光学、近赤外、およびスピッツァー/IRACデータを使用して識別された、明るい$z\sim7$銀河のサンプルから抽出され、それらの厳しい制約に基づいてターゲットにされました。IRAC[3.6]-[4.5]色からの赤方偏移。6つのターゲットのうち3つ（$50\％$）で、地上/宇宙ベースの近赤外線イメージングからの残りの$UV$放射と共空間で、有意な（$>9\sigma$）[CII]ラインを検出します。[CII]線の光度は、$5.6$から$8.8\times10^{8}L_{\odot}$の範囲にあり、ローカルの[CII]-SFR関係と一致しています。一方、[CII]/$L_{IR}\sim1-3\times10^{-3}$の比率は、ローカル（U）LIRGSと比較してわずかに高くなっています。これは、ダスト対ガスまたはダスト対金属の比率が低いことが原因である可能性があります。また、私たちの情報源は大きな運動学的多様性を示しており、1つの情報源は回転の兆候を示し、1つの情報源はおそらく主要な合併であり、1つの情報源は明るい星形成の塊を含む可能性があります。私たちの結果は、進行中のREBELS大規模プログラムで非常に大きなサンプルに適用されている再電離の時代の発光銀河を分光学的に確認する際のALMAによるスペクトルスキャンの有効性を強調しています。
低質量銀河の星形成バースト性と電離効率
| Title |
The_Star_Formation_Burstiness_and_Ionizing_Efficiency_of_Low-mass_Galaxies |
| Authors |
Hakim_Atek,_Lukas_Furtak,_Pascal_Oesch,_Pieter_van_Dokkum,_Naveen_Reddy,_Thierry_Contini,_Garth_Illingworth,_Stephen_Wilkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04081 |
GOODS-NおよびGOODS-SフィールドでHSTグリズム分光法と深紫外線（UV）イメージングを使用して、星形成のバースト性と$0.7<z<1.5$の銀河の大規模なサンプルの電離効率を調査します。これらの強力な輝線低質量銀河の星形成履歴（SFH）は、標準の主系列星と比較した場合、特定の恒星質量でのH$\alpha$輝線に基づく星形成率（SFR）の上昇を示しています。さらに、H$\alpha$とUVSFRインジケーターを比較すると、SFR（UV）と比較したSFR（H$\alpha$）の過剰が、$10^{9}$未満の低質量銀河で優先的に観察されることがわかります。M$\odot$は、最も高いEW銀河でもあります。これらの発見は、これらの強い輝線銀河のバースト性パラメータが、流体力学的シミュレーションや以前の観測から推測されたものとは異なる可能性があることを示唆しています。たとえば、バースト性のデューティサイクルが大きいほど、観測されたSFR（H$\alpha$）の超過が説明されます。また、電離光子生成効率$\xi_{ion}$を推定し、採用時にLog（$\xi_{ion}$/erg$^{-1}$Hz）$=24.80\pm0.26$の中央値を求めます。H$\alpha$の銀河系の塵の補正と、恒星成分のSMCの補正。赤方偏移に伴う$\xi_{ion}$の増加を観察し、より高い赤方偏移で同様の結果をさらに確認します。また、$\xi_{ion}$はEW（H$\alpha$）と強く相関していることがわかります。これは、初期の銀河で$\xi_{ion}$を導出するためのアプローチを提供します。質量が小さく、光度が低い銀河は、$\xi_{ion}$が高くなります。全体として、これらの結果は、宇宙の再電離で主要な役割を果たすかすかな銀河をさらにサポートします。
MaNGA FIREFLY付加価値カタログ：10,010個の近くの銀河の星の種族を解決しました
| Title |
The_MaNGA_FIREFLY_Value-Added-Catalogue:_resolved_stellar_populations_of_10,010_nearby_galaxies |
| Authors |
Justus_Neumann_(ICG_Portsmouth),_Daniel_Thomas_(ICG,_SMAP),_Claudia_Maraston_(ICG),_Lewis_Hill_(ICG),_Lorenza_Nanni_(ICG),_Oliver_Wenman_(ICG),_Jianhui_Lian_(MPIA),_Johan_Comparat_(MPE),_Violeta_Gonzalez-Perez_(UAM),_Kyle_B._Westfall_(UCO),_Renbin_Yan_(CUHK),_Yanping_Chen_(NYU_Abu_Dhabi),_Guy_S._Stringfellow_(CASA/CU_Boulder),_Matthew_A._Bershady_(SAAO,_UW-Madison),_Joel_R._Brownstein_(Utah),_Niv_Drory_(UT_Austin),_Donald_P._Schneider_(PSU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04082 |
MaNGAFIREFLY付加価値カタログ（VAC）を紹介します。これは、MaNGA調査の最終データリリースから、10,010個の近くの銀河にまたがる約370万個の空間的に分解された星の種族の特性のカタログです。完全なスペクトルフィッティングコードFIREFLYは、恒星の年齢、金属量、恒星と残骸の質量、星形成の履歴、塵の減衰などのパラメータを導出するために使用されます。ボロノイビン測定に加えて、当社のVACは、中心値や放射状勾配などのグローバルプロパティも提供します。VACには2つのバリエーションがあります。M11-MILESと新しいMaStar星の種族モデルを使用した近似の結果を示します。MaStarを使用すると、MaNGAの波長範囲全体にわたって適合を制限し、年齢-金属量パラメーター空間を拡張し、MaNGAと同じ機器からの経験的スペクトルを使用できます。MaStarモデルを採用したフィットは、平均してわずかに若い年齢、より高い質量加重金属量、およびより小さな色の過剰を検出します。これらの違いは、波長範囲を一致させ、テンプレートグリッドを収束させるときに減少します。さらに、FIREFLYの恒星の質量は、MaNGAPCAおよびPipe3DVACの質量よりも体系的に約0.3dex低くなっていますが、NSAの質量と最もよく一致しており、差は約0.1dexです。最後に、FIREFLYの恒星の年齢が、スペクトルインデックスの年齢インジケーターH$\delta_A$および$D_n$（4000）と相関していることを示しますが、明らかに追加の金属量依存性があります。
RAMSES-RTZ：オンザフライ放射流体力学と組み合わせた非平衡金属化学と冷却
ヘリウム（金属）より重い元素からの輝線と吸収線は、観測にアクセスできるほぼすべての赤方偏移にわたる銀河形成物理学の最も強力なプローブの1つを表しています。これらの金属線をモデル化するシミュレーションの大部分は、衝突平衡または光イオン化平衡、あるいはその2つの組み合わせを想定していることがよくあります。これらの仮定を緩和したいくつかのシミュレーションでは、赤方偏移に依存するメタ銀河UVバックグラウンドまたは固定スペクトルが非平衡光イオン化計算でよく使用されます。これは、ガスが自己遮蔽できる星間物質では正確ではない可能性があります。また、局所的に放出された放射線がUVバックグラウンドを支配する可能性がある高赤方偏移の星間物質でも同様です。この作業では、個々の金属のイオン化状態をRAMSES-RTに存在する放射流体力学ソルバーに結合することにより、この最終的な仮定を緩和します。私たちの化学ネットワークは、放射再結合、二電子再結合、衝突イオン化、光イオン化、および電荷移動に従い、イオン化状態を使用して、非平衡の光学的に薄い金属線冷却を計算します。基準モデルは、H、He、およびH$_2$に加えて、C、N、O、Mg、Si、S、Fe、およびNeのイオン化状態を解決しますが、他のイオンにも簡単に拡張できます。速度と精度の両方で競争力のある2つの異なるODEソルバーへのインターフェースを提供します。コードは、平衡に達したときにCLOUDYからの結果を再現するために、さまざまなガス条件にわたってベンチマークされています。理想化された光イオン化モデルを使用せずにシミュレーションと観測の間で変換するためのコードの有用性を示す、オンザフライ放射伝達を使用した孤立銀河シミュレーションの例を示します。
受動銀河の進化への制約としての宇宙正午の星の種族勾配
| Title |
Stellar_population_gradients_at_cosmic_noon_as_a_constraint_to_the_evolution_of_passive_galaxies |
| Authors |
F._R._Ditrani,_S._Andreon,_M._Longhetti,_A._Newman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04086 |
コンテキスト：高赤方偏移での受動銀河内の星の種族の特性の放射状の変化には、銀河の形成と進化のシナリオを区別できる、それらの集合メカニズムに関する情報が含まれています。目的：この作業の目的は、ハッブルからの分光データに基づいて、$z>1.6$の受動銀河のサンプルにおける星の種族の年齢と金属量の勾配の最初の分析の1つを通じて、大規模な銀河形成シナリオに制約を与えることです。宇宙望遠鏡。方法：クラスターJKCS$041$の視野で、G$141$の深さのスリットレス分光データと$1.6<z<2.4$の分光的に受動的な銀河のF$160$W測光データを$H_{160}<22.0$と組み合わせました。。銀河のさまざまなゾーンからスペクトルを抽出し、それらを星の種族モデルの合成テンプレートのライブラリに適合させて分析し、年齢と金属量の勾配の推定値を取得しました。結果：$\text{four}$銀河のさまざまな空間ゾーンで年齢と金属量パラメーターの信頼できる測定値を取得しました。特殊な状況（重力レンズなど）を必要とせずに、個々の高赤方偏移銀河で初めて空間分解測定を実行しました。4つの銀河はすべて、負の金属量勾配を示します。それらの振幅は、ローカル宇宙の銀河で測定されたものと同様に、$z\sim2$から$z=0$までの受動銀河の星の種族が再分配されていないことを示唆しています。結論：私たちが分析したサンプルは小さいですが、私たちが得た結果は、受動銀河内の星の種族の特性の空間分布を決定する主なメカニズムが宇宙の最初の$3$Gyrに制約されていることを示唆しています。これは、改訂されたモノリシックシナリオと一致しています。
VANDELS調査：z = 3.5での星形成銀河の平均ライマン連続体脱出率の測定
| Title |
The_VANDELS_survey:_a_measurement_of_the_average_Lyman-continuum_escape_fraction_of_star-forming_galaxies_at_z=3.5 |
| Authors |
R._Begley,_F._Cullen,_R._J._McLure,_J._S._Dunlop,_A._Hall,_A._C._Carnall,_M._L._Hamadouche,_D._J._McLeod,_R._Amor\'in,_A._Calabr\`o,_A._Fontana,_J._P._U._Fynbo,_L._Guaita,_N._P._Hathi,_P._Hibon,_Z._Ji,_M._Llerena,_L._Pentericci,_A._Saldana-Lopez,_D._Schaerer,_M._Talia,_E._Vanzella,_G._Zamorani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04088 |
z=3.5での星形成銀河の平均LyC脱出率（$\langlef_{\rmesc}\rangle$）を測定するために設計された研究を提示します。測光の視線汚染を最小限に抑えるために選択された、$3.35\leqz_{\rmspec}\leq3.95$でのVANDELS調査からの148個の銀河のサンプルを集めます。このサンプルでは、超深度の地上ベースの$U-$bandイメージングとHST$V-$bandイメージングを使用して、$\mathcal{R_{\rmobs}}$$=（L_{\rmLyC}/L_{\rmUV}）_{\rmobs}$。次に、分布を$\langlef_{\rmesc}\rangle$の関数としてモデル化し、ほこりとIGM（およびCGM）による減衰を注意深く考慮します。$\mathcal{R_{\rmobs}}$分布に適合する最尤法は、$\langlef_{\rmesc}\rangle=0.07\pm0.02$の最適値を返します。この結果は、代替ベイジアン推論手法（どちらも$>3\sigma$で$\langlef_{\rmesc}\rangle=0.0$を除外します）。サンプルを2つに分割することにより、$\langlef_{\rmesc}\rangle$がLy$\alpha$の等価幅と正の相関関係にあり、高低のサブサンプルが$\langlef_の最適フィットを返すという証拠が見つかります。{\rmesc}\rangle=0.12^{+0.06}_{-0.04}$と$\langlef_{\rmesc}\rangle=0.02^{+0.02}_{-0.01}$対照的に、$\langlef_{\rmesc}\rangle$は、固有のUV光度およびUVダスト減衰と反相関しているという証拠が見つかりました。低UV輝度とダスト減衰サブサンプルを使用すると、$0.10\leq\langlef_{\rmesc}\rangle\leq0.22$の範囲で最適になります。$f_{\rmesc}$と銀河の恒星の質量との間に明確な相関関係があるという証拠は見つかりません。これは、それが漏れの主要な指標ではないことを示唆しています。これらの傾向をしっかりと確認するには、より大きなサンプルが必要ですが、z>6で見つかった低ダストと金属量の銀河が、必要な$\langlef_{\rmesc}\rangle\geq0.1$を表示することは完全にもっともらしいことを示唆しています。再電離を推進します。
| Title |
Kinematics_and_Feedback_in_H_II_regions_in_the_Dwarf_Starburst_Galaxy_IC_10 |
| Authors |
Maren_Cosens,_Shelley_A._Wright,_Norman_Murray,_Lee_Armus,_Karin_Sandstrom,_Tuan_Do,_Kirsten_Larson,_Gregory_Martinez,_Sanchit_Sabhlok,_Andrey_Vayner,_and_James_Wiley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04098 |
W.M.KeckObservatoryKeckCosmicWebImager（KCWI）を高スペクトルおよび空間分解能で使用して、最も近いスターバースト銀河IC10の中央領域の調査を提示します。IC10の中央のスターバーストをマッピングして、個々の星形成領域の運動学的およびイオン化特性をサンプリングします。KCWIの低スペクトル分解能モードを使用して、酸素存在量をマッピングし、高スペクトル分解能モードを使用して、46の個々のHII領域を識別します。これらのHII領域の平均半径は4.0pc、星形成率$\sim1.3\times10^{-4}$M$_\odot$yr$^{-1}$、速度分散$\sim$16kms$^{-1}$。HII領域はいずれもビリアル化されていないようであり（$\rm\alpha_{vir}>>1$）、平均して、継続的な拡大の証拠を示しています。IC10のHII領域は、星形成領域のサイズと光度のスケーリング関係、およびサイズと速度分散に関連するラーソンの法則からオフセットされています。内向きと外向きの圧力のバランス、$\rmP_{in}$と$\rmP_{out}$を調査し、HII領域の89％で$\rmP_{out}>P_{in}$を見つけました。これらの低質量HII領域でもフィードバック駆動の膨張を示します。暖かいガス圧（$\rmP_{gas}$）が外向き圧力（$\rmP_{out}$）への支配的な寄与を提供することがわかります。これは、自己重力ではなく周囲のガスの乱流によって支配される内圧を打ち消します。5つのHII領域は、恒星風（2領域）またはシャンパン流（3領域）のいずれかによってサポートされている可能性が最も高い流出の証拠を示しています。これらの観測は、IC10の星形成領域の状態と低質量クラスターからの負のフィードバックへの新しい洞察を提供します。
SIBELIUS-DARK：制約付き実現シミュレーションからのローカルボリュームの銀河カタログ
| Title |
SIBELIUS-DARK:_a_galaxy_catalogue_of_the_Local_Volume_from_a_constrained_realisation_simulation |
| Authors |
Stuart_McAlpine,_John_C._Helly,_Matthieu_Schaller,_Till_Sawala,_Guilhem_Lavaux,_Jens_Jasche,_Carlos_S._Frenk,_Adrian_Jenkins,_John_R._Lucey_and_Peter_H._Johansson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04099 |
天の川から200〜Mpcの距離までの局所体積の制約付き実現シミュレーションであるSIBELIUS-DARKを紹介します。SIBELIUS-DARKは、\textit{SimulationsBeyondtheLocalUniverse}（SIBELIUS）プロジェクトの最初の研究であり、正しい宇宙環境内にモデルのローカルグループのようなシステムを埋め込むことを目的としています。シミュレーションは暗黒物質のみであり、銀河の人口は銀河形成の半解析モデルであるGALFORMを使用して計算されます。SIBELIUSの制約された初期条件から現れる大規模構造が、観測データとよく一致することを示します。SIBELIUS-DARKの推定銀河集団も、ボリューム全体の統計的および最も大規模なクラスターのオブジェクトごとの観測データとよく一致しています。たとえば、$K$バンドの数は空全体でカウントされ、銀河系の北半球と南半球に分けられると、SIBELIUS-DARKによってよく再現されます。$\Lambda$CDMのより広いコンテキストでは、ローカルボリュームはやや異常であることがわかります。これには、異常に多数の超大規模クラスターと、$\approx5$\％のレベルでの全体的な大規模な低密度が含まれます。宇宙平均と比較して。ただし、まれではありますが、これらの特殊性の範囲は、$\Lambda$CDMモデルに大きな影響を与えることはありません。SIBELIUS-DARKは、これまでのローカルボリュームの最も包括的な制約付き実現シミュレーションであり、このペーパーでは、ハローと銀河のカタログを$z=0$で公開します。これは、より広い天文学コミュニティに役立つことを願っています。
銀河中心における多相成分トレーサーとしての重水素分別
| Title |
Deuterium_fractionation_as_a_multi-phase_component_tracer_in_the_Galactic_Centre |
| Authors |
L._Colzi,_J._Mart\'in-Pintado,_V._M._Rivilla,_I._Jim\'enez-Serra,_S._Zeng,_L._F._Rodr\'iguez-Almeida,_F._Rico-Villas,_S._Mart\'in,_M._A._Requena-Torres |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04111 |
中央分子帯（CMZ）には銀河の質量の大部分が含まれていますが、その星形成率は銀河円盤よりも1桁低くなっています。これは、CMZ内のガスの大部分が暖かく（$>$100K）乱流相にあり、恒星前相にはほとんど物質がないという事実に関連している可能性があります。このレターでは、CMZ分子雲G+に対するHCN、HNC、HCO$^{+}$、およびN$_{2}$H$^{+}$の重水素分別（D/H比）の観測結果を示します。0.693-0.027。これらの観測結果は、線幅が$\sim$9kms$^{-1}$であり、暖かく、より少ない線幅が$\sim$20kms$^{-1}$の高密度で乱流の広いコンポーネント。宇宙に近いHCO$^{+}$とN$_{2}$H$^{+}$の非常に低いD/H比$\le$6$\times$10$^{-5}$値（$\sim$2.5$\times$10$^{-5}$）、および幅広いコンポーネント用に導出されたHCNおよびHNCの高いD/H比$>$4$\times$10$^{-4}$、ニトリルの高温重水素化経路の存在を確認します。狭い成分について、すべての分子のD/H比$>$10$^{-4}$と励起温度$7$Kを導き出しました。これは、動的温度$\le$30KとH$_2$密度$\ge$5を示唆しています。$\times$10$^{4}$cm$^{-3}$、幅の広いコンポーネントよりも少なくとも1桁大きい。この手紙で提示された方法は、星形成の危機に瀕している、すなわち、星形成前の条件下で、CMZに向かって雲を識別することを可能にします。この方法は、外部銀河のそのような雲の識別にも使用できます。
Fornax3Dプロジェクト：Fornax銀河団のガス金属量勾配に対する環境の影響
| Title |
The_Fornax3D_project:_The_environmental_impact_on_gas_metallicity_gradients_in_Fornax_cluster_galaxies |
| Authors |
M._A._Lara-Lopez,_P._M._Galan-de_Anta,_M._Sarzi,_E._Iodice,_T._A._Davis,_N._Zabel,_E._M._Corsini,_P._T._de_Zeeuw,_K._Fahrion,_J._Falcon-Barroso,_D._A._Gadotti,_R._M._McDermid,_F._Pinna,_V._Rodriguez-Gomez,_G._van_de_Ven,_L._Zhu,_L._Coccato,_M._Lyubenova,_and_I._Martin-Navarro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04128 |
銀河の進化において環境が果たす役割は、天文学における現在の議論です。環境が銀河の進化を変化させたり、形を変えたり、推進したりできる程度は、観測とシミュレーションの両方で議論のトピックです。この論文は、Fornax3Dプロジェクトの一部としてMUSEで観測された10個のろ座銀河団のサンプルのガス金属量勾配を分析します。輝線の詳細なマップにより、ガスの金属量と金属量の勾配を正確に決定できました。ろ座銀河団の統合ガス金属量は、対照サンプルと比較してわずかに高い金属量（〜0.045dex）を示しています。さらに、クラスターの中心から周辺にかけて、質量と金属量の分離の兆候が見られます。ろ座銀河団の金属量勾配を対照サンプルと比較することにより、一般的な中央値オフセットが約0.04dex/Reであり、8つの銀河がより平坦またはより正の勾配を示しています。クラスターの中心までの各銀河の予測距離を考慮すると、最近の落下者と中間の落下者の勾配の間に体系的な違いは見つかりません。金属量勾配で観測されたオフセットの原因を特定するために、TNG50シミュレーションのデータを使用して同様の分析を実行します。ろ座のようなクラスターで12個のサブハロを識別し、それらの金属量勾配をフィールドサブハロのコントロールサンプルと比較します。この演習では、ろ座のようなハローの銀河の金属量勾配が平坦化され、オフセットの中央値が約0.05dex/Reであることも示しています。また、TNG50サンプルの合併履歴、マッハ数（M）、およびラム圧ストリッピングも分析します。金属量勾配で観測された平坦化は、高ラム圧ストリッピングとフライバイを経験している超音速（M>1）で移動する銀河の組み合わせによる可能性が高いと結論付けます。
$ z = 1.3-3.7 $での最も極端な[OIII]エミッターの星の種族と星形成の歴史
| Title |
Stellar_populations_and_star_formation_histories_of_the_most_extreme_[OIII]_emitters_at_$z=1.3-3.7$ |
| Authors |
Mengtao_Tang,_Daniel_P._Stark,_Richard_S._Ellis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04142 |
ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡が科学的運用に近づくにつれ、ハッブル宇宙望遠鏡のイメージングでアクセス可能な範囲を超えた赤方偏移の範囲を調査することに大きな関心が寄せられています。現在、そのような初期の銀河の存在を測定する唯一の手段は、宇宙の再電離の時代に星の種族のシステムを年代測定することです。$z\simeq7-8$銀河のかなりの部分がスピッツァー測光から非常に強い[OIII]輝線を持っていると推測されるので、これらは赤方偏移$z<10$で形成された真に若いシステムであり、当時、星形成密度の急激な上昇を主張した。ここでは、[OIII]線幅から推定された動的質量と、近赤外測光に対するレストフレームUVの両方を使用して、$z=1.3-3.7$での極端な[OIII]エミッターの分光学的に確認されたサンプルを研究します。そのようなシステムは本当に若いです。私たちの中間赤方偏移線エミッターの最も極端なものについては、若い星の種族の質量に関連する動的質量の10〜100ドル倍が見つかります。これは、追加の暗黒物質またはガス状貯留層の存在だけでは説明が困難です。ノンパラメトリックな星形成の履歴を採用して、サンプルのサブセットの近赤外線測光により、恒星の質量が極端な原因となるスターバーストに関連する$\simeq40$倍である基礎となる古い（$>100$Myr）母集団がどのように明らかになるかを示しますラインエミッション。適切なレストフレーム近赤外測光がなければ、再電離時代の極端なラインエミッターは$z\simeq10$未満の赤方偏移で形成された低質量システムであると結論付けるのは時期尚早かもしれないと私たちは主張します。
{H \ small {II}}領域およびl = 106.65 $ ^ \ circ $から109.50 $ ^ \ circ
$およびb = $ {-} $ 1.85 $ ^ \ circ $から0.95 $ ^ \ circ内の候補に関連付けられた分子雲$
| Title |
Molecular_Clouds_Associated_with_{H_\small{II}}_regions_and_Candidates_within_l_=_106.65$^\circ$_to_109.50$^\circ$_and_b_=_${-}$1.85$^\circ$_to_0.95$^\circ$ |
| Authors |
Chun-Xue_Li{\i}nst{1,2},_Hong-Chi_Wang{\i}nst{1,2},_Yue-Hui_Ma{\i}nst{1},_Miao-Miao_Zhang{\i}nst{1},_Chong_Li_{\i}nst{3,4},_and_Yu-Qing_Zheng{\i}nst{1} |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04264 |
COアイソトポログ（$\rm{}^{12}{CO}$、$\rm{}^{13}{CO}$、および$\rm{C}{}）の大規模な同時調査を提示します^{18}{O}$）J=1${-}$0銀河面領域に向かう線放射l=106.65$^\circ$から109.50$^\circ$およびb=${-}$1.85$パープルマウンテン天文台13.7mミリメートル波長望遠鏡を使用して、^\circ$から0.95$^\circ$まで。太陽近傍の分子ガスを除いて、この領域の分子ガスからの放出は、[${-}$60、${-}$35]$\rmkm〜s^{-1}の速度範囲に集中しています。$。この地域のガスは4つの雲に分割でき、質量は$\sim$10$^{3}$から10$^{4}$\、${M_{\sun}}$の範囲です。$\rm{}^{13}{CO}$データに基づいて、25本のフィラメントを特定しました。フィラメントの励起温度、長さ、線の質量、線の幅、およびビリアルパラメータの中央値は10.89K、8.49pc、146.11${M}_{\odot}〜\rmpc^{-1}$、1.01$\rmkm〜s^{-1}$、および3.14、それぞれ。これらのフィラメントのうち、8つは2未満のビリアルパラメータを持っており、それらが重力によって結合されており、星形成につながる可能性があることを示唆しています。19の{H\small{II}}領域または候補がこの領域で以前に発見されており、これらの{H\small{II}}領域/候補と周囲の分子雲との関係を詳細に調査します。{H\small{II}}領域/候補と分子雲の間の形態の類似性と視線速度の一貫性を関連の証拠として使用し、相互作用の兆候として温度と速度の広がりを高め、12{H\small{II}}を提案します。領域/候補は、周囲の分子雲に関連付けられています。S142の{H\small{II}}領域の場合、{H\small{II}}領域のエネルギーは、周囲の分子ガスの乱流を維持するのに十分です。
新しい地平線の観測で検出された宇宙の光学的背景の異常なフラックス
| Title |
Anomalous_Flux_in_the_Cosmic_Optical_Background_Detected_With_New_Horizons_Observations |
| Authors |
Tod_R._Lauer,_Marc_Postman,_John_R._Spencer,_Harold_A._Weaver,_S._Alan_Stern,_G._Randall_Gladstone,_Richard_P._Binzel,_Daniel_T._Britt,_Marc_W._Buie,_Bonnie_J._Buratti,_Andrew_F._Cheng,_W.M._Grundy,_Mihaly_Hor\'anyi,_J.J._Kavelaars,_Ivan_R._Linscott,_Carey_M._Lisse,_William_B._McKinnon,_Ralph_L._McNutt,_Jeffrey_M._Moore,_Jorge_I._N\'u\~nez,_Catherine_B._Olkin,_Joel_W._Parker,_Simon_B._Porter,_Dennis_C._Reuter,_Stuart_J._Robbins,_Paul_M._Schenk,_Mark_R._Showalter,_Kelsi_N._Singer,_Anne._J._Verbiscer,_and_Leslie_A._Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04273 |
NewHorizonsLORRI画像を使用して、天の川からの拡散散乱光を減らすように選択された高銀河緯度フィールド内の光学バンド（$0.4\lesssim\lambda\lesssim0.9{\rm\mum}$）の空の明るさを測定しました。IRIS全天$100〜\mu$mマップから推測されるウェイギャラクシー（DGL）。また、LORRIフィールド外の明るい星（SSL）からの散乱光を大幅に減らすためにフィールドを選択しました。DGLとSSLの抑制により、以前のNewHorizonsCOBの結果に存在するバックグラウンドフラックスレベルの大きな不確実性が減少しました。ニューホライズンズが太陽から51.3AUのときに測定された、生の全天空レベルは、$24.22\pm0.80{\rm〜nW〜m^{-2}〜sr^{-1}}です。生の合計では、明るい星や銀河、フィールド内の測光検出限界を下回るかすかな星、および水素とイオン化ヘリウムの2光子連続体から散乱光を差し引く必要がありました。これにより、0.608$\mu$mのLORRIピボット波長で${\rm16.37\pm1.47〜nW〜m^{-2}〜sr^{-1}}$でCOBの非常に重要な検出が得られました。この結果は、COBが現在深いHSTカウントから知られている外部銀河（IGL）の統合された光のみを含むという仮説と強い緊張関係にあります。総COBレベルから推定IGLフラックスを差し引くと、原因不明のフラックス成分が${\rm8.06\pm1.92〜nW〜m^{-2}〜sr^{-1}}に残ります。$その振幅はIGLに等しい。
Illustris-TNGシミュレーションにおける巨大な円盤銀河の急冷
巨大な円盤銀河のまれな集団が、初期型の銀河が支配する赤いシーケンスに侵入することがわかっています。これらの赤/急冷された巨大な円盤銀河は、最近、それらの形成と起源に大きな関心を集めています。バー焼入れや環境焼入れなどの通常提案されている焼入れメカニズムは、低密度環境でのバルジのない焼入れディスクには適していないようです。この論文では、IllustrisTNG-300シミュレーションを使用して、大規模なクエンチされた中央円盤銀河の形成を調査します。これらの銀河は、星形成の銀河よりもガスが少なく、巨大な超大質量ブラックホール（SMBH）（$10^{8}M_{\odot}$以上）を持っていることがわかります。それらの形成履歴を追跡することにより、クエンチされた円盤銀河が早期に形成され、宇宙論的時間スケールで円盤形態が保存されていることがわかりました。彼らは平均して1回未満の大規模な合併を経験しており、SMBHの成長に貢献しているのは主にミニ合併（質量比$<$1/10）です。Illustris-TNGシミュレーションでは、ブラックホールの質量が$\sim10^{8}M_{\odot}$よりも大きい場合、ブラックホールフィードバックモードは熱フィードバックから動的フィードバックに切り替わります。銀河と高温のガス状ハローのさらなる冷却を抑制するため。巨大な赤/消光円盤銀河における動的AGNフィードバックが主要な消光メカニズムであると結論付けます。
暗黒物質が質量層の階層に原始ブラックホール（PBH）の形で存在するという前提で、暗黒物質と宇宙のエントロピーとの関係について議論します。最も軽い層は、天の川を含む銀河内の中間質量ブラックホールです。銀河系の中心にある超大質量ブラックホールは第2層にあります。私たちは、銀河全体よりも巨大な、非常に巨大なPBHの第3層が存在すると推測するように導かれます。ルービン天文台とジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡による将来の観測について議論します。
前後：Palomar5潮汐尾の運動学
| Title |
Forward_and_Back:_Kinematics_of_the_Palomar_5_Tidal_Tails |
| Authors |
Pete_B._Kuzma,_Annette_M._N._Ferguson,_Anna_Lisa_Varri,_Michael_J._Irwin,_Edouard_J._Bernard,_Eline_Tolstoy,_Jorge_Pe\~narrubia,_Daniel_B._Zucker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04548 |
Palomar5（Pal5）の潮汐尾は、小川に沿って横たわっている個々の星を識別し、それらの運動学を特徴づける試みで、多くの分光学的研究の焦点となっています。よく研究された後尾は、クラスターの中心から15^\text{o}の距離まで探索されましたが、前尾に沿って4度未満が調べられました。この論文では、アングロオーストラリアン望遠鏡のAAOmega分光法で観測された、先頭の尾に沿った2つのフィールドの分光学的研究の結果を示します。これらのフィールドの1つは、これまで分光学的に調査されたものを超えて、先頭の尾に沿っておよそ7^\text{o}にあります。運動学と線強度の測定値をPan-STARRS1測光データとGaiaEDR3位置天文学と組み合わせて、確率論的アプローチを採用して、Pal5ストリームに属する可能性が高い16個の星を識別します。これらの星のうちの8つは最も外側のフィールドにあり、それらの空の位置は、先頭の腕に「扇形」の存在を確認します。また、以前に公開された視線速度の研究を再検討し、ガイアEDR3位置天文学を組み込んで、重なり合うフィールドスターを削除します。109個の{\itbonafide}Pal5クラスターと潮流星の最終サンプルを使用して、システムの全範囲に沿った3D運動学を特徴付けます。このカタログは、将来のモデリング作業のために提供されます。
初期型銀河における球状星団システムのスケーリング関係。 II。環境への依存はありますか？
| Title |
Scaling_relations_for_globular_cluster_systems_in_early-type_galaxies._II._Is_there_an_environmental_dependence? |
| Authors |
Bruno_J._De_Bortoli,_Juan_P._Caso,_Ana_I._Ennis_and_Lilia_P._Bassino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04566 |
球状星団（GCS）の現在の特性は、ホスト銀河が経験した進化の結果であり、GCSの豊かさや空間分布などの特徴を形作っています。クラスター環境（おとめ座、ろ座、コマ）にある中〜低光度のほぼ30個の初期型銀河（ETG）のサンプルについて、球状星団の予測動径分布の分析を実行します。また、GCSラジアルプロファイルのパラメータが公開されている6つのETGも調査に含めています。最終的な分析は、以前の論文（論文I）のETGのGCSを追加することにより、拡大されたサンプル（〜100GCS）で実行されます。GCSのさまざまなパラメーターを含むスケーリング関係は、サンプル全体で取得され、ペーパーIで取得されたものを補完します。このような関係のいくつかは、環境密度への2次依存性を示しています。最後に、結果は文献の文脈で分析されます。
Ia型超新星爆発からその超新星残骸までの二重縮退システムの二重爆発
| Title |
The_double_detonation_of_a_double_degenerate_system,_from_Type_Ia_supernova_explosion_to_its_supernova_remnant |
| Authors |
Gilles_Ferrand,_Ataru_Tanikawa,_Donald_C._Warren,_Shigehiro_Nagataki,_Samar_Safi-Harb,_Anne_Decourchelle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04268 |
Ia型超新星（SNe）は、白色矮星（WD）の熱核爆発によって引き起こされると考えられていますが、前駆体システムの性質はまだ不明です。最近の理論的および観測的発展により、二重縮退モデル、特に「ヘリウムで点火された暴力的な合併」または「動的に駆動される二重縮退二重爆発」（D$^6$）への新たな関心が高まっています。この論文では、既存のD$^6$SNモデルの出力を取得し、爆発から4000年後まで、すべての噴出物が衝撃を受けたときを過ぎて、超新星残骸（SNR）フェーズに持ち込みます。均一な周囲媒体を想定して、爆発メカニズムの特定の特徴と噴出物に固有の空間的変動を明らかにします。最初の爆発は早い時期に見える噴出物の尾を生成し、2番目の爆発は遅い時間に見える噴出物の中央密度のピークを残します。バイナリモーションによる初期速度シフトのため、SNRシェルは常に中心から外れています。コンパニオンWDは、明るいリングに囲まれた暗いパッチとして投影で見える、噴出物に大きな円錐形の影を生成します。これは、局所化された明確で長続きする機能であり、観察された形態への影響は、SNRの視野角に依存します。これらの結果は、タイプIaSNRの観測を使用して爆発メカニズムと前駆体システムを診断する新しい方法を提供します。
PKS 1424 + 240：可能性のあるIceCubeニュートリノソースとしてのさらに別のマスカレードBLLacオブジェクト
| Title |
PKS_1424+240:_yet_another_masquerading_BL_Lac_object_as_a_possible_IceCube_neutrino_source |
| Authors |
P._Padovani,_B._Boccardi,_R._Falomo,_P._Giommi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04363 |
最近IceCubeによって$3.3\、\sigma$レベルのニュートリノ過剰と他の3つのソースと関連付けられた、ブレーザーPKS1424+240が、最初のもっともらしい非恒星ニュートリノソースであるTXS0506に類似していることを示します。+056、BLLacオブジェクトのマスカレードでもあります。つまり、本質的に、隠れた太い線と標準の降着円盤を備えたフラットスペクトルのラジオクエーサーです。これらの2つのソースは、スペクトルエネルギー分布、高出力、パーセクスケールのプロパティ、場合によっては無線の形態など、他のプロパティを共有していることを指摘します。おそらく高励起源に典型的な陽子負荷ジェットと、それらの比較的高いシンクロトロンピーク周波数に関連する効率的な粒子加速プロセスの比較的まれな組み合わせが、これら2つの源でのニュートリノ生成に有利に働く可能性があると推測します。最近IceCubeアソシエーションのリストにも2回登場した、GB6J1542+6129も、最大20個のFermi-4LACブレーザーを含むこのまれなブレーザーサブクラスに属しているようです。
フェルミ-LATによる銀河系の高質量X線連星集団
10年の点源カタログと併せて12。5年のフェルミ-LATデータで、4つのよく研究されたカタログ化された線源を含む114個の銀河系高質量X線連星からのガンマ線放出を検索します。ガンマ線の過剰がX線連星と空間的に一致しているように見える場合、この過剰が連星システム自体の物理的プロセスの産物であるかどうかを確認するために、さらに調査が行われます。ガンマ線放出の事前の証拠がほとんどまたはまったくない20個の高質量X線連星と一致するガンマ線過剰を識別します。ただし、これらの多くは、線源の混乱またはガンマ線のバックグラウンドによって引き起こされる誤検知であることがわかります。それにもかかわらず、特に1A0535+262、RXJ2030.5+4751、SAXJ1324.4-6200など、いくつかの新しいシステムについて、暫定的ではあるが有望なガンマ線放出の指標が特定されています。
PRAiSE：シミュレートされた電波源の解決されたスペクトル進化
| Title |
PRAiSE:_Resolved_spectral_evolution_in_simulated_radio_sources |
| Authors |
Patrick_M._Yates-Jones,_Ross_J._Turner,_Stanislav_S._Shabala,_and_Martin_G._H._Krause |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04420 |
活動銀河核（AGN）からの電波源の流体力学的シミュレーションからの合成電波放射に空間的に分解された断熱および放射損失プロセスを適用するための方法を提示します。それぞれが電子の集合を表すラグランジュトレーサー粒子がシミュレーションに注入され、位置、グリッド圧力、および最後の強い衝撃からの時間が記録されます。これらの量は、半解析的環境における電波AGN（RAiSE）形式と同様の方法で、電波源を介した電子パケットの損失を追跡するために使用されます。赤方偏移を含む観測パラメータの選択の自由は、このアプローチの後処理の性質によって提供されます。このフレームワークを、非対称環境を含むさまざまな環境でのジェットのシミュレーションに適用します。観測と以前のモデリング作業とよく一致して、電波源の特性が周波数と赤方偏移に強く依存していることがわかります。高赤方偏移でのより顕著な逆コンプトン損失のために、赤方偏移を伴う電波スペクトルの強力な進化があります。より密度の高い環境の電波源はより平坦なスペクトルインデックスを持っており、スペクトルインデックスの非対称性が有用な環境トレーサーである可能性があることを示唆しています。ローブの先端に到達する前に破壊する中間マッハ数ジェットをシミュレートし、これらがエッジで明るくなったFanaroff-RileyTypeII形態を保持し、すべての環境と赤方偏移で最も顕著な放出がローブの先端近くに残っていることを確認します。勉強。
単一の母集団が高速電波バーストの判別特性を説明できますか？
| Title |
Can_a_Single_Population_Account_for_the_Discriminant_Properties_in_Fast_Radio_Bursts? |
| Authors |
Shu-Qing_Zhong,_Wen-Jin_Xie,_Can-Min_Deng,_Long_Li,_Zi-Gao_Dai,_and_Hai-Ming_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04422 |
この質問を精査するために、最初のカナダ水素強度マッピング実験高速電波バースト（CHIME/FRB）カタログを使用して統計分析を実行し、繰り返し率、持続時間、帯域幅、スペクトルインデックス、ピーク光度、および潜在的なピーク周波数。繰り返しと非繰り返しのFRBが1つの母集団に属する場合、繰り返し率と持続時間の分布の違いは、Connoretal。のようにビーム放射による選択効果によって説明できます。（2020）。ただし、スペクトルインデックスと潜在的にピーク周波数の分布の違いは、コヒーレント曲率放射またはシンクロトロンメーザー放射のいずれかのフレームワーク内のビーム放射では説明できないことがわかります。これは、2つの母集団が存在する可能性があることを示しています。さらに、必要な2つの母集団について考えられる3つのシナリオについて説明します。
| Title |
Images_of_magnetospheric_reconnection-powered_radiation_around_supermassive_black_holes |
| Authors |
Benjamin_Crinquand,_Beno\^it_Cerutti,_Guillaume_Dubus,_Kyle_Parfrey,_Alexander_A._Philippov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04472 |
降着する超大質量ブラックホールは、mm波長の事象の地平線スケールで観測できるようになりました。画像の現在の予測は、ブラックホールの近くで常に成立するとは限らない仮説（流体モデリング、熱電子）に依存しているため、完全な動的処理が必要です。この手紙では、ブラックホール磁気圏の最初の3Dグローバル一般相対論的粒子-イン-セルシミュレーションについて説明します。システムは永続的な赤道電流シートを表示します。合成画像は、磁気リコネクションによってこの現在のシートで加速された非熱粒子からの光線追跡シンクロトロン放射によって計算されます。適度な視野角での画像のいくつかの時間依存の特徴を識別します：リングの可変半径、およびそれに沿って移動するホットスポット。このレジームでは、私たちのモデルは、画像のフラックスのほとんどが臨界曲線の内側にあると予測しています。これらの結果は、改善された時間的および空間的解像度でのブラックホール磁気圏の将来の観測を理解するのに役立つ可能性があります。
コンパクトオブジェクトの日食中のHMXBXTEJ1855-026の最初のX線スペクトル
中性子星（NS）の食の間に完全に撮影された、軌道相$\phi=0.00をカバーする古典的な超巨星高質量X線連星XTEJ1855$-$026の最初の{\itXMM-Newton}観測を提示します。-0.11$。データの分析により、a）既存の食前観測中に得られたパラメータと比較し、b）B0Iタイプのドナーの裏面照射型恒星風を探索することができます。皆既日食中のやわらかい過剰を表すために使用される黒体成分は、皆既日食の間は観察されません。次に、NSの近くまたはドナー-NSラインに沿って製造する必要があります。日食中の$0.3-10$keVの光度（$\sim10^{34}$ergs$^{-1}$）は、日食前の70分の1です。平均日食スペクトルにおけるFeK$\alpha$線の強度は、前日食中に測定されたものよりも$\sim7.4$低くなっています。K$\alpha$の光子は風の中で共鳴的に散乱することができないため、FeK$\alpha$の放出の大部分は、NSから$1R_{*}$以内の距離から発生する必要があります。日食スペクトルは、2つの光イオン化プラズマを追加することで正常にモデル化されます。1つは低イオン化（$\log\xi_{\rm1、cold}=0.36$）と高発光測定（$EM_{\rm1、cold}\）です。約3\times10^{59}$cm$^{-3}$）と、高イオン化（$\log\xi_{\rm2、hot}=3.7$）および低放出測定（$EM_{\rmhot}\approx2\times10^{56}$cm$^{-3}$）。冷たい気相と熱い気相がそれぞれ恒星風の塊と塊間媒体であり、塊の体積充填率が$\approx[0.04-0.05]$であると仮定すると、大質量星に典型的であり、塊と$n_{\rmc}/n_{\rmi}\approx180$の凝集塊間媒体は、理論上の期待と大規模な恒星風の光学UV観測と一致して推定されます。
幼児宇宙からの爆発：非常に高いzのGRB 210905A
| Title |
A_blast_from_the_infant_Universe:_the_very_high-z_GRB_210905A |
| Authors |
A.Rossi,_D._D._Frederiks,_D._A._Kann,_M._De_Pasquale,_E._Pian,_P._D'Avanzo,_L._Izzo,_G._Lamb,_D._B._Malesani,_A._Melandri,_A._Nicuesa_Guelbenzu,_S._Schulze,_R._Strausbaugh,_L._Amati,_S._Campana,_A.Cucchiara,_G._Ghirlanda,_M._Della_Valle,_S._Klose,_R._Salvaterra,_R._Starling,_G._Stratta,_N._R._Tanvir,_A._E._Tsvetkova,_S._D._Vergani,_A._D'Ai,_D._Burgarella,_S._Covino,_V._D'Elia,_A._de_Ugarte_Postigo,_H._Fausey,_J._P._U._Fynbo,_F._Frontera,_C._Guidorzi,_K._E._Heintz,_N._Masetti,_E._Maiorano,_C.G.Mundell,_S._R._Oates,_M._J._Page,_E._Palazzi,_J._Palmerio,_G._Pugliese,_A._Rau,_A._Saccardi,_B.Sbarufatti,_D._S._Svinkin,_G._Tagliaferri,_A._J._van_der_Horst,_D._Watson,_M._V._Ulanov,_K._Wiersema,_D.Xu_and_J._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04544 |
高赤方偏移z=6.312での非常にエネルギッシュなGRB210905Aの発見と、その発光X線および光学残光を紹介します。光学および近赤外線（NIR）で測光および分光学的フォローアップを取得し、バースト後数分から7.5Msまでの即発発光と残光発光の両方をカバーしました。Eiso=1.27x10^54ergの等方性ガンマ線エネルギーでは、GRB210905Aは、放出されるエネルギーの点で上位7％のGRBに位置します。その残光は、これまでに観察された中で最も明るいものの1つであり、特に、残りのフレームのt<0.5dでの光学系で最も明るいものの1つです。残光は、エネルギー注入によって説明できる浅い進化で始まり、その後、より急な減衰が続きますが、スペクトルエネルギー分布は、標準的な火の玉理論内の一定密度環境でのゆっくりとした冷却と一致しています。X線光度曲線で39+-21dでのジェットブレークが観察されました。しかし、それは、おそらく未知の成分、おそらく前景の介在する銀河および/またはホスト銀河からの絶え間ない寄与のために、Hバンドに隠されています。7.9+-1.6度の半開き角度を導き出しました。これは、z>〜6バーストでこれまでに測定された中で最も高い角度ですが、より近いイベントでカバーされる範囲内です。結果として得られる10^52ergのコリメーション補正されたガンマ線エネルギーも、これまでに測定された中で最も高いものの1つです。適度に大きい半開き角は、赤方偏移に対する半開き角の逆依存性の最近の主張に反論しています。総ジェットエネルギーは標準的なマグネターには大きすぎる可能性があり、このバーストの中央エンジンが新しく形成されたブラックホールであったことを示唆しています。GRB210905Aとその残光の両方の卓越したエネルギーと光度にもかかわらず、2秒以内に、それほど遠くないバーストのものと一貫していることを示します。これは、電力供給メカニズムと前駆細胞が赤方偏移によって大幅に進化しないことを示しています。
0.5〜8.0MeVの拡散銀河発光スペクトル
| Title |
Diffuse_Galactic_emission_spectrum_between_0.5_and_8.0_MeV |
| Authors |
Thomas_Siegert,_Joanna_Berteaud,_Francesca_Calore,_Pasquale_D._Serpico,_and_Christoph_Weinberger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04574 |
メガエレクトロンボルト（MeV）光子エネルギー範囲での天の川の拡散発光スペクトルの最後の測定は、20年以上前にCGRO/COMPTELによって実行されました。0.5〜8.0MeVの帯域でINTEGRALに搭載された分光計SPIを使用した新しい分析を報告し、最終的には過去の観測の信号対雑音比に取って代わります。これは、精巧な機器の背景モデルと、太陽活動の影響を強く受ける選択されたデータの慎重な検討のおかげで可能になります。銀河中心の周りの$\Deltal\times\Deltab=95^\circ\times95^\circ$の領域に適合するエネルギー依存の空間テンプレートフィッティングに基づいて分析を行います。私たちのフラックス推定値はCOMPTEL測定と一致しており、「MeVバンプ」を示していません。スペクトルは、インデックス$-1.39\pm0.09_{\rmstat}\pm0.10_{\rmsyst}$と積分フラックス$（5.7\pm0.8_{\rmstat}\pm1.7_{\rmsyst}）\times10^{-8}\、\mathrm{erg\、cm^{-2}\、s^{-1}}$0.5〜8.0MeV。最新のフェルミ/LAT、ボイジャー1号、およびAMS-02データと一致する宇宙線電子と伝搬モデルは、推定される逆コンプトンスペクトル形状とほぼ一致していることがわかります。ただし、ベースラインの期待値に関する正規化の2〜3倍の不一致は、内部ギャラクシーのターゲット光子密度および/または電子源スペクトルの強化、わずかに変更された拡散特性、または未解決のMeV集団の存在を示している可能性があります$\gamma$線源。
特異なタイプIaSN 2010lpの非常に低い中心酸素質量：SNeIaの低光度端でのさらなる多様性
| Title |
A_very_low_central_oxygen_mass_in_the_peculiar_type_Ia_SN_2010lp:_further_diversity_at_the_low-luminosity_end_of_SNe_Ia |
| Authors |
P._A._Mazzali,_S._Benetti,_M._Stritzinger,_C._Ashall |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04636 |
内部噴出物の組成を推定し、このイベントの性質を明らかにするために、独特の低光度タイプIa超新星2010lpの星雲スペクトルがモデル化されています。SN2010lpは、通常は光度曲線が低下しているにもかかわらず、分光学的には初期のSN1991bgと同様でした。しかし、それは非常に珍しい二重ピークの[OI]$\lambda\lambda\、6300,6363$放出を遅い時間に示しました（Taubenbergeretal.2013）。星雲スペクトルのモデリングは、非常に少量の酸素（$\sim0.05$M$_{\odot}$）が、観測されたものを再現するのに非常に低速（$\sim2000$km/s）で膨張することを示唆しています。放出。星雲の残りの部分は、SN2010lpがわずかに明るいことを除いて、SN1991bgとそれほど異ならない。二重ピークの[OI]放出は、SN2010lpが2つの低質量白色矮星の合併または衝突と一致している可能性があることを示唆しています。SNIaの光度シーケンスの下限には、さまざまなチャネルが寄与する可能性のあるさまざまなイベントが明確に含まれています。
次の大型遠赤外線天文台のプラットフォームとしての高高度気球
| Title |
Stratospheric_balloons_as_a_platform_for_the_next_large_far_infrared_observatory |
| Authors |
Philipp_Maier,_J\"urgen_Wolf,_Alfred_Krabbe,_Thomas_Keilig,_Andreas_Pahler,_Sarah_Bougueroua,_Thomas_M\"uller,_Rene_Duffard,_Jose-Luis_Ortiz,_Sabine_Klinkner,_Michael_Lengowski,_Christian_Krokstedt,_Christian_Lockowandt,_Norbert_Kappelmann,_Beate_Stelzer,_Klaus_Werner,_Stephan_Geier,_Christof_Kalkuhl,_Thomas_Rauch,_Thomas_Schanz,_J\"urgen_Barnstedt,_Lauro_Conti,_Lars_Hanke,_Maja_Ka\'zmierczak-Barthel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04580 |
高空間分解能の遠赤外線（FIR）天文学の場合のように、大きな物理的機器の寸法および/またはかなりの量の寒剤を必要とする観測は、現在でも宇宙からの実行に関して技術的な限界に直面しています。角度分解能と利用可能な観測機能は特に影響を受けます。気球ベースのプラットフォームは、定期的に極低温剤を補充したり、機器を変更および/または更新したりする可能性など、比較的少ない労力で比較的大きな望遠鏡を配備する手段を提供することにより、既存の観測機能を補完することを約束します。計画されている欧州気球観測所（ESBO）は、長期的には、ハーシェルの空間分解能を超える、これらの追加の大口径FIR機能を提供することを目的としています。計画は、定期飛行を実行する再利用可能なプラットフォームと、研究者に観測への提案ベースのアクセスを提供する運用コンセプトに焦点を当てています。これにより、波長領域へのアクセス、空間分解能、および測光安定性の観点から、他の空中、地上、および宇宙ベースの観測所を補完することを目的としています。FIR機能は主な長期目標ですが、ESBOは、その過程で他の波長領域でメリットを提供します。ESBODesignStudy（ESBODS）では、紫外線および可視光観測用の0.5m望遠鏡を搭載したプロトタイププラットフォームが構築されており、次世代FIR望遠鏡のプラットフォームコンセプトが研究されています。UV/VISプロトタイププラットフォームの飛行は2021年に推定されます。この論文では、大口径気球ベースのFIR天文台の科学的および技術的動機と、そのようなインフラストラクチャに対するESBODSアプローチの概要を説明します。次に、0.5mUV/VISプラットフォームの技術的動機、科学的事例、および機器について説明します。
大気チェレンコフ望遠鏡を画像化するための統計ツール
イメージング大気チェレンコフ望遠鏡（IACT）の開発により、テラエレクトロンボルト体制の空が明らかになり、新しい千年紀の初めにいわゆる「TeV革命」が始まりました。この革命は、これらの望遠鏡によって収集されたシャワー画像を分析し、そのようなイベントを生成する天体物理学的ソースの特性を推測するための統計ツールの実装と適応によっても促進されました。画像再構成技術、背景識別、および信号検出分析は、IACTデータの分析でここ数十年に適用された先駆的な研究のほんの一部です。この（簡潔な）レビューは、IACTで収集されたデータの分析に使用される最も一般的な統計ツールを要約することを目的としており、より深い調査のための既存の文献への参照を含む、完全な分析チェーンでのアプリケーションに焦点を当てています。
LISAの場合。重力波のピアノベースの可聴化プロジェクト
この論文では、将来のLISA宇宙ミッションのためにシミュレートされた重力波データの可聴化について説明します。まず、LISAプロジェクトとその成果を紹介します。次に、LISAデータの芸術的な公開表示に特化したマルチメディアプロジェクトであるアインシュタインのソナタを紹介します。アインシュタインのソナタは、プリペアドピアノ、ペリプルデルラテの作曲を主な要素として備えています。後者は、天文データを音楽にマッピングする可聴化戦略の結果です。したがって、2つのデータ前処理段階、抽象的な制御空間へのマッピング、そして最後に自動表記生成を特徴とする4段階の可聴化手順について詳しく説明します。
高解像度シミュレーションにおける太陽のような差動回転の生成メカニズム
| Title |
Generation_mechanism_of_solar-like_differential_rotation_in_high-resolution_simulations |
| Authors |
H._Hotta,_K._Kusano,_R._Shimada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04183 |
太陽のような差動回転を再現した2021年堀田・草野のシミュレーション結果を解析します。太陽は、速い赤道と遅い極で差動回転しています。熱対流は差動回転を維持すると広く考えられていますが、最近の高解像度シミュレーションでは高速赤道を再現できない傾向があります。この事実は、対流の難問と呼ばれる太陽物理学の最大の問題の1つの側面です。Hotta＆Kusano、2021は、これまでにない高解像度のシミュレーションで、操作を使用せずに太陽のような差動回転を再現することに成功しました。本研究では、シミュレーションデータを分析し、高速赤道の維持メカニズムを理解します。私たちの分析は、以下のように要約される結論につながります。1.超平衡磁場は、圧縮によって生成されます。これにより、大量の内部エネルギーが間接的に磁気エネルギーに変換されます。2.対流層の基部の周りの拡張された非断熱領域と効率的な小規模エネルギー輸送は、大規模な対流エネルギーを抑制します。3.非テイラー-プラウドマンの差動回転は、磁場によって強化された異方性の緯度方向のエネルギー輸送によって引き起こされるエントロピー勾配によって維持されます。4.高速赤道は、主にマクスウェル応力によって引き起こされる子午線流によって維持されます。マクスウェル応力自体も、高速の地表近くの赤道の角運動量輸送に役割を果たします（これをサンドバッグ効果と呼びます）。この研究は、差動回転の維持における磁場の役割を新たに発見しました
$ Gaia $の集団合成フィッティングは、100pc以内の白色矮星のバイナリ集団を解決しました
| Title |
A_population_synthesis_fitting_of_the_$Gaia$_resolved_white_dwarf_binary_population_within_100_pc |
| Authors |
S._Torres,_P._Canals,_F._M._Jim\'enez-Esteban,_A._Rebassa-Mansergas,_E._Solano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04199 |
$Gaia$ミッションは、私たちの銀河の白色矮星の個体数に関する前例のない豊富な情報を提供してきました。特に、私たちの研究は、太陽からの100\、pcまでのサンプルが実質的に完全であると見なすことができることを示しています。この事実により、共動ペアの識別を通じて、すべての白色矮星の中で、二重縮退（$1.18\pm0.10$\％）と白色矮星に加えて主系列星（$6.31\pm0.23$\％）の正確な割合を推定できます。詳細な母集団合成コードを使用すると、観察されたものとほぼ同じ割合で合成の白い矮星の母集団を再現できるため、バイナリ分数$f_{\rmb}$、初期質量比分布、$n（q）$、および初期分離分布$f（a）$、その他のパラメーター。私たちの最適モデルは、$f（a）\proptoa^{-1}$、$n（q）\proptoq^{n_q}$、$n_q=-の$1\sigma$信頼水準内で達成されます。1.13^{+0.12}_{-0.10}$および$f_{\rmb}=0.32\pm0.02$。このモデルによって生成される白色矮星の合併の割合は、共通外層の処理に応じて、$9\sim16\％$です。モデリングの副産物として、白色矮星の人口の約$1\sim3\％$が未解決の二重縮退であり、すべての白色矮星の$\sim1\％$のみがHeコアを含んでいることがわかります。最後に、白色矮星形成中の穏やかなキックだけが、観測された二重縮退システムの空の分離に適合するために必要であるように思われます。
内側太陽圏における磁気スイッチバック発生率：パーカーソーラープローブと1 au
| Title |
Magnetic_Switchback_Occurrence_Rates_in_the_Inner_Heliosphere:_Parker_Solar_Probe_and_1_au |
| Authors |
Francesco_Pecora,_William_H._Matthaeus,_Leonardo_Primavera,_Antonella_Greco,_Rohit_Chhiber,_Riddhi_Bandyopadhyay,_Sergio_Servidio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04216 |
大きな角度のたわみまたは磁場の極性反転として定義されるスイッチバックの主題は、2018年のパーカーソーラープローブ（PSP）の発売以来、宇宙物理学コミュニティに大きな関心を呼んでいます。以前の研究では、いくつかの異なる方法でスイッチバックを特徴づけています。、および最初のいくつかの軌道から利用可能なデータに制限されています。ここでは、PSPの最初の完全な8軌道について、単位距離あたりのスイッチバックの発生頻度を分析します。この作業では、地域平均と比較して磁場の符号を逆転させるイベントのみをスイッチバックと見なします。重要な発見は、発生率が0.2au（40$R_\odot$）の近くで太陽に近づくと急激に低下し、0.2auから外側に向かって緩やかに上昇することです。分析は、さまざまな磁場ケイデンスと周囲磁場のさまざまな局所平均に対して変化し、結果のロバスト性を確認します。スイッチバック生成のメカニズムへの影響について説明します。公に利用可能なデータベースは、特定された逆転で作成されました。
スターインボックスシミュレーションからの太陽のようなダイナモとサイクルの回転スケーリング
| Title |
Solar-like_dynamos_and_rotational_scaling_of_cycles_from_star-in-a-box_simulations |
| Authors |
Petri_J._K\"apyl\"a_(G\"ottingen_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04329 |
異なる回転速度を持つ太陽のような星の対流とダイナモの電磁流体力学的スターインボックスシミュレーションが提示されます。これらのシミュレーションは、高速の赤道と低速の極を備えた太陽のような差動回転と、表面で赤道方向に移動する活動を伴う太陽の磁気活動に似た磁気活動を生成します。さらに、ここで検討した限られたサンプルでは回転周期が減少するため、回転周期とサイクル周期の比率はほぼ一定です。これは、観測から提案された非アクティブな星の枝を彷彿とさせ、球殻モデルからのほとんどの以前のシミュレーション結果とは異なります。現在のシミュレーションにおけるダイナモの正確な励起メカニズムはまだ明らかではありませんが、放射コアと星の外側の領域が含まれているために磁場が持つより大きな自由がダイナモを形作る上で重要であると考えられます。
出現する太陽活動領域の磁気ヘリシティとエネルギーおよびそれらの噴火性
| Title |
Magnetic_helicity_and_energy_of_emerging_solar_active_regions_and_their_erruptivity |
| Authors |
E._Liokati_(1),_A._Nindos_(1),_Y._Liu_(2)_((1)_Department_of_Physics,_University_of_Ioannina,_Greece_(2)_W._W._Hansen_Experimental_Physics_Laboratory,_Stanford_University,_Stanford,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04353 |
目的。出現する太陽活動領域（AR）からのコロナ質量放出（CME）の生成における、磁気ヘリシティと磁気エネルギーの両方の蓄積の役割を調査します。メソッド。ソーラーダイナミクス天文台に搭載されたヘリオシズムおよび磁気イメージャによって取得されたベクトル磁場データを使用して、磁束の出現の開始時から45\degr\West（W45）のヘリシティ経度に到達します。結果。ARのうち7つはCMEを生成しましたが、45は生成しませんでした。統計的な意味で、噴火性ARは、フラックス出現開始時間から始まり、（i）フラックス出現フェーズの終わりに、（ii）ARが終了する間隔で、非噴火性ARよりも磁気ヘリシティとエネルギーの両方の大きな予算を蓄積します。最初のCMEを生成するか、W45を通過します。磁気ヘリシティとエネルギーのしきい値は、それぞれ$9\times10^{41}$Mx$^2$と$2\times10^{32}$ergであり、これを超えるとARが噴火する可能性があります。蓄積された磁気ヘリシティとエネルギー収支の観点から、噴火ARと非噴火ARの分離は、ARが出現段階の初期に噴火した場合と、非噴火ARが大きな磁気ヘリシティとエネルギー収支を示した場合の6つのケースで違反します。崩壊指数の計算は、これらのARが噴火しなかったことを示している可能性があります。これは、上にある磁場が、噴火ARよりも強いまたはより長い閉じ込めを提供したためです。結論。私たちの結果は、新しいARは、磁気ヘリシティとエネルギーの両方のかなりの予算を蓄積するときにCMEを生成する傾向があることを示しています。それらの噴火の可能性を研究する場合は、磁気ヘリシティを磁気エネルギーと同等の立場に置く必要があります。
ヘリオスとパーカーソーラープローブの観測に基づく、太陽圏内部の惑星間コロナ質量放出のシースと前縁構造の進化
| Title |
Evolution_of_sheath_and_leading_edge_structures_of_interplanetary_coronal_mass_ejections_in_the_inner_heliosphere_based_on_Helios_and_Parker_Solar_Probe_observations |
| Authors |
Manuela_Temmer,_Volker_Bothmer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04391 |
コンテキスト：内部太陽圏の距離の関数として惑星間コロナ質量放出（ICME）のシースと前縁（LE）構造の進化を調査します。結果は、磁気噴出物（ME）と周囲の太陽風（SW）の両方に関連しています。目的：よく観察された40のHelios1/2イベントのサンプルから、シース、LE、およびMEの平均密度を個別に導き出します。結果は、シースが形成される距離を調査するために、上流のSWと比較されます。方法：BothmerandSchwenn（1998）によるICMEリストからの距離範囲0.3-1auのHelios1/2データからのプラズマおよび磁場測定を使用します。比較のために、2019年から2021年にPSPで観測された0.32〜0.62auをカバーする4つのICMEのサンプルを追加します。結果。〜13Rsの距離では、CMEシースは周囲のSW密度よりも密度が高くなります。〜38Rsで、シース構造密度がME内の密度を支配し始めます。ME密度は、約230Rsで周囲のSW密度を下回ります。MEのよく知られている拡張に加えて、シースサイズは距離と弱い正の相関を示しますが、LEは拡張しません。ICMEショックの上流でシース密度と局所SWプラズマ速度の間に中程度の反相関が見られます。経験的な関係は、周囲のSW速度をシースおよびLE密度と結び付けて導き出されます。結論：実際のシース形成の平均開始距離は、約13Rsにあることがわかります。MEの膨張は約38Rsで大きく変化し、シース構造の密度が支配的になります。LEは、周囲のSWフローから分離された構造として理解できます。結果は、ICMEの進化のより良い解釈を可能にし、シースの拡大による質量の増加を可能にします。シースとLE密度および周囲のSW速度の間の経験的結果は、太陽圏内部でのICME進化のより詳細なモデリングに使用できます。
Herbig Ae / Be星の降着円盤における磁束管のダイナミクス
| Title |
Dynamics_of_magnetic_flux_tubes_in_accretion_disks_of_Herbig_Ae/Be_stars |
| Authors |
Sergey_A._Khaibrakhmanov,_Alexander_E._Dudorov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04412 |
化石の大規模磁場を伴う典型的なハービッグAe/Be星の降着円盤内の磁束管（MFT）のダイナミクスは、浮力と抗力、周囲のガスとの放射熱交換、および磁場を考慮してモデル化されます。ディスクの。ディスクの構造は、電磁流体力学（MHD）モデルを使用してシミュレートされ、恒星放射によるディスクの表層の加熱が考慮されています。シミュレーションは、MFTがディスクの最も内側の領域から最大$10-12$kms$^{-1}$の速度で定期的に上昇することを示しています。MFTは、ディスクの表面近くの外部磁場の作用下で減衰する磁気振動を経験します。振動周期は、MFTの星と初期プラズマベータからの距離とともに増加し、$r=0.012$auでの数時間から$r=1$auでの数か月までの範囲です。振動は、温度を含むMFTの特性の脈動によって特徴付けられます。ハービッグAe/Be星の円盤はより熱く、密度が高く、磁場が強いため、振動によってハービッグAe/Be星のIR変動が観測される可能性があると主張します。。
拡散境界を持つ太陽コロナループにおけるスタンディングソーセージ摂動：初期値問題の展望
| Title |
Standing_Sausage_Perturbations_in_solar_coronal_loops_with_diffuse_boundaries:_An_initial-value-problem_perspective |
| Authors |
Bo_Li,_Shao-Xia_Chen,_Ao-Long_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04435 |
圧力のない電磁流体力学で作業し、連続半径密度プロファイル（$\rho_0（r）$）を持つ1次元円筒平衡における線形高速ソーセージモード（FSM）のいくつかの特有の分散特性の結果を調べます。確かな数学的根拠で最近認識されているように、$\rho_0（r）$が公称円柱の外側で十分ゆっくりと変化する場合、FSMのカットオフ軸波数は存在しない可能性があります。したがって、トラップされたモードは、任意の軸方向の波数と密度のコントラストに対して存在する可能性があり、長波長領域での軸方向の位相速度は、外部のAlfv$\acute{\rme}$n速度とほとんど異なりません。これらのトラップされたモードが実際に関連する初期値問題（IVP）の解に現れる場合、FSMは古典派理論で予想されるよりもはるかに観測される可能性が高く、より広い範囲の周期性を説明するために呼び出すことができます。練習しました。ただし、例としてアクティブ領域ループの軸方向のファンダメンタルズを使用して、この長波長の期待値がIVPの有限差分ソリューションでは見られないことを示します。その理由は、解決するために必要な固有モードを重ね合わせることによって調査されます。IVP。少なくとも私たちが調べるパラメータについては、トラップされたモードの固有関数は、初期摂動の空間的範囲の観測的に妥当な範囲をはるかに超える空間的範囲によって特徴付けられます。つまり、トラップされたモードが受け取ることができるエネルギーのごく一部を意味します。調べた平衡状態にFSMのカットオフ波数がないことは、明確な時間的挙動を保証するものではないと結論します。
近UV分光法によるハロー星CS31082-001のBe、V、Cu
| Title |
Be,_V_and_Cu_in_the_halo_star_CS_31082-001_from_near-UV_spectroscopy |
| Authors |
H._Ernandes,_B._Barbuy,_A._Fria\c{c}a,_V._Hill,2_M._Spite,_F._Spite,_B._V._Castilho_and_C._J._Evans |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04450 |
「FirstStars」プログラムは、金属の少ないハロー星CS31082-001が、古い星のウラン存在量の最初の測定を含め、rプロセスとアクチニドに富んでいることを明らかにしました。このような希少なオブジェクトをよりよく特徴付けて理解するために、CS31082-001の近紫外線スペクトルの分析からの3つの元素（Be、V、Cu）の最初の存在量の推定値を示します。ベリリウムは巨星で測定されることはめったになく、大気中のBeとLiの両方を破壊するかなり低温の有効温度のため、この星でのベリリウムの存在量が少ないことを確認しています。バナジウムと銅は、星の種族の起源を調査するための化学タグ付け指標として使用され始めている鉄ピーク元素です。CS31082-001のVとCuの存在量は、他の金属の少ない星に匹敵するものであり、結果を調査するための新しい化学進化モデルを提示します。Vの場合、ニュートリノと物質との相互作用による余分な元素合成がモデルに含まれ、測定された存在量を再現できるようになっています。CS31082-001の高品質分光法が利用できることを考えると、超大型望遠鏡用に開発中の計画されたCUBES装置を使用して、金属の少ない星の将来の研究のテンプレートとして、近紫外線の他の原子線も調べます。
イオン化グリッチの特性II。構造的摂動の地震サイン
| Title |
Properties_of_the_ionisation_glitch_II._Seismic_signature_of_the_structural_perturbation |
| Authors |
Pierre_S._Houdayer,_Daniel_R._Reese,_Marie-Jo_Goupil |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04638 |
本論文では、星のイオン化領域の特性を、この領域の急速な構造変化によって引き起こされる振動周波数の変化（いわゆるグリッチ）から制約することを目的としています。特に、恒星モデルに基づくキャリブレーションの使用を避け、これらの特性の真に独立した推定を提供することを目指しています。これらには、電子縮退パラメータやイオン化領域の範囲など、振動周波数に大きな影響を与える可能性のあるヘリウムの存在量とその他の物理量の両方が含まれます。最初の論文を出発点として、等エントロピー領域での放射状振動の波動方程式にイオン化ゾーンの構造的摂動を適用しました。したがって、結果として得られるグリッチモデルは、ヘリウムのイオン化によって引き起こされる高速周波数振動に含まれる情報だけでなく、水素のそれに伴う遅い傾向にも含まれる情報を利用することができます。この情報は、ヘリウムの存在量、電子縮退、およびイオン化領域の範囲にそれぞれ関連するパラメータの観点から直接表現できます。ベイズ推定を使用して、グリッチの発生源でのプロパティの実質的な回復が可能であることを示します。ヘリウムの存在量と電子縮退の間に縮退が存在することがわかり、これは特にヘリウムの推定に影響を与えます。グリッチが汚染（表面効果など）の影響を受ける場合にこの方法を拡張し、水素イオン化に関連する遅いグリッチ傾向の重要性に注目しました。ガウス過程を使用して、周波数グリッチを表面効果から解きほぐすことを提案します。
中性子星は、アインシュタインの一般相対性理論と原子核物理学の驚くべき融合です。それらの内部には、実験室では調べることができない極端な物質が潜んでいます。そのような高密度と圧力では、それらのコアは主に自由クォークやハイペロンなどのエキゾチック物質で構成されている可能性があります。レーザー干渉計重力波観測所（LIGO）や他の干渉計からの重力波観測、および中性子星内部組成エクスプローラー（NICER）からのX線観測がベールを突き抜け始めています。これらの観測は、中性子星のコアについての情報を提供し、したがって、そのようなオブジェクトを可能にする物理学についての情報を提供します。このレビューでは、重力波とX線観測から中性子星の物理学について学んだことについて説明します。私たちは、これらの新しい観測が私たちに教えてくれる物理学に目を向けて、確実に観測されたものと近い将来に観測されるべきものに焦点を合わせます。
多臨界点原理を持つモデルの重力波
マルチクリティカルポイント原理（MPP）は、プランクスケールと電弱スケールの間の大きな階層の自然な説明を提供します。2つの実一重項スカラー場$\phi$と$S$によって拡張された標準模型にMPPが適用され、真空期待値$\phi$によって次元変換が発生するシナリオを考えます。この論文では、$\mathbbZ_2$対称性$S\rightarrow-S$を持ち、他のすべてのフィールドは不変のままである臨界点に焦点を当てます。次に、$S$は自然な暗黒物質（DM）の候補になります。さらに、宇宙論的な磁壁の問題がないように、$\phi$がそれ以上の$\mathbbZ_2$対称性を持たない臨界点に集中します。そのような重要なポイントの中で、すべての超正規化可能なパラメーターを修正するCP-1234と呼ばれる最大に重要なポイントに焦点を当てます。DMの熱的残存粒子、DMの直接検出限界、および現在のLHC制約を満たすパラメーター領域が残っていることを示します。この領域では、TeVスケールの温度付近で初期宇宙に一次相転移が見られます。結果として生じる重力波は、$10^{-2}$-$10^{-1}$Hzの周波数で${\calO}（10^{-12}）$のピーク振幅で予測されます。DECIGOやBBOなどの将来の宇宙ベースの機器でテストされています。
将来の宇宙重力波検出器によるEMRIシステムの中心物体による異常反射の効率的な探索方法
| Title |
Efficient_search_method_of_anomalous_reflection_by_the_central_object_in_an_EMRI_system_by_future_space_gravitational_wave_detectors |
| Authors |
Norichika_Sago,_Takahiro_Tanaka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04249 |
以前の研究では、ブラックホール事象の地平線近くの仮想反射境界が極端な質量比インスピレーション（EMRI）からの波形に及ぼす影響を調査しました。反射効率が極端に高くなくても、波形の大幅な変化が期待できることがわかりました。次に、問題は、LISAなどの将来の宇宙重力波アンテナの実際のデータ分析でこのシグネチャの検索をどのように実装するかです。この論文では、反射境界のシグネチャを検出するためのシンプルで効率的な方法を提案します。EMRIの軌道進化に対する反射境界の影響の興味深い特徴は、エネルギーと角運動量の損失率が周波数領域で周期的に振動することです。振動周期は、仮想境界と角運動量障壁の間の重力波の往復の逆時間スケールに対応します。この独特の機能により、追加の計算コストをかけずに反射境界のシグネチャを検出できることを示します。
宇宙の統一された幾何学的記述：インフラトンや宇宙定数なしのインフレーションから遅い時間の加速まで
| Title |
A_unified_geometric_description_of_the_Universe:_from_inflation_to_late-time_acceleration_without_an_inflaton_nor_a_cosmological_constant |
| Authors |
Luisa_G._Jaime_and_Gustavo_Arciniega |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04323 |
インフラトンや宇宙定数を呼び出さずに、インフレーションから後期加速まで、宇宙の進化全体を再現できる高次の曲率不変量の無限の塔を持つ重力理論から生じる宇宙論モデルを提示します。理論はアインシュタインのようなものです。フリードマン・ルマ\^{i}tre-ロバートソン-ウォーカー計量の場の方程式は2次であり、低赤方偏移での宇宙定数によって提供される加速と一致する遅い時間発展を再現できます。私たちの結果は、ダークエネルギーの性質を再解釈することを余儀なくさせ、時空の幾何学からのみ受け継がれるメカニズムになります。
低マッハ数の無衝突衝撃における電子ビームワイベル不安定性
| Title |
Electron_Beam_Weibel_Instability_in_the_Collisionless_Shock_with_Low_Mach_Number |
| Authors |
Jiansheng_Yao,_Yingkui_Zhao,_Biyao_Ouyang,_Difa_Ye |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04341 |
静電無衝突衝撃における電子ビームワイベル不安定性は、セルシミュレーションの粒子を介して研究されます。非相対論的入射プラズマが冷たい希薄プラズマと衝突すると、界面近くに静電ショックが発生します。その後、ワイベルの不安定性の結果として、フィラメント状の面外磁場が形成されます。入ってくるホットエレクトロンの異方性は、ワイベルの不安定性を引き起こすには不十分であることが示されています。そして、ワイベルの不安定性は、希薄プラズマ中の冷たい電子によって励起されます。高密度プラズマへの衝撃電場によって相対論的速度に加速された後、希薄プラズマ内の電子はかなりの異方性を持ち、ワイベル不安定性を引き起こす可能性があります
$ f（R）$重力で重力崩壊は可能ですか？
| Title |
Is_gravitational_collapse_possible_in_$f(R)$_gravity? |
| Authors |
Adri\'an_Casado-Turri\'on,_\'Alvaro_de_la_Cruz-Dombriz,_Antonio_Dobado |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04439 |
オッペンハイマー-スナイダーモデルはそれらの接合条件と互換性がないため、重力崩壊は$f（R）$重力理論の文脈ではまだよく理解されていません。この作業では、問題への体系的なアプローチを提示します。オッペンハイマー-スナイダー構造を一般化して重力$f（R）$の範囲内に収める方法の徹底的な分析から始めて、物理的に実行可能な内部と互換性のある新しい外部ソリューションの存在を調査します。私たちの形式主義は、いくつかのパラダイム真空メトリクスが、メトリクス$f（R）$重力で崩壊するダストスターの外側の時空を表すことができないことを示すことを可能にしました。さらに、接合条件を使用して、$f（R）$モデルの大規模なクラスの新しい液胞ソリューションを発見しました。その外部時空は、ここでも初めて文献に記載されています。最後に、重力崩壊のオッペンハイマー-スナイダーモデルが$f（R）$重力のパラティーニ定式化と互換性がないという以前は気づかなかった事実も報告します。
| Title |
Neutrino_astronomy_as_a_probe_of_physics_beyond_the_Standard_Model:_decay_of_sub-MeV_$B$-$L$_gauge_boson_dark_matter |
| Authors |
Weikang_Lin,_Luca_Visinelli,_Donglian_Xu,_Tsutomu_T._Yanagida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04496 |
シーソー機構とレプトン数生成に不可欠な要素である$U（1）_{B\textrm{-}L}$対称性は、当然、巨大なゲージボソンを備えています。ゲージ結合が$\mathcal{O}（10^{-19}）$のオーダーである場合、このゲージボソンは、主にアクティブなニュートリノに崩壊する、明るく長寿命の暗黒物質候補です。この一貫した暗黒物質のシナリオは、将来のニュートリノ観測所で潜在的に検出可能な特徴的なニュートリノ信号を予測します。一旦検出されると、そのようなニュートリノ信号は素粒子物理学の標準模型へのこの最小限の拡張のための喫煙銃として機能し、宇宙論的および天体物理学の難問に取り組むための新しい窓を開きます。
分析的薄壁偽の真空減衰率
真と偽の真空がほぼ縮退している薄壁限界の1つのループで閉形式の偽の真空減衰率を導き出します。$D$次元のバウンス構成を、高次の補正、カウンターターム、くりこみ群の実行を伴うユークリッドアクションとともに取得します。低軌道多重極および一般軌道多重極のGel'fand-Yaglom定理を介して汎関数行列式を抽出します。負の固有値とゼロの固有値は、低い多重極に対して表示され、並進ゼロは削除されます。一般的な多重極の変動を計算し、軌道モードを乗算して調整します。$D=3、4$で明示的な有限繰り込み減衰率を見つけ、任意の次元の有限汎関数行列式の閉形式の式を与えます。
最初のKATRINデータ実行による局所遺物ニュートリノ背景の過密度に対する新しい制約
| Title |
New_Constraint_on_the_Local_Relic_Neutrino_Background_Overdensity_with_the_First_KATRIN_Data_Runs |
| Authors |
M._Aker,_D._Batzler,_A._Beglarian,_J._Behrens,_A._Berlev,_U._Besserer,_B._Bieringer,_F._Block,_S._Bobien,_B._Bornschein,_L._Bornschein,_M._B\"ottcher,_T._Brunst,_T._S._Caldwell,_R._M._D._Carney,_S._Chilingaryan,_W._Choi,_K._Debowski,_M._Descher,_D._D\'iaz_Barrero,_P._J._Doe,_O._Dragoun,_G._Drexlin,_F._Edzards,_K._Eitel,_E._Ellinger,_R._Engel,_S._Enomoto,_A._Felden,_J._A._Formaggio,_F._M._Fr\"ankle,_G._B._Franklin,_F._Friedel,_A._Fulst,_K._Gauda,_A._S._Gavin,_W._Gil,_F._Gl\"uck,_R._Gr\"ossle,_R._Gumbsheimer,_V._Hannen,_N._Hau{\ss}mann,_K._Helbing,_S._Hickford,_R._Hiller,_D._Hillesheimer,_D._Hinz,_T._H\"ohn,_T._Houdy,_A._Huber,_A._Jansen,_C._Karl,_F._Kellerer,_J._Kellerer,_M._Kleifges,_M._Klein,_C._K\"ohler,_L._K\"ollenberger,_A._Kopmann,_M._Korzeczek,_A._Koval\'ik,_B._Krasch,_H._Krause,_L._La_Cascio,_et_al._(68_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04587 |
2019年のKATRIN実験の最初の2回の科学実験からの直接宇宙ニュートリノ背景探索について報告します。高純度分子トリチウムガス源からのベータ崩壊電子は、キネマティック周辺の高解像度MAC-Eフィルターによって分析されます。18.57keVのエンドポイント。分析は、90％（95％）の信頼水準で9.7e10（1.1e11）の局所的な遺物ニュートリノの過密度に敏感です。トリチウム源での遺物ニュートリノ捕獲を説明する運動学的エンドポイントの周りの狭い間隔にわたる統合された電子スペクトルの適合は、有意な過密度を明らかにしません。この作業は、ロスアラモスとトロイツクでの以前の運動学的ニュートリノ質量実験によって得られた結果を改善します。さらに、更新された操作条件に依存することにより、KATRIN実験の予測される最終感度を90％の信頼水準で<1e10に更新します。
