| Title |
Correlating_Gravitational_Wave_and_Gamma-ray_Signals_from_Primordial_Black_Holes |
| Authors |
Kaustubh_Agashe,_Jae_Hyeok_Chang,_Steven_J._Clark,_Bhaskar_Dutta,_Yuhsin_Tsai_and_Tao_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04653 |
小惑星質量原始ブラックホール（PBH）は、現在の間接的な検出の制約と一致しながら、観測された暗黒物質の存在量を説明することができます。これらのPBHは、ホーキング放射から、AMEGOおよびe-ASTROGAM実験による将来の測定の感度の範囲内にあるガンマ線信号を生成できます。このような観測可能なガンマ線信号を発生させるPBHは、大きな原始曲率変動から宇宙起源を持っています。その場合、同じ曲率の変動によって生成される、コンパニオンの確率的重力波（GW）バックグラウンドが存在する必要があります。結果として得られるGW信号は、LISA、DECIGO、BBO、アインシュタイン望遠鏡などの将来の検出器の感度の範囲内に十分収まることを示しています。観測されたガンマ線とGWからのマルチメッセンジャー信号により、PBHを生成する原始曲率摂動の正確な測定が可能になります。確かに、2つのタイプの観測値の間に結果として生じる相関関係は、PBHの煙を吐く銃の信号を提供できると主張します。
標準的な宇宙論的モデルの印象的な成功にもかかわらず、いくつかの異常はその勝利に逆らいます。その中には、いわゆるレンズ異常があります。プランク衛星は、予想よりも強いCMB重力レンズを観測しています。この異常におけるニュートリノの役割は、CMBレンズ効果における重要な役割にもかかわらず、標準的なシナリオでは張力を増加させる傾向があるため、ほとんど見過ごされてきました。ここでは、これが仮定されたニュートリノ状態方程式に強く依存することを示します。ニュートリノがまだ長距離相互作用を発見していない場合、レンズパターンが大きく影響を受け、レンズ異常を純粋な統計的変動としてレンダリングすることを示します。したがって、私たちの結果は、異常なCMBレンズ効果を、現在および将来の宇宙論的、天体物理学的、および実験室でのニュートリノ特性の測定と関連付けるためのウィンドウを開きます。
| Title |
On_the_Robustness_of_the_Constancy_of_the_Supernova_Absolute_Magnitude:_Non-parametric_Reconstruction_\&_Bayesian_approaches |
| Authors |
David_Benisty,_Jurgen_Mifsud,_Jackson_Levi_Said,_Denitsa_Staicova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04677 |
この作業では、ノンパラメトリック再構成手法（NRT）を使用して、超新星の絶対等級$M_B$の恒常性のロバスト性をテストします。光度距離パラメーター$d_L（z）$をバリオン音響振動（BAO）データセットから分離し、観測された距離係数$\mu（z）$から拡張部分をキャンセルします。その結果、ハッブル定数$H_0$による絶対等級間の縮退は、抗力エポック$r_d$での音の地平線による縮退に置き換えられます。$r_d$値を課す場合、これにより、NRTから$M_B（z）=M_B+\deltaM_B（z）$値が生成されます。モデルに依存しない人工ニューラルネットワーク（ANN）手法とガウス過程（GP）回帰を使用して、それぞれの再構成を実行します。ANNの場合、$M_B=-19.22\pm0.20$を推測し、GPの場合、遅い時間の測定からのサウンドホライズンを使用すると$M_B=-19.25\pm0.39$を取得します。これらの推定値は、より高い赤方偏移での迷惑パラメータの存在$\deltaM_B（z）$の$1\、\sigma$の可能性を提供します。また、マルコフ連鎖モンテカルロ（MCMC）手法を使用して、さまざまな既知の妨害モデルをテストしました。これは、定数モデルを強く好むことを示していますが、最適な妨害モデルを特定することはできませんでした。
非最小結合の観客による二重インフレ
観客の場が重力と非最小的に結合している場合、二重の膨張が発生する可能性があると私たちは主張します。具体的な例として、最初の観客フィールドが重力に非最小結合され、初期インフラトンフィールドが最小結合される2フィールドインフレーションモデルを研究します。非最小結合は、観客フィールドの成長をもたらし、それが次に、パラメータ空間の重要な領域でインフレーションの第2段階を推進します。観客フィールドのソース断熱変動に起因する等曲率変動、したがって観客の非最小結合は、初期インフラトンフィールドが重力に最小結合されている場合でも、スペクトルインデックスとテンソル対スカラー比のインフレーション予測を変更できます。二次カオス的インフレーションは、観客の非最小結合の導入によって実行可能になる可能性があることを明示的に示します。
符号変更可能な相互作用するダークエネルギーシナリオのクラスのダイナミクスとステートファインダー分析
| Title |
Dynamics_and_statefinder_analysis_of_a_class_of_sign-changeable_interacting_dark_energy_scenarios |
| Authors |
Fabiola_Arevalo_and_Antonella_Cid |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.05130 |
進化の過程で符号が変化する相互作用項を通じて暗黒セクターが相互作用する宇宙論モデルのクラスの動的特性を改訂します。特に、臨界点を取得し、宇宙論的解決策の存在と安定条件を調査し、放射線、物質、暗黒エネルギーが支配的な時代を説明します。研究されたすべてのモデルは、加速されたフェーズに対応する安定した臨界点を認めていることがわかります。バックグラウンドデータを使用して、調査したモデルの1つに最適なパラメーターを見つけ、動的システム分析の結果と一致する、$1\sigma$信頼水準内の明確な符号を持つ相互作用パラメーターを生成します。また、ステートファインダーパラメーターを計算し、$r-q$平面と$r-s$平面をプロットします。ここでは、特定のモデルの相互作用パラメーターを変更したときと、相互作用シナリオを変更したときに、さまざまな軌道を観察します。この意味で、$\Lambda$CDMを含むモデルを区別できます。
| Title |
Extracting_high-order_cosmological_information_in_galaxy_surveys_with_power_spectra |
| Authors |
Yuting_Wang,_Gong-Bo_Zhao,_Kazuya_Koyama,_Will_J._Percival,_Ryuichi_Takahashi,_Chiaki_Hikage,_H\'ector_Gil-Mar\'in,_ChangHoon_Hahn,_Ruiyang_Zhao,_Weibing_Zhang,_Xiaoyong_Mu,_Yu_Yu,_Hong-Ming_Zhu,_Fei_Ge |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.05248 |
暗黒エネルギーの重要なプローブの1つである銀河赤方偏移調査で測定されたバリオン音響振動の信号をブーストするために、10年以上前に再構成法が提案されました。銀河調査で観測された銀河を元の位置に戻した後、再構築された密度フィールドは線形ガウスフィールドに近くなり、高次の情報がパワースペクトルに戻されます。再構成前と再構成後の銀河サンプルから測定されたパワースペクトルを組み合わせることにより、バイスペクトルやその他の高次の直接測定よりも高速にパワースペクトルを測定できるため、2点パワースペクトルを超える高次情報を効率的に抽出できます。機能。これにより、宇宙論モデルを制約するときに高次の情報を簡単に使用できる新しいウィンドウが開きます。
タイタンでのクレーター生産と表面年代学
土星の衛星の衝突クレーターカウントは、それらの表面年齢を推定し、それらの衝突者の個体数に制約を課すための重要な要素です。カッシーニミッションレーダーの観測により、タイタンの表面でクレーターカウントを行うことができ、高レベルの劣化を示す衝突クレーターの予想外の不足が明らかになりました。土星衛星の衝突クレーター率に関する以前の研究に続いて、タイタンの表面年代学を制約し、その主な衝突因子としてのセントールオブジェクトの役割を評価するために、タイタンのクレータープロセスをモデル化しました。以前に開発された理論モデルを使用して、タイタンのクレーター生成を計算しました。これは、ケンタウルスオブジェクトを主なインパクターとして考慮し、ソース母集団の小さいメンバーのサイズ-度数分布（SFD）の2つの異なる勾配を含みます。大気遮蔽効果の単純なモデルがクレータープロセス内で考慮され、その後、私たちの結果が他の合成クレーター分布および更新された観測クレーターカウントと比較されます。次に、この比較を使用して、各クレーター直径に対するタイタンのクレーター保持年齢を計算します。微分指数が$s_2=3.5$のSFDによって生成された累積クレーター分布は、タイタンの表面にある大きなクレーター（D>50km）を一貫して予測する一方で、小さなクレーターの数を過大評価していることがわかります。大気の遮蔽により、モデル化された分布と観測された分布の両方がクレーター$D\lesssim25$kmで平坦になるため、それらの差は、太陽系全体で侵食プロセスがタイタンの表面に作用した規模の代用と見なすことができます。年。タイタンの表面年代学に関する我々の結果は、D>50kmのクレーターが太陽系の時代を支配する可能性があるのに対し、より小さなクレーターは、地球規模で作用する侵食過程のために完全に消滅する可能性があることを示しています。
プレセペ星団の強く照射された惑星
| Title |
The_strongly_irradiated_planets_in_Praesepe |
| Authors |
George_W._King,_Peter_J._Wheatley,_Victoria_A._Fawcett,_Nicola_J._Miller,_L\'ia_R._Corrales,_Marcel_A._Ag\"ueros |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04750 |
若い散開星団Praesepeの4つの星のXMM-Newton観測の分析を提示します。これらの星がホストする惑星はすべて、半径周期の谷やネプチュニアン砂漠に近い半径周期の空間にあります。これは、X線による光蒸発と極紫外線（EUV）光子が駆動する可能性のある2つの特徴です。星はもはや飽和状態ではありませんが、強いX線と極紫外線の照射はまだ続いています。以前の論文で導き出したEUVの時間発展の傾きに基づくと、4つのケースすべてで、EUV照射の3分の2がまだ来ていません。XMM-Newtonの光度曲線を、光波長でK2で同時に測定された光度曲線と比較し、X線と光度曲線の間の相関する変動性を検索できるようにします。K2-100の場合、X線束は減少して平坦になり、光束は全体的に上昇します。これは、星が回転するにつれてアクティブ領域が見えなくなることが原因である可能性があります。最後に、現在の惑星の質量に応じて、4つの惑星のうち3つのエンベロープの完全な光蒸発ストリッピングが可能であることを発見し、大気の進化のシミュレーションを使用して、サンプル内の4つの惑星の将来の可能性についても調査します。
蒸発する溶岩の世界の可観測性
| Title |
Observability_of_Evaporating_Lava_Worlds |
| Authors |
Mantas_Zilinskas,_Christiaan_van_Buchem,_Yamila_Miguel,_Amy_Louca,_Roxana_Lupu,_Sebastian_Zieba_and_Wim_van_Westrenen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04759 |
溶岩の世界は、ケイ酸塩の地殻を溶かすのに十分な高さの昼間の温度に達する短い公転周期の惑星のクラスに属しています。理論は、結果として生じる溶岩の海がそれらの揮発性成分をガス放出し、上にある蒸気との平衡を達成すると予測しています。これは、惑星の恒久的な昼側に限定される可能性のある、希薄でケイ酸塩に富む大気を作り出します。JWSTの発売により、これらの世界を特徴づけるために非常に必要な感度とスペクトルカバレッジが提供されます。この論文では、十分な亜恒星温度（>1500K）を持つ現在確認されているすべてのターゲットについて、ケイ酸塩大気を自己無撞着にモデル化することにより、特徴的なスペクトルの特徴の可観測性を評価します。これを達成するために、ガス放出平衡化学と放射伝達法を使用して、温度-圧力プロファイル、大気化学組成、および発光スペクトルを計算します。揮発性の高い元素を含まないさまざまなメルト組成を調査し、大気の進化の可能性を説明します。私たちのモデルには、多数の中性およびイオン種、およびすべての最新の不透明度が含まれています。結果は、SiOおよびSiO2赤外線の特徴が、JWSTのMIRI機器を使用して検出可能な、ケイ酸塩雰囲気の最良の一意の識別子であることを示しています。放出中のこれらの2つの種の検出は、大気の熱構造とおそらく溶融物の組成に対する強い制約を可能にするでしょう。また、特定の種、たとえばTiOは、異なるクラスの溶融物に直接結合し、表面と内部のダイナミクスを明らかにする可能性があることも提案します。現在、JWSTを使用したケイ酸塩大気の特性評価に理想的な溶岩惑星が12個近く確認されており、そのうちの2つは最初のGeneralObserversプログラムですでに受け入れられています。
同位体進化モデルと一致する古代火星の窒素に富む大気
火星の大気中の窒素同位体の比率は、惑星の大気の進化に対する重要な制約です。ただし、スパッタリングおよび光化学プロセスによる大気損失のために予想される重い同位体の濃縮は、測定値よりも大きくなります。この不一致を説明するために、大規模なマルチバーの初期のCO2優勢大気と最近の火山ガス放出が提案されており、以前の多くのモデルでは、大気中の窒素が急速に定常状態に達し、空間への損失が火山ガス放出のバランスをとっていると想定しています。ここでは、時間依存モデルを使用して、火星大気中の窒素の存在量と同位体組成が、窒素の初期分圧が十分に高く、定常状態に到達せず、窒素レベルが発生する一連の進化シナリオによって説明できることを示します。40億年以上かけて徐々に現在の値に低下します。私たちのソリューションは、マルチバーの初期CO2大気を必要とせず、地質図と大気の36Ar/38Ar比の両方によって示される火山ガス放出と一致しています。これらのシナリオを含むモンテカルロシミュレーションでは、谷のネットワークが形成された38億年前の時点で、N2の分圧は60〜740mbar（90％の信頼度、中央値は310mbar）であると推定されます。このような高い窒素分圧は、火星初期の温暖化に大きく貢献した可能性があることを示唆しています。
4つの主要な牡牛座流星群、すなわち北と南の牡牛座流星群（＃017NTAと＃002STA）、おうし座ベータ流星群（＃173BTA）、およびゼータ座ゼータ星座（＃172ZPE）の観測特性の概要を示します。視覚、光学、レーダー測定からの20年以上の流星観測を分析して、太陽経度と粒子サイズの関数として、おうし座流星群の平均活動、強度の年間変動、放射ドリフト、軌道変動を示します。おうし座流星群のシャワーは春と秋に数週間にわたって検出されますが、それらの年間活動レベルは一般的に低いです（1時間あたり15未満の視覚的な流星）。STAは秋に優勢であり、その双子のZPEは春にBTAを優勢にします。持続時間が長いため、各シャワーの放射要素と軌道要素の位置は時間とともに変化します。光学測定は、木星との7：2平均運動共鳴に閉じ込められた流星物質の群れの戻りによって引き起こされた強化されたSTA活動と増加した火の玉率を以前に記録しました。ただし、レーダーデータには群れの存在は見られず、小さな流星物質が火の玉を生成する流星物質よりも速く共鳴から除去されることを示唆しています。また、STAは、活動期間の早い段階で小さな粒子に富んでいることがわかります。異なる粒子サイズのシャワー間の分析で特定した違いは、おうし座流星群の将来の動的モデリングに強い観測上の制約を提供します。
プロキシマケンタウリを周回する短周期サブアース候補
| Title |
A_candidate_short-period_sub-Earth_orbiting_Proxima_Centauri |
| Authors |
J._P._Faria_and_A._Su\'arez_Mascare\~no_and_P._Figueira_and_A._M._Silva_and_M._Damasso_and_O._Demangeon_and_F._Pepe_and_N._C._Santos_and_R._Rebolo_and_S._Cristiani_and_V._Adibekyan_and_Y._Alibert_and_R._Allart_and_S._C._C._Barros_and_A._Cabral_and_V._D'Odorico_and_P._Di_Marcantonio_and_X._Dumusque_and_D._Ehrenreich_and_J._I._Gonz\'alez_Hern\'andez_and_N._Hara_and_J._Lillo-Box_and_G._Lo_Curto_and_C._Lovis_and_C._J._A._P._Martins_and_D._M\'egevand_and_A._Mehner_and_G._Micela_and_P._Molaro_and_N._J._Nunes_and_E._Pall\'e_and_E._Poretti_and_S._G._Sousa_and_A._Sozzetti_and_H._Tabernero_and_S._Udry_and_M._R._Zapatero_Osorio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.05188 |
プロキシマケンタウリは太陽に最も近い星です。この小さくて低質量の中型M矮星は、ハビタブルゾーン内で11。2日の公転周期を持つ地球質量の太陽系外惑星と、5年に近い公転周期を持つ長周期の惑星候補をホストすることが知られています。前回のキャンペーンで出現し始めた3番目の低質量惑星コンパニオンの存在を徹底的に評価することを目的として、VLTでESPRESSOスペクトログラフを使用して行われた多数の観測の分析について報告します。視線速度（RV）は、相互相関関数（CCF）とテンプレートマッチングアプローチの両方を使用して計算されました。RV分析には、ガウス過程（GP）を使用してプロキシマのアクティビティをモデル化するコンポーネントが含まれています。GPを制約するために、CCFの半値全幅を使用し、潜在的なRV信号の性質を評価するために、他の同時観測量をアクティビティインジケーターとして調査します。5.12$\pm$0。04日で、39$\pm$7cm/sの半振幅の信号を検出します。ESPRESSOデータのサブセット、活動指標、および色彩RVの分析は、この信号が恒星の変動によって引き起こされるのではなく、代わりに最小質量0.26$\pm$0.05$M_\oplus$（約火星の2倍の質量）星から0.029auで周回しています。軌道離心率は十分に制約されており、円軌道と互換性があります。
三角測量拡張（TREX）調査：ステラ年齢の関数としてのM33のステラディスクダイナミクス
| Title |
The_Triangulum_Extended_(TREX)_Survey:_The_Stellar_Disk_Dynamics_of_M33_as_a_Function_of_Stellar_Age |
| Authors |
A._C._N._Quirk,_P._Guhathakurta,_K._Gilbert,_L._Chemin,_J._Dalcanton,_B._Williams,_A._Seth,_E._Patel,_J._Fung,_P._Tangirala,_I._Yusufali |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04659 |
さんかく座銀河M33は、質量が小さく、比較的乱されていない渦巻銀河であり、動的加熱のモデルをテストするための新しいレジームを提供します。その近接性にもかかわらず、M33の動的加熱履歴はまだ十分に制約されていません。この作業では、M33のディスク全体で最大の恒星分光調査であるTREX調査を紹介します。M33の過去および現在進行中の動的加熱を研究するために、年齢の関数として恒星円盤の運動学を提示します。〜4,500個の円盤星の視線速度を測定します。サブセットを使用して、ハッブル宇宙望遠鏡とカナダ-フランス-ハワイ-望遠鏡の測光カタログを使用して、星を広い年齢のビンに分割します：大規模な主系列星とヘリウム燃焼星（〜80Myr）、中間質量漸近巨星分枝星（〜1Gyr））、および低質量赤色巨星分枝星（〜4Gyr）。既存のHI、CO、およびHalpha運動学を使用して、恒星ディスクのダイナミクスをガスのダイナミクスと比較します。M33の円盤は比較的低速分散（〜16km/s）であり、天の川銀河やさんかく座銀河とは異なり、恒星の年齢の関数としての速度分散に強い傾向はありません。最も若い円盤の星は、最も古い円盤の星と同じくらい動的に熱く、Illustrisの低質量のシミュレートされたアナログのようにほとんどのM33によって予測されるよりも動的に熱くなります。若い星の速度分散は高度に構造化されており、大きな速度分散はかなり局所化されています。この高速分散の原因は、ここに示した観測とシミュレートされた類似体からは明らかではありません。
Pilot-WINGS：Abell370の構造の拡張MUSEビュー
| Title |
Pilot-WINGS:_An_extended_MUSE_view_of_the_structure_of_Abell_370 |
| Authors |
David_J._Lagattuta_(1,2),_Johan_Richard_(3),_Franz_Erik_Bauer_(4,5,6),_Catherine_Cerny_(1,2),_Ad\'ela\"ide_Claeyssens_(3),_Lucia_Guaita_(4,7),_Mathilde_Jauzac_(1,2,8,9),_Alexandre_Jeanneau_(3),_Anton_M._Koekemoer_(10),_Guillaume_Mahler_(1,2),_Gonzalo_Prieto_Lyon_(4,5),_Matteo_Bianconi_(11),_Thomas_Connor_(12),_Renyue_Cen_(13),_Alastair_Edge_(1),_Andreas_L._Faisst_(14),_Marceau_Limousin_(15),_Richard_Massey_(1,2),_Mauro_Sereno_(16,17),_Keren_Sharon_(18)_and_John_R._Weaver_(19,20)_((1)_CEA,_Durham_(2)_ICC,_Durham_(3)_CRAL_(4)_PUC_(5)_MAS_(6)_SSI_(7)_N\'ucleo_de_Astronom\'ia_(8)_ARC,_Durban_(9)_UKZN_(10)_STScI_(11)_Birmingham_(12)_JPL_(13)_Princeton_(14)_IPAC_(15)_LAM_(16)_INAF_(17)_INFN_(18)_Michigan_(19)_DAWN_(20)_Copenhagen) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04663 |
マルチユニット分光エクスプローラー（MUSE）のワイドインテグラルフィールドユニット（IFU）分光モザイクを使用して、強いレンズクラスターAbell370（A370）を調査します。IFU分光法は、銀河団の構造と質量含有量に関する重要な洞察を提供しますが、IFUベースのクラスター研究は、ほぼアインシュタイン半径領域の中央部にのみ焦点を当てています。14分角以上をカバーする新しいMUSEモザイクは、A370アインシュタイン半径を大幅に超えて広がり、初めてクラスター周辺の詳細な外観を提供します。これらのデータを、BUFFALOプロジェクトの広視野マルチバンドハッブル宇宙望遠鏡（HST）イメージングと組み合わせて、クラスター内および視線に沿ったオブジェクトの分布を分析します。416個の銀河団を特定し、運動学を使用してハローの半径方向の質量プロファイルを追跡し、レンズモデルに依存しない質量推定値を提供します。また、クラスターメンバーの放射状に平均化されたプロパティを測定し、落下の関数としてそれらの進化を追跡します。データの高い空間分解能のおかげで、アインシュタイン半径を超えた局所的な質量分布を制約する銀河銀河レンズとして機能する6つのクラスターメンバーを特定します。最後に、MUSEの3D機能を利用して、レンズから導出されたハロー質量の推定に影響を与える、クラスターの外側にある複数の空間的に拡張された過密度を検出して分析します。この作業の多くは、堅牢で拡張されたIFUカバレッジのおかげでのみ可能であり、光学的に密度の低いクラスター領域でもその重要性を強調しています。全体として、この作業はHST+MUSEを組み合わせる力を示しており、複数のクラスターを対象とするより大規模で幅広いプログラムに向けた最初のステップとして機能します。
窒素の元素合成に対する経験的制約
| Title |
Empirical_Constraints_on_the_Nucleosynthesis_of_Nitrogen |
| Authors |
James_W._Johnson,_David_H._Weinberg,_Fiorenzo_Vincenzo,_Jonathan_C._Bird,_and_Emily_J._Griffith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04666 |
以前に開発され、経験的に調整されたマルチゾーン銀河化学進化モデルにN濃縮を組み込むことにより、窒素の元素合成収率に関する経験的制約を導き出します。質量のある星からの金属量に依存しない（「一次」）N収量と、AGB星からの金属量に依存する（「二次」）N収量を採用します。私たちのモデルでは、銀河の放射状ゾーンは観測された[N/O]-[O/H]の関係に沿って進化しませんが、最初にほぼ一定の[N/O]で[O/H]が増加し、次に[N/O]二次N生成を介して。$t\approx5$Gyrまでに、モデルは平衡[N/O]-[O/H]の関係に近づき、半径方向の酸素勾配を追跡します。IMF平均の大質量星の収量$y_\text{N}^\text{CC}=3.6\を採用した場合、銀河系外のシステムで観察された[N/O]-[O/H]の傾向とよく一致します。times10^{-4}$、急速に回転する前駆体の予測と一致し、質量と金属量が線形である分数AGB収量$y_\text{N}^\text{AGB}=（9\times10^{-4}）（M_*/M_\odot）（Z_*/Z_\odot）$。このモデルは、APOGEE調査で天の川星に見られた[N/O]-[O/H]の関係を再現し、（不完全ではありますが）恒星[N/O]の年齢と[O/Fe]の傾向を再現します。。金属量に依存する降伏は、気相[N/O]-[O/H]の関係を形成する上で支配的な役割を果たしますが、AGBの時間遅延は、APOGEEの恒星年齢と[O/Fe]の傾向に一致する必要があります。星形成率に$\sim$40\％の振動を加えると、モデルは、MaNGAによって外部銀河で観測された[N/O]対[O/H]の気相での散乱を再現します。また、公開されているAGBの利回りを使用してモデルを構築し、それらの経験的な成功と欠点を調べます。私たちが検討するすべてのAGBの利回りについて、単純な星の種族は、たった$\sim$250Myrの後にNの半分を放出します。
$ z = 0.026 $で相互作用する矮小銀河の壮大なペアに由来する減衰したLy $ \ alpha $吸収体の発見
| Title |
Discovery_of_a_damped_Ly$\alpha$_absorber_originating_in_a_spectacular_interacting_dwarf_galaxy_pair_at_$z_=_0.026$ |
| Authors |
Erin_Boettcher,_Neeraj_Gupta,_Hsiao-Wen_Chen,_Mandy_C._Chen,_Gyula_I._G._J\'ozsa,_Gwen_C._Rudie,_Sebastiano_Cantalupo,_Sean_D._Johnson,_S._A._Balashev,_Fran\c{c}oise_Combes,_Kathy_L._Cooksey,_Claude-Andr\'e_Faucher-Gigu\`ere,_Jens-Kristian_Krogager,_Sebastian_Lopez,_Emmanuel_Momjian,_Pasquier_Noterdaeme,_Patrick_Petitjean,_Marc_Rafelski,_Raghunathan_Srianand,_Gregory_L._Walth,_and_Fakhri_S._Zahedy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04669 |
減衰Ly$\alpha$吸収（DLA）と銀河の恒星体の外側のHI21cm放出の両方で検出された中性ガスの発見を提示します。これは、文献で最初のそのような検出です。CosmicUltravioletBaryonSurveyとMeerKATAbsorptionLineSurveyの共同分析により、相互作用する2つの矮小銀河を結ぶHIブリッジが明らかになりました（log$（M_{\text{star}}/\text{M}_{\odot}）=8.5\pm0.2$）$z=0.026$DLAをlog[$N$（HI）/cm$^{-2}$]$=20.60\pm0.05$でQSOJ2339-5523（$z_{\text{QSO}}=1.35$）。$d=6$および$33$kpcの衝突パラメータでは、矮小銀河には、少なくとも$\Deltav=\pm300$kms$^{-内に$\approx0.05L_{*}$よりも明るいコンパニオンはありません。1}$および$d\約350$kpc。HI21cm放射は、いくつかの隣接するビームのスペクトルチャネルごとに2〜3$\sigma$レベルでDLAと空間的に一致します。ただし、HI21cmの吸収は、電波が明るいQSOに対しては検出されません。バックグラウンドのUV源と電波源が空間的に整列している場合、ガスは暖かいか塊状です（スピン温度とカバーファクターの比率$T_{s}/f_{c}>1880$K）。VLT-MUSEの観測は、イオン化されたISMの$\alpha$元素の存在量がDLA（$\approx10$％太陽）と一致していることを示しており、中性ガスエンベロープが摂動されたISMガスであることを示唆しています。この研究は、星形成領域の外側の中性ガスの物理的および化学的状態に対する矮星-矮星相互作用の影響を示しています。SKAの時代には、宇宙の中性ガスの含有量を銀河環境に結び付けるために、UVとHIの21cmの共同分析が重要になります。
DUVET調査：コンパクトなスターバースト円盤銀河における星形成駆動流出の解決されたマップ
| Title |
The_DUVET_Survey:_Resolved_Maps_of_Star_Formation_Driven_Outflows_in_a_Compact,_Starbursting_Disk_Galaxy |
| Authors |
Bronwyn_Reichardt_Chu,_Deanne_B._Fisher,_Nikole_M._Nielsen,_John_Chisholm,_Marianne_Girard,_Glenn_G._Kacprzak,_Alberto_Bolatto,_Rodrigo_Herrara-Camus,_Karin_Sandstrom,_Miao_Li,_Ryan_Rickards_Vaught_and_Daniel_K._McPherson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04672 |
KeckCosmicWebImager（KCWI）からの空間分解測定を使用して、$z\sim0.02$星形成円盤銀河IRAS08339+6517での星形成による流出を研究します。マルチステッププロセスを組み込んだ新しい方法を開発して、流出を各スパクセルに適合させる必要があるかどうかを判断し、その後、輝線を複数のコンポーネントに分解します。星形成率の表面密度$\Sigma_{\rmSFR}$の範囲全体で、速度$v_{\rmout}$の範囲の流出を$100-600$kms$^{-1}$で検出します。$\sim$0.01-10M$_\odot$yr$^{-1}$kpc$^{-2}$から、数百パーセクの解像度要素で。流出は、半光半径内のすべてのスパクセルの$\sim100\％$で検出され、$r_{90}$内の$\sim70\％$で検出されます。これは、このスターバースト円盤銀河のカバー率が高いことを示しています。総流出質量の約$2/3$は、銀河の総面積の$<10\％$に相当する星形成リングから発生します。$v_{\rmout}$と$\Sigma_{\rmSFR}$の間、および質量負荷係数$\eta$と$\Sigma_{\rmSFR}の間の関係がわかります。$は、エネルギー駆動型フィードバックモデルから予想される傾向と一致しています。この関係に対する解像度の影響を調査し、$\sim500$pcの再ビニングされたサイズスケールを超えると、より強い相関関係が見つかります。逆に、運動量駆動の風からの予測と統計的に有意な一致は見られません。
銀河系と銀河系外の流出をつなぐ：はくちょう座X星団から活動銀河へ
| Title |
Connecting_Galactic_and_extragalactic_outflows:_From_the_Cygnus-X_cluster_to_active_galaxies |
| Authors |
I._M._Skretas_and_L._E._Kristensen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04676 |
原始星と銀河系外の両方の源から発生する分子の流出がしばしば検出されます。低質量、孤立した高質量、および銀河系外の源の研究は、流出によって運ばれる力とそれを駆動する源の特性を結び付けるスケーリング関係を明らかにします。この研究の目的は、原始星の流出とそれらのスケーリング関係に対するクラスター化された星形成の影響を調べ、大きく変化する流出とエネルギーが同じ物理的プロセスによって開始されることと一致している可能性を調査することです。PILS-Cygnus調査の一環としてSMAで取得された、はくちょう座X分子雲の10個の高質量原始星の高角度分解能COJ=3-2観測が使用されました。これらのデータから、流出力を測定しました。さらに、原始星と銀河系外の流出力の測定値の拡張サンプルが既存の文献から集められ、2つのタイプの流出のスケーリング関係を直接比較できるようになりました。PILS-Cygnus調査の10のソースすべてから発生する分子の流出が検出され、それらの流出力は文献の測定値と密接に一致しています。原始星と銀河系外の光源を比較すると、95\％の信頼度で、クラス0の原始星と銀河系外の光源が同じ流出力（ボロメータの光度相関）に従うことがわかります。Cygnus-Xのソースと、同様のエンベロープ質量およびボロメータの光度のソースとの間の密接な一致は、クラスター化された星形成が原始星の流出に有意な影響を及ぼさないことを示唆しています。原始星と銀河系外の流出は、同様の打ち上げメカニズムを持っていることと一致しているという強い兆候が見られます。このようなメカニズムの存在により、単一のユニバーサル流出発射モデルの開発が可能になりますが、この接続を検証するには、より多くの観測が必要です。
化石の流出でオリオンのベールの泡を壊す
| Title |
Breaking_Orion's_Veil_bubble_with_fossil_outflows |
| Authors |
U_Kavak,_J._R._Goicoechea,_C._H._M._Pabst,_J._Bally,_F._F._S._van_der_Tak,_A._G._G._M._Tielens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04711 |
星形成の自己調節におけるフィードバックの役割は、天体物理学の基本的な問題です。オリオン大星雲は、進行中および最近の大規模な星形成の最も近い場所です。それは恒星のフィードバックの研究のためのユニークな実験室です。最近のSOFIA[CII]158$\mu$mの観測では、恒星風とイオン化フィードバックによって電力が供給されている、膨張する気泡であるベールシェルが明らかになりました。オリオンベールシェルの北西部分にある突起のような下部構造を特定しました。これは、指向性の高い追加のフィードバックメカニズムを示している可能性があります。私たちの目標は、その可能な駆動メカニズムを定量化することにより、突起の起源を調査することです。SOFIAに搭載されたupGREAT装置で得られたオリオン大星雲の[CII]158$\mu$mマップを使用します。観測のスペクトルおよび空間分解能は、それぞれ0.3km/sおよび16秒角です。この突起の考えられる原因は3つ考えられます。原始星降着段階でのジェット/流出によって生成された化石流出空洞、OMC-1コアの既存の塊、および主系列星段階での恒星風です。エネルギーと形態に基づいて、既存の雲の北西部は、トラペジウムクラスターの大規模な原始星から放出された流出によって局所的に摂動されたと結論付けます。これは、ベールの突出が放射フィードバックではなく機械的フィードバックの結果であることを示唆しています。さらに、突起の壁からの光焼灼により、突起の位置はオリオンベールを破壊するのに適した場所であると主張します。大量の原始星の流出は、将来の\hii\、領域の形態に影響を及ぼし、イオン化の最前線でさえ破壊を引き起こす可能性があると結論付けています。具体的には、主系列星の恒星風と原始星ジェットによって前処理された分子コアとの相互作用が重要です。
| Title |
Prospects_to_Explore_High-redshift_Black_Hole_Formation_with_Multi-band_Gravitational_Waves_Observatories |
| Authors |
Hsin-Yu_Chen,_Angelo_Ricarte,_Fabio_Pacucci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04764 |
初期の宇宙における巨大なブラックホールの集合は、天体物理学において十分に制約されていない未解決の問題のままです。軽いシード（質量が$\sim1000M_{\odot}$未満の種族IIIの星の残骸）または重いシード（質量範囲$10^4-10^6M_{\odot}$）の合併と降着は両方とも可能です。巨大なブラックホールの形成を説明しますが、シードの豊富さとそれらの融合メカニズムは非常に不確実です。今後数十年で、オンラインになる重力波観測所は、最初のブラックホールの種まきに光を当てて、非常に高赤方偏移の合併を観測することが期待されています。この手紙では、LISA、CosmicExplorer、EinsteinTelescopeの可能性と限界を探り、軽い種子と重い種子の混合比、および融合する銀河の中央のブラックホールが融合する確率を制限します。第3世代の地上ベースの重力波検出器は、軽いシードのマージのみを観測するため、シードの混合比とマージの確率の推定を制限できる2つのシナリオを示します。高赤方偏移ブラックホール形成の過程を完全に特徴づけるためには、マルチバンド重力波観測と電磁観測の相乗効果が必要になるでしょう。
金属：大マゼラン雲ハッブルプログラムにおける金属の進化、輸送、および存在量。 III。星間枯渇、ダスト対金属、およびダスト対ガス比対金属量
| Title |
METAL:_The_Metal_Evolution,_Transport,_and_Abundance_in_the_Large_Magellanic_Cloud_Hubble_program._III._Interstellar_Depletions,_Dust-to-Metal,_and_Dust-to-Gas_Ratios_Versus_Metallicity |
| Authors |
J._Roman-Duval,_E.B._Jenkins,_K._Tchernyshyov,_C.J.R._Clark,_A._De_Cia,_K.D._Gordon,_A._Hamanowicz,_V._Lebouteiller,_M._Rafelski,_K._Sandstrom,_J._Werk,_P._Yanchulova_Merica-Jones |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04765 |
星間枯渇の金属量とガス密度依存性、ダスト対ガス（D/G）、およびダスト対金属（D/M）比は、宇宙の化学的濃縮をどれだけ正確に追跡できるかについて重要な意味を持っています。ISMのトレーサーとしてFIRダスト放出を使用することによって。または、減衰ライマンアルファシステム（DLA）の分光法を使用して、広範囲の赤方偏移にわたる化学物質の存在量を測定します。天の川（MW）、LMC（Z=0.5Zsun）、およびSMC（Z=0.2Zsun）の枯渇測定値の大規模なサンプルを収集して比較します。異なる元素の枯渇の間の関係は、3つの銀河間で大きくは変化しません。これは、存在比が20％の太陽金属量まで正確に枯渇を追跡する必要があることを意味します。枯渇から、D/GとD/Mを導き出します。D/Gは密度とともに増加し、より密度の高いISMのダスト粒子への気相金属のより効率的な付着と一致します。logN（H）>21cm^-2の場合、金属量トレーサー（S、Zn）の枯渇は、太陽の金属量が20％であっても、-0.5dexを超えます。金属のガス分率は、MWからLMC（ファクター3）およびSMC（ファクター6）に増加し、重元素の総量の減少を補い、同じ中性気相金属量を持つ3つの銀河をもたらします。枯渇に由来するD/Gは、FIRに由来するD/G、21cm、およびCO排出量よりも2倍（LMC）および5倍（SMC）高く、おそらくダストFIRの不透明度と炭素と酸素の枯渇。
SDSS J1042-0018幅の広い輝線AGNですが、狭い輝線のフラックス比によってBPT図でHII銀河として誤って分類されています
| Title |
SDSS_J1042-0018_a_broad_line_AGN_but_mis-classified_as_a_HII_galaxy_in_the_BPT_diagram_by_flux_ratios_of_narrow_emission_lines |
| Authors |
Cao_Yi,_Zhao_SiDan,_Zhu_XingYu,_Yu_Hai_Chao,_Wang_Yi_Wei,_Zhang_XueGuang_(NNU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04795 |
原稿では、ブロードラインAGNであるがBPT図でHII銀河として誤って分類されているSDSSJ1042-0018（SDSSJ1042-0018は誤って分類されたブロードラインAGNと呼ばれている）の特性について説明します。H$\alpha$とH$\beta$の周りの輝線は、ガウス関数またはローレンツ関数によって記述される広いバルマー線を考慮して、さまざまなモデル関数によって十分に記述されています。異なるモデル関数は、異なる決定された狭い輝線フラックスにつながりますが、異なる狭い輝線フラックス比は、BPT図のHII銀河としてSDSSJ1042-0018を導きます。誤分類されたブロードラインAGNSDSSJ1042-0018の固有の特性を説明するために、スターフォーミング寄与と、禁止された輝線の臨界密度に近い高い電子密度を持つ圧縮NLRの2つの方法が提案されています。幸いなことに、SDSSJ1042-0018では、スターフォーミングの強力な貢献が優先されます。誤って分類されたブロードラインAGNSDSSJ1042-0018は、星形の寄与によって十分に説明されており、通常のブロードラインAGNへのBPT図の適用に関するさらなる手がかりを提供する可能性があります。
セイファート銀河のスカイマッパーの色と変化する外観のAGN-II。新たに発見された変化する外観のAGN
| Title |
SkyMapper_colours_of_Seyfert_galaxies_and_Changing-look_AGN-II._Newly_discovered_Changing-look_AGN |
| Authors |
Wei_Jeat_Hon,_Christian_Wolf,_Christopher_Onken,_Rachel_Webster,_Katie_Auchettl |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04851 |
変化する外観の活動銀河核（CLAGN）は、広い輝線が現れたり消えたりするにつれてタイプが変化するAGNであり、通常、青い特徴のない連続体で強いフラックスの変化を伴います。分光6dF銀河調査からタイプ2AGNを選択することにより、ターンオンCLAGNを検索します。この測光は、10年以上後にスカイマッパー南部調査によって観測され、タイプ1AGNと一致しています。235個の既知のタイプ2AGNのランダムサンプルから始めて、18個の候補を選択し、13個のAGNがタイプ1スペクトルに変化したことを確認します。不完全なサンプルを観察すると、さらに9つのターンオンCLAGNが明らかになります。私たちの検索はTurn-OffCLAGNを確実に発見することを目的としていませんでしたが、そのようなケースも4つ発見しました。この結果は、約15年間で12％のターンオンCLAGN率を示唆しており、この期間での合計CLAGN率は約25％であることを示しています。最後に、J1109146（6dFGSではAGNとして表示されなかったCLAGN）を含む、CLAGN現象学に典型的ではないAGNの観測結果を示します。J1406507-2番目に報告されたChanginglookNLS1;およびJ1340153-3か月の変更タイムスケールを持つCLAGN。
Gaia-ESO調査：銀河円盤で空間的に解決された年齢-化学時計の関係
| Title |
The_Gaia-ESO_Survey:_Age-chemical-clock_relations_spatially_resolved_in_the_Galactic_disc |
| Authors |
C._Viscasillas_V\'azquez,_L._Magrini,_G._Casali,_G._Tautvai\v{s}ien\.e,_L._Spina,_M._Van_der_Swaelmen,_S._Randich,_T._Bensby,_A._Bragaglia,_E._Friel,_S._Feltzing,_G.G._Sacco,_A._Turchi,_F._Jim\'enez-Esteban,_V._D'Orazi,_E._Delgado-Mena,_\v{S}._Mikolaitis,_A._Drazdauskas,_R._Minkevi\v{c}i\=ut\.e,_E._Stonkut\.e,_V._Bagdonas,_D._Montes,_G._Guiglion,_M._Baratella,_H._M._Tabernero,_G._Gilmore,_E._Alfaro,_P._Francois,_A._Korn,_R._Smiljanic,_M._Bergemann,_E._Franciosini,_A._Gonneau,_A._Hourihane,_C._C._Worley,_S._Zaggia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04863 |
過去10年間で、ガイアと星震学の宇宙ミッションと地上での分光学的調査のおかげで、銀河に関する知識に革命が起こりました。この絵を完成させるには、星の種族の年齢をマッピングする必要があります。近年、遅い（s）中性子捕獲と$\alpha$元素（化学時計と呼ばれる）を含む存在比の時間依存性が、通常は太陽に近い限られた体積での恒星の年齢の推定を提供するために使用されてきました。R$_{\rmGC}\sim$6-20〜kpcまでの範囲を拡張する銀河円盤の化学時計の関係を分析することを目指しています。Gaia-ESO調査の6回目の内部データリリースを使用して、散開星団のサンプルを使用して、恒星の年齢と存在比[s/$\alpha$]の間のいくつかの関係を較正しました。これは、この目的でこれまでに使用された最大のものです。それらの広いガラクトセントリックカバレッジのおかげで、これらの関係の形状の半径方向の変化を調査し、それらの非普遍性を確認しました。散開星団の世界的な年齢とそれらの個々のメンバーの年齢を回復する際の正確さと精度を推定しました。相関係数が最も高い多変量関係をフィールドスターの種族に適用しました。ディスク全体に有効な単一の年齢と化学時計の関係はないが、金属量への非単調な依存性と組み合わされた星形成履歴の半径方向の変化に関連するガラクトセントリック位置への依存性があることを確認します低質量および中間質量星からのs過程元素の収量の計算。最後に、存在比[Ba/$\alpha$]は、若い円盤星の[Y/$\alpha$]よりも年齢に敏感であり、それらの傾きはガラクトセントリック距離によってあまり変化しません。
SDSS-IV MaNGA：運動学的にずれた銀河の空間分解特性
| Title |
SDSS-IV_MaNGA_:_spatial_resolved_properties_of_kinematically_misaligned_galaxies |
| Authors |
Haitong_Xu,_Yanmei_Chen,_Yong_Shi,_Yuren_Zhou,_Dmitry_Bizyaev,_Min_Bao,_Minje_Beom,_Jos\'e_G._Fern\'andez-Trincado_and_Xiao_Cao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04937 |
MaNGAの9546個の親銀河から運動学的に不整合なガスと恒星成分を持つ456個の銀河を選択し、それらを72個の星形成銀河、142個のグリーンバレー銀河、242個の静止銀河に分類します。ずれた銀河の空間分解特性をD$_n$4000と恒星の速度分散で厳密に一致する対照サンプルと比較すると、次のことがわかります。（1）ずれた銀河は$V_{\rmgas}/{\sigmaで低い値を持っています}_{\rmgas}$と$V_{\rmstar}/{\sigma}_{\rmstar}$（ガスと恒星成分の順序付けられた動きとランダムな動きの比率）銀河全体で、それらの対照サンプルよりも;（2）星形成と緑の谷のずれた銀河は、それらの対照銀河よりも中央に集中した星形成を強化しました。静止状態のずれた銀河と対照サンプルの間の星の種族の違いは小さいです。（3）緑の谷の気相金属量と静止状態のずれた銀河は、対照サンプルよりも低い。星形成のずれた銀河の場合、ずれた銀河とその対照サンプルの金属量の違いは、対照サンプルの選択方法に大きく依存します。これらすべての観測結果は、外部ガスの降着が、運動学/形態だけでなく、星の種族においても、星形成と緑の谷の銀河の進化に影響を与えることを示唆しています。しかし、静止状態のずれた銀河は、さまざまな形成メカニズムから生き残っています。
表面天体化学：計算化学の視点
宇宙の分子は、多種多様な気相反応や、表面が触媒として機能するダスト粒子表面での反応によって合成されます。特に、飽和した水素に富む分子は、表面化学によって形成されます。天体化学モデルは、粒子表面化学を考慮に入れて、星間物質の分子プロセスを理解するために数十年にわたって開発されてきました。ただし、分子の表面への結合エネルギーなど、ガス粒子モデルの重要な入力情報は、ほんの一握りの種についてのみ実験的に導き出されており、数百の種の推定値は非常に不確実です。さらに、いくつかの基本的なプロセスは、これらをモデルに実装するために十分に制約されていません。議事録は、計算化学技術が穀物表面化学に関する基本的な質問に答えるのにどのように役立つかを示す3つの例を示しています。
NGC1068の流出する核周囲円盤におけるAGNフィードバックの化学的フットプリント
| Title |
The_chemical_footprint_of_AGN_feedback_in_the_outflowing_circumnuclear_disk_of_NGC_1068 |
| Authors |
K.-Y._Huang,_S._Viti,_J._Holdship,_S._Garc\'ia-Burillo,_K._Kohno,_A._Taniguchi,_S._Mart\'in,_R._Aladro,_A._Fuente,_and_M._S\'anchez-Garc\'ia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.05005 |
近くの（D=14Mpc）AGN-スターバースト複合銀河NGC1068では、Circum-nuclearDisk（CND）内の分子ガスが流出していることがわかりました。これは、進行中のAGNフィードバックの現れです。流出するガスは速度の広がりが大きく、CNDのさまざまな場所でさまざまな衝撃化学の兆候を引き起こす可能性があります。2つのショックトレーサー、SiOとHNCOを使用してマルチライン分子研究を実行し、これら2つの種によってトレースされるガス特性を決定し、CNDでショック履歴を再構築する可能性を探ります。5つのSiO遷移と3つのHNCO遷移が、アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）を使用して高解像度$0''。5-0''。8$で画像化されました。分子ガス密度やガス温度などのガス特性を特徴づけるために、ベイズ推定プロセスと組み合わせて、LTEと非LTEの両方の放射伝達解析を実行しました。我々は、SiOとHNCOの化学的差異の明確な証拠を発見し、SiO/HNCO比は、CNDの東側の1より大きいものから、西側の1より小さいものまでの範囲でした。ベイズ推定と組み合わせた非LTE放射伝達解析は、SiOによって追跡されたガスが、HNCOによって追跡されたものとは異なる密度（場合によっては温度）を持っていることを確認します。SiOは速い衝撃の影響を受けたガスを追跡しますが、HNCOによって追跡されたガスは遅い衝撃の影響を受けているか、まったく衝撃を受けていないことがわかります。SiOとHNCOの明確な違いは、私たちの観察と、両方の種によって追跡されたガス特性のさらなる分析で明らかになりました。これは、以前の化学モデリングの結果を裏付けています。
HyGAL：水素化物やその他の小分子の観測による銀河系ISMの特徴づけ-I。調査の説明とW3（OH）、W3 IRS5、NGC 7538IRS1への最初の考察
| Title |
HyGAL:_Characterizing_the_Galactic_ISM_with_observations_of_hydrides_and_other_small_molecules_--_I._Survey_description_and_a_first_look_toward_W3(OH),_W3_IRS5_and_NGC_7538_IRS1 |
| Authors |
A._M._Jacob,_D._A._Neufeld,_P._Schilke,_H._Wiesemeyer,_W._Kim,_S._Bialy,_M._Busch,_D._Elia,_E._Falgarone,_M._Gerin,_B._Godard,_R._Higgins,_P._Hennebelle,_N._Indriolo,_D._C._Lis,_K._M._Menten,_A._Sanchez-Monge,_V._Ossenkopf-Okada,_M._R._Rugel,_D._Seifried,_P._Sonnentrucker,_S._Walch,_M._Wolfire,_F._Wyrowski,_and_V._Valdivia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.05046 |
HyGALSOFIAレガシープログラムは、吸収線を使用して、拡散星間物質（ISM）内の6つの水素化物分子（ArH+、OH+、H2O+、SH、OH、およびCH）と2つの原子成分（C+およびO）を調査します。25個の明るい銀河系の背景の連続光源に向けた分光法。この詳細な分光学的研究は、ハーシェル宇宙天文台での最近の研究で実証されているように、ISMのさまざまな相のトレーサーおよびプローブとして特定の水素化物の独自の価値を活用するように設計されています。HyGALプログラムの下で実行された観察により、ISM内の分子材料のライフサイクルと、その相転移に影響を与える物理的プロセスに関連するいくつかの質問に対処できます。ISM？（2）低エネルギー宇宙線による電離率は銀河内でどのように変化しますか？（3）星間乱流の性質は何ですか、そしてどのようなメカニズムがその散逸につながりますか？この概要では、観察戦略、補助的およびアーカイブ的観察との相乗効果、採用されたデータ削減および分析スキームについて説明します。調査対象の3つ、W3（OH）、W3IRS5、NGC7538IRS1に対して得られた最初の結果を示します。これらの水素化物のカラム密度のロバストな測定（吸収線の広範な観察を通じて得られた）は、提起された質問に対処するのに役立ち、これらの観察と理論モデルの開発、特に内部でのH2の形成に関するタイムリーな相乗効果があります乱流のISM。したがって、強化されたHyGALデータ製品の提供は、将来のISM研究の遺産として機能します。
銀河で観測されたダスト減衰のベイズ人口モデル
| Title |
A_Bayesian_Population_Model_for_the_Observed_Dust_Attenuation_in_Galaxies |
| Authors |
Gautam_Nagaraj,_John_C._Forbes,_Joel_Leja,_Daniel_Foreman-Mackey,_Christopher_C._Hayward |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.05102 |
塵は、銀河の観測されたスペクトルエネルギー分布（SED）を決定する上で極めて重要な役割を果たします。しかし、ダストの減衰についての私たちの理解は限られており、私たちの観測は、SEDフィッティング（単一銀河）のダスト金属量-年齢の縮退、大きな個人分散（アンサンブル測定）、および不確実性（統計的考慮）に適切に対処することの難しさに苦しんでいます。この研究では、相関変数と非ガウス誤差分布を厳密に説明するために母集団ベイズモデルを作成し、単純なベイズモデルよりも優れていることを示します。星の質量、星形成率（SFR）、金属量、赤方偏移、傾斜の関数としてダスト減衰曲線を制御するパラメーターには、柔軟な5D線形補間モデルを採用しています。私たちのセットアップでは、ダストの減衰とこれらの銀河の特性との間の複雑な関係を同時に決定することができます。約30,000個の3D-HST銀河のプロスペクターフィットを使用すると、減衰勾配（$n$）は、光学的厚さ（$\tau$）の増加とともに平坦になることがわかりますが、以前の研究ほどではありません。$\tau$はSFRとともに大幅に増加しますが、$\log〜{\rmSFR}\lesssim0$の場合、$\tau$は広範囲の恒星質量にわたってほぼ一定のままです。エッジオン銀河は、フェイスオン銀河よりも$\tau$が大きくなる傾向がありますが、低質量銀河の3軸性がないことを反映して、$\log〜M_*\gtrsim10$の場合のみです。ダスト減衰の赤方偏移の進化は、低質量、低SFRの銀河で最も強く、光学的厚さは大きくなりますが、赤方偏移が大きいと曲線が平坦になります。最後に、$n$は恒星の質量と複雑な関係があり、星の塵の幾何学の複雑さを際立たせています。ユーザーが人口モデルにアクセスできるように、ソフトウェア（https://github.com/Astropianist/DustE）を公開しました。
低光度ジェットによる銀河の中心からの低温ガスの除去
| Title |
Cold_gas_removal_from_the_centre_of_a_galaxy_by_a_low-luminosity_jet |
| Authors |
Suma_Murthy,_Raffaella_Morganti,_Alexander_Y._Wagner,_Tom_Oosterloo,_Pierre_Guillard,_Dipanjan_Mukherjee,_Geoffrey_Bicknell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.05222 |
活動銀河核（AGN）によって放出されるエネルギーは、銀河の進化を形作る自己調節プロセス（AGNフィードバック）を提供する可能性があります。これは、2つのモードに沿って動作すると考えられています。流出によって星間物質を除去することによる銀河スケールと、ホスト銀河へのガスの冷却と降着を防ぐことによる銀河周辺スケールです。放射効率の悪いAGNに関連する電波ジェットは、後者のフィードバックモードに寄与することが知られています。しかし、そのようなジェットは、核周辺および銀河のスケールでも役割を果たす可能性があり、2つのモードの区別があいまいになります。私たちは、放射効率の悪いAGNのホスト銀河の中央領域で、ガスの$\sim75\％$を運ぶ、空間的に分解された大量の分子の流出を発見しました。流出は、コアからオフセットされたラジオジェット540pcと一致し、この現象の推進要因としてジェットを明確に示しています。電波源の適度な光度（$L\rm_{1.4GHz}=2.1\times10\rm^{23}〜\rmW〜\rmHz^{-1}$）は、低ジェットのシミュレーションの予測を確認します-光度電波源は、そのような流出を駆動するのに十分な電力を運びます。宇宙論的シミュレーションにそのような情報源からのkpcスケールのフィードバック（無線AGN集団の大部分を含む）を含めることは、それらの制限のいくつかを解決するのに役立つかもしれません。
孤立した銀河のSPHシミュレーションにおけるダスト拡散
| Title |
Dust_diffusion_in_SPH_simulations_of_an_isolated_galaxy |
| Authors |
Leonard_E._C._Romano_and_Kentaro_Nagamine_and_Hiroyuki_Hirashita |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.05243 |
$N$-body/Smoothed-particle-Hydrodynamicsコード{\scGadget-4}を使用して、孤立した天の川のような銀河の一連の数値シミュレーションで、粒度分布（GSD）の進化を計算します。完全なGSDは、30個のビンを持つ対数間隔のグリッドでサンプリングされ、その進化は、最先端の星形成とフィードバックモデルを使用して、銀河の流体力学的および化学的進化と自己無撞着に計算されます。このモデルの以前のバージョンでは、GSDはより大きな粒子に向かってわずかにバイアスされる傾向があり、消光曲線は観測値よりも平坦になる傾向がありました。この作業では、サブグリッドスケールでの乱流によるダストと金属の拡散を考慮し、拡散ガスから高密度ガスへのスムーズな移行を可能にする多相サブグリッドモデルを導入することで、これらの問題に対処します。拡散が小粒の生成を大幅に強化し、天の川で観測された減光曲線との一致を改善できることを示します。
乱流ユニバーサルスペクトルによる宇宙線密度変動-8/3
| Title |
Cosmic_rays_density_fluctuations_with_turbulence_universal_spectrum_-8/3 |
| Authors |
Artem_S._Chefranov,_Sergey_G._Chefranov_and_Georgy_S._Golitsyn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04642 |
宇宙線（CR）の密度変動の正確な乱流ユニバーサルスケーリング則-8/3は、新しい解析的圧縮性乱流理論とCRダイナミクスの既知の2流体モデルに基づいて取得されます。このスケーリング則の起源は、太陽風と磁気圏シースの宇宙プラズマに関して、ラーモア半径のスケールに近いCR媒体での非線形単純波の破壊に起因する可能性があることが示されています。
楕円：平らにされた星からのリングのような爆発
天文学的な過渡現象を生み出す恒星の大変動は、球対称の星の中心で点火される点のような爆発またはジェットのようなエンジンのいずれかとして長い間モデル化されてきました。しかし、多くの星は、正確に球対称ではなく、扁平回転楕円体の幾何学に似たわずかに平らな幾何学を持っていることが観察されているか、理論的な理由で期待されています。ここでは、扁平率の範囲を持つ非球面の巨大な星の中心で開始された点状の爆発のダイナミクスの軸対称の2次元流体力学シミュレーションを提示します。これらの爆発する非球面星は、2次元の軸対称の場合の、それらの前駆体の等密度線の楕円形に関連して「楕円」と呼ばれます。エリプサーは、相対論的噴出物の膨張するリングを加速することができ、低光度GRB、相対論的超新星、高速青色光トランジェント（FBOT）などの天文トランジェントの生成につながる可能性があることがわかります。
Insight-HXMTによってキャプチャされた2021年の爆発中のGX339-4の急速に交互になるフラックス状態
| Title |
Rapidly_alternating_flux_states_of_GX_339-4_during_its_2021_outburst_captured_by_Insight-HXMT |
| Authors |
Honghui_Liu,_Jiachen_Jiang,_Zuobin_Zhang,_Cosimo_Bambi,_Long_Ji,_Lingda_Kong,_Shu_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04780 |
低質量X線連星GX339-4は、2021年に新たな爆発を起こしました。この爆発のハードからソフトへの移行の終わりに、Insight-HXMTは、線源が低フラックス状態と高フラックス状態を急速に交互に繰り返すことを発見しました。時間のタイムスケール。2つの高フラックス状態は、天文台の公転周期に匹敵する期間だけ持続しました。時間分解スペクトル分析は、フラックスの突然の変化が硬X線バンド（>4keV）に限定されていることを示しています。コロナからのべき乗則の連続体と内部降着円盤からの反射放射を含む変動する非熱放射が、観測された変動の原因です。ディスクの熱放射の強さと降着円盤の内側の半径は、2つのフラックス状態の間で一貫しています。街灯柱の形状を想定すると、最適なディスク反射モデルは、コロナの高さが非常に低く（3$R_{\rmg}$以内）、コロナの形状に大きな変動があるという証拠もありません。観測された急速に変化するフラックス状態は、コロナの固有のパワーが状態遷移中に変化しなければならないことを示唆しています。GX339-4の冠状動脈力の観察された突然の変化の可能なメカニズムについて議論します。
ブラックウィドウミリ秒パルサーPSRJ1555-2908の発見、タイミング、および多波長観測
| Title |
Discovery,_Timing,_and_Multiwavelength_Observations_of_the_Black_Widow_Millisecond_Pulsar_PSR_J1555-2908 |
| Authors |
Paul_S._Ray,_Lars_Nieder,_Colin_J._Clark,_Scott_M._Ransom,_H._Thankful_Cromartie,_Dale_A._Frail,_Kunal_P._Mooley,_Huib_Intema,_Preshanth_Jagannathan,_Paul_Demorest,_Kevin_Stovall,_Jules_P._Halpern,_Julia_Deneva,_Sebastien_Guillot,_Matthew_Kerr,_Samuel_J._Swihart,_Philippe_Bruel,_Ben_W._Stappers,_Andrew_Lyne,_Mitch_Mickaliger,_Fernando_Camilo,_Elizabeth_C._Ferrara,_Michael_T._Wolff,_P._F._Michelson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04783 |
PSRJ1555-2908、最小コンパニオン質量0.052$M_\odot$の5.6時間バイナリシステムでの1.79ミリ秒のラジオおよびガンマ線パルサーの発見を報告します。この高速でエネルギッシュな（$\dotE=3\times10^{35}$erg/s）ミリ秒パルサーは、フェルミLATの空の調査観測でガンマ線点源として最初に検出されました。フェルミ誤差領域の急峻なスペクトルの無線点源に導かれて、脈動を最初に発見したグリーンバンク望遠鏡を使用して820MHzで検索を実行しました。最初の無線パルスタイミング観測は、LATデータでガンマ線脈動の検索をシードするのに十分な情報を提供し、そこから完全なフェルミミッションに有効なタイミングソリューションを導き出しました。電波とガンマ線の脈動の発見とタイミングに加えて、NICERを使用してX線の脈動を検索しましたが、有意な脈動は検出されませんでした。また、パルサー風によるコンパニオンスターの強い加熱を示す時系列のrバンド測光を取得しました。加熱されたコンパニオンから吹き飛ばされた物質は、コンパニオンの劣った結合中に、軌道の約10％の間、820MHzの無線パルスを食します。これは、エッジオンシステムでロッシュローブがなす角度の2倍です。
コンパクトな急峻なスペクトル源のGeV $ \ gamma $線放射4C + 39.23B
| Title |
GeV_$\gamma$-ray_Emission_of_Compact_Steep-Spectrum_Source_4C_+39.23B |
| Authors |
Ying_Gu_(GXU),_Hai-Ming_Zhang_(NJU),_Ying-Ying_Gan_(BIT),_Jin_Zhang_(BIT),_Xiao-Na_Sun_(GXU),_and_En-Wei_Liang_(GXU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04852 |
フェルミガンマ線宇宙望遠鏡（Fermi/LAT）に搭載された大面積望遠鏡を使用した4FGLJ0824.9+3915の13年間の観測データを分析して、コンパクトな急峻スペクトル（CSS）ソースである4C+39.23Bが4FGLJ0824.9+3915の$\gamma$線放射領域にあるフラットスペクトルラジオクエーサー（FSRQ）4C+39.23Aは、$\gamma$線放射体です。4FGLJ0824.9+3915の時間積分された$\gamma$線放出は、4C+39.23Aによって圧倒的に支配されていることがわかります。これは、6.7$\sigma$の信頼水準で大きな変動を示し、0.1〜300GeVのエネルギー帯域での平均$\gamma$線束は$（1.60\pm0.15）\times10^{-8}$phcmです。$^{-2}$s$^{-1}$、べき乗則の光子スペクトル指数は$2.48\pm0.05$です。MJD57500--58500の間、4FGLJ0824.9+3915は、安定した$\gamma$線フラックスを伴う低状態にあります。この時間間隔でのフェルミ/LAT観測データを分析すると、4C+39.23Aおよび4C+39.23Bからの$\gamma$線放出のTS値は$\sim5$および$\sim31$であることがわかります。それぞれ、この時間間隔での$\gamma$線放出がCSS4C+39.23Bによって支配されていることを示しています。4C+39.23Bのこの時間間隔で導出された平均フラックスは、$（9.40\pm4.10）\times10^{-9}$phcm$^{-2}$s$^{-1}$with$\Gamma_{\gamma}=2.45\pm0.17$。4C+39.23Bのスペクトルエネルギー分布（SED）をそのコアおよび拡張領域からの放射に帰することで、SEDを2ゾーンレプトンモデルで表すことができることを示します。その$\gamma$線の放出は、コア領域によってもたらされます。コアの導出された磁場強度とドップラーブースト係数は0.13Gと6.5です。4C+39.23Bを他の$\gamma$を放出するCSSおよび$\Gamma_{\gamma}-L_{\gamma}$平面内のコンパクトな対称オブジェクト（CSO）と比較すると、CSSに似ています。
CygnusX-2での約42Hzでの準周期的振動のAstroSat検出
| Title |
AstroSat_Detection_of_a_Quasi-periodic_Oscillation_at_~_42_Hz_in_Cygnus_X-2 |
| Authors |
Vanzarmawii_Chhangte,_Jayashree_Roy,_Ranjeev_Misra,_Lalthakimi_Zadeng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04881 |
2016年2月のCygnusX-2のAstroSat観測の結果を報告します。LAXPCデータを使用して生成されたソースの電力密度スペクトルは、$\sim42$Hzで顕著な準周期的振動（QPO）の存在を明らかにし、より低いで広帯域連続ノイズを示しました$\sim10$Hzの周波数。$\gtrsim$30keVのLAXPCの大きな有効領域により、QPOのエネルギー依存性と幅広いノイズ連続体の前例のない研究が可能になりました。分数r.m.sはエネルギーとともに増加し、その形状はQPOと連続体ノイズの両方で類似しており、共通の放射起源を示唆しています。ただし、QPOはハードタイムラグを示しますが、高エネルギー光子は低エネルギー光子より数ミリ秒遅れますが、連続ノイズは逆の動作を示します。$0.7-30$keVバンドのSXTとLAXPCからの光子スペクトルは、ディスクからのソフト成分とホットコロナからのハードコンプトン化成分で構成されています。rmsのエネルギー依存性は、QPOと連続体ノイズの変動性がComptonizedコンポーネントによって支配されていることを示していますが、タイムラグの符号の変化は、QPOの動的な起源がディスク内にある可能性があり、ノイズ連続体がコロナに由来します。
黒い未亡人PSRJ1555-2908の質量の測定
| Title |
Measuring_the_mass_of_the_black_widow_PSR_J1555-2908 |
| Authors |
M._R._Kennedy,_R._P._Breton,_C._J._Clark,_D._Mata-Sanchez,_G._Voisin,_V._S._Dhillon,_J._P._Halpern,_T._R._Marsh,_L._Nieder,_P._S._Ray,_M._H._van_Kerkwijk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.05111 |
中性子星の質量の正確な測定は、バイナリ進化モデルをテストし、中性子星の状態方程式を制約するために必要です。ケプラー後のパラメータが測定できないパルサーバイナリでは、パルサータイミング以外の方法で、バイナリシステムの傾きとコンパニオンスターの視線速度を正確に推定する必要があります。この論文では、バイナリ合成コードIcarusを使用してこの視線速度を測定するための新しい方法の結果を示します。この方法は、与えられたバイナリ構成で見たときに、潮汐的に歪んだ、照射された星のモデルスペクトルを構築することに依存しています。この方法は、新たに発見されたブラックウィドウPSRJ1555-2908の光学スペクトルに適用されます。光学測光と一緒に光学分光法をモデル化することにより、コンパニオンスターの視線速度は$397\pm4$kms$^{-1}$（95\％信頼区間で引用された誤差）であり、バイナリ傾斜であることがわかります。$>75^{\rmo}$の。$\gamma$線の脈動タイミング情報と組み合わせると、これにより、1.67$^{+0.15}_{-0.09}$M$_\odot$の中性子星質量と0.060$^{+0.005}のコンパニオン質量が得られます。_{-0.003}$M$_\odot$、PSRJ1555-2908をブラックウィドウシステムと見なされる観測された上限に配置します。
GLEAM-XJ162759.5-523504.3の歳差運動マグネターモデル
最近発見された電波源GLEAM-XJ162759.5-523504.3の歳差運動過渡マグネターモデルを提案します。$\sim1$ksの観測期間は、その強い（$B_{\phi}\sim10^{16}$G）トロイダル磁場のために変形したマグネターの歳差運動期間として識別されます。結果として生じる$10^{-4}$の変形は、$P_{\rms}=0.1$sの自転周期を意味します。$B_{\rmd}\sim10^{14}$Gの強い双極子場を仮定すると、$\dot{P}_{\rms}\sim10^{-11}$sの周期導関数を予測します。/s。また、マグネターの歳差運動周期は、他の3つの銀河マグネターが歳差運動を示すのと同じように、硬X線バンドで観察できると予測しています。
連星系の超流動中性子星の潮汐応答を研究し、星のコアと内部地殻全体に超流動中性子が存在するニュートンモデルに焦点を当てます。2流体形式の中で、星の内部のさまざまな領域の存在から生じる主な側面を、特にさまざまなインターフェイスに焦点を当てて検討します。関連する理論を確立したので、バイナリインスパイラル中の最も関連性の高い振動モードの潮汐励起を決定します。我々の結果は、超流動物理学が静的潮汐変形に与える影響はごくわずかであることを示唆している。ラブ数への圧倒的な貢献は、通常の物質の星に関しては、通常の基本モード（fモード）によって与えられます。ここでは地殻の底で予想される大きな有効中性子質量を模倣する現象論的表現によって記述される強いエントレインメントは、超流動モードに大きな影響を与えることが示されていますが、それでも動的潮汐の結果は静的限界に似ています。基本モードは、潮汐相互作用によって最も顕著に励起されるモードであり、通常のfモードが超流動モードを支配します。また、バイナリインスピレーション中に星の地殻に蓄積されたひずみについても説明します。これは、超流動fモードが（エントレインメントに応じて）地殻が破壊される限界に達する可能性があることを示しています。全体として、我々の結果は、超流動の存在が二元中性子星重力波信号から確立するのが難しいかもしれないことを示唆している。
マグネターのX線光度はスピンダウン光度を超えていますか？
マグネターはX線を放出する中性子星であり、光度が高すぎてスピンパワーができないと見なされています。ただし、マグネターのX線光度がスピンダウン光度を超えるという一般的な見方は、マグネターから受け取ったX線のフラックスの距離に伴う減衰が逆二乗の法則に従うという仮定に基づいています。ここに示した、エフロン-ペトロシアン統計によるマグネターの光度と距離の独立性の仮説をテストした結果は、マギルマグネターカタログの観測データが依存性$S\proptoD^{-3と一致していることを意味します。/2}$のフラックス密度$S$は、これらのオブジェクトの距離$D$で、依存関係$S\proptoD^{-2}$よりもかなり高いレベルの有意性を持っています。Ardavan[Mon.いいえ。R.アストロン。Soc。、507、4530-4563（2021）]は、中性子星の磁気圏で超光速運動する電流シートが観測されたX線パルスを生成することを示しており、本質的に過渡的です。星を中心とする任意の2つの球は、それらの球によって囲まれたシェル内に含まれるエネルギーの時間変化によってバランスが取られます。それらの過大評価が修正されると、既知のマグネターのスピンダウン光度に対するX線の比率は常に$1$よりも低くなることがわかります。マグネターは、特権的な緯度方向に沿って観測されるという点でのみ、スピン駆動パルサーとは異なります。現在のシートからの放射が集束する方向に視線が近いほど、周波数が高くなり、観測された放射線の距離による減衰率。
スピンを伴う中性子星-ブラックホール系における中性子星の最大質量とより低い質量ギャップの推測
| Title |
Inferring_the_neutron_star_maximum_mass_and_lower_mass_gap_in_neutron_star-black_hole_systems_with_spin |
| Authors |
Christine_Ye,_Maya_Fishbach |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.05164 |
融合する中性子星-ブラックホール（NSBH）システムの重力波（GW）検出は、特にNSとBHの質量間の遷移で、天体物理学的な中性子星（NS）とブラックホール（BH）の質量分布を調べます。特に興味深いのは、最大NS質量、最小BH質量、およびそれらの間の潜在的な質量ギャップです。以前のGW人口分析では、すべてのNSが同じ最大質量に従うと想定されていましたが、急速に回転するNSが存在する場合、回転しないNSよりも大きな最大質量まで拡張できます。実際、何人かの著者は、GW190814（これまでに観測された中で最も質量の大きいNSまたは最も質量の小さいBH）のイベントの$\sim2.6\、M_\odot$オブジェクトは急速に回転するNSであると提案しています。したがって、NSスピン分布と一緒にNSBH質量分布を推測し、スピンの関数としてNS最大質量をモデル化します。GW190814を含む4つのLIGO-VirgoNSBHイベントを使用して、NSスピン分布が最大（分裂）スピンまで均一に分布していると仮定すると、最大非スピンNS質量は$2.7^{+0.5}_{-0.4であると推測されます。}\、M_\odot$（90\％信頼性）、非回転NSのみを想定している場合、NSの最大質量は$>2.53M_\odot$（90\％信頼性）でなければなりません。データは、質量ギャップの存在をサポートしており、最小BH質量は$5.4^{+0.7}_{-1.0}M_\odot$です。将来の観測では、単純化された仮定の下で、150のNSBHイベントが最大非回転NS質量を$\pm0.02\、M_\odot$に制限する可能性があり、NSスピンと最大質量の関係を完全にGWデータから測定することもできます。急速に回転するNSが存在する場合は、NSの最大質量にバイアスがかからないように、スピンと質量を同時にモデル化する必要があります。
放出が絶滅に遭遇したときの超新星残骸IC443に関連するダスト質量
| Title |
Dust_Mass_Associated_with_the_Supernova_Remnant_IC_443_when_Emission_Meets_Extinction |
| Authors |
Jun_Li,_Biwei_Jiang,_He_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.05174 |
よく知られている超新星残骸（SNR）IC443のダスト質量は、赤外線放射と視覚的消滅の両方から推定されます。\emph{Spitzer}、\emph{WISE}、\emph{IRAS}、\emph{AKARI}、\emph{Planck}で撮影された画像の測光では、ダストのスペクトルエネルギー分布（SED）が次のように取得されます。シンクロトロン放射を差し引き、スペクトル線放射を考慮します。ダストの質量は、SEDを2成分モデルでフィッティングすることで得られます。これにより、温度が$\sim$53K、質量が0.1$M_\odot$の暖かい成分と、温度の冷たい成分が得られます。$\sim17$Kと46$M_\odot$の質量。一方、ダストの質量は、3Dベイスターの絶滅マップと赤外線放射形態との一致から特定されたIC443の視覚的絶滅から$\sim$66$M_\odot$に導き出されます。赤外線放射と絶滅に由来するダストの質量はほぼ一致しています。ただし、赤外線の放射に由来するダストの質量は、異なるダストの不透明度の特性を使用するか、光学的に厚い放射を考慮することにより、消滅に由来するダストの質量とより一致するように調整できます。さらに、SEDをピクセルごとにフィッティングすることにより、ダストの温度と質量の分布を分析します。
次世代の天文学ミッションを補完するものとしての高高度気球
| Title |
Stratospheric_Balloons_as_a_Complement_to_the_Next_Generation_of_Astronomy_Missions |
| Authors |
Philipp_Maier,_Maria_{\AA}ngerman,_J\"urgen_Barnstedt,_Sarah_Bougueroua,_Angel_Colin,_Lauro_Conti,_Rene_Duffard,_Lars_Hanke,_Olle_Janson,_Christoph_Kalkuhl,_Norbert_Kappelmann,_Thomas_Keilig,_Sabine_Klinkner,_Alfred_Krabbe,_Michael_Lengowski,_Christian_Lockowandt,_Thomas_M\"uller,_Jose-Luis_Ortiz,_Andreas_Pahler,_Thomas_Rauch,_Thomas_Schanz,_Beate_Stelzer,_Mahsa_Taheran,_Alf_Vaerneus,_Klaus_Werner,_J\"urgen_Wolf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04651 |
たとえば、高空間分解能の遠赤外線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。宇宙ミッションの高コストと最終性はさらに、非常に低リスクのアプローチを必要とし、長い開発時間を必要とします。中赤外線から遠赤外線、および紫外線の一部を含む特定のスペクトル領域では、成層圏気球は、開発時間が短く、観測条件が比較的良好で、宇宙望遠鏡を柔軟かつ手頃な価格で補完します。それでも、気球搭載望遠鏡を使用するための参入負担は高く、研究グループは通常、インフラストラクチャ開発の一部も担わなければなりません。気球ベースの観測へのアクセスを容易にすることを目的として、コミュニティがアクセス可能な気球ベースの天文台である欧州成層圏気球天文台（ESBO）に向けた取り組みを紹介します。ESBOは、今後10〜15年間で宇宙ベースおよび空中の機能を補完し、より広範な天文用途のサービス中心のインフラストラクチャを提供し、定期飛行を実行し、以下を提供する運用コンセプトを提供することにより、科学的なバルーニング活動の現在の状況に追加することを目指しています。地上の天文台で実践されているのと同様の提案ベースの観測時間へのアクセスを持つ研究者。ESBOの目標に向けて計画された活動、STUDIO（イメージング天文台の成層圏UVデモンストレーター）プロトタイププラットフォームとミッションの現状、およびSTUDIOのために行われる宇宙ミッションへの拡張可能性を備えた選択された技術開発の詳細を提示します。
シングルレーザー計測を使用したNuSTAR点広がり関数の再構築
| Title |
Reconstruction_of_the_NuSTAR_point_spread_function_using_single-laser_metrology |
| Authors |
Hannah_P._Earnshaw_(1),_Kristin_K._Madsen_(1_and_2),_Karl_Forster_(1),_Brian_W._Grefenstette_(1),_Murray_Brightman_(1),_Andreas_Zoglauer_(3),_Fiona_Harrison_(1)_((1)_Cahill_Center_for_Astronomy_and_Astrophysics,_California_Institute_of_Technology,_Pasadena,_CA_(2)_Goddard_Space_Flight_Center,_Greenbelt,_MD_(3)_Space_Sciences_Laboratory,_University_of_California,_Berkeley,_CA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04685 |
この論文では、2つのレーザーを使用して光学系と焦点面ベンチの相対運動を特徴付ける核分光望遠鏡アレイ（NuSTAR）X線宇宙天文台の計測システムを1つのレーザーが故障した場合に概算できる方法について説明します。2つのベンチは、ぼやけのない画像を生成するために補正する必要がある少量の熱屈曲を受ける長さ10メートルの剛性マストによって分離されています。将来の観測におけるマストの動きを予測できるかどうかを発見するために、アーカイブ観測パラメータによってマストの動きの傾向を分析します。太陽アスペクト角（SAA）、観測日、軌道位相を使用することで、一方のレーザーの動きをシミュレートでき、もう一方のレーザーによって生成されたトラックを変換し、結果のマストアスペクトソリューションに変更を加えて、再構築が可能になることがわかります。ほとんどの場合、歪みが最小限の点像分布関数です。不測の事態に備えて、通常のNuSTARデータ削減パイプラインと一緒にシミュレートされたマストファイルの生成を実装します。この作業は、ミッションの延長フェーズでの計測レーザーの故障の影響を軽減することにより、展開可能なマストを使用して高エネルギー天文学に必要な長い焦点距離を達成する将来のミッションにレーザー計測システムを実装するリスクを軽減することに影響します。
脱穀機：無駄のないラッキーイメージング
| Title |
The_Thresher:_Lucky_Imaging_without_the_Waste |
| Authors |
James_A._Hitchcock,_D._M._Bramich,_Daniel_Foreman-Mackey,_David_W._Hogg_and_Markus_Hundertmark |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04686 |
従来のラッキーイメージング（TLI）では、同じシーンの多くの連続画像が高フレームレートのカメラで撮影され、最も鮮明な画像を除くすべてが破棄されてから、最終的なシフトアンドアド画像が作成されます。ここでは、オンラインマルチフレームブラインドデコンボリューションに基づいた、これらの種類のデータ用の代替画像分析パイプラインである脱穀機を紹介します。利用可能なすべてのデータを利用して、合理的な計算限界のコンテキストで天文シーンの最良の推定値を取得します。画像内の点像分布関数の事前推定、またはそのような推定を提供できるシーン内の点源の知識は必要ありません。最も重要なのは、それが返すことを目的とするシーンが、尤度関数に基づいて正当化されたスカラー目的の最適値であるということです。スタック内の画像のフルセットを使用するため、Thresherは信号対雑音比でTLIよりも優れています。個々のフレームのPSFを考慮しているため、角度分解能を失うことなくこれを実行します。デンマークの1.54m望遠鏡（ESO、LaSillaがホスト）で取得したシミュレーションデータと実際の電子増倍CCD画像の両方でアルゴリズムの有効性を示します。また、アルゴリズムの現在の制限を調査し、ここに示す画像モデルを選択するために、フラックスの非線形性が返されたシーンに導入されることを発見しました。ソフトウェアの進行中の開発はhttps://github.com/jah1994/TheThresherで見ることができます。
ナンシーグレースローマ宇宙望遠鏡のコロナグラフ機器の天体物理学的ソースを使用したフラットフィールドキャリブレーション
| Title |
Flatfield_Calibrations_with_Astrophysical_Sources_for_the_Nancy_Grace_Roman_Space_Telescope's_Coronagraph_Instrument |
| Authors |
Erin_R._Maier_and_Robert_T._Zellem_and_M._Mark_Colavita_and_Bertrand_Mennesson_and_Bijan_Nemati_and_Vanessa_P._Bailey_and_Eric_J._Cady_and_Carey_Weisberg_and_Daniel_Ryan_and_Ruslan_Belikov_and_John_Debes_and_Julien_Girard_and_M._Ygouf_and_E._S._Douglas_and_B._Macintosh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04815 |
ナンシーグレースローマ宇宙望遠鏡コロナグラフ計器は、高コントラストの画像装置、偏光計、および分光計であり、2〜3次のコントラストで太陽系外惑星および星周円盤の可視波長（$\sim$550--850〜nm）の研究を可能にします。地上または宇宙ベースの直接イメージング施設で現在達成できるよりもはるかに優れています。この感度を利用するには、正確なフラックス校正が必要になります。ローマコロナグラフは、他の宇宙ベースのミッションと同様に、軌道上のフラットフィールドを使用して、測定された総実効スループットに影響を与える現象を測定および修正します。ただし、コロナグラフには内部ランプ光源がないため、天王星や海王星などの拡張光源の観測を使用して、コロナグラフの高速ステアリングミラーをラスターし、惑星をフィールド全体にタイリングすることを組み合わせて、フラットフィールドキャリブレーションを実行する方法を開発しました。ビューの、およびマッチドフィルター画像処理。ここでは、プロセスの概要を説明し、ハッブル宇宙望遠鏡の広視野カメラ3からの天王星と海王星の画像をコロナグラフのバンド1とバンド4に近いフィルターで使用したシミュレーションの結果を示します。シミュレーションは、コロナグラフの直接イメージングと偏光測定で実行されます。モード。1）高空間周波数検出器のピクセル間の量子効率の変動、2）検出器または他の焦点面光学系への粒子堆積によって引き起こされる中程度の空間周波数「ミール」を含む3つの異なる空間周波数レジームでスループット効果をモデル化します。、および3）検出器基板の内部反射による自己干渉によって引き起こされる低空間周波数検出器のフリンジ、およびコロナグラフの視野の端での低空間周波数の振動。天王星と海王星が高精度で天体物理学的なフラットソースとして使用できることを示します（$\sim$0.5％相対誤差）
フラットフィールドを備えた2ミラーアプラナート望遠鏡
星の画像が最も混乱の少ない円である、平らな内側焦点面を備えた2ミラー望遠鏡の完全な説明が与えられています。アプラナートの視野は従来のシステムよりも著しく大きいため、特に注意が払われています。適切なソリューションの2つのセットは、シュワルツシルト望遠鏡とグレゴリー式望遠鏡に対応しています。その結果、広視野2鏡望遠鏡でフラット光検出器を使用することが可能になります。新しい設計は、必要な反射面ができるだけ少ない場合に特に重要です。これは、宇宙探査や非光学観測で一般的です。
EXCESSワークショップ：上昇する低エネルギースペクトルの説明
| Title |
EXCESS_workshop:_Descriptions_of_rising_low-energy_spectra |
| Authors |
P._Adari,_A._Aguilar-Arevalo,_D._Amidei,_G._Angloher,_E._Armengaud,_C._Augier,_L._Balogh,_S._Banik,_D._Baxter,_C._Beaufort,_G._Beaulieu,_V._Belov,_Y._Ben_Gal,_G._Benato,_A._Beno\^it,_A._Bento,_L._Berg\'e,_A._Bertolini,_R._Bhattacharyya,_J._Billard,_I.M._Bloch,_A._Botti,_R._Breier,_G._Bres,_J-.L._Bret,_A._Broniatowski,_A._Brossard,_C._Bucci,_R._Bunker,_M._Cababie,_M._Calvo,_P._Camus,_G._Cancelo,_L._Canonica,_F._Cappella,_L._Cardani,_J.-F._Caron,_N._Casali,_G.del_Castello,_A._Cazes,_R._Cerulli,_B.A._Cervantes_Vergara,_D._Chaize,_M._Chapellier,_L._Chaplinsky,_F._Charlieux,_M._Chaudhuri,_A.E._Chavarria,_G._Chemin,_R._Chen,_H._Chen,_F._Chierchie,_I._Colantoni,_J._Colas,_J._Cooley,_J.-M._Coquillat,_E.C._Corcoran,_S._Crawford,_M._Crisler,_A._Cruciani,_P._Cushman,_A._D'Addabbo,_J.C._D'Olivo,_A._Dastgheibi-Fard,_et_al._(242_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.05097 |
多くの低しきい値実験では、数百eV未満で、既知のバックグラウンドから予想されるよりも大きい、まだ原因が不明なイベント率が急激に上昇していることが観察されています。これらの実験の暗黒物質またはニュートリノ感度に対するこの過剰の重大な影響のために、個々の観測についての知識を共有するための集合的な努力が開始されました。このため、EXCESSワークショップが開始されました。2021年6月の最初の反復では、10のまれなイベント検索コラボレーションが、話し合いと議論を通じてこのイニシアチブに貢献しました。貢献したコラボレーションは、CONNIE、CRESST、DAMIC、EDELWEISS、MINER、NEWS-G、NUCLEUS、RICOCHET、SENSEI、SuperCDMSでした。彼らは、観測されたエネルギースペクトルと既知の背景に関するデータを、それぞれの測定に関する詳細とともに提示しました。このホワイトペーパーでは、提示された情報を要約し、個別の測定値間の類似点と相違点の包括的な概要を示します。提供されたデータはさらに、視覚化のためのプロットツールとともにワークショップのデータリポジトリで公開されています。
マゼラン雲の進化した極超巨星の再考
| Title |
Revisiting_the_evolved_hypergiants_in_the_Magellanic_Clouds |
| Authors |
Michalis_Kourniotis,_Michaela_Kraus,_Olga_Maryeva,_Marcelo_Borges_Fernandes,_Grigoris_Maravelias |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04667 |
赤色超巨星（RSG）の段階を生き延びた巨大な星は、残りの人生を四肢で過ごします。それらの不安定な雰囲気は、恒星の外観と周囲を変える殻の形成と一時的な放出を促進します。本研究では、マゼラン雲の8つの極超巨星、初期A型の4つ、FG型の4つの極超巨星の進化状態を修正し、黄色極超巨星（YHG）と呼ばれるRSG後の噴火の短いリストを補完します。FEROSを使用した高分解能分光法により、星の時代遅れの温度と光度を改善します。A型星は、主系列星の後期の初期段階にあることが示唆されており、赤方向に進化する超巨星の分光光度特性を示しています。一方、FGタイプの星は、H$\alpha$の発光充填と、低励起BaII線の動的変調によって追跡される、強化された大気活動を通じて現れます。これらの星のうち、ほこりっぽいHD269723は、最近、涼しい段階から離れたことが示唆されています。軌道を回るディスクホスティングコンパニオンから出現するHD269953のFEROSデータで二重ピーク放射を識別します。この研究のハイライトは、光度曲線の調光イベントとして現れ、星を$\rho$Casの「控えめな」アナログにするHD271182の強化された質量損失のエピソードです。HD271182の光度$\log（L/L_{\odot}）=5.6$は、大マゼラン雲でRSG後の進化を示す星の光度の更新されたしきい値として機能します。
ウォルフ・ライエ型質量損失の起源と影響
| Title |
The_origin_and_impact_of_Wolf-Rayet-type_mass_loss |
| Authors |
Andreas_A.C._Sander,_Jorick_S._Vink,_Erin_R._Higgins,_Tomer_Shenar,_Wolf-Rainer_Hamann,_Helge_Todt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04671 |
古典的なウォルフ・ライエ（WR）星は、大質量星の進化の後期における重要な段階を示しています。水素の少ない巨大な星として、これらの天体は外層を失いましたが、それらの顕著な輝線スペクトルによって示される強風によってさらに質量を失っています。ウォルフ・ライエ星は、さまざまな銀河で検出されています。彼らの強風は、恒星進化論と人口合成モデルの主要な要素です。それでも、彼らの強い質量損失の首尾一貫した理論的像は現れ始めたばかりです。特に、金属量（Z）の関数としてのWR星の発生は、まだ理解されていません。ウォルフ・ライエ星の複雑で密な風の性質を明らかにするために、拡大する非LTE状況での風の流体力学の一貫したソリューションを含む新世代のモデル大気を採用しています。この手法を使用すると、風を駆動する成分を分析し、水素が枯渇した大質量星の結果として生じる質量損失を予測できます。私たちのモデリングの取り組みは、光度と質量比への強い非線形依存性と、ヘリウム星のWRタイプの風の急な、しかし完全に突然の開始ではないZを伴う複雑な画像を明らかにします。私たちの発見により、WRタイプのスペクトル特徴では検出できない低Zのヘリウム星の集団に理論的な動機を提供します。大規模なHe-star大気モデルの研究により、この体制の第一原理から導き出された最初の質量損失レシピが得られます。恒星進化モデルで最初の発見を実装し、従来のアプローチが若い宇宙でのWRタイプの質量損失を過大に予測する傾向があることを示します。
星間物質でボイジャー1号によって発見された弱い線：ごく少数の高速電子によって生成された準熱雑音
| Title |
Weak_line_discovered_by_Voyager_1_in_the_interstellar_medium:_Quasi-thermal_noise_produced_by_very_few_fast_electrons |
| Authors |
N._Meyer-Vernet,_A._Lecacheux,_K._Issautier,_M._Moncuquet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04684 |
最近、星間物質のボイジャー1号に搭載された弱い連続線が発見されました。その起源は、2つの大きな問題を提起しました。まず、このラインは、Voyagerショートアンテナのプラズマ準熱雑音によってどのように生成されるのでしょうか。第二に、なぜこの線はヘリオポーズからある程度離れたところに現れるのですか？これらの質問に対する簡単な答えを提供し、この線の起源を解明します。第一に、プラズマに一般的に存在する微量の超熱電子は、修飾子が準熱である場合、これらの電子の濃度に依存しない振幅の小さなプラズマ周波数ピークを短いアンテナ上に生成する可能性があります。さらに、検出には長いスペクトル平均が必要であり、バックグラウンドと比較してピークの小ささが緩和されました。したがって、観測された線は、圧力にほとんど寄与しない高速電子のわずかな割合に起因すると考えられます。第二に、ヘリオポーズからある程度の距離まで、この領域に遍在する大きな圧縮変動は、特に検出に必要な平均化によって線がぼやけるため、受信機ノイズの統計的変動から線が現れるのを防ぐことを提案します。短波長密度変動の存在。これらの結果は、媒体の静粛性により多数のスペクトルを平均化できるため、比較的短いアンテナでも密度を測定するには、高速電子のわずかな割合で十分である可能性があることを示すことにより、星間ミッションの新しい展望を開きます。
ソーラーネイバーフッドXLIX：SOARでのスペックル干渉法によるM矮星倍数の新しい発見と軌道
| Title |
The_Solar_Neighborhood_XLIX:_New_Discoveries_and_Orbits_of_M_Dwarf_Multiples_with_Speckle_Interferometry_at_SOAR |
| Authors |
Eliot_Halley_Vrijmoet_(1_and_2),_Andrei_Tokovinin_(3),_Todd_J._Henry_(2),_Jennifer_G._Winters_(4),_Elliott_Horch_(5),_Wei-Chun_Jao_(1)_((1)_Georgia_State_University,_(2)_RECONS_Institute,_(3)_Cerro_Tololo_Inter-American_Observatory_ |
_NSF's_NOIRLab,_(4)_Center_for_Astrophysics_ |
_Harvard_&_Smithsonian,_(5)_Southern_Connecticut_State_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04688 |
25パーセク内のM矮星倍数の軌道をマッピングするための複数年プログラムの最初の結果を提示します。観測は、主に2019年から2020年にかけて、チリの南天体物理学研究（SOAR）望遠鏡で、補償光学モジュール（HRCam+SAM）に取り付けられた高解像度カメラを使用してスペックル干渉法を使用して実施されました。近くのM矮星のサンプルは、3つのソースから抽出されています。SMARTS0.9mでのRECONS長期位置天文モニタリングプログラムからの倍数、これらの新しい観測によって軌道適合が可能または改善される既知の倍数、および位置天文適合によってフラグが立てられた候補倍数です。GaiaDataRelease2（DR2）で。830個のスペックル観測によって338Mの矮星のうち333個を調査し、63％の星の仲間を検出しました。最も注目すべきは、これにはGaiaDR2から選択されたサブセットの76％の新しいコンパニオンが含まれています。全部で、観測されたM矮星に97の新しい恒星の仲間の最初の直接検出を報告します。ここでは、これらの検出の特性、各非検出の限界、およびこのプログラムの一部としてすでに観測された期間0。67〜29年の5つの軌道を示します。検出されたコンパニオンは、プライマリから0.024〜2.0秒角（0.25〜66AU）の距離が予測され、$\DeltaI\lesssim5.0$magです。この複数年のキャンペーンは、最終的に3年までの期間で近くのM矮星の完全な軌道をマッピングし、バイナリの軌道決定を30年に延長するための重要な時代を提供します。
複雑な有機物の放出に対するソース構造の重要性。 I.低質量から高質量の原始星までのCH $ _3 $ OHの観測
| Title |
Importance_of_source_structure_on_complex_organics_emission._I._Observations_of_CH$_3$OH_from_low-mass_to_high-mass_protostars |
| Authors |
M._L._van_Gelder,_P._Nazari,_B._Tabone,_A._Ahmadi,_E._F._van_Dishoeck,_M._T._Beltr\'an,_G._A._Fuller,_N._Sakai,_\'A._S\'anchez-Monge,_P._Schilke,_Y.-L._Yang,_Y._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04723 |
複雑な有機分子（COM）は、埋め込まれたクラス0およびIの原始星に向かってしばしば観察されます。ただし、すべてのクラス0およびIの原始星がCOM放出を示すわけではありません。この作業では、メタノール（CH$_3$OH）放出の変動を調べて、CH$_3$OH放出がないことがソースプロパティにリンクできるかどうかをテストします。新しい観測とアーカイブ観測の両方をALMAと文献からの情報源と組み合わせて、184個の低質量および高質量の原始星のサンプルを調査します。暖かい（T>100K）ガス状CH$_3$OH質量、$M_{\rmCH_3OH}$は、主に光学的に薄いアイソトポログを使用して、各ソースに対して決定されます。平均して、クラスIの原始星システムは、若いクラス0のソース（$\sim10^{-7）よりも暖かい$M_{\rmCH_3OH}$（$<10^{-10}$M$_\odot$）が少ないようです。}$M$_\odot$）。サンプルの高質量ソースは、$10^{-7}-10^{-3}$M$_\odot$までのより高いウォーム$M_{\rmCH_3OH}$を示しています。ソースの全体的な質量が$M_{\rmCH_3OH}$に与える影響を考慮するために、正規化されたCH$_3$OHの質量は$M_{\rmCH_3OH}/M_{\rmdust、0}$として定義されます。ここで、$M_{\rmdust、0}$は、固定半径内の冷たい塵と暖かい塵の質量です。上限を除いて、正規化された暖かいCH$_3$OHの質量に単純なべき乗則を当てはめると、$M_{\rmCH_3OH}/M_{\rmdust、0}\proptoL_{\rmbol}^{0.71\pm0.05}$。これは、雪線が外側に移動するため、正規化された$M_{\rmCH_3OH}$が$L_{\rmbol}^{0.75}$とともに増加することを予測する単純なホットコアトイモデルとよく一致しています。ディスクのサイズが推定100K半径と同等かそれよりも小さいソースは、最適なべき乗則モデルとよく一致しますが、ディスクが大幅に大きいソースは、正規化されたウォームCH$_3$が最大2桁低くなります。OHマス。後者の結果に基づいて、ディスクなどのソース構造によりガスが冷たくなり、気相でのCOMが少なくなる可能性があることを示唆します。さらに、光学的に厚いほこりは、COMの放出を隠すことができます。
磁気リコネクションに対する3D構造の影響
引き裂き不安定性の開始と進展に関する2.5Dおよび3D研究の結果が、高忠実度の抵抗性MHDシミュレーションを使用して提示されます。再接続場の強度（またはせん断角）の限定されたパラメータ研究が実行されました。最初は単純な1D平衡が使用され、修正された力のない電流シートで構成され、すべての方向に周期境界条件があります。すべての場合において、線形および非線形の進化により、2本の大きな磁束ロープの間に一次電流シートが生じました。この後の段階でのグローバルな再接続率は、すべてのシミュレーションで分析されました。2.5Dでは、プラズモイドのために断片化された一次電流シート、および予想どおり、複数の方法を使用して計算されたグローバル再接続率は、Alfv\'{e}n速度が強いため、再接続フィールドの強度とともに増加することがわかりました。。3Dでは、引き裂き不安定性の相互作用する斜めモードの存在は、単純な2.5D画像を複雑にし、流入の磁場を絡ませ、再接続率に悪影響をもたらします。より強いAlfv\'{e}n速度と絡み合いの2つの競合する効果は、両方とも再接続フィールドの強度とともに増加し、再接続フィールドの増加とともに再接続率の低下をもたらしました。すべてのシミュレーションで、3Dレートは2.5Dよりも小さかったが、弱い再接続フィールド（または強いガイドフィールド）に行くと、システムはより2.5Dのようになり、2.5Dと3Dのレートが収束することを示唆している。これらの結果は、コロナのナノフレア加熱やフレア電流シートなどの状況に関連しています。
銀河球状星団M30（NGC 7099）の遠紫外線調査：I。測光と動径分布
| Title |
Far-ultraviolet_investigation_into_the_galactic_globular_cluster_M30_(NGC_7099):_I._Photometry_and_radial_distributions |
| Authors |
Santana_Mansfield,_Andrea_Dieball,_Pavel_Kroupa,_Christian_Knigge,_David_R._Zurek,_Michael_Shara,_Knox_S._Long |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04913 |
球状星団M30（NGC7099）の遠紫外線（FUV）研究を紹介します。画像は、ハッブル宇宙望遠鏡（HST）に搭載された掃天観測用高性能カメラ（ACS/SBC、F150LP、FUV）と広域惑星カメラ2（WFPC2、F300W、UV）を使用して取得されました。FUV-UV色-マグニチュード図（CMD）は、FUV$\approx$22等とFUV-UV$\approx$3等での主系列（MS）ターンオフを示しています。MSはターンオフの4等下まで伸びており、顕著な水平分枝（HB）と青色はぐれ星（BS）のシーケンスが見られます。合計1218個の赤色巨星分枝星、185個の赤色巨星分枝星、47個のBS星、41個のHB星が識別され、白色矮星（WD）とWDとMSの間のギャップにあるオブジェクトで構成されるMSの青側に78個のソースがあります。潜在的な激変星（CV）候補を含みます。BS集団の動径分布はクラスターの中心に向かって集中しており、質量分離が起こったことを示しています。ダブルBSシーケンスの青と赤のサブポピュレーションは紫外線CMDで混合されているように見え、CV候補の有意な中央濃度はこのクラスターでは見られません。
18.18分パルサーGLEAM-Xのホット準矮星モデル
| Title |
A_Hot_Subdwarf_Model_for_the_18.18_Minute_Pulsar_GLEAM-X |
| Authors |
Abraham_Loeb_(Harvard),_Dan_Maoz_(Tel_Aviv_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04949 |
最近発見された18.18分の謎のパルサーGLEAM-XJ162759.5-523504.3は、おそらく高温の準矮星（プロト白色矮星）である可能性があります。磁気双極子モデルは、高度に磁化された（$\sim10^8$G）、典型的な質量$\sim0.5M_\odot$および半径$\sim0.3R_\odot$の高温準矮星の観測周期と周期微分を説明します。、および$\sim3\times10^4$yrの年齢。準矮星のスピンは崩壊速度に近く、スピンダウンの光度はエディントン光度に近く、おそらくコンパニオンからの降着の結果です。
ラムダブースターの降着シナリオのテスト
| Title |
Testing_the_accretion_scenario_of_lambda_Boo_stars |
| Authors |
J._Alacoria,_C._Saffe,_M._Jaque_Arancibia,_R._Angeloni,_P._Miquelarena,_M._Flores,_M._E._Veramendi_and_A._Collado |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.05066 |
私たちの目的は、ラムダブースターの降着シナリオをテストすることです。このモデルは、2つの初期型の星が拡散雲を通過する連星システムが両方とも同じ表面的な特異性を示すはずであることを予測しています。ラムダブー星の候補をホストする3つの複数のシステム、注目に値するトリプルシステムHD15164/65/65CとバイナリシステムHD193256/281およびHD198160/161の詳細な存在量の決定を実行しました。HD15164/65/65Cの存在量分析は、明確なラムダブーオブジェクト（HD15165）と太陽組成に近い2つのオブジェクト（HD15164および15165C）を示しています。特に、ラムダブースター（HD15165）と太陽に近い初期型オブジェクト（HD15164）の存在は、降着シナリオでは説明が困難です。また、システムの後期型星（HD15165C）から導出された太陽のような組成は、ラムダブー星の初期組成の代用として初めて使用できました。次に、文献からの候補ラムダブー星を含むすべての既知の連星の存在量分析を検討し、ここで分析したシステムを含めると、降着シナリオから予想されるように、2つの明確な「正真正銘の」ラムダブー星を持つ連星/複数のシステムは見つかりません。2つのラムダブーのような星を表示するためのより近い候補は、HD84948、HD171948、およびHD198160です。しかし、私たちの意見では、それらは明確なラムダブーパターンではなく穏やかなものを示しています。私たちの結果は、降着シナリオをほとんどサポートしていません。次に、詳細なアバンダンス分析を通じて分析する追加のバイナリおよび複数のシステムが緊急に必要です。[要約]
マクニール星雲のフィールドでのPMS星V2764OriとLkH $ \ alpha $ 301の長期光学測光
| Title |
Long-term_optical_photometry_of_the_PMS_stars_V2764_Ori_and_LkH$\alpha$_301_in_the_field_of_the_McNeil's_Nebula |
| Authors |
G._Zidarova,_S._Ibryamov,_E._Semkov,_S._Peneva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.05095 |
この論文では、前主系列星V2764OriとLkH$\alpha$301の長期的な$V（RI）_{c}$測光観測の結果を示します。これは、内のマクニール星雲のフィールドにあります。オリオン星形成複合体。私たちの観測は、2004年8月から2021年11月までの期間に、3つの望遠鏡と7つの異なるタイプのCCDカメラを使用して行われました。特に星の長期的な振る舞いに関する測光観測は、文献に欠けています。17年間にわたる最初の測光モニタリングを紹介します。私たちのデータは、両方の星の変動が古典的なおうし座T型星に典型的であることを示しています。
相対論的力学の共変定式化
コンパクトオブジェクトを取り巻く降着円盤やその他の環境要因により、衛星は測地線運動から逸脱します。残念ながら、このような相対論的軌道の運動方程式の設定は、ニュートン力学ほど単純ではありません。ここでは、物理的に正確な共変4力を生成することを目的とした簡単な方法を提案します。この方法をいくつかの保存力と散逸力に適用します。特に、ダスト、ガス、放射媒体での重力と剛体球の衝突による抗力を計算します。エプスタイン抗力、チャンドラセカールの力学的摩擦、ポインティング・ロバートソン抗力などの既知の力を回復し、共変的に拡張します。可変質量効果、すなわちHoyle-Lyttleton降着と可変質量ロケットも考慮されます。2つのアプリケーションで締めくくります。1。自由落下するスプリング。フックの法則は、効果的な反ドジッター潮汐力に相当することがわかります。2.ドラッグによるブラックホールの落下。塵のような降着円盤をサポートするシュワルツシルト背景上のいくつかの軌道を数値的に計算します。
リーマン・カルタン重力の文脈でヒッグス-ディラトンモデルの現象学を研究し、インフレ観測量に対するホルストとニーヤンの用語の別々の影響に焦点を当てます。分析および数値手法を使用して、これらのシナリオの予測を示し、理論のメトリック定式化におけるフィールド空間多様体の曲率に本質的に関連するアトラクターのような動作を表示します。それを超えて、Nieh-Yanの場合の分析は、大きなディラトン結合で関連するようになるインフラトン運動項の立方極によって誘発される追加のアトラクター解の存在を明らかにします。これは、メートル法やパラティーニ法に比べて、アインシュタイン-カルタン法の独自の特徴を構成しています。
| Title |
Asymmetric_Self-interacting_Dark_Matter_via_Dirac_Leptogenesis |
| Authors |
Manoranjan_Dutta_(1),_Nimmala_Narendra_(2),_Narendra_Sahu_(1),_Sujay_Shil_(3,4,5)_((1)_Indian_Institute_of_Technology_Hyderabad,_(2)_Physical_Research_Laboratory_Ahmedabad,_(3)_Indian_Institute_of_Technology_Gandhinagar,_(4)_Institute_of_Physics,_Bhubaneswar,_(5)_Homi_Bhabha_National_Institute,_Mumbai) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04704 |
ニュートリノの性質は、ディラックであろうとマヨラナであろうと、これまで知られていませんでした。ニュートリノがディラックであり、正確な対称性であるために$BL$を必要とすると仮定して、現在の宇宙${\itすなわち、}\、\、\Omega_{\rmDM}\approx5\、\Omega_{\rmB}$。初期の宇宙に重い$SU（2）_L$スカラーダブレット$（X=（X^0、X^-）^T）$が存在すると仮定すると、左と反対の$BL$非対称性を生成できます。$BL$は正確な対称性であるため、CP対称性の破れによる右手セクターは$X^0\to\nu_L\nu_R$に崩壊します。$\nu_L-\nu_R$の平衡化は、電弱（EW）相転移が発生するまで発生しないようにします。この間、レプトンの非対称性の一部が、$BL$の対称性と熱平衡にあります。残りの$B-L$非対称性は、100GeVを超える温度でアクティブなEW-スファレロンを介して正味のB-非対称性に変換されます。$\Lambda$CDMの小規模な異常を軽減するために、DMは、DMの対称コンポーネントを使い果たすだけでなく、地上でDMを検出する方法を提供するライトメディエーターを介して自己相互作用すると仮定します。スカラーポータルミキシングによる実験室。
| Title |
Chiral_condensates_for_neutron_stars_in_hadron-quark_crossover;_from_a_parity_doublet_nucleon_model_to_an_NJL_quark_model |
| Authors |
Takuya_Minamikawa,_Toru_Kojo,_Masayasu_Harada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04873 |
この寄稿では、中性子星物質のカイラル不変質量とカイラル凝縮に関する最近の研究を要約します。パリティダブレットモデルで記述されたハドロン物質から南部-ジョナ-ラシニオ型クォークモデルでクォーク物質へのクロスオーバー相転移を仮定して、統一された状態方程式を構築します。最初に、中性子星の最近の観測から、カイラル不変質量が600MeV$\lesssimm_0\lesssim$900MeVに制限されていることを示します。次に、クロスオーバー記述でカイラル凝縮の密度依存性を決定し、カイラル凝縮が、核子の正のキラルスカラー電荷によって変化が駆動されるハドロン物質から、クォーク物質に実際にスムーズに接続されていることを示します。変化は、ハドロンとクォークの交差を反映した、クォークのディラックの海の変化によるものです。
Cuscuta-Galileon Cosmology：ダイナミクス、重力「定数」およびハッブル定数
| Title |
Cuscuta-Galileon_Cosmology:_Dynamics,_Gravitational_"Constant"s_and_Hubble_Constant |
| Authors |
Kei-ichi_Maeda_and_Sirachak_Panpanich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04908 |
わずか2自由度を維持するcuscuta-galileon重力理論に基づく宇宙論について説明します。追加の自由度はありませんが、スカラー場のポテンシャルを導入するとダイナミクスが変化します。スカラー場は物質場によって完全に決定されます。例として指数関数的な可能性を挙げて、宇宙論のダイナミクスについて説明します。有効なフリードマン方程式に現れる重力の「定数」$G_{\rmF}$は、時間に依存します。また、ハッブルパラメータの進化を知っているときにポテンシャルを構築する方法も示します。背景の進化のために$\Lambda$CDM宇宙論を仮定すると、潜在的な形が見つかります。次に、密度の摂動を分析します。この方程式は、重力の「定数」$G_{\rmeff}$の変化によってのみ特徴付けられ、これも時間に依存します。ビッグバン元素合成による制約や万有引力定数の時間変化に対する制約などの観測的制約から、モデルのパラメーターを制限します。有効なフリードマン方程式における重力定数の時間依存性から、ハッブル張力の問題を説明する機会があるかもしれません。
| Title |
Feasible_Low-thrust_Trajectory_Identification_via_a_Deep_Neural_Network_Classifier |
| Authors |
Ruida_Xie,_Andrew_G._Dempster |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04962 |
近年、収束と速度を改善するために、軌道最適化の分野に深層学習技術が導入されています。このようなモデルのトレーニングには、大規模な軌道データセットが必要です。ただし、最適化プロセスが終了する前に、低推力（LT）最適化の収束は予測できません。ランダムに初期化された低推力転送データ生成の場合、実行不可能な低推力転送の最適化にほとんどの計算能力が浪費され、非効率的なデータ生成プロセスにつながります。この作業は、最適化プロセスの前に実行可能なLT転送を正確に識別するためのディープニューラルネットワーク（DNN）分類器を提案します。DNN分類器は97.9％の全体的な精度を達成し、テストされたアルゴリズムの中で最高のパフォーマンスを発揮します。正確な低推力軌道実現可能性の識別は、望ましくないサンプルの最適化を回避できるため、最適化されたサンプルの大部分は収束するLT軌道です。この手法により、さまざまな宇宙船構成のさまざまなミッションシナリオで効率的なデータセットを生成できます。
確率的重力波背景に対する量子補正
| Title |
Quantum_Corrections_to_the_Stochastic_Gravitational_Wave_Background |
| Authors |
Denis_Comelli,_Maicol_Di_Giambattista,_Luigi_Pilo,_Rocco_Rollo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.04968 |
インフレーション中に生成される重力波の原始確率的背景に対する1ループ補正を研究します。シングルクロックでは、スローロールの先頭で、量子補正により振幅がスケールフリーに保たれます。これは、対称性の破れのパターンが異なる場合には当てはまりません。特に、固体インフレーションのようにインフレーション中に空間微分同相写像も破られると、外部運動量の対数ランニングが発生します。対数ランニングの出現を、膨張不変性の自発的対称性の破れに関連付けます。ランニングは、将来の高感度CMB分極およびGW実験において、インフレの代替モデルから1クロックを区別するのに役立つ可能性があります。
SUPA：素粒子物理学における機械学習のための軽量診断シミュレーター
| Title |
SUPA:_A_Lightweight_Diagnostic_Simulator_for_Machine_Learning_in_Particle_Physics |
| Authors |
Atul_Kumar_Sinha,_Daniele_Paliotta,_B\'alint_M\'at\'e,_Sebastian_Pina-Otey,_John_A._Raine,_Tobias_Golling,_Fran\c{c}ois_Fleuret |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.05012 |
深層学習法は、検出器の粒子シャワーの高速モデリングのための高エネルギー物理学で人気を博しています。ゴールドスタンダードのGeant4などの詳細なシミュレーションフレームワークは計算量が多く、現在の深層生成アーキテクチャは、詳細なシミュレーションの離散化された低解像度バージョンで動作します。より高い空間解像度で動作するモデルの開発は、現在、完全なシミュレーションデータの複雑さ、およびより単純でより解釈可能なベンチマークの欠如によって妨げられています。私たちの貢献は、SUPA、SUrrogatePArticle伝播シミュレーター、物質の単純化された粒子伝播、散乱、シャワーの発達をシミュレートすることによってデータを生成するためのアルゴリズムとソフトウェアパッケージです。生成はGeant4と比較して非常に高速で使いやすいですが、それでも詳細なシミュレーションの重要な特性と課題を示しています。シミュレーターからのデータでの生成モデルのパフォーマンスが、Geant4で生成されたデータセットでのパフォーマンスを反映していることを示すことで、この主張を実験的にサポートします。提案されたシミュレーターは、デスクトップマシン上で毎秒数千の粒子シャワーを生成し、Geant4よりも最大6桁高速で、シャワーの伝播に関する詳細な幾何学的情報を保存します。SUPAは、初期条件を設定し、モデル開発のための複数のベンチマークを定義するためのはるかに優れた柔軟性を提供します。さらに、粒子シャワーを点群として解釈することで、幾何学的な機械学習への接続が作成され、フィールドに挑戦的で根本的に新しいデータセットが提供されます。SUPAのコードは、https：//github.com/itsdaniele/SUPAで入手できます。
sexaquark凝縮によるコンパクト星のクォークの閉じ込め解除
この寄稿では、コンパクト星の初期クォークの閉じ込めが、質量$m_S<2054$MeVの軽いクォーク（S）のボーズ-アインシュタイン凝縮（BEC）によって引き起こされるシナリオを初めて提示します。宇宙のバリオン暗黒物質を説明するための候補粒子として提案されています。SBECの開始は、ハドロン中性子星の最大質量を示し、バリオンの化学ポテンシャル$\mu=m_S/2$の条件が、$M_{\rmの開始}に対応する星の中心で満たされるときに発生します。\lesssim0.7〜M_\odot$。星の重力場では、SのBECの密度は、物質の新しい状態が達成されるまで増加します。そこで、各S状態は、カラーフレーバーロック（CFL）ダイクォーク状態のトリプレットに分離されます。これらのジクォークは、クォーク物質の色超伝導CFL相のクーパー対であるため、開発されたシナリオは、強く相互作用する物質のボーズ-アインシュタイン凝縮-バーディーン-クーパー-シュリーファー（BEC-BCS）遷移に対応します。CFL相の説明のために、ここで初めて、クォーク物質のキラル対称ラグランジアンモデルの密度関数定式化の3フレーバー拡張を開発します。ここで、閉じ込め特性は、スカラー自己エネルギーの発散でエンコードされます。低密度と低温。
重力波（GW）天文学の出現により、宇宙を観測するためのまったく新しい手段がもたらされ、これまでにない方法で宇宙の構造と進化を調べることができるようになりました。この論文では、宇宙論と基本的な物理学への新しい洞察を得るためにGW観測を使用するための3つの異なるが補完的な方法を探求します。第1章では、天体物理学のGWバックグラウンド（AGWB）を研究します。これは、宇宙全体の多数のコンパクト連星合体（CBC）から生じる累積GW信号です。これらのコンパクトな連星は銀河に存在するため、AGWBには、宇宙の物質分布の大規模構造を追跡する異方性が含まれています。指向性AGWB検索に直面する可能性のある予測を開発することを目的として、AGWBの角度パワースペクトルを調査します。第2章では、宇宙ひもループのカスプとキンクによって放出される非線形GWメモリを計算します。これは、GWの最も有望な宇宙論的ソースの1つです。驚くべきことに、カスプメモリ信号が十分に大きなループで発散することを示します。これは、カスプの弱磁場記述の有効性の崩壊を示しています。次に、この発散に対する1つの暫定的な解決策を提示します。この場合、カスプを囲むストリングの部分が崩壊して、原始ブラックホール（PBH）を形成します。最後に、第3章では、連星系の軌道の正確な測定に基づいたGW検出のための強力な新しい方法を開発します。確率的GWバックグラウンド（GWB）が存在する場合、バイナリのコンポーネントの軌道が乱され、時間の経過とともにシステムの軌道パラメータがランダムウォークします。この効果により、GWBに及ぶ連星パルサーと月レーザーの感度を計算し、現在のデータが$\mu$Hz周波数帯でこれまでで最も強い制約を課すのに十分な感度をすでに持っていることを示します。
冷たい恒星物質のランダウパラメータとエントレインメント行列：対称エネルギーと強い磁場の影響
| Title |
Landau_parameters_and_entrainment_matrix_of_cold_stellar_matter:_effect_of_the_symmetry_energy_and_strong_magnetic_fields |
| Authors |
Helena_Pais,_Oleksii_Ivanytskyi,_and_Constan\c{c}a_Provid\^encia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.05231 |
多成分系の記述に適した相対論的アプローチに基づく核物質特性が計算されます。許容可能な核物質特性と中性子星観測を満たす一連の核相対論的平均場モデルを使用します。強い外部磁場の存在による対称エネルギーとランダウ準位の密度依存性の影響について説明します。陽子分率、ランダウ質量、ランダウパラメータ、エントレインメントマトリックス、断熱指数、音速などのプロパティは、冷たい$\beta$-平衡物質に対して計算されます。計算された特性の大きな分散は、飽和密度$\rho_0$の2〜3倍で得られます。陽子ランダウの質量は、2〜3$〜\rho_0$の真空核子の質量の3分の1まで低くすることができます。Landauパラメーター、特に陽子を含むパラメーターでも同様の効果が得られ、$F^0_{pp}$と$F^1_{pp}$の相対分散は30\％から50\％になります。2-3$〜\rho_0$で。これらのパラメータは、対称エネルギーに特に敏感です。核特性に対する磁場の影響は、地殻-コア遷移のすぐ上の密度の小さな範囲を除いて、10$^{18}$Gの高さの磁場では小さいです。EoSの表とパラメーターは、補足資料のセクションに記載されています。
$ H_0 $の第一原理現象学
この手紙では、無限の統計について議論し、量子重力におけるその役割を動機付けます。次に、無限の統計を動的な形式の暗黒エネルギーに接続し、観測と比較するハッブルパラメーターの進化の式を取得します。このフレームワークの状態方程式パラメーター$w_{eff}<-1$。
