この作業では、潜在変数が宇宙論的パラメーターであるオートエンコーダーを介した宇宙マイクロ波背景放射TTパワースペクトルの研究結果を示します。この方法は、CAMBコードで数値的に計算されたランダム宇宙論からの80000のパワースペクトルで構成されるデータセットを使用してトレーニングおよびキャリブレーションされました。オートエンコーダの特定のアーキテクチャにより、エンコーダ部分は、特定のパワースペクトルから最尤パラメータを推定するモデルです。一方、デコーダー部分は、宇宙論的パラメーターからパワースペクトルを計算するモデルであり、完全ベイズ分析のフォワードモデルとして使用できます。エンコーダーが$\approx0.004\％$から$\approx0.2\％$（宇宙論的パラメーターに応じて）まで変化する精度で真の宇宙論的パラメーターを推定できることを示します。一方、デコーダーはパワースペクトルを次のように計算します。すべての多重極範囲の平均パーセント誤差$\approx0.0018\％$。また、デコーダーが宇宙論的パラメーターを1つずつ変化させたときに予想される傾向を回復し、ベイズ分析による宇宙論的パラメーターの推定に大きなバイアスを導入しないことも示します。これらの調査は、公開されており、https：//github.com/Martindelosrios/cosmic-kiteからダウンロードおよびインストールできるCosmicKitepythonソフトウェアに取って代わられました。このアルゴリズムは、従来の方法と比較して測定の精度を向上させることはありませんが、計算時間を大幅に短縮し、潜在変数に物理的な解釈を強制するための最初の試みを表しています。
インフレ中の粒子生成：Planck2018のCMBデータを使用したベイズ分析
| Title |
Particle_production_during_inflation:_A_Bayesian_analysis_with_CMB_data_from_Planck_2018 |
| Authors |
Suvedha_Suresh_Naik,_Kazuyuki_Furuuchi,_Pravabati_Chingangbam |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.05862 |
粒子生成の急速なバーストを伴うインフレモデルのクラスは、原始スカラーパワースペクトルのバンプのような特徴などの観測シグネチャを予測します。この作業では、その予測をPlanck2018の最新のCMBデータと比較することにより、このようなモデルを分析します。粒子生成の2つのシナリオを検討します。最初のシナリオは、観察可能なインフレーション中の粒子生成の単一バーストで構成される単純なシナリオです。2つ目は、粒子生成の複数のバーストで構成され、原始パワースペクトルに一連のバンプのような特徴をもたらします。マルチバンプモデルの2番目のシナリオは、一致$\Lambda$CDMモデルと比較してCMBデータによりよく適合していることがわかります。ベイズの証拠を使用してモデルの比較を実行しました。マルチバンプモデルの原始的特徴の振幅に関する観測上の制約から、粒子生成に関与する結合パラメーター$g$は$g<0.05$にバインドされていることがわかります。
宇宙の再電離の時代の新しい完全結合放射線流体力学シミュレーションであるCosmicDawnIIIのz = 6での短い電離光子の平均自由行程
| Title |
The_short_ionizing_photon_mean_free_path_at_z=6_in_Cosmic_Dawn_III,_a_new_fully-coupled_radiation-hydrodynamical_simulation_of_the_Epoch_of_Reionization |
| Authors |
Joseph_S._W._Lewis,_Pierre_Ocvirk,_Jenny_G._Sorce,_Yohan_Dubois,_Dominique_Aubert,_Luke_Conaboy,_Paul_R._Shapiro,_Taha_Dawoodbhoy,_Romain_Teyssier,_Gustavo_Yepes,_Stefan_Gottl\"ober,_Yann_Rasera,_Kyungjin_Ahn,_Ilian_T._Iliev,_Hyunbae_Park,_\'Emilie_Th\'elie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.05869 |
$\rmz=6$での銀河間媒体（IGM）における電離光子（mfp）の平均自由行程の最近の決定は、多くの理論的予測よりも低くなっています。この問題への洞察を得るために、宇宙の再電離の新しい大規模な完全結合放射流体力学宇宙論的シミュレーションであるCosmicDawnIII（CoDaIII）でmfpの進化を調査します。CoDaIIIのスケール（$\rm94^3\、cMpc^3$）と解像度（$\rm8192^3$グリッド）は、再電離の時代（EoR）中のIGMの進化を研究するのに特に適しています。シミュレーションはSummitでRAMSES-CUDATONを使用して実行され、24576GPUに結合された131072プロセッサを使用して、これまでに実行された中で最大のEoRシミュレーションおよび最大のRAMSESシミュレーションになりました。改善されたキャリブレーションのおかげで、CoDaIIよりもCoDaIIIで、特に中性水素分率と宇宙の光イオン化率の進化に関して、再イオン化に関するグローバルな制約との優れた一致が得られます（$\rmz=5.6$）、およびより高い空間分解能。mfpを分析すると、CoDaIIIは$\rmz=6$から$\rmz=4.6$までの最新の観測値を非常によく再現していることがわかります。CoDaIIIのmfpの分布は二峰性であり、EoR中の再電離のパッチ性と中性領域とイオン化領域の共存により、それぞれ短い（中性）および長い（イオン化）mfpモードがあることを示します。ニュートラルモードのピークは、mfpのサブkpcからkpcのスケールでピークになりますが、イオン化モードのピークは、$\rmz=7$の$\rm0.1Mpc/h$から$\rmの$\sim10$Mpc/hに変化します。z=5.2$。イオン化モードの平均としてmfpを計算すると、最近の観測結果に最もよく一致します。分布は、$\rmz>13$（$\rmz<5$）で単一のニュートラル（イオン化）モードに減少します。
推定された共分散行列によるテンソル対スカラー比の推論のバイアス
テンソル対スカラー比〜$r$の推定など、宇宙パラメータの推定で一般的に使用されるシミュレーションベースのバンドパワー共分散行列を調査します。$r$の上限は低くバイアスされる可能性があることがわかります。シミュレーションの実現数がオブザーバブルの数と同じである場合、上限の過小評価は最も深刻です。共分散行列推定の収束には、観測量の数よりも1桁大きいシミュレーションの数が必要になる場合があります。これは、推定されたバンドパワー共分散行列のモンテカルロノイズに起因する$r$の事後確率の追加の散布図、特にスプリアスの非ゼロの非対角要素によって引き起こされることがわかります。正当な共分散の仮定を行うことができる場合、行列条件付けが実行可能な緩和戦略になり得ることを示します。
ルックバック時間の関数としての宇宙論的スケールファクターのモデルに依存しない再構築
| Title |
Model-independent_reconstruction_of_the_cosmological_scale_factor_as_a_function_of_lookback_time |
| Authors |
Jian-Chen_Zhang,_Jing_Zheng,_Tong-Jie_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.05973 |
観測ハッブルパラメータデータ（OHD）からルックバック時間に対してスケールファクターを再構築するモデルに依存しない方法を提示します。再構成法は動的モデルに依存せず、フリードマン-ロバートソン-ウォーカーメートル法のみに基づいています。また、再構成プロセスでのエラーの伝播も計算します。再構成データのエラーは、主に台形公式の近似とOHDの不確実性に起因します。さらに、元のOHDと再構成されたa-tデータのモデル識別能力について、無次元の標準的な方法で説明します。a-tデータは、変動係数を比較することにより、H-zデータよりも宇宙論モデル間の違いをより明確に示すことができます。最後に、50個のシミュレートされたH（z）データを追加して、将来の観測の影響を推定します。将来、より多くのハッブル測定が行われると、宇宙論的パラメーターをより正確に制約するのに役立ちます。
DESI $ N $ -bodyシミュレーションプロジェクトII：高速シミュレーションによるサンプル分散の抑制
| Title |
The_DESI_$N$-body_Simulation_Project_II:_Suppressing_Sample_Variance_with_Fast_Simulations |
| Authors |
Zhejie_Ding,_Chia-Hsun_Chuang,_Yu_Yu,_Lehman_H._Garrison,_Adrian_E._Bayer,_Yu_Feng,_Chirag_Modi,_Daniel_J._Eisenstein,_Martin_White,_Andrei_Variu,_Cheng_Zhao,_Hanyu_Zhang,_Jennifer_Meneses_Rizo,_David_Brooks,_Kyle_Dawson,_Peter_Doel,_Enrique_Gaztanaga,_Robert_Kehoe,_Alex_Krolewski,_Martin_Landriau,_Nathalie_Palanque-Delabrouille,_Claire_Poppett |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.06074 |
DarkEnergySpectroscopicInstrument（DESI）は、私たちの宇宙の大きくて正確な3Dマップを作成します。調査の有効量は$\sim20$Gpc$^3h^{-3}$に達します。DESI分析パイプラインを検証するために、はるかに大量の高解像度シミュレーションを準備することは大きな課題です。AbacusSummitは、この目的のために設計された高解像度の暗黒物質のみのシミュレーションのスイートであり、基本宇宙論に$200$Gpc$^3h^{-3}$（DESIボリュームの10倍）を使用します。ただし、データのより正確な分析を提供し、他の宇宙論もカバーするために、さらなる努力を行う必要があります。最近、CARPool法は、限られた数の高解像度シミュレーションで高い統計精度を達成するために、ペアの正確で近似的なシミュレーションを使用するために提案されました。この手法に依存して、正確な要約統計量を生成するために、高速の準$N$ボディソルバーを正確なシミュレーションと組み合わせて使用することを提案します。これにより、関心のあるスケール（たとえば、$k<0.3〜h$Mpc$^{-1}$）で、予想されるDESI統計分散の100分の1の分散を取得できます。さらに、AbacusSummitスイートで1つの実現のみを使用して、他の宇宙論の方法を一般化し、有効ボリュームを$\sim20$倍に拡張します。要約すると、忠実度の高いシミュレーションと高速近似重力ソルバーおよび一連の分散抑制手法を組み合わせるという提案された戦略は、銀河調査データの堅牢な宇宙論的分析への道を設定します。
再イオン化銀河間媒体を介したLy {\ alpha}光子の散乱：I。スペクトルエネルギー分布
| Title |
Scattering_of_Ly{\alpha}_Photons_through_the_Reionizing_Intergalactic_Medium:_I._Spectral_Energy_Distribution |
| Authors |
Hyunbae_Park,_Hyo_Jeong_Kim,_Kyungjin_Ahn,_Hyunmi_Song,_Intae_Jung,_Pierre_Ocvirk,_Paul_R._Shapiro,_Taha_Dawoodbhoy,_Jenny_G._Sorce,_Ilian_T._Iliev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.06277 |
再電離中、銀河系のLy$\alpha$放出の一部が銀河間媒体（IGM）で散乱され、光源からメガパーセクを拡張する拡散光として現れます。この散乱光を使って、初期の銀河とその周囲のIGMの特性を調べる方法を調査します。個々の光子を追跡し、以前の文献からいくつかのテストケースを再現するために、モンテカルロアルゴリズムを作成します。次に、CoDaIIシミュレーションのシミュレートされたIGMでコードを実行します。$\sim{\rmarcmin}^2$を超えて収集された場合、散乱光が出現スペクトルに観測可能な痕跡を残す可能性があることがわかります。散乱は、フォトンのパス長を長くすることで発光を赤くすることができますが、散乱体の固有の動きに応じてフォトンを上方散乱させることにより、フォトンを青くすることもできます。共鳴の遠い青色の側で放出された光子は、共鳴の近くで放出された光子と比較して、周波数と空間の両方でより拡張されているように見えます。これは、光源から直接来る非散乱光から制約することができない青方向の発光の識別機能を提供します。IGMのイオン化状態も散乱光スペクトルに影響を与えます。ソースが小さなHII領域にある場合、放出は、初期周波数に関係なく、周囲のHI領域でより多くの散乱を通過し、最終的にはより赤方偏移して空間的に拡張されます。これにより、再電離中に散乱光が高$z$に向かって弱くなる可能性があります。私たちの結果は、高$z$面分光器によって測定される散乱光を解釈するためのフレームワークを提供します。
特定のインフレモデルに直面した沼地予想の快適な行動
| Title |
Pleasant_behavior_of_swampland_conjectures_in_the_face_of_specific_inflationary_models |
| Authors |
S._Noori_Gashti,_J._Sadeghi,_and_B._Pourhassan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.06381 |
最近、研究者たちは宇宙論的意味合いにおける沼地の基準としてさまざまな条件を研究しています。彼らは、さまざまな湿地条件で多くのインフレモデルを研究してきました。時折、これらの推測は修正され、魅力的なポイントにつながります。沼地の予想は、スローロールシングルフィールドインフレモデルと矛盾しています。したがって、このペーパーでは、この矛盾を特別な方法で解決する方法について簡単に説明します。インフレの結合関数に関して小さなパラメータ{\lambda}を検討し、この重要なアンチテーゼを解決します。次に、沼地の基準に従ってインフレモデルを研究する際の新しい視点について説明します。したがって、いくつかのインフレモデルを紹介し、沼地の基準に挑戦します。宇宙論的パラメーターの許容範囲を、最新の観測可能なデータに従って、テンソル対スカラー比（r）スカラースペクトルインデックス（ns）として指定します。次に、新しい制約を調べて、対応するモデルと沼地予想との互換性または非互換性を判断します。最後に、結果を表現し、いくつかの図をプロットして最新の観測データと比較します。
多項式$ \ alpha $-アトラクター
インフレーション$\alpha$-アトラクターモデルは、双曲幾何学を使用して超重力で自然に実装できます。元の幾何学的変数とその導関数に関するポテンシャルが双曲線円盤の境界で特異ではないと仮定すると、$n_s=1-{2/N_e}$などの観測量の安定した予測があります。または半平面。これらのモデルでは、正規化されたインフラトンフィールド$\varphi$のポテンシャルにはプラトーがあり、大きな$\varphi$で指数関数的に速くアプローチされます。それらを指数関数的な$\alpha$-アトラクターと呼びます。ポテンシャルが特異ではないが、その導関数が境界で特異である、密接に関連するクラスのモデルを提示します。結果として生じるインフラトンポテンシャルもプラトーポテンシャルですが、多項的にプラトーに近づきます。それらを多項式$\alpha$-アトラクターと呼びます。これら2つのアトラクタファミリの予測は、Planck/BICEP/Keckデータのスイートスポットを完全にカバーしています。指数関数は左側にあり、多項式は右側にあります。
暗黒物質の流れにおける密度、速度、および加速度の分布からのペアワイズ速度と臨界MOND加速度の起源に関する3分の2の法則
| Title |
Two-thirds_law_for_pairwise_velocity_and_origin_of_critical_MOND_acceleration_from_distributions_of_density,_velocity,_and_acceleration_in_dark_matter_flow |
| Authors |
Zhijie_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.06515 |
暗黒物質の流れにおける分布（PDF）のスケール/赤方偏移依存性を研究するために、ハローベースの非投影アプローチが提案されています。すべての粒子は、PDFを個別に調査できるように、ハロー粒子とハロー外粒子に分けられます。粒子フィールドをグリッドに投影せずに、スケール依存性は、異なるスケール$r$ですべてのペアをカウントすることによって分析されます。赤方偏移依存は、一般化された尖度を介して研究されます。この分析から、次のことがわかります。i）ハローの二乗平均平方根加速度（〜$10^{-10}m/s^2$）は、エネルギー移動速度によって決定できるMONDの臨界加速度$a_0$と一致します。$\epsilon_u$、ここで$a_0=-（3\pi）^2\epsilon_u/u$および$u^2（a=1）=u^2_0$は速度分散です。粒子エネルギーは、加速度が$a_p$>>$a_0$の場合は$\propto{v^2}$として、$a_p$<<$a_0$の場合は$\propto{v^1}$として速度に依存します。ディープモンドとニュートンの両方の振る舞いは、暗黒物質の流れの中で回復することができます。ii）ペアワイズ速度の$m$番目のモーメント$\langle（\Deltau_L）^m\rangle$は分析的にモデル化されます。小規模では、偶数のモーメントは3分の2の法則$\propto{（-\epsilon_ur）}^{2/3}$、奇数のモーメント$\propto{r}$でモデル化でき、GSCHを満たします。iii）スケール依存性は、縦方向速度$u_L$または$u_L^{'}$、ペアワイズ速度$\Deltau_L$=$u_L^{'}$-$u_L$、および合計速度$\Sigmau_L$=$について調査されます。u^{'}_L$+$u_L$。完全に発達した速度場は、いかなるスケールでもガウス分布になることはありません。小規模では、$u_L$と$\Sigmau_L$の両方を、最大エントロピーのX分布でモデル化できます。$\Deltau_L$のPDFは、導出されたモーメントによって異なります。大規模な場合、$\Deltau_L$と$\Sigmau_L$の両方をロジスティック関数でモデル化できます。速度分布の時間発展は、システムエントロピーを最大化するために形状パラメーター$\alpha$が減少するX分布の予測に従います。iv）Delaunayテッセレーションは、密度フィールドを再構築するために使用されます。密度相関/スペクトルが取得され、モデル化され、理論と比較されます。
居住可能なM準惑星の大気中のクロロフルオロカーボンの検出可能性
| Title |
Detectability_of_Chlorofluorocarbons_in_the_Atmospheres_of_Habitable_M-dwarf_Planets |
| Authors |
Jacob_Haqq-Misra,_Ravi_Kopparapu,_Thomas_J._Fauchez,_Adam_Frank,_Jason_T._Wright,_Manasvi_Lingam1 |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.05858 |
地球の大気中のクロロフルオロカーボン（CFC）の存在は、技術の直接の結果です。オゾン層破壊CFCはほとんどの国で禁止されていますが、成層圏の寿命が長いため、一部のCFCは高濃度で持続します。CFCは効果的な温室効果ガスであり、技術のリモートで検出可能なスペクトルシグネチャとして機能する可能性があります。ここでは、3次元気候モデルと合成スペクトルジェネレーターを使用して、太陽系外惑星の技術署名としてのCFC-11とCFC-12の検出可能性を評価します。TRAPPIST-1eの場合と、3300KのM矮星の周りに住むことができる地球のような惑星の場合を考えます。CFCの存在量は、現在のレベルの1〜5倍です。楽観的なジェームズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）中赤外線機器（MIRI）低解像度分光計（LRS）のノイズフロアレベルを複数の同時追加観測に10ppmと仮定すると、現在または過去の地球レベルのCFCに起因する可能性のあるスペクトルの特徴がわかります機能は、TRAPPIST-1eのSNR$\ge3-5$が存在する場合、$\sim100$時間の移動時間で検出できます。ただし、非常に控えめな50ppmのノイズフロアを同時追加された観測に適用すると、5倍の地球レベルのCFCでさえ、観測時間に関係なく検出できなくなります。このような観察は、バイオシグネチャーガスの検索により、追加費用なしで同時に実行できます。検出されない場合、CFC濃度に上限が設定されます。JWSTの打ち上げにより、人類は、最も近い星の周りのそれ自体と同じ強さの受動的な大気技術署名を検出できるという頂点に近づいている可能性があることがわかりました。
低質量星の周りの居住可能な惑星の形成：急速な降着、急速な破片の除去、および外部の巨人の本質的な貢献
| Title |
Habitable_planet_formation_around_low-mass_stars:_Rapid_accretion,_rapid_debris_removal_and_the_essential_contribution_of_external_giants |
| Authors |
Matthew_S._Clement,_Elisa_V._Quintana,_Billy_L._Quarles |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.05909 |
近年、太陽系外惑星の科学でパラダイムシフトが起こっており、低質量の星は、太陽の近くに住む可能性のある世界を探すための基本的な柱としてますます見られています。しかし、この急速に蓄積している惑星系のサンプルの形成過程はまだよくわかっていません。さらに、これらの地球アナログの周りの希薄な原始的な大気が、低質量の星に典型的な、高められた恒星活動の激しい時代を生き延びた可能性があるかどうかは不明です。M-矮星の質量スペクトル全体にわたるその場での惑星形成の新しいシミュレーションを提示し、遅延した揮発性物質の供給を引き起こす可能性のある小天体の残りの破片集団を導き出します。次に、TRAPPIST-1、プロキシマケンタウリ、TOI-700などの低質量星の周りのハビタブルゾーン惑星の実際のシステムの高解像度モデルを使用して、この破片の進化を追跡します。ハビタブルゾーンの惑星の放射状の近くの破片は急速に除去されるため、揮発性物質の供給が遅れる可能性はほとんどありませんが、惑星形成プロセス中に小惑星帯外領域に遍在的に散乱する物質は、氷のような小天体の潜在的に有利な貯留層を表すことがわかります。したがって、これらの小惑星を動的に摂動させることができる外部の海王星-土星の質量惑星の存在は、低質量星の周りのハビタブルゾーンの世界が完全な乾燥を回避した可能性があることを示しています。しかし、そのような巨大惑星は、惑星形成過程での小惑星着床の効率を大幅に制限することもわかりました。今後10年間で、長いベースラインの視線速度研究とローマ宇宙望遠鏡のマイクロレンズ観測は、間違いなくこのプロセスをさらに制約するでしょう。
季節周期のある地球型惑星の極渦の動的レジーム
| Title |
Dynamical_regimes_of_polar_vortices_on_terrestrial_planets_with_a_seasonal_cycle |
| Authors |
Ilai_Guendelman_and_Darin_W._Waugh_and_Yohai_Kaspi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.06270 |
極渦は、中緯度または高緯度で極を取り囲む一般的な惑星の流れであり、太陽系のほとんどの惑星大気で観測されます。地球、火星、タイタンの極渦は、平均子午面循環に動的に関連しており、重要な季節サイクルを示しています。ただし、極渦の特性は3つの惑星間で異なります。極渦のダイナミクスと惑星パラメータへの依存に影響を与えるメカニズムを理解するために、赤道傾斜角、回転速度、および公転周期を変化させた季節サイクルを持つ理想的な大循環モデルを使用します。パラメータ空間全体で極渦の季節サイクルに明確なレジームがあることがわかります。いくつかのレジームは、タイタンの極渦と同様に、遅い回転速度での真冬の間に極渦が弱まるなど、観測された極渦と類似しています。ただし、パラメータ空間内にある他のレジームには、太陽系に対応するものがありません。さらに、パラメータ空間のかなりの部分で、火星とタイタンで観測された極渦の構造と同様に、渦の渦位の緯度構造が環状であることを示します。また、火星と地球で観測された抑制に似た真冬の嵐活動の抑制が見られます。これは、ジェット速度が約60ms$^{-1}$を超えるシミュレーションで発生します。観測された極渦との類似性を共有するこの多種多様な極渦の動的レジームは、太陽系外惑星の間で、極渦の幅広い変動性が存在する可能性があることを示唆しています。
| Title |
A_new_estimation_of_astrometric_exoplanet_detection_limits_in_the_habitable_zone_around_nearby_stars |
| Authors |
Nad\`ege_Meunier,_Anne-Marie_Lagrange |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.06301 |
位置天文学は、太陽型星のハビタブルゾーンにある地球質量惑星を検出しようとするときに、視線速度技術よりも星の活動に対する感度が低くなります。これは、信号に影響を与える物理的プロセスの数が少なく、惑星信号と恒星信号の振幅の比率が大きいためです。したがって、過去20年間に、いくつかの高精度の位置天文ミッションが提案されてきました。惑星を探索するための最も精巧なミッションであるTHEIA位置天文学ミッションの主なターゲットである近くの星の位置天文学における検出限界を再推定し、その性能を特徴づけることを目指しています。この分析は、THEIAサンプルの55個のF-G-K星に対して実行されます。恒星の活動の現実的なシミュレーションを使用し、スペクトルタイプと平均活動レベルの点で各星に最もよく対応するものを選択しました。次に、ブラインドテストを実行してパフォーマンスを推定しました。偽陽性率の注意深い分析に基づいて、サンプルのほとんどの星の地球質量レジームの値を使用して、そのサンプルで以前に取得されたものと比較して、より悪い検出限界が見つかりました。この違いは、予想される太陽のジッターだけを使用するのではなく、サンプル内の各星に適合した完全な時系列を分析したという事実に起因しています。これらの検出限界は比較的低い信号対雑音比を持っていますが、適合されたパラメータには小さな不確実性があります。太陽系外惑星の検出可能性に対する恒星の活動の影響が小さいことを確認しますが、アルファCenAやBなどの最も近い恒星には重要な役割を果たします。ただし、ハビタブルゾーンが対応するサンプル内のいくつかの恒星については長期間、つまり準巨星の場合、THEIA観測戦略はうまく適応されておらず、より長いミッションが提案されない限り、ハビタブルゾーンでの惑星の検出を妨げるはずです。
ベスタのような小惑星への巨大な影響と金属コアと表面地殻の混合によるメソシデライトの形成
| Title |
Giant_Impact_onto_a_Vesta-Like_Asteroid_and_Formation_of_Mesosiderites_through_Mixing_of_Metallic_Core_and_Surface_Crust |
| Authors |
Keisuke_Sugiura,_Makiko_K._Haba,_Hidenori_Genda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.06486 |
メソシデライトは、ケイ酸塩とFe-Ni金属の混合物で構成される石鉄隕石の一種です。メソシデライトケイ酸塩と金属は、それぞれ、分化した小惑星の地殻と金属コアに由来すると考えられています。対照的に、メソシデライトは主にマントルに含まれるかんらん石を含むことはめったにありません。分化した小惑星への巨大な衝撃は、地殻と金属材料を混合してメソシデライトを形成するメカニズムであると考えられていますが、そのような巨大な衝撃がマントル物質を含まずにメソシデライトのような物質を形成する方法は明らかではありません。平滑化粒子流体力学法を使用して、分化した小惑星への巨大な衝撃の数値シミュレーションを実施し、結果として生じる物体上の混合物質の詳細な分布を調査しました。対象体の内部構造には、小惑星ベスタのマグマオーシャン結晶化モデルから導出された薄い地殻モデルと、ドーンプローブによるベスタの近接観測から示唆された厚い地殻と大コアモデルを使用しました。前者のモデルを用いたシミュレーションでは、金属コアの掘削にはほぼ壊滅的な衝撃が必要であり、マントルは広い表面積に露出しています。したがって、その表面に生成される石鉄材料はマントル材料を含む可能性が高く、メソシデライトのような材料を生成することは困難です。逆に、後者のモデルのシミュレーションでは、衝撃が金属コアを掘削した場合でも、マントル材料は衝撃部位でのみ露出され、マントル材料の少ない表面の形成とメソシデライトのような材料の形成が可能です。したがって、我々のシミュレーションは、厚い地殻と大きなコアを持つ内部構造は、従来のマグマオーシャンモデルから推測される薄い地殻の内部構造よりも、メソシデライトの母体である可能性が高いことを示唆しています。
大気散逸によって駆動される近接スーパーアースの軌道進化
ホスト星に近いスーパーアースの数が増えると、${\itKepler}$惑星の動径分布に1.5-2.0$\、R_\oplus$の近くにある小さな惑星が不足していることが明らかになりました。光蒸発によるスーパーアースの大気散逸は、観測された「半径ギャップ」の起源を説明することができます。多くの理論的研究は、近くの惑星のその場での質量損失を考慮しました。しかし、大気散逸を受ける惑星は、それらの星-惑星系の軌道角運動量の変化のために外側に移動します。この研究では、恒星のX線と極紫外線照射（XUV）の下で、FGKMタイプの星の周りにH$_2$/Heの大気がある蒸発するスーパーアースの軌道進化を計算します。蒸発する惑星の軌道半径の増加率は、高星XUVフェーズ中の大気の質量損失の増加率にほぼ比例します。$\lesssim$10$\、M_\oplus$の岩のコアと$\lesssim$0.03-0.1$\、$au（$\lesssim$G型星（M型星）の周りの0.01-0.03$\、$au）は、光蒸発によって引き起こされる外向きの移動を起こしやすいです。惑星の軌道の変化はわずかですが、TRAPPIST-1システムなどのコンパクトなマルチ惑星システムの軌道構成を再配置します。また、FGKタイプの星の周りの接近した惑星の観測された集団における半径のギャップといわゆる「海王星砂漠」がまだ私たちのシミュレーションに現れることを発見します。一方、M型星の周りで観測された惑星集団は、高恒星XUV光度モデルによってのみ再現することができます。
マドゥラ洞窟隕石の軌道、回復、軌道履歴
| Title |
Trajectory,_recovery,_and_orbital_history_of_the_Madura_Cave_meteorite |
| Authors |
Hadrien_A._R._Devillepoix,_Eleanor_K._Sansom,_Patrick_Shober,_Seamus_L._Anderson,_Martin_C._Towner,_Anthony_Lagain,_Martin_Cup\'ak,_Philip_A._Bland,_Robert_M._Howie,_Trent_Jansen-Sturgeon,_Benjamin_A._D._Hartig,_Marcin_Sokolowski,_Gretchen_Benedix,_Lucy_Forman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.06641 |
2020年6月19日20：05：07UTCに、西オーストラリア上空で3つのDesertFireballNetwork天文台によって5.5秒続く火の玉が観測されました。流星物質は$14.00\pm0.17$kms$^{-1}$の速度で大気圏に入り、75kmの高さから18.6kmまで$58^{\circ}$の傾斜軌道をたどりました。天文台間の三角測量平面の角度が小さく（29$^{\circ}$）、天文台からの距離が遠いにもかかわらず、西オーストラリアのマドゥラのすぐ南に、十分に拘束されたキロサイズの主質量が落下したと予測されました。しかし、軌道の不確実性のため、探索エリアは広いと予測されました。幸いなことに、偵察旅行中にアクセストラックに沿って岩が急速に回復しました。マドゥラ洞窟と呼ばれる1.072kgの隕石は、L5普通コンドライトに分類されました。計算された軌道はアテン型（主に地球の軌道内に含まれている）であり、2回目はバンブラロックホールの後のそのような軌道で隕石のみが観測されます。動的モデリングは、マドゥラ洞窟が非常に長い間地球近傍天体にあったことを示しています。前駆流星物質のNEOの動的寿命は、$\sim87$Myrであると予測されています。この独特の軌道はまた、$\nu6$共鳴を介した主小惑星帯からの送達を示しており、したがって、内側の帯の原点を示しています。この結果は、現在のLコンドライトの母体が内帯に存在することを描くのに役立ちます。
混沌とした軌道進化中のジュピターファミリー彗星の熱処理
| Title |
Thermal_processing_of_Jupiter_Family_Comets_during_their_chaotic_orbital_evolution |
| Authors |
Anastasios_Gkotsinas,_Aur\'elie_Guilbert-Lepoutre,_Sean_N._Raymond_and_David_Nesvorn\'y |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.06685 |
木星と土星の軌道を超えた彗星活動の証拠（ケンタウロスや長周期彗星で観測されたものなど）は、彗星核の熱処理が、通常は観測および監視されている内太陽系に入るずっと前に開始することを示唆しています。そのような観察は、未処理の材料の深さ、およびJFCの活動が任意の原始的な材料を代表することができるかどうかに関して疑問を投げかけます。ここでは、木星ファミリー彗星（JFC）が太陽系の外側の貯水池を離れた瞬間から星間空間に放出されるまでの、熱と力学の結合した進化をモデル化します。動的シミュレーション（arXiv：1706.07447）から得られたシミュレートされたJFCのサンプルに熱進化モデルを適用し、観測されたJFCの軌道分布を正常に再現します。内太陽系に向かう彗星の軌道の確率的性質により、シミュレートされたすべてのJFCは複数の加熱エピソードを経て、初期の揮発性成分が大幅に変化することを示します。統計分析は、そのような処理の範囲を制約します。今日観測されている彗星活動に寄与する層から、原始的な凝縮した超揮発性の氷が完全に失われるべきであることを提案します。私たちの結果は、観測をより広い文脈に置く場合、JFCの軌道（したがって加熱）の履歴を理解することが不可欠であることを示しています。
HD107148システムの動的アーキテクチャ
| Title |
Dynamical_architecture_of_the_HD_107148_system |
| Authors |
Jan_Eberhardt,_Trifon_Trifonov,_Martin_K\"urster,_Stephan_Stock,_Thomas_Henning,_Anna_Wollbold,_Sabine_Reffert,_Man_Hoi_Lee,_Mathias_Zechmeister,_Florian_Rodler,_Olga_Zakhozhay,_Paul_Heeren,_Davide_Gandolfi,_Oscar_Barrag\'an,_Marcelo_Tala_Pinto,_Vera_Wolthoff,_Paula_Sarkis_and_Stefan_S._Brems |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.06702 |
最近Rosenthaletal。で発表された2惑星系HD107148の独立したドップラー検証と動的軌道解析を紹介します。（2021）。私たちの詳細な分析は、単一惑星系の周りの追加の惑星を探すための調査の一環として、文献のHIRESデータと新しく取得されたHARPSおよびCARMENESの視線速度（RV）測定に基づいています。利用可能なHIRESとHARPSの正確なRVと恒星活動指標のピリオドグラム分析を実行します。RV測定値と恒星活動指標の間に明らかな相関関係は見当たらないため、2つの強い周期性を適度にコンパクトな複数惑星系にリンクしています。さまざまな1惑星および2惑星の軌道構成をテストし、フィッティングされたパラメーターの事後確率分布を調べることにより、軌道フィッティング分析を実行します。私たちの結果は、周期$P_b\sim77.2$dの土星-質量惑星（HD107148b、最初に発見された）と、2番目のエキセントリック（$e_c\sim$0.4）、海王星-質量系外惑星（HD107148c）、公転周期が$P_c\sim18.3$の場合d。最後に、2惑星系の長期安定性と全体的な軌道ダイナミクスを、優先軌道構成の事後分布とともに調査します。私たちのN体安定性シミュレーションは、システムが長期的に安定しており、離心率で大きな経年振動を示しますが、特定の平均運動共鳴構成ではないことを示しています。まれな構成の2つの巨大な惑星を持つ太陽型主系列星で構成されるHD107148システムは、共通の固有運動白色矮星の伴星を特徴とし、したがって、惑星システムの形成と進化を理解するための貴重なターゲットです。
地球の降着中の炭素の金属ケイ酸塩分配と初期の太陽系におけるその分布
| Title |
The_Metal-Silicate_Partitioning_of_Carbon_During_Earth's_Accretion_and_its_Distribution_in_the_Early_Solar_System |
| Authors |
I._Blanchard,_D._C._Rubie,_E._S._Jennings,_I._A._Franchi,_X._Zhao,_S._Petitgirard,_N._Miyajima,_S._A._Jacobson,_A._Morbidelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.06809 |
炭素は、地球上の生命の存在と進化に不可欠な要素です。炭素は低圧と低温で強い親鉄性（金属を好む）であるため、地球の地殻とマントル（バルクケイ酸塩地球、BSE）でのその存在量は驚くほど高く、したがって、付着中に地球のコアにほぼ完全に分離するはずです。BSEの炭素濃度の推定値は、100〜260ppmの範囲にあり、コアマントル分化の単純なモデルに基づいて予想されるよりもはるかに高くなっています。ここでは、地球のコア形成の推定条件（49-71GPaおよび3600-4000K）での実験を通じて、これらの条件では、低圧（$\leq$13GPa）および温度（$\）よりも炭素の親油性が大幅に低いことを示します。以前の大容量プレス研究のleq$2500K）ですが、私たちと同様の実験的アプローチに基づいて最近提案されたものよりも少なくとも1桁多い親油性です。以前に公開された結果とともに新しいデータを使用して、炭素の金属ケイ酸塩分配の圧力-温度依存性の新しいパラメータ化を導き出します。このパラメーター化を、天体物理学的N体降着シミュレーションに基づく惑星形成とコアマントル分化を組み合わせたモデルに適用します。分化した微惑星は高温での昇華によりほぼ完全に炭素が枯渇したため、BSEのほとんどすべての炭素は、太陽系外からの完全に酸化された炭素質コンドライト物質の降着によって追加されました。炭素は降着の間ずっとマントルに継続的に加えられ、その濃度は降着の終わりにBSE範囲内の値（例えば140$\pm$40ppm）に達します。対応する最終的なコアとバルクの地球の炭素濃度は、それぞれ1270$\pm$300ppmと495$\pm$125ppmです。
微惑星後期の爆撃による木星の大気の濃縮
木星の大気は、原始太陽系星雲と比較して約3倍の重元素で豊かになっています。この濃縮の起源と、それが惑星エンベロープのバルク組成を表しているかどうかは不明のままです。木星の内部構造モデルは、そのエンベロープが深い内部から分離されており、惑星が完全に混合されていないことを示唆しています。これは、木星の大気がその形成の終わりの直前に重い元素で豊かにされたことを意味します。このような濃縮は、微惑星の降着が遅い結果である可能性があります。しかし、その場での木星形成モデルは、惑星の質量の増加に伴って降着率が低下することを示唆しており、木星の大気の濃縮を説明することはできません。この研究では、木星の形成をモデル化し、原木星が$\sim$20AUから現在の場所に移動すると、微惑星の降着が遅くなり、大気が濃縮される可能性があることを示しています。原始ジュピターがほんの数AUしか移動しない場合、微惑星の降着は起こりません。木星の最外層が完全に混合されており、比較的薄い場合（質量の最大$\sim$20\％）、そのような遅い降着が測定された大気組成を説明できることをお勧めします。したがって、木星がかなりの軌道移動を経て、微惑星の降着が遅れた可能性があります。
外側のコンパニオンスターの存在下での周連星円盤の進化
| Title |
Circumbinary_disk_evolution_in_the_presence_of_an_outer_companion_star |
| Authors |
Rebecca_G._Martin,_Stephen_Lepp,_Stephen_H._Lubow,_Matthew_A._Kenworthy,_Grant_M._Kennedy_and_David_Vallet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.06878 |
内側の偏心バイナリと外側のコンパニオンで構成される階層トリプルシステムを検討します。内側のバイナリの周りの高度にミスアラインされた周連星円盤は、2つの競合する影響を受けます：（i）ミスアラインメント（極軸合わせ）の増加につながる内側のバイナリ離心率ベクトルに関するノードの歳差運動と（ii）コザイ-リドフ（KL）振動ずれの減少につながる外側のコンパニオンによって駆動される離心率と傾斜。結果は、これらの効果のタイムスケールの比率によって異なります。内側のバイナリトルクが支配的である場合、ディスクは極方向に整列します。外側のコンパニオントルクが支配的である場合、ディスクはKL振動を受けます。その場合、非常に偏心して位置がずれているディスクは、内側のバイナリによって破壊されて降着しますが、一部の質量は外側のコンパニオンに転送されます。ただし、トルクが類似している場合、周連星円盤の外側部分は、傾斜が極方向に近いままで、大きな離心率振動を受ける可能性があります。極方向に進化する初期ディスク傾斜の範囲は、外側のコンパニオンが存在する場合は小さくなります。ディスクの破損は、極軸合わせプロセス中に、少なくとも一時的に発生する可能性も高くなります。HD98800の恒星軌道には、周連星円盤の極軸合わせが期待されるようなパラメータがあります。ガスがない場合、固体粒子は、ガスディスクの内側の潮汐打ち切り半径よりもはるかに小さい半径で不安定になります。これは、KL駆動の離心率がバイナリとの接近遭遇につながるためです。
| Title |
The_Habitable_Zones_of_Rapidly_Rotating_Main_Sequence_A/F_Stars |
| Authors |
John_P._Ahlers,_Emeline_F._Fromont,_Ravi_Kopparappu,_P._Wilson_Cauley,_Jacob_Haqq-Misra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.06918 |
A/F星で一般的に見られる急速な恒星の自転が、惑星の居住性にどのように影響するかを調査します。具体的には、急速な回転が惑星の照射にどのように影響するかをモデル化し、質量範囲$1.3M_\odot\leqM_\star\leq2.2M_\odot$の星のハビタブルゾーンの位置を決定します。恒星の自転が急速に進むと、星の光度とスペクトルエネルギー分布が劇的に変化する可能性があるため、周囲の惑星の居住性に影響を与える可能性があります。質量$M_\star\gtrsim1.3M_\odot$の星は、通常、分裂速度の近くで回転します。これにより、惑星の居住性に関連する2つの影響が生じます。まず、これらの星は、より短い極半径と細長い赤道半径を持つ扁球に平らになります。第二に、急速な回転は、これらの星の表面に極から赤道への温度勾配を引き起こします。1D気候モデルを使用して、よく知られている高速回転子のハビタブルゾーンの内側と外側のエッジと、恒星の質量範囲内の平均的な理論上の星を計算します。一般に、急速に回転すると、回転しない同等の星よりもハビタブルゾーンが近くに存在することがわかります。また、重力減光によって恒星のUV放射が劇的に減少することもわかりました。これは、高質量の星が居住可能な世界に対して過剰なUV光を放射するという一般的な仮定に反するものです。全体として、急速な恒星の自転はシステムの全体的な居住性に重要な結果をもたらし、太陽系外惑星環境のモデリングと高質量星の周りの惑星の観測の両方で考慮されなければならないと判断します。
天の川銀河の中速および高速雲I：カバーファクターと鉛直高さ
| Title |
Intermediate-_and_high-velocity_clouds_in_the_Milky_Way_I:_covering_factors_and_vertical_heights |
| Authors |
N._Lehner,_J._C._Howk,_A._Marasco_and_F._Fraternali |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.05848 |
中高速雲（IVC、HVC）は、天の川（MW）での星形成の潜在的な燃料源ですが、それらの起源と運命は、それらの距離に敏感に依存します。垂直高さ$|z|の55個のハロー星のHST高解像度紫外線スペクトルでIVCとHVCを検索します。\gtrsim1$kpc。IVC（$40\leq|v_{\rmLSR}|<90$km/s）は、ほぼ一定の高い検出率（カバー率、$f_c$）を持っていることを示しています（$f_c=0.90\pm0.04$）$z=1.5$から$14$kpcまで。これは、IVCが基本的に$|z|\lesssim1.5$kpcに制限されていることを意味します。HVC（$90\leq|v_{\rmLSR}|\lesssim170$km/s）の場合、$f_c$は$|z|\lesssim2-3で$f_c\simeq0.14\pm0.10$から増加します。$kpcから$f_c=0.60\pm0.15$at$5\lesssim|z|\lesssim14$kpc、後者の値はQSOに対して見られる値と同様です。対照的に、超高速雲（VHVC、$|v_{\rmLSR}|\gtrsim170$km/s）のカバーファクターは、恒星サンプルでは$f_c<4\％$であるのに対し、恒星サンプルでは20\％です。QSOサンプル。これは、これらのクラウドが$d\gtrsim10-15$kpc（$|z|\gtrsim10$kpc）でなければならないことを意味します。したがって、$|b|\gtrsim15^\circ$で$|v_{\rmLSR}|>40$km/sのガス雲は、$|z|$の減少とともに$|v_{\rmLSR}|$が減少します。。各機能が単一のクラウドに由来すると仮定すると、IVCとHVCのスケールハイトはそれぞれ$1.0\pm0.3$と$2.8\pm0.3$kpcになります。私たちの調査結果は、「雨」と銀河の噴水モデルをサポートします。後者のシナリオでは、VHVCは主にMWハローの燃料として機能する可能性があります。それらの位置と高い被覆率を考慮すると、IVCとHVCはMWでの星形成を維持するための良い候補です。
天の川銀河の中速および高速雲：コリメートされた流出と拡散した流入を伴う銀河噴水の証拠
| Title |
Intermediate-_and_high-velocity_clouds_in_the_Milky_Way_II:_evidence_for_a_Galactic_fountain_with_collimated_outflows_and_diffuse_inflows |
| Authors |
A._Marasco,_F._Fraternali,_N._Lehner_and_J._C._Howk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.05852 |
正確な距離測定により、55個の銀河ハロー星のサンプルに向かって吸収で観測された高速および中速雲（HVCおよびIVC）の運動学をモデル化します。主な自由パラメーターがガスの方位角、半径方向、および垂直方向の速度（$v_\phi$、$v_{\rmR}$、および$v_{\rmz}$）である厚いディスクの単純なモデルを採用し、適用します。距離-速度空間で観測された特徴の分布を完全に説明することにより、データにそれを適用します。データを再現するには、少なくとも2つの別個のコンポーネントが必要であることがわかります。HVCとIVCが別個の母集団として扱われるシナリオは、データの部分的な説明のみを提供します。これは、純粋な速度ベースの分離が、天の川の円盤-ハロー界面でのガス物理学の偏ったビジョンを与える可能性があることを示唆しています。代わりに、データは流入コンポーネントと流出コンポーネントの組み合わせによって最もよく説明されます。どちらも、ディスクの回転に匹敵する$v_\phi$と、50〜100km/sの$v_{\rmz}$の回転によって特徴付けられます。。流入に関連する機能は空全体に拡散しているように見えますが、流出に関連する機能は主に（$l\！=\！220^{\circ}$、$b\！=を指す双円錐内に限定されています。\！+40^{\circ}$）および（$l\！=\！40^{\circ}$、$b\！=\！-40^{\circ}$）。私たちの調査結果は、下部（$|z|\！\lesssim\！10$kpc）の銀河ハローには、拡散流入ガスとコリメート流出物質の混合物が存在することを示しています。これは、銀河全体のガスサイクルによって引き起こされる可能性があります。恒星のフィードバック、つまり銀河の噴水。
NGC5141の星間物質内の電波で満たされたX線空洞の検出
| Title |
Detection_of_a_radio-filled_X-ray_cavity_within_the_interstellar_medium_of_NGC_5141 |
| Authors |
Duccio_Macconi,_Paola_Grandi,_Myriam_Gitti,_Cristian_Vignali,_Eleonora_Torresi,_Fabrizio_Brighenti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.05857 |
小さなファナロフ-ライリーI型（FRI）電波銀河NGC5141の星間物質内の単一のX線空洞の最初のチャンドラ検出を提示します。銀河の中心は、銀河内に完全に含まれている北の電波ローブに投影されています。空洞を取り巻く熱ガスは、$\approx$20kpcまで広がり、L${_X}\approx2\times10^{40}$ergs$^{のボロメータX線輝度（0.1〜100keV）を持ちます。-1}$および$kT\approx0.8$keVの温度。空洞が満たされていると仮定して、空洞を膨張させるのに必要な総エネルギー（E$_{cav}=4PV\approx10^{55}$erg）とその年齢（$t_{cav}\approx9$Myrs）を計算しました。相対論的粒子で、浮力で上昇します。推定される総空洞電力は、P$_{cav}=E_{cav}/t_{cav}\approx6\times10^{40}$ergs$^{-1}$と低く、これは最も低いものです。ラジオで満たされたシステム。$P_{cav}$をボロメータX線輝度（つまり、冷却輝度）と比較すると、NGC5141の中央活動銀河核は星間物質を加熱し、その冷却輝度のバランスをとることができると結論付け、$P_{cav}-L_{cool}$関係は、主にグループとクラスターでテストされ、このような低電力システムでも機能します。
レンズ効果によって明らかにされた連星ブラックホールの均一な恒星の起源
ほとんどの重力波イベントは、異常に大規模な$25-65M_\odot$のブラックホールの合併であると主張されていますが、報告されたすべてのイベントの20\％が、中程度の大規模なブラックホール、$5-15M_\odot$を含むことは明らかです。天の川の恒星ブラックホール。レンズ銀河によって拡大された場合、そのような恒星質量ブラックホール連星（BBH）は、高赤方偏移、1$<$z$<$5で検出でき、チャープ質量は$1+z$増加し、明らかに高い大部分を占めることを示します。大量のBBHイベント。この単純なレンズの説明は、BBHチャープ質量の明らかな二峰性によって明らかになります。BBHイベントの80\％は、$m_{chirp}\simeq35M_\odot$を中心とする広いピークにあり、BBHイベントの20\％は$m_{chirp}\simeq8.5M_\odot$にある狭くて低質量のピークで、レンズ付きイベントとレンズなしイベントのそれぞれの予測とよく一致しています。このレンズの解釈は、チャープ質量でランク付けされたときに「墓地プロット」によって強化され、$m_{chirp}\simeq10M_\odot$でのチャープ質量の急増が、レンズなしのイベント間の大きな赤方偏移の違いによって引き起こされていることを示しています。z<0.3$および$z>1$を超えるレンズイベント。さらに、ほぼすべてのBBHイベントは、$m_1/m_2=1.45\pm0.03$の成分質量比を共有しているように見えます。これは、すべてのチャープ質量にわたるBBHイベントの共通の恒星起源を示しています。この観測された成分の質量の均一性は、ほとんどの連星ブラックホールがランダムな捕獲によってペアになることはめったにないことを意味します。レンズ。
光分解とX線が支配的な領域
星と活動銀河核（AGN）からの放射は、光解離領域（PDR）とX線支配領域（XDR）を作成します。ここで、化学または加熱は、それぞれ遠紫外線（FUV）放射またはX線放射によって支配されます。PDRには、拡散星間物質から高密度の星形成領域まで、幅広い環境が含まれます。XDRは、AGNをホストしている銀河の中心、原始星の円盤、およびX線連星の近くにあります。このレビューでは、PDRおよびXDRの主要な熱、化学、および放射伝達プロセスについて説明し、モデルの簡単な説明と、観測を分析するためのそれらの使用について説明します。次に、天の川、近くの銀河系外、および高赤方偏移の観測からの最近の結果を提示します。いくつかの重要な結果は次のとおりです。$\bullet$速度分解されたPDRラインは、中性原子ガスの運動学を明らかにし、恒星のフィードバックプロセスに制約を与えます。しかし、それらの解釈は、観測が恒星風の顕著な役割を示唆している一方で、理論モデルではそれほど重要ではないため、論争の的となっています。$\bullet$分子量のかなりの部分が、特に低金属量/高照射環境のCOダークガスに存在します。$\bullet$COラダーとCI/CII比は、FUVまたはX線が銀河系外天源のISM加熱を支配するかどうかを決定できます。$\bullet$ALMAを使用すると、PDRおよびXDRトレーサーが宇宙時間にわたって銀河スケールで日常的に検出されるようになりました。これにより、宇宙の星形成の歴史をガスの物理的および化学的性質の進化に関連付けることが可能になります。
低金属量矮星合体銀河ハロ11でALMAによって分解された分子ガス
| Title |
The_molecular_gas_resolved_by_ALMA_in_the_low-metallicity_dwarf_merging_galaxy_Haro_11 |
| Authors |
Yulong_Gao,_Qiusheng_Gu,_Yong_Shi,_Luwenjia_Zhou,_Min_Bao,_Xiaoling_Yu,_Zhiyu_Zhang,_Tao_Wang,_Suzanne_C._Madden,_Matthew_Hayes,_Shiying_Lu,_and_Ke_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.06070 |
質量の小さい（$M_*<10^{10}M_{\odot}$）銀河でのスターバーストまたは消光の物理的メカニズムは不明です。合併は、巨大な銀河でのスターバーストと消光の両方と呼ばれる避けられないプロセスの1つです。しかし、矮小銀河の星形成とその進化の結果に対する合併の影響はまだはっきりしていません。$\sim$460pcの空間分解能でのマルチバンド観測に基づいて、金属に乏しいガスに富む矮小銀河の合併を研究することにより、矮小銀河の星形成を引き起こし、クエンチする方法を探求することを目指しています。ALMA（バンド3、8）とVLT/MUSEのアーカイブデータを使用して、CO（$J=$1-0）、[CI]（$^3$P$_1-^3$P$_0$）、そして、最も極端なスターバースト融合矮小銀河の1つであるHaro11でのH$\alpha$放出。分子ガスは、中央の2つの星形成領域の周りに集まっていることがわかります。分子/イオン化ガスと恒星成分は複雑な運動学を示しており、ガスがおそらく雲の衝突と星形成からのフィードバックの複合段階にあることを示しています。[CI]（1-0）のピーク位置と分布は、CO（1-0）放出に非常に似ています。つまり、このような矮星合併スターバースト銀河では、COと同じ分子ガスを追跡している可能性があります。ノットC周辺の[CI]/COの線比（$\sim0.5$）の向上は、おそらく宇宙線と遠紫外線光子によるCO分子の解離によって生成されます。世界的に、Haro11とその星形成領域は、高$z$スターバースト銀河または近くの（U）LIRGの塊と同様のSFEを共有しています。高いSFE、sSFR、小さな恒星質量、低い金属量、および不十分なHIガスを考えると、Haro11は、高$z$の矮星バーストの類似物であり、近くのそれほど大きくない楕円銀河の潜在的な前駆体である可能性があります。乱流圧力とウイルスパラメータが大幅に小さいと、おそらく激しいスターバーストが引き起こされます。また、$M_*<8.5\times10^9M_{\odot}$でクエンチすると予測します。
数十パーセクの規模で加速されているクエーサーの速い流出の証拠
| Title |
Evidence_for_quasar_fast_outflows_being_accelerated_at_the_scale_of_tens_of_parsecs |
| Authors |
Zhicheng_He,_Guilin_Liu,_Tinggui_Wang,_Guobin_Mou,_Richard_Green,_Weihao_Bian,_Huiyuan_Wang,_Luis_C._Ho,_Mouyuan_Sun,_Lu_Shen,_Nahum_Arav,_Chen_Chen,_Qingwen_Wu,_Hengxiao_Guo,_Zesen_Lin,_Junyao_Li_and_Weimin_Yi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.06227 |
クエーサーの流出は、その加速メカニズムが十分に理解されていないため、クエーサーの流出の空間スケールが依然として主要な謎であるにもかかわらず、ホスト銀河の調節に重要な役割を果たす可能性があります。流出の運動学的情報は、その起源と加速メカニズムを理解するための鍵です。ここでは、サンプルと個々のクエーサーの両方のさまざまな流出成分のガラクトセントリック距離を報告します。流出距離は速度とともに増加し、典型的な値は数パーセクから100パーセク以上であり、10パーセクのオーダーのスケールで発生する加速の直接的な証拠を提供することがわかります。これらの流出は、全クエーサーエネルギーの約1％を運びますが、それらの運動学は、塵のトーラスのスケールに匹敵する発射半径を持つ塵駆動モデルと一致しており、塵とクエーサー放射の間の結合が強力なフィードバックを生成する可能性があることを示しています。銀河の進化に不可欠です。
MUSE-WideおよびMUSE-Deepのライマン$ \ alpha $エミッターの等価幅
| Title |
Equivalent_widths_of_Lyman_$\alpha$_emitters_in_MUSE-Wide_and_MUSE-Deep |
| Authors |
J._Kerutt,_L._Wisotzki,_A._Verhamme,_K._B._Schmidt,_F._Leclercq,_E._C._Herenz,_T._Urrutia,_T._Garel,_T._Hashimoto,_M._Maseda,_J._Matthee,_H._Kusakabe,_J._Schaye,_J._Richard,_B._Guiderdoni,_V._Mauerhofer,_T._Nanayakkara,_E._Vitte |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.06642 |
この研究の目的は、信頼できるEW$_0$ヒストグラムを取得することにより、ライマン$\alpha$レストフレーム等価幅（EW$_0$）とスペクトル特性、および紫外線（UV）連続体形態との関係をよりよく理解することです。銀河の統計サンプルであり、等価幅が大きいオブジェクトの割合を評価することによって。EW$_0$を測定するために、MUSEの面分光法とハッブル宇宙望遠鏡（HST）の広帯域データを組み合わせて使用しました。完全なMUSE-Wide（1時間の露出時間）およびMUSE-Deep（10時間の露出時間）調査で検出された$1920$Lyman$\alpha$エミッター（LAE）の輝線を分析し、アーカイブHSTデータでUV連続体の対応物を見つけました。Galfitソフトウェアを使用してUV連続測光画像をフィッティングし、残りのUV放射に関する形態学的情報を取得し、MUSEから取得したスペクトルをフィッティングして、ダブルピークの割合、非対称性、半値全幅、およびライマンのフラックスを決定しました。\alpha$行。2つの調査は、ライマン$\alpha$EW$_0$の異なるヒストグラムを示しています。MUSE-Wideでは、オブジェクトの$20\％$はEW$_0>240$\r{A}ですが、この割合はMUSE-Deepでは$11\％$であり、完全なサンプルでは$\approx16\％$です。これには、対応するHST連続体（サンプルの3分の1）がないオブジェクトが含まれ、EW$_0$の下限が与えられます。安全に測定されたEW$_0$が最も高いオブジェクトは、EW$_0=589\pm193$\r{A}です（下限はEW$_0=4464$\r{A}です）。EW$_0$とLyman$\alpha$スペクトルまたはUV連続体の形態学的特性の関係を調査します。EW$_0$の分布を調査するときは、調査の深さを考慮に入れる必要があります。一般に、高いEW$_0$オブジェクトは、広範囲のスペクトルおよびUV形態特性を持つ可能性があります。これは、高いEW$_0$値の根本的な原因が等しく変化することを反映している可能性があります。（要約）
最近の星形成に対するクエーサー駆動の流出の影響の空間的に解決された証拠：Mrk34の場合
| Title |
Spatially_resolved_evidence_of_the_impact_of_quasar_driven_outflows_on_recent_star_formation_:_The_case_of_Mrk_34 |
| Authors |
Patricia._S._Bessiere,_Cristina_Ramos_Almeida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.06788 |
星の種族の年齢と、よく研究されているタイプIIクエーサーMarkarian34の温かいイオン化流出の運動学との相互作用について、空間的に解決された調査の結果を示します。IFSデータを利用して、若者の空間分布を決定します。スペクトル合成モデリングを使用した星の種族（YSP;$t_{ysp}<100\mbox{Myr}$）。また、$\mbox{[OIII]}\lambda5007$輝線を、温かいイオン化ガス運動学のトレーサーとして使用します。流出の青い側の外縁とYSPフラックスの比率の向上との間の空間的相関を示し、流出がこの領域で星形成を引き起こす原因であることを示唆しています。より高度に破壊されたガス運動学のある地域では、YSPフラックスの割合が流出領域の外側で見られるものと一致していることがわかり、破壊の増加が星形成の同様の強化の発生を妨げていることを示唆しています。私たちの分析は、Mrk34がクエーサーによって引き起こされる流出の例であり、同時に「ポジティブ」と「予防」の両方のフィードバックを生成することを示唆しており、クエーサーとそのホスト銀河との関係の複雑な性質をさらに示しています。
| Title |
Mapping_Interstellar_Dust_with_Gaussian_Processes |
| Authors |
Andrew_C._Miller,_Lauren_Anderson,_Boris_Leistedt,_John_P._Cunningham,_David_W._Hogg,_David_M._Blei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.06797 |
星間塵は、ほぼすべての恒星観測を破壊し、それを説明することは、星の物理的特性を測定するために重要です。ダスト分布をガウス過程（GP）を使用して空間的に変化する潜在フィールドとしてモデル化し、数百万の天文観測にスケーリングする尤度モデルと推論方法を開発します。星間塵のモデリングは、2つの要因によって複雑になっています。1つ目は統合された観測です。データは地球上の見晴らしの良い場所からのものであり、各観測は私たちの視線に沿った観測されていない関数の積分であり、古典的なGP推論よりも複雑な尤度とより困難な推論問題をもたらします。2番目の問題は規模です。恒星のカタログには何百万もの観測があります。これらの課題に対処するために、確率的変分推論に基づく統合された観測を使用したGP推論へのスケーラブルなアプローチであるziggyを開発します。私たちは、合成データと、何百万もの星を持つ天の川の忠実度の高いメカニズムモデルであるアナンケデータセットについてジギーを研究しています。ziggyは、十分に調整された後方の不確実性を使用して、空間ダストマップを確実に推測します。
SOFIA / FORCASTイメージングによるCygnus-Xの原始星光度関数の完了
| Title |
Completing_the_Protostellar_Luminosity_Function_in_Cygnus-X_with_SOFIA/FORCAST_Imaging |
| Authors |
Yingjie_Cheng,_Robert_A._Gutermuth,_Stella_Offner,_Mark_Hemeon-Heyer,_Hans_Zinnecker,_S._Thomas_Megeath,_Riwaj_Pokhrel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.06803 |
最も近い百万太陽質量分子雲複合体であるはくちょう座Xの明るい原始星と混雑した星形成環境の新しいSOFIA/FORCAST中赤外調査を提示します。これらの新しいデータを現存するスピッツァーおよびUKIDSS測光と組み合わせて、この地域の1000を超える光源の放射光度を導き出し、63の新しい発光原始星候補を高品質のSOFIA/FORCASTデータによって特定します。FORCASTデータを含めることにより、高光度端での完全性が向上した原始星光度関数（PLF）を構築します。PLFは、指数が〜-0.5のべき乗則関数によって適切に記述されます。ハーシェル温度とカラム密度の測定に基づいて、PLFの局所的なガス温度への明らかな依存性は見つかりませんが、高恒星密度またはガスカラム密度の領域のPLFは、より高い光度でいくらか過剰を示します。観測されたPLFと既存の降着モデルとの比較を通じて、乱流コア（TC）モデルと競合降着（CA）モデルの両方が私たちの結果と一致していますが、等温球（IS）モデルは嫌われています。これらの結果が星形成プロセスに与える影響について説明します。
CLASS重力レンズB1152 + 199におけるコンパニオンレンズ銀河の役割
| Title |
Role_of_the_companion_lensing_galaxy_in_the_CLASS_gravitational_lens_B1152+199 |
| Authors |
M._Zhang_(1),_Q._Yuan_(1),_J.-Y._Liu_(1)_and_L._Zhang_(2)_((1)_XAO-CAS,_(2)_GZU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.06926 |
アーカイブされたハッブル宇宙望遠鏡（HST）データと超長基線干渉法（VLBI）データを使用して、宇宙レンズ全天調査（CLASS）重力レンズB1152+199を再調査します。ホスト銀河とX銀河の間の有効半径内の一貫した光度比は、HSTトライバンド画像から測定されます。これにより、2つの銀河間の質量比は$r_b\sim2$になります。レンズシステムにおけるX銀河の役割を決定するために、VLBI分解ジェット成分とHST画像からの制約を使用してデュアルレンズシステムをモデル化しました。8.4GHzのグローバルVLBIデータは、現在、質量モデル、特に放射状のべき乗則の傾きに対して最も厳しい制約を提供しています。この2画像3成分無線レンズ用に最適化されたモデルは、等温よりも急な内部傾斜を優先します。画像Bのジェットの曲がりも調査され、曲率というよりはむしろミスアライメントであることが判明しました。適合度は、3対の分解されたジェットコンポーネントを取り付ける場合、レンズシステムでX銀河の役割が重要であることを示しています。最適モデルを無線制約からHSTトライバンドデータを使用した光学モデリングにインポートすると、最適化によって最適モデルの一貫性が維持され、HST画像で観察された特徴が正常に再現されました。これは、HST画像で発見された拡散放射が、実際にはコンパニオンレンズからの二次レンズ効果の検出であることを意味します。
強力な渦巻腕は、円盤銀河の疑似バルジの長期的な成長を促進します
| Title |
Strong_spiral_arms_drive_secular_growth_of_pseudo_bulges_in_disk_galaxies |
| Authors |
Si-Yue_Yu_(1),_Dewang_Xu_(2,3),_Luis_C._Ho_(2,3),_Jing_Wang_(2,3)_and_Wei-Bo_Kao_(3)_((1)_MPIfR,_(2)_KIAA,_(3)_PKU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.06932 |
スパイラル駆動の不安定性は、円盤銀河の中心星形成を強化するためにガス流入を駆動する可能性があります。スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）を使用して、近くの非棒状渦巻銀河2779個のサンプルでこの仮説を調査します。渦巻腕の強さは、軸対称円盤に対する平均フーリエ振幅によって定量化されます。中央の1--3\、kpc領域の星形成特性は、SDSSスペクトルから導き出されました。より強い渦巻腕を持つ銀河は、より強い中心特異的星形成率（sSFR）、より大きなバルマー吸収線指数、およびより低い4000-\AA\破壊強度を持つ傾向があるだけでなく、測定されたsSFRと比較して強化された中心sSFRを持っていることを示します銀河全体のために。このリンクは、赤方偏移、恒星の質量、面密度、および濃度とは無関係です。強力な渦巻腕がスターバースト銀河またはスターバースト後の銀河のかなりの部分に関連しているという証拠はなく、渦巻によって引き起こされた中央の星形成は、バーストではなく連続的である可能性が高いことを意味します。また、より強い渦巻腕は、疑似バルジの割合が増加し、星形成の古典的バルジの割合が比較的変化せず、クエンチされた古典的バルジの割合が減少する傾向があることも示しています。さらに、渦巻腕が強くなると、疑似バルジをホストする銀河の濃度が穏やかに増加します。これは、渦巻が疑似バルジの成長を助けることを意味します。スパイラルとバルジタイプの関係は、一部は古典的なバルジによるスパイラルの抑制に起因し、一部はスパイラルによって駆動される強化された中心星形成に起因します。渦巻腕が冷たいガスを内側に運び、連続的な中心星形成を引き起こし、それが疑似バルジの蓄積を促進するという写真で、私たちの結果を説明します。したがって、渦巻銀河は円盤銀河の長期的な進化において役割を果たします。
SN1987Aの連星前駆体のコア崩壊超新星の3次元シミュレーション
| Title |
Three-dimensional_simulation_of_a_core-collapse_supernova_for_a_binary_star_progenitor_of_SN_1987A |
| Authors |
Ko_Nakamura,_Tomoya_Takiwaki,_and_Kei_Kotake |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.06295 |
ウルシバタらによるSN1987Aのバイナリ進化前駆体モデルを使用して、3つの空間次元での自己無撞着で非回転のコア崩壊超新星（CCSN）シミュレーションの結果を提示します。（2018）。この18.3太陽質量前駆体モデルは、14個と8個の太陽質量星のゆっくりとした融合から進化したものであり、赤から青への進化、寿命、総質量、ヘルツシュプルングの位置などの観測上の制約のほとんどを満たしています。崩壊時のラッセル図と化学的異常。バウンス後350ミリ秒でこの前駆体のニュートリノ駆動の衝撃波の復活が得られ、通常の重力質量が1.35太陽質量、自転周期が0.1秒の新生中性子星が形成されます。また、銀河イベントの重力波とニュートリノ信号の検出可能性についても説明します。最終的なシミュレーション時間（バウンス後660ミリ秒）では、診断用爆発エネルギーはまだ増加していますが、観測値（1.5敵）と比較して小さくなっています（0.15敵）。理論上の予測と観測値の間のギャップを埋めるために、3Dモデルにいくつかの欠落している物理的成分（回転、磁場、またはより複雑なニュートリノの不透明度など）を含む長期シミュレーションを実行する必要があります。
ガンマ線バースト（GRB）は、宇宙で最も明るい電磁バーストです。それらは、急速に回転する巨大な星が崩壊するか、二元中性子星が融合するときに発生します。これらのイベントは、ブラックホールまたは中性子星のいずれかである新生の中央コンパクトオブジェクトを残し、それが発光ガンマ線信号を放出する相対論的ジェットを発射します。これらのジェットは非熱陽子を加速することができ、光ハドロン相互作用を介して高エネルギーニュートリノを生成すると予想されます。この章では、GRBの現在の物理的状況を簡単に要約し、即発期と残光期の両方を含む、GRBからのニュートリノ放出について説明します。低光度GRBや短いGRBを含むGRBのサブクラスからのニュートリノについても説明します。
中性子星の地殻における磁場の進化：地殻の破壊と塑性流動
| Title |
Magnetic_Field_Evolution_in_the_Crust_of_Neutron_Stars:_Crust_Failure_and_Plastic_Flow |
| Authors |
Konstantinos_N._Gourgouliatos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.06662 |
ホール効果による中性子星クラストの磁場の進化は、過去20年間にわたって大きな注目を集めてきました。これは、高度に磁化された中性子星におけるこの効果の優位性のために強く正当化されます。ただし、ホール効果の適用可能性は、地殻が崩壊せず、その剛性を維持するという仮定に基づいています。この仮定は、実質的に強い磁場では違反する可能性があります。この場合、磁場の進化は、非剛体地殻の影響を含む別の一連の方程式によって記述されます。この講演では、ホール進化の主な特徴を簡単にレビューした後、軸対称モデルを研究しながら、地殻の塑性流動が磁場に与える影響について説明します。さらに、地殻が崩壊する方法は全体的な進化に影響を与え、崩壊が局所的、中間的、または全体的であるかどうかに大きな違いが現れます。非常に驚くべきことに、地殻の破壊と可塑性はホール効果を無効にすることはなく、特定の状況下では、それらはより劇的な進化につながる可能性さえあります。タイミングノイズ、爆発、グリッチに特に焦点を当てて、中性子星のタイミング挙動のコンテキストでこれらの効果の影響について説明します。
宇宙構造の形成が進むにつれて、銀河団と他の銀河団、銀河団、銀河との融合におけるこのプロセスの最新の段階の1つを観察します。これらのシステムのX線放出高温プラズマは、これらの合併によって劇的に影響を受け、コールドフロントとショックフロント、ガススロッシング、バルクモーション、および乱流を生成する可能性があります。数値シミュレーションと組み合わせて、これらの特徴の観測を使用して、高温ガスのプラズマ物理学および高エネルギー宇宙線との相互作用を制約することができます。この章では、これらのトピックを確認し、将来の天文台の機能が明らかにすることを指摘します。
銀河ハロー磁場とUHECRたわみ
私たちの研究の最初の部分では、銀河ハロー領域の電子からのシンクロトロン放射を検討します。非熱電子分布の簡単な解析式とおもちゃの磁場モデルを利用して、30〜GHzでの偏光シンクロトロン放射光をシミュレートします。これらのマップを観測データと比較することにより、おもちゃの磁場モデルのパラメーターに対する制約を取得します。研究の後半では、おもちゃの磁場モデルで得られたパラメーター値の範囲を使用して、さまざまな場所の潜在的なソースからの超高エネルギー宇宙線（UHECR）の到達方向と抑制係数を決定します。私たちのモデルは、最大5％のUHECRの高い抑制レベルと、1{\sigma}制約から取得されたパラメーターセットの大きな拡散角度を予測します。これらの推論は、銀河磁場モデリングに銀河ハローの泡を組み込むための説得力のある議論を形成します。
「壮大な7つの」孤立した中性子星の深いeROSITA観測
| Title |
Deep_eROSITA_observations_of_the_"magnificent_seven"_isolated_neutron_stars |
| Authors |
Adriana_Mancini_Pires,_Axel_Schwope,_and_Jan_Kurpas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.06793 |
「壮大な7つの」孤立した中性子星（INS）の深いeROSITAモニタリングの初期結果を報告します。高いカウント統計と優れたエネルギー分解能の組み合わせのおかげで、eROSITAデータセットは、これらのおそらく単純な熱エミッターのますます複雑になるエネルギー分布を明らかにします。3つのターゲットについて、複数の（場合によっては位相に依存する）スペクトル吸収特性と主要な熱連続体からの偏差の検出を報告します。スペクトル状態とタイミング動作の予期しない長期的な変化が、2つのINSでさらに観察されています。結果は、変動と吸収の特徴の性質に関する挑戦的な理論的疑問を提起し、最終的には大気のモデリングと高度に磁化された中性子星の冷却に影響を与えます。
超強力磁場の物理学
中性子星のいくつかの集団は、4.4x10^{13}Gの臨界強度を超える表面磁場を持っています。ここで、電子サイクロトロンエネルギーはその静止質量エネルギーに等しくなります。これらには、高磁場回転動力パルサー、X線薄暗い孤立中性子星（XDIN）、およびマグネターが含まれます。このような超強力な場では、物理的プロセスにおける量子効果と、これらの高い場の強さでのみ発生する追加のエキゾチックな量子電気力学的プロセスが、放出される放射線に大きな影響を及ぼします。非常に強い磁場が中性子星の内側と外側の両方で重要な役割を果たしますが、私は主に中性子星磁気圏で動作するプロセスと、それらが観測された放射にどのように影響するかを確認します。
傾斜した宇宙線によって誘発されたエアシャワーの識別のためのラジオの偏光シグニチャ
| Title |
Polarisation_signatures_in_radio_for_inclined_cosmic-ray_induced_air-shower_identification |
| Authors |
Simon_Chiche,_Kumiko_Kotera,_Olivier_Martineau-Huynh,_Matias_Tueros,_Krijn_D._de_Vries |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.06846 |
自律的な無線検出、つまりスタンドアロンの無線アレイを使用したエアシャワーの検出は、次世代の宇宙素粒子検出器で克服すべき主要な技術的課題の1つです。このコンテキストでは、宇宙線とニュートリノによって開始された関連するエアシャワーの識別を実行するために、シミュレートされた無線信号の偏光シグネチャを研究します。電波放射の2つのソース（電荷過剰と地磁気）を比較し、前者が傾斜した（天頂角$>65^{\circ}$）宇宙線エアシャワーではほとんど無視できることを示します。これは、局所磁場の方向に沿った全電場の投影に基づいて、DAQレベルでの効率的なバックグラウンド除去基準を提供します。この関連する量は、3つの直交偏波を測定するアンテナについて、オンライン処理でも簡単に計算できます。実験的なアンテナレイアウトとは関係なく、ノイズイベントのランダムな偏波を想定すると、$\approx72\％$（好ましくない検出器の場所の場合）から$\approx93\％$（好ましい場所の場合）への除去が推定されます。$3\sigma$（$5\sigma$）のトリガーしきい値レベルで87％（93％）のノイズ誘発イベントとトリガー効率を達成できるはずです。また、ニュートリノによって誘発されたシャワーは、宇宙線シャワーの場合よりも最大$\sim10$倍高い電荷対地磁気信号比を示すことを示しています。この特性により、ここで開発した方法ではニュートリノによって誘発されたシャワーの識別が困難になりますが、宇宙線とニュートリノの原色をオフラインで区別するための効率的な基準が提供されます。より強い電荷過剰放出は、コア位置などのエアシャワーパラメータの再構築にも役立ちます。
長周期パルサーGLEAM-XJ162759.5-523504.3の進化
最近発見されたパルサーGLEAM-XJ162759.5-523504.3の長周期（$P=1091$s）は、フォールバックディスクと数$10^{30}$Gcmの磁気双極子モーメントで進化する中性子星によって達成できます。$\sim2\times10^5$yrを超える年齢での$^3$は、周期微分$\dot{P}$の観測上限、およびX線の明るさ$L_X$と一貫して一致します。起源。$\dot{P}$の大きな不確実性により、2つの異なる現在の状態につながる異なる進化経路が可能になります。（1）降着が進行している一方で、$L_X$は中性子星の冷却によって支配されています。$P$は、ディスクが将来非アクティブになるまで、$\dot{P}\sim10^{-10}$ss$^{-1}$で数$10^3$まで増加し続けます。（2）ディスクはすでに非アクティブであり、降着はありません。$P$曲線は、ディスクの非アクティブ化後の非常に弱い双極子トルクで、観測値で横ばいになりました。$\dot{P}\sim4\times10^{-18}$ss$^{-1}$です。フォールバックディスクモデルを使用した初期の研究では、このような長い期間は、いくつかの軟ガンマ線リピーターと比較的強い双極子場を持つ異常なX線パルサーの最終的な状態について予測されていました。
銀河における宇宙線輸送を理解するための鍵としてのパルサーの周りのガンマ線ハロー
| Title |
Gamma-ray_halos_around_pulsars_as_the_key_to_understanding_cosmic_ray_transport_in_the_Galaxy |
| Authors |
R._L\'opez-Coto,_E._de_O\~na_Wilhelmi,_F._Aharonian,_E._Amato,_J._Hinton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.06899 |
パルサーは相対論的な電子と陽電子の工場であり、パルサーから離れて伝播し、後に私たちの銀河に浸透します。これらの粒子の加速と伝播は激しい議論の問題です。過去数年間、パルサーの周りのガンマ線ハローの発見を通じて、これらの粒子の星間物質への注入を直接観察する機会がありました。この新しいタイプのガンマ線源は、パルサー星雲から拡散し、周囲の光子場を散乱させてガンマ線を生成する電子と陽電子によって生成されます。この新しい研究分野には、さまざまな波長での多くの観測と制約、およびこれらのハローの特性を説明するさまざまな理論モデルが付属しています。ハローの観測から推測される宇宙線の伝播の特徴と、銀河における粒子輸送に対するそれらの局所的および全体的な影響を調べます。また、近い将来、LHAASO、CTA、SWGOなどの施設でこれらのソースの観測の見通しについても話し合います。
はくちょう座X-1の硬い状態での恒星風のX線スペクトルタイミングの寄与
| Title |
The_X-ray_spectral-timing_contribution_of_the_stellar_wind_in_the_hard_state_of_Cyg_X-1 |
| Authors |
E._V._Lai,_B._De_Marco,_A._A._Zdziarski,_T._M._Belloni,_S._Mondal,_P._Uttley,_V._Grinberg,_J._Wilms,_A._R\'o\.za\'nska |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.06928 |
高質量X線連星のコンパニオンスターからの塊状の恒星風は、X線源からの放出の可変の部分的な吸収を引き起こします。恒星風の短距離への影響を抑えるために、7.22d長の「はくちょう座X線の完全な二元軌道の硬状態観測」（CHOCBOX）モニタリングキャンペーンからXMM-Newton観測を研究しました。線源のタイムスケールX線スペクトルタイミング特性。これらの特性は、風の存在下で大幅に変化することがわかります。特に、最も長いサンプリングされたタイムスケール（$\nu\sim$0.1-1Hzの時間周波数に対応）は、最も短いサンプリングされたタイムスケール（$\nu\sim$1-10Hz）で、分数変動パワーの強化を明らかにします。）変動が抑制されます。さらに、ソフトバンドとハードバンドの光度曲線間のコヒーレンスの高さ、およびXに固有のハードX線ラグの振幅の減少（最大$\sim$1.8の係数）が観察されます。-光線の連続体。観測された低周波変動パワーの増加は、介在する塊の動きの結果としての風柱密度の変動の観点から説明することができます。このシナリオでは（そして終端速度を$v_{\infty}=2400\{\rmkm\s^{-1}}$と仮定すると）、$l\sim$0.5-1.5$\timesの推定値が得られます。塊の平均放射状サイズの場合は10^{-4}R_{\ast}$。一方、高周波での振る舞いは、おそらく恒星風と円盤の端との衝突によって形成された、光学的に厚い媒体での散乱によるものであると考えられます。
ラジオモーフィング：エアシャワーからのラジオ信号を計算するための高速で効率的かつ正確なツール
| Title |
Radio-Morphing:_a_fast,_efficient_and_accurate_tool_to_compute_the_radio_signals_from_air-showers |
| Authors |
Simon_Chiche,_Olivier_Martineau-Huynh,_Kumiko_Kotera,_Matias_Tueros,_Krijn_D._de_Vries |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.05886 |
エアシャワーの無線検出は、過去数十年にわたって勢いを増している成熟した技術です。ますます大規模な実験が行われるにつれて、各アンテナ位置での無線信号を評価するために大規模なエアシャワーシミュレーションが必要になります。ラジオモーフィングはこの目的のために開発されました。これは、特定の位置にある1つの参照シャワーのシミュレーションデータから、任意の場所にある任意のエアシャワーから放出される無線信号の高速計算を可能にする半分析ツールです。これは、アンテナレベルでの無線放射（つまり、電界）の単純な電磁スケーリング法則と、目的の位置での無線パルスの補間に依存しています。ここでは、最近実装されたラジオモーフィング法の主な改善点を紹介します。アップグレードされたバージョンは、物理的原理から導き出された、改訂および改良されたスケーリング法則に基づいています。また、シャワー間の変動と新しい空間補間技術が含まれているため、ナノ秒の何分の1かの優れた信号タイミング精度を達成できます。この新しい実装は、計算時間がさらに短縮された一方で、アンテナの91\％（99\％）に対して10\％（それぞれ25\％）未満のZHAireSシミュレーションのピークツーピーク振幅の相対的な違いを持つシミュレートされた信号を提供します標準のシミュレーションと比較して2桁以上。これにより、RadioMorphingは、エアシャワーの無線信号の高速で正確な計算を可能にする効率的なツールになります。Askaryan放射をさらに実装するか、地磁気の入力値を使用できるようにすると、ZHAireSとの相対的な差異が数パーセント減少し、この方法がより普遍的になります。
シェルのPCA分解を使用した恒星活動補正
環境。星の活動と機器の信号は、視線速度（RV）技術を使用した地球のような惑星の検出に対する主な制限です。最近の研究によると、これらの摂動効果を軽減するための鍵は、RV時系列やいくつかのアクティビティプロキシではなく、スペクトル自体の分析にある可能性があります。目的。この論文の目的は、シェルを空間正規化フラックス対フラックス勾配へのスペクトルの投影として、シェル時系列の主成分分析（PCA）分解を実行することにより、RV精度のさらなる改善に到達できることを実証することです。メソッド。シェル時系列のPCA分解を実行することにより、ケプラーの動きに関係のない1次スペクトル変動の基礎を取得することができます。次に、この基準に関連付けられた時間係数を使用して、RVの非ドップラー署名を修正できます。結果。この新しい方法を、HD10700およびHD128621のYARARA後処理スペクトル時系列に適用しました。HD10700では、惑星信号注入のおかげで、この新しいアプローチが実際のドップラー信号を機器体系からうまく解きほぐすことができることを示しています。この新しい方法論をHD128621に適用すると、ピリオドグラム分析では、恒星の自転周期と1年のエイリアスで見られる強い恒星の活動信号が重要でなくなることがわかります。5年間のデータのRV二乗平均平方根は、2.44m/sから1.73m/sに減少します。この新しいアプローチにより、恒星の活動を強力に軽減できますが、ノイズ注入テストでは、HD128621で観測された活動信号を補正するには、かなり高い信号対雑音比（S/N>250）が必要であることが示されています。
ナンシーグレースローマン宇宙望遠鏡コロナグラフ計器観測校正計画
| Title |
Nancy_Grace_Roman_Space_Telescope_Coronagraph_Instrument_Observation_Calibration_Plan |
| Authors |
Robert_T._Zellem,_Bijan_Nemati,_Vanessa_P._Bailey,_Eric_J._Cady,_M._Mark_Colavita,_Guillermo_Gonzalez,_Sergi_R._Hildebrandt,_Erin_R._Maier,_Bertrand_Mennesson,_Marie_Ygouf,_Neil_Zimmerman,_Ruslan_Belikov,_John_Debes,_Robert_J._De_Rosa,_Ewan_S._Douglas,_Julien_Girard,_Tyler_Groff,_Jeremy_Kasdin,_Patrick_J._Lowrance,_Bruce_Macintosh,_Lindsey_Payne,_Daniel_Ryan,_Carey_Weisberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.05923 |
NASAの次の主力ミッションであるナンシーグレースローマ宇宙望遠鏡は、2027年5月までに打ち上げられる2.4メートルの天文台です。ローマには、ワイドフィールドイメージャーとコロナグラフ計器の2つの計器があります。ローマのコロナグラフは、直接イメージングの現在の機能をより小さなコントラスト比（$\sim$10$^{-9}$）と内部動作角度（3〜$\lambda$/D）に押し上げる技術デモンストレーションです。この高精度を実現するには、RomanCoronagraphデータを調整して、潜在的なエラーの原因を可能な限り取り除く必要があります。ここでは、ナンシーグレースローマン宇宙望遠鏡コロナグラフ計器観測校正計画の詳細な概要を示します。これには、潜在的なエラーの原因の特定と、それらが空の校正によってどのように軽減されるかが含まれます。
FengYun-2衛星データに基づく天文サイトで観測可能な夜の割合の新しい分析
| Title |
New_analysis_of_the_fraction_of_observable_nights_at_astronomical_sites_based_on_FengYun-2_satellite_data |
| Authors |
Xian-Yu_Wang,_Zhen-Yu_Wu,_Jing_Liu,_T._Hidayat |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.06019 |
観測可能な夜の割合は、天文サイトを選択するための重要なパラメータです。近年、気象衛星データは、観測可能な夜の統計を認識して提供する上で重要な役割を果たしてきました。FengYun-2シリーズの静止気象衛星と複数の天文サイトの気象記録に基づいて観測可能な夜の割合を推定する方法を提示します。この方法を検証するために、インドネシアの27のサイトと中国の2つの天文サイトで観測可能な夜の割合を計算しました。私たちの方法から得られた結果は、以前の研究とよく一致していることを示しています。さらに、中国上空の観測可能な夜の割合の年次分布を導き出しました。これは、40$^{\circ}$N付近の地域が中国の他の地域よりも観測可能な夜が多いことを示しています。
ホッピング人工プローブの光学的追跡による小天体での重力推定
| Title |
Gravity_Estimation_at_Small_Bodies_via_Optical_Tracking_of_Hopping_Artificial_Probes |
| Authors |
Jacopo_Villa,_Andrew_French,_Jay_McMahon,_Daniel_Scheeres,_Benjamin_Hockman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.06412 |
小さな天体への数多くの成功したミッションにもかかわらず、そのようなターゲットの重力場はこれまでのところ十分に特徴付けられていません。重力推定は、小天体の内部構造と構成を推測するために使用でき、そのため、惑星科学、惑星防衛、およびその場での資源利用の分野に強い影響を及ぼします。小天体での現在の重力測定技術は、主に、重力の可観測性が低い宇宙船の軌道運動の追跡に依存しています。現在まで、小天体重力場の低次および次数の球面調和関数のみを解決できました。この論文では、人工プローブが小天体の表面を繰り返し飛び越えて低高度の弾道弧を実行する新しいミッションアーキテクチャの重力測定性能を評価します。このようなプローブは、母船の車載カメラからの光学測定を使用して追跡され、軌道決定が実行されて、プローブの軌道、小体の回転運動学、および重力場が推定されます。プローブの軌道下運動は、重力信号がより強い低高度での高密度観測を提供します。重力の可観測性に対する観測パラメータとミッション期間の影響を評価します。結果は、小惑星ベンヌと同じ質量を持つ小天体の重力球面調和関数が、観測から数か月以内に少なくとも40度まで観測できることを示唆しています。高性能の重量測定を実現するには、測定の精度と頻度が重要です。
POSYDON：詳細なバイナリ進化シミュレーションを備えた汎用人口合成コード
| Title |
POSYDON:_A_General-Purpose_Population_Synthesis_Code_with_Detailed_Binary-Evolution_Simulations |
| Authors |
Tassos_Fragos,_Jeff_J._Andrews,_Simone_S._Bavera,_Christopher_P._L._Berry,_Scott_Coughlin,_Aaron_Dotter,_Prabin_Giri,_Vicky_Kalogera,_Aggelos_Katsaggelos,_Konstantinos_Kovlakas,_Shamal_Lalvani,_Devina_Misra,_Philipp_M._Srivastava,_Ying_Qin,_Kyle_A._Rocha,_Jaime_Roman-Garza,_Juan_Gabriel_Serra,_Petter_Stahle,_Meng_Sun,_Xu_Teng,_Goce_Trajcevski,_Nam_Hai_Tran,_Zepei_Xing,_Emmanouil_Zapartas_and_Michael_Zevin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.05892 |
ほとんどの大質量星は、連星または高次の恒星系のメンバーであり、連星の存在が連星の相互作用を介してそれらの進化を決定的に変える可能性があります。相互作用連星は、コンパクトオブジェクトの研究にとって重要な天体物理学の実験室でもあります。バイナリ母集団合成研究は、過去20年間にわたって、コンパクトオブジェクトバイナリの観測を解釈し、それらの形成につながる物理的プロセスを解読するために広く使用されてきました。ここでは、バイナリの進化全体を通して、MESAコードを使用して、完全な恒星構造とバイナリ進化モデリングを組み込んだ、新しいバイナリ母集団合成コードであるPOSYDONを紹介します。POSYDONを使用すると、現実的な物質移動の計算と安定性の評価、内部角運動量の輸送と潮汐、恒星の核のサイズ、物質移動速度、公転周期など、恒星とバイナリの進化における物理プロセスの自己無撞着な処理が可能になります。。この論文では、POSYDONの詳細な方法論と実装について説明します。これには、恒星と連星の進化の想定される物理学、詳細な単一星と連星モデルの広範なグリッド、後処理、分類、およびで使用するために開発した補間方法が含まれます。グリッド、および事前に計算されたグリッドに基づかない進化段階の処理。POSYDONの最初のバージョンは、太陽の金属量にある巨大な一次星（中性子星またはブラックホールの潜在的な前駆細胞）を持つバイナリを対象としています。
Pleioneの観測された変動におけるディスクの引き裂きと歳差運動の役割
| Title |
The_Role_of_Disk_Tearing_and_Precession_in_the_Observed_Variability_of_Pleione |
| Authors |
Keegan_C._Marr,_Carol_E._Jones,_Chris_Tycner,_Alex_C._Carciofi,_Ariane_C._Fonseca_Silva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.05900 |
2005年から2019年にかけてH$\alpha$分光観測を取得し、この期間中にPleioneがBe相からBeシェル相に移行したことを示しています。放射伝達コード\hdust\を使用して、Pleione用の$\sim100,000$ディスクモデルのグリッドを作成しました。$\rho_0（r）=3\times10^{-11}（r/R_{eq}）^{-2.7}〜の赤道密度を維持しながら、傾斜が変化するディスクモデルを使用して、観測された遷移を正常に再現しました。\rm{g〜cm^{-3}}$、および$15〜\rm{R_{eq}}$に拡張するH$\alpha$放出領域。歳差運動するディスクモデルを使用して、120ドル年にわたって変化するディスクの傾きを推定し、アーカイブ観測の変動を追跡します。最適なディスクモデルは、歳差運動期間が$\sim80で、$\sim25\rm{^{\circ}}$と$\sim144\rm{^{\circ}}$の間の視線傾斜を歳差運動します。5$年。私たちの歳差運動モデルは、観測された変動の一部と一致しますが、利用可能なすべての履歴データを再現することはできません。したがって、コンパニオンスターの潮汐の影響によりディスクが裂ける、同様のシステムの最近のSPHシミュレーションに触発された歳差運動ディスクモデルに基づくアドホックモデルを提案します。このモデルでは、1枚のディスクが$34$年にわたって恒星赤道から$30^{\circ}$の角度にゆっくりと傾けられます。次に、ディスクはコンパニオンの潮汐トルクによって引き裂かれ、外側の領域が最も内側のディスクから分離します。質量注入が一定のままであるため、小さな内側の円盤は恒星の赤道に戻ります。外側のディスクは$\sim15$年間歳差運動してから、徐々に消えていきます。このプロセスは34ドル年ごとに繰り返され、Pleioneの変動性のすべての傾向を再現します。
CME駆動の衝撃による初期段階のSEP加速のマルチイベント研究-太陽から1AU
| Title |
A_Multi-Event_Study_of_Early-Stage_SEP_Acceleration_by_CME-Driven_Shocks_--_Sun_to_1_AU |
| Authors |
Kamen_Kozarev,_Mohamed_Nedal,_Rositsa_Miteva,_Momchil_Dechev,_and_Pietro_Zucca |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.06013 |
太陽半径が10未満の太陽コロナは、コロナ質量放出によって引き起こされる衝撃波による太陽エネルギー粒子（SEP）の早期加速と輸送にとって重要な領域です。そこで、これらの波は、急激な勾配と急速に拡大する冠状磁場を伴う非常に変化しやすい動的媒体に伝播し、衝撃または波の表面近くの粒子の加速と、SEPが太陽圏に広がる方法を変調します。動的物理モデルと組み合わせた望遠鏡観測に基づいて、コロナのグローバルコロナショックイベントにおけるSEPの加速、および1auへのそれらの輸送をモデル化する研究を提示します。
太陽光球におけるマクロ微視的乱流
太陽光球の大小の運動の速度分布は、観測および計算された等価幅と、太陽の中心および四肢のスペクトル線の中心深度をフィッティングすることに基づく交差法によって得られました。ディスク。約200本のFeIラインを使用しました。私たちの結果によると、光球の動きは異方性です。微視的乱流速度の半径方向成分は1.0から0.3km/sに減少し、接線方向成分は光球の高さ200から500kmで1.7から1.3km/cに減少します（logtau_5=-1.4および-3.5）。同じ高さで、マクロ乱流速度の半径方向成分は1.8から1.2km/sに減少し、接線方向成分は2.3から0.8km/sに減少します。
視線速度時系列における恒星振動と造粒のモデリング：フーリエベースの方法
| Title |
Modeling_Stellar_Oscillations_and_Granulation_in_Radial_Velocity_Time_Series:_A_Fourier-based_Method |
| Authors |
Zhao_Guo,_Eric_B._Ford,_Dennis_Stello,_Jacob_K._Luhn,_Suvrath_Mahadevan,_Arvind_F._Gupta,_and_Jie_Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.06094 |
何万もの太陽のような振動する星が宇宙ミッションによって観測されました。フーリエ領域でのそれらの光度変動は、造粒のための2つの超ローレンツ関数と振動のためのガウス型のパワー超過の合計によってパラメータ化できます。測光造粒/振動パラメータは恒星パラメータに比例し、視線速度測定で対応するパラメータを予測することもできます。スケーリング関係に基づいて、現実的な視線速度時系列をシミュレートし、視線速度測定値の二乗平均平方根散乱が、恒星パラメータおよび積分時間の長さや時系列のギャップなどのさまざまな観測戦略によってどのように変化するかを調べます。スペクトログラフ（SONGおよびHARPS）からの広範な分光観測を備えた星を使用して、視線速度時系列のパワースペクトルから造粒振幅とタイムスケールを測定します。これらの測定値を、ケプラー測光法に基づく文献値と比較します。視線速度の粒子化振幅は、測光とスケーリングの関係から十分に予測できることがわかります。視線速度の両方の造粒タイムスケールは、巨人と亜巨人の測光から予測されたものと一致します。ただし、主系列星の場合、視線速度の1つの造粒タイムスケールのみが測光ベースの値と一致し、他のタイムスケールは一般に測光の結果と比較して低い周波数にあります。結論として、ケプラー測光からの測光スケーリング関係とドップラー観測へのスケーリング関係が、恒星の造粒と振動による測光および視線速度の恒星変動を予測するのに非常に役立つ可能性があることを示します。
潮汐星震学への新しい窓：非線形に励起された恒星固有モードとKOI-54の周期間隔パターン
| Title |
A_New_Window_to_Tidal_Asteroseismology:_Non-linearly_Excited_Stellar_Eigenmodes_and_the_Period_Spacing_Pattern_in_KOI-54 |
| Authors |
Zhao_Guo,_Gordon_I._Ogilvie,_Gang_Li,_Richard_H._D._Townsend,_and_Meng_Sun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.06101 |
ハートビート星のプロトタイプであるA型、主系列、奇行バイナリKOI-54（KIC8112039）の潮汐励起振動（TEO）を再検討します。星の線形潮汐応答は、恒星の固有周波数ではない一連の軌道調和周波数ですが、非線形に励起された非軌道調和TEOが固有モードであることを示します。モード結合の選択規則を満たす同じ$l$と$m$を持つモードを注意深く選択することにより、四重極重力モードの周期間隔パターン（$\DeltaP\約2520$秒）をフーリエスペクトルで識別できます。とそのエシェル図。推定された周期間隔の値は、測定された質量、半径、および有効温度を持つ星からの理論的な$l=2、m=0$gモードと非常によく一致します。また、$N=90、91$高調波の2つの最大振幅TEOは、$l=2、m=0$固有モードとの共鳴に非常に近く、異なる星に由来する可能性が高いことがわかります。それらは本質的に、恒星のパラメータを推測するための固有周波数と見なすことができます。
遠方太陽双子の調査（SDST）-I。恒星パラメータ測定のためのEPIC法
| Title |
Survey_for_Distant_Solar_Twins_(SDST)_--_I._EPIC_method_for_stellar_parameter_measurement |
| Authors |
Christian_Lehmann,_Michael_T._Murphy,_Fan_Liu,_Chris_Flynn,_Daniel_A._Berke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.06469 |
太陽の双子は天文学の分野で非常に重要な星であり、多くの科学的応用を提供します。今日知られている太陽の双子の数はごくわずか（$\lesssim200$）であり、そのすべてが私たちの太陽（$\lesssim800\、pc$）に比較的近いです。遠方の双子の調査（SDST）の目標は、はるかに長い距離（$\sim4\、kpc$）にあるより多くの太陽の双子と太陽のアナログ星を特定することです。この論文では、比較的低い$S/N$、中程度の分解能（$R\sim28{、}000$）のスペクトルを使用して、太陽の双子を識別する新しい方法を紹介します。$3.9\、m$アングロオーストラリアン望遠鏡（AAT）。私たちは、太陽に似た星を識別するために使用する恒星パラメータを測定するための新しいアプローチ、つまりEPICを開発しました。EPICは、選択された分光吸収特性の微分等価幅（EW）測定値と、以前に分析されたスペクトルで訓練された、これらのEWを恒星パラメータに接続する単純なモデル。EW測定の基準は、いくつかの体系的な影響を最小限に抑えるために使用される高い$S/N$太陽スペクトルです。EPICは高速で、太陽のような星に最適化されており、AAT/HERMES、つまり\$\sigma\を使用して、最大$\sim4\、kpc$離れた太陽の双子およびアナログ星の分光学的識別を可能にする十分に小さな不確実性で恒星パラメータ測定を生成します。left（T_{\mathrm{eff}}、\logg、\textrm{[Fe/H]}\right）=\left（50\、K、0.08\、dex、0.03\、dex\right）$on$S/N=25$の平均。
周連星円盤によって駆動される二元軌道進化
周連星円盤と中央連星系との相互作用が連星軌道の縮小または拡大につながるかどうかという問題は、それらの形成段階での連星ブラックホールと恒星連星の進化に影響を与えるため、かなりの関心を集めています。ディスクの粘度と厚さの大きなパラメータセットと円軌道上のバイナリの2つの異なるバイナリ質量比について、円軌道ディスクの2次元流体力学的シミュレーションを実行しました。それらについては、ディスクとバイナリシステム間の正味の角運動量と物質移動を注意深く測定し、正規化された比角運動量の降着$j_\mathrm{s}$を評価しました。これは、バイナリの質量比と2つの星への相対降着に依存する、収縮と膨張のケースを分離する理論的で重要な比角運動量の変化$j_\mathrm{s、crit}$と比較されます。有限および無限ディスクモデルを使用して、推定されたバイナリの進化が両方のセットアップで非常に類似していることを示し、中央のバイナリを含まない円筒シミュレーションで$j_\mathrm{s}$を正確に測定できることを確認します。ただし、質量が等しくないバイナリの星への相対降着を取得するには、バイナリを含むドメイン全体をカバーするシミュレーションが必要です。アスペクト比が$h=0.1$の厚いディスクの場合、バイナリはすべての粘度で拡張しますが、$h=0.05$のディスクは、$\alpha$が$\sim0.005$を超える大きな粘度の場合にのみ拡張します。全体として、バイナリ拡張のレジームは、以前に予想されていたよりもはるかに広いパラメータ空間に拡張されますが、薄くて低粘度のディスクの場合、軌道は縮小します。
二次元でのコロナホールと活性領域の磁気静水圧ソリューションの構築：力とエネルギーのバランス
| Title |
Construction_of_coronal_hole_and_active_region_magnetohydrostatic_solutions_in_two_dimensions:_Force_and_energy_balance |
| Authors |
Terradas_J.,_Soler_R.,_Oliver_R.,_Antolin_P.,_Arregui_I.,_Luna_M.,_Piantschitsch_I.,_Soubri\'e_E.,_and_Ballester_J._L |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.06800 |
コロナホールと活動領域は、太陽大気に見られる典型的な磁気構造です。二次元でこれらの構造を代表するいくつかの磁気静水圧平衡解を提案します。私たちのモデルには、有限プラズマ$\beta$と重力の効果が含まれていますが、特徴的な機能は、観測によって報告されたものと同様の特性を持つ熱構造を組み込んでいることです。平衡配置を計算するための半分析法を開発しました。この方法を使用して、コロナホールを表す開放磁場で冷たくて密度の低いプラズマ構造を取得し、閉じた磁気構成では、アクティブ領域の特徴的な高温で高密度のプラズマ配置を実現します。コロナホールと活性領域は拮抗的な構造のように見えますが、フラックス関数に依存する一般的な熱構造を使用して説明できることがわかりました。力のバランスに加えて、エネルギーのバランスは、事後アプローチを使用して構築されたモデルに含まれています。モデルの熱伝導と放射損失の2次元計算から、エネルギー平衡を達成するために必要な加熱関数を推測します。高さへの温度依存性は、システムが特定の空間位置で熱バランスを達成するのを妨げる可能性のある重要なパラメータであることがわかります。これらの結果の意味について詳しく説明します。
TESS光度曲線による食変光星の脈動成分の発見：CPD-30 740、HD 97329、V1637 Ori、TYC683-640-1の場合
| Title |
Discovery_of_pulsating_components_in_eclipsing_binary_systems_through_the_TESS_light_curves:_The_cases_of_CPD-30_740,_HD_97329,_V1637_Ori_and_TYC_683-640-1 |
| Authors |
Burak_Ula\c{s},_Ceren_Ulusoy,_Naci_Erkan,_Mothusi_Madiba,_Mercy_Matsete |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.06842 |
4つの食変光星の主要成分の脈動の最初の証拠を提示します。ターゲットのTESS光度曲線が分析され、光と絶対パラメータが導き出されます。バイナリモデルから差し引かれた残差データにフーリエ解析を適用して、原色の脈動特性を明らかにします。システムのコンポーネントは、同じ形態型のよく知られたバイナリシステムと比較されます。原色の脈動クラスのタイプについても説明します。結果は、CPD-30740とV1637Oriが日食のアルゴル型連星を振動させているのに対し、HD97329とTYC683-640-1は、脈動する主要成分を持つ分離したシステムであることがわかっています。システムの主要な構成要素は脈動変光星であると結論付けます。
大マゼラン雲における高光度青色変光度の運動学
| Title |
Kinematics_of_Luminous_Blue_Variables_in_the_Large_Magellanic_Cloud |
| Authors |
Mojgan_Aghakhanloo,_Nathan_Smith,_Jennifer_Andrews,_Knut_Olsen,_Gurtina_Besla,_and_Yumi_Choi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.06887 |
大マゼラン雲（LMC）の高光度青色変光星（LBV）の運動学を研究します。高分解能スペクトルを使用して、16個のLBVとLBV候補のサンプルの全身視線速度を測定します。ローカル環境と比較したLBVの正味の動きを測定するために、LMC\citep{C22}の回転曲線モデルから導出された同じ場所での投影された視線速度を差し引きます。ベイズ推定を使用して、LBVの速度分散を$40.96^{+9.61}_{-7.24}$kms$^{-1}$と推定します。LBVを他の進化した大質量星との関連で説明するために、これをLMCの赤色超巨星（RSG）と比較します。RSGは、速度分散が$16.48^{+0.41}_{-0.61}$kms$^{-と大幅に小さくなっています。1}$。さらに、16個のLBVのうち6個（$\sim$38％）の視線速度は25kms$^{-1}$を超えていますが、RSGの9％だけがそのような高速を持っています。これは、LBVには、RSGになるように進化する星の集団よりも多くの暴走が含まれていることを示唆しており、他の進化した巨大な星と比較して、LBVがコンパニオンの超新星爆発によって優先的に蹴られることを示しています。私たちの調査は、LMCのLBVに関する他の興味深い手がかりも明らかにしています。各ターゲットの視線速度と輝線の幅は、いくつかのエポックにわたって一定のままであるのに対し、測定された吸収線は、R110、R81、SDor、Sk-69$^\circ$142a、およびSk-69で非常に変動する視線速度を示します。$^\circ$279。これらの5つのLBVには、おそらくバイナリコンパニオンがあります。さらに、Sk-69$^\circ$142aは2019年9月に2回目の爆発を経験し、そのステータスを候補から確認済みのLBVにシフトしたことがわかりました。
フレア非アクティブ超高速回転M矮星の不可解な物語。 II。視線速度変動の検索
| Title |
The_Puzzling_Story_of_Flare_Inactive_Ultra_Fast_Rotating_M_dwarfs._II._Searching_for_radial_velocity_variations |
| Authors |
Gavin_Ramsay_(Armagh),_Pasi_Hakala_(FINCA),_J._Gerry_Doyle_(Armagh),_Lauren_Doyle_(Warwick),_Stefano_Bagnulo_(Armagh) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.06888 |
TESSを使用して行われた観測により、$<0.2$〜dの周期で周期的な変調を示す低質量の星のサンプルが明らかになりました。驚くべきことに、これらの超高速回転（UFR）星の多くは、そのような急速に回転する星から予想されるフレア活動の証拠を示しませんでした。北欧光学望遠鏡を使用したUFRの分光調査の結果を示し、視線速度の変動を検索します。これにより、2値性の証拠が明らかになる可能性があります。29の光源のサンプルは、0.1〜0.2dの測光周期を持ち、M0〜4Vのスペクトルクラスをカバーし、フレアの証拠を示していません。明確な視線速度シフトを持つ1つのソースのみを検出し、別の2つはバイナリであることを示唆するGaiaRUWE値を持っています。さらなる観測により、前の星には、質量M$_2$>58M$_{\rmJup}$と確率P（M$_2$<90M$_{\rmJup}$の褐色矮星の伴星が含まれている可能性があることが明らかになりました。）=50\％。私たちのスペクトルにはコンパニオンの証拠はなく、褐色矮星のコンパニオンのケースを強化しています。また、すべてのターゲットの折りたたまれたTESS光度曲線を調べて、少なくとも2つが食変光星であり、1つが空間的に近くの$\delta$Sct星によって汚染されていることを発見しました。ターゲットの約1/4が短周期変光星によって汚染されている可能性があると推定しています。しかし、私たちのターゲットの大部分は、変動が恒星黒点に起因する単一の低質量星であることと一致しています。そのような急速な回転子であるにもかかわらず、それらがフレアアクティブでない理由の考えられる理由を概説します。
フレア非アクティブ超高速回転M矮星の不可解な物語。 I.彼らの磁場を探る
| Title |
The_Puzzling_Story_of_Flare_Inactive_Ultra_Fast_Rotating_M_dwarfs._I._Exploring_their_Magnetic_Fields |
| Authors |
Lauren_Doyle,_Stefano_Bagnulo,_Gavin_Ramsay,_Gerry_Doyle,_Pasi_Hakala |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.06889 |
急速に回転している星は、活動と回転の関係により、高レベルの活動を示すことが期待されます。ただし、以前のTESS研究では、1日未満の周期で低レベルのフレア活動を示す超高速回転（UFR）M矮星が見つかりました。その結果、この研究では、スペクトル型$\sim$M2-M6の10個のM矮星UFR星のVLT/FORS2分光偏光データを利用して、すべて$P_{\rmrot}<$1であり、磁場。サンプルを同じサイズの自転周期ビンに分割します。一方の星は、もう一方の星よりもTESS光度曲線に多くのフレアを持っています。また、サイクル1および3（最大3年間隔）で取得されたTESS光度曲線を使用して、サンプル内の長期変動の分析を提供します。サンプルから、2.0$\times$10$^{31}$から5.4$\times$10$^{34}$ergのエネルギーを持つ605個のフレアを識別します。サイクル間でフレア率に有意差は見られませんが、2つのターゲットは、スポット分布の違いが原因である可能性のある光度曲線の形態の変化を示しています。全体として、サンプル内の5つの星（50％）には、強度が$\sim$1-2kGの検出可能な磁場があることがわかります。これらの5つのうち、4つは期間ビン内でよりフレアが活発な星であり、1つはフレアがあまり活発でない星でした。磁場の強さはフレア活動の欠如に対する答えではないように思われ、過飽和または磁場の構成が役割を果たす可能性があります。ただし、ローテーションとアクティビティの関係は、時間の経過とともに着実に減少するよりも複雑であることは明らかです。
新星の発達に及ぼす濃縮された降着物質の影響
新星の噴火の発達は、白色矮星（WD）の質量と、それがドナーから質量を蓄積する速度によって決定されることがよく知られています。この分野の進歩の1つは、新星の噴火の発生はエンベロープ内の重い元素の存在に依存し、これらの元素の濃度は降着に割り当てられた時間に大きく依存するという理解です。これにより、噴火の多くの特徴が、放出された物質中の重元素の質量分率と相関しますが、付着した物質は常に太陽の金属量であると想定されます。ここでは、高度に濃縮された材料の2つのケースについて1.25$M_\odot$WDでの降着率の全範囲を調査し、濃縮が高い降着率の特定の機能に影響を与える一方で、濃縮が低い降着率に影響を与えることを発見しました。無視できます。さらに、臨界質量の蓄積に依存することが知られている熱核暴走の点火は、実際には臨界量の重元素の蓄積に依存していることがわかります。
単純な層によるレベル楕円体の重力ポテンシャルの表現
閉形式の式は、宇宙空間での偏平レベルの回転楕円体と等電位の単純な層の密度に対して得られます。このようにして、表面に力を引き付ける内向きの方向を持つ正の質量の任意のレベルの回転楕円体のポテンシャルを表すことができます。回転楕円体のレベル全体の体積で定義された密度関数のファミリーが見つかります。いくつかの密度の例が考えられます。
グローバル21cm信号によるステライルニュートリノの寿命とアクティブニュートリノとの混合角の限界
| Title |
Bounds_on_sterile_neutrino_lifetime_and_mixing_angle_with_active_neutrinos_by_global_21_cm_signal |
| Authors |
Pravin_Kumar_Natwariya_and_Alekha_C._Nayak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.06007 |
ステライルニュートリノは暗黒物質の候補となる可能性があります。ステライルニュートリノは放射的に不安定で、銀河間媒体（IGM）に光子エネルギーを注入することができます。IGMへの光子エネルギーの注入は、宇宙の夜明けの間のIGMガスの温度とイオン化の歴史を変えることができます。{\Lambda}CDMフレームワークに基づく理論モデルは、宇宙の夜明けの時代の21cm線の吸収プロファイルを予測します。最近、再電離シグネチャのグローバルエポック（EDGES）コラボレーションを検出する実験により、このような吸着信号が確認されました。IGMにエネルギーを注入すると、21cm信号の吸収振幅を変更できます。宇宙の夜明けの21cmの吸収信号を考慮して、ステライルニュートリノの寿命とステライルニュートリノとアクティブニュートリノの混合角度を制限します。また、これらの境界を他の天体物理学的観測境界と比較します。
タイプIIレンズ付き連星ブラックホール信号の検出とパラメータ推定の課題
| Title |
Detection_and_parameter_estimation_challenges_of_Type-II_lensed_binary_black_hole_signals |
| Authors |
Aditya_Vijaykumar,_Ajit_Kumar_Mehta,_Apratim_Ganguly |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.06334 |
強いレンズは、レンズ画像の時間遅延の最小値、サドル、および最大値に対応するタイプI、タイプII、およびタイプIIIとして示される3種類の画像を生成できます。特にタイプIIの画像は、$\pi/2$の重要な位相シフトを受け取ります。この位相シフトは、信号の形態に応じて、バイナリブラックホール信号のタイプII画像によって生成される歪みに追加の歪みを導入する可能性があります。たとえば、信号が高調波、歳差運動、偏心などの影響を受ける場合です。タイプIIの画像は、（銀河からの）強いレンズ効果とほぼ同じであるため、近い将来に観測される可能性が非常に高くなります。この作業では、単一の検出からタイプII信号を識別するのに役立つこれらの歪みの潜在的な適用可能性、およびレンズなしの重力波テンプレートで無意識のうちに回復された場合にパラメーターの推論で発生する可能性のある系統的バイアスを調査します。総ネットワーク信号対雑音比（SNR）$\rho=20（50）$で、個々のタイプII画像は、傾斜の対数ベイズ因子$\ln\mathcal{B}>2$で識別可能である必要があることを示します。$\iota>5\pi/12（\pi/3）$。さらに、これらの結果で観察された傾向に基づいて、高いSNR（$\gtrsim100$）では、傾斜角がはるかに小さい場合でも（$\sim\pi/6）、個々のタイプII画像を識別できると予測します。$）。次に、これらの識別可能なタイプII画像から生じる物理的影響を無視すると、パラメーター（空の位置、距離、傾斜など）の推定に大きなバイアスがかかり、これらのパラメーターの測定が完全に不正確になる場合があることを示します。したがって、将来的には、そのような信号にタイプIIレンズテンプレートを使用する必要があります。
ワイル幾何学における結合物質と曲率：等角不変$ f \ left（R、L_m \ right）$重力
| Title |
Coupling_matter_and_curvature_in_Weyl_geometry:_conformally_invariant_$f\left(R,L_m\right)$_gravity |
| Authors |
Tiberiu_Harko,_Shahab_Shahidi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.06349 |
$L_m\tilde{R}^2$の形式の結合項を仮定することにより、共形二次ワイル重力における物質と幾何学の結合を調査します。ここで、$L_m$は通常の物質のラグランジアンであり、$\tilde{R}$はワイルスカラーです。結合は、理論の共形不変性を明示的に満たします。補助スカラー場とワイルスカラーの助けを借りて$\tilde{R}^2$を表現することにより、重力作用を線形化することができ、リーマン空間で等角不変の$f\left（R、L_m\右）$型理論、問題は非最小的にRicciスカラーに結合されたラグランジアン。理論の重力場方程式と、エネルギーと運動量のバランス方程式を取得します。物質のエネルギー運動量テンソルの発散は消えず、ワイルベクトルに応じて余分な力が発生し、物質のラグランジアンが生成されます。理論の熱力学的解釈についても説明します。一般化されたポアソン方程式が導き出され、運動方程式のニュートン極限が詳細に考慮されます。余分な力が存在する場合の惑星の近点移動も考慮され、太陽系のワイルベクトルの大きさに対する制約は水星の観測データから得られます。理論の宇宙論的意味は、平坦で均質で等方性のフリードマン-ルメートル-ロバートソン-ウォーカー幾何学の場合にも考慮され、モデルがハッブル関数の観測データの適切な記述を提供できることが示されています。$z\approx3$のオーダーの赤方偏移。
インインフォーマリズムの初期の発散の数値処方
| Title |
Numerical_prescriptions_of_early-time_divergences_of_the_in-in_formalism |
| Authors |
Duc_Huy_Tran,_Yi_Wang,_Juanyi_Yang,_Yuhang_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.06350 |
場の量子論では、inとoutの状態は、$i\epsilon$の処方によって完全なハミルトニアンに関連付けることができます。ウィック回転は、積分がより適切に定義されるユークリッド時空に相関関数をさらにもたらすことができます。この設定は、分析計算に便利です。ただし、数値計算の場合、微小な$\epsilon$または数値関数のウィック回転を実装するのは困難です。この問題を解決するために、線形回帰に基づく積分基底法とCes\`aro/Riesz総和に基づくベータレギュレーター法の2つの新しい数値法を提案します。以前に電磁気工学で使用されていた別のクラスのパーティション外挿法も紹介されています。これらのメソッドを、形式内積分を使用する既存のメソッドでベンチマークします。これは、計算時間と精度の点で、既存のメソッドに対するこれらの新しいメソッドの利点を示しています。
等スカラーおよび等ベクトル中間子混合を伴う相対論的平均場モデルにおける非対称核物質
| Title |
Asymmetric_nuclear_matter_in_relativistic_mean-field_models_with_isoscalar-_and_isovector-meson_mixing |
| Authors |
Tsuyoshi_Miyatsu,_Myung-Ki_Cheoun,_Koichi_Saito |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.06468 |
アイソスカラー中間子とアイソベクトル中間子の間の非線形結合を伴う相対論的平均場モデルを使用して、アイソスピン非対称核物質の特性を研究します。ベクトル混合、$\omega_{\mu}\omega^{\mu}\mathbf{\rho}_{\nu}\mathbf{\rho}^{\nu}$だけでなく、4次相互作用スカラー中間子への$\sigma^{2}\mathbf{\delta}^{2}$は、核対称エネルギー、$E_{\rmsym}$、および中性子の密度依存性を調査するために考慮されます。-スタープロパティ。$\delta$中間子は高密度で$E_{\rmsym}$を増加させるのに対し、$\sigma$-$\delta$混合は$E_{\rmsym}$を飽和密度より上で柔らかくすることがわかります。さらに、$\delta$中間子とその混合は、中性子星の半径と潮汐変形能に大きな影響を及ぼします。特に、$\sigma$-$\delta$の混合により、中性子星の半径が減少するため、現在の計算では、正規の$1.4M_{\odot}$中性子星から観測された無次元の潮汐変形性を同時に再現できます。バイナリ中性子星合体、GW170817、およびコンパクトなバイナリ合体、GW190814から。
| Title |
The_conformal_cosmological_potential |
| Authors |
Spiros_Cotsakis,_Ifigeneia_Klaoudatou,_Georgios_Kolionis,_John_Miritzis,_Dimitrios_Trachilis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.06536 |
$f（R）$、Brans-Dickeタイプ、弦理論などのさまざまなテーマに共通する、特定のクラスの重力理論と一般相対性理論の間の等角関係の定性的特徴について説明します。私たちは主に、関係するフィールドのフレーム関係、スライスエネルギー、トレースレスおよびパラティーニ拡張、および選択された宇宙論的アプリケーションに焦点を当てています。
ガウス・ボンネ重力におけるホログラフィックダークエネルギーとグランダオリベロスカットオフ
| Title |
Holographic_dark_energy_in_Gauss-Bonnet_gravity_with_Granda-Oliveros_cut-off |
| Authors |
M._Koussour,_H._Filali,_S.H._Shekh_and_M._Bennai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.06737 |
この論文では、ガウス・ボネ（GB）重力または$f（G）$重力の枠組みの中で、均質で異方性のBianchiタイプIユニバースを使用したホログラフィックダークエネルギー（HDE）のモデルを研究しました。場の方程式の正確な解を見つけるために、減速パラメータが宇宙時間$\left（t\right）$によって変化すると仮定します。いくつかの物理量をプロットし、得られた結果の解釈を示します。最後に、Jerkパラメーターを分析してモデルを$\LambdaCDM$モデルと比較し、現在の作業のHDEと一般化されたHDEの同等性を調べます。
カーターの多流体理論の安定性と因果関係
安定性と因果関係は、カーターの多流体理論における平衡に関する線形摂動について研究されています。私たちの安定性分析は、多流体のエントロピーと環境のエントロピーが平衡状態で最大化されなければならないという要件に基づいています。これにより、正定性が安定性を意味する2次リアプノフ関数を計算できます。さらに、多流体の場合も、熱力学的安定性が線形因果関係を意味することを明示的に検証します。注目すべき安定条件として、エントレインメントマトリックスは常に正定値でなければならないことがわかり、幅広い直感が確認されます。
