クラスターとグループのスケーリング関係、およびそれらの進化
銀河群と銀河団の高温の銀河団ガス（ICM）のX線観測は、それらのガスの質量、X線の輝度、温度などの量を提供します。これらの観察可能な特性間のスケーリング関係の分析は、ICMで行われている物理的プロセスへのかなりの洞察を提供します。さらに、ICMの特性とクラスターの総質量との間のスケーリング関係を理解することは、クラスターを使用した宇宙論的研究にとって不可欠です。これらの理由から、グループとクラスターのX線スケーリング関係は、過去数十年にわたって研究の主要な焦点となってきました。この章では、重力のみがICMの進化を推進するという仮定に基づいて、自己相似モデルからの期待を提示した後、ガス冷却と非重力加熱のプロセスが観測された原因であると考えられる方法について説明します。自己相似シナリオからの逸脱。また、スケーリング関係を測定および解釈する際に考慮しなければならない重要な問題についても説明します。
大規模なニュートリノとバリオン物理学の高感度プローブとしてのハローバイスペクトル
| Title |
The_halo_bispectrum_as_a_sensitive_probe_of_massive_neutrinos_and_baryon_physics |
| Authors |
Victoria_Yankelevich_(1),_Ian_G._McCarthy_(1),_Juliana_Kwan_(1),_Sam_G._Stafford_(1),_Jia_Liu_(2)_(_(1)_Astrophysics_Research_Institute,_Liverpool_John_Moores_University,_Liverpool,_UK,_(2)_Kavli_IPMU_(WPI),_UTIAS,_The_University_of_Tokyo,_Kashiwa,_Japan) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.07680 |
パワースペクトルは、大規模構造の宇宙論的研究の主力となっています。しかし、現在の物質分布は非常に非ガウス分布であり、重要な宇宙論的情報も高階相関関数に含まれています。一方、バリオン物理学（特にAGNフィードバック）は2点統計に強く影響することが以前に示されていましたが、これまで高階関数への影響の調査は限られていました。ここでは、宇宙論的流体力学シミュレーションのBAHAMASスイートを使用して、バリオン物理学と大量のニュートリノがハローバイスペクトルに及ぼす影響を調べます。バリオン物理学によって抑制される物質クラスタリングとは対照的に、ハロークラスタリングは通常強化されていることがわかります。効果の強さとそれが広がるスケールは、ハローがどのように選択されるかによって異なります。小規模（k>1$h$Mpc$^{-1}$、グループ/クラスターの衛星が支配的）では、バイスペクトルは星形成とフィードバックの効率に非常に敏感であり、優れたテストになります。銀河形成モデルの根拠。フィードバックの効果と大規模なニュートリノの効果は大部分が分離可能であり（互いに独立している）、大規模なニュートリノは、自由流の長さまでのほぼすべてのスケールでハローバイスペクトルを強く抑制します（最小のスケールを除く。バリオン物理学が支配的です）。最大スケールのニュートリノと最小スケールの銀河形成物理学に対するバイスペクトルの強い感度は、次世代の広視野調査からの今後の正確な測定の前兆となります。
インタラクティブダークセクターと宇宙観測に由来する電子の質量の変化
| Title |
Varification_of_Electron's_Mass_Deriving_from_Interactive_Dark_Sector_and_Cosmological_Observation |
| Authors |
Kouki_Hoshiya_and_Yo_Toda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.07714 |
ブレーンワールド理論やブランス・ディッケ理論などの超次元理論に由来するスカラー場のローリングを通じて、電子と暗黒物質が暗黒エネルギーと相互作用するモデルを調査します。このモデルでは、暗黒エネルギーは暗黒物質と電子に結合します。これにより、初期宇宙の暗黒物質と電子の質量エネルギーの値が大きくなります。また、モデルを宇宙論データに適合させます。Planck、バリオン音響振動（BAO）、光度曲線（Pantheon）、およびIa型超新星（SH0ES）からのデータを分析することにより、ハッブル張力がモデルで緩和され、結合パラメーターが非有意性が2{\sigma}を超えるゼロ値。
銀河スケールの強い重力レンズからのポストニュートンパラメータと宇宙曲率の直接推定
| Title |
Direct_Estimate_of_the_Post-Newtonian_Parameter_and_Cosmic_Curvature_from_Galaxy-scale_Strong_Gravitational_Lensing |
| Authors |
Jun-Jie_Wei,_Yun_Chen,_Shuo_Cao,_Xue-Feng_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.07860 |
アインシュタインの一般相対性理論（GR）は、太陽系のスケールで正確にテストされていますが、銀河系外テストはまだ十分に実行されていません。この作業では、新しくコンパイルされた銀河スケールの強い重力レンズのサンプルを使用して、キロパーセクスケールでGRの有効性をテストします。GRに基づく特定の宇宙論モデルの事前仮定によって引き起こされる真円度の問題を解決するために、Friedmann-Lema\^{\i}tre-Robertson-Walkerメトリックの距離和則を使用して、パラメーター化されたものを直接推定します。ポストニュートン（PPN）パラメーター$\gamma_{\rmPPN}$と宇宙の曲率$\Omega_k$は、強いレンズ効果とIa型超新星の観測を組み合わせたものです。これは、$\gamma_{\rmPPN}$と$\Omega_k$の最初の同時測定であり、宇宙の内容や重力の理論についての仮定はありません。結果は、$\gamma_{\rmPPN}=1.11^{+0.11}_{-0.09}$および$\Omega_{k}=0.48^{+1.09}_{-0.71}$であり、強い縮退を示しています。2つの量の間。測定された$\gamma_{\rmPPN}$は、GRからの1の予測と一致しており、9.0\％よりも優れた分数精度でGRの正確な銀河系外テストを提供します。空間的平坦性の優先順位（つまり、$\Omega_{k}=0$）が採用されている場合、PPNパラメーター制約をさらに改善して$\gamma_{\rmPPN}=1.07^{+0.07}_{-0.07にすることができます。}$、6.5\％の精度を表します。一方、GRのフレームワーク（つまり、$\gamma_{\rmPPN}=1$）では、結果は曲率ゼロ（$\Omega_k=-0.12^{+0.48}_{）とわずかに互換性があります。-0.36}$）、フラットな宇宙からの大きな逸脱をサポートしません。
古い天体物理学の物体の時代からのハッブル張力と空間湾曲の調査
| Title |
Exploring_the_Hubble_Tension_and_Spatial_Curvature_from_the_Ages_of_Old_Astrophysical_Objects |
| Authors |
Jun-Jie_Wei,_Fulvio_Melia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.07865 |
赤方偏移の範囲$0\lesssimz\lesssim8$にある114個の古い天体物理学オブジェクト（OAO）の年齢測定値を使用して、ハッブルの張力を調べます。任意の$z$での宇宙の年齢は、ハッブル定数$H_0$に反比例するため、任意の$z$で含まれるOAOよりも古い宇宙を要求すると、$H_0$の上限になります。フラットな$\Lambda$CDMを想定し、{\itPlanck}によって通知された物質密度パラメーター$\Omega_{\rmm}=0.315\pm0.007$にガウス事前分布を設定すると、95\％の信頼水準の上限が得られます。$H_0<70.6\rm{〜km}\rm{〜s}^{-1}\rm{〜Mpc}^{-1}$の限界、ローカル距離を使用した測定での$2\sigma$張力を表しますはしご。ただし、$H_{0}$の推定上限は、$\Omega_{\rmm}$の事前値、および$H_{0の初期測定値とローカル測定値の間のハッブル張力に非常に敏感に依存することがわかります。}$は、{\itPlanck}の$\Omega_{\rmm}$と$H_0$の両方の推論に一部起因している可能性がありますが、ローカル測定では$H_{0}$のみが使用されます。年齢-赤方偏移データは、宇宙論的モデルの比較にも使用できます。$R_{\rmh}=ct$ユニバースがデータを適切に説明し、$H_{0}$に妥当な上限がありますが、アインシュタイン・ド・シッターは宇宙時代のテストに合格していません。最後に、61個の銀河の年齢と1,048個のパンテオンIa型超新星の光度距離を使用して、モデルに依存しない空間曲率の推定値を示します。この分析は、宇宙の形状が、$\Omega_{k}=0.43^{+0.27}_{-0.27}$として特徴付けられる、信頼水準$1.6\sigma$での空間的平坦性とわずかに一致していることを示唆しています。
宇宙論における曲率密度パラメータの制約
宇宙の曲率密度パラメータは、背景の宇宙論的モデルとは無関係に、現在の作業で制約されています。再構成は、ノンパラメトリックガウス過程（GP）を採用して実行されます。$\Omega_{k0}$の制約は、マルコフ連鎖モンテカルロ（MCMC）分析によって取得されます。この目的のために、後期宇宙論的プローブ、すなわち超新星（SN）距離係数データ、宇宙クロノメーター（CC）、およびハッブルデータの放射状バリオン音響振動（$r$BAO）測定が利用されています。結果はさらに、宇宙の大規模構造の成長を研究する赤方偏移空間歪み（RSD）からのデータと組み合わされます。唯一の\textit{アプリオリ}の仮定は、FLRWメトリックによって記述される、宇宙が均質で等方性であるということです。結果は、空間的に平坦な宇宙が、バックグラウンドデータの再構成$0<z<2$のドメイン内の2$\sigma$で十分に一貫していることを示しています。RSDデータを組み合わせると、得られた結果は、再構成$0<z<2$の領域で、ほとんど2$\sigma$以内、常に3$\sigma$以内の空間平坦度と一致していることがわかります。
| Title |
On_the_asymptotic_behaviour_of_cosmic_density-fluctuation_power_spectra_of_cold_dark_matter |
| Authors |
Sara_Konrad,_Yonadav_Barry_Ginat,_Matthias_Bartelmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08059 |
紫外線カットオフを導入せずに、ゼルドビッチ近似でコールドダークマター密度変動パワースペクトルの小規模な漸近的振る舞いを研究します。最初に相関したガウス確率場とスペクトルインデックス$0<n_s<1$を仮定して、初期の運動量-運動量相関の小規模な漸近的振る舞いを導き出します。次に、この結果を使用して、ゼルドビッチ近似のパワースペクトルの漸近解析を導き出します。私たちの主な結果は、$k^{n_s-1}$の整数乗と$の対数が異なる高次の項を含む大きな波数の$k^{-3}$テールによって支配される漸近級数です。k$。さらに、紫外線カットオフのある暗黒物質のパワースペクトルは、中間の範囲のスケールを生成することを示します。ここで、パワースペクトルは、カットオフのない暗黒物質の漸近解析によって正確に記述されます。これらの結果は、運動場理論の摂動項、したがって非線形パワースペクトルの根底にある数学的構造に関する情報を明らかにします。また、スペクトルインデックス$n_s$に対する小規模漸近解析の感度についても説明します。
積み重ねられたクラスターの弱いレンズ効果分析に銀河団の三軸性を組み込む
| Title |
Incorporating_galaxy_cluster_triaxiality_in_stacked_cluster_weak_lensing_analyses |
| Authors |
Zhuowen_Zhang,_Hao-Yi_Wu,_Yuanyuan_Zhang,_Joshua_Frieman,_Chun-Hao_To,_Joseph_DeRose,_Matteo_Costanzi,_Risa_H._Wechsler,_Susmita_Adhikari,_Eli_Rykoff,_Tesla_Jeltema,_August_Evrard,_Eduardo_Rozo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08211 |
銀河団の数は宇宙論の高精度のプローブを提供しますが、系統的誤差の制御がこの測定の精度を決定します。Buzzardシミュレーションを使用して、DarkEnergySurveyYear-1（DESY1）クラスター宇宙論分析で使用されたredMaPPer光学クラスター検出アルゴリズムで識別されたクラスターのそのような体系的な3軸分布を定量化します。redMaPPerの選択がクラスターの形状と方向にバイアスをかけるかどうかをテストし、方向のみにバイアスをかけることを確認します。主軸が視線に沿って方向付けられているクラスターを優先的に選択します。リッチネスと質量の関係を対数線形関係としてモデル化すると、ログリッチネスの振幅$\ln（A）$が、方向依存性を持ちながら、有意性が$14\sigma$の最低から最高の方向ビンにブーストされることがわかります。豊かさの質量勾配と固有の散乱は最小限です。また、異なる方向ビンのクラスター関連ダークハローの弱いレンズ効果のシアープロファイル比は、コーシー関数で定量化できる「ボトルネック」形状に似ていることもわかりました。クラスター宇宙論における他の2つの主要な分類学（ミスセンタリングと投影）との方向の相関をテストし、ヌル相関を見つけます。観測されたリッチネスとレンズプロファイルの3軸バイアスの分析テンプレートは、redMaPPerクラスターの観測可能なリッチネスビンレンズプロファイルの補正としてマッピングされます。結果として生じる質量バイアスは、DESY1が、三軸性がクラスター宇宙論におけるバイアスの主要な原因であることを発見したことを確認します。ただし、バイアスのリッチネス依存性は、3軸性がDESY1クラスター宇宙論と他のプローブ間の低リッチネスでの張力を完全に解決しないことを確認します。私たちのモデルは、銀河団の今後の弱いレンズ効果の調査のための宇宙論的制約に対する三軸バイアスの影響を定量化するために使用することができます。
ゴツゴツした宇宙で滑らかな宇宙の距離を使用した結果：I
理想化されたフリードマン・ルマ{\i}treロバートソン-ウォーカー（FLRW）時空に基づくモデルを、ゴツゴツした宇宙の単一の場所から行われた観測にどのように適切に適合させるのでしょうか。銀河分布におけるバリオン音響振動（BAO）の痕跡と、1A型超新星（SN1A）の見かけの等級のピークを測定する調査について、この質問に対処します。これらの観測量は、Alcock-Paczynskiパラメータと距離-赤方偏移の関係を通じて宇宙論モデルに関連付けられています。観測データとしてこれらの対応する不均一な時空表現を使用して、バックグラウンドFLRWモデルが宇宙の正しいモデルであると仮定してパラメーター推論を実行します。このプロセスにより、最適なハッブル率と減速パラメーターを推定できます。Alcock-Paczynskiパラメータの単極子から推定されたハッブル率は、距離と赤方偏移の関係を使用して決定されたハッブル率と緊張関係にあることがわかります。後者は、宇宙膨張に最適なハッブル率を示します。Alcock-Paczynskiパラメータによるハッブル率の制約は、環境によって汚染されています。環境への寄与がハッブルフローのモードに制限されている場合、ハッブル率に約（9-12）\％の不一致が見られます。最後に、減速パラメータを制約する際の宇宙誌の方法の不十分さについてコメントします。
| Title |
Robust_sampling_for_weak_lensing_and_clustering_analyses_with_the_Dark_Energy_Survey |
| Authors |
P._Lemos,_N._Weaverdyck,_R._P._Rollins,_J._Muir,_A._Fert\'e,_A._R._Liddle,_A._Campos,_D._Huterer,_M._Raveri,_J._Zuntz,_E._Di_Valentino,_X._Fang,_W._G._Hartley,_M._Aguena,_S._Allam,_J._Annis,_E._Bertin,_S._Bocquet,_D._Brooks,_D._L._Burke,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_F._J._Castander,_A._Choi,_M._Costanzi,_M._Crocce,_L._N._da_Costa,_M._E._S._Pereira,_J._P._Dietrich,_S._Everett,_I._Ferrero,_J._Frieman,_J._Garc\'ia-Bellido,_M._Gatti,_E._Gaztanaga,_D._W._Gerdes,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_J._Gschwend,_G._Gutierrez,_S._R._Hinton,_D._L._Hollowood,_K._Honscheid,_D._J._James,_K._Kuehn,_N._Kuropatkin,_M._Lima,_M._March,_P._Melchior,_F._Menanteau,_R._Miquel,_R._Morgan,_A._Palmese,_F._Paz-Chinch\'on,_A._Pieres,_A._A._Plazas_Malag\'on,_A._Porredon,_E._Sanchez,_V._Scarpine,_M._Schubnell,_S._Serrano,_I._Sevilla-Noarbe,_M._Smith,_E._Suchyta,_M._E._C._Swanson,_G._Tarle,_D._Thomas,_C._To,_T._N._Varga,_J._Weller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08233 |
最近の宇宙論的分析は、高次元の事後分布から正確にサンプリングする能力に依存しています。この分野ではさまざまなアルゴリズムが適用されていますが、特定のサンプラーの選択と設定の正当性が欠けていることがよくあります。ここでは、弱いレンズ効果と銀河団の組み合わせ測定からのデータの最初の3年間（Y3）のダークエネルギーサーベイ（DES）分析に使用されるアルゴリズムと設定を動機付け、検証するために、このような3つのサンプラーを調査します。完全なDES1年目の尤度と、はるかに高速な近似尤度を採用しています。これにより、各サンプラーの選択からの結果を評価し、完全な結果の堅牢性を実証できます。楕円体のネストされたサンプリングアルゴリズム$\texttt{MultiNest}$は、ベイズの証拠の一貫性のない推定と、$\texttt{PolyChord}$で実装されたスライスされたネストされたサンプリングよりもいくらか狭いパラメーターの信頼区間を報告することがわかります。$\texttt{MultiNest}$と$\texttt{PolyChord}$の結果を、Metropolis-Hastingsアルゴリズムのパラメーター推論と比較して、良好な一致を見つけました。$\texttt{PolyChord}$は速度と堅牢性のバランスが取れていると判断し、テスト目的にはさまざまな設定を、DESY3データを使用した分析には最終チェーンを推奨します。私たちの方法論は、将来の調査に適したサンプラー設定を取得するために簡単に再現できます。
ゴツゴツした宇宙で滑らかな宇宙の距離を使用した結果：II
理想化されたフリードマン・ルマ・イトレ・ロバートソン・ウォーカー（FLRW）時空に基づくモデルを、ゴツゴツした宇宙の1つの場所から行われた観測に適切に適合させるにはどうすればよいでしょうか。タイプ1A超新星（SN1A）の見かけの等級と密度場の音響ピークについて、この質問に対処します。摂動された宇宙の距離は、観測者のすぐ近くを除いて、平均してFLRW時空によって与えられることを示します。この区別がハッブル率とSN1A絶対等級の決定にどのように影響するかを示します。
スペクトルサイレン：コンパクト連星の完全な質量分布からの宇宙論
| Title |
Spectral_sirens:_cosmology_from_the_full_mass_distribution_of_compact_binaries |
| Authors |
Jose_Mar\'ia_Ezquiaga_and_Daniel_E._Holz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08240 |
宇宙論的プローブとしての重力波コンパクト連星の中性子星とブラックホールの質量スペクトルの使用を探求します。これらの標準的なサイレン光源は、光度距離の直接測定を提供します。さらに、質量ギャップやピークなどの質量分布の特徴は赤方偏移するため、赤方偏移分布に独立した制約を与えます。LIGO/Virgo/KAGRAイベントの質量スペクトルは、少なくとも5つの独立した質量「特徴」を導入すると主張します。対不安定型超新星（PISN）ギャップの上端と下端、中性子星ブラックホールの上端と下端です。ギャップ、および最小中性子星質量。前の研究で示したように、PISNギャップが電流検出器（2G）による宇宙論的推論を支配していることがわかります。さらに、質量ギャップが小さいほど、CosmicExplorerとEinsteinTelescope（3G）の時代に最も強力な制約が提供されると主張します。天体物理学的陰謀が（自明ではない）ハッブル図の進化に続いて完全な質量分布のすべての特徴を同時にシフトしない限り、ソース質量の赤方偏移進化と宇宙論の間の縮退を壊すことができることを示します。この「スペクトルサイレン」法は、宇宙論と質量分布の進化の両方を制約する可能性があり、2Gは1年以内に$z\lesssim1$で$H（z）$に対して$10\％$よりも優れた精度を達成することがわかります。、および3Gは1か月以内に$z\gtrsim2$で$\lesssim1\％$に到達します。
XO-3システムの軌道パラメータの完全なセットの再検討：スピン軌道相互作用の時間的変動の証拠はありません
| Title |
Revisiting_the_Full_Sets_of_Orbital_Parameters_for_the_XO-3_System:_No_evidence_for_Temporal_Variation_of_the_Spin-Orbit_Angle |
| Authors |
Keduse_Worku,_Songhu_Wang,_Jennifer_Burt,_Malena_Rice,_Xian-Yu_Wang,_Yong-Hao_Wang,_Steven_S._Vogt,_R._Paul_Butler,_Brett_Addison,_Brad_Holden,_Xi-Yan_Peng,_Zhen-Yu_Wu,_Xu_Zhou,_Hui-Gen_Liu,_Hui_Zhang,_Ji-Lin_Zhou,_Gregory_Laughlin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.07723 |
XO-3システムの12個の新しいトランジット光度曲線と16個の新しいトランジット外視線速度測定値を示します。新たに収集した測定値をアーカイブ測光およびドップラー速度測定データと一緒にモデル化することにより、巨大な惑星（$M_P=11.92^{+0.59}_{-0.63}M_J$）を含むXO-3システムの異常な構成を確認しました。比較的偏心した（$e=0.2853^{+0.0027}_{-0.0026}$）そして短周期（$3.19152\pm0.00145\、$day）で、巨大な星（$M_*=1.219^{+0.090}_{-0.095}M_{\odot}$）。さらに、$V\sini_{*}$（さらにはXO-3の恒星スピンベクトル）または通過プロファイル（したがってXOの軌道角運動量ベクトル）の時間的変化の強力な証拠は見つかりません。-3b）。以前のロシター-マクラフリン測定値の不一致（$70.0^{\circ}\pm15.0^{\circ}$（Hebrardetal。2008）;$37.3^{\circ}\pm3.7^{\circ}$（Winnetal。2009）;$37.3^{\circ}\pm3.0^{\circ}$（Hiranoetal。2011））は、系統的なノイズ源に起因している可能性があります。
高温のH2が優勢な太陽系外惑星大気における光化学
| Title |
Photochemistry_in_hot_H2-dominated_exoplanet_atmospheres |
| Authors |
Benjamin_Fleury,_Murthy_S._Gudipati,_Bryana_L._Henderson,_Mark_Swain |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.07943 |
光化学は、太陽系外惑星の大気組成に実質的に影響を与える可能性があり、特にUVが豊富な恒星環境では、放射伝達、熱構造、および大気のダイナミクスに影響を及ぼします。ここでは、高温での炭素に富む太陽系外惑星大気における光化学の最初の実験室実験シミュレーションの結果を提示します。気相分子組成の進化は、赤外分光法と質量分析法で定量的に監視されました。H2/COガス組成は、600Kから1500Kの範囲の温度でライマンα光子を照射すると、熱平衡組成から大幅に変化する可能性があることがわかりました。二酸化炭素と水が光分解によって引き起こされる主な生成物であることがわかりました。メタンもそれほど観察されませんでした。光化学効率は温度上昇と強く相関していることがわかります。水がスーパーソーラーC/O=1環境で光化学によって効率的に生成されるという我々の発見は、ソーラー値C/O比=0.54に対するCエンハンスメントを表しており、多くの太陽系外惑星透過スペクトルの解釈に重要な意味を持っています。また、1500KおよびライマンアルファUV放射下で有機固体凝縮体が形成されることを確認し、太陽系外惑星の大気中で、太陽と比較してC/O比が向上した光化学ヘイズを形成する可能性を確認しました。
ディスクと太陽系外惑星の大気中のPAHの観測
| Title |
Observations_of_PAHs_in_the_atmospheres_of_discs_and_exoplanets |
| Authors |
Barbara_Ercolano_(USM,_LMU),_Christian_Rab_(USM,_LMU,_MPE),_Karan_Molaverdikhani_(USM,_LMU),_Billy_Edwards_(Blue_Skies_SPace,_UCL)_Thomas_Preibisch_(USM,_LMU),_Leonardo_Testi_(ESO),_Inga_Kamp_(Kapteyn),_Wing-Fai_Thi_(MPE) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08252 |
多環芳香族炭化水素（PAH）は、太陽系外惑星や惑星形成円盤の大気の化学的および流体力学的進化において重要な役割を果たします。それらが惑星形成プロセスを生き残ることができれば、PAHはプレバイオティクス化学反応に関与する可能性が高く、最終的にはアミノ酸やヌクレオチドなどのより複雑な分子につながり、私たちが知っているように生命の基盤を形成します。ただし、これらの環境におけるPAHの存在量と特定の役割は、現在および以前の宇宙搭載施設の感度と波長範囲に制限があるため、ほとんど不明です。TwinkleやArielなどの今後の赤外線宇宙分光法ミッションは、太陽系外惑星や惑星形成ディスクの大気中のPAHを検出するユニークな機会を提供します。この作品では、典型的な惑星形成ディスクと太陽型星の周りを通過する高温の土星惑星の保守的な数値モデリングに基づいた合成観測を提示します。私たちのモデルは、PAHが星間物質の値の少なくとも10分の1の量で存在すると仮定すると、TwinkleとArielの両方がディスクと通過する惑星の妥当な観測時間内に3.3ミクロンのPAHの特徴を検出できる可能性があることを示しています。
天の川の合併のグローバルダイナミックアトラス：球状星団、恒星の小川、伴銀河のガイアEDR3ベースの軌道からの制約
| Title |
The_Global_Dynamical_Atlas_of_the_Milky_Way_mergers:_Constraints_from_Gaia_EDR3_based_orbits_of_globular_clusters,_stellar_streams_and_satellite_galaxies |
| Authors |
Khyati_Malhan,_Rodrigo_A._Ibata,_Sanjib_Sharma,_Benoit_Famaey,_Michele_Bellazzini,_Raymond_G._Carlberg,_Richard_D'Souza,_Zhen_Yuan,_Nicolas_F._Martin,_Guillaume_F._Thomas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.07660 |
天の川銀河のハローは、主に多数の前駆銀河の融合によって形成されました。しかし、このプロセスに関する私たちの知識は、特に合併の総数、それらのグローバルな動的特性、および銀河ハローの星の種族へのそれらの貢献に関してはまだ不完全です。ここでは、球状星団、恒星の小川、および活動中の衛星銀河（$\mathbf{J}$）空間のグループを検出することにより、天の川の合併を明らかにします。アクションは軌道を完全に特徴づけますが、グループ化間のコントラストを高めるために、それらのエネルギーに関する冗長な情報（$\textit{E}$）を追加で使用します。この取り組みでは、$170$球状星団、$41$ストリーム、$46$衛星の$\textit{Gaia}$EDR3ベースの測定値を使用して、$\mathbf{J}$と$\textit{E}$を導き出します。グループを検出するには、$\texttt{ENLINK}$ソフトウェアを使用し、これらのオブジェクトの観測された位相空間の不確実性を説明する統計的手順を組み合わせます。以前に知られている合併$\textit{Sagittarius}$、$\textit{Cetus}$、$\textit{Gaia-Sausage/Enceladus}$、$\textit{LMSを含む合計$N=6$グループを検出します-1/Wukong}$、$\textit{Arjuna/Sequoia/I'itoi}$、および$\textit{Pontus}$と呼ばれる1つの新しい合併。これらの合併はすべて、合わせて$62$オブジェクトで構成されます（サンプルの$\約25\％$）。それらのメンバー、軌道特性、金属量分布について説明します。私たちの銀河の中で最も金属が少ない3つのストリーム-"C-19"（[Fe/H]$=-3.4$dex）、"Sylgr"（[Fe/H]$=-2.9$dex）および「Phoenix」（[Fe/H]$=-2.7$dex）-$\textit{LMS-1/Wukong}$に関連付けられています。それが最も金属の少ない合併であることを示しています。ここで紹介する天の川の合併のグローバルな動的アトラスは、銀河形成モデルの現在のリファレンスを提供します。
静止銀河と星形成活動銀河における$ {\ rm L} _ {\ rm X}-{\ rm M} _ {*} $関係のエディントン比駆動の起源
| Title |
An_Eddington_ratio-driven_origin_for_the_${\rm_L}_{\rm_X}-{\rm_M}_{*}$_relation_in_quiescent_and_star_forming_active_galaxies |
| Authors |
Rosamaria_Carraro_(1),_Francesco_Shankar_(2),_Viola_Allevato_(3_and_4),_Giulia_Rodighiero_(5),_Christopher_Marsden_(2),_Patricia_Ar\'evalo_(1),_Ivan_Delvecchio_(6),_Andrea_Lapi_(7,_8,_9_and_10)_((1)_Universidad_de_Valparaiso,_(2)_University_of_Southampton,_(3)_INAF-OA_Bologna,_(4)_Scuola_Normale_Superiore,_(5)_Universit\`a_di_Padova,_(6)_INAF-OA_Brera,_(7)_SISSA,_(8)_IFPU,_(9)_INFN-Sezione_di_Trieste,_(10)_INAF-OA_Trieste) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.07661 |
平均X線光度$\left<{\rmL}_{\rmX}\right>$によって追跡されるように、平均ブラックホール降着とホスト銀河の恒星質量Mとの間には、活動銀河に穏やかな相関関係が存在します。$_*$は、正規化が宇宙時間とともに着実に減少し、より静止している銀河では低くなることを特徴としています。$\left<{\rmL}_{\rmX}\right>-{\rmM}_*の形状と進化を制御するパラメータを特定するために、アクティブなブラックホールの包括的な半経験的模擬カタログを作成します。X線で検出された活動銀河の$関係。$\left<{\rmL}_{\rmX}\right>-{\rmM}_*$関係の正規化は、活動銀河の割合（デューティサイクル）とはほとんど無関係であることがわかります。しかし、観察研究によって示唆されているように、M$_{\rmBH}-{\rmM}_*$の関係の基礎となる定数を採用する場合、平均エディントン比に強く依存します。データは、宇宙時間と固定赤方偏移での銀河の恒星質量に伴う平均エディントン比の減少を示しています。私たちのデータは、同様のM$_{\rmBH}-{\rmM}_*$の関係で進化するブラックホールと銀河によって再現できますが、それらの平均エディントン比、平均X線光度、および特定の星形成率は徐々に減少します。、スターバーストから静止フェーズに移動するとき。観測された$\left<{\rmL}_{\rmX}\right>-{\rmM}_*$の関係と一致するモデル、および平均エディントン比の独立した測定値は、M$_{\によって特徴付けられます。rmBH}-{\rmM}_*$関係は、動的に測定されたローカルブラックホールから導出されたものよりも低くなります。私たちの結果は、次の強力な診断として$\left<{\rmL}_{\rmX}\right>-{\rmM}_*$関係を示しています。1）ブラックホールと銀河のスケーリング関係を調べ、ブラックホールへの降着のレベル;2）ブラックホールの宇宙論的モデルにおけるデューティサイクルと降着率の間の縮退を効率的に解消します。
| Title |
A_Tilt_in_the_Dark_Matter_Halo_of_the_Galaxy |
| Authors |
Jiwon_Jesse_Han,_Rohan_P._Naidu,_Charlie_Conroy,_Ana_Bonaca,_Dennis_Zaritsky,_Nelson_Caldwell,_Phillip_Cargile,_Benjamin_D._Johnson,_Vedant_Chandra,_Joshua_S._Speagle,_Yuan-Sen_Ting,_Turner_Woody |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.07662 |
恒星のハローの最近の観測により、約8Gyr前に発生したと推定される、古代の合併、ガイア-ソーセージ-エンケラドゥスの残骸が明らかになりました。追跡調査では、GSEを、銀河の対角線上にある八分象限（ヘラクレス-アクイラ雲とバーゴ過密度、HACとVOD）の2つのよく知られた星の過密度を結ぶ星のハローの大規模な傾きと関連付けています。この論文では、銀河ハローで数Gyrにわたって持続するそのような混合されていない合併破片の妥当性を研究します。Naiduらのシミュレートされた恒星ハローを使用します。（2021）、大規模な傾斜を含む、合併の残党のいくつかの重要な特性を再現します。これらのシミュレートされた恒星ハロー粒子の軌道を統合することにより、球形ハローポテンシャルの採用が非対称性の急速な位相混合をもたらすことを示します。ただし、傾斜したハローポテンシャルを採用すると、多くのGyrの恒星ハローの初期非対称性が維持されます。現実的な成長ディスクがポテンシャルに追加された場合でも、非対称性は維持されます。これらの結果は、HACとVODがGSEに関連する長寿命の構造であり、銀河の暗黒物質ハローがディスクに対して傾斜しており、HAC-VODの方向に整列していることを示唆しています。このようなハローディスクのずれは、現代の宇宙論的シミュレーションでは一般的です。最後に、高度に放射状の軌道で構成される傾斜したグローバルハローに照らして、ローカルとグローバルの恒星ハローの関係を研究します。ローカルハローは、銀河中心からの変位のために、グローバルハローの動的に偏ったビューを提供することがわかります。
銀河核のブラックホール円盤と球体-ベクトル共鳴緩和平衡の風景を探る
ベクトル共鳴緩和（VRR）は、核星団の恒星軌道の形状を形作る最速の重力プロセスであることが知られています。これにより、数百万年の対応するVRRタイムスケール$t_{\rmVRR}$で軌道面が再調整されますが、個々の軌道の離心率$e$と準主軸$a$はほぼ保存されます。軌道傾斜角の分布は、2つの保存量、恒星軌道間の全ポテンシャルエネルギー$E_{\rmtot}$と全角運動量$L_{\rmtot}$によって特徴付けられる内部平衡に達します。$t_\mathrm{VRR}$より長いタイムスケールでは、離心率と準主軸はゆっくりと変化し、軌道傾斜角の分布は一連のVRR平衡によって進化すると予想されます。モンテカルロマルコフ連鎖法を使用して、べき乗則分布を持つ孤立した核星団の固定$E_{\rmtot}$と$L_{\rmtot}$を使用したミクロカノニカルアンサンブルの軌道傾斜角の平衡分布を決定します。$a$、$e$、および$m$の値です。ここで、$m$は恒星の質量です。可能なパラメータ空間をカバーする$9$の代表的な$E_{\rmtot}$-$L_{\rmtot}$ペアの可能な平衡を調べます。すべての場合において、平衡は異方性の質量分離を示し、より重い物体の分布は、より軽い物体の分布よりも平坦になります。恒星ブラックホールは平均的な主系列星よりも大きいことを考えると、これらの発見は、ブラックホールが広範囲の初期条件で核星団内の円盤状の構造に存在することを示唆しています。
アルマ反逆者調査。宇宙の再電離の巨人の時代：$ z \約7 $のほこりっぽい銀河の性質
| Title |
The_ALMA_REBELS_Survey._Epoch_of_Reionization_giants:_properties_of_dusty_galaxies_at_$z_\approx_7$ |
| Authors |
A._Ferrara,_L._Sommovigo,_P._Dayal,_A._Pallottini,_R.J._Bouwens,_V._Gonzalez,_H._Inami,_R._Smit,_R.A.A._Bowler,_R._Endsley,_P._Oesch,_S._Schouws,_D._Stark,_M._Stefanon,_M._Aravena,_E._da_Cunha,_I._De_Looze,_Y._Fudamoto,_L._Graziani,_J._Hodge,_D._Riechers,_R._Schneider,_H.S.B._Algera,_L._Barrufet,_A.P.S._Hygate,_I._Labbe,_C._Li,_T._Nanayakkara,_M._Topping,_P._van_der_Werf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.07666 |
ALMAREBELSLPの14個の銀河（$z\約7$）のFIRダスト連続体測定値を分析して、それらの物理的特性を導き出します。私たちのモデルは3つの入力データを使用します：（a）UVスペクトル勾配、$\beta$、（b）$1500$Aで観測されたUV連続フラックス、$F_{\rmUV}$、（c）で観測された連続フラックス$\approx158\mu$m、$F_{158}$であり、さまざまなダスト形状とともに、天の川（MW）とSMCの消滅曲線を考慮します。REBELS銀河では、星形成の（28-90.5）％が隠されていることがわかります。合計（UV+IR）星形成率は、$31.5<{\rmSFR}/（M_\odot{\rmyr}^{-1}）<129.5$の範囲です。サンプル平均のダストの質量と温度は、それぞれ$（1.3\pm1.1）\times10^7M_\odot$と$52\pm11$Kです。一部の銀河では、塵が豊富（REBELS-14、$M'_d\approx3.4\times10^7M_\odot$）、または高温（REBELS-18、$T'_d\approx67$K）です。塵の分布はコンパクトです（銀河の70％で$<0.3$kpc）。超新星あたりのダスト収量は$0.1\ley_d/M_\odot\le3.3$であり、銀河の70％は$y_d<0.25M_\odot$を必要とします。3つの銀河（REBELS-12、14、39）には、$y_d>1M_\odot$が必要です。モデルによって予測されたSFRとMW減光曲線により、[CII]で検出されたREBELS銀河は、ローカルの$L_{\rmCII}-$SFRの関係にうまく従い、ケニカットとシュミットの関係にほぼ位置しています。サンプル平均のガス枯渇時間は$0.11\、y_P^{-2}$Gyrです。ここで、$y_P$はガスと恒星の分布半径の比率です。一部のシステムでは、観測された（$\beta、F_{\rmUV}、F_{158}$）値に同時に一致するソリューションが見つかりません。これは、インデックス$I_m=（F_{158}/F_{\rmUV}）/（\beta-\beta_{\rmint}）$の場合に発生します。ここで、$\beta_{\rmint}$は固有のUVです。勾配、MW曲線の$I_m^*\approx1120$を超えています。これらのオブジェクトについて、FIRとUV放射領域は共空間ではないと主張し、IRX-$\beta$関係の使用に疑問を投げかけています。
小マゼラン雲の2つのクラスターの動的状態のトレーサーとしての青色はぐれ星：NGC339とNGC419
| Title |
Blue_Stragglers_as_tracers_of_the_dynamical_state_of_two_clusters_in_the_Small_Magellanic_Cloud:_NGC_339_and_NGC_419 |
| Authors |
Francesca_Dresbach,_Davide_Massari,_Barbara_Lanzoni,_Francesco_R._Ferraro,_Emanuele_Dalessandro,_Silvia_Raso,_Andrea_Bellini,_Mattia_Libralato |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.07677 |
青色はぐれ星の中心分離のレベルは、天の川と大マゼラン雲の両方で、古い星団の動的進化（いわゆる「動的時計」）の優れたトレーサーであることが証明されました。ブルーはぐれ星の分離度を測定するために使用される$A^{+}$パラメーターは、実際、親クラスターの中央緩和時間と強く相関していることがわかっています。ここでは、小マゼラン雲の2つの若い星系、つまりNGC339（6Gyr）とNGC419（1.5Gyr）の青色はぐれ星の個体群を調べて、それらの動的状態を調べました。両方のクラスターで利用可能なマルチエポック、高角度分解能のハッブル宇宙望遠鏡観測のおかげで、2つのシステムの領域で測定された恒星の固有運動を利用し、クラスターメンバーの可能性のある集団を選択して、小マゼラン雲から強い汚染を取り除きましたマゼラン雲の星。これにより、前例のない精度で、これら2つの銀河系外クラスターにおける青色はぐれ星の動径分布を研究し、それらの動的年齢を測定することができました。このような若いクラスターで予想されるように、両方のシステムが動的な観点から十分に進化していないことを発見し、動的に若いレジームでも$A^{+}$パラメーターが敏感な「時計の針」であることを完全に確認しました。
Herschel-ATLASデータリリースIII：南銀河極フィールドの近赤外線対応物-別の100,000サブミリ波銀河
| Title |
Herschel-ATLAS_Data_Release_III:_Near-infrared_counterparts_in_the_South_Galactic_Pole_field_--_Another_100,000_submillimetre_galaxies |
| Authors |
B._A._Ward,_S._A._Eales,_E._Pons,_M._W._L._Smith,_R._G._McMahon,_L._Dunne,_R._J._Ivison,_S._J._Maddox,_M._Negrello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.07687 |
この論文では、ハーシェル天体物理学テラヘルツ大面積測量（H-ATLAS）の3番目のデータリリース（DR3）を紹介します。VISTAVIKING調査を使用して、南銀河極（SGP）フィールドのサブミリ波源に対応する可能性のある近赤外線を特定します。サブミリ波源の近くで真の対応物が見つかる可能性と、同じ場所で無関係のオブジェクトが見つかる可能性の比率に基づく確率測度を使用して、各ハーシェルソースから15秒角以内で最も可能性の高い対応物を検索します。110374（57.0$\％$）のソースの場合、銀河がソースに関連付けられている確率が0.8より大きい近赤外線画像で銀河が見つかります。誤識別率は4.8$\％$と推定され、ソースには、0.835$\pm$0.009のVIKING画像に関連する対応物がある可能性があります。重力レンズ効果を調査し、500$\mu$mで100mJyを超えるフラックス密度が観測された41（0.14deg$^{-2}$）の候補レンズシステムを提示します。データリリースには、各光源が重力レンズである確率を含め、重力レンズである確率が0.94を超える100mJy未満の追加の5923光源を発見します。Herschelソースに近い複数の対応物の赤方偏移推定値の類似性に基づいて、$\sim$400〜1000のソースがVIKINGで複数の真の識別を持っていると推定します。このホワイトペーパーで説明されているデータは、H-ATLASのWebサイトにあります。
混合形態超新星残骸G132.7 + 1.3（HB3）の深部光学研究
| Title |
Deep_optical_study_of_the_mixed-morphology_supernova_remnant_G_132.7+1.3_(HB3) |
| Authors |
P._Boumis,_A._Chiotellis,_V._Fragkou,_S.Akras,_S._Derlopa,_M._Kopsacheili,_I._Leonidaki,_J._Alikakos,_E._V._Palaiologou,_E._Harvey,_D._Souropanis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.07749 |
H$\alpha+$[NII]、[SII]の輝線で、初めてその全範囲をカバーする大きな超新星残骸（SNR）G132.7$+$1.3（HB3）の光学CCD画像を提示します。および[OIII]、ここで、新しく既知のフィラメント状および拡散構造が検出されます。これらの観測は、同じ輝線内の新しい低解像度のロングスリットスペクトルと高解像度の画像によって補完されます。フラックス校正された画像とスペクトルの両方で、[SII]/H$\alpha$$>$0.4以降、発光が衝撃加熱されたガスから発生していることが確認されています。私たちの調査結果は、SNRをHII領域から区別するために最近開発された輝線比診断とも一致しています。私たちの光学データと、ラジオ、X線、$\gamma$線、およびCOバンドでの関連する観測との多波長比較により、HB3と周囲の雲との相互作用に関する追加の証拠が提供され、SNRと隣接するクラウド。HB3の現在の観測量につながった超新星（SN）の特性と進化について議論し、残骸が圧力駆動除雪車の段階で通過した可能性が最も高いことを示します。推定SNエネルギーは$\left（3.7\pm1.5\right）\times10^{51}$ergであり、現在のSNR年齢は$\left（5.1\pm2.1\right）\times10^4$であることがわかりました。年。SNRが、前駆星によって発掘された風バブル空洞で進化し、現在その密度壁と相互作用しているという代替シナリオを提示します。SNが質量$\sim34\rm〜M_{\rm\odot}$のWolf-Rayet前駆星によって生じた場合、HB3の全体的な混合形態特性を説明できることを示します。
強いライマン連続体放出銀河は強いCIV1550放出を示します
| Title |
Strong_Lyman_continuum_emitting_galaxies_show_intense_CIV_1550_emission |
| Authors |
D._Schaerer,_Y._I._Izotov,_G._Worseck,_D._Berg,_J._Chisholm,_A._Jaskot,_K._Nakajima,_S._Ravindranath,_T.X._Thuan,_A._Verhamme |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.07768 |
宇宙望遠鏡イメージングスペクトログラフを使用して、低赤方偏移（$z\sim0.3-0.4$）で銀河を放出する既知のライマン連続体（LyC）の$\sim1200$から2000\AA\までの紫外線（UV）スペクトルを取得しました。絶対LyCエスケープフラクション（fesc$\sim0.01-0.72$）。私たちの観測には、特に銀河J1243+4646が含まれています。これは、低赤方偏移で最も高い既知のLyC脱出率を持っています。すべての銀河はライマンアルファ輝輝体として知られていますが、CIV1550、HeII1640、OIII]1666、CIII]1909などの追加の輝線のインベントリを一貫して検出します。これらの輝線の起源は、おそらく本質的に星雲です。CIV1550の放出は、8つの銀河のうち6つで4$\sigma$を超えて検出され、2つの銀河のEW（CIV）$=12-15$Angと同等の幅で、以前に報告された低$z$の最大放出を超えています。星形成銀河。エスケープフラクションfesc$>0.1$のすべてのLyCエミッターでCIV1550放出を検出し、fescでフラックス比CIV1550/CIII]1909の暫定的な増加を見つけます。データに基づいて、強い漏出者（fesc$>0.1$の銀河）を選択および分類するための新しい基準を提案します：CIV1550/CIII]1909$>0.75$。最後に、3〜8Angのレストフレームと同等の幅を持つすべての強力なリーカーでHeII1640の放出も見られます。これらは、星形成銀河で観測された最高値の1つであり、主に電離光子の生成率が高いためです。強力なLyCエミッターの星雲HeII1640放出は、同様に低い金属量の典型的な星形成銀河のスペクトルと比較して、$>54$eVでより強い電離スペクトルを必要としません。
天の川とSMCの大質量星の風の性質：CMFGENモデルからの経験的なZ依存性
| Title |
Wind_properties_of_Milky_Way_and_SMC_massive_stars:_empirical_Z_dependence_from_CMFGEN_models |
| Authors |
W._L._F._Marcolino,_J._-C._Bouret,_H._J._Rocha-Pinto,_M._Bernini-Peron_and_J._S._Vink |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.07811 |
さまざまな金属量での恒星風と進化についての詳細な知識は、銀河群およびそれ以降の星の種族とフィードバックを理解するために重要です。文献での努力にもかかわらず、風の性質の金属量（$Z$）への依存性についての包括的で経験的な見方はまだありません。ここでは、天の川（MW）と小マゼラン雲（SMC）のO星とB星の風を調べます。NLTEコードCMFGENを使用して分析された96個の星のサンプルを収集しました。広い光度範囲にわたって、$Z$依存性に対処するために、それらの風の強さと終端速度を調査しました。経験的な風光度関係（WLR）は更新を取得し、文献の以前の結果を拡張します。これは、放射駆動風理論と一致して、光度と$Z$依存性を明らかにします。明るいオブジェクト（$\logL/L_\odot\gtrsim5.4$）の場合、$\dot{M}\simZ^{0.5-0.8}$と推測されます。ただし、この依存性は、光度が低くなると弱くなるか、なくなるようです。終端速度の分析は、$n\sim0.1-0.2$の浅い$Z^n$依存性を示唆していますが、より大きなサンプルとより正確な$V_{\infty}$の決定で確認する必要があります。PoWRコードに基づくSMCスターに関する最近の結果は、推定されたWLRをサポートしています。一方、最近のバウショックの測定値は、私たちが導き出したWLRをほぼ上回っています。WLRの理論計算は正確ではなく、特に結果が分散する低$L$では正確ではありません。私たちの結果と最近の予測との間の偏差は、弱風の問題とモデルによって予測された極端な終端速度によるものであると特定されています。私たちの分析によって示唆されたZ依存性は、その天体物理学的意味を考えると、さらに調査する価値があります。
分光チャネルマップへの速度と密度の寄与の相関：Kalberla et.al（2022）のリアリティチェック
| Title |
Correlation_of_velocity_and_density_contributions_to_spectroscopic_channel_maps:_Reality_check_on_Kalberla_et.al_(2022) |
| Authors |
Ka_Ho_Yuen,_Ka_Wai_Ho,_Alex_Lazarian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.07871 |
星間HIにおける磁化された乱流の存在はよく受け入れられています。乱流スペクトルと磁場の方向と強度を取得するための多くの技術が開発され、HI分光データにうまく適用されています。チャネルマップへの密度と速度の変動の痕跡をより適切に分離するために、新しい理論ベースの手法である速度分解アルゴリズム（VDA、Yuenet.al2021）が作成されました。この手法は、強度の変動が、主に速度の変動から生じる成分pvと、主に密度の変動から生じるpdに分離されることを示しています。VDAは、チャネルマップで観察されるフィラメント構造の性質を明らかにするのに役立ちます。最近の出版物（Kalberlaet.al2022、K22）は、HI4PIデータへのVDAの適用は、pvとpdの負の相関を提供すると主張しています。これは、pvとpdの相関がゼロである必要があるため、著者によるとこの手法を無効にします。ただし、VDAによって与えられる量pvとpdは自然に直交しており、分析的または数値的に簡単に確認できます。つまり、VDAをデータに正しく適用すると、相関がゼロになる必要があります。これが、本稿で明らかにし、誤った結論に至ったK22でのVDAの適用における誤りの原因を探るポイントです。構造により、pvとpdは相関していないことを分析的に証明します。K22が使用したVDA式の誤りの可能性を特定し、誤った式で図を再現します。K22の15の数字のうち14が無効であることがわかりました。したがって、VDAに対する彼らの批判は根拠がなく、誤った表現の使用から生じています。K22が彼らの分析で犯した有害な誤りは、Y21が観測と互換性がないという彼らの科学的主張を完全に無効にすると結論します。
位置天文星団のメンバーシップ確率：ガイアEDR3を使用したM37の場合への適用
| Title |
Astrometric_star-cluster_membership_probability:_application_to_the_case_of_M_37_with_Gaia_EDR3 |
| Authors |
M._Griggio_(1,2)_and_L._R._Bedin_(2)_((1)_Univ._di_Ferrara_and_(2)_INAF-OAPD) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.07942 |
この作品では、文学で広く受け入れられている関係から始めて、星団のソースの位置天文メンバーシップ確率を計算するための新しい形式を紹介し、散開星団M37の場合にアプリケーションを提供します。アプローチは、フィールドスターの視差分布の洗練された（そしてマグニチュードに依存する）モデリングです。ここで導出されたメンバーのリストを使用して、最新のガイアのカタログ（EDR3）に基づくクラスターの平均全身位置天文パラメーターを推定します。
若い大マゼラン雲クラスターNGC2173の複数の星の種族のトレーサーとして分岐した赤色巨星分枝を解読する
| Title |
Decoding_the_bifurcated_red-giant_branch_as_a_tracer_of_multiple_stellar_populations_in_the_young_Large_Magellanic_Cloud_cluster_NGC_2173 |
| Authors |
Shalmalee_Kapse,_Richard_de_Grijs,_Devika_Kamath,_Daniel_B._Zucker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08022 |
星から星への軽元素の存在量の変動を表す複数の星の種族（MP）は、ほぼすべての古代銀河団に共通しています。ここでは、人口の多い〜1.7Gyrの大マゼラン雲クラスターNGC2173も、軽元素の存在量の変動を示すという最も強力な証拠を提供します。したがって、我々の結果は、NGC2173がこれまでにMPが確認された最年少のクラスターであることを示唆している。私たちの結論は、ハッブル宇宙望遠鏡の画像観測から生成された高品質の色-マグニチュード図の赤色巨星分枝の先端にある明確な分岐に基づいています。私たちの結果は、クラスターの赤色巨星分枝の色分布における二峰性の明確な証拠を明らかにする「疑似$UBI$」マップの詳細な分析によってさらに裏付けられています。マゼラン雲の若いクラスターは、銀河の進化の歴史に対する重要な洞察を提供することができます。NGC2173でのMPの発見は、古代の銀河団と若い大規模な銀河団が共通の形成過程を共有している可能性があることを示唆しています。
PyFIT3DおよびpyPipe3D-新しいバージョンの面分光データ分析パイプライン
| Title |
PyFIT3D_and_pyPipe3D_--_The_new_version_of_the_Integral_Field_Spectroscopy_data_analysis_pipeline |
| Authors |
Eduardo_A._D._Lacerda,_S._F._S\'anchez,_A._Mej\'ia-Narv\'aez,_A._Camps-Fari\~na,_C._Espinosa-Ponce,_J._K._Barrera-Ballesteros,_H._Ibarra-Medel,_A._Z._Lugo-Aranda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08027 |
FIT3DおよびPipe3Dコードの新しいバージョン、星の種族の特性とイオン化された輝線をそれぞれ光学分光法と面分光法データから導出するための2つのパッケージを紹介します。新しいコードは、元のPerlおよびCバージョンからPythonに完全に転写されており、（1）元の哲学を可能な限り尊重することを主な目的として、この言語の独自の機能を利用するために必要に応じてアルゴリズムを変更しています。アルゴリズム、（2）必要な入力ファイルと生成された出力ファイルの形式に関して元のバージョンとの完全な互換性を維持し、（3）アルゴリズムの効率と精度を向上させ、既知の（および新しく発見された）バグを解決します。完全なパッケージは無料で配布され、オンラインで利用可能なリポジトリがあります。pyFIT3DとpyPipe3Dは、最新のIFSデータ調査と編集（CALIFA、MaNGA、SAMI、AMUSING++など）のデータで完全にテストされ、シミュレーションに直面しています。ここでは、コード、その新しい実装、シミュレーションに基づいてパラメーターを回復する際の精度、および特定のデータセットでの実装のショーケースについて説明します。
アンテナ合併に埋め込まれた若い大質量星団
| Title |
Embedded_Young_Massive_Star_Clusters_in_the_Antennae_Merger |
| Authors |
Hao_He,_Christine_Wilson,_Nathan_Brunetti,_Molly_Finn,_Ashley_Bemis,_Kelsey_Johnson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08077 |
若い大規模クラスター（YMC）の特性は、スターバーストシステム、特に合併における星形成メカニズムを理解するための鍵となります。触角銀河のオーバーラップ領域にあるYMCのALMA高解像度（$\sim$10pc）連続体（100および345GHz）データを提示します。同じ巨大分子雲（GMC）にある2つのソースを含む、オーバーラップ領域の6つのソースを識別します。これらのYMCは、GMCスケール（$\sim$60pc）の低解像度連続体（100および220GHz）画像の電波源とよく対応します。これらのYMCのほとんどは、ビリアル分析によって結合クラスターであることがわかります。彼らの年齢は$\sim$1Myrであり、埋め込まれているか、親クラウドから出現し始めたばかりであると推定されます。また、各電波源をPa$\beta$源と比較し、それらが一貫した総電離光子数を持っていることを発見しました。これは、それらが同じ物理的源をトレースしていることを示しています。$\sim$10pcスケールと$\sim$60pcスケールでの無料排出量を比較すると、GMCの無料排出量の$\sim$50％が実際にはこれらのYMCからのものであることがわかります。これは、大規模なGMCの星の約半分が束縛されたクラスターで形成されていることを示しています。さらに、アンテナ内のYMCとGMCの間の質量相関を調査し、それが星団シミュレーションの予測と一般的に一致していることを発見しました。最も質量の大きいYMCは、ホストGMCの質量の1％〜5％である恒星の質量を持っています。
THINGS銀河における乱流と星形成の間の相関関係の検索
| Title |
A_Search_for_correlations_between_turbulence_and_star_formation_in_THINGS_galaxies |
| Authors |
Bruce_G._Elmegreen,_Zorayda_Martinez,_Deidre_A._Hunter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08109 |
星形成からのフィードバックの空間的範囲は、パーセクスケールでの分子雲の破壊から、キロパーセクスケールでのスーパーシェルやディスクの爆発までさまざまです。これらのスケールに与えられたエネルギーと運動量の相対量は、任意の1つの領域での星形成の終了と、銀河全体での星間乱流と円盤の安定性の起源を理解するために重要です。ここでは、11個のTHINGS銀河について、過剰な星形成の領域に関連するHIガスの過剰な運動エネルギー、速度分散、および表面密度を測定します。過剰は、観測された局所値と方位平均の差から決定されます。過剰な星形成率密度の領域では、過剰な運動エネルギーと速度分散のわずかな減少が見られます。これは、フィードバックエネルギーのほとんどが局所的なHI運動に移行しないことを示唆しています。ほとんどの場合、それは分子雲を破壊し、高いガス密度で急速に散逸します。いくつかはまた、より広い領域に分布し、星形成のピーク間のスペースを埋め、自己重力とスパイラルアームショックからの他のエネルギー源に寄与する可能性があります。
少数のショット学習による銀河形態の分類
銀河の形態の分類法は、形態学的特性が銀河の進化の強力なトレーサーであるため、天体物理学において重要です。今後の大規模画像調査では、何十億もの銀河画像が天文学者に、従来の方法や人間による検査を適用して分類タスクを実行するように要求します。その結果、機械学習、特に教師あり深層学習は、その並外れた自動化、効率、および精度により、最近、銀河の形態を分類するために広く採用されています。ただし、教師あり深層学習には広範なトレーニングセットが必要であり、かなりの作業負荷が発生します。また、結果はトレーニングセットの特性に強く依存しているため、結果に偏りが生じる可能性があります。この研究では、2つの問題を回避するために数ショット学習を試みます。私たちの研究では、KaggleのGalaxyZooChallengeProjectのデータセットを採用し、対応する真理値表に従って5つのカテゴリに分類しています。シャムネットワークに基づく数ショット学習と、異なる量のトレーニングセットで個別にトレーニングされたAlexNet、VGG_16、およびResNet_50に基づく教師あり深層学習を利用して上記のデータセットを分類することにより、ほとんどの場合、数ショット学習が最高の精度を達成することがわかります。トレーニングセットに1000個の画像が含まれている場合、AlexNetと比較して最も重要な改善は$21\％$です。さらに、精度が90\％以上であることを保証するために、数ショットの学習にはトレーニングに$\sim$6300の画像が必要ですが、ResNet_50には13000の画像が必要です。上記の利点を考慮すると、観測データのみで構成される限られたトレーニングセットにもかかわらず、銀河の形態の分類法や、まれな天体物理学的オブジェクトの識別にも、予見可能な数ショットの学習が適しています。
VST Early-type GAlaxySurveyのLEOIペアのグループ内バリオン
| Title |
The_intra-group_baryons_in_the_LEO_I_pair_from_the_VST_Early-type_GAlaxy_Survey |
| Authors |
Rossella_Ragusa,_Marco_Mirabile,_Marilena_Spavone,_Michele_Cantiello,_Enrichetta_Iodice,_Antonio_La_Marca,_Maurizio_Paolillo_and_Pietro_Schipani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08193 |
この論文では、VSTEarly-typeGAlaxySurvey（VEGAS）からのLEOIペアNGC〜3379-NGC〜3384の深部、広視野、マルチバンドイメージングを紹介します。この研究の主な目標は、拡散光と球状星団（GC）の形で、ペアのグループ内バリオンをマッピングすることです。ペアの周囲に$\sim$3.9平方度に及ぶ広いカバー領域と長い積分時間を利用して、配光を$\sim$63kpcから$\sim$30までマッピングできます。$g$バンドではmag/arcsec$^2$、$r$バンドでは$\sim$29mag/arcsec$^2$であり、このターゲットで利用可能な以前のデータよりも深くなっています。グループ内ライト（IGL）のマップは、最も明るいグループメンバーNGC〜3379から突き出て、北西に向かって伸びる2つの非常に弱い（$\mu_g\sim$28-29mag/arcsec$^2$）ストリームを示しています。南。NGC〜3379とIGLの周りの恒星ハローの割合は、$g$と$r$の両方のバンドで$\sim17\pm2\％$であり、平均色は$g$-$r$=であると推定されます。$0.75\pm0.04$〜mag。GCの色分布はマルチモーダルに見え、それぞれ（u-r）=1.8等と（u-r）=2.1等に2つの主要なピークがあります。GCの母集団は、ペアの北東から南西、北西から南に広がり、最後のケースでは、IGLのストリーム、および\citet{Hartke2020}と\citetによって検出されたPNe分布と重複しています。{Hartke2022arXiv220108710H}。これらの構造は2つの近くの銀河M96とNGC〜3338の方向に伸びているので、それらはペアとの過去の重力相互作用の残骸である可能性があります。
矮小銀河の星間物質
矮小銀河は宇宙で群を抜いて最も多くの銀河であり、より大きくてより明るいいとことはまったく異なる性質を示しています。このレビューは、かなりの量のガスと塵をホストすることが知られているそれらの矮星の星間物質の物理的および化学的性質に焦点を合わせています。中性およびイオン化ガス成分とダストの影響、およびこれらの発生源に活動銀河が存在することの最初の兆候について説明します。原始的なヘリウムの存在量と、初期の宇宙における若い、時には原銀河系の源との局所的なグリーンピース銀河の類似性を考慮して、宇宙論的意味も扱われます。
| Title |
Tidal_Disruption_Events_by_Relatively_Compact_Supermassive_Black_Hole_Binaries |
| Authors |
Taeho_Ryu,_Alessandro_A._Trani,_Nathan_W._C._Leigh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.07668 |
星は、超大質量ブラックホール連星によって、きちんと破壊されたり、飲み込まれたりする可能性があります。多数の正確な少数体シミュレーションを使用して、広範囲の主要なパラメータ、つまり一次ブラックホール質量（$10^）を持つハード超大質量ブラックホール連星による完全および部分的な破壊と直接捕獲イベントの強化と抑制を調査します。{5}-10^{8}M_{\odot}$）、バイナリ質量比（$10^{-3}-1$）、硬化半径に対するバイナリ半主軸の比率（$10^{-4}-1$）、バイナリ離心率（$0.0-0.9$）および恒星質量（$0.3-3M_{\odot}$）。これは、前の作業と比較して、パラメーター空間の大幅な拡張です。3つのイベントすべての遭遇確率は、中心付近の距離に比例する遭遇断面積によって十分に記述されていることを示します。超大質量ブラックホール連星による完全な破壊の確率は、バイナリパラメータに応じて、単一のブラックホールによる確率と比較して、最大40〜50ドルの係数で強化されるか、最大10ドルの係数で抑制されます。ポストニュートン効果は、主要なブラックホールの質量$\leq10^{7}M_{\odot}$にとって重要ではありませんが、完全な破壊確率を2〜3ドル未満でさらに高めることができます。より高い一次ブラックホール質量の場合。広範囲のパラメータで機能するハード超大質量ブラックホール連星による完全な破壊確率のフィッティング式を提供します。また、部分的な中断イベントは、完全な中断または直接キャプチャの前に複数回発生する可能性があり、それらの確率は完全な中断イベントの確率より3倍高くなる可能性があることもわかりました。部分的な破壊イベントは、恒星のスピンと質量損失を引き起こし、軌道を変える可能性があるため、全体的な完全な破壊イベントの発生率と光度曲線の形状に大きな影響を与える可能性があります。
ガンマ線は、熱核新星爆発における陽子加速を明らかにします
| Title |
Gamma_rays_reveal_proton_acceleration_in_thermonuclear_novae_explosions |
| Authors |
MAGIC_Collaboration:_V._A._Acciari_(1),_S._Ansoldi_(2,42),_L._A._Antonelli_(3),_A._Arbet_Engels_(4),_M._Artero_(5),_K._Asano_(6),_D._Baack_(7),_A._Babi\'c_(8),_A._Baquero_(9),_U._Barres_de_Almeida_(10),_J._A._Barrio_(9),_I._Batkovi\'c_(11),_J._Becerra_Gonz\'alez_(1),_W._Bednarek_(12),_L._Bellizzi_(13),_E._Bernardini_(14),_M._Bernardos_(11),_A._Berti_(15),_J._Besenrieder_(15),_W._Bhattacharyya_(14),_C._Bigongiari_(3),_A._Biland_(4),_O._Blanch_(5),_H._B\"okenkamp_(7),_G._Bonnoli_(16),_\v{Z}._Bo\v{s}njak_(8),_G._Busetto_(11),_R._Carosi_(17),_G._Ceribella_(15),_M._Cerruti_(18),_Y._Chai_(15),_A._Chilingarian_(19),_S._Cikota_(8),_S._M._Colak_(5),_E._Colombo_(1),_J._L._Contreras_(9),_J._Cortina_(20),_S._Covino_(3),_G._D'Amico_(15,43),_V._D'Elia_(3),_P._Da_Vela_(17,44),_F._Dazzi_(3),_A._De_Angelis_(11),_et_al._(167_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.07681 |
古典的な新星は、伴星の問題が白色矮星（WD）に降着する大変動の連星系です。物質が層に蓄積すると、最終的にWDの表面で熱核爆発が発生し、WDが約105の太陽光度に明るくなり、蓄積された物質の放出がトリガーされます。それらは、粒子、電子、または陽子を高エネルギーに加速するために必要な極端な条件を提供します。ここでは、2021年のへびつかい座RS星（RSOph）の爆発からのMAGIC望遠鏡によるガンマ線の検出を紹介します。これにより、初めて、60GeVの新星からの放出を正確に特徴付けることができました。〜250GeVのエネルギー範囲。フェルミ-LATとMAGICを組み合わせたデータの理論的解釈は、陽子が新星衝撃で数百GeVに加速されることを示唆しています。このような陽子は、再発する新星から最大約13個の宇宙線密度の泡を生成するはずです。
コア崩壊超新星の内部噴出物における爆発後の正のジェットフィードバック活動
| Title |
Post-explosion_positive_jet-feedback_activity_in_inner_ejecta_of_core_collapse_supernovae |
| Authors |
Muhammad_Akashi_(Kinneret_College_&_Technion_IIT)_and_Noam_Soker_(Technion_IIT) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.07685 |
爆発の30分後にコア崩壊超新星（CCSNe）噴出物に発射する弱いジェットの三次元流体力学的シミュレーションを実施し、高速ジェットとCCSN噴出物との相互作用が、逆流を誘発する高圧ゾーンを作成することを発見します。その結果、新しく生まれた中性子星に大量の降着が起こります。総出力が10^45-10^46ergの弱いジェットの場合、逆流質量降着は1桁多くのエネルギージェットにパワーアップする可能性があります。合計すると、爆発後の2回のジェット発射エピソードのジェットは、質量0.1M_Oの非常に内側の噴出物の形態に影響を与えるのに十分なエネルギーを持っています。私たちの結果は、CCSNの残骸の一部、おそらく少数では、非常に内側の領域が爆発後の弱いジェットから生じる双極構造を示す可能性があることを示唆しています。この部分の外側の領域は、ジッタージェットの形態を示している可能性があります。
LMC X-4の超軌道変調を説明するためのディスク歳差運動：Swiftモニタリングキャンペーンの結果
| Title |
Disk_precession_to_explain_the_super-orbital_modulation_of_LMC_X-4:_results_from_the_Swift_monitoring_campaign |
| Authors |
Elena_Ambrosi,_Antonino_d'A\`i,_Melania_del_Santo,_Alberto_Segreto,_Carlo_Ferrigno,_Roberta_Amato,_Giancarlo_Cusumano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.07703 |
高質量X線連星システムLMCX-4のスペクトル変化を調べて、その超軌道変調（30。4日）を超えた起源とメカニズムを理解しました。この目的のために、Swift/XRT（0.3-10keV）を使用した監視キャンペーンを取得し、これらのデータを長年にわたるSwift/BAT調査データ（15-60keV）で補完しました。最大フラックスのエポックでSwift/XRTとNuSTAR観測を使用して、ブロードバンドX線スペクトルの自己無撞着で物理的に動機付けられた記述を見つけました。スペクトルを、バルク+熱コンプトン化、ディスク反射成分、および標準のShakura-Sunyaev降着円盤からのソフト寄与の合計に分解しました。このモデルを、超軌道周期に沿った20の位相選択されたSwiftスペクトルに適用しました。吸収カラムが大幅に変化しないのに対し、さまざまな成分の位相依存フラックス比が見つかりました。ディスク放出は、ハードフラックスに関して分離されています。これは、ディスクの内側の部分が不明瞭な外側の領域に対して傾いている幾何学的効果として解釈されます。
3D非回転コア崩壊超新星モデルのニュートリノ駆動爆発の磁気サポート
| Title |
Magnetic_support_for_neutrino-driven_explosion_of_3D_non-rotating_core-collapse_supernova_models |
| Authors |
Jin_Matsumoto,_Yuta_Asahina,_Tomoya_Takiwaki,_Kei_Kotake,_Hiroyuki_R._Takahashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.07967 |
非回転恒星コアのバウンス後の超新星ダイナミクスに対する磁場の影響は、スペクトルニュートリノ輸送を用いた3次元電磁流体力学シミュレーションを実行することによって研究されます。$20$と$27$$M_{\odot}$前の超新星前駆体の最初に強く磁化されたモデルと弱く磁化されたモデルの間の爆発性を比較します。ニュートリノ加熱をゲイン領域の磁場を含む乱流エネルギーに変換する効率は、強磁場モデルと弱磁場モデルの間で大きな違いはありませんが、大きな高温でのニュートリノ駆動の対流による増幅された磁場であることがわかります。失速した衝撃のすぐ後ろの気泡は、強く磁化されたモデルでより速く、よりエネルギッシュな爆発につながります。さらに、$27$$M_{\odot}$前駆体の強磁場モデルでのシミュレーションの2次と5次の空間精度の違いを比較することにより、空間での高次の精度が正であることがわかります。爆発は、ゲイン領域でのニュートリノ駆動の対流の成長を促進するためです。非回転モデルのコア崩壊超新星シミュレーションの結果に基づいて、陽子中性子星（PNS）の磁場の起源の新しい可能性を提案します。磁場は、PNS表面の近くの対流的に安定したシェルで蓄積され、マグネターレベル、つまり$\mathcal{O}（10^{14}）$Gに増幅されます。
サブミリ秒の準周期構造を持つ高速電波バースト
| Title |
A_fast_radio_burst_with_sub-millisecond_quasi-periodic_structure |
| Authors |
In\'es_Pastor-Marazuela,_Joeri_van_Leeuwen,_Anna_Bilous,_Liam_Connor,_Yogesh_Maan,_Leon_Oostrum,_Emily_Petroff,_Samayra_Straal,_Dany_Vohl,_E._A._K._Adams,_B._Adebahr,_Jisk_Attema,_Oliver_M._Boersma,_R._van_den_Brink,_W._A._van_Cappellen,_A._H._W._M._Coolen,_S._Damstra,_H._D\'enes,_K._M._Hess,_J._M._van_der_Hulst,_B._Hut,_A._Kutkin,_G._Marcel_Loose,_D._M._Lucero,_\'A._Mika,_V._A._Moss,_H._Mulder,_M._J._Norden,_T._A._Oosterloo,_Kaustubh_Rajwade,_D._van_der_Schuur,_A._Sclocco,_R._Smits,_J._Ziemke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08002 |
高速電波バースト（FRB）は、異常な光度の銀河系外の電波トランジェントです。多くのFRBで最近観察された多様な時間的およびスペクトル的振る舞いを研究することは、クラス全体の性質を決定するのに役立つかもしれません。たとえば、高速回転または高度に磁化された中性子星は、明るい放射を説明するために必要な回転動力の加速を生成する可能性があります。このようなローテーションを示唆する周期的な1秒未満の成分が、最近1つのFRBで報告され、場合によってはさらに2つ報告されました。ここでは、Apertifを使用したFRB20201020Aの発見を報告します。FRBは、0.415ミリ秒間隔で規則的に配置された5つのコンポーネントを示しています。FRB20201020Aのこのサブミリ秒構造は、このFRBの前駆体、特に一般的なFRBの前駆体に関する重要な手がかりをもたらします。したがって、その機能を主要なFRBソースモデルの予測と対比します。FRB20201020Aコンポーネントのタイミング分析を実行して、周期性の重要性を判断します。これらを、以前に報告されたサブセカンド準周期成分を持つCHIMEFRBのタイミング特性、および複雑な時間周波数構造を示すFRB20180916Bを繰り返すことによる2つのApertifバーストと比較します。FRB20201020Aの周期性は、2.5$\sigma$でわずかに有意であることがわかります。2kHzを超える必要なスピン速度は、典型的な中性子星の状態方程式と観測によって設定された制限を超えているため、その繰り返しのサブコンポーネントはパルサーの回転として説明できません。高速な周期性は、コンパクトなオブジェクトのマージシナリオとも矛盾します。ただし、これらの準周期成分は、マグネターの磁気圏にある等距離の放射領域によって引き起こされる可能性があります。FRB20201020Aのコンポーネントのサブミリ秒間隔は、1回限りのFRBでこれまでに観察された最小のものであり、準周期的FRBの直接的な発生源としての中性子星回転とバイナリー合併の両方を除外する可能性があります。
再発性へびつかい座Novaにおける時間分解粒子加速の解明
| Title |
Revealing_time-resolved_particle_acceleration_in_the_recurrent_Nova_RS_Ophiuchi |
| Authors |
H.E.S.S._Collaboration,_F._Aharonian,_F._Ait_Benkhali,_E.O._Ang\"uner,_H._Ashkar,_M._Backes,_V._Baghmanyan,_V._Barbosa_Martins,_R._Batzofin,_Y._Becherini,_D._Berge,_K._Bernl\"ohr,_B._Bi,_M._B\"ottcher,_C._Boisson,_J._Bolmont,_M._de_Bony_de_Lavergne,_M._Breuhaus,_R._Brose,_F._Brun,_S._Caroff,_S._Casanova,_M._Cerruti,_T._Chand,_A._Chen,_G._Cotter,_J._Damascene_Mbarubucyeye,_A._Djannati-Ata\"i,_A._Dmytriiev,_V._Doroshenko,_C._Duffy,_K._Egberts,_J.-P._Ernenwein,_S._Fegan,_K._Feijen,_A._Fiasson,_G._Fichet_de_Clairfontaine,_G._Fontaine,_M._F\"u{\ss}ling,_S._Funk,_S._Gabici,_Y.A._Gallant,_S._Ghafourizadeh,_G._Giavitto,_L._Giunti,_D._Glawion,_J.F._Glicenstein,_M.-H._Grondin,_G._Hermann,_J.A._Hinton,_M._H\"orbe,_W._Hofmann,_C._Hoischen,_T._L._Holch,_M._Holler,_D._Horns,_Zhiqiu_Huang,_M._Jamrozy,_F._Jankowsky,_et_al._(116_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08201 |
再発する新星は、白色矮星の外層での熱核爆発の結果であり、赤色巨星の仲間から降着します。放出された物質は、コンパニオンスターの風に拡大する衝撃を与え、粒子を相対論的エネルギーに加速します。H.E.S.S.を報告します2021年の爆発から1か月後まで、再発するへびつかい座Novaからの超高エネルギーガンマ線の検出。H.E.S.S.の共通の起源放出とFermi-LATで検出された高エネルギー放出は、それらの類似した減衰プロファイル、$\proptot^{-1.7}$のために好まれます。非常に高エネルギーのピークフラックスは、Fermi-LATに対して2日遅れています。これらの観測は、時間に依存する粒子の活性化を明らかにし、効率的な宇宙加速器のリアルタイムウィンドウを提供します。この測定により、再発性新星をマルチTeV銀河系過渡源として確立します。
| Title |
GIGA-Lens:_Fast_Bayesian_Inference_for_Strong_Gravitational_Lens_Modeling |
| Authors |
A._Gu,_X._Huang,_W._Sheu,_G._Aldering,_A._S._Bolton,_K._Boone,_A._Dey,_A._Filipp,_E._Jullo,_S._Perlmutter,_D._Rubin,_E._F._Schlafly,_D._J._Schlegel,_Y._Shu,_and_S._H._Suyu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.07663 |
TensorFlowとJAXに実装された、強い重力レンズシステムをモデル化するための勾配情報に基づくGPU加速ベイズフレームワークであるGIGA-Lensを紹介します。マルチスタート勾配降下法を使用した最適化、変分推論による後方共分散推定、ハミルトニアンモンテカルロによるサンプリングの3つのコンポーネントはすべて、グラフィックス処理ユニット（GPU）での自動微分と大規模な並列化による勾配情報を利用します。シミュレートされたシステムの大規模なセットでパイプラインをテストし、その高レベルのパフォーマンスを詳細に示します。4つのNvidiaA100GPUで単一のシステムをモデル化する平均時間は105秒です。このフレームワークによって提供される堅牢性、速度、およびスケーラビリティにより、現在の調査で見つかった多数の強力なレンズのモデリングが可能になり、$\mathcal{O}（10^5）$レンズシステムのモデリングに非常に有望な見通しが示されます。ヴェラC.ルービン天文台、ユークリッド、ナンシーグレースローマ宇宙望遠鏡の時代に発見されることが期待されています。
電波天文偏光測定入門
これらのワークショップノートは、偏光測定の概念と数学的基礎の概要を示しています。このワークショップの主な目標の1つは、信号経路の物理的記述（ゲイン、遅延、回転、結合など）、対応する電界ベクトルの変換、および同等のものの間の関係の理解を深めることです。ストークスパラメータの変換。採用された代数/幾何学的アプローチは、Britton（2000）とHamaker（2000）の研究から直接コピーされたか、大きく影響を受けており、他のアプローチやパラメーター化よりもこれらを優先するための正当な理由が提供されています。
全天測光による都市から地方のスカイグローの明るさと色のマッピング
| Title |
Mapping_the_brightness_and_color_of_urban_to_rural_skyglow_with_all-sky_photometry |
| Authors |
Andreas_Jechow,_Christopher_C.M._Kyba,_Franz_H\"olker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08258 |
人工スカイグローは、環境に幅広い影響を与える光害の一形態です。スカイグローの範囲、強度、色は、人工光源と気象条件によって異なります。スカイグローは、地上の機器で最もよく判断できます。ドイツのベルリンのスカイグローを、市域内外の晴天と曇り空の状態にマッピングしました。ベルリンの市内中心部からベルリンの南58km以上の田園地帯に向かうトランセクトを使用して、キャリブレーションされた商用デジタルカメラと魚眼レンズを使用した全天測光を使用して観測を行いました。マルチスペクトルイメージングデータから、輝度と相関色温度マップを処理しました。夜空の明るさと天頂での相関色温度、および水平照度とスカラー照度を同時に抽出しました。各サイトで雲の増幅率を計算し、距離による明るさと色の変化を調査しました。特に、市域の内外での違いを示しています。満月の光レベルを超える照度と、市内中心部で25の増幅率、および市域に向かう勾配と市域外の勾配の値が高いことがわかりました。さらに、ほとんどすべての場合で、雲が相関色温度を低下させることを観察しました。私たちの方法の長所と短所について説明し、その結果をモデル化された夜空の明るさのデータと比較し、将来の作業のための推奨事項を提供します。
クラス0原始星L1157MMSの16auバイナリ
| Title |
A_16_au_Binary_in_the_Class_0_Protostar_L1157_MMS |
| Authors |
John_J._Tobin_(NRAO),_Erin_G._Cox_(Northwestern),_Leslie_W._Looney_(Illinois) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.07667 |
6.8mmと9mmのクラス0原始星L1157MMSに向けたVLA観測を、解像度〜0.04"（14au）で提示します。L1157MMS内の2つのソースを検出し、これらのソースを〜16の間隔のバイナリ原始星として解釈します。au。システムの内側50au半径内でバイナリシステムを直接取り巻く物質は、観測されたダスト放出から計算された推定質量0.11M_sunです。観測されたバイナリシステムは、その平坦化されたエンベロープ構造の以前の観測との関連で解釈されます。、5000から200auスケールまでの低速度のエンベロープ回転、および流出に沿った規則正しいポロイダル磁場。したがって、L1157MMSは、磁気的に制御された崩壊のプロトタイプシステムであり、L1157MMS内にコンパクトなバイナリが存在することは次のことを示しています。複数の星の形成は、動的に重要な磁場を持っている可能性が高いエンベロープ内でまだ発生する可能性があります。
ガイアEDR3における白色矮星の速度分布
| Title |
The_velocity_distribution_of_white_dwarfs_in_Gaia_EDR3 |
| Authors |
Daniel_Mikkola,_Paul_J._McMillan,_David_Hobbs,_John_Wimarsson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.07672 |
ペナルティを課された最尤法を使用して、太陽近傍の白色矮星の速度分布を初めて推定します。私たちのサンプルは、ガイア初期データリリース3の500pc内の129675個の白色矮星で構成されています。白色矮星の速度分布は、白色矮星が同じ動的プロセスにさらされていることを反映して、残りの太陽近傍星と同様の構造を示しています。しかし、3つのマグニチュードビン化されたサブサンプルの速度分布では、かみのけ座に関連する可能性のある、より暗いサンプルの$（U、V）=（7、-19）$kms$^{-1}$に新しい構造が見つかります。ストリーム。また、$U\approx-30$kms$^{-1}$の$U$-$W$と、$V\approx-20$の$V$-$W$にダブルピーク機能があります。暗いサンプルの場合はkms$^{-1}$。色-等級図のガイアデータリリース2で特定された分岐に基づいて、2つのサンプルの絶対等級の関数として速度分布と速度モーメントを決定します。明るく赤いシーケンスは、すべてのマグニチュードにわたって、暗い青いシーケンスよりも速度分散が大きくなります。この運動学的な違いを、純粋に大気の組成によって引き起こされた分岐と一致させることは困難ですが、2つのシーケンス間の有意な年齢差にうまく適合します。私たちの結果は、白色矮星の運動学的特性への新しい洞察を提供し、大規模な位置天文調査の現在の時代に視線速度を測定していない星の大部分に対して機能する分析技術の力を示しています。
Ia型超新星で生き残っているヘリウム星の伴星の特徴とSN2011feの前駆体の伴星に対する制約
| Title |
Signatures_of_a_surviving_helium-star_companion_in_Type_Ia_supernovae_and_constraints_on_the_progenitor_companion_of_SN_2011fe |
| Authors |
Zheng-Wei_Liu,_Friedrich_K._Roepke,_Yaotian_Zeng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.07676 |
白色矮星と非縮退ヘリウム（He）星の伴星で構成される単一縮退（SD）連星系は、Ia型超新星（SNeIa）の潜在的な前駆細胞として提案されています。He-starの仲間は、このSD前駆体モデルでのSNIa爆発を生き残ることが期待されています。現在の作業では、噴出物とコンパニオンの相互作用の以前の3次元流体力学シミュレーションから計算された生き残ったHe-starコンパニオンモデルを、1次元の恒星進化コードMESAにマッピングして、長期的な進化を追跡し、ポストで予測を行います。-影響を与える観測特性。これは、将来の観測でそのような生き残ったHe-starコンパニオンの検索に役立つ可能性があります。最もよく観測されたSNIa、SN2011feの非常に遅いエポックの光度曲線と比較することにより、私たちの生き残ったHe-starコンパニオンは、最大光の約1000d後にSN2011feよりも大幅に明るくなることがわかります。これは、HeスターがSN2011feの前駆体の仲間である可能性が非常に低いことを示唆しています。
ヘリオスフィアイメージャにおけるコロナ質量放出画像エッジ検出STEREOSECCHIデータ
コロナ質量放出（CME）イベントの外縁を検出するアルゴリズムを提示します。これは、AまたはB宇宙船からのHeliosphericImagerSTEREOSECCHIHI-1画像の違い、およびPythonでの実装に見られます。
銀河バルジにおける14,127個の接触食変光星の周期変化
| Title |
Period_Changes_of_14,127_Contact_Eclipsing_Binaries_in_the_Galactic_Bulge |
| Authors |
Kyeongsoo_Hong,_Jae_Woo_Lee,_Jang-Ho_Park,_Hye-Young_Kim,_Chung-Uk_Lee,_Hyoun-Woo_Kim,_Dong-Jin_Kim,_Cheongho_Han |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.07852 |
銀河バルジでのOGLE-III\＆IV観測に基づいて、14,127個の接触食変光星（CEB）の公転周期変動を示します。CEBの最小光の新しい時間は、1年間隔での調査観測から作成された完全な季節光度曲線のバイナリモデリングによって導き出されました。システムの公転周期の変化は、統計的推論、多重仮説検定の誤差測定、および日食のタイミング図の目視検査に基づいて分類されました。その結果、放物線のある13,716のCEB、正弦波のある307のCEB、および2つのバリエーションのある104のCEBを特定しました。内側の近接バイナリと外側のコンパニオンの期間分布は、それぞれ$0.235〜0.990$日と$5.0〜14.0$年の範囲でした。放物線状の変動を示す13,820CEBのサンプルでは、最大の減少および増加期間率は$\dotP=-1.38\pm0.06\times10^{-5}$dayyear$^{-1}$であると決定されました。OGLE-BLG-ECL-169991の場合は$\dotP=+8.99\pm0.44\times10^{-6}$dayyear$^{-1}$の場合はそれぞれOGLE-BLG-ECL-189805の場合。経年変化率はゼロを中心にほぼ対称的に分布しており、それらのほとんどは$\dotP=\pm5.0\times10^{-6}$dayyear$^{-1}$内にあります。
2021年10月28日の太陽周期25の最初の地上レベルの強化
| Title |
The_First_Ground_Level_Enhancement_of_Solar_Cycle_25_on_28_October_2021 |
| Authors |
A._Papaioannou,_A._Kouloumvakos,_A._Mishev,_R._Vainio,_I._Usoskin,_K._Herbst,_A._P._Rouillard,_A._Anastasiadis,_J._Gieseler,_R._Wimmer-Schweingruber,_and_P._K\"uhl |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.07927 |
目的。太陽周期25（SC25）の最初の相対論的太陽陽子イベントは、2021年10月28日に、地上の中性子モニター（NM）と、地球近傍天体の宇宙船に搭載された粒子検出器によって検出されました。これは、現在のサイクルの最初の地上レベルの強化（GLE）です。これらの粒子を生成した太陽噴火の識別と一緒にNM応答の詳細な再構築は、現場およびリモートセンシング測定に基づいて調査されます。メソッド。数MeVから$\sim$500MeVまでのその場陽子観測は、軟X線（SXR）での太陽フレアの検出、コロナ質量放出（CME）、ラジオバースト、および極紫外線（EUV）観測と組み合わされました。GLEの太陽起源を特定するため。タイミング分析が行われ、太陽源との関係が概説されました。結果。GLE73は$\sim$2.4GVの最大粒子剛性に達し、タイプIII、タイプII、タイプIVの電波バーストおよびEUV波に関連付けられています。NMによって記録された時間プロファイルの多様性が観察されました。これは、イベントの異方性を示しています。E$>$10MeVでのピークフラックスはわずか$\sim$30pfuであり、数日間このレベルに留まりました。$\geq$1GVパーティクルのリリース時間は$\sim$15：40UTであることがわかりました。GLE73は、非常に高いエネルギー（$\gamma$$\sim$5.5）で適度に硬い剛性スペクトルを持っていました。GLE73と同様のソーラードライバーを備えた以前のGLEとの比較が実行されます
銀河系古典的セファイドIIの新しく均質な金属量スケール。鉄とアルファ元素の豊富さ
| Title |
A_new_and_homogeneous_metallicity_scale_for_Galactic_classical_Cepheids_II._The_abundance_of_iron_and_alpha_elements |
| Authors |
R._da_Silva,_J._Crestani,_G._Bono,_V.F._Braga,_V._D'Orazi,_B._Lemasle,_M._Bergemann,_M._Dall'Ora,_G._Fiorentino,_P._Fran\c{c}ois,_M.A.T._Groenewegen,_L._Inno,_V._Kovtyukh,_R.-P._Kudritzki,_N._Matsunaga,_M._Monelli,_A._Pietrinferni,_L._Porcelli,_J._Storm,_M._Tantalo,_F._Th\'ev\'enin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.07945 |
古典的セファイド星は、若い星の種族の最も人気のある距離指標およびトレーサーです。主な利点は、それらが明るく、ローカルグループ銀河とローカルボリューム銀河で簡単に識別できることです。それらの進化的および脈動特性は、それらの化学的存在量に依存します。この調査の主な目的は、全体をカバーする高スペクトル分解能（R$\sim$40,000-115,000）と高S/Nスペクトル（$\sim$400）を使用して、校正中の銀河ケフェイド変光星の20の新しい正確な存在量分析を実行することです。脈動サイクル。私たちは、脈動サイクルに沿った大気パラメータと元素存在量の推定に影響を与える可能性のある系統学に注意を向けます。実験室での測定に基づいた原子遷移パラメータを使用し、脈動サイクルに沿って混合または存在量の変動を示すラインを削除することにより、ラインリストをクリーンアップしました。私たちが開発した分光学的アプローチは、大気パラメータの変動に小さな分散をもたらします（$\sigma$（$T_{\rmeff}$）$\sim$50K、$\sigma$（$\log{g}$）$\sim$0.2dex、および$\sigma$（$\xi$）$\sim$0.2km/s）で、鉄（$\lesssim$0.05dex）とアルファ要素（$\lesssim$0.10dex）の両方が豊富にあります）脈動サイクル全体にわたって。また、キャリブレーションCepheidを短期から長期までの4つの異なる期間ビンに分割することにより、新しく正確な有効温度テンプレートを提供します。各周期ビンについて、脈動位相の関数として$\theta=5040/{T_{\rmeff}}$を提供するフーリエ級数を使用して分析フィットを実行しました。現在の調査結果は、古典的セファイド星とマゼラン雲に典型的な金属の少ないレジームをさらに調査するための基本的な踏み石を使用して、銀河系の薄い円盤の化学的濃縮を追跡するための優れた経歴です。
AUマイクシステムでの宇宙天気のシミュレーション：恒星風と極端なコロナ質量放出
| Title |
Simulating_the_Space_Weather_in_the_AU_Mic_System:_Stellar_Winds_and_Extreme_Coronal_Mass_Ejections |
| Authors |
Juli\'an_D._Alvarado-G\'omez_(1),_Ofer_Cohen_(2),_Jeremy_J._Drake_(3),_Federico_Fraschetti_(3_and_4),_Katja_Poppenh\"ager_(1),_Cecilia_Garraffo_(3),_Judy_Chebly_(1),_Ekaterina_Ilin_(1),_Laura_Harbach_(5),_Oleg_Kochukhov_(6)_((1)_Leibniz_Institute_for_Astrophysics_Potsdam,_(2)_University_of_Massachusetts_at_Lowell,_(3)_Center_for_Astrophysics_ |
_Harvard_&_Smithsonian,_(4)_University_of_Arizona,_(5)_Imperial_College_London_(6)_Uppsala_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.07949 |
最近、M矮星の閃光星AUMicroscopii（AUMic）の周りに2つの近接する惑星が発見されました。これらの海王星サイズの惑星（AUMicbおよびc）は、太陽系外惑星集団のいわゆる「蒸発谷」の非常に近くに位置しているようであり、このシステムを太陽系外惑星の大気損失を研究するための重要なターゲットにします。このプロセスは、主に高エネルギーの恒星放射によって駆動されますが、惑星を取り巻く宇宙環境によって強く媒介されます。ここでは、この最後の領域の調査、AUMicからの静止恒星風の3D数値モデリング、およびこのシステムでの非常にエネルギーの高いコロナ質量放出（CME）イベントの進化を説明する時間依存シミュレーションを示します。恒星磁場と噴火の特性に関する観測上の制約は、私たちのモデルに組み込まれています。恒星風、出現するCME、および両方の太陽系外惑星の軌道に沿って予想される定常状態と過渡状態の定性的および定量的特性評価を実行します。私たちの結果は、けんびきょうとその惑星の極端な宇宙天気を予測しています。これには、太陽系外惑星の軌道の大部分のサブAlfv\'enic領域、静止状態での非常に高い動圧および磁気圧力値（地球が経験する動圧の$10^{2}-10^{5}$倍以内で変動）が含まれます。）、およびAUMicで観察される頻繁なフレアリングに関連する、逃げるCMEの通過中のさらに厳しい環境。これらの宇宙天気条件だけでも、このシステムの太陽系外惑星の大気（もしあれば）の存続に計り知れない挑戦をもたらします。
縦方向の太陽のプロミネンス振動のための振り子モデルの拡張と検証
| Title |
Extension_and_validation_of_the_pendulum_model_for_longitudinal_solar_prominence_oscillations |
| Authors |
M._Luna,_J._Terradas,_J._Karpen_and_J._L._Ballester |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.07957 |
プロミネンスの縦方向の振動は、太陽の一般的な現象です。これらの振動は、フィラメント磁場の形状と強度を推測するために使用できます。縦振動の以前の理論的研究は、2つの単純化した仮定をしました：均一な重力と支持フラックスチューブの半円形のディップ。ただし、重力は均一ではなく、現実的なディップは半円形ではありません。縦方向の振動に対する不均一な太陽重力を含めることの影響を理解し、さまざまなフラックスチューブの形状を使用した振り子モデルの有効性を調査します。最初に、不均一な重力の影響を含むフラックスチューブに沿ったプラズマの動きを表す方程式を導き出し、元の振り子モデルに補正を加えます。また、ノーマルモードの完全な数値解を計算し、それらを新しい振り子近似と比較します。不均一な重力が振り子モデルに大きな変更をもたらすことを発見しました。また、カットオフ期間も見つかりました。つまり、縦方向の振動は167分より長い期間を持つことはできません。さらに、さまざまなチューブの形状を考慮すると、周期はディップの底の曲率半径にほぼ完全に依存します。不均一な重力が振り子モデルを大幅に変更すると結論付けます。曲率半径と最小磁場強度の推定値は古いモデルのものとは大幅に異なるため、これらの補正はプロミネンス地震学にとって重要です。ただし、修正された振り子モデルは非常に堅牢であり、非円形のディップに対しても有効であることがわかります。
電磁流体力学の崩壊に関する注記
非圧縮性流体の理想的な電磁流体力学の範囲内で、有限時間で磁場を特異的に形成するための可能なプロセスとして、磁気崩壊に関する問題について説明します。このプロセスは、さまざまな天体物理学的アプリケーションの観点から、特に太陽の対流層での磁気フィラメント形成のメカニズムとして非常に重要です。崩壊の可能性は、連続的に分布する磁力線の圧縮性と関連しています。1963年にパーカーによって最初に検討された、与えられた速度場での運動学的ダイナモ近似における磁気フィラメントの形成のよく知られた例は、磁場の増加が時間とともに指数関数的であることを示しています。誘導方程式の運動学的近似の場合、磁気フィラメントの形成は、双曲線速度プロファイルを持つ領域で発生することが示されています。
RADIOSTARプロジェクト
| Title |
The_RADIOSTAR_Project |
| Authors |
Maria_Lugaro,_Benoit_C\^ot\'e,_Marco_Pignatari,_Andr\'es_Yag\"ue_L\'opez,_Hannah_Brinkman,_Borb\'ala_Cseh,_Jacqueline_Den_Hartogh,_Carolyn_Louise_Doherty,_Amanda_Irene_Karakas,_Chiaki_Kobayashi,_Thomas_Lawson,_M\'aria_Pet\H{o},_Benj\'amin_So\'os,_Thomas_Trueman,_and_Blanka_Vil\'agos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08144 |
放射性核は、隕石分析によってその多くが当時存在していたことが証明されているため、太陽の誕生の状況を理解するための鍵となります。しかし、それらの起源はこれまでとらえどころのないものでした。ERC-CoG-2016RADIOSTARプロジェクトは、星の内部での核反応による放射性核の生成、天の川銀河でのそれらの進化、および分子雲でのそれらの存在を調査することに専念しています。これまでのところ、次のことを発見しました。（i）低速（$^{107}$Pdおよび$^{182}$Hf）および高速（$^{129}$Iおよび$^{247}$）によって生成される放射性核Cm）太陽が生まれた分子雲の形成に先立つ銀河環境内で、恒星源（それぞれ漸近巨星分枝（AGB）星とコンパクトなバイナリーマージ）から発生した中性子捕獲。（ii）雲の誕生から太陽の誕生までの経過時間は10$^7$年のオーダーであり、（iii）非常に短命の核の存在量$^{26}$Al、$^{36}$Cl、および$^{41}$Caは、これらの風が初期の太陽系を直接汚染した場合、単一または連星系の大規模な星の風によって説明できます。太陽系における放射性核の起源の全体像を完成させるために必要な現在および将来の作業には、コア崩壊超新星からの初期太陽系における放射性核の考えられる起源の研究、$^{107の生成の調査が含まれます。}$Pdは大規模な星風で、銀河系および分子雲媒体中の放射性核の輸送と混合をモデル化し、$^{53}$Mnと$^{60}$Feおよびpの銀河系化学進化を計算します。-同位体$^{92}$Nbと$^{146}$Smを処理します。
交感神経の静かで活動的な領域のフィラメントの噴火
| Title |
Sympathetic_Quiet_and_Active_Region_Filament_Eruptions |
| Authors |
Kostadinka_Koleva,_Pooja_Devi,_Ramesh_Chandra,_Reetika_Joshi,_Peter_Duchlev_and_Momchil_Dechev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08157 |
2015年7月19日に発生した3つの交感神経フィラメント噴火、すなわちF1、F2、およびF3の観測結果を示します。イベントは、ソーラーダイナミクス天文台に搭載された大気イメージングアセンブリとH{\alpha}ラインのグローバル振動ネットワークグループ望遠鏡によってUV/EUV波長で観測されました。フィラメントF1が噴出し始めると、その一部がF2およびF3フィラメントの位置の近くに落ちます。これにより、F2とF3の噴火が発生し、その間に2つのフィラメントが結合して、中クラスのCMEと長期間のGOESC2.1クラスのフレアがトリガーされます。これらの3つのフィラメントの噴火と関連する現象のダイナミクスと運動学について説明します。
Cepheidsの脈動モードの金属量への依存性
SMC、LMC、天の川、M33、M31のケフェイド変光星は、赤色超巨星で以前に発見された金属量への脈動モードの依存性を調べるために使用されます。Cepheidsの初期サンプルは、OGLE、PS1、DIRECT、WISE、およびZTF調査から特定されたCepheidカタログから収集されます。汚染物質は、余分な銀河のガイア/EDR3位置天文情報の助けを借りて、または天の川の幾何学的距離とP-L関係からの距離を比較することによって除去されます。基本モードと最初の倍音モードの分割は、各銀河のオブジェクトのP-L図の2つのモード間のギャップに応じて洗練されています。FU/（FU+1O）の比率は、SMC、LMC、天の川、M33、M31の金属量順にそれぞれ0.59、0.60、0.69、0.83、0.85であり、脈動モードが金属量に依存していることが確認できます。FU/（FU+1O）の比率が金属量とともに増加するように。サンプルの不完全性を考慮しても、この依存関係は変わりません。
相対論的ウィンドファーム効果：グラフェン中の帯電した質量のない相対論的流体の乱流の可能性
| Title |
Relativistic_Wind_Farm_Effect:_Possibly_Turbulent_Flow_of_a_Charged,_Massless_Relativistic_Fluid_in_Graphene |
| Authors |
Mark_Watson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.07839 |
レイノルズ数が低い場合、単一の風力タービンの後流の風の流れは一般に乱流ではありません。ただし、風力発電所のタービンは互いの伴流に影響を与えるため、乱流が発生する可能性があります。本研究では、グラフェンの障害物の周りの質量のない電荷キャリアの流れに対するこの効果の類似物について概説します。相対論的流体力学シミュレーションを使用して、不純物を含むサンプルの流れを分析します。サンプル中の不純物の密度に応じて、乱流の可能性の証拠を実際に見つけ、実験結果について説明します。
ギザの大ピラミッドのトモグラフィーミュオグラフィイメージング
| Title |
Tomographic_Muon_Imaging_of_the_Great_Pyramid_of_Giza |
| Authors |
Alan_D._Bross,_E.C._Dukes,_Ralf_Ehrlich,_Eric_Fernandez,_Sophie_Dukes,_Mohamed_Gobashy,_Ishbel_Jamieson,_Patrick_J._La_Riviere,_Mira_Liu,_Gregory_Marouard,_Nadine_Moeller,_Anna_Pla-Dalmau,_Paul_Rubinov,_Omar_Shohoud,_Phillip_Vargas,_Tabitha_Welch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08184 |
ギザ台地のピラミッドは古くから訪問者を魅了しており、古代世界の七不思議の最後のものです。ルイス・アルバレスと彼のチームが宇宙線ミュオグラフィを使用して、カフレスピラミッドの隠された部屋を探してから半世紀が経ちました。高エネルギー物理学（HEP）の計装の進歩により、新しい調査であるScanPyramidsが、Alvarezチームが使用したのと同じ基本的な手法を使用して、大ピラミッド（Khufu）で重要な新しい発見を行うことができましたが、現在は最新の計装を使用しています。大ピラミッドの探検ミッションは、宇宙線ミュオグラフィの分野に関して変革をもたらす非常に大きなミューオン望遠鏡システムを開発することを計画しています。グレートピラミッドで最近使用された装置の100倍以上の感度を持ち、ほぼすべての角度からミューオンを画像化し、初めてそのような真の断層画像を生成する望遠鏡システムを開発する予定です。大きな構造。
f（R、T）修正理論におけるMITバッグEoSを用いた異方性コンパクト星の研究
現在の研究では、f（R、T）=R+2{\xi}Tを選択することにより、修正されたf（R、T）重力の背景で、異方性の奇妙な星、特にHerX-1の特定のモデルを調査しました。ここで、RはRicciスカラー、Tはエネルギー運動量テンソルのトレース、{\xi}は結合定数です。修正された場の方程式の解を得るために、Buchdahlメトリックを方程式に適用します。物質がMITバッグモデルの状態方程式によってPr=1/3（{\rho}-4B）として支配されている場合を考えます。ここで、Bはバッグ定数です。シュワルツシルト内部時空を使用して未知のパラメーターの値を計算した後、パラメーター{\xi}、K、{\beta}の適切な値を選択し、さまざまな{\xi}のバッグ定数のさまざまな値を表にしました。エネルギー条件、力の平衡、断熱指数、赤方偏移などのテストを実行することにより、モデルの物理的妥当性を調べます。観測結果は、提案されたf（R、T）モデルがこれらすべてのテストを満たし、非常に許容できることを示しました。
