Planck、SPT、およびACTデータにおける初期ダークエネルギーのヒント：新しい物理学または分類学？
| Title |
Hints_of_Early_Dark_Energy_in_Planck,_SPT,_and_ACT_data:_new_physics_or_systematics? |
| Authors |
Tristan_L._Smith,_Matteo_Lucca,_Vivian_Poulin,_Guillermo_F._Abellan,_Lennart_Balkenhol,_Karim_Benabed,_Silvia_Galli,_Riccardo_Murgia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.09379 |
ACTDR4、SPT-3G2018、プランク分極、および制限されたプランク温度データ（$\ell<650$）を使用して、初期ダークエネルギー（EDE）の制約を調査し、$3.3\sigma$プリファレンス（$\Delta\chi）を見つけます$\Lambda$CDMを超えるEDEの場合は^2=-16.2$（3自由度追加）。EDEは、赤方偏移$z_c=3357\pm200$で$f_{\rmEDE}（z_c）=0.163^{+0.047}_{-0.04}$の最大部分エネルギー密度に寄与し、CMB推定値はハッブル定数$H_0=74.2^{+1.9}_{-2.1}$km/s/Mpc。PlanckおよびACTDR4データは、$\chi^2$の改善の大部分を提供し、SPT-3Gを含めると、$f_{\rmEDE}（z_c）$の後部が$\Lambdaから離れることがわかります。$CDM。これら3つの結合されたCMBデータセットに対してEDEに対する中程度の優先度が報告されたのはこれが初めてです。超新星の光度距離とバリオン音響振動の標準定規の測定を含めると、優先度に最小限の影響しか及ぼさないことがわかります（$3.0\sigma$）が、遅い時間に物質のクラスター化を調査する測定-Planckと$fからのレンズポテンシャルパワースペクトルBOSSからの\sigma_8$-設定の重要度を2.6$\sigma$に減らします。逆に、SH0ESコラボレーションによって報告された$H_0$値に事前値を追加すると、優先度が$4-5\sigma$レベルに増加します。この事前情報がない場合、$\ell>1300$にPlanckTTデータを含めると、優先度が$3.0\sigma$から$2.3\sigma$に減少し、$f_{\rmEDE}（z_c）$の制約に互換性があります。$1\sigma$で$\Lambda$CDMを使用します。Planck偏光データの体系的なエラーが結論に影響を与える可能性があるかどうかを調査し、TE偏光効率を変更すると、EDEに対するPlanckの優先度が大幅に低下することを発見しました。CMBデータ内のEDEに関するこれらのヒントだけが、系統的エラーの唯一の結果なのか、それとも新しい物理学への入り口なのかを確認するには、さらに多くの作業が必要になります。
精密宇宙論への道：4つの有望な後期宇宙宇宙論的プローブ間の相乗効果
次の数十年で、ハッブル定数と暗黒エネルギーの状態方程式を同時に正確に制約するために、新しい後期宇宙宇宙論的プローブを作成する必要があります。この作業では、4つの典型的な後期宇宙宇宙論的プローブ、21cm強度マッピング（IM）、高速ラジオバースト（FRB）、重力波（GW）標準サイレン、および強い重力レンズ（SGL）が期待されることを示します。ハッブルの緊張を解決し、ダークエネルギーを探索するのに役立つツールに鍛造されます。それらの相乗効果は宇宙論においてかなり重要であると私たちは提案します。21cmIM、FRB、GW、およびSGLデータを、水素強度およびリアルタイム分析実験（HIRAX）、スクエアキロメートルアレイ（SKA）、アインシュタイン望遠鏡（ET）、およびそれぞれ大型シノプティックサーベイ望遠鏡（LSST）。4つのプローブは、宇宙論的制約において明らかに異なるパラメーター縮退方向を示すことがわかります。したがって、それらの任意の組み合わせにより、パラメーター縮退を破ることができ、したがって、制約の精度が大幅に向上します。ジョイント21cmIM+FRB+GW+SGLデータは、$\sigma（\Omega_{\rmm}）=0.0022$および$\sigma（H_0）=0.16\\rmkm\s^{の制約エラーを提供できます。$\Lambda$CDMモデルの-1}\Mpc^{-1}$は、精密宇宙論の基準を満たしています。つまり、パラメーターの制約精度は1％よりも優れています。さらに、結合データは、$w$CDMモデルで$\sigma（w）=0.020$を示し、$w_0w_a$CDMで$\sigma（w_0）=0.066$および$\sigma（w_a）=0.25$を示します。モデル。これらはすべて、CMB+BAO+SNデータによって取得された制約よりも優れています。4つの後期宇宙宇宙探査機間の相乗効果が素晴らしい展望を持っていることを示します。
非線形構造形成に関する軽度の大規模遺物の特徴
| Title |
Signatures_of_Light_Massive_Relics_on_nonlinear_structure_formation |
| Authors |
Arka_Banerjee,_Subinoy_Das,_Anshuman_Maharana,_Ravi_Kumar_Sharma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.09840 |
ダークセクターのサブドミナントコンポーネントとしてLightMassiveRelics（LiMR）を使用する宇宙論は、素粒子物理学の観点から十分に動機付けられており、物質クラスタリングの初期および後期プローブ間の$\sigma_8$張力にも影響を与える可能性があります。宇宙マイクロ波背景放射（CMB）に対するLiMRの影響と、大規模（線形）スケールでの構造形成が広く調査されています。この論文では、宇宙論的な$N$-bodyシミュレーションを使用して、LiMRがより小さな非線形スケールに及ぼす影響の体系的な研究を開始します。測光銀河調査に関連する量に焦点を当てています。私たちの研究のほとんどでは、非熱的LiMRの特定のモデルを使用しますが、開発された方法はLiMRのモデルの大規模なクラスに簡単に一般化されます-速度分布のDodelson-Widrow形式を考慮することによってこれを明示的に示します。一般に、モデル間で$\sigma_8$の値が一致している場合でも、小規模でのLiMRの効果は$\Lambda$CDMユニバースの効果とは異なることがわかります。$\sim0.1h^{-1}$Mpcと$\sim10h^{-1}$Mpcの間の大規模なクラスター周辺の弱いレンズ効果の測定値は、将来の調査で区別するのに十分な信号対雑音比を持つ必要があることを示します$\Lambda$CDMモデルとLiMRモデルの間で、CMBデータと大規模（線形）スケール構造データの両方に適合するように調整されています。さらに、速度分布が十分に異なる場合、従来の線形プローブでは区別できないさまざまなLiMR宇宙論をこれらのプローブで区別できることがわかります。したがって、LiMRモデルは、CMBからのデータと、大規模な\textit{および}小規模の両方での遅い時間の構造形成を共同で分析することによって最適にテストおよび制約できます。
ハッブル張力とBICEP / Keckに照らして、原始重力波に対する制約を改善
標準の$\Lambda$CDMモデルが苦しんでいるハッブルの緊張は、再結合前の初期の暗黒エネルギーで解決できます。最新のBICEP/Keck宇宙マイクロ波背景放射（CMB）Bモード偏光データを使用して、対応するハッブル張力のない宇宙論におけるテンソル対スカラー比$r$の最初の制約を示します。BICEP/KeckとPlanck18CMBおよびバリオン音響振動データを組み合わせると、ハッブル定数$H_0$が大きいモデルでは、$r$の上限が厳しくなり、解像度は$H_0\sim73$km/s/Mpcになります。ハッブル張力は上限を$r<0.028\（95\％\text{CL}）$に引き締め、$25\％$は$\Lambda$CDM制約$r<0.036$よりも引き締めます。この引き締め限界の起源を明らかにします。
宇宙論的シミュレーションによる強いレンズサブハロ検出のテスト
| Title |
Testing_strong_lensing_subhalo_detection_with_a_cosmological_simulation |
| Authors |
Qiuhan_He,_James_Nightingale,_Richard_Massey,_Andrew_Robertson,_Aristeidis_Amvrosiadis,_Shaun_Cole,_Carlos_S._Frenk,_Ran_Li,_Nicola_C._Amorisco,_R._Benton_Metcalf,_Xiaoyue_Cao,_Amy_Etherington |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.10191 |
強い重力レンズは、質量が$\sim10^{9}$M$_\odot$以下のサブハロを検出できるため、コールドダークマターパラダイムの説得力のあるテストを提供します。強くレンズ化された銀河の画像に重ねられた暗黒物質サブハロを検出するために一般的に使用される技術をテストします。レンズについては、2つの異なる方向から見た高解像度の宇宙流体力学シミュレーションで成長した$\sim10^{13}$M$_\odot$ハローでシミュレートされた銀河を取ります。粒子ノイズを除去するために、投影された銀河の特徴を正確にキャプチャする一連の分析ガウスプロファイルによって投影された銀河の質量分布を表します。まず、レンズの質量を冪乗則密度プロファイル（パラメーター化には、シミュレートされた銀河の数値中心コアの影響を受けないようにするコアが含まれます）としてモデル化し、次に小さなハローを検索します。2つの投影のうち、1つは規則的な楕円形であり、もう1つは楕円形からの明確な偏差を持っています。前者の場合、べき乗則モデルは誤検知を発生せず、重ね合わされた小さなハローの質量を正しく回復しますが、後者の場合、誤検知が見つかり、推定されるハローの質量は$\sim4-5の係数で過大評価されます。$。次に、壊れたべき乗則モデルを、レンズの質量が別々の恒星と暗黒物質の成分に分解される、より複雑なモデルに置き換えます。この場合、シミュレートされた銀河の複雑な投影構造を正確にキャプチャし、重ねられた小さなハローの入力パラメータを正しく推測できることを示します。レンズ銀河質量モデルを改善することにより、これにより、より堅牢なサブハロ推論が可能になり、より低質量の暗黒物質サブハロを検出できるようになり、カットオフ質量未満の暗黒物質サブハロを形成しない暗黒物質の代替モデルをテストする技術の能力が強化されると主張します。
ユークリッド-ローマ共同マイクロレンズ調査：初期の質量測定、自由に浮かぶ惑星と太陽系外衛星
| Title |
Euclid-Roman_joint_microlensing_survey:_early_mass_measurement,_free_floating_planets_and_exomoons |
| Authors |
Bachelet_Etienne,_Specht_David,_Penny_Matthew,_Hundertmark_Markus,_Awiphan_Supachai,_Beaulieu_Jean-Philippe,_Dominik_Martin,_Kerins_Eamonn,_Maoz_Dan,_Meade_Evan,_Nucita_Achille,_Poleski_Radek,_Ranc_Clement,_Rhodes_Jason,_Robin_Annie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.09475 |
ケプラーミッションが熱い太陽系外惑星に対して行ったように、ESAユークリッドとNASAローマのミッションは、束縛されていない、または「浮遊」惑星（FFP）を含むクールな太陽系外惑星の人口統計の理解にブレークスルーを生み出す可能性があります。この研究では、2つのミッションの相補性を実証し、マイクロレンズイベントの質量と距離をより適切に制限するための2つの共同調査を提案します。最初に、ローマのマイクロレンズフィールドの初期の簡単なユークリッド調査（7時間）により、固有運動とレンズの大きさの相対的なイベントの大部分の測定が可能になることを示します。次に、RomanとEuclidによる同時観測の可能性を研究し、最短のマイクロレンズイベントのマイクロレンズ視差の測定を可能にします。ジョイント検出の歩留まりの詳細なシミュレーションを使用して、1年以内に、Roman-Euclid観測が、現在の地上ベースの測定よりも少なくとも1桁感度が高くなることを示します。FFPの正確な分布に応じて、Roman-Euclidの共同キャンペーンでは、1年以内に約130のFFPイベントを検出する必要があります。これには、FFPの質量を強く制限する視差を測定した110のイベントと、直接の質量と距離を測定した約30のFFPイベントが含まれます。イベントの重要なサブセットのマイクロレンズの質量-距離-速度の縮退を完全に破る共同調査の能力は、FFP仮説を明確に検証する、または地球と木星の質量の間に最大2つのFFPの存在量制限を設定するユニークな機会を提供します地上調査で提供されるよりもはるかに強力です。最後に、太陽系外衛星の検出と特性化を強化するための共同調査の機能を調査し、それが最初の太陽系外衛星の検出につながる可能性があることを発見しました。
木星の形成と進化中の凝縮性成分とH-Heの混合
| Title |
Mixing_of_Condensable_Constituents_with_H-He_During_the_Formation_&_Evolution_of_Jupiter |
| Authors |
David_Stevenson,_Peter_Bodenheimer,_Jack_J._Lissauer,_Gennaro_D'Angelo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.09476 |
木星の形成のシミュレーションが提示され、H-Heと、固体として惑星に入るより密度の高い物質との混合が組み込まれています。入ってくる微惑星は完全に気化する可能性があるため、惑星が地球とほぼ同じ大きさになると、重い化合物とガスが実質的に混ざり合います。気化したケイ酸塩の過飽和により、過剰分が液滴として沈みますが、水はより高い高度にとどまります。平均分子量は外側に向かって急速に減少するため、形成中に生成される組成の不均一性の一部は、数十億年も存続する可能性があります。4.57Gyr以降、Jupiterモデルは組成勾配を保持します。外側に進むと、次のことがわかります。i）内側の重い元素のコア、外側の部分は高温の過飽和雨に由来します。ii）ほとんどの重元素を含む組成勾配領域。H-Heの存在量は外側に向かって増加し、半径0.3で約0.9の質量分率に達し、下部では水に比べてケイ酸塩が強化され、上部では枯渇します。;iii）原始太陽系星雲よりも濃縮され、惑星の質量の大部分を含む均一な組成領域（Heの非混和性を無視）。iv）重い成分の雲の形成（凝縮）が発生する外側の領域。この放射状の組成プロファイルは、古典的な形成モデルによって予測されるよりも広く分布しているが、Juno制約付き重力モデルによって示唆されるよりも希釈されていない重元素を持っています。重元素の大部分を含む領域の組成勾配は、モデルと現在の重力に適合するモデルの両方で対流を防ぎ、降着エネルギーの多くが閉じ込められたままの高温の内部をもたらします。
| Title |
Diurnal_variations_in_the_stratosphere_of_the_ultrahot_giant_exoplanet_WASP-121b |
| Authors |
Thomas_Mikal-Evans,_David_K._Sing,_Joanna_K._Barstow,_Tiffany_Kataria,_Jayesh_Goyal,_Nikole_Lewis,_Jake_Taylor,_Nathan._J._Mayne,_Tansu_Daylan,_Hannah_R._Wakeford,_Mark_S._Marley,_Jessica_J._Spake |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.09884 |
惑星大気の温度プロファイルは、エネルギーの吸収、再分配、および放出を支配する放射および動的プロセスの重要な診断です。観測により、少数のガス巨大太陽系外惑星の高度で冷たくまたは暖かくなる昼間の成層圏が明らかになりましたが、他の昼間の成層圏は一定の温度と一致しています。ここでは、ガスジャイアントWASP-121bの分光学的位相曲線測定を報告します。これは、日周サイクル全体で成層圏の温度を制限します。水蒸気スペクトルの特徴について測定された変動は、昼側の半球の高度による温暖化から夜側の半球の高度による冷却に移行する温度プロファイルを明らかにします。データは、化学平衡を仮定したモデルによって十分に説明されており、水分子は昼間は低圧で熱的に解離し、夜は再結合します。夜間の温度はペロブスカイト（CaTiO3）が凝縮するのに十分なほど低く、これによりチタンが気相から枯渇し、昼夜のターミネーターで最近検出されなかったことが説明されます。夜間の気温も、マグネシウム、鉄、バナジウムなどの耐火物の凝縮と一致しています。しかし、昼夜の明暗境界線でこれらの金属が検出された場合、それらが夜側の雲を形成する場合、コールドトラップはそれらを上層大気から効率的に除去しないことを示唆しています。水平方向の風と垂直方向の混合により、これらの耐火性コンデンセートは、より高温の昼側半球に再循環されて気化するまで、夜側半球の上層大気に浮かび上がる可能性があります。
| Title |
TESS_discovery_of_a_sub-Neptune_orbiting_a_mid-M_dwarf_TOI-2136 |
| Authors |
Tianjun_Gan,_Abderahmane_Soubkiou,_Sharon_X._Wang,_Zouhair_Benkhaldoun,_Shude_Mao,_\'Etienne_Artigau,_Pascal_Fouqu\'e,_Steven_Giacalone,_Christopher_A._Theissen,_Christian_Aganze,_Karen_A._Collins,_Avi_Shporer,_Khalid_Barkaoui,_Mourad_Ghachoui,_Steve_B._Howell,_Claire_Lamman,_Olivier_D._S._Demangeon,_Artem_Burdanov,_Charles_Cadieux,_Jamila_Chouqar,_Kevin_I._Collins,_Neil_J._Cook,_Laetitia_Delrez,_Brice-Olivier_Demory,_Ren\'e_Doyon,_Georgina_Dransfield,_Courtney_D._Dressing,_Elsa_Ducrot,_Jiahao_Fan,_Lionel_Garcia,_Holden_Gill,_Micha\"el_Gillon,_Crystal_L._Gnilka,_Yilen_G\'omez_Maqueo_Chew,_Maximilian_N._G\"unther,_Christopher_E._Henze,_Chelsea_X._Huang,_Emmanuel_Jehin,_Eric_L._N._Jensen,_Zitao_Lin,_James_McCormac,_Catriona_A._Murray,_Prajwal_Niraula,_Peter_P._Pedersen,_Francisco_J._Pozuelos,_Didier_Queloz,_Benjamin_V._Rackham,_Arjun_B._Savel,_Nicole_Schanche,_Richard_P._Schwarz,_Daniel_Sebastian,_Samantha_Thompson,_Mathilde_Timmermans,_Amaury_H._M._J._Triaud,_Michael_Vezie,_Robert_D._Wells,_Julien_de_Wit,_George_R._Ricker,_Roland_Vanderspek,_David_W._Latham,_Sara_Seager,_Joshua_N._Winn_and_Jon_M._Jenkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.10024 |
TESSミッションからの測光測定によって特定された、近くのM4.5Vタイプの星を7。85日ごとに通過する海王星以下の惑星であるTOI-2136bの発見を紹介します。ホスト星は、半径$R_{\ast}=0.34\pm0.02\R_{\odot}$、質量$0.34\pm0.02\M_{\odot}$で$33$pc離れた場所にあります。$\rm3342\pm100\K$の有効温度。アーカイブの長期測光に基づいて、その恒星の回転期間は$75\pm5$日と推定されます。一連の地上ベースの多波長測光、高角度分解能のイメージング観測、およびCFHT/SPIRouからの正確な視線速度に基づいて、惑星を確認および特性評価します。私たちの共同分析では、惑星の半径は$2.19\pm0.17\R_{\oplus}$であり、質量測定値は$6.4\pm2.4\M_{\oplus}$であることがわかりました。TOI2136bの質量と半径は、水氷からガスが支配的な世界まで、幅広い組成と一致しています。TOI-2136bは、熱駆動大気質量損失モデルによって予測された低質量星の半径の谷の近くにあり、その内部構造と大気特性の将来の研究の興味深いターゲットになっています。
SiTianの時代におけるホットジュピターの潮汐散逸の検出と監視
| Title |
Detecting_and_Monitoring_Tidal_Dissipation_of_Hot_Jupiters_in_the_Era_of_SiTian |
| Authors |
Fan_Yang,_Wei_Wang,_Xing_Wei,_Hui_Zhang,_Ji-Lin_Zhou,_Su-Su_Shan,_Jie_Zheng,_Wei-Kai_Zong,_Ming_Yang,_Yu_Bai,_Song_Wang,_Jia-Chen_Zheng,_Yu-Ru_Xu,_Yu-Feng_Li,_You-Jun_Lu,_Ji-Feng_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.10031 |
ホットジュピターのトランジットタイミング変化（TTV）は、惑星の潮汐散逸の直接的な観測証拠を提供します。TTVを介して潮汐散逸を検出するには、高精度の通過タイミングと長いタイミングベースラインが必要です。この作業では、太陽系外惑星のTTVの検出と分析における、SiTianSurveyの潜在的な科学的貢献を予測して説明します。私たちは、72個の1メートル光学望遠鏡で時間領域天文学を目指すSiTianSurvey用の潮汐散逸検出パイプラインを開発します。パイプラインには、光度曲線のデブレンディング、トランジットタイミングの取得、およびTTVモデリングのモジュールが含まれています。SiTianは、25,000を超える太陽系外惑星を検出することができ、その中で$\sim$50のソースが潮汐散逸の証拠を示していると予想されます。XO-3bとWASP-161bのシミュレートされたSiTian光度曲線に基づいて、潮汐散逸ターゲットの検出と分析を提示します。トランジット光度曲線モデリングは、シミュレートされた光度曲線の入力値に対して1$\sigma$以内で一貫した結果を提供します。また、モンテカルロマルコフ連鎖によって予測されたパラメーターの不確実性は、光度曲線を1000回シミュレーションおよびモデル化して得られた分布と一致しています。SiTian観測のタイミング精度は、1回のトランジット訪問で$\sim$0.5分です。タイミングの精度とベースラインを考慮すると、TTVの起源間の違い、たとえば、潮汐散逸、近点移動、複数の惑星が重要であることを示します。潮汐を放散するホットジュピターの検出率は、惑星が初期の形成段階で移動するのか、それとも惑星の散乱や経年的な相互作用などの摂動によるランダムな段階で移動するのかという重要な問題に答えます。サンプルが10倍に拡張されることを考えると、SiTianが特定したターゲットは建設的です。
木星の形成、進化、内部に関する啓示：Junoの結果からの挑戦
| Title |
Revelations_on_Jupiter's_Formation,_Evolution_and_Interior:_Challenges_from_Juno_Results |
| Authors |
Ravit_Helled,_David_J._Stevenson,_Jonathan_I._Lunine,_Scott_J._Bolton,_Nadine_Nettelmann,_Sushil_Atreya,_Tristan_Guillot,_Burkhard_Militzer,_Yamila_Miguel_and_William_B._Hubbard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.10041 |
Junoの使命は、木星の理解に革命をもたらし、挑戦しました。ジュノがその拡張された任務に移行したとき、木星の形成と進化の理解に関連する木星の内部構造の主要な発見をレビューします。木星の内部構造に関するJunoの調査の結果は、惑星が組成勾配を持っており、したがって非断熱的であり、複雑な内部構造を持っていることを示唆しています。これらの新しい結果は、木星の形成と進化の現在のモデルを修正する必要があることを意味します。このホワイトペーパーでは、Junoデータと一致する内部構造モデルにつながる可能性のある形成パスと進化パス、およびそれらが提供する制約について説明します。惑星の成長中の重元素の濃縮を含む標準的なコア降着形成モデルは、その深い内部の組成勾配と不均一な内部と一致していることに注意してください。しかし、そのような形成モデルは通常、原始的な希薄コアとして解釈される可能性のあるこの領域が木星の総質量の約10％に制限されることを予測します。対照的に、Junoデータに適合する構造モデルは、この領域に質量の30％以上が含まれていることを意味します。この拡張された領域の起源を説明する1つの方法は、成長する惑星がガスを降着させ、微惑星が暴走するガスの降着を遅らせる比較的長い（約2Myrs）形成段階を呼び出すことです。あるいは、木星のファジーコアは、形成後の巨大な衝撃または対流の結果である可能性があります。これらの新しいシナリオには、やや特殊で特定の条件が必要です。このような条件の妥当性の明確さは、他の星の周りの惑星形成領域の将来の高解像度観測、巨大惑星を備えた太陽系外惑星の観測およびモデル化されたアーキテクチャ、およびその拡張ミッション中に取得された将来のJunoデータから得られる可能性があります。
ガス巨大惑星の性質
私たちの太陽系のガス巨大惑星の本質を明らかにすることは挑戦的です。木星と土星の質量は、それぞれ約318と95の地球質量です。それらは主に水素とヘリウムで構成されていますが、それらの起源に関する情報を明らかにするより重い元素の総質量と分布はまだ不明です。木星と土星の重力場の最近の正確な測定と、高圧での惑星物質の振る舞いの知識により、それらの内部をよりよく拘束することができます。木星と土星の更新された構造モデルは、両方の惑星が、組成の不均一性、非対流領域、およびファジーコアを含む複雑な内部を持っていることを示唆しています。さらに、木星と土星の間には大きな違いがあり、それぞれの巨大惑星は独特であることは明らかです。これは、巨大な太陽系外惑星の特性評価と、天体のクラスとしてのガス状惑星の理解に直接的な影響を及ぼします。このレビューでは、巨大惑星の内部をモデル化するために使用される方法と、巨大惑星構造モデルの最近の開発を要約します。
近くのM3ドワーフ周辺のサブネプチューンTOI-2136bの検証と大気探査
| Title |
Validation_and_atmospheric_exploration_of_the_sub-Neptune_TOI-2136b_around_a_nearby_M3_dwarf |
| Authors |
K._Kawauchi,_F._Murgas,_E._Palle,_N._Narita,_A._Fukui,_T._Hirano,_H._Parviainen,_H._T._Ishikawa,_N._Watanabe,_E._Esparaza-Borges,_M._Kuzuhara,_J._Orell-Miquel,_V._Krishnamurthy,_M._Mori,_T._Kagetani,_Y._Zou,_K._Isogai,_J._H._Livingston,_S._B._Howell,_N._Crouzet,_J._P._de_Leon,_T._Kimura,_T._Kodama,_J._Korth,_S._Kurita,_A._Laza-Ramos,_R._Luque,_A._Madrigal-Aguado,_K._Miyakawa,_G._Morello,_T._Nishiumi,_G._E._F._Rodr\'iguez,_M._S\'anchez-Benavente,_M._Stangret,_H._Teng,_Y._Terada,_C._L._Gnilka,_N._Guerrero,_H._Harakawa,_K._Hodapp,_Y._Hori,_M._Ikoma,_S._Jacobson,_M._Konishi,_T._Kotani,_T._Kudo,_T._Kurokowa,_N._Kusakabe,_J._Nishikawa,_M._Omiya,_T._Serizawa,_M._Tamura,_A._Ueda,_S._Vievard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.10182 |
NASAの宇宙望遠鏡$TESS$は現在、新しい通過する惑星を全天で探索するという拡張された使命を担っています。TESSが提供すると予想される数千の候補のうち、近くのM矮星を周回する通過惑星は、透過分光法によって大気を特徴づける絶好の機会を提供するため、特に興味深いターゲットです。公転周期で近くのM矮星（$d=33.36\pm0.02$pc、$T_{eff}=3373\pm108$K）を周回する新しいサブネプチューンサイズの惑星候補TOI-2136.01の検証と特性評価を目指しています。7。852日の。TESSデータ、地上ベースのマルチカラー測光、およびすばる望遠鏡の赤外線ドップラー（IRD）機器による視線速度測定を使用して、TOI-2136.01の惑星の性質を検証し、恒星および惑星のパラメーターを推定します。また、大気中のヘリウムを探索するために、高分解能透過分光法を実施しています。TOI-2136.01（現在はTOI-2136bと呼ばれています）は、惑星の半径が$R_p=2.2\pm0.07$$R_{Earth}$で、質量が$M_p=4.7^{+3.1の正真正銘の惑星であることを確認しました。}_{-2.6}$$M_{Earth}$。また、ヘリウム10830\r{A}吸収線を検索し、等価幅$<$7.8m\r{A}（95％信頼区間）と$<$1.44％（$<$1.44％）の吸収信号に上限を設定します。95％の信頼度）。TOI-2136bは、近くの明るい星（J=10.8）を通過するサブネプチューンであり、潜在的なハイセアン惑星であり、小さな惑星の形成、進化、および居住性を理解するための大気研究の優れたターゲットになります。
太陽系外惑星での生命の検出を可能にし、コペルニクスの原理をテストするための惑星の状況を理解する
| Title |
Understanding_planetary_context_to_enable_life_detection_on_exoplanets_and_test_the_Copernican_principle |
| Authors |
Joshua_Krissansen-Totton,_Maggie_Thompson,_Max_L._Galloway,_and_Jonathan_J._Fortney |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.10333 |
太陽系外惑星での生命の探索は、生命がその惑星環境を変える可能性のある普遍的な方法によって動機付けられています。酸素やメタンなどの大気ガスは、それらの生産がもたらす進化的利益のために、そのような環境改変の有望な候補です。ただし、これらのガスが地球化学的または天体物理学的プロセスではなく生命によって生成されることを確認するには、生命のない惑星に予想される反事実的大気進化を含む、惑星の状況を完全に理解する必要があります。ここでは、いくつかの候補の生命存在指標とそれらの今後の可観測性について、惑星のコンテキストの現在の理解を評価します。酸素のコンテキストフレームワークを確認し、推測された非生物的酸素シナリオがどのようにテスト可能であるかを説明します。酸素とは対照的に、惑星の状況が非生物学的メタン（CH$_4$）の生成をどのように制御するかについての現在の理解は限られていますが、無酸素大気中のCH$_4$の生命存在指標はJamesWebbSpaceTelescopeで容易に検出できます。CH$_4$の生命存在指標の環境コンテキストを評価し、CO$_2$と共存する豊富な大気CH$_4$、およびCO：CH$_4$<<1は生物学的生産を示唆していると結論付けますが、正確なしきい値は恒星のコンテキストに依存しますそしてまばらに特徴付けられた非生物的なCH$_4$シナリオ。惑星のコンテキストフレームワークは、代替または不可知論的なバイオシグネチャーについても考慮されます。宇宙での生命の分布がどうであれ、今後数十年の地球型外惑星の観測は、生命のない世界の大気の進化の定量的な理解を提供するでしょう。この知識は、他の場所での生命の存在を裏付けるか、その明らかな不在を確認するための将来の機器要件を通知します。
人工知能と実際の銀河画像を使用して、銀河形成シミュレーションのパラメーターを制約する
| Title |
Using_Artificial_Intelligence_and_real_galaxy_images_to_constrain_parameters_in_galaxy_formation_simulations |
| Authors |
Andrea_V._Macci\`o,_Mohamad_Ali-Dib,_Pavle_Vulanovi\'c,_Hind_Al_Noori,_Fabian_Walter,_Nico_Krieger,_Tobias_Buck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.09376 |
宇宙論的な銀河形成シミュレーションは、依然として空間/質量分解能によって制限されており、銀河の進化を推進する上で重要な星形成などのプロセスの一部を第一原理からモデル化することはできません。結果として、シミュレーションでは直接解決できないスケールと物理プロセスをキャプチャしようとする一連の「有効なパラメータ」に依然依存しています。この研究では、銀河の実際の画像とシミュレートされた画像に適用される機械学習技術を使用して、限られたセットに折りたたむのではなく、天文画像の完全な情報コンテンツを利用することで、これらのパラメータの異なる値を区別できることを示します。サイズや恒星/ガスの質量などの値の。この作業では、NIHAOシミュレーションと、近くの銀河のHIマップのTHINGSおよびVLA-ANGST観測にこの方法を適用して、星形成密度しきい値$n$のさまざまな値が観測されたHIマップを再現する能力をテストします。観測結果は、$n\gtrsim80$、cm$^{-3}$の高い値の必要性を示しています（正確な数値はモデルに依存しますが）。これは、銀河の暗黒物質の分布に重要な結果をもたらします。。私たちの研究は、革新的な方法で銀河画像の情報内容を最大限に活用し、シミュレーションと観測を解釈可能でノンパラメトリックかつ定量的な方法で比較できることを示しています。
$ 2 \ lesssim z \ lesssim6 $でのレンズ付き星形成塊の物理的特性の調査
| Title |
Exploring_the_physical_properties_of_lensed_star-forming_clumps_at_$2\lesssim_z_\lesssim6$ |
| Authors |
U._Me\v{s}tri\'c,_E._Vanzella,_A._Zanella,_M._Castellano,_F._Calura,_P._Rosati,_P._Bergamini,_A._Mercurio,_M._Meneghetti,_C._Grillo,_G.B._Caminha,_M._Nonino,_E._Merlin,_G._Cupani,_E._Sani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.09377 |
赤方偏移$z\sim2-6.2$を使用して、166個の星形成塊のサンプルの物理的特性（サイズ、恒星の質量、光度、星形成率）とスケーリングの関係を調べます。それらはハッブルフロンティアフィールド銀河団MACS〜J0416によって拡大され、182の複数の画像に基づいて、高精度レンズモデルを使用して計算された堅牢なレンズ増幅（$2\lesssim\mu\lesssim82$）を備えています。私たちのサンプルは、$z\gtrsim2$で分光的に確認されたレンズの塊の数の$\sim3$倍に拡張されます。紫外線連続画像の塊を特定し、有効な空間分解能（重力レンズによって強化された）が増加するたびに、それらは小さなエンティティに断片化し、星形成の階層的に組織化された性質を反映している可能性があります。レンズのないフィールドで最も一般的に観察されるKpcスケールの塊は、サンプルには含まれていません。サンプルの物理的特性は、低質量（M$_\star\lesssim10^7$M$_\odot$）を設定することにより、通常$z\gtrsim1$非レンズ観測およびシミュレーションによってプローブされるパラメーター空間を拡張します。、低い星形成率（SFR$\lesssim0.5$M$_\odot$yr$^{-1}$）、および小さいサイズ（R$_\mathrm{eff}\lesssim100$pc）レジーム。私たちの研究によって精査された新しい領域は、コンパクトな恒星複合体と星団のレジームに近づいています。質量サイズの平面では、私たちのサンプルは銀河と球状星団の間の領域にまたがっており、若い星団と球状星団が住む領域にいくつかの塊があります。私たちのサンプルの大部分について、コンパクトな恒星システムで局所的に観測されたものよりも高い星形成率を測定します。これは、高赤方偏移と局所宇宙での星形成のさまざまな条件を示しています。
非常に節のあるレンサー：ガウス過程回帰を使用したソースおよび潜在的な再構成における正則化の役割の調査
| Title |
The_Very_Knotty_Lenser:_exploring_the_role_of_regularization_in_source_and_potential_reconstructions_using_Gaussian_Process_Regression |
| Authors |
Georgios_Vernardos_and_Leon_V._E._Koopmans |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.09378 |
レンズポテンシャルとレンズ光源の再構築は、自由度が低い場合でも、特に滑らかなレンズに重ね合わされたポテンシャル摂動が含まれている場合、縮退のために、制約不足の問題になりがちです。正則化は、データがそうすることができなかったソリューションを制約するために伝統的に使用されてきました。ソースのレンズのない部分で。この探索的作業では、通常の正則化の選択を超えて、光源の明るさについて観察的に動機付けられた事前確率を採用します。また、静止している、つまり視野全体に浸透していると想定されるレンズ電位摂動を再構築するときにも、同様の比較を実行します。物理的に動機付けられた事前分布は、残差を低くし、過剰適合を回避し、検討したすべての例でベイズの定量的フレームワーク内で決定的に好まれることを発見しました。摂動の場合、間違った正則化を選択すると、高品質のデータでも修正できない悪影響が生じる可能性がありますが、純粋に滑らかなレンズモデルを使用すると、それらを非常に高度に吸収し、偏った解につながる可能性があります。最後に、半線形反転手法の新しい実装は、ソースと潜在的な摂動の間の縮退を測定するための最初の定量的フレームワークを提供します。
局所銀河内の中赤外および遠赤外の色と色の関係
| Title |
Mid_and_Far-Infrared_Color-Color_Relations_within_Local_Galaxies |
| Authors |
Benjamin_Gregg,_Daniela_Calzetti_and_Mark_Heyer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.09386 |
GALEX、Spitzer、Herschelからの多波長データを組み合わせて、「青側」中赤外線（MIR）と「赤側」遠赤外線（FIR）の色を調査する、ローカル銀河のサンプルの広範なアーカイブ分析を示します。-観測された赤外線スペクトルエネルギー分布（IRSED）内の色の相関。私たちのサンプルは主にKINGFISH銀河で構成されており、NGC5236（M83）やNGC4449などのいくつかの銀河が重要に追加されています。遠紫外線FUV（${\sim}0.15$$\mu$m）から500$\mu$mまでのデータを一般的な角度分解能に畳み込み、$kpc$スケールの星形成領域の測光を測定します36$サイズは"\times$36$"$です。星形成率（SFR）、恒星の質量、および金属量の分布は、サンプル全体で導き出されます。$f_{70}/f_{500}$"FIR"と$f_{8}/f_{24}$"MIR"のフラックス密度比（色）に注目すると、銀河のサブサンプルが他の人が無相関の色を示す間、それらの星形成領域内の強いIR色-色相関。この分裂は、2つの主な効果によって推進されます：1）星形成の局所的な強さ（SF）と2）星間物質（ISM）の金属含有量。SFの高い表面密度によって均一に支配される銀河（例：NGC5236）は、強いIR色と色の相関を示しますが、低レベルのSFと混合環境を示す銀河（例：NGC5457）は、相関が弱いかまったくないことを示します。特にMIRでのIRカラーのISM加熱と金属含有量。SFR-$L_{8}$（8$\mu$mの光度）の関係に大きな分散が見られます。これは、金属量の分布によって追跡され、現存する研究と一致しており、さまざまなシステム/サンプルにわたるSFRインジケーターとしての問題のある使用を強調しています。。
へび座SMM1のプレバイオティクス分子目録：II。ペプチド鎖の構成要素
| Title |
The_prebiotic_molecular_inventory_of_Serpens_SMM1:_II._The_building_blocks_of_peptide_chains |
| Authors |
Niels_F.W._Ligterink,_Aida_Ahmadi,_Bijaya._Luitel,_Audrey_Coutens,_Hannah_Calcutt,_{\L}ukasz_Tychoniec,_Harold_Linnartz,_Jes_K._J{\o}rgensen,_Robin_T._Garrod,_Jordy_Bouwman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.09640 |
この作業は、中質量の原始星へび座SMM1-aでプレバイオティクス分子のこのグループを検索することにより、星間アミドの存在量を制限することを目的としています。ALMA観測はへび座SMM1に向けて行われます。スペクトルはSMM1-a位置に向かって抽出され、CASSISライン分析ソフトウェアを使用して、いくつかのアミドおよびその他の分子の特徴的な回転ラインの存在について分析されます。NH$_{2}$CHO、NH$_{2}$CHO$\nu_{12}$=1、NH$_{2}^{13}$CHO、CH$_{3}$C（O）NH$_{2}$$\nu$=0,1、CH$_{2}$DOH、CH$_{3}$CHO、およびCH$_{3}$C（O）CH$_{3}$は安全に検出されますが、trans-NHDCHO、NH$_{2}$CDO、CH$_{3}$NHCHO$\nu$=0,1、CH$_{3}$COOH、およびHOCH$_{2}$CHOは暫定的に識別されます。この作業の結果は、文献に示されている検出と比較されます。均一なCH$_{3}$C（O）NH$_{2}$/NH$_{2}$CHO比は、物理的な違いが大きい星間ソースのグループで見られます。より小さなデータサンプルに基づくと、CH$_{3}$NHCHOでも同様の比率が見られます。NH$_{2}$CHOのD/H比は、約1〜3\％であり、低質量ソースIRAS〜16293〜2422Bに見られる値に近い値です。CH$_{3}$C（O）NH$_{2}$とNH$_{2}$CHOの形成は関連している可能性があります。暗い雲の段階での粒子表面でのこれらの分子の形成は、ありそうなシナリオです。NH$_{2}$CHOの高いD/H比は、これらの分子が氷塵粒子上に形成されていることを示しているとも考えられます。直接的な結果として、アミドは惑星系が形成される最も純粋な物質に存在すると予想され、したがってプレバイオティクス物質の貯蔵所を提供します。
スリーインワン：X線クエーサーRX J1456.0 +5048のVLBIラジオビュー
RXJ1456.0+5048は、ROSATによって検出された著名なX線源です。X線源に関連する約100mJyレベルの電波放射があります。ただし、角度分解能を上げた干渉計による観測では、2分角以内にある3つの異なるオブジェクトが、測定された全フラックス密度の原因であることが明らかになりました。空に並んでいるこれらの電波源が物理的に関連しているのか、それとも投影で互いに近くに見えるだけなのかはすぐにはわかりません。実際、X線、光学、および電波源の誤った相互識別は、すでに文献に記載されています。ここでは、この興味深いオブジェクトのグループに関する現在の知識を要約します。ここでは、3つのソースのうち2つが、超長基線干渉法（VLBI）で検出されたコンパクトな電波放射を示しています。5GHzで取得されたアーカイブヨーロッパVLBIネットワーク（EVN）データに基づいて、そのうちの1つのVLBI画像を初めて提示します。
宇宙の再電離終了時の銀河内の窒素と酸素の検出
| Title |
Detection_of_nitrogen_and_oxygen_in_a_galaxy_at_the_end_of_reionization |
| Authors |
Ken-ichi_Tadaki,_Akiyoshi_Tsujita,_Yoichi_Tamura,_Kotaro_Kohno,_Bunyo_Hatsukade,_Daisuke_Iono,_Minju_M._Lee,_Yuichi_Matsuda,_Tomonari_Michiyama,_Tohru_Nagao,_Kouichiro_Nakanishi,_Yuri_Nishimura,_Toshiki_Saito,_Hideki_Umehata,_Jorge_Zavala |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.09945 |
[NII]205$\mu$m、[OIII]88$\mu$m、および$z=6.0$、G09.83808の強力なレンズのサブミリ波銀河（SMG）でのダスト放出の観測結果を示します。アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）。[NII]と[OIII]の両方の線放射は、0.8$$の解像度マップで$>12\sigma$で検出されます。レンズモデリングは、ダスト連続放射の空間分布が、有効半径0.64$\pm$0.02kpcおよび高赤外線表面輝度$\Sigma_\mathrm{IR}=（1.8\pm0.3）\times10^{12}〜L_\odot$kpc$^{-2}$。この結果は、G09.83808が$z\sim4$にあるコンパクトな静止銀河の前駆体であることを裏付けています。ここでは、その星の大部分が、強くて短いバーストの星形成によって形成されると予想されます。G09.83808およびその他のレンズ付きSMGは、局所発光赤外線銀河（LIRG）に見られるように、63$\mu$mから158$\mu$mの間の連続体フラックス密度比の増加に伴い、[NII]線と赤外線の光度比の減少傾向を示します。減少傾向イオン化パラメータを増やした光イオン化モデルで再現可能。さらに、[NII]/[OIII]光度比と遠赤外線を組み合わせることで再現可能G09.83808の連続磁束密度比から、気相の金属量はすでに$Z\approx0.5-0.7〜Z_\odot$であると推測されます。G09.83808は、宇宙の再電離の終わりに化学的に濃縮された最も初期の銀河の1つである可能性があります。
サブmmデータを用いたSEDフィッティングに基づく活動銀河核ホスト銀河の星形成率の決定
| Title |
Determining_star_formation_rates_of_active_galactic_nuclei_host_galaxies_based_on_SED_fitting_with_sub-mm_data |
| Authors |
Changseok_Kim,_Jong-Hak_Woo,_Yashashree_Jadhav,_Aeree_Chung,_Junhyun_Baek,_Jeong_Ae_Lee,_Jaejin_Shin,_Ho_Seong_Hwang,_Rongxin_Luo,_Donghoon_Son,_HyunGi_Kim,_Hyuk_Woo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.10044 |
スペクトルエネルギー分布（SED）分析に基づく星形成率（SFR）の測定値を、z$<0.2$の52個のAGNホスト銀河のサンプルのアーカイブ多波長データと組み合わせた新しいサブmmフラックスで示します。ジェームズクラークマクスウェル望遠鏡でSCUBA-2カメラを使用してサブmmの観測を行い、各ターゲットのフラックスまたは上限450および850$\mu$mを取得しました。SEDフィットでAGNダスト成分の影響を実験することにより、AGNの寄与を無視すると、ダストの光度が過大評価される可能性があることがわかります。4000{\AA}ブレークに基づくSFRは、ダストの光度に基づくSFRと比較して大幅なオフセットを示していますが、人工ニューラルネットワーク（Ellisonetal。2016）によって取得されたSFRは、大きなばらつきはあるものの、一般に一貫性を示しています。SFRは[OIII]$\lambda5007$輝線によって表されるAGN流出強度と相関し、エディントン比が高く流出が強いAGNは一般に、SFRが高い銀河によってホストされていることがわかります。これは報告された相関と一致しています。ウーらによる。（2020）。これは、AGNフィードバックによる星形成の瞬間的な消光がないことを示唆しています。
球状星団に富む超拡散銀河の力学的摩擦：NGC5846-UDG1の場合
| Title |
Dynamical_friction_in_globular_cluster-rich_ultra-diffuse_galaxies:_the_case_of_NGC5846-UDG1 |
| Authors |
Nitsan_Bar,_Shany_Danieli,_Kfir_Blum |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.10179 |
球状星団（GC）の大規模なサンプルを含む超拡散銀河は、銀河ダイナミクス理論の予測をテストする機会を提供します。NGC5846-UDG1は優れた例であり、数十のGC候補の高品質なサンプルがあります。NGC5846-UDG1で観測されたGCの分布は、重力力学的摩擦によって引き起こされる質量分離を示唆していることを示します。一連の数値シミュレーションに裏打ちされた単純な分析計算を提示します。これは、GCの質量と半径方向の位置の現在の観測パターンを自然に説明します。出生時のGC集団に関するいくつかの仮定を条件として、分析はNGC5846-UDG1が巨大な暗黒物質ハローに存在する可能性を裏付けています。これは、暗黒物質の動的（運動学的に加えて）トレーサーとしてGCリッチシステムを使用する例です。
銀河の存在量のトレーサーとしての硫黄の使用について
銀河のグローバル金属量トレーサーとして硫黄を使用する方法を提示し、赤から近赤外のスペクトル領域のみを使用して完全な存在量分析を実行できるようにします。渦巻銀河と不規則銀河のHII領域（DHR）と、強いスターバースト（HIIGal）が支配的な矮小銀河の2つのサンプルに分割された高品質データの編集に適用しました。硫黄の存在量は、S{++}が発生する中間ゾーンとS{+}が形成される低イオン化ゾーンの2つのゾーンで構成されるイオン化構造を想定した直接法によって導き出されました。イオン化補正係数（ICF）は、Ar{3+}/Ar{3+}比から計算されており、放射線場の硬度と相関することが示されています。オブジェクトの約10％のみが、30％を超える総存在量に対してS{3+}の寄与を示しています。硫黄の存在量と電離温度の間には良好な相関関係があり、金属量の低い物体はより高温の星によって電離されます。イオン化パラメータと総S/Hアバンダンスの間に相関関係は見つかりません。ほとんどのHIIGalオブジェクトは、太陽値を下回るS/O比を示し、硫黄の存在量の増加に伴ってS/O比が増加する傾向を示しますが、DHRオブジェクトは、太陽よりも大きいS/O比を示し、金属量が高いほどS/O比が低くなる傾向を示します。。最後に、S{23}パラメータを使用して硫黄存在量のキャリブレーションを示します。このパラメータは、太陽値をはるかに超える硫黄存在量まで単一値のままです。S{23}はイオン化パラメータに依存せず、イオン化温度にわずかに依存します。
Cバンド全天調査（C-BASS）：北の空における拡散銀河マイクロ波放射のテンプレートフィッティング
| Title |
The_C-Band_All-Sky_Survey_(C-BASS):_Template_Fitting_of_Diffuse_Galactic_Microwave_Emission_in_the_Northern_Sky |
| Authors |
S.E._Harper,_C._Dickinson,_A._Barr,_R._Cepeda-Arroita,_R.D.P._Grumitt,_H.M._Heilgendorff,_L._Jew,_J.L._Jonas,_M.E._Jones,_J.P._Leahy,_J._Leech,_T.J._Pearson,_M.W._Peel,_A.C.S._Readhead,_A.C._Taylor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.10411 |
C-BandAll-SkySurvey（C-BASS）は、半値全幅$0.73^\circ$の角度分解能で4.76GHzの銀河を観測し、高い信号対雑音比で銀河シンクロトロン放射を検出しました。北の空全体（$\delta>-15^{\circ}$）。C-BASSマップの予備バージョンを使用して、中〜高（$b>10^\circ$）銀河緯度での銀河前景の空間相関分析の結果を示します。シンクロトロン、ダスト、およびフリーフリーのコンポーネントを$20$から$1000$GHzの間で共同で適合させ、銀河シンクロトロンスペクトルの違い、およびC-BASSマップまたはシンクロトロン放射を追跡するための408MHz全天マップ。高周波での銀河シンクロトロンスペクトルの急峻化（$\left<\Delta\beta\right>=-0.06\pm0.02$）のわずかな証拠が見つかり、平均スペクトルインデックスは$\left<\beta\になります。右>=$4.76-22.8$GHzで-3.10\pm0.02$。したがって、シンクロトロン放射は、最大数十GHzの単一のべき乗則によって適切にモデル化できます。このため、AME放射率は、シンクロトロントレーサーを408MHzマップから4.76GHzマップに変更することに敏感ではないことがわかります。これは、AMEの起源が回転するダスト放出であるという強力な証拠であると解釈しています。
コア崩壊超新星の1Dシミュレーションを使用したN = 50領域での更新された電子捕獲率の比較
| Title |
Comparison_of_Updated_Electron_Capture_Rates_in_the_N=50_Region_using_1D_Simulations_of_Core-collapse_Supernovae |
| Authors |
Zac_Johnston,_Sheldon_Wasik,_Rachel_Titus,_MacKenzie_L._Warren,_Evan_P._O'Connor,_Remco_Zegers,_Sean_M._Couch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.09370 |
最近の研究では、N=50の閉殻領域付近の中性子に富む原子核の電子捕獲（EC）率に対するコア崩壊超新星（CCSNe）モデルの感度が強調されています。この作業では、この領域で最近更新されたECレートを使用して、200個の恒星前駆体に対して1次元（1D）CCSNシミュレーションの大規模なスイートを実行します。比較のために、ECレートの以前の2つの実装を使用してシミュレーションを繰り返します。パラメータ化されたN=50レート（LMP）の微物理ライブラリと古い単一核近似（SNA）です。バウンス後数秒までの衝撃の復活を通してシミュレーションを追跡し、ECレートがCCSNプロパティに一貫した痕跡を生成し、多くの場合、前駆体自体の役割を超えることを示します。注目すべき影響には、コア崩壊のタイムスケール、バウンス時の内核の電子分率と質量、衝撃による降着率、復活の成功または失敗、および中央のコンパクトな残骸の特性が含まれます。また、DUNEのような検出器で観測可能なニュートリノバーストのニュートリノ信号を比較し、カウントと平均エネルギーへの一貫した影響を見つけます。全体として、更新されたレートにより、LMPとSNAの中間のプロパティが得られますが、両方よりも爆発に対してわずかに有利です。
SN 2020jfo：低質量前駆体からの短いプラトーII型超新星
| Title |
SN_2020jfo:_A_short_plateau_Type_II_supernova_from_a_low_mass_progenitor |
| Authors |
Rishabh_Singh_Teja,_Avinash_Singh,_D.K._Sahu,_G.C._Anupama,_Brajesh_Kumar,_and_A.J._Nayana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.09412 |
タイプIIP超新星SN$〜$2020jfoの紫外線および光学波長での分光および測光観測を提示します。SN$$2020jfoは渦巻銀河M61（NGC$\、$4303）で発生し、過去100年間に8つの超新星が観測されました。SN$〜$2020jfoは、$58\pm2\、d$続く短いプラトーを示し、$\rmM_V=-17.4\pm0.4\、mag$の$V$バンドで約$\rmで最大輝度を達成しました。爆発以来7.7\pm0.5\、d$。ボロメータの光度曲線から、爆発で合成された$\rm^{56}Ni$の質量は$\rm0.033\pm0.006\、M_\odot$と推定されました。観測されたスペクトルの特徴は、進化全体にわたる浅いH$\alpha$吸収と、7378$\、$\r{A}での安定した$\rm^{58}$Ni特徴の存在を除いて、タイプIIP超新星に典型的です。星雲相で。MESA$\、+\、$STELLAフレームワークで流体力学的モデリングを使用して、$\rm\sim5\、M_\odot$の噴出物の質量を推定しました。モデルはまた、SN$〜$2020jfoが、$\rmM_{ZAMS}\、\sim\、12\、M_\odot$を持つ赤色超巨星の前駆体の結果である可能性があることを示しています。ボロメータ光度曲線モデリングにより、初期の$\rm\sim20\、d$の二次放射源の存在が明らかになりました。これは、質量$\rm\sim0.2\、M_\odot$の星周物質との相互作用に起因するとされています。、これは、超新星爆発の約20年前に質量損失が増大したために放出された可能性が最も高いです。
将来の望遠鏡でスペクトル線を使用してマグネターを探査する
マグネタースペクトル線分析に関する調査結果を、持続的なマグネター放出とマグネターバーストの2つのケースについて、今後の高解像度、高有効面積、高スループットのX線望遠鏡との関連で提示します。静止状態のマグネターについては、位相分解放出のモデリングに関する予備作業を紹介します。私たちの結果は、ホットスポットの放出と対応する磁場の形状を決定的に決定するために、線のエネルギーと同時に線の深さと幅を制限する必要があることを明らかにしています。次に、マグネタースペクトル線検出用のさまざまな電流および今後のX線望遠鏡の有効面積と応答を使用したシミュレーションの結果を示し、今後の望遠鏡が静止およびバースト放出領域の形状と極限磁気での伝搬をプローブするために提供する刺激的な機会を拡大します。マグネターの磁場
eROSITA銀河系外CalPVセレンディピティカタログ
| Title |
The_eROSITA_extragalactic_CalPV_serendipitous_catalog |
| Authors |
Teng_Liu,_Andrea_Merloni,_Julien_Wolf,_Mara_Salvato,_Thomas_Reiprich,_Riccardo_Arcodia,_Georg_Lamer,_Antonis_Georgakakis,_Tom_Dwelly,_Jeremy_Sanders,_Johannes_Buchner,_Frank_Haberl,_Miriam_Ramos-Ceja,_Joern_Wilms,_Kirpal_Nandra,_Hermann_Brunner,_Marcella_Brusa,_Axel_Schwope,_Jan_Robrade,_Michael_J._Freyberg,_Thomas_Boller,_Chandreyee_Maitra,_Angie_Veronica,_Adam_Malyali |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.09430 |
コンテキスト：SRG天文台に搭載されたeROSITAX線望遠鏡は、計画されている4年間の全天観測に先立ち、2019年9月から2019年12月の間に校正および性能検証（CalPV）観測を実行しました。それらのほとんどは、深いポインティングモードの観測でした。目的：ここでは、ドイツのeROSITAコンソーシアムによって公開された銀河系外CalPV観測のセットから検出された、X線カタログとこれらのX線源のマルチバンド対応物を紹介します。方法：バックグラウンド測定に拡張X線放射を含めることにより、点状X線源に最適化された線源検出方法を開発します。マルチバンドの対応物は、CatWISEカタログのベイズ法を使用して識別されます。結果：11個のCalPVフィールドを組み合わせて、9522個のX線源を含むカタログを提示します。X線フラックスはスペクトルフィッティングによって測定されます。CatWISEの対応物は、ソースの77％に表示されます。179の情報源に大きな変動が見られ、この論文でも紹介されています。これらのフィールドのほとんどは、典型的な銀河系外フィールドと同様の点源の数を示しており、いくつかは特定の星の種族を抱えています。
中性子星X線連星過渡現象の再発時間と銀河中心静止X線連星の性質について
| Title |
On_the_recurrence_times_of_neutron_star_X-ray_binary_transients_and_the_nature_of_the_Galactic_Centre_quiescent_X-ray_binaries |
| Authors |
Thomas_J._Maccarone_(Texas_Tech_University),_Nathalie_Degenaar_(Amsterdam),_Bailey_E._Tetarenko_(Texas_Tech),_Craig_Heinke_(Alberta),_Rudy_Wijnands_(Amsterdam),_Gregory_R._Sivakoff_(Alberta) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.09503 |
銀河中心領域に変動性を示すが、10年以上のモニタリングで爆発を示さないいくつかのX線源の存在は、この領域に恒星質量ブラックホールの大集団が存在することを主張するために使用されてきました。これらの天体がブラックホールを降着させているという議論の核となる要素は、低質量X線連星（LMXB）の中性子星（NS）には長い過渡的再発時間がないという主張です。この論文では、NSプライマリの明確なシグネチャを持つ既知の一時的なLMXBの約半分が、MAXIの感度での爆発に対して10年を超える再発時間を持っていることを示しています。さらに、NSLMXBの予想される総人口を、観測されたものおよび銀河のミリ秒ラジオパルサー（MSRP）人口と一致させるために、次のような機器で検出可能な爆発の再発時間が1世紀をはるかに超えるシステムであることを示します。MAXIはNSLMXBの主要な集団である必要があり、これらのシステムのいくつかはまだ発見されていません。
繰り返される高速電波バーストの周波数依存偏波-それらの起源への影響
| Title |
Frequency_Dependent_Polarization_of_Repeating_Fast_Radio_Bursts_--_Implications_for_Their_Origin |
| Authors |
Yi_Feng,_Di_Li,_Yuan-Pei_Yang,_Yongkun_Zhang,_Weiwei_Zhu,_Bing_Zhang,_Wenbin_Lu,_Pei_Wang,_Shi_Dai,_Ryan_S._Lynch,_Jumei_Yao,_Jinchen_Jiang,_Jiarui_Niu,_Dejiang_Zhou,_Heng_Xu,_Chenchen_Miao,_Chenhui_Niu,_Lingqi_Meng,_Lei_Qian,_Chao-Wei_Tsai,_Bojun_Wang,_Mengyao_Xue,_Youling_Yue,_Mao_Yuan,_Songbo_Zhang,_Lei_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.09601 |
高速電波バースト（FRB）の偏光、明るい天文の過渡現象には、それらの環境に関する重要な情報が含まれています。5つの繰り返しFRBの偏光測定を報告します。その豊富な信号により、2つの望遠鏡で広帯域観測が可能になります。より低い周波数でより低い偏波の明確な傾向が見られました。これは、単一パラメーターの回転-測定-散乱（$\sigma_{\mathrm{RM}}$）によって十分に特徴付けられ、マルチパス散乱によってモデル化できます。$\sigma_{\mathrm{RM}}$が高いソースは、RMの大きさと散乱のタイムスケールが高くなります。最も実質的な$\sigma_{\mathrm{RM}}$を持つ2つのソース、FRB20121102AとFRB20190520Bは、コンパクトな永続的な電波ソースに関連付けられています。これらの特性は、超新星残骸やパルサー風星雲など、繰り返されるFRBの近くの複雑な環境を示しており、若い集団から生じるものと一致しています。
高速電波バースト源の繰り返しの近くの磁化された不均一な環境からの時間的散乱、偏光解消、および持続的な電波放射
| Title |
Temporal_Scattering,_Depolarization,_and_Persistent_Radio_Emission_from_Magnetized_Inhomogeneous_Environments_Near_Repeating_Fast_Radio_Burst_Sources |
| Authors |
Yuan-Pei_Yang,_Wenbin_Lu,_Yi_Feng,_Bing_Zhang,_Di_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.09602 |
一部の繰り返し高速電波バースト（FRB）ソースは、周波数依存の偏光解消、回転測定（RM）の変動、偏光成分の振動スペクトル構造など、複雑な偏光動作を示します。ごく最近、Fengetal。（2022）は、アクティブなリピーターが顕著な周波数依存の脱分極と、RM散乱（$\sigma_{\rmRM}$）と時間散乱時間（$\tau_{\rms}$）、$\の間に強い相関関係を示すことを報告しました。sigma_{\rmRM}\propto\tau_{\rms}^{1.0\pm0.2}$。どちらも、磁化された不均一なプラズマスクリーンを介したマルチパス伝搬によって十分に説明できます。この観察結果は、時間散乱とRM散乱が同じ領域から発生していることを強く示唆しています。その上、Feng等の注目の特定の発見。（2022）は、コンパクトな永続的電波源（PRS）を備えたFRBは、極端な$\sigma_{\rmRM}$を持つ傾向があるということです。この作業では、FRBソースの近くの磁化された不均一プラズマスクリーンによってもたらされる時間散乱、RM散乱、およびPRS放射を分析します。RM散乱の振る舞いは、磁化されたプラズマ環境が超新星残骸またはパルサー風星雲と一致していることを意味し、予測される$\sigma_{\rmRM}$-$\tau_{\rms}$の関係は$\さまざまな天体物理学的シナリオのsigma_{\rmRM}\propto\tau_{\rms}^{（0.54-0.83）}$。また、PRSの比光度は、プラズマスクリーンによってもたらされるRMと正の相関関係があるはずであることも示しています。これは、FRB121102およびFRB190520Bの観測結果と一致しています。
衝突のない相対論的ジェットにおけるきのこ不安定性による磁気リコネクション
| Title |
Mushroom-instability-driven_Magnetic_Reconnections_in_Collisionless_Relativistic_Jets |
| Authors |
Tomohisa_Kawashima,_Seiji_Ishiguro,_Toseo_Moritaka,_Ritoku_Horiuchi,_Kohji_Tomisaka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.09706 |
ジェットの横断面で粒子内セルシミュレーションを実行することにより、速度シアーを伴う無衝突相対論的ジェットの動的プラズマダイナミクスを研究します。断続的な磁気リコネクション（MR）は、相対論的バルク速度のプラズマせん断流における重要な速度論的スケールのプラズマ不安定性であるキノコ不安定性（MI）によって駆動されることが発見されました。この一連の動的プラズマ現象を「MI駆動型MR」と呼びます。MI駆動のMRは、再接続点の位置を初速度せん断面の近くからジェットの中心に向かって移動させると断続的に発生します。結果として、MI駆動のMRによって加速される高エネルギー電子の数密度は、MIによる磁場の生成とその後の増幅を伴って、初期速度せん断表面の内側の領域で時間とともに増加します。電子の最大ローレンツ因子は、ジェットの初期バルクローレンツ因子とともに増加します。活動銀河核ジェットのジェットスパインにおける明るいシンクロトロン放射に対するMI駆動MRの可能な関係についても議論されています。
Collapsarsによる$ r $プロセス元素合成に対する無線の制約
| Title |
Radio_Constraints_on_$r$-process_Nucleosynthesis_by_Collapsars |
| Authors |
K.H._Lee,_I._Bartos,_A._Cook,_A._Corsi,_Z._Marka,_G.C._Privon,_and_S._Marka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.09739 |
宇宙で最も重い元素は、非常に中性子が豊富な流出での急速な中性子捕獲（$r$プロセス）によって合成されます。中性子星合体は、GW170817のマルチメッセンジャー観測を通じて、重要な$r$プロセスソースとして確立されました。コラプサーはまた、重元素の潜在的な主要な供給源として提案されました。ただし、他の放出メカニズムによる汚染のため、これを光学観測で調べることは困難です。ここでは、近くの長いガンマ線バーストの無線追跡観測に基づいて、コラプサーによる$r$プロセス元素合成の観測上の制約を示します。遅い時間の電波放射は$r$プロセス要素の鍛造に関与する崩壊風噴出物から生じるという仮説を立て、内にあるSwift/BATGRBのサンプルの電波観測を使用してこのシナリオに設定できる制約を検討します。2GpcサンプルのGRBの電波残光を超える電波の対応物は特定されなかったため、検討したモデルでは、コラプサーの$r$プロセスの寄与を$\lesssim0.2$M$_\odot$に制限しました。より厳しい制約を与える合併密度。私たちの結果は、コラプサーが大部分の$r$プロセスの生産サイトであることに緊張していますが、コラプサー風の噴出物の質量と速度のプロファイルはまだ十分にモデル化されていません。このように、私たちの結果は現在大きな不確実性にさらされていますが、さらなる理論的研究はそれらを大幅に改善する可能性があります。
2021年夏のZTF /フィンク過渡現象のGRANDMA観測
| Title |
GRANDMA_Observations_of_ZTF/Fink_Transients_during_Summer_2021 |
| Authors |
V._Aivazyan,_M._Almualla,_S._Antier,_A._Baransky,_K._Barynova,_S._Basa,_F._Bayard,_S._Beradze,_D._Berezin,_M._Blazek,_D._Boutigny,_D._Boust,_E._Broens,_O._Burkhonov,_A._Cailleau,_N._Christensen,_D._Cejudo,_A._Coleiro,_M._W._Coughlin,_D._Datashvili,_T._Dietrich,_F._Dolon,_J.-G._Ducoin,_P.-A._Duverne,_G._Marchal-Duval,_C._Galdies,_L._Granier,_V._Godunova,_P._Gokuldass,_H._B._Eggenstein,_M._Freeberg,_P._Hello,_R._Inasaridze,_E._O._Ishida,_P._Jaquiery,_D._A._Kann,_G._Kapanadze,_S._Karpov,_R._W._Kiendrebeogo,_A._Klotz,_R._Kneip,_N._Kochiashvili,_W._Kou,_F._Kugel,_C._Lachaud,_S._Leonini,_A._Leroy,_N._Leroy,_A._Le_Van_Su,_D._Marchais,_M._Masek,_T._Midavaine,_A._Moller,_D._Morris,_R._Natsvlishvili,_F._Navarete,_K._Noysena,_S._Nissanke,_K._Noonan,_N._B._Orange,_J._Peloton,_A._Popowicz,_T._Pradier,_et_al._(20_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.09766 |
掃天観測（ZTF）によって明らかにされた掃天観測のGRANDMAによる追跡観測を提示します。6か月の期間にわたって、すべてのZTFトリガーは、Finkブローカーに実装された専用の科学モジュールによってリアルタイムで検査されました。このモジュールは、VeraC.RubinObservatoryのデータ処理に使用されます。この記事では、キロノバ候補を特定するための3つの選択方法を紹介します。3,500万人を超える候補者のうち、100人の情報源が私たちの選択基準に合格しています。その後、6人がGRANDMA（プロとアマチュアの両方の天文学者）によってフォローアップされました。大多数は最終的に小惑星または超新星イベントのいずれかに分類されました。私たちは37個の望遠鏡を動員し、さまざまな条件と品質で撮影された大量の画像サンプルを集めました。孤立したキロノバ候補（ガンマ線バーストが関連付けられていないもの、すべて）を補完するために、2021年夏のさらなる観測を行うために3つの追加の超新星アラートを含めました。科学的分析に画像を提供したアマチュア天文学者コミュニティの重要性を示しますマグニチュード範囲r'=17-19magで発見された新しいソースの数。急速なキロノバ分類は、0.3等/日を超えるはずの光源の崩壊率に基づいています。GRANDMAのフォローアップでは、ZTFからのさらなる観測を待たずに、発見後1.5+/-1。2日以内にフェージング率を決定しました。観測キャンペーン中に確認されたキロノバは発見されませんでした。この作業は、次の重力波観測ランO4でのキロノバ探索の準備を考慮して、今後数か月間継続されます。
宇宙線ナトリウムとアルミニウムのスペクトルおよび予期しないアルミニウムの過剰
| Title |
Spectra_of_Cosmic_Ray_Sodium_and_Aluminum_and_Unexpected_Aluminum_Excess |
| Authors |
M._J._Boschini,_S._Della_Torre,_M._Gervasi,_D._Grandi,_G._Johannesson,_G._La_Vacca,_N._Masi,_I._V._Moskalenko,_S._Pensotti,_T._A._Porter,_L._Quadrani,_P._G._Rancoita,_D._Rozza,_M._Tacconi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.09928 |
アルファ磁気分光器-02（AMS-02）は、発売以来、宇宙線（CR）種、$\bar{p}$、$e^{\pm}$、および核（H-Si、Fe）は、多くのブレークスルーをもたらしました。最新のAMS-02の結果は、$\sim$2TVまでのCRナトリウムとアルミニウムのスペクトルの測定です。太陽系の存在量が少ないことを考えると、各元素のかなりの部分が、より重い種、主にNe、Mg、およびSiの断片で生成されます。この論文では、ACE-CRISおよびVoyager1データとともに、AMS-02によるナトリウムおよびアルミニウムスペクトルの正確な測定値を使用して、それらの起源をテストします。ナトリウムスペクトルはGalProp-HelModフレームワークで行われた予測とよく一致し、アルミニウムスペクトルは2〜7GVの剛性範囲で大幅に過剰であることを示しています。これに関連して、以前に見つかったLi、F、およびFeの他の低エネルギー過剰の原因について説明します。Li、F、およびAlで観測された過剰は、異常な$^{22}$Ne/$^{20}$Ne、$^{12を再現するために呼び出されたローカルのWolf-Rayet（WR）星の仮説と一致しているようです。}$C/$^{16}$O、および$^{58}$Fe/$^{56}$FeのCRの比率。一方、Feの過剰は、太陽近傍での過去のSN活動に関連している可能性があります。また、数MVから$\sim$2TVまでの剛性範囲で、ナトリウムとアルミニウムの更新されたローカル星間スペクトル（LIS）を提供します。私たちの計算では、CR$\bar{p}$、$e^{-}$、および核$Z\le28$のLISを導出する際の信頼できるツールであることが証明された自己無撞着なGalProp-HelModフレームワークを採用しています。
| Title |
Supernova_Remnants_in_M83_as_Observed_with_MUSE |
| Authors |
Knox_S._Long,_William_P._Blair,_P._Frank_Winkler,_Lorenza_Della_Bruna,_Angela_Adamo,_Anna_F._McLeod,_and_Phillippe_Amram |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.09929 |
ここでは、主にMUSE面分光法に基づいて、近くの対面渦巻銀河M83のSNRとSNR候補の新しい研究について説明します。M83のSNR候補の改訂されたカタログには、366個のオブジェクトがあり、そのうち81個がここで初めて報告されます。これらのうち、229個はMUSE観測領域内にあり、そのうち160個は[SII]：Halpha比が0.4を超えるスペクトルを持っており、この値は輝線星雲が衝撃加熱されていることの確認として一般に受け入れられています。[SII]：Halpha比が高いMUSE領域外の51のSNR候補と組み合わせると、M83には211の分光学的に確認されたSNRがあり、外部銀河で確認されたSNRの最大数です。MUSEの比較的高いスペクトル分解能と広い波長範囲の組み合わせにより、将来のSNR検索の基礎として役立つ可能性のあるSNRの他の2つの特性を調査することができました。具体的には、[SII]：Halpha比に基づいてSNRとして識別されたオブジェクトのほとんどは、HII領域よりも速度の広がりが大きく[SIII]：[SII]放出の比が低くなっています。若くて急速に拡大する残骸から予想される非常に広い輝線を持つ星雲の検索は、以前に識別されたB12-174aを除いて、何も明らかにしませんでした。M83で特定されたSNRは、いくつかの例外を除いて、中年のISMが支配的なものです。より小さな直径の候補は、より密度の高いガスに拡大するSNRが明るくなり、より希薄なISMに拡大するものよりも小さな直径で視界から消える場合に予想されるように、より大きな直径のオブジェクトよりも広い範囲の速度の広がりと広い範囲のガス密度を示します
AGNディスクにおける時間依存の恒星質量連星ブラックホール連星の合併：階層的合併の質量分布
| Title |
Time-dependent_Stellar-mass_Binary_Black_Hole_Mergers_in_AGN_Disks:_Mass_Distribution_of_Hierarchical_Mergers |
| Authors |
Guo-Peng_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.09961 |
LIGOとVirgoによって検出された恒星-質量連星ブラックホール（BBH）の合併の天体物理学的起源のチャネルについては多くの議論があります。活動銀河核（AGN）は、内側半径内の高密度ガスディスクの移動トラップにより、BBHの効率的な形成と迅速な融合のための有望なサイトです。この論文では、モンテカルロシミュレーションを実行して、時間の経過に伴う合併と階層的合併の質量特性を調査します。|ブラックホール（BH）の1つが以前の合併の残骸です。予測される合併率は$\sim27-37〜{\rmGpc^{-3}〜yr^{-1}}$であり、極端な質量比の合併を伴うLIGO/Virgoの検出率が向上することがわかります。AGNの後期段階にあります。階層的合併の割合は$\sim24\％$であり、その質量比のピークは$\sim0.15-0.35$です。階層的合併における低世代の合併と比較して、高世代の合併の質量比は、そのピークの周りでより平坦な分布を持っています。これらは、極端な質量比または重い成分質量を持つLIGO/Virgoによって検出されたBBHの合併が、AGNチャネルで十分に説明できることを示しています。
将来のニュートリノ信号を使用して超新星モデルを区別するための展望
| Title |
Prospects_for_Distinguishing_Supernova_Models_Using_a_Future_Neutrino_Signal |
| Authors |
Jackson_Olsen_and_Yong-Zhong_Qian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.09975 |
次の銀河中心崩壊超新星（SN）は、観測されたニュートリノを多数生成するはずです。ベイジアン手法を使用して、最大25kpcの既知の距離にあるSNを使用して、スーパーカミオカンデ（SK）と同様の水チェレンコフ検出器のニュートリノイベントを使用して、7つの1次元ニュートリノ放出モデルを区別できることを示します。フレーバー振動または標準のミケーエフ-スミルノフ-ウォルフェンシュタイン効果。これらのモデルのいくつかは、50kpcの既知の距離のSNでまだ区別できます。また、モデルによって予測されたニュートリノエネルギーと到着時間の相対分布だけを考慮し、SKのような検出器が$\sim10$kpcまでの未知の距離にあるSNでこれらの分布を区別する要件を満たしていることを確認します。
| Title |
Spectral_Lag_Transition_of_32_Fermi_Gamma-ray_Bursts_and_their_Application_on_Constraining_Lorentz_Invariance_Violation |
| Authors |
Zi-Ke_Liu,_Bin-Bin_Zhang,_Yan-Zhi_Meng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.09999 |
スペクトルラグの正から負への遷移は、少数のGRBで報告されている珍しい機能です。このような機能の適用は、ローレンツ不変性に違反する可能性があるという仮説の下で、光子の臨界量子重力エネルギー（$E_{\rmQG}$）を制約するために行われました。以前のケーススタディに動機付けられて、この論文は、ローレンツ不変性違反（LIV）の包括的な物理的限界を確立するために、ラグ遷移機能について最新のフェルミ/GBMGRBサンプルを体系的に調べました。この検索の結果、レッドシフトが利用可能な32個のGRBが得られました。これは、ラグ遷移現象を示しています。最初に、32個のGRBのラグ-E関係のそれぞれを、経験的に滑らかに壊れたべき乗則関数に適合させ、ラグ遷移が通常約400keVで発生することを発見しました。次に、LIV効果を近似に実装しました。これにより、$E_{\rmQG}$の線形値と2次値の下限を制限できます。これは、通常、$1.5\times10^{14}$GeVとそれぞれ$8\times10^{5}$GeV。
最初のCHIME / FRB高速電波バーストカタログからのイベントのモデルに依存しない分類
| Title |
Model-independent_classification_of_events_from_the_first_CHIME/FRB_Fast_Radio_Burst_catalog |
| Authors |
Anastasia_Chaikova,_Dmitriy_Kostunin_and_Sergei_B._Popov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.10076 |
CHIME/FRBコラボレーションは最近、スペクトルと信号幅、振幅などのいくつかの再構築されたプロパティを含む約5万の高速電波バースト（FRB）を含むカタログを公開しました。これらを分類するためのモデルに依存しないアプローチを開発しました。相互相関およびクラスタリングアルゴリズムを使用したバーストは、バーストの1次元強度プロファイルに適用されます（つまり、周波数全体で平均化された時間の関数としての振幅に）。このアルゴリズムを使用して、異なる波形形態と、同時に異なる輝度温度の分布を特徴とするFRBの2つの主要なクラスを識別しました。識別されたクラスターの1つからのバーストは、他のクラスターからのイベントよりも輝度温度が低く、幅が広くなっています。どちらのグループにも、リピーターからのバーストと1回限りのイベントが含まれます。
スペクトル-時間エネルギー分布に基づく超新星の特性評価：可能な2つのSNIbサブタイプ
| Title |
Characterization_of_Supernovae_Based_on_the_Spectral-Temporal_Energy_Distribution:_Possible_two_SN_Ib_Subtypes |
| Authors |
Ofek_Bengyat_and_Avishay_Gal-Yam |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.10300 |
マルチバンド測光と組み合わせたスペクトル時系列に基づく超新星（SNe）間の定量的データ駆動型比較が提示されます。オブジェクト間の共有相関を反映する抽象的な距離空間にこれらを埋め込むために、すべての主要な分光タイプを表す82の十分に文書化されたSNeのセットのメトリックとして教師なしランダムフォレストアルゴリズムを使用します。結果として得られる距離空間を3Dで視覚化し、現在の分光分類スキームとの強い一致を明らかにします。埋め込みにより、タイプIb超新星は2つのグループに分割され、一方のサブグループはもう一方のサブグループよりも幅が広く、目立たない、高速の線を示します。これは、新しいSNIbサブクラスが必要であることを示唆しています。その方法は、既知のイベントグループからの距離に従って新しく発見されたSNeを分類すること、または最終的には新しいスペクトル時間分類スキームを考案することです。このような埋め込みは、おそらく物理的に解釈できる隠れたパラメータにも依存する可能性があります。
微分可能な波形による効率的なテンプレートバンクの生成
| Title |
Efficient_Template_Bank_Generation_with_Differentiable_Waveforms |
| Authors |
Adam_Coogan,_Thomas_D._P._Edwards,_Horng_Sheng_Chia,_Richard_N._George,_Katherine_Freese,_Cody_Messick,_Christian_N._Setzer,_Christoph_Weniger,_and_Aaron_Zimmerman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.09380 |
コンパクトな連星合併からの重力波の最も感度の高い検索パイプラインは、マッチドフィルターを使用して、重力波検出器からのノイズの多いデータストリームから信号を抽出します。マッチドフィルター検索には、バイナリシステムの物理パラメーター空間をカバーするテンプレート波形のバンクが必要です。残念ながら、テンプレートバンクの構築は時間のかかる作業になる可能性があります。ここでは、自動微分を利用してパラメーター空間メトリックを計算するテンプレートバンクを効率的に生成するための新しい方法を紹介します。主に、自動微分により、検索パイプラインで現在使用されている波形のメトリックを正確に計算できると同時に、計算コストが低くなることを示します。さらに、ランダムなテンプレート配置と現在カバーされているパラメータ空間の一部を評価するためのモンテカルロ法を組み合わせることにより、周波数領域波形の検索可能なテンプレートバンクを迅速に生成できることを示します。最後に、微分可能な波形は、確率的配置アルゴリズムを加速するための経路を提供すると主張します。すべてのメソッドをjaxフレームワークdiffbankに基づく使いやすいPythonパッケージに実装し、コミュニティが将来の検索で微分可能な波形を簡単に利用できるようにします。
GaAsP HPD読み出し、完全に校正された弾性LIDARで取得された7年間のデータを分析することにより、Observatorio
del Roque de losMuchachos上のエアロゾル大気を特徴付けます
| Title |
Characterizing_the_aerosol_atmosphere_above_the_Observatorio_del_Roque_de_los_Muchachos_by_analyzing_seven_years_of_data_taken_with_an_GaAsP_HPD-readout,_absolutely_calibrated_elastic_LIDAR |
| Authors |
Christian_Fruck,_Markus_Gaug,_Alexander_Hahn,_Victor_Acciari,_J\"urgen_Besenrieder,_Dijana_Dominis_Prester,_Daniela_Dorner,_David_Fink,_Llu\'is_Font,_Sa\v{s}a_Mi\'canovi\'c,_Razmik_Mirzoyan,_Dominik_M\"uller,_Lovro_Pavleti\'c,_Felix_Schmuckermaier,_Martin_Will |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.09561 |
2軸に取り付けられたNd：YAGレーザーと、HPD読み出しを備えた望遠鏡に基づいて、高速FADC信号デジタル化とオフラインパルス分析を組み合わせた、新しい弾性LIDARコンセプトを紹介します。LIDARリターン信号は、広範囲にわたって品質チェックされ、完全に校正されています。MAGIC望遠鏡が動作していた夜に取得された7年間の準連続LIDARデータを分析します。夜間の地層の特性評価により、晴天の天頂および方位角に依存するエアロゾル消滅スケールの高さが得られます。年間を通じてさまざまな高度から放出され、季節ごとに分けられた光のエアロゾル透過統計を導き出します。雲底と最高高度の季節依存性はさらに見られますが、雲のLIDAR比については見られません。最後に、夜空の背景光は、LIDARフォトン背景を使用して特徴付けられます。abstract.txt
宇宙の再電離のエポック21cm信号観測の校正要件-II。時間相関残差ゲインによるバイアスと分散の分析的推定
| Title |
Calibration_requirements_for_Epoch_of_Reionization_21-cm_signal_observations_--_II._Analytical_estimation_of_the_bias_and_variance_with_time-correlated_residual_gains |
| Authors |
Jais_Kumar_(1),_Prasun_Dutta_(1),_Samir_Choudhuri_(2),_Nirupam_Roy_(3)_((1)_Department_of_Physics,_Indian_Institute_of_Technology_(Banaras_Hindu_University),_Varanasi,_India,_(2)_Astronomy_Unit,_Queen_Mary_University_of_London,_London,_United_Kingdom,_(3)_Department_of_Physics,_Indian_Institute_of_Science,_Bangalore,_India) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.09589 |
中性水素からの赤方偏移した21cm信号の観測は、再電離および再電離後の時代における構造形成とその進化を理解するための鍵を握っています。観測された周波数範囲に桁違いに大きい前景が存在することは別として、電離層効果と組み合わされた干渉計の機器効果は、強い前景からの21cm信号の抽出にかなりの課題を提示します。測定プロセスに起因する時間と周波数に相関する残留ゲインエラーの体系的な影響により、バイアスが発生し、パワースペクトル測定の分散が向上します。この作業では、強い前景が存在する場合の時間相関残差ゲインエラーの影響を調べます。パワースペクトルのバイアスと分散の分析的推定値を生成する方法を提示します。シミュレートされた観測を使用してこの方法の有効性を確認し、それを使用してゲインエラーのさまざまな影響を理解します。残差ゲイン誤差の標準偏差が増加すると、推定のバイアスが分散に優先することがわかります。ゲインソリューションが推定される時間の最適な選択により、リスクが最小限に抑えられることが観察されています。また、ベースライン密度が高い干渉計がこれらの研究に適した機器であることがわかりました。
フルスケールSKA1-LOWシミュレーションに基づくベースライン依存平均のパフォーマンス評価
| Title |
Performance_evaluation_of_baseline-dependent_averaging_based_onfull-scale_SKA1-LOW_simulation |
| Authors |
Qing-Wen_Deng,_Feng_Wang,_Hui_Deng,_Ying_Mei,_Jing_Li,_Oleg_Smirnov_and_Shao-Guang_Guo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.09612 |
スクエアキロメートルアレイ（SKA）は、世界で建設中の最大の無線干渉計です。その膨大な量の可視性データは、科学データプロセッサ（SDP）によるその後の処理にかなりの課題をもたらします。無線干渉計のベースライン分布に基づいて可視性データの量を減らすベースライン依存平均化（BDA）は、SKASDP開発の焦点となっています。このホワイトペーパーでは、電波天文学シミュレーション、キャリブレーション、およびイメージングライブラリ（RASCIL）に基づいたフル機能のBDAモジュールを開発および実装しました。次に、フルスケールのSKA1-LOW構成に基づいてRASCILを使用してシミュレートされた観測が実行されました。BDAのパフォーマンスは、シミュレーションデータに基づいて体系的に調査および評価されました。実験結果は、可視性データの量がさまざまな時間間隔（$\Deltat_{max}$）で約50\％から85\％減少することを示しました。さらに、異なる$\Deltat_{max}$は、イメージング品質に大きな影響を及ぼします。$\Deltat_{max}$が小さいほど、画像品質の低下は小さくなります。
KLLR：回帰分析用のスケール依存の多変量モデルクラス
| Title |
KLLR:_A_scale-dependent,_multivariate_model_class_for_regression_analysis |
| Authors |
Arya_Farahi,_Dhayaa_Anbajagane,_August_Evrard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.09903 |
天文システムの基礎となる物理学は、それらの測定可能な特性間の関係を支配します。その結果、母集団のシステムレベルの観測可能な特性間の統計的関係を定量化することで、そのクラスのシステムの天体物理学的ドライバーへの洞察が得られます。純粋な線形モデルは、限られた範囲のシステムスケールでの動作をキャプチャしますが、天体物理学が最終的にスケールに依存するという事実は、広いダイナミックレンジで母集団統計を記述するためのより柔軟なアプローチの必要性を意味します。このようなアプリケーションのために、カーネルローカライズ線形回帰（KLLR）モデルのクラスを導入して実装します。KLLRは、一般的に使用される線形モデルの自然な拡張であり、線形モデルのパラメーター（正規化、勾配、および共分散行列）をスケールに依存させることができます。KLLRは、次の2つのステップで推論を実行します。（1）独立変数のセットと従属変数の間の平均関係を推定します。（2）独立変数のセットが与えられた場合、従属変数の条件付き共分散を推定します。シミュレートされた設定でのモデルのパフォーマンスを示し、暗黒物質ハローのバリオン含有量の分析における提案されたモデルのアプリケーションを紹介します。この作業の一環として、KLLRメソッドのPython実装を公開します。
畳み込みニューラルネットワークと銀河画像を用いた測光赤方偏移推定：データ駆動法におけるバイアスの解決の事例研究
| Title |
Photometric_Redshift_Estimation_with_Convolutional_Neural_Networks_and_Galaxy_Images:_A_Case_Study_of_Resolving_Biases_in_Data-Driven_Methods |
| Authors |
Q._Lin,_D._Fouchez,_J._Pasquet,_M._Treyer,_R._Ait_Ouahmed,_S._Arnouts,_and_O._Ilbert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.09964 |
深層学習モデルは天体物理学の研究でますます活用されていますが、そのようなデータ駆動型アルゴリズムは、その後の分析に有害な偏った出力を生成する傾向があります。この作業では、畳み込みニューラルネットワーク（CNN）と分光学的赤方偏移を伴う銀河画像を使用して分類問題として測光赤方偏移を推定するケーススタディで、バイアスの2つの主要な形式、つまりクラス依存の残差とモード崩壊を調査します。点推定に焦点を当て、CNNモデルに基づいて、マルチチャネル出力を使用した表現学習、トレーニングデータのバランス調整、ソフトラベルの活用など、2つのバイアスを解決するための一連の連続ステップを提案します。残差は、分光学的赤方偏移または測光的赤方偏移の関数と見なすことができ、これら2つの定義に関するバイアスは互換性がないため、分割して処理する必要があります。分光空間のバイアスを解決することは、測光空間のバイアスを解決するための前提条件であることをお勧めします。実験によると、私たちの方法は、ベンチマーク方法と比較してバイアスを制御する能力が高く、高品質のデータが提供されるさまざまな実装およびトレーニング条件の下で堅牢性を示します。私たちの方法は、バイアスの適切な制約を必要とする将来の宇宙論的調査に有望であり、回帰問題やデータ駆動型モデルを利用する他の研究に適用される可能性があります。それにもかかわらず、偏りと分散のトレードオフと十分統計量の要求は、より良い方法論を開発し、データ使用戦略を最適化する必要があることを示唆しています。
TUVOpipe：Swift-UVOTを使用してUV過渡現象を検索するパイプライン
| Title |
TUVOpipe:_a_pipeline_to_search_for_UV_transients_with_Swift-UVOT |
| Authors |
David_Modiano,_Rudy_Wijnands,_Aastha_Parikh,_Jari_van_Opijnen,_Sill_Verberne,_Marieke_van_Etten |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.10143 |
ほとんどの波長で動作する過渡探索施設の普及にもかかわらず、紫外線（UV）過渡空は体系的に研究されていないままです。私たちは最近、トランジェント紫外線オブジェクト（TUVO）プロジェクトを開始しました。このプロジェクトでは、ニールゲーレルスウィフト天文台に搭載されたUV/光学（UVOT）望遠鏡に焦点を当てて、現在利用可能なUV機器からのデータから偶発的なUVトランジェントを検索します（概要TUVOプロジェクトの概要はコンパニオンペーパーに記載されています）。ここでは、差分画像分析を使用して、UVOTデータでこのような過渡現象を見つけるために構築したパイプラインであるTUVOpipeについて説明します。パイプラインは、すべての新しい公開UVOTデータ（観測が実行されてから6〜8時間後に利用可能）で毎日実行されるため、ほぼリアルタイムで過渡現象を発見します。これにより、フォローアップ観測を実行できます。2020年10月1日から提出時まで、111,330枚の個別のUVOT画像を処理し、現在、1日あたり平均約100件の一時的な候補を検出しています。これらの毎日の候補のうち、平均で約30は実際の過渡状態であり、パイプライン内で自動的に破棄されなかった残りの「偽の」過渡現象から人間の検査によって分離されています。私たちが検出する実際の過渡現象のほとんどは既知の変光星ですが、多くの既知の活動銀河核と降着する白色矮星も検出します。TUVOpipeはさらにアーカイブモードで実行できます。これにより、特定のフィールドのすべてのアーカイブUVOTデータが「履歴」トランジェントについて精査されます。このモードでは、ほとんど変光星も見つかります。ただし、（特にリアルタイムモードで）検出されたトランジェントの一部は、以前に報告されていない新しいトランジェント、または既知のトランジェントの未発見のバースト、主に激変星からのバーストを表しています。この論文では、TUVOpipe（の両方のモード）の動作と、これまでに得られた初期結果のいくつかについて説明します。
M56の変光星とその色の大きさの図の構造への新しい訪問
| Title |
A_new_visit_to_the_variable_stars_in_M56_and_its_colour_magnitude_diagram_structure |
| Authors |
D._Deras,_A._Arellano_Ferro,_I._Bustos_Fierro,_M._A._Yepez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.09395 |
$VI$CCD測光研究と球状星団M56（NGC6779）のメンバーシップ分析を紹介します。これにより、フィールドスターから除染されたCMDが生成され、理論上の等時線とのより良い対決が可能になりました。ゼロエイジホリゾンタルブランチ（ZAHB）とポストZAHB進化トラック。Heコアの質量が0.5M$_\odot$で、エンベロープが0.04〜0.18M$_\odot$のポストHeフラッシュ進化モデルは、完全な水平分枝をカバーします。総質量$\sim$0.68M$_\odot$のモデルは、RRLyraeを説明し、質量$\sim$0.56M$_\odot$と非常に微妙なエンベロープを持つモデルは、PopIIセファイドを前駆体で説明しますHBの青い尾に。％RRab星の最小カラーカーブでの平均$（V-I）$を使用して、$E（B-V）$=0.26$\pm$0.02の赤みの値を導き出しました。単一のクラスターメンバーRRc星の$V$光度曲線のフーリエ分解に基づいて、$\rm[Fe/H]_{ZW}$=-1.96$\pm$0.09の金属量を決定しました。いくつかの独立した距離決定アプローチにより、M56までの平均距離は$\big<d\big>$=9.4$\pm$0.4kpcになります。最後に、5つの新しい変数を報告します：1SXPhe、3EB、および1RRc。
おうし座T型星では、光学的および近赤外線の超過分が相関しています
降着は、塵とガスで構成される星周円盤の存在によって促進される、古典的なおうし座T型星の特徴の1つです。降着はUVと光学的過剰を生成し、ディスクのダストコンポーネントの内縁での再放射放射は近赤外線（NIR）過剰を生成します。星とそれらの円盤の間の相互作用は、原始惑星系円盤の進化と分散を調整するのに役立ちます。これは、惑星形成を完全に理解するための鍵です。単一星と連星の両方におけるNIR過剰と光学過剰の関係を調査するために、分光学的に特徴づけられたトーラス星形成領域（$\tau\sim$1-2Myr）のメンバーのアーカイブサンプルを使用し、光度、スペクトルを測定しました。タイプ、および光学ベーリング。アーカイブサンプルを2MASSおよびWISENIR測光および高解像度イメージング調査と組み合わせました。NIRと光学的過剰は、複数のNIR測光バンドで相関していることがわかりました。これは、より大きなディスクの方がダストディスクの内側の壁が高く、降着率も高いためと考えられます。また、多重度は、広範囲の分離を伴うサンプルの付着または内部ディスクのプロパティに影響を与えないこともわかりましたが、サンプルが小さすぎて、ディスクのプロパティに対する多重度の影響が最も重要である近接バイナリを具体的に調査できませんでした。
巨大な星の周りの風に吹かれた星雲のイオン化-気体力学シミュレーション
| Title |
Ionization-Gasdynamic_Simulations_of_Wind-Blown_Nebulae_around_Massive_Stars |
| Authors |
Vikram_V._Dwarkadas_(University_of_Chicago) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.09432 |
星周ガスのダイナミクスに対する光イオン化の影響を計算するための自己無撞着な方法を採用するコードを使用して、巨大な星の周りの風による星雲の形成をモデル化します。恒星の進化における恒星の特性の変化と質量損失を考慮に入れます。私たちのシミュレーションは、密度やイオン化率などのさまざまな特性が、星の進化を通してどのように変化するかを示しています。多次元シミュレーションは、銀河のイオン化フロントで見られるものと同様に、主系列星相での強いイオン化フロントの不安定性の存在を明らかにします。界面での流体力学的不安定性は、フィラメントと凝集塊の形成につながり、それらは継続的に剥ぎ取られ、低密度の内部と混合されます。風は完全に放射状に始まりますが、球形の対称性はすぐに破壊され、衝撃を受けた風の領域は明らかに非対称になります。シミュレーションは、星からの光イオン化光子の効果を含めることが重要であることを示しています。これを含まないシミュレーションでは、観測された密度プロファイルと、巨大な星の周りの風に吹かれた気泡のイオン化構造を再現できない場合があります。
高温準矮星の視線速度変動と進化
| Title |
Radial_velocity_variability_and_evolution_of_hot_subdwarf_stars |
| Authors |
S._Geier,_M._Dorsch,_I._Pelisoli,_N._Reindl,_U._Heber,_A._Irrgang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.09608 |
高温の準矮星は、密接な連星相互作用によって形成される可能性が高いため、低質量星の進化における後期の特異な段階を表しています。ここでは、スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）およびラージスカイエリアマルチオブジェクトファイバー分光望遠鏡（LAMOST）スペクトルからのマルチエポック視線速度を持つ646個の高温準矮星のサンプルの視線速度（RV）変動性研究を実行しました[...]診断として、RV可変星の割合と最大RV変動の分布$\DeltaRV_{\rmmax}$を使用しました。両方の指標は、調査されたパラメータ範囲全体で非常に不均一であることが判明しました。顕著な特徴は、Heに乏しい準矮星とHeに富む準矮星の完全に異なる振る舞いです。前者は近接バイナリの割合が高いですが、後者ではRVの有意な変動はほとんど検出できませんでした。これにより、これらのサブタイプ間に進化的な関係はない可能性が高いという結論に至りました。一方、中間のHeリッチおよび極端なHeリッチのsdOB/Oは関連している可能性があります。さらに、この人口の大部分は、1つまたは複数のバイナリ合併チャネルを介して形成されていると結論付けています。$\sim24\、000\、{\rmK}$よりも気温が低い高温の準矮星は、RV変動がますます小さくなる傾向があります。これらのオブジェクトは、より長い期間と後期型またはコンパクトなコンパニオンを持つバイナリの新しいサブポピュレーションを構成する可能性があります。極端な水平分枝（EHB）のRV変動特性と、Heに乏しい準矮星の対応するポストEHB集団は一致し、それらの間の予測される進化的関係を確認します。やや高い表面重力で標準EHBの下にある星は、大きなRV変動と高いRV変動率を示します。これは、それらのほとんどが低質量EHB星、または近接したバイナリの低質量ヘリウム白色矮星の前駆体であることと一致しています。
断続的な磁気相互作用による小さなフィラメントの形成と即時変形
| Title |
Formation_and_Immediate_Deformation_of_a_Small_Filament_Through_Intermittent_Magnetic_Interactions |
| Authors |
Liang_Zhang,_Ruisheng_Zheng,_Changhui_Rao,_Bing_Wang,_Huadong_Chen,_Libo_Zhong,_Yao_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.09633 |
フィラメントの形成には、磁気エネルギーの蓄積プロセスが含まれると一般に考えられています。しかし、この論文では、フィラメントは噴出せず、蓄積された磁気エネルギーが徐々に放出された場合にのみ変形するという考えについて説明します。ソーラーダイナミクス天文台と他の機器からの高品質の観測を組み合わせて、2020年4月28-30日のアクティブ領域（AR）12760での小さなフィラメント（F1）の形成と即時変形を示します。フィラメント形成の前に、3つの連続した双極子AR12760の中心で分離運動を起こすとすぐに現れました。磁気双極子と既存の正の極性との間の磁気相互作用のために、結果として冠状の増光が上にある大気に現れました。その後、F1の隣接端と近くの別のフィラメント（F2）の周りで発生した磁束の継続的なキャンセルのために、F1とF2の間で断続的に発生した磁気再結合が発生しました。最後に、F1はせん断で減少し、F2は短くなりました。すべての結果は、F1の形成が、出現する双極子のシーケンスと既存の磁気極性との間の断続的な相互作用と密接に関連し、F1の即時変形がF1とF2の間の断続的な相互作用と密接に関連していることを示しています。また、連続的な磁気活動（磁束の出現、キャンセル、収束）によって引き起こされる断続的な磁気相互作用がフィラメントの形成と変形に重要な役割を果たすことを示唆しています。
種族IIIの星形成におけるHII領域のトラッピング
| Title |
Trapping_of_HII_regions_in_Population_III_star_formation |
| Authors |
Ondrej_Jaura,_Simon_C._O._Glover,_Katharina_M._J._Wollenberg,_Ralf_S._Klessen,_Sam_Geen_and_Lionel_Haemmerl\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.09803 |
電離および光分解光子の形での大規模な種族III（PopIII）星からの放射フィードバックは、これらの星への降着を遮断する上で中心的な役割を果たすと広く信じられています。これが発生するかどうか、またどのように発生するかを理解することは、これらの星が到達する最終質量と、ポップIII恒星の初期質量関数の形式を予測するために不可欠です。巨大なポップIII星からの紫外線が周囲のガスに与える影響をよりよく理解するために、AREPO移動メッシュコードと革新的な放射伝達を組み合わせて、これらの星の形成と初期進化の高解像度シミュレーションを実行します。モジュールSPRAI。以前のほとんどの結果とは反対に、これらの星からの電離放射線は、それらを取り巻く高密度の降着円盤に閉じ込められていることがわかります。したがって、放射フィードバックを含めることは、私たちがシミュレートする20kyrの期間中に形成された原始星の数または総質量のいずれにも大きな影響を与えません。ポップIIIの恒星フィードバックの以前の研究から質的に異なる結果が得られる理由は、放射がシミュレーションにどのように注入されるかにあることを示しています。HII領域のトラップは、降着円盤のローカルスケールハイトよりも小さいスケールで光子が注入された場合にのみ発生します。これは、このプロセスの以前の3Dシミュレーションでは満たされていない基準です。最後に、磁場またはライマンアルファ放射圧によって駆動される流出が、HII領域をディスクから逃がすのに十分なガスを星から取り除くことができるかどうかについて推測します。
IBIS-A：IBISデータアーカイブ。コンテキストデータによる太陽光球と彩層の高解像度観測
| Title |
IBIS-A:_The_IBIS_data_Archive._High_resolution_observations_of_the_solar_photosphere_and_chromosphere_with_contextual_data |
| Authors |
Ilaria_Ermolli,_Fabrizio_Giorgi,_Mariarita_Murabito,_Marco_Stangalini,_Vincenzo_Guido,_Marco_Molinaro,_Paolo_Romano,_Salvatore_L._Guglielmino,_Giorgio_Viavattene,_Gianna_Cauzzi,_Serena_Criscuoli,_Kevin_P._Reardon,_Alexandra_Tritschler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.09946 |
IBISデータアーカイブ（IBIS-A）は、2003年から2019年にかけて米国国立太陽天文台のダン太陽望遠鏡で運用された干渉二次元分光偏光計（IBIS）で取得されたデータを保存します。5800$-$8600\AA〜の範囲での光球とクロモスフィアのイメージング観測と、同じスペクトル範囲で、偏光データの同じ視野での同時時の広帯域観測。現在IBIS-Aに保存されているデータと、そのようなデータを探索し、その科学的活用を促進するために利用されているインターフェースを紹介します。この目的のために、私たちはまた、太陽物理学と宇宙天気研究に関連する最近のそして現在進行中の研究におけるIBIS-Aデータの使用について説明します。IBIS-Aには、生の観測値と較正された観測値、および科学に対応したデータが含まれています。後者は、円偏波、線形偏波、および正味の円偏波のマップと、アーカイブで利用可能なシリーズのかなりの部分について導出された磁場と速度のフィールドのマップで構成されています。さらに、IBIS-Aには、HinodeおよびIRIS衛星に搭載された機器から利用できる太陽大気の同時時間高解像度観測や、INAF太陽望遠鏡からのフルディスクマルチバンド画像など、IBISデータを補完する観測へのリンクが含まれています。IBIS-Aは現在、2008年および2012年から2019年までの159日間に実施された28の観測キャンペーン中にIBISで取得された30TBのデータで構成されています。ユーザーが観察条件を評価するのに役立つ、校正済みで科学に対応した各シリーズのメタデータとムービーも利用できます。IBIS-Aは、太陽大気中のプラズマプロセスと宇宙天気イベントの太陽起源を調査するためのユニークなリソースを表しています。
30ミリメトリコ大望遠鏡
| Title |
The_Thirty_Millimeter_Telescope |
| Authors |
Yoshifusa_Ita_(1),_Takashi_Ichikawa_(1),_Hironori_Tsutsui_(2),_Takumi_Hanaue_(1),_Takahiro_Komiyama_(1),_Hiroki_Onozato_(3,1),_Atsushi_Iwamatsu_(1),_Ryosuke_Morita_(1),_Yuta_Habasaki_(1),_Ryuto_Amemiya_(1),_Miho_Hanawa_(1),_Kenshi_Yanagisawa_(3,2),_Hideyuki_Izumiura_(2),_and_Yoshikazu_Nakada_(4)_((1)_Astronomical_Institute,_Graduate_School_of_Science,_Tohoku_University,_6-3_Aramaki_Aoba,_Aoba-ku,_Sendai,_Miyagi_980-8578,_Japan,_(2)_Subaru_Telescope_Okayama_Branch_Office,_National_Astronomical_Observatory_of_Japan,_3037-5_Honjo,_Kamogata,_Asakuchi,_Okayama,_719-0232,_Japan,_(3)_National_Astronomical_Observatory_of_Japan,_2-21-1_Osawa,_Mitaka,_Tokyo_181-8588,_Japan,_(4)_Institute_of_Astronomy,_Graduate_School_of_Science,_The_University_of_Tokyo,_2-21-1_Osawa,_Mitaka,_Tokyo,_181-0015,_Japan) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.09962 |
有効口径30mmの近赤外線望遠鏡が開発されました。開発の主な目的は、$J$、$H$、および$K_{\rms}$バンドの北の明るい星を観測し、それらの星の正確な測光データを提供することです。2番目の目的は、北銀河面に沿った帯状の領域（$|b|\le5^\circ$および$\delta\ge-30^\circ$）を繰り返し観測して、そこで明るい変光星を監視することです。望遠鏡は2016年12月から使用されています。この論文の目的は、望遠鏡の設計と運用性能、測光校正方法、および私たちの科学的目標を説明することです。望遠鏡には、$J$、$H$、および$K_{\rms}の7、6.5、および6〜magより明るい星に対して5\％未満の不確実性で測光を提供する機能があることを示します。それぞれ$バンド。同じ星の測光測定の再現性は、明るい星の1\％よりも優れています。私たちの観測は、2ミクロンの空の調査と2ミクロンの全天の調査に欠けている明るい星の正確な測光を提供します。良いケイデンスで繰り返し観測すると、近赤外線の変動の性質も明らかになります。
大きな噴火と閉じ込められた太陽フレアを区別する活動領域の新しい磁気パラメータ
| Title |
A_New_Magnetic_Parameter_of_Active_Regions_Distinguishing_Large_Eruptive_and_Confined_Solar_Flares |
| Authors |
Ting_Li,_Xudong_Sun,_Yijun_Hou,_Anqin_Chen,_Shuhong_Yang_and_Jun_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.09966 |
太陽活動領域（AR）の磁場がフレア活動をどのように制御するか、つまり、閉じ込められたフレアまたは噴火フレアが発生するかどうかを調査する目的で、静止軌道運用環境衛星（GOES）クラス$\geq$M1.0の106個のフレアを分析します。2010年の間に$-$2019。「フレア極性反転線」領域内の平均特性ねじれパラメータ$\alpha$$_{FPIL}$と、光球磁気自由エネルギー密度の高い領域内の$\alpha$$_\mathrm{HFED}$を計算します。どちらもARコア領域の非潜在性の尺度を提供します。磁気ねじれは、ヘリカルキンク不安定性などの電流駆動不安定性の駆動力に関係していると考えられています。また、フレアを生成するARの符号なし磁束の合計（$\Phi$$_\mathrm{AR}$）を計算します。これは、バックグラウンドフィールドの閉じ込めの強さを表します。バックグラウンド磁場の抑制効果とARの磁気非ポテンシャルの両方を考慮することにより、新しいパラメータ$\alpha$/$\Phi$$_\mathrm{AR}$を提案して、大きなフレアの確率を測定します。コロナ質量放出（CME）に関連付けられています。噴火フレアの約90\％で、$\alpha$$_\mathrm{FPIL}$/$\Phi$$_\mathrm{AR}$と$\alpha$$_\mathrm{HFED}$/$$Phi$$_\mathrm{AR}$は臨界値を超えています（2.2$\times$$10^{-24}$および3.2$\times$$10^{-24}$Mm$^{-1}$Mx$^{-1}$）、一方、閉じ込められたフレアの$\sim$80\％では臨界値未満です。これは、新しいパラメータ$\alpha$/$\Phi$$_\mathrm{AR}$が、噴火フレアと閉じ込めフレアをうまく区別できることを示しています。私たちの調査は、バックグラウンドフィールドの制限に対するARコア内の磁気非ポテンシャルの相対的な測定が、噴火フレアを生成するARの能力を主に制御することを示唆しています。
ファジークラスター分析：非常に金属の少ない星の金属量を決定するための応用
この作業は、星のスペクトルの分析にファジークラスター分析（FCA）を適用する最初の試みを示しています。FCAは、LAMOSTの低解像度スペクトルから測定されたラインインデックスを分類し、金属量に最も敏感でないインデックスを自動的に削除するために採用されています。次に、FCAで処理されたインデックスが人工ニューラルネットワーク（ANN）に転送され、高分解能分光法によって分析された147個の非常に金属が少ない（VMP）星の金属量が導き出されます。FCA-ANN法は、高解像度分析と比較して0.2dexの精度で、VMP星の堅牢な金属量を導き出すことができます。このテストで推奨されるFCAしきい値\lambdaは、0.9965〜0.9975です。FCAを介してラインインデックスの次元を縮小した後でも、導出された金属量は精度を損なうことなく堅牢であり、FCA-ANNメソッドは[Fe/H]から-1.8から-3.5までのさまざまなスペクトル品質に対して安定して実行されます。FCAは、従来の分類方法と比較して、データのグループ化と非連続性のあいまいさを考慮しているため、観測データ分析に適しています。この初期のテストでは、FCAを使用して低解像度スペクトルを分析し、入力をANNメソッドにフィードして金属性を導き出しますが、FCAは、大規模なデータ時代には、スリットレス分光法とマルチバンド測光も分析し、入力を準備できるはずです。他の研究のための恒星物理学の分野でのANNに限定されない方法、例えば、恒星分類、特異な物体の識別。文献で収集された高解像度のサンプルは、パイプラインを改善して恒星の金属量を導き出すのに役立ち、3つの公開されたLAMOSTカタログのVMP星の金属量の体系的なオフセットについて説明しました。
星の深い軸対称トロイダル磁場の検出。一般的な方位図磁場で差動回転する深球殻の回転の従来の近似
| Title |
Detecting_deep_axisymmetric_toroidal_magnetic_fields_in_stars._The_traditional_approximation_of_rotation_for_differentially_rotating_deep_spherical_shells_with_a_general_azimutal_magnetic_field |
| Authors |
Hachem_Dhouib,_St\'ephane_Mathis,_Lisa_Bugnet,_Timothy_Van_Reeth,_Conny_Aerts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.10026 |
星震学は、HR図全体の星の小さなコアから表面への回転のコントラストを明らかにしました。これは、恒星内部における角運動量（AM）の強力な輸送の特徴です。AMを効率的に運ぶためのもっともらしい候補の1つは、恒星の放射層に存在する可能性のあるさまざまなトポロジーの磁場です。その中で、強い軸対称方位角磁場が大きな関心を集めています。実際、それらがいわゆるテイラー不安定性にさらされている場合、付随するトリガーされたマクスウェル応力はAMを効率的に輸送することができます。さらに、磁場と速度場の変動によって誘発される起電力は、初期の強い軸対称の方位角磁場の再生につながるダイナモ作用を潜在的に維持する可能性があります。私たちが答えようとしている重要な質問は、これらの深く強い方位角磁場の兆候を検出できるかということです。この質問に答える唯一の方法は星震学であり、研究の最良の実験室は中質量と質量の星です。これらのほとんどは、主系列星の間の急速な回転子です。したがって、安定して成層し、回転し、潜在的に強く磁化された放射層を伝播する脈動変光星を研究する必要があります。非摂動的な方法で一般的な軸対称差動回転と方位角磁場を同時に考慮に入れることにより、回転の従来の近似を一般化します。この新しい形式を使用して、磁気重力慣性（MGI）波の漸近特性とそれらの周期間隔を導き出します。トロイダル磁場がMGIモードの周期間隔のシフトを引き起こすことがわかります。$10^5\、\rmG$のオーダーの振幅を持つ赤道方位角磁場は、最新の宇宙測光のおかげで検出できるシグニチャにつながります。より複雑な半球構成は、観察するのがより困難です。
16シグニシステムの徹底的な特性評価。パートII。内部構造の地震インバージョン
| Title |
Thorough_characterisation_of_the_16_Cygni_system._Part_II._Seismic_inversions_of_the_internal_structure |
| Authors |
G._Buldgen,_M._Farnir,_P._Eggenberger,_J._B\'etrisey,_C._Pezzotti,_C._Pin\c{c}on,_M._Deal,_S._J._A._J._Salmon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.10081 |
宇宙ベースの測光観測の出現により、多数の星について高品質の星震学データが提供されました。これらの観察により、それまで日震学に限定されていた高度な技術を、最高の星震学のターゲットを研究するために適応させることができました。これらの中で、16Cygバイナリシステムは、ケプラーによって観測された最も明るい太陽双子である特別な場所を保持しています。このシステムの場合、モデラーは高品質の星震学、分光法、干渉法のデータにアクセスできるため、恒星モデルの限界に対する完璧なテストベッドになります。グローバル指標と内部構造の局所補正の両方の線形地震インバージョン技術を使用して、16CygA＆Bの内部構造と基本的なパラメータをさらに制約することを目指しています。前の論文で詳細なモデリングによって定義されたモデルから始め、これらのモデルに変分反転を適用することによって分析を拡張します。いわゆる地震指標の反転を実行し、2つの星の内部構造の局所的な補正を提供しました。私たちの結果は、線形地震インバージョンだけでは、16CygA＆Bの標準モデルと非標準モデルを区別できないことを示しています。線形反転手法を使用した以前の研究の結果を確認しますが、その違いは、モデルの欠落したプロセスではなく、小さな基本的なパラメーターの変動に関連している可能性があると考えています。前の論文で実行したモデリングの結果の堅牢性と信頼性を確認します。地震の観点から16CygA＆Bの特性をさらに調査するには、非線形逆位が必要である可能性が高いと結論付けていますが、これらの逆位は、リチウムやベリリウムなどの軽元素の枯渇の分析と組み合わせて、化学物質と潜在的な非標準の進化経路。
太陽および恒星地震学からの低質量星の内部回転
星震学と星震学のおかげで太陽と星の内部回転を測定する可能性は、恒星の内部で作用する流体力学的および電磁流体力学的プロセスに多大な制約をもたらします。恒星内部での角運動量の輸送に関与するプロセスを理解することは、化学物質の輸送、ひいては星の進化にも影響を与えるため、非常に重要です。ここでは、両方の分野で得られた重要な結果のいくつかと、詳細な地震解析が低質量星の内部での角運動量輸送の物理学に厳しい制約を提供し、潜在的にいくつかの候補を除外できる方法を示します。
一般的に湾曲した磁束ロープ構造
| Title |
Generally_Curved_Magnetic_Flux_Rope_Structures |
| Authors |
Andreas_J._Weiss,_Teresa_Nieves-Chinchilla,_Christian_M\"ostl,_Martin_A._Reiss,_Tanja_Amerstorfer_and_Rachel_L._Bailey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.10096 |
不変の軸方向フラックスの制約の下で、惑星間コロナ質量放出内に埋め込まれている、一般的に湾曲したねじれた磁束ロープ構造を説明することを目的とした新しい分析アプローチを提示します。この論文では、フレネ・セレ方程式の曲率とねじれの観点から説明できる、円形の断面を持つ一般的に湾曲したフラックスロープの最も単純なケースを紹介します。軸方向およびポロイダル磁場成分の磁場構成は、ルジャンドル基底を使用した半径方向の拡張の観点から説明されています。さらに、任意の磁気ツイストに対してモデルを構成し、力の分布を評価するための方程式を導き出します。均一にねじれた磁場構成で任意にねじれた例示的な磁束ロープ構造を使用して、純粋な円筒形またはトロイダル形状と比較した、提案されたモデルの効果と違いを示します。モデルを実際の現場測定と間接的に比較するために、仮想宇宙船の軌道を使用して2つの合成現場プロファイルを生成し、惑星間コロナ質量放出の頂点と側面の遭遇を現実的にシミュレートします。この提案されたモデルは、任意の断面形状を持つより複雑なフラックスロープ構造を記述するための中間ステップを示しています。
北半球の明るい星の化学組成：星と惑星のつながり
| Title |
Chemical_Composition_Of_Bright_Stars_In_The_Northern_Hemisphere:_Star-Planet_Connection |
| Authors |
G._Tautvai\v{s}ien\.e,_\v{S}._Mikolaitis,_A._Drazdauskas,_E._Stonkut\.e,_R._Minkevi\v{c}i\=ut\.e,_E._Pak\v{s}tien\.e,_H._Kjeldsen,_K._Brogaard,_Y._Chorniy,_C._von_Essen,_F._Grundahl,_M._Ambrosch,_V._Bagdonas,_A._Sharma_and_C._Viscasillas_V\'azquez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.10102 |
NASAトランジット系外惑星探査衛星（TESS）宇宙望遠鏡などの惑星およびアテローム地震研究ミッションの目的を達成するには、正確な恒星大気パラメーターと詳細な化学組成が入力として必要です。TESS北部の連続観測帯を囲む最大12度の領域で、F5スペクトルクラスよりも冷たい848個の明るい（V<8等）星すべての高解像度スペクトルを観測し、主要な大気パラメータ、年齢、軌道を均一に決定しました最大24の化学種（C（C2）、N（CN）、[OI]、NaI、MgI、AlI、SiI、SiI、CaI、CaII、ScI、ScII、TiI、TiII、VI、CrI、CrII、MnI、FeI、FeII、CoI、NiI、CuI、およびZnI）740個のゆっくりと回転する星。私たちのサンプルの25の惑星をホストする星の分析は、次の結論に私たちを導きました：高質量の惑星をホストする矮星は、低質量の惑星を持つものよりも金属が豊富です。質量の大きい惑星を持つ星に向かって、わずかに負のC/OおよびMg/Siの傾きが見られます。私たちのサンプルのすべての低質量惑星ホストは、凝縮温度の傾きに対して正の$\Delta$[El/Fe]を示しています。特に、さまざまな惑星が多数ある星です。高質量の惑星のホストには多様な傾斜がありますが、金属が豊富で古くて涼しい星では、正の元素存在比の傾斜がより一般的です。
IRIS観測における黒点ライトブリッジ上のさまざまな活動：分類と比較
| Title |
Various_Activities_above_Sunspot_Light_Bridges_in_IRIS_Observations:_Classification_and_Comparison |
| Authors |
Yijun_Hou,_Ting_Li,_Shuhong_Yang,_Shin_Toriumi,_Yilin_Guo,_and_Jun_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.10159 |
ライトブリッジ（LB）は、黒点で最も印象的な下部構造の1つであり、インターフェイス領域イメージングスペクトログラフ（IRIS）からの最近の高解像度観測によって、さまざまな活動が明らかになっています。さまざまな物性に応じて、これらの活動を4つの異なるカテゴリに分類しました。一時的な増光（TB）、断続的なジェット（IJ）、タイプIのライトウォール（LW-I）、およびタイプIIのライトウォール（LW-II）です。）。IRIS1400/1330{\AA}の観測では、TBは急激な放射の増強を特徴とし、IJは、一部のLBサイトで幅1〜2Mmのコリメートされたプラズマ放出として表示されます。ほとんどの観測されたTBはIJに関連しており、下層大気での断続的な磁気リコネクションによって駆動される可能性のある、CIIおよびSiIV線の強化および拡大された翼上のいくつかの彩層吸収線の重ね合わせを示しています。LW-IとLW-IIは壁の形をした構造で、LB全体の上に明るい前面があります。LW-Iは、通常の高さが数mmで、ほぼ静止している期間が4〜5分の連続振動フロントを備えています。それどころか、LW-IIは、高さが10Mmを超えるインデントされた前面を持っており、安定した期間がなく、LB全体でTBが再発します。これらの結果は、LW-IIが、LW-Iを生成する波の漏れではなく、大規模な磁束の出現または侵入によってLB全体に沿って頻繁に再接続が発生することによって駆動されることを裏付けています。私たちの観察は、磁気対流、磁気リコネクション、波の漏れなど、さまざまな基本的な物理的プロセスによって駆動されるLBを超える活動の非常に動的なシナリオを明らかにしています。
大規模連星系の新しい質量推定：偏光放射伝達を使用した確率論的アプローチ
| Title |
New_mass_estimates_for_massive_binary_systems:_a_probabilistic_approach_using_polarimetric_radiative_transfer |
| Authors |
Andrew_G._Fullard,_John_T._O'Brien,_Wolfgang_E._Kerzendorf,_Manisha_Shrestha,_Jennifer_L._Hoffman,_Richard_Ignace,_and_Patrick_van_der_Smagt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.10262 |
巨大な連星の進化を理解するには、それらの質量を正確に推定する必要があります。大規模な星の進化は、ブラックホール連星や中性子星などの重力波源につながる可能性があるため、この理解は非常に重要です。光学的に厚い恒星風を持つウォルフ・ライエ星の場合、それらの質量は、分光学的$M\sini$測定値を持つ連星からの正確な傾斜角推定でのみ決定できます。軌道位相偏光信号は、Wolf-Rayet風が散乱領域として機能する連星系の傾斜角をエンコードできます。4つのWolf-Rayet+O星連星システム、WR42、WR79、WR127、およびWR153を調査し、それらの質量を推定するために公開されている位相偏光データを使用しました。計算の便宜性を維持しながら、偏光の分析モデルに存在するバイアスを回避するために、ニューラルネットワークによって正確にエミュレートされたモンテカルロ放射伝達モデルを使用しました。エミュレートされたモデルを使用して、4つのシステムのパラメーターの事後分布を調査しました。推定傾斜角から計算された質量推定値は、3つのシステムの既存の質量推定値に強い制約を課し、WR153の既存の質量推定値と一致しません。質量の推定に使用できる偏光観測値を取得するための協調努力をお勧めします。Wolf-Rayetバイナリシステムの理解を深め、それらの進化の道筋についての理解を深めます。
太陽オービターによって観測されたコロナ質量放出とそれに続く隆起噴火とプラズマブロブ
| Title |
A_Coronal_Mass_Ejection_followed_by_a_prominence_eruption_and_a_plasma_blob_as_observed_by_Solar_Orbiter |
| Authors |
A._Bemporad,_V._Andretta,_R._Susino,_S._Mancuso,_D._Spadaro,_M._Mierla,_D._Berghmans,_E._D'Huys,_A._N._Zhukov,_D.-C._Talpeanu,_R._Colaninno,_P._Hess,_J._Koza,_S._Jejcic,_P._Heinzel,_E._Antonucci,_V._Da_Deppo,_S._Fineschi,_F._Frassati,_G._Jerse,_F._Landini,_G._Naletto,_G._Nicolini,_M._Pancrazzi,_M._Romoli,_C._Sasso,_A._Slemer,_M._Stangalini,_and_L._Teriaca |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.10294 |
2021年2月12日、太陽-地球線に沿って見られるように、2つのその後の噴火が西肢の上で発生しました。最初のイベントは、典型的な遅いコロナ質量放出（CME）であり、7$時間後に、CMEに対して南向きに発生し、プラズマブロブが続く、より小さくコリメートされたプロミネンス噴火が続きました。これらのイベントは、SOHOおよびSTEREO-Aミッションだけでなく、ソーラーオービター（SolO）に搭載された一連のリモートセンシング機器によっても観測されました。この作品は、フルサンイメージャー（FSI）、メティスコロナグラフ、およびヘリオスフィアイメージャー（SoloHI）によってSolOの観点から取得されたデータを組み合わせて、噴火とさまざまなソース領域を調査する方法を示しています。さらに、メティスのデータを分析して、太陽の噴火に関する新しい情報を提供する方法を示します。SolOに搭載されたリモートセンシング機器を含むさまざまな宇宙船によって取得されたデータに、さまざまな3D再構成方法が適用されました。可視光（VL）とHIライマン$-\alpha$線（UV）の両方のMetisチャネルによって取得された画像を組み合わせて、膨張するプラズマに関する物理情報を導き出しました。偏光比技術は、VLチャネルで取得されたメティス画像にも初めて適用されました。2つの噴火は、それらのソース領域から中間コロナでのそれらの拡大まで3Dで追跡されました。VLとUVMetisデータの組み合わせのおかげで、CME後の電流シート（CS）の形成が中間コロナで初めて追跡されました。CSに沿って伝播するCME後のブロブ全体のプラズマ温度勾配も初めて測定されました。Metisデータへの偏光比手法の適用は、4つの異なる偏光測定の組み合わせのおかげで、誤差が$\sim5-7$\％減少し、プラズマの3D分布をより適切に制約することを示しています。
太陽風におけるトリガーされたイオン音波による核電子加熱
| Title |
Core_Electron_Heating_By_Triggered_Ion_Acoustic_Waves_In_The_Solar_Wind |
| Authors |
Forrest_Mozer,_Stuart_Bale,_Cynthia_Cattell,_Jasper_Halekas,_Ivan_Vasko,_Jae_Verniero,_and_Paul_Kellogg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.10345 |
パーカーソーラープローブの軌道6から9を通過する近日点は、太陽風のコア電子が太陽風の速度が300〜800km/で変化した場合とは無関係に、55±5eVの温度で15の太陽半径から出現することを示すために研究されました。秒15太陽半径を離れた後、より長い距離でトリガーされたイオン音波がない場合、コア電子温度は、断熱膨張によって生成された冷却のために、太陽半径の半径距離Rとともに1900R-4/3電子ボルトとして変化しました。係数1900は、25日間の観測中に観測された最小の核電子垂直温度を再現します。トリガーされたイオン音波の存在下で、核電子は最低温度である1900R-4/3eVより2倍も等方的に加熱されました。電子コアの加熱と同時に観測された波は、トリガーされたイオン音波だけでした。それらは、15から30の太陽半径の間の太陽距離で100Hzを超える周波数での支配的な波動モードです。
光学から赤外線までの付着したハロー星の詳細な化学的存在量パターン
| Title |
The_detailed_chemical_abundance_patterns_of_accreted_halo_stars_from_the_optical_to_infrared |
| Authors |
Andreia_Carrillo,_Keith_Hawkins,_Paula_Jofr\'e,_Danielle_de_Brito_Silva,_Payel_Das,_Madeline_Lucey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.10416 |
Galaxyのアセンブリを理解するには、Galaxyの構築に役立ったシステムの特性も明らかにする必要があります。この作業では、アパッチポイント天文台銀河進化実験（APOGEE）データリリース16から赤外線で選択されたガイア-エンセラダス/ガイア-ソーセージ（GES）からの付着したハロー星の化学を調査することによってこれを達成します。高解像度を使用します$\alpha$、Fe-peak、light、odd-Zにまたがる20個の要素の存在量を測定するための、62個のGES星の光学スペクトル、特に、要素の中性子捕獲グループは、文脈と対照の傾向を理解します。天の川と他の恒星の集団に。これらの導出された存在量を使用すると、O、Co、Na、Cu、およびCeを除いて、光学的存在量と赤外線存在量が0.15dex以内で一致することがわかります。これらの星は、ミルキーウェイと比較して中性子捕獲量の傾向が強化されており、それらの[Eu/Mg]および中性子捕獲量の比率（[Y/Eu]、[Ba/Eu]、[Zr/Ba]、[La/Ba]、および[Nd/Ba]）は、rプロセスの強化とsプロセスの強化の遅延を示します。彼らの[$\alpha$/Fe]の傾向は、[Fe/H]$>$-1.5dexの天の川の傾向よりも低く、GES星の以前の研究と同様であり、これらの星が星形成率が低い。これは、Ni、Na、およびCuの存在量が枯渇していることによってさらに裏付けられています。これも、付着した起源を持つ低$\alpha$星の以前の研究と同様です。
二元合体からの完全な合併前および合併後の重力波信号による中性子星の探査
| Title |
Probing_neutron_stars_with_the_full_pre-merger_and_post-merger_gravitational_wave_signal_from_binary_coalescences |
| Authors |
Marcella_Wijngaarden,_Katerina_Chatziioannou,_Andreas_Bauswein,_James_A._Clark,_Neil_J._Cornish |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.09382 |
2つの中性子星の合体中に放出される重力波信号は、星の内部構造に関する情報を運びます。長いインスピレーション段階で観察できる主な問題は、バイナリコンポーネント間の潮汐相互作用です。これは、一般相対性理論のコンパクトバイナリソリューションでパラメトリックにモデル化できる効果です。バイナリマージ後、主に観察できるのはレムナントの周波数モードであり、最も一般的には、数値シミュレーションによってのみアクセス可能な短時間の信号が発生します。複雑な形態と関連する周波数での検出器感度の低下は、現在、合併後の信号の検出を妨げ、合併前と合併後のデータの別々の分析を動機付けています。ただし、計画的かつ継続的な検出器の改善により、合併後の信号がすぐに届くようになる可能性があります。この研究では、バイナリマージで人為的に分離することなく、マージ前とマージ後の信号全体を対象としています。分析計算に基づいてテンプレートを使用してインスピレーションをモデル化し、数値相対論と柔軟な形態に依存しない分析を使用して合併後の信号に合わせて調整するハイブリッド分析を構築します。この分析をGW170817に適用すると、予想どおり、合併後の信号は検出されないままであることがわかります。シミュレートされた信号をさらに調査し、完全な信号を再構築し、同時に、合併前の潮汐変形と合併後の信号周波数成分の両方を推定できることを発見しました。私たちの分析では、利用可能なすべてのデータを使用して中性子星の物理学を研究し、合併前と合併後の信号の一貫性を直接テストして、ハドロン-クォークの位相遷移の開始などの影響を調べることができます。
高速磁気リコネクションの局所解析
高速磁気リコネクションは、トポロジーを保存する理想的な進化のタイムスケールよりも約1桁長いタイムスケールで変化する磁力線のトポロジーによって定義されます。高速再接続は、進化する磁場が3つの空間座標すべてに自明ではなく依存し、トポロジーの破壊を可能にする効果が任意に小さい場合でも一般的に観察される場合、ファラデーの法則の固有の特性です。関連する電流密度は、約10倍だけ強化する必要がありますが、磁場に沿った薄いが幅の広いリボンにあります。これらの結果は、隣接する磁力線のペアの分離の変化に起因します。これは、理想的な進化では通常、時間とともに指数関数的に増加し、それを下回ると磁力線が非理想的な効果のためにアイデンティティを変化させる空間スケールの存在です。そのような抵抗率。従来の再接続理論は、指数関数的に大きな変動を無視し、実際に必要とされるよりも指数関数的に大きい大きさに達する電流密度に依存しています。ここでは、任意に選択された線の近くの磁力線の動作の分析を使用して、固有の再接続に関するより正確で厳密な結果を取得します。
散逸性FLRW宇宙における原始ブラックホールの進化
この論文は、等エントロピー重力粒子の生成の形であると考えられている体積粘度による散逸を伴うFLRW宇宙におけるPBHの進化の研究を扱っています。初期の放射線時代には蒸発の過程がかなり抑制されていると仮定すると、初期条件を条件として、この時代の降着によるPBH質量の進化の解析解が得られます。また、$a\sima_r$の降着効率$\epsilon$の上限も取得します。ここで、$a_r$は、初期のドジッターから放射線時代への移行点です。さらに、Maple13の助けを借りて、ハッブルパラメータの値がたとえば1km/s/Mpcのときに、初期質量100gがエポックで形成されると想定される仮想PBHの質量の数値解を取得します。降着効率の3つの値、$\epsilon=0.23,0.5$、および$0.89$を検討します。分析により、PBHの質量は、その進化の初期段階での放射線の降着のために急速に増加することが明らかになりました。降着は続きますが、その速度は宇宙の進化とともに徐々に減少します。最後に、ホーキング放射が作用し、蒸発速度が降着速度を上回り、PBH質量が減少し始めます。宇宙が成長するにつれて、蒸発が支配的な現象になり、PBHの質量はより速い速度で減少します。
最大に混沌とした動的システムと基本相互作用
ヤン・ミルズゲージ場と重力系のダイナミクスの調査へのエルゴード理論の適用、およびモンテカルロ法と流体力学への適用に関する一般的なレビューを行います。エルゴード理論では、最大カオス力学系（MCDS）は、ゼロ以外のコルモゴロフエントロピーを持つ力学系として定義できます。アノソフC条件を満たす双曲線力学系は、位相軌道の指数関数的不安定性と正のコルモゴロフエントロピーを持っている限り、MCDSに属します。したがって、C条件は、すべての動的システムの空間内の開集合にまたがる豊富なクラスのMCDSを定義します。アノソフ-コルモゴロフMCDSの大きなクラスは、負の断面曲率のリーマン多様体と高次元のトーラスで実現されます。MCDSへの関心は、緩和現象、統計力学の基礎、流体力学における乱流の出現、Yang-Mills場の非線形力学、重力N体システムおよびブラックを理解する試みに根ざしています。穴の熱力学。私たちの目的は、MCDSの古典的および量子力学的特性と、基本相互作用の理論におけるそれらの役割を調査することです。
| Title |
Correction_of_calibration_ringing_in_the_context_of_the_MTG-S_IRS_instruments |
| Authors |
Pierre_Dussarrat,_Bertrand_Theodore,_Dorothee_Coppens,_Carsten_Standfuss,_Bernard_Tournier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.10149 |
EUMETSATは、メテオサット第3世代衛星（MTG-S）に搭載された赤外線フーリエ変換分光計（IRS）の地上処理チェーンを開発しています。これに関連して、著者は、キャリブレーションリンギングと呼ばれる特定のタイプの放射分析エラーの影響を調査しました。これは、フーリエ変換分光計で、機器の光透過率がスペクトル応答関数の領域内で変化する場合に発生します。予想される放射測定誤差は、長波赤外線（LWIR）帯域のMTG-IRS機器のコンテキストでシミュレートされます。ソフトウェア修正方法が設計され、そのパフォーマンスが評価されます。
| Title |
Benchmark_calculations_of_infinite_neutron_matter_with_realistic_two-_and_three-nucleon_potentials |
| Authors |
A._Lovato,_I._Bombaci,_D._Logoteta,_M._Piarulli,_R._B._Wiringa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.10293 |
核子-核子および3核子の座標空間ポテンシャルを含む非常に現実的なハミルトニアンから得られた無限中性子物質の状態方程式を提示します。Brueckner-Bethe-Goldstone（BBG）、Fermi超網目状鎖/単一演算子鎖（FHNC/SOC）、および補助場拡散モンテカルロ（AFDMC）の3つの独立した多体法のベンチマークを行います。Argonne$v_{18}$およびArgonne$v_{6}^\prime$核子-核子ポテンシャルをUrbanaIX三体力と組み合わせて使用すると、同様の状態方程式が得られることがわかります。核飽和密度（$\rho_0=0.16\、\rm{fm}^{-3}$）が約1.5より大きい密度でのみ、FHNC/SOCエネルギーは他の2つのアプローチよりもかなり低くなります。実験的な三核基底状態エネルギーと$nd$ダブレット散乱長を再現するために適合されたすべてのノーフォークポテンシャルを使用して実行されたAFDMC計算は、中性子液滴の形成に関連する非物理的に結合した中性子物質を生成します。ノーフォークポテンシャルの2番目のファミリーのように、フィッティング手順にトリチウム$\beta$-decayを含めると、この問題は軽減されますが、完全には解決されません。BBGとAFDMCの結果の間の優れた一致は、中性子物質の崩壊を引き起こさないノーフォーク相互作用のサブセットで見られますが、FHNC/SOCの状態方程式は適度に柔らかくなります。
光子の偏光の尺度としての光子-ALP相互作用
アクシオンのような粒子（ALP）は、超弦理論によって予測された非常に軽く、中性の、スピンゼロのボソンです。ALPは主に2つの光子と相互作用し、外部磁場の存在下で、光子-ALP振動と光子の偏光状態の変化を生成します。理論的な観点からは十分に動機付けられていますが、ALPの存在に関するヒントは天体物理学から得られます。この論文では、初期光子の偏光と光子-ALP変換確率（観測された天体物理学的スペクトルから推定できる）との厳密な関係を示し、ALPの存在下で、フラックス測定観測所もポロリメータになるようにします。
| Title |
Astronomy_at_the_University_of_Salamanca_at_the_end_of_the_15th_century._What_"El_Cielo_de_Salamanca"_tells_us |
| Authors |
Carlos_Tejero_Prieto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.10442 |
「エル・シエロ・デ・サラマンカ」（「サラマンカの空」）は、直径8.70メートルの四分の一球形の丸天井です。1480年から1493年の間に描かれ、5つの黄道帯の星座、3つの北方、6つの南方の星座を示しています。太陽と水星も表されます。それは、48のプトレマイオス星座と当時知られている残りの惑星を描いた3倍の大きさの金庫の一部を形成しました。これは、1218年に勅許を取得した、ヨーロッパで最も古い図書館の1つであるサラマンカ大学の最初の図書館の天井を覆った素晴らしい芸術作品でした。しかし、それは先駆的な科学的作品でもありました。、現在「サラマンカの空」と呼ばれている保存された部分で私たちに降りてきた天文学の歴史の中で最初の種類です。サラマンカ大学で1460年頃に設立された占星術の椅子を取り巻く科学的背景について説明します。これにより、このユニークな科学芸術作品が生み出され、サラマンカで天文学が盛んになりました。互換性のある可能性のある日付を分析し、それらが非常にまれであることを示しています。私たちが調査した1200年から2300年までの1100年の間に、実行可能な日があるのは23年だけです。「ElCielodeSalamanca」に含まれる情報は、特定の日付に割り当てるのに十分ではなく、状況証拠が1475年8月に配置されているように見える数日の間隔に割り当てるのに十分ではないと結論付けます。同じ構成の空が観測可能になります。、2022年8月22日から25日までの141年ぶり。次回のライブ観測は2060年。
