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redMaGiC銀河におけるIa型超新星による宇宙論的パラメーターの測定

Title Measuring_Cosmological_Parameters_with_Type_Ia_Supernovae_in_redMaGiC_galaxies
Authors R._Chen,_D._Scolnic,_E._Rozo,_E._S._Rykoff,_B._Popovic,_R._Kessler,_M._Vincenzi,_T._M._Davis,_P._Armstrong,_D._Brout,_L._Galbany,_L._Kelsey,_C._Lidman,_A._M\"oller,_B._Rose,_M._Sako,_M._Sullivan,_G._Taylor,_P._Wiseman,_J._Asorey,_A._Carr,_C._Conselice,_K._Kuehn,_G._F._Lewis,_E._Macaulay,_M._Rodriguez-Monroy,_B._E._Tucker,_T._M._C._Abbott,_M._Aguena,_S._Allam,_F._Andrade-Oliveira,_J._Annis,_D._Bacon,_E._Bertin,_S._Bocquet,_D._Brooks,_D._L._Burke,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_R._Cawthon,_M._Costanzi,_L._N._da_Costa,_M._E._S._Pereira,_S._Desai,_H._T._Diehl,_P._Doel,_S._Everett,_I._Ferrero,_B._Flaugher,_D._Friedel,_J._Frieman,_J._Garc\'ia-Bellido,_M._Gatti,_E._Gaztanaga,_D._Gruen,_S._R._Hinton,_D._L._Hollowood,_K._Honscheid,_D._J._James,_O._Lahav,_M._Lima,_M._March,_F._Menanteau,_et_al._(21_additional_authors_not_shown)
URL https://arxiv.org/abs/2202.10480
Ia型超新星(SNeIa)による現在および将来の宇宙論的分析は、次の3つの重要な課題に直面しています。i)超新星またはそのホスト銀河からの赤方偏移を測定する。ii)スペクトルなしでSNeを分類する。iii)SNeIaの特性とそれらのホスト銀河との間の相関関係を説明する。ここでは、各課題に対処する新しいアプローチを紹介します。ダークエネルギーサーベイ(DES)のコンテキストでは、LuminousRedGalaxiesの選択であるredMaGiC銀河カタログのホスト銀河を含むSNIaサンプルを分析します。写真-これらの銀河の$z$の見積もりは、$\sigma_{\Deltaz/(1+z)}\sim0.02$まで正確であると予想されます。DES-5YR測光で分類されたSNIaサンプルには約1600のSNeが含まれており、これらのSNeのうち125はredMaGiC銀河にあります。redMaGiC銀河がほぼ独占的にSNeIaをホストし、分類の不確実性に関する懸念を軽減することを示します。このサブサンプルでは、​​分光学的赤方偏移の代わりに測光赤方偏移を使用して、同様のハッブル散乱($\sim0.01$mag以内)を見つけます。詳細なシミュレーションにより、暗黒エネルギーの状態方程式$w$の測定にredMaGiCホスト銀河からの写真$z$sを使用することによるバイアスが最大$\Deltaw\sim0.01-0.02$であることを示します。実際のデータでは、redMaGiC測光赤方偏移と$\Deltaw=0.005$の分光赤方偏移を使用した場合の$w$の差を測定します。最後に、redMaGiC銀河のSNeが、DES-3YRの母集団と比較して$\sim5\sigma$だけ色と光度($\beta$)の関係が弱いため、より標準化可能な母集団であるように見えることについて説明します。この発見は、redMaGiC銀河がSNホスト銀河の一般的な集団よりも低い赤化率($\textrm{R}_\textrm{V}$)を示すという予測と一致しています。これらの結果は、分光データがない場合に測光調査データを使用してredMaGiCSN宇宙論を実行する可能性を確立します。

MARS:新しい最大エントロピー正則化された強いレンズの質量再構成法

Title MARS:_A_New_Maximum_Entropy-Regularized_Strong_Lensing_Mass_Reconstruction_Method
Authors Sangjun_Cha_and_M._James._Jee
URL https://arxiv.org/abs/2202.10489
自由形式の強いレンズ(SL)の質量再構成は、通常、過剰適合に悩まされます。これは、偽陽性の小規模な変動として現れます。光が質量(LTM)をトレースすることを前提とせずに、新しい自由形式の最大エントロピー再構成(${\ttMARS}$)メソッドを提示します。${\ttMARS}$アルゴリズムを使用すると、ソース位置〜0.001$''$で優れた収束を実現し、スプリアスの小規模な変動を最小限に抑え、初期条件に関係なく準一意のソリューションを提供できます。私たちの方法は、公開されている合成SLデータ${\ttFF-SIMS}$でテストされており、真実との比較により、再構成の品質は、文献で公開されている最高のパフォーマンスのLTM方法と同等であることがわかります。既存の自由形式の方法よりも優れていることが実証されています。放射状の質量プロファイルの再構成に関しては、複数の画像によって制約された領域の真実と$<1$%の一致を達成します。最後に、${\ttMARS}$をA1689に適用すると、SLレジームのクラスター質量は、最も明るいクラスター銀河を中心とする一次ハローによって支配され、より弱い二次ハローも明るいクラスターメンバー〜160kpcと一致することがわかります。北東。SLフィールド内では、A1689ラジアルプロファイルは、$c_{200}=5.53\pm0.77$および$r_s=538^{+90}_{-のNavarro-Frenk-White(NFW)プロファイルによって十分に説明されています。100}$kpcであり、A1689が過剰に濃縮されているという証拠は見つかりません。

宇宙マイクロ波背景放射における大きな角度の相関の欠如と偶数の点-パリティの不均衡

Title Missing_large-angle_correlations_versus_even-odd_point-parity_imbalance_in_the_cosmic_microwave_background
Authors M.-A._Sanchis-Lozano,_F._Melia,_M._L\'opez-Corredoira_and_N._Sanchis-Gual
URL https://arxiv.org/abs/2202.10987
環境。WMAPとPlanckによって測定された、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)放射の2点角温度相関における最大相関角($\theta_{max}\gtrsim60^{\circ}$)の存在は、鋭角に立っています。相関関係が全天に広がるはずの標準的なインフレーション宇宙論の予測とは対照的です(つまり、$180^{\circ}$)。ただし、原始パワースペクトルにハードローワーカットオフ($k_{min}$)を導入すると、当然、$\theta_{max}$が存在します。これらのデータで検出された他の宇宙論的異常の中で、奇数-オーバー-偶数パリティ多重極の明らかな優位性がCMBの角度パワースペクトルで見られました。ただし、この機能は、単に空の特定の領域での観測による汚染が原因である可能性があります。目的。したがって、この奇数-オーバー-偶数の非対称性がCMBに固有であるかどうかのより詳細な評価を提供することを試みる際に、この論文では、まず、この奇数-偶数のパリティの不均衡が角度相関関数にも現れるかどうかを調べます。、第二に、$\theta_{max}$の存在とこの観察された異常との間の相互作用を詳細に調べること。メソッド。さまざまなPlanck2018データへの適合を最適化するために、いくつかのパリティ統計を使用し、カットオフ$k_{min}$のさまざまな値の角度相関関数を再計算しました。結果。Planck2018データへの理論的適合を最適化するには、両方を一緒に検討する必要があると結論付けて、データ内のこれらの機能の間に現象論的な関係を見つけました。結論。この結果は、パリティの不均衡がCMBに固有であるかどうかとは無関係ですが、そうである場合、奇数-オーバー-偶数の非対称性は明らかに新しい物理学の出現を示します。

宇宙構造形成のための運動場理論

Title Kinetic_Field_Theory_for_Cosmic_Structure_Formation
Authors Sara_Konrad,_Matthias_Bartelmann
URL https://arxiv.org/abs/2202.11077
運動場理論を非線形宇宙構造形成に適用します。運動場理論は、宇宙密度場を粒子に分解し、位相空間を通るそれらの軌道をたどります。初期粒子運動量はガウス確率場から引き出されると仮定します。構成および速度空間における粒子の分布に関する低次の統計的尺度の小さな空間スケールでの遅い時間の漸近的振る舞いに特に重点を置きます。私たちの主な結果は、ゼルドビッチ軌道に沿って自由に流れる粒子の集団における密度と速度の変動のパワースペクトルが、波数$k$で$k^{-3}$のように$k\to\infty$で減衰することです。、宇宙モデルや想定される暗黒物質の種類に関係なく、指数は空間次元の数によってのみ設定されます。この結論は、粒子の相互作用が平均場近似で考慮されている場合、密度変動パワースペクトルに対して有効なままです。また、自由に流れる粒子のバイスペクトルが、同じ一般的な条件下で$k^{-11/2}$のように漸近的に減衰することも示します。

銀河中心質量の観測限界を用いた超光スカラーフィールド暗黒物質の質量と自己結合に対する制約

Title Constraints_on_the_mass_and_self-coupling_of_Ultra-Light_Scalar_Field_Dark_Matter_using_observational_limits_on_galactic_central_mass
Authors Sayan_Chakrabarti,_Bihag_Dave,_Koushik_Dutta_and_Gaurav_Goswami
URL https://arxiv.org/abs/2202.11081
Ultra-LightDarkMatter(ULDM)、通常は質量$m\sim10^{-22}〜{\rmeV}$のスカラー場が、ColdDarkMatter(CDM)パラダイム。このようなスカラー場は、無視できない自己結合$\lambda$を持つ可能性があります。この研究では、銀河の中心に集中する暗黒物質の量に関する既知の観測上限を使用して、$\lambda--m$(自己結合$-$質量)パラメーター空間の観測制約に到達します。ULDMの質量$m$の観測限界は、自己相互作用の符号と強度に依存することがわかります。$m\sim10^{-22}〜{\rmeV}$の場合、${\calO}(10^{-96})$の自己結合値($a_s\sim10^{-82}〜{\rmm}$)は、M87銀河の中心から10個以内の暗黒物質の質量の制限を使用して調べることができます。私たちの分析によると、超軽量アクシオン(ULA)がすべての暗黒物質を形成する場合、その質量は$\sim6\times10^{-23}$eV未満でなければなりません。

アロコスの表面付近の温度モデル

Title A_Near_Surface_Temperature_Model_of_Arrokoth
Authors O._M._Umurhan,_W._M._Grundy,_M._K._Bird,_R._Beyer,_J._T._Keane,_I._R._Linscott,_S._Birch,_C._Bierson,_L._A._Young,_S._A._Stern,_C._M._Lisse,_C._J._A._Howett,_S._Protopapa,_J._R._Spencer,_R._P._Binzel,_W._B._Mckinnon,_T._R._Lauer,_H._A._Weaver,_C._B._Olkin,_K._N._Singer,_A._J._Verbiscer,_A._H._Parker
URL https://arxiv.org/abs/2202.10485
アロコスの表面近くの熱モデルは、最近リリースされたボディの$10^5$ファセットモデルに基づいて開発されています。この熱ソリューションは、アロコスの表面の再放射を考慮に入れています。解法は、アロコスの周期軌道特性を利用して、熱方程式のフーリエ変換解を含む時間漸近解法を使用して熱応答を生成します。これは、最近他の人が使用したアプローチです。アロコスの表面近くの材料の熱慣性${\calI}=$2.5W/m$^{-2}$K$^{-1}$s$^{1/2}$を想定して、詳細な熱解を表示します。ニューホライズンズとアロコスとの遭遇時の遭遇半球表面温度は、極域で$\sim$57-59K、赤道域で30-40K、冬半球で11-13Kであったと予測しています。アロコスの軌道平均気温は、極域では約30〜35Kであり、赤道域では40Kに近い。周囲の表面からの熱再放射は、総エネルギー収支の5\%未満になりますが、1つの軌道上の熱伝導によってアロコスの内部に閉じ込められて放出される総エネルギーは、総エネルギー収支の約0.5\%です。この熱モデリングを他のKBO起源の考慮事項とともに一般化したアプリケーションとして、NewHorizo​​nsのREX機器の$29\pm5$K輝度温度測定は、アロコスの表面近くの材料が数mm未満でできていることと一致しているという解釈を支持します。1W/m$^{-2}$K$^{-1}$s$^{1/2}$$<{\calI}<$10-20Wのサイズのソリンコーティングされたアモルファス\水氷粒子/m$^{-2}$K$^{-1}$s$^{1/2}$であり、0.9から1の範囲のXバンド放射率によって特徴付けられます。

それらの形成メカニズムの指標としての陸域周連星惑星の不整合

Title Misalignment_of_terrestrial_circumbinary_planets_as_an_indicator_of_their_formation_mechanism
Authors Anna_C._Childs_and_Rebecca_G._Martin
URL https://arxiv.org/abs/2202.10495
周連星ガスディスクは、しばしばバイナリ軌道にずれていることが観察され、惑星の形成がずれたディスクで進行する可能性があることを示唆しています。N体シミュレーションでは、最初はずれている粒子ディスクからの周連星惑星の形成を検討します。地球型惑星がこのように形成された場合、ガスがない場合、それらは共面に近いか、または二元軌道に極に近い状態でしか形成できないことがわかります。円形のバイナリの周りの惑星は共面を形成しますが、偏心したバイナリの周りの惑星は、初期のディスクのずれとバイナリの偏心に応じて、共面または極を形成する可能性があります。地球型惑星の質量が大きいほど、(同一平面上または極方向に)整列します。これは、平均してより小さな不整列角度につながるより多くの合併を経ているためです。初期傾斜が非常に大きい粒子ディスクの節点歳差運動は、粒子間の高い相互傾斜につながります。これにより、粒子間に高い相対速度が生じ、惑星の形成を完全に阻害する可能性のある大量の放出につながります。不整列の地球型周連星惑星は、不整列の周連星ガスディスクの存在下で形成できる可能性があり、粒子軌道を結節的に整列させ、惑星の形成中に惑星の傾斜を維持するのに役立つ可能性があります。

自然対育成:惑星と恒星の特性の間の潜在的な傾向の評価における測定の不確実性の影響の調査

Title Nature_vs._Nurture:_Investigating_the_Effects_of_Measurement_Uncertainties_in_the_Assessment_of_Potential_Trends_Between_Planetary_and_Stellar_Properties
Authors Emily_D._Safsten_and_Rebekah_I._Dawson
URL https://arxiv.org/abs/2202.10537
惑星と恒星の特性、特に年齢の間の相関関係は、惑星の形成と進化のプロセスに関する洞察を提供することができます。ただし、そのような傾向の根本的な原因は不明である可能性があり、測定の不確実性と小さなサンプルサイズは、観察された傾向が本当に存在するかどうかについて疑問を残す可能性があります。ベイズフレームワークを使用して、測定されたパラメーターの不確実性が、観察された傾向のソースに対する競合する仮説のオッズ比にどのように影響するかを調べます。文献から報告された3つの傾向を分析します。各アプリケーションでは、不確実性がオッズ比の数値に影響を与えますが、不確実性が考慮されているかどうかにかかわらず、結論は同じです。ホットジュピターの偏心は時間の経過とともに循環し、ホットジュピターホストの偏りは恒星の温度によって駆動されます。オッズ比よりも年齢に伴う2:1の軌道共鳴の傾向を支持する十分な証拠はありません。2:1の共鳴と忘却の場合の更新されたサンプルは、元の結論を変更しません。シミュレートされた2:1共鳴データは、確固たる結論を引き出すために、サンプルサイズが測定精度よりも重要である可能性があることを示しています。ただし、2:1の共振が広範囲のタイムスケールで中断されると、サンプルが大きい場合でも、偶然の関係で年齢の傾向を確認することは本質的に困難になります。一部のアプリケーションでは、測定の不確かさを完全に組み込むと計算コストが高くなりすぎるため、不確かさのないフレームワークを使用し、追加のテストを実行して、非常に不確かな測定の影響を調べることが望ましい場合があります。

プレートテクトニクスと惑星居住性の開始に対する軌道特性と意味

Title Orbital_properties_and_implications_for_the_initiation_of_plate_tectonics_and_planetary_habitability
Authors Rajagopal_Anand
URL https://arxiv.org/abs/2202.10719
地球上のプレートテクトニクスの存在は、内部粘度のコントラスト、惑星の質量、液体の水の利用可能性、および内部熱源に直接依存しています。しかし、太陽の周りの地球の回転速度と回転周期の初期条件も、プレートテクトニクスの開始にとって重要だったに違いありません。地球の初期の軌道条件は、コアの分離と月の形成の直径のプロセスによって大きく影響され、それはおそらくプレートテクトニクスの開始と持続の結果につながったでしょう。軌道条件の変化により、地球はほぼ線形の傾向で進化し、惑星の回転周期(TP)は、惑星が太陽の周りの軌道を1度移動するのにかかる時間(T1度)に近づく可能性があります。)、つまりTP〜T1degreeです。回転周期と回転周期のこのような最適条件は、地球上のプレートテクトニクスの発達に不可欠である可能性があります。この仮説は、太陽系外惑星や、エウロパや火星などの潜在的に居住可能な太陽惑星体におけるプレートテクトニクスと生命の可能性に直接的な影響を及ぼします。

太陽原始惑星系円盤の内部領域における原始同位体勾配の証拠

Title Evidence_for_a_primordial_isotopic_gradient_in_the_inner_region_of_the_solar_protoplanetary_disc
Authors J._Mah,_R._Brasser,_J._M._Y._Woo,_A._Bouvier,_S._J._Mojzsis
URL https://arxiv.org/abs/2202.10820
サンプリングされた地球の世界(地球、火星、小惑星4ベスタ)は、多くの元素(たとえば、$\varepsilon^{48}$Ca、$\varepsilon^{50}$)の質量非依存(元素合成)同位体組成が異なるだけではありません。Ti、$\varepsilon^{54}$Cr、$\varepsilon^{92}$Mo)、これらの同位体異常のいくつかの大きさも、ヘリオセントリック距離と相関しているように見えます。地球と火星の間の同位体の違いは、原始惑星系円盤の異なる領域での主に局所的な物質の降着によって容易に説明されるかもしれませんが、これが小惑星ベスタにも当てはまるかどうかは不明です。ここでは、数値シミュレーションデータベースから入手可能なデータを分析して、3つの惑星形成モデル(クラシック、グランドタック、および枯渇ディスク)のフレームワークにおけるベスタの形成位置を決定しました。内側の円盤での物質の混合が制限されているモデルでは、ベスタが小惑星帯で局所的に形成される可能性が高いことがわかります。この限られた混合は、地球と火星の間の同位体の違いによって暗示されます。私たちの結果に基づいて、地球、火星、ベスタのさまざまな元素合成同位体組成間の見かけの相関関係を説明するためのいくつかの基準を提案します。ディスクは同位体勾配によって特徴付けられ、(3)同位体勾配はこれらの惑星体の形成中に保存され、ディスク内の物質混合によって希釈されませんでした(たとえば、巨大な惑星の移動を介して)。

S星団内の惑星系の安定性:太陽系類似体

Title Stability_of_planetary_systems_within_the_S-star_cluster:_the_Solar_system_analogues
Authors N._Davari,_R._Capuzzo_Dolcetta,_R._Spurzem
URL https://arxiv.org/abs/2202.10827
銀河の中央部には、約40個の星(いわゆるS星)からなる動的にリラックスした密集した星団が生息しています。彼らの星はいて座A$^*$の巨大な天体を中心に回転しています。いて座A$^*$のような特定の環境における惑星系の動的進化を理解するために、S星団に埋め込まれた惑星系の直接N体シミュレーションを実行します。この研究では、銀河の中心にある巨大なブラックホールとの密接な相互作用の後、S星の周りを周回する惑星の短期的な安定性を調査します。惑星系はSMBHや近くの星との遭遇を経ていることがわかります。惑星系が近くの星と遭遇する頻度と強さを決定します。これらの遭遇は、SMBHに近いS星に割り当てられたシステムで著しく増加するためです。SMBHは惑星系をひどく不安定にしますが、惑星系の相互の偏心と傾斜の小さな振動は、惑星と惑星の結合と2つの惑星間の近共鳴効果によって引き起こされる可能性があることに気づきました。生存惑星の割合($\sim51\%$)の推定値を取得し、ホスト星から剥ぎ取られた惑星は、一般的にいて座A$^*$の周りの近い軌道で捕獲されていることがわかります。ガス巨人が整然と破壊されている間、私たちは通知しますが、地球型惑星はそうではありません。いて座A$^*$のフレアは、\textit{starless}巨大惑星の潮汐破壊現象が原因である可能性があると推定されます。

太陽系外惑星集団のプローブとしての積み重ねられたピリオドグラム

Title Stacked_Periodograms_as_a_Probe_of_Exoplanetary_Populations
Authors Samuel_H._C._Cabot,_Gregory_Laughlin
URL https://arxiv.org/abs/2202.11050
進行中の超精密ドップラー視線速度調査は、質量が数M$_\oplus$未満の惑星を探します。しかし、惑星の質量の分布を決定するための人口レベルの研究は、必要な観測時間の投資と、最も質量の小さい惑星を確実に検出することに関連する課題のために、依然として困難です。広範な既存のRVデータセットを活用して、太陽系外惑星の集団の質量を制限する新しいアプローチの概要を説明します。多くのターゲットにわたってRV時系列のピリオドグラムを積み重ねます。個々の惑星が検出のしきい値を超えていない場合でも、太陽系外惑星の集団が積み重ねられたピリオドグラムで統計的に識別できる可能性があることを示します。積み重ねられたピリオドグラムの分析的、統計的特性について議論し、シミュレーションを実行してメソッドの有効性を実証し、半構造化されたウィンドウ関数と恒星の活動の影響を調査します。Lick-CarnegieExoplanetSurveyデータセットの分析により、わずかに有意な($1.6\sigma$)信号が明らかになり、$3〜7$日の期間を占める太陽系外惑星の集団と一致し、通常の$K$は$1.6〜5.1$ms$^{-1}$。この結果を確認したり、他の根本的なケプラーの寄与を検出したりするには、恒星の活動と毎年の系統分類に関連する信号のより詳細な調査が必要になる場合があります。

ALMA(SODA)を使用したオリオン座の調査I:873個の原始惑星系円盤のクラウドレベルの人口統計

Title Survey_of_Orion_Disks_with_ALMA_(SODA)_I:_Cloud-level_demographics_of_873_protoplanetary_disks
Authors S.E._van_Terwisga,_A._Hacar,_E.F._van_Dishoeck,_R._Oonk,_S._Portegies_Zwart
URL https://arxiv.org/abs/2202.11057
(要約)近くの星形成領域(SFR)の原始惑星系円盤の調査は、それらの人口統計に関する重要な情報を提供しましたが、サンプルサイズのため、ディスクの特性が環境によってどのように変化するかを研究するために使用することはできません。オリオン座A雲のL1641およびL1647領域で、スピッツァーによって特定された873個の原始惑星系円盤の未解決のミリメートル連続放射の調査を実施します。これはこれまでで最大の調査であり、クラウド内の位置とクラスターメンバーシップの関数として、ディスク質量の中央値の弱い傾向でさえも特定できます。サンプルの検出率と質量の中央値も、近くの(<300pc)SFRのものと比較されます。サンプルは、225GHzのALMAで観測され、rmsの中央値は0.08mJy/ビーム(1.5M$_{\oplus}$)でした。革新的な並列データ処理アプローチを使用して、データが削減され、画像化されました。観測されたディスクの58%(502/873)を検出します。これには、ダストの質量が100M$_{\oplus}$を超える20個のディスクと、ダストの放出の延長に関連する2つのオブジェクトが含まれます。$2.2^{+0.2}_{-0.2}$M$_{\oplus}$の完全なサンプルのディスクダスト質量の中央値を推測します。L1641およびL1647では、ダスト質量の中央値は$2.1^{+0.2}_{-0.2}$M$_{\oplus}$および$2.6^{+0.4}_{-0.5}$M$_{\oplus}$、それぞれ。完全なサンプルのディスク質量分布は、1〜3Myrの同様の年齢での近くの低質量SFRのそれと同様です。銀経経度とサンプルで特定されたYSOクラスター間のディスク(ダスト)質量には弱い傾向しか見られず、質量の中央値は$\lesssim$50%変動します。年齢の違いは、これらの中央値のディスク質量の変動を説明するかもしれません。これとは別に、ディスクの質量は約100pcのスケールで本質的に一定です。これはまた、異なるSFRであっても、ディスクの大部分が同様の初期質量で形成され、外部照射がないと仮定すると、ディスクの質量損失率が$\sim10^{-8}$M$_であると仮定して同様の速度で進化することを示唆しています。{\odot}$/年。

SAMIギャラクシーサーベイ:イオン化ガスと恒星速度分散の違い

Title The_SAMI_Galaxy_Survey:_the_difference_between_ionised_gas_and_stellar_velocity_dispersions
Authors Sree_Oh,_Matthew_Colless,_Francesco_D'Eugenio,_Scott_M._Croom,_Luca_Cortese,_Brent_Groves,_Lisa_J._Kewley,_Jesse_van_de_Sande,_Henry_Zovaro,_Mathew_R._Varidel,_Stefania_Barsanti,_Sarah_Brough,_Julia_J._Bryant,_Sarah_Casura,_Jon_S._Lawrence,_Nuria_P._F._Lorente,_Anne_M._Medling,_Matt_S._Owers,_Sukyoung_K._Yi
URL https://arxiv.org/abs/2202.10469
星の質量が$\log\、(M_*/M_{\odot})SAMIGalaxySurveyからの\geq9.5$。星形成銀河の場合、$\sigma_*$は$\sigma_{\rmgas}$よりも大きくなる傾向があり、星は一般にイオン化ガスよりも動的に高温であることを示しています(非対称ドリフト)。$\sigma_{\rmgas}$と$\sigma_*$($\Delta\sigma$)の違いは、さまざまな銀河の特性と相関しています。$\Delta\sigma$の最も強い相関関係は、ビームスミアリングとの相関関係であり、$\sigma_{\rmgas}$を$\sigma_*$よりも大きく膨らませ、$\Delta\sigma$の両方への依存性を導入します。点像分布関数と速度勾配に対する有効半径。2番目に強い相関関係は、活動銀河核(AGN)(または進化した星)のイオン化ガス放出への寄与との相関関係であり、ガス速度分散が電源の影響を強く受けていることを意味します。対照的に、統合スペクトル($\sigma_{\rmaper}$)から測定された速度分散を使用すると、アパーチャベースの$\Delta\sigma$($\Delta\sigma_{\rmaper}$)間の相関が低くなります。と電源。これは、AGN(または古い星)が動的平衡からの大きな逸脱を引き起こすことなく、ガスを動的に加熱することを示唆しています。$\Delta\sigma_{\rmaper}$の変動は$\Delta\sigma$の変動よりもはるかに小さいですが、$\Delta\sigma_{\rmaper}$とガス速度勾配の間の相関は依然として検出されています。恒星およびイオン化ガス速度分散に由来する動的質量に小さなバイアスがあることを意味します。

Ia型超新星の金属量に依存する速度とそれらが銀河形成に与える影響の調査

Title Exploring_metallicity-dependent_rates_of_Type_Ia_supernovae_and_their_impact_on_galaxy_formation
Authors Pratik._J._Gandhi,_Andrew_Wetzel,_Philip_F._Hopkins,_Benjamin_J._Shappee,_Coral_Wheeler,_Claude-Andr\'e_Faucher-Gigu\`ere
URL https://arxiv.org/abs/2202.10477
Ia型超新星は、銀河の恒星のフィードバックと元素の濃縮に重要な役割を果たします。全天自動捜索システム(ASAS-SN)やダークエネルギーサーベイ(DES)のような最近の一時的な調査では、z〜0での比Ia率は、低質量銀河での場合よりも約15〜50倍高い可能性があることがわかりました。天の川-質量。独立して、天の川の観測は、太陽型星の近接二元部分がより低い金属量でより高いことを示しています。これらの観測に動機付けられて、FIRE-2宇宙論的ズームインシミュレーションを使用して、金属量依存性を含むさまざまなIaレートモデルが、さまざまな恒星質量の銀河に与える影響を調査します。10^7Msun-10^{11}Msun。まず、シミュレートされた星形成履歴(SFH)を観測値に対してベンチマークします。仮定されたSFHと恒星の質量関数が、観測と金属量に依存しないIaレートモデルとの間の緊張の程度を決定する上で主要な役割を果たし、ASAS-SNとDESの観測が単純に表示されるよりもはるかに一貫している可能性があることを示します。金属量の減少に伴ってIa率が増加するモデル(〜Z^{-0.5}からZ^{-1})は、観測値との一致が大幅に向上します。心強いことに、これらのIaレートの増加(低質量銀河では>10倍)は、銀河の恒星の質量と形態に大きな影響を与えません。有効半径、軸比、およびv/シグマは、最も極端なレートモデルを除いてほとんど影響を受けません。[Fe/H]と[alpha/Fe]の両方の濃縮の意味を探ります。金属量に依存するIaレートモデルは、低質量銀河で観測された恒星の質量-金属量関係との一致を改善できます。私たちの結果は、金属量に依存する幅広いIaモデルが銀河形成に実行可能であり、この分野での将来の研究の動機付けとなることを示しています。

低質量の渦巻銀河NGC2403の低金属量球状星団

Title Low-Metallicity_Globular_Clusters_in_the_Low-Mass_Isolated_Spiral_Galaxy_NGC_2403
Authors Duncan_A._Forbes,_Anna_Ferr\'e-Mateu,_Jonah_S._Gannon,_Aaron_J._Romanowsky,_Jeffrey_L._Carlin,_Jean_P._Brodie_and_Jacob_Day
URL https://arxiv.org/abs/2202.10539
NGC2403などの低質量後期型銀河の球状星団(GC)システムは、これまで十分に研究されていません。低質量銀河(M$_{\ast}$=7$\times$10$^{9}$M$_{\odot}$)として、宇宙論的シミュレーションは、NGC2403に付着物があったとしてもごくわずかしか含まないと予測します。GC。また、非常に邪魔されていないHIディスクで隔離されています。文献、SloanDigitalSkySurveyおよびHyperSuprime-Camイメージングからの候補に基づいて、KeckCosmicWebImagerを使用したフォローアップ分光法用にいくつかのGCを選択しました。視線速度やその他の特性から、この膨らみのない銀河の内側のハローまたは円盤のいずれかに関連する8つの善意のGCを特定します。星の種族の分析は、ビッグバンの直後から現在までの幅広いGC年齢を示唆しています。古いGCはすべて、[Fe/H]$\le$-1で金属が不足していることがわかります。観測されたGCの年代と金属量の関係は、SMCで観測されたものと同様に、それらがガスから多くのGyrにわたって形成され、実効収率が低いことを示唆しています。濃縮された材料の流出が低収量の一因となった可能性があります。合計$\sim$50のGCが予想されるため、私たちの研究は、NGC2403の星団の歴史を空間と時間の両方で完全にマッピングするための最初のステップです。

中間赤方偏移高光度赤外線銀河のサンプルを用いたスターバースト遷移領域への主系列星の発表

Title Unveiling_the_Main_Sequence_to_Starburst_Transition_Region_with_a_Sample_of_Intermediate_Redshift_Luminous_Infrared_Galaxies
Authors L._Hogan,_D._Rigopoulou,_S._Garc\'ia-Burillo,_A._Alonso-Herrero,_L._Barrufet,_F._Combes,_I._Garc\'ia-Bernete,_G._E._Magdis,_M._Pereira-Santaella,_N._Thatte,_A._Wei{\ss}
URL https://arxiv.org/abs/2202.10576
通常の星形成銀河とスターバーストの間の遷移領域にまたがる、0.28<z<0.44に位置する6つの(超)高光度赤外線銀河(U/LIRG)で構成される4つのシステムのCO(3-2)研究を提示します。これらの銀河は、以前の多波長分析の恩恵を受けており、宇宙が星形成率密度の急速な低下を経験しているときに、十分に研究されていないU/LIRGの集団の詳細な調査を可能にします。4つのターゲットでCO(3-2)放出を検出し、これらの銀河は、ケニカットとシュミットの関係で、通常の星形成銀河とスターバーストの軌跡の間にあります。同様の赤方偏移での低光度LIRGおよび高光度ULIRGと比較すると、星形成効率(SFE)によって駆動される星形成率(SFR)の違いにより、すべてが同様の分子ガス収支を持っていることがわかります。これは、これらの赤方偏移で、銀河をスターバーストレジームに移行させるために、大きな分子ガス貯留層がSFEの増加と一致しなければならないことを示唆しています。構造と運動学を研究したところ、4つの検出が相互作用しているか、SFEを駆動している可能性のある形態が乱れていることがわかりました。CO(3-2)非検出の1つは、強力な連続体検出を備えており、以前にH$\alpha$で観測されており、ULIRGの異常な星間物質を示唆しています。遷移するU/LIRGのサンプルは、通常の星形成銀河とスターバーストの間のギャップを埋めると結論付け、これら2つの集団間のSFEの継続的な変化と、SFEの増加は形態と相互作用のさまざまな段階によって引き起こされる可能性があることを示唆しています。

銀河団銀河団における最も明るい銀河団銀河団内光の間の遷移領域

Title The_Transition_Region_between_Brightest_Cluster_Galaxies_and_Intra-Cluster_Light_in_Galaxy_Groups_and_Clusters
Authors E._Contini,_H.Z._Chen_and_Q.S._Gu
URL https://arxiv.org/abs/2202.10675
銀河形成の最先端の半解析的モデルと\citet{contini21a}に示されているモデルを利用して、銀河団(BCG)と銀河団内光(ICL)の質量分布を調査します。2つのポイント:(1)BCGが支配的な分布とICLが支配的な分布の間の遷移領域。(2)BCG+ICLの総質量とICLの質量のみの関係。遷移半径はBCG+ICLとハロー質量の両方に依存せず、平均60$\pm$40kpcであり、以前の観測測定とよく一致していますが、散乱が大きいことを考えると、一種のクラスタスケールでのみ2つのコンポーネント間の物理的な分離。$M_{ICL}-M_{BCG+ICL}$関係の分析から、BCG+ICLの知識から直接ICL質量を抽出できるメソッドを構築します。低質量システムでのばらつきが大きいことを考えると、このような方法では、ICLの真の値を大幅に過小/過大に予測し、最悪の場合は最大3倍になります。一方、$\logM_{BCG+ICL}>12$または$\logM_{Halo}>14$の場合、真の値と$M_{ICL}-M_{から抽出された値の差BCG+ICL}$の関係の範囲は$\pm$30\%です。したがって、この関係は、クラスタースケールでハローによってホストされているシステムのBCGからICLを分離することを目的とした観測作業の信頼できるテストとして提案します。

North EclipticPoleマージ銀河カタログ

Title North_Ecliptic_Pole_merging_galaxy_catalogue
Authors W._J._Pearson,_L._E._Suelves,_S._C.-C._Ho,_N._Oi,_S._Brough,_B._W._Holwerda,_A._M._Hopkins,_T.-C._Huang,_H._S._Hwang,_L._S._Kelvin,_S._J._Kim,_\'A._R._L\'opez-S\'anchez,_K._Ma{\l}ek,_C._Pearson,_A._Poliszczuk,_A._Pollo,_V._Rodriguez-Gomez,_H._Shim,_Y._Toba_and_L._Wang
URL https://arxiv.org/abs/2202.10780
5.4平方度以内の銀河の合体のカタログを作成することを目指しています。赤方偏移範囲$0.0<z<0.3$の北の楕円極。これを行うために、HyperSuprime-Camからの画像データが、これらの同じデータから導出された形態学的パラメーターとともに使用されます。カタログは、ハイブリッドアプローチを使用して生成されました。2つのニューラルネットワークは、バイナリマージの非マージ分類を実行するようにトレーニングされました。1つは$z<0.15$の銀河用で、もう1つは$0.15\leqz<0.30$の銀河用です。各ネットワークは、銀河の画像と形態学的パラメーターを入力として使用しました。ネットワークによって合併候補として特定された銀河は、専門家によって視覚的にチェックされました。結果として生じる合併は、赤方偏移の関数として合併の割合を計算し、文献の結果と比較するために使用されます。$z<0.15$での銀河の合体の86.3%と$0.15\leqz<0.30$での銀河の合体の79.0%は、ネットワークによって正しく識別されると予想されることがわかりました。ニューラルネットワークによって分類された34,264個の銀河のうち、10個の195個が合併候補であることがわかりました。これらのうち、2109個は銀河の合体であると視覚的に識別されました。観測とシミュレーションからの文献の結果と一致して、合併の割合は赤方偏移とともに増加し、合併人口には$1.102\pm0.084$の穏やかな星形成率の向上があることがわかります。

ベイジアンアプローチによるNGC3377の質量プロファイル

Title The_mass_profile_of_NGC_3377_from_a_Bayesian_approach
Authors Juan_Pablo_Caso
URL https://arxiv.org/abs/2202.11051
適度に明るい楕円形のNGC3377の質量プロファイルは、ベイジアンアプローチと組み合わせた球面ジーンズ分析によって研究されます。事前分布は、暗黒物質シミュレーションと観測制約から生成されます。観測データセットは、銀河の長軸と短軸に沿ったジェミニ/GMOSのロングスリット観測で構成されており、拡散恒星成分、球形クラスター、惑星状星雲に関する文献のデータが補足されています。銀河は中央ハローと衛星ハローに交互に存在すると想定されていますが、文献の結果との比較では後者のオプションが好まれます。一定の異方性のいくつかのオプション、およびNFWとEinastoの両方の質量プロファイルが考慮されます。分析は中間質量ハローを示しており、約$(3.6\pm0.6)\times10^{11}\、{\rmM_{\odot}}$のウイルス質量を示しています。

ATCAとVLASSで観測された細い線のセイファート1銀河の電波スペクトル

Title Radio_spectra_of_narrow-line_Seyfert_1_galaxies_observed_with_ATCA_and_VLASS
Authors Sina_Chen,_Jamie_B._Stevens,_Philip_G._Edwards,_Ari_Laor,_Minfeng_Gu,_Marco_Berton,_Emilia_J\"arvel\"a,_Preeti_Kharb,_Ehud_Behar,_and_Renzhi_Su
URL https://arxiv.org/abs/2202.11065
オーストラリア望遠鏡コンパクトアレイで5.5GHzと9.0GHzの両方で検出された29個の電波静音(RQ)と3個の電波ラウド(RL)狭線セイファート1銀河(NLS1)のサンプルの電波スペクトル分析を示します。サンプルは、L_bol/L_Edd>0.15によって特徴付けられます。RQの高いL_bol/L_EddAGNの以前の研究で見られたように、29のRQNLS1のうち25の無線勾配は急です(alpha_5.5-9.0<-0.5)。この急な電波放射は、高L_bol/L_EddAGNでより一般的である可能性が高いAGN駆動の流出に関連している可能性があります。3つのRLNLS1のうちの2つでは、電波の傾きが平坦または反転しており(alpha_5.5-9.0>-0.5)、コンパクトな光学的厚さのソース、おそらく相対論的ジェットを示しています。3.0GHz、1.4GHz、および0.843GHzのアーカイブデータもコンパイルされ、3つ以上の帯域で検出された17個のNLS1のサンプルが生成されます。9つのオブジェクトでは、電波スペクトルは低周波数で平坦化され、勾配の中央値はalpha_5.5-9.0=-1.21+/-0.17、alpha_3.0-5.5=-0.97+/-0.27、およびalpha_1.4-に平坦化されます。3.0=-0.63+/-0.16。放物線フィットは、スペクトルターンオーバーの中央値が約1GHzであることを示しています。これは、わずか1pcのサイズのソース、おそらくコンパクトな風または弱いジェットでのシンクロトロンの自己吸収を意味します。2つのオブジェクトは、3GHzまたは5GHzを超えるとアルファ<-2までの大幅なスペクトルの急峻化を示します。これは、数年から数十年前の、過去の電波放射プラズマの放出による遺物の放出を示唆している可能性があります。最後に、2つのオブジェクトは、星形成活動​​と一致する単一のスペクトル勾配を示します。

Swift-BATが選択したAGNのチャンドラ追跡観察II

Title Chandra_Follow-up_Observations_of_Swift-BAT-selected_AGNs_II
Authors Ross_Silver,_Nuria_Torres-Alba,_Xiurui_Zhao,_Stefano_Marchesi,_Andrealuna_Pizzetti,_Marco_Ajello,_Giancarlo_Cusumano,_Valentina_Parola,_Alberto_Segreto,_and_Andrea_Comastri
URL https://arxiv.org/abs/2202.10496
Swift-BAT150か月カタログから選択された9つの低赤方偏移(z<=0.10)、候補の非常に不明瞭な活動銀河核(AGN)のChandraとSwift-BATを組み合わせたスペクトル分析を示します。これらのBAT線源に対応する軟(1〜10keV)X線を特定し、それらのスペクトルを物理的に動機付けられたモデルと結合しました.1〜150keVのエネルギー帯域でのスペクトル分析により、すべての線源が不明瞭であり、-視力柱密度NH>=10^22cm^-2、90%の信頼度レベル。これらの情報源のうち4つは、NH>=10^23cm^-2でかなりの不明瞭さを示し、2つの追加の情報源は、NH>=10^24cm^-2のコンプトン厚の活動銀河核(CT-AGN)の候補です。、2MASXJ02051994-0233055およびIRAS11058-1131は、BATソースの軟X線フォローアップの戦略を使用して検出された以前の3つのCT-AGN候補への最新の追加です。ここでは、これまでの方法論の結果を示し、さまざまな選択基準を適用してローカル宇宙でCT-AGNを発見することの有効性を分析します。私たちの選択基準は、フォローアップNuSTAR観測によってCTの性質が確認されている非常に不明瞭なAGNを発見する成功率が約20%です。これは、ブラインド調査で見つかった約5%よりもはるかに高くなっています。

FRB 121102:バースト偏光の劇的な変化は、持続的な放出の安定性とは対照的です

Title FRB_121102:_drastic_changes_in_the_burst_polarization_contrasts_with_the_stability_of_the_persistent_emission
Authors A._V._Plavin_(ASC_Lebedev),_Z._Paragi_(JIVE),_B._Marcote_(JIVE),_A._Keimpema_(JIVE),_J._W._T._Hessels_(ASTRON,_UvA),_K._Nimmo_(ASTRON,_UvA),_H._K._Vedantham_(ASTRON),_L._G._Spitler_(MPIfR)
URL https://arxiv.org/abs/2202.10519
FRB121102に対応する永続的な無線のミリ秒スケールの特性を研究し、明るいバーストの分光偏光特性を調査します。前者については、2017年に1.7GHzと4.8GHzでヨーロッパVLBIネットワーク(EVN)の観測を使用します。後者については、2016年に取得された100mEffelseberg望遠鏡からの1.7GHzデータを再分析します。これらの観測は、FRB121102の他の偏光測定研究よりも前のものであり、これまでで最高のバーストファラデー回転測定値(RM)を生成します。RM=1.27*10^5radm^-2、RMの減少傾向と一致。バースト放射の分数偏波は、1.7GHzで15%です。これは、バースト環境のファラデー幅が150radm^-2である場合、より高い周波数での高い分数偏波と一致させることができます。これは、ファラデー回転全体のわずか0.1%です。幅は、ファラデースクリーンのわずかな不均一性、または発光領域自体の影響に起因する可能性があります。永続的なソースサイズの上限は1pcであり、若い超新星(SN)シナリオとほとんど一致していません。10%未満のフラックス変動限界は若いSNシナリオを支持せず、他の解釈にも挑戦します。かすかな永続的な光源の部分偏光は、4.8GHzで25%未満に制限されており、高度に偏光された個々のバーストとの共通の起源を除外しています。

変形したカー時空における理想流体の降着ダイナミクス

Title Accretion_dynamics_of_ideal_fluid_in_the_deformed_Kerr_Spacetime
Authors Subhankar_Patra,_Bibhas_Ranjan_Majhi,_Santabrata_Das
URL https://arxiv.org/abs/2202.10863
一般相対性理論の枠組みの下で、変形したカー時空における低角運動量、非粘性、移流降着流の特性を研究します。入力パラメーター、つまりエネルギー($E$)、角運動量($\lambda$)、スピン($a_{\rmk}$)、および変形パラメーター($\)の観点から流れ運動を記述する支配方程式を解きます。それぞれvarepsilon$)。グローバルな遷音速付加ソリューションは、カー以外の時空にも存在し続けていることがわかります。入力パラメータに応じて、降着流は衝撃遷移を経験するように見え、衝撃によって誘発された降着解は、$\lambda-E$平面のパラメータ空間の広い範囲で利用可能であることがわかります。$\varepsilon$を使用したショックパラメータ空間の変更を調べ、$\varepsilon$が増加すると、パラメータ空間の有効領域が減少し、徐々に高い$\lambda$と低い$Eにシフトすることがわかります。$ドメイン。さらに、文献で初めて、角運動量がゼロの付着流が時空変形が非常に大きいときに衝撃遷移を許容することに気づきました。興味深いことに、$\varepsilon_{\rmmax}$の臨界限界を超えると、中央のオブジェクトの性質がブラックホールから裸の特異点に変化し、$\varepsilon_{\rmmax}$を$a_{\rmの関数として識別します。k}$。さらに、裸の特異点の周りの降着解とその特性も調べます。最後に、天体物理学の応用の文脈における現在の形式主義の意味を示します。

POLARによって観測されたかにパルサーのガンマ線偏光測定

Title Gamma-Ray_Polarimetry_of_the_Crab_Pulsar_Observed_by_POLAR
Authors Han-Cheng_Li,_Nicolas_Produit,_Shuang-Nan_Zhang,_Merlin_Kole,_Jian-Chao_Sun,_Ming-Yu_Ge,_Nicolas_De_Angelis,_Johannes_Hulsman,_Zheng-Heng_Li,_Li-Ming_Song,_Teresa_Tymieniecka,_Bo-Bing_Wu,_Xin_Wu,_Yuan-Hao_Wang,_Shao-Lin_Xiong,_Yong-Jie_Zhang,_Yi_Zhao_and_Shi-Jie_Zheng
URL https://arxiv.org/abs/2202.10877
かにパルサー/星雲のX/$\gamma$線偏光測定は、それらの放出モデルに関する重要な情報を保持していると考えられています。過去に、いくつかのミッションは、カニからの偏光放出の証拠を示しました。ただし、これらの測定の重要性は限られています。したがって、新しい測定が必要です。POLARは、2016年9月から2017年4月までのデータを取得した中国の宇宙ラボ天宮2号に搭載された広い視野のコンプトン散乱偏光計(50〜500keVで感度が高い)です。パルサーの偏光測定を実行するようには設計されていませんが、ここではPOLARだけでなく、他の広視野偏光計の方法にも適用できる新しい方法。POLARを使用したかにパルサー観測のための新しい偏光ジョイントフィッティング法により、パルサー成分の拘束測定値を取得できます。平均化された位相間隔の最適な値と対応する1$\sigma$偏差:(PD=$14\substack{+15

太陽直下質量バイナリからLIGOおよびおとめ座の3回目の観測ランまでの重力波の広範な検索

Title Broad_search_for_gravitational_waves_from_subsolar-mass_binaries_through_LIGO_and_Virgo's_third_observing_run
Authors Alexander_H._Nitz_and_Yi-Fan_Wang
URL https://arxiv.org/abs/2202.11024
LIGOとおとめ座の観測所からのデータを使用して、3回目の観測実行が完了するまで、少なくとも1つの太陽下質量成分を含むバイナリの合体からの重力波の検索を示します。$1\、M_{\odot}$未満の成分との合併の観測は、新しい物理学または原始ブラックホール集団の存在のいずれかの明確な兆候です。これらのブラックホールも暗黒物質の分布に寄与する可能性があります。私たちの検索は、プライマリの質量が$M_1$で0.1-100$\、M_{\odot}$であり、セカンダリの質量が$M_2$で0.1-1$\、M_{\odot}$のバイナリを対象としています。<20\、M_\odot$および0.01-1$\、M_{\odot}$for$M_1\ge20\、M_\odot$。$M_1<7\、M_\odot、M_2>0.5\、M_\odot$のソースも、最大$e_{10}\sim0.3$の軌道離心率を持つことができます。この検索領域は、同等の極端な質量比のソースから最大$10^4:1$までをカバーします。統計的に説得力のある候補は見つからないため、合併率に新たな上限を設けています。私たちの分析では、ほとんどの太陽直下ソースの最初の制限を$7\、M_{\odot}<M_1<20\、M_{\odot}$で設定し、制限を$\sim8\times$$(1.6\times)$で厳しくします。$M_1>20\、M_{\odot}$($M_1<7\、M_{\odot}$)。これらの制限を使用して、単色の質量関数を仮定して、1(0.5)$\、M_{\odot}$ブラックホールの暗黒物質の割合を0.3(0.7)$\%$未満に制限します。個々のソースホライズン距離を超える原始ブラックホールの高い併合率のために、暗黒物質の割合を制限するための補完的なプローブとして、観測された確率的バックグラウンドの欠如も使用します。制限は一般に直接検索の制限よりも弱いものの、$0.1\、M_{\odot}$で比較可能になることがわかります。

Parkesの「Murriyang」がLMCでパルサーと過渡現象を検索

Title A_Parkes_"Murriyang"_Search_for_Pulsars_and_Transients_in_the_LMC
Authors Shinnosuke_Hisano,_Fronefield_Crawford,_Victoria_Bonidie,_Md_F._Alam,_Keitaro_Takahashi,_Duncan_R._Lorimer,_Maura_M._McLaughlin_and_Benetge_B._P._Perera
URL https://arxiv.org/abs/2202.11054
大マゼラン雲(LMC)におけるパルサーと分散電波バーストに関するパークスマルチビーム調査の最新の結果について報告します。以前に検索したよりもはるかに広い範囲の試行分散測定(DM)で、周期性検索と単一パルス検索の両方を実行しました。深層学習ネットワークFETCHによって本物($>90$\%の可能性)として分類された、信号対雑音比($\rm{S/N})>7$の229個の単一パルスを検出しました。9つは既知の巨大パルス放出パルサーPSRB0540$-$69からのものでした。DMで2つの繰り返し発生源が検出され、LMC内にあることが示唆されましたが、これらは確認が必要です。220個の未知のパルスのうち3個だけがS/Nが8を超えており、これらの検出されたパルスのDM分布は、DMの増加に伴う指数関数的な減衰に従い、LMCに期待されるDM値で過剰な信号を示しません。これらの特徴は、視覚的に説得力があるものの、検出されたパルスが実際のものではない可能性が高いことを示唆しています。また、周期性検索で新しいパルサー(PSRJ0556$-$67)が発見されたことを報告します。このパルサーの自転周期は791ミリ秒、DMは71cm$^{-3}$pc、推定1400MHzの磁束密度は$\sim0.12$mJyであり、バイナリ運動の証拠はありません。将来の観測により、2つの可能なリピーターを含む、単一パルスおよび周期性検索の弱いが有望な候補のいずれかが本物であるかどうかを確認できる可能性があります。

アクシオン星からの無線信号-中性子星バイナリ

Title Radio_Signals_from_Axion_Star-Neutron_Star_Binaries
Authors Chris_Kouvaris,_Tao_Liu,_Kun-Feng_Lyu
URL https://arxiv.org/abs/2202.11096
アクシオン星は、中性子星とバイナリを形成する可能性があります。個々の中性子星によって示される非常に強い外部磁場を考えると、これらのバイナリーではアクシオンが光子に実質的に変換される可能性があります。中性子星の回転とアクシオン星の軌道運動により、光子放出は二重に変調され、独自の発見信号を生成します。同様の特徴は、中性子星とアクシオンで曇ったブラックホールの間の連星でも生成されます。心強いことに、そのようなバイナリは、特定のパラメータ領域について、進行中および今後の実験(たとえば、500メートル球面電波望遠鏡および将来のスクエアキロメートルアレイ)の範囲内にあることがわかります。したがって、それらは、アクシオンとアクシオン暗黒物質を検出するための有望な天文実験室を提供します。

重力波データ分析のためのcWBパイプラインでのrROFノイズ除去法の実装

Title Implementation_of_the_rROF_denoising_method_in_the_cWB_pipeline_for_gravitational-wave_data_analysis
Authors Pablo_J._Barneo,_Alejandro_Torres-Forn\'e,_Jos\'e_A._Font,_Marco_Drago,_Jordi_Portell,_Antonio_Marquina
URL https://arxiv.org/abs/2202.10465
重力波検出器の現在のネットワークによって収集されたデータは、主に機器のノイズによって支配されています。重力波データのノイズ除去のための強力な手法として、L1ノルム最小化に基づく全変動法が最近提案されました。特に、正則化されたRudin-Osher-Fatemi(rROF)モデルは、シミュレートされたガウスノイズまたは実際の検出器ノイズのいずれかに埋め込まれた信号のノイズ除去に効果的であることが証明されています。したがって、rROFモデルを既存の検索パイプラインにインポートすることは検討する価値があるようです。このホワイトペーパーでは、モデル化されていない重力波バーストソースの検索を実行するように設計されたコヒーレントウェーブバースト(cWB)パイプラインの2つの別個のプラグインとして、rROFアルゴリズムの2つのバリアントの実装について説明します。最初のアプローチはシングルステップのrROFメソッドに基づいており、2番目のアプローチは反復rROF手順を採用しています。両方のアプローチは、LIGO-Virgo-KAGRAコラボレーションの最初の3回の観測実行からの実際の重力波イベント、つまりGW1501914、GW151226、GW170817、およびGW190521を使用して較正され、さまざまなタイプのコンパクトな連星合体を含みます。私たちの分析は、cWBパイプラインに実装されたrROFノイズ除去アルゴリズムの反復バージョンが、波形信号をそのまま維持しながら、ノイズを効果的に除去することを示しています。したがって、組み合わせたアプローチでは、rROFノイズ除去ステップなしでcWBパイプラインによって計算された値よりも高い信号対雑音値が得られます。したがって、cWBパイプラインに反復rROFアルゴリズムを組み込むと、ソースプロパティの推論とともに、パイプラインの検出機能に影響を与える可能性があります。

ゼルニケ位相マスクセンサーを使用した太陽系外惑星直接イメージング機器の準静的収差のキャリブレーション。 IV。 VLT /

SPHEREの非共通パス収差の時間的安定性

Title Calibration_of_quasi-static_aberrations_in_exoplanet_direct-imaging_instruments_with_a_Zernike_phase-mask_sensor._IV._Temporal_stability_of_non-common_path_aberrations_in_VLT/SPHERE
Authors A._Vigan,_K._Dohlen,_M._N'Diaye,_F._Cantalloube,_J._Girard,_J._Milli,_J.-F._Sauvage,_Z._Wahhaj,_G._Zins,_J.-L._Beuzit,_A._Caillat,_A._Costille,_J._Le_Merrer,_D._Mouillet,_S._Tourenq
URL https://arxiv.org/abs/2202.10470
大型望遠鏡で地上の機器を使用した太陽系外惑星のコロナグラフイメージングは​​、補正されていない収差によって引き起こされるスペックルによって本質的に制限されます。これらの収差は、極端な補償光学システムによる大気の不完全な補正に起因します。静的な光学的欠陥から;または、温度、圧力、または重力ベクトルの変化による小さなオプトメカニカル変動から。ほとんどの後処理技術は、異なる時点で取得された画像の違いに依存しているため、スペックル自体よりも、高コントラストのイメージャのパフォーマンスは、最終的には時間的安定性によって制限されます。したがって、収差の原因と関連するタイムスケールを特定することは、専用の高コントラスト機器の基本的な限界を理解するために重要です。以前、VLT/SPHEREで非共通パス収差(NCPA)を検出するためにZELDAと呼ばれるゼルニケ波面センサーを使用する方法を示しました。現在、ZELDAを使用して、内部ソースで高ケイデンスで取得された5つの長い測定シーケンスを使用して機器の収差の安定性を調査しています。私たちの研究は、NCPAの無相関化の2つのレジームを明らかにしています。1つ目は、数秒の特徴的なタイムスケールと数ナノメートルの振幅で、エンクロージャー内の高速の内部乱流によって引き起こされます。2つ目は、数分から数時間のタイムスケールで作用する、数$10^{-3}$nmrms/sのオーダーの遅い準線形非相関です。コロナグラフ画像再構成を使用して、これら2つのNCPAの寄与が画像の違いに測定可能な影響を及ぼし、高速の内部乱流が低速の線形非相関に支配的な用語であることを示します。また、デローテーターと大気拡散補償器が実際の観測をエミュレートする専用シーケンスを使用して、子午線を中心に対称的な観測を実行することの重要性を示します。

オスキュラ実験

Title The_Oscura_Experiment
Authors Alexis_Aguilar-Arevalo,_Fabricio_Alcalde_Bessia,_Nicolas_Avalos,_Daniel_Baxter,_Xavier_Bertou,_Carla_Bonifazi,_Ana_Botti,_Mariano_Cababie,_Gustavo_Cancelo,_Brenda_Aurea_Cervantes-Vergara,_Nuria_Castello-Mor,_Alvaro_Chavarria,_Claudio_R._Chavez,_Fernando_Chierchie,_Juan_Manuel_De_Egea,_Juan_Carlos_D`Olivo,_Cyrus_E._Dreyer,_Alex_Drlica-Wagner,_Rouven_Essig,_Juan_Estrada,_Ezequiel_Estrada,_Erez_Etzion,_Guillermo_Fernandez-Moroni,_Marivi_Fernandez-Serra,_Steve_Holland,_Agustin_Lantero_Barreda,_Andrew_Lathrop,_Jose_Lipovetzky,_Ben_Loer,_Edgar_Marrufo_Villalpando,_Jorge_Molina,_Santiago_Perez,_Paolo_Privitera,_Dario_Rodrigues,_Richard_Saldanha,_Diego_Santa_Cruz,_Aman_Singal,_Nathan_Saffold,_Leandro_Stefanazzi,_Miguel_Sofo-Haro,_Javier_Tiffenberg,_Christian_Torres,_Sho_Uemura,_and_Rocio_Vilar
URL https://arxiv.org/abs/2202.10518
Oscura実験は、2電子のしきい値と30kg-yrの総曝露量を持つ、非常に大きなアレイの新しいシリコン電荷結合デバイス(CCD)を使用して、低質量の暗黒物質粒子の検索をリードします。20年度に開始された研究開発は、2024年後半に着工できるようになることを目標に、現在設計段階に入っています。オスキュラは、電子と相互作用するサブGeV暗黒物質粒子に対して前例のない感度を持ち、暗黒物質-電子を探査します。500keVまでの質量では散乱し、1eVまでの質量では暗黒物質が電子に吸収されます。OscuraのR&Dの取り組みは、実験の主な技術的課題に関していくつかの重要な進歩を遂げました。その中で最も重要なのは、CCDセンサーの製造、コールド読み出しソリューションの開発、および実験の背景の理解のための新しいファウンドリの関与です。

CMBクロスパワースペクトルスカラー二次最尤推定

Title Scalar_quadratic_maximum_likelihood_estimators_for_the_CMB_cross_power_spectrum
Authors Jiming_Chen,_Shamik_Ghosh,_and_Wen_Zhao
URL https://arxiv.org/abs/2202.10733
宇宙マイクロ波背景放射(CMB)、特にTBとEBspectraの相互相関パワースペクトルを推定することは、宇宙論におけるパリティ対称性のテストと潜行性機器の診断にとって重要です。二次最尤(QML)推定器は、パワースペクトルの最適な推定値を提供しますが、計算コストが非常に高くなります。ハイブリッド疑似Cl推定器は計算は高速ですが、大規模ではパフォーマンスが低下します。以前の作業(Chenetal。2021)の自然な拡張として、この記事では、相互相関力を再構築するためのE-BseparationのSmith-Zaldarriaga(SZ)アプローチとスカラーQMLアプローチに基づく新しい不偏推定量を提示します。QML-SZ推定量と呼ばれるスペクトル。これにより、スカラーQML推定量を使用して相互相関を取得できます。私たちの新しい推定器は、パワースペクトル内でスカラーマップを構築する機能に依存しています。ピクセル数とアルゴリズムの複雑さを軽減することにより、テスト状況での計算コストは​​ほぼ1桁小さくなり、実行時間はほぼ2桁速くなります。

低コストの21cm電波望遠鏡による銀河の回転曲線の測定

Title Galaxy_Rotation_Curve_Measurements_with_Low_Cost_21_cm_Radio_Telescope
Authors Arul_Pandian_B_(1_and_4),_Ganesh_L_(2),_Inbanathan_S.S.R_(1_and_3),_Ragavendra_K_B_(4),_Somashekar_R_(4),_Prabu_T_(4)_((1)_Post_Graduate_and_Research_Department_of_Physics,_The_American_College,_Madurai,_(2)_Yadhava_College,_Madurai,_(3)_Department_of_Applied_Science,_The_American_College,_Madurai,_(4)_Raman_Research_Institute,_Bangalore)
URL https://arxiv.org/abs/2202.11039
21cmの水素原子放出で宇宙を探査することは、天文学における魅力的で挑戦的な仕事です。電波望遠鏡は、これらの微弱な信号を検出して画像化する上で重要な役割を果たします。強力な電波望遠鏡は、構築と操作が複雑です。私たちは、主に教育訓練の目的で、シンプルで低コストの21cm電波望遠鏡を構築しました。この設計では、カスタムホーンアンテナ、すぐに使用できる無線周波数コンポーネント、およびソフトウェア定義の無線モジュールを使用しています。望遠鏡は、都市環境の屋上から効率的に動作します。この望遠鏡を使って観測を行い、銀河面のさまざまな方向からの21cm線の放射を検出することに成功しました。これらの測定で観測されたドップラーシフトに基づいて、これらの方向の銀河の回転速度(回転曲線)を導き出すことに成功しました。この論文は、望遠鏡の構造、21cmの観測、および銀河の回転曲線の導出の詳細を示しています。

高輝度赤色新星の光度曲線モデルと恒星合併の噴出物に関する推論

Title Light_Curve_Model_for_Luminous_Red_Novae_and_Inferences_about_the_Ejecta_of_Stellar_Mergers
Authors Tatsuya_Matsumoto,_Brian_D._Metzger
URL https://arxiv.org/abs/2202.10478
恒星連星の不安定な物質移動のプロセスは、星の完全な合併、または生き残ったよりコンパクトな連星を残すドナーエンベロープの除去の成功のいずれかをもたらす可能性があります。「高輝度赤色新星」(LRN)は、このような合併/共通外層イベントに伴うと考えられている光過渡現象のクラスです。過去の研究は通常、超新星光度曲線の分析式を使用してLRNeをモデル化します。これは、噴出物の速度と特定の熱エネルギーが低いために、恒星の合併では正当化されない仮定(たとえば、放射が支配的な噴出物、水素再結合エネルギーの無視)を行います。これらの効果を説明するLRN光度曲線の1次元モデルを提示します。観察結果と一致して、LRNeは通常2つの光度曲線のピークを持っていることがわかります。初期のフェーズは高温で最速のエジェクタ層の初期熱エネルギーによって駆動され、後のピークはエジェクタの大部分からの水素再結合によって駆動されます。モデルをLRNeのサンプルに適用して、それらの噴出物の特性(質量、速度、および発射半径)を推測し、それらをプレトランジェントイメージングからの前駆体ドナー星の特性と比較します。エンベロープ全体が放出される限界で、特定のドナー星に対して達成可能な最大光度を定義し、いくつかのLRNがこの限界に違反していることを発見します。噴出物と動的前の質量損失との間の衝撃相互作用は、この張力を緩和するための追加の光度源を提供する可能性があります。私たちのモデルは、惑星と星、または星とコンパクトオブジェクトの融合にも適用できます。

TESS南部連続観測帯における回転矮星の重力モードによる周期間隔パターンの検出

Title Detection_of_period-spacing_patterns_due_to_the_gravity_modes_of_rotating_dwarfs_in_the_TESS_southern_continuous_viewing_zone
Authors S._Garcia_(1),_T._Van_Reeth_(1),_J._De_Ridder_(1),_A._Tkachenko_(1),_L._IJspeert_(1),_C._Aerts_(1,_2,_3)_((1)_KU_Leuven,_(2)_Radboud_University_Nijmegen,_(3)_Max_Planck_Institute_for_Astronomy)
URL https://arxiv.org/abs/2202.10507
文脈:恒星進化論は、内部の物理的性質の星震学的プローブに直面したときに欠点を提示します。恒星モデルは主に星の表面に接続された観測量から較正されているため、観測と理論の違いはしばしば大きくなります。重力モードによって引き起こされる周期間隔パターンは、主系列星の化学元素と対流コアとのコア付近の回転と混合を調べるのに役立つ、特に強力な星震学ツールです。目的:将来の星震学モデリングで使用するために、重力モードによって引き起こされる周期間隔パターンを明らかにするために、TESS南部の連続観測ゾーンで中間質量星のカタログを作成することを目指しています。方法:TESSフルフレーム画像を検査して、色の大きさの基準を使用して中質量および高質量の星を選択しました。光度曲線は、アパーチャマスクと汚染に厳しい制約を採用して、星ごとのカスタムマスクから抽出されました。抽出された光度曲線は、重力モードを検出するために反復的な予備白色化にかけられました。テンプレートパターンを構築するために、周期間隔がモード周期のほぼ線形関数であるという仮定に基づいた方法を開発しました。このテンプレートは、パターンとそのブートストラップの不確実性を抽出するために使用されました。結果:高品質の周期間隔パターンのTESSカタログは、この種の最初のものであり、106個のかじき座ガンマ星と2個のゆっくりと脈動するB型星の140個の重力モードパターンが含まれています。これらのパターンの半分には7つ以上の測定モード期間が含まれ、最も長いパターンには20のモードが含まれます。コミュニティに、周期間隔のパターンを検索し、抽出された光度曲線を処理するための便利なソフトウェアツールを提供します。結論:私たちのカタログは、南半球の対流コアを持つ回転する矮星の将来の重力モード星震学のための実り多い出発点を提供します。

改訂されたコーンモデルを使用したハローコロナ質量放出の3D進化の追跡

Title Tracking_the_3D_evolution_of_a_halo_coronal_mass_ejection_using_the_revised_cone_model
Authors Q._M._Zhang
URL https://arxiv.org/abs/2202.10676
この論文は、2011年6月21日のフルハローCMEの3D進化を追跡することを目的としています。CMEは、NOAAアクティブ領域11236でフィラメントを運ぶフラックスロープの非放射状の噴火から生じます。噴火は、EUVIによってEUV波長で観測されます。STEREO宇宙船の前後に搭載され、SDOに搭載されたAIA。CMEは、STEREOに搭載されたCOR1コロナグラフと、SOHO/LASCOに搭載されたC2コロナグラフによって観測されます。改訂された円錐モデルはわずかに変更されており、円錐の上部が球になり、内部で脚に接しています。多点観測を使用して、コーンモデルを適用してCMEの形態学的および運動学的特性を導き出します。円錐形は、ステレオツイン宇宙船とLASCO/C2コロナグラフに搭載されたEUVIとCOR1によって観測されたCMEにうまく適合します。円錐角は、初期段階で54$^{\circ}$から130$^{\circ}$に急激に増加し、急速に拡大していることを示しています。円錐角とCMEリーディングフロントの地動説距離の関係は、$\omega=130\degr-480d^{-5}$から導き出されます。ここで、$d$は$R_{\odot}$の単位です。傾斜角は$\sim$51$^{\circ}$から$\sim$18$^{\circ}$に徐々に減少し、放射状の伝播の傾向を示唆しています。地動説の距離は、初期段階で徐々に増加し、後の段階で$\sim$11\、$R_{\odot}$まで急速に増加します。CMEの真の速度は$\sim$1140kms$^{-1}$に達します。これは、LASCO/C2視野の見かけの速度の$\sim$1.6倍です。改訂されたモデルは、CMEの完全な進化を追跡する上で有望です。

惑星間シンチレーションによる太陽風のAlfv \ 'en-waveモデルのテスト

Title Testing_the_Alfv\'en-wave_model_of_the_solar_wind_with_interplanetary_scintillation
Authors Munehito_Shoda,_Kazumasa_Iwai,_Daikou_Shiota
URL https://arxiv.org/abs/2202.10768
太陽風の加速のメカニズムを理解することは、天体物理学と地球物理学において重要です。太陽風加速の有望なモデルは、波/乱流駆動(WTD)モデルとして知られており、アルヴェーン波が太陽風にエネルギーを供給します。この研究では、惑星間シンチレーション(IPS)観測からの風速のグローバル測定を使用してWTDモデルをテストしました。最小および最大の活動段階でのキャリントン回転については、高緯度および中緯度でポテンシャル場源表面法によって計算された力線を選択し、シミュレートされた風速と観測された風速を比較しました。シミュレーションは、光球から太陽風までの電磁流体力学方程式を解くことにより、自己無撞着な方法で実行されました。高緯度地域では、シミュレートされた太陽風速度は、最大および最小の活動段階の両方で、古典的なWang--Sheeleyの経験的推定よりもIPS観測とよく一致します。中緯度地域では、おそらくWTDモデルの不正確さや磁場の外挿が原因で、合意が悪化します。我々の結果は、高緯度の太陽風は波と乱流によって駆動される可能性が高く、太陽風の速度の物理学に基づく予測は、磁場の外挿を改善することで非常に実行可能であることを示しています。

不安定性駆動ナノジェットの観測

Title Observations_of_instability-driven_nanojets
Authors A._Ramada_C._Sukarmadji,_Patrick_Antolin,_James_A._McLaughlin
URL https://arxiv.org/abs/2202.10960
Antolinらによるナノジェットの最近の発見。(2021)は、編組フィールドでのコンポーネントの磁気リコネクションを表しており、リコネクションによって駆動されるナノフレアを明確に識別します。スケールが小さく(幅500km、長さ1500km)、タイムスケールが短い($<$25s)ため、太陽コロナにナノジェットがどのように浸透しているかは不明です。この論文では、複数の冠状構造、すなわち、ブローアウトジェットによって動力を供給される冠状ループ、および冠状雨を伴う他の2つの冠状ループに見られるナノジェットのIRISおよびSDO観測を提示します。以前の発見と一致して、ナノジェットは(E)UVで小さなナノフレアのような強度バーストを伴い、150〜250kms$^{-1}$の速度を持ち、力線を横切って発生することを観察します。時々分裂するのが観察されます。これらのナノジェットは、数密度が〜$10^{10}$cm$^{-3}$であり、運動エネルギーと熱エネルギーがナノフレアの範囲内にあることがわかります。また、それらは1000km未満の間隔で、同じような時間にクラスターで発生することがよくあります。ブローアウトジェットのケーススタディでは、ケルビンヘルムホルツ不安定性(KHI)が再接続ドライバーとして直接識別されます。他の2つのループでは、KHIとレイリーテイラー不安定性(RTI)の両方が原因である可能性が高いことがわかります。ただし、KHIとRTIは、他の2つのケースのいずれかでそれぞれ可能性が高いことがわかります。さまざまな構造や環境でのナノジェットのこれらの観察は、動的不安定性によってここで駆動されるコンポーネントの再接続の一般的な結果であるナノジェットをサポートします。

ACE、風、およびPSP惑星間衝撃における超熱およびエネルギー粒子のエネルギー分率のその場測定

Title In-situ_Measurement_of_the_Energy_Fraction_in_Supra-thermal_and_Energetic_Particles_at_ACE,_Wind,_and_PSP_Interplanetary_Shocks
Authors Liam_David,_Federico_Fraschetti,_Joe_Giacalone,_Robert_F._Wimmer-Schweingruber,_Lars_Berger,_and_David_Lario
URL https://arxiv.org/abs/2202.11029
惑星間衝撃(IP)による荷電粒子の加速は、プラズマ圧力の無視できない部分を排出する可能性があります。この研究では、AdvancedCompositionExplorer(ACE)とWind宇宙船によってその場で観測された17個のIPと、観測された$0.8\、\text{au}$での1個の衝撃を選択しました。パーカーソーラープローブ(PSP)による。超熱粒子と高エネルギー粒子の時間依存分圧(陽子の場合はそれぞれ$50\、\text{keV}$、電子の場合は$30\、\text{keV}$)を計算しました。上流および下流領域。短い時間スケールの影響を取り除くために、衝撃時間の前と後の1時間の粒子フラックスを平均しました。MHDランキン-ユゴニオットジャンプ条件を使用すると、以前の観測とシミュレーションと一致して、超熱的でエネルギーのある下流粒子に伝達される上流エネルギーフラックスの割合は通常$\lesssim\!16\%$であることがわかります。特に、測定されたすべての衝撃パラメータの誤差を考慮すると、任意の高速磁気音波マッハ数$M_{f}\!<7$に対して、衝撃法線と平均上流磁場の間の角度$\theta_が見つかりました。{Bn}$は、エネルギー粒子の圧力とは相関していません。特に、エネルギーを与えられた粒子の分圧は、$\theta_{Bn}\gtrsim45^\circ$では低下しません。電子の場合は$\gtrsim\!140\、\text{eV}$の範囲で、陽子の場合は$\gtrsim\!70\、\text{keV}$の範囲の下流の電子対陽子エネルギー比は、予想される$\を超えています。sim\!1\%$およびWindイベントの等分配($>\!0.1$)に近い。

SPIRITS調査からの明るい銀河系外赤外線過渡現象と変数のハッブル宇宙望遠鏡イメージング

Title Hubble_Space_Telescope_Imaging_of_Luminous_Extragalactic_Infrared_Transients_and_Variables_from_the_SPIRITS_Survey
Authors Howard_E._Bond_(1,2),_Jacob_E._Jencson_(3),_Patricia_A._Whitelock_(4,5),_Scott_M._Adams_(6,7),_John_Bally_(8),_Ann_Marie_Cody_(9),_Robert_D._Gehrz_(10),_Mansi_M._Kasliwal_(6),_Frank_J._Masci_(11)_((1)_Pennsylvania_State_University,_(2)_Space_Telescope_Science_Institute,_(3)_University_of_Arizona,_(4)_S._African_Astronomical_Observatory,_(5)_University_of_Cape_Town,_(6)_Caltech,_(7)_Orbital_Insight,_(8)_University_of_Colorado,_(9)_SETI_Institute,_(10)_University_of_Minnesota,_(11)_IPAC)
URL https://arxiv.org/abs/2202.11040
SPIRITS(スピッツァー赤外線集中過渡現象調査)は、3.6ミクロンと4.5ミクロンの暖かいスピッツァー望遠鏡を使用して、2014年から2019年までの約200の近くの銀河の高光度赤外線(IR)過渡現象と変数を検索しました。SPIRITS変数の中には、地上の光学調査では検出されないIR明るいオブジェクトがあります。それらを(1)過渡変数、(2)周期変数、および(3)不規則変光星に分類します。トランジェントには、「SPRITE」(特に赤の中間光度トランジェントイベント)が含まれ、最大光度は超新星よりも暗く、赤のIR色、および広範囲の爆発期間(数日から数年)があります。ここでは、21個のSPIRITS変数のハッブル宇宙望遠鏡(HST)を使用した深部光学および近赤外イメージングについて報告します。それらは当初SPRITE過渡現象と見なされていましたが、より多くのデータが収集されるにつれて、多くは最終的に周期的または不規則変光星であることが証明されました。HST画像は、これらのクールでほこりっぽい変数のほとんどが後期型銀河の星形成領域に関連していることを示しており、巨大な星の起源を示唆しています。2つのスプライトは、爆発前の深いHST画像で光学前駆体を欠いていました。しかし、1つはJとHでの噴火中に検出され、有効温度が約1050Kのほこりっぽい物体を示しています。1つのかすかなSPRITEはほこりっぽい古典的な新星であることが判明しました。HSTターゲットの約半分は周期変数であることが証明され、脈動周期は670〜2160日でした。それらはおそらく、質量が5〜10Msunのほこりっぽい漸近巨星分枝(AGB)星です。それらのいくつかは、深いHSTフレームで検出されるのに十分なほど暖かかったが、ほとんどは冷たすぎる。6つの不規則変光星のうち、2つはHST画像の光学的対応物を持つ赤色超巨星でした。4つはHST検出にはあまりにも覆われていました。

平衡の入れ子になった回転楕円体I.剛体回転の近似解

Title Nested_spheroidal_figures_of_equilibrium_I._Approximate_solutions_for_rigid_rotations
Authors Jean-Marc_Hur\'e_(Univ._Bordeaux,_CNRS)
URL https://arxiv.org/abs/2202.11044
偏平回転楕円体表面によって分離され、相対運動している2つの均質なコンポーネントで構成された物体の平衡条件について説明します。(特定の周囲圧力を除いて)剛体回転の正確な解は許可されていませんが、小さな共焦点パラメーターを含む構成の近似値を取得できます。次に、この問題は、共通の境界面に沿った圧力(円筒半径で一定または2次)に応じて、2つのソリューションファミリーを認めます。どちらの場合も、分数半径、楕円率、および質量密度ジャンプの関数として、圧力と回転速度を示します。さまざまな程度の平坦化が可能ですが、古典的な理論からすでに知られているように、グローバル回転には厳しい制限があります(たとえば、共焦点および共楕円率の解の不可能性、外側への楕円率の勾配)。相対回転の状態ははるかに制約が少ないですが、これらには質量密度のジャンプが必要です。この分析的アプローチは、自己無撞着場法から得られた数値解とうまく比較されます。実用的な公式は、ゆっくりと回転する星/惑星の内部に適した小さな楕円率の限界で導き出されます。

平衡の入れ子になった回転楕円体II。 L層への一般化

Title Nested_spheroidal_figures_of_equilibrium_II._Generalization_to_L_layers
Authors Jean-Marc_Hur\'e_(Univ._Bordeaux,_CNRS,_LAB)
URL https://arxiv.org/abs/2202.11063
回転楕円体の表面で囲まれた$L$の均質で堅く回転する層でできた複合体の問題の近似解を決定するために、ベクトル形式を提示します。この方法は、共焦点パラメーターに対する重力ポテンシャルの1次展開に基づいており、これにより、論文Iで説明されている方法を$L=2$で一般化します。楕円の特定の相対ジオメトリと、インターフェイスでの特定の質量密度ジャンプのセットについて、回転速度とインターフェイス圧力のシーケンスが再帰によって分析的に取得されます。層が非同期的に回転すると、広範囲の平衡が生じますが、負の扁平率勾配を持つ構成の方が適しています。対照的に、$L-1$方程式の線形連立方程式を解くことによって検出されるグローバル回転の状態(すべてのレイヤーは同じ速度で移動します)は、はるかに制約されます。この場合、共焦点および共焦点構成が許可されていないことを数学的に示します。小さな楕円率の近似式が導き出されます。これらの結果は、既知の結果と小さな楕円に限定された古典的な定理を強化および延長します。Self-Consistent-Field法から計算された数値解との比較は成功しています。

ハッブル宇宙望遠鏡/ STISで解剖されたR136星団。 III。最も重い星とそれらの凝集した風

Title The_R136_star_cluster_dissected_with_Hubble_Space_Telescope/STIS._III._The_most_massive_stars_and_their_clumped_winds
Authors Sarah_A._Brands,_Alex_de_Koter,_Joachim_M._Bestenlehner,_Paul_A._Crowther,_Jon_O._Sundqvist,_Joachim_Puls,_Saida_M._Caballero-Nieves,_Michael_Abdul-Masih,_Florian_A._Driessen,_Miriam_Garc\'ia,_Sam_Geen,_G\"otz_Gr\"afener,_Calum_Hawcroft,_Lex_Kaper,_Zsolt_Keszthelyi,_Norbert_Langer,_Hugues_Sana,_Fabian_R.N._Schneider,_Tomer_Shenar,_and_Jorick_S._Vink
URL https://arxiv.org/abs/2202.11080
コンテキスト:LMC内の星団R136は、既知の最も大きな星を含む、豊富な星の集団をホストしています。これらの非常に明るい星の強い恒星風は、それらの進化と周囲の環境に影響を与えます。現在、この影響を定量化するために必要な風の構造に関する詳細な知識が不足しています。目的:R136の大質量星の恒星と風の特性、特に風の凝集に関連するパラメーターを観測的に制約すること。方法:FASTWINDモデル大気コードと遺伝的アルゴリズムを使用して、53個のO型星と3個のWNh星の光学分光法とUV分光法を同時に分析します。モデルは、光学的に厚い凝集塊と、多孔性および速度-多孔性に関連する効果、ならびに非ボイド凝集塊媒体を考慮しています。結果:恒星パラメータ、表面存在量、質量損失率、終端速度、凝集特性を取得し、これらを理論的予測や進化モデルと比較します。凝集特性には、凝集間媒体の密度と風の速度-多孔性が含まれます。これらの特性は、初めて、広範囲の有効温度と光度について体系的に測定されます。結論:クラスターの年齢が1.0〜2.5Myrであることを確認し、サンプルで最も質量の大きい星R136a1について、初期の恒星の質量$\geq250{\rmM}_\odot$を導き出します。サンプル星の風は非常に凝集しており、平均凝集係数は$f_{\rmcl}=29\pm15$です。質量損失率の関数としての風の構造パラメータの暫定的な傾向を見つけます。これは、質量損失率が高い星の風があまり凝集していないことを示唆しています。いくつかの理論的予測を観測された質量損失率および終端速度と比較すると、両方の量を十分に再現できるものはないことがわかります。Krti\v{c}ka&Kub\'at(2018)の処方は、観察された質量損失率に最もよく一致します。

重力波スペクトル形状による奇跡のないWIMP暗黒物質の探査

Title Probing_Miracle-less_WIMP_Dark_Matter_via_Gravitational_Waves_Spectral_Shapes
Authors Debasish_Borah,_Suruj_Jyoti_Das,_Abhijit_Kumar_Saha,_Rome_Samanta
URL https://arxiv.org/abs/2202.10474
\textit{Miracle-lessWIMP}と呼ばれる、正しい熱的残存粒子を満たすために必要な消滅率に満たない、広い質量範囲の弱く相互作用する質量粒子(WIMP)暗黒物質候補の新しいプローブを提案します。暗黒物質(DM)の相互作用が、B-Lのようなアーベルゲージボソンによって媒介される場合、その消滅率は通常、非常に大規模なB-L対称性の破れのWIMPボールパークよりも小さいままです。熱的に過剰生成されたWIMPDMは、モデルの異常をなくし、軽いニュートリノの塊を生成するために存在する3つの右手ニュートリノ(RHN)の1つからの遅いエントロピー希釈によって、正しい遺物の制限内に持ち込まれます。このような遅いエントロピー注入は、B-L対称性の破れの結果として形成された宇宙ひもによって生成された重力波(GW)の独特のスペクトル形状につながります。DM質量とGWスペクトルの回転周波数の間に興味深い相関関係があり、後者は将来の実験の範囲内にあります。他の2つのRHNは、レプトン数生成を介して宇宙の軽いニュートリノ質量とバリオン非対称性を生成する上で主要な役割を果たします。ミラクルレスWIMPを使用してレプトン数生成を成功させると、回転周波数が制限され、CosmicExplorerやEinsteinTelescopeなどの将来のGW実験の感度制限内にのみ収まります。

多成分暗黒物質の相補的コライダーと天体物理学的プローブ

Title Complementary_collider_and_astrophysical_probes_of_multi-component_Dark_Matter
Authors Jaime_Hernandez-Sanchez,_Venus_Keus,_Stefano_Moretti,_Dorota_Sokolowska
URL https://arxiv.org/abs/2202.10514
2つの不活性スカラーダブレットと1つのアクティブスカラーダブレット、つまり3ヒッグスダブレットモデル(3HDM)を使った新しい物理シナリオを研究します。$Z_2\timesZ'_2$対称性をそのような3HDMに課し、1つの不活性ダブレットは$Z_2$変換の下で奇数で、もう1つは$Z'_2$変換の下で奇数です。このような構造は、2コンポーネントのダークマター(DM)モデルにつながります。2つのDM候補の間に十分な質量差がある場合、直接検出実験では核反跳エネルギーの軽いDM候補を、間接検出実験では光子束の重いDM成分を調べることができることが示されています。。電弱スケールのDM質量を使用して、天体物理学的プローブとは関係なく、このモデル機能を大型ハドロン衝突型加速器で$2\ell+\cancel{E}_T$最終状態のスカラーカスケード崩壊を介してテストできることを示します。形状が2つの異なるDM候補の存在を示唆するいくつかの観察可能な分布を研究します。

刺激的な中性子星連星における重力カシミール効果

Title Gravitational_Casimir_Effect_in_Inspiralling_Neutron_Star_Binary
Authors Jing_Wang
URL https://arxiv.org/abs/2202.10772
現在、真空エネルギーに関する議論と調査は、理論的および実験的注目を集めています。特別な境界条件に従うさまざまな分野の真空状態は、自明ではない巨視的な真空エネルギー、つまりカシミール効果に寄与する可能性があり、これは学際的な主題となり、さまざまな物理学の分野で重要な役割を果たします。シュウィンガーのソース理論を採用し、重力の量子化によるカシミール効果、つまり、$10^9\rmm$の広い分離を持つ刺激的な中性子星(NS)バイナリでの重力カシミール効果(GCE)を研究します。スパイラルイン軌道運動から生じる重力電磁気トロイダル(GEM)を考慮し、軌道減衰中に放射される重力の真空エ​​ネルギーへのGEMの寄与を評価することにより、バイナリ減衰の軌道分離が$L$の距離であることを示します。半径方向では、GEMにより、重力真空エネルギーに対する小さなカシミール補正が発生します。これは、重力に加えて、バイナリに引力のある重力カシミール力をもたらします。広く刺激的なNSバイナリから放出される重力波(GW)は、$10^{-4}-1$Hzの低周波数帯域にあります。$10^{-3}$Hzの特徴的なGW周波数の場合、信号に対する重力カシミール補正は$\sim10^{-24}$のオーダーとして推定され、これは$10^{-20の力に対応します。}$N。宇宙ベースの重力波観測所であるLISA/eLISAとTaijiの感度を$10^{-24}$に下げることができることを考慮すると、感度が改善されたLISA/eLISAとTaijiが強力なものになると期待されます。近い将来にGCEを検出するためのツール。

ミルザクロフ重力の力学系解析

Title Dynamical_system_analysis_of_Myrzakulov_gravity
Authors G._Papagiannopoulos,_Spyros_Basilakos,_Emmanouel_N._Saridakis
URL https://arxiv.org/abs/2202.10871
MyrzakulovまたはF(R、T)重力の動的システム分析を実行します。これは、非ゼロの曲率とねじれを同時に可能にする、特定の非特殊な接続を使用する、密接に接続されたメトリック理論のサブクラスです。2つのクラスのモデルを検討し、臨界点を抽出し、それらの物理的特徴とともにそれらの安定性を調べます。{\Lambda}CDM宇宙論を限界として持つクラス1モデルでは、物質と暗黒エネルギーの時代のシーケンスを見つけ、宇宙が暗黒エネルギーが支配する臨界点になり、暗黒エネルギーが振る舞うことを示します宇宙定数のように。暗黒エネルギーの状態方程式パラメーターに関しては、モデルパラメーターの値に応じて、それがクインテッセンスまたはファントムレジームにあることがわかります。クラス2モデルの場合、シナリオには制限として{\Lambda}CDM宇宙論がありませんが、ダークエネルギーが支配的なドジッター後期アトラクターが再び見つかります。宇宙論的振る舞いはより豊かであり、ダークエネルギーセクターは、真髄のようなもの、幻影のようなもの、または進化の過程で幻影と分裂の交差を経験する可能性があります。

ローマの聖マリアデッリアンジェリの子午線での1703年の至点と分点、およびシリウスの恒星の光行差

Title Solstices_and_Equinoxes_in_1703_at_the_meridian_line_of_St._Maria_degli_Angeli_in_Rome,_and_the_stellar_aberration_of_Sirius
Authors Costantino_Sigismondi,_Silvia_Pietroni
URL https://arxiv.org/abs/2202.11015
1703年は、ローマの聖マリアデッリアンジェリ大聖堂で子午線が完全に運用された最初の年でした。太陽とシリウスの通過タイミングを日中も比較して得られた至点と分点の瞬間、\textit{AnniCardines}は、子午線の東方向の約5フィートの偏り(幾何学的効果)のいずれかによって影響を受けます。シリウスの恒星収差(相対論的効果)のいずれかによる。同様に、ビアンキニによって観測されたシリウスの赤緯の季節変化は、ここで最初に黄道緯度の恒星の光行差に依存していると認識されています。プトレマイオス以来、地球の軌道の離心率とその軸の方向は、至点と分点の正確なタイミングを知ることによって測定できます。1703年の分点と至点の日付は、フランチェスコビアンキニによって、現地のローマの平均時間で公開されています。これは、現地の(ローマの)平均正午、つまり太陽子午線の平均通過時間の後を指します。1703年の3回の月食の観測を使用して、その年の均時差と、UTCに対応する季節の始まりのタイミングを見つけました。この操作により、IMCCEの現在の天体の機械モデルに関してBianchiniによって計算された瞬間へのシリウス収差の寄与を見つけることができます。

次世代の地上ベースの重力波検出器で宇宙に耳を傾ける

Title Listening_to_the_Universe_with_Next_Generation_Ground-Based_Gravitational-Wave_Detectors
Authors Ssohrab_Borhanian_and_B._S._Sathyaprakash
URL https://arxiv.org/abs/2202.11048
この研究では、単純なパフォーマンスメトリックを使用して、将来の地上ベースの重力波検出器ネットワークの科学機能を評価します。これは、LIGO、Virgo、およびKAGRA天文台へのA+またはVoyagerのアップグレードと、CosmicExplorerなどの提案された次世代天文台で構成されます。とアインシュタイン望遠鏡。これらの測定基準は、バイナリ中性子星(BNS)とバイナリブラックホール(BBH)の合体を指し、(i)赤方偏移の関数としてのネットワーク検出効率と宇宙線源の検出率、(ii)信号対雑音比および内因性および外因性パラメータが測定される精度、および(iii)正確な3D位置特定と早期警告アラートにより、重力波によるマルチメッセンジャー天文学を可能にします。さらに、まれで非常に騒々しいイベントの少数の人口によって可能になる科学について説明します。差し迫ったアップグレードにより、これらすべてのメトリクスが目覚ましい進歩を遂げますが、次世代の観測所では、ほとんどのメトリクスで桁違いの改善が見られます。実際、2つまたは3つのそのような施設を含むネットワークは、それぞれ$z=1$と$z=20$の赤方偏移までのすべてのBNSとBBHの合併の半分を検出し、数百のBNSと1万のBBHへのアクセスを提供します信号対雑音比が100を超えると、数百から数千の合併が空でそれぞれ$1\、{\rmdeg^2}$以内、光度距離で10%以上に容易にローカライズされ、その結果、マルチメッセンジャー天文学が可能になります。週に数回の電磁スペクトルの追跡調査を通じて。このようなネットワークは、潜在的な宇宙論的合併集団にさらに光を当て、前例のないレベルで物質の高密度レジームの調査を可能にし、強力な一般相対性理論の正確なテストを可能にする、忠実度の高いBNSおよびBBH信号の豊富さを検出します。それぞれ、提出されたレジーム。

人工粘性-当時と現在

Title Artificial_Viscosity_--_Then_and_Now
Authors L.G._Margolin_and_N.M._Lloyd-Ronning
URL https://arxiv.org/abs/2202.11084
この論文では、人工粘性の歴史を振り返り、これまで未発表で入手できなかった文書に由来し、現在の研究を続け、改善の新しい方向性を示唆する物理的基礎を説明する最近の研究で終わります。私たちは、スケールと測定の有限性を認識する根本的なアイデアに焦点を当てています。