TDCOSMO。 IX。レンズモデリングソフトウェアプログラム間の体系的な比較：WGD 2038 $-$ 4008の時間遅延予測
| Title |
TDCOSMO._IX._Systematic_comparison_between_lens_modelling_software_programs:_time_delay_prediction_for_WGD_2038$-$4008 |
| Authors |
A._J._Shajib,_K._C._Wong,_S._Birrer,_S._H._Suyu,_T._Treu,_E._Buckley-Geer,_H._Lin,_C._E._Rusu,_J._Poh,_A._Palmese,_A._Agnello,_M._W._Auger,_A._Galan,_S._Schuldt,_D._Sluse,_F._Courbin,_J._Frieman,_M._Millon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.11101 |
時間遅延宇宙誌などのハッブル定数を測定するための代替方法の重要性は、最近のハッブル張力によって強調されています。この緊張の原因として新しい物理学を受け入れる前に、すべての測定方法における体系的なバイアスを徹底的に調査して除外することが最も重要です。この研究では、2つの異なるソフトウェアプログラム（グリーとレンズトロノミー）を使用して、2つのチームからのシステムWGD2038$-$4008の独立した時間遅延予測とブラインド時間遅延予測を比較することにより、時間遅延宇宙誌のレンズモデリング手順における体系的なバイアスのチェックを実行します。。両方のチームから予測される時間遅延には、デフレクターの恒星運動学と視線構造からの外部収束が組み込まれています。2つのチームからの非ブラインド時間遅延予測は$1.2\sigma$以内で一致します。これは、時間遅延が測定されると、推定されるハッブル定数も相互に一貫していることを意味します。ただし、べき乗則モデルの傾きと外部シアーの間には$\sim$4$\sigma$の不一致があります。これは、星の運動学と外部収束を組み込む前のレンズモデルのレベルでの重大な不一致です。再構築された点像分布関数（PSF）の違いが、この不一致の原因であると特定します。同じ再構築されたPSFが両方のチームで使用されている場合、$\sim$0.6$\sigma$内で優れた合意が得られます。これは、ソース再構築アルゴリズムと調査員の選択に起因する潜在的な体系が十分に制御されていることを示しています。必要に応じてPSFをスーパーサンプリングし、PSFに関連する体系を緩和するために、PSF再構築のための複数のアルゴリズム/実現を無視する将来の研究をお勧めします。将来の研究では、システムWGD2038$-$4008の時間遅延を測定し、質量モデルに基づいてハッブル定数を推測します。
SDSS DR8 redMaPPerカタログのXMMクラスター調査分析：クラスタースケーリング関係における散乱、選択バイアス、および等方性への影響
| Title |
The_XMM_Cluster_Survey_analysis_of_the_SDSS_DR8_redMaPPer_Catalogue:_Implications_for_scatter,_selection_bias,_and_isotropy_in_cluster_scaling_relations |
| Authors |
P._A._Giles,_A._K._Romer,_R._Wilkinson,_A._Bermeo,_D._J._Turner,_M._Hilton,_E._W._Upsdell,_P._J._Rooney,_S._Bhargava,_L._Ebrahimpour,_A._Farahi,_R._G._Mann,_M._Manolopoulou,_J._Mayers,_C._Vergara,_P._T._P._Viana,_C._A._Collins,_D._Hollowood,_T._Jeltema,_R._C._Nichol,_R._Noorali,_M._Splettstoesser,_J._P._Stott |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.11107 |
このホワイトペーパーでは、$XMM$クラスター調査（XCS）のデータ製品を使用したSDSSDR8redMaPPer（SDSSRM）クラスターのX線分析を紹介します。合計で、1189個のSDSSRMクラスターが$XMM$-Newtonフットプリント内に収まります。これにより、X線輝度（$L_{X}$）測定を伴う456の確認済み検出が得られました。検出されたクラスターのうち、382には関連するX線温度測定値（$T_{X}$）があります。これは、これまでのコヒーレントに導出されたクラスター$T_{X}$値の最大のサンプルの1つを表しています。豊かさ（$\lambda$）のスケーリング関係で観察可能なX線の分析は、$T_{X}-\lambda$関係の散乱が$L_{X}-\lambdaの散乱の約3分の1であることを示しています。$関係、および$L_{X}-\lambda$分散は固有である、つまり、サンプルサイズが大きくても大幅に減少することはありません。$L_{X}$と$T_{X}$の間のスケーリング関係の分析は、近似がサンプルの選択方法に敏感であること、つまり、サンプルが「偶然に」検出されたクラスターで構成されているかどうかを示しています。$XMM$によって意図的に標的にされたもの。これらの違いは、$L_{X}-\lambda$の関係にも見られますが、$T_{X}-\lambda$の関係にも見られます。クラスターコアからの放出を除外しても、調査結果に大きな影響はありません。選択バイアスの組み合わせがありそうですが、まだ証明されていないので、これらの違いの理由です。最後に、データを使用して、空を横切る$L_{X}-T_{X}$関係の異方性に関する最近の主張を調査しました。異方性の証拠は見つかりませんが、SDSSDR8サンプルの不完全な偏角カバレッジによって、これが分析でマスクされる可能性があることを強調します。
宇宙密度場を2回測定する：CMB四重極を使用した暗黒エネルギーの新しいテスト
| Title |
Measuring_the_cosmological_density_field_twice:_A_novel_test_of_dark_energy_using_the_CMB_quadrupole |
| Authors |
Kiyotomo_Ichiki,_Kento_Sumiya_and_Guo-Chin_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.11332 |
銀河団における宇宙マイクロ波背景放射（CMB）放射の散乱は、銀河団の位置での光子分布の四重極異方性に従って偏光信号を誘導します。誘導された分極の測定から得られたこの「リモート四重極」は、大規模な原始ゆらぎを再構築する機会を提供します。これらの再構築された原始ゆらぎによって予測されたローカルCMB四重極と、CMB衛星によって行われた直接測定を比較することで、宇宙分散限界を超えた暗黒エネルギーをテストできる可能性があることを説明します。
SIMBAおよびTNGシミュレーションを使用して、スニヤエフ・ゼルドビッチの減少とハロー質量を理解する
| Title |
Understanding_the_Sunyaev-Zeldovich_decrement_versus_halo_mass_using_the_SIMBA_and_TNG_Simulations |
| Authors |
Tianyi_Yang,_Yan-Chuan_Cai,_Weiguang_Cui,_Romeel_Dav\'e,_John_A._Peacock,_Daniele_Sorini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.11430 |
統合されたスニヤエフ・ゼルドビッチ（SZ）$y$-減少とハロー質量（$Y$-$M$）の関係は、理論的および観測的体系を適切に評価できれば、銀河形成モデルを制約する可能性があります。SIMBAとIllustrisTNG-100の宇宙論的流体力学シミュレーションで$Y-M$の関係を調査し、フィードバック、視線投影、およびビーム畳み込みの影響を定量化します。SIMBAのAGNジェットフィードバックは、特に$M_{500}<10^{13}M_{\odot}$で、$Y-M$関係に対する自己相似の期待からの強い偏差を生成することがわかります。SIMBAでは、これは、ハローバリオンの割合が低下したために抑制されたインハロー$y$の寄与によって促進されます。IllustrisTNGの結果は、ジェットのないSIMBAにより近くなります。見通し内構造の投影は、これらのモデルの違いをわずかに弱めますが、ほとんどのグループおよびより低いハロー質量で重要なままです。対照的に、$\textit{Planck}$の解像度でのビームスミアリングはモデルを区別できなくし、両方のモデルは、プローブされた最小質量まで$\textit{Planck}$データとよく一致しているように見えます。今後の施設から期待される分単位の解像度がモデル予測間の違いを保持し、それによってAGNフィードバックに強い制約を提供することを示します。
埋め込まれた惑星の最初の大気のリサイクル：コア質量と光学的厚さへの依存
| Title |
Recycling_of_the_first_atmospheres_of_embedded_planets:_Dependence_on_core_mass_and_optical_depth |
| Authors |
T._W._Moldenhauer,_R._Kuiper,_W._Kley,_C._W._Ormel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.11422 |
最近の観測では、水素とヘリウムの大気が非常に豊富な近くの惑星が見つかりました。これらは、いわゆるスーパーアースとミニネプチューンです。それらの大気組成は、それらが星周円盤のガスが豊富な段階の初期に形成され、高温の木星になるのを避けることができたことを示唆しています。考えられる説明として、最近の研究はリサイクルの仮説を調査し、大気ディスクのリサイクルが放射冷却を完全に補償し、それによってケルビン・ヘルムホルツ収縮を停止して暴走ガスの降着を防ぐことができることを示しました。大気リサイクルの効率を決定するパラメータを理解するために、コア質量の影響、ケプラーの楕円軌道（向かい風）に対する星周ガスの影響、および周囲のガスの光学的厚さを調査することによって、以前の研究を拡張します。リサイクルのタイムスケール。さらに、形成雰囲気のサイズと質量に対するそれらの影響を分析します。探索されたパラメータ空間では、すべてのシミュレーションが最終的に平衡に達し、流体力学的リサイクルによる加熱が放射冷却を完全に補償します。この平衡状態では、大気とコアの質量比は$10\、\％$をはるかに下回り、大気が自己重力になって暴走ガスの降着に入るのを防ぎます。コアの質量が大きくなると、大気が乱流になり、リサイクルがさらに促進されます。コア質量が$10\、M_\mathrm{Earth}$と最も高い場合でも、大気ディスクのリサイクルは、放射冷却を完全に補償し、大気が自己重力になるのを防ぐのに十分効率的です。したがって、ホットジュピターがその場で形成される可能性は非常に低く、ガスジャイアントの移動はそれらの存在を説明するために必要な重要なプロセスです。私たちの調査結果は、大気ディスクのリサイクルが、近接するスーパーアースとミニネプチューンの普及の最も自然な説明であることを示唆しています。
位相曲線検索のためのGCMに動機付けられた多次元温度パラメータ化スキーム
多次元の熱構造の変化を自己無撞着に評価することができる、位相曲線検索のための新しい物理的に動機付けられたパラメータ化された温度モデルを提示します。このアプローチを開発するために、私たちは完全な3次元大循環モデルと分析的定式化の両方から動機を引き出し、自転と公転の惑星である惑星ジェットの支配的な動的特徴を説明しました。私たちの定式化は、顕著な柔軟性を示しています。それは、標準的な東向きと異常な西向きのオフセットホットスポットの両方、および潜在的な将来の観測のためのよりエキゾチックな構成を含む、文献に見られるさまざまな特性と再分配効率の惑星ジェットを生成できます。私たちのモデリングスキームでは、将来のベイズ分析を可能にするのに十分効率的な扱いやすいパラメータのセットを利用し、解決された温度構造に加えて、検索からまだ得られていない物理的洞察を返します：振幅と位相オフセット、および位置と赤道ジェットの範囲。
外気圏のナトリウム存在量に対する水星表面温度の影響
水星の表面温度と外気圏のナトリウム含有量との関連が調査されました。観測によると、水星の軌道に沿って、総Na含有量の2つの最大値が存在します。1つは遠日点に、もう1つは近日点にあります。単純な熱マップに基づく以前のモデルでは、遠地点のピークを再現できませんでした。ここでは、単純な熱マップの入力を使用して、過去にすでに使用されたIAPS外気圏モデルの入力として土壌温度を与える新しい熱物理モデルを紹介します。参照モデルの出力を新しいものと比較することにより、このような改善された表面温度マップが、軌道に沿ったナトリウムの時間的変動を説明するために重要であることを示します。
| Title |
CHEOPS_geometric_albedo_of_the_hot_Jupiter_HD_209458b |
| Authors |
A._Brandeker,_K._Heng,_M._Lendl,_J._A._Patel,_B._M._Morris,_C._Broeg,_P._Guterman,_M._Beck,_P._F._L._Maxted,_O._Demangeon,_L._Delrez,_B.-O._Demory,_D._Kitzmann,_N.C._Santos,_V._Singh,_Y._Alibert,_R._Alonso,_G._Anglada,_T._B\'arczy,_D._Barrado_y_Navascues,_S._C._C._Barros,_W._Baumjohann,_T._Beck,_W._Benz,_N._Billot,_X._Bonfils,_G._Bruno,_J._Cabrera,_S._Charnoz,_A._Collier_Cameron,_C._Corral_van_Damme,_Sz._Csizmadia,_M._B._Davies,_M._Deleuil,_A._Deline,_D._Ehrenreich,_A._Erikson,_J._Farinato,_A._Fortier,_L._Fossati,_M._Fridlund,_D._Gandolfi,_M._Gillon,_M._G\"udel,_S._Hoyer,_K._G._Isaak,_L._Kiss,_J._Laskar,_A._Lecavelier_des_Etangs,_C._Lovis,_A._Luntzer,_D._Magrin,_V._Nascimbeni,_G._Olofsson,_R._Ottensamer,_I._Pagano,_E._Pall\'e,_G._Peter,_G._Piotto,_D._Pollacco,_D._Queloz,_R._Ragazzoni,_N._Rando,_H._Rauer,_I._Ribas,_G._Scandariato,_D._S\'egransan,_A._E._Simon,_A._M._S._Smith,_S._G._Sousa,_M._Steller,_Gy._M._Szab\'o,_N._Thomas,_S._Udry,_V._Van_Grootel,_N._Walton,_D._Wolter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.11516 |
CHEOPS宇宙望遠鏡を使用して、光学/可視光でホットジュピターHD209458bの二次日食が検出されたことを報告します。20.4+/-3.3ppmの測定値は、A_g=0.096+/-0.016の幾何アルベドに変換されます。以前に推定された約1500Kの昼間の温度は、幾何アルベド測定が主に反射された星の光で構成されており、熱放射によってほとんど汚染されていないことを意味します。これにより、現在の結果は、太陽系外惑星のA_gの最も堅牢な測定値の1つになります。バンドパス統合された幾何アルベドの計算は、A_gの測定値が、水素分子によるレイリー散乱によって星の光が反射される雲のない大気と一致し、水とナトリウムの存在量が恒星の金属量と一致することを示しています。バンドパス統合されたTESS幾何アルベドは微弱すぎて検出できず、大気が実際に雲のない場合、CHEOPSによって観測されたHD209458bの位相曲線はレイリー散乱に関連する明確な形状になると予測します。
サブミリメートルおよび近赤外波長で観測されたIRAS17208 $-$ 0014の非常に埋もれた核
| Title |
Extremely_Buried_Nucleus_of_IRAS_17208$-$0014_Observed_at_Sub-Millimeter_and_Near-Infrared_Wavelengths |
| Authors |
Shunsuke_Baba,_Masatoshi_Imanishi,_Takuma_Izumi,_Taiki_Kawamuro,_Dieu_D._Nguyen,_Takao_Nakagawa,_Naoki_Isobe,_Shusuke_Onishi,_Kosei_Matsumoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.11105 |
超高光度赤外線銀河IRAS17208$-$0014は、埋没した活動銀河核（AGN）をホストする後期合併です。その核構造を調査するために、高空間分解能（$\sim0。\！\！^{\prime\prime}04\sim32\、\mathrm{pc}$）AtacamaLargeMillimeter/submillimeterArray（ALMA）観測を実行しました。バンド9（$\sim$450\、\micron\または$\sim$660\、GHz）、および2.5--5.0\、\micronの近赤外AKARI分光法。バンド9のダスト連続体は、AGNの位置でピークに達し、この位置に向かってCO（$J$=6-5）とCS（$J$=14--13）が吸収で検出されます。非局所熱平衡計算との比較は、中央ビーム（$r\sim20\、\mathrm{pc}$）内に、密度の高い（$10^7\、\mathrm{cm}^）集中成分が存在することを示しています。{-2}$）で暖かく（$>$200\、K）、列密度が大きい（$N_\mathrm{H_2}>10^{23}\、\mathrm{cm}^{-2}$）。AKARIスペクトルは、4.67\、\micronで深く広いCO回転振動吸収を示しています。そのバンドプロファイルは、同様に密度が高く大きなカラムであるが、より高温の（$\sim$1000\、K）ガスでよく再現されています。近赤外での吸収によって観測される領域は、サブミリメートルのように核方向である可能性が高いですが、核に近い領域を含むより狭いビームがあります。中央のコンポーネントは、振動的に励起されたHCN放出が発生する高温構造を持っていると考えられます。ガスの最も妥当な熱源は、AGNからのX線です。AKARIスペクトルは、2.5--4\、\micronで他のAGNの兆候を示していませんが、この不在は、高温の中赤外線コアに埋め込まれたAGNでは通常のことです。さらに、ALMAの観測に基づいて、文献で提案されているIRAS17208$-$0014のさまざまな核構造を関連付けます。
ガイア初期データリリース3視差を使用した高緯度フィールドジャイアントからの赤色巨星枝光度の先端の最尤キャリブレーション
| Title |
A_Maximum_Likelihood_Calibration_of_the_Tip_of_the_Red_Giant_Branch_Luminosity_from_High_Latitude_Field_Giants_using_Gaia_Early_Data_Release_3_Parallaxes |
| Authors |
Siyang_Li,_Stefano_Casertano,_Adam_G._Riess |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.11110 |
Iバンドの赤色巨星枝（TRGB）の先端のキャリブレーションは、最近関心のある主題であるハッブル定数の決定に直接的な役割を果たします。高銀河緯度での天の川フィールドジャイアンツの初期データリリース3（EDR3）からのガイア視差を使用してTRGBの明るさの独立したキャリブレーションを取得するように設計された最尤（ML）法を提示します。天の川の恒星の光度関数と密度の法則に単純なパラメーター化を採用し、それらのパラメーターの関数として観測されたサンプルの尤度を最適化します。高品質のTRGBデータが利用できる天の川に似た他の銀河からの光度関数を部分的に制約するパラメーターを使用して、$M_I^{TRGB}$=$-3.978$$\pm$$0.031のTRGB光度の値を見つけます。$（stat）$\pm$$0.045$（sys）mag。ここで、体系的な不確実性は、参照銀河で見つかった形状パラメーターの範囲をカバーしています。現在のデータでは天の川の光度関数の形状を同時に特徴づけるには不十分ですが、ガイアデータリリース3（2022年半ば）の測光により、形状の制約が改善され、先端の統計的不確実性が1倍低くなると推定されます。3.ガイアからの改良された視差測定の予想されるリリースにより、フィールドジャイアンツからのTRGB光度を較正する方法は、$\sim$0.01等の不確実性に達すると予想されます。これは、ハッブル定数の正確なTRGBベースの決定に向けた重要なステップです。。
活動銀河核はX線連星スペクトル状態を反射しますか？
| Title |
Do_Radio_Active_Galactic_Nuclei_Reflect_X-ray_Binary_Spectral_States? |
| Authors |
Emily_Moravec,_Jiri_Svoboda,_Abhijeet_Borkar,_Peter_Boorman,_Daniel_Kynoch,_Francesca_Panessa,_Beatriz_Mingo,_and_Matteo_Guainazzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.11116 |
近年、活動銀河核（AGN）に超大質量ブラックホールが降着することと、恒星質量ブラックホールが同様の観測的特徴を持っているという証拠が増えています。降着円盤からの熱放出、X線コロナ、相対論的ジェットです。さらに、AGNがX線連星（XRB）と同様のスペクトル状態を持っているかどうか、および硬度-強度図（HID）を使用して2つの間にどのような平行線を描くことができるかについての調査が行われました。AGNジェットがXRBのように降着状態に関連するかどうかに対処するために、無線AGNの集団が無線ジェットの形態（Fanaroff-RileyクラスIおよびII;FRIおよびII）、励起クラス（HERGおよびLERG）、および無線ジェットの線形範囲（コンパクトからジャイアント）は、AGN硬度-強度図（総輝度対硬度）の異なる異なる領域を占めます。これを行うには、電波銀河の15個のカタログを、XMM_NewtonおよびSwiftX線および紫外線（UV）ソースカタログを使用した文献からの目的の特性と相互相関させます。X線およびUV測光から光度と硬度を計算し、AGN硬度-強度図に光源を配置し、集団の分離とXRBスペクトル状態HIDとの類似性を検索します。（a）FRIsおよびIIs、（b）HERGsおよびLERGs、（c）FRI-LERGsおよびFRII-HERGsは、統計的に有意なレベル（p値<0.05）でHIDの異なる領域を占め、異なるラジオジェット線形範囲間の人口の区別の明確な証拠。FRI-LERGとFRII-HERGの集団間の分離は、この研究で最も強力です。私たちの結果は、ラジオラウドAGNが形態と励起クラスに応じてHIDの異なる領域を占め、XRBとの強い類似性を示していることを示しています。
ALMA REBELS調査：$ z \ sim 7 $ライマンブレーク銀河のダスト含有量
| Title |
The_ALMA_REBELS_Survey:_the_dust_content_of_$z_\sim_7$_Lyman_Break_Galaxies |
| Authors |
P._Dayal,_A._Ferrara,_L._Sommovigo,_R._Bouwens,_P._A._Oesch,_R._Smit,_V._Gonzalez,_S._Schouws,_M._Stefanon,_C._Kobayashi,_J._Bremer,_H._S._B._Algera,_M._Aravena,_R._A._A._Bowler,_E._da_Cunha,_Y._Fudamoto,_L._Graziani,_J._Hodge,_H._Inami,_I._De_Looze,_A._Pallottini,_D._Riechers,_R._Schneider,_D._Stark_and_R._Endsley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.11118 |
アタカマ大型ミリ波アレイ（ALMA）REBELSラージプログラムによって$zで検出された13個のライマンブレーク銀河（LBG）のダスト含有量を説明するために、銀河形成のDelphi半解析モデルに金属とダスト濃縮の完全に結合された処理を含めます\simeq7$。銀河の塵の質量$M_d$は、SNIIの塵の生成、星座形成、衝撃破壊、および流出における放出の組み合わせによって規制されていることがわかります。穀物の成長（標準のタイムスケール$\tau_0=30$Myr）はごくわずかな役割しか果たしません。モデルは、$\sim0.07-0.1\％$のダストと恒星の質量比、および$log（\psi_{\rmUV}）=-0.05〜[のようなUVと総星形成率の関係を予測します。log（\psi）]^{2}+0.86〜log（\psi）-0.05$（星形成の55-80\％が隠されていることを意味します）恒星の質量が$M_*=10^{9のREBELS銀河の場合-10}M_\odot$。この関係は、LBGの固有のUV光度を、$z=7$で観測された光度関数と一致させます。ただし、13個のシステムのうち2個は、基準関係から予想されるよりも最大$18\times$大きいダスト対恒星の質量比（$\sim0.94-1.1\％$）を示しています。ダストと金属濃縮の間の物理的結合により、$\tau_0$を非常に低い値（0.3Myr）に減らしても、ダストと恒星の質量比は$\sim2$だけ増加します。粒子の成長は、塵と恒星の質量のそのような高い観測された比率の実行可能な説明ではないことを考えると、我々は代替の解決策を提案します。
吸収に基づく銀河系中線放射推定値
| Title |
Absorption-based_Circumgalactic_Medium_Line_Emission_Estimates |
| Authors |
Daniel_R._Piacitelli,_Erik_Solhaug,_Yakov_Faerman,_and_Matthew_McQuinn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.11121 |
大口径望遠鏡の一体型フィールドユニットと、銀河系媒体（CGM）の放射を探査するための紫外線に敏感な宇宙望遠鏡の提案に動機付けられて、最も有望なCGM輝線を調査し、そのような観測がCGMとその関係の理解にどのように役立つかを調査します。銀河の形成。放出推定値を、z=0.2付近のイオンのHST/COS吸収測定値、およびガスの密度と温度の動機付けられたモデルに結び付け、推定値を他のサンプルや物理シナリオに拡張することを単純化する式を提供します。OIII5007AおよびNII6583Aは、固定イオンカラム密度で主にそれらが存在するガスの熱圧力に敏感であり、KCWI、特にビリアル半径の半分までの30m望遠鏡のIFUで検出できる可能性があります。Zhangと同僚による既存のOIIIおよびNIIスタッキング測定の影響についてコメントします（2018）。OV630AおよびOVI1032,1038Aは、おそらく最も有望な紫外線線であり、動機付けられたモデルは、強度>100$\gamma$cm$^{-2}$s$^{-1}$sr$^{-1}$天の川のようなシステムの内側の100kpcにあります。検出により、衝突してイオン化された画像が確認され、CGMの密度プロファイルが制限されます。他の紫外線金属線は、活発に冷却および混合しているガスの量を制限します。観察されたOVIカラムのかなりの部分が混合ガスまたは冷却ガスに関連している場合、CIII978AおよびCIV1548Aが検出可能である可能性があることがわかります。水素n>2ライマン系列の線は弱すぎて検出できず、天の川銀河の100kpc以内のH$\alpha$放射は、電離バックグラウンド蛍光からの最小信号でも現在の面分光器の範囲内にあります。
散開星団NGC1664およびNGC6939の測光および位置天文研究
| Title |
A_photometric_and_astrometric_study_of_the_open_clusters_NGC_1664_and_NGC_6939 |
| Authors |
S._Koc,_T._Yontan,_S._Bilir,_R._Canbay,_T._Ak,_T._Banks,_S._Ak,_E._Paunzen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.11126 |
この研究では、散開星団NGC1664およびNGC6939の天体物理学的パラメーター、および運動学的および銀河軌道パラメーターを計算しました。この作業は、地上および宇宙ベースの観測からのCCDUBVおよびガイアの位置天文および位置天文データに基づいています。GaiaEarlyDataRelease3（EDR3）の位置天文データを考慮して、両方のクラスターにある星のメンバーシップ確率を決定しました。2色の図を使用して、NGC1664およびNGC6939の$E（B-V）$の過剰な色を、それぞれ$0.190\pm0.018$および$0.380\pm0.025$magとして決定しました。2つのクラスターの測光金属量は、NGC1664の場合は[Fe/H]=$-0.10\pm0.02$dex、NGC6939の場合は[Fe/H]=$-0.06\pm0.01$dexと推定されました。この研究で計算された金属量では、PARSEC等時線を、最も可能性の高いメンバーの星に基づく色-マグニチュード図に当てはめることによって、クラスターの距離係数と年齢を取得しました。等時線フィッティング距離は$1289\pm47$pcと$1716\pm87$pcで、NGC1664とNGC6939のそれぞれ$675\pm50$Myrと$1.5\pm0.2$Gyrの年齢と一致します。また、ガイア三角法視差を使用してクラスターまでの距離を導き出し、これらの推定値を文献と比較しました。結果は、現在の研究で得られた結果とよく一致していると結論付けました。現在の質量関数の傾きは、Salpeter（1955）の傾きと互換性のあるNGC1664およびNGC6939について、それぞれ$\Gamma=-1.22\pm0.33$および$\Gamma=-1.18\pm0.21$として計算されました。。分析の結果、両方のクラスターが動的に緩和されていることがわかりました。クラスターの運動学的および動的軌道パラメーターが計算され、クラスターの発祥の地が太陽円の外側にあることを示しています。
原子：大規模な星形成領域のALMA3ミリメートル観測-IX。マルチスケール構造とガス運動学に関するIRDCG034.43 +00.24に向けたパイロット研究
| Title |
ATOMS:_ALMA_Three-millimeter_Observations_of_Massive_Star-forming_regions-IX._A_pilot_study_towards_IRDC_G034.43+00.24_on_multi-scale_structures_and_gas_kinematics |
| Authors |
Hong-Li_Liu,_Anandmayee_Tej,_Tie_Liu,_Paul_F._Goldsmith,_Amelia_Stutz,_Mika_Juvela,_Sheng-Li_Qin,_Feng-Wei_Xu,_Leonardo_Bronfman,_Neal_J._Evans,_Anindya_Saha,_Namitha_Issac,_Ken'ichi_Tatematsu,_Ke_Wang,_Shanghuo_Li,_Siju_Zhang,_Tapas_Baug,_Lokesh_Dewangan,_Yue-Fang_Wu,_Yong_Zhang,_Chang_Won_Lee,_Xun-Chuan_Liu,_Jianwen_Zhou,_and_Archana_Soam |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.11307 |
フィラメント状の赤外暗黒雲、G034.43+00.24（G34）のさまざまな空間スケールでの密度構造に関連するガス運動学の包括的な研究を提示します。この研究では、ALMAの3ミリメートルの大質量星形成領域の観測（ATOMS）調査からのH13CO+（1-0）分子線データを利用します。これは、それぞれ0.04pcと0.2km/sの空間分解能と速度分解能を持っています。H13CO+の位置-位置-速度空間で数十の樹状図構造が抽出されました。これには、21の小規模な葉と20の大規模な枝が含まれます。全体として、それらのガスの動きは超音速ですが、葉が枝よりも動的に超音速ではない傾向があるという興味深い振る舞いを示します。大規模な分岐構造の場合、観測された速度とサイズの関係（つまり、速度の変動/分散とサイズ）は、ラーソンスケーリング指数に従うように見えますが、小規模な葉の構造は、系統的な偏差を示し、より急な勾配を示します。。分岐構造の観測された運動学の起源は、乱流と重力駆動の秩序あるガス流の組み合わせである可能性が高いと主張します。それに比べて、重力によって引き起こされる混沌としたガスの動きは、小規模な葉の構造のレベルである可能性があります。私たちの以前の論文とこの現在の追跡調査で提示された結果は、G34で観察された質量降着/流入の主な駆動メカニズムが異なる空間スケールで変化することを示唆しています。したがって、G34の星形成過程を説明するには、乱流と重力のスケール依存の複合効果が不可欠であると結論付けます。
星間H2O氷とのCCH反応によるエタノールの非エネルギー的形成。計算化学研究
| Title |
Non-Energetic_Formation_of_Ethanol_via_CCH_Reaction_with_Interstellar_H2O_Ices._A_Computational_Chemistry_Study |
| Authors |
Jessica_Perrero,_Juan_Enrique-Romero,_Berta_Mart\'inez_Bachs,_Cecilia_Ceccarelli,_Nadia_Balucani,_Piero_Ugliengo,_Albert_Rimola |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.11406 |
エタノール（CH$_3$CH$_2$OH）は比較的一般的な分子であり、星形成領域でよく見られます。最近の研究は、それがいくつかのいわゆる星間複合有機分子（iCOM）の親分子である可能性があることを示唆しています。しかし、この種の形成経路については議論が続いています。本研究では、「ラジカル+氷成分」スキームに基づく化学反応の実行可能性を調査するためのテストケースとして、CCHと氷に属する1つのH$_2$O分子との反応によるエタノールの形成を研究します。通常のラジカル-ラジカルカップリングを超えた、iCOM合成の代替メカニズムとして。これは、氷モデルとして18と33の水分子の2つのクラスターを採用したDFT計算によって行われました。結果は、CH$_3$CH$_2$OHがこの提案された反応メカニズムによって形成される可能性があることを示しています。水氷クラスター上でのCCHとH$_2$Oの反応はバリアレスであり（プロトン移動助剤として機能する境界氷水分子の助けを借りて）、ビニルアルコール前駆体（H$_2$CCOHおよびCHCHOH）の形成につながります。）。その後のビニルアルコールの水素化によりエタノールが生成されるのは、低い活性化エネルギー障壁を示す唯一のステップです。最後に、これらの発見の天体物理学的意味について議論します。
S-PLUS：さまざまな金属量で銀河系球状星団の複数の集団の広視野特性を調査する
| Title |
S-PLUS:_Exploring_wide_field_properties_of_multiple_populations_in_galactic_globular_clusters_at_different_metallicities |
| Authors |
Eduardo_A._Hartmann,_Charles_J._Bonatto,_Ana_L._Chies-Santos,_Javier_Alonso-Garc\'ia,_Nate_Bastian,_Roderik_Overzier,_William_Schoenell,_Paula_R._T._Coelho,_Vinicius_Branco,_Antonio_Kanaan,_Claudia_Mendes_de_Oliveira_and_Tiago_Ribeiro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.11449 |
銀河団（GC）に複数の星の種族（MSP）が存在することは、よく理解されていない現象です。マルチバンド測光測光S-PLUSを使用して、さまざまな吸収線の影響を受けるさまざまなスペクトル範囲を調べることにより、金属の広い範囲にまたがる4つのGC（NGC104、NGC288、NGC3201、NGC7089）を調査します。3485A（u）から9114A（z）までの12の異なるフィルターでの広帯域および狭帯域測光の組み合わせにより、色-マグニチュード図（CMD）で整流された赤色巨星分枝に沿ってMSPを識別し、K-を使用してそれらを分離しました。クラスタリングアルゴリズムを意味します。さらに、S-PLUS検出器の広い視野を利用して、サンプルの放射状の傾向を調査します。調査したすべてのクラスターで2つの星の種族を正常に識別するために使用できる、6つの色の組み合わせについて報告し、それらがNaに富むものとNaに乏しいものとして特徴付けられることを示します。NGC288とNGC7089の両方で、それらの放射状プロファイルは2Pの明確な濃度を示しています。これは、銀河団ガスの濃縮とそれに続くより密度の高い中央領域での星形成を提案する形成理論を直接サポートします。ただし、NGC3201の場合、傾向は逆になります。1Pはより中心的に集中しており、以前の文献研究とは直接矛盾しています。NGC104は、よく混合された母集団を示しています。また、HSTデータを使用して、クラスターの半径1ハーフライトまでの半径方向プロファイルを作成し、GCの内部領域で半径方向の違いが失われ、これを研究する場合は広視野研究が不可欠であることを強調しました。
J-PLUS：銀河のM81 / M82 / NGC3077トリプレット周辺の球状星団候補のカタログ
| Title |
J-PLUS:_A_catalogue_of_globular_cluster_candidates_around_the_M81/M82/NGC3077_triplet_of_galaxies |
| Authors |
Ana_L._Chies-Santos,_Rafael_S._de_Souza,_Juan_P._Caso,_Ana_I._Ennis,_Camila_P._E._de_Souza,_Renan_S._Barbosa,_Peng_Chen,_A._Javier_Cenarro,_Alessandro_Ederoclite,_David_Crist\'obal-Hornillos,_Carlos_Hern\'andez-Monteagudo,_Carlos_L\'opez-Sanjuan,_Antonio_Mar\'in-Franch,_Mariano_Moles,_Jes\'us_Varela,_H\'ector_V\'azquez_Rami\'o,_Jailson_Alcaniz,_Renato_Dupke,_Laerte_Sodr\'e_Jr._and_Raul_E._Angulo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.11472 |
球状星団（GC）は、それらのホスト銀河の形成集合体のプロキシです。しかし、いくつかの有効半径までの渦巻銀河のGCシステムを対象とした研究はほとんどありません。12バンドのJavalambrePhotometricLocalUniverseSurvey（J-PLUS）イメージングを通じて、新しいGC候補を探すために、M81/M82/NGC3077トリプレット周辺の点源を調査します。主成分分析（PCA）予測を介して、既知のGCとの類似性に基づいてGC候補を検索するために、調整された分類スキームを開発します。私たちの方法は、欠落データと測光エラーを考慮に入れています。トリプレットの周囲3.5度$^2$の領域で642個の新しいGC候補を報告し、利用可能な場合はガイアの位置天文固有運動に従ってランク付けします。M81とM82を接続するブリッジを形成するGC候補ソースの密度が高すぎるという興味深い証拠が見つかりました。最後に、GC候補の$（g-i）$色の空間分布は、ハロー/クラスター内GCと一致しています。つまり、フィールド内で最も近い銀河から離れるにつれて、青くなります。さらに、回帰ツリーベースのモデルを使用して、J-PLUSバンドに基づいてGC候補の金属量分布を推定します。サンプル候補の金属量分布は広く、金属が豊富な端に向かって隆起を示しています。私たちのリストは、トリプレット周辺のGC候補の人口を3倍に増やし、これらの天体を見つける際のマルチバンド調査の有用性を強調し、近くの（らせん）銀河周辺の空間分布を分析するさらなる研究のためのテストベッドを提供します。
どの銀河の特性が酸素存在量の最良のゲージですか？
| Title |
Which_galaxy_property_is_the_best_gauge_of_the_oxygen_abundance? |
| Authors |
P._Alvarez-Hurtado,_and_J.K._Barrera-Ballesteros,_and_S.F._S\'anchez,_and_D._Colombo,_and_A.R._L\'opez-S\'anchez,_and_E._Aquino-Ort\'iz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.11651 |
拡張されたCALIFAサンプルから抽出された299個の星形成銀河のサンプルについて、酸素存在量における29個の物理的パラメーターの影響の広範な調査を提示します。恒星の質量は、観測された酸素の存在量をより正確に追跡する物理的パラメーター（つまり、質量と金属量の関係、MZR）であり、他の物理的パラメーターは、この存在量を形成する上で潜在的な役割を果たす可能性がありますが、重大な影響は少ないことを裏付けます。MZRを最もよく表す関数形式は3次多項式関数であることがわかります。この最良の関数形式とMZRの間の残差から、酸素存在比における質量の影響を考慮した後、他の物理的パラメーターは、これらの銀河（ガスを含む）の酸素存在比を形成する上で重要な二次的役割を果たさないことがわかります。分数または星形成率）。私たちの分析は、MZRの起源が、これらの星形成銀河における恒星の質量の蓄積に起因する星間物質の化学的濃縮の進化に関連していることを示唆しています。
高速電波バースト源における高可変磁化環境
| Title |
A_Highly_Variable_Magnetized_Environment_in_a_Fast_Radio_Burst_Source |
| Authors |
Reshma_Anna-Thomas,_Liam_Connor,_Sarah_Burke-Spolaor,_Paz_Beniamini,_Kshitij_Aggarwal,_Casey_J._Law,_Ryan_S._Lynch,_Di_Li,_Yi_Feng,_Stella_Koch_Ocker,_Marilyn_Cruces,_Shami_Chatterjee,_Wenfei_Yu,_Chenhui_Niu,_Mengyao_Xue |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.11112 |
高速電波バーストは、宇宙全体の銀河の未知の発生源から発生する短時間の強い電波の閃光です。高速電波バーストを繰り返す際の偏光特性の観察は、それらが最近の超新星や巨大なブラックホールのすぐ近くなどの高度に磁化された環境に存在する可能性があることを示しています。14か月にわたって活発に繰り返されるFRB20190520Bを観察し、そのファラデー回転測定値は大きさが大きく、視線に沿った磁場の時間依存の方向変化を示す2つの符号変化を含む急速に変化することを発見しました。。FRBはまた、より低い周波数で急速に脱分極します。これらの現象は、FRBの発生源から8AUから100pcの範囲内で、非常に乱流で高密度の磁化されたスクリーンを通過するマルチパス伝搬の観点から説明できます。FRB20190520B。
高質量X線連星におけるジェット風相互作用の3DRMHDシミュレーション
高質量X線連星（HMXB）のジェットと、コンパクトオブジェクトの近くにある高温の伴星によって駆動される強風との相互作用は、ジェットのダイナミクス、非熱放射、および長期安定性を理解するための基本です。ただし、このプロセスにおけるジェット磁場の役割は不明です。磁化された流れのダイナミクスとエネルギー変換のメカニズムに焦点を当てて、ジェット伝播の最初の数百秒間の弱いおよび中程度から強いトロイダル磁場の動的な役割を研究します。デカルト座標で天体プラズマをシミュレートするための新しい3DRMHDコードであるコードL\'ostregov1.0を開発しました。このツールを使用して、HMXB内の塊状の恒星風を伝播する相対論的磁化ジェットの最初の3DRMHD数値シミュレーションを実行しました。弱く磁化されたジェットモデルの全体的な形態とダイナミクスは、ジェットヘッドが周囲の媒体に強い衝撃を生成し、恒星風に対する初期の過圧が1つ以上の再衝突衝撃を駆動する以前の流体力学シミュレーションと同様です。私たちのシミュレーションのタイムスケールでは、これらのジェットは弾道的であり、フィールドがない場合に同じパワーを持つジェットよりも内部の不安定性に対してより安定しているように見えます。ただし、中程度から強いトロイダル磁場は、電流駆動の不安定性の発生とバイナリ内のジェットの崩壊に有利に働きます。相対論的流出と周囲媒体のエネルギー分布の詳細な分析は、磁気エネルギーと内部エネルギーの両方がジェットの効果的な加速に寄与することができることを明らかにしています。活動銀河のジェットの場合のフィードバック研究から予想されるように、周囲媒体へのジェットフィードバックは、噴射時のジェットエネルギー分布に大きく依存していることを証明します。
銀河NGC925の超大光度X線源の性質を調査する
| Title |
Investigating_the_nature_of_the_ultraluminous_X-ray_sources_in_the_galaxy_NGC_925 |
| Authors |
Chiara_Salvaggio_(1_and_2),_Anna_Wolter_(2),_Fabio_Pintore_(3),_Ciro_Pinto_(3),_Elena_Ambrosi_(3),_Gian_Luca_Israel_(4),_Alessio_Marino_(5_and_3),_Ruben_Salvaterra_(6),_Luca_Zampieri_(7),_Andrea_Belfiore_(6)_((1)_Dipartimento_di_fisica,_Universit\`a_degli_Studi_di_Milano_-_Bicocca,_Milano,_Italy,_(2)_INAF_-_Osservatorio_Astronomico_di_Brera,_Milano,_Italy,_(3)_INAF_-_IASF_Palermo,_Palermo,_Italy,_(4)_INAF_-_Osservatorio_astronomico_di_Roma,_Monteporzio_Catone,_Italy,_(5)_Universit\`a_degli_Studi_di_Palermo,_Dipartimento_di_Fisica_e_Chimica,_Palermo,_Italy,_(6)_INAF_-_Istituto_di_Astrofisica_Spaziale_e_Fisica_Cosmica_di_Milano,_Milano,_Italy,_(7)_INAF_-_Osservatorio_Astronomico_di_Padova,_Padova,_Italy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.11158 |
変動性は、X線連星（XRB）の特性、特に主にX線バンドで検出される超大光度X線源（ULX）の特性を調査するための強力なツールです。ほとんどのULXの場合、降着の性質は不明ですが、いくつかのULXが超エディントン率で中性子星（NS）に降着することが確認されています。これらのソースを監視することは、軌道および超軌道変調にリンクされた過渡現象の検出と周期性の導出の両方に特に役立ちます。ここでは、ニールゲーレルスウィフト天文台で行われた銀河NGC925のモニタリングキャンペーンの結果を紹介します。Chandra、XMM-Newton、NuSTARで取得したアーカイブおよび文献データも含まれています。スペクトル、光度曲線、変動特性を数日から数か月の時間スケールで研究しました。この銀河で検出された3つのULXはすべて、フラックスの変動を示しています。ULX-1は既知の最も明るいULXの1つです。これは、ULXの10％のみが$\sim$5$\times$10$^{40}$ergs$^{-1}$の光度を超えているためですが、それにもかかわらずフラックスの変動性が高いと、スペクトルの変動性が弱いことがわかりました。我々はそれを超エディントン降着の硬い超大光度レジームのように分類します。ULX-2とULX-3は光度が低くなりますが、フラックスやスペクトル形状も変動します。私たちはそれらをハードとソフトの超発光レジームの間に分類します。ULX-3は一時的なソースです。Lomb-Scargleアルゴリズムを適用することにより、$\sim$126dの周期性を導き出します。これは、軌道または超軌道の原点に関連付けることができます。
ブロードライン電波銀河3C120のジェットの構成とパワー
| Title |
The_Composition_and_Power_of_the_Jet_of_the_Broad-Line_Radio_Galaxy_3C_120 |
| Authors |
Andrzej_A._Zdziarski,_Dakalo_G._Phuravhathu,_Marek_Sikora,_Markus_Boettcher_and_James_O._Chibueze |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.11174 |
コンプトンガンマ線観測所による平均軟ガンマ線スペクトルの測定を使用して、高温付着流からの光子の衝突による3C120のジェットのベースでの電子-陽電子対生成率を計算しました。この速度は、Blandford\＆Koniglに続く拡張ジェットモデルを使用して計算された、ジェットコアの観測されたシンクロトロン無線からIRスペクトルを放出するレプトンの流量にほぼ等しいことがわかりました。この偶然の一致は、ジェットの組成がペアで支配される可能性が高いことを示しています。次に、イオンのバルク運動におけるジェットパワーを計算し、ジェットがほとんどペアを含まない限り、最大ブラックホールスピンの磁気停止ディスクシナリオによって達成可能なものを大幅に超えることを発見しました。次に、シンクロトロン放出ジェットを通る磁束が、ブラックホールを通過できる最大ポロイダル磁束に等しいことを発見しました。最後に、シンクロトロン放射の開始時の磁化パラメータの2つの推定値を比較し、ペアがジェット含有量を支配する場合にのみ、それらが一致することを発見しました。
変動が速い新しいX線潮汐破壊現象の候補
| Title |
A_new_X-ray_tidal_disruption_event_candidate_with_fast_variability |
| Authors |
J._Hampel,_S._Komossa,_J._Greiner,_T.H._Reiprich,_M._Freyberg,_T._Erben |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.11187 |
星と超大質量ブラックホールとの接近遭遇の間に、星はブラックホールの潮汐力によって破壊され、潮汐破壊現象（TDE）を引き起こす可能性があります。ブラックホールへの星の物質の降着は、さまざまな波長領域で強い発光を生み出します。ここでは、光学的に非活動銀河におけるX線で選択された過渡光源のROSATによる発見を報告します。場所RA：13h31m57.66sおよびDec：-32deg3arcmin19.7arsecで、8日以内にX線の輝度が8倍に急激に上昇することが観察されています。さらに、黒体温度kT=0.1keV、ピーク光度が少なくとも10^43erg/sの非常に柔らかいX線スペクトルは、TDEの解釈を示唆しており、観測された特性は以前に特定された軟X線と非常に似ています。光線（ROSAT）TDE。X線爆発から6年後のRXJ133157.6-324319.7の位置で銀河を撮影した光スペクトルは、持続性活動銀河核（AGN）から予想されるような輝線を示していません。銀河の赤方偏移は、吸収線に基づいて0.051と決定されます。したがって、銀河団Abell3560のメンバーである可能性があります。X線の明るさの上昇は8日以内に発生するため、このようなイベントでは速いように見えます。イベントの170日前と165日後にX線放射は検出されませんでした。また、25年後のニールゲーレルスウィフト天文台ではX線放射は検出されませんでした。X線の明るさの変化は少なくとも40倍です。
NuSTAR迷光によるSMCX-1のスピンおよび軌道挙動のベースラインの拡張
| Title |
Extending_the_baseline_for_SMC_X-1's_spin_and_orbital_behavior_with_NuSTAR_stray_light |
| Authors |
McKinley_C._Brumback_(Caltech),_B.W._Grefenstette,_D.J.K._Buisson,_M._Bachetti,_R._Connors,_J.A._Garcia,_A._Jaodand,_R._Krivonos,_R._Ludlam,_K.K._Madsen,_G._Mastroserio,_J.A._Tomsick,_D._Wik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.11261 |
NuSTAR迷光観測のカタログであるStrayCatsには、混雑した線源領域内にある明るいX線源からのデータが含まれています。これらの観測は、可変タイミング動作を示すX線連星のような線源を監視するための独自の追加データを提供します。この作業では、StrayCatsプロジェクトからの単一ソースの最初の科学的分析である高質量X線連星SMCX-1の迷光データのタイミング分析を提示します。科学的分析のために迷光データをスクリーニングするプロセスを説明し、軌道天体暦を検証し、時間とエネルギーの両方で分解されたパルスプロファイルを作成します。SMCX-1の軌道天体暦は変更されていないことがわかり、$\dot{\nu}=（2.52\pm0.03）\times10^{-11}$Hzs$^の長期スピンアップ率が確認されました。{-1}$。また、SMCX-1のパルスプロファイルの形状は、ダブルピークのままですが、時間とともに大幅に変化し、エネルギーによってわずかに変化することにも注意してください。
{\ it Swift} J2058.4 +0516の遠方の潮汐破壊現象候補の中央ブラックホール質量
| Title |
Central_black_hole_mass_in_the_distant_tidal_disruption_event_candidate_of_{\it_Swift}_J2058.4+0516 |
| Authors |
Zhang_XueGuang_(NNU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.11265 |
原稿では、中央ブラックホール（BH）の質量は、TDEに関連する相対論的ジェット誕生の2番目の候補として{\itSwift}J2058.4+0516の遠方のTDE（潮汐破壊現象）で推定されています。{\itSwift}J2058.4+0516には、文献のさまざまな間接的な方法で推定されたまったく異なるBH質量があります。したがって、{\itSwift}J2058.4+0516の中央のBH質量を互いに独立した方法で決定することが必要で興味深いものです。ここで、{\itSwift}J2058.4+0516の長期的な時間依存X線変動を記述するために適用された理論的TDEモデルに基づいて、中央のBH質量は約$1.05_{-0.29であると十分に決定できます。}^{+0.39}\times10^5{\rmM_\odot}$、TDEに密接に関連するそのような相対論的ジェットからの提案された固有のビーム効果を親切に検討した後。さらに、{\itSwift}J2058.4+0516は、報告されたTDE候補のエネルギー伝達効率に対するBH質量の空間でのユニークなオブジェクトであり、相対論的TDEの候補を検出および/または予測して出産するための興味深い手がかりを提供します。相対論的ジェットの。
$ ^ {29} $ Siの水素燃焼と古典的な新星からのプレソーラースターダスト粒子へのその影響
| Title |
Hydrogen_burning_of_$^{29}$Si_and_its_impact_on_presolar_stardust_grains_from_classical_novae |
| Authors |
Lori_Downen,_Christian_Iliadis,_Art_Champagne,_Thomas_Clegg,_Alain_Coc,_Jordi_Jose |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.11568 |
原始隕石に見られるプレソーラースターダスト粒子は、粒子凝縮時に恒星流出の同位体組成を保持していると考えられています。したがって、それらの同位体比の実験室測定は、恒星進化、恒星爆発、元素合成、混合メカニズム、塵の形成、および銀河の化学進化に関連する未解決の質問を調査するための高感度のプローブを表しています。いくつかの選択されたプレソーラー粒子について、古典的な新星が潜在的な発生源として議論されてきました。SiC、ケイ酸塩、およびグラファイトのプレソーラー粒子の場合、関連付けは、小さな$N（^{12}$C）/$N（^{13}$C）および$N（^{14}$N）の観測に基づいています。）/$N（^{15}$N）は、太陽の値と比較した数の存在比、および古典的な新星のモデルによって以前に予測されたように、$^{29}$Siに対する$^{30}$Siの存在量の超過。$^{29}$Si（p、$\gamma$）$^{30}$P反応の直接測定について報告します。これは、古典的な新星からのシミュレートされた$\delta^{29}$Si値に強く影響します。私たちの新しい実験的な$^{29}$Si（p、$\gamma$）$^{30}$Pの熱核反応速度は、古典的な新星の温度範囲（$T$$=）で以前の結果と最大50\％異なります。$$100$$-$$400$〜MK）、レートの不確実性は最大$3$の係数で削減されます。モンテカルロ反応ネットワークの新しい反応速度と古典的な新星の流体力学シミュレーションを使用して、不確実性を大幅に低減した$\delta^{29}$Si値を推定します。私たちの結果は、プレソーラー粒子で測定された$\delta^{29}$Si値を、それらの古典的な新星の父性を評価するための高感度プローブとして確立しています。また、novaシミュレーションからの$\delta^{30}$Si値は、$^{30}$P（p、$\gamma$）$^{31}の大きな不確実性がない限り、現在有用な診断ツールではないことも示しています。$Sの反応速度を大幅に下げることができます。
PeV宇宙線のエネルギースペクトルと元素組成の測定：未解決の問題と展望
| Title |
Measurement_of_Energy_Spectrum_and_Elemental_Composition_of_PeV_Cosmic_Rays:_Open_Problems_and_Prospects |
| Authors |
G._Di_Sciascio_(INFN_-_Roma_Tor_Vergata) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.11618 |
宇宙線は、宇宙の最も重要なエネルギー変換プロセスの1つです。それらは、周囲の宇宙、私たちの銀河、そしておそらく銀河系外の空間についての情報を、少なくとも観測された最高のエネルギーでもたらします。それらが発見されてから1世紀以上経った今でも、放射線の起源、加速、伝播過程についての決定的なモデルはありません。主な理由は、おそらく測定に影響を与える未知の系統的不確実性のために、地上レベルで行われたさまざまな実験によって得られた結果の間に依然として重大な不一致があることです。このドキュメントでは、最大10$^{18}$eVのエアシャワーアレイを使用した地上からの銀河宇宙線の検出に焦点を当てます。この論文の目的は、10$^{15}$eVエネルギー範囲での矛盾する結果と、全粒子エネルギースペクトルにおけるいわゆる「ひざ」の起源を明らかにするための展望について議論することです。宇宙線スペクトルの終わりまでのモデルの確固たる基盤。地上から一次粒子の特性（エネルギー、質量、到達方向）を再構築する際に使用される基本的な手法を理解し、間接測定が困難で結果が依然として矛盾する理由を示すのに役立つ要素を提供します。
| Title |
PRECISE_localizations_of_repeating_Fast_Radio_Bursts |
| Authors |
B._Marcote,_F._Kirsten,_J._H._W._T._Hessels,_K._Nimmo,_Z._Paragi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.11644 |
高速電波バースト（FRB）は、銀河系外起源の非常に明るく短い信号（ミリ秒以下の持続時間）です。これまでに何百ものFRBが発見されたという事実にもかかわらず、それらの性質は依然として不明なままです。FRBの正確なローカリゼーションは、それらのホスト銀河とローカル環境を明らかにすることができます-したがって、バースト生産につながった物理的プロセスに光を当てることができます。ただし、これは現在までにいくつかのFRBでのみ達成されています。欧州VLBIネットワーク（EVN）は、現在、FRBをミリ秒レベルまでローカライズできる唯一の機器です。このレベルの精度は、最初のローカライズされたFRB、20121102Aを低金属量の矮小銀河の星形成領域に関連付け、それをコンパクトな永続的な電波源に物理的に関連付けるために重要でした。同様に、2番目に繰り返されるFRB、20180916Bは、近くの渦巻銀河の顕著な星形成領域の端のすぐ外側にあることがわかりました。PRECISEプロジェクト（EVNディッシュで繰り返しChImeソースを特定する）は、CHIME/FRBコラボレーションによって発見された繰り返しFRBをローカライズすることを目的として、EVN望遠鏡のサブセットで年間数百時間を観測しました。PRECISEの最終的な目標は、FRBを生成できる環境を解きほぐすことです。ここでは、FRB分野の最先端、PRECISEプロジェクト、およびこれまでに達成されたローカリゼーションを紹介します。これにより、現在のモデルに挑戦するFRBを見つけることができるさまざまな環境が明らかになりました。
$ \ gamma $線偏光の変化を誘発する光子-ALP振動
アクシオンのような粒子（ALP）は、素粒子の標準モデルを完成させようとする多くの理論によって予測された、非常に軽く、中性の、スピンゼロのボソンです。ALPは主に2つの光子と相互作用し、外部磁場の存在下で光子-ALP振動を生成する可能性があります。光子-ALP振動は、特に超高エネルギー（VHE）バンドで天体物理学に深い影響を与えるため、これらはますます関心を集めています。ALPの存在に関する2つのヒントが最近提案されました。この論文では、光子とALPの相互作用の別の効果である光子の偏光状態の変化を研究します。特に、光子が生成されるところから始まる光子-ALPビームの伝播を研究します-銀河団またはブレーザーのジェットで生成された光子を考慮します-いくつかの磁化された媒体（ブレーザージェット、ホスト銀河、銀河団、銀河外）を横断します宇宙、天の川）光子を検出できる地球に到着するまで。光子-ALP相互作用が存在する場合、$（1-10^の範囲で観測されたエネルギーについて、光子生存確率$P_{\gamma\to\gamma}$および対応する直線偏光の光子度$\Pi_L$を分析します。{15}）\、\rmeV$。ALPがない場合は偏光されていないと予想される光子は、光子とALPの相互作用によって部分的に偏光されることがわかります。X線および高エネルギーバンドに関する私たちの調査結果は、IXPE、Polstar、COSI、e-ASTROGAM、AMEGOなどの現在および計画中の天文台でテストできます。また、VHEバンドに特有の特徴があり、$\sim1\、\rmTeV$を超えるエネルギーの光子は、光子とALPの相互作用のために完全に偏光しています。この機能の検出の可能性は、ALPの存在の証拠を表しますが、残念ながら、現在の技術では、これほど高いエネルギーまでの光子の偏光をまだ検出できません。
| Title |
toise:_a_framework_to_describe_the_performance_of_high-energy_neutrino_detectors |
| Authors |
Jakob_van_Santen_and_Brian_A._Clark_and_Rob_Halliday_and_Stefan_Hallman_and_Anna_Nelles |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.11120 |
ニュートリノは、遠くの高エネルギー宇宙へのユニークな窓を提供します。TeV--EeVニュートリノのフラックスを特徴づけるために、いくつかの次世代機器が設計され、提案されています。検出器の予測される物理的到達範囲は、シミュレーション研究によって定量化されることがよくあります。ただし、検出器の性能を完全にモンテカルロで推定するには、計算の観点からコストがかかるため、機器の設計時に考慮される検出器の構成の数が制限されます。この論文では、Pythonベースの新しいソフトウェアフレームワークであるtoiseを紹介します。これは、有効面積、角度、エネルギー分解能などの検出器性能のパラメータ化を使用して、高エネルギーニュートリノ検出器の性能を予測します。ニュートリノの拡散フラックスに対する感度や、過渡状態と定常状態の両方の点源に対する感度など、さまざまな物理分析のパフォーマンスを予測するために使用されます。このパラメーター化されたアプローチにより、検出器のパフォーマンスを推定するための広範なシミュレーション研究の必要性が減り、ユーザーは角度分解能などの単一のパフォーマンスメトリックの影響を個別に研究できます。このフレームワークは、それぞれが異なる応答と露光時間を持つ複数の検出器コンポーネントを可能にするように設計されており、光学チェレンコフ（アスカリャン）ニュートリノ望遠鏡の両方のパラメーター化をサポートしています。この論文では、toiseの背後にある数学的概念を説明し、読者にフレームワークの使用法を紹介するための詳細な有益な例を提供します。
天文学教育の多様性を拡大する技術
サンアントニオ教師養成天文学アカデミー（SATTAA）は、2021年6月に4回目の年次反復を完了しました。このプログラムは、将来および現在の学校の教師のための対面の専門能力開発の機会として始まりましたが、2020年に完全にオンラインの機会に移行しました。包括的で特に多様な人々に注意を払う天文学教育プログラムを提供するための取り組み、オンラインプログラミングへの移行は、プログラムのスケールアップの中心的な側面になりました。2021年のイテレーションでは、国際的なファシリテーションチームが登場し、初めてテキサス州全体の教師をサポートしました。このホワイトペーパーでは、ファシリテーションチームがローカルグループから国際グループにどのように移行したか、および参加者プールがローカルから州全体にどのように拡大したかに関するデータを共有します。
宇宙探査の哲学と科学を教える（PoSE）
一般大衆の宇宙科学への熱意を利用して、学際的な学者グループとしての私たちの目標は、テキサス大学で新しいチームが教えた学際的なコース「宇宙探査の哲学と科学（PoSE）」を設計して教えることです。私たちが現在教えているサンアントニオ（UTSA）。このコースは、宇宙の理解を深め、その倫理的影響を批判的に検討するための懲戒処分のサイロを克服するのに役立つだけでなく、科学がどのように機能するかについて一般の人々をよりよく教育し、残念ながら最近最近より顕著になっている科学的懐疑論を克服するのに役立つと信じています年。以下では、最初に2つの一見矛盾する傾向を並置します。1つは宇宙科学への関心の高まり、もう1つは科学に対する懐疑論と不信感の高まりです。次に、予想される宇宙探査の哲学と科学（PoSE）コースが、宇宙科学の科学的および哲学的理解を高めながら、科学への不信感を解消できるツールを開発する方法に目を向けます。POSEで検討する内容と質問について説明し、成功と進歩をどのように測定するかで締めくくります。
八尾庵駅での80cm望遠鏡の位置天文性能試験とアポフィスの正確なCCD位置
| Title |
The_Astrometric_Performance_Test_of_80-cm_Telescope_at_Yaoan_Station_and_Precise_CCD_Positions_of_Apophis |
| Authors |
Bifeng_Guo,_Qingyu_Peng,_Ying_Chen,_Zhongjie_Zheng,_Yijia_Shang,_Dan_Li,_Xiao_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.11418 |
2018年にパープルマウンテン天文台の八尾庵駅に新たに80cm方位角望遠鏡が設置されました。望遠鏡の位置天文性能は以下の3つの側面でテストされています。（a）取り付けられたCCDの幾何学的歪み。シングルエポックとマルチエポックの両方で安定しています。約1年間で8つの歪み解が導き出されます。最大値の範囲は0.75〜0.79ピクセルで、中央値の範囲は0.14〜0.16ピクセルです。（b）星の限界の大きさ。約20.5等級（ガイア-G）の星は、300秒で露光されたジョンソン-Vフィルターで検出できます。約20.5等級の星の位置天文誤差は、フィッティングされたシグモイド関数を使用して0.14秒角と推定されます。（c）位置天文の精度と積み重ねられた動きの速いかすかな物体の精度。潜在的に危険な小惑星（PHA）の24の積み重ねられたフレーム（99942）アポフィスは、天体暦のシフトに基づいて、2021年4月14日と15日（18等より暗い）に導き出されます。データ削減中、最新のガイアEDR3カタログとジェット推進研究所ホライゾンエフェメリスは、それぞれ星とアペプの理論上の位置として参照されます。私たちの結果は、アポフィスの平均（OC）（観測値から計算値を引いたもの）が右偏角と赤緯で-0.018秒と0.020秒であり、分散はそれぞれ0.094秒と0.085秒と推定され、積み重ねられた結果の一貫性を示しています。Astrometricaによる。
MeqSilhouette v2：事象の地平線望遠鏡用のスペクトル分解偏光合成データ生成
| Title |
MeqSilhouette_v2:_Spectrally-resolved_polarimetric_synthetic_data_generation_for_the_Event_Horizon_Telescope |
| Authors |
Iniyan_Natarajan,_Roger_Deane,_Iv\'an_Mart\'i-Vidal,_Freek_Roelofs,_Michael_Janssen,_Maciek_Wielgus,_Lindy_Blackburn,_Tariq_Blecher,_Simon_Perkins,_Oleg_Smirnov,_Jordy_Davelaar,_Monika_Moscibrodzka,_Andrew_Chael,_Katherine_L._Bouman,_Jae-Young_Kim,_Gianni_Bernardi,_Ilse_van_Bemmel,_Heino_Falcke,_Feryal_\"Ozel,_Dimitrios_Psaltis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.11478 |
MeqSilhouettev2.0（MeqSv2）は、完全に偏光測定された時間および周波数分解合成データ生成ソフトウェアで、異種アレイを使用したミリメートル（mm）波長の超長基線干渉法（VLBI）観測をシミュレートします。合成データは、実際の観測を理解し、キャリブレーションとイメージングアルゴリズムをテストし、既存または提案されたサイトのパフォーマンスメトリックを予測する上で重要なコンポーネントです。MeqSv2は、経験的に導き出されたサイトとステーションのパラメータによって制約された物理ベースの機器および大気信号の破損をデータに適用します。新しいバージョンは、RadioInterferometryMeasurementEquation（RIME）形式を使用して、機器の偏波効果やその他のさまざまなスペクトル分解効果を適用でき、実際のデータを処理するように設計されたキャリブレーションパイプラインと互換性のある合成データを生成します。230GHzでのEHTのクロージャ量に対する複雑なバンドパスゲインの影響に焦点を当てて、さまざまなアレイを使用したMeqSv2のさまざまな破損機能を示します。PolSolveを使用して合成EHTデータの偏波セルフキャリブレーションを実行することにより、周波数依存の偏波リークの実装を検証します。また、cm波長VLBIアレイの分析と設計、および将来の方向性の潜在的なアプリケーションにも注目します。
ドーム：GEANT4シミュレーションでの離散指向ミューオン放出
この研究では、半球形の粒子源を目的としたGEANT4シミュレーションのさまざまな計算アプリケーションで利用できる可能性のあるいくつかの基本戦略を示します。さらに詳しく説明すると、デカルト座標の3つの成分にガウス分布を使用することにより、実用的な半径の球の球面上にランダムな点を最初に生成し、それによって対応する粒子の初期位置の生成面を取得します。断層撮影アプリケーションでは、生成された球面の半底部分を必要としないため、伝統的に半球と呼ばれる半球殻に導くことにより、デカルト座標の垂直成分の絶対値を取得します。最後になりましたが、生成された粒子を、半球表面上のランダムな点とターゲット材料の原点との間のベクトル構築に基づく選択的な運動量方向を優先することによって、照射されるターゲット材料に向けます。これにより、粒子が最適化されます。ソースバイアスによる損失。最後に、GEANT4コードでG4ParticleGunを使用して戦略を組み込みます。さらに、球面座標からデカルト座標への座標変換に基づく2番目のスキームも示します。これにより、乱数ジェネレーターの数が削減されます。ミューオン散乱トモグラフィーの計算手法で戦略を実行する予定ですが、このソーススキームは、大気科学、宇宙工学、天体物理学など、3D粒子ソースが必要なさまざまな隣接分野で簡単に適用できる可能性があります。モデリングの目標。
カーネギー超新星プロジェクトからのII型超新星-I。 III。物理的特性と観察された特性の相関関係を通じてSNIIの多様性を理解する
| Title |
Type_II_supernovae_from_the_Carnegie_Supernova_Project-I._III._Understanding_SN_II_diversity_through_correlations_between_physical_and_observed_properties |
| Authors |
L._Martinez,_J._P._Anderson,_M._C._Bersten,_M._Hamuy,_S._Gonz\'alez-Gait\'an,_M._Orellana,_M._Stritzinger,_M._M._Phillips,_C._P._Guti\'errez,_C._Burns,_T._de_Jaeger,_K._Ertini,_G._Folatelli,_F._F\"orster,_L._Galbany,_P._Hoeflich,_E._Y._Hsiao,_N._Morrell,_P._J._Pessi,_and_N._B._Suntzeff |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.11220 |
SNeIIは、それらの前駆体および爆発特性のさまざまな物理的特性に起因する、優れた測光および分光学的多様性を示します。この研究では、CarnegieSupernovaProject-Iによって観察されたSNeIIのサンプルを分析する一連の論文の3番目で、観察された特性と物理的特性の相関関係を示します。私たちの分析によると、爆発エネルギーは、パラメーターの最大数と相関する物理的特性です。水素に富むエンベロープ質量とプラトー持続時間の間の以前に提案された関係を回復し、より高い膨張速度、より速い光度曲線、およびより高いNi質量を備えたより明るいSNeIIが、より高いエネルギー爆発と一致することを発見します。さらに、より急速に低下するSNeIIは、噴出物の内部領域にあるより濃縮されたNiとも互換性があります。初期質量、爆発エネルギー、Ni質量の間には正の傾向が見られます。爆発エネルギーはモデルで調査した全範囲に及びますが、初期質量は一般に比較的狭い範囲から発生します。観測可能なプロパティは、観測されたSNIIダイバーシティに対する各物理パラメータの影響を判断するために、モデルのグリッドから測定されました。この研究で使用されたモデルのように標準的な単一星の進化を仮定した場合、爆発エネルギーがSNIIの多様性に最大の影響を与える物理的パラメーターであると主張します。より高い質量損失を想定したpre-SNモデルを含めると、いくつかの相関関係、特に水素に富む前駆体のエンベロープ質量とプラトーおよび光学的厚さの位相期間の間の相関関係の強度が大幅に増加します。これらの違いは、恒星進化の異なる処理の影響を明確に示しており、SNIIの多様性を完全に理解するには、標準的な単一星進化の仮定の変更が必要であることを意味します。
フーリエハンケル解析を用いた活性領域出現前の太陽fモードの強化について
| Title |
On_Strengthening_of_the_Solar_f-mode_Prior_to_Active_Region_Emergence_Using_the_Fourier-Hankel_Analysis |
| Authors |
Matthias_Waidele,_Markus_Roth,_Nishant_Singh_and_Petri_K\"apyl\"a |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.11236 |
シンらの最近の結果。（2016）は、アクティブ領域（AR）の出現が、領域の形成の2日前までのfモードパワーの強化で見られることを示しています。元の作業では、リング図分析を使用して電力の変化を推定しました。この研究では、フーリエハンケル法を利用し、基本的に前述の結果を独立した方法でテストします。データはSDO/HMIから取得され、AR11158、11072、11105、11130、11242、および11768を調査します。時間の関数としての総電力を調査すると、元の作業と同様の動作が見つかります。これは、fの拡張です。-AR出現の約1〜3日前のモード電力。フーリエハンケル分析によって得られた吸収係数$\alpha$の分析では、増強中の電力の吸収（$\alpha>0$）も放出（$\alpha<0$）も示されていません。吸収係数の変化がないこと（つまり、$\alpha=0$）は重要な結果です。これは、元のfモードのパワーエンハンスメントの可能な物理的解釈を絞り込み、方向依存性がないことを示しています（内向きおよび外向きに動く波）が存在します。
遷移領域ネットワークジェットの分光観測
ユビキタス遷移領域（TR）ネットワークジェットは、コロナと太陽風への実質的な質量とエネルギー源であると考えられています。ネットワークジェットのケーススタディを実施して、その長さに沿った質量流の性質と、その打ち上げに伴うエネルギーをよりよく理解します。ジェットの観測をInterfaceRegionImagingSpectrograph（IRIS）で提示すると同時に、SolarDynamicsObservatory（SDO）からのデータを使用してさらなるコンテキストを提供します。ジェットは、ディスクの中心に近いコロナホール内にありました。TR放出のブルーシフトされた二次成分がジェットに関連しており、その尖塔に沿って持続していることがわかります。このコンポーネントは、約20〜70kms$^{-1}$の上昇速度を示し、線の広がりが強化されています。ただし、彩層上部のジェットに関連するプラズマは、5〜10kms$^{-1}$のダウンフローを示します。最後に、ジェットは一見単極の磁気フットポイントから放射されます。このイベントの決定的な磁気ドライバーは識別できませんが、ネットワークジェットを駆動するエネルギーは彩層の上部に蓄積されていると推測されます。これは、TRネットワークジェットが太陽の中層大気層から駆動されていることを示しています。線の広がりに関連するエネルギーフラックスは、ジェットが太陽風に完全に電力を供給できることを示しています。
宇宙からの太陽Fコロナの観測
| Title |
Observation_of_the_Solar_F-corona_from_Space |
| Authors |
Philippe_Lamy_(1),_Hugo_Gilardy_(1),_Antoine_Llebaria_(1)_((1)_Laboratoire_Atmospheres,_Milieux_et_Observations_Spatiales) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.11533 |
LASCO-C2およびC3コロナグラフによって達成された25年間の継続的な監視に特に重点を置いて、宇宙からの太陽Fコロナの観測のレビューを提示します。私たちの仕事には、クレメンタイン宇宙船のナビゲーションカメラ、STEREO-Aに搭載されたSECCHI/HI-1A太陽圏イメージャ、およびパーカーソーラープローブに搭載されたソーラープローブ用のワイドフィールドイメージャによって取得された画像が含まれます。黄道光への接続は、過去のヘリオス、IRAS、COBE、およびIRAKIのミッションで顕著に見られた、地上および宇宙ベースの観測に基づいて検討されています。赤道方向と極方向に沿った特徴的な放射輝度プロファイルは、5{\deg}-50{\deg}の範囲の伸びのべき乗則に従い、一定のべき乗指数は-2.33と-2.55です。両方のプロファイルは、黄道光の対応する標準プロファイルに非常によく接続します。LASCO赤道プロファイルは、10Rsun以内の放射輝度の17％の減少を意味する肩を示します。これは、0.3AU以内の有機物の消失によって説明される可能性があります。LASCOは、F-コロナの経年変化を初めて検出しました。これは、LASCO-C3FoVの統合放射輝度の年間0.46％の割合での増加です。これはおそらく、黄道光の内側の雲における衝突の役割の最初の観測的証拠です。C2画像とC3画像の合成により、2〜30RsunのFコロナの放射輝度のLASCO参照マップが作成され、地上測定と組み合わせることにより、1〜6RsunのLASCO拡張マップが作成されました。内側の黄道帯の雲の対称面は強く歪んでおり、その傾きは内惑星の面、そして最終的には太陽赤道に向かって増加しています。対照的に、昇交点黄経は一定で、87.6{\deg}に等しいことがわかります。LASCOは、日食中に時折報告される推定リングなどの小規模な構造を検出しませんでした。
プラージ領域の大気中の振動のパワー分布：ALMA、IRISおよびSDOとの共同観測
| Title |
Power_distribution_of_oscillations_in_the_atmosphere_of_a_plage_region:_Joint_observations_with_ALMA,_IRIS_and_SDO |
| Authors |
Nancy_Narang,_Kalugodu_Chandrashekhar,_Shahin_Jafarzadeh,_Bernhard_Fleck,_Miko{\l}aj_Szydlarski,_Sven_Wedemeyer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.11547 |
ALMA（AtacamaLargeMillimeter/SubmillimeterArray）、IRIS（InterfaceRegionImagingSpectrograph）、およびSDO（SolarDynamicsObservatory）と共同で観測された、アクティブ領域NOAAAR12651のプラージュ領域における振動のパワー分布の統計分析を示します。調整されたALMAバンド-6（1.25mm）輝度温度マップ、2796{\AA}通過帯域のIRISスリットジョー画像、および6つの通過帯域（1600{\AA}、304{\AA}、131{\AA）での観測を採用しています。SDOに搭載されたAIA（AtmosphericImagingAssembly）の}、171{\AA}、193{\AA}および211{\AA}）。Lomb-Scargle変換を実行して、支配的な周期マップとパワーマップを使用して、観測された領域全体の振動パワーの分布を調べます。ALMA振動のパワー分布と他の振動との相関に焦点を当てて、さまざまな通過帯域によってマッピングされた大気を介した振動の空間的関連性を研究します。ALMA振動とIRISおよびAIA振動との有意な関連は観察されません。ALMA優勢振動のグローバルな振る舞いは、AIAの遷移領域およびコロナル通過帯域の振る舞いと類似していますが、ALMA優勢周期マップおよびパワーマップは、他の通過帯域からのそれらとの相関を示していません。ALMA振動の異なる周期間隔における支配的な周期とパワーの空間分布は、他の通過帯域とは無相関です。ALMA振動とIRISおよびAIAの振動との関連性がないのは、ALMAによって観察されたミリメートル連続体の形成の高さの大幅な変動によるものと推測されます。さらに、IRISおよびAIAによる強度観測とは対照的に、ALMAが輝度温度を直接マッピングするという事実は、IRISおよびAIA振動と比較してALMA振動の非常に異なる固有の性質をもたらす可能性があります。
穀物の凝固とイオン化を追跡するための高速な方法。 II。熱イオン化への拡張
| Title |
Fast_methods_to_track_grain_coagulation_and_ionization._II._Extension_to_thermal_ionization |
| Authors |
Pierre_Marchand,_Vincent_Guillet,_Ugo_Lebreuilly,_Mordecai-Mark_Mac_Low |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.11625 |
熱イオン化は、特に星形成中の温度T>103Kでの重要なプロセスです。イオン化の増加は、非理想的な電磁流体力学（MHD）の抵抗率の低下につながり、原始惑星系円盤と原始星の形成に大きな影響を及ぼします。最近の論文で紹介した高速計算イオン化法の拡張を開発し、熱イオン化を含めました。このモデルを使用すると、イオンと電子の密度、および任意のサイズ分布の各サイズの粒子の電荷を安価に計算できます。このツールは、特に原始星の崩壊と原始惑星系円盤の多次元シミュレーションにおける非理想的なMHD抵抗率の自己無撞着な計算に特に役立つはずです。
彩層における磁化された超音速の下降流
| Title |
Magnetized_supersonic_downflows_in_the_chromosphere |
| Authors |
K._Sowmya,_A._Lagg,_S._K._Solanki_and_J._S._Castellanos_Dur\'an |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.11679 |
太陽の活性領域（AR）の上の彩層は、磁化された超音速の下降流をホストします。これらの超音速の下降流の研究は、彩層の磁気微細構造とダイナミクスを解読するのに役立ちます。多数のARで磁化された超音速ダウンフローの統計分析を実行し、それらの特性を調査します。GREGOR太陽望遠鏡に取り付けられたGREGOR赤外線分光器（GRIS）で記録された、彩層上部に形成された赤外線HeI10830\r{A}トリプレットで得られた13個のARの一部の分光偏光スキャンを分析します。ミルン-エディントン大気を想定したHeLIx+反転コードを使用して、視線速度と磁場ベクトルを取得します。すべてのARで磁化された超音速の下降流が見られ、ARのそのような流れによるより広い領域の範囲が、それらの出現段階で観察されました。超音速の下降流がすべてのスキャンで検出されたという事実は、観測された視野のわずか0.2〜6.4％しかカバーしていないにもかかわらず、ARの上部彩層で一般的な現象であることを示唆しています。超音速の下降流は、細孔、黒点の黒点、黒点の半影、光の橋、プラージュ、新興分野に特徴的なアーチフィラメントシステムの一部としてのHeIループ、フィラメントなど、多くのAR機能に関連していることがわかります。いくつかのメカニズムが超音速のダウンフローを引き起こしていることが確認されていますが、最も一般的なメカニズムは、上昇する磁気ループの脚に沿ったプラズマの排出であるように見えます。ループは主に細孔を形成するために排出されます。超音速下降流の視線速度は最大49kms-1に達し、速度分布は複数の集団を示しています。これらの超音速ダウンフローのほぼ92％は、亜音速フローコンポーネントと共存します。超音速成分に関連するより弱く、より水平な場は、それが亜音速成分の上に形成されていることを示唆しています。
最高の格子量子化器について
格子量子化器は、特定の離散格子から取得したベクトルを使用して、任意の実数値のソースベクトルを近似します。量子化誤差は、ソースベクトルとラティスベクトルの差です。古典的な1996年の論文で、ZamirとFederは、グローバルに最適な格子量子化器（平均二乗誤差を最小化する）に白色量子化ノイズがあることを示しています。均一に分散されたソースの場合、誤差の共分散は、正の実数を掛けた単位行列です。要素。定理を一般化して、同じ特性が（i）局所的に最適な格子量子化器に対して、（ii）成分格子自体が局所的に最適である場合、最適な積格子に対して成り立つことを示します。積格子の生成行列に対する下三角または上三角の変更によってNSMが減少することを証明することにより、任意の次元での最適格子の正規化された2次モーメント（NSM）の上限を導き出します。これらのツールを使用し、現在最もよく知られている格子量子化器を使用して製品格子を構築し、次元13〜15、17〜23、および25〜48で改良された格子量子化器を構築します。一部の次元では、これらは正規化された2次モーメントを持つ最初に報告された格子です。ザドールの上限より下。
連続重力波における周波数分解された空のアトラス
LIGOO3a公開データを使用して作成された、連続重力波空の最初のアトラスを提示します。0.045Hzの周波数帯域ごと、および空のすべてのポイントについて、アトラスは上限、信号対雑音比（SNR）、および検索で最大SNRを測定する周波数を提供します。アトラスに示されている結果は、Falconパイプラインを使用して生成され、最大+/-5e-11Hz/sの周波数導関数を使用して、500〜1000Hz帯域のほぼ単色の重力波信号をカバーします。以前に公開された（これもFalconパイプラインで生成された）最も機密性の高い結果と比較して、上限は50％制約があります。楕円率が1e-8の中性子星は、最大150pc離れた場所で検出できますが、星のエネルギーの大部分が非重力チャネルを通じて失われる可能性があります。
勾配降下法で訓練されたニューラルネットワークのダイナミクスと、フラットで真空エネルギーが支配的な宇宙のスカラー場のダイナミクスが構造的に深く関連していることを示します。この二重性は、これらのシステム間の相乗効果のフレームワークを提供し、ニューラルネットワークのダイナミクスと初期の宇宙モデルをシミュレートおよび説明する新しい方法を理解および説明します。ニューラルネットワークの連続時間制限で作業し、平均バックグラウンドのダイナミクスと平均場周辺の小さな摂動のダイナミクスを分析的に一致させ、別々の制限の電位差を強調します。この分析的記述の実証的テストを実行し、ニューラルネットワークのハイパーパラメーターに対する有効場の理論パラメーターの依存性を定量的に示します。この二重性の結果として、宇宙定数は最急降下法の更新での学習率に反比例します。
TianQinプロジェクトに推奨される高性能望遠鏡システムの設計
| Title |
Recommended_high_performance_telescope_system_design_for_the_TianQin_project |
| Authors |
Zichao_Fan,_Lujia_Zhao,_Jianguo_Peng,_Huiru_Ji,_Zhengbo_Zhu,_Shili_Wei1,_Yan_Mo,_Hanyuan_Chen,_and_Donglin_Ma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.11378 |
中国は、新しい宇宙搭載重力波（GW）天文台、TianQinプロジェクトの建設を計画しています。このプロジェクトでは、宇宙搭載望遠鏡がレーザー干渉計の重要なコンポーネントです。望遠鏡は、長い腕のプルーフマス間の変位を測定するために、宇宙船間でレーザービームを送信することを目的としています。望遠鏡は、ポインティングエラーによって引き起こされるノイズを最小限に抑えるための超小型の波面偏差、温度ジッターによって引き起こされる光路ノイズを最小限に抑えるための超安定構造、バックグラウンドノイズを排除するための超高迷光抑制機能を備えている必要があります。本論文では、宇宙ベースのGW検出ミッションのために、超安定構造と超低波面歪みを備えた望遠鏡システム設計を実現します。設計要件は、高い画質と並外れた迷光抑制能力の極端な制御を要求します。一次収差理論に基づいて、前述の4ミラー光学システムの初期構造設計を検討します。最適化後、最大RMS波面誤差は全視野（FOV）でlamda/300未満になり、望遠鏡設計のノイズバジェットを満たします。望遠鏡の後方反射によって引き起こされる迷光ノイズも分析されます。光学ベンチの位置でのノイズは、送信電力の10〜10未満であり、宇宙重力波検出の要件を満たしています。私たちの設計は、天琴プロジェクトの良い候補になる可能性があり、他の同様の科学プロジェクトにおける宇宙望遠鏡の設計の良いガイドになる可能性もあると信じています。
暗黒物質、修正された重力、および人文科学の統合
| Title |
Integrating_Dark_Matter,_Modified_Gravity,_and_the_Humanities |
| Authors |
Niels_C.M._Martens,_Miguel_\'Angel_Carretero_Sahuquillo,_Erhard_Scholz,_Dennis_Lehmkuhl_and_Michael_Kr\"amer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.11469 |
暗黒物質と修正された重力に関する特集号の編集。現代物理学の歴史と哲学の研究と科学の歴史と哲学の研究のジャーナル全体に配布されています。https://doi.org/10.1016/j.shpsa.2021.08.015で入手可能なオープンアクセス社説の公開バージョン（SHPS）。6つの論文はここに集められています：https：//www.sciencedirect.com/journal/studies-in-history-and-philosophy-of-science-part-b-studies-in-history-and-philosophy-of-modern-物理学/特別号/10CR71RJLWM。
暗黒物質消滅からの反陽子スペクトルに対するQCDの不確実性の影響
| Title |
Impact_of_QCD_uncertainties_on_antiproton_spectra_from_dark-matter_annihilation |
| Authors |
Adil_Jueid,_Jochem_Kip,_Roberto_Ruiz_de_Austri,_Peter_Skands |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.11546 |
間接的な検出による暗黒物質の探索は、宇宙の物質のこのとらえどころのない、しかし支配的な構成要素の性質を解読するための有望な手段であり続けます。初期の宇宙で生成された暗黒物質粒子は、強力な電磁放射、ハドロン化、ハドロン崩壊などの複雑な一連のプロセスを経て安定した粒子を生成できる一連の標準模型粒子に消滅または崩壊します。この方法で生成された反陽子は、AMS-02などの実験で足跡を残す可能性があります。いくつかのグループは、$10$-$20$GVの剛性範囲で反陽子フラックスの過剰なイベントを報告しています。ただし、バリオン生成の理論的モデリングは単純ではなく、モンテカルロイベントジェネレーターの現象論的モデルに部分的に依存しています。関連する理論上の不確実性は、これまでのところ、この文脈で体系的に定量化されていません。この手紙では、暗黒物質消滅からの反陽子のスペクトルに対するQCDの不確実性の影響を評価します。原理の証明として、超対称シナリオ内では、これらの不確実性が過剰領域でのAMS-02データの実験誤差と同じくらい大きくなる可能性があることを示します。
Tolman-Kuchowicz時空におけるバリオンとストレンジクォーク物質を持つハイブリッド星のモデル
| Title |
Model_of_hybrid_star_with_baryonic_and_strange_quark_matter_in_Tolman-Kuchowicz_spacetime |
| Authors |
Pramit_Rej_and_Piyali_Bhar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.11567 |
私たちの現在の仕事の目的は、内核のストレンジクォーク物質（SQM）と地殻の通常のバリオン物質分布から構成される静的異方性相対論的ハイブリッドコンパクト星のいくつかの新しい特徴を調査することです。ここでは、現象論的なMITバッグモデルの状態方程式の最も単純な形式$p_q=\frac{1}{3}（\rho_q-4B_g）$を適用して、恒星内部のストレンジ物質の密度と圧力を相関させます。バリオニック物質による圧力と物質密度は、単純な線形状態方程式$p_r=\alpha\rho-\beta$によって接続されます。アインシュタイン場の方程式の解を得るために、Tolman-Kuchowicz{\emansatz}[Tolman、PhysRev55：364、1939;Kuchowicz、ActaPhysPol33：541、1968]およびいくつかの物理的条件からの任意の定数のさらなる導出。ここでは、提案されたモデルを、物理的にもっともらしい条件について、グラフィカルおよび分析的に詳細に調べます。特に、この調査では、コンパクトオブジェクトHer$X-1$[Mass=$（0.98\pm0.12）M_{\odot}$;ストレンジクォーク星の候補としての私たちの論文の半径=$8.1_{-0.41}^{+0.41}$km]。提案されたモデルの物理的妥当性と安定性を確認するために、解析的およびグラフィカルにさまざまな物理的テストを実行しました。つまり、加えられた力、エネルギー条件、コンパクト係数、表面赤方偏移などの動的平衡です。私たちの現在のモデルは、現実的なモデルに必要なすべての物理的要件を満たし、奇妙なクォークスター（SQS）について研究することができます。
パラティーニ定式化における二次重力のインフレーション現象学
一般相対性理論は、計量テンソル$（\mathcal{M}_4、\text{g}）$を備えた時空マニフォールドで確立され、$\mathcal{M}_4$での接続はLeviで識別されます-シビタワン。計量を維持する不ねじれ加群を仮定する正当な理由がありますが、これらの仮定を処理することで、エディントンのイプタン条件をGRの運動方程式のレベルで再現できることが示されました。パラティーニまたは接続がメートル法に依存しない一次形式として知られている2つの記述と、従来のメートル法または二次形式との間の一般相対性理論の同等性が、より複雑なアクションのために破られるのは間もなくでした。高次の曲率不変量および/または重力セクターと物質セクター間の非最小結合を含みます。今日、これらのタイプの理論は、大きな成功を収めているインフレのモデル化において顕著です。インフレーションのパラダイムは重力の自由度、したがってそれらのパラメータ化と融合しているため、これらのモデルの予測が2つの定式化の間でどのように異なるかを理解することは興味深いことです。インフレの優れたモデルの1つは、スタロビンスキーまたは二次重力モデルです。ただし、パラティーニ形式では、$R^2$項によって供給されるスカラーの自由度は非動的であり、インフレ段階を推進することはできません。一次形式でインフレを実現するには、スタロビンスキーモデルをインフラトンの役割を担う基本的なスカラー場と組み合わせる必要があります。この論文では、以前に除外されたモデルから始めて、さまざまなインフレシナリオを調査します。ここでは、$R^2$項が、アインシュタインフレームのインフラトンの可能性を平坦化し、これらのモデルが登場する機会を与える上で重要な役割を果たしていることがわかります。観察と接触している。
| Title |
Nonlinear_mechanisms_in_Al_and_Ti_superconducting_travelling-wave_parametric_amplifiers |
| Authors |
Songyuan_Zhao,_Stafford_Withington,_Chris_N._Thomas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.11656 |
進行波パラメトリック増幅器（TWPA）の動作の背後にある基礎となる非線形メカニズムは、追加のノイズ、最大ゲイン、および帯域幅の観点からそれらの性能を決定する上で重要です。超伝導材料の基礎となる非線形性を、その散逸反応率と基礎となる微視的プロセスの応答時間の観点から特徴づける方法について説明します。散逸が少なく応答時間が速い平衡超電流非線形性と、散逸が大きく応答時間が遅い非平衡加熱非線形性から生じるさまざまな動作を記述して計算します。AlとTiに基づいてTWPAを作成し、分析を使用してそれらの非線形性を特徴付けました。AlとTiの両方で、測定された散逸反応率と応答時間は、非平衡加熱の非線形性の予測と量的に類似しています。これに沿って、数キロヘルツの狭い帯域幅でのみ、20dBを超えるピークパワーゲインを得ることができました。
