PlanckはLOFARの空に集まっています。 I. LoTSS-DR2：新しい検出とサンプルの概要
| Title |
The_Planck_clusters_in_the_LOFAR_sky._I._LoTSS-DR2:_new_detections_and_sample_overview |
| Authors |
A._Botteon,_T._W._Shimwell,_R._Cassano,_V._Cuciti,_X._Zhang,_L._Bruno,_L._Camillini,_R._Natale,_A._Jones,_F._Gastaldello,_A._Simionescu,_M._Rossetti,_H._Akamatsu,_R._J._van_Weeren,_G._Brunetti,_M._Br\"uggen,_C._Groenveld,_D._N._Hoang,_M._J._Hardcastle,_A._Ignesti,_G._Di_Gennaro,_A._Bonafede,_A._Drabent,_H._J._A._R\"ottgering,_M._Hoeft,_F._de_Gasperin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.11720 |
相対論的電子と磁場は銀河団ガス（ICM）に浸透し、電波波長、すなわち電波ハローと電波遺物で観測可能なシンクロトロン放射の拡散源として現れます。これらの発生源の形成はICMの乱流と衝撃に関連しているという幅広いコンセンサスがありますが、必要な粒子加速の詳細、クラスター体積内の磁場の強度と形態、および他の高発生源の影響-エネルギー粒子はあまり知られていません。ラジオハローと遺物の十分に大きなサンプルは、ソース母集団間の変動を調べ、それらの共通点と相違点を特定することを可能にしますが、まだ欠落しています。現在、これらのソースの多くは、明るく輝く低無線周波数で検出するのが最も簡単です。PlanckSunyaevZel'dovichの2番目のカタログで309クラスターすべてからの低周波無線放射を調べ、LOFAR2メートル空調査（LoTSS-DR2）。離散光源を差し引いた場合と差し引いた場合を除いて、さまざまな解像度でLOFAR画像を作成し、決定木に基づいてICMで拡散光源を分類する前に、光学画像とX線画像でオーバーレイを作成しました。全体として、無線ハローをホストする83のクラスターと、1つ以上の無線遺物（候補を含む）をホストする26のクラスターが見つかりました。それらの約半分は新しい発見です。サンプル内の無線ハローと1つ以上の遺物をホストしているクラスターの検出率は、それぞれ$30\pm11$％と$10\pm6$％です。これらの数値を外挿すると、LoTSSが北の空全体をカバーすると、ハローをホストする$251\pm92$クラスターと、Planckクラスターのみからの少なくとも1つの遺物をホストする$83\pm50$クラスターの検出が提供されると予想されます。
CMB $ \ times $ LSSのスキューイング：バイスペクトル分析のための高速な方法
| Title |
Skewing_the_CMB$\times$LSS:_a_Fast_Method_for_Bispectrum_Analysis |
| Authors |
Priyesh_Chakraborty,_Shu-Fan_Chen,_Cora_Dvorkin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.11724 |
今後の宇宙マイクロ波背景放射（CMB）レンズ測定と断層撮影銀河調査は、今後数年間で高精度のデータセットを提供し、実りある相互相関分析への道を開くことが期待されています。この論文では、と相互相関する銀河のバイスペクトルからバイアスと宇宙パラメータの両方に関する非ガウス情報を抽出する手段として、角度バイスペクトル振幅のほぼ最適な推定量である加重スキュースペクトルの情報量を研究します。CMBレンズ効果、速度を大幅に向上させます。私たちの結果は、プランク衛星とダークエネルギー分光計器（DESI）の組み合わせの場合、スキュースペクトルは、バイアスと宇宙論的パラメーターの両方について、バイスペクトルとほぼ同等の情報を達成することを示唆しています。ここで、制約の差は最大で$17\％です。$。さらに、理論的なスキュースペクトルとN体シミュレーションから推定されたスペクトルを比較して一致を見つけ、摂動理論とCMBレンズのポストボーン効果を超えた重力非線形性を含めることが重要であることを示します。スキュースペクトル推定量をデータに適用するアルゴリズムを定義し、準備段階として、スキュースペクトルを使用して、マルコフ連鎖モンテカルロ尤度分析によるシミュレーションからのバイアスパラメーターとショットノイズの振幅を制約します。線形バイアスパラメータ$b_1$のパーセントレベルの推定値に到達できる可能性があること。
高速推定量とウィンドウ畳み込みモデリングによる投影テンソル場の3Dパワースペクトルの解析方法：固有のアライメントへの応用
| Title |
Analysis_method_for_3D_power_spectrum_of_projected_tensor_field_with_fast_estimator_and_window_convolution_modelling:_an_application_to_intrinsic_alignments |
| Authors |
Toshiki_Kurita,_Masahiro_Takada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.11839 |
大規模構造のランク2テンソル場。銀河の形状から推測されるテンソル場は、ウィンドウを開いて2つのスカラー、2つのベクトル、および2つのテンソルモードに直接アクセスします。スカラー場は、銀河の分布によってトレースされる標準密度場とは独立して測定できます。ここでは、視線方向に垂直な平面へのテンソル場の投影を考慮に入れて、3次元テンソル場の座標に依存しないパワースペクトルの多重極モーメントの推定器を開発します。これを行うには、ローカル平面平行（LPP）近似の下での高速フーリエ変換推定を可能にする形式で、関連するルジャンドル陪多項式を使用することにより、パワースペクトル多重極の便利な表現を取得できることがわかります。この定式化により、フーリエ変換と構成空間の2点統計を接続するハンケル変換を取得することもできます。これは、調査ウィンドウの畳み込みを含むパワースペクトルの理論テンプレートを導出するために必要です。推定量を検証するために、BOSSのような調査フットプリントを模倣する調査ウィンドウを想定して、予測された潮汐場のシミュレーションデータを使用します。LPP推定量は、グローバル平面平行近似から推測される多重極モーメントをかなりうまく回復することを示します。調査ウィンドウは、密度よりも、入力パワースペクトルから$k\lesssim0.1\、h{\rmMpc}^{-1}$で投影されたテンソルパワースペクトルの多重極モーメントに大きな変化を引き起こすことがわかります。パワースペクトル。それにもかかわらず、調査ウィンドウ効果を含む理論的予測は、シミュレーションから測定された多重極モーメントと一致します。ここで紹介する解析手法は、現在および将来の調査のために、大規模構造の3次元テンソル型トレーサーを使用した宇宙論的解析への道を開きます。
$ H_0 $の緊張または$ M $の過大評価？
| Title |
$H_0$_tension_or_$M$_overestimation? |
| Authors |
Brayan_Yamid_Del_Valle_Mazo,_Antonio_Enea_Romano,_Maryi_Alejandra_Carvajal_Quintero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.11852 |
プランクミッションなどの大規模観測から得られたハッブルパラメータ$H_0^P$の値と、低赤方偏移超新星（SNe）から得られた小規模値$H_0^R$の間には大きな不一致があります。観測データの分析で以前に使用された絶対等級$M^{hom}$の値は、均質な宇宙を想定して、低赤方偏移SNeから取得されますが、$M$を取得するためにSNeを較正するために使用されるアンカーの距離は$M$の推定自体が局所的な不均一性の影響を受けるため、局所的な不均一性の影響を受け、$M^{hom}$を使用してコペルニクスの原理をテストすることは一貫性がなくなります。$H_0$、$\{H_0^Pのさまざまな値に対応する、$M$、$\{M^P、M^R\}$のさまざまな値を使用して、低赤方偏移SNeの光度距離の分析を実行します。、H_0^R\}$、距離係数の定義から導出できる$H_0$と$M$の間のモデルに依存しない整合性関係から取得されます。$M$の値は、局所的な不均一性の証拠に強く影響する可能性があることがわかります。パンテオンカタログからのデータを分析し、パラメータ$\{M^R、H_0^R\}$を使用して局所的な不均一性の有意な統計的証拠を見つけず、$\{M^P、H_0^Pを使用して、以前の研究を確認します。\}$小さな局所的なボイドの証拠が見つかりました。これは、$M^P$に対して$M^R$の過大評価を引き起こします。パラメータ$\{M^P、H_0^P\}$を使用した不均一モデルは、$\{M^R、H_0^R\}$を使用した同種モデルよりもデータに適合し、見かけの$H_0$張力を解決します。$\{M^P、H_0^P\}$を使用して、密度コントラスト$-0.140\pm0.042$で局所的な不均一性の証拠を取得し、$z_v=0.056\pm0.0002$の赤方偏移まで拡張します。銀河カタログ分析の最近の結果とよく一致しています。
暗黒物質とガスのクラスター化の規模と環境への同時依存性
この作業では、環境依存のウェーブレットパワースペクトル（env-WPS）と環境依存のウェーブレット相互相関であるスケールと密度環境への物質クラスタリングの同時依存性を特徴づけることができる新しい統計ツールを提案します。（env-WCC）。これらの統計を、$z=3.0$から$z=0.0$への赤方偏移でのIllustrisTNGシミュレーションの投影された2D暗黒物質とバリオンガス密度フィールドに適用します。env-WPSの測定は、暗黒物質とガスの両方のクラスター化強度が密度とともに増加することを示しています。すべての赤方偏移で、ガスのenv-WPSが中規模および小規模で抑制されていることがわかります。これは、バリオンプロセスによって引き起こされます。さらに、環境バイアス関数を計算することにより、この抑制は環境、スケール、および赤方偏移によって変化することがわかります。注目すべき機能は、$z=0.0$で、バイアス値がスケール$2\lesssimk\lesssim10\h\mathrm{Mpc}^{-1}$の密度とともに増加することです。これは、以前の値の反転です。。一方、env-WCCは、スケール$k\gtrsim2\h\mathrm{Mpc}^{-1}$にも強い環境依存性を示し、赤方偏移に敏感です。$z=3.0$では、暗黒物質とガスのコヒーレンスは密度とともに減少することがわかります。より低い赤方偏移では、密度の高い環境でのコヒーレンスは、密度の低い環境でのコヒーレンスよりもはるかに高くなります。これらの結果は、バリオンプロセスが後で高密度環境での物質のクラスター化に与える影響が少ないことを示唆しています。明らかに、これらの統計は私たちに豊富な情報を提供し、したがって、問題のクラスタリングについての私たちの理解を向上させることができます。
BeyondPlanckからCosmoglobeへ：予備的なWMAPQバンド分析
| Title |
From_BeyondPlanck_to_Cosmoglobe:_Preliminary_WMAP_Q-band_analysis |
| Authors |
D._J._Watts,_M._Galloway,_H._T._Ihle,_K._J._Andersen,_R._Aurlien,_R._Banerji,_A._Basyrov,_M._Bersanelli,_S._Bertocco,_M._Brilenkov,_M._Carbone,_L._P._L._Colombo,_H._K._Eriksen,_J._R._Eskilt,_M._K._Foss,_C._Franceschet,_U._Fuskeland,_S._Galeotta,_S._Gerakakis,_E._Gjerl{\o}w,_B._Hensley,_D._Herman,_M._Iacobellis,_M._Ieronymaki,_J._B._Jewell,_A._Karakci,_E._Keih\"anen,_R._Keskitalo,_J._G._S._Lunde,_G._Maggio,_D._Maino,_M._Maris,_S._Paradiso,_B._Partridge,_M._Reinecke,_M._San,_N._O._Stutzer,_A.-S._Suur-Uski,_T._L._Svalheim,_D._Tavagnacco,_H._Thommesen,_I._K._Wehus,_A._Zacchei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.11979 |
BeyondPlanckがPlanckLFIに利用するのと同様の機械を使用して、9年間のWMAP時系列観測を分析することにより、Cosmoglobe分析フレームワークの最初のアプリケーションを紹介します。Q1バンド（41GHz）データのみを分析し、キャリブレーションされていない時間順データからキャリブレーションされたマップまでの低レベルの分析プロセスについて報告します。既存のBeyondPlanckパイプラインのほとんどは、既存のコードベースへの最小限の変更でWMAP分析に再利用できます。主な変更は、WMAPチームが使用したのと同じ前処理付き双共役勾配マップメーカーの実装です。単一のWMAPQ1バンドサンプルを生成するには、44CPU時間が必要です。これは、69CPU時間のPlanck70GHzサンプルのコストよりも少なくなります。これは、WMAPデータの完全なエンドツーエンドのベイズ処理が計算上実行可能であることを示しています。復元されたマップは、一般的にWMAPチームによってリリースされたマップと似ていますが、新しいパイプラインが科学グレードの生産に備える前に、サイドローブモデリングでさらに作業が必要です。コスモグローブとWMAPの偏光マップを比較しながら、WMAPチームがVバンドとWバンドの偏光マップで以前に報告したものと同じ大規模なパターンをQ1バンドで特定し、この形態が再現される可能性があることを示します。CMBソーラーダイポール、伝送不均衡、およびサイドローブ間の結合から生じる温度から偏波へのリークに関して決定論的に。この構造がQ1、V、およびWバンドに存在することを考えると、これらの偏極マップから導き出された宇宙論的および天体物理学的結論に無視できない影響を与える可能性があります。
原始ブラックホールのある初期宇宙の側面の研究
出版によるこの論文は、原始ブラックホール（PBH）物理学の文脈における初期宇宙の側面の研究に専念しています。まず、初期宇宙宇宙論の基礎を復習し、PBHの物理学の基礎を要約します。特に、時間依存の状態方程式パラメータのコンテキストで、PBH物理学の基本的な量であるPBH形成しきい値の決定の改良を提案します。その後、インフレ摂動の理論を簡単に紹介します。これは、この論文でPBHが研究される理論的枠組みです。次に、論文の第2部では、初期宇宙と重力波物理学の側面がPBHの物理学と組み合わされている、私の博士号内で行われた研究のコアを確認します。さらに、異方性の存在下でPBH重力崩壊プロセスの側面が研究されています。具体的には、単一フィールドインフレーションのコンテキストで予熱不安定性から生成されたPBHを研究します。興味深いことに、予熱中に生成されたPBHは、宇宙の内容を支配し、蒸発によって再加熱を促進する可能性があることがわかりました。次に、超軽量PBHのポアソンエネルギー密度変動から誘導されるスカラー誘導2次確率重力波バックグラウンド（SGWB）に焦点を当てます。次に、重力波の逆反応効果を考慮に入れることにより、質量の関数として超軽量PBHの初期存在量にモデルに依存しない制約を設定します。その後、異方性の関数としてPBH形成しきい値を計算できる、放射線が支配的な時代におけるPBHの異方性球形重力崩壊を共変法で研究します。最後に、この論文で行われた研究の結果として開かれた将来の展望について議論することにより、私たちの研究結果を要約します。
ハッブル張力のノーゴーガイド：物質の摂動
| Title |
No-go_guide_for_the_Hubble_tension_:_matter_perturbations |
| Authors |
Rong-Gen_Cai,_Zong-Kuan_Guo,_Shao-Jiang_Wang,_Wang-Wei_Yu,_Yong_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.12214 |
ハッブルの緊張は、ケフェイド変光星によって較正されたIa型超新星からの最新の局所距離はしご測定と宇宙マイクロ波背景放射からのグローバルフィッティング制約との間に$\sim5\sigma$の不一致がある危機のようです。ハッブルの緊張に対する可能な遅い時間の解決策を絞り込むために、私たちは最近の研究で使用しました[Phys。Rev.D105（2022）L021301]宇宙のクロノメーターデータからの高赤方偏移でのハッブル膨張率の絶対測定によって較正された改良された逆距離梯子法であり、$\を超える遅い時間に新しい物理学の魅力的な証拠は見つかりませんでした宇宙の距離に基づくパラメータ化を特徴とするLambda$CDMモデル。本論文では、後期物質摂動成長データを含めることにより、この改良された逆距離梯子法の展望をさらに調査する。データセットの選択、モデルのパラメータ化、および診断量（$S_8$および$S_{12}$）とは関係なく、$\Lambda$CDMモデルを超えた遅い時間の新しい物理学は、以前の遅い時間に強く嫌われます。ハッブル張力のノーゴーガイドがさらに強化されています。
M-矮星GSC07396-00759のエッジオン塵円盤に対するALMAの見解：AUマイクの同時代の双子
| Title |
ALMA's_view_of_the_M-dwarf_GSC_07396-00759's_edge-on_debris_disc:_AU_Mic's_coeval_twin |
| Authors |
Patrick_F._Cronin-Coltsmann,_Grant_M._Kennedy,_Christian_Adam,_Quentin_Kral,_Jean-Fran\c{c}ois_Lestrade,_Sebastian_Marino,_Luca_Matr\`a,_Simon_J._Murphy,_Johan_Olofsson,_Mark_C._Wyatt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.11711 |
M1VスターGSC07396-00759の周りのエッジオン塵円盤の新しいALMAバンド7観測を提示します。GSC07396-00759は、20ミリ年前で、AUMicとともにベータ版のPictorisムービンググループで、サブmmで解決される少数の低質量M矮星ディスクに加わります。以前のVLT/SPHERE散乱光観測では、恒星風の影響下でのシステム内のダスト分布の多波長ビューを示しています。mmダスト粒子は、70auのガウストーラスと48auのFWHMによって十分に記述されていることがわかり、システム内のCOの存在は検出されません。私たちのALMAモデルの半径は、偏光散乱光観測から得られた半径よりも大幅に小さく、散乱位相関数の複雑な動作を意味します。散乱光で観測されたディスクの明るさの非対称性は、ALMA観測では回復されません。これは、物理的メカニズムがより小さな粒子サイズにのみ影響することを意味します。システムの高解像度の追跡観測は、その独特の塵の特徴の調査を可能にするだけでなく、M-矮星システムの間で非常によく観察された、その小さな兄弟のAUMicの真の同時比較を提供します。
コンパニオン惑星との共鳴相互作用による周連星惑星サイズ分布の彫刻
| Title |
Sculpting_the_circumbinary_planet_size_distribution_through_resonant_interactions_with_companion_planets |
| Authors |
Evan_Fitzmaurice,_David_V._Martin,_Daniel_C._Fabrycky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.11719 |
2つの惑星の共振ロックは、収束ディスク移行の予想される結果です。その後、惑星は共鳴ペアとして一緒に移動します。周連星惑星の文脈では、ディスクはバイナリによって内部的に切り捨てられます。惑星が1つしかない場合、この内側のディスクエッジは自然な駐車場所を提供します。ただし、共鳴して一緒に移動する2つの惑星の場合、ディスクの端で停止する内側の惑星と、内側にトルクをかけ続ける外側の惑星との間に張力が発生します。この論文では、この効果を研究し、結果が惑星と惑星の質量比の関数であることを示しています。より小さな外惑星は、それ自体が円盤の端の近くにとどまっている内惑星との安定した外部の2：1または3：2の共鳴に駐車される傾向があります。等しいかそれ以上の質量の外惑星は、内惑星を円盤の端を越えて押し出し、バイナリに近すぎる傾向があり、それが放出されたり、時には外部軌道に反転したりします。私たちのシミュレーションは、小さな惑星が頻繁に放出されるか、通過検出の可能性が低い長周期軌道に残されるため、このプロセスが小さな（<3地球半径）周連星惑星の観測された不足を説明する可能性があることを示しています。これはまた、浮遊惑星やオウムアムアのような星間侵入者を生み出すための効率的なメカニズムかもしれません。
ベイジアンディープラーニングを使用して、原始惑星系円盤のギャップから惑星の質量を推測する
| Title |
Using_Bayesian_Deep_Learning_to_infer_Planet_Mass_from_Gaps_in_Protoplanetary_Disks |
| Authors |
Sayantan_Auddy,_Ramit_Dey,_Min-Kai_Lin_(ASIAA,_NCTS_Physics_Division),_Daniel_Carrera,_and_Jacob_B._Simon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.11730 |
原始惑星系円盤からの塵の放出で観察される環状ギャップのような惑星によって誘発された下部構造は、見えない若い惑星を特徴づけるためのユニークなプローブを提供します。深層学習ベースのモデルは、カスタマイズされたシミュレーションや経験的関係などの従来の方法よりも惑星の特性を特徴づけることに優れていますが、予測に関連する不確実性を定量化する能力に欠けています。本論文では、ディスクギャップから惑星の質量を予測し、予測に伴う不確実性を提供するベイズ深層学習ネットワーク「DPNNet-Bayesian」を紹介します。私たちのアプローチのユニークな特徴は、深層学習アーキテクチャに関連する不確実性と、測定ノイズに起因する入力データに固有の不確実性を区別できることです。モデルは、新しく実装された固定粒度モジュールと改善された初期条件を備えた\textsc{fargo3d}流体力学コードを使用して、ディスク惑星シミュレーションから生成されたデータセットでトレーニングされます。ベイジアンフレームワークを使用すると、未知の観測値に適用した場合に、予測の有効性に関するゲージ/信頼区間を推定できます。概念実証として、HLタウで観測されたダストギャップにDPNNet-Bayesianを適用します。ネットワークは、それぞれ$86.0\pm5.5M_{\Earth}$、$43.8\pm3.3M_{\Earth}$、および$92.2\pm5.1M_{\Earth}$の質量を予測します。これは、他の研究に基づくものと同等です。特殊なシミュレーションについて。
通過するホットジュピターHAT-P-1bのスペクトルにおけるC2、CN、およびCHラジカルの検出
| Title |
Detection_of_C2,_CN_and_CH_radicals_in_the_spectrum_of_the_transiting_hot_Jupiter_HAT-P-1b |
| Authors |
B.E._Zhilyaev,_M.V._Andreev,_S.N_Pokhvala,_I.A._Verlyuk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.11803 |
この論文では、通過するホットジュピターHAT-P-1bの分光法を報告します。HAT-P-1bは、巨大な（$R=1.2RJ$）、2つの太陽のような星で構成される、視覚的な連星系の太陽系外惑星を通過する低平均密度です。ADS16402Bとして知られるホストスターHAT-P-1bは、G0VCドワーフ（V=9.87）です。ホットジュピターHAT-P-1bのスペクトルで、$C_{2}$、$CN$、および$CH$ラジカルの発光を明らかにしました。ホットジュピターHAT-P-1bの放射状の脈動が約1900秒の周期で発見されました。
彗星コマ放出の昇華3Dモデル：超揮発性に富む彗星C / 2016 R2（PanSTARRS）
| Title |
A_SUBLIME_3D_Model_for_Cometary_Coma_Emission:_the_Hypervolatile-Rich_Comet_C/2016_R2_(PanSTARRS) |
| Authors |
M._A._Cordiner,_I._M._Coulson,_E._Garcia-Berrios,_C._Qi,_F._Lique,_M._Zoltowski,_M._de_Val-Borro,_Y.-J._Kuan,_W.-H._Ip,_S._Mairs,_N._X._Roth,_S._B._Charnley,_S._N._Milam,_W.-L_Tseng,_Y.-L_Chuang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.11849 |
彗星C/2016R2（PanSTARRS）のコマは、特にその非常に高いCO/H2OとN2+/H2O比}、および異常な微量揮発性物質の存在量のために、これまでに観測された中で最も化学的に特異なものの1つです。ただし、CO輝線の複雑な形状、およびコマ構造と励起の不確実性により、総CO生成率にあいまいさが生じています。ジェームズクラークマクスウェル望遠鏡（JCMT）とサブミリメーターアレイ（SMA）を使用して、高解像度、空間的、スペクトル的、時間的に分解されたCO観測を実行し、C/2016R2のガス放出挙動を解明しました。結果は、CO--COシステムの正確な状態間衝突速度係数を初めて組み込んだ、新しい時間依存の3次元放射伝達コード（SUBLIME）を使用して分析されます。総CO生産率は、2018-01-13から2018-02-01までの間に$（3.8-7.6）\times10^{28}$s$^{-1}$の範囲にあり、平均値が$（5.3\pm0.6）\times10^{28}$s$^{-1}$（r_H=2.8-2.9au）放出は太陽に近いジェットに集中し、流出速度は$0.51\pm0.01$km/sですが、周囲（および夜間）のコマでは$0.25\pm0.01$km/sです。おそらく核から約$1.2\times10^5$kmの氷粒昇華が原因で、CO排出源が拡大したという証拠も見つかりました。コマの分子量に基づいて、C/2016R2の核氷は、CO、CO2、N2、CH3OHが豊富な急速に昇華する無極性相と、主に凍結した（または存在量が少ない）極性相に分割できることを提案します。より多くのH2O、CH4、H2COおよびHCNを含みます。
惑星の人口合成：恒星の遭遇の役割
| Title |
Planet_population_synthesis:_The_role_of_stellar_encounters |
| Authors |
Nelson_Ndugu,_Oyirwoth_Patrick_Abedigamba,_and_Geoffrey_Andama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.11935 |
星団の密度に応じて、星団の原始惑星系円盤は、地中熱、星の遭遇、円盤の打ち切り、および光蒸発を受けます。ディスクの切り捨ては、特徴的なサイズとディスクの質量の減少につながり、最終的にはガス巨大惑星の形成を停止します。小石のサイズがディスクの寿命内の完全な粒度分布から導き出された、小石ベースのコア降着パラダイムを介して、ディスクの切り捨てが惑星形成にどのように影響するかを調査します。ディスクごとに1つの胚と1つの恒星の遭遇を想定しています。惑星の人口合成技術を使用して、ディスクの切り捨てがディスクの質量分布をより低いマージンにシフトすることを発見しました。その結果、ガスジャイアントの発生率が低下しました。クラスター化されたディスクでのガスジャイアント形成率の低下にもかかわらず、遭遇モデルは孤立したフィールドのように表示されます。観測と一致して、冷たい木星は熱い木星より頻繁です。さらに、ホットジュピターとコールドジュピターの比率は、摂動体のペリアストロン分布に依存し、ペリアストロン比率の線形分布は、残りのモデルと比較して、ホットジュピターとコールドジュピターの比率が向上していることを示しています。私たちの結果は、次の仮定に対応する最良のシナリオで有効です。ディスクの遭遇、バックグラウンドの加熱、および光蒸発がコンサートで作用した場合に、ガスの巨大惑星の形成がどの程度影響を受けるかは正確にはわかりません。したがって、私たちの研究は、星団環境が惑星形成に与える詳細な影響を定量的に調査する動機として役立つことを願っています。
照射された巨大惑星の大気循環に対する内部強制の影響
| Title |
Influences_of_internal_forcing_on_atmospheric_circulations_of_irradiated_giant_planets |
| Authors |
Yuchen_Lian,_Adam_P._Showman,_Xianyu_Tan_and_Yongyun_Hu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.11974 |
強い恒星照射を伴う近接した巨大惑星は、強い赤道ジェットと地球規模の定在波を伴う大気循環パターンを示しています。これまでのところ、このような巨大惑星の大気循環に関するほとんどすべてのモデリング作業は、内部熱流束の役割を考慮したり、非常に単純化された方法で処理したりすることなく、主に外部放射のみを考慮してきました。ここでは、3次元大気大循環モデルを用いて、小規模な確率的内部熱摂動を特徴とする内部強制の影響を考慮して、強く照射された巨大惑星の大気循環を研究します。摂動励起波は、比較的強い内部強制の存在下で大気循環パターンを大幅に変更できることを示します。具体的には、私たちのシミュレーションは、外部強制力と内部強制力の相対的な重要性に応じて、超回転レジーム、中緯度ジェットレジーム、および準周期的振動レジームの3つの循環レジームを示しています。また、強い内部強制により、熱位相曲線が著しく変化する可能性があることもわかりました。
マルチセクターTESS測光を使用して、ホットジュピターシステムで惑星を検索します。 II。 12のシステムにおける惑星の仲間に対する制約
| Title |
Search_for_planets_in_hot_Jupiter_systems_with_multi-sector_TESS_photometry._II._Constraints_on_planetary_companions_in_12_systems |
| Authors |
G._Maciejewski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.11990 |
宇宙搭載望遠鏡からの途切れない観測は、地上での調査で見逃された小さな惑星の浅い通過を検出するために必要な測光精度を提供します。TransitingExoplanetSurveySatellite（TESS）のデータを使用して、ホットジュピターを備えた12の惑星系（HD2685、Qatar-10、WASP-4、WASP-48、WASP-58、WASP-91、WASP）で近くの惑星の仲間を検索しました。-120、WASP-121、WASP-122、WASP-140、XO-6、およびXO-7。また、既知の惑星を重力で乱す可能性のある非通過コンパニオンを検索するために、均一に決定された通過中時間に基づくトランジットタイミング法を適用しました。これらのシステムには、サブネプチューンの地球の体制に至るまで、追加の惑星は見つかりませんでした。この否定的な結果は統計的研究と一致しており、今日観測されたタイトな軌道への調査された巨大惑星の経路としての高離心率の移動をサポートしています。
ALPINE-ALMA [CII]調査：z = 4.4-5.5でのダスト減衰曲線
| Title |
The_ALPINE-ALMA_[CII]_survey:_dust_attenuation_curves_at_z=4.4-5.5 |
| Authors |
Mederic_Boquien,_Veronique_Buat,_Denis_Burgarella,_Sandro_Bardelli,_Matthieu_Bethermin,_Andreas_Faisst,_Michele_Ginolfi,_Nimish_Hathi,_Gareth_Jones,_Anton_Koekemoer,_Brian_Lemaux,_Desika_Narayanan,_Michael_Romano,_Daniel_Schaerer,_Daniela_Vergani,_Giovanni_Zamorani,_and_Elena_Zucca |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.11723 |
現在、ダストが高zですでに豊富に存在しているという十分な証拠があります。しかし、光学およびNIRでの遠方の銀河の弱さを考えると、データセットはまだ限られており、非常に高い赤方偏移での銀河の出現する放射に塵がどのように影響するかはまだ完全には理解されていません。ALPINE調査を使用して、私たちの目的は、z=4.4-5.5での銀河のダスト減衰特性、特にそれらの減衰曲線の形状を定量化することです。CIGALEコードを使用して、23個の主系列ALPINE銀河のサブサンプルの物理的特性のいくつかを測定するために、星の種族とそれらの塵との相互作用をモデル化します。減衰曲線は、SMC消光曲線よりもはるかに急な曲線から、スターバースト減衰曲線よりも浅い曲線まで、幅広い特性にまたがっています。減衰曲線の形状は、Vバンドの減衰に強く依存します。減衰が最も小さい銀河も、最も急な曲線を示します。このような曲線の急峻さは、おそらく、塵の固有の物理的特性、星間物質中の星と塵の相対的な分布、および異なる赤みの組み合わせの結果です。z〜5で見られる広範囲の減衰曲線は、主系列銀河に適切な単一の減衰曲線がないこと、および固定曲線を仮定すると、たとえばIRX-betaダイアグラムの解釈と使用において、大きなエラーが発生する可能性があることを示しています。SEDモデリングは実行可能ではありません。減衰曲線の急峻さのために、低Vバンド減衰でも、SFRと恒星質量の両方の推定に影響を与える可能性があるため、UVスロープベータを使用してダストの存在について高赤方偏移銀河を補正する場合は、細心の注意を払う必要があります。ただし、SEDモデリングを使用できる場合、減衰曲線の選択がSFRと恒星の質量に与える影響は限られています。
LOFAR2メートルの空の調査-V.2番目のデータリリース
| Title |
The_LOFAR_Two-metre_Sky_Survey_--_V._Second_data_release |
| Authors |
T._W._Shimwell,_M._J._Hardcastle,_C._Tasse,_P._N._Best,_H._J._A._R\"ottgering,_W._L._Williams,_A._Botteon,_A._Drabent,_A._Mechev,_A._Shulevski,_R._J._van_Weeren,_L._Bester,_M._Br\"uggen,_G._Brunetti,_J._R._Callingham,_K._T._Chy\.zy,_J._E._Conway,_T._J._Dijkema,_K._Duncan,_F._de_Gasperin,_C._L._Hale,_M._Haverkorn,_B._Hugo,_N._Jackson,_M._Mevius,_G._K._Miley,_L._K._Morabito,_R._Morganti,_A._Offringa,_J._B._R._Oonk,_D._Rafferty,_J._Sabater,_D._J._B._Smith,_D._J._Schwarz,_O._Smirnov,_S._P._O'Sullivan,_H._Vedantham,_G._J._White,_J._G._Albert,_L._Alegre,_B._Asabere,_D._J._Bacon,_A._Bonafede,_E._Bonnassieux,_M._Brienza,_M._Bilicki,_M._Bonato,_G._Calistro_Rivera,_R._Cassano,_R._Cochrane,_J._H._Croston,_V._Cuciti,_D._Dallacasa,_A._Danezi,_R._J._Dettmar,_G._Di_Gennaro,_H._W._Edler,_T._A._En{\ss}lin,_et_al._(48_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.11733 |
LOFAR2メートル空調査（LoTSS）からのこのデータリリースでは、北の空の27％をカバーする120〜168MHzの画像を提示します。私たちのカバレッジは、約12h45m+44$^\circ$30'と1h00m+28$^\circ$00'を中心とし、それぞれ4178平方度と1457平方度にまたがる2つの領域に分割されます。画像は、LOFARハイバンドアンテナデータの3,451時間（7.6PB）から得られ、広範囲であるが完全に自動化されたデータ処理中に、方向に依存しない機器特性と方向に依存する電離層歪みが補正されました。4,396,228の電波源のカタログは、私たちの全強度（StokesI）マップから導き出されており、これらの大部分はこれまで電波波長で検出されたことがありません。6"の解像度で、中心周波数が144MHzの全帯域幅のストークスI連続体マップは、rms感度の中央値が83$\mu$Jy/ビーム、フラックス密度スケールの精度が約10％、位置天文の精度が0.2"です。;点源の完全性は、0.8mJy/ビームのピーク輝度で90％と推定されます。帯域全体で3つの16MHz帯域幅画像を作成することにより、多くの光源の帯域内スペクトルインデックスを測定できますが、フラックス密度スケールの精度と小さな部分帯域幅。円偏波（ストークスV）20"解像度120-168MHz連続画像のrms感度の中央値は95$\mu$Jy/ビームであり、ストークスIからストークスVへのリークは0.056％と推定されます。直線偏波（ストークスQストークスU）画像キューブは480x97.6kHz幅の平面で構成され、平面あたりのrms感度の中央値は4'で10.8mJy/ビーム、20"で2.2mJy/ビームです。ストークスIからストークスのQ/Uリークは約0.2％と推定されます。ここでは、キャリブレーションされたuvデータに加えて、ストークスI、Q、U、Vの画像を特徴づけて公開します。
最小規模の階層調査（SSH）。 II。矮小銀河NGC3741における拡張された星形成と棒状の特徴：最近の合併または進行中のガス降着？
| Title |
The_Smallest_Scale_of_Hierarchy_Survey_(SSH)._II._Extended_star_formation_and_bar-like_features_in_the_dwarf_galaxy_NGC_3741:_recent_merger_or_ongoing_gas_accretion? |
| Authors |
F._Annibali,_C._Bacchini_G._Iorio,_M._Bellazzini,_R._Pascale,_G._Beccari,_M._Cignoni,_L._Ciotti,_C._Nipoti,_E._Sacchi,_M._Tosi,_F._Cusano,_S._Bisogni,_A._Gargiulo,_D._Paris |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.11734 |
最小スケールの階層調査（SSH）からの大双眼望遠鏡の深部イメージングデータとアーカイブハッブル宇宙望遠鏡のデータを使用して、矮小不規則銀河の内部領域にある棒状の恒星構造に隣接する2つの細長い恒星の特徴の存在を明らかにします。NGC3741。これらの構造は、数百Myr未満の星によって支配されており、全体として、古い恒星の構成要素の約2倍に拡張されています。これらの特性は、近くの宇宙の矮小銀河では非常に珍しく、流体力学的シミュレーションで説明するのは困難です。アーカイブの21cmの観測の分析から、若い恒星の「バー」は、純粋なガス状のバーであると以前の研究によって提案されたHI高密度領域と一致することがわかります。さらに、流入/流出と互換性のある数km/sの半径方向の動きを確認し、中心で急上昇する回転曲線と高いHI面密度を導き出し、非常に集中した質量分布を示します。NGC3741の恒星およびガス成分の特異な特性は、銀河中心に向かってガスが流入し、数百ミリ前に星形成を引き起こした銀河間媒体からの最近の合併または進行中のガス降着によって説明される可能性があることを提案します。このイベントは、若くて拡張された恒星の特徴、棒のような構造、非常に拡張されたHIディスク、および中央のHI渦巻腕を説明するかもしれません。高い中央HI密度と急上昇する回転曲線は、NGC3741がスターバーストドワーフの前駆体または子孫である可能性があることを示唆しています。
z $ \ sim $ 2.1で強力なFRIタイプのクエーサーの周りでかくれんぼをしているHIガス
| Title |
HI_gas_playing_hide-and-seek_around_a_powerful_FRI-type_quasar_at_z$\sim$2.1 |
| Authors |
N._Gupta,_R._Srianand,_E._Momjian,_G._Shukla,_F._Combes,_J.-K._Krogager,_P._Noterdaeme,_and_P._Petitjean |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.11755 |
$z_{abs}$=2.1139で関連するHI21cm吸収を示す、クエーサーM1540-1453（$z_{em}$=2.104$\pm$0.002）の光学分光法およびミリ秒スケールの電波連続観測を示します。サブkpcスケールでは、1.4GHzの光度が$5.9\times10^{27}$WHz$^{-1}$の強力な電波源は、70以内の高密度ガスとの相互作用によって引き起こされるFanaroff-Riley（FR）クラスIの形態を示しますAGNからのpc。興味深いことに、光学スペクトルにはFeII、SiII、SiIIIなどの低イオン化種からの吸収が存在する兆候がありますが、HI21cm吸収体の赤方偏移では予想される強い減衰Ly$\alpha$吸収は検出されません。。典型的な高$z$クエーサーと比較して、Ly$\alpha$輝線ははるかに狭いです。範囲0.05pcの広い線領域を部分的にカバーするHILy$\alpha$吸収体の「幽霊のような」性質と、拡散電波源（範囲$>$425pc）をカバーする広範囲のHI21cm吸収の検出はジェットとISMの相互作用によって吹き飛ばされた可能性のある大きな塊状のHIハロー。Ly$\alpha$吸収体の「幽霊のような」性質を確認し、この強力なAGNの電波形態を形成する際にジェット-ISM相互作用が果たす役割をよりよく理解するには、さらなる観測が必要です。この研究は、これらがまだ巨大銀河の集合場所であるときに、無線と光学の共同分析がどのようにガス環境と高赤方偏移でのAGNの無線形態の起源に光を当てることができるかを示しています。
宇宙の朝の最初の銀河の形成と形態
| Title |
Formation_and_Morphology_of_the_First_Galaxies_in_the_Cosmic_Morning |
| Authors |
Changbom_Park,_Jaehyun_Lee,_Juhan_Kim,_Donghui_Jeong,_Christophe_Pichon,_Brad_K._Gibson,_Owain_N._Snaith,_Jihye_Shin,_Yonghwi_Kim,_Yohan_Dubois,_and_C._Gareth_Few |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.11925 |
HorizonRun5（HR5）宇宙論的流体力学シミュレーションを使用して、宇宙の朝（$10>z>4$）の最初の銀河の形成と形態進化を調査します。恒星の質量$M_{\star}=2\times10^9\、M_{\odot}$を超える銀河については、非対称性と恒星の質量形態に応じて、円盤、回転楕円体、不規則なタイプに分類します。銀河の2/3は、宇宙の朝の円盤型の形態の優位性を反映して、1.5未満のS\'{e}rsicインデックスを持っていることがわかります。残りは不規則または回転楕円体として均等に分散されます。また、これらの部分は、$\sim10^{10}\、M_{\odot}$までの赤方偏移や恒星の質量とはほぼ無関係ですが、不規則または回転楕円体の形態は偶発的で一時的なものに見えます。赤方偏移6で$M_{\star}>2\times10^9\、M_{\odot}$を持つほとんどすべての最初の銀河は、物質密度場の最初のピークで形成されます。宇宙の大規模な構造は、基礎となる物質密度の変動が成長し、まれな過密領域で銀河の関連を形成するにつれて、宇宙の根茎のように出現して成長します。密度場の成長は、銀河系の世界の領域を、進化するフィラメントに沿って比較的低密度の領域にさらに広げます。ほとんどの根茎が世界的に浸透するとき、銀河の宇宙の網はより低い赤方偏移で形成されます。銀河系の領域に誘導された潮汐トルクによって生成される原始角運動量は、銀河の内部運動学と相関しており、銀河の総質量の角運動量と密接に一致しています。ただし、原始角運動量は、$z=6$未満の恒星成分の瞬間的な形態と方向とは非常に弱い相関しかありません。初期条件で刻印された大規模な潮汐場は、円盤の形態の優位性と、銀河が歪み後に円盤を再取得する傾向の原因であるように思われます。
SDSS J075217.84 + 193542.2における6。4年の光学的準周期的振動：中央連星ブラックホールシステムの新しい候補
| Title |
A_6.4yr_optical_quasi-periodic_oscillations_in_SDSS_J075217.84+193542.2:_a_new_candidate_for_central_binary_black_hole_system |
| Authors |
XueGuang_Zhang_(NNU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.11995 |
この原稿では、6。4年の光準周期振動（QPO）がクエーサーSDSSJ075217.84+193542.2（=\obj）で赤方偏移0.117で検出され、そのうち13。6年の長さのCSSおよびASAS-SNからの光度曲線周期性6.4yrの正弦関数によって直接記述されます。6。4年のQPOは、信頼水準が99.99\％を超える一般化Lomb-Scargleピリオドグラム、自己相関分析結果、およびWWZ手法によってさらに確認できます。光QPOは、\obj内の中央連星ブラックホール（BBH）システムを強く示しています。広いH$\alpha$で決定された2つの広いガウス成分は、約$8.8\times10^7{\rmM_\odotで決定されたビリアルBH質量を持つ予想される2つの中央BH間で約0.02pcの予想されるスペース分離を持つBBHシステムにつながる可能性があります}$および$1.04\times10^9{\rmM_\odot}$。一方、光QPOを説明するために適用されたディスク歳差運動をチェックします。ただし、ディスク歳差運動の仮定の下では、中央BHから決定された発光領域のサイズは、ディスクサイズとBH質量の相関関係により、予想されるNUV発光領域のサイズの約$40{\rmR_G}$であり、ディスクを示しています。歳差運動は好ましくありません。また、ラジオの音量が0.28前後と低いため、ジェット歳差運動も完全に除外できます。さらに、CARプロセスによってランダムに作成された光度曲線を介してQPOが誤検出され、報告された光QPOを再確認すると、0.08\％の確率しか決定できません。
等温ガス雲の重力安定性に及ぼす暗黒物質の影響
現在まで、暗黒物質（DM）の存在は、可視物質に対する重力相互作用によってのみ判断できます。したがって、この相互作用の結果を見つけることが重要です。これは、DMのプロパティとパラメーター、および可視物質のダイナミクスと進化の両方を決定するのに役立ちます。星間物質（ISM）、星や星団の前駆細胞の安定性に対する暗黒物質の重力の影響が考慮されました。等温自己重力ガスはISMを説明する適切なモデルとして採用され、重力的にのみ相互作用する粒子はDMと見なされました。分析法によって得られた結果は、少量の高速DM粒子でさえ、ガス雲の安定半径と対応する質量を大幅に増加させ、DMの相対密度が高くなるとガスが不安定になることを示しています。ISMとDMの典型的なパラメータでは、その存在により、等温雲の最大安定質量が4倍に増加し、半径が5倍に増加することが示されました。
宇宙の再電離の時代から宇宙の正午までの宇宙のSiIV含有量の進化
| Title |
The_evolution_of_the_Si_IV_content_in_the_Universe_from_the_epoch_of_reionization_to_cosmic_noon |
| Authors |
V._D'Odorico,_K._Finlator,_S._Cristiani,_G._Cupani,_S._Perrotta,_F._Calura,_M._C\`enturion,_G._Becker,_T._A._M._Berg,_S._Lopez,_S._Ellison,_E._Pomante |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.12206 |
147個のクエーサーの高および中解像度スペクトルで検出された約600のSiIV吸収線のサンプルの分析を通じて、高赤方偏移銀河間媒体および銀河周辺媒体中の金属の存在量と分布を調査します。赤方偏移区間1.7<=z<=6.2およびlogN（SiIV）>=12.5で、SiIV線の数密度、柱密度分布関数、および宇宙質量密度の変化を調べます。すべての量は、z〜6とz<5の間で急速な増加を示し、その後、CIV吸収線ですでに観察されていることと非常によく一致して、z〜2までほぼ一定の動作を示します。現在の結果は数値シミュレーションにとって挑戦的です。シミュレーションがSiIVの結果を再現する場合、CIVの特性を過小予測する傾向があり、CIVの特性を再現する場合、強いSiIV線の数（logN（SiIV）>14）は次のようになります。過大予測。
クエーサー吸収線分析法の検討：シミュレーションと観測の仮定の間の緊張が雲のモデリングの鍵
| Title |
Examining_quasar_absorption-line_analysis_methods:_the_tension_between_simulations_and_observational_assumptions_key_to_modelling_clouds |
| Authors |
Rachel_Marra,_Christopher_W._Churchill,_Glenn_G._Kacprzak,_Nikole_M._Nielsen,_Sebastian_Trujillo-Gomez,_James_G._Lewis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.12228 |
銀河系周辺媒体（CGM）のクエーサー吸収線研究における重要な仮定は、各吸収成分が、単一の値の特性（密度、温度、金属量など）を持つ空間的に分離された「雲」構造にマッピングされることです。この仮定の根底にある精度の程度を評価および定量化することを目指しています。2つの$z=1$矮小銀河の適応格子細分化流体力学的宇宙論的シミュレーションを使用し、それらのCGMの合成クエーサー吸収線スペクトルを生成しました。SiII$\lambda1260$遷移、およびCIV$\lambda\lambda1548、1550$およびOVI$\lambda\lambda1031、1037$微細構造ダブレットについて、視線に沿ったガスセルを客観的に決定しました（LOS）は検出された吸収に寄与します。各吸収プロファイルで個々の吸収成分を定義するために、高速で効率的かつ客観的な方法を実装しました。各吸収成分について、吸収ガスの空間分布を定量化しました。合計7,755個の吸収成分を含む合計1,302個の吸収システムを研究しました。SiIIの48％、CIVの68％、およびOVI吸収成分の72％は、LOSに沿った2つ以上の空間的に分離された「雲」構造から生じます。空間的に分離された「クラウド」構造は、SiII、CIV、およびOVIについて、それぞれ0.03$R_{vir}$、0.11$R_{vir}$、および0.13$R_{vir}$のクラウドクラウドLOS分離を持つ可能性が最も高かった。。多相ガス構造間にはほとんど重なりがなく、吸収成分が発生する可能性があります。私たちの結果が吸収線がCGMガスを記録する方法の根本的な現実を反映している場合、成分ごとの吸収線の形成が化学イオン化モデリングに想定および適用されるよりも複雑であることを示唆しているため、現在の観測分析方法に緊張をかけています。
銀河中心サイズからの暗黒物質の自己相互作用に対する制約
粒子状暗黒物質の自己相互作用は、銀河中心の熱化とコア形成の促進に役立つ可能性があります。コア半径は、暗黒物質の自己相互作用の強さに予想通り敏感です。この論文では、孤立したハローのコア半径の分布から暗黒物質の自己相互作用を抑制することの実現可能性を研究します。DMの自己相互作用の影響を組み込んだ$10^{10}$-$10^{15}M_{\odot}$の質量範囲で、孤立した銀河ハローの体系的な$N$体シミュレーションを実行します。シミュレートされたプロファイルを観測データと比較すると、自己結合断面積の控えめな上限が得られます$\sigma/m_{\rmDM}<$$9.8$$\\rmcm^2/\rmgm$at$95\％$信頼水準。解析で仮定された銀河密度分布モデルへの導出された境界の有意な依存性を報告します。
コンプトン分光計とイメージャによる銀河系$ ^ {26} $ Alの測定
| Title |
Measurement_of_Galactic_$^{26}$Al_with_the_Compton_Spectrometer_and_Imager |
| Authors |
Jacqueline_Beechert_(1),_Thomas_Siegert_(2,_3,_4),_John_A._Tomsick_(1),_Andreas_Zoglauer_(1),_Steven_E._Boggs_(4),_Terri_J._Brandt_(5),_Hannah_Gulick_(1),_Pierre_Jean_(6),_Carolyn_Kierans_(5),_Hadar_Lazar_(1),_Alexander_Lowell_(1),_Jarred_M._Roberts_(4),_Clio_Sleator_(7),_Peter_von_Ballmoos_(6)_((1)_Space_Sciences_Laboratory,_UC_Berkeley,_(2)_Max-Planck-Institute_for_extraterrestrial_Physics,_(3)_Institut_f\"ur_Theoretische_Physik_und_Astrophysik,_Universit\"at_W\"urzburg,_(4)_Center_for_Astrophysics_and_Space_Sciences,_University_of_California,_San_Diego,_(5)_NASA_Goddard_Space_Flight_Center,_(6)_IRAP,_(7)_U.S._Naval_Research_Laboratory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.11713 |
コンプトン分光計およびイメージャ（COSI）は、0.2〜5MeVの空を調査するために設計された気球搭載のコンパクトなコンプトン望遠鏡です。COSIの1.8MeVでの$\sim$0.2％のエネルギー分解能、単一光子の再構成、および広い視野により、天体物理的な核線、特に崩壊する銀河系からの1809keV$\gamma$線線を研究することができます$^{26}$Al。ほとんどの$^{26}$Alは、大質量星とコア崩壊超新星元素合成に由来しますが、恒星進化モデルから銀河全体の放出への経路は制約されていません。2016年、COSIはNASAの超高圧気球で46日間の飛行に成功しました。ここでは、最尤分析を使用して、COSI2016気球飛行での1809keV$^{26}$Alラインの最初の検索について詳しく説明します。銀河系の$^{26}$Alフラックス$（8.6\pm2.5）\times10^{-4}$phcm$^{-2}$s$^{-1}$が内部銀河内にあることがわかります（$|\ell|\leq30^{\circ}$、$|b|\leq10^{\circ}$）背景より3.7$\sigma$の重要度。不確実性の範囲内で、このフラックスは、SPIおよびCOMPTELによる以前の測定からの期待と一致しています。この分析は、$\gamma$線線の研究に対するCOSIの強力な機能を実証し、将来のコンパクトなコンプトン望遠鏡の科学的可能性を強調しています。特に、NASASmallExplorer衛星としてのCOSIの次のイテレーションは、最近2025年の打ち上げが承認されました。
パトカ：ブラックホール降着の電磁観測量のシミュレーション
| Title |
PATOKA:_Simulating_Electromagnetic_Observables_of_Black_Hole_Accretion |
| Authors |
George_N._Wong,_Ben_S._Prather,_Vedant_Dhruv,_Benjamin_R._Ryan,_Monika_Moscibrodzka,_Chi-kwan_Chan,_Abhishek_V._Joshi,_Ricardo_Yarza,_Angelo_Ricarte,_Hotaka_Shiokawa,_Joshua_C._Dolence,_Scott_C._Noble,_Jonathan_C._McKinney,_and_Charles_F._Gammie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.11721 |
イベントホライズンテレスコープ（EHT）は、M87銀河の中心にある超大質量ブラックホールの近くの地平線スケールのミリメートル放射の再構成された画像の分析をリリースしました。分析の一部は、数値一般相対論的電磁流体力学流体シミュレーションと偏光光線追跡を使用して生成された合成ブラックホール画像とスペクトルの大規模なライブラリを利用しました。この記事では、EHTシミュレーションライブラリへのイリノイ州の貢献を生成するために使用されたPATOKAパイプラインについて説明します。まず、関連する降着システムと放射プロセスについて説明します。次に、使用する3つの数値コード、iharm、ipole、およびigrmontyの詳細について説明します。特に、現在の世代のコードと最初に公開されたバージョンの違いに注意を払います。最後に、PATOKAによって生成されたシミュレーションデータの概要を示し、そのようなシミュレーションパイプラインの制限と将来の方向性についての説明で締めくくります。
IceCubeを使って銀河系X線連星からの高エネルギーニュートリノ放出を探す
| Title |
Search_for_High-Energy_Neutrino_Emission_from_Galactic_X-ray_Binaries_with_IceCube |
| Authors |
R._Abbasi,_M._Ackermann,_J._Adams,_J._A._Aguilar,_M._Ahlers,_M._Ahrens,_J.M._Alameddine,_A._A._Alves_Jr.,_N._M._Amin,_K._Andeen,_T._Anderson,_G._Anton,_C._Arg\"uelles,_Y._Ashida,_S._Axani,_X._Bai,_A._Balagopal_V.,_S._W._Barwick,_B._Bastian,_V._Basu,_S._Baur,_R._Bay,_J._J._Beatty,_K.-H._Becker,_J._Becker_Tjus,_J._Beise,_C._Bellenghi,_S._Benda,_S._BenZvi,_D._Berley,_E._Bernardini,_D._Z._Besson,_G._Binder,_D._Bindig,_E._Blaufuss,_S._Blot,_M._Boddenberg,_F._Bontempo,_J._Borowka,_S._B\"oser,_O._Botner,_J._B\"ottcher,_E._Bourbeau,_F._Bradascio,_J._Braun,_B._Brinson,_S._Bron,_J._Brostean-Kaiser,_S._Browne,_A._Burgman,_R._T._Burley,_R._S._Busse,_M._A._Campana,_E._G._Carnie-Bronca,_C._Chen,_Z._Chen,_D._Chirkin,_K._Choi,_B._A._Clark,_K._Clark,_L._Classen,_A._Coleman,_G._H._Collin,_J._M._Conrad,_P._Coppin,_et_al._(318_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.11722 |
IceCubeによって実施された高質量および低質量X線連星からの高エネルギーニュートリノ放出の最初の包括的な検索を提示します。銀河系のX線連星は、銀河系のハドロン宇宙線とニュートリノの発生源の長年の候補です。これらのシステムのコンパクトなオブジェクトは、宇宙線の加速の場所である可能性があり、ニュートリノは、宇宙線と放射線またはガスとの相互作用によって、マイクロクエーサーのジェット、恒星風、またはコンパニオンの大気中で生成される可能性がありますスター。3つの別々の分析で7。5年のIceCubeデータを使用してX線連星を研究します。最初に、公転周期がわかっている北天の55個のバイナリからの周期的なニュートリノ放出を検索します。2つ目は、空全体にわたる102個のバイナリのX線光度曲線をテンプレートとして使用して、時間依存のニュートリノ放出を検索します。最後に、マイクロクエーサーとして識別された4つの注目すべきバイナリのリストについて、ニュートリノの時間積分放出を検索します。有意な超過がない場合、各仮説のニュートリノフラックスに上限を設定し、結果をいくつかのバイナリの理論的予測と比較します。さらに、南極の次世代ニュートリノ望遠鏡であるIceCube-Gen2の感度を評価し、銀河系のこれらのバイナリソースからの潜在的なニュートリノ放出を特定する能力を実証します。
AGNディスクのブラックホール連星のスピン変動
| Title |
Spin_Variations_of_Black_Hole_Binaries_in_AGN_Disks |
| Authors |
Gongjie_Li,_Hareesh_Gautham_Bhaskar,_Bence_Kocsis,_Douglas_N._C._Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.11739 |
恒星質量ブラックホール連星（BHB）のスピン軌道相互作用は、結合するBHBの形成チャネルに重要な制約を与えます。ここでは、AGNディスクの超大質量BH（SMBH）の周りのBHBのブラックホール成分のスピン進化を研究します。ディスクの反り/破壊半径内のサーカムBHディスクによって導入された$J_2$モーメントによる、BHのスピン歳差運動を考慮します。BHのスピン軌道相互作用（偏り）は、BHBの軌道ノード歳差運動とBH周囲ディスクによって駆動されるBHスピン歳差運動との間のスピン軌道共鳴を介して励起される可能性があることがわかります。$10^7$M$_{\odot}$SMBHと仮定すると、これは通常、SMBHまたは$10^{3-5}GM_{\rmSMBH}/まで$10^{2-4}$AUの距離で発生します。c^2$。多くの場合、スピン軌道共鳴は、高いBH傾斜角、およびバイナリコンポーネントの傾斜角と有効なスピンパラメータの広い分布につながります。
核燃焼を伴う定常降着流
中性子星（またはブラックホール）によって降着した核燃焼を伴う球対称定常流の一連の数値解法を提示します。炭素と酸素からなる物質の降着を考えます。これは、中性子星がCO星または大質量星のCOコアに飲み込まれた後の流れを模倣しています。降着率に応じて、遷音速解には2つのタイプがあることがわかります。降着率の小さい流れは、超音速で中心（または中心物体の表面）に到達します。降着率が大きいもう1つのタイプは、遷音速点の内側に別の音速点があり、流れは遷音速点で切り捨てられます。これらの2つのタイプを分割する臨界降着率は、中心物体の質量と周囲の物質の特定のエンタルピーの関数として導き出されます。超新星Chandrasekhar型Ia超新星とIcn型超新星の新しいメカニズムの解からの意味を議論します。
UHECRのスペクトル、組成、電波銀河による大規模な異方性の説明
| Title |
Explaining_the_UHECR_spectrum,_composition_and_large-scale_anisotropies_with_radio_galaxies |
| Authors |
Bj\"orn_Eichmann,_Michael_Kachelrie{\ss}_and_Foteini_Oikonomou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.11942 |
電波銀河は、超高エネルギー宇宙線（UHECR）の源として有望な候補です。この研究では、双極子と四極子の異方性、およびUHECRのスペクトルと組成によって課せられる厳しい制約により、電波銀河が銀河系外の主要な宇宙線源であるかどうかを調べます。個々の電波銀河から放出されるUHECRフラックスを計算するために、電波-CR相関と動的進化モデルからの情報を使用してそれらの特性を制約します。個々のローカルソースからのUHECRフラックスに加えて、それらの電波光度分布に基づいて、非ローカル電波銀河の大部分によって放出された拡散フラックスを含めます。期待される特性の周囲の範囲内のソースパラメータを分析し、最終的に、UHECRスペクトル、組成、および大規模異方性を適切に表すローカルソースの構成を決定します。少数のローカルソースのみが含まれている場合でも、すべてのデータの適切な説明を取得します。特に、ろ座Aやおとめ座Aのような少数の光源が足首の上のフラックスを支配し、低光度の電波銀河が足首の下を支配する等方性の背景に寄与するシナリオは、データによく適合します。
| Title |
Oscillating_magnetised_hybrid_stars_under_the_magnifying_glass_of_multi-messenger_observations |
| Authors |
Mauro_Mariani,_Lucas_Tonetto,_M._Camila_Rodr\'iguez,_Marcos_O._Celi,_Ignacio_F._Ranea-Sandoval,_Milva_G._Orsaria_and_Aurora_P\'erez_Mart\'inez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.12222 |
中性子星を、核実験とマルチメッセンジャー観測からの現在の制約を考慮に入れて、コアに急激なハドロン-クォーク相転移を伴う磁化ハイブリッド星としてモデル化します。荷電粒子のランダウレベルの量子化と中性粒子の異常磁気モーメントを考慮した磁場効果を含めます。磁化されたハイブリッド状態方程式を構築し、粒子の母集団、物質の磁化、および横方向と平行方向の圧力成分を計算します。\emph{rapid}または\emph{slow}ハドロン-クォーク位相変換の動的安定性を考慮して、安定した恒星モデルを統合します。最後に、基本振動モードと$g$非放射振動モードの周波数と減衰時間を計算します。後者は、コンパクトオブジェクトの相転移について学ぶための重要なモードであり、変換が遅い星に対してのみ取得されます。低磁場の場合、GW170817バイナリシステムのオブジェクトの1つは、低速で拡張された安定性ブランチに属するハイブリッド星である可能性があることがわかります。マグネターの場合、より強い磁場が常にハドロン状態方程式を和らげることがわかります。その上、いくつかのパラメータの組み合わせについてのみ、より強い磁場はより高いハイブリッド星の最大質量を意味します。以前の結果とは反対に、異常磁気モーメントの取り込みは、研究された天体物理学的量に影響を与えません。将来観測的にテストされる可能性があり、高密度物質とハイブリッド星の性質を推測するのに役立つ可能性のある状態方程式の微物理の可能な痕跡について説明します。
スペクトル表現は、中性子星の状態方程式のよく理解されていない高密度部分を表現するための効率的な方法を提供することが示されています。このホワイトペーパーでは、これらの表現の効率と精度を非常に簡単な変更でどのように改善できるかを示します。
銀河団からの光子に対するALP誘発分極効果
超弦理論や超弦理論などの素粒子物理学の標準模型の多くの拡張は、アクシオンのような粒子（ALP）の存在を予測します。ALPは非常にとらえどころのない粒子であり、主に光子と相互作用し、外部磁場の存在下で2つの効果が生成されます：（i）光子-ALP振動、（ii）光子の偏光状態の変化。天体物理学の文脈は、光子-ALP相互作用が生み出すさまざまな効果のおかげで、ALPの存在の間接的な証拠を得る最良の可能性を表しています。これまでのところ、前者の効果に大きな注意が払われています。光子とALPの相互作用により、交差する媒体の透明度が変更され、最終的なスペクトルが変更されて、フラックスの過剰または不規則性、あるいはこれらの両方の特徴が示されます。ALPの存在に関する2つのヒントも発見されました。ただし、後者の主なALP効果である光子の偏光の変更にはあまり関心がありません。この論文では、X線と高エネルギー（HE）バンドの両方でこれに対処したいと思います。特に、銀河団の中央部で発生する光子に関して、光子-ALP相互作用が存在する場合の直線偏光の光子度と偏光角を分析します。ペルセウスとコマを研究します。光子-ALP相互作用は、標準的な物理学から期待される光子の偏光を大幅に変化させ、X線とHEバンドの両方で興味深い特徴を示すことを観察します。ALPによって誘発される分極効果は、HE範囲のCOSI、e-ASTROGAM、AMEGOなどの提案されたミッションから検出される可能性が高いと結論付けています。
VLBA-BU-BLAZARプログラムの10年間の43GHzでのガンマ線ブレーザーのパーセクスケールジェットの運動学
| Title |
Kinematics_of_Parsec-Scale_Jets_of_Gamma-Ray_Bright_Blazars_at_43_GHz_during_Ten_Years_of_the_VLBA-BU-BLAZAR_Program |
| Authors |
Zachary_R._Weaver,_Svetlana_G._Jorstad,_Alan_P._Marscher,_Daria_A._Morozova,_Ivan_S._Troitsky,_Iv\'an_Agudo,_Jos\'e_L._G\'omez,_Anne_L\"ahteenm\"aki,_Joni_Tammi,_and_Merja_Tornikoski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.12290 |
VLBA-BU-BLAZARプログラムの下で43GHzのVeryLongBaselineArrayを使用して、ほぼ毎月監視されている$\gamma$線の明るいブレーザーのサンプルの2007年6月から2018年12月までのパーセックスケールのジェット運動学を分析します。22個のクエーサー、13個のとかげ座BL星、3個の電波銀河の合計3705個の全強度画像から、521個の異なる放射ノットの運動学を導出するための新しい区分線形フィッティング法を実装します。これらのコンポーネントの見かけの速度は$0.01c$から$78c$の範囲であり、ノットの18.6\％（「コア」を除く）は準定常です。動く結び目の5分の1は非弾道運動を示し、ジェットに沿ってコアから5pc以内で加速し（投影）、さらに減速します。これらの加速度は、主に準定常的な特徴と一致する場所で発生します。ドップラー因子、ローレンツ因子、視角など、統計的に有意な動きを伴う273ノットの物理的パラメーターを計算します。各ジェットのこれらのパラメータの典型的な値と活動銀河核の各サブクラスの平均を決定します。10年間のモニタリングで各ジェットの位置角の変動を調査します。電波銀河の準定常成分の位置の変動はジェットと平行になる傾向がありますが、クエーサーととかげ座BL星の成分には方向の好みは見られません。ブレーザーの$\gamma$線状態とそれらのパーセクスケールのジェット特性との間に関連性があり、より明るい43GHzコアのブレーザーは、通常、フレア中に高い$\gamma$線の最大値に達します。
深層学習の未解決のレンズ付き光度曲線
重力レンズの光源には、未解決またはブレンドされた複数の画像が含まれている場合があり、時間変化する光源の場合、個々の画像の光度曲線が重なり合う可能性があります。畳み込みニューラルネットを使用して、光度曲線をレンズなし、ダブルレンズ、またはクアッドレンズの光源によるものとして分類し、時間遅延に適合させます。時間遅延が$\Deltat\gtrsim6$日のレンズ付き超新星システムに焦点を当てると、100\％の精度を達成し、画像の数を特定して、時間遅延を$\sigma_{\Deltat}\approx1$日に推定することを思い出します。、以前のモンテカルロ法に比べて$1000\times$高速化されています。これは、磁束ノイズレベル$\sim10\％$でも成功します。$\Deltat\in[2,6]$日間、画像構成に応じて94〜98\％の精度が得られます。また、立ち上がり時間データなしで、観測が最大光の近くでのみ開始される部分光度曲線の使用を検討し、成功を定量化します。
ESOのELTのマルチコンジュゲート補償光学リレー用の反復ウェーブレット再構成器の性能
| Title |
Performance_of_an_iterative_wavelet_reconstructor_for_the_Multi-conjugate_Adaptive_Optics_RelaY_of_ESO's_ELT |
| Authors |
Bernadett_Stadler_and_Ronny_Ramlau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.11945 |
マルチコンジュゲート補償光学リレー（MAORY）は、ヨーロッパ南天天文台の超大型望遠鏡の主要な補償光学（AO）システムの1つです。MAORYは、3D大気波面擾乱の断層撮影による推定を含む、広い視野にわたって優れた波面補正を実現することを目的としています。数学的には、大気中の乱流層の再構築は非常に不適切であるため、達成可能な再構築の精度が制限されます。さらに、再構成は、数百から千ヘルツのフレームレートでリアルタイムに実行する必要があります。膨大な量のデータを処理する必要があり、変形可能なミラーの何千ものアクチュエータを精巧なアルゴリズムで制御する必要があります。大規模な並列化とパイプライン化を使用しても、MatrixVectorMultiplication（MVM）メソッドなどの直接ソルバーは非常に要求が厳しくなります。したがって、ここ数年の研究は反復法の方向にシフトしました。この論文では、反復有限要素ウェーブレットハイブリッドアルゴリズム（FEWHA）に焦点を当てます。FEWHAの主な機能は、関係するすべてのオペレーターのマトリックスフリー表現です。これにより、アルゴリズムが高速になり、望遠鏡または大気中のパラメーターが変更されるたびに、オンザフライでシステムを更新できます。AOソフトウェアパッケージCOMPASSを使用して、MAORY機器の品質と実行時間に関するメソッドのパフォーマンス分析を提供します。
太陽系外惑星の直接イメージングのための冗長アポダイゼーションI：セグメント回折限界外の一次ミラーセグメンテーションによって誘発されたエラーに対するロバスト性
| Title |
Redundant_apodization_for_direct_imaging_of_exoplanets_I:_Robustness_to_primary_mirror_segmentation-induced_errors_outside_the_segment_diffraction_limit |
| Authors |
Lucie_Leboulleux,_Alexis_Carlotti,_Mamadou_N'Diaye |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.11993 |
地球のような惑星や若い木星の直接イメージングと分光法では、数十ミリ秒角の角度間隔で最大10^6-10^10のコントラストが必要です。この目標を達成するために、最も有望なアプローチの1つは、コロナグラフ機器で大規模なセグメント化された主鏡望遠鏡を使用することです。ただし、コロナグラフは波面誤差に非常に敏感です。セグメンテーション自体は、ナノメートル以下の精度で制御される位相誤差とセグメント振動の原因となります。コロナグラフ設計の革新的な方法を提案します。これにより、セグメント数の少ないミラーのセグメント位相制約を緩和し、セグメントレベルの波面誤差に対してより堅牢な機器を生成できます。これは、セグメントレベルのアポダイゼーションを含むコロナグラフの最適化に基づいています。これは、セグメンテーションの冗長性に一致するように瞳孔全体で繰り返され、単一セグメントの回折限界によって設定された最小分離を超えてコントラストの安定性を向上させます。この方法を、GMTのような瞳孔で2つのコロナグラフタイプ（アポダイズされた瞳孔Lyotコロナグラフ（APLC）とアポダイズされた位相板コロナグラフ（APP））で検証します。APLCの場合、冗長アポダイゼーションにより、従来の設計と比較して、ピストンの位相制約を5〜20倍解放できます。APPの場合、コントラストは、位相誤差の1ラジアンRMSまでほぼ一定のままです。また、冗長なアポダイゼーションにより、セグメントの先端傾斜エラーや欠落したセグメントに対するコロナグラフの堅牢性が向上することも示しています。この方法は、ELTやTMTなどのセグメント数の多いミラーには適用できませんが、GMTアパーチャなどのセグメント数の少ないミラー（20セグメント未満）には特に適しています。これらのミラーは、100masまでの塵円盤または太陽系外惑星の高コントラストイメージングを目的としています。
シグナスエクストリームB-スーパージャイアント2MASSJ20395358 +4222505の性質
| Title |
The_nature_of_the_Cygnus_extreme_B-supergiant_2MASS_J20395358+4222505 |
| Authors |
A._Herrero,_S.R._Berlanas,_A._Gil_de_Paz,_F._Comer\'on,_J._Puls,_S._Ram\'irez_Alegr\'ia,_M._Garc\'ia,_D.J._Lennon,_F._Najarro,_S._Sim\'on-D\'iaz,_M.A._Urbaneja,_J._Gallego,_E._Carrasco,_J._Iglesias,_R._Cedazo,_M.L._Garc\'ia_Vargas,_A._Castillo-Morales,_S._Pascual,_N._Cardiel,_A._P\'erez-Calpena,_P._G\'omez-Alvarez,_I._Mart\'inez-Delgado |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.11806 |
2MASSJ20395358+4222505は、大規模なOB星協会CygOB2の近くにある覆い隠された初期のB超巨星です。その明るい赤外線の大きさ（K$_{s}$=5.82）にもかかわらず、それはその薄暗い光学的大きさ（B=16.63、V=13.68）のためにほとんど無視されたままです。以前の論文では、それを非常に赤く、潜在的に非常に明るい、初期のB型超巨星として分類しました。機器MEGARA@GTCでの試運転観測中に、U、B、およびRスペクトルバンドでそのスペクトルを取得しました。スペクトル型B1Iaに対して、特に強いH$\alpha$放射を示します。星は超巨星と極超巨星の中間段階にあるようです。このグループはおそらく近い（天文学的な）将来に参加するでしょう。個々の観測間の視線速度の違いを観測し、恒星のパラメータを決定して、T$_{eff}$=24000K、logg$_{c}$=2.88$\pm$0.15を取得します。見つかった回転速度は、B超巨星の場合、vsini=110$\pm$25kms$^{-1}$と大きくなります。存在量のパターンは太陽と一致しており、Cはわずかに不足しています（単一の線に基づく）。J20395358+4222505がCygOB2の距離にあると仮定して、赤外線測光から半径を導き出し、R=41.2$\pm$4.0R$_{\odot}$、log（L/L$_{\odot}$）=5.71$\pm$0.04および46.5$\pm$15.0M$_{\odot}$の分光質量。凝集質量損失率（凝集係数10）は、スペクトル型では非常に高く、$\dot{M}$=2.4x10$^{-6}$M$_{\odot}$a$^{-1}$。高い回転速度と質量損失率により、星は双安定ジャンプの高温側に配置されます。ほぼ太陽のCNO存在量パターンとともに、それらは連星系の進化を示している可能性もあり、J20395358+4222505が最初の二次星です。
IWとスターASASJ071404 +7004.3の分析
| Title |
Analysis_of_the_IW_And_star_ASAS_J071404+7004.3 |
| Authors |
Taichi_Kato_(Kyoto_U),_Kiyoshi_Kasai_(VSOLJ),_Elena_P._Pavlenko,_Nikolaj_V._Pit,_Aleksei_A._Sosnovskij_(Crimean_Astrophys._Obs),_Hiroshi_Itoh,_Hidehiko_Akazawa_(VSOLJ),_Stephen_M._Brincat_(Flarestar_Obs.),_Leonid_E._Keir,_Sergei_N._Udovichenko_(Odessa_National_U),_Yusuke_Tampo,_Naoto_Kojiguchi,_Masaaki_Shibata,_Yasuyuki_Wakamatsu_(Kyoto_U),_Tamas_Tordai_(HAA),_Tonny_Vanmunster_(CBA_Belgium),_Charles_Galdies_(U_of_Malta) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.11832 |
2020年に、明るい激変星ASASJ071404+7004.3の時間分解測光キャンペーンを行いました。Inightetal。（2022、arXiv/2109.14514）最近公開された時間分解光学分光法、X線観測、および長期および短期の光学変動。それらの結果は多くの部分で正しいものでしたが、彼らはASASJ071404+7004.3をVYSclタイプの新星のような天体として分類しました。このオブジェクトのASAS-SNデータとIWAnd-typeオブジェクトHOPupを比較することにより、それらのタイプ分類が正しくないことを示しました。ASASJ071404+7004.3は、停止からの爆発とそれに続く浅いディップを示しました。これは、IWと星の特徴です。この天体は主に、低振幅の矮新星型の振動を伴う状態を示し、そのいくつかは、さまざまなIWおよび型の現象として「ハートビート」型の状態として識別できます。Inightらによって記述された低状態。（2022）は、VYScl星の真の低状態ではなく、バースト振幅が増加した矮新星型の状態でした。地上（私たちのキャンペーン）とTESSの両方の観測で、軌道変動が検出されました。その周期[地上キャンペーンでは0.136589（5）d、TESSデータでは0.1366476（3）d]は、放射状で得られたものと非常によく一致しています。-Inightらによる速度研究。（2022）。2019-2020年のASASJ071404+7004.3での停止は、矮新星型の状態よりも明るくはありませんでした。この天体の最も明るい瞬間は、矮新星型の変動の振幅が大きいときに発生しました。これは、物質移動速度が高いときにZカム星の停止が発生するという広く受け入れられている解釈に異議を唱えます。
内側コロナから外側コロナへのCMEの体積進化の変化について
| Title |
On_the_Variation_of_Volumetric_Evolution_of_CMEs_from_Inner_to_Outer_Corona |
| Authors |
Satabdwa_Majumdar,_Ritesh_Patel_and_Vaibhav_Pant |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.11924 |
コロナ質量放出（CME）の初期の進化を理解する上で直面する主な課題のいくつかは、内部コロナ（$<\、3$R$_{\odot}$）と空の測定面での観測が限られているためです。このように、この作業では、マウナロア太陽天文台（MLSO）の地上ベースのコロナグラフK--Corからの内部コロナ観測に、2つの観測とともに段階的円筒シェル（GCS）モデルの適用を拡張しました。太陽地球関係観測所（STEREO）に搭載されたCOR--1から。我々は、より低い高さの白色光における5つのCMEの急速な初期加速と幅拡大段階を研究します。また、内部コロナにおけるこれらのCMEのモデル化された体積の進化を研究し、太陽からの距離に対するCME体積のべき乗則依存性を初めて報告します。さらに、楕円体の前部と円錐形の脚の体積が異なるべき乗則に従っていることがわかります。これは、CMEによる体積膨張の差を示しています。この研究はまた、内側と外側のコロナにおけるCMEの総体積進化に関する2つの異なるべき乗則を明らかにしており、したがって、これらの異なる高さでの異なる膨張メカニズムを示唆しています。これらの結果は、CMEの進化に関する現在の理解を支援するだけでなく、CMEの開始および伝播モデルに対するより良い制約も提供します。また、2016年からSTEREO-B（したがってCOR--1Bデータ）が失われたため、ここで紹介するこの修正されたGCSモデルは、白色光でのCMEの3D研究のために内部コロナでの立体視を可能にします。
LAMOST調査によるM33の分光学的研究。 I.星雲からの化学的勾配
| Title |
Spectroscopic_Study_of_M33_with_LAMOST_survey._I._Chemical_gradients_from_nebulae |
| Authors |
Sofya_Alexeeva_and_Gang_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.11939 |
M33の形態学的および化学的構造は、LAMOSTDR7調査で調査されます。M33の110個の星雲（95個のH\ii\領域と15個のPNe）について、物理的パラメーター、消滅、He、N、O、Ne、S、Cl、Ar（利用可能な場合）の化学組成、および視線速度を決定しました。その中で、M33の8つのPNe領域と55のH\ii\領域が新たに発見されました。次のOアバンダンスグラジエントを取得しました：$-$0.199$_{-0.030}^{+0.030}$dex$R_{25}^{-1}$（95H\ii\領域に基づく）、$-$0.124$_{-0.036}^{+0.036}$dex$R_{25}^{-1}$（93H\ii\領域に基づく）、および$-$0.207$_{-0.174}^{+0.160}$dex$R_{25}^{-1}$（21H\ii\領域に基づく）、それぞれO3N2診断でのN2からの存在量と$T_{\rme}$に敏感な方法を利用します。He、N、Ne、S、およびArの勾配により、$-$0.179$_{-0.146}^{+0.145}$、$-$0.431$_{-0.281}^{+0.282}$、$-の傾きが生じました。それぞれ$0.171$_{-0.239}^{+0.234}$、$-$0.417$_{-0.182}^{+0.174}$、$-$0.340$_{-0.157}^{+0.156}$、豊富さを利用$T_{\rme}$-sensitiveメソッドから。私たちの結果は、文献で想定されている負の軸対称グローバル金属量分布の存在を確認します。1つの新しいWCスター候補と1つの移行WRWN/C候補に気づきました。M33のスパイラル構造のグランドデザインパターンを紹介します。
ベテルギウスの光球における対流細胞の3次元イメージング
| Title |
Three-dimensional_imaging_of_convective_cells_in_the_photosphere_of_Betelgeuse |
| Authors |
A._L\'opez_Ariste,_S._Georgiev,_Ph._Mathias,_A._L\`ebre,_M._Wavasseur,_E._Josselin,_R._Konstantinova-Antova,_Th._Roudier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.12011 |
赤色超巨星の対流と、これらの進化した星からの質量損失を引き起こすメカニズムを理解することは、ベテルギウスとその内部の星周環境のほとんどの観測の一般的な目標です。ベテルギウスのスペクトルの原子線の線形分光偏光測定は、その大気中の明るさの3次元（3D）分布に関する情報を明らかにします。プラズマの分布とその速度をモデル化し、反転アルゴリズムを使用して、観測された直線偏光を適合させます。ベテルギウスの光球の最初の3D画像を取得します。使用した近似の範囲内で、垂直対流を回復し、光球のさまざまな高さで上昇するプラズマの速度を測定します。いくつかのケースでは、この速度が高さに対して一定であることがわかり、プラズマに作用してそれを打ち消す重力以外の力の存在を示しています。場合によっては、これらの力は、プラズマが60\、\kmsで、この速度が脱出速度に匹敵する高さまで上昇するのを維持するのに十分です。ベテルギウスの光球には、プラズマが脱出速度に近い速度に到達することを可能にする力が存在します。これらのメカニズムは、質量損失を引き起こし、これらの進化した星の観測された大きな恒星風を維持するのに十分かもしれません。
3Dモデル大気からのスペクトルの内挿
| Title |
Interpolation_of_spectra_from_3D_model_atmospheres |
| Authors |
S._Bertran_de_Lis,_C._Allende_Prieto,_H.-G._Ludwig,_L._Koesterke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.12086 |
モデル大気に対する恒星表面対流の3D流体力学的シミュレーションの使用は、計算コストが高くなります。これらのモデルはかなり前から利用可能ですが、シミュレーションと関連するスペクトルの広範なグリッドがないため、使用は制限されています。私たちの目標は、1Dモデルと3Dモデルの両方に適用できるスペクトルを補間し、コミュニティで利用可能なコードに実装する方法を提供することです。このツールにより、恒星スペクトルの分析で3Dモデル大気を日常的に使用できるようになります。}放射基底関数を使用して、84の3次元モデル大気のCIFISTグリッドに含まれるスペクトルを補間するコードを開発しました。流体力学的シミュレーションのスペクトル合成は、以前はコードASS$\epsilon$Tで実行されていました。3Dスペクトルを補間するためのツールをコミュニティで利用できるようにします。このコードは、特定の波長間隔の補間スペクトルと補間エラー、および有効温度、表面重力、金属量の組み合わせを提供します。さらに、オプションで、RMSと1Dスペクトルと3Dスペクトル間の平均比のグラフィック表現、およびパラメーター空間全体の補間スペクトルのエラーのマップを提供します。
磁気プラントル数を推定するための方法論と太陽表面の小規模ダイナモシミュレーションへの応用
環境。太陽大気中の小規模ダイナモの数値調査における重要なステップは、放射電磁流体力学（MHD）シミュレーションから生じる磁気プラントル数Prmの正確な決定から成ります。目的。目的は、MHDシミュレーションを特徴付ける、有効レイノルズ数と磁気レイノルズ数ReとRem、およびそれらの比率Prm=Rem/Re（磁気Prandlt数）を推定するための信頼できる方法論を提供し、小規模なダイナモシミュレーションを分類することです。これらの無次元パラメータの項。メソッド。ReとRemを計算するために提案された方法論は、適切な要素への射影の方法に基づいており、シミュレーションコードのものよりも高次の正確な数値演算子を使用して実行される後処理ステップに依存しています。CO5BOLDコードを使用して、有効粘度とプラズマ抵抗率が異なる多数の放射MHDシミュレーションを実行し、結果として得られる磁気エネルギーの成長率と飽和磁場強度をReとRemで特性評価しました。結果。全体として、提案された方法論は、MHDシミュレーションコードの運動量と誘導方程式に影響を与える散逸係数の確実な推定を提供し、その結果、数値結果を特徴付ける磁気プラントル数の信頼できる評価も提供します。さらに、小規模ダイナモはアクティブであり、Prm=0.65でも、グリッド間隔がh=12km未満のCO5BOLDシミュレーションで、大きな値まで小さなシード磁場を増幅できることがわかります。ただし、散逸係数の振幅を推定するだけでなく、どのスケールでエネルギー散逸が発生するかを推定することも重要であるため、Prmのみでダイナモシミュレーションを分類することは困難であることも明らかです。
スピン分極した縮退相対論的天体プラズマにおける電磁波とスピン電子音波の非線形結合
| Title |
Nonlinear_Coupling_of_Electromagnetic_and_Spin-Electron-Acoustic_Waves_in_Spin-polarized_Degenerate_Relativistic_Astrophysical_Plasma |
| Authors |
Pavel_A._Andreev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.11814 |
部分的にスピン偏極した縮退プラズマを介した有限振幅の電磁波の伝播は、不安定性につながります。不安定性は、電磁波と低周波の縦波スピン電子音響波との相互作用で発生します。最強の不安定性は、フェルミ運動量が$m_{e}c$に近い高密度の縮退プラズマで発生します。ここで、$m_{e}$は電子の質量、$c$は光速です。プラズマのスピン偏極の成長に伴う不安定性の増加の増加が見られる。
| Title |
Precisely_measuring_the_Hubble_constant_and_dark_energy_using_only_gravitational-wave_dark_sirens |
| Authors |
Shang-Jie_Jin,_Tian-Nuo_Li,_Jing-Fei_Zhang,_Xin_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.11882 |
二元中性子星（BNS）の合体における潮汐変形の測定値を使用すると、重力波（GW）源の赤方偏移の情報を取得できるため、実際には、このようなGWダークサイレンを使用するだけで宇宙膨張履歴を調べることができます。これを行うための鍵は、大量の正確なGWデータを取得することです。これは、第3世代（3G）GW検出器を使用することで実現できます。この論文では、ハッブル定数と暗黒エネルギーの状態方程式（EoS）がGWダークサイレンだけを使用して正確に測定できるかどうかという質問に対する答えを提供したいと思います。3GGW検出器の時代には、${\calO}（10^5）$-${\calO}（10^6）$ダークサイレンデータ（潮汐測定値を含む）をいくつかのデータで取得できることがわかりました。年間の観測、したがってダークサイレンのみを使用することで、実際に精密な宇宙論を達成することができます。3G検出器のネットワークに基づいて、ハッブル定数$H_0$とダークエネルギー$w$の定数EoSに対してそれぞれ$0.1\％$と$0.6\％$の制約精度を取得します。ダークエネルギーの2パラメーターEoSパラメーター化の場合、$w_0$の精度は$1.4\％$であり、$w_a$の誤差は0.086です。3GGW検出器は、ハッブル張力を解決し、ダークエネルギーの性質を明らかにする上で画期的な進歩につながると結論付けています。
イオンサイクロトロン共鳴は、無衝突プラズマにおける場と粒子の相互作用による基本的なエネルギー変換プロセスの1つです。ただし、イオンサイクロトロン共鳴（すなわち、電磁界とイオン位相空間密度の間のコヒーレンス）および結果として生じるイオンサイクロトロン波（ICW）の減衰の重要な証拠はまだ直接観察されていません。磁気圏マルチスケール（MMS）衛星による宇宙プラズマの高品質測定を調査すると、波動電磁場ベクトルと乱れたイオン速度分布のバルク速度の両方が背景磁場の周りを回転することがわかります。さらに、イオン速度分布関数の変動の中心と波動電場ベクトルとの間の絶対ジャイロ位相角差は、波からの進行中のエネルギー変換と一致して、（0、90）度の範囲にあることがわかります。-粒子へのフィールド。プラズマ運動論を呼び出すことにより、理論モデルにおける減衰イオンサイクロトロン波の場と粒子の相関が私たちの観測とよく一致することを示します。さらに、波動電場ベクトル（$\delta\mathbf{E'}_{\mathrm{wave、\perp}}$）、イオン電流密度（$\delta\mathbf{J}_\mathrm{i、\perp}$）とエネルギー伝達率（$\delta\mathbf{J}_\mathrm{i、\perp}\cdot\delta\mathbf{E'}_{\mathrm{wave、\perp}}$）は準周期的な振動を示し、イオンの電磁場によって行われる統合された作業は正であり、イオンが主にサイクロトロン共鳴を介して電場の垂直成分によって励起されることを示します。したがって、MMS観測と運動論の組み合わせ分析は、宇宙プラズマにおけるICW減衰の直接的、徹底的、かつ包括的な証拠を提供します。
原始中性子星と合併残骸のデルタ共鳴とハイペロン
状態方程式（EoS）と、高密度で高温の$\Delta$共鳴混合超核物質の組成を、中性子星連星の合体残骸と超新星に特徴的な条件下で研究します。冷たいニュートリノのないレジームは、高密度物質のEoSに対する天体物理学的制約の基準としても考慮されます。私たちの形式は、共変密度汎関数（CDF）理論を使用して、完全な$J^P=1/2^+$バリオンオクテットと密度のある$J^P=3/2^+$デカップレットの非奇妙なメンバーを含めることに成功しました。核および超核セクターの既存の実験室および天体物理学データに適切に調整された依存結合。有限温度での$\Delta$共鳴の効果は、中密度で超核物質のEoSを柔らかくし、高密度でそれを硬くすることです。低温では、$\Delta$の場合、重いバリオン$\Lambda$、$\Delta^-$、$\Xi^-$、$\Xi^0$、$\Delta^0$が指定された順序で表示されます。-中間子結合は、核子-中間子結合の結合に近い。ハイペロンの場合と同様に、$\Delta$共鳴のしきい値は、温度の上昇とともに低密度に移動し、低密度の核内領域における$\Delta$sのかなりの部分を示します。$\Delta$共鳴は、ニュートリノに閉じ込められた領域で数十MeVのオーダーの温度で、$10\％$のオーダーのバリオン物質のかなりの部分を構成し、したがって、超新星に影響を与える可能性があることがわかります。とバイナリニュートリノ星のダイナミクス。
N $ ^ + _2 $の低エネルギー電子衝撃解離性再結合と振動遷移
| Title |
Low-energy_electron_impact_dissociative_recombination_and_vibrational_transitions_of_N$^+_2$ |
| Authors |
A._Abdoulanziz,_C._Argentin,_V._Laporta,_K._Chakrabarti,_A._Bultel,_J._Tennyson,_I._F._Schneider_and_J._Zs_Mezei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.12096 |
断面積と熱速度係数は、2.3eV/5000Kまでの衝突エネルギー/温度で、電子衝撃解離性再結合と、最低6つの振動レベルでのN$^+_2$分子イオンの振動励起/脱励起について計算されます。。
任意の軌道上の帯電した回転するブラックホール連星の等角曲線の初期データ
| Title |
Conformally_curved_initial_data_for_charged,_spinning_black_hole_binaries_on_arbitrary_orbits |
| Authors |
Soham_Mukherjee,_Nathan_K._Johnson-McDaniel,_Wolfgang_Tichy,_Steven_L._Liebling |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.12133 |
任意の軌道上にスピンを持つ荷電ブラックホール連星の等角曲線の初期データを構築する方法を提示します。[Lovelaceetal。、Phys。Rev.D{78}、084017（2008）]重ね合わせたブラックホールにカー・ニューマン解法を使用し、電磁的制約方程式を解きます。疑似スペクトルコードSGRIDで構築を実装します。したがって、このコードは、パンクチャ法を使用して構築された既存の荷電ブラックホールの初期データと比較して、補完的で完全に独立した切除ベースの構築を提供します[BozzolaandPaschalidis、Phys。Rev.D{99}、104044（2019）]。また、Lovelaceetalの独立した実装（いくつかの小さな変更を含む）も提供します。真空構造。軌道を回るバイナリのさまざまな構成の初期データを構築します。たとえば、高電荷または急速に回転するブラックホールを使用します（この初期テストでは、それぞれ極値の90％と80％ですが、コードは次のデータを生成できるはずです。より高い解像度を使用してこれらのパラメータのさらに高い値）、および一般的な回転、帯電したブラックホールの場合。有限差分を使用して探索的進化を実行し、パンクコードBAM（真空の場合）とHAD（電荷を含む正面衝突の場合）を移動して、切除面の内側を埋めます。帯電した場合、これらの初期データの進化は、修正された重力理論における連星ブラックホール波形の代用を提供します。さらに、アインシュタイン-マクスウェル-ディラトン理論への構築の一般化は簡単なはずです。
