宇宙論の適切な問題として$H_0$の緊張を投げかける
後期のローカル宇宙におけるハッブル定数$H_0$の値と、初期宇宙の全天値を表すプランクコラボレーションから得られた値との間の不一致は、5$\sigma$レベルに達しました。緊張を緩和するためのアプローチには、データ取得の不確実性の増大、プローブの基礎となる天体物理学モデルのバイアスの低減、または宇宙論的背景モデルのパラメーターの観測者依存の分散の考慮など、さまざまな仮説が含まれます。張力を解釈する別の方法は、フリードマン方程式の密度パラメーターを検討することです。これは、2つの異なる宇宙時間でプローブされます。つまり、フラットの2つの異なるフィットに対して、初期の宇宙と後期のより複雑な宇宙のデータを使用します。フリードマン-レマ\^itre-ロバートソン-ウォーカー宇宙論。これらのオブザーバブルはすべて共通の基準に基づいているため、これらのバックグラウンドフィットと摂動バイアスがオブザーバブルにリンクされているときに相互に一貫してキャリブレーションされていない場合、パラメーター値の2つのセットは異なる可能性があり、緊張が生じます。この一貫したモデルフィッティングキャリブレーションは、上記の2つの$H_0$値の間に欠けているため、緊張が生じます。ここに示すように、宇宙マイクロ波背景放射への適合から得られた物質密度パラメーターの15％、$\Omega_\mathrm{m}=0.315$が分離された摂動に割り当てられた場合、この解釈は$H_0$張力を解決します。超新星観測の赤方偏移での適合のための$\Omega_\mathrm{m}=0.267$。このソリューションをサポートする既存の理論的分析とデータ評価が提供されます。
Snowmass2021 Cosmic Frontier CF6ホワイトペーパー：ダークエネルギー用の複数実験プローブ-過渡現象
| Title |
Snowmass2021_Cosmic_Frontier_CF6_White_Paper:_Multi-Experiment_Probes_for_Dark_Energy_--_Transients |
| Authors |
Alex_G._Kim,_Antonella_Palmese,_Maria_E._S._Pereira,_Greg_Aldering,_Felipe_Andrade-Oliveira,_James_Annis,_Stephen_Bailey,_Segev_BenZvi,_Ulysses_Braga-Neto,_Fr\'ed\'eric_Courbin,_Alyssa_Garcia,_David_Jeffery,_Gautham_Narayan,_Saul_Perlmutter,_Marcelle_Soares-Santos,_Tommaso_Treu,_Lifan_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.11226 |
この招待されたSnowmass2021ホワイトペーパーは、HEPサイエンスの進歩における天文過渡現象の共同分析の力を強調し、現在および今後のプロジェクトに伴う機会を実現できる研究活動を紹介します。関心のある過渡現象には、重力波イベント、ニュートリノイベント、強レンズのクエーサーと超新星、特にIa型超新星が含まれます。これらの過渡現象は、宇宙の宇宙論的距離のプローブとして、また超高重力、高エネルギー物理学の宇宙実験室として機能することができます。共同分析とは、複数の実験または施設からの重要な調整を必要とする作業を指します。そのため、マルチメッセンジャー天文学、光学的過渡現象の発見、および分散フォローアッププログラムが含まれます。
宇宙の光学的背景の過剰、暗黒物質、および線強度のマッピング
| Title |
The_cosmic_optical_background_excess,_dark_matter,_and_line-intensity_mapping |
| Authors |
Jos\'e_Luis_Bernal,_Gabriela_Sato-Polito,_Marc_Kamionkowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.11236 |
NewHorizonsLORRI画像を使用した最近の研究では、これまでの宇宙の光学的背景の最も正確な測定値が返され、深い銀河の数から予想されるフラックスを約2倍超えるフラックスが得られました。$\sim4\sigma$の有意性で検出されたこの過剰が、$0.5-10$eVの範囲の静止フレームエネルギーを持つ単一エネルギー光子に崩壊する暗黒物質によるものかどうかを調査します。このような崩壊とLORRIによって測定されたフラックスへの寄与からスペクトルエネルギー分布を導き出します。$E\gtrsim4$eVのエネルギーを持つ光子への崩壊で測定された過剰を説明するパラメータ空間は現在まで制約されていません。暗黒物質の光子線への崩壊から過剰が生じた場合、今後の線強度マッピング測定で重要な信号が発生します。さらに、ニューホライズンズに搭載された紫外線装置（感度が高く、スペクトルの異なる範囲をプローブする）と、非常に高エネルギーの$\gamma$線減衰の将来の研究でも、この仮説がテストされ、暗黒物質の検索が拡大されます。より広い範囲の周波数に。
原始ヘリウム3還元：オリオン大星雲のヘリウム同位体比
| Title |
Primordial_helium-3_redux:_The_helium_isotope_ratio_of_the_Orion_nebula |
| Authors |
Ryan_J._Cooke_(1),_Pasquier_Noterdaeme_(2,3),_James_W._Johnson_(4),_Max_Pettini_(5),_Louise_Welsh_(6,7),_Celine_Peroux_(8,9),_Michael_T._Murphy_(10),_David_H._Weinberg_(4,11)_((1)_Centre_for_Extragalactic_Astronomy,_Durham_University,_(2)_Franco-Chilean_Laboratory_for_Astronomy,_(3)_Institut_d'Astrophysique_de_Paris,_(4)_Department_of_Astronomy,_The_Ohio_State_University,_(5)_Institute_of_Astronomy,_University_of_Cambridge,_(6)_Dipartimento_di_Fisica_G._Occhialini,_Universita_degli_Studi_di_Milano_Bicocca,_(7)_INAF,_Osservatorio_Astronomico_di_Brera,_(8)_European_Southern_Observatory,_(9)_Laboratoire_d'Astrophysique_de_Marseille,_(10)_Centre_for_Astrophysics_and_Supercomputing,_Swinburne_University_of_Technology,_(11)_Center_for_Cosmology_and_Astroparticle_Physics,_The_Ohio_State_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.11256 |
アップグレードされた極低温赤外線エシェル分光器（CRIRES）を使用した科学検証観測の一環として、局所恒星間雲の外側でのヘリウム同位体比3He/4Heの最初の直接測定を報告します。3He/4Heの決定は、オリオン大星雲のTet02OriAに向かう視線に沿った準安定HeI*吸収に基づいています。値3He/4He=（1.77+/-0.13）x10^{-4}を測定します。これは、素粒子物理学と宇宙論の標準モデル（3He/4He）_p=（1.257+/-0.017）x10^-4。一連の銀河化学進化シミュレーションを計算して、これらの同位体の銀河系の蓄積を研究します。質量範囲M=8-100M_sunの星のLimongi＆Chieffi（2018）と、MのLagarde（2011,2012）の収量を使用します。=0.8-8M_sun。計算が原始比（3He/4He）_p=（1.043+/-0.089）x10^-4で初期化されている場合、これらのシミュレーションはOrionと原始太陽系の3He/4He値を同時に再現することがわかります。引用された誤差にはモデルの不確かさが含まれていませんが、この決定は標準モデルの値と約2シグマ以内で一致しています。また、現在の銀河系の重水素（D/H）、ヘリウム（He/H）、および3He/4Heの存在量を使用して、原始的な3Heの存在量（3He/H）_p<（1.09+/-0.18）x10^-5、これも標準モデルの値と一致します。3つの原始元素比（D/H、4He/H、および3He/4He）との顕著な同時一致を破ることなく、非標準物理学との矛盾する原始7Li/H存在比を説明することがますます困難になっていることを指摘します。標準モデルの値。
| Title |
Dark_Energy_Survey_Year_3_results:_imprints_of_cosmic_voids_and_superclusters_in_the_Planck_CMB_lensing_map |
| Authors |
A._Kov\'acs,_P._Vielzeuf,_I._Ferrero,_P._Fosalba,_U._Demirbozan,_R._Miquel,_C._Chang,_N._Hamaus,_G._Pollina,_K._Bechtol,_M._Becker,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_R._Cawthon,_M._Crocce,_A._Drlica-Wagner,_J._Elvin-Poole,_M._Gatti,_G._Giannini,_R.A._Gruendl,_A._Porredon,_A.J._Ross,_E.S._Rykoff,_I._Sevilla-Noarbe,_E._Sheldon,_B._Yanny,_T._Abbott,_M._Aguena,_S._Allam,_J._Annis,_D._Bacon,_G._Bernstein,_E._Bertin,_S._Bocquet,_D._Brooks,_D._Burke,_J._Carretero,_F.J._Castander,_M._Costanzi,_L.N._da_Costa,_M.E.S._Pereira,_J._De_Vicente,_S._Desai,_H.T._Diehl,_J._Dietrich,_A._Fert\'e,_B._Flaugher,_J._Frieman,_J._Garc\'ia-Bellido,_E._Gazta\~naga,_D._Gerdes,_T._Giannantonio,_D._Gruen,_J._Gschwend,_G._Gutierrez,_S._Hinton,_D.L._Hollowood,_K._Honscheid,_D._Huterer,_K._Kuehn,_O._Lahav,_M._Lima,_M._March,_et_al._(22_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.11306 |
宇宙ボイドと超銀河団からのCMBレンズ信号は、低赤方偏移の宇宙ウェブの構造の成長を調べます。この分析では、PlanckCMBレンズマップをダークエネルギーサーベイ3年目（Y3）のデータセット（$\sim$5,000deg$^{2}$）で検出されたボイドと相互相関させ、Y1カタログ（$\sim$1,300deg$^{2}$）。Y1データと比較して統計的検出力が高いことを考えると、redMaGiC発光赤銀河サンプルから検出された約3,600個のボイドを使用して、負のCMB収束（$\kappa$）インプリントの$6.6\sigma$検出を報告します。ただし、測定された信号は、$\Lambda$CDMモデルに基づくMICEN-bodyシミュレーションからの予想よりも低くなっています（パラメーター$\Omega_{\rmm}=0.25$、$\sigma_8=0.8$）。不一致は主にボイドセンター領域に関連しています。フルボイドレンズプロファイルを考慮して、振幅$A_{\kappa}=\kappa_{\rmDES}/\kappa_{\rmMICE}$を固定形状のシミュレーションベースのテンプレートに適合させ、適度な$2\sigmaを見つけました。$A_{\kappa}\approx0.79\pm0.12$の信号の$偏差。Planck2018$\Lambda$CDM宇宙論に基づくWebSkyシミュレーションも調べましたが、物質密度の変動がMICEよりもわずかに大きいため、結果の一貫性はさらに低くなりました。次に、DESおよびMICEカタログでスーパークラスターを特定し、それらのインプリントを$8.4\sigma$レベルで検出しました。再び、予想よりも低い$A_{\kappa}=0.84\pm0.10$の振幅で。ボイドとスーパークラスターの組み合わせにより、CMBレンズ振幅に$A_{\kappa}=0.82\pm0.08$制約のある$10.3\sigma$検出が生成されるため、全体的な信号はMICEから予想されるよりも$2.3\sigma$弱くなります。
| Title |
Forecast_of_Neutrino_Cosmology_from_the_CSST_Photometric_Galaxy_Clustering_and_Cosmic_Shear_Surveys |
| Authors |
Hengjie_Lin,_Yan_Gong,_Xuelei_Chen,_Kwan_Chuen_Chan,_Zuhui_Fan,_and_Hu_Zhan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.11429 |
中国宇宙ステーション望遠鏡（CSST）は、間もなく登場する強力なステージIVの宇宙ベースの光学調査装置です。非常に高い精度で多くの重要な宇宙論的問題を探求することが期待されています。この作業では、CSSTフォトメトリック銀河団からの模擬データを使用して、暗黒エネルギーの状態方程式（$w$CDM）が一定のコールドダークマターのモデルの下で、ニュートリノ質量およびその他の宇宙論的パラメーターの制約を調査することに焦点を当てます。および宇宙せん断調査（すなわち、3$\times$2pt）。銀河バイアス、測光赤方偏移の不確実性、固有の位置合わせ、せん断キャリブレーション、バリオンフィードバック、非線形、および機器効果からの系統分類も分析に含まれます。CSSTの機器効果と観測効果を考慮して、COSMOSカタログに基づいて模擬データを生成し、マルコフ連鎖モンテカルロ（MCMC）法を使用して制約を実行します。現在の同様の測定結果と比較すると、CSST3$\times$2ptの調査では、宇宙論的パラメーターの制約を少なくとも1桁改善できることがわかります。ニュートリノの質量の合計の上限を取得できます$\Sigmam_{\nu}\lesssim0.36$（0.56）eVat68\％（95\％）信頼水準、および$\Sigmam_{\nu}\バリオン効果を無視した場合、68\％（95\％）信頼水準でlesssim0.23$（0.29）eV。これは{\itPlanck}の結果に匹敵し、現在の測光調査よりもはるかに優れています。これは、CSST測光測光がニュートリノ質量や他の宇宙論的パラメーターに厳しい制約を与えることができ、他の種類のCSST宇宙論的調査からのデータを含めることによって結果をさらに改善できることを示しています。
CMB実験のための偏光シンクロトロン前景評価
| Title |
Polarized_Synchrotron_Foreground_Assessment_for_CMB_Experiments |
| Authors |
Janet_L._Weiland,_Graeme_E._Addison,_Charles_L._Bennett,_Mark_Halpern,_Gary_Hinshaw |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.11445 |
偏光銀河シンクロトロン放射は、周波数$<150$GHzで観測される宇宙マイクロ波背景放射（CMB）実験にとって望ましくない前景です。1.4、2.3、23、30、33GHzでの観測データの複合分析を実行して、$\sim3.5^\circ$上の偏光シンクロトロンスペクトルインデックス$\beta^{pol}$の空間変動を定量化します。スケール。さまざまなデータの組み合わせの結果を比較して、これらの公開データに存在する制限と不整合に対処し、$\beta^{pol}$の複合マップを作成します。データ品質マスキングにより、44％の空のカバレッジが残ります（$|b|>45^\circ$の場合は75％）。一般に、内側の銀河面と拍車では$-3.2<\beta^{pol}\lesssim-3$ですが、外側の銀河のファン領域のインデックスはよりフラットです。$\Delta\beta^{pol}=0.4$で銀河面の南の緯度が増加するにつれて、明確なスペクトルインデックスが急勾配になり、北では$0.25$の急勾配になります。南銀河極の近くでは、偏光シンクロトロンスペクトル指数は$\beta^{pol}\approx-3.4$です。緯度平均に関する$\Delta\beta^{pol}\sim0.1$の縦方向のスペクトルインデックスの変動も検出されます。BICEP2/Keck調査のフットプリント内で、一定値$\beta^{pol}=-3.25\pm0.04$（統計）$\pm0.02$（体系的）との整合性が見つかります。シンクロトロンと熱ダストの放出が全偏光前景に等しく寄与する周波数のマップを計算します。この作業で遭遇したデータセット間の制限と不整合は、これらの調査が十分な感度と機器の系統的エラーの制御を備えている場合、複数の周波数、特に$10〜20$GHzでの追加の独立した調査の価値を明らかにします。
| Title |
Simultaneous_Inference_of_Neutron_Star_Equation_of_State_and_Hubble_Constant_with_a_Population_of_Merging_Neutron_Stars |
| Authors |
Tathagata_Ghosh,_Bhaskar_Biswas,_Sukanta_Bose |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.11756 |
中性子星（NS）の状態方程式（EoS）の知識を利用して、バイナリ中性子星（BNS）の合併の母集団からハッブル定数を推測するための提案を実装する方法を開発します。この方法は、赤方偏移が利用できない場合に標準サイレンとしてBNSを活用するのに役立ちます。コンパクトオブジェクトバイナリからの重力波（GW）信号は、それらの光度距離の直接測定を提供しますが、赤方偏移は提供しません。過去とは異なり、ベイジアンフレームワークで現実的なEoSパラメーター化を使用して、ハッブル定数の測定とEoSパラメーターの制約の改善を同時に行います。赤方偏移の不確実性は、EoSの不確実性とGWデータから推定された質量パラメータに依存します。推定されたBNS赤方偏移を対応する光度距離と組み合わせて、赤方偏移と距離の関係を構築し、そこからハッブル定数を推定します。ここでは、CosmicExplorerの時代に、不確実性を考慮しながら、ハッブル定数を$\sim3\％$（$90\％$の信頼区間で）の精度で1000BNSの現実的な分布で測定できることを示します。EoSパラメータで。この作業で実装された方法論は、NSのマージからのGW観測を同時に組み合わせ、NS質量の単純な人口モデルを選択し、NSのマージ率を一定に保つことによって、NSEoSとハッブル定数を推測する包括的なアルゴリズムを示しています。この方法は、合併率、人口特性、およびさまざまな宇宙論的パラメーターを組み込むためにすぐに拡張できます。
LIGO-Virgoの最初の3回の観測ランからのデータを使用して、宇宙論的な一次相転移からの重力波スペクトルを制約する
| Title |
Constraining_the_Gravitational-Wave_Spectrum_from_Cosmological_First-Order_Phase_Transitions_Using_Data_from_LIGO-Virgo_First_Three_Observing_Runs |
| Authors |
Yang_Jiang_and_Qing-Guo_Huang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.11781 |
AdvancedLIGOおよびAdvancedVirgoの最初の3回の観測実行から、一次相転移（PT）重力波（GW）信号を検索します。理論上の不確実性が大きいため、文献で広く採用されている気泡と音波の衝突による4つのGWエネルギースペクトル形状を個別に調査します。私たちの結果は、そのようなGW信号の存在の証拠がないことを示しているため、ピーク周波数でのGWエネルギースペクトル$h^2\Omega_\text{pt}（f_*）$の振幅の上限を示します。これらの4つの理論モデルの$f_*\in[0.5,500]$Hzの範囲を個別に。$h^2\Omega_\text{pt}（f_*\simeq40\\text{Hz}）<（1.3\sim1.4）\times10^{-8}$が$95\％$の信頼できるレベルであることがわかります。最も敏感な周波数帯域に対応する$f_*\in[10,100]$Hzのピーク周波数範囲で$68\％$の信頼できるレベルでおよそ$H_*/\beta\lesssim0.1$と$\alpha\lesssim1$AdvancedLIGOとAdvancedVirgoの最初の3回の観測実行の結果。ここで、$H_*$はPTが発生したときのハッブルパラメータ、$\beta$は気泡の核形成率、$\alpha$は真空と相対論的エネルギー密度の比率です。
パーセント精度への道：リアクションウェイ
今後の宇宙せん断調査の前例のない統計的検出力を利用するには、広範囲のスケールにわたる物質検出力スペクトルの精巧な知識が必要になります。分析メソッドは、準線形スケールまでしかこのような精度を達成できません。より小さな非線形スケールの場合、$N$-bodyおよび流体力学的シミュレーションに頼る必要があります。これは、最近の技術の進歩と改善されたアルゴリズムにもかかわらず、計算コストが高いままです。過去10年間で、機械学習とエミュレーターの出現により、優れたコンピューティング効率で目標精度を達成する能力が推進されてきました。しかし、現実的には、これらの手法は、「バニラ」${\Lambda}$CDM宇宙論への拡張の制限されたサブセットに対してのみ高精度の非線形物質パワースペクトルを生成することができます。ハローモデル、摂動理論、エミュレーター（反応フレームワーク）の組み合わせから強みを引き出すこれらの欠点を軽減するための有望な代替案を紹介します。${\Lambda}$CDMを超える物理学を説明するために、標準的な宇宙論で進化したパワースペクトルを簡単に調整できる方法を示し、重力、暗黒エネルギーのパラメーター化、および大規模なニュートリノに対するよく知られた変更に対する反応の精度について説明します。宇宙論。
膨張宇宙における電磁流体波-分析ソリューションを使用した宇宙論的MHDコードテスト
線形電磁流体波の解析ソリューションを使用して、宇宙論的電磁流体力学（MHD）コードをテストする方法について説明します。共動MHD方程式から始めて、物質が支配的な平坦なアインシュタイン・ド・シッター（EdS）宇宙における線形熱磁気波の振幅進化の解析解を導き出します。考慮される波は、共動する直線偏波のアルヴェーン波と、自己重力によって修正された共動する磁気音波（高速）波です。圧縮性波の解は一般的な断熱指数で求められ、完全な解に加えて、自己重力のない流体力学の限界を考慮します。これらの解析解に加えて、線形化された方程式は$\Lambda$CDM宇宙論のために数値的に解かれます。分析解と数値解を使用して、宇宙論的MHDコードAREPOを使用して得られた結果と比較し、すべての場合で良好な一致を見つけます。私たちの例は、新しい宇宙論的MHDコードを開発するとき、または既存のコードの回帰テストに役立つ可能性があると考えています。
銀河数カウントからのレンズポテンシャルの推定量
線形および二次項を含む銀河数カウントからレンズポテンシャルの推定量を導き出します。この推定量は、強度マッピングからの対応する推定量よりもはるかに大きな信号対雑音比を持っていることを示します。これは、すでに線形順序で存在する数カウント角度パワースペクトルに追加のレンズ項があるためです。将来の測光調査のために信号対雑音比を推定します。特に高赤方偏移、$z\gtrsim1.5$では、信号対雑音比は30程度になる可能性があります。したがって、測光調査でのカウント数は、断層撮影レンズスペクトルを測定するための優れた手段になります。
暗黒物質ハローの形成は、宇宙の膨張率と重力崩壊下の構造物の成長に敏感です。ハローのガラス化は、ガス状の銀河団ガスを高温に加熱し、X線波長で光子を大量に放出します。銀河団を使って宇宙論を決定する際のX線調査の進捗状況を要約します。クラスターボリュームの存在量、クラスター化、標準光源、極端なオブジェクト統計に基づいて最近の宇宙論的結果をレビューし、関連する理論的考察を提示します。重力理論のプローブとしてのクラスターについて議論し、将来の発展の見通しを示します。
ベクトル暗黒物質の小規模構造
単一/多成分Schr\"{o}dinger-Poissonシステムの3+1次元シミュレーションを使用して、ベクトル暗黒物質（VDM）とスカラー暗黒物質（SDM）の小規模構造の違いを調査します。波の干渉、コアとハローの質量比（およびその散乱）、コアのスピン、および暗黒物質ハローの中央領域の形状によって、VDMとSDMを区別できます。理想化されたハローのコレクション（自己重力）から始めます。ソリトン）を初期条件として、質量密度の干渉パターンのハローに囲まれたコアを持つほぼ球対称の構成に動的に進化することを示します。ベクトルの場合、中央のソリトンは密度が低く、スカラーの場合と比較して、$r^{-3}$テールへの移行がスムーズになります。波の干渉はSDMと比較してVDMでは$\sim1/\sqrt{3}$倍小さく、その結果、SDMと比較したVDM、より拡散した顆粒ハローで。総ハロー質量に対するVDMコア質量の比率は、SDMの場合よりも低く、システムの総エネルギーへの依存度が高く、散乱がわずかに大きくなっています。最後に、VDMの場合の固有のスピン角運動量の進化の研究も開始します。シミュレーションの総固有スピンと最終的な中心コアのスピンの間に正の相関が見られ、かなりのばらつきがあります。初期状態で全角運動量が消失しても、コアに大きな固有スピンが発生する可能性があります。私たちの結果は、天体物理学的および地上観測を使用して、VDMとSDMを区別する可能性を示しています。
| Title |
Asteroid_Taxonomy_from_Cluster_Analysis_of_Spectrometry_and_Albedo |
| Authors |
Max_Mahlke,_Benoit_Carry,_Pierre-Alexandre_Mattei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.11229 |
観測量に基づく太陽系の小体の分類は、過去40年間にわたって継続的に開発され、繰り返されてきました。以前の反復では、大規模な観測キャンペーンの可用性または新しい観測次元を開く新しい機器機能のいずれかが続きましたが、主に確立された方法論を改善する機会があります。小惑星分類の反復を開発します。これにより、部分的および完全な観測の分類が可能になります。つまり、可視、近赤外、および可視近赤外分光法が可能になり、視覚的アルベドが分類観測量に再導入されます。結果として得られるクラスの割り当ては確率的に与えられ、分類の不確実性を定量化することができます。2125個のユニークな小惑星の2983個の観測に基づいて分類法を構築します。これは、以前の分類法と比較してサンプルサイズがほぼ10倍に増加したことを表しています。小惑星のクラスは、最大公約数アナライザーの混合モデルを使用して、観測値の低次元表現で識別されます。メインベルト内の極度に赤いオブジェクトの新しいZクラスを含む、3つの複合体C、M、およびSに分割された17のクラスを識別します。視覚的なアルベド情報は、X複合体のスペクトル縮退を解決し、C複合体の一部としてPクラスを確立します。小惑星の観測からこの分類体系内の確率的なクラス割り当てを計算する分類ツールを提示し、観測された波長領域に基づいてクラス間の縮退を本質的に説明します。部分的な観測を分類する機能と、分類への視覚的アルベドの再導入により、特にGaia、MITHNEOS-、およびSPHERExの調査によって提供される、小惑星観測の現在および将来のデータセットに適した分類法が提供されます。
自転と公転した太陽系外惑星の疑似2D化学モデルのグリッド-II。光化学の役割
光化学は、メタンやアンモニアなどの種の解離、およびシアン化水素などの他の種の結合を通じて、照射された太陽系外惑星の上層大気の化学組成を変化させることが期待されています。主に高地の昼側は光化学の影響を受けるはずですが、動的プロセスがどのように光化学種を大気中に輸送するのか、そしてこれらの化学的不均衡の影響がさまざまなパラメータでどのように変化するのかはまだ不明です。この作業では、広範囲の温度にわたって光化学モデルのグリッドを合成することにより、2次元のコンテキストで光化学の影響を調査します。光化学は、冷たい太陽系外惑星の数バールの深さまで、大気の組成を大きく変える可能性があることがわかりました。さらに、有効温度800〜1400Kの間で、2つの重要なヘイズ前駆体であるシアン化水素とアセチレンの光化学生成のスイートスポットを特定します。最も涼しい惑星（有効温度<1800K）の夜側は、光化学生成物をホストすることが示されています、水平方向の移流によって昼側から輸送されます。合成透過スペクトルは光化学の影響をわずかしか受けませんが、高分解能分光法などの高高度を調査する観測研究では、光化学を考慮に入れることをお勧めします。
太陽系外衛星で惑星を探査する：ケプラー-1708bとケプラー-1625bの事例
| Title |
Probing_Planets_with_Exomoons:_The_Cases_of_Kepler-1708_b_and_Kepler-1625_b |
| Authors |
Armen_Tokadjian_and_Anthony_L._Piro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.11243 |
惑星と月の間の潮汐相互作用は、ホスト惑星の特性への洞察を提供することができます。最近の太陽系外衛星候補ケプラー-1708b-iとケプラー-1625b-iは、木星のような惑星を周回する海王星サイズの衛星であり、そのような方法を適用する機会を提供します。潮汐移動時間がこれらのシステムの年齢とほぼ等しい場合、惑星ケプラー-1708bおよびケプラー-1625bの潮汐誘電正接Qの値は〜$3\times10^5-3\times10^であることを示します。それぞれ6$と〜$1.5\times10^5-4\times10^5$。いずれの場合も、これらはガスの巨大惑星の推定値と一致しています。いくつかの研究はケプラー-1625b-iの特に大きな準主軸を示唆していますが、月が本質的に現在の位置で形成されない限り、これはガス巨人にとって驚くほど低いQ〜2000を意味することがわかります。月の最初の準主軸のより詳細な予測は、Qに対してさらに優れた制約を提供する可能性があり、このコンテキストでの月の形成シナリオについて説明します。将来、太陽系外惑星の内部特性を制約するために、より多くの太陽系外衛星が発見されるので、同様の議論を使用することができます。これは、惑星の構造が不確かなサブネプチューン/スーパーアースの半径のギャップの近くの太陽系外惑星に特に役立つ可能性があります。
偏心フォンZeipel-Lidov-Kozai効果によって引き起こされる試験粒子の軌道反転に関する体系的な研究
| Title |
A_systematic_study_about_orbit_flips_of_test_particles_caused_by_eccentric_von_Zeipel-Lidov-Kozai_effects |
| Authors |
Hanlun_Lei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.11710 |
偏心フォンザイペル-リドフ-コザイ効果によって引き起こされる軌道反転の問題は、ポアンカレセクション、力学系理論（周期軌道と不変集合）、摂動処理を含む3つのアプローチによって体系的に調査されます。ポアンカレのセクションは、軌道傾斜角が$90^{\circ}$の傾斜を中心とする解放の島の存在によるものであることを示しています。力学系理論は、軌道傾斜角が極周期軌道と不変集合の存在によるものであることを示しています。摂動処理は、軌道傾斜角が特定の重要な議論の解放によるものであることを示しています。これらのアプローチを使用して、パラメータ空間全体の反転領域の境界が生成され、それらは互いに非常によく一致しています。分析を通じて、反転軌道の本質に到達します。（a）反転軌道は、極周期軌道の周りの一種の準周期軌道であり、ハミルトニアンの同じレベルの不変集合は、反転領域の境界を提供します。（b）反転軌道は次のとおりです。一種の共鳴軌道と共鳴幅は、反転領域のサイズを測定します。
| Title |
Milliarcsecond_astrometry_for_the_Galilean_moons_using_stellar_occultations |
| Authors |
B._E._Morgado,_A._R._Gomes-J\'unior,_F._Braga-Ribas,_R._Vieira-Martins,_J._Desmars,_V._Lainey,_E._D'aversa,_D._Dunham,_J._Moore,_K._Bailli\'e,_D._Herald,_M._Assafin,_B._Sicardy,_S._Aoki,_J._Bardecker,_J._Barton,_T._Blank,_D._Bruns,_N._Carlson,_R._W._Carlson,_K._Cobble,_J._Dunham,_D._Eisfeldt,_M._Emilio,_C._Jacques,_T._C._Hinse,_Y._Kim,_M._Malacarne,_P._D._Maley,_A._Maury,_E._Meza,_F._Oliva,_G._S._Orton,_C._L._Pereira,_M._Person,_C._Plainaki,_R._Sfair,_G._Sindoni,_M._Smith,_E._Sussenbach,_P._Stuart,_J._Vrolijk_and_O._C._Winter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.11711 |
恒星食は、太陽系の物体が観測者のために星の前を通過するときに発生します。この技術により、潜伏体のサイズと形状をキロメートルの精度で決定することができます。また、この手法は、掩蔽体の位置、アルベド、密度などを制約します。ガリレオ衛星のコンテキストでは、これらのイベントは、1mas（$\sim$3km）のオーダーの不確実性で、最高の地上位置天文学を提供できます。反対の間に木星の距離で）。私たちはキャンペーンを組織し、2021年にIo（JI）によって、2020年にGanymede（JIII）によって、2019年にEuropa（JII）によって、南北アメリカに観測所を持つ恒星食を観測することに成功しました。また、2016年のヨーロッパと2017年のガニメデの2つの以前に公開されたイベントを再分析しました。次に、掩蔽衛星の既知の3D形状を適合させ、その図形の中心を決定します。その結果、ミリ秒レベルの不確実性を伴う位置天文位置が得られました。これらの恒星食から得られた位置は、動的モデルと一緒に使用して、ガリレオ衛星の非常に正確な軌道を確保することができます。これらの軌道は、ESAのJUICEやNASAのEuropaClipperなど、木星システムを対象とした将来の宇宙探査機の計画に役立ち、フライバイ操作のより効率的な計画を可能にします。
離心率軌道上の惑星の平衡温度：時間スケールと平均
惑星の地表近くの熱容量の推定から、熱時間スケールは、深さ100mまで十分に混合された地球規模の海洋、または数十バーの圧力。結果として、離心率軌道上のそのような惑星の温度変動は減衰されます。平均気温は、軌道上の照射の時間平均をとることによって計算する必要があります。これは、$1/\sqrt{1-e^2}$とともに増加します。この結論は、軌道距離とは無関係であり、太陽のような星に有効です。低質量の主系列星の場合、減衰はさらに強くなります。
メトネの現在の軌道（S / 2004 S 1）
| Title |
The_current_orbit_of_Methone_(S/2004_S_1) |
| Authors |
Nelson_Callegari_Jr.,_Adri\'an_Rodr\'iguez_and_Dem\'etrio_Tadeu_Ceccatto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.11814 |
カッシーニ宇宙船は、土星系で多くの小型衛星を発見しました。それらのいくつかは、ミマスとの相互作用と惑星の扁平率のために、エキゾチックな軌道状態を示しています。この作品は、現在ミマスとの15:14平均運動共鳴に関与しているメトーンに捧げられています。Methoneの現在の軌道を詳細に調査するために、その軌道上の短期、共鳴、および長期の重力摂動を分析および特定します。さらに、土星の非中心場を周回する近接した小天体の集団の完全な運動方程式の数値積分を実行します。軌道のスペクトル分析と動的マップでのそれらの解釈により、共鳴と長期のダイナミクスの観点から、軌道とメトーンのダイナミクスを説明することができます。Methoneの現在の幾何学的軌道は、離心率の強制共振成分によりMimas'と整列し、拡張された外乱関数のいくつかの臨界角の同時振動につながることを示します。したがって、共振に関連する4つの重要な引数の同時振動について説明します。Mimas-Methone共鳴のマッピングは、15：14Mimas-Methone共鳴のドメインが、$\sim0.015$より低い偏心に位置する共回転共鳴に関連する規則的な動きと、間隔内の半主軸の振動によって支配されていることを示しています。194,660-194,730キロ。Methoneは現在、このサイトの奥深くにあります。
光度を下げるために活動銀河核を選択するための新しい赤外線基準
| Title |
A_New_Infrared_Criterion_for_Selecting_Active_Galactic_Nuclei_to_Lower_Luminosities |
| Authors |
Raphael_E._Hviding_(1),_Kevin_N._Hainline_(1),_Marcia_Rieke_(1),_St\'ephanie_Juneau_(2),_Jianwei_Lyu_(1),_Ragadeepika_Pucha_(1)_((1)_Steward_Observatory,_University_of_Arizona,_(2)_NSF's_National_Optical-Infrared_Astronomy_Research_Laboratory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.11217 |
広視野赤外線サーベイエクスプローラー（WISE）からの中赤外線（中赤外線）データと一致するスローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）からの416,288銀河のサンプルの分光分析と測光分析を提示します。新しい分光フィッティングパッケージであるGELATO（Galaxy/AGNEmissionLineAnalysisTOol）を使用することで、SDSSスペクトルの輝線フラックスと不確実性を取得し、太い線と流出成分の存在を確実に判断して、WISEカラーを調査できます。光学分光特性の関数としての空間。さらに、SEDテンプレートフィッティングを追求して、相対的なAGNの寄与と核の不明瞭化を評価し、WISEを使用した既存の中赤外選択基準と比較します。$\sim$80％の精度と$\sim$16％の完全性で活動銀河核（AGN）を選択するために、中赤外色空間での選択基準を提示します。これは、WISE中赤外色空間におけるタイプIおよびタイプIIの光学分光AGNの分布のみを使用して定義された最初の中赤外色の選択です。私たちの選択は、SDSS$r<17.77$magまでのWISEで分光AGNをターゲットにする完全性を$\sim$50％改善することです。さらに、私たちの新しい基準は、一般的なWISEの色の選択と比較して、平均して[OIII]の光度が$\sim$30％（$>0.1$dex）低い、光度の低いAGNの母集団を対象としています。対応する分光法を使用しない今後の大規模な測光調査により、私たちの方法は、従来の中赤外色の選択よりも低いAGN光度と高い核不明瞭化レベルでAGNのより大きな集団を選択する方法を提示します。
天の川銀河の中央分子帯における星形成
| Title |
Star_Formation_in_the_Central_Molecular_Zone_of_the_Milky_Way |
| Authors |
Jonathan_D._Henshaw,_Ashley_T._Barnes,_Cara_Battersby,_Adam_Ginsburg,_Mattia_C._Sormani,_Daniel_L._Walker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.11223 |
中央分子ゾーン（CMZ）は、銀河系の棒渦巻銀河によって駆動される物質の内向き輸送によって生成される、天の川の最も内側の数百パーセクにある分子ガスのリング状の蓄積です。CMZは、銀河系で最も極端な星形成環境です。高密度、温度、圧力、乱流運動、および強力な磁場を特徴とする大規模なダイナミクスと極端な星間物質の独自の組み合わせにより、CMZは現在の星と惑星の形成理論をテストするための理想的な領域になっています。この分野における最近の観測的および理論的進歩をレビューし、これらを組み合わせて、最も近い銀河核における星形成の文脈における物質とエネルギーのサイクルの包括的でマルチスケールおよびマルチフィジックスの画像を描きます。
AGNによる流出と高zクエーサーの周りのLy$\alpha$星雲の形成
| Title |
AGN-driven_outflows_and_the_formation_of_Ly$\alpha$_nebulae_around_high-z_quasars |
| Authors |
Tiago_Costa_(1),_Fabrizio_Arrigoni_Battaia_(1),_Emanuele_P._Farina_(2),_Laura_C._Keating_(3),_Joakim_Rosdahl_(4)_and_Taysun_Kimm_(5)_((1)_MPA,_Garching,_Germany,_(2)_Gemini_Observatory,_Hilo,_Hawaii,_USA,_(3)_AIP,_Potsdam,_Germany,_(4)_CRAL,_Lyon,_France,_(5)_Yonsei_University,_Seoul,_S._Korea) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.11232 |
$z\gtrsim6$クエーサー周辺のLy$\alpha$星雲の検出は、最初の急速に成長する超大質量ブラックホール周辺の拡張ガス貯留層の証拠を提供します。$z>6$クエーサーの観測は、それらが動力を与えられるブラックホールがまれで巨大な暗黒物質ハローで進化するという条件で、宇宙論的モデルによって説明することができます。これらの理論モデルが観測された拡張Ly$\alpha$放出も説明するかどうかは、未解決の問題のままです。Ly$\alpha$放射伝達コードRASCASを使用して、$z>6$のクエーサーホストハローを対象とした一連の宇宙論的放射流体力学シミュレーションを後処理します。光イオン化水素からの再結合放射と衝突励起ガスからの放出の組み合わせは、観測と密接に一致する表面輝度プロファイルを持つLy$\alpha$星雲に電力を供給します。また、クエーサーの広い線領域に関連付けられたLy$\alpha$線の共鳴散乱は、それ自体でも、$\sim100\、\rmkpc$スケールでLy$\alpha$放射を生成する可能性があることもわかりました。観測された表面輝度プロファイルと同等の一致。広いクエーサーLy$\alpha$線を動力源としている場合でも、Ly$\alpha$星雲は、観測上の制約と一致して、狭い線幅$\lesssim1000\、\rmkm\、s^{-1}$を持つことができます。クエーサーがない場合でも、ハローガスの冷却により、かすかに伸びたLy$\alpha$の輝きが生じることがわかります。ただし、観測に沿った特性を持つ拡張されたLy$\alpha$星雲を明るくするために、私たちのシミュレーションでは、銀河核を一掃し、Ly$\alpha$フラックスを逃がし、共鳴を維持するために、クエーサーを動力源とする流出が明確に必要です。ハローガス。クエーサー流出を伴う観測とシミュレーションの密接な一致は、AGNフィードバックが$z\、=\、6$の前にすでに動作していることを示唆し、高$z$クエーサーが過密度をトレースする巨大なハローに存在することを確認します。
ガイアとのサブアーク秒間隔でのデュアルおよびレンズ付きAGNの集団の発表
| Title |
Unveiling_the_population_of_dual-_and_lensed-_AGNs_at_sub-arcsec_separations_with_Gaia |
| Authors |
Filippo_Mannucci,_Elena_Pancino,_Francesco_Belfiore,_Claudia_Cicone,_Anna_Ciurlo,_Giovanni_Cresci,_Elisabeta_Lusso,_Antonino_Marasco,_Alessandro_Marconi,_Emanuele_Nardini,_Enrico_Pinna,_Paola_Severgnini,_Paolo_Saracco,_Giulia_Tozzi,_Sherry_Yeh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.11234 |
[要約]ガイアスキャンで複数のピークを示すターゲットを選択することにより、ガイア衛星の独自の機能を利用して、秒単位の間隔でデュアルまたはレンズ付きAGN候補の大きくて信頼性の高いサンプルを取得する新しい方法を紹介します。この方法で、260の複数のシステム候補を特定し、そのうち26はアーカイブハッブル宇宙望遠鏡（HST）画像を持っています。これらの画像はすべて、秒未満の間隔で2つ以上の点源を示しているため、提案された手法が小さな間隔で非常に効率的であることが確認されます。これら26のシステムのうち13は既知の重力レンズであり、2つは以前はデュアルAGNとして分類されていました。これら2つのシステムの1つには、HST/STISの空間分解スペクトルがあり、z=2.95で3.6kpc（0.46秒角）の間隔で2つの異なるAGNを示し、以前の識別がデュアルAGNであることを確認しています。5つのシステムの大双眼望遠鏡（LBT）での専用補償光学（AO）支援の高解像度イメージングも、すべてのターゲットで複数のコンポーネントを検出し、選択方法をさらに確認しました。測定された間隔は、0.33〜0.66秒角（一次AGNの距離で2.7〜5.6kpc）です。分類されていない情報源の性質は不確かです。いくつかのテストは、前景の星からの汚染がこれらの複数のシステムの約30％しか占めていないことを示しており、観測された色の分析は、選択されたシステムのほとんどが3〜5kpcの物理的分離を持つデュアル/レンズAGNであると予想されることを示唆しています。私たちの結果は、これがサブアーク秒間隔のコンパクトなデュアル/レンズAGNシステムを選択するための非常に効率的な手法であり、他の方法を補完することを示しています。この方法では、z>1で2kpcまでの分離をサンプリングするため、単一の銀河内のSMBHのペアの刺激を促進する物理的プロセスを調べることができます。
球状星団での天体衝突：第1世代の星のIMFに対する制約
| Title |
Stellar_collisions_in_globular_clusters:_constraints_on_the_IMF_of_the_first_generation_of_stars |
| Authors |
Sami_Dib,_Valery_V._Kravtsov,_Hosein_Haghi,_Akram_Hasani_Zonoozi,_Jos\'e_Antonio_Belinch\'on |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.11288 |
球状星団は、第1世代の星の割合（$N（{\rmG1}）/N（{\rmtot}）$）とクラスターの現在の質量関数の傾きとの間に反相関を示します。（$\alpha_{pd}$）、これは大規模なクラスターにとって特に重要です。球状星団に第2世代の星を形成するためのバイナリを介した衝突シナリオのフレームワークで、G1星の初期恒星質量関数（IMF）の変化が$（N（{\rmG1}）/N（{\rmtot}））-\alpha_{pd}$反相関。G1星のIMFと合体してG2星を形成するG1星の割合の、2つの入力しかない単純な衝突モデルを使用します。$（N（{\rmG1}）/N（{\rmtot}））-\alpha_{pd}$の反相関を説明するには、衝突プロセスの効率を変える必要があることを示します。反相関のばらつきは、IMFの変動、特に質量間隔$\approx$（0.1-0.5）M$_{\odot}$の傾きの変動によってのみ説明できます。私たちの結果は、$（N（{\rmG1}）/N（{\rmtot}））-\alpha_{pd}$関係のばらつきを説明するために、勾配の変化を呼び出す必要があることを示しています。この質量範囲では、$\approx-0.9$と$\approx-1.9$の間です。Kroupaのようなべき乗則の観点から解釈すると、これは平均質量が$\approx0.2$から$0.55$M$_{\odot}$の間で変動することを意味します。このレベルの変動は、天の川の若い星団で観察されたものと一致しており、G1集団が形成されたときの球状星団の前駆体雲の物理的状態の変動、または以前の原始星胚間の衝突の発生を反映している可能性があります。星は主系列星に落ち着きます。
バルジ対総バリオン質量比とSAGA銀河の衛星数との相関関係の意味
| Title |
Implications_of_the_correlation_between_bulge-to-total_baryonic_mass_ratio_and_the_number_of_satellites_for_SAGA_galaxies |
| Authors |
A._Vudragovi\'c,_I._Petra\v{s},_M._Jovanovi\'c,_S._Kne\v{z}evi\'c,_S._Samurovi\'c |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.11450 |
天の川銀河のようなホスト銀河の多様な衛星集団をよりよく理解するために、衛星の数と基本的な銀河の特性との相関関係を検索しました。具体的には、恒星の質量含有量、星形成率、および局所環境が非常に類似している銀河の衛星数が非常に異なる理由を理解することを目的としています。銀河類似体衛星（SAGA）の分光学的調査により、しし座I矮小銀河の光度までのビリアル半径内にある36個の天の川銀河の分光観測が完了しました。文献から入手可能なSAGA銀河のすべての利用可能な銀河特性は、測定された恒星の質量とともに、衛星の数と相関しており、有意な相関は見つかりませんでした。しかし、バリオニックバルジ対総比といくつかの近くの銀河で確認された衛星の数との相関に基づいて「予想される」衛星の数を考慮すると、この数と（1）質量の間に強い相関が現れます。バルジ、および（2）総比角運動量。最初の相関関係は正であり、すでに確認されているように、より大きなバルジを持つ銀河はより多くの衛星を持っていることを意味します。角運動量との2番目の相関は負です。つまり、角運動量が小さいほど、予想される衛星の数が多くなります。これは、銀河の角運動量が高すぎると衛星が形成できないか、衛星が裏返しに形成されるため、角運動量が銀河の外側に伝達されていることを意味します。ただし、これらの結果は、検出された衛星の数ではなく予想された数に依存しているため、これらの結果を確認するには、より深い分光観測が必要です。SAGA調査には、天の川銀河のレオI矮星衛星の光度に相当する光度制限がありました。
ピークスペクトル源の広帯域スペクトル変動
| Title |
Wide-Band_Spectral_Variability_of_Peaked_Spectrum_Sources |
| Authors |
K._Ross,_N._Hurley-Walker,_N._Seymour,_J._R._Callingham,_T._J._Galvin,_M._Johnston-Hollitt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.11466 |
電波源のスペクトル変動を特徴づけることは、介在する媒体の天体物理学、電波源の構造、放出および吸収プロセスを決定する能力を提供する技術です。オーストラリアテレスコープコンパクトアレイ（ATCA）とマーチソン広視野アレイ（MWA）を使用して、15のピークスペクトル（PS）ソースのブロードバンド（0.072〜10GHz）スペクトル変動を示します。これらの15のPSソースは、2020年にATCAおよびMWAとほぼ同時に4〜6回観測され、約1か月のリズムで観測されました。1〜10GHzの周波数では変動は検出されませんでしたが、15のターゲットのうち13は、メガヘルツ周波数でのMWAで大きな変動を示しています。メガヘルツ周波数で見られる変動の大部分は、直径約25masのコンパクトなコンポーネントの屈折星間シンチレーションによるものであると結論付けています。また、メガヘルツ周波数でスペクトル形状の変化を示す4つのPSソースを特定します。これらの光源のうちの3つは、光源の周りの不均一な自由自由吸収雲からの可変光学的厚さと一致しています。メガヘルツ周波数でスペクトル形状が変化する1つのPS光源は、ジェットに沿って移動する放出と一致しています。観測された変動の物理的起源を決定し、スペクトルモデリングだけでは不十分なPSソースの吸収モデルをサポートするためのさらなる証拠を提供する方法として、スペクトル変動を提示します。
| Title |
iMaNGA:_mock_MaNGA_galaxies_based_on_IllustrisTNG_and_MaStar_SSPs._I._Construction_and_analysis_of_the_mock_data_cubes |
| Authors |
Lorenza_Nanni,_Daniel_Thomas,_James_Trayford,_Claudia_Maraston,_Justus_Neumann,_David_R._Law,_Lewis_Hill,_Annalisa_Pillepich,_Renbin_Yan,_Yanping_Chen,_Dan_Lazarz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.11575 |
銀河の形成と進化のシミュレーションは、あまり知られていない天体物理学のプロセスを精査するための不可欠なツールですが、観測データもモデル化する必要があるため、シミュレーションと銀河の観測を比較するには特に注意が必要です。SDSS-IV/MaNGA調査からの銀河の面分光観測と比較するのに適した流体力学的IllustrisTNGシミュレーションから模擬銀河を生成する方法を提示します。まず、実際のデータの取得と分析で採用されたものと同じ機器の効果と手順を含めます。さらに、MaNGA星の種族ライブラリ（MaStar）に基づく新しい星の種族モデルを使用して、シミュレーションから銀河スペクトルを生成します。このように、私たちのモックデータキューブは同じ空間サンプリングを持ち、同じ波長範囲（3600-10300\r{A}）をカバーし、同じスペクトル解像度（$R\approx1800$）と実際のMaNGA銀河のフラックスキャリブレーションを共有しますスペクトル。この最初の論文では、TNG50からの初期型と後期型のシミュレートされた銀河に対する方法を示します。観測されたスペクトルに使用されたものと同じ完全なスペクトルフィッティングコード\textsc{FIREFLY}を使用して、対応する模擬MaNGAのようなデータキューブを分析します。固有および回復された年齢と金属量の勾配は1${\sigma}$内で一貫しており、すべてのタッセルの残差は68$\％$信頼水準で$0$と一致していることがわかります。また、固有の星形成履歴と回復した星形成履歴を比較して、入力と出力の間に密接な類似性を見つけるという挑戦的なテストを実行します。フォローアップペーパーでは、TNG50シミュレーションとMaNGA観測結果の包括的な比較を含む、完全にシミュレートされたMaNGAのようなカタログ（$\approx10,000$銀河）を紹介します。
2つの非常に金属が不足しているコンパクトな矮小銀河DDO68とPHL293Bにおける高光度青色変光星候補の10年にわたる時間監視
| Title |
Decade-long_time-monitoring_of_candidate_Luminous_Blue_Variable_Stars_in_the_two_very_metal-deficient_compact_dwarf_galaxies_DDO_68_and_PHL_293B |
| Authors |
N._G._Guseva_(1),_T._X._Thuan_(2_and_3),_Y._I._Izotov_(1)_((1)_Bogolyubov_Institute_for_Theoretical_Physics,_Ukrainian_National_Academy_of_Sciences,_Kyiv,_Ukraine,_(2)_Astronomy_Department,_University_of_Virginia,_Charlottesville,_USA,_(3)_Institut_dAstrophysique_de_Paris_(UMR_7095_CNRS_&_Sorbonne_Universite),_Paris_France) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.11630 |
2つの低金属量青色コンパクト矮小銀河、DDO68とPHL293Bで、候補となる高光度青色変光星（cLBV）のスペクトル時間変化を調べました。HII領域＃3にあるDDO68のLBVは爆発を示し、2008年から2010年の間にHalpha光度が1000倍以上増加しました。HIおよびHeI線の広い放射は、PCygniプロファイルを表示し、終端速度は約800km/sと比較的一定で、最大光度L（Halpha）は約2x10^38erg/s、FWHMは約1000〜1200km/s一方、2001年にPHL293BでcLBVが発見されて以来、この銀河のHIおよびHeI輝線の広い成分のフラックスと広いフラックス比と狭いフラックス比は16年間ほぼ一定に保たれています。小さなバリエーションで。幅広いHalphaコンポーネントの光度は、〜2x10^38erg/sから〜10^39erg/sの間で変化し、FWHMは〜500-1500km/sの範囲で変化します。異常に持続的なはくちょう座の特徴は、最近の年の広いフラックスと狭いフラックスの比率の減少にもかかわらず、2020年の終わりまではっきりと見えます。DDO68の終端速度と同様に、PCygniプロファイルから約800km/sの終端速度が測定されますが、後者はPHL293Bよりも3.7金属不足です。PHL293Bの広いHalpha光度の相対的な不変性は、それがタイプLBV/SNIInの長寿命の恒星過渡現象によるものであることを示唆しています。
ペガサスIV：星座ペガサスにおける超微弱矮小銀河の発見と分光学的確認
| Title |
Pegasus_IV:_Discovery_and_Spectroscopic_Confirmation_of_an_Ultra-Faint_Dwarf_Galaxy_in_the_Constellation_Pegasus |
| Authors |
W._Cerny,_J._D._Simon,_T._S._Li,_A._Drlica-Wagner,_A._B._Pace,_C._E._Mart{\i}nez-Vazquez,_A._H._Riley,_B._Mutlu-Pakdil,_S._Mau,_P._S._Ferguson,_D._Erkal,_R._R._Munoz,_C._R._Bom,_J._L._Carlin,_D._Carollo,_Y._Choi,_A._P._Ji,_D._Mart{\i}nez-Delgado,_V._Manwadkar,_A._E._Miller,_N._E._D._Noel,_J._D._Sakowska,_D._J._Sand,_G._S._Stringfellow,_E._J._Tollerud,_A._K._Vivas,_J._A._Carballo-Bello,_D._Hernandez-Lang,_D._J._James,_J._L._Nilo_Castellon,_K._A._G._Olsen,_and_A._Zenteno_(DELVE_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.11788 |
DECamLocalVolumeExplorationSurveyによって処理されたダークエネルギーカメラからのアーカイブデータで見つかった超微弱な矮小銀河であるペガサスIVの発見を報告します。ペガサスIVは、地動説の距離にあるコンパクトで超微弱な恒星系（$r_{1/2}=41^{+8}_{-6}$pc;$M_V=-4.25\pm0.2$mag）です。$90^{+4}_{-6}$kpcの。マゼラン/IMACSで観測された7つの非可変メンバー星のスペクトルに基づいて、ペガサスIVの速度分散を自信を持って解決し、$\sigma_{v}=3.3^{+1.7}_{-1.1}\text{kms}^を測定します。{-1}$（3つの速度外れ値を除外した後）;これは、質量光度比が$M_{1/2}/L_{V、1/2}=167^{+224}_{-99}M_{\odot}/L_{\odot}$であることを意味します。システムのために。信号対雑音スペクトルが最も高い5つの星から、$\rm[Fe/H]=-2.67^{+0.25}_{-0.29}$dexの全身金属量も測定し、ペガサスIVを最も金属が少ない超かすかな小人。システムの非ゼロ金属量分散を暫定的に解決します。これらの測定値は、ペガサスIVが星団ではなく、暗黒物質が支配的な矮小銀河であるという強力な証拠を提供します。GaiaEarlyDataRelease3のデータを使用してペガサスIVの固有運動を測定し、（$\mu_{\alpha*}、\mu_{\delta}）=（0.33\pm0.07、-0.21\pm0.08）\text{masyr}^{-1}$。測定された全身速度と組み合わせると、この固有運動は、ペガサスIVが楕円形の逆行軌道上にあり、現在その軌道のアポセンターに近いことを示唆しています。最後に、ペガサスIV内の3つの潜在的なRRライレ変光星を特定します。これには、システムの重心から10個以上の半光半径離れた場所にある1人の候補メンバーが含まれます。さらに別の超微弱な矮小銀河の発見は、天の川衛星の人口調査が100kpc以内でさえまだ不完全であることを強く示唆しています。
銀河系のビルディングブロックの高精度の化学的存在量。 II。ヘルミストリームの化学的区別を再考する
| Title |
High-precision_chemical_abundances_of_Galactic_building_blocks._II._Revisiting_the_chemical_distinctness_of_the_Helmi_streams |
| Authors |
Tadafumi_Matsuno,_Emma_Dodd,_Helmer_H._Koppelman,_Amina_Helmi,_Miho_N._Ishigaki,_Wako_Aoki,_Jingkun_Zhao,_Zhen_Yuan,_Kohei_Hattori |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.11808 |
コンテキスト：ヘルミストリームは、その前駆体が矮小銀河である可能性が高い運動学的下部構造です。彼らの発見から20年が経過しましたが、彼らのメンバーが天の川の他のハロー星と化学的に区別できるかどうかはまだ不明です。目的：ヘルミストリームの化学的性質を正確に特徴づけることを目指しています。方法：ラインごとの存在量分析を通じて、11個のヘルミストリームの星の高解像度、高信号対雑音比のスペクトルを分析しました。導出された存在量を、ガイア・エンセラダスやセコイアなどの他の運動学的下部構造に属するものを含む、他のハロー星の均質化された文献の存在量と比較しました。結果：典型的なハロー星と比較して、ヘルミストリームのメンバーは、Naや$\alpha$-要素など、巨大な星によって生成された要素で[X/Fe]の値が低いことを明確に示しています。この傾向は、少なくとも$[\mathrm{Fe/H}]\sim-2.2$の金属量にまで見られ、type〜Ia超新星がこの金属量での化学進化にすでに寄与し始めていることを示唆しています。[$\alpha$/Fe]の比率は金属量によってあまり変化しないため、ヘルミストリームの星は$[\mathrm{Fe/H}]\gtrsim-1.5$のガイア-エンセラダス星と区別がつかないことがわかりました。[$\alpha$/Fe]のほぼ一定であるが低い値は、最初は効率が低く、後でバースト性の星形成を伴う静止星形成を示している可能性があります。また、低金属量で[Y/Fe]の値が非常に低いこともわかりました。これは、軽中性子捕獲元素がヘルミストリームで不足していることをさらに裏付けるものです。Znは低金属量では不足しますが、高金属量では大きな広がりを示します。非常に低いY存在量とZn変動の原因は不明なままです。結論：ヘルミストリームの星は、均一に導出された存在量を比較すると、ハロー星の大部分と区別できます。
$以降の、バルジとディスクの恒星の質量とサイズの関係の進化
| Title |
Deep_Extragalactic_VIsible_Legacy_Survey_(DEVILS):_The_evolution_of_the_stellar_mass-size_relation_of_bulges_and_disks_since_$z_=_1$ |
| Authors |
Abdolhosein_Hashemizadeh,_and_DEVILS_Team |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.11818 |
さまざまな形態のタイプの銀河、特にバルジとディスクのコンポーネントの恒星の質量とサイズの関係の進化を探ります。赤方偏移範囲$0<z<1$内の$\sim35,000$銀河のサンプルと、恒星質量$\log_{10}（\mathrm{M}_*/\mathrm{M}_\odot）を使用します。\geq9.5$ダブルコンポーネント（BD）、ピュアディスク（pD）、エリプティカル（E）、およびPaper-Iのコンパクト（C）と、Paper-IIのディスク（D）、拡散バルジ（dB）、コンパクトバルジ（cB）への構造分解。ディスクと比較して、楕円形と膨らみはより急な$M_*-R_e$の関係に従うことがわかり、おそらく明確な進化のメカニズムを示しています。エリプティカルとディスク構造は、すべての赤方偏移で、それぞれ$\sim0.5$と$\sim0.3$の一貫して変化しない勾配に従います。バルジ成分（つまり、BDまたはpD）の有無に関係なく、ディスクは赤方偏移に依存しない$M_*-R_e$勾配に従うことを定量化し、すべてのディスクで同様の起源と進化経路を示唆しています。$z=1$であるため、コンパクトバルジはEsの関係に従わない急勾配の関係を示しますが、拡散バルジは適度な平坦化を経験します。全体として、最後の$\sim8$Gyrでの$M_*-R_e$の関係にはほとんど変化がないことがわかります。これは、星形成、大量進化、形態学的遷移、および合併が減少しているにもかかわらず、進化によって銀河が移動することを示唆しています。彼らの$M_*-R_e$トレイル。これは、銀河が恒星の質量の場合と同じようにサイズが大きくなる、裏返しの成長と進化の図と一致しているようです。その上、少なくとも$z<1$では、マイナーな合併がEsの成長の原因となる可能性があります。
大マゼラン雲における星団の詳細な化学的存在量
| Title |
Detailed_Chemical_Abundances_of_Star_Clusters_in_the_Large_Magellanic_Cloud |
| Authors |
Randa_Asa'd_(1),_S._Hernandez_(2),_A.M._As'ad_(3),_M._Molero_(4),_F._Matteucci_(4,_5),_S._Larsen_(6),_Igor_V._Chilingarian_(7,_8)_((1)_American_University_of_Sharjah,_(2)_AURA_for_ESA,_Space_Telescope_Science_Institute,_(3)_University_of_Jordan,_(4)_Universit\`a_degli_studi_di_Trieste,_(5)_INAF,_Osservatorio_Astronomico_di_Trieste,_(6)_Radboud_University,_(7)_Smithsonian_Astrophysical_Observatory,_(8)_M.V._Lomonosov_Moscow_State_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.11868 |
大マゼラン雲（LMC）、NGC1831（436+/-22Myr）、NGC1856（350+/-18Myr）、[SL63]268（1230+/-62）の3つの星団の最初の詳細な化学的存在量を導き出しますMyr）マゼランバード望遠鏡のマゼランエシェル分光器で得られた統合光分光観測を使用します。[Fe/H]、[Mg/Fe]、[Ti/Fe]、[Ca/Fe]、[Ni/Fe]、[Mn/Fe]、[Cr/Fe]、[Na/Fe]を導出します。3つのクラスター。全体として、私たちの結果は、詳細な化学進化モデルによって予測されたものと同様に、文献で得られたLMCの存在量と一致します。クラスターNGC1831およびNGC1856の場合、[Mg/Fe]比は[Ca/Fe]および[Ti/Fe]と比較してわずかに減少しているように見えます。これは、いくつかの天の川球状星団で観察された、よく知られているMg-Al存在量の反相関を示唆している可能性があります。ただし、特にNGC1831の場合、このようなシナリオを確認するには、より高い信号対雑音比の観測が必要であることに注意してください。また、クラスター[SL63]268の統合光[Na/Fe]比は、それらと比較してわずかに向上しています。LMCフィールドスターから、おそらく銀河団ガスの存在量の変動のシナリオをサポートします。MSPの有無を確認するには、これらのLMCクラスター内の個々の星の詳細な存在量分析が必要であることを強調します。
ガンマ線バースト（GRB）の固有の光度には避けられない散乱が存在します。光源に相対論的ビーミングがある場合、視角の変化は必然的に固有の光度関数（ILF）の変化をもたらします。ILFの散乱は、検出された遠方の光源の光度の中央値が近くで検出された光源よりも大きい場合に、選択バイアスを引き起こす可能性があります。光度の中央値は、任意の母集団を等しい半分に分割します。分布の関数形式が不明な場合、試行関数形式を使用するものよりも堅牢な診断になる可能性があります。この作業では、光度の中央値に基づく統計的検定を採用し、それを適用してGRBのモデルのクラスをテストします。GRBジェットの開き角度は有限であり、GRBジェットの方向は観測者に対してランダムであると想定しています。経験的、理論的にGRBをシミュレートすることにより、赤方偏移の関数として$L_{median}$を計算し、光度vsを使用します。理論結果を観測結果と比較するために、赤方偏移{\itSwift}データ。この方法は、一部の赤方偏移で、検出されないGRBが存在する可能性があるという事実を説明しています。$L_{median}$は、ジェットの軸上（つまり最大）の光度に非常に鈍感であることがわかります。
かに星雲の広帯域エネルギースペクトルの現象論的モデリングとその見かけの拡張
| Title |
Phenomenological_modelling_of_the_Crab_Nebula's_broad-band_energy_spectrum_and_its_apparent_extension |
| Authors |
Ludmilla_Dirson_(1_and_2),_Dieter_Horns_(1)_((1)_Institut_f\"ur_Experimentalphysik,_Universit\"at_Hamburg_(2)_Universit\'e_de_Strasbourg,_CNRS,_Observatoire_astronomique_de_Strasbourg) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.11502 |
かに星雲は、電波から最もエネルギーの高い光子に明るい非熱放射を放出します。流体力学的定常衝撃波で終了するパルサーからの相対論的風の基礎となる物理モデルは、1970年代初頭以来変わっていません。このモデルでは、衝撃波の下流でトロイダル磁場の増加が予想されます。非熱シンクロトロンと逆コンプトンを計算するための詳細な放射モデルと、観測データと定量的に比較するための熱ダスト放出を自己無撞着に紹介します。電子とシードフィールド密度の半径方向の依存性には特別な注意が払われています。放射モデルは、星雲内の電子と塵のパラメータを推定するために使用されます。$\chi^2$最小化に基づく複合適合は、使用された完全なデータセットを正常に再現します。最適なモデルの場合、磁場のエネルギー密度は、$\approx1.3〜r_s$（$r_s$：パルサーからの終端衝撃の距離）までの粒子エネルギー密度を支配します。非常に高いエネルギー（VHE：$E>100$GeV）のガンマ線スペクトルは、磁場の半径方向の依存性に最も強い制約を設定します：$B（r）=（264\pm9）〜\mu\mathrm{G}（r/r_s）^{-0.51\pm0.03}$。再構成された磁場とその半径方向の依存性は、終端衝撃波面での運動エネルギーフラックスに対するポインティングの比率を示しています。これは、これまでの推定値の約30倍です。その結果、星雲の閉じ込めには、例えば、星雲を通る流れを遅くするための追加のメカニズムが必要になります。磁場の散逸の可能性がある小規模な乱流の励起。
SRGz：ロックマンホールデータを使用してX線SRG/eROSITAソースの光学クロスマッチモデルを構築する
| Title |
SRGz:_building_an_optical_cross-match_model_for_the_X-ray_SRG/eROSITA_sources_using_the_Lockman_Hole_data |
| Authors |
M._I._Belvedersky_(1_and_4),_A._V._Meshcheryakov_(1_and_2),_M._R._Gilfanov_(1_and_3),_P._S._Medvedev_(1)_((1)_Space_Research_Institute,_Russian_Academy_of_Sciences,_(2)_Lomonosov_Moscow_State_University,_(3)_Max-Planck-Institut_f\"ur_Astrophysik,_(4)_National_Research_University_Higher_School_of_Economics) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.11531 |
SRG/eROSITAX線源とDESILegacyImagingSurveysの測光データとの間の光学的交差適合試験のために構築された確率モデルを提示します。このモデルは、X線源の近くにある光学オブジェクトの位置情報と測光情報の両方に依存しており、正確に選択を実行し、$\approx94$％（$F_{\rmX、0.5-2}>10^{-14}の場合）を再現できます。$erg/s/cm$^2$）。このモデルを使用して、ロックマンホールで検出されたSRG/eROSITAソースの位置エラーを調整しました：$\sigma_{\rmcorr}=0.87\sqrt{\sigma_{\rmdet}^{2.53}+1.12^2}$。このモデルは、全天のSRG/eROSITA調査から得られたX線データのデータ分析のためのSRGzシステムの一部になります。
銀河中心過剰の特性に対する水素吸収の影響の評価
| Title |
Assessing_the_Impact_of_Hydrogen_Absorption_on_the_Characteristics_of_the_Galactic_Center_Excess |
| Authors |
Martin_Pohl,_Oscar_Macias,_Phaedra_Coleman,_Chris_Gordon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.11626 |
線と連続体の放出の明示的な放射輸送モデリングと、銀河に向かう視線の距離分解能を提供する禁止された銀河のガス流モデルに基づく、内部銀河の水素原子の分布の新しい再構築を提示します。中心。新しいガスモデルの主な利点は、a）H$I$4PI調査で見られた負の線信号を再現できること、およびb）主に吸収によって現れるガスの説明です。銀河原子水素の新しいモデルを、暗黒物質に関連している可能性のある数GeVでの過剰が報告された内部銀河からの拡散ガンマ線放出の分析に適用します。新しいH$I$モデルを使用して宇宙線によって誘発された拡散ガンマ線放射を推定すると、Fermi-LATで観測された拡散ガンマ線放射への適合性が向上することが非常に重要です。適合には、依然として重要性の高い核バルジが必要です。これが含まれると、暗黒物質の信号の証拠はありません。しかし、追加のいわゆる箱型の膨らみは、依然としてデータによって支持されています。この発見は、水素原子の励起温度や体系的な問題に対する多くのテストなど、さまざまなパラメータの変化の下で堅牢です。
掃天観測施設を備えた短いガンマ線バースト光学対応物を探して
| Title |
In_search_of_short_gamma-ray_burst_optical_counterpart_with_the_Zwicky_Transient_Facility |
| Authors |
Tom\'as_Ahumada,_Shreya_Anand,_Michael_W._Coughlin,_Igor_Andreoni,_Erik_C._Kool,_Harsh_Kumar,_Simeon_Reusch,_Ana_Sagu\'es-Carracedo,_Robert_Stein,_S._Bradley_Cenko,_Mansi_M._Kasliwal,_Leo_P._Singer,_Rachel_Dunwoody,_Joseph_Mangan,_Varun_Bhalerao,_Mattia_Bulla,_Eric_Burns,_Matthew_J._Graham,_David_L._Kaplan,_Daniel_Perley,_Mouza_Almualla,_Joshua_S._Bloom,_Virginia_Cunningham,_Kishalay_De,_Pradip_Gatkine,_Anna_Y._Q._Ho,_Viraj_Karambelkar,_Albert_K._H._Kong,_Yuhan_Yao,_G.C._Anupama,_Sudhanshu_Barway,_Shaon_Ghosh,_Ryosuke_Itoh,_Sheila_McBreen,_Eric_C._Bellm,_Christoffer_Fremling,_Russ_R._Laher,_Ashish_A._Mahabal,_Reed_L._Riddle,_Philippe_Rosnet,_Ben_Rusholme,_Roger_Smith,_Jesper_Sollerman,_Elisabetta_Bissaldi,_Corinne_Fletcher,_Rachel_Hamburg,_Bagrat_Mailyan,_Christian_Malacaria,_and_Oliver_Roberts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.11787 |
フェルミガンマ線バーストモニター（GBM）は、年間$\sim$40の短いガンマ線バースト（SGRB）に応答してオンボードでトリガーします。しかし、それらの大きな局在化領域は、光学的対応物の探索を困難な試みにした。Palomar48インチOschin望遠鏡（P48）に搭載されたZwickyTransientFacility（ZTF）カメラの広い視野を使用して、10フェルミで臨機目標（ToO）観測を実行するための広範なプログラムを開発し、実行しました。-2018年と2020年から2021年の間のGBMSGRB。潜在的な候補の進化を追跡するために、広い空の領域を小さな視野の光学望遠鏡で橋渡しし、これらの高エネルギーイベントに関連するとらえどころのないSGRBの残光とキロノバ（KNe）を探します。過渡現象を監視する観測所のグローバルリレー（GROWTH）ネットワークの一部である10を超える地上望遠鏡がこれらの取り組みに参加しているにもかかわらず、対応するものはまだ見つかっていません。候補者の選択手順とフォローアップ戦略は、ZTFが、ローカライズが不十分なSGRBを検索し、フォローアップする候補者の妥当な数を取得し、コミュニティがマルチメッセンジャーの時代に近づくにつれて有望な機能を示すための効率的な手段であることを示しています。ZTFの限界マグニチュードの中央値に基づいて、私たちの検索では、GW170817のようなイベントを最大$\sim$200Mpcで取得でき、SGRBの残光は、想定される基礎となるエネルギーモデルに応じてz=0.16または0.4になります。将来のToOは、範囲をそれぞれz=0.2と0.7に拡大します。
AstroSat-NICER同時観測を使用したCygnusX-1のショット動作の調査
| Title |
Probing_the_shot_behaviour_in_Cygnus_X-1_using_simultaneous_AstroSat-NICER_observation |
| Authors |
Yash_Bhargava,_Nandini_Hazra,_A._R._Rao,_Ranjeev_Misra,_Dipankar_Bhattacharya,_Jayashree_Roy_and_Md._Shah_Alam |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.11884 |
アストロサットとNICERによる6.39ksの同時観測を使用して、0.1〜80keVのエネルギーバンドでCygX-1で観測された非周期的なフレアリングの特徴（ショットとも呼ばれる）を分析します。NICERとAstroSat-LAXPCを使用して、軟X線バンドと硬X線バンドでそれぞれ49の同時ショットを検出します。ショットプロファイルを初めて軟X線（0.1〜3keV）で観察します。これは、$\sim$2keVにスペクトルピークを示しています。時間平均分光法を使用して、内部降着円盤の打ち切りを$6.7\pm0.2$の重力半径で測定しました。ショット位相分解分光法により、軟X線で最も明るい非周期的ピークのいくつかの起源を特定することができました。降着円盤の内側の端がこれらのショットが上昇/減衰するにつれて内側/外側に移動する間、降着率はショット中の一定と一致していることがわかります。内側の半径でスイングを引き起こす可能性のあるメカニズムについて説明します。
高エネルギー銀河系外ニュートリノ天体物理学
IceCube天文台によるTeV-PeVエネルギー範囲でのニュートリノの天体物理学的フラックスの検出は、極端な宇宙加速器の研究に新しい可能性を開きました。ニュートリノの到着方向の見かけの等方性は、このフラックスの銀河系外の起源に有利に働きます。これは、遠方のソースの大規模な集団によって作成される可能性があります。銀河系外の発生源からのニュートリノ放出の検出に関する最近の証拠には、活動銀河TXS0506+056とNGC1068が含まれます。ここでは、銀河系外の寄与に焦点を当てて、高エネルギーニュートリノフラックスの発生源の検索の現状を確認します。これらの観測が宇宙源のマルチメッセンジャー研究に与える影響について議論し、現在および将来の機器による追加の観測が、高エネルギーニュートリノ天文学の新たな分野における基本的な問題に対処するのにどのように役立つかについての見通しを示します。
eRO-QPE1における準周期的噴火の複雑な時間とエネルギーの進化
| Title |
The_complex_time_and_energy_evolution_of_quasi-periodic_eruptions_in_eRO-QPE1 |
| Authors |
R._Arcodia,_G._Miniutti,_G._Ponti,_J._Buchner,_M._Giustini,_A._Merloni,_K._Nandra,_F._Vincentelli,_E._Kara,_M._Salvato_and_D._Pasham |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.11939 |
準周期的噴火（QPE）は、これまでに低質量銀河の核で見つかった再発性のX線バーストです。それらのトリガーメカニズムはまだ不明ですが、中央の巨大な（$\approx10^5-10^6$太陽質量）ブラックホールの周りに1つまたは2つの恒星質量のコンパニオンを含む最近のモデルが大きな注目を集めています。これらは観察結果と定性的にのみ比較されていますが、QPEの現象学は急速に発展しており、新しい洞察を明らかにする可能性があります。ここでは、これまでに発見された最も明るいQPEソースであるeRO-QPE1で見つかった2つの新しい観測結果を報告します。;ii）QPEはより遅い時間にピークに達し、より高いエネルギーに対してより低いエネルギーでより広くなることを確認しますが、初めて、QPEもより低いエネルギーでより早く開始することを発見します。さらに、噴火は、総カウント率に対する硬度比の平面で反時計回りのヒステリシスサイクルを経ているように見えます。動作i）は、他のQPEソースではこれまで見つかりませんでした。これは、すべてのQPEに共通のトリガーメカニズムが設定されている場合、通常と複雑の両方のタイプのタイミングプロパティを生成できる必要があることを意味します。結果ii）は、X線放射成分がQPEの開始中でも無彩色の変化を示さず、特定の合計カウント率での上昇が減衰よりも難しいことを意味します。この比エネルギー依存性は、コンパクトな降着流内での上昇中の内向きの放射状伝播と定性的に互換性があり、その存在は、QPEソースで一般的に観察される安定した静止スペクトルによって示唆されます。
astromimicryによる包摂的な空間の創造
宇宙は、公平性と包摂性を促進するコミュニティを設計するように私たちを鼓舞することができます。
少数モード遠赤外線グレーティング分光計の部分的にコヒーレントな挙動のモデリング
| Title |
Modelling_the_Partially_Coherent_Behaviour_of_Few-Mode_Far-Infrared_Grating_Spectrometers |
| Authors |
B.N.R._Lap,_S._Withington,_W._Jellema_and_D.A._Naylor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.11297 |
超低ノイズの遠赤外線格子分光計のモデリングは、次世代の遠赤外線宇宙観測所にとって非常に重要になっています。従来の技術は、入射スペクトル場の部分的にコヒーレントな形態、および光学系と検出器の少数モード応答のために、適用するのが厄介です。分光計の動作をモデル化するためのモーダル手法を紹介します。これにより、部分的にコヒーレントなフィールドの伝播と検出、および暖かい内部表面から放射される迷光の包含が可能になります。よく研究されたSPICAミッションで提案されたSAFARI機器の長波長帯域の動作をモデル化することにより、この手法を説明します。
サイクル8後のALMA提案レビュープロセスの分類学に関する最新情報
| Title |
Update_on_the_Systematics_in_the_ALMA_Proposal_Review_Process_after_Cycle_8 |
| Authors |
John_M._Carpenter,_Andrea_Corvillon,_Jennifer_Donovan_Meyer,_Adele_L._Plunkett,_Robert_Kurowski,_Alex_Chalevin_and_Enrique_Macias |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.11334 |
カーペンター（2020）からのアタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）提案ランクの系統分類学の最新の分析を提示し、提案レビュープロセスに大幅な変更が導入されたときの最後の2つのALMAサイクルを含めます。サイクル7では、提案カバーシートの調査員リストがランダム化され、レビュー担当者は提案チーム全体を認識していましたが、主任調査員（PI）の身元を知りませんでした。サイクル8では、ALMAはほとんどの提案に分散ピアレビューを採用し、すべての提案に二重匿名レビューを実装しました。このレビューでは、提案チームのIDがレビュー担当者に明らかにされませんでした。以前のサイクルと比較したサイクル7および8の体系における最も重要な変化は、ALMA提案を提出する際のPIの経験に関連しています。サイクルごとに提案を提出するPIは、サイクル7および8の平均と一致するランクを持つ傾向がありますが、以前は全体的なランクが最高でした。また、2回目の提案を提出したPIは、以前のサイクルよりもランクが向上していることを示しています。これらの結果は、PIの相対的な卓越性に関連するいくつかのバイアスがALMAレビュープロセスに存在していることを示唆しています。チリ、東アジア、および非ALMA地域のPIは、ヨーロッパや北アメリカのPIよりも全体的なランクが低い傾向があるという点で、地域の所属に関連する体系はほとんど変わっていません。ある地域が別の地域からの提案をどのようにランク付けするかについての体系も調査されます。PIの性別に基づく全体的なランクの有意差は観察されません。
ラジオ干渉法における深層学習ベースのイメージング
| Title |
Deep_Learning-based_Imaging_in_Radio_Interferometry |
| Authors |
Kevin_Schmidt,_Felix_Geyer,_Stefan_Fr\"ose,_Paul-Simon_Blomenkamp,_Marcus_Br\"uggen,_Francesco_de_Gasperin,_Dominik_Els\"asser,_Wolfgang_Rhode |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.11757 |
無線干渉計のレイアウトがまばらであると、フーリエ空間での空のサンプリングが不完全になり、再構成された画像にアーティファクトが発生します。これらの体系的な効果をクリーンアップすることは、放射性干渉画像の科学的使用に不可欠です。確立された再構築方法は、多くの場合、時間がかかり、専門家の知識を必要とし、再現性の欠如に悩まされます。再現性のある画像を適切な方法で生成する、プロトタイプのディープラーニングベースの方法を開発しました。この目的のために、畳み込みニューラルネットワークの効率を利用して、フーリエ空間の不完全な情報から画像データを再構築します。ニューラルネットワークアーキテクチャは、残余ブロックを利用する超解像モデルに触発されています。ガウス成分で構成される電波銀河のシミュレーションデータを使用して、さまざまな測定を使用して再構成能力が定量化されるディープラーニングモデルをトレーニングします。再構成のパフォーマンスは、結果の予測を実際のソース画像と比較することにより、クリーンでノイズの多い入力データで評価されます。微調整なしの既存の方法より悪くはないが、回復されたフラックスがかなりの散乱を示す一方で、光源の角度とサイズがよく再現されていることがわかります。最後に、不確実性の推定とより大きな画像を分析するための概念を含む、ディープラーニングを使用したより高度なアプローチを提案します。
| Title |
A_Primer_for_Telemetry_Interfacing_in_Accordance_with_NASA_Standards_Using_Low_Cost_FPGAs |
| Authors |
Jake_A._McCoy,_Ted_B._Schultz,_James_H._Tutt,_Thomas_Rogers,_Drew_M._Miles_and_Randall_L._McEntaffer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.11913 |
観測ロケットのペイロードに搭載されたフォトンカウンティング検出器システムでは、非同期出力と同期クロックテレメトリ（TM）ストリームとのインターフェースが必要になることがよくあります。これはオンボードコンピューターで処理できますが、カスタムハードウェア、マイクロコントローラー、フィールドプログラマブルゲートアレイ（FPGA）など、いくつかの低コストの代替手段があります。このホワイトペーパーでは、非同期パラレルデジタル出力を備えた観測ロケットの検出器用のTMインターフェイス（TMIF）を、低コストのFPGAと最小限のカスタムハードウェアを使用して実装する方法の概要を説明します。低消費電力および高速FPGAは、市販の（COTS）製品として入手可能であり、TMIFの主要コンポーネントの開発に使用できます。その場合、信号のバッファリングとレベル変換に必要な追加のハードウェアはごくわずかです。このホワイトペーパーでは、FPGAおよびCOTS専用のデータ取得製品を使用して、小規模なラボ環境でシミュレートされたTMチェーンを使用してこのシステムをテストする方法についても説明します。
| Title |
Hydrodynamics_and_survivability_during_post-main-sequence_planetary_engulfment |
| Authors |
Ricardo_Yarza_(1),_Naela_Razo_Lopez_(1),_Ariadna_Murguia-Berthier_(1_and_2),_Rosa_Wallace_Everson_(1),_Andrea_Antoni_(3),_Morgan_MacLeod_(4),_Melinda_Soares-Furtado_(5),_Dongwook_Lee_(6),_Enrico_Ramirez-Ruiz_(1)_((1)_Department_of_Astronomy_and_Astrophysics,_University_of_California,_Santa_Cruz,_(2)_Center_for_Interdisciplinary_Exploration_and_Research_in_Astrophysics_(CIERA),_(3)_Department_of_Astronomy,_University_of_California,_Berkeley,_(4)_Center_for_Astrophysics,_Harvard_&_Smithsonian,_(5)_Department_of_Astronomy,_University_of_Wisconsin-Madison,_(6)_Department_of_Applied_Mathematics_and_Statistics,_University_of_California,_Santa_Cruz) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.11227 |
褐色矮星や惑星などの亜恒星天体（SB）の巻き込みは、準矮星や白色矮星を周回するSB、急速に回転する巨人、リチウムに富む巨人の存在を説明するために呼び出されました。恒星エンベロープに巻き込まれたSB付近の流れの3次元流体力学シミュレーションを実行します。SBは付着できないため、反射境界のある剛体としてモデル化します。この反射境界は、流れの形態を変化させて、流出を伴う飲み込まれたコンパクトオブジェクトの形態に似せます。SBに作用するラム圧力と重力抗力の抗力係数を測定し、それらを使用して、巻き込み中の軌道を統合します。SBの巻き込みにより、$1M_\odot$の星の光度が、最大数千年のタイムスケールで最大数桁増加する可能性があることがわかりました。赤色巨星の枝の先端で数十年。$\approx10R_\odot$に進化する前に、SBが$1M_\odot$星のエンベロープを放出できないことがわかりました。対照的に、$\approx10M_\text{Jup}$という小さなSBは、赤色巨星の枝の先端でエンベロープを排出し、その過程で軌道を数桁縮小する可能性があります。ここで紹介する数値フレームワークは、SBのスケールで流れの物理学を捉える単純化された設定で、惑星の巻き込みのダイナミクスを研究するために使用できます。
Robo-AOを使用した25pc以内の北部の星への補償光学センサス
| Title |
An_Adaptive_Optics_Census_of_Companions_to_Northern_Stars_Within_25_pc_with_Robo-AO |
| Authors |
Maissa_Salama,_Carl_Ziegler,_Christoph_Baranec,_Michael_C._Liu,_Nicholas_M._Law,_Reed_Riddle,_Todd_J._Henry,_Jennifer_G._Winters,_Wei-Chun_Jao,_James_Ou,_Arcelia_Hermosillo_Ruiz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.11250 |
ボリュームが制限されたサンプルのスペクトルタイプと母集団にわたる星の多様性統計を評価するために、Robo-AOのコンパニオンについて近くの星を調査しました。25個以内のすべてのスペクトル型の1157個の星の観測をdeclで報告します。$>-13^{\circ}$タイトなコンパニオンを検索しています。ロボット補償光学を使用して、$\sim$0.15$''$から4.0$''$の範囲の分離と、最大$\Delta$m$_{\textit{i'}}\le$7の大きさの差を持つ154のコンパニオン候補を検出しました光学機器Robo-AO。コンパニオン候補の53人についてガイアEDR3位置天文学から物理的関連を確認し、99人はまだ確認されておらず、2人は背景オブジェクトとして除外されました。高解像度のイメージングコンパニオン検索を、GaiaEDR3で10,000AUまでの距離で共動するオブジェクトの検索で補完し、さらに147のコンパニオンが登録されました。この研究で報告された301の合計コンパニオンのうち、49は新しい発見です。加速度のヒッパルコス-ガイアカタログで有意な加速度測定値を持つ191個の星から、それらの約115個のコンパニオンを検出し、コンパニオンの分離が減少するにつれて加速度の重要性が増加します。この調査から、次の多重度の割合を報告します（文献値と比較して）：FGK星の場合は40.9％$\pm$3.0％（44％）、M星の場合は28.2％$\pm$2.3％（27％）、およびFGK星とM型星のそれぞれ5.5％$\pm$1.1％（11％）と3.9％$\pm$0.9％（5％）の高次分数。
恒星質量集合へのガイドとしての降着変動
| Title |
Accretion_Variability_as_a_Guide_to_Stellar_Mass_Assembly |
| Authors |
William_J._Fischer,_Lynne_A._Hillenbrand,_Gregory_J._Herczeg,_Doug_Johnstone,_\'Agnes_K\'osp\'al,_Michael_M._Dunham |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.11257 |
若い恒星状天体の可変降着は、一連のタイムスケールと振幅にわたって測光的および分光学的にそれ自体を明らかにします。最も劇的なのは大きな爆発（たとえば、FUOri、V1647Ori、およびEXLupタイプのイベント）ですが、より頻繁なのは、降着率の一貫性が低く、バーストのような小さな変動です。時間変動降着の理解を深めることで、星がどのように質量を獲得するかという根本的な問題に直接対処できます。波長スペクトル全体の観測から特徴付けられる変動現象、およびそれらの観測が基礎となる物理的条件をどのように調査するかを確認します。光学波長と赤外波長で観測された光度曲線とスペクトルの多様性は、バーストとバーストを明確に定義されたカテゴリに単純に分類することを拒否します。中赤外線およびサブミリメートルの波長は低温現象に敏感であり、観測されたフラックスの変動がより短い波長と比較して類似または異なる物理学を調査するかどうかは現在不明です。未解決の問題を強調し、分光法、多波長研究の価値を強調し、最終的には可変降着を使用して恒星の質量集合を理解する際の忍耐力を強調します。
スターはいつブームになりますか？
| Title |
When_Do_Stars_Go_BOOM? |
| Authors |
Harvey_B._Richer,_Roger_Cohen,_Ilaria_Caiazzo,_Jeffrey_Cummings,_Paul_Goudfrooij,_Bradley_M._S._Hansen,_Jeremy_Heyl,_Molly_Peeples,_Jason_Kalirai,_Pier-Emmanuel_Tremblay_and_Benjamin_Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.11264 |
白色矮星（WD）を生成できる星の最大質量は、重要な天体物理学的量です。この限界を確立するための最良のアプローチの1つは、巨大な星だけが進化する時間があり、WDの冷却時間と年齢とともに前駆体の質量を確立できる若い星団でWDを検索することです。クラスター。若い天の川銀河クラスターでの検索では、これまでのところ、チャンドラセカール質量1.38Msunをはるかに下回る、約1.1Msunよりも質量の大きいWDメンバーや、質量が約6Msunを超える前駆体は得られていません。ただし、クラスター環境から逃れた潜在的に大規模なWDの検索は、興味深い候補を生み出しています。クラスターサンプルをさらに拡張するために、HSTを使用して、マゼラン雲内の4つの若くて巨大な星団を調査し、10Msunの巨大な星から進化した可能性のある明るいWDを探しました。調べた4つのクラスターの中で最も古いものから5つの潜在的なWD候補を見つけました。これは、これまでに発見された最初の銀河系外単一WDです。これらのホットWDは光の波長で非常に弱いため、最終確認は30メートルクラスの望遠鏡での分光法を待たなければならない可能性があります。
25番目の太陽周期の最大振幅の予測
| Title |
A_prediction_for_the_25th_solar_cycle_maximum_amplitude |
| Authors |
R._Braj\v{s}a,_G._Verbanac,_M._Bandi\'c,_A._Hanslmeier,_I._Skoki\'c,_D._Sudar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.11293 |
太陽活動予測法の前身クラスに属する最小-最大法は、太陽周期の最小および最大エポックにおける相対的な太陽スポット数の間の線形関係に基づいています。現在の分析では、最小年だけでなく、最小の前後の2、3年のデータを使用して、このメソッドの修正バージョンを適用します。SILSO/SIDCからの改訂された13か月の平滑化された月間総黒点数データセットが使用されます。太陽周期番号のデータを使用します。1-24最大の相関係数（CC）は、太陽周期の最小値の3年前の活動レベルを、太陽周期の最小値の包含または除外に関係なく、その後の最大値（CC=0.82）と相関させるときに得られます。19.サイクル番号の次の太陽極大期について。25私たちは予測します：Rmax=121+-33.私たちの結果は、（サイクル番号25の）次の太陽極大期が前のものと同じ振幅か、それよりもさらに低い振幅になることを示しています。これは、20世紀の長期的な最大値の後の太陽活動の一般的な中期的な低下と一致しており、太陽活動のGleissberg期間と一致しています。最小予測子の3年前の信頼性は、最大の相関係数によって実験的に正当化され、スチューデントのt検定で検証されます。それは、2つの経験的なよく知られた発見で十分に説明されています：拡張された太陽周期とWaldmeier効果。最後に、最後の4つの太陽周期の最大値をうまく再現しました。21-25、最小方法の3年前を使用。
極域の蓄積とヴァルトマイヤー効果との物理的なつながりは、初期の太陽周期予測の範囲を広げます。周期25は周期24よりも強い可能性があります。
| Title |
Physical_link_of_the_polar_field_build-up_with_the_Waldmeier_effect_broadens_the_scope_of_early_solar_cycle_prediction:_Cycle_25_is_likely_to_be_stronger_than_Cycle_24 |
| Authors |
Pawan_Kumar,_Akash_Biswas,_Bidya_Binay_Karak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.11494 |
太陽周期の予測は困難ですが、宇宙天気を促進するため不可欠です。進行中のCycle〜25の振幅を変化させたいくつかの予測が行われました。Waldmeier効果の側面、つまり、上昇率とサイクルの振幅の間の強い正の相関が、その逆転後の前のサイクルの極場の蓄積と物理的に関連していることを示します。極場の上昇率は、次の太陽周期の上昇率と振幅と高い相関があることがわかります。したがって、太陽周期の振幅の予測は、前の周期の極場の逆転からわずか数年後に行うことができ、それによって太陽周期の予測の範囲を通常の時間よりもはるかに早く拡張することができます。以前の極域の上昇率に基づくサイクル25の予測は$137\pm23$であり、進行中のサイクルの利用可能な2年間の黒点データから計算されたWE2に基づく予測$138\pm26$に非常に近いです。。
LAMOSTとスバルで研究された400個の非常に金属の少ない星。 I.調査の設計、フォローアッププログラム、およびバイナリ頻度
| Title |
Four-hundred_Very_Metal-poor_Stars_studied_with_LAMOST_and_Subaru._I._Survey_Design,_Follow-up_Program,_and_Binary_Frequency |
| Authors |
Wako_Aoki,_Haining_Li,_Tadafumi_Matsuno,_Qianfan_Xing,_Yuqin_Chen,_Norbert_Christlieb,_Satoshi_Honda,_Miho_N._Ishigaki,_Jianrong_Shi,_Takuma_Suda,_Nozomu_Tominaga,_Hong-Liang_Yan,_Jingkun_Zhao,_and_Gang_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.11505 |
非常に金属の少ない星の化学的存在量は、第一世代の星の元素合成と銀河の初期の化学的進化に重要な制約を与えます。LAMOSTで実施された銀河系の星の大規模な調査で選択された非常に金属の少ない星の候補について、すばる望遠鏡で高解像度のスペクトルを取得しました。この一連の論文では、約400の非常に金属の少ない星の元素の存在量について報告し、この研究で測定された視線速度とガイアで得られた最近の位置天文学を組み合わせて得られたサンプルの運動学について説明します。このペーパーでは、調査とフォローアッププログラムの概要を説明し、サンプル全体の視線速度を報告します。高解像度スペクトルから7つの二重線分光連星を特定し、コンポーネントの視線速度が報告されます。非常に低い金属量でのこのような比較的短周期のバイナリの頻度について説明します。
LAMOSTとスバルで研究された400の非常に金属の乏しい星。 II。元素の豊富さ
| Title |
Four-hundred_Very_Metal-Poor_Stars_Studied_with_LAMOST_and_Subaru._II._Elemental_abundances |
| Authors |
Haining_Li,_Wako_Aoki,_Tadafumi_Matsuno,_Qianfan_Xing,_Takuma_Suda,_Nozomu_Tominaga,_Yuqin_Chen,_Satoshi_Honda,_Miho_N._Ishigaki,_Jianrong_Shi,_Jingkun_Zhao,_and_Gang_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.11529 |
LAMOST調査とすばる望遠鏡による追跡観測に基づいて、385個の非常に金属の少ない（VMP）星の20を超える元素の均一な存在量分析を提示します。これは、単一のプログラムで研究された最大の高解像度VMPサンプル（363個の新しいオブジェクトを含む）であり、ガイア視差に基づいてこのような大きなサンプルの進化段階を正確に決定する最初の試みです。サンプルは、[Fe/H]=-1.7から[Fe/H]=-4.3までの広い金属量範囲をカバーし、[Fe/H]<-3.0の110を超えるオブジェクトを含みます。進化の状態での拡張されたカバレッジは、巨人とターンオフスターのそれぞれの存在量の傾向を定義することを可能にします。新しく取得されたアバンダンスデータは、以前の研究で見つかったほとんどのアバンダンストレンドを確認するだけでなく、有用な更新と外れ値の新しいサンプルも提供します。Liプラトーは、サンプルでは-2.5<[Fe/H]<-1.7で見られますが、平均Li存在量は、金属量が低いほど明らかに低くなります。Mg、Si、CaはFeに対して過剰であり、金属量の増加とともに減少傾向を示します。化学進化モデルとの比較は、Ti、Sc、およびCoの過剰が現在の理論的予測では十分に再現されていないことを示しています。Scとアルファ元素の間に相関が見られますが、ZnはTiとのみ検出可能な相関を示し、他のアルファ元素とは相関を示しません。炭素増強星の割合（[C/Fe]>0.7）は、Cの存在量が決定されていないオブジェクトの処理に応じて、ターンオフ星の20〜30％の範囲にあり、それよりもはるかに高くなります。巨人で（〜8％）。[Fe/H]=-3.8から-1.7までの広い金属量範囲で12個のMgの少ない星（[Mg/Fe]<0.0）が確認されています。-3.4<[Fe/H]<-2.0で12個のEuに富む星（[Eu/Fe]>1.0）が発見され、比較的高い金属量を持つr過程で強化された星のサンプルが拡大されました。
短期変光星のオメガホワイト調査VI。散開星団
| Title |
The_OmegaWhite_Survey_for_Short_Period_Variable_Stars_VI._Open_Clusters |
| Authors |
R._Toma_(Astronomical_Institute_of_the_Romanian_Academy_and_Armagh),_G._Ramsay_(Armagh_Observatory_and_Planetarium),_C.S._Jeffery_(Armagh_Observatory_and_Planetarium),_S.A._Macfarlane_(Radboud_Univ_and_Univ_of_Cape_Town),_P._Woudt_(Univ_of_Cape_Town),_P.J._Groot_(Radboud_Univ) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.11533 |
$\sim$3分のケイデンスとOmegaWhite調査を使用して作成された2時間の期間の光度曲線を使用して、20個の散開星団のフィールドでの短周期変光星の検索結果を示します。これらの分野で92個の変光星を特定しました。さまざまなクラスターメンバーカタログとGaiaEDR3データを使用して、10がクラスターメンバーであり、さらに2つが推定メンバーであると判断しました。GaiaHRDでの位置と測光期間に基づいて、これらのほとんどが$\delta$Sct星であることがわかります。これらのクラスターメンバーとフィールドスターのいくつかの低解像度光学分光法を取得しました。他の散開星団の$\delta$Sct星の文脈で、クラスター変光星について説明します。
若い恒星状天体の降着バーストの自動検出：長期の空の調査のための新しいアルゴリズム
| Title |
Automatic_Detection_of_Accretion_Bursts_in_Young_Stellar_Objects:_a_New_Algorithm_for_Long--Term_Sky_Surveys |
| Authors |
F.Strafella,_G.Altavilla,_T.Giannini,_A.Giunta,_D.Lorenzetti,_A.Nucita,_A.Franco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.11621 |
前主系列星期の若い恒星状天体は、星周円盤で発生するさまざまな種類の不安定性による質量降着率の増加に一般的に起因する、明るさの不規則な変化を特徴としています。空を監視することを目的とした大規模な調査の時代に、光度曲線で不規則なバースト、特にEXorsのような（EXLupiタイプの爆発型変光星）を検出するためのパイプラインを提示します。手順はヒューリスティックなアプローチに従い、現在善意または候補EXorとして認識されているいくつかのオブジェクトについてすでに収集された光度曲線に対してテストされます。
SDO/AIA微分放射測定観測に基づく太陽周期24にわたるナノフレア分布
| Title |
Nanoflare_distributions_over_solar_cycle_24_based_on_SDO/AIA_differential_emission_measure_observations |
| Authors |
Stefan_Purkhart_and_Astrid_M._Veronig |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.11625 |
太陽周期24の間の静かな太陽領域のナノフレアは、利用可能な最良のプラズマ診断で研究され、太陽活動のさまざまなレベルでのエネルギー分布と恒星コロナ加熱への寄与を導き出します。ソーラーダイナミクスオブザーバトリー（SDO）に搭載された大気イメージングアセンブリ（AIA）の極紫外線（EUV）フィルターが使用されます。2011年から2018年までの30のAIA/SDO画像シリーズを分析します。各シリーズは、12秒のリズムで2時間にわたって$400\times400$arcsecの静穏な視野をカバーしています。微分放射測定（DEM）分析は、各ピクセルの放射測定（EM）と温度変化を導出するために使用されます。しきい値ベースのアルゴリズムを使用して、ナノフレアをEMエンハンスメントとして検出し、DEM観測から熱エネルギーを導き出します。ナノフレアのエネルギー分布は、急峻度のわずかな変動（$\alpha=$2.02〜2.47）を示すべき乗則に従いますが、太陽活動レベルとの相関はありません。すべてのデータセットの組み合わせたナノフレア分布は、べき乗則インデックス$\を使用して、イベントエネルギー（$10^{24}\mathrm{〜to〜}10^{29}\mathrm{〜erg}$）で5桁をカバーします。alpha=2.28\pm0.03$。$（3.7\pm1.6）\times10^4\mathrm{〜erg〜cm^{-2}〜s^{-1}}$の導出された平均エネルギー流束は、冠状加熱要件より1桁小さい。導出されたエネルギーフラックスと太陽活動の間に相関関係は見つかりません。空間分布の分析により、活動の少ない拡張領域に囲まれた高エネルギーフラックス（最大$3\times10^5\mathrm{〜erg〜cm^{-2}〜s^{-1}}$）のクラスターが明らかになります。日震学および磁気イメージャ（HMI）のマグネトグラムとの比較は、高活性クラスターが磁気ネットワーク内および磁束密度が強化された領域の上に優先的に配置されていることを示しています。
GJ 229B：APOLLO検索コードを使用して最初に知られているT-Dwarfのパズルを解く
GJ229Bは、1995年に発見された最初の褐色矮星であり、そのスペクトルは他のほとんどの褐色矮星よりも徹底的に観測されています。しかし、その大気の完全な分光分析は、現代の技術では行われていません。このスペクトルにはいくつかの特有の特徴があり、GJ229Bの質量と軌道の最近の動的推定値は大きく一致しておらず、どちらも綿密な調査が必要です。GJ229Bは、ホスト星から数十AU離れているため、惑星と星の種族形成レジームの境界近くにあるため、その大気は、このタイプの中間オブジェクトの形成プロセスの手がかりを提供する可能性があります。これらの質問を解決するために、オープンソースのAPOLLOコードを使用して、広範囲の波長（0.5〜5.1${\rm\mum}$）で公開されているGJ229Bのスペクトルを取得しました。これらの検索に基づいて、$41.6\pm3.3\、M_J$のより正確な質量推定値と$869_{-7}^{+5}$Kの有効温度推定値を提示します。これは、褐色矮星であり、$>$1.0Gyrのシステムではより古い年齢を示唆しています。また、以前に観測された高CO存在量の複製を含む、大気の検索された分子存在量を提示し、このオブジェクトの形成と進化に対するそれらの影響について説明します。この検索作業により、JWSTや他の次世代望遠鏡で観測されたものを含め、他の褐色矮星や直接画像化された惑星を研究する方法についての洞察が得られます。
太陽の自転要素$i、\ Omega $、および1777年にRu {\ dj} er Bo \ v {s}
kobi\'cによる黒点観測を使用して決定された周期
| Title |
Solar_rotation_elements_$i,_\Omega$_and_period_determined_using_sunspot_observations_by_Ru{\dj}er_Bo\v{s}kovi\'c_in_1777 |
| Authors |
M._Husak,_R._Braj\v{s}a,_D._\v{S}Poljari\'c |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.11745 |
Ru{\dj}erBo\v{s}kobi\'cは、太陽の自転要素を決定するための方法を開発しました。太陽の赤道傾斜角i、ノードの経度{\Omega}、太陽の自転の周期です。1785年に出版された彼の最後の作品Operapertinentiaadopticametastronomiamで、OpusculeIIの章で、彼は彼の方法、図の説明を含む式、および太陽の自転要素の計算の例を、1777年9月。元の数値手順は、対数式を使用して実行されました。現在の作業では、R。Bo\v{s}kobi\'cの元の結果について説明し、それらを再計算された値と比較します。
太陽磁場強度とミリメートル輝度温度の間の相関
| Title |
Correlation_between_the_solar_magnetic_field_strength_and_the_millimeter_brightness_temperature |
| Authors |
I._Skoki\'c,_D._Sudar,_and_R._Braj\v{s}a |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.11747 |
ALMAによって得られたミリメートル波長の太陽の画像は、マグネトグラムとの有意な対応を示しています。この論文では、1.2mmで撮影されたALMAフルディスク太陽画像をSDO/HMIマグネトグラムと比較することによってこの対応を調査し、それらの相関関係を分析します。彩層ネットワークと活性領域は正の相関を示し、明るさの温度は視線の磁場の強さとともに上昇しますが、黒点は負の相関を示します。静かな太陽の領域は、磁場による明るさの温度の依存性を示していません。観測された相関関係の最良の説明として、熱制動放射が示されています。
HD 133729：主系列星のB型星の周りを周回する青い大振幅パルセータ
| Title |
HD_133729:_A_blue_large-amplitude_pulsator_in_orbit_around_a_main-sequence_B-type_star |
| Authors |
A._Pigulski,_K._Kotysz,_P._A._Kolaczek-Szymanski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.11789 |
青い大振幅パルセータ（BLAP）は、30分のオーダーの周期で基本的な放射状モードで脈動する高温の物体の小さなグループを形成します。提案された進化のシナリオは、それらを進化した低質量星として説明しています。-燃える星、またはIa型超新星の〜0.7M$_\odot$生き残った仲間。したがって、それらの起源はまだ確立されていません。トランジット系外惑星探査衛星のデータを使用して、HD133729が後期B型主系列星とBLAPからなるバイナリであることを発見しました。BLAPは、32.37分の周期で脈動し、$（-7.11\pm0.33）\times10^{-11}$の割合で減少します。より明るいコンパニオンによる光の希釈により、観測された脈動の振幅は他のBLAPよりもはるかに小さくなります。利用可能な測光から、最大光の時間を導き出し、O-C図を介して星の二元的な性質を明らかにしました。この図は、システムの光移動時間効果に起因する23.08433dの周期の変動を示しています。これらの変動の分析により、バイナリの質量の中心の周りのBLAPの軌道の分光パラメータを導き出すことができました。システム内のホットコンパニオンの存在は、そのスペクトルエネルギー分布の分析によって確認されました。これは、H-R図にコンポーネントを配置するためにも使用されました。得られたBLAPの位置は、クラスの他のメンバーの位置と完全に一致しています。推定V〜11等、ガイア距離が0.5kpc未満の場合、BLAPは、既知のすべてのBLAPの中で最も明るく、最も近いものです。これは、このクラス変数の進化シナリオの検証における手がかりオブジェクトになる可能性があります。コンポーネントが同時代であり、コンポーネント間の物質移動が起こらなかった場合、BLAPの低質量前駆体は除外されると主張します。
巨大な星の粘性と遠心力の不安定性
巨大な星はさまざまな不安定性を示しますが、その多くはよく理解されていません。巨大な回転星の遠心力と角運動量輸送によって引き起こされる不安定性を調査します。まず、ポリトロープ恒星モデルの断熱ラジアルモードの線形化された振動方程式を導出して数値的に解きます。差動回転の存在下で、粘性角運動量輸送と組み合わされた遠心力とコリオリの力が、低粘度または高粘度の両方の条件下で、脈動変光星を励起できることを示します。実際の星で一般的な低粘度限界では、仕事の積分を介してモードの成長/減衰率を計算する方法を示します。最後に、現実的な回転$30\、M_\odot$星モデルを構築し、非断熱効果がない場合、星の寿命の大部分で過安定（成長）放射モードが存在すると予測されることを示します。星がヘルツシュプルング・ラッセルギャップを横切るときにピーク成長率が発生すると予測されますが、対流および/または磁気トルクによって生成される有効粘度によっては、非断熱減衰が粘性駆動よりも支配的である場合があります。粘性の不安定性は、大規模な星の脈動を駆動する新しいメカニズムである可能性があり、高光度青色変光星の不安定性に関連している可能性があります。
C、T1、T2：ワシントンフィルターシステムを使用して複数の母集団を検出するための補完的な方法
| Title |
C,T1,T2:_A_complementary_method_to_detect_Multiple_Populations_with_the_Washington_filter_system |
| Authors |
Heinz_Frelijj,_Douglas_geisler,_Sandro_Villanova,_Cesar_Munoz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.11843 |
この研究では、3つのワシントンフィルターの組み合わせ（C-T1）-（T1-T2）の能力を、従来のC-T1カラーの能力と比較して、2つの球状星団（NGC7099およびNGC1851）で複数の集団を見つける能力をテストします。、タイプIおよびII球状星団。現在ガイア固有運動を使用している測光とメンバーシップの選択の改善により、NGC7099の以前の調査結果とは異なり、予想どおり、2番目の母集団の星が最初の母集団の星よりも中央に集中していることがわかりました。新しい（C-T1）-（T1-T2）カラーを使用する両方のクラスター。ただし、C-T1は最適な幅/エラー比を維持します。また、NGC1851で赤-RGBと青-RGBを分割しながら、両方の色の違いを検索しましたが、有意な改善は見られませんでした。
太陽のアンチヘイル双極磁気領域：体系的な特性を持つ明確な集団
| Title |
Solar_Anti-Hale_Bipolar_Magnetic_Regions:_A_Distinct_Population_with_Systematic_Properties |
| Authors |
A._Munoz-Jaramillo,_B._Navarrete_and_L._E._Campusano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.11898 |
長期および短期の磁気変動との因果関係に加えて、太陽双極磁気領域は、太陽内部の大規模なトロイダル磁気構造の位置、サイズ、および特性に関する洞察の主な情報源です。これらの領域の大部分（〜95％）は、反対の半球で偶数と奇数のサイクルにわたって逆転する体系的な東西極性の向き（ヘイルの法則）に従います。これらの領域はまた、新しいサイクルをシードするポロイダルフィールドを構築するのに役立つ体系的な南北極性方向（ジョイの法則）を示します。ヘイルの法則の例外はまれであり、その数が少ないために研究するのは困難です。ここでは、以前の研究で採用された2つの補完的な傾斜の定義を考慮して、4つの太陽周期にまたがるヘイル対反ヘイル領域の赤道に関する傾斜（傾斜）の統計分析を提示します。私たちの結果は、反ヘイル地域がヘイル地域とは別の集団に属していることを示しており、異なる起源のメカニズムを示唆しています。ただし、反ヘイル地域の傾斜は、ヘイル地域と同様の体系的な傾斜特性と同様の緯度分布を示し、2つの間に強いつながりがあることを示しています。これは、それらが一般的なトロイダルフラックスシステムに属していることの証拠と見なされます。反ヘイル領域は、非常に強いポロイダル寄与を持つヘイル領域の出現後、その場でせん断され強化されたポロイダルフィールドに由来すると推測されます。したがって、それらは、太陽内部の大部分がコヒーレントなトロイダルフラックスシステムの考えと矛盾していません。
両方の長所：自動検出と限られた人間による監視を使用して、4つの太陽周期にまたがる均質な磁気カタログを作成する
| Title |
The_best_of_both_worlds:_Using_automatic_detection_and_limited_human_supervision_to_create_a_homogenous_magnetic_catalog_spanning_four_solar_cycles |
| Authors |
A._Munoz-Jaramillo,_Z._A._Werginz,_J._P._Vargas-Acosta,_M._D._DeLuca,_J._C._Windmueller,_J._Zhang,_D._W._Longcope,_D._A._Lamb,_C._E._DeForest,_S._Vargas-Dominguez,_J._W._Harvey_and_P._C._H._Martens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.11908 |
双極磁気領域（BMR）は、太陽変動の基礎です。それらは、太陽周期を引き起こす大規模な磁気プロセスのトレーサー、太陽コロナの形成者、大規模な太陽磁場のビルディングブロック、およびフレアを引き起こす自由エネルギー収支への重要な貢献者です。コロナ質量放出。驚くべきことに、1970年代初頭以来、磁場の体系的な測定が存在していたにもかかわらず、今日、BMRの均質なカタログは存在しません。この作業の目的は、1970年代から現在までのBMRの均質なカタログを作成することによってこの欠陥に対処することです。この目的のために、このペーパーでは、BMRの自動および手動検出の長所と短所、および両方の方法を組み合わせて、バイポーラアクティブ領域検出（BARD）コードとそれをサポートする人間の監視モジュールの基礎を形成する方法について説明します。現在、BARDカタログには、毎日の観測中に追跡および特性評価された10,000を超える固有のBMRが含まれています。ここでは、SWAMISカタログとBARDカタログを組み合わせた拡張マルチスケール磁気カタログを作成するための将来の計画についても説明します。
長期的な黒点数記録の課題と限界の視覚化
| Title |
Visualization_of_the_challenges_and_limitations_of_the_long-term_sunspot_number_record |
| Authors |
A._Munoz-Jaramillo_and_J._M._Vaquero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.11919 |
太陽周期は、太陽の磁気構造と放射出力を定期的に再形成し、およそ11年ごとに太陽圏への影響を決定します。この主な周期性に加えて、それは一世紀にわたる変動を示します（グランドミニマと呼ばれる異常に低い太陽活動の期間を含む）。マウンダー極小期（1645-1715）は、太陽や他の星の磁気活動の最大の原型として大きな関心を呼んでおり、太陽と地球の気候の変化との潜在的なつながりを示唆しています。黒点観測の最近の再分析は、過去400年間の太陽活動の進化について矛盾した見解をもたらしました（一定のレベルに対して着実な増加）。これは、マウンダー極小期の深さとそれに続く太陽活動の経年進化を理解するための、コミュニティ全体の協調的な取り組みに火をつけました。このパースペクティブの目標は、過去のデータを使用して長期的な太陽変動を推定する最近の作業をレビューし、制限に気付いていない可能性のあるこれらの推定のユーザーにコンテキストを提供することです。さまざまな期間の観測範囲、および現在提案されている黒点グループ番号シリーズ間の不一致のレベルを簡単に評価するために使用できる明確な視覚的ガイドを提案します。
準安定ストリングからの重力波
宇宙ひもが単極対生成による破壊に対して効果的に安定している宇宙ひものネットワークから放出される確率的重力波スペクトルを推定します。単極子は、初期の対称性の破れからより高いスケールで生成され、地平線に再び入る前にかなりのインフレーションを経験します。これにより、ストリングセグメントによって接続された単極子と反単極子のペアが生じ、ストリングループの形成が本質的に停止します。結果として、重力波スペクトルの低周波数部分は、安定したストリングを使用した非膨張の場合に比べて抑制され、無次元のストリング張力$G\mu$にバインドされたストリンジェントなPPTAを回避します。$10^{-10}-10^{-15}$の範囲の$G\mu$値について、進行中および将来の実験でアクセス可能な変更されたスペクトルを表示します。この「準安定」ストリングネットワークが現実的な大統一理論でどのように実現されるかを示します。
ホログラフィーの標準ツールを使用して、宇宙の完全に非摂動的な微視的モデルを記述することができると主張します。このモデルでは、加速膨張の期間は、負のポテンシャルを持つ領域に向かって進化する時間依存スカラー場の正のポテンシャルエネルギーから生じる可能性があります。これらのモデルでは、基本的な宇宙定数は負であり、宇宙は最終的に時間反転対称的な方法で再崩壊します。微視的な記述は、自然に宇宙論のための特別な状態を選択します。このフレームワークでは、宇宙論的時空の物理学は、静的平面の漸近的にAdSローレンツワームホール時空の真空物理学と二重であり、背景時空と観測可能物は解析接続によって関連付けられています。二重時空はどこでも弱く湾曲しているので、宇宙論的観測量は、UV完了やビッグバンの近くの物理学の詳細な知識がなくても、有効場の理論を介して二重画像で計算できます。特に、インフレーションは宇宙論の図の摂動の起源を説明するかもしれませんが、摂動はインフレーションの可能性についての知識がなくても二重の図から推測することができます。
地平線形成における斥力重力効果。裸の特異点の地平線の残骸
| Title |
Repulsive_gravity_effects_in_horizon_formation._Horizon_remnants_in_naked_singularities |
| Authors |
Daniela_Pugliese,_Hernando_Quevedo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.11497 |
反発重力は、裸の特異点のよく知られた特性です。この作業では、軽い表面を探索し、反発重力の新しい効果を見つけます。カーの裸の特異点を対応するブラックホールの対応物と比較し、地平線の残骸として識別される特定の構造を見つけます。これらの特徴は、ブラックホールのキリングの地平線の形成または最終的には破壊につながるプロセスの理解にとって重要である可能性があると私たちは主張します。これらの特徴は、特に回転軸に近い光子軌道を観察することで検出できます。これは、裸の特異点とブラックホールを区別するために使用できます。
初期宇宙宇宙論の有効場の理論の記述のためのユニタリー性問題
有効場の理論の文脈では、ヒルベルト状態空間は膨張宇宙で増加します。したがって、時間発展を単一にすることはできません。構造の形成は通常、有効場の理論技術を使用して研究されます。原始ゆらぎが現れる長さスケールに対応する状態空間の因子がユニタリー性の問題に悩まされないことを要求することから生じる初期宇宙モデルの有効場の理論分析に対する制約を研究します。バウンスおよびエマージェンシー宇宙論の場合、バウンスまたはエマージェンスフェーズのエネルギースケールが紫外線（UV）カットオフスケールよりも小さい場合、制約は発生しません。一方、インフレシナリオの場合、インフレのエネルギースケールに自明ではない上限が生じます。
中性子星の地殻に関する一連のSkyrmeと$\chi_{EFT}$の予測に直面する
| Title |
Confronting_a_set_of_Skyrme_and_$\chi_{EFT}$_predictions_for_the_crust_of_neutron_stars |
| Authors |
Guilherme_Grams_and_J\'er\^ome_Margueron_and_Rahul_Somasundaram_and_Sanjay_Reddy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.11645 |
中性子星の観測データの精度が向上したため、地殻とコアが統一されたアプローチで一貫して計算される新しい状態方程式を導出する必要があります。この目的のために、圧縮性液滴モデルを使用して、中性子星の地殻内の不均一な物質を説明します。ここで、バルクと中性子流体の項は、コアに存在する均一な物質を説明するモデルと同じモデルから与えられます。次に、核相互作用の現実的なモデリングに基づいて構築された、低温触媒中性子星の15の統一された状態方程式のセットを生成します。これは、2つの主要なグループに属します。EFT}$ハミルトニアン。これらのモデル予測の対立により、地殻特性のモデル依存性、特に低密度での中性子物質の影響を調査することができます。統一された状態方程式の新しいセットは、CompOSEリポジトリで入手できます。
宇宙論とブラックホール連星からの修正された重力波摩擦に対する現在および将来の制約
| Title |
Current_and_future_constraints_on_cosmology_and_modified_gravitational_wave_friction_from_binary_black_holes |
| Authors |
Konstantin_Leyde,_Simone_Mastrogiovanni,_Dani\`ele_A._Steer,_Eric_Chassande-Mottin,_Christos_Karathanasis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.11680 |
この議事録では、暗黒重力波標準サイレンと、宇宙論および修正ニュートン理論の制約のためのそれらの使用に関心があります。それらの伝播方程式に導入された余分な摩擦項のために、それらの理論は、電磁波と重力波（GW）の異なる光度距離を予測します。この効果は、重力波観測から、特にLIGOとVirgoによって検出されたブラックホール連星（BBH）の併合から測定できる、2つの変数$\Xi_0$と$n$によってパラメーター化できます。BBH人口モデルを質量と赤方偏移、宇宙論的パラメーター、および最初の3回のLIGO/Virgo観測実行中に観測された$\sim$60信号への修正GW光度距離に合わせてフィッティングすることにより、一般相対性理論が一貫して好ましいモデルであると結論付けます。将来の観測実行O4とO5も考慮されます。同じアプローチを使用して、GRが正しい重力理論である場合、O4では$51\％$、O4とO5では$20\％$の修正重力パラメーター$\Xi_0$の測定の不確かさを予測します。ただし、天体物理学、宇宙論、修正ニュートン力学のパラメーターの間には強い相関関係があり、間違った事前分布が想定されている場合はバイアスにつながる可能性があることを強調します。
重力波シグネチャからのダークセクタースケールに対する感度
| Title |
Sensitivity_to_Dark_Sector_Scales_from_Gravitational_Wave_Signatures |
| Authors |
James_B._Dent,_Bhaskar_Dutta,_Sumit_Ghosh,_Jason_Kumar,_Jack_Runburg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.11736 |
べき乗則形式の一般的な繰り込み可能な熱有効ポテンシャルを持つ理論で、一次相転移によって生成される重力波信号を検討します。重力波信号の周波数と振幅は、熱有効ポテンシャルのパラメーターに簡単に関連付けることができることがわかります。これは一般的な結論につながります。ダークヒッグスの質量がダークヒッグスの真空期待値の1％未満の場合、重力波信号は、今後および計画されているすべての重力波観測所で観測できなくなります。
| Title |
Testing_Non-Standard_Interactions_Between_Solar_Neutrinos_and_Quarks_with_Super-Kamiokande |
| Authors |
Super-Kamiokande_Collaboration:_P._Weatherly,_K._Abe,_C._Bronner,_Y._Hayato,_K._Hiraide,_M._Ikeda,_K._Iyogi,_J._Kameda,_Y._Kanemura,_Y._Kataoka,_Y._Kato,_Y._Kishimoto,_S._Miki,_M._Miura,_S._Moriyama,_T._Mochizuki,_M._Nakahata,_Y._Nakano,_S._Nakayama,_T._Okada,_K._Okamoto,_A._Orii,_G._Pronost,_K._Sato,_H._Sekiya,_M._Shiozawa,_Y._Sonoda,_Y._Suzuki,_A._Takeda,_Y._Takemoto,_A._Takenaka,_H._Tanaka,_S._Tasaka,_X._Wang,_S._Watanabe,_T._Yano,_S._Han,_T._Kajita,_K._Kaneyuki,_K._Okumura,_T._Tashiro,_R._Wang,_J._Xia,_G._D._Megias,_L._Labarga,_B._Zaldivar,_B._W._Pointon,_F._d._M._Blaszczyk,_C._Kachulis,_E._Kearns,_J._L._Raaf,_J._L._Stone,_L._R._Sulak,_S._Sussman,_L._Wan,_T._Wester,_S._Berkman,_S._Tobayama,_J._Bian,_M._Elnimr,_N._J._Griskevich,_W._R._Kropp,_S._Locke,_S._Mine,_M._B._Smy,_H._W._Sobel,_V._Takhistov,_et_al._(204_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.11772 |
ニュートリノと物質の間の非標準相互作用（NSI）は、ニュートリノフレーバーの振動に影響を与えます。太陽の中心部の物質密度が高いため、太陽ニュートリノはこれらの相互作用を調べるのに適しています。スーパーカミオカンデの$^{8}$B太陽ニュートリノへの$277$kton-yr曝露を使用して、NSIの存在を検索します。私たちのデータは、ダウンクォークが1.8$\sigma$で、アップクォークが1.6$\sigma$で、最適なNSIパラメーターが（$\epsilon_{11}^{d}、\epsilon_{）であるNSIの存在を支持しています。12}^{d}$）=（-3.3、-3.1）$d$-クォークおよび（$\epsilon_{11}^{u}、\epsilon_{12}^{u}$）=（-2.5、-3.1）$u$-クォークの場合。サドベリーニュートリノ天文台とBorexinoからのデータと組み合わせると、有意性は0.1$\sigma$増加します。
NJLのようなモデルによるハイブリッド星とQCD相転移
この論文では、QCD相転移とNJLモデルの枠組み内のハイブリッド星の構造を研究するための自己無撞着な平均場近似を紹介します。私たちの実践では、現象論的パラメータ$\alpha$が導入されます。これは、有限の化学ポテンシャルの下での「直接」チャネルと「交換」チャネルの重みを反映しています。質量-半径の関係は、クロスオーバー状態方程式（EOS）を使用してトルマン-オッペンハイマー-ボルコフ方程式を解くことによって得られます。異なるパラメータの効果を示すために、2つの太陽質量ハイブリッド星の密度分布を計算します。また、潮汐ラブ数$k_2$と変形能$（\Lambda）$も計算します。EOSの剛性は$\alpha$とともに増加することがわかります。これにより、モデルを通じて最大質量2.40太陽質量のハイブリッド星を取得できます。2.06を超える太陽質量中性子星の観測は、カイラル遷移が$T-\mu$平面全体のクロスオーバーである可能性があることを示している可能性があります。
