大規模な変化する重力ポテンシャルに埋め込まれた相対論的角度赤方偏移変動
| Title |
Relativistic_Angular_Redshift_Fluctuations_embedded_in_Large_Scale_Varying_Gravitational_Potentials |
| Authors |
Adal_Lima-Hern\'andez_(1_and_2),_Carlos_Hern\'andez-Monteagudo_(1_and_2),_and_Jon\'as_Chaves-Montero_(3)_((1)_IAC,_(2)_ULL,_(3)_DIPC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.15008 |
銀河の赤方偏移の密度加重2次元（2D）マップに基づいて構築された、新しい宇宙論的観測量である角度赤方偏移変動（ARF）に対する線形次数、一般相対論的補正を計算します。ニュートンゲージで開発された銀河/ソースカウントの既存のアプローチから始めて、それをARFに一般化し、この目的のために標準のボルツマンコードを変更します。私たちの計算により、速度項を大規模な主要な補正として識別し、特異な宇宙論的速度場に対するARFの感度を強調することができます。標準の2Dクラスタリングの場合と同様に、重力レンズがARFに与える影響は、小さな角度スケールと広い赤方偏移シェルで支配的ですが、重力ポテンシャルに関連するシグネチャは非常に小さく、ほとんど検出できません。ARFは、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の異方性に対しても興味深い相関特性を示します。これらは、CMBレンズ効果の変動と高度に相関していると同時に、有意な（S/N$\sim4$-$5$）{\emanti-}統合サックス-ウルフ効果（ISW）との相関。この負のARF$\times$ISW信号は、標準の2Dクラスタリング$\times$ISW相関を完全に補完します。これは、前者が後者（$z\lesssim1）よりも高い赤方偏移（$z\sim2$）で主に現れるためです。$、および2つの観測可能値の組み合わせにより、null（ISWなし）仮説をテストする$\chi^2$統計が大幅に増加します。ARFは、ISWを引き起こすダークエネルギーコンポーネントの性質を制約するための、斬新で代替的で潜在的に強力なツールであると結論付けています。
銀河団の解析的な半径方向加速度の関係
最近、銀河における動的ラジアル加速度とバリオンラジアル加速度の間の密接な相関関係（ラジアル加速度の関係）が発見されました。これは、修正ニュートン力学の間接的なサポートとして主張されています。しかし、銀河団でもラジアル加速度の関係が見られるかどうかは議論の余地があります。この記事では、銀河団の中央領域の解析的な半径方向の加速度関係を導き出し、提示します。いくつかの大きな銀河団のデータを調べたところ、結果として得られる半径方向の加速度の関係には非常に大きなばらつきがあることがわかりました。さらに、銀河団のラジアル加速度の関係は、特定の範囲のバリオンラジアル加速度について銀河で発見されたものとある程度一致していますが、それらの関数形式は互いに多少異なります。これは、ラジアル加速度の関係が一般的に普遍的な関係ではない可能性があることを示唆しています。
ハロー質量モデリングにおけるメンバー銀河の情報量のマイニング
特定の伴銀河と中央銀河の間のマグニチュードギャップを使用してハロー質量の推定を改善できるという以前の発見に動機付けられて、ホストハロー質量のモデリングでさまざまなメンバー銀河の情報量の体系的な研究を実行します。機械学習アプローチ。流体力学シミュレーションIllustrisTNGからのデータを使用し、ランダムフォレスト（RF）アルゴリズムをトレーニングして、そのメンバー銀河の恒星質量からハロー質量を予測します。さまざまな銀河メンバーの重要性を解きほぐすために、徹底的な特徴選択が採用されています。追加の衛星は、中央だけで推定されたものと比較して、ハロー質量の推定を改善することを確認します。ただし、この改善の大きさは、異なる伴銀河を使用しても大きな違いはありません。ハロー質量予測に3つの銀河を使用する場合、最良の組み合わせは常に、最も大きな衛星と最も小さな衛星を持つ中央の銀河の組み合わせです。さらに、上位7つの銀河の中で、中央銀河と2つまたは3つの伴銀河の組み合わせは、ハロー質量のほぼ最適な推定を提供し、銀河をさらに追加しても、予測の精度は上がりません。これらの依存性は、条件付き衛星分布の形状変化から理解できることを示しています。さまざまなメンバーの銀河が、累積恒星質量関数のさまざまな部分にある明確なハロー依存の特徴を説明しています。
クラスターハローの動的モデリングから何を期待するかII。ランダムフォレストを使用した動的状態指標の調査
| Title |
What_to_expect_from_dynamical_modelling_of_cluster_haloes_II._Investigating_dynamical_state_indicators_with_Random_Forest |
| Authors |
Qingyang_Li,_Jiaxin_Han,_Wenting_Wang,_Weiguang_Cui,_Federico_De_Luca,_Xiaohu_Yang,_Yanrui_Zhou_and_Rui_Shi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.15268 |
ランダムフォレスト（RF）機械学習アプローチに基づいて、銀河団の動的状態（DS）を予測する際のさまざまな動的機能の重要性を調査します。流体力学的ズームインシミュレーションの300プロジェクトからの銀河団の大規模なサンプルを使用し、生データと、光学、X線、およびスニヤエフゼルドビッチの対応するモックマップから動的特徴を構築します。（SZ）チャネル。RFアルゴリズムの不純物ベースの特徴の重要性に依存する代わりに、out-of-bag（OOB）スコアを直接使用して、個々の特徴とさまざまな特徴の組み合わせの重要性を評価します。調査したすべての機能の中で、ビリアル比$\eta$が最も重要な単一の機能であることがわかりました。シミュレーションから直接計算され、3次元で計算された特徴は、モックマップから構築されたものよりもDSに関するより多くの情報を伝達します。X線またはSZマップに基づく機能と比較して、重心位置に関連する機能の方が重要です。調査された特徴の数が多いにもかかわらず、異なるタイプの最大3つの特徴の組み合わせは、予測のスコアをすでに飽和させる可能性があります。最後に、最も感度の高い機能$\eta$が、動的モデリングでよく知られている半質量バイアスと強く相関していることを示します。DSで選択しない場合、クラスターハローは$\eta$に非対称分布を持ち、全体的に正の半質量バイアスに対応します。私たちの仕事は、シミュレーションと観測の両方で銀河団のDSを識別するための最良の特徴を選択するための定量的なリファレンスを提供します。
アクシオン-SU（2）インフレーションからレーザー干渉計で検出可能な重力波
クロモナチュラルインフレーション（CNI）は、SU$（2）$ゲージ場と結合したアクシオンがインフラトンとして機能するインフレーションモデルです。CNIでは、ゲージ場の真空期待値（VEV）がゼロではないため、重力波（GW）が向上します。元のCNIは、GWの過剰生産のため、プランクの観測によって除外されています。この作業では、CMBモードが地平線を出た後にゲージ場がゼロ以外のVEVを取得するインフレモデルを検討します。さらに、アクシオンが振動し始め、ゲージ場のVEVが消えた後、宇宙を支配し、インフレーションを促進する別の場をモデルに追加します。数値シミュレーションを実行することにより、拡張GWがCMB制約に違反せず、LISA、BBO、ETなどの将来のGW観測によって検出できるパラメーター空間を見つけます。
宇宙論的距離指標としての光学およびX線GRB基本平面
| Title |
Optical_and_X-ray_GRB_Fundamental_Planes_as_Cosmological_Distance_Indicators |
| Authors |
Maria_Giovanna_Dainotti,_Via_Nielson,_Giuseppe_Sarracino,_Enrico_Rinaldi,_Shigehiro_Nagataki,_Salvatore_Capozziello,_Oleg_Y._Gnedin,_Giada_Bargiacchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.15538 |
$z=9.4$まで観測されたガンマ線バースト（GRB）は、標準化されたキャンドルとして使用でき、超新星タイプIa（SNeIa、$z=2.26$）を超えて距離梯子を拡張します。X線プラトー放射の静止フレーム終了時間、それに対応する光度、およびピークプロンプト光度の間の3D基本平面関係を使用してGRBを標準化します。SNeIaとGRBを組み合わせて、選択バイアスと赤方偏移の進化を補正する場合としない場合のフラットな$\Lambda$CDM宇宙論を想定して、物質の内容$\Omega_{\text{M}}=0.299\pm0.009$を制約します。光学で同様の3D相関を使用すると、光学GRBサンプルがX線サンプルと同じように$\Omega_{\text{M}}$の決定に効果的であることがわかります。追加のGRBをシミュレートするために使用されるよりタイトな平面を実現するために、GRBサンプルをトリミングしました。$\Omega_{\text{M}}$で、SNeIaのみで得られる精度と同等の精度を達成するために、スタンドアロンプローブとして使用する必要のあるGRBの数を決定しました。{\bf（Conleyetal。2011）のSNeIaを使用して導出された誤差測定値を、半分にされた変数のエラーバーとBetouleetal。（2014）284個の光GRBを使用し、変数のエラーバーが半分になったことを考慮します。現在のサンプルと比較して、2倍のサンプル（光度曲線の再構築とGRBが不明なGRBの推定の両方を可能にする将来の機械学習アプローチによって取得）を使用すると、エラーバーが半分になり、同じ精度に到達します（Scolnicetal。2018）は、2054年までにSNeIaと同じくらい効率的なスタンドアロンプローブを使用する390個のGRBを備えています。
暗黒時代からの21cmのパワースペクトルにおける原始的な非ガウス性のサイン
暗黒時代の21cm線の輝度差温度のパワースペクトルに刻印された原始的な非ガウス性の特徴を研究します。重力クラスタリングの摂動処理を使用して、21cmのパワースペクトルに対する非ガウスおよび1ループ補正の効果を定量的に推定します。フィッシャー行列分析に基づいて、ローカルタイプの原始的な非ガウス性に対する制約に21cmのパワースペクトルを使用することの潜在的な影響を調査します。私たちの結果は、ベースラインが数十キロメートルのアレイの21cmのパワースペクトルは、原始的な非ガウス性を宇宙マイクロ波背景放射よりも厳しいレベルに制約でき、その制約パワーは21のそれよりも強いことを示しています。-cmバイスペクトル、最終的な状況では21cmバイスペクトルが最終的に強力になります。
2フィールドインフレーションのパワースペクトルに対する複数の機能の影響
| Title |
The_effect_of_multiple_features_on_the_power_spectrum_in_two-field_inflation |
| Authors |
K._Boutivas,_I._Dalianis,_G.P._Kodaxis_and_N._Tetradis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.15605 |
インフレーション中の曲率スペクトルの強化に関する以前の作業を2フィールドの場合に拡張します。スローロールパラメータ$\eta$を、摂動の急速な成長を引き起こす可能性のある量として識別します。その2つのコンポーネント、背景軌道に沿った$\eta_\parallel$とそれに垂直な$\eta_\perp$は、大きな値、正または負の値をとる短い間隔を除いて、ほとんどの進化の間小さいままです。$\eta_\parallel$に強力な特徴が現れる典型的な理由は、インフラトンポテンシャルの鋭いステップまたは変曲点ですが、$\eta_\perp$は、フィールド空間の鋭いターン中に大きくなります。曲率スペクトルの共鳴成長につながるいくつかの機能の相加効果に焦点を当てます。$\eta$の進化における3つまたは4つの特徴は、パワースペクトルの6桁または7桁の増強を誘発するのに十分であり、原始ブラックホールと確率的重力波の著しい生成につながる可能性があります。私たちの研究の大部分は、分析的手段を通じて摂動の進化と結果として生じるスペクトルを理解することに焦点を当てています。背景の進化に複数の特徴が存在することは、より複雑なインフレパラダイムを示しています。これは、マルチフィールドの場合にも自然です。この可能性の批判的な検討は、実験の範囲内です。
大規模構造における最も拡散したガスの吸収研究
| Title |
Absorption_studies_of_the_most_diffuse_gas_in_the_Large_Scale_Structure |
| Authors |
Fabrizio_Nicastro_(1),_Taotao_Fang_(2)_and_Smita_Mathur_(3)_((1)_Istituto_Nazionale_di_Astrofisica_-_Osservatorio_Astronomico_di_Roma,_Roma,_Italia_(2)_Dpartment_of_Astronomy_Xiamen_University,_Xiamen,_China,_(3)_The_Ohio_State_University,_Columbus,_OH,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.15666 |
宇宙が進化するにつれて、それは物質のフィラメント状の構造の網を発達させます。この宇宙の網はガスで満たされ、銀河間領域に最も拡散したガスがあります。低赤方偏移では、ガスは主に暖熱であり、その最良のトレーサーの1つは、バックグラウンドクエーサーへの視線でのX線吸収です。この章では、暖熱銀河間媒体（WHIM）の形成の理論的背景を示し、宇宙論的流体力学シミュレーションからのWHIMの物理的特性を示します。高分解能および高信号対雑音スペクトルを使用して、X線吸収線でWHIMを検出する可能性について説明します。WHIMイオン化バランス、観測可能な線、成長曲線、X線線を使用した診断などの観測手法について詳しく説明します。ChandraおよびXMM-Newton天文台に搭載されたグレーティングを使用してWHIMを検出する現在の取り組みを紹介します。文献で報告されているWHIM検出の重要性について説明します。ここでは、銀河間媒体に真に拡散するガスではなく、介在する銀河の銀河周辺媒体またはグループ内媒体からロバストな検出が行われる可能性があります。低赤方偏移の大規模構造で最も拡散するガスを安全に検出するには、次世代のX線望遠鏡を待たなければならない場合があります。最後に、分散型および非分散型分光計を搭載した将来のミッションについて説明します。ライン検出可能性と将来のミッションで検出できるWHIMシステムの数の性能指数パラメーターを示します。これらは、失われた低赤方偏移のバリオンを説明し、その寿命の半分にわたる宇宙の進化を理解する私たちの能力を定義します。
Muztagh-Ata1.93m望遠鏡で強くレンズ化されたクエーサーの観測時間遅延の予測
| Title |
Forecast_of_observing_time_delay_of_the_strongly_lensed_quasars_with_Muztagh-Ata_1.93m_telescope |
| Authors |
Shanhao_Zhu,_Yiping_Shu,_Haibo_Yuan,_Jian-Ning_Fu,_Jian_Gao,_Jianghua_Wu,_Xiangtao_He,_Kai_Liao,_Guoliang_Li,_Xinzhong_Er,_Bin_Hu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.15680 |
完全に独立した方法として、ハッブルの張力を解決するには、強レンズクエーサー（TDSL）の時間遅延の測定が重要です。広範囲にわたる監視が必要ですが、これまでのところ、強くレンズ化されたクエーサーの小さなサンプルに限定されています。北京師範大学は、いくつかのパートナー機関と協力して、世界クラスの観測条件を備えた中国西部のムズターグアタサイトに1.93mの反射望遠鏡を建設しています。望遠鏡には、3500〜11000ドルのオングストローム波長帯域をカバーする3チャンネルのイメージャ/光度計と、低中解像度（$\lambda/\delta\lambda=500/2000/7500$）の分光器の両方が装備されます。この論文では、強くレンズ化されたクエーサーの時間遅延を測定する際のMuztagh-Ata1.93m望遠鏡の能力を調査します。RXJ1131-1231、HE0435-1223、PG1115+080、WFI2033-4723、SDSS1206+4332の5つの既知の強レンズクエーサーに基づいて、マイクロレンズ効果のある模擬の強レンズクエーサーシステムと光度曲線を生成します。特に、RXJ1131-1231は、この作業でレンズモデリングを使用して生成されます。十分な情報が不足しているため、レンズモデリングなしで公開データを使用して他の4つのシステムをシミュレートします。シミュレーションによると、RXJ1131のようなシステム（画像間の時間遅延のばらつきが大きい）の場合、TDSL測定は、4シーズンのキャンペーン期間と1日のケイデンスで約$\Deltat=0.5$日の精度で達成できます。この精度は、今後のTDCOSMOプロジェクトに匹敵します。そして、キャンペーンの長さがより長く、高いケイデンスで維持されると、より良いでしょう。その結果、Muztagh-Ata1.93m望遠鏡の機能により、TDSL天文台のネットワークに参加することができます。それは、特にサイトのユニークな座標を考慮して、強力にレンズ化されたクエーサー観測のためのデータベースを充実させ、時間遅延のより正確な測定を行います。
21cmのパワースペクトルからの再電離パラメータの暗黙の尤度推定
| Title |
Implicit_Likelihood_Inference_of_Reionization_Parameters_from_the_21_cm_Power_Spectrum |
| Authors |
Xiaosheng_Zhao_(Tsinghua),_Yi_Mao_(Tsinghua),_Benjamin_D._Wandelt_(IAP) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.15734 |
再電離の時代からの21cmの輝度温度パワースペクトルの最初の測定は、近い将来、再電離の水素時代アレイ（HERA）やスクエアキロメートルアレイの前身（HERA）などの無線干渉アレイ実験によって達成される可能性が非常に高いです。SKA）。標準のMCMC分析では、明示的な尤度近似を使用して、21cmのパワースペクトルから再電離と天体物理学的パラメーターを推測します。この論文では、密度推定尤度フリー推論（DELFI）を使用したフォワードシミュレーションを通じて尤度が暗黙的に定義される、再電離パラメータの新しいベイズ推定を提示します。熱雑音や前景回避などの現実的な効果は、HERAとSKAからの模擬観測にも適用されます。この方法は、再電離パラメーターの正確な事後分布を回復し、信頼できるパラメーター領域の位置とサイズの点で標準のMCMC分析よりも優れていることを示します。ネットワークがトレーニングされると数分レベルの処理時間が得られるため、この手法は、将来の21cmのパワースペクトル観測データを科学的に解釈するための有望なアプローチです。私たちのコード21cmDELFI-PSはこのリンクで公開されています。
4つのボディ、モデル、およびアプリケーションの平面対称中央構成の特性評価
| Title |
Characterization_of_planar_symmetric_central_configurations_of_four_bodies,_models,_and_an_application |
| Authors |
Zal\'an_Czirj\'ak,_B\'alint_\'Erdi,_Emese_Forg\'acs-Dajka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.14993 |
4つのボディの平面対称中央構成を研究するために、角度ベースのモデルの概要を説明します。構成の形状が与えられた場合の質量と、質量が与えられた場合の構成の形状タイプを決定するためのモデルを提示します。また、凹型構成の場合の形状タイプをカウントするためのダイアグラムベースの方法についても説明します。アプリケーションとして、地球と月の質量の物体を含む平面対称の中央構成を決定します。
8つのスピッツァー位相曲線とホットジュピターの個体数の傾向の新しい分析：Qatar-1b、Qatar-2b、WASP-52b、WASP-34b、およびWASP-140b
| Title |
A_New_Analysis_of_8_Spitzer_Phase_Curves_and_Hot_Jupiter_Population_Trends:_Qatar-1b,_Qatar-2b,_WASP-52b,_WASP-34b,_and_WASP-140b |
| Authors |
Erin_May,_Kevin_Stevenson,_Jacob_Bean,_Taylor_Bell,_Nicolas_Cowan,_Lisa_Dang,_Jean-Michel_Desert,_Jonathan_Fortney,_Dylan_Keating,_Eliza_Kempton,_Thaddeus_Komacek,_Nikole_Lewis,_Megan_Mansfield,_Caroline_Morley,_Vivien_Parmentier,_Emily_Rauscher,_Mark_Swain,_Robert_Zellem,_and_Adam_Showman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.15059 |
暖かいスピッツァーミッション中に観測された30以上の位相曲線を備えた完全なデータセットは、ホットジュピター大気の傾向と3次元特性に関連する豊富な情報を提供します。この作業では、平衡温度がT$_{eq}\sim$1300Kの4つの惑星（Qatar-2b、WASP-52b、WASP-34b、およびWASP-140b）の7つの新しいスピッツァー位相曲線の比較研究を示します。同様の平衡温度による4.5$\micron$Qatar-1b位相曲線の再分析。合計で、5つの4.5$\micron$位相曲線と3つの3.6$\micron$位相曲線が均一なアプローチでここで分析されます。これらの新しい結果を、ホットジュピターの公開されたスピッツァー位相曲線の全人口の文献値と組み合わせて使用して、公転周期の増加に伴ってホットスポットオフセットが増加する線形傾向の証拠と、2つのクラスの惑星の観測証拠を提示します。見かけの再分布対平衡温度パラメーター空間、および$\sim$1300Kサンプルの惑星表面重力へのホットスポットオフセットの依存性の暫定的な証拠。公転周期や重力による見かけの熱再分布の傾向は見られません。文献の不均一性スピッツァーのデータ分析手法は、情報源の決定的な決定や傾向の欠如を排除します。
一般相対性理論からの極周連星軌道の半径方向の限界
ずれた偏心軌道バイナリを周回する粒子は、バイナリ角運動量ベクトル（循環軌道）または定常傾斜角（解放軌道）のいずれかの周りで歳差運動を行います。一般相対性理論がない場合、定常傾斜角は、バイナリ角運動量ベクトル（バイナリ離心率ベクトルと整列）に対して90度傾斜し、粒子の半主軸に依存しません。一般相対性理論は、二元軌道の近点移動を引き起こします。バイナリの近くでは、パーティクルの動作に大きな影響はなく、秤動するパーティクルはバイナリで歳差運動します。ただし、静止傾斜と秤動に必要な最小傾斜の両方が粒子の準主軸とともに増加することがわかります。臨界半径があり、それを超えると秤動軌道はなく、循環軌道のみが存在するため、静止した極軌道体の最大軌道半径があります。臨界半径は、準主軸が1au未満のバイナリの周りの惑星形成領域内にあります。これは、ずれた周連星惑星の探索と極周連星円盤の半径方向の広がりに影響を及ぼします。
視線速度スペクトルにおけるスペクトル線の深さの変動
| Title |
Spectral_Line_Depth_Variability_in_Radial_Velocity_Spectra |
| Authors |
Alexander_Wise,_Peter_Plavchan,_Xavier_Dumusque,_Heather_Cegla,_Duncan_Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.15161 |
スポットや白斑を含む恒星の活動領域は、低質量の太陽系外惑星の検出と質量測定を妨げる視線速度（RV）信号を生成する可能性があります。そうすることで、これらのアクティブ領域は各スペクトル線に異なる影響を与えますが、これらの違いの原因は完全には理解されていません。ここでは、S-index（CaH＆K発光）と相関するスペクトル線の変動が、各スペクトル線の原子特性にどのように関連しているかを調べます。次に、S-indexで線変動の最大の原因を説明できる単純な分析的恒星大気モデルを開発します。次に、このモデルを{\alpha}CenBのHARPSスペクトルに適用して、星の可視半球上のアクティブ領域と静かな領域の間のディスク平均温度差の観点からFeI線の深さの変化を説明します。この作業は、恒星の活動が各スペクトル線でどのように異なって現れるかを理解するための物理的基礎を確立するのに役立ち、太陽系外惑星のRV調査に対する恒星の活動の影響を軽減する将来の作業に役立つ可能性があります。
バートン方程式またはオブライエンとマクフェロンの方程式によって、大きな磁気嵐の強度（$ \ Delta $ SYM-H $ \ le-$
200 nT）を推定できますか？
| Title |
Can_we_estimate_the_intensities_of_great_geomagnetic_storms($\Delta$SYM-H$\le_-$200_nT)_by_Burton_equation_or_by_O'Brien_and_McPherron_equation? |
| Authors |
Ming-Xian_Zhao,_Gui-Ming_Le,_Jianyong_Lu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.15278 |
15個の大地磁気嵐（GGS：$\Delta$SYM-H$\le-$200nT）の主な段階の原因となる太陽風パラメータを、\cite{Burton1975}（以下Burton方程式）によって作成された実験式に入力します。\cite{OBrien2000}（以下OM方程式）を使用して、\textbf{two方程式}がGGSの強度を正しく推定できるかどうかを評価します。結果は、OM方程式によって推定されたほとんどのGGSの強度が、観測された強度よりもはるかに小さいことを示しています。OM方程式によって推定された強度と観測された強度の間のRMSエラーは\textbf{203}nTであり、推定された嵐の強度が観測されたものから大幅に逸脱していることを意味します。バートン方程式によって推定された強度と観測された強度の間のRMSエラーは130.8nTです。強度が$\Delta$SYMのストームのBurton方程式によって引き起こされる相対誤差-H$<$-400nTは27\％より大きいため、$\Delta$SYM-のストームの絶対誤差は大きくなります。H$$-400nT。結果は、2つの方程式がGGSの推定で効果的に機能できないことを示しています。逆に、\cite{WangCB2003}によって作成された経験式によって推定されたGGSの強度は、太陽風動圧に適切な重みを選択した場合、常に観測されたものに非常に近くなる可能性があり、太陽風動圧がGGS強度の重要な要素ですが、バートン方程式またはOM方程式のリングカレント注入項では見落とされています。これが、2つの方程式がGGSの推定で効果的に機能しない理由です。
NGIMS/MAVENで測定された中性およびイオン密度を使用した火星上層大気における一酸化窒素とその昼光放射のモデル
| Title |
Model_for_Nitric_oxide_and_its_dayglow_emission_in_the_Martian_upper_atmosphere_using_NGIMS/MAVEN_measured_neutral_and_ion_densities |
| Authors |
Susarla_Raghuram_and_Anil_Bhardwaj_and_Maneesha_Dharwan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.15403 |
火星の上層大気における一酸化窒素（NO）化学の包括的な研究は、必要な測定値がないために制限されています。NOは火星の低層大気に豊富に存在する奇窒素種であり、その密度はいくつかの光化学的プロセスに依存します。火星上層大気の昼間のNO密度を、さまざまな生成と損失のメカニズムを考慮して研究するための光化学モデルを開発しました。火星大気および揮発性進化（MAVEN）ミッションに搭載された中性ガスおよびイオン質量分析計（NGIMS）を利用して、ディープディップ8および9キャンペーン中に中性およびイオン密度を測定し、火星の太陽に照らされた上層大気のNO数密度をモデル化しました。120から200キロの間の高度。モデル化されたNO密度は、火星の昼間の上層大気におけるNO（1,0）ガンマバンド放出強度プロファイルを計算するために使用されます。計算されたNO密度とそのガンマバンド強度プロファイルは、MAVEN観測に搭載されたイメージング紫外線スペクトログラフ（IUVS）および他のモデリング研究と一致していることがわかります。局所的なCO2とN2の密度の変動は、NO密度の変化につながる可能性があり、その結果、その昼光強度は2〜5倍になることがわかりました。、我々のアプローチに基づくNO数密度の導出は、火星の昼間の上層大気におけるその存在量を制約する可能性があることを示唆している。モデリングとともに（1-0）ガンマバンド放射のより多くの観測は、火星大気中のNOの全球分布を研究するのに役立ちます。
時間最適で一定の加速ランデブーの神経表現
最適な時間最適で一定の加速の低推力ランデブーの最適なポリシー（つまり、最適な推力方向）と値関数（つまり、飛行時間）の両方を表すようにニューラルモデルをトレーニングします。どちらの場合も、最適な例の後方生成と呼ばれるデータ拡張手法を開発して利用します。したがって、大規模なデータセットを作成して操作し、ディープラーニングフレームワークを採用することのメリットを十分に活用することができます。すべての場合において、ランデブー（学習したポリシーに従ってシミュレート）と飛行時間の予測（学習した値関数を使用）を成功させる精度を実現します。ランデブーでの速度については、数m/sの小さな残差、つまり宇宙船のナビゲーション$\DeltaV$予算の可能性の範囲内で達成可能であることがわかります。また、平均して、小惑星帯の任意の軌道から地球のような軌道にランデブーするための最適な飛行時間を予測するための絶対誤差は小さく（4\％未満）、したがって実際の使用にも関心があることがわかります。たとえば、予備的なミッション設計段階で。
小惑星レゴリスによって生成された接線方向YORPの解析理論
| Title |
Analytic_theory_for_the_tangential_YORP_produced_by_the_asteroid_regolith |
| Authors |
Oleksiy_Golubov_and_Veronika_Lipatova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.15567 |
接線方向のYORP効果は、小惑星表面の構造による非対称熱放射によって生成される放射圧トルクです。そのような構造として、以前の作品は小惑星の表面にあるさまざまな形の岩を考慮していました。小惑星のレゴリスの粗い界面によって生成される接線方向のYORPを研究します。わずかに平坦でない正弦波表面での熱伝導の近似解析理論を作成します。小惑星（162173）リュウグウの小規模な形状に関する公開データを分析し、表面粗さによるその接線方向のYORPを推定します。正弦波表面のTYORPをその幾何学的および熱的特性の観点から表現する分析式を導き出します。TYORPは、1のオーダーの熱パラメータ、および熱波長のオーダーの形状の不規則性で最大になります。この方程式をリュウグウに適用すると、通常のYORP効果の5〜70倍のTYORPが予測されます。小惑星のYORP効果に対する小規模なレゴリスの粗さの寄与は、通常のYORPおよび巨礫によって生成される接線方向のYORPに匹敵する可能性があります。同じ理論で小惑星の巨礫の粗さを説明できるため、以前は巨礫によって作成されたと考えられていたTYORPに新しい用語が追加されます。
CUBESによる彗星科学
| Title |
Cometary_science_with_CUBES |
| Authors |
Cyrielle_Opitom,_Colin_Snodgrass,_Fiorangela_La_Forgia,_Chris_Evans,_Pamela_Cambianica,_Gabriele_Cremonese,_Alan_Fitzsimmons,_Monica_Lazzarin,_Alessandra_Migliorini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.15579 |
ESOの超大型望遠鏡用に提案されたCUBESスペクトログラフは、彗星の研究のための非常に強力な機器になります。彗星のガスコマには、核内の氷の組成とコマ内の化学的性質を診断する、CUBES（305-400nm）でカバーされる近紫外線範囲の多数の発光特徴が含まれています。生産率と異なる種間の相対的な比率は、存在する氷の量を明らかにし、初期の太陽系の状態のモデルに情報を提供します。特に、CUBESは、非常に弱い彗星からの水の検出の進歩につながり、主な小惑星帯にどれだけの氷が隠されているかを明らかにし、現在可能であるよりもはるかに広い範囲の彗星の同位体および分子組成比を測定します。それらの形成温度に対する制約。CUBESは、最近彗星で特定されたガス状金属（FeIやNiIなど）からの放出にも敏感であり、これらの謎めいた物体を理解するためのまったく新しい調査領域を提供します。
大規模なデータベースを使用して、安定した$ {\ nu}_6$共鳴小惑星の集団を特定する
| Title |
Identifying_the_population_of_stable_${\nu}_6$_resonant_asteroids_using_large_databases |
| Authors |
Valerio_Carruba,_Safwan_Aljbaae,_Rita_de_Cassia_Domingos,_Mariela_Huaman,_Bruno_Martins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.15763 |
ヴェラC.ルービン天文台で行われるような大規模な観測調査では、運用の最初の年に最大100万個の新しい小惑星が発見されると予想されています。これにより、非常に短時間で既知の小惑星のデータベースが2倍以上になります。大量のデータの流入を処理するには、新しい方法と手法が必要になります。ここでは、${\nu}_6$永年共鳴内の安定した軌道上の小惑星の集団を研究することにより、これらの新しい方法のいくつかをテストしました。この共鳴は、主帯体の軌道を不安定にし、地球近傍小惑星（NEA）を生成するための最も強力なメカニズムの1つです。それでも、小惑星の周辺中心が土星のそれと整列または反整列のいずれかである安定した軌道構成は、共鳴の内部に存在します。2010年代初頭に最初に発見された、安定した${\nu}_6$共振器の集団は、現在、永年共鳴内の安定した軌道にある小惑星の最大の集団です。ここでは、共鳴の影響を受ける可能性が最も高い、番号が付けられた複数の反対のオブジェクトに対する小惑星の適切な要素の最大のサンプルを取得しました。次に、人工ニューラルネットワーク（ANN）を使用して、安定した軌道にある小惑星の共鳴角の画像を識別し、その数を2倍以上にしました。クラスタリング手法と機械学習アルゴリズムの使用により、${\nu}_6$共鳴が交差する既知の小惑星族、Tina、Euphrosyne、およびSveaクラスター、および2つのまったく新しいグループ（Tiffanykaplerと138605）の識別が可能になりました。QW177ファミリー。
近赤外における小惑星の偏光位相の振る舞い：SおよびC複合体オブジェクト
| Title |
Asteroid_Polarimetric-Phase_Behavior_in_the_Near-Infrared:_S-_and_C-Complex_Objects |
| Authors |
Joseph_R._Masiero,_S._Tinyanont,_Maxwell_A._Millar-Blanchaer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.15790 |
Palomar200インチ望遠鏡でWIRC+Poll機器を使用して、近赤外JおよびHバンドの小惑星偏光位相曲線を調査した最初の結果を示します。標準星の観測を通じて、WIRC+Polが小惑星の位相曲線の特性評価に必要な0.1％の精度に到達できることを確認し、C複合小惑星は、恒星の偏光標準よりも波長変動が少ないため、代替のキャリブレーションソースとして機能できることを示します。S-complex小惑星の最初の偏光-位相曲線の結果は、波長の関数としての振る舞いのシフトを可視から近赤外バンドに示し、以前に観察された傾向を拡張します。個々の小惑星の完全な近赤外偏光位相曲線の特性評価は、アルベドの波長依存性と表面材料の屈折率を調べることにより、これらのオブジェクトの表面組成に独自の制約を与えます。
非常に大規模な再電離時代のハローにおける混沌とした塊状の銀河形成
| Title |
Chaotic_and_Clumpy_Galaxy_Formation_in_an_Extremely_Massive_Reionization-Era_Halo |
| Authors |
Justin_S._Spilker,_Christopher_C._Hayward,_Daniel_P._Marrone,_Manuel_Aravena,_Matthieu_Bethermin,_James_Burgoyne,_Scott_C._Chapman,_Thomas_R._Greve,_Gayathri_Gururajan,_Yashar_D._Hezaveh,_Ryley_Hill,_Katrina_C._Litke,_Christopher_C._Lovell,_Matthew_A._Malkan,_Eric_J._Murphy,_Desika_Narayanan,_Kedar_A._Phadke,_Cassie_Reuter,_Antony_A._Stark,_Nikolaus_Sulzenauer,_Joaquin_D._Vieira,_David_Vizgan,_Axel_Weiss |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.14972 |
z=6.900のSPT0311-58システムは、再電離エポック内の非常に巨大な構造であり、原始密度場の極端なピークでの銀河の形成を理解する機会を提供します。中央の銀河ペアにおけるダスト連続体とCII158um放出の、70masアタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ観測を提示し、これまでの再電離時代のシステムの最も詳細なビューの中で、物理的解像度が約100〜350pcに達します。観測により、ソースは少なくとも1ダースのキロパーセクサイズの塊に解決されます。銀河内のグローバルな運動学と高い乱流速度分散は、わずか800Myr後のz〜4で、いくつかのほこりっぽい銀河における動的に冷たい薄い円盤の運動学の最近の主張とは際立った対照を示します。重力相互作用と大規模な親ディスクからの断片化の両方が、システム全体のダイナミクスと凝集塊の形成に関与している可能性が高いと推測されます。各塊は、個別に、静止紫外線/光学深部探査で特定された他の6<z<8銀河と質量が同等ですが、星形成率は約3〜5倍に上昇しています。内部的には、塊自体は、低赤方偏移銀河で特定された、ガラス化された雲のスケールの構造の大幅にスケールアップされたバージョンと非常によく似ています。私たちの観測は、高赤方偏移銀河のシミュレーションで見られる巨大なハロー内の混沌とした塊状の集合に質的に似ています。
遠くと長いIの検索：赤方偏移フィルターとしての明るいダスティ銀河のパイロットALMA2mmフォローアップ
| Title |
Searching_Far_and_Long_I:_Pilot_ALMA_2mm_Follow-up_of_Bright_Dusty_Galaxies_as_a_Redshift_Filter |
| Authors |
Olivia_R._Cooper,_Caitlin_M._Casey,_Jorge_A._Zavala,_Jaclyn_B._Champagne,_Elisabete_da_Cunha,_Arianna_S._Long,_Justin_S._Spilker,_Johannes_Staguhn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.14973 |
宇宙の星形成率密度（CSFRD）への不明瞭な寄与を制限するには、初期の時代のほこりっぽい星形成銀河（DSFG）の完全なセンサスが必要ですが、$z\sim4$を超えるDSFGはまれであり、レッドシフトを伴うサブミリ波測光の縮退による測光データのみ。ここでは、SSA22フィールドの39$850\、\rm\mum$-明るいほこりっぽい銀河の完全なサンプルのフォローアップアタカマ大型ミリ波アレイ（ALMA）$2\、$mm観測を取得するパイロット研究を提示します。経験的モデリングは、$850\、\rm\mum-1\、$mmで選択されたDSFGの既存のサンプルの$2\、$mmイメージングにより、$z>4にある「干し草の山の中の針」DSFGをすばやく簡単に分離できることを示唆しています。$以上。アーカイブサブミリ波イメージングと測定されたALMA$2\、$mm測光（$1\sigma\sim0.08\、$mJy$\、$beam$^{-1}$rms）を組み合わせて、銀河のIRSEDを特徴付け、それらを使用します赤方偏移を制限します。6つのサブミリ波バンドの組み合わせを介して適合した利用可能な赤方偏移制約を使用して、それぞれ$>50\％$の可能性が$z>4$にある6/39の高$z$候補を識別し、赤方偏移と$2\、$mmの磁束密度。具体的には、私たちのモデルは、適度に制約されたIRSEDに$2\、$mmを追加すると、ミリメートルから導出された赤方偏移の精度が$\Deltaz/（1+z）=0.3$から$\Deltaz/（1+z）=0.2$。私たちのIRSED特性は、サンプル内の比較的高い放射率スペクトルインデックス（$\langle\beta\rangle=2.4\pm0.3$）の証拠を提供します。特に明るい（$S_{850\rm\mum}>5.55\、$mJy）DSFGが$2<z<5$から宇宙平均CSFRDに$\sim10$％貢献することを測定し、以前の研究からの発見を確認します。同様のサンプル。
ハッブルフロンティアフィールドクラスターによって拡大されたz〜2-9銀河I：2500を超える銀河からのソース選択と面密度-拡大の制約
| Title |
z~2-9_Galaxies_magnified_by_the_Hubble_Frontier_Field_Clusters_I:_Source_Selection_and_Surface_Density-Magnification_Constraints_from_>2500_galaxies |
| Authors |
R.J._Bouwens,_G._Illingworth,_R.S._Ellis,_P._Oesch,_A._Paulino-Afonso,_B._Ribeiro,_M._Stefanon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.14978 |
ハッブルフロンティアフィールド（HFF）プログラムからの6つのクラスターによってレンズ化された2534z〜2、3、4、5、6、7、8、および9個の銀河の大規模な包括的なサンプルを集めます。HFFクラスターごとに複数の独立した倍率モデルの可用性を利用し、あるいはモデルの1つを「真実」として扱うことで、v4パラメトリックモデルの倍率の中央値は通常30〜50の値で信頼できることを示します。最新のv4モデルの倍率中央値を使用して、2534個のレンズ付きz〜2-9銀河のUV光度を推定し、z〜3で-12.4等、-12.9で微弱な光源を見つけます。z〜7のmag。遠方の銀河の特性とクラスターのレンズ特性の両方を制約するために、HFFクラスターの面密度と倍率の関係Sigma（z）とmuの力を明示的に示します。Sigma（z）とmuの関係に基づいて、既存の公開モデルからの倍率推定値の中央値は、真の倍率muからmu<15（95％の信頼度）の信頼できる予測子でなければならないことを示します。また、観測されたSigma（z）とmuの関係を使用して、光度関数の微弱端勾配がz〜7からz〜2に変化する際の制約を導き出し、微弱端勾配の結果がブランクフィールドと一致する可能性があることを示します。選択効率が倍率muへの強い依存性を示さない場合にのみ研究します。これは、非常に低光度の銀河が非常に小さく、深いレンズプローブでは解決されていない場合にのみ当てはまります。
明示的な多相ISMを使用した孤立銀河合体銀河におけるブラックホール燃料供給のシミュレーション
| Title |
Simulations_of_black_hole_fueling_in_isolated_and_merging_galaxies_with_an_explicit,_multiphase_ISM |
| Authors |
Aneesh_Sivasankaran,_Laura_Blecha,_Paul_Torrey,_Luke_Zoltan_Kelley,_Aklant_Bhowmick,_Mark_Vogelsberger,_Rachel_Losacco,_Rainer_Weinberger,_Lars_Hernquist,_Federico_Marinacci,_Laura_V._Sales,_Jia_Qi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.14985 |
孤立した銀河の流体力学シミュレーションと、明示的な多相星間物質（ISM）を使用した理想的な銀河合体を使用して、超大質量ブラックホールへのガスの流入を研究します。私たちのシミュレーションでは、最近開発されたISMと、GaLaxiEsの星と混相流ガス（SMUGGLE）と呼ばれる恒星進化モデルを使用しています。ブラックホール（BH）のすぐ近くでガスの質量分解能を高めてガスの降着を正確に分解する、新しいスーパーラグランジアン精製スキームを実装します。シミュレーションにはブラックホールフィードバックは含まれていません。SMUGGLEISMの複雑で乱流の性質により、BHの降着が大きく変動することがわかります。SMUGGLEのBH成長は、ガス質量分解能$\lesssim3\times10^3{\rmM_\odot}$で収束します。超ラグランジアン精密化スキームと組み合わせた低解像度シミュレーションが、均一な高解像度シミュレーションと非常に類似した中心ガスダイナミクスとBH降着率を生成できることを示します。銀河合体をシミュレートすることにより、BH燃料供給をさらに調査します。銀河間の相互作用は、銀河の中心に向かってガスの流入を引き起こし、上昇したバースト性の星形成をもたらします。BH付近のピークガス密度は桁違いに増加し、降着が増加します。私たちの結果は、銀河合体がAGN活動を引き起こす可能性があるという考えを支持していますが、瞬間降着率はローカルISMに強く依存しています。また、SMUGGLEモデルによって予測されたBH燃料供給の合併による強化のレベルは、ISMの有効な状態方程式モデルを使用したシミュレーションによる予測と比較してはるかに小さいことを示しています。
超音速運動は分子雲で一般的です。（サブ）音の乱れは通常、高密度のコアとフィラメントに向かって検出されます。ただし、より大きなスケール（$\gtrsim$1〜pc）での（サブ）音の動きがさまざまな環境に存在する可能性があるかどうかは不明です。へびつかい座北1（OphN1）は、約110pcの距離にあり、単一皿望遠鏡の大規模なマッピング観測によって乱流特性の詳細な調査を可能にする最も近い分子雲の1つです。パープルマウンテン天文台13.7mで、OphN1に向けて$^{12}$CO（$J=1-0$）とC$^{18}$O（$J=1-0$）の画像観測を実施しました。望遠鏡。観測の角度分解能は$\sim$55\arcsec（つまり、0.03〜pc）です。C$^{18}$O放出領域全体のほとんどは、マッハ数が$\lesssim$1であり、OphN1全体の大規模な（サブ）音の乱れを示しています。偏光測定に基づいて、空の平面コンポーネントの磁場強度を$\gtrsim$9〜$\mu$Gと推定します。OphN1はグローバルにサブAlfv{\'e}nicであり、主に磁場によって重力に逆らってサポートされていると推測されます。急峻な速度構造関数は、Sh〜2-27H{\scriptsizeII}領域の拡大または非圧縮性乱流の散逸範囲によって引き起こされる可能性があります。私たちの観測は、広範囲にわたる亜音速乱流と急なサイズと線幅の関係を特徴とする雲の驚くべき事例を明らかにしています。この雲は、イオン中性摩擦が重要な役割を果たすはずの場所で磁化されます。
Lick AGNモニタリングプロジェクト2016：発光セイファート銀河における速度分解H \b{eta}ラグの動的モデリング
| Title |
The_Lick_AGN_Monitoring_Project_2016:_Dynamical_Modeling_of_Velocity-Resolved_H\b{eta}_Lags_in_Luminous_Seyfert_Galaxies |
| Authors |
Lizvette_Villafa\~na,_Peter_R._Williams,_Tommaso_Treu,_Brendon_J._Brewer,_Aaron_J._Barth,_Vivian_U,_Vardha_N._Bennert,_H._Alexander_Vogler,_Hengxiao_Guo,_Misty_C._Bentz,_Gabriela_Canalizo,_Alexei_V._Filippenko,_Elinor_Gates,_Frederick_Hamann,_Michael_D._Joner,_Matthew_A._Malkan,_Jong-Hak_Woo,_Bela_Abolfathi,_L._E._Abramson,_Stephen_F._Armen,_Hyun-Jin_Bae,_Thomas_Bohn,_Benjamin_D._Boizelle,_Azalee_Bostroem,_Andrew_Brandel,_Thomas_G._Brink,_Sanyum_Channa,_M._C._Cooper,_Maren_Cosens,_Edward_Donohue,_Sean_P._Fillingham,_Diego_Gonzalez-Buitrago,_Goni_Halevi,_Andrew_Halle,_Carol_E._Hood,_Keith_Horne,_J._Chuck_Horst,_Maxime_de_Kouchkovsky,_Benjamin_Kuhn,_Sahana_Kumar,_Douglas_C._Leonard,_Donald_Loveland,_Christina_Manzano-King,_Ian_McHardy,_Raul_Michel,_Melanie_Kae_B._Olaes,_Daeseong_Park,_Songyoun_Park,_Liuyi_Pei,_Timothy_W._Ross,_Jordan_N._Runco,_Jenna_Samuel,_Javier_Sanchez,_Bryan_Scott,_Remington_O._Sexton,_Jaejin_Shin,_Isaac_Shivvers,_Chance_L._Spencer,_Benjamin_E._Stahl,_Samantha_Stegman,_Isak_Stomberg,_Stefano_Valenti,_Jonelle_L._Walsh,_Heechan_Yuk,_and_WeiKang_Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.15000 |
リック活動銀河核（AGN）監視プロジェクト2016サンプルからの9つのセイファート1銀河における、H\b{eta}の広い輝線の速度分解残響応答をモデル化し、低銀河の幾何学と構造に関する推論を引き出しました。イオン化ブロードライン領域（BLR）と中央の超大質量ブラックホールの質量。全体として、H\b{eta}BLRは一般に、低から中程度の傾斜角で見た厚い円盤であることがわかります。サンプルを以前の研究と組み合わせて、log10（FWHM/{\sigma}）などのラインプロファイルの形状依存性をBLR構造と運動学に調査し、BLRの光度に依存する傾向を検索します。二乗平均平方根スペクトルを使用した場合、広いH\b{eta}輝線のプロファイル形状とエディントン比の間に反相関のわずかな証拠が見つかります。ただし、光度に依存する傾向は見当たらず、AGNには多様なBLR構造と運動学があり、体系的な傾向ではなく一時的なAGN/BLR条件の仮説と一致していると結論付けています。
GaiaEDR3カタログの固有運動と視差を持つOB2星からの銀河回転パラメータ
| Title |
Galaxy_Rotation_Parameters_from_OB2_Stars_with_Proper_Motions_and_Parallaxes_from_the_Gaia_EDR3_Catalog |
| Authors |
V.V._Bobylev_and_A.T._Bajkova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.15002 |
Xuらによって選択された固有運動と視差を持つOB2星の運動学を分析しました。GaiaEDR3カタログから。このサンプルのすべての星の相対視差誤差は10\％を超えません。9750の星のサンプルに基づいて、群速度成分$（U、V、W）_\odot=（7.21,7.46,8.52）\pm（0.13,0.20,0.10）$〜km/sが取得され、パラメーターが取得されました。銀河の回転角速度の計算：$\Omega_0=29.712\pm0.062$〜km/s/kpc、$\Omega^{'}_0=-4.014\pm0.018$〜km/s/kpc$^{2}$および$\Omega^{''}_0=0.674\pm0.009$〜km/s/kpc$^{3}$。銀河中心の周りの太陽近傍の円回転速度は、銀河中心までの太陽の想定距離$R_0=8.1\pm0.1$〜に対して、$V_0=240.7\pm3.0$〜km/sです。kpc。$\Delta\pi=-0.040$〜masの値を持つGaiaEDR3カタログの三角視差に対する体系的な補正の影響は、求められたエラーの$\sim1\sigma$レベルを超えないことが示されています。-モデルの運動学的パラメータ用。OB星の固有運動に基づいて、残留速度の次の分散が見つかりました：$（\sigma_1、\sigma_2、\sigma_3）=（11.79,9.66,7.21）\pm（0.06,0.05,0.04）$〜km/s。この楕円体の最初の軸は、銀河$L_1=12.4\pm0.1^\circ$の方向からわずかにずれており、3番目の軸はほぼ正確に銀河の北極に向けられていることが示されています。$B_3=87.7\pm0.1^\circ。$
ランダムフォレストベースの光度曲線分類器を使用した光学的変動によって発見された新しい変化する外観のAGNの確認
| Title |
Confirming_new_changing--look_AGNs_discovered_through_optical_variability_using_a_random-forest_based_light_curve_classifier |
| Authors |
E._L\'opez-Navas,_M.L._Mart\'inez-Aldama,_S._Bernal,_P._S\'anchez-S\'aez,_P._Ar\'evalo,_Matthew_J._Graham,_L._Hern\'andez-Garc\'ia,_P._Lira,_and_P.A._Rojas_Lobos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.15040 |
超大質量ブラックホールの周りの降着流の進化を理解するには、変化する-ルック（CL）活動銀河核（AGN）現象の頻度と期間を決定することが重要です。この現象では、光学的な広い輝線が現れたり消えたりします。分光学的タイプ2AGNサンプルから開始し、現在のタイプ1測光変動を検索する新しいCL候補を選択するための戦略を提示します。公開されている掃天観測（ZTF）アラートストリームとイベントの迅速な分類のための自動学習（ALeRCE）光度曲線分類器を使用して、高度に自動化されたアルゴリズムでCL候補のリストを作成し、60の候補を作成します。目視検査により、サンプルは30に減少しました。クリーンサンプルの6つの候補について、さらに改良することなく新しい分光観察を行い、そのうちの4つに明確な広いバルマー系列の出現が見られ、残りの2つにタイプの変化の暫定的な証拠が見つかりました。このCL選択方法の有望な成功率は$\geq66$パーセントです。
シンバの温熱銀河間媒体からの高イオン化酸素吸収
| Title |
High-ionisation_oxygen_absorption_from_the_Warm-Hot_Intergalactic_Medium_in_Simba |
| Authors |
Lawrence_Bradley,_Romeel_Dav\'e,_Weiguang_Cui,_Britton_Smith,_Daniele_Sorini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.15055 |
Simba宇宙論的流体力学シミュレーションスイートで、銀河間Ovi、Ovii、およびOviii吸収体の物理的条件、環境、および統計的特性を調べます。目標は、これらの高イオン化吸収体の性質を理解し、$z=0$の宇宙バリオンの$\sim70\％$がジェットフィードバックによって駆動される暖熱銀河間媒体（WHIM）にあるというSimbaの驚くべき予測をテストすることです。活動銀河核（AGN）から。フルフィジックスのSimba実行と、ジェットがオフになっている実行を比較することにより、ジェットフィードバックが広範囲の加熱を引き起こし、特に高イオンの吸収形態に影響を与えることがわかります。ただし、検出可能な吸収体の物理的特性の分布は劇的に影響を受けません。より高いイオン化吸収体は、予想どおりより高温のガスをプローブしますが、Simbaでは、すべてのイオンが同様の過密度（通常、$\delta\sim20-30$）、同様の環境（主にフィラメント）、および同様の最も近いハロー距離（通常、$\sim2-3r_）で発生します。{200c}$）。Simbaは、観測されたOviカラム密度分布関数（CDDF）とかなりよく一致しますが、検出された2つの銀河間Ovii吸収体から事前に導出されたCDDFを過小予測しています。予測されるCDDFは、ジェットの有無にかかわらず$z=1$で非常に似ていますが、特に高カラム端で$z=0$の違いを示します。いくつかの不一致にもかかわらず、Simbaは、他の同等のシミュレーションと同様に、またはそれよりも優れた利用可能な観測を再現します。これは、Simbaの広範なジェット加熱がこれらのデータによって除外できないことを示唆しています。これらの結果は、将来のX線および紫外線施設が高イオン化IGM金属吸収体からの銀河フィードバックモデルに重大な制約を与える可能性があるという希望を提供します。
ALMA REBELS調査：z>6.5でのダスト連続体の検出
| Title |
The_ALMA_REBELS_Survey:_Dust_Continuum_Detections_at_z_>_6.5 |
| Authors |
Hanae_Inami,_Hiddo_S._B._Algera,_Sander_Schouws,_Laura_Sommovigo,_Rychard_Bouwens,_Renske_Smit,_Mauro_Stefanon,_Rebecca_A._A._Bowler,_Ryan_Endsley,_Andrea_Ferrara,_Pascal_Oesch,_Daniel_Stark,_Manuel_Aravena,_Laia_Barrufet,_Elisabete_da_Cunha,_Pratika_Dayal,_Ilse_De_Looze,_Yoshinobu_Fudamoto,_Valentino_Gonzalez,_Luca_Graziani,_Jacqueline_A._Hodge,_Alexander_P._S._Hygate,_Themiya_Nanayakkara,_Andrea_Pallottini,_Dominik_A._Riechers,_Raffaella_Schneider,_Michael_Topping,_Paul_van_der_Werf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.15136 |
49個の紫外線（UV）-明るい銀河（$M_）のうち$\sim88{\rm\mum}$と$158{\rm\mum}$で18個のダスト連続体検出（$\geq3.3\sigma$）を報告します。{\rmUV}<-21.3$mag）$z>6.5$で、Cycle-7ALMALargeProgram、REBELS、およびそのパイロットプログラムによって観測されました。これにより、$z>6.5$で知られているダスト連続体検出の数が3倍以上になりました。これらの18の検出のうち、12がREBELSの一部として初めて報告されます。さらに、15個の塵の連続体で検出された銀河も[CII]$_{\rm158{\rm\mum}}$輝線を示し、正確な赤方偏移を提供します。観測がまだ進行中の6つのターゲット（3つの連続体で検出されたターゲットを含む）からのより多くのラインエミッション検出が予想されます。私たちのサンプルでダスト連続体が検出されたソースは、ダスト連続体が検出されていないソースよりも、UVスペクトル勾配が赤くなる傾向があります。$L_{の光源を除いて、すべての光源の赤外線（IR）光度（$L_{\rmIR}$）は$3〜8\times10^{11}L_\odot$の範囲であると推定されます。\rmIR}=1.5^{+0.8}_{-0.5}\times10^{12}\、L_{\odot}$。不明瞭な星形成のそれらの割合は、$\gtrsim50\％$で重要です。ダスト連続体で検出された銀河のいくつかは、残りのUVと遠赤外線の放射ピークの間に空間オフセット（$\sim0.5-1.5''$）を示しています。これらの分離は、不明瞭な星形成と不明瞭でない星形成の空間的に分離された段階を示唆する指標に対して増加する傾向があるように見えます。REBELSは、$z>6.5$のUVで明るく、巨大な銀河での不明瞭な星形成に関して、利用可能な最良の統計的制約を提供します。
3C273のホスト銀河における拡張ミリメートル放射の検出と高ダイナミックレンジALMAイメージングを介したQSOフィードバックへの影響
| Title |
Detection_of_extended_millimeter_emission_in_the_host_galaxy_of_3C273_and_its_implications_for_QSO_feedback_via_high_dynamic_range_ALMA_imaging |
| Authors |
Shinya_Komugi,_Yoshiki_Toba,_Yoshiki_Matsuoka,_Toshiki_Saito,_Takuji_Yamashita |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.15218 |
原型的な電波大音量クエーサーである3C273のホスト銀河のISMに注入された負のフィードバックエネルギーの量を推定します。AtacamaLargeMillimeter/Sub-millimeterArray（ALMA）を使用して、93、233、および343GHzの連続画像を取得しました。セルフキャリブレーションとポイントソース減算の後、93\GHzで$\sim85000$、233\GHzで$\sim39000$、343\GHzで$\sim2500$の画像ダイナミックレンジに到達します。これらは現在、ALMAを使用して取得された最高の画像ダイナミックレンジです。光学系で観測された拡張輝線領域（EELR）と空間的に、ホスト銀河に関連する空間的に拡張されたミリメートル放射を検出します。ミリメートルのスペクトルエネルギー分布とセンチメートルのデータとの比較は、拡張された放射が、大規模な星形成から生じるダスト熱放射、シンクロトロン、または熱制動放射によって説明できないことを示しています。拡張されたミリメートル放射は、中央のソースによって直接イオン化されたガスからの熱制動放射として解釈されます。拡張フラックスは、核源のボロメータフラックスの少なくとも$\sim7\％$がホスト銀河の原子状水素をイオン化するために使用されたことを示しています。イオン化されたガスは$10^{10}$から$10^{11}\\mathrm{M_\odot}$と同じくらい大きいと推定されますが、星の質量に対する分子ガスの割合は他の楕円形と一致しており、QSOによる直接イオン化ISMは、星形成を抑制するのに十分ではない可能性があります。または、負のフィードバックが観測可能になる前に、短いタイムスケールを目撃しています。EELRに対応する無線機の発見は、QSOとホストのISM相互作用を研究するための新しい経路を提供します。
銀河の大規模なサンプルにおける水メガメーザーと中央のブラックホールの質量
| Title |
Water_megamaser_and_central_black_hole_masses_in_a_large_sample_of_galaxies |
| Authors |
A._Farhan,_E._N._Ercan,_F._Tombesi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.15454 |
22GHzでの銀河系外の水メガマーサーの放出は、天体物理学において重要な役割を果たしてきました。これらのメーザーの限られた検出率は、研究者がそれらを特徴づけるのに役立つ手がかりを見つけるように動機づけています。形成された物理的環境メーザーはまだあいまいであり、したがって、統計的研究はこれらの好ましい環境を解決するために徹底的に使用されてきました。この研究では、活動銀河核（AGN）の最も重要なパラメーター、つまり、メーザーホスト銀河の中央の超大質量ブラックホール（MBH）の質量について説明します。メーザーの光度（LH2O）とMBHの相関関係を調べます。関係の回帰直線も計算されます。さらに、メガメーザー（MM）、キロメーザー（KM）、およびディスクメーザーのサブサンプルが調査されます。私たちの結果は、68個の銀河サンプルに対して非常に有意なLH2O-MBH相関を示しています。以前の研究の結果とは異なり、サンプルをMMとKMに分割しても、MM銀河には特権が与えられません。予想とは逆に、KMには弱い有意なLH2O-MBH相関がありますが、MMには相関がありません。KMの正の相関は、その中のAGNの役割によって説明できますが、MMタイプの多様性は、AGNとは強く関連していないものもあり、相関が欠落していることを説明している可能性があります。緊密な相関が予想される28枚のディスクメーザーサンプルは、驚くべきことに、非常に弱く、有意性の低いLH2O-MBH相関を示しています。将来のVLBI研究は、最終的にはかなりの数のメーザー銀河の特定の分類につながります。これは、LH2O-MBH関係を明確に確立するために不可欠です。
球状星団の接近によりGD-1ストリームにギャップが形成される確率
| Title |
Probability_of_forming_gaps_in_the_GD-1_stream_by_close_encounters_of_globular_clusters |
| Authors |
Yuka_Doke_(1),_Kohei_Hattori_(2,3,4)_((1)_University_of_Tokyo,_(2)_NAOJ,_(3)_Institute_of_Statistical_Mathematics,_(4)_Michigan) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.15481 |
GD-1恒星ストリームの最も興味深い特性の1つは、3つのギャップの存在です。これらのギャップが暗黒物質サブハロとの密接な遭遇によって形成された場合、GD-1ストリームは、天の川の暗黒物質サブハロのサイズ、質量、および速度分布を見ることができる刺激的なウィンドウを開きます。しかし、GD-1ストリームを暗黒物質下部構造のプローブとして使用するには、これらのギャップが天の川のバリオン成分による摂動によるものではないことを反証する必要があります。ここでは、多数のテスト粒子シミュレーションを実行して、GD-1ストリームとGaiaEDR3からのGCの運動学的データを使用して、既知の球状クラスター（GC）のそれぞれがGD-1のようなギャップを形成できる確率を調査しました。そして、観測の不確実性を完全に考慮に入れることによって。3つのギャップすべてがGCによって形成される確率は、$1.2\times10^{-5}$と低く、GCによって形成されるギャップの予想数は、基準モデルではわずか$0.057$であることがわかりました。私たちの結果は、GCがギャップを形成するシナリオを非常に嫌っています。他のバリオン摂動体（例えば、巨大分子雲）が逆行性移動GD-1ストリームにギャップを形成する可能性がさらに低いことを考えると、GD-1ストリームのギャップの少なくとも1つは暗黒物質によって形成されたと結論付けます。ギャップがフライバイ摂動によって形成された場合はサブハロ。
ALMA Radio-Source Catalog（ARC）のCO：赤方偏移の関数としての電波銀河の分子ガス含有量
| Title |
CO_in_the_ALMA_Radio-Source_Catalogue_(ARC):_the_molecular_gas_content_of_radio_galaxies_as_a_function_of_redshift |
| Authors |
A._Audibert,_K._M._Dasyra,_M._Papachristou,_J._A._Fern\'andez-Ontiveros,_I._Ruffa,_L._Bisigello,_F._Combes,_P._Salom\'e,_C._Gruppioni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.15486 |
銀河の進化における放射性崩壊の役割を評価するために、電波銀河（RG）の大規模なアーカイブCO調査を設計して、さまざまな時代の分子ガス量を決定しました。フラックスが0.4Jyに制限されている場合、NVSS1.4GHz調査を表す120個のRGのサンプルを使用しました。それらのうち、66個の銀河はキャリブレーターのALMA電波源カタログ（ARC）に属し、CO（1-0）、（2-1）、（3-2）、または（4-3）の周りのスペクトルウィンドウ調整を持っていました。ALMAデータを減らし、H2の質量含有量を決定し、その結果を、文献からの残りの54個の銀河についての同様の結果と組み合わせました。すべてのエポックで、RGの大部分には検出できない貯留層がありますが、COで検出されたRGのH2質量含有量がzとともに急速に増加することがわかりました。1<z<2.5では、RGの1/4には、そのエポックの典型的なハロー質量についてシミュレーションが示すのと少なくとも同じ量の分子ガスが含まれています。これらの銀河には、おそらく「通常の」または星空のホストさえあります。サンプルの完全性補正を考慮して、0.005<z<0.3および1<z<2.5で対応するH2質量関数を作成しました。局所質量関数は、検出可能な分子ガス貯留層を備えた低zRGの数密度が、シミュレーションでタイプ1および2のAGNの数密度よりもわずかに低い（約4倍）ことを示しています。1<z<2.5では、明るい電波銀河の希少性により、高zRGの数密度が大幅に減少します。それにもかかわらず、行方不明のかすかなRGの推定は、個体群を再び近づけるでしょう。最後に、最も明るい1/5000-1/7000RGに閉じ込められた分子ガスの体積密度は、調べたzビンで類似していることがわかります。この結果は、一方では流入速度、他方では星形成の枯渇速度とジェット駆動の放出速度が、各エポックの最も明るいRGで互いに打ち消し合っていることを示している可能性があります。
高赤方偏移での吸収における分子水素。 CUBESの科学事例
| Title |
Molecular_hydrogen_in_absorption_at_high_redshifts._Science_cases_for_CUBES |
| Authors |
Sergei_Balashev,_Pasquier_Noterdaeme |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.15582 |
バックグラウンドソースのスペクトルの水素分子（$\rmH_2$）からの吸収線は、介在する冷たい中性媒体の物理的条件の強力なプローブです。高赤方偏移では、$z>2$、$\rmH_2$線が光学領域で便利にシフトされ、地上の望遠鏡を使用して高分解能分光法を実行できます。これは、低温ガスの適切な分析に不可欠です。。スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）などの低解像度分光サーベイでの効率的な事前選択手法の開発に基づいて、最近の観測の進歩について説明します。CUBESなどのブルースループットの高い次世代スペクトログラフは、追跡観測の効率と結果を確実に大幅に向上させます。この論文では、高zでの最近の$\rmH_2$観測に基づいて、CUBESの優先度の高い科学事例について説明します。通常の銀河の寒冷期の物理的状態と活動銀河核からのガスの流出を調べます。
Galaxy And Mass Assembly（GAMA）：近くの銀河での自己組織化マップアプリケーション
| Title |
Galaxy_And_Mass_Assembly_(GAMA):_Self-Organizing_Map_Application_on_Nearby_Galaxies |
| Authors |
B.W._Holwerda_(Louisville),_Dominic_Smith_(Louisville),_Lori_Porter_(Louisville),_Chris_Henry_(Louisville),_Ren_Porter-Temple_(Louisville),_Kyle_Cook_(Louisville),_Kevin_A._Pimbblet_(Hull),_Andrew_M._Hopkins_(Macquarie_University),_Maciej_Bilicki_(Center_for_Theoretical_Physics,_Warsaw),_Sebastian_Turner_(Tartu_Observatory),_Viviana_Acquaviva_(CUNY,_Flatiron),_Lingyu_Wang_(SRON,_Kapteyn),_Angus_H._Wright_(Bochum),_Lee_S._Kelvin_(Princeton),_Meiert_W._Grootes_(Netherlands_eScience_Center) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.15611 |
銀河の集団は、星の質量、色、特定の星形成率、サイズ、およびS\'ersicインデックスなどのさまざまな特性で二峰性を示します。これらのパラメータは私たちの特徴空間です。5つの特徴とK-meansクラスタリング手法を使用して表された、GalaxyandMassAssembly（GAMA）調査からの7556銀河の既存のサンプルを使用し、バイモダリティが2と6クラスター。ここでは、教師なし学習手法である自己組織化マップ（SOM）を使用します。これは、2D表現を使用して高次元空間の類似性を視覚化し、特徴空間内のこれらの5次元クラスターを2次元投影にマッピングするために使用できます。SOM情報を使用してこれらのクラスターをさらに分析するために、特徴空間で見つかったサブ母集団を3つまたは5つのクラスターに合理的にマッピングできるという以前の結果に同意します。「グリーンバレー」銀河がSOMにマッピングされている場所を調査します。これは、グリーンバレー集団内の複数の侵入型集団を示しています。最後に、SOMの投影を使用して、GalaxyZooユーザーによって提供された形態学的情報（たとえば、特徴が表示されている場合）をSOMで生成されたマップにマッピングできるかどうかを検証します。銀河が滑らかであるか、楕円形である可能性が高いか、または「特徴的」であるかについての投票は、合理的に分離できますが、より小さな形態学的特徴（棒、渦巻腕）はできません。SOMは、十分な大きさであれば、多次元銀河調査の特徴空間で有益な部分母集団をマッピングおよび識別するための便利なツールになることを約束します。
低赤方偏移LymanContinuumSurvey II：LyC診断への新しい洞察
| Title |
The_Low-Redshift_Lyman_Continuum_Survey_II:_New_Insights_into_LyC_Diagnostics |
| Authors |
Sophia_R._Flury_(1),_Anne_E._Jaskot_(2),_Harry_C._Ferguson_(3),_Gabor_Worseck_(4),_Kirill_Makan_(4),_John_Chisholm_(5),_Alberto_Saldana-Lopez_(6),_Daniel_Schaerer_(6),_Stephan_McCandliss_(7),_Bingjie_Wang_(7),_N._M._Ford_(2),_M._S._Oey_(8),_Timothy_Heckman_(7),_Zhiyuan_Ji_(1),_Mauro_Giavalisco_(1),_Ricardo_Amorin_(9),_Hakim_Atek_(10),_Jeremy_Blaizot_(11),_Sanchayeeta_Borthakur_(12),_Cody_Carr_(13),_Marco_Castellano_(14),_Stefano_Cristiani_(15),_Stephane_de_Barros_(6),_Mark_Dickinson_(16),_Steven_L._Finkelstein_(5),_Brian_Fleming_(17),_Fabio_Fontanot_(14),_Thibault_Garel_(6),_Andrea_Grazian_(18),_Matthew_Hayes_(19),_Alaina_Henry_(3),_Valentin_Mauerhofer_(6),_Genoveva_Micheva_(20),_Goran_Ostlin_(19),_Casey_Papovich_(21),_Laura_Pentericci_(14),_Swara_Ravindranath_(3),_Joakim_Rosdahl_(11),_Michael_Rutkowski_(22),_et_al._(8_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.15649 |
ライマン連続体（LyC）は、銀河間HI吸収のため、再電離のエポック（z{\gtrsim}6）では観測できません。ライマン連続体エミッター（LCE）を特定し、LyCの脱出の割合を推測するために、天文学者はLyC脱出のさまざまな間接診断を開発しました。低赤方偏移ライマン連続体調査（LzLCS）からのLyCの測定値を使用して、これらの診断の最初の統計的検定を提示します。ピーク速度分離や等価幅など、Ly{\alpha}に基づく光学的厚さインジケーターは良好に機能しますが、[OIII]/[OII]フラックス比や星形成率面などの他の診断もわかります。密度、銀河がLCEであるかどうかを予測します。これらの銀河の特性とLyCフラックスの脱出の割合との関係は、LyCの脱出が、HIカラム密度、イオン化パラメーター、および恒星フィードバックに強く依存していることを示唆しています。LCEは、さまざまな恒星の質量、金属量、星形成の履歴、およびイオン化パラメーターを占めていることがわかります。これは、LyCエスケープの一時的および/またはさまざまな物理的原因を示している可能性があります。
コンパクト星の音速$c_s$を決定することは、高密度での物質の振る舞い、したがって中性子星からの重力波放出に多くの影響を与える重要な未解決の質問です。この範囲で、連続的な音速で$10^7$を超える状態方程式（EOS）を構築し、核理論や摂動QCDだけでなく、天文観測とも一致する$10^8$を超える非回転恒星モデルを構築します。このように、準等角音速のEOS、つまり星の中で$c^2_s<1/3$のEOSは、原理的には可能ですが、実際には非常にありそうになく、サンプルの$0.03\％$にすぎません。したがって、恒星内部のどこかで$c^2_s>1/3$を期待するのは自然なことです。大規模なサンプルを使用して、太陽質量が$1.4$および$2.0$の代表的な星の中性子星半径の信頼性が$95\％$であると推定されます。$R_{1.4}=12.42^{+0.52}_{-0.99}\、{\rmkm}$、$R_{2.0}=12.12^{+1.11}_{-1.23}\、{\rmkm}$、およびGW170817イベントのバイナリ潮汐変形能の場合、$\tilde\Lambda_{1.186}=485^{+225}_{-211}$。興味深いことに、半径の下限は、非常に異なる引数、つまりしきい値の質量から導き出された予測と非常によく一致しています。最後に、チャープ質量の関数として$\tilde\Lambda$の最小値と最大値を決定するための簡単な分析式を提供します。
流出を伴う超臨界ブラックホール降着の長期的進化：宇宙論的シミュレーションのためのサブグリッドフィードバックモデル
| Title |
Long-term_evolution_of_supercritical_black_hole_accretion_with_outflows:_a_subgrid_feedback_model_for_cosmological_simulations |
| Authors |
Haojie_Hu,_Kohei_Inayoshi,_Zolt\'an_Haiman,_Eliot_Quataert,_Rolf_Kuiper |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.14994 |
エディントン値（$\dot{M}_{\rmEdd}$）よりも大幅に高い速度でブラックホール（BH）に流れる軸対称降着流のグローバル構造の長期的な進化を研究し、2次元を実行します。放射拡散がある場合とない場合の流体力学的シミュレーション。放射エネルギーが流入内に効率的に閉じ込められる高降着の光学的厚さの限界では、降着流は断熱的になり、赤道域の乱流ガスと強い双極流出で構成されます。その結果、質量流入率は、$p\sim0.5-0.7$と流入ガスのごく一部で$\dot{M}_{\rmin}\proptor^{p}$として中心に向かって減少します。核BHを養います。したがって、スーパーエディントンの降着は、$>100-1000〜\dot{M}_{\rmEdd}$の大きな半径から大量のガスが供給された場合にのみ維持されます。流れの全体的な構造は、BH事象の地平線で数百万の軌道タイムスケールで準定常状態に落ち着きます。これは、以前の（磁気）RHDシミュレーション研究で取り上げられたものよりも$>10-100$倍長くなります。放射拡散によるエネルギー輸送は、内部領域の極付近の流出を加速しますが、拡散のない場合と比較して、降着流の全体的な特性を変更しません。シミュレーション結果に基づいて、スーパーエディントン降着BHの機械的フィードバックモデルを提供します。これは、銀河核を十分に解像しない大規模な宇宙論的シミュレーションのサブグリッドモデルとして、また高密度環境での降着による最も重い重力波源の形成に適用できます。
PSR B1957+20の日食領域に近い強い散乱の検出
| Title |
Detection_of_strong_scattering_close_to_the_eclipse_region_of_PSR_B1957+20 |
| Authors |
J._T._Bai,_S._Dai,_Q._J._Zhi,_W._A._Coles,_D._Li,_W._W._Zhu,_G._Hobbs,_G._J._Qiao,_N._Wang,_J._P._Yuan,_M._D._Filipovic,_J._B._Wang,_Z._C._Pan,_L._H._Shang,_S._J._Dang,_S._Q._Wang,_C._C._Miao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.15134 |
低質量星を備えたコンパクトな連星であるPSRB1957+20の食領域に近いパルス散乱の最初の測定を提示します。皆既日食に近い0.2msまでのパルス散乱時間スケールを測定し、分散測定（DM）の超過にほぼ$\tau\propto\Delta{\rmDM}^{2}$としてスケーリングすることを示しました。私たちの観測は、食の物質におけるマルチパス伝搬効果による強い散乱の最初の証拠を提供します。内側のスケールが$\sim100$mで、外側のスケールが食領域のサイズである食材料のコルモゴロフ乱流が、自然に観測を説明できることを示します。私たちの結果は、そのようなシステムの食物質は非常に乱流である可能性があることを示しており、散乱が約1.4GHzでの主要な食メカニズムの1つであることを示唆しています。
複数の証拠は、中性子星が崩壊する星の残骸から形成されたときに大きなキックを受けることを示唆しています。ただし、ブラックホール（BH）が出生キックを受け取るかどうかの証拠はあまり明確ではなく、BHX線連星と大規模な暴走星、暴走星の分析からの弱い制約に依存しています。ここでは、最近のマイクロレンズ検出が、BHが出生時に受けるキックを測定するための新しい方法を提供することを初めて示します。BHがフォトメトリックとアストロメトリックマイクロレンズの両方で識別され、レンズ付きの星が既知の距離と固有運動を持っている場合、BHの質量、距離、固有運動を決定できます。超新星の間に破壊された奇行バイナリの成分の暴走速度を研究し、固有速度が、出生時のキックが軌道速度よりも小さい場合でも、BHが出産したキックと強く相関していることを発見しました。したがって、コア崩壊中に破壊されたバイナリから形成されたBHまたは他のコンパクトオブジェクトの固有速度を測定することにより、実際には、オブジェクトが受けた出生キックを測定しています。MOA-2011-BLG-191/OGLE-2011-BLG-0462に焦点を当て、マイクロレンズ法によって検出された孤立した単一のBHであり、超新星イベント中のバイナリの破壊からの形成を含む、考えられるさまざまな形成シナリオを検討します。MOA-2011-BLG-191/OGLE-2011-BLG-0462は、厚い円盤の母集団と一致する天の川の軌道を持っていると判断しましたが、運動学的な薄い円盤内で形成された場合、出生時のキックを受け取りました$\lesssim$100kms$^{-1}$。
磁気リコネクションにおける非熱的粒子加速の効率
磁気リコネクション中の非熱的粒子加速は、半世紀以上の間、太陽フレア、パルサー風、マグネターなどのいくつかの天体物理現象の基本的なトピックであり、未解決の問題の1つはその効率です。最近、再結合中の非熱粒子加速メカニズムが粒子内セルシミュレーションによって広く研究されていますが、磁場エネルギーが熱加熱プラズマと非熱粒子にどのように分割されるかについては興味深い謎です。ここでは、ペアプラズマの大規模なパーティクルインセルシミュレーションを使用して、非相対論的および相対論的磁気リコネクションの両方を研究し、プラズマ温度の上昇とともに非熱的粒子の生成が効率的になることを示します。相対論的ホットプラズマの場合、再結合による加熱プラズマは、カッパ指数が約3以下（べき乗則指数の場合は2以下に相当）のカッパ分布関数と非熱エネルギーで近似できると判断します。再接続の密度は、下流の排気の総内部エネルギーの約95％を超えています。
独特のタイプIbnSupernovaSN2019wepの進化
| Title |
Evolution_of_A_Peculiar_Type_Ibn_Supernova_SN_2019wep |
| Authors |
Anjasha_Gangopadhyay,_Kuntal_Misra,_Griffin_Hosseinzadeh,_Iair_Arcavi,_Craig_Pellegrino,_D._Andrew_Howell,_Jamison_Burke,_Jujia_Zhang,_Koji_Kawabata,_Mridweeka_Singh,_Raya_Dastidar,_Daichi_Hiramatsu,_Curtis_McCully,_Jun_Mo,_Zhihao_Chen,_Danfeng_Xiang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.15194 |
タイプIbnSN2019wepの高ケイデンス短期測光および分光モニタリングキャンペーンを提示します。これは、フラッシュイオン化のシグネチャを表示するSNe2010alおよび2019uoの後の珍しいSNIbnの1つです（\ion{He}{2}、\ion{C}{3}、\ion{N}{3}）。SN2019wepの下降率と立ち上がり時間を他のSNeIbnおよび高速過渡現象と比較します。すべてのバンドのピーク後の低下（0.1magd$^{-1}$）は、SNeIbnと一致していますが、高速過渡現象よりは小さいです。一方、$\Delta$m$_{15}$の値は、SNeIbnの平均値よりもわずかに低くなっていますが、高速過渡現象と一致しています。立ち上がり時間は通常、SNeIbnよりも短くなりますが、高速過渡現象よりは長くなります。SN2019wepはSNeIbnの暗い端にありますが、高速過渡サンプルの中で平均的な光度を持っています。独特の色の進化により、SNeIbと最も極端なSNeIbnの間に配置されます。ボロメータ光度曲線モデリングは、SNeIbと一致する噴出物の質量を持つSN2019uoとの類似性を示しています。SN2019wepは、SNeIbnの「Pcygni」サブクラスに属しており、「emission」サブクラスと比較して、線速度のより速い進化を示しています。最大後のスペクトルは、ASASSN-15edと非常によく似ており、SNIbの性質であることを示唆しています。低い\ion{He}{1}CSM速度と残留H$\alpha$はそれをさらに正当化し、WRとLBV星の間の断続的な前駆体の証拠を与えます。
プシノマルチビームパルサー検索：I。弱いパルサーのターゲット検索
| Title |
Pushchino_multibeam_pulsar_search:_I._Targeted_search_of_weak_pulsars |
| Authors |
S.A._Tyul'bashev_and_M.A._Kitaeva_and_G.E._Tyul'basheva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.15540 |
赤緯-9^o<\delta<+42^oで低い（6チャネル;サンプリング0.1s）時間周波数分解能で実施された複数年の調査に基づいて見つかったパルサー候補のサンプルでパルサーの検索が実行されました。2.5MHz帯域で111MHzで動作する大型フェーズドアレイ（LPA）トランジット望遠鏡を使用しました。パルサー検出の検索、分析、および証拠は、高32チャネルの調査データから得られた合計パワースペクトルの視覚化プログラムを使用して実行されました。サンプリング12.5ms）時間-周波数分解能。周期P0=0.41-3.75sで分散測定DM=15-154pc/cm^3の11個の新しいパルサーが発見されました。合計で、ブラインド検索での2016年から2021年の期間の低時間周波数分解能での調査では、208個のパルサーが見つかりました。そのうち、42個の新しいパルサーと166個の既知のパルサーが見つかりました。7年の時間間隔で蓄積された高い時間周波数分解能のデータの検索では、111MHzの周波数で0.1〜0.2mJyの磁束密度のパルサーを検出できることが示されています。赤緯+21^o<\delta<+42^oで規則的な（周期的な）放出を伴うパルサーを検索する場合、銀河面の外側に位置するすべてのパルサーは、P0\ge0.5s、DM\le100pc/cm^3、磁束密度S\ge0.5mJy、検出可能
拡散衝撃加速の微物理学：加速された粒子のスペクトルへの影響
| Title |
Microphysics_of_diffusive_shock_acceleration:_impact_on_the_spectrum_of_accelerated_particles |
| Authors |
Pierre_Cristofari,_Pasquale_Blasi,_Damiano_Caprioli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.15624 |
無衝突衝撃での拡散衝撃加速は、さまざまな天体物理学的発生源で粒子を加速するための最も可能性の高いプロセスのままです。強い衝撃の標準的な予測は、加速された粒子のスペクトルが普遍的であるということですが、$f（p）\proptop^{-4}$、多くの現象がこの単純な結論に影響を与えます。一般に、加速された粒子の非線形動的反応は、数十GeV/c未満の運動量で$p^{-4}$よりも急勾配で、高エネルギーでの標準予測よりも難しい凹状スペクトルにつながります。ただし、磁場増幅が存在する場合、非線形効果が重要になり、最大運動量$p_{max}$の値が高くなります。最近、粒子散乱を促進する自己生成摂動が下流に移流されると、バックグラウンドプラズマと同じ方向に移動するため、衝撃時の有効圧縮率が低下し、スペクトルが急になることが発見されました。非共鳴ストリーミング不安定性の励起がこれらのスペクトル変形に及ぼす影響、スペクトル急峻化の衝撃速度への依存性、および注入運動量が果たす役割を調査します。
| Title |
Hybrid_magnetized_stars_in_the_context_of_multi-messenger_astronomy |
| Authors |
Mauro_Mariani,_Daniela_Curin,_Milva_G._Orsaria_and_Ignacio_F._Ranea-Sandoval |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.15673 |
LIGO/VirgoとNICERの最新の検出は、中性子星の特性に強い制約を課しています。この研究では、中性子星をハイブリッド星、ハドロン物質の層に囲まれたクォーク物質コアを持つコンパクトオブジェクトとしてモデル化することを研究します。さらに、最近発見されたSwiftJ1818.0-1607のように、マグネターの検出によって動機付けられた強い磁場の存在を考慮します。構成粒子の異常磁気モーメントの影響を高密度物質の状態方程式に組み込み、これらのコンパクトオブジェクトの動的安定性に対するさまざまなハドロン-クォーク相転移の影響を分析します。この研究は、大規模なパルサーと重力波の観測によって課せられた、質量、半径、および潮汐の変形可能性に対する制約が、モデルのフレームワーク内で満たされることを示しています。
銀河拡散ガンマ線がPeVフロンティアに出会う
| Title |
Galactic_diffuse_gamma_rays_meet_the_PeV_frontier |
| Authors |
Pedro_De_la_Torre_Luque,_Daniele_Gaggero,_Dario_Grasso,_Ottavio_Fornieri,_Kathrin_Egberts,_Constantin_Steppa,_Carmelo_Evoli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.15759 |
チベットのAS$\gamma$とLHAASOの共同研究では、最近、銀河面からのPeVまでのエネルギーによる$\gamma$線の拡散放出の観測が報告されました。}{不均一な宇宙線輸送シナリオの関連性について説明します。これらの結果が宇宙線物理学に与える影響。}{{\ttDRAGON}および{\ttHERMES}コードを使用して、いくつかの代表的なモデルの高解像度マップとその放射のスペクトル分布を作成します。100PeVまでの広範囲の局所宇宙線データを再現します。}{空のいくつかの関心領域でチベットAS$\gamma$、LHAASO、ARGO-YBJ、Fermi-LATによって測定されたエネルギースペクトルがすべては、銀河宇宙線「海」によって生じる放出の観点から一貫して説明されています。また、すべてのモデルがIceTop$\gamma$線の上限と互換性があることも示しています。}{私たちの結果は、輸送シナリオの選択と宇宙線の選択の間にいくらかの縮退が残っているものの、空間依存拡散を特徴とする輸送モデルを支持しています。10TeVを超える光線スペクトル形状。そのあいまいさを解決する上での今後の測定の役割について説明します。
EstrellaNueva：超新星から放出されるニュートリノの相互作用と検出を研究するためのオープンソースソフトウェア
| Title |
EstrellaNueva:_an_open-source_software_to_study_the_interactions_and_detection_of_neutrinos_emitted_by_supernovae |
| Authors |
O._I._Gonz\'alez-Reina,_J._Rumleskie_and_E._V\'azquez-J\'auregui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.15181 |
超新星は、地球上の検出器によって検出できるニュートリノの大きなフラックスを放出します。将来のトンスケールの検出器は、いくつかのニュートリノ相互作用チャネルに敏感であり、超新星が銀河の近隣に出現した場合、何千ものイベントが予想されます。超新星ニュートリノの相互作用率を研究するためのツールの数は限られていますが、利用可能な超新星モデルは多数存在します。EstrellaNuevaは、典型的な組成のターゲット材料を使用して検出器内の超新星ニュートリノの予想速度を計算するオープンソースソフトウェアであり、追加の組成を簡単に追加できます。このソフトウェアは、断熱ミケーエフ・スミルノフ・ウォルフェンシュタイン効果による超新星のニュートリノのフレーバー変換と、いくつかのチャネルを介した検出器でのニュートリノの相互作用を考慮します。ニュートリノ電子およびニュートリノ陽子弾性散乱、逆ベータ崩壊、コヒーレント弾性ニュートリノ核散乱など、ほとんどの相互作用断面積が分析的に実装されています。このソフトウェアは、理論と観測の比較を容易にするためにフルエンスとイベントレートを計算することにより、超新星シミュレーションと検出器で予想されるイベントの間のリンクを提供します。これは、分析断面積を追加し、任意のターゲット材料を定義するオプションを提供する多くの物理シナリオを探索するためのシンプルでスタンドアロンのツールを提供します。
CUBESフェーズA設計の概要-超大型望遠鏡用のカセグレンUバンド効率的な分光器
| Title |
CUBES_Phase_A_design_overview_--_The_Cassegrain_U-Band_Efficient_Spectrograph_for_the_Very_Large_Telescope |
| Authors |
Alessio_Zanutta,_Stefano_Cristiani,_David_Atkinson,_Veronica_Baldini,_Andrea_Balestra,_Beatriz_Barbuy,_Vanessa_Bawden_P._Macanhan,_Ariadna_Calcines,_Giorgio_Calderone,_Scott_Case,_Bruno_V._Castilho,_Gabriele_Cescutti,_Roberto_Cirami,_Igor_Coretti,_Stefano_Covino,_Guido_Cupani,_Vincenzo_De_Caprio,_Hans_Dekker,_Paolo_Di_Marcantonio,_Valentina_D'Odorico,_Heitor_Ernandes,_Chris_Evans,_Tobias_Feger,_Carmen_Feiz,_Mariagrazia_Franchini,_Matteo_Genoni,_Clemens_D._Gneiding,_Mikolaj_Kaluszynski,_Marco_Landoni,_Jon_Lawrence,_David_Lunney,_Chris_Miller,_Karan_Molaverdikhani,_Cyrielle_Opitom,_Giorgio_Pariani,_Silvia_Piranomonte,_Andreas_Quirrenbach,_Edoardo_Maria_Alberto_Redaelli,_Marco_Riva,_David_Robertson,_Silvia_Rossi,_Florian_Rothmaier,_Walter_Seifert,_Rodolfo_Smiljanic,_Julian_Sturmer,_Ingo_Stilz,_Andrea_Trost,_Orlando_Verducci,_Chris_Waring,_Stephen_Watson,_Martyn_Wells,_Wenli_Xu,_Tayyaba_Zafar,_Sonia_Zorba |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.15352 |
超大型望遠鏡用のカセグレンUバンド効率スペクトログラフ（CUBES）のベースライン概念設計を提示します。CUBESは、地上からアクセス可能な最短波長である300nmから始まる100nmを超える帯域幅にまたがる、地上紫外線（UV）での8〜10mクラスの望遠鏡での分光法に前例のない感度を提供します。設計はエンドツーエンドの効率のために最適化されており、R>20000のスペクトル分解能を提供します。これにより、太陽系、銀河系、銀河系外の天文学全体で幅広い新しいトピックが解き放たれます。この設計は、2番目の低解像度（R\sim7000）モードも備えており、より長い波長での同時観測のためにUVES機器へのファイバーリンクのオプションがあります。ここでは、プロジェクトのフェーズA調査後の、機器のさまざまなサブシステムの光学的、機械的、およびソフトウェア設計を紹介します。レイアウトの選択で期待されるパフォーマンスについて説明し、機器のトップレベルの要件を最もよく満たすと考えられるパフォーマンスのトレードオフのいくつかを強調します。また、複雑な天文プロジェクトの開発にそのようなツールを統合することがますます必要になる状況で、プロジェクトのアクティビティとインターフェイスを整理および管理するために使用されるモデルベースのシステムエンジニアリングアプローチを紹介します。
CUBES機器モデルおよびシミュレーションツール。プロジェクトフェーズA研究における彼らの役割
| Title |
The_CUBES_Instrument_Model_and_Simulation_Tools._Their_role_in_the_project_Phase_A_study |
| Authors |
Matteo_Genoni,_Marco_Landoni,_Guido_Cupani,_Mariagrazia_Franchini,_Roberto_Cirami,_Alessio_Zanutta,_Chris_Evans,_Paolo_Di_Marcantonio,_Stefano_Cristiani,_Andrea_Trost,_Sonia_Zorba |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.15477 |
超大型望遠鏡（VLT）用のカセグレンUバンド効率スペクトログラフ（CUBES）の設計段階を支援するために開発されたシミュレーションツールを紹介し、システム設計の側面を調査し、さまざまな設計構成のパフォーマンスを評価します。CUBESは、ヨーロッパ南天天文台（ESO）の「究極の」紫外線（UV）機器であり、地上からアクセス可能なスペクトルの最も青い部分（300nm〜400nm）をカバーすることを目的としています。可能な限り最高の効率。ここでは、End-to-End（E2E）ツールとExposureTimeCalculator（ETC）ツールを紹介します。E2Eシミュレーターは、さまざまなユーザーのニーズを満たすためにさまざまなバージョンで開発されました。これには、Jupyterノートブックを使用してより広範な科学コミュニティが使用するためにアクセスできるバージョンが含まれます。E2Eツールは、システムチームが機器のフェーズAベースライン設計を定義するのに役立つだけでなく、可能な低解像度モードの科学的評価にも使用されました。ETCは、科学コミュニティがCUBESのさまざまな科学事例をテストできるウェブベースのツールであり、主系列のベリリウムの存在量の推定など、特定のUV機能の検出の限界を押し上げる可能性を示しています。シーケンススター。
T-RAX：横方向に共振するアクシオン実験
軸方向暗黒物質探索のために、そのカットオフ周波数の近くに細長い長方形の導波路を使用することを提案します。検出器の大きな表面積は大きな信号パワーを可能にし、その狭い横方向の寸法とテーパー導波管結合は寄生モードを抑制します。提案されたシステムはソレノイド磁石の内部に収まり、アクシオン質量$40-400\、\mu$eVのQCDアクシオンに敏感です。新しい設計の理論的原理を説明し、シミュレーション結果を提示し、実装について説明します。
天文学に対するCOVID-19の影響：2年後
天文学の出版物の公共記録を使用して、COVID-19パンデミックが天文学に与える影響を研究します。COVID-19が天文学の研究にプラスとマイナスの両方の影響を及ぼしたことを示します。年間の紙の数で測定したフィールドの全体的な出力が増加していることがわかります。これは主に、ほとんどの国で見られる個人の生産性の向上によって推進されています。これは、COVID中の科学コミュニティにおける文化的および技術的変化の結果である可能性があります。しかし、私たちが調査したほとんどの国で、新しい研究者の数が減少していることがわかります。これは、新しい研究者がフィールドに参入したり、ジュニア研究者がCOVID中に最初のプロジェクトを完了するための障壁が大きいことを示しています。残念ながら、この分野で見られる生産性の全体的な改善は、女性の天文学者によって等しく共有されていません。割合によって、ほとんどの国で女性によって書かれた論文は少なく、新しい研究者の中には女性も少なくなっています。COVIDの期間中、女性の天文学者も生産性が向上しましたが、改善のレベルは男性よりも小さくなっています。オランダ、オーストラリア、スイスのCOVID以前の女性の天文学者は、男性の同僚と同等かそれ以上の生産性を示しました。COVIDの期間中、平均して、ある国の女性の天文学者が男性の同僚よりも生産性を上げることができたわけではありません。
ESOCUBESUVスペクトログラフ用の高効率透過型回折格子
| Title |
High_efficiency_transmission_grating_for_the_ESO_CUBES_UV_spectrograph |
| Authors |
U._D._Zeitner,_H._Dekker,_F._Burmeister,_T._Fl\"ugel-Paul,_A._Bianco,_A._Zanutta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.15637 |
CUBESは、カセグレンUバンド効率スペクトログラフであり、300nm〜400nmのUVスペクトル範囲で動作し、解像度が20000以上の高効率機器です。CUBESは、ヨーロッパの超大型望遠鏡のカセグレン焦点に設置されます。南天天文台。この論文では、CUBES機器の最良の候補技術としてマイクロリソグラフィーによって生成されたバイナリ透過型回折格子を特定する前に、天文分光器の分散要素として使用されるさまざまなタイプのデバイスを簡単にレビューして高解像度を実現します。リソグラフィー製造技術全般、必要な高解像度透過型回折格子を実現するための2つの異なる設計上の考慮事項、直接書き込みリソグラフィー製造技術によるプロトタイピング、および達成された光学性能の特性評価について説明します。リソグラフィー書き込み機能の最新の開発を考慮に入れて、最終的な機器のグレーティングの実現の見通しが示されています。
CUBESによる重元素の模擬観測
| Title |
Simulated_observations_of_heavy_elements_with_CUBES |
| Authors |
H._Ernandes,_B._Barbuy,_B._Castilho,_C._J._Evans,_G._Cescutti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.15693 |
超大型望遠鏡用に現在開発中のCUBES装置を使用して、近UV分光法から、選択した中性子捕獲元素（Ge、Bi、Hf、U）の堅牢な存在量の実現可能性を調査します。CUBESエンドツーエンドシミュレーターを使用して、よく研究された星CS31082-を使用して、非常に金属の少ない星のGeI3039{\AA}およびHfII3400および3719{\AA}線の観測を合成します。テンプレートとして001。シミュレートされた4時間の曝露から、U$\sim$14.25等のGe、およびU=18等のHfの推定存在量を$\pm$0.1dexに回復します。これらのパフォーマンスは、CS31082-001（U=12.5等）の既存の観測よりも2〜3等級暗いターゲットの近UV観測に対するCUBESの強力なゲインをきちんと強調しています。また、弱いBiI3025{\AA}およびUII3860{\AA}ライン（それぞれU$\sim$14.25および16mag。）を調査し、シミュレートされた4時間の露出がこれらの観測的に困難なラインに上限を提供することを発見しました。。
二重縮退二重爆轟Ia型超新星における二次白色矮星の運命について
| Title |
On_the_fate_of_the_secondary_white_dwarf_in_double-degenerate_double-detonation_Type_Ia_supernovae |
| Authors |
R._Pakmor,_F._P._Callan,_C._E._Collins,_S._E._de_Mink,_A._Holas,_W._E._Kerzendorf,_M._Kromer,_John_T._O'Brien,_F._K._Roepke,_A._J._Ruiter,_I._R._Seitenzahl,_Luke_J._Shingles,_S._A._Sim,_S._Taubenberger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.14990 |
Ia型超新星の前駆体系と爆発メカニズムはまだ不明です。現在好まれている前駆体には、薄いヘリウム殻を持つ2つの炭素-酸素白色矮星からなる二重縮退システムが含まれます。二重爆轟のシナリオでは、激しい降着は、より大規模な一次白色矮星でのヘリウム爆轟につながり、それがそのコアで炭素爆発に変わり、爆発します。二次白色矮星の運命を調査し、二次が生き残るのではなく爆発した場合の噴出物の変化と爆発の観測量に焦点を当てます。$1.05\、M_\odot$と$0.7\、M_\odot$の炭素-酸素白色矮星のバイナリシステムを、それぞれ$0.03\、M_\odot$のヘリウムシェルでシミュレートします。私たちは、インスピレーションから点火、爆発、合成観測量まで、システムを一貫して追跡します。主要な白色矮星が自己無撞着に爆発することを確認します。しかし、二次白色矮星の周りのヘリウム爆発は、炭素爆発を点火することができません。手動で二次白色矮星の炭素爆発に点火するシミュレーションを再開し、両方の爆発の噴出物と観測量を比較します。$v>15000\、\mathrm{km\、s^{-1}}$の外側の噴出物は区別がつかないことがわかります。光度曲線とスペクトルは、爆発後$\sim40$dまでは非常に似ており、噴出物は暴力的な合併モデルよりもはるかに球形になっています。内側の噴出物は大幅に異なり、二次爆発を伴うモデルの最大化後のボロメータ光度曲線の低下率が約20％遅くなります。将来の合成3D星雲スペクトルは、いずれかのモデルを確認または除外することを期待しています。
Gaia-ESO調査：薄いディスクの化学的タグ付け。元素構成比で盲目的に回復した散開星団
| Title |
The_Gaia-ESO_Survey:_Chemical_tagging_in_the_thin_disk._Open_clusters_blindly_recovered_in_the_elemental_abundance_space |
| Authors |
L._Spina,_L._Magrini,_G._G._Sacco,_G._Casali,_A._Vallenari,_G._Tautvaisien\.e,_F._Jim\'enez-Esteban,_G._Gilmore,_S._Randich,_S._Feltzing,_R._D._Jeffries,_T._Bensby,_A._Bragaglia,_R._Smiljanic,_G._Carraro,_L._Morbidelli,_S._Zaggia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.14991 |
星の化学的構成は、それが形成された環境の化石情報を提供します。この前提の下で、同じアソシエーション内に形成された星にタグを付けるために化学的な存在量を使用することが可能であるはずです。このアイデア（化学的タグ付けとして知られている）は、特に開いた星団が解きほぐすのが難しい化学的パターンを持っている薄いディスク内では、期待される結果を生み出していません。この研究の最終的な目標は、制御された星のサンプルからの高品質のデータを使用して、薄いディスクの母集団内での化学的タグ付けの実現可能性を調査することです。また、化学タグ付けの既存の手法を改善し、元素存在比空間でのクラスタリング分析のさまざまな戦略に関するガイダンスを提供することも目指しています。ここでは、Gaia-ESO調査のデータに適用されたOPTICSアルゴリズムを使用して、元素存在比空間でのクラスタリング分析を通じて、散開星団のメンバーの最初のブラインド検索を開発します。まず、分析のさまざまな戦略を評価し、どちらがよりパフォーマンスが高いかを判断します。次に、これらの方法をフィールドスターと散開星団の両方を含むデータセットに適用して、できるだけ多くの散開星団のブラインドリカバリを試みます。データ分析の特定の戦略が最終結果をどのように改善できるかを示します。具体的には、散開星団がマンハッタンメトリックを使用して、ディメンションが慎重に選択されたスペースでより効果的に回復できることを示します。これらの（および他の）処方箋を使用して、データセットに隠された散開星団を回復し、これらのアソシエーションの新しいメンバーを見つけることができます。私たちの結果は、元素構成比空間でのクラスタリング分析を介して散開星団のメンバーを回復する可能性があることを示しています。おそらく、化学タグ付けのパフォーマンスは、より高品質のデータとより洗練されたクラスタリングアルゴリズムによってさらに向上します。
SX PheStarBLカムの測光および分光分析
| Title |
Photometric_and_Spectroscopic_Analysis_of_the_SX_Phe_Star_BL_Cam |
| Authors |
Mohamed_Abdel-Sabour,_Mohamed_I._Nouh,_Ahmed_Shokry_and_Gamal_M._Hamed,_Hamed_A._Ismail,_Ali_Takey,_Saad_A._Ata_and_Ibrahim_Zead |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.15080 |
本論文では、脈動変光星BLカムのコッタミア天文台で1.88m望遠鏡によって得られた測光および分光観測を報告する。光度曲線のフーリエ解析により、基本波モードには2つの高調波があることがわかります。O-C法は、期間の変更を確立するために使用されます。これまでのところ、分析は不安定帯を横切る星の脈動振幅のマッピングに非常に成功しています。EddingtonandPlakidis（1929）の形式を使用することにより、進化の時代の変化の重要な結果と強力な兆候が見つかりました。合計55の新しい最大光タイミングが報告されます。（1/P）dP/dtの新しい値は、周期が減少し、滑らかに変化していると仮定して、文献から取得したものと組み合わせた最大光のすべての新しく取得された時間に基づくO-C図を使用して推定されます。星の有効温度と表面重力を計算するために、そのスペクトルに対してモデル大気分析を実行しました。星の物理的パラメータが計算され、進化モデルと比較されます。
TESSとKeplerによるクラフトブレーキ周辺の回転分布：年齢、金属量、および二値性の影響
| Title |
Rotation_Distributions_around_the_Kraft_Break_with_TESS_and_Kepler:_The_Influences_of_Age,_Metallicity,_and_Binarity |
| Authors |
Ellis_A._Avallone,_Jamie_N._Tayar,_Jennifer_L._van_Saders,_Travis_A._Berger,_Zachary_R._Claytor,_Rachael_L._Beaton,_Johanna_Teske,_Diego_Godoy-Rivera,_and_Kaike_Pan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.15116 |
恒星の自転は、質量、金属量、および年齢の複雑な関数であり、2値によって変更できます。主系列星におけるこれらのパラメータの重要性を理解するために、トランジット系外惑星探査衛星（TESS）とケプラー宇宙望遠鏡からの観測の組み合わせを使用して、これらのパラメータの範囲にまたがる観測のサンプルを集めました。自転周期を測定し、TESS光度曲線から他のクラスの恒星変動（脈動など）を特定することはできますが、機器の系統分類学では、TESSの公転周期である13。7日より長い回転信号の検出が妨げられます。この検出限界のために、APOGEE分光調査によって測定された回転速度と、TESS星とKepler星の両方のGaiaミッションを使用して推定された半径を使用して制約された自転周期も利用します。これらの自転周期から、1）恒星の年齢の関数として離散質量トラックに沿って回転の進化を追跡できることがわかります。2）以前の研究で観察された回転と金属量の間の傾向を回復できないことがわかります。3）注意してください。私たちのサンプルは、広いバイナリコンパニオンは回転に影響を与えないが、近いバイナリコンパニオンは星が単一の星よりも速い回転を示すことを示しています。
危険物。 VIII。 K型星の紫外線進化の分光分析：最初のギガ年におけるK型矮星の回転失速の追加の証拠
| Title |
HAZMAT._VIII._A_Spectroscopic_Analysis_of_the_Ultraviolet_Evolution_of_K_Stars:_Additional_Evidence_for_K_Dwarf_Rotational_Stalling_in_the_First_Gigayear |
| Authors |
Tyler_Richey-Yowell,_Evgenya_L._Shkolnik,_R._O._Parke_Loyd,_James_A._G._Jackman,_Adam_C._Schneider,_Marcel_A._Ag\"ueros,_Travis_Barman,_Victoria_S._Meadows,_Rose_Gibson,_and_Stephanie_T._Douglas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.15237 |
ハビタブルゾーンの惑星を発見して特徴づける努力は、主に太陽のような星とM矮星に焦点を合わせてきました。ただし、Kスターは、これら2つの選択肢の間で、比較的未踏の魅力的な妥協点を提供します。UVは惑星の大気の光化学を劇的に変える可能性があるため、そのような星の周りの紫外線（UV）環境を理解することは、それらの惑星を理解するために重要です。ここでは、近紫外線と遠紫外線の\textit{HubbleSpaceTelescope}の宇宙起源分光器による3つの異なる年齢（40Myr、650Myr、$\approx$5Gyr）での39Kの星の観測結果を紹介します。Kスター（0.6-0.8M$_{\odot}$）のUVフラックスは、フィールドの年齢によって1桁減少する前に、650Myrを超えても一定のままであることがわかります。これは、わずか数百Myr後に減少し始める初期のM星（0.3〜0.6M$_{\odot}$）とは異なります。ただし、K星の回転とUV活動の関係は、初期のM星のそれとほぼ同じです。これらの結果は、K矮星について最近報告されたスピンダウン失速効果の結果である可能性があります。この場合、K星のスピンダウンは、自転周期が$\approx$10dに達すると、連続的なスピンダウンではなく、Gyr以上停止します。そのGスターが経験します。これらの結果は、K矮星を周回する太陽系外惑星が、考えられていたよりも強いUV環境を経験する可能性があることを意味し、潜在的な「超居住可能な」惑星のホストとしてのK星のケースを弱めます。
アルヴェーン波による太陽風における縦波の役割
太陽風の駆動における縦波の役割を再考します。光球上の$p$モードのような垂直振動が、アルヴェーン波駆動の風の枠組みの下で太陽風の特性にどのように影響するかを研究します。光球から数十太陽半径を超えるまでの一連の一次元電磁流体力学数値シミュレーションを実行します。音波が太陽風のエネルギーにほとんど影響を与えないという古典的な理解とは対照的に、質量損失率は、光球での縦波の振幅とともに最大$\sim4$倍まで劇的に増加することがわかります。縦方向の変動の追加は、彩層で縦方向から横方向への波動モード変換を引き起こし、その結果、コロナでのAlfv\'enicポインティングフラックスが強化されます。その結果、彩層蒸発によって冠状加熱が促進され、より高い冠状密度が得られ、質量損失率が増加します。この研究は、太陽のような星からの風の基本的な特性を決定する上で、光球の縦振動と彩層のモード変換の重要性を明確に示しています。
LAMOSTMRS調査からの新しい古典派Be星の同定
| Title |
Identification_of_new_classical_Be_stars_from_the_LAMOST_MRS_survey |
| Authors |
Luqian_Wang,_Jiao_Li,_You_Wu,_Douglas_R._Gies,_Jin_Zhong_Liu,_Chao_Liu,_Yanjun_Guo,_Xuefei_Chen,_and_Zhanwen_Han |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.15289 |
Be星は、スペクトルに広いバルマー輝線を表示するB型主系列星です。Be集団の特定は、形成モデルと進化モデルをさらに調べるために不可欠です。日付リリース7（LAMOSTMRSDR7）の大空域多目的ファイバー分光望遠鏡中解像度調査による観測からの古典的なBe（CBe）星の検出を報告します。18層モジュールを備えた深い畳み込みニューラルネットワークであるResNetを使用して、Hアルファプロファイルの形態を調べました。データベース内の789,918個の星の2,260,387個のスペクトルのコレクションから1,162個の候補Be星を特定しました。ResNetネットワークは、99.5％のBe星分類精度を達成します。検出されたもののうち、151個は文献から交差適合試験された既知のBe星です。3段階のテストを適用することにより、183の新しいCBeスターを特定しました。41個のCBe星が既知の散開星団のメンバーであることがわかります。GaiaEDR3位置天文ソリューションから特定されたCBe星の運動学の調査に基づいて、16の新しい暴走を特定しました。これらの新しい識別情報は、それらの物理的特性をさらに調査するための将来のフォローアップのための参照を提供します。
太陽の多層における磁場とプラズマの構造と進化を理解することは非常に重要です。低プラズマ$\beta$による太陽コロナの正確な近似である力のない磁場は広く研究されており、コロナの磁気構造をモデル化するために使用されています。太陽コロナでは力のないという仮定は十分に満たされていますが、プラズマ$\beta$が高いため、下層大気は力のないものではありません。したがって、圧力勾配や重力などのプラズマ力を考慮した磁気静水圧（MHS）平衡は、下層大気を記述するのにより適切であると考えられます。この論文は、測定されたマグネトグラムから太陽大気中の磁場とプラズマを計算するためのMHS仮定に基づく分析的および数値的外挿法の両方をレビューします。
TESSを使用して観測された食変光星の高質量パルセータ
脈動と二元性は両方とも大質量星の一般的な特徴です。食変光星の脈動する大質量星の研究は、恒星の構造と進化論を制約する大きな可能性を秘めています。しかし、全天トランジット系外惑星探査衛星（TESS）ミッションの前は、そのようなシステムはほとんど発見または詳細に研究されていませんでした。高質量星を含むことが知られている多数の食変光星のTESS光度曲線を調べ、固有の変動性を示す18個の天体のリストをまとめました。光度曲線は、システムの物理的特性を決定するためと、星震学分析に適した残留光度曲線を残すために二値性の影響を取り除くための両方でモデル化されました。正確な質量と半径の測定値は、deltaCir、CCCas、SZCam、V436Per、およびV539Araで取得されました。残留光度曲線で脈動の兆候を検索したところ、18個のオブジェクトのサンプル内で、ケフェウス座ベータ星の脈動の6つの明確なケースと8つの可能性のあるケース、確率的低周波（SLF）変動の7つのケース、および可能性のあるゆっくりとした脈動の8つのインスタンスが見つかりました。B（SPB）星の脈動。私たちが特定した多数の脈動する食システムは、食変光星の高質量星の星震学を、初めて大質量星の大規模なサンプルの内部物理を制約するための実行可能な手段にします。
太陽コロナの双子の極紫外線
太陽の極紫外線（EUV）波は、太陽コロナの環状形状でEUVが強化された壮大な伝搬擾乱です。これらのEUV波は、地球規模の太陽冠状磁気地震学によってとらえどころのない物理的パラメータ（磁場の強さなど）に光を当てることができる冠状磁化プラズマに関する重要な情報を運びます。EUV波は、激しいフレアやコロナ質量放出（CME）から、エネルギーの少ないプラズマジェットやミニフィラメントの噴火まで、さまざまな太陽大気の噴火と密接に関連しています。ただし、EUV波の物理的性質と駆動メカニズムはまだ物議を醸しています。ここでは、2つの異なる視点からの観測で1回の噴火で形成されたツインEUV波（TEW）のユニークな発見を報告します。以前のすべての研究では、単一の噴火はせいぜい単一のEUV波と関連していた。新たに発見されたTEWは、コロナルEUV波の根底にある形成メカニズムについての理論的理解を再検討することを強く求めています。TEWの2つの異なるシナリオが見つかりました。最初のシナリオでは、2つの波はフィラメントの噴火と前駆体ジェットに別々に関連付けられていましたが、別のシナリオでは、2つの波はフィラメントの噴火に連続して関連付けられていました。したがって、これらの区別されたシナリオには、それぞれ「兄弟TEW」および「同一TEW」というラベルを付けます。さらに、冠状ループの2つの異なるグループの衝動的な横方向の拡張は、単一の噴火でTEWの形成に重要であることも示唆しています。
CUBESを使用した若い星の降着と流出
| Title |
Accretion_and_Outflows_in_Young_Stars_with_CUBES |
| Authors |
J.M._Alcal\'a,_G._Cupani,_C.J._Evans,_M._Franchini,_B._Nisini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.15581 |
新しいCUBES機器を使用した、低質量（$<$1.5$M_{\odot}$）の若い恒星状天体（YSO）の降着と流出の研究に関する科学的事例が紹介されています。X-Shooterの少なくとも4倍の分解能を持ち、ファイバーリンクを介してUVESと組み合わせて同時観測できる、CUBESのような高感度の近紫外線（NUV）分光器の必要性を示しています。CUBES露出時間計算機とエンドツーエンドソフトウェアを使用したシミュレーションでは、比較的埋め込まれたYSOを含め、スペクトル連続体と輝線の両方で、現在の機器と比較して信号対雑音比を大幅に向上できることが示されています。私たちのシミュレーションはまた、CUBESの低解像度モードがNUVで現在よりもはるかに暗いYSO（V$\sim$22mag）を観測できることを示しており、バックグラウンドが制限された大きさのYSOに研究を拡張することができます。NUVの感度に関するCUBESの性能は、降着、ジェット/風、および光蒸発プロセスを低質量褐色矮星レジームに至るまで研究することにより、星周円盤の進化に関する重要な新しい洞察を提供します。CUBESはまた、現在の機器で到達可能なターゲットよりも数桁暗いターゲットを観測できるため、新しい科学を切り開き、$\sim$kpcスケールの距離でのYSOの研究を容易にします。これは、科学の事例を比較的局所的な星形成領域から天の川内の大きな距離の帯に拡大することが可能になるため、低質量星形成の分野における段階的な変化を意味します。
CUBESスペクトログラフによる球状星団のターンオフ星のベリリウム存在量
| Title |
Beryllium_abundances_in_turn-off_stars_of_globular_clusters_with_the_CUBES_spectrograph |
| Authors |
Riano_E._Giribaldi_and_Rodolfo_Smiljanic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.15604 |
球状星団は、高温水素燃焼の影響を受ける軽元素（He、C、N、Oなど）の星ごとの変動を示す複数の星の種族をホストします。これらのバリエーションを説明するために、いくつかのシナリオが提案されています。ほとんどは複数の星形成エピソードを含み、後の世代は前の星世代の元素合成生成物によって汚染された物質から生まれます。このようなシナリオのモデリングにおける1つの困難は、処理された材料と元の材料がどの程度混合されているかを知ることです。この文脈では、異なる世代のターンオフ星で測定されたベリリウムの存在量は、新しい情報を提供することができます。ベリリウムは宇宙線による核破砕に由来し、星の内部でのみ破壊することができます。したがって、ベリリウムの存在量は、球状星団で星を形成した物質の汚染の程度を直接測定することができます。しかし、球状星団のターンオフ星はかすかであり、そのような研究は現在の計装の能力を超えています。この作業では、CUBESスペクトログラフがこの領域にもたらす進歩を示します。私たちのシミュレーションは、CUBESが、ターンオフの大きさが$V$=18等までのいくつかの近くの球状星団で、異なる世代の星の間のBe存在量の約0.6dexの変動の検出を可能にすることを示しています。
Tぎょしゃ座は、1891年に爆発した日食の古い新星です。ガイアEDR3の距離815-871pcで、比較的近くにある古い新星です。紫外線スペクトルモデリングと新しい正確なガイア距離の使用により、TAurigaeのHST/STISスペクトルは、物質移動係数$\dot{M}$が$10^{-8のオーダーの降着円盤と一致していることがわかります。}M_{\odot}$/yr、白色矮星の質量が$M_{\rmwd}\approx0.7\pm0.2M_{\odot}$、傾斜が$i\sim60^{\circ}$、およびガイア距離は$840_{-25}^{+31}$〜pcです。金属の鋭い吸収線はディスク内に形成できず、ディスク上の材料（たとえば、ストリームディスクのオーバーフローによる）、周連星材料、および/または1891年の新星爆発から放出されたシェルに関連する材料に形成される可能性があります。飽和水素Ly$\alpha$吸収機能は、その赤化の値によって裏付けられるように、TAurに向かって$10^{21}$cm$^{-2}$のオーダーの大きな星間中水素カラム密度に起因します。$E（BV）=0.42\pm0.08$。
準周期性ジェットによって維持される太陽フィラメントの減衰のない縦振動
| Title |
Decayless_longitudinal_oscillations_of_a_solar_filament_maintained_by_quasi-periodic_jets |
| Authors |
Y._W._Ni,_J._H._Guo,_Q._M._Zhang,_J._L._Chen,_C._Fang_and_P._F._Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.15660 |
コンテキスト：遍在する現象として、大振幅の縦方向フィラメント振動は通常1〜4周期で減衰します。最近、コロナでそのような振動の減衰のないケースを観察しました。目的：フィラメントの減衰のない振動を維持する物理的プロセスを理解しようとします。方法：フィラメントの振動とそれに関連する現象のダイナミクスを研究するために、多波長イメージングの観察とマグネトグラムが収集されます。減衰のない振動を説明するために、MPI-AMRVACコードを使用して1次元の流体力学的数値シミュレーションも実行します。結果：観察では、フィラメントは、噴火前のほぼ4時間、$36.4\pm0.3$minの周期で減衰することなく振動します。振動中、4つの準周期的なジェットがフィラメント近くの磁気キャンセルサイトから発生します。隣接するジェット間の時間間隔は$\sim68.9\pm1.0$minです。観測によって制約された数値シミュレーションは、減衰のない縦振動を再現しました。しかし、減衰のない振動の周期が振り子モデルと一致していないことに気付くのは驚くべきことです。結論：フィラメントの減衰のない縦方向の振動は、流体力学シミュレーションによって検証された準周期的なジェットによって維持されることを提案します。さらに重要なことに、準周期的なジェットによって駆動される場合、フィラメントの縦方向の振動の周期は、単に振り子の周期ではなく、ジェットの駆動周期にも依存することが見出されている。シミュレーションのパラメータ調査により、観測された減衰のないフィラメント振動の周期とジェットの駆動周期を使用して振り子の振動周期を導出できる式を導き出しました。
太陽コロナホールの面積が地球近くの高速太陽風の特性にどのように影響するか-分析モデル
| Title |
How_the_area_of_solar_coronal_holes_affects_the_properties_of_high-speed_solar_wind_streams_near_Earth_--_An_analytical_model |
| Authors |
Stefan_Johann_Hofmeister,_Eleanna_Asvestari,_Jingnan_Guo,_Verena_Heidrich-Meisner,_Stephan_G._Heinemann,_Jasmina_Magdalenic,_Stefaan_Poedts,_Evangelia_Samara,_Manuela_Temmer,_Susanne_Vennerstrom,_Astrid_Veronig,_Bojan_Vr\v{s}nak,_Robert_Wimmer-Schweingruber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.15689 |
太陽から地球へのHSSの伝播に関する簡単な分析モデルを導き出し、それによってコロナホールの面積とその境界領域のサイズが地球の近くのHSSの速度、温度、密度にどのように影響するかを示します。速度、温度、および密度のプロファイルは、太陽に近いHSS断面全体で形成され、これらの空間プロファイルは、太陽の自転により、特定の半径方向の対応する時間プロファイルに変換されると想定しています。これらの時間的分布は、先行する遅い太陽風プラズマへの流れの境界面を駆動し、太陽からの距離とともに分散します。1AUでのHSSプロパティは、地球距離でストリームインターフェイスに到達しなかった太陽から発射されたすべてのHSSプラズマ区画によって与えられます。1AUで見られるHSSの速度プラトー領域は、明らかな場合、太陽に近いHSSの中央領域から発生し、1AUでの速度テールは後続の境界領域から発生することを示します。地球でのHSSのピーク速度は、太陽に近いHSSの縦方向の幅にさらに依存します。地球でのHSSプラズマ区画の温度と密度は、太陽から地球への半径方向の膨張に依存します。半径方向の膨張は、太陽に近いHSS境界領域を横切る速度勾配によって決定され、地球での速度-温度および密度-温度の関係に特定の形状を与えます。多数のHSSを考慮すると、HSSの速度と太陽に近い温度との推定相関は1AUまでわずかに低下しますが、速度と密度の相関は半径方向の膨張により1AUまで大きく乱れます。最後に、ストリーム相互作用領域に積み上げられた低速太陽風の粒子数が、HSSと先行する低速太陽風プラズマの速度と密度にどのように依存するかを示します。
| Title |
Current_and_future_neutrino_limits_on_the_abundance_of_primordial_black_holes |
| Authors |
Nicol\'as_Bernal,_V\'ictor_Mu\~noz-Albornoz,_Sergio_Palomares-Ruiz,_Pablo_Villanueva-Domingo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.14979 |
初期の宇宙で形成された原始ブラックホール（PBH）は、ホーキング放射を介して放出されるニュートリノの源です。このような天体物理学的ニュートリノは地球で検出でき、彗星質量PBHの存在量に対する制約は、このニュートリノフラックスのヌル観測から導き出すことができます。ここでは、非回転PBHを検討し、スーパーカミオカンデニュートリノデータを使用して制約を改善するとともに、次世代ニュートリノ（ハイパーカミオカンデ、JUNO、DUNE）および暗黒物質（DARWIN、ARGO）検出器の予測を実行します。比較。$\sim\textrm{few}\times10^{14}$gよりも質量が小さいPBHの場合、PBHはすでに蒸発しているはずですが、より質量の大きいPBHはまだ存在しており、暗黒物質の一部を構成します。宇宙。単色および拡張（対数正規）質量分布、および$10^{12}$gから$\sim10^{16}$gに及ぶPBH質量範囲を考慮します。最後に、私たちの結果を以前の文献の結果と比較します。
サロススパイラル機械的アポカタスタシス後のアンティキティラメカニズムの初期キャリブレーション日
| Title |
The_Initial_Calibration_Date_of_the_Antikythera_Mechanism_after_the_Saros_spiral_mechanical_Apokatastasis |
| Authors |
Aristeidis_Voulgaris,_Christophoros_Mouratidis_and_Andreas_Vossinakis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.15045 |
この作品は、ゲミノスによる「現象の紹介」の「エクセリグモスについて」の章を研究した後、3つの月の周期とサロス/エクセリグモスの周期の位相相関を分析します。ジェミナスは、各エクセリグモスサイクルが非常に特殊でまれな日付に始まり、月が3つの月の周期の開始点（遠地点とノードの新月）に位置することを指します。非常に長い期間の金環日食は紀元前178年12月22日に発生し（サロスシリーズ58）、顕著なサロス周期アポカタスタシスの始まりを示しています。翌日、紀元前178年12月23日、冬至が始まりました。これらの2つの隣接する日付の間に、イシアの宗教祭のお祝いはエジプトとヘレニズム時代のギリシャで始まりました。メカニズムのパラペグマイベントの特定の位置を分析した後、178BC年12月22/23日は、メカニズムのポインターの初期位置を調整するための、理想的で機能的で代表的な初期日です。
不定形変換の下での宇宙論的数のカウント
| Title |
Cosmological_Number_Counts_under_Disformal_Transformations |
| Authors |
Basundhara_Ghosh,_J\'er\'emie_Francfort_and_Rajeev_Kumar_Jain |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.15341 |
宇宙の大規模構造の測定に関連する真の物理的観測量がフレームに依存しないかどうかを調査します。特に、銀河の数のカウントや弱いレンズ効果の観測量などの宇宙論的観測量が、不定形変換の下で不変であるかどうかを研究します。以前の研究では、このフレーム不変性が等角変換の場合に当てはまることが示されました。この研究では、宇宙論的数のカウントは不変変換の下で不変のままですが、弱いレンズ効果に関連する収束と宇宙せん断は一般に不変ではないことがわかります。光円錐構造は不定形変換の下で因果関係を維持しないため、光子測地線はもはやヌルのままではなく、その結果、弱いレンズ効果の観測量が実際に影響を受けます。また、他の宇宙論的観測量の不変量についても簡単にコメントします。
重力波の非線形性とパルサータイミングアレイの角度相関
いくつかのパルサータイミングアレイ（PTA）のコラボレーションは、ナノヘルツ領域での確率的重力波バックグラウンド信号の魅力的なヒントを見つけています。ただし、これまでのところ、予想されるHellings-Downs四重極相関の説得力のある証拠は見つかりませんでした。この問題は、より正確で今後のデータに照らして修正される可能性がありますが、さまざまな可能性に目を光らせ、さまざまなタイプのPTA角度相関を生成できるシナリオを検討することが重要です。重力波バックグラウンドへの静止した非ガウス成分が2点PTAオーバーラップ低減関数を変調し、PTAデータの角度分布のフィッティングに役立つ寄与を追加できることを指摘します。インフレーションが終了した後に発生する宇宙論的プロセスの観点から、このような非ガウス信号の考えられる原因について説明し、このアイデアのさらなるテストを調査します。
ワイルでの暗黒物質の生成$R^2$インフレ
暗黒物質とインフレーションは、現代の宇宙論における宇宙構造の起源を理解するための2つの重要な要素ですが、それらの正確な物理モデルはほとんど不確かなままです。ワイルスケーリング不変重力理論は、これら2つのパズルを一緒に解くための実行可能なスキームを提供する可能性があります。これには、暗黒物質候補の役割を果たす巨大ゲージボソンが含まれ、2次スカラー曲率項、つまり$R^2$を実現できます。現在の観察と一致する実行可能なインフレーションメカニズム。ワイル$R^2$モデルでの暗黒物質の生成について考えます。これには、インフレーション真空による量子ゆらぎによる非摂動生成と散乱による摂動生成の寄与が含まれます。実行可能な暗黒物質の生成には、一般に3つのパラメーター範囲があることを示します。（1）再加熱温度が$10^4〜\mathrm{GeV}$より大きい場合、暗黒物質としてのワイルゲージボソンは質量が大きくなると豊富に生成できます。インフレーションスケール$\sim10^{13}〜\mathrm{GeV}$より。（2）再加熱温度を高くするための$2\times10^{-11}〜\mathrm{GeV}$の小さな質量領域。（3）再加熱温度が高い場合、消滅チャネルが重要になります。これにより、最大$4\times10^{16}〜\mathrm{GeV}$の質量を持つワイルゲージボソンを凍結によって生成できます。
確率的重力波背景の共鳴検出のための電磁アンテナ
| Title |
Electromagnetic_Antennas_for_the_Resonant_Detection_of_the_Stochastic_Gravitational_Wave_Background |
| Authors |
Nicolas_Herman,_L\'eonard_Lehoucq,_Andr\'e_F\H{u}zfa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.15668 |
初期の宇宙からの確率的重力波の背景は、インフレーション段階の地平線のために、100MHzに近いカットオフ周波数を持っています。このような周波数で重力波を検出するには、共振電磁空洞が非常に適しています。この作業では、このような検出器の周波数感度を調査し、それらを使用してこのカットオフ周波数と、この確率的バックグラウンドの周波数あたりのエネルギー密度を調べる方法を示します。この論文は、宇宙の最も古い遺物を調査するためのさらなる実験的研究への道を開きます。
