もう心配する必要はありません、ハッブル張力が緩和されます：月面膨張からのハッブル定数の真に直接的な測定
| Title |
Worry_No_More,_The_Hubble_Tension_is_Relieved:_A_Truly_Direct_Measurement_of_the_Hubble_Constant_from_Mooniversal_Expansion |
| Authors |
Gagandeep_S._Anand,_Zachary_R._Claytor,_Ryan_Dungee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.16551 |
月の後退速度の堆積および日食ベースの測定値を使用して、地球の月の後退速度からハッブル定数（$H_0$）の新しいローカルユニバース測定値を導き出します。潮汐の影響を考慮すると、$H_{0}$=63.01$\pm$1.79kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$の値が見つかります。これは、ほぼ一致しています。宇宙マイクロ波背景放射（CMB）とベース$\Lambda$CDMを使用したプランク宇宙ミッションの測定。私たちの新しい測定は、宇宙の現在の膨張率の初めてのモデルに依存しないシングルステップ測定を表しています。これは、Planckからの測定値を下回る$H_0$の最初の主要なローカル宇宙測定値でもあります。重要なのは、Ia型超新星、バリオン音響振動、レンズ付きクエーサーなどの他の宇宙論的プローブを使用した他の$H_0$測定に存在する可能性のある系統誤差に対してロバストであるということです。私たちの研究は、既存のハッブル張力が実際に局所距離梯子の体系的な不確実性の結果である可能性があるという概念に向けた重要な証拠を提供します。
BICEP/ケック望遠鏡からのインフレーションBモードに関する最新の制約
| Title |
The_Latest_Constraints_on_Inflationary_B-modes_from_the_BICEP/Keck_Telescopes |
| Authors |
BICEP/Keck_Collaboration:_P.A.R._Ade_(1),_Z._Ahmed_(2),_M._Amiri_(3),_D._Barkats_(4),_R._Basu_Thakur_(5),_D._Beck_(2,7),_C._Bischoff_(6),_J.J._Bock_(5,8),_H._Boenish_(4),_E._Bullock_(9),_V._Buza_(10),_J.R._Cheshire_IV_(9),_J._Connors_(4),_J._Cornelison_(4),_M._Crumrine_(11),_A._Cukierman_(7,2),_E.V._Denison_(12),_M._Dierickx_(4),_L._Duband_(13),_M._Eiben_(4),_S._Fatigoni_(3),_J.P._Filippini_(14,15),_S._Fliescher_(11),_C._Giannakopoulos_(6),_N._Goeckner-Wald_(7),_D.C._Goldfinger_(4),_J._Grayson_(7),_P._Grimes_(4),_G._Halal_(7),_G._Hall_(11),_M._Halpern_(3),_E._Hand_(6),_S._Harrison_(4),_S._Henderson_(2),_S.R._Hildebrandt_(5,8),_G.C._Hilton_(12),_J._Hubmayr_(12),_H._Hui_(5),_K.D._Irwin_(7,2,12),_J._Kang_(7,5),_K.S._Karkare_(4,10),_E._Karpel_(7),_S._Kefeli_(5),_S.A._Kernasovskiy_(7),_J.M._Kovac_(4,16),_et_al._(49_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.16556 |
過去10年間、BICEP/Keckのコラボレーションは、アムンゼン・スコット南極観測所で一連の望遠鏡を運用しており、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）に原始重力波（PGW）によって刻印された度スケールの$B$モード偏波を測定しています。）。これらの望遠鏡は、空の約2％をマッピングするコンパクトな屈折偏光計であり、銀河シンクロトロンと熱ダスト放出からの偏光された前景を説明するために、広範囲の周波数で観測します。最新の出版物「BK18」は、2018年の観測シーズンまでに収集されたデータを、公開されているWMAPおよびPlanckデータと組み合わせて使用し、テンソルとスカラーの比率$r$を制限します。特に、（1）前景で現在最も深いCMB偏波マップである3年間のBICEP3データ-最小95GHz。（2）Planck353GHzマップよりもダストフォアグラウンドでの信号対雑音比が高いKeck220GHzマップ。これらのマップの自動スペクトルとクロススペクトルを多成分尤度モデル（$\Lambda$CDM+dust+synchrotron+noise+$r$）に適合させ、現在のノイズレベルでのデータの適切な記述であることがわかります。尤度分析により、$\sigma（r）=0.009$が得られます。ベースラインモデルからの$r$の推論は、95％の信頼度で$r_{0.05}=0.014^{+0.010}_{-0.011}$および$r_{0.05}<0.036$に厳密化されます。つまり、BICEP/Keck$B$モードのデータは、PGWの制約のための最も強力な既存のデータセットです。今後のBICEPアレイ望遠鏡は、2027年までのデータを使用して、$\sigma（r）\lesssim0.003$に到達すると予測されています。
新鮮な溶岩は（暖かい）暗黒物質である可能性がありますか？
暗黒物質モデルは、コールドダークマター（CDM）、ウォームダークマター（WDM）、自己相互作用ダークマター（SIDM）、ファジーダークマター（FDM）など、銀河の特性への影響に応じて分類できます。エイプリルフールと、ここアイスランドのファグラダルスフィヤルでの2022年の火山噴火の開始から1周年を記念して、特にWDMの候補として新鮮な溶岩を探索します。溶岩が実際に暖かく（噴火が終わってから数か月間、自由に流れ、温度を維持し、1000Kで、草に火をつけ、4mの距離で眉毛が焦げるのを感じることができる）、十分に切り離されると暗くなることを直接確認します。その生産源。
SPT-3Gを使用したアクシオンのような時間依存の宇宙複屈折の検索
| Title |
Searching_for_axion-like_time-dependent_cosmic_birefringence_with_SPT-3G |
| Authors |
K._R._Ferguson,_A._J._Anderson,_N._Whitehorn,_P._A._R._Ade,_M._Archipley,_J._S._Avva,_L._Balkenhol,_K._Benabed,_A._N._Bender,_B._A._Benson,_F._Bianchini,_L._E._Bleem,_F._R._Bouchet,_E._Camphuis,_J._E._Carlstrom,_T._W._Cecil,_C._L._Chang,_P._Chaubal,_P._M._Chichura,_T.-L._Chou,_T._M._Crawford,_A._Cukierman,_C._Daley,_T._de_Haan,_K._Dibert,_M._A._Dobbs,_D._Dutcher,_W._Everett,_C._Feng,_A._Foster,_S._Galli,_A._E._Gambrel,_R._W._Gardner,_N._Goeckner-Wald,_R._Gualtieri,_S._Guns,_N._W._Halverson,_E._Hivon,_G._P._Holder,_W._L._Holzapfel,_J._C._Hood,_N._Huang,_L._Knox,_M._Korman,_C.-L._Kuo,_A._T._Lee,_A._E._Lowitz,_C._Lu,_M._Millea,_J._Montgomery,_T._Natoli,_G._I._Noble,_V._Novosad,_Y._Omori,_S._Padin,_Z._Pan,_K._Prabhu,_W._Quan,_A._Rahlin,_C._L._Reichardt,_M._Rouble,_J._E._Ruhl,_E._Schiappucci,_G._Smecher,_J._A._Sobrin,_A._Suzuki,_C._Tandoi,_K._L._Thompson,_B._Thorne,_C._Tucker,_C._Umilta,_J._D._Vieira,_G._Wang,_W._L._K._Wu,_V._Yefremenko,_and_M._R._Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.16567 |
超軽量アクシオン様粒子（ALP）は、$\Lambda$CDM予測と宇宙論的観測との間の小規模な不一致を解決する可能性があるため、暗黒物質の候補として魅力的です。アクシオン-光子結合は、ALPフィールドを通過する直線偏光光子に旋光を引き起こします。したがって、局所的なALP暗黒物質場が時間内に振動すると、離れた静的偏光源がALP質量に比例した周波数で振動しているように見えます。南極点望遠鏡の現在の受信機であるSPT-3Gからの宇宙マイクロ波背景放射の観測を使用して、おおよその質量範囲にわたるアクシオン-光子結合定数$g_{\phi\gamma}$の値の上限を設定します。$10^{-22}-10^{-19}$eV、12時間から100日の振動周期に対応します。1〜100日の期間（$4.7\times10^{-22}\text{eV}\leqm_\phi\leq4.7\times10^{-20}\text{eV}$）、制限はほぼ一定で、中央値95％CLを設定します0.071度の空の偏光回転の振幅の上限。暗黒物質が$0.3\text{GeV/cm}^3$の局所暗黒物質密度を持つ単一のALP種を含むと仮定すると、これは$g_{\phi\gamma}<1.18\times10^{-12}\に対応します。text{GeV}^{-1}\times\left（\frac{m_{\phi}}{1.0\times10^{-21}\text{eV}}\right）$。これらの新しい制限は、同じ効果を使用して設定された以前の最強の制限を約3.8倍改善したことを表しています。
21cmIntensityMapping（IM）は、宇宙論的調査を実施し、z=0からzまでの広範囲のEoR後の赤方偏移にわたって宇宙の物質の3D分布をマッピングするための費用効果の高い方法として約15年前に提案されました。=6。それ以来、CHIMEやTianlaiなどの多くのパスファインダー機器が構築されてきました。次世代の実験では、数千のアンテナを備えたさらに大きなアレイが検討されている一方で、他のいくつかのもの（HIRAX、CHORD、BINGO）が今後数年間で試運転される予定です。宇宙の再電離の時代（EoR）の21cmの宇宙論を簡単にレビューし、その後、後期宇宙論のIMに焦点を当てます。宇宙論モデル、暗黒エネルギー、インフレを制約するこの手法のいくつかの約束を提示した後、IM調査の機器的および科学的課題のいくつかを確認します。論文の第2部では、進行中および将来の実験の概要と、GBT、CHIME、およびTianlaiによる最近の結果を示します。
原始確率的重力波背景異方性：in-in形式化と応用
| Title |
Primordial_Stochastic_Gravitational_Wave_Background_Anisotropies:_in-in_Formalization_and_Applications |
| Authors |
Ema_Dimastrogiovanni,_Matteo_Fasiello,_Lucas_Pinol |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.17192 |
非自明な圧搾成分をサポートするスカラー（テンソル）-テンソル-テンソル型の原始的な非ガウス性は、確率的重力波の背景に異方性を誘発することが知られています。この文脈で初めて、宇宙論的相関関数のインイン形式を利用することにより、このような異方性の明示的な形式を導き出します。一般的な方法を説明し、それを最小のシングルフィールドスローロールの場合に使用した後、それをマルチフィールドモデルに適用し、ツリーレベルと1ループの両方の例を示します。まず、インフレーション中に余分なスピン2フィールドが存在するため、異方性に関する以前の結果と接触します。次に、いわゆる超固体インフレのコンテキストで1ループスカラーテンソルテンソル3点関数を計算します。対応する重力波の異方性は、検出に十分な大きさの重力信号の上に誘導されます。
高次統計量による銀河ハロー接続の制約
| Title |
Constraining_galaxy-halo_connection_with_high-order_statistics |
| Authors |
Hanyu_Zhang,_Lado_Samushia,_David_Brooks,_Axel_de_la_Macorra,_Peter_Doel,_Enrique_Gazta\~naga,_Satya_Gontcho_A_Gontcho,_Klaus_Honscheid,_Robert_Kehoe,_Theodore_Kisner,_Aaron_Meisner,_Claire_Poppett,_Michael_Schubnell,_Gregory_Tarle,_Kai_Zhang,_Hu_Zou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.17214 |
銀河ハロー接続を制約する際に3点統計を使用して調査します。一部の銀河サンプルでは、ハロー占有分布パラメーターの制約が3点関数信号（2点の対応物よりも）によって支配されていることを示します。これは、暗黒エネルギー分光装置（DESI）調査の対象となる発光赤銀河（LRG）、輝線銀河（ELG）、およびクエーサー（QSO）に対応する模擬カタログで実証されています。データの立方Gpcから測定された最大20$h^{-1}$Mpc未満の三角形の辺の投影された3点関数は、$0.46$％の精度でLRGの特徴的な最小質量を制約できます。比較のために、予測された2点関数からの同様の制約は$1.55$％です。ELGおよびQSOターゲットの改善はより控えめです。QSOの場合、サンプルの高いショットノイズが原因であり、ELGの場合、これはホストハローのハロー質量の範囲が原因です。パイプラインで最も時間のかかる部分は、3点関数の測定です。3点解析に必要な計算時間を大幅に短縮するために、2点関数の以前の作業で提案された集計方法を採用しています。
ホットビッグバン宇宙論の文脈の中で、現在低エネルギーのニュートリノの宇宙背景放射は、宇宙背景放射の光子と協調して存在すると予測されています。宇宙ニュートリノの数密度は、宇宙背景放射の光子の数密度と同じオーダーです。それはニュートリノを宇宙で2番目に豊富な粒子種にします。初期の宇宙では、これらのニュートリノが非常に相対論的であったとき、宇宙の最終的な構造と進化を決定する上でのそれらの効果は重要でした。
おうし座のタウリン。宇宙でのコーヒーの過剰カフェイン検索
| Title |
Taurine_in_Taurus._An_Over-Caffeinated_Search_for_Coffee_in_Space |
| Authors |
Christian_Eistrup,_{\L}ukasz_A._Tychoniec,_Iris_Nijman,_Marta_Paula_Tychoniec,_Siroon_Bekkering,_Anna_Gaca |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.16598 |
カフェインは疲れた目を開き、集中力を高めることができます。さらに、過剰なカフェインはエラーにつながる可能性がありますが、30時間の睡眠不足と500mgのカフェインが体内になければ起こらなかったかもしれない予期しない発見にもつながる可能性があります。この論文はまさにそのような発見を提示します。新たに空になった私たちのコーヒーカップをじっと見つめていると、その考えが私たちを襲いました。それは宇宙のコーヒーです。カフェインだけが鍵ではないかもしれません。HLタウ、おうし座、雄牛...タウリン！私たちは新しい注ぎ込みのためにいくつかの赤いバーボンを挽いて、わずか1/4日で新しいコーヒーの画期的な大規模な天体コミカルタウリンテスター実験（LATTE）を開発しました。私たちは素晴らしい発見をするチャンスについて強気に感じました！LATTEを設置し、有名な若いスターHLTauを狙いました。そこには、宇宙のフラットホワイトのカップの輪郭を美しく描く豊富なタウリンガスがあり、HLTauのリング構造はラテアートであることが判明しました。巧みな宇宙バリスタ。宇宙でのコーヒーの最初のロブスタ発見。コーヒーと言えば、素敵なホットカップを持っていることを願っています。この豆挽き紙の最後までしゃれをすることをお勧めします。
ずっと下の牛（牛）I：牛ベースの小惑星はメタンの大気をサポートできますか？
| Title |
COWS_all_tHE_way_Down_(COWSHED)_I:_Could_cow_based_planetoids_support_methane_atmospheres? |
| Authors |
William_J._Roper,_Todd_L._Cook,_Violetta_Korbina,_Jussi_K._Kuusisto,_Roisin_O'Connor,_Stephen_D._Riggs,_David_J._Turner,_Reese_Wilkinson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.16609 |
多くの場合、昼食時の会話は奇妙で未知の領域に向きを変えます。まれに、これらの会話のフロンティアは、私たちが住んでいる宇宙についての深い洞察につながる可能性があります。このホワイトペーパーでは、そのような会話の成果について詳しく説明します。この論文では、次の質問に答えます。惑星の群れによって生成されるメタンの雰囲気をサポートする、完全に牛で構成される小惑星を形成するには、何頭の牛が必要ですか。牛の飼育を支える必要な仮定と理論を提示するだけでなく、そのような偉業の実行可能性と達成への影響についての徹底的な（そしてかなり堅固な）議論も提示します。
エンケラドスの氷殻の半球対称性の破れを推進する上での海洋循環の役割
| Title |
The_role_of_ocean_circulation_in_driving_hemispheric_symmetry_breaking_of_the_ice_shell_of_Enceladus |
| Authors |
Wanying_Kang,_Suyash_Bire_and_John_Marshall |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.16611 |
エンケラドスの氷の殻は、その軌道構成がほぼ完全に対称であるにもかかわらず、その半球間で強い非対称性を示し、すべての間欠泉が南極に集中しています。さまざまな海洋塩分とコア/シェル加熱パーティションにわたる海洋循環を調査することにより、半球対称性の破れにおける氷と海洋の相互作用の役割を研究します。（i）氷殻が主要な熱源である場合、赤道横断的な海洋熱輸送によって非対称性が強化され、（ii）海洋熱輸送の大きさは世界の熱生成に匹敵し、氷殻の進化と平衡状態、および（iii）融解と海洋循環の間の正のフィードバックにより、複数の平衡状態が存在する可能性があります。
氷の海の世界では、サイズが重要です！
氷の世界の氷の殻と地下の海は強く結びついています-氷の厚さの勾配によって引き起こされる氷の殻からの熱と塩分のフラックスが海の循環を促進し、次に、海洋の循環による熱輸送が氷の殻を形作ります。近い将来の測定は氷の殻の上に制限されたままになる可能性が高いため、この海洋と氷の相互作用を理解することは非常に重要です。オーシャンボックスモデルと2D海洋循環をシミュレートする一連の実験を使用して、重力の強い大きな氷の衛星は、同じ氷殻地形の下でより強い海洋熱輸送を持つ傾向があることがわかります。その結果、平衡氷殻の形状は、サイズが大きい衛星ではより平坦になると予想され、その逆も同様です。この発見は、エンケラドスとエウロパで観察された氷の殻の形状とおおむね一致しています。
KMT-2021-BLG-1077L：マイクロレンズ法によって検出された5番目に確認された多惑星系
| Title |
KMT-2021-BLG-1077L:_The_fifth_confirmed_multiplanetary_system_detected_by_microlensing |
| Authors |
Cheongho_Han,_Andrew_Gould,_Ian_A._Bond,_Youn_Kil_Jung,_Michael_D._Albrow,_Sun-Ju_Chung,_Kyu-Ha_Hwang,_Yoon-Hyun_Ryu,_In-Gu_Shin,_Yossi_Shvartzvald,_Jennifer_C._Yee,_Weicheng_Zang,_Sang-Mok_Cha,_Dong-Jin_Kim,_Seung-Lee_Kim,_Chung-Uk_Lee,_Dong-Joo_Lee,_Yongseok_Lee,_Byeong-Gon_Park,_Richard_W._Pogge,_Doeon_Kim,_Fumio_Abe,_Richard_K._Barry,_David_P._Bennett,_Aparna_Bhattacharya,_Hirosane_Fujii,_Akihiko_Fukui,_Yuki_Hirao,_Yoshitaka_Itow,_Rintaro_Kirikawa,_Naoki_Koshimoto,_Iona_Kondo,_Yutaka_Matsubara,_Sho_Matsumoto,_Shota_Miyazaki,_Yasushi_Muraki,_Greg_Olmschenk,_Arisa_Okamura,_Cl\'ement_Ranc,_Nicholas_J._Rattenbury,_Yuki_Satoh,_Stela_Ishitani_Silva,_Takahiro_Sumi,_Daisuke_Suzuki,_Taiga_Toda,_Paul_J._Tristram,_Aikaterini_Vandorou,_Hibiki_Yama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.16734 |
高倍率マイクロレンズイベントKMT-2021-BLG-1077は、ピーク周辺の領域で微妙で複雑な異常パターンを示します。異常の性質を明らかにすることを目的として、イベントのレンズ光度曲線を分析します。さまざまなモデルをいくつかの解釈と組み合わせてテストします。この異常は、通常の3体（2L1Sおよび1L2S）モデルでは説明できないことがわかります。2L2Sモデルは、3体モデルと比較してフィット感を向上させますが、それでも顕著な残差が残ります。一方、3L1Sの解釈では、レンズの光度曲線のすべての主要な異常な特徴を説明するモデルが生成されます。3L1Sの解釈によると、プライマリに対するレンズコンパニオンの推定質量比は$\sim1.56\times10^{-3}$と$\sim1.75\times10^{-3}$であり、これは$に対応します。\sim1.6$と$\sim1.8$は、それぞれ木星/太陽の質量比の倍です。したがって、レンズは2つの巨大な惑星を含む多惑星システムです。イベントの時間スケールとアインシュタイン半径の角度の制約により、レンズシステムのホストは、質量が$M_{\rmh}の中〜後期のMスペクトル型の低質量星であることがわかります。=0.14^{+0.19}_{-0.07}〜M_\odot$であり、質量が$M_{\rmp_1}=0.22^{+0.31}_{-0.12}〜M_{の2つの巨大ガス惑星をホストしています。\rmJ}$および$M_{\rmp_2}=0.25^{+0.35}_{-0.13}〜M_{\rmJ}$。惑星はホストの雪線の向こう側にあり、$a_{\perp、{\rmp}_1}=1.26^{+1.41}_{-1.08}〜{\rmAU}$と$a_{の分離が予測されています。\perp、{\rmp}_2}=0.93^{+1.05}_{-0.80}〜{\rmAU}$。惑星系は、$D_{\rmL}=8.24^{+1.02}_{-1.16}〜{\rmkpc}$の距離にある銀河バルジに存在します。イベントのレンズは、OGLE-2006-BLG-109L、OGLE-2012-BLG-0026L、OGLE-2018-BLG-1011L、およびOGLE-2019-BLG-0468Lに続くマイクロレンズによって検出された5番目に確認された多惑星システムです。
COライン観測からのガスディスクサイズ：角運動量進化のテスト
| Title |
Gas_Disk_Sizes_from_CO_Line_Observations:_A_Test_of_Angular_Momentum_Evolution |
| Authors |
Feng_Long,_Sean_M._Andrews,_Giovanni_Rosotti,_Daniel_Harsono,_Paola_Pinilla,_David_J._Wilner,_Karin_I_\"Oberg,_Richard_Teague,_Leon_Trapman,_Beno\^it_Tabone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.16735 |
ディスクのサイズは、その進化に関する重要な情報をエンコードします。新しいサブミリ波アレイ（SMA）観測と、アーカイブのアタカマ大型ミリ波アレイ（ALMA）データを組み合わせて、質量0.15〜2\、$M_{\の星の周りの44個の原始惑星系円盤のサンプルのmm連続体とCO輝線サイズを分析します。odot}$近くのいくつかの星形成領域。$^{12}$COの輝線放射から測定されたサイズは、50から1000\、auに及びます。この範囲は、さまざまな$\alpha$値（主に$10^{-4}-10^{-3}$）および/または初期条件の広がりを持つ粘性進化モデルによって説明できます。ほとんどのディスクのCOサイズは、ディスクの角運動量を直接除去するMHD風モデルとも一致していますが、サンプル内の非常に拡張されたCOディスクを考慮するには、非常に大きな初期ディスクサイズが必要になります。このサンプルでは、0.5〜20\、Myrの恒星年齢にわたってCOサイズの進化は観察されないため、ディスク進化の主要なメカニズムを決定するには、より若いシステムとより進化したシステムの両方について、より完全なサンプルが必要になります。CO排出量は、平均係数$2.9\pm1.2$だけ、連続排出量よりも普遍的に拡張されていることがわかります。連続体のサイズに対するCOの比率は、恒星の質量、mmの連続体の光度、または下部構造の特性に関する傾向を示していません。GOTauディスクは、このサンプルで最も拡張されたCO排出量を持ち、連続体サイズに対するCOの比率は7.6と極端です。サンプル内の7つの追加ディスクは、大きなサイズ比（$\gtrsim4$）を示しており、これは、実質的な放射状ドリフトの明らかな兆候として解釈されます。
現在、冥王星とカロンは自転と公転状態にあり、冥王星とカロンのスピン速度と軌道平均運動の比は$1$です。冥王星-カロンで潮汐進化の影響をテストし、初期状態の可能性を$\Deltat$モデルと$Q$モデルに登録します。$\Deltat$モデルでは、潮汐進化方程式に不要なオーバーシュートがあるため、$Q$モデルのより正確な潮汐進化方程式を見つけます。さらに、傾斜の影響を考慮し、高い半主軸と高い離心率を持つモデルについて説明します。
PEPSI太陽系外惑星トランジットサーベイ（PETS）I：スーパーアース55番星のケイ酸塩大気の存在の調査
| Title |
The_PEPSI_Exoplanet_Transit_Survey_(PETS)_I:_Investigating_the_presence_of_a_silicate_atmosphere_on_the_super-Earth_55_Cnc_e |
| Authors |
Engin_Keles,_Matthias_Mallonn,_Daniel_Kitzmann,_Katja_Poppenhaeger,_H._Jens_Hoeijmakers,_Ilya_Ilyin,_Xanthippi_Alexoudi,_Thorsten_A._Carroll,_Julian_Alvarado-Gomez,_Laura_Ketzer,_Aldo_S._Bonomo,_Francesco_Borsa,_Scott_Gaudi,_Thomas_Henning,_Luca_Malavolta,_Karan_Molaverdikhani,_Valerio_Nascimbeni,_Jennifer_Patience,_Lorenzo_Pino,_Gaetano_Scandariato,_Everett_Schlawin,_Evgenya_Shkolnik,_Daniela_Sicilia,_Alessandro_Sozzetti,_Mary_G._Foster,_Christian_Veillet,_Ji_Wang,_Fei_Yan,_Klaus_G._Strassmeier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.16856 |
太陽系外惑星、特にそれらの大気の研究は、特定の大気種を特定することによって、それらの進化に関する重要な洞察を明らかにすることができます。このような大気の調査では、特に木星型の惑星で、高分解能透過分光法が大きな成功を収めています。小さな惑星の大気特性に向けて、スーパーアースの太陽系外惑星55Cnceは、これまでに研究された中で最も有望な地球型外惑星の1つです。ここでは、大双眼望遠鏡のPEPSI装置で取得した、この惑星の高解像度分光通過観測を紹介します。かに座55番星の表面に地球のような地殻種が存在し、そこからケイ酸塩蒸気大気が発生した可能性があると仮定して、Fe、Fe+、Caなどのさまざまな原子およびイオン化種の吸収を透過スペクトルで検索します。、Ca+、Mg、Kなど。調査したどの種の吸収も検出されなかったため、中央値1.9xRPで吸収限界を設定できます。結論として、このスーパーアース上で広く拡張されたケイ酸塩エンベロープがいくつかの惑星の半径に達しているという証拠は見つかりません。
ケプラーK2キャンペーン9：II。マイクロレンズを使用した太陽系外惑星の最初の宇宙ベースの発見
| Title |
Kepler_K2_Campaign_9:_II._First_space-based_discovery_of_an_exoplanet_using_microlensing |
| Authors |
D._Specht,_R._Poleski,_M.T._Penny,_E._Kerins,_I._McDonald,_Chung-Uk_Lee,_A._Udalski,_I.A._Bond,_Y._Shvartzvald,_Weicheng_Zang,_R.A._Street,_D.W._Hogg,_B.S._Gaudi,_T._Barclay,_G._Barentsen,_S.B._Howell,_F._Mullally,_C.B._Henderson,_S.T._Bryson,_D.A._Caldwell,_M.R._Haas,_J.E._Van_Cleve,_K._Larson,_K._McCalmont,_C._Peterson,_D._Putnam,_S._Ross,_M._Packard,_L._Reedy,_Michael_D._Albrow,_Sun-Ju_Chung,_Youn_Kil_Jung,_Andrew_Gould,_Cheongho_Han,_Kyu-Ha_Hwang,_Yoon-Hyun_Ryu,_In-Gu_Shin,_Hongjing_Yang,_Jennifer_C._Yee,_Sang-Mok_Cha,_Dong-Jin_Kim,_Seung-Lee_Kim,_Dong-Joo_Lee,_Yongseok_Lee,_Byeong-Gon_Park,_Richard_W._Pogge,_M.K._Szyma\'nski,_I._Soszy\'nski,_K._Ulaczyk,_P._Pietrukowicz,_Sz._Kozlowski,_J._Skowron,_P._Mr\'oz,_Shude_Mao,_Pascal_Fouqu\'e,_Wei_Zhu,_F._Abe,_R._Barry,_D.P._Bennett,_A._Bhattacharya,_et_al._(26_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.16959 |
KeplerK2ミッション（K2C9）のキャンペーン9から収集されたデータのブラインド検索から、バインドされた太陽系外惑星マイクロレンズイベントの発見について報告します。K2-2016-BLG-0005Lbは、K2C9データで解決される苛性アルカリの入口と出口を備えた、高密度にサンプリングされたバイナリの苛性アルカリ交差マイクロレンズイベントであり、レンズソースの相対的な固有運動を測定できます。バイナリマイクロレンズモデルをK2データセットに適合させ、カナダ-フランス-ハワイ望遠鏡（CFHT）、天体物理学におけるマイクロレンズ観測（MOA-2）、韓国の光学重力レンズ実験（OGLE-IV）からの同時観測に適合させました。マイクロレンズ望遠鏡ネットワーク（KMTNet）、および英国赤外線望遠鏡（UKIRT）。地上のデータはバイナリコースティックをまばらにサンプリングするだけですが、視差を明確に検出できるため、マイクロレンズの質量-位置-速度の縮退を完全に解消し、惑星の質量を直接測定できます。ホストの質量は$0.58\pm0.03〜{\rmM}_\odot$で、惑星の質量は$1.1\pm0.1〜{\rmM_J}$です。このシステムは、地球から銀河バルジに向かって$5.2\pm0.2〜$kpcの距離にあります。惑星とそのホストからの予測される物理的分離は、$4.2\pm0.3〜$auであることがわかります。これは、円軌道の場合、$a=4.4^{+1.9}_{-0.4}〜$auおよび期間$Pに対応します。=13^{+9}_{-2}〜$yr、K2-2016-BLG-0005Lbを木星に近いアナログにします。以前の太陽系外惑星のマイクロレンズイベントには宇宙ベースのデータが含まれていましたが、このイベントは、宇宙ベースのデータから発見された最初のバインドされた太陽系外惑星です。マイクロレンズ研究用に設計されていない宇宙望遠鏡を通してさえ、この結果は、宇宙から可能である連続的で高ケイデンスの時間サンプリングから来る太陽系外惑星マイクロレンズ発見の利点を浮き彫りにします。（要約）。
斜めのスーパーアースの影響における大気の喪失
平滑化された粒子流体力学を使用して、大気のない発射体と大気の豊富なターゲットの間のスーパーアース質量の岩石惑星の巨大な影響をモデル化します。この作業では、正面衝突から放牧衝突までの結果を示します。シミュレーションの結果は、大きく2つのカテゴリに分類されます。1）ターゲットと発射体からの材料を含む1つの主要な衝突後の残骸。2）「侵食性のひき逃げ」衝突から生じる2つの主要な衝突後の残骸。ターゲットの質量が変わらない理想的なひき逃げの定義とは対照的に、すべての衝突はターゲットの大気の少なくとも一部を除去しました。「ひき逃げ」衝突と、発射体とターゲットの降着/合流をもたらす衝突との境界は、予測される最接近点での相互脱出速度と強く相関していることがわかります。私たちの仕事は、単一の巨大な衝撃がすべての大気を取り除くことは非常にありそうもないことを示しています。すべての大気を除去するために、正面からの衝撃は、大まかに壊滅的な破壊のエネルギーを必要とし（つまり、システム全体の質量の半分の永久的な放出）、マントルの重大な侵食をもたらします。より一般的な、より高い衝撃角の衝突は、正面衝突よりも大気除去の効率が低いことを示しています。したがって、惑星の形成中に、惑星を実質的に破壊することなくすべての大気を除去する単一の衝突は予想されません。
私たちの太陽系内で太陽系外惑星を発見する可能性について
太陽系外惑星の発見率は、およそ39か月ごとに倍増しており、銀河内の太陽系外惑星の数が急増していることを示していることが以前から示唆されていました。この論文では、天の川の宇宙の有限性のために、これらの太陽系外惑星の1つが私たちの太陽系内で見つかる可能性がますます高くなると仮定します。2146年12月9日金曜日にこの発生パス50\％のオッズを計算します。さらに、この太陽系外惑星が発見される可能性のある場所に影響を与えるための新しい方法を提案し、発見の考えられる欠点に注意し、最後に、以前に仮定された「太陽系外惑星」がどのように特異点（比喩的および文字通りの両方）を回避することができます。
マルチプラネットシステムの唯一のスーパーパフ：コールドスーパーパフの許容物理パラメータの調査HIP 41378 f
| Title |
A_Multi-Planet_System's_Sole_Super-Puff:_Exploring_Allowable_Physical_Parameters_for_the_Cold_Super-Puff_HIP_41378_f |
| Authors |
Michelle_Belkovski,_Juliette_Becker,_Alex_Howe,_Isaac_Malsky,_Konstantin_Batygin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.17180 |
既知の太陽系外惑星の人口調査は、発泡スチロールよりも密度が低いものから鉄よりも密度が高いものまでの範囲に及ぶように測定された密度を含む、さまざまな物理的パラメーターを示しています。これらの密度は、内部構造の多様性を表しています。この驚異的な多様性にもかかわらず、最近の分析は、共通の星を周回する惑星の密度が顕著な均一性を示すことを示しました。これに対する魅力的な例外は、システムHIP41378（K2-93としても知られています）です。これには、スーパーパフ惑星HIP41378fと、より一般的なかさ密度を持ついくつかの惑星が含まれています。このシステムの密度の範囲は、どの物理的プロセスがこのシステムの異なる惑星構造の原因であるかという問題を提起します。この論文では、HIP41378システムの惑星の密度が、ホスト星が進化し、その後、惑星の大気が日射量の変化によって影響を受けるにつれて、時間の経過とともにどのように変化するかを検討します。また、測定された惑星パラメータに基づいてHIP41378fの許容コア質量の範囲を示し、現在の低密度の説明として、HIP41378fの周りに惑星リングが存在する可能性についてコメントします。
Exop（lan）etsの最初の検出：ズームでの最も流暢なトランジットの観測とフォローアップ
| Title |
First_Detections_of_Exop(lan)ets:_Observations_and_Follow-Ups_of_the_Floofiest_Transits_on_Zoom |
| Authors |
Sabina_Sagynbayeva,_Briley_L._Lewis,_Graham_M._Doskoch,_Ali_Crisp,_Catherine_A._Clark,_Katya_Gozman,_Gourav_Khullar,_Haley_Wahl,_Jenny_K._Calahan,_Mark_Popinchalk,_Samuel_Factor,_Macy_Huston,_Pratik_Gandhi,_Isabella_Trierweiler,_Suchitra_Narayanan,_Jonathan_Brande,_Michael_M._Foley,_Olivia_R._Cooper,_Ben_Cassese |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.17185 |
2020年代に科学を行う手段としてのオンラインズーム会議の急増に伴い、天文学者は新しい予期しない臨機目標（ToO）の観測を行いました。これらのToOの主なものは、exop（lan）ets、つまり「exopets」の観察です。マヨルガらの仕事に基づいて。（2021）-その研究は「浮かぶ」物体の回転変化を特徴づけました-私たちは太陽系外惑星の通過に使用されるものと同様の方法を使用して太陽系外惑星をモデル化します。このようなエキソペットズームが2022年2月に市民科学プログラムを通過するために収集されたデータを提示します。データセットには、エキソペットの色、浮力、通過時間、イベント中にカバーされたズーム画面の割合などのパラメータが含まれます。一部のターゲットについては、マイクロレンズ法と直接イメージングデータも提示します。トランジット、マイクロレンズ、および直接イメージングイベントとしての62のエキソペット観測のモデリングの結果を使用して、質量、サイズ、軌道、色、および浮力などのエキソペット特性の推論について説明します。
その後のマイナーな合併に対する寒冷前線の崩壊の回復力
| Title |
Resilience_of_Sloshing_Cold_Fronts_against_Subsequent_Minor_Mergers |
| Authors |
Iraj_Vaezzadeh,_Elke_Roediger,_Claire_Cashmore,_Matthew_Hunt,_John_ZuHone,_William_Forman,_Christine_Jones,_Ralph_Kraft,_Paul_Nulsen,_Yuanyuan_Su,_Eugene_Churazov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.16541 |
銀河団では、マイナーな合併が一般的です。それらは、銀河団ガス（ICM）に寒冷前線（SCF）を発生させる可能性があります。ただし、その後のマイナーな合併に対するSCFの回復力は不明です。ここでは、軸外のマイナーな合併によって確立されたSCFが、その後のマイナーな合併によってどの程度中断されるかを調査します。理想化されたトリプルクラスター合併の13の流体力学+N体シミュレーションのスイートを実行します。このシミュレーションでは、3次クラスターのアプローチ方向と衝突パラメーターを変更します。三次クラスターの最初のコア通過後の約1Gyrを除いて、すべての合併構成に明確なSCFが存在します。その後の正面からのマイナーな合併はSCFの数を大幅に減らしますが、その後の軸外のマイナーな合併はSCFの数を適度に減らすだけです。特に、外側（>〜500kpc）のSCFは弾力性があります。この作業の結果は、SCFがマイナーな合併の過程で容易に形成され、さらにマイナーな合併が行われたとしても長寿命であることを示しています。したがって、SCFはどこにでもあるはずですが、観察されたSCFに基づいて特定のクラスターの合併履歴を導き出すことは、以前考えられていたよりも複雑になる可能性があります。
銀河系の分野で合併した星からの連星ブラックホールの合併
| Title |
Binary_black_hole_mergers_from_merged_stars_in_the_galactic_field |
| Authors |
Jakob_Stegmann,_Fabio_Antonini,_Fabian_R._N._Schneider,_Vaibhav_Tiwari,_Debatri_Chattopadhyay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.16544 |
巨大な星の大部分は、（i）融合する傾向があり、（ii）別の遠方の三次星（三重）を伴う近接したバイナリーに見られます。ここでは、合併製品と三次コンパニオンで構成される恒星の合併後のバイナリの進化を研究します。外側の準主軸を持つコンパクトな恒星トリプルに由来する合併後のバイナリ$a_{\rmout、init}\lesssim10^1\、-\、10^2\、\rmAU$は、銀河系の分野でブラックホール連星の合併を形成します。人口合成により、ブラックホール連星の総合併率への寄与は$\mathcal{R}（z=0）=0.3\、-\、25.2\、\rmGpc^{-3}\と推定されます。、yr^{-1}$。恒星の合併後のバイナリから形成されるバイナリブラックホールの併合は、質量比が非常に低くなります。臨界質量比$q\simeq0.5$を特定します。これを下回ると、フィールドでのブラックホールの合体率の合計を支配します。それらの追加の寄与を含めた後、銀河系フィールドシナリオにおけるブラックホール連星の合体の質量比分布は、重力波検出から推測されたものとよりよく一致していることを示します。
$ \ boldsymbol
{Herschel}$とUNIONSを使用した宇宙赤外線背景放射$\、-\、$光学イメージング相互相関からの銀河形成に対する制約
| Title |
Constraints_on_galaxy_formation_from_the_cosmic-infrared-background$\,-\,$optical-imaging_cross-correlation_using_$\boldsymbol{Herschel}$_and_UNIONS |
| Authors |
Seunghwan_Lim,_Ryley_Hill,_Douglas_Scott,_Ludovic_van_Waerbeke,_Jean-Charles_Cuillandre,_Raymond_G._Carlberg,_Nora_Elisa_Chisari,_Andrej_Dvornik,_Thomas_Erben,_Stephen_Gwyn,_Alan_W._McConnachie,_Marc-Antoine_Miville-Desch\^enes,_Angus_H._Wright,_Pierre-Alain_Duc |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.16545 |
$\it{Herschel}$-SPIREイメージングと、紫外線近赤外光学北部サーベイ（UNIONS）のカナダ-フランスイメージングサーベイ（CFIS）低表面輝度データ製品を使用して、宇宙赤外線背景放射間の相互相関を示します。宇宙赤外線背景放射。結合された空の面積が$91\、{\rmdeg}^2$で、最小分解スケールが$18\、$arcsecの場合、クロススペクトルは2つのケースで測定されます。すべての銀河が画像に保持されます。または、個別に検出されたすべての銀河をマスクして、「背景」マップを作成します。$\gtrsim22\、\sigma$（バックグラウンドマップの場合は$\gtrsim18\、\sigma$）で相互相関信号が検出されたことを報告します。サブミリ波放射と相関する光学輝度変動の一部は、$r$帯域で$\simeq32.5\、{\rmmag}\、{\rmarcsec}^{-2}$のrms輝度に変換されます。、個々のソースでは通常到達できないレベル。重要な問題は、クロスパワースペクトルのどの部分が銀河シラスからの放射によって引き起こされる可能性があるかを判断することです。フィールドの1つでは、銀河系の汚染は銀河系外の信号よりも約10倍高く、汚染はいくつかの外部調査マップからの線形回帰を使用して推定されます。ただし、他の分野では、汚染は通常約20パーセントです。追加の判別式は、クロスパワースペクトルが近似形式$P（k）\propto1/k$であり、銀河シラスのスペクトルよりもはるかに浅いことです。結果をハローモデルフレームワークで解釈します。これは、銀河の星形成率のスケーリングに関する独立した測定値との良好な一致を示しています。この研究で提示されたアプローチは、FYST/CCATプライムと${\itEuclid}$またはVeraRubinObservatory（LSST）を組み合わせたような将来の調査に大きな期待を寄せています。これにより、星形成の進化の詳細な調査が可能になります。銀河。
Great Balls of FIRE II：天の川銀河における宇宙論的時間にわたる星団の進化と破壊
| Title |
Great_Balls_of_FIRE_II:_The_evolution_and_destruction_of_star_clusters_across_cosmic_time_in_a_Milky_Way-mass_galaxy |
| Authors |
Carl_L._Rodriguez,_Zachary_Hafen,_Michael_Y._Grudi\'c,_Astrid_Lamberts,_Kuldeep_Sharma,_Claude-Andr\'e_Faucher-Gigu\`ere,_Andrew_Wetzel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.16547 |
現世代の銀河シミュレーションは、高密度の星団の前駆体である個々の巨大な分子雲を解像することができます。しかし、これらの若い球状星団（YMC）の進化の運命、およびそれらが多くの銀河で観察される古い球状星団（GC）になることができるかどうかは、内部の動的プロセスと外部の銀河効果の複雑な相互作用によって決定されます。天の川銀河のFIRE-2MHDシミュレーションで形成された大規模な（$N\sim10^5-10^7$）星団の最初の星ごとの$N$-bodyモデルを提示します。宇宙シミュレーションから直接抽出された関連する初期条件と銀河潮汐効果の比較。Grudi\'cetal。から$>6\times10^4M_{\odot}$のYMCを895（$\sim30\％$）ランダムに選択します。2022年、クラスターモンテカルロコード、CMCを使用してそれらを現在に統合します。この手順は、148個のGCを備えたMWのようなシステムを予測します。これらのほとんどは、銀河における星形成の初期のバーストモード中に形成されました。私たちのGCは、天の川やM31のクラスターよりも若く、質量が小さく、コアが崩壊しています。これは、GCのホスト銀河の組み立て履歴と年齢と金属量の関係の直接的な結果です。若いクラスターは、より強い銀河潮汐力場で優先的に生まれ、最初はより少ない恒星質量ブラックホールを保持し、質量をより早く失い、コアに到達します。古いものよりも早く崩壊します。私たちの結果は、GCの質量とコア/半光半径は、内部の動的プロセスだけでなく、それらのホスト銀河の特定の進化の歴史によっても形作られていることを示唆しています。これらの結果は、現実的な恒星物理学を用いた$N$-body研究が、銀河系GCシステムの進化と現在の特性を理解するために重要であることを強調しています。
低金属量銀河における高熱ガスと高質量X線連星放出：初期宇宙における星雲イオン化と銀河間媒体加熱への影響
| Title |
Elevated_Hot_Gas_and_High-Mass_X-ray_Binary_Emission_in_Low_Metallicity_Galaxies:_Implications_for_Nebular_Ionization_and_Intergalactic_Medium_Heating_in_the_Early_Universe |
| Authors |
Bret_D._Lehmer,_Rafael_T._Eufrasio,_Antara_Basu-Zych,_Kristen_Garofali,_Woodrow_Gilbertson,_Andrei_Mesinger,_and_Mihoko_Yukita |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.16566 |
星形成に関連する高エネルギー放出は、低金属量スターバーストにおける星間物質（ISM）イオン化の重要な源として、また高赤方偏移（$z>8$）宇宙。$D\approx$〜200--450Mpcで、3〜9Gyr$^{-1}$の高い比星形成率と、$Z\approx0.3に近い金属量を持つ30個の銀河のサンプルのChandra観測を使用します。Z_\odot$、平均0.5〜8keVのスペクトル形状の新しい測定値と、単位星形成率（SFR）あたりの正規化を提供します。サンプルを組み合わせたX線スペクトルを高温ガスと高質量X線連星（HMXB）の母集団の組み合わせとしてモデル化し、それらの相対的な寄与を制限します。$\logL_{\rm0.5-8keV}^{\rmHMXB}$/SFR$=40.19\pm0.06$と$\logL_{\rm0.5-2keV}^{\rmのスケーリング関係を導き出しますガス}$/SFR$=39.58^{+0.17}_{-0.28}$;地域の関係に比べて大幅に上昇しています。HMXBのスケーリングも、文献に示されている$L_{\rm0.5-8keV}^{\rmHMXB}$-SFR-$Z$の関係よりもいくらか高くなっています。これは、銀河のHMXBの不明瞭さが比較的低く、若いためである可能性があります。X線発光星の種族。高温ガスのスケーリング関係の上昇は、金属の減少による減衰の減少が予想されるレベルにあります。ただし、$L_{\rm0.5-2keV}^{\rmgas}$-SFR-$Z$の関係は、ISM金属含有量の変化のみによって引き起こされると結論付けることはできません。最後に、X線からIR帯域にまたがる、SFRスケールのスペクトルモデル（創発的および内因的の両方）を提示し、初期宇宙におけるISMイオン化とIGM加熱の影響を研究するための新しいベンチマークを提供します。
GMRT ARChIve原子ガス調査（GARCIA）-I。パイロットサンプルからの調査の定義、方法論、および初期結果
| Title |
The_GMRT_ARChIve_Atomic_gas_survey_(GARCIA)-I._Survey_definition,_methodology_and_initial_results_from_the_pilot_sample |
| Authors |
Prerana_Biswas,_Narendra_Nath_Patra,_Nirupam_Roy_and_Md._Rashid |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.16584 |
銀河におけるHIの干渉観測は、近くの銀河の研究において極めて重要な役割を果たしました。一皿観測と比較して、銀河内のガスの分解された分布を前例のない分解能で提供します。過去に、近くの銀河のいくつかの大規模なHI調査が実施されました。しかし、それらのほとんどは、個々の努力のために100個未満の銀河で構成されています。一方、電波望遠鏡の現在のアーカイブには、少なくとも数百の銀河のデータが含まれています。これらのデータセットを最大限に活用するために、HIのジャイアントメーター波電波望遠鏡（GMRT）によって観測されたすべての銀河を含むサンプルを作成します。これにより、これまでで最大のサンプルである合計515個の銀河ができあがります。私たちはすべてのデータを均一に分析し、さまざまな刺激的な科学を実行するつもりです。パイロットプロジェクトとして、11個の銀河からのデータを分析し、この論文でデータ製品を紹介します。さらに、これらの銀河の中性ISMを調査し、多変量分解法を使用して冷相と温相を抽出します。このパイロットプロジェクトは、データの品質を保証します。これにより、完全なサンプルを使用して重要な科学調査を実行できるようになります。
カスプとコアを持つシミュレートされた銀河の回転曲線の多様性
| Title |
The_diversity_of_rotation_curves_of_simulated_galaxies_with_cusps_and_cores |
| Authors |
Finn_A._Roper,_Kyle_A._Oman,_Carlos_S._Frenk,_Alejandro_Ben\'itez-Llambay,_Julio_F._Navarro,_Isabel_M.E._Santos-Santos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.16652 |
$\Lambda$CDM宇宙論的流体力学シミュレーションを使用して、後期型矮小銀河のガス状円盤の運動学を調査します。EAGLE銀河形成モデルの2つのバリエーションで生成されたシミュレートされた矮星の高解像度21cmの「観測」を作成します。中央の「カスプ」は無傷で生き残ります。複数の視線に沿って各銀河を「観測」し、従来の傾斜リングアプローチを使用して各観測の回転曲線を導き出し、ガスの運動学をモデル化します。モデリングプロセスにより、復元された回転曲線と、主に（i）ディスク内の非円形ガス軌道によって駆動される実際の円速度曲線との間に体系的な不一致が生じることがわかります。（ii）ガス状ディスクの有限の厚さ。これにより、投影で異なる半径が重なります。（iii）動的平衡からの逸脱。暗黒物質の尖点を持つ矮星はしばしばコアを持っているように見えますが、逆のエラーはあまり一般的ではありません。これらの効果は、他のモデルが説明するのに苦労している観察された傾向を自然に再現します。より急上昇する回転曲線を持つ後期型の矮星は、内側の領域で暗黒物質が支配的であるように見えますが、反対はコアのような回転を持つ銀河で成り立つようです曲線。同様の効果が観測された矮星の回転曲線に影響を与える場合、すべての銀河がかなりの暗黒物質コアを持っている後期型の矮星集団は、現在の測定と互換性がない可能性が高いと結論付けます。
$ 0
最近のいくつかの文献は、銀河の塵の温度が、低赤方偏移と高赤方偏移の間のより暖かい（またはより冷たい）スペクトルエネルギー分布（SED）に向かって進化していると主張しています。これらの結論は、理論モデルと経験的測定の両方に基づいています。このような主張は互いに矛盾する場合があり、サンプルやSEDフィッティング手法に偏りが生じやすい傾向があります。直接比較を困難にしているのは、銀河の赤外線/ミリメートルSEDをフィッティングするための統一されたアプローチがないことです。ここでは、PythonベースのSEDフィッティング手順であるMCIRSEDを使用して、銀河のダスト温度の測定を標準化することを目指しています。IRAS、Herschel、およびScuba-2によって観測された参照データセットを利用して、$z\sim2$への赤方偏移の進化をテストします。作業をL$_{IR}$-$\lambda_{peak}$平面に固定します。ここでは、IRの光度とレストフレームのピーク波長（光度加重ダストの観測プロキシ）の間に経験的に観測された反相関があります。温度）$\lambda_{peak}=\lambda_{t}（{L_{IR}}/{L_{t}}）^{\eta}$となるように、$\eta=-0.09\pm0.01$、L$_{t}=10^{12}$L$_{\odot}$、および$\lambda_{t}=92\pm2\mu$m。$0<z<2$からの固定L$_{IR}$で、99.99％を超える信頼度で、銀河の温度、つまり$\lambda_{peak}$の赤方偏移の進化の証拠は見つかりません。私たちの発見は、固定された恒星の質量でのダスト温度の進化を排除するものではありません。これは、進化しないL$_{IR}$-$\lambda_{peak}$関係と強く進化するSFR-M$_\star$から予想されます。関係。与えられたL$_{IR}$での塵の温度の幅は、銀河の塵の形状とサイズの変化によって引き起こされる可能性が高く、進化しません。より高い赤方偏移（$z\sim5-6$）に向けたL$_{IR}$-$\lambda_{peak}$の進化をテストするには、銀河のピーク付近のダストSEDをより適切にサンプリングする必要があります（観測された$\sim$200-600$\mu$m）$<$1mJyの感度。これは、現在の計装に重大な課題をもたらします。
X線観測はクエーサーの光学UVベースの降着率の推定を改善できますか？
| Title |
Can_X-ray_Observations_Improve_Optical-UV-based_Accretion-Rate_Estimates_for_Quasars? |
| Authors |
Andrea_Marlar_(1),_Ohad_Shemmer_(1),_Michael_S._Brotherton_(2),_Gordon_T._Richards_(3),_Cooper_Dix_(1)_((1)_U._North_Texas,_(2)_U._Wyoming,_(3)_Drexel_U.) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.16671 |
クエーサーの正規化された降着率（L/L_Edd）の現在の推定値は、広い光UV輝線（H$\beta$やMgII$\lambda2800$など）の速度幅の測定に依存しています。ただし、このような線は、最も遠いクエーサーでは弱いかアクセスできない傾向があり、$z>6$でのL/L_Edd推定の不確実性が高まります。H$\beta$とCIV$\lambda1549$の分光法、および{\slChandra}カバレッジを持つ、53の電波が静かなクエーサーの厳選されたサンプルを利用して、特にクエーサーの堅牢な降着率インジケーターを検索しました。最もアクセスしやすい赤方偏移（$z\sim6-7$）。私たちの分析では、H$\beta$ベースのL/L_Edd、CIVの等価幅（EW）、および光学からX線へのスペクトル勾配（a_ox）の間の関係を調査しました。私たちの結果は、EW（CIV）がH$\beta$ベースのL/L_Eddパラメータの最も強力な指標であり、以前の研究と一致していることを示しています。この関係を改善するa_oxパラメーターの証拠は見つかりません。また、a_oxとH$\beta$ベースのL/L_Eddの間に有意な相関関係は見つかりません。この改善された関係の欠如は、サンプルの制限を明らかにする可能性があります。$z\gtrsim1$にある追加の光源のX線観察により、アーカイブサンプルに固有のバイアスを軽減し、X線データがL/L_Edd推定を改善できるかどうかをテストできる可能性があります。さらに、私たちの線源のより深いX線観測は、偏りのないL/L_Edd指標と見なされる硬X線べき乗則光子指数（$\Gamma$）の正確な測定を提供する可能性があります。EW（CIV）とa_oxと$\Gamma$ベースのL/L_Eddとの相関により、クエーサーの正規化された降着率のよりロバストな予測が得られる可能性があります。
高質量星形成領域DR21（OH）におけるクラスIメタノールメーザーの長期変動
| Title |
Long-term_variability_of_Class_I_methanol_masers_in_the_high_mass_star_forming_region_DR21(OH) |
| Authors |
Nycole_Wenner,_A._P._Sarma,_E._Momjian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.16672 |
質量の大きい星は星間物質で重要な役割を果たしますが、それらの形成についてはまだ多くのことがわかっていません。クラスIメタノールメーザーは、高質量星形成の初期段階のユニークなトレーサーである可能性があり、そのようなメーザーをよりよく理解することで、高質量星形成プロセスのより効果的なプローブとして使用できるようになります。高質量星形成領域DR21（OH）に向けた44GHzでのクラスIメタノールメーザーの長期変動の調査を提示します。2017年から2012年に行われた観測と、文献からの2001年のデータを比較します。2017年のデータでは、合計57のメーザースポットが見つかりました。中心速度は-8.65km/sから+2.56km/sの範囲です。メーザーは西葉と東葉に配置されており、各葉には弓のように見える2つの弧があり、以前の観察結果と一致しています。一般的な傾向は、2001年から2012年にかけて強度が増加し、2012年から2017年にかけて減少することです。変動は、外側の弧よりも西葉の内側の弧でより一般的であるように見えます。これは一時的な降着の結果である可能性があり、その後の降着イベントにより、2001年以降のある時点で衝撃が内弧に達した物質が放出されたと推測されます。クラスIメタノールメーザーは長い時間スケールで変動すると結論付けます。（5-10年のオーダー）。
M31の北東棚にある赤色巨星分枝の運動学と金属量
| Title |
Kinematics_and_Metallicity_of_Red_Giant_Branch_Stars_in_the_Northeast_Shelf_of_M31 |
| Authors |
Ivanna_Escala,_Karoline_M._Gilbert,_Mark_Fardal,_Puragra_Guhathakurta,_Robyn_E._Sanderson,_Jason_S._Kalirai,_Bahram_Mobasher |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.16675 |
M31の北東（NE）棚に沿って、13〜31ドルの投影kpcにまたがる4つの分光フィールドで556個の赤色巨星分枝のKeck/DEIMOSスペクトルを取得しました。棚の戻りストリームコンポーネントを含む、この機能の見通し内速度に対する投影されたM31中心の半径方向の距離の空間での完全なウェッジパターンの最初の検出を提示します。このウェッジパターンは、放射状の合併で形成された潮汐シェルの期待と一致し、NEシェルフが潮汐破片の2番目の軌道ラップから発生するGiantStellarStream（GSS）形成モデルの予測を支持する強力な証拠を提供します。NE、西（W）、および南東（SE）の棚で観察された同心のくさびパターンは、モデルとは無関係にこの解釈を裏付けています。インタクトな前駆体コアに対応するNEシェルフ領域で運動学的シグネチャを検出せず、前駆体が完全に破壊されたGSS形成モデルを支持します。棚の測光金属量分布は、相混合された恒星のハローや円盤とは対照的に、それが潮汐物質によって支配されていることを意味します。金属量分布（[Fe/H]$_{\rmphot}$=$-0.42$$\pm$$0.01$）もGSSと一致し、その結果、W棚とSE棚が一致し、潮汐の特徴。
銀河系および銀河系外の過渡現象に対する電波散乱の地平線
| Title |
Radio_Scattering_Horizons_for_Galactic_and_Extragalactic_Transients |
| Authors |
S.K._Ocker,_J.M._Cordes,_S._Chatterjee,_M.R._Gorsuch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.16716 |
電波散乱は、銀河系および銀河系外の高速（$\sim$ms期間）トランジェントの調査で検出感度を大幅に低下させる可能性があります。パルサーのような銀河系の源は天の川星間物質（ISM）で散乱する可能性がありますが、銀河系外の高速電波バースト（FRB）は、ホスト銀河や視線の間にある他の銀河でも散乱する可能性があります。NE2001の組み合わせを使用して、銀河系と銀河系外の散乱範囲を評価し、天の川によってもたらされる分散測定（DM）と散乱時間（$\tau$）をモデル化し、他の銀河のISMの電子密度モデルを独自に構築しました。さまざまな銀河の形態、質量、密度、乱流の強さを説明するハロー。FRBソースの赤方偏移$z_{\rms}\lesssim1$の場合、全天の等方性FRB母集団の値は$\tau$で、$\sim1\\mu$sから$\sim2$msの範囲です。ホスト銀河によって支配されている1GHz（オブザーバーフレーム）。架空の高赤方偏移（$z_{\rms}\sim5$）FRB集団の場合、$\tau$は1GHzで$\sim0.01〜100$sの範囲であり、主に介在する銀河によって支配されます。これらの高赤方偏移FRBの約$20\％$は、1GHz（オブザーバーフレーム）で$\tau>5$msであり、$z_{\rms}\simの間に$\gtrsim40\％$のFRBがあると予測されます。0.5〜5$は、$\nu\leq800$MHzに対して$\tau\gtrsim1$msになると予測されます。散乱予測が局所的なFRBと比較して保守的であり、銀河系の乱流が近くのハローから観測されたものよりも大きな密度変動を引き起こす場合、散乱から選択されたFRBの割合は大幅に大きくなる可能性があります。
銀河中心におけるほこりっぽい源の中赤外線研究
| Title |
Mid-Infrared_studies_of_dusty_sources_in_the_Galactic_Center |
| Authors |
Harshitha_K._Bhat,_Nadeen_B._Sabha,_Michal_Zaja\v{c}ek,_Andreas_Eckart,_Rainer_Sch\"odel,_S._Elaheh_Hosseini,_Florian_Pei{\ss}ker,_Anton_Zensus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.16727 |
銀河中心の中赤外線（MIR）画像は、明るいIRS源とともに、拡張されたガスと塵の特徴を示しています。これらのダストの特徴のいくつかは、ミニスパイラルとして知られている、いて座A*を周回するイオン化された塊状のストリーマーの一部です。12年間にわたる固有運動を示し、$N$バンドフィルターでフラックス密度を報告します{そして、スペクトルインデックスを導き出します}。観測はESOVLTのVISIRによって行われました。ハイパスフィルタリングにより、ミニスパイラルに沿っていくつかの分解されたフィラメントと凝集塊が検出されました。各ソースは、オフセットとアパーチャサイズを決定するために、2次元ガウスプロファイルによって適合されました。アパーチャ測光を実行して、2つの異なるバンドのフラックスを抽出します。解決され、確実に決定されたソースの最大の一貫したセットの固有運動を提示します。恒星の軌道運動に加えて、ミニスパイラルに沿った拡張された塊の流れのような運動を識別します。また、IRS7ソースの無線テールコンポーネントのMIR対応物も検出します。それらは、星に関して明確な運動学的偏差を示しています。それらは、衝撃を受けた恒星風の下流で形成されたケルビン・ヘルムホルツ不安定性を表している可能性があります。また、ソースのALMAsub-mm検出と一致する、拡張された後期型IRS3星の形状と方向を分析します。半径$\sim2\times10^6\、R_{\odot}$の膨らんだエンベロープは、核ジェットとの赤色巨星の衝突の結果である可能性があり、その後、軌道。
銀河中心にある巨大な若い恒星状天体。 II。氷が豊富な封筒を通して見る
| Title |
Massive_Young_Stellar_Objects_in_the_Galactic_Center._II._Seeing_Through_the_Ice-rich_Envelopes |
| Authors |
Dajeong_Jang,_Deokkeun_An,_Kris_Sellgren,_Solange_V._Ram\'irez,_A._C._Adwin_Boogert,_Mathias_Schultheis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.16833 |
天の川銀河の中央分子帯（CMZ）にある星間氷の人口統計を研究するために、マウナケアでNASAIRTF/SpeXを使用して、109ドルの赤点源の近赤外線スペクトルを取得します。このシリーズの前の論文の$12$のオブジェクトを含む、近赤外線および中赤外線の測光からサンプルを選択して、これらの光源が各視線の雲からの大量の吸収を追跡できるようにします。ほとんどのサンプル（$100$オブジェクト）は$2.3\\mu$mでCOバンドヘッド吸収を示し、それらを赤い（超）巨人としてタグ付けしていることがわかります。ただし、光球の特徴にもかかわらず、$L$バンドスペクトル（$9/82=0.11$）のサンプルの一部は、大きなH$_2$O氷柱密度（$N>2\times10^{18}\{\rmcm}^{-2}$）、そのうちの6つはCH$_3$OHの氷の吸収も示しています。以前の研究では、そのような天体の1つが若い恒星状天体（YSO）として識別されているため、これらの氷に富む視線は、YSOの拡張エンベロープまたは高密度の雲のコアへの投影で背景の星に関連付けられている可能性があります。恒星進化の初期段階におけるそのような物体の頻度が低いということは、星形成率が低いことを意味し（$<0.02\M_\odot$yr$^{-1}$）、抑制された星形成活動に関する以前の主張を補強します。CMZで。私たちのデータはまた、前の論文のYSO候補で観察された$15.4\\mu$mでの強い「肩」CO$_2$氷吸収は、CO$_2$濃度が高いCH$_3$OHに富む氷粒から生じることを示しています[$N{\rm（CO_2）}/N{\rm（CH_3OH）}\約1/3$]。
Apertif科学検証キャンペーン-偏光電波源の特性
| Title |
The_Apertif_science_verification_campaign_-_Characteristics_of_polarised_radio_sources |
| Authors |
B._Adebahr,_A._Berger,_E._A._K._Adams,_K._M._Hess,_W._J._G._de_Blok,_H._D\'enes,_V._A._Moss,_R._Schulz,_J._M._van_der_Hulst,_L._Connor,_S._Damstra,_B._Hut,_M._V._Ivashina,_G._M._Loose,_Y._Maan,_A._Mika,_H._Mulder,_M._J._Norden,_L._C._Oostrum,_E._Orr\'u,_M._Ruiter,_R._Smits,_W._A._van_Cappellen,_J._van_Leeuwen,_N._J._Vermaas,_D._Vohl,_J._Ziemke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.16925 |
APERtureTileinFocus（Apertif）フェーズドアレイフィードシステムからの5つの初期科学データセットを分析して、将来のより大きなデータリリースを考慮してApertifの偏光機能を検証します。IRおよび光学データと組み合わせて偏光ソース情報を使用して、Lバンドの偏光空のソース母集団を特徴づけることを目指しています。自動ルーチンを使用して、完全な視野のQキューブとUキューブを生成し、RM合成、ソース検出、および公開されたラジオ、光学、およびIRデータとのクロスマッチングを実行して、偏光ソースカタログを生成します。SED適合ルーチンを使用して、測光赤方偏移、星形成率、および銀河の質量を決定しました。IRカラー情報を使用して、ソースをAGNまたは星形成が支配的で初期または後期タイプとして分類しました。56deg$^2$の領域を調査し、1170の光源から1357の偏光光源成分を検出しました。偏光源の割合は10.57％で、偏光の中央値は4.70$\pm$0.14％です。Apertif測定の信頼性は、分極化された相互識別されたNVSSソースと比較することによって確認されました。個々のフィールドの平均RMは、最高の天の川の前景測定値の誤差の範囲内にあります。私たちの分極源はすべて、ラジオレジームでのAGN活動によって支配されており、それらのほとんどはラジオラウド（79％）およびFRIIクラス（87％）であることがわかりました。私たちの分極したソースサンプルのホスト銀河は、中間円盤銀河と星形成円盤銀河によって支配されています。電波放射への星形成の寄与は、偏光源の$\approx$10％では数パーセントのオーダーですが、$\approx$90％では完全にAGNによって支配されています。AGNホスト銀河のさまざまな星形成率に対する分数分極の変化は見られません。
クエーサーSDSSJ163345.22+512748.4における広範な輝線および吸収線の流出
| Title |
Broad_Emission_and_Absorption_Line_Outflows_in_the_Quasar_SDSS_J163345.22+512748.4 |
| Authors |
Bo_Liu,_Hongyan_Zhou,_Xinwen_Shu,_Shaohua_Zhang,_Tuo_Ji,_Xiang_Pan,_Peng_Jiang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.16958 |
クエーサーSDSSJ163345.22+512748.4の光学およびNIR輝線および吸収線スペクトルの詳細な研究を提示します。新しく取得したNIRスペクトルで、幅が$\sim$2000\kmps\で、青方偏移が$\sim$7000\kmps\の準安定中性ヘリウム広吸収線（BAL）\heiozetz\を発見しました。速度空間。BALシステムは、\mgii\および\heiteenでも大幅に検出されます。HeI*（2〜$^3$S）レベルのカラム密度を$（5.0\pm1.7）\times10^{14}$cm$^{-2}$と推定し、次のイオン化パラメータを推測します。$U_{A}=10^{-1.9\pm0.2}$は、BAL領域がイオン化フロントの完全な発達に十分な厚さであると仮定して、BAL流出の場合です。BAL流出の総カラム密度は、N$\rm_{H}$$\sim$10$^{21}$-10$^{21.4}$cm$^{-2}$の範囲に制限されます。また、MgIIとUVFeIIの両方の大部分、およびH$\alpha$の広い輝線（BEL）が、クエーサーの全身赤方偏移に対して$\sim$2200\kmps\の速度で青方偏移していることもわかりました。ブルーシフトされたBEL領域には、カバーファクター$C_{f}\approx16\％$、密度n$\rm_{H}$$\sim$10$^{10.6}$-10$^{があることを制約します。11.3}$cm$^{-3}$、カラム密度N$\rm_{H}\gtrsim10^{23}$cm$^{-2}$、およびイオン化パラメータ$U_{E}\sim10^{-2.1}-10^{-1.5}$。流出ガスは、BLRに匹敵する規模で、中央のイオン化源から$\sim$0.1pc離れた場所にあります。おもちゃの運動モデルは、BALによって観察されるように、視線速度で流出の部分的に不明瞭な軸対称ジオメトリを想定する場合に、MgIIBELのプロファイルをうまく再現するために提案されています。
HII領域のN/O比を推定するための新しいキャリブレーション
| Title |
New_calibrations_for_estimating_the_N/O_ratio_in_HII_regions |
| Authors |
Estrella_Florido,_Almudena_Zurita,_Enrique_P\'erez-Montero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.17021 |
近くのスパイラルにある536個の\hii\領域のサンプルを使用し、$T_e$ベースの存在量を均一に決定して、N2O2、N2S2、O3N2、およびN2ストロングラインインデックスの新しい経験的キャリブレーションを取得して、オーロララインが検出されない場合の窒素と酸素の存在比。すべてのインデックスは、\hii\領域サンプルの$T_e$ベースの$\log$（N/O）と強く相関しており、$12+\log$（O/H）よりもさらに強く相関しています。N2O2は最も強く相関するインデックスであり、$\log$（N/O）-N2O2の関係に最もよく適合するのは、2次多項式で得られます。導出された関係の分散は低く（{\emrms}$<$0.09〜dex）、$-1.74<$N2O2$<0.62$（または$-1.81<$$\log$（N/O）の範囲で有効です。）$<-0.13$）。以前のキャリブレーションと比較し、キャリブレーターとして使用されるオブジェクトの性質の観点からそれらの違いについて説明しました。
SDSS-IV MaNGA：N/Oのローカルスケーリング関係の調査
| Title |
SDSS-IV_MaNGA:_Exploring_the_local_scaling_relations_for_N/O |
| Authors |
Adam_L._Schaefer,_Christy_Tremonti,_Guinevere_Kauffmann,_Brett_H._Andrews,_Matthew_A._Bershady,_Nicholas_F._Boardman,_Kevin_Bundy,_Niv_Drory,_Jos\'e_G._Fern\'andez-Trincado,_Holly_P._Preece,_Rog\'erio_Riffel,_Rogemar_A._Riffel,_Sebasti\'an_F._S\'anchez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.17026 |
$792765$の高信号のサンプルを使用して、ローカル恒星の質量面密度$\mathrm{\Sigma_{*}}$と、SDSS-IVMaNGAデータから導出されたN/Oとの関係を初めて示します。対雑音比の星形成スパクセル。現象論的モデリングと偏相関分析の組み合わせを使用して、$\mathrm{\Sigma_{*}}$だけでは、MaNGAスパクセルのN/Oを予測するには不十分であり、局所的な星形成にさらに依存していることがわかります。面密度、$\mathrm{\Sigma_{SFR}}$を評価します。この効果は、12+log（O/H）の$\mathrm{\Sigma_{SFR}}$への依存よりも$3$強い係数です。驚いたことに、局所的なN/Oスケーリング関係は、固定された$\Sigma_{*}$での銀河の全星の質量と、固定された星の質量での銀河のサイズにも依存することがわかりました。$\mathrm{\Sigma_{*}}$と$\mathrm{\Sigma_{SFR}}$が制御されている場合でも、よりコンパクトな銀河はより窒素が豊富であることがわかります。N/Oの分散の$\sim50\％$は、恒星の総質量とサイズによって説明されることを示します。したがって、銀河における窒素の進化は、単なる局所的な影響以上のものによって設定され、銀河における酸素の蓄積を単に追跡するのではありません。したがって、N/O-O/H関係の正確な形式は、それが由来する銀河のサンプルに敏感です。この結果は、ローカル宇宙で導出された窒素ベースの強線金属量指標の普遍的な適用性に疑問を投げかけています。
こと座RR型変光星で銀河ハローを探査する。 II。天の川の下部構造
| Title |
Probing_the_Galactic_Halo_with_RR_Lyrae_Stars._II._The_Substructures_of_the_Milky_Way |
| Authors |
F._Wang,_H.-W._Zhang,_X.-X._Xue,_Y._Huang,_G.-C._Liu,_L._Zhang,_C.-Q._Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.17032 |
SDSS、LAMOST、およびGaiaEDR3からの6D位置速度情報を使用して、3,003タイプの$ab$RRLyraes（RRab）を使用して、銀河ハローの下部構造を識別します。この情報に基づいて、運動空間の積分における星の任意の2つの分離を定義し、友人の友人アルゴリズムを利用して下部構造を識別します。射手座ストリーム、ガイア-エンセラダス-ソーセージ（GES）、セコイア、ヘルミストリームなど、いくつかの既知の下部構造に属するメンバーを特定します。これらの既知の下部構造に加えて、球状星団NGC5272、NGC6656、およびNGC5024にそれぞれ関連付けられている可能性のある他の3つの下部構造があります。最後に、残りの3つの未知の下部構造も見つかり、そのうちの1つは大きな角運動量と、新しい下部構造である可能性のある平均金属量$\rm-2.13\、dex$を持っています。GESについては、内部ハローの下部構造の大部分を占めており、アポセンター距離の範囲は10〜$34\、\rmkpc$であり、GESが主に内部ハローに分布していることを示しています。GESのほぼ3分の1の割合とアポセンター距離のピーク値$20\、\rmkpc$は、GESが銀河ハローの密度プロファイルのガラクトセントリック距離${\sim}20-の中断を説明できることを示唆しています。25\、\rmkpc$。Gaia-Enceladus-Sausageの運動学的特性をHercules-AquilaCloudおよびVirgoOverdensityと比較することの類似性は、3つの下部構造が類似した起源を持っている可能性があることを示唆しています。
DES DR2、DESI DR9、およびHSC-SSPPDR3データの測光赤方偏移と銀河団
| Title |
Photometric_redshifts_and_Galaxy_Clusters_for_DES_DR2,_DESI_DR9,_and_HSC-SSP_PDR3_Data |
| Authors |
Hu_Zou,_Jipeng_Sui,_Suijian_Xue,_Xu_Zhou,_Jun_Ma,_Zhimin_Zhou,_Jundan_Nie,_Tianmeng_Zhang,_Lu_Feng,_Zhixia_Shen_and_Jiali_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.17035 |
測光赤方偏移（photo-z）は、多波長測光調査の基本的なパラメーターですが、銀河団は、銀河の進化に対する高密度の環境影響を調査するための重要な宇宙論的プローバーおよび理想的なオブジェクトです。photo-zの推定と銀河団の検出に関するこれまでの作業を、DarkEnergySpectroscopicInstrument（DESI）イメージング調査、DarkEnergySurvey（DES）、およびHyperSuprime-CamSubaruStrategicProgram（HSC-SSP）の最新のデータリリースに拡張します。）画像調査を行い、対応するカタログをより広範な科学的用途に公開します。photo-zカタログには、DESIDR9、DESDR2で$r<23$、$i<24$、および$i<25$の約320、293、および1億3400万個の銀河のphoto-zおよび恒星の質量の正確な測定値が含まれています。、およびHSC-SSPPDR3データ。photo-zの精度は約0.017、0.024、および0.029であり、一般的な赤方偏移の範囲は、これら3つの調査でそれぞれ$z<1$、$z<1.2$、および$z<1.6$です。星の種族の合成フィッティングから推測される対数の星の質量の不確実性は、約0.2dexです。上記のphoto-zカタログでは、銀河団は高速クラスター発見アルゴリズムを使用して検出されます。DESI、DES、HSC-SSPについては、それぞれ、メンバー数が10を超える合計532,810、86,963、36,566個の銀河団が発見されています。それらのphoto-z精度は0.01のレベルです。私たちのクラスターの総質量も、光学的豊かさとX線およびラジオ観測からの質量測定との間の較正関係を使用して推定されます。photo-zおよびクラスターカタログは、ScienceDB（https://www.scidb.cn/s/2AjaEb）およびPaperDataリポジトリ（https://nadc.china-vo.org/article/20200722160959?id=101089）で入手できます。。
60pc解像度でのタフィー銀河（UGC 12914/5）のCO放出-I：乱流タフィー橋での星形成の戦い
| Title |
The_CO_emission_in_the_Taffy_Galaxies_(UGC_12914/5)_at_60pc_resolution-I:_The_battle_for_star_formation_in_the_turbulent_Taffy_Bridge |
| Authors |
P._N._Appleton,_B._Emonts,_U._Lisenfeld,_E._Falgarone,_P._Guillard,_F._Boulanger,_J._Braine,_P._Ogle,_C._Struck,_B._Vollmer_and_T._Yeager |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.17142 |
タフィー銀河（UGC12914/5）からのCO放出の0.2秒角（60pc）の空間分解能でのALMA観測を提示します。観測結果は、狭帯域Pa$\alpha$、中赤外、電波連続体、X線イメージング、および光学分光法と比較されます。銀河は最近正面衝突を起こし、非常に乱流であることが知られている巨大なガス状の橋を作りました。ブリッジには、狭い分子フィラメントと塊の複雑なウェブが含まれています。フィラメントの大部分は星形成を欠いており、通常の銀河、特にPa$\alpha$放出で検出されない多数の領域では、ケニカットとシュミットの関係を大幅に下回っています。ゆるく接続されたフィラメントとガスの塊の中に、$X_{\rmCO}$の広範囲の可能性のある値に対して、重力的に束縛されていないように見える高速分散の領域があります。アンテナシステムの「爆竹」領域のように、2-5〜Myrsの短い交差タイムスケールで急速に散逸するのを防ぐために、非常に高い外部力学または熱圧力が必要になります。雲は、星形成を強く抑制している非常に乱流の多相媒体内の一時的な構造である可能性があることを示唆します。システム全体の乱流にもかかわらず、星はkpcサイズの銀河系外HII領域内のコンパクトなホットスポットに形成されたようです。この領域では、分子ガスの速度分散が他の場所よりも低く、イオン化ガス雲との衝突の証拠を示しています。ステファンの五つ子グループの衝撃を受けたガスのように、タフィー橋の状態は、乱流の多相ガス内で星を形成することがいかに難しいかを示しています。
| Title |
Fast_Neutrino_Conversion_in_Hydrodynamic_Simulations_of_Neutrino-Cooled_Accretion_Disks |
| Authors |
Oliver_Just_(1),_Sajad_Abbar_(2),_Meng-Ru_Wu_(3),_Irene_Tamborra_(4),_Hans-Thomas_Janka_(5),_Francesco_Capozzi_(6)_((1)_GSI_Darmstadt,_(2)_MPP_M\"unchen,_(3)_ASIoP_Taipei,_(4)_NBI_Copenhagen,_(5)_MPA_Garching,_(6)_Univ._Valencia) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.16559 |
中性子星の合体または崩壊する星のコアで形成された中性子冷却ブラックホール（BH）降着円盤からの流出は、急速な中性子捕獲（r-）プロセスですが、それらの正確な化学組成はとらえどころのないままです。ここでは、ディスクの奥深くで電子ニュートリノレプトン数（ELN）の交差の証拠を示す後処理分析の結果に動機付けられた、高速ニュートリノフレーバー変換の役割を調査します。ニュートリノフレーバーミキシング。時間依存シミュレーションで高速変換のパラメトリックで動的に自己無撞着な処理を実装し、ディスクとその流出への影響を調べます。重いレプトンニュートリノの放出を活性化することにより、高速変換はディスクの冷却速度を高め、電子型ニュートリノの吸収速度を低下させ、ディスク内および放出された電子の割合を0.03〜0.06減少させます。0.01-0.03の材料。rプロセスの歩留まりは、通常2倍以下で向上し、高速変換の全体的な影響はそれほど大きくありません。キロノバは、ランタニドの不透明度の増加と放射性加熱率の向上の正味の結果として延長されます。ディスクの質量、フレーバー変換の開始条件、およびフレーバー混合の考慮されたケースに対しては、軽度の感度しか観察されません。注目すべきことに、家族ごとのレプトン数を保存するフレーバー混合のパラメトリックモデルは、以前の作品でしばしば想定されていた3フレーバーの等分配を呼び出すモデルよりも全体的に小さな影響をもたらします。
回転する原始中性子星からのニュートリノ駆動風の3次元一般相対論的シミュレーション
| Title |
Three-Dimensional_General-Relativistic_Simulations_of_Neutrino-Driven_Winds_from_Rotating_Proto-Neutron_Stars |
| Authors |
Dhruv_K._Desai,_Daniel_M._Siegel,_Brian_D._Metzger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.16560 |
M0ニュートリノ輸送を伴う3次元の一般相対論的流体力学シミュレーションによって、コア崩壊超新星または中性子星合体で形成されたプロト中性子星（PNS）からのニュートリノ加熱風の特性に対する急速回転の影響を調査します。ニュートリノの光度が$L_{\nu_e}+L_{\bar{\nu}_e}\approx7\times10^{51}$ergs$に従うとき、PNS冷却の進化の数秒に特徴的な条件に焦点を当てます。^{-1}$であり、その上でほとんどの風の質量損失が発生します。最初の過渡段階の後、すべてのモデルは、正のエネルギーと計算グリッドでキャプチャされた音波表面を備えたほぼ定常状態の流出ソリューションに到達します。非回転モデルと低速回転モデル（ケプラーの$\Omega/\Omega_{\rmK}\lesssim0.4$;スピン周期$P\gtrsim2$msに対する角速度）は、ほぼ球対称の流出を生成し、特性は良好です。以前のPNS風速研究との合意。対照的に、最も高速で回転するPNSソリューション（$\Omega/\Omega_{\rmK}\gtrsim0.75$;$P\approx1$ms）は、はるかに高い質量損失率で回転赤道面に焦点を合わせた流出を生成します（他の点では同様の非回転風ソリューションよりも、1桁以上）、速度、エントロピー、漸近電子分率が低くなります。このような急速に回転するPNSは本質的にまれである可能性がありますが、それらの非定型元素合成組成と特大の質量収量により、より一般的なゆっくりと回転するPNSの誕生と比較して、軽中性子に富む核の重要な要因となる可能性があります。私たちの計算は、3DGRMHDフレームワーク内の風の特性に対する回転と動的に重要な大規模磁場の複合効果を含めるための道を開きます。
星雲相におけるIa型超新星のイオン化状態のモデル化
| Title |
Modelling_the_ionisation_state_of_Type_Ia_supernovae_in_the_nebular-phase |
| Authors |
Luke_J._Shingles,_Andreas_Fl\"ors,_Stuart_A._Sim,_Christine_E._Collins,_Friedrich_K._Roepke,_Ivo_R._Seitenzahl,_Ken_J._Shen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.16561 |
Ia型超新星（爆発から100日後の$\gtrapprox$）の星雲スペクトルは、主に、単一および二重にイオン化されたFeグループの核からの輝線で構成されています。ただし、多くのシナリオの理論モデルでは、非熱イオン化により多重イオン化種が生成され、その再結合光子がイオン化してFe$^{+}$を枯渇させ、[FeII]の放出はごくわずかになると予測されています。イオン化状態とは無関係に[FeII]線比から衝突励起条件を決定する方法を調査し、Fe$^{+}$レベルでの再結合カスケードの影響により、高度にイオン化されたモデルには適用できないことを発見しました。人口。イオン化状態を人為的に下げると、ライン比（および励起条件）が類似しすぎて、爆発シナリオを区別できなくなります。過剰にイオン化された理論モデルを観測値と一致させる方法として、非熱エネルギー堆積の処理の変更を調査し、単純な仕事関数近似が詳細なスペンサー-ファノ処理よりもサブMchモデルのデータとより密接に一致することを発見します広く使用されている断面データを使用します。高速レプトンからのイオン化を十分に低減するために必要となる追加の加熱プロセスの大きさを定量化するために、自由電子へのエネルギー損失率を人為的に高めます。サブMchモデルを観測されたスペクトルと一致させるには、プラズマ損失率の8倍もの増加に相当するものが必要であることがわかります。将来の研究では、非熱イオン化率の低下と、凝集などによる再結合率の増加を区別できる可能性があります。
AstroSatを使用した中性子星低質量X線連星4U1724-30のスペクトルおよび時間的進化のプロービング
| Title |
Probing_spectral_and_temporal_evolution_of_the_neutron_star_low-mass_X-ray_binary_4U_1724-30_with_AstroSat |
| Authors |
Unnati_Kashyap_(IIT_Indore,_India),_Manoneeta_Chakraborty_(IIT_Indore,_India),_Sudip_Bhattacharyya_(TIFR,_India) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.16568 |
軟X線望遠鏡（SXT）と大面積X線比例カウンターからのデータを使用して、研究が不十分な付加中性子星（NS）低質量X線連星（LMXB）4U1724-30の広帯域スペクトル時間研究を報告します。（LAXPC）AstroSatに搭載された機器。薄暗い永続的なLMXBソースは、2017年に4エポックにわたってAstroSatで観測されました。これらはすべて、適度なスペクトル進化を伴う低光度の非熱放射が支配的な（ハード/アイランド）放射状態に対応していました。すべてのX線広帯域スペクトルは、NS境界層（BL）またはNS表面からの熱放射と、ディスクシード光子の逆コンプトン化に起因する可能性のある非熱放射成分の組み合わせによってモデル化できます。ディスク/冠状動脈の変動の原因を調べるために、周波数とエネルギーに依存する変動の存在を調査します。また、光球半径拡張（PRE）を表示するタイプIX線バーストの検出についても報告します。バースト中、30〜80keVのエネルギー帯域での硬X線の不足と持続的な放出の強化により、降着プロセス全体に対するバーストフィードバックが明らかになります。タッチダウンバーストフラックス$\sim$$4.25\times10^{-8}$ergs$^{-1}$cm$^{-2}$を使用すると、ソースの距離は$\simとして推定されます。$8.4kpc
| Title |
Searching_for_neutrino_emissions_from_multi-frequency_sources |
| Authors |
Yu-Ling_Chang,_Bruno_Arsioli,_Wenlian_Li,_Donglian_Xu,_and_Liang_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.16740 |
ニュートリノ源を特定することは、高エネルギー宇宙線の謎を解明するために重要です。同時発生するニュートリノ光子の特徴と特異なフレア挙動を伴う電磁物体からのニュートリノ源候補の検索は、ニュートリノエミッターを見つける可能性を高める可能性があります。この論文では、最初に、IceCube高エネルギーアラートの封じ込め領域にあるALMA、WISE、Swift、およびFermiからの数百の多周波源を考慮して、天体物理学的フレアとニュートリノの時間的相関を研究します。さらに、ブレーザーとニュートリノの間の空間相関は、約25万のイベントを持つ10年のIceCubeトラックのようなニュートリノのサブセットを使用して調査されます。2番目のテストでは、唯一の位置に加えて、さまざまなタイプのフレアフェーズを持つ2700のブレーザーを考慮します。私たちの分析からは、有意なニュートリノ放出は見つかりませんでした。私たちの結果は、WISEブレーザーの赤外線フレアリング段階がニュートリノ警報の到着時間と相関している可能性があることを示す興味深い傾向を示しています。2つのブレーザーサブサンプルに関連するニュートリノのオーバーフローの可能性も示されています。1つは、TXS0506+056で見られるように、ガンマ線に対する赤外線の大幅なフレアラグが特徴であり、もう1つは、赤外線とガンマ線のフレアが非常に同時に発生することを特徴としています。これらの現象は、より感度の高いニュートリノ天文台の出現と対になるように、現在の多周波光度曲線カタログを改善する必要があることを示唆しています。
活動銀河核（AGN）は、銀河の超大質量ブラックホールへの降着によって動力を与えられる非常にエネルギーの高い天体物理学の源であり、周波数が約20桁以上の全電磁スペクトル（およびそれ以上）をカバーする独自の観測シグネチャを示します。まず、主なAGNの特性と多様性を確認し、それらが少数のパラメーターで説明できることを示します。次に、非ジェットAGNのいわゆる統一モデルについて説明します。これによれば、これらのソースは、同じ核エンジンと核周囲物質を持ち、不明瞭な構造に対して同じジオメトリを持っていると考えられています。ただし、この単純化されたシナリオでは、核周囲物質の最近のX線観測を含む、異なる物理スケールでの複数の吸収体の存在など、観測されたすべての複雑さを説明することはできません。最後に、X線および$\gamma$線バンドでのAGNの進化について触れます。
インサイト-HXMT専用のSGRJ1935+2154の33日間の観測I.バーストカタログ
| Title |
Insight-HXMT_dedicated_33-day_observation_of_SGR_J1935+2154_I._Burst_Catalog |
| Authors |
Ce_Cai,_Wangchen_Xue,_Chengkui_Li,_Shaolin_Xiong,_Shuangnan_Zhang,_Lin_Lin,_Xiaobo_Li,_Mingyu_Ge,_Haisheng_Zhao,_Liming_Song,_Fangjun_Lu,_Shu_Zhang,_Yanqiu_Zhang,_Shuo_Xiao,_Youli_Tuo,_Qibin_Yi,_Zhiwei_Guo,_Shenglun_Xie,_Yi_Zhao,_Zhen_Zhang,_Qingxin_Li,_Jiacong_Liu,_Chao_Zheng_and_Ping_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.16855 |
マグネターは極端な磁場を持つ中性子星であり、軟ガンマ線リピーター（SGR）として現れることもあります。SGRJ1935+2154は、最も多産なバーストの1つであり、最初に確認された高速電波バーストの発生源です（つまり、FRB200428）。FRBの最初のX線対応物の発見に後押しされて、Insight-HardX-rayModulationTelescope（Insight-HXMT）は、2020年4月28日からSGRJ1935+2154の33日間の専用ToO観測を実施しました。、ME、およびLE望遠鏡、Insight-HXMTは、SGRJ1935+2154のバースト活動の進化を、非常に広いエネルギー範囲（1〜250keV）で、高い時間分解能と高い感度で徹底的に監視し、独自の貴重なデータを提供します。SGRJ1935+2154の詳細な研究のために設定されています。この作業では、詳細なバースト検索、識別、時間分析など、この観測の包括的な分析を行います。誤ったトリガーを注意深く取り除いた後、SGRJ1935+2154から合計75のバーストが見つかり、そのうち70がシングルパルスです。最大バースト率は約56バースト/日です。バースト期間と2つの連続するバースト間の待機時間はどちらも、以前の研究と一致して、対数正規分布に従います。また、より長い持続時間のバースト（一部はマルチパルス）は、比較的高いバースト率の期間中に発生する傾向があることもわかりました。待機時間と、前者または後者のバーストのフルエンスまたは持続時間との間に相関関係はありません。また、以前のいくつかの報告とは対照的に、破裂持続時間と硬度比の間に相関関係がないようです。さらに、FRB200428を除いて、報告された電波バーストに関連するX線バーストは見つかりません。
ガンマ線バーストにおけるヤコビ楕円体からマクラウリン回転楕円体への遷移の証拠
| Title |
Evidence_for_the_transition_of_a_Jacobi_ellipsoid_into_a_Maclaurin_spheroid_in_gamma-ray_bursts |
| Authors |
J._A._Rueda,_R._Ruffini,_L._Li,_R._Moradi,_J._F._Rodriguez,_Y._Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.16876 |
バイナリ駆動極超新星（BdHN）シナリオでは、長いガンマ線バースト（GRB）は、炭素-酸素（CO）星と中性子星（NS）のコンパニオンで構成されるバイナリシステムで発生する大変動イベントで発生します。軌道。CO星の崩壊は、その中心で新生児NS（$\nu$NS）と超新星（SN）爆発を生成します。噴出物からの物質は、フォールバックのために$\nu$NSとNSコンパニオンの両方に付着し、後者がブラックホール（BH）に崩壊します。上記のシステムの各成分は、GRBで観測可能な放出エピソードにつながります。特に、$\nu$NSは、初期のGRB放出（以下、$\nu$NS-rise）に現れると予想されます。これは、ほぼ現代的であるか、超相対論的極限放出（UPE）フェーズに重ね合わされていますが、スペクトルシグネチャが異なります。。$\nu$NSの上昇に続いて、$\nu$NSは、放射光につながる膨張する噴出物にエネルギーを注入することにより、残光放射に電力を供給します。ここでは、両方のシステム、GRB180720BとGRB190114Cでの$\nu$NSの上昇とそれに続く残光放出が、分岐点からヤコビ楕円体シーケンスまでのマクラウリン回転楕円体の回転エネルギーの放出によって駆動されることを示します。。これは、$\nu$NSが、$\nu$NSが上昇する前の、3軸のJacobi構成から、GRBで観察される軸対称のMaclaurin構成に進化することを意味します。三軸$\nu$NS構成は、GRB放出の前に重力波が大量に放出されるため、短命（1秒未満）であり、原則として、$100$Mpcより近い距離にあるソースで検出できます。これは、長いGRBにおける重力波の放出の唯一のプロセスであるように思われます。
MeerKAT観測を使用した一時的および可変電波源の検索と識別：MAXI J1820+070フィールドのケーススタディ
| Title |
Search_and_identification_of_transient_and_variable_radio_sources_using_MeerKAT_observations:_a_case_study_on_the_MAXI_J1820+070_field |
| Authors |
A._Rowlinson,_J._Meijn,_J._Bright,_A.J._van_der_Horst,_S._Chastain,_S._Fijma,_R._Fender,_I._Heywood,_R.A.M.J._Wijers,_P.A._Woudt,_A._Andersson,_G.R._Sivakoff,_E._Tremou,_L.N._Driessen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.16918 |
複数の波長で検出された多くの過渡的および可変のソースも、無線周波数で変化することが観察されています。ただし、これらのサンプルは通常、広視野光学、X線、またはガンマ線調査で最初に検出される線源に偏っています。したがって、より高い周波数では明るさが不十分な多くの線源が見落とされ、これらの線源に関する知識に潜在的なギャップが生じ、光学、X線、またはガンマ線では検出できない母集団が失われます。高速の調査速度で高品質の広視野画像を提供する新しい最先端の無線設備を利用して、無線周波数での過渡および可変ソースの偏りのない調査を実行できるようになりました。この論文では、南アフリカのカルー砂漠にある中周波（$\sim$1.4GHz）無線アレイであるMeerKATによって得られた観測値を使用した偏りのない調査を紹介します。使用された観測は、X線連星（XRB）の毎週の監視キャンペーンの一部として取得されたものであり、MAXIJ1820+070の分野に焦点を当てています。他のデータセットに直接適用できる一時的および変数の候補を最適にフィルタリングする方法を開発します。MAXIJ1820+070に加えて、4つの活動銀河核、1つは銀河源（パルサーまたは静止X線連星）またはAGN、1つは可変パルサーである可能性があります。深い画像で検出されないと定義された一時的なソースは識別されず、1のタイムスケールで1mJyの感度で$<3.7\times10^{-2}$deg$^{-2}$の一時的な表面密度になりました。1.4GHzで1週間。
EPTAパルサーの長期シンチレーション研究。 I.観察と基本的な結果
| Title |
Long-term_scintillation_studies_of_EPTA_pulsars._I._Observations_and_basic_results |
| Authors |
Yulan_Liu,_Joris_P._W._Verbiest,_Robert_A._Main,_Ziwei_Wu,_Krishnakumar_Moochickal_Ambalappat,_David_J._Champion,_Isma\"el_Cognard,_Lucas_Guillemot,_Madhuri_Gaikwad,_Gemma_H._Janssen,_Michael_Kramer,_Michael_J._Keith,_Ramesh_Karuppusamy,_Lars_K\"unkel,_Kuo_Liu,_Mitchell_B._Mickaliger,_Ben_W._Stappers,_Golam._M._Shaifullah,_and_Gilles_Theureau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.16950 |
パルサーの星間シンチレーション分析により、イオン化された星間物質の小規模な分布と不均一性を調べることができます。私たちの優先事項は、21cmおよび11cm帯域の欧州パルサータイミングアレイ電波望遠鏡によって2011年1月から2020年8月に実施された長期シンチレーション観測を使用したパルサーのシンチレーションパラメータのデータセットと基本的な測定値を提示することです。さらに、この長期シンチレーションデータセットを使用して、将来可能な研究ラインを特定することを目指しています。13個のパルサーの$\nu_{\rmd}$と$\tau_{\rmd}$の長期時系列を示します。健全性チェックと比較は、私たちの作品と以前に公開された作品のシンチレーションパラメータがほぼ一貫していることを示しています。2つのパルサー、PSR〜J1857+0943とJ1939+2134の場合、両方の帯域で$\nu_{\rmd}$の測定値を取得できました。これにより、平均値を使用して周波数スケーリングインデックスの時系列を導出できます。標準偏差はそれぞれ2.82$\pm$1.95と3.18$\pm$0.60です。このシリーズの後続の論文でより詳細に研究されるいくつかの興味深い特徴を発見しました。（i）PSR〜J1939+2134の時系列で、分散測定値の急激な変化に関連してシンチレーション帯域幅が急激に増加または減少します。（ii）PSR〜J0613$-$0200およびPSR〜J0636+5126は、$\tau_{\rmd}$の時系列に強い年次変動を示します。（iii）PSR〜J1939+2134は、シンチレーションタイムスケールとWSRTデータの分散との間に弱い反相関を示しています。
宇宙における粒子と物体の間の社会的距離
COVID-19と呼ばれる新しいコロナウイルスは、2020年3月の最初の世界への拡散時に、不可逆的な形で私たちの生活を覆した可能性があります。COVID-19（新型コロナウイルス感染症。科学者として、私たちは宇宙のさまざまな物体の構成要素の間にどのような分離があるのかを推測し始めました。この作品では、サイズ、質量、性質に関係なく、さまざまなオブジェクト内の要素間の「社会的」距離を研究します。いくつか例を挙げると、ダイヤモンド、野球から土星、小惑星帯、M87ブラックホールまでさまざまなものを検討します。結果は、魅力的な質量/「ソーシャル」距離プロットの形式で表示されます。ここでは、クールな漫画の図が各オブジェクトを表しています。
三匹の子ぶたと大きな悪いオオカミ：ピアレビューの事例研究
私はあなたの評価のために、由緒ある査読付き科学雑誌によって行われた原稿審判プロセスの3つの独立した事例を紹介します。それぞれのケースには、遠く離れた土地に現在建設される家の理論的計画を検討するために提出した小さなブタが関係しています。匿名のビッグバッドオオカミは、これらの原稿のメリットを評価するためにジャーナルによって割り当てられました。ブタは、物理的および数学的洗練度が異なる3つの異なる構造フレームワークを提案しました。最初の小さなブタは、つま先を数える数値的方法に基づいて、わらのモデルを提出しました。彼のデザインには、こぼれたキビや窓枠のひだのあるひだなどの奇妙な特徴が含まれていました。おそらく、オオカミを原稿の簡単な数学的基礎からそらすための策略です。2番目の子豚は、ニュートンの古典的な運動の法則を使用して、より高度なアプローチを使用して、棒の家を提案しました。このブタは、特定のオオカミによる彼女の原稿の大量の引用に含まれており、おそらく彼女が審判になると予想したオオカミをお世辞することによって受け入れを確実にすることを目的としています。3番目の小さなブタは、精巧な動的システムと安定性分析に基づいた、派手なレンガの家について説明しました。大きな悪いオオカミは、どの豚の戦術にも動かされたようには見えませんでした。彼の推奨事項は、わらについてです。防水のマイナーな改訂。スティックの場合：気候変動を取り巻く懸念を考慮した、耐火性の大幅な改訂。れんがの場合：「強力な理論家」に関する複数の蔑称的なコメントを伴う、明白な拒絶。私はそれぞれのケースを詳細に説明し、オオカミの報告は原稿自体と同じくらい利己心によって動かされるかもしれないことを提案します-つまり、オオカミがレビューを書いたとき、彼はかなり空腹でした。最後に、もしあれば、学んだ道徳を調べます。
掃天観測施設によるニュートリノのフォローアップ：最初の24キャンペーンの結果
| Title |
Neutrino_follow-up_with_the_Zwicky_Transient_Facility:_Results_from_the_first_24_campaigns |
| Authors |
Robert_Stein,_Simeon_Reusch,_Anna_Franckowiak,_Marek_Kowalski,_Jannis_Necker,_Sven_Weimann,_Mansi_M._Kasliwal,_Jesper_Sollerman,_Tomas_Ahumada,_Pau_Amaro_Seoane,_Shreya_Anand,_Igor_Andreoni,_Eric_C._Bellm,_Joshua_S._Bloom,_Michael_Coughlin,_Kishalay_De,_Christoffer_Fremling,_Suvi_Gezari,_Matthew_Graham,_Steven_L._Groom,_George_Helou,_David_L._Kaplan,_Viraj_Karambelkar,_Albert_K.H._Kong,_Erik_C._Kool,_Massimiliano_Lincetto,_Ashish_A._Mahabal,_Frank_J._Masci,_Michael_S._Medford,_Robert_Morgan,_Jakob_Nordin,_Hector_Rodriguez,_Yashvi_Sharma,_Jakob_van_Santen,_Sjoert_van_Velzen,_Lin_Yan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.17135 |
掃天観測施設（ZTF）は、体系的なニュートリノ追跡プログラムを実行し、専用の臨機目標（ToO）観測を使用して、高エネルギーニュートリノに対応する光学的なものを検索します。2018年3月の最初のライト以来、ZTFは、最初のニュートリノ検出からの待ち時間の中央値が12.2時間で、IceCubeニュートリノ天文台から24の高品質ニュートリノアラートを迅速に観測しています。これらのキャンペーンのうちの2つから、潮汐破壊現象（TDE）AT2019dsgとおそらくTDEAT2019fdrが対応する可能性があることをすでに報告しており、TDEが天体物理学的ニュートリノフラックスの7.8％以上を占めていることを示唆しています。ここでは、2021年12月までのプログラムの完全な結果を示します。プログラムによって追加の候補ニュートリノ源は特定されなかったため、天体物理学的ニュートリノ源の基礎となる光度関数に最初の制約を課すことができます。光学的絶対値が-21より明るいトランジェントは全体の87％以下になり、-22より明るいトランジェントは全体の58％以下になり、消滅の影響を無視します。これらは、超高輝度超新星などの明るい集団のニュートリノ放出に対する最初の観測上の制約です。TXS0506+056/IC170922Aで観測されたものに匹敵する明るい光学AGNフレアと一致するニュートリノはなく、ほとんどの天体物理学的ニュートリノがそのような光学フレア中に生成されないことを示唆しています。ルービン天文台の予想される可能性を含む、電磁ニュートリノ追跡プログラムの見通しを強調します。
4-OGCと最初のCHIME/FRBカタログから同時重力波と高速電波バーストイベントを検索する
| Title |
Search_for_Coincident_Gravitational_Wave_and_Fast_Radio_Burst_Events_from_4-OGC_and_the_First_CHIME/FRB_Catalog |
| Authors |
Yi-Fan_Wang,_Alexander_H._Nitz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.17222 |
AdvancedLIGOとVirgoは、3回の観測で、コンパクト連星の合体による90の信頼できる重力波（GW）観測を報告しています。さらに、多数の閾値以下の重力波候補が特定されています。連星中性子星（BNS）の合併は、GW170817/GRB170817Aで確認されているように、重力波と短ガンマ線バーストを生成する可能性があります。閾値以下の重力波候補に関連するアーカイブ観測に記録された電磁的対応物があるかもしれません。CHIME/FRBのコラボレーションでは、高速電波バースト（FRB）の最初の大規模なサンプルが報告されています。これは、宇宙論的な距離まで検出されたミリ秒の電波トランジェントです。これらの一部は、BNSの合併に関連している可能性があります。この作品は、4th-OpenGravitational-waveCatalog（4-OGC）と最初のCHIME/FRBカタログからの候補を使用して、BNS合併からの同時重力波とFRBを検索します。重力波検出統計と時間的および空間的関連のオッズを組み合わせたGW/FRB関連のランキング統計を使用します。AdvancedLIGO/Virgo重力波検出器とCHIME電波望遠鏡の両方が観測していた2019年4月1日から2019年7月1日までの重力波候補と非反復FRBを分析します。最も重要な一致候補は、観測時間あたり0.29の偽陽性率を持ち、これはヌル観測と一致しています。nullの結果は、最大で$\mathcal{O}（0.01）\％$-$\mathcal{O}（1）\％$のFRBがBNS合併から生成されることを意味します。
「私のロドプシン！」：ジャーナルにダークモードを追加することで、私たち全員がより優れた天文学者になる理由
| Title |
"My_Rhodopsin!":_Why_Adding_Dark_Mode_to_Journals_Could_Make_Us_All_Better_Astronomers |
| Authors |
Kyle_A._Corcoran_and_Ellorie_M._Corcoran |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.16546 |
デジタル時代は、テキストエディタや統合された開発者環境だけでなく、多くの日常的なアプリケーションでの「ダークモード」（DM）設計の使用に復活をもたらしました。天文学ジャーナルにDMテーマを追加する場合を紹介します。これには、ここに表示されるテーマを潜在的なオプションとして生成する変更されたクラスファイルが含まれます。DMテーマには、バッテリー電力の節約やOLED画面を備えたデバイスでの画面の焼き付きの削減、図のホッピング効率の向上、色覚異常に適したパレットとのペアリング、観察中のロドプシンの損失の制限など、ユーザーにとって多くの有益な属性があります。AAS237および238からのiPosterデザインの傾向を分析して、DMテーマの受け入れの可能性を評価し、コミュニティの少なくとも35％、おそらく42％近くがジャーナルへのこの追加を歓迎すると推定しています。紙を読むときにDMテーマを使用することには、印刷媒体で読むときのインク使用量の増加や、暗い場所での読みやすさと理解力の低下など、いくつかの欠点があります。これらの問題は無視できませんが、特にDMと従来の「ライトモード」原稿の両方をペアで提出することで軽減できると考えています。また、ジャーナルにDMを追加した結果、私たちの多くがより優れた天文学者になる可能性もあります。
DECam Local Volume Exploration Survey Data Release 2
| Title |
The_DECam_Local_Volume_Exploration_Survey_Data_Release_2 |
| Authors |
A._Drlica-Wagner,_P._S._Ferguson,_M._Adam\'ow,_M._Aguena,_F._Andrade-Oliveira,_D._Bacon,_K._Bechtol,_E._F._Bell,_E._Bertin,_P._Bilaji,_S._Bocquet,_C._R._Bom,_D._Brooks,_D._L._Burke,_J._A._Carballo-Bello,_J._L._Carlin,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_F._J._Castander,_W._Cerny,_C._Chang,_Y._Choi,_C._Conselice,_M._Costanzi,_D._Crnojevi\'c,_L._N._da_Costa,_J._De_Vicente,_S._Desai,_J._Esteves,_S._Everett,_I._Ferrero,_M._Fitzpatrick,_B._Flaugher,_D._Friedel,_J._Frieman,_J._Garc\'ia-Bellido,_M._Gatti,_E._Gaztanaga,_D._W._Gerdes,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_J._Gschwend,_W._G._Hartley,_D._Hernandez-Lang,_S._R._Hinton,_D._L._Hollowood,_K._Honscheid,_A._K._Hughes,_A._Jacques,_D._J._James,_M._D._Johnson,_K._Kuehn,_N._Kuropatkin,_O._Lahav,_T._S._Li,_C._Lidman,_H._Lin,_M._March,_J._L._Marshall,_et_al._(64_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.16565 |
DECamLocalVolumeExplorationSurvey（DELVE）からの2番目の公開データリリース（DR2）を紹介します。DELVEDR2は、新しいDECam観測と、DarkEnergySurvey、DECamLegacySurvey、およびその他のDECamコミュニティプログラムからのアーカイブDECamデータを組み合わせたものです。DELVEDR2は、4つの広帯域光学/近赤外線フィルター（g、r、i、z）で、銀河系の高緯度（|b|>10度）の空の>21,000deg^2をカバーする約160,000回の露出で構成されています。DELVEDR2は、中央値5{\sigma}の点源深度がg=24.3、r=23.9、i=23.5、z=22.8等で、約25億の天文光源に点源と自動開口測光を提供します。4つのフィルターすべてで約17,000deg^2の領域が画像化され、約6億1800万の天文源の4バンド測光測定を提供します。DELVEDR2は、以前のDELVEデータリリースの4倍以上の領域をカバーし、約5倍の天体を含んでいます。DELVEDR2は、NOIRLabAstroDataLabサイエンスプラットフォームを介して公開されています。
| Title |
A_Self-Learning_Neural_Network_Approach_for_RFI_Detection_and_Removal_in_Radio_Astronomy |
| Authors |
Benjamin_R._B._Saliwanchik_and_An\v{z}e_Slosar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.16607 |
典型的な電波天文学実験の信号処理チェーンで生のデジタル化された信号から無線周波数干渉（RFI）を検出して除去するための新しい方法を紹介します。私たちの方法の主な利点は、トレーニングセットを必要としないことです。代わりに、私たちの方法は、天文学的なソースから来る真の関心信号が熱であり、したがって圧縮できないガウスランダムプロセスとして記述されているという事実に依存しています。変分エンコーダー/デコーダーネットワークを使用して、最小の自由度で最大の分散を説明できるデータストリーム内の圧縮可能な情報を見つけます。BaryonMappingeXperiment（BMX）プロトタイプからの一連のトイプロブレムと保存されたリングバッファーでそれを示します。この方法の利点と制限、および将来の無線実験のフロントエンドでの実装の可能性について説明します。
SDSS画像からの低表面輝度銀河の自動検出
| Title |
Automatic_detection_of_low_surface_brightness_galaxies_from_SDSS_images |
| Authors |
Zhenping_Yi,_Jia_Li,_Wei_Du,_Meng_Liu,_Zengxu_Liang,_Yongguang_Xing,_Jingchang_Pan,_Yude_Bu,_Xiaoming_Kong,_Hong_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.16813 |
低表面輝度（LSB）銀河は、中心表面輝度が夜空よりも暗い銀河です。LSB銀河のかすかな性質とそれに匹敵する空の背景のために、大規模な空の調査からLSB銀河を自動的かつ効率的に検索することは困難です。本研究では、スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）画像からLSB銀河をエンドツーエンドで検出するためのデータ駆動型モデルである低表面輝度銀河自動検出モデル（LSBG-AD）を確立しました。深層学習に基づく物体検出技術をSDSSフィールド画像に適用して、LSB銀河を識別し、同時にそれらの座標を推定します。LSBG-ADを1120のSDSS画像に適用すると、1197のLSB銀河候補が検出されました。そのうち、1081のサンプルがすでに既知であり、116のサンプルが新たに見つかった候補です。モデルによって検索された候補のBバンドの中心表面輝度は、22magarcsec$^{-2}$から24magarcsec$^{-2}$の範囲であり、標準サンプルの表面輝度分布と完全に一致しています。LSB銀河候補の96.46\％の軸比（$b/a$）は0.3を超え、92.04\％の軸比は$fracDev\_r$\textless0.4であり、これも標準サンプルと一致しています。結果は、LSBG-ADモデルがトレーニングサンプルのLSB銀河の特徴をよく学習し、測光パラメータを使用せずにLSB銀河を検索するために使用できることを示しています。次に、この方法を使用して、次世代の天文台の大規模な画像からLSB銀河を検出するための効率的なアルゴリズムを開発します。
インデックスに従ってください：新しい提案
そのすべてのよく知られた欠陥とその解雇の要求にもかかわらず、悪名高い$h$-indexは、助成金を授与したり、科学者を昇進させたり雇用したりするときに、多くの場合まだ使用されています。これに対処するために、著者のそれぞれの貢献を考慮に入れ、科学文献の汚染を大幅に減らすという2つの目的で、より良い指標を考案することに着手しました。最後に、すべての研究者にとって最善であることが保証されている戦略を提示します。
地上重力波検出器を用いた異方性確率的重力波背景の探索の角度分解能
| Title |
Angular_Resolution_of_the_Search_for_Anisotropic_Stochastic_Gravitational-Wave_Background_with_Terrestrial_Gravitational-Wave_Detectors |
| Authors |
Erik_Floden,_Vuk_Mandic,_Andrew_Matas,_Leo_Tsukada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.17141 |
重力波の空を球面調和関数成分に分解することにより、確率的重力波（GW）背景の異方性探索を検討します。以前の分析では、回折限界を使用して、この検索で使用される最高次の球面調和関数成分を定義しました。シミュレートされたGW信号を検出およびローカライズする能力をテストすることにより、この検索の角度分解能が実際に回折限界であるかどうかを調査します。低次の球面調和関数モードを使用することは、GWソースを最初に検出するのに最適ですが、検出されたソースは、回折限界の議論に基づいて予想されるよりも高次の球面調和関数でより適切にローカライズできることを示します。さらに、シミュレートされたGWソースを回復する機能が、ネットワーク内の検出器の数、検索が実行される周波数範囲、およびGWスカイマップの共分散行列を正則化する方法によってどのように影響を受けるかについて説明します。この研究では主に点源信号を検討しますが、空間的に拡張された信号に方法論を簡単に適用し、そのような信号の分析の将来の変更の可能性について説明します。
変光星のOGLEコレクション。天の川の66,000近くのミラ星
| Title |
The_OGLE_Collection_of_Variable_Stars._Nearly_66,000_Mira_stars_in_the_Milky_Way |
| Authors |
Patryk_Iwanek,_Igor_Soszy\'nski,_Szymon_Koz{\l}owski,_Rados{\l}aw_Poleski,_Pawe{\l}_Pietrukowicz,_Jan_Skowron,_Marcin_Wrona,_Przemys{\l}aw_Mr\'oz,_Andrzej_Udalski,_Micha{\l}_K._Szyma\'nski,_Dorota_M._Skowron,_Krzysztof_Ulaczyk,_Mariusz_Gromadzki,_Krzysztof_Rybicki_and_Milena_Ratajczak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.16552 |
OpticalGravitationalLensingExperiment（OGLE）プロジェクトデータベースで見つかった65,981個のミラ型変光星のコレクションを紹介します。サンプルの3分の2（40,356個のオブジェクト）は銀河バルジフィールドにあり、25,625個の星は銀河円盤にあります。コレクションの大部分（47,532個のオブジェクト）は新しい発見です。ミラ型変光星の基本的な観測パラメータを提供します：赤道座標、脈動周期、$I$バンドと$V$バンドの平均光度、$I$バンドの明るさの振幅、および変光星の他のカタログの識別。また、1997年以降、OGLE-II、OGLE-III、およびOGLE-IVフェーズで収集された$I$バンドおよび$V$バンドの時系列測光も提供します。昔ながらの選択プロセス、つまり、経験豊富な天文学者による光度曲線の目視検査に主に基づいているため、カタログの純度が高くなりました。その結果、このコレクションは、機械学習分類アルゴリズムのトレーニングセットとして使用できます。隣接するOGLEフィールドの重複部分を使用すると、カタログの完全性は約96％と推定されます。天の川のさまざまな地域にあるミラの統計的特徴を比較して議論します。半規則型変光星からミラ変光星へ、またはその逆に、時間の経過とともにタイプが変化する星の例を示します。このデータセットは、天の川の3次元構造を研究するのに最適であり、X字型の膨らみのパズルを説明するのに役立つ場合があります。
複雑な有機物放出におけるソース構造の重要性II。ディスクは、いくつかの低質量原始星からのメタノール放出の欠如を説明できますか？
| Title |
Importance_of_source_structure_on_complex_organics_emission_II._Can_disks_explain_lack_of_methanol_emission_from_some_low-mass_protostars? |
| Authors |
P._Nazari,_B._Tabone,_G._P._Rosotti,_M._L._van_Gelder,_R._Meshaka,_E._F._van_Dishoeck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.16554 |
一部の原始星系は、複雑な有機物のミリメートル線放射をほとんどまたはまったく示しません。これは、これらの分子の存在量が少ないと解釈できます。あるいは、システムに存在する可能性がありますが、ガスには見られません。目標は、メタノールに関する後者の仮説を調査することです。私たちは質問に答えようとします：たとえメタノールが氷やガスに豊富にあるとしても、ディスクと光学的に厚い塵の存在はメタノールの放出を減らしますか？放射伝達コードRADMC-3Dを使用して、エンベロープのみのモデルとエンベロープとディスクのモデルからのメタノール輝線が計算され、相互に比較されます。ディスク半径が30auより大きい限り、エンベロープのみのモデルからのメタノール放出は、エンベロープとディスクのモデルからのメタノール放出よりも常に少なくとも2倍強くなります（L=8L$_{\odot}$の場合）。）。ほとんどの場合、これは気温が低いためであり、したがって、エンベローププラスディスクモデルの雪面内の暖かいメタノールの量が少ないためです。連続体の過剰減算により、不透明度の高いダスト粒子と少なくとも50auのディスク半径（L=8L$_{\odot}$の場合）を含むモデルでは、強度が1桁以上低下します。エンベロープのみのモデルからの線強度は、ダストの光学的厚さの影響が大きい場合でも、メタノールの放出が少ない原始星の観測を過剰に生成します。エンベローププラスディスクモデルは、観測の大部分を説明できます。ただし、それらは、ダストの光学的厚さの影響、特にディスク内の連続的な過剰減算が有効になる場合にのみ、高光度で低メタノール放出の光源の観測を再現できます。したがって、観測を説明するために、ディスクとダストの光学的厚さの両方の影響を考慮する必要があります。結論：メタノール放出がないということは、ガスまたは氷のいずれかにメタノール分子がないことを意味するものではありません。
ウィルソン・バップ効果の物理的性質について：重力と温度依存性の修正
| Title |
On_the_physical_nature_of_the_Wilson-Bappu_effect:_revising_the_gravity_and_temperature_dependence |
| Authors |
F._Rosas-Portilla,_K.-P._Schr\"oder,_D._Jack |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.16593 |
スペクトルタイプGとK、および光度クラスIからVの、中程度の活動レベルで、表面重力の4桁と有効温度の代表的な範囲をカバーする、32個の星のサンプルを示します。各星について、スペクトル分解能が$R\approx20,000$の高いS/NTIGRE-HEROSスペクトルを取得し、対象のCaIIK線幅$W_0$および$W_1$を測定しました。主な物理的パラメータは、iSpec合成とGaiaEDR3視差によって決定されます。質量推定は、進化モデルとのマッチングに基づいています。スペクトル品質と評価の点で非常に均一なこの恒星サンプルを使用して、有効温度$T_{\rmeff}$への顕著な依存性を含む、輝線幅と重力$g$の間の最適な関係を導き出します。$W_1\proptog^{-0.229}T_{\rmeff}^{+2.41}$の形式です。この結果は、彩層の底部での静水圧平衡を仮定した場合の、彩層CaIIカラム密度における線飽和および光子再分布効果としてのウィルソンバップ効果の物理的解釈を裏付けています。カラム密度（および$W_1$）は低重力に向かって増加しますが、観測された温度依存性は単純なイオン化効果として理解されます。より冷たい星では、CaII密度はCaIに有利に減少します。
降着する白色矮星の特性をそれらの周囲媒体のイオン化状態と関連付ける
| Title |
Linking_the_properties_of_accreting_white_dwarfs_with_the_ionization_state_of_their_ambient_medium |
| Authors |
D._Souropanis,_A._Chiotellis,_P._Boumis,_M._Chatzikos,_S._Akras,_L._Piersanti,_A._J._Ruiter_and_G._J._Ferland |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.16647 |
着実に降着する白色矮星（WD）は、効率的なイオン化源であり、したがって、それらの近くに拡張されたイオン化星雲を作成することができます。これらの星雲は、ほとんどの場合、ソース自体が弱いことを考えると、降着するWDを検出するための理想的なツールです。この作業では、放射伝達シミュレーションを既知のHおよびHe降着WDモデルと組み合わせて、WD質量、降着率、および化学組成の関数として、形成された星雲のイオン化状態と輝線スペクトルを初めて提供します。降着した材料の。星雲の光線束と半径方向の広がりは、WDの降着特性によって大きく異なり、WDの質量が0.8〜1.2$\rm〜M_{\odot}$のシステムでピークに達することがわかります。私たちの結果を「BPT」診断図に投影すると、降着するWD星雲は、銀河系の低電離中心核輝線領域と同様の線比を共有しながら、HIIのような領域とは異なる特性を持っていることがわかります。最後に、我々の結果を、超軟X線源（SSS）およびIa型超新星残骸（WDの着実な降着に関連する線源）の近くにイオン化星雲がないことによって課せられる関連する制約と比較します。私たちの比較で明らかになった大きな不一致は、調査対象の残骸の潜在的な前駆体としてWDを着実に降着させることを除外し、さらにSSSの周囲の媒体の密度を0.2$\rm〜cm^{-3}$未満にする必要があります。理論上の期待と関連する観察との間の非互換性を埋めることができる可能性のある代替案について説明します。
バイナリ進化シミュレーションの計算効率の高い分布のための能動学習
| Title |
Active_Learning_for_Computationally_Efficient_Distribution_of_Binary_Evolution_Simulations |
| Authors |
Kyle_Akira_Rocha,_Jeff_J._Andrews,_Christopher_P._L._Berry,_Zoheyr_Doctor,_Pablo_Marchant,_Vicky_Kalogera,_Scott_Coughlin,_Simone_S._Bavera,_Aaron_Dotter,_Tassos_Fragos,_Konstantinos_Kovlakas,_Devina_Misra,_Zepei_Xing,_Emmanouil_Zapartas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.16683 |
連星は、観測された特性を予測して説明するために重要な、さまざまな相互作用と進化の段階を経ます。完全な恒星構造と進化のシミュレーションによるバイナリ集団合成は、計算コストが高く、多数の物質移動シーケンスが必要です。最近開発された連星合成コードPOSYDONには、MESA連星シミュレーションのグリッドが組み込まれており、大規模な連星の大規模な母集団をモデル化するために補間されます。シミュレーションの高密度直線グリッドを計算する従来の方法は、金属量、回転、および離心率の範囲を考慮して、高次元グリッドに対してスケーラブルではありません。新しい能動学習アルゴリズムであるpsy-crisを紹介します。これは、データ収集プロセスで機械学習を使用して、実行するターゲットシミュレーションを適応的かつ反復的に選択し、カスタムの高性能トレーニングセットを作成します。トイプロブレムでpsy-crisをテストし、結果として得られるトレーニングセットは、通常のグリッドまたはランダムにサンプリングされたグリッドよりも、正確な分類と回帰のために必要なシミュレーションが少ないことがわかりました。さらに、MESAシミュレーションの動的グリッドを構築するというターゲット問題にpsy-crisを適用し、微調整を行わなくても、直線グリッドのサイズが$\sim1/4$のシミュレーションセットで十分であることを示します。同じ分類精度を達成します。対象となるアプリケーション向けにアルゴリズムパラメータを最適化すると、さらなる向上が見込まれます。分類のみを最適化すると、回帰でパフォーマンスが低下する可能性があり、その逆も同様です。グリッドを作成するための計算コストを下げることで、POSYDONの将来のバージョンは、補間精度を維持しながら、より多くの入力パラメーターをカバーできるようになります。
巨大な星とその風のX線放射
ほとんどの種類の巨大な星は、恒星風の特性に影響されるX線放射を示します。単一の非磁性OB星は、それらのボロメータ光度に比例するX線光度を持ち、それらの放出は、風に埋め込まれた衝撃の分布から生じると考えられています。有意な短期確率的変動の欠如は、風が多数の独立した断片で構成されていることを示しています。詳細な変動性の研究により、光球と風の関係が明らかになりました。よく研究されたO型星は、自転周期と一致するタイムスケールで放出の約10％の変調を示し、いくつかの初期のB型パルセータは約10％の変調を示します。それらのX線フラックスの脈動周期との関係。OB星とは異なり、それらの進化した子孫（WRおよびLBV星）は、X線とボロメータの光度の間に明確な関係がなく、オブジェクトのいくつかのサブカテゴリは検出されないままです。これらの特性は、風の光学的厚さと風速の複合効果に起因する可能性が最も高いです。磁気OB星は、星の回転によって頻繁に変調される強化されたX線放射を表示します。これらの特性は、磁気的に閉じ込められた風の衝撃モデルと斜めの磁気回転子の構成によってよく説明されます。一部の大規模なバイナリは、バイナリコンポーネントの風の間の衝突から生じる位相依存の過剰放出を示します。それでも、おそらく衝撃加熱されたプラズマの放射冷却の結果として、大規模なバイナリの大部分はそのような放出を示しません。最後に、Be星の成長するサブセット、いわゆるガンマCas星は、広範囲のタイムスケールにわたって変化する異常に硬くて強い熱X線放射を特徴としています。これらの特性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が、この現象の起源は現在、恒星X線天体物理学における主要な未解決のパズルの1つです。
太陽冠状輝点における減衰のない振動
太陽冠状ループの減衰のないキンク振動（または略して減衰のない振動）は、発見以来大きな注目を集めてきました。コロナルブライトポイント（CBP）はミニアクティブ領域であり、小さなサイズのループで構成されています。ただし、CBPの減衰のない振動は広く報告されていません。この研究では、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）によって撮影された画像171\AA\を使用して、一部のCBPでこの種の振動を特定しました。運動倍率アルゴリズムを使用して振動振幅を増加させた後、振動信号を識別するために時間-距離マップを作成しました。また、ループの長さと速度の振幅を推定しました。23のCBPを分析したところ、そのうちの16で31の振動イベントが見つかりました。振動周期は1〜8分（平均約5分）の範囲であり、変位振幅の平均値は0.07Mmです。平均ループ長と速度振幅は、それぞれ23Mmと1.57\kmsです。異なる振動パラメータ間の関係も調べられます。さらに、これらのサブピクセル振動振幅（0.4Mm未満）をどのように検出できるかを示すために、単純なフォワードモデルを実行しました。モデルの結果は、当社のデータ処理方法の信頼性を裏付けています。私たちの研究は、減衰のない振動がCBPの小規模ループで一般的であることを初めて示しています。これらの振動により、コロナのAlfv\'{e}n速度と磁場強度の地震学的診断が可能になります。
静かで活発な太陽コロナにおける温度と放出の測定分布：ベイズアプローチ
| Title |
The_temperature_and_emission_measure_distribution_in_the_quiet_and_active_solar_corona:_a_Bayesian_approach |
| Authors |
Kenneth_P._Dere |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.17086 |
スペクトル線強度の観測からの微分放射測定（DEM）の再構築は、観測された領域の放射測定の温度分布に関する情報を提供します。反転プロセスは非常に不安定であることが知られており、DEMをスムーズにする必要があるなどの追加の制約を提供する必要がありました。ただし、これは非物理的な制約です。この分析の目的は、一連の輝線強度が再構成を制約する能力を経験的に決定することです。ここでは、モンテカルロ-マルコフ連鎖プロセスを使用して単純なモデルを使用し、静かな太陽の領域と太陽活動領域で観測された強度を再現するソリューションに到達します。これらの解は、カイ二乗の減少によって比較されます。この分析からの結論は、観測は、4つの温度放出測定ペアと観測された線強度からのモデルの標準偏差の決定からなるモデルを制約することしかできないということです。5つの温度放出測定ペアを持つより複雑なモデルは、適合を改善せず、無関係なパラメーターにつながります。より一般的な結論は、一連の観測された輝線の情報内容は、放出測度分布の決定に関して制限されているということです。
3つの激変星の性質を明らかにするためのステップ：LS Cam、V902 Mon、およびSWIFT J0746.3-1608
| Title |
A_Step_towards_Unveiling_the_Nature_of_Three_Cataclysmic_Variables:_LS_Cam,_V902_Mon,_and_SWIFT_J0746.3-1608 |
| Authors |
Nikita_Rawat,_J._C._Pandey,_Arti_Joshi,_Umesh_Yadava |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.17088 |
トランジット系外惑星探査衛星からの長いベースライン、高ケイデンスの光学測光データを使用して、3つの激変星（CV）、つまりLSCam、V902Mon、およびSWIFTJ0746.3-1608の詳細な時間分解タイミング分析を実行しました。（TESS）。LSCam観測の分析は、それぞれ$\sim$3.30hと3.70hの負と正のスーパーハンプ期間とともに$\sim$4.025$\pm$0.007dのスーパーオービタル期間の存在を示唆しています。これらの結果は、降着円盤の節点および近点移動と軌道運動との相互作用として説明することができます。他の2つのソース、V902MonとSWIFTJ0746.3-1608については、それぞれ2387.0$\pm$0.6sと2409.5$\pm$0.7sのビート期間の証拠が見つかりましたが、これは以前の研究では見つかりませんでした。この研究で提示された我々の結果は、両方の情報源の全観測期間中の降着モードの変化を示しています。V902Monの場合、（6.09$\pm$0.60）$\times10^{-10}$の見かけの公転周期導関数も見つかりました。さらに、軌道周波数の2次高調波は、SWIFTJ0746.3-1608のパワースペクトルを支配し、2次星の楕円体変調を示唆しています。現在の分析は、LSCamがスーパーハンピングCVである可能性があるのに対し、V902MonとSWIFTJ0746.3-1608は、中間ポーラーを降着させる可変ディスクオーバーフローである可能性が高いことを示唆しています。
| Title |
The_Solar-Cycle_Temporal_Variation_of_the_Solar_Wind_Charge_Exchange_X-ray_Lines |
| Authors |
Zhijie_Qu,_Dimitra_Koutroumpa,_Joel_N._Bregman,_Kip_D._Kuntz,_and_Philip_Kaaret |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.17175 |
太陽風電荷交換（SWCX）は、天の川（MW）の高温ガスからの軟X線輝線に対する主要な汚染です。{\itXMM-Newton}アーカイブで観測された\ion{O}{7}および\ion{O}{8}輝線測定値の太陽周期（$\約10$年）の時間的変動を報告します。黒点番号（SSN）によって追跡される太陽周期と密接に相関しています。この時間的変動は、太陽圏SWCXに関連していると予想されます。別の観測された相関関係は、より高い太陽風（SW）フラックスが、より高いOVIIまたはOVIIIフラックスにつながることです。これは、磁気圏SWCXによるものです。ライン測定値と太陽活動（つまり、SWフラックスとSSN）の間に観測された相関関係を再現するための経験的モデルを構築します。このモデルでは、OVIIフラックスとSSNの間に$0.91_{-0.22}^{+0.20}$yrの遅れが見つかりました。このタイムラグは、太陽圏内のSW通過時間、太陽活動に応答する中性ガス分布のラグ、およびSSNと高エネルギーSW（つまり、$\rmO）の打ち上げとの間の固有のラグの組み合わせです。^{7+}$および$\rmO^{8+}$）。MWOVIIおよびOVIIIフラックスの平均値は5.4L.Uです。および1.7L.U.は、SWCX汚染が除去されていない研究と比較して、$50\％$および$30\％$削減されます。この補正により、MW高温ガスの密度分布と温度プロファイルの決定も変更されます。
2つの激変星の光学的特性評価：RBS0490およびSDSSJ075939.79 + 191417.3
| Title |
Optical_characterization_of_two_cataclysmic_variables:_RBS_0490_and_SDSS_J075939.79+191417.3 |
| Authors |
Arti_Joshi,_J.C.Pandey,_Nikita_Rawat,_Ashish_Raj,_Wei_Wang,_H._P._Singh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.17198 |
2つの激変星（CV）、つまりRBS0490とSDSSJ075939.79+191417.3の光学測光および分光観測を示します。RBS0490の光学的変動は、1.689$\pm$0.001時間の周期で発生することがわかっています。これは、システムの公転周期の可能性が高いと思われます。SDSSJ075939.79+191417.3の現在の測光観測は、以前に決定された軌道周期を3.14240928$\pm$0.00000096時間として確認および改良します。SDSSJ075939.79+191417.3の光度曲線に長期間の日食の特徴が存在することは、日食が降着円盤と輝点に起因している可能性があることを示しています。SDSSJ075939.79+191417.3の軌道傾斜角は、日食の形態を使用して$\sim$78$^\circ$と推定されます。RBS0490の軌道サイクル中の位相光度曲線の変化は、独立した2番目の降着領域または2番目の暗い極からの放出の証拠を提供します。RBS0490およびSDSSJ075939.79+191417.3の光学スペクトルは、強いバルマー、弱いHeII（$\lambda$4686）輝線の存在と、等価値が大きい強い$H\beta$輝線の検出を示しています。幅。RBS0490の特徴は低磁場極を支持しているようですが、SDSSJ075939.79+191417.3は非磁性システムに類似しているようです。
深淵は重力波を飲み込むことができますか、それともなぜエコーを観測しないのですか？
ここでは、ブラックホールを模倣したワームホールからのエコーが非常に小さいために観測できない理由を簡単に説明します。効果の本質は、ワームホールによって接続された複数の宇宙間での重力波の初期エネルギーの再分配にあります。
機械学習アルゴリズムを使用したリアリティTVデート番組の勝者の予測$\textit {The Bachelor} $
| Title |
Predicting_Winners_of_the_Reality_TV_Dating_Show_$\textit{The_Bachelor}$_Using_Machine_Learning_Algorithms |
| Authors |
Abigail_J._Lee,_Grace_E._Chesmore,_Kyle_A._Rocha,_Amanda_Farah,_Maryum_Sayeed,_Justin_Myles |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.16648 |
$\textit{TheBachelor}$は、1人の独身者が8週間の撮影で約30人の女性出場者のプールから妻を選ぶリアリティTVのデート番組です（AmericanBroadcastingCompany2002）。シーズン11から25に参加した422人の出場者全員について、年齢、出身地、キャリア、レース、最初の1対1の日付を取得した週、第一印象が上がったかどうか、および「場所」について次のデータを収集しました。「彼らは結局得た。次に、3つの機械学習モデルをトレーニングして、$\textit{TheBachelor}$で成功した競技者の理想的な特性を予測しました。テストした3つのアルゴリズムは、ランダムフォレスト分類、ニューラルネットワーク、線形回帰です。ニューラルネットワークは全体的に最高のパフォーマンスを示しましたが、3つのモデルすべてで一貫性が見られました。私たちのモデルによると、女性が$\textit{TheBachelor}$ではるかに進歩する可能性が最も高いのは、次の場合です。26歳、白人、北西部出身、ダンサーとして働いており、週に1対1で受け取っています。6、そして第一印象のバラを受け取りませんでした。私たちの方法論は、すべてのロマンチックなリアリティテレビに広く適用でき、私たちの結果は、将来の$\textit{TheBachelor}$の制作と出場者の戦略に役立ちます。私たちのモデルは比較的成功しましたが、それでも高い誤分類率に遭遇しました。これは、次の理由が考えられます。（1）トレーニングデータセットのポイントが400ポイント未満であったか、（2）モデルが単純すぎて、シーズン中に競技者が形成する複雑なロマンチックなつながりをパラメーター化できなかった。
原始の空の対称性
宇宙のインフレーション中の大規模な重力摂動の起源を説明するために一般的に使用される場の量子論は、湾曲した時空における重要な物理的効果、因果構造に対するそれらの重力効果からの量子化モード間の非局所的絡み合いを除外することが示されています。ここで、非局所的な方向性と因果関係をコヒーレントに保存する量子重力の異なるモデルでは、原始的な摂動は、代わりに、出現するインフレーションの地平線のコヒーレントな量子歪みから生じると主張されています。さらに、その因果的制約は、標準的な画像では非常に異常である、大きな角度間隔で測定された宇宙マイクロ波背景放射の近似対称性を説明しています。したがって、大角度のCMBパターンですでに明らかな対称性は、量子重力からの局所性と因果構造の出現のユニークなサインである可能性があります。
膨張空間では観測可能な真空エネルギーは有限です
この研究では、膨張空間では、これらの量子モードのみが、観測可能な体積を超えない測定された真空エネルギーに寄与すると考えています。すべての量子化フィールドモードはさまざまな観測可能な結果をもたらすため、重力の地平線が原因で観測者を有限体積に制限する場合、量子化モードは重力との整合性を保つために観測可能なパッチに制限する必要があります。フリードマン・ルメートル・ロバートソン・ウォーカー（FLRW）空間の観測可能なパッチ内で、エネルギー運動量テンソルの真空期待値は、離散場モードの合計として表すことができます。フリードマンの最初の方程式は、単純な紫外線カットオフを提供し、合計で有限数のモードのみを許可します。有限体積は赤外線レギュレーターとして機能し、真空エネルギー密度の計算は正則化や繰り込みなしで扱いやすくなります。このアイデアの妥当性をテストするために、FLRWバックグラウンドでスカラー場を量子化し、真空が支配的な共形のホログラフィック限界での真空エネルギー密度を計算します。この限界では、量子真空エネルギー密度がハッブルパラメータの2乗に比例し、重力と一致していることを示しています。この例では、量子真空は空間を膨張させますが、膨張する空間の地平線は真空のエネルギー密度を観測値に制限します。
駐車場プラネット
太陽系外惑星システムが理想的な遊園地/休暇リゾートとして機能するための条件を提供します（もちろん、独立した駐車場があります）。大規模な人間の惑星間植民地化の場合。私たちの考察は、遊園地にはほぼ同じ表面積の駐車場が必要であるという事実に基づいています。したがって、その建設の最良の選択肢は、観光客の輸送を容易にするために、少なくとも2つの惑星が互いに近接しているシステムです。また、建設費を削減するためにそのようなシステムを見つける可能性についても説明します。
有効相対論的平均場モデル内の中性子星のパスタ特性
| Title |
Pasta_properties_of_the_neutron_star_within_effective_relativistic_mean-field_model |
| Authors |
Vishal_Parmar,_H._C._Das,_Ankit_Kumar,_Ankit_Kumar,_M._K._Sharma,_P._Arumugam,_S._K._Patra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.16827 |
有効相対論的平均場理論（E-RMF）を用いて、パスタ構造の性質と中性子星観測量への影響を研究します。圧縮性液滴モデルは、内部地殻内の非球形構造の可能性を考慮して、有限サイズ効果を組み込むために使用されます。中性子星の地殻のパスタの質量や厚さなどのさまざまな特性を研究するために、いくつかのE-RMFパラメーターに対して統一された状態方程式が構築されます。パスタの特性の大部分は、亜飽和密度領域の対称エネルギーに敏感です。モンテカルロシミュレーションの結果を使用して、軟ガンマ線リピーターからの準周期的振動のコンテキストで地殻のせん断弾性率を推定し、内部地殻の基本的なねじれ振動モードの周波数を計算します。質量半径プロファイル、慣性モーメント、地殻質量、地殻の厚さ、地殻の慣性モーメントなど、中性子星のグローバルな特性が計算されます。結果は、さまざまな観察的および理論的制約と一致しています。
重力ビームプラズマ不安定性の線形解析
| Title |
Linear_analysis_of_the_gravitational_beam-plasma_instability |
| Authors |
Fabio_Moretti,_Matteo_Del_Prete,_Giovanni_Montani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.16990 |
粒子の高速集団がホルンデスキー重力理論の大規模なスカラーモードと相互作用し、後者の振幅の線形成長をもたらす場合の、重力セクターにおけるビームプラズマ不安定性のよく知られた現象を調査します。標準的な電磁気の場合に使用されるアプローチに従って、スカラーホーンデスキーモードのランダウ減衰の以前の分析で紹介されたように、重力プラズマの誘電表現から始めます。次に、最初にディラックのデルタ関数を使用して高速ビーム分布を記述し、修正されたVlasov-Einstein方程式を設定します。このようにして、分散関係の分析式を提供し、Horndeskiスカラーモードの線形進化に対してゼロ以外の成長率が存在することを示します。次に、台形のビーム分布関数を使用して数値調査を実行します。これにより、分析結果が確認され、ビームの広がりが増加するにつれて成長率がどのように低下するかを示すことができます。
Transmogrifiers：Bright of the Exomoon
それは何千年もの間観察され記録されてきた行動かもしれませんが、それと満月との関係にもかかわらず、天文学界はライカンスロピーにほとんど注意を払っていません。既知の太陽系外惑星の個体数を自然実験として使用して、狼男への変換をトリガーするために必要な月の特性をよりよく特徴付けることによって、この欠陥に対処したいと考えています。さらに、LHS1140bに特に焦点を当てて、どの太陽系外惑星が狼男を引き起こす可能性のある太陽系外惑星を持っている可能性が最も高いかを調査します。また、太陽系外惑星のシステムをよりよく特徴付けるために、赤外線放射とスペクトルタイピング望遠鏡からの狼男、またはWFIRSTと呼ばれる新しいミッションを提案します。これにより、従来考えられていた以上に、星型がライカンスロピーに与える影響を調べることができます。これは、急成長しているエキソクリプトゾロジーの分野の理解と認識における大きな前進であると信じています。
超新星爆発、コンパクト星およびそれらの合併に対する強い相転移の影響
| Title |
Effects_of_a_strong_phase_transition_on_supernova_explosions,_compact_stars_and_their_mergers |
| Authors |
Andreas_Bauswein,_David_Blaschke,_Tobias_Fischer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.17188 |
コンパクト星の状態方程式（EOS）で、通常の核物質から非閉じ込めクォークグルーオンプラズマへの強い相転移をサポートする理論的アプローチの概要を説明します。この仮説の意味は、天体物理学のアプリケーションについて説明されています。十分に強い相転移の発生に直接関連する可能性のある、潜在的に検出可能なシグネチャに特に重点が置かれています。したがって、その後の重力波の放出を含む、コア崩壊超新星とバイナリコンパクト星の合併のシミュレーションが考慮され、さらに超新星の場合、ニュートリノがメッセンジャーの役割を果たします。
フィンジ重力モデルにおける銀河団の統計的記述
| Title |
Statistical_description_of_galactic_clusters_in_Finzi_gravity_model |
| Authors |
Abdul_W._Khanday,_Sudhaker_Upadhyay,_Prince_A._Ganai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.17237 |
銀河団の熱力学的記述を研究するために、大規模でより強い相互作用を与えるフィンジによって提案された新しい重力理論を利用します。統計モデルを使用して、さまざまな熱力学状態方程式を推定します。さらに、標準（ニュートン）対応物と比較して、クラスタリングパラメーターの動作を分析します。一般的な分布関数と、クラスタリングパラメータの強度を変化させた場合のその動作についても調べます。相転移の可能性も調査され、階層的にではあるが相転移が可能であることが観察された。
銀河団の熱力学に対する因数分解不可能な背景形状の影響
| Title |
Effect_of_nonfactorizable_background_geometry_on_thermodynamics_of_clustering_of_galaxies |
| Authors |
Abdul_W._Khanday,_Hilal_A._Bagat_Prince_A._Ganai,_Sudhaker_Upadhyay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.17243 |
銀河団の熱力学に対する因数分解不可能な背景形状の影響を研究します。正規の分配関数は、適切な次元のセルに含まれる点粒子として扱われる銀河の重力システムに対して導出されます。ヘルムホルツ自由エネルギーやエントロピーなど、さまざまな熱力学的状態方程式も得られます。また、修正されたニュートンの法則が銀河の分布関数に与える影響を推定します。注目すべきことに、修正されたニュートンの法則の効果は、方程式の標準構造が保持されている間、クラスタリングパラメーターでのみ見られます。変更されたクラスタリングパラメータと元のクラスタリングパラメータの比較が行われ、クラスタリングの時間スケールに対する修正の効果が視覚化されます。システムの対称性の破れの可能性は、システム温度の上昇に伴う比熱の挙動を調査することによっても分析されます。
もっと違う：非最小のダークセクターと素粒子物理学、天体物理学、宇宙論へのそれらの影響-スノーマス2021のための13の持ち帰りレッスン
| Title |
More_is_Different:_Non-Minimal_Dark_Sectors_and_their_Implications_for_Particle_Physics,_Astrophysics,_and_Cosmology_--_13_Take-Away_Lessons_for_Snowmass_2021 |
| Authors |
Keith_R._Dienes,_Brooks_Thomas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.17258 |
「もっと違う」というフレーズは、特定のシステムの状態の数が多い場合に発生する可能性のある、新しい予期しない集合的な現象を指すためによく使用されます。Snowmass2021Studyへのこの寄稿では、通常の仮定に反して、暗いセクターに多数の状態が含まれている場合に発生する可能性のある13の予期しない集合現象について説明します。これらの13の持ち帰りレッスンは、暗黒物質の物理学に関連するすべてのドメインにまたがっており、コライダーの署名、直接検出の署名、間接検出の署名、暗黒物質の相補性に関する新しい視点、さらには予期しない天体物理学や宇宙論の現象も含まれます。通常、単一成分の暗黒物質シナリオに関連するものを超越します。これらの教訓（およびそれらが基づいている現象）は、それによって、非最小の暗いセクターに関連する可能性のある署名および理論的可能性を検討するときに、広い視点を維持する必要性を示しています。
