サウンドホライズンなしのハッブル定数の決定：Galaxy Surveys、CMB
Lensing、Supernovaeからの$H_0$に対する$3.6\％$制約
| Title |
Determining_the_Hubble_Constant_without_the_Sound_Horizon:_A_$3.6\%$_Constraint_on_$H_0$_from_Galaxy_Surveys,_CMB_Lensing_and_Supernovae |
| Authors |
Oliver_H._E._Philcox,_Gerrit_S._Farren,_Blake_D._Sherwin,_Eric_J._Baxter,_Dillon_J._Brout |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.02984 |
いわゆる「ハッブル張力」に対する多くの理論的解決策は、再結合時の音の地平線$r_s$を変更することに依存しているため、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）および大規模構造（LSS）の標準定規として使用される音響スケールデータセット。最近の多くの研究で示されているように、これらのオブザーバブルは、物質放射の平等での地平線スケール$k_{\rmeq}$を利用することにより、$H_0$に対する$r_s$に依存しない制約を計算するためにも使用できます。高赤方偏移の物理に対する感度は$r_s$とは異なります。この作業では、現在のデータからの拡張率に対する最も厳しい$k_{\rmeq}$ベースの制約を提示し、68$\％$CLで$H_0=64.8^{+2.2}_{-2.5}$を見つけます。BOSS銀河パワースペクトル、プランクCMBレンズ、および新しくリリースされたPantheon+超新星制約の組み合わせ、ならびにバリオン密度、ニュートリノ質量、およびスペクトルインデックス（$\mathrm{km}\、\mathrm{s}^{-1}\mathrm{Mpc}^{-1}$単位）。BOSSとPlanckの測定値は縮退方向が異なり、結合された制約が改善され、境界は$H_0=63.6^{+2.9}_{-3.6}$（$67.1^{+2.5}_{-2.9}$）になります。BOSS（プランク）だけから。結果は、ニュートリノの質量境界にいくらか依存していることを示しています。代わりに、地上実験からの$\summ_\nu$に弱い事前分布を課すと、制約は$H_0=68.0^{+2.9}_{-3.2}$に広がります。$\summ_\nu<0.26\、\mathrm{eV}$と仮定するか、ニュートリノの質量が最小値に固定されている場合は$H_0=64.6\pm2.4$にシフトするよりも。音の地平線に依存しなくても、私たちの結果は、Cepheidで較正された距離はしごから得られたものと$\approx3\sigma$の張力であり、音響物理学または拡張を変更することによって$H_0$を変化させる新しい物理学モデルに対する証拠を提供します再結合直前の履歴。
相対論的効果からの圧搾された3点相関における非ガウス性
| Title |
Non-Gaussianity_in_the_Squeezed_Three-Point_Correlation_from_the_Relativistic_Effects |
| Authors |
Jaiyul_Yoo_(1)_and_Nastassia_Grimm_(1,2)_and_Ermis_Mitsou_(1)_((1)_Z\"urich,_(2)_Geneva) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.03002 |
単一フィールドのインフレーションシナリオでLCDMユニバースを想定し、摂動の2次でのすべての相対論的効果を考慮して、圧搾三角形構成で観測された物質密度変動の3点相関関数を計算します。この圧搾された3点相関関数は、局所型の原始的な非ガウス性を特徴づけ、原始的な起源または一般相対性理論における固有の非線形性。まず、銀河バイアスの理論的記述は、空間ゲージ選択のあいまいさのために一般相対性理論では不完全であるが、宇宙論的観測量の記述は空間ゲージ選択とは無関係であることを示します。したがって、銀河団の決定的な結論に達するには、銀河バイアスの適切な相対論的記述が必要です。第二に、宇宙論的観測量のゲージ不変計算は、CFCのような余分な座標変換や膨張のような大きな微分同相写像の影響を受けないままであることを示します。最後に、観測における光の伝播に関連する相対論的効果が互いに打ち消し合うことを示します。したがって、いわゆる投影効果からの非ガウス寄与は存在しません。
ダブルソースレンズプロービング高赤方偏移宇宙論
同じ前景銀河によってレンズ化された2つのソースを使用するダブルソースレンズは、各ソースとレンズの間の距離を含み、したがって、観測者から離れた宇宙のプローブです。二重光源距離比はまた、レンズモデルに対する感度を低下させ、標準の距離プローブとの良好な相補性を備えています。ユークリッド衛星や他の調査からのデータによって可能になる、高赤方偏移$z>1$でこの手法を使用すると、$w_0$-$w_a$と赤方偏移ビン密度の両方の観点からダークエネルギーに関する洞察が得られることを示します。。中程度の品質の宇宙マイクロ波背景放射と超新星データを備えた256個のダブルソースシステムの組み合わせから、245の暗黒エネルギー性能指数が見つかります。代わりに、$z=1.1$-5の間に5つの赤方偏移ビンを使用して、$z\approx5$までの暗黒エネルギー密度を検出するか、31$\sigma$から2.5$\sigma$の範囲の測定を行うことができます。ビン。
シミュレーションとサロゲートのペアを使用した最適な共分散推定のためのベイズ制御変量
| Title |
Bayesian_Control_Variates_for_optimal_covariance_estimation_with_pairs_of_simulations_and_surrogates |
| Authors |
Nicolas_Chartier_and_Benjamin_D._Wandelt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.03070 |
要約統計量の平均および共分散行列の予測は、宇宙論を観測と対峙させるために、特に尤度近似とパラメーター推論のために重要です。正確な見積もりに支払う代償は、多数の$N$-bodyおよび流体力学シミュレーションを実行するための極端なコストです。近似ソルバーまたはサロゲートは、計算コストを大幅に削減しますが、たとえば、宇宙構造の成長の非線形レジームでは、大きなバイアスをもたらす可能性があります。シミュレーションと代理の組み合わせを使用して、平均と共分散の両方の推定問題を解決するためにベイズアプローチを採用します。私たちのフレームワークでは、平均と共分散の事前情報を組み込むことができます。効率的なベイズ収縮推定量であり、正の半確定性を保証し、オプションで分析共分散近似を活用できる最大事後共分散推定の閉形式の解を導き出します。事前の選択について説明し、少数のテストシミュレーションで最適な事前のハイパーパラメータ値を取得するための簡単な手順を提案します。100-1000$\times$高速の粒子メッシュコードからの代理を使用して、赤方偏移$z=0.5$でのGADGET-III$N$-bodyシミュレーションのクラスタリング統計の共分散を推定することによってメソッドをテストします。15,000のシミュレーションからのサンプル共分散を真として取り、対角ブロックを使用した経験的ベイズを使用して、推定器は、非線形暗黒物質パワースペクトルのわずか15ドルのシミュレーションを使用して、$\Lambda$CDMパラメーターに対してほぼ同一のフィッシャー行列輪郭を生成します。。この場合、シミュレーションの数が非常に少ないため、サンプルの共分散が縮退します。ナイーブな事前の方法でも推定が改善される場合を示します。私たちのフレームワークは、高速サロゲートが利用可能な宇宙論的および天体物理学的問題の広い範囲に適用できます。
高密度ガス雲による宇宙論的ナノレンズ
クエーサーの光学的変動性に重点を置いて、遠方のソースに対する高密度ガス雲の宇宙論的集団の影響を研究します。重力レンズ効果に加えて、このような雲は中性ガスの屈折と減光を介してフラックス測定に影響を与え、光学的厚さの下限でもさまざまな光度曲線を可能にします。発生する可能性のある光度曲線のタイプを分類して説明します。クエーサーと同じ大きさの線源については、重力レンズ効果と絶滅が支配的な効果であり、ガスの屈折がわずかな役割しか果たしていないことを示しています。質量が〜10^{-4.5+/-0.5}M_\odotの雲は、観測されたクエーサー変動振幅の分布を再現できることがわかりますが、そのような雲が閉鎖密度の大部分を占める場合に限ります。その場合、遠方の光源が大幅に消滅する可能性もあります。これは、原則として、Ia型超新星などの「標準光源」に関するデータによって制約される可能性があります。残念ながら、材料の不透明度が波長に強く依存している場合でも、その消滅は本質的に灰色であり、背景の形状の影響と区別するのが困難です。空中に分布する多数のクエーサーの変動タイムスケールの角度構造に基づいて、クエーサー変動の起源の新しい統計的検定を提案します。クエーサーの変動が主にナノレンズによるものである場合、その角度構造には振幅$\sim5\％$の四重極項が含まれると予想されます。これは、ガイア計画からの将来のデータで測定できるはずです。
勾配ブースティング決定木による局所銀河群の質量の推定
私たちの目標は、ローカルグループ（LG）の質量と、その主要な銀河であるM31と天の川（MW）の個々の質量を推定することです。これは、教師あり機械学習アルゴリズム、勾配ブースティング決定木（GBDT）を使用し、2つの観測距離と相対速度を入力パラメーターとして使用して行います。GBDTは、標準の$\Lambda$CDM\宇宙論モデル内で実行された、5つの暗黒物質（DM）のみのシミュレーションのセットから抽出された2148の模擬LGのサンプルに適用されます。模擬LGの選択は、そのようなオブジェクトを定義するLGモデルによって導かれます。入力パラメーターの観測の不確実性の役割は、モデルをモックLGペアのアンサンブルに適用することによって測定されます。これらの観測量は、対応する観測誤差によって摂動されたこれらの入力パラメーターです。最後に、実際のLGの観測データを使用して、関連する質量を推測します。主な結果は、MWとM31の合計と個々の質量です。$M_{tot}=3.31^{+0.79}_{-0.67}$、$M_{MW}=1.15^{+0.25}_{-0.22}$および$M_{M31}=2.01^{+0.65}_{-0.39}\\\times10^{12}M_{\odot}$（中央値および第1四分位数と第3四分位数に対応）。質量の比率は$M_{M31}/M_{MW}=1.75^{+0.54}_{-0.28}$です。ここで、慣例により、M31は2つのハローの中でより質量が大きいと定義されています。
強く過冷却された遷移中の液滴の崩壊
宇宙論的相転移における孤立した球対称液滴の崩壊をシミュレートします。準安定状態のこのような加熱された液滴が形成される可能性があると長い間考えられてきましたが、最近、3Dマルチバブルシミュレーションで観察されました。これらのシミュレーションでは、液滴は壁速度の低下と流体の運動エネルギーの低下に関連し、その結果、重力波パワースペクトルが抑制されました。本研究では、孤立した液滴の壁速度と運動エネルギー生成を追跡し、それらをマルチバブル衝突で見られるものと比較します。私たちが観察する遅い時間の壁の速度は、3Dシミュレーションの速度と一致しますが、球形のシミュレーションは運動エネルギー生成の予測に乏しいことがわかります。これは、球対称シミュレーションを使用して、液滴の形成によるバリオン数生成の予測を改善できるが、それに伴う重力波信号の抑制を推定できないことを意味します。
AdvancedLIGOおよびAdvancedVirgoの確率的重力波背景を使用した最初の3回の観測実行からの超軽量スカラーボソンに対する制約
| Title |
Constraints_on_the_ultralight_scalar_boson_from_Advanced_LIGO_and_Advanced_Virgo's_first_three_observing_runs_using_the_stochastic_gravitational-wave_background |
| Authors |
Chen_Yuan,_Yang_Jiang_and_Qing-Guo_Huang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.03482 |
超軽量ボソンは有望な暗黒物質候補であり、回転するブラックホール（BH）の超放射不安定性を引き起こし、BHの周りに長寿命の回転する「ボソン雲」をもたらし、単色重力波（GW）の放出を通じてエネルギーを放散します。孤立した恒星起源BH（SBH）とそれらのバイナリマージレムナントの両方と最小限に結合されたスカラーボソンに焦点を当て、ベイズデータ分析を実行して、データを使用して超放射不安定性を引き起こす可能性のあるすべての不安定モードから確率的GWバックグラウンドを検索しますAdvancedLIGOとAdvancedVirgoの最初の3回の観測実行の結果。そのような信号の証拠は見つからないため、質量範囲$[1.5、16]\times10^{-13}$eV、$[1.9、8.3]\times10^{-13}$eV内のスカラーボソンを除外します。$[0,1]$、$[0,0.5]$、および$に均一な無次元スピン分布を持つ孤立したSBHの$95\％$信頼レベルでの$[1.3、17]\times10^{-13}$eVそれぞれ[0.5,1]$。
HD189733bからの可変ヘリウム吸収のより多くの証拠
| Title |
More_Evidence_for_Variable_Helium_Absorption_from_HD_189733b |
| Authors |
Michael_Zhang,_P._Wilson_Cauley,_Heather_A._Knutson,_Kevin_France,_Laura_Kreidberg,_Antonija_Oklop\v{c}i\'c,_Seth_Redfield,_Evgenya_L._Shkolnik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.02985 |
近くの中程度に活動的な星を周回するホットジュピターであるHD189733bの上層大気からの準安定ヘリウム吸収の新しいKeck/NIRSPEC観測を提示します。[-20、20]km/sの速度範囲で統合された平均ヘリウム通過深度$0.420\pm0.013$％を測定します。この測定値を、以前に公開されたさまざまな機器を使用した8つのトランジット観測と比較すると、深度は3つのCARMENESトランジットの平均よりも32％（9$\sigma$）低くなっていますが、16％（4.4$\sigma$）だけ低くなっています。5つのGIANOトランジットの平均より。流出の1D流体力学的シミュレーションを実行し、33％程度のXUV変動（この星に共通）がヘリウム吸収深度を60％変化させる可能性があることを発見しました。恒星のXUVフラックスの変化は、ヘリウム吸収の観測変動を説明できると結論付けています。3Dモデルは、せん断不安定性や恒星風の状態の変化など、他の変動の原因を調査するために必要です。
GJ367太陽系外惑星システムの高コントラストで高角度の解像度のビュー
| Title |
High-contrast,_high-angular_resolution_view_of_the_GJ_367_exoplanet_system |
| Authors |
Wolfgang_Brandner,_Per_Calissendorff,_Neige_Frankel,_Faustine_Cantalloube |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.02998 |
GJ367太陽系外惑星システムで追加のコンパニオンを検索し、その年齢と進化の状態をより適切に制限することを目指しています。HST/NICMOS、VLT/NACO、およびVLT/SPHEREで得られた高コントラストの直接イメージング観測を分析します。銀河ダイナミクスの理論的等時線とモデルに基づいて、矛盾する年齢指標を調査し、批判的に議論します。GAIAEDR3視差と測光測定値を理論上の等時線と比較すると、GJ367の若い年齢$\le$60Myrが示唆されます。星の銀河運動学は、近くの若い移動グループまたは恒星ストリームのメンバーシップを除外します。しかし、その非常に奇行的な銀河軌道は、若い星にとっては異例です。銀河の動的進化を考慮した年齢の推定値は、1〜8Gyrの年齢と最も一致しています。WISEバンドに有意な中赤外線超過の証拠は見当たらず、GJ367システムに暖かいほこりがないことを示唆しています。直接イメージングデータは、以前の研究と比較して大幅に改善された検出限界を提供します。530mas（5au）の間隔で、SPHEREデータは$2.6\times10^{-6}$の5シグマコントラストを達成します。データは、予測された間隔$\ge$0.4auでの恒星のコンパニオンの存在を除外しています。予測される分離$\ge$5auでは、50Myrの年齢で質量$\ge$1.5M$_{\rmJup}$、および$\ge$20M$_{\rmJupの亜恒星コンパニオンを除外できます。}$5Gyrの年齢。50Myrアイソクロネに対応する恒星パラメータを適用することにより、GJ367bのかさ密度$\rho_{\rmplanet}=6.2$g/cm$^3$を導き出します。これは、以前の推定値より25％小さくなっています。
原始惑星系円盤におけるハリケーンのような渦の見通し
原始惑星系円盤のダスト粒子の表面にある氷が昇華すると、周囲の流れに昇華潜熱が加わります。地球上の熱帯低気圧によって提供される類推を利用して、このエネルギー源が、そうでなければ粘性散逸の犠牲になる高気圧性ディスク渦を維持または拡大するのに十分であるかどうかを調査します。探索的二次元シミュレーションによってサポートされる分析的処理は、適度に飽和していない流れでさえ、粒子の捕捉と微惑星の形成を助けるのに十分な程度まで、渦の寿命を延ばすことができることを示唆しています。乱流の動きがガスの小包をダストの中央面との熱力学的平衡から外す場合、このメカニズムが発生するための最良の条件はディスクの水氷線の近くにあると予想されます。
隠れた友達との緊密なふくらんでいるネプチューン：TOI620の謎
| Title |
A_close-in_puffy_Neptune_with_hidden_friends:_The_enigma_of_TOI_620 |
| Authors |
Michael_A._Reefe,_Rafael_Luque,_Eric_Gaidos,_Corey_Beard,_Peter_P._Plavchan,_Marion_Cointepas,_Bryson_L._Cale,_Enric_Palle,_Hannu_Parviainen,_Dax_L._Feliz,_Jason_Eastman,_Keivan_Stassun,_Jonathan_Gagn\'e,_Jon_M._Jenkins,_Patricia_T._Boyd,_Richard_C._Kidwell,_Scott_McDermott,_Karen_A._Collins,_William_Fong,_Natalia_Guerrero,_Jose-Manuel_Almenara-Villa,_Jacob_Bean,_Charles_A._Beichman,_John_Berberian,_Allyson_Bieryla,_Xavier_Bonfils,_Fran\c{c}ois_Bouchy,_Madison_Brady,_Edward_M._Bryant,_Luca_Cacciapuoti,_Caleb_I._Ca\~nas,_David_R._Ciardi,_Kevin_I._Collins,_Ian_Crossfield,_Courtney_D._Dressing,_Philipp_Eigmueller,_Mohammed_El_Mufti,_Emma_Esparza-Borges,_Akihiko_Fukui,_Peter_Gao,_Claire_Geneser,_Crystal_L._Gnilka,_Erica_Gonzales,_Arvind_F._Gupta,_Sam_Halverson,_Fred_Hearty,_Steve_B._Howell,_Jonathan_Irwin,_et_al._(37_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.03108 |
NASATESSミッションによって発見されたM2.5ドワーフTOI620を周回するトランジット系外惑星の検証を提示します。TESSと地上ベースの追跡観測の両方からの測光データを利用して、5。09日間の通過信号の天体暦を検証し、誤検知のシナリオを検証します。高コントラストの画像データは、恒星のホストを解決し、間隔$\gtrsim0.2''$で恒星のコンパニオンを除外するために使用されます。通過する太陽系外惑星の惑星の性質を確認するために、複数のPRV分光器を使用して、追跡分光法と対応する正確な視線速度（RV）を取得します。$M_P<7.1$M$_\oplus$および$\rho_P<0.74$gcm$^{-3}$の5$\sigma$上限を計算し、通過しない17。7日候補を特定します。。また、ガイア、AOイメージング、およびRVの組み合わせ分析から、予測された分離$\lesssim20$auを伴う亜恒星（1〜20M$_{\rmJ}$）コンパニオンの証拠も見つかります。この外側の伴星の発見により、TOI620bが代わりに二次惑星または階層的三項系でホストを周回する食変光星のペアである可能性の詳細な調査を実行します。精査の下で、これらのシナリオの両方を多波長通過測光から除外できることがわかりました。したがって、TOI620bは、このシステムの中心星を通過する低密度の太陽系外惑星として検証されます。TOI620bの密度が低いため、これまでのTESSミッションで検証または確認された、JWSTやArielなどの大気特性評価に最も適した太陽系外惑星の1つになっています。
| Title |
Free-Floating_Planets,_the_Einstein_Desert,_and_'Oumuamua |
| Authors |
Andrew_Gould_(MPIA,_OSU),_Youn_Kil_Jung_(KASI,_UST),_Kyu-Ha_Hwang_(KASI),_Subo_Dong_(PKU),_Michael_D._Albrow_(Cantebury),_Sun-Ju_Chung_(KASI),_Cheongho_Han_(CNU),_Yoon-Hyun_Ryu_(KASI),_In-Gu_Shin_(CNU),_Yossi_Shvartzvald_(Weizmann),_Hongjing_Yang_(Tsinghua),_Jennifer_C._Yee_(CfA),_Weicheng_Zang_(Tsinghua),_Sang-Mok_Cha_(KASI,_KHU),_Dong-Jin_Kim_(KASI),_Seung-Lee_Kim_(KASI,_UST),_Chung-Uk_Lee_(KASI),_Dong-Joo_Lee_(KASI),_Yongseok_Lee_(KASI,_KHU),_Byeong-Gon_Park_(KASI,_UST),_Richard_W._Pogge_(OSU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.03269 |
2016-2019KMTNetマイクロレンズデータの有限ソース/ポイントレンズ（FSPL）ジャイアントソースイベントの調査を完了します。30個のFSPLイベントは、アインシュタイン半径の明確なギャップ、$9\、\mu{\rmas}<\theta_{\rmE}<26\、\mu{\rmas}$を示しています。これは、Mrozetal。によって発見された$t_{\rmE}\sim0.5\、$days付近のアインシュタインのタイムスケール。（2017）ポイントソース/ポイントレンズ（PSPL）イベントの独立したサンプル。2つの調査が一貫していることを示します。このギャップより下の4つのイベントは、自由浮遊惑星候補（FFP）のべき乗則分布によるものと推定されます。$dN_{\rmFFP}/d\logM=（0.4\pm0.2）\、（M/38M_\oplus）^{-p}$/star、$0.9\lesssimp\lesssim1.2$。既知の束縛された惑星よりも実質的に多くのFFPがあり、束縛された惑星のべき乗則指数$\gamma=0.6$は、少なくとも形成と同じくらい排出プロセスによって形成される可能性が高いことを意味します。ソーラー近隣のFFPの10年あたりの質量密度は、オウムアムアのようなオブジェクトの質量密度と同じオーダーです。特に、オウムアムアがFFPを非常に広い軌道または束縛されていない軌道に放出したのと同じプロセスの一部であると仮定すると、べき乗則指数は$p=0.92\pm0.06$です。海王星のような軌道にある太陽系の海王星質量オブジェクトの寄付が典型的である場合、これはPoleskietal。の結果と一致しています。（2021）、そしてこれらは海王星の質量範囲のFFPのかなりの部分を占める可能性があります。
| Title |
Constraints_on_TESS_albedos_for_five_hot_Jupiters |
| Authors |
Martin_Bla\v{z}ek,_Petr_Kab\'ath,_Anjali_A._A._Piette,_Nikku_Madhusudhan,_Marek_Skarka,_J\'an_\v{S}ubjak,_David_R._Anderson,_Henri_M._J._Boffin,_Claudio_C._C\'aceres,_Neale_P._Gibson,_Sergio_Hoyer,_Valentin_D._Ivanov,_and_Patricio_M._Rojo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.03327 |
通過する太陽系外惑星の掩蔽の測光観測は、それらの大気の熱放射とアルベドに重要な制約を課す可能性があります。光学測定値を分析し、光学系でTESSを使用して観測された5つのホットジュピターの幾何アルベド（$A_\mathrm{g}$）制約を導き出します：WASP-18b、WASP-36b、WASP-43b、WASP-50b、WASP-51b。WASP-43bの場合、私たちの結果は、$2.09〜\mu$mの近赤外線でのVLT/HAWK-I観測によって補完されます。WASP-50bとWASP-51bの最初の幾何アルベド制約を導き出します：それぞれ$A_\mathrm{g}<0.445$と$A_\mathrm{g}<0.368$。WASP-43bとWASP-18bはどちらも、平衡温度が$\のホットジュピター温度範囲の両端にあるにもかかわらず、低い幾何アルベド（$A_\mathrm{g}<0.16$）と一致していることがわかります。それぞれsim1400$Kと$\sim2500$K。TESS、\HST、\Spitzer、VLT/HAWK-Iの両方の惑星の広帯域観測を説明する自己無撞着な大気モデルを報告します。両方のホットジュピターのデータは、熱放射だけと非効率的な昼夜のエネルギー再分配によって説明できることがわかります。データは、観測された低い幾何アルベドと一致して、雲/ヘイズからの光散乱を必要としません。
土星の環の粒子と鋭いエッジの分離における反磁性の役割
リングの氷粒子の反磁性は、それらの分離とリングの鋭いエッジを説明することができます。リングの起源に関する既存の重力理論は、これらの観察された事実を説明することはできません。土星の磁場を考慮に入れると、リングのすべての粒子は水平方向と垂直方向に安定します。リング構造内の不均一な磁場の反磁性放出の力は、鋭いエッジを形成し、粒子を分離します。
太陽系外惑星の居住性のパラメータとしての潮汐によって引き起こされる構造活動
目的。地球上では、プレートテクトニクスは長期的な炭素循環を推進する上で不可欠な役割を果たしています。しかし、潮汐的にロックされた岩石系外惑星では、潮汐応力と潮汐加熱によって駆動される代替の構造メカニズムが同様の方法で機能する可能性があります。メソッド。潮汐応力と潮汐加熱率を計算して、半径${R}_{p}$$\le$1.23R$_\oplus$の潮汐的にロックされた岩石系外惑星の地表液体水に適した安定した気候を維持する構造活動の可能性をモデル化します。。結果。潮汐モデルを767の潮汐ロックされた岩石系外惑星のサンプルに適用すると、ハビタブルゾーン（CHZ）からのプロキシマケンタビーとGJ1061dを含む、太陽系外惑星の$\sim$10％が、可動蓋構造の潮汐応力沈み込みしきい値を通過することがわかります。活動し、最適な潮汐加熱ゾーン内に存在します。太陽系外惑星のこのサブセットは、地球上のプレートテクトニクスに匹敵する、潮汐によって誘発された温帯の可動蓋構造活動を維持し、地表の液体水の存在を維持するのに役立ちます。さらに、CHZにあるサンプルの太陽系外惑星の$\sim$40％は、気候を安定させるために必要な構造活動を維持できず、地表の液体の水を保持する可能性は低いでしょう。モデリングを広げて潮汐応力、潮汐加熱、CHZの重複を確立し、将来の観測の対象となる最適な領域を見つけると、表面の液体水の維持につながる潮汐によって引き起こされる構造活動が主にM矮星の周りで発生することを確認します。そして、可動蓋と最適な潮汐加熱の両方が、低質量M矮星のCHZ。
PICASOを使用した曇りおよび雲のない熱位相曲線：WASP-43bへの適用
3次元（3D）モデルから位相分解熱放射（熱位相曲線）を計算する新しいパイプラインを開発することにより、太陽系外惑星と褐色矮星の大気の最先端の放射伝達モデルであるPICASO内の新しい機能を紹介します。。PICASOはオープンソースのクラウドコードであるVirgaと結合されているため、さまざまな沈降効率（$f_{sed}$）とクラウドコンデンセート種を使用して、曇った位相曲線を作成できます。この新しいアルゴリズムのホットジュピターWASP-43bへの最初のアプリケーションを紹介します。KatariaらによるWASP-43bの熱放射に関する以前の研究。（2015）雲のないモデルと昼間の熱放射の間の良い一致を見つけました、しかし、雲が可能な説明として提案された夜のフラックスの過大評価。Katariaetal。の雲のない3D大循環モデルからの温度と鉛直風の構造を使用します。（2015）そして、雲が形成されてスペクトルに影響を与えると仮定して、PICASOを使用してそれを後処理します。モデルをKatariaetalの結果と比較します。（2015）、スティーブンソンらによるWASP-43bのハッブル宇宙望遠鏡（HST）広視野カメラ3（WFC3）観測を含む。（2014）。さらに、3.6および4.5$\mum$でスピッツァーの位相曲線を計算し、Stevensonetal。の観測値と比較します。（2017）。PICASOは粗い空間グリッドを利用していますが、雲のない結果を厳密に復元することができます。曇った位相曲線は、WFC3とスピッツァーの夜側のデータとはるかによく一致している一方で、昼間の放出と厳密に一致していることがわかります。この作業は、3Dモデルを使用して、太陽系外惑星の大気の位相分解観測を解釈するための便利なユーザーフレンドリーなツールをコミュニティに提供します。
超高温木星WASP-178bにおけるケイ酸塩雲前駆体によるUV吸収
| Title |
UV_Absorption_by_Silicate_Cloud_Precursors_in_Ultra-hot_Jupiter_WASP-178b |
| Authors |
Joshua_D._Lothringer,_David_K._Sing,_Zafar_Rustamkulov,_Hannah_R._Wakeford,_Kevin_B._Stevenson,_Nikolay_Nikolov,_Panayotis_Lavvas,_Jessica_J._Spake,_Autumn_T._Winch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.03639 |
エアロゾルは、亜恒星大気にほぼ遍在していることがわかっています。これらのエアロゾルが太陽系外惑星で形成され始める正確な温度は、まだ観測的に制約されていません。理論モデルとミュートされたスペクトルの特徴の観測は、ケイ酸塩雲が少なくとも950〜2,100Kの太陽系外惑星で重要な役割を果たしていることを示唆しています。ただし、一部の巨大惑星は、凝縮を完全に回避するのに十分な高温であると考えられています。ここでは、かなりのNUV吸収を示す超高温木星WASP-178b（$\sim$2,450〜K）の近紫外線透過スペクトルを示します。この短波長吸収は、大気スケールハイトの観点から、太陽系外惑星でこれまでに観測された最大のスペクトル特性の1つです。ベイジアン検索は、低温でのコンデンセート雲の前駆体であるシリコンとマグネシウムを含むガス状の耐火種の存在を示しています。特に太陽系外惑星ではこれまでSiOが検出されていませんでしたが、WASP-178bに存在するSiOは、高温での主要なSi含有種としての理論的予想と一致しています。これらの観測により、SiOを考慮しなかったHAT-P-41bとWASP-121bの以前の観測を再解釈して、ケイ酸塩雲の形成が1,950〜2,450〜Kの平衡温度の太陽系外惑星で始まることを示唆することができます。
IRAC 5.8 {\ mu} mからのz〜8ライマンブレーク銀河におけるH {\ alpha} + [N
II]放射の高い等価幅観測：再イオン化の時代における効率的なライマン連続光子生成の証拠
| Title |
High_Equivalent_Width_of_H{\alpha}+[N_II]_Emission_in_z~8_Lyman-break_Galaxies_from_IRAC_5.8{\mu}m_Observations:_Evidence_for_Efficient_Lyman-continuum_Photon_production_in_the_Epoch_of_Re-ionization |
| Authors |
Mauro_Stefanon,_Rychard_J._Bouwens,_Garth_D._Illingworth,_Ivo_Labb\'e,_Pascal_A._Oesch_and_Valentino_Gonzalez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.02986 |
$z\sim8$にある星形成銀河のH$\alpha$+[NII]の等価幅（EW）の中央値を初めて測定します。私たちの見積もりでは、スピッツァー宇宙の再電離時代の広域財務省（GREATS）のスピッツァー/IRAC$5.8\mu$mバンドモザイク（$z\sim8$で$\approx5500-7100$Aをプローブ）の固有の測光深度を利用しています。プログラム。隣接する汚染源から潜在的な汚染を注意深く取り除いた後、$102$ライマンブレーク銀河のスタンプを、$3.6、4.5、5.8$、および$8.0\mu$mのバンドに中央値で積み上げました。測定された赤$[3.6]-[5.8]から、極端なレストフレームEW$_0$（H$\alpha$+[NII]）$=2328^{+1326}_{-1127}$Aを推測します。=0.82\pm0.27$mag、若い（$\lesssim10^7$yr）平均星の種族の年齢は$z\sim8$と一致しています。これは、$\log（\xi_{\mathrm{ion}、0}/\mathrm{erg\Hz}^{-1}）=25.97^{+0.18}_{-0.28}$の電離光子生成効率を意味します。。$z\lesssim4$で見つかった最高値と同様に、写真制作のこのような高い値は、銀河には適度な脱出率$f_\mathrm{esc}\lesssim0.3$（$2\sigma$）だけで十分であることを示しています。$M_\mathrm{UV}<-18$magよりも明るく、$z\sim8$で中性水素を再イオン化します。この要件は、$M_\mathrm{UV}\約-13$magより明るい銀河を考慮すると、$f_\mathrm{esc}\le0.1$までさらに緩和されます。これは、最近の光度関数と一致し、-イオン化。これらの例外的な結果は、銀河が再電離光子の主要な発生源になり得ることを明確に示しており、今後のJWST/MIRIおよびNIRCamプログラムから、初期宇宙、特に再電離エポックについてすぐに学ぶ可能性のあることを刺激的に垣間見ることができます。
H3調査で明らかになった銀河円盤の誕生
| Title |
Birth_of_the_Galactic_Disk_Revealed_by_the_H3_Survey |
| Authors |
Charlie_Conroy,_David_H._Weinberg,_Rohan_P._Naidu,_Tobias_Buck,_James_W._Johnson,_Phillip_Cargile,_Ana_Bonaca,_Nelson_Caldwell,_Vedant_Chandra,_Jiwon_Jesse_Han,_Benjamin_D._Johnson,_Joshua_S._Speagle,_Yuan-Sen_Ting,_Turner_Woody,_Dennis_Zaritsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.02989 |
銀河円盤の誕生を特定するために、化学（α/Fe]と[Fe/H]）、主系列のターンオフ年齢、およびH3サーベイ分光法とガイア位置天文学から決定された運動学を使用します。角運動量と偏心に基づいて、その場での星と降着した星を分離します。高アルファのその場の星のシーケンスは、少なくとも[Fe/H]=-2.5まで持続し、予期しない非単調な振る舞いを示します。金属量が増加すると、人口は最初にα/Feで減少し、次に範囲全体で増加します。-1.3<[Fe/H]<-0.7であり、金属量が高くなると再び低下します。その場の個体群の星の数は、[Fe/H]=-1を超えると急速に増加します。これらの星の平均的な運動学は、[Fe/H]<-1で熱く、金属量に依存せず、その後、金属量が高くなるとますます冷たくなり、円盤状になります。その場での高アルファ星の年齢は、[Fe/H]<-1.3で均一に非常に古く（13Gyr）、より高い金属量でより広い範囲（8-12Gyr）に及びます。化学を単純な化学進化モデルで解釈すると、非単調な振る舞いは、13Gyr前に始まった星形成効率の大幅な増加によるものであることが示唆されます。これらの結果は、銀河の最初の1Gyrが、星形成効率が低く、運動学がある程度の正味の回転を伴う実質的な無秩序を持っていた「煮る段階」によって特徴付けられた画像をサポートします。その後、円盤は「沸騰段階」へと劇的に変化し、星形成効率が大幅に向上し、運動学が円盤状になり、形成される星の数が10倍に増加しました。この変換は、z〜4での銀河円盤の誕生と解釈されます。この変換の物理的な起源は不明であり、現在の銀河形成モデルでは再現されていないようです。
宇宙正午の過密環境における星形成銀河の気相金属量勾配の最初の国勢調査
| Title |
First_Census_of_Gas-phase_Metallicity_Gradients_of_Star-forming_Galaxies_in_Overdense_Environments_at_Cosmic_Noon |
| Authors |
Zihao_Li,_Xin_Wang,_Zheng_Cai,_Dong_Dong_Shi,_Xiaohui_Fan,_Xian_Zhong_Zheng,_Matthew_A._Malkan,_Harry_I._Teplitz,_Alaina_L._Henry,_Fuyan_Bian,_James_Colbert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.03008 |
$z\gtrsim2$の過密環境における星形成銀河の気相金属量放射状勾配の最初の空間分解測定を報告します。分光データは、ハッブル宇宙望遠鏡（HST）サイクル28中型プログラムである\mg\調査によって取得されます。このプログラムは、$z=2-3$で3つの巨大な銀河プロトクラスター（BOSS1244、BOSS1542、BOSS1441）の密度ピーク領域で45軌道のWFC3/IRグリズム分光法を取得しています。BOSS1244フィールドのサンプルは、$10^{9.0}$から$10^{10.3}$\Msun\の範囲の恒星質量、10から240\Msun\、yr$の星形成率（SFR）を持つ20個の銀河で構成されています。^{-1}$、および8.2から8.6までのグローバルな気相金属量（\oh）。$1\sigma$の信頼水準では、サンプルの2/20銀河は正の（反転した）勾配を示します。これは、通常の傾向とは逆に、ガラクトセントリック半径とともに増加する酸素の相対量です。さらに、1/20は負の勾配を示し、17/20は平坦な勾配と一致しています。平坦/反転勾配のこの高い割合は、同様の赤方偏移の空白フィールドで実行されたシミュレーションおよび以前の観測では一般的ではありません。これを理解するために、私たちはサンプル銀河のさまざまな観測された特性間の相関関係を調査します。極度の過密度に存在する銀河の金属量勾配と全体的な金属量の間に反相関があり、巨大な銀河では、それらの同時代の銀河と比較して、金属量が著しく不足しています。コールドモードガス降着は、プロトクラスター環境での銀河の化学的進化の形成、それらの中心的な化学的存在量の希釈、およびそれらの金属量勾配の平坦化/反転に積極的な役割を果たしていると結論付けます。
MIGHTEE-HI：銀河のHIガスと宇宙の網との関係
| Title |
MIGHTEE-HI:_The_relation_between_the_HI_gas_in_galaxies_and_the_cosmic_web |
| Authors |
Madalina_N._Tudorache,_M._J._Jarvis,_I._Heywood,_A._A._Ponomareva,_N._Maddox,_B._S._Frank,_N._J._Adams,_R._A._A._Bowler,_I._H._Whittam,_M._Baes,_H._Pan,_S._H._A._Rajohnson,_F._Sinigaglia,_K._Spekkens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.03041 |
MIGHTEE-HIEarlyScienceの観測から、77個のHI銀河の3D回転軸（3Dスピン）と、宇宙ウェブのフィラメントとの関係を研究しています。このHIで選択されたサンプルの場合、スピン軸と最も近いフィラメント（$\lvert\cos\psi\rvert$）の間の整列は、フィラメントに近い銀河の方が高く、$\langle\lvert\cos\psi\rvert\rangle=0.66\pm0.04$銀河の場合$<5$Mpcは、$5<d<10$Mpcの銀河の$\langle\lvert\cos\psi\rvert\rangle=0.37\pm0.08$と比較して最も近いフィラメントから。HIと恒星の質量比が低い銀河（$\log_{10}（M_{\rmHI}/M_{\star}）<0.11$）は、最も近いフィラメントとより整列しており、$\langle\lvert\cos\psi\rvert\rangle=0.58\pm0.04$;（$\log_{10}（M_{\rmHI}/M_{\star}）>0.11$）の銀河は、$\langle\lvert\cos\psi\rvert\rangle=で、位置がずれている傾向があります。0.44\pm0.04$。HIで選択された銀河のスピン軸は、関連するフィラメント（$d<10$Mpc）と整列する傾向があるという暫定的な証拠が見つかりましたが、これはガスの割合によって異なります。ガスの質量と比較してより多くの恒星の質量を蓄積した銀河は、より強い整列に向かう傾向があります。我々の結果は、それらの恒星の質量に関して高いガス分率を蓄積した銀河は、最近のガスが豊富な合併によって破壊されたフィラメントとのスピン軸の整列を持っていたかもしれないが、中性ガスが最近の合併によって強く補充されていない場合は、フィラメントとの位置合わせに向けられる傾向があります。また、シミュレーションで見つかった$M_{\mathrm{HI}}\approx10^{9.5}M_{\odot}$のしきい値で、高HI含有量と低HI含有量の銀河間のスピン遷移を調査します。現在のデータでは、そのような遷移の証拠は見つかりません。
FAST Ultra-Deep Survey（FUDS）：観測戦略、キャリブレーション、およびデータ削減
| Title |
The_FAST_Ultra-Deep_Survey_(FUDS):_observational_strategy,_calibration_and_data_reduction |
| Authors |
Hongwei_Xi,_Bo_Peng,_Lister_Staveley-Smith,_Bi-Qing_For,_Bin_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.03152 |
FASTUltra-DeepSurvey（FUDS）は、赤方偏移$z<0.42$の銀河のHIを直接検出することを目的としたブラインド調査です。この調査では、500メートル球面電波望遠鏡（FAST）のマルチビーム受信機を使用して、高感度（$\sim50\mu$Jy）および高周波分解能（23）でそれぞれサイズ0.72deg$^2$の6つの領域をマッピングします。kHz）。この調査により、銀河の進化とそのHI含有量の研究が可能になり、最終的なサンプルサイズは$\sim1000$になります。科学の目標、観測戦略、FASTサイトでの無線周波数干渉（RFI）の影響、緩和戦略、および初期データに適用されるキャリブレーション、データ削減、およびイメージングの方法を示します。最初のフィールドであるFUDS0の観測と縮小が完了し、予備分析で約128個のHI銀河が検出されました。この論文では、AreciboUltra-DeepSurvey（AUDS）の重複するGAL2577フィールドからのデータとの比較を含むスペクトルの例を示します。
原始的な${}^ {7} {\ rmLi}$問題に対するHalo星の${}^ {6} {\ rmLi}$の非観測の意味
| Title |
Implications_of_the_Non-Observation_of_${}^{6}{\rm_Li}$_in_Halo_Stars_for_the_Primordial_${}^{7}{\rm_Li}$_Problem |
| Authors |
Brian_D._Fields,_Keith_A._Olive |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.03167 |
原始的なリチウム問題は、金属の少ないハロー星で観測された${}^{7}{\rmLi}$がその原始的な存在量を保持しているという仮定と密接に関連しており、これは標準的なビッグバン元素合成の予測を大幅に下回っています。2つの重要な証拠は、これらの星が最初の${}^{7}{\rmLi}$を大幅に枯渇させていないことを主張しています。i）低金属量で測定されたLi存在量の分散の欠如。ii）少なくとも2つのハロー星でのより壊れやすい${}^{6}{\rmLi}$同位体の検出。${}^{6}{\rmLi}$の検出は、${}^{6}{\rmLi}$の起源の原因である宇宙線元素合成からの予測とよく一致していました。この一致は、${}^{6}{\rmLi}$の枯渇の余地をほとんど残さず、より堅牢な${}^{7}{\rmLi}$が破壊を大幅に回避したことを意味します。最近の（再）-ハロー星の観測は、${}^{7}{\rmLi}$の枯渇に対する証拠に異議を唱えています：i）リチウムの存在量は現在、かなりの分散を示し、ii）敏感な${}^{6}{\rmLi}$検索では、${}^{6}{\rmLi}/{}^{7}{\rmLi}$比の確実な上限のみが明らかになりました。タイトな新しい${}^{6}{\rmLi}$の上限は、一般に宇宙線元素合成の予測をはるかに下回り、実質的な${}^{6}{\rmLi}$の枯渇が発生したことを意味します--50までの因数で。${}^{6}{\rmLi}$の制限があり、したがって${}^{6}{\rmLi}$の枯渇の下限がある星では、同じ量であることを示します${}^{7}{\rmLi}$の枯渇は、根本的な${}^{7}{\rmLi}$の問題を解決するのに十分すぎるほどです。この図は、${}^{7}{\rmLi}$が${}^{6}{\rmLi}$よりも枯渇していない恒星モデルと一致しており、リチウム問題に天体物理学的ソリューション。これらのアイデアをテストできる将来の観察を提案することによって結論を下します。（要約）
粒度分布の進化に基づくIllustrisTNGシミュレーションでの天の川のような銀河のダストSED
| Title |
Dust_SEDs_in_Milky_Way-like_galaxies_in_the_IllustrisTNG_simulations_based_on_the_evolution_of_grain_size_distribution |
| Authors |
Chiung-Yin_Chang,_Yu-Hsiu_Huang,_Hiroyuki_Hirashita,_Andrew_P._Cooper |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.03273 |
銀河の粒子サイズ分布の進化が観測されたダスト特性にどのように影響するかを理解するために、IllustrisTNG宇宙力学流体力学シミュレーションからの銀河合体ツリーに後処理ダスト進化モデルを適用します。私たちのダストモデルには、恒星ダストの生成、高温ガスでのスパッタリング、高密度星間物質（ISM）での降着と凝固によるダストの成長、および拡散ISMでの粉砕が含まれます。元素の存在量とシミュレーションで得られた高密度のISMフラクションに応じて、粒度分布をさまざまなダスト種に分解します。以前の研究では、天の川（MW）アナログに焦点を当て、観測されたMW減光曲線を再現しました。この研究では、MWアナログのダストスペクトルエネルギー分布（SED）を計算します。私たちのシミュレートされたSEDは、分散内で観測されたMWSEDを広く再現し、近くの銀河の観測データも再現しますが、放出が多環芳香族炭化水素（PAH）によって支配される短波長でのMWSEDを過小予測する傾向があります。凝固と粉砕への影響を通じて、金属量と高密度ガスの割合がSED形状の最も重要な要因であることがわかります。MWSEDの再現におけるモデルの全体的な成功は、モデルに含まれるダストの進化プロセスをさらに正当化し、組み立て履歴の多様性によって引き起こされるSEDの分散。また、ダストSEDの最も重要な増加は、シミュレートされたMWのような銀河の前駆体の赤方偏移$z\sim3$と2の間で発生することを示しています。
XQR-30サンプルのz〜6クエーサーブロードライン領域の化学的存在量
| Title |
Chemical_Abundance_of_z~6_Quasar_Broad-Line_Regions_in_the_XQR-30_Sample |
| Authors |
Samuel_Lai,_Fuyan_Bian,_Christopher_A._Onken,_Christian_Wolf,_Chiara_Mazzucchelli,_Eduardo_Banados,_Manuela_Bischetti,_Sarah_E.I._Bosman,_George_Becker,_Guido_Cupani,_Valentina_D'Odorico,_Anna-Christina_Eilers,_Xiaohui_Fan,_Emanuele_Paolo_Farina,_Masafusa_Onoue,_Jan-Torge_Schindler,_Fabian_Walter,_Feige_Wang,_Jinyi_Yang,_and_Yongda_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.03335 |
高赤方偏移クエーサーのブロードライン領域の元素の存在量は、初期宇宙の巨大な銀河の核領域の化学進化をたどります。この作業では、VLT/X-shooterおよびGemini/GNIRS機器で観測された25個の高赤方偏移（5.8<z<7.5）クエーサーのレストフレームUVスペクトルにおける金属量に敏感な広い輝線フラックス比を研究します。$\log（M_{\rm{BH}}/M_{\odot}）=8.4-9.8$ブラックホールの質量と$\log（L_{\rm{bol}}/\rm{erg\、s}^{-1}）=ボロメータの光度で46.7-47.7$。クエーサーの特性（ボロメータの光度、ブラックホールの質量、\civ\、線の青方偏移）をビニングすることによって生成された個々のスペクトルと複合体を適合させ、高赤方偏移のクエーサーを低赤方偏移と比較することで、輝線比に赤方偏移の変化がないことを確認します。文献に示されている赤方偏移（2.0<z<5.0）の結果。金属量と輝線フラックス比の間の曇りベースの局所的に最適に放出される雲の光イオン化モデルの関係を使用して、広い輝線の観測可能な特性が、少なくとも太陽の2〜4倍の金属量を持つガス雲からの放出と一致することを発見します。私たちの高赤方偏移測定はまた、CIV輝線の青方偏移がその等価幅と相関していることを確認します。これはCIVに対して正規化された線比に影響を与えます。CIVブルーシフトを考慮すると、レストフレームのUV輝線フラックス比は、ブラックホールの質量またはボロメータの光度とあまり相関しないことがわかります。
桜井天体の再考：炭酸塩と黄長石の新しい実験データは、6.9 $ \ mu$mの過剰吸収のキャリアが炭酸塩であることを示唆しています
| Title |
Sakurai's_Object_revisited:_new_laboratory_data_for_carbonates_and_melilites_suggest_the_carrier_of_6.9_$\mu$m_excess_absorption_is_a_carbonate |
| Authors |
J._E._Bowey_and_A._M._Hofmeister |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.03437 |
メリライトシリケートの新しい室温1100〜1800cm^{-1}スペクトルと、ランダムに配向した3つの細粒炭酸塩の600〜2000cm^{-1}スペクトルを提示して、6.9〜の可能なキャリアを決定します。若い恒星状天体や分子雲など、さまざまな高密度の天文環境で観測されたミクロン吸収の特徴。1990年代の噴火以来、大量の炭素質ダストを形成している低質量のポストAGBスター桜井天体に焦点を当てています。実験室スペクトルの同様の形状の特徴は、他の波長では検出されなかった非常に低い（0.1質量パーセント）炭酸塩汚染によって生成されたため、大きな黄長石粒子は6.9ミクロンの吸収特徴の原因にはなりません。炭酸塩の6.9ミクロンの特徴の高いバンド強度のために、炭酸塩は天文学的な6.9ミクロンの特徴を持っていると結論します。桜井天体のモデルで黄長石を炭酸塩に置き換えると、隕石の特徴と黄長石の存在量との間に関連性がないことを除いて、ボウイの以前のモデルの他の結論を大幅に変更することなく、6〜7ミクロンのスピッツァースペクトルへの適合が改善されます。マグネサイト（MgCO3）を使用すると、25ミクロンサイズのSiC粒子の存在量が10〜50％増加し、より拘束されます。炭酸塩ダストの質量は、PAHダストの質量と同様です。既存の実験では、炭酸塩は700〜K未満で安定していることが示唆されていますが、これらの実験の天文環境への適用性を確認することは困難であり、さらなる研究が必要です。
銀河におけるダスト減衰の主な決定要因であるスターダストジオメトリ
局所銀河（8707）の大規模な代表的なサンプルを分析すると、それらの塵の減衰曲線の形状の変化は、主にそれらの構造、つまりそれらの内部の星（および塵）の分布によって引き起こされることがわかります。回転楕円体が優勢な銀河の減衰曲線は、円盤が優勢な銀河と比較して、ほぼ2倍急勾配です。どちらの構造タイプも、減衰勾配値の異なる範囲をカバーしています。同様の発見は、星形成銀河と受動銀河の場合にも反映されています。回転楕円体と受動銀河は、複雑な星の塵の幾何学を定義するほこりっぽい誕生雲の欠如を強調するUV波長と比較して、光学の最小の減衰を目撃します。回転楕円体と円盤の減衰特性の違いは、各恒星の質量範囲で維持されており、構造が変動の主な原因であることを強調しています。しかし、構造グループ内では、銀河の総恒星質量と光学的厚さの両方の増加に伴い、減衰曲線は浅くなります。全体として、すべての銀河で同じように絶滅曲線が固定されているため、星の塵の形状が、それらの減衰特性の変動の主要な決定要因であることが明らかになります。
NGC1068のミスアライメント
NGC1068は、近くにあるタイプ2の活動銀河核（AGN）です。これは、降着円盤が大量の前景絶滅の背後に隠されていることを意味します。いくつかの波長での観測により、核の周りのさまざまな円盤状の構造が明らかになりました。これらはすべて、AGNの不明瞭化の原因であると推定されるトーラスの一部である可能性があります。この論文は、非常に高い角度分解能を提供する近赤外線でのGRAVITY/VLTI干渉観測に基づく結果を示し、トーラスの最も内側の領域の形状への洞察を提供します。構造の3D方向は、核の周りに存在する他のディスクとずれており、中央の光源に向かって明確な視線を残すため、いくつかの面で驚くべきものです。
巨大な銀河団の自己調節冷却流における宇宙線と熱不安定性
| Title |
Cosmic_rays_and_thermal_instability_in_self-regulating_cooling_flows_of_massive_galaxy_clusters |
| Authors |
Ricarda_S._Beckmann,_Yohan_Dubois,_Alisson_Pellisier,_Valeria_Olivares,_Fiorella_L._Polles,_Oliver_Hahn,_Pierre_Guillard,_Matthew_D._Lehnert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.03629 |
銀河団の強い冷却流を防ぐのに役立つ重要な物理的プロセスの1つは、銀河団の中央活動銀河核（AGN）からの継続的なエネルギー入力です。ただし、このエネルギーがどのように熱化されるかは不明であるため、グローバルな熱不安定性を効果的に防ぐことができます。考えられる選択肢の1つは、AGNエネルギーの一部を宇宙線（CR）に変換することです。これにより、非熱圧力をサポートし、熱エネルギーが放射されてもエネルギーを保持できます。磁気流体力学シミュレーションにより、AGNジェットによって注入されたCRが巨大な銀河団の冷却流にどのように影響するかを調査します。10\％という低いAGN光度の一部をCRエネルギーに変換すると、多相銀河団ガスの構造を大幅に変更することなく、Gyrタイムスケールでの冷却流が防止されると結論付けます。対照的に、CRが優勢なジェットは、CR圧力によってサポートされる、拡張された暖かい中央星雲の形成につながります。CRの存在は、大規模な銀河団の熱不安定性の開始を抑制することができないことを報告しますが、CRが優勢なジェットは、ガスが等圧から等圧に冷却され続けるため、ガスの継続的な進化を大幅に変更します。クラスター内のCRの再分布は、拡散やストリーミングではなく移流によって支配されますが、CRストリーミングによる加熱は、ガスを高温および高温相に維持するのに役立ちます。観測的には、自己調整型のCRが支配的なジェットは、現在の観測限界を超える{\gamma}線フラックスを生成しますが、ジェット内のCRの割合が低いことは除外されません。
解決とECO：最適化された輝線診断を使用した低金属量$ z \sim0$ドワーフAGN候補の発見
| Title |
RESOLVE_and_ECO:_Finding_Low-Metallicity_$z\sim0$_Dwarf_AGN_Candidates_Using_Optimized_Emission-Line_Diagnostics |
| Authors |
Mugdha_S._Polimera,_Sheila_J._Kannappan,_Chris_T._Richardson,_Ashley_S._Bittner,_Carlynn_Ferguson,_Amanda_J._Moffett,_Kathleen_D._Eckert,_Jillian_M._Bellovary,_and_Mark_A._Norris |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.03633 |
光輝線診断を使用する既存の星形成/AGN分類スキームは、ほとんどの場合、低金属量および/または高度に星形成銀河では失敗し、典型的な$z\sim0$矮星ではAGNが欠落しています。強い輝線を持つ矮星のAGNを回復するために、既存の光学診断の使用を最適化する分類スキームを提示します。体積および質量が制限されたRESOLVEおよびECO調査と重複するSDSS輝線カタログを使用して、強い輝線矮星のAGNパーセンテージを決定します。私たちの光イオン化グリッドは、[OIII]/H$\beta$対[SII]/H$\alpha$図（SIIプロット）および[OIII]/H$\beta$対[OI]/H$を示しています\alpha$図（OIプロット）は、一般的な[OIII]/H$\beta$対[NII]/H$\alpha$診断（NIIプロットまたは"BPT図」）。NIIプロットでは星形成として分類され、SIIおよび/またはOIプロットではAGNとして分類される「星形成-AGN」（SF-AGN）の新しいカテゴリを識別します。SF-AGNを含めると、強い輝線を持つ矮星の$z\sim0$AGNの割合は$\sim$3-15％であり、以前のほとんどの光学的推定値（$\sim$1％）をはるかに上回っています。私たちの矮星AGNパーセンテージの広い範囲は、カタログ間のスペクトルフィッティング方法の違いを反映しています。RESOLVEとECOの非常に完全な性質により、強力な輝線銀河統計を全銀河集団に正規化し、矮星AGNの割合を$\sim$1-2％に減らすことができます。新たに同定されたSF-AGNは、ほとんどがハロー質量$<10^{11.5}M_\odot$のガスに富む矮星であり、非常に効率的な宇宙ガス降着が期待されます。ほとんどすべてのSF-AGNは金属量も低く（Z$\lesssim0.4$Z$_\odot$）、この方法の利点を示しています。
| Title |
Long-term_3D-MHD_Simulations_of_Black_Hole_Accretion_Disks_formed_in_Neutron_Star_Mergers |
| Authors |
Steven_Fahlman,_Rodrigo_Fern\'andez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.03005 |
キロノバとr過程元素の合成への寄与をよりよく理解するために、少なくとも1つの中性子星を含むコンパクトオブジェクトの合併のブラックホール（BH）の残骸の周りの降着トーラスの長期的な進化を調べます。この目的のために、FLASH4.5の非分割磁気流体力学（MHD）ソルバーを変更して、不均一な3次元球座標で動作するようにし、システムの対称性を活用しながら、長さスケールの広いダイナミックレンジをより効率的にカバーできるようにします。この修正されたコードは、初期磁場の形状とディスクのコンパクトさを変化させるBH降着円盤シミュレーションを実行するために使用され、物理的な状態方程式、放出と吸収のニュートリノ漏れスキームを利用し、疑似ニュートンポテンシャルでBHの重力をモデル化します。シミュレーションは、ディスク内で放射効率の悪い状態を実現するのに十分な時間実行されます。ポロイダルとトロイダルの両方の初期フィールドジオメトリを備えた堅牢な質量放出と、高いディスクコンパクト性での流出の抑制が見られます。含まれている物理学を使用して、初期の磁気応力による質量放出と、後期の放射非効率状態での熱プロセスにまでさかのぼるバイモーダル速度分布を取得します。ディスク流出の電子分率分布はすべてのモデルで広く、噴出物の形状は特徴的な砂時計の形状に従います。ニュートリノ吸収または核再結合を軸対称モデルで除去する効果をテストし、ニュートリノ吸収なしで質量放出が50\％$少なく、中性子が豊富な組成を見つけ、核再結合からの寄与が支配的であることを確認します。MHDとニュートリノ漏れの実装のテストが含まれています。
中性子星のFモードとGモードの振動の普遍的な関係
中性子星のさまざまな振動モードの中で、fモードとgモードは、バイナリ中性子星合体で最終的に観測される可能性が最も高いです。fモードは、通常の中性子星では、それらの潮汐変形性、慣性モーメント、および四重極モーメントと相関することが知られています。区分的ポリトロピックパラメータ化スキームを使用して不確実なハドロン高密度EOSをモデル化し、一定の音速スキームを使用して純粋なクォーク物質をモデル化し、この相関関係を改良し、これらの普遍的な関係が自己結合星と相転移。相転移が現れるのに必要な臨界質量をわずかに超える狭い質量範囲の低質量ハイブリッド星で発生するfモードの新しい1ノード分岐を特定します。この1ノードのブランチは、私たちが見つけた普遍的な相関からの最大の、しかしまだ小さい偏差を示しています。gモード周波数は、温度、化学ポテンシャルまたは組成、または順圧物質の相転移を含む非順圧状態方程式を持つ物質にのみ存在します。したがって、gモードは、ハイブリッド星の相転移を研究するためのプローブとして役立つ可能性があります。fモードとは対照的に、不連続性のgモード周波数は、遷移時の遷移のプロパティ（不連続性の密度と大きさ）に強く依存します。因果関係と最大質量の制約を課すと、ハイブリッド星のgモード周波数の上限は約1.25kHzであることがわかります。ただし、相転移密度を超える密度での内核の音速c_sがc_s^2<c^2/3に制限されている場合、gモード周波数は約0.8kHzにしか到達できず、f-よりも大幅に低くなります。モード周波数、1.3〜2.8kHz。また、gモードの重力波減衰時間は非常に長く、c_s^2<c^{2/3}（c^2）の内核では>10^4s（10^2s）であり、fモードの減衰時間、0.1〜1秒。
| Title |
Betelgeuse_Constraints_on_Coupling_between_Axion-like_Particles_and_Electrons |
| Authors |
Mengjiao_Xiao,_Pierluca_Carenza,_Maurizio_Giannotti,_Alessandro_Mirizzi,_Kerstin_M._Perez,_Oscar_Straniero,_and_Brian_W._Grefenstette |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.03121 |
アクシオンのような粒子（ALP）は、恒星内部での熱プロセスによって生成され、星から逃げ出し、十分に軽い場合は、銀河系の外部磁場で光子に変換されます。このようなプロセスは、星の方向に検出可能な過剰な硬X線を生成する可能性があります。このシナリオでは、有望なクラスのターゲットは赤色超巨星、進化の後半を経験している巨大な星です。制動放射、コンプトン、プリマコフの複合プロセスによって生成された、ベテルギウスからのALP誘発X線放射の検索について報告します。\emph{NuSTAR}衛星望遠鏡によるベテルギウスの50ks観測を使用して、95\％C.L.を設定しました。ALP-電子（$g_{ae}$）およびALP-光子（$g_{a\gamma}$）結合の上限。質量${m_{a}\leq（3.5-5.5）\times10^{-11}}$eVの場合、$g_{a\gamma}\timesg_{ae}<（0.4-2.8）\times10^が見つかります。{-24}$GeV$^{-1}$（恒星モデルに依存し、ベテルギウスを横切る方向の通常の銀河磁場の値を$B_T$=1.4$\mu$Gと仮定）。これは、${g_{a\gamma}>1.0\times10^{-12}}$GeV$^{-1の${g_{ae}<（0.4-2.8）\times10^{-12}}$に対応します。}$。この分析は、CAST太陽軸実験によって設定された$g_{ae}\timesg_{a\gamma}$の制限に一桁以上優先され、これらの結合に対する最も強い制約の1つです。
ウナギパルサー風星雲：HAWCJ1826-128およびHESSJ1826-130のPeVatron候補起源
| Title |
The_Eel_Pulsar_Wind_Nebula:_a_PeVatron-Candidate_Origin_for_HAWC_J1826-128_and_HESS_J1826-130 |
| Authors |
Daniel_A._Burgess,_Kaya_Mori,_Joseph_D._Gelfand,_Charles_J._Hailey,_Yarone_M._Tokayer,_Jooyun_Woo,_Hongjun_An,_Kelly_Malone,_Stephen_P._Reynolds,_Samar_Safi-Harb,_and_Tea_Temim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.03185 |
HAWCJ1826-128は、高高度水チェレンコフ（HAWC）天文台によって検出された、最も明るい銀河系TeVガンマ線源の1つであり、光子エネルギーはほぼ$\sim$100TeVまで広がります。このHAWCソースは、H.E.S.S。と空間的に一致します。TeVソースHESSJ1826-130と、GeVパルサーPSRJ1826-1256に関連付けられている「ウナギ」パルサー風星雲（PWN）。X線バンドでは、チャンドラとXMM-Newtonは、ウナギPWNがコンパクトな星雲（$\sim$15"）と拡散X線放射（$\sim$6'$\times$2'）の両方で構成されていることを明らかにしました。パルサーから離れて。私たちのNuSTAR観測は、コンパクトなPWNから最大$\sim$20keVの硬X線放射とシンクロトロンバーンオフ効果の証拠を検出しました。HESSJ1826-130と拡散Xの間の空間的一致に加えて、-線PWN、X線およびガンマ線データを使用した多波長スペクトルエネルギー分布（SED）分析により、ウナギPWNに関連するTeV放出のレプトニック起源が確立されます。さらに、進化型PWNSEDモデルは（1）$\sim$1$\mu$Gの低いPWNBフィールド、（2）特徴的な年齢（$\tau=14.4$kyr）よりも著しく若いパルサー年齢（$t\sim5.7$kyr）および（3）最大電子エネルギー$E_{max}=2$PeV。パルサーの推定超音速運動と同様に低B磁場が、拡散X線放射の非対称形態を説明している可能性があります。私たちの結果は、EelPWNが、スピンダウンパワーが$3.6\times10^{36}$ergs$^の$\sim$6-kyr-oldパルサーPSRJ1826-1256を搭載したレプトンPeVatron粒子加速器である可能性があることを示唆しています。{-1}$。
GRB180620Aにおける歳差運動の強い新生マグネターの初期進化
いくつかのガンマ線バースト（GRB）の残光光度曲線で観測された初期のX線プラトーは、新生マグネターの双極子放射（DR）に起因します。高原の準周期的振動（QPO）信号は、マグネター歳差運動の強力な証拠となるでしょう。GRB180620AのX線残光光度曲線の時間周波数領域分析を行うことにより、初期のX線プラトーで$\sim650$秒のQPO信号を見つけます。マルコフ連鎖モンテカルロアルゴリズムを採用することにより、光度曲線をマグネター歳差運動モデルに適合させます。観測された光度曲線とQPO信号は、私たちのモデルでよく表されています。マグネターの導出された磁場の強さは$B_{\rmp}=（1.02^{+0.59}_{-0.61}）\times10^{15}$〜Gです。$\Omega_{s}\propto（1+t/\tau_{\rmsd}）^{-0.96}$として進化する角速度で急速にスピンダウンします。ここで、$\tau_{\rmsd}=9430$〜s。その歳差運動速度の進化は、$\Omega_s$よりもさらに高速です。つまり、$\Omega_{p}\propto（1+t/\tau_{p}）^{-2.18\pm0.11}$、ここで$\tau_{p}=2239\pm206$〜s。推定されるブレーキングインデックスは$n=2.04$です。磁気圏プロセスによる余分なエネルギー損失は、その急速なスピンダウン、マグネターの低い制動指数、および強い歳差運動をもたらすと私たちは主張します。
非常に高エネルギーのフラットスペクトルラジオクエーサー候補
| Title |
Very_High_Energy_Flat_Spectral_Radio_Quasar_Candidates |
| Authors |
Zahoor_Malik,_Sunder_Sahayanathan,_Zahir_Shah,_Naseer_Iqbal,_Aaqib_Manzoor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.03229 |
銀河系外背景光（EBL）による超高エネルギー（VHE）光子の減衰は、高赤方偏移フラットスペクトル電波クエーサー（FSRQ）の観測を防ぎます。既存のEBLモデルは、今後のVHE望遠鏡の感度を超えるFSRQをほんの一握りしか予測していません。ただし、既存のチェレンコフ望遠鏡による高赤方偏移FSRQの最近の検出は、VHEガンマ線に対する宇宙の推定不透明度に疑問を投げかけています。これらのFSRQのVHE検出を正当化するために、既存の不透明度の推定値に赤方偏移に依存する補正係数を導入します。これを使用して、フェルミガンマ線スペクトルをVHEレジームに外挿することにより、もっともらしいVHEFSRQ候補を特定します。私たちの研究は、フェルミの第4カタログ-データリリース2（4FGL-DR2）で報告された744個のFSRQのうち、34個のFSRQがチェレンコフ望遠鏡アレイ天文台（CTAO）のアルファ構成で検出可能であり、その数はオメガ構成で37個に増加することを示唆しています。ブレーザーのフラックス変動を考慮すると、平均フェルミガンマ線フラックスを2倍にすると、CTAOオメガ構成で検出可能な追加の44FSRQが得られます。
マグネターSGRJ1935+ 2154からの、高速電波バーストFRB200428に関連するX線バーストの準周期的振動
| Title |
Quasi-periodic_oscillations_of_the_X-ray_burst_from_the_magnetar_SGR_J1935+2154_and_associated_with_the_fast_radio_burst_FRB_200428 |
| Authors |
Xiaobo_Li,_Mingyu_Ge,_Lin_Lin,_Shuang-Nan_Zhang,_Liming_Song,_Xuelei_Cao,_Bing_Zhang,_Fangjun_Lu,_Yupeng_Xu,_Shaolin_Xiong,_Youli_Tuo,_Ying_Tan,_Weichun_Jiang,_Jinlu_Qu,_Shu_Zhang,_Lingjun_Wang,_Jieshuang_Wang,_Binbin_Zhang,_Peng_Zhang,_Chengkui_Li,_Congzhan_Liu,_Tipei_Li,_Qingcui_Bu,_Ce_Cai,_Yong_Chen,_Yupeng_Chen,_Zhi_Chang,_Li_Chen,_Tianxian_Chen,_Yibao_Chen,_Weiwei_Cui,_Yuanyuan_Du,_Guanhua_Gao,_He_Gao,_Yudong_Gu,_Ju_Guan,_Chengcheng_Guo,_Dawei_Han,_Yue_Huang,_Jia_Huo,_Shumei_Jia,_Jing_Jin,_Lingda_Kong,_Bing_Li,_Gang_Li,_Wei_Li,_Xian_Li,_Xufang_Li,_Zhengwei_Li,_Xiaohua_Liang,_Jinyuan_Liao,_Hexin_Liu,_Hongwei_Liu,_Xiaojing_Liu,_Xuefeng_Lu,_Qi_Luo,_Tao_Luo,_Binyuan_Ma,_Ruican_Ma,_Xiang_Ma,_Bin_Meng,_Yi_Nang,_Jianyin_Nie,_Ge_Ou,_Xiaoqin_Ren,_Na_Sai,_Xinying_Song,_Liang_Sun,_Lian_Tao,_Chen_Wang,_Pengju_Wang,_Wenshuai_Wang,_Yusa_Wang,_Xiangyang_Wen,_Bobing_Wu,_Baiyang_Wu,_Mei_Wu,_Shuo_Xiao,_Sheng_Yang,_Yanji_Yang,_Qibin_Yi,_Qianqing_Yin,_Yuan_You,_Wei_Yu,_Fan_Zhang,_Hongmei_Zhang,_Juan_Zhang,_Wanchang_Zhang,_Wei_Zhang,_Yifei_Zhang,_Yuanhang_Zhang,_Haisheng_Zhao,_Xiaofan_Zhao,_Shijie_Zheng,_and_Dengke_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.03253 |
宇宙距離からの短い電波パルスである高速電波バースト（FRB）の起源とメカニズムは、発見以来、大きなパズルであり続けています。マグネターSGRJ1935+2154からのX線バーストで40Hzの強力な準周期的振動（QPO）を報告し、FRB200428に関連付けられ、硬X線モジュレーション望遠鏡（Insight-HXMT）で有意に検出されました。Konus-Windデータによって示唆されました。マグネターバーストからのQPOはめったに検出されていません。ここで報告されているQPOの3.4シグマ（p値は2.9e-4）の検出により、マグネターから観測された最も強いQPO信号が明らかになり（一部の非常にまれな巨大フレアを除く）、このX線バーストはマグネターバーストの中でユニークになります。2つのFRBパルスと一致する2つのX線スパイクもQPOのピークの1つです。我々の結果は、少なくともいくつかのFRBが中性子星の強い振動過程に関連していることを示唆している。また、リーヒー正規化ピリオドグラムの計算に使用するX線バーストの時系列の一部にのみQPOが存在する場合、QPO信号の重要性を過大評価し、QPOパラメーターのエラーを過小評価する可能性があることも示します。
Fermi-GBMデータを使用したGRB基本平面の特性評価
最近の研究では、GRBフルエンス、ピークフラックス（ベイジアンブロックベースの分析から決定された最適な時間スケールに基づく）、および持続時間の間に、Fermiガンマ線バーストモニターからのデータを使用した緊密なグローバル関係が見つかりました。「基本平面」。dexの散布図を計算することにより、この基本平面関係のタイトさを定量的に特徴付けます。また、64ミリ秒、256ミリ秒、および1024ミリ秒の時間スケールでのピークフラックスを使用して基本平面をチェックします。私たちの分析では、上記のオブザーバブルに不確実性を組み込み、PCAと回帰ベースの分析の両方を実行しました。基本平面での散乱は0.16-0.17dexであることがわかります。これは、天体物理学の他のよく知られているスケーリング関係のいくつかほど厳密ではありません。
過去3年間：恒星質量連星ブラックホールのマルチバンド重力波観測
| Title |
The_last_three_years:_multiband_gravitational-wave_observations_of_stellar-mass_binary_black_holes |
| Authors |
Antoine_Klein,_Geraint_Pratten,_Riccardo_Buscicchio,_Patricia_Schmidt,_Christopher_J._Moore,_Eliot_Finch,_Alice_Bonino,_Lucy_M._Thomas,_Natalie_Williams,_Davide_Gerosa,_Sean_McGee,_Matt_Nicholl_and_Alberto_Vecchio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.03423 |
LIGOとVirgoによって発見された恒星質量連星ブラックホールの形成と進化を理解することは、恒星進化、ダイナミクス、降着円盤から、可能性のあるエキゾチックな初期宇宙プロセスまで、天体物理学の多くの領域にまたがる課題です。彼らの人生の最後の数年間、恒星質量バイナリは重力波を放射します。重力波は、最初に宇宙ベースの検出器（LISAなど）で観測され、次に地上ベースの機器（LIGO、Virgo、次世代の天文台CosmicExplorerなど）で観測されます。アインシュタイン望遠鏡）。地上および宇宙ベースの観測の両方に最先端の波形モデルとパラメーター推定パイプラインを使用して、これらのマルチバンド観測（予想される一握り）により、17個のパラメーターすべての少なくともパーセントレベルの測定が可能になることを示します。バイナリ、可能性のあるホスト銀河の可能な識別、および複数の波長の望遠鏡がそれに関連付けられた電磁署名を検索できるようにする事前の合併日の事前警告について説明します。したがって、マルチバンドソースは天体物理学の金鉱になりますが、一般相対性理論の基本的なテストの実験室としては、以前に提案されたものよりも有用性が低いことも示しています。
| Title |
Thermal_Equilibrium_Solutions_of_Black_Hole_Accretion_Flows:_Outflows_VS_Advection |
| Authors |
Wen-Biao_Wu,_Wei-Min_Gu,_and_Mouyuan_Sun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.03606 |
観測と数値シミュレーションは、流出が一般に降着過程に存在することを示しました。流出の役割を含めることにより、ブラックホール降着流の熱平衡解を再検討します。私たちの研究は、流出の冷却速度と移流の冷却速度の比較に焦点を当てています。我々の結果は、内部領域を除いて、流出が広範囲の流れの移流を支配する可能性があることを示しており、これは以前の数値シミュレーションとよく一致しています。移流が支配的な内部領域と流出が支配的な外部領域は、超エディントン降着流と低降着率の光学的に薄い流れの両方の一般的な動径分布でなければならないと主張します。
サブ$\lambda / D$IWAと中程度のスペクトル帯域幅を持つコロナグラフ
大きなセグメント化された望遠鏡を使った将来の高コントラストイメージング分光法は、G型またはK型主系列星の周りの地球のような惑星の大気分子を検出できるようになるでしょう。ターゲット惑星の数を増やすには、内部作動角（IWA）が小さいコロナグラフが必要になります。また、さまざまな検出可能な大気分子を強化するには、広いスペクトル帯域幅が必要になります。これらの要件を満たすために、この論文では、中程度の波長帯域で1$\lambda_0/D$未満のIWAを提供するコロナグラフシステムを紹介します。ここで、$\lambda_0$は設計中心の波長であり、$D$は望遠鏡の開口部に含まれる長方形の開口部の全幅。性能シミュレーションは、提案されたシステムが、650〜750nmの波長にわたって1$\lambda_0/D$で$10^{-10}$未満のコントラストをほぼ達成することを示しています。さらに、このシステムのコアスループットは$\geq$10\％で、入力分離角度は$\sim$0.7--1.4$\lambda_0/D$です。望遠鏡の時間を短縮するには、視野の幅よりも高い精度で、他の観測方法によるターゲットの軌道に関する事前情報が必要です。傾斜収差を含むいくつかのタイプの収差について、提案されたシステムは、約$1\lambda_0/D$のIWAを持つこれまでに提案されたコロナグラフよりも感度が低くなります。地球のような惑星の将来の観測では、提案されたコロナグラフシステムは、非常に小さなIWAを達成することに専念する補足的なコロナグラフシステムとして役立つかもしれません。
| Title |
Half-sibling_regression_meets_exoplanet_imaging:_PSF_modeling_and_subtraction_using_a_flexible,_domain_knowledge-driven,_causal_framework |
| Authors |
Timothy_D._Gebhard_and_Markus_J._Bonse_and_Sascha_P._Quanz_and_Bernhard_Sch\"olkopf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.03439 |
太陽系外惑星の高コントラストイメージングは、強力な後処理方法に依存して、データのノイズを除去し、コンパニオンの信号をホスト星から分離します。これは通常、桁違いに明るいです。既存の後処理アルゴリズムは、問題に関して利用可能なすべての以前のドメイン知識を使用するわけではありません。系統的ノイズとデータ生成プロセスの因果構造の理解に基づいた新しい方法を提案します。私たちのアルゴリズムは、機械学習と因果関係の分野からのアイデアを組み合わせた柔軟なノイズ除去フレームワークである、ハーフシブリング回帰（HSR）の修正バージョンに基づいています。瞳孔追跡モードで取得された高コントラストの太陽系外惑星イメージングデータの特定の要件に対処するために、この方法を適応させます。重要なアイデアは、このピクセルの時系列を、因果的に独立した、信号のない予測ピクセルのセットに回帰することによって、ピクセルの系統的ノイズを推定することです。この作業では、正則化された線形モデルを使用します。ただし、他の（非線形）モデルも可能です。2番目のステップでは、HSRフレームワークを使用して、風速や気温などの観測条件を追加の予測子として組み込む方法を示します。この方法をVLT/NACO機器からの4つのデータセットに適用すると、このアルゴリズムは、この分野で一般的なベースライン方法であるPCAベースのPSF減算よりも優れた誤検出率を提供します。さらに、HSRベースの方法では、データセットにキャリブレーション用の人工コンパニオンを挿入する必要なしに、太陽系外惑星のコントラストを直接かつ正確に推定できることがわかりました。最後に、観測条件を追加の予測子として使用すると結果を改善できるという最初の証拠を示します。私たちのHSRベースの方法は、太陽系外惑星のイメージングデータで恒星のPSFと系統的なノイズをモデル化し、差し引くという課題に対する、代替の柔軟で有望なアプローチを提供します。
12C（{\ alpha}、{\ gamma}）16O反応速度の不確実性が低質量から中質量の星の進化に与える影響
| Title |
The_impact_of_the_uncertainties_in_the_12C({\alpha},{\gamma})16O_reaction_rate_on_the_evolution_of_low-_to_intermediate-mass_stars |
| Authors |
Ben_T._Pepper,_A._G._Istrate,_A._D._Romero,_S._O._Kepler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.03034 |
恒星進化論の計算における最大の不確実性の1つは、考慮される反応速度の精度です。12C（アルファ、ガンマ）16O反応は、白色矮星の冷却進化に影響を与えるコアの最終的なC/O比を決定するため、低質量および中間質量の星の研究にとって特に重要です。したがって、これまでに行われた白色矮星とその前駆体の計算が、12C（アルファ、ガンマ）16O反応速度の不確実性によってどのように影響を受けるかを研究する必要があります。この作業では、初期質量が0.90<=Mi/Msun<=3.05の範囲のMESAコードを使用して、完全に進化したシーケンスを計算します。文献から得られたさまざまな採用反応速度と、それらの不確実性の範囲内の極限を考慮します。予想通り、コアヘリウム燃焼段階の前には、星の進化に変化はないことがわかりました。ただし、後続の段階はすべて、考慮される反応速度の不確実性の影響を受けます。特に、準矮星の脈動特性、漸近巨星分枝中の熱パルスの数、およびコア内の最終的な酸素存在量と前駆体質量の間の傾向に影響を与える可能性があるコアヘリウム燃焼段階中の対流コア質量の違いを見つけます。残りの白色矮星。
MURaMコードの彩層拡張
| Title |
Chromospheric_Extension_of_the_MURaM_Code |
| Authors |
D._Przybylski,_R._Cameron,_S.K._Solanki,_M._Rempel,_J._Leenaarts,_L._S._Anusha,_V._Witzke,_A.I._Shapiro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.03126 |
太陽大気の加熱を理解するには、彩層とコロナの詳細な数値モデルが必要です。太陽彩層の正確な処理は、非局所熱力学的平衡（NLTE）放射伝達から生じる影響によって複雑になります。彩層の冷却と加熱は、少数の強力で散乱性の高い線が支配的です。さらに、イオン化された水素の再結合時間は動的タイムスケールよりも長く、水素イオン化の非平衡（NE）処理が必要です。MURaMコードは、Bifrostコードで実装されているように、太陽彩層の正確なシミュレーションに必要な物理プロセスを含むように拡張されています。これには、水素イオン化の時間依存処理、散乱マルチグループ放射伝達スキーム、およびNLTE放射冷却の近似が含まれます。NEとNLTEの物理学を含めることは、彩層の構造に大きな影響を及ぼします。水素イオン化のNE処理は、彩層の冷たい衝撃波間領域全体で、最初の励起状態でより高いイオン化率と強化された集団をもたらします。さらに、これは水素イオン化がエネルギー変動を緩衝することを防ぎ、より高温の衝撃とより低温の衝撃間領域につながります。基底状態と最初の励起状態の水素集団は、彩層上部で$10^2-10^3$増加し、遷移領域の近くで最大$10^9$増加します。必要なNLTE物理学を含めると、彩層の構造とダイナミクスに大きな違いが生じます。MURaMコードの拡張バージョンを使用して計算された熱力学と水素の母集団は、以前の非平衡シミュレーションと一致しています。彩層のスペクトル線を正確に合成するには、彩層の非平衡処理を使用して計算された電子数と温度が必要です。
LAMOST調査からの9つの超Liに富む未進化の星の発見
| Title |
Discovery_of_Nine_Super_Li-rich_Unevolved_Stars_from_the_LAMOST_Survey |
| Authors |
T.-S._Yan,_J.-R._Shi,_L._Wang,_H.-L._Yan,_Z.-M._Zhou,_Y.-T._Zhou,_X.-S._Fang,_C.-Q._Li,_T.-Y._Chen,_X.-J._Xie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.03180 |
大空域マルチオブジェクトファイバー分光望遠鏡（LAMOST）中解像度分光調査（MRS）に基づいて、A（Li）$>$3.8dexの9つの超Liに富む未進化星の発見を報告します。これらのオブジェクトは、3.3dexの隕石値の最大3倍の異常に高いレベルのリチウム存在量を示します。これは、リチウム濃縮の歴史を経験したに違いないことを示しています。私たちのプログラムスターのうち7つは、$vsini>9$km\、s$^{-1}$の高速回転星であることがわかります。これは、星周物質の降着が、これらの未発達のリチウム増強の主な原因である可能性があることを示唆しています。ただし、星は他のソースを除外することはできません。
短周期変光星のオメガホワイト調査VII：高振幅、短周期変光星
| Title |
The_OmegaWhite_Survey_for_Short-Period_Variable_Stars_VII:_High_amplitude,_short_period_blue_variables |
| Authors |
G._Ramsay,_P._A._Woudt,_T.Kupfer,_J._van_Roestel,_K._Patterson,_B._Warner,_D._A._H._Buckley,_P._J._Groot,_U._Heber,_A._Irrgang,_C._S._Jeffery,_M._Motsoaledi,_M._J._Schwartz,_T._Wevers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.03265 |
ブルーラージアンプリチュードパルセータ（BLAP）は、比較的新しいクラスのブルー変光星であり、光度曲線に周期的な変動があり、周期が数十分より短く、振幅が10パーセントを超えています。ESOのVSTを使用して実施されたOmegaWhite調査で特定された9つの青い変光星を報告します。これは、7〜37分の範囲の周期的変調と、0.11〜0.28等の範囲の振幅を示しています。SAAOでは、主にSALTと望遠鏡を使用して行われた一連の追跡測光および分光観測を取得しました。BLAPとして識別される4つの星が見つかり、そのうちの1つは以前から知られていました。1つの星OWJ0820--3301は、脈動変光星のV361Hyaクラスのメンバーであるように見え、拡張された星雲に空間的に近いです。もう1つのスター、OWJ1819--2729は、sdAVパルセータと同様の特性を備えています。対照的に、OWJ0815--3421は、公転周期が73.7分の白色矮星とsdBを含む連星であり、公転周期が80分より短い6つの白色矮星-sdB連星のうちの1つにすぎません。最後に、4つの候補BLAPの高ケイデンス測光は、はるかに長い期間のCepheidパルセータで見られるノッチのような特徴と比較する特徴を示しています。
M型AGB星へのAlF線放射の最初の検出
| Title |
First_detection_of_AlF_line_emission_towards_M-type_AGB_stars |
| Authors |
M._Saberi,_T._Khouri,_L._Velilla-Prieto,_J._P._Fonfr\'ia,_W._H._T._Vlemmings,_and_S._Wedemeyer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.03284 |
フッ素（F）の元素合成生成はまだ議論の余地があります。漸近巨星分枝（AGB）星は、F生成の主な候補の1つです。ただし、観測値が不足しているため、F予算全体に対するそれらの貢献は完全にはわかっていません。この論文では、進化した星の流出における気相中のFの2つの主要なキャリアの1つであるAlF線放出の検出を、近くの5つの酸素に富むAGB星、$o$Ceti、RLeo、IKTau、RDor、およびWHya。空間的に分解された観測から、半径$\sim11R_{\star}$のAlF放出領域を$o$Cetiで、$\sim9R_{\star}$でRLeoを推定しました。人口図分析から、$\sim5.8\times10^{15}$cm$^{-2}$および$\sim3\times10^{15}$cm$^{-2}のAlF列密度を報告します。これらの地域内で、それぞれ$o$CetiとRLeoの$。$o$Cetiの場合、C$^{18}$O（$v=0$、$J=3-2$）の観測値を使用して、発光領域のH$_2$列密度を推定しました。$f_{\rmAlF/H_2}\sim（2.5\pm1.7）\times10^{-8}$のわずかな量が見つかりました。これにより、$o$CetiのFバジェットに下限が与えられ、ソーラーFバジェット$f_{\rmF/H_2}=（5\pm2）\times10^{-8}$と互換性があります。RLeoの場合、フラクショナルアバンダンス$f_{\rmAlF/H_2}=（1.2\pm0.5）\times10^{-8}$が推定されます。他の情報源については、入手可能なデータに基づいて放出領域を正確に決定することはできません。半径$\sim11R_{\star}$の発光領域と、$o$CetiおよびRLeoに対して導出された回転温度を想定して、AlFカラム密度を$\sim（1.2-1.5）\times10と大まかに概算しました。^{15}$cm$^{-2}$（WHya）、$\sim（2.5-3.0）\times10^{14}$cm$^{-2}$（RDor）、$\sim（0.6-1.0）\times10^{16}$cm$^{-2}$inIKTau。これらの結果、WHya、RDor、およびIKTauで$f_{\rmAlF/H_2}\sim（0.1-4）\times10^{-8}$の範囲内のフラクショナルアバンダンスが発生します。
HD 183986：脈動成分を備えた高コントラストSB2システム
| Title |
HD_183986:_a_high-contrast_SB2_system_with_a_pulsating_component |
| Authors |
Martin_Va\v{n}ko,_Theodor_Pribulla,_Pavol_Gajdo\v{s},_J\'an_Budaj,_Juraj_Zverko,_Ernst_Paunzen,_Lubom\'ir_Hamb\'alek,_Richard_Kom\v{z}\'ik_and_Emil_Kundra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.03325 |
主系列星には、異なるスペクトル線からの異なる回転速度を示す、独特の初期型の星の小さなグループがあります。この不整合は、これらのオブジェクトのバイナリの性質が原因である可能性があります。そのようなオブジェクトの1つであるHD183986のより詳細な分光および測光調査によって、この仮説を検証することを目指しています。予想される長い公転周期をカバーする151の高および中解像度スペクトルを取得しました。主成分の軌道運動の明確な証拠があります。二次成分の非常にかすかな広いスペクトルを発見しました。対応するSB2軌道パラメータと成分スペクトルは、KORELコードを使用したフーリエ解きほぐしによって得られました。成分スペクトルは、iSpecコードによってさらにモデル化され、大気量と予測される回転速度に到達しました。この天体は、周期$P$=1268.2（11）d、離心率$e$=0.5728（20）、質量比$q$=0.655の連星であることを証明しました。一次成分はゆっくりと回転する星（$v\sini=27$km.s$^{-1}$）ですが、より低温で質量の小さい二次星ははるかに速く回転します（$v\sini\sim120$km）。s$^{-1}$）。TESS衛星によって得られた測光観測も、この天体により多くの光を当てるために調査されました。TESSデータでは、数時間（$\delta$Sctタイプの変動）から数日（スポット/回転変動）までの範囲の複数期間の測光変動が検出されました。コンポーネントの物理的パラメータと測光変動の原因について詳しく説明します。
LAMOSTDR7のスペクトルを使用して識別された超低温矮星
| Title |
Ultracool_dwarfs_identified_using_spectra_in_LAMOST_DR7 |
| Authors |
You-Fen_Wang,_A-Li_Luo,_Wen-Ping_Chen,_Hugh_R._A._Jones,_Bing_Du,_Yin-Bi_Li,_Shuo_Zhang,_Zhong-Rui_Bai,_Xiao_Kong,_and_Yan-Xin_Guo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.03358 |
この作業では、1つのL0を含む、スペクトル型がM6以降の734個の超低温矮星を識別します。このサンプルのうち、625が初めて分光学的に研究されました。これらの超低温矮星はすべて360〜pc以内にあり、\textit{Gaia}Gのマグニチュードは〜19.2等より明るいです。スペクトルを研究し、LAMOSTパイプラインで導出された恒星パラメータ（Teff、logg、[FeH]）を確認することにより、それらのクールな赤い性質と金属量が銀河の薄い円盤オブジェクトの性質と一致していることがわかりました。それらは6708Aでリチウム吸収線を示し、さらにそれらの若い年齢と星下の性質を示しています。LAMOSTの放射状速度によって得られた運動学は、ガイアEDR3からの適切な運動と視差データとともに、ターゲットの大部分が薄い円盤の天体であることも示唆しています。運動年齢は、速度分散と特定の集団の平均年齢との関係から推定されました。さらに、35のバイナリを特定し、そのうち6つが初めてバイナリとして報告されました。
原始星円盤の形成に対する磁場の影響
| Title |
Influence_of_the_magnetic_field_on_the_formation_of_protostellar_disks |
| Authors |
N._S._Kargaltseva,_S._A._Khaibrakhmanov,_A._E._Dudorov,_S._N._Zamozdra_and_A._G._Zhilkin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.03438 |
質量10$M_{sun}$の磁気回転する原始星雲の崩壊を数値的にモデル化します。シミュレーションは、2DMHDコードEnlilを使用して実行されます。崩壊の等温段階での雲の構造は、弱い、中程度の、そして強い初期磁場の場合について調査されます。シミュレーションは、崩壊する原始星雲の普遍的な階層構造を明らかにします。これは、内部にqausi-magnetostatcディスクがあり、その中心に最初のコアがある平らなエンベロープで構成されています。一次ディスクのサイズは、雲の初期磁気エネルギーとともに増加します。磁気制動は、雲の初期磁気エネルギーがその重力エネルギーの20％を超える場合に、角運動量を一次ディスクからケース内のエンベロープに効率的に輸送します。最初のコアの境界近くの領域から放出される流出の強度は、初期の磁気エネルギーとともに増加します。イオン化率が小さい「デッド」ゾーン$x<10^{-11}$は、最初の静水圧コアの内側と流出の基部に形成されます。オーム散逸と両極拡散は、この領域で原始星円盤をさらに形成するための条件を決定します。
磁束ロープの3次元構成の検証と解釈
| Title |
Validation_and_interpretation_of_three-dimensional_configuration_of_a_magnetic_cloud_flux_rope |
| Authors |
Qiang_Hu,_Chunming_Zhu,_Wen_He,_Jiong_Qiu,_Lan_K._Jian,_and_Avijeet_Prasad |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.03457 |
2012年6月16〜17日に1auで磁場の大きさが$\sim$40nTに達する1つの「強力な」磁気雲（MC）が、太陽で特定された既存の磁束ロープ（MFR）に関連して調べられます。MCは、Wind宇宙船からの現場測定に基づく準3次元（3D）フラックスロープモデルによって特徴付けられます。磁束の内容やその他のパラメータが定量化されます。さらに、ビーナスエクスプレス（VEX）宇宙船がヘリオセントリック距離0.7auで交差し、経度で角距離$\sim6^\circ$を使用して、同じ構造の対応する測定値との相関研究を実行して、MCを検証します。モデリング結果。風とVEXの磁場測定値の間の空間的変動は、結ばれた磁束の束によって特徴づけられる構造の3D構成に起因します。MCと太陽のソース領域の間の磁束の内容の比較は、M1.9フレアに伴う3D再接続プロセスが反対の極性に根ざした既存のMFRの力線間の磁気リコネクションに対応する可能性があることを示していますフットポイント。このようなプロセスにより、この場合、噴出する磁束ロープの軸方向磁束の量が約50％減少します。
ミーアキャットによる近くのM矮星からの電波フレア挙動の偶然の発見
| Title |
Serendipitous_discovery_of_radio_flaring_behaviour_from_a_nearby_M_dwarf_with_MeerKAT |
| Authors |
Alex_Andersson,_Rob_Fender,_Chris_Lintott,_David_Williams,_Laura_Driessen,_Patrick_Woudt,_Alexander_van_der_Horst,_David_Buckley,_Sara_Motta,_Lauren_Rhodes,_Nora_Eisner,_Rachel_Osten,_Paul_Vreeswijk,_Steven_Bloemen,_Paul_Groot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.03481 |
ブラックホールX線連星H1743$-$322を中心とした広視野MeerKAT無線画像の非ターゲット検索で見つかった新しい無線トランジェントであるMKTJ174641.0$-$321404の検出について報告します。MKTJ174641.0$-$321404は1.3GHzで大きく変動し、2018年後半のフィールドの11回の観測中に3回検出され、最大フラックス密度590$\pm$60$\mu$Jyに達しました。この電波過渡現象を、太陽から12個離れたM矮星SCR〜1746$-$3214の高い固有運動と関連付けます。このM矮星の多波長観測は、dMe星から予想される放射と一致し、電波とX線の両方の領域で静止輝度の上限を提供する電磁スペクトル全体のフレア活動を示しています。\textit{TESS}測光は、SCR〜1746$-$3214の$0.2292\pm0.0025$日の自転周期を明らかにします。これは、推定半径で、他の低質量システムに匹敵する、星を高速回転子にします。専用の分光学的フォローアップにより、この星は、強いH$\alpha$放射によって示される明確な磁気活動を伴う、中期から後期のスペクトルM矮星であることが確認されます。MeerKATによるこの一時的な偶然の発見は、多波長特性評価とともに、現世代の無線干渉計の機能とMeerLICHTなどの光学設備による同時観測の価値の両方の主要なデモンストレーションになります。私たちの結果は、特に惑星系の居住性に関連する、M矮星のフレア行動の文献に基づいています。
対不安定型質量ギャップにおけるブラックホールの形成：衝突後の星の進化
| Title |
Formation_of_black_holes_in_the_pair-instability_mass_gap:_evolution_of_a_post-collision_star |
| Authors |
Guglielmo_Costa,_Alessandro_Ballone,_Michela_Mapelli,_Alessandro_Bressan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.03492 |
LIGO-VirgoコラボレーションによるGW190521の検出により、対不安定型（PI）質量ギャップにブラックホール（BH）が存在することが明らかになりました。ここでは、若い星団での星と星の衝突を介して、PI質量ギャップでのBHの形成を調査します。PIを回避するには、天体衝突生成物のコアが比較的小さく、エンベロープが大きい必要があります。コアヘリウム燃焼星（$\sim58$M$_\odot$）と主系列星（$\sim42$M$）の間の衝突の流体力学的シミュレーションの出力から初期条件を生成します。_\odot$）。流体力学的シミュレーションにより、衝突中に失われた質量（$\sim12$M$_\odot$）を考慮に入れ、衝突後の星の化学組成プロファイルを構築することができます。次に、衝突生成物を恒星進化コードPARSECおよびMESAで進化させます。衝突後の星は、PIを避けて、コアが崩壊するまで、すべての恒星の燃焼段階を経て進化することがわかります。コア崩壊の開始時に、衝突後の生成物は青色超巨星です。衝突後の進化の間に、失敗した超新星のニュートリノ放出によって引き起こされた恒星風と衝撃のために、約1M$_\odot$の総質量損失を推定します。最終的なBH質量は$\approx{87}$M$_\odot$です。したがって、衝突シナリオがPI質量ギャップを埋めるのに適した形成チャネルであることを確認します。
対不安定型質量ギャップにおけるブラックホールの形成：大規模な星の衝突の流体力学的シミュレーション
| Title |
Formation_of_black_holes_in_the_pair-instability_mass_gap:_Hydrodynamical_simulation_of_a_massive_star_collision |
| Authors |
Alessandro_Ballone,_Guglielmo_Costa,_Michela_Mapelli,_Morgan_MacLeod |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.03493 |
LIGO-VirgoコラボレーションによるGW190521の検出は、それらの質量スペクトルの理論的に予測された対不安定型ギャップにブラックホールが存在することを証明しました。最近のいくつかの研究は、そのような巨大なブラックホールは、進化した星と炭素-酸素コアおよび主系列星との衝突によって生成される可能性があることを示唆しています。そのような合体後の星は、対不安定型超新星の体制を避けて、その非常に巨大なエンベロープの直接崩壊でその寿命を終えることができます。しかし、衝突によって新しく生成された星の構造がどのように形成され、衝撃によって実際にどれだけの質量が失われるかはまだ明らかではありません。平滑化粒子流体力学コードStarSmasherを使用した流体力学シミュレーションによってこの問題を調査し、衝突によって衝突する星の初期質量の最大12％を除去できることを発見しました。これは初期質量の無視できないパーセンテージであり、コアが対不安定型超新星レジームを回避する場合、特に形成される可能性のあるブラックホールの最終質量に関して、恒星の残骸のさらなる進化に影響を与える可能性があります。また、主系列星が一次星の炭素-酸素コアの外側の境界に沈み込み、残骸の内部の化学組成を変化させる可能性があることもわかりました。衝突により、一次層の外層が放出され、ヘリウムが豊富なエンベロープを持つ残骸が残ります（表面で約0.4のHeフラクションに達します）。これらのより複雑な存在量プロファイルは、衝突生成物の恒星進化シミュレーションで直接使用できます。
磁北の発見：ポラリスでの異常な磁場検出と古典的セファイド星の磁気調査の最初の結果
| Title |
Finding_magnetic_north:_an_extraordinary_magnetic_field_detection_in_Polaris_and_first_results_of_a_magnetic_survey_of_classical_Cepheids |
| Authors |
James_A._Barron,_Gregg_A._Wade,_Nancy_R._Evans,_Colin_P._Folsom,_Hilding._R._Neilson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.03517 |
古典的セファイド星は、恒星進化論と宇宙論の研究に不可欠なオブジェクトです。しかし、私たちはそれらの磁気特性についてほとんど知りません。CFHTでESPaDOnSを使用して取得した高解像度の分光偏光観測を使用して、4つの古典的セファイド星でZeemanシグネチャとして解釈されるストークス$V$機能の検出を報告します。2017年に$\eta$Aqlの8つの観測値が取得され、その7.2dの脈動期間をカバーし、継続的な体系的調査の一環として、2020年にPolaris、$\zeta$Gem、$\delta$Cep、およびRTAurの単一の観測値が取得されました。。最小二乗デコンボリューション手順を使用して生成された平均円偏波ストークス$V$プロファイルを使用して、Zeemanシグネチャを診断し、平均縦電界強度$\langleB_{z}\rangle$を測定します。$\eta$Aql（$-0.89\pm0.47$G$\、<\langleB_{z}\rangle<1.27\pm0.40$G）のすべての脈動位相にわたって、およびPolaris（$0.59\pm0.16$G）、$\zeta$Gem（$0.41\pm0.16$G）、$\delta$Cep（$0.43\pm0.19$G）の単一観測。Polarisのストークス$V$プロファイルは、非常に高いS/Nで検出され、複雑な磁場トポロジーを意味します。これは、他のすべての検出されたストークス$V$プロファイルとはまったく対照的であり、一部のAm星で観測されたものと類似した異常なほぼ単極の正の円偏光ローブを示します。
メトリック-アフィン重力をヒッグスのようなスカラー場に結合する
一般相対性理論（GR）はさまざまな定式化で存在します。それらは純粋な重力では同等ですが、物質が含まれると、一般的に明確な予測につながります。GRのさまざまなバージョンの概要を説明した後、曲率、ねじれ、または非計量性の消失についての仮定を回避する、計量アフィン重力に焦点を当てます。これを使用して、重力に非最小的に結合されたスカラー場のアクションを構築します。これには、特別な場合として、以前に研究された多数のモデルが含まれます。伝播しない自由度を排除して、GRのメートル法の定式化で同等の理論を導き出します。最後に、ヒッグスインフレへの影響について簡単に説明します。
暗黒物質の探索における新しい方向性
暗黒物質の性質の特定は、素粒子物理学が直面している最も重要な問題の1つです。現在の観測上の制約により、暗黒物質の質量は$10^{-22}$eV-$10^{48}$GeVの範囲になります。これらの境界の弱い性質と暗黒物質モデルの構築の容易さを考えると、問題は実験的にしか解決できないことは明らかです。これらの講義では、さまざまな暗黒物質候補を実験的に調べる方法について説明します。
LIGOデータ品質ストリームからの情報を重力波のPyCBC検索に組み込む
| Title |
Incorporating_information_from_LIGO_data_quality_streams_into_the_PyCBC_search_for_gravitational_waves |
| Authors |
Derek_Davis,_Max_Trevor,_Simone_Mozzon,_Laura_K._Nuttall |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.03091 |
コンパクトな連星合体からの重力波のPyCBC検索で、時間の経過に伴う重力波検出器ノイズの特性の変化を説明する新しい方法を提示します。各検出器のステータスとその環境を監視するLIGOデータ品質ストリームからの情報を使用して、各検出器のノイズ率の変化をモデル化します。これらのデータ品質ストリームにより、検出器の誤動作の期間中にデータで識別された候補を、ノイズとしてより効率的に拒否できます。この方法では、検出器の状態の機械学習予測からのデータをPyCBC検索の一部として含めることができ、検出可能な重力波信号の総数が最大5％増加します。機械学習分類と手動で生成されたフラグの両方を使用してLIGO-Virgoの3回目の観測実行からのデータを検索すると、検出可能な重力波信号の総数は、データ品質ストリームを使用しない場合と比較して最大20％増加します。また、この方法が、検索の感度をさらに高めることができる可能性のある多数の追加の任意のデータストリームからの情報を含めるのに十分な柔軟性があることも示します。
初期宇宙における相転移のプローブとしてのダークラディエーション
初期の宇宙では、宇宙定数は必ずしも小さいわけではありません。スカラー場が相転移（PT）の後に真空期待値を取得する場合、PTの前におそらく大きな宇宙定数が存在する可能性があります。初期の宇宙定数（ECC）とPTプロセスは、宇宙軸のバックグラウンドなど、今日のダークラディエーション（DR）から検出できる可能性があります。幅広いクラスのDRモデルの場合、DR密度とスペクトルがECCの存在によって大幅に変更されることを示します。今日のDRの密度とスペクトルから、PTの温度と強度を推測できます。
裸の特異点に近い荷電粒子を用いたスーパーペンローズ過程
Reissner-Nordstr\"{o}mメトリックの裸の特異点に近いペンローズ過程を検討します。粒子0は無限大から落下し、ある時点で2つのフラグメントに崩壊します$r_{0}$。このプロセスは、制限$r_{0}\rightarrow0$で無限に大きくなる可能性があります。そうすることで、粒子電荷の値は制限されたままになります。これは、制限のない電界でのペンローズプロセスの既知の例とは対照的です。エネルギー抽出。フラットなペースタイムの限界でも効果は持続します。
de Sitterの相転移：量子補正
| Title |
Phase_Transitions_in_de_Sitter:_Quantum_Corrections |
| Authors |
Jos\'e_Eliel_Camargo-Molina,_Mariana_Carrillo_Gonz\'alez,_Arttu_Rajantie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.03480 |
完全量子力学であるが鞍点近似に依存するホーキング・モスインスタントン法とスタロビンスキー-横山確率論的アプローチの2つの方法を使用して、高ハッブル率でのド・ジッター空間における偽の真空状態の減衰率を調査します。これは非摂動的ですが、量子効果は含まれていません。人口過多法を使用して、1ループ次数でのホーキングモス崩壊率を計算し、その有効領域で、1ループ制約有効ポテンシャルを使用した確率的計算によって再現されることを示します。これは、確率論的アプローチと制約有効ポテンシャルを使用して、鞍点近似を超える真空減衰を正確に記述することができることを示唆しています。
フィッシャー計量におけるペリヘリアの歳差運動
フィッシャー計量でペリヘリアの歳差運動を研究します。フィッシャー計量は、結合として質量のないスカラー場を使用したアインシュタイン方程式の解です。このメトリックには、ペリヘリアの歳差運動の表現があります。この式には、ペリヘリアの歳差運動の一般相対論的項と、スカラー場に依存する追加の項が含まれています。また、水星惑星のペリヘリア歳差運動の観測値と、この値と一般相対性理論の値との不一致を使用して、スカラー電荷$\sigma$の上限を取得します。
| Title |
Density_functional_approach_to_quark_matter_with_confinement_and_color_superconductivity |
| Authors |
Oleksii_Ivanytskyi,_David_Blaschke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.03611 |
閉じ込めを模倣するメカニズムを備えたクォーク物質をモデル化するための新しい相対論的密度汎関数法を提示します。クォークの準粒子処理は、すでに平均場レベルにある大きなクォークの自己エネルギーによる抑制を提供します。私たちのアプローチは、媒体に依存する結合を持つカイラルクォークモデルと同等であることを示しています。カイラル対称性の動的復元は、密度汎関数の構築によって保証されます。ベクトル反発とダイクォークのペアリングを追加して、モデルを適用して、冷たいコンパクト星の物質のハイブリッドクォーク-ハドロンEoSを構築します。このようなハイブリッドEoSと、恒星の質量と半径の関係および潮汐の変形性との関係を研究します。モデルの結果は、PSRJ0740+6620のNICER半径測定やGW170817の潮汐変形性制約などのさまざまな観測制約と比較されます。モデルは制約と一致していることが示されていますが、ベクトルの反発とダイクォークのペアリングの結合を調整することにより、さらに改善することができます。
重力波源からのハッブル定数測定に対する校正の不確かさの影響
| Title |
Impact_of_calibration_uncertainties_on_Hubble_constant_measurements_from_gravitational-wave_sources |
| Authors |
Yiwen_Huang,_Hsin-Yu_Chen,_Carl-Johan_Haster,_Ling_Sun,_Salvatore_Vitale,_and_Jeff_Kissel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.03614 |
電磁的に明るいコンパクトな連星合体の重力波（GW）検出は、ハッブル定数$H_0$の独立した測定を提供できます。$H_0$の既存の緊張を調停するのに役立つ測定値を取得するには、このアプローチの体系的なバイアスの原因を完全に理解する必要があります。この研究では、機器のキャリブレーションエラー（CE）と不確実性が光度距離の測定値、$D_L$、および推定される$H_0$の結果に与える影響を理解することを目的としています。AdvancedLIGOおよびAdvancedVirgo干渉計のネットワークによって設計感度で検出された連星中性子星合体（BNS）をシミュレートします。LIGO-Virgoの3回目の観測実行（O3）で経験した非常に大きな値に等しいCEを人為的に追加します。ネットワークの信号対雑音比が50の個々のBNSの場合、$D_L$（したがって$H_0$）の系統的誤差は統計的不確実性よりも小さいことがわかります。複数のイベントを組み合わせて$H_0$のジョイント後方を取得すると、バイアスがより顕著になります。各検出の周りのデータがO3の最悪の犯罪者に対応する同じCEの影響を受けるというかなり非現実的なケースでは、真の$H_0$値は、$\sim40$ソースの後の90％の信頼区間から除外されます。代わりに、ソースの10％が深刻なCEに苦しんでいる場合、100のソースを組み合わせた後でも、$H_0$の真の値は90％の信頼区間に含まれます。
