暗黒物質-ヘリウム散乱に対するCMB制約の調査
| Title |
Investigation_of_CMB_constraints_for_dark_matter-helium_scattering |
| Authors |
Kimberly_K._Boddy,_Gordan_Krnjaic,_Stacie_Moltner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.04225 |
宇宙初期の暗黒物質-ヘリウム散乱と宇宙マイクロ波背景放射（CMB）異方性測定からの制約への影響を研究します。スカラー、擬スカラー、またはベクトルメディエーターを介した暗黒物質-核子相互作用の可能な理論的フレームワークについて説明します。このような相互作用は、水素とヘリウムの散乱を引き起こし、断面積は相対速度にべき乗則に依存します。これらのフレームワーク内で、3つのシナリオを検討します。中性子のみ、陽子のみ、および等しい強度の中性子と陽子に結合する暗黒物質です。これらのさまざまなケースでは、\textit{Planck}2018の温度、偏光、およびレンズ異方性データを使用して、10keV〜1TeVの暗黒物質の質量に対する水素および/またはヘリウムによる暗黒物質の散乱に制約を課します。非負のべき乗則速度依存性でヘリウムと水素の両方の散乱を可能にするモデルの場合、ヘリウム散乱が陽子質量をはるかに超える暗黒物質質量の制約を支配することがわかります。さらに、初期の宇宙でヘリウムとともに支配的/排他的に散乱する暗黒物質に最初のCMB制約を課します。
パルサータイミングアレイデータセットの磁壁からの重力波
| Title |
Gravitational_Waves_from_Domain_Walls_in_Pulsar_Timing_Array_Datasets |
| Authors |
Ricardo_Z._Ferreira,_Alessio_Notari,_Oriol_Pujolas,_Fabrizio_Rompineve |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.04228 |
NANOGrav12。5年データセットと国際PTAデータリリース2の宇宙磁壁（DW）からの重力波背景のモデルに依存しない検索を提示します。温度$\sim20-50〜\text{MeV}$で消滅するDW緊張のある$\sim（40-100〜\text{TeV}）^3$は、超大規模なブラックホールの合併による天体物理学的背景と同じくらい、両方のデータセットによく適合します。DWは、標準モデル（SM）またはダークセクターに崩壊する可能性があります。後者の場合、今後のCMB調査の範囲内で、ダークラディエーションの量$\DeltaN_{\text{eff}}$を予測します。SMへの結合が存在する場合、コライダーおよびラボで補完的な署名が発生する可能性があります。例として、DW消滅がQCD閉じ込めによって興味深いことに誘発される可能性がある重いアクシオンシナリオについて説明します。
銀河団の質量プロファイルを使用したスクリーニングメカニズムのテスト
銀河団の運動学を用いて銀河団の質量プロファイルを再構築することにより、修正された重力モデルを制約するライセンスフリーのコードである\textsc{MG-MAMPOSSt}を紹介します。コードの主な機能について説明し、運動学的情報をレンズデータと組み合わせた場合のメソッドの機能を示します。異なるスクリーニングメカニズム、つまりカメレオンとベインシュテインのスクリーニングを特徴とする、現在コードに実装されている2つのクラスのモデルに関する最近の結果と予測について説明します。今後の調査からのデータへの適用を考慮して、可能な体系の影響をさらに調査します。この議事録は、2021年9月のALTECOSMOFUNワークショップで発表された結果をまとめたものです。
空平均21cm宇宙論実験のための機器分類学のベイズ証拠駆動型診断
| Title |
Bayesian_evidence-driven_diagnosis_of_instrumental_systematics_for_sky-averaged_21-cm_cosmology_experiments |
| Authors |
K.H._Scheutwinkel,_E._de_Lera_Acedo,_W._Handley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.04445 |
空の平均化された21cmの信号を診断し、機器の体系的な効果から解きほぐすためのベイズの証拠に基づく分析の有効性を示します。ケーススタディとして、体系的に注入されたシミュレートされたREACHパイプラインを検討します。体系的なモデルが作成されていない場合、パフォーマンスが非常に低下したり、誤った信号回復が発生したりすることを示します。これらの効果には、非常に深いまたは広い信号に似た、空で平均化された21cmの後方推定が含まれます。ただし、体系的なパラメータ化されたモデルを含めると、信号の回復のパフォーマンスが大幅に向上します。最も重要なことは、ベイズの証拠に基づくモデルの比較により、実験データセットの真の基礎となる生成モデルが原則として不明であるため、そのような体系的なモデルが必要かどうかを判断できることです。したがって、ベイズの証拠がそれらの存在を検出するためのメカニズムとして機能することで、さまざまな潜在的な系統的エラーをテストできるパイプラインを提唱します。
空平均21cm信号抽出のためのベイズ証拠駆動尤度選択
| Title |
Bayesian_evidence-driven_likelihood_selection_for_sky-averaged_21-cm_signal_extraction |
| Authors |
K.H._Scheutwinkel,_W._Handley,_E._de_Lera_Acedo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.04491 |
ベイズの証拠を使用して、データセットの真の尤度関数の適切な近似を見つけることができることを示します。これは、尤度のない推論（LFI）パラダイムの目標です。具体的な例として、前方モデル化された空平均21cm信号アンテナ温度データセットを使用します。ここでは、さまざまな物理的に動機付けられた形式のノイズ構造を人工的に注入します。ノイズ分布がガウスの場合から逸脱すると、ガウス尤度のパフォーマンスが低下することがわかります。不均一分散放射分析または裾が重いノイズ。これらの非ガウスノイズ構造について、一般化された正規尤度が、注入されたノイズの真の尤度関数と同等の空平均21cm信号回復を伴う同様のベイズ証拠スケールにあることを示します。したがって、ノイズ構造が事前に不明である場合、真の尤度関数の適切な近似として一般化正規尤度関数を提案します。
銀河のスピン方向の可能な大規模な整列-SDSS、Pan-STARRS、およびHSTからの10個のデータセットの分析
| Title |
A_Possible_Large-scale_Alignment_of_Galaxy_Spin_Directions_--_Analysis_of_10_Datasets_from_SDSS,_Pan-STARRS,_and_HST |
| Authors |
Lior_Shamir |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.04577 |
いくつかの異なる望遠鏡によって行われた複数の観測は、空の異なる部分で反対方向に回転する渦巻銀河の数の間に非対称性を示しました。スピン方向の非対称性の可能性に関する当面の質問の1つは、分布が宇宙論的スケールの軸を形成するかどうかです。このホワイトペーパーでは、SDSS、Pan-STARRS、およびハッブル宇宙望遠鏡によって収集された、過去10年間に公開された10の異なるデータセットを分析および比較します。データセットには、スピン方向によって分離された渦巻銀河が含まれており、分布は双極子軸を示すことができます。分析によると、最も可能性の高い双極子軸の方向は、平均赤方偏移が類似しているデータセットでは一貫していますが、平均赤方偏移が異なるデータセット間では異なります。分析はまた、最も可能性の高い軸の位置がデータセット内の銀河の平均赤方偏移と相関していることを示しています。つまり、赤方偏移が高くなると、最も可能性の高い軸の位置がシフトし、相関は統計的に有意になります。これは、銀河のスピン方向の分布によって形成される可能性のある軸のドリフト、または地球から特定の距離でピークに達する宇宙論的スケール構造の特定の指標を提供します。
相互作用する暗黒エネルギーモデルにおけるニュートリノの計量に対するアインシュタイン望遠鏡と宇宙探査機からの重力波標準サイレン観測の影響
| Title |
Impacts_of_gravitational-wave_standard_siren_observations_from_Einstein_Telescope_and_Cosmic_Explorer_on_weighing_neutrinos_in_interacting_dark_energy_models |
| Authors |
Shang-Jie_Jin,_Rui-Qi_Zhu,_Ling-Feng_Wang,_Hai-Li_Li,_Jing-Fei_Zhang,_Xin_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.04689 |
バイナリ中性子星合体イベントのマルチメッセンジャー重力波（GW）観測は、宇宙の進化を探索するためのかなり有用なツールを提供する可能性があります。特に、ヨーロッパと米国でそれぞれ建設が提案されている第3世代のGW検出器、つまりアインシュタイン望遠鏡（ET）とコズミックエクスプローラー（CE）の場合、既知の赤方偏移を持つGW標準サイレンをたくさん入手できます。、これは宇宙論的パラメータの推定に大きな影響を及ぼします。ニュートリノの総質量は宇宙論的観測によって測定できますが、そのような測定はモデルに依存しており、現在は上限しかありません。この作業では、ETとCEによって観測されたGW標準サイレンが、特に相互作用する暗黒エネルギー（IDE）モデルにおいて、ニュートリノ質量の制約を改善するのに役立つかどうかを調査したいと思います。ETとCEからのGW標準サイレン観測は、現在の制限と比較して、IDEモデルのニュートリノ質量に対する制約をわずかに改善するだけであることがわかります。IDEモデルの改善は、標準の宇宙論モデルよりも弱いです。ニュートリノの質量の制限はわずかに更新することしかできませんが、他の宇宙論的パラメーターの制約は、GW観測を使用することによって大幅に改善することができます。
ShapePipe：新しい形状測定パイプラインとUNIONS/CFISデータへの弱レンズ効果アプリケーション
| Title |
ShapePipe:_a_new_shape_measurement_pipeline_and_weak-lensing_application_to_UNIONS/CFIS_data |
| Authors |
Axel_Guinot,_Martin_Kilbinger,_Samuel_Farrens,_Austin_Peel,_Arnau_Pujol,_Morgan_Schmitz,_Jean-Luc_Starck,_Thomas_Erben,_Raphael_Gavazzi,_Stephen_Gwyn,_Michael_J._Hudson,_Hendrik_Hiledebrandt,_Tobias_Liaudat,_Lance_Miller,_Isaac_Spitzer,_Ludovic_Van_Waerbeke,_Jean-Charles_Cuillandre,_S\'ebastien_Fabbro,_Alan_McConnachie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.04798 |
UNIONSは、これまでに4つの光学バンドで北の空の最大の深部測光調査を提供する継続的なコラボレーションです。このコラボレーションの一環として、CFISは平均0.65秒角の$r$バンドのデータを取得しています。これは、マグニチュード24.5まで完了しているため、弱いレンズ効果の研究に最適です。空の1700deg$^2$にまたがる領域で、CFIS$r$バンドデータの最初の弱いレンズ効果分析を実行します。4,000万個の銀河の形状を測定したカタログを作成します。これは、1平方分角あたり6.8個の銀河の有効密度に対応し、低レベルの構造的偏りを示しています。この作業は、完了時に4800deg$^2$の完全なUNIONS調査を使用したさらなる宇宙論的研究の基礎として機能します。ここでは、新しく開発された弱レンズパイプラインであるShapePipeを紹介します。このパイプラインは、Ngmixなどの最先端の方法を利用して、正確な銀河の形状を測定します。せん断キャリブレーションは、メタキャリブレーションを使用して実行されます。点像分布関数（PSF）と銀河の形状について広範な検証テストを実施します。さらに、推定されたせん断を検証するために、現実的な画像シミュレーションを作成します。PSFモデルの精度を定量化し、PSF残差によって測定される分類学のレベルが低いことを示します。せん断2点相関関数に対するそれらの効果は、100分角未満の角度スケールでの宇宙論的寄与と比較してサブドミナントです。加法せん断バイアスは5x$10^{-4}$未満であり、画像シミュレーションで測定した場合、残留乗法せん断バイアスは最大$10^{-3}$です。COSEBIを使用して、2次せん断統計に有意なBモードが存在しないことを示します。収束マップを提示し、Eモードと既知のクラスター位置との明確な相関関係を確認します。Planckクラスターの周りの積み重ねられた接線方向のせん断プロファイルを$4\sigma$よりも高い有意性で測定します。
偏光クォータニオンとそのアプリケーション：Q/UストークスパラメータとE/Bモード偏光の共同表現
| Title |
The_polarization_quaternion_and_its_applications:_a_joint_representation_of_the_Q/U_Stokes_parameters_and_E/B_mode_polarizations |
| Authors |
Hao_Liu,_James_Creswell,_Chao-Wei_Tsai,_Pavel_Naselsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.04814 |
この作業では、Q/UストークスパラメータとE/Bモード偏光が、球面直線偏光の方向とパリティ状態を同時に記述する、固有のクォータニオンの4つのコンポーネントであることを指摘します。次に、この分極クォータニオンを使用すると、すべてのQ/UおよびE/B変換の数学的形式が大幅に簡素化され、変換ごとに1つのクォータニオン乗算のみが必要になることを指摘します。偏光クォータニオンの前半と後半であるEファミリとBファミリ内の固有のピクセルドメインパターンを検出するための例として、偏光クォータニオンの予備的なアプリケーションを示します。
暗黒物質の背景を持つ重力の不安定性：さまざまなシナリオの調査
ハイブリッド量子古典流体アプローチを使用して、バリオン（明るい）粒子と暗黒物質粒子の2つの種で構成される自己重力媒体のジーンズ型重力不安定性を研究します。バリオン物質は古典的に扱われ、これはほとんどの天体物理学的環境、たとえばボックグロビュールに適していますが、暗黒物質は量子流体力学的アプローチによって扱われ、非線形性の可能性を考慮しています。これらの非線形性は、引力または反発の短距離自己相互作用（アクシオンにより関連性のある引力相互作用）またはフェルミ粒子暗黒物質（例えば、大量のニュートリノ）のパウリの排他原理により、ボソン暗黒物質で発生する可能性があります。これにより、非常に広い文脈で、文献で説明されているさまざまなシナリオのジーンズプロセスに対する暗黒物質の背景の影響を調査することができます。最も単純なケースでは、ジーンズ質量に対する暗黒物質の背景の影響は、バリオン粒子と暗黒物質粒子の密度と速度分散の比率にのみ依存することが示されています。それを利用して、確立された安定性基準をボック・グロビュール安定性観測と対峙させ、モデルが数値シミュレーションから独立して予測されたものに近い暗黒物質パラメーターを持つデータを適切に説明することを示します。
マルチトレーサー銀河調査の角度パワースペクトルのフィッシャー行列
| Title |
Fisher_matrix_for_the_angular_power_spectrum_of_multi-tracer_galaxy_surveys |
| Authors |
L._Raul_Abramo,_Ian_Tashiro,_Jo\~ao_Ferri_and_Arthur_Loureiro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05057 |
赤方偏移の進化と固有速度は、視線に平行および横方向の方向に関して宇宙論的調査の等方性を破り、フーリエ表現の精度を小さな領域と赤方偏移の範囲に制限します。フーリエ空間パワースペクトルとは対照的に、大規模構造のトレーサーの2点関数に関する完全な情報は、赤方偏移に依存する角度パワースペクトル$C_\ell^{ij}（z_i、z_j）$にカプセル化されます。赤方偏移スライス$z_i$と$z_j$のトレーサー種$i$と$j$は、調和空間で表されます。この論文では、構造形成の線形レジームで正確な、実空間および赤方偏移空間での角度パワースペクトルのマルチトレーサーフィッシャー行列の半解析式を導き出します。私たちの式は、数値的に評価された共分散行列からのフィッシャー行列の導出が実行可能または実用的でない可能性がある、多くのトレーサーと多数の赤方偏移スライスを使用した銀河調査の制約力を予測するために使用できます。
半数値の光子保存コードSCRIPTを使用して、宇宙の再電離と熱履歴を制約する
宇宙の水素の再電離の歴史はまだ厳しく制限されていないことを考えると、物理的に動機付けられたモデルと利用可能な観測データを使用してそうすることの見通しをチェックする価値があります。この目的のために、明示的に光子を保存する再電離の半数値モデル$\texttt{SCRIPT}$の拡張バージョンを使用します。これには、銀河間媒体（IGM）の熱進化も含まれます。このモデルは、不均一な再結合と放射フィードバックの効果を自己無撞着に取り入れており、5つの自由パラメーター（赤方偏移に依存するイオン化効率用に2つ、電離脱出率用に2つ、再電離温度増分用に1つ）によって特徴付けられます。イオン化水素分率の推定値、CMB散乱光学的厚さ、銀河のUV光度関数など、さまざまな観測プローブと同時に一致させることにより、これらの自由パラメーターを制約します。さらに、ライマン-$\alpha$吸収スペクトルから得られた低密度IGM温度測定値を$z\sim5.5$で含めます。これは、再電離パラメータのベイジアン分析には一般的に使用されないプローブです。さまざまなデータセットの相互作用、特に温度データの包含が、パラメータの制約を厳しくすることにつながることがわかります。私たちのデフォルトモデルは、他の最近の研究と一致して、再電離の遅い終わり（$z\lesssim6$）を好みます。また、再電離の期間$\Deltaz=1.81^{+0.51}_{-0.67}$と再電離の中間点$z_{\mathrm{mid}}=7.0^{+0.30}に関する制約を導き出すこともできます。_{-0.40}$。他の利用可能な今後のデータセットを含めることで、制約をさらに厳しくすることができます。
ドップラーブーストされたダスト放出とCIB-銀河相互相関：宇宙論と天体物理学の新しいプローブ
| Title |
Doppler_boosted_dust_emission_and_CIB-galaxy_cross-correlations:_a_new_probe_of_cosmology_and_astrophysics |
| Authors |
Abhishek_S._Maniyar,_Simone_Ferraro,_Emmanuel_Schaan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05299 |
熱塵の放出源が宇宙赤外線背景放射（CIB）である銀河の特異な動きから生じる、新しい宇宙信号であるドップラーブースト宇宙赤外線背景放射（DB-CIB）を特定します。この新しい観測量は、宇宙速度場の独立したプローブであり、よく知られている運動学的なスニヤエフ・ゼルドビッチ（kSZ）効果に非常に類似しています。興味深いことに、DB-CIBは「kSZ光学的厚さの縮退」に悩まされておらず、銀河形成の複雑な天体物理学の影響を受けません。DB-CIB効果は、CCAT-PrimeとDESIのような実験の相互相関で検出可能であると予測します。適切に説明されていない場合、将来のkSZ相互相関にバイアスをかける可能性のある新しいCMBフォアグラウンドとしても機能することを示します。
LCDMおよび修正重力宇宙論における銀河とハローの角度クラスタリング
| Title |
Galaxy_and_halo_angular_clustering_in_LCDM_and_Modified_Gravity_cosmologies |
| Authors |
Pawe{\l}_Drozda,_Wojciech_A._Hellwing,_Maciej_Bilicki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05305 |
一連の$N$体シミュレーションを使用して、$\mathrm{\Lambda\text{CDM}}$およびModifiedGravity（MG）シナリオで、銀河、ハロー、および暗黒物質の角度クラスタリングを研究します。このようなMGモデルの2つの一般的なカテゴリを検討します。1つは$f（R）$重力であり、もう1つはDvali-Gabadadze-Porratiブレーンワールド（nDGP）の通常の分岐です。角度クラスタリングを測定するために、オブザーバーフレームのライトコーンのセットと結果のモックスカイカタログを作成します。面積平均角度相関関数$W_J$とそれに関連する削減キュムラント$S_J\equivW_J/W_2^{（J-1）}$に焦点を当て、カウントを使用して9次までロバストに測定します-インセル（CIC）。$0.15<z<0.3$が、ライトコーンのMG信号を最大化するための最適な赤方偏移範囲であることがわかります。2種類の統計のさまざまなスケールを分析して、一般相対性理論（GR）からのMG測定値の最大20\％の相対的逸脱を識別し、信号の重要性を変化させます。ハローと銀河の場合、$3$の順序統計は、$W_3$と歪度の減少$S_3$の両方で、さまざまな構造形成シナリオの最も感度の高いプローブを提供し、$2\sigma$から$4に達することがわかります。角度スケールでの\sigma$の重要性$\theta\sim0.13^\circ$。滑らかな暗黒物質フィールドのMGクラスタリングは、$\theta\sim0のスケールは少し小さいものの、GRからのさらに強い偏差（$\stackrel{>}{{}_\sim}5\sigma$）によって特徴付けられます。08^\circ$、バリオン物理学はすでに重要です。最後に、私たちの模擬ハローと銀河のカタログは、既存および今後の最先端の測光調査と比較した場合、表面数密度がかなり低いという特徴があることを強調します。これにより、将来のアプリケーションで角度クラスタリングを使用してGRとMGをテストするための刺激的な可能性が開かれ、ここで報告されているよりもさらに高い精度と重要性が得られます。
冥王星-カロンソナタIV。小型衛星の動的挙動と質量に対する制約の改善
Styx、Nix、Kerberos、およびHydraの質量とかさ密度を制限するように設計された$\sim$500数値n体計算の新しいセットについて説明します。4つの衛星の半主軸と離心率を導出するためのさまざまな手法の比較は、制限された3体問題（冥王星、カロン、および1つ）のコンテキストで衛星軌道が導出されるLee＆Peale（2006）の理論に依存する方法を支持します。質量のない衛星）。各シミュレーションでは、Kenyon＆Bromley（2019a）で導出された公称衛星質量を採用し、少なくとも1つの衛星の質量に数値係数$f\ge1$を掛けて、システムが少なくとも1つの衛星を放出するかどうかを確認します。タイムスケール$\le$4.5Gyr。システムの総質量が大きい場合（$f\gg1$）、Kerberosの排出がより一般的です。衛星の質量が小さいシステム（$f\approx$1）は、通常、Styxを排出します。これらの計算では、Styxは、放出のずっと前に、より高い軌道傾斜角に移動することによって放出を「通知」することがよくあります。Kerberosが有用な方法で信号を送ることはめったにありません。n-bodyの結果は、StyxとKerberosのかさ密度が、岩石よりも水氷$\rho_{SK}\lesssim$2gcm$^{-3}$に匹敵する可能性が高いことを示しています。システムの総質量の強い上限$M_{SNKH}\lesssim9.5\times10^{19}$gも、4つの衛星の平均かさ密度$\rho_{SNKH}\lesssimに強い制約を課します。$1.4gcm$^{-3}$。これらの制限は、冥王星または冥王星への大きな衝撃の間に放出された氷の物質から衛星が成長するモデルをサポートします。
太陽系アナログ観測による太陽系外惑星の大気検索の調査と検証
| Title |
Exploring_and_Validating_Exoplanet_Atmospheric_Retrievals_with_Solar_System_Analog_Observations |
| Authors |
Tyler_D._Robinson_and_Arnaud_Salvador |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.04231 |
太陽系外惑星のリモートセンシングデータのアナログとして機能する太陽系の観測は、太陽系外惑星の環境に関連するアイデアやモデルを検証するための重要な機会を提供することができます。重要なことに、真の太陽系外惑星の観測とは異なり、太陽系のアナログデータは、太陽系外惑星のデータ解釈ツールの強力な検証を可能にする、利用可能な高品質の地上またはオービターから派生した「真実」の制約から恩恵を受けます。この作業では、最初に、反射光、熱放射、および透過観測に適用できる、用途の広い大気検索スイートを紹介します。このツール（rfastと呼ばれる）は、太陽系外惑星のミッションコンセプトの実現可能性調査を可能にするように部分的に設計されています。モデルの検証に続いて、検索ツールは太陽系外惑星環境の太陽系アナログ観測の範囲に適用されます。NASAのEPOXIミッションからの地球反射光観測を使用した検索研究は、開発中の地球外直接イメージングコンセプトミッションの重要な概念実証を提供します。マーズグローバルサーベイヤーの熱放射分光計から地球の赤外線スペクトルに適用された逆モデリングは、多くの生命存在指標ガスを含む大気ガスに対して適切な制約を実現します。最後に、カッシーニ視覚および赤外線マッピング分光計から導出されたタイタンの通過スペクトルに適用される検索分析は、NASAのジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）からのより機能豊富な通過太陽系外惑星観測を解釈するための概念実証を提供します。将来的には、太陽系外惑星の太陽系アナログ観測を使用して、太陽系外惑星のモデルとパラメーター化を検証できます。惑星科学ミッションからの太陽系世界の将来の太陽系外惑星アナログ観測を奨励する必要があります。
鉄の小石の核形成と成長は、水星に似た鉄に富む惑星の形成を説明します
| Title |
Nucleation_and_growth_of_iron_pebbles_explains_the_formation_of_iron-rich_planets_akin_to_Mercury |
| Authors |
Anders_Johansen_(GLOBE_Institute,_University_of_Copenhagen,_Lund_Observatory,_Lund_University)_and_Caroline_Dorn_(Institute_of_Computational_Sciences,_University_of_Zurich) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.04241 |
鉄分が豊富な惑星水星を形成するための道筋は謎のままです。水星の核は惑星の質量の70％を占めており、これはケイ酸塩に比べて鉄がかなり濃縮されていることを意味しますが、そのマントルは酸化鉄で強く枯渇しています。高いコア質量分率は、伝統的にケイ酸塩の蒸発損失に起因します。巨大な衝撃に続いて、しかし水星のマントル中の適度に揮発性の元素の高い存在量は、その形成の間に1,000Kをはるかに超える温度に達することと矛盾しています。ここでは、原始惑星系円盤の高温の内部領域で冷却される太陽組成のガスからの固体粒子の核形成を調査します。鉄の高い表面張力は、非常に高い過飽和下で鉄粒子を均一に（すなわち、より耐火性の基板上ではなく）核形成させる。低い核形成速度は、核形成された鉄ナノ粒子のまばらな集団上に大きな鉄小石の堆積成長をもたらす。鉄を含まないMgSiO$_3$の形のケイ酸塩は、同様の温度で核を形成しますが、有核粒子の数がはるかに多いため、サイズは小さくなります。これにより、ストークス数が10分の1のケイ酸塩粒子から大きな鉄粒子が化学的分離されます。そのような条件がストリーミング不安定性による鉄に富む微惑星の形成につながることを提案する。この見方では、水銀は、高度に還元されたケイ酸塩物質の太陽直下に豊富な鉄に富む微惑星の降着によって形成されました。私たちの結果は、太陽や他の星を周回することが知られている鉄に富む惑星は、マントルを剥ぎ取る衝撃を経験する必要がないことを意味します。代わりに、それらの形成は、原始惑星系円盤の温度変動と、その後の核形成プロセスによる別個の結晶種の化学的分離の直接的な結果である可能性があります。
銀河系の時間と最大年齢の停滞した蓋の岩石系外惑星によるマントルのデガッシング寿命は温帯気候をサポートすることができます
| Title |
Mantle_Degassing_Lifetimes_through_Galactic_Time_and_the_Maximum_Age_Stagnant-lid_Rocky_Exoplanets_can_Support_Temperate_Climates |
| Authors |
Cayman_T._Unterborn,_Bradford_J._Foley,_Steven_J._Desch,_Patrick_A._Young,_Gregory_Vance,_Lee_Chieffle_and_Stephen_R._Kane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.04243 |
生命を探すのに理想的な太陽系外惑星は、星のハビタブルゾーン内にあるものです。しかし、ハビタブルゾーン内でさえ、惑星は依然としてハビタブルでない気候状態を発達させる可能性があります。地質学的（$\sim$Gyr）のタイムスケールで温帯気候を維持するには、惑星が惑星規模の炭素循環に電力を供給するのに十分な内部エネルギーを含んでいる必要があります。岩石惑星のエネルギー収支の主要な要素は、放射性元素、特に$^{40}$K、$^{232}$Th、$^{235}$U、および$^{238}の崩壊によって生成される熱です。$U。惑星が老化し、これらの元素が崩壊するにつれて、この放射性エネルギー源は減少します。ここでは、星の存在量データに見られるシステム間の変動と銀河の化学進化モデルの結果を組み合わせることにより、銀河の歴史を通じて岩石の太陽系外惑星に入るこれらの熱生成要素（HPE）の量の確率分布を推定します。これらの分布を使用して、マントルの冷却速度を最大化するモンテカルロ熱進化モデルを実行します。これにより、岩だらけの停滞した太陽系外惑星が、その質量の関数として、また銀河系の歴史の中で、地球規模の炭素循環と温帯気候をサポートできるという悲観的な推定値を作成できます。このフレームワークを、年齢が測定された17の可能性のある岩石系外惑星のサンプルに適用します。そのうちの7つは、悲観的な仮定にもかかわらず、今日積極的にデガッシングする可能性が高いと予測しています。TRAPPIST-1を周回する惑星を含む残りの惑星については、現在、追加の潮汐加熱やプレートテクトニクスを受けずに、地球規模の炭素循環や温帯気候を維持するのに十分な速度でマントルのデガッシングをサポートするのに十分な内部熱が含まれているとは言えません。
太陽系外惑星の生命存在指標としての大気メタンの事例と背景
| Title |
The_Case_and_Context_for_Atmospheric_Methane_as_an_Exoplanet_Biosignature |
| Authors |
Maggie_A._Thompson,_Joshua_Krissansen-Totton,_Nicholas_Wogan,_Myriam_Telus,_Jonathan_J._Fortney |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.04257 |
メタンは、太陽系外惑星の生命存在指標として提案されています。ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡での差し迫った観測により、潜在的に居住可能な太陽系外惑星でのメタン検出が可能になる可能性があるため、どの惑星の状況でメタンが魅力的な生命存在指標であるかを評価することが不可欠です。地球型惑星の大気におけるメタンの短い光化学的寿命は、豊富なメタンが大量の補充フラックスを必要とすることを意味します。メタンは、ガス放出、蛇行反応、衝撃などのさまざまな非生物的メカニズムによって生成される可能性がありますが、地球のような生物圏とは対照的に、既知の非生物的プロセスでは、CH$_4$とCO$が豊富な大気を簡単に生成できないと主張します。CH$_4$とCO$_2$の間の強い酸化還元不均衡のため、COが制限された_2$。したがって、メタンは、1）地球のかさ密度、高い平均分子量と無酸素大気、および古いホスト星を持つ惑星に対して生体起源である可能性が高くなります。2）非生物的プロセスによって供給される可能性のあるものを超える表面フラックスを意味するCH$_4$の豊富さ。3）比較的少ないCOで大気中のCO$_2$。
体系的なKMTNet惑星異常検索。 V.2018プライムフィールドの完全なサンプル
| Title |
Systematic_KMTNet_Planetary_Anomaly_Search._V._Complete_Sample_of_2018_Prime-Field |
| Authors |
Andrew_Gould,_Cheongho_Han,_Weicheng_Zang,_Hongjing_Yang,_Kyu-Ha_Hwang,_Andrzej_Udalski,_Ian_A._Bond_(Leading_authors),_Michael_D._Albrow,_Sun-Ju_Chung,_Youn_Kil_Jung,_Yoon-Hyun_Ryu,_In-Gu_Shin,_Yossi_Shvartzvald,_Jennifer_C._Yee,_Sang-Mok_Cha,_Dong-Jin_Kim,_Hyoun-Woo_Kim,_Seung-Lee_Kim,_Chung-Uk_Lee,_Dong-Joo_Lee,_Yongseok_Lee,_Byeong-Gon_Park,_Richard_W._Pogge_(The_KMTNet_Collaboration),_Przemek_Mr\'oz,_Micha{\l}_K._Szyma\'nski,_Jan_Skowron,_Radek_Poleski,_Igor_Soszy\'nski,_Pawe{\l}_Pietrukowicz,_Szymon_Koz{\l}owski,_Krzysztof_Ulaczyk,_Krzysztof_A._Rybicki,_Patryk_Iwanek,_Marcin_Wrona_(The_OGLE_Collaboration),_Fumio_Abe,_Richard_Barry,_David_P._Bennett,_Aparna_Bhattacharya,_Hirosame_Fujii,_Akihiko_Fukui,_Yuki_Hirao,_Stela_Ishitani_Silva,_Rintaro_Kirikawa,_Iona_Kondo,_Naoki_Koshimoto,_Yutaka_Matsubara,_Sho_Matsumoto,_Shota_Miyazaki,_Yasushi_Muraki,_Arisa_Okamura,_Greg_Olmschenk,_Cl\'ement_Ranc,_Nicholas_J._Rattenbury,_Yuki_Satoh,_Takahiro_Sumi,_Daisuke_Suzuki,_Taiga_Toda,_Paul_J._Tristram,_Aikaterini_Vandorou,_Hibiki_Yama_(The_MOA_Collaboration),_Charles_Beichman,_Geoffry_Bryden,_Sebastiano_Calchi_Novati,_B._Scott_Gaudi,_Calen_B._Henderson,_MatthewT._Penny,_Savannah_Jacklin,_Keivan_G._Stassun_(The_UKIRT_Microlensing_Team) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.04354 |
KMTNetAnomalyFinderによって特定された2018年のすべての素体マイクロレンズ惑星の分析を完了します。明確な惑星の解決策を伴うこれまでに公開されていない10のイベントのうち、8つは明確に惑星であるか、本質的に惑星である可能性が非常に高いです：OGLE-2018-BLG-1126、KMT-2018-BLG-2004、OGLE-2018-BLG-1647、OGLE-2018-BLG-1367、OGLE-2018-BLG-1544、OGLE-2018-BLG-0932、OGLE-2018-BLG-1212、およびKMT-2018-BLG-2718。以前に公開された4つの新しいAnomalyFinderイベントと、目で発見された以前に公開された（または準備中の）12の惑星を組み合わせると、AnomalyFinderによって発見または回復された2018年の素体惑星は合計24になります。2018年のサブプライム惑星に関する準備中の論文とともに、この作業は、KMTNetデータで特定された惑星に基づく惑星の質量比関数の最初の統計分析の基礎を築きます。ファンらのヒューリスティック分析を体系的に適用することによって。（2022）各イベントに対して、私たちは、いわゆるクローズ/ワイドおよびインナー/アウター縮退を統一するために必要な形式の小さな変更を特定します。
原始惑星系円盤に埋め込まれた低質量惑星のエンベロープを直接検出することとうみへび座TW星の場合
| Title |
Directly_Detecting_the_Envelopes_of_Low-mass_Planets_Embedded_In_Protoplanetary_discs_and_The_Case_For_TW_Hydrae |
| Authors |
Zhaohuan_Zhu,_Avery_Bailey,_Enrique_Mac\'ias,_Takayuki_Muto,_and_Sean_M._Andrews |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.04404 |
原始惑星系円盤で若い巨大惑星を見つけるために多くの方法が開発されてきたにもかかわらず、円盤に埋め込まれている低質量惑星を直接検出することは依然として困難です。一方、コア降着理論は、ケルビン・ヘルムホルツ（KH）収縮期に埋め込まれた低質量の若い惑星の大規模な集団が存在する可能性があることを示唆しています。1次元モデルと3次元シミュレーションの両方を採用して、さまざまな光度の低質量コア（数十ドルから数十ドル）の周りのエンベロープ構造を計算し、電波波長での熱流束を導き出します。ディスクがこれらの波長で光学的に薄い場合、観測はディスクを通して見ることができ、惑星のヒル球内のより密度の高いエンベロープを調べることができます。光学的に薄いディスクを1つのディスクスケールの高さに達する解像度で観測すると、10M$_{\oplus}$コアの周りの惑星エンベロープからの電波熱流束は、背景ディスクからのフラックスよりも10\％以上高くなります。。放出領域は、延長および伸長することができる。最後に、私たちのモデルは、TWHydraeディスクの52auでALMAによって検出されたauスケールの超過が、検出されたフラックス、スペクトルを説明できる、埋め込まれた10-20$M_{\oplus}$惑星のエンベロープと一致することを示唆しています。インデックスディップ、および暫定スパイラル。観測はまた、小石の付着を受けている惑星と一致しています。将来のALMAおよびngVLAの観測により、このような低質量の惑星が直接明らかになる可能性があり、コアの成長を研究し、「原始惑星」の集団を使用して惑星形成の歴史を再構築することさえ可能になります。
現実的な深宇宙ミッションのコンテキストで、太陽系外惑星の直接マルチピクセルイメージングの実現可能性について太陽重力レンズ（SGL）で説明します。このために、SGLの強い干渉領域に形成される画像平面に配置された光学望遠鏡を検討します。私たちは、私たちのすぐ近くの恒星の近くにある地球のような太陽系外惑星を検討し、私たち自身の地球を使用してその特性をモデル化します。このようなコンパクトで拡張された分解された太陽系外惑星からの光子フラックスを推定します。この光は、太陽のコロナを通して見た、太陽の周りのアインシュタインの環の形で現れます。太陽コロナの背景は、かなりの量の確率的ノイズに寄与し、SGLを利用した観測の主なノイズ源を表しています。このノイズの大きさを推定します。現実的な条件下でイメージング測定を実行するために必要な、結果として得られる信号のノイズなしの比率と関連する積分時間を計算します。すでに利用可能であるか、活発に開発されている技術を使用して、イメージングミッションは挑戦的ですが実行可能であると結論付けます。現実的な条件下では、銀河系の近隣にある地球のような太陽系外惑星のメガピクセルイメージングには、以前考えられていた数年ではなく、数週間または数か月の積分時間が必要です。
巨大な影響で鉄分が豊富な惑星を形成する
| Title |
Forming_Iron-rich_Planets_with_Giant_Impacts |
| Authors |
Christian_Reinhardt,_Thomas_Meier,_Joachim_Stadel,_Jon_Otegi_and_Ravit_Helled |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.04925 |
質量が1M$_{\oplus}$から20M$_{\oplus}$のスーパーアース間のマントルストリッピングジャイアントインパクト（GI）を調査します。最大のフラグメントの質量とその鉄の質量分率の新しいスケーリング則、および壊滅的な破壊の重要な特定の衝撃エネルギー$Q_{RD}^{*}$の更新されたフィッティング係数を推測します。これらのスケーリング則を使用して、衝撃条件、つまり、ターゲット質量、衝撃速度、およびインパクターとターゲットの質量比を、最大フラグメントの質量と鉄の質量分率に関連付ける方程式を導き出します。これにより、大規模なシミュレーションスイートを実行せずに衝突の結果を予測できます。これらの方程式を使用して、与えられた範囲の衝撃条件でのマントルの衝突ストリッピングの結果としての最大および最小の惑星の鉄の質量分率を示します。また、内部構造モデルを使用して特定の質量と組成の半径を推測し、その結果を金属が豊富な太陽系外惑星の観測結果と比較します。データとシミュレートされた惑星の間に良好な一致が見られ、GIがそれらの形成において重要な役割を果たした可能性があることを示唆しています。さらに、スケーリング則を使用して、質量と組成に有利な衝撃条件をさらに制限できます。最後に、柔軟で使いやすいツールを紹介します。これにより、任意の範囲の衝突条件でGI後の惑星の質量と組成を予測でき、観測された惑星系でのGIの役割を評価できます。
それらの表面組成の文脈におけるM型小惑星の偏光測定
| Title |
Polarimetry_of_M-type_asteroids_in_the_context_of_their_surface_composition |
| Authors |
I._Belskaya,_A._Berdyugin,_Yu._Krugly,_Z._Donchev,_A._Sergeyev,_R._Gil-Hutton,_S._Mykhailova,_T._Bonev,_V._Piirola,_S._Berdyugina,_M._Kagitani,_T._Sakanoi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.04929 |
目的。私たちは、偏光観測がM/X型小惑星の性質と多様性の理解をどのように改善できるかを調査することを目指しています。メソッド。選択されたM/X型小惑星の偏光観測は、ハワイのハレアカラ天文台にある東北0.6m望遠鏡（BVRフィルターで同時に）、ローゼンにあるブルガリア国立天文台の2m望遠鏡（Rフィルターで）で行われました。）、およびComplejoAstron\'omicoElLeoncito（CASLEO）、アルゼンチンの2.15m望遠鏡（Vフィルター）。M/X型小惑星の偏光特性を、他の手法で得られた利用可能なデータとともに分析しました。結果。公開された観測と組み合わせた22個のM/X型小惑星の新しい偏光観測は、負の偏光分岐の深さおよび/または反転角度が決定された41個の小惑星のデータセットを提供します。負の偏光分岐の深さは、近赤外スペクトルの急峻さが減少するにつれて増加する傾向があることがわかりました。負の偏光分岐が深い小惑星は、レーダーの円偏光比が高くなる傾向があります。負の分極分岐の深さと反転角度の関係に基づいて、2つの主要なサブタイプがM型小惑星の間で区別できることを示します。これらのグループは、（1）鉄と石鉄、（2）頑火輝石と鉄に富む炭素質コンドライトに類似した異なる表面組成に関連している可能性があることを示唆しています。
TNGXXXIIIでのGAPSプログラム。 HARPS-Nは、KELT-20bの昼間から放出される複数の原子種を検出します
| Title |
The_GAPS_Programme_at_TNG_XXXIII._HARPS-N_detects_multiple_atomic_species_in_emission_from_the_dayside_of_KELT-20b |
| Authors |
F._Borsa,_P._Giacobbe,_A._S._Bonomo,_M._Brogi,_L._Pino,_L._Fossati,_A._F._Lanza,_V._Nascimbeni,_A._Sozzetti,_F._Amadori,_S._Benatti,_K._Biazzo,_A._Bignamini,_W._Boschin,_R._Claudi,_R._Cosentino,_E._Covino,_S._Desidera,_A._F._M._Fiorenzano,_G._Guilluy,_A._Harutyunyan,_A._Maggio,_J._Maldonado,_L._Mancini,_G._Micela,_E._Molinari,_M._Molinaro,_I._Pagano,_M._Pedani,_G._Piotto,_E._Poretti,_M._Rainer,_G._Scandariato,_H._Stoev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.04948 |
惑星大気の輝線の検出は、温度逆転の直接的な証拠を提供します。KELT-20bの昼側の金属輝線を検出することにより、昼側で逆転層を示すA型星を周回する超高温木星の傾向を確認します。まず、主に中性鉄線で構成されるHARPS-NパイプラインのG2恒星マスクをテンプレートとして、惑星の放出を検出します。中性鉄のテンプレートを使用して、惑星の気温-気圧プロファイルの取得を実行し、熱逆転を確認します。次に、取得した逆温度-圧力プロファイルを使用して、さまざまな種の惑星放出のモデルを作成します。相互相関手法を使用することにより、信号対雑音比レベルがそれぞれ7.1、3.9、および3.6のFeI、FeII、およびCrIを検出します。後者は、太陽系外惑星の大気中の放出で初めて検出されます。FeIとは対照的に、FeIIとCrIは掩蔽前ではなく掩蔽後にのみ検出され、掩蔽前と掩蔽後の軌道段階を考慮して異なる大気特性を示唆しています。掩蔽前と掩蔽後の段階で独立して実行された温度-圧力プロファイルのさらなる検索は、それほど重要ではありませんが、掩蔽後のより急な熱逆転を示しています。
| Title |
Zero-phase_angle_asteroid_taxonomy_classification_using_unsupervised_machine_learning_algorithms |
| Authors |
M._Colazo,_A._Alvarez-Candal,_and_R._Duffard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05075 |
私たちは大規模なカタログの時代にあり、したがって、機械学習などの大規模なデータセットの統計分析ツールが基本的な役割を果たしています。このような調査の一例は、スローンの視野によってキャプチャされたすべての移動オブジェクトの位置天文および測光情報を一覧表示するスローン移動オブジェクトカタログ（MOC）です。この望遠鏡の大きな利点の1つは、5つのフィルターのセットで表され、小惑星の色を調べることで小惑星の分類学的分析が可能になります。しかし、これまで、物体の位相角の変化によって生じる色の変化は考慮されていませんでした。この論文では、分類に絶対等級を使用してこの問題に対処します。小惑星の位相角の変化による変動の影響を受けない大きさに基づいて、小惑星の新しい分類学的分類を作成することを目指しています。HG12システムを使用してSloanMovingObjectsCatalogから計算された、絶対等級Hg、Hi、Hzの9481小惑星を選択しました。それらを使用して絶対色を計算しました。分類学的分類を実行するために、ファジーC平均として知られる教師なし機械学習アルゴリズムを適用しました。これは、異なるグループが完全に分離されておらず、それらの間に重複領域がある{データセットを操作するための便利なソフトクラスタリングツールです。既知のスペクトル特性のほとんどを構成するため、4つの主要な分類学的複合体C、S、X、およびVを使用することを選択しました。割り当てられた分類学的クラスに属する確率が60％を超える合計6329個の小惑星を分類しましたが、これらのオブジェクトのうち162個は、過去にあいまいな分類によって特徴付けられていました。平面の準主軸対傾斜角で得られたサンプルを分析することにより、ベスタ族地域外の15の新しいV型小惑星候補を特定しました。
APOGEEに基づく天の川のハロー下部構造の化学的特性
| Title |
The_chemical_characterisation_of_halo_substructure_in_the_Milky_Way_based_on_APOGEE |
| Authors |
Danny_Horta,_Ricardo_P._Schiavon,_J._Ted_Mackereth,_David_H._Weinberg,_Sten_Hasselquist,_Diane_Feuillet,_Robert_W._O'Connell,_Borja_Anguiano,_Carlos_Allende-Prieto,_Rachael_L._Beaton,_Dmitry_Bizyaev,_Katia_Cunha,_Doug_Geisler,_D._A._Garc\'ia-Hern\'andez,_Jon_Holtzman,_Henrik_J\"onsson,_Richard_R._Lane,_Steve_R._Majewski,_Szabolcs_M\'esz\'aros,_Dante_Minniti,_Christian_Nitschelm,_Matthew_Shetrone,_Verne_V._Smith,_Gail_Zasowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.04233 |
$\Lambda$-ColdDarkMatter（$\Lambda$CDM）宇宙の銀河ハローは、今日、階層的な質量集合のプロセスによって蓄積された共食い矮小銀河から生じる破片の群れをホストすると予測されています。そのようなシステムに関連する銀河系の星の種族に記録された化学力学的情報は、それらの性質を解明するのに役立ち、天の川の質量集合の歴史に制約を課します。APOGEEと\textit{Gaia}の調査からのデータを使用して、恒星のハローの次の下部構造に属するAPOGEEターゲットを調べます：Heracles、\textit{Gaia}-Enceladus/Sausage（GES）、SagittariusdSph、Helmistream、Sequoia、Thamnos、Aleph、LMS-1、Arjuna、I'itoi、Nyx、Icarus、Pontus。さまざまな元素合成経路をサンプリングする元素の存在量を考慮して、化学空間内のすべての下部構造の分布を調べます。私たちの主な調査結果は次のとおりです。{\iti）}GES、ヘラクレス、ヘルミストリーム、セコイア、タムノス、LMS-1、アルジュナ、およびI'itoiの化学的性質は、天の川の矮星衛星の化学的性質と定性的に一致します。射手座dSph;{\itii）}最近発見された内部銀河下部構造ヘラクレスの存在量パターンは、形成された集団の存在量パターンとは統計的に異なります{\itinsitu}。ヘラクレスはまた、他のすべての下部構造とは化学的に異なります。{\itiii）}Sequoia（さまざまな方法で選択）、Arjuna、LMS-1、およびI'itoiの豊富なパターンは、GESの豊富なパターンと区別がつかず、共通の起源の可能性を示しています。{\itiv）}ヘルミストリームとタムノスの下部構造の存在量のパターンは、他のすべてのハローの下部構造とは異なります。{\itv）}NyxとAlephの化学的性質は、円盤状の星の化学的性質と非常に似ており、これらの下部構造が\textit{insitu}起源である可能性が高いことを意味します。
ZFOURGEのKsバンド測光を使用した、z=2.1-2.5でのH{\alpha}エミッターの選択
| Title |
A_selection_of_H{\alpha}_emitters_at_z_=_2.1-2.5_using_the_Ks-band_photometry_of_ZFOURGE |
| Authors |
Yasunori_Terao,_Lee_R._Spitler_and_Kentaro_Motohara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.04234 |
銀河の進化を調査するには、星形成銀河の大きくて偏りの少ないサンプルが不可欠です。H{\alpha}輝線は、その強度が最近の星形成に直接関係しているため、星形成銀河の最も信頼できるトレーサーの1つです。ただし、高赤方偏移での分光学的または狭帯域光観察によるH{\alpha}エミッターの大きなサンプルの作成には観測的にコストがかかります。この作業では、ZFOURGEカタログのKs広帯域測光からz=2.1-2.5の銀河のH{\alpha}フラックスを抽出する方法を示します。25〜39の他のフィルターと組み合わせて、輝線強度を組み込んだ星の種族モデルとのSEDフィッティングによって輝線フラックスを推定します。2005年の銀河は、私たちの方法によってH{\alpha}エミッターとして選択されており、それらのフラックスは、文献の以前の測定値とよく一致しています。一方、以前に報告されたよりも多くのH{\alpha}発光銀河があります。この不一致は、前の研究では考慮されていなかった、巨大な銀河の拡張されたH{\alpha}プロファイルとダスト減衰の光度依存性によって説明できます。また、外挿された星形成の主系列星から予想されるよりもはるかに高い比星形成率（sSFR）を持つ低質量銀河が多数存在することもわかりました。このような低質量銀河は、より質量の大きい高sSFR銀河と比較して、H{\alpha}とUVフラックスの比率が大きくなります。この結果は、「スターバースト」モードが銀河間で異なる可能性があることを意味します。低質量の銀河は短期間のバーストを介して恒星の質量を組み立てるように見えますが、より大規模な銀河はより長い期間（>10Myr）のバーストを経験する傾向があります。
| Title |
pyHIIextractor:_A_tool_to_detect_and_extract_physical_properties_of_HII_regions_from_Integral_Field_Spectroscopic_data |
| Authors |
A.Z._Lugo-Aranda,_S.F._S\'anchez,_C._Espinosa-Ponce,_C._L\'opez-Cob\'a,_L._Galbany,_J.K._Barrera-Ballesteros,_L._S\'anchez-Menguiano,_J.P._Anderson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.04252 |
pyHIIextractorという名前の新しいコードを提示します。このコードは、H{\alpha}輝線画像を使用して、塊状のイオン化領域、つまり候補HII領域の主な特徴（位置と半径）を検出して抽出します。私たちのコードは、Pipe3Dパイプラインによって提供されるデータ製品（またはそのような形式のデータ製品）で使用するように最適化され、高空間分解能の面分光データ（MUSEを使用したAMUSING++コンパイルによって提供されるものなど）に適用されます。このコードは、検出された各Hii候補の、基礎となる星の種族と輝線の両方のプロパティを提供します。さらに、このコードは、物理的特性に関係なく、拡散イオン化ガス（DIG）コンポーネントの新しい推定値を提供します。これにより、DIGからのHII領域の特性の除染が可能になります。渦巻銀河の予想される観測を模倣したシミュレートされたデータを使用して、pyHIIextractorと、線束、比率、等価幅など、Hii領域（およびDIG）の主な特性を抽出する能力を特徴づけます。最後に、コードを、同様の目的で開発または使用された、文献で採用されている他のツール（pyhIIexplorer、SourceExtractor、HIIphot、およびastrodendro）と比較します。pyHIIextractorは、回復された領域の数やサイズとフラックスの分布などの面で、以前のツールのパフォーマンスを上回っていると結論付けています（最も薄い領域と最も小さい領域で特に顕著な改善）。したがって、pyHIIextractorは、候補HII領域を検出するための最適なツールであり、それらの特性の正確な推定とDIGコンポーネントの適切な除染を提供します。
EAGLEシミュレーションを使用してボイド銀河とその集合の特性を明らかにする
| Title |
Revealing_the_properties_of_void_galaxies_and_their_assembly_using_the_EAGLE_simulation |
| Authors |
Yetli_Rosas-Guevara,_Patricia_Tissera,_Claudia_del_P._Lagos,_Enrique_Paillas,_Nelson_Padilla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.04565 |
EAGLE宇宙論的流体力学シミュレーションを\cite{paillas2017}ボイドカタログと組み合わせて使用して、ボイドに存在する中心銀河の特性を調査します。最も近いボイドまでの距離に基づいて、4つの銀河サンプルを定義します：内側ボイド、外側ボイド、壁、およびスケルトン。ホストハロー質量が$<10^{12}M_\odot$の内部ボイド銀河は、密度の高い環境よりも星の質量と星の質量分率が低く、星形成（SF）活動と原子水素を持つ銀河の割合が低いことがわかります。（HI）ガスは、観測結果と一致して、最も近いボイドまでの距離が長くなるにつれて減少します。恒星の質量の影響を軽減するために、内部ボイド銀河を固定された恒星（ハロー）質量のサブサンプルと比較します。$M_{*}=10^{[9.0-9.5]}M_\odot$の内部ボイド銀河は、同様のSF活動とHIガスの割合を持っていますが、クエンチされた銀河の割合が最も低くなっています。$M_{*}=10^{[9.5-10.5]}M_\odot$の内部ボイド銀河は、密度の高い環境の銀河と比較して、HIガスの割合が最も低く、急冷された割合が最も高く、ガスの金属量が最も低くなっています。一方、$M_{*}>10^{10.5}M_\odot$の内部ボイド銀河は、より高密度の環境での類似物と同等のSF活性とHIガス分率を持っています。それらは、密度の低い地域でのみ促進される物理的プロセスに関連している可能性のある最高の金属量ガスを保持しています。さらに、内部ボイド銀河は、正の気相金属量勾配の割合が最も低く、これは通常、外部プロセスまたはフィードバックイベントに関連付けられており、高密度環境の銀河よりも静かな合併履歴があることを示唆しています。私たちの調査結果は、銀河がそれらの大規模な環境によってどのように影響を受けるかについてのユニークな洞察を提供します。
W49N MCN-a：初期段階の高温分子コアに埋め込まれた巨大な原始星を降着させるディスク
219-235GHzの連続体のALMAアーカイブデータと、ホット分子コア（HMC）W49NMCN-a（UCHII領域J1）に向けたライン観測を約0の解像度で提示します。SiOおよびSOで見られる流出に垂直な1."40x0。"95（PA=43.5deg）は、47.5deg以上で傾斜した半径7,800auの回転する平らなエンベロープまたはトーラスを表します。CH3CNからの放出11個の分子線は、回転の結果として一貫した速度勾配を示します。各線が特定の半径領域をサンプリングすることを反映して、各速度勾配の大きさは異なります。これにより、VrotpropR^0.44+-として回転曲線を導出できます。2,400au<R<14,000auの場合は0.11、動的質量はMdyn=57.0+24.5-17.1（R[au]/3,000）^1.88Msunとなります。ダスト放出から独立して推定されるエンベロープ質量は910Msunです（Tdust=の場合）。180K）R<7,800auの場合および32Msun（Tdust=300Kの場合）R<1,700auの場合動的質量式はwと一致します後者の3倍の不確実性の範囲内で、これらの質量推定値を使用してください。エンベロープは自己重力であり、スパイラルアームとフラグメントを形成するのに不安定であり、内向きの動きは検出されませんでしたが、10^-2Msunyr^-1の速度で内側の半径に急速に付着することができます。エンベロープは、R<（300-1,000）auで非自己重力ケプラー円盤になる可能性があります。この式は、半径0.15pc（31,000au）のHMC全体の総質量〜10^4Msunとも一致しています。CH3CN、HNCO、およびCH3OHの複数の遷移は回転温度を提供し、MCN-aの中心的な光源が約10^6Lsunの固有の放射光度を持っていることを示唆しています。これらの結果は、中間半径でのMCN-aの構造と運動学を明らかにしました。ブロードラインのH30alpha放出が検出されていないため、MCN-aは大規模な星形成の初期段階にある可能性があります。
TMC-1のGOTHAM観測における複素環の探索
| Title |
A_Search_for_Heterocycles_in_GOTHAM_Observations_of_TMC-1 |
| Authors |
Timothy_J._Barnum,_Mark_A._Siebert,_Kin_Long_Kelvin_Lee,_Ryan_A._Loomis,_P._Bryan_Changala,_Steven_B._Charnley,_Madelyn_L._Sita,_Ci_Xue,_Anthony_J._Remijan,_Andrew_M._Burkhardt,_Brett_A._McGuire,_Ilsa_R._Cooke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.04744 |
グリーンバンクのGOTHAM大規模プロジェクトからの地域の深く、広帯域のセンチメートル波長スペクトル線調査を使用して、おうし座分子雲1（TMC-1）に向けて、窒素、酸素、および硫黄を含む複素環を広範囲に検索しました。望遠鏡。陸生化学におけるそれらの遍在性、およびソース内の多数の環状および多環式炭化水素種の確認された存在にもかかわらず、複素環式種の存在の証拠は見つかりません。ここでは、マルコフ連鎖モンテカルロ（MCMC）分析によって得られたこれらの分子のカラム密度の導出された上限を報告し、このアプローチを従来の単一ラインの上限測定と比較します。さらに、これらの分子がデータに存在しない理由、星間空間でどのように形成されるか、およびそれらの検出を確実にするために必要となる観測の性質について仮説を立てます。
銀河の近くのSAMIとMaNGAにおける中央の恒星面密度と恒星スピンの間の物理的関係
| Title |
The_physical_connection_between_central_stellar_surface_density_and_stellar_spin_in_SAMI_and_MaNGA_nearby_galaxies |
| Authors |
L._Cortese,_A._Fraser-McKelvie,_J._Woo,_B._Catinella,_K._Harborne,_J._van_de_Sande,_J._Bland-Hawthorn,_S._Brough,_J.J._Bryant,_S._Croom,_S._Sweet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.04815 |
内側の1kpc（$\Sigma_{1}$）内の恒星の面密度は、銀河の成長と星形成の抑制との関係を理解するための一般的なツールになっています。新たな図は、中央の高密度コアを構築することが焼入れに必要な条件であることを示唆しています。ただし、$\Sigma_{1}$トレースの変化が、星の運動学と分散が支配的なバルジの成長に変化するかどうかは明らかではありません。この論文では、スローンデジタルスカイサーベイのイメージングと、シドニー-AAOマルチオブジェクト面分光器ユニット（SAMI）の恒星運動学、およびアパッチポイント天文台（MaNGA）サーベイでの近くの銀河のマッピングを組み合わせて、$\間の相関関係を定量化します。Sigma_{1}$と、1599個の近くの銀河の1つの有効半径（$\lambda_{re}$）内の星のスピンパラメーターのプロキシ。星形成の主系列星と固定された恒星の質量で、$\Sigma_{1}$の変化が$\lambda_{re}$の変化によって反映されることを示します。星を形成している間、主系列銀河は回転が支配的なシステムのままであり、$\Sigma_{1}$は増加しますが、恒星のスピンは一定またはわずかに増加し続けます。画像はメインシーケンスの下で変化し、$\Sigma_{1}$と$\lambda_{re}$は相関しなくなります。パッシブシステムは、星形成銀河と比較して、$\Sigma_{1}$の範囲は狭くなりますが、$\lambda_{re}$の範囲は広くなります。私たちの結果は、構造的な観点から、受動銀河は星形成システムよりも不均一な集団であり、さまざまな進化の道をたどった可能性があることを示しています。これはまた、分散が支配的なバルジが$z\sim$0でまだ大幅に成長する場合、これは通常、急冷段階中またはその後に発生することを示唆しています。
局所銀河群渦巻銀河における青色超巨星の分光学的研究：アンドロメダとさんかく座
| Title |
A_spectroscopic_study_of_blue_supergiant_stars_in_Local_Group_spiral_galaxies:_Andromeda_and_Triangulum |
| Authors |
Cheng_Liu,_Rolf-Peter_Kudritzki,_Gang_Zhao,_Miguel_A._Urbaneja,_Yang_Huang,_Huawei_Zhang,_and_Jingkun_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.04849 |
局所銀河群渦巻銀河M31とM33の円盤上に分布する青色超巨星の低解像度LAMOSTとKeckスペクトルを分析して、恒星の有効温度、重力、金属量、および赤みを決定します。銀河の中心での対数金属量（太陽単位）は$0.30\pm0.09$と$0.11\pm0.04$であり、金属量勾配は$-0.37\pm0.13$dex/$R_{25}$と$-です。0.36\pm0.16$dex/$R_{25}$は、それぞれM31とM33で測定されます。M33の場合、金属量の2次元分布は、中心から外れたピークを持つ方位角対称性からの逸脱を示します。青色超巨星のフラックス加重重力-光度の関係を使用して、M31の場合は24.51$\pm$0.13等、M33の場合は24.93$\pm$0.07等の距離係数を決定します。M31の場合、フラックス加重重力--光度関係（FGLR）の距離は、他の方法とよく一致しています。M33の場合、FGLRベースの距離は、ケフェイド変光星の研究からの距離よりも大きくなりますが、食変光星、惑星状星雲、長周期変光星、および赤い巨大な枝の先端に関する研究とよく一致しています。
帯電した水素分子の吸収スペクトル
水素分子は通常、その回転振動状態間で弱い四重極遷移しかありませんが、静電界では、双極子モーメントと一連の許可された遷移を取得します。ここでは、H2分子の静的電気応答テンソルの公開されたabinitio計算を使用して、摂動振動固有システムとその基底状態吸収を構築します。星間物質中の凝縮水素分子に関連する2つの単純な場の構成に注意を限定します。均一な電場と点状の電荷の場です。エネルギー固有状態は、振動運動量固有状態と角運動量固有状態の混合であるため、双極子選択規則を満たす多くの遷移があります。振動励起が高い状態の中で混合が最も強く、光学および近赤外を横切る数百の吸収線が生じることがわかります。これらのスペクトルは、フィールドフリー分子のスペクトルとは大きく異なるため、天文データに表示された場合、割り当てるのは困難です。さらに、凝縮環境では、励起状態は内部転換までの寿命が短い可能性が高く、吸収線に拡散した外観を与えます。したがって、拡散星間バンド（DIB）の可能なキャリアとして、帯電したH2をお勧めします。さらに、原則として、この1つのキャリアですべてのDIBを説明できる可能性があると主張します。ただし、電化にもかかわらず、遷移はそれほど強くなく、凝縮されたH2の大きなカラムが必要になるため、この可能性を現在のISMの理解と一致させることは困難です。
ProFuse：銀河の物理的マルチバンド構造分解と質量サイズの年齢面
| Title |
ProFuse:_Physical_Multi-Band_Structural_Decomposition_of_Galaxies_and_the_Mass-Size-Age_Plane |
| Authors |
A._S._G._Robotham,_S._Bellstedt,_S._P._Driver |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.04897 |
新しいProFuseRパッケージを紹介します。これは、銀河とそのコンポーネントの物理モデルを生成する、スペクトル（紫外線から遠赤外線）と空間構造の同時分解ツールです。これは、最近リリースされたProFound（自動ソース抽出用）、ProFit（拡張ソースプロファイリング用）、およびProSpect（星の種族モデリング用）ソフトウェアパッケージの機能を組み合わせたものです。ProFuseの主な目新しさは、バルジとディスクの星形成と金属量履歴の自己無撞着モデルを使用して画像を生成し、波長範囲全体のターゲット画像を使用してモデルの可能性を定義し、物理的な銀河再構成を最適化することです。。論文の最初の部分では、ProFuseアプローチを詳細に検討し、結果を公開されている構造および星の種族の特性と比較します。論文の後半では、ProFuseを6,664z<0.06GAMA銀河に適用しています。再処理されたugriZYJHKsイメージングを使用して、バルジとディスクの構造的および星の種族の特性を並行して抽出します。真の恒星質量ベースの質量サイズの関係を生成するだけでなく、この相関関係をさらに拡張して、年齢と気相の金属量の3番目の次元を調査します。特にディスクは、明確に定義された平面内の質量サイズと年齢の間に強い共依存性を示します。この場合、特定のディスクの恒星質量では、若いディスクの方が大きくなる傾向があります。これらの調査結果は、以前に形成されたディスクが物理的に小さいことを示唆する、より高い赤方偏移での作業と広く一致しています。
銀河、AGN、星団からの冷風の観測可能な特性-II。 M82の多相風の3Dモデル
| Title |
The_observable_properties_of_cool_winds_from_galaxies,_AGN,_and_star_clusters_--_II._3D_models_for_the_multiphase_wind_of_M82 |
| Authors |
Yuxuan_Yuan_and_Mark_R._Krumholz_and_Crystal_L._Martin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05006 |
銀河の風は銀河の形成と進化において重要な役割を果たしますが、それらの観測は解釈が非常に困難であることが証明されており、質量流出率などの基本的な量でも大きな不確実性を残しています。この不確実性の一部は、複雑な風の観測がしばしば当てはまる比較的単純なモデルから生じ、必然的に利用可能な情報の多くを破棄します。ここでは、Hi21cmラインで測定された位置-位置-速度データキューブに存在する完全な3次元情報を利用できる半解析モデルを使用して、近くのドワーフスターバースト銀河M82の風の解析を示します。、CO2-1ライン、およびHaライン。私たちの最適なモデルは、観測結果とよく一致する位置依存スペクトルを生成し、原子および分子相の総風質量流束が約10M_sunyr-1（約2〜3の質量負荷係数に対応）であることを示しています。）、2倍未満の不確実性;温かいイオン化相の質量流束は、制約が不十分であり、これに匹敵するか、これよりも小さい可能性があります。少なくとも、流出を追跡する平面から数kpc以上離れていると、噴水ではなく、銀河から逃げる風のように見えます。私たちの適合は、風に巻き込まれた冷たいガスの雲が適度に膨張することを要求し、それらが磁気的に閉じ込められていることを示唆しています。最後に、瞬間加速度や一定の終末風速などの単純化された仮定を使用して風をモデル化しようとすると、著しく誤った結果が生じる可能性があることを示します。
円盤銀河における暗黒物質の再重み付け：新しい一般相対論的観測テスト
| Title |
Re-weighting_dark_matter_in_disc_galaxies:_a_new_general_relativistic_observational_test |
| Authors |
Davide_Astesiano,_Sergio_L._Cacciatori,_Massimo_Dotti,_Francesco_Haardt_and_Federico_Re |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05143 |
ESAガイアミッションからのデータの最近の分析は、天の川の星の運動学が暗黒物質の存在をまったく呼び出さずにモデル化できることを示しました。確かに、外側の星で観測されたケプラーよりも高い速度は、銀河を説明すると想定される一般相対性理論（GR）メトリックの特性に起因する可能性があります。ここでは、概念を一般化し、静止した軸対称の動的コールドダスト構造の最も一般的な正確なGRモデルを導き出します。一般的に採用されているニュートンダイナミクスからの逸脱が、低速および低密度でも実際にどのように現れるかを明示的に示します。シフト測定の結果を銀河の重力特性に関連付けて、外部円盤銀河内の任意の放出サイトから観測者に移動する光子が経験する周波数シフトの詳細な説明を初めて提供します。最後に、上記の最小限の仮定の下でGRメトリックを完全に特徴付けることができる可能性のある、斬新で画期的な観測テストを考案します。提案された実験は、非対角GR項が光子の周波数シフトに与える影響を利用し、最終的には暗黒物質が円盤銀河の運動学に実際に必要かどうかを評価するためのテストを提供します。
ガスが豊富な銀河ペアの星形成特性の解読
| Title |
Decoding_the_star_forming_properties_of_gas-rich_galaxy_pairs |
| Authors |
Jamie_Bok,_Michelle_E._Cluver,_Thomas_H._Jarrett,_Rosalind_E._Skelton,_Michael_G._Jones,_and_Lourdes_Verdes-Montenegro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05180 |
Bokらの分析を拡張します。（2020）AMIGAサンプルから分離された銀河とALFALFAから選択された対の銀河のHI含有量が、WISE中赤外線SFR-Mstarシーケンス上の銀河位置の潜在的なドライバーとして調べられました。孤立した銀河と対の銀河のサンプルをさらに特徴づけることにより、つまり光学銀河の形態の観点から、局所的な数密度（eta）と潮汐の強さ（Q）のパラメーター、星形成効率（SFE（HI））、およびHI統合プロファイルの非対称性、より狭い孤立した銀河サンプル分布と比較して、高および低の両方の欠陥に向けてペアサンプルHI欠乏分布を広げるためのもっともらしい経路を提示します（つまり、sigma_pairs=0.34対sigma_AMIGA=0.28）。ペア欠乏分布のガスが豊富なテールを、最高のQ値、大きなプロファイルの非対称性、および低いSFEと関連付けます。このことから、合併活動は、強い重力トルクを介して、ガス供給を強化し、星形成の効率を乱していると推測します。欠乏分布のガスの少ない翼は、より密度の高い環境（平均してより大きなeta値を持つ）の銀河で占められているように見え、よりグループに似ています。私たちのガスが豊富な選択基準にもかかわらず、ペアのサンプルには初期型銀河の小さな集団があり、それらは主に分布の正の欠乏翼に分類されます。これらの結果は、より高密度の銀河環境、初期型の形態、およびより高い恒星の質量の組み合わせが、より大きな欠陥に向けての欠陥分布の拡大に寄与していることを示唆しています。
IRで選択された活動銀河核の性質
| Title |
Properties_of_IR_selected_Active_Galactic_Nuclei |
| Authors |
Carlos_G._Bornancini,_Gabriel_A._Oio,_M._Victoria_Alonso,_Diego_Garc\'ia_Lambas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05219 |
コンテクスト。銀河の活動銀河核（AGN）は、銀河の特定の特性と進化経路に及ぼす影響により、銀河の生命と進化において重要な役割を果たします。星形成銀河による汚染があることが観察されていますが、赤外線（IR）放射がAGNで銀河を選択するのに役立つことはよく知られています。目的。この作業では、中赤外および近赤外波長で識別されたAGNをホストする銀河の特性を調査します。IR波長で選択されたAGNのサンプルは、光学分光法とX線測光を使用して確認されました。近紫外線、光学、近および中赤外（MIR）特性、ならびに[OIII]{\lambda}5007の光度、ブラックホールの質量、および光学およびIRカラーで選択されたAGNの形態特性を研究します。メソッド。2つの中赤外色選択手法、べき乗則放射法、および中赤外と近赤外の選択手法の組み合わせを使用して、AGN候補を選択しました。比率[OIII]/H\b{eta}と輝線幅{\sigma}[OIII]（運動学-励起図、KEx）とホスト銀河を使用する2つの線診断図でAGNの選択を確認します。恒星の質量（質量励起図、MEx）、およびX線測光。結果。診断図によると、AGNの選択に最も成功した方法は、中赤外線および近赤外線の選択手法とべき乗則の放出を組み合わせて使用する方法です。中赤外観測と近赤外観測を組み合わせて使用する方法では、多数のAGNが選択され、成功率（61％）と回収されたAGNの総数の両方でかなり効率的です。また、KEx法では、AGN選択ボックス内のSF銀河の汚染が見られます。セルシック指数に基づく形態学的研究によると、AGNサンプルは、AGNのない銀河と比較して、バルジ+ディスク成分のある銀河の形態の割合が高くなっています。
Fanaroff-RileyタイプII電波銀河におけるコアの電波放射とホスト銀河の特性との関係
| Title |
The_relation_between_the_radio_emission_of_the_core_and_host_galaxy_properties_in_Fanaroff-Riley_type_II_radio_galaxies |
| Authors |
F._Mazoochi_and_H._Miraghaei_and_N._Riazi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05279 |
高励起（HERG）および低励起（LERG）Fanaroff-RileyタイプII（FRII）電波銀河のサンプルで、コアの電波パワーとホスト銀河の光学特性との関係を研究します。電波銀河のサンプルは、単一の電波コアコンポーネントの強い、弱い、または欠如の存在に基づいて、コア/非コアFRIIの2つのグループに分けられます。コアの電波放射を伴うFRIILERGは、非コアのLERGFRIIと比較して[OIII]線の光度が大幅に高いことを示しています。銀河のサイズ、濃度指数、星形成率、4000-\AA\の破壊強度、色、ブラックホールの質量、およびブラックホールから恒星の質量において、LERGタイプのコアFRIIと非コアFRIIのホスト間に有意差はありません。結果は、電波銀河の恒星の質量、赤方偏移、角度の大きさによって偏っていないことを示しています。コアFRIIでのより高い[OIII]光度の検出は、非コアFRIIと比較してコアFRIIのAGN核に非常に近い、より大量のガスの存在を示している可能性があるか、このガスでラジオジェット。HERGタイプのコアFRIIと非コアFRIIは、サンプルサイズが小さいためか、大きな違いはありません。相対論的ビーミングが電波の光度に及ぼす影響と、AGN活動の再評価の寄与も考慮されています。
多環芳香族炭化水素集団の特性と銀河特性の関連付け：NASA AmesPAHIR分光データベースを使用した定量的アプローチ
| Title |
Linking_Characteristics_of_the_Polycyclic_Aromatic_Hydrocarbon_Population_with_Galaxy_Properties:_A_Quantitative_Approach_Using_the_NASA_Ames_PAH_IR_Spectroscopic_Database |
| Authors |
A._Maragkoudakis,_C._Boersma,_P._Temi,_J.D._Bregman,_L.J._Allamandola |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05292 |
NASAAmesPAHIR分光データベース（PAHdb）を通じて提供されるデータとツールを利用して、900を超えるスピッツァー-IRS銀河スペクトルのPAHコンポーネントを研究します。データベースフィッティングアプローチを採用して、平均PAHサイズ、PAHサイズ分布、およびPAHイオン化率が推定されます。次に、ホスト銀河の特性との関係を調べます。銀河内のPAH集団は、平均炭素原子数が$\bar{N_{C}}$=55で、電荷状態の分布が$\sim$40％イオン化-60％中性である中型PAHで構成されていることがわかりました。。6.2/11.2$\mu$mPAH比とイオン化パラメーター（$\gamma\equiv（G_{0}/n_{\rme}）（T_{\rmgas}/1\\mathrm{K}）^{0.5}$）、8.6/11.2$\mu$mPAH比と特定の星形成率の間の適度な相関、および$\gamma$とM$_{の間の弱い反相関*}$。PAHdb分解から、スピッツァー観測でカバーされていない3.3$\mu$mPAHバンドの推定値を提供し、3.3/11.2$\mu$mPAH比とN$_{\mathrm{C}の間の相関を確立します。}$。さらに、PAHサイズとイオン化率でパラメータ化された中IRPAHテンプレートスペクトルのライブラリを提供します。これは、銀河の中IRPAH放出成分のモデリング用の銀河スペクトルエネルギー分布フィッティングコードで使用できます。
銀河の偏極シンクロトロン放射のプランク観測からの暗黒物質の制約
| Title |
Dark_Matter_constraints_from_Planck_observations_of_the_Galactic_polarized_synchrotron_emission |
| Authors |
Silvia_Manconi,_Alessandro_Cuoco,_Julien_Lesgourgues |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.04232 |
私たちの銀河における暗黒物質（DM）の消滅は、直線偏光シンクロトロン信号を生成する可能性があります。シンクロトロン偏光を初めて使用して、理論的予測をプランク衛星コラボレーションによって取得された最新の偏光マップと比較することにより、DM消滅断面積を制約します。シンクロトロン分極は、電子と陽電子の伝播、または銀河磁場のモデリングの不確実性とは無関係に、通常、シンクロトロン強度よりも約1桁制約が大きいことがわかります。私たちの限界は、親油性DMの場合、宇宙マイクロ波背景放射の限界と競合します。
ガンマ線バースト（GRB）は、$\sim$100keV$-$1MeVの光子の短くて強いバーストであり、通常、ラジオからX線、場合によっては、GeVガンマ線にも。これらの放出は、特殊な大質量星の崩壊とコンパクトな連星（すなわち、二重中性子星または中性子星とブラックホール）の合併によって引き起こされる相対論的ジェットから発生すると考えられています。この章では、最初に、即発放出、残光放出、ホスト銀河など、GRB現象の基本的な観測事実を簡単に紹介します。第二に、GRB現象の一般的な理論的理解は、加速、伝播、内部散逸、および減速段階を含む相対論的ジェットの全体的な動的進化に基づいて説明されます。ここで、GRBの長持ちする中央エンジンは、ジェットの動的進化に実質的に影響を与える可能性があります。さらに、超新星/キロノバの放出は、いくつかの近くのGRBの光学残光に現れる可能性があり、これはGRB前駆体の性質に対する重要なプローブを提供する可能性があります。最後に、明るい宇宙論的現象として、GRBを使用して初期宇宙を精査し、宇宙論的パラメーターを制約することが期待されています。
O3LIGOの天の川中心からの連続重力波放出の検索--Virgoデータ
| Title |
Search_for_continuous_gravitational_wave_emission_from_the_Milky_Way_center_in_O3_LIGO--Virgo_data |
| Authors |
The_LIGO_Scientific_Collaboration,_the_Virgo_Collaboration,_the_KAGRA_Collaboration:_R._Abbott,_H._Abe,_F._Acernese,_K._Ackley,_N._Adhikari,_R._X._Adhikari,_V._K._Adkins,_V._B._Adya,_C._Affeldt,_D._Agarwal,_M._Agathos,_K._Agatsuma,_N._Aggarwal,_O._D._Aguiar,_L._Aiello,_A._Ain,_P._Ajith,_T._Akutsu,_S._Albanesi,_R._A._Alfaidi,_A._Allocca,_P._A._Altin,_A._Amato,_C._Anand,_S._Anand,_A._Ananyeva,_S._B._Anderson,_W._G._Anderson,_M._Ando,_T._Andrade,_N._Andres,_M._Andr\'es-Carcasona,_T._Andri\'c,_S._V._Angelova,_S._Ansoldi,_J._M._Antelis,_S._Antier,_T._Apostolatos,_E._Z._Appavuravther,_S._Appert,_S._K._Apple,_K._Arai,_A._Araya,_M._C._Araya,_J._S._Areeda,_M._Ar\`ene,_N._Aritomi,_N._Arnaud,_M._Arogeti,_S._M._Aronson,_K._G._Arun,_H._Asada,_Y._Asali,_G._Ashton,_Y._Aso,_M._Assiduo,_S._Assis_de_Souza_Melo,_et_al._(1610_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.04523 |
銀河中心（GC）の内部パーセクにある回転する中性子星によって放出される連続重力波（CW）信号の有向探索を提示します。多数の中性子星の集団が存在するという説得力のある証拠が文献で報告されており、この地域をCWを探すための非常に興味深い場所に変えています。この検索では、検出器の周波数帯域$[10,2000]\rm〜Hz$で実行された完全なO3LIGO--Virgoからのデータが使用されました。有意な検出は見つかりませんでした。信号ひずみ振幅の95$\％$信頼水準の上限が、検索帯域全体にわたって計算されました。最も深い制限は、$\simeq142で約$7.6\times10^{-26}$です。\rm〜Hz$。これらの結果は、以前の検索で報告された結果よりも大幅に制約があります。これらの制限を使用して、基準中性子星の楕円率とrモードの振幅に制約を課します。これらの制限は、ブラックホールの質量の制約に変換することもできます。つまり、GCにある回転するブラックホールの周りのボソン雲の仮想的な集団のボソン質量平面です。
矮小楕円銀河のガンマ線観測を使用して、Wボソンの質量異常を解釈できる暗黒物質モデルをテストする
| Title |
Using_gamma-ray_observation_of_dwarf_spheroidal_galaxy_to_test_a_dark_matter_model_that_can_interpret_the_W-boson_mass_anomaly |
| Authors |
Ben-Yang_Zhu,_Shang_Li,_Ji-Gui_Cheng,_Rong-Lan_Li_and_Yun-Feng_Liang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.04688 |
フェルミ研究所の最近の結果は、測定されたWボソンの質量が標準模型の予測から$>7\sigma$の有意性で逸脱しており、SMを超える新しい物理が存在する可能性があることを示唆しています。不活性な2つのヒッグスダブレットモデル（i2HDM）が新しいWボソンの質量を十分に説明できることが提案されています。好ましい暗黒物質の質量は54から74GeVの間です。さらに興味深いことに、このモデルのパラメータ空間の一部は、フェルミ-LATによって検出された銀河中心のGeVガンマ線過剰と、$SS\rightarrowWW^*を介してAMS-02によって検出されたGeV反陽子過剰の両方を説明できることがわかりました。$消滅。この論文では、天の川矮小楕円体（dSph）銀河のFermi-LAT観測を使用してこのモデルをテストすることを目的としています。主に、Jファクターが最大のdSphの1つである最も近い4つの確認済みdSphに焦点を当てます。私たちの制約は好ましいパラメータを上回っており、そのようなモデルを除外することはできません。これは、i2HDMが、Wボソンの質量異常、GeV過剰、および反陽子過剰を解釈できる有望なモデルであることを示唆しています。
Blazar S5 1803+78の多波長時間およびスペクトル分析
| Title |
Multi-wavelength_temporal_and_spectral_analysis_of_Blazar_S5_1803+78 |
| Authors |
Shruti_Priya,_Raj_Prince,_A._Agarwal,_D._Bose,_A._\"Ozd\"onmez,_E._Ege |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.04739 |
ブレーザーはAGNの一種であり、そのジェットの1つは地球に向けられています。ここでは、MJD58727からMJD59419までのブレーザーS51803+78の多波長研究について報告します。Fermi-LATによって収集された$\gamma$線データ、Swift-XRT\＆NuSTARによって収集されたX線データを分析しました。、トルコのSwift-UVOT\＆TUBITAK天文台によって検出された光子。$\gamma$線の光度曲線を分析することにより、3つのフレア状態が識別されます。フレア全体で日スケールの変動が観察され、同様の立ち上がり時間と減衰時間があり、中央エンジンの近くにコンパクトな放出領域があることを示唆しています。$\gamma$線、ラジオ、およびX線バンド間で相互相関研究が実行され、有意な相関は検出されません。$\gamma$線と発光は、ゼロタイムラグと有意に相関しており、それらの共空間起源を示唆しています。R-IインデックスとVマグニチュードの間に有意な正の相関が観察されます。広帯域スペクトルエネルギー分布（SED）モデリングは、比較のために、すべてのフレアエピソードと1つの静止状態に対して実行されました。SEDは、1ゾーンレプトンシナリオでシンクロトロン-自己コンプトン（SSC）モデルに最適です。SEDモデリングは、高フレア状態を説明するために強力なドップラーブーストが必要であることを示しています。
GRB 190829Aの非常に高エネルギーの残光放出：そのハドロン起源の証拠？
高エネルギーステレオスコピックシステム（H.E.S.S.）望遠鏡によるGRB190829Aの残光相からのマルチTeVガンマ線の検出は、超高エネルギー（VHE）ガンマ線で観測された2つのGRBの既存のリストへの追加です。近年。ブレーザーとGRBのジェットには多くの類似点があり、フォトハドロニックモデルは高エネルギーブレーザーからのVHEガンマ線スペクトルを説明するのに非常に成功しています。最近、フォトハドロニックモデルは、GRB180720BおよびGRB190114Cの残光相からのサブTeVガンマ線の研究にうまく適用されました。このモデルを再度使用して、GRB190829Aからの2つの連続した夜に観測されたVHEスペクトルを説明しました。GRB190829Aのスペクトルは、高エネルギーブレーザーのVHEフレアリングイベントの低放射状態と同様に、GRBジェットの前方衝撃領域におけるシンクロトロン自己コンプトン光子との高エネルギー陽子の相互作用に起因する可能性があることを示します。。将来、近くのGRBからのVHEガンマ線スペクトルを残光期で観測できる場合、それらのいくつかは2つの異なるスペクトル指標を使用することによってのみ説明できると推測されます。確認された場合、そのようなVHEスペクトルは、前方衝撃領域におけるシンクロトロンバックグラウンドとシンクロトロンセルフコンプトンバックグラウンドの両方からの高エネルギー陽子と光子との相互作用の結果として解釈される可能性があります。
超新星レリックニュートリノによる恒星の核崩壊の運命を探る
巨大な星のコア崩壊は、放出されたニュートリノの異なるスペクトルを与えるさまざまな物理的要因の異なる運命につながります。恒星崩壊の運命を調査するためのプローブとして、超新星遺物ニュートリノ（SRN）に焦点を当てます。さまざまな核状態方程式に基づいて、恒星の核崩壊後の3つの結果として生じる状態、典型的な質量中性子星、高質量中性子星、またはブラックホールを形成する失敗した超新星の検出器でのSRNフラックスとイベントレートスペクトルを示します。次に、可能なSRNフラックスが3つの成分の混合物として形成されます。また、混合物の割合を制限するものとして、次世代の水ベースのチェレンコフ検出器、SK-Gdおよびハイパーカミオカンデで期待される感度を示します。この研究は、SRN測定を通じて天体物理学的制約を抽出する実際的な例を提供します。
+56oから+87oまでの赤緯で分散パルスを検索します
| Title |
Search_for_Dispersed_Pulses_at_Declinations_from_+56o_to_+87o |
| Authors |
S.A._Tyul'bashev_and_M.A._Kitaeva_and_S.V._Logvinenko_and_G.E._Tyul'basheva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.04933 |
北半球の調査は111MHzの周波数で行われました。空の各ポイントでの合計蓄積時間は少なくとも1時間でした。75のパルス放射源が検出されました。これらの発生源の80％以上は、アンテナのサイドローブで観測された既知のパルサーです。1から数百のパルスが12の既知のパルサーで検出されました。4つのパルサー（J0157+6212、J1910+5655、J2337+6151、J2354+6155）の場合、最強のパルスの狭さ、および最強のパルスと平均プロファイルのピークフラックス密度の比率は、それらが巨大なパルサーである可能性があることを示していますパルス。分散測定値DM=40.25pc/cm3の1つの新しい回転無線トランジェント（RRAT）J0812+8626が検出されました。
XMM$-$Newtonスルー調査における非常に変動性の高いX線源の集団
| Title |
Populations_of_highly_variable_X-ray_sources_in_the_XMM$-$Newton_slew_survey |
| Authors |
Dongyue_Li,_R.L.C._Starling,_R.D._Saxton,_Hai-Wu_Pan,_and_Weimin_Yuan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.04953 |
XMM$-$NewtonSLew調査（XMMSL2）の2番目のカタログから、長い時間スケールでの高度に変動するX線源のフラックス制限サンプルの識別を示します。XMMSL2クリーンカタログから選択された265の線源（2.5パーセント）を含む注意深く構築されたサンプルは、ROSATAllSkySurveyと比較して、0.2$-$2keVで10倍以上のX線変動を示しました。サンプルソースのうち、94.3パーセントが特定されています。識別手順は、天文データベースおよび多波長カタログとの一連のクロスマッチに従って、線源の位置を調整し、X線源に対応するものを識別します。ソースタイプの割り当てでは、対応するオフセット、視差測定、スペクトルカラー、X線光度、光度曲線の動作などのインジケーターの組み合わせを利用します。変数の40％を星で、10％を降着バイナリで、少なくとも30.4％を活動銀河核で特定しました。残りの変数は銀河として識別されます。変光星の平均有効温度は、変光星の平均有効温度よりも低いことがわかります。変動性の高いAGNのサンプルは、変動性の低いものと比較して、ブラックホールの質量、赤方偏移が低く、軟X線の光度がわずかに低い傾向がありますが、エディントン比の分布に違いは見られませんでした。5つのフレアイベントは、以前に公開された潮汐破壊イベントです。この研究は、識別を備えたXMMSL2の可変線源の数を大幅に増やし、多くの線源の性質に関するより深い洞察を提供し、高度に可変のX線源のさらなる研究を可能にします。
| Title |
Are_binary_black_hole_mergers_and_long_gamma-ray_bursts_drawn_from_the_same_black_hole_population? |
| Authors |
Benjamin_Arcier_and_Jean-Luc_Atteia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05013 |
この論文では、LIGO/Virgoによって検出されたBBH合併の母集団を、遅延関数で畳み込まれた選択された長いGRBワールドモデルと比較します（LGRBは恒星質量BH形成のトレーサーとして使用されます）。比較には、赤方偏移の分布と、BBH合併のローカルレートを生成するために必要なLGRBの割合が含まれます。BBHの合併が数Gyrの長い合体時間を持たない限り、BBHの合併とLGRBが同じ形成履歴を持つことはできないことがわかります。これは、赤方偏移z=2-3での長いGRB形成のピーク時に生まれたBHが、現在のGW干渉計の範囲内で融合することを意味します。また、LGRBはBBHの合併よりも数が多いため、ほとんどのLGRBがBBHの合併で人生を終えることはありません。これらの結果は、BBHの合併とLGRBが恒星の質量BHの2つの異なる集団を構成し、LGRBがBBHの合併よりも頻繁に発生することを示していると解釈します。LGRBの子孫は、BBHの合併よりも、銀河系の高質量X線連星に似ているのではないかと推測しています。最後に、BBH合併の中で高速回転するLGRBの子孫のサブポピュレーションが存在する可能性について説明します。このポピュレーションが存在する場合、レッドシフトz=1を超えて優勢になると予想され、BBHの合併。
ノーザンクロス高速電波バーストプロジェクト-II。繰り返されるFRB20180916B、20181030A、20200120E、および20201124Aの監視
| Title |
The_Northern_Cross_Fast_Radio_Burst_project_-_II._Monitoring_of_repeating_FRB_20180916B,_20181030A,_20200120E_and_20201124A |
| Authors |
M._Trudu_(1,2),_M._Pilia_(2),_G._Bernardi_(3,4,5),_A._Addis_(6),_G._Bianchi_(3),_A._Magro_(7),_G._Naldi_(3),_D._Pelliciari_(3,8),_G._Pupillo_(3),_G._Setti_(3,8),_C._Bortolotti_(3),_C._Casentini_(9,10),_D._Dallacasa_(3,8),_V._Gajjar_(11),_N._Locatelli_(12),_R._Lulli_(3),_G._Maccaferri_(3),_A._Mattana_(3),_D._Michilli_(13,14),_F._Perini_(3),_A._Possenti_(1,2),_M._Roma_(3),_M._Schiaffino_(3),_M._Tavani_(9,15)_and_F._Verrecchia_(16,17)_((1)_Universit\`a_di_Cagliari,_(2)_INAF-Cagliari,_(3)_INAF-IRA,_(4)_SARAO,_(5)_Rhodes_University,_(6)_INAF-OAS,_(7)_ISSA,_(8)_Universit\`a_di_Bologna,_(9)_INAF-IAPS,_(10)_INFN-Roma_2,_(11)_University_of_California,_Berkeley,_(12)_MPE-M\"unchen,_(13)_MIT-Kavli_Institute,_(14)_MIT-Department_of_Physics,_(15)_Universit\`a_di_Roma_Tor_Vergata,_(16)_SSDC-ASI,_(17)_INAF-Roma) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05050 |
この作業では、メディシナノーザンクロス電波望遠鏡の南北アームで408〜MHzで実行された19か月の高速電波バースト観測キャンペーンの結果を報告します。このキャンペーンでは、FRB20180916B、FRB20181030A、FRB20200120E、およびFRB20201124A。機器の現在の状態と、FRB20180916Bからの3つのバーストの検出と特性評価を示します。観測時間を考えると、検出は、5。2日間のアクティブウィンドウでの既知のバーストレート（10$\sigma$を超える$2.7\pm1.9$、38〜Jy〜msの検出しきい値）から予想されるイベント数と一致しています。ソース、ソースの周期性をさらに確認します。他のソースからのバーストは検出されません。この結果を、FRB20181030AおよびFRB20200120Eについて、それぞれ$\alpha>2.1$および$\alpha>2.2$となる微分フルエンス分布$\alpha$の傾きの95\％信頼水準下限に変換します。FRB20201124Aの既知のレートを考えると、キャンペーンから$1.0\pm1.1$バーストが発生すると予想されます。これは、検出されなかったことと一致します。
湯川結晶の弾性特性
湯川固体の弾性特性を研究します。体心立方（bcc）および面心立方（fcc）格子の弾性率と有効せん断弾性率は、変形した結晶の静電エネルギーから得られます。bcc格子の場合、結果は以前の計算とよく一致し、それらを改善しますが、fcc格子の結果は新しいものです。また、弱い分極の弾性率の解析式を取得し、高い分極の便利な近似を構築しました。
| Title |
A_multi-messenger_study_of_the_blazar_PKS_0735+178:_a_new_major_neutrino_source_candidate |
| Authors |
N._Sahakyan,_P._Giommi,_P._Padovani,_M._Petropoulou,_D._B\'egu\'e,_B._Boccardi,_S._Gasparyan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05060 |
PKS0735+178は、IceCube、Baikal、Baksan、およびKM3NeTニュートリノ望遠鏡によって観測された複数のニュートリノイベントに関連している可能性のある明るいラジオおよび$\gamma$線ブレーザーです。線源は、$\gamma$線、X線、紫外線（UV）、および光学バンドで主要なフレアリング活動を受けることがわかりました。ニュートリノイベントが観測されたときの多波長発光の時間的およびスペクトル的変化を調査するために、この独特のブレーザーの長期的な詳細な研究を提示します。Swift-XRTスナップショットの分析により、2021年12月17日の観測中に約$5\times10^3$秒で2倍を超えるフラックス変動が明らかになりました。$\gamma$線帯では、線源はニュートリノの到着時の過去最高のフラックスレベル。PKS0735+178と、TXS0506+056、PKS1424+240、GB6J1542+6129などの他のニュートリノ源候補との観測比較は、これらすべての源が同様のスペクトルエネルギー分布、非常に高いラジオおよび$\gammaを共有していることを示しています$線パワー、およびパーセクスケールのジェット特性。さらに、PKS0735+178は、他のすべてのように、マスカレードBLLacです。内部光子場と外部光子場の両方を考慮して、1ゾーンのレプトハドロンモデル内でPKS0735+178からの多波長放射の包括的なモデリングを実行し、予想される付随するニュートリノフラックスを推定します。最も楽観的なシナリオでは、光度がエディントン値に近いジェットと、$\sim$PeV陽子と外部UV光子場との相互作用が呼び出されます。このシナリオでは、観測された3週間のフレアで$\sim0.067$ミューオンとアンチミューオンニュートリノが予測されます。私たちの結果は、IceCube-211208Aのような1つの非常に高エネルギーのニュートリノの検出と一致しています。
ガンマ線パルサータイミングアレイは、ナノヘルツ重力波の背景を制約します
| Title |
A_Gamma-ray_Pulsar_Timing_Array_Constrains_the_Nanohertz_Gravitational_Wave_Background |
| Authors |
M._Ajello,_W._B._Atwood,_L._Baldini,_J._Ballet,_G._Barbiellini,_D._Bastieri,_R._Bellazzini,_A._Berretta,_B._Bhattacharyya,_E._Bissaldi,_R._D._Blandford,_E._Bloom,_R._Bonino,_P._Bruel,_R._Buehler,_E._Burns,_S._Buson,_R._A._Cameron,_P._A._Caraveo,_E._Cavazzuti,_N._Cibrario,_S._Ciprini,_C._J._Clark,_I._Cognard,_J._Coronado-Bl\'azquez,_M._Crnogorcevic,_H._Cromartie,_K._Crowter,_S._Cutini,_F._D'Ammando,_S._D._Gaetano,_F._d._Palma,_S._W._Digel,_N._D._Lalla,_F._Fan._Dirirsa,_L._D._Venere,_A._Dom\'inguez,_E._C._Ferrara,_A._Fiori,_A._Franckowiak,_Y._Fukazawa,_S._Funk,_P._Fusco,_V._Gammaldi,_F._Gargano,_D._Gasparrini,_N._Giglietto,_F._Giordano,_M._Giroletti,_D._Green,_I._A._Grenier,_L._Guillemot,_S._Guiriec,_M._Gustafsson,_A._K._Harding,_E._Hays,_J.W._Hewitt,_D._Horan,_X._Hou,_G._J\'ohannesson,_M._J._Keith,_et_al._(71_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05226 |
大きな銀河が合体した後、それらの中央の超大質量ブラックホールは連星系を形成すると予想され、その軌道運動はナノヘルツ周波数で重力波バックグラウンド（GWB）を生成します。この背景の検索では、電波波長でミリ秒パルサー（MSP）の長期監視を実行するパルサータイミングアレイを利用します。12。5年のフェルミ大面積望遠鏡データを使用して、ガンマ線パルサータイミングアレイを形成します。35個の明るいガンマ線パルサーの結果は、1年$^{-1}$でのGWB特性ひずみ$1.0\times10^{-14}$に95\％の信頼できる制限を課します。これは、観測期間$t_に比例します。{\mathrm{obs}}^{-13/6}$。この直接測定は、無線ノイズモデルのチェックを提供しながら、GWBの独立したプローブを提供します。
RXTEから見たブラックホール候補GRS1915+105の高周波変動の進化
| Title |
The_evolution_of_the_high-frequency_variability_in_the_black_hole_candidate_GRS_1915+105_as_seen_by_RXTE |
| Authors |
Yuexin_Zhang,_Mariano_M\'endez,_Federico_Garc\'ia,_Konstantinos_Karpouzas,_Liang_Zhang,_Honghui_Liu,_Tomaso_M._Belloni,_and_Diego_Altamirano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05273 |
GRS1915+105は、パワー密度スペクトルでタイプCの準周期的振動（QPO）を示すことができます。タイプCQPOよりも頻度は低いですが、このソースでは67Hzの高周波QPO（HFQPO）が観測されています。これらの機能に加えて、GRS1915+105は、約30〜150Hzでパワースペクトルに広いバンプを示すことがあります。ソースが$\chi$クラスにある場合、RossiX-rayTimingExplorerを使用してGRS1915+105のパワースペクトルを調べます。バンプのrms振幅は、タイプCQPOの周波数と硬度比の両方に強く依存し、コロナ温度と相関し、15GHzでの電波フラックスと反相関していることがわかります。バンプの特徴的な周波数は、タイプCQPOのみの周波数よりも、タイプCQPOの周波数と硬度比の組み合わせとの相関が良好です。バンプのrms振幅は、一般に、エネルギーとともに〜3keVで〜1-2％から〜30keVで〜10-15％に増加します。バンプと高周波QPOは同じ変動成分である可能性がありますが、コロナの特性はこの変動のコヒーレンスに影響を及ぼし、スペクトルが比較的ソフトな$\gamma$クラスにある場合はHFQPOにつながるか、またはスペクトルがハード$\chi$クラスにある場合、バンプになります。最後に、コロナとジェットの関係の文脈で、バンプのrms振幅と電波束の間の反相関について説明します。
高角度分解能スニヤエフゼルドビッチ観測：MISTRALの場合
| Title |
High_angular_resolution_Sunyaev_Zel'dovich_observations:_the_case_of_MISTRAL |
| Authors |
E._S._Battistelli_(Sapienza_University_of_Rome),_E._Barbavara_(Sapienza_University_of_Rome),_P._de_Bernardis_(Sapienza_University_of_Rome),_F._Cacciotti_(Sapienza_University_of_Rome),_V._Capalbo_(Sapienza_University_of_Rome),_E._Carretti_(INAF-IRA),_F._Columbro_(Sapienza_University_of_Rome),_A._Coppolecchia_(Sapienza_University_of_Rome),_A._Cruciani_(INFN-Roma1),_G._D'Alessandro_(Sapienza_University_of_Rome),_M._De_Petris_(Sapienza_University_of_Rome),_F._Govoni_(INAF-OAC),_G._Isopi_(Sapienza_University_of_Rome),_L._Lamagna_(Sapienza_University_of_Rome),_P._Marongiu_(INAF-OAC),_S._Masi_(Sapienza_University_of_Rome),_L._Mele_(Sapienza_University_of_Rome),_E._Molinari_(INAF-OAC),_M._Murgia_(INAF-OAC),_A._Navarrini_(INAF-OAC),_A._Orlati_(INAF-IRA),_A._Paiella_(Sapienza_University_of_Rome),_G._Pettinari_(CNR-IFN),_F._Piacentini_(Sapienza_University_of_Rome),_T._Pisanu_(INAF-OAC),_S._Poppi_(INAF-OAC),_G._Presta_(Sapienza_University_of_Rome),_F._Radiconi_(Sapienza_University_of_Rome) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.04222 |
集中定数素子のアレイに基づくミリメータサルデーニャ電波望遠鏡受信機、MISTRALは、サルデーニャ電波望遠鏡用に構築されたミリメータ（$\simeq90GHz$）マルチピクセルカメラです。これは施設の機器となり、408の速度論的インダクタンス検出器（KID）を介して、12秒角の角度分解能、4分角の視野で空をサンプリングします。建設と試運転の開始は2022年に予定されています。MISTRALにより、科学界は、原始惑星円盤の研究、星形成領域、銀河の放射状プロファイル、スニヤエフゼルの高角度分解能測定など、さまざまな科学的事例を提案できるようになります。銀河団の形態の調査と宇宙のウェブの検索によるドビッチ（SZ）効果。
サブGHz周波数でのGiantMetrewaveRadio Telescope（GMRT）を使用した赤道電離層の研究
| Title |
Study_of_the_equatorial_ionosphere_using_the_Giant_Metrewave_Radio_Telescope_(GMRT)_at_sub-GHz_frequencies |
| Authors |
Sarvesh_Mangla_and_Abhirup_Datta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.04230 |
宇宙の天体物理学的物体を観測するように設計された電波干渉計は、地球の電離層を研究するためにも使用できます。GiantMetrewaveRadioTelescope（GMRT）のような無線干渉計は、GlobalNavigationSatelliteSystem（GNSS）のような従来の電離層プローブよりも比較的高い感度ではるかに広い空間スケールで電離層全電子数（TEC）の変動を検出します。GMRT（コンパクトコアと拡張アーム）のハイブリッド構成とその地理的位置により、この干渉計は、赤道イオン化異常（EIA）の北の頂上と磁気赤道の間の敏感な領域を探索するための優れた候補になります。この作業では、太陽極小期の電離層活動を研究するために、真夜中から日の出後（$\sim$\、9時間）まで明るい電波源3C68.2が観測されます。この調査では、アンテナのセット間の差動TEC（$\delta\rm{TEC}$）を$1\times10^{-3}$TECUの精度で測定するためのデータ削減および処理技術を紹介します。さらに、これらの$\delta\rm{TEC}$測定を使用して、アレイ全体のTEC勾配と、2次元TEC勾配表面のマイクロスケール変動を計算する手法を示しました。これらのバリエーションは、特に夜間に電離層プラズマをプローブするために十分に装備されています。私たちの研究は、初めて、電離層活動を検出するGMRTの能力を報告します。私たちの結果は、VLA、LOFAR、MWAを使った以前の研究と比較して、GMRT上の電離層がより活発であり、磁気赤道に近いために予想されることを検証しています。
ベイズパラメータ-ガウス過程回帰を使用したLISAデータの銀河バイナリの推定
| Title |
Bayesian_parameter-estimation_of_Galactic_binaries_in_LISA_data_with_Gaussian_Process_Regression |
| Authors |
Stefan_H._Strub,_Luigi_Ferraioli,_Cedric_Schmelzbach,_Simon_C._St\"ahler,_Domenico_Giardini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.04467 |
現在建設中のレーザー干渉計宇宙アンテナ（LISA）は、ミリヘルツ周波数帯の重力波信号を測定するように設計されています。観測された重力波の主な発生源は、数千万の銀河系バイナリーであると予想されています。mHzの周波数範囲で信号を生成する銀河のバイナリは、準単色の重力波を放出します。これは、LISAによって常に測定されます。できるだけ多くの銀河バイナリを解決することは、今後のLISAデータセット分析の中心的な課題です。これらの重なり合う重力波信号の何万もが解決可能であると推定されていますが、残りは銀河系の前景ノイズにぼやけています。ベイジアンアプローチを使用して数万の信号を抽出することは、依然として計算コストがかかります。ベイズ事後分布を迅速に計算するために、ガウス過程回帰を使用して対数尤度関数をモデル化する新しいエンドツーエンドパイプラインを開発しました。パイプラインを使用して、ノイズの多いデータで構成されるLisaDataChallange（LDC）1〜3と、重複する信号、特に弱い信号に関する追加の課題を解決できます。
補償光学における波面センシングのための高ダイナミックレンジ点回折干渉計の概念検証
| Title |
Concept_validation_of_a_high_dynamic_range_point-diffraction_interferometer_for_wavefront_sensing_in_adaptive_optics |
| Authors |
Nicolas_Dubost,_Nazim_Ali_Bharmal,_Marc_Dubbeldam,_Richard_M._Myers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.04940 |
太陽系外惑星の直接検出とイメージングには、高コントラストの補償光学（AO）を使用する必要があります。これらのシステムでは、準静的収差を高度に補正および校正する必要があります。これを達成するために、瞳孔変調点回折干渉計（m-PDI）が以前の論文で紹介されました。この論文は、3つの実験によるm-PDIコンセプトの検証に焦点を当てています。まず、機器の精度とダイナミックレンジは、すべての空間周波数とさまざまな振幅で空間伝達関数を測定することによって特徴付けられます。次に、可視単色光を使用して、システムの体系的なバイアスで補償光学制御ループを閉じ、精度と完全性をテストします。全半径の72％の瞳孔の中央部分では、残留誤差は7.7nm-rmsです。最後に、制御ループは、Rバンドの周りの77nmのスペクトルFWHMを持つ多色光を使用して実行されます。制御ループは、単色の場合に比べてパフォーマンスの低下を示さず、0.7より大きい最終ストレールレシオに達します。
WOタイプのウォルフ・ライエ星：大規模な星の進化の最後の万歳
| Title |
WO-Type_Wolf-Rayet_Stars:_the_Last_Hurrah_of_Massive_Star_Evolution |
| Authors |
Erin_Aadland,_Philip_Massey,_D._John_Hillier,_Nidia_I._Morrell,_Kathryn_F._Neugent,_J._J._Eldridge |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.04258 |
WO型のウォルフ・ライエ（WR）星は、コアが崩壊する前の大規模な星進化の最終段階にありますか？WCタイプとWOタイプのWRのスペクトルは非常に似ていますが、WOははるかに強力なOVI$\lambda\lambda$3811,34輝線の特徴を示します。これは通常、WOがWCよりも酸素が豊富であり、したがってさらに進化したことを意味すると解釈されてきました。ただし、以前の研究ではこの線をモデル化できず、相対的な存在量が不確実であり、2つのタイプ間の関係が未解決のままになっています。この基本的な質問に答えるために、LMC内の6つのWCと2つのWOを、放射伝達コードCMFGENを使用したUV、光学、およびNIRスペクトルを使用してモデル化し、それらの物理的特性を決定しました。WOは酸素が豊富ではないことがわかります。むしろ、OVI機能は存在量に影響されません。ただし、WOはWCよりも大幅に高い炭素と低いヘリウム含有量を持っているため、さらに進化しています。私たちの結果をシングルスタージュネーブおよびバイナリBPASS進化モデルと比較すると、多くの特性が一致しているものの、進化モデルのいずれかのセットが予測するよりも多くの炭素と少ない酸素がWOにあることがわかります。この不一致は、$^{12}$C+$^4$He$\rightarrow^{16}$Oの核反応速度の大きな不確実性が原因である可能性があります。Kunzetal。率は25〜50％減少し、観測値とよく一致します。また、質量が理論上の上部質量ギャップにあるブラックホールのLIGO/VIRGO検出を説明するのにも役立ちます。
赤道付近のコロナホールの熱および磁場構造
フルディスクのSOHO/EIT195$\AA$キャリブレーション画像を使用して、赤道付近のコロナホールの面積と平均光子フラックスの緯度と日々の変動を測定します。さらに、コロナホールから放出されるエネルギーとその温度および磁場構造の強度を推定します。2001年から2008年のデータを分析することにより、コロナホールの平均面積（A）、光子束（F）、放射エネルギー（E）、および温度（T）の変動は緯度に依存しないことがわかります。一方、コロナホールの磁場構造の推定強度は緯度に依存し、赤道付近の低から両極付近の高まで変化します。推定された物理パラメータの一般的な平均値は次のとおりです。$A\sim3.8（\pm0.5）\times10^{20}〜cm^{2}、F\sim2.3（\pm0.2）\times10^{13}〜photons\;cm^{-2}\;sec^{-1}、E\sim2.32（\pm0.5）\times10^{3}〜ergscm^{-2}sec^{-1}\および\T\sim0.94（\pm0.1）\times10^{6}〜$K.コロナホールのコロナホールの磁場構造の平均強度は$\sim$$0.08\pm0.02$ガウスと推定されます。コロナホールが対流層に固定されている場合、それらは差動回転するはずです。したがって、熱風のバランスと太陽プラズマによるコロナホールの等回転は、赤道と両極の間の温度差を意味します。この事実に反して、赤道付近のコロナホールの熱構造の変化は緯度とは無関係であり、コロナホールは堅く回転しなければならず、最初はタコクラインの下に固定される可能性が高いという結論に至り、以前の研究を確認しています（ApJ、763、137、2013）。
冷たい白色矮星の限界質量は、均一な星の近似モデルでE.Stonerによって最初に計算され、S。ChandrasekharとL.D.Landauの論文では、星の方程式の正確な解に基づいて、すぐに約20％減少しました。平衡。ここでは、一般相対性理論と有限温度の影響を考慮に入れて、白色矮星の均一モデルを調べます。解は有限の解析式の形で得られ、質量が正確な解とわずか20％以内しか異なる場合は、恒星平衡の微分方程式の数値積分によって求められます。
SKA-Low Precursorを使用した低周波太陽偏光測定の固有の課題への取り組み：アルゴリズム
| Title |
Tackling_the_Unique_Challenges_of_Low-Frequency_Solar-Polarimetry_with_SKA-Low_Precursor_:_The_Algorithm |
| Authors |
Devojyoti_Kansabanik,_Divya_Oberoi,_Surajit_Mondal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.04578 |
冠状磁場は、冠状物理学と宇宙天気を定義する重要なパラメータの1つであることがよく知られています。ただし、グローバルな冠状動脈磁場の測定は依然として困難です。冠状電波放射の偏光特性は、冠状磁場に敏感です。それらは冠状および太陽圏磁場の有用なプローブであることが証明できますが、それらの使用は技術的およびアルゴリズム的課題によって制限されています。低無線周波数の太陽観測の正確な偏光キャリブレーションとイメージングのための堅牢なアルゴリズムを提示し、スクエアキロメートルアレイ（SKA）の前身であるマーチソン広視野アレイからのデータでそれを実証します。このアルゴリズムは、{\itMeasurementEquation}フレームワークに基づいており、最新のすべての無線干渉キャリブレーションおよびイメージングの基礎を形成しています。これは、一般的な天文無線画像と同等の、機器の偏光漏れ$<1\％$を備えた、高ダイナミックレンジと忠実度のフルストークス太陽無線画像を提供し、最先端を表しています。このやりがいのある、まだ未踏の位相空間を開くことで、複数の新しい科学的調査が可能になり、かなりの発見の可能性がもたらされます。例には、大規模な静止コロナルフィールドを推定するための熱コロナル放射からの低レベルの円偏光の検出が含まれます。プラズマパラメータのロバスト推定のためのコロナ質量放出からのかすかなジャイロシンクロトロン放出の偏光;そして、これらの周波数での初めての直線偏波の検出。この方法はSKAを念頭に置いて開発されており、低無線周波数での高忠実度の分光偏光スナップショットソーラーイメージングの新時代を可能にします。
Gaia19bxc：期間の最小値を下回る可能性のある極性
Gaia19bxcは、2019年5月9日にGaiaPhotometricScienceAlertsTeamによって検出されたトランジェントです。過去の掃天観測（ZTF）データを分析したところ、Gaia19bxcの周期は0.04473647（3）dで、1サイクルに2つの異なる最大値があることがわかりました。このオブジェクトは、ZTFデータでも高状態と低状態を示しました。短期間の変動の高振幅（2.0等）、短周期、異なるZTFバンド間のほぼゼロのカラーインデックス、およびより長い周期の欠如に基づいて、私はそれをおそらく極性であると分類しました。激変星（CV）の周期の最小値を下回る極は確立されておらず、Gaia19bxcが最初のそのようなオブジェクトである可能性があります。最小周期より下のCVには通常、進化したコアが剥ぎ取られた二次星があり、Gaia19bxcにも同様の二次星があると予想されます。これが実際に当てはまる場合、Gaia19bxcは、その世俗的な進化の間に、高度に磁化されたエキゾチックな超コンパクトなバイナリになる可能性があります。
TESS南部連続観測帯における近くのフィールドM矮星の活動と回転
| Title |
Activity_and_Rotation_of_Nearby_Field_M_Dwarfs_in_the_TESS_Southern_Continuous_Viewing_Zone |
| Authors |
Francys_Anthony,_Alejandro_N\'u\~nez,_Marcel_A._Ag\"ueros,_Jason_L._Curtis,_J.-D._do_Nascimento,_Jr.,_Jo\~ao_M._Machado,_Andrew_W._Mann,_Elisabeth_R._Newton,_Rayna_Rampalli,_Pa_Chia_Thao,_Mackenna_L._Wood |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.04700 |
後期型矮星の磁気の進化は、特定の質量と年齢のM矮星の活動レベルを弱くしか予測できないため、不透明なままです。トランジット系外惑星探査衛星（TESS）の南部連続観測帯（CVZ）におけるM矮星の分光学的調査の結果を報告します。TESSCVZはJamesWebbSpaceTelescopeのものと重複しているため、私たちのターゲットは、近くのM矮星の研究のためのレガシーサンプルを構成します。122個の星について、磁場の強さの代用である彩層$\mathrm{H}\alpha$放射を測定するための少なくとも1つの$R\approx2000$光スペクトルを取得しました。アクティブな星の割合は、フィールドMの矮星に期待されるものと一致しています。以前の研究と同様に、後期型のM矮星は、初期型の矮星よりも長く活動し続けることがわかります。ターゲットの$\approx$20％のTESS光度曲線は回転と一致する変調を示していますが、長さの半分より長い回転周期（$P_{\mathrm{rot}}$）を確実に測定するには、TESS体系が十分に理解されていません。観測部門の。$P_{\mathrm{rot}}{\lower0.8ex\hbox{$\buildrel<\over\sim$}}$15dを測定する12個の星の期間を報告するか、TESSから派生した$の確認を見つけます文献のP_{\mathrm{rot}}$。21$P_{\mathrm{rot}}$のサンプルには、文献からの期間が含まれており、スピンダウンされたフィールドスターであるというターゲットと一致しています。最後に、サンプルの$\mathrm{H}\alpha$からボロメータへの光度分布を調べます。2つの星は、磁気的に飽和するのに十分な速さで回転していますが、そうではなく、$\mathrm{H}\alpha$で高速回転子が非アクティブに見える可能性を示唆しています。
太陽周期の予測とバックキャスト
太陽周期は強制および減衰調和振動子としてモデル化され、そのような調和振動子の振幅、周波数、位相、および減衰係数は、正弦波および過渡部分の方程式をサンスポットおよび放射（サンスポットの代理）に非線形フィッティングすることによって推定されます）1700年から2008年までのデータ。（i）正弦波部分の振幅と周波数（または$\sim$11年の周期）は、すべての太陽周期で一定のままです。（ii）過渡部分の振幅は、正弦波部分の位相と位相ロックされています。（iii）すべてのサイクルで、過渡部分の周期と減衰係数（1よりはるかに小さい）はほぼ一定のままです。正弦波部分の振幅と周波数の一定性、および過渡部分からの非常に小さな減衰係数は、太陽活動周期が主に長周期（$\sim$22年）と互換性がある可能性のある永続的な振動部分で構成されていることを示唆していますアルヴェーン振動。すべてのサイクルについて、推定された物理的パラメーター（振幅、位相、周期）を使用し、自己回帰モデルによって、予測（特に来るべき太陽周期25）とバックキャスト（マウンダー極小期の太陽活動が存在するかどうかを確認するため）を行います。太陽周期。来る太陽周期25の振幅は、前の太陽周期24の振幅とほぼ同じであることがわかります。また、1645年から1700年の間に、太陽がマウンダー極小期（MM）タイプの深い活動を経験しなかった可能性があることもわかりました。古気候学的推論と、MMタイプの活動は、少なくとも200年まで、近い将来に差し迫っていないでしょう。
2019年5月6日のEUV波イベントのダイナミクスと運動学
| Title |
Dynamics_and_Kinematics_of_the_EUV_Wave_Event_on_6_May_2019 |
| Authors |
Ramesh_Chandra,_P._F._Chen,_Pooja_Devi,_Reetika_Joshi_and_Y._W._Ni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.04936 |
ここでは、NOAAAR12740で発生するGOESM1.0クラスの太陽フレアに関連するEUV波の運動学を紹介します。このイベントは、高空間のソーラーダイナミクス天文台（SDO）に搭載された大気イメージングアセンブリ（AIA）で徹底的に観測されます。-一時的な解決。このイベントでは、EUV波の性質を理解する上で非常に重要な、EUV波の多くの機能が表示されます。これらの機能には、高速モード波、疑似波、低速モード波、停滞前線が含まれます。これはおそらくモード変換によるものです。1つの高速モード波も北極の近くにあるコロナホールに向かって伝播し、コロナホールに遭遇しても波の速度は変化しません。これらすべての異なる機能について、一貫性のある解釈を提供する予定です。
太陽コロナの磁気ヘリシティを計算するための2つの方法の比較
| Title |
Comparison_of_Two_Methods_for_Calculating_Magnetic_Helicity_in_the_Solar_Corona |
| Authors |
Quan_Wang,_Shangbin_Yang,_Mei_Zhang,_Xiao_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.04982 |
大きな磁気レイノルズ数とのデュオにより、太陽内部から発生する磁気ヘリシティは、光球を通ってコロナに運ばれる可能性があります。しかし、光球を通過する蓄積された磁気ヘリシティフラックスとコロナの磁気ヘリシティとの関係はまだ不明です。23番目の太陽周期で新たに出現した36の活動領域を選択することにより、オプティカルフロー法を適用して、連続する縦方向のマグネトグラムを使用して光球（$H_m^p$）を通過する累積磁気ヘリシティを導き出し、非線形の力のない磁場外挿を使用して3Dコロナル磁場、および有限体積法を採用して、ベクトルマグネトグラムを使用してコロナ（$H_m^c$）の瞬間的な相対磁気ヘリシティを計算します。ローカル相関追跡（LCT）ベースの$H_m^p$は$1"$の$H_m^c$よりも大きく、DifferentialAffineVelocityEstimatorベースの$H_m^p$は$とより一貫性があることがわかります。LCTベースの$H_m^p$よりもH_m^c$。$H_m^p$は、$1"$からよりも$2"$からの評価で$H_m^c$と一貫性があります。さらに、$H_m^c--H_m^p$は、使用される解像度と方法に関係なく、半球ヘリシティルール（55\％以上）との整合性を体系的に示します。これらの推定は、$H_m^c$と$H_m^p$の整合性が解像度に部分的に依存していることを示しています。マグネトグラムと計算方法の。
0.13から0.5auまでの遅い太陽風における熱および超熱電子集団の放射状進化：パーカーソーラープローブ観測
| Title |
Radial_evolution_of_thermal_and_suprathermal_electron_populations_in_the_slow_solar_wind_from_0.13_to_0.5_au_:_Parker_Solar_Probe_Observations |
| Authors |
Joel_B._Abraham,_Christopher_J_Owen,_Daniel_Verscharen,_Mayur_Bakrania,_David_Stansby,_Robert_T._Wicks,_Georgios_Nicolaou,_Phyllis_L_Whittlesey,_Jefferson_A._Agudelo_Rueda,_Seong-Yeop_Jeong_and_Laura_Bercic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05001 |
パーカーソーラープローブ（PSP）が最初の5つの軌道で測定した、0.13〜0.5auの半径方向の距離をカバーする大量の太陽風電子分布データに、特注のフィッティングルーチンを開発して適用します。これらの軌道の間の遅い太陽風における電子コア、ハローおよびストラール集団の放射状の進化を特徴づけます。これらの3つの電子集団の分数密度は、0.13から0.17auまでの超熱ハローとストラル集団の組み合わせの成長の証拠を提供します。さらに、0.3auを超える距離での以前の観測で報告されているように、ハローの個体数の増加は、これらの距離でのストラールの個体数の減少と一致しません。また、地動説の距離が小さい場合、ハローは無視できることがわかります。フラクショナルストラール密度は、0.2au未満で約1％と比較的一定のままであり、相対ハロー密度の上昇は、ストラール電子のハローへの移動だけによるものではないことを示唆しています。
外部磁場の方向に関する異方性プラズマの線形MHDケルビンヘルムホルツ不安定性（KHI）を詳細に調べます。この目的のために、MHD方程式を使用して、プラズマの運動を流体として記述します。これは、無衝突プラズマのボルツマン-ウラソフ運動方程式の16モーメントから導出されます。さらに、磁場に沿った熱流束が考慮されます。KHIの成長速度は、超音速での磁場に沿ったせん断流の異方性プラズマ特性の関数として計算されます。一方、速度が変化する流れの間の表面波の準横伝播は、ゼロ幅と有限幅の両方の遷移層について徹底的に調べられます。接線方向の不連続性とは対照的に、波数が大きくなるにつれて、遷移層の制限幅がKHI励起を制約することが証明されています。調査中の不安定性は、太陽風プラズマに存在する大規模な低周波アルフ波乱流の散逸の主な方法の1つである可能性があります。
マルチバンド日食測光からの日食白色矮星M矮星バイナリの特徴づけ
| Title |
Characterising_eclipsing_white_dwarf_M_dwarf_binaries_from_multi-band_eclipse_photometry |
| Authors |
Alex_J._Brown,_Steven_G._Parsons,_Stuart_P._Littlefair,_James_F._Wild,_Richard_P._Ashley,_Elme_Breedt,_Vik_S._Dhillon,_Martin_J._Dyer,_Matthew_J._Green,_Paul_Kerry,_Tom_R._Marsh,_Ingrid_Pelisoli,_Dave_I._Sahman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05155 |
広視野の時間領域測光空調査の普及に伴い、発見されている食の白色矮星システムの数は劇的に増加しています。これらをフォローアップするための効率的な方法は、人口の傾向を判断し、特に興味深い例を見つけるための鍵となります。白色矮星とM〜矮星を含むバイナリのマルチバンドエクリプス測光を使用して、白色矮星の質量と温度を5％以上に決定できることを示します。M〜dwarfsの場合、M〜dwarfの質量と半径の関係の固有のばらつきが不確実性を支配し、6％を超える精度でパラメーターを測定します。この精度は、低分解能分光法で通常達成できる精度よりも優れています。この方法の性質は、将来的にLSSTデータに適用できることを意味し、フォローアップ分光法なしで直接特性評価を可能にします。さらに、我々は、それらの日食測光から3つの新しい共通外層後のバイナリを特徴づけ、低質量のコンパニオン（1つは褐色矮星遷移レジームの近く）を持つ高温のヘリウムコア白色矮星と、下部にある可能性のある分離した激変星を含む2つのシステムを見つけます周期ギャップの端。
日震解析によるグローバルソーラーモデルの制約
| Title |
Constraining_Global_Solar_Models_through_Helioseismic_Analysis |
| Authors |
Andrey_M._Stejko,_Alexander_G._Kosovichev,_Nicholas_A._Featherstone,_Gustavo_Guerrero,_Bradley_W._Hindman,_Loren_I._Matilsky,_J\"orn_Warnecke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05207 |
内部太陽力学のグローバルな流体力学シミュレーションは、日震学的反転の結果を制約として使用して、太陽のような差動回転と子午面循環の条件を再現することに焦点を当てています。ただし、子午線循環の推論は、半径に沿って1つ、2つ、または複数のセルの可能性を示す物議を醸す結果を提供しています。この論争を解決し、太陽内部のグローバルフローレジームのより強固な理解を深めるために、数値シミュレーションから得られた子午面循環プロファイルの日震学的特徴の分析に「フォワードモデリング」アプローチを適用します。グローバル音響モデリングコードGALEを使用して、グローバル流体力学および電磁流体力学モデル（EULAG、鉛筆コード、およびレイリーコード）によって生成された平均質量流のレジームを介した音波の伝播をシミュレートします。これらのモデルは、合成ドップラーグラムデータ製品を作成するために使用され、ローカル時間距離日震学手法の入力として使用されます。グローバル数値シミュレーションによって得られた解からのヘリオ地震時報は、グローバルモデルパラメータに直接的な方法で追加の制約を設定するために、太陽観測からの推論と直接比較されます。これらのモデルは太陽のような差動回転を再現することができますが、結果として生じる回転拘束された対流は、太陽観測のローカル時間距離推論と測定可能に矛盾するマルチセルグローバル子午線循環プロファイルを開発することを示します。ただし、モデル表面に近い回転拘束されていない対流の発達は、日震の移動時間信号に大きな影響を与えながら、太陽のような差動回転を維持でき、誤差の1標準偏差内で太陽観測を複製できることがわかります。ノイズによる。
初期宇宙における小さな混合でのステライルニュートリノの生成
ステライルニュートリノは、それらのアクティブな対応物との相互作用を介して初期の宇宙で生成することができます。アクティブな滅菌混合角度が小さい場合、標準モデルの血漿との熱平衡には達しておらず、滅菌ニュートリノはフレーバー振動によってのみ生成されます。プラズマによる弾性散乱によって引き起こされる物質ポテンシャルとデコヒーレンス効果を考慮に入れて、このレジームを詳細に研究します。$T\lesssim10\、\mathrm{GeV}$の温度で発生する共鳴振動は、ステライルニュートリノの生成速度を大幅に向上させることがわかります。これを考慮して、ビッグバン元素合成からのアクティブ-ステライル混合と宇宙マイクロ波背景放射の制約を改善します。ただし、ステライルの場合は$\theta_s\sim10^{-10}-10^{-16}$までの混合角度を除きます。$10\、\mathrm{MeV}$から$10\、\mathrm{GeV}$の範囲のニュートリノ質量。ステライルニュートリノが主に変成する隠れたセクター粒子に崩壊する場合、このプロセスは、シーソー機構を介した軽いニュートリノ塊のステライルニュートリノ起源と一致する、新しい暗黒物質生成メカニズムを提供することを観察します。
| Title |
The_ultra-high-energy_neutrino-nucleon_cross_section:_measurement_forecasts_for_an_era_of_cosmic_EeV-neutrino_discovery |
| Authors |
Victor_Branco_Valera,_Mauricio_Bustamante,_Christian_Glaser |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.04237 |
ニュートリノと陽子および中性子との相互作用は、それらの深層構造を精査し、新しい物理学を明らかにする可能性があります。ニュートリノエネルギーが高いほど、プローブは鋭くなります。これまでのところ、ニュートリノ-核子（$\nuN$）の断面積は、数百MeVから数PeVまでのニュートリノエネルギーにわたって知られています。間もなく、100PeVを超えるエネルギーを持つ超高エネルギー（UHE）宇宙ニュートリノが私たちをさらに遠ざける可能性があります。これまでのところ、彼らは発見を回避してきましたが、今後のUHEニュートリノ望遠鏡はそれらを見つけるよう努めています。計画中の主要な検出器の1つであるIceCube-Gen2を対象とした、UHE$\nuN$断面積の最初の詳細な測定予測を示します。UHEニュートリノフラックス予測、地球内のニュートリノ伝搬、検出器でのニュートリノ誘導無線信号の放出、それらの伝搬と検出、および処理など、予測のすべての段階で最先端の成分を使用します。背景の。10年後、少なくとも数十のUHEニュートリノ誘発イベントが検出された場合、IceCube-Gen2は$\sqrt{s}\approx10の重心エネルギーで$\nuN$断面積を測定できます。理論予測に匹敵する精度で、初めて100$TeV。
カーネルベースの統計的距離を使用して、粒子ベースのシミュレーションコードで荷電粒子ビームのダイナミクスを研究する
| Title |
Using_Kernel-Based_Statistical_Distance_to_Study_the_Dynamics_of_Charged_Particle_Beams_in_Particle-Based_Simulation_Codes |
| Authors |
Chad_E._Mitchell,_Robert_D._Ryne,_and_Kilean_Hwang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.04275 |
確率分布（統計的距離）間の不一致の測定は、人工知能と機械学習の分野で広く使用されています。荷電粒子ビームを含むシミュレーションの数値診断として、統計的距離の特定の測定値を実装する方法について説明します。統計的依存性の関連する測定値についても説明します。結果として得られる診断は、非線形または高強度システムのビームにとって重要な動的プロセスの高感度な測定値を提供します。焦点は、MaximumMeanDiscrepancyなどのカーネルベースの方法にあります。これらの方法は、十分に発達した数学的基礎と合理的な計算の複雑さを備えています。いくつかのベンチマーク問題と強烈なビームを含む例について説明します。荷電粒子ビームに焦点が当てられていますが、これらの方法は、プラズマや重力システムなどの他の多体システムにも適用できます。
| Title |
NMSSM_neutralino_dark_matter_for_$W$-boson_mass_and_muon_$g-2$_and_the_promising_prospect_of_direct_detection |
| Authors |
Tian-Peng_Tang,_Murat_Abdughani,_Lei_Feng,_Yue-Lin_Sming_Tsai,_Yi-Zhong_Fan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.04356 |
フェルミ研究所の2つの実験、E989とCDFIIは、ミューオンの異常磁気モーメント（$g$-2）と$W$-ボソン質量の2つの異常を報告しており、これは低エネルギースケールでの新しい物理を示している可能性があります。ここでは、次最小超対称標準模型におけるこれら2つの異常の共通の原因の可能性を調べます。ヒッグス質量、コライダーデータ、B物理学、暗黒物質の遺物密度、直接検出実験など、さまざまな実験的および天体物理学的制約を考慮すると、$\sim160-270$GeVの質量範囲のニュートラリーノが実行可能なソリューションであることがわかります。。さらに、LZ、PandaX-4T、XENON-nTなどの進行中の直接検出実験によって、好ましいパラメータ領域を効果的に調べることができます。ただし、暗黒物質粒子の速度平均消滅断面積は抑制されます。
宇宙ノイズからET信号を見つける
この論文は、地球外知的生命体（SETI）の探索を強化するために設計された方法論的アプローチに焦点を当てており、伝送技術には2つの特徴がある可能性が高いと仮定しています。ナビゲーション/通信（nav/comm）ネットワーク、および2）X線パルサーベースのナビゲーション（XNAV）メタデータが含まれています。この分野への潜在的な貢献には、電磁スペクトルでの伝送技術署名やその他の技術署名の検出精度の向上、シェリングポイントに到達するための共通の基準（私たちとETがお互いを見つける方法の相互実現）、およびドレイクなどのモデルの運用化が含まれます方程式。
重力波による電弱対称性の破れの歴史の調査
2段階の相転移を介して電弱対称性の破れプロセスの3次元格子シミュレーションを実行します。ここで、2つの段階の1つは1次の相転移です。私たちの結果は次のことを示しています：1）電弱対称性の破れが$\sim\mathcal{O}（10^{2-3}）$GeVの周りの標準模型を超えるセクターによって駆動されるとき、相転移から生成される重力波スペクトルべき乗則の二重ピーク形状が壊れています。2）大規模なグローバルU（1）理論の1次相転移によって電弱対称性の破れが引き起こされると、宇宙ひもが形成され、粒子放射線によって消失する可能性があり、生成される重力波スペクトルはプラトー型になります。2つのシナリオは、重力波スペクトルを調べることで区別できます。私たちの研究は、確率論的重力波が、初期宇宙の電弱対称性の破れパターンに関連する標準模型を超えるセクターを調べるための代替方法を提供することを示唆しています。
暗黒エネルギーと振動するバルテル-クロピナ幾何学からの加速する宇宙論的進化
| Title |
Dark_energy_and_accelerating_cosmological_evolution_from_osculating_Barthel-Kropina_geometry |
| Authors |
Rattanasak_Hama,_Tiberiu_Harko,_Sorin_V._Sabau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.04506 |
フィンスラー幾何学はリーマン幾何学の重要な拡張であり、時空多様体の各点に任意の内部変数が関連付けられています。多くの物理的用途を持つ興味深いフィンスラー幾何学は、それぞれランダース型とクロピナ型の幾何学です。フィンスラー幾何学のサブクラスは、振動するフィンスラー空間によって表されます。この空間では、内部変数は基本多様体座標のみの関数です。振動するフィンスラー幾何学では、リーマン計量のレヴィ・チヴィタ接続であるという驚くべき特性を持つバーテル接続が導入されます。本研究では、バルテル-クロピナ型の幾何学の重力的および宇宙論的意味を考察します。このジオメトリでは、Ricciタイプの曲率は、標準のアインシュタイン方程式によって物質のエネルギー運動量テンソルに関連していると想定しています。Barthel-Kropina幾何学の一般化されたフリードマン方程式は、背景のリーマン計量がフリードマン-ルメートル-ロバートソン-ウォーカー型であることを考慮して得られます。物質のエネルギーバランス方程式も導き出されます。モデルの宇宙論的性質が詳細に調査され、モデルがド・ジッター型の解を認め、有効な暗黒エネルギー成分も生成できることが示されています。一般化されたフリードマン方程式を数値積分することにより、いくつかの宇宙論的解も得られます。観測データと標準の$\Lambda$CDMモデルを使用した2つの特定のクラスのモデルの比較も実行され、Barthel-Kropinaタイプのモデルが観測の十分な説明を提供することがわかります。
相対論的プラズマにおける磁気乱流のスペクトル
| Title |
Spectra_of_magnetic_turbulence_in_a_relativistic_plasma |
| Authors |
Cristian_Vega,_Stanislav_Boldyrev,_Vadim_Roytershteyn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.04530 |
強いバックグラウンド磁場を持つ磁気的に支配された無衝突相対論的プラズマにおける強いAlfv\'enic乱流の現象論的および数値的研究を提示します。非相対論的ケースとは対照的に、そのような乱流のエネルギーは磁気的および電気的変動に含まれています。このような乱流は、準中性が壊れた状態で強く磁化された非相対論的プラズマの乱流に類似していると主張します。相対論的ペアプラズマにおける乱流の2Dパーティクルインセル数値シミュレーションでは、全エネルギーのスペクトルのスケーリングが$k^{-3/2}$であるのに対し、磁気エネルギーと電気エネルギーの差は、-残留エネルギーと呼ばれ、スケーリングは$k^{-2.4}$です。スケール$\ell$での電気的および磁気的変動は、$\cos\phi_\ell\propto\ell^{1/4}$に近いアライメント角度スケーリングで動的アライメントを示します。（相対論的）プラズマ慣性スケールよりも小さいスケールでは、相対論的慣性Alfv\'en乱流のエネルギースペクトルは$k^{-3.5}$に急勾配になります。
穀物の天体化学のための正確で費用効果の高い計算方法を求めて氷上を滑走する：HCN異性化の不可解な事例
| Title |
Gliding_on_ice_in_search_of_accurate_and_cost-effective_computational_methods_for_astrochemistry_on_grains:_the_puzzling_case_of_the_HCN_isomerization |
| Authors |
Carmen_Baiano,_Jacopo_Lupi,_Vincenzo_Barone,_Nicola_Tasinato |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.04642 |
氷の粒子表面でのシアン化水素のイソシアン化水素への異性化は、結合クラスター仮説に根ざした正確な複合法（jun-Cheap）と密度汎関数法によって調査されます。比較的小さなモデルシステムHCN-（H2O）2のjun-Cheap結果に対して、ジオメトリと反応エネルギーの両方の密度汎関数予測をベンチマークした後、最もパフォーマンスの高いDFTメソッドが選択されます。次に、20個の水分子を含む大きなクラスターをQM/QM$$アプローチ内で使用して、氷のような粒子の表面を模倣した現実的な環境を含めます。私たちの結果は、4つの水分子がプロトンリレーメカニズムに直接関与していることを示しています。これにより、孤立した分子で発生する直接水素移動に関して、活性化エネルギーが大幅に減少します。3層QM/QM'/MMモデルのフレームワークでクラスターのサイズを192水分子までさらに拡張しても、異性化を支配するエネルギー障壁への影響はごくわずかです。遷移状態理論による反応速度の計算は、氷の表面では、トンネリングによって効果的に克服できる活性化エネルギーの減少のおかげで、低温でもHNCからHCNへの異性化が非常に簡単に発生する可能性があることを示しています。
合理化された金星大気プローブの最小質量制限
小型で消耗品のドロッププローブは、金星の下層大気で測定を行うための魅力的な方法であり、高度50kmを超える良性の温度領域に留まらなければならないオービターまたは空中プラットフォームの機能を強化します。ただし、プローブの小型化は、従来のペイロードに熱および圧力保護を提供する必要性によって妨げられています。この論文は、金星の表面までずっと作動する絶縁された圧力容器プローブの最小質量限界を決定します。プローブの性能と主要なシステムコンポーネントの質量のスケーリング則は、関連する物理学をキャプチャする単純なモデルを使用して明示的に導出されます。プローブの合理化は、システムの質量を減らすための非常に効果的な戦略であることがわかっていますが、データの収集と送信に利用できる時間も短縮します。トレードオフ、ガイドライン、および設計チャートは、一連の小型化されたプローブについて提示されています。必要な科学測定を標準の金星降下タイムラインよりも速く実行できる場合、5キログラムのオーダーの総システム質量は合理化されたプローブでもっともらしいです。
CDFIIの結果に照らした一重項拡張とWボソン質量
| Title |
Singlet_extensions_and_W_boson_mass_in_the_light_of_the_CDF_II_result |
| Authors |
Kodai_Sakurai,_Fuminobu_Takahashi_and_Wen_Yin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.04770 |
最近、CDFの衝突により、$\sqrt{s}=1.96$の$8.8$fb$^{-1}$に基づいて、Wボソンの質量$M_W=80433.5\pm9.4\、$MeVの正確な測定値が報告されました。FermilabTevatronのCDFII検出器からのTeV$p\bar{p}$衝突データ。これは、標準モデルの予測から約$7\sigma$離れており、$M_{W}^{\rmSM}=80357\pm6\、$MeVです。このような大きな不一致は、WボソンとZボソンの質量間の関係を放射的に変化させるエキゾチック粒子に部分的に起因している可能性があります。この手紙では、Wボソン質量のシフトに焦点を当てた標準模型の一重項拡張を研究します。電弱斜めパラメータ、B中間子崩壊、LEP、およびLHCからの境界を使用して、実際の一重項場を使用した最小拡張では、Wボソンの質量シフトは最大で数MeVであり、したがって、CDFIIの結果とSMの予測の間の緊張。次に、一重項が目に見えないほど崩壊することを許可されたときに、さまざまな境界がどれだけ緩和されるかを調べ、ヒッグス信号強度からの境界のために、Wボソン質量の増加が$5$MeVを超えないことを見つけます。また、ミューオン$g-2$異常、アクシオン/隠された光子暗黒物質、ハッブル張力の可能な緩和としての自己相互作用ダークラディエーションなどの一重項拡張の現象論的および宇宙論的意味についても説明します。
相互作用する暗い宇宙の摂動
この論文では、ダークエネルギーの相互作用モデルを検討し、ダークセクターの進化を調べました。摂動方程式を数値的に解くことにより、物質の成長と暗黒エネルギーの変動に関する痕跡を研究しました。結合項の相互作用強度が高い場合、進化の初期段階でダークエネルギー密度の変動に目に見える痕跡が観察されることがわかっています。
単一場インフレーションにおける非ガウスパラメータ空間の摂動領域
立方体の自己相互作用によって生成された単一フィールドのインフレーションにおける曲率摂動の2点関数に対する1ループ補正を計算します。曲率摂動の観測された赤傾斜スペクトルを組み込むと、関連する1ループ補正は有限値を取り、スペクトル傾斜に反比例します。1ループ補正をツリーレベルの寄与よりもはるかに小さくする必要があると、原始的な非ガウス性の上限につながります。非ガウスパラメータ空間の観測的に許可された領域は、1ループ補正がツリーレベルの寄与よりも小さい領域に完全に含まれていることがわかりますが、前者をたとえば、後者の10％または1％は、観測的に許可された領域の重要な部分が除外されます。将来の観測で非ガウス性がそのような領域にあると結論付けられた場合、正確な宇宙論を達成するために、スペクトルに高次の補正を組み込むことが重要になります。いくつかの極端なケースでは、それは単一フィールドのインフレーションの文脈での宇宙論的摂動理論の崩壊を示しているかもしれません。
