21cm宇宙論のための直接最適マッピング：再イオン化アレイの水素エポックによるデモンストレーション
| Title |
Direct_Optimal_Mapping_for_21cm_Cosmology:_A_Demonstration_with_the_Hydrogen_Epoch_of_Reionization_Array |
| Authors |
Zhilei_Xu,_Jacqueline_N._Hewitt,_Kai-Feng_Chen,_Hongguen_Kim,_Joshua_S._Dillon,_Nicholas_S._Kern,_Miguel_F._Morales,_Bryna_J._Hazelton,_Ruby_Byrne,_Nicolas_Fagnoni,_Eloy_de_Lera_Acedo,_Zara_Abdurashidova,_Tyrone_Adams,_James_E._Aguirre,_Paul_Alexander,_Zaki_S._Ali,_Rushelle_Baartman,_Yanga_Balfour,_Adam_P._Beardsley,_Gianni_Bernardi,_Tashalee_S._Billings,_Judd_D._Bowman,_Richard_F._Bradley,_Philip_Bull,_Jacob_Burba,_Steven_Carey,_Chris_L._Carilli,_Carina_Cheng,_David_R._DeBoer,_Matt_Dexter,_Nico_Eksteen,_John_Ely,_Aaron_Ewall-Wice,_Randall_Fritz,_Steven_R._Furlanetto,_Kingsley_Gale-Sides,_Brian_Glendenning,_Deepthi_Gorthi,_Bradley_Greig,_Jasper_Grobbelaar,_Ziyaad_Halday,_Jack_Hickish,_Daniel_C._Jacobs,_Austin_Julius,_MacCalvin_Kariseb,_Joshua_Kerrigan,_Piyanat_Kittiwisit,_Saul_A._Kohn,_Matthew_Kolopanis,_Adam_Lanman,_Paul_La_Plante,_Adrian_Liu,_Anita_Loots,_Yin-zhe_Ma,_David_Harold_Edward_MacMahon,_Lourence_Malan,_Cresshim_Malgas,_Keith_Malgas,_Bradley_Marero,_Zachary_E._Martinot,_Andrei_Mesinger,_Mathakane_Molewa,_Tshegofalang_Mosiane,_Steven_G._Murray,_Abraham_R._Neben,_Bojan_Nikolic,_Hans_Nuwegeld,_Aaron_R._Parsons,_Nipanjana_Patra,_Samantha_Pieterse,_Jonathan_C._Pober,_Nima_Razavi-Ghods,_James_Robnett,_Kathryn_Rosie,_Peter_Sims,_Craig_Smith,_Hilton_Swarts,_Nithyanandan_Thyagarajan,_Pieter_Van_Van_Wyngaarden,_Peter_K._G._Williams,_Haoxuan_Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.06021 |
21cm宇宙論の明確な統計的特性を備えた広視野画像への欲求に動機付けられて、干渉測定方程式を使用して空の最尤推定量を計算する最適なマッピングパイプラインを実装します。水素再電離エポック（HERA）フェーズI観測からのデータを使用して、この直接最適マッピングを示します。シミュレーションデータを使用してパイプラインを検証した後、帯域幅100kHzの166MHzで4つの空のモデルを比較するための最尤法の性能指数を作成します。HERAデータはGLEAMカタログと$<$10％一致しています。GLEAMポイントソースを差し引いた後、HERAデータは、異なる連続体の空のモデルを区別し、Byrneetal。からのモデルのほとんどのサポートを提供します。2021.HERAフェーズIデータをマッピングするための計算コストを報告し、HERA320アンテナデータの計算を予測します。どちらも、最新のサーバーで実行可能です。このアルゴリズムは、他の干渉計に広く適用可能であり、広視野および非共面アレイに有効です。
豊富な銀河団におけるAGNフィードバックへの非中央電波銀河の寄与
| Title |
The_contribution_of_non-central_radio_galaxies_to_AGN_feedback_in_rich_galaxy_clusters |
| Authors |
Ruchika_Seth,_Ewan_O'Sullivan,_Biny_Sebastian,_Somak_Raychaudhury,_Gerrit_Schellenberger,_Christopher_P._Haines |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.06102 |
非中央電波銀河による銀河団ガス（ICM）の加熱の可能性を決定することを目的とした、6つの巨大な銀河団の複合電波/X線研究を提示します。非中心銀河の電波ローブに関連するX線空洞は一般に検出できないため、ジェット源を特定してそのサイズを推定するために巨大メートル波電波望遠鏡610〜MHz観測を使用し、周囲のICMの圧力を推定するためにチャンドラデータを使用します。ラジオでは、6つのクラスターのうち5つをカバーするアリゾナクラスター赤方偏移調査（ACReS）の分光調査限界（M*K+2.0）を超える銀河の4.5％を検出します。これらの約10分の1は拡張電波源です。中赤外線データから決定された星形成（SF）率を使用して、各銀河の星の種族からの電波光度への予想される寄与を推定し、未解決または低解像度の電波源のほとんどが星形成が支配的である可能性が高いことを発見します。私たちの電波データの比較的低い周波数と優れた空間分解能により、星形成の放出を星の質量が約10^9.5Msolの銀河まで追跡することができます。（AGNが支配的な）ジェット/ローブとテールソースのエンタルピーを推定し、未解決のラジオジェットから利用できるエネルギーに制限を設けます。ジェットパワーは〜10^43-10^46erg/sの範囲で、最も明るい銀河団のジェットパワーに匹敵します。私たちの結果は、クラスター中央ソースが長期的にICM冷却のバランスをとる主要な要因である一方で、非中央ソースが重大な影響を与える可能性があり、さらなる調査が可能であり、保証されることを示唆しています。
一般相対性理論が重力の正確なモデルである場合、宇宙の加速膨張の観測的証拠は、その説明のためにダークエネルギーを必要とします。しかし、ダークエネルギーは不思議な量であり、その性質についてはあまり知らないので、ダークエネルギーを理解することは刺激的な科学的挑戦です。宇宙論的ダークエネルギーモデルは、宇宙の低赤方偏移部分と高赤方偏移部分でかなりよくテストされています。低赤方偏移の最も高い$z\sim2.3$領域は、バリオン音響振動（BAO）測定によってプローブされ、唯一の高赤方偏移プローブは、赤方偏移空間の$z\sim1100$部分をプローブする宇宙マイクロ波背景放射異方性です。。中間の赤方偏移範囲$2.3<z<1100$では、観測プローブはほんの一握りであり、宇宙論モデルはこの地域では十分にテストされていません。この論文では、現在のBAO限界を超える観測データを使用して、一般相対論的宇宙論的ダークエネルギーモデルの3つのペアを制約します。クエーサーX線およびUVフラックス測定を使用します。これらのデータの現在のバージョンは、$0.009\leqz\leq7.5413$に及びます。これらのデータのほとんどは、提案された方法を使用して標準化できないことを発見しました。ただし、これらのデータの下位の赤方偏移部分である$z\lesssim1.5-1.7$は標準化可能であり、下位の$z$の宇宙論的制約を導出するために使用できます。私たちが使用する別のデータセットは、$0.3399\leqz\leq8.2$にまたがるガンマ線バースト測定です。これらのデータから導き出された宇宙論的制約は、より確立された宇宙論的プローブから得られたものよりもかなり弱いですが、それと一致しています。また、半径と光度の関係を使用して、赤方偏移範囲$0.0033\leqz\leq1.89$で残響で測定された78個のMgIIタイムラグクエーサーを調査および標準化します。また、$0.0023\leqz\leq0.89$にまたがる118の残響測定H$\beta$タイムラグクエーサーを研究します。
UNIONS：弱いレンズ効果のピークカウントに対する系統的エラーの影響
| Title |
UNIONS:_The_impact_of_systematic_errors_on_weak-lensing_peak_counts |
| Authors |
Emma_Ay\c{c}oberry,_Virginia_Ajani,_Axel_Guinot,_Martin_Kilbinger,_Valeria_Pettorino,_Samuel_Farrens,_Jean-Luc_Starck,_Rapha\"el_Gavazzi,_Michel_J._Husdon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.06280 |
UNIONSは、北の空の継続的な深部測光マルチバンド調査です。UNIONSの一部として、CFISは、宇宙論的推論のための弱いレンズ効果のピークカウントを研究するために使用するrバンドデータを提供します。UNIONS調査では、弱いレンズ効果のピーク数の体系的な影響と、それらが宇宙論的パラメーターに与える影響を評価します。特に、ローカルキャリブレーション、メタキャリブレーションシアバイアス、バリオンフィードバック、ソース銀河の赤方偏移の推定、固有のアライメント、およびクラスターメンバーの希釈に関する結果を示します。それぞれの不確実性と体系的な効果について、緩和スキームと宇宙論的パラメーターの制約への影響について説明します。CFISデータとMassiveNuSN体シミュレーションをピークカウント統計のモデルとして使用して、MCMCから宇宙論的パラメーターの制約を取得します。キャリブレーション（ローカル対グローバル、および残差乗法せん断バイアスの包含）に応じて、平均物質密度パラメーター$\Omega_m$は$-0.024$（$-0.5\sigma$）までシフトできます。また、バリオン補正を含めると、DMのみのシミュレーションに関して$\Omega_m$が$+0.027$（$+0.5\sigma$）シフトする可能性があることもわかります。信号からノイズへのカットによって固有のアライメントとクラスターメンバーの希釈の影響を減らすと、$\Omega_m$が$+0.027$（$+0.5\sigma$）シフトする可能性があります。最後に、平均赤方偏移の不確実性が$\Delta\bar{z}=0.03$であるため、$\Omega_m$（$+0.001$は$+0.02\sigma$に対応）のシフトは重要ではないことがわかります。この論文では、UNIONSの弱いレンズ効果のデータを使用して初めて調査し、体系的な効果の影響をピークカウントします。$\Omega_m$の値が最も影響を受け、各体系の選択に応じて$0.5\sigma$に対応する$\sim0.03$までシフトする可能性があります。現在のパイプラインが出発点となる将来の（より大きな）データカタログで、制約の信頼性が高まると予想されます。
Planck2018によるイオン化履歴への影響からの原始磁場への制約
両極拡散による散逸と再結合後のイオン化履歴に対するMHD減衰乱流効果を通じて、原始磁場に対する以前のCMB異方性制約を更新および拡張します。最新のPlanck2018データリリースを使用して制約を導き出します。これにより、Eモード偏光が改善され、Planck2015に関して全体的に厳しい制約になります。また、SROLL2マップ作成アルゴリズムによって取得された低マルチポールEモード偏光尤度を使用します。特に正のスペクトルインデックスの場合、Planck2018ベースラインよりも大きな磁場振幅とどのように互換性があるかに注意してください。効果の組み合わせによる磁場の振幅に対する95％のCL制約は、磁気を無視することにより、Planck2018（SROLL2）の$\sqrt{\langleB^2\rangle}<0.69（<0.72）$nGです。スペクトルインデックス。また、変化を許容する減衰スケールの影響と、磁場効果とレンズ振幅パラメーターの間の相互作用についても調査します。
これは、電弱相互作用の直前に始まる標準模型時代の第一原理宇宙論を構築するためのプロジェクトの短い要約です。宇宙論は、完全にSMと一般相対性理論内の単純な初期状態から導き出されます。初期状態は半古典的であり、SM運動方程式の古典的解の近くに集中しており、いくつかの単純な条件によって正確に指定されます。暗黒物質は古典的な効果であり、SU（2）-弱いゲージ場とヒッグス場のコヒーレント状態です。主要な秩序である古典的な宇宙には、暗黒物質のみが含まれています。通常の問題は、古典的な軌道の周りのSMフィールドの変動による修正です。初期状態では、均質で等方性の平坦な宇宙が生成されます。調整可能なパラメータはありません。SMを超える物理は呼び出されません。これまでのところ、古典的な計算のみが行われています。変動の時間発展はまだ計算されていません。
リロードされたLyMAS：暗黒物質の密度と速度のフィールドからの大規模なライマン-{\alpha}森林統計の予測の改善
| Title |
LyMAS_reloaded:_improving_the_predictions_of_the_large-scale_Lyman-{\alpha}_forest_statistics_from_dark_matter_density_and_velocity_fields |
| Authors |
S._Peirani,_S._Prunet,_S._Colombi,_C._Pichon,_D.H._Weinberg,_C._Laigle,_G._Lavaux,_Y._Dubois_and_J._Devriendt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.06365 |
中程度の解像度からライマン-{\alpha}フォレスト（Ly-{\alpha}）の大規模な3Dクラスタリング統計を予測することを目的とした「Lyman-{\alpha}マスアソシエーションスキーム」の改良版であるLyMAS2を紹介します。暗黒物質（DM）分布のシミュレーション、少量の高解像度流体力学的シミュレーションからの事前のキャリブレーション。この研究では、キャリブレーションは、ホライゾン-AGNスイートシミュレーション（100Mpc/h）^3の移動量から導き出され、ウィーナーフィルタリングを使用して、暗黒物質の密度と速度場からの情報（つまり、速度分散、渦度、視線1d）を組み合わせます。-発散と3d-発散）。SDSS-IIIBOSSサーベイのスペクトル分解能とさまざまな暗黒物質の平滑化（0.3、0.5、1.0Mpc/hの共動距離）を考慮しながら、すべての新しい予測は赤方偏移空間でz=2.5で行われました。暗黒物質フィールドのさまざまな組み合わせを試しましたが、Horizon-noAGN暗黒物質フィールドに適用されたLyMAS2は、特にDMの過密度が速度に関連している場合に、Ly-{\alpha}3dクラスタリング統計の予測を大幅に改善することがわかりました。分散または渦度フィールド。流体力学的シミュレーションの傾向と比較すると、LyMAS2で生成された疑似スペクトルの2点相関関数は、高角度でも約5％の相対差で回復でき、フラックス1dパワースペクトル（視界の光に沿って）は約2です。％およびフラックス1d確率分布関数は正確に機能します。最後に、はるかに信頼性が高く正確な理論的予測につながると期待されるいくつかの大きな模擬BOSSスペクトル（1.0および1.5Gpc/h）を作成しました。
強い重力レンズとIa型超新星観測を使用して、光速の時間変化の可能性と微細構造定数を制限する
| Title |
Constraining_a_possible_time-variation_of_the_speed_of_light_along_with_the_fine-structure_constant_using_strong_gravitational_lensing_and_Type_Ia_supernovae_observations |
| Authors |
L._R._Cola\c{c}o,_S._J._Landau,_J._E._Gonzalez,_J._Spinelly,_and_G._L._F._Santos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.06459 |
大数仮説がディラックによって提案されて以来、自然の基本定数の可能な時間変動は活発な研究対象となっています。この論文では、強い重力レンズ（SGL）とIa型超新星（SNeIa）観測。べき乗則指数モデル（PLAW）を支持するレンズ型銀河の質量分布を記述するための一般的なアプローチを想定しています。また、暴走ディラトンモデルを考慮して、$\alpha$の時間変動の可能性を説明します。結果を深く調査するために、SGLサンプルをレンズの恒星速度分散に従って5つのサブサンプルに分割し、レンズの赤方偏移に従って3つのサブサンプルに分割しました。結果は、システムを個別に扱うことが合理的であることを示唆していますが、$c$が変動するという強い兆候は見つかりませんでした。
銀河系外ファラデー回転への磁化された銀河系流出の寄与
| Title |
The_contribution_of_magnetized_galactic_outflows_to_extragalactic_Faraday_rotation |
| Authors |
Andres_Aramburo-Garcia,_Kyrylo_Bondarenko,_Alexey_Boyarsky,_Andrii_Neronov,_Anna_Scaife_and_Anastasia_Sokolenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.06475 |
星形成と活動銀河核によって引き起こされる銀河の流出は、それらの局所環境に泡を吹き込み、銀河磁場を銀河間空間に運びます。銀河系外の電波源のファラデー回転測定（RM）に対するこれらの磁化された気泡の赤方偏移に依存する効果を調査します。IllustrisTNG宇宙論的シミュレーションを使用して、初期宇宙で発生したシードフィールドに起因すると予想される体積充填磁気コンポーネントの寄与から磁気バブルからの寄与を分離します。この分離を使用して、各コンポーネントの赤方偏移依存性を抽出し、TNGモデルの予測をNRAOVLASkySurvey（NVSS）の観測測定値と比較します。磁化された気泡は、赤方偏移に依存しない$\langle|{\rmRM}|を使用して、銀河系外RMにかなりの貢献をすることがわかります。赤方偏移$z\ge2$のソースの場合は\rangle\simeq13$rad/m$^2$。これは、この赤方偏移範囲のNVSSデータから検出された$16$rad/m$^2$の平均残留RMに近い値です。IllustrisTNGシミュレーションを使用して、個々のホスト銀河からの残留RMへの寄与についての単純なモデルも評価し、この寄与が高赤方偏移では無視できることを示します。IllustrisTNGモデルの磁気バブルからの寄与は、現在、残留RMの観測測定と互換性がありますが、ラッピングの不確かさがない次世代のRMスカイサーベイは、統計が大きく、感度が高いため、予測されたフラットを観測できるはずです。大きな赤方偏移での磁気バブルからの寄与。これにより、磁気バブルを実験的に調べ、宇宙論的シミュレーションで銀河フィードバックのモデルをチェックできるようになります。
惑星質量コンパニオンSR12cの周りのディスクのALMA発見
| Title |
ALMA_Discovery_of_a_Disk_around_the_Planetary-mass_Companion_SR_12_c |
| Authors |
Ya-Lin_Wu,_Brendan_P._Bowler,_Patrick_D._Sheehan,_Laird_M._Close,_Joshua_A._Eisner,_William_M._J._Best,_Kimberly_Ward-Duong,_Zhaohuan_Zhu,_Adam_L._Kraus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.06013 |
アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ0.88mm（バンド7）の降着円盤の連続検出を報告します。SR12cは、ホストバイナリを周回する$\sim$11$M_{\rmJup}$惑星質量コンパニオン（PMC）です。980auで。これは、広いPMCの周りの周惑星円盤の最初のサブミリ波検出です。ディスクの磁束密度は$127\pm14〜\mu$Jyであり、$\sim$0.1"ビームによって解決されないため、ダストディスクの半径は5au未満である可能性が高く、ダストの連続体が光学的に小さい場合ははるかに小さくなる可能性があります。ただし、ダスト放出が光学的に薄い場合、SR12cディスクのダスト質量はPDS70c付近の周惑星円盤に匹敵しますが、$\sim$12$M_{\の約5分の1です。rmJup}$自由浮遊OTS44。これは、束縛された惑星質量オブジェクトと束縛されていない惑星質量オブジェクトの周りの円盤が広範囲の質量にまたがることができることを示唆しています。yr$^{-1}$は、100を超えるガス対ダスト比を意味します。雲の吸収が重要でない場合、${}^{12}$CO（3-2）が検出されない場合は、周囲にコンパクトなガスディスクがあることを意味します。SR12c。将来の敏感な観測では、0.88mmのフラックス密度$\lesssim$100$\mu$Jyでより多くのPMCディスクが検出される可能性があります。
地球の周りの静止軌道に高アルベドオブジェクトのバックグラウンド集団がありますか？
| Title |
Is_there_a_background_population_of_high-albedo_objects_in_geosynchronous_orbits_around_Earth? |
| Authors |
Beatriz_Villarroel,_Enrique_Solano,_Hichem_Guergouri,_Alina_Streblyanska,_Lars_Mattsson,_Rudolf_E._B\"ar,_Jamal_Mimouni,_Stefan_Geier,_Alok_C._Gupta,_Vanessa_Okororie,_Khaoula_Laggoune,_Matthew_E._Shultz,_Robert_A._Freitas_Jr.,_Martin_J._Ward |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.06091 |
人間の宇宙飛行時代以前に撮影された古いデジタル化された天文画像は、既知の人工衛星がない空のユニークなビューを提供します。この論文では、Villarroeletal。で提案された方法に従って、地球の近くの非地上の遺物を初めて光学的に検索しました。（2022）。FirstPalomarSkySurveyに含まれている画像を使用して、点状であることに加えて整列している同時（プレート露光時間中）のトランジェントを検索します。整列した過渡現象の最も有望な候補の候補リストを提供します。これは、偶然に星のような明るさプロファイルを持つプレートの欠陥から天体の光源を分離するために顕微鏡の助けを借りて調べる必要があります。さらに、地球の周りの静止軌道にある高アルベドオブジェクトからの高速反射の観点から、1つの可能な、しかし一意ではない解釈を調査します。将来の研究で各複数の一時的な候補が除外された場合、推定面密度は、地球の周りの静止軌道における$<10^{-9}$オブジェクトkm$^{-2}$非地上アーティファクトの上限になります。最後に、私たちは、空に同時に現れて消える複数の光源の観測と分析は、それらの起源に関係なく、さらに注意を払う価値があると結論付けています。
トランジションディスクからの反射光のモデルグリッド
原始惑星系円盤の塵は惑星形成の重要な成分であり、散乱した恒星光のモデルシミュレーションと定量的イメージング偏光測定で調べることができます。この研究では、反射光の強度と偏光を計算して星周円盤を調べます。ディスクによる光子の散乱と吸収は、平面に平行なほこりっぽい大気によって各点で近似された単純な回転対称モデルのグリッドに対してモンテカルロ法で計算されます。単純なディスクモデルの結果は、強度$I/I_{\star}$、方位角偏光$Q_{\varphi}/I_{\star}$、および分数偏光$p_{\varphi}$の測定値をよく再現しています。よく観察されたトランジションディスクについて報告されています。それらは、散乱放射のディスク形状への依存性とダスト散乱パラメータを詳細に説明しています。ディスクプロパティに対する特に強い制約は、特定の診断量から取得できます。したがって、それらは、特にディスク内のダスト粒子の散乱特性を抑制または決定する際に、定量的測定の分析のための診断ツールとして使用することができます。惑星形成ディスクで散乱する塵の性質を理解するには、多くのシステムでこのような情報を収集して比較する必要があります。
近くのM矮星Gl514の分光学的モニタリングの四半世紀。ハビタブルゾーンに出入りする離心率軌道上のスーパーアース
| Title |
A_quarter_century_of_spectroscopic_monitoring_of_the_nearby_M_dwarf_Gl_514._A_super-Earth_on_an_eccentric_orbit_moving_in_and_out_of_the_habitable_zone |
| Authors |
M._Damasso,_M._Perger,_J._M._Almenara,_D._Nardiello,_M._P\'erez-Torres,_A._Sozzetti,_N._C._Hara,_A._Quirrenbach,_X._Bonfils,_M._R._Zapatero_Osorio,_N._Astudillo-Defru,_J._I._Gonz\'alez_Hern\'andez,_A._Su\'arez_Mascare\~no,_P._J._Amado,_T._Forveille,_J._Lillo-Box,_Y._Alibert,_J._A._Caballero,_C._Cifuentes,_X._Delfosse,_P._Figueira,_D._Galad\'i-Enr\'iquez,_A._P._Hatzes,_Th._Henning,_A._Kaminski,_M._Mayor,_F._Murgas,_D._Montes,_M._Pinamonti,_A._Reiners,_I._Ribas,_V._J._S._B\'ejar,_A._Schweitzer,_and_M._Zechmeister |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.06376 |
近く（7.6pc）と明るい（$V=9$mag）初期型M矮星Gl514の周りの惑星の仲間の存在を調査し、HIRES、HARPS、およびCARMENESスペクトログラフで約25年間に収集された540の視線速度を分析しました。。データは、ガウス過程回帰に基づいて3つの異なるモデルのテストを除外した、恒星の活動による2〜3ms$^{-1}$のレベルの時間相関信号の影響を受けます。健全性のクロスチェックとして、3つの異なるアルゴリズムで抽出されたHARPS視線速度を使用して分析を繰り返しました。HIRESの視線速度とヒッパルコス-ガイアの位置天文学を使用して、長周期のコンパニオンの存在に制約を課し、TESS測光データを分析しました。Gl514が、おそらく離心率の軌道上でスーパーアースをホストし、その軌道周期のほぼ$34\％$の間、保守的なハビタブルゾーンに存在するという強力な証拠を発見しました。惑星Gl514bの最小質量は、$m_b\sini_b=5.2\pm0.9$$M_{\rmEarth}$、公転周期は$P_b=140.43\pm0.41$日、離心率は$e_b=0.45^{です。+0.15}_{-0.14}$。TESS光度曲線にはトランジットの証拠はありません。視線速度に長期間の伴星があるという証拠はなく、位置天文学に基づいて、$\sim3-10$auの距離にある$\sim0.2$$M_{\rmJup}$惑星を除外できます。、そして巨大な巨大惑星/褐色矮星は数十auになります。Gl514bよりもホストからの距離が短い2番目の低質量コンパニオンの存在の可能性について説明します。Gl514bは、離心率軌道上の惑星の居住可能性を研究するための興味深い科学事例を表しています。より正確で正確な惑星パラメータを取得するために、追加の分光学的フォローアップを提唱します。サブ\msおよびより短い周期の信号を調査するために、さらなるフォローアップも必要です。
自転と公転した太陽系外惑星の大気循環のさまざまな成分に関連する温度構造
| Title |
Temperature_Structures_Associated_with_Different_Components_of_the_Atmospheric_Circulation_on_Tidally_Locked_Exoplanets |
| Authors |
Neil_T._Lewis,_Mark_Hammond |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.06503 |
自転と公転した太陽系外惑星からの時間分解熱放射の観測は、それらの大気温度構造について私たちに教えてくれます。JWSTやARIELなどの望遠鏡は、これらの測定の品質と可用性を向上させます。これにより、気温構造、特に大気循環を決定するプロセスの理解が深まります。循環は、熱を輸送する能力だけでなく、水平方向の圧力コントラストによって循環パターンのバランスをとる必要があるため、大気温度を決定する上で重要です。したがって、特定の温度構造を意味します。この作業では、自転と公転した惑星の地球の気温場を、大気循環のさまざまな要素によってバランスが取れた寄与に分解する方法を示します。これらは、超回転ジェット、静止ロスビー波、および発散循環です。これを達成するために、ジオポテンシャルフィールドを発散循環と回転循環によってバランスの取れたコンポーネントに分割します。後者はジェット波とロスビー波で構成されます。分割されたジオポテンシャルは、静水圧関係を介した温度の対応する分割を意味します。これらの診断を理想化された大循環モデルのシミュレーションに適用して、別々の回転循環と発散循環が一緒になって全体の3次元大気温度構造を構成する方法を示します。また、各コンポーネントが、自転と公転の惑星の熱位相曲線にどのように異なる特徴を与えるかを示します。この分解は、その全体的な構造を説明する温度場の物理的に意味のある分離であり、熱放射の観測に適合させるために使用できると結論付けます。
Gaia EDR3 IIによる散開星団の3D形態：空間的および運動学的下部構造によって明らかにされた階層的星形成
| Title |
3D_Morphology_of_Open_Clusters_in_the_Solar_Neighborhood_with_Gaia_EDR3_II:_Hierarchical_Star_Formation_Revealed_by_Spatial_and_Kinematic_Substructures |
| Authors |
Xiaoying_Pang_(1_and_2),_Shih-Yun_Tang_(3_and_4),_Yuqian_Li_(1),_Zeqiu_Yu_(1),_Long_Wang_(5),_Jiayu_Li_(1),_Yezhang_Li_(1),_Yifan_Wang_(1),_Yanshu_Wang_(1),_Teng_Zhang_(1),_Mario_Pasquato_(6_and_7),_M.B.N._Kouwenhoven_(1)_((1)_Department_of_Physics,_Xi'an_Jiaotong-Liverpool_University,_(2)_Shanghai_Key_Laboratory_for_Astrophysics,_Shanghai_Normal_University,_(3)_Lowell_Observatory,_(4)_Department_of_Astronomy_and_Planetary_Sciences,_Northern_Arizona_University,_(5)_School_of_Physics_and_Astronomy,_Sun_Yat-sen_University,_(6)_Center_for_Astro,_Particle_and_Planetary_Physics,_New_York_University_Abu_Dhabi,_(7)_INFN-_Sezione_di_Padova) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.06000 |
GaiaEDR3データに基づく機械学習アルゴリズムStarGOを使用して、太陽近傍の65個の散開星団のメンバーを識別します。以前の研究（Pangetal。2021a、b;Lietal。2021）からの20のクラスターのメンバーを追加した後、85のクラスターを取得し、それらの形態と運動学を研究します。潮汐半径の外側の下部構造を4つのカテゴリに分類します。クラスター$<100$Myrの場合はフィラメント（f1）とフラクタル（f2）、クラスター$>100$Myrの場合はハロー（h）と潮汐尾（t）です。f1型クラスターの運動学的下部構造は伸長しています。これらは、破壊されたクラスターグループXに似ています。運動学的尾部は、t型クラスター、特にプレアデス星団で区別されます。4つの若い地域（Alessi20、IC348、LP2373、LP2442）で29の階層グループを識別します。これらのうち10個は新しいものです。階層グループはフィラメントネットワークを形成します。2つの領域（Alessi20、LP2373）は、グローバルな「直交」拡張（フィラメントに垂直な恒星運動）を示し、完全な分散を引き起こす可能性があります。落下のような流れ（フィラメントに沿った恒星の動き）は、UBC31およびIC348領域の関連する階層グループに見られます。LP2442領域（LP2442gp1-5）の恒星グループは、空間的によく混合されていますが、運動学的にコヒーレントです。LP2442サブグループでは、マージプロセスが進行中である可能性があります。若いシステム（$\lesssim30$Myr）の場合、平均軸比、クラスター質量、および半質量半径は、年齢の値とともに増加する傾向があります。構造パラメータ間のこれらの相関関係は、若い恒星グループの階層的形成シナリオで発生する2つの動的プロセスを意味する可能性があります：（1）フィラメントの溶解と（2）サブグループの合併。
オリオン腕のガス背骨としてのラドクリフ波
| Title |
The_Radcliffe_Wave_as_the_gas_spine_of_the_Orion_Arm |
| Authors |
Cameren_Swiggum,_Jo\~ao_Alves,_Elena_D'Onghia,_Robert_A._Benjamin,_Lekshmi_Thulasidharan,_Catherine_Zucker,_Eloisa_Poggio,_Ronald_Drimmel,_John_S._Gallagher_III,_Alyssa_Goodman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.06003 |
ラドクリフ波は$\sim3$kpcの長さのコヒーレントガス構造で、太陽の近くにある星形成複合体のほとんどを含んでいます。この手紙では、ガス構造とオリオン（ローカル）アームの間の可能な関係を調べることによって、ラドクリフ波の銀河系のコンテキストを見つけることを目指しています。ガスと若い星の銀河系の\textit{XY}空間分布を調査するために、キロパーセクスケールの3Dダストマップと組み合わせて、\textit{Gaia}EDR3位置天文学に基づく大質量星と若い散開星団のカタログを使用します。明るい青い星とラドクリフ波の間に準平行なオフセットがあり、ラドクリフ波の内側と下流に巨大な星とクラスターが本質的に見られます。外部銀河の渦巻腕で観測された色のグラデーションのコンテキストでこのオフセットを調べます。密度波理論、渦巻衝撃、およびトリガーされた星形成の間の相互作用を使用して、ガス/ダストとOB星のこの特定の配置を解釈しました。他の潜在的な説明も概説します。ラドクリフ波はオリオン（ローカル）アームのガス貯留層を構成し、銀河構造、天の川の分子雲の形成、星形成の間の界面を研究するための主要な実験室としての地位を示していると仮定します。
IC1459およびNGC4636グループのALMA/ACA CO調査：グループ銀河の分子ガスに対する環境の影響
| Title |
ALMA/ACA_CO_Survey_of_the_IC_1459_and_NGC_4636_Groups:_Environmental_Effects_on_the_Molecular_Gas_of_Group_Galaxies |
| Authors |
Bumhyun_Lee,_Jing_Wang,_Aeree_Chung,_Luis_C._Ho,_Ran_Wang,_Tomonari_Michiyama,_Juan_Molina,_Yongjung_Kim,_Li_Shao,_Virginia_Kilborn,_Shun_Wang,_Dawoon_E._Kim,_B._Catinella,_L._Cortese,_N._Deg,_H._D\'enes,_A._Elagali,_Bi-Qing_For,_D._Kleiner,_B._S._Koribalski,_K._Lee-Waddell,_J._Rhee,_K._Spekkens,_T._Westmeier,_O._I._Wong,_F._Bigiel,_A._Bosma,_B._W._Holwerda,_J._M._van_der_Hulst,_Sambit_Roychowdhury,_L._Verdes-Montenegro,_M._A._Zwaan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.06022 |
IC1459およびNGC4636グループの31個のHI検出銀河について、AtacamaCompactArray（ACA）を使用した12CO（J=1-0）イメージング調査の新しい結果を示します。これは、ゆるい銀河群に対する最初のCO画像調査です。2つの環境で合計16個の銀河について、十分に分解されたCOデータ（〜0.7-1.5kpc）を取得しました。ACACOデータをHIおよびUVデータと比較することにより、グループ環境が低温ガス成分（COおよびHIガス）および星形成活動に与える影響を調査します。COおよび/またはHIの形態がグループメンバーで乱されており、その一部は高度に非対称なCO分布を示しています（IC5264、NGC7421、NGC7418など）。xCOLDGASSサンプルの孤立した銀河と比較して、私たちのグループの銀河は、星形成率が低く、H2ガスの割合が低い傾向があります。我々の発見は、グループ環境が分子ガスを含む冷たいガス成分の分布と銀河の星形成特性を変えることができることを示唆している。これは、グループのような環境での前処理が銀河の進化において重要な役割を果たすことができるという証拠を裏付けています。
オリオン座プランク銀河コールドクランプのALMA調査（ALMASOP）：高密度のコア特性は原始星の多様性にどのように影響しますか？
| Title |
ALMA_Survey_of_Orion_Planck_Galactic_Cold_Clumps_(ALMASOP):_How_do_dense_core_properties_affect_the_multiplicity_of_protostars? |
| Authors |
Qiuyi_Luo,_Tie_Liu,_Kenichi_Tatematsu,_ShengYuan_Liu,_Pak_Shing_Li,_James_di_Francesco,_Doug_Johnstone,_Paul_F._Goldsmith,_Somnath_Dutta,_Naomi_Hirano,_ChinFei_Lee,_Di_Li,_KeeTae_Kim,_Chang_Won_Lee,_JeongEun_Lee,_Xunchuan_Liu,_Mika_Juvela,_Jinhua_He,_ShengLi_Qin,_HongLi_Liu,_David_Eden,_Woojin_Kwon,_Dipen_Sahu,_Shanghuo_Li,_FengWei_Xu,_Siju_Zhang,_ShihYing_Hsu,_Leonardo_Bronfman,_Patricio_Sanhueza,_VeliMatti_Pelkonen,_Jianwen_Zhou,_Rong_Liu,_Qilao_Gu,_Yuefang_Wu,_Xiaofeng_Mai,_Edith_Falgarone,_and_ZhiQiang_Shen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.06176 |
原始星から原始星への移行段階では、1つまたは複数の原始星が単一のガスコア内に形成される可能性があります。ただし、この移行の詳細な物理的プロセスは依然として不明です。オリオン座分子雲複合体（{\lambda}オリオン座、オリオン座B、オリオン座A）の43の原始星コアに向けて、アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）を使用した1.3mmのダスト連続体と分子線の観測結果を示します。\sim0.35（\sim140au）。合計で、13のバイナリ/複数のシステムを検出します。300〜8900auの分離範囲で、28％\pm4％の全体的な多重度頻度（MF）と51％\pm6％のコンパニオンスターフラクション（CSF）を導き出します。コンパニオンの分離の中央値は約2100auです。恒星の多重度の発生は、高密度コアの物理的特性に依存する可能性があります。特に、バイナリ/マルチシステムを含むものは、単一の星を形成するコアよりも高いガス密度とマッハ数を示す傾向があります。ガス密度が最も高く、中央部（オリオン大星雲クラスターまたはONC）で高質量星形成をホストするオリオンAGMCの一体型フィラメント（ISF）は、オリオンGMCの中で最も高いMFとCSFを示しています。対照的に、{\lambda}OrionisGiantMolecularCloud（GMC）は、OrionBおよびOrionAGMCよりもMFおよびCSFが低く、Hii領域からのフィードバックが複数のシステムの形成を抑制する可能性があることを示しています。また、バイナリ/複数のシステムを構成する原始星は、通常、異なる進化段階にあることもわかりました。
GASKAP-HIパイロット調査科学III：小マゼラン雲における低温ガスの偏りのない見方
| Title |
GASKAP-HI_Pilot_Survey_Science_III:_An_unbiased_view_of_cold_gas_in_the_Small_Magellanic_Cloud |
| Authors |
James_Dempsey,_N._M._McClure-Griffiths,_Claire_Murray,_John_M._Dickey,_Nickolas_M._Pingel,_Katherine_Jameson,_Helga_D\'enes,_Jacco_Th._van_Loon,_D._Leahy,_Min-Young_Lee,_S._Stanimirovi\'c,_Shari_Breen,_Frances_Buckland-Willis,_Steven_J._Gibson,_Hiroshi_Imai,_Callum_Lynn_and_C._D._Tremblay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.06285 |
小マゼラン雲（SMC）における中性水素（HI）吸収の最初の偏りのない調査を提示します。この調査では、オーストラリアのスクエアキロメーターアレイパスファインダー（ASKAP）望遠鏡を使用したパイロットHI観測を、GASKAP-HI吸収パイプラインでデータセットが処理された銀河ASKAPHI（GASKAP-HI）プロジェクトの一部として利用しています。このデータセットは、229の連続光源に対する吸収スペクトル、SMC領域で以前に公開された連続光源の数の275％の増加、およびSMCの以前の調査よりも吸収スペクトルの品質の向上を提供します。私たちの偏りのない見方は、放出と吸収の間の密接に一致したビームサイズと組み合わされて、SMCの2019ATCA調査よりも低い低温ガス派（11％）を明らかにし、SMC全体をより代表しています。また、光学的厚さはSMCのバー領域とウィング領域の間で大きく異なることがわかります。バーでは、光学的厚さは一般に低い（$\mathcal{R}_{\rmHI}\sim1.04$の光学的に薄いカラム密度の仮定に対する補正係数）が、カラム密度とともに直線的に増加することがわかります。ただし、翼では、カラム密度の範囲が狭いにもかかわらず、光学的厚さに大きなばらつきがあります。
20 $ \ leq $ SNR $<$30のLAMOSTDR8低解像度スペクトルからの恒星大気パラメータの推定
| Title |
Estimation_of_stellar_atmospheric_parameters_from_LAMOST_DR8_low-resolution_spectra_with_20$\leq$SNR$<$30 |
| Authors |
Xiangru_Li,_Zhu_Wang,_Si_Zeng,_Caixiu_Liao,_Bing_Du,_X._Kong,_Haining_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.06301 |
推定された恒星大気パラメータの精度は、スペクトル信号対雑音比（SNR）の低下とともに明らかに低下し、特にSNR$<$30の場合、この種の観測が大量に発生します。したがって、これらのスペクトルのパラメータ推定パフォーマンスを改善することは有用であり、この作業では、LAMOSTDR8低解像度スペクトルの（$T_\texttt{eff}、\log〜g$、[Fe/H]）推定問題を調査しました。20$\leq$SNR$<$30。機械学習技術に基づくデータ駆動型手法を提案しました。まず、このスキームは、LeastAbsoluteShrinkageandSelectionOperator（LASSO）によるスペクトルから恒星の大気パラメータに敏感な特徴を検出し、無効なデータコンポーネントと無関係なデータを拒否しました。次に、多層パーセプトロン（MLP）法を使用して、LASSO機能から恒星の大気パラメーターを推定しました。最後に、LASSO-MLPのパフォーマンスは、その推定値とAPOGEE（アパッチポイント天文台銀河進化実験）の高解像度スペクトルからの参照との間の一貫性を計算および分析することによって評価されました。実験によると、$T_\texttt{eff}、\log〜g$、[Fe/H]の平均絶対誤差（MAE）は、LASP（137.6K、0.195dex、0.091dex）からLASSO-MLP（84.32K、0.137dex、0.063dex）、これは恒星の大気パラメータ推定の明らかな改善を示しています。さらに、この作業では、LASSO-MLPを使用してLAMOSTDR8から20$\leq$SNR$<$30の低解像度スペクトル1,162,760の恒星大気パラメータを推定し、推定カタログ、学習モデル、実験コード、トレーニング済みモデル、トレーニングをリリースしました。科学的調査とアルゴリズム研究のためのデータとテストデータ。
最初の星形成に対する恒星質量原始ブラックホールの影響
宇宙論的な流体力学的ズームインシミュレーションと半解析的モデルを使用して、原始ブラックホール（PBH）が最初の星形成に及ぼす影響を研究します。私たちのモデルは、PBHとBH降着フィードバックによって引き起こされる初期（等曲率）摂動という2つの競合する効果を自己無撞着に組み合わせています。質量が$\sim30\\rmM_{\odot}$のPBHに焦点を当てると、分子冷却ミニハロでの最初の星形成の標準的な画像は、PBHによって変更されないことがわかります。これは、中央パーセクは、PBHが暗黒物質の$f_{\rmPBH}\sim10^{-4}-0.1$を構成する場合の$\rm\LambdaCDM$の場合と非常によく似ています。中心ガス密度が$10^{5}\\rmcm^{-3}$に達したときの動摩擦タイムスケールが$\sim2-10\\rmMyr$であるため、PBHが星に沈む可能性も低くなります。主系列星の段階で星と相互作用する可能性はありますが、円盤を形成し、原始星の進化に影響を与えます。より大きなスケールでは、PBHは星形成をより大きなハローにシフトし、構造形成を加速する傾向があります。後者の効果は、初期の過密度が高い領域でより強くなります。$f_{\rmPBH}\sim10^{-4}-0.01$（観測上の制約により許可）の場合、種族IIIの星をホストするハローの崩壊した質量分率は類似しています（$zで$\sim2$の係数内）\lesssim30$）を$\rm\LambdaCDM$に追加します。これは、$z\gtrsim10$での宇宙の星形成履歴に対する恒星質量PBHの影響が小さいことを意味します。また、原子冷却ハローでのPBH降着からのLyman-Werner光子が、直接崩壊BHの形成を促進する可能性があることもわかりました。
銀河の回転は、暗黒物質のハローを膨張させるのに有利です
| Title |
Galaxy_rotation_favors_prolate_dark_matter_haloes |
| Authors |
Adriana_Bariego_Quintana,_Felipe_J._Llanes-Estrada_and_Oliver_Manzanilla_Carretero_(Univ._Complutense_de_Madrid) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.06384 |
ヴェラ・ルービンと共同研究者によって発見され、SPARC銀河の回転データで非常に明白な平坦化回転速度$v（r）\to{\rm定数}$は、1次元少ないケプラーの法則と一致します。このように、それは銀河面に垂直な扁長軸を持つ細長い暗黒物質分布によって自然に再現されます。この理論的理解は、ここで報告する回転データへの詳細な適合によって裏付けられています。等しい暗黒物質プロファイルの場合、細長い分布は、純粋な球形のものよりも小さい$\chi^2$を提供します。$s=c/a\in（0、\infty）$は$s=1$の球形ハローに対応するため、算術平均ではなく、個々のハロー楕円率の幾何平均を使用することも提案します。通常報告される平均は扁平率に偏っており、扁平率のハローの大部分を明らかにすることができません。いくつかの独立してコード化されたフィッティング演習は、ほとんどのデータベースエントリに対して$s<1$を生成することに同意し、オブレート例外が理解され、分類されます。この可能性のある扁長は、地球の近くの推定暗黒物質密度に影響を及ぼします。
銀河系フッ素収支におけるAGB星の役割の追跡
フッ素の宇宙起源はまだ議論中です。漸近巨星分枝（AGB）星は、銀河系でFを効率的に合成するために提案された数少ない候補のひとつですが、それらの相対的な寄与は明らかではありません。この論文では、F合成の恒星収量モデルとAGB星の周りの流出におけるF含有分子の化学平衡モデルからの理論的研究を簡単にレビューします。AGBおよびAGB後の星に対するF含有種の以前の検出も強調表示されています。AGB星の流出におけるFの2つの主要なキャリアの1つであるAlFの高解像度ALMA観測は、AGB星のF予算の信頼できるトレーサーを提供できることを示唆します。これは、銀河系Fの予算におけるAGB星の役割を定量化するのに役立ちます。
宇宙の夜明けに銀河とクエーサーをつなぐほこりっぽいコンパクトな物体
| Title |
A_dusty_compact_object_bridging_galaxies_and_quasars_at_cosmic_dawn |
| Authors |
S._Fujimoto,_G._B._Brammer,_D._Watson,_G._E._Magdis,_V._Kokorev,_T._R._Greve,_S._Toft,_F._Walter,_R._Valiante,_M._Ginolfi,_R._Schneider,_F._Valentino,_L._Colina,_M._Vestergaard,_R._Marques-Chaves,_J._P._U._Fynbo,_M._Krips,_C._L._Steinhardt,_I._Cortzen,_F._Rizzo,_and_P._A._Oesch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.06393 |
ビッグバンからわずか7億年後に発光クエーサーが発見されて以来、初期の宇宙で超大質量ブラックホールがどのように形成され成長するかを理解することは大きな課題となっています。シミュレーションは、塵がひどく覆い隠されたスターバーストから出現し、ガスと塵を放出することによって覆い隠されていない明るいクエーサーに移行する、塵が赤くなったクエーサーの進化的シーケンスを示しています。最後のフェーズは7.6の赤方偏移であることが確認されていますが、光学波長と近赤外波長での赤方偏移のため、同様の赤方偏移では遷移クエーサーは見つかりませんでした。ここでは、z=7.1899+/-0.0005の赤方偏移でのダストに覆われたスターバーストに関連する紫外線コンパクトオブジェクトGNz7qの観測を報告します。ホスト銀河は、この時代の他の既知の天体よりも塵の放出が明るく、中心半径480パーセク内に年間1,600個の太陽質量の星を形成しています。遠紫外線の赤い点源は、深部の高解像度イメージングとスリットレス分光法で識別されます。GNz7qはX線で非常に弱いです。これは、ほこりっぽいスターバーストコアに独特の紫外線コンパクト星形成領域またはコンプトン厚のスーパーエディントンブラックホール降着円盤の出現を示しています。後者の場合、観測された特性は宇宙論的シミュレーションからの予測と一致しており、GNz7qが後の時代の不明瞭でない発光クエーサーの前身であることを示唆しています。
古典的セファイドのサンプルに基づく銀河の渦巻きパターンのパラメータの推定
周期-光度関係に基づいて決定された、Skowronetal。から取得した距離の非常に正確な推定値を持つ、銀河系の古典的セファイドのサンプルを検討します。2つのスパイラルアームセグメント（カリーナ-サジタリウスとアウターセグメント）の幾何学的特性を改良しました。この目的のために、80〜120Myrの範囲の年齢のCarina-Sagittariusアームに属する269個のCepheidを選択しました。それらから、採用された$R_0=8.1\pm0のスパイラルパターン$i=-11.9\pm0.2^\circ$のピッチ角とこのアームの位置$a_0=7.32\pm0.05$kpcを推定しました。.1$kpc。アウターアームでは、120〜300Myrの範囲の年齢の343個のCepheidを選択しました。それらから、$i=-11.5\pm0.5^\circ$と$a_0=12.89\pm0.06$kpcが見つかりました。すべての腕に1つのピッチ角を持つGalaxyのグランドデザイン渦巻パターンのモデルに準拠すると、この角度は$-12^\circ$に近いと結論付けることができます。
経験的なダスト減衰モデルは、TNG100銀河のより現実的なUVJ図につながります
| Title |
Empirical_Dust_Attenuation_Model_Leads_to_More_Realistic_UVJ_Diagram_for_TNG100_Galaxies |
| Authors |
Gautam_Nagaraj,_John_C._Forbes,_Joel_Leja,_Dan_Foreman-Mackey,_Christopher_C._Hayward |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.06449 |
塵の減衰は銀河ごとに大きく異なり、現時点では理論モデルの第一原理から再現することはできません。ナガラジらで。（2022）、我々は、星の種族の特性と投影された銀河の形状の関数として、ダスト減衰の最初のベイジアン人口モデルを開発しました。レストフレームのUVからIRまで。この論文では、このモデルを大容量宇宙論的シミュレーションTNG100からの銀河に適用します。UVJダイアグラムを作成し、シミュレートされた銀河に近似放射伝達を適用することにより、前の作業で得られたものと比較します。私たちの経験的モデルに基づくUVJダイアグラムは、特にほこりっぽい星形成銀河の数密度において、以前の取り組みよりも観測とよく一致していることがわかります。また、z〜1のTNGおよび3D-HST銀河の固有の無塵UVJダイアグラムを作成し、定性的な一致を見つけますが、10〜20％のレベルで残差があります。これらの違いは主に、TNG銀河が、観測された銀河よりも平均して29％若い星の種族を持ち、0.28デックス高い金属量を持っているという発見に起因する可能性があります。
球状星団の数と低質量銀河の銀河質量との関係の再考
| Title |
Revisiting_the_relation_between_the_number_of_globular_clusters_and_galaxy_mass_for_low_mass_galaxies |
| Authors |
Dennis_Zaritsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.06529 |
新しい方法を使用して、銀河の総質量（M$_{\rmT}$）と、銀河ごとの球形クラスター（GC）の数（N$_{\rmGC}$）の測定値を含む低光度銀河の2つのサンプルを推定します。）、合計203個の銀河を使用してN$_{\rmGC}-$M$_{\rmT}$の関係を再検討し、そのうち157個はM$_{\rmT}$$\\le10^{10}$M$_\odot$。関係はほぼ線形であり、N$_{\rmGC}\propto$M$_{\rmT}^{0.92\pm0.08}$から少なくともM$_{\rmT}\まで下がっています。sim10^{8.75}$M$_\odot$。この関係は、銀河あたり平均1GC未満の銀河と、合併が比較的まれな質量範囲にまで及ぶため、この関係は、階層的な銀河形成の新たな特性だけではありません。低質量銀河における放射状GC分布の特徴、およびこれらの銀河質量での合併の欠如も、GCが中央の散逸的に集中した高密度、高圧領域で形成され、その後散在するモデルに挑戦しているように見えます。大きな半径。適合したべき乗則の指数と1の値のわずかな違いにより、GCあたりの平均質量のM$_{\rmT}$に依存する浅い変動の余地が残され、GCの総質量とM$_{\rmT}$は線形になります。
| Title |
Constraining_Primordial_Black_Holes_using_Fast_Radio_Burst_Gravitational-Lens_Interferometry_with_CHIME/FRB |
| Authors |
Calvin_Leung,_Zarif_Kader,_Kiyoshi_W._Masui,_Matt_Dobbs,_Daniele_Michilli,_Juan_Mena-Parra,_Ryan_Mckinven,_Cherry_Ng,_Kevin_Bandura,_Mohit_Bhardwaj,_Charanjot_Brar,_Tomas_Cassanelli,_Pragya_Chawla,_Fengqiu_Adam_Dong,_Deborah_Good,_Victoria_Kaspi,_Adam_E._Lanman,_Hsiu-Hsien_Lin,_Bradley_W._Meyers,_Aaron_B._Pearlman,_Ue-Li_Pen,_Emily_Petroff,_Ziggy_Pleunis,_Masoud_Rafiei-Ravandi,_Mubdi_Rahman,_Pranav_Sanghavi,_Paul_Scholz,_Kaitlyn_Shin,_Seth_Siegel,_Kendrick_M._Smith,_Ingrid_Stairs,_Shriharsh_P._Tendulkar,_and_Keith_Vanderlinde |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.06001 |
高速電波バースト（FRB）は、その明るさ、銀河系外の性質、およびそれらの放射のコンパクトでコヒーレントな特性により、重力レンズの研究におけるエキサイティングなフロンティアを表しています。コンパニオンワーク[Kader、Leung+2022]では、新しい干渉法を使用して、CHIME/FRBによって検出されたバーストを使用して時間領域で重力レンズ付きFRBを検索します。そこで、1.25nsの時間分解能で電界データを非チャネル化および自動相関します。これにより、原始ブラックホール（PBH）などの前景のコンパクトオブジェクトの周りの重力レンズによって放射がコヒーレントに偏向されるFRBの検索が可能になります。ここでは、レンズ付きFRBの非検出を使用して、ローカルグループ外のPBHの存在量に新しい制約を課します。制約内の散乱スクリーンからのデコヒーレンスを考慮に入れるために、新しい2スクリーンモデルを使用します。私たちの制約は、単一の天体物理モデルパラメータの影響を受けます。FRBソースと散乱スクリーンの間の有効距離であり、1パーセクの基準距離を採用しています。コヒーレントFRBレンズは、サブソーラー質量コンパクトオブジェクトの高感度プローブであることがわかります。宇宙のウェブを通る114ドルの独立した視線から172ドルのバーストでレンズが観測されなかったので、質量が$\simの場合、PBHなどのコンパクトオブジェクトでできた暗黒物質の割合を$f\lesssim0.8$に制限します。10^{-3}M_{\odot}$。
| Title |
Eccentric_Mergers_of_Intermediate-Mass_Black_Holes_from_Evection_Resonances_in_AGN_Disks |
| Authors |
Diego_J._Mu\~noz,_Nicholas_C._Stone,_Cristobal_Petrovich_and_Frederic_A._Rasio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.06002 |
非線形共鳴捕獲の理論を、活動銀河核（AGN）の降着円盤に埋め込まれている間に超大質量ブラックホール（SMBH）を周回するブラックホール連星（BHB）の問題に適用します。成功した場合、共鳴捕獲はBHB離心率の劇的な成長を引き起こし、BHB合併のタイムスケール、およびそのような離心率合併の重力波（GW）シグネチャに重要な結果をもたらす可能性があります。この共鳴捕獲は、SMBH（「外側のバイナリ」）の周りの公転周期とBHB（「内側のバイナリ」）の近点移動が1：1の通約可能性にあるときに発生する可能性があります。この効果は、初期の太陽-地球-月系における月の出差共鳴の現象に類似しており、この場合、BHB近点移動は、回転によって引き起こされる歪みではなく、一般相対性理論によるものであるという違いがあります。ただし、月の出差の場合とは対照的に、内側のバイナリは、潮汐散逸によって駆動される軌道拡張ではなく、GW放出によって駆動される軌道減衰を受けます。この区別により、3体のダイナミクスが根本的に変化し、共鳴の捕捉が禁止され、離心率の増加が制限されます。しかし、BHBがガス状のAGNディスクを通って移動する場合、外側のバイナリの変化はBHB崩壊の抑制効果を相殺し、放出共鳴の捕捉と偏心BHB合併の生成を可能にします。関係する3つの物体とAGNディスクの特性について、パラメーターの不可知論的な分布を想定して、共鳴捕獲の可能性を計算します。中間質量比BHB（中間質量ブラックホールと恒星質量ブラックホールを含む）は、放出共鳴に捕らえられ、したがって、偏心合併を受ける可能性が最も高いことがわかります。また、これらの合併のGWシグネチャを計算し、エキセントリックな状態でLISAバンドに入ることができることを示します。
ガンマ線バースト（GRB）に電力を供給する超相対論的流出は、ロングソフト（ショートハード）GRBの恒星物質（動的噴出物）との相互作用を通じて角度構造を獲得します。それらは、単位固体角（$\epsilon）あたりのエネルギーを持つ材料に囲まれたコンパクトでほぼ均一な狭いコア（半開き角$\theta_{c、\{\epsilon、\Gamma\}}$）によって特徴付けられることがよくあります。=\epsilon_c\Theta_{\epsilon}^{-a}$、ここで$\Theta_{\{\epsilon、\Gamma\}}=[1+\theta^2/\theta_{c、\{\epsilon、\Gamma\}}^2]^{1/2}$）および初期比運動エネルギー（$\Gamma_0-1=[\Gamma_c-1]\Theta_\Gamma^{-b}$）は電力法則として減少します。軸外ジェットの多波長残光光度曲線（表示角度$\theta_{obs}>\theta_c$）は、a、b、および外部密度の放射状プロファイル（$\rho\proptoR^{-k）を制約する堅牢な方法を提供します}$）、他のバーストパラメータが非常に縮退したままである場合でも。このような残光に関する作業BGG2020を拡張して、GRBの3次元流体力学シミュレーションから導出されたより現実的な角度構造プロファイルを含めます（放出が独自の進化を示す浅い角度エネルギープロファイルを持つジェットにも対応します）。さまざまな視野角$\theta_{obs}$およびk=0,1,2のパラメーター化されたべき乗則ジェット角度プロファイルに基づいて残光光度曲線を提示します。光度曲線が流出の角度構造に敏感な発光によって支配されている場合に現れる、特徴的なシンクロトロン周波数（$\nu_m$および$\nu_c$）の固有の進化べき乗則位相を識別します。$\theta_{c、\Gamma}\neq\theta_{c、\epsilon}$の場合、一般的なケースでシングルピークまたはダブルピークの光度曲線を取得するための基準を計算します。以前の作業に続いて、光度曲線の形状と$\nu_m$および$\nu_c$の時間的変化を使用して、流出構造を制約し、磁気ジェットと流体力学的ジェットを区別する方法を強調します。
ミリ秒パルサーのP-Pdot図におけるスピンアップラインの観測的証拠
| Title |
Observational_evidence_for_a_spin-up_line_in_the_P-Pdot_diagram_of_millisecond_pulsars |
| Authors |
Xiao-Jin_Liu,_Zhi-Qiang_You,_Xing-Jiang_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.06012 |
ミリ秒パルサーは、コンパニオンスターから物質と角運動量を降着させることによって高速スピンを達成すると考えられています。降着過程の理論的モデリングは、ミリ秒パルサーの周期-周期微分（$P$-$\dot{P}$）図のスピンアップラインを示唆しています。これは、ラジオミリ秒パルサーと降着の人口研究で重要な役割を果たします。X線連星の中性子星。ここでは、$P<10$msおよび固有のスピンダウン率$\gtrsim10^{-20}$の46個の無線ミリ秒パルサーのサンプルを使用した、このようなスピンアップラインの観測証拠を示します。また、古典的なスピンアップラインの近くにあるPSRJ1823$-$3021AおよびJ1824$-$2452Aは、ミリ秒パルサーの幅広い集団と一致していることもわかりました。最後に、ベイズ推定のアプローチが降着物理学を精査し、降着率とディスクと磁気圏の相互作用に制約を課すことができることを示します。
CHIME/FRBを使用した高速電波バースト重力レンズ干渉法を使用したコンパクトオブジェクトの高時間分解能検索
| Title |
A_High-Time_Resolution_Search_for_Compact_Objects_using_Fast_Radio_Burst_Gravitational_Lens_Interferometry_with_CHIME/FRB |
| Authors |
Zarif_Kader,_Calvin_Leung,_Matt_Dobbs,_Kiyoshi_W._Masui,_Daniele_Michilli,_Juan_Mena-Parra,_Ryan_Mckinven,_Cherry_Ng,_Kevin_Bandura,_Mohit_Bhardwaj,_Charanjot_Brar,_Tomas_Cassanelli,_Pragya_Chawla,_Fengqiu_Adam_Dong,_Deborah_Good,_Victoria_Kaspi,_Adam_E._Lanman,_Hsiu-Hsien_Lin,_Bradley_W._Meyers,_Aaron_B._Pearlman,_Ue-Li_Pen,_Emily_Petroff,_Ziggy_Pleunis,_Masoud_Rafiei-Ravandi,_Mubdi_Rahman,_Pranav_Sanghavi,_Paul_Scholz,_Kaitlyn_Shin,_Seth_Siegel,_Kendrick_M._Smith,_Ingrid_Stairs,_Shriharsh_P._Tendulkar,_Keith_Vanderlinde,_and_Dallas_Wulf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.06014 |
原始ブラックホールなどのコンパクトオブジェクトの重力場は、背景ソースの複数の画像を作成できます。高速電波バースト（FRB）などの過渡現象の場合、これらの複数の画像を時間領域で解決できます。特定の状況下では、これらの画像は同様のバースト形態を持っているだけでなく、電界レベルでも位相コヒーレントです。新しいデチャネル化アルゴリズムと整合フィルタリング技術を使用して、カナダ水素マッピング強度実験（CHIME）のFRBバックエンドによって検出されたFRBの観測で、同じ電界波形の繰り返しコピーを検索します。コヒーレント重力レンズ信号からの干渉縞は、タイムラグ自己相関関数の統計的に有意なピークとしてタイムラグドメインに表示されます。FRB信号を含まない望遠鏡データを使用して統計的有意性を較正します。私たちのデータセットは、172のFRBイベントからの電圧データの$\sim$100-msの長さの記録で構成され、1.25nsの時間分解能にデチャネル化されています。このコヒーレント検索アルゴリズムにより、$10^{-4}-10^{4}〜\mathrm{M_{\odot}}$の質量範囲のコンパクトオブジェクトから重力レンズのシグネチャを検索できます。回折シンチレーションによる異常な候補を除外した後、分析された172のFRBイベントで重力レンズの有意な検出は見つかりませんでした。コンパニオンワーク[Leung、Kader+2022]では、この検索から暗黒物質の制約を解釈します。
NLS1 AGN1H1934-063での排出-降着接続
| Title |
Ejection-accretion_connection_in_NLS1_AGN_1H_1934-063 |
| Authors |
Yerong_Xu,_Ciro_Pinto,_Erin_Kara,_Megan_Masterson,_Javier_A._Garc\'ia,_Andrew_C._Fabian,_Michael_L._Parker,_Didier_Barret,_William_N._Alston,_Giancarlo_Cusumano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.06075 |
活動銀河核（AGN）での物質の降着と放出は密接に関連した現象であり、中央の超大質量ブラックホールの成長とホスト銀河の進化を制御する基本的なメカニズムを表しています。ただし、関連する正確な物理的プロセスはまだ完全には理解されていません。X線束が$\sim6$の係数で低下した細い線セイファート1（NLS1）AGN1H1934-063の\xmm\と\nustar\の同時観測の高解像度スペクトル分析を示します。その後、140キロ秒以内に回復しました。時間分解およびフラックス分解X線分光法により、潜在的に変動する温熱吸収体と比較的安定した超高速流出を発見します（UFO、$v_\mathrm{UFO}\sim-0.075\、c$）穏やかなイオン化状態（$\log（\xi/\mathrm{erg\、cm\、s^{-1}）}\sim1.6$）。検出された輝線（特に1\、keV付近の強くて広い特徴）は原因が不明であり、光イオン化または衝突イオン化平衡のプラズマからの放出では説明できません。このような輝線は、赤道流出のベースからの強くブルーシフトされた（$z\sim-0.3$）二次反射によってよく説明できます。これは、内部降着流光子の再処理と放出の間のリンクを明らかにする可能性があります。ただし、このシナリオは非常に有望ですが、暫定的なものであり、将来の観察でテストされます。
彼の星の仲間との超小型X線連星による黒い未亡人の形成
黒人の未亡人（BW）は、コンパニオンマス$\lesssim0.05\、\rmM_\odot$を持つ一種の日食ミリ秒パルサー（MSP）であり、パルサーの降着履歴と放射、およびパルサーの放射を研究するために使用できます。孤立したMSPの起源。最近の観察では、BWには2つのサブタイプがあることが示されています。1つはコンパニオンマス$M_2$$\lesssim0.01\、\rmM_\odot$のBWで、もう1つは$M_2$$\sim$$0.01-0.05\、\rmM_\odot$のBWです。しかし、前者の起源はまだ非常に不確かです。この論文では、中性子星（NS）を含むHe星の伴星を含む超小型X線連星（UCXB）を介して、$M_2$$\lesssim0.01\、\rmM_\odot$によるBWの形成を調査しました。ロッシュローブのオーバーフローを介してHe星からの物質を降着させます。さまざまなHe星の質量と蒸発効率を、恒星進化コードModulesforExperimentsinStellarAstrophysics（MESA）で検討することにより、UCXBステージを経ることができる一連のNS+He星系を進化させました。このチャネルは、ハッブル時間内の$M_2$$\lesssim0.01\、\rmM_\odot$でのBWの形成、特に3つの広く研究されているBW、つまりPSRJ1719-1438、J2322-2650、およびJ1311-を説明できることがわかりました。3430。また、X線照射のフィードバックが蒸発プロセスの進化の軌跡に影響を与えないこともわかりました。私たちのシミュレーションは、$M_2$$\lesssim0.01\、\rmM_\odot$を持つBWの起源が、別のサブタイプのBWとは異なり、Heスターコンパニオンを持つUCXBチャネルが孤立したMSPの潜在的な前駆体であることを示しています。。さらに、現在の作業は、$M_2$$\lesssim0.01\、\rmM_\odot$のBWがレッドバックシステムによって生成されない可能性があることを示唆しています。
3HWC J1954 + 286領域の高エネルギー研究：超新星残骸G65.1+0.6のガンマ線検出の可能性
| Title |
High-energy_studies_of_the_3HWC_J1954+286_region:_likely_Gamma-ray_detection_of_the_supernova_remnant_G65.1+0.6 |
| Authors |
Y._Xing_(1),_D._Zheng,_Z._Wang_(2),_X._Zhang,_Y._Chen_(3),_G._Xiang_(1)_(1._Shanghai_Astronomical_Observatory,_2._Yunnan_University,_3._Nanjing_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.06147 |
銀河系TeV源3HWCJ1954+286の領域の高エネルギー研究を実施します。その位置は、PSR〜J1954+2836および超新星残骸（SNR）G65.1+0.6の位置と一致します。搭載されている大面積望遠鏡（LAT）で得られたGeV$\gamma$線データを分析すると、{\itフェルミガンマ線宇宙望遠鏡}で、パルサーの放射を領域の放射から分離することができます。過剰なべき乗則-この領域での$\sim6\sigma$有意水準の放出のように、SNR〜G65.1+0.6から生じると説明します。有意性の低い検出を考えると、ハドロンモデルまたはレプトンモデルのいずれかがべき乗則スペクトルに適合します。パルサーとSNRの特性を考慮して、TeV源の考えられる起源について議論し、パルサーに関連するTeVハローである可能性が高いことを示唆します。
Terzan5パルサーのパルスプロファイルと分極
| Title |
Pulse_Profiles_and_Polarization_of_Terzan_5_Pulsars |
| Authors |
Ashley_R._Martsen,_Scott_M._Ransom,_Megan_E._DeCesar,_Paulo_C._C._Freire,_Jason_W._T._Hessels,_Anna_Y._Q._Ho,_Ryan_S._Lynch,_Ingrid_H._Stairs,_Yuankun_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.06158 |
Terzan5は、銀河バルジ内の豊富な球状星団であり、39個の既知のミリ秒パルサーが含まれています。これは、球状星団の中で最大の既知の集団です。Terzan5パルサーは微弱であるため、ほとんどのパルサーの個々の観測では、信頼できるフラックス密度または偏光情報を測定するには信号対雑音比（S/N）が少なすぎます。過去11年間にグリーンバンク望遠鏡で撮影された、1.5\、GHzと2.0\、GHzのそれぞれで5.2\、日以上のアーカイブデータを結合しました。32個のパルサーに対して高いS/Nプロファイルを作成し、28個のパルサーの正確な回転測定値（RM）を決定しました。RM、および既知のパルサー位置と分散測定（DM）を使用して、銀河磁場の投影された平行成分をクラスターに向けてマッピングしました。$\langleB_{||}\rangle$は、$\sim$6\、nG/arcsec（$\sim$160\、nG/parsec）の大まかな勾配、または部分的に$\sim$20$\の変化を示します。クラスター全体の赤経方向の％$は、サブパーセクスケールでの銀河磁場の変動を意味します。また、パルサーの平均フラックス密度$S_\nu$を、$\sim$10\、$\mu$Jyから$\sim$2\、mJyの範囲で測定し、平均スペクトルインデックス$\alpha=-1.35$、ここで、$S_\nu\propto\nu^{\alpha}）$。このスペクトルインデックスは、ほとんどの既知のパルサーよりもフラットであり、分散と散乱を軽減するためにパルサー検索で使用される高周波による選択効果である可能性があります。推定されるパルサーの光度関数はおおよそべき乗則であり、高光度の端で勾配$（d\logN）/（d\logL）=-1$になります。低光度の端では、不完全な影響があり、Terzan5にはさらに多くのパルサーが含まれていることを意味します。
デシヘルツ重力波観測所による二元中性子星の現実的な検出と早期警告
| Title |
Realistic_Detection_and_Early_Warning_of_Binary_Neutron_Stars_with_Decihertz_Gravitational-wave_Observatories |
| Authors |
Chang_Liu,_Yacheng_Kang,_Lijing_Shao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.06161 |
リアルタイム観測や早期警告を含む現実的な検出戦略で、デシヘルツ重力波観測所を備えたバイナリ中性子星（BNS）集団の検出と位置特定を調査しました。B-DECIGOの4年間の運用を想定すると、検出されたBNSは3つのカテゴリに分類できることがわかりました。（a）1年以内にマージするソース。これは、$\Delta\Omega\sim10^の不確実性でローカライズできます。{0}$deg$^2$;（b）1〜4年で統合されるソース。これは、イベント全体の4分の3を占め、$\Delta\Omega\sim10^{-2}$deg$^2$と時間で最も正確な角度分解能をもたらします。-$\Deltat_c\sim10^{-1}$sでのマージ精度。（c）4年間のミッション期間中にマージされないソース。これにより、$\Delta\Omega\sim10^{-1}$deg$^2$および$\Deltat_c\simで早期警告が可能になります。10^{0}$秒。さらに、B-DECIGOの長所と短所をアインシュタイン望遠鏡と比較し、他の3つのデシヘルツ天文台と4つのBNS人口モデルを使用して検出の見通しを調査しました。現実的な観測シナリオでは、デシヘルツ検出器は、合併の数十年前にソースに早期警告アラートを提供することもできますが、ローカリゼーションは地上の施設よりも正確です。最後に、混同ノイズを考慮するとイベントの減少が見つかりましたが、これは適切なノイズ減算によって部分的に解決できます。
いて座A*サブミリ波変動と恒星風による降着流モデルとの顕著な対応
いて座A*からの230GHzの近水平放射を、3つのクラスの降着流を表すシミュレーションと比較します。構造関数を使用して光度曲線の変動統計をキャプチャすると、トーラス降着円盤に基づく観測とモデルの間に、それらの円盤が少量または大量の正味磁束をもたらすかどうかにかかわらず、顕著な不一致が見つかります。一方、恒星風によってより現実的に供給されるシミュレーションは、観測された構造関数と非常によく一致します。モデル間の違いについて説明し、恒星風による摂食が銀河中心での降着の理論モデルを構築する上で重要な要素である可能性があると主張します。
ピッチ角散乱過程による古典的熱平衡におけるエネルギー粒子のべき乗則スペクトル
| Title |
Power-law_Spectrum_of_Energetic_Particles_in_Classical_Thermal_Equilibrium_by_Pitch-angle_Scattering_Process |
| Authors |
Yiran_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.06266 |
弱いプラズマ波によって散乱された荷電粒子のピッチ角のボルツマンギブス熱力学的平衡状態について論じた。これらの波の自由度は、大正準集団を構築する上で基本的な役割を果たします。ジャイロ共鳴条件を介して、高速粒子は$\varepsilon-\mu\llT$の逆べき乗則スペクトルを持ちます。ここで、$\varepsilon$は粒子エネルギー、$\mu$は化学ポテンシャル、$T$は温度です。破壊エネルギーは静止エネルギーと$-\mu$です。$\varepsilon\ll-\mu\llT$の場合、エネルギースペクトルインデックス$\alpha$は、非相対論的粒子と超相対論的粒子の場合、それぞれ$\delta/2+1$と$\delta+1$です。$\delta$背景磁力線の有効フラクタル次元。$-\mu\ll\varepsilon\llT$のスペクトルインデックスは$\alpha+1$です。この熱平衡シナリオは、リーキーボックスモデルと宇宙線観測と組み合わされて、銀河磁場が$\delta\approx1.4$で超拡散性であることを示唆しているようです。
フェルミ/GBMパルス周期測定からのHerX-1における中性子星三軸自由歳差運動の証拠
| Title |
Evidence_for_neutron_star_triaxial_free_precession_in_Her_X-1_from_Fermi/GBM_pulse_period_measurements |
| Authors |
Dmitry_Kolesnikov,_Nikolai_Shakura_and_Konstantin_Postnov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.06408 |
彼女のX-1/HZ彼女は、最もよく研究された降着X線パルサーの1つです。脈動周期と公転周期に加えて、線源のX線と光学光度曲線は、歳差運動する降着円盤によって引き起こされるほぼ周期的な35日間の変動を示します。35日周期の観察された長期安定性の性質は議論の余地があります。Fermi/GBMによって測定されたHerX-1のX線パルス周波数は、線源のメインオン状態でのX線束の周期的な変動を示しています。35日周期にわたるX線パルスの進化の独立した分析から以前に推測されたパラメータを用いて、3軸中性子星の自由歳差運動によって観測された周期的なサブマイクロ秒のパルス周波数変化を説明します。フェルミ/GBMのデータでは、パルス周波数の変動を表す中性子星歳差運動期間が変化しない、半年以上の期間のいくつかの時間間隔を特定しました。NS歳差運動期間はさまざまな間隔で1％以内で変化することがわかりました。1年の時間スケールでの自由歳差運動期間のこのような変動は、降着質量再調整または中性子星クラストとコアの可変内部結合による、3軸中性子星の慣性モーメント間のわずかな差の1％未満の変化によって説明できます。。
High-z数独：堅牢な（サブ）mm赤方偏移を識別するための診断ツール
（i）（sub）mmレジームで輝線を使用してロバストな赤方偏移をグラフィカルに識別し、（ii）分光学的赤方偏移を測定するためのさまざまな（sub）mmプラクティスの機能を評価し、（iii）将来の（sub）mmを最適化する方法を示します。堅牢な赤方偏移の割合を増やすための観察。この公開されているコード（https://github.com/tjlcbakx/redshift-search-graphs）を使用して、単一行と複数行の両方の検出を使用して堅牢な赤方偏移を識別できるシナリオと、赤方偏移が発生するシナリオについて説明します。複数の行が検出された後でも、あいまいなままです。（サブ）mmサンプルの赤方偏移分布を使用して、干渉計や、赤方偏移検索用に特別に設計された既存および将来の機器を含む、分光学的赤方偏移を測定するためのさまざまな手法の効率を定量化します。最後に、AtacamaLargeMillimetre/submillimetreArrayを使用して、将来の（サブ）mm分光赤方偏移検索の観測戦略を最適化する方法を提供します。ここで、2mmはz=2-4領域での堅牢な赤方偏移に不可欠です。
混雑したTESS測光における変動の原因の特定
トランジット系外惑星探査衛星（TESS）は、21"/pxの非常に大きなプレートスケールを備えているため、ほとんどのTESS光度曲線は、複数の星の混合光を記録します。これにより、TESSによって観測された変動を間違った光源に誤って帰属させる危険があります。空の変動の起源をピクセルの5分の1以上に特定できる方法を開発します。観測された変動の測定された頻度（たとえば、周期図分析から）が与えられた場合、対応する最適なものを示します。各ピクセルから抽出された生の光度曲線に対する正弦波の振幅は、可変光源からの光と同じように分布します。この方法の主な前提は、他の近くの星が同じ周波数で可変ではないということです。基本的に、TESSは、空間解像度が低いことによる制限を克服します。このメソッドは、オープンソースのPythonパッケージであるTESSLocalize（github.com/Higgins00/TES）に実装されています。S-Localize）、TESSピクセルデータと観測された変動の頻度のセットが与えられた場合の空の可変ソースの位置を決定します。私たちの方法は、TESSピクセル応答関数モデルを利用し、これらのモデルをデータに適合させることの残差の系統分類を特徴づけます。TESS光度曲線での光源の混合の遍在性を考えると、観測された変動の光源を検証することは、TESS分析の標準的なステップであるはずです。
太陽系外惑星のイメージングのためのLyotコロナグラフによるゼルニケセンサーを使用した低次波面制御
| Title |
Low-order_wavefront_control_using_a_Zernike_sensor_through_Lyot_coronagraphs_for_exoplanet_imaging |
| Authors |
R._Pourcelot,_M._N'Diaye,_E._H._Por,_I._Laginja,_M._Carbillet,_H._Benard,_G._Brady,_L._Canas,_K._Dohlen,_J._Fowler,_O._Lai,_M._Maclay,_E._McChesney,_J._Noss,_M._D._Perrin,_P._Petrone,_L._Pueyo,_S._F._Redmond,_A._Sahoo,_A._Vigan,_S._D._Will,_R._Soummer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.06442 |
大規模なセグメント化された宇宙望遠鏡、コロナグラフ、波面制御法を組み合わせることは、観測された星のコロナグラフ画像にダークホール（DH）領域を生成し、惑星の仲間を研究するための有望なソリューションです。このような高コントラストの施設の熱的および機械的進化は、波面ドリフトを引き起こし、観測時間中にDHコントラストを低下させ、惑星信号を取得する能力を制限します。リオットスタイルのコロナグラフは、不透明な焦点面マスク（FPM）を使用して、未解決の観測された星の画像の中央部分である点像分布関数を削除するスターライト抑制システムです。エッチングされたピンホールを含むフラットミラーを使用して実装すると、マスクはピンホールを通過するスターライトの一部を拒否します。これを使用して、低次収差に関する情報を取得できます。ゼルニケ波面センサー（ZWFS）を使用して、FPMによって拒否された光を分析し、低次収差を制御し、DHコントラストを安定させるアクティブ制御方式を提案します。概念の形式は、シミュレーションや実験室でのセンサーの動作を特徴付ける前に最初に提示されます。次に、実験テストを実行して、HiCATテストベッドでZWFSを使用して波面制御ループを検証します。最初の11個のゼルニケモードを制御することにより、ZWFSを使用した開ループ操作と閉ループ操作の間で波面誤差の標準偏差が最大9分の1に減少することを示しています。波面摂動が存在する場合、7x10^-9の標準偏差で7x10^-8付近のDHコントラストを安定させるこの制御ループの能力を示します。ZWFSによるアクティブ制御は、将来の宇宙ミッションでの太陽系外惑星イメージングのための低次波面収差とDHコントラストを制御および安定化するために、FPMフィルター処理されたビームを使用したLyotコロナグラフの有望なソリューションを証明します。
ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡の絶対フラックス校正。 I.プログラム設計とキャリブレータースター
| Title |
The_James_Webb_Space_Telescope_Absolute_Flux_Calibration._I._Program_Design_and_Calibrator_Stars |
| Authors |
Karl_D._Gordon,_Ralph_Bohlin,_G._C._Sloan,_George_Rieke,_Kevin_Volk,_Martha_Boyer,_James_Muzerolle,_Everett_Schlawin,_Susana_E._Deustua,_Dean_C._Hines,_Kathleen_E._Kraemer,_Susan_E._Mullally,_Kate_Y._L._Su |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.06500 |
ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）の科学では、機器の単位を物理的な単位に変換することが重要です。ポイントサイエンスと拡張ソースサイエンスの両方のすべての科学機器の内部および間で堅牢なフラックスキャリブレーションを保証するという主要な目標を持つJWST絶対フラックスキャリブレーションプログラムの設計について詳しく説明します。このプログラムは、主にハッブル宇宙望遠鏡、スピッツァー宇宙望遠鏡、およびトランジット系外惑星探査衛星の観測に基づいて広範囲に精査された校正星のサンプルを観測します。このプログラムは、3つの異なるよく理解されているタイプ（ホットスター、Aドワーフ、ソーラーアナログ）の複数の星を使用して、統計的（タイプ内）および体系的（タイプ間）の不確実性を定量化できるようにします。プログラムには、すべての機器モードを校正し、一連の校正星をさらに精査し、機器の再現性を測定し、サブアレイとフルフレーム間の相対校正を測定し、暗い星と明るい星の間の相対校正をチェックするための観測が明示的に含まれています。測光については、バンド平均フラックス密度に基づく規則と固定波長でのフラックス密度に基づく規則の両方を直接サポートするようにキャリブレーションを設定しました。
太陽フレアとコロナ質量放出は、現在の太陽系で最大のエネルギー放出現象です。それらは、さまざまな波長の電磁波の劇的な増強を引き起こし、時には惑星間空間に冠状物質を放出し、地球を含む軌道を回る惑星の磁気環境を乱します。太陽フレアは、活動領域の上の太陽大気に蓄えられた磁気エネルギーが磁気リコネクションによって突然放出される現象であると一般に認められています。したがって、太陽フレアの性質を解明するには、磁場の複雑さを推定し、その進化を追跡することが重要です。したがって、冠状磁気構造のねじれの尺度である磁気ヘリシティは、フレア生成活性領域の複雑さを定量化および特徴付けるために使用されます。この章では、太陽フレアの概要を説明し、磁気ヘリシティのさまざまな概念を使用して太陽フレアを理解および予測する方法について説明します。
拡散星間バンドを使用した若い恒星状天体への減光の測定
| Title |
Measuring_Optical_Extinction_Towards_Young_Stellar_Objects_Using_Diffuse_Interstellar_Bands |
| Authors |
Adolfo_S._Carvalho_and_Lynne_A._Hillenbrand |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.06061 |
よく研究されている若いおうし座T型星とハービッグAe/Be星の視線の絶滅の推定は、多くの異なる測定と分析方法に基づいています。これにより、同じ星について公開されている$A_V$値の間に大きなばらつきが生じています。この作業では、若い星状天体（YSO）を積極的に降着させ、特に爆発させるための絶滅を測定する際の課題について説明し、拡散星間バンド（DIB）を利用して、これまで若い星に適用されていなかった方法を探ります。初期型の星では、DIBの等価幅と星間物質の柱密度との間に狭い相関関係が存在するため、視線が消滅します。ここでは、アクティブに降着するYSOのサンプルで5780\AA\および6614\AA\DIBフィーチャの等価幅を測定し、確立されたDIB-赤化キャリブレーションを適用して、赤化とその後の消滅を導き出します。また、DIBで推定された光学見通し内の絶滅値を、サンプルの星の以前の絶滅推定値と比較します。
標準光源としての黄色の漸近巨星分枝星。 I.銀河球状星団の光度関数のキャリブレーション
| Title |
Yellow_Post-Asymptotic-Giant-Branch_Stars_as_Standard_Candles._I._Calibration_of_the_Luminosity_Function_in_Galactic_Globular_Clusters |
| Authors |
Robin_Ciardullo_(1),_Howard_E._Bond_(1,2),_Brian_D._Davis_(1),_Michael_H._Siegel_(2)_((1)_Pennsylvania_State_University,_(2)_Space_Telescope_Science_Institute) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.06084 |
銀河系（およびLMC）球状星団の低表面重力星の調査結果を使用して、「黄色」の漸近巨星分枝（yPAGB）星が、銀河系外の優れた標準光源である可能性が高いことを示します。数パーセントの精度である初期型銀河までの距離。球状星団の10個の既知のyPAGB星の平均ボロメータ等級は、<Mbol>=-3.38+/-0.03であり、最新の水平分枝後の進化トラックから予測された値よりも約0.2等明るい値であることを示します。さらに重要なことに、分布で観測された分散はわずか0.10等であり、つまり、個々のセファイドの散乱よりも小さいことを示しています。このような小さな分散を生成できる物理学について説明し、調査を色範囲0<（B-V）0<0.5に制限すると、非可変yPAGB星のサンプルを最小で非常に簡単に識別できることを示します。汚染。これらの星の明るい絶対V等級（<Mv>=-3.37）は、これらの星を、古い星の種族の中ではるかに視覚的に明るい物体にし、現在の計装で最大10Mpcまで測定するための理想的な種族II標準光源にします。したがって、M81グループと彫刻家グループの銀河のハローでのハッブル宇宙望遠鏡の調査は、ケフェイド変光星とTRGB距離の両方のスケールで効果的なクロスチェックとして役立つ可能性があります。
LAMOSTDR9の中解像度スペクトルで発見されたS型星
| Title |
S-type_stars_discovered_in_Medium-Resolution_Spectra_of_LAMOST_DR9 |
| Authors |
Jing_Chen,_A-Li_Luo,_Yin-Bi_Li,_Xiang-Lei_Chen,_Rui_Wang,_Shuo_Li,_Bing_Du,_and_Xiao-Xiao_Ma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.06200 |
本論文では、LAMOST中分解能分光（MRS）調査のデータリリース9から特定された606個のS型星について報告し、そのうち539個が初めて報告された。これらの星の発見は3段階のプロセスです。つまり、0.25より大きいZrOバンドインデックスで選択し、反復サポートベクターマシン法で非S型星を除外し、最後に絶対等級が-より大きい星を保持します。7.1。606個の星は、色と大きさの図で知られているS型星の分布と一致しています。APOGEEが提供する[C/Fe]と[O/Fe]とS型星のMARCSモデルをそれぞれ使用して、C/Oを推定しました。この2つの方法の結果は、すべての星のC/Oが0.5より大きい。色の大きさの図とC/Oの両方の場所は、Sタイプのサンプルの性質をさらに検証します。サンプルを使用してZrOに対するTiOおよび大気パラメータの影響を調査したところ、loggはTeffおよび[Fe/H]よりもZrOに大きな影響を及ぼし、TiOとloggの両方がZrOと負の相関を示す可能性があることがわかりました。天らの基準によると。（2020）、公式にリリースされたLAMOSTMRSのカタログとZhangetal。のカタログから、ゼロ点で較正された視線速度によって合計238個のバイナリ候補が見つかりました。（2021）。これらの606個のS型星のカタログは、次のリンクhttps://doi.org/10.12149/101097から入手できます。
星震学を用いた物質移動後のヘリウム燃焼赤色巨星の発見
| Title |
Discovery_of_post-mass-transfer_helium-burning_red_giants_using_asteroseismology |
| Authors |
Yaguang_Li,_Timothy_R._Bedding,_Simon_J._Murphy,_Dennis_Stello,_Yifan_Chen,_Daniel_Huber,_Meridith_Joyce,_Dion_Marks,_Xianfei_Zhang,_Shaolan_Bi,_Isabel_L._Colman,_Michael_R._Hayden,_Daniel_R._Hey,_Gang_Li,_Benjamin_T._Montet,_Sanjib_Sharma_and_Yaqian_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.06203 |
星は、そのコア内のすべての水素をヘリウムに融合すると、赤色巨星に拡大します。星が連星にある場合、そのエンベロープはそのコンパニオンにオーバーフローするか、宇宙に放出され、ホットコアを残して準矮星B型星を形成する可能性があります。ただし、このようにエンベロープを部分的に転送したほとんどの赤色巨星は、表面が冷たく保たれており、そうでないものとほとんど区別がつきません。NASAのケプラーミッションによって観測された$\sim$7000のヘリウム燃焼赤色巨星の中で、星震学を使用して、おそらくバイナリ相互作用のストリッピングが原因で劇的な質量損失を受けたはずの2つのクラスの星を特定します。最初のクラスは、単一の星の対応物よりも小さいヘリウム燃焼コアを持つ約7つの低輝度の星で構成されています。理論モデルは、これらの小さなコアが、赤色巨星分枝を上るときに星がはるかに大きな質量を持っていたことを意味していることを示しています。2番目のクラスは、質量が0.5M$_\odot$までの32個の赤色巨星で構成されており、質量損失が発生しなかった場合、その暗黙の年齢は宇宙の年齢を超えます。数値はバイナリ統計と一致しており、私たちの結果は、物質移動後のバイナリシステムの進化を研究するための新しい可能性を開きます。
太陽大気における非理想的な有限ラーモア半径効果
部分的にイオン化された太陽大気のダイナミクスは、主要な中性水素原子と荷電イオンの間の頻繁な衝突と電荷交換によって制御されます。衝突周波数または電荷交換周波数のいずれか以下の信号周波数では、磁気応力は、帯電粒子と中性粒子の両方によって同時に{\感じられます}。結果として生じるイオンの中性質量負荷は、有効イオンサイクロトロン周波数の再スケーリングにつながります-それはホール周波数になり、結果として生じる有効ラーモア半径は数キロのオーダーになります。したがって、イオンおよび中性圧力応力テンソルとして現れる有限ラーモア半径（FLR）効果は、巨視的なスケールで機能します。平行および垂直（磁場に関して）の粘性運動量輸送は、光球-彩層における磁場のオームおよびホール拡散と競合しますが、ジャイロ粘性効果は、彩層とコロナの間の遷移領域でのみ重要になります。両極拡散と競合します。ジャイロ粘性効果が支配的な媒体での波の伝播は、プラズマ$\beta$（熱エネルギーと磁気エネルギーの比率）に依存します。自由エネルギーが豊富なため、ジャイロ波は不安定になり、開始条件はホールの不安定性とは正反対です。ただし、最大成長率はホールの不安定性と同じです。流れの勾配$\sim0.1\、\mbox{s}^{-1}$の場合、不安定性の成長時間は1分です。したがって、遷移領域は、この急速に成長するジャイロ粘性不安定性の影響を受ける可能性があります。
UCHII領域G45.07+0.13およびG45.12+0.13に関連する星形成領域の赤外線研究
| Title |
Infrared_study_of_the_star-forming_region_associated_with_the_UC_HII_regions_G45.07+0.13_and_G45.12+0.13 |
| Authors |
Naira_Azatyan,_Elena_Nikoghosyan,_Hayk_Harutyunian,_Daniel_Baghdasaryan,_Derenik_Andreasyan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.06338 |
UCHII領域は、大質量星の形成と初期進化における重要な段階であり、星間物質の重要な構成要素です。この研究の主な目的は、G45.07+0.13（G45.07）およびG45.12+0.13（G45.12）UCHII領域に関連する若い恒星状天体（YSO）、および星間物質を研究することです。それらが埋め込まれています。Herschel画像を使用して、分子雲内の水素柱密度（N（H2））とダスト温度（Td）の分布を決定しました。赤外線測光データを使用して、YSOを識別および分類しました。また、YSOのパラメーターを放射伝達モデルの結果と比較するために、色-マグニチュード図とK光度関数（KLF）を作成しました。N（H2）は、G45.07領域とG45.12領域内で、それぞれ約3.0から5.5x10^（23）cm^（-2）まで変化することがわかりました。最大Td値は、G45.12では35K、G45.07では42Kです。Tdは、IRAS19110+1045（G45.07）およびIRAS19111+1048（G45.12）からそれぞれ2.6および3.7pcの距離で約18〜20Kに達します。G45.12に含まれるガスダストの質量値は、G45.07では3.4x10^5Msun、1.7x10^5Msunです。UCHIIリージョンは、コールド（Td=19K）ブリッジを介して接続されています。518のYSOの密度分布は、両方のIRASソースの周りに密集したクラスターを示しています。IRASクラスター（124個のオブジェクト）とそれらを囲む394個の非クラスターオブジェクトのYSOのパラメーターは、いくつかの違いを示しています。IRASクラスターに属するYSOの約75％は、10^6歳を超える進化年齢を持っています。KLFのそれらの勾配アルファは、1Myrでの高質量範囲（O-F星、ベータ=2）のSalpeterタイプの初期質量関数（IMF）（ガンマ=1.35）とよく一致します。非クラスターオブジェクトは分子雲内に均一に分布しており、その80％は0.1Myr等時線の右側にあります。恒星オブジェクトの小さな年齢の広がりに基づいて、クラスターが単一のトリガーショックから発生していることを示唆します。
Swift紫外線/光学望遠鏡を使用したUVおよび光学におけるIa型超新星光度曲線の比較
| Title |
Comparisons_of_Type_Ia_Supernova_Light_Curves_in_the_UV_and_Optical_with_the_Swift_Ultra-Violet/Optical_Telescope |
| Authors |
Yaswant_Devarakonda_and_Peter_J._Brown |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.06423 |
SwiftUltra-Violet/OpticalTelescopeからの観測を使用して、紫外線および光学における97個の近くのIa型超新星の光度曲線パラメーターを調べます。私たちの光度曲線モデルは、SNeIaの光学測光の汎関数主成分分析に基づいたテンプレートの線形結合を使用しました。フィットで使用される各主成分の重みは、光度曲線のプロパティの特定の側面をキャプチャします。フィルタ間で主成分スコアの全体的な変動性にほとんど違いがないことがわかります。また、特定のフィルターとPCコンポーネントの間に相関関係があり、UV特性と光学特性が結びついているように見えることを示しています。これは、UVSNeIa分析の有望なステップであり、UV光曲線を使用して光学特性を推測し、将来の宇宙論的研究への道を開く可能性があることを示唆しています。
白色矮星の初期-最終質量関係：3番目のドレッジアップを較正するためのツール
| Title |
The_Initial-Final_Mass_Relation_of_White_Dwarfs:_A_Tool_to_Calibrate_the_Third_Dredge-up |
| Authors |
Paola_Marigo_(Department_of_Physics_and_Astronomy_G._Galilei,_University_of_Padova,_Italy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.06470 |
白色矮星（WD）の初期質量-最終質量関係（IFMR）は、特に漸近巨星分枝（AGB）フェーズ中の混合エピソードと質量損失の効率に関して、恒星進化モデルの重要なベンチマークを表しています。この研究では、そのような関係が3番目のドレッジアップ（3DU）を制約する機会を提供し、化学収率に重要な結果をもたらすと主張します。結果は、$2\、M_{\odot}$に近い初期質量のIFMRのねじれを特定した最近の研究に照らして説明されています。3DUの効率$\lambda$がコアとエンベロープの質量の関数として変化する物理的に健全なアプローチを採用し、太陽金属量TP-AGBモデルの$\lambda$を較正して、それらの最終的な質量を再現します。WDの子孫、初期質量の範囲で$0.9\leM_{\rmi}/M_{\odot}\le6$。特に、$1.4\leM_{\rmi}/M_{\odot}\le2.0$の低質量星では、効率が小さく、$\lambda\le0.3$で、約$に急上昇することがわかります。\lambda\simeq0.65$は、$2.0\leM_{\rmi}/M_{\odot}\le4.0$の中間質量星で、その後、$4.0\leM_{\rmの質量TP-AGB星に落下します。i}/M_{\odot}\le6.0$。私たちの研究はまた、最も重い炭素星と熱底燃焼によって支配されるものとの間の遷移で、2番目のキンクがIFMRに現れる可能性があることを示唆しています。
| Title |
Measuring_quasi-normal_mode_amplitudes_with_misaligned_binary_black_hole_ringdowns |
| Authors |
Halston_Lim,_Gaurav_Khanna,_and_Scott_A._Hughes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.06007 |
最近の研究では、バイナリ合体のリングダウンフェーズのさまざまなモードが最終的なプランジジオメトリの関数としてどのように励起されるかを調べました。少なくとも大きな質量比の限界では、プランジを表す角度と、リングダウンを構成するさまざまな準ノーマルモード（QNM）の振幅との間に明確なマッピングが見つかりました。この研究では、そのマッピングを使用して、モードの振幅と位相がソースプランジパラメータによって決定されるQNMの合計として表される波形モデルを構築します。最初に多数のキャリブレーション波形を生成し、各モードの振幅と位相の適合間を$\ell\leq8$および$\ell-|m|まで補間します。\leq4$。キャリブレーションデータの密度により、大きなミスアライメントでの相転移の不連続性などの重要な機能を解決できます。次に、リングダウン波形モデルを使用して、ホワイトガウスノイズを追加したベイズパラメータ推定を実行し、原則として、モード振幅を測定してプランジジオメトリを制約するために使用できることを示します。QNM励起が合体ジオメトリにどのように依存するかを理解し、特徴づける作業を動機付ける事前情報制約モード励起を組み込むことにより、推論が大幅に改善されることがわかります。これらの結果は、任意の質量とスピンからのモード励起をマッピングするためのより広範な取り組みの一部であり、これは、今後の重力波測定でリングダウン波を特徴づけるのに役立ちます。
崩壊するスカラー暗黒物質に対するモデルに依存しない制約：SKAでの既存の観測と投影された電波信号
| Title |
Model-independent_constraints_on_decaying_scalar_dark_matter:_existing_observations_and_projected_radio_signals_at_the_SKA |
| Authors |
Koushik_Dutta,_Avirup_Ghosh,_Arpan_Kar,_Biswarup_Mukhopadhyaya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.06024 |
質量$m_\chi$が10GeV〜10TeVの範囲にある崩壊するスカラー暗黒物質（DM）を検討し、すべての可能な2体SM最終状態（$\nu\bar{\を除く）の分岐比を変化させます。nu}$）$0\％-100\％$の範囲で、いくつかの天体物理学的および宇宙論的観測によって収集されたデータを組み合わせることにより、総崩壊幅$\Gamma$に対する制約を導き出します。$\Gamma\lesssim10^{-26}-10^{-27}\、{\rms}^{-1}$（$\nu\bar{\nu}$を除く）および$\Gamma\lesssim10^{-24}-10^{-26}\、{\rms}^{-1}$（$\nu\bar{\nu}$を含む）は、値に応じて許可されます$m_\chi$の値。これは、一般的な減衰スカラーDMの$\Gamma$の最も堅牢な上限です。次に、矮小楕円銀河（dSph）の内部で発生するDM減衰によって誘発される電波信号を検出する際に、今後のスクエアキロメートルアレイ（SKA）電波望遠鏡の見通しを調査します。SKAでの検出可能性に基づいて、個々の2体SMの最終状態での分岐比とは関係なく、既存の観測で許可されているDMパラメーター空間を分類しました。$\nu\bar{\nu}$崩壊モードを除くと、DM質量範囲全体で10GeV〜10TeV、$\Gamma\gtrsim10^{-30}\、{\rms}^{-1}-10^{-29}\、{\rms}^{-1}$は、SKAで可能なすべての分岐比の組み合わせ（100時間の観測時間）で検出可能であり、関連する天体物理学の控えめな選択がありますパラメーター。一方、$\nu\bar{\nu}$崩壊モードでも任意の分岐比が許可されている場合、DM崩壊はモデルに依存せずに$\Gamma\gtrsim2\times10^{-29}でプローブできます。\、{\rms}^{-1}$の場合、DM質量は数百GeVを超えます。
量子誤り訂正による星のイメージング
高解像度で大規模なベースラインの光干渉計の開発は、天体画像に革命をもたらすでしょう。ただし、古典的な手法は、損失、ノイズ、および受信光が一般に量子であるという事実などの物理的な制限によって妨げられます。量子通信技術を使用してこれらの問題を克服する方法を示します。遠方の望遠鏡サイトで受信した星の光を保護およびイメージングするために量子誤り訂正コードを使用するための一般的なフレームワークを提示します。私たちのスキームでは、光の量子状態は、刺激されたラマン断熱通過を介して非放射原子状態にコヒーレントにキャプチャされ、量子エラー訂正コードにインプリントされます。このコードは、画像パラメータを抽出するために必要な、ノイズが発生する可能性のある後続の操作中に信号を保護します。小さな量子誤り訂正コードでさえ、ノイズに対する重要な保護を提供できることを示します。大きなコードの場合、それを下回ると情報を保存できるノイズしきい値が見つかります。私たちのスキームは、古典的な技術を使用して実現可能なものを超えてイメージング解像度を向上させることができる短期量子デバイスのアプリケーションを表しています。
この作業では、GW170817と互換性のあるアインシュタイン-ガウス-ボネ理論が原始重力波のエネルギースペクトルに与える影響を詳細に計算します。スペクトルは、GW170817互換のアインシュタイン-ガウス-ボネット理論によって引き起こされる全体的な増幅/減衰係数と、テンソルスペクトルインデックスおよびテンソル対スカラー比の2つの特性の影響を受けます。放射の時代から暗黒エネルギーの時代までのすべての赤方偏移について、GW170817互換のアインシュタイン-ガウス-ボネ理論のインフレダイナミクスとインフレ後のダイナミクスを研究するための形式を提示します。実行可能なインフレとダークエネルギーの時代を生み出す2つの特徴的なモデルを使用して、形式主義を例示します。私たちが示すように、全体的な減衰/増幅係数は1のオーダーであるため、GW170817互換のEinstein-Gauss-Bonnetモデルは、テンソルスペクトルインデックスとテンソル対スカラー比を介してのみ原始重力波エネルギースペクトルに影響を与えます。。両方のモデルは青い傾斜テンソルスペクトルを持っているため、原始重力波の予測エネルギースペクトルは、さまざまな再加熱温度で、将来の重力波実験のほとんどで検出できます。
本研究では、リクライニングポテンシャルと、新しい提案である破れた指数法則ポテンシャルという2つのポテンシャルの選択によって指定されたQuintessenceモデルの位相空間分析を示します。力学系分析を使用して、2つのモデルの宇宙論的進化とそれらの特性の体系的な研究を提供します。スカラー場のエネルギー密度と物質成分のエネルギー密度の比率が一定であることを特徴とする新しいスケーリングソリューションを見つけます。これらの解決策は、偶然の一致の問題を軽減する可能性に照らして非常に興味深いものです。さらに、モデルはアトラクタソリューションも示しています。最後に、二重ポテンシャルを使用して構築された具体的なモデルを構築します。これにより、1つのポテンシャルは初期のスケーリングレジームを実現し、2番目のポテンシャルはこのレジームを終了してスカラー場が支配的なアトラクターポイントによって駆動される宇宙加速の時代に入ることができます。
弾性WIMP-原子核散乱信号の通常および逆の年間変調
ターゲット核から散乱する銀河WIMP（検出器に衝突するだけでなく）の3次元有効速度分布に関する以前の研究に続いて、この論文では、弾性WIMP核の通常および「逆」の年間変調を示します。直接暗黒物質検出実験で観察できる散乱信号。私たちのシミュレーションは、WIMPの質量がわずか数十GeVと軽くなると、軽いターゲット核と重いターゲット核の両方からのWIMPによって誘発された散乱イベントのイベント数と累積反跳エネルギーが実際に夏に最大（最小）になることを示しています（冬）。ただし、WIMPの質量が数百GeVに達すると、夏には、イベント数と、重い原子核からのWIMP散乱イベントの累積反跳エネルギーが逆に最小になります。当然のことながら、中間質量のWIMPの場合、一部の中質量核からの散乱イベントのイベント数と累積反跳エネルギーは、ほぼ均一な時間依存性を示します。
時計仕掛けのミラー中性子
この論文では、時計仕掛けの歯車として機能する一連の鏡像中性子を用いた時計仕掛けのメカニズム（CW）による中性子-反中性子（$n-\bar{n}$）振動の階層について説明します。これは、標準模型（SM）の中性子を0速ギアに結合し、$N^{th}$で明示的なミラーバリオン数（$\bar{B}$）の破壊項を持たせることで実現されます。明示的な$\bar{B}$破壊項は、ミラーワールドで中性子振動を引き起こし、CWギアを介してSMバリオン数（$B$）違反に伝播します。このミラーワールドは標準模型の一重項であり、SM物質場への崩壊を防ぐ$\bar{B}$対称性を持っています。この対称性は、時計仕掛けを生成するためのスカラー場によって、$B-\bar{B}$の組み合わせに分割されます。ミラー中性子の間に大きな階層を導入することなく、私たちは$\tau_{n\bar{n}}\gtrsim10^8s$の世界での中性子-反中性子振動の期間を予測します。これは、の範囲内です。現在の実験と今後の実験。このメカニズムはまた、位相空間が好ましい場合、SM粒子の放出とともに中性子からミラー中性子への遷移を予測します。これは中性子星で検索でき、ミラーワールドの対称性の破れのメカニズムに限界をもたらします。中性子星に由来する中性子ミラー中性子振動に対する現在の制約は、私たちの世界で検出可能な中性子-反中性子振動を予測するパラメーター空間で満たされていることが示されています。このシナリオでは、二重中性子の消滅を予測して2つのミラー中性子を生成します。これは、中性子星の光度測定によってもテストできます。
炭素質微惑星におけるリボース合成の可能性
| Title |
Possible_Ribose_Synthesis_in_Carbonaceous_Planetesimals |
| Authors |
Klaus_Paschek,_Kai_Kohler,_Ben_K._D._Pearce,_Kevin_Lange,_Thomas_K._Henning,_Oliver_Trapp,_Ralph_E._Pudritz,_Dmitry_A._Semenov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.06523 |
生命の起源は、乾湿サイクル中にダーウィンの池で最初のRNA分子が重合することによって引き起こされる可能性があります。重要な生命構築ブロックのリボースは、炭素質コンドライトで発見されました。冥王代の地球への外因性の送達は、RNAワールドの出現に向けた重要なステップとなる可能性があります。ここでは、炭素質コンドライト親体内のホルモース反応の簡略化されたバージョンを介してリボースの形成を調査します。同じ結合された物理化学的モデルを持つ核酸塩基に関する以前の研究に続いて、異なるサイズと加熱履歴の微惑星内のリボースの存在量を計算します。炭素質コンドライトに存在する触媒を使用して実験室で実験を行い、ホルモース反応中に形成されるすべてのペントース（5C）の中でリボースの収率を推測します。これらの実験室の収量は、5Cの総量のみを予測できる理論モデルを調整するために使用されます。計算されたリボースの存在量は、炭素質コンドライトで測定されたものと類似していることがわかりました。化学分解とリボースの保存の可能性、および微惑星の時間と位置に対する派生した制約について説明します。結論として、水性ホルモース反応は、炭素質コンドライトにほとんどのリボースを生成する可能性があります。核酸塩基に関するこれまでの研究と合わせて、RNAワールドの生命を構成するブロックが親体内で合成され、後で初期の地球に運ばれる可能性があることを発見しました。
重力の修正された理論：なぜ、どのようにそして何？
一般相対性理論（GR）は、AdvancedLIGOおよびAdvancedVirgo検出器による連星ブラックホールと連星中性子星の融合からの重力波の直接検出によって証明されました。これらの検出はGRの予測を確認し、恒星質量ブラックホール（BH）の存在の最初の直接的な証拠を提供しました。ただし、BHの中心での特異点の発生は、特異点での等価原理の崩壊のためにGRが適用できないことを示唆しています。これらの特異点が存在するという事実は、GRが時空の普遍的な理論にはなり得ないことを示しています。低エネルギー限界では、$\Lambda$CDMモデルが直面する理論的および観測的課題は、重力の基礎となる理論としてGRを超えて見なければならない可能性があることも示しています。場の方程式に2次導関数までしか含まれていないGRとは異なり、高階導関数のRicci/Riemannテンソル重力モデルを使用した修正理論には高階導関数が含まれています。したがって、GR理論と修正理論の間に大きな違いがあると予想されます。強い重力と宇宙の距離でGRを変更する方法はたくさんあるので、各モデルには独自の特徴があります。これは、次の重要な質問につながります。GRを修正重力（MG）理論と区別する一連の固有の署名はありますか？このレビューでは、MG理論の3つの側面について説明します。（1）MG理論を検討する必要があるのはなぜですか。（2）GRを変更する方法は？（3）観察結果は何ですか？このレビューは、理論家や観察者、そして理論と観察の間の隔たりを埋めることに関心のある人々にとって有用な参考資料として役立つことを期待して、教育学的なスタイルで書かれています。
