宇宙論的パラメータ推定のためのウェーブレットモーメント
| Title |
Wavelet_Moments_for_Cosmological_Parameter_Estimation |
| Authors |
Michael_Eickenberg,_Erwan_Allys,_Azadeh_Moradinezhad_Dizgah,_Pablo_Lemos,_Elena_Massara,_Muntazir_Abidi,_ChangHoon_Hahn,_Sultan_Hassan,_Bruno_Regaldo-Saint_Blancard,_Shirley_Ho,_Stephane_Mallat,_Joakim_Anden,_Francisco_Villaescusa-Navarro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.07646 |
構造形成の非線形レジームから非ガウス情報を抽出することは、宇宙の大規模構造を調査する今後の宇宙論的調査からの豊富なデータを完全に活用するための鍵です。ただし、理論的および計算の複雑さのために、これは観測データを分析する際の主要な課題の1つです。この課題に取り組むために、3Dウェーブレットに基づく宇宙論的物質フィールドの要約統計量のセットを提示します。これらの統計は、3Dウェーブレット変換の複素係数の空間平均を$q$乗して計算されるため、不変ウェーブレットモーメントとして知られています。3Dウェーブレットは、放射状に帯域制限され、球形の極グリッド上で分離できるように構築されており、等方性、配向、および高調波の3つのタイプがあります。フィッシャー予測フレームワークでは、Quijoteスイートの物質フィールドに関するこれらの要約統計量のパフォーマンスを評価します。ここでは、ベース$\Lambda$CDMパラメーターの最先端のパラメーター制約に到達することが示されています。ニュートリノの質量の合計。パワースペクトルベースラインに関して、すべてのパラメーターで制約を5〜10倍改善できることを示します。
宇宙のインフレーション中の多音速共鳴から誘導された重力波
| Title |
Induced_Gravitational_Waves_from_Multi-Sound_Speed_Resonances_during_Cosmological_Inflation |
| Authors |
Andrea_Addazi,_Salvatore_Capozziello,_Qingyu_Gan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.07668 |
宇宙のインフレーション中の音速の時間変化によるマルチパラメトリック共鳴の可能性を探ります。特に、文献ですでに検討されている単一の振動モデルを超えた、より単純なケースにセットアップを修正します。1に等しい一定の音速の周りの2つの正弦波高調波です。パラメータ空間のいくつかの極端なコーナーを除いて、摂動レジーム内で、原始密度スペクトルは、音速の2つの重要な振動周波数を中心とする増幅されたピークの2つのグループによって特徴付けられることがわかります。一般的な結果として、インフレ時代からの二次誘導GWのエネルギースペクトルは単一の主要なブロードピークを持っているのに対し、放射線が支配的な相からのエネルギースペクトルは比較的2つの振動周波数の小/大比率。GWの遺物の確率的背景は、インフレーション中のパラメトリック共鳴の重力記憶を持っています。二重音速共鳴からのGW信号は、パルサータイミング電波天文学、宇宙および地上のGW干渉計からの補完的なチャネルでテストできます。
一般相対性理論の非線形物質拡張に対する観測的制約：分離可能なトレースパワーモデル
| Title |
Observational_constraints_on_nonlinear_matter_extensions_of_general_relativity:_Separable_trace_power_models |
| Authors |
E.-A._Kolonia,_C._J._A._P._Martins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.08016 |
最近の宇宙の加速の観測的証拠の根底にある物理的メカニズムの探求は、現代の基本的な宇宙論の説得力のある目標です。ここでは、アインシュタイン方程式の物質側に、正準項に加えて、エネルギー運動量テンソルのトレースに比例する項、$T=\rho-3p$が含まれる、均質で等方性の宇宙論モデルのクラスを定量的に研究します。、および低赤方性バックグラウンド宇宙論データを使用してこれらのモデルを制約します。これらのモデルは、非線形性理論のラグランジュによる一般相対性理論の拡張と考えることができ、物質と宇宙定数の両方を含む標準の$\Lambda$CDMモデルの現象論的拡張として、またはその直接的な代替として研究できます。、宇宙定数はありませんが、追加の項が宇宙を加速する責任を負わなければならない場合。全体として、私たちの主な発見は、$\Lambda$CDMのパラメトリック拡張が厳密に制約されており、追加のモデルパラメーターが標準偏差内の標準的な動作に制約されている一方で、このクラスの代替モデル（$\Lambdaがない）であるということです。$CDM制限）は除外されます。これにより、$\Lambda$CDMモデルの堅牢性のレベルと、現象論的な代替および拡張に引き続き使用できるパラメーター空間に関する洞察が得られます。
暗黒時代の相互作用するDM崩壊/消滅によって支配される磁化されたIGMにおける熱SZ効果
| Title |
Thermal_SZ_effect_in_a_magnetized_IGM_dominated_by_interacting_DM_decay/annihilation_during_dark_ages |
| Authors |
Arun_Kumar_Pandey,_Sunil_Malik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.08088 |
宇宙の夜明けの間、宇宙の熱史はよく研究されており、この時代の研究は、再結合の時代の前に宇宙への最も有用な洞察のいくつかを私たちに与えることができます。その正確なモデリングと将来の高精度測定は、宇宙の熱履歴を決定するための貴重なツールになります。本研究では、DM崩壊/消滅を含む、両極および乱流崩壊、バリオン-暗黒物質（BDM）相互作用を介して、崩壊磁場の存在下でのIGMの熱およびイオン化の履歴を研究します。考慮されるBDM相互作用断面積は、$\sigma=\sigma_0v^{n}$の形式です。ここで、$n=-2$および$n=-4$です。この作業では、現在のシナリオでは、DM粒子の崩壊/消滅が、低赤方偏移での温度とイオン化の履歴にかなりの影響を与えることを示しています。DM粒子の一部がバリオンと相互作用する場合、バリオンの温度とイオン化の割合は、バリオンと相互作用するDM粒子の割合に強く依存するという、部分的相互作用の概念が追加されています。また、熱スニヤエフ・ゼルドビッチ（tSZ）効果に対する現在のシナリオの興味深い結果についても研究しました。現在のDM減衰/消滅シナリオでの平均$y-$パラメータの絶対値の最高値は、PLANCK、FIRAS、PIXIEなどの実験データから得られた値の範囲内にあることを示しています。後で、ダークフォトンから発生する通常の磁場の限界を計算します。
GNILCを使用したBINGO21cmシミュレーションマップでのシンクロトロンモデルと周波数分解能のテスト
| Title |
Testing_synchrotron_models_and_frequency_resolution_in_BINGO_21_cm_simulated_maps_using_GNILC |
| Authors |
Eduardo_J._de_Mericia,_Larissa_Santos,_Carlos_Alexandre_Wuensche,_Vincenzo_Liccardo,_Camila_P._Novaes,_Jacques_Delabrouille,_Mathieu_Remazeilles,_Filipe_Abdalla,_Chang_Feng,_Luciano_Barosi,_Amilcar_Queiroz,_Thyrso_Villela,_Bin_Wang,_Jiajun_Zhang,_Andre_A._Costa,_Elisa_G.M._Ferreira,_Ricardo_G._Landim,_Marcelo_V._dos_Santos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.08112 |
21cmの水素線を回復するには、宇宙論的信号を無線周波数でのはるかに強い前景の寄与から分離することが不可欠です。BINGO電波望遠鏡は、21cm線を測定し、強度マッピング技術を使用してBAOを検出するように設計されています。この作業では、パワースペクトルバイアス除去手順と組み合わせたGNILCメソッドのパフォーマンスを分析します。この方法は、コラボレーションからの以前の作業に基づいて、シミュレートされたBINGOミッションに適用されました。2つの異なる放射光モデルと異なる機器構成を比較し、補助データとの組み合わせに加えて、全BINGO周波数帯域にわたる21cm信号の前景除去と回復の両方を最適化し、最適な周波数数を決定します。信号回復のためのバンド。PlanckSkyModelを使用して前景放射マップを作成し、FLASKパッケージを使用して宇宙論的Hi放射マップを生成し、機器の設定に従って熱雑音マップを作成しました。シミュレートされたスカイマップにGNILC法を適用して、Hiと熱雑音の寄与を分離し、バイアス除去手順を通じて、ノイズのない21cmのパワースペクトルの推定値を復元します。80ビン構成を使用したHi信号のほぼ最適な再構成が見つかりました。これにより、3％のすべての周波数でパワースペクトル再構成の平均誤差が発生しました。さらに、私たちのテストは、GNILCがさまざまなシンクロトロン放射モデルに対してロバストであることを示しました。最後に、CBASSフォアグラウンド情報を含むチャネルを追加して、21cm信号の推定誤差を減らしました。データをビニングするための最適な数のチャネルを備えた構成を作成するという以前の作業の最適化は、試運転前のBINGOハードウェア構成に関する決定に大きな影響を与えます。
AliCPT-1によるCMBレンズ観測の予測
| Title |
Forecasts_on_CMB_lensing_observations_with_AliCPT-1 |
| Authors |
Jinyi_Liu,_Zeyang_Sun,_Jiakang_Han,_Julien_Carron,_Jacques_Delabrouille,_Siyu_Li,_Yang_Liu,_Jing_Jin,_Shamik_Ghosh,_Bin_Yue,_Pengjie_Zhang,_Chang_Feng,_Zhi-Qi_Huang,_Hao_Liu,_Yi-Wen_Wu,_Le_Zhang,_Zi-Rui_Zhang,_Wen_Zhao,_Bin_Hu,_Hong_Li,_Xinmin_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.08158 |
AliCPT-1は、宇宙マイクロ波背景放射のBモード偏波の高精度測定を目的とした最初の中国のCMB実験です。現在チベットに配備されている望遠鏡は、90GHzと150GHzを中心とする2つの周波数帯で観測します。AliCPT-1のCMBレンズ再構成、レンズ銀河、およびレンズCIB（宇宙赤外線背景放射）相互相関信号対雑音比（SNR）を予測します。統合観測時間が異なる2つの段階、すなわち「4モジュール*年」（第1段階）と「48モジュール*年」（最終段階）を検討します。レンズの再構成には、3つの異なる二次推定量、つまり、湾曲した空のジオメトリを使用した、温度のみ、偏光のみ、および最小分散の推定量を使用します。不均一なヒット数の影響と、不完全な空の範囲による平均場バイアスの影響を考慮に入れます。最初の段階で、私たちの結果は、150GHzチャネルが最小分散推定器を使用して$15\sigma$の有意性でレンズ信号を測定できることを示しています。最終段階では、測定の重要度は$31\sigma$に増加します。また、高調波ドメインの2つの周波数データを組み合わせて、SNRを最適化します。我々の結果は、同時加算手順が複数の範囲l>800で再構成バイアスを大幅に減らすことができることを示しています。AliCPT-1の最終段階での偏光データの高品質のおかげで、EB推定器がこの段階でのレンズ再構成を支配します。また、AliCPT-1CMBレンズと宇宙の大規模構造の他のトレーサーとの間の相互相関のSNRを推定します。DESI銀河/クエーサーとの相互相関については、0.05<z<2.1の4つの赤方偏移ビンの相互相関SNR=10-20を報告します。最初の段階では、合計SNRは約$32$です。最終段階では、レンズと銀河の相互相関はSNR=52に達する可能性があります。
二次でのレイリー散乱による宇宙マイクロ波バックグラウンドスペクトル歪み
レイリー散乱による宇宙マイクロ波背景放射（CMB）スペクトル歪みは、厳密な2次宇宙摂動理論で初めて計算されます。新しいスペクトル歪みは、$10^{-2}<k{\rmMpc}/h<1$での音響散逸に敏感であり、CMB異方性によって制約されるスケールをわずかに拡張します。スペクトル形状は、温度摂動またはコンプトン散乱による他の従来のスペクトル歪み（$y$や$\mu$など）とは異なります。レイリー散乱では光子が高温でなければならないため、原始的な$y$歪みで縮退した熱スニヤエフ・ゼルドビッチ効果とは異なり、新しいスペクトル歪みは後期宇宙では形成されません。したがって、理想的な測定では、信号を他の効果から区別し、再結合中に新しい情報を抽出できます。最近のCMB異方性測定と一致する宇宙論的パラメーターを仮定すると、新しいスペクトル歪みは$6.5\times10^{-3}$Jy/strであり、現在提案されている航海2050の目標感度範囲よりも1桁小さいことがわかります。
非常に低い周波数の原始重力波は、初期の宇宙のインフレーションから発生すると予想されます。このような種類の重力波の検出は、インフレーション理論を検証し、インフレーションのエネルギースケールを決定するために非常に重要です。私たちの天の川銀河の塵による前景の汚染のために、Bモード偏光を使用する従来の方法は課題に直面しています。この作業では、非整列のソース-デフレクター-オブザーバー構成の重力レンズシステムに対する極低周波の原始重力波の影響を調査することにより、検出の代替方法を提案します。結果は、一連の選択されたパラメーターを使用して、極低周波の原始重力波からの摂動を伴う重力レンズシステムが、理論モデルから推定される時間遅延から約60％も逸脱する可能性がある時間遅延を引き起こす可能性があることを示しています。これは、重力レンズを意味します。非整列構成のシステムは、非常に低い周波数の原始重力波の潜在的な長いベースライン検出器として機能する可能性があります。
| Title |
Dynamics_of_co-orbital_exoplanets_in_a_first_order_resonance_chain_with_tidal_dissipation |
| Authors |
J\'er\'emy_Couturier,_Philippe_Robutel,_Alexandre_C.M._Correia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.08074 |
共軌道惑星（$1：1$の平均運動共鳴）は、ラプラス共鳴鎖内に形成することができます。ここでは、共鳴鎖$p：p：p+1$のダイナミクスを研究するための経年モデルを開発します。ここで、共軌道ペアは、最も外側の3番目の惑星との1次平均運動共鳴にあります。私たちのモデルは、一定のタイムラグモデルのハミルトニアンバージョンを使用して潮汐散逸を考慮に入れています。これは、点質量の場合のハミルトニアン形式を拡張したものです。平衡のいくつかのファミリーの存在と、これらの平衡が完全なシステムにどのように拡張されるかを示します。私たちがメインブランチと呼ぶ1つの家族では、共有軌道の秤動周波数と周辺中心部の歳差運動周波数との間の永年共鳴は、潮汐散逸が追加されたときに予期しない動的な結果をもたらします。共軌道惑星を$p：p：p+1$共鳴鎖の外側ではなく、内側ではるかに安定させる2つの異なるメカニズムの存在を報告します。1つ目は、上記の永年共鳴の領域で、潮汐を伴う線形化システムの固有値の負の実数部によるものです。2つ目は、ベクトル場の非線形の寄与によるもので、離心率の減衰によるものです。これらの2つの安定化メカニズムは、共有軌道構成での太陽系外惑星のまだ来ていない検出の可能性を高めます。
ループスにおける移行ディスク候補の高解像度ALMA観測
| Title |
High-resolution_ALMA_observations_of_transition_disk_candidates_in_Lupus |
| Authors |
Nienke_van_der_Marel_(1,2),_Jonathan_P._Williams_(3),_Giovanni_Picogna_(4),_Sierk_van_Terwisga_(5),_Stefano_Facchini_(6),_Carlo_F._Manara_(7),_Apostolos_Zormpas_(4),_Megan_Ansdell_(8)._((1)_Leiden_Observatory,_the_Netherlands,_(2)_University_of_Victoria,_Canada,_(3)_University_of_Hawaii,_USA,_(4)_LMU,_Germany,_(5)_MPIA,_Germany,_(6)_Universita_degli_Studi_di_Milano,_Italy,_(7)_ESO,_Germany,_(8)_NASA_Headquarters,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.08225 |
小さな内部ダストキャビティを備えたトランジションディスクは、ディスククリアリングメカニズムの研究にとって興味深いターゲットです。このようなディスクは、SEDの赤外線部分の不足によって識別されていますが、内部のダストキャビティの存在を確認するには、空間的に分解されたミリメートルのイメージングが必要です。内部の塵の空洞の存在を確認するために、バンド6の連続体で30masの解像度の高解像度ALMA観測と、ループス星形成領域での10個の遷移ディスク候補の$^{12}$CO2-1-1放出を使用します。責任のあるメカニズムを推測します。連続体データは可視性モデリングを使用して分析され、SEDは放射伝達モデルと比較されます。SEDから選択された6つのトランジションディスク候補のうち、半径4auの内部ダストキャビティを示したディスクは1つだけでした。他の3つのディスクは非常に傾斜しているため、内部のダストキャビティの検出可能性が制限されますが、SEDの赤外線不足の原因としても示されています。残りの2つのSEDで選択されたディスクは非常にコンパクトで、ダスト半径はわずか$\sim$3auです。低解像度画像から選択された4つの候補から、大きな内部空洞を持つ3つの新しいトランジションディスク$>$20auが特定され、Lupusの大きな空洞を持つトランジションディスクの総数は13になります。SEDによって選択された小さな空洞を持つトランジションディスクは高度に傾斜したコンパクトなディスクに偏っており、光蒸発の分散タイムスケールを推定する際にそれらの発生率を使用することに疑問を投げかけています。新しく導出されたディスクダストの質量と半径を使用して、サイズと光度、および$M_{\rmdust}-M_{\rmstar}$の関係を再評価します。これらの関係は、明るいディスクが下部構造を持つディスクによって支配されているのに対し、弱いディスクがドリフトによって支配されているディスクによって支配されている場合に理解できます。（要約）
原始惑星系円盤のアイソトポログ比を直接測定するための新しい方法：TWHya円盤の$^ {12} $ CO / $ ^ {13}$CO比の事例研究
| Title |
A_new_method_for_direct_measurement_of_isotopologue_ratios_in_protoplanetary_disks:_a_case_study_of_the_$^{12}$CO/$^{13}$CO_ratio_in_the_TW_Hya_disk |
| Authors |
Tomohiro_C._Yoshida,_Hideko_Nomura,_Kenji_Furuya,_Takashi_Tsukagoshi,_Seokho_Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.08330 |
惑星系は原始惑星系円盤で生まれると考えられています。同位体比は、原始惑星系円盤を介して分子雲から惑星系への物質の起源と進化を調査するための強力なツールです。ただし、主要な種の輝線が飽和しているため、特に原始惑星系円盤では、同位体（アイソトポログ）比を測定することは困難です。熱的広がりによって引き起こされる光学的に細いラインウィングを使用することにより、これらの課題を克服するための新しい方法を開発しました。この方法の最初のアプリケーションとして、TWHya周辺の原始惑星系円盤のアーカイブ観測から、2つの一酸化炭素アイソトポログライン$^{12}$CO$3-2$と$^{13}$CO$3-2$を分析しました。アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイを使用。$^{12}$CO/$^{13}$CO比は${70-110}$auのディスク半径で${20\pm5}$と推定され、これはで観測された値よりも大幅に小さいです。ローカルの星間物質、$\sim69$。これは、同位体交換反応が$\rmC/O>1$の低温環境で発生することを意味します。対照的に、$^{12}$CO/$^{13}$COは外部ディスクの$\sim{84}$よりも高いことが示唆されています（$r>{130}$au）。ダスト粒子上のアイソトポログの結合エネルギーとCOガス枯渇プロセスの違いによって説明されます。私たちの結果は、気相$^{12}$CO/$^{13}$COは、原始惑星系円盤内でも${>4}$の係数で変化する可能性があるため、物質の追跡に使用できることを示しています。ディスクの進化。
DECamによる土星の不規則な衛星の色
21個の土星不規則衛星のg-rとr-iの新しい色を報告します。そのうち、4個は以前に報告されていません。これは、1回の調査で報告された土星の不規則衛星の最大数です。これらの衛星は、観測値を「積み重ね」て、信号を追跡せずに増加させることによって測定されました。この作品は、かなりのバックグラウンドノイズの下で、ひどく混雑したフィールドの前でかすかなソースの検出を可能にする新しい処理アルゴリズムについて説明します。私たちの調査は、土星の不規則衛星のこれらの新しい色の測定値が以前の研究で見つかった他の不規則衛星の集団と一致していることを示し、不規則衛星の中に超赤色の物体がないことが、それらをトランスネプチューンから分離する本当の特徴であるという観察を強化しますオブジェクト（それらの想定されるソース母集団）。
COSCGM大要。 IV。 z<1銀河系媒体における金属量測定に対するさまざまなイオン化バックグラウンドの影響
吸収線測定に基づく銀河系周辺ガスの金属量推定では、通常、目に見えないイオン化状態を説明するために光イオン化モデリングが必要です。極紫外線バックグラウンド（EUVB）放射の不確実性が、z<1銀河系媒体（CGM）のそのような金属量の決定に与える影響を調査します。特に、活動銀河核からのEUV放射のべき乗則勾配alpha_EUVBの不確実性が、HIカラム密度が15.25<log（NHI/cm^-2）<の34個の吸収体のサンプルの金属量推定にどのように影響するかを調べます。17.25および測定された金属イオンカラム密度。低赤方偏移（z<1）での活動銀河核alpha_EUVBのEUVべき乗則勾配の変化に対する金属量推定の感度を示し、EUV勾配が硬化するにつれて、導出された吸収体金属量が平均で約0.3dex増加することを示します。alpha_EUVB=-2.0〜-1.4。これらの吸収体の金属量を導出するための自由パラメーターとしてalpha_EUVBを使用した光イオン化モデルのマルコフ連鎖モンテカルロサンプリングを使用します。吸収体の現在のサンプルは、勾配alpha_EUVB自体に堅牢な制約を提供しません。将来の分析がどのようにより強い制約を提供するかについて議論します。背景の勾配の不確実性を無視すると、固定EUVB勾配から自由に変化する勾配に切り替えると、金属量測定の平均不確実性が0.08dexから0.14dexに増加することがわかります。したがって、EUVBの不確実性をイオン化モデルに含めることができる一方で、堅牢な金属量の推論を可能にすることを示します。
LOFARの2メートルの空の調査の深部フィールドにおける低励起電波銀河の宇宙進化
| Title |
Cosmic_evolution_of_low-excitation_radio_galaxies_in_the_LOFAR_Two-meter_Sky_Survey_Deep_Fields |
| Authors |
R._Kondapally,_P._N._Best,_R._K._Cochrane,_J._Sabater,_K._J._Duncan,_M._J._Hardcastle,_P._Haskell,_B._Mingo,_H._J._A._R\"ottgering,_D._J._B._Smith,_W._L._Williams,_M._Bonato,_F._Gao,_C._L._Hale,_K._Ma{\l}ek,_G._K._Miley,_I._Prandoni,_L._Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.07588 |
低励起電波銀河（LERG）からのフィードバックは、ローカル宇宙の巨大銀河のライフサイクルにおいて重要な役割を果たします。しかし、それらの進化、およびこれらの活動銀河核が初期の銀河の進化に与える影響については、よくわかっていません。LOFAR2メートルスカイサーベイディープフィールドの最初のデータリリースからの10481LERGのサンプルを使用して、$\sim$25deg$^2$をカバーし、電波光度関数（LF）の進化の最初の測定値を示します。）$z\sim2.5$へのLERGの;これは比較的穏やかな進化を示しています。我々は、LERGを静止銀河と星形成銀河によってホストされているものに分割し、高赤方偏移で星形成銀河によってホストされているLERGの新しい支配的な集団を見つけました。静止銀河におけるLERGの発生率は、$z\sim1.5$までの恒星質量への急激な依存性を示しており、高温ガスハローの冷却から発生する降着のローカルユニバース測定と一致しています。静止状態のLERGは$z<1$でLFを支配し、特徴的な光度が増加する一方で、利用可能なホスト銀河のそれをトレースして、赤方偏移による空間密度の大幅な低下を示します。星形成LERGLFは赤方偏移とともに増加するため、この母集団はほとんどの電波光度で$z\sim1$だけ空間密度を支配します。星形成銀河におけるLERGの発生率は、星形成質量依存性がはるかに弱く、赤方偏移とともに増加します。これは、静止状態の銀河と比較して異なる燃料供給メカニズムを示唆しており、星形成銀河に存在する低温ガス供給に関連している可能性があります。
[Mg/Fe]の垂直分布と遅延ガス流入シナリオにおけるディスク二分法の特徴
| Title |
Disc_dichotomy_signature_in_the_vertical_distribution_of_[Mg/Fe]_and_the_delayed_gas_infall_scenario |
| Authors |
E._Spitoni,_V._Aguirre_B{\o}rsen-Koch,_K._Verma,_A._Stokholm |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.07597 |
APOGEEデータの分析は、[$\alpha$/Fe]と[Fe/H]の存在比空間におけるディスクスターの2つのシーケンスの間に明確な区別が存在することを示唆しています。太陽近傍でこれら2つのシーケンスを再現するように設計された2落下化学進化モデルが、APOGEEDR16データの[Mg/Fe]の垂直分布で観測されたディスクの二峰性も予測できるかどうかをテストすることを目的としています。太陽の近くで銀河系のさまざまな時期に生まれたSSPの予測される化学組成とともに、それらの最大鉛直高さ|zmax|を提供します。薄い円盤の星の垂直作用と恒星の年齢との関係を仮定して計算された銀河面の上。[Mg/Fe]存在比の予測される垂直分布は、8Gyr未満の星（低$\alpha$のみ）のAPOGEEDR16データとastroNNカタログ（星の年齢、軌道パラメーター）を組み合わせて観測されたものと一致しています。シーケンススター）。高$\alpha$円盤成分を含め、銀河の高さ|z|での観測カットを考慮して、垂直[Mg/Fe]存在量分布の二分法が再現されています。<2kpc。ただし、このモデルでは、|zmax|の成長がフラットすぎると予測しています。APOGEEデータの中央値とは対照的に、高$\alpha$オブジェクトの[Mg/Fe]の関数として。このような緊張の考えられる説明は次のとおりです。i）|z|を使用したデータサンプル<2kpcはハロー星によって汚染されている可能性が高く、中央値が運動学的に高温になります。ii）マイナーな合併などの外部摂動がディスクを加熱した可能性があり、軌道の加熱は散乱プロセスだけではモデル化できません。データを化学に基づいたディスク解剖と仮定すると、観測された|zmax|高$\alpha$および低$\alpha$シーケンスの分布は、垂直アクションの推定値の誤差を計算で考慮すると、モデルの予測とよく一致しています。
ローカルボリュームIIを超えて：深いHST/WFC3並列フィールドにおける超低温矮星の人口スケールの高さと年齢
| Title |
Beyond_the_Local_Volume_II:_Population_Scaleheights_and_Ages_of_Ultracool_Dwarfs_in_Deep_HST/WFC3_Parallel_Fields |
| Authors |
Christian_Aganze_(1),_Adam_J._Burgasser_(1),_Matthew_A._Malkan_(2),_Christopher_A._Theissen_(1),_Roberto_A._Tejada_Arevalo_(3),_Chih-Chun_Hsu_(1),_Daniella_C._Bardalez_Gagliuffi_(4),_Russell_E._Ryan_(5),_Benne_W._Holwerda_(6)_((1)_UCSD,_(2)_UCLA,_(3)_Princeton,_(4)_AMNH,_(5)_STSCI,_(6)_University_of_Louisville) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.07621 |
超低温矮星は天の川の星のかなりの割合を占めており、これらの源の深いサンプルは、銀河系の低質量オブジェクトの形成履歴と進化を制約する可能性があります。最近まで、スペクトルサンプルはローカルボリューム（d<100pc）に制限されていました。ここでは、Aganzeetal。によって同定された164の分光学的に特徴づけられた超低温矮星のサンプルを分析します。（2022）ハッブル宇宙望遠鏡WFC3赤外線分光並列（WISP）調査および3D-HST。人口シミュレーションを使用して観測された光度関数をモデル化し、スペクトルタイプの関数としてスケール高さ、垂直速度分散、および人口年齢に制約を課します}。私たちの星の数は、超低温矮星のべき乗則の質量関数と一定の星形成の履歴と一致しており、垂直スケールの高さは249$_{-61}^{+48}$pc、後期M型矮星の場合は153$_{-30}L型矮星の場合は^{+56}$pc、T型矮星の場合は175$_{-56}^{+149}$pc。空間分散関係と速度分散関係を使用すると、これらのスケール高さは、後期M型矮星では3.6$_{-1.0}^{+0.8}$、L型矮星では2.1$_{-0.5}^{+0.9}$Gyrのディスク個体群年齢に対応します。、および2.4$_{-0.8}^{+2.4}$T型矮星のGyr。これは、L型矮星が平均して若く分散の少ない集団であると予測する以前のシミュレーションと一致しています。年齢と速度の関係にばらつきがあるため、これらの年齢にはさらに1〜2Gyrの体系的な不確実性があります。人口シミュレーションを使用して、JWSTPASSAGES調査（WISPSおよび3D-HSTと同様のより深い調査）でUCD収量を予測し、厚い円盤とハローソースが支配的であるにもかかわらず、同等のサイズのUCDサンプルを生成することを確認します。
RAMSESのダストダイナミクス-I.方法と乱流加速
| Title |
Dust_dynamics_in_RAMSES_--_I._Methods_and_turbulent_acceleration |
| Authors |
Eric_R._Moseley,_Romain_Teyssier,_and_B._T._Draine |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.07681 |
超新星の噴出物と恒星風は、比較的大きなサイズの星間ダスト粒子を生成すると考えられています。より小さな粒子を生成する1つの方法は、確率的に高速に加速された大きな粒子を粉砕することです。この確率的加速を理解するために、新しい電磁流体力学（MHD）-パーティクルインセル（PIC）法を天体物理学の流体コードRAMSESに実装しました。ダスト粒子は、空気力学的抗力とローレンツ力を経験する一連の巨大な「超粒子」として扱います。さまざまな物理的条件でメソッドを検証し、粒子を加速できるメカニズムを説明するために設計された一連の数値テストをコードに適用します。最終テストおよび将来の作業の基礎として、典型的なコールドニュートラル媒体条件で1〜2$\mu$mの粒子に似るように選択された粒子パラメータを使用して、崩壊するほこりっぽいMHD乱流シミュレーションの結果を示します。これらの条件では、これらの粒子は、粉砕速度をはるかに超えて効果的に加速できることがわかります。これは、帯電した粒子と中性の粒子の両方に当てはまります。ガス粒子の相対ドリフト速度分布のピークは中性粒子の方が高くなりますが、帯電した粒子のドリフト速度分布は、はるかに速い速度まで拡張された指数テールを示します。それでも、分布の形状は、ローレンツ力によって提供される追加のガス粒子結合が粒子を粉砕から相対的に保護するようなものです。
| Title |
A_Dynamical_Evolution_Study_of_the_Open_Clusters:_Berkeley_10,_Berkeley_81,_Berkeley_89_and_Ruprecht_135 |
| Authors |
Hikmet_\c{C}akmak_and_Y\"uksel_Karata\c{s} |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.07745 |
GaiaEDR3測光/位置天文データを利用して、オープンクラスター（OC）、バークレー\、10（Be〜10）、バークレー\、81（Be〜81）の得られた天体物理学的、構造的、動的パラメーターから動的進化を研究しました。、Berkeley\、89（Be〜89）、およびRuprecht\、135（Ru〜135）。アイソクロネフィッティング法からのガイアEDR3測光距離は、ガイアEDR2のものよりも小さくなっています。4つのOCの緩和時間は年齢よりも短く、この点で動的に緩和されます。それらの急な全体的な質量関数の傾きは、それらの低質量星がそれらの大質量星よりも多いことを意味します。それらの大きい$\tau$/比較的小さい$t_{rlx}$値は、高度な大量分離を意味します。したがって、彼らは彼らの低質量星をフィールドに多く失ったようです。Be〜89の外側の部分は、時間の経過とともに拡大することを示しています。ただし、Be〜10とBe〜81は、動的進化による比較的収縮するコア/クラスター半径を示しています。Ru〜135（0.9〜Gyr）は、時間とともにサイズと質量が縮小するのではなく、原始的な起源を持っている可能性があります。Be〜89の潮汐半径は、そのクラスター半径よりも小さいです。これは、そのメンバーの星が、重力によってクラスターに結合しているという意味で、その潮汐半径内にあることを意味します。残りのOCの場合、潮汐半径を超えたクラスターメンバーは、重力によってクラスターに拘束されません。クラスターは、銀河の可能性により影響を受けます。
最大の銀河におけるバリオンサイクル
宇宙最大の銀河は、広大な大気と超大質量ブラックホールの両方を持っています。この記事では、大きな銀河のカップルのこれら2つの要素がどのように銀河の星形成率を調節するかをレビューします。超大質量ブラックホールと大規模大気との相互作用のモデルは、冷たいガス雲がブラックホールに降着するときに放出されるエネルギーが、冷たい雲の形成に対してわずかに安定した状態で大気を浮遊させることを示唆しています。増え続ける観測証拠は、銀河団の巨大な中央銀河から私たち自身の天の川に至るまで、多くの巨大な銀河がその限界状態に近いことを示しています。このような限界状態にある銀河内の星形成のためのガス供給は、その星の中心速度分散（sigma_v）と密接に関係しています。したがって、sigma_vが銀河の超新星加熱速度によって決定される臨界値を超えると、ブラックホール降着中に放出されるエネルギーが星形成をシャットダウンするモデルの結果を調査します。
ISMにおける脂肪アルコールの前駆体：n-プロパノールの発見
| Title |
Precursors_of_fatty_alcohols_in_the_ISM:_Discovery_of_n-propanol |
| Authors |
Izaskun_Jimenez-Serra_(1),_Lucas_F._Rodriguez-Almeida_(1),_Jesus_Martin-Pintado_(1),_Victor_M._Rivilla_(1_and_2),_Mattia_Melosso_(3),_Shaoshan_Zeng_(4),_Laura_Colzi_(1_and_2),_Yoshiyuki_Kawashima_(5),_Eizi_Hirota_(6),_Cristina_Puzzarini_(3),_Belen_Tercero_(7),_Pablo_de_Vicente_(7),_Fernando_Rico-Villas_(1),_Miguel_A._Requena-Torres_(8_and_9),_Sergio_Martin_(10,11)_((1)_Centro_de_Astrobiologia_(CSIC/INTA),_Ctra._de_Torrejon_a_Ajalvir_km_4,_E-28806,_Torrejon_de_Ardoz,_Spain,_(2)_INAF-Osservatorio_Astrofisico_di_Arcetri,_Largo_Enrico_Fermi_5,_50125,_Florence,_Italy,_(3)_Dipartimento_di_Chimica_"Giacomo_Ciamician",_Universita_di_Bologna,_via_F._Selmi_2,40126,_Bologna,_Italy,_(4)_Star_and_Planet_Formation_Laboratory,_Cluster_for_Pioneering_Research,_RIKEN,2-1_Hirosawa,_Wako,_Saitama,_351-0198,_Japan,_(5)_Department_of_Applied_Chemistry,_Faculty_of_Engineering,_Kanagawa_Institute_of_Technology,_Atsugi,_Kanagawa_240-0292,_Japan,_(6)_The_Graduate_University_for_Advanced_Studies,_Hayama,_Kanagawa_240-0193,_Japan,_(7)_Observatorio_de_Yebes_(IGN),_Cerro_de_la_Palera_s/n,_E-19141,_Guadalajara,_Spain,_(8)_University_of_Maryland,_College_Park,_ND_20742-2421,_USA,_(9)_Department_of_Physics,_Astronomy_and_Geosciences,_Towson_University,_MD_21252,_USA,_(10)_European_Southern_Observatory,_Alonso_de_C\'ordova_3107,_Vitacura_763_0355,_Santiago,_Chile,_(11)_Joint_ALMA_Observatory,_Alonso_de_C\'ordova_3107,_Vitacura_763_0355,_Santiago,_Chile) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.08267 |
生命の起源に関する理論は、初期の細胞膜が脂肪アルコールなどのリン脂質よりも単純な両親媒性分子から合成されたことを提案しています。最も単純なリン脂質ヘッドグループであるエタノールアミンの星間物質（ISM）での発見は、単純な両親媒性分子も宇宙で合成されるかどうかという疑問を提起します。脂肪アルコールの前駆体がISMに存在するかどうかを調査します。このために、IRAM30m望遠鏡とイエベス40m望遠鏡を使用して、銀河中心にある巨大分子雲G+0.693-0.027に向かって7、3、2、1mmでスペクトル調査を実施しました。ここでは、脂肪アルコールの前駆体である第一級アルコールn-プロパノール（両方の配座異性体Ga-n-C3H7OHとAa-n-C3H7OH）のISMでの検出を報告します。n-プロパノールの得られたカラム密度は、Gaコンフォーマーの場合は（5.5+-0.4）x10^13cm^-2、Aaコンフォーマーの場合は（3.4+-0.3）x10^13cm^-2であり、Ga-n-C3H7OHの場合は（4.1+-0.3）x10^-10、Aa-n-C3H7OHの場合は（2.5+-0.2）x10^-10。また、n-ブタノールのAGaコンフォーマー（AGa-n-C4H9OH）を検索しましたが、その存在量の上限は<4.1x10^-11でした。推定されるCH3OH：C2H5OH：C3H7OH：C4H9OHの存在比は、G+0.693-0.027に向かって1：0.04：0.006：<0.0004になります。つまり、複雑さが増すにつれて、およそ1桁減少します。また、（1.11+-0.08）x10^14cm^-2および（1.3+-0.4）x10^13cm^-2のカラム密度、およびそれぞれ（8.2+-0.6）x10^-10および（9.6+-3.0）x10^-11。n-プロパノールの検出は、ISMでのエタノールアミンの最近の発見とともに、生命の起源の理論による脂質の前駆体が宇宙から地球にもたらされた可能性を開きます。
反応速度パラメータのベイズ推定のための統計的エミュレーションと粒子表面拡散の知識の使用：グリシンネットワークへの応用
| Title |
Using_Statistical_Emulation_and_Knowledge_of_Grain-Surface_Diffusion_for_Bayesian_Inference_of_Reaction_Rate_Parameters:_An_Application_to_a_Glycine_Network |
| Authors |
Johannes_Heyl,_Jonathan_Holdship,_and_Serena_Viti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.08347 |
星間粒子表面化学を取り巻く多くの不確実性が存在します。主要な反応メカニズムの1つは、各種の結合エネルギーパラメータを知る必要がある粒子表面拡散です。ただし、これらの値は文献によって大きく異なり、拡散によって特定の反応が発生するかどうかについての議論につながる可能性があります。この作業では、ベイズ推定を使用して、利用可能な氷の存在量を使用して、グリシンを生成する化学ネットワークでの反応の反応速度を推定します。これを使用して、反応が拡散を介して行われると仮定することにより、ネットワーク内のさまざまな重要な種の結合エネルギーを推定します。拡散メカニズムの理解を利用して、反応をクラスに分類できることを示すことにより、推論問題の次元を49から14に減らします。この次元削減により、問題は計算上実行可能になります。ニューラルネットワーク統計エミュレーターは、ベイズ推定プロセスを大幅に加速するためにも使用されます。対象となる拡散種のほとんどの結合エネルギーは、原子水素と二原子水素を除いて、いくつかの異なる文献値と一致することがわかります。これらの2つの種との不一致は、物理的および化学的モデルの制限に関連しています。ただし、H+X->HXの形式のダミー反応を使用すると、水素原子の結合エネルギーとの不一致がいくらか減少することがわかります。UCLCHEMのフルガスグレインバージョンで推定された結合エネルギーを使用すると、ほとんどすべての分子量が回収されます。
恒星ハローのトモグラフィー：恒星ハローの異方性は私たちに何を教えてくれますか？
天の川銀河の恒星のハローは、伴銀河から付着した潮汐の破片や小川が存在するため、非常にゴツゴツした構造をしていることが知られています。これらの下部構造の豊富さと分布は、天の川の組み立ての歴史に関する豊富な情報を提供することができます。いくつかの情報理論的尺度を使用して、Bullock＆Johnstonシミュレーションスイートからの一連の天の川サイズの恒星ハローの異方性を研究します。私たちの分析によると、各恒星ハローの半径方向の異方性は、その中心からの距離とともに増加し、最終的には特定の半径を超えてプラトーになります。すべての恒星のハローは、半径$\sim50$kpc内で非常に滑らかな構造を持ち、周辺では非常に異方性の構造を持っています。与えられた半径で、恒星のハローの極異方性と方位角異方性には、2つの異なる成分があります。（i）星の滑らかな分布からのほぼ不変の成分と（ii）おそらく下部構造からの非常に変動する成分です。半径距離を固定したまま、恒星粒子の極座標と方位角座標をランダム化することにより、ハローの下部構造と非球形を破壊します。異方性の変動部分が完全に排除され、異方性の不変部分が球形化後に大幅に減少することが観察されます。元のハローとその球形バージョンを比較すると、異方性の不変部分はハローの離散性ノイズと非球形に起因し、下部構造は変動部分に寄与することがわかります。異方性の間のそのような区別が恒星のハローとその下部構造の形を制約することができることを示します。最後に、異なる半径距離でのハローの極および方位角異方性プロファイルを組み合わせることにより、個々の下部構造の分布をマッピングします。
奇数ラジオサークルのエネルギーと前駆体について
奇数の電波サークルまたはORCが最近発見された低表面輝度の拡散電波源であり、その起源の原因となるその前駆体と天体物理学的プロセスが現在議論されています。一部のORCは遠方の銀河でホストされているように見え、一部はホストがありません。2つのもっともらしいシナリオでは、ORCを、ローカル銀河群のグループ内媒体にある数百pcのサイズの近くの超新星残骸、または遠方の銀河の周りに数百kpcのサイズの衝撃を受けたハローと見なします。数百kpcサイズのORCを作成するために必要な衝撃の入力エネルギーは、$10^{56}-10^{59}$ergと推定されます。ここでは、複数の（$10^{3}-10^{6}）により、衝撃で放出されるエネルギーが$10^{41}-10^{44}$ergs$^{-1}$の割合で放出されることが示されています。$）合併銀河系での短期間（数十Myr）の潮汐破壊現象は、巨大なブラックホールをホストすることで、遠方の銀河の周りにORCを生成するために必要なエネルギーを供給することができます。ORCの最も妥当で豊富なホストは、中間の赤方偏移にあるスターバースト後の銀河である可能性があります。スターバースト後の銀河で現在観測されている潮汐破壊現象の優位性、赤方偏移の進化、および中間の赤方偏移でのスターバースト後の銀河の環境は、現在の観測を有利に支持しています。
GRB 210204Aの長時間アクティブな残光：ガンマ線バーストで最も遅延したフレアの検出
| Title |
The_long-active_afterglow_of_GRB_210204A:_Detection_of_the_most_delayed_flares_in_a_Gamma-Ray_Burst |
| Authors |
Harsh_Kumar,_Rahul_Gupta,_Divita_Saraogi,_Tom\'as_Ahumada,_Igor_Andreoni,_G.C._Anupama,_Amar_Aryan,_Sudhanshu_Barway,_Varun_Bhalerao,_Poonam_Chandra,_Michael_W._Coughlin,_Dimple,_Anirban_Dutta,_Ankur_Ghosh,_Anna_Y._Q._Ho,_E._C._Kool,_Amit_Kumar,_Michael_S._Medford,_Kuntal_Misra,_Shashi_B._Pandey,_Daniel_A._Perley,_Reed_Riddle,_Amit_Kumar_Ror,_Jason_M._Setiadi,_Yuhan_Yao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.07587 |
30日間にわたるGRB210204Aの広範なブロードバンドフォローアップの結果を提示します。バースト後7.6x10^5秒と1.1x10^6秒で残光の光学フレアを検出します。これは、GRB残光でこれまでに検出された中で最も遅延したフレアです。ソースの赤方偏移が0.876の場合、残りのフレームの遅延は5.8x10^5秒（6.71日）です。このフレアの考えられる原因を調査し、最も可能性の高い原因はジェットのリフレッシュされた衝撃であると結論付けます。GRBの迅速な放出は、典型的な長いバーストの範囲内です。これは、3つの互いに素な放出エピソードを示し、すべてが典型的なGRB相関に従います。これは、GRB210204Aには、遅い時間のフレアを引き起こす特別な特性がない可能性があり、他の残光に対するそのような検出の欠如は、遅い時間の観測の不足に起因する可能性があることを示唆しています。GRBのより大きなサンプルの体系的な遅い時間のフォローアップは、そのような残光の振る舞いにもっと光を当てることができます。GRB210204Aをさらに分析すると、光度曲線の遅い時間のバンプは、赤方偏移（z）=0.876での基礎となるSNeが原因である可能性は非常に低く、遅い時間のフレア活動が原因である可能性が高いことが示されています。この変動の原因は、悪天候による遅い時間の制約でマルチバンドデータが不足しているため、明確に定量化できません。GRB210204Aのフレアは、これまでに検出された最新のフレアです。
| Title |
Multi-messenger_observations_of_binary_neutron_star_mergers_in_the_O4_run |
| Authors |
A._Colombo,_O._S._Salafia,_F._Gabrielli,_G._Ghirlanda,_B._Giacomazzo,_A._Perego_and_M._Colpi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.07592 |
LIGO-Virgo-KAGRA重力波（GW）検出器の次の4回目の観測実行（O4）中に、マルチメッセンジャー天文学として検出される中性子星連星の数と特性に対する現実的な期待を提示します。観測戦略の最適化のためのガイダンス。私たちの予測は、GW信号対雑音比、キロノバ（KN）光学および近赤外光曲線、相対論的ジェットガンマ線バースト（GRB）プロンプト放出ピーク光子フラックス、およびラジオ、光学、X線の残光曲線。私たちの仮定の範囲内で、O4中に自信を持って検出されるGWイベントの割合は$7.7^{+11.9}_{-5.7}$yr$^{-1}$であり、その78％がKNを生成し、52が低くなります。％は相対論的ジェットも生成します。現在の光学電磁探索および追跡戦略の典型的な深さは、O4のほとんどのKNeを検出するのにまだ十分ですが、最初の1〜2泊だけです。相対論的ジェット放出を検出するための見通しは有望ではありません。より近いイベント（z<0.02以内）でも検出可能な繭ショックブレイクアウトが発生する可能性がありますが、ほとんどのイベントでは、良好に小さい視野角で見られない限り、GRB放出（プロンプトと残光の両方）が失われます。これにより、検出可能なジェットを伴うイベントの割合が2％（迅速な放出、偶然）および10％（残光、深い無線監視）に減少します。これは、検出率$0.17^{+0.26}_{-0.13}$および$0.78^{に対応します。+1.21}_{-0.58}$yr$^{-1}$、それぞれ。GRB検出によってトリガーされるGWサブスレッショルド検索を検討する場合、GW+GRBプロンプトエミッション検出の予測レートは、より有望な$0.75^{+1.16}_{-0.55}$yr$^{-1}$まで増加します。。
連星系におけるコンパクト星の残骸の質量分布と「質量ギャップ」
| Title |
Mass_Distribution_and_"Mass_Gap"_of_Compact_Stellar_Remnants_in_Binary_Systems |
| Authors |
Niranjan_Kumar_and_Vladimir_V._Sokolov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.07632 |
中性子星（NSs）の最大臨界質量は、状態方程式と観測結果のコンテキストでレビューされました/最大NS質量（MNS）はMNS〜2.2-2.9M_Sunの範囲に存在すると予測されました。しかし、重力波の最近の観測や他の研究は、NSのより高い質量限界、MNS〜3/2M_Sunを示唆しました。MNS〜2M_Sunの値までのNS質量はよく理解されており、このような質量値では、NSとブラックホール（BH）の崩壊の間の「質量ギャップ」（「mギャップ」）について議論することは意味がありました。。「m-gap」は、NSの最大質量とBHコラプサーの最小質量の間に存在します（Mm-gap〜2-5M_Sun）。質量分布では、NSとBHの最大母集団は、それぞれMNS=1.4M_SunとMBH=6.7M_Sunにあります。しかし、最近の保守的な結果は、コンパクトオブジェクトによる「mギャップ」を埋めることを予測しました。この論文では、重力力学の概念が、Mpeak=6.7M_Sunおよび「m-gap」（Mm-gap〜2-5M_Sun）での重力質量のピーク尤度値の問題を解決するために報告されました。この概念は、局所化可能な場のエネルギーとの重力相互作用の非メートル法のスカラーテンソルモデルに基づいていました。重力力学モデルは、半径r*=GMQ/c2〜10kmのクォークグルーオンプラズマの物質で満たされたコンパクトな相対論的物体の総質量（MQ）を示しており、「mギャップ」と一致しています。このような非常に密度の高い物体の測定可能な総重力質量は、物質と場の両方で構成され、スカラーテンソル成分によって記述されることが概念化されました。このモデルは、「m-gap」内の崩壊を予測するのにも役立ちます。
同時広帯域観測からのミリ秒パルサーPSRJ2241-5236に向けた周波数依存分散測定の検出
| Title |
Detection_of_frequency-dependent_dispersion_measure_toward_the_millisecond_pulsar_PSR_J2241-5236_from_contemporaneous_wide-band_observations |
| Authors |
Dilpreet_Kaur,_N._D._Ramesh_Bhat,_Shi_Dai,_Samuel_J._McSweeney,_Ryan_M._Shannon,_Sanjay_Kudale,_Willem_van_Straten |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.07973 |
パルサー分散測定（DM）を正確に測定し、それらに適切な補正を適用することは、パルサータイミングアレイ（PTA）などの高精度タイミングプログラムの主要な課題の1つです。広帯域パルサー計装の出現により、より正確なDM測定が可能になり、タイミング精度が向上しますが、Cordesetal。によって理論化された周波数依存（色）DMの注意深い評価も必要になります。（2016）。ここでは、現在および将来のPTAの優先度の高いターゲットであるミリ秒パルサーPSRJ2241-5236の広帯域観測におけるこのような影響の検出について報告します。観測は、マーチソン広視野アレイ（MWA）、アップグレードされた巨大メートル波電波望遠鏡（uGMRT）、およびパークス望遠鏡で現在利用可能な広帯域受信機と機能を使用して同時に行われたため、80MHzから4までの前例のない広い周波数範囲を提供します。GHz。私たちの分析は、観測頻度（$\nu$）に比例するDMの測定可能な変化を$\rm\deltaDM\sim\nu^{2.5\pm0.1}$として示しています。測定されたDMにおけるこのような周波数依存性の潜在的な影響、およびタイミングノイズバジェットへの影響の可能性について説明し、PTAの取り組みを進める上での低周波数観測の有用性についてコメントします。
球状に拡大する線源におけるハドロン超臨界：GRB即発放出への応用
| Title |
Hadronic_supercriticality_in_spherically_expanding_sources:_application_to_GRB_prompt_emission |
| Authors |
Ioulia_Florou,_Apostolos_Mastichiadis,_Maria_Petropoulou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.08025 |
相対論的ハドロンプラズマは、特定の条件下で超臨界状態になり、光子の爆発によって陽子に蓄積されたエネルギーを突然かつ効率的に放出する可能性があります。過去の研究では、このようなハドロン超臨界（HSC）の特徴を、ガンマ線バースト（GRB）の即発放出の現象学に関連付けようとしています。この作業では、断熱的に拡大するソースのHSCを初めて調査します。HSCをトリガーするために必要な条件を調べ、膨張速度の役割を研究し、GRBプロンプト放出に関連する結果について説明します。ゆっくりと拡大する領域（$u_{\rmexp}\lesssim0.01c）$からのマルチパルス光度曲線は、自然なHSC準周期性の現れであり、シングルパルス光度曲線は、立ち上がりが速く、減衰が遅いことがわかります。より高い速度で見られます。光子スペクトルの形成は、ソース内の電磁カスケードによって制御されます。ピーク光子エネルギーは、最大陽子エネルギー$\sim1-10$PeV（$1-10$EeV）の場合、ジェットローレンツ因子100を想定した場合の$\sim1$MeV（$\sim1$GeV）です。ピーク$\gamma$-光線の輝度は$10^{49}-10^{52}$ergs$^{-1}$の範囲にあり、MeVピークのスペクトルはGeVの100〜300$倍の明るさです-ピークの類似体。MeVでピークに達するHSCバーストも大量の$\sim10$TeVニュートリノエミッターであり、$\gamma$線のもののすべてのフレーバーフルエンス$\sim10\％$があります。典型的な長時間のGRBがHSCによって駆動されるという仮説は、近い将来、IceCube-Gen2のようなより感度の高いニュートリノ望遠鏡でテストされる可能性があります。
マグネター/Beスターバイナリに存在する繰り返しの高速電波バースト
| Title |
A_repeating_fast_radio_burst_residing_in_a_magnetar/Be_star_binary |
| Authors |
F._Y._Wang_(NJU),_G._Q._Zhang,_Z._G._Dai,_K._S._Cheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.08124 |
高速電波バースト（FRB）は、ミリ秒の長さの電波バーストを放出する謎の宇宙源です\cite{Lorimer2007}。数百のFRBが発見されましたが\cite{TheCHIME/FRBCollaboration2021}、それらの物理的性質と中央エンジンはまだ不明です\cite{Cordes2019、Petroff2019、Zhang2020、Xiao2021}。ファラデー回転測定と分散測定の変動は、地域の環境によるものであり、それらの物理的性質を理解するための重要な手がかりです\cite{Michilli2018、Anna-Thomas2022}。FRB20201124Aの回転測定に関する最近の観測では、日中のスケールで有意な変動が見られます\cite{FAST21}。可変回転測定は、FRB20201124Aが動的な磁気イオン環境にあることを示しています\cite{FAST21}。興味深いことに、回転測定の振動は、局所的な寄与が符号を変えることができることをサポートします。これは、視線に沿った磁場の方向の変化を示します。ここでは、このFRBがマグネターとデクリションディスクを備えたBe星を含む連星に存在することを提案します。マグネターがペリアストロンに近づくと、Be星の円盤を通る電波の伝播は、自然に観測されたさまざまな回転測定、偏光解消、大きな散乱タイムスケール、およびファラデー変換につながります。Be/X線連星からのFRB信号の検索は有望です。
遠方ガンマ線バーストGRB201216Cの非常に高いエネルギー放出の時間依存数値モデル
最近、MAGICコラボレーションは、遠方のGRB、GRB201216Cからの超高エネルギー（VHE）放出の$\sim5\sigma$統計的有意性を報告しました。このような遠方のGRBは、銀河系外の背景光（EBL）によって効果的に吸収される可能性があります。そのような遠方の物体からのVHE放出の起源はまだ不明です。ここでは、この遠方のGRBの残光放出を研究するための数値モデルを提案します。このモデルは、電子分布の時間的進化を支配する連続の方程式を解き、広帯域観測データは、前方衝撃波のシンクロトロンとシンクロトロン自己コンプトン（SSC）放射によって説明できます。予測された観測された0.1TeVフラックスは、$t\sim10^3で$\sim10^{-9}-10^{-10}\rmerg〜cm^{-2}〜s^{-1}$に達する可能性があります-10^4\rms$、EBLの吸収が強い場合でも、MAGIC望遠鏡でこのような強いSub-TeV放射を観測することができます。この数値モデルを使用すると、モデリングの衝撃パラメータは他の2つのSub-TeVGRB（つまり、GRB190114CとGRB180720B）と類似しており、Sub-TeVGRBにはいくつかの共通点があることを意味します。バースト中密度および低磁気等分配係数。GRB201216Cを典型的なGRBと見なし、MAGIC望遠鏡で検出できるGRBの最大赤方偏移、つまり$z\sim1.6$を推定します。また、このような遠方のGRBのVHE光子エネルギーは$\sim0.1〜\rmTeV$にしか到達できないこともわかりました。VHE望遠鏡の低エネルギー感度を改善することは、これらの遠方のGRBのサブTeV放射を検出するために非常に重要です。
相対論的磁化衝突のない衝撃と高密度の塊との相互作用
| Title |
Interaction_of_a_Relativistic_Magnetized_Collisionless_Shock_with_a_Dense_Clump |
| Authors |
Sara_Tomita,_Yutaka_Ohira,_Shigeo,_S._Kimura,_Kengo_Tomida,_Kenji_Toma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.08222 |
相対論的磁化無衝突衝撃波と高密度の塊との間の相互作用は、磁場増幅と宇宙線加速に重要な役割を果たすことが期待されています。凝集塊のサイズが下流の粒子のジャイロ半径よりもはるかに大きい、2次元のParticle-In-Cell（PIC）シミュレーションによってこのプロセスを初めて調査します。また、同じ条件で相対論的電磁流体力学（MHD）シミュレーションを実行して、動的効果を確認します。PICシミュレーションでは、粒子が磁力線に沿って衝撃を受けた塊から逃げるため、渦度はMHDシミュレーションよりも低くなっています。さらに、PICシミュレーションとMHDシミュレーションの両方で、ショックを受けた塊はローレンツ収縮のために急速に減速します。脱出と減速のために、衝撃を受けた塊は相対論的無衝突衝撃で下流の磁場を増幅することができません。この大規模なPICシミュレーションは、無衝突プラズマシステムにおける大規模な挙動を理解するための新しいウィンドウを開きます。
| Title |
Observing_Supernova_Neutrino_Light_Curves_with_Super-Kamiokande._III._Extraction_of_Mass_and_Radius_of_Neutron_Stars_from_Synthetic_Data |
| Authors |
Yudai_Suwa_(U._Tokyo_&_YITP),_Akira_Harada_(RIKEN),_Masayuki_Harada_(Okayama_U.),_Yusuke_Koshio_(Okayama_U.),_Masamitsu_Mori_(U._Tokyo),_Fumi_Nakanishi_(Okayama_U.),_Ken'ichiro_Nakazato_(Kyushu_U.),_Kohsuke_Sumiyoshi_(NIT,_Numazu_College),_Roger_A._Wendell_(Kyoto_U.) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.08363 |
ニュートリノは次の銀河超新星（SN）から観測できることが保証されています。光学光や重力波も観測できますが、銀河内のSNの位置や爆発の詳細が不適切な場合は観測が難しい場合があります。次の超新星を観測するための鍵は、最初にニュートリノを使用してさまざまな物理量を理解し、次にそれらを他の信号にリンクすることです。この論文では、スーパーカミオカンデで観測された銀河系超新星爆発からのニュートリノイベントのモンテカルロサンプリング計算を提示します。超新星からのニュートリノ-光度曲線の長期的な進化を表すニュートリノ放出の解析解は、理論的なテンプレートとして使用されます。これは、明示的なモデルパラメータ依存性を伴う逆ベータ崩壊相互作用を通じてイベントレートとイベントスペクトルを提供します。パラメータ推定は、分析ソリューションを使用して最小二乗法をフィッティングすることにより、これらのシミュレートされたサンプルデータに対して実行されます。結果は、SNによって生成された残留中性子星の質量、半径、および総エネルギーが、$\sim0.1M_\odot$、$\sim1$km、および$\sim10^{の精度で決定できることを示しています。それぞれ、8kpcの銀河SNの51}$erg。
FastBlue光トランジェントの性質について
FastBlueOpticalTransients（FBOT）の立ち上がり時間が短い場合、通常の超新星よりもはるかに小さい、非常に軽い放出エンベロープ$M_{ej}\leq10^{-1}M_\odot$が必要です。ピーク時間が短いということは、FBOTが放射能で駆動されるのではなく、流体力学的に駆動される必要があることも意味します。328日後のAT2020mrfでの$L_X\sim10^{42}$ergs$^{-1}$のX線放射のチャンドラによる検出は、ガンマ線バーストでの全体的で全体的に支配的なX線エネルギーを意味します（GRB）$\sim6\times10^{49}$ergのレベル。さらに、Lyutikov＆Toonen（2019）のモデルを開発します。これにより、FBOTは、ONeMgWDと別のWDのスーパーチャンドラセカール二重白色矮星（WD）の合併による後期降着誘発崩壊（AIC）の結果です。小さな噴出物の質量とFBOTの希少性は、$\sim10^3-10^4$年の時間スケールで、合併製品から風への質量損失とコアに追加された灰との間の競争から生じます。FBOTは、AICの前のエンベロープ質量が$\leq10^{-1}M_\odot$の場合にのみ発生します。適切なFBOTは、中央エンジンを動力源とする放射線が支配的な前方衝撃から発生し、噴出物を通って伝播します。FBOTの持続時間は、膨張する噴出物内のNS駆動の前方衝撃によって生成された光子の拡散時間によって決定されます。噴出物の奥深くにある中央の光源によって生成されたすべての光子は、ほぼ同時に逃げ、短い明るいイベントを生成します。高エネルギー放出は、パルサー風星雲と質的に類似した、高度に相対論的で高度に磁化された終端衝撃で生成されます。Lyutikov＆Toonen（2019）によって予測されたSRG/eROSITAによってAT2020mrfで観測されたX線バンプは、噴出物から前の風へのエンジン駆動の衝撃の発生から来ています。このモデルは、観測されたX線よりわずかに上で、わずか数$\times10^{50}$エルグの総エネルギーを必要とします。このシステムは水素が不足していると予測しています。
$\rho\toconst。$のボンダイ境界条件を$r\to\infty$として$\rho\to0$を$として変更する正確な$\gamma=5/3$球形降着モデルを提示します。r\to\infty$。この変更により、圧力がゼロになりがちな冷たい空の自由落下状態から、落下速度のない高温の静水圧平衡限界まで、密度と落下速度のフィールドに関する単純なべき乗則の解が可能になります。ボンダイソリューションの場合と同様に、最大降着率が表示されます。ボンダイ解の$\gamma=5/3$の場合と同様に、今回は音の半径は表示されません。これは、流れが常に一定のマッハ数によって特徴付けられるためです。この数は、最大降着率の場合は1に等しく、コールドエンプティ状態に向かって発散し、静水圧平衡限界に向かって亜音速になります。次に、球形度からの偏差が、分析的摂動解析によって調査されます。摂動された解は、ルジャンドル多項式の観点から密度と視線速度のフィールドを通じて豊富な現象論を生み出します。これは、平面と極にゼロがある単純な角速度境界条件の調査を開始します。流入/流出の解は亜音速パラメータ領域に現れ、最近の数値実験の出力によく似ています。これらの場合の強い密度勾配は、摂動解析の有効範囲内で、極域の流出を局所的な脱出速度の何倍にも加速する有意な圧力勾配をもたらします。私たちの結果は、純粋に流体力学的物理学を通じて、落下状況を取り巻くさまざまな天体物理学的設定における流出の起源の理解を補完する可能性があります。
パルサースキップ：回転する中性子星の規則的な周期の変動を理解する
パルサーは非常に規則的な周期で中性子星を回転させています。しかし、これらのパルサーには、周期の変化を示す例があります。古い理論は、古いパルサーはスキップしてスピードアップする傾向があることを示しています。若いX線パルサーが同じスキップを示すという発見により、新しい理論が作成されました。古い理論では、パルサーのコアは回転差のある超流動であり、コアはパルサーの地殻を捕らえてスピードアップするための固体特性を示すことがあると説明されています。新しい量子力学理論では、奇妙なナゲットと呼ばれる量子粒子パケットがパルサーの側面に衝突して、パルサーに角運動量を追加し、後でそれを解放すると述べています。
恒星干渉法による位置天文重力波検出
少数の星の超高精度位置天文学を使用して、10nHz〜1$\mu$Hzの周波数帯域で重力波（GW）検出の可能性を評価します。特に、$\sim$kpcの距離にある非磁性で測光的に安定な白色矮星（WD）が、このアプローチの最適なターゲットである可能性があると主張します。位置天文GW検出のこれまでの研究は、多数の星の精度の低い調査の可能性に焦点を合わせてきました。私たちの仕事は、この問題に対する代替の最適化アプローチを提供します。この帯域の興味深いGWソースは、$h_c\sim10^{-17}\times\left（\mu\text{Hz}/f_{\text{GW}}\right）$付近の特徴的なひずみで予想されます。これらのソースを表示するために必要な位置天文の角度精度は、時間$T\sim1/f_{\text{GW}}$を積分した後、$\Delta\theta\simh_c$です。恒星黒点によるこのタイプのWDの測光中心のジッターは、この高精度で小さい$N$のアプローチを可能にするのに十分小さいように制限されていることを示します。軌道を回る物体によって引き起こされる恒星の反射運動から生じる可能性のあるノイズについて説明し、それをどのように軽減できるかを示します。必要な位置天文学の精度を達成できる唯一のもっともらしい技術は、宇宙ベースの恒星干渉計です。数メートル規模の収集皿と$\mathcal{O}（100\text{km}）$のベースラインを持つこのような将来のミッションは、目標の精度を達成するのに十分です。このコレクターのサイズは、他の科学的な理由で提案された、フォーメーションフライングの宇宙ベースのアストロメーターまたは光学合成アパーチャイメージングアレイの概念に対して提案されたコレクターとほぼ一致しています。ただし、提案されたベースラインは、これらの概念について説明したkmスケールのベースラインよりもいくらか大きくなりますが、そのようなベースラインを利用する上での基本的な技術的障害は見られません。したがって、このタイプのミッションは、このバンドの興味深いGWソースにアクセスする数少ない方法の1つであるという約束も持っています。
極低温検出器用の低収縮率および抵抗率のシリコン-アルミニウム複合材料の材料特性
| Title |
Material_properties_of_a_low_contraction_and_resistivity_silicon-aluminum_composite_for_cryogenic_detectors |
| Authors |
Tatsuya_Takekoshi,_Kianhong_Lee,_Kah_Wuy_Chin,_Shinsuke_Uno,_Toyo_Naganuma,_Shuhei_Inoue,_Yuka_Niwa,_Kazuyuki_Fujita,_Akira_Kouchi,_Shunichi_Nakatsubo,_Satoru_Mima,_Tai_Oshima |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.08111 |
極低温シリコンデバイスのパッケージ構造として使用する、低収縮シリコン-アルミニウム複合材料、すなわちJapanFineCeramicsSA001の極低温特性について報告します。SA001はシリコンとアルミニウムの複合材料（体積で75％のシリコン）であり、熱膨張係数が低くなっています（アルミニウムの熱膨張係数は$\sim$1/3）。SA001の超電導転移温度は1.18Kと測定されており、純アルミニウムのそれと一致しており、超電導磁気シールド材料として利用可能です。SA001の残留抵抗率は0.065$\mathrm{\mu\Omegam}$であり、同等のシリコン-アルミニウム複合材料よりもかなり低くなっています。液体窒素に浸したSA001の測定された熱収縮は$\frac{L_{293\mathrm{K}}-L_{77\mathrm{K}}}{L_{293\mathrm{K}}}=0.12$％です。、これは、シリコンとアルミニウムの収縮の体積加重平均から得られる予想速度と一致しています。SA001の被削性は、壁の厚さが100$\mathrm{\mum}$の円錐形フィードホーンアレイの実証済みの製造でも確認されています。これらの特性は、大判超電導検出器デバイスのパッケージングアプリケーションに適しています。
ゴッサマー構造への微小隕石損傷の予測モデル
| Title |
A_Predictive_Model_for_Micrometeoroid_Damage_to_Gossamer_Structures |
| Authors |
Michaela_N._Villarreal,_Jonathan_W._Arenberg,_and_Lauren_Halvonik_Harris |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.08361 |
宇宙用途向けの典型的なインフレータブルリフレクターは、放物線形状の2つの薄い膜で構成されています。インフレータブルとそれがさらされる微小隕石環境の相互作用を理解することが重要です。この相互作用により、衝突する粒子の入口と出口で膨張可能な膜が一連に貫通し、ガスを逃がすための経路が作成されます。予想される損傷の忠実度を高めるために、微小隕石の断片化の説明について文献を調べ、入口膜と出口膜への衝突粒子によって引き起こされる損傷の理論的定式化を提示します。この理論は、薄膜膜上の微小隕石サイズの粒子の超高速試験の初期セットと比較されます。これらのテストの結果を使用して、予測モデルを作成します。このモデルは、1AUの場所の近くの損傷率を推定し、微小隕石シールドの有効性の予測を出力して、レンチキュラーの損傷を減らし、その寿命を効果的に最適化するために適用されます。最後に、ガスの運動論を適用して、侵入による特定のミッション寿命にわたるガスの消費の表現を開発します。この論文では、余分な膜層で保護された膨張したレンチキュラーの特定のケースを検討しますが、私たちの予測モデルは、ポリイミド膜で構成される任意のゴッサマー構造に適用できます。
光学および赤外光度曲線からの銀河RR型変光星の金属量：II。最初の倍音RR型変光星の周期-フーリエ-金属量関係
| Title |
Metallicity_of_Galactic_RR_Lyrae_from_Optical_and_Infrared_Light_Curves:_II._Period-Fourier-Metallicity_Relations_for_First_Overtone_RR_Lyrae |
| Authors |
Joseph_P._Mullen_(1),_Massimo_Marengo_(1),_Clara_E._Mart\'inez-V\'azquez_(2_and_3),_Giuseppe_Bono_(4_and_5),_Vittorio_F._Braga_(5_and_6),_Brian_Chaboyer_(7),_Juliana_Crestani_(4,_5,_and_8),_Massimo_Dall'Ora_(9),_Michele_Fabrizio_(5_and_6),_Giuliana_Fiorentino_(5),_Matteo_Monelli_(10_and_11),_Jillian_R._Neeley_(12),_Peter_B._Stetson_(13),_Fr\'ed\'eric_Th\'evenin_(14)_((1)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Iowa_State_University,_Ames,_IA,_USA,_(2)_Gemini_Observatory,_NSF's_National_Optical-Infrared_Astronomy_Research_Laboratory,_Hilo,_HI,_USA,_(3)_Cerro_Tololo_Inter-American_Observatory,_NSF's_National_Optical-Infrared_Astronomy_Research_Laboratory,_La_Serena,_Chile,_(4)_Dipartimento_di_Fisica,_Universit\`a_di_Roma_Tor_Vergata,_Roma,_Italy,_(5)_INAF-Osservatorio_Astronomico_di_Roma,_Monte_Porzio_Catone,_Italy,_(6)_Space_Science_Data_Center,_Roma,_Italy,_(7)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Dartmouth_College,_Hanover,_NH,_USA,_(8)_Departamento_de_Astronomia,_Universidade_Federal_do_Rio_Grande_do_Sul,_Porto_Alegre,_Brazil,_(9)_INAF-Osservatorio_Astronomico_di_Capodimonte,_Napoli,_Italy,_(10)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Canarias,_La_Laguna,_Tenerife,_Spain,_(11)_Departmento_de_Astrof\'isica,_Universidad_de_La_Laguna,_La_Laguna,_Tenerife,_Spain,_(12)_Department_of_Physics,_Florida_Atlantic_University,_Boca_Raton,_FL,_USA,_(13)_Herzberg_Astronomy_and_Astrophysics,_National_Research_Council,_Victoria,_BC,_Canada,_(14)_Universit\'e_de_Nice_Sophia-antipolis,_CNRS,_Observatoire_de_la_C\^ote_d'Azur,_Laboratoire_Lagrange,_Nice,_France) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.07627 |
新しい期間-$\phi_{31}$-[Fe/H]の関係を、広範囲の金属量（$-2.5<\textrm{[Fe/H]}<0.0$）均質な分光学的金属量を備えた銀河ハローフィールドRRLの現在利用可能な最大のセットを利用します。私たちの関係は、光学（ASAS-SN$V$バンド）と、赤外線（WISE$W1$および$W2$バンド）で定義されています。$V$バンドの関係は、キャリブレーターサンプルの金属量範囲全体にわたって0.30dexの分散を持つ個々のRRc分光金属量を再現できます（非線形項を含む文献の他の関係で見つかったものよりもRMSが小さい）。私たちの赤外線関係は、低および中程度の金属量範囲（$\textrm{[Fe/H]}<-0.5$）で同様の分散を示しますが、太陽の金属量周辺の[Fe/H]の存在量を過小評価する傾向があります。SculptordSphの金属量と、RRc星とRRab星の両方が豊富な銀河系球状星団のサンプルの両方を測定することにより、関係をテストしました。各クラスターの結合されたRRLサンプルで得られる平均金属量は、分光学的金属量の$\pm0.08$dex以内です。この作業で提示された赤外線と光学の関係により、分光測定が不可能な条件で信頼性の高い測光RRL金属量を導き出すことができます。たとえば、遠方の銀河や赤くなった領域（今後の超大型望遠鏡やジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡で観測）、または大面積の時間領域測光調査（LSSTやローマの宇宙望遠鏡）。
Aditya-L1に搭載された太陽紫外線イメージング望遠鏡
| Title |
The_Solar_Ultraviolet_Imaging_Telescope_onboard_Aditya-L1 |
| Authors |
Durgesh_Tripathi,_A._N._Ramaprakash,_Aafaque_Khan,_Avyarthana_Ghosh,_Subhamoy_Chatterjee,_Dipankar_Banerjee,_Pravin_Chordia,_Achim_Gandorfer,_Natalie_Krivova,_Dibyendu_Nandy,_Chaitanya_Rajarshi_and_Sami_K._Solanki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.07732 |
太陽紫外線イメージング望遠鏡（SUIT）は、ISROのAditya-L1ミッションに搭載された機器であり、近紫外線波長範囲（200〜400nm）で放出される太陽放射を測定および監視します。SUITは、さまざまな波長に敏感で太陽大気のさまざまな高さをカバーする11個のフィルターを使用して、太陽の光球と彩層を同時にマッピングし、ある層から別の層への質量とエネルギーの移動に関連するプロセスを理解するのに役立ちます。SUITを使用すると、地球の大気の成層圏における酸素とオゾンの化学的性質を支配する、空間的に分解された太陽スペクトル放射照度を測定および監視することもできます。これは、太陽の気候関係を理解する上で中心的な役割を果たします。
ソーラーマイクロフレアの3次元磁気および熱力学的構造
| Title |
Three-dimensional_Magnetic_and_Thermodynamic_Structures_of_Solar_Microflares |
| Authors |
Z._F._Li,_X._Cheng,_F._Chen,_J._Chen,_M._D._Ding |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.07762 |
小規模な太陽活動の1つであるマイクロフレアは、磁気リコネクションによって引き起こされると考えられています。それにもかかわらず、それらの3次元（3D）磁気構造、熱力学的構造、および再接続への物理的リンクは不明でした。この手紙では、上部対流層からコロナにまたがる静かな太陽の高解像度3D放射電磁流体力学シミュレーションに基づいて、3つの相同マイクロフレアの3D磁気および熱力学的構造を調査します。それらは、彩層環境に埋め込まれた、光球から2〜10mmの高さの局所的な高温プラズマに由来し、3〜10分間持続し、放出された磁気エネルギーは$10^{27}-10の範囲であることがわかります。^{28}$エルグ。加熱されたプラズマは、粒子あたりの加熱速度が最大になる領域とほぼ共空間的です。3D速度場は、数十kms$^{-1}$の速度で収束する流れのペアを示し、約100kms$^{-1}$の速度で高温プラズマから離れる方向に流出します。これらの機能は、磁気リコネクションが局所的な彩層プラズマを冠状温度に加熱する上で重要な役割を果たし、観測されたマイクロフレアを引き起こすことをサポートしています。磁気トポロジー分析はさらに、再接続領域が準セパレーターの近くに位置し、電流密度と押しつぶし係数の両方が最大であるが、特定のトポロジーはテザー切断から扇状のスパインのような構造まで変化する可能性があることを明らかにしています。
ウォルフ・ライエ星雲M1-67の3Dマッピング：大質量星における共通外層進化の手がかり
| Title |
3D_mapping_of_the_Wolf-Rayet_nebula_M1-67:_clues_for_post-common_envelope_evolution_in_massive_stars |
| Authors |
S._Zavala,_J._A._Toal\'a,_E._Santamar\'i,_G._Ramos-Larios,_L._Sabin,_J._A._Quino-Mendoza,_G._Rubio_and_M._A._Guerrero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.07778 |
WR124周辺のWolf-Rayet（WR）星雲M1-67の3Dマッピングを示します。M1-67のすべての形態的特徴をカバーする17のロングスリット位置に沿って、高解像度のSanPedroM\'{a}rtir（SPM）マンチェスターエシェルスペクトログラフ（MES）観測を取得しました。天体物理学SHAPEの3Dモデリングツールを使用してSPMMES観測を解釈することにより、M1-67の真の形態とその運動学を明らかにすることができます。SPMMESデータを最もよく再現するSHAPEモデルには、中空の楕円体構造とトーラスで構成される3つの同心双極構造が含まれています。さらに、このモデルでは、特定のスペクトルの特徴を再現するために、膨張するジェットと壊れたブリスターの存在が必要です。私たちの結果は、M1-67とその前駆星WR124が、11.8$^{+4.6}_{-0.8}$kyr前に発生した共通外層シナリオを通じて形成されたという考えと一致しています。私たちの双極モデルは、M1-67を取り巻くバウショック構造の存在に関する以前の提案に強く疑問を投げかけています。中央領域から抽出されたスペクトルで検出された明るい構造は、M1-67の最も内側の構造の後退領域での風の圧縮によって生成されたと解釈します。さらに、WR124は、M1-67の形成履歴にほとんど影響を与えていない、銀河面上の低密度領域を移動しています。
白色矮星の磁気ダイナモ-III：近接した二重白色矮星における強い磁場の発生を説明する
| Title |
Magnetic_dynamos_in_white_dwarfs_-III:_explaining_the_occurrence_of_strong_magnetic_fields_in_close_double_white_dwarfs |
| Authors |
Matthias.R._Schreiber,_Diogo_Belloni,_Monica_Zorotovic,_Sarai_Zapata,_Boris_T._G\"ansicke,_Steven_G._Parsons |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.07901 |
白色矮星の強い磁場の起源は、何十年もの間パズルでした。最近、急速に回転し結晶化する白色矮星で動作するダイナモメカニズムが、白色矮星の強い磁場の発生率を説明するために提案されました。ここでは、同じメカニズムが近接した白色矮星に強い磁場を生成する可能性があるかどうかを調査します。近接二重白色矮星システムの一部である唯一の既知の強磁性白色矮星であるNLTT12758の磁気成分は、急速に回転し、結晶化する可能性が高いため、提案されたダイナモメカニズムはその磁場の起源の優れたシナリオを表しています。NLTT12758の改訂された形成シナリオを提示すると、磁気コンポーネントの急速な回転についての自然な説明が見つかります。さらに、他のすべての既知の二重白色矮星で強い磁場が検出されていないことは驚くべきことではないことを示しています。したがって、近接した白色矮星での磁場の発生は、回転と結晶化によって駆動されるダイナモが白色矮星での強い磁場の生成に主要な役割を果たすという考えを支持していると結論付けます。
| Title |
Exploring_the_potential_of_neural_networks_to_predict_statistics_of_solar_wind_turbulence |
| Authors |
Daniel_Wrench,_Tulasi_N._Parashar,_Ritesh_K._Singh,_Marcus_Frean,_Ramesh_Rayudu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.07959 |
時系列データセットには、多くの場合、エントリが欠落しているか破損しています。これらは、後続のデータ分析で無視する必要があります。たとえば、宇宙物理学のコンテキストでは、キャリブレーションの問題、衛星テレメトリの問題、および予期しないイベントにより、時系列の一部が使用できなくなる可能性があります。この問題に取り組むために、平均/中央値の代入、線形補間、自己回帰モデリングなど、さまざまなアプローチが存在します。ここでは、太陽風に関する乱流時系列の統計、特に2次構造関数を予測するための人工ニューラルネットワーク（ANN）の有用性を研究します。人工的なギャップのあるデータセットを使用して、ニューラルネットワークは、2次構造関数を予測するようにトレーニングされ、その後、見えないデータセットでテストされて、そのパフォーマンスが定量化されます。隠れニューロンが20個しかない小さなフィードフォワードANNは、欠測データの割合が高い場合に、平均代入や線形補間よりも大規模な変動振幅をより正確に予測できます。形状と変動振幅の両方を一緒にキャプチャする場合、他の方法よりもパフォーマンスが低下しますが、統計的な意味では、欠落データの大部分に対してパフォーマンスが向上します。それらの有用性、最適化手順、および潜在的な将来の改善に関する警告について説明します。
太陽周期23および24の間の太陽フレアおよびDHタイプII電波放射に関連する電波大音量CMEの運動学的研究
| Title |
Kinematic_study_of_radio-loud_CMEs_associated_with_solar_flares_and_DH_type_II_radio_emissions_during_solar_cycles_23_and_24 |
| Authors |
P._Pappa_Kalaivani,_O._Prakash,_A._Shanmugaraju,_G._Michalek,_G._Selvarani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.07968 |
1996年から2019年の間に、太陽周期（SC）23と24の両方をカバーする379個のラジオラウド（RL）CMEとそれに関連するフレアを統計的に分析しました。観測期間に基づいて、それらを2セットの集団に分類しました。イベントはSC23（1996年8月-2008年12月）に属し、ii）144のイベントはSC24（2009年1月-2019年12月）に属します。SC24のRLCMEの平均残留加速度（--17.39$\pm$43.51ms$^{-2}$）は、SC23のRLCMEの平均残留加速度（--8.29$\pm$36.23）の2分の1です。ms$^{-2}$）、これは、SC24のRLCMEの減速がSC23の2倍の速さであることを意味します。SC23のRLCME（1443$\pm$504kms$^{-1}$;13.82$\pm$7.40\emph{R}$_{\circledcirc}$）は、SC24のRLCME（1920$\pm$649kms$^{-1}$;12.51$\pm$7.41\emph{R}$_{\circledcirc}$）また、SC23のRLCMEの平均見かけの幅は、統計的に有意なSC24よりも小さいことがわかりました。SC23は、DHタイプIIバーストの開始時の平均CMEノーズ高さ（3.85\emph{R}$_{\circledcirc}$）が、SC24のそれ（3.46\emph{R}$_{\circledcirc）よりも低くなっています。}$）。SC24のRLCMEに関連するDHタイプIIバーストの開始周波数は、SC23の開始周波数よりも大幅に大きい（低い高さで形成される）。ドリフト率とDHタイプの中間周波数の間には良好な相関関係があることがわかった。両方の太陽周期のII電波バースト（\emph{R}=0.80、$\epsilon$=1.53）。RLCMEの運動学とそれに関連する太陽フレア特性のほとんどは、SC23とSC24で類似しています。SC24の太陽圏の全圧が低下すると、RLCMEがより広く膨張し、より速く減速し、DHタイプIIになると結論付けました。SC23よりも低い高さでの電波放射。
SuperCDMS-HVeV検出器での低エネルギーイベントの原因の調査
| Title |
Investigating_the_sources_of_low-energy_events_in_a_SuperCDMS-HVeV_detector |
| Authors |
SuperCDMS_Collaboration:_M.F._Albakry,_I._Alkhatib,_D.W.P._Amaral,_T._Aralis,_T._Aramaki,_I.J._Arnquist,_I._Ataee_Langroudy,_E._Azadbakht,_S._Banik,_C._Bathurst,_D.A._Bauer,_R._Bhattacharyya,_P.L._Brink,_R._Bunker,_B._Cabrera,_R._Calkins,_R.A._Cameron,_C._Cartaro,_D.G._Cerde\~no,_Y.-Y._Chang,_M._Chaudhuri,_R._Chen,_N._Chott,_J._Cooley,_H._Coombes,_J._Corbett,_P._Cushman,_F._De_Brienne,_S._Dharani,_M.L._di_Vacri,_M.D._Diamond,_E._Fascione,_E._Figueroa-Feliciano,_C.W._Fink,_K._Fouts,_M._Fritts,_G._Gerbier,_R._Germond,_M._Ghaith,_S.R._Golwala,_J._Hall,_N._Hassan,_B.A._Hines,_M.I._Hollister,_Z._Hong,_E.W._Hoppe,_L._Hsu,_M.E._Huber,_V._Iyer,_A._Jastram,_V.K.S._Kashyap,_M.H._Kelsey,_A._Kubik,_N.A._Kurinsky,_R.E._Lawrence,_M._Lee,_A._Li,_J._Liu,_Y._Liu,_B._Loer,_E._Lopez_Asamar,_P._Lukens,_D.B._MacFarlane,_et_al._(65_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.08038 |
サブGeV/$c^2$暗黒物質を検索する最近の実験では、それぞれのエネルギーしきい値に近いイベントの超過が観測されています。個々の技術に固有ですが、測定された過剰イベント率は、数百eVのイベントエネルギー以下、または数個の電子正孔対の電荷で一貫して報告されています。本研究では、1グラムのシリコンSuperCDMS-HVeV検出器を、結晶の両端の3つの電圧（0V、60V、100V）で動作させました。0Vデータは、数十eV領域での過剰なイベントを示しています。このイベントの超過にもかかわらず、スピンに依存しない暗黒物質に競争相手の排除限界を設定する能力を示します-暗黒物質の質量が$\mathcal{O}（100）$MeV/$c^2の場合の核子弾性散乱断面積$、0V電位での検出器の動作と、核反跳の非常に低い$\mathcal{O}（10）$eVしきい値の達成によって可能になります。結晶全体の0V、60V、および100Vの電位で取得されたデータを比較して、低エネルギーで観察された予期しないイベントの考えられる原因を調査しました。データは、過剰への支配的な寄与が、検出器ホルダーで使用されるプリント回路基板からの仮定された発光と一致していることを示しています。
宇宙マイクロ波背景放射の空間ソース分離への適用を伴う高速線形システムソリューション
| Title |
A_fast_linear_system_solution_with_application_to_spatial_source_separation_for_the_Cosmic_Microwave_Background |
| Authors |
Kirk_M._Soodhalter,_Simon_Wilson,_Dung_Pham |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.08057 |
大規模な多変量データセットに多くの統計的手法を実装するには、手法に応じて、観測数または個々のデータベクトルの次元である線形システムを解く必要があります。これは、多くの場合、データサイズと複雑さでメソッドをスケーリングする際の制限要因です。この論文では、クリロフ部分空間法を使用して、必要なシステムを直接解くにはデータサイズが非常に大きい宇宙論におけるソース分離問題の統計的解法でこの問題に対処する方法を説明します。2つの異なるアプローチについて説明します。1つはクロネッカー構造の問題に直接共役勾配法を使用する方法、もう1つはシルベスター行列方程式としてシステムを再定式化する方法です。どちらのアプローチでも、許容可能な計算時間内に、現在利用可能なデータサイズの実用的なメモリ要件を備えた正確なソリューションが生成されることを示します。
最初のコロンビアの現代天文学者Jos\'eMar \'ia Gonz \'alez Benito（1843-1903）の先駆的な科学的取り組み
| Title |
The_pioneering_scientific_endeavor_of_the_first_Colombian_modern_astronomer_Jos\'e_Mar\'ia_Gonz\'alez_Benito_(1843-1903) |
| Authors |
Freddy_Moreno_C\'ardenas,_Santiago_Vargas_Dom\'inguez,_Jorge_Cuellar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.08097 |
現在のコロンビアの領土内での天文学的関心は、1803年に天文台の創設を刺激したグラナダ新王国の植物探検にそのルーツがあります。これは、体系的な観測と気象研究を追求するために新世界で最初に設立された天文台です。1816年に初代所長であるフランシスコ・ジョス・デ・カルダスが亡くなった後、けいれん性の独立期には、いくつかの例外を除いて、何十年にもわたって主要な天文観測は行われませんでした。この研究では、19世紀後半にコロンビア国立天文台の主な再活性化者である天文学者Jos\'eMar\'iaGonz\'alezBenitoの貢献を掘り下げ、彼の先駆的な取り組みを指摘します。それと彼自身の私立天文台に世界的な注目を集め、彼を国内の天文学の発展に最も熱心な人物の一人にし、彼の時代の国際天文学研究シーンで最も有名なコロンビア人にしました。
W質量異常に照らして観測可能な$\Delta N _ {\ rmeff}$を備えたタイプIIディラックシーソー
| Title |
Type_II_Dirac_Seesaw_with_Observable_$\Delta_N_{\rm_eff}$_in_the_light_of_W-mass_Anomaly |
| Authors |
Debasish_Borah,_Satyabrata_Mahapatra,_Dibyendu_Nanda,_Narendra_Sahu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.08266 |
軽いディラックニュートリノのタイプIIシーソーモデルを提案し、$7\sigma$統計的有意性を伴うCDFコラボレーションによって最近報告されたWボソン質量の異常の説明を提供します。最小モデルでは、Wボソン質量の必要な増強は、実際のスカラートリプレットの真空期待値のためにツリーレベルで得られます。これは、軽いディラックニュートリノ質量の生成にも役割を果たします。新しく導入された粒子の結合と質量に応じて、熱的または非熱的に生成された相対論的自由度$\DeltaN_{\rmeff}$を、将来の宇宙論実験で観察できる右巻きニュートリノの形で持つことができます。モデルを放射ディラックシーソーシナリオに拡張すると、暗黒物質とレプトンの異常磁気モーメントにも対応できます。
VCDMとCuscuton
2つのタイプIIa最小修正重力理論、すなわちVCDM理論とCuscuton理論を調査します。受け入れ可能なすべてのCuscutonソリューションが常にVCDM理論のソリューションであることを確認します。ただし、その逆は成り立ちません。VCDMは、物質場と宇宙定数の存在の有無にかかわらず、正確な一般相対性理論（GR）解の存在を可能にすることがわかります。外因性曲率のトレースとVCDM理論を定義するフィールドの観点から、このようなGR-VCDMソリューションの存在条件を決定します。一方、Cuscuton理論の場合、同じセットの正確なGRソリューション（SchwarzschildやKerr時空など）は、Cuscutonフィールドの時間的構成と互換性がないため、許容可能なソリューションとは見なされません。それにもかかわらず、Cuscuton理論では、同じではないがGRソリューションに十分近いソリューションが存在する可能性があります。また、固有のVCDMソリューション、つまりGRとは異なり、Cuscutonモデルに属さないソリューションを決定するための条件も示します。最後に、宇宙論において、VCDMの可能性の一般的な形式について、VCDMとCuscutonの間のマッピングが可能であることを示します。特に、VCDM理論の二次ポテンシャルの場合、このマッピングは明確に定義されており、両方の理論の宇宙論的背景解に対するプランク質量の効果的な再定義を提供します。
リレープローブを配備することによる星間通信ネットワークのエンジニアリング
回折限界の光子ビームを送信する中継ノードで構成される星間通信ネットワークのモデルを開発します。星間ビーコンの代わりに、このような通信ネットワークの多次元的根拠を提供します。光子に利用可能なエネルギーと逆二乗の法則によって情報を希釈するビームの回折によって制約された、基本的な物理学に基づいた通信のビットレートの理論式を導き出します。メートルスケールのプローブは、光年の距離にわたって1Gbps未満で、ビットレートが大幅に制限されていることがわかります。ただし、そのビットレートは、光子を送受信する光学系のサイズの4乗に比例し、光子間の距離の2乗に反比例するため、大きな光学系とノード間の短い間隔が優先されます。星間通信の最適化されたアーキテクチャは、光年未満の距離で分離され、隣接する星の間に張り巡らされたノードのネットワークで構成されています。
銀河ミリ秒パルサー集団からの確率的重力波背景のターゲット検索
| Title |
Targeted_search_for_the_stochastic_gravitational-wave_background_from_the_galactic_millisecond_pulsar_population |
| Authors |
Deepali_Agarwal,_Jishnu_Suresh,_Vuk_Mandic,_Andrew_Matas,_Tania_Regimbau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.08378 |
ミリ秒パルサーは、高周波$\mathcal{O}$（kHz）で回転し、球形からの変形を維持する古いリサイクルオブジェクトであり、重力波（GW）を放出する可能性があります。これらは、地上のGW検出器で観測可能な異方性確率的重力波バックグラウンド（SGWB）に寄与する潜在的な候補の1つです。ここでは、高度なLIGOと高度なVirgo検出器の最初の3回の観測実行からのデータを分析することにより、天の川のミリ秒パルサーによるSGWBの尤度ベースのターゲット検索の結果を示します。SGWBパワースペクトルの形状と空の分布は、人口合成モデルから事前にわかっていると仮定します。アンサンブルソースプロパティの情報、つまりパルサーの帯域内数$N_{obs}$と平均楕円率$\mu_\epsilon$は、最尤統計でエンコードされます。考慮されたソース母集団からのSGWB信号の重要な証拠は見つかりません。パラメータの信頼度が$95\％$のベイズの最良の上限は、$N_{obs}\leq8.8\times10^{4}$と$\mu_\epsilon\leq1.1\times10^{-7}$です。これは、個々のパルサーのGW観測による平均楕円率の限界に匹敵します。最後に、$N_{obs}=40,000$のもっともらしいケースの場合、1年間の観測で、$\mu_\epsilon$の1シグマ感度が$10^{-8}$と$2.7\に達する可能性があることを示します。times10^{-9}$は、それぞれA+感度を持つ第2世代の検出器ネットワークと第3世代の検出器ネットワークです。
