線形宇宙論で暗い第5の力を明らかにする
| Title |
Unveiling_dark_fifth_forces_with_linear_cosmology |
| Authors |
Maria_Archidiacono,_Emanuele_Castorina,_Diego_Redigolo,_Ennio_Salvioni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.08484 |
私たちは、暗黒物質にのみ作用する新しい力である、暗黒第5の力の宇宙論の探求を開始します。私たちは、宇宙論的スケールでの等価原理の効果的な違反につながる長距離の相互作用に焦点を当てています。微視的なレベルでは、暗黒物質に結合された今日のハッブル定数（$\lesssim10^{-33}\、\text{eV}$）よりも質量が小さい軽いスカラーによって暗黒第5の力を実現できます。そのような宇宙における背景宇宙論と線形摂動の振る舞いを研究します。バックグラウンドレベルでは、新しい力が暗黒物質のエネルギー密度の進化を変更し、ハッブルの流れを変更します。線形の順序で、それは物質の摂動の成長を修正し、暗黒物質と時間の経過とともに成長するバリオンとの間に相対密度と速度の摂動を生成します。現在のCMBおよびBAOデータから制約を導き出し、暗い第5の力の強さを重力のパーセント未満に制限します。これらはこれまでで最も強い制約です。ハッブル張力に対するこのシナリオの潜在的な影響を示し、ライトスカラーメディエーターがダークエネルギーの観測密度を説明する場合に結果がどのように変更されるかについて説明します。最後に、制約と可視セクターでの等価原理の違反の検索との相互作用についてコメントします。
原始摂動の進化に対する熱インフレーションの影響をモデル化するために、物質、放射、および真空コンポーネントで構成される単純なシステムを検討します。真空エネルギーは、支配の前に地平線に入るモードを拡大し、それらを潜在的に観測可能にし、結果として生じる伝達関数は、相変化とエネルギーの内容を反映します。伝達関数を決定するために、放射支配中の地平線のかなり外側から真空支配中の地平線のかなり外側までの曲率摂動を追跡し、熱インフレーションの場合に適切なように、一定の放射密度超曲面で評価します。伝達関数の形状は、物質と放射が等しい場合の放射に対する真空エネルギーの比率によって決定されます。これは、$\upsilon$で表され、$k_{\rma}$と$k_{\の2つの特徴的なスケールがあります。rmb}$、それぞれ物質放射の平等と膨張の開始時の地平線のサイズに対応します。$\upsilon\ll1$の場合、宇宙は放射、物質、真空支配の時代を経験し、伝達関数は$k\llk_{\rmb}$に対してフラットであり、$k_{\に対して振幅$1/5$で振動します。rmb}\llk\llk_{\rma}$であり、$k\ggk_{\rma}$に対して振幅$1$で振動します。$\upsilon\gg1$の場合、物質支配の時代はなくなり、伝達関数は$k\llk_{\rmb}$の場合はフラットになり、$k\ggk_{\rmの場合は振幅$1$で振動します。b}$。
ガンマ線バーストデータは、2パラメーターのものよりも3パラメーター基本平面（Dainotti）の相関関係を強く支持します
| Title |
Gamma-ray_burst_data_strongly_favor_the_three-parameter_fundamental_plane_(Dainotti)_correlation_relation_over_the_two-parameter_one |
| Authors |
Shulei_Cao,_Maria_Dainotti,_Bharat_Ratra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.08710 |
$z=9.4$の赤方偏移が観測されたガンマ線バースト（GRB）は、初期の宇宙のほとんど未踏の$z\sim2.7-9.4$部分の潜在的なプローブです。したがって、GRBの物理的特性間の関連関係を見つけることが重要です。赤方偏移範囲$0.553\leqz\leq5.0$に50個の長いGRB（比較的平坦なプラトーとフレアなし）を含むPlatinumGRBデータのコンパイルと、$0.297\leqzに95個の長いGRBを含むLGRB95データのコンパイルがわかります。\leq9.4$、および2つの145GRBの組み合わせは、3次元（3D）基本平面（Dainotti）相関関係（ピークプロンプト光度、プラトー放出終了時の光度、および2次元のもの（プラトー放出の終わりの光度とその持続時間の間）にわたるその静止フレーム持続時間）。3つのデータセットの3DDainotti相関は標準化可能です。LGRB95データの固有散乱パラメータ値は高品質のプラチナデータよりも$\sim50$\％大きいものの、おそらくデータ数が多いために、宇宙論モデルとGRB相関パラメータにいくらか厳しい制約が課せられていることがわかります。これは、宇宙論的パラメータを制約する目的でGRBデータをコンパイルする場合、現在のGRBデータの品質を考えると、固有の散乱パラメータの削減とサンプルサイズの削減のバランスをとる必要があることを示しています。
BOSSグレートウォール超銀河団の高密度コアの進化
| Title |
The_evolution_of_high-density_cores_of_the_BOSS_Great_Wall_superclusters |
| Authors |
Maret_Einasto,_Peeter_Tenjes,_Mirt_Gramann,_Heidi_Lietzen,_Rain_Kipper,_Lauri_Juhan_Liivam\"agi,_Elmo_Tempel,_Shishir_Sankhyayan,_Jaan_Einasto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.08918 |
豊富な銀河団と銀河群を埋め込んだ銀河超銀河団の高密度コア（HDC）は、宇宙のウェブで形成される最も初期の大きな天体であり、現在または将来崩壊する可能性のある最大の天体です。宇宙の構造の成長と進化を理解するために、赤方偏移$z\approx0.5$でBOSSグレートウォール（BGW）スーパークラスターのHDCの動的状態と可能な進化を研究します。広範囲の赤方偏移における球形崩壊モデルの密度コントラスト値を導き出し、これらの値を使用して、BGWスーパークラスターのHDCの動的状態と可能な進化を研究しました。HDCの質量は、その中の銀河の恒星の質量を使用して計算されました。HDCでターンアラウンドと将来の崩壊領域の質量と半径を見つけ、それらをローカルスーパークラスターのものと比較しました。BGWスーパークラスターで8つのHDCを決定しました。それらのターンアラウンド領域の質量は$M_{\mathrm{T}}\approx0.4-3.3\times〜10^{15}h^{-1}M_\odot、$の範囲にあり、半径は範囲にあります$R_{\mathrm{T}}\approx3.5-7h^{-1}$Mpcの。それらの将来の崩壊領域の半径は、$R_{\mathrm{FC}}\approx4-8h^{-1}$Mpcの範囲にあります。スーパークラスター内の個々のコア間の距離ははるかに大きく、$25〜35h^{-1}$Mpcのオーダーです。HDCの豊富さとサイズは、ローカル宇宙で最も豊富なスーパークラスターのHDCのものと同等です。BGWスーパークラスターは、おそらくローカルスーパークラスターと同様の質量を持ついくつかのより貧弱なスーパークラスターに進化するでしょう。これは$\Lambda$CDMモデルとの緊張を弱める可能性があります。これは、私たちのローカル宇宙地域に非常に豊富で大きなスーパークラスターが多数あることを予測せず、ローカルのBGWのスーパークラスターほど細長いスーパークラスターがない理由を説明しています。宇宙。
CNEOS2014-01-08の構成と初速度に関する新しい制約
最初の恒星間流星CNEOS2014-01-08の火の玉から新しく放出された光度曲線を研究します。測定された速度と観測された3つのフレアは、高度$18.7\mathrm{\;まで下がっています。km}$は、流星が崩壊したときの周囲のラム圧が$113〜194$MPaの範囲であることを意味します。必要な降伏強度は、石質隕石の20ドル倍、鉄隕石の2倍です。大気中の暗黙の減速は、約66.5ドルの初速度を示唆しています\;{\rmkm〜s^{-1}}$、この流星の星間起源のケースを強化し、ローカル星の速度分散に対して外れ値にします。
惑星形成ディスク内のダスト凝集体のモノマーはどのくらいの大きさですか？：定量的光学および近赤外偏光測定からの洞察
| Title |
How_large_are_the_monomers_of_dust_aggregates_in_planet-forming_disks?:_Insights_from_quantitative_optical_and_near-infrared_polarimetry |
| Authors |
Ryo_Tazaki,_Carsten_Dominik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.08506 |
コンテキスト：ダスト凝集体の構成粒子（モノマー）のサイズは、惑星形成ディスク内の凝集体の衝突成長に直接影響する最も不確実なパラメーターの1つです。その重要性にもかかわらず、モノマーサイズはまだディスク観察によって意味のある制約を受けていません。目的：惑星形成ディスクの光学的および近赤外（IR）偏光観測からモノマーサイズを導き出すことを試みます。方法：$T$行列法と呼ばれる正確な数値法を使用して、ダスト凝集体によって散乱された光の直線偏光の程度に関する包括的なパラメーター調査を実行します。モノマーサイズ、凝集体サイズ、多孔性、および組成が分極度に及ぼす影響を調査します。次に、得られた結果を、光学波長および近赤外波長で観測されたいくつかの惑星形成ディスクの偏光率と比較します。結果：モノマーサイズパラメーターが1または2より小さい場合を除き、凝集体の分極度はモノマーサイズに敏感に依存することが示されています。シミュレーション結果をディスク観測と比較すると、モノマー半径は$0.4〜\mu$m以下であることがわかります。したがって、推定されるモノマーのサイズは、太陽系のダスト凝集体のサブユニットのサイズと星間粒子の最大サイズに似ています。結論：光学的および近赤外定量的偏光測定は、ダスト凝固の初期条件、およびそれによる惑星形成ディスクの微惑星形成に関する観測的根拠を提供します。
金星の大気の長期的進化：プロセスとフィードバックメカニズム
| Title |
The_long-term_evolution_of_the_atmosphere_of_Venus:_processes_and_feedback_mechanisms |
| Authors |
Cedric_Gillmann_(1),_M.J._Way_(2_and_3),_Guillaume_Avice_(4),_Doris_Breuer_(5),_Gregor_J._Golabek_(6),_Dennis_Honing_(7_and_8),_Joshua_Krissansen-Totton_(9),_Helmut_Lammer_(10),_Ana-Catalina_Plesa_(5),_Moa_Persson_(11),_Joseph_G._O'Rourke_(12),_Arnaud_Salvador_(13),_Manuel_Scherf_(14),_Mikhail_Yu._Zolotov_(15)_((1)_Rice_University,_Department_of_Earth,_Environmental_and_Planetary_Sciences,_Houston,_USA,_(2)_NASA_Goddard_Institute_for_Space_Studies,_2880_Broadway,_New_York,_USA,_(3)_Theoretical_Astrophysics,_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Uppsala_University,_Uppsala,_Sweden,_(4)_Universite_de_Paris,_Institut_de_physique_du_globe_de_Paris,_CNRS,_Paris,_France,_(5)_DLR,_Institute_of_Planetary_Research,_Berlin,_Germany,_(6)_Bayerisches_Geoinstitut,_University_of_Bayreuth,_Bayreuth,_Germany,_(7)_Potsdam_Institute_for_Climate_Impact_Research,_Potsdam,_Germany,_(8)_Department_of_Earth_Sciences,_VU_Amsterdam,_The_Netherlands,_(9)_Department_of_Astronomy_and_Astrophysics,_University_of_California,_Santa_Cruz,_CA,_USA,_(10)_Space_Research_Institute,_Austrian_Academy_of_Sciences,_Graz,_Austria,_(11)_Institut_de_Recherche_en_Astrophysique_et_Planetologie,_Centre_National_de_la_Recherche_Scientifique,_Universite_Paul_Sabatier-Toulouse_III,_Centre_National_d'Etudes_Spatiales,_Toulouse,_France,_(12)_School_of_Earth_and_Space_Exploration,_Arizona_State_University,_Tempe,_AZ,_USA,_(13)_Department_of_Astronomy_and_Planetary_Science,_Northern_Arizona_University,_Flagstaff,_AZ,_USA,_(14)_Space_Research_Institute,_Austrian_Academy_of_Sciences,_Institute_of_Physics,_University_of_Graz,_Institute_for_Geodesy,_Technical_University,_Graz,_Austria,_(15)_Arizona_State_University,_Tempe,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.08540 |
この章では、金星の大気の長期的な進化と、それが内外の周期によってどのように影響を受けたかに焦点を当てます。金星の大気の形成と進化は、現在の表面状態につながり、熱く議論され続けており、多くの分野に結びつく質問が含まれています。ここでは、揮発性のソースとシンクから始めて、大気の進化を形作ったメカニズムを探ります。深部の内部から大気の最上部に向かって、火山のガス放出、表面と大気の相互作用、大気の脱出などの基本的なプロセスについて説明します。さらに、隕石の影響の役割、磁場の生成が長期的な進化にどのように結びついているか、大気の進化に対するフィードバックサイクルの影響など、金星の歴史のより複雑な側面に取り組みます。最後に、現在のモデリングと観測に基づいて、金星が降着から現在の状態までたどった可能性のある3つのもっともらしい端成分の進化経路を強調します。最初のシナリオでは、惑星はマグマオーシャンフェーズの早い段階で大気散逸によって乾燥しました。2番目のシナリオでは、金星は、その温帯気候が不安定になり、暴走温室効果段階に入るまで、長期間にわたって地表の液体水を保持していた可能性があります。3番目のシナリオでは、金星の非効率的なガス放出により、水素が核に閉じ込められ、マントルが酸化された惑星内に水が保持された可能性があります。惑星の歴史と、金星の過去、現在、未来で機能する内部、表面、大気の間の複雑なフィードバックサイクルについての理解を深めるために必要な、既存の証拠と将来の観測/ミッションについて説明します。
PDS70ディスクの可変構造と無線干渉画像復元の不確実性
| Title |
Variable_structure_in_the_PDS70_disc_and_uncertainties_in_radio-interferometric_image_restoration |
| Authors |
Simon_Casassus,_Miguel_Carcamo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.08589 |
深いALMA観測によって明らかにされた、PDS70ディスクの中央空洞のコンパクトなミリ波長信号は、未解決のHalpha放射と整列しており、PDS70c周辺の周惑星円盤（CPD）に由来すると考えられています。PDS70cで利用可能なALMAデータを、代替のイメージング戦略を使用して、不確実性と、復元されたイメージのダイナミックレンジを改善すると考えられるいわゆる「JvM補正」の影響に特に注意して再検討します。また、マルチエポック可視性データの位置合わせとジョイントイメージングの手順を提案します。JvM補正は、データのピーク信号対ノイズを最大10倍誇張していることがわかります。PDS70の場合、2019年7月のデータからPDS70cの検出を回復しますが、8シグマでのみです。ただし、2017年12月に検出されなかったことは、PDS70cが1.75年の期間にわたって少なくとも42％+-13％変動することを示唆しており、Halpha変動のモデルと同様です。また、内側のディスクの微細構造をピックアップし、そのピークがディスクの中心から約0.04インチオフセットされるようにします。内側の円盤も可変であり、これは暫定的にケプラーの回転と固有の形態学的変化に起因します。
溶岩と霜の相互作用によるイオでの風成堆積物の輸送
| Title |
Aeolian_sediment_transport_on_Io_from_lava-frost_interactions |
| Authors |
George_D._McDonald,_Joshua_M\'endez_Harper,_Lujendra_Ojha,_Paul_Corlies,_Josef_Dufek,_Ryan_C._Ewing,_Laura_Kerber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.08595 |
木星の火山活動をしている月、イオの表面の変化は、これまでほとんど溶岩の定置と火山の噴煙の堆積物に起因していました。ここでは、風に吹かれた堆積物の輸送もイオニアの表面を変えている可能性があることを示しています。具体的には、溶岩とIoの広範囲にわたる二酸化硫黄（SO$_2$）の霜の間の浅い地下相互作用により、粒子の塩漬けを可能にするのに十分なガス密度の局所的な昇華蒸気の流れが生成されます。溶岩とSO$_2$の霜の相互作用から予想されるガス放出速度を計算し、昇華した蒸気の希薄な性質を考慮したときに予測される跳動のしきい値と比較します。霜の温度が155Kを超えると、跳動が発生する可能性があることがわかります。最後に、他の惑星体の砂丘との特定の類似性を示す、以前は「尾根」と呼ばれていたガリレオプローブからの画像の線形特徴の寸法の最初の測定を行います。イオは、風成堆積物の輸送が景観の重要な制御となる可能性のある、希薄で一時的な雰囲気を持つ身体の増加するリストに加わります。
L5群れにおける小さな木星のトロヤ群のサイズ分布
| Title |
Size_Distribution_of_Small_Jupiter_Trojans_in_the_L5_Swarm |
| Authors |
Kotomi_Uehata,_Tsuyoshi_Terai,_Keiji_Ohtsuki,_Fumi_Yoshida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.08617 |
8.2mのすばる望遠鏡で広視野ハイパーSuprime-CamCCDカメラを使用して、後続のL5木星のトロヤ群の調査観測の分析を提示します。調査から、m_r=24.1magの検出限界で約15deg^2の空をカバーする189個のL5トロイの木馬を検出し、直径2km<に対応する絶対等級14<H_r<17の87個のオブジェクトからなるバイアスのないサンプルを選択しました。サイズ分布の分析のためのD<10km。それらの微分マグニチュード分布を、インデックス\alpha=0.37+-0.01の単一勾配べき乗則に適合させます。これは、インデックスb=1.85+-0.05の累積サイズ分布に対応します。私たちの結果を既知の小惑星のデータと組み合わせて、9<H_V<17の全サイズ範囲にわたるL5木星のトロヤ群のサイズ分布を取得し、L4とL5の群れのサイズ分布が広い範囲で互いによく一致することを発見しましたサイズの範囲。これは、2つの群れの小惑星が同じ原始集団に由来するというシナリオと一致しています。上記の結果に基づいて、2つの群れにおけるD>2kmの小惑星の総数の比率は、N_L4/N_L5=1.40±0.15と推定され、D>1kmのL_5木星のトロヤの総数は次のようになります。得られた分布を外挿すると、1.1x10^5と推定されます。
ALMA IIで観測された原始惑星系円盤から予測された惑星系のアーキテクチャ：進化の結果と動的安定性
| Title |
Architecture_of_planetary_systems_predicted_from_protoplanetary_disks_observed_with_ALMA_II:_evolution_outcomes_and_dynamical_stability |
| Authors |
Shijie_Wang,_Kazuhiro_D._Kanagawa,_and_Yasushi_Suto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.08826 |
ディスクの下部構造に関する最近のALMAの観測は、多数のディスクに埋め込まれた原始惑星の存在を示唆しています。これらの惑星系の原始的な構成は、ディスク下部構造の形態から推測することができ、それらの将来の進化の数値的調査のための初期条件として役立ちます。ALMAディスクから推定される12の多惑星系の初期構成から始めて、2段階のN体シミュレーションを実行し、ディスク段階での惑星系の進化と、ディスク分散後の長期的な軌道安定性を調査しました。。ディスク段階では、シミュレーションには軌道移動と小石/ガス降着効果の両方が含まれます。さまざまな惑星系が生成されており、遠くの巨大惑星、木星のような惑星、海王星のような惑星、遠くの小さな惑星に分類できることがわかりました。ディスクステージの進化と最終的な構成は、初期の質量割り当てと粘度の両方に敏感であることがわかりました。ディスクステージの後、私たちは星と惑星の間の相互重力のみを実行し、確率的摂動力を導入します。すべてのシステムは、軌道の安定性をテストするために最大10Gyrまで統合されています。ほとんどの惑星系は、妥当な範囲の摂動力で少なくとも10Gyrの間安定していることがわかっています。私たちの結果は、惑星系を不安定にするために、恒星のフライバイなどの強い摂動源が必要であることを示唆しています。JWSTやngVLAなどの次世代望遠鏡によって確認される可能性のある、ディスクと惑星の両方の観測に対する結果の影響について説明します。
人新世における地球システムのカオス的振る舞い
地球システム（ES）は、人間の活動の影響により、無秩序に振る舞う可能性があることが示されています。私たちの議論は、ESがLandau-Ginzburgモデルによって記述できるという仮定に基づいています。これにより、ESは、位相空間の通常の軌道を通じて、有限量の温室地球シナリオに向かって進化することを予測できます。人間主導の影響。さらに、人間の影響がロジスティックマップに従う場合、温度変動の平衡点は分岐とカオスパターンを示す可能性があることがわかります。
TESS、SOPHIE、HARPS-Nで明らかにされたG型矮星TOI-1710の周りの暖かい海王星
| Title |
A_warm_super-Neptune_around_the_G-dwarf_star_TOI-1710_revealed_with_TESS,_SOPHIE_and_HARPS-N |
| Authors |
P.-C._K\"onig,_M._Damasso,_G._H\'ebrard,_L._Naponiello,_P._Cort\'es-Zuleta,_K._Biazzo,_N._C._Santos,_A._S._Bonomo,_A._Lecavelier_des_\'Etangs,_L._Zeng,_S._Hoyer,_A._Sozzetti,_L._Affer,_J._M._Almenara,_S._Benatti,_A._Bieryla,_I._Boisse,_X._Bonfils,_W._Boschin,_A._Carmona,_R._Claudi,_K._A._Collins,_S._Dalal,_M._Deleuil,_X._Delfosse,_O._D._S._Demangeon,_S._Desidera,_R._F._D\'iaz,_T._Forveille,_N._Heidari,_G._A._J._Hussain,_J._Jenkins,_F._Kiefer,_G._Lacedelli,_D._W._Latham,_L._Malavolta,_L._Mancini,_E._Martioli,_G._Micela,_P._A._Miles-P\'aez,_C._Moutou,_D._Nardiello,_V._Nascimbeni,_M._Pinamonti,_G._Piotto,_G._Ricker,_R._P._Schwarz,_S._Seager,_R._G._Stognone,_P._A._Str{\o}m,_R._Vanderspek,_J._Winn,_J._Wittrock |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.08984 |
通過する太陽系外惑星TOI-1710$\：$bの発見と特性評価を報告します。トランジット系外惑星探査衛星（TESS）により、有望な候補として最初に特定されました。その後、その惑星の性質は、RV法によるSOPHIEおよびHARPS-N分光観測によって確立されました。ホスト星の恒星パラメータは、スペクトルと、TOI-1710のスペクトルエネルギー分布と進化軌道の共同マルコフ連鎖モンテカルロ（MCMC）調整から導き出されます。TESS光度曲線とRV進化の共同MCMC分析により、惑星系の特性を決定することができます。私たちの分析から、TOI-1710$\：$bは大規模な暖かいスーパーネプチューンであることがわかりました（$M_{\rmp}=28.3\：\pm\：4.7\：{\rmM}_{\rmEarth}$および$R_{\rmp}=5.34\：\pm\：0.11\：{\rmR}_{\rmEarth}$）G5V矮星（$T_{\rmeff}=5665\pm〜55\mathrm{K}$）ほぼ円形の24.3日軌道（$e=0.16\：\pm\：0.08$）。この惑星の公転周期は、そのホスト星の推定自転周期$P_{\rmrot}=22.5\pm2.0〜\mathrm{days}$に近く、ケプラーの半振幅$K=6.4が低くなっています。\pm1.0〜\mathrm{m\：s^{-1}}$;したがって、取得した惑星パラメータのロバスト性を示すために、追加の分析を実行しました。かさ密度が$1.03\pm0.23〜\mathrm{g\：cm^{-3}}$と低く、明るいホスト星（$J=8.3$、$V=9.6$）を周回している場合、TOI-1710$\：$bは、この質量半径範囲（ネプチュニアン砂漠の近く）で、透過分光法、惑星形成の制約における重要な測定値、およびサブジュビアン惑星の進化モデルによる大気の特性評価に最適なターゲットの1つです。
| Title |
The_Escape_of_Globular_Clusters_from_the_Satellite_Dwarf_Galaxies_of_the_Milky_Way |
| Authors |
Ali_Rostami_Shirazi,_Hosein_Haghi,_Pouria_Khalaj,_Ahmad_Farhani_Asl,_Akram_Hasani_Zonoozi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.08481 |
数値シミュレーションを使用して、天の川（MW）の衛星矮小楕円体銀河（dSphs）からの球状星団（GC）の脱出を研究しました。MWポテンシャル場の存在下でdSphsの周りのGCの大規模なサンプルの軌道を追跡することから始めます。次に、ハッブル時間内にホストdSphを離れるGCの割合を取得します。dSphは、質量が$10^7\、\mathrm{M}_{\odot}$と$7\times10^9\、\mathrm{M}_{\odot}$の間のHernquist密度プロファイルによってモデル化されます。すべてのdSphは銀河円盤面にありますが、軌道離心率と銀河間距離が異なります。MWの周りの現実的な軌道（Gaiaによって決定された）を使用して、MWの最も大規模なdSphの13からGCの脱出率を計算します。13dSphからのGCの脱出率は、$12\％$から$93\％$の範囲です。これらのdSphからのGCの平均脱出時間は8$\、\mathrm{Gyrs}$未満であり、dSphからのGCの脱出プロセスが終了したことを示しています。次に、FornaxdSphの特定のケースに対して、観測的に制約された密度プロファイルのセットを採用します。私たちの結果によると、GCの脱出率は、dSphの質量と銀河間距離の両方と負の相関を示し、dSphの軌道離心率と正の相関を示しています。特に、FornaxdSphからのGCのエスケープ率は$13\％$から$38\％$の間であることがわかります。最後に、GCがホストdSphを離れるとき、MWの周りの最終的な軌道はホストdSphとあまり変わらないことがわかります。
金属量の関数としてのz$=$2.1-2.5星形成主系列銀河のDTG
| Title |
The_DTG_of_z$=$2.1-2.5_star-forming_main-sequence_galaxies_as_a_function_of_metallicity |
| Authors |
Gerg\"o_Popping,_Irene_Shivaei,_Ryan_L._Sanders,_Tucker_Jones,_Alexandra_Pope,_Naveen_A._Reddy,_Alice_E._Shapley,_Alison_L._Coil_and_Mariska_Kriek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.08483 |
ダスト対ガス（DTG）の質量比と$z=$2.1-2.5の発光銀河の気相金属量との関係を定量化し、この高赤方偏移の関係を$z=$0での類似の制約と対比することを目指しています。赤方偏移範囲$2.1<z<2.5$の10個の星形成主系列銀河のサンプルを、MOSDEF調査から入手可能な静止光学輝線情報と、ALMA1.2ミリメートルおよびCOJ$=$3-2で提示します。フォローアップ観察。銀河の質量は$10^{10.3}$から$10^{10.6}\、\rm{M}_\odot$の範囲で、星形成率は35から145$\rm{M}_の範囲をカバーしています。\odot\、\rm{yr}^{-1}$。これらの銀河の気相酸素存在量は、静止光学星雲輝線（8.4<$12+\log{（\rm{O/H}）}<8.8$から計算され、0.5-1.25Z$_\odotに対応します。$）。銀河のダストとH2の質量（金属量に依存するCOからH2への変換係数を使用）は、それぞれ1.2mmとCOJ$=$3-2の観測から推定され、そこからDTGが推定されます。このサンプルの銀河は、CO線の光度とダスト連続光度の間で以前に観測された$z=0$から$z=3$までの傾向に従い、観測されたよりも$2.1<z<2.5$の暗い銀河にそのような傾向を拡張していることがわかります。現在まで。この研究で提示された銀河のCO-ダスト-連続光度の関係には、2次の金属量依存性は見られません。$2.1<z<2.5$の主系列銀河のDTGは、気相金属量によるDTGの増加と一致しています。$z=$2.1-2.5の銀河は、$z=$0で見つかったDTG-金属量の関係とさらに一致しており、銀河形成モデルに関連する制約を提供します。これらの結果はさらに、ダスト連続放出からコールドガスの質量を推定する際に銀河の金属量を考慮に入れる必要があることを意味します。特に、金属の少ない低質量または高赤方偏移の銀河を研究する場合に関連します。[要約]
| Title |
The_GLEAMing_of_the_first_supermassive_black_holes:_II._A_new_sample_of_high-redshift_radio_galaxy_candidates |
| Authors |
J._W._Broderick,_G._Drouart,_N._Seymour,_T._J._Galvin,_N._Wright,_A._Carnero_Rosell,_R._Chhetri,_H._Dannerbauer,_S._P._Driver,_J._S._Morgan,_V._A._Moss,_S._Prabu,_J._M._Afonso,_C._De_Breuck,_B._H._C._Emonts,_T._M._O._Franzen,_C._M._Guti\'errez,_P._J._Hancock,_G._H._Heald,_N._Hurley-Walker,_R._J._Ivison,_M._D._Lehnert,_G._Noirot,_M._Read,_S._S._Shabala,_D._Stern,_W._J._Sutherland,_E._Sutorius,_R._J._Turner,_J._Vernet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.08490 |
赤方偏移$z>6$で、不明瞭で電波が静かな活動銀河核が定期的に発見されていますが、それらの不明瞭で電波の大きい対応物は、とらえどころのないままです。私たちは成功したパイロット研究に基づいて、20倍の広さの空域で低周波が選択された候補の高赤方偏移電波銀河（HzRG）の新しいサンプルを提示します。GaLacticおよび銀河系外全天マーチソン広視野アレイ（GLEAM）調査から、72〜231MHzの湾曲した電波スペクトルを持つソースを選択する選択手法を改良しました。GLEAMが選択したHzRG候補がコンパクトな無線形態を持ち、天文学キロ度赤外線銀河（VIKING）用の可視および赤外線調査望遠鏡からの近赤外線$K_{\rms}$バンドイメージングで検出されないという要件と組み合わせて）調査では、約1200deg$^2$の空域で51個の新しい候補HzRGが見つかりました。私たちのサンプルには、パイロット研究からの2つの情報源も含まれています。現在知られている2番目に遠い電波銀河である$z=5.55$と、潜在的に$z\sim8$にある別の情報源です。洗練された選択手法を紹介し、サンプルの特性を分析します。GLEAMデータを、公開されているデータと、5.5GHzおよび9GHzのオーストラリアテレスコープコンパクトアレイからの新しい観測値の両方で補足することにより、74MHz〜9GHzの広帯域無線スペクトルをモデル化します。さらに、超大型望遠鏡の高精度広視野$K$バンドイメージャ（HAWK-I）および南ハーシェル天体物理テラヘルツ広域調査地域$K_からの深い$K_{\rms}$バンドイメージング{\rms}$-bandSurvey（SHARKS）は、5つのソースについて提示されています。サンプルで非常に遠い電波銀河を見つける可能性について説明します。これは、$z\gtrsim6.5$での再電離の時代の可能性があります。
環境はラジオAGNの形態にどのように影響しますか？
| Title |
How_does_environment_affect_the_morphology_of_radio_AGN? |
| Authors |
Melissa_Elizabeth_Morris,_Eric_Wilcots,_Eric_Hooper,_Sebastian_Heinz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.08510 |
曲がった放射性ジェットを備えた活動銀河核（AGN）をホストしている銀河は、銀河群や銀河団などの高密度環境のトレーサーとして使用されます。これらのジェットを使用する背後にある仮定は、それらがホスト銀河が移動する高密度のガス状媒体からのラム圧力の下で曲げられるということです。しかし、曲がっていないジェットを備えたグループやクラスターには多くのAGNがあり、それは私たちに尋ねさせます：なぜいくつかのAGNジェットは環境の影響を大きく受けているのに、他のジェットはそうではないように見えるのですか？曲がったジェットを使用した185AGNと曲がっていないジェットを使用した191AGNのサンプルに関する環境研究の結果を示します。ここでは、Friends-of-Friendsアルゴリズムを使用して隣接する銀河を検索することにより、環境を特徴付けています。曲がったジェットを持つAGNは確かにグループやクラスターに存在する可能性が高く、曲がっていないAGNはシングルまたはペアで存在する可能性が高いことがわかります。3つ以上の銀河のグループでAGNのみを検討すると、曲がったAGNは、曲がっていないAGNよりも銀河の多いハローに存在する可能性が高いことがわかります。また、曲がっていないAGNは、曲がっているAGNよりも最も明るい銀河群である可能性が高いことがわかります。さらに、曲がったジェットでAGNをホストしているグループは、曲がっていないAGNをホストしているグループよりも銀河の密度が高くなっています。不思議なことに、一見密度の低い空間領域にある曲がったジェットを持つAGNの集団があり、それらが宇宙のウェブフィラメントに埋め込まれている可能性があることを示しています。全体として、私たちの結果は、曲がったダブルは、曲がっていないダブルよりも大きく、密度が高く、リラックスしていない環境に存在する可能性が高く、銀河の電波形態をその環境に関連付ける可能性があることを示しています。
N体シミュレーションによる射手座ストリームの6Dプロパティ全体の再構築
| Title |
Reconstructing_the_whole_6D_properties_of_the_Sagittarius_stream_with_N-body_simulation |
| Authors |
Hai-Feng_Wang_(Paris_Obs.),_Yan-Bin_Yang_(Paris_Obs.),_Francois_Hammer_(Paris_Obs.),_Jian-Ling_Wang_(NAOC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.08542 |
いて座（Sgr）ストリームの多くのモデリングが試みられましたが、完全な6D空間位相プロパティを再現することは依然として困難です。天の川の質量が5.2$\times10^{11}$M$_{\odot}$でSgrの質量が9.3$\times10^{8}$M$_{\odot}$のN体シミュレーションを使用する、Sgrストリームのすべての3D空間的特徴をうまく再現することができました。これには、コア、リーディングアーム、トレーリングアーム、およびそれらに関連する分岐が含まれます。さらに、Sgrストリームの報告されたすべての3D運動学特性は、大規模なLMCを必要とせずに定性的に再現されていますが、後者はこの作業から除外することはできません。さらに、私たちのモデルは、エネルギー角運動量平面でのストリームアームの正確な動作を再現できないこともわかりました。それは、Sgr質量範囲のすべての不規則な矮小銀河を支配するガスである、Sgr前駆体に主要な成分を導入した後にのみ、大幅なさらなる進歩が達成できることを示唆させてくれます。
熱不安定性によって形成されたCR駆動多相ガス
宇宙線（CR）は、銀河系周辺媒体（CGM）の重要なエネルギー源であり、多相ガスの構造とダイナミクスに影響を与えます。二次元CR-電磁流体力学シミュレーションを実行して、熱不安定性によって形成された多相ガスの加速におけるCRの役割を調査します。CRによって駆動される流出と、同等の運動量を持つ熱風によって駆動される流出を比較します。CRによって駆動される流出は、非熱的圧力のサポートにより、低温ガスと高温ガスの密度のコントラストが低くなり、よりフィラメント状の雲の形態が得られることがわかります。熱風に巻き込まれると、効率的な冷却により低温ガスが増加する可能性がありますが、CRは低温ガスの成長を抑制する傾向があります。この抑制のメカニズムは磁場の強さに依存し、CRは冷却を減らすか、加速差によって雲を細断します。冷たいガスの成長が抑制されているにもかかわらず、CRは、急速に破壊されることなく、観測された速度に冷たい雲を発射することができます。CRと多相ガス間の動的相互作用も磁場の強さに敏感です。比較的強いフィールドでは、CRは低温ガスへの直接の運動量入力にとってより重要です。比較的弱いフィールドでは、CRは主にガス圧を変更する加熱によってガスに影響を与えます。
円盤銀河における星形成と数値シミュレーションにおける渦巻構造との関係
| Title |
Star_formation_in_disk_galaxies_and_its_relation_with_spiral_structure_in_numerical_simulations |
| Authors |
David_Felipe_Barros_Ramirez,_Juan_Carlos_Mu\~noz-Cuartas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.08560 |
渦巻銀河の渦巻構造は、星間物質の塵、イオン化領域の自由電子、分子ガス、H{\alpha}領域の水素原子などのさまざまな観測トレーサーを通して見ることができます。この作業では、電磁流体力学（MHD）を使用したN体シミュレーションを使用して、円盤銀河のガス成分の渦巻きパターンと星形成活動を調査します。私たちが取り組む質問のいくつかは次のとおりです。ガスのさまざまな特性を通して銀河はどのように観察されますか？銀河の渦巻き構造は、ガスのさまざまな特性で追跡すると変化しますか？シミュレーションのスパイラルアームは、私たちが「見ている」プロパティに応じて、その形状と幅を変更しますか？腕の幅を一貫して測定するために、どういうわけか腕の形状をモデル化できますか？このモデルはすべてのプロパティに適用されますか？これらの質問に答えるために、私たちは円盤銀河のらせん構造を識別して抽出する方法を開発しました。この手順の結果を使用して、星形成活動とそれがスパイラル構造に沿って、そしてスパイラル構造全体でどのように振る舞うかに特に注意を払いながら、ガスのさまざまな特性を通してスパイラルパターンの特徴をさらに調査します。
SDC13ハブフィラメントシステムの形成：マルチスケール磁場に刻印された雲と雲の衝突
| Title |
Formation_of_the_SDC13_Hub-Filament_System:_A_Cloud-Cloud_Collision_Imprinted_on_The_Multiscale_Magnetic_Field |
| Authors |
Jia-Wei_Wang,_Patrick_M._Koch,_Ya-Wen_Tang,_Gary_A._Fuller,_Nicolas_Peretto,_Gwenllian_M._Williams,_Hsi-Wei_Yen,_Han-Tsung_Lee,_Wei-An_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.08718 |
ハブフィラメントシステム（HFS）は、プロトクラスターと大規模な星形成の潜在的なサイトであり、大量の蓄積において重要な役割を果たします。大規模なHFSSDC13に向けたJCMTPOL-2850$\mu$m偏光観測を報告します。ハブの西端に続く雲のスケールの「U字型」の形態で、ハブの中心近くに組織化された磁場を検出します。大規模なAPEX13COおよびPLANCK分極データとともに、SDC13は、大規模な部分的にらせん状の磁場に沿った3つの巨大分子雲（GMC）の収束点に位置していることがわかります。小さい「U字型」の磁場は、大規模な磁場と収束するGMCに垂直です。これは、雲と雲の衝突の結果として説明します。SDC13内では、局所的な重力と速度の勾配がフィラメントの尾根とハブの中心を指していることがわかります。これは、ガスが局所的にフィラメントに引き寄せられ、全体がハブの中心に収束する可能性があることを示唆しています。中央ハブのビリアル分析は、重力が磁気および運動学的エネルギーを支配していることを示しています。大規模な分析と小規模な分析を組み合わせて、SDC13は最初に大規模な磁場に沿って移動する雲の衝突から形成されることを提案します。衝撃後の領域では、初期の乱流エネルギーが散逸した後、重力が引き継ぎ、フィラメントに沿ってハブの中心に向かってガスの降着を促進し始めます。
MAGICサンプルのモルフォキネマティック解析によるさまざまな環境でのz〜0.25-1.5銀河のスケーリング関係
| Title |
Scaling_relations_of_z~0.25-1.5_galaxies_in_various_environments_from_the_morpho-kinematic_analysis_of_the_MAGIC_sample |
| Authors |
W._Mercier,_B._Epinat,_T._Contini,_V._Abril-Melgarejo,_L._Boogaard,_J._Brinchmann,_H._Finley,_D._Krajnovi\'c,_L._Michel-Dansac,_E._Ventou,_N._Bouch\'e,_J._Dumoulin,_Juan_C._B._Pineda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.08724 |
銀河の進化は、環境によって異なる可能性のある多くの物理的プロセスの影響を受けます。ハッブル宇宙望遠鏡（HST）と0.25<z<1.5の銀河のマルチユニット分光エクスプローラー（MUSE）データを組み合わせて、サイズと質量の関係、主系列星（MS）、タリーフィッシャーに対する環境の影響を調べます。関係（TFR）。MUSE-gAlaxyGroupsInCosmos（MAGIC）調査から、COSMOS地域のさまざまな環境で593[Oii]エミッターのモルフォキネマティックモデリングを実行します。HSTF814W画像は、バルジディスク分解を使用してモデル化され、バルジディスク比、有効半径、およびディスク傾斜を推定します。[Oii]{\lambda}{\lambda}3727、3729ダブレットを使用して、MUSEキューブからイオン化ガスの運動学的マップを抽出し、バルジとディスクのコンポーネントを制限した146個の[Oii]エミッターのサンプル用にモデル化します。形態と暗黒物質ハローから。フィールドと大きな構造のサブサンプルの間のサイズと質量の関係のゼロ点で0.03dexのオフセットが見つかり、小さな構造と大きな構造を分離するための豊富なしきい値はN=10で、N=20の場合は0.06dexです。同様に、MSでN=10の場合は0.1dexの差があり、N=20の場合は0.15dexの差があります。これらの結果は、巨大な構造の銀河が14％小さく、z=0.7の散在銀河に比べて星形成率が1.3〜1.5倍減少していることを示唆しています。最後に、0.04dexのオフセットでN=20を使用する場合を除いて、TFRに対する環境の影響は見つかりません。反対方向のオフセットにつながる最大の構造の急冷の影響を破棄します。z=0.7で、クエンチングが構造内の銀河の質量収支に影響を与える場合、これらの銀河はごく最近、およそ0.7〜1.5Gyrの影響を受けていることがわかります。この結果は、ガスの質量を含めると当てはまりますが、非対称ドリフト補正を含めると消えます。
電波銀河動物園：半教師あり学習を使用して、データセットシフト下の電波銀河分類にラベルのない大規模なデータセットを活用する
| Title |
Radio_Galaxy_Zoo:_Using_semi-supervised_learning_to_leverage_large_unlabelled_data-sets_for_radio_galaxy_classification_under_data-set_shift |
| Authors |
Inigo_V._Slijepcevic,_Anna_M._M._Scaife,_Mike_Walmsley,_Micah_Bowles,_Ivy_Wong,_Stanislav_S._Shabala_and_Hongming_Tang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.08816 |
この作業では、電波銀河の形態学的分類に適用される最先端の半教師あり学習（SSL）アルゴリズムの分類精度と堅牢性を検証します。ラベルの数が少ないSSLが、監視対象の最先端技術に匹敵するテスト精度を達成できるかどうか、およびこれまでに見られなかったデータを組み込む場合にこれが当てはまるかどうかをテストします。検討した電波銀河分類の問題について、SSLは追加の正則化を提供し、ベースラインテストの精度を上回っています。ただし、コンピュータサイエンスのベンチマークデータセットで報告されたモデルパフォーマンスメトリックとは対照的に、改善は狭い範囲のラベルボリュームに限定され、パフォーマンスは低いラベルボリュームで急速に低下することがわかります。さらに、分類が改善されたかどうかに関係なく、SSLはモデルのキャリブレーションを改善しないことを示します。さらに、同じ無線調査から得られたさまざまな基礎となるカタログを使用して、SSLに必要なラベル付きデータセットとラベルなしデータセットを提供すると、分類パフォーマンスの大幅な低下が観察され、データセットシフトの下でSSL技術を適用することの難しさが浮き彫りになります。クラスが不均衡なラベルなしデータプールは、以前の確率シフトを通じてパフォーマンスに悪影響を与えることを示します。これは、このパフォーマンスの低下を説明する可能性があり、データセットシフトの尺度としてラベル付きデータセットとラベルなしデータセット間のフレシェ距離を使用すると、モデルのパフォーマンスの予測ですが、O（1000）のラベル付けされたサンプルボリュームを持つ一般的な無線銀河データセットの場合、この手法に関連するサンプルの分散は高く、この手法は一般に、トレインテストサイクルを置き換えるのに十分な堅牢性がありません。
MAVERIC調査：25個の銀河球状星団の超大型干渉電波望遠鏡からのラジオカタログとソースカウント
| Title |
The_MAVERIC_Survey:_Radio_catalogs_and_source_counts_from_deep_Very_Large_Array_imaging_of_25_Galactic_globular_clusters |
| Authors |
Laura_Shishkovsky,_Jay_Strader,_Laura_Chomiuk,_Evangelia_Tremou,_Vlad_Tudor,_James_C._A._Miller-Jones,_Arash_Bahramian,_Craig_Heinke,_Thomas_J._Maccarone,_Gregory_R._Sivakoff |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.08862 |
MAVERIC調査は、天の川の球状星団の最初の深部電波連続画像調査であり、恒星質量ブラックホールを含む降着するコンパクト連星を見つけて分類することを主な目的としています。ここでは、超大型干渉電波望遠鏡による25個のクラスターの電波源カタログを紹介します。観測時間の中央値はクラスターあたり10時間であり、中心周波数5.0GHzと7.2GHzでビームあたり2.3および2.1uJyの典型的なrms感度が得られました。5シグマでの調査で約1300のソースが検出され、これらの多くはバックグラウンドソースである可能性が高いですが、一部のクラスターでは電波源が過剰であるという強力な証拠も見つかります。クラスタコア内のソースの無線スペクトルインデックス分布はバックグラウンドとは異なり、バイモーダル分布を示しています。急峻なスペクトルのソース（5.0GHzではるかに明るい）をミリ秒パルサーとして、フラットなスペクトルのソースをコンパクトまたは他の種類のバイナリとして暫定的に分類します。これらの暫定的な分類は、将来のX線および光学データの追加によって固められます。画像の外側の領域は、深く、比較的広いフィールド（〜0.4/sq。deg）と高解像度のCバンドのバックグラウンド調査を表しており、この領域に対して計算されたソースカウントを示しています。また、これら25のクラスターの無線連続画像をコミュニティにリリースします。
M33銀河におけるクールな進化星の質量損失率
英国赤外線望遠鏡（UKIRT）で、ローカルグループ渦巻銀河M33（さんかく座）の近赤外線監視キャンペーンを実施しました。この論文では、M33の恒星円盤を横切る脈動する漸近巨星分枝（AGB）星と赤色超巨星（RSG）によるダストとガスの質量損失率を示します。
z>6の電波大音量クエーサーの[CII]およびFIR特性
| Title |
The_[CII]_and_FIR_properties_of_z>6_radio-loud_quasars |
| Authors |
Yana_Khusanova,_Eduardo_Ba\~nados,_Chiara_Mazzucchelli,_Sof\'ia_Rojas-Ruiz,_Emmanuel_Momjian,_Emanuele_Paolo_Farina,_Roberto_Decarli,_Fabian_Walter,_Bram_Venemans,_Feige_Wang,_Jinyi_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.08973 |
ビッグバン（$z>6$）から1Gyr以内に現在知られているラジオラウドクエーサーは5つしかなく、それらのホスト銀河の特性は詳細に調査されていません。[CII]（158$\mu$m）のNOrthernExtendedMillimeterArray（NOEMA）調査と、4つの$z>6$ラジオラウドクエーサーの基礎となる連続放射を提示し、それらの多様な特性を明らかにします。J0309+2717（$z=6.10$）は、明るい[CII]線とその下にある連続体を持ち、星形成率SFR=$340-1200$$M_\odot$yr$^{-1}$のスターバーストを意味します。J1429+5448（$z=6.18$）のSFR=$520-870$$M_{\odot}$yr$^{-1}$であり、その[CII]プロファイルは2つのガウス分布と一致しています。銀河合体。J1427+3312（$z=6.12$）のSFRは中程度です=$30-90$$M_\odot$yr$^{-1}$。特に、これは広い吸収線クエーサーであり、ホスト銀河における高速流出の存在を検索しました。NOEMAデータは、[CII]ラインの暫定的な広い成分が$\sim$1400〜km〜s$^{-1}$と同じくらい広いことを示していますが、現在のデータの感度はそれを確認するのに十分ではありません。最後に、P172+18（$z=6.82$）は、[CII]と連続体の両方で検出されません。これは、SFR$<22-40$$M_{\odot}$yr$^{-1}$を意味します。広範囲のSFRは、同様の赤方偏移で電波が静かなクエーサーで観測されるものと同様です。電波ジェットが[CII]とIRの両方の光度に大きく寄与しない場合、これは、ホスト銀河の星形成に関するジェットからのフィードバックがないことを示唆しています。
超高輝度超新星：超高輝度超新星と通常のコア崩壊超新星の間の集団を明らかにする
| Title |
Luminous_Supernovae:_Unveiling_a_Population_Between_Superluminous_and_Normal_Core-collapse_Supernovae |
| Authors |
Sebastian_Gomez,_Edo_Berger,_Matt_Nicholl,_Peter_K._Blanchard,_Griffin_Hosseinzadeh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.08486 |
ストリップエンベロープコア崩壊超新星は、2つの大きなクラスに分けることができます。$^{56}$Niの放射性崩壊を動力源とする一般的なタイプIb/c超新星（SNeIb/c）と、まれな超高輝度超新星（SLSNe）です。）、おそらくマグネター中央エンジンのスピンダウンによって動力を供給されます。これまで、これら2つの集団間の中間体制はほとんど未踏のままでした。ここでは、40\textit{luminoussupernovae}（LSNe）、ピークマグニチュードが$M_r=-19$から$-20$magのSNe、明るい端のSLSNeとSNeIb/cの包括的な研究を紹介します。薄暗い端に。分光学的には、LSNeはタイプIcSNeとSLSNeの間に連続体を形成しているように見えます。それらの中間的な性質を考慮して、マグネターと放射性崩壊の組み合わせモデルを使用してすべてのLSNeの光度曲線をモデル化し、ピーク光度とスペクトルだけでなく、立ち上がり時間、電源、および物理パラメータ。LSNeは、SNeIb/cのように急速に進化するか、SLSNeのようにゆっくりと進化するかのいずれかであり、それぞれ放射性またはマグネター駆動のように見える別個のグループに細分類されます。私たちの調査結果は、LSNeが$^{56}$Niの過剰生産または弱いマグネターエンジンのいずれかによって動力を供給されており、2つの集団間の欠落したリンクとして機能する可能性があることを示しています。
| Title |
Magnetar_bursts_due_to_Alfv\'{e}n_wave_nonlinear_breakout |
| Authors |
Yajie_Yuan,_Andrei_M._Beloborodov,_Alexander_Y._Chen,_Yuri_Levin,_Elias_R._Most,_Alexander_A._Philippov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.08513 |
マグネター活動の最も一般的な形式は、ミリ秒から秒までの持続時間と$10^{36}$から$10^{43}\{\rmerg}\、{\rms}の範囲の短いX線バーストです。^{-1}$。最近、銀河マグネターSGR1935+2154からのX線バーストが、同じソースからの2つの高速電波バースト（FRB）のようなイベントと一致することが検出され、FRBがマグネターバーストにリンクしている可能性があるという証拠が得られました。完全に3Dの力のない電気力学シミュレーションを使用して、このようなマグネターバーストが局所的なマグネター地震から発射されたAlfv\'{e}n波によって生成される可能性があることを示します。波束は外側の磁気圏に伝播し、非線形になり、磁気圏から脱出します。超相対論的噴出物を形成します。噴出物は磁気圏の力線を押し開き、その背後に電流シートを作成します。これらの電流シートで磁気リコネクションが発生し、プラズマの励起とX線の放出につながる可能性があります。噴出物の角の大きさはコンパクトで、地震の発射領域が小さい場合は$\lesssim0.5$sr、恒星表面では$\lesssim5\times10^{-3}$srになります。FRBとSGR1935+2154からの同時X線バーストへの影響について説明します。
| Title |
Detecting_High-Energy_Neutrino_Minibursts_from_Local_Supernovae_with_Multiple_Neutrino_Observatories |
| Authors |
Ali_Kheirandish_and_Kohta_Murase |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.08518 |
銀河系外超新星（SNe）の多波長観測からの成長する証拠は、タイプIISNeに高密度の星周物質の存在を確立しました。SN噴出物と星周物質との相互作用は、宇宙線の加速とそれに伴う高エネルギー放出につながるはずです。SNeからのMeVニュートリノと一緒に高エネルギーニュートリノを観測することは、宇宙線とニュートリノ物理学における未回答の質問を理解する前例のない機会を提供します。現在および将来のニュートリノ検出器が、天の川の近くにある銀河系外のSNから高エネルギーニュートリノを識別できることを示します。既知の局所銀河でSNeから高エネルギーニュートリノミニバーストを検出するための見通しを提示し、将来の高エネルギーニュートリノネットワークがSNニュートリノの識別のためのエッジをどのように拡張するかを示します。
中性子星は、私たちの目に見える宇宙で知られている最も密度の高い天体です。中性子星内の物質の性質は、その状態方程式にコード化されており、理論的な観点からは広範囲にわたる不確実性があります。量子色力学の現在の理解では、そのような高密度での中性子星物質の相互作用を決定することは困難です。また、多くの身体計算を実行することは、計算上困難です。中性子星のコアの構成は非常に推測的であることに加えて、奇妙なバリオン、中間子凝縮体、クォーク物質などのエキゾチック物質が含まれていることは除外されていません。この天体は、その寿命のほとんどで非常に寒いです。私たちの研究室では、このような密度の高い、しかしかなり冷たい材料を製造することはできません。私たちの地球ベースの実験では中性子星物質の物理学を精査することはできないので、私たちは中性子星の天体物理学的観測を探します。この論文は、中性子星の観測量を天体物理学的観測からその状態方程式に変換するために必要な理論的および計算技術を扱っています。
| Title |
Euclid:_Discovering_pair-instability_supernovae_with_the_Deep_Survey |
| Authors |
T._J._Moriya_(1_and_2),_C._Inserra_(3),_M._Tanaka_(4_and_5),_E._Cappellaro_(6),_M._Della_Valle_(7_and_8_and_9),_I._Hook_(10),_R._Kotak_(11),_G._Longo_(12_and_8),_F._Mannucci_(13),_S._Mattila_(11),_C._Tao_(14),_B._Altieri_(15),_A._Amara_(16),_N._Auricchio_(17),_D._Bonino_(18),_E._Branchini_(19_and_20),_M._Brescia_(7),_J._Brinchmann_(21),_V._Capobianco_(18),_C._Carbone_(22),_J._Carretero_(23_and_24),_M._Castellano_(25),_S._Cavuoti_(7_and_8_and_12),_A._Cimatti_(26_and_13),_R._Cledassou_(27_and_28),_G._Congedo_(29),_C._J._Conselice_(30),_L._Conversi_(31_and_15),_Y._Copin_(32),_L._Corcione_(18),_F._Courbin_(33),_M._Cropper_(34),_A._Da_Silva_(35_and_36),_H._Degaudenzi_(37),_M._Douspis_(38),_F._Dubath_(37),_C._A._J._Duncan_(39_and_30),_X._Dupac_(15),_S._Dusini_(40),_A._Ealet_(32),_S._Farrens_(41),_et_al._(67_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.08727 |
対不安定型超新星は、まだ観測的に確認されていない理論上の超新星です。それらは低金属量環境に存在すると予測されています。全体的な金属量は赤方偏移が高くなると低くなるため、赤方偏移の高い超新星を調査する近赤外線過渡調査は、対不安定型超新星を発見するのに適しています。2023年に打ち上げられる予定のユークリッド衛星は、高赤方偏移の超新星探査に適した近赤外線広視野装置を備えています。現在、ユークリッドの6年間の主要ミッションでは専用の超新星探査は計画されていませんが、ユークリッド深部調査では、6年間にわたる3つのユークリッド深層（合計40度2）を定期的に観測する予定です。ユークリッド深層フィールドの観測は頻繁ではありませんが、対不安定型超新星の予測された長期間により、ユークリッド深層調査で高赤方偏移の対不安定型超新星を検索できることを示しています。ユークリッドミッションの現在の観測計画に基づいて、対不安定型超新星の発見の予想数を推定するために調査シミュレーションを実施します。EuclidDeepSurveyにより、z<〜3.5で最大数百の対不安定型超新星を発見できることがわかりました。また、対不安定型超新星候補は、現在のユークリッド深層調査計画で決定できる期間と色によって効率的に識別できることも示しています。ユークリッドミッションは、それらのイベント率が最近の理論的研究によって予測されたものと同じくらい高い場合、対不安定型超新星の最初の自信のある発見につながる可能性があると結論付けます。また、最新の観測計画に基づいて、ユークリッド深部調査で予想される超高輝度超新星の発見数を更新します。
レンズ化マルチメッセンジャーチャネル：LIGO-Virgo-Kagraレンズ化重力波測定とEuclid観測の組み合わせ
| Title |
A_lensing_multi-messenger_channel:_Combining_LIGO-Virgo-Kagra_lensed_gravitational-wave_measurements_with_Euclid_observations |
| Authors |
Ewoud_Wempe,_L\'eon_V._E._Koopmans,_A._Renske_A._C._Wierda,_Otto_Akseli_Hannuksela,_Chris_van_den_Broeck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.08732 |
今後の検出の予測にもかかわらず、強力なレンズの重力波観測のアプリケーションの全スペクトルがどれほど実行可能であるかは不明なままです。1つのアプリケーションは、マルチメッセンジャードメインにある可能性があります。重力波（GW）および電磁（EM）バンドで、関連するレンズシステム内の強くレンズ化されたブラックホール連星の局在化です。電磁的に検出されたレンズシステムの観測（光学または赤外線イメージングによる）とそれに関連する強力なレンズの重力波を組み合わせると、さまざまな貴重な、そうでなければアクセスできない情報が得られる可能性があるため、これは興味深いものです。たとえば、強いレンズの候補を独自に検証し、ブラックホールをサブ秒の精度でローカライズし、バイナリ銀河の接続を研究し、重力波の偏光と伝播をより正確にテストすることができます。したがって、ここでは、LIGO-Virgo-Kagraの投影された機能の包括的なシミュレーションをEuclidと組み合わせて実行し、強くレンズ化された重力波イベントを見つけて、ブラックホール連星の合併の場所を特定します。検出されたイベントの20〜50％について、レンズはユークリッドのようなイメージングで検出可能であることがわかります。ホスト候補のユークリッドのような画像を使用した1〜5度^2の空の位置特定では、4つのイベントが検出されたときにレンズ付きGWの34.6〜21.9％のEMカウンターパートを特定することが期待されます。3つおよび2つのイベントの場合、これはそれぞれ29.8〜14.9％および16.4〜6.6％に低下します。EM内の宇宙ベースの機器で検出されたレンズ付きイベントの専用のフォローアップ、現在および計画中のGW検出器の継続的なアップグレード、およびレンズ付きサブスレッショルド検索パイプラインは、このプログラムの成功に不可欠である可能性があります。
効率的な荷電粒子伝播法
天体物理学では、最高エネルギーの宇宙線の源の探索が続けられています。さらなる進歩のためには、これまで以上に優れた天文台だけでなく、これまで以上に現実的な数値シミュレーションも必要です。IGMFでのUHECRの数値テストシミュレーションのさまざまなアプローチを比較し、すべての方法が粒子の拡散挙動によって粒子の正しい統計的伝播特性を提供することを示します。収束テストを通じて、メソッドに必要な要件が異なり、最終的には必要なシミュレーション時間に大きな違いがあることを示します。
GRO J1655-40のブラックホール降着円盤からの風に動力を与えるものは何ですか？
ブラックホール降着円盤は、恒星および超大質量システムで赤方偏移した吸収線として見られる、強力な流出プラズマ（円盤風）を生成する可能性があります。クエーサーのこれらの風は、宇宙論的時間にわたって銀河形成を制御する上で重要な役割を果たしますが、これらが物理的にどのように発射されるかについてのコンセンサスはありません。恒星質量ブラックホールGROJ1655-40の単一のユニークな観測は、Fexxiiの準安定レベルからの吸収線から推定された高い風密度を示し、観測された光度が低いためにX線加熱（熱放射風）を除外しました。。これは、磁気駆動を唯一の実行可能なメカニズムとして残し、バイナリとクエーサーの両方で磁気風の統一モデルを動機付けました。ここでは、準安定レベルの生成における放射カスケードと衝突の寄与を含む光イオン化コードを使用して、これらのデータを再分析します。放射カスケードの影響により、推定される風の密度が桁違いに減少します。導出されたカラムも光学的に厚いため、光源は観察されたものよりも本質的に明るいです。放射流体力学シミュレーションから計算された熱放射風モデルがデータとよく一致することを示します。以前の磁気風ソリューションを再検討し、これも光学的に厚いことを示します。したがって、より大きな光源の光度が必要になり、必要な密度（新旧両方）でイオン集団全体を再現するのに苦労します。これらの結果は、これらのデータの磁気風の要件を取り除き、クエーサーの流出に外挿された自己類似の統一された磁気風モデルの基礎を取り除きます。
X線における新星のような激変星の移流熱流の特徴づけ：BZカムとV592キャスの場合
| Title |
Characterizing_the_Advective_Hot_Flows_of_Nova-Like_Cataclysmic_Variables_in_the_X-rays:_The_case_of_BZ_Cam_and_V592_Cas |
| Authors |
\c{S}\"olen_Balman,_Eric_M._Schlegel,_Patrick_Godon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.08842 |
ROSATPSPC、SwiftXRT、およびNuSTARFPMA/Bデータの、0.1〜78.0keV帯域の新星様（NL）激変星（CV）、BZCamおよびV592Casの共同スペクトル分析を示します。衝突平衡のプラズマモデルでは、$\chi^2_\nu$が2.0より大きい6.0-7.0の鉄線集合と連続体をモデル化できません。私たちの結果は、BZCamとV592Casでそれぞれ8.2〜9.4keVと10.0〜12.9keVの温度のX線プラズマにおける非平衡イオン化（NEI）条件を示しています。Heのような鉄のイオン化線とHのような鉄のイオン化線の重心は、NEI条件から予想される平衡値ではありません。1.50-1.87の光子指数で散乱とコンプトン化の存在を明らかにするべき乗則のスペクトル成分を見つけます。BZカムのHのような鉄の線でPシグニプロファイルを検出し、光学およびUVの強風と一致する4500〜8700kms$^{-1}$の流出に変換します。降着するCVからのX線でこのような高速コリメート流出が検出されるのはこれが初めてです。6.2〜6.5keV付近の鉄のK$\alpha$線が見つかり、両方の光源に反射効果が存在することがわかります。広帯域ノイズを調べたところ、移流ホットフロー構造への移行と一致して、BZCamとV592Casで光学的に厚いディスクが切り詰められていることがわかりました。V592Casは、1.4$^{+2.6}_{-0.3}$mHzでも準周期的な振動を示します。一般に、2つのNLは、低い放射効率での移流熱降着流から予想されるスペクトル特性とノイズ特性を表すことがわかります。
| Title |
X-raying_the_Birth_of_Binary_Neutron_Stars_and_Neutron_Star-Black_Hole_Binaries |
| Authors |
Kazumi_Kashiyama,_Ryo_Sawada,_and_Yudai_Suwa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.08851 |
バイナリー中性子星（BNS）または中性子星-ブラックホール連星（NS-BH）の形成を伴う超新星（USSN）の後のフォールバック降着を検討します。フォールバック物質は、最初は初期のNSに直接降着しますが、USSN爆発の開始後、通常は$0.1\mbox{-}1\、\mathrm{day}$の周連星円盤に降着し始めます。周連星の円盤の質量はさらに増加し、各コンパクトオブジェクトの周りにミニディスクを形成し、最大数年の超エディントン率を示します。このようなシステムがバイナリ超大光度X線源（ULX）を構成し、X線の一部がUSSNエジェクタから放出される可能性があることを示します。Chandra、XMMNewton、NuSTARを使用して、爆発後の$\lesssim100\、\rmMpc$および$\sim100\mbox{-}1,000\、\mathrm{day}$内でのUSSNeの追跡観測をお勧めします。は、初期のコンパクトなバイナリの特性を表す時間変化、例えば、バイナリの軌道運動、NSのスピン、および/またはミニディスクの準周期的振動を伴うX線対応物を検出することができます。
MAVERIC調査：オーストラリア望遠鏡コンパクトアレイからの南部球状星団の電波源のカタログ
| Title |
The_MAVERIC_survey:_A_catalogue_of_radio_sources_in_southern_globular_clusters_from_the_Australia_Telescope_Compact_Array |
| Authors |
Vlad_Tudor_(1),_James_C.A._Miller-Jones_(1),_Jay_Strader_(2),_Arash_Bahramian_(1),_Laura_Shishkovsky_(2),_Richard_M._Plotkin_(3),_Laura_Chomiuk_(2),_Craig_O._Heinke_(4),_Thomas_J._Maccarone_(5),_Gregory_R._Sivakoff_(4),_Evangelia_Tremou_(6),_Gemma_E._Anderson_(1),_Thomas_D._Russell_(7),_Anastasios_K._Tzioumis_(8)_((1)_ICRAR_-_Curtin,_(2)_Michigan_State,_(3)_U_Nevada,_Reno,_(4)_U_Alberta,_(5)_Texas_Tech,_(6)_CNRS,_Paris,_(7)_INAF,_(8)_CSIRO) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.08861 |
電波連続観測は、典型的なX線または光学研究と比較して、球状星団のコンパクトオブジェクトに新しいウィンドウを提供します。MAVERIC調査の一環として、オーストラリアテレスコープコンパクトアレイを使用して、5.5GHzと9.0GHzの中心周波数で26個の南球状星団の深い（中央値中央値ノイズレベルはビームあたり約4microJy）無線連続体調査を実行しました。この論文は、これらの26のクラスターの分野における1285の無線連続体源のカタログを提示します。バックグラウンドソースの表面密度を考慮すると、26個のクラスターのうち7個で電波源の集団の重要な証拠が見つかり、少なくとも11個の既知のコンパクトオブジェクト（6個のパルサーと5個のX線連星）も識別されます。典型的な球状星団で7.25GHzのフラックス密度が約20microJyを超える無線連続線源の全体的な密度は比較的低いですが、調査により、候補の超小型ブラックホールX線を含むいくつかのエキサイティングなコンパクト連星がすでに発見されています。47Tucのバイナリ。クラスターの中心近くにある未分類の電波源の多くは、真のクラスターソースである可能性が高く、これらのオブジェクトを分類し、球状星団に降着するコンパクトなバイナリの人口統計をよりよく理解するには、多波長のフォローアップが必要になります。
遠方のブレーザーにおけるスペクトル異常の証拠の再検討：光子-ALP混合に関する新しいデータ
| Title |
Revisiting_the_evidences_for_spectral_anomalies_in_distant_blazars:_new_data_on_the_photon-ALP_mixing |
| Authors |
Francesco_Cenedese,_Alberto_Franceschini_and_Giorgio_Galanti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.08865 |
イメージング大気チェレンコフ望遠鏡（IACT）を使用して、超高エネルギー（VHE）で観測されたブレーザーのスペクトルパラメーターの赤方偏移への依存の可能性を再検討します。これは、宇宙全体でのVHE光子の伝播に深く影響する、光子からアクシオン様粒子（ALP）への混合のソース距離による潜在的な影響を評価するために関連しています。赤方偏移$z\simeq0.5$までの38個のBLLacオブジェクト（32個の高ピークと6個の中間ピーク）と、独立して処理された最大$z=1$までの5個のフラットスペクトルラジオクエーサーの小さなサンプルにスペクトル分析を集中させます。赤方偏移のベースラインを増やします。これらの光源の78の独立したスペクトルは、まず、赤方偏移に依存する主要な不透明度効果の原因となる銀河外背景光の光子とのガンマ-ガンマ相互作用について注意深く補正されます。次に、補正されたスペクトルに単純なべき乗則を適用して、VHEでの固有のスペクトルインデックス$\Gamma_{\rmem}$を推測し、そのようなスペクトル特性がグローバルな宇宙環境ではなくローカルによって設定されるという仮定をテストします。$\Gamma_{\rmem}$の赤方偏移を伴ういくつかの体系的な反相関が見つかりました。これは、重要性は低いものの、光子伝搬プロセスの修正が必要になる可能性のあるスペクトル異常を示している可能性があります。より高い統計的有意性を備えたより決定的なテストには、次の新世代のチェレンコフアレイ（CTA、ASTRI、LHAASO）によって提供される観測の改善が必要になります。
強力な活動銀河核のサブセットであるブレーザーは、広帯域の電磁放射で輝く相対論的ジェットを特徴としています。g。ラジオからTeV放射まで。ここでは、ガンマ線光源のサンプルのガンマ線および光学変動特性を調査した研究の結果を示します。時系列分析のいくつかの方法が、10年にわたる光学およびFermi/LAT観測で実行されます。主な結果は次のとおりです。線源は両方の帯域で大きく変動することがわかり、ガンマ線パワースペクトル密度はフリッカーノイズと一致していることがわかり、長時間のメモリプロセスが機能していることを示しています。2つの放射を比較すると、全体的な光学放射と$\gamma$線の放射は高度に相関しているだけでなく、両方の観測分布が裾が重い対数正規分布と線形RMSフラックス関係を示しています。さらに、いくつかの情報源では、準周期的な振動の兆候が、両方の帯域で同様の特徴的なタイムスケールで明らかになりました。視線の近くで見たジェットを伝播する相対論的衝撃を伴う現在のブレーザーモデルに照らして結果を議論します。
Tianlai円筒形パスファインダーアレイの電磁特性
| Title |
The_Electromagnetic_Characteristics_of_the_Tianlai_Cylindrical_Pathfinder_Array |
| Authors |
Shijie_Sun,_Jixia_Li,_Fengquan_Wu,_Peter_Timbie,_Reza_Ansari,_Jingchao_Geng,_Huli_Shi,_Albert_Stebbins,_Yougang_Wang,_Juyong_Zhang,_Xuelei_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.08632 |
21cmの強度マッピング実験の大きな課題は、21cmの信号よりも桁違いに明るい前景放射が強いことです。前景の除去は、赤方偏移された21cmの信号スペクトルが確率的であるのに対し、その周波数スペクトルが滑らかであるという事実を利用しています。ただし、複雑なのは、機器の応答が滑らかでないことです。この論文では、21cmの強度マッピング実験用のパスファインダーであるTianlaiシリンダーアレイの電磁シミュレーションについて説明します。膨大な規模が関係するため、直接シミュレーションには大量のコンピューティングリソースが必要です。方法を組み合わせてシミュレーションを実用化しました。最初に単一のフィードをシミュレートし、次にフィードユニットのアレイをシミュレートし、最後にフィードアレイと円筒形リフレクターを組み合わせて、単一のシリンダーの応答を取得します。その放射パターン、バンドパス応答、およびフィードユニット間の相互結合の影響を調査し、結果を観測と比較しました。測定結果に見られる多くの特徴、特に反射器の定在波に関連する振動の特徴は、シミュレーションでよく再現されています。フィードユニット間の相互結合は、2つのフィード間の距離が増加するにつれて減少するSパラメータで定量化されます。シミュレートされたSパラメータに基づいて、可視性データで見られた相関ノイズを推定します。結果は、マグニチュードと周波数構造の両方でデータと非常によく一致していることを示しています。これらの結果は、実際の機器の21cm信号抽出の問題に関する有用な洞察を提供します。
Emu：宇宙からの赤外線観測のためのTDIのようなイメージングのケーススタディ
| Title |
Emu:_A_Case_Study_for_TDI-like_Imaging_for_Infrared_Observation_from_Space |
| Authors |
Joice_Mathew,_James_Gilbert,_Robert_Sharp,_Alexey_Grigoriev,_Adam_D._Rains,_Anna_M._Moore,_Annino_Vaccarella,_Aurelie_Magniez,_David_Chandler,_Ian_Price,_Luca_Casagrande,_Maru\v{s}a_\v{Z}erjal,_Michael_Ireland,_Michael_S._Bessell,_Nicholas_Herrald,_Shanae_King,_Thomas_Nordlander |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.08713 |
Time-Delay-Integration（TDI）またはドリフトスキャンイメージングと同様のモードで動作する広視野天頂望遠鏡は、アクティブなポインティング制御なしで赤外線空調査を実行できますが、高速で低ノイズの赤外線検出器が必要です。Emu宇宙望遠鏡は、国際宇宙ステーション（ISS）のホスト型ペイロードプラットフォームで動作し、レオナルドSAPHIRA電子雪崩フォトダイオードアレイのパラダイムを変える特性を利用して、臨界吸水波長（1.4{\mu}m）地球自体の大気のため、地上の望遠鏡にはほとんどアクセスできません。クールな星、特にスペクトル型Mの星は、銀河の形成史から岩石の太陽系外惑星の形成まで、現代の天体物理学全体で重要なプローブです。主系列のM矮星は銀河系で最も豊富な星であり、進化したM巨星は、個別に観測できる最も遠い星の一部です。エミューの空の調査は、1.4{\mu}mでの吸水帯の強さの測定を介して酸素の存在量を推測することにより、これらのクールな星の重要な恒星の特性を提供します。ここでは、EmuミッションのTDIのようなイメージング機能、その科学的目的、機器の詳細、およびシミュレーション結果を紹介します。
マイクロレンズとファイバーを結合した面分光器の最適な望遠鏡焦点比
| Title |
Optimum_telescope_focal_ratios_for_microlens-to-fiber_coupled_integral_field_spectrographs |
| Authors |
Sabyasachi_Chattopadhyay,_Matthew_A._Bershady,_Marsha_J._Wolf,_Michael_P._Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.08764 |
マイクロオプティクスの製造と光学収差によって課せられる制約の範囲内で、2エレメント、3面、テレセントリック画像転送マイクロレンズからファイバーに結合された面分光ユニットの最適な望遠鏡焦点比について説明します。最初のプリンシパルからマイクロ光学光学パラメータの一般化された分析的記述を作成します。Zemaxなどのレイトレーシングソフトウェアによって最適化された設計の+/-4％以内で球面収差と回折の一致のみを考慮した分析モデルによって制約された設計の、すべての収差を含む光学性能がわかります。分析モデルでは、利用可能なクリアアパーチャについて妥協する必要はありません。六角形のマイクロレンズの約90％の機械的口径が集光に利用できます。f/3.5で給電される200{\mu}mコアファイバの最適な望遠鏡のf比は、f/7からf/12の間です。最適な望遠鏡の焦点比は、ファイバーコアの直径とファイバー入力ビーム速度の関数として変化します。望遠鏡の焦点比がf/8の場合、ファイバーの直径の最大範囲（100〜500{\mu}m）とファイバーの注入速度（f/3〜f/5）がサポートされます。望遠鏡とレンズレット結合ファイバーの最適化は、高効率の専用調査望遠鏡の設計、および機器の入力要件に一致する焦点マクロ光学系の導入による既存の施設の改造に関連しています。
| Title |
Mixed_Mode_Asteroseismology_of_Red_Giant_Stars_Through_the_Luminosity_Bump |
| Authors |
Christopher_J._Lindsay,_J._M._Joel_Ong,_Sarbani_Basu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.08485 |
低質量の赤色巨星の現在のモデルのほとんどは、赤色巨星分枝の光度バンプの観測された位置を再現していません。これは、最初のドレッジアップ中の対流層の最大範囲の診断です。赤色巨星の大きなサンプルで測定されたグローバルな星震パラメータ、大きな周波数分離と最大振動パワーの周波数は、対流層の下の対流オーバーシュートのモデリングが、モデル化された光度バンプ位置を観測に一致させるのに役立つことを示しています。ただし、これらのグローバルパラメータを使用して、スターごとにエンベロープのオーバーシュートをプローブすることはできません。赤色巨星の混合モードは、表面では音響モードのように、コアでは重力モードのように動作し、特に対流境界付近の星の内部構造に関する重要な情報を含んでいます。したがって、これらのモードは、オーバーシュートなどの内部プロセスをプローブするために使用できます。質量、金属性、表面重力、オーバーシュート処理、およびエンベロープオーバーシュートの量が変化する赤色巨星モデルのグリッドを使用すると、赤色巨星星モデルの対流層より下のオーバーシュートのオーバーシュート振幅（および処方）を変更すると、有意な結果になることがわかります。モデルの双極子混合モード振動周波数、平均混合モード周期間隔、$\langle\DeltaP\rangle$、および重力モード位相オフセット項、$\epsilon_g$の進化の違い。
赤色巨星で観測された余分な混合傾向は、熱塩ゾーンでの密度比の低下によって再現されます
| Title |
Observed_Extra_Mixing_Trends_in_Red_Giants_are_Reproduced_by_the_Reduced_Density_Ratio_in_Thermohaline_Zones |
| Authors |
Adrian_E._Fraser,_Meridith_Joyce,_Evan_H._Anders,_Jamie_Tayar,_Matteo_Cantiello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.08487 |
観測は、低質量の上部巨星の余分な混合のほぼ遍在的な存在を示しています。これについて最も一般的に呼び出される説明は、熱塩の不安定性です。一次元恒星進化モデルには、熱塩混合の処方が含まれていますが、モデルと観測を直接比較する能力はこれまでのところ制限されています。ここでは、直接比較を容易にする新しいフレームワークを提案します。混合のプローブとしてSDSS-IVAPOGEE調査からの炭素対窒素の測定値と、1次元恒星進化プログラムからの減少密度比として知られる流体パラメーターを使用して、観測されたものを比較します。三次元流体力学シミュレーションから予測された傾向に対する上部巨大分岐での余分な混合の量。この方法を適用することにより、さまざまな質量と金属量にわたる混合の効率に経験的な制約を課すことができます。観測された余分な混合の量は、密度比の低下と強く相関しており、密度比の低下と基本的な恒星パラメータの間の傾向は、処方をモデル化するための選択肢全体で堅牢であることがわかります。利用可能な混合データを持つ星は、密度比が比較的低い傾向があることを示しています。これは、将来のシミュレーション作業のために選択されたレジームに情報を与えるはずです。最後に、密度比の低い値で混合が増加することを示します。これは、熱塩不安定性の現在の流体力学的モデルと一致しています。このフレームワークの導入は、余分な混合の量だけでなく、余分な混合の程度と基本的な恒星パラメータの間の傾向の検証が可能になるため、理論的モデリングの取り組みの新しい基準を設定します。
A星IIの二元性を超えて。 5つのシステムHJ2814内のトリプルHIP87813の近くにある4つの星を解きほぐします
| Title |
Beyond_binarity_in_A_stars_II._Disentangling_the_four_stars_in_the_vicinity_of_the_triple_HIP_87813_within_the_quintuple_system_HJ2814 |
| Authors |
Idel_Waisberg,_Ygal_Klein_and_Boaz_Katz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.08493 |
A星は、現在存在する白色矮星（WD）の約半分の前駆体です。Aスターの多重度とWDの多重度の関係は不明であり、両方の多重度はまだ十分に調査されていません。現在、近くのVASTサンプル\citep{DeRosa14}の一部である108個の南A型星のサンプルに対して、それらの間の（20個の）星に対して近赤外線干渉追跡観測を行うことにより、厳しい制約を取得しています。$Gaia$-$Hipparcos$の加速が大きい。この論文では、複雑なHIP87813=HJ2814Aシステムで星を解きほぐすために、分光法、補償光学イメージング、NIR干渉法、および$Gaia$-$Hipparcos$位置天文学を組み合わせます。（i）A星から2"離れた、以前に発見されたかすかな星が実際には背景のソースであることを示します。（ii）$Gaia$-$Hipparcos$の加速は、新しく発見された$0.74M_{\odot}$以前のAO画像で見落とされていた星で、その$P\approx60\text{yrs}$の位置天文軌道を解きます。（iii）以前に取得したスペクトルを組み合わせることにより、A星の$0.85M_{が非常に近いことを示します。13.4日の周期の軌道上の\odot}$コンパニオン。視線速度曲線とNIR干渉計を組み合わせることで、その軌道が制限され、階層トリプルのKozai-Lidov振動が除外されます。システムHJ2814は、既知の5+の約15個のうちの1つです。Aスタープライマリを備えたシステムであり、ハッブル時間の前後に2〜5個のバインドされたWDのシステムになります。
低周波アレイ、パーカーソーラープローブ、1 au宇宙船を使用して、低太陽コロナから惑星間空間への電子ビームの追跡
| Title |
Tracking_a_beam_of_electrons_from_the_low_solar_corona_into_interplanetary_space_with_the_Low_Frequency_Array,_Parker_Solar_Probe_and_1_au_spacecraft |
| Authors |
Samuel_T._Badman,_Eoin_P._Carley,_Luis_Alberto_Ca\~nizares,_Nina_Dresing,_Lan_K._Jian,_David_Lario,_Peter_T._Gallagher,_Juan_C._Mart\'inez-Oliveros,_Marc_Pulupa,_Stuart_D._Bale |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.08497 |
タイプIIIの電波バーストは、低太陽圏コロナから太陽圏に伝播する穏やかな相対論的電子ビームからのプラズマ放出の結果であり、太陽圏宇宙船の位置と整列すれば、最終的にはその場で検出できます。ここでは、パーカーソーラープローブ（PSP）FIELDS無線周波数分光計（RFS）を使用して0.1〜16MHzで、低周波数アレイ（LOFAR）を使用して10〜80MHzでタイプIIIの電波バーストを観測します。このイベントは、検出可能なフレア活動とは関連していませんでしたが、PSPの遭遇2中に発生した進行中のノイズストームの一部でした。LOFAR電波源の3D空間への投射は、タイプIII電波バースト源が1.6-3$R_\odot$であり、東肢の近くの特定の活動領域から発生しました。PSP/RFS観測とWIND/WAVESおよび太陽地球関係観測所（STEREO）/WAVESを組み合わせて、黄道閉じ込めを想定して、太陽圏内部のタイプIII電波源軌道をPSPの位置に再構築します。エネルギーの高い電子増強は、その後、互換性のある時間にSTEREO-A宇宙船でその場で検出されますが、開始と持続時間は、個々のバーストが増強のサブセットに寄与することを示唆しています。この研究は、コロナでの比較的小規模なフラックスの出現が、強い太陽フレアを必要とせずに、低コロナから太陽圏への電子ビームの注入を引き起こす可能性があることを示しています。特にPSPの時代における、地上と宇宙を組み合わせた無線観測の補完的な性質も、この研究によって明確に強調されています。
新生惑星状星雲における共通外層の進化-A30のH欠損噴出物の形成
| Title |
Common_envelope_evolution_in_born-again_planetary_nebulae_--_Shaping_the_H-deficient_ejecta_of_A30 |
| Authors |
J._B._Rodr\'iguez-Gonz\'alez,_E._Santamar\'ia,_J._A._Toal\'a,_M._A._Guerrero,_B._Montoro-Molina,_G._Rubio,_D._Tafoya,_Y.-H._Chu,_G._Ramos-Larios,_and_L._Sabin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.08501 |
生まれ変わった惑星状星雲（PNe）は、太陽のような星の進化において非常にまれなケースです。彼らの中心星（CSPN）が非常に遅い熱パルス（VLTP）を経験し、進化したHリッチPN内にH欠乏物質を放出したことは一般に認められています。このイベントの期間が短く、その後のCSPNの進化が速いことを考えると、大量放出の詳細は不明です。新生PN、すなわちA30を取り巻くH欠損物質の最初の形態運動学的モデルを提示します。マンチェスターエシェルスペクトログラフを使用した新しいサンペドロM\'{a}rtir観測は、HSTWFC3画像と組み合わせたソフトウェアSHAPEによって解釈されるA30の内部領域をマッピングするために最近取得されました。観測を最もよく再現するSHAPE形態運動学モデルは、視線に対して37$^\circ$傾斜した破壊されたディスクと、1対の直交する反対の双極放出によって構成されます。CSPNに近い構造が最高の膨張速度を示す、つまり、破壊されたディスクが遠いバイポーラ機能よりも速く膨張するという以前の提案を確認します。A30のCSPN周辺のH欠損凝集塊の現在の物理的構造と存在量の不一致は、VLTPイベントに続く共通外層（CE）フェーズによって説明できることを提案します。私たちが提案するシナリオは、他の既知の生まれ変わったPNe（A58、A78、HuBi1、および桜井天体）とも比較されます。
MESAの{\AE}SOPUS不透明度を使用した$\alpha _ {\ rmMLT}$のソーラーキャリブレーション
単純だが遍在する混合長理論（MLT）の形式は、1D恒星進化計算内の対流エネルギー輸送をモデル化するために使用されます。形式主義は、自由パラメーター$\alpha_{\rmMLT}$に依存しています。このパラメーターは、各恒星進化プログラム内で、任意の物理的仮定のセットに対して個別に較正する必要があります。最近MESA恒星進化ソフトウェアで使用できるようになったAESOPUS不透明度での使用に適した$\alpha_{\text{MLT}}$の太陽キャリブレーションを紹介します。$\alpha_{\rmMLT}=1.931$のキャリブレーション値を報告し、$3M_{\odot}$漸近巨星分枝星のシミュレーションで適切にキャリブレーションされた値を使用することの影響を示します。
若い埋め込みディスクL1527IRS：HCO+観測による水雪線と宇宙線イオン化率の制約
| Title |
The_young_embedded_disk_L1527_IRS:_constraints_on_the_water_snowline_and_cosmic_ray_ionization_rate_from_HCO+_observations |
| Authors |
Merel_L.R._van_'t_Hoff,_Margot_Leemker,_John_J._Tobin,_Daniel_Harsono,_Jes_K._J{\o}rgensen,_and_Edwin_A._Bergin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.08622 |
星周円盤の水雪線は惑星形成の重要な要素ですが、若い原始惑星系円盤と成熟した原始惑星系円盤の両方で水を観測することは困難であるため、その位置に対する直接的な観測の制約はまばらです。化学イメージングは、雪線を特定するための代替ルートを提供し、HCO$^+$アイソトポログは、原始星のエンベロープとHerbigディスクの優れたトレーサーであることが示されています。ここでは、$\sim$0.5$^{\prime\prime}$解像度（$\sim$35au半径）アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）によるHCO$^+$$J=4-3$およびHの観測結果を示します。$^{13}$CO$^+$$J=3-2$若い（クラス0/I）ディスクL1527IRSに向けて。3.4auのミッドプレーン雪線と小さな化学ネットワークを備えたソース固有の物理モデルを使用して、HCO$^+$とH$^{13}$CO$^+$の放出を再現できますが、HCO$^+$は、宇宙線の電離率が$10^{-18}$s$^{-1}$に低下した場合のみ。観測は雪線全体で予想されるHCO$^+$の存在量の低下に敏感ではありませんが、雪面上のHCO$^+$の減少と地球の気温構造により、雪線の位置を1.8〜4.1auに制限できます。。放出へのエンベロープの寄与を排除し、雪線の位置に対するより厳しい制約を導き出すには、深い観測が必要です。したがって、H$_2$Oアイソトポログの観測を使用して、若いディスクの雪線を直接特定することは、依然として代替オプションである可能性があります。雪線を直接測定することで、HCO$^+$はイオン化率に制約を与えることができます。
へび座地域の原始星系および原始惑星系円盤の質量
| Title |
Protostellar_and_Protoplanetary_Disk_Masses_in_the_Serpens_Region |
| Authors |
Alexa_R._Anderson,_Jonathan_P._Williams,_Nienke_van_der_Marel,_Charles_J._Law,_Luca_Ricci,_John_J._Tobin,_and_Simin_Tong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.08731 |
アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）1.3mm連続体と、へび座の星形成領域で10平方度に広がる$^{12}$CO（$J=2-1$）線調査の結果を示します。320個の若い恒星状天体。そのうち302個はへび座のメンバーである可能性があります（16個のクラスI、35個のフラットスペクトル、235個のクラスII、および16個のクラスIII）。連続体データから、ディスクダストの質量を導き出し、それらがクラスIからフラットスペクトル、クラスIIのソースに体系的に減少することを示します。恒星進化論によってグループ化されたディスク質量分布は、他の若い（$<3$Myr）領域と類似しており、星形成領域の大規模環境がその全体的なディスクダスト質量特性に強く影響しないことを示しています。個体群間のこれらの比較は、へびつかい座の星形成領域の円盤がすべての進化段階で異常に低い質量を持っているという以前の結論を補強します。さらに、文献の他の場所で文書化されていない単一の深く埋め込まれた原始星と、COラインデータから、ここでカタログ化した15個の原始星の流出を見つけます。
アリエルの恒星の特徴づけ：I-187個のFGK惑星のホスト星の均質な恒星パラメータメソッドの説明と検証
| Title |
Ariel_stellar_characterisation:_I_--_homogeneous_stellar_parameters_of_187_FGK_planet_host_stars_Description_and_validation_of_the_method |
| Authors |
L._Magrini,_C._Danielski,_D._Bossini,_M._Rainer,_D._Turrini,_S._Benatti,_A._Brucalassi,_M._Tsantaki,_E._Delgado_Mena,_N._Sanna,_K._Biazzo,_T._L._Campante,_M._Van_der_Swaelmen,_S._G._Sousa,_K._G._Helminiak,_A._W._Neitzel,_V._Adibekyan,_G._Bruno,_G._Casali |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.08825 |
2020年に、欧州宇宙機関は、太陽系外の惑星を研究するために天文台の宇宙艦隊に参加する次のミッションとしてアリエルを選択しました。アリエルは、太陽系外惑星が何でできているか、それらがどのように形成され、どのように進化するかを理解するために、千の惑星大気の特性評価に専念します。最後の2つの目標を達成するには、すべての惑星を独自のホストスターのコンテキスト内で調査する必要があります。ホストスターは、同じ手法で均一に分析する必要があります。アリエル参照サンプルのTier1にある既知のホスト星の大気パラメータを推測するために開発した分光測光法を紹介します。私たちの方法は、スペクトル分析、{\emGaia}データからの表面重力の決定、および等時線フィッティングからの恒星質量の決定を組み合わせた反復アプローチに基づいています。年齢と金属量がよく知られている3つの散開星団のメンバーで構成されたコントロールサンプルの分析を使用して、アプローチを検証しました。アリエル参照サンプル内の187個のF-G-K星の有効温度、テフ、表面重力、logg、および金属量[Fe/H]を測定しました。薄い円盤と厚い円盤の母集団を分離できる運動学など、サンプルの一般的な特性を示しました。ホスト星のパラメータの均一な決定は、星自体とそれらの惑星系の研究において基本的です。私たちの分析は、理論モデルとの一致を体系的に改善し、質量推定の不確実性を減らし（0.21+/-0.30から0.10+/-0.02M_sun）、アリエルコンソーシアムと天文学コミュニティ全体に有用なデータを提供します。
シミュレーションからの大気量の推定に対する空間分解能の影響
| Title |
Effects_of_spatial_resolution_on_inferences_of_atmospheric_quantities_from_simulations |
| Authors |
Thore_E._Moe,_Tiago_M._D._Pereira,_Mats_Carlsson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.08849 |
小規模なプロセスは、太陽大気のダイナミクスにとって重要であると考えられています。数値解像度は基本的にMHDシミュレーションへの包含を制限しますが、同じ公称解像度での実際の観測には、サブ解像度効果の痕跡が含まれている必要があります。これは、特定の解像度のシミュレーションからの合成オブザーバブルが、同じ解像度の実際のオブザーバブルと直接比較できない可能性があることを意味します。したがって、異なる数値解像度のシミュレーションからの合成スペクトルに基づく推論がどのように比較され、スペクトルが空間的に共通の解像度に低下した後もこれらの違いが持続するかどうかを調査することは興味深いことです。視線速度と磁場を推測するための非常に簡単な方法を使用して、同じ初期大気から3つの異なる数値解像度で実行される現実的な3D放射電磁流体力学（rMHD）シミュレーションから得られた合成スペクトルを比較することを目指しています。さらに、異なる空間分解能がSTiC反転コードから取得した結果にどのように影響するかを調べます。3つのシミュレーションすべての単純な推論により、同じ大規模な傾向が明らかになりますが、解像度が高いほど、空間スミアリング後でも、より細かい構造と集中スポットでのより極端な視線速度/磁場が得られます。また、劣化したスペクトルに対するサブレゾリューション効果のインプリントが反転の系統的エラーを引き起こし、これらのエラーが含まれるサブレゾリューション効果の量とともに増加するという兆候も見られます。ただし、幸いなことに、サブ解像度を連続して含めると、追加の効果が小さくなります。つまり、段階的に細かいサブレゾリューション効果の重要性が低下するという明らかな傾向があります。
最も近い太陽型星からの宇宙ベースのデータを活用して、視線速度データの恒星活動の特徴をよりよく理解する
| Title |
Leveraging_space-based_data_from_the_nearest_Solar-type_star_to_better_understand_stellar_activity_signatures_in_radial_velocity_data |
| Authors |
Tamar_Ervin,_Samuel_Halverson,_Abigail_Burrows,_Neil_Murphy,_Arpita_Roy,_Raphaelle_D._Haywood,_Federica_Rescigno,_Chad_F._Bender,_Andrea_S.J._Lin,_Jennifer_Burt,_and_Suvrath_Mahadevan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09014 |
星の変動は、視線速度（RV）検出法を使用して地球のような太陽系外惑星の信号を回復するために必要な感度に到達する上での重要な障害です。太陽のような星の活動の特徴を探求するために、宇宙ベースの測定値と地上ベースのディスク統合RVとの比較を可能にする公的に配布された分析パイプラインであるSolAsterを紹介します。ソーラーダイナミクスオブザーバブル（SDO）に搭載された日震学および磁気イメージャー（HMI）からの高空間分解能ドップラーグラム、マグネトグラム、および連続フィルターグラムを使用して、回転変調されたフラックスの不均衡による「星としての太陽」ディスク統合RVを推定します対流ブルーシフト抑制、および符号なし磁束などの他の観測量。これらの測定値を、自動太陽望遠鏡を使用して毎日太陽を観測するNEID機器の地上RVと比較すると、磁気活動インジケーターとRV変動の間に強い関係があり、恒星活動の代用として符号なし磁束を調べる取り組みをサポートしています。ゆっくりと回転する星の中で。測定された符号なし磁束に対するトレンド除去により、NEIDRV測定値を約20\％（直交和で約50cm/s）改善でき、5か月間で約60cm/sのRMS散乱が得られます。また、NEIDスペクトルの個々のスペクトル線の形状と平均化されたスペクトル線の形状とSDOから導出された磁気活動指標との相関関係を調査し、これらの観測量の将来の研究を動機付けます。最後に、金星と水星のアーカイブ惑星通過にSolAsterを適用して、ロシター-マクラフリン（RM）信号を直接測定することにより、SDOデータの小振幅（<50cm/s）RV変動を回復する能力を示します。
イベントホライズンテレスコープによる二次重力のプロービング
| Title |
Probing_Quadratic_Gravity_with_the_Event_Horizon_Telescope |
| Authors |
Jesse_Daas,_Kolja_Kuijpers,_Frank_Saueressig,_Michael_F._Wondrak,_and_Heino_Falcke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.08480 |
二次重力は、重力相互作用の摂動繰り込み可能な量子論の典型的な例を構成します。この作業では、静的、球対称、漸近的に平坦な時空の関連する位相空間を構築します。シュワルツシルト幾何学は、地平線のない裸の特異点とワームホール解を含む豊富な解空間に埋め込まれていることがわかります。特徴的に、変形された解は、重心の近くで実質的に異なる一方で、光子球の外側でシュワルツシルト解に従います。次に、事象の地平線望遠鏡にアクセス可能な観測可能なシグネチャの分析分析を実行します。これには、ブラックホールの影のサイズと、落下する物質から放出される放射線が含まれます。これに基づいて、解の位相空間を制約するのはシャドウ領域内の明るさであると主張します。私たちの仕事は、観測データに基づく明確な量子重力解釈でブラックホール型解の位相空間を制限するための第一歩を構成します。
$g$モードの星震学からの状態方程式の制約
| Title |
Constraining_equation_of_state_groups_from_$g$-mode_asteroseismology |
| Authors |
Hao-Jui_Kuan,_Christian_J._Kr\"uger,_Arthur_G._Suvorov,_Kostas_D._Kokkotas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.08492 |
中性子星内の浮力回復モードは、星の微物理的（たとえば、組成やエントロピー勾配）とマクロ物理的（たとえば、恒星の質量や半径）の両方の特性に敏感に依存します。したがって、$g$モードの星震学の取り組みは、核の状態方程式に関する情報を回復するための特に有望な手段です。この作業では、全体的な低温$g$空間が、さまざまなクラスの状態方程式（たとえば、ハドロン対ハイブリッド）に対応する複数のグループで構成されていることが示されています。これは、たとえば、微物理的な考慮事項に関係なく、普遍的な関係に従う傾向がある圧力駆動モードの場合とは対照的です。現在実行可能な状態方程式の幅広いライブラリを使用して、静的な成層星の摂動を一般相対性理論で計算し、特に平均質量密度、温度、音速に応じて$g$空間のグループ化を分類する方法を示します。、および潮汐変形性。重力波、降着爆発、準周期的振動、およびガンマ線バーストからの前駆体フラッシュに関する現在および将来の観測を考慮して、$g$モードがどのグループに属するかをどのように決定できるかを示します。
次の10年間に提案された第3世代の地上ベースの重力波検出器の中で、アインシュタイン望遠鏡は、データの信号のない線形結合$\unicode{x2014}$を可能にする独自の種類のヌルストリーム$\unicode{x2014}$を提供します。そうでなければ、ノイズモデルのアクセスできないテスト。2030年代のノイズのモデリングにおける課題と、それが第3世代の検出器のパフォーマンスにどのように影響するかを予測して紹介します。アインシュタイン望遠鏡のヌルストリームは、現在の重力波探索を制限することが知られている過渡的な検出器のグリッチを完全に排除できることがわかりました。ここで説明する手法は計算効率が高く、グリッチモデルに関する事前の知識は必要ありません。さらに、ヌルストリームを使用して、帯域内に複数の大音量信号がある場合でも、オンラインおよびオフラインのデータ分析に必要なノイズパワースペクトルの偏りのない推定を提供する方法を示します。ヌルストリームを利用するための他のアプローチの概要を説明します。最後に、アインシュタイン望遠鏡と任意の検出器ネットワークのヌルストリーム分析の制限と将来の課題についてコメントします。
光学的厚さの限界におけるBSM誘導ニュートリノエコーの光度曲線
| Title |
Light_curves_of_BSM-induced_neutrino_echoes_in_the_optically-thin_limit |
| Authors |
Ryan_Eskenasy,_Ali_Kheirandish,_Kohta_Murase |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.08924 |
天体物理学的過渡現象からの高エネルギーニュートリノは、標準模型を超えるニュートリノ物理学のプローブとして機能します。特に、ニュートリノと宇宙ニュートリノ背景または暗黒物質（DM）との非標準的な相互作用は、それらのスペクトルだけでなく、到着および時間遅延分布にも影響を与える可能性があります。ニュートリノの伝播中に相互作用が最大で1回発生すると仮定して、BSMによって誘発されるニュートリノエコーの光度曲線の分析式を提供します。この公式は、ニュートリノ-ニュートリノ結合とニュートリノ-DM結合を制約するために使用できます。
ゲージ場理論真空と宇宙のインフレーション
素粒子物理学と宇宙論の間の深い相互関係は、暗黒エネルギーと有効宇宙定数への真空場の量子ゆらぎの寄与を考えると明らかになります。零点エネルギーの寄与は、宇宙のエネルギー密度の観測宇宙論的上限を何桁も超えています。したがって、基本場の真空ゆらぎが何らかの形で宇宙論の進化に影響を与えると予想するのは自然なことのようです。この総説の目的は、ヤン・ミルズ真空偏極と色磁気凝縮がフリードマン宇宙論の進化、膨張、および原始重力波に及ぼす影響の最近の調査を説明することです。効果的なラグランジアンアプローチを使用して、ゲージ場理論の量子エネルギー運動量テンソルと対応する量子状態方程式を導出します。エネルギー運動量テンソルは、時空メトリックに比例する項を持ち、有効な宇宙定数への有限の非発散寄与を提供します。これにより、ゲージ場理論の真空偏極がフリードマン宇宙論、インフレーション、原始重力波の進化に与える影響を調べることができます。ゲージ場理論の真空偏極によって引き起こされるフリードマン方程式のタイプI-IV解は、代替のインフレーションメカニズムと遅い時間の加速の可能性を提供します。フリードマン方程式のタイプIIの解は、有限の持続時間の宇宙の初期指数関数的膨張を生成し、タイプIVの解は遅い時間の加速を示します。これらのソリューションは、原始重力波の増幅に必要な条件を満たす。
中性子星の半径、変形性、および208Pb中性子スキンの厚さに対する実験的およびabinitio理論の制約からの慣性モーメント
| Title |
Neutron_star_radii,_deformabilities,_and_moments_of_inertia_from_experimental_and_ab_initio_theory_constraints_on_the_208Pb_neutron_skin_thickness |
| Authors |
Yeunhwan_Lim_and_Jeremy_W._Holt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09000 |
208Pbの中性子スキンの厚さに関する最近の実験的およびabinitio理論による調査は、中性子星の状態方程式を通知するのに十分な精度を備えています。特に、208Pbの中性子スキンの厚さと通常の核密度での中性子物質の圧力との間の強い相関関係は、典型的な1.4太陽質量中性子星の半径、潮汐変形性、および慣性モーメントの修正された予測につながります。本研究では、ベイズ統計分析内の中性子星のバルク特性に対する208Pb中性子スキン厚のこれらの最近の分析の相対的な影響を研究します。非常に不確実な高密度の状態方程式の役割を研究するために、事前の状態方程式の2つのモデルが採用されています。核理論、核実験、および高密度物質の状態方程式に対する観測的制約のベイズ分析を組み合わせたものから、90％の信頼性レベルで$R_{1.4}=12.36^{+0.38}_{-0.73}$kmが見つかります。1.4太陽質量中性子星の半径の場合、$R_{2.0}=11.96^{+0.94}_{-0.71}$km、2.0太陽質量中性子星の半径の場合、$\Lambda_{1.4}=1.4太陽質量中性子星の潮汐変形性については440^{+103}_{-144}$、$I_{1.338}=1.425^{+0.074}_{-0.146}\、\times10^{45}\、\rm{g\、cm}^{2}$は、質量が1.338太陽質量であるPSRJ0737-3039Aの慣性モーメントです。
秘密のニュートリノ相互作用によって引き起こされるニュートリノエコーのシミュレーション
標準模型（BSM）を超える新しいニュートリノ相互作用は、素粒子物理学だけでなく、宇宙論や宇宙素粒子物理学でも大きな関心を集めています。宇宙ニュートリノ背景と相互作用する天体物理ニュートリノの時間遅延分布を数値的に調査します。モンテカルロ法を使用して、途中で複数の散乱を経験する高エネルギーニュートリノの時間依存エネルギースペクトルをシミュレートし、共鳴エネルギーでの断面積の急激な増加を処理できるフレームワークを開発します。例として、スカラーメディエーターとの秘密ニュートリノ相互作用の場合に焦点を当てます。光学的厚さが小さい場合の分析結果とシミュレーション結果の間には優れた一致が見られますが、シミュレーションにより、最も単純な分析的推定では説明されていない光学的厚さのケースでも調査できます。私たちのシミュレーションは、宇宙論的赤方偏移、ニュートリノスペクトル、フレーバーの影響を理解するために使用されます。この開発は、IceCubeやスーパーカミオカンデなどの現在のニュートリノ検出器だけでなく、IceCube-Gen2やハイパーカミオカンデなどの将来のニュートリノ検出器とのBSMニュートリノ相互作用の調査にも役立ちます。
| Title |
Constraining_spontaneous_black_hole_scalarization_in_scalar-tensor-Gauss-Bonnet_theories_with_current_gravitational-wave_data |
| Authors |
Leong_Khim_Wong,_Carlos_A._R._Herdeiro,_Eugen_Radu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09038 |
ブラックホールの自発的スカラー化を可能にするスカラー・テンソル・ガウス・ボネ理論に関する現在の重力波データの拘束力を調べます。私たちが考える基準モデルでは、ゆっくりと回転するブラックホールは、そのサイズが理論で導入された新しい長さスケール$\lambda$に匹敵する場合、スカラー化する必要があります。相対性。これを念頭に置いて、重力波イベントGW190814$\、\unicode{x2014}\、$を使用します。このブラックホールのスピンは小さいように制限されており、その信号はスカラー化されたプライマリ$\の証拠を示していません。、\unicode{x2014}\、$は、パラメータ空間の狭い領域を除外します。特に、${\lambda\in[56、96]〜M_\odot}$の値は、ベイズ因子が$0.1$以下の場合に強く嫌われることがわかります。また、2番目のイベントGW151226を分析に含めて、両方のコンポーネントのスピンが十分に測定されていない場合に抽出できる情報を示します。
スタイン変分勾配降下法（SVGD）は、最近人気が急上昇している汎用の最適化ベースのサンプリングアルゴリズムですが、2つの問題によって制限されます。バイアスのあるサンプルを生成することが知られていることと、複雑な分布に収束するのが遅いことです。最近提案されたSVGDの確率的変形（sSVGD）は、最初の問題に対処し、漸近収束が保証されるように、SVGDダイナミクスに特別なノイズを組み込むことによってバイアスのないサンプルを生成します。一方、SVGDのニュートンのような拡張であるスタイン変分ニュートン（SVN）は、ヘッセ情報をダイナミクスに組み込むことでSVGDの収束を劇的に加速しますが、偏ったサンプルも生成します。この論文では、漸近的に正しく、急速に収束するSVN（sSVN）の確率的変形を導き出し、その実用的な実装を提供します。難しいクラスのテスト問題（ハイブリッドローゼンブロック密度）に対するアルゴリズムの有効性を示し、確率的SVGDの対応物よりも3桁少ない対数尤度の勾配評価を使用してsSVNが収束することを示します。私たちの結果は、sSVNが、適度な次元の$d\sim\mathcal{O}（10）$で高精度ベイズ推定タスクを加速するための有望なアプローチであることを示しています。
