銀河団の流体力学的シミュレーションにおける銀河-銀河の強いレンズイベントの確率
| Title |
The_probability_of_galaxy-galaxy_strong_lensing_events_in_hydrodynamical_simulations_of_galaxy_clusters |
| Authors |
Massimo_Meneghetti,_Antonio_Ragagnin,_Stefano_Borgani,_Francesco_Calura,_Giulia_Despali,_Carlo_Giocoli,_Gian_Luigi_Granato,_Claudio_Grillo,_Lauro_Moscardini,_Elena_Rasia,_Piero_Rosati,_Giuseppe_Angora,_Luigi_Bassini,_Pietro_Bergamini,_Gabriel_B._Caminha,_Giovanni_Granata,_Amata_Mercurio,_Robert_Benton_Metcalf,_Priyamvada_Natarajan,_Mario_Nonino,_Giada_Venusta_Pignataro,_Cinthia_Ragone-Figueroa,_Eros_Vanzella,_Ana_Acebron,_Klaus_Dolag,_Giuseppe_Murante,_Giuliano_Taffoni,_Luca_Tornatore,_Luca_Tortorelli,_Milena_Valentini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09065 |
Meneghettietal。（2020）最近、LCDM宇宙論モデルからの期待と比較して、銀河団における銀河-銀河の強いレンズ（GGSL）の過剰を報告しました。GGSL確率の理論的推定は、LCDM宇宙論における数値流体力学的シミュレーションの分析に基づいています。宇宙論的シミュレーションで採用された数値分解能とAGNフィードバックスキームが予測GGSL確率に与える影響を定量化し、これらのシミュレーションプロパティを変更することで観測とのギャップを緩和できるかどうかを判断します。Meneghettiらの分析を繰り返します。（2020）異なる質量と力の解像度でシミュレートされ、いくつかの独立したAGNフィードバックスキームを実装するクラスターサイズのハローについて。AGNフィードバックを含む同じ銀河形成モデルを使用しながら、質量分解能を10倍と25倍に改善しても、GGSLの確率には影響しないことがわかります。重力による軟化の選択に関しても同様の結果が得られます。それどころか、ガスの冷却と星形成の抑制に効率の悪いAGNフィードバック方式を採用すると、GGSLの確率が3倍から6倍に増加します。ただし、このようなシミュレーションでは、アインシュタイン半径が大きすぎて観測結果と一致しない場合でも、レンズ断面への寄与が大きい、非常に大きなサブハロが形成されることがわかります。観測されたGGSL断面積の主な要因は、質量が小さいサブハロであり、レンズ効果が重要になるほどコンパクトです。これらの必要な特性を持つ母集団は、シミュレーションには存在しないようです。
シミュレートされた銀河団の中央領域にある銀河
| Title |
Galaxies_in_the_central_regions_of_simulated_galaxy_clusters |
| Authors |
Antonio_Ragagnin,_Massimo_Meneghetti,_Luigi_Bassini,_Cinthia_Ragone-Figueroa,_Gian_Luigi_Granato,_Giulia_Despali,_Carlo_Giocoli,_Giovanni_Granata,_Lauro_Moscardini,_Pietro_Bergamini,_Elena_Rasia,_Milena_Valentini,_Stefano_Borgani,_Francesco_Calura,_Klaus_Dolag,_Claudio_Grillo,_Amata_Mercurio,_Giuseppe_Murante,_Priyamvada_Natarajan,_Piero_Rosati,_Giuliano_Taffoni,_Luca_Tornatore,_Luca_Tortorelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09067 |
この論文では、流体力学シミュレーションにおけるクラスターサブハロの内部構造に対する数値分解能とAGNフィードバックモデルからのエネルギー入力の実装の影響を評価します。Meneghettietal。で研究されたクラスターサイズのハローのサブサンプルのいくつかのズームイン再シミュレーションを比較します。（2020）、質量分解能、軟化長さ、およびAGNエネルギーフィードバックスキームを変更することによって得られます。サブハロの存在量、それらの動径分布、それらの密度と質量プロファイル、およびサブハロのコンパクトさの代用である最大円速度間の関係に対するこれらの異なる設定の影響を研究します。採用された数値分解能とフィードバックモデルに関係なく、質量Msub<1e11Msun/hのサブハロは、銀河-銀河の強いレンズに最も関連する質量範囲であり、ベルガミニらの強いレンズ観測から測定されたものよりも最大円速度が約30％小さくなっています。al。（2019）。また、効果の低いAGNエネルギーフィードバックを使用したシミュレーションでは、最大円速度が高い大規模なサブハロ（Msub>1e11Msun/h）が生成され、Vmax-Msubの関係が観測されたものに近づくことがわかります。しかし、これらの天体の星の質量数は観測で見つかったものを超えており、これらのシミュレートされたサブハロのコンパクトさは、それらのコアでの非常に効率的な星形成の結果であり、観測されたサブハロよりも大きいことにつながることがわかります恒星の質量。シミュレーションでは、観測された恒星の質量と銀河団のコンパクトさ（または最大円速度）を同時に再現することはできないと結論付けています。したがって、Meneghettiらの分析から明らかになった理論と観察の間の矛盾。（2020）持続します。そのような不一致が銀河形成モデルまたはLCDMパラダイムの現在の実装の制限を反映しているかどうかについては未解決の問題が残っています。
Isogrowth Cosmology（および宇宙のマッピング方法）
一般相対性理論は宇宙の膨張の歴史と大規模構造の成長の歴史を結びつけますが、標準模型を超えると、これらは独立した振る舞いを持つことができます。成長履歴は同じであるが、拡張履歴が異なる、またはその他の逸脱がある宇宙論の表現を導き出します。これは、等成長宇宙論の関係を提供しますが、一般に、成長、膨張、重力、および暗黒物質の特性履歴のそれぞれを測定するための観測の必要性を強調しています。
ハッブルおよび大規模構造物の張力に対する解決策としての熱摩擦
| Title |
Thermal_Friction_as_a_Solution_to_the_Hubble_and_Large-Scale_Structure_Tensions |
| Authors |
Kim_V._Berghaus_and_Tanvi_Karwal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09133 |
熱摩擦は、ハッブルと大規模構造（LSS）の張力に対する有望なソリューションを提供します。この追加の摩擦は、初期宇宙のスカラー場に作用し、そのエネルギー密度を暗黒放射に抽出します。累積効果は、初期暗黒エネルギー（EDE）シナリオの場合と同様です。ダークラディエーションは、ハッブルの張力を改善するために必要な最小限の速度で自動的に赤方偏移します。一方、宇宙に余分な放射線を追加すると、LSSの張力を改善できます。宇宙マイクロ波背景放射（CMB）、バリオン音響振動、および分析でのSH0ES$H_0$測定とDarkEnergySurveyY1データリリースを含む超新星データに照らして、このモデルを調査します。私たちの結果は、スカラー場が非常に高い赤方偏移でダークラディエーションに変換され、EDEのような注入ではなく、余分な自己相互作用放射線種に効果的に影響を与えるレジームの好みを示しています。この限界では、熱摩擦はハッブルとLSSの両方の張力を緩和することができますが、それらを解決することはできません。この選好の原因は、物質放射の等式に近い赤方偏移で注入されたときの暗放射の線形密度摂動とのCMBデータの非互換性であることがわかります。
近くの銀河の画像の情報を使用して、それらの距離を推定する方法を探ります。Illustrisシミュレーションからの銀河画像を使用して、これを行うために畳み込みニューラルネットワーク（NN）をトレーニングします。NNが実際の距離にランダムエラーが追加されたデータでトレーニングされている場合（実際の距離の代わりに分光赤方偏移を使用してトレーニングを表す）、NNはトレーニングで与えられたよりも高い精度でテストデータセットの距離を予測できることを示しますセットする。NNは、堅牢性を高めるためにノイズが追加されたデータでトレーニングされることが多いため、これは珍しいことではありません。ただし、この場合、近くの銀河の固有速度を推定するためのルートを提供します。既知の分光学的赤方偏移を持つ銀河が与えられた場合、NNで予測された距離を使用して、固有速度を推定することができます。比較的低解像度（ピクセルあたり1.4秒角）のシミュレートされた銀河画像を使用してこれを試してみると、観測者から平均距離75Mpcの銀河で7.7％の部分RMS距離誤差が見つかり、440km/sのRMS固有速度誤差につながります。コンパニオンペーパーでは、NASASloanAtlasの近くの銀河145,115個にこの手法を適用しています。
この論文では、クエーサー光度曲線の大きなサンプルで観測された振幅の分布を説明するために、マイクロレンズ法からの重要な貢献が必要であることを示します。これは、暗黒物質の大部分を構成する恒星の質量コンパクトボディの宇宙論的に分布した集団の存在を意味します。私たちの分析は、26年間にわたって測光的に監視された、1000を超えるクエーサーのサンプルの光度曲線に基づいています。クエーサーの光度の固有の変動は、クエーサー降着円盤が大きすぎて恒星の質量体でマイクロレンズ化できない発光クエーサーに由来し、サンプル全体の合成光度曲線が同じ統計的特性で作成されます。次に、$\Lambda$CDM宇宙論を想定して、クエーサーの赤方偏移に適したコンパクトなボディに収束する各クエーサーのマイクロレンズシミュレーションを実行します。次に、合成光度曲線を増幅パターンに重ね合わせて、マイクロレンズ効果を組み込みます。結果として得られる振幅の分布を観測と比較して、非常に厳密に一致させることができます。レンズの質量やクエーサーディスクのサイズなどのすべての入力は、文献の独立した観察から得られるため、この手順には、パラメーターの最適化やデータへのフィッティングは含まれません。この論文の全体的な結論は、クエーサーの光度曲線の振幅の分布を説明するために、宇宙論的に分布した星の質量のコンパクトな物体の集団のマイクロレンズ効果を含める必要があるということです。
スカラー誘導重力波からの原始曲率摂動に対する制約
スカラー誘導重力波は、摂動の2次の原始曲率摂動から生成されます。重力波観測からのスカラー誘導重力波の分数エネルギー密度を制約します。スカラー誘導重力波の検出がない場合、スカラー誘導重力波の部分エネルギー密度は、いくつかの上限によって制約されます。これらの上限に応じて、原始曲率摂動のパワースペクトルに対する制約を取得できます。べき乗則のスカラーパワースペクトルの場合、FASTプロジェクトの制約は、振幅とスペクトルインデックスに大きな影響を与えます。つまり、$\ln（10^{10}A_s）=3.024^{+0.015}_{-0.012}$および$n_s=0.9468^{+0.0010}_{-0.0007}$（$68\％$信頼水準）。また、LIGO、Virgo、LISA、およびIPTA検出器の影響も考慮しますが、CMB+BAOからの制約は、完全にスカラー誘導重力波の上限内にあります。
生物宇宙学：新しい科学の誕生に向けて
| Title |
Biocosmology:_Towards_the_birth_of_a_new_science |
| Authors |
Marina_Cort\^es,_Stuart_A._Kauffman,_Andrew_R._Liddle,_and_Lee_Smolin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09378 |
宇宙学者は、私たちの宇宙が、その複雑さのすべてにおいて、どのようにして実現できたのかを説明したいと考えています。そのために、私たちは今、私たちの宇宙の州の数を評価しています。これは、宇宙の熱力学におけるエントロピーの役割を果たし、解決すべき初期条件の問題の大きさを明らかにします。通常の予算では、重力、熱運動、そして最後に、ベッケンシュタイン境界によって与えられるエントロピーが今日のエントロピー予算を支配する真空エネルギーが考慮されます。しかし、私たちが説明していない数字が1つあります。それは、複雑な生物圏の状態の数です。生命のエントロピーとは何ですか、そしてそれはビッグバンで説明される必要があるのに十分な大きさですか？理論生物学内の新たなアイデアに基づいて、基本的な物理学の対応物とは異なり、生体システムの構成空間は、新たな生物学的複雑さに応じて急速に成長する可能性があることを示します。この拡張のモデルは、隣接可能理論（TAP）とそれに対応するTAP方程式による組み合わせイノベーションによって提供され、そのソリューションを調査して、急速な状態ペースの成長の可能性を確認します。この作業の結果はまだしっかりと確立されていませんが、私たちが提供する証拠は何倍にもなり、強力です。その影響は広範囲に及び、将来の調査のためにさまざまな線を開きます。これは、私たちが生物宇宙学と呼ぶ新しい科学分野です。特に、生命の情報量と宇宙の情報量との関係は、ゼロから作り直す必要があるかもしれません。
| Title |
Subsonic_accretion_and_dynamical_friction_for_a_black_hole_moving_through_a_self-interacting_scalar_dark_matter_cloud |
| Authors |
Alexis_Boudon,_Philippe_Brax,_Patrick_Valageas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09401 |
自己相互作用するスカラー暗黒物質の雲の中を移動するブラックホールの周りの流れを調査します。四次自己相互作用を伴う大きなスカラー質量限界と亜音速レジームに焦点を当てます。スカラー場が大きな半径で断熱指数$\gamma_{\rmad}=2$の完全気体としてどのように振る舞うかを示しますが、降着率はシュワルツシルト半径に近い相対論的領域によって支配されます。小規模な相対論的降着率にも関係する大半径展開のおかげで分析結果が得られます。降着率は、衝突のない粒子の場合よりも$c/c_s\gg1$の係数で大きくなりますが、完全気体の場合よりも$c_s/c\ll1$の係数で小さくなります。ここで、$c_s$は音速。力学的摩擦は、完全気体の場合よりも同じ係数$c_s/c\ll1$だけ小さく、無衝突粒子の場合のチャンドラセカールの結果よりも係数$c_s/（cC）$だけ小さくなります。ここで、$C$はクーロン対数。また、ファジー暗黒物質よりも$v_0/c\ll1$の係数で小さくなっています。
| Title |
Formation_and_Abundance_of_Late_Forming_Primordial_Black_Holes_as_Dark_Matter |
| Authors |
Amlan_Chakraborty,_Prolay_K_Chanda,_Kanhaiya_Lal_Pandey_and_Subinoy_Das |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09628 |
ビッグバン元素合成（BBN）の時代と宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の光子デカップリングの間の宇宙の歴史のずっと後に原始ブラックホール（PBH）暗黒物質が形成される新しいメカニズムを提案します。私たちのセットアップでは、スケール不変のインフレパワースペクトルを変更する必要はありません。むしろ、強く相互作用するフェルミオン-スカラー流体（赤方偏移$10^6\leq\、z_{\scriptscriptstyleT}\、\leq10^8$の周りで自然に発生する）の後期相転移は、密度の不安定性を生み出します音速が想像上のものになるときの摂動。その結果、暗黒物質の摂動はサブコンプトンスケールで指数関数的に増大します。これは、初期の高密度暗黒物質ハローの即時形成に続き、スカラー放射による冷却のために最終的にPBHに進化します。非単色質量関数を使用して、密度摂動とPBHフラクショナルアバンダンス$f（M）$の分散を計算します。PBH質量関数のピークは、$z_{\scriptscriptstyleT}\simeq10^6$の場合、$10^{-16}-10^{-14}$太陽質量の間にあることがわかります。したがって、暗黒物質全体になる可能性があります。宇宙の問題。PBH形成では、魅力的なスカラーがフェルミ圧力のバランスをとる一時的なフェーズが予想されます。そのような状態が実際に存在することを数値的に確認し、暗黒物質ハローの一時的な静的構造の半径と密度プロファイルを見つけます。これは、スカラー放射による冷却によって最終的にPBHに進化します。
現在の論文では、著者はビッグバンの直後に起こったかもしれない宇宙論的な一次相転移の物理学をレビューします。このような遷移は、真の真空気泡の核形成と膨張を介して進行し、たとえば気泡の衝突によって引き起こされる確率論的重力波バックグラウンドの放出など、豊富な現象論を引き起こします。著者は、有効なスカラーポテンシャルの形式とループ展開におけるそのさまざまな寄与について詳細に説明し、1次遷移に必要な要素を指摘し、将来の宇宙を介した関連する重力波スペクトルの検出可能性を評価します。ベースの天文台とパルサータイミングアレイ。次に、開発された現象論的ツールボックスを適用して、Vevフリップフロップ（暗黒物質メカニズム）や暗黒光子モデルなどの特定の理論のコンテキストで相転移の検出の見通しを調査します。
TOI-1696およびTOI-2136：HPFによる2つのミニネプチューンの質量の抑制
| Title |
TOI-1696_and_TOI-2136:_Constraining_the_Masses_of_Two_Mini-Neptunes_with_HPF |
| Authors |
Corey_Beard,_Paul_Robertson,_Shubham_Kanodia,_Jessica_Libby-Roberts,_Caleb_I._Canas,_Arvind_F._Gupta,_Rae_Holcomb,_Sinclaire_Jones,_Henry_A._Kobulnicky,_Andrea_S.J._Lin,_Jack_Lubin,_Marissa_Maney,_Brock_A._Parker,_Gudmundur_Stefansson,_William_D._Cochran,_Michael_Endl,_Leslie_Hebb,_Suvrath_Mahadevan,_John_Wisniewski,_Chad_F._Bender,_Scott_A._Diddams,_Mark_Everett,_Connor_Fredrick,_Samuel_Halverson,_Fred_Hearty,_Andrew_J._Metcalf,_Andrew_Monson,_Joe_P._Ninan,_Arpita_Roy,_Maria_Schutte,_Christian_Schwab,_and_Ryan_C_Terrien |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09063 |
M矮星を周回する2つの惑星、TOI-1696bとTOI-2136bの検証を提示します。両方の惑星は近くの星を周回するミニネプチューンであり、ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡による大気の特性評価の有望な見通しとなっています。高コントラストイメージング、地上測光、および近赤外線視線速度を使用して、両方の候補の惑星の性質を検証しました。補償光学画像は、3mシェーン望遠鏡のShARCSカメラを使用して撮影されました。スペックル画像は、WIYN3.5m望遠鏡でNN-ExploreExoplanetStellarSpeckleImagerを使用して撮影されました。半径と軌道の天体暦は、TESS、アパッチポイント天文台の3.5mARC望遠鏡のディフューザー支援ARCTICイメージャー、およびレッドバッテス天文台の0.6m望遠鏡の組み合わせを使用して改良されました。10mのホビーエバリー望遠鏡でハビタブルゾーン惑星ファインダーを使用して視線速度を取得しました。これにより、通過する両方の惑星の質量に上限を設定することができました。TOI-1696b（P=2。5日;R$_{p}$=3.24R$_{\oplus}$;M$_{p}$$<$56.6M$_{\oplus}$）はそのサイズの惑星は中期から後期のM矮星の周りでは非常にまれであるため、そのホスト星の温度（T$_{\rm{eff}}$=3168K、M4.5）を考慮したパラメータ空間のまばらに人口の多い領域。一方、TOI-2136b（P=7。85日;R$_{p}$=2.09R$_{\oplus}$;M$_{p}$$<$15.0M$_{\oplus}$）は、JWSTによる大気フォローアップの優れた候補です。
コンパクトな惑星系によって刻印された原始惑星系円盤の下部構造
| Title |
Substructures_in_protoplanetary_disks_imprinted_by_compact_planetary_systems |
| Authors |
Juan_Garrido-Deutelmoser,_Cristobal_Petrovich,_Leonardo_Krapp,_Kaitlin_M._Kratter,_Ruobing_Dong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09074 |
原始惑星系円盤で観察された下部構造は、ギャップを刻んだり、渦を作ったりする埋め込まれた惑星の道標である可能性があります。これらの惑星の推定質量は、低質量惑星に比べて存在量が少ないにもかかわらず、木星レジームに分類されることがよくあります。これは、以前の研究では、単一の下部構造（ギャップまたは渦）が単一の惑星によって引き起こされると想定されていることが多いためです。この作業では、海王星のような惑星（$\sim10-30\;M_\oplus$）で構成されるコンパクトなシステムの可能な痕跡を研究し、惑星間の分離（$\Deltaa$）は$\sim8$×$H_{{\rmp}}$を下回ります-惑星の位置での平均ディスクのスケールハイト。単一の惑星が長寿命の渦を生成できないシミュレーションでは、2つの惑星システムは2つのレジームで少なくとも5,000ドルの軌道でそれらを保存できます。i）安定したラグランジュ点の周りの細長い渦との完全に共有された密度ギャップ$L_4$最もコンパクトな惑星ペアの場合は$L_5$（$\Deltaa\lesssim4.6\;H_{{\rmp}}$）;ii）ロスビー波の不安定性を介して惑星間の密度リングに渦を形成するより広い間隔の惑星（$\Deltaa\sim4.6-8\;H_{{\rmp}}$）の部分的に共有されたギャップ。後者の場合、$\sim3$までの広範囲のアスペクト比で渦が発生する可能性があり、ディスクのアスペクト比が$h\gtrsim0.033$の3：2（2：1）平均運動共鳴に捕捉された惑星で発生する可能性があります。（$h\gtrsim0.057$）。それらの長い寿命は、隣接する惑星によって発射されたスパイラル密度波の相互作用によって維持されることを提案します。全体として、私たちの結果は、海王星の質量の惑星を持つコンパクトなシステムの特徴的なインプリントは、密度ギャップ内の長寿命の渦であり、固定ギャップ幅の単一惑星ギャップよりも浅いことを示しています。
急速に回転する星とその通過する惑星：CHEOPSおよびTESS時代のKELT-17b、KELT-19Ab、およびKELT-21b
| Title |
Rapidly_rotating_stars_and_their_transiting_planets:_KELT-17b,_KELT-19Ab,_and_KELT-21b_in_the_CHEOPS_and_TESS_era |
| Authors |
Zolt\'an_Garai,_Theodor_Pribulla,_J\'ozsef_Kov\'acs,_Gyula_M._Szab\'o,_Antonio_Claret,_Richard_Kom\v{z}\'ik,_Emil_Kundra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09077 |
通過する惑星を持つ急速に回転する初期型の主系列星は、多くの面で興味深いものです。残念ながら、そのようなシステムにおけるいくつかの天体物理学的効果はまだよく理解されていません。そのため、トランジット系外惑星探査衛星（TESS）を補完した特性化太陽系外惑星衛星（CHEOPS）を使用して、通過する惑星を持つ3つの急速に回転する星、つまりKELT-17b、KELT-19Ab、およびKELT-21bのフォトメトリックミニサーベイを実行しました。データ、および分光データ。スピン軌道相互作用とその測光符号を調査することを目的としたため、選択したオブジェクトの高品質の光度曲線を、通過の非対称性、通過時間の変動、および軌道歳差運動についてテストしました。さらに、トランジット時間変化分析を実行し、新しい恒星パラメータを取得し、システムパラメータを改良しました。KELT-17bとKELT-19Abの場合、以前に見られたように、かなり小さい惑星半径が得られました。重力減光効果は、CHEOPSデータの精度と比較して非常に小さいです。KELT-21の約60度の星の傾きの暫定的な検出についてのみ報告することができます。KELT-17bおよびKELT-19Abでは、軌道歳差運動を引き起こす長期の通過期間の変動を除外することができました。発見論文と比較してKELT-19Abの通過時間が短いのは、おそらく惑星の半径が小さいためです。KELT-21bはこの観点から有望ですが、さらに正確な観測が必要です。システム内の追加オブジェクトに関する説得力のある証拠は見つかりませんでした。
OSSOS XXV：大規模な集団と遠方の太陽系外縁天体の散乱-刺し傷
| Title |
OSSOS_XXV:_Large_Populations_and_Scattering-Sticking_in_the_Distant_Transneptunian_Resonances |
| Authors |
B._L._Crompvoets,_S._M._Lawler,_K._Volk,_Y.-T._Chen,_B._Gladman,_L._Peltier,_M._Alexandersen,_M._T._Bannister,_S._Gwyn,_J._J._Kavelaars,_and_J.-M._Petit |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09139 |
よく特徴付けられた4つの調査（OuterSolarSystemOriginsSurvey（OSSOS））と3つの類似した調査で、77のTNOが遠方の太陽系外縁天体共鳴（2：1共鳴を超えて、47.7〜AUより大きい半主軸で）で秤動していることが発見されました。以前の調査。ここでは、OSSOSSurveySimulatorを使用して、経験的なパラメーター化されたモデルを使用して、固有の軌道分布を測定します。共鳴の多くは検出が1つしかないか、ほとんどないため、モデルと現実を比較するためのより良い基礎を作るために、$j$：$k$共鳴オブジェクトを$k$でグループ化しました。また、SurveySimulatorを使用して絶対人口を制限し、これまでに公開されているNeptune移行モデルで予測されたものよりもはるかに大きいことを確認しました。また、公開されているモデルと矛盾する人口比率が見つかり、将来のカイパーベルト定置モデルに課題があります。これらの共鳴間の推定母集団比は、散乱付着予測とほぼ一致していますが、散乱付着が遠方の共鳴母集団全体を説明できるかどうかを判断するには、高精度の軌道を持つ共鳴TNOをさらに発見する必要があります。
BCC鉄の衝撃テクスチャの実験的シミュレーション：鉄隕石への影響
カマサイト（Fe-Ni合金）の変形双晶である鉄隕石のノイマンバンドは、隕石の母体への古代の衝突を示す特徴的なテクスチャであることが知られています。さまざまな初期温度、室温、670K、および1100Kで、発射速度1.5km/秒のbcc鉄に対して一連の衝撃回復実験を実施し、衝撃を受けた鉄に対して焼きなまし実験を実施しました。また、iSALE-2Dコードを使用して数値シミュレーションを実行し、不透明なターゲットのピーク圧力と温度分布を調査しました。双子（ノイマンバンド）の形成と消失に対する圧力と温度の影響を、実験室と数値実験に基づいて調査しました。双晶は、室温および６７０Ｋで実施された実験の実行生成物で形成されたが、１１００Ｋでの衝撃によって形成された実行生成物では観察されなかった。1.5〜2GPaから約13GPaまでのさまざまな衝撃圧力による衝撃による。鉄中の双晶は、1070Kでのアニーリングによってほとんど消失しました。ノイマンバンドを持つ鉄隕石は、この圧力範囲と少なくとも670Kまでの温度で衝撃を受け、ノイマンバンド形成後は1070Kを超える温度に加熱されませんでした。
BeiDou-G2の詳細：過去と現在
2022年1月、廃止された衛星BeiDou-G2は、Shijian-21によって静止軌道から墓場軌道に引き出されました。安全なドッキングと操作のためには、事前に回転状態を確認する必要がありました。本稿では、過去10年間の測光観測データに基づいて、BeiDou-G2衛星の自転の進化を示します。BeiDou-G2の回転速度は、主に日射による年間振動であることがわかりました。BeiDou-G2の回転速度と軌道の進化に基づいて、過去10年間に、衛星に6つの異常なイベントが発生したことを確認しました。これらの異常事象は、主に燃料漏れの疑いによる回転速度の上昇によるものでした。さらに、異常事象には、2012年に1回の衝突が含まれ、これがその後の数年間の燃料漏れの引き金であると推測されました。おそらく残留燃料が完全に放出されたため、2017年以降も回転速度の異常は発生していません。2014年にソーラーパネルが1回、2016年に1回の破片が発生した後のパラメータと伝播モデルは、ドッキング時の回転状態の精度要件を十分に満たすことができると考えられ、最終的にShijian-21によって確認されました。
近日点での可動アルカリイオンの助けを借りた小惑星（3200）ファエトンからの静電ダスト放出
| Title |
Electrostatic_Dust_Ejection_From_Asteroid_(3200)_Phaethon_With_the_Aid_of_Mobile_Alkali_Ions_at_Perihelion |
| Authors |
Hiroshi_Kimura_and_Katsuhito_Ohtsuka_and_Shota_Kikuchi_and_Keiji_Ohtsuki_and_Tomoko_Arai_and_Fumi_Yoshida_and_Naoyuki_Hirata_and_Hiroki_Senshu_and_Koji_Wada_and_Takayuki_Hirai_and_Peng_K._Hong_and_Masanori_Kobayashi_and_Ko_Ishibashi_and_Manabu_Yamada_and_Takaya_Okamoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09385 |
小惑星（3200）ファエトンはふたご座流星群の親体であることが知られていますが、流星群は一般に周期彗星の活動に関連しています。小惑星に最も特有なのは、近日点通過ごとにマイクロメートルサイズの塵の粒子を放出する彗星のような活動ですが、小惑星の活動は、近日点付近のゾーンの外で$0.14〜\mathrm{auで確認されたことはありません。}$太陽から。理論的な観点から、小惑星の活動は、高温での可動アルカリイオンの助けを借りたマイクロメートルサイズのダスト粒子の静電ロフトによって十分に説明されると主張します。私たちのモデルの小惑星からのマイクロメートルサイズの粒子の質量損失率は、フェートンのダストテールの目に見える観測から推測された値と完全に一致しています。ミリメートルサイズの粒子の場合、質量損失率が3桁高くなると予測します。これは、静電ロフトメカニズムによるふたご座流星流の総質量を説明することもできます。
惑星をホストする星の詳細な化学組成：II。地球型太陽系外惑星の内部探査
| Title |
Detailed_chemical_compositions_of_planet-hosting_stars:_II._Exploration_of_the_interiors_of_terrestrial-type_exoplanets |
| Authors |
Haiyang_S._Wang,_Sascha_P._Quanz,_David_Yong,_Fan_Liu,_Fabian_Seidler,_Lorena_Acu\~na,_and_Stephen_J._Mojzsis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09558 |
太陽系外惑星の発見と特性評価における主な目標は、私たちの地球に類似している（またはそうでなければ異なる）地球型の世界を特定することです。最近の結果は、惑星型惑星のバルク組成と内部を制約するために、惑星をホストする星の化学組成に揮発性物質の枯渇、つまり揮発性物質の枯渇を適用することの重要性を強調しています。この作業では、このようなアプローチを、シリーズの最初の論文で高精度の光球の存在量が決定された、惑星をホストする太陽のような13個の星の選択されたサンプルに適用します。結果として生じる脱気された恒星組成（すなわち、モデル惑星バルク組成）、および質量と半径を含む他の制約を使用して、これらの星の周りの仮想の居住可能ゾーン地球型惑星（「エキソアース」）の詳細な鉱物学と内部構造をモデル化します。モデルの出力は、これらのエキソアースのほとんどが、汚染された白色矮星の分析から独立して導き出された結論と一致して、広く地球のような組成と内部構造を持つと予想されることを示しています。例外は、ケプラー10とケプラー37のエキソアースです。これらは強く酸化されているため、地球よりもはるかに小さい金属コアを発達させると予測されています。私たちの脱気モデルをその極限で調査し、惑星の質量と半径を変化させて（地球型惑星内で）、地球型惑星の内部に潜在的な多様性があることを明らかにします。この作業は、（i）高精度の恒星の存在量、（ii）脱気、および（iii）惑星の質量と半径を全体的に考慮することにより、地球型惑星の詳細な鉱物学と内部構造を探索するための重要なステップを表しています。惑星のダイナミクスと長期的な進化の理解のために。
速く生き、死ぬ$ \ alpha $-強化：質量-金属量-$ \alpha$天の川の破壊された矮小銀河の関係
| Title |
Live_Fast,_Die_$\alpha$-Enhanced:_The_Mass-Metallicity-$\alpha$_Relation_of_the_Milky_Way's_Disrupted_Dwarf_Galaxies |
| Authors |
Rohan_P._Naidu,_Charlie_Conroy,_Ana_Bonaca,_Dennis_Zaritsky,_Yuan-Sen_Ting,_Nelson_Caldwell,_Phillip_A._Cargile,_Joshua_S._Speagle,_Vedant_Chandra,_Benjamin_D._Johnson,_Turner_Woody,_Jiwon_Jesse_Han |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09057 |
天の川の伴銀河（「生き残った小人」）は、低質量領域での化学進化のユニークなプローブとして何十年にもわたって研究されてきました。ここでは、そのような研究を「破壊された小人」に拡張します。その破片は恒星のハローを構成します。$M_{\star}\approx10^{6}-10^{9}M_{\odot}を使用して、破壊された9つの矮星の存在量（[Fe/H]、[$\alpha$/Fe]）と恒星の質量を示します。H3調査からの$（射手座、$Gaia$-ソーセージ-エンセラダス、ヘルミストリーム、セコイア、Wukong/LMS-1、Cetus、Thamnos、I'itoi、Orphan/Chenab）。生き残った矮星と破壊された矮星は化学的に区別されます。固定質量では、破壊された矮星は体系的に金属が少なく、$\alpha$が強化されています。破壊された矮星は、$z=0$MZRとそれに続く生き残った矮星と同様の傾きを持つ質量-金属量関係（MZR）を定義しますが、$\Delta$[Fe/H]$\approx0.3によってより低い金属量にオフセットされます-0.4$dex。$z=0$MZRからのオフセットが大きいドワーフは、より$\alpha$で強化されています。シミュレーションと観測では、より高い赤方偏移でより高い$\Delta$[Fe/H]が形成された銀河-これを利用して、破壊された矮星は$z_{\rm{trunc}}の典型的な星形成の切り捨て赤方偏移を持っていると推測します。{\sim}1-2$。化学的に推測された$z_{\rm{trunc}}$を動的に推測された降着赤方偏移と比較すると、ほとんどすべての矮星は降着後にのみクエンチされます。破壊されたドワーフと生き残ったドワーフの違いは、破壊されたドワーフが急速に、より高い赤方偏移で、そして銀河の近くに形成されたより密度の高い暗黒物質ハロー内でそれらの質量を集めたためである可能性があります。私たちの結果は、高$z$の研究にアクセスできない低質量銀河に新しい考古学的制約を課しています。6}-10^{9}M_{\odot}$;（ii）$z\approx2-3$の銀河は$\alpha$-[$\alpha$/Fe]$\approx0.4$で強化されています。
天の川の家系図の新しいメンバー：私たちの銀河のポンタス合併の特徴
$\textit{Pontus}$構造を研究します。これは、天の川のハローの階層的構築の過程で$\sim7$球状星団をもたらした最近発見された合併です。ここでは、$\textit{Pontus}$の星の種族を分析し、（1）ESA/$\textit{Gaia}$データセットを使用してその位相空間分布を調べ、（2）その金属量と化学的存在量（つまり、[[Fe/H]、[$\alpha$/Fe]、[Mg/Fe]、[Al/Fe]）APOGEEDR17の分光カタログを使用、および（3）以下を含む興味深い特徴を示す色-マグニチュード図おそらく二重の水平分枝と青い星の種族の小さな集団。要約すると、$\textit{Pontus}$の星は、独立した伴銀河の融合に由来する可能性が高いことを示唆するいくつかのユニークな特性を示しています。将来の分析は、この構造の本質にさらに光を当てるでしょう。$\textit{Pontus}$星のこの化学力学的分析は、私たちの天の川の合流イベントを特徴付けるための私たちのより大きな探求におけるもう1つの前進です。
クラスター間のIMF変動が存在する場合の、銀河全体の恒星の初期質量関数
クラスター内のIMF変動が存在する場合に、統合銀河初期恒星質量関数（IGIMF）を計算します。クラスターの母集団のIMF変動は、IMFパラメーターのガウス分布の形式で考慮されます。ここで使用されるテーパーべき乗則関数の場合、これらは高質量端と低質量端の勾配、$\Gamma$と$\gamma$、および特性質量$M_{ch}$です。変化は、ガウス分布の幅を変化させることによってモデル化されます。参照値は、現在の天の川$\sigma_{\Gamma}=0.6$、$\sigma_{\gamma}=0.25$、および$\sigma_{M_{の若いクラスターで観測されたパラメーターの標準偏差です。ch}}=0.27$M$_{\odot}$。$\gamma$と$\Gamma$の分散を増やすと、低質量端と高質量端でIGIMFが適度に平坦になります。$\sigma_{M_{ch}}$を増やすと、IGIMFのピークがより低い質量にシフトし、IGIMFの下部がより重くなります。これは、星形成ガスの物理的条件が時間と空間の両方で大幅に変化する円盤銀河の合併の結果であるため、初期型銀河の下部の重い恒星質量関数を説明することができます。IMFの変動の影響は、初期クラスター質量関数の形状の変動、金属量、銀河系SFRなどの他の影響による影響と比較されます。IMFの変動の影響は、IGIMFの特徴的な質量に常に影響を与える主要な要因であることがわかります。結果を超微弱な矮星伴銀河（UFD）のサンプルと比較します。彼らの現在の星の質量関数は、彼らの星の種族が形成されたときの彼らのIGIMFに類似しています。UFDのIGIMFの傾きは、現在の天の川で測定されたものと同じ次数のIMF変動が含まれている場合にのみ再現できることを示します。（要約）
大マゼラン雲に向かう高速雲でのH$_2$の検出
この作品は、天の川または大マゼラン雲（LMC）のいずれかに関連する高速雲（HVC）で発生するH$_2$吸収の新しい検出を示しています。吸収体は、LMCスターSk-70$^\circ$32のアーカイブ遠紫外線分光エクスプローラースペクトルで見つかりました。これは、天の川のハローに見られる5番目のよく特徴付けられたH$_2$吸収体であり、マゼラニックストリームと橋の外にある2番目のそのような吸収体です。吸収体の静止中心速度の局所標準は$+$140kms$^{-1}$で、H$_2$の柱密度は$10^{17.5}$cm$^{-2}$です。これは、より暖かく、より拡散したハロー雲の中の、涼しくて比較的密度の高い包含物（$T\約75$K、$n_{\rmH}\sim100$cm$^{-3}$）の一部である可能性があります。このハロー雲は、まだ上昇している天の川銀河の噴水流の一部であるか、大マゼラン雲からの流出である可能性があります。
ペガサスV-アンドロメダの郊外で新たに発見された超微弱な矮小銀河
| Title |
Pegasus_V_--_a_newly_discovered_ultra-faint_dwarf_galaxy_on_the_outskirts_of_Andromeda |
| Authors |
Michelle_L._M._Collins,_Emily_J._E._Charles,_David_Mart\'inez-Delgado,_Matteo_Monelli,_Noushin_Karim,_Giuseppe_Donatiello,_Erik_J._Tollerud,_Walter_Boschin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09068 |
ペガサス星座での超微弱な矮星の発見を報告します。Pegasus〜V（Peg〜V）は、DESILegacyImagingSurveysの公開イメージングデータリリースで最初に特定され、Gemini/GMOS-Nからのディープイメージングで確認されました。色等級図は、まばらな赤色巨星分枝（RGB）の個体数と、青色の水平分枝星の強い過剰密度を示しています。Peg〜Vまでの距離を$D=692^{+33}_{-31}$〜kpcと測定し、$M_V=-6.3\pm0.2$と半光のアンドロメダの遠方衛星にします。$r_{\rmhalf}=89\pm41$〜pcの半径。ハローの郊外にあるアンドロメダから$\sim260$〜kpcにあります。RGBは、[Fe/H]$=-3.2$の金属に乏しい等時線によく適合しており、非常に金属に乏しいことを示しています。これは、その青い水平分枝と組み合わされて、それが再電離化石であることを意味する可能性があります。これは、パンアンドロメダ考古学調査地域の外での超微弱な矮星の最初の検出であり、私たちの最も近い隣人の郊外にある豊かでかすかな衛星集団を示しています。
Massive Prestellar CoreG11.92-0.61MM2での500auプロトバイナリの発見
| Title |
Discovery_of_a_500_au_Protobinary_in_the_Massive_Prestellar_Core_G11.92-0.61_MM2 |
| Authors |
C._J._Cyganowski,_J._D._Ilee,_C._L._Brogan,_T._R._Hunter,_S._Zhang,_T._J._Harries,_T._J._Haworth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09163 |
高質量（<〜160au）アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）1.3mmの高質量星前コア候補G11.92-0.61MM2の観測結果を示します。これは、このソースが実際には次のようなプロトバイナリシステムであることを示しています。505auの予測分離。バイナリコンポーネントであるMM2EとMM2Wは、アルファ$_{0.9cm-1.3mm}$=2.47-2.94の部分的に光学的に厚いダスト放出内のコンパクトな（半径<140au）ソースです。1.3mmの輝度温度、MM2E/MM2Wの場合はT$_b$=68.4/64.6K、MM2Eの場合は内部加熱と最小光度L$_*$>24.7Lsun、MM2Wの場合はL$_*$>12.6Lsunを意味します。コンパクトな光源は、下面輝度のダスト放出の「ブリッジ」によって接続されており、周連星円盤に対応する可能性のある、より拡張された放出の範囲内にあります。光学的に薄い放射を想定した〜0.2"解像度のVLA0.9cm観測から推定された星状星周囲のガス質量は、6.8+/-0.9Msunです。高解像度1.3mmALMA観測では、MM2EおよびMM2Wに向かって線放射は検出されません。唯一の線検出されたのは13COJ=2-1で、1.3mmの連続体に対する吸収で、プロトスターを取り巻くより冷たい分子材料の層をトレースしている可能性があります。また、MM2Eと/またはMM2W、新しい深さ、〜0.5"解像度（1680au）ALMA0.82mm観測。低励起CH3OH放出によって追跡されるこの流出は、プロトバイナリシステムへの継続的な付着を示しています。全体として、Mignon-Risseらの超アルヴェーンモデル。（2021）MM2E/MM2Wプロトバイナリーの観測された特性とよく一致しており、このシステムが弱い磁場のある環境で形成されている可能性があることを示唆しています。
CLASSY III：スターバースト駆動の温かいイオン化流出の特性
| Title |
CLASSY_III:_The_Properties_of_Starburst-Driven_Warm_Ionized_Outflows |
| Authors |
Xinfeng_Xu_(JHU),_Timothy_Heckman_(JHU),_Alaina_Henry_(JHU_and_STScI),_Danielle_A._Berg_(UT),_John_Chisholm_(UT),_Bethan_L._James_(STScI),_Crystal_L._Martin_(UCSB),_Daniel_P._Stark_(UA),_Alessandra_Aloisi,_Ricardo_O._Amor\'in,_Karla_Z._Arellano-C\'ordova,_Rongmon_Bordoloi,_St\'ephane_Charlot,_Zuyi_Chen,_Matthew_Hayes,_Matilde_Mingozzi,_Yuma_Sugahara,_Lisa_J._Kewley,_Masami_Ouchi,_Claudia_Scarlata,_and_Charles_C._Steidel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09181 |
COSLegacyArchiveSpectroscopicSurveY（CLASSY）の45個の低赤方偏移スターバースト銀河のサンプルにおける銀河流出の分析結果を報告します。COSデータを使用して5つの同様のスターバーストが追加されています。流出は、広範囲のイオン化ポテンシャルにまたがる金属のブルーシフト吸収線によって追跡されます。CLASSYデータの高品質で広いスペクトル範囲により、静的ISMによる吸収を流出による吸収から解きほぐすことができます。さらに、さまざまなラインマルチプレットとダブレットを使用して、各流出の速度の関数として、被覆率、カラム密度、およびイオン化状態を決定します。流出の平均速度と速度幅を測定し、最初の2つのプロパティについて、両方が星形成率、銀河の質量、および4桁の範囲にわたる円速度と非常に有意な方法で相関していることを確認します。また、金属の流出速度、質量、運動量、および運動エネルギーを推定します。私たちが観察した暖かい段階では、せいぜい、スターバーストで超新星によって生成され放出されたシリコンの約20％しか運ばれないことがわかります。流出の質量負荷係数は、循環速度と流出速度の両方で急激かつ逆に増加し（両対数勾配$\sim$-1.6）、矮小銀河では$\sim10$に達します。流出は通常、巨大な星によって注入された運動量の約10〜100％と、運動エネルギーの約1〜20％を運ぶことがわかります。これらの結果が銀河風のモデルとシミュレーションに興味深い制約を課し、新しい洞察を与えることを示します。
最初の光と再電離エポックシミュレーション（FLARES）V：赤方偏移フロンティア
| Title |
First_Light_And_Reionisation_Epoch_Simulations_(FLARES)_V:_The_redshift_frontier |
| Authors |
Stephen_M._Wilkins,_Aswin_P._Vijayan,_Christopher_C._Lovell,_William_J._Roper,_Dimitrios_Irodotou,_Joseph_Caruana,_Louise_T._C._Seeyave,_Jussi_K._Kuusisto,_Peter_A._Thomas,_Shedeur_A._K._Parris |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09431 |
ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）は、天文学の多くの分野を変革するように設定されています。最もエキサイティングなものの1つは、赤方偏移のフロンティアを$z>10$に拡大することです。JWSTは、最初の1年だけで数百の銀河を発見し、現在知られている一握りの銀河を矮小化するはずです。これらの強力な観測制約に備えるために、FirstLightAndReionisationEpoch（FLARES）シミュレーションを使用して、JWSTにアクセス可能な銀河の$z>10$集団の物理的および観測的特性を予測します。低赤方偏移で検証された流体力学的モデルを使用してこのような予測が行われたのはこれが初めてです。$z=10$での予測は、観測の不確実性は大きいものの、遠紫外線光度関数とUV連続勾配$\beta$に関する現在の観測制約とほぼ一致しています。ハリカネらによる最近の制約$z\sim13$との緊張に注目します。2022-これらの制約と比較して、FLARESは、同じ空間密度のオブジェクトの光度が1桁低くなると予測していますが、これらのシステムでほこりの減衰が無視できる場合、これはわずかに軽減されます。私たちの予測によると、JWSTの最初のサイクルだけで、約600ドルの銀河が$z>10$で識別され、最初の小さなサンプルは$z>13$で利用可能になります。
M17のコンパクトな電波源の人口
| Title |
The_population_of_compact_radio_sources_in_M_17 |
| Authors |
Vanessa_Yanza,_Josep_M._Masqu\'e,_Sergio_A._Dzib,_Luis_F._Rodr\'iguez,_S.-N.X._Medina,_Stan_Kurtz,_Laurent_Loinard,_Miguel_A._Trinidad,_Karl_M._Menten,_Carlos_A._Rodr\'iguez-Rico |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09555 |
A構成のJansky超大型アレイで得られた10GHzを中心とした深いXバンド電波観測に基づいたM17地域の電波源のカタログを提示します。合計194の電波源を検出し、そのうち12は拡張、182はコンパクトです。かなりの割合（カタログでは少なくとも40％）が、恒星のコロナ放射に関連するジャイロシンクロトロン放射を疑っていることを発見しました。私たちの線源の電波光度を対応するX線と比較することにより、利用可能な場合、それらはグーデルベンツの関係に関してX線では低輝度であることがわかりますが、線源のみの場合、同様の勾配との相関が得られます。オリオン大星雲クラスター（ONC）およびM17用にコンパイルされたサンプルから、明らかに非熱的性質を持つものが選択されます。M17とONCおよびNGC6334D-Fを比較すると、少なくとも3つの領域で同様の光度関数が得られます。より多くの光源。ただし、M17の電波源は、特定の光度で他の領域に比べて3倍多く、その空間分布はオリオンのそれとは異なります。さらに、40$"$範囲は、以前はイオン化フロントとして識別されたマップで観察され、彗星のハイパーコンパクトソースUC1に焦点が当てられています。アーカイブ1mmALMAデータは、電波波長のピークと一致するコンパクトな放射を示しています。これは、UC1を励起する大質量星の原始星ディスクに関連している可能性があります。
紫外線星形成率トレーサーに対する傾斜依存減衰の影響
| Title |
The_Impact_of_Inclination-dependent_Attenuation_on_Ultraviolet_Star_Formation_Rate_Tracers |
| Authors |
Keith_Doore,_Rafael_T._Eufrasio,_Bret_D._Lehmer,_Erik_B._Monson,_Antara_Basu-Zych,_and_Kristen_Garofali |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09580 |
ハイブリッド（たとえば、UV+IR）星形成率（SFR）推定量と$A_{\rmFUV}$-$\beta$の関係（つまり、Meureretal。1999の関係）が傾斜にどのように依存するかを調べて定量化します。Dooreetal。で説明されている傾斜に依存する減衰曲線を利用するスペクトルエネルギー分布モデリングを使用した、ディスクが支配的な銀河の場合。（2021）。この分析は、CANDELSフィールドからの133個の円盤銀河のサンプルと、SINGSおよびKINGFISHサンプルからの18個の円盤銀河に対して実行されます。ハイブリッドSFR推定量と$A_{\rmFUV}$-$\beta$の関係の両方が、傾斜に明確に依存していることがわかります。ハイブリッドSFR推定量におけるこの依存性を定量化するために、観測されたUVおよびIR光度をSFRに変換するための傾斜およびFUV-NIR色依存パラメトリック関係を導き出します。$A_{\rmFUV}$-$\beta$関係の場合、傾斜依存の大部分を占める傾斜依存コンポーネントを導入し、関係の分散は傾斜とともに増加します。次に、これらの傾斜に依存する関係の両方を、文献に見られる同様の傾斜に依存しない関係と比較します。この比較から、ハイブリッドと$A_{\rmFUV}$-$\beta$の関係のUV+IR補正係数と$A_{\rmFUV}$は、それぞれ、サンプルの残留散乱は約2倍です。したがって、ディスクが支配的な銀河でより正確なSFR推定値を生成するには、ハイブリッドSFR推定量と$A_{\rmFUV}$-$\beta$の関係で傾斜を考慮する必要があることを示します。
M51における高密度ガス質量分率と星形成との関係
| Title |
The_Dense_Gas_Mass_Fraction_and_the_Relationship_to_Star_Formation_in_M51 |
| Authors |
Mark_Heyer,_Benjamin_Gregg,_Daniela_Calzetti,_Bruce_G._Elmegreen,_Robert_Kennicutt,_Angela_Adamo,_Aaron_S._Evans,_Kathryn_Grasha,_James_D._Lowenthal,_Gopal_Narayanan,_Daniel_Rosa-Gonzalez,_F.P._Schloerb,_Kamal_Souccar,_Yuping_Tang,_Peter_Teuben,_Olga_Vega,_William_F._Wall,_Min_S._Yun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09613 |
50メートルのミリメトリコ大望遠鏡とSEQUOIA焦点面アレイで行われたNGC5194（M51）からの12COJ=1-0およびHCNJ=1-0放射の観測が提示されます。HCNとCOの比率を使用して、銀河内のさまざまな環境条件にわたる高密度ガスの質量分率を調べます。ディスク内では、高密度ガスの質量分率はスパイラルアームに沿って変化しますが、すべてのスパイラルアームの平均値はアーム間領域の平均値に匹敵します。ディスク全体でほぼ一定の高密度ガス質量分率は、密度層状の自己重力分子雲の集団と、各スペクトル線を検出するために必要な密度しきい値から生じることをお勧めします。測定された高密度ガスの割合は、恒星とガスの成分からの重量からの実効圧力P_eに応じて、中央のバルジで大幅に増加します。この圧力は、中央バルジの分子雲集団と、場合によってはHCN放出領域の動的状態を、自己重力から、P_eが個々の雲の重力エネルギー密度よりも大きい拡散構成に変更します。拡散分子雲は、中央のバルジ内の分子ガス質量のかなりの部分を構成します。これは、星形成率の表面密度と分子ガスおよび高密度ガスとの間の測定された亜線形関係を説明している可能性があります。
銀河団RXCJ0018.5+ 1626によって多重に画像化された、強い青色のピークを持つ二重ピークのライマン-$ \alpha$エミッター
| Title |
A_double-peaked_Lyman-$\alpha$_emitter_with_a_strong_blue_peak_multiply_imaged_by_the_galaxy_cluster_RXC_J0018.5+1626 |
| Authors |
Lukas_J._Furtak_(1),_Ad\`ele_Plat_(2),_Adi_Zitrin_(1),_Micheal_Topping_(2),_Daniel_P._Stark_(2),_Victoria_Strait_(3_and_4),_St\'ephane_Charlot_(5),_Dan_Coe_(6),_Felipe_Andrade-Santos_(7),_Maru\v{s}a_Brada\v{c}_(8),_Larry_Bradley_(6),_Brian_C._Lemaux_(8_and_9)_and_Keren_Sharon_(10)_((1)_Ben-Gurion_University_of_the_Negev,_(2)_Steward_Observatory_University_of_Arizona,_(3)_Cosmic_Dawn_Center,_(4)_Niels_Bohr_Institute_University_of_Copenhagen,_(5)_Institut_d'Astrophysique_de_Paris,_(6)_Space_Telescope_Science_Institute,_(7)_Center_for_Astrophysics_Harvard_&_Smithsonian,_(8)_University_of_California_Davis,_(9)_Gemini_Observatory,_(10),_University_of_Michigan) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09668 |
VLT/MUSEデータの$z=3.2177\pm0.0001$で、ダブルピークのライマン-$\alpha$（Ly$\alpha$）エミッター（LAE）が発見されたことを報告します。銀河は、RELICS調査で最近観測された銀河団RXC〜J0018.5+1626によって強くレンズ化されており、MUSE視野の2つのカウンター画像で二重ピークのLy$\alpha$放射がはっきりと検出されています。。$\mathrm{EW}_{\mathrm{Ly}\alpha、0}=（63\pm2）\、\mathring{\mathrmの比較的高いLy$\alpha$レストフレーム等価幅（EW）を測定します{A}}$。追加の近赤外線（NIR）分光法により、H$\beta$、[OIII]$\lambda4959\、\mathring{\mathrm{A}}$および[OIII]$\lambda5007\、\mathring{\を測定できます。mathrm{A}}$輝線。これは、数$\sim10-100\、\mathring{\mathrm{A}}$、[OIII]$\lambda5007\、\のオーダーの中程度のレストフレームEWを示します。mathring{\mathrm{A}}$/H$\beta$比は$4.8\pm0.7$であり、[OIII]/[OII]比の下限は$>5.6$です。銀河は、$\beta_{\mathrm{FUV}}=-2.23\pm0.06$と$\beta_{\mathrm{NUV}}=-3.0\pm0.2$の非常に青いUV連続勾配を持っています。2つの画像のそれぞれで係数$\mu\sim7-10$によって拡大され、低質量（$M_{\star}\simeq10^{7.5}\、\mathrm{M}_{\odot}$）高赤方偏移銀河アナログ。特に、Ly$\alpha$プロファイルの青いピークは、赤いピークよりもかなり強いです。これは、銀河系ガス中の物質の流入と、おそらく非常に低いHIカラム密度を示唆しています。高いレンズ倍率と画像の多様性と組み合わせることで、これらの特性により、この銀河は、LyC放出を検索し、LyC光子脱出率を制限するための追跡観測の主要な候補になります。
$ z \ sim0-2 $を超える短いGRBホスト銀河の詳細な調査：オフセット、赤方偏移、および環境への影響
| Title |
A_deep_survey_of_short_GRB_host_galaxies_over_$z\sim0-2$:_implications_for_offsets,_redshifts,_and_environments |
| Authors |
B._O'Connor,_E._Troja,_S._Dichiara,_P._Beniamini,_S._B._Cenko,_C._Kouveliotou,_J._Becerra_Gonzalez,_J._Durbak,_P._Gatkine,_A._Kutyrev,_T._Sakamoto,_R._Sanchez-Ramirez,_S._Veilleux |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09059 |
十分に局在化した短いガンマ線バースト（sGRB）のかなりの部分（$\sim$30\％）は、一致するホスト銀河を欠いています。これは2つの主なシナリオにつながります：\textit{i}）前駆体システムがそのホストの可視光の外で融合した、または\textit{ii}）sGRBがフォローによって検出されなかったかすかな遠くの銀河内に存在した-アップ観測。これらのシナリオを区別することは、中性子星合体の形成チャネル、重力波源の速度と環境、および宇宙での重い元素の生成を制約するための重要な意味を持っています。この作業では、推定上のホスト銀河を欠いている31個のsGRBを対象とした観測キャンペーンの結果を示します。私たちの研究は、よく研究されたsGRBホスト銀河のサンプルを効果的に2倍にし、合計72のイベントのうち、$28\％$には、深い限界（$r$\、$\gtrsim$\、$26$または$F110W$）までの同時ホスト銀河がありません。\、$\gtrsim$\、$27$ABmag）であり、これまでに均一に選択されたsGRBオフセットの最大のカタログを表します。1秒未満のローカライズされたsGRBの70\％が、ホストの核から10kpc以内で発生し、予測される物理オフセットの中央値は$5.6$kpcであることがわかります。このより大きな母集団を使用して、sGRBの位置に赤方偏移の進化を発見します。低$z$でのバーストは、$z$\、$>$\、$0.5$でのバーストと比較して$2\times$大きいオフセットで発生します。さらに、$z$\、$\gtrsim$\、$1$にあるホストレスsGRBのサンプルの証拠が見つかりました。これは、高$z$の人口が多いことを示しており、sGRBの赤方偏移の分布をさらに制限し、対数正規遅延を嫌います。時間モデル。
質量ギャップの低下と重力波源の孤立した二元形成に対する超新星対流の役割
| Title |
The_role_of_supernova_convection_for_the_lower_mass_gap_and_the_isolated_binary_formation_of_gravitational_wave_sources |
| Authors |
Aleksandra_Olejak_and_Chris_L._Fryer_and_Krzysztof_Belczynski_and_Vishal_Baibhav |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09061 |
コンパクトオブジェクトが関与する天体物理学的現象を理解するには、コア崩壊超新星（SNe）の背後にあるエンジンと、巨大な星の恒星崩壊の運命についての洞察が必要です。特に、この洞察は、BH-BH、BH-NS、およびNS-NSの合併で検出された母集団の起源と形成チャネルの理解を深める上で非常に重要です。この理解を得るには、SN以前の星の特性とそれらの潜在的な爆発に関する現在の知識を最終的なNSまたはBHの質量分布に結び付ける必要があります。対流成長のタイムスケールは、SN爆発の強度に大きな影響を与える可能性があり、したがって、恒星の残骸の質量分布にも大きな影響を与える可能性があります。この研究では、SN前の星の特性とFryeretal。の残骸との関係に新しい公式を採用しています。準備中の2022年。StarTrackポピュレーション合成コードに変換し、それらが分離されたバイナリ進化によって形成されたダブルコンパクトオブジェクト（DCO）の合併にどのように影響するかを確認します。新しい式は、対流成長時間に関する幅広い仮定をテストする1つの機能を提供します。特に、さまざまなバリアントにより、質量ギャップが深く、質量分布が大きく、質量が大きいNSと質量が小さいBHが残っている間のスムーズな移行が可能になります。この論文では、新しい残留質量式のさまざまな変形について、質量の分布、質量比、およびDCO合併の局所的な合併率密度を示します。他の非常に不確実なプロセスへのさまざまなアプローチと一緒にそれらをテストします。m_1+m_2<35MsunまでのDCO合併の質量分布は、SN対流成長タイムスケールで採用された仮定に敏感であることがわかります。2つの極端にテストされたバリアント間で、より低い質量ギャップ内でのコンパクトなオブジェクト形成の確率は、最大2桁異なる可能性があります。DCO合併の質量比分布は、標準的な物質移動安定性基準についてのみSNモデルの影響を大きく受けます。
磁性白色矮星の降着による局所的な熱核バースト
| Title |
Localised_thermonuclear_bursts_from_accreting_magnetic_white_dwarfs |
| Authors |
S._Scaringi_(1),_P._J._Groot_(2,3,4),_C._Knigge_(5),_A._J._Bird_(5),_E._Breedt_(6),_D._A._H._Buckley_(3,4,7),_Y._Cavecchi_(8),_N._D._Degenaar_(9),_D._de_Martino_(10),_C._Done_(1),_M._Fratta_(1),_K._Ilkiewicz_(1),_E._Koerding_(2),_J._-P._Lasota_(11,12),_C._Littlefield_(13,14),_C._F._Manara_(15),_M._O'Brien_(1),_P._Szkody_(14),_F._X._Timmes_(16,17)_((1)_Durham_University,_(2)_Radboud_University,_(3)_SAAO,_(4)_University_of_Cape_Town,_(5)_University_of_Southampton,_(6)_University_of_Cambridge,_(7)_University_of_Free_State,_(8)_Universidad_Nacional_Autonoma_de_Mexico,_(9)_University_of_Amsterdam,_(10)_INAF-Capodimonte,_(11)_Nicolaus_Copernicus_Astronomical_Center,_(12)_CNRS-Paris,_(13)_University_of_Notre_Dame,_(14)_University_of_Washington,_(15)_ESO-Garching,_(16)_Arizona_State_University,_(17)_Joint_Institute_for_Nuclear_Astrophysics) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09070 |
新星の爆発は、白色矮星の降着の表層で引き起こされた地球規模の熱核暴走によって引き起こされます。白色矮星での局所的な熱核バーストも、中性子星の降着で観察されるタイプIのX線バーストと同様に発生する可能性があると予測されています。質量が低質量の伴星から適度に強い磁化された白色矮星に付着するバイナリシステムTVColumbaeからの原因不明の急速なバーストが、過去$\approx40$年間に何度か観察されています。これらのバーストの間、光学/UVの光度は1時間以内に$>3$の係数で増加し、$\approx10$時間にわたって減衰します。白色矮星表面からの脱出速度に匹敵する速度$>3500$kms$^{-1}$の高速流出が、UVスペクトル線で観察されています。ここでは、TVColumbaeと、2つの追加の降着システムであるEIUrsaeMajorisとASASSN-19bhで観測された光バーストについて報告します。バーストの総エネルギーは、古典的な新星爆発（「微小新星」）の総エネルギー$\approx〜10^{-6}$であり、タイプIX線バーストと非常によく似ています。降着または恒星の磁気リコネクションイベントをそれらの起源として除外し、実行可能な説明として、磁気的に閉じ込められた降着カラムでの熱核暴走イベントを提案します。
白色矮星の降着における磁気的に閉じ込められた降着流を介した微小新星の誘発
| Title |
Triggering_micronovae_through_magnetically_confined_accretion_flows_in_accreting_white_dwarfs |
| Authors |
S._Scaringi_(1),_P.J._Groot_(2,3,4),_C.Knigge_(5),_J.-P._Lasota_(6,7),_D._de_Martino_(8),_Y._Cavecchi_(9),_D.A.H._Buckley_(3,4,10),_M.E._Camisassa_(11)_((1)_Durham_University,_(2)_Radboud_University,_(3)_SAAO,_(4)_University_of_Cape_Town,_(5)_University_of_Southampton,_(6)_Nicolaus_Copernicus_Astronomical_Center,_(7)_CNRS-Paris,_(8)_INAF-Capodimonte,_(9)_Universidad_Nacional_Autonoma_de_Mexico,_(10)_University_of_Free_State,_(11)_University_of_Colorado,_Boulder) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09073 |
いくつかの降着する白色矮星について、光波長での急速なバーストが報告されています。ここでは、光度が数時間のタイムスケールで1時間未満のフェードで最大30倍に増加し、エネルギー放出が$\approx10^{に達する可能性があります。39}$erg（"micronovae"）。いくつかのシステムはまた、これらのバーストが数日から数ヶ月のタイムスケールで半再発することを示しており、これらのバーストの時間プロファイルは、中性子星の降着におけるタイプIX線バーストで観察されたものと非常に似ています。観測された微小新星は、降着する白色矮星の表層での局所的な熱核暴走の結果である可能性があることが示唆されています。ここでは、降着する白色矮星への降着流の磁気閉じ込めが局所的な熱核暴走を引き起こす可能性があるモデルを提案します。微小新星をトリガーするために提案されたモデルは、白色矮星の質量が大きく、物質移動速度が大きい磁気システムを支持しているようです。
| Title |
Non-detection_of_CHIME/FRB_sources_with_the_Arecibo_Observatory |
| Authors |
Deborah_C._Good,_Pragya_Chawla,_Emmanuel_Fonseca,_Victoria_Kaspi,_B._W._Meyers,_Ziggy_Pleunis,_Ketan_R._Sand,_Paul_Scholz,_I._H._Stairs,_Shriharsh_P._Tendulkar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09090 |
この作業では、CHIME/FRBで発見された複雑な形態を持つ2つの既知の繰り返し高速電波バースト（FRB）と7つの非繰り返しFRBの追跡観測を提示します。これらの観測は、アレシボ天文台327MHz受信機を使用して実施されました。これらのソースからの追加のバーストは検出されませんでした。また、CHIME/FRBは、フォローアッププログラム中にこれらのソースからの追加のバーストを検出しませんでした。これらの非検出に基づいて、9つのソースすべてについて繰り返し率に制約を設けます。Oppermannetal。によって提示された反復のポアソン分布と反復のワイブル分布の両方を使用して、反復率を計算します。（2018）。両方の分布について、すべてのソースについて、$\lambda=10^{-2}-10^{-1}\text{hr}^{-1}$の順序の繰り返し上限が見つかります。これらのレートは、FRB20121102AやFRB20201124Aなどの注目すべき繰り返しFRBについて最近公開されたレートよりもはるかに低く、繰り返しの少ないサブポピュレーションの可能性を示唆しています。
相対論的ジェットにおける磁気リコネクションによる超高エネルギー宇宙線加速と超高エネルギー放出の起源
| Title |
Ultra-high-energy_cosmic_ray_acceleration_by_magnetic_reconnection_in_relativistic_jets_and_the_origin_of_very_high_energy_emission |
| Authors |
E._De_Gouveia_Dal_Pino,_T.E._Medina-Torrejon,_L.H.S._Kadowaki,_G._Kowal_and_J.C._Rodriguez-Ramirez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09100 |
相対論的ジェットは、磁気的に支配されて生まれると考えられています。非常に超高エネルギーの宇宙線は、これらの線源での磁気リコネクションによって効率的に加速することができます。ここでは、ポインティングフラックスが支配的なジェットの3次元相対論的電磁流体力学（3D-RMHD）シミュレーションを使用して、大規模な外挿なしでこれを直接示します。磁化パラメータが$\sigma\sim1$である、磁気的支配から速度論的支配への遷移に対応する相対論的ジェットの領域に、数千の低エネルギー陽子を注入します。この領域では、ジェットのらせん状磁場における電流駆動キンク不安定性（CDKI）乱流によって自然に駆動される効率的な高速磁気リコネクションがあります。粒子は、再結合領域でのフェルミプロセス（および最終段階でのドリフト）によって、バックグラウンド磁場$B\sim0.1$Gのエネルギー$E\sim10^{18}$eVまで加速されることがわかります。$E\sim10^{20}$eVfor$B\sim10$G.また、シミュレーションから、粒子のエネルギーに弱い依存性を持つ磁気再結合による加速率を導き出しました$r_{acc}\proptoE^{-0.1}$、指数関数的成長の特徴。加速された粒子のエネルギースペクトルは、スペクトルインデックス$p\sim-1.2$のべき乗則テールを生成します。粒子損失とバックグラウンドプラズマへのフィードバックが含まれる場合、スペクトルのこの硬度は低下する必要があります。私たちの結果は、非常に高いエネルギー帯でのブレーザーの放出とそれに関連するニュートリノ放出で観測されたフラックスの変動を説明することができます。ブレーザーMRK421およびTXS0506+056への結果の適用の成功についても説明します。
ロッシュローブ充填白色矮星と高温準矮星システムのX線観測ZTFJ213056.71+ 442046.5
| Title |
X-ray_observation_of_the_Roche-lobe_filling_white_dwarf_plus_hot_subdwarf_system_ZTF_J213056.71+442046.5 |
| Authors |
S._Mereghetti,_N._La_Palombara,_T._Kupfer,_T.R._Marsh,_C.M._Copperwheat,_K._Deshmukh,_P._Esposito,_T._Maccarone,_F._Pintore,_M._Rigoselli,_L._Rivera_Sandoval,_A._Tiengo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09127 |
ZTFJ213056.71+442046.5は、白色矮星とそのロッシュローブを満たす準矮星で構成される、最近発見されたコンパクトな連星の小さなクラスのプロトタイプです。わずか39分の公転周期は、このクラスのオブジェクトで知られている最短の周期です。高い軌道傾斜角（i=86度）と降着円盤の存在の証拠は、その光学測光および分光データの詳細なモデリングから推測されています。2021年1月7日に実施されたXMM-Newton観測の結果を報告します。ZTFJ213056.71+442046.5は、光でUV帯域（200〜400nm）の周期的変動を示した光学モニターによって明確に検出されました。より長い波長で見られるものと同様の曲線。白色矮星に10^{-9}M_sun/yrのオーダーの降着があったにもかかわらず、EPIC装置ではX線は検出されず、限界は〜10^{30}erg/sでした。0.2〜12keVの光度。このシステムからの強いX線放射がないことの考えられる説明について説明します。
PSR B0950+08の無線信号が全フェーズで検出されます
| Title |
Radio_signal_of_PSR_B0950+08_is_detected_over_the_whole_phase |
| Authors |
Zhengli_Wang,_Jiguang_Lu,_Jinchen_Jiang,_Jie_Lin,_Kejia_Lee,_Enwei_Liang_and_Renxin_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09207 |
宇宙で「灯台」として知られているパルサーは、デューティサイクルが約10％の周期的なパルスを放出すると考えられています。このレポートでは、500メートル球面電波望遠鏡（FAST）で観測された近くのパルサーPSRB0950+08の160分のデータを分析しています。FASTの非常に高い感度のおかげで、PSRB0950+08の放射線をパルス周期全体にわたって検出できることがわかりました。パルサーのブリッジ放射の放射特性を調査するために、関数\Theta（n）を定義して、そこでの弱い放射を明らかにします。メインパルスとインターパルスの両方の狭いピークは低高度で放射される可能性がありますが、その放射メカニズムはまだ問題ですが、表面から遠く離れた高磁気圏からの他の弱い放射（「ブリッジ」など）が示唆されています議論の。測定された平均パルスの振る舞いは、強い放出の段階での以前の結果と一致しており、パルス間とメインパルスの間の周波数に依存しない分離と狭いパルス幅の両方が双極モデルをサポートする可能性があります。それにもかかわらず、磁気圏の形状を完成させるためには、FASTによるさらなる偏光観測が確実に必要であり、これは、ベースラインが将来確実に決定される場合にのみ、弱い放射の段階で信じられます。
超大質量ブラックホールの磁気圏からのエネルギー依存フレーバー比、カスケード/トラックスペクトル張力および高エネルギーニュートリノ
| Title |
Energy-dependent_flavor_ratios,_cascade/track_spectrum_tension_and_high-energy_neutrinos_from_magnetospheres_of_supermassive_black_holes |
| Authors |
Kirill_Riabtsev,_Sergey_Troitsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09339 |
IceCubeニュートリノ天文台は、さまざまな手法で高エネルギー天体物理ニュートリノの拡散フラックスを測定し、さまざまな分析で得られたスペクトル間に穏やかな緊張が存在します。ミューオントラックの再構成から得られたスペクトルは、電子とタウニュートリノによって支配されたカスケードから得られたスペクトルよりも硬い。確認された場合、この張力はこれらのニュートリノの起源への手がかりを提供するかもしれませんが、それは不確かなままです。ここでは、この張力が、エネルギーによる天体物理ニュートリノのフレーバー含有量の変化によって引き起こされる可能性を調査します。より高いエネルギーでは、フラックスには通常想定されるフレーバー等分配で予想されるよりも多くのミューニュートリノが含まれていると仮定します。これは、ニュートリノが非常に強い磁場の領域で生成され、パイ中間子で生まれたミューオンが崩壊するよりも速くシンクロトロン放射によって冷却される場合に発生する可能性があります。このメカニズムがIceCubeの結果に関連するためには、$\sim10^4G$の磁場が必要です。これらのフィールド値は、活動銀河核の超大質量ブラックホールのすぐ近くで到達可能であり、これらの潜在的なニュートリノ源の集団の実用的なおもちゃモデルを提示することに注意してください。このモデルは必要なフレーバー比を予測し、高エネルギースペクトルを記述しますが、低エネルギーで観測されたニュートリノフラックスを説明するために追加のコンポーネントが必要です。
銀河バルジにおけるWolf-RayetバイナリWR102-1の長期X線スペクトル変動：バイナリにおける風の歪みの証拠
WR〜102-1は、天の川銀河中央部の6.7keV強度図で目立つ点源として朱雀によって検出されました。ソースは、そのX線および赤外線スペクトル特性に基づいて可能なWolf-Rayetバイナリとして提案されました。鉄線の放出は、コンパニオンの穏やかな恒星風と衝突するときに、ウォルフ・ライエ星の動的な恒星風に起因すると予想されます。ここでは、ASCA、XMM-Newton、Chandra、Suzaku、Swiftのアーカイブデータを使用して、1998年以降のWR〜102-1の長期X線モニタリングの結果を報告し、鉄のK放出線の変化を明らかにします。星周吸収。その結果、2003年3月のXMM-Newton観測と2006年9月のすざく観測から、鉄のK輝線の有意な赤方偏移が検出されました。コンパニオンスターの前では、星の周りの吸収値は他の期間よりも小さかった。これらの結果は、ウォルフ・ライエ星の恒星風が球対称である場合の予想に反しているように見えますが、ウォルフ・ライエ星の恒星風がペリアストロン付近の急速な軌道運動のために大幅に歪んでいる場合は理解できます。
空間スペクトル領域におけるフェルミガンマ線空の多成分イメージング
| Title |
Multi-Component_Imaging_of_the_Fermi_Gamma-ray_Sky_in_the_Spatio-spectral_Domain |
| Authors |
Lukas_I._Platz,_Jakob_Knollm\"uller,_Philipp_Arras,_Philipp_Frank,_Martin_Reinecke,_Dominik_J\"ustel,_Torsten_A._En{\ss}lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09360 |
フェルミ大面積望遠鏡（LAT）データに基づいて、0.56〜316GeVの範囲でガンマ線空の2つの異なる空間スペクトル再構成を実行します。どちらも、拡散放射と点源成分で構成される空の明るさを表しています。最初のモデルは最小限の仮定を必要とし、参照としてテンプレートなしの再構築を提供します。空間相関とスペクトル相関を利用して、さまざまなコンポーネントを区別します。2番目のモデルは物理学に基づいており、ハドロン起源とレプトン起源の拡散放出をさらに区別します。このために、プロセスを区別するためにパラメトリックであるが空間的に変化するエネルギースペクトルを想定し、ハドロン相互作用の好ましいサイトを示すために熱銀河ダスト観測を使用します。機器の影響を説明するために、観測中の望遠鏡のポイントスプレッド、エネルギー分散、および露出をモデル化します。再構成問題は、変分推論によって解決されるベイズ推定タスクとして定式化されます。ガンマ線フラックスの拡散および点状放射への分解、および拡散放射の複数の物理的に動機付けられたコンポーネントへの分解を示します。拡散分解は、銀河レプトン拡散放出の前例のないビューを提供します。これは、フェルミバブルと、高忠実度および強い宇宙線電子含有量を示す他の領域（内部銀河および流出領域の厚い円盤など）でのそれらのスペクトル変動を示しています。さらに、eROSITAコラボレーションによって報告されたX線アークと共空間的な北の外側バブルのハードスペクトルガンマ線アークを報告します。私たちのすべての空間スペクトルの空の再構成とそれらの不確実性の定量化は公に利用可能です。
超新星残骸J0453.6$-$6829の高解像度X線研究
| Title |
High_resolution_X-ray_study_of_supernova_remnant_J0453.6$-$6829_with_unusually_high_forbidden-to-resonance_ratio |
| Authors |
Yosuke_Koshiba,_Hiroyuki_Uchida,_Takaaki_Tanaka,_Yuki_Amano,_Hidetoshi_Sano,_and_Takeshi_Go_Tsuru |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09364 |
最近の高分解能X線分光法により、大マゼラン雲（LMC）内のいくつかの超新星残骸（SNR）が、異常に高い共鳴禁止線比（$f/r$）を示すことが明らかになりました。それらの起源はまだ不確かで議論されていますが、これらのSNRのほとんどは非対称の形態を持ち、および/または高密度材料との相互作用の証拠を示しています。これは、異常な$f/r$比の本質を示唆している可能性があります。ここでは、XMM-Newtonに搭載された反射型回折格子分光計（RGS）を使用したLMCSNRJ0453.6$-$6829の詳細なスペクトル分析について報告します。O$〜$VII（$=1.06^{+0.09}_{-0.10}$）の$f/r$比は、以前に報告された熱モデルから予想されるよりも大幅に高いことがわかります。スペクトルは、熱成分に加えて電荷交換（CX）放出を考慮に入れることによってかなり説明されます。アーカイブのATCAとパークスの無線データを分析すると、H$〜$IクラウドがJ0453.6$-$6829と相互作用している可能性があることもわかります。これらの結果は、得られた高い$f/r$比の起源として、J0453.6$-$6829にCXが存在することを裏付けています。現時点では、共鳴散乱（RS）の寄与を排除することはできませんが、この残骸の比較的対称的な形態を考慮すると、CXはRSよりも可能性が高いと考えられます。
バイナリブラックホールの併合と一致するバイナリ集団合成モデルにおける対不安定型超新星のユークリッド検出可能性
| Title |
Euclid_detectability_of_pair_instability_supernovae_in_binary_population_synthesis_models_consistent_with_merging_binary_black_holes |
| Authors |
Ataru_Tanikawa,_Takashi_J._Moriya,_Nozomu_Tominaga_and_Naoki_Yoshida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09402 |
重力波によって観測されたブラックホール連星（BH）と一致する2つのブラックホール連星モデルに基づいて、ユークリッド宇宙望遠鏡の操作中に対不安定型超新星（PISNe）の予想される検出数を推測します。2つのモデルは、$^{12}$C$（\alpha、\gamma）^{16}$O反応速度に応じて異なるPISN基準を考慮します。基準モデルと$3\sigma$モデルは、標準モデルと$3\sigma$-小さい$^{12}$C$（\alpha、\gamma）^{16}$O反応速度を採用しています。これは、ヘリウムコア質量を持つ星を予測します$65-135M_\odot$と$90-180M_\odot$は、それぞれPISNeを引き起こします。私たちの基準モデルは、EuclidがいくつかのタイプIまたは水素の少ないPISNeを検出することを予測しています。$3\sigma$モデルの場合、恒星の質量分布が$M_{\max}\sim600M_\odot$に及ぶと、Euclidによる$\sim1$TypeIPISNの検出が期待されますが、期待される数は大幅に少なくなります。$M_{\max}\sim300M_\odot$の場合。したがって、観測されたPISN率によって、基準モデルと$3\sigma$モデルを証明または区別できる可能性があります。これは、バイナリBHの原点と$^{12}$C$（\alpha、\gamma）^{16}$Oの反応速度を制限するのに役立ちます。フォローアップ観測によって得られた光度曲線とスペクトルからのPISNイジェクタ質量推定も、$^{12}$C$（\alpha、\gamma）^{16}$O反応速度を制限するために重要です。
超高輝度超新星の中赤外線研究
3.4および4.6$\mu$mのWISEデータに基づいて、10個の超高輝度超新星（SLSNe）の中赤外線（MIR）光度曲線（LC）を$z<0.12$で示します。PS15br、SN2017ens、SN2017errを含む3つは、200〜400日で始まり、600〜1000日で終わった再輝を示し、ほこりの存在を示しています。左の7つのSLSNeのうち4つでは、MIRカラー$W1-W2\sim1$に基づいて、100〜500日のエポックで$10^7\sim10^8\L_\odot$の単色光度でダスト放出が検出されました。再明るくなる3つのSLSNeの中で、PS15brとSN2017ensをさらに分析しました。SEDを500〜700日でモデル化しました。これにより、ダスト温度は600〜1100K、ダスト質量は$\gtrsim10^{-2}\M_\odot$、光度は$10^8\sim10^9になります。$$L_\odot$。時間遅延と放出される大量のエネルギーを考慮すると、放出されるダストは、衝撃による衝突であろうと、ピークSLSN光度または衝撃放出による放射であろうと、既存のダストが加熱されることはほとんどありません。代わりに、それは、それらのスペクトルの特徴とゆっくりと減少するボロメータLCによって示される、恒星周囲の媒体の相互作用によってさらに加熱された新たに形成された塵である可能性があります。ダストの質量は、同様の時代の通常のコア崩壊超新星で形成されたものよりも10倍大きいように見えます。ChenらによるSN2018bszの分析と組み合わせる。（2022）、最終的な結論に達するには将来の観測が必要ですが、SLSNeの方がダスト形成効率が高いことを示唆しています。
GRB 210121A：さまざまなレジームからの光球放出の観測と流出の進化
| Title |
GRB_210121A:_Observation_of_photospheric_emissions_from_different_regimes_and_the_evolution_of_the_outflow |
| Authors |
Xin-Ying_Song,_Shuang-Nan_Zhang,_Shu_Zhang,_Shao-Lin_Xiong,_and_Li-Ming_Song |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09430 |
GRB210121Aは、2021年1月21日に、Insight-HXMT、重力波高エネルギー電磁カウンターパート全天モニター（GECAM）、フェルミガンマ線バーストモニター（Fermi/GBM）によって観測されました。この作業では、構造化ジェットからの光球放射GRB210121Aの即発放出段階を解釈するために好まれ、異なるレジームからの放出が軸上で観察されます。特に、中間光球からの放出は、即発放出の最初の1.3秒で最初に観察されますが、他の部分からの放出は飽和領域によって支配的であり、前の作業と比較して別の説明を提供します。さらに、中間光球を考慮した放出は、パルス中の低エネルギー光子指数$\alpha$の変化をうまく解釈できます。さらに、流出の進化は時間分解分析から抽出され、$\Gamma_0\proptoL^{0.24\pm0.04}_0$の相関が得られます。これは、ジェットが主にニュートリノ消滅によって発射される可能性があることを意味します。ハイパー降着円盤で。
超高ガンマ線源に電力を供給する明るく若いパルサーの可能性について
| Title |
On_the_potential_of_bright,_young_pulsars_to_power_ultra-high_gamma-ray_sources |
| Authors |
Emma_de_O\~na_Wilhelmi,_Rub\'en_L\'opez-Coto,_Elena_Amato_and_Felix_Aharonian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09440 |
100TeVを超えるスペクトルを持つ超高エネルギーガンマ線源の新しい集団の最近の発見は、銀河系PeVatronsの存在を明らかにしました-PeVエネルギーに粒子を加速する宇宙線工場。かに星雲に関連するものを除いて、これらの情報源はまだ特定されていません。1度以上の範囲で、それらのほとんどには、超新星残骸、若い星団、パルサー星雲（PWNe）など、いくつかの潜在的な対応物が含まれています。これらは、PeVatronとして機能し、周囲の拡散超高エネルギーガンマ線に電力を供給できます。構造。PWNeの場合、ガンマ線は電子によって生成され、2.7KCMB放射の逆コンプトン散乱によって、パルサー風終結衝撃で加速されます。パルサー回転力の相対論的電子への高い変換効率と短い冷却タイムスケールの組み合わせにより、$L_\gamma\sim0.1\dot{E}$のレベルまでのガンマ線光度が可能になります。パルサーのスピンダウン光度$\dotE$は、個々の光子の絶対最大エネルギーも決定します。$E_{\rm\gamma〜\rmmax}\approx0.9\dotE_{36}^{0.65}~~\rm{PeV}$。この基本的な制約は、$\dot{E}\lesssim10^{37}\\rmerg/の典型的な磁場$\approx$100$\mu$Gの若いPWNeの電子のシンクロトロンエネルギー損失によって設定された条件を支配します。s$。$E_{\rm\gamma〜\rmmax}$の意味について、LHAASOによって報告された12個の超高エネルギー源からの最高エネルギー光子と比較して説明します。PWNの放射源が可能な場合は常に、LHAASO測定を使用して星雲磁場の上限を設定します。
明るいAGN内の狭いFeK$ \alpha$放出の局在化
| Title |
Localizing_narrow_Fe_K$\alpha$_emission_within_bright_AGN |
| Authors |
Carolina_Andonie,_Franz_E._Bauer,_Rosamaria_Carraro,_Patricia_Arevalo,_David_M._Alexander,_William_N._Brandt,_Johannes_Buchner,_Adam_He,_Michael_J._Koss,_Claudio_Ricci,_Vicente_Salinas,_Manuel_Solimano,_Alessia_Tortosa,_and_Ezequiel_Treister |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09469 |
6.4keVのFeKa輝線は、AGNのX線スペクトルに遍在する特徴であり、その特性は、可変一次X線連続体とそれが発生する周囲の構造との間の相互作用を追跡します。X線スペクトル、タイミング、およびイメージングの制約に加えて、BATAGNからの38個の明るい近くのAGN（$z<0.5$）について、AGNおよびホスト銀河の特性との可能な相関関係を使用して、狭いFeKa放出の性質と起源を明らかにします。分光学的調査。ChandraおよびXMM-Newtonスペクトルをモデル化して、線の半値全幅（FWHM）を計算し、FeKa線と2〜10keVの連続光度曲線を作成しました。FWHMは、ビリアル運動を想定したFeKa放出領域サイズRFeKaの1つの推定値を提供します。2番目の推定値は、シミュレートされた光度曲線と比較して、連続体の変動性と線のみの光度曲線の間の相関の程度を比較することから得られます。最後に、チャンドラ放射状プロファイルを抽出して、RFeKaに上限を設定しました。FWHM測定によるAGNの90％（21/24）の場合、RFeKaは基準ダスト昇華半径Rsubよりも小さいことがわかりました。変動特性の範囲が広いにもかかわらず、FeKa光子再処理装置のサイズに対する制約は、RFeKaがAGNの83％でRsubよりも小さいことを独立して確認しています。最後に、画像解析では、2つのソースを除くすべてのソースの上限が緩くなります。特に、CircinusGalaxyとNGC1068は、それぞれ$\sim$100と$\sim$800pcまでの有意であるがサブドミナントな拡張FeKa放出を示しています。独立した制約に基づいて、典型的なAGNの狭いFeKa放出の大部分は、主にRsubよりも小さく、おそらく内側の領域から発生し、したがって、外側の広い線領域または外側の降着円盤のいずれかに関連していると結論付けます。ただし、連続体の多様性とFeKaの変動特性の狭さは、普遍的なシナリオでは容易に対応できません。
111MHzの周波数で合計されたパワースペクトルでパルサーを検索します
| Title |
Search_for_pulsars_in_the_summed_power_spectra_at_a_frequency_of_111_MHz |
| Authors |
S.A._Tyul'bashev_and_M.A._Kitaeva_and_V.S._Tyul'bashev_and_V.M._Malofeev_and_G.E._Tyul'basheva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09489 |
LPALPI電波望遠鏡を使用して5年間行われている観測の監視におけるパルサーの検索は、毎日17,000平方度をカバーする96の空間ビームで行われました。5つの新しいパルサーが検出されました。パルサーへの候補は、合計されたパワースペクトルで選択されました。ノイズジェネレーターを使用すると、データを繰り込み、空の個々の方向のパワースペクトルを正しく合計することができます。これにより、個々の観測セッションと比較して、感度が20倍以上向上しました。赤緯+30o<dec。<+40oでパルス幅が100msを超えるパルサーの場合、Galaxy平面の内外で1.2mJyおよび0.4mJyに相当します。
ブラックホール低質量X線連星SwiftJ1753.5-0127におけるUV/発光の起源
| Title |
The_origin_of_UV/optical_emission_in_the_black_hole_low-mass_X-ray_binary_Swift_J1753.5-0127 |
| Authors |
Pengcheng_Yang,_Guobao_Zhang,_David_M._Russell,_Joseph_D._Gelfand,_Mariano_M\'endez,_Jiancheng_Wang_and_Ming_Lyu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09626 |
低質量X線連星（LMXB）の降着ブラックホール（BH）からの放射は、ラジオからX線までの広いエネルギー帯域をカバーします。爆発中の異なるエネルギーバンドでの放出間の相関関係を研究することは、降着プロセスについての貴重な情報を提供することができます。{\itNeilGehrelsSwiftObservatory}での$\sim$12年間の爆発の間に、BH-LMXBSwiftJ1753.5-0127の光学、紫外線（UV）、X線の同時データを分析します。バーストのハード状態では、UV/光学放射とX線放射が強く相関していることがわかります。べき乗則関数$F_{UV/Optical}\proptoF_{X}^{\beta}$との関係を当てはめ、べき乗則インデックス$\beta$が$\sim$0.24から$に増加することを確認します。\sim$0.33は、UV/光波長が$\sim$5400\r{A}（V）から$\sim$2030\r{A}（UVW2）に減少するためです。これについて考えられる理由を調査し、SwiftJ1753.5-0127では、UV/光放射が大きな半径で激しく加熱された降着円盤によって支配されていることを示唆しています。相関から逸脱したデータは、バースト中にX線バンドに現れた低強度のピークに対応することがわかり、これらの逸脱は降着円盤の内部からの放射によって引き起こされていることが示唆されます。
アダプティブメッシュリファインメントコードFLASH--IIIのツリーベースのソルバー：ダストとガスの放射圧と拡散源からの放射伝達の新しいスキーム
| Title |
Tree-based_solvers_for_adaptive_mesh_refinement_code_FLASH_--_III:_a_novel_scheme_for_radiation_pressure_on_dust_and_gas_and_radiative_transfer_from_diffuse_sources |
| Authors |
A._Klepitko,_S._Walch,_R._W\"unsch,_D._Seifried,_F._Dinnbier,_S._Haid |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09072 |
放射は星間物質のエネルギーに重要な貢献をしていますが、その輸送を数値的に解くことは困難です。後方光線追跡を介して拡散源の放射伝達を解決するための新しいアプローチを提示します。ここでは、赤外線の放射伝達とダストへの放射圧に焦点を当てます。新しいモジュール\textsc{TreeRay/RadPressure}は、グリッドベースのMHDコード{\scFlash}に実装された新しい放射伝達法\textsc{TreeRay}の拡張です。\textsc{TreeRay/RadPressure}では、すべてのセルとすべての星の粒子が赤外線の発生源です。また、ガス、ほこり、放射線が化学ネットワークを介してどのように結合するかについても説明します。これにより、熱平衡状態にある局所的なダスト温度を計算できるようになり、従来のグレー近似よりも大幅に改善されます。いくつかのテストで、このスキームが正しい放射強度と放射圧による正しい運動量入力を生成することを示します。続いて、新しいスキームを適用して、150${\rmM}_\odot$の崩壊する乱流コアからの大規模な星形成をモデル化します。コアのダイナミクスに対する電離放射線と赤外線放射の両方の影響を追跡します。新生児の巨大な星は、放射加熱によってそれらの近くでの断片化を防ぐことがわかります。時間の経過とともに、ダストと放射の温度は等しくなりますが、ガスの温度は、衝撃加熱によって高温になるか、ダストとガスの結合が不十分なために低温になる可能性があります。重力と比較して、放射圧の影響は、進化した段階でのみコアスケールで顕著になります。
ハイブリッドCMOS検出器の軟X線量子効率の測定
| Title |
Measuring_the_Soft_X-Ray_Quantum_Efficiency_of_a_Hybrid_CMOS_Detector |
| Authors |
Joseph_M._Colosimo,_Abraham_D._Falcone,_Mitchell_Wages,_Samuel_V._Hull,_Daniel_M._LaRocca,_David_N._Burrows,_Cole_R._Armstrong,_Gooderham_McCormick,_Mitchell_Range,_Fredric_Hancock |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09126 |
LynxX線天文台ミッションコンセプトや今後10年間の他の同様のコンセプトなど、次世代のX線天文台では、軟X線帯域全体で高い量子効率（QE）を備えた検出器が必要になります。彼らのミッションサイエンスの目的を推進します。アクティブピクセルセンサーの一種であるハイブリッドCMOS検出器（HCD）は、読み取りが速く、消費電力が少なく、固有の放射線耐性があるため、これらのミッションで使用するための有望な候補です。この作業では、参照検出器としてガス流量比例計数管を使用して実行されたTeledyneH2RGHCDのQE測定を示します。この検出器は、MnK$\alpha$/K$\beta$エネルギー（5.90/6.49keV）で$94.6\pm1.1\％$の実効QEで、軟X線帯域全体で高いQEを達成することがわかります。AlK$\alpha$エネルギー（1.49keV）で$98.3\pm1.9\％$、OK$\alpha$エネルギー（0.52keV）で$85.6\pm2.8\％$、$61.3\pm1.1\％$でCK$\alpha$エネルギー（0.28keV）。これらの値は、検出器層の吸収に基づくモデルとよく一致しています。高品質のイベントのみを考慮したより制限的な分析でも同様の結果が得られ、低エネルギーではQEがわずかに低下します。
宇宙搭載サブミリメートル干渉法の科学的事例と課題
| Title |
The_science_case_and_challenges_of_space-borne_sub-millimeter_interferometry |
| Authors |
Leonid_I._Gurvits,_Zsolt_Paragi,_Ricardo_I._Amils,_Ilse_van_Bemmel,_Paul_Boven,_Viviana_Casasola,_John_Conway,_Jordy_Davelaar,_M._Carmen_D\'iez-Gonz\'alez,_Heino_Falcke,_Rob_Fender,_S\'andor_Frey,_Christian_M._Fromm,_Juan_D._Gallego-Puyol,_Cristina_Garc\'ia-Mir\'o,_Michael_A._Garrett,_Marcello_Giroletti,_Ciriaco_Goddi,_Jos\'e_L._G\'omez,_Jeffrey_van_der_Gucht,_Jos\'e_Carlos_Guirado,_Zolt\'an_Haiman,_Frank_Helmich,_Ben_Hudson,_Elizabeth_Humphreys,_Violette_Impellizzeri,_Michael_Janssen,_Michael_D._Johnson,_Yuri_Y._Kovalev,_Michael_Kramer,_Michael_Lindqvist,_Hendrik_Linz,_Elisabetta_Liuzzo,_Andrei_P._Lobanov,_Isaac_L\'opez-Fern\'andez,_Inmaculada_Malo-G\'omez,_Kunal_Masania,_Yosuke_Mizuno,_Alexander_V._Plavin,_Raj_T._Rajan,_Luciano_Rezzolla,_Freek_Roelofs,_Eduardo_Ros,_Kazi_L.J._Rygl,_Tuomas_Savolainen,_et_al._(9_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09144 |
天文学における超高角度分解能は、基本的な発見を行うための重要な手段でした。ミリ波VLBIシステムのイベントホライズンテレスコープによる電波銀河M87の核の超大質量ブラックホール付近の直接イメージングの最近の結果と、スペースVLBIミッションRadioAstronのさまざまな先駆的な結果は、高角度分解能の天体物理学に新たな勢いをもたらしました。どちらの場合も、角度分解能は約10〜20マイクロ秒の値に達しました。少なくとも1桁の「より鋭い」値に向けたさらなる開発は、天体物理学の研究の必要性によって決定され、ミリメートルおよびサブミリ波の波長干渉計システムを宇宙に配置することによってのみ達成できます。テラヘルツ探査と天体物理学のズームイン（THEZA）と呼ばれるこのようなシステムの概念は、2019年のVoayage2050長期計画に関するESAホワイトペーパー募集の枠組みの中で提案されています。THEZAコンセプトの技術的課題に取り組むためのアプローチ。特に、大規模で正確な機械的構造を作成する際のいくつかのボトルネックを解決する可能性のある、宇宙搭載のミリメートル/サブミリメートルアンテナの新しい構成を検討します。この論文はまた、ミリメートル/サブミリメートル望遠鏡、データ処理および処理のための低ノイズアナログフロントエンド計装の将来の宇宙認定技術の概要を示しています。この論文では、干渉ベースライン状態ベクトルの決定と同期およびヘテロダインシステムへのアプローチについて簡単に説明しています。オリジナルのESAVoyage2050ホワイトペーパーと組み合わせて、現在の作業は、次世代のマイクロアークセオンレベルのイメージング機器のケースを明確にし、さらに詳細な技術トレードオフ研究の出発点を提供します。
次世代ラジオ調査のための軽量HIソース検出
| Title |
Lightweight_HI_source_finding_for_next_generation_radio_surveys |
| Authors |
Emma_Tolley,_Damien_Korber,_Aymeric_Galan,_Austin_Peel,_Mark_T._Sargent,_Jean-Paul_Kneib,_Frederic_Courbin,_Jean-Luc_Starck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09288 |
銀河の性質と宇宙の内容を理解するためには、将来の深いHI調査が不可欠です。ただし、これらのデータが大量にある場合は、分散型の自動処理技術が必要になります。3DスペクトルデータのHIソースのノイズ除去、検出、および特性評価のためのPythonモジュールのセットであるLiSAを紹介します。LiSAは、SquareKilometerArrayScienceDataChallenge2データセットで開発およびテストされており、領域分割と並列実行を容易にするモジュールとパイプラインが含まれています。LiSAには、スターレット変換を使用した2D-1Dウェーブレットノイズ除去と、ヌル仮説検定を使用した柔軟なソース検出のアルゴリズムが含まれています。これらのアルゴリズムは軽量で移植性があり、データの解像度を反映するいくつかのユーザー定義パラメーターのみが必要です。LiSAには、HIソースをアーティファクトから分離し、HIソースのプロパティを予測するデータキューブを分析するために開発された2つの畳み込みニューラルネットワークも含まれています。これらのコンポーネントはすべて、可能な限りモジュール化されるように設計されているため、ユーザーはさまざまなコンポーネントを組み合わせて、理想的なパイプラインを作成できます。SDC2データセットでLiSAのさまざまなコンポーネントのパフォーマンスを示します。これにより、SNRが3を超えるHIソースの95％を検出し、それらのプロパティを正確に予測できます。
USNOブライトスターカタログ、バージョン1
| Title |
USNO_Bright_Star_Catalog,_version_1 |
| Authors |
Norbert_Zacharias,_Valeri_V._Makarov,_Charles_T._Finch,_Hugh_C._Harris,_Jeffrey_A._Munn,_John_P._Subasavage |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09080 |
USNO輝星表（UBSC）は、全天をカバーする1423個の最も明るい星の新しい位置天文カタログであり、オンラインで公開されています。3つの恒星系を除いて、$V=3$magまでほぼ完成しています。ヒッパルコス中間位置天文学データと2013年から2020年までの2つの専用の地上ベースのキャンペーンを組み合わせた位置天文学ソリューションが、このカタログの基礎となっています。各星の位置天文パラメータには、位置座標、視差、固有運動成分、およびヒッパルコス平均エポック1991.25でのそれらの共分散が含まれます。カタログの64％は、既知または疑わしい二重星または連星としてフラグが立てられています。UBSCは、ガイアEDR3に欠けている68個の星と、ガイア視差または固有運動のない別の114個の星をリストしています。固有運動で達成される形式的な精度は、ガイアのそれに匹敵します。
LAMOSTDR8のM型星の恒星大気パラメータ
| Title |
Stellar_Atmospheric_Parameters_of_M-type_Stars_from_LAMOST_DR8 |
| Authors |
Ming-Yi_Ding,_Jian-Rong_Shi,_Yue_Wu,_Hugh_R.A._Jones,_Hong-liang_Yan,_Chun-Qian_Li,_Qi_Gao,_Tian-Yi_Chen,_Jing-Hua_Zhang,_Shuai_Liu,_Tai-Sheng_Yan,_and_Xiao-Jin_Xie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09200 |
大空域マルチオブジェクトファイバー分光望遠鏡（LAMOST）低解像度分光測量（LRS）は、M型星の大規模な分光データを提供し、導出された恒星パラメーターは、さまざまな研究に不可欠な助けをもたらす可能性があります。ULySSパッケージを採用して、MILES補間器から生成されたモデルスペクトルで$\chi^2$最小化を実行し、LAMOSTLRSデータリリース（DR）8からM型星の恒星大気パラメーターを決定します。恒星パラメーターとの比較APOGEEStellarParameterandChemicalAbundancePipeline（ASPCAP）からの結果は、ほとんどの結果が良好な一貫性を持っていることを示唆しています。M矮星の場合、$T_{\rmeff}$、$\log{g}$、[Fe/H]で74K、0.19dex、0.16dexよりも優れた分散を実現しますが、M巨人の場合、内部の不確実性は次のようになります。それぞれ58K、0.32dex、0.26dex。ASPCAPと比較すると、M矮星の$\Delta{T_{\rmeff}}=$$-$176Kの体系的な過小評価、および$\Delta{\log{g}}=$0.30dexの体系的な過大評価も見つかります。M巨人のために。ただし、他の文献の一般的な星と比較した場合、このような違いはそれほど重要ではありません。これは、ASPCAPと他の測定値の違いに体系的なバイアスが存在することを示しています。導出された恒星パラメータを持つ616,314個のM型星に対応する763,136個のスペクトルのカタログが提示されます。$T_{\rmeff}$が2,900Kより高く、$\log{g}$が-0.24dexから5.9dexの星の恒星パラメータを決定します。典型的な精度は45K、0.25dex、0.22dexで、それぞれ$T_{\rmeff}$、$\log{g}$、[Fe/H]で、同じ星の重複観測から推定されます。。
磁場モデリングとヘリシティ計算に対する空間分解能の影響
| Title |
The_effect_of_spatial_resolution_on_magnetic_field_modeling_and_helicity_computation |
| Authors |
J._K._Thalmann_and_Manu_Gupta_and_A._M._Veronig |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09267 |
非線形フォースフリー（NLFF）モデリングは、冠状磁場の3Dジオメトリを間接的に推測するために定期的に使用されますが、それ以外の場合は直接測定では定期的にアクセスできません。モデリングの品質と導出された物理的パラメータに対する異なる基礎となる空間分解能の影響を定量化するために、個々のアクティブ領域（AR）の時系列NLFFモデリングにおけるビニングの影響を研究します。最適化手法を3つのソーラーARの3つの異なる空間解像度でのSDO/HMIベクトルマグネトグラムデータのシーケンスに適用して、9つのNLFFモデル時系列を取得します。NLFFモデルから、アクティブ領域の磁束、電流、磁気エネルギー、および相対ヘリシティを推定し、基礎となる空間分解能に関してそれらを分析します。派生したNLFFモデルの品質を定量化するためにさまざまなメトリックを計算し、ヘルムホルツ分解を適用してソレノイドエラーを特徴付けます。与えられた空間分解能では、NLFFモデリングの品質は、ARごとに異なり、個々のモデルの時系列に沿って変化します。特定のARの場合、特定の空間解像度でのモデリングは、NLFFモデルの時系列のすべての時間インスタンスで異なる空間解像度で実行されるモデリングと比較して、必ずしも優れた品質であるとは限りません。一般に、NLFFモデルの品質は、空間分解能が低下すると高くなる傾向があり、ソレノイドの品質が、モデルから推定される物理量の系統的な変動の最終的な原因になります。ビニングされたSDO/HMIベクトルデータに基づく最適化ベースのモデリングは、テストされたモデルの物理的妥当性と高いソレノイド品質を簡潔なチェックで保証することを前提として、$\lesssim$30\％異なる磁気エネルギーとヘリシティ推定値を提供します。空間分解能によって引き起こされる差異は、他の不確実性の原因から生じる差異と比較して比較的小さいです。
X線とFUVの波長で同時に観測されたプロキシマケンタウリの高エネルギースペクトル
| Title |
The_high_energy_spectrum_of_Proxima_Centauri_simultaneously_observed_at_X-ray_and_FUV_wavelengths |
| Authors |
B._Fuhrmeister,_A._Zisik,_P._C._Schneider,_J._Robrade,_J._H._M._M._Schmitt,_P._Predehl,_S._Czesla,_K._France,_A._Garc\'ia_Mu\~noz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09270 |
M矮星プロキシマ・ケンタウリは磁気的に活動していることが知られており、ハビタブルゾーンで地球のような惑星をホストしている可能性があります。放出するプラズマの特性を理解することによって恒星放射の特性を理解することは、一般にM矮星の周りのプロキシマケンタウリブと太陽系外惑星の状態を適切に評価するために最も重要です。X線と遠紫外線（FUV）の同時観測から、プロキシマケンタウリの冠状および遷移領域プラズマの温度構造を決定します。微分放射測定分布（DEM）は、光学的に薄いX線およびFUV輝線を分析することにより、フレアおよび静止期間に対して構築されました。プロキシマケンタウリの4回のX線観測は、チャンドラX線天文台に搭載されたLETGS装置によって実施され、4回のFUV観測は、ハッブルSTIS分光器を使用して実施されました。X線光度曲線から、恒星の自転周期の20\％以内で静止カウント率の変動を2倍に決定しました。DEMを取得するために、18本の光学的に細い輝線が分析されました（12本のX線と6本のFUV）。フレアフラックスは、静止フラックスとは4〜20（FUV）および1〜30（X線）の係数で異なります。恒星コロナと遷移領域の温度構造は、温度範囲$\log$T=4.25-8のチェビシェフ多項式でDEM（T）をフィッティングすることにより、静止状態とフレア状態の両方について決定されました。静止状態と比較して、放出測定値0.3\、MK（FUVが支配的な領域）未満および3.6\、MK（X線が支配的な領域）を超える温度では、フレア中に増加します。再構築されたDEM形状は、測定値と比較して許容可能な線束予測を提供します。1-1700\AAで合成スペクトルを提供します。これは、静止およびフレア期間中のProxima〜Cen〜bの高エネルギー照射の代表と見なすことができます。
2012年6月13日のフレア中に800〜2000MHzの範囲で観測された狭帯域スパイク
| Title |
Narrowband_spikes_observed_during_the_13_June_2012_flare_in_the_800-2000_MHz_range |
| Authors |
M._Karlicky,_J._Rybak,_J._Benacek_and_J._Kasparova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09327 |
2012年6月13日のフレアの800〜2000MHzの無線スペクトルで3つの異なる分布を持つ狭帯域（〜5MHz）および短命（〜0.01s）のスパイクが検出および分析されます。それらをSB（広帯域または複数の帯域に分布するスパイク）、SZ（ゼブラのような帯域に分布するスパイク）およびSBN（広帯域および狭帯域に分布するスパイク）と呼びます。活動領域NOAA11504のAIA/SDO画像を分析すると、1000MHzで観測されたスパイクのグループと、主要な黒点に近いフレアサブエリアから取得されたAIAチャネルの時間プロファイルのピークとの間に大まかな対応が見られます。スパイクの種類の中で、SZタイプはシマウマに似ているため、最も興味深いものです。したがって、自己相関法と相互相関法を使用して、SZおよびSBNスパイクを同じ周波数範囲で観察される典型的なシマウマと比較します。SZ帯域周波数と周波数分離（220MHz）の比率は約4、5、6ですが、ゼブラでは周波数ストライプ分離は約24MHz、比率は約50です。さらに、SZ帯域の帯域幅は狭帯域スパイクの雲で構成され、ゼブラストライプの雲よりもはるかに広いです。この比較は、SZスパイクがゼブラとは異なる方法で生成されるが、SBNスパイクと同様の方法で生成されることを示しています。BernsteinモードでSZ帯域周波数をうまく適合させました。このフィッティングに基づいて、SZおよびSBNスパイクを、バーンスタインモードのモデルで生成されたものとして解釈します。したがって、SZスパイク源の磁場とプラズマ密度はそれぞれ約79Gと8.4x10^9cm-3と推定されます。
遅い太陽風における恒星のような存在量の異常の検出
| Title |
Detection_of_stellar-like_abundance_anomalies_in_the_slow_solar_wind |
| Authors |
David_H._Brooks,_Deborah_Baker,_Lidia_van_Driel-Gesztelyi,_Harry_P._Warren,_Stephanie_L._Yardley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09332 |
太陽の高温大気であるコロナの元素組成は、下にある表面や光球とは異なる独特のパターンを示しています（Pottasch1963）。彩層でイオン化しやすい元素は、光球の値と比較して、コロナで豊富に増強されます。同様の行動パターンは、低速（<500km/s）の太陽風（Meyer1985）と太陽のような恒星コロナ（Drakeetal。1997）でよく見られますが、M-では逆の効果が見られます。矮星（Liefkeetal.2008）。これらの恒星のターゲットについては、未解決の（点源）分光データしか利用できなかったため、逆効果の研究は過去に妨げられてきました。ここでは、粒子カウント技術を使用して、遅い太陽風でその場で観測されたいくつかの逆イベントの発見を報告します。これらの非常にまれなイベントはすべて、M-矮星でより広範囲に及ぶ条件を模倣する高い太陽活動の期間中に発生します。検出により、遅い風をその太陽源に接続する新しい方法が可能になり、振幅が8〜10km/sの彩層高速モード波による存在量変動の理論モデルとほぼ一致します。太陽風を加速するのに十分です。この結果は、M型矮星の風が、容易にイオン化される元素が枯渇したプラズマによって支配されていることを意味し、以前の分光測定に信頼を与えています。
疑わしい風降着磁気プレポーラの円偏光測定
| Title |
Circular_Polarimetry_of_Suspect_Wind-accreting_Magnetic_pre-Polars |
| Authors |
Pasi_Hakala,_Steven_G._Parsons,_Thomas_R._Marsh,_Boris_T._G\"ansicke,_Gavin_Ramsay,_Axel_Schwope,_J.J._Hermes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09377 |
北欧光学望遠鏡、ラパルマを使用して得られた候補分離磁気白色矮星-M矮星バイナリの円偏光調査の結果を提示します。7つのシステムの位相分解分光偏光測定とイメージング偏光測定を取得しました。そのうちの5つは明らかに可変の円偏光を示しています。データは、これらのターゲットが80MGを超える磁場強度を持つ白色矮星を持っていることを示しています。私たちの研究は、白色矮星が風を降着させるだけのシステムでも、サイクロトロン放射がサイクロトロン放射高調波に対応する波長で光度を支配する可能性があることを明らかにしています。これは、コンパニオンスターの恒星風の非常に重要な部分が、磁気白色矮星によって捕捉され、CV以前の磁気ブレーキを低減していることを意味します。さらに、いくつかの分離した、風を帯びる磁気システムの偏光確認は、磁気CV進化と白色矮星磁場生成のモデルに観測上の制約を提供します。また、これらのシステムの少なくとも2つにおける白色矮星の磁場構成は非常に複雑であるように見えることもわかりました。
大規模な星団ウェスタールンド1号の距離と年齢。I。ガイア-EDR3を使用した視差法
| Title |
Distance_and_age_of_the_massive_stellar_cluster_Westerlund_1._I._Parallax_method_using_Gaia-EDR3 |
| Authors |
Felipe_Navarete_(1,2),_Augusto_Damineli_(2),_Aura_E._Ramirez_(2),_Danilo_F._Rocha_(3,4),_Leonardo_A._Almeida_(4,5)_((1)_SOAR_Telescope/NSF's_NOIRLab,_La_Serena,_Chile,_(2)_Universidade_de_S\~ao_Paulo,_Instituto_de_Astronomia,_Geof\'isica_e_Ci\^encias_Atmosf\'ericas,_Rua_do_Mat\~ao,_S\~ao_Paulo_-_SP,_Brazil,_(3)_Observat\'orio_Nacional,_R._Gen._Jos\'e_Cristino,_Rio_de_Janeiro_-_RJ,_Brazil,_(4)_Programa_de_P\'os-Gradua\c{c}\~ao_em_F\'isica,_Universidade_do_Estado_do_Rio_Grande_do_Norte,_Mossor\'o_-_RN,_Brazil,_(5)_Escola_de_Ci\^encias_e_Tecnologia,_Universidade_Federal_do_Rio_Grande_do_Norte,_Natal_-_RN,_Brazil) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09414 |
ウェスタールンド1号（Wd1）は、天の川銀河で最も巨大な若い星団の1つです。星の形成と進化に関連していますが、その基本的なパラメーターはまだ十分に制約されていません。私たちの目標は、正確な距離を導き出し、クラスターの年齢に制約を与えることです。GaiaEarlyDataRelease3（Gaia-EDR3）で利用可能な測光および位置天文情報を使用して、4.06$^{+0.36}_{-0.34}$kpcの距離を推測しました。論文IIで報告された食変光星W36のモデリングは、Gaia-EDR3距離と一致して、4.34$\pm$0.25kpcの距離をもたらし、したがって、赤い物体に適した視差ゼロ点補正アプローチを検証しました。Gaia-EDR3を使用した最近の2つの距離測定を利用して、クラスターの加重平均距離をd$_{\rmwd1}$=4.23$^{+0.15}_{-0.13}$kpc（$m-M$=13.13$^{+0.08}_{-0.07}$mag）、これは4\％の前例のない精度を持っています。Beasor\＆Davies（Beasor\＆Davies（10.4$^{+1.3}_{-1.2}$Myr）MIST進化モデルに基づく。W36の年齢は論文IIで3.5$\pm$0.5Myrであると報告されており、モノリシックスターバーストシナリオではなく、Wd1内の星形成プロセスで数Myrが一時的に広がったという最近の主張を裏付けています。
太陽コロナにおけるアルヴェーン波のフラックスチューブ依存伝搬
| Title |
Flux-tube-dependent_propagation_of_Alfv\'en_waves_in_the_solar_corona |
| Authors |
Chaitanya_Prasad_Sishtla,_Jens_Pomoell,_Emilia_Kilpua,_Simon_Good,_Farhad_Daei,_Minna_Palmroth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09417 |
アルヴェーン波の乱流は、太陽風を加速するための重要な加熱メカニズムとして浮上しています。この乱流加熱の生成は、逆伝播するアルヴェーン波の存在とその後の相互作用に依存します。これには、乱流加熱と太陽風パラメータの関係を理解するために、太陽風におけるアルヴェーン波の伝播と進化を理解する必要があります。さまざまな磁束管の形状について、コロナの基部に単色の単一周波数アルヴェーン波を注入したときの太陽風の応答を研究することを目的としています。断熱状態方程式を使用した理想的な電磁流体力学（MHD）モデルを使用しました。Alfv\'enポンプ波は、横方向の磁場と速度の成分を摂動させることによって、静かな太陽風に注入されました。アルヴェーン波は、パラメトリック減衰不安定性（PDI）の発生により反射されることがわかりました。さらなる調査により、PDIは、低周波数での効率的な反射と磁束管の形状の両方によって抑制されていることが明らかになりました。
Mクラスフレアとコロナ質量放出からの高速スプレープラズマの分光測定
| Title |
A_Spectroscopic_Measurement_of_High_Velocity_Spray_Plasma_from_an_M-class_Flare_and_Coronal_Mass_Ejection |
| Authors |
Peter_R._Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09542 |
2011年2月16日のM1.5クラスフレアに関連するコロナ質量放出スプレープラズマは、850km/sのドップラー青方偏移を示すことがわかりました。これは、紫外線（UV）または極紫外線（EUV）分光法から報告された最大値です。ソーラーディスクと内部コロナの。輝線（FeXII193.51A）が直接観測されないという点で観測は珍しいですが、ドップラーシフトが非常に大きいため、赤方偏移成分が192.82Aの波長ウィンドウに現れ、OV、Feの線を観測することを目的としています。XIおよびCaXVII。FeXII195.12A輝線は、193.51Aの残りのコンポーネントのプロキシとして使用されます。この観測は、高度に動的な太陽現象を観測するときに、分光計の観測に狭波長ウィンドウを使用するリスクを浮き彫りにします。今後のマルチスリットソーラーエクスプローラー（MUSE）ミッションを含む、紫外線太陽分光計の大きなドップラーシフトの結果について説明します。
下部太陽大気におけるパラメータ崩壊不安定性の証拠
| Title |
Evidence_for_Parameteric_Decay_Instability_in_the_Lower_Solar_Atmosphere |
| Authors |
Michael_Hahn,_Xiangrong_Fu,_Daniel_Wolf_Savin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09559 |
下部太陽大気におけるパラメトリック崩壊不安定性（PDI）の最初の観測の証拠を見つけます。具体的には、太陽遷移領域付近の密度変動のパワースペクトルは、速度変動のパワースペクトルに似ていますが、周波数軸が約2倍に拡大されていることがわかります。これらの結果は、極コロナホールの遷移領域でインターフェイス領域イメージング分光計（IRIS）によって観測されたSiIV線の分析からのものです。また、密度の変動は約75km/sの視線速度を持ち、速度の変動は、音波とAlfv\'en波でそれぞれ予想されるように、推定速度250km/sではるかに速いことがわかります。遷移領域。理論計算は、この周波数の関係が、観測された領域のプラズマ条件に対してPDIから予想されるものと一致していることを示しています。これらの測定値は、遷移領域での音波とアルヴェーン波の間の相互作用を示唆しており、これはパラメトリック減衰の不安定性の証拠です。
白色矮星でのダイソン球の赤外線および光学的検出可能性
高度な技術文明が巨大な宇宙コロニーを建設し、彼らの故郷の星の周りを周回するためのインフラストラクチャをサポートするという仮説が立てられています。赤外線と光の波長で動作する最近の衛星（Spitzer、WISE、TESS、Kepler）からのデータを使用して、いくつかの控えめな仮定を組み合わせて、天の川銀河におけるそのような宇宙ベースの文明の周波数を観測的に制限し始めることが可能になりましたウェイギャラクシー。
物質中の重力波モード
物質中を伝播する分散重力波（GW）の一般的な線形ゲージ不変方程式が導き出されます。この方程式は、同じ立場で、通常のテンソルモードと物質と強く結合した重力モードの両方を表しています。前者に対する物質の影響は回折に匹敵し、したがって幾何光学近似内では無視できることが示されています。ただし、この近似は、屈折率が大きいため、物質と強く結合しているモードに適用できます。理想気体中のGWは、運動平均-ラグランジアンアプローチと、以前に紹介した物質の重力分極率を使用して研究されます。特に、この定式化は、先験的に仮定されるのではなく、分散行列から導出される、特有の分極を伴う集合GWモードとして動的ジーンズ不安定性を包含することを示します。これは、GW理論をプラズマとのGW相互作用に体系的に拡張するための基盤を形成します。この場合、対称性の考慮だけでは波の偏光を予測するには不十分です。
太陽系の相対性テスト、中心質量による光のたわみの公式、およびワイルスケーリング不変の暗黒エネルギーに対するレンズ方程式の修正
| Title |
Solar_system_relativity_tests,_formulas_for_light_deflection_by_a_central_mass,_and_modification_of_the_lens_equation,_for_a_Weyl_scaling_invariant_dark_energy |
| Authors |
Stephen_L._Adler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09132 |
アドラーとラマザノ\vgluによってこの場合に得られた修正シュワルツシルトのような球対称解を使用して、ワイルスケーリング不変作用から「ダークエネルギー」が生じるときの一般相対性理論の太陽系テストの変化を推定します。一般相対性理論の標準的な結果は、現在の実験誤差をはるかに下回る量によって変更されることを示します。ただし、中心質量$M$がなくなると、計量は共形平坦ではないため、宇宙定数$\Lambda$に比例する光のたわみに寄与し、$M$に比例する符号とは反対の符号になります。これは、宇宙論の文脈での重力レンズ効果に影響を与える可能性があるため、重力レンズ効果の「レンズ方程式」に対応する補正を計算しました。また、中心質量の外部領域のパラメーター化された球対称メトリックを想定して、$\LambdaM$の次数による光のたわみ角の式を示します。
ブラックホールの外側の物質が重力セクターのスカラー自由度に有効質量を提供する、重力のスカラーテンソル理論における超放射不安定性を研究します。ブラックホールの近くでの高温の冠状流の役割に特に注意を払いながら、任意に回転するブラックホールと、切り詰められた薄い降着円盤と厚い降着円盤の現実的なモデル（摂動方程式が分離できない場合）に対するこの効果について説明します。このシステムは、一般相対性理論におけるプラズマ駆動の超放射不安定性の現象論に質的に似ています。それにもかかわらず、一般相対性理論におけるプラズマ駆動の超放射不安定性の効率を妨げる障害は、スカラーテンソル理論で回避できることを示しています。現実的なシナリオで超放射不安定性を引き起こすことができる広範囲のパラメーター空間を見つけ、この効果によって課せられるスカラーテンソル理論の制約について説明します。特に、高度に回転する降着ブラックホールの存在は、暗黒エネルギーのいくつかのスカラーテンソル代替物と緊張関係にあると主張します。スクリーニングを伴うsymmetronモデル。
生物宇宙学：宇宙論的観点からの生物学
| Title |
Biocosmology:_Biology_from_a_cosmological_perspective |
| Authors |
Marina_Cort\^es,_Stuart_A._Kauffman,_Andrew_R._Liddle,_and_Lee_Smolin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09379 |
宇宙には、生命を含む存在するすべてのものが含まれています。そして、生命を含む存在するものはすべて、普遍的な物理法則に従います。これらの法律は、生物学的現象を完全に説明するための適切な基盤を提供しますか？生物学との交差点で発生する特定の質問に対処できるように、宇宙論と物理学を変更する必要があるかどうか、またどのように変更する必要があるかについて説明します。生命を含む宇宙は、地球上にある形で、ある意味で根本的に非エルゴードであり、可能な生物の大部分は決して実現されないことを示しています。このことから、宇宙論における完全な説明には、還元主義的説明と機能的説明の混合が必要であると主張します。
Hephaestus：InSARの理解に向けた大規模なマルチタスクデータセット
| Title |
Hephaestus:_A_large_scale_multitask_dataset_towards_InSAR_understanding |
| Authors |
Nikolaos_Ioannis_Bountos_and_Ioannis_Papoutsis_and_Dimitrios_Michail_and_Andreas_Karavias_and_Panagiotis_Elias_and_Isaak_Parcharidis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09435 |
特に合成開口レーダー（SAR）データと干渉SAR（InSAR）製品は、地球観測データの最大のソースの1つです。InSARは、多様な地球物理学的プロセスと地質学、および人工構造物の地盤工学的特性に関する独自の情報を提供します。ただし、豊富なInSARデータとディープラーニング手法を活用してそのような知識を抽出するアプリケーションは限られています。主な障壁は、キュレートされ注釈が付けられた大規模なInSARデータセットがないことでした。これは、作成にコストがかかり、InSARデータの解釈に精通した専門家の学際的なチームが必要になります。この作業では、世界で44の異なる火山で取得された19,919の個別のSentinel-1インターフェログラムで構成され、216,106のInSARパッチに分割された、この種の最初の手動注釈付きデータセットを作成して利用できるようにする努力をしました。注釈付きデータセットは、火山状態の分類、地盤変形のセマンティックセグメンテーション、InSAR画像での大気信号の検出と分類、干渉合成開口レーダ、テキストからInSAR生成、InSAR画像品質評価などのさまざまなコンピュータビジョンの問題に対処するように設計されています。
| Title |
Time-delayed_neutrino_emission_from_supernovae_as_a_probe_of_dark_matter-neutrino_interactions |
| Authors |
Jose_Alonso_Carpio,_Ali_Kheirandish_and_Kohta_Murase |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09650 |
コア崩壊超新星からの熱MeVニュートリノ放出は、ニュートリノセクターの標準模型を超える物理を調べるユニークな機会を提供します。DUNEやハイパーカミオカンデなどの次世代ニュートリノ実験では、銀河系超新星の場合に$\mathcal{O}（10^3）$と$\mathcal{O}（10^4）$ニュートリノを検出できます。、それぞれ。超新星ニュートリノが地球に伝播するとき、それらは隠れたメディエーターを介して局所的な暗黒物質と相互作用する可能性があり、最初のニュートリノ信号に対して遅延する可能性があります。サブMeVの暗黒物質の場合、暗黒物質とニュートリノの相互作用の存在により、大幅な時間遅延を伴うニュートリノエコーが発生する可能性があることを示します。超新星からのMeVニュートリノの光度曲線にこの特徴がないか存在するかによって、暗黒物質の直接検出実験では探索されなかったパラメーター空間を調べることができます。
| Title |
Singlet-Doublet_Fermion_Origin_of_Dark_Matter,_Neutrino_Mass_and_W-Mass_Anomaly |
| Authors |
Debasish_Borah,_Satyabrata_Mahapatra,_Narendra_Sahu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09671 |
$7\sigma$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ボソン質量の異常に動機付けられて、Wボソン質量への必要な補正が放射補正から生じる一重項-二重項（SD）フェルミオン暗黒物質（DM）モデルを検討しますDMフェルミオンによって誘発されます。単一世代のSDフェルミ粒子は、壊れた$Z_2$対称性の下では奇妙であり、標準モデルのヒッグス共鳴に近いDM質量を持つ小さなパラメーター空間につながります。これは、DM現象と強化されたWボソン質量と一致しますが、2世代のSDフェルミ粒子はより広い生成がW-質量補正で支配的な役割を果たすことで、はるかに広いDMパラメータ空間に。さらに、このような複数世代の一重項-二重項フェルミ粒子は、$Z_2$-奇数の一重項スカラーが含まれている場合、放射的に軽いニュートリノ質量を生成することもできます。
