放射再結合の量子および古典的処理について
| Title |
On_Quantum_and_Classical_Treatments_of_Radiative_Recombination |
| Authors |
Barabanov_A._L.,_Belotsky_K._M.,_Esipova_E._A.,_Kalashnikov_D._S.,_Letunov_A._Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.10860 |
クーロン場における電子の放射再結合の問題に対する量子力学的解決策は長い間知られている。ただし、天体物理学では、磁気単極子または相互作用する暗黒物質粒子のシステムで同様のプロセスを説明するために、古典的なアプローチが使用されることがあります。このような問題の重要性は、再結合プロセスが宇宙の大規模構造の進化において決定的な役割を果たすという事実によって決定されます。放射再結合への量子的および古典的アプローチの適用可能性は、放射された角運動量の大きさとその量子化に密接に関連していることが示されています。古典的アプローチが適切でない状況では、角運動量の量子化を考慮した半古典的アプローチが提案されます。これは、さまざまなシステムでの放射再結合のおおよその説明に役立ちます。
2つのラング距離ラダーを使用したハッブル定数の測定：3つのうち2つは悪くない
| Title |
Measurements_of_the_Hubble_Constant_with_a_Two_Rung_Distance_Ladder:_Two_Out_of_Three_Ain't_Bad |
| Authors |
W._D'Arcy_Kenworthy,_Adam_G._Riess,_Daniel_Scolnic,_Wenlong_Yuan,_Jos\'e_Luis_Bernal,_Dillon_Brout,_Stefano_Cassertano,_David_O._Jones,_Lucas_Macri,_and_Erik_Peterson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.10866 |
幾何学的測定にリンクされた恒星の距離を通してIa型超新星を較正する3段距離梯子は、ハッブル定数の最高精度の直接測定を提供します。ハッブルの張力に照らして、距離梯子の個々のコンポーネントをテストすることが重要です。この目的のために、SH0ESチームによって測定された35の銀河系外ケフェイドホストからのハッブル定数の測定を報告します。ハッブルを測定するために、より遠いタイプIa超新星の代わりに、cz<3300km/sでの距離と赤方偏移を使用します。フロー。ケフェイド変光星の距離は、天の川、NGC4258、大マゼラン雲で幾何学的に調整されています。固有速度は、z$\sim$0.01での体系的な不確実性の重要な原因であり、近くの宇宙の密度と速度の場の外部再構成を利用して、それらの影響を軽減および定量化するための形式を提示します。このサンプルは30年以上にわたって組み立てられたため、距離が制限されているか赤方偏移が制限されているかにかかわらず、このサンプルの選択基準に関するさまざまな仮定に起因する不確実性の重要な原因を特定します。これらの仮定をモデル化すると、H0=71.8〜77.0km/s/Mpcの範囲の中央値が得られます。4つの最適な選択モデルを組み合わせると、基準結果としてH0=73.1（+2.6/-2.3）km/s/Mpcが得られ、Planckとの張力は$2.6\sigma$になります。Ia型超新星はH0の正確な測定に不可欠ですが、これらの超新星の未知の系統学がハッブル張力の原因である可能性は低いです。
固定およびペアおよびマッチドICシミュレーションによる銀河団モデルの検証：原始非ガウス性への適用
| Title |
Validating_galaxy_clustering_models_with_Fixed_&_Paired_and_Matched-ICs_simulations:_application_to_Primordial_Non-Gaussianities |
| Authors |
Santiago_Avila_and_Adrian_Gutierrez_Adame |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.11103 |
修正とペアの手法は、初期条件（IC）を変更することにより、2点統計の分散を減らしたシミュレーションを生成するように設計されました。この論文では、初期条件が$f_{\rmNL}$によってパラメータ化された局所的な原始非ガウス性（PNG）を持ち、2点統計にバイアスをかけることなく、それらの分散を大幅に減らす場合にも、この手法が有効であることを示します。これらの手法を定量的に使用して、銀河/ハロークラスタリングモデルの精度を大幅に低減された不確実性までテストする方法を示し、PNGの存在下でのハロークラスタリングの標準モデルをテストするためにそれらを適用します。さらに、2つの異なる宇宙論（ガウスおよび非ガウス）のICの確率的部分を一致させることにより、モデルの不確実性をさらに低減するために明示的に使用できる（2点）統計間の大きな相関が得られることを示します。テスト。参照分析の場合（$f_{\rmNL}=100$、$V=1[h^{-1}{\rmGpc}]^3$、$n=2.5\times10^{-4}[h^{-1}{\rmMpc}]^{-3}$、$b=2.32$）、標準シミュレーションで$\sigma（f_{\rmNL}）=60$の不確実性を取得します。一方、Fixed[Fixed-Paired]初期条件を使用すると、$\sigma（f_{\rmNL}）=12$[$\sigma（f_{\rmNL}）=12$]に減少します。ICも照合すると、標準の場合は$\sigma（f_{\rmNL}）=18$が得られ、$\sigma（f_{\rmNL}）=8$[$\sigma（f_{\rm固定[固定ペア]の場合はNL}）=7$]。PNGのコンテキストでは、修正、ペア、および一致の手法の組み合わせを使用して、特定の計算リソースで有効ボリュームを係数$\sim70$だけ増分したシミュレーションを作成できます。
| Title |
Clusters_of_galaxies_up_to_z=1.5_identified_from_photometric_data_of_the_Dark_Energy_Survey_and_unWISE |
| Authors |
Z._L._Wen_and_J._L._Han |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.11215 |
DarkEnergySurveyとWide-fieldInfraredSurveyExplorerからの測光データを使用して、最近傍アルゴリズムを使用して1億500万個の銀河の測光赤方偏移を推定します。このような大規模なデータベースから、特定の測光赤方偏移スライス内の銀河の全恒星質量の過密度に基づいて、赤方偏移範囲0.1<z<1.5で151,244個の銀河団が特定され、そのうち76,826個の銀河団が新たに特定され、30,477個の銀河団が新たに特定されました。赤方偏移z>1があります。これらのクラスターを、X線調査およびプランク、南極点望遠鏡、アタカマ宇宙望遠鏡の調査によるスニヤエフゼルドビッチ（SZ）効果から特定されたカタログのクラスターと照合し、45X-の赤方偏移を取得します。光線クラスターと56個のSZクラスター。空の領域の95％以上のSZクラスターには、カタログに対応するものがあります。SZクラスターの約15％に向かって、見通し内に複数の光学クラスターが見つかります。
大規模構造における相対論的歪みによる修正重力の制約の救済
| Title |
Rescuing_constraints_on_modified_gravity_through_relativistic_distortions_in_large-scale_structure |
| Authors |
Sveva_Castello,_Nastassia_Grimm_and_Camille_Bonvin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.11507 |
銀河の分布は、一般相対性理論からの逸脱をテストするための理想的な実験室を提供します。特に、赤方偏移歪みは、暗黒物質のクラスタリングの強さを支配するポアソン方程式への修正を制約するために一般的に使用されます。ここでは、これらの制約が、暗黒物質成分についてテストされたことがない弱い等価原理の妥当性に依存していることを示します。この制限的な仮定を緩和すると、ポアソン方程式によって引き起こされる修正によって完全に縮退する構造の成長が修正されます。これにより、赤方偏移空間の歪みの抑制力が大幅に低下します。しかし、そのような縮退は破られる可能性があり、修正された重力に対する厳しい制約は、銀河分布の相対論的歪みを使用して回復できます。これは、次世代の大規模構造調査で観察できます。
ビッグバンがブラックホールの中でどのように終わるか
宇宙論の標準モデルは、私たちの宇宙が14Gyrs（10億年）前に単一のビッグバンの創造から始まったことを前提としています。これは、一握りの自由な宇宙論的パラメータからの広範囲の異なる天体物理学データを説明することができます。ただし、インフレ、暗黒物質、暗黒エネルギーなど、いくつかの重要な仮定についての直接的な証拠や基本的な理解はありません。ここでは、宇宙膨張は重力崩壊と跳ね返りからではなく発生するという考えを確認します。崩壊は、25〜Gyrs前に形成された質量$M\simeq5\times10^{22}M_{\odot}$のブラックホール（BH）を生成します。圧力サポートがないため、2つの粒子が同じ量子状態を占めることができないため、低温崩壊は、量子力学によって停止されたときに原子核飽和（GeV）に達するまで自由落下で内部に続く可能性があります。その後、崩壊はコア崩壊超新星のように跳ね返り、ビッグバンの膨張を生み出します。宇宙の加速は、BH事象の地平線から生じます。崩壊中、摂動は地平線を出て膨張中に再び入り、インフレーションやダークエネルギーを必要とせずに観測された宇宙を生み出します。オッカムのかみそりを使用して、これはBHユニバース（BHU）モデルを標準の特異なビッグバンの作成よりも説得力のあるものにします。
宇宙せん断IIにおける永続的なホモロジー：DES-Y1の断層撮影分析
| Title |
Persistent_homology_in_cosmic_shear_II:_A_tomographic_analysis_of_DES-Y1 |
| Authors |
Sven_Heydenreich,_Benjamin_Br\"uck,_Pierre_Burger,_Joachim_Harnois-D\'eraps,_Sandra_Unruh,_Tiago_Castro,_Klaus_Dolag,_Nicolas_Martinet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.11831 |
断層撮影宇宙せん断調査で宇宙論的パラメーターの推論に永続的なホモロジーを使用する方法を示します。ダークエネルギーサーベイの1年目のデータに私たちの方法を適用することにより、永続的なホモロジーから最初の宇宙論的パラメーターの制約を取得します。これらの制約を取得するために、開口部の質量の信号からノイズへのマップから持続性図を抽出することにより、物質分布のトポロジー構造を分析します。これは、広く使用されているピークカウント統計への自然な拡張を示します。宇宙論的パラメータを使用した一連の$N$-bodyシミュレーションであるcosmo-SLICSから永続性図を抽出し、ガウス過程を使用して信号を補間し、固有の整列やバリオン効果など、最も関連性の高い体系的な効果を無視します。構造成長パラメータ$S_8=0.747^{+0.025}_{-0.031}$が見つかりました。これは、他の遅い時間のプローブと完全に一致しています。また、固有のアライメントパラメータを$A=1.54\pm0.52$に制限し、$3\sigma$レベルで固有のアライメントがない場合を除外します。
太陽系外惑星大気の進化のためのAGN風の相対的重要性について
活動銀河核（AGN）からの風と流出が太陽系外惑星の居住性に与える影響を調査した最近の研究は、そのような活動が惑星大気の長期生存とそのような風にさらされる惑星の居住性に有害である可能性があることを示唆しています。ここでは、恒星風と比較したAGN風の影響の相対的な重要性と、惑星の磁気圏および恒星放射の影響について説明し、AGN風は、ある条件下での惑星の大気条件の進化に重要な役割を果たす可能性は低いと結論付けます。それ以外の場合は居住性に有利です。
主系列星の周りの金星帯の外縁
| Title |
The_Outer_Edge_of_the_Venus_Zone_Around_Main-Sequence_Stars |
| Authors |
Monica_R._Vidaurri,_Sandra_T._Bastelberger,_Eric_T._Wolf,_Shawn_Domagal-Goldman,_Ravi_Kumar_Kopparapu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.10919 |
惑星科学者や天文学者にとって重要な関心事は、ハビタブルゾーン、つまり地球型惑星がその表面に液体の水を保持するために必要な温度を維持できるホスト星からの距離です。ただし、システムのハビタブルゾーンを観測する場合、代わりに金星のような惑星を観測する可能性があります。「金星のような」とは、太陽放射が大気の上部にある惑星から放出される赤外線を超えて暴走温室効果をもたらすときに発生する温室効果ガスが支配的な大気と定義します。金星のような私たちの定義には、初期および暴走後の温室効果ガス状態の両方が含まれます。金星のような世界を観察する可能性と、金星が居住可能な世界の進化の最終状態を表す可能性の両方が、金星のような惑星の理解を深める必要があります。具体的には、これらの惑星が存在できる距離。これを理解することで、「金星ゾーン」、つまり金星のような惑星が存在する可能性のある領域を定義し、前述の「ハビタブルゾーン」との重複を評価するのに役立ちます。この研究では、1D放射対流気候モデルを使用して、F0V、G2V、K5V、M3VおよびM5Vの恒星スペクトル型の金星ゾーンの外縁を決定します。私たちの結果は、金星ゾーンの外縁がそれぞれ3.01、1.36、0.68、0.23、および0.1AUにあることを示しています。これらは、それぞれ0.8、0.55、0.38、0.32、および0.3Sの入射恒星フラックスに対応します。ここで、恒星フラックスは地球（1.0）を基準にしています。これらの結果は、ハビタブルゾーンとヴィーナスゾーンの間にかなりの重複がある可能性があることを示しています。
A型星の周りのギャップを開く惑星の新たな集団-HD163296の周りの形成惑星の長期的な進化
| Title |
Emerging_population_of_gap-opening_planets_around_type-A_stars_--_Long-term_evolution_of_the_forming_planets_around_HD_163296 |
| Authors |
Johanna_M\"uller-Horn,_Gabriele_Pichierri_and_Bertram_Bitsch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.11086 |
原始惑星系円盤に埋め込まれた形成惑星の存在は、そのような円盤のマルチリング構造の検出から推測されています。これらの疑わしい惑星のほとんどは、現在の測定感度での直接イメージング観測では検出できません。内向きの移動と降着により、これらの推定上の惑星はドップラー法にアクセスできるようになる可能性がありますが、実際の成長範囲と軌道進化には制約がありません。HD163296の周りの円盤のギャップが生まれたばかりの惑星に由来するという前提の下で、ギャップを開く惑星がA型星の周りで検出された太陽系外惑星集団の前駆体を表すことができるかどうかとその状況を調査します。特に、最終的な惑星の質量と軌道パラメータのディスクの粘性への依存性を研究します。埋め込まれた惑星の進化は、進化するディスク構造とディスク寿命の可能性のある範囲を考慮に入れて、ディスクの寿命全体とディスクの分散後最大100Myrまでシミュレートされました。惑星の最終的な構成は、主にディスクの$\alpha$粘度パラメーターによって決定され、ディスクの寿命と初期の惑星パラメーターの選択にあまり依存しないことがわかります。HD163296のような惑星が進化して、観測されたA型星の太陽系外惑星集団を形成すると仮定すると、$3.16\times10^{-4}\lesssim\alpha\lesssim10のオーダーの$\alpha$パラメーター^{-3}$は、ディスクが十分に高い移行率を誘導するために必要です。将来の直接イメージング調査で、$m_\mathrm{pl}\lesssim3M_\mathrm{Jup}$と$a_\mathrm{pl}\gtrsim10\mathrm{AU}でより多くの惑星が発見されるかどうかによって異なります。$$\alpha$パラメータは、この範囲の下限または上限にあると予想されます。このようなディスクには、実際に広い軌道の惑星が存在するという前提が常にあります。
タイタンの窒素が豊富な有機鎖に欠けているリンク
| Title |
A_missing_link_in_the_nitrogen-rich_organic_chain_on_Titan |
| Authors |
N._Carrasco,_J._Bourgalais,_L._Vettier,_P._Pernot,_E._Giner,_and_R._Spezia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.11281 |
コンテクスト。生命の化学的構成要素には、必須元素である窒素が大部分含まれています。土星の最大の月であるタイタンは、分子状窒素とメタンの密な大気を持ち、太陽系の大気化学を通じてこの元素がどのように炭素鎖に組み込まれるかを探求する絶好の機会を提供します。茶色がかった濃いもやが大気中で一貫して生成され、月の表面に蓄積します。この固体材料は窒素が豊富で、窒素を運ぶプレバイオティクス分子を含んでいる可能性があります。目的。今日まで、有機鎖への窒素の取り込みにつながるプロセスに関する私たちの知識はかなり限られていました。本研究では、タイタンの上層大気をシミュレートする実験で窒素含有イオンの形成を調査し、タイタンの有機物への窒素の取り込みに強い影響を与えます。メソッド。実験と理論計算を組み合わせることにより、極紫外線太陽放射によって高高度で生成された豊富なN2+イオンが、窒素に富む有機種を形成できることを示します。結果。分子状窒素とメタンからなるガス混合物を極紫外線に曝すと、CH3N2+とCH2N2+のジアゾイオンの予期せぬ重要な形成が実験的に観察されます。私たちの理論計算は、これらのジアゾイオンが主にN2+とCH3ラジカルの反応によって生成されることを示しています。N/C比が2のこれらの小さな窒素に富むジアゾイオンは、タイタンの有機物中の高い窒素含有量を説明できる欠落したリンクであるように見えます。より一般的には、この研究は、これまでほとんど研究されていなかったイオンとラジカル間の反応の重要性を浮き彫りにし、天体化学の新しい展望を切り開いています。
KMT-2021-BLG-1898：バイナリソース星に関連する惑星マイクロレンズイベント
| Title |
KMT-2021-BLG-1898:_Planetary_microlensing_event_involved_with_binary_source_stars |
| Authors |
Cheongho_Han,_Andrew_Gould,_Doeon_Kim,_Youn_Kil_Jung,_Michael_D._Albrow,_Sun-Ju_Chung,_Kyu-Ha_Hwang,_Chung-Uk_Lee,_Yoon-Hyun_Ryu,_In-Gu_Shin,_Yossi_Shvartzvald,_Jennifer_C._Yee,_Weicheng_Zang,_Sang-Mok_Cha,_Dong-Jin_Kim,_Seung-Lee_Kim,_Dong-Joo_Lee,_Yongseok_Lee,_Byeong-Gon_Park,_Richard_W._Pogge |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.11378 |
マイクロレンズイベントKMT-2021-BLG-1898の光度曲線は、通常のバイナリレンズまたはバイナリソースの解釈では説明できないダブルバンプ機能を備えた短期的な中央異常を示しています。異常を解釈することを目的として、さまざまな洗練されたモデルの下でレンズ光度曲線を分析します。異常は、レンズと光源の両方がバイナリであるモデル（2L2Sモデル）によって説明されることがわかります。この解釈では、レンズは惑星/ホストの質量比が$q\sim1.5\times10^{-3}$の惑星系であり、ソースはターンオフまたは準巨星とミッドKドワーフ。異常のダブルバンプの特徴は、レンズが2つの惑星を含む惑星系であるトリプルレンズモデル（3L1Sモデル）によっても表すことができます。2つの解釈の中で、2L2Sモデルは3L1Sモデルよりも好まれます。これは、データへの適合性が$\Delta\chi^2=[14.3$-18.5]だけでなく、独立して導出されたアインシュタイン半径によっても得られるためです。バイナリソースの2つの星から、一貫した値が得られます。2L2Sの解釈によると、KMT-2021-BLG-1898は、MOA-2010-BLG-117およびKMT-2018-BLG-1743に続いて、バイナリ恒星系で発生する3番目の惑星レンズイベントです。2L2Sの解釈の下で、惑星とホストの分離を決定する際の密接な縮退から生じる2つの解決策を特定します。ベイズ分析から、惑星の質量は$\sim0.7$-0.8〜$M_{\rmJ}$であり、質量が$\sim0.5〜M_の初期のM型矮星ホストを周回していると推定されます。\odot$。予測される惑星とホストの分離は、近い解と広い解に応じて、それぞれ$\sim1.9$〜AUと$\sim3.0$〜AUです。
KMT-2021-BLG-0240：変形した惑星信号を伴うマイクロレンズイベント
| Title |
KMT-2021-BLG-0240:_Microlensing_event_with_a_deformed_planetary_signal |
| Authors |
Cheongho_Han,_Doeon_Kim,_Hongjing_Yang,_Andrew_Gould,_Youn_Kil_Jung,_Michael_D._Albrow,_Sun-Ju_Chung,_Kyu-Ha_Hwang,_Chung-Uk_Lee,_Yoon-Hyun_Ryu,_In-Gu_Shin,_Yossi_Shvartzvald,_Jennifer_C._Yee,_Weicheng_Zang,_Sang-Mok_Cha,_Dong-Jin_Kim,_Seung-Lee_Kim,_Dong-Joo_Lee,_Yongseok_Lee,_Byeong-Gon_Park,_Richard_W._Pogge |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.11383 |
マイクロレンズイベントKMT-2021-BLG-0240の光度曲線は、一眼レフ単一光源モデルの0.1等レベルのピーク付近に複雑な特徴を伴う短期間の異常を示しています。異常の性質を明らかにするために、さまざまな解釈の下でレンズ光度曲線のモデリングを実施しました。バイナリレンズ（2L1S）またはバイナリソース（1L2S）の解釈に基づく通常のモデルでは、異常を説明できないことがわかります。ただし、惑星コンパニオンを含む2L1Sモデルは、異常の一部を表すことができます。これは、異常が3次レンズコンポーネントまたはソースに近いコンパニオンによって変形される可能性があることを示唆しています。追加のモデリングから、異常のすべての機能は、3L1S解釈の下で取得されたトリプルレンズ（3L1S）モデルまたはバイナリレンズバイナリソース（2L2S）モデルのいずれかで説明できることがわかります。ただし、2L2Sモデルを検証することは困難です。これは、光度曲線が、モデルによるソース星間の密接な分離によって予想されるソース軌道運動および楕円形の変化によって引き起こされるシグネチャを示さないためです。したがって、2つの解釈は利用可能なデータでは区別できず、どちらも正しい可能性があると結論付けます。3L1Sソリューションによると、レンズは2つのサブジュビアン質量惑星を持つ惑星系であり、惑星の質量は0.32--0.47〜$M_{\rmJ}$と0.44--0.93〜$M_{\rmJ}$、そして彼らはMドワーフホストを周回します。一方、2L2Sソリューションによると、レンズは、後期K型矮星ホストを周回する質量$\sim0.21〜M_{\rmJ}$の単一惑星システムであり、ソースは次の要素で構成されるバイナリです。準巨星またはターンオフスターのプライマリと後期Gドワーフのセカンダリ。惑星系までの距離は、ソリューションによって異なります。3L1Sソリューションでは$\sim7.0$〜kpc、2L2Sソリューションでは$\sim6.6$〜kpcです。
原始惑星系円盤のギャップによって引き起こされる氷線の変動
| Title |
Iceline_Variations_Driven_by_Protoplanetary_Disc_Gaps |
| Authors |
Madelyn_Broome,_Oliver_Shorttle,_Mihkel_Kama,_Richard_A._Booth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.11555 |
形成する惑星の構成は、原始惑星系円盤の熱構造に強く影響されます。この熱構造は、主にダストの放射伝達と粘性（降着）加熱によって設定され、惑星が形成されるときに発生する可能性のあるダストとガスの密度が低い領域であるギャップの影響を受ける可能性があります。ダスト表面密度の変動がディスク温度に及ぼす影響は、これまでほとんど理解されていませんでした。この作業では、放射伝達コードMCMaxを使用して、質量が0.1M$_J$-5M$_J$で、軌道半径が3、5、および10AUの惑星に対応する個々のギャップを持つ2Dダスト熱構造をモデル化します。ギャップ内のダストの不透明度が低いと、放射がディスクの奥深くまで浸透し、ミッドプレーンを最大16Kまで暖めることができますが、これは、恒星の照射が主な熱源であるディスクの領域にあるギャップの場合のみです（ここでは、a$\gtrsim$4AU）。激しく加熱された領域（a$\lesssim$4AU）では、ギャップの中央面は最大100Kだけ比較的低温です。ギャップの外側では、ディスクのフレアリングの変化により、加熱と冷却の広い半径方向の振動が発生します。これらの熱的特徴は、ダストとガスの間の揮発性元素（H$_2$O、CH$_4$、CO2、CO）の局所的な分離に影響を与えます。アイスラインは、ギャップのないモデルと比較して劇的な変化を経験していることがわかります。星に向かって最大6.5AU、ミッドプレーンに向かって最大4.3AUです。氷線偏差の定量的予測には、輸送と昇華/凝縮の動力学を含むより洗練されたモデルが必要ですが、私たちの結果は、惑星によって引き起こされる氷線の変動が、惑星から降着する物質の組成への潜在的なフィードバックを表すという証拠を提供します。
居住可能な太陽系外衛星を検索するためのターゲットリスト
既知の太陽系外惑星を周回する架空の衛星の居住性を調査します。この研究は、重要な大気を維持することができる大きくて岩だらけの太陽系外衛星に焦点を合わせています。それらの居住性を決定するために、我々は、エネルギー収支への2つの主要な貢献者として、衛星で発生する入射恒星放射と潮汐加熱フラックスを計算します。居住性の定義として、暴走温室効果と最大温室効果ガス制限を使用します。太陽系外惑星ごとに、モンテカルロアプローチを使用して、衛星と惑星の物理的および軌道パラメータのもっともらしい範囲の計算を実行します。各惑星の月の居住可能性の確率を計算します。これは、居住可能な状態につながる調査されたケースの割合です。私たちの結果に基づいて、既知の太陽系外惑星を観測するためのターゲットリストを提供します。この太陽系外惑星の上位10惑星は、安定した軌道で居住可能な衛星をホストする可能性が50％以上あります。特に有望な2つの候補は、ケプラー-62〜fとケプラー-16〜bで、どちらも既知の質量と半径を持っています。私たちのターゲットリストは、最初の居住可能な太陽系外衛星を検出するのに役立ちます。
SHINeS：宇宙および高放射照度のニアサンシミュレーター
| Title |
SHINeS:_Space_and_High-Irradiance_Near-Sun_Simulator |
| Authors |
Georgios_Tsirvoulis,_Mikael_Granvik_and_Athanasia_Toliou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.11704 |
SHINeSは、太陽のすぐ近くの地動説の距離r〜0.06auまでの熱環境を再現するために使用できる宇宙シミュレーターです。このシステムは、社内で設計および構築されたソーラーシミュレーター、真空チャンバー、実験手順の監視に必要なプロービングおよび記録装置の3つの主要部分で構成されています。この実験システムを構築するための私たちの動機は、小惑星の近日点距離が水星の軌道の半主軸よりも小さくなるときの小惑星の表面への強い太陽放射の影響を研究することでした。観測データと、地球近傍小惑星の集団の最近の軌道およびサイズ周波数モデルとの比較は、小惑星が太陽に近づくと超壊滅的に破壊されることを示唆しています。現在のモデルは破壊メカニズムにとらわれませんが、SHINeSは1つまたは複数の原因となるメカニズムを研究するために開発されました。ただし、このシステムは、他の自然または人工の物体に対する高日射の影響を研究する必要がある他のアプリケーションに使用できます。
| Title |
Five_key_exoplanet_questions_answered_via_the_analysis_of_25_hot_Jupiter_atmospheres_in_eclipse |
| Authors |
Quentin_Changeat,_Billy_Edwards,_Ahmed_F._Al-Refaie,_Angelos_Tsiaras,_Jack_W._Skinner,_James_Y-K_Cho,_Kai_H._Yip,_Lara_Anisman,_Masahiro_Ikoma,_Michelle_F._Bieger,_Olivia_Venot,_Sho_Shibata,_Ingo_P._Waldmann,_Giovanna_Tinetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.11729 |
太陽系外惑星の個体群研究は、それらの統計的特性を解き放つための鍵です。これまでのところ、推定される特性は、ケプラー、視線速度、GAIAデータなどから抽出された惑星、軌道、恒星のパラメーターにほとんど限定されていました。最近では、宇宙や地上から太陽系外惑星の大気が詳細に観測されています。しかし、一般的に、これらの大気研究は、透過分光法によってガス状惑星の集団内の水蒸気と雲の存在を検出したいくつかの研究を除いて、個々の惑星に焦点を合わせてきました。ここでは、一連の検索ツールを使用して、ハッブル宇宙望遠鏡とスピッツァー宇宙望遠鏡で日食技術を介して取得した25個のホットジュピターの分光データと測光データを分析します。25の惑星のセット全体にツールを均一に適用することにより、過去の研究では得られなかったホットジュピターの熱構造と化学的性質の強力な傾向を抽出します。最近のJWSTの打ち上げと、今後のミッションであるTwinkleとArielにより、ここで紹介するような太陽系外惑星の大気の人口ベースの研究は、私たちの銀河における惑星の特性、形成、進化を理解するための重要なアプローチになります。
HD111520周辺の高度に非対称な塵円盤の多波長研究
| Title |
A_Multi-Wavelength_Study_of_the_Highly_Asymmetrical_Debris_Disk_Around_HD_111520 |
| Authors |
Katie_A._Crotts,_Zachary_H._Draper,_Brenda_C._Matthews,_Gaspard_Duch\^ene,_Thomas_M._Esposito,_David_Wilner,_Johan_Mazoyer,_Deborah_Padgett,_Paul_Kalas,_Karl_Stapelfeldt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.11759 |
ジェミニプラネットイメージャー（GPI）のスペクトルモードと偏光モードの両方を使用して、$J$、$H$、および$K1$の近赤外線（NIR）バンドでほぼエッジオンの塵円盤システムHD111520を観測しました。これらの新しい観察により、ディスクの形態とその高度に非対称な性質をよりよく理解するために、経験的な分析を実行しました。ディスクは、より短い波長で最も顕著である、大きな輝度と放射状の非対称性を備えていることがわかります。また、ピーク偏光強度の半径方向の位置が星の両側で11AU異なることもわかりました。これは、ディスクが偏心している可能性があることを示唆していますが、そのような偏心は、観測された大きな明るさと放射状の非対称性を完全には説明していません。HSTによるディスクハローの観測は、北西に分岐機能を備えた、より大きな間隔でディスクが歪んでいることも示しており、このシステムに非対称のディスク構造を作成している惑星が存在する可能性があることをさらに示唆しています。ディスクの色を測定すると、明るい部分が暗い部分に比べて青いことがわかります。これは、両側のダスト粒子の特性が異なることを示しています。この発見は、大きな明るさの非対称性とともに、ディスクの北側の延長にある2つの大きな物体の間に巨大な衝撃が発生したという仮説と一致していますが、NIR観測だけに基づいてこれを確認することは不可能です。このシナリオを確認するには、ダスト質量分布の非対称性を解決するためのALMAによるフォローアップイメージングが不可欠です。
近い将来、専用の望遠鏡が反射光で地球のような太陽系外惑星を観測し、それらの特性評価を可能にします。距離が非常に長いため、すべての太陽系外惑星は1ピクセルになりますが、そのスペクトルフラックスの時間的変動により、惑星の表面と大気に関する情報が保持されます。シミュレートされた単一ピクセルのフラックスと偏光の観測から惑星の回転軸、表面、雲のマップを取得するための畳み込みニューラルネットワークをテストします。惑星は、実際の反射が双方向であるのに対し、検索でランバート反射を反射し、検索に偏光を含むという仮定を調査します。さまざまな光子ノイズレベルで、植生、砂漠、海、水雲、および400〜800nmの6つのスペクトルバンドでのレイリー散乱による偏光と双方向反射を含む放射伝達アルゴリズムを使用して、惑星の軌道に沿った観測をシミュレートします。モデル惑星をカバーするファセットの表面タイプと雲のパターンは、確率分布に基づいています。私たちのネットワークは、テスト惑星の地図を取得する前に、何百万もの惑星のシミュレートされた観測で訓練されています。ニューラルネットワークは、軌道傾斜角に応じて、0.0097という小さな平均二乗誤差（MSE）で回転軸を制約できます。双方向に反射する惑星では、ノイズがない状態で、海の92％、植生、砂漠、雲のファセットの85％が正しく取得されます。現実的なノイズでも、専用の望遠鏡で主要な地図の特徴を取得できるはずです。対面軌道を除いて、ランバート反射惑星で訓練されたネットワークは、双方向反射惑星、特に惑星の極の周りの明るさのアーティファクトの観測を与えられたときに重大な検索エラーをもたらします。偏光を含めると、回転軸の取得と、海と雲のファセットの取得の精度が向上します。
水星への外因性の水の供給
| Title |
Exogenous_delivery_of_water_to_Mercury |
| Authors |
Kateryna_Frantseva,_David_Nesvorn{\'y},_Michael_Mueller,_Floris_F.S._van_der_Tak,_Inge_Loes_ten_Kate,_Petr_Pokorn{\'y} |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.11825 |
レーダーと宇宙船の観測は、水星の北極の周りの恒久的に影になっている領域が水氷と複雑な有機物を含んでいることを示しています。この物質の考えられる原因の1つは、惑星間塵粒子（IDP）、小惑星、および彗星による影響です。小惑星と彗星の動的進化の数値シミュレーションを数マイアで実行し、水星との影響をチェックしました。N体積分器RMVS/Swifterを使用して、現在の位置から太陽と8つの惑星を伝播します。彗星と小惑星を、現在の軌道分布に基づいて、質量のないテスト粒子としてシミュレーションに追加します。小惑星インパクターには、分類学的タイプの測定された分布に基づいて、水が豊富な（Cクラス）確率が割り当てられます。彗星の場合、水の割合は一定であると仮定します。IDPの場合、動的流星物質モデルを使用して、水銀のダストフラックスを計算します。小惑星と彗星の影響に関する以前の研究（Mosesetal。1999）と比較して、私たちは小惑星の調査で20年の進歩を活用しています。水星の表面を横切って極地のコールドトラップに移動する水の効率と同様に、衝撃後のインパクター材料の宇宙空間への即時放出が考慮されます。小惑星は$\sim1\times10^{3}$kg/yrの水をマーキュリーに送り、彗星は$\sim1\times10^{3}$kg/yrを送り、IDPは$\sim16\を送ります。数倍以内に10^{3}$kg/年を掛けます。$\sim1$Gyrのタイムスケールでは、これはレーダーとメッセンジャーの観測に必要な最小限の水を供給するのに十分です。マーキュリーの他の水源は私たちの分析によって除外されていませんが、現在利用可能な観測の下限を説明する必要がないことを示しています。
観測とシミュレーションにおける静止銀河の3D固有の形状
| Title |
3D_intrinsic_shapes_of_quiescent_galaxies_in_observations_and_simulations |
| Authors |
Junkai_Zhang,_Stijn_Wuyts,_Callum_Witten,_Charlotte_R._Avery,_Lei_Hao,_Raman_Sharma,_Juntai_Shen,_Jun_Toshikawa,_Carolin_Villforth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.10867 |
宇宙史の後半の静止銀河の固有の3D形状を、それらの軸比分布に基づいて研究します。この目的のために、HSC-SSPからの高品質の$i$バンドイメージングと組み合わせた、深部広域調査KiDS+VIKINGからの多波長$u$から$K_s$測光を利用して、前例のないサイズのサンプルを構築します。。形状の質量、赤方偏移、測光バルジの隆起および環境への依存性が考慮されます。比較のために、IllustrisTNGシミュレーションで急冷された銀河の固有の形状が分析され、それらの形成履歴と対比されます。$0<z<0.9$の全範囲で、シミュレーションと観測の両方で、回転楕円体の3D形状が$M_*>10^{11}\M_{\odot}$でより豊富になり、最も効果が大きいことがわかります。より低い赤方偏移で発音されます。TNGでは、最も巨大な銀河は、生息域外の恒星の質量分率が最も高く、3D形状変換の原因となるメカニズムとして合併による激しい緩和を示しています。観測された形状とシミュレーションされた形状の間の大きな違いは、低から中程度の質量で見られます。どの質量でも、TNGで最も回転楕円体の静止銀河は、最も高いバルジ質量分率を特徴とし、逆に、最も高いバルジ対総比を持つ静止銀河は、本質的に最も丸いことがわかります。最後に、銀河の形状に対する環境の影響を、少なくとも最大質量で検出します。これにより、固定質量および赤方偏移の静止銀河は、密度の高い環境では丸くなる傾向があります。
3D形状は、カリフォルニアとオリオンAの星形成の謎を説明しています
位置天文学が改善された新しいガイアデータリリース（EDR3）は、私たちの天の川を詳細に研究する新しい時代を切り開きました。GaiaEDR3位置天文学を2MASSおよびWISE測光と一緒に使用して、太陽の近くで最も巨大な2つの分子雲であるOrionAとCaliforniaを研究します。形、大きさ、絶滅の点で空の平面に顕著な類似性があるにもかかわらず、カリフォルニアは星形成効率が桁違いに低くなっています。最先端のダストマッピング技術を使用して、距離と絶滅の不確実性の両方、および隣接するポイント間の完全な3D空間相関を考慮して、2つの雲の詳細な3次元（3D）構造を導き出します。空の平面に見かけのフィラメント状の構造があるにもかかわらず、カリフォルニアは410から530$pc$まで伸びる120pcの長さの平らなシートであることがわかりました。OrionAとCaliforniaは3D形状が大幅に異なるだけでなく、OrionAはCaliforniaよりも3Dでかなり高密度の下部構造を持っていることを示しています。この結果は、2つの雲が異なる星形成活動をしているという説得力のある理由を示しています。また、カリフォルニアの視角が、ケニカットとシュミットの関係における雲の位置を大幅に変える可能性があることも示しています。これは、星形成の関係を解釈する上での3D情報の重要性を強調し、分子雲の星形成活動を決定するために柱密度のしきい値のみに依存する研究に挑戦します。最後に、2つの雲のさまざまな部分に向かう複数の視線までの正確な距離推定値を提供します。
球状星団ホワイティング周辺の潮汐外の特徴の検索1
| Title |
Searching_Extra-tidal_Features_around_the_Globular_Cluster_Whiting_1 |
| Authors |
Jundan_Nie,_Hao_Tian,_Jing_Li,_Chao_Liu,_Martin_C._Smith,_Baitian_Tang,_Julio_A._Carballo-Bello,_Jun_Ma,_Haijun_Tian,_Jiaxin_Wang,_Zhenyu_Wu,_Xiyan_Peng,_Jiali_Wang,_Tianmeng_Zhang,_Xu_Zhou,_Zhimin_Zhou,_Hu_Zou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.11064 |
ホワイティング1は、天の川銀河のハローにあるかすかな若い球状星団であり、いて座矮小銀河（SgrdSph）に由来することが示唆されました。このホワイトペーパーでは、DESILegacyImagingSurveysを使用して、Whiting1とSgrdSphの間の暫定的な空間接続を調査します。Whiting1の基本的なパラメーターを再決定し、最適な等時線（年齢$\tau$=6.5Gyr、金属度Z=0.005および$\rmd_{\odot}$=26.9kpc）を使用して、潮汐外の機能の検索。整合フィルター密度マップへのスムーズな手法がない場合、クラスターのいずれかの側に前後のテールが存在する可能性のある丸い形状の特徴を検出します。この生の画像は、古い発見と比べてまったく新しいものではありませんが、r<=22.5等の深さでこれ以上大規模な特徴を検出できないことを確認しています。私たちの結果では、特徴全体がホワイティング1の軌道に沿って0.1〜0.2度伸びており、クラスターコアよりもはるかに広い領域を提供しています。クラスターの両側の尾は、SgrdSphの軌道方向とクラスター自体に沿って整列します。これは、これらの破片がおそらく天の川によってホワイティング1の残骸を剥ぎ取られていることを意味します。
散開星団COIN周辺の拡張構造の発見-GaiaEDR3に基づくGaia13
| Title |
Discovery_of_extended_structure_around_open_cluster_COIN-Gaia_13_based_on_Gaia_EDR3 |
| Authors |
Leya_Bai,_Jing_Zhong,_Li_Chen,_Jing_Li,_Jinliang_Hou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.11160 |
COIN-Gaia13は、GaiaDR2データによって明らかにされた新しく発見された散開星団です。近くの散開星団で、距離は約513個です。GaiaEDR3の5次元位置天文データをより正確に組み合わせて、メンバーシップ割り当てアルゴリズム（pyUPMASK）を使用して、大規模な拡張空間領域でのCOIN-Gaia13のメンバーシップを決定します。クラスターは478人の候補メンバーを見つけました。信頼できるクラスターメンバーを取得した後、その基本的なプロパティと空間分布をさらに調査します。私たちの結果は、X-Y平面にクラスターの明らかな拡張構造があることを示しています。この細長い構造はスパイラルアームに沿って分布しており、全長は約270個です。クラスターの年齢は250Myr、総質量は約439M$_\odot$、クラスターの潮汐半径は約11pcです。メンバーの星の半分以上（352個の星）が潮汐半径の2倍の外側に位置しているため、このクラスターは動的溶解プロセスを経ていると考えられます。さらに、空間分布と運動学的分析は、COIN-Gaia13の拡張構造が、銀河の回転差によって引き起こされる可能性が高いことを示しています。
銀河ステラ、コールドガスとホットガス、および暗黒物質成分のスピンと形状の整列に対する合併の影響
| Title |
Merger_Effects_on_the_Spin_and_Shape_Alignments_of_Galaxy_Stellar,_Cold_and_Hot_Gas,_and_Dark_Matter_Components |
| Authors |
Jounghun_Lee_(Seoul_National_Univ.),_Jun-Sung_Moon_(Yonsei_Univ.) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.11268 |
銀河が最近の合併イベントを経験していない静止進化期間中に、銀河の恒星スピンと局所潮汐テンソルの主主軸との特異な整列が生成されるというシナリオを支持する数値的証拠を提示します。IllustrisTNGプロジェクトのTNG300-1シミュレーションからの合併ツリーを分析すると、銀河の最新の合併エポック$a（z_{m}）$が見つかり、4つの$a（z_{m}）$が選択されて作成されます。同一の質量と密度の分布を共有するように制御されたサンプル。各サンプルについて、銀河の恒星、冷たいガスと熱いガス、暗黒物質の成分のスピンと形状のベクトルを別々に決定し、局所的な潮汐場の主な方向とのそれらの整列の平均強度とそれらの相互整列を計算します傾向。最新の合併イベントが初期のエポックで発生する銀河の恒星（コールドガス）スピン軸は、潮汐場の主軸とより強く整列している（弱く反整列している）ことがわかります。また、銀河のDMスピンの質量依存遷移は、合併イベントとはほとんど関係がありませんが、銀河の4つの成分の形態、スピン形状、および形状せん断整列強度は、$a（z_{m}）$。長い静止進化を遂げる銀河の恒星成分は、はっきりと扁平な形状と非常に強いスピン形状の整列を持っていることに注意して、合併の兆候のない銀河の恒星形状をの代理として使用することによって、局所的な潮汐場を追跡できることを示唆します。彼らの恒星の回転。
シミュレートされた天の川銀河におけるディスク星の年齢、金属量、および存在量の関係
| Title |
The_relationship_between_age,_metallicity,_and_abundances_for_disk_stars_in_a_simulated_Milky_Way_galaxy |
| Authors |
Andreia_Carrillo,_Melissa_K._Ness,_Keith_Hawkins,_Robyn_Sanderson,_Kaile_Wang,_Andrew_Wetzel,_Matthew_A._Bellardini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.11358 |
天の川の低$\alpha$ディスクの観測は、固定された金属量[Fe/H]で、いくつかの元素の存在量[X/Fe]が年齢と相関し、年齢の周りに独特の傾斜と小さな散乱があることを示しています-[X/Fe]関係。この研究では、シミュレーションに目を向けて、FIRE-2宇宙論的ズームインシミュレーションで追跡された元素C、N、O、Mg、Si、S、およびCaの年齢-[X/Fe]関係を調査します。天の川のような銀河、m12iであり、どのような物理的条件が観測された年齢-[X/Fe]の傾向を引き起こすかを理解します。最初に、出生と現在の場所、[Fe/H]と[X/Fe]における単一年齢の個体群の分布を調査し、7Gyr未満の年齢の星の裏返しの放射状成長の証拠を見つけます。次に、m12iのディスク全体の年齢と[X/Fe]の関係を調べ、傾向の方向が、C、O、およびCaを除いて、観測値と一致し、固有の散乱が非常に小さいことを確認します。$\sigma_{int}$（0.01-0.04dex）。シミュレーションで測定されたこの$\sigma_{int}$も金属量に依存し、$\sigma_{int}$$\approx$0.025dexat[Fe/H]=-0.25dex対$\sigma_{int}$[Fe/H]=0dexで$\approx$0.015dexであり、共通の元素のGALAH調査でも同様の金属量依存性が見られます。さらに、$\sigma_{int}$は、星が古く、化学的に均質でない環境で形成される内側の銀河でより高いことがわかります。年齢と[X/Fe]の関係、およびそれらの周りの小さな散乱は、シミュレーションが、特定の出生場所と時間で同様の元素の存在量を共有する星から生じる、天の川で観察されたのと同様の化学濃縮分散をキャプチャすることを示します。
North EclipticPoleSCUBA-2調査から選択された850-$\mu$mの多波長特性
| Title |
Multi-wavelength_properties_of_850-$\mu$m_selected_sources_from_the_North_Ecliptic_Pole_SCUBA-2_survey |
| Authors |
H._Shim,_D._Lee,_Y._Kim,_D._Scott,_S._Serjeant,_Y._Ao,_L._Barrufet,_S._C._Chapman,_D._Clements,_C._J._Conselice,_T._Goto,_T._R._Greve,_H._S._Hwang,_M._Im,_W.-S._Jeong,_H._K._Kim,_M._Kim,_S._J._Kim,_A._K._H._Kong,_M._P._Koprowski,_M._A._Malkan,_M._Michalowski,_C._Pearson,_H._Seo,_T._Takagi,_Y._Toba,_G._J._White_and_J.-H._Woo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.11392 |
北極を中心とする2度$^2$のフィールド上で、850-$\mu$mの選択されたサブミリ波源の多波長対応物を提示します。850-$\mu$m画像の大きなビームサイズ（15秒角）を克服するために、深部光学から近赤外（NIR）フォトメトリックデータと秒角分解能の20cm画像を使用して、サブミリメータソースの対応物を識別します。。647のソースの中から、位置オフセットまたは光学からNIRへの色と組み合わせたオフセットから計算された偶然の関連の確率に基づいて、449のソース（数の69％）に対して514の信頼できる対応物を識別します。ラジオイメージングでは、複数の対応物を持つ850-$\mu$mソースの割合は7％です。スペクトルエネルギー分布フィッティングにより、測光赤方偏移、赤外線光度、恒星質量、星形成率（SFR）、および識別された対応物の全赤外線光度に対するAGNの寄与が調査されます。SMGは、平均$\langlez\rangle=2.5$、$\mathrm{log}_{10}（L_\mathrm{IR}/\mathrm{L}_\odot）=11.5-の赤外線高光度銀河です。13.5$、平均恒星質量は$\mathrm{log}_{10}（M_\mathrm{star}/\mathrm{M}_\odot）=10.90$、SFRは$\mathrm{log}_{10}（\mathrm{SFR/M_\odot\、yr^{-1}}）=2.34$。SMGは、星形成の主系列星の銀河の2倍の大きさのSFRを示し、SMGの約40％は、バースト性の星形成を伴うオブジェクトとして分類されます。$z\ge4$では、ほとんどのSMGの総光度に対するAGN光度の寄与は30％を超えています。SMGのFIRと無線の相関係数は、$z\simeq2$の主系列銀河の相関係数と一致しています。
ラジアルミキシングReduxによる化学進化：太陽の近隣を超えて拡張
| Title |
Chemical_Evolution_with_Radial_Mixing_Redux:_Extending_beyond_the_Solar_Neighborhood |
| Authors |
Boquan_Chen,_Michael_R._Hayden,_Sanjib_Sharma,_Joss_Bland-Hawthorn,_Chiaki_Kobayashi,_Amanda_I._Karakas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.11413 |
主要な元素合成チャネルの更新された収量を考慮に入れた天の川のマルチゾーン銀河化学進化モデルを提示します。それは、放射状の移動のような恒星の散乱プロセスとともに、ディスク内のガスの放射状の流れや新鮮なガスの落下のような物理的なプロセスを組み込んでいます。物理的に動機付けられたモデルを使用して初めて、さまざまな銀河の場所で観測された星の$（[{\rmFe/H}]、[\alpha/{\rmFe}]）$分布を定性的に再現します。年齢-$[\alpha/{\rmFe}]$と年齢-${\rm[Fe/H]}$の関係。このモデルは、分岐した高$[\alpha/{\rmFe}]$シーケンスを正常に再現し、厚い円盤の原点に光を当てます。銀河の観測された特性に対する物理的プロセスの影響を個別に分析します。ガスの放射状の流れが、${\rm[Fe/H]}$と$[\alpha/{\rmFe}]$の両方の放射状勾配を確立する上で重要な役割を果たすことを示します。$[\alpha/{\rmFe}]$の二分法は、主に時間の経過に伴う$[\alpha/{\rmFe}]$の急激な低下によるものであり、星形成の歴史の影響を受けています。時間とともに減少する\alphafe{}の割合を支配する少なくとも3つの独立した要因を特定します：SNeIaを形成する白色矮星の割合、Ia型超新星（SNeIa）の遅延時間分布に関連するタイムスケール、および星形成効率。${\rm[Fe/H]}$と$[\alpha/{\rmFe}]$は初期には急速に進化しますが、平衡値に近づくにつれて少なくとも最後の6Gyrの間は徐々に変化します。$[\alpha/{\rmFe}]$の最終的な平衡値は、SNeIaとコア崩壊超新星（CCSN）の比率によって決まります。
ATLASGAL-内側のギャラクシーで選択された巨大な塊。 X.492GHzでの原子状炭素の観測
| Title |
ATLASGAL-selected_massive_clumps_in_the_inner_Galaxy._X._Observations_of_atomic_carbon_at_492_GHz |
| Authors |
Min-Young_Lee,_Friedrich_Wyrowski,_Karl_Menten,_Maitraiyee_Tiwari,_Rolf_Guesten |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.11414 |
（要約）この論文では、他の多波長とともにATLASGALTop100ソースのAPEX[CI]492GHzシングルポインティング観測を分析することにより、高質量星形成領域における[CI]トレースガスの物理的状態を調査します。データ。私たちの98の光源は、[CI]492GHz放射で明確に検出され、観測された積分強度と線幅は、星形成の進化段階に向かって増加する傾向があります。Top100サンプルに関連付けられているこれらの「主要な」コンポーネントに加えて、41の発光と2つの吸収の特徴は、それぞれ28と2つの視線に向かう速度によって「二次」コンポーネントとして識別されます。二次コンポーネントは、主要コンポーネントよりも体系的に小さい統合強度と線幅を持っています。[CI]492GHzおよび13CO（2-1）は、0.2から5.3まで変化する13CO（2-1）対[CI]492GHzの積分強度比とよく相関していることがわかりました。さらに、870ミクロンベースのH2カラム密度を観測された[CI]492GHz積分強度で割ることにより、H2から[CI]への変換係数X（CI）を導き出し、X（CI）の範囲が2.3であることを確認しました。e20から1.3e22、中央値は1.7e21。13CO（2-1）との強い相関とは対照的に、[CI]492GHzは、870ミクロンのトレースされた分子ガスと散乱関係にあります。最後に、Top100サンプルのサブセットに対して[CI]492GHzおよび809GHzデータのLTEおよび非LTE分析を実行し、[CI]放出は暖かく（運動温度>60K）、光学的に薄い（運動温度>60K）から発生する可能性が高いと推測しました。不透明度<0.5）、および高圧（熱圧〜e5〜e8K/cm3）領域。
進化した長周期変光星からM31の進化まで
| Title |
From_evolved_Long-Period-Variable_stars_to_the_evolution_of_M31 |
| Authors |
Maryam_Torki,_Mahdieh_Navabi,_Atefeh_Javadi,_Elham_Saremi,_Jacco_Th._van_Loon_and_Sepideh_Ghaziasgar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.11530 |
宇宙の起源と進化を理解する方法の1つは、銀河がどのように形成され進化したかを知ることです。この点で、星形成の歴史（SFH）の研究は、銀河を正確に理解する上で重要な役割を果たしています。この論文では、長周期変光星（LPV）を使用して、アンドロメダ銀河（M31）のSFHを推定しました。これらのクールな星は、進化の最終段階でピーク光度に達します。それらの出生質量は、それらの光度に直接関係しています。したがって、恒星進化モデルを使用して、質量関数と星形成履歴を構築します。
CubeFitによる正則化された3D分光法：銀河中心円盤への方法と応用
| Title |
Regularized_3D_spectroscopy_with_CubeFit:_method_and_application_to_the_Galactic_Center_Circumnuclear_disk |
| Authors |
Thibaut_Paumard,_Anna_Ciurlo,_Mark_R._Morris,_Tuan_Do_and_Andrea_M._Ghez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.11539 |
銀河中心のブラックホールと核星団は、ガスと塵の塊状の輪（核周囲円盤、CND）に囲まれており、それらの周りを約1.5pcのスタンドオフ距離で回転します。CNDの個々の塊の質量と密度については論争があります。H$_2$を使用して、凝集塊のサイズ分布を特徴付け、CNDのイオン化された内層とさらに外側にある分子リザーバー（CNDの内側の縁に対応し、照らされている）の間の界面の形態とダイナミクスを調査しようとしています。中央の星団による紫外線で）。ケック天文台のOSIRIS分光画像装置を使用して、近赤外波長でCNDに約20"x20"の2つのフィールドを観測しました。CNDの接近ノードと後退ノードにあるこれらの2つのフィールドは、このインターフェイスを最もよく表示します。私たちのデータは、2つのH$_2$行とBr$\gamma$行（Hiiをトレース）をカバーしています。正則化を使用して信号対雑音比の低い領域の空間分解能を大幅に維持し、積分場分光データから連続的な物理パラメータ（速度場や速度分散など）のマップを抽出する独自の方法であるツールCubeFitを開発しました。。この独自の方法により、CNDの星間物質のコンパクトで明るい特徴を分離することができます。南西部のフィールドのいくつかの塊はフィラメントの外観を想定しており、その多くは互いに平行です。これらの塊は自己重力ではあり得ないと結論します。
NIHAO XXVII：緑の谷を渡る
| Title |
NIHAO_XXVII:_Crossing_the_green_valley |
| Authors |
Marvin_Blank,_Andrea_V._Macci\`o,_Xi_Kang,_Keri_L._Dixon,_Nadine_H._Soliman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.11579 |
質量の大きい銀河が青くて星を形成する状態から赤くて死んでいる状態に移行することは、銀河の進化における重要なステップですが、完全には理解されていません。この作業では、NIHAO銀河シミュレーションスイートを使用して、緑の谷を通過する遷移時間と他の銀河の特性との関係を調査します。私たちの銀河の典型的な緑の谷の横断時間は約400Myrであり、観測による推定よりも幾分短いです。緑の谷の交差は、AGNフィードバックの開始とそれに続く星形成のシャットダウンによって引き起こされます。興味深いことに、緑の谷で過ごした時間は、星の年齢や金属量などの他の銀河の特性や、星形成の抑制が行われる時間とは関係ありません。交差時間は、現在の星の種族の老化と緑の谷の残りの星形成という2つの主な貢献によって設定されます。これらの影響は同程度ですが、大規模な合併と小規模な合併による影響はごくわずかです。最も興味深いことに、銀河が緑の谷を移動するのに費やす時間は、星形成の消光の$e$フォールディング時間の2倍であることがわかります。この結果は、銀河の特性とシミュレーションでのAGNフィードバックの正確な数値実装に対して安定しています。観測から推測される約1Gyrの典型的な交差時間を仮定すると、我々の結果は、星形成をクエンチすることを目的としたメカニズムまたはプロセスは、500Myrの典型的なタイムスケールでそれを行わなければならないことを意味します。
銀河の外側にあるIRAS22147+5948に向かう2つの視線星形成領域にある若い恒星状天体の人口調査
| Title |
A_census_of_young_stellar_objects_in_two_line-of-sight_star_forming_regions_toward_IRAS_22147+5948_in_the_outer_Galaxy |
| Authors |
Agata_Karska,_Maciej_Koprowski,_Aleksandra_Solarz,_Ryszard_Szczerba,_Marta_Sewi{\l}o,_Natasza_Si\'odmiak,_Davide_Elia,_Marcin_Gawro\'nski,_Konrad_Grzesiak,_Bosco_H._K._Yung,_William_J._Fischer,_Lars_E._Kristensen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.11687 |
（要約）銀河の外側、つまり太陽円の外側での星形成は、負の金属量勾配に関連する分子雲のCO輝度が低いこともあり、軽く研究されています。最近の赤外線調査は、銀河の大部分でのダスト放出の概要を提供していますが、遠赤外線波長での雲の混乱と不十分な空間分解能に悩まされています。私たちは、銀河の外側の星形成領域にある若い恒星状天体（YSO）を識別して分類する方法論を開発し、それを使用してIRAS22147+5948の距離と進化の状態に関する長年の混乱を解決することを目指しています。サポートベクターマシン学習アルゴリズムを使用して、「アウターギャラクシーのスピッツァーマッピング」調査から公開されているデータを使用してIRAS22147地域のYSOを検索する際に、標準の色-色および色-マグニチュード図を補完します。凝集型階層的クラスタリングアルゴリズムは、Robitailleetal。とともにクラスターを識別するために使用されます。（2017）個々のYSOの物理的特性を計算するためのコード。カラーカラー図を使用して13のクラスIと13のクラスIIYSO候補を識別し、機械学習技術を使用してそれぞれ追加の2と21のソースを識別します。23のソースのスペクトルエネルギー分布は、クラスIIオブジェクトに対応する星とパッシブディスクでモデル化されています。3つのソースのモデルには、クラスIオブジェクトに典型的なエンベロープが含まれています。オブジェクトは、〜2.2kpcの距離にある2つのクラスターと、〜5.6kpcの5つのクラスターにグループ化されます。CO、電波連続体、およびダスト放出の空間的広がりは、同様の視線に沿った2つの異なる星形成領域におけるYSOの起源を確認します。外側の銀河は、補完的な方法と補助的なデータを使用して雲の混乱と距離の不確実性を適切に説明することを条件として、環境全体での星形成のユニークな実験室として機能する可能性があります。
球面座標でのガウス過程回帰による銀河3D大規模ダスト分布
| Title |
The_Galactic_3D_large-scale_dust_distribution_via_Gaussian_process_regression_on_spherical_coordinates |
| Authors |
R._H._Leike,_G._Edenhofer,_J._Knollm\"uller,_C._Alig,_P._Frank,_T._A._En{\ss}lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.11715 |
銀河系の3Dダスト分布を知ることは、星間物質の多くのプロセスを理解し、ダストの吸収と放出に関する多くの天文観測を修正するために関連しています。ここでは、ダストの空間相関を利用してダストマップに情報を提供しながら、以前の再構成に比べて意味のある解像度要素の数を桁違いに増やして、銀河ダスト分布の3D再構成を目指します。反復グリッド細分化を使用して、球面座標で対数正規プロセスを定義します。この対数正規プロセスは、銀河の塵の初期の再構築で推測された固定の相関構造を前提としています。私たちの地図は、PANSTARRS、2MASS、GaiaDR2、ALLWISEのデータを組み合わせた1億1,100万のデータポイントを通じて通知されます。対数正規プロセスは、以前のマップより400倍多い1,220億自由度に離散化されます。自然勾配降下法とフィッシャーラプラス近似を使用して、最も可能性の高い事後マップと不確実性の推定値を導き出します。ダストの再構築は、銀河の体積の4分の1をカバーし、最大座標距離は$16\、\text{kpc}$であり、意味のある情報は$4\、$kpcの距離まで見つけることができ、さらに改善されています。以前のマップは、最大距離が5倍、ボリュームが$900$、角度グリッド解像度が約18倍です。残念ながら、再構成を計算可能にするために選択された最大事後アプローチは、アーティファクトを導入し、不確実性推定の精度を低下させます。提示された3Dダストマップの明らかな制限にもかかわらず、再構築された構造のかなりの部分は、独立したメーザー観測によって確認されています。したがって、マップは信頼性の高い3D銀河地図作成に向けた一歩であり、注意して使用すれば、すでに多くのタスクに使用できます。
350Mpcでの長時間のガンマ線バーストに続くキロノバ
| Title |
A_Kilonova_Following_a_Long-Duration_Gamma-Ray_Burst_at_350_Mpc |
| Authors |
J._C._Rastinejad_(CIERA/Northwestern),_B._P._Gompertz,_A._J._Levan,_W._Fong,_M._Nicholl,_G._P._Lamb,_D._B._Malesani,_A._E._Nugent,_S._R._Oates,_N._R._Tanvir,_A._de_Ugarte_Postigo,_C._D._Kilpatrick,_C._J._Moore,_B._D._Metzger,_M._E._Ravasio,_A._Rossi,_G._Schroeder,_J._Jencson,_D._J._Sand,_N._Smith,_J._F._Ag\"u\'i_Fern\'andez,_E._Berger,_P._K._Blanchard,_R._Chornock,_B._E._Cobb,_M._De_Pasquale,_J._P._U._Fynbo,_L._Izzo,_D._A._Kann,_T._Laskar,_E._Marini,_K._Paterson,_A._Rouco_Escorial,_H._M._Sears,_and_C._C._Th\"one |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.10864 |
ここでは、近くの（350Mpc）分持続時間GRB211211Aに関連するキロノバの発見を報告します。バースト後17。7日で$M_I>-13$magまでの付随する超新星の存在を除外する深い光学的限界と並行して、キロノバの識別は、このバーストの前駆体がコンパクトオブジェクトの合併であったことを確認します。GRB211211Aのガンマ線光度曲線のスペクトル的に柔らかいテールは、以前の拡張放出ショートGRB（EE-SGRB）を彷彿とさせますが、その迅速で明るいスパイクは$\gtrsim12$s続き、過去のEE-SGRBから分離します。GRB211211Aのキロノバは、重力波（GW）で検出された連星（BNS）の合併GW170817に関連して見つかったAT2017gfoと同様の明るさ、持続時間、色を持っています。合併により、rプロセスが豊富な材料の$\approx0.04M_{\odot}$が放出され、標準的な$1.4M_{\odot}$に近い質量を持つ2つの中性子星（NS）の合併と一致していることがわかります。。この発見は、長くて複雑な光度曲線を持つGRBがコンパクトなオブジェクトのマージイベントから生成される可能性があり、持続時間が$\gg2$sのGRBに続くキロノバの集団がNSマージのrプロセス寄与の計算で考慮されるべきであることを意味します。レート。350Mpcでは、設計感度のGW干渉計の現在のネットワークは、イベントの時点で動作していた場合、GRB211211Aを沈殿させる合併を検出していました。したがって、長いGRBと一致するGW信号のさらなる検索は、将来のマルチメッセンジャー天文学の有望なルートです。
Aql X-1のジェット/降着結合の評価：降着流スペクトル成分の寄与の調査
| Title |
Evaluating_the_jet/accretion_coupling_of_Aql_X-1:_probing_the_contribution_of_accretion_flow_spectral_components |
| Authors |
S._Fijma,_J._van_den_Eijnden,_N._Degenaar,_T._D._Russell,_J._C._A._Miller-Jones |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.10910 |
電波とX線の明るさの結合は、低質量X線連星（LMXB）の降着流入とジェット流出の関係を研究するための重要な診断ツールです。NS-LMXBとBH-LMXBを比較すると、個々のNS-LMXBの無線/X線相関が散乱しているのに対し、個々のBH-LMXBの場合は一般により一貫した相関が見られます。さらに、両方のタイプのLMXBのジェットクエンチングを観察しますが、これを正確に引き起こす原因は不明であり、NS-LMXBのジェットがBH-LMXBのジェットと同じくらい強くクエンチングするかどうかは不明です。中性子星の表面が存在するため、NS-LMXBには追加の軟X線スペクトル成分が存在する可能性がありますが、無線/X線結合を研究する場合、個々のX線スペクトル成分を解きほぐすことはこれまで考慮されていません。ここでは、2009年11月のAqlX-1の爆発の準同時アーカイブ無線観測と一致するSwift/XRT観測の11のエポックを提示します。追加の熱放射の存在が電波/X線の輝度の結合に影響を与えるかどうかを研究する目的で、Swift/XRTスペクトルの熱およびコンプトン化スペクトル成分を分解します。無線/X線結合で散乱を引き起こす可能性のあるSwift/XRTスペクトルに有意な熱的寄与の証拠がないことがわかります。ただし、注目すべき発見は、統計的に有意な熱成分が最も強いX線観測が、明るい電波検出と同じ時期に発生することです。NS-LMXBの電波/X線結合をより詳細に調査するには、より感度の高いX線観測と高密度にサンプリングされたほぼ同時の電波観測を組み合わせた追跡調査が必要です。
磁気磁気圏における高速電波バースト波の透明性
少なくともいくつかの高速電波バースト（FRB）はマグネターによって生成されると広く信じられています。観測証拠の増加はFRB放出の磁気圏起源を示していますが、FRB生成の場所の問題は引き続き議論されています。明るいFRBの磁気圏起源に対して最近示唆された議論の1つは、FRBに関連する電波は、磁気圏から逃げる前にエネルギーの大部分を失う可能性があるというものです。強い磁場の存在は、トンプソンの断面よりもはるかに大きいです。この研究でこの提案を調査したところ、マグネターの磁気圏の開放力線領域を通過するFRB放射は、以前は無視されていた2つの要因により、大きな損失を受けないことがわかりました。まず、損失が潜在的に最も深刻な外部磁気圏（$r\gta10^9\$cm）のプラズマは、高いローレンツ因子$\gamma_p\geq10^3$で外側に流れる可能性があります。第二に、外側の磁気圏における波動ベクトルと磁場ベクトルの間の角度$\theta_B$は、開いた磁力線を傾けてそれらがパルスの伝播方向に合わせます。これらの両方の効果により、FRBパルスとプラズマ間の相互作用が大幅に減少します。等方性の光度を持つ明るいFRB$L_{\rmfrb}\gta10^{42}\{\rmerg\s^{-1}}$は、$の大部分を無傷で磁気圏から脱出できることがわかります。\gamma_p-\theta_B$パラメータ空間、したがって、マグネター磁気圏でのFRBの生成はこのテストに合格すると結論付けます。
強く磁化された非回転超新星の3Dシミュレーション：爆発のダイナミクスと残留特性
| Title |
3D_Simulations_of_Strongly_Magnetised_Non-Rotating_Supernovae:_Explosion_Dynamics_and_Remnant_Properties |
| Authors |
Vishnu_Varma,_Bernhard_Mueller,_Fabian_R._N._Schneider |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.11009 |
初期中心磁場強度を持つねじれたトーラス磁場を仮定した強磁場と弱磁場の場合の16.9Msun星の崩壊と爆発をシミュレートすることにより、非回転前駆体のコア崩壊超新星における強い初期磁場の影響を調査します。強磁場モデルは、磁場形成の化石場シナリオを考慮して設定されており、合併によって形成された大質量星で発生する可能性のある崩壊前の磁場構成をエミュレートします。このモデルは、バウンスの100秒後にすでに衝撃が復活し、310ミリ秒で9.3x10^50ergの爆発エネルギーに達します。これとは対照的に、弱磁場モデルでは、爆発がより遅延し、エネルギーが少なくなります。強い磁場は、ニュートリノによる爆発を早期に引き起こすのに役立ち、その結果、爆発エネルギーが急速に上昇して飽和します。動的に、強い初期磁場は、ゲイン領域での磁場の急速な蓄積を動的等分配の40％に導き、非対称の衝撃膨張を助長することが知られているかなりの衝撃前のラム圧力摂動も作成します。強磁場モデルの場合、約350km/sの外挿された中性子星キック、約70msの自転周期、およびスピンキックアライメントがないことがわかります。原始中性子星の双極子場の強さは、シミュレーションの終わりまでに2x10^14Gであり、減少傾向にあります。驚くべきことに、弱磁場モデルの表面双極子磁場はより強く、これは崩壊前の磁場と中性子星の誕生磁場との間の直接的な関係に反論しています。
ストレンジクォーク物質の相互作用で構成される星とのコンパクト星合併イベント
| Title |
Compact_star_merger_events_with_stars_composed_of_interacting_strange_quark_matter |
| Authors |
Anil_Kumar,_Vivek_Baruah_Thapa,_Monika_Sinha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.11034 |
安定したストレンジクォーク物質の相互作用モデルを考慮して、ダブルコンパクト星合併イベントに参加している星の性質を調べます。コンパクト星の質量半径と重力波イベントの最近の天体物理学的観測と互換性を持たせるために、この問題をモデル化します。このコンテキストでは、自己相互作用がある場合とない場合の修正されたMITバッグモデルとベクトルバッグモデルを検討します。重力波イベントから推測される有効な潮汐変形能の上限に対応する$1.4〜M_\odot$奇妙な星の潮汐変形能の新しい上限を見つけます。$1.4〜M_\odot$の奇妙な星のコンパクトさの範囲は、${0.175}\leq{C_{1.4}}\leq{0.199}$として得られます。$1.5M_\odot$の主星の半径範囲は、厳しいGW170817の制約に従って、${10.57}\leq{R_{1.5}}\leq{12.04}$kmと推定されます。GW190425の制約により、半径$1.7$の太陽質量の奇妙な星の半径に上限があり、$13.41$$\text{km}$未満である必要があります。
PSRJ1603-7202の長期シンチレーション観測からの軌道力学と極端な散乱イベントの特性
| Title |
Orbital_dynamics_and_extreme_scattering_event_properties_from_long-term_scintillation_observations_of_PSR_J1603-7202 |
| Authors |
Kris_Walker,_Daniel_J._Reardon,_Eric_Thrane,_Rory_Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.11077 |
2004年から2016年の間に64mパークス電波望遠鏡（Murriyang）によって観測された連星パルサーPSRJ1603$-$7202のシンチレーションの長期変動をモデル化します。シンチレーションアーク曲率の時間変動は地球とパルサーの間のプラズマの異方性の薄いスクリーンからの散乱。シンチレーションモデルを使用して、軌道の上昇ノードの傾斜角と経度を測定し、パルサータイミングによる制約を大幅に改善します。傾斜角の測定から、パルサーの質量を$\gtrsim1.2と仮定して、J1603$-$7202のコンパニオンである$\gtrsim0.5\、\text{M}_\odot$の質量に下限を設定します。\、\text{M}_\odot$。シンチレーションアークは、視線に沿った電子柱密度が増加したときに最も顕著になり、アークは既知の極端な散乱イベント中に存在することがわかります。星間プラズマまでの距離とその速度を測定し、モデルのコンテキスト内で個々のシンチレーションアークに見られるいくつかの構造について説明します。
ガンマ線バーストに関連する超新星に対するマグネターエンジンの影響：二重ピークSN2006ajへの応用
| Title |
The_effects_of_a_magnetar_engine_on_the_gamma-ray_burst-associated_supernovae:_Application_to_double-peaked_SN_2006aj |
| Authors |
Zhen-Dong_Zhang,_Yun-Wei_Yu,_and_Liang-Duan_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.11092 |
ミリ秒のマグネターエンジンは、GRBの残光放出への実質的な影響を考慮して、ガンマ線バースト（GRB）現象に存在することが広く示唆されています。この論文では、長いGRBに関連する超新星（SN）放出に対するマグネターエンジンの影響を調査し、具体的には、モデルをSN2006aj/GRB060218の観測データと対峙させます。二重ピークの紫外線光学（UV-opt）光曲線。これらの光度曲線をフィッティングすることにより、最初のピークはマグネター風によって引き起こされる衝撃波のブレイクアウト放出によって十分に説明できるが、一次超新星放出もマグネターからのエネルギー注入によって部分的に動力を与えられることを示します。マグネターの磁場強度は$\sim10^{15}$Gに制限されており、これは長いGRBの残光放出から推測される一般的な結果とよく一致しています。より詳細には、いくつかの特別な条件が満たされる場合、超新星の遅い放出におけるUV過剰は、パルサー風星雲（PWN）の非熱放射の漏れによる可能性もあることがさらに示唆されます。モデルとSN2006ajの観測結果の一貫性は、マグネターエンジンがGRB現象に遍在する可能性が高く、超高輝度超新星の現象との関係をさらに強化することを示しています。
145ヶ月のFermi-LAT観測に基づくブレーザースペクトルからの銀河系外磁場強度への制約
| Title |
Constraints_on_the_extragalactic_magnetic_field_strength_from_blazar_spectra_based_on_145_months_of_Fermi-LAT_observations |
| Authors |
E._I._Podlesnyi,_T._A._Dzhatdoev,_V._I._Galkin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.11110 |
大規模構造のクラスターとフィラメントの外側の銀河系外磁場（EGMF）の特性はほとんど知られていません。EGMFは、遠方（赤方偏移$z>0.1$）のブレーザーの$\gamma$線観測で調べることができます。これらの線源からのTeV$\gamma$光線は、銀河系外の背景光子を強く吸収します。二次電子と陽電子は、EGMFパラメータに依存する観測可能なフラックスでカスケード$\gamma$光線を生成します。ブレーザー1ES1218+304、1ES1101-232、および1ES0347-121の145か月のFermi-LAT観測を使用し、同じソースの大気チェレンコフ望遠鏡観測をイメージングして、EGMF強度に制約を課しました。ELMAG3.01コードを使用して、銀河間電磁カスケードの一連の完全な直接モンテカルロシミュレーションを実行し、さまざまなEGMF強度の観測機器の点像分布関数内の観測可能なスペクトルを計算します。結合された観測スペクトルをEGMF強度$B$のさまざまな値のモデルと比較し、$B$のすべての値の除外統計的有意性を計算します。EGMF強度$B\le10^{-17}$Gの値は、固有のスペクトル形状の4つのオプションすべてについて統計的有意性$Z>4\sigma$の高レベルで除外されることがわかります（べき乗則-法則、指数関数的カットオフのべき乗則、対数放物線、指数関数的カットオフの対数放物線）。一方、$B=10^{-16}$Gは、EGMF強度の実行可能なオプションです。これらの結果は、安定したソースの場合に得られたものです。
2020年の巨大爆発の間にInsight-HXMTによって観測された1A0535+262の大きな光度範囲内の位相依存進化
| Title |
Phase_dependent_evolution_within_large_luminosity_range_of_1A_0535+262_observed_by_Insight-HXMT_during_2020_giant_outburst |
| Authors |
Ling-Da_Kong,_Shu_Zhang,_Long_Ji,_Victor_Doroshenko,_Andrea_Santangelo,_Mauro_Orlandini,_Filippo_Frontera,_Jian_Li,_Yu-Peng_Chen,_Peng-Ju_Wang,_Zhi_Chang,_Jin-Lu_Qu_and_Shuang-Nan_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.11222 |
2020年のタイプIIのソース爆発時のInsight-HXMTの観測に基づいて、降着パルサー1A〜0535+262の位相分解スペクトル分析を実行しました。バースト時間に沿って、さまざまなフェーズでのサイクロトロン共鳴散乱機能（CRSF）の2次元依存性に焦点を当てます。基本的なCRSFライン（f-CRSF）は、時間と位相に依存するさまざまな動作を示します。より高い光度では、f-CRSFエネルギーの位相プロファイルがシングルピークからダブルピークに変化し、遷移はMJD59185で発生します。逆に、$\sim$100での第1高調波CRSF（1-stCRSF）keVは、浅いf-CRSFラインを伴う狭い位相範囲（0.8$-$1.0）内でのみ検出されます。これらの結果に基づいて、ソースが超臨界領域に入ると、より高い降着カラムが、より高いエネルギー帯域の「反ペンシル」ビームを通る狭い位相での調和線を大幅に強化できると推測します。同時に、基本線の動作にも影響します。
磁気ジェットの簡単な分析モデル
| Title |
A_simple_analytical_model_of_magnetic_jets |
| Authors |
Andrzej_A._Zdziarski,_Lukasz_Stawarz,_Marek_Sikora_and_Krzysztof_Nalewajko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.11637 |
保存則と公開されたGRMHDジェットシミュレーションのいくつかの結果を利用して、磁気ジェットの単純な解析ジェットモデルを提案し、物理量の放射状に平均化されたプロファイルを検討します。質量連続の方程式と一定のジェットパワーを仮定して、回転するブラックホールの周りに形成されたジェットの磁気エネルギーフラックスからバルク加速度への変換を考慮に入れて、ベルヌーイ方程式を導きます。バルクローレンツ因子と半径の想定されるプロファイルの場合、これにより、ジェットに沿ったトロイダル磁場成分のプロファイルが得られます。次に、ポロイダルフィールド成分が降着円盤に囲まれた回転するブラックホールに接続されている場合を考えます。形式主義は、回転するブラックホールから抽出されたパワーの標準的な公式を回復します。共動フレームでは、長距離までポロイダル電界強度がトロイダル電界強度よりも支配的であることがわかります。これは、ジェットが電流駆動のキンクモードに対してより安定している必要があることを意味します。得られた磁場プロファイルは、ジェットシンクロトロン放射を計算するために使用できます。
プラズマレンズFRBの複数の画像
高速電波バースト（FRB）からの無線信号がプラズマ塊の平面を通過するときの複数の画像の形成を調査します。複数の画像の特性を分析するために、プラズマ凝集塊の指数モデルが採用されています。古典的な分散関係と比較することにより、プラズマ凝集塊のレンズ効果により、ある画像が他の画像に対して特定の逆特性を示していることがわかります。たとえば、高周波での遅延時間は低周波での遅延時間よりも長くなります。これらの逆効果は、いくつかの繰り返しFRBで観察できるはずであることを示しています。私たちの結果は、FRB121102およびFRB180916.J0158+65の観測と一致して、複数の画像にわたる推定DMの偏差を予測します。他のプラズマレンズが指数レンズと同様の効果を持っている場合、それらも複数の画像で同様の分散関係を生じさせるはずであることがわかります。一部の繰り返しFRBの場合、異なる周波数での複数の画像間の時間遅延とDMの違いの分析は、プラズマ分布を明らかにする方法として役立ちます。
高速電波バーストの移動ミラーモデル
かにパルサーからのコヒーレント放射の最近の観測（Bijetal2021）は、放出が超相対論的（$\gamma\sim10^4$）の冷たいプラズマ流によって駆動されることを示唆しています。相対論的に膨張するプラズマシェルは、移動する鏡のように周囲の磁場を圧縮できるため、周囲の媒体の波長よりも波長が$\gamma^2$短いコヒーレント放射を生成できます。このメカニズムは、過去にColgateandNoerdelinger（1971）によって、ラジオの大音量の超新星爆発の文脈で研究されてきました。この研究では、同様のメカニズムが高速電波バーストのコヒーレント放射を駆動することを提案します。ローレンツ因子が高いと、暗黙のエネルギーと磁場の要件が劇的に低下し、FRBを説明するために、低速回転のマグネターではなく、通常の（またはリサイクルされた）高速回転パルサーのスピンダウンエネルギーが可能になります。このモデルが、観測されたFRBの頻度と時間発展、およびそれらの持続時間、エネルギー、パンクロマティック対応物の欠如を説明できることを示します。また、サブパルスのピーク周波数は、観測時間とともに$\omega_{\rmobs}\proptot_{\rmobs}^{-1/2}$として低下すると予測します。残念ながら、現在の機能では、曲線の形状を制約することはできません$\omega_{\rmobs}\left（t_{\rmobs}\right）$。最後に、このモデルのバリエーションが、銀河マグネターから観測されたものなど、より弱い電波過渡現象を説明できることを発見しました。この変形では、衝撃波は低周波光子を生成し、それが次にコンプトン散乱されてGHz範囲になります。
| Title |
Black_hole_-_black_hole_total_merger_mass_and_the_origin_of_LIGO/Virgo_sources |
| Authors |
K.Belczynski,_Z.Doctor,_M.Zevin,_A.Olejak,_S.Banerjee,_D.Chattopadhyay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.11730 |
LIGO-Virgo-KAGRA（LVK）コラボレーションは、これまでに最大100のBH-BH合併を報告しています。LVKは、これらの合併のレート、質量、有効スピン、および赤方偏移の推定値を提供します。それでも、合併の形成経路は不確実なままです。形成サイトを検索する1つの方法は、検出されたBH-BH合併の特性を、BH-BH合併形成のさまざまなモデルと対比することです。ここでは、BH-BH合併の平均総質量の有用性と、BH-BH合併の形成サイトを特定するために、レッドシフトによる変化を評価します。平均固有のBH-BH総合併質量は、分析に採用したモデルで非常に異なる動作を示すことがわかります。ローカルユニバース（z=0）では、平均マージ質量は、CEバイナリ進化および散開星団チャネルのMtot=25Msunから、RLOFバイナリチャネルのMtot=30Msun、球状星団チャネルのMtot=45Msunに変化します。これらの違いは、より大きな赤方偏移でさらに顕著になります。ただし、LVKO3検出器の感度を考慮すると、これらの違いは減少します。LVKO3データとの比較は、BH-BHの質量と赤方偏移に大きな誤差があるにもかかわらず、採用したモデルのいずれもデータと一致しないことを示しています。私たちの結論は、多くの既知の不確実性の影響を受ける5つの特定のモデルの小さなセットから導き出されていることを強調します。また、BH-BHの合併は複数のチャネルの混合から発生する可能性があり、他のBH-BH形成チャネルが存在する可能性があることにも注意してください。私たちの研究は、重力波源の起源を確立する上での総BH-BH合併質量の有用性を調査するために設計されました。
X線偏光測定によるブレーザーの高エネルギー放出モデルのテスト
レプトン放出プロセスとハドロン放出プロセスの両方が、ブレーザージェット放出に寄与する可能性があります。ブレーザーの高エネルギー放出成分で支配的なものは、未解決の問題のままです。いくつかの中間シンクロトロンピークブレーザーは、X線バンドの低エネルギー放出成分から高エネルギー放出成分に移行し、両方の成分を同時にプローブする優れた実験室となり、新しく発売されたイメージングX線偏光測定エクスプローラーの優れたターゲットになります。CGRaBS〜J0211+1051、TXS〜0506+056、およびS5〜0716+714の3つのブレーザーのスペクトルエネルギー分布を特徴づけ、マルチゾーン偏光レプトンジェットモデルをフィッティングすることによってそれらのX線偏光挙動を予測します。フレア状態のS5〜0716+714とCGRaBS〜J0211+1051の300〜ksの観測で、電子シンクロトロンが支配的な偏光の有意な検出が可能であるのに対し、500〜ksの観測でさえシンクロトロンの自己コンプトンを測定する可能性は低いことがわかります。分極。重要なことに、プロトンシンクロトロンのような非レプトン放出プロセスは、フレア状態の間に、最も明るいISPであるS5〜0716+714でわずかに検出可能です。SSC偏光を自信を持って測定するには、改良された{\itIXPE}データ削減方法または{\iteXTP}のような次世代望遠鏡が必要です。
電離層効果の存在下での空平均21cm実験のベイズデータ分析
| Title |
Bayesian_Data_Analysis_for_Sky-averaged_21-cm_Experiments_in_the_Presence_of_Ionospheric_Effects |
| Authors |
Emma_Shen,_Dominic_Anstey,_Eloy_de_Lera_Acedo,_Anastasia_Fialkov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.10859 |
電離層は低周波電波に色の歪みをもたらし、21cmの宇宙論のハードルをもたらします。本論文では、グローバル21cmデータ解析パイプラインのシミュレートされたアンテナ温度データに対する時変クロマティックイオノスフェア効果を紹介し、注入されたグローバル信号の検出を試みます。乱流電離層条件が与えられた場合、電離層パラメーターの知識に5\％を超える誤差があると、証拠が比較的少なくなり、二乗平均平方根誤差（RMSE）が高くなり、誤検出またはヌル検出が示唆されることを示します。異なる時間のデータを含む場合に一定のアンテナビームを使用する場合、時間サンプルの数が増えるにつれて、検出の重要性は低くなります。また、異なる時間のデータを含む観測の場合、時変電離層条件に従ってビーム構成を再調整すると、検出の重要性が大幅に向上し、より高い証拠とより低いRMSEが得られるはずであり、電離層条件が理想的でない場合の検出の成功。
重力マイクロレンズ法のための改良されたGPUベースの光線射撃コード
| Title |
An_Improved_GPU-Based_Ray-Shooting_Code_For_Gravitational_Microlensing |
| Authors |
Wenwen_Zheng,_Xuechun_Chen,_Guoliang_Li,_Hou-zun_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.10871 |
マイクロレンズ倍率マップを生成するためのGPUに基づく改良された逆光線撮影コードを提示します。加速用のGPUの導入に加えて、次の2つの側面に取り組んでいます。（i）非常に扁長な長方形の画像平面の結果として不要なレンズの数を減らすために、標準の円形レンズ平面を長方形のレンズ平面に置き換えます。（ii）補間法は、高解像度マップに必要な多数のレンズと光線を処理するときに大幅な加速を達成した実装に適用されます。これらのアプリケーションにより、高精度を維持しながら実行時間を大幅に短縮しました。多数のレンズを処理する場合、速度は通常のGPUベースのIRSコードおよびGPU-Dコードと比較して約100倍向上しました。最大$10000^2$ピクセルの高解像度の状況に遭遇し、ほぼ$10^{11}$の光線が発生した場合、実行時間も2桁短縮できます。
サロススパイラル機械的アポカタスタシスに起因するアンティキティラメカニズムサロス細胞の番号の付け直し
| Title |
Renumbering_of_the_Antikythera_Mechanism_Saros_cells,_resulting_from_the_Saros_spiral_mechanical_apokatastasis |
| Authors |
Aristeidis_Voulgaris,_Christophoros_Mouratidis,_Andreas_Vossinakis_and_George_Bokovos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.11136 |
アンティキティラメカニズムサロススパイラルの設計形状を研究した後、バックプレート設計の新しい重要な幾何学的/機械的特性が検出されました。アンティキティラメカニズムの設計の対称性に関連する幾何学的特性は、メカニズムパーツの現在の不規則な変形とは無関係であり、サロススパイラルセルの位置測定のキャリブレーションポイントとして使用されました。Sarosセルの番号付けは、キャリブレーションポイントの位置を使用して再計算されました。現在受け入れられているSarosセルの番号にマイナス1の修正が適用されました。新しい番号付けに続いて、グラフィックデザイン環境での（変位した）Sarosポインター軸-gの新しい適切な位置が計算されました。測定値は、著者によって、バックプレートのブロンズ再構成でテストされました。この研究は、サロスがランダムまたは任意の日付で開始するのではなく、1か月以内に日食が発生した場合にのみ開始するという新しい重要な結果につながります。日食イベント/シーケンスの対称性に関して、追加の結果も計算されました。新しいサロスセルの番号付けは、サロススパイラルの最初の開始日の計算とアンティキティラメカニズムの日食イベントスキームに強く影響します。
超伝導転移端センサー熱量計の波形処理における良さの評価への深層学習の適用
| Title |
Application_of_deep_learning_to_the_evaluation_of_goodness_in_the_waveform_processing_of_transition-edge_sensor_calorimeters |
| Authors |
Y._Ichinohe,_S._Yamada,_R._Hayakawa,_S._Okada,_T._Hashimoto,_H._Tatsuno,_H._Suda,_T._Okumura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.11474 |
最適なフィルタリングは、最先端のエネルギー分解能を達成するための超伝導転移端センサー（TES）熱量計のデータ分析にとって重要な手法です。データセットから「不良」データを除外することは重要です。そうしないと、エネルギー分解能が低下することになりますが、それは簡単な作業ではありません。TESパルスの自動良さタグ付けのためのニューラルネットワークベースの手法を提案します。これは高速で自動であり、トレーニングに不良データを必要としません。
天文データの来歴
オープンサイエンスの文脈では、来歴は天文データとともに提供する決定的な情報になっています。来歴は、研究データを検索可能、アクセス可能、相互運用可能、および再利用可能にすることを目的としたFAIR原則で明示的に引用されています。2020年に公開されたIVOA来歴データモデルは、生データの取得から最終製品の普及まで、詳細な来歴情報を構造化および管理するための基盤を整えます。目標は、エンドユーザーがデータの品質、信頼性、信頼性を理解できるように、各天文データセットに十分にきめ細かく詳細な来歴情報を提供することです。これにより、再利用可能な原則が尊重されます。
かすかなターゲットに対するSPHERE補償光学性能
コンテキスト：ハイコントラストイメージングは、親星からの大きな軌道分離で惑星の仲間を検出して特徴づけるための強力な技術です。目的：VLT/SPHERE補償光学システムの限界の大きさと、かすかなターゲット（G$\ge$11.0等）に対応する機器の性能を研究することを目的としています。方法：2016年から2022年の間にIRDISで観測された合計111の異なる星について、非コロナグラフPSFの300[mas]およびFWHMでのコロナグラフHバンド生コントラストを計算しました。このために、さまざまな大気条件下で取得された多数の個別のフレームを処理しました。次に、得られた生のコントラストとPSF形状を、Gバンドの恒星の等級に比例する可視波面センサーの瞬間フラックスの関数として比較しました。セロパラナルの上位10\％および30\％の最高の乱気流条件について、この分析を繰り返しました。結果：最高の大気条件下でも、G$\sim$12.5等よりも暗い星のコロナグラフで達成可能なコントラストが大幅に低下することがわかりました。このレジームでは、AO補正はWFS検出器の読み出しノイズによって支配されます。特に、G$\sim$12.5とG$\sim$14.0等の星の間の生のコントラスト比がおよそ10分の1に減少することがわかりました。同様に、非コロナグラフPSFのFWHMがG$\sim$12.5等を超えて急激に増加し、それに対応してストレールレシオが$\sim$50\％から$\sim$20\％に減少することがわかります。かすかな星。これらの傾向は2つの乱流カテゴリで観察されますが、コントラスト比とPSFシャープネスの低下は、条件が悪いほど顕著になります。
極白斑の進化を数え、追跡するための2つの新しい方法
| Title |
Two_New_Methods_for_Counting_and_Tracking_the_Evolution_of_Polar_Faculae |
| Authors |
Beryl_Hovis-Afflerbach,_W._Dean_Pesnell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.10863 |
極白斑（PFe）は、太陽の極の近くの磁力線の足跡であり、顆粒のエッジに沿った明るい領域として見られます。PFeの数の時間変化は、極磁場の強さと相関し、その後の太陽周期の予測因子であることが示されています。これらの機能のサイズが小さく一時的な性質であり、さまざまな手法や観測要因と組み合わされているため、以前のPFeのカウントは大きさが異なります。さらに、白斑の統計的特性を測定するためのスケーラブルな手法はありませんでした。太陽力学観測所（SDO）に搭載された日震学および磁気イメージャー（HMI）からのデータを使用して、白斑を追跡し、それらの特性を測定するための2つの新しい方法を紹介します。最初に、白斑を縞として視覚化して、1日にわたるHMI画像の標準偏差を計算します。白斑の寿命は、角ストリークの長さを緯度に依存する回転速度で割ることによって求められます。この方法を11年間の134日間のデータに適用します。白斑の寿命の分布は、平均6.0時間、半値全幅が5.4時間で、寿命が長くなる傾向があり、1日まで続くものもあります。2番目の方法では、進行性標準偏差の画像をHMIマグネトグラムと重ね合わせて、白斑候補と磁場との密接な関係を示します。この結果から、太陽の回転による運動と白斑が太陽の表面を横切って移動することによる「固有運動」を区別することができ、PFeが極での対流運動に関与していることが確認されました。両方の方法を使用したPFeの数は、太陽周期と極磁場による変動の以前の数と一致しています。これらの方法を拡張して、PFeの他の特性の識別と測定を自動化することができます。これにより、SDOが2010年に運用を開始して以来、すべての白斑を毎日測定できるようになります。
3つのSUUMa型矮新星の一過性の振る舞い。 AR Pic、QW Ser、V521 Peg
| Title |
Transient_behavior_of_three_SU_UMa-type_dwarf_novae;_AR_Pic,_QW_Ser_and_V521_Peg |
| Authors |
H\'el\`ene_Szegedi,_Philip_A._Charles,_Pieter_J._Meintjes_and_Alida_Odendaal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.11056 |
いくつかのSUUMa型矮新星のスーパーサイクル長の変化は他の研究によって検出されており、物質移動速度が時間とともに著しく減少することを示しています。3つのSUUMa型矮新星（ARPic、QWSer、V521Peg）のスーパーサイクルの長さを調査し、スーパーサイクルに検出可能な変化があるかどうかを判断しました。これらの光源の光学分光および測光観測の結果を示します。私たちの観測は、2016年と2017年に、南アフリカの天文台のボイデン天文台とサザーランド天文台で行われました。静止した結果は、3つのソースすべてが典型的なSUUMaタイプの矮新星であることを示しました。また、バーストでのARPicとQWSerの結果、およびプリカーサーバーストとスーパーバースト中のV521Pegの結果を示します。光度曲線は、これらのソースの長期的な動作を調査するために、CatalinaReal-TimeTransientSurvey、ASAS-3およびASAS-SNアーカイブ、およびAAVSOInternationalデータベースによって補足されました。私たちの結果は、すべての短周期矮新星のカタログ化された特性と組み合わされて、SUUMaシステムのスーパーサイクル時間とそれらの公転周期との間に考えられる関係を示しています。これは、システムが「最小期間」。最短の公転周期では、SUUMaシステムはWZSgeシステムとほとんど区別がつきません。ただし、セカンダリの光球とL1の間のスケールの高さは、SUUMaサブクラスを区別する要因である可能性があることを提案します。
RSCVn型閃光星ARとかげ座の光学フレア探索
RSCVn型星ARラックでのフレアの高速分光光度法の結果を34秒の時間分解能とR$\sim$1300で提示します。観測は2021年7月21日から22日に2.0で行われました。mテルスコル天文台のカールツァイス望遠鏡。フレアの間に、CaIIH\＆K（$\lambda$=3933、3968\AA）、近くのSiIVライン（$\lambda$=4089、4116\AA）の近くの波長でARLacのスペクトルに追加の発光が現れました）。これらの線の変動は2から5\％の範囲です。スペクトログラムから、フィルター透過曲線を使用したスペクトルの数学的畳み込みにより、UBVの大きさを推定しました。0.8マグニチュードまでのUBVバンドのフレア振幅が発見されました。詳細な比色分析により、ARラックのフレアの重要なパラメータである最大光の温度とそのサイズを推定することができました。色-色$（U-B）$-$（B-V）$ダイアグラムは、最大光でのすべてのフレアが黒体として放射されることを確認します。最大光での温度は最大12000$\pm$300Kでした。比色分析に基づいて、最大光でのフレアの線形サイズを推定しました。最大光度でのフレアの線形サイズは、星の半径の約2\％です。
熱伝導の乱流抑制を伴う太陽フレア加熱
| Title |
Solar_Flare_Heating_with_Turbulent_Suppression_of_Thermal_Conduction |
| Authors |
Joel_C._Allred,_Graham_S._Kerr,_A._Gordon_Emslie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.11684 |
太陽フレアの間、プラズマは通常、非常に高温に加熱され、熱伝導を介して結果として生じるエネルギーの再分配は、フレア太陽大気全体にエネルギーを輸送する主要なメカニズムです。熱流束は通常、熱流束を運ぶ電子とバックグラウンドの電子との間の局所的なクーロン衝突に基づくスピッツァーの理論を使用してモデル化されます。ただし、多くの場合、フレア中に温度勾配が十分に急になるため、衝突の平均自由行程が温度勾配のスケールサイズを超えるため、熱伝導が本質的に非局所的になります。さらに、原子輝線の非熱幅で検出可能な乱流角度散乱も、衝突頻度を増加させ、熱流束を抑制するように作用する可能性があります。Emslie＆Bian（2018）による最近の研究は、非局所性と乱流抑制の両方を説明するためにスピッツァーの熱伝導理論を拡張しました。熱流束（カーネル関数を使用したスピッツァー流束の畳み込み）の理論式をRADYNフレアモデリングコードに実装し、パラメータスタディを実行して、熱伝導の結果として生じる変化がフレアダイナミクスにどのように影響するかを理解しました。生成された放射線。熱流束が減少したモデルでは、バルクフローが遅くなり、ライン放出が弱くなり、冷却時間が長くなることが予測されます。特定のフレア観測から推定されたドップラー速度と非熱線幅を持つモデルによって予測された原子輝線の特徴を比較することにより、スピッツァー値に対して0.3〜0.5の抑制係数を持つモデルが、輝線全体で観測されたドップラー速度を最もよく再現することがわかります。広範囲の温度にわたって。興味深いことに、観測された非熱線幅に最もよく一致するモデルには、カッパ型の速度分布関数があります。
CARMENESは、M矮星の周りの太陽系外惑星を検索します。ロス318、YZ CMi、TYC 3529-1437-1、およびEVラックの活動指標の回転変動
| Title |
The_CARMENES_search_for_exoplanets_around_M_dwarfs._Rotational_variation_in_activity_indicators_of_Ross_318,_YZ_CMi,_TYC_3529-1437-1,_and_EV_Lac |
| Authors |
P._Sch\"ofer,_S._V._Jeffers,_A._Reiners,_M._Zechmeister,_B._Fuhrmeister,_M._Lafarga,_I._Ribas,_A._Quirrenbach,_P._J._Amado,_J._A._Caballero,_G._Anglada-Escud\'e,_F._F._Bauer,_V._J._S._B\'ejar,_M._Cort\'es-Contreras,_E._D\'iez_Alonso,_S._Dreizler,_E._W._Guenther,_O._Herbort,_E._N._Johnson,_A._Kaminski,_M._K\"urster,_D._Montes,_J._C._Morales,_S._Pedraz_and_L._Tal-Or |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.11685 |
CARMENES機器は、軌道を回る惑星によって引き起こされるM矮星の周期的な視線速度（RV）の変動を探しています。しかし、恒星の活動によって引き起こされる回転変調を含む、そのような変動の他の潜在的な原因があります。活動レベルとスペクトルサブタイプが異なる4つのM矮星（Ross318、YZCMi、TYC3529-14371、およびEVLac）を調査することを目的としています。私たちの目標は、22の活動指標と恒星のRVに見られる周期性を比較し、それらの経時的な安定性を調べることです。各星について、彩層線の疑似等価幅、光球バンドのインデックス、平均光球吸収線の幅の尺度としての微分線幅、RV、波長依存性を表す色度インデックスのGLS周期図を計算しました。RV、およびCCFパラメータの。また、データのサブセットのピリオドグラムを計算し、その結果をTESS測光と比較しました。4つの星すべての自転周期は、RVと光球のインジケーター、特にTiO〜7050インデックスに現れますが、彩層の線は、より低い活動レベルでのみ明確な信号を示します。EVLacとTYC3529-1437-1の場合、測光光度曲線と同様に、インジケーターが回転周期によって変化するエピソードと、インジケーターが回転周期の半分で変化するエピソードが見つかります。周期性の変化は、恒星表面での恒星活動の特徴の進化を反映しています。したがって、私たちの結果は、RV調査でRVを補完する指標を注意深く分析することの重要性を強調するだけでなく、データセットのサブセットで活動指標の信号を検索することも有用であることを示唆していると結論付けます。RVに存在するものは、特に最も活動的な星の場合、活動インジケーターに常に表示されない場合があります。
ガイアGバンドにおける理論的な質量光度関係
| Title |
Theoretical_Mass-Luminosity_Relations_in_Gaia_G-Band |
| Authors |
Oleg_Malkov,_Dana_Kovaleva,_Aleksandr_Zhukov_and_Olga_Dluzhnevskaya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.11703 |
さまざまな光度クラスの星について、\cite{2012MNRAS.427..127B}による理論モデルから得られた質量と絶対ガイアGマグニチュードの関係の取得を分析しました。準巨星と主系列星については、与えられた段階での進化の過程でGの大きさの最も可能性の高い値に基づいて、近似的な分析の直接および逆の関係を提供します。（少数ではありますが）観測データとの比較により、私たちの結果は、1から10太陽質量の範囲のガイア測光からの恒星質量の推定に使用できることが確認されています。他の光度クラスの同様の関係は有益ではないと主張します。
2021年10月28日の太陽噴火の視線速度の星としての太陽の分光観測
| Title |
Sun-as-a-star_spectroscopic_observations_of_the_line-of-sight_velocity_of_a_solar_eruption_on_October_28,_2021 |
| Authors |
Yu_Xu,_Hui_Tian,_Zhenyong_Hou,_Zihao_Yang,_Yuhang_Gao,_Xianyong_Bai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.11722 |
太陽コロナ質量放出の伝播方向と真の速度は、その地理的有効性の最も決定的な要因の1つであり、単一視点の画像観測では決定するのが困難です。ここでは、星としての太陽の分光観測と画像観測を組み合わせることで、この問題を解決できることを示します。ソーラーダイナミクス天文台に搭載された極紫外線変動実験の観測を用いて、2021年10月28日の太陽噴火時に極紫外線スペクトル線に明確な青シフト二次放射成分を発見しました。同時イメージング観測から、二次成分が見つかりました。フレアサイトからの大量放出によって引き起こされます。ダブルガウスフィッティング法と赤青非対称解析の両方から、噴出物の見通し内（LOS）速度を推定しました。両方の方法の結果は互いによく一致しており、プラズマの平均LOS速度は$\sim423〜\rm{km〜s^{-1}}$になります。SolarTerrestrialRelationObservatory-A（STEREO-A）宇宙船に搭載されたExtremeUltravioletImagerによって撮影された$304$\AA〜imageシリーズから、STEREO-Aの視点から空面（POS）速度を推定しました。約$587〜\rm{km〜s^{-1}}$}になります。次に、黄道のバルク運動の全速度は、イメージングと分光観測を組み合わせることによって計算されました。これは、角度$42.4^\circで約$596〜\rm{km〜s^{-1}}$であることがわかります。$は太陽-地球線の西にあり、$16.0^\circ$は黄道面の南にあります。
キンク不安定性とフラックスキャンセルを含む同種の閉じ込められた噴火のモデル
| Title |
A_Model_of_Homologous_Confined_and_Ejective_Eruptions_Involving_Kink_Instability_and_Flux_Cancellation |
| Authors |
Alshaimaa_Hassanin,_Bernhard_Kliem,_Norbert_Seehafer,_Tibor_T\"or\"ok |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.11767 |
この研究では、噴火の初期条件として、キンク不安定フラックスロープの閉じ込められた噴火の緩和された終了状態を使用して、閉じ込められた噴火と完全な噴火のシーケンスをモデル化します。コロナ質量放出のモデルである完全な噴火は、光球の境界に課せられた収束運動の結果として発生し、フラックスのキャンセルを促進します。このプロセスでは、正と負の外部磁束の一部が極性反転線に向かって収束し、再接続して、互いに打ち消し合います。キャンセルされた磁束と同じ量の磁束が磁束ロープに移動し、冠状磁場の自由磁気エネルギーが増加します。持続的な磁束のキャンセルとそれに伴う上にある磁束の磁気張力の漸進的な弱化により、$\approx\！11\％$の磁束の減少が磁束ロープのトーラスの不安定性を開始し、それが完全な噴火につながることがわかります。これらの結果は、閉じ込められた噴火に続く同種の完全な噴火がフラックスキャンセルによって引き起こされる可能性があることを示しています。
Procaの問題：自己相互作用ベクトル場におけるゴースト不安定性
巨大なベクトル場は、素粒子物理学のいくつかの領域で、たとえば、弱い相互作用のキャリア、暗黒物質の候補として、またはプラズマ内の光子の効果的な記述として機能します。ここでは、プロカ方程式の質量項を一般的なポテンシャルに置き換えることにより、自己相互作用のあるベクトル場を調査します。この一見良性の修正は、修正された重力のベクトルテンソル理論で最近特定されたものと同じ種類のゴースト不安定性を必然的に導入することを示します（ただし、この単純な最小結合理論では）。非摂動ダイナミクスがシステムをそのような不安定性から遠ざける可能性があることが示唆されています。これは、超放射の不安定性のために成長するブラックホールの背景上で自己相互作用するProcaフィールドを進化させることによっては当てはまらないことを示しています。システムは最初は大規模な場合と同様に進化しますが、自己相互作用が重要になると、有限時間で不安定性が引き起こされます。これらの不安定性は、巨大な自己相互作用ベクトルボソンの凝縮体の形成、スピン1ボセノバの可能性、ベクトル暗黒物質モデル、およびプラズマ内の相互作用する光子の効果的なモデルに影響を及ぼします。
流れ方向の磁場を伴う正弦波せん断流における抵抗不安定性
| Title |
Resistive_instabilities_in_sinusoidal_shear_flows_with_a_streamwise_magnetic_field |
| Authors |
Adrian_E._Fraser,_Imogen_G._Cresswell,_Pascale_Garaud |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.10875 |
有限の抵抗率と粘度を持つ非圧縮性電磁流体力学（MHD）の枠組みの中で、最初は均一な流れ方向の磁場を持つ正弦波せん断流の線形安定性を調査します。この流れは、流体力学的場合のケルビン・ヘルムホルツ不安定性に対して不安定であることが知られています。同じことが理想的なMHDにも当てはまります。理想的なMHDでは、磁場の強さが臨界しきい値を超えず、それを超えると磁気張力によって流れが安定します。ここでは、粘度と抵抗率を含めると、2つの新しい不安定モードが導入されることを示します。これらのモードの1つは、せん断アルヴェーン波との接続のために抵抗的に不安定なアルヴェーン波と呼ばれ、磁場プラントル数$Pm<1$である限り、ゼロ以外の磁場強度に対して存在します。Dubrulle＆Frisch（1991）によって記述された周期的なせん断流の負の渦粘性であるその励起メカニズムを明らかにする、この不安定性の縮小モデルを提示します。最後に、このモードが逆伝播ソリトンによって支配される準定常状態で飽和することを数値的に示します。
遠方の銀河における暗黒物質の最近発表された研究は、未知の暗黒物質粒子と通常の銀河バリオン物質との間の直接的な相互作用を発見しました。ここで、暗黒物質は、豊富なアモルファス水氷被覆宇宙塵から放出された水ナノクラスターで構成されたリュードベリ物質であり、通常の物質との非重力相互作用につながることが提案されています。これはまた、最近観察されたCMB複屈折を明らかにする可能性があり、クインテセンスなどの新しい物理学の可能性を示唆しています。
光の表面とその周波数によって決定される新しいフレームワークにおける古典的なブラックホール（BH）熱力学の基礎について説明します。この新しいアプローチにより、カージオメトリ内のBH遷移を調べることができます。BHの場合、最大抽出可能回転エネルギー、またはそれに対応して、スピンパラメータ化の代替となる既約質量の観点から、メトリックの新しいパラメータ化を導入します。スピン$a/M=\sqrt{8/9}$および$a/M=1/\sqrt{2}$のBH時空間は、回転エネルギー抽出と表面重力の異常を示していますが、$aの場合は/M=\sqrt{3}/2$は、地平線領域の変動を研究するために特に関連性があります。BH遷移が発生する可能性のある一般的な条件を見つけ、初期状態と最終状態の質量で表現します。これは、カージオメトリのBH遷移が任意ではなく、初期状態と最終状態の質量とスピンの関係に依存していることを示しています。観測の観点から、BH極の近くで、この研究で分析された光の表面を特徴付ける周波数で光子軌道を検出することが可能であると主張します。
巨大なベクトルを相互作用させるための特異性の問題
相互作用する大規模なスピン1場は、宇宙論や素粒子物理学で広く使用されています。ベクトル場成分に存在する自明でない制約に関連するこれらの理論の古典極限の妥当性に関する新しい条件を取得します。この一貫性条件に違反すると、補助成分の時間微分に特異性が生じ、たとえば、フィールドの宇宙の歴史やブラックホール周辺の超放射に影響を与える可能性があります。このような条件は、他の多くの自明ではない制約のあるシステムに一般的に存在すると予想されます。
初期の宇宙におけるより強い重力
スカラー曲率への共形結合を含むスカラーテンソル重力理論は、インフレーションと後期加速宇宙の議論における宇宙論の焦点です。共形重力には厳しい元素合成の制約がありますが、ゲージ不変場の量子論の原理と一貫して標準粒子理論の作用を修正することにより、この困難を回避する方法を定式化できます。宇宙論的進化の初期の段階で、以前に考えられていたよりも強い重力が、共形重力モデルのクラスでは避けられないことが示されています。これにより、原始重力波放出と原始ブラックホール形成の発見の可能性が高まります。巨大な塊がインフラトンフィールドでできた冷たい暗黒物質によって精力的に支配されている場合、強い重力効果は非常に大きくなる可能性があり、作成されたブラックホールは冷たい暗黒物質の主要な候補になる可能性があります。
電子前震における前加速I：電子音波
拡散衝撃加速を受けるには、電子を事前に加速してエネルギーを数桁増加させる必要があります。そうしないと、電子のジャイロ半径が衝撃の有限幅よりも小さくなります。上流の磁場の向きが衝撃波の法線に対して平行でも垂直でもない斜め衝撃波では、電子は上流の衝撃波に逃げることができ、衝撃波の足を電子前震と呼ばれる領域に変更します。この領域での事前加速を決定するために、傾斜角と面内角度を変化させながら、斜め衝撃波のPICシミュレーションを実行します。$\theta_{\rmBn}=74.3^\circ$の場合、反射電子の割合はごくわずかですが、$\theta_{\rmBn}=30^の場合は$R\sim5\％$に増加することを示します。\circ$であり、電子の音響不安定性を介して、これらの電子は、エネルギー密度が$R^{0.6}$に比例し、波長が$\approx2\lambda_{\rm{se}}$で、上流の静電波に電力を供給します。$\lambda_{\rm{se}}$は電子スキンの長さです。初期反射メカニズムは通常、ショックサーフィンの加速と磁気ミラーリングの組み合わせですが、静電波が上流で生成されると、それら自体が磁場に平行な上流の電子の運動量を増加させる可能性があることを示します。$\lesssim1\％$の場合、上流の電子は時期尚早に衝撃から遠ざかり、下流に注入されることはありません。対照的に、同様の部分は、反射後に衝撃に向かって再散乱され、熱よりもはるかに大きなエネルギーで衝撃と再相互作用し、下流に交差します。
ホログラフィック非最小微分結合理論における宇宙論：インフレーションからの制約と重力定数の変動
| Title |
Cosmology_in_holographic_non-minimal_derivative_coupling_theory:_constraints_from_inflation_and_variation_of_gravitational_constant |
| Authors |
Phichayoot_Baisri_(IF_Naresuan_U._&_NAS_Mahidol_U.),_Burin_Gumjudpai_(NAS_Mahidol_U.),_Chonticha_Kritpetch_(U._of_Phayao_&_NAS_Mahidol_U.)_and_Pichet_Vanichchapongjaroen_(IF_Naresuan_U.) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.11609 |
ハッブルホライズンIRカットオフを使用して、ベッケンシュタイン-ホーキングエントロピーからのホログラフィック効果を伴う重力への非最小微分結合（NMDC）の宇宙論モデルを検討します。ホログラフィックパラメータ$c$は、$0\leqc<1$の範囲で一定です。NMDC効果により、重力定数を時変にすることができます。ホログラフィック密度の定義には、重力定数の時変部分が含まれます。NMDC部分は、$\k>0$の場合は重力定数の強度を低下させ、$\k<0$の場合は反対になります。ホログラフィック部分は重力を強化します。スペクトルインデックスとテンソル対スカラー比を使用して、CMB制約に対してモデルをテストします。e-foldingの数は$N\geq60$になるように選択されています。ポテンシャル、$V=V_0\phi^n$、$n=2、4$、および$V=V_0\exp{（-\beta\phi）}$が考慮されます。$\k$と$\phi$を組み合わせたパラメトリックプロットは、パワースペクトルインデックスとテンソル対スカラー比の許容領域が重複していないことを示しています。NMDCインフレは除外され、ホログラフィックNMDCインフレも$0<c<1$で除外されます。NMDCは、ダイナミクスの主要な構造を大幅に変更します。つまり、加速領域で新しい遅い時間のアトラクタ軌道を提供します。ホログラフィック部分は明らかに軌道のパターンに影響を与えます。ただし、ホログラフィックパーツが加速領域の形状に影響を与えるには、NMDCフィールドが存在している必要があります。遅い時間にモデルを制約するために、重力定数の変動が考慮されます。重力波標準サイレンと超新星データは制約を与えます、$\dot{G}/G|_{t_0}\lesssim3\times10^{-12}\、\text{year}^{-1}$\cite{Zhao：2018gwk}このモデルの場合、結果は$10^{-12}\、\text{year}^{-1}\、\gtrsim\、{-\kappa}\dot{\phi}\ddot{\phi}/{M^2_{\p}}\、。$正の$\k$が優先され、$c^2$が大きいほど、$\k$の下限が引き上げられます。
相互作用する暗黒エネルギー-暗黒物質モデルにおける永遠対特異観測者
| Title |
Eternal_vs_singular_observers_in_interacting_dark_energy-dark_matter_models |
| Authors |
Diego_\'Alvarez-Ortega,_Gonzalo_J._Olmo,_Diego_Rubiera-Garc\'ia_and_Diego_S\'aez-Chill\'on_G\'omez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.11676 |
相互作用する暗黒エネルギー-暗黒物質モデルは、通常の宇宙論（$\Lambda$CDM）モデルを超えた新しい物理学の痕跡を見つけるために、文献で広く分析されています。両方の暗い成分間のこのような結合は、通常、連続の方程式のフラックスを介して現象論的な方法で導入されます。ただし、ラグランジュ定式化を使用したモデルも可能です。後者のクラスは、暗黒物質成分に5番目の力をもたらすコンフォーマル/ディスフォーマル結合を想定しており、その結果、他の（バリオン、放射、および暗黒エネルギー）物質源と同じ測地線には従いません。ここでは、標準物質フレームの通常の宇宙論的特異点が暗黒物質のものからどのように見えるかを分析し、適切な結合を選択することによって、暗黒物質観測者は特異点を見るのではなく、始まりも終わりもない宇宙を見ると結論付けます。2つの単純な現象論的モデルを検討することにより、このようなタイプの結合が、通常の$\Lambda$CDMモデルと同様に観測データに適合できることを示します。
サイズは関係ない場合があります
宇宙論的な微調整は、伝統的に、生命を可能にするために物理モデルのパラメーターを配置しなければならない間隔の狭さに関連してきました。より徹底的なアプローチは、間隔のサイズではなく、間隔の確率に焦点を合わせます。特定のパラメーターの寿命許容間隔の確率を測定するほとんどの試みは、パラメーターの事前分布が均一であるベイズ統計的アプローチに依存しています。ただし、これらのモデルのパラメーターは、多くの場合、無限のサイズの空間で値をとるため、均一性の仮定は不可能です。これは、正規化の問題として知られています。このホワイトペーパーでは、事前分布が最大エントロピー（maxent）分布のクラスに属していると仮定して、正規化を処理するチューニングを測定するためのフレームワークについて説明します。このクラスの分布の調整確率の上限を分析することにより、この方法はいわゆる弱い人間原理を解決し、少なくともこのコンテキストでは、最大分布の不変性のよく知られた欠如に対する解決策を提供します。このアプローチの意味するところは、すべての数学的モデルにはパラメーターが必要であるため、調整は自然科学の問題であるだけでなく、数学的モデリングの問題でもあるということです。したがって、宇宙論的調整は、より一般的なシナリオの特定のインスタンス化です。したがって、物理学だけでなくすべての科学において、自然を記述するために数学モデルが使用されるときはいつでも、調整が存在します。また、特定のパラメーターの調整が細かいか粗いかの問題（パラメーターが配置されている間隔の確率がそれぞれ低いか高いか）は、間隔だけでなく、事前の想定クラスにも大きく依存します。分布。確率を調整するための新しい上限が提示されます。
中性子星の体積粘度のシミュレーションI：形式
化学反応の存在によって引き起こされるバルク粘度の影響を忠実に含めることは、コア崩壊超新星、二元中性子星合体、および中性子星振動のシミュレーションにとって重要な問題です。流体要素の圧縮。この作業では、中性子星の一般相対論的流体力学シミュレーションでバルク粘度を実装するために使用できる3つの異なるアプローチについて説明します。正確な多成分反応流体と2つのM\"uller-Israel-Stewart理論、つまり2次Hiscock-Lindblomモデルとその線形限界であるMaxwell-Cattaneoモデル.3つのアプローチの背後にある理論について説明した後、それらのダイナミクス方程式をラジアルゲージ-極スライス（つまり、シュヴァルツシルト）座標での球対称に特化します。流体の状態方程式と関連する中性子放出率の特定の選択。これは、3つのフレームワークの数値比較のためのコンパニオンペーパーで使用され、非線形レジーム。
中性子星の体積粘度のシミュレーションII：球対称性の進化
| Title |
Simulating_bulk_viscosity_in_neutron_stars_II:_evolution_in_spherical_symmetry |
| Authors |
Giovanni_Camelio,_Lorenzo_Gavassino,_Marco_Antonelli,_Sebastiano_Bernuzzi,_Brynmor_Haskell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.11810 |
異なる粒子種間の非平衡反応は、中性子星の体積粘度に寄与する主なプロセスです。この作業では、バルク粘度のモデリングに対する3つの異なるアプローチを数値的に比較します。反応する粒子種を含む多成分流体とM\"uller-Israel-Stewart理論に基づく2つのバルク応力形式、つまりHiscock-LindblomとMaxwell-Cattaneoモデルは、ラジアルゲージ-極スライス座標と球対称性のフラックス保存定式化がコンパニオンペーパーで導出されています。私たちの知る限り、完全なHiscock-Lindblomモデルを使用して中性子星をシミュレートするのはこれが初めてです。バルク粘度の1つの独立した粒子の割合よりも大きく、大きな摂動の場合、バルク応力の近似は依然として有効ですが、精度は低くなります。さらに、thによるエネルギー損失が含まれます。バルク応力定式化における反応の光度。バルク粘度によるエネルギー損失は、バルク応力や粒子組成自体の変動よりもダイナミクスに大きな影響を与えることがわかります。この作業のために開発された新しい一次元の一般相対論的流体力学コード、hydro-bulk-1Dが公開されています。
