| Title |
Constraining_high-redshift_stellar-mass_primordial_black_holes_with_next-generation_ground-based_gravitational-wave_detectors |
| Authors |
Ken_K._Y._Ng,_Gabriele_Franciolini,_Emanuele_Berti,_Paolo_Pani,_Antonio_Riotto,_Salvatore_Vitale |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.11864 |
恒星の質量ウィンドウに原始ブラックホールが存在する可能性は、それらの合併が現在および将来の重力波の検出に寄与する可能性があるため、かなりの注目を集めています。原始ブラックホールの合併は、種族〜IIIの星に由来するブラックホールの合併とともに、高赤方偏移（$z\gtrsim10$）で支配的であると予想されます。ただし、原始ブラックホールの合併率密度は、赤方偏移によって単調に上昇すると予想されますが、Population〜IIIの合併は、最初の星の誕生後にのみ発生します。CosmicExplorer〜（CE）やEinsteinTelescope〜（ET）などの次世代重力波検出器は、赤方偏移の関数として合併率のこの特徴的な機能にアクセスでき、2つの集団の存在量を直接測定できます。したがって、原始ブラックホールの存在量に対する堅牢な制約のために。CE-ET検出器ネットワークによって観測された4か月分のデータをシミュレートし、階層ベイズ分析を実行して、合併率の密度を回復します。宇宙に質量が$\mathcal{O}（10M_{\odot}）$の原始ブラックホールがない場合、暗黒物質の一部としてのそれらの存在量の予測上限$f_{\rmPBH}$がわかります。エネルギー密度は$f_{\rmPBH}\sim\mathcal{O}（{10^{-5}}）$と低く、この質量範囲の現在の上限よりも約2桁低くなります。代わりに$f_{\rmPBH}\gtrsim10^{-4}$の場合、将来の重力波観測では、95\％の信頼区間で$f_{\rmPBH}=0$が除外されます。
BOSSおよびeBOSSデータによって追跡された100億年の宇宙進化のモデルにとらわれない解釈
| Title |
Model-agnostic_interpretation_of_10_billion_years_of_cosmic_evolution_traced_by_BOSS_and_eBOSS_data |
| Authors |
Samuel_Brieden,_H\'ector_Gil-Mar\'in,_Licia_Verde |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.11868 |
赤方偏移範囲$0.2\leqz\leq2.2$（100億何年にもわたる宇宙の進化）。これには、バリオン音響振動（BAO）、赤方偏移空間歪み（RSD）、およびフーリエ空間で再構築前および再構築後のカタログからの伝達関数シグネチャの形状が一貫して含まれます。このアプローチは、BAOおよびRSDシグネチャのみに焦点を当てた標準的な分析手法と、分析を実行するために特定の基礎となる宇宙論モデルを想定するフルモデリングアプローチを補完します。これらのモデルに依存しない結果は、選択した宇宙論モデルのコンテキストで簡単に解釈できます。特に、$z>2.1$Ly-$\alpha$BAO測定値と組み合わせると、クラスタリングBAO、RSD、および{\itShape}パラメーターをフラット$\Lambda$CDMモデル内で解釈して$h=0.6816を生成できます。\pm0.0067$、$\Omega_{\rmm}=0.3001\pm0.0057$および$10^{9}\timesA_s=2.43\pm0.20$（または$\sigma_8=0.858\pm0.036$）バリオン密度の前にビッグバン元素合成を行います。外部データセットがない場合、BOSSおよびeBOSSデータのみが$\Omega_{\rmm}=0.2971\pm0.0061$および$10^{9}\timesA_s=2.39^{+0.24}_{-0.43}$（または$\sigma_8=0.857\pm0.040$）。$\Lambda$CDMを超えるモデルの場合、eBOSSデータのみ（Planckと組み合わせて）は、ニュートリノ質量の合計を$\Sigmam_\nu<0.40$eVに制限し、BBNを事前に設定します（$\Sigmam_\nu<0.082$eV）95\％CLで、$\Omega_\mathrm{k}=-0.022_{-0.038}^{+0.032}$（$\Omega_\mathrm{k}=0.0015\pm0.0016$への曲率エネルギー密度）および68\％CLなしで$w=-0.998_{-0.073}^{+0.085}$（$w=-1.093_{-0.044}^{+0.048}$）への暗黒エネルギー状態方程式パラメーターBBNの前。
赤外線表面輝度変動距離をIa型超新星ホストに接続する：距離梯子の上部ラングをテストする
| Title |
Connecting_Infrared_Surface_Brightness_Fluctuation_Distances_to_Type_Ia_Supernova_Hosts:_Testing_the_Top_Rung_of_the_Distance_Ladder |
| Authors |
Peter_Garnavich,_Charlotte_M._Wood,_Peter_Milne,_Joseph_B._Jensen,_John_P._Blakeslee,_Peter_J._Brown,_Daniel_Scolnic,_Benjamin_Rose_and_Dillon_Brout |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.12060 |
Ia型超新星（SNIa）をホストしている銀河で測定された赤外線表面輝度変動（IRSBF）距離を、SNIa光度曲線近似から推定された距離と比較します。IRSBFホストで見つかったSNIaの特性は、Cepheidキャリブレータで爆発する特性とは非常に異なることを示します。したがって、これは、超新星を使用したハッブル定数（Ho）の推定に関する体系的な不確実性の直接テストです。IRSBFは、Jensenetal。（2021;arXiv：2105.08299）は、25個のSNIaホスト銀河までの距離と直接比較するIRSBF距離の大きくて均一に測定されたサンプルを提供します。ハッブルフローSNIaを、IRSBFホストとCepheidホストで見られる発散する超新星特性に最もよく一致するサブサンプルに分割します。さらに、SNIaを、SBFでキャリブレーションされたホストで見つかったものと一致する光度曲線の幅とホストの質量を持つサンプルに分割します。光度曲線の伸びと色の相関関係を光度に合わせ直し、これらの改訂されたパラメーターを使用して、IRSBFキャリブレーターでハッブル流超新星をキャリブレーションします。ハッブルフローと比較して、平均キャリブレータ距離係数は、調べたSNIaサブサンプルに応じて0.03等変化します。これにより、ハッブル定数の推定値に1.8％の系統的不確実性が追加されます。IRSBFキャリブレーターに基づくと、Ho=74.6$\pm$0.9（stat）$\pm$2.7（syst）km/s/Mpcであり、これはケフェイド変光星からキャリブレーションされた超新星から導出されたハッブル定数と一致しています。IRSBFは、Cepheidキャリブレータに匹敵する精度で、望遠鏡の時間を大幅に節約して、SNIaの信頼性の高いキャリブレーションを提供すると結論付けています。
バブル張力からのハッブル張力：宇宙ボイド、ローカルおよびグローバルスケール
宇宙のボイドのサイズは、ローカルスケールのサイズよりもはるかに大きく、宇宙スケールのサイズよりもはるかに小さいですが、ローカルスケールとグローバルスケールの両方を研究するための非常に優れた代表と見なすことができることが示されます。この目標のために、最初に、宇宙ウェブの宇宙ボイドを相互接続された球形の泡と見なします。次に、ヒューリスティック計算によって、宇宙のボイドごとに、宇宙全体と同じ桁の異なる質量密度と宇宙定数が得られることを示します。また、気泡の表面張力のわずかな違いが、ローカル測定とグローバル測定の間の$H_{\rm0}$張力の原因である可能性があることも示されます。この研究の必要な結果として、理論的にも観測的にも、単一の宇宙空間をより真剣に調べることによって、ローカルおよびグローバルスケールでの物理宇宙論の重要な課題を解決するための興味深い可能性のある提案を行うことができます。
ハッブル半径よりも小さいスケールで無視できない変動を示す可能性のあるダークエネルギーモデルを確認します。暗黒エネルギー変動の線形進化と非線形進化の両方について説明します。線形進化は、一般相対性理論の線形摂動理論に基づいて確立されたフレームワークを持ち、数値コードで十分に研究および実装されています。線形理論からの主な結果を強調して、構造形成の対象となるスケールでダークエネルギーの摂動がどのように重要になるかを説明します。次に、通常は球形崩壊モデルの一般化に基づいて、非線形領域でのダークエネルギーモデルのクラスタリングの影響を理解するためのいくつかの試みを確認します。クラスタリングダークエネルギーモデルとその欠点を処理できる球形崩壊モデルの提案された一般化について批判的に議論します。ハロー質量関数におけるクラスター化ダークエネルギーモデルの提案された実装をレビューします。また、ダークエネルギーの変動を処理できる最近の数値シミュレーションについても説明します。最後に、これらのモデルに基づく観測予測の概要を説明します。
ネプチュニアン砂漠の上端は光蒸発に対して安定しています
| Title |
The_Upper_Edge_of_the_Neptune_Desert_Is_Stable_Against_Photoevaporation |
| Authors |
Shreyas_Vissapragada,_Heather_A._Knutson,_Michael_Greklek-McKeon,_Antonija_Oklopcic,_Fei_Dai,_Leonardo_A._dos_Santos,_Nemanja_Jovanovic,_Dimitri_Mawet,_Maxwell_A._Millar-Blanchaer,_Kimberly_Paragas,_Jessica_J._Spake,_Gautam_Vasisht |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.11865 |
トランジット調査は、近接軌道上に海王星サイズの惑星の不足があることを示しています。この「ネプチュニアン砂漠」が大気の質量損失によって完全に除去された場合、その上端の惑星は光蒸発に対してわずかに安定しているはずであり、準安定ヘリウムトリプレットのようなトレーサーで強い流出の兆候を示します。K型ホスト星を周回する7つのガス巨大惑星を対象に、Palomar/WIRCを使用して準安定ヘリウム機能の12泊の測光調査を実行することにより、この仮説をテストします。ここでは、以前に公開された4つのデータセットの再分析とともに、8泊分のデータが初めて分析されます。WASP-69b、HAT-P-18b、およびHAT-P-26bのヘリウム吸収信号を強力に検出します。WASP-52bおよびNGTS-5bの信号を暫定的に検出します。また、WASP-177bおよびWASP-80bの信号を検出しません。パーカー風モデルのグリッドを使用してこれらの測定された過剰吸収信号を解釈し、質量損失率を導き出します。これは、WASP-52bとWASP-80bを除くすべての惑星の流体力学的流出コードATESからの予測とよく一致しています。流出は予測よりはるかに少ないです。これらの2つの惑星を除いて、サンプルの残りの部分の流出は、$\varepsilon=0.41^{+0.16}_{-0.13}$の平均エネルギー制限流出効率と一致しています。ガス巨大惑星が一生この効率でエネルギー制限された流出を経験するという比較的控えめな仮定をしたとしても、光蒸発はネプチュニアン砂漠の上部境界を切り開くにはまだ非効率的です。太陽系外惑星の個体群のこの特徴は、巨大な惑星の形成と移動のメカニズムの原始的なトレーサーであると結論付けます。
TESS-Keckサーベイ。 XI。 K型矮星TOI-1246を周回する4つの通過するサブネプチューンの質量測定
| Title |
The_TESS-Keck_Survey._XI._Mass_Measurements_for_Four_Transiting_sub-Neptunes_orbiting_K_dwarf_TOI-1246 |
| Authors |
Emma_V._Turtelboom,_Lauren_M._Weiss,_Courtney_D._Dressing,_Grzegorz_Nowak,_Enric_Pall\'e,_Corey_Beard,_Sarah_Blunt,_Casey_Brinkman,_Ashley_Chontos,_Zachary_R._Claytor,_Fei_Dai,_Paul_A._Dalba,_Steven_Giacalone,_Erica_Gonzales,_Caleb_K._Harada,_Michelle_L._Hill,_Rae_Holcomb,_Judith_Korth,_Jack_Lubin,_Thomas_Masseron,_Mason_MacDougall,_Andrew_W._Mayo,_Teo_Mo\v{c}nik,_Joseph_M._Akana_Murphy,_Alex_S._Polanski,_Malena_Rice,_Ryan_A._Rubenzahl,_Nicholas_Scarsdale,_Keivan_G._Stassun,_Dakotah_B._Tyler,_Judah_Van_Zandt,_Ian_J._M._Crossfield,_Hans_J._Deeg,_Benjamin_Fulton,_Davide_Gandolfi,_Andrew_W._Howard,_Dan_Huber,_Howard_Isaacson,_Stephen_R._Kane,_Kristine_W._F._Lam,_Rafael_Luque,_Eduardo_L._Mart\'in,_Giuseppe_Morello,_Jaume_Orell-Miquel,_Erik_A._Petigura,_Paul_Robertson,_Arpita_Roy,_Vincent_Van_Eylen,_et_al._(33_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.11895 |
マルチプラネットシステムは、太陽系外惑星のアーキテクチャを調査し、惑星の兄弟を比較するための貴重な分野です。TOI-1246はそのようなシステムの1つで、適度に明るいK型矮星（$\rm{V=11.6、〜K=9.9}$）と、公転周期が$4.31〜\rm{d}のTESSによって識別される4つの通過するサブネプチューンを備えています。、〜5.90〜\rm{d}、〜18.66〜\rm{d}$、および$〜37.92〜\rm{d}$。惑星の質量を測定するために、Keck/HIRESとTNG/HARPS-Nを使用して130の視線速度観測を収集しました。TESS測光の14セクターを再調整して、惑星の半径を調整します（$\rm{2.97\pm0.06〜R_\oplus}、\rm{2.47\pm0.08〜R_\oplus}、\rm{3.46\pm0.09〜R_\oplus}$、$\rm{3.72\pm0.16〜R_\oplus}$）、4つの惑星を確認します。TOI-1246eは、3つの内惑星（$\rm{8.1\pm1.1M_\oplus}$、$\rm{8.8\pm1.2M_\oplus}$、$\rm{5.3）よりもかなり重いことがわかります。\pm1.7M_\oplus}$、$\rm{14.8\pm2.3M_\oplus}$）。2つの外惑星TOI-1246dとTOI-1246eは、2：1の共鳴（$\rm{P_{e}/P_{d}=2.03}$）の近くにあり、トランジットタイミングの変動を示します。TOI-1246は、最も明るい4惑星系のひとつであり、継続的な観測に適しています。これは、通過する4つの惑星すべての質量と半径が測定された6つのシステムのうちの1つです。惑星の密度は$\rm{0.70\pm0.24}$から$3.21\pm0.44\rm{g/cm^3}$の範囲であり、バルクおよび大気の組成の範囲を意味します。また、RVデータで見つかった5番目の惑星候補を報告します。最小質量は25.6$\pm$3.6$\rm{M_\oplus}$です。この惑星の候補は、93.8dの候補期間でTOI-1246eの外部にあり、それが本質的に惑星であることが確認された場合の影響について説明します。
TESSとCHEOPSのミニネプチューン120MyrOldABDorメンバーHIP94235周辺
| Title |
A_Mini-Neptune_from_TESS_and_CHEOPS_Around_the_120_Myr_Old_AB_Dor_member_HIP_94235 |
| Authors |
George_Zhou,_Christopher_P._Wirth,_Chelsea_X._Huang,_Alexander_Venner,_Kyle_Franson,_Samuel_N._Quinn,_L._G._Bouma,_Adam_L._Kraus,_Andrew_W._Mann,_Elisabeth.R._Newton,_Diana_Dragomir,_Alexis_Heitzmann,_Nataliea_Lowson,_Stephanie_T._Douglas,_Matthew_Battley,_Edward_Gillen,_Amaury_Triaud,_David_W._Latham,_Steve_B._Howell,_J._D._Hartman,_Benjamin_M._Tofflemire,_Robert_A._Wittenmyer,_Brendan_P._Bowler,_Jonathan_Horner,_Stephen_R._Kane,_John_Kielkopf,_Peter_Plavchan,_Duncan_J._Wright,_Brett_C._Addison,_Matthew_W._Mengel,_Jack_Okumura,_George_Ricker,_Roland_Vanderspek,_Sara_Seager,_Jon_M._Jenkins,_Joshua_N._Winn,_Tansu_Daylan,_Michael_Fausnaugh,_and_Michelle_Kunimoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.11975 |
TESSミッションは、若い星の周りで最も明るく通過する惑星系の発見を可能にしました。これらのシステムは、惑星の進化の理論をテストするためのベンチマークです。かじき座AB星の移動グループで明るい星を通過するミニネプチューンの発見を報告します。HIP94235（TOI-4399、TIC464646604）は、Vmag=8.31G型矮星で、7。7日間の軌道で3.00-0.28/+0.32Rearthミニ海王星をホストしています。HIP94235は、最年少で最も近い団体の1つであるABドラダス移動グループの一部です。その若さのために、ホスト星は重要な測光スポット変調、リチウム吸収、およびX線放射を示します。TESS拡張ミッションのセクター27の間に3つの0.06％トランジットが観測されましたが、これらのトランジット信号は、ホスト星によって示される2％のピークツーピークの光度変動によって矮小化されています。CHEOPSによる追跡観測により、通過信号が確認され、通過エフェメリスの侵食が防止されました。HIP94235は、50AUG-Mバイナリシステムの一部です。11年間にわたる回折限界観測と、ヒッパルコスとガイアからの位置天文加速を利用して、HIP94235Bの軌道を制限します。HIP94235は、内惑星をホストする最もタイトな恒星バイナリの1つです。明るく若い惑星系の成長するサンプルの一部として、HIP94235bは、ネプチューン人口の谷や砂漠を形作る可能性のある高エネルギー放射によって引き起こされる蒸発過程を調査するものなど、追跡通過観測に理想的です。。
平均運動共鳴に捕獲された惑星に対するディスク誘発近点移動の影響
| Title |
The_Effects_of_Disk_Induced_Apsidal_Precession_on_Planets_Captured_into_Mean_Motion_Resonance |
| Authors |
Zachary_Murray,_Sam_Hadden,_Matthew_J._Holman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.12042 |
共鳴捕獲への移行のプロセスは、重力ポテンシャルが星と惑星によってのみ生成される惑星系についてよく研究されてきました。ただし、大規模な原始惑星系円盤は、これらのモデルに大きな混乱をもたらします。この論文では、移動する惑星でのディスクによる歳差運動の2つの限定的なケースを検討し、少量の歳差運動が移動する惑星が到達する平衡に大きく影響することを発見しました。共鳴と数値積分の半解析的モデルの組み合わせでこれらの効果を調査します。また、ディスクの分散の場合を考えます。これは、かなりの秤動振幅を励起し、十分に大きな歳差運動率で共鳴からの放出を引き起こす可能性があります。これらの効果は両方とも、既知の太陽系外惑星の個体数の解釈に影響を及ぼし、十分に特徴付けられた太陽系外惑星システムの個体数が増え続けるにつれて、重要な考慮事項になる可能性があります。
PyNAPLE：月面衝突クレーターの検出
過去20年間で、月面で600回を超える衝撃フラッシュが記録されています。この豊富なデータは、地球と月の環境の流星フラックス、および近年ではインパクターの物理的特性を研究するためのユニークな機会を提供します。しかし、偶然の出来事を除いて、これらの出来事に関連するクレーターの体系的な調査と発見はまだありません。このような流星物質とクレーターのリンクにより、これらの衝突のライブ観測を通じてクレーターの形成についての洞察を得ることができます。ここでは、観測された衝突フラッシュの位置とエポックを使用して、新しく形成されたクレーターを見つけるためのPyNAPLE（PythonNACAutomatedPairLunarEvaluator）ソフトウェアパイプラインを紹介します。2017-09-27インパクトフラッシュに実装されたPyNAPLEの最初の結果を紹介します。衝突フラッシュとリンクされた衝突クレーターの基本的な分析も実行され、クレーターの噴出パターンが10〜30度の衝突角度を示していることを発見しました。ただし、クレーターのリム間の直径は現在のLROでは解決できません。NAC画像では、クレーターのスケーリング則を使用して、この直径を24.1〜55.3〜mと予測し、噴出物のスケーリングを使用して、直径を27.3-37.7〜mと予測しています。PyNAPLEが、サブキロメートルスケールのクレーター率の大規模な分析と、両方のスケーリング則の改良、および発光効率をどのように可能にするかについて説明します。
WASP-161bのトランジットタイミング変動の暫定的証拠
TESSデータとアーカイブデータの組み合わせを使用して、WASP-161bのトランジットタイミング変化（TTV）の検出について報告します。TESSデータのトランジットの中間点は、前の作業で公開されたエフェメリスに基づいて、2019年1月に$\sim$67分、2021年1月に$\sim$203分オフセットされます。アーカイブの光度曲線（SSO-Europa;2018年1月）から通過タイミングを再現することができ、SSO-Europaのタイミングは一定期間の仮定の下で公開されたエフェメリスと一致していることがわかります。逆に、SSO-Europaトランジットの中点は、TESSタイミングから得られた予測と比較して、4.40$\sigma$で6.62分の変動を示し、一定の軌道期間の仮定を示していることがわかります。TTVは二次関数でモデル化でき、一定の周期変化をもたらします。期間導関数$\dot{P}$は-1.16$\times$10$^{-7}\pm$2.25$\times$10$^{-8}$日/日（または$-3.65$s/年）です。、SSO-EuropaおよびTESSタイミングから派生。減衰期間や近点移動などのさまざまなシナリオで、これらのTTVを説明できる可能性がありますが、どちらも特定の不整合をもたらします。異なるTTVシナリオを区別するために、2022年1月に2つのトランジットのCHEOPS観測を取得しました。一定期間を想定したSSO-EuropaおよびTESSから予測されたタイミングと比較して、タイミングは5分変動すると予想されます。
多惑星系の軌道分布は、純粋な3惑星共鳴の影響を受けますか？
| Title |
Is_the_orbital_distribution_of_multiplanet_systems_influenced_by_pure_three-planet_resonances? |
| Authors |
Mat\'ias_Cerioni_(1),_Cristian_Beaug\'e_(1),_Tabar\'e_Gallardo_(2)_((1)_OAC-IATE,_C\'ordoba,_Argentina,_(2)_IFFC,_Montevideo,_Uruguay) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.12364 |
平均運動比の平面における既知の多惑星システム（$N\geq3$）の分布を分析し、それを2惑星平均運動共鳴（2P-MMR）によって生成された共鳴ウェブと比較します。3惑星の共鳴（純粋な3P-MMR）。コンパクトな低質量システムの観測された分布と共鳴構造の間に統計的に有意な相関関係があるという興味深い証拠が見つかり、因果関係の可能性が示されています。Kepler-60、Kepler-80、TRAPPIST-1などの共振チェーンは強力な貢献者ですが、相関関係のほとんどは、共振チェーンとして識別されていないシステムによって引き起こされているようです。最後に、原始円盤の最終段階での惑星移動および/または離心率減衰プロセスによるそれらの考えられる起源について説明します。
惑星大気の不透明度をモデル化するためのHITRANの使用：NH $ _3 $、SO $ _2 $、およびPH $_3$のマイクロ波スペクトルのテストケース
| Title |
Using_HITRAN_to_Model_Opacities_for_Planetary_Atmospheres:_Test_case_of_Microwave_Spectra_of_NH$_3$,_SO$_2$_and_PH$_3$ |
| Authors |
Frances_M._Skinner,_Robert_J._Hargreaves_and_Iouli_E._Gordon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.12395 |
高解像度透過分子分光データベース（HITRAN）は、最近、惑星大気の主要な構成要素に適した行ごとの広がりパラメーター（およびそれらの温度依存性）を導入しました。データベースの最新バージョンであるHITRAN2020が最近リリースされ、大規模で広範なアップデートを構成しています。この作業では、マイクロ波スペクトルの計算に適した線形状コードがHITRANアプリケーションプログラミングインターフェイス（HAPI）内に実装されています。これらの新しい追加により、木星と金星の大気、より一般的には巨大ガス惑星と岩石惑星の大気の現在および将来の研究に関連するマイクロ波吸収種の分光計算が可能になります。NH$_3$分子の反転スペクトルは、H$_2$、He、およびH$_2$Oによって広がり、木星のマイクロ波領域を支配します。一方、金星の場合、金星の上部雲デッキで報告されたPH$_3$の検出でその重要性を判断するには、CO$_2$で拡大されたSO$_2$の正確な分光データが必要です。利用可能なマイクロ波実験室の不透明度との比較が行われ、以下の結果は、HITRANデータをHAPIと組み合わせて使用して、既存の実験測定値を再現し、惑星の不透明度の信頼できる計算を提供できることを示しています。
21P /ジャコビニ・ツィナー彗星：複数の出現での炭素鎖枯渇彗星のプロトタイプの狭帯域測光
| Title |
Comet_21P/Giacobini-Zinner:_Narrowband_Photometry_of_the_Prototype_of_Carbon-Chain_Depleted_Comets_at_Multiple_Apparitions |
| Authors |
David_G._Schleicher |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.12435 |
彗星21P/ジャコビニジナーの広範囲の狭帯域光電測光を33年にわたる観測で得ました。1985年の元のデータ（Schleicheretal。1987）が再縮小され、2018/19を含む3つの追加の出現からのデータとともに表示されます。Giacobini-Zinnerの化学組成に関する当初の結論は変更されておらず、OHとCNの両方と比較して、炭素鎖分子C2とC3、およびNHで4〜6倍の枯渇が見られます。彗星は、時間と地動説の距離の関数として、生産率に大きな非対称性を示し続けており、近日点の3〜5週間前に生産がピークに達します。ほこりを含むすべての種は、出現ごとに同じ一般的な生産率曲線に従い、炭素含有種は常に互いに非常に類似しています。ただし、OHとNHはそれぞれ炭素含有種とは詳細が異なり、ソース領域間で組成が多少異なることを意味します。長期的には、近日点の前後の出現の間にわずかな経年変化しかありませんが、回転軸の漸進的な歳差運動を示唆する、彗星が太陽から遠ざかるにつれて、より大きな変化が明らかになります。
大規模な火山活動と地球の熱的死
| Title |
Large-scale_Volcanism_and_the_Heat_Death_of_Terrestrial_Worlds |
| Authors |
M.J._Way,_Richard_E._Ernst,_Jeffrey_D._Scargle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.12475 |
大規模な火山活動は、地球の長期的な居住性に重要な役割を果たしてきました。広く信じられていることとは反対に、インパクターではなく火山活動が、地球の歴史を通じて大規模な大量絶滅イベントに最大の影響を及ぼし、そのほとんどの責任を負っています。地球の歴史を通して巨大火成岩区（LIP）のタイミングを調べて、惑星を極端に湿ったまたは暴走温室に追い込み、揮発性の循環を終わらせ、以前は温和だった熱的死を引き起こす可能性のあるほぼ同時のイベントの可能性を推定します地球の世界。1つのアプローチでは、ほぼ同時のLIPのセット（ペア、トリプレット、およびカルテット）が、地球と統計的に同じランダムな履歴で発生する割合を控えめに推定します。LIPは、10万年から100万年よりも時間的に近い可能性が高いことがわかります。重要なことに、これは、地上のLIP環境への影響が持続することが知られている時間よりも短いです。別のアプローチでは、現実的な時間プロファイルを持つランダムに発生するLIPイベントで構成されるシミュレートされた時系列を使用して累積効果を評価します。どちらのアプローチも、LIPの環境への影響は、地球の気候履歴への重大な影響をわずかに回避しながら、姉妹世界の金星の熱的死の原因である可能性があるという推測を裏付けています。
| Title |
Constraining_the_shape_of_dark_matter_haloes_with_globular_clusters |
| Authors |
Marta_Reina-Campos,_Sebastian_Trujillo-Gomez,_Joel_L._Pfeffer,_Alison_Sills,_Alis_J._Deason,_Robert_A._Crain,_and_J._M._Diederik_Kruijssen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.11861 |
拡散恒星光と球状星団（GC）を使用して、観測手法を使用してホストハローの物質分布を追跡する方法を探ります。このために、E-MOSAICSプロジェクトの$（34.4〜\rmcMpc）^3$周期ボリュームからの117個のシミュレートされた暗黒物質（DM）ハローを使用します。各ハローについて、恒星の表面輝度とGCの投影数密度マップを、DMと総質量の表面密度と比較します。恒星光とGCで特定された主要な構造は、DMと総質量からの構造と密接に対応していることがわかります。私たちの方法は衛星の存在に影響されず、その精度はより暗いGCサンプルで向上します。恒星の表面輝度とGC数密度のプロファイルとDMのプロファイルとの密接な関係を回復し、DMのプロファイルを星とGCから正確に回復できることを示唆しています（$\sigma\leq0.5〜$dex）。DM、星、GCの予測される形態を定量化し、星とGCがDMよりも平坦になっていることを確認します。さらに、星とGCの分布の準主軸は、通常、DMのそれから$\sim10〜$度ずれています。拡散恒星光とGCのディープイメージングは、ホストハローの形状、プロファイル、方向に制約を課す可能性があることを示しています。これらの結果は、中央の銀河が$M_{\star}\geq10^{10}〜M_{\odot}$のハローにまで及び、分析はユークリッド、ローマ、ルービンの天文台からの将来のデータに適用できます。
初期宇宙におけるPopIII銀河と直接崩壊ブラックホールの診断
今後の観測施設は、初期の宇宙の探査を日常的に行い、非常に低い金属量で銀河の大規模な集団を調査する可能性があります。したがって、このような低金属量領域でさまざまなクラスのオブジェクトを確実に識別および区別できる診断を行うことが重要になります。新しい光イオン化モデルを使用して、さまざまな星状線を含む診断図を作成します。これらの図の組み合わせにより、初期宇宙の次のクラスのオブジェクトの識別と識別が可能になることを示します。元の環境でのPopIIIと直接崩壊ブラックホール（DCBH）、わずかに濃縮されたISMに埋め込まれたPopIIIとDCBH（Z〜10^{-5}-10^{-4}）、（金属が少ない）強化されたISMのPopIIおよびAGN。レストフレーム光回線（JWSTからアクセス可能）を含む診断は、より優れた識別力を備えていますが、レストフレームUV診断も非常に有用な情報を提供できます。興味深いことに、[OIII]5007AやCIV1549Aなどの金属線は、非常に金属の少ない環境（Z〜10^）でも、比較的強いままであることがわかります（それぞれ、H-betaおよびHeII1640Aに対してそれぞれ約0.1-1倍）。{-5}-10^{-4}）、これはPopIII銀河とDCBHを埋め込んでいる可能性があります。
観測から銀河の性質を決定することの実行可能性についてI：星形成率と運動学
| Title |
On_the_Viability_of_Determining_Galaxy_Properties_from_Observations_I:_Star_Formation_Rates_and_Kinematics |
| Authors |
Kearn_Grisdale,_Laurence_Hogan,_Dimitra_Rigopoulou,_Niranjan_Thatte,_Miguel_Pereira-Santaella,_Julien_Devriendt,_Adrianne_Slyz,_Ismael_Garc\'ia-Bernete,_Yohan_Dubois,_Sukyoung_K._Yi,_Katarina_Kraljic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.11874 |
LCARS（Cloudyからの光をRAMSESに追加）を使用して宇宙論的流体力学シミュレーションNewHorizonからのマージする$z\sim2$銀河のペアを後処理することにより、観測が放出銀河の物理的特性にどのように関連するかを探ります。シミュレートされた銀河をH$\alpha$輝線に変換します。これらのデータキューブで模擬観測と分析を行うことにより、欧州超大型望遠鏡（ELT）のHARMONIスペクトログラフを使用して、銀河のどの物理的特性が回復可能であるかを確認します。銀河の星形成率と動的質量を妥当な精度で推定することができます。値は、真の値の$1.81$と$1.38$の範囲内です。銀河の運動学的構造は、模擬観測でも復元されています。さらに、速度分散の半径方向のプロファイルを復元できるため、銀河の中心からの距離の関数として動的比率がどのように変化するかを計算できます。最後に、銀河のスケールで計算した場合、力学比が重力に対する銀河の安定性の信頼できる尺度を常に提供したり、マイナーな合併の指標として機能したりするわけではないことを示します。
高zQSOホスト銀河とそのリアハローの分離された運動学
| Title |
The_Decoupled_Kinematics_of_high-z_QSO_Host_Galaxies_and_their_Lya_halos |
| Authors |
Alyssa_Drake,_Marcel_Neeleman,_Bram_P._Venemans,_Mladen_Novak,_Fabian_Walter,_Eduardo_Banados,_Roberto_Decarli,_Emanuele_Paolo_Farina,_Chiara_Mazzucchelli,_Maxime_Trebitsch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.11879 |
z〜6のQSOホスト銀河とその周辺で、[CII]（ALMA）によって追跡された星間物質と、Lya（MUSE）によって追跡されたイオン化ハローガスの比較を示します。現在までに、この赤方偏移での18のQSOが、MUSEと高解像度ALMAイメージングの両方で研究されています。これらのうち、8つのオブジェクトがLyaハローを表示します。速度分解能が一致するデータキューブを使用して、Lyaハローとホスト銀河の[CII]（およびダスト連続体）放出の空間的および運動学的情報を比較対照します。Lyaハローは、通常、ホスト銀河の星間物質を超えて3〜30倍伸びていることがわかります。Lyaハローの大部分は、速度フィールドで順序付けられた動きを示しませんが、[CII]速度フィールドのほとんどは示しています。Lyaで速度勾配を測定できる場合、運動学は[CII]放出から得られたものと一致しません。これは、Lyaの放出が、[CII]の放出に見られる中央銀河の単純な延長である大きな回転円盤の周辺をトレースしていないことを意味します。それはむしろ、ハローガスの運動学が中央銀河の運動学から切り離されていることを示唆している。Lyaの散乱性を考えると、これらの結果は、非共鳴Ha線を使用してハロー運動学をさらに制約できるJWSTIFU観測で確認する必要があります。
一部のスターバースト後のE+A銀河は、実際にはスターバースト後ではありません
| Title |
Some_post-starburst_E+A_galaxies_are_not_truly_post_starburst |
| Authors |
Dalya_Baron,_Hagai_Netzer,_K._Decker_French,_Dieter_Lutz,_Ric_I._Davies_and_J._Xavier_Prochaska |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.11881 |
スターバースト後のE+A銀河は、主要な合併スターバーストと静止楕円の間で急速に移行するシステムであると考えられています。それらの光スペクトルはA型星によって支配されており、最近急冷された重要なスターバーストを示唆しています。スターバースト後の銀河の光学的観測は、進行中の星形成がほとんどないことを示唆していますが、それらは重要な分子ガス貯留層をホストしていることが示されています。これにより、スターバーストを終わらせるためにガスの消費や放出は不要であり、分子ガスの乱流加熱によって星形成が抑制されることが示唆されました。15個のスターバースト後の銀河のNOEMA連続体とCO（1-0）観測を提示し、文献からスターバースト後の銀河のCO測定値を収集します。アーカイブの遠赤外線観測を使用して、これらのシステムの大部分が不明瞭な星形成をホストし、一部は高光度および超高光度赤外線銀河に匹敵する遠赤外線放射を示していることを示します。遠赤外線の星形成率を使用すると、これらのシステムは、星形成銀河やスターバースト銀河で観測されたものと同様のSFR-$M_{\mathrm{H_2}}$およびケニカット-シュミットの関係を示します。特に、星形成による分子ガスの消費以外のプロセスによる星形成の消光を仮定する必要はありません。光学、遠赤外線、およびCOの観測の組み合わせは、これらの銀河内のいくつかの領域が最近クエンチされた一方で、他の領域はまだ高速で星を形成していることを示しています。光学的に薄い急冷領域のバースト後の年齢と、不明瞭な領域の星形成率との間にはほとんど関係がありません。これはすべて、E+A銀河の伝統的な分類に疑問を投げかけています。
HyperSuprime-Cam調査における低表面輝度銀河の性質
| Title |
The_Nature_of_Low_Surface_Brightness_Galaxies_in_the_Hyper_Suprime-Cam_Survey |
| Authors |
Jenny_E_Greene,_Johnny_P._Greco,_Andy_D._Goulding,_Song_Huang,_Erin_Kado-Fong,_Shany_Danieli,_Jiaxuan_Li,_Ji_Hoon_Kim,_Yutaka_Komiyama,_Alexie_Leauthaud,_Lauren_A._MacArthur,_Cristobal_Sifon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.11883 |
HyperSuprime-Cam戦略的調査プログラムの最初の200度$^2$で特定された低表面輝度（LSB）銀河の大規模なサンプルの統計的な赤方偏移分布を示します。NASA-SDSSAtlasとの相互相関により、オブジェクトの大部分がz<0.15または〜500Mpcの範囲内にあり、質量範囲が$M_*$〜$10^7-10^9$M_sunおよびサイズ範囲であることがわかります。$r_{\rm{eff、g}}$〜1〜8kpcの100Mpc以内の距離分布にピークがあり、これは主に、既知の質量とサイズの関係にある〜$10^7$M_sun銀河に対応します。また、赤方偏移の分布にはz〜0.15までの尾があり、サイズ範囲の大きい方の端にあるより大きな（$M_*=10^8-10^9$M_sun）銀河で構成されています。質量の大きい方の端（$M_*>10^8$M_sun）では、LSB銀河が表面輝度の高い銀河の質量とサイズの関係を滑らかに拡張していないという暫定的な証拠があります。これはおそらくLSB銀河の集団を示唆しています。その形成経路が異なります。
宇宙論的シミュレーションにおけるダストの進化
| Title |
Dust_evolution_in_cosmological_simulations |
| Authors |
Massimiliano_Parente,_Cinthia_Ragone-Figueroa,_Gian_Luigi_Granato,_Stefano_Borgani,_Giuseppe_Murante,_Milena_Valentini,_Alessandro_Bressan_and_Andrea_Lapi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.11884 |
星形成とフィードバックのMUPPI（MUltiPhaseParticleIntegrator）サブレゾリューションモデルとダスト生成を組み合わせた流体力学シミュレーションを使用して、宇宙論的ボリューム内のダストの進化を研究します。後者については、ズームインシミュレーションで銀河のような天の川の一般的な特性に一致するように以前に調整されたモデル設定を参照として保持します。しかし、局所的なダストとガスの比率による星形成効率の増加は、観測された宇宙の星形成密度の進化をよりよく再現することを示唆しています。さらに、低赤方偏移での急冷銀河の不足は、AGNフィードバックのより強力な役割を要求します。進化した星からの直接的な塵の生成と星間物質の降着を支配するパラメータを調整して、観測とよく一致する塵、星の質量、金属量を含むスケーリング関係を取得します。低質量銀河では、降着プロセスは非効率的です。結果として、それらは、より高い質量のものよりもケイ酸塩および小さな粒子において貧弱なままである。銀河領域外の塵の動径分布に関するいくつかの利用可能なデータをかなりよく再現し、塵とガスのダイナミクスが銀河スケールでうまく結合しているという仮定を支持します。
銀河の基本平面によって補完された遠方の超大質量ブラックホールとそれらのホストとの間の関係に関する推論
| Title |
Inferences_on_relations_between_distant_supermassive_black_holes_and_their_hosts_complemented_by_the_galaxy_fundamental_plane |
| Authors |
John_Silverman,_Junyao_Li,_and_Xuheng_Ding |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.11948 |
超大質量ブラックホールとそれらのホスト銀河の間の基本的な関係の実現は、天体物理学に深い意味を持っているでしょう。それらの共進化の研究にさらなる文脈を追加するために、初期の時代のクエーサーとそれらのホストがブラックホール（BH）の質量と恒星の速度分散の間の局所的な関係に従うかどうかについての洞察を得るために調査が行われます。ブラックホール測定で0.2<z<0.8の584個のSDSSクエーサーを使用し、HyperSuprime-CamSubaruStrategicProgramのホストの特性を使用します。同様の赤方偏移にある非活動銀河の銀河質量基本平面を使用することにより、ホスト銀河の星の質量とサイズに基づいて、それぞれについて星の速度分散の推定が達成されます。過去の研究と一致して、クエーサーは、局所的な値と一致するM_BH/M*の比率を維持しながら、平坦化と見なされる局所的なM_BH-シグマ関係から高い位置を占めます。サンプルのフォワードモデリングに基づいて、進化する固有のM_BH-シグマ関係が観測値と一致する可能性があることを示します。ただし、これらの変更は、M_BHとM*の間の進化していない固有の関係を反映している可能性があると仮定します。心強いことに、巨大な、静止している、またはコンパクトな銀河のローカルM_BHシグマへの移行の兆候があります。したがって、高赤方偏移のクエーサーホストのバルジの大部分は開発段階にあり、後でそれらのブラックホールと質量スケーリング関係に整列する可能性があります。
銀河地震学：交差する衛星によって引き起こされた恒星とガス状の円盤波形の共同進化
| Title |
Galactic_seismology:_joint_evolution_of_stellar_and_gaseous_disc_corrugations_triggered_by_a_crossing_satellite |
| Authors |
Thor_Tepper-Garcia,_Joss_Bland-Hawthorn,_and_Ken_Freeman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.12096 |
波のような波形の証拠は、天の川と近くの円盤銀河で十分に確立されています。これらはもともと、垂直距離または垂直速度のいずれかに関して、ミッドプレーンの周りの星間物質の変位として検出されました。過去10年間で、同様のパターンが天の川の恒星円盤に現れました。これらの垂直波が通過する衛星によってどのように引き起こされるかを調査します。初めて、高解像度のN体/流体力学的シミュレーションを使用して、星状ディスクとガス状ディスクで波形がどのようにセットアップされ、一緒に進化するかを研究します。ガスの波形は恒星の波形に沿っていることがわかります。つまり、最初は同相ですが、数回転周期（500〜700Myr）の後、別個の波が分離し、その後さまざまな方法で進化します。波形の空間的および運動学的振幅（したがってエネルギー）は時間とともに減衰し、ガス状の波形はより速い速度で落ち着きます（〜800Myr対〜1Gyr）。対照的に、個々の円盤状の星の垂直方向のエネルギーは、銀河の進化を通してかなり一定です。この違いは、波形が、星の共空間アンサンブルの集合的で秩序だった動きによってサポートされる緊急の現象であるために発生します。恒星の波形の減衰は不完全な相混合の結果として理解できるが、ガス状の波形の減衰はガスの散逸性の自然な結果であることを示します。恒星波とガス状波の間の相関の程度は、現象の年代測定に役立つ可能性があることを示唆しています。
LAMOST J045019.27 + 394758.7は、N、Na、V、Znの特異な存在量で、おそらくちょうこくし銀河の脱出者です
| Title |
LAMOST_J045019.27+394758.7,_with_peculiar_abundances_of_N,_Na,_V,_Zn,_is_possibly_a_Sculptor_dwarf_galaxy_escapee |
| Authors |
Meenakshi_Purandardas,_Aruna_Goswami,_J._Shejeelammal,_Mayani_Sonamben,_Ganesh_Pawar,_David_Mkrtichian,_Vijayakumar_H._Doddamani,_Santosh_Joshi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.12099 |
LAMOSTDR2の炭素星のリストから、星LAMOSTJ045019.27+394758.7（以下J045）の高解像度（R$\sim$60,000）分光分析の結果を示します。私たちの分析から、J045は炭素星のスペクトル特性を示さないことがわかります。これは、特にN、Na、V、およびZnについて、非常に異常な元素の存在量を示す、金属に乏しい（[Fe/H]=$-$1.05）巨人であることがわかります。J045は、[$\を示す銀河系の星とは対照的に、太陽に近い値（$<$[$\alpha$/Fe]$>$=0.09）の${\alpha}$-元素（Mg、Si、Ca）を示します。alpha$/Fe]0.2〜0.3dexの範囲。J045では、ScとTiは[X/Fe]$\le$$-$0.25で豊富にあります。バナジウムは[V/Fe]=0.51を与え、亜鉛は[Zn/Fe]=$-$0.62で不足しています。オブジェクトは、Sr、Y、Ba、Pr、およびSmの太陽に近い存在量を示します。J045では、Laがわずかに強化され、CeとNdがわずかに不足しています。[Ba/Eu]=$-$0.38の場合、オブジェクトは中性子捕獲の豊富なr-I星のカテゴリに分類されます。さまざまな元素の推定存在量は、観測された存在量パターンが銀河系の金属量の少ない星に特徴的な存在量と互換性がないが、同様の金属量の彫刻家矮小銀河星の存在量パターンと非常に密接に一致することを示しています。上記の観察証拠に基づいて、オブジェクトは可能性のある彫刻家矮小銀河脱出者であることが示唆されます。
Pristine Inner Galaxy Survey（PIGS）IV：いて座矮小楕円銀河の測光金属量分析
| Title |
The_Pristine_Inner_Galaxy_Survey_(PIGS)_IV:_A_photometric_metallicity_analysis_of_the_Sagittarius_dwarf_spheroidal_galaxy |
| Authors |
Sara_Vitali,_Anke_Arentsen,_Else_Starkenburg,_Paula_Jofr\'e,_Nicolas_F._Martin,_David_S._Aguado,_Raymond_Carlberg,_Jonay_I._Gonz\'alez_Hern\'andez,_Rodrigo_Ibata,_Georges_Kordopatis,_Khyati_Malhan,_Pau_Ramos,_Federico_Sestito,_Zhen_Yuan,_Sven_Buder,_Geraint_F._Lewis,_Zhen_Wan,_Daniel_B._Zucker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.12140 |
$Pristine\、CaHK$測光を使用して、いて座矮小楕円銀河（SgrdSph）の包括的な金属量分析を提示します。メンバーの選択は、$G_{0}=17.3$でマグニチュード制限を適用する$Gaia$EDR3位置天文学と、$Pristine$InnerGalaxySurvey（PIGS）からの金属量に敏感な測光に関する人口調査に基づいています。分光学的金属量の代わりにフォトメトリック金属量を使用すると、矮小銀河の前例のない広い領域（$\sim100$平方度）をカバーし、選択効果がほとんどない金属量の関数としてそのメンバーの空間分布を調べることができます。私たちの研究では、[Fe/H]$<-1.3$の9719個の星の金属の少ない集団と[Fe/H]$>-1.0$の30115個の星の金属の豊富な集団の空間分布を比較しています。フォトメトリックSgrサンプルを使用すると、1150の非常に金属が少ないSgr候補（[Fe/H]$<-2.0$）の最大のサンプルを組み立てることもできます。金属が豊富で金属が少ない集団の空間特性を調査してフィッティングすることにより、Sgrの中心から最大12度（またはSgrの距離で$\sim5.5$kpc）に及ぶ負の金属量勾配を見つけます。私たちのフットプリントの限界。銀河の外側の領域では金属量の少ない星の相対数が増加し、中央部では金属量の多い星が支配的であると結論付けています。これらの発見は、外側から内側への形成過程を示唆しており、Sgrと天の川との間の潮汐相互作用の影響を受けたSgrの形成履歴の延長を示しています。
スパイラルアーム分子雲における超新星と光イオン化フィードバック
| Title |
Supernovae_and_photoionizing_feedback_in_spiral_arm_molecular_clouds |
| Authors |
Thomas_J._R._Bending,_Clare_L._Dobbs,_Matthew_R._Bate |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.12171 |
超新星と星形成領域におけるそれらの前駆体の電離放射線との間の相互作用を調査します。これらの恒星フィードバックプロセスの相対的な寄与は、特に単一の星形成雲よりも大きいスケールでは、よく理解されていません。私たちは主に、それらが星間物質にどのように影響するかに焦点を当てています。光イオン化と超新星の追加を含む以前の作業から500pc^2の領域を再シミュレートします。この地域では、10Myrの間に、500を超える超新星が発生します。超新星残骸は、初期の光イオン化がない場合は非常に急速に冷却されますが、光イオン化が存在する場合は、はるかに大きく、より球形の高温気泡を形成します。全体として、光イオン化はガスの形態と星形成の場所に非常に大きな影響を及ぼします。ただし、速度分散への影響を見ると、2つのプロセスは同等です。2つのフィードバックプロセスを組み合わせると、特に5pcを超えるスケールでは、速度分散がそれらの部分の合計よりも大きくなります。
GASTROライブラリI：いくつかのGSEのような恒星のハローのシミュレートされた化学力学的特性
| Title |
GASTRO_library_I:_the_simulated_chemodynamical_properties_of_several_GSE-like_stellar_halos |
| Authors |
Jo\~ao_A._S._Amarante,_Victor_P._Debattista,_Leandro_Beraldo_e_Silva,_Nathan_Deg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.12187 |
天の川の恒星のハローには、私たちの銀河の形成の物語を語る古代の合併の遺物が含まれています。それらのいくつかは、「化学力学的空間」と呼ばれるエネルギー、作用、および化学の類似性のために識別され、多くの場合、別個の合併イベントに起因します。また、私たちの銀河は、最初の銀河の間に地元の恒星のハローを形作った重要な合併イベントを経験したことも知られています。$N$-bodyのみを使用した以前の研究と宇宙論的流体力学的シミュレーションは、そのような単一の大規模な合併が化学力学的空間にいくつかの「署名」を生成する可能性があることを示しました。これらに動機付けられて、この作業では、天の川のような銀河での単一降着イベントのいくつかのSPH+$N$-bodyモデルで構成されるライブラリであるGASTROのサブセットを使用します。ここでは、銀河の主な合併イベントに類似した軌道特性を持つモデルを研究し、既知の恒星ハロー下部構造への影響を調査します。$i。$の超新星のフィードバック効率は、衛星の構造と軌道の進化に影響を与え、同じ初期条件を持つモデルに明確な化学力学的特徴をもたらします。矮小銀河であり、明確な合併と誤解される可能性があります$iii。$最も結合した星は、私たちのモデルではより金属が豊富で、天の川で観察されるものとは逆で、二次的な大規模な合併を示唆し、最後に$iv。$私たちのモデルは、他の既知の下部構造を固有の前駆体に調整することができます。
局所銀河星間物質の金属量変動について
| Title |
About_Metallicity_Variations_in_the_Local_Galactic_Interstellar_Medium |
| Authors |
C._Esteban,_J._E._M\'endez-Delgado,_J._Garc\'ia-Rojas,_and_K._Z._Arellano-C\'ordova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.12258 |
この論文では、銀河系の薄い円盤のHII領域と中性雲の観測から得られた、局所的な星間物質の金属量変動に関する最近の結果について議論し、対峙し、化学組成の他のトレーサーの最近の高品質の金属量測定と比較します。星間物質のB型星、古典的セファイド星、若いクラスターとしての。これらの最後の種類のオブジェクトで得られた金属量の変動は、互いに一致しており、HII領域で得られたものと一致していますが、中性雲で得られたものよりも大幅に小さいことがわかります。また、局所的な銀河系の薄い円盤における大きな金属量の変動の考えられる起源として、低金属量の雲の大規模な集団の存在についても説明します。そのような仮説は、（a）銀河円盤におけるガス混合の理論的研究によって予測されたもの、および（b）高速雲の金属量とそれらが混合するときのその進化に関するモデルと観測と互換性がないように思われることがわかります。銀河面に落下する周囲の媒体。証拠のほとんどは、太陽近傍の星間物質の化学組成が非常に均一であることを支持していると結論付けます。
原始星ジェットの電波スペクトル：熱放射と非熱放射
| Title |
Radio_spectra_of_protostellar_jets:_Thermal_and_non-thermal_emission |
| Authors |
Sreelekshmi_Mohan,_Sarita_Vig,_Samir_Mandal_(Indian_Institute_of_Space_Science_and_Technology) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.12272 |
原始星のジェットと流出は星形成の指針であり、星間物質への運動量とエネルギー移動の重要な源として機能します。イオン化されたジェットからの電波放射は、多くの原始星の物体に向かって検出されています。いくつかのケースでは、負のスペクトル指数と偏光放射も観察されており、相対論的電子からのシンクロトロン放射の存在を示唆しています。この作業では、ジェットジオメトリに熱フリーフリーと非熱シンクロトロン放射メカニズムの両方を組み込んだ数値モデルを開発します。フラックス密度には、内部サーマルジェットからの寄与と、ジェットが星間物質と相互作用するエッジと端に沿った熱分布と非熱分布からの放出の組み合わせが含まれます。また、ジェット全体で横方向にイオン化率を変化させる効果も含まれています。ジェットに沿った電波放射とスペクトルの調査は、視線に沿った放射プロセスと光学的厚さの依存性を示しています。ターンオーバー周波数とそれに関連する無線スペクトルインデックス（10MHz〜300GHz）に対するさまざまなパラメータの影響を調査します。
銀河系の大規模な星形成領域における重水素化アンモニア
| Title |
Deuterated_ammonia_in_Galactic_massive_star-forming_regions |
| Authors |
Yuqiang_Li,_Junzhi_Wang,_Juan_Li,_Shu_Liu,_Qiuyi_Luo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.12299 |
IRAM30m望遠鏡を使用して、50個の銀河系の大規模な星形成領域に向けた110.153599GHzでのNH2Dの高感度観測を提示します。NH2D遷移は36個のオブジェクトに向かって検出され、72％の検出率が得られます。各ソースのNH2D、HC3N、およびC18Oのカラム密度は、固定された励起温度での局所的な熱平衡条件を想定することによって導き出されます。NH2DとNH3の存在比として定義されるNH$_3$の19のソースの重水素比も、文献からのNH3の情報を使用して取得されます。この作業では、後期の星形成領域で重水素の分別範囲が大きくなり、0.043から0.0006の値になります。NH3の最高の重水素比はG081.75+00.78（DR21）で0.043です。また、NH3の重水素比は、ガラクトセントリック距離とともに増加し、線幅とともに減少することがわかります。
衝突のジレンマ：ニュートリノの高速フレーバー変換の強化または減衰
| Title |
Collisional_dilemma:_Enhancement_or_damping_of_fast_flavor_conversion_of_neutrinos |
| Authors |
Rasmus_S._L._Hansen,_Shashank_Shalgar_and_Irene_Tamborra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.11873 |
高速ニュートリノフレーバー変換は、非前方衝突も発生していて、ニュートリノが物質から完全に分離されていない場合に、コア崩壊超新星またはコンパクトなバイナリマージレムナントで発生する可能性があります。この作品は、衝突によって高速フレーバー変換が強化または抑制される条件に光を当てることを目的としています。空間的な不均一性がない状態で3つの角度ビンを持つニュートリノおもちゃモデルに依存することにより、2つの角度構成を検討します。1つは$\nu_e$と$\bar\nu_e$の分布がほぼ等方性です（ニュートリノデカップリングの前に予想されるように）もう1つは、$\nu_e$と$\bar\nu_e$の分布が強く順方向にピークになっているものです（フリーストリーミング体制で予想されるように）。角度に依存しない方向を変える衝突を含めることにより、衝突が前者（後の）角度構成でのフレーバー変換の全体的な強化（減衰）の原因であることがわかります。これらの反対の結果は、衝突、フレーバー変換、および電子フレーバーの初期角度分布の間の重要な相互作用によるものです。
そしてそれらは2つでした：2つの逃走星のバウショックからの非熱的電波放射の検出
| Title |
And_then_they_were_two:_detection_of_non-thermal_radio_emission_from_the_bow_shocks_of_two_runaway_stars |
| Authors |
M._Moutzouri_(1_and_2)_and_J._Mackey_(1)_and_C._Carrasco_Gonz\'alez_(3)_and_Y._Gong_(4)_and_R._Brose_(1)_and_D._Zargaryan_(1)_and_J._A._Toal\'a_(3)_and_K._M._Menten_(4)_and_V._V._Gvaramadze_(5_and_6_and_7)_and_M._R._Rugel_(4)_((1)_Dublin_Institute_for_Advanced_Studies_and_(2)_School_of_Physics,_University_College_Dublin_and_(3)_Instituto_de_Radioastronom\'ia_y_Astrof\'isica,_Universidad_Nacional_Aut\'onoma_de_M\'exico_and_(4)_Max-Planck-Institut_f\"ur_Radioastronomie_(MPIfR)_and_(5)_Sternberg_Astronomical_Institute,_Lomonosov_Moscow_State_University_and_(6)_Space_Research_Institute,_Russian_Academy_of_Sciences_and_(7)_E._Kharadze_Georgian_National_Astrophysical_Observatory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.11913 |
巨大な星からの風は、相対論的粒子の加速を調査するための有望な場所と最近見なされています。特に、逃走星の風と星間物質との相互作用から生じるバウショックは、複数の波長で観察されています。ここでは、O4Ifスター、BD+433654を調査します。このバウショックは、これまでのところ、無線周波数で熱的および非熱的に放射することが証明されている唯一のスターです。また、NGC7635をバウショックの候補と見なし、その頂点で熱および非熱の電波放射の兆候を調べます。4〜8GHzと8〜12GHzのVLAと、4〜8GHzのEffelsberg望遠鏡で両方のソースを観測しました。両方の望遠鏡からのデータを個別に分析し、組み合わせて、それらのスペクトルインデックスマップを取得し、それらのスペクトルエネルギー分布を計算しました。NGC7635からの電波放射の最初の高解像度マップを提示します。NGC7635の最も明確な証拠とともに、両方が無線レジームで非熱放射を放出することがわかります。BD+433654の結果は、バウショックからの放射がより高い無線周波数で弱くなり、暗くなるため、決定的ではありません。私たちの結果は、BD+433654バウショックの以前の無線結果をより高い周波数に拡張します。両方のソースのデータをモデル化すると、風終結ショックで加速された電子が非熱的電波放射のもっともらしいソースであることが示されますが、エネルギー論の議論は、非熱的X線および$\gamma$線放射が既存の上限を大幅に下回っています。放射性バウショックにおける圧縮銀河宇宙線からの放射光の増強も、NGC7635ではなくBD+433654バウショックからの放射光を説明する可能性があります。BD+433654からの点状の電波放射が検出されない場合、星の質量損失率に上限が設定され、文献で引用されている値よりも低くなります。[要約]
エルゴマグネトスフィア、エジェクションディスク、M87の磁気圏境界面。 I質量、角運動量、エネルギー、電流のグローバルフロー
M87のブラックホールの事象の地平線望遠鏡によって行われた1.3mmVLBI観測を解釈します。リングは、降着ガスのトーラスではなく、回転する磁気的に支配されたエルゴマグネトスフィアであり、大規模な磁気トルクと小規模な不安定性の組み合わせによって、電磁角運動量とエネルギーをディスクの外側に伝達できることが提案されています。さらに、不変の$B^2-E^2$が負になると、負のエネルギー軌道に長波長の電磁擾乱を効率的に放出することにより、エルゴ球を磁束で通すことによってエネルギーを抽出できることが提案されています。このように、回転するブラックホールとそのエルゴ球は、ジェットだけでなく排出ディスクにも電力を供給し、ボンダイ半径の近くに供給されるガスの大部分を追い払うようにします。この流出は、MHD風の形をとり、半径数十年にわたって広がり、一方向の磁場があり、磁気圏境界面を横切って落下するガスによってコリメートされます。次に、この風は相対論的ジェットをコリメートし、ジェットシースから観測された放出は戻り電流に関連している可能性があります。地平線からボンダイ半径までのスケールでの、質量、角運動量、エネルギー、および電流のグローバルフローのモデルが提示され、説明されています。
天体物理学レンズのレジーム：屈折光学、回折光学、およびフレネルスケール
| Title |
Regimes_in_astrophysical_lensing:_refractive_optics,_diffractive_optics,_and_the_Fresnel_scale |
| Authors |
Dylan_L._Jow,_Ue-Li_Pen,_and_Job_Feldbrugge |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.12004 |
天体物理学のレンズ効果は、通常、回折光学と屈折光学の2つの領域で研究されてきました。回折光学はキルヒホッフ-フレネル回折積分の摂動膨張によって特徴付けられ、屈折光学は固定位相近似によって特徴付けられます。以前は、フレネルスケール$R_F$が、これら2つのレジームを分離する関連する物理的スケールであると想定されていました。レンズの分野への最近のピカール・レフシェッツ理論の導入により、離散画像の屈折記述をすべての波動パラメーターに一般化することが可能になり、特に、すべての周波数での回折積分を正確に評価することが可能になりました。この作業では、この正確な評価との比較を通じて、単純な1次元レンズモデルの屈折および回折近似の妥当性のレジームを評価します。以前の仮定とは異なり、これらのレジーム間の真の分離スケールは$R_F/\sqrt{\kappa}$で与えられます。ここで、$\kappa$はレンズの収束です。したがって、レンズが強い場合、屈折光学系は任意の小さなスケールに耐えることができます。また、回折光学系の強度変動は一般的に小さいため、強い回折シンチレーション（DISS）の研究に影響を与えると主張します。
Insight-HXMTを使用したMAXIJ1535-571のウェーブレット分析
| Title |
Wavelet_analysis_of_MAXI_J1535-571_with_Insight-HXMT |
| Authors |
X._Chen,_W._Wang,_B._You,_P._F._Tian,_Q._Liu,_P._Zhang,_Y._Z._Ding,_J._L._Qu,_S._N._Zhang,_L._M._Song,_F._J._Lu,_S._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.12030 |
この論文では、ウェーブレット分析を使用して、Insight-HXMTによって観測されたMAXIJ1535-571のスペクトルタイミング特性を研究します。低周波の準周期的振動（QPO）は、9つの観測で検出されます。ウェーブレット分析に基づいて、QPOと非QPOの時間間隔が別々に分離され、QPOと非QPOの対応するスペクトルが分析されます。QPOを使用したスペクトル（以下、QPOスペクトル）は、ハード中間状態（HIMS）でQPOを使用しないスペクトル（以下、非QPOスペクトル）よりもソフトであることがわかります。ソフト中間状態（SIMS）にある間、QPOスペクトルはわずかに硬くなります。QPOレジームのディスク温度はHIMS中はわずかに低くなりますが、SIMS中は高くなります。QPOスペクトルと非QPOスペクトルのカットオフエネルギーは、有意差を示していません。総フラックスに対するディスクのフラックス比は、QPOレジームのフラックスよりも非QPOの時間間隔の方が高くなっています。QPOレジームと非QPOレジームの間のスペクトル特性のこれらの違いは、レンス・ティリング歳差運動のシナリオで説明でき、HIMSとSIMSの間のQPO/非QPO動作の逆転は出現/消失に関連している可能性があることを提案します。ジェットの歳差運動に由来する可能性のあるタイプBQPOの
超新星残骸G35.6$-$0.4およびTeVソースHESSJ1858+020に向けたGeVガンマ線放出および分子雲
| Title |
GeV_Gamma-ray_Emission_and_Molecular_Clouds_towards_Supernova_Remnant_G35.6$-$0.4_and_the_TeV_Source_HESS_J1858+020 |
| Authors |
Xiao_Zhang,_Yang_Chen,_Fa-xiang_Zheng,_Qian-cheng_Liu,_Ping_Zhou,_and_Bing_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.12053 |
$\gamma$線の観測では、ハドロン過程とレプトン過程を区別することは困難ですが、これは宇宙線の起源を明らかにする上で非常に重要です。この点に関する取り組みとして、この作業では、未確認のTeVソースHESS〜J1858+020と部分的に重なり、超新星残骸（SNR）G35.6$-$0.4を含む複雑な$\gamma$線放出領域に焦点を当てます。およびHII領域G35.6$-$0.5。この領域のCO線、HI、およびフェルミ-LATGeV$\gamma$線放出データを再分析します。分子およびHIデータの分析は、SNRG35.6$-$0.4とHII領域G35.6$-$0.5が異なる距離にあることを示唆しています。GeV$\gamma$線の分析は、GeV放出が2つの点源から発生することを示しています。1つ（SrcA）はSNRと一致し、もう1つ（SrcB）はHESSJ1858+020とHII領域G35.6$-の両方と一致します。0.5ドル。SrcAのGeV放出は、SNR-MC関連シナリオのハドロンプロセスによって説明できます。SrcBのGeVバンドスペクトルとHESSJ1858+020のTeVバンドスペクトルは、指数$\sim$2.2のべき乗則関数によってスムーズに接続できます。接続されたスペクトルは、1PeVを超える陽子のカットオフエネルギーを伴うハドロン放出で十分に説明されます。したがって、HII領域に潜在的なPeVatronが存在することを示しており、LHAASOなどの超高エネルギー観測でさらに検証する必要があります。
いて座矮小楕円体銀河からのガンマ線放出の検出
| Title |
Detection_of_gamma-ray_emission_from_the_Sagittarius_Dwarf_Spheroidal_galaxy |
| Authors |
Roland_M._Crocker,_Oscar_Macias,_Dougal_Mackey,_Mark_R._Krumholz,_Shin'ichiro_Ando,_Shunsaku_Horiuchi,_Matthew_G._Baring,_Chris_Gordon,_Thomas_Venville,_Alan_R._Duffy,_Rui-Zhi_Yang,_Felix_Aharonian,_J._A._Hinton,_Deheng_Song,_Ashley_J._Ruiter,_and_Miroslav_D._Filipovi\'c |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.12054 |
フェルミバブルは、フェルミガンマ線宇宙望遠鏡に搭載された大面積望遠鏡によって収集された1〜100GeVのデータで発見された、天の川の核から放出される巨大なガンマ線放出ローブです。以前の研究は、銀河の超大質量ブラックホールからのコリメートされた流出の兆候として解釈されたフェルミバブル内の下部構造を明らかにしました。ここでは、下部構造の最も明るい領域（いわゆる繭）に関連するガンマ線放出の多くが、実際にはいて座矮小楕円（SgrdSph）銀河によるものであることを示しています。この大きな天の川衛星は、太陽系の位置からフェルミバブルを通して見られます。潮汐およびラム圧力が除去された残骸として、SgrdSphには進行中の星形成がありませんが、そのガンマ線信号は、高エネルギー電子-ポジトロンペアによる宇宙マイクロ波バックグラウンド光子の逆コンプトン散乱によって自然に説明されることを示しますこれらの天体の磁気圏放射と組み合わされた、矮星のミリ秒パルサー（MSP）集団によって注入されます。この発見は、MSPが古い星の種族の間でかなりのガンマ線放出を生成する可能性があり、銀河中心、アンドロメダ銀河、および他の巨大な天の川矮小楕円体などの地域での間接的な暗黒物質探索を混乱させる可能性があることを示唆しています。
| Title |
Search_for_supernova_neutrinos_and_constraint_on_the_galactic_star_formation_rate_with_the_KamLAND_data |
| Authors |
S._Abe,_S._Asami,_M._Eizuka,_S._Futagi,_A._Gando,_Y._Gando,_T._Gima,_A._Goto,_T._Hachiya,_K._Hata,_K._Hosokawa,_K._Ichimura,_S._Ieki,_H._Ikeda,_K._Inoue,_K._Ishidoshiro,_Y._Kamei,_N._Kawada,_Y._Kishimoto,_M._Koga,_M._Kurasawa,_N._Maemura,_T._Mitsui,_H._Miyake,_T._Nakahata,_K._Nakamura,_K._Nakamura,_R._Nakamura,_H._Ozaki,_T._Sakai,_H._Sambonsugi,_I._Shimizu,_J._Shirai,_K._Shiraishi,_A._Suzuki,_Y._Suzuki,_A._Takeuchi,_K._Tamae,_H._Watanabe,_Y._Yoshida,_S._Obara,_A._K._Ichikawa,_S._Yoshida,_S._Umehara,_K._Fushimi,_K._Kotera,_Y._Urano,_B._E._Berger,_B._K._Fujikawa,_J._G._Learned,_J._Maricic,_S._N._Axani,_L._A._Winslow,_Z._Fu,_J._Ouellet,_Y._Efremenko,_H._J._Karwowski,_D._M._Markoff,_W._Tornow,_A._Li,_J._A._Detwiler,_S._Enomoto,_M._P._Decowski,_C._Grant,_H._Song,_T._O'Donnell,_S._Dell'Oro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.12065 |
2002年3月9日から2020年4月25日までの長期カムランドデータを使用して、コア崩壊超新星ニュートリノの検索結果を提示します。1.8〜111MeVのエネルギー範囲で超新星から放出される電子反ニュートリノに焦点を当てます。超新星は、カムランドデータで$\sim$10秒の長さのニュートリノイベントクラスターを作成します。ニュートリノクラスターは見つからず、超新星率の上限は0.15yr$^{-1}$で、信頼水準は90％です。>95％の検出確率に対応する検出範囲は、コア崩壊超新星と失敗したコア崩壊超新星で、それぞれ40〜59kpcと65〜81kpcです。この論文は、ニュートリノ観測によって得られた超新星率を銀河系の星形成率に変換することを提案しています。修正されたサルプター型の初期質量関数を仮定すると、銀河系の星形成率の上限は<17.5--22.7（8.1--10.5）$M_{\odot}\mathrm{yr}^{-1}$であり、90％（68.3％）の信頼水準。
HAWCで銀河系外中赤外線背景放射を調べる
| Title |
Probing_the_extragalactic_mid-infrared_background_with_HAWC |
| Authors |
Mateo_Fernandez_Alonso_(for_the_HAWC_collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.12166 |
銀河系外の背景光（EBL）には、再結合の時代以降、星やコンパクトオブジェクトの核および降着プロセスによって放出されたすべての放射線が含まれています。EBL密度を直接測定することは、特に黄道光の前景のために、特に近赤外から遠赤外の波長帯では困難です。代わりに、ガンマ線天文学は、遠方のブレーザーの非常に高エネルギー（VHE：$>$100GeV）スペクトルでのガンマ線吸収の影響を研究することにより、EBLに間接的に制限を設定する可能性を提供します。高高度水チェレンコフガンマ線天文台（HAWC）は、10TeVを超えるエネルギーのガンマ線に敏感な数少ない機器の1つです。これにより、近/中赤外領域でEBLをプローブする機会が提供されます：$\lambda$=1$\mu$m-100$\mu$m。この研究では、物理的に動機付けられた放射モデルを\textit{FermiLargeAreaTelescope（LAT）}GeVデータに適合させて、ブレーザーの固有のTeVスペクトルを推定します。次に、ランダムに生成されたさまざまなEBLモデル形状の多数の吸収スペクトルをシミュレートし、吸収スペクトルと2つのブレーザーのHAWC銀河系外観測との一致を比較およびテストすることにより、EBL強度空間のベイズ信頼できるバンドを計算します。結果として得られるバンドは、現在のEBLの下限と上限と一致しており、以前の測定でも観察された、より高い波長値$\lambda>10\mu$mへの下降傾向を示しています。
| Title |
Multiwavelength_and_Multimessenger_Observations_of_Blazars_and_Theoretical_Modeling:_Blazars_as_Astrophysical_Neutrino_Sources |
| Authors |
Markus_Boettcher_(North-West_University),_Matthew_Fu,_Timothy_Govenor,_Quentin_King_(Bishop_Watterson_High_School),_Parisa_Roustazadeh_(Columbus_State_Community_College) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.12242 |
この寄稿は、南極のIceCubeニュートリノ検出器によって検出された非常に高エネルギーのニュートリノの少なくともいくつかの潜在的な発生源としてのブレーザーの可能な識別における最近の進歩をレビューします。ニュートリノ生成の基本的な物理的要件と、ニュートリノとブレーザーの関連性から引き出される可能性のある物理的制約について概説します。考えられる関連のいくつかの個別のケースについて、より詳細に説明します。効率的にニュートリノを生成するブラザールにおける$\gamma\gamma$の不透明度の制約により、X線-軟線$\gamma$線の活動と非常に高エネルギーのニュートリノ生成との関連はより自然に予想されることが強調されます。ニュートリノと高エネルギー/超高エネルギー$\gamma$線の活動との関係。
強磁場における複数のコンプトン散乱の統計的特徴
| Title |
Statistical_features_of_multiple_Compton_scattering_in_a_strong_magnetic_field |
| Authors |
Alexander_A._Mushtukov,_Ivan_D._Markozov,_Valery_F._Suleimanov,_Dmitrij_I._Nagirner,_Alexander_D._Kaminker,_Alexander._Y._Potekhin,_Simon_Portegies_Zwart |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.12271 |
コンプトン散乱は、強く磁化された中性子星を降着させる際のスペクトル形成と降着流のダイナミクスを形作る重要なプロセスです。強い磁場は散乱断面積に影響を与え、光子エネルギー、運動量、および偏光状態に依存します。モンテカルロシミュレーションを使用して、強磁場における偏光X線放射のコンプトン散乱の統計的特徴を調査します。{私たちの分析は、散乱領域内の光子ガスの振る舞いに焦点を当てています。}基本サイクロトロン周波数での共鳴散乱、地上のランダウレベルでの電子の熱分布、および電子ガスのバルク速度を考慮に入れています。（i）静止している電子ガスによってサイクロトロンエネルギーの周りに散乱された光子は、非常に小さな分散測定でサイクロトロンエネルギーに近い最終エネルギーを獲得する傾向があることを示します。（ii）サイクロトロン共鳴のドップラーコア内の光子の再分配は、完全な再分配とは大幅に異なります。（iii）光子から電子ガスへの運動量移動の効率は、サイクロトロンエネルギーとその下の光子の両方の電子ガスの温度によって影響を受けます。（iv）磁気散乱の場合、光子から非ゼロバルク速度の電子ガスへの運動量移動がより効率的です。
降着する中性子星のGRMHDシミュレーションI：非回転双極子
| Title |
GRMHD_simulations_of_accreting_neutron_stars_I:_nonrotating_dipoles |
| Authors |
Sercan_\c{C}{\i}k{\i}nto\u{g}lu,_K._Yavuz_Ek\c{s}i,_Luciano_Rezzolla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.12275 |
磁化された非回転中性子星に付着および放出される物質の一般相対論的力学を研究します。ダイナミクスは、理想的なMHDの限界内で、2つの空間次元で、完全に一般相対論的な電磁流体力学（GRMHD）のフレームワークで追跡されます。より具体的には、数値コードBHACを利用して、磁気回転不安定性の発達によって降着に追いやられた幾何学的に厚い物質トーラスの進化を追跡します。恒星の双極磁場の強さを変化させる多くのシミュレーションを利用することにより、磁気圏（またはAlfv\'en）の半径$r_{\rmmsph}$の位置を自己無撞着に決定し、研究することができます。それが磁気モーメント$\mu$と降着率にどのように依存するか。全体として、分析的なニュートンスケーリング関係、つまり$r_{\rmmsph}\proptoB^{4/7}$を回復しますが、降着率への依存性が非常に弱いこともわかります。さらに、材料トルクは両方とも急激な変動を示しますが、質量降着率と直線的に相関していることがわかります。興味深いことに、強磁場シミュレーションでは総トルクが大幅に変動し、シミュレーションで観察されたこれらの非定常トルクは、X線パルサーで観察されたスピン変動と関連している可能性があります。
巴御前との24.4fps観測によるFRB20190520Bからの発光の深い同時制限
| Title |
Deep_simultaneous_limits_on_optical_emission_from_FRB_20190520B_by_24.4_fps_observations_with_Tomo-e_Gozen |
| Authors |
Yuu_Niino,_Mamoru_Doi,_Shigeyuki_Sako,_Ryou_Ohsawa,_Noriaki_Arima,_Ji-an_Jiang,_Nozomu_Tominaga,_Masaomi_Tanaka,_Di_Li,_Chen-Hui_Niu,_Chao-Wei_Thai,_Naoto_Kobayashi,_Hidenori_Takahashi,_Sohei_Kondo,_Yuki_Mori,_Tsutomu_Aoki,_Ko_Arimatsu,_Toshihiro_Kasuga,_Shin-ichiro_Okumura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.12334 |
木曽105cmシュミット望遠鏡に搭載された高速CMOSカメラ「友江御膳」を用いて高速電波バースト（FRB）20190520Bを繰り返す24.4〜fpsの光学観測と、500メートル球面電波望遠鏡を用いた電波観測を行います。メーター開口球面電波望遠鏡（FAST）。FASTが検出した11個の電波バーストの同時光学観測に成功しました。ただし、対応する発光は見つかりませんでした。天の川銀河のダスト消滅を補正した個々のバースト（スタックデータでは0.029Jyms）に対して、0.068Jymsという深い光フルエンス制限が得られます。フルエンス限界は、持続時間$\gtrsim0.1$msの発光について以前の同時観測で得られたものよりも深くなっています。FRBの電波-光スペクトルエネルギー分布（SED）の現在の制限は制約されていませんが、光学的に検出されたパルサーなどの電波可変オブジェクトの観測されたSEDに基づくSEDモデル、および理論モデルのパラメータ空間の一部を示します。パルサー磁気圏での逆コンプトン散乱またはマグネター爆発波の熱風泡への衝突によって生成されるFRB発光は、電波を使用した明るいFRBで観測されたのと同様のフルエンス限界が得られれば、除外できます。フルエンス$\gtrsim5$Jyms。
銀河系サブPeVガンマ線からのアクシオン様粒子に対する最初の制約
大規模なエアシャワー望遠鏡の分野における実験の改良と技術革新により、サブPeV（100TeVから1PeV）の範囲で銀河宇宙線の相互作用の測定が可能になり、新しい物理学と暗黒物質を探すための新しい道が提供されました。初めて、チベットAS$\gamma$とHAWCによる銀河拡散ガンマ線のサブPeV（10TeVから1PeV）観測を利用して、アクシオン様粒子（ALP）によって誘発されたガンマ線信号を検索します。IceCubeの銀河系外の高エネルギーニュートリノフラックスの起源に直接関連しています。確かに、銀河系外の線源での高エネルギーニュートリノの生成は、同等のエネルギーでのガンマ線の同時生成を意味します。ニュートリノ放出源の磁場内で、ガンマ線は効率的にALPに変換され、減衰されずにホスト銀河を脱出し、銀河間空間を伝播し、天の川の磁場でガンマ線に再変換される可能性があります。このようなシナリオでは、サブPeV範囲の全天拡散高エネルギーガンマ線信号が作成されます。宇宙線とガスおよび放射線との相互作用および閾値以下の線源からの保証された銀河天体物理学的ガンマ線の寄与を考慮して、光子-ALP結合定数$g_{a\gamma\gamma}$に競争力のある上限を設定します。95$でALP質量$m_a\leq2\times10^{-7}$eVの$g_{a\gamma\gamma}<2.1\times10^{-11}$GeV$^{-1}$が見つかります\％$信頼水準、ADMX限界に向かって質量ギャップを徐々に閉じます。
| Title |
Ensemble_of_Deep_Convolutional_Neural_Networks_for_real-time_gravitational_wave_signal_recognition |
| Authors |
CunLiang_Ma,_Wei_Wang,_He_Wang,_Zhoujian_Cao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.12058 |
深層学習技術の急速な発展に伴い、ますます多くの研究者がそれを重力波（GW）データ分析に適用しています。以前の研究は、単一の深層学習モデルに焦点を当てていました。この論文では、GW信号認識のための畳み込みニューラルネットワーク（CNN）のセットを組み合わせたアンサンブルアルゴリズムを設計します。アンサンブルモデル全体は、2つのサブアンサンブルモデルで構成されています。各サブアンサンブルモデルは、深層学習のアンサンブルモデルでもあります。2つのサブアンサンブルモデルは、それぞれハンフォード検出器とリビンストン検出器のデータを処理します。適切な投票スキームを採用して、2つのサブアンサンブルモデルを組み合わせて、アンサンブルモデル全体を形成します。このアンサンブルモデルを、LIGO-VIRGOScientificCollaborationによる最初の観測と2番目の観測実行（O1/O2）で報告されたすべてのGWイベントに適用します。アンサンブルアルゴリズムは、GW170818を除くすべての連星ブラックホール合体イベントを明確に識別できることがわかります。また、アンサンブルモデルをO2の1か月（2017年8月）のデータに適用します。O1データのみがトレーニングに使用されますが、誤ったトリガーは発生しません。私たちのテスト結果は、アンサンブル学習アルゴリズムがリアルタイムのGWデータ分析に使用できることを示しています。
太陽系外惑星用の大型干渉計（LIFE）：VII。機器の不確実性と冗長性の利点に関する議論を伴うカーネルヌルビームコンバイナの実用的な実装
| Title |
Large_Interferometer_For_Exoplanets_(LIFE):_VII._Practical_implementation_of_a_kernel-nulling_beam_combiner_with_a_discussion_on_instrumental_uncertainties_and_redundancy_benefits |
| Authors |
Jonah_T._Hansen,_Michael_J._Ireland,_Romain_Laugier,_and_the_LIFE_collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.12291 |
（簡略化）コンテキスト：このシリーズの前回の論文では、カーネルヌルビームコンバイナーを使用した5つの望遠鏡の五角形の配置が、宇宙ベースの中赤外線ヌル干渉計のいくつかの重要なパフォーマンスメトリックに顕著な利点を示すことを確認しました。太陽型星の周りの地球のような太陽系外惑星を検出するために考慮された他のいくつかの構成。目的：このような構成のためのカーネルヌルビームコンバイナーの実用的な実装と、機器に関連する系統的および確率的エラーの説明を作成することを目指しています。方法：Guyonetal。によって最初に提案されたヌルコンバイナーに基づいて、ビームコンバイナーの周りに数学的フレームワークを開発します。（2013）、そしてそれを前の論文で開発されたシミュレーターと一緒に使用して、体系的な不確実性の影響を特定します。結果：ビームコンバイナー光学系のエラー、系統的な位相エラー、およびRMSフリンジトラッキングエラーにより、$\sim$4-7$\mu$mで機器のパフォーマンスが制限され、$\gtrsim$10$\muで黄道帯のパフォーマンスが制限されることがわかりました。$m。ビームスプリッターの反射率誤差を$|\DeltaR|と仮定します。=5\％$および$\Delta\phi=3$度の位相シフト誤差では、光子を制限するためにフリンジトラッキングRMSを3nm未満に維持する必要があり、系統的なピストン誤差は以下であることがわかります。0.5nmは、4〜19$\mu$mのバンドパスで1$\times10^{-7}$のコントラストで惑星に適切に敏感です。また、適切に配置されたシャッターを含むビームコンバイナーの設計により、1つまたは2つの収集望遠鏡が故障した場合でも、堅牢なカーネル観測量を生成できることも確認しました。結果として得られる4つの望遠鏡コンバイナーは、Xアレイ構成に配置されると、完全に機能するXアレイコンバイナーの80％に相当する相対SNRを持つ透過マップになります。
IRAPのカーボンフットプリント
| Title |
The_carbon_footprint_of_IRAP |
| Authors |
Pierrick_Martin,_Sylvie_Brau-Nogu\'e,_Mickael_Coriat,_Philippe_Garnier,_Annie_Hughes,_J\"urgen_Kn\"odlseder,_Luigi_Tibaldo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.12362 |
トゥールーズ（フランス）にある天体物理学および惑星学研究所（IRAP）の温室効果ガス排出量の評価を提示します。これは、確立された「BilanCarbone」方法論に従って、特に商品やサービスの購入からの貢献や、地上の天文台などの外部研究インフラストラクチャのIRAPの使用を含む、同様の以前の研究と比較して広い範囲で実行されました。宇宙搭載施設。基準年2019の研究所のカーボンフットプリントは7400+/-900tCO2eです。研究所が運用管理を行っている制限された境界に焦点を当てるために外部の研究インフラストラクチャからの貢献を除外すると、2019年のIRAPの排出量は3300+/-400tCO2eになりました。制限された境界線では、商品やサービスの購入による貢献が支配的であり、全体の約40％であり、ホテル滞在を含むプロの旅行による貢献である38％をわずかに上回っています。ローカルインフラストラクチャは、制限された境界を約25％超えて、IRAPの二酸化炭素排出量にわずかに貢献します。電気と暖房の生成に使用されるエネルギーの二酸化炭素排出量が比較的少ないため、この再分割はIRAPに固有である可能性があることに注意してください。全周にわたって、地上の観測所と宇宙搭載施設の使用による大きなシェアと、IRAP購入の大部分が機器開発に関連しているという事実は、研究インフラストラクチャが二酸化炭素排出量を削減するための最も重要な課題であることを示しています当研究所での研究。約260人のスタッフが雇用されており、私たちの結果は、2019年の基準に従ってIRAPで天文学と天体物理学の研究を行うと、その活動に関与する1人あたり年間平均28tCO2eのGHG排出量を生み出すことを意味します（要約）。
弱く相互作用するボゾンによる星の放射伝達
第一原理から始めて、アクシオン、アクシオン様粒子（ALP）、暗い光子などの新しい弱く相互作用するボソン（FIB）による放射伝達を研究します。私たちの重要な単純化は、ボソンの放出または吸収（崩壊を含む）のみを含み、放射場の異なるモード間の散乱を含まないことです。星の温度とFIB吸収率の与えられた分布に基づいて、ボソンの光度の明示的な体積積分式を導き出し、自由流から強いトラップの限界に達します。後者は、シュテファン・ボルツマンの法則によると、「FIB球」からの準熱放射に対応することが明確に見られます。私たちの結果は、超新星コアからのFIB放出に関する最近の文献に見られる表現と近似に取って代わり、放射的に不安定なFIBの場合、水平分枝星で最近議論されたエネルギーの非局所的（「弾道的」）伝達の明示的な表現を提供します。
連星の赤色超巨星。 I.UVIT紫外線イメージング調査からの小マゼラン雲の識別と特性評価
| Title |
Red_supergiant_stars_in_binary_systems._I._Identification_and_characterisation_in_the_Small_Magellanic_Cloud_from_the_UVIT_ultraviolet_imaging_survey |
| Authors |
L._R._Patrick,_D._Thilker,_D._J._Lennon,_L._Bianchi,_A._Schootemeijer,_R._Dorda,_N._Langer_and_I._Negueruela |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.11866 |
アストロサットに搭載された紫外線イメージング望遠鏡（UVIT）を使用して取得した、新しく利用可能な紫外線（UV）点源カタログを使用して、小マゼラン雲（SMC）の赤色超巨星（RSG）星を含むバイナリシステムを識別および特性評価することを目指しています。光学波長での測光および分光観測に基づいて560個のSMCRSGのサンプルを選択し、UVITF172Mフィルターを使用してこれを遠紫外線点源カタログと交差適合させ、m$_{F172M}$=20.3までの88個の一致を見つけます。ABmagは、RSGのホットコンパニオンとして解釈されます。88個のバイナリシステムすべての両方のコンポーネントの恒星パラメータ（光度、有効温度、質量）が決定され、RSGの場合は6.1〜22.3太陽質量、コンパニオンの場合は3.7〜15.6太陽質量の範囲の質量分布が見つかります。SMCで最も大規模なRSGバイナリシステムの合計質量は32$\pm$4M$_\odot$で、質量比（q）は0.92です。観測バイアスをシミュレートすることにより、0.3<q<1.0の範囲の質量比とほぼ3<logP[日]<8の範囲の公転周期に対して18.8$\pm$1.5％の固有の多重分数が見つかります。メインシーケンスで同様の質量の結果が得られた場合、単一の星の割合は約20％であると判断され、公転周期の分布はlogP〜3.5を超えて急速に低下すると主張します。RSGバイナリシステムの質量比分布を調べたところ、一様分布が14M$_\odot$未満のデータを最もよく表していることがわかりました。15M$_\odot$を超えると、質量比の高いシステムが不足していることがわかります。
統合静止太陽エネルギー粒子イベントカタログ：GSEP
| Title |
Integrated_Geostationary_Solar_Energetic_Particle_Events_Catalog:_GSEP |
| Authors |
Sumanth_Rotti,_Berkay_Aydin,_Manolis_K._Georgoulis,_and_Petrus_C._Martens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.12021 |
太陽周期22、23、24をカバーする太陽エネルギー粒子（SEP）イベントのカタログを提示します。静止軌道運用環境衛星（GOES）の積分陽子フラックスデータに基づいて、3つの既存のカタログを相互に関連付けて統合します。カタログ内の各イベントを視覚的に検証してラベルを付け、均質化されたデータセットを提供しました。合計342個のSEPイベントを特定し、そのうち246個が重要なプロトンイベントの宇宙天気予報センター（SWPC）のしきい値を超えています。メタデータは、発生する可能性のある太陽フレア、つまり各イベントのフレアとコロナ質量放出に関する物理的パラメータと観測量で構成されています。各イベントのスライスされた時系列データは、いくつかのエネルギーバンドの陽子フラックスの強度プロファイルとともに公開されています。このデータセットにより、機械学習（ML）と統計分析の研究者は、宇宙天気予報に役立つSEPと発生源の噴火特性を理解できます。
SUUMa状態のZカムスターPYPer？
PYPerはZCamスターとして知られています。VSOLJ、VSNET、AAVSO、ASAS-SN、ZTFの観測を使用して、この天体がかすかな状態を経験し、ZCam+VYScl星に分類されていることを発見しました。さらに、この天体は2020年以降、爆発の振る舞いを変化させ、110-160dの周期で定期的に繰り返される長くて明るい爆発と、それらの間の短くてかすかな爆発を示しています。2021年12月から2022年1月の爆発は、25日を超える期間を持ち、衰退部分で2回の再増光を伴う、徐々に衰退するプラトー段階を伴うスーパー爆発に特に似ていました。この天体は、TESSデータと以前の視線速度研究に基づいて、0.15468（5）dの長い公転周期を持っています。公転周期が長いシステムにスーパーバーストが存在することは珍しいことですが、前例のないことではありません。まだまだ現象が続いているので、太陽結合後の明け方の空から出てきたときに注目します。
STEREOおよびSDOデータセットとそれらのリリースによる改良されたAI生成ソーラーファーサイドマグネトグラム
| Title |
Improved_AI-generated_Solar_Farside_Magnetograms_by_STEREO_and_SDO_Data_Sets_and_Their_Release |
| Authors |
Hyun-Jin_Jeong,_Yong-Jae_Moon,_Eunsu_Park,_Harim_Lee,_Ji-Hye_Baek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.12068 |
ここでは、SolarTerrestrialRelationsObservatory（STEREO）とSolarDynamicsObservatory（SDO）のデータセットを使用して、人工知能（AI）で生成された太陽の向こう側のマグネトグラムを大幅に改善します。以前の深層学習モデルと入力データセットの構成を変更して、以前よりも現実的なマグネトグラムを生成します。まず、Pix2PixCCと呼ばれるモデルは、実際のデータと生成されたデータの間の相関係数（CC）を含む更新された目的関数を使用します。次に、モデルの入力データセットを構築します。太陽の向こう側のSTEREO極紫外線（EUV）観測と、EUV観測とマグネトグラムの最も近い前面のSDOデータペアです。フロントサイドのデータペアは、磁場の極性分布の履歴情報を提供することを期待しています。モデルによって生成された磁場分布は、いくつかのメトリックを考慮して、以前よりも実際の分布と一致していることを示しています。フルディスク、アクティブ領域、および8x8ビニングの実際のマグネトグラムとAIで生成されたマグネトグラム間のクワイエット領域の平均ピクセル間CCは、それぞれ0.88、0.91、0.70です。AIで生成されたマグネトグラムの符号なし磁束と正味磁束の合計は、テストデータセットの実際の磁束と一致しています。興味深いことに、私たちの向こう側のマグネトグラムは、太陽周期24および25について、近くの表側のマグネトグラムと一貫した極磁場強度と磁場極性を生成します。フロントサイドのもの。AIで生成されたSolarFarsideMagneticograms（AISFM）は、SDOの韓国データセンター（KDC）で公開されています。
層状大気におけるコロナ加熱に対する運転時間スケールの影響
目的：異なる特徴的な時間スケールと振幅を持つランダムな流れによって駆動される冠状動脈加熱に対する大気応答を調査します。方法：太陽大気の重力層化モデルに課せられたランダム運転の一連の3DMHDシミュレーションを実施しました。交流（AC）加熱と直流（DC）加熱の違いを理解するために、課せられた速度の特徴的な時間スケールを変更した場合の影響を検討しました。また、速度駆動の大きさの影響を調査しました。結果：複雑な足のポイントの動きは、現在のシートの急増とコロナ全体のエネルギー散逸につながります。与えられた振幅に対して、DC駆動は通常、AC駆動と比較してより高いエネルギー注入率をもたらします。これにより、DCシミュレーションでより大きな電流が形成され、加熱速度が速くなり、温度が高くなります。シミュレーション間でのエネルギー散逸の空間分布に違いはありませんが、ACの場合のエネルギー放出イベントはより頻繁で、より短い時間続く傾向があります。より高速の駆動は、より大きな電流、より高い温度、およびシミュレーションボリュームの大部分を占めるコロナに関連しています。すべての場合において、加熱のほとんどは、大きなイベントよりもはるかに頻繁に発生する小さなエネルギー放出イベントに関連しています。結論：低周波数モードでより豊富な電力を示す観測結果と組み合わせると、これらの発見は、コロナでのエネルギー放出が長い時間スケールの動きによって駆動される可能性が高いことを示唆しています。コロナでは、AC駆動とDC駆動が同時に発生し、それらの影響を分離することは依然として困難です。力線温度の分布と温度プロファイルの非対称性は、エネルギー放出イベントの頻度と寿命を明らかにする可能性があり、したがって、ACおよびDC加熱の相対的な重要性を明らかにする可能性があります。
TNGXXXIVでのGAPSプログラム。恒星時代を通じた活動-回転、フラックス-フラックスの関係、および活動領域の進化
| Title |
The_GAPS_programme_at_TNG_XXXIV._Activity-rotation,_flux-flux_relationships,_and_active_region_evolution_through_stellar_age |
| Authors |
J._Maldonado,_S._Colombo,_A._Petralia,_S._Benatti,_S._Desidera,_L._Malavolta,_A._F._Lanza,_M._Damasso,_G._Micela,_M._Mallonn,_S._Messina,_A._Sozzetti,_B._Stelzer,_K._Biazzo,_R._Gratton,_A._Maggio,_D._Nardiello,_G._Scandariato,_L._Affer,_M._Baratella,_R._Claudi,_E._Molinari,_A._Bignamini,_E._Covino,_I._Pagano,_G._Piotto,_E._Poretti,_R._Cosentino,_and_I._Carleo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.12206 |
活動領域の進化は、主系列星の下部の表面での磁場の生成と変動に重要な役割を果たします。ただし、アクティブ領域の成長と減衰の寿命、およびそれらの進化を決定することは複雑な作業です。活動領域の進化の寿命が恒星パラメータへの依存性を示すかどうかをテストすることを目的としています。運動学によって、年齢が明確に定義された星のサンプルを特定します。高解像度スペクトルを利用して、回転速度、活動レベル、および放出過剰を計算しました。これらのデータを使用して、活動-回転-年齢の関係を再検討します。主要な旋光度指標の時系列は、これらの星の恒星活動をモデル化するためにガウス過程を使用することにより、利用可能な測光とともに分析されました。利用可能な測光の自己相関関数も分析されました。活性領域の進化のために導出された寿命を使用して、恒星の年齢、スペクトルタイプ、および活動のレベルとの相関関係を検索します。また、プールされた分散手法を使用して、ターゲットのアクティビティ動作を特徴付けます。私たちの分析は、星が老化するにつれて活動と回転の低下を確認します。また、回転速度は、より涼しい星では年齢とともにゆっくりと減衰し、特定の年齢では、より涼しい星はより高いレベルの放射性を示すことを確認します。F型とG型の若い星もフラックスとフラックスの関係で不活性な星から離れていることを示します。さまざまな活動指標のガウス過程分析は、活動領域の寿命と進化に関する有用な情報を提供していないようです。一方、光度曲線分析から得られた活動領域の寿命は、恒星の年齢と温度と相関している可能性があります。少数の統計に注意しますが、私たちの結果は、活動的な領域がより若く、より涼しく、より活動的な星でより長く生きるように見えることを示唆しています。
一時的なWCdシステムWR140での粉塵の成長の調査
衝突する風のバイナリ（CWB）の風衝突領域（WCR）は特に激しい場所であり、それ自体、かなりの量の星間塵が形成される可能性がある領域でもあることは驚くべきことです。極端な場合、システムの総質量損失率の約30％がダストに変換される可能性があります。これらのシステムの観測とシミュレーションは困難であるため、これらの領域はよく理解されていません。以前の論文では、移流スカラーモデルを使用してCWBシステムのダスト成長をシミュレートし、モデルが定性的研究に適していることを発見しました。この論文では、ダストモデルを使用して周期的なダスト形成CWB（WCd）システムWR140をシミュレートし、システムのペリアストロン通路でダストの成長がどのように変化するかを調べました。ダストの生成は、周囲のダストシェルのIR放射と一致して、ペリアストロン通過で大幅に増加することがわかりました。また、星が互いに後退するにつれて、システムのダスト生成率は急速に減少しますが、減少率は、星空通過中の増加率よりも大幅に低いことがわかります。これは、強力な冷却とそれに関連する熱の不安定性が原因であることが判明し、ダストが形成されるWCRに冷却された高密度のガスポケットが生じました。WCRはある程度のヒステリシスも示しており、その領域が断熱的に振る舞うのに十分なほど星が離れている場合でも、衝撃後の放射流が発生します。
急速なエンベロープ膨張によるコアヘリウムフラッシュ中の共通外層進化の開始
| Title |
Onset_of_common_envelope_evolution_during_a_core_helium_flash_by_rapid_envelope_expansion |
| Authors |
Stanislav_Fainer,_Ealeal_Bear,_Noam_Soker_(Technion,_Israel) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.12360 |
低質量星の赤色巨星枝（RGB）の先端でのコアヘリウムフラッシュ中の激しいコア対流が、エネルギーをエンベロープに運ぶ波を励起し、それを数年間膨張させるという提案を適用すると、バイナリシステムではこのプロセスが質量が約0.47Moの極端な水平分枝（EHB;sdBおよびsdO）星の鋭いピークに到達し、そのような低質量星による楕円惑星状星雲（PNe）の形成を容易にします。オープンソースのメサ連星を使用して、初期の一次恒星質量が1.6Moである多くの奇行連星システムの進化を追跡します。波がエンベロープに運ぶエネルギーは、RGBの先端でエンベロープの拡張につながります。膨張したRGB星は、多くの二次星を飲み込み、他の方法では発生しない共通外層進化（CEE）を開始します。二次星がRGBエンベロープの大部分をなんとか除去した場合、一次星は進化して、質量が約0.47MoのEHB星になります。二次星が軌道を閉じるためにスパイラルインする時間がない場合、それは大きな軌道で終わり、一次星が後で漸近巨星分枝に沿って進化し、二次星を飲み込むのに十分な大きさのエンベロープを残します。非球形の惑星状星雲を形成します。
| Title |
Quasinormal_modes_of_black_holes_in_f(T)_gravity |
| Authors |
Yaqi_Zhao,_Xin_Ren,_Amara_Ilyas,_Emmanuel_N._Saridakis,_Yi-Fu_Cai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.11169 |
f（T）重力の静的ブラックホールの周りのテスト質量のないスカラー場の準ノーマルモード（QNM）周波数を計算します。すべての現実的なf（T）理論の適切な近似である二次f（T）修正に焦点を当て、摂動法を使用して球対称解を最初に抽出し、メトリック関数に2つの仮説を課します。これにより、シュワルツシルト解。さらに、有効ポテンシャルを抽出し、得られた解のQNM周波数を計算します。まず、離散化法を用いてシュレディンガーのような方程式を数値的に解き、関数適合法を適用してドミナントモードの周波数と時間発展を抽出します。次に、3次WKB近似法を適用して半解析的計算を実行します。一般相対性理論と比較して、f（T）重力の結果が異なることを示します。特に、モデルパラメータの値が異なると、フィールド減衰動作の勾配と周期が異なります。したがって、バイナリシステムからの精度が向上する重力波観測に照らして、一般相対性理論をテストし、ねじれ重力修正が可能かどうかを調べるための追加ツールとして、分析全体を使用できます。
偽の真空崩壊の格子シミュレーションにおける質量繰り込み
| Title |
Mass_Renormalization_in_Lattice_Simulations_of_False_Vacuum_Decay |
| Authors |
Jonathan_Braden,_Matthew_C._Johnson,_Hiranya_V._Peiris,_Andrew_Pontzen,_and_Silke_Weinfurtner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.11867 |
スカラー場の理論における量子力学的一次相転移である偽の真空崩壊は、初期の宇宙宇宙論における重要な現象です。最近、格子シミュレーションのアンサンブルに基づく新しいリアルタイムの半古典的手法が、偽の真空崩壊を説明するために導入されました。この文脈、または他の格子シミュレーションでは、長波長モードが経験する有効ポテンシャルは、裸のポテンシャルと同じではありません。したがって、リアルタイムの半古典的手法を使用して定量的な予測を行うには、モデルパラメータの再定義とそれに対応する真空状態の変形、および未解決のサブグリッドモードのモデリングを必要とする確率的寄与を理解する必要があります。この作業では、前者の補正に焦点を当て、真と偽の真空有効質量の予想される修正を計算します。これは、真空に関する線形変動の修正された分散関係として現れます。これらの理論的予測を数値シミュレーションと比較し、優れた一致を見つけます。これに動機付けられて、有効質量を使用してパラメーター化された有効ポテンシャルの形状を修正し、非線形補正に関連するモデリングの不確実性を調査します。ユークリッド形式とリアルタイム形式の両方で崩壊率を計算し、UVカットオフへの依存性に定性的な一致を見つけます。これらの計算は、レートを定量的に理解するには追加の修正が必要であることをさらに示しています。
大磁場インフレーションと宇宙論的衝突型加速器
ラージフィールドインフレーションは、インフラトンフィールドのプランクに近いまたはスーパープランクのエクスカーションを特徴とするインフレーションモデルの主要なクラスです。大規模なエクスカーションは、一般的にインフラトン結合を介して観客フィールドに大きなスケール依存性を導入し、それが観客フィールドによって媒介される原始バイスペクトルの振動形状依存性に特徴的な歪みを誘発することを指摘します。したがって、このいわゆる宇宙論的コライダー信号は、大規模なフィールドエクスカーションの有用な指標となります。沼地の距離予想によって動機付けられた「タワー州」からの信号を使用した明示的な例を示します。
Ab-initio QCD計算は、中性子星物質の状態方程式の推論に影響を与えます
| Title |
Ab-initio_QCD_calculations_impact_the_inference_of_the_neutron-star-matter_equation_of_state |
| Authors |
Tyler_Gorda,_Oleg_Komoltsev,_Aleksi_Kurkela |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.11877 |
高密度でのQCDのab-initio計算は、現在の天体物理学的観測から得られるものを超えて、中性子星のコアの物質の状態方程式に関する重要で重要な情報を提供することを示しています。これを行うには、ガウス過程を使用して状態方程式を中性子星密度に外挿し、天体物理学的観測とQCD入力を使用して順次調整します。私たちの最近の研究を使用して、後者を課すことは、漸近的に高密度への外挿を必要としません。QCD入力は天体物理学的観測を補完するものであり、中性子星のコアで到達する最高密度で強力な追加の制約を提供します。QCD入力を使用すると、状態方程式はどの密度でも事前に支配されなくなります。QCD入力は、高密度で音速と音速を低下させ、等質量中性子星のバイナリ衝突により、質量$M\に対して$95\％$（$68\％$）を超えるブラックホールが生成されると予測します。geq1.38M_\odot$（$M\geq1.25M_\odot$）。他の推論設定で便利に使用できるように、QCD尤度関数のPython実装を提供します。
ニュートリノの秘密の自己相互作用：宇宙ニュートリノ背景のブースターショット
| Title |
Neutrino_secret_self-interactions:_a_booster_shot_for_the_cosmic_neutrino_background |
| Authors |
Anirban_Das,_Yuber_F._Perez-Gonzalez,_and_Manibrata_Sen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.11885 |
ニュートリノは、これまで隠されていた力を介して相互作用する可能性があります。宇宙の歴史を通して、そのような秘密の相互作用は、超新星爆発からのニュートリノとビッグバンから残された非相対論的遺物ニュートリノとの間の散乱につながる可能性があります。このような散乱は、宇宙ニュートリノ背景（C$\nu$B）を${\calO}$（MeV）のエネルギーにまで高めることができ、原則として、拡散超新星ニュートリノ背景を探す実験で観測できるようになります。モデルに依存しない4フェルミ相互作用を仮定して、上方散乱宇宙ニュートリノフラックスを決定し、スーパーカミオカンデの最新の結果からそのような秘密の相互作用に対する制約を導き出します。さらに、将来の鉛ベースのコヒーレント弾性ニュートリノ-原子核散乱実験でブーストされたフラックスの検出の見通しも研究します。
ヒッグス機構によって生成された質量を持つ暗黒光子暗黒物質の重力生成
| Title |
Gravitational_production_of_dark_photon_dark_matter_with_mass_generated_by_the_Higgs_mechanism |
| Authors |
Takanori_Sato,_Fuminobu_Takahashi,_Masaki_Yamada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.11896 |
暗黒光子がヒッグス機構によって質量を獲得するときの、膨張中の暗黒光子暗黒物質の重力生成を研究します。以前の研究では、暗い光子はシュトゥッケルベルク質量、または十分に重いヒッグスボソンを持つヒッグスメカニズムによって生成された質量を持っていると仮定されていました。この論文では、ヒッグスボソンが完全にない場合を考えます。分離された;ヒッグス場は膨張後にその真空期待値を変化させます。次に、暗光子質量も膨張後の時間とともに変化し、縦モードの時間変化はSt\"{u}ckelberg質量の場合とは異なります。その結果、暗光子エネルギー密度のスペクトルは、中間スケールと小規模スケールで2つのピークを持つことができます。現在の質量が$6\、\mu{\rmeV}\times（H_I/10^{14}\、{\rmGeV}）^{-4より大きい場合、暗黒光子が暗黒物質を説明できることを示します。}$かつ$0.8未満\、{\rmGeV}\times（H_I/10^{14}\、{\rmGeV}）^{-3/2}$、$H_I$はインフレ中のハッブルパラメータ。より大きなゲージ結合定数を考慮すると、より高い質量が必要になります。St\"uckelberg質量の結果は、小さなゲージ結合定数の限界で再現できます。また、量子重力理論のさまざまな予想によって設定された制約についてもコメントします。
LISAデータの課題
将来の宇宙ベースの重力波検出器LISAは、ミリヘルツ宇宙を聞くことにより、豊富で情報密度の高いデータを提供します。測定された時系列には、絶えず放出される数万の検出可能な銀河バイナリ、年間数十の超大質量ブラックホール合体イベント、数十の恒星起源のブラックホール、そしておそらく数千の極端な質量比のインスピレーションの痕跡が含まれます。その上、確率的な重力波の背景とバーストの存在を検出することを期待しています。そのような多くの情報源を見つけて特徴づけることは、広大で未解決の作業です。LISAデータチャレンジ（LDC）は、このエキサイティングな問題に取り組むためのオープンで協調的な取り組みです。Sangriaというニックネームの新しいシミュレーションデータセットがリリースされたばかりで、理想的な機器ノイズによる軽度のソースの混乱に対処することを目的としています。このプレゼンテーションでは、LDC戦略について説明し、利用可能なデータセットと分析ツールを紹介し、LISAデータ分析を準備するための今後の取り組みについて説明します。
宇宙線と地震の間の大規模な前駆体相関の観測
| Title |
Observation_of_large_scale_precursor_correlations_between_cosmic_rays_and_earthquakes |
| Authors |
P._Homola,_V._Marchenko,_A._Napolitano,_R._Damian,_R._Guzik,_D._Alvarez-Castillo,_S._Stuglik,_O._Ruimi,_O._Skorenok,_J._Zamora-Saa,_J.M._Vaquero,_T._Wibig,_M._Knap,_K._Dziadkowiec,_M._Karpiel,_O._Sushchov,_J._W._Mietelski,_K._Gorzkiewicz,_N._Zabari,_K._Almeida_Cheminant,_B._Id\'zkowski,_T._Bulik,_G._Bhatta,_N._Budnev,_R._Kami\'nski,_M.V._Medvedev,_K._Kozak,_O._Bar,_{\L}._Bibrzycki,_M._Bielewicz,_M._Frontczak,_P._Kov\'acs,_B._{\L}ozowski,_J._Miszczyk,_M._Nied\'zwiecki,_L._del_Peral,_M._Piekarczyk,_M._D._Rodriguez_Frias,_K._Rzecki,_K._Smelcerz,_T._So\'snicki,_J._Stasielak,_A._A._Tursunov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.12310 |
二次宇宙線の検出率と地震の影響との相関関係の調査は、地震に対する世界的な早期警報システムを養うことができる新しい前駆体タイプを特定するという希望によって動機付けられた調査の主題でした。ここでは、宇宙線の検出率の平均変動が、約2週間のタイムラグで観測される全球地震活動と相関していること、およびその影響の重要性が、10年前の太陽に似た周期性によって変化することを初めて示します。周期は、約3年の位相のシフトで、極大で6シグマを超えます。観測された相関関係の前兆の特徴は、地震に対する早期警報システムの先駆的な視点を示しています。
ゆっくりと回転する縮退した星の湾曲した時空の状態方程式
| Title |
Equation_of_states_in_the_curved_spacetime_of_slowly_rotating_degenerate_stars |
| Authors |
Golam_Mortuza_Hossain_and_Susobhan_Mandal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.12352 |
ゆっくりと回転する軸対称の星の湾曲した時空を使用して、縮退したフェルミ粒子の集団の状態方程式を計算します。このような湾曲した時空で計算された状態方程式は、グローバルにフラットな時空で計算された状態方程式とは異なり、重力時間の遅れと慣性系の引きずりに依存することを示します。重力時間の遅れの影響により、縮退した中性子星の最大質量限界が大幅に向上します。ただし、慣性系の引きずり効果によるこのような強化は非常に小さいものです。
回転する天体物理学体における原始シード磁性の起源
回転する天体物理学体の湾曲した時空における慣性系の引きずりによって引き起こされるフェルミ粒子のスピン縮退破壊の自然な結果として、原始シード磁場が発生することを示します。このシード磁性は、中性子などの電気的に中性のフェルミ粒子によっても発生します。例として、毎秒500ドルの回転で回転し、質量が0.83ドルのM$_{\odot}$で、縮退した中性子の集団によって記述される理想的な中性子星は、中心に0.12ドルのガウスシード磁場があることを示します。スピン縮退の破壊によって生じる。
ブラックホールのエルゴ球内でエネルギー$E_{0}>0$の粒子が崩壊すると考えます。最初の崩壊後、エネルギー$E_{1}<0$の粒子の1つはブラックホールに向かって落下し、$％E_{2}>E_{0}\、\$の2番目の粒子は外向きに移動します。それは反射シェルから跳ね返り、その後、プロセスが繰り返されます。Reissner-Nordst\"{o}mメトリックでの荷電粒子の半径方向の運動の場合、結果は具体的なシナリオに強く依存します。特に、シェル内でエネルギーが無限に大きくなり、ブラックホールが発生する可能性があります。爆弾。また、回転する軸対称の静止ブラックホールの背景に中性粒子がある同様の複数のプロセスを検討します。転換点で崩壊が発生した場合、この場合のブラックホール爆弾はまったく不可能であることを示します。エルゴ領域内の一般的な点であり、ブラックホール爆弾が存在する条件があります。これは、崩壊前後の質量の比率と、質量フレームの中心にあるフラグメントの速度に関係します。
