暗黒物質ハローにおける銀河の予測速度分布の正確なモデル
| Title |
Accurate_Model_of_the_Projected_Velocity_Distribution_of_Galaxies_in_Dark_Matter_Halos |
| Authors |
Han_Aung,_Daisuke_Nagai,_Eduardo_Rozo,_Brandon_Wolfe,_Susmita_Adhikari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13131 |
投影された半径とハロー質量の関数として、暗黒物質ハローの周りの銀河の視線速度分布のパーセントレベルの正確なモデルを提示します。モデルは、Multi-DarkPlanck2N体シミュレーションで実行されたUniverseMachineで生成された合成銀河カタログを使用して開発およびテストされています。このモデルは、クラスターの周りの銀河を、軌道を回る銀河、落下する銀河、および干渉する銀河の3つの運動学的に異なるクラスに分解します。1）投影された見通し内速度情報のみを使用して、これら3つのタイプの銀河を統計的に区別できることを示します。2）視線速度分散から推定されるハローエッジ半径は、3次元ハローエッジ半径の優れたプロキシです。3）銀河の3つの集団のそれぞれの完全な速度分散プロファイルを正確に回復することができます。重要なことに、軌道を回る銀河と落下する銀河の速度分散プロファイルには、5つの独立したパラメーター（3つの異なる放射状スケールと2つの速度分散振幅）が含まれ、それぞれが質量と相関しています。したがって、銀河団の速度分散プロファイルには固有の冗長性があり、単一のデータセットから重要な系統的チェックを実行できます。今後の分光学的調査を使用して、エッジ半径を検出し、宇宙論と天体物理学を制約するための新しいモデルのいくつかの潜在的なアプリケーションについて説明します。
対数正規宇宙せん断マップを使用したマップベースの宇宙論の推論
| Title |
Map-based_cosmology_inference_with_lognormal_cosmic_shear_maps |
| Authors |
Supranta_Sarma_Boruah,_Eduardo_Rozo,_Pier_Fiedorowicz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13216 |
これまでのほとんどの宇宙せん断分析は、要約統計量（$\xi_+$や$\xi_-$など）に依存してきました。要約統計量の使用は不可逆であるため、これらのタイプの分析は必然的に最適ではありません。この論文では、観測されたせん断データを条件とする対数正規確率場として、宇宙の収束場をフォワードモデル化します。この新しいマップベースの推論フレームワークにより、宇宙論的パラメーターの後方の結合と宇宙の収束場を回復することができます。私たちの分析は、断層撮影ビン全体の質量マップの共分散を適切に説明します。これにより、単一ビンの再構成と比較して、マップの忠実度が大幅に向上します。推論パイプラインをガウス確率場に適用すると、分析対象と非常によく一致する事後確率が回復することを確認します。マップの解像度で、そして収束フィールドが対数正規モデルで記述できる範囲で、マップ事後確率により、すべての要約統計量（非ガウス統計量を含む）を再構築できます。LSST-Y10データのマップベースの推論分析により、現在の標準的な宇宙と比較して、$\sigma_8$-$\Omega_{\rmm}$平面の宇宙論的制約を$\約30\％$改善できると予測しています。せん断解析。この改善は、ほぼ完全に$S_8=\sigma_8\Omega_{\rmm}^{1/2}$方向に沿って行われます。つまり、マップベースの推論では、$S_8$の制約を大幅に改善できません。
宇宙ひも後流における磁場の進化
低抵抗率のプラズマにおける宇宙ひも伴流の磁場の進化を研究します。後流の初期磁場は、宇宙ひもの周りの粒子の運動によって生成される磁場をモデルにしています。プラズマは高いベータ値が特徴です。弦をきっかけに構造物のような複数の衝撃が発生しているのがわかります。形成された衝撃波の詳細な構造と衝撃波の磁場の変化を2次元電磁流体力学シミュレーションを使用して研究します。予想通り、磁場の発生は$\beta$値に依存しません。私たちの結果は、宇宙ひもの後ろに形成される単一の均一な衝撃の代わりに、ひもの後ろに短い時間間隔で形成される複数の衝撃があることを示しています。複数の衝撃波の存在は、宇宙ひも航跡の観測的兆候に確実に影響を及ぼします。これらの兆候は、衝撃波によって生成された温度変動に依存するためです。また、衝撃がなくなると、残された残留磁場が再接続して急速に散逸することもわかります。したがって、弦の周りの磁場は非常に局所化されています。磁場の再結合は宇宙ひもの伴流で起こることがわかります。これにより、ショック後の領域の磁場が減少します。
| Title |
A_measurement_of_the_Integrated_Sachs-Wolfe_Effect_with_the_Rapid_ASKAP_Continuum_Survey |
| Authors |
Benedict_Bahr-Kalus,_David_Parkinson,_Jacobo_Asorey,_Stefano_Camera,_Catherine_Hale,_Fei_Qin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13436 |
宇宙の加速膨張による大規模な重力ポテンシャルの進化は、統合ザックス・ヴォルフェ（ISW）効果として知られる、ダークエネルギーの重要で独立したプローブです。このISW効果は、\textit{Planck}衛星からの宇宙マイクロ波背景放射マップと、最近のRapidASKAPContinuumSurvey（RACS）からの無線連続銀河分布マップとの相互相関によって測定されます。相関がないという帰無仮説と比較して、$\sim2.8\、\sigma$で正の相互相関が検出されます。振幅パラメーターを使用してISW効果の強度をパラメーター化し、制約が$A_{\mathrm{ISW}}=0.94^{+0.42}_{-0.41}$であることを確認します。これは、加速の予測と一致しています。現在の一致宇宙モデル、$\Lambda$CDM内の宇宙。このパラメーターの信頼区間は、妨害パラメーターをマージナライズするときに考慮されたさまざまなバイアスモデルおよび赤方偏移分布とは無関係です。また、銀河の自己相関角パワースペクトルのパワー過剰を大規模（$\ell\leq40$）で検出し、考えられる体系的な原因を調査します。
新しい光における連星ブラックホールの集団と宇宙論：GWTC-3のPISN質量と形成チャネルの特徴
| Title |
Binary_black_holes_population_and_cosmology_in_new_lights:_Signature_of_PISN_mass_and_formation_channel_in_GWTC-3 |
| Authors |
Christos_Karathanasis,_Suvodip_Mukherjee,_Simone_Mastrogiovanni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13495 |
宇宙の赤方偏移にまたがるブラックホール連星（BBH）の質量、スピン、および合併率の分布は、それらの形成チャネルに光を当てる独自の方法を提供します。BBHの合併率の赤方偏移依存性に加えて、BBHの質量分布は、異なる形成チャネルと親星の金属量への依存性のために、赤方偏移依存性を示すこともあります。この作業では、LIGO-Virgo-KAGRAコラボレーションの第3重力波（GW）カタログGWTC-3からの合併率の進化と共同で、BBH質量分布の赤方偏移依存性を調査します。この分析は、BBH形成チャネルと質量分布の複数の新しい側面に光を当てます。星の形成とBBHの合併の間の最小遅延時間に関する興味深い制約を取得します$t^{\rmmin}_d=1.95^{+0.97}_{-0.93}$Gyrs、およびより急なべき乗則へのヒント-68$\％$C.L.でインデックス$d<-1.55$の遅延時間分布（$（t_d）^{d}$）の法則形式BBHの質量分布は、$\mu_g=40.26^{+1.04}_{-2.32}$$\rmM_\odot$にガウスピークを持つべき乗則の形式と一致します。これは、下部の理論的予測と一致します。PISN質量スケールのエッジであり、前の分析とは異なります。この分析は、ブラックホールのPISN質量スケールの下端に光を当て、べき乗則指数$d=-1$の通常の基準シナリオとは異なるBBHシステムの形成チャネルへのヒントを提供します。私たちの結果は、ハッブル定数を変化させる（または固定する）シナリオと一致しており、フィルタリングネットワークの信号対ノイズ比が低いイベントの場合も一致しています。
合成ローマ宇宙望遠鏡の高緯度時間領域調査：深部フィールドの超新星
| Title |
A_Synthetic_Roman_Space_Telescope_High-Latitude_Time-Domain_Survey:_Supernovae_in_the_Deep_Field |
| Authors |
Kevin_X._Wang,_Dan_Scolnic,_M._A._Troxel,_Steven_A._Rodney,_Brodie_Popovic,_Caleb_Duff,_Alexei_V._Filippenko,_Ryan_J._Foley,_Rebekah_Hounsell,_Saurabh_W._Jha,_David_O._Jones,_Bhavin_A._Joshi,_Heyang_Long,_Phillip_Macias,_Adam_G._Riess,_Benjamin_M._Rose,_Masaya_Yamamoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13553 |
NASAは、この10年の後半にナンシーグレースローマ宇宙望遠鏡（Roman）を打ち上げます。これにより、Ia型超新星（SNeIa）を含む複数のプローブを介した暗黒エネルギーの世代を定義する測定が可能になります。調査戦略の決定を改善するために、画像の点源として注入された人工SNeIaを含む現実的なローマの画像の最初のシミュレーションを作成しました。私たちの分析は、弱い重力レンズ効果の研究のためのローマのシミュレーションと、SNサンプルのカタログレベルのシミュレーションで行われた作業を組み合わせたものです。$\sim$1,050SNeIaを含む2年間の時系列画像を作成し、計画されている5平方度の深さ調査の1平方度のサブエリアをカバーしています。これらの画像は、注入されたすべてのソースの入力カタログとともに、コミュニティで使用できるように公開されています。同時加算画像を生成し、画像減算を使用して一時的なソースの回復を示すことにより、これらの画像から二次製品を作成します。銀河検出効率、点源検出効率、およびホスト銀河関連バイアスを測定するために、これらの画像に対して初回使用分析を実行します。シミュレートされた画像は、https：//roman.ipac.caltech.edu/sims/SN_Survey_Image_sim.htmlにあります。
| Title |
Correlation_of_Dark_Matter,_Gas_and_Stellar_Profiles_in_Dark_Matter_Halos |
| Authors |
Arya_Farahi,_Daisuke_Nagai,_Dhayaa_Anbajagane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13578 |
同様の質量と赤方偏移のハローは、暗黒物質、ホットガス、恒星の質量密度プロファイルなど、それらの異なる特性に大きな変動を示します。この変動性は、これらの暗黒物質ハローの形成履歴における多様性の指標であり、平均関係に関する散乱の結合に反映されています。この作業では、この結合の強度がハロープロファイルが測定されるスケールに依存することを示します。IllustrisTNG流体力学的宇宙論的シミュレーションの出力を分析することにより、暗黒物質ハローの集団多様性を利用して、暗黒物質、ホットガス、および恒星質量放射状密度プロファイル間の放射状および質量依存の結合を報告します。同じ質量のハローに対して、バリオンと暗黒物質の密度のばらつきが大規模に強く結合していることがわかります（$r>R_{200}$）。しかし、ガスと暗黒物質の密度プロファイル間の結合は、ハローのコアの近くで薄れます（$r<0.3R_{200}$）。次に、ハローが質量以外のプロパティで選択された場合、ハロープロファイルと積分量の相関がハローのプロファイル観測量に半径依存の加法バイアスを誘発することを示します。この効果がクラスターの存在量と相互相関宇宙論に与える影響について、多波長宇宙論調査で説明します。
赤方偏移空間におけるハローバイスペクトル多重極
| Title |
The_Halo_Bispectrum_Multipoles_in_Redshift_Space |
| Authors |
Federico_Rizzo,_Chiara_Moretti,_Kevin_Pardede,_Alexander_Eggemeier,_Andrea_Oddo,_Emiliano_Sefusatti,_Cristiano_Porciani_and_Pierluigi_Monaco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13628 |
シミュレーションの大規模なセットから測定された、その多重極、単極、四重極、および六十極の観点から、赤方偏移空間でのハローバイスペクトルの分析を提示します。このような測定値を、線形および非線形のバイアスパラメータと密度変動の成長率$f$に依存する摂動理論のツリーレベルモデルに適合させます。尤度分析は、非常に多くの模擬カタログのセットを利用して、すべての多重極の共分散特性のロバスト推定を可能にします。共分散行列の数値推定をガウス予測と比較して、単極子の場合の圧搾された三角形を除いて、すべての構成で10％以下の不一致を見つけます。ツリーレベルモデルの有効範囲は、シミュレーションボリュームの合計が約1000$h^{-3}\、{\rmGpc}^3$の場合、最大波数$0.08\、h\、に達することがわかります。単極の場合は{\rmMpc}^{-1}$ですが、四重極と六重極の場合はそれぞれ$0.06$と$0.045\、h\、\rm{Mpc}^{-1}$に制限されます。それにもかかわらず、分析に四重極を追加すると、パワースペクトルの場合と同様に、モデルパラメータの決定、特に$f$の大幅な改善が可能になります。最後に、完全な共分散の数値推定をガウス近似での理論的予測と比較し、後者が周期境界条件のシミュレーションボックスのコンテキストで非常にうまく機能することを確認します。
非最小結合スカラー場に対するWitten-O'Raifeartaighインフレーションの再検討
この作業では、スカラー場が重力に非最小結合されている場合に、ポテンシャルが$\operatorname{log}^2（\phi/M）$形式をとるインフレーションのWitten-O'Raifeartaighモデルを再検討します。。インフレパラメータの予測における結合の影響を調査し、それによってモデルの実行可能性に影響を与えます。$n_s-r$平面レベルのデータでは、次数$\xi\sim10^{-3}$の小さな結合が優先され、ゼロ以外の$\xi$が存在すると大きな結合が可能になることがわかります。質量スケール$M$の間隔。ここでは、低いテンソル対スカラー比を実現できます。また、その後の再加熱時代によって課せられる制約を確立します。この制約では、その期間と温度をCMBオブザーバブルに関連付けることができ、その結果、$n_s$および$r$パラメーターの可能な値が制限されます。
壊滅的に蒸発する惑星の流出における塵の形成
| Title |
Dust_formation_in_the_outflows_of_catastrophically_evaporating_planets |
| Authors |
Richard_A._Booth,_James_E._Owen_and_Matth\"aus_Schulik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13117 |
超短周期惑星は、岩石の内部から蒸発した物質を通して、太陽系外惑星のよく理解されていない内部構成への窓を提供します。これらの天体の中には崩壊する惑星のクラスがあり、それらのほこりっぽい尾がそれらのホスト星の前を通過するときに観察されます。これらのほこりっぽい尾は、これらの惑星の昇華面からの熱駆動風のほこりの凝縮に起因すると考えられています。これらの風の既存のモデルは、それらの非常に変化しやすい性質を説明することも、これらのシステムが最初に検出された風の中でどのように塵が形成されるかを説明することもできませんでした。ここでは、塵の形成と破壊のモデルを含む、これらの惑星からの風の新しい放射流体力学シミュレーションを紹介します。大きな塵の粒子が惑星の表面よりも低い温度を得る結果として、塵は風の中で容易に形成されることがわかります。さらに、塵の凝縮が十分に速い場合、惑星の表面温度と塵の不透明度を介した流出特性との結合が、時間変動する流れを駆動できることを発見しました。以前の研究と一致して、私たちのモデルは、これらのほこりっぽい尾が、彼らの寿命の終わりに近い壊滅的に蒸発する惑星のサインであることを示唆しています。最後に、我々の結果が塵の組成に与える影響について議論しますが、塵とガスの組成を自己無撞着に計算するより詳細な流体力学モデルは、塵の特性を惑星の内部組成に関連付けるために保証されます。
恒星間彗星の形成位置のトレーサーとしての揮発性炭素対酸素比
| Title |
The_Volatile_Carbon_to_Oxygen_Ratio_as_a_Tracer_for_the_Formation_Locations_of_Interstellar_Comets |
| Authors |
Darryl_Z._Seligman,_Leslie_A._Rogers,_Samuel_H._C._Cabot,_John_W._Noonan,_Theodore_Kareta,_Kathleen_E._Mandt,_Fred_Ciesla,_Adam_McKay,_Adina_D._Feinstein,_W._Garrett_Levine,_Jacob_L._Bean,_Thomas_Nordlander,_Mark_R._Krumholz,_Megan_Mansfield,_Devin_J._Hoover,_and_Eric_Van_Clepper |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13211 |
1I/`オウムアムアと2I/ボリソフ彗星の発見によって暗示される発生率に基づいて、今後のルービン天文台の宇宙と時間のレガシー調査（LSST）は、毎年$\ge1$の恒星間彗星を検出するはずです（Hooveretal.2021）。これらの彗星におけるH$_2$O、CO$_2$、およびCOの生成率の将来の測定を提唱し、元の原始惑星系円盤内の形成位置を追跡する炭素と酸素の比率を推定します。CO雪線の内部の地層を示す、太陽系彗星の同様の測定値を確認します。星間物質と太陽系の相対的な処理を定量化することにより、生産率は星間彗星の大部分の原始的な組成を表さないと推定します。星間物質におけるH$_2$Oに対するCOおよびCO$_2$の優先的な脱着は、測定されたC/O比が原始比の下限を表すことを意味します。具体的には、${\rmQ}（{\rmCO}）/{\rmQ}（{\rmH_2O}）<。2$および${\rmQ}（{\rmCO}）の生産率比/{\rmQ}（{\rmH_2O}）>1$は、それぞれCO雪線の内部と外部の地層を示している可能性があります。2I/Borisovの高いC/O比は、それがCO雪線の外部に形成されたことを意味します。CO雪線の外部に形成された放出された彗星の割合を制限するこれらの測定値を取得できる現在稼働中の施設の概要を提供します。この部分は、太陽系外惑星システムにおける彗星放出の効率とメカニズムへの重要な洞察を提供します。
自己重力円盤における惑星胚の直接形成
木星型惑星は、中心の星から大きく離れた場所で発見されています。さらに、驚くべき数の若い星周円盤は、大きな軌道間隔でガスや塵のギャップを持っており、埋め込まれた惑星の物体によって駆動される可能性があります。しかし、ディスクの寿命内にコアの降着によって大きな軌道分離で巨大な惑星を形成するには、小石とガスの降着をシードするための初期の固体体が望ましい。若い原始惑星系円盤は自己重力である可能性が高く、これらの重力乱流円盤は、渦巻波によって駆動されるミッドプレーンに固体物質を効率的に集中させる可能性があります。ラグランジアンダスト粒子を含む重力乱流ディスクの3D局所流体力学的シミュレーションを実行して、粒子とガスの自己重力が高密度の固体の形成につながり、後で惑星の形成につながるかどうかを判断します。ダスト粒子間の自己重力が含まれる場合、サイズ$\mathrm{St}=0.1$から$1$の固体は、重力乱流スパイラルフィーチャ内に集中し、独自の自己重力の下で崩壊して、最大数$M_{\oplusの密集した塊になります。}$広い軌道での質量。最も効率的にドリフトするダストを使用したシミュレーション（$\mathrm{St}=1$）は、最も大きな粒子の雲を形成しますが、より小さなダスト粒子を使用したシミュレーション（$\mathrm{St}=0.1$）には、次の質量の塊があります。桁違いに。ガスへのダストの逆反応の影響を含めると、ダストの塊は数分の1になりますが、さらに多くなります。ディスクの初期段階に大きな固体が存在すると、特に広い軌道分離で惑星形成プロセスが加速し、中心星から離れた惑星や下部構造を持つ若い原始惑星系円盤を説明できる可能性があります。
曇った太陽系外惑星の非灰色表面の解明：波長依存の表面アルベドと雲の散乱特性が検索ソリューションに及ぼす影響
直接イメージングスペクトルは、惑星の大気と表面に関する豊富な情報を保持しており、そのような観測を目的としたいくつかの宇宙ベースのミッションは、近い将来実現されるでしょう。以前のスペクトル検索作業は、灰色の表面を想定した重要な大気の制約をもたらしましたが、検索に対する波長依存の表面アルベドの影響は示されていません。さまざまな雲と表面アルベドのパラメーター化を使用した地球のような大気のモデリングスイートを介して、検索パフォーマンスに対する雲と波長依存の表面アルベドの結合効果の影響を調査します。既知の雲散乱特性の仮定の下で、表面カバーが地球のような植生または海洋のカバーを表す場合、表面スペクトルアルベドは合理的に回復できます。これは惑星の居住性を特徴づけるのに役立つ可能性があります。雲の散乱特性を仮定できない場合、雲の特性と波長に依存する表面アルベドとの間の縮退が、大気と雲の特性の偏った結果につながることを示します。マルチエポックの可視バンド観測は、この縮退を解きほぐす上で限られた改善を提供します。ただし、UVバンド（R$\sim6$）$+$可視バンド（R$\sim140$）の組み合わせによる大気特性の制約は、1$\sigma$以内の入力値と一致しています。短いバンドパスデータが利用できない場合、検索の不確実性を減らすための代替ソリューションは、20％未満の不確実性で惑星雲の割合に事前の制約を設けることです。
マルチマスク最小二乗デコンボリューション：調整されたマスクを使用したRVの抽出
| Title |
Multi-Mask_Least-Squares_Deconvolution:_Extracting_RVs_using_tailored_masks |
| Authors |
F._Lienhard,_A._Mortier,_L._Buchhave,_A._Collier_Cameron,_M._Lopez-Morales,_A._Sozzetti,_C._A._Watson,_R._Cosentino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13556 |
視線速度（RV）の太陽系外惑星の検出しきい値を上げるには、より信頼性の高い視線速度抽出方法を見つけることが重要です。最小二乗デコンボリューション（LSD）手法は、過去20年間、分光偏光データから恒星の磁束を推測するために使用されてきました。これは、恒星の吸収線の形状が類似しているという仮定に依存しています。この仮定は単純ですが、LSDは強度スペクトルの優れたモデルを提供し、同様にドップラーシフトの推定値を提供します。マルチマスク最小二乗デコンボリューション（MM-LSD）RV抽出パイプラインを提示します。これは、連続体の正規化とテルル吸収線の補正後に、複数の調整されたマスクを備えたLSDを使用して2次元エシェル次数スペクトルから視線速度を抽出します。LSDの柔軟性により、スペクトル線またはピクセルを自由に除外でき、機器の問題の影響を受ける可変線またはピクセルを除外する手段が提供されます。MM-LSDパイプラインは、太陽のHARPS-Nデータでテストされ、5.7<Vmag<12.6のよく観測された星を選択しました。信号対雑音の中央値が100を超えるFGKタイプの星の場合、パイプラインは、相互相関関数手法に基づくHARPS-NRV抽出パイプラインと比較して、平均12％低い散乱でRV時系列を配信しました。MM-LSDパイプラインは、スタンドアロンのRVコードとして使用することも、磁場強度のプロキシを抽出するように変更および拡張することもできます。
スケール不変性の局所的な動的効果：月の後退
空の宇宙モデルではスケール不変性が予想されますが、物質の存在はそれを抑制する傾向があります。最近示されているように、スケール不変性は、臨界値$\varrho_{\mathrm{c}}=3H^2_0/（8\piG）$以上の密度の宇宙論モデルには確かに存在しません。密度が$\varrho_{\mathrm{c}}$未満のモデルの場合、効果が制限される可能性はあります。存在する場合、スケール不変性はグローバルな宇宙論的特性になります。一部のトレースは、ローカルで観察できる可能性があります。地球と月の二体システムの場合、予測される追加の月の後退は0.92cm/年増加しますが、潮汐の相互作用もわずかに増加します。地球と月の距離は、1970年以来活発に行われている月レーザー測距（LLR）実験のおかげで、太陽系で最も体系的に測定された距離です。LLRから観測された月の後退は3.83（$\pm0.009$）cm/年です。1日の長さ（LOD）が2.395ms/cyだけ潮汐によって変化することを意味します。しかし、バビロニア古代以来観測されたLODの変化はわずか1.78ms/cyであり、この結果は古生物学的データによって裏付けられており、2.85cm/年の月の後退を示唆しています。（3.83-2.85）cm/yr=0.98cm/yrの有意差は、過去20年間に数人の著者によってすでに指摘されており、他のいくつかの天体物理学によっても裏付けられているスケール不変式論の予測によく対応しています。テスト。
4惑星系における13時間周期の地球類似体の低離心率移動経路
| Title |
A_low-eccentricity_migration_pathway_for_a_13-h-period_Earth_analogue_in_a_four-planet_system |
| Authors |
Luisa_Maria_Serrano,_Davide_Gandolfi,_Alexander_J._Mustill,_Oscar_Barrag\'an,_Judith_Korth,_Fei_Dai,_Seth_Redfield,_Malcolm_Fridlund,_Kristine_W._F._Lam,_Mat\'ias_R._D\'iaz,_Sascha_Grziwa,_Karen_A._Collins,_John_H._Livingston,_William_D._Cochran,_Coel_Hellier,_Salvatore_E._Bellomo,_Trifon_Trifonov,_Florian_Rodler,_Javier_Alarcon,_Jon_M._Jenkins,_David_W._Latham,_George_Ricker,_Sara_Seager,_Roland_Vanderspeck,_Joshua_N._Winn,_Simon_Albrecht,_Kevin_I._Collins,_Szil\'ard_Csizmadia,_Tansu_Daylan,_Hans_J._Deeg,_Massimiliano_Esposito,_Michael_Fausnaugh,_Iskra_Georgieva,_Elisa_Goffo,_Eike_Guenther,_Artie_P._Hatzes,_Steve_B._Howell,_Eric_L._N._Jensen,_Rafael_Luque,_Andrew_W._Mann,_Felipe_Murgas,_Hannah_L._M._Osborne,_Enric_Palle,_Carina_M._Persson,_Pam_Rowden,_Alexander_Rudat,_Alexis_M._S._Smith,_et_al._(3_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13573 |
超短周期（USP）惑星としても知られる、軌道周期が1日より短い太陽系外惑星は、動的相互作用を介して現在の軌道に移動する前に、出生の原始惑星系円盤内でさらに形成されたと一般に認められています。最も受け入れられている理論の1つは、離心率の高い移動とそれに続く離心率の循環を伴う暴力的なシナリオを示唆しています。ここでは、明るい（V=10.5）K6矮星TOI-500を周回する4つの惑星系の発見を紹介します。最も内側の惑星は、公転周期が$\sim$13時間、質量が1.42$\pm$0.18M$_{\oplus}$、半径が$1.166^{0.061}の、通過する地球サイズのUSP惑星です。_{-0.058}$R$_{\oplus}$、平均密度4.89$^{+1.03}_{-0.88}$gcm$^{-3}$。ドップラー分光法により、システムが6.6、26.2、および61.3dの周期と5.03$\pm$0.41M$_{\oplus}$、33.12$\pmの最小質量を持つほぼ円軌道上の3つの外惑星をホストしていることを発見しました。それぞれ$0.88M$_{\oplus}$と15.05$^{+1.12}_{-1.11}$M$_{\oplus}$。6。6日の軌道上にUSP惑星と低質量物体の両方が存在することは、このシステムのアーキテクチャが、惑星が低離心率軌道で始まり、準-静的な経年移動。私たちの数値シミュレーションは、この移行チャネルが、0.02auの初期軌道から開始して、2GyrsでTOI-500bを現在の場所に運ぶことができることを示しています。TOI-500は、USPEarthアナログをホストすることが知られている最初の4つの惑星系であり、その現在のアーキテクチャは、非暴力的な移行シナリオで説明できます。
$ \ beta$Pictoris惑星系における太陽系外彗星のサイズ分布
| Title |
Exocomets_size_distribution_in_the_$\beta$_Pictoris_planetary_system |
| Authors |
A._Lecavelier_des_Etangs,_L._Cros,_G._H\'ebrard,_E._Martioli,_M._Duquesnoy,_M._A._Kenworthy,_F._Kiefer,_S._Lacour,_A.-M._Lagrange,_N._Meunier,_A._Vidal-Madjar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13618 |
星$\beta$Pictorisは、ガス状でほこりっぽい塵円盤、少なくとも2つの巨大な惑星、および多くの小さな物体の存在を特徴とする若い惑星系を持っています。30年以上の間、星を通過する太陽系外彗星は、分光法を使用して検出され、彗星のコマと尾のガス状の部分を調べてきました。尾のほこりっぽい成分の検出は、トランジットの測光観測によって実行できます。2018年以来、トランジット系外惑星探査衛星は合計156日間$\beta$Picを観測しています。ここでは、太陽系外彗星の合計30回の通過を特定したTESS測光データセットの分析を報告します。私たちの統計分析は、光度曲線の吸収深さ（$AD$）の関数としての通過する太陽系外彗星イベントの数（$N$）が、$dN（AD）\proptoAD^{-の形式のべき乗則に従うことを示しています。\alpha}$、ここで$\alpha=2.3\pm0.4$。この吸収深さの分布は、$R^{-\gamma}$に比例する彗星のサイズ分布の差につながります。ここで、$\gamma=3.6\pm0.8$は、太陽系の彗星のサイズ分布と非常によく似ています。衝突的に緩和された母集団の分布（$\gamma_{\rmD}=3.5$）。
天の川銀河の恒星の質量分布：解析モデル
| Title |
The_stellar_mass_distribution_of_the_Milky_Way's_bar:_an_analytic_model |
| Authors |
Mattia_C._Sormani,_Ortwin_Gerhard,_Matthieu_Portail,_Eugene_Vasiliev,_Jonathan_Clarke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13114 |
ミルキーウェイバーの恒星の質量分布の分析モデルを提示します。このモデルは、さまざまな密度および運動学の観測データに一致するように構築された、Portailetal。のオーダーメードのN体モデルに多成分パラメトリック密度分布を適合させることによって取得されます。解析モデルは、X字型を含むN体バーの3D密度分布を詳細に再現します。モデルとそれが生成する重力ポテンシャルは、銀河ダイナミクス用のソフトウェアパッケージAGAMAの一部として利用可能であり、軌道統合、流体力学的シミュレーション、またはその他のアプリケーションに簡単に使用できます。
CMB偏光とその銀河前景の研究の枠組みの中で、熱ダスト偏光マップの角度パワースペクトルは、興味深いE/B非対称性と正のTE相関を明らかにしました。これらの観測の解釈研究では、磁化されたISMダスト雲はフィラメント状の構造としてのみ扱われてきました。ただし、シート状の形状は、観察的および理論的証拠によっても裏付けられています。この研究では、雲の形状とその局所磁場への接続が、熱ダスト分極マップの角パワースペクトルに及ぼす影響を研究します。現実的なフィラメント状およびシート状の星間雲をシミュレートし、ソフトウェア$Asterion$を使用して、それらの熱ダスト偏光放出の合成マップを生成します。多重極範囲$\ell\in[100,500]$で偏光パワースペクトルを計算し、$R_{EB}$比、およびTとTの間の相関係数$r^{TE}$によってE/Bパワーの非対称性を定量化します。Eモード。$R_{EB}$と$r^{TE}$の値の、両方の雲のオフセット角度（最長の雲の軸と磁場の間）と傾斜角（視線と磁場の間）への依存性を定量化します。通常の磁場または乱流磁場のいずれかに埋め込まれた形状。両方の雲の形状が（$R_{EB}$、$r^{TE}$）パラメーター空間の同じ領域をカバーしていることがわかります。傾斜角とオフセット角への依存性は両方の形状で類似していますが、シート状の構造は一般に大きな散乱を示します。オフセット角度への既知の依存性に加えて、傾斜角への$R_{EB}$と$r^{TE}$の強い依存性が見つかります。フィラメント状およびシート状の構造が、同様の（$R_{EB}$、$r^{TE}$）値の偏光パワースペクトルにつながる可能性があるという事実は、それらの解釈を複雑にします。将来の分析では、この縮退と磁場ジオメトリへの接続を考慮する必要があります。
水氷に埋め込まれた脂肪族化合物における放射線誘発D/H交換速度定数
| Title |
Radiation-induced_D/H_Exchange_Rate_Constants_in_Aliphatics_Embedded_in_Water_Ice |
| Authors |
Danna_Qasim,_Reggie_L._Hudson,_Christopher_K._Materese |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13212 |
低温の星間雲とコアの気相および固体化学は、星間氷のD/Hの向上につながり、最終的には彗星、隕石、さらには惑星の衛星にも受け継がれます。したがって、D/H比は、地球外化学の起源のトレーサーとして広く使用されています。ただし、D/H比は宇宙線の影響も受ける可能性があります。宇宙線は遍在しており、高密度の星間分子コアにも浸透する可能性があります。重水素の分別に対するそのような高エネルギー放射線の影響は、定量的な方法で研究されていません。この研究では、20KのH2O氷に埋め込まれた完全に重水素化された小さな（1-2C）炭化水素の放射線誘発D-to-H交換、およびこれらの分子のプロトン化形態のH-to-D交換の速度定数を示します。20KのD2O氷で。D2O氷でのH-to-D交換と、H2O氷でのD-to-H交換の速度定数が大きいことが観察されました。これは、C-DとC-Hの結合強度が大きいためです。文献からの結合エネルギーと一致して、H-to-D交換速度定数はエタンよりもプロトン化メタンの方が小さいことがわかります。不飽和および反応性炭化水素であるエチレンとアセチレンの速度定数を取得することはできません。速度定数の解釈は、D/H交換生成物が放射線分解生成物と一緒に豊富に形成されることを示唆しています。宇宙全体で観測された脂肪族化合物のD/H比を解釈するために、定量的および定性的なデータをどのように使用できるかについて説明します。
バイモーダル吸収システムイメージングキャンペーン（BASIC）I. z $<1$での低金属量吸収体の二重集団
| Title |
The_Bimodal_Absorption_System_Imaging_Campaign_(BASIC)_I._A_Dual_Population_of_Low-metallicity_Absorbers_at_z_$<1$ |
| Authors |
Michelle_A._Berg,_Nicolas_Lehner,_J._Christopher_Howk,_John_M._O'Meara,_Joop_Schaye,_Lorrie_A._Straka,_Kathy_L._Cooksey,_Todd_M._Tripp,_J._Xavier_Prochaska,_Benjamin_D._Oppenheimer,_Sean_D._Johnson,_Sowgat_Muzahid,_Rongmon_Bordoloi,_Jessica_K._Werk,_Andrew_J._Fox,_Neal_Katz,_Martin_Wendt,_Molly_S._Peeples,_Joseph_Ribaudo,_and_Jason_Tumlinson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13229 |
バイモーダル吸収システムイメージングキャンペーン（BASIC）は、$z\lesssim1$の23のQSOフィールドで36のHI選択部分ライマン限界システム（pLLS）とライマン限界システム（LLS）のサンプルの銀河環境を特徴づけることを目的としています。これらのpLLS/LLSは、偏りのない、十分に制約された金属量を備えた吸収体のユニークなサンプルを提供し、$z<1$での金属に富む低金属量の銀河系媒体（CGM）の起源を探ることができます。ここでは、これらのQSOフィールドのうち11個（19pLLS）のKeck/KCWIおよびVLT/MUSE観測を提示し、HST/ACSイメージングと組み合わせて、吸収体関連銀河を識別および特性評価します。23個のユニークな吸収体関連銀河が見つかり、吸収体ごとに平均1個の関連銀河があります。すべて$<10\％$の太陽金属量を持つ7つの吸収体の場合、$\rho/R_{vir}$と$|\Deltav|/v_内に$\logM_\star\gtrsim9.0$に関連する銀河は見つかりません。{esc}\le$1.5吸収体に関して。銀河の恒星の質量である低金属量（[X/H]$\le-1.4$）を除いて、ガスの金属量またはHIカラム密度とほとんどの銀河の特性との間に強い相関関係は見つかりません。システムは、$\rho/R_{vir}\le1.5$内に$\logM_\star\ge9.0$のホスト銀河を持っている場合、$0.39^{+0.16}_{-0.15}$の確率があります。金属量吸収体の確率は$0.78^{+0.10}_{-0.13}$です。これは、$z<1$の金属が豊富なpLLS/LLSは、通常、$\logM_\star>9.0$の銀河のCGMに関連付けられているのに対し、低金属量のpLLS/LLSは、1つの人口を持つより多様な場所で見られることを意味します。銀河のCGMと、宇宙の過密領域に広く分布している別の銀河で発生します。銀河に関連付けられていない吸収体を使用して、銀河間媒体の重み付けされていない幾何平均金属量を[X/H]$\lesssim-2.1$と推定します。これは$z<1$で、以前の推定よりも低くなっています。
バルジレス銀河におけるAGNフィードバックの近赤外分析
| Title |
A_Near-Infrared_look_at_AGN_Feedback_in_Bulgeless_Galaxies |
| Authors |
Thomas_Bohn,_Gabriela_Canalizo,_Shobita_Satyapal,_and_Laura_Sales |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13238 |
超大質量ブラックホール（SMBH）はバルジのあるほとんどの銀河にあると一般に信じられていますが、バルジのない銀河ではSMBHはほとんど確認されていません。そのような集団を特定することは、BHシード集団と長期的なBH成長に重要な洞察を提供する可能性があります。この目的のために、AGNを示唆する中赤外色の低赤方偏移バルジレス銀河のサンプルの近赤外分光観測を取得しました。サンプルの69$\％$（9/13）で、AGN活動の追加の証拠（冠状線や広い許可線など）が見つかりました。これは、中赤外線選択がAGNを検出するための強力なツールであることを示しています。AGN活動が確認された銀河の半数以上は、光学系の[OIII]および/またはNIRの[SiVI]で速い流出を示し、後者は一般に、空間範囲にも相関するはるかに速い速度を持っています。また、いくつかのターゲットのビリアルBH質量を取得し、それらが$M_{\rm{BH}}$-$M_{\rm{stellar}}$関係にある他の後期型銀河の分散内にあることを見つけることができます。それらが重要なバルジ要素を欠いているという事実は、おそらく主要な合併とは無関係に、長期的なプロセスがこれらのBHを超大規模なサイズに成長させたことを示しています。最後に、回転ガスの運動学を分析し、2つの注目すべき例外を見つけます。予想よりも速く回転しているように見える流出を伴う2つのAGNホストです。これらの2つの銀河は、暗黒物質のハロー質量から予想されるよりも大幅に低い恒星質量を持っているという兆候があります。これは、観測されたAGN活動と強いガス流出と相まって、AGNフィードバックの影響の証拠である可能性があります。
RCW120のトリガーされた星形成における磁場の役割
| Title |
The_Role_of_Magnetic_Fields_in_Triggered_Star_Formation_of_RCW_120 |
| Authors |
Zhiwei_Chen,_Ramotholo_Sefako,_Yang_Yang,_Zhibo_Jiang,_Shuling_Yu,_and_Jia_Yin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13296 |
1.4mIRSF望遠鏡を使用したRCW120の近赤外偏光観測について報告します。背景の星の星の光の偏光は、RCW120の磁場を初めて明らかにします。RCW120の全球磁場は、銀河面に平行な$20^\circ$の方向に沿っています。空の平面での電界強度は$100\pm26\、\mu$Gです。東殻周辺の磁場は、HII領域による圧縮の証拠を示しています。外圧（乱流圧力+磁気圧力）と周囲の雲のガス密度は、RCW120が発生する方向に沿って最小になります。これは、RCW120の観測された伸びを説明しています。磁場に応じたRCW120の動的年代強度は、流体力学的推定よりも古い$100\、\mu$Gの電界強度に対して$\sim\、1.6\、\mathrm{Myr}$です。磁場に垂直な方向では、強い磁場によって西側のシェルの密度コントラストが大幅に低下します。一般に、強い磁場は、流体力学的推定と比較して、トリガーされた星形成の効率を低下させます。「収集と崩壊」メカニズムを介したトリガーされた星形成は、磁場に沿った方向に発生する可能性があります。コア形成効率（CFE）は、RCW120の南および東のシェルで、HII領域からの影響をほとんど受けない赤外線暗黒雲よりも高いことがわかり、イオン化フィードバックからのトリガーに関連するCFEの増加を示唆しています。
NIHAO XXVIII：暗黒物質濃度と運動星団に対するAGNの副次的影響
| Title |
NIHAO_XXVIII:_Collateral_effects_of_AGN_on_dark_matter_concentration_and_stellar_kinematics |
| Authors |
Stefan_Waterval,_Sana_Elgamal,_Matteo_Nori,_Mario_Pasquato,_Andrea_V._Macci\`o,_Marvin_Blank,_Keri_L._Dixon,_Xi_Kang,_Tengiz_Ibrayev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13373 |
活動銀河核（AGN）フィードバックは、星形成を調節するために銀河のシミュレーションで必要とされますが、中央銀河のハローと星の運動学の暗黒物質分布に対するさらなる下流の影響が期待できます。百天体物理学オブジェクトの数値調査（NIHAO）からのAGN物理学の有無にかかわらず銀河のシミュレーションを組み合わせて、暗黒物質プロファイルとホスト銀河の中心恒星の自転に対するAGNの影響を調査します。具体的には、濃度とハロ質量（$c-M$）の関係と恒星のスピンパラメーター（$\lambda_R$）がAGNフィードバックによってどのように影響を受けるかを調べます。AGN物理学は、シミュレートされた巨大な（$\gtrsim10^{12}$M$_\odot$）銀河の中心密度を減らし、それらの濃度をスピッツァー測光と正確な回転曲線の結果と一致させるために重要であることがわかります（SPARC）サンプル。同様に、AGNフィードバックは、ATLAS$^{3\text{D}}$調査で観察されたように、低速回転子と高速回転子の間の二分法を再現する上で重要な役割を果たします。AGNフィードバックによる星形成の抑制がなければ、高速回転子の数は観測上の制約を大幅に上回ります。私たちの研究は、銀河形成におけるAGNフィードバックの重要性をサポートするいくつかの付随的な効果があり、これらの効果を使用して、数値シミュレーションでの実装を制約できることを示しています。
ディスククローキング：局所コンパクトで巨大な回転楕円体/バルジの数密度といくつかの高z赤いナゲットの潜在的な運命の下限を確立する
| Title |
Disc_cloaking:_Establishing_a_lower_limit_to_the_number_density_of_local_compact_massive_spheroids/bulges_and_the_potential_fate_of_some_high-z_red_nuggets |
| Authors |
Dexter_S._-H._Hon,_Alister_W._Graham,_Benjamin_L._Davis,_and_Alessandro_Marconi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13408 |
地元の宇宙にコンパクトで巨大な静止銀河がほとんど存在しないということは、$z\sim2.5$以降のサイズの進化を意味します。そのような「赤いナゲット」は、EからEへの変換を介して今日の楕円形（E）銀河に進化したとしばしば理論づけられています。赤いナゲットが、たとえば$1\lesssimz\lesssim2$で、合併と降着によって回転円盤を発達させ、それによってナゲットをより大きな、現在は古い銀河の現存するバルジ/回転楕円体コンポーネントとして覆い隠すという代替シナリオを検討します。110\内の103個の巨大な（$M_*/\rmM_{\odot}\gtrsim1\times10^{11}$）銀河の体積が制限されたサンプルの詳細な、物理的に動機付けられた多成分分解を実行しました。、Mpc。既存の楕円形の分類を持つ28個の銀河のうち、18個は大規模な円盤を持ち、2個は中規模の円盤を持ち、ここではレンチキュラー（S0）とエリクラー（ES）として再分類されています。局所回転楕円体の恒星質量関数、サイズ-質量図、およびバルジ対合計（$B/T$）フラックス比が表示されます。コンパクトで巨大な回転楕円体の体積数密度の下限を報告します。$n_\mathrm{c、Sph}\sim（0.17$-$1.2）\times10^{-4}\、\rmMpc^{-3}$、文献の「赤いナゲット」のさまざまな定義に基づいています。局所コンパクトで巨大なバルジの同様の数密度がdelaRosaらによって報告されました。自動化された2成分分解を使用すると、それらの存在が多成分分解で十分に明らかになります。ディスククローキングは、銀河の進化の際立った代替手段であることがわかります。特に、EからEへのプロセスの代わりに、ディスクの成長は、少なくとも低質量（$1\times10^{10}<M_*/\rmM_{\odot}\lessapprox4\times10^{10}$）赤いナゲット。現在の下限は、$1\lesssimz\lesssim2$にある高質量の赤いナゲットのピーク量のいくつかの魅力的な係数の範囲内です。
AGBの風とISMの相互作用領域のほこり
恒星風と漸近巨星分枝星の周りのISMとの間の相互作用領域のダスト質量と粒子サイズを制限することを目指しています。これらの領域の塵を説明することにより、銀河の塵の起源における低質量の進化した星の役割に光を当てることを目指しています。70ミクロンと160ミクロンの遠赤外線の画像を使用して、炭素と酸素が豊富な漸近巨星分枝（AGB）星のサンプル周辺の風とISMの相互作用領域のダスト温度とダスト質量を導き出します。ダストの温度と質量は2つの方法で決定されます。まず、測定されたフラックスの比率を使用し、0.1ミクロンの一定の粒子サイズのダストの不透明度を想定してデータから直接。次に、観測によって空間的に制約された3Dダスト放射伝達モデルを実行して、温度と質量を一貫して計算します。放射伝達モデルの場合、各モデルには、0.01ミクロンから5.0ミクロンの間で変化する1つの一定の粒子サイズが含まれています。風とISMの相互作用領域で観測されたダストの質量は、恒星風から蓄積された質量と一致していることがわかります。炭素が豊富なソースの場合、放射伝達モデルに空間的制約を追加すると、優先的に大きな粒子サイズ（約2ミクロン）になります。酸素が豊富なソースの場合、空間的な制約によりモデルの温度が高くなりすぎて、使用する粒子サイズに関係なく、観測された遠赤外線比を適合させることができなくなり、粒子特性と恒星放射場のより複雑な相互作用を示します。この結果は、粒子がISMへの移行を生き残る可能性がどれほど高いか、および後でISMで粒子成長のシードとして機能するダスト粒子の特性に影響を与えます。ただし、酸素が豊富なソースの結果は、ダスト特性の導出が単純ではなく、より複雑なモデリングが必要であることを示しています。
SOFIAによる銀河系外磁気（SALSAレガシープログラム）-III：最初のデータリリースとオンザフライ偏光マッピングの特性評価
| Title |
Extragalactic_magnetism_with_SOFIA_(SALSA_Legacy_Program)_--_III:_First_data_release_and_on-the-fly_polarization_mapping_characterization |
| Authors |
Enrique_Lopez-Rodriguez,_Melanie_Clarke,_Sachin_Shenoy,_William_Vacca,_Simon_Coude,_Ryan_Arneson,_Peter_Ashton,_Sarah_Eftekharzadeh,_Rainer_Beck,_John_E._Beckman,_Alejandro_S._Borlaff,_Susan_E._Clark,_Daniel_A._Dale,_Sergio_Martin-Alvarez,_Evangelia_Ntormousi,_William_T._Reach,_Julia_Roman-Duval,_Konstantinos_Tassis,_Doyal_A._Harper,_Pamela_M._Marcum |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13611 |
SOFIA（SALSALegacyProgram）を使用した銀河系外磁気に関する調査のデータ処理について説明します。この最初のデータリリースは、2020年1月から2021年12月までにかかった合計授与時間の33％（155.7時間のうち51.34時間、オーバーヘッドを含む）を示しています。偏光測定モード。科学的分析で使用するために、銀河の偏光測定マップの均一に削減された高レベルのデータ製品を取得するためのパイプライン手順を示します。私たちのアプローチは一般的な設計であり、任意の帯域のHAWC+アレイの視野よりも小さい光源に適用できます。OTFMAP偏光モードでは、チョッピングモードとうなずきモードを使用して以前に取得した偏光観測と比較して、観測オーバーヘッドが2.34倍削減され、感度が1.80倍向上すると推定されます。OTFMAPは、HAWC+の偏光測定モードの重要な最適化であり、観測の1時間あたりに収集される科学を全体の係数2.49まで増やすことにより、最終的にSOFIA/HAWC+の運用コストを削減します。OTFMAP偏光測定モードは、SALSAの標準的な観測戦略です。この最初のデータリリースの結果と定量分析は、シリーズのペーパーIVとVに示されています。
ホビー・エバリー望遠鏡暗黒エネルギー実験調査（HETDEX）における活動銀河核I.サンプルの選択
| Title |
The_Active_Galactic_Nuclei_in_the_Hobby-Eberly_Telescope_Dark_Energy_Experiment_Survey_(HETDEX)_I._Sample_selection |
| Authors |
Chenxu_Liu,_Karl_Gebhardt,_Erin_Mentuch_Cooper,_Dustin_Davis,_Donald_P._Schneider,_Robin_Ciardullo,_Daniel_J._Farrow,_Steven_L._Finkelstein,_Caryl_Gronwall,_Yuchen_Guo,_Gary_J._Hill,_Lindsay_House,_Donghui_Jeong,_Shardha_Jogee,_Wolfram_Kollatschny,_Mirko_Krumpe,_Martin_Landriau,_Oscar_A_Chavez_Ortiz,_Yechi_Zhang_and_(The_HETDEX_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13658 |
2017年1月から2020年6月の間に観測されたホビーエバリー望遠鏡ダークエネルギー実験調査（HETDEX）で、最初の活動銀河核（AGN）カタログを紹介します。、スペクトルの特徴に基づいてAGNを選択できるようにします。発光クエーサーと低光度セイファートの両方が私たちのカタログにあります。AGN候補は、LyAとCIVの線のペアなど、少なくとも2つの重要なAGN輝線、または単一の広い輝線（FWHM>1000km/s）で選択されます。各情報源は、目視検査によってさらに確認されます。このカタログには5,322AGNが含まれており、30.61deg^2の有効な空の範囲をカバーしています。これらのAGNの合計3,733は安全な赤方偏移を持っており、SDSSDR14Qからの交差適合スペクトル赤方偏移がない残りの1,589の単一ブロードラインAGNの赤方偏移推定値を提供します。AGNカタログの赤方偏移範囲は0.25<z<4.32で、中央値はz=2.1です。ボロメータの光度範囲は10^9-10^14Lsunで、中央値は10^12Lsunです。AGNのrバンドの大きさの中央値は21.6等であり、AGNの34％はr>22.5であり、2.6％は私たちが検索した最も深い画像調査のr〜26等で検出限界に達しています。700AA〜4400AAをカバーするAGNサンプルの複合スペクトルも提供します。
GaiaEDR3+を使用した天の川銀河ディスクのストリーミングモーションの測定
銀河円盤の3D運動学を、太陽から3.5kpcに、天の川の中央面から0.75kpc以内にマッピングします。この目的のために、\gedrthree{}からの高品質の位置天文学、\gdrtwo{}からの視線速度、および\apogee{}、\galah{}、\lamost{}などの主要な分光調査からの高品質の位置天文学を組み合わせます。平均速度場の軸対称モデルを構築し、これを星ごとに差し引いて、ガラクトセントリック成分、\vphi{}、\vR、\vz、および地動説の固有速度場を取得します。見通し内、\vlos{}。速度残差はパワースペクトルを使用して定量化され、ミッドプレーン（$|z|<0.25$kpc）のピークパワー（$A$）は（$A_{\phi}、A_{\rmR}であることがわかります。、A_{\rmZ}、A_{\rmlos}$）=（$4.2,8.5,2.6,4.6$）、$0.25<|z|/[{\rmkpc}]<0.5$、is（$A_{\phi}、A_{\rmR}、A_{\rmZ}、A_{\rmlos}$）=（$4.0,7.9,3.6,5.3$）、および$0.5<|z|/[{\rmkpc}]<0.75$、is（$A_{\phi}、A_{\rmR}、A_{\rmZ}、A_{\rmlos}$）=（$1.9,6.9,5.2,6.4$）。私たちの結果は、個々のコンポーネントのディスクのストリーミングモーションの測定値を初めて提供します。ストリーミングはガラクトセントリックラジアルコンポーネントで最も重要であり、すべての高さ（$|Z|$）でプローブされますが、他のコンポーネントでも無視できないことがわかります。さらに、速度場のパターンが天の川のスパイラルアームのモデルと空間的に重なっていることがわかります。最後に、シミュレーションを使用して、破壊するスパイラルアームの位相混合により、実際のデータと同様に、放射状成分が支配的な速度場でそのような残差が生成される可能性があることを示します。シミュレーションはまた、時間の進化とともに、固有の動きの振幅と物理的スケールの両方が減少することを示唆しています。
MRK78における終端衝撃と拡張X線放射
| Title |
Termination_Shocks_and_the_Extended_X-ray_Emission_in_MRK_78 |
| Authors |
Francesca_M._Fornasini,_Martin_Elvis,_W._Peter_Maksym,_Giuseppina_Fabbiano,_Thaisa_Storchi_Bergmann,_Poshak_Gandhi,_Mark_Whittle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13140 |
Chandraを使用したタイプ2AGNMrk78のX線放射のサブ秒イメージングは、$\sim$200pcから$\sim$2kpcまでのスケールでスペクトル変動を伴う複雑な構造を示しています。全体として、X線放射はE-Wで無線機（3.6cm）に位置合わせされ、[OIII]にマッピングされているように、放射線領域が狭く、E-Wの非対称性が顕著になっています。東部のX線放射は、ほとんどの場合、電波源が偏向される場所と一致するコンパクトな結び目ですが、西部のX線放射は、半径$\sim$0.7kpcの核から$\sim$2kpcのループまたはシェルを形成します。。東部の結び目と西部の弧の両方に衝撃の示唆的な証拠があります。これらの位置は両方とも、[OIII]流出の速度の大きな変化と一致します。西側のX線ショックが東側よりも$\sim1$kpc遠くで発生する考えられる理由について説明します。星間物質への衝撃によって注入された熱エネルギーは、AGNボロメータ光度の$0.05-0.6$％に相当すると推定されます。
PSR J1016-5857の「ガチョウ」パルサー風星雲：プレリオンの誕生
| Title |
"The_Goose"_Pulsar_Wind_Nebula_of_PSR_J1016-5857:_The_Birth_of_a_Plerion |
| Authors |
Noel_Klingler,_Oleg_Kargaltsev,_George_G._Pavlov,_C.-Y._Ng,_Zhengyangguang_Gong,_Jeremy_Hare |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13167 |
「グース」PWNと名付けた若いパルサーPSRJ1016--5857を動力源とするパルサー風星雲（PWN）のX線（CXO）およびラジオ（ATCA）観測の結果を報告します。両方のバンドで、画像はパルサーの動きに起因する可能性のある尾のようなPWN形態を示しています。アーカイブと新しいCXO観測を比較することにより、パルサーの固有運動$\mu=28.8\pm7.3$mas/yrを測定し、予測されるパルサー速度$v\approx440\pm110$km/s（d=3.2kpc）を生成します。）;その方向はPWNの形状と一致しています。PWNからの電波放射は偏光されており、磁場はパルサーテールに沿って方向付けられています。ラジオテールは、より大きなラジオ構造（X線では見られない）に接続します。これは、遺物PWN（プレリオンとも呼ばれます）として解釈されます。CXOデータのスペクトル分析は、パルサーからの距離が増すにつれて、PWNスペクトルが$\Gamma=1.7$から$\Gamma\approx2.3-2.5$に軟化することを示しています。軟化は、シンクロトロンの急速な燃焼に起因する可能性があり、これは、古い遺物PWNからのX線放射の欠如を説明するでしょう。非熱PWN放射に加えて、ホストSNRに起因する高温プラズマからの熱放射を検出しました。電波PWNの形態とパルサーの固有運動は、逆衝撃がパルサーの近くを通過し、PWNを片側に押し出したことを示唆しています。
中性子星合体からのキロノバに関連する放射能を動力源とするガンマ線過渡現象
| Title |
Radioactively-Powered_Gamma-Ray_Transient_Associated_with_a_Kilonova_from_Neutron_Star_Merger |
| Authors |
Meng-Hua_Chen,_Rui-Chong_Hu,_En-Wei_Liang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13269 |
GW170817/GRB170817A/AT2017gfoの協会は、$r$プロセス元素合成の重要な源としての中性子星合体の最初の直接的な証拠を提供します。ガンマ線トランジェント（GRT）は、新たに合成された$r$プロセス要素の放射性崩壊によって駆動されます。キロノバ噴出物の組成とガンマ線不透明度を詳細に分析することにより、質量$M_{\rmej}=0.001\sim0.05M_{\odot}の球対称合体噴出物のGRTの光曲線とスペクトルを計算します。$および膨張速度$v_{\rmej}=0.1\sim0.4c$。GRT光度曲線のピークは$M_{\rmej}$と$v_{\rmej}$に依存し、$t_{\rmpk}\approx0.9〜{\rmdays}〜（M_{\rmej}/0.01M_{\odot}）^{1/2}（v_{\rmej}/0.2c)^{-1}$および$L_{\rmpk}\約7.0\times10^{40}〜{\rmerg〜s}^{-1}（M_{\rmej}/0.01M_{\odot}）^{1/2}（v_{\rmej}/0.2c)$。ほとんどの放射光子は$100-3000$keVの帯域にあり、スペクトルはさまざまな原子核物理学の入力で約800keVでピークに達します。ドップラー広がり効果と原子核物理学データの不確実性により、線の特徴がぼやけています。文献で報告されている噴出パラメータを採用して、AT2017gfoに関連する可能性のあるGRTの検出確率を調べます。ETCCやAMEGOなどのMeVバンドで提案されたミッションでは、GRTを説得力のある方法で検出できないことを示します。ガンマ線フラックスが低いことと、局所宇宙でのイベント率が非常に低いことは、GRTの発見に大きな課題をもたらします。
GRS 1915 + 105のコロナの進化する特性：可変圧縮モデリングによるスペクトルタイミングの視点
| Title |
The_evolving_properties_of_the_corona_of_GRS_1915+105:_A_spectral-timing_perspective_through_variable-Comptonisation_modelling |
| Authors |
Federico_Garc\'ia_(1_and_2),_Konstantinos_Karpouzas_(1),_Mariano_M\'endez_(1),_Liang_Zhang_(3_and_4),_Yuexin_Zhang_(1),_Tomaso_Belloni_(5),_Diego_Altamirano_(4)_((1)_RUG,_NL,_(2)_IAR,_ARG,_(3)_CAS,_PRC,_(4)_SOTON,_UK,_(5)_INAF,_IT) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13279 |
コロナ内のホットエレクトロンによって軟光子が上方散乱される逆コンプトンプロセスは、特にブラックホール（BH）低質量X線連星（LMXB）のX線スペクトルを形成する上で基本的な役割を果たします。ハードおよびハード中間状態。これらの状態では、これらのソースの電力密度スペクトルは通常、タイプCの低周波数準周期振動（QPO）を示します。それらの周波数の動的な起源を説明するためにいくつかのモデルが提案されていますが、それらのモデルのほんのわずかがQPOのスペクトルタイミング放射特性を予測します。ここでは、RXTEアーカイブで利用可能な観測の大規模なサンプルに基づいて、BH-LMXBGRS1915+105のコロナの物理的および幾何学的特性を研究します。最近開発されたスペクトルタイミングコンプトン化モデルを使用して、398回の観測でタイプCQPOのエネルギー依存のフラクショナルrms振幅と位相遅れスペクトルを同時に適合させます。このために、Comptonisationモデルを対応する時間平均スペクトルに適合させることから収集されたスペクトル情報を含めます。コロナの物理的および幾何学的特性のQPO周波数およびソースのスペクトル状態への依存性を分析します。後者は硬度比によって特徴付けられます。コロナのサイズ、温度、フィードバック（ディスクに衝突するコロナ光子の割合）の進化には一貫した傾向が見られ、約15年間持続します。私たちの観測を15GHzでの電波源の同時電波監視と相関させることにより、ディスクとコロナの相互作用がこの電波源の電波ジェットの発射メカニズムと接続するシナリオを提案します。
マルチミッション観測による2018年の爆発中のMAXIJ1820+070の降着シナリオ
| Title |
Accretion_Scenario_of_MAXI_J1820+070_during_2018_Outbursts_with_Multi-mission_Observations |
| Authors |
Geethu_Prabhakar_(1),_Samir_Mandal_(1),_Athulya_M._P_(2),_Anuj_Nandi_(3)_((1)_Department_of_Earth_and_Space_Sciences,_Indian_Institute_of_Space_Science_and_Technology_(IIST),_Trivandrum,_India_(2)_Department_of_Physics,_Dayananda_Sagar_University,_Bengaluru,_India_(3)_Space_Astronomy_Group,_ISITE_Campus,_U_R_Rao_Satellite_Centre,_Bengaluru,_India) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13363 |
Swift/XRT、NICER、NuSTAR、およびAstroSatの観測を使用して、2018年の爆発時のブラックホールX線過渡MAXIJ1820+070の包括的なスペクトルおよび時間的研究を紹介します。Swift/XRTおよびNICERスペクトル研究は、スペクトルの軟化（硬度が$\sim$$2.5$から$2$に変化）を伴う光度曲線のプラトーを示し、その後、最初の爆発時にスペクトルの軟化なしに徐々に低下します。また、スペクトルモデリングは、最初の爆発が切り捨てられたディスクで全体的に低/ハード状態にあるのに対し、熱ディスクの放出が2番目の爆発の間に支配的であることを示唆しています。バースト全体を通して、動的に進化するコロナの存在により、同時広帯域（NICER-NuSTAR、XRT-NuSTAR、AstroSat）データで強い反射シグネチャ（反射率は$\sim$$0.38〜3.8$の間で変化）が観察されます。NICERタイミング分析は、準周期的振動（QPO）シグネチャを示し、特徴的な周波数は、最初の爆発中の時間とともにプラトー（減少）フェーズで増加（減少）します。スペクトルの軟化と局所的な動的タイムスケールによる共鳴振動によるコロナの電子冷却タイムスケールの減少が、爆発中のソースの上記の振る舞いを説明するかもしれないことを私たちは理解しています。また、バーストトリガーとそれに関連するソースの降着ジオメトリの可能なシナリオを提案します。
チェレンコフ望遠鏡を使用して天の川衛星からの暗黒物質信号を測定する際の不確実性
| Title |
Uncertainties_in_measuring_the_dark_matter_signal_from_Milky_Way_satellites_using_Cherenkov_telescopes |
| Authors |
Maria_Kherlakian,_Aion_Viana_and_Vitor_de_Souza |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13469 |
この作業では、完全な天の川衛星人口の統計的推定に基づいて銀河のサブクランプのモデリングを提示します。10個の下部構造モデリング（SM$_{i}$、i$\in${1、。。。、10}）を、次のさまざまなパラメーターで紹介します。a）サブハロの内部プロファイル、b）サブハロの空間分布、c）サブハロの質量分布、d）サブハロの総数、およびe）濃度パラメーター。各モデルのソースのCTAの感度曲線は、$\tau^{+}\tau^{-}$および$b\bar{b}$消滅チャネルに対して計算されます。CTAによる信号（5$\sigma$）の検出と信号観測なしの両方で、<$\sigma$v>の熱値にアクセスするのに効果的なモデルはありませんでした。下部構造モデルによって導入された体系的な効果を分析します。
離心率のある連星系における周期的FRBの形成
フレアの速度の長期的な周期性は、高速電波バースト（FRB）の2つの繰り返し発生源で観察されます。この論文では、マグネターと初期型の星からなる大規模なバイナリの流体力学的モデリングを提示します。マグネターからのパルサー風と強い恒星風との相互作用をモデル化します。公転周期のごく一部の間だけ、電波放射がシステムから逃げることができることが示されています。これは、周期的なアクティビティを持つ2つの繰り返しFRBソースのデューティサイクルを説明しています。透明ウィンドウの幅は、離心率、恒星風の特性、および視野角によって異なります。既知のソースのプロパティを説明するには、大きな偏心$\gtrsim0.5$を想定する必要があります。電波放射発生のメーザーサイクロトロンメカニズムを適用して、電波源のスペクトル特性をモデル化します。生成されるスペクトルは広くありません：$\Delta\nu/\nu\sim0.3$であり、一般的な周波数は、放射が生成される衝撃の半径によって異なります。衝撃半径は軌道に沿って変化します。これは、媒体のパラメータの変更とともに、可視性のフェーズ中の周波数ドリフトを説明することを可能にします。数GHzでの偏光度の周波数依存性は、衝撃を受けた恒星風の小規模な乱流の結果である可能性があります。FRB121102で観測された回転測定値の巨大な（$\sim10^5$[rad/m$^2$]）と可変値を説明するのははるかに困難です。これは、超新星爆発がマグネターは、$n\sim100$cm$^{-3}$の密な星間雲の近くで発生しました。
パルサー周期を決定するための新しい手法：滝の主成分分析
| Title |
A_new_technique_to_determine_a_pulsar_period:_the_waterfall_principal_component_analysis |
| Authors |
Tomas_Cassanelli,_Giampiero_Naletto,_Giacomo_Codogno,_Cesare_Barbieri,_Enrico_Verroi_and_Luca_Zampieri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13118 |
この論文では、パルサーの最適周期とその結果としての光度曲線を決定するための新しい手法について説明します。実装された手法は、パルサーが取得したデータの2次元表現である、いわゆるウォーターフォール図に適用される主成分分析（PCA）を利用します。これに関連して、提示されたメソッドで期間を簡単に取得できるように、Pythonパッケージpywpfを開発しました。この手法を、高速フォトンカウンターIqueyeで取得した可視光で最も明るいパルサーのデータセットに適用しました。私たちの結果は、異なるより古典的な分析（エポックフォールディングなど）によって得られた結果と比較され、そのように決定された期間がエラー内で一致し、ウォーターフォール-PCAフォールディング手法に関連するエラーがによって得られたものよりもわずかに小さいことを示しています$\chi^2$エポックフォールディングテクニック。また、非常にノイズの多い状況をシミュレートし、ウォーターフォールに関連する新しいメリット関数（PCAフォールディング）を使用して、$\chi^2$エポックフォールディング手法に関して決定された期間の信頼性を高めることができることを示しました。
ほぼ回折限界の分光器での収差の決定
| Title |
Determining_the_aberrations_in_a_nearly_diffraction-limited_spectrograph |
| Authors |
B._S\'anchez,_A._M._Watson,_S._Cuevas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13222 |
たとえば、アライメントや製造エラーによって導入された、ほぼ回折限界の分光器の静的収差を決定する方法を紹介します。中間焦点面に配置されたスリットまたはイメージスライサーによって分離された2つのステージを備えた機器を検討します。このような分光器では、スリット前の第1段階の収差と、スリット後の第2段階の収差を区別することは簡単ではありません。しかし、私たちの方法はこれを達成します。これらの収差を個別に測定することで、再調整やその他の手段によって収差を低減し、それによって機器の光学性能を向上させる可能性が広がります。この方法は、点源の複数の画像にモデルを適合させることに基づいており、スリットに垂直な光源の変位を制御し、第2ステージまたは検出器の焦点ぼけを制御します。これらの画像にモデルを適合させると、両方の段階で収差を決定できます。私たちの重要な発見は、変位した画像と焦点がぼけた画像が、2つの段階の間のあいまいさを解消するための追加情報を提供することです。メソッドのパフォーマンスを検証するシミュレーションを提示します。
EXCLAIMマイクロ波キネティックインダクタンス検出器のダイナミックレンジを最大化するための運用上の最適化
| Title |
Operational_Optimization_to_Maximize_Dynamic_Range_in_EXCLAIM_Microwave_Kinetic_Inductance_Detectors |
| Authors |
Trevor_M._Oxholm,_Eric_R._Switzer,_Emily_M._Barrentine,_Thomas_Essinger-Hileman,_James_P._Hays-Wehle,_Philip_D._Mauskopf,_Omid_Noroozian,_Maryam_Rahmani,_Adrian_K._Sinclair,_Ryan_Stephenson,_Thomas_R._Stevenson,_Peter_T._Timbie,_Carolyn_Volpert,_Eric_Weeks |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13593 |
マイクロ波キネティックインダクタンス検出器（MKID）は、高高度気球搭載望遠鏡や宇宙のような実験室環境からの遠赤外線でほぼバックグラウンド制限の感度を示した、非常にスケーラブルな検出器です。さらに、検出器は多くの最適化可能なパラメータを備えた豊富な設計スペースを備えているため、広いダイナミックレンジで高感度の測定が可能です。これらの理由から、MKIDは、極低温大口径マッピング実験（EXCLAIM）に選ばれました。これは、420〜540GHzの高高度大気環境で、ほぼバックグラウンドが制限された性能をターゲットとする気球搭載望遠鏡です。EXCLAIMの特定のコンテキストでのMKID最適化について説明し、より広範なアプリケーションに適用される一般的な結果を提供します。トーン周波数トラッキングの確立されたアプローチを拡張して、読み出しパワーの最適化がダイナミックレンジの大幅なさらなる改善を可能にすることを示します。
光マイクロ波動的インダクタンス検出器における膜のないフォノントラッピングと分解能の向上
| Title |
Membrane-less_phonon_trapping_and_resolution_enhancement_in_optical_microwave_kinetic_inductance_detectors |
| Authors |
Nicholas_Zobrist,_W._Hawkins_Clay,_Gr\'egoire_Coiffard,_Miguel_Daal,_Noah_Swimmer,_Peter_Day,_Benjamin_A._Mazin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13669 |
紫外線から近赤外の波長の光に敏感なマイクロ波キネティックコンダクタンス検出器（MKID）は、光子の到着時間をマイクロ秒の精度で測定し、各光子のエネルギーを推定できる超伝導微小共振器です。非メンブレンMKIDの分解能は、システムノイズが大幅に改善されたにもかかわらず、1$\mu$mで10前後に頑固に残っています。ここでは、デバイスを膜上に配置する必要なしに、単純な二重層設計で分解能を約2倍にし、製造の複雑さの大幅な増加を回避できることを示します。フォノン伝搬のモデリングに基づいて、改善の大部分は、利用可能なフォノン状態がないために高エネルギーフォノンが追加の層に入ることができないことに起因することがわかります。
ALMAとIRISによる太陽活動領域フィラメントのサブ秒イメージング
| Title |
Subarcsecond_imaging_of_a_solar_active_region_filament_with_ALMA_and_IRIS |
| Authors |
J._M._da_Silva_Santos,_S._M._White,_K._Reardon,_G._Cauzzi,_S._Gun\'ar,_P._Heinzel,_and_J._Leenaarts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13178 |
静止フィラメントは、彩層線およびミリメートル（mm）範囲の連続波長で観察されると、ソーラーディスク上に吸収特性として現れます。活動領域（AR）フィラメントは、それらの小規模で低高度の類似物ですが、以前のmm観測では解決できませんでした。このスペクトル診断は、まだ完全には理解されていない細い糸の形成と物理的特性の詳細への洞察を提供することができます。ここでは、同時IRIS近UVスペクトル、Hinode/SOT光球マグネトグラムによって補完されたALMAバンド6で撮影された高解像度輝度温度（$T_{\rmb}$）マップを使用して、ARフィラメントの熱構造に光を当てます。およびSDO/AIA極紫外線画像。AIA304{\AA}通過帯域とMgII共鳴線のコアに表示される暗いスレッドの一部は、1.25mmマップに暗い（$T_{\rmb}<5000$K）対応物がありますが、それらの可視性は大幅に高くなっています。フィラメントスパイン全体で時間とともに変化します。これらの不透明度の変化は、フィラメントの微細構造の温度と電子密度の変化に関連している可能性があります。最もクールな$T_{\rmb}$値（$<$5000K）は、MgIIhおよびkラインの積分強度が低い領域と一致します。バンド6のものの後に取られたALMAバンド3マップは、静止フィラメントの以前の観察に基づいてコントラストがより長い波長で増加するはずであるという予想に反して、フィラメント構造を明確に示していません。ALMAマップは等温条件と一致していませんが、フィラメントの時間的進化がこれを部分的に説明している可能性があります。
スバル/コミックで観測されたWR125の中赤外スペクトルでの幅広い8$\ mu $mUIR機能の検出
| Title |
Detection_of_a_broad_8_$\mu$m_UIR_feature_in_the_mid-infrared_spectrum_of_WR_125_observed_with_Subaru/COMICS |
| Authors |
Izumi_Endo,_Ryan_M._Lau,_Itsuki_Sakon,_Takashi_Onaka,_Peredur_M._Williams,_and_Victor_I._Shenavrin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13259 |
Nバンド低分解能（NL;R$\sim$250）分光法から、炭素に富むWolf-Rayet（WC）バイナリWR125の周りに新しく形成されたダストの幅広い8$\mu$m特徴の検出を提示します。7.3-13.6$\mu$mおよびNバンド（11.7$\mu$m）およびQバンド（18.8$\mu$m）のイメージングと2019年10月のSubaru/COMICS。WR125は衝突する風のバイナリ（${\rmWC7+O9}$）であり、最初のダスト形成エピソードが観測されてから28年後の2018年から、新たなダスト形成を示しました。また、赤外線測光を過去の観測と比較し、WR125のダスト形成期間を28。1年に修正します。ISO/SWSで取得された5つのほこりっぽいWC星、WR48a、WR98a、WR104、WR112、およびWR118のアーカイブ赤外線スペクトルが再分析され、WR125スペクトルと比較されて同様の特徴が検索されます。2つの異なる減光曲線を使用してほこりっぽいWCスペクトルを分析し、8$\mu$m機能の存在および/または特性に対する星間減光補正の影響を調査します。2つの異なる消光曲線でデレッドされたほこりっぽいWCスペクトルはすべて、約8$\mu$m（FWHM$\sim$1-2$\mu$m）の広い特徴を示しています。ほこりっぽいWCスペクトルに見られるこれらの8つの$\mu$mの特徴は、クラスCの未確認赤外線（UIR）の特徴に関連していることをお勧めします。
乱流と太陽のような振動の間の結合：結合されたラグランジュPDF/SPHアプローチ。 II-モード駆動、減衰、モーダル表面効果
| Title |
Coupling_between_turbulence_and_solar-like_oscillations:_A_combined_Lagrangian_PDF/SPH_approach._II_-_Mode_driving,_damping_and_modal_surface_effect |
| Authors |
J._Philidet,_K._Belkacem,_M.-J._Goupil |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13367 |
このシリーズの最初の論文は、乱流の影響を正しく考慮して、太陽のようなpモードの線形確率波動方程式を確立しました。この2番目の論文では、乱流速度場の統計的特性の明示的な関数として、任意のpモードに関連する励起速度、減衰速度、およびモード表面効果の同時式を導出することを目的としています。確率的波動方程式を、システムの通常の振動モードの複素振幅方程式に還元します。次に、システムのすべての振動モードの実際の振幅と位相について、同等のフォッカープランク方程式を同時に導出します。乱流変動の有限メモリ時間（モードの周期と比較して）がモード自体に及ぼす影響は、簡略化された振幅方程式の形式によって一貫して厳密に説明されます。この形式は、相互線形モード結合を完全に説明し、次に、特別なシングルモードの場合に目を向けます。これにより、各モードの平均エネルギーと平均位相の進化方程式を導き出すことができ、そこから励起速度、減衰速度、およびモード表面効果が自然に発生します。モードの励起速度の式は、異なるモデリングアプローチを通じて得られた以前の結果と同一であり、したがって、ここに提示された形式の妥当性をサポートすることを示します。また、減衰率とモーダル表面効果が同じ単一の複素数の実数部と虚数部に対応するという事実を回復します。これらの観測量へのさまざまな物理的寄与、特に乱流圧力の寄与と、圧力-ひずみ速度相関および乱流散逸の共同効果を明示的に分離します。前者が高周波モードで優勢であり、後者が低周波モードで優勢であることを示します。
差動回転球上の粘性慣性モード：太陽観測との比較
以前の論文では、ベータ平面近似における太陽赤道ロスビーモードに対する緯度回転の影響を研究しました。それ以来、太陽では、赤道ロスビーモードに限らず、高緯度モードを含む、豊富な慣性モードのスペクトルが観測されています。ここでは、現実的な太陽の差動回転を使用し、粘性減衰を含めて、2Dでのトロイダルモードの計算を球面幾何学に拡張します。目的は、計算されたモードスペクトルを観測値と比較し、モードの安定性を研究することです。固定半径で、速度流れ関数の球面調和関数分解を使用して固有値問題を数値的に解きます。粘性のある臨界層が存在するため、スペクトルは、ロスビーモード、高緯度モード、臨界緯度モード、および強減衰モードの4つの異なるファミリで構成されます。赤道ロスビーモードのみが存在する赤道ベータ平面とは対照的に、各縦波数m<4について、最大3つのロスビー様モードが球上に存在します。モデル内の最も減衰の少ないモードには、観測されたモードに似た固有周波数と固有関数があります。対流層の下半分で半径をとると、比較が向上します。半径が0.75Rを超え、エクマン数がE<10^{-4}の場合、少なくとも1つのモードが不安定になります。m=1またはm=2の場合、エクマン数の半径方向の依存性がクエンチされた拡散係数モデル（対流層の基部でE=2.10^{-5}）に従うと、最大2つのロスビーモードが不安定になります。m=3の場合、赤道ロスビーモードを含め、最大2つのロスビーモードが不安定になる可能性があります。ここで説明する2Dモデルは非常に単純化されていますが、トロイダルモードのスペクトルには、観測された太陽慣性モードの多くが含まれているように見えます。モデルの自励モードは、最大振幅で観測されたモードの周波数に近い周波数を持っています。
激変星の進化のための統一モデル
ケンブリッジ恒星進化コード（STARS）で使用されている分析状態方程式の更新バージョンを、低温の白色矮星を温度までモデル化するために使用した無料のオープンソースパッケージとして提供します$\log_{10}（T_\mathrm{eff}/\mathrm{K}）\：=\;3$。STARSコードのこの更新により、2つの$\alpha-\Omega$ダイナモの間に相互作用があり、一方は対流層にあり、もう一方は対流層にあるダブルダイナモモデルを使用して、激変星（CV）星の経年変化をモデル化します。ゆっくりと回転する収縮する放射コアと成長する対流エンベロープの境界。このモデルが、中断された磁気ブレーキパラダイムの物理的な形式を提供することを確認します。さらに、私たちのモデルは、周期ギャップより下の余分な角運動量損失のメカニズムも提供します。激変星の白色矮星の{mass}分布を使用して、軌道周期$P_\mathrm{orb}$の相対確率分布を構築し、モデルが周期ギャップとCV分布で観測された周期最小スパイクをうまく再現していることを確認します。また、私たちのモデルからの進化の軌跡を他の経験的モデルのそれと比較し、2つの間の一致を見つけます。また、モデル化されたシステムと観測データの間の良好な一致を報告します。
脈動成分を伴う南食システムの包括的分析：HM Pup、V632 Sco、TTVelの事例
| Title |
Comprehensive_analysis_of_southern_eclipsing_systems_with_pulsating_components:_The_cases_of_HM_Pup,_V632_Sco_and_TT_Vel |
| Authors |
A._Liakos,_D._J._W._Moriarty,_M._G._Blackford,_J._F._West,_P._Evans,_C._M._Moriarty,_S._M._Sweet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13629 |
この作品は、脈動成分、すなわちHMPup、V632Sco、およびTTVelをホストする3つの南半分離食変光星の特性の広範な分析を提示します。体系的なマルチフィルター測光観測は、主に2018年から2021年の間にオーストラリアとチリにある望遠鏡を使用して取得されました。これらの観測は、脈動の詳細な分析のためにトランジット系外惑星探査衛星（TESS）ミッションからのデータと組み合わされました。スペクトル型と視線速度は、オーストラリア国立大学の2.3m望遠鏡と広視野分光器で得られたスペクトルから決定されました。データがモデル化され、すべてのコンポーネントの絶対パラメータが導出されます。光度曲線の残差は、脈動周波数を決定するためのフーリエ変換技術を使用してさらに分析されます。理論モデルを使用して、主振動の最も可能性の高いモードも特定されます。Eclipseのタイミング変動分析もすべてのシステムに対して行われ、軌道周期を変調する最も可能性の高いメカニズムが提案されています。これらのシステムの物理的特性は他の同様のケースと比較され、それらのコンポーネントの位置がM-RおよびHR図にプロットされます。最後に、振動コンポーネントの脈動特性が、軌道脈動周期およびlogg脈動周期図内でこのタイプの現在知られているシステムと比較されます。これらのシステムは、定義上、oEA星として識別され、一次星は$\delta$Scutiタイプの脈動星であり、進化した二次成分からの質量流の証拠は、それらのNaIDスペクトルに存在します。
観測されたコロナホールに基づく太陽極フラックスの再分布
| Title |
Solar_Polar_Flux_Redistribution_based_on_Observed_Coronal_Holes |
| Authors |
Samuel_J._Schonfeld,_Carl_J._Henney,_Shaela_I._Jones,_Charles_N._Arge |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13676 |
信頼できる高品質の極域観測がない場合に、観測された極コロナホール（CH）を使用して、全球太陽磁場マップの極域内のフラックス分布を制約する方法を検討します。空軍データ同化光球フラックス輸送（ADAPT）モデルによって生成されたグローバル磁気マップは、観測されたCH境界の内側と外側の両方で磁場の単極性しきい値を適用するように変更されます。極座標の変更されたマップと変更されていないマップは、コロナと太陽風（SW）のWang-Sheeley-Arge（WSA）モデルを駆動するために使用されます。WSAで予測されたCHは観測値と比較され、WINDおよびユリシーズ宇宙船でのSW予測も、新しい極座標修正マップのコンテキストを提供するために使用されます。極性フラックスの変更が悪化することはなく、通常、CHとSWの両方の予測が改善されることがわかります。また、WSAがコロナル磁場ソリューションを生成するドメインを選択することの重要性を確認しますが、太陽圏の1つの場所に最適化されたソリューションは、他の場所での予測を悪化させる可能性があることを発見しました。最後に、極性CHの境界を設定する際の低緯度（つまり、アクティブ領域）の磁場の重要性を調査し、それらが少なくとも極性磁場自体と同じくらいの影響を与えることを確認します。
気泡壁速度の第一原理決定
一次相転移バブルの末端壁速度は、スカラー場とプラズマの状態を記述する一連の流体方程式から計算できます。バックグラウンド温度と流体速度を線形化せずに、エネルギー運動量テンソル保存とボルツマン方程式からこれらの方程式を再導出します。結果として得られる方程式は、任意の壁速度に対して有限の解を持ちます。ボルツマン方程式を統合するためのスペクトル法を提案します。これは、単純で効率的かつ正確です。例として、この新しい方法論を標準モデルの一重項スカラー拡張に適用します。すべてのソリューションは、自然に爆燃（$v_w\simc_s$）または超相対論的爆発（$\gamma_w\gtrsim10$）として分類されることがわかります。さらに、非平衡効果からの寄与は、ほとんどの場合、サブドミナントです。最後に、これらの結果を使用して、複雑さと精度のレベルを上げたいくつかの近似スキームを提案します。これらを使用すると、バブルウォールの定性的な動作を正しく記述しながら、方法論を大幅に簡素化できます。
急速に回転するカーブラックホールのガウス・ボネ曲率不変量の自明でない空間的振る舞い
| Title |
Nontrivial_spatial_behavior_of_the_Gauss-Bonnet_curvature_invariant_of_rapidly-rotating_Kerr_black_holes |
| Authors |
Shahar_Hod |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13122 |
ガウス・ボネ曲率不変量は、長年にわたって物理学者や数学者の注目を集めてきました。特に、ブラックホールは、湾曲した時空のガウス・ボネ不変量に非最小的に結合された外部物質構成をサポートできることが最近証明されました。アインシュタイン-ガウス-ボネ理論におけるブラックホールのこの物理的に興味深い振る舞いに動機付けられて、ガウス-ボネ曲率不変の${\calG}_{\textの物理的および数学的特性の詳細な{\it分析}研究を提示します。地平線の外側の時空領域で回転するカーブラックホールの{Kerr}}（r、\cos\theta;a/M）$。興味深いことに、物理的に許可された領域$a/M\in[0,1]$のすべてのスピンカー時空について、ガウス・ボネ不変量のスピン依存最大曲率がブラックの赤道で達成されることを証明します。穴の表面。興味深いことに、ガウス-ボネット不変量のグローバル最小値の位置が、ブラックホール回転パラメーターに非常に重要な機能依存性を持っていることを明らかにします。（i）無次元の低速回転$a/Mのカーブラックホールの場合<（a/M）^{-}_{\text{crit}}=1/2$レジームでは、ガウス-ボネット曲率不変量は、空間的無限大で漸近的にそのグローバル最小値に達します。（ii）中間スピンのブラックホールの場合レジーム$1/2=（a/M）^{-}_{\text{crit}}\leqa/M\leq（a/M）^{+}_{\text{crit}}=\sqrt{\Big\{{{7+\sqrt{7}\cos\Big[3^{-1}\arctan\big（3\sqrt{3}\big）\Big]-\sqrt{21}\sin\Big[3^{-1}\arctan\big（3\sqrt{3}\big）\Big]\Big\}}/12}}$、グローバル最小値はブラックホール極にあり、（iii）超臨界領域のカーブラックホール$a/M>（a/M）^{+}_{\text{crit}}$は、ガウス-ボネット曲率不変量の自明でない機能的振る舞いによって特徴付けられますグローバル最小点のスピン依存極角でブラックホールの地平線に沿って。
純粋なヤンミルズ理論からの宇宙ひも
SU（$N$）、Sp（$N$）、SO（$N$）、およびSpin（$N$）、理論物理学の現在の理解に基づいています。ホログラフィック二重記述によれば、宇宙ひもはゲージグループの構造に応じて基本ストリングまたは重力側のラップされたDブレーンに対して二重であり、再結合確率は$\mathcal{O}（N^{-2}）$と$e^{-\mathcal{O}（N）}$、それぞれ。したがって、純粋なYM理論は、ブレーンインフレーションシナリオや追加の次元を必要とせずに、宇宙のFストリングとDストリングの単純な実現を提供します。また、1形式の対称性の概念に基づいて宇宙ひもの安定性を確認します。これは、YM理論にバリオン頂点が存在することをさらに意味します。拡張された速度依存の1スケールモデルに基づいて宇宙ひもから放出される重力波スペクトルを計算し、進行中および計画中の重力波実験に基づいてその検出可能性について説明します。特に、閉じ込めスケールが$\mathcal{O}（10^{12}）\、\mathrm{GeV}$および$\mathcal{O}（10^{10}）\、\mathrm{GeV}$forSU（$N$）with$N=\mathcal{O}（1）$、それぞれ。
宇宙定数を減らすための量子力学的メカニズム
宇宙定数を$0^+$に向けて動的に調整するメカニズムを示します。調整は量子力学的であり、ランダムな離散ステップで宇宙定数を放出します。それはド・ジッター空間を不安定にし、ミンコフスキーへの崩壊を引き起こします。不安定性は動的に$\Lambda=0$で停止するため、進化は人類学を必要とせずにターミナルミンコフスキー空間を支持します。このメカニズムは、重力に結合されたすべてのQFTで機能します。
純粋なヤンミルズ理論からの宇宙のFストリングとDストリング
純粋なヤン・ミルズ理論における閉じ込め解除/閉じ込め相転移後の宇宙ひもまたは巨視的カラーフラックスチューブの形成について説明します。ホログラフィック二重記述に基づいて、これらの宇宙ひもは、ゲージグループの構造に応じて、重力側で基本（F-）ストリングまたはラップされたDブレーン（Dストリングと呼ばれる）として解釈できます。実際、FストリングとDストリングの再接続確率は、$1/N^2$と$e^{-cN}$の係数によって抑制されます。ここで、$c=\mathcal{O}（1）$、それぞれ、大きな$N$制限で。電磁双対性の図に裏付けられて、弱いU（1）ゲージ理論で自発的対称性の破れが起こった後の局所宇宙ひもの形成と同様に、脱閉じ込め/閉じ込め相転移後にカラーフラックスチューブが形成されることを説明します。拡張された速度依存の1スケールモデルを使用して、ストリングネットワークのダイナミクスを記述し、ストリングループからの重力波信号を計算します。
タイミングとマルチチャネル：超新星からのニュートリノ質量秩序を決定するための新しい方法
| Title |
Timing_and_Multi-Channel:_Novel_Method_for_Determining_the_Neutrino_Mass_Ordering_from_Supernovae |
| Authors |
Vedran_Brdar,_Xun-Jie_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13135 |
標準的な3フレーバーのニュートリノ振動パラダイムに残っている数少ない未知数の1つは、ニュートリノ質量の順序付けです。この研究では、初期の超新星ニュートリノイベントの時間情報を使用してニュートリノの質量順序を決定するための新しい方法を提案します。コア崩壊超新星では、ニュートリノは反ニュートリノよりも早く生成され、断熱フレーバーの進化に影響を与える質量順序に応じて、$\nu_e$検出チャネルで他よりも早く観測可能な信号を引き起こす可能性があります。したがって、時間差は質量の順序に敏感です。DUNE、JUNO、ハイパーカミオカンデなどの将来の検出器での最初の銀河超新星イベントの検出に関する時間情報を使用すると、質量順序は2$\sigma$CLですでに決定できますが、$\mathcal{O}（10）$イベントは発見に十分です。私たちの方法は高い統計を必要とせず、多くの検出器で記録された超新星早期警報システム（SNEWS）内で使用できます。この論文で提案された方法はまた、超新星を見つけるための質量秩序化と三角測量法の間の重要な相互作用を意味します。
Axionミニクラスターの構造
| Title |
Structure_of_Axion_Miniclusters |
| Authors |
David_Ellis_and_David_J._E._Marsh_and_Benedikt_Eggemeier_and_Jens_Niemeyer_and_Javier_Redondo_and_Klaus_Dolag |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13187 |
ピークパッチアルゴリズムは、ストリングの減衰からシミュレートされた初期アクシオン密度フィールドで最も密度の高いミニクラスターシードを識別するために使用されます。これらの高密度シードの運命は、宇宙論的な$N$体シミュレーションでその後の重力崩壊を追跡することによって見つけられます。シミュレートされたミニクラスターの約70\％の場合、スケール半径が未解決であるため、$r^{-2.9}$の単一のべき乗則密度プロファイルも同様に適切ですが、遅い時間のミニクラスターはNFWプロファイルによって適切に記述されていることがわかります。未解決のスケール半径を持つすべてのミニクラスターがべき乗則とアクシオン星密度プロファイルによって記述されるという仮定の下で、アクシオン質量が$0.2の場合、重力マイクロレンズ法を引き起こすのに十分な密度のミニクラスターを多数特定します。\mathrm{meV}\lesssimm_a\lesssim3\、\mathrm{meV}$。この可能性をさらに探求するには、内部構造とアクシオン星形成を解決する高解像度のシミュレーションが必要です。
GWCloud：重力波推論結果の作成とキュレーションのための検索可能なリポジトリ
| Title |
GWCloud:_a_searchable_repository_for_the_creation_and_curation_of_gravitational-wave_inference_results |
| Authors |
A._Makai_Baker,_Paul_D._Lasky,_Eric_Thrane,_Gregory_Ashton,_Jesmigel_Cantos,_Lewis_Lakerink,_Asher_Leslie,_Gregory_B._Poole,_and_Thomas_Reichardt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13267 |
現在、天文学の文献で報告されているコンパクトなバイナリ合併からの${\calO}（100）$重力波候補があります。検出器の感度が向上すると、カタログのサイズが大きくなります。最初はA+時代の${\calO}（1000）$イベントになり、次にA+時代の${\calO}（10^6）$イベントになります。CosmicExplorerやEinsteinTelescopeなどの第3世代の天文台。各イベントはベイズ推定を使用して分析され、コンポーネントの質量、スピン、潮汐パラメータ、ソースまでの距離など、ソースのプロパティが決定されます。これらの推論製品は、最もエキサイティングな重力波科学のいくつかの材料であり、標準的なサイレンで宇宙の膨張を測定し、中性子星の状態方程式を特徴付け、重力波源がどこにどのようにあるかを明らかにすることを可能にします組み立てられました。今後の検出の大洪水から科学を最大化するために、重力波推論製品の作成とキュレーションのための検索可能なリポジトリであるGWCloudを紹介します。結果の均一性、結果の再現性、結果の安定性、天文コミュニティへのアクセス、コンピューティングリソースの効率的な使用という、5つの柱を念頭に置いて設計されています。GWCloudの使用方法を例とともに説明します。この例では、読者がこのペーパーのコンパニオンコードを使用して複製できます。GWCloudの長期ビジョンについて説明します。
原始ブラックホール（PBH）と自己消滅WIMP（弱く相互作用する巨大粒子）からなる混合暗黒物質シナリオでのシンクロトロン電波放射を研究します。WIMPはPBHの周りに超小型ミニハロを形成することができ、これらの高密度ハローからの消滅の強化は、銀河磁場の存在下で無線周波数での効率的なシンクロトロン放射につながる可能性があります。暗黒物質の総量に対するPBHの割合の上限は、電弱スケールのWIMP質量（$m_{\chi}=10\sim）に応じて、$10^{-8}\sim10^{-5}$のオーダーです。1000$GeV）およびWIMP消滅チャネル（例：ハドロン$\chi\chi\rightarrowb\bar{b}$またはレプトン$\chi\chi\rightarrowe^+e^-$チャネル）。したがって、暗黒物質の他の成分が従来の電弱スケールのWIMPで構成されている場合、暗黒物質の総量に対するPBHの寄与は無視できます。
紫外線凍結-バリオン数生成
| Title |
Ultraviolet_freeze-in_baryogenesis |
| Authors |
Andreas_Goudelis,_Dimitrios_Karamitros,_Pantelis_Papachristou,_Vassilis_C._Spanos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13554 |
観測された宇宙のバリオン非対称性と同時に、宇宙の暗黒物質密度を説明できるメカニズムを研究しています。私たちの提案の中核には、弱く相互作用する暗黒物質の生成に関与する浴粒子の非平衡散乱プロセスがあります。同じプロセスが$CP$に違反しているため、目に見えるセクターで生成される物質と反物質の間に非対称性が生じます。これらの相互作用が繰り込み不可能な演算子によって記述される可能性に焦点を当てます。これにより、暗黒物質とバリオン非対称性の両方が高温で生成されます。このメカニズムは、2つの具体的なシナリオを研究することによって例示されます。1つはスカラーを含み、もう1つはフェルミオン暗黒物質を含みます。どちらの場合も、暗黒物質がkeVの質量範囲にある場合、暗黒物質の含有量と宇宙の物質と物質の非対称性について共通の説明を行うことが実際に可能であることがわかります。
