ラジオの空は、原始的な電子-陽子相互作用を明らかにします
| Title |
Radio_sky_reveals_primordial_electron-proton_interactions |
| Authors |
Shyam_Balaji,_Maura_E._Ramirez-Quezada_and_Celine_Boehm |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13711 |
数十年の間、天文学者は宇宙の電磁放射を最低から最高のエネルギーまで信じられないほどの精度で測定してきました。電波に対応するスペクトルの下端は、かなりよく研究され、理解されています。それでも、測定値と予測値の間には長年の不一致があり、それが無線エミッターの多くの新しいモデルの構築を促しています。ここでは、宇宙の自由放出とも呼ばれる初期宇宙での光子生成につながる残留電子-陽子相互作用が、理論と観測の間の矛盾を解決することを示します。宇宙の自由放出の可能性は数十年前から仮定されてきましたが、信号の振幅と形状が計算され、その存在が実証されたのはこれが初めてです。現在の測定値を使用して、この排出量が$z\simeq2150$の赤方偏移付近から重要になると推定します。基本的な粒子と相互作用からのこの寄与は、現代物理学の柱の1つである量子電磁力学の初期宇宙からの最低エネルギーテストを表しています。次世代の深部電波探査は、この宇宙時代の原始信号をより正確に測定し、電波の空に対する理解をさらに深めることができるでしょう。
回帰と推論を実行するために、CAMELSプロジェクトの最先端の流体力学シミュレーションから数千の銀河カタログで深層学習モデルをトレーニングします。宇宙での銀河の分布のように、不規則でまばらなデータを処理するように設計されたアーキテクチャであるグラフニューラルネットワーク（GNN）を採用しています。最初に、GNNが銀河カタログのパワースペクトルを数パーセントの精度で計算することを学ぶことができることを示します。次に、銀河系レベルで尤度のない推論を実行するようにGNNをトレーニングします。私たちのモデルは、$（25〜h）のボリューム内の$\sim1000$銀河の位置から、$\sim12\％-13\％$の精度で$\Omega_{\rmm}$の値を推測できます。^{-1}{\rmMpc}）^3$at$z=0$は、CAMELSでモデル化された天体物理学的不確実性を考慮しています。恒星の質量、恒星の金属量、恒星の半径などの銀河の特性からの情報を組み込むと、精度が$4\％-8\％$に向上します。私たちのモデルは、並進および回転不変であるように構築されており、2つの銀河間の最小距離よりも大きい任意のスケールから情報を抽出できます。ただし、私たちのモデルは完全に堅牢ではありません。トレーニングに使用されたものとは異なるサブグリッド物理学で実行されたシミュレーションでのテストでは、正確な結果が得られません。
銀河パワースペクトルを超えて：ウェーブレット散乱変換によるBOSSデータの分析
| Title |
Going_Beyond_the_Galaxy_Power_Spectrum:_an_Analysis_of_BOSS_Data_with_Wavelet_Scattering_Transforms |
| Authors |
Georgios_Valogiannis_and_Cora_Dvorkin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13717 |
BOSSDR12CMASSデータセットのWST分析を通じて、実際の銀河観測に対してウェーブレット散乱変換（WST）の最初のアプリケーションを実行します。赤方偏移空間の異方性、自明でない調査ジオメトリの影響、一連のデータセットの欠点など、分光調査から取得したデータで、アプリケーションに必要なすべてのリアリズムのレイヤーをキャプチャする方法の詳細な手順を示します。体系的な重みとAlcock-Paczynski歪み効果。WSTの宇宙依存性を捉えるために、赤方偏移範囲$0.46<z<0.60$のBOSSCMASSサンプルの異方性相関関数に一致するように調整された、最先端のABACUSSUMMITシミュレーションから取得した銀河モックを使用します。。WST係数、および参照として使用する銀河パワースペクトルの最初の2つの多極子の理論モデルを使用して、CMASSデータの尤度分析を実行し、4つの宇宙パラメータの事後確率分布を取得します。\{\omega_b、\omega_c、n_s、\sigma_8\}$と、プランク衛星によって測定された最後の散乱での音の地平線の角度サイズの固定値から導出されたハッブル定数。HaloOccupationDistributionモデルの7つの厄介なパラメータについて。WSTは、通常のパワースペクトルと比較して、予測される$1\sigma$エラーの値を大幅に改善することがわかっています。これは、フラットで情報量の少ない事前情報の場合、$3〜6$の範囲の係数でよりタイトになります。$\omega_b$の値にビッグバン元素合成の事前適用が適用された場合、$4-28$の係数。さらに、後者の場合、ハッブル定数の0.6％の測定値が得られます。私たちの結果は調査であり、テキストで説明している分析の特定の近似値の対象となります。
正確なCMB共分散行列：正確な計算と近似
| Title |
Accurate_CMB_covariance_matrices:_exact_calculation_and_approximations |
| Authors |
\'Etienne_Camphuis_(1),_Karim_Benabed_(1),_Silvia_Galli_(1),_\'Eric_Hivon_(1)_and_Marc_Lilley_(2)_((1)_Sorbonne_Universit\'e,_Institut_d'Astrophysique_de_Paris,_(2)_SYRTE,_Observatoire_de_Paris) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13721 |
疑似パワースペクトル推定器からの宇宙パラメータの信頼性の高い推定には、正確な共分散行列が必要です。この作業では、共分散行列の分析計算に焦点を当てます。空の4％を観測するSPT-3G実験のように、小さなフットプリントで温度と偏波の宇宙マイクロ波背景放射を観測した場合を考えます。小さなフットプリントで評価されたパワースペクトルは、モード間に大きな相関関係があると予想され、これらは正確にモデル化する必要があります。分析的共分散行列の効率的な（ただし計算コストが高い）正確な計算を可能にするアルゴリズムを初めて提示します。これを参照として使用して、共分散行列の既存の高速近似の精度をテストします。パワースペクトルが広帯域パワーでビニングされている場合、現在のアプローチは、SPT-3Gの小さな空のフットプリントで5％レベルまで正しいことがわかります。さらに、以前の近似よりも改善され、広帯域電力の場合に1％の精度に達し、現在のアプローチよりも一般に4倍以上正確な新しい近似を提案します。最後に、PolSpiceコードによって推定されたマスク補正されたパワースペクトルの共分散行列を導出します。特に、空の割合が小さい場合は、大規模モードのアポダイゼーションの効果を含めます。CMBの特定のケースを検討しましたが、私たちの結果は、疑似パワースペクトル共分散行列の計算を必要とする他の宇宙論的プローブに適用できます。
宇宙の泡を伴う（暗黒）物質とは何ですか？
彼らの大きな成功にもかかわらず、現代の宇宙論と素粒子物理学は、さまざまな未解決の謎を抱えています。最大の2つは、宇宙のバリオン非対称性の起源と暗黒物質の存在と性質です。現在の論文では、著者はさまざまな方法でこれらのトピックに取り組んでいます。論文の最初の部分は、ビッグバンの直後に発生した可能性のある宇宙論的な一次相転移に関するものです。このような遷移は、真の真空気泡の核形成と膨張を介して進行し、豊富な現象論を引き起こします。著者は、大きな秩序パラメーターを持つ暗黒相転移の境界での非平衡ダイナミクスに基づいて、バリオン非対称性と暗黒物質を同時に説明するメカニズムを提案しています。著者が洗練された数値シミュレーションで示しているように、同じクラスの相転移は、小さな暗黒物質の湯川相互作用のパラメーター領域で、縮小する偽の真空領域でのプラズマの圧縮を介して原始ブラックホールの生成につながる可能性があります。宇宙論的相転移に関する3番目のプロジェクトでは、著者は、残りのプラズマから切り離され、宇宙論的制約と調和するのに十分なほど冷たいが、同時に検出可能な重力波を引き起こすサブMeVの隠れたセクターの可能性を調査します。バブル衝突中に生成されるスペクトル。論文の第2部では、著者はDUNE-PRISMの概念に焦点を当てて、検出器の近くのDUNEでの新しい物理検索の見通しを評価します。これは、異なる軸上および軸外の位置での連続測定を示唆します。この設定により、信号対バックグラウンド比が向上し、系統的な不確実性が減少します。
偏りのないノイズ推定による銀河団SZ検出：反復アプローチ
| Title |
Galaxy_cluster_SZ_detection_with_unbiased_noise_estimation:_an_iterative_approach |
| Authors |
\'I\~nigo_Zubeldia,_Aditya_Rotti,_Jens_Chluba,_and_Richard_Battye |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13780 |
マルチ周波数整合フィルター（MMF）は、CMBデータから熱スニヤエフゼルドビッチ（tSZ）効果を介して銀河団を検出するために日常的に使用され、宇宙論的推論に使用できるクラスターカタログにつながります。適用するために、MMFはマップ内のノイズのクロス周波数パワースペクトルの知識を必要とします。これは通常、データから推定され、検出のtSZ信号からの寄与が無視できると仮定して、データのパワースペクトルに等しいと見なされます。分析的な議論と\textit{Planck}のような模擬観測の両方を使用して、そうすることでMMFノイズが過大評価され、信号対ノイズの損失が発生することを示します。さらに、観測可能なMMFクラスター（振幅$\hat{y}_0$または信号からノイズへの$q$）は期待どおりに動作しないため、宇宙論的推論にバイアスがかかる可能性があります。特に、オブザーバブルはその理論的予測に関して偏りがあり、その予測値とも異なる分散を示します。これらの影響を軽減するように設計された反復MMF（iMMF）アプローチを提案します。このアプローチでは、最初の標準MMFステップの後、データからの検出をマスクして、更新された反復クラスターカタログを提供することにより、ノイズパワースペクトルが再推定されます。iMMFを\textit{Planck}のような模擬観測に適用すると、前述の影響が完全に抑制されていることがわかります。これにより、標準のMMFと比較して信号対ノイズのゲインが得られ、より重要な検出とより多くの検出が可能になり、予想される理論的特性で観測可能なクラスターが得られるため、宇宙論的制約における潜在的なバイアスが排除されます。
NIKA2カメラから見た大規模なマージクラスターPSZ2G091
| Title |
Massive_merging_cluster_PSZ2G091_as_seen_by_the_NIKA2_camera |
| Authors |
E._Artis,_R._Adam,_P._Ade,_H._Ajeddig,_P._Andr\'e,_M._Arnaud,_H._Aussel,_I._Bartalucci,_A._Beelen,_A._Beno\^it,_S._Berta,_L._Bing,_O._Bourrion,_M._Calvo,_A._Catalano,_M._De_Petris,_F.-X._D\'esert,_S._Doyle,_E._F._C._Driessen,_A._Ferragamo,_A._Gomez,_J._Goupy,_C._Hanser,_F._K\'eruzor\'e,_C._Kramer,_B._Ladjelate,_G._Lagache,_S._Leclercq,_J.-F._Lestrade,_J.-F._Mac\'ias-P\'erez,_A._Maury,_P._Mauskopf,_F._Mayet,_A._Monfardini,_M._Mu\~noz-Echeverr\'ia,_A._Paliwal,_L._Perotto,_G._Pisano,_E._Pointecouteau,_N._Ponthieu,_G._W._Pratt,_V._Rev\'eret,_A._J._Rigby,_A._Ritacco,_C._Romero,_H._Roussel,_F._Ruppin,_K._Schuster,_S._Shu,_A._Sievers,_C._Tucker,_G._Yepes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.14052 |
PSZ2G091.83+26.11は、M500=7.43x10^14Msunatz=0.8221の銀河団です。この天体は、X線で観察された明確な二峰性を備えた複雑な形態を示しています。ただし、Planckサンプルでは、ユニバーサルプロファイル2に従って単一の球形クラスターとして検出および分析されました。このモデルは、圧力プロファイルなどの熱力学的量の誤算につながる可能性があります。将来の多波長クラスター実験では、高赤方偏移でますます多くのオブジェクトが検出されるため、この体系的な効果を定量化することが重要です。この作業では、NIKA2カメラの高解像度観測を使用して3,4,5,6、クラスターの形態学的特性をモデリングに統合します。これは、2つのハローモデルをSZ画像にフィッティングし、結果として得られる投影された圧力プロファイルを再構築することによって実現されます。次に、これらの結果を球形の仮定と比較します。
さいだん座ミュー星の惑星系：視線速度と位置天文学
| Title |
The_mu_Arae_planetary_system:_Radial_velocities_and_astrometry |
| Authors |
G._F._Benedict,_B._E._McArthur,_E.P._Nelan,_R._Wittenmyer,_R._Barnes,_H._Smotherman,_and_J._Horner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13706 |
ハッブル宇宙望遠鏡ファインガイダンスセンサーの位置天文学と公開済みおよび未公開の視線速度測定を使用して、さだん座ミュー星の太陽系外惑星を探索します。視線速度のモデリングにより、以前から知られている4つのコンポーネントの軌道要素が改善されました。私たちの位置天文学には、既知のコンパニオンの証拠は含まれていませんが、3つのコンパニオン質量の上限が示されています。過去のすべてのファインガイダンスセンサーの太陽系外惑星の位置天文学の結果の最終的な要約は、小さな傾斜（エッジオンよりもフェイスオン）へのバイアスを明らかにしています。このバイアスは、少数の統計、モデリング手法、ファインガイダンスセンサーの機械的な問題、またはノイズが支配的なデータの軌道モデリングのいずれによっても説明されないままです。洗練された軌道要素を用いた数値解析は、惑星dがさだん座ミュー星系を10^5年のタイムスケールで動的に不安定にすることを示唆しており、これまでの研究とほぼ一致しています。
太陽系外惑星の大気組成の解釈：惑星形成の仮定に対する感度
| Title |
Interpreting_the_atmospheric_composition_of_exoplanets:_sensitivity_to_planet_formation_assumptions |
| Authors |
Paul_Molli\`ere,_Tamara_Molyarova,_Bertram_Bitsch,_Thomas_Henning,_Aaron_Schneider,_Laura_Kreidberg,_Christian_Eistrup,_Remo_Burn,_Evert_Nasedkin,_Dmitry_Semenov,_Christoph_Mordasini,_Martin_Schlecker,_Kamber_R._Schwarz,_Sylvestre_Lacour,_Mathias_Nowak,_Matth\"aus_Schulik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13714 |
太陽系外惑星の大気組成に基づいて惑星形成を制限することは、太陽系外惑星コミュニティの基本的な目標です。既存の研究は通常、大気の存在量を制限すること、または惑星形成の特定の記述が予測する存在量パターンを分析しようとします。しかし、大気組成を惑星形成の推論に変換する方法を調査する方法論を開発する差し迫った必要性もあります。この研究では、最先端の惑星形成モデルの複雑さと不確実性、およびそれらが惑星の大気組成にどのように影響するかを要約します。大気組成を解釈する際のさまざまな地層モデルの仮定の影響を調査する方法論を紹介します。このフレームワークを直接画像化された惑星HR8799eに適用します。その大気組成に基づいて、この惑星はその形成の間にかなり移動したかもしれません。原始惑星系円盤の化学的進化を含めると、移行の必要性が減少することを示します。さらに、ペブル集積は惑星の組成を再現できることがわかりますが、テストされたセットアップのいくつかは、蒸発するペブルがディスクガスを濃縮する可能性があることを考慮しても、大気中の金属性が低すぎることにつながります。与えられた惑星の大気の存在量から惑星の形成への決定的な逆転は難しいかもしれないと結論しますが、異なる形成モデルの効果の定性的な理解は可能であり、新しい調査への道を開きます。
溶岩惑星大気のダイナミクスと可観測性に対する紫外線加熱と冷却の影響
| Title |
The_impact_of_ultraviolet_heating_and_cooling_on_the_dynamics_and_observability_of_lava_planet_atmospheres |
| Authors |
T._Giang_Nguyen,_Nicolas_B._Cowan,_Raymond_T._Pierrehumbert,_Roxana_E._Lupu,_John_E._Moores |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13727 |
溶岩惑星は、太陽系内の氷のような物体に似た、非地球規模の凝縮可能な大気を持っています。それらは内部のダイナミクスに依存しているため、溶岩惑星の大気を研究することは、それらの極端な環境によって引き起こされる独特の地質学的プロセスを理解することにつながる可能性があります。溶岩惑星の大気のモデルは、これまで放射伝達または流体力学のいずれかに焦点を合わせてきました。この研究では、乱流境界層モデルに紫外線と赤外線を導入することにより、2つのプロセスを結合します。また、大気のダイナミクスに対するさまざまな垂直温度プロファイルの影響をテストします。モデルの結果は、UV放射がIRよりもはるかに大気に影響を与えることを示しています。UV加熱と冷却が連携して、垂直方向の温度プロファイルに関係なく、サブステラポイントから離れた水平方向の等温大気を生成します。また、気温の逆転が強いと風が強くなり、大気が冷えることもわかりました。バインドされた大気のシミュレートされた透過スペクトルは、必要な精度のために惑星の通過スペクトルで観察するのが難しいであろうUVの強いSiOの特徴を示しています。私たちのシミュレートされた発光スペクトルはより有望であり、JamesWebbSpaceTelescopeで観測できる4.5および9$\mu$mでの重要なSiOスペクトルの特徴があります。異なる垂直温度プロファイルは、識別可能な昼間の放射スペクトルを生成しますが、予想される方法ではありません。
小さな太陽系外惑星の反射分光法II：地球型外惑星の特性化
| Title |
Reflected_spectroscopy_of_small_exoplanets_II:_characterization_of_terrestrial_exoplanets |
| Authors |
Mario_Damiano_and_Renyu_Hu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13816 |
高コントラストのイメージングが可能な宇宙望遠鏡は、近くの太陽のような星の周りの地球型惑星を見つけ、それらの潜在的な居住性を特徴づけるための手段として認識されています。したがって、地球型外惑星の直接イメージングを通じて得られた反射光分光法の能力、および現代の地球の惑星類似体に焦点を当てた既存の研究を定量化することが不可欠です。ここでは、地球のアナログを超えて、ベイズ検索アルゴリズムExoReL$^\Re$を使用して、反射光スペクトルから地球型外惑星について何を学ぶことができるかを判断します。地球型太陽系外惑星の潜在的な多様性を認識し、私たちの焦点は、優勢なガスの先験的な知識なしに大気シナリオを区別することです。光学帯域（$0.4-1.0\\mu$m）の中程度の解像度のスペクトルは、現代の地球のアナログを十分に特徴付けることができますが、始生代の地球に似た惑星やCO$_2を持つ惑星の解釈が正しくない可能性があります。$が支配的な雰囲気。近赤外線帯域（$1.0-1.8\\mu$m）での観測を含めると、このエラーを防ぎ、主成分（N$_2$、O$_2$、またはCO$_2$）を決定し、微量気体を定量化できます（大気のH$_2$O、O$_3$、およびCH$_4$）。これらの結果は、科学的要件を定義し、将来の太陽系外惑星の直接イメージングミッションの波長帯域幅と観測計画を設計するのに役立ちます。
FIESとTullは、TESSによって配信された3つの巨大惑星を確認して特徴づけます
| Title |
FIES_and_Tull_confirm_and_characterise_three_giant_planets_delivered_by_TESS |
| Authors |
E._Knudstrup,_L._M._Serrano,_D._Gandolfi,_S._H._Albrecht,_W._D._Cochran,_M._Endl,_P._Macqueen,_R._Tronsgaard,_A._Bieryla,_Lars_A._Buchhave,_K._Stassun,_K._A._Collins,_G._Nowak,_H._J._Deeg,_K._Barkaoui,_B._S._Safonov,_I._A._Strakhov,_A._A._Belinski,_J._D._Twicken,_J._M._Jenkins,_A._W._Howard,_H._Isaacson,_J._N._Winn,_K._I._Collins,_D._M._Conti,_G._Furesz,_T._Gan,_John_F._Kielkopf,_B._Massey,_F._Murgas,_L._G._Murphy,_E._Palle,_S._N._Quinn,_P._A._Reed,_G._R._Ricker,_S._Seager,_B._Shiao,_R._P._Schwartz,_G._Srdoc,_and_D._Watanabe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13956 |
TOI-1820b、TOI-2025b、およびTOI-2158bの確認と特性評価を報告します。TESSによって検出されたG型星の周りの短周期軌道にある3つの木星サイズの惑星です。FIESとTullスペクトログラフを使用した地上での取り組みを通じて、これらの惑星を確認し、それらの軌道を特徴づけ、TOI-1820b、TOI-2025b、およびTOI-について約4.9d、8.9d、および8.6dの周期を見つけました。それぞれ2158b。惑星のサイズは0.96から1.16木星半径の範囲であり、それらの質量は0.8から4.5木星質量の範囲にあります。2つのシステム、つまりTOI-2025とTOI-2158については、視線速度に長期的な傾向が見られ、2つのシステムのそれぞれに外部コンパニオンが存在することを示しています。TOI-2025の場合、さらに、星が軌道とよく一致しており、赤道傾斜角が9$^{+36}_{-34}$度であることがわかります。これらの惑星はすべて比較的明るいシステム（V$\sim$10.9-11.6mag）にあるため、ホットジュピターとウォームジュピターの形成と移動に光を当てるのに役立つさらなる研究に適しています。
67P彗星/チュリュモフゲラシメンコ彗星のコマにおける水オルソ対パラ比
| Title |
Water_Ortho-to-Para_ratio_in_the_coma_of_comet_67P/Churyumov-Gerasimenko |
| Authors |
Y.-C._Cheng,_D._Bockel\'ee-Morvan,_M._Roos-Serote,_J._Crovisier,_V._Debout,_S._Erard,_P._Drossart,_C._Leyrat,_F._Capaccioni,_G._Filacchione,_M.-L._Dubernet_and_T._Encrenaz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13960 |
H$_2$OとNH$_3$の核スピン異性体の存在比は、約20の彗星で測定されており、平均値は$\sim$30Kの核スピン温度に対応しています。本当の意味これらの平衡化されていない核スピン存在比のうち、まだ議論されています。ただし、3の平衡水オルト対パラ比（OPR）も一般的に観察されます。ロゼッタに搭載されたVIRTIS（VIRTIS-H）のHチャネルは、67P/チュリュモフゲラシメンコ彗星（67P）のコマのH$_2$O蒸気の高解像度2.5--2.9$\mu$mスペクトルを提供しました。この彗星の水のOPRの決定に適しています。四肢の響きの表示ジオメトリで取得されたVIRTIS-Hスペクトルの大規模なデータセットが分析され、1.24〜2.73auの地動説の距離と、数百メートルから$>$100kmの高度がカバーされました。OPRは、H$_2$O回転温度およびカラム密度とともに、各スペクトルに対して導出されました。2.774〜2.910$\mu$mの範囲の$\nu_1$、$\nu_1+\nu_3-\nu_1$、および$\nu_2+\nu_3-\nu_2$バンドの弱線を使用して、2.67$\mu$mを中心とする強い$\nu_3$バンドは、減衰係数$f_{\rmatten}$で表される、光学的厚さの影響により減衰されます。ほとんどのOPRの決定は、OPRとカラム密度の間に観察された反相関、およびOPRと減衰係数$f_{\rmatten}$の相関によって示されるように、不透明度の影響に強く影響されます。放射伝達計算と不透明度の低い条件で得られたOPR値の両方に基づいて、67P彗星のOPRは2.94$\pm$0.06になります。67Pのコマで測定された水のOPRは、過去の水氷の形成過程に関係なく、水氷から熱的に脱着した水蒸気の統計値が3であることを示す実験室の実験と一致しています。
次世代の太陽系外惑星の視線速度調査を計画するためのシミュレーション
| Title |
Simulations_for_Planning_Next-Generation_Exoplanet_Radial_Velocity_Surveys |
| Authors |
Patrick_D._Newman_(1),_Peter_Plavchan_(1),_Jennifer_A._Burt_(2),_Johanna_Teske_(3),_Eric_E._Mamajek,2_Stephanie_Leifer_(4),_B._Scott_Gaudi_(5),_Gary_Blackwood_(2),_and_Rhonda_Morgan_(2)_((1)_George_Mason_University,_(2)_Jet_Propulsion_Laboratory,_(3)_Carnegie_Institution_for_Science,_(4)_The_Aerospace_Corporation,_(5)_The_Ohio_State_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13968 |
HabExやLUVOIRなどの将来の直接イメージングミッションは、近くの星の周りの地球質量アナログをカタログ化して特徴づけることを目的としています。これらのミッションの太陽系外惑星の収量は、地球のような惑星の頻度、および潜在的にどの星が適切な惑星系をホストしているのかについての先験的な知識に依存します。地上または宇宙ベースの視線速度調査は、情報に基づいていない直接画像調査とは対照的に、ターゲットの事前選択を実行し、観測時間の最適化を支援する可能性があります。この論文では、直接イメージングミッションをサポートするために、近くの星の将来の視線速度調査をシミュレートするためのフレームワークを提示します。直接イメージングターゲットリストを指定して、露光時間、観測時系列、および視線速度時系列のリストを生成します。望遠鏡の提案されたセットと、次世代の非常に正確な視線速度調査のために考慮される可能性のある一連のもっともらしいグローバルネットワークアーキテクチャにまたがる正確な視線速度スペクトログラフのシミュレートされた調査を生成します。また、観測頻度と惑星検出感度の性能指数を作成し、アーキテクチャ間でこれらを比較します。これらから、私たちが述べた仮定と警告を前提として、直接イメージングミッションをサポートする将来の視線速度調査の歩留まりを最適化するための結論を導き出します。検討したすべての調査で、地球質量ハビタブルゾーン惑星の理論上の最小ホワイトノイズ検出感度を満たすのに十分な数の正確な観測が得られ、恒星の活動と相関ノイズによる体系的な影響を調査する余地があります。
スーパーソーラーガスからのジュピターの形成の可能性
20年以上前、ガリレオプローブは木星の大気の組成のその場測定を実行し、C、N、S、P、Ar、Kr、およびXeの存在量がすべてそれらの1.5〜5.4倍の係数で濃縮されていることを発見しましたプロトソーラー値。Junoの測定により、最近、スーパーソーラーのNの存在量が確認され、Oの存在量は、プロトソーラーの値と比較して1〜5倍濃縮されていることがわかりました。ここでは、原始太陽系星雲（以下、PSN）のガスと固体の組成の放射状および時間的進化を決定し、木星の現在の組成が超太陽ガスの直接降着によって獲得された可能性を評価することを目指しています。そのために、PSNの組成を計算するために、塵と氷の粒子とそれらの蒸気の放射状の輸送を含む1D$\alpha-$粘性降着円盤の進化を、昇華と凝縮の速度とともにモデル化します。木星のエンベロープの構成は、PSNガスからの降着（$\alpha\le10^{-3}$）、または蒸気と固体の混合物（$\alpha>10^{-）からのみ説明できることがわかります。3}$）。4AUでのPSNの構成、つまりH$_2$OとCO$_2$の氷線の位置の間の構成は、100〜300kyrのディスク進化の間で木星で測定されたものを再現します。私たちの結果は、ジュピターが揮発性物質に富む微惑星の遅い降着によってその金属量を獲得するコア降着モデルと、プロトジュピターの組成がPSNの組成に類似する重力崩壊シナリオの両方と互換性があることがわかりました。
TESS（過去）のある星の周りの微惑星：II。 TESS連続表示ゾーンに長寿命ディスクを備えたMドワーフ「ディッパー」スター
| Title |
Planetesimals_Around_Stars_with_TESS_(PAST):_II._An_M_Dwarf_"Dipper"_Star_with_a_Long-Lived_Disk_in_the_TESS_Continuous_Viewing_Zone |
| Authors |
Eric_Gaidos,_Andrew_W._Mann,_B\'arbara_Rojas-Ayala,_Gregory_A._Feiden,_Mackenna_L._Wood,_Suchitra_Narayanan,_Megan_Ansdell,_Tom_Jacobs,_Daryll_LaCourse |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.14163 |
Tタウリ円盤の研究は惑星形成理論に情報を提供します。星周塵による掩蔽による変動の観測は、特にかすかなM矮星の周りの、未解決の惑星形成内部円盤の有用なプローブです。2つの1年間隔でTESSによって観測されたCarina若い移動グループのMドワーフメンバーである2M0632の観測を報告します。組み合わされた光度曲線には、300を超える調光イベントが含まれ、それぞれが数時間続き、40％（0.55マグニチュード）の深さです。これらの確率的イベントは、恒星の自転である可能性のある、明確で安定した1。86日周期の信号と相関しています。地上ベースのマルチバンド測光を同時に行うと、ISMのようなほこりと一致する赤みが見られます。赤外線の星の過剰放射と、光学および赤外線スペクトルの輝線は、星の周りにTタウリのような降着円盤を示しています。その銀河空間の動きと位置のベイズ分析によって、Carinaグループの2M0632のメンバーシップを確認します。恒星進化モデルをガイア測光と組み合わせ、テフ、光度、および光球に検出可能なリチウムがないことを制約して、グループの年齢と2M0632を40-60Myrに制約します。これは、以前の推定と一致しています。2M0632は、ディスクの寿命が10Myr未満であるという基準に異議を唱える、少数の長寿命ディスクに参加します。すべての既知の例はM矮星を取り囲んでおり、これらの星によるより低いX線/UV照射とより遅い光蒸発がディスクの進化に劇的に影響を与える可能性があることを示唆しています。長寿命のディスクによって生成された多惑星システムは、おそらくかなりの軌道減衰と近接した共鳴軌道への移動を経験し、おそらくTRAPPIST-1システムによって表されます。
TESS観測を用いたKELT-1bの二次日食の再考
トランジット系外惑星探査衛星（TESS）のデータを使用して、トランジット系外惑星KELT-1b％（$R_p\simeq1.15R_J、M_p\simeq27.23M_J$）の特性を示します。サイクル$2$およびセクター$17$中の％。私たちの光度曲線モデルには、一次通過と二次日食が含まれています。ここでは、ガウス過程（GP）を使用して系統的ノイズをモデル化し、マルコフ連鎖モンテカルロ（MCMC）法を使用してデータに適合させます。TESS光度曲線のモデリングでは、惑星と星の半径の比率、$p=$$0.07652_{-0.00028}^{+0.00029}$、および比較的大きな二次日食の深さ$388_{-13}^{+12が返されます。}$ppm。KELT-1bのトランジットエフェメリスは、MCMC法を使用して更新されます。最後に、KELT-1bのトランジットタイミング変化法（TTV）を検索することで、作業を補完します。通過時間データには、一定期間モデルからの有意な変動は見られません。
（16）プシケの可能な内部レイアウトを制約するための有限要素モデルを使用した数値アプローチ
| Title |
A_numerical_approach_using_a_finite_element_model_to_constrain_the_possible_interior_layout_of_(16)_Psyche |
| Authors |
Yaeji_Kim_and_Masatoshi_Hirabayashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.14215 |
小惑星（16）プシケは、最大のM型小惑星で有名であり、メインベルト小惑星の中で高いレーダーアルベドを持っています。この物体は、金属材料よりもかさ密度が低く、表面にケイ酸塩材料が存在することが観察されたため、金属とケイ酸塩の混合物である可能性があります。ここでは、プシュケの構造が球状の鉄心と2種類のケイ酸塩に富む層（圧縮プロセスから生じる圧縮層と非圧縮層）で構成されている場合の内部レイアウトを数値的に調査します。密度の変動を考慮し、圧力ベースの破砕条件を制約する有限要素モデルアプローチを組み合わせた結果は、破砕限界が10MPaの場合、最小のコアサイズは半径72kmに達する可能性が高く、ケイ酸塩に富む層は圧縮領域と非圧縮領域の両方で、最大68kmの厚さがあります。最近のレーダー観測で検出されたクレーターのような領域での局所的な金属濃度をサポートするために、最大34〜40の最小コアサイズにさらに制約を与えます。Psycheの全体のサイズの％私たちの研究はまた、鉄火山の表面の噴火が依然として金属に富むケイ酸塩の源である可能性があることにも取り組んでいますリアル。最後に、球形のコア状態を持つ差別化された構造は潜在的なシナリオの一部にすぎませんが、本研究では、コアと圧縮層の状態が表面状態を制御している可能性が高いと推測しています。
SETIビーコンとしての多共鳴惑星系内の数学的符号化
| Title |
Mathematical_encoding_within_multi-resonant_planetary_systems_as_SETI_beacons |
| Authors |
Matthew_S._Clement,_Sean_N._Raymond,_Dimitri_Veras,_David_Kipping |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.14259 |
高度なエイリアン文明は、惑星系内の軌道をどのように操作して、その存在を伝える耐久性のある道標を作成することができますか？そのような目的のある広告が賢明で賢明であるかどうかはまだ議論されていますが、整数比を形成する軌道周期を持つ隣接する惑星間の平均運動共鳴は、原則として、人がしない単純なシーケンスをエンコードするために使用できることを提案します自然の中で形成することを期待します。この手紙では、4つの多重共鳴惑星系を構築し、それらの長期的な軌道安定性をテストします。4つのシステムはそれぞれ6つまたは7つの惑星を含み、次のもので構成されます。（i）1から6までの連続した整数。（ii）2から11までの素数。（iii）1から13までのフィボナッチ数列。（iv）1から16までの怠け仕出し屋のシーケンス。人工的な移動力を使用したN体シミュレーションを使用して各システムを構築しました。Sunの主系列星相の完全な10Gyr積分にわたって、各システムの安定性を評価しました。次に、これらのシステムの安定性を、主系列星（太陽のようなものと想定）から最終的な白色矮星への進化の最中およびその後に、さらに10Gyrについてテストしました。不安定化した唯一のシステムは、連続した整数シーケンス（システムi）でした。したがって、他の3つのシーケンスは、潜在的なSETIビーコンを表します。
ストリーミング不安定性は、圧力バンプ内のmmサイズの粒子から微惑星を形成することはできません
| Title |
The_Streaming_Instability_Cannot_Form_Planetesimals_from_mm-size_Grains_in_Pressure_Bumps |
| Authors |
Daniel_Carrera,_Jacob_B._Simon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.14270 |
ストリーミング不安定性（SI）が軸対称圧力バンプ内のmm粒子から微惑星を形成する可能性は低いという証拠を提示します。これまでのSIの最大のシミュレーション（700万CPU時間）を実施しました。これは、mmの粒子を含むディスクの大きなスライス、太陽のようなダストとガスの比率（$Z=0.01$）、および最大の粒子層に重力不安定性（GI）を引き起こさない圧力バンプ。SIの不安定なモードをできるだけ多く解決するために、$1000/H$の高解像度を使用しました。シミュレーションは、過去の研究が強い凝集を予測する場合、SI基準（すなわち、向かい風パラメータ比$Z/\Pi$に対する臨界固体存在量）をはるかに超える長寿命の粒子過密度を生成しました。それでも私たちは何も観察しませんでした。考えられる理由は、粒子が高$Z/\Pi$領域を通過するのにかかる時間（$t_{\rmcross}$）が、SIの成長タイムスケール（$t_{\rmgrow}$）よりも短いことです。）。SIによる微惑星形成の追加基準を提案します-$t_{\rmcross}>t_{\rmgrow}$。この実行でのバンプよりも大きいバンプは、SIではなくGIによって微惑星を形成することを示します。私たちの結果は、惑星形成への経路を大幅に制限しています。原始惑星系円盤が規則的に1mmより大きい粒子を形成するか、微惑星が軸対称圧力バンプのSIによって形成されないかのいずれかです。GIを誘発するのに十分な大きさの隆起はロスビー波不安定である可能性が高いので、mm粒子は渦の微惑星のみを形成する可能性があることを提案します。
アモルファスおよび結晶性天体物理学氷類似体の比較電子照射
| Title |
Comparative_Electron_Irradiations_of_Amorphous_and_Crystalline_Astrophysical_Ice_Analogues |
| Authors |
Duncan_V._Mifsud,_Perry_A._Hailey,_P\'eter_Herczku,_B\'ela_Sulik,_Zolt\'an_Juh\'asz,_S\'andor_T.S._Kov\'acs,_Zuzana_Ka\v{n}uchov\'a,_Sergio_Ioppolo,_Robert_W._McCullough,_B\'ela_Parip\'as,_Nigel_J.Mason |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13701 |
天体物理学の氷で発生する放射線化学の実験室研究は、この化学が多くの実験パラメータに依存していることを示しています。あまり注目されていない実験パラメータの1つは、調査中の固い氷の相のパラメータです。この現在の研究では、純粋なCH3OHおよびN2O天体物理学的氷類似体のアモルファス相と結晶相の系統的な2keV電子照射を実行しました。これらの氷の放射線誘発崩壊とそれに伴う生成物の形成は、FT-IR分光法を使用してその場で監視されました。照射されたアモルファスと結晶性のCH3OH氷を直接比較すると、後者と比較して前者の崩壊がより速いことが明らかになりました。興味深いことに、アモルファスと結晶性のN2O氷の崩壊率を比較すると、有意に少ない差が観察されました。これらの観測は、各氷に存在する分子間力の強さと程度の観点から合理化されています。結晶性CH3OHに存在する（アモルファス相には存在しない）強力で広範な水素結合ネットワークは、放射線による崩壊に対してこの相を大幅に安定化させることが示唆されています。逆に、N2Oの双極子モーメントの整列は結晶構造でより広範囲であると予想されますが、その弱い引力ポテンシャルは放射線誘発崩壊に対して結晶相を有意に安定化しないため、アモルファスとCH3OHの結晶相と比較したN2Oの結晶相。私たちの結果は、星間氷と氷の太陽系オブジェクトの天体化学に関連しています。これらは、熱によって誘発される結晶化または宇宙放射線によって誘発されるアモルファス化によって相変化を起こす可能性があります。
宇宙論的シミュレーションは、効果的なフィードバックにもかかわらず、AGNがガスの豊富な星形成銀河に優先的に住んでいることを予測しています
| Title |
Cosmological_simulations_predict_that_AGN_preferentially_live_in_gas-rich,_star-forming_galaxies_despite_effective_feedback |
| Authors |
Samuel_Ruthven_Ward,_Chris_Harrison,_Tiago_Costa,_Vincenzo_Mainieri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13712 |
活動銀河核（AGN）からの負のフィードバックは、現代の銀河進化モデルの大部分で大規模な銀河を急冷するための主要なメカニズムです。ただし、AGNフィードバックが人口規模で消光を引き起こすという直接的な観察証拠は欠けています。研究によると、明るいAGNは、ガスが豊富で星形成銀河に優先的に位置していることが示されています。これは、負のAGNフィードバック画像と緊張関係にあることが時々示唆されている観測です。現在の宇宙シミュレーションの3つ（IllustrisTNG、EAGLE、SIMBA）を、水素分子ガス質量の後処理モデルとともに調査し、観測者が使用するものと同様のテストを実行します。シミュレーションは次のことを予測していることがわかります。（i）AGNの光度と分子ガスの割合またはsSFRの間に強い負の傾向はありません。（ii）高光度（$L_{bol}>10^{44}$erg/s）と高エディントン比（>1％）の両方のAGNは、高分子ガス分率とsSFRのある銀河に優先的に配置されます。（iii）AGNホスト銀河のガス枯渇およびクエンチされた部分は、非活動銀河の対照サンプルよりも低いこと。これらの3つの調査結果は、$z=0$および$z=2$の観測サンプルと定性的に一致しており、このような結果は、現実的な巨大銀河を生成するために使用するすべてのシミュレーションで必要となる強力なAGNフィードバックの存在と緊張関係にないことを示しています。。ただし、シミュレーションからの予測の間に定量化可能な違いもあります。これにより、さまざまなサブグリッドフィードバックモデルを観察的にテストできる可能性があります。
天の川のSpeX近赤外分光吸光曲線
| Title |
SpeX_near-infrared_spectroscopic_extinction_curves_in_the_Milky_Way |
| Authors |
Marjorie_Decleir,_Karl_D._Gordon,_Jennifer_E._Andrews,_Geoffrey_C._Clayton,_Michael_C._Cushing,_Karl_A._Misselt,_Yvonne_Pendleton,_John_Rayner,_William_D._Vacca,_D._C._B._Whittet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13716 |
星間ダスト消光曲線は、ダスト粒子の組成やサイズなど、ダストの特性に関する貴重な情報を提供し、星間ダストの影響を正しく観測するために不可欠です。この作業では、近赤外（NIR;0.8-5.5$\mu$m）分光吸光曲線の代表的なサンプルを初めて測定し、通常は広い測光でのみ測定される波長での吸光を調査できるようにします。バンド。赤くなった星と比較星のサンプルのIRTF/SpeXスペクトルを使用して、ペア法で15個の消滅曲線を測定します。サンプルのスパンは、A（V）値が0.78から5.65、R（V）値が2.43から5.33です。NIR消光曲線はべき乗則によく適合しており、インデックスと振幅は視線ごとに異なります。私たちの平均拡散NIR消光曲線は、インデックス$\alpha=1.7$の単一のべき乗則で表すことができますが、視線ごとの変動のため、平均曲線の形状は親サンプルに依存します。サンプルの変動のほとんどは、平均ダスト粒子サイズの大まかな測定値である、全絶滅と選択的絶滅の比率R（V）に関連していることがわかります。サンプルの2つの視線は、3$\mu$mでの氷の消滅機能を明確に示しています。これは、変更されたDrudeプロファイルで適合させることができます。他の2つの視線で、3$\sigma$をわずかに超える重要性を持つ暫定的な氷の検出が見つかりました。私たちの平均拡散消光曲線では、この氷の特徴についてA（ice）/A（V）=0.0021の3$\sigma$上限を測定します。
NSCとNSDの間の星の種族]{核星団と核星団の遷移領域における星の種族
| Title |
Stellar_Populations_between_NSC_and_NSD]{Stellar_Populations_in_the_Transition_Region_of_Nuclear_Star_Cluster_and_Nuclear_Stellar_Disc |
| Authors |
A._Feldmeier-Krause |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13723 |
天の川銀河星団（NSC）は、銀河中心の核星団（NSD）内にあります。これらの2つのコンポーネントの形成と進化が関連しているかどうか、およびそれらが互いにどのように影響するかは完全には理解されていません。NSCとNSDの遷移領域の星の種族を研究します。NSCの銀河東部と西部のr$\sim$20pc（>4R$_e$）にある面分光器KMOS（VLT）で2つの$\sim$4.3pc$^2$フィールドを観測しました。フィールドあたり200個を超える星の中解像度の恒星スペクトルを抽出して分析します。データには、合計9つの若いスター候補が含まれています。恒星測光を使用して、若い星の恒星の質量、有効温度、およびスペクトル型を推定します。星は4-6Myrの年齢と一致しており、五重星団の内部で形成された可能性がありますが、動的相互作用に分散していました。2つのフィールドのほとんどの星は赤色巨星であり、完全なスペクトルフィッティングを使用してそれらの恒星の金属性[M/H]を測定します。文献のデータを使用して、[M/H]分布をNSCおよびNSDと比較すると、全体的な金属量が中央のNSCから遷移領域を超えてNSDに向かって減少することがわかります。NSCからNSDが支配する領域への[M/H]の急激な減少は、2つの成分が異なる星の種族と形成履歴を持っていることを示しています。
CALIFA銀河における太陽近傍類似体のスペクトル的証拠
| Title |
Spectral_Evidence_of_Solar_Neighborhood_Analogs_in_CALIFA_Galaxies |
| Authors |
Alfredo_Mej\'ia-Narv\'aez_(1),_Sebastian_F._S\'anchez_(1),_Leticia_Carigi_(1),_Jorge_J._Barrera-Ballesteros_(1),_Niv_Drory_(2)_and_Carlos_Espinosa-Ponce_(1)_((1)_Instituto_de_Astronom\'ia,_Universidad_Nacional_Aut\'onoma_de_M\'exico,_A._P._70-264,_C.P._04510,_M\'exico,_D.F.,_M\'exico,_(2)_McDonald_Observatory,_The_University_of_Texas_at_Austin,_1_University_Station,_Austin,_TX_78712,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13725 |
銀河系外IFS調査で太陽近傍類似体（SNA）を見つけるための新しいノンパラメトリック手法を紹介します。主な仮説は、太陽近傍（SN）の物理的特性をその光学恒星スペクトルにエンコードする必要があるということです。このようなスペクトルの最良の推定値は、MaStar恒星ライブラリの恒星プロパティヒューリスティック割り当て（\textsc{CoSHA}）のコードによって実行された分析から抽出されたものであると想定しています。したがって、他の銀河でSNAを見つけることは、$\chi^2$の意味で、観測された銀河の光学範囲全体のSN参照スペクトルを一致させることにあります。この手順をCALIFA銀河の選択に適用します。これは、正面に近い投影、相対的な分離、および非AGNを要求することによって行われます。SNAの局所的および全体的な特性（恒星の年齢、金属量、ダストの消滅、質量光度比、恒星の表面質量と星形成密度、およびガラクトセントリック距離）とそれに対応するホスト銀河（形態型、全恒星質量、星形成率、有効半径）は、SNや天の川（MW）のものと比較してください。SNAはS（B）a〜-〜S（B）c銀河に優先的に位置し、半径が銀河のサイズに比例しているように見えるリング状の構造になっていることがわかります。系統分類学とエラーの既知の原因にもかかわらず、{ほとんどの}プロパティはSNに関する文献とかなり一致しています。SNAのサンプルでは、太陽の近隣は比較的一般的であると結論付けています。私たちの結果は、SNAとそのホスト銀河の物理的特性間の相関関係の体系的な調査を保証します。私たちの方法は、私たちのMWや他の銀河の銀河のハビタブルゾーンの現在のモデルに情報を与えるべきだと考えています。
WISE-2MASS調査：無線の静かな体制への赤いクエーサー
| Title |
The_WISE-2MASS_Survey:_Red_Quasars_Into_the_Radio_Quiet_Regime |
| Authors |
E._Glikman,_M._Lacy,_S._LaMassa,_C._Bradley,_S._G._Djorgovski,_T._Urrutia,_E._L._Gates,_M._J._Graham,_C._M._Urry,_I._Yoon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13745 |
中赤外線の色によって選択されたz〜3までのブロードライン（タイプ1）QSOの非常に完全なサンプルを提示します。これは、ほこりの赤みの影響を最小限に抑える方法です。スペクトルからホスト銀河の放出を取り除き、残りのQSOの過剰な赤みに適合させます。その結果、赤みのない（青）QSOの色のガウス分布が得られ、尾は赤みの強い（赤）QSOに向かって伸び、E（B-V）>0.25。この無線に依存しない選択方法により、FIRST（1.4GHz）とVLASS（2〜4GHz）の両方の調査で赤と青のQSO無線特性を比較できます。SDSSから光学的に選択されたQSOからの最近の結果と一致して、赤いQSOは、両方の周波数で大幅に高い検出率とコンパクトな無線形態の高い率を持っていることがわかります。ラジオスタッキングを使用して、FIRSTおよびVLASSで検出されないものを含むQSOの無線特性の中央値を調査し、赤色のQSOは、青色のQSOと比較して、大幅に明るい無線放射と急な無線スペクトル勾配を持っていることを発見しました。最後に、赤のQSOの発生率は光度に強く依存し、赤のQSOは最高の光度ですべてのQSOの40％以上を占めることがわかります。全体として、赤色のQSOは高光度のQSOの約40％を構成し、低光度ではわずか数パーセントに低下します。さらに、赤いQSOは、無線で検出されたQSO母集団の大部分を占めます。ほこりっぽいAGN駆動の風が、赤いQSOで見られる不明瞭化と過剰な電波放射の両方の原因であると私たちは主張します。
60年にわたる乱流の普遍的な銀河コルモゴロフ速度カスケード
$10^4$pcから$10^{-2}$pcまでの6桁の長さスケールにまたがるコルモゴロフ-5/3勾配の速度変動の普遍的で連続的な乱流カスケードの存在の証拠を報告します。これは、密度と速度の変動を分離する革新的な手法を、さまざまな銀河のスペクトル線を特徴とする一連の分光学的調査に適用することによって達成されました。この統一された速度カスケードは、拡散銀河媒体から高密度の自己重力雲までのさまざまな星間相を含み、星間相転移にもかかわらず持続します。ただし、スペクトル勾配の値は星間位相が異なると変化するため、乱流密度の変動はこの普遍性を示しません。これは、圧縮性乱流理論の期待と一致しており、密度が星間乱流の間接的なトレーサーにすぎないことを示しています。磁場に優先的に平行な雲とフィラメントの密度変動は、-2のスペクトル傾斜を示すことを報告します。私たちの論文で確立された普遍的な大乱流速度カスケードは、星形成、宇宙線輸送などを含む主要な銀河の物理的プロセスに重要な意味を持っています。スパイラル銀河のモデリングに大きな影響を与えます。
分子雲形成中の化学進化
分子雲の形成中の化学的進化を研究するために、密度構造が異なる3種類の雲をモデル化します。崩壊する球形、崩壊する楕円体、および静的な球形プロファイルです。崩壊モデルは、典型的な分子雲の観測特性と一致する点で、静的モデルよりも優れています。これは主に、重力が崩壊中の数密度を増加させることにより、いくつかの重要な分子（H$_2$、CO、OHなど）の形成を加速できるためです。扁長雲、扁球雲、球形雲の形態が異なると、化学進化に違いが生じます。これは主に、数密度の進化が異なるためです。また、初期の化学組成が化学進化に及ぼす影響を調べ、H原子が2つの主要な反応によってOH形成を加速できることを発見しました。気相およびダスト粒子表面でのO+H$\rightarrow$OHは、次のモデルにつながります。水素は主に原子であり、水素が主に分子であるモデルよりも最初はよりよく一致する観測値です。つまり、観測結果と一致させるには、最初は水素がほとんど原子である必要があります。CO分子は、H$_2$が存在しなくても形成できます。また、ガス温度、ダスト温度、星間放射場の強度、宇宙線電離率が静的雲の化学進化に及ぼす影響についても研究しています。高いダスト温度、強い放射場、および強力な宇宙線を伴う静的なCO雲は、急速なCO破壊のために一時的なものです。
SN 2019va：高原相の光度曲線に対するニッケル56崩壊の影響が大きいタイプIIP超新星
| Title |
SN_2019va:_A_Type_IIP_Supernova_with_Large_Influence_of_Nickel-56_Decay_on_the_Plateau-phase_Light_Curve |
| Authors |
Xinghan_Zhang,_Xiaofeng_Wang,_Hanna_Sai,_Jun_Mo,_A._P._Nagy,_Jicheng_Zhang,_Yongzhi_Cai,_Han_Lin,_Jujia_Zhang,_E._Baron,_J._M._DerKacy,_T.-M._Zhang,_Zhitong_Li,_Melissa_Graham,_F._Huang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13970 |
II型超新星（SN）2019vaのマルチバンド測光および分光観測を提示します。これは、Vバンド光度曲線で異常に平坦なプラトー相の進化を示しています。その疑似ボロメータ光度曲線は、プラトー段階の終わりに向かって弱い明るさを示しています。これらの珍しい特徴は、SN放出が通常エンベロープの冷却によって支配されるプラトー段階中の光度曲線に対する56Ni崩壊の影響に関連しています。SN2019vaの推定56Ni質量は0.088+/-0.018太陽質量であり、ほとんどのSNeIIよりも大幅に大きくなっています。プラトー相の光度曲線に対する56Niの減衰の影響を推定するために、56Niの減衰からの積分時間加重エネルギーとプラトー相内のエンベロープ冷却からのエネルギーの比率（eta_Niと呼ばれる）を計算し、0.8の値を取得します。SN2019vaは、測定されたSNeIIの中で2番目に大きい値です。プラトー位相光度曲線に対する56Ni崩壊の影響を取り除いた後、SN2019vaに対して導出された前駆体/爆発パラメータがより合理的であることがわかりました。さらに、SN2019vaは、同様のエポックで他のSNeIIPと比較して、スペクトルに弱い金属線があることがわかります。これは、ホスト銀河スペクトルから推測される金属量の少ない環境と一致する低金属量の前駆体を意味します。SN2019vaのようなイベントにつながる可能性のある考えられる理由についてさらに説明します。
ダブルレンズシンチロメトリー：パルサーB1508+55の可変シンチレーション
| Title |
Double-lens_Scintillometry:_The_variable_scintillation_of_pulsar_B1508+55 |
| Authors |
Tim_Sprenger,_Robert_Main,_Olaf_Wucknitz,_Geetam_Mall,_Jason_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13985 |
2020年初頭から2022年初頭にかけてのEffelsberg100m望遠鏡でのPSRB1508+55のシンチレーションの観測について報告します。2020年の秋、パルサーがWucknitz（2018）によってパルスのエコーを横切ると予測された時期に近いプロファイルでは、シンチレーションアークの特異なストライプ状の特徴から放物線状のアークレットへの突然の遷移が観察されました。散乱の幾何学的モデルを推測するために、地球の年間速度曲線、視線の相対運動、および2番目の散乱スクリーンへの点の投影の影響を測定し、そのための新しい方法を開発します。後者の現象はこの研究によって発見され、2画面の散乱ジオメトリを強く示しています。分析的な2画面モデルを導出し、マルコフ連鎖モンテカルロ分析とシミュレーションで、遷移を画像の相対振幅の変化および画像のシフトとして解釈することにより、観測を説明するためにうまく適用できることを示します。異方性の方向。ここで示すメソッドのコレクションは、散乱モデルの制約を大幅に改善する可能性のある他のパルサーに転送できます。
高エネルギー放出成分、人口、およびガンマ線放出電波銀河の銀河外ガンマ線バックグラウンドへの寄与
| Title |
High_energy_emission_component,_population,_and_contribution_to_the_extragalactic_gamma-ray_background_of_gamma-ray_emitting_radio_galaxies |
| Authors |
Yasushi_Fukazawa,_Hiroto_Matake,_Taishu_Kayanoki,_Yoshiyuki_Inoue,_Justin_Finke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.14019 |
この研究では、61個の{\itFermi}大面積望遠鏡（LAT）で検出された電波銀河のX線からGeVへのガンマ線スペクトルを体系的に研究しました。ブレーザーと同様に、電波銀河の高エネルギースペクトル成分にピーク周波数とピーク光度の間に反相関があることを発見しました。このサンプルを使用して、ガンマ線が大きい電波銀河のガンマ線光度関数（GLF）も構築しました。ブレーザーのようなGLF形状は、赤方偏移と光度の分布を再現できることがわかりましたが、log$N$-log$S$の関係は、より低$z$の電波銀河を持つモデルを好みます。これは、多くの低$z$ガンマ線大音量の電波銀河を示しています。最新のGLFを利用することにより、銀河外のガンマ線バックグラウンドに対する電波銀河の寄与は1〜10\％であることがわかります。さらに、ガンマ線大音量の電波銀河の性質を調査しました。電波またはX線フラックスが制限された電波銀河のサンプルと比較して、ガンマ線で選択されたサンプルは、FR-II電波銀河のような高電波パワーの銀河を欠いている傾向があります。また、電波銀河の$\sim$10\％だけがGeVガンマ線の大音量であることがわかりました。電波銀河は、ガンマ線が静かな電波銀河がCenAのようなX線からガンマ線へのスペクトルを持ち、ガンマ線とX線のフラックス比が小さい場合、ブレーザーに匹敵する宇宙MeVガンマ線バックグラウンドに寄与する可能性があります。
| Title |
A_study_of_natural_frequencies_in_a_dynamic_corona_-_disk_system |
| Authors |
A._Mastichiadis,_M._Petropoulou,_N._D._Kylafis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.14139 |
ハードおよびハード中間スペクトル（および時間）状態のブラックホールX線連星（BHXRB）は、タイプC準周期振動（QPO）と呼ばれる特徴的な周波数をパワースペクトルに示します。さまざまな成功の度合いでそれらを説明できるさまざまなモデルが提案されていますが、決定的な答えはまだありません。BHXRBを理解する上で中心となる、相互作用する高温のコンプトン化コロナと低温の降着円盤は、本質的に動的システムです。私たちの目的は、2つのコンポーネント間の放射結合がQPOを生成できるかどうかを調査することです。システムコロナ降着円盤のエネルギー節約を説明する時間依存方程式を書き、解きます。一定および可変の両方の質量降着率を調べます。必然的に、この最初の調査では、すべての必須成分を含む単純なモデルを使用します。一定の質量降着率と特定の正当な条件の場合、動的コロナディスクシステムは振動を示し、数サイクル後に消滅します。これらの振動の特徴的な周波数は、BHXRBのパワースペクトルで観察されたものと類似しています。ほとんどのパラメータでは、降着率が変動する場合でも固有振動数が持続します。BHXRBのタイプCQPOは、原則として、高温のコンプトン化コロナとはるかに低温の降着円盤との相互作用から生じる可能性があると主張します。この図が正しければ、活動銀河核のような上記の構成要素を含む他のシステムにすぐに影響を及ぼします。
強く磁化された中性子星の加速：X線パルサー
X線パルサー（XRP）は、連星系で強く磁化された中性子星（NS）を降着させており、原則として、大規模な光学コンパニオンがあります。最初のX線装置が宇宙に打ち上げられて以来、非常に到達可能な現象学と高い観測フラックスにより、それらは観測的および理論的研究の焦点に置かれました。この種のシステムにおけるNSの主な引力特性は、表面での磁場の強さであり、$10^{12}\、{\rmG}$とほぼ同じか、それよりも高く、これは、NSの磁場強度よりも約6桁強力です。地上の実験室で達成可能。蓄積するXRPは約50年前に発見されましたが、それらの特性に関与する物理的メカニズムの詳細はまだ議論中です。ここでは、超強磁場、高温、および巨大な質量密度の極端な条件下での基本的な物理学（プラズマ物理学、QEDおよび放射プロセス）の研究のためのユニークな実験室としてのXRPの観測および理論的調査における最近の進歩をレビューします。
面分光法と太陽重力レンズ（SGL）を組み合わせて、太陽系外惑星の表面と大気をスペクトル的および空間的に分解する可能性を調査します。SGLの焦点領域を訪れる双曲線軌道の特性は分析的に計算され、出発速度と到着時間の間のトレードオフ、および重力アシスト操作と地動説角速度を示します。太陽の重心運動の数値積分は、$\textrm{d}v\lesssim80\frac{\textrm{m}}{\textrm{s}}+6.7\frac{\textrm{m}}{のナビゲーション加速を示しています\textrm{s}}\frac{t}{\textrm{year}}$は、位置合わせを取得して維持するために必要です。十分な精度のターゲット天体暦を取得することは、未解決の問題です。望遠鏡の内部で形成される倍率や点像分布関数の計算など、偏平重力レンズの光学特性を確認します。投影された画像が臨界苛性アルカリよりも小さく、ほぼ等しく、そしてより大きい場合、拡張されたインコヒーレントなソースの画像形成が議論されます。太陽、太陽コロナ、ホスト星、潜在的な背景オブジェクトなど、観測SNRを制限する汚染源が詳細に検討されます。面分光法を使用して光をスペクトル的および空間的に分離するノイズ軽減戦略が強調されています。疑似逆行列ベースの画像再構成スキームは、アインシュタインの環の\textit{single}測定からの地球のようなソースの直接再構成が、臨界苛性および観測されたSNRが十分に大きい場合に可能であることを示しています。この配置では、ミッションは複数の望遠鏡や対称性の破れを必要とせず、他の惑星の大気組成とダイナミクスの継続的な監視を可能にします。
| Title |
Latent_Space_Explorer:_Unsupervised_Data_Pattern_Discovery_on_the_Cloud |
| Authors |
T._Cecconello,_C._Bordiu,_F._Bufano,_L._Puerari,_S._Riggi,_E._Schisano,_E._Sciacca,_Y._Maruccia,_G._Vizzari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13933 |
生データから情報を抽出することは、おそらく実験的な科学企業の中心的な活動の1つです。この作業は、特定のモデルがトレーニングされてトレーニングデータのコンパクトで本質的な表現を提供するパイプラインに関するものであり、データ間のパターンや規則性を検出することを目的とした視覚化と分析の開始点として役立ちます。研究者がこのアプローチを利用できるようにするために、クラウドベースのシステムが開発され、EOSCに提供されるテーマ別サービスのMLツールの1つとしてNEANIASプロジェクトでテストされています。ここでは、システムのアーキテクチャについて説明し、天文学的なコンテキストでの2つのユースケースの例を紹介します。
全繊維波面センサー
| Title |
All-fibre_wavefront_sensor |
| Authors |
Thomas_A._Wright,_Stephanos_Yerolatsitis,_Kerrianne_Harrington,_Robert_J._Harris,_Tim_A._Birks |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.14029 |
チップチルト波面センサーとして使用できるテーパー3芯光ファイバーについて報告します。このデバイスでは、ファイバの検出先端にある数ミリメートルの結合領域が、入射波面からの脆弱な位相情報を各コア内の堅牢な強度情報に変換します。強度情報は、狭い範囲で線形波面誤差に簡単に変換できるため、閉ループシステムに最適です。センサーは最小限の情報を使用してチップの傾きを推測し、リモート検出器アレイと互換性があります。補償光学内でのそのアプリケーションを調査し、天文学への適用性を示すための検証ケースを提示します
分離した白色矮星+褐色矮星のバイナリを閉じる：共通外層効率の値が低いことのさらなる証拠
| Title |
Close_detached_white_dwarf_+_brown_dwarf_binaries:_further_evidence_for_low_values_of_the_common_envelope_efficiency |
| Authors |
Monica_Zorotovic_and_Matthias_R._Schreiber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13715 |
共通外層の進化は、Ia型超新星の前駆体、短いガンマ線バースト、およびほとんどの恒星重力波源を含むコンパクトな天体を含む近接連星の形成を理解する上での基本的な要素です。共通外層の進化の結果を予測するために、私たちは依然として単純化されたエネルギー節約方程式に大きく依存しています。残念ながら、この方程式には理論的にはかなり制約の少ない効率パラメータ（$\alpha_{\mathrm{CE}}$）が含まれており、さらに悪いことに、軌道エネルギーに加えてエネルギー源（再結合エネルギーなど）が封筒排出プロセス。以前の研究では、白色矮星と主系列星の伴星からなる共通外層連星（PCEB）の観測された集団の進化を再構築し、効率がかなり小さいことを示しました（$\alpha_{\mathrm{CE}}\simeq0。2-0.3$）そしてその追加のエネルギー源が必要とされるのはごくわずかな場合だけです。ここでは、同じ再構築ツールを使用して、褐色矮星の仲間と一緒に観測されたPCEBのサンプルの進化の歴史を調査しました。以前の作品とは対照的に、褐色矮星の伴星を持つ観測的によく特徴付けられたPCEBの進化は、それと同様に低い共通外層効率（$\alpha_{\mathrm{CE}}=0.24-0.41$）を仮定して理解できることがわかりました。主系列星のコンパニオンを持つPCEBを理解するために必要であり、再結合エネルギーからの寄与は必要ありません。PCEBの大部分は、追加のエネルギー源を考慮せずに、小さな効率でパラメータ化できる共通外層の進化から形成されると結論付けています。
へびつかい座の星形成複合体における若い星と分子雲の相互作用
へびつかい座の星形成領域における若い星の種族と雲の塊の間の空間的および運動学的相関を提示します。恒星のサンプルは、文献から取られたさまざまな進化段階の既知の若い天体で構成されており、そのうちのいくつかはガイアEDR3視差と固有運動測定で診断されています。分子ガスは、850$\mu$mSubmillimetreCommon-UserBolometerArray-2画像によって追跡され、ジェームズから積み上げられた、この地域でこれまでで最も深い$\sim$2.3mJyビーム$^{-1}$に到達します。サブミリメートルの爆発イベントを検出することを目的としたクラークマクスウェル望遠鏡/過渡プログラム。私たちの分析によると、より進化したソース、つまりクラスIIとIIIの若い星は、クラスIや、星周物質が豊富で出生時の雲と密接に関連しているフラットスペクトルソースよりも雲から離れた場所にあります。特に、クラスIIおよびIIIの集団は、近くのSco-CenOB協会からの衝撃波面の通過を示す構造化された空間分布を示し、それによって雲を圧縮して星形成を引き起こし、最新の星形成エピソードが現在最も密度の高い雲フィラメントで発生していることがわかります。すべての進化段階の若い星は、同様の運動学を共有しています。これは、恒星のパターンが、現在分散している親の雲のフィラメントの遺物を追跡していることを示唆しています。
磁気スイッチバックにおけるアルファ粒子の密度と速度の変動
| Title |
Density_And_Velocity_Fluctuations_of_Alpha_Particles_in_Magnetic_Switchbacks |
| Authors |
M._D._McManus,_J._L._Verniero,_S._D._Bale,_T._A._Bowen,_D._E._Larson,_J._C._Kasper,_R._Livi,_L._Matteini,_A._Rahmati,_O._Romeo,_P._L._Whittlesey,_T._Woolley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13801 |
磁気スイッチバック、または磁場の半径方向の突然の逆転は、その使命におけるこれまでのパーカーソーラープローブ（PSP）のより印象的な観測の1つです。それらの正確な生成メカニズムはまだ不明ですが、2つの主要な理論は、交換再接続イベントとその場での生成によるものです。この作業では、アルファ粒子の密度と存在量の変動が、個々のスイッチバックの内側と外側で研究されます。アルファ粒子の存在比$n_{\alphap}$の内側と外側に一貫した組成の違いは見られず、$V_{\alphap}/V_{pw}に従ってスイッチバックを分離するときにシグネチャも観察されません。$、波の位相速度（スイッチバックが移動している速度）に対するアルファ陽子の微分速度の比率。PSPと想定される交換再接続イベントの間の距離のため、これらの測定値を使用して、一方の生産メカニズムを他方よりも優先することはできないと主張します。さらに、個々のスイッチバック内の陽子とアルファ粒子の3D速度変動を調べます。スイッチバックは常に陽子速度の増加に関連していますが、アルファ速度は向上、変化しない、または低下する可能性があります。これは、$V_{pw}$と$V_{\alphap}$の間の相互作用によるもので、アルファ粒子のAlfv\'enic運動は、差$|V_{pw}--V_{\alphapとして消滅します。}|$が減少します。スイッチバックを介したアルファと陽子の両方のAlfv\'enic運動が、波動フレームの位置を中心としたほぼ剛体の腕の回転としてどのように理解できるかを示し、したがって、波動フレームが粒子測定のみを使用して推定できることを示します。スフィアフィッティング。
太陽冠状プルームの基部における準周期的エネルギー放出とジェット
| Title |
Quasiperiodic_Energy_Release_and_Jets_at_the_Base_of_Solar_Coronal_Plumes |
| Authors |
Pankaj_Kumar,_Judith_T._Karpen,_Vadim_M._Uritsky,_Craig_E._Deforest,_Nour_E._Raouafi,_C._Richard_DeVore |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13871 |
冠状プルームは長く、光線のような、開いた構造であり、太陽風の可能な源として考えられてきました。主に単極コロナホールでのそれらの起源は長い間謎でした。以前の分光およびイメージング観測は、流れおよび/または伝播する低速モード波の観点から広く解釈されるプルームのブルーシフトプラズマおよび伝播擾乱（PD）を明らかにしましたが、これらの解釈（流れ対波）は議論の余地があります。最近、プルームの内部構造に関する重要な手がかりを発見しました。プルームの放出の大部分を占めるプルームレットと呼ばれる動的なフィラメント状の特徴です。ここでは、ソーラーダイナミクス天文台/大気イメージングアセンブリ（SDO/AIA）とインターフェイス領域イメージングスペクトログラフ（IRIS）からの高解像度の観測を紹介します。これにより、一時的な増光、流れに関連する多数の準周期的な小さなジェット（いわゆるジェットレット）が明らかになりました。、およびプルームレットの彩層フットポイントでのプラズマ加熱。より大きなコロナルジェットと同様に、これらのジェットレットは、応力がかかった3Dヌルポイントでの閉じたフラックスと開いたフラックスの間の磁気リコネクションによってプルームベース内で生成される可能性が最も高いです。ジェットレットに関連する増光は、プルームに関連するPDと同相であり、約3〜5分の周期で変化します。これは、光球/彩層のpモード振動と著しく一致しています。彩層/遷移領域の開閉境界でのこの再接続は、グローバルpモード波の局所的な兆候によって変調または駆動される可能性があります。ジェットレットは上向きに伸びてプルームレットになり、太陽風に質量を与え、パーカーソーラープローブによって最近検出されたスイッチバックの原因となる可能性があります。
歴史的観測からの太陽磁場の再構築VIII。太陽磁場の代用としてのAIA1600{\AA}コントラスト
| Title |
Reconstructing_solar_magnetic_fields_from_historical_observations_VIII._AIA_1600_{\AA}_contrast_as_a_proxy_of_solar_magnetic_fields |
| Authors |
Ismo_T\"ahtinen,_Ilpo_Virtanen,_Alexei_A._Pevtsov_and_Kalevi_Mursula |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13944 |
太陽彩層と最低気温の明るい領域は、強い光球磁場の領域と良好な空間的対応を持っています。彼らの観測は、100年以上前に分光ヘリオグラフの発明から始まりました。歴史的な分光ヘリオグラムは太陽の長期変動を研究するために不可欠ですが、現代の衛星による観測は、以前は達成できなかった詳細で彩層の増光の性質を明らかにするのに役立ちます。私たちの目的は、1600\r{A}付近の遠紫外線（FUV）放射と光球磁場の最新のシーイングフリー観測を研究することにより、磁場と放射構造の関係の理解を深めることです。光球磁場の日震および磁気イメージャ（HMI）観測と、1600\r{A}付近のFUVコントラストの大気イメージングアセンブリ（AIA）観測を使用しました。明るいAIA1600\r{A}ピクセルを定義するコントラストしきい値を見つけるための堅牢な方法を開発し、それらを組み合わせて明るいクラスターと暗いクラスターにしました。明るいクラスターと暗いクラスターにおける磁場とAIA1600\r{A}放射の関係を調査します。明るいピクセルのパーセンテージが、1600\r{A}放射の観測された変動を完全に説明していることがわかります。明るいピクセルと暗いピクセルのパーセンテージに基づいて多重線形回帰モデルを開発しました。これにより、ディスク平均の符号なし磁場の大きさを確実に予測できます。明るいクラスターと暗いクラスターは、それぞれ中程度（B>55G）と強い（B>1365G）磁場HMIクラスターの集団に密接に対応していることがわかります。最大の明るいクラスターは、CaIIKプラージュで以前に見られたように、一定の平均符号なし磁場を持っています。ただし、明るいクラスターの磁場の強さは254.7$\pm$0.1Gであり、CaIIKプラージュで以前に見られたものよりも約100G大きくなっています。
対流層の大部分で動作するバブコック-レイトン型太陽ダイナモ
トロイダル磁場は、ほとんどのバブコック-レイトン（BL）タイプの太陽ダイナモモデルのタコクラインで生成されると想定されています。このモデルでは、黒点グループの出現とその後の分散によってポロイダル磁場が生成されます。しかし、完全対流星の磁気活動と全球星対流のMHDシミュレーションは、最近、トロイダル磁場の生成におけるタコクラインの重要性に関して深刻な疑問を投げかけています。本研究では、ダイナモが主に対流層の大部分で動作する新しいBL型ダイナモモデルの開発を目指しています。私たちの2Dモデルには、太陽のような差動回転、1セル子午線流、地表近くの放射状ポンピング、強い乱流拡散、BLタイプのポロイダルソース、および垂直方向のソースに対する磁場の非線形逆反応の効果が含まれています。外側の境界条件。モデルは、対流層の大部分内の緯度せん断によって巻き上げられてトロイダルフラックスを生成する、支配的な緯度成分を持つポロイダルフィールドの単純な双極構成につながります。その結果、タコクラインはモデルでごくわずかな役割しか果たしません。このモデルは、太陽周期の基本的な特性を再現しています。これには、（a）約11年の周期と18年の延長された周期が含まれます。（b）高緯度から始まる反対称トロイダル磁場の赤道方向への伝播。（c）観測と一致する極域の進化。私たちのモデルは、太陽周期を理解する上でのパラダイムシフトが古典的なフラックス輸送ダイナモから移行する可能性を開きます。
けんびきょうし星観測での閃光星と惑星の相互作用の検索
磁気的に活動している星を密接に周回している惑星は、星の活動を調整する方法でそれらの磁場と相互作用することができると考えられています。強化されたX線活動、彩層スポット、電波放射、またはフレアなどの惑星軌道と同相のこの変調は、磁気星-惑星相互作用（SPI）の最も明確な兆候と見なされます。ただし、この相互作用の大きさは十分に制約されておらず、相互作用の断続的な性質はオブザーバーにとって課題です。けんびきょうは初期のM矮星であり、これまでに検出された中で最も活発に燃え上がる惑星の宿主です。その最も内側の仲間であるAUMicbは、磁気SPI観測の有望なターゲットです。トランジット系外惑星探査衛星で得られたAUMicの光度曲線を使用して、カスタマイズされたアンダーソン-ダーリング検定を使用してAUMicbでフレアSPIの兆候を検索しました。約$50$日の観測では、軌道、回転、および滑走周期を伴うフレア分布は、一般に、固有の恒星フレアと一致していました。サンプルの高エネルギー半分（$ED>1$s）で、AUMicbの公転周期による固有のフレアリングからの最も強い偏差（$p=0.07、\;n=71$）が見つかりました。AUMicbからの真のSPI信号を反映している場合、観測時間を$2〜3$延長すると、$>3\sigma$の検出が得られます。したがって、AUMicを継続的に監視すると、軌道位相のあるフレアSPIが明らかになる可能性がありますが、星の強い差動回転により、回転変調が不鮮明になります。
磁気に敏感な禁止されたコロナルラインの効率的で自動化された反転：CLEDB-コロナルライン放出データベースの磁場反転アルゴリズム
| Title |
Efficient_and_Automated_Inversions_of_Magnetically-Sensitive_Forbidden_Coronal_Lines:_CLEDB_-_The_Coronal_Line_Emission_DataBase_Magnetic_Field_Inversion_Algorithm |
| Authors |
Alin_Razvan_Paraschiv_and_Philip_Gordon_Judge |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.14111 |
太陽コロナに形成された禁止磁気双極子線のI、Q、U、およびVストークスパラメータを使用して磁気パラメータを推測するための「シングルポイントインバージョン」アルゴリズムであるCLEDBを紹介します。関心のあるラインを選択し、プラズマの熱的構成と磁気的構成の組み合わせのためのストークスパラメータのデータベースを構築します。このようなデータベースのサイズと複雑さは、対称性を利用することで大幅に削減されます。それぞれが事前にいくつかの視線成分に分解される可能性のある波長統合ラインプロファイルを使用して、観測領域に対応する伸びについて計算された観測ストークスパラメータに最も近い一致を検索します。この方法は、同時に観察される2つ以上の線に適用することを目的としています。これらのソリューションは、最初に、磁気配向、熱特性、および放出プラズマの空間位置を3次元で生成します。通常、2つの解のセットが2つの入力I、Q、U、およびVの測定値と互換性がある場合、還元不可能な縮退を含む、観測ごとに複数の可能な解が返されます。散乱ジオメトリを解く際に、この方法はDima＆Schad（2020）によって指摘された追加の縮退を回避します。磁場の強さは、熱特性と散乱形状の解が決定された後、データベースのストークスVデータに対する観測値の単純な比率から個別に導き出されます。
前方適合STIXの可視性
| Title |
Forward-fitting_STIX_visibilities |
| Authors |
Anna_Volpara,_Paolo_Massa,_Emma_Perracchione,_Andrea_Francesco_Battaglia,_Sara_Garbarino,_Federico_Benvenuto,_Anna_Maria_Massone,_Sam_Krucker,_Michele_Piana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.14148 |
相馬。分光計/望遠鏡イメージングX線（STIX）に搭載されたソーラーオービターによって測定された前方適合の可視性の問題が、以前の硬X線ソーラーイメージングミッションの場合の同じ問題に関してどの程度難しいかを判断すること;STIXのパラメトリックイメージングの効果的な最適化スキームを特定します。メソッド。この論文では、STIXの可視性を前方に適合させるための粒子群最適化（PSO）アルゴリズムを紹介し、ReuvenRamaty高エネルギー太陽分光画像装置（RHESSI）によって測定された可視性の分析にこれまで使用されてきた標準のシンプレックスベースの最適化アルゴリズムとその有効性を比較します。）。この比較は、RHESSIとSTIXの両方で測定された実験的可視性と、STIX信号形成モデルを考慮して生成された合成可視性を考慮して行われます。結果。PSOに基づくパラメトリックイメージングアプローチは、RHESSI可視性の場合のシンプレックス法に基づくアプローチと同じくらい信頼できることがわかりました。ただし、PSOは、STIXのシミュレートされた可視性と実験的な可視性に適用すると、大幅に堅牢になります。結論。標準の決定論的最適化は、角周波数平面でSTIXによってサンプリングされたいくつかの可視性をフォワードフィッティングするには十分に効果的ではありません。したがって、ソーラーオービターX線望遠鏡の場合、パラメトリックイメージングにはより高度な最適化スキームを導入する必要があります。このホワイトペーパーで紹介したPSOに基づくフォワードフィッティングルーチンは、非常に堅牢で信頼性が高く、STIXコンテキストでのパラメトリックイメージングの効果的な候補ツールと見なすことができます。
光輝線の非対称性からのコア崩壊超新星の大規模なサンプルのダスト質量：30年のタイムスケールでのダスト形成
| Title |
Dust_masses_for_a_large_sample_of_core-collapse_supernovae_from_optical_emission_line_asymmetries:_dust_formation_on_30-year_timescales |
| Authors |
Maria_Niculescu-Duvaz,_Michael_J_Barlow,_Antonia_Bevan,_Roger_Wesson,_Danny_Milisavljevic,_Ilse_De_Looze,_Geoff_C._Clayton,_Kelsie_Krafton,_Mikako_Matsuura,_Ryan_Brady |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.14179 |
コア崩壊超新星（CCSNe）の広い輝線に見られる赤青の非対称性をモデル化することは、噴出物のダスト温度が低すぎて中IR機器で検出できません。モンテカルロ放射伝達コードDAMOCLESを使用してSN〜1987Aおよびその他のCCSNeのダスト質量の変化を測定することに成功した後、4〜60歳のCCSNeについて、DAMOCLESでこれまでに行われたダスト質量測定の最も包括的なサンプルを示します。爆発。私たちのサンプルは、GeminiGMOSおよびVLTX-Shooterスペクトログラフで取得されたマルチエポックの遅い時間の光学スペクトルと、アーカイブスペクトルで構成されています。モデル化した14個のCCSNeについて、0.23$^{+0.17の質量で、$\sim30$年を超えて飽和することがわかっているシグモイド曲線に適合できる時間の経過に伴うダスト質量の成長を確認します。}_{-0.12}$M$_\odot$。さらに11個のCCSNeと6個のCCSN残留物について文献に見られるダスト質量を含む拡張サンプルでは、飽和時のダスト質量は0.42$^{+0.09}_{-0.05}$〜M$_\odot$であることがわかります。ダモクレスを使用したアフィン不変マルコフ連鎖モンテカルロアンサンブルサンプラーを使用したベイズ分析から、ダスト質量の不確実性の限界が決定されました。私たちのサンプルに最適なラインプロファイルモデルは、0.1〜0.5$\mu$mのすべての必要な粒子半径を示しています。私たちの結果は、宇宙のダスト収支に大きく貢献するのに十分なダストを噴出物に形成するCCSNeと一致しています。
理解と実行のための天文学自己効力感の開発と検証
| Title |
Development_and_validation_of_an_astronomy_self-efficacy_instrument_for_understanding_and_doing |
| Authors |
Rachel_Freed,_David_McKinnon,_Michael_Fitzgerald,_and_Christina_M._Norris |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13803 |
この論文は、2つの要素で構成される新しい天文学自己効力感を提示します。1つは天文学の個人的自己効力感と呼ばれる天文学コンテンツの学習に関連し、もう1つは天文学機器の使用、特にデータのためのリモートロボット望遠鏡の使用に関連します。コレクション。後者は、天文学の器械的自己効力感因子と呼ばれます。機器は、信頼性と構造の妥当性についてテストされています。信頼性テストでは、因子1のクロンバックのα係数は0.901であり、因子2のクロンバックのα係数は0.937であることが示されました。コンストラクトの妥当性は、コンストラクトに周辺的に関連する独立変数を使用して、p値を適切に保護し、分散の一方向分析を計算することによって確立されました。これらの分析は、両方のスケールが高い構成の妥当性を持っていることを示しています。この天文学に特化した機器の開発は、天文学の分野における科学的アイデンティティの構築を調査する前兆としての自己効力感を評価する上で重要なステップです。
完全なホルンデスキー理論における静的スカラーヘアを持つブラックホールの線形安定性：一般的な不安定性と存続するモデル
| Title |
Linear_stability_of_black_holes_with_static_scalar_hair_in_full_Horndeski_theories:_generic_instabilities_and_surviving_models |
| Authors |
Masato_Minamitsuji,_Kazufumi_Takahashi,_Shinji_Tsujikawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13837 |
完全なホルンデスキー理論では、静的スカラー場$\phi$を持つ静的および球対称ブラックホール（BH）解が、BH地平線上で運動項$X$が消えないことを示し、一般にゴースト/ラプラシアン不安定性を起こしやすいことを示しています。次に、ゴースト/ラプラシアンの不安定性のない地平線上で$X$が消失する、漸近的に平坦なヘアリーBHソリューションを検索します。$\phi$と$X$の通常の結合関数を持つモデルは、一般に無毛のSchwarzschildBHになることを示します。一方、スカラー場とガウス・ボネ（GB）項$R_{\rmGB}^2$の間に結合が存在すると、他の通常の結合関数が共存していても、漸近的に実現されます。ゴースト/ラプラシアン不安定性のないフラットヘアリーBHソリューション。最後に、べき乗則$F（R_{\rmGB}^2）$重力のヘアリーBHソリューションは、ゴーストの不安定性に悩まされていることがわかります。これらの結果は、$\xi（\phi）R_{\rmGB}^2$形式のGB結合が、ゴースト/ラプラシアン不安定性のない漸近的に平坦な毛深いBHソリューションの存在に重要な役割を果たしていることを意味します。
| Title |
Robust_initial_orbit_determination_for_short-arc_Doppler_radar_observations |
| Authors |
M._Losacco,_R._Armellin,_C._Yanez,_S._Lizy-Destrez,_L._Pirovano_and_F._Sanfedino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13966 |
不確実性定量化機能が組み込まれた新しいドップラーレーダー初期軌道決定アルゴリズムが提示されます。この方法は、GaussとLambertのソルバーの組み合わせに基づいています。プロセス全体は微分代数フレームワークで実行され、測定の不確実性に関して状態推定のテイラー展開を提供します。この機能により、このアプローチはデータ関連付けの問題の処理に特に適しています。ドップラー積分法との比較は、シミュレーションデータと実際のデータの両方を使用して実行されます。提案されたアプローチは、より正確で堅牢であり、特に短弧観測に適していることが示されています。
地球のマントル窒素の起源：原始的または初期の生物地球化学的循環？
| Title |
The_origin_of_Earth's_mantle_nitrogen:_primordial_or_early_biogeochemical_cycling? |
| Authors |
H._Kurokawa,_M._Laneuville,_Y._Li,_N._Zhang,_Y._Fujii,_H._Sakuraba,_C._Houser,_H._J._Cleaves_II |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.14002 |
地球のマントル窒素（N）含有量は、そのNが豊富な大気に見られるものに匹敵します。マントルNは原始的であるか、後の沈み込みによって供給されると提案されていますが、その起源は解明されていません。ここでは、惑星形成後のマグマオーシャン段階でのN分割と、それに続くアルゴン（Ar）とN同位体をトレーサーとして使用して、地球の歴史上の表面とマントルの間の循環をモデル化します。Arによって制約された分配モデルは、地球物理学的および地球化学的研究から裏付けられた酸化状態でのマグマへのNの溶解度が低く、鉱物の分配係数が低いため、固化したマントルにトラップできるのは全N含有量の約10％にすぎないことを示しています。原始起源の可能な解決策は、マグマオーシャンの凝固時に地球が約10倍多くのNを持っていたということです。過剰なNは、後期降着時の衝撃侵食によって除去できることを示しています。N同位体によって制約されたサイクリングモデルは、初期の地球の堆積Nの埋没率が現代の地球のそれと同等である場合、マントルNは効率的なNの沈み込みから発生する可能性があることを示しています。このような高いN埋没率には、生物処理が必要です。最後に、私たちのモデルは、表面とマントルのN同位体記録の将来の分析で、2つの可能な起源を区別するための方法論を提供します。
重力バックグラウンドでの角運動量による球形エネルギーシェルの安定化
| Title |
Stabilizing_Spherical_Energy_Shells_with_Angular_Momentum_in_Gravitational_Backgrounds |
| Authors |
I.Antoniou,_D._Kazanas,_D._Papadopoulos,_L._Perivolaropoulos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.14003 |
一般相対性理論の球形エネルギー殻は、重力効果および/または張力効果のために崩壊する傾向があります。シェルの安定化は、背景時空の重力特性を変更することで実現できます。したがって、グラバスターは、内部のド・ジッター空間と外部のシュヴァルツシルト時空を備えた硬い物質の殻で構成され、その魅力的な重力が内部のドジッター時空の内部の反発重力と釣り合い、安定した硬い物質の殻になります。シェルの回転を考慮することで、同様の安定化効果を得ることができます。ここでは、ゆっくりと回転する流体シェルの安定性を研究します。シェルの角速度が、グラバスター内部の反発するデシッター重力に類似した安定化特性を持っていることを示します。したがって、イスラエルの接合条件と回転シェルの流体状態方程式を使用して、回転シェル半径の変化を決定する動的方程式を構築します。これらの動的方程式は、バックグラウンド時空のパラメーターとシェルの角速度に依存します。回転する内部とシュワルツシルト外部の時空を仮定すると、シェルの角速度がその半径Rの進化に対して興味深い安定化特性を持っていることを示します。したがって、回転する物質（または真空）シェルは、特異点の存在を回避しながらブラックホールを模倣できます。内部のdeSitterスペースの存在なし。
| Title |
Nuclear_equation_of_state_for_arbitrary_proton_fraction_and_temperature_based_on_chiral_effective_field_theory_and_a_Gaussian_process_emulator |
| Authors |
J._Keller,_K._Hebeler,_A._Schwenk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.14016 |
有限温度での非対称核物質の状態方程式を、次から次へ、次から次へ、次から次へのカイラル有効場理論の相互作用に基づいて計算します。私たちの結果は、多体計算とカイラル展開からの理論的不確実性を評価します。自由エネルギー用のガウス過程エミュレーターを使用して、一貫した導関数を通じて物質の熱力学的特性を導き出し、ガウス過程を使用して任意の陽子分率と温度にアクセスします。これにより、ベータ平衡状態の状態方程式、および有限温度での音速と対称エネルギーの最初のノンパラメトリック計算が可能になります。さらに、我々の結果は、圧力の熱部分が密度の増加とともに減少することを示しています。
