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Fri 29 Apr 22 18:00:00 GMT -- Mon 2 May 22 18:00:00 GMT

SDSS redMaPPerクラスター伴銀河のすばるHSC弱いレンズ効果:孤立部分の経験的上限

Title Subaru_HSC_weak_lensing_of_SDSS_redMaPPer_cluster_satellite_galaxies:_Empirical_upper_limit_on_orphan_fractions
Authors Amit_Kumar,_Surhud_More,_Divya_Rana
URL https://arxiv.org/abs/2205.00018
弱い重力レンズ効果は、銀河団内の伴銀河を取り巻く物質分布を直接調べます。SDSSredMaPPerクラスター伴銀河の周りの背景銀河の形状に誘発される弱いレンズ効果信号を測定します。これらの銀河の中心銀河は、赤方偏移範囲$0.1\leqz\leqで確率$P_{\rmcen}>0.95$が割り当てられています。0.33$。この目的のために、すばるハイパースプリムカム(HSC)調査の銀河の形を使用します。伴銀河をクラスターの中心からの距離でビンに入れ、クラスターに存在しないが同じような色と大きさの銀河の対照サンプルの周りの信号と比較します。衛星周辺の暗黒物質の質量に対する環境プロセスの影響を調査します。対照サンプル、特に最も内側のクラスター中心の放射状ビン($0.1<r<0.3$[$h^{-1)では、銀河のハロー質量と比較して、衛星のサブハローの質量に違いのヒントが見られます。}\rmMpc$])。初めて、私たちの測定の助けを借りて、クラスター中心の距離で暗黒物質ハローを完全に失った孤児銀河の有病率に上限を設けました。ただし、伴銀河のサンプルにかなりの汚染がある場合は、これらの上限を緩和することができます。

宇宙の空虚さで宇宙を鳴らす:積み重ねられた弱い重力とドップラーレンズの組み合わせ分析によるボイド特性

Title Ringing_the_universe_with_cosmic_emptiness:_void_properties_through_a_combined_analysis_of_stacked_weak_gravitational_and_Doppler_lensing
Authors Md_Rasel_Hossen,_Sonia_Akter_Ema,_Krzysztof_Bolejko,_Geraint_F._Lewis
URL https://arxiv.org/abs/2205.00458
宇宙のボイドの本質的な側面は、これらの密度の低い領域が私たちの宇宙の特性についての補足的な情報を提供することです。密集した領域とは異なり、ボイドは物質によって回避され、バリオンプロセスによる汚染が少なくなります。宇宙のボイドの特性を理解するための最初のステップは、それらの質量プロファイルを正しく推測することです。文献では、さまざまな手法が実装されています。この論文では、それらをレビューし、ドップラーレンズ効果に基づく新しい技術を実装します。相対論的な$N$-bodyコード\textsc{Gevolution}を使用して、宇宙論的な質量摂動を生成し、光線束の進化を追跡する3次元光線追跡技術を実装します。宇宙ボイドのさまざまな特性(ボイドサイズ関数、2点相関関数、ボイドの密度プロファイルなど)に焦点を当て、その結果をそれらの普遍的な傾向と比較します。弱いレンズ効果をドップラーレンズ効果と組み合わせると、弱いレンズ効果だけの場合よりもさらに厳しい制約が得られることを示します。また、レンズから推測されたボイドの中央部分内の密度プロファイルとハロートレーサーから推測された密度プロファイルの間のより良い一致が得られます。進行中および将来の低赤方偏移分光調査に関連する結果の意味について簡単に説明します。

1ループ銀河パワースペクトルのフィッシャー行列:宇宙論モデルを仮定せずに膨張率と成長率を測定する

Title Fisher_matrix_for_the_one-loop_galaxy_power_spectrum:_measuring_expansion_and_growth_rates_without_assuming_a_cosmological_model
Authors Luca_Amendola_(Heidelberg_University,_Germany),_Massimo_Pietroni_(University_of_Parma_and_INFN,_Italy),_and_Miguel_Quartin_(Universidade_Federal_do_Rio_de_Janeiro,_Brazil_and_Heidelberg_University,_Germany)
URL https://arxiv.org/abs/2205.00569
宇宙論モデルを選択する必要なしに、フィッシャー行列の予測を穏やかな非線形スケールに拡張する方法論を紹介します。カウンタータームで補完されたバイアストレーサーの標準非線形摂動理論を利用し、標準光源で宇宙距離を正確に測定できると仮定します。特定のモデルを選択する代わりに、線形パワースペクトルと成長率をいくつかの$k$および$z$ビンでパラメーター化します。次に、バイアス関数に加えて、拡張率$H(z)/H_0$と成長率$f(k、z)$のモデルに依存しない制約を取得できることを示します。この手法を赤方偏移範囲$0.6〜1.8$のEuclidとDESIの両方の公開仕様に適用し、カットオフスケールの増加による$H(z)$の精度が$k_{\rmmax}>0.17で急激に向上することを示します。\、h$/Mpcであり、$k_{\rmmax}\approx0.3\、h$/Mpcのサブパーセント値に達します。全体として、$k_{\rmmax}=0.1\、h$/Mpcから$k_{\rmmax}=0.3\、h$/Mpcに移行するときの精度の向上は、約1桁です。$k$に依存しないと想定されない限り、成長率には一般にはるかに弱い制約があります。このような場合、ゲインは$H(z)$の場合と同様であり、各$z$-binで約5〜10\%の不確実性に達する可能性があります。また、非線形パラメーターに関する独立した強力な事前情報がない限り、非線形補正を無視すると、$k_{\rmmax}=0.1\、h/$Mpcの場合でも制約に大きな影響を与える可能性があることについても説明します。

スタロビンスキー膨張後の原始ブラックホールの形成

Title Formation_of_primordial_black_holes_after_Starobinsky_inflation
Authors Daniel_Frolovsky,_Sergei_V._Ketov_and_Sultan_Saburov
URL https://arxiv.org/abs/2205.00603
$F(R)$重力のAppleby-Battye-Starobinskyモデルを、単一フィールドモデルで最大$10^{19}$gの質量を持つ二重宇宙のインフレーションと原始ブラックホールの形成を記述するために適合させました。スカラー曲率摂動のパワースペクトルを、ホーキング(ブラックホール蒸発)の限界である$10^{15}$gを超えるレベルまで高めることができるため、重力崩壊に起因する原始ブラックホールがそれらの大きな原始摂動は、現在の宇宙で生き残り、冷たい暗黒物質の一部を形成することができます。私たちの結果は、$3\sigma$以内の宇宙マイクロ波背景放射の現在の測定値と一致していますが、パラメーターの微調整が必​​要です。

宇宙赤外線背景放射によるtSZ効果からのクラスター内散乱と相対論的補正の重要性

Title Importance_of_intracluster_scattering_and_relativistic_corrections_from_tSZ_effect_with_Cosmic_Infrared_Background
Authors Sandeep_Kumar_Acharya,_Jens_Chluba
URL https://arxiv.org/abs/2205.00857
銀河団に対するスニヤエフ・ゼルドビッチ効果は、宇宙論の標準的なプローブになりました。これは、ホットクラスター電子ガスによる宇宙マイクロ波背景放射(CMB)からの光子の散乱によって引き起こされます。同様の方法で、他の光子の背景がクラスター媒体を通過するときに散乱する可能性があります。この問題は、最近、ラジオと宇宙赤外線背景放射で考慮されています。ここでは、以前は省略されていたいくつかの追加の効果を含む、宇宙赤外線背景放射(CIB)の説明を再検討します。CIBの{\itクラスター内}散乱と、個々のクラスターおよび全天平均信号に対する{\it相対論的}温度補正の役割について説明します。クラスター内散乱の寄与を無視したため、光子場の散乱によって導入された全天CIB歪みが$\simeq1.5$の係数で過小評価されたことを示します。エネルギーは本質的に熱電子からCIBに2回伝達されます。平均CIBや散乱信号の計算において、さまざまな影響の原因を注意深く明らかにします。単一クラスターCIB散乱信号は、明確な赤方偏移依存性も示します。これは、分析と数値の両方で説明するように、宇宙論的分析で使用できます。これは、将来のCMB実験による宇宙論的研究の新しい道を開くかもしれません。

ライマン-$\alpha$の森と暗黒物質ハローとの相互相関における非線形

Title Non-linearities_in_the_Lyman-$\alpha$_forest_and_in_its_cross-correlation_with_dark_matter_halos
Authors Jahmour_J._Givans,_Andreu_Font-Ribera,_An\v{z}e_Slosar,_Louise_Seeyave,_Christian_Pedersen,_Keir_K._Rogers,_Diego_Blas,_Vid_Ir\v{s}i\v{c}
URL https://arxiv.org/abs/2205.00962
ライマン-$\alpha$(Ly$\alpha$)フォレストの三次元相関、およびLy$\alpha$フォレストとクエーサー間の相互相関が大規模に測定され、バリオン音響振動の正確な測定が可能になりました(BAO)赤方偏移$z>2$の機能。これらの3D相関は、線形摂動理論を使用してモデル化されることがよくありますが、BAOを超えて宇宙情報を抽出するための完全な形状の分析には、より小さなスケールで存在する非線形性を記述できるより現実的なモデルが必要になります。大規模な流体力学シミュレーション(Sherwoodシミュレーション)からのLy$\alpha$森林フラックスパワースペクトルの測定値を提示し、線形理論からの小規模な偏差を説明するさまざまなモデルと比較します。Arinyo-i-Pratsetal。で提示されたモデルを確認します。(2015)測定された3Dパワーを$k=10\、h\rm{Mpc^{-1}}$まで5%以上の精度で適合させ、同じモデルが同様の1D相関を記述できることを示します精度。また、初めて、Ly$\alpha$フォレストを使用したハローのクロスパワースペクトルの同等の研究を紹介し、線形スケールを超えてクロスパワースペクトルをモデル化するときに直面するさまざまな課題について説明します。測定されたすべてのパワースペクトルを\url{https://github.com/andreufont/sherwood_p3d}で公開します。この研究は、1Dおよび3Dフラックス相関の共同分析、およびBAO分析を超えたクエーサー-Ly$\alpha$相互相関の使用に向けた一歩です。

コンパクトオブジェクトによる銀河系外マイクロレンズの正確なモデリング

Title Accurate_modelling_of_extragalactic_microlensing_by_compact_objects
Authors V\'ictor_Bosc\'a,_Pierre_Fleury,_Juan_Garc\'ia-Bellido
URL https://arxiv.org/abs/2205.00991
銀河系外のソースのマイクロレンズ、特に有意な増幅の可能性は、天の川のハローの外側にあるコンパクトなオブジェクトの豊富さの潜在的に強力なプローブです。正確な実験的制約には、そのような母集団によって生成される増幅統計のための同様に正確な理論モデルが必要です。この記事では、最も単純な(最強のレンズ)モデルはこの厳しい要件を満たしていないことを主張します。したがって、銀河系外マイクロレンズ法のための精巧な実用的なモデリングスキームを提案します。第一原理から、一貫して以下を可能にする増幅確率の式を導き出します。(i)マイクロレンズ間の結合。(ii)宇宙の大規模構造からの現実的な摂動。(iii)拡張ソースの修正。重要な結論は、他のレンズと大規模構造の両方によって支配的なマイクロレンズに加えられる外部せん断は、実際には無視できるということです。それでも、私たちのアプローチの予測は、文献の既存のモデルと比較して、まだ数倍異なる可能性があります。このような不一致を説明するコンパクトオブジェクトの存在量に関する更新された制約が必要になる場合があります。

M31の電波観測による暗黒物質(WIMP)消滅の制約を更新

Title Updated_constraints_on_dark_matter_(WIMP)_annihilation_by_radio_observations_of_M31
Authors A.E.Egorov
URL https://arxiv.org/abs/2205.01033
現在の研究は、M31の新しい電波観測、およびその暗黒物質分布と他の特性の新しい研究を利用して、WIMPパラメータを全滅させることに対する強い制約を導き出しました。DM消滅による放出の特性は、M31用に特別に適合されたGALPROPコードを使用する2D銀河モデルのフレームで計算されました。これにより、この主題に関する以前の研究のさまざまな不正確さを改善することができました。DM制約は、$\chi\chi\rightarrowb\bar{b}$と$\chi\chi\rightarrow\tau^+\tau^-$の2つの代表的な消滅チャネルに対して取得されました。$\approx$(0.1-10)GHzの周波数範囲で、さまざまな無線データが利用されました。その結果、$b\bar{b}$チャネルの場合は$\approx$72GeVよりも軽い熱WIMPが、$\tau^+\tau^-$の場合は$\approx$39GeVが除外されました。対応する質量しきい値の不確実性の範囲は、20〜210GeVおよび18〜89GeVと推定されました。得られた除外は、矮星のFermi-LAT観測および反陽子のAMS-02測定からの除外と競合します。私たちの制約は、DMを全滅させることによるM31のガンマ線外部ハローと銀河中心過剰の説明を排除するものではありません。外側のハローを説明する$m_x\approx70$GeVの熱WIMPは、スペクトルと形態の両方によく適合するM31核の非熱電波フラックスに大きく貢献します。そして最後に、他の研究で主張されているM31の無線データによって、$m_x>100$GeVの重い熱WIMPを確実に制約する可能性に疑問を投げかけました。

分極信号の高精度モデリング:スピン2フィールドに一般化されたモーメント拡張法

Title High_precision_modeling_of_polarized_signals:_moment_expansion_method_generalized_to_spin-2_fields
Authors Vacher_L\'eo,_Chluba_Jens,_Aumont_Jonathan,_Rotti_Aditya,_Montier_Ludovic
URL https://arxiv.org/abs/2205.01049
前景のモデリングと除去は、宇宙マイクロ波背景放射(CMB)を使用してインフレーションからの信号を検索する上で大きな課題となります。特に、さまざまな空間平均化効果を含むCMBの前景のモデリングは、今後の分析で考慮しなければならない複数の複雑さをもたらします。この研究では、直線偏光のスピン2場への強度モーメント展開の一般化、つまりスピンモーメント展開を紹介します。このフレームワーク内で、モーメントは、基礎となるスペクトルパラメータと偏光角分布関数に直接関連するスピン2オブジェクトになります。分極モデリングに必要な式を取得する際に、強度モーメント法との類似点と相違点を強調します。周波数のある複素平面でのスピノール回転は、信号にSED歪みと分極混合の両方が含まれている1次モーメントから自然に発生します。追加の依存関係はより高い順序で導入され、これらをどのように説明できるかをいくつかの実例で示します。偏光SEDの新しいモデリングは、偏光角の周波数依存性をモデル化するための強力なツールであることを示しています。このように、それは多くの天体物理学の状況にすぐに適用することができます。

混合モデルを使用した水界の人口の証拠の評価

Title Evaluating_the_Evidence_for_Water_World_Populations_using_Mixture_Models
Authors Andrew_R._Neil,_Jessica_Liston,_and_Leslie_A._Rogers
URL https://arxiv.org/abs/2205.00006
ケプラー系外惑星の動径分布のギャップを説明するために、光蒸発の代替として水界が仮定されています。通過するケプラー系外惑星のサンプルに適合する惑星の共同質量半径周期分布の枠組み内で水の世界を探索します。そのサブセットには視線速度質量測定値があります。階層ベイズモデリングを使用して、太陽系外惑星の複数の組成サブポピュレーションを含む10の混合モデルの範囲を作成します。データが最も好む組み合わせを評価するために、これらのサブポピュレーション(ガス状エンベロープを持つ惑星、蒸発した岩石コア、蒸発した氷のコア、本質的に岩石の惑星、本質的に氷の惑星など)をさまざまな組み合わせでモデル化します。交差検定を使用して、氷の組成を持つ惑星を含むモデルのサポートを、含まないモデルのサポートと比較して評価し、両方の幅広いサポートを見つけます。私たちは、水の世界の亜集団と原始的なエンベロープを持つ惑星との間に重大な集団レベルの縮退を見つけます。1つまたは複数の氷コアのサブポピュレーションを含むモデルの中で、氷の組成を持つ惑星の割合の範囲が広く、おおよその上限は50%です。改善されたデータセットまたは代替のモデリングアプローチは、惑星のこれらの亜集団をよりよく区別できる可能性があります。

ホストスターの義務が高いシステムでのホットジュピターの到着が遅いことの証拠

Title Evidence_for_the_Late_Arrival_of_Hot_Jupiters_in_Systems_with_High_Host-star_Obliquities
Authors Jacob_H._Hamer_and_Kevin_C._Schlaufman
URL https://arxiv.org/abs/2205.00040
巨大で熱い恒星の原色を持つホットジュピターシステムは、広範囲の恒星の忘却を示すことが示されています。一方、低質量でクールな原色を備えたホットジュピターシステムは、多くの場合、ゼロに近い恒星の忘却を持っています。ホットジュピターと低質量主系列星に存在する対流エンベロープとの間の効率的な潮汐相互作用は、これらの観測の一般的な説明でした。この説明が正確である場合、整列されたシステムは、整列されていないシステムよりも古いはずです。同様に、ホットジュピターのホスト星の対流層の質量は、その傾斜角の効果的な予測因子となるはずです。高品質の空に投影された赤道傾斜角の推論を使用して、ホットジュピターのホスト星の均一な恒星パラメータ(対流層の質量を含む)を導き出します。シンディスク星の種族の銀河系の速度分散を相対的な年齢の代理として使用すると、中央値よりも大きい木星のホスト星は、中央値よりも小さい木星のホスト星よりも古いことがわかります。2つの集団間の相対的な年齢差は、中央値よりも小さい対流層の質量を持つホットジュピターのホスト星の方が大きく、3.6-$\sigma$レベルで有意です。ホットジュピターシステムにおける恒星の赤道傾斜角の最良の予測因子として、対流層の質量ではなく、恒星の質量を特定します。これらの観測の最も良い説明は、整列していないシステムの多くのホットジュピターが、親の原始惑星系円盤が消滅したずっと後に、ホスト星のすぐ近くに到着したということです。観測された年齢オフセットの対流エンベロープ質量への依存性は、潮汐の再整列が、対流エンベロープを持つ星を周回する整列したホットジュピターの集団に寄与することを示唆しています。

テンプレートマッチングによるセミベイズ視線速度の新しいフレームワーク

Title A_novel_framework_for_semi-Bayesian_radial_velocities_through_template_matching
Authors A._M._Silva,_J._P._Faria,_N._C._Santos,_S._G._Sousa,_P._T._P._Viana,_J._H._C._Martins,_P._Figueira,_C._Lovis,_F._Pepe,_S._Cristiani,_R._Rebolo,_R._Allart,_A._Cabral,_A._Mehner,_A._Sozzetti,_A._Su\'arez_Mascare\~no,_C._J.A.P._Martins,_D._Ehrenreich,_D._M\'egevand,_E._Palle,_G._Lo_Curto,_H._M._Tabernero,_J._Lillo-Box,_J._I._Gonz\'alez_Hern\'andez,_M._R._Zapatero_Osorio,_N._C._Hara,_N._J._Nunes,_P._Di_Marcantonio,_S._Udry,_V._Adibekyan,_and_X._Dumusque
URL https://arxiv.org/abs/2205.00067
ますます多様化する太陽系外惑星の検出と特性評価は、高解像度で安定した分光器の継続的な開発とドップラー視線速度(RV)法の使用のおかげで部分的に可能になりました。相互相関関数(CCF)法は、RV抽出の従来のアプローチの1つです。最近では、テンプレートマッチングが、M-ドワーフ星の有利な代替手段として導入されました。このホワイトペーパーでは、セミベイジアンフレームワーク内でのテンプレートマッチングの新しい実装について説明し、RV測定のより統計的に原理的な特性評価を提供します。このコンテキストでは、一般的なRVシフトを使用して、特定の恒星スペクトルの各スペクトル次数と、利用可能な観測から構築されたテンプレートとの違いを説明します。事後確率分布は、連続体に対してマージナライズした後、各スペクトルに関連付けられた相対RVに対して取得されます。この方法論は、S-BART:テンプレートマッチングを使用したRVのセミベイジアンアプローチと名付けられ、HARPSおよびESPRESSOに適用できます。バーナード星のHARPSアーカイブ観測への私たちの方法の適用は、私たちがHARPS-TERRAとSERVALに対して私たちの実装を検証することを可能にしました。次に、33のESPRESSOターゲットに適用し、そのパフォーマンスを評価して、CCFメソッドと比較しました。M型星とK型星のRV散乱の中央値は、それぞれ\sim10\%と\sim4\%の減少が見られました。S-BARTは、CCF法よりも正確なRV推定値を生成します。特に、309回の観測で不確実性の中央値が15cm/sに達するMタイプの星の場合です。さらに、ESPRESSOの夜間ゼロポイント(NZP)を推定し、\sim0.7m/s未満の加重NZP散乱を見つけました。これには、恒星の変動、光子ノイズ、および潜在的な惑星信号が含まれるため、ESPRESSOデータで達成可能なRV精度の上限と見なす必要があります。

火星の南極層状堆積物、UltimiScopuliの明るいMARSIS反射体の地質学的背景

Title Geologic_context_of_the_bright_MARSIS_reflectors_in_Ultimi_Scopuli,_South_Polar_Layered_Deposits,_Mars
Authors M.E._Landis_and_J.L._Whitten
URL https://arxiv.org/abs/2205.00091
レーダーで明るい基底反射体が南極層状堆積物(SPLD)の下で検出され、火星は地下および電離層探査用の高度なレーダー(MARSIS)データを使用しており、エキサイティングですが物議を醸す解釈があります:氷底湖からの液体水。明るい基底反射体を解釈するための地質学的コンテキストを提供するために、推定湖の真上と周囲のSPLDの表面をマッピングしました(1:2Mマップ縮尺)。THEMISの昼間のIR(100m/ピクセル)、CTX(6m/ピクセル)、およびHiRISE(25cm/ピクセル)のデータを使用して、地質学的単位と典型的な表面粗さを特徴付けます。CO2とエオリア関連のプロセスによる特徴を備えた複数の地質学的ユニットの証拠を見つけます。想定される湖の位置に関連する表面改質の証拠は見つかりません。これは、氷底湖としてのMARSISベーサルレーダーリフレクターの解釈と一致していません。

HD169142周辺の原始惑星系円盤における炭素質ナノ粒子の動径分布

Title Radial_distribution_of_the_carbonaceous_nano-grains_in_the_protoplanetary_disk_around_HD_169142
Authors Marie_Devinat,_\'Emilie_Habart,_\'Eric_Pantin,_Nathalie_Ysard,_Anthony_Jones,_Lucas_Labadie_and_Emmanuel_Di_Folco
URL https://arxiv.org/abs/2205.00213
HD169142は、赤外線スペクトルを支配する複数のカーボンナノダスト分光学的特徴(芳香族、脂肪族)を示す(前)遷移原始惑星系円盤のクラスの一部です。ディスクの物理を理解するには、炭素質ダスト粒子の空間分布と特性に対する正確な制約が不可欠です。HD169142ディスクはほぼ正面から見られるため、ダストの放射状の進化を研究するユニークな機会を提供します。広い空間範囲(10〜200AU)にわたって、ディスク内のいくつかのダスト芳香族放出機能のキャリアの空間分布と特性を調査します。VLT/VISIRから8〜12ミクロンの範囲のイメージングと分光観測、およびVLT/NACOから3〜4ミクロンの範囲の補償光学分光観測を分析しました。データは、3.3、8.6、および11.3ミクロンの芳香族バンドの空間的進化を精査します。炭素質ナノ粒子の動径分布を制約するために、観測結果を、サブマイクロメートルのダスト粒子の熱的および確率的加熱を計算することによってPOLARIS放射伝達コードに統合された星間固体の不均一ダスト進化モデル(THEMIS)を使用したモデルと比較しました。。私たちのデータは、HD169142ディスクのすべての半径(解像度約0.1"、3ミクロンで12AUおよび0.3"、10ミクロンで35AU)で優勢なナノ粒子放出を示しています。これは、以前の研究で示唆されているように、炭素質のナノ粒子がほとんどのディスクの赤外線スペクトルを放射的に支配していることを明確に示しています。VISIRとNACOの両方の放出マップを説明するために、以前の観測から導き出された内部空洞の外側の限界に対応する、最も外側の領域から半径20AUまでディスク内に分布する芳香族粒子の必要性を示します。内部空洞には、これらの芳香族粒子が存在する可能性がありますが、その場合、それらの存在量は大幅に減少します。

将来の惑星ミッションのための高いイオン化効率を備えた電子衝撃イオン源の開発

Title Development_of_an_electron_impact_ion_source_with_high_ionization_efficiency_for_future_planetary_missions
Authors Oya_Kawashima,_Naho_Yanase,_Yoshihisa_Okitsu,_Masafumi_Hirahara,_Yoshifumi_Saito,_Yuzuru_Karouji,_Naoki_Yamamoto,_Shoichiro_Yokota,_and_Satoshi_Kasahara
URL https://arxiv.org/abs/2205.00246
電子衝撃イオン化(EI)法を使用するイオン源は、その単純さから、惑星探査ミッションの質量分析で広く受け入れられています。以前の宇宙搭載質量分析計は、主にレニウムタングステン合金フィラメントを使用したEI法で設計されており、通常、最大200uAの発光が可能です。質量分析計の感度は、惑星サンプル中の微量成分の測定に関連する将来のinsitu質量分析にとって重要な要件であるため、放出レベルを高めることが望まれます。本研究では、レニウムタングステン合金よりも仕事関数が低いY2O3被覆イリジウムフィラメントを用いた新しい高発光EIイオン源を開発しました。イオン源の大きさは30mm×26mm×70mm、重さは70gでした。3.0Wの電力を消費すると、イオン源は2mAを超える電子を放出することを確認しました。これは、以前のモデルの電子放出レベルの10倍です。EIイオン源のイオン化効率は電子放出量に比例します。これは、新しいモデルがイオン化効率を10倍に高めたことを意味します。3.0Wの加熱条件で試作品の性能試験を実施し、高いイオン化効率(10^4nA/Pa)を確認しました。さらに、イオン源の耐久性テストを実施し、30分*100サイクルのイオン化効率の持続性を実証しました。

外惑星大気における雲の形成

Title Cloud_formation_in_Exoplanetary_Atmospheres
Authors Christiane_Helling
URL https://arxiv.org/abs/2205.00454
若い研究者のためのこの招待されたレビューは、太陽系外惑星の大気のための仮想実験室の重要な部分としての雲の形成に関する重要なアイデアを提示します。基本的な概念を示した後、タイムスケール分析を利用してプロセス階層を解きほぐします。将来の太陽外天気予報の前提条件としての雲の構造の議論を可能にするために、雲形成モデリングへの速度論的アプローチがある程度詳細に説明されています。

隕石と隕石からの水素放出:太陽系小天体におけるH $ _ {2}$O分子と有機化合物の痕跡のマッピング

Title Hydrogen_emission_from_meteors_and_meteorites:_mapping_traces_of_H$_{2}$O_molecules_and_organic_compounds_in_small_Solar_system_bodies
Authors Pavol_Matlovi\v{c},_Adriana_Pisar\v{c}\'ikov\'a,_Juraj_T\'oth,_Pavel_Mach,_Peter_\v{C}erm\'ak,_Stefan_Loehle,_Leonard_Korno\v{s},_Ludovic_Ferri\`ere,_Ji\v{r}\'i_\v{S}ilha,_David_Leiser,_Ranjith_Ravichandran
URL https://arxiv.org/abs/2205.00813
流星からの水素放出は、主に流星物質の組成に起因すると考えられており、H$_{2}$O分子と有機化合物の潜在的なトレーサーになっています。H$\alpha$線は以前に個々の火の玉で検出されましたが、より大きな流星データセットでのその変動と、動的起源および物理的特性への依存性はまだ研究されていません。ここでは、AMOSネットワークによって観測された304流星スペクトラ内のH$\alpha$の相対強度を調査します。H$\alpha$放出は、高温スペクトル成分を形成するより速い流星($v_i>>$30kms$^{-1}$)で支持されることを示しています。H$\alpha$は、ハレー型および長周期軌道に由来するH$\alpha$が検出された、すべての流星物質の$\sim$92\%を伴う、彗星流星物質の特徴的なスペクトル特性であることがわかりました。私たちの結果は、近日点距離が短い流星物質から水素が枯渇していることを示唆しています(q$<$0.4au)。H放出が検出された小惑星流星物質は見つかりませんでした。ただし、さまざまな隕石タイプのシミュレートされたアブレーションからのスペクトルデータを使用して、小惑星物質からのH放出が発生する可能性があり、明らかにそれらの水と有機物の含有量と相関することを示します。炭素質コンドライト(CMとCV)とエイコンドライト(ウレイライトとオーブライト)から最も強いH放出が検出されましたが、ほとんどの普通コンドライトにはありませんでした。小惑星流星物質におけるH$\alpha$の検出は、炭素質またはエイコンドライト組成の流星物質を識別するために使用できます。全体として、私たちの結果は、H$\alpha$放出が他の揮発性物質(NaおよびCN)の放出と相関し、流星物質中の水と有機物の適切なトレーサーを提示することを示唆しています。

渦巻銀河の腕と腕の幅のトレーサーとしてのNGC5236の星

Title NGC_5236's_stars_as_tracers_of_arms_and_arm_widths_in_spiral_galaxies
Authors E._Silva-Villa_and_X_Cano-G\'omez
URL https://arxiv.org/abs/2205.00010
一般的に、渦巻銀河の渦巻腕を特定することは難しい作業ではありません。ただし、これらの構造の主な特性、幅、および長さを定義することは、一般的な作業ではありません。以前の研究では、星団、マッサー、H$\alpha$などのさまざまなトレーサーが使用されていました。個々の星がらせん構造のトレーサーとして使用されたのは最近まででした。スパイラルアームの幅を測定する基本的な方法は、ガスまたは他のトレーサーのいずれかの平均濃度の周りのガウス分布を想定しています。この作業では、NGC5236の星をトレーサーとして使用します。腕の幅を測定するために、腕と腕の間の領域の表面恒星密度を推定しました。テストケースとして、これはNGC5236(M83)に焦点を合わせて機能します。フィールドの星の種族は、NGC5236の(2つの)主ならせん状の腕をトレースできることがわかります。他のトレーサーを使用して見つかった、腕の幅とガラクトセントリック半径の間に相関関係があります。腕の幅の成長の傾きは、渦巻銀河の形態学的タイプと相関しています。私たちの研究の2番目の発見は、腕の幅と相関半径の間の可能な相関関係を示唆しており、その結果はフォローアップペーパーで提示されます。

局所的な超高光度赤外線銀河の新しい見方:それらの複雑な物理学のアトラスと放射伝達モデル

Title A_new_look_at_local_ultraluminous_infrared_galaxies:_the_atlas_and_radiative_transfer_models_of_their_complex_physics
Authors A._Efstathiou,_D._Farrah,_J._Afonso,_D._L._Clements,_E._Gonz\'alez-Alfonso,_M._Lacy,_S._Oliver,_V._Papadopoulou_Lesta,_C._Pearson,_D._Rigopoulou,_M._Rowan-Robinson,_H.W.W._Spoon,_A._Verma,_L._Wang
URL https://arxiv.org/abs/2205.00011
42個の局所超高光度赤外線銀河(ULIRG)のHERschel超高光度赤外線銀河調査(HERUS)サンプルの紫外線からサブミリメートルのスペクトルエネルギー分布(SED)を提示し、CYprusモデルを使用してマルコフチェーンモンテカルロ(MCMC)コードに適合させます。銀河と、スターバースト、活動銀河核(AGN)トーラス、およびホスト銀河のNUclearSpectra(CYGNUS)放射伝達モデルの場合。スピッツァーIRS分光データはフィッティングに含まれています。私たちのベイジアンSEDフィッティング法は、一般的なエネルギーバランス法に匹敵する時間がかかりますが、より物理的に動機付けられ、用途が広いです。すべてのHERUS銀河は高率の星形成を持っていますが、サンプルのすべての銀河でボロメータ的に有意なAGNも見つかります。トーラスの異方性放射によるULIRGのAGNの光度の補正を推定し、ほぼエッジオンのトーラスの場合、最大で$\sim10$の係数になる可能性があることを発見しました。結果とFritzらの滑らかなトーラスモデルとの比較を示します。およびSiebenmorgenらの2相モデル。とSKIRTOR。CYGNUSAGNトーラスモデルは、他のすべてのモデルと比較して、サンプルのSEDに大幅に適合していることがわかります。スターバーストエピソードの最初または最後に強いAGNが現れる、またはスターバーストとAGNが互いに影響し合うという証拠は見つかりません。IRAS01003-2238およびMrk1014は、SED適合におけるデュアルAGNの証拠を示しており、サンプルの5%の最小デュアルAGNフラクションを示唆しています。

若い星とガスによって追跡された天の川星形成領域の乱流

Title Turbulence_in_Milky_Way_Star-Forming_Regions_Traced_by_Young_Stars_and_Gas
Authors Trung_Ha,_Yuan_Li,_Marina_Kounkel,_Siyao_Xu,_Hui_Li,_Yong_Zheng
URL https://arxiv.org/abs/2205.00012
星間物質(ISM)は、すべてのスケールとすべてのフェーズで乱流です。この論文では、オリオン、へびつかい座、ペルセウス、おうし座の4つの近くの星形成領域でさまざまなトレーサーを使って乱流を研究します。APOGEE-2とGaiaの調査を組み合わせて、これらの地域の若い星の位置と速度の完全な6次元測定値を取得します。星の速度構造関数(VSF)は、乱流の普遍的なスケーリングを示しています。また、ウィスコンシンH-アルファマッパーから、これら4つの領域のH{\alpha}ガス運動学を取得します。H{\alpha}のVSFは、星に比べて多様です。最近の超新星活動のある地域では、それらは、局所的なエネルギー注入の特徴と、文献からの星やCOのVSFと比較してより高い振幅を示しています。VSFの振幅のこのような違いは、超新星からISMのさまざまな相へのさまざまなエネルギーと運動量の輸送によって説明できます。したがって、H{\alpha}によってトレースされる暖かいイオン化相でより高いレベルの乱流が発生します。最近の超新星活動がない地域では、若い星のVSF、H{\alpha}、およびCOは一般に一貫しており、異なる相の間で十分に結合された乱流を示しています。個々の領域内では、H{\alpha}ガスの明るい部分は、低排出部分よりも乱流のレベルが高くなる傾向があります。私たちの調査結果は、乱流がさまざまなスケールで駆動され、さまざまなフェーズに不均一にエネルギーを注入できる天の川ISMの複雑な図をサポートしています。

OVIII観測からの天の川銀河周辺媒体における宇宙線への制約

Title Constraints_on_cosmic_rays_in_the_Milky_Way_circumgalactic_medium_from_OVIII_observations
Authors Manami_Roy,_Biman_B._Nath
URL https://arxiv.org/abs/2205.00020
OVIIIイオンの吸収線の観測値を、CGMの分析モデル(降水量(PP)および等温線(IT)モデル)からの予測と比較することにより、天の川銀河系媒体(CGM)の宇宙線(CR)人口を制限します。静水圧平衡にあるCGMの場合、CRの導入により熱圧力が抑制され、OVIIIイオンの存在量に影響します。CR圧力と熱圧力の比率($\rm{P}_{\rm{CR}}/\rm{P}_{\rm{th}}=\eta$)に与えられた許容値を調べます。さまざまな境界条件、CGM質量含有量、銀河系外の紫外線バックグラウンドによる光イオン化、および温度変動。$\eta$の許容最大値は、PPモデルでは$\eta\lesssim10$、ITモデルでは$\eta\lesssim6$であることがわかります。また、$\eta$の空間的変化を調べます:半径による上昇($\eta=Ax$)または下降($\eta=A/x$)。ここで、Aはプロファイルの正規化です。特に、CRと熱圧力の比率が低下しているモデルは、適切な温度変動で比率が上昇しているモデルよりもうまくいきます(PPの場合は$\sigma_{\rmlnT}$が大きく、ITの場合は低くなります)。プロファイルの減少により、ITモデルとPPモデルの場合はそれぞれ$A\lesssim8$と$A\lesssim10$が許可されるため、中央領域では$\eta\、(\simeq200)$の大きな値に対応できますが、外側の領域で。これらの制限は、$\gamma$線および無線バックグラウンドから導出された制限と組み合わせて、CR母集団を含む天の川CGMのモデルを構築するのに役立ちます。ただし、大量のCRをコールドフェーズでパックすることができます。これは、これらの制約を回避する1つの方法である可能性があります。

宇宙の再電離の時代におけるXQR-30クエーサーの広範囲にわたる強力な流出

Title Widespread,_strong_outflows_in_XQR-30_quasars_at_the_Reionisation_epoch
Authors M._Bischetti,_C._Feruglio,_V._D'Odorico,_N._Arav,_E._Ba\~nados,_G._Becker,_S.E.I._Bosman,_S._Carniani,_S._Cristiani,_G._Cupani,_R._Davies,_A.C._Eilers,_E.P._Farina,_A._Ferrara,_R._Maiolino,_C._Mazzucchelli,_A._Mesinger,_R._Meyer,_M._Onoue,_E._Piconcelli,_E._Ryan-Weber,_J-T._Schindler,_F._Wang,_J._Yang,_Y._Zhu,_and_F._Fiore
URL https://arxiv.org/abs/2205.00021
宇宙が0.5-1Gyrの古さであったとき、10億の太陽質量ブラックホールへの降着によって動力を与えられた明るいクエーサーは、宇宙の再電離の時代にすでに存在します。これらの天体はおそらく宇宙の過密な領域に存在し、今日の巨大な銀河を形成するように成長します。それらの巨大なブラックホールがそのような短い時間にどのように形成されたか、特にそれらが局所的なブラックホールの質量-銀河の動的質量相関の上にあり、したがってブラックホール優位の成長経路をたどるとき、議論されます。何がブラックホールの成長を遅らせ、ローカル宇宙で観察された共生成長につながったのか、そしてこのプロセスがいつ始まったのかは不明ですが、ブラックホールのフィードバックがドライバーである可能性があります。このデッドロックは、高品質の広帯域分光情報を備えた高赤方偏移クエーサーの大きくて均質なサンプルが不足しているためです。ここでは、赤方偏移5.8$\le$z$\le$6.6(XQR-30)での30個のクエーサーのVLT/X-shooter調査の結果を報告します。それらのスペクトルの約50%は、強力なイオン化された風を追跡する、広いブルーシフト吸収線(BAL)スルーを示しています。z$\gtrsim$6クエーサーのBALの割合は、z〜2-4.5のクエーサーの2〜3倍です。XQR-30BALクエーサーは、光速の最大17%の極端な流出速度を示しますが、赤方偏移が低い場合はめったに観察されません。これらの流出は、銀河の星間物質に大量のエネルギーを注入します。これは、核ガスの降着と対比して、ブラックホールの成長を遅らせることができます。高zクエーサーホストの星形成率は一般に$>$100M$_\odot$/年であるため、これらの銀河は急速に成長しています。次に、BALフェーズは、最初にブラックホールの成長に作用し、場合によっては後で銀河の成長に作用して、重要なフィードバックの始まりを示す可能性があります。z$\gtrsim$6のBALクエーサーの赤い光学色は、実際、これらのシステムがほこりっぽく、不明瞭な降着の最初の急冷段階で捕らえられる可能性があることを示唆しています。

z <0.3赤外線-高光度赤外線銀河の恒星とブラックホールの集合:断続的なスターバーストと超エディントン降着

Title Stellar_and_black_hole_assembly_in_z<0.3_infrared-luminous_mergers:_intermittent_starbursts_vs._super-Eddington_accretion
Authors Duncan_Farrah,_Andreas_Efstathiou,_Jose_Afonso,_Jeronimo_Bernard-Salas,_Joe_Cairns,_David_L_Clements,_Kevin_Croker,_Evanthia_Hatziminaoglou,_Maya_Joyce,_Mark_Lacy,_Vianney_Lebouteiller,_Alix_Lieblich,_Carol_Lonsdale,_Seb_Oliver,_Chris_Pearson,_Sara_Petty,_Lura_K_Pitchford,_Dimitra_Rigopoulou,_Michael_Rowan-Robinson,_Jack_Runburg,_Henrik_Spoon,_Aprajita_Verma,_Lingyu_Wang
URL https://arxiv.org/abs/2205.00037
放射移動モデリングの結果と分子ガスおよびブラックホール質量のアーカイブ測定値を組み合わせることにより、z<0.3での42個の赤外線-高光度銀河合体のサンプルにおける恒星およびブラックホール質量アセンブリを研究します。恒星の質量、分子ガスの質量、ブラックホールの質量の比率は、z<0.3の巨大なガスに富む銀河の比率と一致しています。高度な合併は、AGNから楕円形への移行と一致し、合併の過程でブラックホールの質量が大幅に増加することを意味する、ブラックホールの質量と恒星の質量の比率の増加を示す可能性があります。星形成率は、ローカルの主系列に比べて、スターバーストで約100倍、ホストで約1.8倍に向上しています。スターバースト星形成率は、少なくともz〜5までのすべての赤方偏移で、主系列星の星形成とは異なるように見えます。スターバーストは後期の合併を好むかもしれませんが、どの合併段階でも観察されます。これらの低赤方偏移システムのスターバーストが総恒星質量を大幅に増加させるという証拠は見つかりません。スターバースト活動による恒星質量の増加の上限は約2倍です。対照的に、12個の天体は、後期の合併に関連する超エディントン降着の証拠を示しており、赤外線-高光度合併の多くのAGNが超エディントン段階を通過することを示唆しています。スーパーエディントン相は、44+/-22Myrの期間にわたって、42+/-33%の降着効率でブラックホールの質量を最大1桁増加させる可能性があります。私たちの結果は、超エディントン降着がすべての赤方偏移での赤外線-高光度銀河における重要なブラックホール成長チャネルであることを示唆しています。

大マゼラン雲の巨大な分子塊N159W-北のALMA研究:ローカルグループで最も巨大なプロトクラスターシステムの1つを貫通する可能性のあるガスの流れ

Title An_ALMA_study_of_the_massive_molecular_clump_N159W-North_in_the_Large_Magellanic_Cloud:_A_possible_gas_flow_penetrating_one_of_the_most_massive_protocluster_systems_in_the_Local_Group
Authors Kazuki_Tokuda,_Taisei_Minami,_Yasuo_Fukui,_Tsuyoshi_Inoue,_Takeru_Nishioka,_Kisetsu_Tsuge,_Sarolta_Zahorecz,_Hidetoshi_Sano,_Ayu_Konishi,_C.-H._Rosie_Chen,_Marta_Sewi{\l}o,_Suzanne_C._Madden,_Omnarayani_Nayak,_Kazuya_Saigo,_Atsushi_Nishimura,_Kei_E._I._Tanaka,_Tsuyoshi_Sawada,_Remy_Indebetouw,_Kengo_Tachihara,_Akiko_Kawamura,_and_Toshikazu_Onishi
URL https://arxiv.org/abs/2205.00113
大マゼラン雲の巨大な密集した塊は、人口の多いクラスターの形成を調査するための重要な実験室になる可能性があります。銀河系で最もCOの多い領域であるN159W-北の塊のマルチスケールALMA観測を報告します。高解像度のCO同位体と、角度分解能が$\sim$0の1.3mmの連続体観測。、MMS-2は、H$_2$の総質量とピークカラム密度が$\sim$10$^{4}$$M_{\odot}$と$\sim$10$^{24}である、特に質量/密度の高い性質を示します。それぞれ$cm$^{-2}$であり、内部下部構造として識別された大規模な($\sim$100$M_{\odot}$)スターレスコア候補を含みます。このソースを含むメインリッジは、ローカルグループで最も大規模なプロトクラスターシステム。COの高解像度観測では、星形成スポットから南に伸びるいくつかの異なるフィラメント状の雲が見つかりました。より広い視野を持つCO(1-0)データセットは、円錐形の$\sim$30pcの長い複合体が北方向に伸びています。これらの特徴は、大規模なガス圧縮イベントが発生した可能性があることを示しています。巨大な星形成複合体を編集しました。N159W-North複合体と、以前に報告された近隣地域の他の2つの高質量星形成雲との顕著な類似性に基づいて、同期した極端な星形成を説明する$"$teardropsinflowmodel$"$を提案します。$>$50pc、ローカルグループで最も大規模なプロトクラスターの塊の1つを含みます。

赤方偏移のタイプ1AGNには、タイプ2 AGNよりも大きな恒星速度分散がありますか?

Title Are_there_larger_stellar_velocity_dispersions_in_low_redshift_Type-1_AGN_than_in_Type-2_AGN?
Authors Zhang_XueGuang_(NNU)
URL https://arxiv.org/abs/2205.00194
主な目的は、タイプ1AGNとタイプ2AGNの間で予想される同様の恒星速度分散を統一モデル(UM)で確認し、BH質量特性に関するさらなる手がかりを提供することです。タイプ2AGNとの\msig関係によって推定されたBH質量の以前の比較とは異なりますが、タイプ1AGNのビリアルBH質量、4000\AA〜付近の吸収機能によって測定された信頼できる恒星速度分散$\sigma$は、その間で直接比較されます。-6260低赤方偏移($z〜<〜0.3$)タイプ1AGNおよびSDSSDR12のほぼすべてのタイプ2AGNの最大のサンプル。タイプ1AGNの半分はAGN活動に圧倒される明らかでない吸収特性のために、$\sigma$を測定していませんが、測定された$\sigma$がある場合とない場合のタイプ1AGNの平均スペクトルの両方の特性と、$\sigmaの正の依存性[O〜{\sciii}]の明るさの$は、測定された恒星速度分散を持つ6260Type-1AGNよりもすべてのType-1AGNの統計的に大きい$\sigma$につながる可能性があります。次に、$\sigma$を直接比較すると、さまざまな赤方偏移とさまざまな中央AGNアクティビティの必要な効果を考慮した後、タイプ1AGNで統計的に大きな$\sigma$が得られ、信頼水準は10sigmaより高くなります。タイプ1のAGNの$\sigma$はタイプ2のAGNよりも約$(9\pm3)$\%大きいだけですが、この違いは現段階では十分に説明できません。異なる\msig関係をサポートする、またはタイプ1AGNとタイプ2AGNの間でまったく異なる進化履歴をサポートする強力な証拠がない限り、タイプ1AGNの統計的に大きい$\sigma$は、AGN。

天の川銀河のディスクで出生半径を推測することの信頼性と限界

Title Reliability_and_limitations_of_inferring_birth_radii_in_the_Milky_Way_disk
Authors Yuxi_Lu_and_Tobias_Buck_and_Ivan_Minchev_and_Melissa_K._Ness
URL https://arxiv.org/abs/2205.00340
天の川銀河で観測された星の誕生半径を回復することは、銀河考古学の究極の目標の1つです。出生半径とISM金属量の変化を推測する1つの方法は、任意のルックバック時間でのISM金属量と半径の間の線形関係を想定しています。ここでは、NIHAO-UHDプロジェクトからの4つのズームイン宇宙論的流体力学シミュレーションを使用して、この仮定の信頼性をテストします。正確な出生半径を推測できるのは、恒星の円盤が形成され始めたときだけです。これは、私たちのモデル化された銀河では、天の川の最近の推定と一致して、約10Gyr前に発生します。現在のISM金属量勾配の測定値は約-0.05dex、分散は約0.1dexであるため、Rbirthを推測する際の本質的な不確実性は約2kpcです。その後、恒星の動きがより秩序になり、ISM金属量の方位角変動が低下し始めると、ISM金属量と半径の間の線形相関が増加します。中央のバーの形成と合併による摂動は、それぞれ内側と外側のディスクのこの不確実性を高める可能性があります。

局所銀河群NGC6822の星形成領域に関連する水メーザーの高感度検索

Title A_sensitive_search_for_water_masers_associated_with_star_formation_regions_in_the_Local_Group_galaxy_NGC_6822
Authors C._J._P._Flanagan,_S._P._Ellingsen,_A._A._Cole
URL https://arxiv.org/abs/2205.00545
カールG.ヤンスキー超大型アレイを用いたローカルグループギャラクシーNGC6822での水メーザー放出の高感度検索の結果を報告します。観測は、2つの赤外線明るい星形成領域(ハッブルI/IIIとハッブルIV)に関連する4つの候補の暫定的な単一エポック検出を提供します。候補メーザー検出はすべて、HI中性ガスからの強い放出がNGC6822に向かって観測される速度範囲からオフセットされており、最も近いオフセットは40kms$^{-1}$です。私たちの観測には、NGC6822での以前の暫定的な水メーザー検出であるNL1Kの位置が含まれています。この位置からの放射は、元のサルディナ電波望遠鏡の観測よりも約5倍優れた感度限界で検出されません。

GALEX時間領域調査における可変AGN

Title Variable_AGN_in_the_GALEX_Time_Domain_Survey
Authors Erik_J._Wasleske,_Vivienne_F._Baldassare,_Christopher_M._Carroll
URL https://arxiv.org/abs/2205.00547
GALEX時間領域調査(TDS)の北半球フィールドで、活動銀河核(AGN)を示すUV変動のある銀河を検索しました。NASASloanAtlas(NSA)カタログで、1819個の銀河の親サンプルから48個の高確率候補AGNを特定しました。さらに、光学分光診断、WISEIR色選択基準、およびスペクトルエネルギー分布(SED)モデリングを使用して、これらのシステムの特性を評価しました。48の候補のうち、8つは光輝線からのAGNとして識別され、2つはIRカラーによって識別され、28はスペクトルエネルギー分解によって識別されました。これらのAGNサブサンプルを別のサブサンプルに接続する際に、各選択方法の観測バイアスについて説明します。UV変動に基づいてAGNを選択することにより、6つの低質量AGN候補も特定しました。これらはすべて、分光学的選択では見逃されていたでしょう。

銀河合体における塵に覆われた銀河の起源と進化

Title Origin_and_evolution_of_dust-obscured_galaxies_in_galaxy_mergers
Authors Naomichi_Yutani,_Yoshiki_Toba,_Shunsuke_Baba,_Keiichi_Wada
URL https://arxiv.org/abs/2205.00567
観測的に光学的に弱く、赤外線で明るいと特徴づけられるダストオブスキュアード銀河(DOG)は、銀河合体の最終段階であり、銀河と活動銀河核(AGN)の進化に不可欠なオブジェクトです。ただし、AGNの周りのトーラススケールのガスダイナミクスとDOGの寿命との関係は不明なままです。N-body/SmoothedParticleHydrodynamics(SPH)シミュレーションに基づく後処理された疑似観測から、AGNフィードバックを使用した銀河合体システムのスペクトルエネルギー分布(SED)の進化を取得しました。私たちは、10$^8$M$_\odot$の超大質量ブラックホール(SMBH)を持つ2つの同一の銀河の後期段階の合併に焦点を合わせました。システムの赤外線光度は、超高光度赤外線銀河クラスと超高光度赤外線銀河クラス(それぞれ、10$^{12}$と10$^{13}$L$_\odot$)に達することがわかりました。DOG相は、AGNが高密度のガスと塵に埋もれており、赤外線の光度が3.3$\times$10$^{12}$L$_\odot$を超えている状態に対応します。また、DOGのサブカテゴリ、つまりSEDからのバンプおよびべき乗則DOGとその進化を特定しました。バンプDOGは、いくつかのMyrsでべき乗則DOGに進化する傾向があります。システムをべき乗則DOGとして識別するには、赤外線放射における原子核周辺の高温ダストからの寄与が不可欠であることがわかりました。ガスとダストは核の周りに非球形に分布しているため、DOGの観測された特性は視角に依存します。私たちのモデルでは、合併主導のDOGの寿命は4Myrs未満であり、観測されたDOGフェーズが銀河合体の簡単な側面であることを示唆しています。

GAIAEDR3とRAVEDR5を使用した天の川の薄い円盤と厚い円盤の運動学

Title Milky_Way_thin_and_thick_disk_kinematics_with_GAIA_EDR3_and_RAVE_DR5
Authors Katherine_Vieira,_Giovanni_Carraro,_Vladimir_Korchagin,_Artem_Lutsenko,_Terrence_M._Girard,_William_van_Altena
URL https://arxiv.org/abs/2205.00590
GAIADR3カタログを使用して、太陽近傍の天の川銀河の運動学の詳細な分析を示します。天の川銀河の恒星円盤の局所運動学を決定するために、半径1kpc、高さ0.5kpcの太陽を中心とする、円柱に分布する278,228個の赤色巨星分枝(RGB)星の完全なサンプルを使用します。可能な非対称性を探すために、銀河半球ごとにRGBスターの運動特性を個別に決定します。RGB星の運動学的特性は、2つの運動学的に異なるコンポーネントの存在を明らかにします。平均速度${V_R}、{V_{\phi}}、{V_Z}$が約-1、-239、0kmの薄いディスクです。$^{-1}$に対応し、速度分散$\sigma_R、\sigma_{\phi}、\sigma_Z$31、20、11kms$^{-1}$、および平均速度成分が約+1、-225、0kms$^{-1}$、および49、35、および22kms$^{-1}$の速度分散。銀河面の上下500pcの高さまで、厚い円盤の星は円盤の星の約半分を構成していることがわかります。厚い円盤の運動学を伴うこのような大量のRGB星は、天の川銀河の厚い円盤の長期的な進化シナリオの起源を示しています。

EAGLEシミュレーションを使用して、銀河のHI非対称性の決定に対する観測制約の影響を研究する

Title Using_EAGLE_simulations_to_study_the_effect_of_observational_constraints_on_the_determination_of_HI_asymmetries_in_galaxies
Authors P._V._Bilimogga,_K._A._Oman,_M._A._W._Verheijen_and_J._M._van_der_Hulst
URL https://arxiv.org/abs/2205.00675
HIの形態学的非対称性($\mathrm{A}_\mathrm{mod}$)に対する信号対ノイズ、解像度、列密度レベルなどの観測制約の影響と、HIグローバルプロファイルに対するノイズの影響を調査します。($\mathrm{A}_\mathrm{flux}$)非対称性インデックス。EAGLEシミュレーションからの模擬銀河を使用して、銀河の$\mathrm{A}_\mathrm{mod}$値のロバストな測定に必要な観測制約の最適な組み合わせを見つけます:$5\times10の列密度しきい値^{19}cm^{-2}$以下、最小の信号対雑音3で、銀河は少なくとも11個のビームで分解されます。また、模擬銀河を使用して、$\mathrm{A}_\mathrm{flux}$値に対するノイズの影響を調査し、堅牢な測定を実現するには、信号対ノイズ比が5.5を超えるグローバルプロファイルが必要であると結論付けています。非対称性の。$\mathrm{A}_\mathrm{mod}$と$\mathrm{A}_\mathrm{flux}$インデックスの関係を調査し、それらが無相関であることを確認しました。これは、$\mathrm{A}_\を意味します。mathrm{flux}$値を使用して、銀河の形態学的非対称性を予測することはできません。

暗いセクターのドメイン壁は、衛星の観測された平面を説明することができます

Title Dark_sector_domain_walls_could_explain_the_observed_planes_of_satellites
Authors Aneesh_P._Naik_and_Clare_Burrage
URL https://arxiv.org/abs/2205.00712
天の川や他の近くの銀河の周りで観測された「衛星の平面」は、$\Lambda$CDMパラダイムの下で説明するのが難しいことで有名です。ここでは、別の解決策を提案します。対称性を破るスカラー場が物質に結合した理論で生じるドメイン壁です。物質の結合により、伴銀河は磁壁を通過するときに第5の力を経験し、軌道が磁壁面に限定された衛星のサブセットにつながります。点状の衛星と無限の磁壁で構成されるおもちゃモデルの簡単なシミュレーションを使用してこの効果を示し、この効果を検出する際のさまざまな平面性メトリックの有効性を調査します。これは、暗黒物質を排除しない衛星の観測された平面についての最初の潜在的な「新しい物理学」の説明であると私たちは信じています。

四重極を伴うバックグラウンドでの降着円盤モデルの特性

Title Properties_of_accretion_disc_models_in_the_background_with_quadrupoles
Authors Shokoufe_Faraji
URL https://arxiv.org/abs/2205.00392
2つの四重極パラメータを含む静的で軸対称のメトリックを検討します。現在の貢献では、相対論的降着円盤モデルの特性に対する四重極モーメントの制約を研究し、いくつかのマイクロクエーサーで観察される双子の高周波準周期振動の周波数に対する荷電粒子の振動周波数の関係も調査します。また、結果をSchwarzschildおよびKerrメトリックと比較します。

電波銀河のガンマ線ラウドネスX線スペクトルの関係

Title Relationship_between_Gamma-ray_loudness_and_X-ray_spectra_of_Radio_Galaxies
Authors Taishu_Kayanoki,_Yasushi_Fukazawa
URL https://arxiv.org/abs/2205.00520
{\itFermi}衛星は、$\sim$60の電波銀河(RG)を検出しました。この研究では、GeV-loudRGとGeV-quietRGの間のX線スペクトルの特性の違いを調査します。サンプルは68個のオブジェクトで構成されています。{\itFermi}で検出された36個のRGとガンマ線で検出されなかった32個のRGです。{\itXMM-Newton}、{\itChandra}、{\itNuSTAR}、および{\itSwift}衛星からのデータを使用して、これらの68個のオブジェクトのX線スペクトルを分析しました。私たちの結果は、ほとんどのGeV-loudRGは有意な吸収を示さないが、GeV-quietRGの$\sim$50\%は有意な吸収を示すことを示しています。これは、GeV-loudRGsのジェットが小さな角度から見られ、したがって、放出がトーラスによって簡単にブロックされないことを示唆しています。さらに、吸収の強いRGは、ほとんどがX線の光度の範囲である$10^{43}-10^{45}$ergs$^{-1}$であると報告しました。ただし、光度が低く、高くなるRGの中には、吸収が大きいものはほとんどありません。これはセイファート銀河と同じ傾向です。

多波長モデリングによるサブPeVパルサー風星雲の最大電子エネルギーの研究

Title Study_of_maximum_electron_energy_of_sub-PeV_pulsar_wind_nebulae_by_multiwavelength_modelling
Authors Jagdish_C._Joshi,_Shuta_J._Tanaka,_Luis_Salvador_Miranda,_Soebur_Razzaque
URL https://arxiv.org/abs/2205.00521
最近、大規模高高度空気シャワー観測所(LHAASO)は、銀河面にある12個の超高エネルギー(UHE;$\mathrm{\varepsilon}\ge100$TeV)ガンマ線源の発見を報告しました。これらのUHEガンマ線放出領域のいくつかは、パルサー風星雲(PWN)オブジェクトと空間的に一致しています。5つのソースのサンプルを検討します。それらのうちの2つはLHAASOソース(LHAASOJ1908+0621およびLHAASOJ2226+6057)であり、残りの3つはGeV-TeVガンマ線エミッターです。さらに、それらのX線および無線観測または上限もこれらのオブジェクトに使用できます。PWNの起源を考慮して、これらの光源からの多波長放射を研究します。ここで、放射は、関連するパルサーの時間依存のスピンダウン光度によって駆動されます。この1つのゾーン、時間依存のレプトン放出モデルでは、電子集団は、放射(シンクロトロンおよび逆コンプトン)および断熱冷却の下でさまざまな時間に計算されます。電子の最小ローレンツ因子の上限を推定し、それはまた、荷電ペアのペア多重度の最小値を推測します。さらに、電子ローレンツ因子の最大値は、サブPeV範囲で観測された最大光子エネルギーによって推定されます。HESSJ1640-465の特殊なケースでは、PWNeモデリングで使用される標準のIR/CMBバックグラウンドと比較して、ガンマ線データを適合させるために、より高いエネルギー密度の恒星光子が必要です。また、パルサー風星雲からの粒子の脱出が許可されている場合、モデルパラメータの変更の可能性についても説明します。たとえば、LHAASO1908+0621を検討し、このソースからの粒子の脱出の影響について定性的に説明します。

最初のGMVA+ALMA観測によるOJ287の最も内側のジェット構造の解明

Title Unravelling_the_Innermost_Jet_Structure_of_OJ_287_with_the_First_GMVA+ALMA_Observations
Authors Guang-Yao_Zhao,_Jose_L._Gomez,_Antonio_Fuentes,_Thomas_P._Krichbaum,_E._Traianou,_Rocco_Lico,_Ilje_Cho,_Eduardo_Ros,_S._Komossa,_Kazunori_Akiyama,_Keiichi_Asada,_Lindy_Blackburn,_Silke_Britzen,_Gabriele_Bruni,_Geoffrey_Crew,_Rohan_Dahale,_Lankeswar_Dey,_Roman_Gold,_Achamveedu_Gopakumar,_Sara_Issaoun,_Michael_Janssen,_Svetlana_G._Jorstad,_Jae-Young_Kim,_Jun_Yi_Koay,_Yuri_Y._Kovalev,_Shoko_Koyama,_Andrei_Lobanov,_Laurent_Loinard,_Rusen_Lu,_Sera_Markoff,_Alan_P._Marscher,_Ivan_Marti-Vidal,_Yosuke_Mizuno,_Jongho_Park,_Tuomas_Savolainen,_Teresa_Toscano
URL https://arxiv.org/abs/2205.00554
2017年4月2日に3.5mmでグローバルミリメータVLBIアレイ(GMVA)および段階的アタカマ大型ミリ波/サブミリメータアレイ(ALMA)と共同で実施されたブレーザーOJ287の最初の超長基線干渉計(VLBI)観測を提示します。段階的ALMAの参加により、GMVAの南北分解能が約3倍向上しただけでなく、2G{\lambda}より長いベースラインで最大300の信号対雑音比でフリンジ検出が可能になりました。高感度により、新たに開発された正規化最尤画像法でデータを画像化するようになり、前例のない高い角度分解能で最も内側のジェット構造が明らかになりました。私たちの画像は、北西方向に沿って伸びるコンパクトでねじれたジェットを示しています。これは、歳差運動するジェットに似ているため、内側の200{\mu}内に2つの曲がりがあります。南東端の成分は、コンパクトな形態と高輝度温度を示し、VLBIコアとして識別されます。コアの北西として約200{\mu}にある拡張ジェットフィーチャは、総強度と直線偏光強度の両方で円錐形を示し、直線偏光の電気ベクトル位置角度の二峰性分布を示します。観測結果をモデルと比較し、さまざまな磁場構成での斜めおよび再コリメーション衝撃のシミュレーションを行うことにより、この機能の性質について説明します。また、忠実度の高い画像により、二次超大質量ブラックホール(SMBH)から可能なジェットの特徴を検索し、このソースに対して提案されたSMBHバイナリ仮説をテストすることができました。

ハイペロンとデルタを持つ中性子星のハイブリッド状態方程式

Title Hybrid_Equations_of_State_for_Neutron_Stars_with_Hyperons_and_Deltas
Authors A._Clevinger,_J._Corkish,_K._Aryal_and_V._Dexheimer
URL https://arxiv.org/abs/2205.00559
この寄稿では、中性子星の新しい化学的に平衡化された電荷中性ハイブリッド状態方程式について説明します。それらはクォーク物質への一次相転移を示し、考慮される粒子集団とこれらの粒子がどのように相互作用するかによって区別されます。状態方程式の中には、核子とアップクォーク、ダウンクォークだけを含むものもあれば、ハイペロン、デルタバリオン、ストレンジクォークを含むものもあります。ハイブリッド状態方程式は、対応するハドロン方程式とともに、CompOSEリポジトリで利用可能であり、さまざまな天体物理学アプリケーションに使用できます。

スピードバンプ:SN 2021aefxは、ドップラーシフトだけで一部のIa型超新星の初期過剰のブルーフラックスを説明できることを示しています

Title A_Speed_Bump:_SN_2021aefx_Shows_that_Doppler_Shift_Alone_can_Explain_Early-Excess_Blue_Flux_in_Some_Type_Ia_Supernovae
Authors C._Ashall,_J._Lu,_B._J._Shappee,_C._R._Burns,_E._Y._Hsiao,_S._Kumar,_N._Morrell,_M._M._Phillips,_M._Shahbandeh,_E._Baron,_K._Boutsia,_P._J._Brown,_J._M._DerKacy,_L._Galbany,_P._Hoeflich,_K._Krisciunas,_P._Mazzali,_A._L._Piro,_M._D._Stritzinger,_and_N._B._Suntzeff
URL https://arxiv.org/abs/2205.00606
Ia型超新星(SNIa)2021aefxの初期の測光および分光観測を提示します。初期のuバンド光度曲線は、通常のSNeIaと比較した場合に過剰なフラックスを示しています。初期の過剰な青色フラックスは、爆発後の最初の数日間のスペクトル速度の急激な変化が原因である可能性があります。これは、数日。この効果は、幅広い吸収特性と25,000km/sを超える初期速度を持つすべてのSNeIaで支配的である可能性があります。これは、初期の高速を有するSNeIaにおける初期の過剰なuバンドフラックスの主な原因の1つである可能性が高い。この効果は、UVフィルターや、SNスペクトルエネルギー分布が急速に長波長に上昇している場所でも支配的である可能性があります。速度の急激な変化は、uバンドに(磁束空間で)単調な変化しか生じません。より低い速度で爆発し、初期の過剰放出においてより構造化された形状を有する物体の場合、初期の多様性を生み出す追加のパラメータもなければならない。SNeIa内でこの効果がどれほど顕著であるかを判断するには、より初期の観測、特に初期のスペクトルが必要です。

大マゼラン雲における円偏光可変電波源としてのPSRJ0523-7125の発見

Title Discovery_of_PSR_J0523-7125_as_a_Circularly_Polarized_Variable_Radio_Source_in_the_Large_Magellanic_Cloud
Authors Yuanming_Wang,_Tara_Murphy,_David_L._Kaplan,_Teresa_Klinner-Teo,_Alessandro_Ridolfi,_Matthew_Bailes,_Fronefield_Crawford,_Shi_Dai,_Dougal_Dobie,_B._M._Gaensler,_Vanessa_Graber,_Ian_Heywood,_Emil_Lenc,_Duncan_R._Lorimer,_Maura_A._McLaughlin,_Andrew_O'Brien,_Sergio_Pintaldi,_Joshua_Pritchard,_Nanda_Rea,_Joshua_P._Ridley,_Michele_Ronchi,_Ryan_M._Shannon,_Gregory_R._Sivakoff,_Adam_Stewart,_Ziteng_Wang_and_Andrew_Zic
URL https://arxiv.org/abs/2205.00622
オーストラリアのSquareKilometerArrayPathfinder(ASKAP)VariablesandSlowTransients(VAST)調査で、高度に円形に分極された可変の急峻なスペクトルのパルサーが発見されたことを報告します。パルサーは大マゼラン雲の中心から約$1^\circ$に位置し、$\sim$20%のかなりの部分円偏光を持っています。からの観測を使用して、322.5msの周期、157.5pccm$^{-3}$の分散測定(DM)、および$+456$radm$^{-2}$の回転測定(RM)の脈動を発見しました。MeerKATとParkes望遠鏡。このDMは、ソースPSRJ0523$-$7125を大マゼラン雲(LMC)にしっかりと配置します。このRMは、LMCの他のパルサーと比較して極端です(以前に報告された最大のパルサーの2倍以上)。1400MHzでの平均磁束密度$\sim$1mJyおよび400MHzでの$\sim$25mJyは、既知の最も明るい電波パルサーの1つです。非常に急な電波スペクトル(スペクトルインデックス$\alpha\approx-3$、ここで$S_\nu\propto\nu^\alpha$)と広いパルスプロファイル(デューティサイクル$\gtrsim35$%)のため、以前の発見を回避した可能性があります。)。マゼラン雲以降の銀河系外パルサーだけでなく、連続画像での異常な電波源の検索への影響についても説明します。私たちの結果は、電波連続画像からパルサー、特に極端なパルサーを識別する可能性を浮き彫りにしました。将来の大規模な電波調査は、マゼラン雲を超えてより多くのパルサーと潜在的に最も遠いパルサーを発見する前例のない機会を私たちに与えるでしょう。

光度曲線の系統的分析に基づくコア崩壊超新星の爆発タイムスケールに対する制約

Title Constraints_on_Explosion_Timescale_of_Core-Collapse_Supernovae_Based_on_Systematic_Analysis_of_Light_Curves
Authors Sei_Saito,_Masaomi_Tanaka,_Ryo_Sawada,_and_Takashi_J._Moriya
URL https://arxiv.org/abs/2205.00624
コア崩壊超新星の爆発メカニズムはまだ完全には理解されていません。この作業では、超新星爆発によって合成された$^{56}$Niに基づいて、爆発のタイムスケールに制約を与えます。まず、82個のストリップエンベロープ超新星(SESNe)のマルチバンド光度曲線を体系的に分析して、マルチバンドスペクトルエネルギー分布から導出されたSESNeのボロメータ光度曲線の最大のサンプルの1つであるボロメータ光度曲線を取得します。光度曲線の下降タイムスケールとピーク光度を測定し、噴出物の質量($M_{\rmej}$)と$^{56}$Niの質量($M_{\rmNi}$)を推定して、爆発物理学で観測された特性。次に、前駆体の質量と爆発のタイムスケールを変化させて、1次元の流体力学と元素合成の計算を実行します。計算から、$^{56}$Niを動力源とするSNeが到達できる最大$^{56}$Ni質量は$M_{\rmNi}\lesssim0.2\M_{\rmej}として表されることを示します。$。観測と計算の結果を比較すると、0.3秒より短い爆発タイムスケールが、SESNeの大部分の合成された$^{56}$Ni質量を説明していることを示しています。

相対論的磁気爆発

Title Relativistic_magnetic_explosions
Authors Maxim_V._Barkov,_Praveen_Sharma,_Konstantinos_N._Gourgouliatos,_Maxim_Lyutikov
URL https://arxiv.org/abs/2205.00695
マグネターの破裂やフレアのような多くの爆発的な天体物理学的イベントは、磁気的に駆動されます。このような磁気爆発のダイナミクス、つまり高磁化および高磁気過圧の雲の相対論的膨張について考察します。対応するダイナミクスは、磁束の保存のトポロジー的制約のために、流体爆発とは質的に異なります。解析的で相対論的なMHDと力のない計算を使用して、相対論的に膨張し、因果的に切断された流れの作成がしきい値条件に従うことがわかります。これには、十分に高い初期過圧と外部媒体の圧力の十分に迅速な減少が必要です。(爆発前の風)。未臨界の場合、磁気雲はただ「膨らみ」、プレフレア風で静かに膨張します。また、Prendergastの問題(力のないプラズマの真空への膨張)に対するコンパクトな分析ソリューションも見つかります。

NICER「残響装置」:ブラックホールX線連星のタイムラグの体系的研究

Title The_NICER_"Reverberation_Machine":_A_Systematic_Study_of_Time_Lags_in_Black_Hole_X-Ray_Binaries
Authors Jingyi_Wang,_Erin_Kara,_Matteo_Lucchini,_Adam_Ingram,_Michiel_van_der_Klis,_Guglielmo_Mastroserio,_Javier_A._Garc\'ia,_Thomas_Dauser,_Riley_Connors,_Andrew_C._Fabian,_James_F._Steiner,_Ron_A._Remillard,_Edward_M._Cackett,_Phil_Uttley,_Diego_Altamirano
URL https://arxiv.org/abs/2205.00928
残響の兆候について、ブラックホール(および候補)低質量X線連星のすべてのNICERアーカイブ観測の最初の体系的な検索を実行します。残響の遅れは、直接的なコロナ放射と反射されたディスクコンポーネントとの間の軽い移動時間の差に起因するため、それらの特性は、ディスク-コロナジオメトリの有用なプローブです。8つのソースで残響ラグの新しいシグネチャを検出し、サンプル全体を3から11に増やし、ソースがバーストで進化するにつれて、残響ラグのプロパティの進化を調査します。1つ以上の残響ラグが検出された9つのソースすべてで、残響ラグが長くなり、ハードからソフトへの状態遷移中に低いフーリエ周波数で支配的になることがわかります。この結果は、残響ラグの進化がブラックホール低質量X線連星の状態遷移のグローバルな特性であり、そのような状態遷移のモデルを制約するのに役立つことを示しています。残響ラグの進展は、コロナが、状態遷移中に垂直方向に膨張および/または放出されるジェットのベースであることを示唆しています。また、ハード状態では、QPOがより高い周波数に移動するのと同じように、残響ラグが短くなりますが、状態遷移では、QPOがより高い周波数に移動し続けると、ラグが長くなります。この新しい発見に照らして、QPOのコロナルジオメトリと物理モデルへの影響について説明します。

逆マルチビューI:マイクロアークセカンドVLBI位置天文学のためのマルチキャリブレータ逆位相参照

Title Inverse_Multiview_I:_Multi-Calibrator_inverse_phase_referencing_for_Microarcsecond_VLBI_Astrometry
Authors Lucas_J._Hyland,_Mark_J._Reid,_Simon_P._Ellingsen,_Maria_J._Rioja,_Richard_Dodson,_Gabor_Orosz,_Colin_R._Masson_and_Jamie_MacCallum
URL https://arxiv.org/abs/2205.00092
超長基線干渉法(VLBI)位置天文学は、10〜GHzをはるかに超える周波数で視差精度として$\pm10〜\mu$を達成するための十分に確立された手法です。より低い周波数では、電離層に関連する補正されていない干渉計の遅延が、位置天文の精度を制限する上で支配的な役割を果たします。Multiviewは、新しいVLBIキャリブレーション方法であり、複数のクエーサーの観測を使用して、干渉計の遅延に対する時間変数、方向依存の変化を正確にモデル化して削除します。ここでは、データをターゲットソース(「逆マルチビュー」)にフェーズ参照することでマルチビュー手法を拡張し、そのパフォーマンスをテストします。8.3〜GHzで動作する4アンテナVLBIアレイを使用した複数の観測では、約7度までのターゲット参照クエーサー分離の場合、$20〜\mu$に近い単一エポックの位置天文精度が示されています。これは、標準の位相参照と比較して、位置天文学の精度が最大1桁向上したことを表しています。

相対論的流体力学のためのロバストで性能が移植可能な不連続ガラーキン法

Title A_Robust,_Performance-Portable_Discontinuous_Galerkin_Method_for_Relativistic_Hydrodynamics
Authors Forrest_W._Glines,_Kristian_R.C._Beckwith,_Joshua_R._Braun,_Eric_C._Cyr,_Curtis_C._Ober,_Matthew_Bettencourt,_Keith_L._Cartwright,_Sidafa_Conde,_Sean_T._Miller,_Nicholas_Roberds,_Nathan_V._Roberts,_Matthew_S._Swan,_and_Roger_Pawlowski
URL https://arxiv.org/abs/2205.00095
この作業では、相対論的流体力学を進化させるための不連続ガラーキン法を提示します。理想的な状態方程式とSyngeの状態方程式のTaub-Matthews近似のために、保存された変数からプリミティブ変数を復元するための分析的および反復的方法の調査が含まれています。また、保存状態の体積平均を維持しながら、要素内のすべてのベーシスポイントで物理的に許容される保存状態を適用するための新しい演算子を紹介します。Kokkosパフォーマンスポータビリティライブラリを使用してこのメ​​ソッドを実装し、CPUとGPUの両方でパフォーマンスを発揮できるようにします。この方法を使用して、有限体積法と比較した相対論的なケルビンヘルムホルツ不安定性を調べます。最後に、CPUとGPUでの実装のパフォーマンスを調べます。

ソーラーセイル軌道の表面拘束アプローチ

Title A_surface_constraint_approach_for_solar_sail_orbits
Authors Jeric_Garrido_and_Jose_Perico_Esguerra
URL https://arxiv.org/abs/2205.00439
この論文では、表面の幾何学的拘束アプローチを使用して、ソーラーセイルの軌道を設計します。円錐角がミッション全体で一定であると仮定して、一般化されたラプラス-ルンゲ-レンツ(LRL)ベクトルを取得することにより、ソーラーセイルの運動方程式を解きます。次に、宇宙船の半径方向速度と極速度を関連付け、宇宙船が移動すると予想される表面の形状に依存する制約方程式を定義することにより、軌道方程式の解のファミリーを指定できます。提案された方法は、シリンダーに拘束された軌道の設計および変位した非ケプラー軌道にうまく適用されます。

MaLeFiSenta:ISMでのフィラメントの識別と方向付けのための機械学習

Title MaLeFiSenta:_Machine_Learning_for_FilamentS_Identification_and_orientation_in_the_ISM
Authors D._Alina,_A._Shomanov_and_S._Baimukhametova
URL https://arxiv.org/abs/2205.00683
フィラメントの識別は、天文学のさまざまな分野で根本的な問題に取り組むための重要なステップになりました。それにもかかわらず、既存のフィラメント識別アルゴリズムは非常にユーザーに依存しており、個別のパラメーター化が必要です。この研究では、ニューラルネットワークアプローチを適応させて、特定の星図の微調整を必要としないフィラメント識別の最適なモデルを作成することを目的としました。まず、プランク宇宙望遠鏡とハーシェル宇宙望遠鏡で得られた星間物質の最も一般的に使用されている地図と、水素原子全天調査HI4PIに基づいてトレーニングサンプルを作成しました。フィラメント識別に広く使用されているアルゴリズムであるローリングハフ変換を使用して、トレーニング出力を生成しました。次のステップでは、さまざまなニューラルネットワークモデルをトレーニングし、MaskR-CNNとU-Netアーキテクチャの組み合わせが、フィラメントの識別とそれらの配向角度の決定に最も適していることを発見しました。ニューラルネットワークのトレーニングは、わずか100マップ程度の比較的小さなトレーニングサンプルで効率的に実行できることを示しました。私たちのアプローチは、パラメータ化バイアスを排除し、大規模なデータセットでのフィラメントの識別と角度の決定を容易にします。

DeepGraviLens:重力レンズデータを分類するためのマルチモーダルアーキテクチャ

Title DeepGraviLens:_a_Multi-Modal_Architecture_for_Classifying_Gravitational_Lensing_Data
Authors Nicol\`o_Oreste_Pinciroli_Vago,_Piero_Fraternali
URL https://arxiv.org/abs/2205.00701
重力レンズ効果は、巨大な物体によって生成される相対論的効果であり、それらを取り巻く時空を曲げます。これは天体物理学で深く研究されているトピックであり、理論的な相対論的結果を検証し、他の方法では見えないかすかな天体物理学のオブジェクトを研究することを可能にします。近年、機械学習法は、明るさの変化の時系列に関連付けられた画像で構成されるデータセットのレンズ効果を検出することにより、重力レンズ現象の分析をサポートするために適用されています。ただし、最先端のアプローチでは、画像のみを考慮して時系列データを無視するか、最も困難なデータセットで比較的低い精度を実現します。この論文では、1つの非レンズシステムタイプと3つのレンズシステムタイプに属する時空間データを分類する新しいマルチモーダルネットワークであるDeepGraviLensを紹介します。これは、考慮されるデータセットに応じて、現在の最先端の精度結果を$\approx$19%から$\approx$43%上回ります。このような改善により、今後の天体物理学的調査でレンズ付きオブジェクトの分析を加速できるようになります。これにより、たとえばVeraC.RubinObservatoryから収集されたペタバイト単位のデータが活用されます。

電波ニュートリノ検出器の積雪量と屈折率プロファイルを測定するための現場校正システム

Title In-situ_calibration_system_for_the_measurement_of_the_snow_accumulation_and_the_index-of-refraction_profile_for_radio_neutrino_detectors
Authors Jakob_Beise_and_Christian_Glaser
URL https://arxiv.org/abs/2205.00726
高エネルギーニュートリノ($E>10^{17}$eV)は、ニュートリノ相互作用によって誘発された粒子カスケードがアンテナで拾うことができるコヒーレントな電波放射を生成する氷中のアスカリャン効果を介してコスト効率よく検出されます。地表近くの氷の性質は上部40m以内で急速に変化するため、ニュートリノの性質を再構築するには氷の性質をよく理解する必要があります。特に、積雪(アンテナの深さを変える)と屈折率$n(z)$プロファイルの継続的な監視は、ニュートリノの方向とエネルギーを正確に決定するために重要です。直接信号と反射(表面外)信号(D'n'R)の時間差を測定することにより、2つの無線エミッターを備えた無線検出ステーションを拡張して上部40m内の万年雪の特性を継続的に監視する現場校正システムを紹介します。。現在および将来の無線検出器の3つのサイトすべて(グリーンランド、ムーアズベイ、サウスポール)で2つの送信機の最適な位置を決定します。積雪量$\Deltah$は、5mmの解像度で測定でき、指数関数$n(z)$プロファイル$\Deltan$と$z_0$のパラメーターは、それぞれ0.03%と0.2%の精度で測定できます。これは、密度測定からの$n(z)$プロファイルの推定と比較して、10倍以上の改善を構成します。さらに、この手法は信号伝搬時間の測定に基づいているため、密度から屈折率への変換に拘束されません。これらの氷の不確実性がニュートリノの頂点、方向、エネルギーの再構築に与える影響を定量化し、キャリブレーションデバイスが氷の特性を十分な精度で測定して影響を無視できることを確認します。

TPyxおよびその他の短周期再発新星のトリプルスターオリジン

Title A_Triple_Star_Origin_For_T_Pyx_and_Other_Short-Period_Recurrent_Novae
Authors C._Knigge,_S._Toonen_and_T.C.N._Boekholt
URL https://arxiv.org/abs/2205.00014
再発する新星は、巨大な白色矮星が1〜100年ごとに熱核の暴走を経験するほどの高率で物質を降着させる恒星系です。それらは、白色矮星が大量に成長できる唯一のクラスの新星であり、これらのシステムのいくつかを強力なIa型超新星前駆体候補にします。ほとんどすべての既知の再発新星は、進化した(サブ)巨大なドナー星によって必要な大量供給率を提供できる長周期(P_orb>12時間)のバイナリシステムです。ただし、少なくとも2つの再発する新星は短周期(P_orb<3時間)のバイナリであり、通常、物質移動は必要な速度より3〜4桁小さい重力放射によって駆動されます。ここでは、このクラスのプロトタイプであるTPyxidisが、遠方の固有運動コンパニオンを持っているため、階層的なトリプルスターシステムから進化した可能性があることを示します。三重進化は、動的に安定したシステムでの古在-リドフ離心率サイクルまたは質量損失によって引き起こされる動的不安定性のいずれかによって、3体ダイナミクスの結果としてエキゾチックなコンパクト連星を自然に生成できます。時間の経過とともに物理的に合理的なパラメータを持つトリプル前駆体を数値的に進化させることにより、内側のバイナリが非常に偏心して、物質移動がペリアストロンでトリガーされ、セカンダリが熱平衡から外れる可能性があることを明示的に示します。我々は、短周期の再発新星がこの極端な状態を介して進化した可能性があり、標準的なバイナリ進化トラックからの逸脱を説明していることを示唆している。

20〜80MHzの周波数範囲での静かな太陽のイメージング

Title Imaging_of_the_Quiet_Sun_in_the_Frequency_Range_of_20-80_MHz
Authors PeiJin_Zhang,_Pietro_Zucca,_Kamen_Kozarev,_Eoin_Carley,_ChuanBing_Wang,_Thomas_Franzen,_Bartosz_Dabrowski,_Andrzej_Krankowski,_Jasmina_Magdalenic,_and_Christian_Vocks
URL https://arxiv.org/abs/2205.00065
静かな太陽の電波放射は、高温の太陽大気の熱制動放射によるものと考えられています。マイクロ波帯の静かな太陽の特性はよく研究されており、制動放射のスペクトルによってよく説明できます。メートル波とデカメートル波の帯域では、機器の制限により、静かな太陽の特性が研究されることはめったにありません。この作業では、LOwFrequencyARray(LOFAR)望遠鏡を使用して、90〜MHz未満の周波数での静かな太陽冠状放射の高品質干渉イメージング分光観測を実行します。20〜80〜MHzの周波数範囲での明るさの温度スペクトルと太陽の大きさを示します。周波数とともに持続する低輝度温度の暗い冠状領域について報告します。静かな太陽の明るさの温度スペクトルが議論され、冠状モデルの制動放射放射と以前の静かな太陽の観測と比較されます。

電波観測による太陽冠状磁場の診断機能

Title Diagnostic_functions_of_solar_coronal_magnetic_fields_from_radio_observations
Authors Baolin_Tan
URL https://arxiv.org/abs/2205.00136
太陽物理学では、彩層や恒星コロナを含む上部太陽大気の観測から直接磁場を測定することは大きな課題です。電波観測は、太陽彩層と恒星コロナの磁場を診断するための最も実行可能なアプローチと見なされています。しかし、放出メカニズムの複雑さと多様性のために、以前の研究は、太陽電波観測からの特定のメカニズムのための磁場の暗黙の診断機能を提示しただけでした。この作業では、太陽電波観測から冠状磁場を診断するためのすべての方法を収集して分類しました。これらの方法は、一連の明示的な診断機能として表されます。特に、この作業は、他のレビューで見逃されていたいくつかの重要な診断方法を補足しました。この一連の診断機能は、静かな領域、アクティブな領域、フレアソース領域を含む、太陽彩層とコロナのすべての領域を完全にカバーできます。同時に、それはまた、静穏領域上の熱プラズマの制動放射放出、磁化された高温プラズマのサイクロトロンおよびジャイロシンクロトロン放出、および活性領域上の穏やかに相対論的な非熱電子、ならびにフレアリングの周りのコヒーレントプラズマ放出などのインコヒーレント放射を含むソースリージョン。この一連の診断機能と関連する広帯域スペクトル太陽電波画像観測を使用して、太陽大気のほぼすべての領域の磁場を導き出すことができます。これは、新世代の太陽電波のスペクトル画像観測を最大限に活用するのに役立つ可能性があります。望遠鏡(MUSER、EVOSA、将来のFASRなど)は、太陽活動を研究し、壊滅的な宇宙天気イベントを予測するための信頼できる基盤を提供します。

スピッツァー赤外線分光器で観測された超低温矮星。 II。

L型褐色矮星におけるケイ酸塩雲の出現と堆積、および完全なM5--T9フィールド矮星分光サンプルの分析

Title Ultracool_Dwarfs_Observed_with_the_Spitzer_Infrared_Spectrograph._II._Emergence_and_Sedimentation_of_Silicate_Clouds_in_L_Dwarfs,_and_Analysis_of_the_Full_M5--T9_Field_Dwarf_Spectroscopic_Sample
Authors Genaro_Su\'arez,_Stanimir_Metchev_(The_University_of_Western_Ontario)
URL https://arxiv.org/abs/2205.00168
スピッツァー赤外線スペクトログラフ(IRS)で得られたフィールドM5--T9矮星のすべての中赤外線$R\approx90$スペクトルの均一な分析を提示します。サンプルには113個のスペクトルが含まれており、そのうち12個は後期M型矮星、69個はL型矮星、32個はT型矮星に属しています。これらのスペクトルの68が初めて提示されます。IRSスペクトルの主な吸収帯の強度を測定します。つまり、6.25$\mu$mでH$_2$O、7.65$\mu$mでCH$_4$、10.5$\mu$mでNH$_3$です。、および8〜11$\mu$mを超えるケイ酸塩。吸水率はすべてのスペクトルに存在し、スペクトルタイプによって強化されます。メタンとアンモニアの発生は、それぞれL8タイプとT2.5タイプで発生しますが、アンモニアは早くもT1.5で検出できます。ケイ酸塩の吸収はスペクトル型L2で始まり、平均してL4〜L6の矮星で最も強く、L8を過ぎると消えます。ただし、ケイ酸塩の吸収は、どのLサブタイプのスペクトルにも存在しない可能性があります。ケイ酸塩の吸収強度と、特定のLサブタイプでの過剰な(中央値からの偏差)近赤外色との間に正の相関が見られます。これは、ケイ酸塩の雲の厚さの変化がL型褐色矮星で観測された色の散乱を生み出すという考えを裏付けています。また、可変L3--L7矮星は、非可変よりも平均以上のケイ酸塩吸収を示す可能性が2倍高いこともわかりました。結果のアンサンブルは、L型褐色矮星の大気中のケイ酸塩コンデンセート雲の証拠を固め、初めて、それぞれ$\approx$2000Kと$\approx$1300Kの有効温度の間でそれらの出現と堆積を確立します。

シングルディッシュINAF電波望遠鏡による太陽観測:18〜26GHz範囲の連続イメージング

Title Solar_observations_with_single-dish_INAF_radio_telescopes:_continuum_imaging_in_the_18-26_GHz_range
Authors A._Pellizzoni,_S._Righini,_M._N._Iacolina,_M._Marongiu,_S._Mulas,_G._Murtas,_G._Valente,_E._Egron,_M._Bachetti,_F._Buffa,_R._Concu,_G._L._Deiana,_S._L._Guglielmino,_A._Ladu,_S._Loru,_A._Maccaferri,_P._Marongiu,_A._Melis,_A._Navarrini,_A._Orfei,_P._Ortu,_M._Pili,_T._Pisanu,_G._Pupillo,_A._Saba,_L._Schirru,_G._Serra,_C._Tiburzi,_A._Zanichelli,_P._Zucca,_M._Messerotti
URL https://arxiv.org/abs/2205.00197
イタリア国立天体物理学研究所(INAF)の大型シングルディッシュ望遠鏡のアップグレードによって実装された、元々は太陽観測用に考案されたものではない、新しい太陽無線イメージングシステムを紹介します。プロジェクトの開発と初期の科学段階(2018-2020)の間に、18-26GHz帯域のソーラーディスク全体の約170のマップを取得し、これらの周波数でのソーラーイメージングの分野における観測ギャップを埋めました。これらの太陽画像は、0.7〜2分角の範囲の典型的な解像度と10K未満の輝度温度感度を持っています。フラックス基準として超新星残骸CasAを採用した正確なキャリブレーションは、静穏太陽レベルの推定に3%未満の典型的な誤差を提供しました。コンポーネントおよびアクティブ領域のフラックス測定用。プロジェクトの最初の初期の科学的成果として、Medicina32mおよびSRT64m電波望遠鏡を使用した電波連続太陽画像観測のカタログを提示します。これには、アクティブ領域の多波長識別、それらの明るさ、およびスペクトル特性が含まれます。観測された放射をジャイロ磁気可変放射と組み合わされた熱制動放射成分として解釈することは、太陽の長期監視のための私たちのシステムの使用への道を開きます。また、太陽物理学(彩層ネットワークダイナミクスの研究など)と宇宙天気アプリケーション(フレア前駆体の研究など)の両方に役立つ結果についても説明します。

太陽風乱流におけるエネルギー含有乱気流の等方性化と進化:パーカーソーラープローブ、ヘリオス1、ACE、WIND、およびボイジャー1

Title Isotropization_and_Evolution_of_Energy-Containing_Eddies_in_Solar_Wind_Turbulence:_Parker_Solar_Probe,_Helios_1,_ACE,_WIND,_and_Voyager_1
Authors Manuel_Enrique_Cuesta,_Rohit_Chhiber,_Sohom_Roy,_Joshua_Goodwill,_Francesco_Pecora,_Jake_Jarosik,_William_H._Matthaeus,_Tulasi_N._Parashar,_Riddhi_Bandyopadhyay
URL https://arxiv.org/abs/2205.00526
太陽風の磁気から計算された、磁場方向に垂直(\(\lambda_C^{\perp}\))および平行(\(\lambda_C^{\parallel}\))の相関長の半径方向の変化を調べます。パーカーソーラープローブ(PSP)が最初の8軌道、Helios1、AdvancedCompositionExplorer(ACE)、WIND、およびVoyager1宇宙船で測定したフィールドデータ。相関の長さは、間隔の位置合わせ角度によってグループ化されます。磁場と太陽風の速度ベクトルの間の角度(\(\Theta_{\rmBV}\))。平行および垂直の角度チャネルは、角度\(0^{\circ}〜<〜\Theta_{\rmBV}〜<〜40^{\circ}\)および\(50^{\circ}〜<〜\に対応しますそれぞれ、Theta_{\rmBV}〜<〜90^{\circ}\)。0.40〜au以内の内側太陽圏で異方性が観測され、0.10〜auで\(\lambda_C^{\parallel}/\lambda_C^{\perp}\approx0.75\)が観測されます。この異方性は、ヘリオセントリック距離の増加とともに減少し、相関長は1〜au以内でほぼ等方性になります。ACEとWINDの結果は、異方性の反転をサポートします。たとえば、1〜auで\(\lambda_C^{\parallel}/\lambda_C^{\perp}\approx1.29\)です。Voyagerデータセットの並列間隔の数が少ないため、明確な結論を導き出すことはできませんが、比率は1〜auを超えて大幅に変化するようには見えません。この研究は、太陽圏における大きくて最もエネルギッシュな相互作用する乱流変動の放射状進化に関する洞察を提供します。また、乱気流の放射状の進化を研究するためにこれらのデータを使用する場合、宇宙船が太陽に近づくときのPSP測定のサンプリング方向の変化を追跡することの重要性を強調します。これは、内側の太陽圏における太陽風のより複雑なダイナミクスを理解する上で不可欠であることが証明され、関連するシミュレーションの改善に役立ちます。

KIC 1573174の周波数分析:HADS星の性質に光を当てる

Title Frequency_analysis_of_KIC_1573174_:_shedding_light_on_the_nature_of_HADS_stars
Authors Chenglong_Lv,_Ali_Esamdin,_Javier_Pascual-Granado,_Taozhi_Yang_and_Dongxiang_Shen
URL https://arxiv.org/abs/2205.00571
KIC1573174は、HADS(高振幅たて座デルタ型星)グループと平均的な低振幅のパルセータの間に脈動振幅を持つ4モードの$\delta$Scuti星であることを提案します。この星で検出された放射状モードは、星震学の手法を限界まで活用するユニークな機会を提供します。ケプラーミッションからの光度曲線の詳細な周波数分析が提供されます。光度曲線の変化は、長いケイデンスデータのフーリエ解析によって示されるように、F0=7.3975$\rm{d^{-1}}$の頻度で最も強いモードによって支配されます(Q1-Q17、1460日にわたる)、ターゲットが$\delta$Scutiスターであることを示します。F1=9.4397d$^{-1}$、F2=12.1225d$^{-1}$、F3=14.3577d$^{-1}$のその他の3つの独立したモードの比率は、$P_{1}です。$/$P_{0}$、$P_{2}$/$P_{0}$および$P_{3}$/$P_{0}$は0.783、0.610、および0.515と推定され、KIC1573174が四重モード$\delta$Scutiスター。位相変調の研究を通じて$O-C$を決定するために、別のアプローチが使用されています。期間$(1/P)〜dP/dt$の変更が取得され、$-1.14\times10^{-6}〜\text{yr}^{-1}$および$-4.48\times10^になります。それぞれF0とF1の{-6}〜\text{yr}^{-1}$。周波数パラメータ(すなわち、F0、F1、F2、およびF3)に基づいて、一連の理論モデルが恒星進化コードMESAを使用して実行されました。観測された$f_{1}/f_{2}$の比率はモデルの比率よりも大きく、これは星の回転が原因である可能性があります。モデルをさらに制約するために、将来的には高解像度のスペクトル観測が強く望まれることをお勧めします。

WIYN散開星団研究:古い散開星団NGC 188、および赤色巨星間のリチウムの豊富さの再評価

Title WIYN_Open_Cluster_Study:_The_Old_Open_Cluster,_NGC_188,_and_a_Re-evaluation_of_Lithium-Richness_Among_Red_Giants
Authors Qinghui_Sun,_Constantine_P._Deliyannis,_Bruce_A._Twarog,_Barbara_J._Anthony-Twarog,_Jeffrey_D._Cummings,_and_Aaron_Steinhauer
URL https://arxiv.org/abs/2205.00631
NGC188の34個の赤色巨星候補メンバーのWIYN/Hydroスペクトルを示します。これは、WOCSおよびGaiaデータとともに、23個の単一メンバー、6個のバイナリメンバー、4個の単一非メンバー、および1個のバイナリ非メンバーを生成します。29人のメンバーの[Fe/H]を報告し、[Fe/H]$_{\rm{NGC188}}$=+0.064$\pm$0.018dex($\sigma_{\mu}$)(空のスペクトルの収量A(Fe)$_{\odot}$=7.520$\pm$0.015dex($\sigma_{\mu}$))。ターンオフに合うようにさまざまなエール-延世等時線の派生パラメータへの影響について説明します。最もクールで低重力の巨人を利用して、Li6707.8\AAの近くのラインリストを改良します。合成を使用して、星4346、4705、5027、および6353に対してそれぞれA(Li)=1.17、1.65、2.04、および0.60dexの検出を導き出し、他のメンバーについては3$\sigma$上限を導き出します。A(Li)>1.5dexの「Li-richness」の従来の基準を満たす検出は2つだけですが、準巨星がRGBのベースに進化すると、クラスターA(Li)が消滅するため、4つの星はすべてこのクラスターのコンテキストではLiが豊富です。29個の星のサンプルに含まれるLiに富む星の発生率は、最近の大規模な調査でフィールドで見つかったものよりもはるかに高くなっています。4つの星はすべて、クラスターの基準シーケンスからわずかにまたは実質的に離れており、Liの豊富さについての手がかりを提供している可能性があります。各星のLiの起源についていくつかの可能性について議論し、将来の観測を潜在的に区別することを提案します。

日食の負のスーパーハンプZCam+ VY Scl star ES Dra

Title Negative_superhumps_in_the_eclipsing_Z_Cam_+_VY_Scl_star_ES_Dra
Authors Taichi_Kato_(Kyoto_U)
URL https://arxiv.org/abs/2205.00632
ESDraの全天自動捜索システム(ASAS-SN)のスカイパトロールデータを分析し、VYSclタイプのフェージングエピソードを持つZカム星に分類しました。トランジット系外惑星探査衛星(TESS)の観測の分析は、この天体が浅い日食を示し、公転周期が0.17749895(17)であることを示しました。2020年1月から3月までのTESSデータで、周期0.167830(2)dの負のスーパーハンプと、負のスーパーハンプの周期と公転周期の間のビート現象が検出されました。軌道プロファイルは、ビートフェーズに応じて体系的に変化し、一部のフェーズでは日食が欠落していました。ESDraの日食はかすんでおり、傾斜したディスクの向きによっては、ディスクが一部の段階で日食されなかった可能性があります。これらの観察は、歳差運動する傾斜した円盤を負のスーパーハンプの起源として解釈することへの支持を追加しました。負のスーパーハンプは、VYSclタイプのフェージングが始まる4日前に消えました。負のスーパーハンプが消え、ディスクの総光度の低下に4日かかると、物質移動速度が急速に低下した可能性があります。これは、VYSclスターの物質移動の突然の減少に対するディスクの応答のタイムスケールの測定値を提供します。ESDraの停止の1つは明るくなることによって終了しましたが、IWAndスターとしてのESDraのアイデンティティにはさらなるイベントが必要になります。

ALMAでサブミリの太陽を最初に見る

Title A_first_look_at_the_submillimeter_Sun_with_ALMA
Authors C._E._Alissandrakis,_T._S._Bastian_and_A._Nindos
URL https://arxiv.org/abs/2205.01008
バンド7(0.86mm;347GHz)のアタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ(ALMA)で取得された最初のフルディスクソーラー画像を紹介します。低い空間分解能(21")にもかかわらず、いくつかの興味深い結果が得られました。私たちの観測中、太陽には実質的に活動領域がありませんでした。ディスク上の静かな太陽構造は、大気イメージングアセンブリ(AIA)画像の構造と似ています。1600Aおよび304Aは、バンド6(1.26mm)およびバンド3(3mm)の画像で前述したように、後者がALMA解像度に平滑化された後、同等の解像度の負のH$\alpha$画像にも似ています。.304Aバンドと小さなH$\alpha$フィラメントにはっきりと見られる極冠状の穴は、0.86mmでは検出できません。輝度温度$T_b$の中心から肢への変動(CLV)を計算しました。、バンド7、および同じキャンペーン中に取得されたバンド6と3で、それらを$T_b(\log\mu_{100})$の一意の曲線に結合しました。ここで、$\mu_{100}$は、100GHzに縮小されたヘリオセントリック角度の余弦です。バンド3の試運転観測の絶対校正が、正確には、バンド3と6の推奨値から外挿して、5500Kの値ではなく、バンド7のディスクの中心で6085Kの輝度温度を推定しました。さらに重要なのは$T_b(\log\mu_{100})$曲線は、$\mu_{100}$の大きな値で平坦になり、対応する$T_e(\log\tau_{100})$も$\tau_{100}$の大きな値で平坦になります。これはおそらく、最低温度に近づいていることを示しています。

FASTドリフトスキャン調査でLバンドで電波フレア超低温矮星を検出する可能性

Title The_Potential_of_Detecting_Radio-flaring_Ultracool_Dwarfs_at_L_band_in_the_FAST_Drift-scan_Survey
Authors Jing_Tang,_Chao-Wei_Tsai,_Di_Li
URL https://arxiv.org/abs/2205.01011
500メートル球面電波望遠鏡(FAST)は試運転を完了し、2020年に空の60%をカバーする複数年にわたる調査であるCommensalRadioAstronomyFasTSurvey(CRAFTS)を開始しました。CRAFTSによって検出される可能性が高い電波フレア超低温矮星(UCD)の数。文献にある多くの偏りのない、対象を絞った無線調査から観察されたフレアUCDに基づいて、$\ge$3%の検出率を導き出します。UCDフレアに対して$\beta$=-1.0のフラットな無線スペクトル$\nuL_{\nu}\propto\nu^{\beta+1}$を想定して、フレア光度関数$dN/dLを構築します。\proptoL^{-1.96\pm0.45}$(ここでは$L=\nuL_\nu$)。CRAFTSは、最大$\sim$180pcまでのUCDからのフレアに対して十分な感度があることがわかっています。銀河系の薄い円盤を考慮して、UCD母集団の3Dモンテカルロシミュレーションを実行します。これは、模擬CRAFTS観測に供給されます。$\sim$170のフレアUCDは、円偏光での一時的な検索によって検出されると推定されます。UCDのスケールの高さにわずかに敏感ですが、結果は想定されるスペクトルインデックス$\beta$に非常に敏感です。$\beta$が0から-2.5の場合、予想される検出数は$\sim$20から$\sim$3460に劇的に増加します。また、フレアUCDの候補をフォローアップするための戦略を検討し、$L$バンドおよびダイナモでのUCDの動作に関する知識を向上させるための調査結果の影響について説明します。

超大規模白色矮星の起源:ガイアEDR3からのヒント

Title The_Origin_of_Ultramassive_White_Dwarfs:_Hints_from_Gaia_EDR3
Authors Leesa_Fleury,_Ilaria_Caiazzo,_Jeremy_Heyl
URL https://arxiv.org/abs/2205.01015
GaiaDataRelease2は、白色矮星冷却モデルを使用して決定された冷却年齢で、局所ディスク集団に対して異常に速く移動しているQブランチ上の超大規模白色矮星の集団の存在を明らかにしました。これは、追加の冷却遅延の証拠として提示されています。これらの白色矮星が経験した。この作業では、改良されたGaiaEarlyDataRelease3の観測を使用して、太陽近傍の超大規模白色矮星の運動学を調査し、この冷却遅延の説明と代替の可能性を探ります。質量と年齢で細分化された太陽の200pc内の0.95-1.25$M_\odot$白色矮星の横運動の運動学的分析を実行し、その結果を主系列星の観測された運動学に基づく予想と比較しました。さまざまな質量と年齢範囲での銀河回転方向の横方向速度成分の分布は、測光的に若い($\sim$0.5-1.5Gyr)超質量($\sim$1.15-1.25$M_\odot$)の集団を明らかにします。局所的な銀河の回転に遅れをとっており、この速度成分に分散しすぎている白色矮星は、局所的な銀河円盤に由来する白色矮星の冷却遅延によって説明できません。この母集団の銀河面における速度成分の分散比も、局所的な円盤の起源と一致していません。ハローの起源や恒星の三重系の動的効果による生成など、この運動学的に異常な集団のいくつかの考えられる説明について説明します。

不定形に結合されたヤンミルズ場を持つ異方性スカラーダークエネルギー

Title Anisotropic_Scalar_Field_Dark_Energy_with_a_Disformally_Coupled_Yang-Mills_Field
Authors L._Gabriel_Gomez_(1),_Yeinzon_Rodriguez_(2,3),_Juan_P._Beltran_Almeida_(4)_((1)_Universidad_de_Santiago_de_Chile,_(2)_Universidad_Antonio_Narino,_(3)_Universidad_Industrial_de_Santander,_(4)_Universidad_Nacional_de_Colombia)
URL https://arxiv.org/abs/2103.11826
スカラーテンソル理論の文脈では、重力セクターに非最小的に結合された新しい自由度を含めることは、宇宙の拡大の歴史にいくつかの魅力的な効果を生み出す可能性があります。正規のSU(2)ヤンミルズ場を、非公式な変換によって標準的な典型的な場に結合された宇宙の総エネルギー収支に含めることによって、この前提を調査します。力学系の分析から、モデルの物理的位相空間の大部分にまたがる宇宙論的関心の3つのケース、つまり、非結合限界、等方性、およびアーベルのケースを研究します。ゲージフィールドが消えない新しいスケーリングソリューションは、すべての場合に見られ、初期の宇宙論的シナリオにとって興味深いものになる可能性があります。これらのスケーリングソリューションのいくつかは、異方性の特徴さえ示します。また、宇宙の背景進化は数値解析によって研究されています。興味深い結果として、不定形結合は、宇宙の進化のいくつかの段階で、ゲージフィールドの状態方程式を放射から物質に変化させます。これにより、ゲージフィールドは全暗黒物質の一部に寄与する可能性があります。また、相対論的種の有効数に対する、放射線時代のダークラディエーションの形でのゲージフィールドの赤方偏移に依存する寄与を定量化しました。これは基本的に初期条件に依存し、さらに重要なことに、非公式結合関数に依存します。

$Z_2$を超えてドメインウォールを崩壊させる

Title Collapsing_domain_walls_beyond_$Z_2$
Authors Yongcheng_Wu,_Ke-Pan_Xie_and_Ye-Ling_Zhou
URL https://arxiv.org/abs/2204.04374
離散対称性は、粒子理論に広く課せられています。離散対称性の自発的対称性の破れがドメイン壁につながることはよく知られています。磁壁の現在の研究は、$Z_2$対称性の自発的対称性の破れからのものに焦点を合わせています。より大きな離散対称性には複数の縮退した磁壁があり、原理的に最も単純な$Z_2$磁壁とは異なる磁壁につながります。実例となる研究として$Z_N$対称性の破れからドメイン壁を取り上げ、ドメイン壁の張力と厚さの半解析結果が導き出される$Z_3$の場合を詳細に研究します。明白な対称性の破れの項は、$Z_2$の場合よりも複雑に崩壊する磁壁のダイナミクスにつながります。重力波信号は、$Z_2$ドメインウォールからの信号とは異なります。

物理学者のための直感:実験から得られる情報

Title An_intuition_for_physicists:_information_gain_from_experiments
Authors Johannes_Buchner
URL https://arxiv.org/abs/2205.00009
実験からどれだけ学んだかは、カルバック・ライブラー発散としても知られる情報獲得によって定量化できます。前のパラメーター分布$\pi(\theta)$と比較した後部パラメーター分布$P(\theta|D)$の狭まりは、ビット単位で次のように定量化されます。$D_{\mathrm{KL}}(P|\pi)=\int\log_{2}\left(\frac{P(\theta|D)}{\pi(\theta)}\right)\、P(\theta|D)\、d\theta$。このリサーチノートは、1ビットの情報獲得が何を意味するかを直感的に示しています。これは、標準偏差を3分の1に縮小するガウス分布に対応します。

ブーストレスコスモロジカルコライダーブートストラップ

Title Boostless_Cosmological_Collider_Bootstrap
Authors Guilherme_L._Pimentel_and_Dong-Gang_Wang
URL https://arxiv.org/abs/2205.00013
宇宙相関関数には、原始宇宙に関する貴重な情報が含まれており、非常に高いエネルギーで新しい巨大粒子の兆候が見られる可能性があります。宇宙論的ブートストラップを含む最近の開発は、これらの観測量を研究するための新しい視点と強力なツールをもたらします。この論文では、ブートストラップ法を使用して、スカラー摂動のインフレ3点相関器を体系的に分類します。初めて、新しい形状と潜在的に検出可能な信号を備えた単一交換宇宙コライダーバイスペクトルの完全なセットを導き出します。具体的には、インフレーション中に起こりうるすべてのブースト破壊相互作用を伴う大量の粒子の交換から生成された原始的なスカラーバイスペクトルに焦点を当てます。3点の「シード」関数を紹介します。この関数から、ウェイトシフトおよびスピンレイズ演算子を使用して、スカラーおよびスピニング交換のインフレバイスペクトルをブートストラップします。シード関数の計算には、共移動運動方程式の常微分方程式を解く必要があります。これは、質量のある粒子を外部の光スカラーと線形に混合するプロパゲーターが満たす運動方程式の境界バージョンです。結果として得られる相関関係子は、あらゆる運動学について分析形式で表示されます。これらの形状は、ブーストを破る理論における原始的な非ガウス性が大きくなる可能性があるため、近い将来の宇宙論的調査にとって興味深いものです。また、これらの形状の新しい特徴を特定します。これらは、現象学的にdeSitter不変の場合とは異なります。たとえば、絞られた限界の周りの振動形状は、異なる位相を持っています。さらに、巨大粒子の音速がインフラトンよりもはるかに遅い場合、正三角形の構成の周りに振動の特徴が現れます。

銀河系超大質量ブラックホールによってレンズ化された回転する中性子星からの連続重力波の観測の見通し

Title Prospects_for_the_observation_of_continuous_gravitational_waves_from_spinning_neutron_stars_lensed_by_the_galactic_supermassive_black_hole
Authors Soummyadip_Basak,_Aditya_Kumar_Sharma,_Shasvath_J._Kapadia,_and_Parameswaran_Ajith
URL https://arxiv.org/abs/2205.00022
銀河系の超大質量ブラックホールによって重力的にレンズ化された、回転する中性子星からの連続重力波(CGW)の検出の見通しを研究します。銀河系の中性子星のさまざまな天体物理学的に動機付けられた空間分布を仮定すると、いくつかの($\sim0-6$)中性子星からのCGW信号は強くレンズ化されるべきであることがわかります。レンズ効果は、互いに干渉する信号の2つのコピー(数秒から数分の時間遅延)を生成します。レンズの光軸に対する中性子星の相対運動は干渉パターンを変化させ、レンズの信号を識別するのに役立ちます。レンズ信号の倍率と時間遅延を考慮して、地上の検出器によるそれらの検出可能性を調査します。$\epsilon=10^{-7}$の楕円率と既知のパルサーのスピン分布を仮定すると、レンズ付きCGWは、$\mathcal{O}(10^{12}を含む現実的な検索でLIGOとVirgoによって検出される可能性は低いです。)$テンプレート。ただし、第3世代の検出器はそれらの一部を監視する可能性があります。検討するNSの空間分布とスピン分布の場合、少なくとも1つのレンズ付きNSを検出する確率は$\sim1\%-44\%$です。そのような観測は、超大質量ブラックホールとその環境の興味深い調査を可能にするでしょう。

「グレートフィルター」の回避:効果的な実施のための気候変動ソリューションと組み合わせの評価

Title Avoiding_the_"Great_Filter":_An_Assessment_of_Climate_Change_Solutions_and_Combinations_for_Effective_Implementation
Authors Junze_Zhang,_Kerry_Zhang,_Mary_Zhang,_Jonathan_H._Jiang,_Philip_E._Rosen,_Kristen_A._Fahy
URL https://arxiv.org/abs/2205.00133
気候変動は、主に温室効果ガス排出の人為的活動によって引き起こされる、世界的な気象パターンの長期的な変化です。世界の気候温度は間違いなく上昇しており、自然に発生する気候変動だけではこの傾向を説明することはできません。人間の活動は、産業革命前のベースラインを超えて約1.0{\deg}Cの地球温暖化を引き起こしたと推定されており、チェックしないままにすると、地球とその住民に劇的な被害を与え続けるでしょう。世界的に、自然災害とそれに続く経済的損失は、気候変動の結果としてますます影響力を増しています。海面上昇から世界中の荒天イベントの驚くべき頻度まで、野生生物の生態系と人間の生息地の両方が悪影響を受けています。地球温暖化の影響を緩和する試みはしばしば対立しており、多くの戦略の間で分割されたままであり、これらの努力の全体的な有効性を低下させています。気候変動の最も深刻な結果を回避するためには、協調的な行動が必要であることは明らかです。このペーパーでは、気候変動の緩和と適応の両方に向けた主な戦略(産業/エネルギー、政治、経済、農業、大気、地質、沿岸、社会)を評価します。また、同時に実装できる7つのソリューションの最適な組み合わせを提供し、気候変動の有害な影響を制限するか、その他の方法で対応するために連携して機能します。以前の法律と展開の手法も、将来の取り組みのガイドとして説明されています。

カッシーニプラズマおよびダスト測定に対する中性衝撃からの二次電子放出からの影響

Title Implications_from_secondary_emission_from_neutral_impact_on_Cassini_plasma_and_dust_measurements
Authors Fredrik_Leffe_Johansson,_Erik_Vigren,_Jack_Hunter_Waite,_Kelly_Miller,_Anders_Eriksson,_Niklas_Edberg,_Joshua_Dreyer
URL https://arxiv.org/abs/2205.00143
土星の電離層でのカッシーニラングミュアプローブ(RPWS-LP)測定に対するガス分子の影響からの二次電子放出の役割を調査します。実験室での測定と1P/ハレー彗星のフライバイからのデータに基づいて二次電子放出電流のモデルを追加し、カッシーニグランドフィナーレ軌道中にLPによって得られた数百の電圧バイアス掃引を再分析します。土星電離層の以前のRPWS-LP研究からの未解決の難問。カッシーニ宇宙船の観測された正の帯電、おそらく過大評価された電離層電子温度、およびダスト密度を推定するために使用された以前に報告された過剰イオン電流の説明を見つけます。また、カッシーニの最後の6回転から土星の電離層までの水蒸気密度の推定値を作成します。これは、中性ガスモニターのイオンおよび中性質量分析計(INMS)によって報告されたものと暫定的に一致し、より詳細に報告されています。詳細に分析されたスイープでは、土星の電離層の電子密度を大幅に上回る電離層(正)イオン密度をサポートする証拠はほとんど見つかりません。したがって、重要な電荷を運ぶ役割を持つダストの(間接的または直接的な)証拠は見つかりません。土星の電離層で。RPWS-LPからの混合比の推定値は、緯度が2桁、回転と高度が1桁変化する、6つの最終回転すべてにわたる緯度の高度に構造化された電離層を示しています(Rev288-293)。結果は一般に、H+イオンの生成とH2O、CH4、CO2などの電荷移動によるH+損失のバランスをとる経験的な光化学モデルと一致しています。収量と濃度の。

ろ座球状星団のタイミングからの暗黒物質の特性:力学的摩擦とコアプロファイル

Title Dark_matter_properties_from_the_Fornax_globular_cluster_timing:_dynamical_friction_and_cored_profiles
Authors D._Blas
URL https://arxiv.org/abs/2205.00289
ろ座矮小楕円(dSph)銀河の球状星団(GC)の軌道を使用して、暗黒物質(DM)の特性について詳しく知るために、最近の結果を要約します。私たちの焦点は、DMハローからの力学的摩擦(DF)が、DMのさまざまな微視的特性からどのように変化するかを明らかにすることにあります。DFも変更します。$(i)$フェルミオン縮退暗黒物質(DDM)。ここで、力学的摩擦の計算ではパウリブロッキングを考慮に入れる必要があります。$(ii)$自己相互作用暗黒物質(SIDM)および$(iii)$超軽量暗黒物質(ULDM)。この問題は、最近の文献でさまざまな方法で対処されています。フォッカープランク形式でDFを導出し、ULDMとコールドDMの以前の結果を再現すると同時に、DDMの新しい結果を提供します。さらに、ULDM、DDM、およびSIDMは、dSphにコアを生成する場合があります。これにより、力学的摩擦が抑制され、GC軌道が延長されます。これらすべての場合において、DMモデリングの変更は、FornaxGCのいわゆるタイミングの「問題」を簡単に解決することはできないと結論付けています。最後に、この「問題」を初期条件の観点から研究し、FornaxGCの観測された軌道が、$\sim25\%$のレベルでの穏やかな「微調整」を伴うカスピーDMプロファイルのこの期待と一致していることを示します。。

バリオン物質とランダムな閉じ込めポテンシャルの存在下でのボーズ・アインシュタイン凝縮暗黒物質モデル

Title Bose-Einstein_Condensate_dark_matter_models_in_the_presence_of_baryonic_matter_and_random_confining_potentials
Authors Tiberiu_Harko,_Eniko_J._Madarassy
URL https://arxiv.org/abs/2205.00297
ボース・アインシュタイン凝縮(BEC)暗黒​​物質ハローの特性に対する無相関ランダムポテンシャルの影響を検討します。これは、無秩序の原因として機能し、グロス-ピタエフスキー方程式に新しい用語として追加され、特性を説明します。ハローの。流体力学的表現を使用することにより、バリオン物質と回転の影響も考慮に入れて、銀河系暗黒物質ハローの密度分布を表す基本方程式を導き出します。密度、質量、および接線速度のプロファイルは、バリオン物質の単純な指数密度プロファイルとガウス型の無秩序ポテンシャルを考慮することにより、球対称で正確に取得されます。理論モデルをテストするために、その予測をSpitzerPhotometry\&AccurateRotationCurves(SPARC)データベースからの39個の銀河のセットと比較します。バリオン物質の性質を含む暗黒物質が支配的な銀河の関連する天体物理学的パラメーターの推定値、およびランダムポテンシャルのパラメーターを取得します。バリオン物質とランダムな閉じ込めポテンシャルが存在する場合のBECモデルは、SPARCデータの優れた統計的記述を提供します。コンデンセート暗黒物質の存在も、コア/カスプ問題の解決策を提供する可能性があります。

パーカーソーラープローブによる太陽圏内部のクロススケールエネルギー移動の観測

Title Observations_of_Cross_Scale_Energy_Transfer_in_the_Inner_Heliosphere_by_Parker_Solar_Probe
Authors Tulasi_N._Parashar,_William_H._Matthaeus
URL https://arxiv.org/abs/2205.00374
太陽からのプラズマの連続的な流れである太陽風は、地球に近い宇宙環境を形作るだけでなく、実験室では達成できない条件でのプラズマ乱流を研究するための自然な実験室としても機能します。マリナーズから始めて、50年以上の間、複数の宇宙ミッションが太陽風の乱流の詳細な研究を可能にしてきました。パーカーソーラープローブ(PSP)は、太陽風の起源と進化を探求するために発売されました。最先端の計装と前例のない太陽への接近により、PSPは太陽圏内部探査の新時代を開始しています。このレビューでは、PSPによって観測された内側太陽圏のスケールを横切る乱流エネルギー流の観測について説明します。PSPの前の乱流の簡単な理論的概要と簡単な要約を提供した後、最大スケールからプラズマの内部自由度への旅におけるさまざまなスケールでのエネルギーの観測について詳細に説明します。最後に、いくつかの自由形式の質問で締めくくります。その多くは、PSPが回答に役立つことを願っています。

工法の貿易研究による月面着陸パッドのコスト

Title The_Cost_of_Lunar_Landing_Pads_with_a_Trade_Study_of_Construction_Methods
Authors Philip_T._Metzger,_Greg_W._Autry
URL https://arxiv.org/abs/2205.00378
この研究では、月面着陸パッドの建設費を見積もり、他の工法よりも経済的に優れている工法があるかどうかを調べます。提案された方法の中には、地球から大量の質量を輸送する必要があるもの、月面での高いエネルギー消費を必要とするもの、建設時間が長いものがあります。これらの各要因は、月の活動に直接的および間接的なコストをもたらします。最も重要な経済的変数は、月面への輸送コストと、工法によって課せられるプログラム遅延コストの大きさであることが判明しました。着陸パッドのコストは、建設機械の質量と速度の最適化に敏感に依存するため、指定された経済シナリオ内で、建設方法ごとに最小コストの機器セットが存在します。プログラムの遅延コストが高い場合と低い場合の両方で、さまざまな輸送コストにわたっていくつかのシナリオが分析されています。他の方法は不確実性の範囲内にありますが、マイクロ波焼結が現在、月面着陸パッドの内側の高温ゾーンを構築するための最も好ましい方法であることがわかります。ランディングパッドの外側の低温ゾーンを構築するための最も好ましい方法は、輸送コストが高い場合にも焼結ですが、輸送コストが月面まで約\$110K/kgを下回ると、ポリマー注入に切り替わります。ArtemisBasecampは、月面への輸送コストが現在の100万ドル/kgから30万ドル/kgに適度に削減されると仮定すると、予算のラインアイテムコストが2億2900万ドルのランディングパッドを構築できると推定されています。。輸送費がさらに\$100,000/kgに下がるとランディングパッドは\$130Mに下がり、輸送費が\$10,000/kgを下回ると\$47Mに下がります。最終的に、規模の経済により、着陸パッドは非常に低コストで月の周りに構築できます。

通常のブラックホールの周りのシンクロトロン放出リングの画像における偏光分布

Title Polarization_distribution_in_the_image_of_a_synchrotron_emitting_ring_around_regular_black_holes
Authors Xueyao_Liu,_Songbai_Chen,_Jiliang_Jing
URL https://arxiv.org/abs/2205.00391
通常のヘイワードブラックホールとバルディーンブラックホールの周りのシンクロトロン放出リングの偏光画像をそれぞれ研究しました。それらのそれぞれは、非線形電気力学に結合された重力の観点から磁場自体を運びます。我々の結果は、発光リングの偏光画像の主な特徴がこれらの2つの通常のブラックホール時空で類似していることを示しています。磁気電荷パラメータの増加に伴い、ヘイワードブラックホールとバーディーンブラックホールの両方の時空で、画像平面の偏光強度と電気ベクトル位置角が増加します。また、通常のブラックホール時空とシュワルツシルトの場合の偏光強度と電気ベクトル位置角の違いを調べます。これは、ヘイワードブラックホール時空の違いがバーディーンブラックホールのそれよりも小さいことを示しています。また、バルディーンブラックホール時空でわずかに大きいストローク$Q-U$ループに対する磁気電荷パラメーターの影響もわかります。ヘイワードとバーディーンのブラックホールの周りの分極画像に保存されたこれらの情報は、通常のブラックホールと重力が非線形電気力学と結合していることを理解するのに役立ちます。

ボリビア東部のチキートスミッションにおけるイエズス会教会の方向性

Title The_orientation_of_Jesuit_churches_in_the_Chiquitos_missions_of_eastern_Bolivia
Authors Alejandro_Gangui
URL https://arxiv.org/abs/2205.00469
南アメリカでのイエズス会の伝道は、1767年に教団が追放されるまで、大陸でのキリスト教の福音宣教における重要でユニークな進歩でした。これらの伝道とその最も象徴的な建物の歴史と文化的側面は広く研究されてきましたが、パラグアイ県(パラグアイ県)のグアランの人々は最近検討されたばかりであり、既存の研究は主に彼らの教会の方向性に焦点を合わせています。ボリビア東部のチキートスのイエズス会ミッ​​ションの最初の考古天文学的研究であるここに提示された論文は、この地域の以前の考古学的天文学的研究を継続し、補完する試みです。採用された方法論は、現在この地域に存在するイエズス会の教会の分析、すなわち、現在立っている8つの教会の向きと、独立した鐘楼と部品のみを含む9番目の教会の遺跡の現場測定を含みました。側壁のは保存されたままです。私たちが訪れることができなかった10番目の教会の向きの測定値は、衛星地図を使用して決定されました。次に、これらの教会を取り巻く風景を詳細に調査し、さらに、教会が位置する村の特徴について詳細な文化的および歴史的研究を実施しました。私たちの結果は、南北方向の子午線方向が目立つパラグアイ州の教会とは異なり、調査された教会の半分は、太陽現象に一致しているように見える潜在的な正準方向を示しており、3つは正確な天の赤道方向を示しています。これらの方向性の理由を提案します。これには、教会内の重要な内部要素に対する照明効果の関連性の可能性が含まれます。これは、バロック様式の教会建築で一般的に求められていた効果です。

中性子星環境における超重原子核の存在の可能性の調査

Title Investigating_Possible_Existence_of_Hyper-Heavy_Nuclei_in_Neutron_Star_Environment
Authors M._Veselsky,_V._Petousis,_Ch._C._Moustakidis,_G._A._Souliotis,_A._Bonasera
URL https://arxiv.org/abs/2205.00478
超重元素の合成は、中性子星環境をシミュレートする条件下で調査されます。制約付き分子動力学(CoMD)アプローチは、非常にnが豊富な原子核の低エネルギー衝突をシミュレートするために使用されます。「中性子風」による新しいタイプの核融合障壁は、中性子星環境の影響(クーロン相互作用のスクリーニング)が暗黙的に導入されたときに観察されます。周囲の原子核の背景も導入すると、10$^{8}$Kの温度まで核融合が可能になり、非常に重くてnが豊富な原子核の合成が可能になります。中性子星環境に超重核が存在する可能性は、超コヒーレントニュートリノ散乱のメカニズムまたは追加のメカニズムを提供し、X線バーストまたは重力波信号をもたらし、したがって、新しい情報を追加する別の重要なプロセスになる可能性があります中性子星の進化に関する提案されたモデル。

カーのようなブラックホールの準ノーマルモード、準束縛状態、スカラー雲、および超放射不安定性

Title Quasinormal_modes,_quasibound_states,_scalar_clouds,_and_superradiant_instabilities_of_a_Kerr-like_black_hole
Authors Pedro_Henrique_Croti_Siqueira,_Maur\'icio_Richartz
URL https://arxiv.org/abs/2205.00556
連分数法を使用して、カーのようなブラックホールの周りのスカラー場に関連する固有周波数を決定します。この記事で検討されているカーのような測定基準は、Konoplya、Rezzolla、Zhidenkoによって提案された軸対称ブラックホールの一般的なパラメータ化のサブクラスです。その質量$M$と比角運動量$a$に加えて、ブラックホールは変形パラメーターと呼ばれる3番目のパラメーター$\eta$に依存します。変形パラメータがブラックホール周辺の大規模スカラー場の準ノーマルモードと準束縛状態にどのように影響するかを調べます。特に、そのような時空におけるスカラー場の超放射不安定性に関連する時間スケールを計算します。これらの不安定性によって形成される可能性のある静止スカラー雲の特性についても説明します。

ディラックとマヨラナニュートリノの区別:宇宙論的調査

Title Distinguishing_Dirac_vs._Majorana_Neutrinos:_a_Cosmological_Probe
Authors Beatriz_Hernandez-Molinero,_Raul_Jimenez,_Carlos_Pena-Garay
URL https://arxiv.org/abs/2205.00808
宇宙背景ニュートリノ($C_{\nu}B)$ヘリシティ組成は、ディラックニュートリノとマヨラナニュートリノでは異なり、$C_{\nu}B$キャプチャに基づく検出器はニュートリノの性質に敏感です。暗黒物質場を横切るニュートリノのヘリシティ変化を初めて計算し、この捕獲率への影響を定量的に計算します。ニュートリノの一部は、ボイドや暗黒物質のハローによって偏向されているかどうかに関係なく、ヘリシティを変化させることを示しています。Gpc$^3$内の100個の最も大きなボイドまたはハローからの平均信号は、ニュートリノがディラックである場合、地球上で測定された$C_{\nu}B$バックグラウンドの密度は48cm${^であるはずであるという予測を与えます。{-3}}$左ヘリカルニュートリノの場合、重力効果を含まない標準計算と比較して、ハロー(void)の場合は15%(53.6cm${^{-3}}$;5%)減少します。大規模な構造に。100gのトリチウム検出器での総捕獲率に関して、これは、未知のニュートリノ質量スケールの関数として、ディラックの場合、年間$4.9^{+1.1}_{-0.8}$ニュートリノ、または8.1ニュートリノがマジョラナの場合は年。したがって、非相対論的ケースの2倍よりも小さいですが、それでも検出するには十分な大きさであり、ニュートリノのない二重ベータ崩壊実験の代替として、将来の$C_{\nu}B$検出器の能力を強調しています。ニュートリノの性質を発見してください。

基本的な力とそのダイナミクス

Title Fundamental_forces_and_their_dynamics
Authors Naresh_Dadhich
URL https://arxiv.org/abs/2205.00875
このエッセイでは、一般的な原理を提案したいと思います。\textit{運動方程式または基本力のダイナミクスを規定するのではなく、適切な時空多様体の幾何学によって完全に駆動する必要があります。}この宣言の動機は次のとおりです。一般的な相対性の運動方程式がリーマン時空多様体の幾何学から得られるという事実は、外部から他のものに訴えることはありません。駆動微分幾何学的特性は、リーマン曲率テンソルによって満たされるビアンキのアイデンティティです。同様に、ゲージベクトル場のダイナミクスを説明できるのは、ファイバー時空多様体の主接束の形状です。これは、アーベルゲージ対称群の古典的な電気力ですが、非アーベル対称性は、弱いアーベル群と強いアーベル群の非アーベル力につながります。また、基本的な力の統一された全体像と、それが刺激する可能性のある二重性の対応についても考察します。

高エネルギー天体物理学に対するアクシオン様粒子の意味

Title Axion-like_Particles_Implications_for_High-Energy_Astrophysics
Authors Giorgio_Galanti,_Marco_Roncadelli
URL https://arxiv.org/abs/2205.00940
数MeVから1000TeVまでの高エネルギー天体物理学との関連性に関する限り、アクシオン様粒子(ALP)の教育学的な紹介を提供します。このレビューは、専門家でなくても理解できるように、自己完結型です。特に、2つの非常に異なる天体物理学的状況から生じる特定のALPに関する2つの強力なヒントについて説明します。より技術的な問題は、3つの付録に含まれています。

回転する複素スカラー場間の電荷移動

Title Charge_transfer_between_rotating_complex_scalar_fields
Authors Valerie_Domcke,_Keisuke_Harigaya_and_Kyohei_Mukaida
URL https://arxiv.org/abs/2205.00942
熱浴に結合された複雑なスカラー場のボーズ・アインシュタイン凝縮間のU(1)電荷密度の移動を検討し、その角運動で蓄積された電荷をアクシオン場に伝達する均一なアフレックダイン場の場合に焦点を当てます。。追加の対称性がない場合、宇宙膨張とAffleck-Dineフィールドの熱有効ポテンシャルの助けを借りて、この電荷移動が非常に効率的になる可能性があることを示します。熱浴との相互作用が元のU(1)xU(1)対称性を単一のU(1)対称性に分解すると、スカラー場間の電荷の再分配が可能になります。次に、2つのフィールド間の電荷分布は、自由エネルギーを最小化することによって決定されます。アクシオン暗黒物質、バリオン数生成、キネーション支配、および重力波生成への適用を伴う、複雑なスカラーを含む宇宙論的設定への影響について説明します。

重力波バーストにおける共鳴ストリングの振る舞い

Title Resonant_string_behavior_in_a_Gravitational_Wave_burst
Authors Vojtech_Liska_and_Rikard_von_Unge
URL https://arxiv.org/abs/2205.01007
重力波バーストにおける古典的な閉じたストリングの振る舞いを調査し、ストリングによって吸収されるエネルギーが重力波の振幅と周波数に決定的に依存する興味深い共鳴振る舞いを発見します。この動作は、マシュー方程式の解のよく知られた動作に起因する可能性があります。

有効場の理論に現れる不安定性:いつ、どのように?

Title Instabilities_Appearing_in_Effective_Field_theories:_When_and_How?
Authors Jean-Pierre_Eckmann,_Farbod_Hassani,_Hatem_Zaag
URL https://arxiv.org/abs/2205.01055
非線形偏微分方程式は物理学の多くの領域に現れます。ここでは、宇宙論的研究に由来する有効場の理論(EFT)に見られる典型的な方程式を研究します。特に、次の方程式に関心があります。$1+1$ディメンション。$\alpha>0$の場合、この方程式の解は有限時間で発散することがかなり前から知られています。パラメータ$\alpha>0$および$\beta\ge0$の関数として、この発散の詳細な性質を調べます。$\beta$が非常に大きい場合でも、信じられないほど発散は消えません。ただし、$\alpha$が修正されると、$\beta$が増加するため、表示されるまでに時間がかかります。発散には2つのタイプがあることに注意し、パラメーターの選択の関数としてこれら2つの間の遷移について説明します。対応する方程式を修正しない限り、爆発は避けられません。結果は$3+1$ディメンションに拡張されます。

LORRI異常に照らして暗黒物質を崩壊させるための異方性宇宙光学バックグラウンド

Title Anisotropic_cosmic_optical_background_bound_for_decaying_dark_matter_in_light_of_the_LORRI_anomaly
Authors Kazunori_Nakayama_and_Wen_Yin
URL https://arxiv.org/abs/2205.01079
最近、宇宙光学バックグラウンド(COB)の異常なフラックスが、ニューホライズンの観測によって報告されました。COBフラックスは$16.37\pm1.47\、\rmnWm^{-2}sr^{-1}$、LORRIピボット波長$0.608\、\rm\mum$、つまり$\sim4ハッブル宇宙望遠鏡(HST)銀河カウントからの予想フラックスを超える\sigma$レベル。これがeVスケールの暗黒物質が光子に崩壊するためのヒントであるとしたら、それは素晴らしいことです。この論文では、そのような崩壊する暗黒物質モデルが、HSTによって正確に測定されるCOBフラックスのかなりの量の異方性を予測することを指摘します。HSTのデータは、$5の質量範囲で$10^{-24}$-$10^{-23}\、{\rms}^{-1}$より大きい支配的なコールドダークマターの崩壊率を除外しています。$-$20\、$eV。その結果、COB過剰を説明する崩壊する冷たい暗黒物質は、異方性の限界によって除外されます。いくつかの抜け穴について説明します。COB過剰を説明するための、温かい/熱い暗黒物質または暗黒物質の2段階崩壊。