| Title |
The_gravitational_field_of_X-COP_galaxy_clusters |
| Authors |
D._Eckert,_S._Ettori,_E._Pointecouteau,_R._F._J._van_der_Burg,_S._I._Loubser |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.01110 |
巨大な暗黒物質ハローの質量プロファイルは、暗黒物質の性質と大規模な重力理論の潜在的な修正に非常に敏感です。$\Lambda$CDMパラダイムは、暗黒物質のハローの形状と、形状パラメーターのハロー質量への依存性について強力な予測を行います。そのため、予測された普遍的な形状からの逸脱は、暗黒物質の基本的な特性に重要な影響を及ぼします。ここでは、利用可能な深部X線およびスニヤエフゼルドビッチデータを含む12個の銀河団のセットを使用して、半径20年にわたって前例のないレベルの精度で重力場の形状を制約します。平均して、NFWプロファイルは、広い半径範囲にわたって10％未満の偏差で、回収された質量プロファイルの優れた記述を提供することがわかります。ただし、個々のプロファイルの形状には、NFWモデルでキャプチャできるよりも多様性があるように見えます。平均NFW濃度とその分散は、$\Lambda$CDMフレームワークの予測と非常によく一致しています。システムのサブセットについては、重力場を解きほぐして、バリオニック成分（ガス、最も明るい銀河団、伴銀河）と暗黒物質の寄与に分けます。恒星の内容は$\sim0.02R_{500}$内の重力場を支配しますが、$R_{200}$内の全重力場の1〜2％しか占めていません。総バリオンの割合は$R_{200}$で宇宙の値に達し、このポイントを超えてわずかに超えています。これは、クラスター周辺での非熱的圧力サポートの穏やかなレベル（$10-20\％$）を示している可能性があります。最後に、観測された加速度とバリオン加速度の関係は、渦巻銀河の半径方向の加速度の関係から大きく逸脱した複雑な形状を示しています。これは、前述の関係が銀河団スケールでは成り立たないことを示しています。
X-COP銀河団の内部密度プロファイルからの暗黒物質の自己相互作用に対する制約
| Title |
Constraints_on_dark_matter_self-interaction_from_the_internal_density_profiles_of_X-COP_galaxy_clusters |
| Authors |
D._Eckert,_S._Ettori,_A._Robertson,_R._Massey,_E._Pointecouteau,_D._Harvey,_and_I._G._McCarthy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.01123 |
T仮定された暗黒物質（DM）の基本的な特性は、重力によって結合された構造の内部構造に影響を与えます。コールドダークマターのパラダイムでは、DM粒子は重力を介してのみ相互作用します。それらの分布は、最小の矮小銀河または最も大規模な銀河団で、形状パラメーター$\alpha\approx0.18$のEinastoプロファイルによってよく表されます。逆に、暗黒物質粒子が追加の力を介して自己相互作用する場合、DMハローの質量密度プロファイルがそれらの中央領域で平坦になり、それによってEinasto形状パラメーターが増加すると予想されます。X線天文台XMM-Newtonを使用した高温ガス状大気の観測から、12個の巨大なX-COP銀河団の構造特性を測定し、Planck全天調査を使用してSunyaev-Zeldovich効果を測定します。形態学的に乱れたシステムを除去した後、コールドダークマターの予測と密接に一致して、平均$\langle\alpha\rangle=0.19\pm0.03$および固有散乱$\sigma_{\alpha}=0.06$でEinasto形状パラメーターを測定します。問題のパラダイム。自己相互作用DM（BAHAMAS-SIDM）を使用したクラスター形成の宇宙流体力学シミュレーションを使用して、Einasto形状パラメーターが自己相互作用断面積にどのように依存するかを決定します。適合関係を使用して、$\alpha$の測定値を自己相互作用断面積の制約に変換します。これは、衝突速度で$\sigma/m<0.19$cm$^2$/g（95％信頼水準）を意味します。$v_\mathrm{DM-DM}\sim1,000$km/s。これは、断面積が速度の強い関数でない限り、暗黒物質の自己相互作用が矮星球形銀河のコアカスプ問題を解決するために必要な相互作用断面積よりも低くなります。
| Title |
Investigating_the_Constraints_on_Primordial_Features_with_Future_Cosmic_Microwave_Background_and_Galaxy_Surveys |
| Authors |
Debabrata_Chandra_and_Supratik_Pal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.01164 |
この記事では、原始的なパワースペクトルの特徴を精査する際に、今後の宇宙マイクロ波背景放射（CMB）と銀河の調査の能力を徹底的に調査します。原始的な特徴は、標準的なべき乗則のインフレ力スペクトルに加えて、特定のモデルに依存する修正です。さまざまなインフレシナリオによって与えられる関数形式。機能のない電力スペクトルからの重要な逸脱の署名により、インフレーション宇宙の複雑さを解読することができます。ここでは、バンプ機能、シャープ機能信号、レゾナンス機能信号の3つの主要で明確な機能について詳しく説明します。機能を分析するために、機能モデルごとに特定のテンプレートを採用しています。CMB-S4、CORE-M5、LiteBIRD、DESIと組み合わせたPICO、EUCLID銀河調査などの今後のCMBミッションにフィッシャーマトリックス予測分析を採用することにより、特徴パラメーターの可能な制約を推定します。この目的のために、4つの異なる観測を利用して、モデルパラメータの境界、つまりCMB、バリオン音響振動（BAO）、銀河団と重力弱いレンズ効果、または宇宙せん断とそれらの許容される相乗効果を予測します。大規模構造（LSS）情報の場合、非線形スケールの不確実性に起因するエラーの特徴パラメータの制約への伝播を回避する目的で、さまざまな赤方偏移のさまざまなスケールの上限を考慮します。精密宇宙論のこの重要な側面に光を当てる際に、これらの今後の観測の相対的な能力を推定するために、3つの機能すべての比較分析が行われました。
大きなゲージの変換、局所座標、宇宙観測量
近年、膨張や特殊な等角変換、または（等角）フェルミ座標につながる変換など、標準のゲージ変換に加えて、新しいタイプの座標変換が宇宙論に登場しました。これらのいくつかは、標準軌変換の下で不変であり、漸近境界条件にも影響を与える効果を取り除くことができるため、宇宙モデリングに自明ではない曖昧さをもたらします。この短いメモでは、これらの変換のすべてで不変であるため、このあいまいさは、モデルを観測値（宇宙観測可能な関係）と比較するために使用する量とは無関係であることを指摘します。重要なことに、この不変性は、オブザーバブルへのすべての相対論的寄与を考慮に入れる場合にのみ成り立ちます。これは、一般的な文献には当てはまりません。最後に、コンフォーマルフェルミ座標（距離の2次までのFLRWメトリック）の実際に関連するプロパティが、グローバルに定義された標準ゲージ変換によって実現できることも示します。
熱的に生成されたアクシオン様粒子の新しい宇宙論的境界
| Title |
Novel_cosmological_bounds_on_thermally-produced_axion-like_particles |
| Authors |
Luca_Caloni,_Martina_Gerbino,_Massimiliano_Lattanzi,_Luca_Visinelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.01637 |
宇宙マイクロ波背景放射（CMB）スペクトルとバリオン音響振動からのデータを使用して、熱的に生成されたアクシオンのような粒子（ここではアクシオン）と光子およびグルーオンとの結合を制限します。アクシオンは明確なソフトブレイク質量項を持っており、この分野での最近の進歩を説明するために、アクシオン-光子またはアクシオン-グルーオンプロセスのいずれかから初期宇宙で熱的に生成されます。SN1987Aからの現在の境界に取って代わり、$10^{-4}\lesssimm_a/{\rmeV}\lesssim100$と見なされる質量範囲で、これまでのアクシオン-グルーオン結合の最も厳しい境界を導き出します。アクシオン-光子結合の境界は、アクシオン質量$m_a\gtrsim3\、$eVのCASTコラボレーションの結果と競合します。将来のCMB-S4ミッションの感度を考慮して、利用可能になる予測リーチについてコメントします。
直接画像化された太陽系外惑星のホストスター51エリダニは、かじき座ガンマ星のパルセータです。
| Title |
The_Directly-Imaged_Exoplanet_Host_Star_51_Eridani_is_a_Gamma_Doradus_Pulsator |
| Authors |
Aldo_G._Sepulveda,_Daniel_Huber,_Zhoujian_Zhang,_Gang_Li,_Michael_C._Liu,_Timothy_R._Bedding |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.01103 |
51エリは、直接画像化された巨大惑星をホストし、$\beta$Pictoris移動グループのメンバーであることでよく知られています。トランジット系外惑星探査衛星（TESS）からの2分間のケイデンス測光を使用して、かじき座ガンマ星（$\gamma$Dor）の脈動と一致する51エリの多周期変動を検出します。最も重要な脈動モード（周波数は$\sim$0.5-3.9サイクル/日、振幅は$\sim$1-2mmagの範囲）を、以前に観察されたように、双極子および四重極重力モード、およびロスビーモードとして識別します。Kepler$\gamma$Dor星。私たちの結果は、以前に報告された恒星の自転に起因する変動は、代わりに$\gamma$Dorの脈動による可能性が高いことを示しています。$l=1$重力モードの平均周波数と、Kepler$\gamma$Dor集団の経験的傾向を使用して、0.9$^{+0.3}_{-0.1}のもっともらしい恒星の核の自転周期を推定します。51エリの$日。残差光度曲線で51エリ付近を通過するコンパニオンの有意な証拠は見つかりません。ここに示されている$\gamma$Dor脈動の検出は、追跡観測とモデリングとともに、このベンチマークシステムの星震学年齢の決定を可能にする可能性があります。将来のTESS観測では、恒星の核の回転速度を制限することができ、それによって表面の回転速度が追跡されるため、51Eribの恒星の赤道面と軌道が同一平面上にあるかどうかを明らかにするのに役立ちます。
| Title |
Kepler_and_the_Behemoth:_Three_Mini-Neptunes_in_a_40_Million_Year_Old_Association |
| Authors |
L._G._Bouma,_R._Kerr,_J._L._Curtis,_H._Isaacson,_L._A._Hillenbrand,_A._W._Howard,_A._L._Kraus,_A._Bieryla,_D._W._Latham,_E._A_Petigura,_D._Huber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.01112 |
ガイアからの恒星の位置と速度は、散開星団の分散の新しい見方を生み出しています。ここでは、CepheusからHerculesにまたがる星のグループ（以下、Cep-Her複合体）の分析を示します。このグループには、4つのKeplerObjectofInterestが含まれています：Kepler-1643b（$2.32\pm0.14$地球半径、5.3日の公転周期）、KOI-7368b（$2.22\pm0.12$地球半径、6。8日）、KOI-7913Ab（$2.34\pm0.18$地球半径、24.2日）、およびKepler-1627Ab（$3.85\pm0.11$地球半径、7。2日）。後者の海王星サイズの惑星は、$\delta$Lyrクラスターと呼ばれるCep-Her複合体の一部です（Boumaetal.2022）。ここでは、協会の他の地域にある前の3つのシステムに焦点を当てます。ガイアからの運動学的証拠、TESSからの恒星の自転周期、および分光法に基づくと、これら3つの天体も約4000万年（Myr）古いものです。より具体的には、RSG-5と呼ばれる複合体の密なサブクラスターのメンバーシップに基づいて、Kepler-1643は$46^{+9}_{-7}$Myr古いことがわかります。KOI-7368とKOI-7913は$36^{+10}_{-8}$Myr古く、CH-2と呼ばれる拡散領域にあります。トランジット形状と高解像度イメージングに基づくと、3つのオブジェクトはすべて惑星である可能性が高く、誤検出の確率は$6\times10^{-9}$、$4\times10^{-3}$、および$1\times10それぞれ、Kepler-1643、KOI-7368、およびKOI-7913の^{-4}$。これらの惑星は、約2地球半径のサイズのミニネプチューンが4000万年の年齢で存在することを示しています。
生物学的ホモキラリティーと地球外生命体の探索
ほとんどのアミノ酸と糖の分子は、鏡像異性体として知られている、互いの鏡像またはキラル像で発生します。しかし、地球上の生命はほとんどホモキラルです。タンパク質にはほとんどL-アミノ酸が含まれていますが、RNAとDNAにはD-糖しか含まれていません。過去数十年のホモキラリティーの理論的および実験的理解の多くの進歩にもかかわらず、生命のこの基本的な非対称性の背後にあるメカニズムは不明のままです。原始地球での生物学的ホモキラリティーの出現の3つの潜在的なメカニズムをレビューし、宇宙生物学への影響を探ります。1つは、生物学的ホモキラリティーが局所的な環境変動によって引き起こされる確率過程であるということです。第二に、それは星形成領域で円形に分極された紫外線によって駆動されるということです。第三に、素粒子レベルでのパリティ違反によって引き起こされるということです。これらのメカニズムのそれぞれが、太陽系と太陽系外惑星にエナンチオマー過剰が存在することに対して異なる観測結果をもたらすと主張し、他の場所での生命の探索が地球上のホモキラリティーの起源を解明するのに役立つ可能性を指摘します。
HD189733bの上層大気のグローバル3Dシミュレーションと準安定HeIおよびLy{\alpha}ラインでの吸収
| Title |
Global_3D_simulation_of_the_upper_atmosphere_of_HD189733b_and_absorption_in_metastable_HeI_and_Ly{\alpha}_lines |
| Authors |
M._S._Rumenskikh,_I._F._Shaikhislamov,_M._L._Khodachenko,_H._Lammer,_I._B._Miroshnichenko,_A._G._Berezutsky,_L._Fossati |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.01341 |
3Dの完全に自己無撞着な多流体流体力学的超高層学モデルを適用して、ホットジュピターHD189733bの水素ヘリウム膨張上層大気、および関連するLyaラインと10830Aラインの準安定ヘリウムの吸収をシミュレートします。利用可能な観測を再現するために、高エネルギーの恒星フラックス、恒星風、およびLya冷却の影響を研究しました。10830Aの吸収プロファイルの幅に合わせるには、惑星の脱出する上層大気を、HI密度が3*10^6cmを超える高度でのLya冷却を大幅に減らして達成されるエネルギー制限脱出に近づける必要があることがわかりました。^-3。事前に作成されたシミュレーションに基づいて、HD189733bの上層大気中のヘリウムの存在量をHe/H〜0.005というかなり低い値で制限します。太陽と同様の穏やかな恒星風の条件下では、約7％のレベルでの熱の広がりにより、Lya線の吸収は主にロッシュローブ内で発生することを示しています。桁違いに強い風では、ドップラー幅が広がるため、最大100km/sの高い青色シフト速度で約15％の有意な吸収がボウショック領域で生成されます。これらの青いシフト速度は、観測の1つで検出された速度（〜200km/s）よりもまだ低いです。詳細ではありませんが、実行された観測の違いを、星の活動とそれに関連する電離放射線の変動（10830A線の場合）、および星の風（Lya線の場合）によって説明します。
うみへび座TW星の外側のダストディスクをALMAの深い観測で明らかにする
| Title |
Unveiling_the_outer_dust_disc_of_TW_Hya_with_deep_ALMA_observations |
| Authors |
John_D._Ilee,_Catherine_Walsh,_Jeff_Jennings,_Richard_A._Booth,_Giovanni_P._Rosotti,_Richard_Teague,_Takashi_Tsukagoshi,_Hideko_Nomura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.01396 |
原始惑星系円盤のミリメートルダストの半径方向の広がりは、主にダストの成長や半径方向のドリフトなどのプロセスのために、ガスの半径方向の広がりよりもはるかに小さいことがよくあります。ただし、現在のディスクのミリメートル連続観測では、感度が制限されているため、ディスクの完全な範囲を追跡できないことが示唆されています。この手紙では、最も近い原始惑星系円盤TWHyaの1mmでの深い（19$\mu$Jyビーム$^{-1}$）中程度の解像度（0.37"）のALMA観測を示します。視程分析ツール`frankを使用'、100auまでの構造化されたミリメートル強度分布を明らかにします。これは、以前の推定値である60〜70auをはるかに超えています。分析では、光学/近赤外線で見られる同様の特徴と一致する、82auでの新しいミリメートル連続ギャップの存在が示唆されています。散乱光とミリメートルの分子線の観測。適合残差の検査により、以前に報告された52au（P.A.=242.5度）でのauスケールの連続体過剰の存在が確認されます。原始惑星系円盤の最も暗い領域を精査するための解像度分析技術。
| Title |
A_Search_for_Exoplanets_in_Open_Clusters_and_Young_Associations_based_on_TESS_Objects_of_Interest |
| Authors |
Qinghui_Sun,_Sharon_Xuesong_Wang,_Tianjun_Gan,_Andrew_W._Mann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.01471 |
TESSオブジェクトオブインタレストカタログに基づいて、散開星団と若いアソシエーションで惑星候補を検索した結果を報告します。2回目のガイアデータリリースからの1229散開星団のサンプルで、1つの確認済み惑星、1つの有望な候補、1つの褐色矮星、および3つの未確認の惑星候補が見つかりました。基本的なパラメータ、メンバーシップの確率、およびExoFOP-TESSWebサイトからの観測ノートに基づいて、個々の惑星星系について説明します。また、BANYAN$\Sigma$ベイズアルゴリズムを使用して、YoungStellarAssociationsで10個の惑星候補（P$>$95％）を見つけました。10の候補のうち、5つは既知の惑星系です。TESS光度曲線を使用してホスト星の自転周期を推定し、ジャイロクロノロジーに基づいてそれらの年齢を推定します。周期的に変化する2つの候補は若い惑星である可能性が高いですが、若いアソシエーションの正確なメンバーシップは不明のままです。
高分解能透過分光法による10個の巨大な太陽系外惑星におけるナトリウム吸収の調査
| Title |
A_survey_of_sodium_absorption_in_ten_giant_exoplanets_with_high-resolution_transmission_spectroscopy |
| Authors |
Adam_B._Langeveld,_Nikku_Madhusudhan,_Samuel_H._C._Cabot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.01623 |
アルカリ金属ナトリウム（Na）は、巨大な太陽系外惑星の上層大気で最も一般的に検出される化学種の1つです。この作業では、高分解能透過分光法を使用して、10個の高度に照射された巨大な太陽系外惑星の多様なサンプルでNaの均一な調査を実施しました。私たちのサンプルには、以前のNa検出と1つの新しい検出を備えた9つの惑星が含まれています。以前の検出を確認し、高分解能透過スペクトルからNaライン特性を導出するための複数のアプローチを評価します。均一に測定されたナトリウム線の深さを使用して、惑星の半径（$R_{\text{p}}$）に対して大気の高さ（$H_{\text{Na}}$）を制限しました。相対大気高（$H_{\text{Na}}/R_{\text{p}}$）を惑星平衡温度（$T_{\text{eq}}$）の関数として表す経験的傾向を評価します。表面重力（$g$）では、$H_{\text{Na}}/R_{\text{p}}$は、$\xi\proptogT_{\text{eq}}$とともに指数関数的に減少し、大規模な$\xi$で一定。また、サンプル全体のナトリウムD2/D1ライン比を報告し、7つのターゲットが1と一致するライン比を持っていることを確認します。最後に、数kms$^{-1}$の昼夜の風速に対応する、10個の惑星すべての静止フレーム波長からのナトリウム吸収線の正味のブルーシフトオフセットを測定しました。これは、太陽系外惑星の幅広いサンプルが、大気のダイナミクスを支配する共通の基礎となるプロセスを共有していることを示唆しています。私たちの研究は、太陽系外惑星の多様なサンプルで大気特性がどのように変化するかについての理解を深めるために、高分解能透過分光法を使用するための有望な手段を強調しています。
ガニメデの表面の分子状酸素の起源について
1995年にガニメデの表面で最初に同定されて以来、木星の月の表面温度は平均してO2の凝固点をはるかに上回っているため、分子状酸素（O2）氷が科学的な議論の中心となっています。実験室の証拠は、固体O2がガニメデの氷の表面の冷たい（<50K）地下層に存在するか、月の大気のもやの中に存在する可能性があることを示唆しました。あるいは、含水氷のイオン照射により、表面にO2が絶えず補充されます。ガニメデの表面に固体O2が存在するという決定的な答えは、詳細で広範な観測データセットの欠如によって妨げられています。TelescopioNazionaleGalileoで得られたガニメデの表面の新しい地上ベースの高解像度分光観測を紹介します。これらは、純粋なものとガリラヤ衛星にとって潜在的に関心のある他の種と混合されたものの両方で、O2氷の紫外可視（UV-vis）光吸収スペクトルの専用の実験室測定と組み合わされます。私たちの研究は、ガニメデの表面の可視スペクトルで特定された2つのバンドが、O2氷の（1,0）と（0,0）の遷移バンドによるものであることを確認しています。水（H2O）と二酸化炭素（CO2）を含む酸素が豊富な氷の混合物は、20〜35Kの温度範囲で純粋なO2氷よりもガニメデの表面の観測反射率データをよりよく再現できます。固体のH2OとCO2は、O2氷が存在する環境も提供します。真空空間条件下での純粋な氷の脱着よりも高い温度でトラップすることができます。さまざまな温度での実験では、35KでのCO2：O2=1：2氷混合物の場合の（1,0）/（0,0）比が観測値に最も近い値であるのに対し、30Kでは（1,0）/（0,0）比は、N2：O2=1：2の氷の混合物を除いて、混合物に依存しないようです。現在の作業は、木星システムへのESA/JUICEミッションをサポートします。
SOFIAによる銀河系外磁気（SALSAレガシープログラム）-IV：プログラムの概要と分極率に関する最初の結果
| Title |
Extragalactic_magnetism_with_SOFIA_(SALSA_Legacy_Program)_--_IV:_Program_overview_and_first_results_on_the_polarization_fraction |
| Authors |
Enrique_Lopez-Rodriguez,_Sui_Ann_Mao,_Rainer_Beck,_Alejandro_S._Borlaff,_Evangelia_Ntormousi,_Konstantinos_Tassis,_Daniel_A._Dale,_Julia_Roman-Duval,_Kandaswamy_Subramanian,_Sergio_Martin-Alvarez,_Pamela_M._Marcum,_Susan_E._Clark,_William_T._Reach,_Doyal_A._Harper,_Ellen_G._Zweibel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.01105 |
$53$から$214$$\mu$までのHAWC+を使用した、分解されたイメージング偏光観測を備えた14個の近くの（$<20$Mpc）銀河のセットを備えた、SOFIA（SALSALegacyProgram）による銀河外磁気に関する調査の最初のデータリリースを提示します。mの解像度は$5-18$"（$90$pc$-$$1$kpc）です。銀河系外の磁気の定義と背景を紹介し、プログラムの科学的動機とサンプルの選択を紹介します。ここでは、放射分極率の一般的な傾向遠赤外線偏光観測は、寒冷地での分極率が$P=0-15$％の銀河円盤を横切る磁気的に整列したダスト粒子の熱分極放出を追跡します。$T_{d}=[19,48]$K、高密度、$\log_{10}（N_{HI+H_{2}}）=[19.96,22.91]$、星間媒体。らせん状銀河は中央値$\langleP_{154を示します。\mum}\rangle=3.3\pm0.9$％ディスク全体。スターバースト銀河の最初の分極スペクトルが$89-154$$\mu$m以内の最小値を示していることを報告します。T$53-154$$\mu$mの偏光スペクトルの低下は、銀河流出の視線に沿ったダスト温度の変動によって生成されたダスト粒子の整列効率の低下が原因である可能性があります。スターバースト銀河と通常の銀河内の星形成領域の偏光率が最も低いことがわかります。銀河の50％（14のうち7）は、3つの異なる傾向を持つ$P-N_{HI+H_{2}}$と$P-T_{d}$の関係でべき乗則を破る必要があることがわかります。グループ1は、銀河の流出、スターバーストリング、銀河の内部バーでのBフィールドの圧縮またはせん断によって生成される異方性ランダムBフィールドの相対的な増加を示しています。グループ2と3は、スパイラルアームの星形成領域によって駆動される等方性ランダムBフィールドの相対的な増加、および/または衝撃駆動領域または銀河の進化段階によって引き起こされるダスト粒子整列効率の増加を示します。
GOODSフィールド（SUPER GOODS）のサブミリメートルの視点。 V.ディープ450ミクロンイメージング
| Title |
A_Submillimeter_Perspective_on_the_GOODS_Fields_(SUPER_GOODS)._V._Deep_450_Micron_Imaging |
| Authors |
A._J._Barger,_L._L._Cowie,_A._H._Blair,_L._H._Jones |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.01114 |
2つのGOODSフィールドのディープSCUBA-2450ミクロンイメージングを提示し、GOODS-Nで1.14mJy、GOODS-Sで1.86mJyの中央rmsを達成します。フィールドごとに、4シグマを超える検出のカタログを提供します（それぞれ79および16のソース）。私たちは450ミクロンの数を数え、文献から他の人との優れた一致を見つけました。450ミクロンのソースを20cmのデータ（両方のフィールド）およびALMA870ミクロンのデータ（GOODS-S）と照合して、450ミクロンの位置の精度を測定します。フィールドで利用可能な広範な赤方偏移情報を使用して、単純なフラックス比（450ミクロン/850ミクロンおよび20cm/850ミクロン）から赤方偏移をどれだけうまく推定できるかをテストし、密接な相関関係を見つけます。高赤方偏移のサブミリ銀河候補のカタログを提供します。発生源のスペクトルエネルギー分布をフィッティングすることにより、赤方偏移を伴うダスト温度の変化を探しますが、遠赤外線の光度を考慮した後、有意な赤方偏移の変化は見つかりません。850ミクロンの選択よりも暖かいソースを選択する450ミクロンの選択の証拠は見つかりません。450ミクロンの選択されたサンプルは、850ミクロンのサンプルを超える低赤方偏移（z<1.5）の銀河のみを追加することがわかります。
z〜0.5までの超大光度X線源の赤方偏移の進化：X線連星集団との比較および宇宙X線背景放射への寄与
| Title |
The_Redshift_Evolution_of_Ultraluminous_X-Ray_Sources_out_to_z~0.5:_Comparison_with_X-Ray_Binary_Populations_and_Contribution_to_the_Cosmic_X-Ray_Background |
| Authors |
R._Scott_Barrows,_Julia_M._Comerford,_Daniel_Stern,_Marianne_Heida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.01127 |
超大光度X線源（ULX）は、強力なX線連星（XRB）であると考えられており、星形成銀河からの赤方偏移に依存するX線放射に大きく寄与する可能性があります。赤方偏移範囲z=0.002-0.51で259個のULXの均一なサンプルを集めて、それらの物理的性質と宇宙X線背景放射（CXB）への寄与を制限しました。サンプルは、スローンデジタルスカイサーベイの銀河をチャンドラソースカタログと交差適合試験し、位置天文補正を適用した後、核外X線源を選択することによって構築されています。汚染物質の割合は約30％であり、レッドシフトによる変化は見られません。ホスト銀河の星形成率（SFR）は、ホストの恒星の質量が一致すると、親サンプルに比べて体系的に上昇します。特定のSFRは、高質量XRBのわずかな好みを示唆しており、ホスト銀河の恒星質量およびSFRとのX線光度スケーリングの関係は、最も高い赤方偏移源が、ホスト銀河のX線放射を支配する比較的明るいXRB集団を表すことを示しています。与えられた光度の少なくとも1つのULXをホストする銀河の割合は、ULXがSFRが高く、金属性が低い銀河で優先的に検出される場合に予想されるように、サンプルの全範囲にわたって赤方偏移とともに増加します。z〜0.5では、ULXX線フラックスは星形成銀河からのX線放射と一致しています。さらに、ULXは、通常の銀河集団のXRBからz〜0.5までの積分フラックスの最大40％を占める可能性があり、銀河からの全体的な電離放射線に大きく寄与する可能性があることを示唆しています。
| Title |
Measuring_Galactic_Dark_Matter_through_Unsupervised_Machine_Learning |
| Authors |
Matthew_R_Buckley,_Sung_Hak_Lim,_Eric_Putney,_David_Shih |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.01129 |
太陽近傍の暗黒物質の密度プロファイルを測定することは、暗黒物質の理論と実験の両方に重要な意味を持っています。この作業では、天の川銀河の現実的なシミュレーションからの自己回帰フローを星に適用して、教師なしの方法で恒星の位相空間密度とその派生物を学習します。これらを入力として、動的平衡を仮定すると、重力加速度場と質量密度は、銀河の質量密度の円筒対称性や特定の関数形式を仮定する必要なしに、ボルツマン方程式から直接計算できます。私たちのアプローチは、運動学的測定にガイアのようなエラーが存在する場合でも、シミュレートされた銀河の質量密度と加速度プロファイルを正確に再構築できることを示しています。
H-MM1の干渉計ビュー。 I.NH3枯渇の直接観察
| Title |
An_Interferometric_View_of_H-MM1._I._Direct_Observation_of_NH3_Depletion |
| Authors |
Jaime_E._Pineda,_Jorma_Harju,_Paola_Caselli,_Olli_Sipil\"a,_Mika_Juvela,_Charlotte_Vastel,_Erik_Rosolowsky,_Andreas_Burkert,_Rachel_K._Friesen,_Yancy_Shirley,_Mar\'ia_Jos\'e_Maureira,_Spandan_Choudhury,_Dominique_M._Segura-Cox,_Rolf_G\"usten,_Anna_Punanova,_Luca_Bizzocchi,_and_Alyssa_A._Goodman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.01201 |
アンモニアのスペクトル線NH$_3$は、高密度の分子雲コアの物理的状態の有用なプローブです。分光法の利点に加えて、アンモニアは粒子表面への凍結に耐性があることも示唆されており、冷たくて密度の高いコアの内部を研究するための優れたツールになるはずです。ここでは、超大型干渉電波望遠鏡（VLA）とグリーンバンク望遠鏡（GBT）を使用して、星前のコアに向けた高解像度のNH$_3$観測を紹介します。これらの観測は、X（NH$_3$）=（1.975$\pm$0.005）$\times10^{-8}$（$\pm10\％$体系的）の部分的なNH$_3$存在量の外側領域を示しています、しかし、結局のところ、X（NH$_3$）はH$_2$列密度$\approx2.6\times10^{22}$cm$^{-2}$を超えて減少し始めることも明らかにしています。コアの密度モデルを導出し、存在量の割合のブレークポイントが密度n（H$_2$）$\sim2\times10^5$cm$^{-3}$以降で発生することを確認します。この点では、べき乗則$n^{-1.1}$に従って、密度の増加に伴って存在量の割合が減少します。このべき乗則の振る舞いは、粒子への吸着が高密度でのガスからのアンモニアと関連種の除去を支配する化学モデルによってよく再現されます。ブレークポイント密度は温度と粒子特性に応じてコアごとに変化することをお勧めしますが、降着が支配的であるため、枯渇べき乗則はとにかく$n^{-1}$に近い可能性があります。星のないコアの中心部分。
銀河の質量金属量と星形成率：恒星の年齢に合わせた複雑な関係
| Title |
Mass-Metallicity_and_Star_Formation_Rate_in_Galaxies:_a_complex_relation_tuned_to_stellar_age |
| Authors |
S._Duarte_Puertas,_J._M._Vilchez,_J._Iglesias-P\'aramo,_M._Moll\'a,_E._P\'erez-Montero,_C._Kehrig,_L._S._Pilyugin,_I._A._Zinchenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.01203 |
この研究では、局所宇宙における星形成銀河の拡張サンプルの星の質量と金属量の関係（MZR）と、星形成率（SFR）との依存の可能性について研究します。$\sim$195000スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）の星形成銀河のサンプルは、SFRに対するMZRの関係の振る舞いを分析し、それらの年齢を考慮に入れることを目的として、z=0.22まで選択されています。星の種族。このサンプルでは、カラルアルトレガシーインテグラルフィールドエリア（CALIFA）の経験的処方を使用して、アパーチャ補正された酸素と窒素から酸素への存在量（それぞれ、O/HとN/O）とSFRを初めて取得しました。調査。この研究を実行するために、銀河の星の質量と、星の種族の年齢の代用としてのパラメーターDn（4000）も利用します。堅牢なMZR遺伝子座を導き出します。これは、化学物質の存在量を直接導き出すことで、よく研究された近くの銀河の選択されたセットの「アンカー」ポイントと完全に一致することがわかります。銀河の質量と金属量の全範囲にわたってMZRとSFRの複雑な関係が観察されており、O/H-SFR平面で見られる傾斜の変化は、銀河の恒星の年齢に合わせて調整されているように見えるパターンを示しています。したがって、恒星の質量-金属量-SFRの関係では、恒星の年齢を考慮に入れる必要があります。MZRがSFRに依存しているかどうかという質問に対する答えを提供するためには、銀河の恒星集団の年齢を考慮することが不可欠です。MZRとSFRの間の強い依存性は、主に強いSFR値と低いDn（4000）を持つ星形成銀河で観察されます。私たちのSDSSサンプルの最も若い銀河は、それらの恒星の質量について測定された最高のSFRを示しています。
Planckによる大マゼラン雲の星間塵からの偏光放出の発表
| Title |
Unveiling_polarized_emission_from_interstellar_dust_of_the_Large_Magellanic_Cloud_with_Planck |
| Authors |
D._Alina,_J.-Ph._Bernard,_K.H._Yuen,_A._Lazarian,_A._Hughes,_M._Iskakova,_A._Akimkhan,_A._Mukanova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.01275 |
星間ダスト放出の分極は、ダスト特性と磁場構造の強力なプローブです。しかし、外部銀河の研究は、前景の塵の寄与によって妨げられています。この研究の目的は、大マゼラン雲（LMC）からの偏光信号を天の川（MW）の信号から分離して、Planck353GHzデータを使用してダスト偏光の広視野で空間的に完全なマップを構築することです。前景の偏光方向を推定するために、HIスペクトル線データの速度勾配を使用し、スターライトの消光偏光と比較して出力のパフォーマンスを評価しました。Planckデータから以前に導出されたダスト特性を使用して前景強度を推定し、前景偏光が均一で、銀河周辺のMWの平均に等しいと仮定します。前景の除去後、LMCの空の磁場の形状は、LMCの原子ガスの構造に従う傾向があります。これは特に、30個のドラダス星形成複合体の南と南東に伸びる分子の尾根に沿って、そして小マゼラン雲に向かって伸びるより拡散した南の腕に沿って当てはまります。西部の磁場と外腕の間にも整列があります。LMCの偏光率の中央値は、MWで観察されたものよりもわずかに低く、偏光角分散関数と偏光率の反相関はわずかに大きくなっています。全体として、偏光率の分布はMWで観察されたものと同様です。
回転するナノカーボン粒子：異常なマイクロ波放射の実行可能な起源
| Title |
Spinning_nano-carbon_grains:_a_viable_origin_for_the_Anomalous_Microwave_Emission |
| Authors |
Nathalie_Ysard_and_Marc-Antoine_Miville-Desch\^enes_and_Laurent_Verstraete_and_Anthony_Peter_Jones |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.01400 |
コンテクスト。一般に「異常マイクロ波放射」（AME）として知られている過剰なマイクロ波放射は、現在、天の川で日常的に検出されています。星間（炭素質）ナノ粒子の回転との関連は、雲のスケールでは比較的よく確立されているように見えますが、大規模な観測では、ナノカーボンのさまざまなトレーサーとAMEの間に相関関係がないことが示されているため、コミュニティはこのリンクの実行可能性に疑問を投げかけます。目的。補助データとナノカーボンおよびナノシリケートの回転ダストモデルを使用して、銀河面AMEの外がいずれかのキャリアから発生する可能性がある範囲を調査します。メソッド。以前の大規模な研究とは異なり、私たちの方法は、異なるダストトレーサーの相関関係を相互に比較することではなく、モデルによって予測された不十分な相関関係を実際に観察された相関関係と比較することに基づいています。これは、局所的な放射線場とガス密度の関数としてのガスイオン化状態と粒子電荷の可能な限り現実的な推定に基づいています。結果。まず、ナノカーボンダストは、拡散ISMでの低温および高温の中性媒体の分離に関する最新の調査結果と一致して、媒体特性のすべての観察結果を説明できます。観測値のばらつきは、ダストサイズの分布、存在量、または電気双極子モーメントの変動をほとんど伴わずに説明できます。第二に、考慮されるナノケイ酸塩ダストの特性と存在量が何であれ、回転するナノケイ酸塩はAMEの唯一の供給源として除外されます。第三に、回転するナノカーボンのみの放出を考慮に入れると、観察結果との最良の一致が得られます。ただし、その存在量が$Y_{\rmSi}\sim1\％$を超えない限り、AME生産へのナノケイ酸塩のわずかな参加を排除することはできません。
eFEDSにおけるX線で選択された活動銀河核の星形成と星形成銀河との比較
| Title |
Comparison_of_the_star_formation_of_X-ray_selected_active_galactic_nuclei_in_eFEDS_with_star-forming_galaxies |
| Authors |
G._Mountrichas,_V._Buat,_G._Yang,_M._Boquien,_D._Burgarella,_L._Ciesla,_K._Malek,_R._Shirley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.01451 |
eROSITA最終赤道深度調査（eFEDS）では$\sim1800$X線活動銀河核（AGN）を使用します。これは、X線の明るさで2桁を超える、$\rmL_{X、2-10keV}\approx10^{43-45}\、ergs^{-1}$、そしてそれらの星形成率（SFR）を非AGN星形成システムのそれと比較して$\rm0.5<z<1.5$。そのために、$\sim17000$ソースを使用して参照銀河カタログをコンパイルします。両方のサンプルは、光学から遠赤外線まで、同じ測光範囲を持っています。すべてのソースのスペクトルエネルギー分布（SED）を作成し、CIGALEコードを使用してそれらを適合させ、両方のサンプルに同じテンプレートとパラメトリックグリッドを使用します。質量の不完全性を考慮し、両方のデータセットから静止システムを除外します。これらにより、2つの母集団のSFRを均一に比較し、体系的な影響を最小限に抑えることができます。私たちの分析に基づくと、低および中程度のL$_X$（$\rmL_{X、2-10keV}<10^{44}\、ergs^{-1}$）でのAGNは、SFRが低いか、以前の研究と一致して、せいぜい、星形成銀河のそれと等しい。eFEDSデータセットで利用可能な多数の発光X線AGNにより、以前の暫定的な結果をテストするために、より高いL$_X$で調査を拡張することができます。$\rmL_{X、2-10keV}>10^{44.2}\、ergs^{-1}$では、AGNのSFRは、star-のSFRと比較して$\sim30\％$だけ向上しているように見えます。星形成源、恒星の質量を持つシステムの場合、$\rm10.5<log\、[M_*（M_\odot）]<11.5$、以前の研究で見つかった兆候を確認します。最も大規模なソース$\rmlog\、[M_*（M_\odot）]>11.5$は、$\rmL_{X、2-までのフラットなSFR$_{norm}$-L$_X$関係を示します10keV}\sim10^{44.5}\、ergs^{-1}$、SFRは星形成銀河のSFRと似ています。ただし、より高いL$_X$（$\rmL_{X、2-10keV}\sim10^{45}\、ergs^{-1}$）では、これらの大規模なAGNホストのSFRが非AGNシステムと比較して強化されています。
私たちの銀河の最年少ディスク
新しいファミリーの分布関数（DF）を$47\、000$OB星のサンプルの5次元ガイアデータに適合させることにより、銀河の若い恒星円盤の構造を調査します。フィッティング手順のテストは、銀河の塵の分布が正確に知られている場合、若いディスクのDFがガイアデータによって強く制約されることを示しています。実際のデータに最もよく適合するDFは、観測された場所での星の運動学を正確に予測しますが、利用可能な最良のダストマップのエラーのために、星の空間分布をほとんど確実に予測しません。DFによって予測された星の空間分布がデータと一致するまで、ダストモデルを修正することによって、ダストモデルを大幅に改善できると主張します。OB星の表面密度は、分子ガスの表面密度で報告されているピークのわずかに外側の$R\simeq5.5\mbox{kpc}$でピークに達すると予測されています。後者の半径は、運動学的距離が不十分なために過小評価されている可能性があることをお勧めします。測定された視線速度$v_\parallel$を持つ星の最適なDFによって予測された速度分布は、外側の円盤が10$\mbox{km}〜\mbox{s}^のレベルで乱されていることを示しています。{-1}$は以前の研究と一致しており、$v_\parallel$の測定値は、バイナリの軌道速度から大きく寄与しています。したがって、外側のディスクは、時々報告されているよりも低温です。
太陽近傍における[Mg/Fe]比：恒星の収量と化学進化のシナリオ
| Title |
[Mg/Fe]_ratios_in_the_solar_neighbourhood:_stellar_yields_and_chemical_evolution_scenarios |
| Authors |
Marco_Palla,_Pablo_Santos-Peral,_Alejandra_Recio-Blanco,_Francesca_Matteucci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.01558 |
コンテクスト。[Mg/Fe]の存在比は、ディスクの化学的進化を追跡するための基本的な化石の特徴です。膨大な観察的および理論的努力にもかかわらず、モデルとデータの間に矛盾が依然として存在し、[$\alpha$/Fe]の二峰性を説明するためにいくつかの説明が提唱されています。目的。この作業では、新しいAMBRE：HARPSデータセットを利用して、新しいより正確な[Mg/Fe]推定と、星のサブサンプルの信頼できる恒星年齢を提供して、太陽近傍の進化を研究します。メソッド。上記のデータは、天の川の詳細な化学進化モデルと比較され、銀河円盤の最もよく使用される処方と銀河円盤のさまざまな形成シナリオ、つまり、遅延2落下モデルと並列モデル（星の放射状移動の処方も含む）を調査します。。結果。ほとんどの恒星の収量は、観測されたデータの傾向を再現するのに苦労しており、半経験的な収量は、厚いディスクと薄いディスクの[Mg/Fe]の進化を説明するのに依然として最適であることがわかります。特に、ほとんどの収率は、データによって示されているものよりも、高い金属量での[Mg/Fe]比の急激な減少を依然として予測しています。データの大部分は、並列および2つのフォールのシナリオで十分に再現されますが、どちらのシナリオでも、低$\alpha$データの最も金属が豊富で金属が少ないテールを説明するのに問題があります。これらの尾は、それぞれ内側と外側のディスク領域からの放射状の移動に照らして説明することができます。結論。恒星の移動の証拠にもかかわらず、ディスクの他の部分から太陽の近くへの星の実際の寄与を推定することは困難です。しかし、データとモデルの比較は、観測された星の分布を再現するために、2つの落下モデルのような星形成の独特の歴史がまだ必要であることを示唆しています。
コンパス座のほこりっぽい心臓：I。Nバンドの核周囲のほこりのイメージング
| Title |
The_dusty_heart_of_Circinus:_I._Imaging_the_circumnuclear_dust_in_N-band |
| Authors |
Jacob_W._Isbell_(1),_Klaus_Meisenheimer_(1),_J\"org-Uwe_Pott_(1),_Marko_Stalevski_(2,3),_Konrad_R._W._Tristram_(4),_Joel_Sanchez-Bermudez_(1,5),_Karl-Heinz_Hofmann_(6),_Violeta_G\'amez_Rosas_(7),_Walter_Jaffe_(7),_Leonard_Burtscher_(7),_James_Leftley_(8),_Romain_Petrov_(8),_Bruno_Lopez_(8),_Thomas_Henning_(1),_Gerd_Weigelt_(6),_Fatme_Allouche_(8),_Philippe_Berio_(8),_Felix_Bettonvil_(7),_Pierre_Cruzalebes_(8),_Carsten_Dominik_(9),_Matthias_Heininger_(6),_Michiel_Hogerheijde_(7,9),_St\'ephane_Lagarde_(8),_Michael_Lehmitz_(1),_Alexis_Matter_(8),_Florentin_Millour_(8),_Sylvie_Robbe-Dubois_(8),_Dieter_Schertl_(6),_Roy_van_Boekel_(1),_Josef_Varga_(7),_Julien_Woillez_(10)_((1)_Max_Planck_Institute_for_Astronomy,_(2)_Astronomical_Observatory_of_Belgrade,_(3)_Sterrenkundig_Observatorium,_Universiteit_Gent,_(4)_European_Southern_Observatory,_Santiago,_Chile,_(5)_Instituto_de_Astronom\'ia,_Universidad_Nacional_Aut\'onoma_de_M\'exico,_(6)_Max_Planck_Institute_for_Radio_Astronomy,_(7)_Sterrewacht_Leiden,_(8)_Laboratoire_Lagrange,_Universit\'e_C\^ote_d'Azur,_(9)_Anton_Pannekoek_Institute_for_Astronomy,_University_of_Amsterdam,_(10)_European_Southern_Observatory,_Garching,_Germany) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.01575 |
活動銀河核は銀河の進化において重要な役割を果たしますが、それらの内部の働きと宿主への物理的接続は、角度分解能がないためによく理解されていません。赤外線干渉法により、近くのセイファート2銀河、コンパス座の核周囲の塵を分解することができます。以前の観測では、複雑な構造と極域のダスト放出が明らかになりましたが、解釈は単純なモデルに限定されていました。MATISSEは、これらの構造を初めて画像化することを可能にします。VLTI/MATISSEでコンパス座銀河を観測し、150個の相関フラックススペクトルと100個の閉鎖位相スペクトルを生成しました。Nバンドの画像を約10masの解像度で再構成しました。ダスト消滅を伴う黒体関数を、画像からのいくつかの開口抽出フラックスに適合させて、中央のダスト構造の温度分布を生成します。核周辺のダストに重要な下部構造が見られます。中央の未分解フラックスは約0.5Jy、直径1.9pcの薄いディスクは約45度に沿って配向し、約4x1.5pcの極放射はディスクに直交して伸びています。極放射は斑点を示しますが、これは塊状のほこりに起因します。ディスクの東と西へのフラックスの強化が初めて見られます。ディスクと極放射の温度プロファイルを区別します。ディスクは、より密度の高い材料を示す急な温度勾配を示します。極座標プロファイルはより平坦であり、塊状および/またはダスト密度が低いことを示しています。未解決のフラックスは、約370Kの高温に適合します。極性ダストは、ディスクから1.5pcまで暖かい（約200K）ままです。復元された形態と温度分布は、大規模な放射駆動風を伴う降着円盤のモデリングに似ていますが、サブパースダストに新しい制約を課しました。ここで画像化されたサブパーセクの特徴は、活動銀河の核周囲の塵の物理的モデリングに新しい制約を課します。
遠方（$ z = 3.91 $）クエーサーAPM 08279+5255のX線コロナの特性
| Title |
The_properties_of_the_X-ray_corona_in_the_distant_($z=3.91$)_quasar_APM_08279+5255 |
| Authors |
E._Bertola,_C._Vignali,_G._Lanzuisi,_M._Dadina,_M._Cappi,_R._Gilli,_G._A._Matzeu,_G._Chartas,_E._Piconcelli,_A._Comastri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.01113 |
重力レンズの広い吸収線クエーサー（$z=3.91$）であるAPM08279+5255の新しいXMM-NewtonとNuSTARの共同観測を紹介します。2000年から2008年にかけてかなり安定したフラックス（$f_{\rm2-10}\simeq4-5.5\times10^{-13}\rm〜erg〜s^{-1}$）を示した後、APM08279+5255が見つかりました最新のX線被曝（$f_{\rm2-10}\simeq2.7\times10^{-13}\rm〜erg〜s^{-1}$）では、より暗い状態にあります。より低いX線活動に。さらに、2019年のデータは、顕著なFeK$\alpha$輝線を示しており、有意な吸収線を示していません。この暗い状態は、APM08279+5255の最初の硬X線サンプリングと相まって、この線源でのX線反射と高エネルギーカットオフを初めて測定することを可能にしました。以前のXMM-NewtonおよびChandraの観測の分析から、X線反射はこの線源の長続きする特徴であることが示されていますが、おそらくより強い一次放射のために、2008年以前はあまり目立たなかった。推定された高エネルギーカットオフ（$E_{\rmcut}=99_{-35}^{+91}$keV）は、これまでに測定された中で最も遠い赤方偏移の記録を設定し、APM08279+5255を高$z$クエーサーに関する以前の結果と一致する、X線コロナのコンパクト性-温度図。
暗くて長いガンマ線バーストのラジオで選択された集団：長いガンマ線バースト集団との比較とホストダスト分布への影響
| Title |
A_Radio-selected_Population_of_Dark,_Long_Gamma-ray_Bursts:_Comparison_to_the_Long_Gamma-ray_Burst_Population_and_Implications_for_Host_Dust_Distributions |
| Authors |
Genevieve_Schroeder_(Northwestern/CIERA),_Tanmoy_Laskar,_Wen-fai_Fong,_Anya_E._Nugent,_Edo_Berger,_Ryan_Chornock,_Kate_D._Alexander,_Jennifer_Andrews,_R._Shane_Bussmann,_Alberto_J._Castro-Tirado,_Armaan_V._Goyal,_Charles_D._Kilpatrick,_Maura_Lally,_Adam_Miller,_Peter_Milne,_Kerry_Paterson,_Alicia_Rouco_Escorial,_Michael_C._Stroh,_Giacomo_Terreran,_and_Bevin_Ashley_ZaudererCente |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.01124 |
5つの長時間の$\gamma$線バースト（GRB;GRB130131A、130420B、130609A、131229A、140713A）のcmバンドおよびmmバンドの残光観測を提示します。GRB。2つの暗いGRB（GRB130131Aと140713A）の電波残光と、KarlG.Jansky超大型アレイ（VLA）による3つ目の（GRB131229A）の暫定的な検出を行います。文献からの3つの追加のVLA検出された暗いGRBによって補足されて、我々はそれらの広帯域残光の均一なモデリングを提示します。$A_{V、\rmGRB}\gtrsim2.2-10.6〜{\rmmag}$の視線の高い絶滅を導き出します。さらに、サンプルの6つのバーストのホスト銀河をモデル化し、$A_{V、\rmHost}\approx0.3-4.7〜{\rmmag}$のホスト銀河のダスト絶滅を導き出します。テストされたすべての$\gamma$線（フルエンスと持続時間）と残光特性（エネルギースケール、ジオメトリ、およびサーカムバースト密度）全体で、暗いGRBは、観測バイアスと一貫性のない分類は、暗いGRB分布に影響を与える可能性があります。さらに、$A_{V、\rmGRB}$は、ホスト全体のダストの均一な分布にも、バーストの非常に局所的な環境にも関連していないことがわかります。これは、より大規模な斑状のダスト分布が原因であることを示しています。高い視線の消滅。電波観測は、ほこりがひどく隠されたGRBを明らかにするために非常に貴重であるため、次世代のVLAを使用してホスト星形成からの電波放射を検出するための予測を行います。
きょしちょう座47星とオメガ星団の暗黒物質を全滅させるための探索
| Title |
A_Search_for_Annihilating_Dark_Matter_in_47_Tucanae_and_Omega_Centauri |
| Authors |
Lister_Staveley-Smith,_Emma_Bond,_Kenji_Bekki_and_Tobias_Westmeier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.01270 |
きょしちょう座銀河団とオメガ星団のもっともらしい形成シナリオは、矮小銀河の残骸が整然と剥ぎ取られていることです。この場合、暗黒物質のコアの一部を保持している可能性があります。この研究では、パークス望遠鏡（ムリヤン）の超広帯域受信機を使用して、XX/$e^+e^-$チャネルを介したエキゾチックライトダークマター粒子（X）の消滅率に上限を設定しました。ポジトロニウム（Ps）の再結合率の測定値を使用します。これは、銀河中心でPを検索するために以前に使用された手法の拡張です。しかし、複数のライン周波数でスペクトルデータを積み重ねることで、感度を向上させることができました。私たちの測定では、47TucとOmegaCenでそれぞれ1.7mJy（1.4x10^43/s）と0.8mJy（1.1x10^43/s）の3シグマフラックス密度（再結合率）の上限が得られました。再結合線の周波数に応じて10から23pcまで変化するクラスター距離でのパークスビーム内で、暗黒物質の質量とrms暗黒物質の密度の上限を<1.2-1.3x10$^5$fnと計算します。$^{-0.5}$（mX/MeVc^-2）太陽質量および<48-54fn$^{-0.5}$（mX/MeVc$^{-2}$）太陽質量pc$^{クラスターの場合は-3}$。ここで、fn=Rn/Rpは、Psの再結合遷移と消滅の比率であり、0.01と推定されます。オメガセンの電波限界は、基準暗黒物質/発光質量比が0.05の場合、断面積<7.9x10^-28（mX/MeVc<$^{-2}）でない限り、ライトダークマターからの寄与は小さいことを示唆しています。$）$^2$cm$^3$/s。クラスターのコンパクトさと近接性により、アーカイブの511-keV測定は、CMB異方性で許可されるよりもさらに厳しい制限を示唆しています。<8.6x10$^{-31}$（mX/MeVc$^{-2}$）$^2$cm$^3$/s。シンクロトロン放射光のバックグラウンドが非常に低いため、私たちの再結合率の制限は、天の川の以前の放射光の制限を大幅に改善しています。
二重中性子星のLISA観測に対する銀河モデルの不確実性の影響
今後の宇宙ベースの重力波観測所であるLISAは、中性子星のペアを含む連星を検出します。二重中性子星のLISA観測は、特に電磁観測と組み合わせることで、中性子星の物理学と二元進化の理解を深める可能性があります。この作業では、LISAによって検出および解決される二重中性子星バイナリの母集団の予測に対する天の川のモデルの変更の影響を評価します。これらのバイナリの空間的および重力波の頻度分布は、小さなサンプルサイズによって引き起こされる確率的変動と比較して、銀河モデルの選択に影響されないと結論付けます。特に、バイナリの銀河軌道の時間のかかる計算は必要ありません。ただし、偏心の分布は、星形成の歴史の選択によって強く影響されます。LISA観測で測定できる偏心e>0.1のバイナリは、すべて100Myr未満です。LISA観測の異なる予測間の比較では、一貫した星形成履歴を使用する必要があり、観測自体の分析では銀河系の星形成履歴を考慮に入れる必要があることに注意してください。
再突入ブレークアップイベント識別のためのスペクトル機能
| Title |
Spectral_Features_for_Re-entry_Break-up_Event_Identification |
| Authors |
David_Leiser_(1),_Stefan_Loehle_(1),_Stefanos_Fasoulas_(2)_((1)_High_Enthalpy_Flow_Diagnostics_Group,_Institute_of_Space_Systems,_University_of_Stuttgart,_Germany,_(2)_Institute_of_Space_Systems,_University_of_Stuttgart,_Germany) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.01090 |
2つの航空宇宙アルミニウム合金の断片化は、3つの軌道点での実際の大気圏突入イベントでの空気力によって発生する機械的負荷を含む地上試験施設で調査されます。発光分光分析は、スペクトルで明確なアルカリ金属の特徴が観察された後、これらの材料が機能しないことを示しています。2つの合金は、異なるアルカリ金属の特徴的な放出を特徴としています。以前は観測キャンペーンでバッテリーの故障にのみ起因していたリチウム線の存在は、アルミニウムの崩壊のマーカーと見なされる可能性があります。これは、将来の進入観測にとって特に興味深いものです。これにより、デミッシング宇宙船の構造的破損プロセスに対する新しい洞察が可能になるからです。合金元素の放出がないことは、これらのスペクトルが宇宙船の終焉を決定するための候補であることを示しています。地上試験でこのような機能を特定することで、特定の分裂イベントをより確実に特定できるようになります。
SuperNova面分光器を使用したCALSPECシステムへの一般的な分光光度標準星の均一な再校正
| Title |
Uniform_Recalibration_of_Common_Spectrophotometry_Standard_Stars_onto_the_CALSPEC_System_using_the_SuperNova_Integral_Field_Spectrograph |
| Authors |
David_Rubin,_G._Aldering,_P._Antilogus,_C._Aragon,_S._Bailey,_C._Baltay,_S._Bongard,_K._Boone,_C._Buton,_Y._Copin,_S._Dixon,_D._Fouchez,_E._Gangler,_R._Gupta,_B._Hayden,_W._Hillebrandt,_A._G._Kim,_M._Kowalski,_D._Kuesters,_P.-F._Leget,_F._Mondon,_J._Nordin,_R._Pain,_E._Pecontal,_R._Pereira,_S._Perlmutter,_K._A._Ponder,_D._Rabinowitz,_M._Rigault,_K._Runge,_C._Saunders,_G._Smadja,_N._Suzuki,_C._Tao,_S._Taubenberger,_R._C._Thomas,_M._Vincenzi,_The_Nearby_Supernova_Factory |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.01116 |
HSTベースのCALSPECフラックスシステムにすでに搭載されている14個の星を基準にして、標準星として一般的に使用されている32個の星の分光光度光学スペクトルを較正します。CALSPECおよび非CALSPEC星の観測は、近くの超新星ファクトリー宇宙論実験のキャリブレーションとして、3300A〜9400Aの波長範囲にわたるSuperNova面分光器で得られました。合計で、この分析では、測光夜に取得された4289個の標準星スペクトルを使用しました。現代の宇宙論分析として、提出前の方法論的決定はすべて、フラックススケールと外部比較結果を知らずに行われました。星ごとのスペクトルの数が多いため、ベイズ階層モデルと同時にすべての夜の波長ごとのキャリブレーションを処理できるため、Ia型超新星宇宙論分析とそれが決定的に依存するキャリブレーションの一貫した処理が可能になります。典型的な観測ごとの再現性（露出>〜5秒の中央値14mmag）、マウナケア大気透過分布（中央値分散7mmag、不確実性1mmag）、およびCALSPEC参照星の内部散乱（中央値8mmag）。また、文献のフィルター測光に対して標準をチェックし、12マグニチュードの全範囲で概ね良好な一致を見つけました。全体として、私たちのシステムの平均は、約3mmagのレベルでCALSPECの平均に合わせて調整されています。多数の観測、注意深いクロスチェック、および14個の参照星により、私たちの結果は、面分光器でこれまでに達成された最高のキャリブレーションであり、最高のキャリブレーションされた調査の1つです。
Athena/X-IFUによる明るい光源の焦点ぼけ観測
| Title |
The_defocused_observations_of_bright_sources_with_Athena/X-IFU |
| Authors |
E._S._Kammoun,_D._Barret,_P._Peille,_R._Willingale,_T._Dauser,_J._Wilms,_M._Guainazzi,_J._M._Miller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.01126 |
X線面分光器（X-IFU）は、ESAのアテナX線天文台の高分解能X線分光計です。これは、0.2〜12keVの帯域で、2.5eVから7keVまでの前例のないスペクトル分解能でX線データを提供します。非常に明るいX線源の観測中、X-IFU検出器は高い光子率を受け取ります。X-IFUのカウント率機能は、デフォーカスオプションを使用することで改善されます。これにより、$\simeq1$Crabまでのフラックスを持つ非常に明るい光源の観測が可能になります。デフォーカスモードでは、望遠鏡の点像分布関数（PSF）が多数のピクセルに広がります。この場合、各ピクセルは全体のフラックスのごく一部を受け取ります。PSFのエネルギー依存性のため、このモードでは、適切に分析されない場合、カウント率とともに増加するエネルギー依存のアーティファクトが生成されます。ピクセル内のパルス分離によるエネルギー分解能の低下を説明するために、各イベントへの適切なエネルギー応答に影響を与えるグレーディングスキーム（ここでは4つのグレード）が定義されます。これにより、すべてのイベントで名目上の補助応答ファイル（ARF）を使用できないようにする選択効果が作成されます。エネルギーの関数として変化するPSFで実行された観測から得られたスペクトルを再構築するための新しい方法を提示します。焦点ぼけ観測中に得られたX-IFUスペクトルの場合に私たちの方法を適用します。エンドツーエンドのSIXTEシミュレーターを使用して、焦点がぼけたX-IFU観測をモデル化します。次に、各ピクセルのレベルで有効面積を計算することにより、各グレードの新しいARFを推定します。私たちの方法は、バイアスなしで、焦点ぼけモードで使用されたときに明るい光源のスペクトルをうまく再構築することを可能にします。最後に、エネルギーの関数としてのPSFの知識に関連するさまざまな不確実性の原因が結果にどのように影響するかについて説明します。
| Title |
Deep_Learning-Based_Super-Resolution_and_De-Noising_for_XMM-Newton_Images |
| Authors |
Sam_F._Sweere,_Ivan_Valtchanov,_Maggie_Lieu,_Antonia_Vojtekova,_Eva_Verdugo,_Maria_Santos-Lleo,_Florian_Pacaud,_Alexia_Briassouli_and_Daniel_C\'ampora_P\'erez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.01152 |
人工知能ベースの画像エンハンスメントの分野は、過去数年間で急速に進化しており、非天文画像で印象的な結果を生み出すことができます。この作業では、欧州宇宙機関のXMM-Newton望遠鏡からのX線画像を強化するための機械学習ベースの超解像（SR）とノイズ除去（DN）の最初のアプリケーションを紹介します。EuropeanPhotonImagingCamerapn検出器（EPIC-pn）からのバンド[0.5,2]keVのXMM-Newton画像を使用して、XMM-SuperResおよびXMM-DeNoise深層学習ベースのモデルを開発します。実際の観察。モデルは、XMM-SuperResが2分の1の点像分布関数と改善されたノイズ特性を備えた画像を出力するように、現実的なXMM-Newtonシミュレーションでトレーニングされています。XMM-DeNoiseモデルは、20〜50ksの入力露光時間の2.5倍の画像を生成するようにトレーニングされています。DNは、実際の画像でテストした場合、グローバルなピーク信号対雑音比で定量化されるように、画質を8.2％向上させます。これらの強化された画像により、元の画像や従来の方法でフィルタリング/平滑化された画像では認識が困難または不可能な特徴を識別できます。ディープラーニングモデルを使用してXMM-NewtonX線画像を強化し、XMM-Newtonアーカイブの遺産に役立つ可能性のある方法で科学的価値を高めることの実現可能性を示します。
CS-ROMER：ファラデー深度再構築のための新しい圧縮センシングフレームワーク
| Title |
CS-ROMER:_A_novel_compressed_sensing_framework_for_Faraday_depth_reconstruction |
| Authors |
Miguel_C\'arcamo,_Anna_M._M._Scaife,_Emma_L._Alexander_and_J._Patrick_Leahy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.01413 |
RM合成技術を使用した不完全なスペクトル偏波無線測定からのファラデー深度構造の再構築は、追加の正則化を必要とする制約の少ない問題です。この論文では、cs-romerを紹介します。これは、分光偏波無線データからファラデー深度信号を再構築するための新しいオブジェクト指向の圧縮センシングフレームワークです。以前の圧縮センシングアプリケーションとは異なり、このフレームワークは、波長二乗空間で不規則にサンプリングされたデータを直接処理し、複数の形式の圧縮センシング正則化を組み込むように設計されています。さまざまな観測条件下でのJVLA望遠鏡のシミュレーションデータを使用したフレームワークを示し、他の望遠鏡以上のデータセットにも適用できるアプローチを使用して、これらのデータの再構築に最適な基底関数を特定する方法を紹介します。異なる周波数範囲。この研究では、デルタ基底関数がJVLALバンドデータの最適な再構成を提供することを示し、その構成要素である銀河団のファラデー深度を再構成するために、この基底を低質量銀河団Abell1314の観測で使用します。cs-romerフレームワークを使用して、銀河ファラデー深度の寄与を波長2乗データから直接逆回転させ、方向に依存する方法でさまざまな無線ソースのスペクトル動作を処理します。この分析の結果は、アベル1314内の個々の銀河が、銀河団ガスなどのファラデーの薄いスクリーンに期待される振る舞いから逸脱していることを示しています。
吊り下げられた光学系の干渉計による局所減衰による重力波検出器の制御ノイズの低減
| Title |
Reducing_controls_noise_in_gravitational_wave_detectors_with_interferometric_local_damping_of_suspended_optics |
| Authors |
J_van_Dongen,_L_Prokhorov,_S_J_Cooper,_M_A_Barton,_E_Bonilla,_K_L_Dooley,_J_C_Driggers,_A_Effler,_N_A_Holland,_A_Huddart,_M_Kasprzack,_J_S_Kissel,_B_Lantz,_A_L_Mitchell,_J_O'Dell,_A_Pele,_C_Robertson,_C_M_Mow-Lowry |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.01434 |
制御ノイズは、LIGO重力波検出器の低周波性能を制限する要因です。この論文では、サスペンションの共振を制御するためにHoQIと呼ばれる新しいセンサーを使用した場合の影響をモデル化します。標準のシャドウセンサーの代わりにHoQIを使用する場合、減衰システムによって注入されるノイズを同時に低減しながら、共振ピークを最大10倍抑制できることを示します。一連の効果により、これにより共振クロスカップリングが減少し、フィードフォワード制御の安定性が向上し、10〜20Hz帯域での検出器の感度が向上します。この分析は、低周波性能を改善するために、HoQIなどのローカルセンサーを現在および将来の検出器で使用する必要があることを示しています。
食変光星の基本的な有効温度測定-III。ベンチマークG0VスターEBLMJ0113+31のSPIRou近赤外分光法とCHEOPS測光
| Title |
Fundamental_effective_temperature_measurements_for_eclipsing_binary_stars_--_III._SPIRou_near-infrared_spectroscopy_and_CHEOPS_photometry_of_the_benchmark_G0V_star_EBLM_J0113+31 |
| Authors |
P._F._L._Maxted,_N._J._Miller,_S._Hoyer,_V._Adibekyan,_S._G._Sousa,_N._Billot,_A._Fortier,_A._E._Simon,_A._Collier_Cameron,_M._I._Sawyne,_P._Gutermann,_A._H._M._J._Triaud,_J._Southworth,_Y._Alibert,_R._Alonso,_G._Anglada,_T._B\'arczy,_D._Barrado_y_Navascues,_S._C._C._Barros,_W._Baumjohann,_M._Beck,_T._Beck,_W._Benz,_X._Bonfils,_A._Brandeker,_C._Broeg,_M._Buder,_J._Cabrera,_S._Charnoz,_C._Corral_van_Damme,_Sz._Csizmadia,_M._B._Davies,_M._Deleuil,_L._Delrez,_O._Demangeon,_B.-O._Demory,_D._Ehrenreich,_A._Erikson,_L._Fossati,_M._Fridlund,_D._Gandolfi,_M._Gillon,_M._G\"udel,_K._Heng,_J._E._Hern\'andez_Leon,_K._G._Isaak,_L._L._Kiss,_J._Laskar,_A._Lecavelier_des_Etangs,_M._Lendl,_C._Lovis,_D._Magrin,_M._Munari,_V._Nascimbeni,_G._Olofsson,_R._Ottensamer,_I._Pagano,_E._Pall\'e,_G._Peter,_G._Piotto,_et_al._(17_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.01466 |
EBLMJ0113+31は適度に明るく（V=10.1）、金属が少ない（[Fe/H]$\approx-0.3$）G0V星で、広い偏心軌道（=14.3d）に非常に暗いMドワーフコンパニオンがあります。SPIRou分光法で得られた近赤外分光法を使用して、M矮星の分光軌道の半振幅を測定し、CHEOPSおよびTESS宇宙ミッションからの日食と通過の高精度測光を使用してこのバイナリシステムのジオメトリを測定しました。。これらのデータと以前に公開された観測値を組み合わせた分析から、モデルに依存しない次の質量と半径が得られます。$M_1=1.029\pm0.025M_{\odot}$、$M_2=0.197\pm0.003M_{\odot}$、$R_1=1.417\pm0.014R_{\odot}$、$R_2=0.215\pm0.002R_{\odot}$。$R_1$とガイアEDR3の視差を使用すると、この星の角直径は$\theta=0.0745\pm0.0007$masであることがわかります。絶滅とMドワーフからの寄与（$<0.2$パーセント）の両方を補正したG0V星の見かけの放射フラックスは、${\mathcalF}_{\oplus、0}=（2.62\pm0.05）\times10^{-9}$erg.cm$^{-2}$。s$^{-1}$。したがって、このG0Vスターの有効温度は$T_{\rmeff、1}=6124{\rm\、K}\pm40{\rm\、K\、（rnd。）}\pm10{\rm\、K\、（sys。）}$。EBLMJ0113+31は、大規模な分光学的調査によって測定された恒星パラメータ、またはPLATOを使用した星震学から導出された恒星パラメータの「エンドツーエンド」テストに使用できる理想的なベンチマーク星です。ここで開発された技術は、そのようなベンチマーク星のネットワークを作成するために、他の多くの食変光星に適用することができます。
WX UMaのラジオメーザー：海王星サイズの惑星のヒント、または磁気圏の再接続？
| Title |
Radio_masers_on_WX_UMa:_hints_of_a_Neptune-sized_planet,_or_magnetospheric_reconnection? |
| Authors |
Robert_D._Kavanagh,_Aline_A._Vidotto,_Harish_K._Vedantham,_Moira_M._Jardine,_Joseph_R._Callingham,_Julien_Morin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.01661 |
近くのMドワーフWXUMaは、最近、LOFARを使用して電波波長で検出されました。観測された輝度温度と円偏光率の組み合わせは、放出が電子サイクロトロンメーザーの不安定性を介して生成されていることを示唆しています。低質量星からのそのような放出に電力を供給するために、2つの異なるメカニズムが提案されています：恒星磁場と軌道を回る惑星との間のサブアルフエニック相互作用、または恒星磁気圏の端での再結合。本論文では、恒星風のモデル化から得られた星の周囲のプラズマ環境に関する情報を利用して、両方のメカニズムの実現可能性を調査します。この情報を使用して、磁場強度が10〜100Gで約0.034auを周回するネプチューンサイズの太陽系外惑星が、対応する公転周期7。4日で、観測された星からの電波放射を正確に再現できることを示します。星の傾斜のため、赤道軌道にある惑星が星を通過する可能性は低いです。そのような惑星は7から396ms$^{-1}$の視線速度の半振幅を誘発する可能性がありますが、ホスト星の活動のためにこの信号が現在の技術で検出される可能性は低いです。ここでの私たちの惑星誘導電波放射モデルの適用は、長期の電波監視から惑星をホストする候補者を特定するための新しいツールとしてのその刺激的な可能性を示しています。また、再接続による排出シナリオを調査するためのモデルを開発します。このアプローチは、惑星によって引き起こされるシナリオよりも好ましい結果を生み出しませんが、それでも、さらに調査する価値のある潜在的な代替排出メカニズムとして機能します。
| Title |
The_diffuse_supernova_neutrino_background_as_a_probe_of_late-time_neutrino_mass_generation |
| Authors |
Andr\'e_de_Gouv\^ea,_Ivan_Martinez-Soler,_Yuber_F._Perez-Gonzalez,_Manibrata_Sen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.01102 |
古い超新星爆発からの遺物ニュートリノは、実験範囲内で最も古いニュートリノフラックスの1つです。したがって、拡散超新星ニュートリノバックグラウンド（DSNB）は、ニュートリノの質量が過去に異なっていたかどうかを教えてくれます（赤方偏移$z\lesssim5$）。超新星内部の振動は、ニュートリノの質量二乗差と混合角の値に強く依存し、DSNBエネルギースペクトルをこれらのパラメーターの変動に敏感にします。赤方偏移の関数としてのニュートリノ質量の純粋に現象論的なパラメータ化を考慮して、ここで地球上で予想されるローカルDSNBスペクトルを計算します。ニュートリノ振動パラメータに関する現在の知識、特に$|U_{e3}|^2$が小さいという事実を考えると、ニュートリノが$zで効果的に質量がない場合、$\nu_e$スペクトルは標準の期待値と大幅に異なる可能性があることがわかります。ニュートリノの質量順序が正常である限り、\gtrsim1$。一方、$\overline{\nu}_e$フラックスは大きな影響を受けるとは予想されていません。したがって、DSNBのニュートリノ成分と反ニュートリノ成分の両方を測定することで、最近のニュートリノの質量生成の可能性をテストできるはずです。
古典的な宇宙衝突型加速器の物理学と原始的特徴
インフレーションランドスケープの機能は、インフレーションモデルに余分なエネルギーを注入し、ハッブルスケールのインフレーションよりもはるかに大きい質量のオンシェル粒子を生成する可能性があります。この可能性は、これらの粒子に関連する信号が一般的にボルツマン抑制されている宇宙論的衝突型加速器物理学のプログラムのエネルギー範囲を拡大します。この古典的な宇宙衝突型加速器のメカニズムを、原始的な特徴の2つのカテゴリーで研究します。最初のカテゴリーでは、原始的な特徴は古典的な振動であり、これには、大規模な場のコヒーレント振動の場合と、インフレーションポテンシャルの振動の特徴の場合が含まれます。2番目のカテゴリには、インフレモデルの鋭い特徴が含まれます。これらの古典的な特徴はすべて、これらの重い自由度の粒子スペクトルに関する情報を含む、原始的な非ガウス性に観測的特徴を残す他の重い場の抑制されていない量子モードを励起することができます。
ライトディラックニュートリノポータル経由で暗黒物質と$\Delta {\ rm N} _ {\ rmeff}$をフリーズイン
標準模型の間に軽いディラックニュートリノポータルが存在するため、ダークラディエーション（DM）とダークラディエーション（$\Delta{\rmN}_{\rmeff}$）を非熱的に生成できるシナリオを提案します。（SM）およびダークセクター粒子。SMは、3つの右手ニュートリノ（$\nu_R$）、ディラックフェルミオンDM候補（$\psi$）、および複素スカラー（$\phi$）によって最小限に拡張され、途切れのない$\mathbb{の下で自明ではない変換を行います。SMゲージグループの下で一重項である間のZ}_4$対称性。DMと$\nu_R$カップリングは、非熱的またはフリーズイン体制にするために小さいと見なされますが、$\phi$は、Higgsポータルカップリングの強度に応じて熱的または非熱的に生成できます。。これらの可能性の両方を考慮し、Planck2018データに照らしてモデルパラメータを制約するフリーズインメカニズムを介して、結果として得られるDMアバンダンスと$\Delta{\rmN}_{\rmeff}$を見つけます。$\phi$が特定のエポック全体またはその後に平衡状態から外れたままであるシナリオでは、Planck2018データを考慮して、DM現象学および$\Delta{\rmN}_{\rmeff}$と一致するより多くのパラメーター空間が可能になることがわかります。。CMB-S4、SPT-3Gなどの次世代実験は、モデルパラメータ空間全体の大部分をプローブするために必要な感度を備えており、通常の直接検出実験ではないような非熱的DMシナリオをプローブする有望な方法を提供します。非常に敏感です。
最近の観測による中性子星の現象論的EoSのベイズ推定
| Title |
Bayesian_Inference_of_Phenomenologycal_EoS_of_Neutron_Stars_with_Recent_Observations |
| Authors |
Emanuel_V._Chimanski,_Ronaldo_V._Lobato,_Andre_R._Goncalves,_Carlos_A._Bertulani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.01174 |
恒星内部の記述は、核天体物理学コミュニティにとって大きな課題として残っています。統合された知識は、ハドロン物質の飽和の周りの密度領域に制限されます$\rho_{0}=2.8\times10^{14}{\rm\g\cm^{-3}}$、私たちの核モデルが存在する領域正常に適用されます。$\rho_{0}$の5〜20倍までの高密度と極端な条件に向かって移動するにつれて、そのようなオブジェクトの微物理についてはほとんど言えません。ここでは、マルコフ連鎖モンテカルロ（MCMC）戦略を使用して、中性子星の状態方程式のポリトロープ3ピクルス化モデルの変動性にアクセスします。ハドロン物質の説明を固定して、最大2.5$M_{\odot}$の恒星質量につながる高密度領域のさまざまなモデルを調べます。さらに、不均一分散誤差を伴うベイズパワー回帰モデルの使用についても説明します。LIGOのEoSのセットは入力として使用され、テストケースのデータセットとして扱われました。
潮汐効果とバイナリインスピレーションの母集団からのrモード励起を使用したアインシュタイン望遠鏡による中性子星の状態方程式の決定
| Title |
Determining_the_equation_of_state_of_neutron_stars_with_Einstein_Telescope_using_tidal_effects_and_r-mode_excitations_from_a_population_of_binary_inspirals |
| Authors |
Pawan_Kumar_Gupta,_Anna_Puecher,_Peter_T.H._Pang,_Justin_Janquart,_Gideon_Koekoek,_Chris_Van_Den_Broeck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.01182 |
アインシュタイン望遠鏡（ET）やコズミックエクスプローラー（CE）などの第3世代重力波（GW）観測所は、二元合体の際に放出するGWを介して中性子星の構造を調べるための理想的な機器になります。この研究では、特にETが、数百の信号対雑音比を持つ数十の二元中性子星合体の観測を通じて、中性子星の状態方程式をどれだけうまく再構築できるかについて予測します。インスピレーションから抽出できる情報に限定します。これには、潮汐効果や、場合によってはrモードの共鳴が含まれます。後者を扱う際に、私たちはニュートン近似を超えて、新しい普遍的な関係を導入して利用します。共鳴rモードを観測する能力は、ETによる中性子星の状態方程式の測定に顕著な影響を与えることがわかります。
せん断流乱流における大規模な磁気エネルギーを隔離するためのメカニズム
| Title |
Mechanism_for_Sequestering_Magnetic_Energy_at_Large_Scales_in_Shear-Flow_Turbulence |
| Authors |
B._Tripathi,_A.E._Fraser,_P.W._Terry,_E.G._Zweibel,_and_M.J._Pueschel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.01298 |
天体物理学における大規模磁場の持続的な観測に照らして、一般に小スケールの強化と生成につながると考えられている大規模せん断流による磁場のひずみを再検討します。電磁流体力学的乱流では、非線形に励起された大規模な安定固有モードのひずみ運動に対抗するため、不安定なせん断流が大規模な磁気エネルギーを隔離するという予期しない効果をもたらすことが示されています。この効果は、散逸率、エネルギー伝達率、および安定モードを人為的に除去することによる磁場発生の視覚化によって定量化されます。
500メートル球面電波望遠鏡（FAST）によって発見された長周期パルサーの放射変動
| Title |
Emission_Variation_of_a_Long-period_Pulsar_Discovered_by_the_Five-hundred-meter_Aperture_Spherical_Radio_Telescope_(FAST) |
| Authors |
H._M._Tedila,_R._Yuen,_N._Wang,_J._P._Yuan,_Z._G._Wen,_W._M._Yan,_S._Q._Wang,_S._J._Dang,_D._Li,_P._Wang,_W._W._Zhu,_J._R._Niu,_C._C._Miao,_M._Y._Xue,_L._Zhang,_Z._Y._Tu,_R._Rejep,_J._T._Xie,_and_FAST_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.01407 |
500メートル球面電波望遠鏡を使用して1.25GHzを中心とする周波数で観測されたPSRJ1900+4221（CRAFTS19C10）からの単一パルス放射の変動について報告します。統合されたパルスプロファイルは、ここでは先行コンポーネントと後続コンポーネントと呼ばれる2つの異なるコンポーネントを示し、後者のコンポーネントには3番目の弱いコンポーネントも含まれています。単一パルスシーケンスは、それぞれが特定の存在量と持続時間の分布を持つ、ヌル、規則的、および明るいパルスとして示されるさまざまな放出を明らかにします。対数正規分布に従うパルスも存在し、パルサーが弱く放射している別の放出の可能性を示唆しています。プロファイル形状の変化は、さまざまな排出量にわたって見られます。先行コンポーネントと後続コンポーネントの排出量の変動をまとめて個別に調べ、2つのコンポーネント間に中程度の相関関係があることを確認します。傾斜角はパルス幅に基づいて約7{\deg}と推定され、このパルサーのヌルは年齢や自転周期との相関を示さないように思われることを議論します。
低プラントル数での安定成層乱流の臨界バランスとスケーリング
安定成層乱流のスケーリング関係を、単一プラントル数の地球物理学的レジームから、星やガス巨人の安定成層領域に適用可能な非常に小さいプラントル数の天体物理レジームに拡張します。プラントル数が浮力レイノルズ数の逆数、つまり$PrRb<1$を下回ると、新しい乱流レジームへの遷移が発生することがわかります。これは、浮力方程式の支配的なバランスのシフトを示します。次に、臨界バランスの議論を適用すると、$PrRb\ll1$レジームにおけるブシネスク方程式の異方性エネルギースペクトルと支配的なバランスの新しい予測が導き出されます。フルード数$Fr$が変更されたフルード数$Fr_M\equivFr/（PrRb）^{に置き換えられた場合、安定成層乱流の単一の$Pr$限界からのすべての標準スケーリング関係が単純に引き継がれることがわかります。1/4}$。したがって、地球物理学と天体物理学のレジームは、$PrRb=1$遷移全体でスムーズに接続されます。恒星放射層における垂直輸送への応用と小規模ダイナモの不安定性基準への修正が議論されています。
O3実行中のVirgoDetectorの特性評価とデータ品質
| Title |
Virgo_Detector_Characterization_and_Data_Quality_during_the_O3_run |
| Authors |
F._Acernese,_M._Agathos,_A._Ain,_S._Albanesi,_A._Allocca,_A._Amato,_T._Andrade,_N._Andres,_M._Andr\'es-Carcasona,_T._Andri\'c,_S._Ansoldi,_S._Antier,_T._Apostolatos,_E._Z._Appavuravther,_M._Ar\`ene,_N._Arnaud,_M._Assiduo,_S._Assis_de_Souza_Melo,_P._Astone,_F._Aubin,_S._Babak,_F._Badaracco,_M._K._M._Bader,_S._Bagnasco,_J._Baird,_T._Baka,_G._Ballardin,_G._Baltus,_B._Banerjee,_C._Barbieri,_P._Barneo,_F._Barone,_M._Barsuglia,_D._Barta,_A._Basti,_M._Bawaj,_M._Bazzan,_F._Beirnaert,_M._Bejger,_I._Belahcene,_V._Benedetto,_M._Berbel,_S._Bernuzzi,_D._Bersanetti,_A._Bertolini,_U._Bhardwaj,_A._Bianchi,_S._Bini,_M._Bischi,_M._Bitossi,_M.-A._Bizouard,_F._Bobba,_M._Bo\"er,_G._Bogaert,_M._Boldrini,_L._D._Bonavena,_F._Bondu,_R._Bonnand,_B._A._Boom,_V._Boschi,_V._Boudart,_Y._Bouffanais,_A._Bozzi,_C._Bradaschia,_et_al._(430_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.01555 |
AdvancedVirgo検出器は、2つのLIGO機器と並んで、過去数年間に検出された重力波信号の数の急速な増加にそのデータを提供してきました。まず、2017年8月の観測実行2（O2）の最後の月（特に、コンパクトなバイナリマージGW170814とGW170817を使用）と、完全な観測実行3（O3）の間に：11か月のデータ取得期間、2019年4月から2020年3月の間に、LIGO、Virgo、およびKAGRAによって維持されている一時的な重力波源のカタログに約80のイベントが追加されました。これらの発見と検出された波形の多様な活用には、検出器ノイズの継続的な調査や監視など、データの品質の正確な特性評価が必要です。これらのアクティビティは、まとめて{\em検出器の特性評価}または{\emDetChar}と呼ばれ、機器のフロントエンドから最終的な分析まで、Virgoデータのワークフロー全体に及びます。これらについては、関連するツール、O3実行中にVirgoDetCharグループによって達成された結果、および改善された検出器を使用した将来のデータ取得期間の主な見通しに焦点を当てて、次の記事で詳しく説明します。
自己力の保守的な部分の下での粒子運動はハミルトニアンです
| Title |
Particle_motion_under_the_conservative_piece_of_the_self-force_is_Hamiltonian |
| Authors |
Francisco_M._Blanco_and_\'Eanna_\'E._Flanagan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.01667 |
スカラー、電磁気、または重力の自己力の影響下での静止時空における点粒子の運動を検討します。一次自己力の保守的な部分がハミルトニアンダイナミクスを生じさせることを示し、位相空間上のハミルトニアンの明示的な式を導き出します。カー時空に特化した我々の結果は、藤田らによって以前に得られたハミルトニアン関数を一般化したものです。al。、これは非共鳴軌道に対してのみ有効です。ブラックホール連星力学の第一法則への影響について議論します。
軽いCPの恒星限界の改善-スカラーでさえ
超新星SN1987A、太陽、赤色巨星（RG）、白色矮星（WD）からの標準模型（SM）ヒッグス粒子と混合するスカラー場$S$でさえ、一般的な光CPの改善された恒星光度限界を導き出します。初めて、恒星内部での$S$粒子の崩壊と吸収の幾何学的効果を含めました。SN1987Aと太陽については、詳細な恒星プロファイルも考慮に入れています。更新された天体物理学的制約により、広範囲のスカラー質量と混合角を除外できることがわかりました。たとえば、SN1987Aは、$1.0\times10^{-7}\lesssim\sin\theta\lesssim4.0\times10^{-5}$と最大290MeVのスカラー質量を除外します。これは、高い再加熱温度で宇宙の死角をカバーします。。更新された太陽の限界は、$3.8\times10^{-11}<\sin\theta<0.27$の範囲の混合角度を除外し、スカラー質量は最大39keVです。RGとWDの制限が$4.3\times10^{-13}<\sin\theta<8.6\times10^{-5}$および$2.3\times10^{-18}<\sin\theta<3.5に更新されます\times10^{-8}$、スカラー質量はそれぞれ最大398keVと292keVです。
