MICE-GCで特定されたダークマターハロー特性の新しいカタログ-I.密度プロファイル分布の分析
| Title |
New_catalogue_of_dark-matter_halo_properties_identified_in_MICE-GC_--_I._Analysis_of_density_profile_distributions |
| Authors |
Elizabeth_J._Gonzalez,_Kai_Hoffmann,_Diego_R._Garc\'ia_Lambas,_Enrique_Gazta\~naga,_Dario_Gra\~na,_Pau_Tallada-Cresp\'i,_Jorge_Carretero,_M._Victoria_Santucho,_Pablo_Fosalba,_Martin_Crocce,_Francisco_J._Castander,_Facundo_Rodriguez_and_Mart\'in_Makler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.06827 |
弱い重力レンズ効果による暗黒物質ハロー質量への制約は、それらの密度分布の形態に関する追加情報を使用することによって大幅に改善でき、ハロー質量関数から導き出されるより厳しい宇宙論的制約につながります。この作業は、2Dおよび3Dでのハロー形態と質量測定の精度を調査する2つのうちの最初の作業です。この目的のために、MICE-GrandChallengeの暗黒物質のみのシミュレーションでいくつかのハローの物理的特性を決定します。2Dおよび3Dで測定された密度プロファイルと形状パラメーター、3D密度分布のピークのハロー中心、重力および運動エネルギー、角運動量ベクトルを含む、これらのプロパティの公開カタログを提示します。密度プロファイルは、ハローの形状を考慮して、球形および楕円形の放射状ビンを使用して計算されます。また、$1000$を超える粒子（$\gtrsim3\times10^{13}h^{-1}M_{\odot}$）。Einastoモデルは、ハロー緩和状態や形状に関係なく、NFWと比較してより良い適合を提供することがわかります。2Dプロファイルへの適合から導出された3D密度プロファイルの質量および濃度パラメーターは、一般に偏っています。弱いレンズ効果のスタッキング分析を使用して質量と濃度を制限すると、同様のバイアスが得られます。これらのバイアスは、ハローの形状ではなく、フィッティング手順で採用された半径範囲と密度プロファイルモデルに依存することを示します。
宇宙は私たちの動きの方向に明るくなっています：銀河の数とフラックスはCMB双極子と一致しています
宇宙の静止フレームに対して移動する観測者は、運動方向の銀河の集中と明るさ、および反対方向の広がりと減光を観察する必要があります。銀河がCMB静止フレームに対して平均して静止している場合、この双極子から推定される速度は、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）温度双極子の速度と一致する必要があります。しかし、最近の研究では、CMBの予想と比較して、銀河の数と太陽の動きの方向へのフラックスが何倍も向上していると主張しており、標準的な宇宙論に疑問を投げかけています。ここでは、銀河系外の電波源の空の分布と明るさが、方向と速度の点でCMB双極子と一致していることを示しています。超大型アレイ空中調査の最初のエポックをオーストラリアの高速正方形キロメートルアレイパスファインダー連続体調査と組み合わせて使用し、いくつかの異なる方法で双極子を推定しましたが、すべて同様の結果を示しています。典型的な近似では、頂点$（\ell、b）=（271^{+55}_{-58}、56^{+13}_{-35}）$ソースカウントからの銀河座標および$399^{+264}_{-199}$kms$^{-1}$から$（\ell、b）=（301^{+30}_{-30}、43^{+19}_{-17}）$電波フラックスから。これらは、CMB-太陽速度と一致しており、$（\ell、b）=（264、48）$に向かって370kms$^{-1}$であり、銀河が残りの部分に対して平均して静止していることを示しています正準宇宙論によって予測された初期宇宙のフレーム。
デシヘルツ重力波検出器によるダークサイレン宇宙論
恒星質量連星ブラックホール（SBBH）の合体から発生する重力波（GW）は、通常、電磁的な対応物がないため、宇宙論ではダークサイレンと見なされます。これらのイベントで宇宙を研究するには、GW信号から抽出された光度距離だけでなく、たとえばGWの空の位置特定を銀河カタログと照合することによるソースの赤方偏移情報も必要です。このような方法論に基づいて、DECIHERTZGW検出器、DO-OptimalおよびDECIGOが宇宙論的パラメーターをどの程度制約できるかを調査します。モンテカルロでシミュレートされたダークサイレンを使用すると、DO-Optimalはハッブルパラメータを${\sigma_{H_0}}/{H_0}\、\lesssim0.2\％$に制限できますが、DECIGOは${\sigma_{H_0}}/{H_0}\lesssim0.03\％$で6倍良くなります。$H_0$のこのような優れた精度は、$H_0$の緊張に光を当てます。複数パラメーターの推定の場合、DECIGOは${\sigma_{H_0}}/{H_0}\lesssim5\％$のレベルに到達できます。デシヘルツ検出器が良好に機能する理由は、良好な距離と角度分解能を備えた多数のSBBHGWイベントによって説明されます。
SNe Ia Pantheonサンプルからハッブル定数を実行していますか？
| Title |
Running_Hubble_constant_from_the_SNe_Ia_Pantheon_sample? |
| Authors |
Tiziano_Schiavone,_Giovanni_Montani,_Maria_Giovanna_Dainotti,_Biagio_De_Simone,_Enrico_Rinaldi,_Gaetano_Lambiase |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.07033 |
宇宙の膨張率の異なる独立した測定値間の不一致は、ハッブル定数（$H_0$）張力として知られており、宇宙論における深刻で差し迫った問題です。赤方偏移範囲が$0<z<2.26$の1048型Ia型超新星（SNeIa）のコレクションであるパンテオンサンプルのデータセットを考慮して、この緊張を調査します。赤方偏移でビン分析を実行して、SNeIaデータでも$H_0$張力が発生するかどうかを調べます。したがって、3つおよび4つのビンに均等に配置されたサブサンプルを作成し、$\Lambda$CDMおよび$w_{0}w_{a}$CDM宇宙論モデルを考慮して各ビンに$H_{0}$を推定します。各ビンに対してマルコフ連鎖モンテカルロ（MCMC）法を介して統計分析を実行します。$H_0$は、2つのフィッティングパラメーター$を持つフィット関数$H_{0}（z）=\tilde{H}_{0}（1+z）^{-\alpha}$を使用して、赤方偏移とともに進化することがわかります。\alpha$および$\tilde{H}_{0}$。私たちの結果は、$\alpha\sim10^{-2}$で$H_0$の動作が減少し、1.2$\sigma$と2.0$\sigma$の間に進化がない一貫性を示しています。$H_0$の張力を考慮して、最後の散乱面の赤方偏移$z=1100$まで$H_{0}（z）$を推定し、宇宙マイクロ波と1$\sigma$で一致する$H_0$の値を取得します。Planckによるバックグラウンド（CMB）測定。最後に、可能な$f（R）$修正重力モデルについて説明し、赤方偏移を伴う実行中のハッブル定数を説明し、動的に等価なジョーダンフレームのスカラー場ポテンシャルの形式を推測します。
Parkesパルサータイミングアレイの2番目のデータリリースで宇宙ひもから重力波の背景を検索
| Title |
Search_for_the_Gravitational-wave_Background_from_Cosmic_Strings_with_the_Parkes_Pulsar_Timing_Array_Second_Data_Release |
| Authors |
Zu-Cheng_Chen,_Yu-Mei_Wu,_Qing-Guo_Huang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.07194 |
ParkesPulsarTimingArrayの2番目のデータリリースで、宇宙ひもによって生成された等方性確率的重力波バックグラウンド（SGWB）の直接検索を実行します。そのようなSGWBの証拠は見つからないため、再接続確率$p$の関数として、宇宙ひもの張力$G\mu$に$95\％$の信頼水準の上限を設定します。これは1未満になる可能性があります。弦理論に着想を得たモデルで。宇宙ひもの張力の上限は、$p=1$の場合$G\mu\lesssim5.1\times10^{-10}$であり、これは、個人のヌル検索から得られた境界よりも約5桁タイトです。PPTADR2の宇宙ひもカスプからの重力波バースト。
| Title |
High-Resolution_CMB_Lensing_Reconstruction_with_Deep_Learning |
| Authors |
Peikai_Li_and_Ipek_Ilayda_Onur_and_Scott_Dodelson_and_Shreyas_Chaudhari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.07368 |
次世代の宇宙マイクロ波背景放射（CMB）調査は、視線に沿った質量のマップを作成することにより、原始宇宙に関する貴重な情報を提供することが期待されています。これらのレンズ収束マップを作成するための従来のツールには、2次推定量と最尤法に基づく反復推定量が含まれます。ここでは、生成的敵対的ネットワーク（GAN）を適用して、レンズ収束フィールドを再構築します。結果を以前の深層学習アプローチ（Residual-UNet）と比較し、それぞれの長所と短所について説明します。このプロセスでは、メソッドのテストで使用されたものではなく、さまざまなパワースペクトルによって生成されたトレーニングセットを使用します。
湾曲した空間での有限のインフレーション
| Title |
Finite_inflation_in_curved_space |
| Authors |
Lukas_T._Hergt,_Fruzsina_J._Agocs,_Will_J._Handley,_Michael_P._Hobson,_Anthony_N._Lasenby |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.07374 |
Planck2018レガシーリリースおよび2015年のBICEP2とKeckArrayの観測シーズンからの宇宙マイクロ波背景放射（CMB）異方性測定に照らして、宇宙のインフレーションに対する非ゼロの空間曲率の影響を調査します。今日のゼロ以外の曲率のわずかな割合でさえ、インフレーション中のスケールファクターのe-foldの総数を大幅に制限し、スローロールインフレーションの前に速度論的に支配されたステージまたはファストロールステージで十分なインフレーションシナリオをレンダリングする可能性が高くなります。有限のインフレーションは、原始パワースペクトルの大規模への振動とカットオフにつながり、曲率はそれらをCMBの観測可能なウィンドウに押し込みます。ネストされたサンプリングを使用して、再加熱と地平線の考慮からの制約を考慮に入れて、ベイズパラメータ推定とモデル比較を実行します。ベイズオッズが$100：1$を超え、曲率密度パラメーターが$\Omega_{K、0}=-0.051\pm0.017$で、曲率拡張がLCDMおよびStarobinskyインフレーションの場合は$\Omega_{K、0}=-0.031\pm0.014$。さまざまなインフレーションモデルのモデル比較では、スタロビンスキーモデルが他のほとんどのモデルよりも優れているフラットユニバースの場合と同様の結果が得られます。
R500を超える激しい生活：SRG/eROSITAを使用したかみのけ座銀河団のX線写真。 II。ショック＆レリック
| Title |
Tempestuous_life_beyond_R500:_X-ray_view_on_the_Coma_cluster_with_SRG/eROSITA._II._Shock_&_Relic |
| Authors |
E.Churazov,_I.Khabibullin,_A.M.Bykov,_N.Lyskova,_R.Sunyaev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.07511 |
これは、キャリブレーションと性能検証の観測の過程で得られた\textit{SRG}/eROSITAX線データを使用したかみのけ座銀河団の一連の研究の2番目の論文です。ここでは、電波源1253+275（以下、電波源、RR）に隣接する領域に焦点を当てます。$\sim79'$（$\sim2.2\、{\rmMpc}\approxR_{200c}$）でのX線表面輝度の最も急な勾配は、RRの外縁とほぼ同一空間にあることを示しています。ショックフロントの導出位置とRRの最も明るい部分の間に約$\sim100-150〜\rm{kpc}$のオフセットがあります。他のいくつかの遺物と同様に、X線表面輝度プロファイル（$M_X\approx1.9$）から得られた衝撃のマッハ数は、DSAモデル（$M_R\approx3.5$）磁場が均一で、放射損失が速い場合。ただし、衝撃の形状は、ラジオ、X線、およびSZ画像間の相関が重要であることを考えると、クラスターを中心とする球面楔形よりもはるかに複雑である可能性があります。複雑な衝撃の形状だけで$M_X$のバイアスが低くなる可能性がありますが、$M_X$-$M_R$の関係に影響を与える可能性のある他のいくつかのプロセスについて推測します。これには、非衝撃の存在によって変更される可能性のある衝撃の微細構造が含まれます。衝撃を横切って伸びる熱フィラメント。また、Coma-NGC4839の合併シナリオの文脈で、遺物の前にある無線銀河NGC4789の「歴史」についても説明します。
Ia型超新星を用いた宇宙論のための最適なLSST深層掘削プログラムの設計
| Title |
Designing_an_Optimal_LSST_Deep_Drilling_Program_for_Cosmology_with_Type_Ia_Supernovae |
| Authors |
Philippe_Gris,_Nicolas_Regnault,_Humna_Awan,_Isobel_Hook,_Saurabh_W._Jha,_Michelle_Lochner,_Bruno_Sanchez,_Dan_Scolnic,_Mark_Sullivan,_Peter_Yoachim_and_the_LSST_Dark_Energy_Science_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.07651 |
ヴェラC.ルービン天文台の時空に関するレガシー調査では、ダークエネルギーの性質を明らかにするのに役立つ可能性のあるIa型超新星（SNeIa）の大規模なサンプルを収集すると予測されています。ただし、この偉業には、ハッブル図の2つの要素である距離係数と赤方偏移を高精度で測定する必要があります。距離は、光度曲線の適合から抽出されたSNeIaパラメーターから推定されます。ここで、光度曲線の平均品質は、主に、ケイデンスやバンドごとの訪問数などの調査パラメーターによって決まります。したがって、宇宙論的パラメータを高精度で測定するには、最適な観測戦略が重要です。この論文では、調査の3つの重要な側面に対するディープドリリング（DD）戦略パラメーターの影響を定量化することを目的とした3段階の分析を示します。SNeIa、および宇宙測定。現在のLSST調査シミュレーションを分析すると、現在のDD調査計画は、完全性が低く（$z〜\sim$0.55-0.65）、不規則でリズムが低く（数日）、井戸のサイズが劇的に減少することが特徴です。-測定されたSNeIaサンプル。次に、より高い赤方偏移に到達するために必要な訪問数（バンドあたり）を提供する手口を提案します。このアプローチの結果は、SNeIa宇宙論のための最適化されたDD調査のセットを設計するために使用されます。最も正確な宇宙測定は、高いケイデンス（1日）、ローリング戦略（各フィールドで少なくとも2シーズン観測）、および2セットのフィールド（超深度（$z\gtrsim））を特徴とするディープローリング調査で達成されることを示します。0.8$）および深い（$z\gtrsim0.6$）フィールド。また、SNeIa宇宙論に必要な高品質のDD調査を達成するには、ギャップ回復メカニズムを含む決定論的スケジューラーが重要であることも示しています。
低赤方偏移宇宙における干渉HI強度マッピングのための最適な前景緩和戦略に向けて
| Title |
Towards_Optimal_Foreground_Mitigation_Strategies_for_Interferometric_HI_Intensity_Mapping_in_the_Low-Redshift_Universe |
| Authors |
Zhaoting_Chen_(1),_Laura_Wolz_(1),_Richard_Battye_(1)_((1)_Jodrell_Bank_Centre_for_Astrophysics) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.07776 |
低赤方偏移で無線干渉計を使用して、中性水素（HI）強度マッピングの最適な前景緩和戦略の開発に向けた最初のケーススタディを実施します。シミュレーション、前景緩和、およびパワースペクトル推定のためのパイプラインが構築され、MeerKATおよびSKAOを使用した進行中および将来の調査に使用できます。現実的な空の信号をシミュレートして、機器と観測の仕様に基づいて視程データを生成します。このデータは、その後、前景の緩和とパワースペクトル推定を実行するために使用されます。二次推定形式は、可視空間の温度パワースペクトルを推定するために開発されました。MIGHTEE調査に対応する赤方偏移範囲z〜0.25-0.30での観測にMeerKAT望遠鏡の仕様を使用して、前景緩和のさまざまなアプローチを比較するケーススタディを紹介します。可視空間でのコンポーネントの分離は、前景の回避と比較して、HIクラスタリングのより正確な推定を提供し、不確実性は30％小さいことがわかります。画像からのパワースペクトル推定は、可視性の推定と比較した場合、バイアスが大きく、情報の損失が多いため、ロバスト性が低いことがわかります。z〜0.25-0.30の場合、MIGHTEE調査では、k〜0.5Mpc$^{-1}$からk〜10Mpc$^{-1}$までのHIパワースペクトルを高精度で測定できると結論付けています。私たちは、低赤方偏移で、可視空間での成分分離が大きな視線スケールで前景汚染を抑制し、将来の検出に向けたデータ分析に不可欠な前景ウェッジに近いHIパワースペクトルの測定を可能にすることを最初に示しました。
統計的に異方性のスカラー摂動から誘導された重力波
スカラー誘導重力波（SIGW）は、重力波測定を介して非常に短いスケールのスカラー摂動を調査するためにますます注目を集めています。この論文では、統計的に異方性のスカラー摂動からのSIGWを調査します。これは、たとえばベクトル場の存在下でのインフレシナリオで動機付けられます。SIGWエネルギースペクトルのアンサンブル平均は、標準的な統計的に等方性のスカラー摂動に対して等方性ですが、ソースの統計的異方性は、微分SIGWエネルギースペクトルの多極モーメントを導入します。スカラーパワースペクトルで四重極異方性を考慮し、SIGWスペクトルが$\ell=4$までの異方性を持っていることを示します。多重極モーメントの一般式を示し、それらを対数正規ソーススペクトルのようなデルタ関数に適用します。前者の場合の分析式を見つけ、多重極モーメントの赤外線スケーリングが等方性SIGWと同じであることを示します。興味深いことに、モノポールには、高$k$テールに追加の極小値があります。これは、等方性SIGWと区別するための重要な機能です。後者の対数正規の場合は、狭いピークのソースに対して分析的であり、広いピークに対して数値計算を実行します。予想されるように、多重極モーメントは、ソース幅が大きくなるにつれて広くなります。私たちの結果は、SIGWを介して非常に小さなスケールで原始密度摂動の等方性をテストするのに役立ちます。
SDSS-IVDR16ルミナスレッドギャラクシーとの均質性の角度スケール
| Title |
The_angular_scale_of_homogeneity_with_SDSS-IV_DR16_Luminous_Red_Galaxies |
| Authors |
Uendert_Andrade,_Rodrigo_S._Gon\c{c}alves,_Gabriela_C._Carvalho,_Carlos_A._P._Bengaly,_Joel_C._Carvalho_and_Jailson_Alcaniz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.07819 |
スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS-IVLRGDR16）の16番目のデータリリースの最近リリースされた明るい赤い銀河サンプルを使用して、宇宙の均一性の角度スケール（$\theta_{h}$）の測定値を報告します。このような分析を実行するためにこれらのオブジェクトの天球座標のみを使用するため、これはモデルに依存しない方法で構成されます。観測データは、投影バイアスを回避するために、薄い赤方偏移ビン、つまり$0.67<z<0.68$、$0.70<z<0.71$、および$0.73<z<0.74$に分割され、ブートストラップ法と模擬カタログのスイート。LRGは、標準的な宇宙論の予測と一致する均一性の角度スケールを示すことがわかります。
| Title |
Cosmological_Bound_on_the_QCD_Axion_Mass,_Redux |
| Authors |
Francesco_D'Eramo,_Eleonora_Di_Valentino,_William_Giar\`e,_Fazlollah_Hajkarim,_Alessandro_Melchiorri,_Olga_Mena,_Fabrizio_Renzi,_Seokhoon_Yun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.07849 |
熱的に生成されたQCDアクシオンと遺物ニュートリノの両方が存在する混合ホットダークマターシナリオのジョイントコンストレイントを再検討します。文学の最近の進歩を介して宇宙のアクシオンの存在量を再計算すると、最先端の分析を改善し、アクシオンとニュートリノの質量の更新された境界を提供します。瞬間的なデカップリング近似などの近似法、およびアクシオン-パイ中間子とアクシオン-グルーオン生成チャネルからの制約を人為的に分割することを余儀なくされたQCDの摂動アプローチの有効性が限られていることによる制限を回避することにより、堅牢で自己-一貫した制限。最も人気のある2つのアクシオンフレームワークであるKSVZとDFSZを調査します。ビッグバン元素合成（BBN）の軽元素存在量データから、KSVZアクシオン$\DeltaN_{\rmeff}<0.31$およびアクシオン質量限界$m_a<0.53$eV（つまり、アクシオン崩壊定数の限界$f_a>1.07\times10^7$GeV）両方とも$95\％$CL。これらのBBN境界は、宇宙マイクロ波背景放射からのバリオンエネルギー密度の事前の場合、$\DeltaN_{\rmeff}<0.14$および$m_a<0.16$eV（$f_a>3.56\times10^7$GeV）に改善されます。（CMB）データを想定しています。代わりに、プランク衛星からの宇宙論的観測をCMB温度、偏光、レンズ効果と組み合わせて大規模構造データと組み合わせると、$\DeltaN_{\rmeff}<0.23$、$m_a<0.28$eV（$f_a>2.02\10^7$GeVの倍）および$\summ_\nu<0.16$eV、$95\％$CL。これは、既存の制限に対して、アクシオンの質量が5ドル改善することにほぼ相当します。DFSZアクシオンについても非常に類似した結果が得られます。また、将来のCMBと銀河の調査からの今後の観測を予測し、$m_a\sim1$eVでパーセントレベルの誤差に達する可能性があることを示しています。
| Title |
The_Origin_and_Evolution_of_Saturn:_A_Post-Cassini_Perspective |
| Authors |
Sushil_K._Atreya,_Aur\'elien_Crida,_Tristan_Guillot,_Cheng_Li,_Jonathan_I._Lunine,_Nikku_Madhusudhan,_Olivier_Mousis_and_Michael_H._Wong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.06914 |
土星システムは、カッシーニ-ホイヘンスミッションによって詳細に研究されています。これらの調査の主な目的は、土星がどのように形成され進化したかを理解し、土星を他のガス巨人や惑星系一般の文脈に置くことでした。木星型惑星の形成には、コア降着モデルとディスク不安定性モデルの2つのモデルが提案されています。木星と比較して、土星の重い元素の濃縮、コアサイズ、および内部構造は、木星の場合と同様にコア降着モデルを強く支持しています。ディスク不安定性モデルとは異なるコア降着モデルの2つの特徴は、地球の数倍の質量を持つコアの成長と、それに続く質量しきい値に達するとコアへのガスの暴走崩壊です。重い元素のコアは、cm-mサイズの小石、さらに大きな体、月サイズの胚がガス状の円盤に付着することにより、数百万年にわたってゆっくりと成長します。したがって、重い元素の豊富なパターンは、フォーメーションモデルの重要な制約です。土星のC、N、S、およびPは、現在、さまざまな程度の不確実性で知られています。大気中のHeとHの比率は、熱収支、内部プロセス、惑星の進化を理解するために重要ですが、土星の現在価値は低いものから高いものまであり、幅広い可能性があります。過剰な光度を説明するために非常に低い値が好まれますが、高い値は内部に層状の対流が存在することを示し、冷却が遅くなる可能性があります。土星の形成に関する追加の洞察は、カッシーニのグランドフィナーレ軌道からのリングに関する独自のデータから得られます。太陽系は追加の太陽系の唯一の類似物ですが、巨大な太陽系外惑星のアルカリ金属と水の検出は、そのようなデータが現在不足している土星の形成と進化を理解するのに役立ちます。
土星の環におけるスポーク形成のメカニズムとしてのコールドリング粒子からのダスト放出
| Title |
Dust_release_from_cold_ring_particles_as_a_mechanism_of_spoke_formation_in_Saturn's_rings |
| Authors |
Naoyuki_Hirata,_Hiroshi_Kimura,_Keiji_Ohtsukia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.07008 |
土星の環のスポークは、塵の粒子からなる放射状に伸びた構造です。宇宙船と宇宙望遠鏡の観測により、スポークのさまざまな詳細な特徴とそれらの時間変化が明らかになりましたが、それらの形成メカニズムはまだ議論中です。以前のモデルでは、充電メカニズムを調べて、cmサイズのリング粒子からのダスト放出を説明しようとしました。しかし、このような帯電メカニズムによって引き起こされる静電力は、リング環境の通常の状態でダスト粒子に作用する凝集力よりもはるかに弱いため、この試みは成功していません。ここでは、凝集の温度依存性が重要な役割を果たすスポークの形成のための新しいモデルを提案します。温度が60K未満のリング粒子は、O2リング雰囲気を吸着します。これにより、朝のアンサでの粒子と粒子間の凝集力が低下し、ダスト粒子が放出されやすくなります。そして、リング粒子の表面に凝集力に打ち勝つだけの強力な静電力が発生し、放出されたダスト粒子がスポークの構造を形成します。私たちのモデルは、スポークの縦方向の位置、寿命、半径方向の膨張速度、季節性など、スポークの観測的特徴を説明しています。
ディオーネのレイドクレーター：支配的な表面変質プロセスへの影響
カッシーニ宇宙船によって最近取得された高解像度画像から、ディオーネの光線クレーターのパターンと空間分布を調べます。ディオーネの表面で直径2kmを超える29個の光線クレーターを特定します。レイドクレーターの密度と理論上のクレーター率は、ディオーネでのレイの保持時間が約1〜50Myであることを示しています。このような短い保持時間は、プラズマとEリング粒子の衝撃、および暗い粒子（おそらく、Hyperion、Iapetus、および他の土星衛星で見られるのと同じ暗い物質）の注入によるものと解釈されます。また、クレウサクレーターの光条が形成されたとき、それはディオーネの表面の大部分に広がっていたことがわかります。その後、後部半球に沈着した光線系は、主に暗い粒子の埋め込みが原因で部分的に消去された可能性があり、その領域の他の明るい光線系も除去された可能性があります。クレウサの光条のパターンは、暗い物質の移植がクレウサ火口の時代とディオーネの光線の典型的な保持時間の両方よりも最近に起こったことを意味します。
サンプリングするかしないか：変分推論と正規化フローを使用した太陽系外惑星スペクトルの取得
| Title |
To_Sample_or_Not_To_Sample:_Retrieving_Exoplanetary_Spectra_with_Variational_Inference_and_Normalising_Flows |
| Authors |
Kai_Hou_Yip,_Quentin_Changeat,_Ahmed_Al-Refaie_and_Ingo_Waldmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.07037 |
太陽系外惑星の特性評価における現在の取り組みは、観測から離れた太陽系外惑星の重要な物理的特性を定量化するために大気検索に依存しています。ただし、この手法のスケーラビリティと効率は、分光学的分解能の向上とフォワードモデルの複雑さにより負担がかかります。最近のジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡の打ち上げやその他の今後のミッションにより、状況はさらに深刻になります。機械学習の最近の進歩により、近似ベイズ事後推論を実行するための代替アプローチとして、最適化ベースの変分推論が提供されています。この調査では、正規化フローベースのニューラルネットワークを新しく開発した微分可能フォワードモデルであるDiff-Tauと組み合わせて、大気検索のコンテキストでベイズ推定を実行しました。実際の分光データとシミュレートされた分光データの例を使用して、提案されたフレームワークの優位性を示しました。1）トレーニングニューラルネットワークには、1回の観測のみが必要です。2）サンプリングベースの検索と同様に、忠実度の高い事後分布を生成します。3）収束するために必要なフォワードモデルの計算が75％少なくなります。4.）訓練されたニューラルネットワークで初めてベイズモデル選択を実行しました。私たちが提案するフレームワークは、ニューラルパワーによる大気検索の最新の開発に貢献します。その柔軟性と速度は、将来、大規模で複雑なデータセットのサンプリングベースのアプローチを補完する可能性を秘めています。
衝突クレーターとの層序関係に基づくディオーネのウィスピー地形の断層のタイミング
ディオーネの後続の半球は、月のクレーターのある表面に重ねられた拡張構造断層の半球規模のネットワークを示すウィスピー地形によって特徴付けられます。障害は、過去の内因性活動とディオーネの内部熱履歴を反映している可能性があります。手付かずの断崖の新たな露出は、断層のタイミングが比較的最近であることを示していますが、断層の絶対的な年代は不確かなままです。断層のタイミングを推定するために、衝突クレーターと断層の間の層序関係を調査した。カッシーニ宇宙船に搭載されたISSカメラで得られた高解像度画像を用いて、断層と空間的に一致する直径10km以上のクレーターを調査し、クロスカットクレーターまたは重ね合わせクレーターに分類しました。その結果、層序関係はしばしば曖昧であるが、少なくとも82％のクレーターがクロスカットクレーターの明確な例として解釈され、12％のクレーターが重ねられたクレーターの候補であると解釈された。重なり合ったクレーターの不足と予測されたクレーター率は、ウィスピー地形の断層が0.30〜0.79Gaであることを示しています。クレーターの12〜18％が重なり合っていると仮定すると、断層のタイミングは0.30〜0.79Ga。ただし、ウィスピー地形の断層運動がまだ続いている可能性があります。
初期の原始太陽系星雲における開放系損失による中程度の揮発性元素の枯渇
| Title |
Depletion_of_Moderately_Volatile_Elements_by_Open-System_loss_in_the_Early_Solar_Nebula |
| Authors |
Debanjan_Sengupta,_Paul_R._Estrada,_Jeffrey_N._Cuzzi_and_Munir_Humayun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.07339 |
内太陽系の岩体は、原始惑星状星雲の条件下でのそれらの可能性のあるホスト物質の予想される凝縮温度と相関する「中程度の揮発性元素」（MVE）の体系的な枯渇を示します。この論文では、オープンシステム損失プロセスが高星雲高度から気化したMVEを不可逆的に除去し、中立面にはるかに近い場所にあるより耐火性の固体を残すという新しい仮説を提示してテストします。これらのオープンシステム損失プロセスによって星雲から不可逆的に失われたMVEは、星雲が冷却された後、さらにずっと後に形成される微惑星への凝縮に利用できなくなり、このタイプの以前のモデルが直面した重大な困難を克服します。システムから完全に流出する円盤風や、若い太陽への直接の層状降着など、高い星雲高度で動作するオープンシステム損失プロセスをモデル化します。短時間続く典型的なT-タウリ円盤風に見られるよりも高い質量損失率が最も満足のいくものであり、複数の激しい初期の爆発段階を示していることがわかります。現実的な粒子成長と固体の内向きドリフトを組み込んだグローバル星雲モデルを使用して、内側領域のMVE枯渇シグネチャが外側星雲からの枯渇していない物質のドリフトによって希釈される量を制限します。また、一般的な岩石形成元素（Fe、Mg、Si）の重大な不可逆的損失が発生する可能性があり、コンドライト中の高耐火性元素の相対的な豊富さにおける明らかな「強化」の別の長年のパズルの新しい説明につながることもわかりました。。
MOA-2019-BLG-008Lb：惑星/褐色矮星境界での物体の新しいマイクロレンズ検出
| Title |
MOA-2019-BLG-008Lb:_a_new_microlensing_detection_of_an_object_at_the_planet/brown_dwarf_boundary |
| Authors |
E._Bachelet,_Y._Tsapras,_Andrew_Gould,_R.A._Street,_David_P._Bennett,_M.P.G._Hundertmark,_V._Bozza,_D.M._Bramich,_A._Cassan,_M._Dominik,_K._Horne,_S._Mao,_A._Saha,_J._Wambsganss,_Weicheng_Zang,_Fumio_Abe,_Richard_Barry,_Aparna_Bhattacharya,_Ian_A._Bond,_Akihiko_Fukui,_Hirosane_Fujii,_Yuki_Hirao,_Yoshitaka_Itow,_Rintaro_Kirikawa,_Naoki_Koshimoto,_Yutaka_Matsubara,_Sho_Matsumoto,_Shota_Miyazaki,_Yasushi_Muraki,_Greg_Olmschenk,_Cl\'ement_Ranc,_Arisa_Okamura,_Nicholas_J._Rattenbury,_Yuki_Satoh,_Takahiro_Sumi,_Daisuke_Suzuki,_Stela_Ishitani_Silva,_Taiga_Toda,_Paul_._J._Tristram,_Aikaterini_Vandorou,_Hibiki_Yama,_Michael_D._Albrow,_Sun-Ju_Chung,_Cheongho_Han,_Kyu-Ha_Hwang,_Youn_Kil_Jung,_Yoon-Hyun_Ryu,_In-Gu_Shin,_Yossi_Shvartzvald,_Jennifer_C._Yee,_Sang-Mok_Cha,_Dong-Jin_Kim,_Seung-Lee_Kim,_Chung-Uk_Lee,_Dong-Joo_Lee,_Yongseok_Lee,_Byeong-Gon_Park,_Richard_W._Pogge,_Andrzej_Udalski,_Przemek_Mr\'oz,_Rados_law_Poleski,_Jan_Skowron,_Micha_l_K._Szyma\'nski,_Igor_Soszy\'nski,_Pawe_l_Pietrukowicz,_Szymon_Kozlowski,_Krzysztof_Ulaczyk,_Krzysztof_A._Rybicki,_Patryk_Iwanek,_Marcin_Wrona,_Mariusz_Gromadzki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.07522 |
マイクロレンズイベントMOA-2019-BLG-008の観測、分析、解釈について報告します。測光光度曲線で観察された異常は、バイナリレンズモデルによって最もよく説明されます。このモデルでは、ソースは苛性アルカリと交差せず、有限のソース効果は観察されませんでした。したがって、アインシュタインの環の角度半径は、光度曲線だけから測定することはできません。ただし、イベント期間が長く、tEが約80日であるため、マイクロレンズ視差を正確に測定できます。光源の角半径と見かけの明るさIの制約に加えて、レンズの物理的特性を推定するためにブザンソンとGalMod銀河モデルを採用しています。2つの銀河モデルの予測の間には優れた一致が見られます。コンパニオンはおそらく質量Mpが約30MJupの褐色矮星の居住者であり、ホストは主系列の矮星です。レンズは、銀河バルジへの視線に沿って、4kpc未満の距離にあります。約10年でレンズと光源が55mas離れると推定されており、地上や宇宙の天文台からの高解像度イメージングを利用することで、レンズシステムの正確な性質を確認することが可能になります。
小さなウラン衛星の共鳴の網と可能な進化の道
| Title |
Web_of_resonances_and_possible_path_of_evolution_of_the_small_Uranian_satellites |
| Authors |
C._Charalambous,_C.A._Giuppone_and_O.M._Guilera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.07542 |
巨大惑星の周りの衛星システムは、複雑な共鳴構成の領域に浸っています。衛星共鳴の役割を理解することは、惑星の形成と後部進化における動的プロセスの理解に貢献します。私たちの主な目標は、天王星の周りの小さな衛星の共鳴構造を分析し、これらの衛星の現在の構成を説明できるさまざまなシナリオを提案することです。私たちは、ミランダの内部にある通常の衛星の外部メンバー、つまり、それぞれロザリンド、キューピッド、ベリンダ、ペルディタ、パック、マブに焦点を当てています。N体統合を使用して動的マップを実行し、2体および3体の平均運動共鳴（MMR）へのダイナミクスと近接性を分析します。それらの中に低次の共鳴の複雑な網が見つかりました。分析処方を使用して、周惑星円盤（CPD）でのガス抗力とタイプIの移動による進化を分析し、これらの衛星のさまざまな可能性のある履歴を説明しました。また、いくつかの大まかな近似を使用してこれらの衛星の潮汐進化をモデル化し、月のペア間でMMRが交差する可能性のある経路を見つけました。最後に、私たちのシミュレーションは、距離とサイズに応じて、各メカニズムが大きな衛星放射状ドリフトを生成し、共鳴捕獲の可能性をもたらす可能性があることを示しています。
プラネット9のさらなるサポートと候補地
いくつかの太陽系外縁天体の軌道における異常なクラスター化の説明として、外側の太陽系に潜んでいる架空の惑星9の存在が提案されています。ここでは、これまで発見されていなかった巨大な物体の存在を明らかにする可能性のあるメッセンジャーとして、地球に到着した隕石を使用することを提案します。最近最初の星間隕石として提案された独特の隕石CNEOS2014-01-08は、そのようなメッセンジャーの1つかもしれません。空でのその進行は、惑星9の軌道の予測されたバンドと一致し、実際に最も高い確率の領域と互換性があります。この偶然の一致の確率は約0.5％です。さらに、CNEOS2014-01-08に関するいくつかの統計的異常は、惑星との仲介されていない星間遭遇の結果ではなく、惑星9によって地球に投げ込まれたという仮説の下で解決されます。入手可能なデータに基づいて、惑星の最初の候補地として、アリエス星座の座標RA：50.0{\pm}4{\deg}、dec：11.8{\pm}1.8{\deg}の領域を提案します。9.9。
惑星系間の岩石の移動：パンスペルミア説の再考
太陽系を通過する恒星間天体の最近の発見と、動的シミュレーションの最近の開発に動機付けられて、この論文は、生命を支える岩石が1つの惑星系から別の惑星系に移動する可能性を再考します。このリトパンスペルミアプロセスの天文学的な側面は、岩石捕獲の断面積、岩石噴出物の速度分布、捕獲された物体の生存時間、およびその誕生クラスターとフィールドの両方での太陽系のダイナミクスを含めて推定できます。。残りの不確実性は主に生物学的です。つまり、惑星で生命が発達する確率、そのようなイベントに必要な時間、そして生命が新しい環境に植え付けられる効率です。入力量の現在の推定値を使用すると、出生クラスターで転送速度が向上していることがわかりますが、結果として得られる成功のオッズは低すぎて、パンスペルミア説が発生する可能性は低くなります。対照的に、太陽系で予想されるエイリアンの岩石の在庫はかなりのものであると予測されています（そのような物体の大部分は生物学的に活動しておらず、地球と相互作用していません）。
視覚調査グループ：宇宙ベースの望遠鏡による太陽系外惑星の狩猟と異常な恒星イベントの10年
| Title |
The_Visual_Survey_Group:_A_Decade_of_Hunting_Exoplanets_and_Unusual_Stellar_Events_with_Space-Based_Telescopes |
| Authors |
Martti_H._K._Kristiansen,_Saul_A._Rappaport,_Andrew_M._Vanderburg,_Thomas_L._Jacobs,_Hans_Martin_Schwengeler,_Robert_Gagliano,_Ivan_A._Terentev,_Daryll_M._LaCourse,_Mark_R._Omohundro,_Allan_R._Schmitt,_Brian_P._Powell_and_Veselin_B._Kostov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.07832 |
この記事では、いくつかの宇宙ミッション（Kepler、K2、TESS）からのデータに取り組んでいる天文学の分野での、プロフェッショナル-アマチュア（Pro-Am）コラボレーションであるビジュアルサーベイグループ（VSG）の歴史を紹介します。このホワイトペーパーでは、VSGの形成、使用される最も一般的なツールを含む調査方法、および過去10年間に行われた発見について説明します。これまでに、グループは約1,000万個の光度曲線を視覚的に調査し、トランジット法を使用して発見された太陽系外惑星と発見に焦点を当てた69の査読論文を執筆しました。VSGによって実行された好ましい手動検索方法は、自動検索プログラムによって見落とされたり破棄されたりした多数の亜恒星天体を検出し、銀河系で最も希少な星のいくつかを発見し、いくつかの偶然の発見につながることによってその強さを明らかにしました前例のない天体物理学的現象。VSGの主な目的は、ローカルユニバースの探索を支援することです。したがって、時間領域データセットのクラウドソーシングによる継続的な調査を提唱し、他の研究チームに連絡を取り、共同プロジェクトを確立するよう呼びかけています。
超高温木星上の斑状の夜側雲：放射活性雲トレーサーによる大循環モデルシミュレーション
| Title |
Patchy_nightside_clouds_on_ultra-hot_Jupiters:_General_Circulation_Model_simulations_with_radiatively_active_cloud_tracers |
| Authors |
Thaddeus_D._Komacek,_Xianyu_Tan,_Peter_Gao,_Elspeth_K.H._Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.07834 |
超高温木星の大気は、最近の位相曲線と低解像度および高解像度の放射および透過分光観測によって詳細に特徴付けられています。以前の数値研究では、水素の局所的な再結合が超高温木星の大気ダイナミクスと熱輸送に及ぼす影響を分析し、水素の解離と再結合が超高温木星の昼夜のコントラストの低下につながることを発見しました。以前の期待に。この作業では、超高温木星の大気中の雲の局所的な凝縮、大気循環によるそれらの結果としての輸送、および大気ダイナミクスに対する雲の放射フィードバックも考慮することによって、これまでの取り組みに追加します。そのために、放射活性雲トレーサーを既存のMITgcmフレームワークに組み込んで、超高温木星の大気ダイナミクスをシミュレートします。CARMA雲物理学モデルから、高温コンデンセートコランダムに適した雲コンデンセート特性を取得します。さまざまな雲の微物理的および放射特性を使用して一連のGCMシミュレーションを実行し、部分的な雲量がシミュレーションの遍在的な結果であることがわかりました。この斑状の雲の分布は、平衡雲凝結に加えて大気のダイナミクスによって本質的に設定され、雲のデッキの下の大気を暖める雲の温室効果を引き起こします。夜側の雲は、動的に誘発された高高度の熱逆転層のために、深さでさらに隔離されます。モンテカルロ放射伝達コードgCMCRTを使用してGCMを後処理し、超高温木星の斑状の雲が透過スペクトルに大きな影響を与えないが、位相依存の放射スペクトルに影響を与える可能性があることを確認しました。
| Title |
Maximally_informed_Bayesian_modelling_of_disc_galaxies |
| Authors |
Fabio_Rigamonti,_Massimo_Dotti,_Stefano_Covino,_Francesco_Haardt,_Marco_Landoni,_Walter_Del_Pozzo,_Alessandro_Lupi,_Stefano_Zibetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.06819 |
銀河の根底にある構造を分析することは、銀河の形成と進化の理論の枠組みにおいて最も重要です。円盤銀河の古典的なバルジ+円盤分解は通常当然のことと見なされますが、これが面分光研究から生じる豊富なデータの完全な活用に基づいて確実に確立されることはめったにありません。この研究では、測光、運動、質量光度比の豊富なデータを利用した円盤銀河の全球構造の完全ベイズ推定法について説明します。これは、機械への第一歩と見なすことができます。銀河のより大きなサンプルを扱うときに確かに必要な学習アプローチ。私たちのものは、純粋な測光でも軌道ベースでもない、銀河パラメータ推定の問題に取り組む際の斬新なハイブリッドアクションラインです。ネストされたサンプラーに根ざしているため、オンラインリポジトリとして公開されているコードを使用すると、解剖プロセスにおける複数のコンポーネントの必要性を統計的に評価できます。最初のケーススタディとして、GPU最適化コードがS0銀河NGC-7683に適用され、この銀河では、おそらく棒状の構造の残骸である疑似バルジがシステムの中央に存在することがわかりました。次に、これらの結果は、公開されている軌道ベースのコードDYNAMITEに対してテストされ、実質的な一致が見られます。
星と踊る：銀河中心の雲の中で異常な乱気流をかき立てる
| Title |
Dancing_with_the_stars:_Stirring_up_extraordinary_turbulence_in_Galactic_center_clouds |
| Authors |
Konstantinos_Tassis_and_Vasiliki_Pavlidou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.06820 |
中央分子ゾーン（CMZ）の分子雲は、他のミルキーウェイよりも大幅に高い乱流線幅を特徴とし、雲のサイズに応じてより急にスケーリングすることが観察されています。同じ銀河系の領域では、恒星の密度も他の天の川よりもはるかに高く、垂直方向の恒星の速度分散が大きいため、若い星でさえ、その寿命内にCMZの垂直方向の範囲全体を横切る可能性があります。。ここでは、CMZ分子雲と交差する星との相互作用が、銀河のこの部分で観測された乱流の異常な特性を説明できるかどうかを調査します。（a）恒星風と（b）力学的摩擦によるCMZ雲を横切る星によるエネルギー沈着の速度を計算し、それを乱流の減衰の速度と比較しました。いずれの場合も、乱気流の線幅と雲のサイズの予測スケーリングを計算しました。巨大な星を横切る恒星風によるエネルギーの蓄積が、雲のサイズに伴うCMZ雲の乱流のレベルとスケーリングの両方を説明できることがわかります。また、CMZの範囲に匹敵するガラクトセントリック距離でメカニズムが有効でなくなることもわかりました。一方、星を横切ることによる力学的摩擦は、CMZ雲の乱流の重要な推進力を構成しないことがわかります。
矮小銀河における恒星フィードバックの観測的制約
電離放射線、恒星風、超新星からの星間物質（ISM）へのフィードバックは、銀河の星形成を制御する上で中心的な役割を果たします。矮小銀河は質量が小さいため（$M_{*}<10^{9}$\、M$_\odot$）、このようなプロセスの影響を特に受けやすく、フィードバックの詳細な物理を研究するのに理想的な場所になっています。この観点から、星形成領域からのフィードバックに関する最新の観測証拠と、これが「スーパーバブル」と銀河全体の風の形成をどのように促進するかを要約します。最小の銀河に対する外部電離放射線の重要な役割である「再電離」について説明します。そして、このフィードバックが、星形成の歴史、金属含有量、色、サイズ、形態、さらには内部の暗黒物質密度などの銀河の特性に直接影響を与えるという観測的証拠について説明します。最後に、未解決のまま残っている重要な質問を要約し、銀河形成理論の未解決の課題のいくつかをリストアップして、将来を見据えて締めくくります。
| Title |
The_WISSH_quasars_project_X._Discovery_of_a_multi-component_and_highly-variable_UV_ultra-fast_outflow_in_a_z=3.6_quasar |
| Authors |
G._Vietri,_T._Misawa,_E._Piconcelli,_P._Franzetti,_A._Luminari,_A._Travascio,_M._Bischetti,_S._Bisogni,_A._Bongiorno,_G._Bruni,_C._Feruglio,_A._Giunta,_F._Nicastro,_I._Saccheo,_V._Testa,_F._Tombesi,_C._Vignali,_L._Zappacosta,_and_F._Fiore |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.06832 |
z=3.6の超発光クエーサーJ1538+0855で観測された多成分広吸収線（BAL）システムの変動性について報告します。SDSS、VLT、LBT、すばる望遠鏡からの観測は、観測されたフレームで17年に及ぶ5つの異なるエポックで撮影されました。X線で通常観察される超高速流出（UFO）と同様の極端な速度（$\sim$40,000-54,000kms$^{-1}$）を示す3つの（A、B、C）CIV可変トラフを検出しますスペクトル。BALUFOのAコンポーネント（$\rmv_{ufo}$$\sim$0.17c）は強度の変化を示し、B（$\rmv_{ufo}$$\sim$0.15c）とC（$\rmv_{ufo}$$\sim$0.13c）コンポーネントは、形状と強度の両方の変化を示し、さまざまな時期に現れたり消えたりします。さらに、2021年6月の最後の観測中に、BALシステム全体が消えました。CIV、SiIV、OVI、およびNV吸収スペクトル領域の最初の2つのエポック（1。30年の静止フレーム）で観察された変動傾向は、BトラフとCトラフで同じですが、BALのA成分は独立して変化します。これは、この時間的挙動の原因として、BおよびC成分の吸収ガスのイオン化状態とA成分の接線運動の変化を示唆しています。したがって、$R\rm_{out}^{A}$$\le$58pcのA成分の原因となるガスの距離に上限を設定し、次に$\dotの運動力を指定することができます。{E}\rm_{K、ufo}$$\le$5.2$\times$10$^{44}$ergs$\rm^{-1}$。また、BおよびCコンポーネントに対して$R\rm_{out}^{B、C}$$\le$2.7kpcを取得します。これは、$\dot{E}\rm_{K、ufo}$$の上限見積もりを意味します。\le$2.1$\times$10$^{46}$ergs$\rm^{-1}$および$\dot{E}\rm_{K、ufo}$$\le$1.4$\times$10$^{それぞれ46}$ergs$\rm^{-1}$。J1538+0855のUVスペクトルで発見されたBALUFOの物理的特性を正確に制限するには、高分解能機器による将来のスペクトル監視が必須です。
CIELOプロジェクトのグループ内の伴銀河I.銀河からのガス除去とグループ内媒体でのその再分布
| Title |
Satellite_galaxies_in_groups_in_the_CIELO_Project_I._Gas_removal_from_galaxies_and_its_re-distribution_in_the_intragroup_medium |
| Authors |
S._Rodr\'iguez,_D._Garcia_Lambas,_N._D._Padilla,_P._Tissera,_L._Bignone,_R._Dominguez-Tenreiro,_R._Gonzalez_and_S._Pedrosa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.06886 |
銀河が局所銀河群（LG）のポテンシャル井戸に落下し、軌道を回るときの環境の影響を研究します。解析は、流体力学シミュレーションのCIELOスイートからの8つのディスク伴銀河で実行されます。すべての銀河は、$[10^{8.1}-10^{9.56}]M_{\sun}$h$^{-1}$の範囲内の恒星の質量を持っています。時間の関数として潮汐トルク、動圧、特定の星形成率（sSFR）を測定し、それらを軌道に沿って衛星が失ったガスの量と相関させます。ディスク面が運動方向に対して垂直に向けられている場合、より強力な除去エピソードが発生します。軌道面に対するディスクの向きを大幅に変更するには、複数の周回通路が必要です。中心銀河との相互作用の間に除去されたガスは、軌道構成によっては、運動の方向と反対に見られることもあります。銀河が最初の周回通過に達したとき、衛星は完全にクエンチされておらず、このイベントの後、最終的な恒星の質量の約$10\％$を形成し続けます。除去されたガスの割合は、潮汐トルクと動圧の共同作用の産物であることがわかります。これは、新しい星形成活動とそれに続く超新星フィードバックを引き起こす可能性もあります。
フラット（ピーク+ショルダー）密度プロファイルによって明らかにされたバーの経年成長
| Title |
The_secular_growth_of_bars_revealed_by_flat_(peak_+_shoulders)_density_profiles |
| Authors |
Stuart_Robert_Anderson,_Victor_P._Debattista,_Peter_Erwin,_David_J._Liddicott,_Nathan_Deg_and_Leandro_Beraldo_e_Silva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.06958 |
バーの主軸密度プロファイルは、指数関数的または「フラット」であることが知られています。フラットプロファイルを検出し、それを一連のシミュレーション（ガスありとなし）に適用するための自動化されたノンパラメトリックアルゴリズムを開発します。フラットプロファイルは、バーの経年成長の現れであり、その周辺に「ショルダー」領域（指数関数を超える過密度）を生成することを示しています。バーが形成されるときは肩は存在しませんが、バーが成長するにつれて肩が発達します。バーが伸びない場合、肩は形成されません。肩はしばしば箱/ピーナッツの膨らみを伴いますが、それらとは別に発達し、バーの成長の独立したトレーサーです。それらは、傾斜によって大きく変化する傾斜のみで、広範囲の視線方向で観察することができます。肩がループされたx1軌道によって生成されるという証拠を提示します。バーの成長率は肩の強さの成長率と適度に相関しているので、これらの軌道はおそらく最近トラップされています。したがって、肩はバーの成長の証拠です。ただし、二次座屈や強いらせんが肩を破壊する可能性があるため、また、バーがあまり成長しない場合は肩が形成されないため、肩の特性はバーの年齢を確立しません。特に、私たちの結果は、指数プロファイルが必ずしも若いバーを示すものではないことを示しています。
集団Aクエーサーのビリアル拡大推定量としての中間イオン化線
| Title |
The_intermediate-ionization_lines_as_virial_broadening_estimators_for_Population_A_quasars |
| Authors |
P._Marziani,_A._del_Olmo,_C._A._Negrete,_D._Dultzin,_E._Piconcelli,_G._Vietri,_M._L._Martinez-Aldama,_Mauro_D'Onofrio,_E._Bon,_N._Bon,_A._Deconto_Machado,_G._M._Stirpe,_T._Buendia_Rios |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.07034 |
高赤方偏移でのブラックホール質量計算に適したクエーサーUVレストフレーム内のビリアル拡大推定量の特定が重要な問題になっています。HIBalmerH-beta線幅を、赤方偏移と光度の広い間隔（0<z<3.5;43<logL<48.5）で、2つの中間イオン化線（Aliii1860ダブレットとCiii]1909線の幅と比較します。[erga/]）、エディントン比（母集団A）の中から高の値によって特徴付けられるクエーサー母集団に属する48のソースについて。現在の分析は、Aliii1860とH-ベータの線幅が高度に相関しており、光度が5桁を超えるほとんどのポピュレーションAクエーサーと同等であると見なすことができることを示しています。forCiii]1909、一定の補正係数xi〜1.25による乗算は、Ciii]のFWHMをH-betaaのFWHMと一致させるのに十分です。低イオン化線と中イオン化線の間の統計的一致は、それらが主に広い線領域の同じガラス化された部分から生じることを示唆しています。ただし、クエーサーレストフレームに関して中程度の振幅（数百km/s）のブルーシフトと、H-ベータに関して過剰な（〜1.1）Aliiiの広がりがサンプルの一部に見られます。AliiiとCiii]の線幅を使用して高赤方偏移クエーサーのM_BHを推定するためのスケーリング則には、rmsscatter〜0.3dexがあります。Aliiiスケーリング則は、logM_BH〜0.58logL1700,44+2logFWHM+0.49[太陽質量]の形式を取ります。
雲と雲の衝突によって引き起こされる大規模なコア/星形成：II磁化された雲の高速衝突
| Title |
Massive_core/star_formation_triggered_by_cloud-cloud_collision:_II_High-speed_collisions_of_magnetized_clouds |
| Authors |
Nirmit_Sakre,_Asao_Habe,_Alex_R._Pettitt,_Takashi_Okamoto,_Rei_Enokiya,_Yasuo_Fukui,_and_Takashi_Hosokawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.07057 |
高速雲雲衝突（CCC）における大規模な自己重力結合コア（MBC）の形成に対する磁場の影響を研究します。以前の作業（Sakreetal。2021）を拡張して、2つの磁化された（最初は4$\mu$G）乱流間の高速（20〜40kms$^{-1}$）衝突に続いて電磁流体力学シミュレーションを実行します。7〜20個の範囲のさまざまなサイズの雲。磁場効果がコアの成長を妨げることを示します。特に、コアが高度に結合できない短時間の衝突の後はそうです。このような場合、衝突によって生じた衝撃を受けた領域は、増強された磁力によって周囲の媒体に急速に拡大し、その結果、高度に結合していないコアが破壊され、大量のコアへのガスの降着が抑制されます。MBC形成に対するこの悪影響は、同様のCCCモデルの過去の流体力学シミュレーションでは見られなかった現象です。私たちの以前の研究と合わせて、磁場はCCCのMBC形成に2つの競合する効果をもたらすと結論付けています。それらは衝突中にコアへの質量蓄積を促進しますが、衝突後のコアを破壊したり、コアの成長を妨げたりするように機能します。衝突の持続時間によって、どの効果が優勢になるかが決まり、特定の衝突する雲とのMBCフォーメーションの最大衝突速度が提供されます。私たちの結果は、対応するカラム密度範囲のCCCサンプルで観察された傾向と一致しています。相対速度が高い雲は、巨大な星を形成するために、より高い柱密度を必要とします（榎屋ら2021）。
銀河の光度に対するヒクソンのようなコンパクト群環境の影響
| Title |
The_influence_of_Hickson-like_compact_group_environment_on_galaxy_luminosities |
| Authors |
Ariel_Zandivarez,_Eugenia_Diaz-Gimenez,_Antonela_Taverna_(OAC/UNC_-_IATE/CONICET/UNC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.07341 |
銀河のコンパクトなグループは、相互作用が銀河の進化を促進する可能性のある極限環境として考案されています。この研究では、コンパクト群に生息する銀河の光度が、緩い銀河群の銀河の光度と異なるかどうかを分析しました。スローンデジタルスカイサーベイデータリリース16で特定された1412個のヒクソンのようなコンパクトな銀河群の新しいサンプルに生息する銀河集団の光度関数を計算しました。または緩い銀河系。また、緩いシステムと比較して、コンパクトグループでかすかな銀河の不足を観察しました。私たちの分析は、明るくなるのは主に、より大規模なコンパクトグループに生息する銀河によるものであることを示しました。赤（および初期）銀河の光度のみがグループの質量との依存性を示す緩いシステムで観察されるものとは対照的に、コンパクトグループの赤と青（初期および後期）銀河の光度は、グループの関数として同様に影響を受けますビリアルマス。ハッブル型を使用した場合、コンパクトグループの楕円銀河が最も明るい銀河集団であり、楕円銀河が支配するグループも、渦巻銀河が支配するグループと比較して最も明るい光度を示すことがわかりました。さらに、銀河形成の半解析モデルから得られた模擬カタログを使用して、一般的な光度の傾向を再現できることを示します。これらの結果は、コンパクトグループの極限環境が銀河の異なる進化の歴史を促していることを示唆しています。
星形成銀河のHCN、HCO +、マルチトランジションCO、およびダスト放出の予測：局所渦巻銀河の分解されたガスとダストディスクの特性の制約
| Title |
Predicting_HCN,_HCO_+_,_multi-transition_CO,_and_dust_emission_of_star-forming_galaxies:_Constraining_the_properties_of_resolved_gas_and_dust_disks_of_local_spiral_galaxies |
| Authors |
T._Liz\'ee,_B._Vollmer,_J._Braine,_P._Gratier,_F._Bigiel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.07365 |
ISMは、スケーリング関係に従う乱流、多相、およびマルチスケールの媒体です。銀河ガス状円盤の分析モデルは、星間物質のマルチスケールおよびマルチフェーズの性質を考慮に入れる必要があります。それらは、垂直静水圧平衡にある塊状の星形成降着円盤として説明することができ、中央面の圧力が気体と恒星の円盤の重力のバランスを取ります。ISM乱流は、銀河系のスケーリング関係を冷たい原子および分子の気相に適用することによって考慮されます。乱流は、超新星によるエネルギー注入によって維持されます。与えられた空間スケールでのガス質量分率の決定により、乱流加熱とライン冷却の間の平衡ガス温度、分子存在量、および分子ライン放出を計算することができます。結果として得られるIR、H{\sci}、CO、HCN、およびHCO$^+$放出のモデル放射状プロファイルは、17個の局所渦巻銀河のTHINGS、HERACLES、EMPIRE、SINGS、およびGALEX観測と比較されます。星形成（雲の崩壊）に対する安定性を測定するToomreパラメータは、かなりの数の銀河の内側の円盤で1を超えています。2つの銀河では、外側の円盤でも1を超えています。したがって、渦巻銀河では$Q_{\rmtot}=1$は遍在していません。モデルガス速度分散は、利用可能な場合、観測されたH{\sci}速度分散と一致しています。私たちのモデルでは、HCNとHCO$^+$は、比較的低密度のガス（$\sim1000$〜cm$^{-3}$）ですでに検出可能です。COとHCNの変換係数と分子ガスの枯渇時間が導き出されました。両方の換算係数は、文献に記載されている値と一致しています。巨大な銀河では、粘性のあるタイムスケールが星形成のタイムスケールを大幅に上回っていますが、粘性のあるタイムスケールは、$\rm{R}〜\sim〜2〜\rm{R}_{\rmd}$内の星形成のタイムスケールよりも小さくなっています。、低質量銀河におけるディスクスケールの長さ。
サブミリメートルのカタログでブレーザーの完全なサンプルを選択する
| Title |
Selecting_a_complete_sample_of_blazars_in_sub-millimetre_catalogues |
| Authors |
M._Massardi,_M._Bonato,_M._Lopez-Caniego,_V._Galluzzi,_G._De_Zotti,_L._Bonavera,_J._Gonzalez-Nuevo,_A._Lapi,_and_E._Liuzzo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.07497 |
\textit{Herschel}天体物理学的テラヘルツ大面積調査（H-ATLAS）、約642平方度をカバーしています。100〜500$\mu\rmm$の5つのバンドで、サブmm波長のブレーザーをブラインドフラックス制限で選択できます。ただし、ブレーザーはH-ATLASソースのごく一部を構成するため、それらを特定することは簡単な作業ではありません。H-ATLASによって検出された既知のブレーザーに関するデータを使用して、500\、$\mu$mの選択されたブレーザーの遺伝子座を定義し、それを利用してH-ATLASフィールドのブレーザー候補を選択しました。H-ATLAS赤道および南銀河極フィールドの候補者および既知のブラザールは、オーストラリア望遠鏡コンパクトアレイ（ATCA）またはカールG.ヤンスキー超大型アレイ（VLA）で追跡され、既存の無線およびmm-と照合されました。少なくとも6桁の周波数でスペクトルの振る舞いを再構築するためのカタログ。サブmmドメインと無線ドメインの情報を組み合わせて、本物のブレーザーを効率的に特定する選択アプローチを特定しました。このようにして、H-ATLASフィールドで$S_{500\mu\rmm}=35\、$mJyより明るい39個のブレーザーのサンプルを特定しました。H-ATLASカタログをブレーザー候補の大規模なカタログと交差適合試験で行ったテストは、サンプルが完全であることを示しています。導出されたカウントは、C2ExモデルおよびALMAデータに基づく推定値との良好な整合性を見つけるモデル予測と比較されます。
TMRTによる高質量星形成領域に向けたシアノポリイン線調査
| Title |
Cyanopolyyne_line_survey_towards_high-mass_star-forming_regions_with_TMRT |
| Authors |
Y._X._Wang,_J._S._Zhang,_Y._T._Yan,_J._J._Qiu,_J._L._Chen,_J._Y._Zhao,_Y._P._Zou,_X._C._Wu,_X._L._He,_Y._B._Gong,_J._H._Cai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.07505 |
上海天馬65m電波望遠鏡（TMRT）を使用して、HMSFRの大規模なサンプルに対してシアノポリインライン調査を実施しました。私たちのサンプルは、TMRTCバンドライン調査から得られた123のターゲットで構成されていました。これには、6.7GHzCH3OHメーザーのみの検出、無線再結合ライン（RRL）のみの検出、および両方の検出（以降、メーザーのみ、RRLのみ、およびメーザー-RRLソース）。HC3Nは38のソースで、HC5Nは11のソースで、HC7NはG24.790+0.084で検出され、Maser-RRLソースで最も高い検出率が検出され、RRLのみのソースで非常に低い検出率が検出されました。それらのカラム密度は、NH3ラインから測定された回転温度を使用して導き出されました。そして、遠赤外線（FIR）スペクトルエネルギー分布を構築して適合させました。これらに基づいて、ダスト温度、H2カラム密度、およびH2に対するシアノポリインの存在量を導き出します。HC3Nの検出率、カラム密度、および相対存在量は、MaserのみのソースからMaser-RRLのソースに増加し、Maser-RRLからRRLのみのソースに減少します。この傾向は、Maserのみ、Maser-RRL、およびRRLのみのソースが、それぞれ巨大な若い恒星状天体、超小型HII領域、および通常の古典的HII領域に対応するという仮定の下で、HC3Nの提案された進化傾向と一致しています。さらに、HC3Nと衝撃追跡分子（SiO、H2CO）の積分線強度とカラム密度の統計分析により、それらの間に正の相関関係を見つけることができました。これは、HC3Nがショックの別のトレーサーである可能性があることを示唆しており、したがって、さらなる観察および対応する化学シミュレーションの対象となるはずです。私たちの結果は、C2H2とCNの間の中性-中性反応がHC3Nの支配的な形成経路であるという考えを間接的に支持しています。
銀河には普遍的な加速スケールはありません
最近、多くの研究が暗黒物質とバリオン物質の間にいくつかの相関関係の存在を明らかにしているようです。特に、回転する銀河で発見された予想外のタイトなラジアル加速関係（RAR）が大きな注目を集めています。RARは、銀河に普遍的で基本的な加速スケールが存在することを示唆しています。これは、$\Lambda$CDMモデルに挑戦し、いくつかの修正された重力理論を支持しているようです。RARが$\Lambda$CDMモデルと互換性があるかどうかについて大きな議論が起こっています。ここでは、SDSS-IVMaNGAサンプルの13個のE0型楕円銀河の高品質速度分散プロファイルを分析し、各銀河の3次元速度分散に対して半径$r$のべき乗則関数を仮定することによって報告します。E0型楕円銀河のRARであり、結果として得られるRARは、後期型銀河のRARから$5\sigma$以上の偏差があることを示しています。この新しいRARは、銀河内の普遍的な加速スケールの存在を偽造するための独立したプローブを提供します。私たちの結果は、普遍的な加速スケールの存在を示唆する修正された重力理論に大きく挑戦しています。
塵の進化と一致する新しい銀河スペクトルエネルギー分布モデル
| Title |
A_new_galaxy_spectral_energy_distribution_model_consistent_with_the_evolution_of_dust |
| Authors |
Kazuki_Y._Nishida,_Tsutomu_T._Takeuchi,_Takuma_Nagata,_Ryosuke_S._Asano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.07591 |
銀河のスペクトルエネルギー分布（SED）は、関連する物理的プロセスに関する基本的な情報を提供します。ただし、SEDは、星間物質の塵の影響を大きく受けます。塵は主に漸近巨星分枝星とII型超新星によって生成されます。また、金属の降着によりダスト量が増加し、粒子同士の衝突により結晶粒径が変化します。各プロセスの寄与と消滅は、サイズ分布によって異なります。したがって、SEDモデルは、ダストの質量とサイズ分布の変化を処理する必要があります。ダストの進化の重要性にもかかわらず、以前の多くのSEDモデルは、物理的に一貫した方法で総質量とサイズの分布の進化を考慮していませんでした。この作業では、化学進化と一致するダスト進化モデルに基づいて、新しい放射伝達SEDモデルを構築しました。計算コストを削減するために、メガグレインと1次元平面平行銀河近似を採用しました。基準となるケースとして、クローズドボックスモデルの下でさまざまな年齢の天の川のような銀河SEDを計算しました。100〜Myrの銀河は、多環芳香族炭化水素のような小さな粒子を生成しないことがわかりました。1〜Gyr後、ダスト量の急激な増加による赤外線放射と減衰の劇的な増加が観察されました。この現象は、私たちの新しいモデルによって初めて適切に処理することができます。このモデルは、進化のどの段階でも銀河へのSEDフィッティングに使用できます。
銀河中心の若い星
| Title |
The_young_stars_in_the_Galactic_Center |
| Authors |
Sebastiano_von_Fellenberg,_Stefan_Gillessen,_Julia_Stadler,_Michi_Baub\"ock,_Reinhard_Genzel,_Tim_de_Zeeuw,_Oliver_Pfuhl,_Pau_Amaro_Seoane,_Antonia_Drescher,_Frank_Eisenhauer,_Maryam_Habibi,_Thomas_Ott,_Felix_Widmann,_Alice_Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.07595 |
VLTでSINFONIIFUを使用して、銀河中心の大規模な${\sim30"\times30"}$分光調査を提示します。過去20年間の観測を組み合わせて、2800ドルを超える星のスペクトルをまとめます。ブラケット-$\gamma$吸収線を使用して、$195$の若い星を識別し、既知の若い星のリストを$79$拡張します。若い星の角運動量分布を調べるために、事前に等方性クラスターを導入します。この事前の方法では、等方性クラスターを数学的に正確に再現し、数値シミュレーションでテストします。Sgr〜A*からの投影分離の関数として後部角運動量空間を計算します。観測された若い星の分布は、等方性クラスターとは大幅に異なることがわかります。以前に報告された時計回りの円盤の特徴を特定し、その角運動量がブラックホールからの分離の関数として変化することを発見し、時計回りの円盤の反りを確認します（$p\sim99.2\％$）。大きな間隔で、角運動量の3つの顕著な過密度を発見します。1つの過密度、反時計回りのディスクが以前に報告されています。他の2つは新しいです。これらの構造の可能性のあるメンバーを決定すると、75ドル\％$もの星がこれらの特徴の1つに関連付けられる可能性があることがわかります。反時計回りの円盤に属する星は、上部の重いKバンドの光度関数を示しますが、より大きな分離機能に属する星はそうではありません。私たちの観測は、その場での星形成のシミュレーションの予測とよく一致しており、これらの構造の一般的な形成について議論しています。
自己無撞着スペクトルモデリングによるSDSSEELGの恒星含有量の特性評価
| Title |
Characterisation_of_the_stellar_content_of_SDSS_EELGs_through_self-consistent_spectral_modelling |
| Authors |
Iris_Breda,_Jos\'e_M._Vilchez,_Polychronis_Papaderos,_Leandro_Cardoso,_Ricardo_O._Amorin,_Antonio_Arroyo-Polonio,_Jorge_Iglesias-P\'aramo,_Carolina_Kehrig,_Enrique_P\'erez-Montero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.07660 |
極度の輝線銀河（EELG）は注目に値する銀河の属であり、最終的には宇宙の正午に初期の銀河のローカルプロトタイプと見なされます。しかし、それらの恒星の内容のロバストな特性評価は、それらの光学分光データに存在する非常に高い輝線星雲によって妨げられています。この研究は、SDSSサーベイで観測された414個のEELGのサンプルの恒星特性を回復することに専念しています。これは、スペクトル合成コードFADOを使用して実現されます。このコードは、光スペクトルの輝線星雲と輝線星雲を一貫して考慮します。さらに、純粋に恒星のスペクトル合成コードStarlightを使用してEELGサンプルをさらに処理し、星形成銀河のサンプルに分析を拡張することにより、比較分析を実施しました。両方の銀河サンプルについて、スターライトによる恒星の質量と平均年齢の推定値は体系的に高い値に偏っていて、スペクトル合成によるEELGの物理的および進化的特性の適切な決定は、星雲の連続体放出が取り入れられた場合にのみ可能であることがわかります。アカウント。さらに、2つの集団合成コードの違いは、特定の星形成率と最も顕著な輝線のフラックスの合計による星形成活動の程度に起因する可能性があります。予想通り、理論的枠組みに基づいて、私たちの結果は、典型的なレベルの星形成活動をホストしている銀河であっても、スペクトル合成を実行しながら輝線星雲を考慮することの重要性を強調しています。
星形成の初期段階でのダスト凝固：分子雲の崩壊と最初の静水圧コアの進化
| Title |
Dust_coagulation_during_the_early_stages_of_star_formation:_molecular_cloud_collapse_and_first_hydrostatic_core_evolution |
| Authors |
Matthew_R._Bate |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.07681 |
原始惑星系円盤での惑星形成には、星間物質に見られるサブミクロンサイズからはるかに大きな物体に凝固するダスト粒子が必要です。初めて、3次元流体力学シミュレーションを使用して、星形成の初期段階でのダスト粒子の成長を研究します。典型的な星間ダストの粒度分布から始めて、分子雲コアの崩壊中のダストの成長と、恒星コアの形成前の最初の静水圧コアの進化を研究します。ダストサイズ分布が空間的および一時的にどのように変化するかを調べます。エンベロープは、これらのフェーズではほとんど成長せずに小さなダスト粒子の初期集団を維持しますが、内側の数百auでは最小の粒子が枯渇していることがわかります。ただし、最初の静力学コアが急速なダスト成長を形成すると、コア内で$100〜\mu$mを超えるサイズになります（恒星のコア形成前）。コアの中心からの距離が短くなると、徐々に大きな粒子が生成されます。急速に回転する分子雲コアでは、形成される「最初の静水圧コア」は、重力的に不安定である可能性のあるプレステラディスクとしてより適切に説明されます。このような場合、渦巻密度波では粒子の成長がより速くなり、ガスに対して粒子の移動がない場合でも、より大きな粒子が渦巻波で優先的に検出されます。したがって、粒子サイズ分布は、これらの非常に早い時期でさえ、最初のコア/プレステラディスクで大幅に変化する可能性があります。
| Title |
Top-down_formation_of_ethylene_from_fragmentation_of_superhydrogenated_polycyclic_aromatic_hydrocarbons |
| Authors |
Zeyuan_Tang,_Frederik_Doktor_S._Simonsen,_Rijutha_Jaganathan,_Julianna_Palot\'as,_Jos_Oomens,_Liv_Hornek{\ae}r_and_Bj{\o}rk_Hammer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.07705 |
フラグメンテーションは、過酷な星間条件下での多環芳香族炭化水素（PAH）の重要な崩壊メカニズムであり、H2、C2H2、C2H4などの小分子の形成経路の可能性を表しています。私たちの目的は、エネルギー処理を受ける超水素化PAHの解離メカニズムと、小さな炭化水素の形成経路を調査することです。実験的に、衝突誘起解離（CID）時にプロトン化テトラヒドロピレン（C16H15、py+5H+）とプロトン化ヘキサヒドロピレン（C16H17+、py+7H+）の質量分布を取得します。それらの主要なフラグメントのIRスペクトルは、赤外線多光子解離（IRMPD）によって記録されます。拡張タイトバインディング（GFN2-xTB）ベースの分子動力学シミュレーションは、実験で欠落している構造情報を提供し、断片化経路を特定するために実行されます。断片化の経路は、ハイブリッド密度汎関数理論（DFT）および分散補正レベルでさらに調査されます。CID実験とMDシミュレーションの両方で28質量単位のpy+7H+の損失の強い信号が観察されますが、py+5H+は、28の質量損失に対応する生成物の信号を無視できます。py+からの28質量損失7H+はエチレン（C2H4）の損失に割り当てられ、結果として得られるフラグメント種の計算されたIRスペクトルと実験的なIRスペクトルの間の良好な適合が得られます。さらなるDFT計算は、3つの連続したCH2分子実体を含む水素化PAH構成からのC2H4の損失のための好ましい速度論的経路を示しています。この共同の実験的および理論的調査は、超水素化PAHのフラグメンテーションからのエチレン形成の化学的経路を提案します。この経路は、水素化されたエッジ（水素化の程度や水素化された位置など）に敏感です。この経路を星化学モデルに含めると、推定されるエチレンの存在量が改善される可能性があります。
銀河中心における若い大規模クラスター形成の初期条件：大規模ガス流の収束
| Title |
The_initial_conditions_for_young_massive_cluster_formation_in_the_Galactic_Centre:_convergence_of_large-scale_gas_flows |
| Authors |
Bethan_A._Williams,_Daniel_L._Walker,_Steven_N._Longmore,_A._T._Barnes,_Cara_Battersby,_Guido_Garay,_Adam_Ginsburg,_Laura_Gomez,_Jonathan_D._Henshaw,_Luis_C._Ho,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Xing_Lu,_Elisabeth_A._C._Mills,_Maya_A._Petkova_and_Qizhou_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.07807 |
若い大規模クラスター（YMC）は、コンパクト（$\lesssim$1pc）、高質量（>10${}^4$M${}_{\odot}$）の恒星系であり、科学的に非常に興味深いものです。それらの希少性と急速な形成のために、星形成が始まる前のYMC始祖ガス雲の例はほとんどありません。その結果、YMCの形成に必要な初期条件は不確実です。高解像度（0.13$^{\prime\prime}$、$\sim$1000au）のALMA観測とMopraの単一皿データを提示し、銀河中心のダストリッジ`Cloudd'（G0.412$+$0.052、mass$\sim7.6\times10^4$M$_{\odot}$、radius$\sim3.2$pc）は、アーチのようなYMC（10$^4$M$_{\odot）になる可能性があります。}$、r$\sim$1pc）ですが、まだ星を形成していません。これは、それが巨大なクラスターを形成する最も若い既知の星形成前であることを意味し、したがって、YMC形成の初期条件を研究するための理想的な実験室である可能性があります。ダストの連続体に96個のソースがあり、質量は$\lesssim$3M$_{\odot}$で、半径は$\sim$10${}^3$auです。ソースの質量と分離は、乱流のフラグメンテーションではなく、熱によるフラグメンテーションと一致しています。ビリアルパラメータの推定値の不確実性が大きいため、ほとんどのソースの動的状態を明確に決定することはできません。大規模（$\sim$1pc）の収束ガス流の証拠が見つかりました。これにより、雲が急速に成長し、10$^5$年以内に10$^4$M$_{\odot}$を獲得する可能性があります。最高密度のガスは、大規模な流れの収束点で見つかります。この雲が多くの高質量星を形成することを期待していますが、高質量星のないコアは見つかりません。ソースが星形成の初期条件を表す場合、結果として得られるIMFはボトムヘビーになります。
局所銀河群矮小銀河における恒星系力学と暗黒物質
ニュートンの重力とダイナミクスの標準的な枠組みの中で解釈すると、矮小銀河の星とガスの運動学は、これらのシステムのほとんどが暗黒物質のハローによって完全に支配されていることを明らかにしています。したがって、これらの矮小銀河は、ダークハローの構造と暗黒物質の性質を研究するのに最適な天体物理学研究所の1つです。恒星系力学の観点から、局所銀河群の矮小銀河の性質をレビューします。それらの恒星成分の観測された運動学を説明し、動的モデリング技術の概要を提供した後、観測されたデータと動的モデルの組み合わせから推測されるように、暗黒物質の含有量とこれらの銀河の分布を調べます。また、近くの矮小銀河を、消滅または崩壊放出による暗黒物質の間接的な検出のターゲットとして使用する可能性についても簡単に触れます。
非普遍的な恒星の初期質量関数：$ z \ approx2-4$および他の天体物理学的プローブでの星形成率の大きな不確実性
| Title |
Non-Universal_Stellar_Initial_Mass_Functions:_Large_Uncertainties_in_Star_Formation_Rates_at_$z\approx_2-4$_and_Other_Astrophysical_Probes |
| Authors |
Joshua_J._Ziegler,_Thomas_D._P._Edwards,_Anna_M._Suliga,_Irene_Tamborra,_Shunsaku_Horiuchi,_Shin'ichiro_Ando,_Katherine_Freese |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.07845 |
多くの天体物理学の計算で広く使用されている、恒星の初期質量関数（IMF）がすべての銀河で普遍的であるという仮定を探ります。正規のSalpeterのようなIMFと非普遍的なIMFの両方を検討することにより、天体物理学における複数の観測量と導出量に対するさまざまなIMFの影響を比較することができます。具体的には、局所的な星形成率の関数として変化する非普遍的なIMFを検討し、星形成率密度（SFRD）、銀河系外の背景光、超新星（コア崩壊と熱核の両方）への影響を調査します。率、および拡散超新星ニュートリノバックグラウンド。私たちの最も興味深い結果は、採用された変動IMFが、通常想定されるよりも$z\approx2-4$でのSFRDの不確実性を大幅に増大させることです。確かに、普遍的なSalpeterのようなIMFを使用して得られた標準的な結果よりも、$\gtrsim3$低い係数であるSFRD（観測された銀河の光度分布を使用して推測）が見つかりました。第二に、私たちが調査する非ユニバーサルIMFは、ユニバーサルIMFと比較して、超新星のコア崩壊率が$\sim2$の係数で減少することを意味します。他の潜在的なトレーサーは、IMFの特性の変更によってわずかに影響を受けるだけです。現在入手可能なデータは、ユニバーサルまたは非ユニバーサルIMFの明確な選好を提供していないことがわかりました。ただし、赤方偏移$z\gtrsim2$での星形成率とコア崩壊超新星率の測定値の改善は、識別のための最良の見通しを提供する可能性があります。
| Title |
Initial_periods_and_magnetic_fields_of_neutron_stars |
| Authors |
Andrei_P._Igoshev,_Anastasia_Frantsuzova,_Konstantinos_N._Gourgouliatos,_Savina_Tsichli,_Lydia_Konstantinou,_Sergei_B._Popov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.06823 |
パルサー周期と磁場の初期分布は、複数の現代の天体物理学モデルの重要な要素です。直接測定を使用してこれらの分布を適切に制約するための十分な作業が行われていません。ここでは、超新星残骸に関連する若い中性子星の特性を厳密に分析することにより、このギャップを埋めることを目指しています。このタスクを実行するために、既知の年齢推定値を持つ超新星残骸と一意にペアになっている56個の中性子星のカタログを編集します。さらに、複数の統計手法を使用してこのカタログを分析します。ラジオパルサーの磁場と周期の分布は、両方とも対数正規分布を使用して十分に記述されていることがわかりました。平均磁場は$\log_{10}[B/\mathrm{G}]=12.44$であり、標準偏差は$\sigma_B=0.44$です。マグネターと中央のコンパクトなオブジェクトは同じ分布に従いません。平均初期期間は$\log_{10}P_0[P/\mathrm{s}]=-1.04_{-0.2}^{+0.15}$であり、標準偏差は$\sigma_p=0.53_{-0.08}^です。{+0.12}$。正規分布が中性子星の初期周期を十分に説明していないことを示します。初期周期分布のパラメータは、ブレーキングインデックスの正確な値に影響されません。
LGRB前駆体について：熱的に生成されたニュートリノからのアプローチ
ガンマ線バースト（GRB）は、宇宙で最も強力な電磁（EM）源です。長いGRB（LGRB）は、数秒を超える一般的なプロンプト放出を伴うイベントに対応します。それらは、ブラックホール（BH）または急速に回転する高磁化中性子星（NS）のいずれかである可能性がある中央のコンパクトオブジェクトエンジン内の非常に大きな星の爆縮の後に発生すると一般に考えられています。それにもかかわらず、ユニークなモデルを定義することの最も挑戦的な側面の1つは、始祖が最初に直接EM観察のために隠されたままであるということです。この作業では、代替ソリューションを提供するために、両方のGRB前駆体で熱的に生成されたニュートリノ特性の進化を調査します。前駆体と火の玉のシナリオの両方の特性を考慮して、3つのフレーバーの混合レジーム内の振動確率を計算します。次に、予想されるニュートリノ比を取得し、マグネター生成の兆候が顕著に見られる以前に観測されたGRBのサンプルを考慮して、将来のハイパーカミオカンデ（Hyper-K）検出器で検出される可能性のあるこれらのソースからのイベント数も推定します。。私たちの調査結果は、予測されたニュートリノ率を調べると、これらのイベントに関連する始祖のタイプを決定するための追加のメカニズムがもたらされることを示しています。これは、たとえば、隠れたジェットを伴ういわゆる「失敗した」GRBなどの電磁的な対応物を直接観察できない場合、または光度曲線分析が決定的でない場合に特に役立ちます。
| Title |
Geminga_contribution_to_the_cosmic-ray_positron_excess_according_to_the_gamma-ray_observations |
| Authors |
Guang-Yao_Zhou,_Zhao-Huan_Yu,_Qiang_Yuan,_Hong-Hao_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.07038 |
2ゾーン拡散シナリオと低エネルギーカットオフの注入スペクトルを想定して、近くのパルサーゲミンガからの注入による宇宙線陽電子過剰の解釈を試みます。ゲミンガからの高エネルギー陽電子と電子は逆コンプトン散乱を介して$\gamma$線を誘導できるため、$\sim10$TeVのHAWCおよびFermi-LATからのゲミンガ周辺の拡張$\gamma$線観測を考慮に入れます。$\mathcal{O}（10）$GeVの場合。Fermi-LATデータの分析によって主張された拡張$\gamma$線観測によると、ゲミンガは陽電子と電子への$40\％$エネルギー変換効率の陽電子過剰を説明できることがわかりました。ただし、別のフェルミ-LAT分析によって与えられた拡張$\gamma$線の制約に基づくと、ゲミンガからの陽電子は陽電子の過剰を説明するには不十分です。ゲミンガが陽電子過剰を説明できるかどうかを判断するには、拡張された$\gamma$線のFermi-LATデータをさらに堅牢に分析することが重要です。
MAGIC望遠鏡による矮小楕円銀河の観測からのブラノン暗黒物質の抑制
| Title |
Constraining_branon_dark_matter_from_observations_of_the_dwarf_spheroidal_galaxies_with_the_MAGIC_telescopes |
| Authors |
Tjark_Miener,_Daniel_Nieto,_Viviana_Gammaldi,_Daniel_Kerszberg,_Javier_Rico |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.07055 |
主要大気ガンマイメージングチェレンコフ（MAGIC）望遠鏡システムによって実行された矮小楕円銀河Segue〜1の観測により、非常に高エネルギーのガンマ線バンドでの最初のブラノン暗黒物質（DM）検索を提示します。ブレーンは、ブレーンの変動に対応する柔軟なブレーンワールドモデルに現れる新しい自由度です。それらは、自然なDM候補である弱く相互作用する巨大粒子として振る舞います。Segue〜1データにガンマ線信号がない場合、ビン化された尤度分析を使用して、ブラノンDMパラメーター空間に制約を課します。熱平均消滅断面積（$95\％$信頼水準で）に対する最も制約のある限界は、$\langle\sigmav\rangle\simeq1.4\times10^{-23}〜\text{cm}^に対応します。{3}\text{s}^{-1}$$\sim0.7〜\text{TeV}$のブラノンDM質量。
ケンタウルス座Aにおける硬X線（14-195KeV）放射の性質と起源を調査するために、13年間のSwift/BAT観測を使用しました。2004年のSwift運用の開始以来、14-195KeVバンドが検出され、ソーススペクトルがわずかに変化します。スペクトルの変動は、2013年以降、より明るくなる傾向に続いて、より顕著になりました。パワースペクトル密度法を使用して、観測された硬X線光子束の変動は、PSDの中断の証拠がなく、傾斜のレッドノイズプロセス$-1.3$と一致していることがわかりました。30日を超える時間遅延なしに、硬X線と230GHzの電波束の変動との間に有意な相関関係があることがわかりました。時間的およびスペクトル分析は、ADAF（移流が支配的な降着流）モデルを除外し、硬X線放射が電波ジェットの内部領域で生成されることを確認します。
光球の後退と同族爆発の光度の再検討
| Title |
Photosphere_Recession_and_Luminosity_of_Homologous_Explosions_Revisited |
| Authors |
Hongxuan_Jiang,_Xuewen_Liu_and_Zhiyong_You |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.07652 |
噴出物の最も外側の端に位置する光球を仮定することによって、Arnett等。（1980、1982、1989）は、超新星における同族爆発の光度曲線を分析的および数値的に示し、再結合効果を含めました。実際、相同膨張が進むにつれて、光球は噴出物の奥深くに後退します。この状況では、光球の半径は早い時期に増加し、後で減少します。これは、Liuらによって提案された簡単な方法で説明できます。（2018）。光球の後退が光度の進化にどのように影響するかを研究するために、光球に境界条件を課して、合理的であることが明らかにされた噴出物の温度の空間的および時間的分布を決定します。光球の後退は、後退なしの以前の結果と比較して光度を低下させることがわかります。これは、タイプIIP超新星の観測でテストできます。
バイナリ中性子星合体から生まれた数週間前のマグネターのハイパーフレア
| Title |
A_hyper_flare_of_a_weeks-old_magnetar_born_from_a_binary-neutron-star_merger |
| Authors |
B.-B._Zhang,_Z._J._Zhang,_J.-H._Zou,_X._I._Wang,_Y.-H._Yang,_J.-S._Wang,_J._Yang,_Z.-K._Liu,_Z.-K._Peng,_Y.-S._Yang,_Z.-H._Li,_Y.-C._Ma,_B._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.07670 |
$\sim10^{14}-10^{15}$Gの超強力な磁場を持つ孤立した中性子星の集団であるマグネターは、さまざまな天体物理学的過渡現象を説明するためにますます受け入れられています。発生期のミリ秒周期のマグネターは、そのスピンダウンエネルギーを放出し、ガンマ線バースト（GRB）とそれに続くX線プラトー、超高輝度超新星（SLSNe）、およびCDF-SXT-2。天の川銀河内では、10^3-10^4$年の年齢のマグネターが観測されており、巨大なフレアと繰り返されるソフト$\gammaの形で、磁気エネルギーを犠牲にしてさまざまな過渡現象に電力を供給することがわかっています。$線または硬X線バーストおよび時折高速電波バースト（FRB）。マグネターの巨大フレアは、近くの銀河からの偽装された短いGRBとしても検出されました。ここでは、近くの銀河におけるマグネターのハイパーフレアとしてのGRBの識別を報告します。ハイパーフレアの大きさは、典型的なマグネタージャイアントフレアの約1000倍明るいです。減衰する光度曲線で、かなりの$\sim80$ミリ秒の周期が検出されます。この期間を自転周期として解釈し、若いマグネターに典型的な磁場の強さを考えると、マグネターの年齢はわずか数週間に制限されます。イベントの数週間前に（超高輝度）超新星もGRBも検出されなかったため、マグネターは2つの中性子星の軸外合体イベントから生まれた可能性があります。私たちの発見は、仮想のミリ秒マグネターと観測された銀河マグネターの間のギャップを埋め、マグネターを動力源とするガンマ線トランジェントのより広いチャネルを指し示しています。
相対論的衝撃降着流の領域におけるブラックホール源からのコア電波放射の起源について
| Title |
On_the_origin_of_core_radio_emissions_from_black_hole_sources_in_the_realm_of_relativistic_shocked_accretion_flow |
| Authors |
Santabrata_Das_(IITG),_Anuj_Nandi_(URSC),_C._S._Stalin_(IIA),_Suvendu_Rakshit_(ARIES),_Indu_Kalpa_Dihingia_(IITI),_Swapnil_Singh_(URSC),_Ramiz_Aktar_(Xiamen_University),_Samik_Mitra_(IITG) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.07737 |
ブラックホールの周りの相対論的、非粘性、移流降着流を研究し、降着流の重要な特徴、すなわち衝撃波を調査します。衝撃によって誘発される付着解が一般的であり、そのような解は、エネルギー（${\calE}$）や角運動量（$\lambda$）などの広範囲の流れパラメーターに対して一般的に得られることを観察します。スピン値$0\lea_{\rmk}<1$のブラックホール。衝撃が本質的に散逸的である場合、降着エネルギーの一部は、衝撃遷移の位置でディスクの上面と下面から放出されます。散逸衝撃（$\Delta{\calE}^{\rmmax}$）で抽出できる最大降着エネルギーは、シュワルツシルトでは$\sim1\％$と$\sim4.4\％$であることがわかります。それぞれブラックホール（$a_{\rmk}\rightarrow0$）とカーブラックホール（$a_{\rmk}\rightarrow1$）。$\Delta{\calE}^{\rmmax}$を使用して、ジェットを生成するためのエネルギー収支に準拠できる運動力の損失（同等に衝撃光度、$L_{\rm衝撃}$）を計算します。/ジェットベースからの流出（$i.e。$、衝撃後の流れ）。$L_{\rmショック}$を、サブエディントン降着率で10ドル桁に及ぶ広い質量範囲で観測されたブラックホール源のコア電波輝度（$L_R$）と比較し、現在の形式は$16$銀河ブラックホールX線連星（BH-XRB）と$2176$活動銀河核（AGN）の$L_R$を説明するために実行可能である可能性があります。さらに、中間質量ブラックホール（IMBH）源のコア電波輝度に対処し、現在のモデル形式が、サブエディントン降着限界におけるIMBH源のコア電波放射を説明するのにおそらく適切であることを示します。
SN2020tlfの星周シェルと超新星前放出
閉じ込められた星周（CS）の密な殻と、SN2020tlf（タイプIIP）の強力な超新星前放出の現象に対処します。\ha\線と星周相互作用のモデリングは、CSシェルの半径が$\sim$10$^{15}$cmであり、$\sim0.2M_{\odot}$の質量が$\sim$6年前に失われたことを意味します。爆発。爆発後の超新星のスペクトルと測光は、その強力な光度の間に超新星前によって失われた物質の明らかな兆候を示していません。この材料は、おそらくCSシェルの内部ゾーンに存在していました。対流核燃焼ゾーンでの$5\times10^{48}$ergのエネルギーによるフラッシュの結果の流体力学的モデルを提示します。このモデルは、観測に基づいて、数百日間の超新星前層（$\sim0.1M_{\odot}$）の放出と$10^{40}$ergs$^{-1}$の光度を予測します。。コア崩壊に関連する超新星のコンパクトなCSシェルの現象を説明するために、対流核燃焼帯の乱流による音波発生のライトヒルメカニズムを提案します。
{\ it Fermi}とASIMで観測された発光GRB210619Bの迅速な放出分析：熱的流出から非熱的流出への移行？
| Title |
Prompt_emission_analysis_of_luminous_GRB_210619B_observed_with_{\it_Fermi}_and_ASIM:_a_transition_between_thermal_to_non-thermal_outflow? |
| Authors |
M.D._Caballero-Garc\'ia,_Rahul_Gupta,_S._B._Pandey,_S._R._Oates,_M._Marisaldi,_Y.-D._Hu,_A._J._Castro-Tirado,_R._S\'anchez-Ram\'irez,_P._H._Connell,_F._Christiansen,_A._Kumar_Ror,_A._Aryan,_J.-M._Bai,_M._A._Castro-Tirado,_Y.-F._Fan,_E._Fern\'andez-Garc\'ia,_A._Kumar,_A._Lindanger,_A._Mezentsev,_J._Navarro-Gonz\'alez,_T._Neubert,_N._{\O}stgaard,_I._P\'erez-Garc\'ia,_V._Reglero,_D._Sarria,_T._R._Sun,_D.-R._Xiong,_J._Yang,_Y.-H._Yang,_and_B.-B._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.07790 |
国際宇宙ステーション（{\itISS}）に設置された大気-宇宙相互作用モニター（ASIM）とガンマ線バーストモニター（GBM）によって検出された、非常に明るく長いGRB210619Bの詳細な迅速な放出観測と分析を報告します。）フェルミミッションに搭載。私たちの主な目標は、GRB210619Bの放射メカニズムとジェット組成を理解することです。測定された赤方偏移が$z$=1.937の場合、GRB210619BはFermiがこれまでに観測した最も明るい10個のバーストの範囲内にあることがわかります。GRB210619Bのエネルギー分解された即発発光曲線は、非常に明るい硬発光パルスと、それに続くより軟らかい/より長い発光パルスを示します。バーストの時間分解スペクトル分析を使用して得られた低エネルギー光子指数（$\alpha_{\rmpt}$）値は、熱（より硬いパルス中）から非熱（より柔らかいパルス中）への流出の間の遷移を明らかにします。スペクトルパラメータ間の相関を調べ、ピークエネルギーと$\alpha_{\rmpt}$の両方がフラックストラッキングパターンを示すことを発見しました。遅い時間のブロードバンドフォトメトリックデータセットは、$\nu_m$$<\nu_c$$<\nu_{x}$（ここで、$\nu_m$、$\nu_c$、および$\nu_{x}$は、それぞれシンクロトロンピーク、冷却破壊、およびX線周波数です）めったに観測されないハード電子エネルギー指数（$p<$2）をサポートするスペクトル領域です。小マゼラン雲（SMC）の絶滅の法則について、E（B-V）=0.14$\pm$0.01の中程度の値のホスト絶滅が見つかりました。さらに、10.4\、mGTCがホスト銀河（$z$=1.937にある）の深い上限を設定し、バーストのためにかすかな、矮星のホストを支持する、遅い時間の光学観測も報告します。
CLASSへの適用を伴うTESボロメータアレイの校正
| Title |
Calibration_of_TES_bolometer_arrays_with_application_to_CLASS |
| Authors |
John_W._Appel,_Charles_L._Bennett,_Michael_K._Brewer,_Ricardo_Bustos,_Manwei_Chan,_David_T._Chuss,_Joseph_Cleary,_Jullianna_D._Couto,_Sumit_Dahal,_Rahul_Datta,_Kevin_Denis,_Joseph_Eimer,_Thomas_Essinger-Hileman,_Kathleen_Harrington,_Jeffrey_Iuliano,_Yunyang_Li,_Tobias_A._Marriage,_Carolina_N\'u\~nez,_Keisuke_Osumi,_Ivan_L._Padilla,_Matthew_A._Petroff,_Karwan_Rostem,_Deniz_A._N._Valle,_Duncan_J._Watts,_Janet_L._Weiland,_Edward_J._Wollack,_and_Zhilei_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.06901 |
遷移エッジセンサー（TES）ボロメータのキロピクセルアレイを対象とした現在および将来の宇宙マイクロ波背景放射（CMB）実験には、正確で堅牢なゲインキャリブレーション方法が必要です。標準TESモデルを単純化してリファクタリングし、検出器の応答性キャリブレーションと光学時定数を、測定されたTES電流$I$と適用されたバイアス電流$I_{\mathrm{b}}$に直接関連付けます。CosmologyLargeAngularScaleSurveyor（CLASS）TESボロメータアレイ用に開発されたキャリブレーション方法は、CMB観測の前に毎日取得される電流対電圧（$I$-$V$）の測定値に依存しています。Qバンド（40GHz）の$I$-$V$測定値を光負荷でビニングすることにより、ビン内のゲインキャリブレーションの中央値の標準誤差は0.3％であることがわかります。月を測光標準として使用して、この「$I$-$V$ビン」検出器のキャリブレーション方法の精度をテストします。同じフィードホーンを共有する検出器ペア間で測定された月の振幅の比率は、0.5％のTESキャリブレーションエラーを示しています。また、CLASSQバンドTESアレイの場合、適用されたTESバイアス電流のみに基づいて個々の検出器の応答をキャリブレーションすると、時間の経過に伴うTESゲインの変動が正確に補正されますが、データカウントからパワーユニットまでのTESキャリブレーションにバイアスが生じます。TES電流バイアス値はすべての観測の前に設定および記録されるため、このキャリブレーション方法は常に生のTESデータに適用でき、$I$-$V$データ品質または処理エラーの影響を受けません。
三次元運動学的距離の精度について
過去10年間で、BeSSeLサーベイとVERAプロジェクトは、VLBI技術を使用して、約250個の巨大な若い星の三角視差を測定してきました。これらの情報源は、天の川のほぼ半分にわたって渦巻腕をトレースしています。今必要なのは、銀河中心をはるかに超えたそのような星までの正確な距離です。ここでは、視線速度と適切な動きを組み合わせて3D運動学的距離の推定値を生成することにより、このニーズに対処する可能性を分析します。太陽から約10kpc以内の光源の場合、重大な系統的不確実性が発生する可能性があり、三角視差は一般的に優れています。ただし、銀河中心をはるかに超えた光源の場合、3D運動学的距離は堅牢で、三角視差によって通常達成できるよりも正確です。
FIGAROによる重力波ホストの迅速な位置特定
GW170817電磁対応物の検出後に作成された豊富な科学文献は、共動ボリューム内の重力波の迅速かつ正確な位置特定の重要性を示しました。この手紙では、ベイズのノンパラメトリックに依存する、すぐに使用でき、公開されているソフトウェアであるFIGAROを紹介します。FIGAROは、パラメーター推定アルゴリズムと並行して実行され、更新された3次元ボリュームローカリゼーション情報を提供するように設計されています。既存のアルゴリズムとは異なり、FIGARO再構成の分析的性質により、重力波イベントのホストである確率によって銀河カタログのエントリをランク付けできるため、重力波の迅速な電磁追跡のための追加ツールが提供されます。GW170817だけでなく、バイナリブラックホールでのFIGAROの機能を説明します。最後に、いわゆるppプロットを作成することにより、FIGAROの堅牢性を示し、情報エントロピーに基づいて、パラメーター推定の実行中にスカイマップのリリースを開始することが合理的であるかどうかを評価する方法を示します。
キャベンディッシュコンピューター：電波天文学の科学計算で働く女性
第二次世界大戦後の数十年間のケンブリッジ大学のキャベンディッシュ研究所における電波天文学の科学的コンピューティングの歴史に関する議論。これは、電波天文学のための開口合成技術の開発と、大学の数学研究所によって開発された新しいコンピューティング技術であるEDSAC、EDSAC2、およびTITANコンピューターを使用してそれがどのように必要であったかをカバーしています。それは、電波天文学グループによってなされた科学的進歩、特に定常状態仮説と矛盾する証拠の組み立てに注目しています。また、より大きな望遠鏡の構築を可能にしたソフトウェアの進歩、つまり高速フーリエ変換（FFT）とデグリッドアルゴリズムについても検証します。科学出版物のために描いた図から、コンピューターのプログラミングや操作、科学論文の執筆に至るまで、女性の貢献が明らかになっています。
豊川と野辺山の電波偏光計で得られた70年以上の太陽マイクロ波データ
| Title |
Over_seven_decades_of_solar_microwave_data_obtained_with_Toyokawa_and_Nobeyama_Radio_Polarimeters |
| Authors |
Masumi_Shimojo_and_Kazumasa_Iwai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.07454 |
太陽マイクロ波フラックスとその偏光のモニタリング観測は、1950年代に豊川と三鷹で日本で始まりました。現在（2022年4月）、国立天文台（NAOJ）の野辺山キャンパスにある野辺山電波偏光計（NoRP）で観測を続けています。この論文では、現在NoRPによって実施されている観測に先立つ太陽マイクロ波監視観測の簡単な歴史を紹介します。次に、豊川と野辺山で得られた太陽マイクロ波とそのメタデータを確認します。データセットは、NAOJの天文学データセンターが運営するソーラーデータアーカイブシステム（SDAS）によって、http（https://solar.nro.nao.ac.jp/norp/）およびFTP（ftp：/）を介して公開されています。/solar-pub.nao.ac.jp/pub/nsro/norp/）プロトコル。
強化学習を使用したオンスカイ補償光学制御に向けて
| Title |
Towards_on-sky_adaptive_optics_control_using_reinforcement_learning |
| Authors |
J._Nousiainen,_C._Rajani,_M._Kasper,_T._Helin,_S._Y._Haffert,_C._V\'erinaud,_J._R._Males,_K._Van_Gorkom,_L._M._Close,_J._D._Long,_A._D._Hedglen,_O._Guyon,_L._Schatz,_M._Kautz,_J._Lumbres,_A._Rodack,_J.M._Knight,_K._Miller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.07554 |
潜在的に居住可能な太陽系外惑星の直接イメージングは、地上ベースの超大型望遠鏡での次世代の高コントラストイメージング機器の主要な科学的事例の1つです。この厳しい科学目標を達成するために、機器には、キロヘルツから数キロヘルツのフレームレートで数千のアクチュエータを制御するeXtreme補償光学（XAO）システムが装備されています。居住可能な太陽系外惑星のほとんどは、現在のXAOシステムの制御法則が強い残差を残す、ホスト星からの小さな角度の分離に位置しています。静的マトリックスベースの波面再構成や積分器制御などの現在のAO制御戦略は、時間遅延エラーに悩まされ、敏感です。誤登録、つまり、制御システムのジオメトリの動的な変化。これらの制限に対処し、大幅に改善されたAO補正を提供し、したがってコロナグラフの点像分布関数の残留フラックスを低減する制御方法を作成することを目指しています。AOの強化学習の以前の作業を拡張します。PO4AOと呼ばれる改良された方法は、ダイナミクスモデルを学習し、ポリシーと呼ばれる制御ニューラルネットワークを最適化します。この方法を紹介し、8mおよび40mの望遠鏡の開口部の場合のピラミッド波面センシングを使用したXAOの数値シミュレーションを通じて研究します。さらにPO4AOを実装し、スチュワードラボでMagAO-Xを使用してラボ環境で実験を行いました。PO4AOは、シミュレーションおよび実験室で、DMおよびピラミッドWFSの制御領域内の係数3〜5による数値シミュレーションでのコロナグラフのコントラストを改善することにより、望ましいパフォーマンスを提供します。提示された方法は、トレーニングも迅速で、つまり、通常5〜10秒のタイムスケールであり、推論時間は、非常に大きな望遠鏡でも現在利用可能なハードウェアを使用したXAOのリアルタイム制御で使用できるほど十分に短い（<ms）。。
SAAOでの測光に基づく月明かりに照らされた空の輝度プロファイルの改訂された簡略化された散乱モデル
この論文は、明るい月の存在下でのサザーランドの南アフリカ天文台（SAAO）での夜空の明るさのマルチフィルター測定を提示します。観測は、広範囲の空の方向、月の満ち欠け、月の位置をカバーしています。天文学研究で頻繁に適用されるモデルと比較して、月のビームの大気の絶滅をより正確に反映する月光による空の明るさを推定するために、改訂された簡略化された散乱モデルが開発されています。月光以外の光源による夜空の明るさへの寄与が定量化され、全空のバックグラウンド放射から差し引かれ、散乱された月光のスペクトル強度と角度分布が決定されます。次に、大気散乱位相関数は、空の明るさを、新しいアプローチを使用して推定された、入ってくる月のビームの強度と比較することによって導き出されます。位相関数は、理論上のレイリー散乱関数とミー散乱関数を組み合わせたものと非常によく一致することが示されています。後者は、以前の研究でよく使用されていた指数角度関係ではなく、ヘニエ-グリーンスタイン形式です。測定された空の明るさとモデルの空の明るさの偏差が一部のバンドで明らかな場合、これらは多重散乱または大気光からの寄与によって説明され、それに応じて定量化されます。このモデルは、特に明るい月が存在する場合に、光学測光バンドでSAAOの空の明るさを予測するための効果的なツールを構成します。この方法論は、他の天文サイトでの使用にも容易に適合させることができます。この論文はさらに、49個の星の$UBV（RI）_c$とStr{\"o}mgren測光を示していますが、ほとんどの場合、そのようなデータはありません。
太陽エネルギー粒子：HとHeの存在量の空間的範囲と意味
太陽エネルギー粒子（SEP）の衝撃加速の重要性を示す最も初期の指標の1つは、広くて速いコロナ質量放出（CME）によって駆動される衝撃波が全体に広がるときに生成される、「段階的な」SEPイベントの広い空間範囲でした。太陽。3Heと重い元素の特徴的な強化を伴う対照的な「衝動的な」SEPイベントは、現在、ソーラージェットのオープン磁力線での磁気リコネクションに関連付けられています。ただし、大きな衝撃波は残留衝撃超熱イオンのプールを通過することもあり、ジェットは衝撃波を駆動する高速CMEを生成する可能性があります。どちらの場合も、衝撃は「衝撃的な」存在量の兆候と冠状プラズマでイオンを再加速します。これらのより複雑なイベントは、このプロセスを識別する「過剰な陽子」を生成し、最近、4Heの存在量の分布の違いは、シードの個体数と加速モードの組み合わせに依存することもわかっています。4Heの存在量の極端な違いは、ソーラージェットによってサンプリングされた冠状領域の存在量の根本的な違いを反映している可能性があり、驚くべきことに、衝撃波が2つのシード粒子集団をサンプリングするSEPイベントは、単一のソース。
Gemini/NIRIデータにおける太陽系外惑星のホスト星の多様性の解決
| Title |
Resolving_the_Multiplicity_of_Exoplanet_Host_Stars_in_Gemini/NIRI_Data |
| Authors |
Kim_Miskovetz,_Trent_J._Dupuy,_Jessica_Schonhut-Stasik,_Keivan_G._Stassun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.06899 |
大多数の星には、1つまたは複数の恒星の仲間がいます。太陽系外惑星が発見され続けているので、それらの恒星の仲間を特定するために惑星系を調べることが重要です。固有運動の変化を観察することで、コンパニオンはホストスターに誘発する加速度によって検出できます。ふたご座/NIRIで収集された既存の補償光学イメージングデータを持つHipparcos-GaiaCatalogofAccelerations（HGCA）から701個の星を選択しました。これらのうち、惑星候補をホストすることが知られている21の星を調べ、ジェミニのDRAGONSソフトウェアを使用してそれらのアーカイブNIRIデータを減らしました。NIRI画像と、ガイアの繰り込み単位重量誤差値およびHGCAの加速度を使用して、コンパニオンについてこれらのシステムを評価しました。3つの既知の可視コンパニオンを検出し、可視コンパニオンがないが、位置天文測定で未解決のコンパニオンの可能性を示す2つのシステムが見つかりました。
熱対流は、一般に、恒星または惑星のダイナモのエネルギー源であると考えられています。この短い論文では、別の可能性、すなわち大規模な潮流を提供します。公転周期が2日または3日である太陽のような星のような近接連星では、大規模な潮流は対流に匹敵するか、それよりもさらに強く、磁気ダイナモ作用を引き起こす可能性があります。ダイナモ方程式と潮汐理論に基づいて、大規模な潮流によって引き起こされる磁気エネルギーを推定します。これは、軌道周波数の3乗に比例します。私たちの推定は、近い連星の将来の分光偏光観測と数値シミュレーションによってテストすることができます。
黒点群の彩層再発ジェットとそれらの粒界起源
| Title |
Chromospheric_recurrent_jets_in_a_sunspot_group_and_their_inter-granular_origin |
| Authors |
Jie_Zhao,_Jiangtao_Su,_Xu_Yang,_Hui_Li,_Brigitte_Schmieder,_Kwangsu_Ahn,_Wenda_Cao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.06981 |
黒点群内の多波長でのGoode太陽望遠鏡（GST）による繰り返し扇状ジェットの高解像度観測について報告します。ジェットのダイナミクス挙動は、Haラインプロファイルから導き出されます。よく識別された1つのイベントの定量値が得られ、最大投影速度は42kms^-1、ドップラーシフトは20kms^-1のオーダーでした。ジェットのフットポイント/ルートは、静かな太陽と比較して、Haラインプロファイルの中心が持ち上げられており、これらの場所での長時間の加熱を示唆しています。グループ内の小さな黒点間の磁場は、光球内の高速収束流（4kms^-1）を伴う、粒界レーンに沿った寄生極性を伴う非常に高解像度のパターンを示しています。ジェットのフットポイントの近くで、反対の極性の間の磁気キャンセルが観察されます。粒界レーンに沿って、約1000ガウスの水平磁場が衝撃的に生成されます。全体として、光球と彩層を通るさまざまな層でのすべての速度論的特徴は、再発する扇状のジェットの対流駆動の再接続シナリオを支持し、粒子間レーンに対応する光球と彩層の間の再接続のサイトを証明します。
個々のスペクトル線で正確な視線速度を測定します。 III。恒星活動信号の線形成温度への依存性
| Title |
Measuring_precise_radial_velocities_on_individual_spectral_lines._III._Dependence_of_stellar_activity_signal_on_line_formation_temperature |
| Authors |
K._Al_Moulla,_X._Dumusque,_M._Cretignier,_Y._Zhao,_J._A._Valenti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.07047 |
コンテクスト。太陽系の星を周回する地球のような太陽系外惑星の検出に必要な視線速度（RV）の精度を約0.1m/sにするための主な障害は、恒星の活動の影響を軽減することです。目的。この研究では、スペクトル線分の形成温度に関する派生RVの依存性を調査します。メソッド。スペクトル合成を使用して、ブレンドされていないスペクトル線の観測された波長ポイントごとに、出現するフラックスの50％が発生する恒星温度を計算します。次に、テンプレートマッチングを使用して、さまざまな温度範囲のRV時系列を作成できます。結果。HARPS-N太陽データとHARPS$\alpha$CenB測定を使用して、顕著な恒星活動の時間間隔で、活動によって誘発されたRV信号が考慮される温度範囲に応じて異なる振幅と周期性を持っていることを示します。太陽の測定値を、同時画像で見られるアクティブな表面領域からのシミュレートされた寄与と比較し、対流運動の抑制が支配的な効果であることを発見しました。結論。慎重に選択された一連のスペクトル線から、さまざまな恒星温度範囲での恒星活動のRV影響を測定できます。対流抑制の効果を、より高温の温度範囲で形成されたスペクトル線分と強く相関させることができます。より低い温度では、導出されたRVは、平均RV時系列と比較して反対方向の変動を示し、彩層放射とのより強い反相関を示します。
ソーラーグランドミニマムの時代における太陽風/磁気圏結合の特異性
| Title |
Peculiarities_of_the_Solar-Wind/Magnetosphere_Coupling_in_the_Era_of_Solar_Grand_Minimum |
| Authors |
Yuri_I._Yermolaev,_Irina_G._Lodkina,_Aleksander_A._Khokhlachev,_Mikhail_Yu._Yermolaev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.07206 |
1976年から2019年の期間のOMNIベースの太陽風（SW）測定のデータに基づくと、21〜24太陽周期（SC）のSWタイプの動作、およびプラズマと惑星間磁場（IMF）パラメーターは次のようになります。勉強した。ソーラーグランドミニマムの時代（SC23）の始まりとともに、CIRによって開始された磁気嵐の割合が増加したことが示されています。さらに、太陽風の密度、温度、およびIMFの低下により、磁気圏とのSWの相互作用の性質に変化が生じる可能性があります。
確率論的太陽粒子現象予測（PROSPER）モデル
| Title |
The_Probabilistic_Solar_Particle_Event_foRecasting_(PROSPER)_Model |
| Authors |
Athanasios_Papaioannou,_Rami_Vainio,_Osku_Raukunen,_Piers_Jiggens,_Angels_Aran,_Mark_Dierckxsens,_Sotirios_A._Mallios,_Miikka_Paassilta,_Anastasios_Anastasiadis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.07325 |
確率的太陽粒子イベントfoRecasting（PROSPER）モデルは、太陽エネルギー粒子（SEP）イベントの発生確率と予想されるピークフラックスを予測します。太陽フレア（経度、大きさ）、コロナ質量放出（幅、速度）、および両方の組み合わせの特性から、一連の積分陽子エネルギー（つまり、E$>$10、$>$30、および$>$100MeV）の予測が導き出されます。ここでは、SEPイベント予測を導出するためのPROSPERモデルの方法論について説明し、アーカイブされたデータに基づくモデルの検証を一連のケーススタディについて示します。PROSPERモデルは、新しい運用可能な高度な太陽粒子イベントキャスティングシステム（ASPECS）ツールに組み込まれ、ESAの将来のSEP高度な警告システム（SAWS）の一部としてSEPイベントのナウキャスト（短期予測）を提供します。ASPECSは、実行オンデマンド機能を介して履歴ケースについてPROSPERに問い合わせる機能も提供します。
太陽フレア中の高エネルギー粒子の準周期的加速
2002年7月23日のX4.8フレアの衝撃段階（SOL2002-07-23T00：35）中の高エネルギー粒子における非定常準周期的脈動（QPP）の観測を報告します。X4.8フレアは、ReuvenRamatyHighEnergySolarSpectroscopicImager、NobeyamaRadioPolarimeters、およびNobeyamaRadioheliographによって同時に測定されました。ウェーブレット変換によって決定される約50秒の準周期は、ガンマ線放出で検出されます。同じ方法を使用すると、約90秒の準周期が、ほぼ同時にガンマ線連続体、硬X線（HXR）、および電波放射で検出されます。私たちの観察は、フレアQPPは、反復的な磁気リコネクションによって準周期的に加速される高エネルギーイオンと非熱電子に関連しているはずであることを示唆しています。ガンマ線線と連続体/HXR/電波放射の間の異なる準周期は、この太陽フレアの高エネルギーイオンと非熱電子の間の加速または伝播の明らかな違いを示しています。
衝突する風のバイナリにおけるトムソン散乱からの光学的から紫外線への偏光変動のモデリング
| Title |
Modeling_the_Optical_to_Ultraviolet_Polarimetric_Variability_from_Thomson_Scattering_in_Colliding_Wind_Binaries |
| Authors |
Richard_Ignace,_Andrew_Fullard,_Manisha_Shrestha,_Yael_Naze,_Kenneth_Gayley,_Jennifer_L_Hoffman,_Jamie_R_Lomax,_Nicole_St-Louis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.07612 |
巨大な星のバイナリは、質量と恒星風の質量損失率を測定するための重要な実験室です。主な課題は、視線の傾きを推測し、衝突する風の相互作用（CWI）領域に関する情報を抽出することです。高度にイオン化された風における電子散乱による偏光変動は、システムの形状に関する重要な診断情報を提供します。Cantoetal1996に基づいて、バイナリからの可変偏光に対する\citet{brown_polarisation_1978}のよく知られた一般化された処理と、風の間の形状および面密度CWIショックインターフェースの半解析的ソリューションを初めて組み合わせます。逆二乗法則の風密度と軸対称性の仮定の形でいくつかの簡略化を含めますが、そうすることでいくつかの確固たる結論に到達します。1つは、風がほぼ等しい場合（たとえば、O\、+\、Oバイナリ）、分極はバイナリ分離とともに比較的穏やかに低下することです。もう1つは、トムソン散乱が灰色の不透明度であるにもかかわらず、連続偏光は紫外線波長で色彩効果を示すことができますが、より長い波長ではほとんど一定になるということです。最後に、たとえばWR+OBバイナリのように、一方の風が他方を支配する場合、偏光はOB成分がより明るい波長で大きくなり、一般にWR成分がより明るい波長で小さくなると予想されます。この振る舞いは、WR星の観点から、球形からの散乱エンベロープの歪みがWR星から遠くに位置する小さな摂動であるために発生します。対照的に、OB星からの偏光の寄与は、CWIショックの形状によって支配されます。
$ {\ sim} $ 0.5〜AUでPSPによって観測されたステルスストリーマー-ブローアウトCMEの噴火と惑星間進化
| Title |
Eruption_and_Interplanetary_Evolution_of_a_Stealthy_Streamer-Blowout_CME_Observed_by_PSP_at_${\sim}$0.5~AU |
| Authors |
Sanchita_Pal,_Benjamin_J._Lynch,_Simon_W._Good,_Erika_Palmerio,_Eleanna_Asvestari,_Jens_Pomoell,_Michael_L._Stevens_and_Emilia_K._J._Kilpua |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.07713 |
ストリーマーブローアウトコロナ質量放出（SBO-CME）は、太陽極小期の主要なCME集団です。それらは通常遅く、明確な低冠状の特徴を欠いていますが、地磁気嵐を引き起こす可能性があります。外挿されたコロナフィールドと四肢外の低コロナの遠隔観測の助けを借りて、多段階の交感神経ブレイクアウトシナリオと一致する連続したCME噴火が先行するSBO-CMEの開始を研究します。内部太陽圏パーカーソーラープローブ（PSP）の観測から、SBO-CMEがCMEフラックスロープに掛けられた太陽圏磁場およびプラズマシート構造と相互作用していることが明らかです。CMEの方位磁束の$18\、\pm\、11\％$が磁気リコネクションによって侵食され、この侵食は太陽からの太陽圏距離${\sim}0.35$AUに達した後に始まったと推定されます。この観察研究は、SBO-CMEの開始と太陽圏環境との相互作用を理解する上で重要な意味を持っています。
彩層渦巻きI.H$ \alpha$観測における自動検出とその統計的性質
| Title |
Chromospheric_swirls_I._Automated_detection_in_H$\alpha$_observations_and_their_statistical_properties |
| Authors |
I._Dakanalis_(1),_G._Tsiropoula_(1),_K._Tziotziou_(1)_and_I._Kontogiannis_(2)_((1)_Institute_for_Astronomy,_Astrophysics,_Space_Applications_and_Remote_Sensing,_National_Observatory_of_Athens,_15236,_Penteli,_Greece,_(2)_Leibniz-Institut_f\"ur_Astrophysik_Potsdam_(AIP),_An_der_Sternwarte_16,_14482,_Potsdam,_Germany) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.07720 |
彩層の渦は、上部太陽大気のダイナミクスと加熱に重要な役割を果たしていると考えられています。彩層観測でそれらを自動的に検出して追跡し、それらの特性を決定することが重要です。最近開発された自動彩層スワール検出法を、H$\alpha$スペクトル線のH$\alpha$-0.2\r{A}波長で得られた太陽彩層の静かな領域の時系列観測に適用しました。スウェーデンの1m太陽望遠鏡のCRISP機器。このアルゴリズムは、高コントラストの彩層観測で渦巻くイベントの形態的特徴を利用し、時系列の各フレームでこれらの構造を検出し、時間の経過とともに追跡します。平均寿命を導き出すための生存分析を含む、それらのさまざまな特性を決定するために統計分析を実施しました。常に146$\pm$9の渦巻きがFOV内で検出されました。平均面密度は$\sim$0.08swirls$$Mm$^{-2}$に等しく、発生率は$\sim$10$^{-2}$swirls$$Mm$^{-2}$です。min$^{-1}$。これらの値は、彩層観測から以前に報告された値よりもはるかに高くなっています。検出されたスワールの半径は0.5〜2.5Mmの範囲で、平均値は1.3$\pm$0.3Mmであり、以前のレポートよりもわずかに高くなっています。寿命の範囲は1.5分から33.7分で、算術平均値は$\sim$8.5分です。ただし、寿命の生存分析では、カプランマイヤー推定量をパラメトリックモデルと組み合わせて使用すると、平均寿命は10.3$\pm$0.6分になります。自動化された方法は、目視検査よりもその存在量に多くの光を当てますが、より高いケイデンス、より高い解像度の観察は、おそらく、より小さなスケールでより短い寿命でより多くのそのような特徴の検出をもたらすでしょう。
パルサータイミングアレイによる超軽量暗黒物質からの基本的な定数変動の抑制
| Title |
Constraining_Fundamental_Constant_Variations_from_Ultralight_Dark_Matter_with_Pulsar_Timing_Arrays |
| Authors |
David_E._Kaplan,_Andrea_Mitridate,_Tanner_Trickle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.06817 |
パルサータイミングアレイ（PTA）は、周波数帯域$\text{nHz}\lesssimf\lesssim\mu\text{Hz}$で非常に感度の高い検出器です。質量が$10^{-23}\、\text{eV}\lesssimm_\phi\lesssim10^{-20}\、\text{eV}$の範囲にある超軽量暗黒物質（ULDM）は1つのクラスですこの周波数ウィンドウで信号を生成することが知られているDMモデルの数。ULDMの純粋な重力サインは以前に研究されましたが、この作業では、ULDMと通常の物質との直接結合の存在下で発生するPTAの2つの信号を検討します。これらの結合は、基本定数、つまり粒子の質量と結合に変化を引き起こします。これらの変動は、パルサーの慣性モーメントを変化させ、角運動量の保存を介してパルサーのスピン変動を誘発したり、基準クロックシフトによる見かけのタイミング残差を誘発したりする可能性があります。現在のPTAデータセットを模倣した模擬データを使用することにより、PTA実験が、電子、ミューオン、またはグルーオンに結合されたULDMのねじり天秤および原子時計の制約よりも優れていることを示します。クォークや光子への結合の場合、PTAと原子時計が同様の制約を設定していることがわかります。さらに、将来のPTAがこれらの制約をさらに改善する方法について説明し、PTAに対するULDMの以前に研究された効果と比較してこれらの信号の固有の特性を詳しく説明します。
| Title |
Constraining_Feeble_Neutrino_Interactions_with_Ultralight_Dark_Matter |
| Authors |
Abhish_Dev,_Gordan_Krnjaic,_Pedro_Machado,_Harikrishnan_Ramani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.06821 |
超軽量$（\ll$eV）の場合、ボソン暗黒物質は右巻きニュートリノに結合し、アクティブなニュートリノの質量と混合角は周囲の暗黒物質の密度に依存します。暗黒物質のバックグラウンドによって誘発されるニュートリノマヨラナ質量がディラック質量と比較して小さい場合、ニュートリノは、ほぼ縮退した活動状態と無菌状態の間で振動する「疑似ディラック」フェルミオンです。このようなシナリオの完全な宇宙論的歴史を提示し、さまざまな地上および宇宙論的観測量から厳しい限界を見つけます。「ファジー」暗黒物質レジーム（$\sim10^{-20}$eV）のスカラー質量の場合、これらの制限は、ニュートリノ間の重力に匹敵する湯川相互作用に対応する、次数$10^{-30}$の結合を除外します。スカラーによって誘発された電子と陽子の結合における時間変化の同等の限界を超えています。
アクシオンとアクシオンのような粒子（ALP）の物理学は、多くの新しい実験的提案、理論的アイデア、および検索作業に役立つ元の天体物理学と宇宙論の議論で、信じられないほど生産的な期間を楽しんでいます。多数の実験的提案は、今後数年間で根本的な進歩（おそらく発見？）につながる可能性があります。この記事の目的は、アクシオンとALP現象学における最近の進展のいくつかの非常に簡単な概要を提供し、この重要な分野のいくつかの関連する側面を議論することです。実験的検索の対象となるアクシオンパラメータ空間の動機付けられた領域の定義に特に注意が払われています。
| Title |
Reynolds_number_dependence_of_Lagrangian_dispersion_in_direct_numerical_simulations_of_anisotropic_magnetohydrodynamic_turbulence |
| Authors |
J._Pratt,_A._Busse,_W.-C._M\"uller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.06879 |
大規模な磁場は、星間物質や星間物質、星の内部、その他の天体プラズマの導電性物質を通り抜け、レイノルズ数の高い乱流の領域で異方性の流れを生み出します。二乗平均平方根の磁気変動にほぼ等しい強さの磁場によって構造化された乱流に遭遇するのは一般的です。この作業では、このような磁場の影響を受ける異方性電磁流体力学（MHD）乱流の直接数値シミュレーションを、同じ解像度でグリッドサイズを最大$2048^3$まで増加させる一連のケースに対して実行します。結果は、1,400から21,000までの範囲のレイノルズ数での一連の密接に比較可能なシミュレーションです。流体粒子を追跡し、単一粒子および2粒子統計を計算することにより、ラグランジアンの観点からレイノルズ数の影響を調査します。これらの統計におけるMHD乱流に対するAlfv\'enic変動と基本異方性の影響について説明します。単一粒子の拡散曲線は、磁場に沿った方向と磁場に垂直な方向が異なる、穏やかな超拡散挙動を示します。競合する整列プロセスは、特に時間スケールの慣性サブレンジの開始時に、粒子ペアの分散に影響を与えます。相対分散のスケーリングは、レイノルズ数が大きいほど慣性サブレンジで明確になり、リチャードソンの予測で示されるよりも急勾配であることがわかります。
SgrA*シャドウ画像を使用したブラックホール赤道反射対称性のテスト
M87銀河と私たち自身の銀河の超大質量ブラックホールの最近リリースされた画像は、ブラックホール時空の調査と一般相対性理論（GR）のテストを可能にします。ブラックホール時空の赤道反射対称性の違反は、明らかにGRを超えた物理学の喫煙銃です。この論文では、SgrA*ブラックホール画像のリングサイズの境界を使用して、ブラックホール反射対称性の違反に制約を課します。これは、$\sim10\％$内のGRで予測される臨界曲線半径と一致します。理論にとらわれないフレームワークを採用して、ブラックホールの多極子を変更することなく、反射対称性の違反が単一のパラメーターによってパラメーター化されるカーのようなメトリックを検討します。時空が反射非対称であっても、キリングテンソルに関連する隠れた対称性が存在するため、臨界曲線は常に垂直対称です。重要な曲線のサイズは、違反している反射対称性の量に敏感であることがわかり、SgrA*画像を使用してモデルのパラメーター空間に最初の制約を課します。
漸近的安全重力からのプランクスターズ
漸近安全重力プログラムは、通常$\om$と$\gamma$で示される2つの自由パラメーターに依存する、実行中のニュートン結合定数の特定の形式を提案します。新しい測定基準は、「実行中の」重力定数、特に新しいブラックホール時空から推測できます。もちろん、新しいメトリックによって満たされる最小要件は、大きな半径座標でのSchwarzschildフィールドとのマッチングである必要があります。新しいメトリックをドノヒュー量子補正ポテンシャルと一致させるという単純な要求をさらに課すことにより、$\om$パラメータの負の値を見つけます。したがって、まだ調査されていないブラックホールメトリックが見つかります。プランク星。
一次電弱相転移：非摂動的更新
標準模型を超える粒子が相転移で積分されるのに十分重いと仮定して、一次電弱相転移を非摂動的に研究します。高温次元削減を利用して、格子モンテカルロシミュレーションを実行し、遷移を特徴付ける主な量を計算します。臨界温度、潜熱、表面張力、気泡核形成率、以前の格子研究の更新と拡張です。ヒッグスの自己結合が効果的に減少するため、理論が一次相転移を与える領域に焦点を当て、摂動論との詳細な比較を行います。
局所的にスケール不変の重力における宇宙論
「跳ねる」宇宙論モデルは、重力のワイル不変スカラーテンソル（WIST）理論の文脈で提案されています。ワイル不変であることに加えて、理論はU（1）対称であり、保存されたグローバル電荷を持っています。宇宙背景放射全体は、静的な「共動」フレームで進化する複雑なスカラー場によって説明されます。その（次元）弾性率$\chi$は、質量のダイナミクスと見かけの空間膨張を制御します。宇宙論的赤方偏移は、本質的に、共動フレーム内のリュードベリ定数の宇宙進化によるものです。$\chi$の時間的進化は、中心ポテンシャル$V（\chi）$の存在下での点粒子の進化に類似しています。スカラー場は時空の曲率を導きます。そのようなものとして、それは（宇宙論的）ダークセクターを説明することができます。放射のエネルギー密度とスカラー場の位相$\alpha$に関連する運動エネルギーのエネルギー密度（反対の符号）の相互作用により、古典的な非特異な安定したほぼ対称のバウンスダイナミクスが得られます。放射線が支配的な時代。これには、ブルーシフトの時代に続く「バウンス」が先行する、観測されたレッドシフトの時代が含まれます。モデルは本質的に地平線や平坦性の問題がありません。ビッグバン元素合成は、「バウンス」での典型的なエネルギースケールの1〜10MeVの下限を設定します。
Parkes Pulsar Timing Arrayを使用して、宇宙ひもによって誘発された確率的重力波の背景を検索する
| Title |
Searching_for_cosmic_string_induced_stochastic_gravitational_wave_background_with_the_Parkes_Pulsar_Timing_Array |
| Authors |
Ligong_Bian,_Jing_Shu,_Bo_Wang,_Qiang_Yuan_and_Junchao_Zong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.07293 |
15年間にわたるパークスパルサータイミングアレイのデータを使用して、宇宙ひもから放出される確率的重力波の背景を検索します。いくつかのパルサータイミングアレイ実験によって明らかにされた一般的なべき乗則の超過は、宇宙ひもからの重力波の背景によって説明される可能性があることがわかりますが、特徴的なヘリングスダウン相関の欠如はまだその物理的起源を確立できません。したがって、宇宙ひもモデルのパラメータに対する制約は、一般的なべき乗則の超過が未知の背景によるものであるという控えめな仮定に基づいて導き出されます。ループ分布関数が異なる2つの代表的な宇宙ひもモデルを検討します。無次元の弦張力パラメーター$G\mu<10^{-11}\sim10^{-10}$に対する制約が得られます。これは、高周波LIGO-Virgo実験で得られたものよりも2桁厳しいものです。一方のモデルでは厳しくなく、もう一方のモデルではそれほど厳しくありません。結果は、$U（1）$の自発的対称性の破れの尺度が$10^{16}$GeVを2〜3桁下回る、大統一理論をテストする機会を提供します。したがって、パルサータイミングアレイ実験は、宇宙ひもおよび初期宇宙の標準模型物理学を超えた基礎を探るという点で、LIGO-Virgo実験を完全に補完します。
チャーン・サイモンにおける重力波のキラリティー$ f（R）$重力宇宙論
この論文では、軸方向のチャーン・サイモン補正された$f（R）$重力理論の枠組みを検討し、生成された原始重力波のキラリティーを研究します。特に、2つの主要なアクシオンモデル、カノニカルミスアラインメントアクシオンモデルと動的アクシオンモデルを検討します。どちらも、インフレーションラグランジアンに$R^2$項が存在する場合に、興味深い粒子現象論を提供します。アクシオンは、インフレ時代のバックグラウンドの進化に大きな影響を与えません。インフレ時代は、$R^2$の重力によってのみ制御されます。ただし、チャーン・サイモン項が存在するため、テンソル摂動は直接影響を受けます。私たちの目的は、両方のアクシオンモデルについて、チャーン・サイモン項が重力波モードに及ぼす影響の程度を明らかにすることです。原始テンソルモードの振る舞いの分析的記述を作成することを目指しており、したがって、$R^2$重力によって制御されるほぼデシッターの原始進化について、テンソルモードの進化方程式を分析的に解きます。スーパーホライズンモードとサブホライズンモードの分析研究に焦点を当てます。ミスアラインメントモデルについては、サブホライズンモードとスーパーホライズンモードの両方の解析解を生成することができました。この場合、円偏光関数の動作が見つかりました。我々の結果は、生成されたテンソルスペクトルが強くキラルであることを示しています。ただし、動的アクシオンモデルの場合、解析解はスーパーホライズンモードに対してのみ取得されます。テンソルモードのキラリティーの振る舞いを把握するために、スーパーホライズンモードのキラリティーを研究しましたが、より完全な研究が必要であり、分析的に行うことは不可能です。
隠されたセクターの塔：一般的な治療と物理学の意味
これらの隠れたセクターの1つが目に見えるセクターに結合された、互いに結合された隠れたセクターの塔の分析が与えられ、目に見えるセクターの物理学に対するそのような結合の影響が調査されます。したがって、分析では、可視セクターが隠れセクター1にのみ結合し、後者が隠れセクター2にも結合し、隠れセクター2が隠れセクター3に結合する、$n$の隠れセクターの数を考慮します。このような設定では、隠れたセクターと目に見えるセクターの連続的に弱い結合のセットが生成されます。一般に、これらのセクターはそれぞれ異なる熱浴に住んでいます。各熱浴の温度と数密度の相関進化のために、結合されたボルツマン方程式の閉じた形のセットを開発します。次に、異なるセクター間にスカラーポータルを持つ単純化されたモデルに形式を適用します。暗黒物質の直接検出実験と将来のダークラディエーションのCMBプローブに関連する予測が行われます。
不安定なニュートリノは宇宙の質量境界を緩和することができる
軽いニュートリノの質量は、現在、宇宙論的プローブを介して最も厳しく制約されています。特に、プランクのコラボレーションは、標準的な宇宙論モデル内で$95\％$CLで$\summ_\nu\leq0.12\、\mathrm{eV}$を報告します。これは、実験室での検索から生じるものよりも1桁以上強力です。額面通りにとられた宇宙論的限界は、ニュートリノ振動データをうまく説明することができるニュートリノフレーバーモデルの過多を除外します。しかし、宇宙の限界の間接的な性質により、ニュートリノが宇宙の年齢よりも短いタイムスケールで崩壊する場合、限界を最大$\summ_\nu\sim1\、\mathrm{eV}$まで緩和することができます。tau_\nu\leqt_U$。最小拡張シーソーフレームワークの一般的なモデル内で、タイプ$\nu_i\to\nu_4\phi$の減衰をどのように実現できるかを示します。このアイデアは、$U（1）_{\mu-\tau}$フレーバーモデルのコンテキスト内で明示的に実現されます。
巨大なブランス・ディッケ重力におけるバイナリX線源
この研究は、大規模なブランス・ディッケ重力における低質量ブラックホール連星のX線放射に焦点を当てています。まず、光学的に厚く、涼しく、幾何学的に薄いディスクに対して、よく知られているShakura-Sunyaevモデルを採用して降着円盤を計算します。さらに、恒星質量ブラックホールによって生成された重力場は、巨大なブランス・ディッケ重力におけるアインシュタインの理論のシュヴァルツシルト時空の類似物であると仮定します。最も関連性の高い量、つまり、i）視線速度、ii）エネルギーと面密度、およびiii）完全に半径座標の関数としての圧力を計算します。また、ディスクによって生成されたX線放射のソフトスペクトル成分を計算します。さらに、より標準的なSchwarzschildソリューションで説明されているように、スカラー場の質量がバイナリのプロパティをどのように変更するかを詳細に調査します。
再結合前制動放射のデカップリングによる無線過剰はありますか？
最近、熱制動放射は、再結合の前に分離すると、サブGHz周波数でプランク宇宙マイクロ波背景放射を超える過剰を生成することが示唆されています。それ自体が注目に値するのは、これは銀河系外の電波バックグラウンドの予測における長年の説明のつかない不足を説明することにもなります。この簡単なメモでは、物質と放射が速度論的に結合されたままである場合、そのような非熱的成分はそれ自体では発生しないことを繰り返します。
回転する愛：回転するニュートンの星の動的な潮流
| Title |
Rotating_Love:_The_dynamical_tides_of_spinning_Newtonian_stars |
| Authors |
Pantelis_Pnigouras,_Fabian_Gittins,_Amlan_Nanda,_Nils_Andersson,_David_Ian_Jones |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.07577 |
ニュートン重力の文脈で、刺激的なバイナリシステムで回転する中性子星の動的な潮汐応答をモデル化するために必要なフレームワークを開発します。潮汐摂動は、通常の振動モードの観点から分解され、任意の回転速度で有効な有効ラブ数の式を導出するために使用されます。私たちの分析は、動的潮汐のモード合計表現に必要な直交条件に関連する微妙な問題を強調し、順行モードと逆行モードがどのように組み合わされて全体的な潮汐応答を提供するかを示しています。低速回転展開を利用して、動的潮汐（有効ラブ数）が回転の1次で補正されるのに対し、静的潮汐（静的ラブ数）の場合、回転補正は2次まで入力されないことを示します。
Sgr A $ ^ \star$観測によるBorn-Infeld$f（T）$テレパラレル重力のテスト
| Title |
Testing_Born-Infeld_$f(T)$_teleparallel_gravity_through_Sgr_A$^\star$_observations |
| Authors |
Kimet_Jusufi,_Salvatore_Capozziello,_Sebastian_Bahamonde,_Mubasher_Jamil |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.07629 |
銀河中心の周りを周回するS2星からの観測データを使用して、拡張されたテレパラレル重力モデルのブラックホール解を制約します。続いて、いて座A$^{\star}$ブラックホールの影像を作成します。特に、Born-Infeld$f（T）$モデルに表示されるパラメーター$\alpha=1/\lambda$を制約します。強い重力レジームでは、パラメータ$\alpha$の増加に伴って影の半径が増加することがわかります。具体的には、S2星の観測から、1$\sigma$内で、パラメーターが$0\leq\alpha/M^2\leq6\times10^{-4}$の間にある必要があることがわかります。その結果、最適なパラメーターを使用してSgrA$^{\star}$ブラックホールの影の画像をモデル化し、次にガウス-ボネの定理を使用して、パラメーター$\alpha$の主要な次数展開の偏向角を分析しました。パラメータ範囲内で、これらのオブザーバブルはシュヴァルツシルトの場合に非常に近いことがわかります。さらに、Born-Infeld$f（T）$モデルの最適なパラメーターを使用して、角直径がSgrA$^{\star}$ブラックホール角直径$（51.8\pm2.3）\mu$arcsecおよびGRと区別するのが難しい。光のたわみ角については、一次的に、ADM質量で表されるたわみ角はGRと一致しますが、ボルン・インフェルト$f（T）$重力のADM質量は、$の増加とともに増加します。\alpha$と全体的なたわみ角は、$f（T）$重力の方が大きいと予想されます。この事実の結果として、影画像で観察される電磁強度がGRと比較して小さいことを示しました。
初期宇宙における高エネルギー粒子の複数種の熱化カスケード
重い長寿命の粒子はBSM物理学に豊富にあり、一般的な状況下では、宇宙のエネルギー密度を支配するようになります。結果として生じる物質が支配的な時代は、ビッグバン元素合成が始まる前に、質量$M$の重物質成分が温度$T$の熱浴に崩壊することによって終了する必要があります。熱化のプロセスには、主に、エネルギーの高い粒子をより低いエネルギーで2つの粒子にほぼ同一線上に分割することが含まれます。これらのプロセスを正しく処理するには、分割率を抑制するコヒーレンス効果を含める必要があります。標準模型（SM）のすべてのゲージボソンとフェルミ粒子を含む、結果として得られた結合ボルツマン方程式を書き留めて数値的に解きます。次に、非熱スペクトルの比率$M/T$への依存性、および物質の崩壊率とさまざまなSM粒子への分岐比についてコメントします。
| Title |
Towards_the_primordial_black_hole_formation_threshold_in_a_time-dependent_equation-of-state_background |
| Authors |
Theodoros_Papanikolaou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.07748 |
原始ブラックホール（PBH）の重力崩壊プロセスの研究では、臨界エネルギー密度摂動しきい値$\delta_\mathrm{c}$を決定する必要があります。これは、PBH形成時の宇宙の状態方程式に依存します。これまで、分析および数値手法の大部分は、PBH形成時に一定の状態方程式（EoS）パラメーター$w$を想定して、$\delta_\mathrm{c}$を計算していました。この作業では、$\delta_\mathrm{c}$の計算のために[1]の定数$w$処方を一般化し、その制限についてコメントした後、時間依存の場合のPBHしきい値の最初の推定値を示します。$w$背景。特に、EoSパラメータが時間とともに大幅に変化し、$w$の急激な軟化により、PBH生成が向上すると予想される、QCD相転移の場合に形式を適用します。最後に、定数EoSパラメーターを想定して$\delta_\mathrm{c}$を決定するために、結果を分析的および数値的アプローチと比較します。
1auでの惑星間コロナ質量放出のクロスヘリシティ
| Title |
Cross_helicity_of_interplanetary_coronal_mass_ejections_at_1_au |
| Authors |
S._W._Good,_L._M._Hatakka,_M._Ala-Lahti,_J._E._Soljento,_A._Osmane,_E._K._J._Kilpua |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.07751 |
惑星間コロナ質量放出（ICME）には、広範囲のスケールにわたる磁場と速度の変動が含まれています。これらの変動は、バックグラウンド磁場に対して平行または反平行に伝播するAlfv\'enic波束として解釈される可能性があり、逆方向に伝播するフラックス間のパワーの差は、クロスヘリシティによって定量化されます。1995年から2015年の間に1auでWind宇宙船によって観測された226個のICMEフラックスロープと176個のICMEシースで、慣性範囲変動のクロスヘリシティを$10^{-3}-10^{-2}$Hzで決定しました。フラックスロープとシースの平均、正規化されたクロスヘリシティはそれぞれ0.18と0.24であり、ここでの正の値は正味の反太陽フラックスを示しています。ICMEのフラックスは、平均して反太陽方向に傾いていますが、平均クロスヘリシティが大きい1auの太陽風よりもバランスが取れている傾向があります。重ね合わせたエポックプロファイルは、クロスヘリシティがシース内で急激に低下し、前縁近くのフラックスロープ内で最小に達していることを示しています。より不均衡な太陽風のようなクロスヘリシティが後縁に向かって、そしてロープ軸から横方向に遠くに見られました。クロスヘリシティのフラックスロープの向きへの依存性と上流の衝撃の存在が考慮されます。1auでのICMEの低クロスヘリシティの潜在的な起源には、太陽での閉ループフラックスロープのバランスの取れた駆動と惑星間空間でのICME-太陽風の相互作用が含まれます。変動の低いクロスヘリシティをICMEシグネチャの標準リストに追加することを提案します。
いて座A$^*$の事象の地平線望遠鏡画像からの重力理論と基本的な物理学の地平線スケールのテスト
| Title |
Horizon-scale_tests_of_gravity_theories_and_fundamental_physics_from_the_Event_Horizon_Telescope_image_of_Sagittarius_A$^*$ |
| Authors |
Sunny_Vagnozzi,_Rittick_Roy,_Yu-Dai_Tsai,_Luca_Visinelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.07787 |
ブラックホール（BH）とその影の地平線スケールの画像は、強磁場領域での重力と基本的な物理学のテストに前例のないウィンドウを開き、カーメトリックが時空の適切な説明を提供するかどうかをテストできるようにします。超大規模なBHのイベント範囲の近く。古典的な一般相対性理論の解からの動機付けられた広範囲の逸脱を考慮し、射手座A$^*$（SgrA$^*$）の事象の地平線望遠鏡（EHT）観測を使用してそれらを制約し、明るいリングのサイズを接続します基礎となるBHシャドウの放出に変換し、SgrA$^*$の質量対距離比の高精度測定を活用します。私たちが検討し、その基本的なパラメータを制約するシナリオには、さまざまな通常のBHモデル、ストリングおよび非線形の電気力学に触発された時空間、スカラー場による無毛定理の違反、重力の代替理論、新しい成分が含まれます一般化された不確定性原理やバローエントロピー、ワームホールや裸の特異点の例を含むBHミミッカーなど。SgrA$^*$の画像は、特定の質量のSchwarzschildBHのシャドウサイズよりも大きいシャドウサイズを予測するモデルに特に厳しい制約を課すことを示します。たとえば、バローエントロピーの場合、大幅に制約を導き出します。宇宙的なものよりもきつい。私たちの結果は、SgrA$^*$の影からの基本的な物理学の最初のテストのひとつであり、後者は一般相対性理論の予測と非常によく一致しているように見えますが、さまざまな動機のある代替シナリオ（BHを含む）を示しましたmimickers）は、現時点で除外されるにはほど遠いです。
GW150914でリングダウンオーバートーンを検索しています
GW150914の合併後のデータを再分析して、基本的な四重極モードを超えた準ノーマルモードを検索します。現在、データに準ノーマルモードの倍音の証拠が含まれているかどうか、およびどの程度含まれているかについて、文献には継続的な意見の不一致があります。著者によって最近提案されたリングダウンデータ分析には、周波数領域アプローチを使用します。私たちの分析には、主に時間領域で実行される他の分析と比較して、いくつかの利点があります。特に、ベイジアンリングダウン分析の一部として、ソーススカイの位置とリングダウンの開始時間は（単に固定されるのではなく）無視されます。GW150914には倍音の暫定的な証拠がありますが、他の場所で報告されているよりも重要性は低くなっています。ピークひずみ振幅の時間の不確実性を無視して、私たちの好ましい分析は、$\sim1.8\sigma$でゼロから離れてピークに達した倍音振幅の後方を示します。
