銀河団Abell1550における粒子の再加速と拡散電波源
| Title |
Particle_re-acceleration_and_diffuse_radio_sources_in_the_galaxy_cluster_Abell_1550 |
| Authors |
T._Pasini,_H._W._Edler,_M._Br\"uggen,_F._de_Gasperin,_A._Botteon,_K._Rajpurohit,_R._J._van_Weeren,_F._Gastaldello,_M._Gaspari,_G._Brunetti,_V._Cuciti,_C._Nanci,_G._di_Gennaro,_M._Rossetti,_D._Dallacasa._D._N._Hoang,_and_C._J._Riseley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.12281 |
銀河団ガスでの粒子の再加速を抑制することを目的として、銀河団A1550での拡散電波放射を研究します。54、144、400、1400MHzの4つの異なる周波数での観測を利用します。分析を補完するために、アーカイブのチャンドラX線データを利用します。すべての周波数で、54MHzで1.2Mpcの範囲の超急峻なスペクトルの無線ハロー（$S_\nu\propto\nu^{-1.6}$）を検出します。その形態は、チャンドラ観測から推測された熱銀河団ガスの分布に従います。中央に位置するヘッドテール電波銀河の西側で、500kpcの投影範囲の電波遺物を検出します。遺物から、600kpcの長さの橋が出発し、ハローに接続します。遺物と電波銀河の間で、その湾曲したスペクトルを考えると、おそらく電波フェニックスである可能性が高いものを観察します。フェニックスは2本の腕を介して電波銀河の尾に接続されており、300kpcでほぼ一定のスペクトル指数を示しています。ハローは、その軸がNE-SW方向にある、大規模な合併によって引き起こされた乱流によって生成される可能性があります。これは遺物の位置によって裏付けられており、その起源は合併軸に沿って伝播する衝撃に起因する可能性があります。同じ衝撃が断熱圧縮によってフェニックスを生成した可能性もありますが、ブリッジは衝撃によって事前に加速された後、乱流によって再加速された電子によって生成される可能性があります。最後に、電波銀河の尾から離れる2本の腕で穏やかな再活性化のヒントを検出します。
N3LOでのスローロールインフレ
次世代の宇宙論的観測は、曲率摂動の原始べき乗則スペクトルにおける純粋なべき乗則からの小さな偏差に敏感になります。スローロールインフレーションのコンテキストでは、これらの偏差は予想され、スペクトルインデックスのいわゆる実行に対応します。それらの測定は、スケール不変性からの偏差の発見と同じくらい多くの情報をもたらすでしょう。ただし、ロバストなパラメータ推論では、これまで完全には決定されていなかった、考えられる高次の不確実性を最小限に抑える必要があります。最小および非最小運動項。したがって、私たちの結果は、音速が変化する弦に触発されたインフレーションモデルを網羅しています。
ローカルハッブルパラメータの四重極：Ia型超新星データを使用した最初の制約と将来の調査の予測
| Title |
The_quadrupole_in_the_local_Hubble_parameter:_first_constraints_using_Type_Ia_supernova_data_and_forecasts_for_future_surveys |
| Authors |
Suhail_Dhawan,_Antonin_Borderies,_Hayley_J._Macpherson,_Asta_Heinesen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.12692 |
宇宙原理は、宇宙が十分に大きなスケールで空間的に均質で等方性に見えると主張しています。宇宙原理の基本的な意味を考えると、さまざまなスケールでその有効性を経験的にテストすることが重要です。この論文では、パンテオンとJLAの両方の編集からのIa型超新星（SN〜Ia）のマグニチュードと赤方偏移の関係を使用して、ハッブル流の理論的に動機付けられた異方性を制約します。特に、有効ハッブルパラメータの四重極モーメントと有効減速パラメータの双極子モーメントを制限します。使用する赤方偏移フレームに関係なく、重要な四重極項は見つかりません。私たちの結果は、$\sim100h^{-1}$Mpcのスケールで数パーセントの四重極モーメントの理論的期待値と一致しています。これらのスケールでは、モノポール$H_0$に対して$\sim10\％$四重極振幅の上限を設定します。1055SNe〜Iaの予測低$z$サンプルの場合、5$\sigma$レベルで$\sim7\％$四重極モーメントを検出できることがわかります。減速パラメータの指数関数的に減衰する双極子モーメントは、使用する赤方偏移フレームに応じて重要度が異なることがわかります。地動説のフレームでは、予想どおり、$\sim3\sigma$の重要度で検出されます。宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の残りのフレームでは、限界の$\sim2\sigma$双極子が見つかりますが、固有の速度補正を適用した後、双極子は重要ではありません。最後に、超新星と比較して最適な休息のフレームがCMBのフレームとは異なることを発見しました。
近くの宇宙の大規模構造からの暗黒物質の消滅と崩壊に対する制約
| Title |
Constraints_on_dark_matter_annihilation_and_decay_from_the_large-scale_structure_of_the_nearby_universe |
| Authors |
Deaglan_J._Bartlett,_Andrija_Kosti\'c,_Harry_Desmond,_Jens_Jasche,_Guilhem_Lavaux |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.12916 |
暗黒物質粒子の崩壊または消滅は、それらが崩壊または消滅する種からのガンマ線放出によって検出できます。これは通常、天の川のハロー、局所銀河群の小人、近くのグループなど、特定の暗黒物質が豊富なオブジェクトからのフラックスをモデル化することによって行われます。ただし、これらのオブジェクトはバリオンプロセスからもかなりの放出があると予想され、分析ではほとんどの空のガンマ線データが破棄されます。ここでは、銀河からのベイジアン起源再構築アルゴリズムを使用して生成された一連の制約付き$N$-bodyシミュレーション（CSiBORG）を使用して、$\sim$200Mpc内の大規模構造からガンマ線フラックスの全天テンプレートを構築します。この再構成の不確実性、小規模な構造、および観測されたガンマ線の空への天体物理学的寄与を説明するパラメータをマージナライズし、マルコフ連鎖モンテカルロによる暗黒物質の消滅断面積と崩壊率を制限するために、フェルミ大面積望遠鏡からの観測と比較します。分析。すべての$m_\chi\lesssim7{\rm\、GeV}/c^2$について、消滅によって$Z$ボソンが生成される場合、95％の信頼度で$s$波消滅の熱遺物断面を除外します。グルーオンまたはクォークはボトムクォークよりも質量が小さい。$3.3\sigma$での暗黒物質崩壊と同じ空間分布を持つガンマ線空への寄与を推測します。これは、崩壊率が$\Gamma\approx3\times10^{-28}{\rm\、s^{-1}}$のこれらのチャネルを介した暗黒物質の崩壊が原因である可能性がありますが、べき乗則-指数$p=-2.75^{+0.71}_{-0.46}$の法則スペクトルは、おそらくバリオン起源であり、データによって優先されます。
遠方の太陽系外縁天体における自己重力微惑星円盤の動的進化
| Title |
Dynamical_evolution_of_a_self-gravitating_planetesimal_disk_in_the_distant_trans-Neptunian_region |
| Authors |
V.V.Emel'yanenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.12297 |
目的。太陽系の時代を超えて、巨大惑星と巨大な微惑星円盤からなるシステムの動的進化を研究しています。この研究で取り上げられた主な問題は、惑星の摂動と円盤の自己重力の複合作用の結果として、遠方の太陽系外縁天体が生じた可能性があるかどうかです。メソッド。巨大惑星と微惑星の巨大な外側円盤との間の重力相互作用の一連の完全なN体数値シミュレーションを実行しました。結果。私たちのシミュレーションは、巨大惑星と巨大な微惑星の集合重力が、初期の円盤質量の広い範囲にわたって遠方の太陽系外縁天体を生成することを示しています。太陽系の時代まで生き残るオブジェクトの大部分は、近日点距離がq>40auです。この領域では、離心率がゆっくりと減少し、準主軸が150auを超えるオブジェクトの近日点距離が増加する傾向があります。遠方の微惑星間の永年共鳴は、近日点距離を伸ばす上で主要な役割を果たします。これは、セドナタイプのオブジェクトの起源を説明しています。太陽系の時代の統合では、近日点の経度の高低のクラスタリングと、q>40au、>150auのオブジェクトの近日点の引数の両方で時間を登録しました。結果として得られるモデルの傾斜の分布と、観測された太陽系外縁天体の傾斜の分布は、約20度の同様の平均値を持っています。結論。遠方の太陽系外縁天体は、移動する巨大惑星と自己重力微惑星円盤を含むモデルの自然な結果です。
彗星73P/シュワスマン-ワッハマン〜3からの爆発物質の2022年の遭遇
| Title |
The_2022_Encounter_of_the_Outburst_Material_from_Comet_73P/Schwassmann--Wachmann~3 |
| Authors |
Quanzhi_Ye,_J\'er\'emie_Vaubaillon,_Josselin_Desmars |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.12473 |
彗星の1995年の爆発の間に生成された73P/Schmassmann--Wachmann〜3からの気象物質の可能な遭遇は、断片化した彗星を理解するためのまれで貴重な機会を提供します。ここでは、さまざまな放出構成と、UT20225月31日の早い時間に発生する可能性のある流星爆発への影響を調べます。入手可能な証拠に基づくと、サブミリメートルクラスの流星のみが地球に到達し、爆発を引き起こす可能性があります。従来の手法では検出が困難な非常にかすかな流星が豊富です。ただし、より大きなミリメートルクラスの流星物質が地球に到達し、まだ小さいとはいえ、より目に見える爆発を生成するために、流星物質をわずか40\％速く放出する必要があることを確認します。強化された月のナトリウムの尾や流星物質の軌跡からの目に見える輝きなどの他の効果も、遭遇中に発生する可能性があります。
KMT-2021-BLG-0171LbおよびKMT-2021-BLG-1689Lb：追跡観測を伴うKMTNetハイケイデンスフィールドの2つのマイクロレンズ惑星
| Title |
KMT-2021-BLG-0171Lb_and_KMT-2021-BLG-1689Lb:_Two_Microlensing_Planets_in_the_KMTNet_High-cadence_Fields_with_Followup_Observations |
| Authors |
Hongjing_Yang,_Weicheng_Zang,_Andrew_Gould,_Jennifer_C._Yee,_Kyu-Ha_Hwang,_Grant_Christie,_Takahiro_Sumi,_Jiyuan_Zhang,_Shude_Mao,_Michael_D._Albrow,_Sun-Ju_Chung,_Cheongho_Han,_Youn_Kil_Jung,_Yoon-Hyun_Ryu,_In-Gu_Shin,_Yossi_Shvartzvald,_Sang-Mok_Cha,_Dong-Jin_Kim,_Hyoun-Woo_Kim,_Seung-Lee_Kim,_Chung-Uk_Lee,_Dong-Joo_Lee,_Yongseok_Lee,_Byeong-Gon_Park,_Richard_W._Pogge,_John_Drummond,_Dan_Maoz,_Jennie_McCormick,_Tim_Natusch,_Matthew_T._Penny,_Wei_Zhu,_Ian_A._Bond,_Fumio_Abe,_Richard_Barry,_David_P._Bennett,_Aparna_Bhattacharya,_Martin_Donachie,_Hirosane_Fujii,_Akihiko_Fukui,_Yuki_Hirao,_Yoshitaka_Itow,_Rintaro_Kirikawa,_Iona_Kondo,_Naoki_Koshimoto,_Man_Cheung_Alex_Li,_Yutaka_Matsubara,_Yasushi_Muraki,_Shota_Miyazaki,_Greg_Olmschenk,_Cl\'ement_Ranc,_Nicholas_J._Rattenbury,_Yuki_Satoh,_Hikaru_Shoji,_Stela_Ishitani_Silva,_Daisuke_Suzuki,_Yuzuru_Tanaka,_Paul_J._Tristram,_Tsubasa_Yamawaki,_Atsunori_Yonehara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.12584 |
高倍率の重力マイクロレンズイベントの追跡観測は、太陽系外惑星、特に質量比が小さい惑星を検出するために、それらの固有の感度を十分に活用することができます。フォローアップをより均一かつ効率的にするために、韓国マイクロレンズ望遠鏡ネットワーク（KMTNet）からのリアルタイムデータに基づいて、進行中の高倍率イベントの可能性を自動的に警告するシステムHighMagFinderを開発します。2021年にHighMagFinderの助けを借りて、追跡観測の新しいフェーズを開始しました。ここでは、高倍率マイクロレンズイベントでの2つの惑星、KMT-2021-BLG-0171とKMT-2021-BLG-1689の発見を報告します。HighMagFinderによって識別されました。両方のイベントが「中央共振」苛性縮退に苦しんでいることがわかります。惑星とホストの質量比は、KMT-2021-BLG-0171の場合は$q\sim4.7\times10^{-5}$または$q\sim2.2\times10^{-5}$であり、$q\sim2KMT-2021-BLG-1689の場合は.5\times10^{-4}$または$q\sim1.8\times10^{-4}$。リュウらによって報告された2つのイベントと一緒に。（2022）、そのような退化に苦しむ4つのケースが2021シーズンだけで発見されました。これは、退化した解決策が以前のいくつかの研究で見落とされた可能性があることを示しています。また、位相空間から各解の確率を重み付けするための新しい係数を提案します。この考慮事項では、2つのイベントの共鳴解釈は好ましくありません。この要因は、縮退したソリューションを重み付けするための将来の統計研究に含めることができます。
太陽系を横切る空気のない物体上の揮発性種の外気圏媒介移動
| Title |
Exosphere-Mediated_Migration_of_Volatile_Species_On_Airless_Bodies_Across_the_Solar_System |
| Authors |
Jordan_K._Steckloff,_David_Goldstein,_Laurence_Trafton,_Philip_Varghese,_Parvathy_Prem |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.12805 |
表面に結合した外球は、ほとんど空気のない物体の表面を横切る揮発性の移動を促進します。ただし、このような輸送では、体が外気圏を形成および保持できる必要があります。昇華外気圏を形成するには、表面の揮発性物質が昇華するのに十分なほど体の表面が温まっている必要があります。外気圏を維持するには、弾道脱出率と光破壊率、およびその他の損失メカニズムを十分に低くする必要があります。ここでは、揮発性脱着/昇華によって形成されたエキソスフィアの単純な自由分子モデルを構築します。太陽系全体で一般的な揮発性種の外気圏を形成および保持するための条件を検討し、3つのプロセス（脱着/昇華、弾道損失、および光破壊）が空気のない物体の外気圏ダイナミクスをどのように形成するかを調べます。私たちのモデルでは、カリストのCO2外気圏は密度が高すぎて、衝撃によって放出される揮発性物質によって維持できないことがわかりましたが、露出したCO2氷の約7ヘクタールでしか維持できませんでした。カリストのCO2外気圏のピーク表面位置を、他のガリレオ衛星とともに予測します。これは、JUICE観測によってテストできます。私たちのモデルは、イアペトゥスのツートンカラーの外観を維持するために、その暗いカッシーニ地域では、おそらくサブ解像度の衝突クレーターで、表面の最大0.06％に達する未解決の水氷の露出がある可能性が高いことを発見しました。ウランシステムでは、アリエル、アンブリエル、チタニア、およびオーベロンのCO2堆積物が衝撃によって供給された可能性は低いが、磁気圏起源または内因的に供給されたものの両方と一致していることがわかります。外気圏を介した揮発性輸送は、これらの衛星の先行/後続CO2非対称性を生み出す可能性があり、ウラン至点中の揮発性移動によって大部分が消去される可能性がある季節的な分点の特徴である可能性があります。季節サイクルの間に、厚さ約2.4〜6.4mmのCO2層が天王星の大きな衛星の表面の周りを移動する可能性があると計算します。
太陽系外縁天体による2019年10月22日のマルチコード恒星食（84922）2003 VS $ _2 $
| Title |
The_multichord_stellar_occultation_on_2019_October_22_by_the_trans-Neptunian_object_(84922)_2003_VS$_2$ |
| Authors |
M._Vara-Lubiano,_G._Benedetti-Rossi,_P._Santos-Sanz,_J._L._Ortiz,_B._Sicardy,_M._Popescu,_N._Morales,_F._L._Rommel,_B._Morgado,_C._L._Pereira,_A._\'Alvarez-Candal,_E._Fern\'andez-Valenzuela,_D._Souami,_D._Ilic,_O._Vince,_R._Bachev,_E._Semkov,_D._A._Nedelcu,_A._\c{S}onka,_L._Hudin,_M._Boaca,_V._Inceu,_L._Curelaru,_R._Gherase,_V._Turcu,_D._Moldovan,_L._Mircea,_M._Predatu,_M._Teodorescu,_L._Stoian,_A._Juravle,_F._Braga-Ribas,_J._Desmars,_R._Duffard,_J._Lecacheux,_J.I.B._Camargo,_M._Assafin,_R._Vieira-Martins,_T._Pribulla,_M._Hus\'arik,_P._Sivani\v{c},_A._Pal,_R._Szakats,_C._Kiss,_J._Alonso-Santiago,_A._Frasca,_G._M._Szab\'o,_A._Derekas,_L._Szigeti,_M._Drozdz,_W._Ogloza,_J._Skvar\u{c},_F._Ciabattari,_P._Delincak,_P._Di_Marcantonio,_G._Iafrate,_I._Coretti,_V._Baldini,_P._Baruffetti,_O._Kl\"os,_et_al._(3_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.12878 |
冥王星オブジェクト2003VS$_2$（以下、VS$_2$）による第2ガイアデータリリース（ガイアDR2）ソース3449076721168026624（m$_v$=14.1mag）のマルチコード恒星食を予測、観測、分析しました。2019年10月22日。また、恒星食中のVS$_2$の回転光度曲線の振幅と回転位相を導出するために、測光観測を実施しました。結果を組み合わせて3軸形状を想定し、VS$_2$の3D形状を導き出しました。観測キャンペーンに関与した39の観測所のうち、12のサイトが陽性の検出を報告しました。これは、これまでのところTNOによって最もよく観測された恒星食の1つになっています。${\Delta}$m=0.264$\pm$0.017等の回転光度曲線の振幅、D$_{A_{eq}}$=545$\pm$13kmの平均面積相当直径を取得しました。幾何アルベドは0.134$\pm$0.010です。VS$_2$で得られる最良の三軸形状は、半軸a=339$\pm$5km、b=235$\pm$6km、c=226$\pm$8kmです。導出されたアスペクト角は、${\theta}$=59${\deg}\pm$2${\deg}$またはその補足${\theta}$=121${\deg}\pm$2${です。\deg}$、北極の位置によって異なります。球形体積相当直径はD$_{V_{eq}}$=524$\pm$7kmです。その表面に大きなアルベドパッチがあると考えると、楕円体の準主軸は約10km小さくなる可能性があります。これらの結果は、シングルコード2013および4コード2014の恒星食から決定された以前の結果、およびハーシェルとスピッツァーのデータから導出された有効直径とアルベドと互換性があります。それらは、VS$_2$の3D形状が静水圧平衡の均質な三軸体と互換性がないという証拠を提供しますが、それは分化した体であるか、および/またはある程度のストレスを維持している可能性があります。VS$_2$の周りを周回するリングまたは材料に関連する二次的な特徴は検出されませんでした。
太陽系外縁天体の物理的性質（38628）マルチコード星食からのフヤ
| Title |
Physical_properties_of_the_trans-Neptunian_object_(38628)_Huya_from_a_multi-chord_stellar_occultation |
| Authors |
P._Santos-Sanz,_J.L._Ortiz,_B._Sicardy,_M._Popescu,_G._Benedetti-Rossi,_N._Morales,_M._Vara-Lubiano,_J.I.B._Camargo,_C.L._Pereira,_F.L._Rommel,_M._Assafin,_J._Desmars,_F._Braga-Ribas,_R._Duffard,_J._Marques_Oliveira,_R._Vieira-Martins,_E._Fern\'andez-Valenzuela,_B.E._Morgado,_M._Acar,_S._Anghel,_E._Atalay,_A._Ate\c{s},_H._Bak{\i}\c{s},_V._Bak{\i}\c{s}_Z._Eker,_O._Erece,_S._Kaspi,_C._Kayhan,_S.E._Kilic,_Y._Kilic,_I._Manulis,_D.A._Nedelcu,_M.S._Niaei,_G._Nir,_E._Ofek,_T._Ozisik,_E._Petrescu,_O._Satir,_A._Solmaz,_A._Sonka,_M._Tekes,_O._Unsalan,_C._Yesilyaprak,_R._Anghel,_D._Berte\c{s}teanu,_L._Curelaru,_C._Danescu,_V._Dumitrescu,_R._Gherase,_L._Hudin,_A-M._Stoian,_J.O._Tercu,_R._Truta,_V._Turcu,_C._Vantdevara,_I._Belskaya,_T.O._Dementiev,_K._Gazeas,_S._Karampotsiou,_V._Kashuba,_Cs._Kiss,_N._Koshkin,_et_al._(26_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.12882 |
太陽系外縁天体（TNO）の正確な物理的特性を取得するための国際プログラム内で、2019年3月18日の星ガイアDR24352760586390566400（mG=11.5等）のTNO（38628）フヤによる恒星食を予測しました。大規模な観測キャンペーンにより、予測を更新し、中央ヨーロッパに有利であることが判明しました。そのため、私たちは50人のプロとアマチュアの天文学者を動員し、18のサイトにある21の望遠鏡から最終的に掩蔽が検出されました。これにより、Huyaイベントは、和音の数の点で、TNOによってこれまでに観測された中で最も優れた恒星食の1つになります。正確なサイズ、形状、および幾何アルベドを決定し、このTNOの密度およびその他の内部プロパティに対する制約も提供します。Huyaによる掩蔽の21の陽性検出により、掩蔽の瞬間（つまり瞬間的な手足）に体の手足に楕円をキロメートルの精度で合わせることができる、十分に分離された弦を得ることができました。掩蔽データを使用して得られた最適な楕円フィットの投影された半長軸と短軸は、（a'、b'）=（217.6$\pm$3.5km、194.1$\pm$6.1km）であり、位置角は短軸P'=55.2$\pm$9.1度。この適合から、投影された面積に相当する直径は411.0$\pm$7.3kmです。この直径は、放射分析技術から得られたHuyaの同等の直径と互換性があります（D=406$\pm$16km）。この瞬間的な手足から、Huyaの幾何アルベド（p$\rm_V$=0.079$\pm$0.004）を取得し、このTNOの質量密度に対する可能な3D形状と制約を調査しました。この掩蔽によってHuyaの衛星は検出されませんでしたが、掩蔽データを使用して、Huya周辺のリングや破片の存在が制限されています。また、冥王星のような推定上の全球大気の上限を約p$_{\rmsurf}$=10nbarと導きました。
木星{\quotesingle}の温度構造{\colon}ボイジャー電波掩蔽測定の再評価
| Title |
Jupiter{\quotesingle}s_Temperature_Structure{\colon}_A_Reassessment_of_the_Voyager_Radio_Occultation_Measurements |
| Authors |
Pranika_Gupta,_Sushil_K._Atreya,_Paul_G._Steffes,_Leigh_N._Fletcher,_Tristan_Guillot,_Michael_D._Allison,_Scott_J._Bolton,_Ravit_Helled,_Steven_Levin,_Cheng_Li,_Jonathan_I._Lunine,_Yamila_Miguel,_Glenn_S._Orton,_J._Hunter_Waite,_and_Paul_Withers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.12926 |
惑星大気の熱構造は、ガスとエアロゾルの分布、およびバルクの化学物質の存在量を予測および取得するための重要な入力です。木星の場合、一般に1バールで取得される参照レベル{\ハイフン}の温度{\ハイフン}は、惑星{\quotesingle}の内部構造と構成を導出するために使用されるモデルのアンカーとして機能します。ほとんどのモデルは、ガリレオプローブによって測定された温度を想定しています（Seiffetal.1998）。ただし、これらのデータは、局所的な大気のダイナミクスの影響を受ける、非常に透明で乾燥した領域である単一の場所に対応しています。一方、ボイジャーの電波掩蔽観測は、より広い範囲の緯度、経度、および時間をカバーしています（Lindaletal.1981）。Voyagerの取得は、更新が必要な大気組成と電波屈折率のデータに基づいており、適切に集計されていませんでした{\colon}。いくつかの既存の集計は不完全であいまいです。ここでは、Voyagerから入手可能なすべての温度プロファイルの体系的な電子デジタル化と、それに続く大気種の存在量と電波屈折率の現在受け入れられている値を使用した再分析を示します。1バーレベルでの補正温度は、以前に公開された値よりも最大4K高いことがわかります。つまり、12{\deg}S（Voyager1入力）および167.3{\pm}3.8で170.3{\pm}3.8Kです。0{\deg}NでのK（ボイジャー1号の出口）。これは、6.57{\deg}Nの異常なフィーチャのエッジでの166.1{\pm}0.8Kのガリレオプローブ値と比較されます。全体として、これは、木星{\quotesingle}の対流圏温度が7{\deg}Nと12{\deg}Sの間で最大7Kまで空間的に変化する可能性があることを示唆しています。
銀河中心の恒星軌道に対する事象の地平線望遠鏡によるスピン制約の意味
天の川の中心には、最も近い超大質量ブラックホールSgrA$^*$があります。私たちの銀河中心の数十年にわたる近赤外線観測は、SgrA$^*$を周回する星の小さな集団（いわゆるS星団）の存在を示しました。これらは最近、2つの直交する円盤に配置されたと報告されました。この場合、S-starsのLense-Thirring歳差運動のタイムスケールは、年齢よりも長くする必要があります。これは、SgrA$^*$のスピンが低いことを意味します。対照的に、事象の地平線望遠鏡による最近の結果は、高度に回転するSgrA$^*$を支持しており、これは、S星をディスクに配置できなかったことを示唆しているようです。あるいは、SgrA$^*$のスピンは小さくなければならず、観測された画像のモデルが不完全であることを示唆しています。
VST-COSMOSAGNの構造関数分析
| Title |
A_structure_function_analysis_of_VST-COSMOS_AGN |
| Authors |
D._De_Cicco,_F._E._Bauer,_M._Paolillo,_P._S\'anchez-S\'aez,_W._N._Brandt,_F._Vagnetti,_G._Pignata,_M._Radovich,_M._Vaccari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.12275 |
VLTサーベイ望遠鏡（VST）によるCOSMOSフィールドの調査に基づいた、活動銀河核（AGN）の変動研究に特化したシリーズの6番目の作業を紹介します。3。3年以上の54回のrバンド訪問と、24.6回のrバンドマグの単一訪問深度により、このデータセットは、ルービン天文台の空間と時間のレガシー調査（LSST）のパフォーマンスを予測するのに役立つ貴重な縮小バージョンになります。この作業は、VST-COSMOSAGNの構造関数（SF）の分析に焦点を当て、AGNの選択方法に関連する形状と勾配の考えられる違いを調査し、AGNのアンサンブル変動とブラックホールの間の考えられる関係を調査します。質量、降着率、ボロメータの光度、赤方偏移、およびソースの不明瞭化。その特徴を考えると、私たちのデータセットは、これまでのほとんどの文献よりも約2等暗いサンプルの探索を可能にします。部分的に重複するさまざまな選択手法によって得られたAGNのいくつかのサンプル（合計677）を識別します。私たちの分析では、さまざまなサンプルの結果を比較しています。対象物性の中央値に基づいて各サンプルを2つに分割し、SFの形状と傾きの違い、および考えられる原因を分析します。SFの形状は深さによって変化しませんが、サンプルに含まれるAGNのタイプ（不明瞭/不明瞭）の影響を大きく受けます。線形領域を特定できる場合、変動振幅は降着率およびボロメータの光度と反相関し、このトピックに関する以前の文献と一致しますが、この研究からはブラックホールの質量への依存はありません。LSSTは、ベースラインが長く、サンプリングが密で定期的であるため、SFの特性評価が改善され、はるかに大きなAGNサンプルよりも前述の物理的特性への依存性が向上します。
| Title |
Mapping_Dark_Matter_with_Extragalactic_Stellar_Streams:_the_Case_of_Centaurus_A |
| Authors |
Sarah_Pearson,_Adrian_M._Price-Whelan,_David_W._Hogg,_Anil_C._Seth,_David_J._Sand,_Jason_A._S._Hunt,_Denija_Crnojevic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.12277 |
今後10年間で、外部銀河のハローで何千もの恒星の流れが観測されるでしょう。これらの流れからの暗黒物質について、どのような基本的な発見がありますか？これらの質問を調べる最初の試みとして、ケンタウルス座A（CenA）の破壊するドワーフコンパニオンDwarf3（Dw3）とそれに関連する恒星の流れのマゼラン/メガカムイメージングをモデル化して、CenAダークについて何を学ぶことができるかを調べます。-マターハロー。新しい外部銀河ストリームフィッティング技術を開発し、イメージングで見えるストリームの形態を再現するモデル恒星ストリームを生成します。CenAのハロー質量がM$_{200}$$>4.70\times10^{12}$M$_より大きい場合、妥当なパラメーターを使用して、データによく適合する実行可能なストリームモデルが多数あることがわかります。{\odot}$。CenAのハローには、この同じ動的モデルのコンテキスト内でも再現される2番目のストリームがあります。ただし、イメージングだけでのストリームの形態は、CenAハローの質量または質量分布を一意に決定するものではありません。特に、可能性が高いストリームモデルは、推定されたCenA質量分布、推定されたDw3前駆体質量、Dw3速度、およびDw3視線位置の間の共分散を示します。これらの縮退は、ストリームに沿った視線速度測定で解消できること、および単一の視線速度測定がハロー質量に実質的な下限を設定することを示します。これらの結果は、銀河系外の恒星の流れから暗黒物質について学びたい場合、対象となる視線速度の測定が重要になることを示唆しています。
機械学習された視線速度のGaiaEDR3カタログを使用して、天の川の最新の主要な合併を明らかにする
| Title |
Revealing_the_Milky_Way's_Most_Recent_Major_Merger_with_a_Gaia_EDR3_Catalog_of_Machine-Learned_Line-of-Sight_Velocities |
| Authors |
Adriana_Dropulic,_Hongwan_Liu,_Bryan_Ostdiek,_Mariangela_Lisanti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.12278 |
機械学習は、ガイアなどの調査で位置天文学から欠落している視線速度を推測する上で強力な役割を果たすことができます。この論文では、ニューラルネットワークをGaiaEarlyDataRelease3（EDR3）に適用し、約9,200万個の星の視線速度と関連する不確実性を取得します。星の視差、角度座標、固有運動を入力として受け取るネットワークは、完全な位相空間情報を使用して、ガイアの約640万個の星でトレーニングおよび検証されています。速度予測に関するネットワークの不確実性は、その設計の重要な側面です。これらの不確実性を推定速度と適切に畳み込むことにより、正確な恒星の運動学的分布を取得します。最初の科学アプリケーションとして、新しいネットワークが完成したカタログを使用して、天の川の最新の主要な合併であるガイアソーセージエンセラダス（GSE）に属する候補星を特定します。このサンプルでは、約450,000のGSE候補の運動学的、エネルギー、角運動量、および空間分布を示し、GALAHおよびAPOGEEとのクロスマッチを持つ候補の化学的存在量も調べます。ネットワークの予測力は、完全な位相空間情報を備えた星のトレーニングセットが成長するにつれて、将来のGaiaデータリリースでのみ向上し続けます。この作業は、機械学習を使用してデータの高次元相関を利用して視線速度を推測する方法の最初のデモンストレーションを提供し、完全な観測データが利用不可。
CH3O + H2CO-> CH3OH + HCO反応の最初の実験的確認：星間氷におけるCH3OH形成メカニズムの拡大
| Title |
First_experimental_confirmation_of_the_CH3O_+_H2CO_->_CH3OH_+_HCO_reaction:_expanding_the_CH3OH_formation_mechanism_in_interstellar_ices |
| Authors |
Julia_C._Santos,_Ko-Ju_Chuang,_Thanja_Lamberts,_Gleb_Fedoseev,_Sergio_Ioppolo,_Harold_Linnartz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.12284 |
固相でのCOへのH原子の連続的な添加は、これまで、暗い分子雲でメタノールを形成するための主要な経路と見なされてきました。しかし、星間氷の最近のモンテカルロシミュレーションでは、CH3O+H->CH3OHに加えて、ラジカル分子のH原子引き抜き反応CH3O+H2CO->CH3OH+HCOが、非常に有望でおそらく支配的であることが示唆されました（70-90％）これらの環境でCH3OHを形成するための最終ステップ。ここでは、H2COおよびD2CO氷での水素化反応を実験的に調査することにより、メタノールにつながるこれら2つのステップの寄与を比較します。これにより、2つのシナリオ間で同等の開始点が保証されます。実験は、H：H2CO（またはD2CO）フラックス比が10：1および30：1で、超高真空条件下および天文学的に適切な温度で実行されます。部分的に重水素化されたシナリオでのラジカル分子経路、CHD2O+D2CO->CHD2OD+DCOは、D抽出プロセスでの同位体効果によって大幅に妨げられるため、このステップの効率を調べるための手法として使用できます。H2CO+Hと比較してD2CO+H生成物の収量が大幅に少ないことが観察されました。これは、CH3Oによって誘発される引き抜き経路が星間氷でのメタノールの形成に重要な役割を果たしている必要があることを意味します。反射吸収赤外分光法（RAIRS）および温度プログラム脱着-四重極質量分析（TPD-QMS）分析は、氷中の種を定量化するために使用されます。両方の分析手法は、10〜16K間隔での抽象化ルートに対して約80％の一定の寄与を示しており、これはモンテカルロの結論とよく一致しています。追加のH2CO+D実験により、これらの結論が確認されます。
J132216.25+052446.3における多相超高速流出の調整された時間変動
| Title |
Coordinated_time_variability_of_multi-phase_ultra-fast_outflows_in_J132216.25+052446.3 |
| Authors |
P._Aromal,_R._Srianand,_P._Petitjean |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.12285 |
J132216.25+052446.3（z（em）=2.04806）のスペクトルに見られる広い吸収線（BAL;5800-29000km/sの速度範囲に広がる）の時間変動分析を提示します。19年。最強の吸収成分（BAL-A;5800-9900km/sに広がる）は、CIVダブレット分裂に近い速度分離を持ついくつかの狭い成分で構成されています。BAL-AからのCIV、NV、およびSiIVの吸収は、速度構造に大きな変化がなく、相関する光学的厚さの変動を示しています。J1322+0524の調光エピソードと一致する監視期間中に、非常に広く浅い吸収（BAL-C;速度範囲15000-29000km/sに広がる）が現れました。同定されたすべての吸収線は、フラックスの減少に伴って増加する等価幅との相関変動を示しています。これは、CIV輝線変動とともに、相関変動の主な要因であるイオン化と一致しています。観測されたUV連続体の変動は、光イオン化モデルで必要とされるものよりも弱いです。これは、CIV電離光子の変動がUV連続体の変動よりもはるかに大きい場合、特定の連続体フラックスでのCiv等価幅の散乱とともに理解でき、電離光子とUVフラックスの変動は相関していません。/または流れの被覆率は連続的に変化します。BAL-Aは、広い輝線領域を超えて位置する安定した塊状の流出によって生成され、BAL-Cは降着円盤の近くに位置する新しく形成された風成分であり、両方ともイオン化連続体の変化に応答することをお勧めします。
衝突的に緩和された核星団における巨大ブラックホール連星の進化-質量分離の影響
| Title |
Evolution_of_Massive_Black_Hole_Binaries_in_Collisionally_Relaxed_Nuclear_Star_Clusters_--_Impact_of_Mass_Segregation |
| Authors |
Diptajyoti_Mukherjee,_Qirong_Zhu,_Go_Ogiya,_Carl_L._Rodriguez,_Hy_Trac |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.12289 |
マッシブブラックホール（MBH）バイナリは、LISAなどのGW検出器で検出できる重力波（GW）の最も重要な発生源の1つと見なされています。ただし、GW排出フェーズに至るまでの段階では、MBHバイナリのダイナミクスには多くの不確実性があります。最近、核星団（NSC）が、銀河の中心にあるMBHバイナリの最終パーセク問題を克服するための実行可能なルートを提供できることが示唆されました。NSCは、質量スペクトルの存在によってダイナミクスが変化する衝突システムです。この研究では、一連の$N$-bodyシミュレーションを使用して、NSC粒子の質量スペクトルの存在下での衝突緩和が2つのNSCのマージの下でMBHバイナリのダイナミクスにどのように影響するかを理解します。違いを理解するために、質量比が異なるMBHバイナリと追加の非緩和モデルを検討します。衝突緩和によって駆動される質量分離は、質量比の低いバイナリでは硬化を加速する可能性がありますが、質量比の高いバイナリでは逆の効果があります。緩和されたモデルは、影響範囲内の緩和されていないモデルと比較して、質量密度が低くなります。密度が高いとMBHに非常に近くなるため、質量比の高いモデルでは軌道減衰の効率が低下します。結果は堅牢であり、バイナリのダイナミクスを変更する際の微妙な違いの重要性を強調しています。私たちのモデルは完全に衝突しており、NSCを現実的にモデル化するのに十分な数の粒子数を使用しています。
M31の銀河系周辺媒体からのガンマ線
$\simの環状領域からの$\gamma$線の最近の検出に照らして、アンドロメダ（M31）の銀河周囲媒体（CGM）での宇宙線（CR）からの$\gamma$線の生成について説明します。M31ディスクから5.5〜120$kpc離れています。M31ディスクでの星形成の結果として加速されたCRは、流出とCR拡散による移流によってCGMに持ち上げられたと考えられます。M31ディスクの星形成活動によって引き起こされるガスのバルクフローによる移流時間スケールは、拡散係数$\ge10^{29}$cm$^2$sの拡散時間スケールに匹敵します（$\sim$Gyr）。$^{-1}$は、観測された最高エネルギーの光子の原因となるエネルギー$\sim412$GeVのCRプロトンの拡散に使用されます。逆コンプトン時間スケール（$\sim$Myr）は移流時間スケール（$\sim$Gyr）よりもはるかに低いため、宇宙線（CR）電子からの$\gamma$線のレプトン起源には問題があることを示します。）$120$kpcに到達します。$\sim100-120$kpcでCGMの降着ショックによって加速されたCR電子を呼び出すと、観察されない拡散X線の特徴が生じるため、役に立ちません。したがって、数値2流体（熱+CR）流体力学シミュレーションの助けを借りて、CR陽子とCGMガス間のハドロン相互作用を介した$\gamma$線の生成を研究します。最後の$\sim$GyrのM31での星形成プロセスに関連するこれらのメカニズムの組み合わせは、拡散とハドロン相互作用とともに、M31のCGMから観測されたフラックスを説明できることがわかります。
z = 0.1であるため、SDSSDR7での円盤状の疑似バルジの成長
宇宙論的シミュレーションは、ローカル宇宙での観測の対応物よりも古典的な膨らみを予測します。ここでは、2つの成分でよく表されるSDSSDR7からのほぼ39,000の非鉄円盤銀河の測光パラメーターを使用して、$z=0.1$以降のバルジの進化を定量化します。古典的なバルジと円盤状の疑似バルジを分離するために、S\'ersicインデックスとKormendy関係の組み合わせを採用しました。宇宙が古くなるにつれて、疑似バルジ（古典的なバルジ）の割合がスムーズに増加（減少）することがわかりました。宇宙の歴史の中で、古典的なバルジと疑似バルジの数が等しくなるポイント（$z\approx0.016$）があります。疑似バルジの割合は、バルジとディスクの半光半径の比率が大きくなるにつれて上昇し、R$_{\rme}$/R$_{\rmhlr}\約0.6$になります。これは、集中ディスクが疑似に最も適した場所であることを示しています。-バルジの形成。疑似バルジの平均楕円率は、常に古典的なバルジの平均楕円率よりも大きく、赤方偏移が減少するにつれて減少します。これは、バルジが進化とともにより軸対称になる傾向があることを示しています。また、大規模なバルジは、低質量のバルジよりも急な速度で軸対称に向かって進んでいます。バルジS\'ersicインデックスの進化と銀河の他の測光特性との密接な相関関係はありません。$S^4G$データと$N-$body銀河モデルの多成分フィッティングのサンプルを使用して、多成分フィッティングと高解像度測光で結果が一貫しているか、さらに顕著であることを確認しました。
相互作用する銀河のペアArp82：面分光法と数値シミュレーション
| Title |
The_interacting_pair_of_galaxies_Arp_82:_Integral_field_spectroscopy_and_numerical_simulations |
| Authors |
Prime_Karera,_Laurent_Drissen,_Hugo_Martel,_Jorge_Iglesias-P\'aramo,_Jose_M._Vilchez,_Pierre-Alain_Duc_and_Henri_Plana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.12387 |
カナダ-フランス-ハワイ望遠鏡（カナダ-フランス-ハワイ望遠鏡）に取り付けられたイメージングフーリエ変換分光計（iFTS）SITELLEで得られた、可視帯域の明るい輝線をターゲットとする相互作用する銀河のペアNGC2535とNGC2536（Arp82システム）のスペクトルデータキューブCFHT）が表示されます。H$\upalpha$速度マップの分析により、$\rmNGC\、2536$のバーが明らかになります。$\rmNGC\、2535$では、接眼レンズリングの外側、$\rmNGC\、2535$の楕円弧と潮汐尾、および運動学的位置角と測光位置角の間の不整合に強い非円形の動きが見られます。相互作用する銀河のペアで155個のHII領域複合体を検出し、さまざまなキャリブレーターを使用してそれらの66個の酸素存在量を決定します。使用した指標に関係なく、$\rmNGC\、2536$の酸素存在量分布は浅いのに対し、$\rmNGC\、2535$では、2つの勾配に最もよく適合し、ブレークは眼球リング。内側の傾斜は、孤立した通常の星形成銀河で観察されたものに匹敵しますが、外側の傾斜は浅いです。銀河への相互作用の影響を調査するために、観測された潮汐の特徴、運動学、および金属量分布を再現する相互作用の数値シミュレーションを提示します。このモデルは、銀河が接近遭遇を経験し、プライマリーに対して強く前進し、2回目の接近遭遇への途中にあることを示しています。
星形成分子雲の統計的性質と相関長：I。形式主義と観測への応用
| Title |
Statistical_properties_and_correlation_length_in_star-forming_molecular_clouds:_I._Formalism_and_application_to_observations |
| Authors |
Etienne_Jaupart_and_Gilles_Chabrier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.12571 |
観測またはシミュレーションの限られたサンプルからのこれらの変動の一般的な統計的振る舞いの適切な特徴付けは、星形成のプロセスを理解するために最も重要です。この記事では、統計物理学で一般的に使用されているように、変動のランダムなフィールドに対してエルゴード理論を使用して、厳密な統計結果を導き出します。自己共分散関数（ACF）とこれらの変動の特徴的な相関長を評価する方法の概要を説明します。次に、この統計的アプローチを、密度変動の場、特に星形成雲を特徴とする天体物理学システムに適用します。経験的なACFから相関の長さを決定することが難しい場合は、相関の長さを推定する別の方法を示します。柱密度フィールドの統計が、視線に沿った積分効果によって導入されたバイアスによって妨げられていることを示し、これらのバイアスを減らす方法を説明します。確率密度関数（PDF）エルゴード推定量の統計も、適切な統計エラーバーの導出をもたらします。オブザーバーと数値シミュレーションの専門家が後者を決定するために使用できる方法を提供します。これらは、（i）単純なポアソン統計から導出できず、（ii）密度のコントラストを上げるためにますます大きくなり、サンプルサイズが小さすぎるため、PDFのローエンド部分とハイエンド部分の精度が大幅に低下することを示します。次に、MCでの星形成のさまざまな段階のテンプレートとして、ポラリスとオリオンBの雲の場合を詳細に調べます。観測から、これらの雲のACFと相関の長さを計算し、後者が雲のサイズの$\sim$1\％のオーダーであることを示します。
星形成分子雲の統計的性質と相関長：II。重力ポテンシャルとビリアルパラメータ
| Title |
Statistical_properties_and_correlation_length_in_star-forming_molecular_clouds:_II._Gravitational_potential_and_virial_parameter |
| Authors |
Etienne_Jaupart_and_Gilles_Chabrier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.12574 |
このシリーズの最初の記事では、エルゴード理論を使用して、限られた数の観測またはシミュレーションから星形成分子雲（MC）のさまざまな特性を特徴付ける統計的アプローチの妥当性を評価しました。これにより、観測または数値シミュレーションから得られた統計量のさまざまな体積平均の信頼区間を適切に決定できます。この共同論文では、MCの異なる種類の（観察的または数値的）研究に同じ形式を適用します。確かに、観測では星形成雲の内部密度構造の複雑さを完全に解明することはできないため、雲の総質量やサイズなどのグローバルな観測可能な推定値がさまざまな主要な物理量の正確な推定値を提供できるかどうかを知ることが重要です。クラウドのダイナミクスを特徴付けるものです。最も重要なのは、雲の総重力（結合）エネルギーとビリアルパラメーターを正しく決定することです。ポラリスやオリオンBのように、星形成のあまり進んでいない段階にない雲の場合、観測から前述の量を正確に決定するには、それらの質量とサイズだけの知識で十分であることを示します。実空間）。対照的に、これは周期的なボックスでの数値シミュレーションには当てはまらないことを示しています。これら2つのそれぞれの場合のビリアルパラメータの比率の関係を導き出します。
G323.18+0.15での雲と雲の衝突と星形成
| Title |
Cloud-cloud_collision_and_star_formation_in_G323.18+0.15 |
| Authors |
Yingxiu._Ma,_Jianjun._Zhou,_Jarken._Esimbek,_Willem._Baan,_Dalei._Li,_Yuxin._He,_Xindi._Tang,_Weiguang._Ji,_Dongdong._Zhou,_Gang._Wu,_and_Ye._Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.12624 |
誘導されたフィラメント、塊、星形成の特徴に基づいて、雲と雲の衝突候補G323.18+0.15を研究しました。SEDIGISM$^{13}$CO（$J$\、=\、2--1）調査、Mopra南銀河面CO調査からのアーカイブ分子スペクトル線データ、およびGLIMPSEからの赤外線から無線へのデータを使用しました。、MIPS、Hi-GAL、およびSGPS調査。新しい結果は、G323.18+0.15コンプレックスが3.55kpc離れており、G323.18a、G323.18b、G323.18cの3つのクラウドコンポーネントで構成されていることを示しています。G323.18bは完全なU字型構造を示しており、G323.18aによって完全に補完することができ、G323.18aと結合されたG323.18bcフィラメント構造の間の衝突を示唆しています。G323.18bの下部に1つの高密度圧縮層（フィラメント）が形成され、速度分散の大幅な増加が検出されます。位置-速度図の中間速度の橋は、圧縮層に対応するG323.18aとG323.18bの間に表示されます。G323.18aとG323.18bは、全体としておそらく重力によって拘束されていません。これは、圧縮層での高質量星形成が偶発的な出来事によって引き起こされた可能性があることを示しています。圧縮層の柱密度は約$1.36\times10^{22}$cm$^{-2}$で、ほとんどの高密度の塊と高質量の星がそこにあります。G323.18+0.15複合体内のクラスIおよびクラスIIの若い恒星状天体（YSO）の平均面密度は、周囲の密度よりもはるかに高くなっています。G323.18aとG323.18bの間の衝突のタイムスケールは$1.59$Myrです。これは、classIYSOの通常の寿命よりも長く、classIIYSOの寿命に匹敵します。
低赤方偏移銀河のハローにおけるかすかなダブルピークHα線放出の発見
| Title |
Discovery_of_faint_double-peak_Halpha_emission_in_the_halo_of_low_redshift_galaxies |
| Authors |
J._Sanchez_Almeida_(1_and_2),_J._Calhau_(1_and_2),_C._Munoz-Tunon_(1_and_2),_A._L._Gonzalez-Moran_(1_and_2),_J._M._Rodriguez-Espinosa_(1,_2,_and_3)_*1 |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.12782 |
宇宙ガスが局所宇宙の銀河に蓄積していることを検出することを目的として、観測可能なHα線（赤方偏移）を使用したマルチユニット分光エクスプローラーワイド調査（\musew）の視野で、164個の銀河のハローにおけるHα線放出を調べました。<0.42）。対応するHalpha画像の徹底的なスクリーニングにより、118個の信頼できるHalpha放出ガス雲を選択することができました。信号は弱く、表面輝度は10**（-17.3pm0.3）erg/s/cm2/arcsec2です。統計的検定およびその他の議論を通じて、それらが機器のアーティファクト、テルリック線の残差、または高赤方偏移の侵入者によって作成されていることを除外しました。時間の約38％で、Halpha線プロファイルは、中央銀河の静止フレームで強度が低下し、午後200km/sのオーダーの典型的なピークツーピーク分離を伴う二重ピークを示しています。ほとんどのラインエミッションの塊は、空間的に解決されていません。放出ガスの質量は、中央銀河の恒星質量の1倍から10**（-3）倍の間であると推定されています。信号は等方的に分布していません。それらの方位角は、対応する銀河の主軸と整列する傾向があります。中央の銀河までの距離もランダムではありません。カウントは、50銀河半径を超える距離で低下します。これは、中央銀河のビリアル半径にほぼ対応します。このHalpha放射を説明するために、いくつかの物理的シナリオを検討します。その中で、不正な中間質量ブラックホールの周りの降着円盤が観測に最もよく適合します。
| Title |
Detection_of_eccentric_close-binary_supermassive_black_holes_with_incomplete_interferometric_data |
| Authors |
Andjelka_Kovacevic,_Yu-Yang_Songsheng,_Jian-Min_Wang,_Luka_C._Popovic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.12783 |
最近の研究では、GRAVITY+機器は、高温ダスト放出の光中心変動を測定することにより、サブパースの近接連星超大質量ブラックホール（CB-SMBH）の円軌道を追跡できることが提案されています。ただし、CB-SMBHの軌道は、これらのオブジェクトの進化を通じて非常に偏心する可能性があり、軌道周期は観測時間のベースラインよりもはるかに長くなる可能性があります。位置天文データと視線速度の観測された時間ベースラインが公転周期よりもかなり短い場合に、高温のダスト放出と高い離心率（eCBSMBH、e=0.5）でCB-SMBHを検出する問題を調査します。eCBSMBHのケプラーモデルのパラメーター空間は、探索目的で大きくなっています。したがって、ベイズ法を適用して、eCBSMBHの軌道要素を、軌道周期のごく一部をカバーする視線速度と位置天文データの組み合わせに適合させました。GRAVITY+の到達範囲内にある潜在的なeCBSMBHシステムの数は、計画されている循環ターゲットの数と同様になると推定されます。軌道の約10％をカバーする観測時間ベースラインを使用すると、eCBSMBHの周期、離心率、および総質量を決定する可能性が高まることを示します。観測時間のベースラインが短くなりすぎると（約5％）、取得されたeCBSMBHパラメーターの品質が低下します。また、干渉法を使用してeCBSMBH輝線の光中心を推定する方法についても説明します。これは、GRAVITY+の後継者に関連する可能性があります。eCBSMBHシステムの位置天文信号が円形のものと比較してsqrt{1-e^{2}}の係数で減少したとしても、eCBSMBHの高温ダスト放出は基本レベルでGRAVITY+によって追跡できることがわかります。
低赤方偏移FeLoBALクエーサーの物理的性質：II。レストフレーム光エミッションラインのプロパティ
| Title |
The_Physical_Properties_of_Low-Redshift_FeLoBAL_Quasars:_II._The_Rest-Frame_Optical_Emission_Line_Properties |
| Authors |
Karen_M._Leighly,_Hyunseop_Choi,_Cora_DeFrancesco,_Julianna_Voelker,_Donald_M._Terndrup,_Sarah_C._Gallagher,_Gordon_T._Richards |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.12946 |
30個の低赤方偏移（z<1）鉄低電離広吸収線クエーサー（FeLoBALQ）のサンプルのHbeta輝線領域の分析結果を報告します。これらのオブジェクトのうち11個は、新たにFeLoBALQとして分類されます。吸収されなかった132個のクエーサーの一致したサンプルが並行して分析されました。輝線は、[OIII]とFeIIの放出の間によく知られている反相関を示しました（Boroson＆Green1992）。この反相関を定量化するためにE1と呼ばれる要約統計量を使用して、吸収されなかったクエーサーのE1の分布には単一のピークがありますが、FeLoBALQはこのパラメーターで二峰性の形状をしていることがわかりました。以前の研究では、BALクエーサーと非BALクエーサーの線放射特性が一貫していることが示されているため、FeLoBALクエーサーと非吸収クエーサーのHbeta領域の放射の違いは新しい結果です。FeLoBALクエーサーの2つの集団は、低および高の放射光度とエディントン比によって特徴付けられます。以前のいくつかの研究では、BALクエーサーは降着率の高いオブジェクトであることが示唆されており、したがって、FeLoBALクエーサーの降着率の低いブランチの発見は予想外でした。また、HbetaFWHMは、非BALクエーサーと比較して、FeLoBALQ間で体系的に広く、傾斜角が大きいか、低速の線放出ガスが不足していることを示しています。
ナンシーグレースローマ宇宙望遠鏡P127プリズムを使用したIa型超新星の高精度赤方偏移
| Title |
High-Precision_Redshifts_for_Type_Ia_Supernovae_with_the_Nancy_Grace_Roman_Space_Telescope_P127_Prism |
| Authors |
Bhavin_A._Joshi,_Louis-Gregory_Strolger,_Russell_E._Ryan,_Jr.,_Alexei_V._Filippenko,_Rebekah_Hounsell,_Patrick_L._Kelly,_Richard_Kessler,_Phillip_Macias,_Benjamin_Rose,_Daniel_Scolnic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.12949 |
ナンシーグレースローマ宇宙望遠鏡（ローマ）の広視野計（WFI）P127プリズムを使用して、0.75$\mum$から1.8$\mum$までのスリットレス分光観測をシミュレートした結果を示します。復元されたIa型超新星（SNeIa）の赤方偏移の効率を、P127プリズムの露光時間の関数として定量化し、ローマのプリズムを使用した将来の観測プログラムの計画を導きます。二次元分散画像の生成と一次元スペクトルの抽出は、カスタム作成のソフトウェアとともにスリットレス分光法パッケージpyLINEARを使用して行われます。1698年にシミュレートされたSNIaP127プリズムスペクトルの分析から、SN赤方偏移を$z\lesssim3.0$に回復する効率を示し、RomanP127プリズムの並外れた感度を強調しています。赤方偏移の回復は、$\sigma_z=（\left|z--z_\mathrm{true}\right|）/（1+z）\leq0.01$の要件を設定することによって評価されます。この要件を満たすには、3時間の露出で十分であることがわかります。$z\approx2$の模擬SNeIaのサンプルの$\gtrsim50\％$で、光学系の静止フレームの最大光から$\pm5$日以内です。。また、Romanの1時間の統合により、$24.4\pm0.06$ABmag（または$z\lesssim1$）の深さまで完全に同じ精度を達成できることも示しています。SNeIaのRomanP127プリズムスペクトルを用いた宇宙論的研究への影響についても説明します。
二相媒体と相互作用する超新星残骸RXJ1713.7-3946からのガンマ線放出
| Title |
The_Gamma-Ray_Emission_from_the_Supernova_Remnant_RX_J1713.7-3946_Interacting_with_Two-phase_Medium |
| Authors |
Yutaka_Fujita,_Ryo_Yamazaki,_Yutaka_Ohira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.12276 |
超新星残骸（SNR）RXJ1713.7-3946からのガンマ線の起源を研究します。分析モデルを使用して、SNR周辺の宇宙線（CR）の分布を計算します。以前の研究の結果に動機付けられて、SNRが2相星間物質（ISM）と相互作用していると仮定します。この場合、密集した塊は希薄な星間物質に囲まれています。また、高エネルギー陽子（〜>TeV）のみが密集した塊に浸透できると仮定します。陽子によって生成されたpi^0-崩壊ガンマ線は、〜TeVでピークに達した観測されたガンマ線スペクトルを再現することがわかります。一方、最近、SNRを横切るグリッド点で観測されたISMカラム密度（N_p）、X線表面輝度（I_X）、およびガンマ線表面輝度（I_g）が平面を形成することが示されました。（N_p、I_X、I_g）の3次元（3D）空間。ISMまたはCRの電子対陽子比が球形に均一でない場合、平面構成が自然に再現されることがわかります。3D空間で観測されたデータのシフトを使用して、量、ISM密度、CR電子対プロトン比、または磁場のどれがSNRの方位角方向に変化するかを特定できることを示します。
ニュートリノガラスを通してルミナスファストブルー光学トランジェントを見る
| Title |
Looking_at_Luminous_Fast_Blue_Optical_Transients_through_Neutrino_Glasses |
| Authors |
Ersilia_Guarini,_Irene_Tamborra,_Raffaella_Margutti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.12282 |
マウントの証拠は、ルミナスファストブルーオプティカルトランジェント（LFBOT）がコンパクトなオブジェクトによって駆動され、紫外線、光学、赤外線、ラジオ、およびX線バンドで観測される放射線の原因となる非対称で高速な流出を開始することを示唆しています。電磁放射を説明することを目的とした提案されたシナリオには、膨張した繭が含まれ、拡張された恒星のエンベロープに詰まったジェットを囲んでいます。あるいは、観測された放射は、ブラックホールとウォルフ・ライエ星の遅れた融合によって形成された円盤から発生する可能性があります。これらのシナリオでのニュートリノ生成、つまり、チョークジェットの内部衝撃と、流出と星周円盤（CSM）間の相互作用を調べます。チョークジェットはニュートリノフルエンスへの支配的な貢献を提供します。興味深いことに、最も近いLFBOTであるAT2018cowから推定されたニュートリノ放出のIceCube上限は、電磁観測によって許可されたパラメーター空間の領域を除外しています。宇宙ニュートリノの観測に関するエディントンバイアスを補正した後、チョークジェットとCSMの相互作用からの放出は、AT2018cowと一致してIceCubeニュートリノ天文台によって観測された2つのトラックのようなニュートリノイベントの検出と互換性があると結論付けます。大気起源であると考えられています。LFBOTからのニュートリノ放出は、IceCubeによって観測されたニュートリノの拡散バックグラウンドの大部分を構成していませんが、IceCubeおよび今後のIceCube-Gen2による近くのLFBOTの検出の見通しは有望です。ニュートリノは、CSM相互作用とチョークジェットからそれぞれ$300$Mpcと$10^{4}$Mpcまで観測できました。フォローアップニュートリノ探索は、この緊急の一時的なクラスを動かすメカニズムを解明するために重要です。
重力波放出と一致するキロノバの2017年の検出は、中性子星合体を最も重い元素の主要な源として特定し、重力の代替理論を劇的に制約しました。そのような情報源の集団を観察することは、宇宙論、原子核物理学、および天体物理学を変える可能性があります。ただし、現在利用できる信頼できる検出は1つだけであるため、このような母集団から予想される信号の多様性をモデル化するには、理論的な理解を深める必要があります。特に、迅速に評価でき、より詳細なマルチフィジックスシミュレーションで較正されたモデルは、キロノバ検出の観測戦略を設計し、新しい観測の迅速な応答の解釈を取得するために必要です。灰色の不透明度モデルを使用して、数値シミュレーションによって予測された噴出物パラメータにまたがるキロノバの集団を構築します。私たちのモデリングは、RubinObservatoryLegacySurveyofSpaceandTime（LSST）などの今後の光学調査に関連する波長に焦点を当てています。これらのシミュレーションでは、核反応ネットワークの計算に基づく加熱速度を実装します。詳細な放射伝達シミュレーションで較正された、キロノバ灰色不透明度のガウス過程エミュレーターを作成します。数値相対論シミュレーションへの最近の適合を使用して、BNS合併からの排出パラメータがキロノバの集団をどのように形成するかを予測し、視角依存性を説明します。シミュレートされたバイナリ中性子星（BNS）の母集団は、ピークiバンド絶対等級$-17\leqM_i\leq-11$を生成します。詳細な放射伝達計算との比較は、完全な光度曲線の進化にわたってスペクトル形状を正確に再現するために、さらなる改善が必要であることを示しています。
| Title |
Magnetic_field_structure_in_the_vicinity_of_a_super-massive_black_hole_in_low_luminosity_galaxies:_the_case_of_Sgr_A* |
| Authors |
Antonios_Nathanail,_Prasun_Dhang,_and_Christian_M._Fromm |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.12287 |
$\rmSgrA^*$の観測は、地平線に近い軌道運動を伴う少数の明るいフレアとともに、低光度降着に関する多くの洞察を提供しました。ガス供給は、超大質量ブラックホールの近くの恒星風から来ることが提案されています。ここで、ブラックホールの近くの流れは磁化が低く、よく研究され、古くから提案されているMRI乱流プロセスによって完全に決定される交互の極性の構造を持っていると主張します。これは、ブラックホールからの距離が遠い場合に磁気拡散係数が支配的であり、したがって磁場が等分配値に達することは決してないという条件で当てはまります。$\rmSgrA^*$の場合、この特定の磁場ジオメトリの直接の結果を示します。これは、（i）静止状態からフレア活動に移行する断続的な流れ、（ii）準定常状態のジェットなし、（iii）磁気的に停止した構成の可能性はありません。さらに、この形状のさらに特徴的な特徴は、ブラックホールの近くで反対の磁気極性の層が蓄積するときに発生する強い磁気リコネクションイベントです。最後に、このような場合のジェット構造の欠如は、43\＆86GHzの観測では喫煙銃になると主張します。
| Title |
Comparing_energy_and_entropy_formulations_for_cosmic_ray_hydrodynamics |
| Authors |
Matthias_Weber,_Timon_Thomas,_Christoph_Pfrommer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.12288 |
宇宙線（CR）は、多くの天体物理学システムで重要な役割を果たしています。銀河環境へのプラズマスケールに作用するCRは、通常、CRエネルギー密度を進化する量として使用して、流体としてモデル化されます。この方法には、CRを熱ガスに結合する断熱ソース項が含まれているため、対応するCR進化方程式が保守的な形式ではないという欠点があります。非断熱変化がない場合、代わりにCRエントロピー密度を進化させることは、この潜在的な数値の不一致を回避する物理的に同等のオプションです。この作業では、超並列移動メッシュコードAREPOを使用して、電磁流体力学（MHD）シミュレーションのコンテキストでCRを進化させるための両方のアプローチを研究します。さまざまな解像度と衝撃マッハ数を使用した一連の衝撃波管テストで、両方の方法のパフォーマンスを調査します。エントロピー保存スキームは、ショック全体で純粋に断熱的なCRの理想的なケースで最適に機能しますが、どちらのアプローチでも、より低い解像度で同様の結果が得られます。この設定では、両方のスキームが適切に動作し、ショックマッハ数とはほとんど関係ありません。衝撃時のアクティブなCR加速を考慮に入れると、エネルギーベースの方法は、特に天体物理学の大規模シミュレーションでより一般的な低解像度で、衝撃速度を決定する際に数値的にはるかに安定し、大幅に正確であることがわかります。より現実的なアプリケーションのために、異なるハロー質量でのいくつかの孤立した銀河の形成をシミュレートし、両方の数値法が一般的な天体物理学的不確実性をはるかに下回る違いでほぼ同じ結果をもたらすことを発見しました。
どのブラックホールが最初に形成されましたか？重力波データからの大規模連星の質量比反転
| Title |
Which_black_hole_formed_first?_Mass-ratio_reversal_in_massive_binary_stars_from_gravitational-wave_data |
| Authors |
Matthew_Mould,_Davide_Gerosa,_Floor_S._Broekgaarden,_Nathan_Steinle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.12329 |
重力波カタログの母集団推論は、ブラックホールの合併の観測をコンパクトバイナリ形成の制約に変換するための便利なツールです。異なる形成チャネルは、質量やスピンなどのソースパラメータの天体物理学的分布における識別可能なシグネチャを予測します。孤立した連星進化のシナリオ内の1つの例は、質量比の逆転です。大質量星での効率的なコアとエンベロープの結合、および最初に生まれたブラックホールによる恒星の伴星の潮汐スピンアップを想定しています。（最初に）生まれたブラックホールは、より（より少ない）質量であり、（非）回転は、最初のより質量の大きい前駆体からより質量の小さい前駆体への物質移動によって依然として形成される可能性があります。現在のLIGO/Virgo観測を使用して、この質量スピンの組み合わせで基礎となる集団のソースの割合を測定し、それを大規模な連星での質量比反転の発生に対する制約として解釈します。無視できるスピンのサブポピュレーションと、最も重要なのは、同一でないコンポーネントのスピン分布を含めることによって、一般的に使用されるポピュレーションモデルを変更します。スピンが無視できるブラックホールのサブポピュレーションの証拠は見つかりません。質量比の反転を受けている大規模な連星の割合を測定して、ゼロおよび$<32\％$（$99\％$の信頼度）と一致します。ただし、$0.2\unicode{x2013}0.3$付近の無次元スピンのピークは堅牢に見えますが、始祖形成シナリオではまだ説明されていません。
CHANG-ES XXIX：NGC4438のサブkpc核バブル
| Title |
CHANG-ES_XXIX:_The_Sub-kpc_Nuclear_Bubble_of_NGC_4438 |
| Authors |
Jiang-Tao_Li,_Q._Daniel_Wang,_Theresa_Wiegert,_Joel_N._Bregman,_Rainer_Beck,_Ancor_Damas-Segovia,_Judith_A._Irwin,_Li_Ji,_Yelena_Stein,_Wei_Sun,_Yang_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.12343 |
AGNバブルは、高エネルギーCRと銀河フィードバックを加速する上で重要な役割を果たす可能性があります。近くの銀河でのみ、気泡が生成されて周囲のISMと強く相互作用するAGNのサブkpc環境を研究するために、多波長で十分に高い角度分解能を得ることができました。この論文では、さまざまなバンドで検出されたマルチスケールの泡をホストするおとめ座銀河NGC4438の最新のチャンドラ観測を紹介します。銀河はまた、現在の星形成活動が低いため、これらの泡は明らかにスターバーストではなくAGNによって生成されます。$\sim3^{\prime\prime}\times5^{\prime\prime}$（$\sim200{\rm〜pc}\times350\rm〜pc$）のチャンドラデータの空間分解スペクトル分析を示しますNGC4438の核バブル。X線スペクトルのパワーローテールは、高エネルギーCRレプトンからのシンクロトロン放出として最も自然に説明できます。高温ガスの温度は上昇しますが、非熱的X線放射の全体的な寄与は銀河面からの垂直距離とともに減少します。非熱的硬X線放射の原因となるCRレプトンのシンクロトロン冷却タイムスケールは、わずか数十年から数百年と計算されます。高温ガスの熱圧力は磁気圧力の約3倍ですが、現在のデータでは、まだ圧力バランスが取れている可能性を排除することはできません。この論文で提示されている空間分解分光法は、AGNがCRを加速し、流出を促進する方法に重要な制約がある可能性があります。また、NGC4438の核から$\sim5^{\prime\prime}$のみの一時的なX線源を発見しました。源は2002年と2008年には検出されませんでしたが、2020年3月に非常に明るくなりました。$\sim10^{39}\rm〜ergs〜s^{-1}$の平均0.5-7keVの光度。
Apertif Radio Transient System（ARTS）：最初の5つの高速電波バーストの設計、試運転、データリリース、および検出
| Title |
The_Apertif_Radio_Transient_System_(ARTS):_Design,_Commissioning,_Data_Release,_and_Detection_of_the_first_5_Fast_Radio_Bursts |
| Authors |
Joeri_van_Leeuwen,_Eric_Kooistra,_Leon_Oostrum,_Liam_Connor,_J._E._Hargreaves,_Yogesh_Maan,_In\'es_Pastor-Marazuela,_Emily_Petroff,_D._van_der_Schuur,_Alessio_Sclocco,_Samayra_M._Straal,_Dany_Vohl,_Stefan_J._Wijnholds,_E._A._K._Adams,_B._Adebahr,_Jisk_Attema,_C._G._Bassa,_J._E._Bast,_Anna_Bilous,_W._J._G._de_Blok,_O._M._Boersma,_A._H._W._M._Coolen,_H._D\'enes,_S._Damstra,_J._P._R._de_Reijer,_D._W._Gardenier,_Y._G._Grange,_A._W._Gunst,_K._M._Hess,_H._A._Holties,_B._Hut,_A._Kutkin,_G._Marcel_Loose,_D._M._Lucero,_\'A._Mika,_K._Mikhailov,_R._Morganti,_V._A._Moss,_H._Mulder,_M._J._Norden,_T._A._Oosterloo,_Emaneula_Orr\'u,_Z._Paragi,_A._P._Schoenmakers,_K._J._C_Stuurwold,_S._ter_Veen,_W._A._van_Cappellen,_J._M._van_der_Hulst,_G._N._J._van_Diepen,_Y._Y._Wang,_A._W._Zanting,_J._Ziemke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.12362 |
高速電波バーストは、独自のエネルギーを放出するメカニズムを利用する必要があります。この要件により、考えられる多くのソースタイプが排除されましたが、いくつか残っています。高速電波バースト（FRB）エミッターの物理的性質を特定するには、間違いなく、より多くの検出の適切なローカリゼーションと、リアルタイムアラートによって可能になるブロードバンド調査が必要です。ここでは、ウェスターボーク合成電波望遠鏡（WSRT）干渉計でリアルタイムのFRB検出と位置特定を実行する、スーパーコンピューティング電波望遠鏡機器であるApertifRadioTransientSystem（ARTS）を紹介します。一次ディッシュビームの視野全体にわたってコヒーレント加算感度に達します。試運転の結果、システムが計画どおりに機能していることが確認された後、ApertifFRB調査（ALERT）を開始しました。2019年に設計感度で観察した最初の5週間で、5つの新しいFRBを検出し、干渉計でこれらのそれぞれを0.4〜10平方分角にローカライズしました。すべての検出は広帯域で非常に狭く、持続時間は1ミリ秒程度で、散乱していません。分散対策は一般的に高いです。ARTSの非常に高い時間と周波数の分解能によってのみ、これらの見つけにくいFRBが検出され、固有の母集団の特性の偏りのないビューが生成されます。ほとんどのローカリゼーション領域は、関連する永続的な無線ソースの存在を除外するのに十分小さいです。3つのFRBがM31とM33のハローを通り抜けました。Apertifが、明確に定義された視線に沿って磁気イオン物質をマッピングする精度で1回限りのFRBをローカライズできることを示します。次の約7日ごとに1の割合で、そのような研究のためにかなりの数の新しい情報源が検出されることが保証されます。したがって、最初の5つのARTSFRBによって例示された検出率と位置特定精度の組み合わせは、ますます多くのバーストを使用して宇宙を探査できる新しいフェーズを示しています。
Ia型超新星の二重爆轟モデルに対する解像度の影響
熱核超新星は白色矮星の激しい解き放たれた結果ですが、爆発メカニズムの正確な性質は活発な議論の問題です。この目的のために、SNeIaの観察可能な特性を説明するためにいくつかの特定のシナリオが提案されています。有望な経路は、白色矮星がコンパニオンからヘリウムに富む物質の殻を降着させ、結果として生じるヘリウム殻の爆発が爆発の主な原因である二重爆発シナリオです。このシナリオの一連の2次元グリッドベースのシミュレーションを通じて、外部のヘリウムに富む爆発、コアの圧縮加熱、および最終的なコアの炭素燃焼という3つの進化段階を明確に区別します。システム全体の最終的な混乱はすべての解像度で達成されますが、最小解像度が4〜km以上のモデルのみが3つのフェーズすべてを示します。特に、コアの圧縮加熱は、より高い解像度でのみ観察され、質的に異なる核合成の結果を生み出します。これらの動的な違いの主な要因として、爆発するヘリウム層とその下にあるC/OWDとの間の界面でのホットシリコンの混合に対するより細かい空間分解能の影響を特定します。
GRB 201015AのVLBI観測、非常に高エネルギーのガンマ線放出のヒントを持つ比較的かすかなGRB
| Title |
VLBI_observations_of_GRB_201015A,_a_relatively_faint_GRB_with_a_hint_of_Very_High_Energy_gamma-ray_emission |
| Authors |
S._Giarratana,_L._Rhodes,_B._Marcote,_R._Fender,_G._Ghirlanda,_M._Giroletti,_L._Nava,_J._M._Paredes,_M._E._Ravasio,_M._Ribo,_M._Patel,_J._Rastinejad,_G._Schroeder,_W._Fong,_B._P._Gompertz,_A._J._Levan,_P._O'Brien |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.12750 |
GRB201015Aは、MAGIC望遠鏡を使用して非常に高いエネルギー（>100GeV）で検出された長時間のガンマ線バースト（GRB）です。確認された場合、これはこのエネルギーでこれまでに検出された5番目で最も発光の少ないGRBになります。バースト後1。4日から117日までの12の異なるエポックにわたって、カールG.ヤンスキー超大型アレイ、e-MERLIN、およびヨーロッパVLBIネットワークを使用してGRB201015Aの無線フォローアップを実行しました。マルチミラー望遠鏡とチャンドラX線天文台でそれぞれ実行された光学観測とX線観測を、公開されているデータとともに含めました。バースト後23日と47日まで、それぞれ1.5GHzと5GHzでGRB201015Aの位置と一致する点状の過渡現象を検出しました。光源は、光学（バースト後1。4日と2.2日）とX線（バースト後8。4日と13。6日）の両方の観測でも検出されました。多波長残光光度曲線は、軸上に見られるGRBの標準モデルで説明できます。これは、均一な密度の媒体に膨張および減速しますが、風のようなプロファイルのサーカムバースト媒体は好ましくありません。VLBIによって提供される高解像度にもかかわらず、流出の膨張または重心変位を正確に特定することはできませんでした。GRBが見かけの速度を最大化する視角で見られる場合、可能な固有運動のローレンツ因子は赤経で$\Gamma_{\alpha}$<40および$\Gamma_{\delta}$<であると推定されます。偏角で61。一方、GRBを軸上で見た場合、残光のサイズは25日と47日で<5pcと<16pcです。最後に、光度曲線の初期のピークは、バーストから0。01日前に逆衝撃成分が存在することを示唆しています。
Xiao etalGRBスペクトルラグカタログを使用したローレンツ不変性違反のベイズモデル比較
| Title |
Bayesian_model_comparison_of_Lorentz_Invariance_Violation_using_Xiao_et_al_GRB_spectral_lag_catalog |
| Authors |
Shantanu_Desai,_Rajdeep_Agrawal,_Haveesh_Singirikonda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.12780 |
Xiaoetal（2022）によって取得された46個の短いGRBのスペクトルラグカタログを使用して、ソースフレームの2つの固定エネルギー間隔の間で、ローレンツ不変性違反（LIV）の独立した検索を実行します。この目的のために、固有の天体物理学的に誘発されたスペクトルラグのエネルギーの関数としてべき乗則モデルを使用します。LIVの評価に必要な宇宙の膨張履歴は、宇宙クロノメーターを使用したノンパラメトリック法で取得されました。ベイズモデルの比較を使用して、前述のスペクトルラグが、天体物理的に誘発されたラグのみと比較して、LIVの証拠を示しているかどうかを判断します。LIVの証拠を見つけて、95\％c.lを取得します。LIVのエネルギースケールの下限は、線形および2次LIVモデルでそれぞれ$4\times10^{15}$GeVおよび$6.8\times10^{9}$GeVです。
硬い状態のブラックホールX線連星（BHXB）の電波/X線相関図は、電波ジェットとX線放射降着円盤の間に存在する可能性のある接続を示しています。ラジオ/X線相関図の現在のバージョンは、BHXBの2つの母集団を示しています。これらの2つの母集団は、2つの異なる相関トラック、つまり標準トラックと外れ値に沿って進化します。過去数年間、重要な問題は、これら2つのトラックの存在を説明することでした。この論文では、17個のBHXBのサンプルについて、ブラックホールの質量が電波/X線相関に与える影響を調査します。質量推定値の大きな不確実性を十分に考慮して、次の少なくとも1つを結論付けることになります。（i）報告されたブラックホールの質量推定値のほとんどは、無線/X線相関図への影響を推測するには不正確または不十分です。。（ii）推定された電波光度とX線光度は、2つの理由でまだ十分に信頼できません。1つの理由は、観測データに関連するエラーがないためです。もう1つは、一部のソースが1つのトラックから別のトラックに移動する可能性があることです。（iii）BHの質量は、ラジオ/X線相関図のソースが属するトラックに大きな影響を与えます。
Chandraソースカタログで外れ値を検索する
| Title |
Searching_for_outliers_in_the_Chandra_Source_Catalog |
| Authors |
Dustin_K._Swarm,_Casey_T._DeRoo,_Yanan_Liu,_Samantha_Watkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.12908 |
天文学者はますます大量の情報に直面しており、データの海で価値のある研究対象を見つけるのは難しい場合があります。外れ値の識別研究は、基礎となる母集団の傾向に従わないために興味深いと判明する可能性のある少数の情報源を提示することにより、調査に焦点を合わせるために使用できる方法です。ChandraSourceCatalogv.2（CSC2）のソースに、主成分分析（PCA）と教師なしランダムフォレストアルゴリズム（uRF）を適用します。外れ値識別アルゴリズム（OIA）のすべての繰り返しアプリケーションに表示される119の重要度の高いソースを示します。外れ値ソースの特性を分析し、SIMBADデータベースとクロスマッチングします。外れ値には、以前は異常であると識別されたいくつかのソースが含まれています。このOIAは、より詳細な研究の動機となる可能性のある興味深いターゲットの特定につながります。
太陽系外惑星PSFを高分散コロナグラフ用のシングルモードファイバーに結合するための戦略の検証
| Title |
Validation_of_strategies_for_coupling_exoplanet_PSFs_into_single-mode_fibres_for_high-dispersion_coronagraphy |
| Authors |
M._El_Morsy,_A._Vigan,_M._Lopez,_G.P.P.L._Otten,_E._Choquet,_F._Madec,_A._Costille,_J.-F._Sauvage,_K._Dohlen,_E._Muslimov,_R._Pourcelot,_J._Floriot,_J.-A._Benedetti,_P._Blanchard,_P._Balard,_G._Murray |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.12280 |
大型の地上望遠鏡では、極端な補償光学（ExAO）とコロナグラフと高分散分光法（HDS）の組み合わせ（高分散コロナグラフ（HDC）と呼ばれることもあります）が、直接の強力な技術として浮上し始めています。巨大な太陽系外惑星の特徴づけ。高いスペクトル分解能は、アクセス可能なスペクトルの特徴に関して大きな利益をもたらすだけでなく、恒星信号と惑星信号のより良い分離を可能にします。Keck/KPIC、Subaru/REACH、VLT/HiRISEなどの進行中のプロジェクトは、いくつかの科学繊維の使用に基づいて観測戦略を立てています。そのうちの1つは惑星の信号のサンプリングに使用され、他のプロジェクトはスペックルの残りの星の光をサンプリングします。分野。このアプローチの主な課題は、惑星の点像分布関数（PSF）を、結合効率を最大化するために0.1$\lambda/D$未満の精度で、科学ファイバー上に正確に集中させることです。HiRISEプロジェクトのコンテキストでは、サイエンスファイバーの位置を特定するためのキャリブレーションファイバーのレトロインジェクションに基づくか、専用のセンタリングファイバーに基づく、3つの可能なセンタリング戦略が予測されます。これら3つのアプローチを実装し、HiRISEで採用されるセットアップと同様のMITHiC高コントラストイメージングテストベッドのアップグレードされたセットアップを使用して、それらのセンタリング精度を比較しました。私たちの結果は、0.1$\lambda/D$の仕様精度に到達することは、選択したセンタリング戦略に関係なく非常に困難であることを示しています。センタリング手順のすべてのステップで高レベルの精度が必要ですが、これは非常に安定した機器で達成できます。MITHiCの場合のセンタリングエラーの原因を調査し、最も影響力のある用語のいくつかの定量化を提案します。
ガウス過程を使用した天体物理学的過渡現象の準周期的振動の探索
| Title |
Searching_for_quasi-periodic_oscillations_in_astrophysical_transients_using_Gaussian_processes |
| Authors |
M._H\"ubner,_D._Huppenkothen,_P._D._Lasky,_A._R._Inglis,_C._Ick,_D._W._Hogg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.12716 |
準周期的振動（QPO）の分析は、ガンマ線バースト、太陽フレア、マグネターフレア、高速電波バーストなどの一時的なイベント中の多くの天体物理学的オブジェクトの動的な振る舞いを理解するために重要です。天体物理学者は、（Lomb-Scargle）ピリオドグラムなどの周波数領域法を使用してQPOを検索することがよくあります。これは、一般に、べき乗則モデルに加えて、QPO周波数付近の超過を想定しています。あるいは、ガウス過程（GP）回帰を使用して、時系列データを時間領域で直接調査することもできます。GP回帰は一般的なケースでは計算コストが高くなりますが、天体物理学のデータとモデルの特性により、高速な尤度戦略が可能になります。データの異質性と非定常性は、ピリオドグラムベースの分析にバイアスを引き起こすことが示されています。ガウス過程はこれらの特性を考慮に入れることができます。GPを使用して、決定論的なフレア形状に加えて確率過程としてQPOをモデル化します。ベイズ推定を使用して、GPハイパーパラメータを推論し、QPO頻度などの物理的意味を割り当てる方法を示します。また、QPOとレッドノイズなどの代替モデルの間でモデル選択を実行し、これを使用してQPOを確実に見つけることができることを示します。この方法は、さまざまな天体物理データセットに簡単に適用できます。ガンマ線バースト、マグネターフレア、マグネタージャイアントフレア、シミュレートされた太陽フレアデータなど、さまざまな短いトランジェントでこの方法を使用する方法を示します。
マーガリンで後部サンプルから脂肪を取り除く
| Title |
Removing_the_fat_from_your_posterior_samples_with_margarine |
| Authors |
Harry_T._J._Bevins,_William_J._Handley,_Pablo_Lemos,_Peter_H._Sims,_Eloy_de_Lera_Acedo,_Anastasia_Fialkov,_Justin_Alsing |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.12841 |
ベイジアンワークフローでは、多くの場合、妨害パラメータの導入が必要ですが、コアサイエンスモデリングでは、限界事後密度にアクセスする必要があります。この作業では、マスクされた自己回帰フローとカーネル密度推定量を使用して、周辺事後確率をカプセル化し、サンプルの生成と周辺ログ確率の計算に加えて、周辺カルバックライブラー発散と周辺ベイズモデルの次元を計算できるようにします。ダークエネルギーサーベイの局所宇宙論的例、およびグローバル21cm信号実験への適用でこれを示します。限界ベイズ統計の計算に加えて、この作業は、ベイズ実験計画法、複雑な事前モデリング、および尤度エミュレーションでのさらなるアプリケーションにとって重要です。この手法は、pipでインストール可能なコードマーガリンで公開されています。
GaiaDR3のBP/RPスペクトルの情報内容
| Title |
Information_content_of_BP/RP_spectra_in_Gaia_DR3 |
| Authors |
Callum_E._C._Witten,_David_S._Aguado,_Jason_L._Sanders,_Vasily_Belokurov,_N._Wyn_Evans,_Sergey_E._Koposov,_Carlos_Allende_Prieto,_Francesca_De_Angeli_and_Mike_J._Irwin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.12271 |
GaiaDataRelease3は、天文学コミュニティにこれまでで最大の恒星分光調査を提供します（$>$1億の情報源）。低解像度（R$\sim$50）の青色光度計（BP）と赤色光度計（RP）のスペクトルにより、有効温度、表面重力、金属量などの恒星パラメータを推定できます。模擬ガイアBP/RPスペクトルを作成し、フィッシャー情報行列を使用して、BP/RPスペクトルを使用した恒星パラメーター測定の分解能限界を調べます。次に、この分析が提供する最良のシナリオの不確実性を使用して、非常に金属の少ない（EMP）星を識別する偽陽性率（FPR）を調べるために、模擬観測された星の種族を生成します。$G=16$よりも明るい光度で、金属の少ない星を自信を持って特定できることがわかりました。弱いマグニチュードでは、真の検出は誤検知に圧倒され始めます。金属量の少ない星の検索に一般的に使用される$G<14$のマグニチュード制限を採用すると、低金属量レジーム[Fe/H]<-2、-2.5、および-3のFPRはわずか14$\％であることがわかります。それぞれ$、33$\％$、56$\％$であり、以前のターゲティングキャンペーンを大幅に改善する可能性があります。さらに、炭素および$\alpha$元素のBP/RPスペクトルから直接取得できる化学感度を調べます。炭素が豊富な金属欠乏（CEMP）星の場合、$\sigma_{A（C）}<1$dexの絶対炭素存在量の不確実性が見つかり、より高い解像度でのフォローアップ確認のためにCEMP星の種族を特定できる可能性を示しています分光法。最後に、GaiaBP/RPスペクトルを使用した$\alpha$元素の存在量測定における大きな不確実性は、これらの存在量を効率的に取得することが困難であることを意味します。
SN2006gyのあまりエネルギッシュでない兄弟であるSN2019esaのハイケイデンスTESSと地上ベースのデータ
| Title |
High_Cadence_TESS_and_ground-based_data_of_SN_2019esa,_the_less_energetic_sibling_of_SN_2006gy |
| Authors |
Jennifer_E._Andrews,_Jeniveve_Pearson,_M._J._Lundquist,_David_J._Sand,_Jacob_E._Jencson,_K._Azalee_Bostroem,_Griffin_Hosseinzadeh,_S._Valenti,_Nathan_Smith,_R.C._Amaro,_Yize_Dong,_Daryl_Janzen,_Nicolas_Meza,_Samuel_Wyatt,_Jamison_Burke,_Daichi_Hiramatsu,_D._Andrew_Howell,_Curtis_McCully,_and_Craig_Pellegrino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.12279 |
爆発から数時間以内に発見され、トランジット系外惑星探査衛星（TESS）によって偶然に観測された、近くの（$D\approx28$Mpc）相互作用する超新星（SN）2019esaの測光および分光観測を提示します。TESSとDLT40の両方の調査による初期の高ケイデンスの光度曲線は、爆発の時間を厳しく制限し、最大光まで30日間上昇し、その後、ほぼ一定の光度の直線的な低下を示します。最初の40日間の光学分光法は、タイプIIn超新星に見られる狭いバルマー輝線を持つ非常に赤くなった物体を明らかにしました。広いH$\alpha$放射の欠如と組み合わされた光学的光度曲線の最大へのゆっくりとした上昇は、超新星噴出物を急速に減速させた非常に光学的に厚くて近い星周物質（CSM）の存在を示唆しています。このCSMは、前の噴火エピソード3--4で$\dot{M}$$\sim$0.3M$_{\odot}$yr$^{-1}$が失われた巨大な星の始祖から作成された可能性があります噴火の何年も前に、高光度青色変光星の巨大な噴火に似ています。後期には、強力な中間幅のCaII、FeI、およびFeIIの線が光学スペクトルに見られます。これは、超高輝度の相互作用するSN2006gyに見られるものと同じです。強力なCSM相互作用は、SN2019esaの基礎となる爆発メカニズムを覆い隠しますが、光度、H$\alpha$線の強度、および始祖の質量損失率の組み合わせはすべて、コア崩壊の起源を示しています。
ROSAT全天調査の優れた内容
| Title |
The_stellar_content_of_the_ROSAT_all-sky_survey |
| Authors |
S._Freund,_S._Czesla,_J._Robrade,_P._C._Schneider,_J._H._M._M._Schmitt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.12874 |
ROSAT全天調査（RASS）の恒星の内容を特定する方法を提示して適用します。RASSソースとGaiaEarlyDataRelease3（EDR3）から選択された恒星候補とのクロスマッチを実行し、マッチの幾何学的特性と追加の特性、つまりX線からGバンドへのフラックスからすべてのRASSソースの恒星確率を推定しました。比率と対応する距離。最初のeROSITA全天調査（eRASS1）からの予備検出との比較は、RASSソースの位置オフセットがRASSカタログに記載されている不確実性から予想されるよりも大きいことを示しています。信頼できる位置の不確実性があるRASSソースから、28630（24.9％）のソースを恒星として識別します。これは、これまでの恒星X線源の最大のサンプルです。恒星の確率から直接、サンプルの完全性と信頼性を約93％と推定し、ランダムにシフトされたRASSソースの識別、予備的な恒星eRASS1の識別、およびRASSソースの以前の識別の結果と比較することによってこの値を確認します。。私たちの恒星RASS光源には、すべてのスペクトル型と光度クラスの光源が含まれています。色-マグニチュード図での位置によると、多くの恒星RASSソースは、数ドル10^7$年またはバイナリの年齢の若い星です。X線とボロメータのフラックス比を色の関数としてプロットすると、対流の開始と飽和限界がはっきりとわかります。後のタイプの星は継続的に高い$F_X/F_{bol}$値に達することに注意してください。これは、おそらくより頻繁なフレアリングが原因です。恒星RASS光源の色分布は、無関係の背景光源とは明らかに異なります。既知の星団の近くでソース密度の明らかな増加を示す恒星RASSソースの3次元分布を提示します。
| Title |
The_POKEMON_Speckle_Survey_of_Nearby_M_dwarfs._I._New_Discoveries |
| Authors |
Catherine_A._Clark,_Gerard_T._van_Belle,_Elliott_P._Horch,_Kaspar_von_Braun,_David_R._Ciardi,_Jennifer_G._Winters,_Rocio_Kiman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.12922 |
M矮星は、現在の計装による太陽系外惑星の検出に適したターゲットですが、恒星の仲間は、誤検知を誘発し、惑星の特性評価を阻害する可能性があります。連星がどのように形成され進化するかを理解するためには、恒星の伴星に関する知識も重要です。そのため、近くのM矮星の周りの恒星の仲間の調査を実施しました。ここでは、新しい発見を紹介します。4.3メートルのローウェルディスカバリー望遠鏡のDSSIスペックルイメージャーと3.5メートルのWIYN望遠鏡の同様のNESSI機器を使用して、M-ドワーフの多重度を15パーセクまでのボリューム限定調査を実施しました。以前の調査で見落とされていた後のMドワーフ。1070Mの矮星の合計サンプルサイズに対して、より遠い距離での追加のより明るいターゲットが含まれていました。これらの1070のターゲットを観察すると、26の新しい仲間が明らかになりました。これらのシステムのうち22は、以前は単一であると考えられていました。すべての新しい発見が確認された場合、サンプル内の既知の倍数の数は7.6％増加します。観測された特性、およびこれらのオブジェクトの視差と2MASSKの大きさを使用して、これらのシステムの投影された分離を計算し、質量比と成分スペクトルタイプを推定します。白色矮星Wolf672Aに、新しいM-dwarfコンパニオンの発見を報告します。これは、既知のM-dwarfコンパニオンもホストし、システムを3値にします。また、2MASSJ13092185-2330350の新しいコンパニオンが褐色矮星である可能性についても検討します。最後に、POKEMON調査からの最初の洞察について説明します。
重力波のエコーはありますか？
情報パラドックスを回避するためのいくつかのアプローチでは、半古典的なブラックホールがエキゾチックコンパクトオブジェクト（ECO）に置き換えられています。ECOの合併によって放出された重力波は、ECOで反射し、検出可能な「エコー」を生成する可能性があると推測されています。波の一部は実際にECOの表面で反射する可能性がありますが、この反射波は、それ自体の逆反応によって生成された新しい閉じたトラップされた表面によってトラップされると主張します。したがって、エコーの検出可能な信号は無限に現れません。この分析における唯一の仮定は、因果関係が緩やかに湾曲した時空で主要な順序に維持されるということです。したがって、エコーが実際に検出された場合、物理学の理解に大きな変化が生じることになります。
局所的なハッブル張力を処理するための宇宙の区分的関数
| Title |
Cosmological_piecewise_functions_to_treat_the_local_Hubble_tension |
| Authors |
Rodrigo_Sandoval-Orozco_and_Celia_Escamilla-Rivera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.12405 |
宇宙の現在の宇宙時間の進化は、宇宙原理が平坦な時空の風景の下で考慮されるときの一般相対性理論によって説明されます。フリードマン方程式として知られるセットには、標準の$\Lambda$CDMモデルの構築につながる原理が含まれています。ただし、これらの方程式に関する現在の最先端技術は、基本的な方法であっても、いくつかの形態の物質/エネルギー成分を検討するか、2つ以上の成分が存在する特定の宇宙時間でそれらを評価することにより、微分方程式を解析的に解くことに基づいています。同じ割合で貢献します。この後者は、数値積分を減らすピースワイスソリューションのアプローチを通じて実行できます。この論文では、特別な分析関数を介して新しいソリューションについて説明し、報告されたローカルの$H_0$張力に対処するために、観測ハッブル観測の更新されたコンパイルでそれらを制約します。
スカラーテンソル$f（R、T）$重力における重力誘起粒子生成
$f（R、T）$重力のスカラーテンソル表現で重力によって生成された粒子生成の可能性を調査します。理論における明示的な非最小の曲率-物質結合により、物質のエネルギー-運動量テンソルの発散は消えません。物質の生成/消滅の存在下でのオープンシステムの不可逆熱力学の形式を使用して、この特性の物理的および宇宙論的意味を探ります。粒子生成率、圧力、温度変化、および共動エントロピーの表現は、共変定式化で取得され、詳細に説明されています。重力場方程式と一緒に適用すると、オープンシステムの熱力学は、標準の$\Lambda$CDM宇宙論的パラダイムの一般化につながります。このパラダイムでは、粒子生成率と圧力が宇宙論的流体エネルギー運動量テンソルの構成要素として効果的に考慮されます。また、特定のモデルを検討し、スカラーテンソル$f（R、T）$宇宙論を$\Lambda$CDMシナリオ、および粒子生成率の特性、作成と比較します。圧力、および赤方偏移の下限と上限の両方での重力物質生成によるエントロピー生成。
| Title |
Global_geomagnetic_perturbation_forecasting_using_Deep_Learning |
| Authors |
Vishal_Upendran,_Panagiotis_Tigas,_Banafsheh_Ferdousi,_Teo_Bloch,_Mark_C._M._Cheung,_Siddha_Ganju,_Asti_Bhatt,_Ryan_M._McGranaghan,_Yarin_Gal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.12734 |
地磁気誘導電流（GIC）は、太陽風と地球の磁気圏との相互作用から生じる地球の磁場の時空間変化から発生し、技術的に依存する社会に壊滅的な破壊をもたらします。したがって、大きな予測範囲、高い空間分解能、および時間的ケイデンスを使用してGICをグローバルに予測するための計算モデルは、迅速に必要な緩和を実行するためにますます重要になっています。GICデータは独自のものであるため、磁場摂動の水平成分の時間変動（dB/dt）がGICのプロキシとして使用されます。この作業では、入力として太陽風測定のみを使用して30分先を予測する、高速でグローバルなdB/dt予測モデルを開発します。このモデルは、ゲート付き回帰ユニットを使用した2時間の太陽風測定を要約し、球面調和関数ベースで折りたたまれた係数の予測を生成して、グローバルな予測を可能にします。展開すると、モデルは1秒未満で結果を生成し、1分間隔で水平磁気摂動成分のグローバル予測を生成します。自己矛盾のないベンチマークモデルセットを使用しながら、2011年8月5日と2015年3月17日の2つの特定の嵐について、文献のモデル全体でモデルを評価します。私たちのモデルは、最新のハイタイムケイデンスローカルモデルおよびロータイムケイデンスグローバルモデルよりも優れているか、一貫したパフォーマンスを備えていますが、ベンチマークモデルよりも優れている/同等のパフォーマンスを備えています。高い時間的ケイデンスと任意の空間分解能でのこのような迅速な推論により、最終的には地球上のあらゆる場所のdB/dtの正確な事前警告が可能になり、情報に基づいた方法で予防措置を講じることができます。
褐色矮星と木星型惑星の冷却過程は、DHOST理論の枠組みの中で研究されています。亜恒星天体の年齢に対する修正重力の影響が最も顕著であるというフィールドでの以前の結果を確認します。
重力陽性限界の現象論的動機づけ：ダークセクター物理学の事例研究
| Title |
Phenomenological_Motivation_for_Gravitational_Positivity_Bounds:_A_Case_Study_of_Dark_Sector_Physics |
| Authors |
Toshifumi_Noumi,_Sota_Sato,_Junsei_Tokuda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.12835 |
散乱振幅の正の限界は、低エネルギー有効場の理論が一貫した紫外補完を持つために必要な条件を提供します。重力理論へのそれらの拡張は、沼地プログラムへの適用を目指して過去数年間研究されており、重力の存在下でも少なくともほぼ正の限界が保持されることを示しています。この文脈での問題は、与えられた散乱プロセスに対してどれだけの否定性が許容されるかです。この論文では、特にダークセクター物理学の文脈において、進行中の実験の範囲内で物理学に関連していることを実証することにより、このかなり技術的な問題の重要性に取り組んでいます。特に、実例として、暗光子シナリオの詳細な分析を提供します。これは、重力の陽性限界に関するさらなる研究の動機となります。
高エネルギー光子の銀河系外の発生源による時空泡のプロービング
| Title |
Probing_Spacetime_Foam_with_Extragalactic_Sources_of_High-Energy_Photons |
| Authors |
Y._Jack_Ng_(University_of_North_Carolina)_and_Eric_S._Perlman_(Florida_Institute_of_Technology) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.12852 |
量子ゆらぎは時空に泡状の構造を与えることができます。この総説では、時空泡のモデルを観察的に制約するためのさまざまな提案について説明します。1つの方法は、遠方のクエーサーまたはGRBからの光の波面が、時空の泡によって引き起こされる位相のインコヒーレンスによって著しく歪む可能性があるかどうかを調べることです。位相変動は光源までの距離に比例しますが、波長に反比例するため、離れた光源からの超高エネルギー光子が特に役立ちます。遠方のクエーサーや活動銀河核の画像で「シーイングディスク」を観測することで時空の泡を検出する可能性など、いくつかの提案について詳しく説明します。また、予想される角度の広がりを計算するための適切な距離測度についても説明します。次に、位相変動が画像形成が不可能になるまで蓄積されたために、（時空の泡による）小さなスケールでの波面歪みが遠くの物体を検出できなくなる可能性があるかどうかを調査する最近の研究について説明します。最近アクセス可能になったもう1つの可能性は、干渉計を使用して宇宙論的に離れた波源を観測することです。これにより、波面が波状になり歪む可能性のある局所波数ベクトルに垂直な大きなベースラインが得られ、フリンジの可視性が低下または排除されます。これらの方法はすべて、光源から望遠鏡までのさまざまな光路からの寄与の適切な平均化を実行する方法（ある場合）の可用性に最終的に依存すると主張します。
IceCubeで暗黒物質と高エネルギーニュートリノの間の接続を検索
| Title |
Searches_for_Connections_between_Dark_Matter_and_High-Energy_Neutrinos_with_IceCube |
| Authors |
R._Abbasi,_M._Ackermann,_J._Adams,_J._A._Aguilar,_M._Ahlers,_M._Ahrens,_J.M._Alameddine,_A._A._Alves_Jr.,_N._M._Amin,_K._Andeen,_T._Anderson,_G._Anton,_C._Arg\"uelles,_Y._Ashida,_S._Athanasiadou,_S._Axani,_X._Bai,_A._Balagopal_V.,_M._Baricevic,_S._W._Barwick,_V._Basu,_S._Baur,_R._Bay,_J._J._Beatty,_K.-H._Becker,_J._Becker_Tjus,_J._Beise,_C._Bellenghi,_S._Benda,_S._BenZvi,_D._Berley,_E._Bernardini,_D._Z._Besson,_G._Binder,_D._Bindig,_E._Blaufuss,_S._Blot,_F._Bontempo,_J._Y._Book,_J._Borowka,_S._B\"oser,_O._Botner,_J._B\"ottcher,_E._Bourbeau,_F._Bradascio,_J._Braun,_B._Brinson,_S._Bron,_J._Brostean-Kaiser,_R._T._Burley,_R._S._Busse,_M._A._Campana,_E._G._Carnie-Bronca,_C._Chen,_Z._Chen,_D._Chirkin,_K._Choi,_B._A._Clark,_K._Clark,_L._Classen,_A._Coleman,_G._H._Collin,_A._Connolly,_J._M._Conrad,_et_al._(316_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.12950 |
この作品では、暗黒物質の崩壊または消滅のサインを標準模型粒子に探索した結果と、暗黒物質との秘密のニュートリノ相互作用を示します。ニュートリノは、銀河系または銀河系外の暗黒物質の崩壊または消滅で生成される可能性があります。さらに、暗黒物質とニュートリノの間に相互作用が存在する場合、暗黒物質は銀河系外のニュートリノと相互作用します。特に、銀河系の暗黒物質は、この相互作用が存在する場合、ニュートリノの空に異方性を誘発します。これらの現象を研究するために、約60TeVから10PeVのエネルギー範囲でニュートリノを測定する7年半の高エネルギー開始イベント（HESE）サンプルデータを使用します。この全天のイベントの選択は、銀河系外のニュートリノによって支配されています。質量が$\sim$1PeVの暗黒物質の場合、速度平均消滅断面積を、排他的な$\mu^+\muの$10^{-23}$cm$^3$/sより小さく制限します。^-$チャネルと$10^{-22}$cm$^3$/s（$b\barb$チャネルの場合）。同じ質量に対して、暗黒物質の寿命を、調査したすべてのチャネルで$10^{28}$sより大きくなるように制限します。ただし、$10^{より大きくなるように制限されている$b\barb$にのみ減衰します。27}$s。最後に、2つのシナリオで、銀河系の暗黒物質に天体物理学的ニュートリノが散乱している証拠も検索します。ベクトルメディエーターを備えたフェルミオン暗黒物質の場合、この相互作用に関連する無次元結合を、暗黒物質の質量が0.1GeV、メディエーターの質量が$10^{-4}〜$GeVの場合に0.1未満に制限します。フェルミオンメディエーターを備えたスカラー暗黒物質の場合、暗黒物質とメディエーターの質量が1MeV未満の場合、結合を0.1未満に制限します。
