CAMELSプロジェクト：公開データリリース
| Title |
The_CAMELS_project:_public_data_release |
| Authors |
Francisco_Villaescusa-Navarro,_Shy_Genel,_Daniel_Angl\'es-Alc\'azar,_Lucia_A._Perez,_Pablo_Villanueva-Domingo,_Digvijay_Wadekar,_Helen_Shao,_Faizan_G._Mohammad,_Sultan_Hassan,_Emily_Moser,_Erwin_T._Lau,_Luis_Fernando_Machado_Poletti_Valle,_Andrina_Nicola,_Leander_Thiele,_Yongseok_Jo,_Oliver_H._E._Philcox,_Benjamin_D._Oppenheimer,_Megan_Tillman,_ChangHoon_Hahn,_Neerav_Kaushal,_Alice_Pisani,_Matthew_Gebhardt,_Ana_Maria_Delgado,_Joyce_Caliendo,_Christina_Kreisch,_Kaze_W.K._Wong,_William_R._Coulton,_Michael_Eickenberg,_Gabriele_Parimbelli,_Yueying_Ni,_Ulrich_P._Steinwandel,_Valentina_La_Torre,_Romeel_Dave,_Nicholas_Battaglia,_Daisuke_Nagai,_David_N._Spergel,_Lars_Hernquist,_Blakesley_Burkhart,_Desika_Narayanan,_Benjamin_Wandelt,_Rachel_S._Somerville,_Greg_L._Bryan,_Matteo_Viel,_Yin_Li,_Vid_Irsic,_Katarina_Kraljic,_Mark_Vogelsberger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01300 |
MachinELearningSimulations（CAMELS）プロジェクトを使用した宇宙論と天体物理学は、何千もの宇宙論的流体力学的シミュレーションと機械学習を通じて宇宙論と天体物理学を組み合わせるために開発されました。CAMELSには、4,233の宇宙論的シミュレーション、2,049のN体、および2,184の最先端の流体力学的シミュレーションが含まれており、パラメーター空間で膨大な量をサンプリングします。この論文では、CAMELS公開データリリースを紹介し、CAMELSシミュレーションの特性と、ハロー、サブハロ、銀河、ボイドカタログ、パワースペクトル、バイスペクトル、ライマンなど、それらから生成されたさまざまなデータ製品について説明します-$\alpha$スペクトル、確率分布関数、ハローラジアルプロファイル、およびX線フォトンリスト。また、CAMELS-SAMから数十億の銀河を含む1,000を超えるカタログをリリースします。これは、SantaCruz半解析モデルと組み合わされたN体シミュレーションの大規模なコレクションです。350テラバイト以上で構成され、143,922のスナップショット、数百万のハロー、銀河、要約統計量を含むすべてのデータをリリースします。\url{https://camels.readthedocs.io}で、データへのアクセス、ダウンロード、読み取り、処理の方法に関する技術的な詳細を提供します。
機械学習による天体物理学的スケーリング関係の強化：SZフラックス-質量散乱の低減への応用
| Title |
Augmenting_astrophysical_scaling_relations_with_machine_learning_:_application_to_reducing_the_SZ_flux-mass_scatter |
| Authors |
Digvijay_Wadekar,_Leander_Thiele,_Francisco_Villaescusa-Navarro,_J._Colin_Hill,_David_N._Spergel,_Miles_Cranmer,_Nicholas_Battaglia,_Daniel_Angl\'es-Alc\'azar,_Lars_Hernquist,_Shirley_Ho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01305 |
複雑なシステム（星、超新星、銀河、クラスター）は、観測可能な特性（光度、速度分散、振動周期、温度など）間の散乱関係が低いことがよくあります。これらのスケーリング関係は、基礎となる物理学を明らかにし、質量と距離を推定するための観測ツールを提供することができます。機械学習は、抽象的な高次元パラメーター空間で新しいスケーリング関係（または既存の関係への単純な拡張）を検索する体系的な方法を提供できます。シンボリック回帰（SR）と呼ばれる機械学習ツールを使用します。これは、分析方程式の形式で特定のデータセットのパターンをモデル化します。スニヤエフ・ゼルドビッチフラックス$-$クラスター質量関係（$Y_\mathrm{SZ}-M$）に焦点を当てます。これは、クラスター存在量データからの宇宙論的パラメーターの推定に影響を与える分散です。IllustrisTNG流体力学シミュレーションからのデータでSRを使用して、$Y_\mathrm{SZ}$とイオン化ガスの濃度（$c_\mathrm{gas}$）を組み合わせたクラスター質量の新しいプロキシを見つけます：$M\proptoY_\mathrm{conc}^{3/5}\equivY_\mathrm{SZ}^{3/5}（1-A\、c_\mathrm{gas}）$。$Y_\mathrm{conc}$は、大規模なクラスター（$M\gtrsim10^{14}\、h^{-1}\、M_$Y_\mathrm{SZ}$だけを使用した場合と比較して、高赤方偏移と低赤方偏移の両方で\odot$）。$c_\mathrm{gas}$への依存は、それらの周辺よりも大きな散乱を示すクラスターのコアにリンクされていることを示します。最後に、CAMELSプロジェクトのシミュレーションからのクラスターで$Y_\mathrm{conc}$をテストし、$Y_\mathrm{conc}$が宇宙論、天体物理学、サブグリッド物理学、および宇宙分散の変動に対してロバストであることを示します。私たちの結果と方法論は、ACT、SO、SPT、eROSITA、CMB-S4などの現在および今後のCMBおよびX線調査からの正確な多波長クラスター質量推定に役立ちます。
KiDS-DR3のAMICO銀河団：積み重ねられた弱いレンズ効果分析からのハローバイアスとパワースペクトル正規化の測定
| Title |
AMICO_galaxy_clusters_in_KiDS-DR3:_Measurement_of_the_halo_bias_and_power_spectrum_normalization_from_a_stacked_weak_lensing_analysis |
| Authors |
Lorenzo_Ingoglia,_Giovanni_Covone,_Mauro_Sereno,_Carlo_Giocoli,_Sandro_Bardelli,_Fabio_Bellagamba,_Gianluca_Castignani,_Samuel_Farrens,_Hendrik_Hildebrandt,_Shahab_Joudaki,_Eric_Jullo,_Denise_Lanzieri,_Giorgio_F._Lesci,_Federico_Marulli,_Matteo_Maturi,_Lauro_Moscardini,_Lorenza_Nanni,_Emanuela_Puddu,_Mario_Radovich,_Mauro_Roncarelli,_Feliciana_Sapio,_Carlo_Schimd |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01545 |
銀河団は、基礎となる物質密度場の偏ったトレーサーです。約10Mpc/\textit{h}を超える非常に大きな半径では、せん断プロファイルは2番目のハロー項の証拠を示しています。これは、銀河団の周りの相関物質分布に関連しており、いわゆるハローバイアスに比例しています。KiDS調査の3回目のリリースで検出された約7000の候補からなる、AMICO銀河団カタログに基づくハローバイアスと質量の関係の観測分析を提示します。クラスターサンプルを14個の赤方偏移の豊富なビンに分割し、積み重ねられた弱いレンズ効果分析を使用して、各ビンのハローバイアスとビリアル質量を導き出します。観測されたハローバイアスと質量の関係、および$\Lambda$CDM標準宇宙モデルに基づく理論的予測は、$2\sigma$内で一致していることを示しています。カタログ全体のバイアスと質量の平均測定値は、$M_{200c}=（4.9\pm0.3）\times10^{13}M_{\odot}/\textit{h}$および$b_h\sigma_8^2になります。=1.2\pm0.1$。数値シミュレーションからのバイアスと質量の関係の追加の事前条件を使用して、固定物質密度$\Omega_m=0.3$でパワースペクトルの正規化を制約し、$\sigma_8=0.63\pm0.10$を見つけます。
畳み込みニューラルネットワーク-動的SZ検出のための再構築された速度
| Title |
Convolutional_Neural_Network-reconstructed_velocity_for_kinetic_SZ_detection |
| Authors |
Hideki_Tanimura_and_Nabila_Aghanim_and_Victor_Bonjean_and_Saleem_Zaroubi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01643 |
Wen-Han-Liu（WHL）カタログの30,431個の銀河団の位置に最新の217〜GHzPlanckPR4マップを積み重ねることにより、銀河団における動的スニヤエフゼルドビッチ（kSZ）効果の検出を報告します。4.9シグマ有意水準および3xR500を超える。銀河団の視線速度は、機械学習アプローチで推定されました。このアプローチでは、銀河団の周りの銀河分布とその視線速度の関係が、シミュレートされた銀河と銀河団を使用して畳み込みニューラルネットワークを介してトレーニングされました。Magneticum宇宙力学流体力学シミュレーションで。訓練されたモデルは、スローンデジタルスカイサーベイ銀河の大規模分布に適用され、WHL銀河団の視線速度を導き出しました。銀河団ガスの標準ベータモデルを想定すると、R500内のガス分率はfgas、500=0.09+-0.02であり、質量はM500〜1.0x10^14Msunであることがわかりました。
スペクトル歪み測定によるバリオンフィードバックのパーセントレベルの制約
| Title |
Percent-level_constraints_on_baryonic_feedback_with_spectral_distortion_measurements |
| Authors |
Leander_Thiele,_Digvijay_Wadekar,_J._Colin_Hill,_Nicholas_Battaglia,_Jens_Chluba,_Francisco_Villaescusa-Navarro,_Lars_Hernquist,_Mark_Vogelsberger,_Daniel_Angl\'es-Alc\'azar,_Federico_Marinacci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01663 |
単極子熱Sunyaev-Zel'dovichCMBスペクトル歪みの重要度の高い測定は、よく理解されていないバリオンフィードバックプロセスを厳密に制約する可能性があります。空で平均化されたCompton-y歪みとその相対論的補正は、観測可能な宇宙の電子の総熱エネルギーとその平均温度の測定値です。流体力学シミュレーションのCAMELSスイートを使用して、活動銀河核と超新星からのフィードバックのサブグリッド実装を説明するパラメーターの可能な制約を調査し、PIXIEのような測定を想定します。小さな25Mpc/hCAMELSボックスは、宇宙の大きな変動のために課題を提示します。機械学習を利用して、ノイズの多いシミュレーションデータから補間器を構築します。ハローモデルを使用して、シミュレーションのハロー質量関数を補正係数に変換し、必要に応じて宇宙分散を低減します。結果はサブグリッドモデルによって異なります。IllustrisTNGの場合、最適に決定されたパラメーターの組み合わせは約2％まで測定でき、AGNとSNのフィードバックの積に対応することがわかります。SIMBAの場合、最も厳しい制約は、AGNフィードバックとSNフィードバックの比率で約0.2％です。2番目の直交パラメータの組み合わせは約8％まで測定できます。私たちの結果は、バリオンフィードバックモデルに対して、遅い時間のスペクトル歪み単極子の測定が持つであろう重要な拘束力を示しています。
ヨーロッパのような条件で照射された塩化ナトリウムに及ぼす温度と光退色の影響
| Title |
The_Influence_of_Temperature_and_Photobleaching_on_Irradiated_Sodium_Chloride_at_Europa-like_Conditions |
| Authors |
William_T.P._Denman,_Samantha_K._Trumbo,_Michael_E._Brown |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01332 |
エウロパの主要な半球カオス領域には、450nmでのスペクトル特性があります。これは、F中心として知られる、照射された塩化ナトリウムの結晶欠陥による吸収に起因します。照射された塩化ナトリウムの実験室データと観測値の間には、F中心バンドの中心波長の$\sim$10nmシフトや、M中心からのヨーロッパでの顕著な720nm吸収の欠如など、いくつかの不一致が存在します。F中心のペアの合体から。ここでは、これらの不一致を理解するために、塩化ナトリウムの照射実験を行います。120Kの温度でサンプルの温度を注意深く制御すると、エウロパの吸収波長に匹敵する吸収波長を持つF中心が得られることを示します。さらに、光退色（光子によるF中心の破壊）の影響を測定し、エウロパの高エネルギー粒子と光子束で、適度なF中心吸収のみが発生する平衡に達することを示します。F中心の密度は、2次M中心を作成するのに十分な値に達することはありません。私たちの実験では、Fセンターは、光退色がない状態でエウロパの夜間に成長し、日中に部分的に崩壊すると予測しています。この予測と一致するハッブル宇宙望遠鏡からの観測を示します。エウロパの450nmF中心のすべての観測は、塩化ナトリウムの実験室測定と一致しており、エウロパにこの塩が存在することを確認しています。
エウロパの新しいUVスペクトル機能：主要半球のカオス地形におけるNaClの確認
| Title |
A_New_UV_Spectral_Feature_on_Europa:_Confirmation_of_NaCl_in_Leading-hemisphere_Chaos_Terrain |
| Authors |
Samantha_K._Trumbo,_Tracy_M._Becker,_Michael_E._Brown,_William_T._P._Denman,_Philippa_Molyneux,_Amanda_Hendrix,_Kurt_D._Retherford,_Lorenz_Roth,_and_Juan_Alday |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01333 |
ハッブル宇宙望遠鏡で得られたヨーロッパの表面の最近の可視波長観測は、主要な半球のカオス地形と空間的に相関しているように見える450nm付近の吸収機能の存在を明らかにしました。この特徴は、最終的に内部から供給される照射された塩化ナトリウムの存在を反映していると解釈されました。ここでは、ハッブル宇宙望遠鏡でも収集された紫外線スペクトルを使用して、230nm付近でこれまでに見られなかった追加の吸収を検出します。これは、450nmの特徴および同じ前半球のカオス地形と空間的に相関します。新しい紫外線機能は、ヨーロッパのような条件で照射された塩化ナトリウムともよく一致していることがわかります。地質学的に若い地域内の塩化ナトリウムのそのような確認は、ヨーロッパの地下組成に重要な意味を持っています。
ヨーロッパのような条件で照射されたNaClの中間UVスペクトル
| Title |
The_mid-UV_spectrum_of_irradiated_NaCl_at_Europa-like_conditions |
| Authors |
Michael_E._Brown,_William_T.P._Denman,_Samantha_K._Trumbo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01335 |
ハッブル宇宙望遠鏡からの最近の観測は、エウロパの主要な半球カオス領域に局在する中紫外線吸収機能を示しています。同じ領域は、照射されたNaClの存在に起因する450nmでの可視吸収を有することが以前に発見されました。これらの地形の可視スペクトルにNaClの追加の診断吸収がないため、この識別の確認は困難でした。ここでは、実験室での実験を使用して、Europaの表面温度で照射されたNaClが$\sim$220nmで吸収を起こし、Europaの中間UVスペクトルでの新しい検出と一致し、NaClの識別を強力にサポートすることを示します。主要半球のカオス地形で照射されたNaClは、ナトリウムと塩素がヨーロッパの地下海洋の重要な成分であることを示唆しています。
磁気的および熱的に駆動されるディスク風へのダストの巻き込み
磁気的および熱的に駆動されるディスク風は、原始惑星系円盤の低粘度という現在のパラダイムに照らして人気を博していますが、それでも内部空洞が存在する場合でも大きな降着率を示します。これらの風に塵が巻き込まれる可能性は、最近の散乱光の観測を説明する可能性があり、ディスクの外側領域への塵の輸送の方法を構成します。私たちは、これらの風のダストダイナミクスを研究し、この点で光蒸発と磁気駆動ディスク風の違いを探求することを目指しています。最大の同伴可能な粒子サイズ、流れ角、および一般的な検出可能性を定量化します。FARGO3Dコードを使用して、オーム拡散と両極拡散を含む、グローバルな2.5D軸対称の非理想的なMHDシミュレーションを実行しました。ほこりは圧力のない液体として扱われました。合成観測は、放射伝達コードRADMC-3Dを使用して作成されました。光蒸発などの暖かくイオン化された風と、X線や極紫外線（XEUV）加熱を含む磁気風のダスト連行効率には、冷たい磁気風と比べて大きな違いがあります。同伴可能な最大粒径は、イオン化風の場合は$3\、\mu\mathrm{m}$から$6\、\mu\mathrm{m}$まで、冷磁気風の場合は$1\、\mu\mathrm{m}$まで変化します。冷たい磁気風のダスト粒子は、暖かい風に比べて浅い角度で流れる傾向があります。中心星までの距離が長くなると、塵の巻き込み効率が低下します。乱流粘度の値を大きくすると、ダストの巻き込みの可能性がある最大粒径半径が大きくなります。私たちのシミュレーションは、風の外側の領域でのダスト含有量の減少は、主にディスク内のダストの沈降に起因する可能性があることを示しています。合成画像では、ほこりっぽい風は、冷たい磁気風に対してより明るい、かすかな円錐形の放出領域として表示されます。
CORALIEは、進化した星の周りの仲間の視線速度検索（CASCADES）。 I.サンプルの定義と最初の結果：巨星を周回する3つの新しい惑星
| Title |
CORALIE_radial-velocity_search_for_companions_around_evolved_stars_(CASCADES)._I._Sample_definition_and_first_results:_Three_new_planets_orbiting_giant_stars |
| Authors |
G._Ottoni,_S._Udry,_D._S\'egransan,_G._Buldgen,_C._Lovis,_P._Eggenberger,_C._Pezzotti,_V._Adibekyan,_M._Marmier,_M._Mayor,_N.C._Santos,_S.G._Sousa,_N._Lagarde,_and_C._Charbonnel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01528 |
環境。2002年に巨星を周回する惑星が最初に発見された後、進化した星の周りの仲間のCORALIE視線速度検索を開始しました（CASCADES）。CORALIEスペクトログラフを使用して、チリのラシヤ天文台にある1.2mのレオンハルトオイラースイス望遠鏡で行われた3つの星の観測結果を示します。目的。中間質量G型およびK型の進化した星の惑星の伴星を検出し、この母集団の統計分析を実行することを目的としています。星HD22532（TIC200851704）、HD64121（TIC264770836）、およびHD69123（TIC146264536）の周りの新しい惑星系を検索しました。メソッド。2006年以来、641個の赤色巨星の体積が制限されたサンプルを追跡して、高精度の視線速度測定値を取得しています。太陽系外惑星のデータ分析センター（DACE）プラットフォームを使用して、視線速度分析を実行し、線プロファイルと活動指数の周期信号を検索し、惑星によって引き起こされた視線速度の変動と恒星の光球ジッターを区別しました。対応するケプレリアンモデルに適合するように、視線速度時系列で重要な信号を検索します。結果。この論文では、調査を詳細に提示し、巨星HD22532、HD64121、およびHD69123の周りのサンプルの最初の3つの惑星の発見について報告します。
進化した星の周りの仲間のコーラリー視線速度検索（CASCADES）III。新しい木星のホストスター：TESSデータを使用したHD29399の詳細な分析
| Title |
Coralie_radial-velocity_search_for_companions_around_evolved_stars_(CASCADES)_III._A_new_Jupiter_host-star:_in-depth_analysis_of_HD_29399_using_TESS_data |
| Authors |
C._Pezzotti,_G._Ottoni,_G._Buldgen,_A._Lyttle,_P._Eggenberger,_S._Udry,_D._S\'egransan,_M._Mayor,_C._Lovis,_M._Marmier,_A._Miglio,_Y._Elsworth,_G.R._Davies,_and_W.H._Ball |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01553 |
環境。検出された太陽系外惑星の数を増やすことは、特に長期間の観測を必要とする長周期の惑星の場合、逸話とはほど遠いものです。より多くの検出は、太陽系外惑星集団の統計的特性のより良い理解を意味し、それらのホスト星の詳細なモデリングはまた、惑星系の星と惑星の相互作用と軌道進化の徹底的な議論を可能にします。目的。新しい惑星系の発見の文脈では、視線速度測定、ホスト星の地震特性、およびシステムの軌道進化のモデリングによって、HD29399とそのコンパニオンの完全な研究を実行することを目指しています。メソッド。HD29399の高解像度スペクトルは、CASCADES調査の一環として、ラシヤ天文台（チリ）にある1.2mスイス望遠鏡に取り付けられたCORALIEスペクトログラフで取得されました。相互相関関数プロファイルのモーメントと星の測光変動を診断として使用して、恒星と惑星によって誘発された信号を区別しました。ホストスターをモデル化するために、フォワードモデリングをグローバルおよびローカルの最小化アプローチと反転手法と組み合わせました。また、動的潮汐と平衡潮汐の両方の影響下でのシステムの軌道履歴を研究しました。結果。長期の巨大惑星の検出を提示します。これらの測定値をTESSによる測光観測と組み合わせることで、ホスト星を徹底的にモデル化し、システムの軌道進化を研究することができます。恒星と惑星の質量はそれぞれ$1.17\pm0.10〜M_{\odot}$と$1.59\pm0.08〜M_{Jup}$であり、システムの年齢は6.2Gyrです。動的潮汐も平衡潮汐も惑星の軌道進化に影響を与えることができなかったことを示します。さらに、システムの将来の進化については、巻き込みは予測されていません。
太陽系外縁天体の巨大な円盤の動的進化の特徴
原始惑星系円盤の重力不安定性と断片化の結果として生じた巨大なガスダスト塊の丘陵地域における小天体の形成のモデルでは、遠方の太陽系外縁天体の巨大な円盤の動的特徴が考慮されています。外惑星からの重力摂動と円盤の自己重力の作用下での小天体の軌道の動的進化は、10億年のオーダーの時間間隔で研究されてきました。小天体の巨大な円盤の重力作用の経年効果が、個々の物体の軌道の離心率の増加につながることが示されています。この動的な振る舞いの結果は、海王星の軌道に近づく小天体のフラックスの作成です。遠方の太陽系外縁天体の観測可能な領域（近日点距離が40<q<80AUおよび準主軸150<a<1000AUの軌道の領域）で生き残るオブジェクトの数の経時変化は、初期値に依存します。ディスクの質量。質量がいくつかの地球質量を超える円盤の場合、太陽系の時代のオーダーの時間間隔で進化した後、観測可能な領域で生き残る遠方の太陽系外縁天体の数が減少する傾向があります。初期質量で。一方、ほとんどの天体では、円盤の自己重力の影響で軌道離心率が低下します。したがって、ディスクの主要部分は、100AUを超える地動説の距離の領域にとどまります。
彗星の尾の軌跡：彗星67P /チュリュモフゲラシメンコの粒子追跡アルゴリズム
| Title |
On_the_trail_of_a_comet's_tail:_A_particle_tracking_algorithm_for_comet_67P/Churyumov-Gerasimenko |
| Authors |
Marius_Pfeifer,_Jessica_Agarwal,_Matthias_Schr\"oter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01638 |
環境。欧州宇宙機関のロゼッタ彗星67Pミッションの近日点通過後の段階で、宇宙船に搭載された光学、分光、赤外線リモートイメージングシステムは、核に近いコマの多数の画像シーケンスを取得し、その多くが個々のピースの動きを示していました。アクティブな表面領域から宇宙に放出された破片の。目的。これらの画像シーケンス内の個々の粒子の動きを追跡し、それらの投影された速度と加速度を導き出すことを目指しています。これは、それらの原点を表面に拘束し、内部コマのダイナミクスに影響を与える力を理解し、それらが表面に戻るか、惑星間空間に逃げるかを予測するのに役立つはずです。メソッド。画像シーケンスの点光源として現れる粒子の動きを追跡するアルゴリズムを開発しました。私たちのアルゴリズムは、点光源検出ソフトウェアを使用して粒子を特定し、画像シーケンスのペアの性質を利用して粒子トラックを再構築し、投影された速度と加速度を導き出します。また、明るさから粒子サイズを制限しました。結果。私たちのアルゴリズムは、サンプル画像シーケンスで2268トラックを識別しました。手動検査では、それらの1187（〜52％）が本物である可能性が高いことがわかっただけでなく、シミュレートされたデータの実行と組み合わせて、本物のトラックの大部分を選択するためのトラックの完全性に関連する簡単な基準も明らかになりました。手動介入の必要性。粒子の小さな（n=89）グループの暫定的な分析は、データの使用方法を例示し、以前の作業と一致する粒子の速度、加速度、および半径の分布に関する最初の結果を提供します。
惑星磁気圏を適切にモデル化するために、電子の速度論的効果を考慮する必要がありますか：水星の場合
| Title |
Do_we_need_to_consider_electron_kinetic_effects_to_properly_model_a_planetary_magnetosphere:_the_case_of_Mercury |
| Authors |
Giovanni_Lapenta_and_David_Schriver,_Raymond_J._Walker,_Jean_Berchem,_Nicole_F._Echterling_and_Mostafa_El_Alaoui_and_Pavel_Travnicek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01653 |
Mercuryの磁気圏は、セルシミュレーション（PIC）で暗黙の全粒子を使用して研究されます。イオンが完全な粒子であり、電子が流体と見なされるハイブリッドシミュレーションを使用して、電子も粒子であり、それらの分布関数に従う完全なPICシミュレーションを開始します。このアプローチにより、電子運動物理学によって導入された変化を推定することができます。マーキュリーの磁気圏の全体的な巨視的状態はほとんど影響を受けないが、完全なPICシミュレーションでは、いくつかの物理的プロセスが大幅に変更されていることがわかります。はより鋭く、磁気圏境界面はハイブリッドシミュレーションで予測されたものよりも薄くなります。電子物理学の最大の効果は、粒子の活性化のプロセスから来ています。運動電子プロセスを考慮に入れると、電子だけでなく、両方の種がより多くのエネルギーを獲得することがわかります。プラズマが最もエネルギーの高い領域は、尾の夕暮れ側にあり、再接続によって磁束ロープが形成されます。イオンと電子のエネルギー供給は、再結合の領域と、逆流する電子集団によって引き起こされる運動不安定性の発生に関連していることがわかります。結果として得られる電子分布は、マクスウェル分布ではなく、MHDモデルもハイブリッドモデルも記述できないプロセスです。
共鳴小天体の経年進化：共面の場合の任意の偏心に対する半解析的アプローチ
| Title |
Secular_evolution_of_resonant_small_bodies:_semi-analytical_approach_for_arbitrary_eccentricities_in_the_coplanar_case |
| Authors |
Juan_Pons_and_Tabar\'e_Gallardo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01725 |
平面楕円制限3体問題の惑星との深平均運動共鳴（MMR）における粒子の経年進化を研究します。惑星の離心率$e_p$にも粒子の離心率$e$にも制限はありません。使用される方法論は、時間の共鳴スケールで粒子のすべての軌道要素が一定であると仮定して、平均化された共鳴妨害関数を数値的に計算することからなる半分析モデルに基づいています。MMR内の経年変化を得るために、振幅がゼロの共鳴秤動を仮定して、断熱不変量の原理を利用します。これらの3つの変数の経年変化を予測できるように、3次元空間$（\sigma、e、\varpi）$に2次元表面（$\mathcal{H}$表面と呼ばれる）を構築します。2：1MMRは、いくつかの結果を示すための例として使用されます。4つのアプシダル共回転共鳴（ACR）ファミリー、2つは対称、2つは非対称であることがわかりました。対称ファミリーの1つは、ほぼすべての$e_p$値に対して存在します。もう1つは$e_p>0.3$で、非対称のものは$e_p>0.44$です。初期条件がこれらのACRからずれている場合でも、数値積分によってモデルによって予測された$e$と$\varpi$の経年変化を裏付けます。離心率の大きな偏位を示す3：1および3：2MMRのいくつかの特異な例が示されています。アプリケーションとして、Planet9は、高度に偏心した遠方のTNOの原因である可能性があるとして調査されています。
動的インパクターからの運動量伝達に対する発射体の形状の影響とDARTミッションへの影響
| Title |
Influence_of_the_projectile_geometry_on_the_momentum_transfer_from_a_kinetic_impactor_and_implications_for_the_DART_mission |
| Authors |
S._D._Raducan,_M._Jutzi,_T._M._Davison,_M._E._DeCoster,_D._M._Graninger,_J._M._Owen,_A._M._Stickle_and_G._S._Collins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01730 |
DART宇宙船は、2022年の終わりに、ディディモスのセカンダリであるディモーフォスに影響を与え、セカンダリの軌道周期に変化を引き起こします。簡単にするために、衝撃の以前のほとんどの数値シミュレーションでは、球形の発射体ジオメトリを使用してDART宇宙船をモデル化しました。DART衝撃結果に対する代替の単純な発射体形状の影響を調査するために、2次元および3次元のiSALE衝撃物理コードを使用して、公称DART衝撃と同等の質量と速度の発射体の垂直衝撃を多孔質玄武岩ターゲットにモデル化しました。。ここで調査した単純な発射体の形状は、クレーターの形態と運動量の向上に最小限の影響しか及ぼさないことがわかりました。衝突点で同様の表面積を持つ2次元でモデル化された発射体の形状は、クレーターの半径とクレーターの体積に5％未満しか影響しません。より極端な発射体ジオメトリ（つまり、3次元でモデル化されたロッド）の場合、クレーターは楕円形であり、同じ運動量の球形の発射体によって生成されたクレーターと比較して50％浅いものでした。これらのテストケースの運動量増強係数は、一般にベータと呼ばれ、均一な球形の発射体で得られた値の2Dシミュレーションでは7％以内、3Dシミュレーションでは10％以内でした。発射体の形状の最も顕著な効果は、いわゆる「結合ゾーン」に存在する高速エジェクタの発射位置と放出角度の関数としての放出速度に見られます。これらの結果は、LICIACubeイジェクタコーン分析に通知されます。
ALMAは、z = 1.3の低質量銀河団の散在銀河に匹敵する分子ガス貯留層を測定します
| Title |
ALMA_measures_molecular_gas_reservoirs_comparable_to_field_galaxies_in_a_low-mass_galaxy_cluster_at_z=1.3 |
| Authors |
Christina_C._Williams,_Stacey_Alberts,_Justin_S._Spilker,_Allison_G._Noble,_Mauro_Stefanon,_Christopher_N._A._Willmer,_Rachel_Bezanson,_Desika_Narayanan,_Katherine_E._Whitaker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01304 |
X線で識別されたクラスター（Log$_{10}$M$_{\rmhalo}/M_{\odot}\sim13.6$atz=1.3188）でのCOエミッターの過密度の偶然の発見を報告します）ALMAを使用します。CO（2-1）放出を示す6つの新しいクラスターメンバーの分光学的確認を提示し、COで検出されない2つの既存の光学/IR分光メンバーに追加します。これは、分子ガス測定でz>1でこれまでで最も低い質量クラスターであり、より極端でよく研究されたクラスター（Log$_{10}$〜M$_{\rmhalo}/M_{\odot}\gtrsim14$）の銀河と、宇宙正午のグループまたはフィールド環境の銀河との間の観測ギャップ。CO源は空（直径約1分角以内）に集中しており、位相空間分析は、ガスがすでにクラスター環境内にある銀河に存在することを示しています。CO源は、スケーリング関係と比較して、フィールドのような分子ガス貯留層を維持しながら、同様の赤方偏移（同様の降着履歴を持つ）でより大規模なクラスター内のCOに富む銀河と同様の位相空間にあることがわかります。この作業は、z>1の銀河団でこれまでで最も深いCO調査を示し、M$_{\rmH_{2}}>1.6\times10^{10}$M$_{\odot}までのガス貯留層を明らかにします。$（50％一次ビームで5$\sigma$）。私たちの深い限界は、フィールドスケーリング関係を超えるガス含有量の存在を除外します。ただし、文献のCO検出と組み合わせると、クラスターガスの割合は、一般に、上部エンベロープまたはフィールドの上で体系的に高く表示されます。この研究は、銀河がディスクに結合したガスを消費している間、最初の落下後にクエンチングが遅れるという予測に沿って、z〜1-2の低質量クラスターが生き残ったガス貯留層を持つCOエミッターの過密度をホストできるという最初の実証です。
恒星速度分散と初期型銀河の大気との関係
| Title |
Relationships_Between_Stellar_Velocity_Dispersion_and_the_Atmospheres_of_Early-Type_Galaxies |
| Authors |
R._L._S._Frisbie,_M._Donahue,_G._M._Voit,_K._Lakhchaura,_N._Werner,_M._Sun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01306 |
Voitetal。（2020）ブラックホールフィードバックバルブモデルは、大規模な初期型銀河間の恒星速度分散と大気構造の間の関係を予測します。この作業では、Lakhchauraetal。の49個の初期型銀河のチャンドラアーカイブサンプルを使用してそのモデルをテストします。（2018）。恒星の速度分散とエントロピープロファイルの傾き、多相ガスの広がり、および自由落下時間に対する冷却時間の比率との関係を検討します。また、データ品質とエントロピープロファイルのプロパティに基づいてサブサンプルを定義し、これらの関係を明確にして、モデル予測のより具体的なテストを可能にします。初期型銀河の大気特性は、一般的にVoitetal。の予測と一致していることがわかります。（2020）モデルでは、星の速度分散が大きい銀河は、圧力、ガス密度、エントロピーの放射状プロファイルを持ち、傾斜が急で、多相ガスの伸びが少ない傾向があります。サンプルが220〜300km/sの低い中心エントロピーと恒星速度分散を持つように制限されている場合、モデル予測との定量的一致が向上します。
$ z \ sim1.4 $での星形成銀河団における重大な分子ガス欠陥
| Title |
Significant_Molecular_Gas_Deficiencies_in_Star-forming_Cluster_Galaxies_at_$z\sim1.4$ |
| Authors |
Stacey_Alberts,_J\'ea_Adams,_Benjamin_Gregg,_Alexandra_Pope,_Christina_C._Williams,_Peter_R._M._Eisenhardt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01307 |
$z=で11個の銀河団にまたがる126個の巨大な（log$M_{\star}/M_{\odot}\gtrsim10.5$）星形成クラスター銀河のALMAバンド6ダスト連続体イメージングから得られた平均ガス特性を示します。1-1.75$。ALMA画像のスタッキング分析をUV遠赤外線データと組み合わせて使用して、平均赤外線SEDとガス特性（分子ガス質量、$M_{\rmmol}$;ガス枯渇タイムスケール、$\tau_{\rm）を定量化します。depl}$;およびガス分率、f$_{\rmgas}$）は、クラスター中心の半径と、恒星の質量やメインシーケンスからの距離などのプロパティの関数として表示されます。$-$フィールドで予想されるものと比較して、ALMAフラックスにかなりの不足があり、それに応じて$M_{\rmmol}$とf$_{\rmgas}$が低く、$\tau_{\rmdepl}が短いことがわかります。$$-$ビリアル半径の2倍まで、クラスター中心の半径への依存が弱いか、まったくない。Herschel+ALMASEDは、同時代の散在銀河（$\sim30$K）よりも暖かい塵の温度（$\sim36-38$K）を示しています。クラスター銀河のガス特性を散在銀河と徹底的に比較し、$M_{\rmmol}$、$\tau_{\rmdepl}$で2〜3倍、3〜4倍、2〜4倍の赤字を見つけます。そして、f$_{\rmgas}$は、同時代のフィールドスタックと比較して、主に検出に基づいて構築されたフィールドスケーリング関係と比較して、より大きな赤字です。ここで導き出されたクラスターガスの特性は、文献の（プロト）クラスターのスタッキング分析に匹敵し、フィールドのような$\tau_{\rmdepl}$および強化されたf$_{\rmgas}$の結果とは相容れません。COおよびダスト連続体検出を使用します。私たちの分析は、ガスの枯渇がビリアル半径を超えて始まり、クラスターコアの最初の通過によって大部分が完了する宇宙論的シミュレーションとよく一致して、環境が大きな半径までのガス特性にかなりの影響を与えることを示唆しています。
金属量の床の下にある球状星団の星の流れの残骸
| Title |
A_stellar_stream_remnant_of_a_globular_cluster_below_the_metallicity_floor |
| Authors |
Nicolas_F._Martin,_Kim_A._Venn,_David_S._Aguado,_Else_Starkenburg,_Jonay_I._Gonz\'alez_Hern\'andez,_Rodrigo_A._Ibata,_Piercarlo_Bonifacio,_Elisabetta_Caffau,_Federico_Sestito,_Anke_Arentsen,_Carlos_Allende_Prieto,_Raymond_G._Carlberg,_S\'ebastien_Fabbro,_Morgan_Fouesneau,_Vanessa_Hill,_Pascale_Jablonka,_Georges_Kordopatis,_Carmela_Lardo,_Khyati_Malhan,_Lyudmila_I._Mashonkina,_Alan_W._McConnachie,_Julio_F._Navarro,_Rub\'en_S\'anchez_Janssen,_Guillaume_F._Thomas,_Zhen_Yuan,_Alessio_Mucciarelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01309 |
恒星の噴出物はガスを徐々に濃縮し、そこから後続の星が形成され、化学的に濃縮されていない恒星系が初期の宇宙で形成された構造の化石を導きます。銀河系では、金属含有量が太陽鉄含有量の1000分の1未満の数百の星が知られていますが、それらのいずれも球状星団に生息していません。これは、最も古い既知の恒星構造の一部です。これらは、太陽の金属量の少なくとも約0.2パーセントの金属含有量を示しています（[Fe/H]>-2.7）。この金属量の床は普遍的に見え、今日私たちが観測している銀河に融合する原銀河は、今日まで生き残ったクラスターを形成するのに十分な大きさではなかったと提案されています。ここでは、金属量が太陽の金属量の0.05％未満である恒星の流れC-19の発見を報告します（[Fe/H]=-3.38+/-0.06（stat。）+/-0.20（syst。））。C-19星の低い金属量分散と化学的存在量は、この流れがこれまでに発見された中で最も金属量の少ない球状星団の潮汐の残骸であり、意図された金属量床よりかなり下にあることを示しています。過去に、天の川のハローに彼らの星を貢献しました。
原始的な調査-XVI。ガイアEDR3のSTREAMFINDERで検出された天の川の周りの26の恒星の流れの金属量
| Title |
The_Pristine_survey_--_XVI._The_metallicity_of_26_stellar_streams_around_the_Milky_Way_detected_with_the_STREAMFINDER_in_Gaia_EDR3 |
| Authors |
Nicolas_F._Martin,_Rodrigo_A._Ibata,_Else_Starkenburg,_Zhen_Yuan,_Khyati_Malhan,_Michele_Bellazzini,_Akshara_Viswanathan,_David_Aguado,_Anke_Arentsen,_Piercarlo_Bonifacio,_Ray_Carlberg,_Jonay_I._Gonz\'alez_Hern\'andez,_Vanessa_Hill,_Pascale_Jablonka,_Georges_Kordopatis,_Carmela_Lardo,_Alan_W._McConnachie,_Julio_Navarro,_Rub\'en_S\'anchez-Janssen,_Federico_Sestito,_Guillaume_F._Thomas,_Kim_A._Venn,_Sara_Vitali,_Karina_T._Voggel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01310 |
パノラマのPristine調査によって提供された測光金属量を使用して、真実性を研究し、Ibataetal。によって発見された多数の恒星の小川の金属量を導き出します。（2021）STREAMFINDERアルゴリズムのGaiaEDR3データへの適用から。Pristineに存在する26のストリームはすべて、明確な金属量分布関数を示します。これは、これらの構造の現実を独立してチェックし、ストリームを見つける際のSTREAMFINDERの信頼性と、正確な金属量を測定するPristineの能力をサポートします。さらに、ストリームである可能性が非常に高いコヒーレント位相空間および金属量信号を持つ6つの候補構造を示します。研究されたストリームの大部分は非常に金属が少なく（[Fe/H]<-2.0の14の構造）、3つの非常に金属が少ないシステム（[Fe/H]<-3.0;C-11、C-19、およびC-20）。これらの流れは、低光度の矮小銀河の最も近い破片である可能性があります。または、既知の現在の天の川の球状星団よりも著しく低い金属量の球状星団から発生した可能性があります。私たちの研究は、銀河考古学研究のためのガイアデータの約束は、高品質の測光金属量によって大幅に強化され、銀河とその恒星のハロー構成要素の形成の初期の時代を振り返ることができることを示しています。
NGC 300IIのMUSE混雑フィールド3D分光法。 BA型超巨星の定量的分光法
| Title |
MUSE_crowded_field_3D_spectroscopy_in_NGC_300_II._Quantitative_spectroscopy_of_BA-type_supergiants |
| Authors |
Gemma_Gonz\'alez-Tor\`a,_Miguel_A._Urbaneja,_Norbert_Przybilla,_Stefan_Dreizler,_Martin_M._Roth,_Sebastian_Kamann,_Norberto_Castro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01311 |
近くの渦巻銀河NGC300の内側渦巻腕領域におけるBA型超巨星と輝巨星の定量的スペクトル分析が、ヨーロッパ南部観測所の超大型望遠鏡（MUSE）でのマルチユニット分光エクスプローラー（MUSE）による観測に基づいて提示されます。ESO、VLT）。銀河の恒星分光距離決定法であるフラックス加重重力-光度関係（FGLR）は、より低い光度の星に向かって拡張されます。データキューブ上でPampelMUSEを使用して、点像分布関数フィッティング3D分光法を実行しました。信号対雑音比（$S/Ns$）が最も高い16個の星は、銀河系のテンプレートを使用して、スペクトルタイプと光度クラスに関して分類されます。それらは、ハイブリッド非局所熱力学的平衡（非LTE）モデルスペクトルを使用して分析され、中間分解能スペクトルで観測された最も強い水素、ヘリウム、および金属線に適合しました。測光データによって補足され、これはまだ決定されていない基本的な星のパラメータと星間の赤化を容易にします。サンプル星の有効温度、表面重力、赤化$E（B-V）$、ボロメータの光度と光度、および半径と質量が表示されます。オブジェクトの大部分は、NGC300のより明るいBAタイプの超巨星から確立されたFGLRに従います。これらの低い光度では、フラックス加重重力-光度平面での散乱の増加が観察されます。これは、人口からの予測と一致しています。合成モデル。
歴史に依存しないトレーサー：高密度の星間物質の物理的状態の忘れられた分子プローブ
| Title |
History-independent_tracers:_Forgetful_molecular_probes_of_the_physical_conditions_of_the_dense_interstellar_medium |
| Authors |
Jonathan_Holdship,_Serena_Viti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01312 |
分子線放出は、天体物理学的オブジェクトの物理的状態の強力なプローブですが、モデル化が複雑になる可能性があり、特定のパラメーターを制約したい観測者にとって、どの遷移が最適なターゲットになるかが不明なことがよくあります。したがって、ガス履歴を無視できる分子種のリストを作成し、モデリングの主要な複雑さを取り除きます。次に、さまざまな物理的パラメータを制約しようとするときに観察するこれらの種の最良のものを決定します。これを実現するために、さまざまな化学履歴を持つ化学モデルの大規模なセットを使用して、初期条件に影響されない1MYrの存在量を持つ種を特定します。次に、放射伝達モデリングを使用して、これらの分子のすべての遷移の強度を生成します。最後に、物理パラメータとすべての遷移および遷移比の間の相互情報量を計算して、特定のパラメータの値を決定する際のそれらの有用性をランク付けします。ガスの化学的履歴に影響されない48種が見つかり、そのうち23種が衝突データを利用できます。さまざまなガス特性との相互情報量を使用して、これらの種のすべての遷移と比率のランク付けされたリストを作成します。相互情報量は、既知のプローブを回復し、高スコアの機能が含まれている場合にランダムフォレスト回帰モデルがより正確な予測子になることを示すことにより、遷移が物理パラメーターをどの程度制約できるかを示す適切な尺度であることを示します。したがって、このリストを使用して、これらの物理パラメータに関する知識を最大化するために、観測のターゲット遷移を選択できます。
クラゲ銀河のシミュレーション：ガスが豊富な矮小銀河の事例研究
| Title |
Simulating_Jellyfish_Galaxies:_A_Case_Study_for_a_Gas-Rich_Dwarf_Galaxy |
| Authors |
Jaehyun_Lee,_Taysun_Kimm,_J\'er\'emy_Blaizot,_Harley_Katz,_Wonki_Lee,_Yun-Kyeong_Sheen,_Julien_Devriendt,_and_Adrianne_Slyz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01316 |
多相星間物質（ISM）を用いたガスに富む矮小銀河の放射流体力学シミュレーションを使用して、クラゲ銀河の形成を調査します。ラム圧力ストリッピング（RPS）ISMは、銀河面から10kpc以内の伴流付近の分子塊の主要な発生源であり、その場での形成は、銀河の遠方の尾部にある高密度ガスの主要なチャネルであることがわかります。ガスが豊富な銀河。後流にある分子塊のわずか20％が銀河団ガス（ICM）に由来します。ただし、銀河中心から80kpcに位置する凝集塊では、ISM-ICM混合（$\lesssim$10Myr）によりRPSガスの冷却時間が短くなる傾向があるため、割合は50％に達します。尾の領域は$0.001-0.01{\rmM_{\odot}}{\rmyr^{-1}}$の星形成率を示し、ほとんどの尾の星は、銀河面。これらの星は尾に明るいH$\alpha$の塊を誘発しますが、H$\alpha$の尾は$6\times10^{38}\、{\rmerg\、s^{-1}\、kpc^{-よりも暗くなります。2}}$は主に、混合による衝突放射と加熱によって形成されます。また、剥ぎ取られた尾部は、ISMと比較して、X線とH$\alpha$の表面輝度比が中間（$0.5\lesssimF_{\rmX}/F_{\rmH\alpha}\lesssim10$）であることがわかります。（$\lesssim0.5$）または純粋なICM（$\gg10$）。私たちの結果は、ガスが豊富な銀河からのISMが強いラム圧力によって剥ぎ取られ、ICMと混合し、尾の冷却を強化すると、クラゲの特徴が現れることを示唆しています。
BOSSとIRISからの拡散銀河光の光スペクトル
| Title |
An_Optical_Spectrum_of_the_Diffuse_Galactic_Light_from_BOSS_and_IRIS |
| Authors |
Blake_Chellew,_Timothy_D._Brandt,_Brandon_S._Hensley,_Bruce_T._Draine,_Eve_Matthaey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01378 |
光学空の強度を遠赤外線の塵の放出と相関させることによって得られた、3700〜10,000Aの拡散銀河光（DGL）のスペクトルを示します。BOSS/SDSS-IIIからの約250,000の空のスペクトルと、IRAS衛星からのIRISで再処理されたマップを使用します。SDSS-IIと比較してサンプルサイズが大きいと、信号対雑音比が2倍に増加します。これらのデータセットを、ダストによる自己吸収を説明する光学/遠赤外線相関のモデルと組み合わせます。DGLのスペクトルの特徴は、恒星のスペクトルに存在する特徴と非常によく一致しています。北銀河半球と南銀河半球のBOSSによってカバーされる地域間でDGL連続体に違いがあるという証拠があります。赤の波長での違いは、星の種族の違いの結果として解釈されます。主に両方の地域で古い星がありますが、南部では若い星の割合が高くなっています。また、北部に明確な対応物がない単純な放射伝達モデルの予測を超えて、南部のDGLスペクトルには大きな超過があります。〜6500Aを中心とするこの過剰は、拡張赤色発光（ERE）の形での発光の証拠として解釈されます。4000Aブレークの観測された強度は、4000Aでのダスト相関光の最大で約7％が青色発光による可能性があることを示しています。私たちのDGLスペクトルは、消滅の測定とは無関係に、ダストの散乱と発光に対する制約を提供します。
近くの星形成銀河におけるガス星形成サイクルII。 49個のPHANGS銀河のCOおよびH $ \ alpha $放出の解決された分布
| Title |
The_Gas-Star_Formation_Cycle_in_Nearby_Star-forming_Galaxies_II._Resolved_Distributions_of_CO_and_H$\alpha$_Emission_for_49_PHANGS_Galaxies |
| Authors |
Hsi-An_Pan,_Eva_Schinnerer,_Annie_Hughes,_Adam_Leroy,_Brent_Groves,_Ashley_Thomas_Barnes,_Francesco_Belfiore,_Frank_Bigiel,_Guillermo_A._Blanc,_Yixian_Cao,_Melanie_Chevance,_Enrico_Congiu,_Daniel_A._Dale,_Cosima_Eibensteiner,_Eric_Emsellem,_Christopher_M._Faesi,_Simon_C._O._Glover,_Kathryn_Grasha,_Cinthya_N._Herrera,_I-Ting_Ho,_Ralf_S._Klessen,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Philipp_Lang,_Daizhong_Liu,_Rebecca_McElroy,_Sharon_E._Meidt,_Eric_J._Murphy,_Jerome_Pety,_Miguel_Querejeta,_Alessandro_Razza,_Erik_Rosolowsky,_Toshiki_Saito,_Francesco_Santoro,_Andreas_Schruba,_Jiayi_Sun,_Neven_Tomicic,_Antonio_Usero,_Dyas_Utomo_and_Thomas_G._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01403 |
銀河における分子ガスと星形成の相対的な分布は、ガスと星の間のサイクルの物理的プロセスとタイムスケールへの洞察を与えます。この作業では、各銀河ターゲットのCOおよびH$\alpha$放出の相対的な空間構成を高解像度で追跡し、これらの測定値を使用して、星形成のさまざまな進化段階における領域の分布を定量化します。H$\alpha$によって星形成ガスとHII領域まで追跡された星形成なし。近くの銀河ALMAとナローバンドH$\alpha$（PHANGS-ALMAとPHANGS-H$\alpha$）の調査で高角度分解能で物理学から抽出された大きなサンプルは、広範囲の星の質量と形態学的タイプにまたがっており、ガス星形成サイクルの全球銀河特性への依存性を調査します。150pcの解像度では、さまざまな段階の領域の発生率は、探査された半径範囲にわたって恒星の質量とハッブルタイプの銀河への依存性を示しています。巨大な銀河や以前のタイプの銀河は、H$\alpha$によって追跡される星形成のない分子ガスの重要な貯留層を示しますが、低質量銀河は、誕生雲を分散させた、または低質量から形成された可能性のある実質的なHII領域を持っています。孤立した雲。銀河構造は、COとH$\alpha$の放出の相対的な分布にさらに複雑な層を追加します。銀河の特性とCOおよびH$\alpha$によって追跡されたガスの分布との間の傾向は、観測された空間スケールが$\ll$500pcの場合にのみ表示され、星形成プロセスの段階を区別するための重要な解像度要件を反映しています。
G28.20-0.05の孤立した大質量星形成
| Title |
Isolated_Massive_Star_Formation_in_G28.20-0.05 |
| Authors |
Chi-Yan_Law,_Jonathan_C._Tan,_Prasanta_Gorai,_Yichen_Zhang,_Rub\'en_Fedriani,_Daniel_Tafoya,_Kei_Tanaka,_Giuliana_Cosentino,_Yao-Lun_Yang,_Diego_Mardones,_Maria_Teresa_Beltr\'an,_and_Guido_Garay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01411 |
ALMAによる巨大な原始星G28.20-0.05の高解像度1.3mm連続体と分子線の観測を報告します。連続画像は、アーカイブの1.3cmVLA観測で見られる形態と同様に、半径2,000auのリング状の構造を示しています。そのスペクトル指数と関連するH30$\alpha$放射に基づいて、この構造は主にイオン化ガスを追跡します。ただし、リングの片側のメインmm連続ピークの近く、および3,000au以内の隣接する領域では、$\sim$30M$\odot$のダストガスの証拠があります。ホットコアライン放出からの$\sim$2,000auのスケールでのビリアル分析は、$\sim$80M$\odot$の動的質量を生成します。H30$\alpha$放出の強い速度勾配は、回転するイオン化された円盤風の証拠であり、これが大規模な分子の流出を促進します。赤外線SED分析は、現在の原星の質量m$_{star}\sim$24M$\odot$が、質量面密度$の塊の初期質量$M_c\sim400\：M_\odot$のコアから形成されていることを示しています。\Sigma_{\rmcl}\sim3\：{\rmg\：cm}^{-2}$。したがって、システムのSEDおよびその他のプロパティは、コア降着モデルのコンテキストで理解できます。大規模な連続体画像の構造発見分析は、G28.20-0.05が比較的孤立した環境で形成されており、他の集中したソース、つまり原始星のコアが$\sim$1M$\odot$を超えていないことを示しています。ソースの周りの\sim$0.1から0.4pc。これは、巨大な星が比較的孤立して形成できることを意味し、$\sim$1pc環境内の他の原始星の仲間の不足は、周囲の原始星クラスターの存在を予測する巨大な星形成理論に対する強い制約です。
初期宇宙における若い円盤銀河の衝突
地元の宇宙では、円盤銀河は一般的によく進化しており、トゥームレは安定しています。伴銀河との衝突により、自然にリング構造が生成されます。これは、観測され、広く研究されています。対照的に、高赤方偏移では、円盤銀河はまだ発達していて塊状です。これらの若い銀河は、より頻繁に相互作用します。ただし、それらの衝突の生成物はとらえどころのないままです。ここでは、初期条件の異なる軌道上での塊状銀河と衛星との小さな衝突を体系的に研究し、局所的な衝突環状銀河とは異なる新しい構造を見つけます。ターゲット銀河の塊は、Toomreパラメーター$Q$の値によって微調整されます。興味深いことに、ターゲット銀河の中心核の兆候なしに、厚くて節のあるリング構造が形成されています。私たちの結果は、赤方偏移$z=2.19$でR5519で最近観測された空の環状銀河の有望な説明を提供します。さらに、広く研究されてきた孤立した自己進化した塊状銀河と比較して、衝突した銀河の塊状状態がはるかに長い時間スケールで存在することを示します。
銀河面内の163の大規模（> = 10 pc）の速度コヒーレントフィラメントの人口調査：物理的特性、高密度ガス分率、および渦巻腕との関連
| Title |
A_census_of_163_large-scale_(>=10_pc),_velocity-coherent_filaments_in_inner_Galactic_plane:_physical_properties,_dense_gas_fraction,_and_association_with_spiral_arms |
| Authors |
Yifei_Ge_(Peking_University)_and_Ke_Wang_(Peking_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01555 |
星間物質は、高度にフィラメント状で階層的な構造を持っており、星形成に重要な役割を果たす可能性があります。大規模なフィラメントの物理的パラメーター、分布、構造、運動学に関する体系的な研究により、どのような種類のフィラメントが星を形成する可能性があるか、材料がフィラメントを介して原始星にどのように供給されるか、星形成と銀河スパイラルの関係がわかります。腕。従来の「目による」検索とは異なり、カスタマイズされた最小スパニングツリーアルゴリズムを使用して、銀河カタログのAPEXTelescopeLargeAreaSurveyから銀河の塊をリンクすることでフィラメントを識別します。銀河面の内側（$|l|<60^\circ$）で、高密度ガス質量分率を含む物理的特性が導出された163個の大規模フィラメントを識別し、それらを位置-位置-の更新されたスパイラルアームモデルと比較します。速度空間。高密度ガスの質量分率は、銀河系のさまざまな位置で大きな違いはなく、さまざまなスパイラルアームでも違いはありません。また、距離の制約を追加した後、ほとんどのフィラメントはアーム間フィラメントであり、アーム内のフィラメントはアーム内のフィラメントとは少し異なります。驚くべき結果の1つは、フィラメントのオンとオフの塊が同じサイズで質量に大きな違いがないことです。。
説明可能なAI技術を使用した銀河系外の超小型矮星と球状星団の検出
| Title |
Detection_of_extragalactic_Ultra-Compact_Dwarfs_and_Globular_Clusters_using_Explainable_AI_techniques |
| Authors |
Mohammad_Mohammadi,_Jarvin_Mutatiina,_Teymoor_Saifollahi,_Kerstin_Bune |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01604 |
銀河の周りの超小型矮星（UCD）や球状星団（GC）などのコンパクトな恒星系は、これらの銀河を形成している合併イベントのトレーサーであることが知られています。したがって、そのようなシステムを特定することで、銀河の質量の集合、形成、進化を研究することができます。ただし、分光情報が不足しているため、画像データを使用してUCD/GCを検出することは非常に不確実です。ここでは、6つのフィルター、つまりu、g、r、i、J、Ksのろ座銀河団の多波長イメージングデータを使用して、これらのオブジェクトを前景の星や背景の銀河から分離する機械学習モデルをトレーニングすることを目指しています。オブジェクトのクラスは非常に不均衡であり、多くの自動分類手法では問題があります。したがって、トレーニングデータの不均衡を処理するためにSyntheticMinorityOver-samplingを採用しています。次に、2つの分類子、つまりローカライズされた一般化された行列学習ベクトル量子化（LGMLVQ）とランダムフォレスト（RF）を比較します。どちらの方法でも、93％を超える精度と再現率でUCD/GCを識別し、分類のための各特徴次元％（色と角度サイズ）の重要性を反映する関連性を提供できます。どちらの方法も、この分類問題の重要なマーカーとして角度サイズを検出します。u-iとi-Kのカラーインデックスが最も重要な色であるというのは天文学的な予想ですが、私たちの分析では、信号対雑音比が高いために、g-rなどの色の方が有益であることが示されています。優れたパフォーマンスに加えて、LGMLVQメソッドは、個々のクラスの特徴の重要性、クラスごとの代表的なサンプル、およびこの貢献で示されているようにデータの非線形視覚化の可能性を提供することにより、さらなる解釈可能性を可能にします。UCD/GCを特定するために機械学習技術を採用することで、有望な結果が得られる可能性があると結論付けています。
MaNGAAGNのイオン化ガス運動学。細い線と運動学的に乱れた領域の範囲
| Title |
Ionised_Gas_Kinematics_in_MaNGA_AGN._Extents_of_the_Narrow_Line_and_Kinematically_Disturbed_regions |
| Authors |
A._Deconto-Machado,_R._A._Riffel,_G._S._Ilha,_S._B._Rembold,_T._Storchi-Bergmann,_R._Riffel,_J._S._Schimoia,_D._P._Schneider,_D._Bizyaev,_S._Feng,_D._Wylezalek,_L._N._da_Costa,_J._C._do_Nascimento,_M._A._G._Maia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01690 |
狭線域（NLR）と運動学的に乱れた領域（KDR）AGNによる。観測されたNLR半径を、[Oiii]/H\betaと[Nii]/H\alphaの両方の比率がBPT図のAGN領域にあり、H\alphaの等価幅が必要な核から最も遠い距離として定義します。3.0\AAより大きくなります。KDRの範囲は、AGNが銀河をホストしている核からの距離として定義され、対照銀河よりも乱れたガス運動学を示します。[Oiii]線プロファイルから導出された運動学は、平均して、最も明るいAGN（L[Oiii]>3.8*10^40ergs^-1）が、気体と恒星の速度と速度分散の間に高い残余差を持っていることを示しています彼らの制御銀河よりも。空間的に分解されたNLRとKDRは、55と46のAGNホスト銀河で見つかりました。修正された半径は0.2<r_KDR、c<2.3kpcと0.4<r_NLR、c<10.1kpcで、2つの間の関係はlogr_KDR、c=（0.53\pm0.12）logr_NLR、c+（1.07\pm0.22）、それぞれ。KDRの拡張は、NLRの拡張の約30％に相当します。KDRがAGNの流出によるものであると仮定すると、10^-5から\approx1Myr^-1の範囲のイオン化ガス質量流出率、および10^34から10^40ergsの範囲の運動パワーを推定しました。^-1。AGNイオン化流出のパワーをAGNの光度と比較すると、それぞれのホスト銀河に重要なフィードバック効果をもたらすために、それらは常に0.05L_AGNモデルのしきい値を下回っています。私たちのAGNサンプルの質量流出率（およびパワー）はそれらの光度と相関しており、より強力な光源で以前に見つかった相関の最低のAGN光度範囲を占めています。
おとめ座銀河団の郊外にあるS0銀河NGC4382の複雑な球状星団システム
| Title |
The_complex_globular_cluster_system_of_the_S0_galaxy_NGC_4382_in_the_outskirts_of_the_Virgo_Cluster |
| Authors |
Carlos_G._Escudero,_Arianna_Cortesi,_Favio_R._Faifer,_Leandro_A._Sesto,_Anal\'ia_V._Smith_Castelli,_Evelyn_J._Johnston,_Victoria_Reynaldi,_Ana_L._Chies-Santos,_Ricardo_Salinas,_Kar\'in_Men\'endez-Delmestre,_Thiago_S._Gon\c{c}alves,_Marco_Grossi,_Claudia_Mendes_de_Oliveira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01759 |
NGC4382は、形態学的タイプE2、S0、さらにはSaとして分類されている合併残骸銀河です。この研究では、この特異銀河の歴史に関する追加情報を提供するために、この特異銀河の球状星団（GC）システムの測光および分光分析を実行しました。さまざまなフィルターの測光データと、Gemini/GMOS装置を使用して取得したマルチオブジェクトおよびロングスリット分光データの組み合わせを使用しました。色平面でガウス混合モデルアルゴリズムを使用したGCシステムの測光分析により、$R_\mathrm{gal}<5$arcmin（26.1kpc）内の複雑な色分布が明らかになり、4つの異なるグループが示されます。赤い亜集団、中間色のグループ、さらに赤い色に向かう4番目のグループ。視線速度に基づいてNGC\、4382のメンバーであると確認された47個のGCの分光分析から、ULySSコードを使用した星の種族の分析から4つの測光グループのうち3つを検証しました。NGC4382は、クラシックな青（$10.4\pm2.8$Gyr、$\mathrm{[Fe/H]}=-1.48\pm0.18$dex）と赤（$12.1\pm2.3$Gyr、$\mathrm{[Fe/H]}=-0.64\pm0.26$dex）銀河の寿命の早い段階で形成されたGC、および若いGCの3番目のグループ（$2.2\pm0.9$Gyr;$\mathrm{[Fe/H]}=-0.05\pm0.28$dex）。最後に、銀河のロングスリットデータの分析により、星の種族の光度加重平均年齢が$\sim$2.7Gyrであり、金属量が[Fe/H]=$-0.1$から$+0.2$dexに増加していることがわかります。$R_\mathrm{gal}<10$arcsec（0.87kpc）で。これらの値、および銀河の他の形態学的特徴は、GCの若いグループとよく一致しており、最近の合併の結果としての共通の起源を示しています。
NuSTARデータを用いたX線によるガスの振る舞いを覆い隠すトーラスに関する観測のヒント
| Title |
Observational_hints_on_the_torus_obscuring_gas_behaviour_through_X-rays_with_NuSTAR_data |
| Authors |
Natalia_Osorio-Clavijo,_Omaira_Gonz\'alez-Mart\'in,_Sebasti\'an_F._S\'anchez-S\'anchez,_Donaji_Esparza-Arredondo,_Josefa_Masegosa,_C\'esar_Victoria-Ceballos,_Lorena_Hern\'andez-Garc\'ia,_Yaherlyn_D\'iaz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01767 |
理論によれば、活動銀河核（AGN）のトーラスは降着円盤から出る風から支えられており、低効率のAGNの場合、そのような構造は消滅することが提案されています。しかし、その消失の正確な条件は不明なままです。これは、X線での反射成分全体で調べることができます。これは、不明瞭なAGNのトーラスの内壁にある遠くの中性物質に関連しています。NuSTARで観測された81個のAGNのサンプルを選択します。距離制限はD<200\、Mpc、エディントンレートは$\rm{\lambda_{Edd}\equivL_{bol}/L_{Edd}<10^{-3}}$。部分被覆吸収体と中性物質からの反射成分を考慮したモデルを使用して、3-70\、keVスペクトルを適合させます。反射成分の存在は、ブラックホールの質量とボロメータの光度の広い範囲に及び、サンプルの$\sim$13\％（11のソース）だけが反射の兆候を欠いていることがわかります。これらのソースは、L-MBH図でトーラスが欠落している可能性のある領域に分類されます。反射成分が検出されたソースの場合、それらの大部分が非常に不明瞭であり（$\rm{\log\N_H>23}$）、$\rm{\sim20\％}$がCompton-であることがわかります。厚い。また、隠されていない光源の数が増加し、$\rm{FeK\alpha}$輝線と$\rm{\lambda_{Edd}=10^{-に向かうコンプトンハンプの光度の比率が暫定的に増加していることがわかります。5}}$、$\rm{FeK\alpha}$線の寄与がエディントン比によって変化することを示唆しています。
粒子カスケードからの電波放射の性質について
地球の大気と氷などの高密度媒体の両方で粒子カスケードによって生成される電波放射の性質は、歴史的に多くの議論がなされてきました。この状況は2010年代初頭に変化し、コミュニティは2つの放出メカニズムを説明するために「地磁気」と「アスカリャン」放射線の一般的な用語に集中しました。ただし、この収束は、さまざまな会議やワークショップでの議論から生じ、最終的にはシミュレーションコードと実験測定の間の合意によって達成されました。したがって、この記事では、比較的単純な幾何学的な議論と、単一粒子トラックに基づく最小限の計算を使用して、氷などの高密度媒体における大規模な空気シャワー（EAS）およびカスケードからの放射の性質を説明します。私は、アスカリャン効果からの放射が制動放射のようになり、チェレンコフのようになり、それぞれEASで1GHzを下回り、高密度媒体で100MHzになる、明確に決定された周波数レジームを特定します。地磁気放射が横流のようになり、カスケード発達の高さに応じて、EASの数GHzより下/上でそれぞれシンクロトロン放射に似ている場所。私は、放出の性質におけるこれらの遷移がどのように実験的に観察されるかを提案します。
ブラックホール連星の合体信号からの大きな反跳速度の証拠
| Title |
Evidence_of_large_recoil_velocity_from_a_black_hole_merger_signal |
| Authors |
Vijay_Varma,_Sylvia_Biscoveanu,_Tousif_Islam,_Feroz_H._Shaik,_Carl-Johan_Haster,_Maximiliano_Isi,_Will_M._Farr,_Scott_E._Field,_Salvatore_Vitale |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01302 |
連星ブラックホールの合併後に残された最後のブラックホールは、反動速度、つまり「キック」を達成し、最大5000km/sの値に達する可能性があります。この現象は、重力波天文学、ブラックホール形成シナリオ、一般相対性理論のテスト、および銀河の進化に重要な影響を及ぼします。軌道歳差運動の強い証拠を示すことが示されている、ブラックホール連星の合併GW200129_065458（以下、GW200129と呼ぶ）からの重力波信号を検討します。数値相対論代理モデルを使用して、GW200129のキック速度を$v_f\sim1542^{+747}_{-1098}$km/sまたは$v_f\gtrsim698$km/s（片側極限）に制限します。90\％の信頼性で。これは、個々の重力波イベントの大きなキック速度の最初の識別を示します。GW200129のキック速度を考えると、合併後の残りのブラックホールが球形（核星）クラスターによって保持される確率は$0.48\％$（$7.7\％$）未満であると推定されます。最後に、キック効果がこのイベントの一般相対性理論のリングダウンテストでバイアスを引き起こすとは予想されないことを示しますが、これは将来、改良された検出器で変更される可能性があります。
重力波放出からコア崩壊超新星の天体物理学的パラメータを推測する
| Title |
Inferring_Astrophysical_Parameters_of_Core-Collapse_Supernovae_from_their_Gravitational-Wave_Emission |
| Authors |
Jade_Powell,_Bernhard_M\"uller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01397 |
近くのコア崩壊超新星（CCSNe）は、重力波、ニュートリノ、電磁望遠鏡の強力なマルチメッセンジャー天文学であり、地上の検出器にとって理想的な周波数帯の重力波を放出します。CCSN重力波信号が検出されたら、信号のパラメータを決定し、それらのパラメータが発生源の爆発、前駆体、および残留物の特性にどのように関連しているかを理解する必要があります。これは、時系列の重力波形に刻印されているCCSN爆発の確率的性質による課題です。この論文では、非対称チャープレット信号モデルを使用してCCSN信号のベイジアンパラメータ推定を実行し、CCSN重力波信号のスペクトログラムで観測される主要な高周波モードを表します。さまざまな前駆星を使用した4つの異なる流体力学的超新星シミュレーションからの設計感度の高度なLIGOノイズとCCSN波形を使用します。モデルが放射モードの時間周波数画像をどれだけうまく再構築できるかを判断し、周波数、振幅、持続時間などの信号のパラメーターをどれだけうまく判断できるかを示します。信号モデルのパラメータによって、陽子中性子星の質量と半径、陽子中性子星への乱流運動エネルギー、および衝撃の復活の時間にどのように制約を課すことができるかを示します。
MAVERIC調査：NGC3201の分離したブラックホールの最初の無線およびX線制限
| Title |
The_MAVERIC_Survey:_The_first_radio_and_X-ray_limits_on_the_detached_black_holes_in_NGC_3201 |
| Authors |
Alessandro_Paduano,_Arash_Bahramian,_James_C._A._Miller-Jones,_Adela_Kawka,_Fabian_G\"ottgens,_Jay_Strader,_Laura_Chomiuk,_Sebastian_Kamann,_Stefan_Dreizler,_Craig_O._Heinke,_Tim-Oliver_Husser,_Thomas_J._Maccarone,_Evangelia_Tremou,_and_Yue_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01418 |
銀河球状星団NGC3201は、動的に確認された恒星質量ブラックホールをホストすることが観測された最初の銀河球状星団であり、2つの確認されたブラックホールと1つの候補ブラックホールを含みます。この結果は、球状星団がブラックホールを保持できることを示しています。これは、球状星団の進化に重要な影響を及ぼします。NGC3201は、銀河団のMAVERIC調査の一部として観測されています。これらのデータを使用して、3つのブラックホールの無線またはX線検出がないことを確認し、これらのソースの最初の無線およびX線の制限を示します。これらの制限は、存在する付着物の割合が非常に低く、非常に非効率的である可能性があることを示しています。特に、システムACSID＃21859の場合、システムが整然とロックされており、降着がコンパニオンの風の捕捉によるものであると想定することにより、降着の放射効率を$\leq1.5\times10^{-5に制限します。}$。また、MAVERIC調査のラジオおよびX線源カタログを、既存のMUSE分光調査およびNGC3201のHUGSカタログと組み合わせて、このクラスター内の42の多波長線源のカタログを提供します。X線放射を伴う新しい赤いストラグラー源を特定し、クラスター内の準巨星集団の多波長特性を調査します。
光学的に厚い流出における再処理からの潮汐破壊現象の光学的線スペクトル
| Title |
Optical_line_spectra_of_tidal_disruption_events_from_reprocessing_in_optically_thick_outflows |
| Authors |
Edward_J._Parkinson,_Christian_Knigge,_James_H._Matthews,_Knox_S._Long,_Nick_Higginbottom,_Stuart_A._Sim,_Samuel_W._Mangham |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01535 |
かなりの数の潮汐破壊現象（TDE）は、主に光学波長と紫外線（UV）波長で放射され、弱い軟X線成分のみが放射されます。この光学的過剰の1つのモデルは、コンパクトな降着円盤からの熱X線放射が、光学的に厚いエンベロープによってより長い波長に再処理されることを提案しています。ここでは、光学的に厚い降着円盤風のコンテキストでこの再処理シナリオを検討します。最先端のモンテカルロ放射伝達およびイオン化ソフトウェアを使用して、風力およびディスクホスティングTDEの合成UVおよび光学スペクトルを生成します。私たちのモデルは、現実的な範囲の降着率と風の運動学にまたがる観測に触発されています。このような流出は、ディスクの放出を効率的に再処理し、TDEで一般的に見られる幅広いバルマーおよびヘリウムの再結合機能を生成し、非対称の赤い翼を示すことができることがわかります。さらに、再処理されたスペクトルエネルギー分布（SED）の特徴的な色温度は、降着円盤のそれよりもはるかに低くなっています。ブラックホールの質量、降着率、風の性質の変化が、観測された広帯域SEDと線スペクトルにどのように影響するかを明確に示します。一般に、より遅く、より密度の高い風は、より多くの放射を再処理し、より強いバルマー放射を生成する傾向があります。私たちが考える流出のほとんどは、UV吸収機能を生成するにはイオン化が高すぎますが、これは入力SEDに敏感です。たとえば、内側のディスクをわずか4$R_{ISCO}$で切り捨てると、風のイオン化状態が十分に低下し、風を見ている視線のUV吸収機能が生成されます。
YSOジェットと新星流出における断熱放射衝撃システム
| Title |
Adiabatic-radiative_shock_systems_in_YSO_jets_and_novae_outflows |
| Authors |
M.V._del_Valle,_A._Araudo_and_F._Suzuki-Vidal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01696 |
原始星の非相対論的ジェットの終端領域と古典的な新星の超音速流出は非熱的エミッターです。これらのシステムの密度が高いことを考えると、放射衝撃が発生すると予想されます。ただし、高速の存在下では、断熱ショックの形成も可能です。興味深いのは、2つのタイプのショックが同時に発生する場合です。これらの高密度ジェット/流出は、MHDスケーリングによって示されるように、実験室実験の優れた候補です。これらのシステムにおける断熱衝撃と放射衝撃の組み合わせを研究することを目的としています。私たちは、この組み合わせがその物理的影響とともに実現可能である条件を決定することに焦点を当てています。一連のパラメータについて、両方のタイプのソースの衝撃の分析的研究を実行します。周囲の媒体と衝突するジェットの流体力学的進化は、2D数値シミュレーションで研究され、最初の理論的推定が確認されます。幅広いパラメータのセットに対して、断熱衝撃と放射衝撃の組み合わせが、若い星からのジェットと新星の流出の終端領域の作業面で可能であることを示します。接触の不連続性で不安定性が発生し、衝撃を受けた材料が混合することがわかります。また、レーザー設備の実験室実験を使用して、原始星のジェットと新星の流出を研究するために必要なMHDパラメーターのスケーリングを調査します。原始星のジェットと新星の流出の終端領域では、断熱衝撃と放射衝撃の共存が予想されます。このシナリオは、粒子加速とガンマ線放出にとって非常に有望です。スケーリングされた実験室実験のパラメータは、現在稼働中の高出力レーザー設備で達成可能なプラズマ条件と非常に一致しています。これは、これまで考えられなかった新星の流出を研究するための新しい手段への扉を開きます。
NICERとNuSTARを用いたブラックホールX線連星GRS1915 + 105の準周期的振動の位相分解分光法
| Title |
Phase-resolved_spectroscopy_of_a_quasi-periodic_oscillation_in_the_black_hole_X-ray_binary_GRS_1915+105_with_NICER_and_NuSTAR |
| Authors |
Edward_Nathan,_Adam_Ingram,_Jeroen_Homan,_Daniela_Huppenkothen,_Phil_Uttley,_Michiel_van_der_Klis,_Sara_Motta,_Diego_Altamirano,_Matthew_Middleton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01765 |
準周期的振動（QPO）は、多くの場合、恒星質量ブラックホール（BH）の降着からのX線フラックスに存在します。それらがディスクとずれている内部降着流の相対論的（レンス・ティリング）歳差運動によるものである場合、内部流によるディスクの照射によって引き起こされる鉄輝線は、各QPOサイクル中にシフトされた赤と青の間で体系的に揺れます。ここでは、NICERとNuSTARと同時に観測された、BHX線連星GRS1915+105からの$\sim2.2$HzタイプCQPOの位相分解分光法を実施します。ディスクのQPO位相依存照明プロファイルを制約するために、断層撮影モデルを適用します。非対称照明プロファイル（$>2{\sigma}$の信頼度）を特徴とする最適なフィットで、鉄線重心エネルギーの予測されたQPO位相依存シフトを検出します。あるいは、観測された線エネルギーシフトは、付着-放出不安定性モデルの渦巻密度波によって説明することができます。ただし、反射率の有意な（$>3{\sigma}$）変調を追加で測定し、幾何学的QPO原点を強く支持します。ディスクは以前に観測されたジェット放出とずれていると推測されます。これは、内部で歳差運動する熱流を伴う切り詰められたディスクのモデルと一致しています。ただし、推定されるディスクの内側の半径は小さいです（$r_\text{in}{\sim}1.4GM/c^2$）。このディスクの内側の半径では、Lense-Thirring歳差運動は観測されたQPO周波数を再現できません。実際、このディスクの内側の半径は、文献で十分に研究されているすべてのQPOモデルの予測と互換性がありません。
ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡開口マスキング干渉計
| Title |
The_James_Webb_Space_Telescope_Aperture_Masking_Interferometer |
| Authors |
A._Soulain,_A._Sivaramakrishnan,_P._Tuthill,_D._Thatte,_K._Volk,_R._Cooper,_L._Albert,_\'E._Artigau,_N._Cook,_R._Doyon,_D._Johnstone,_D._Lafreni\`ere,_A._Martel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01524 |
ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）は、1年以内に、世界有数の赤外線天文台であるというマントルを継承します。JWSTは、近赤外線イメージャおよびスリットレス分光器（NIRISS）機器でサポートされている動作モードの1つとして、開口マスキング干渉計（AMI）を搭載します。このような強力なプラットフォームに搭載されたAMIモードは、これまで宇宙に打ち上げられた中で最も先進的で科学的に機能する干渉計を提供し、これまでの感度を桁違いに上回ります。ここでは、この施設の設計と試運転の重要な側面を紹介します。データシミュレーション（$\texttt{ami_sim}$）、2つの異なるアプローチ（$\texttt{IMPLANEIA}$と$\texttt{AMICAL}）を使用した干渉計観測量の抽出です。$）、AMIの期待されるパフォーマンスの更新されたビュー、およびリファレンススター審査プログラム。
IVOAデータモデルに対してオンザフライでTAP応答に注釈を付ける
| Title |
Annotating_TAP_responses_on-the-fly_against_an_IVOA_data_model |
| Authors |
Mireille_Louys,_Laurent_Michel,_Fran\c{c}ois_Bonnarel_and_Joann_Vetter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01732 |
天文学における表形式データの検出とクエリのためのIVOAテーブルアクセスプロトコル（1）の成功と普及により、執筆時点でIVOAレジストリから合計22,000のテーブルを公開する100を超えるTAPサービスにアクセスできます。現在、TAPプロトコルは、{TAP\_SCHEMA}を介してテーブルデータとメタデータを提示し、提供されるテーブルとその列、およびそれらの間の可能な結合を記述します。ここでは、情報レイヤーを追加する方法について説明します。これにより、テーブル列内の値を収集して、測光、座標、測定、変換、または提案されたMANGOコンテナモデルなどの選択したIVOAデータモデルで定義されたオブジェクトのインスタンスにデータを入力できます。この情報レイヤーは、列の値をそのモデルのインスタンスの属性としてどのように解釈できるかを示す注釈タグを介して提供されます。次に、TAPクエリが処理されると、サーバーアドオンがADQLクエリ文字列を解釈し、可能な場合はその場でTAP応答を注釈付きのVOTableドキュメントとして生成します。テーブル応答のFIELD要素は、このサービス用にテンプレート化された対応するモデル要素にマップされます。これは、VOLLTパッケージライブラリとMANGOデータモデルの要素を表すテンプレート注釈ドキュメントを使用して、Javaでプロトタイプ化されています。これは、VizierおよびChandraカタログに基づく例で実行されています。
高速G、K、およびM矮星の固有のライマンアルファプロファイル
| Title |
Intrinsic_Lyman_alpha_Profiles_of_High-Velocity_G,_K,_and_M_Dwarfs |
| Authors |
Allison_Youngblood,_J._Sebastian_Pineda,_Thomas_Ayres,_Kevin_France,_Jeffrey_L._Linsky,_Brian_E._Wood,_Seth_Redfield,_Joshua_E._Schlieder |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01315 |
後期型星の最も明るいUV輝線であるHIライマンα線の観測は、恒星のクロモスフィアと遷移領域を理解し、太陽系外惑星の光化学をモデル化し、星間物質の中性水素と重水素の存在量を測定するために重要です。それでも、ライマンα線の観測は、星間ガスによる深刻な減衰のために悪名高いほど困難であり、この重要な輝線の基本的な形態の理解を妨げています。ドップラーが星間減衰の多くから離れて星のライマンアルファ線をシフトするのに十分な視線速度を持つ5つのG、K、およびM矮星の高解像度遠紫外線および近紫外線分光法を提示します。観察された。すべてのターゲットのライマンα線コアで自己反転を検出し、表面重力の増加に伴って自己反転の深さが減少することを示しています。MgIIの自己反転輝線プロファイルは、ライマンα線コアを拘束するためのいくつかの有用な情報を提供しますが、その違いは十分に重要であるため、再構成中にMgIIを固有のライマンαテンプレートとして直接使用することはできません。セルフネグレクトを無視した再構成は、GおよびK矮星では60％〜100％、M矮星では40％〜170％、固有のライマンアルファフラックスを過大評価する可能性があることを示しています。私たちのサンプルの5つの星は、磁気活性が低く、太陽直下の金属量を持っています。これらの結果がこれらの要因にどの程度敏感であるかを判断するには、より大きなサンプルサイズが必要です。
太陽上層大気の分光偏光観測の反転は、太陽物理学で最も挑戦的な目標の1つです。局所熱力学的平衡（NLTE）からの3次元（3D）放射伝達など、スペクトル線形成プロセスのすべての関連要素を考慮すると、タスクは非常に計算コストが高くなります。1Dメソッドを3Dに一般化する代わりに、逆問題への新しいアプローチを開発します。メッシュフリー法では、3DNLTEの一貫性の要件を障害とは見なしませんが、従来のピクセルごとの方法に関する自然な正則化と見なします。これにより、より堅牢で曖昧さの少ないソリューションが実現します。$\Lambda$〜演算子の繰り返し評価を回避する、制約のないグローバル最小化問題として3DNLTE逆問題を解きます。3DNLTEの一貫性とは別に、この方法では、磁場の発散がゼロなど、物理的な一貫性の追加条件を簡単に含めることができます。確率的成分により、メソッドは損失関数の極小値になりにくくなります。私たちの方法は、グリッドベースの方法を使用する場合よりも桁違いに速く逆問題を解くことができます。この方法は、十分な計算時間が利用できる場合、正確で物理的に一貫した結果を提供できますが、非常に複雑なプラズマ構造または限られた計算時間の場合の近似解も提供できます。
HとHeのライマン線の強度間の経験的関係$ ^ + $
| Title |
Empirical_relations_between_the_intensities_of_Lyman_lines_of_H_and_He$^+$ |
| Authors |
M._Gordino,_F._Auch\`ere,_J.-C._Vial,_K._Bocchialini,_D._M._Hassler,_T._Bando,_R._Ishikawa,_R._Kano,_K._Kobayashi,_N._Narukage,_J._Trujillo_Bueno,_A._Winebarger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01519 |
主要なUVと極紫外線のスペクトル線の間の経験的な関係は、彩層および冠状スペクトルの放射輝度と放射照度のモデルの入力の1つです。それらはまた、ソーラーオービターミッションの観測のいくつかの解釈にも必要です。HI121.6nmとHeII30.4nmのライマン$\alpha$線の強度間の経験的関係を決定することを目的としています。彩層ライマンアルファ分光偏光計（CLASP）および複数XUVイメージャー（MXUVI）観測ロケットからの121.6nmの画像は、EITおよびAIA軌道望遠鏡からの30.4nmの同時画像と同時登録され、強度。HI121.6nmとHeII30.4nmの強度の関係を取得しました。これは、さまざまな太陽の特徴、強度、および活動レベルに有効です。追加のSUMERデータにより、静かな太陽の領域のHI102.5nm（Ly$\beta$）とHeII30.4nmの線の間の別の関係を導き出すことができました。これら2つの関係を組み合わせて、以前に公開されたいくつかの結果に匹敵するLy$\alpha$/Ly$\beta$強度比を取得しました。HI121.6〜nmとHeII30.4nmの線の関係は、放射照度データを使用して以前に得られたものと一致しています。また、この関係は時間的に安定していますが、その精度は観測の空間分解能に依存することも確認しました。導出されたLy$\alpha$/Ly$\beta$強度比も、以前の結果と互換性があります。
進化した星の周りの仲間のコーラリー視線速度検索（CASCADES）II。長周期の巨大惑星が周回する3つの赤色巨星の地震質量
| Title |
Coralie_radial_velocity_search_for_companions_around_evolved_stars_(CASCADES)_II._Seismic_masses_for_three_red_giants_orbited_by_long-period_massive_planets |
| Authors |
G._Buldgen,_G._Ottoni,_C._Pezzotti,_A._Lyttle,_P._Eggenberger,_S._Udry,_D._S\'egransan,_A._Miglio,_M._Mayor,_C._Lovis,_Y._Elsworth,_G.R._Davies,_W.H._Ball |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01530 |
単一の星を正確に特徴づけるための黄金の道としての星震学の出現は、自然に星外惑星学の分野との相乗効果をもたらしました。今日、太陽系外惑星のホスト星の恒星の質量、半径、年齢を正確に決定することは、この目標を達成するための専用のソフトウェアと技術の開発の原動力です。ただし、さまざまなアプローチが存在するため、それらすべてに利点と不便があり、技術の精度、効率、および堅牢性の間にはトレードオフがあることは明らかです。私たちは、TESSデータが利用可能な太陽系外惑星-ホスト赤色巨星のさまざまなモデリング手法を比較して議論することを目指しています。次に、地震モデリングの結果を使用して、惑星システムの動的進化と大気蒸発を研究します。TESSによって観測された4つの太陽系外惑星-ホスト赤色巨星に適用されたときのさまざまな地震モデリング技術の堅牢性、精度、および精度を詳細に研究します。グローバル地震指数の使用、個々のラジアル周波数の使用、および非ラジアル振動の使用について説明します。いずれの場合も、モデリング手法の長所と短所について説明します。さまざまなモデリング手法を使用して、長周期の木星のような惑星が周回する太陽系外惑星の赤色巨星の正確で正確な質量を決定します。各ターゲットについて、ガイアおよび分光データからの半径値と組み合わせた平均密度反転からの質量のモデルに依存しない推定値も提供します。これらのターゲットの進化が赤色巨星分枝の推定地震年齢を超えて拡張されたとしても、これらのターゲットには巻き込みや移動は観察されないことを示します。
TIC-320687387 B：水素燃焼限界に近い長周期食M-矮星
| Title |
TIC-320687387_B:_a_long-period_eclipsing_M-dwarf_close_to_the_hydrogen_burning_limit |
| Authors |
Samuel_Gill,_Solene_Ulmer-Moll,_Peter_J._Wheatley,_Daniel_Bayliss,_Matthew_R._Burleigh,_Jack_S._Acton,_Sarah_L._Casewell,_Christopher_A._Watson,_Monika_Lendl,_Hannah_L._Worters,_Ramotholo_R._Sefako,_David_R._Anderson,_Douglas_R._Alves,_Fran\c{c}ois_Bouchy,_Edward_M._Bryant,_Philipp_Eigm\"uller,_Edward_Gillen,_Michael_R._Goad,_Nolan_Grieves,_Maximilian_N._G\"unther,_Beth_A._Henderson,_James_S._Jenkins,_Lokesh_Mishra,_Maximiliano_Moyano,_Hugh_P._Osborn,_Rosanna_H._Tilbrook,_St\'ephane_Udry,_Jose_I._Vines,_Richard_G._West |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01713 |
CORALIEの正確な視線速度と、次世代トランジットサーベイ（NGTS）の精密測光を使用して、トランジット系外惑星探査衛星（TESS）で検出された単一トランジットイベントで星を追跡しています。この調査の一環として、セクター13および27でTESSによって観測された明るい（T=11.6）G型矮星である星TIC-320687387の単一トランジットを特定しました。その後のCORALIE、NGTS、およびLesediによるTIC-320687387の監視からコンパニオンであるTIC-320687387Bは、質量が$96.2\pm_{2.0}^{1.9}M_J$、半径が$1.14\pm_{0.02}^{0.02}R_Jの非常に低質量の星であると判断しました。$水素燃焼限界（$\sim80M_J$）の近くに配置します。TIC-320687387Bの軌道は広く偏心しており、周期は29。77381日で、離心率は$0.366\pm0.003$です。TIC-320687387ABなどのエクリッピングシステムを使用すると、低質量星の恒星進化モデルをテストできます。これは、単一の低質量星を周回する太陽系外惑星の正確な質量と半径を計算するために必要です。TIC-320687387Bの広い軌道は、その進化がそのGタイプのホスト星との潮汐相互作用によって引き起こされる摂動がないと仮定できるので、それを特に価値のあるものにします。
潮汐傾斜パルセータ
潮汐的に傾いたパルセータは、コンパニオンによって引き起こされる潮汐の歪みのために、軌道面に脈動軸がある、近接連星系の新しいタイプの振動星です。発見された最初の3つの代表に基づいてこの星のグループを説明し、それらの分析に使用される基本的な方法を示します。天体物理学の研究に対するそれらの価値は、連星と星震学の分析の強みの組み合わせに根ざしています。振動は軌道サイクル全体でほぼ360度のアスペクトで見えるため、脈動モードの識別を行うことができます。特に興味深いシステムの実例が示されています。
安定したSexaquark：概要と発見戦略
ニュートラルでフレーバーの一重項スカラー束縛状態（sexaquark、S）は、安定するか、非常に長寿命になるほど十分に低い質量を持っている可能性があります。ここでは、大量の見積もりと生産の期待を確認し、これまでの実験室での実験がそのような長寿命の状態を除外しないことを示しています。質量が2054MeV未満のSは、完全に安定しているか、宇宙の年齢よりも長い寿命を持っています。加速器実験で安定したSを検出することは非常に困難です。実験文献の調査は、そのような効果的に安定した状態が検出を免れたであろうことを示しています。長寿命のSに対する最も強い実験室の制約は、二重に奇妙なハイパー核におけるその形成時間の下限に由来します。ただし、この制約は、安定したSを除外するほど厳密ではありません。私たちはそれを発見するための戦略を開発します。安定したSは、魅力的な暗黒物質の候補になります。sexaquark暗黒物質が現在のすべての知識と一致していることを示す、関連する天体物理学的および宇宙論的観測を簡単にレビューします。
超高エネルギー粒子の横方向分布関数による空気シャワーパラメータの再構成
| Title |
Reconstruction_of_Air-Shower_Parameters_Through_the_Lateral_Distribution_Function_of_Ultra-High_Energy_Particles |
| Authors |
Kadhom_F._Fadhel,_A._A._Al-Rubaiee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01368 |
本研究では、超高エネルギー粒子宇宙線の相互作用を調べるためのシミュレーション研究の必要性を検討した。（SIBYLL、QGSJET、EPOS）などのさまざまなハドロン相互作用モデルが、エアシャワーシミュレーションAIRESシステム（バージョン19.04.00）を使用してシミュレートされました。また、横方向分布関数（LDF）を推定することにより、広範囲の空気シャワー（EAS）の荷電粒子密度を計算しました。さらに、2つの一次粒子（陽子核と鉄核）のLDFシミュレーションを、それらの一次エネルギー効果とEASで生成された荷電粒子の天頂角をエネルギー範囲（10^17-10^）内で考慮して実行しました。19）eV。非常に高いエネルギー（10^17、10^18、および10^19）eVでは、シグモイド関数（ロジスティックモデル）を使用してEASの横方向分布曲線をフィッティングすることにより、一次エネルギーの関数としての新しいパラメーターが取得されました。結果の比較は、Sigmoidal関数を使用してパラメーター化されたLDFから得られた値と、一次陽子および鉄核のAGASAEAS観測所による実験結果と、（電子陽電子）ペアと荷電ミューオン二次粒子の生成との間に良好な一致を示しました。高エネルギーで約10^19eVおよび（シータ=0度）。
コロナホールのセグメンテーション、マッチング、およびマップ分類のための画像処理方法
| Title |
Image_Processing_Methods_for_Coronal_Hole_Segmentation,_Matching,_and_Map_Classification |
| Authors |
V._Jatla,_M.S._Pattichis,_and_C.N._Arge |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01380 |
この論文は、太陽画像観測に基づいて最良の物理モデルを選択するための画像処理方法を開発および検証するための複数年にわたる努力の結果を示しています。このアプローチは、画像から抽出されたコロナホールとの一致に基づいて物理モデルを選択することで構成されます。最終的には、物理モデルを使用して地磁気嵐を予測することが目標です。問題を3つのサブ問題に分解します：（i）物理的制約に基づくコロナホールのセグメンテーション、（ii）異なるマップ間のコロナホールのクラスターのマッチング、および（iii）物理的マップの分類。コロナホールをセグメント化するために、3つの異なる方法からのセグメンテーションマップを使用して、最初のコロナホールのセグメンテーションを磁気境界に進化させるレベルセット法を初期化するマルチモーダルメソッドを開発します。次に、コロナホールのクラスターを照合するための線形計画法に基づく新しい方法を紹介します。次に、ランダムフォレストを使用して最終的なマッチングが実行されます。メソッドは、複数のリーダーから得られたコンセンサスマップ、手動クラスタリング、手動マップ分類、および50マップのメソッド検証を使用して慎重に検証されました。提案されたマルチモーダルセグメンテーション方法は、正確な境界検出を提供することにより、SegNet、U-net、Henney-Harvey、およびFCNを大幅に上回りました。全体として、この方法では95.5％のマップ分類精度が得られました。
アクシオンが暗黒物質であるかどうかにかかわらず、宇宙論的影響を与える可能性のあるアクシオン宇宙論の2つの特徴を導き出します。2GeVであり、アクシオン場が振動し始めると、宇宙論的アクシオン場の基底状態への緩和は、時変CP対称性の破れを介して熱平衡からの新たな逸脱を一時的に提供する可能性があります。これらの期間の両方で、強いCP対称性の破れパラメーター$\bar\theta$はO（1）と同じ大きさになる可能性があります。
液体アルゴン検出器のSiPMクロストーク
| Title |
SiPM_cross-talk_in_liquid_argon_detectors |
| Authors |
M._G._Boulay,_V._Camillo,_N._Canci,_S._Choudhary,_L._Consiglio,_A._Flammini,_C._Galbiati,_C._Ghiano,_A._Gola,_S._Horikawa,_P._Kachru,_I._Kochanek,_K._Kondo,_G._Korga,_M._Ku\'zniak,_A._Mazzi,_A._Moharana,_G._Nieradka,_G._Paternoster,_A._Razeto,_D._Sablone,_T.N._Thorpe,_C._T\"urko\u{g}lu,_H._Wang,_M._Rescigno,_S._Sanfilippo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01632 |
SiPMベースの読み出しは、真空管光電子増倍管に比べて優れた分解能と使いやすさを考えると、粒子検出器の光検出の標準になりつつあります。ただし、暗率、クロストーク、アフターパルスなどの検出ノイズが存在すると、パフォーマンスに大きな影響を与える可能性があります。この作業では、keVあたり最大32個の光電子を生成できる高反射単相アルゴンチャンバーの開発について説明します。そのうちの約12個だけが、アルゴンシンチレーションによって生成された一次光電子であり、残りは光クロストークによって説明されます。さらに、複合プロセスの存在により、より高い過電圧で9の値に達する一般化されたファノ因子が生成されます。ボーナスとして、87KでのFBKNUV-HD-CryoSiPMの光クロストークの完全なパラメータ化があります。
初期条件に対する乱流レーザープラズマダイナモの非感受性
| Title |
Insensitivity_of_a_turbulent_laser-plasma_dynamo_to_initial_conditions |
| Authors |
A.F.A._Bott,_L._Chen,_P._Tzeferacos,_C.A.J._Palmer,_A.R._Bell,_R._Bingham,_A._Birkel,_D.H._Froula,_J._Katz,_M.W._Kunz,_C.-K._Li,_H-S._Park,_R._Petrasso,_J.S._Ross,_B._Reville,_D._Ryu,_F.H._S\'eguin,_T.G._White,_A.A._Schekochihin,_D.Q._Lamb,_G._Gregori |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01705 |
最近、2つの不均一で非対称な弱く磁化されたレーザー生成プラズマジェットの衝突によって生成された乱流プラズマが、プラズマの磁気レイノルズ数を提供する場合、小規模な乱流ダイナモメカニズムを介して強い確率的磁場を生成できることが実験的に実証されました。十分に大きいです。この論文では、このようなプラズマを、パルス磁場発生器（「MIFEDS」）によって課される強力な外部磁場の追加を除いて、その生成が同じである2つの事前に磁化されたプラズマジェットから生じるプラズマと比較します。トムソン散乱診断、X線自己放射イメージング、陽子X線撮影を使用して、2つの乱流システムの違いを調査します。トムソン散乱スペクトルとX線画像は、外部磁場の存在が実験のプラズマダイナミクスに限定的な影響を与えることを示唆しています。外部磁場の存在は衝突するプラズマジェット内の流れのコリメーションを誘発し、衝突するジェット間の相互作用から生じる磁場の初期強度は、外部磁場の結果として著しく大きくなりますが、増幅後の確率的磁場は区別できません。超臨界磁気レイノルズ数の乱流レーザープラズマの場合、ダイナモ増幅磁場は、シード磁場ではなく乱流ダイナミクスとプラズマの初期流体力学の適度な変化によって決定されると結論付けます。乱流ダイナモの理論的期待とシミュレーション。
| Title |
Analytical_study_of_higher-order_ring_images_of_accretion_disk_around_black_hole |
| Authors |
Gennady_S._Bisnovatyi-Kogan_and_Oleg_Yu._Tsupko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01716 |
ブラックホールによる光源の重力レンズ効果は、観測者に到達する前にブラックホールの周りをループする光子によって生成された高次画像の出現につながります。高次画像は、特に重力たわみのいわゆる強いたわみ限界を使用して、数値的および分析的に広く調査されました。最近のブラックホール画像の観測の結果、ブラックホール環境の降着物質のレンズ画像であり、ブラックホールの影の境界近くに現れる可能性のある高次リングに注目が集まっています。この記事では、強力なたわみ限界手法を使用して、シュワルツシルトブラックホール周辺の発光降着円盤の高次リング画像を調査します。対称軸上のブラックホールから遠くに位置する内側と外側の半径と観測者によって与えられる薄い円盤を考えます。この構成では、コンパクトな解析式の形で、高次リングの角度半径、厚さ、および立体角を見つけることが可能になります。リングのサイズは主に降着円盤の内側の境界の位置によって決定されることを示します。これにより、リングを使用して異なる降着モデルを区別することができます。モデルを非対称画像に一般化することで、ブラックホールの角運動量を推定することができます。また、高次画像からのフラックスの分析的推定を提示します。私たちの方法では、$n=2$および$n=3$の高次リングを簡単に調査できます。これらのリングについては、将来のプロジェクトで現在議論されています。
| Title |
Neural_network_reconstruction_of_the_dense_matter_equation_of_state_from_neutron_star_observables |
| Authors |
Shriya_Soma,_Lingxiao_Wang,_Shuzhe_Shi,_Horst_St\"ocker_and_Kai_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.01756 |
強く相互作用する冷たくて超高密度の物質の状態方程式（EoS）は、核物理学の分野で依然として大きな課題です。中性子および重力波観測からの中性子星の質量、半径、および潮汐変形性の測定の進歩に伴い、中性子星は超高密度物質EoSを抑制する上で重要な役割を果たしています。この作業では、深層学習技術を利用して、質量半径（M-R）観測から中性子星EoSを再構築する新しい方法を紹介します。ニューラルネットワーク（NN）を使用して、核飽和密度の1〜7.4倍の範囲内で、モデルに依存しない方法でEoSを表します。教師なしの方法で、自動微分（AD）フレームワークを実装して、EoSを最適化し、TOV方程式を介して観測に最適なM-R曲線を生成します。模擬データ、つまり、生成されたポリトロープEoSのセットから導出された質量半径ペアでEoSを再構築する際にそれを示します。結果は、現在の観測数に近い11個の模擬M-Rペア観測を使用して、妥当な精度でEoSを再構築できることを示しています。
