| Title |
Gravitational_lensing_effects_of_supermassive_black_holes_in_cluster_environments |
| Authors |
Guillaume_Mahler,_Priyamvada_Natarajan,_Mathilde_Jauzac_and_Johan_Richard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.10900 |
この研究では、銀河団における超大質量ブラックホール（SMBH）の重力レンズ効果を調査します。銀河における中央のSMBHの存在はしっかりと確立されていますが、高解像度シミュレーションからの最近の研究は、さまようSMBHの追加の集団の存在を予測しています。これらのSMBHの質量は、クラスター内の大規模で個々の銀河スケールの暗黒物質成分に対する小さな摂動ですが、統計的なレンズ特性と個々のレンズ画像構成に影響を与える可能性があります。これらの潜在的に観察可能なシグニチャを精査すると、SMBHは、倍率分布または統合シアープロファイルのいずれにおいても統計的に有意な検出可能な証拠を示さないものの、まれな高次の強いレンズ画像構成で検出可能なシグニチャをインプリントすることがわかります。特定のレンズ画像の形状を調査して、SMBHの大規模な、ほぼ点のような可能性が次の検出可能な効果を引き起こすことを報告します。（ii）余分な画像の生成につながる画像分割。（ii）多重画像システムにおける位置と倍率の非対称性。（iii）レンズ付きカウンターイメージの明らかな消失。これらのうち、クラスターの接線方向の臨界曲線内での画像分割は、最も一般的な注目すべき観測シグネチャです。$SGAS\、J003341.5+024217$と$RX\、J1347.5-1145$で観測された巨大アークの2つのケースでこれらの可能性を示します。ここでは、見られた特定の画像構成をSMBHで再現できます。高解像度の機器（例：MAVIS-超大型望遠鏡、MICADO-超大型望遠鏡、アップグレードされたngVLA、および\textit{Euclid}\＆\textit{NancyGraceRoman}宇宙望遠鏡とルービンからのデータ）による将来の観測LSST天文台は、これらのユニークでありながらまれなSMBHレンズの特徴を精査することを可能にする可能性があります。
摂動された宇宙で滑らかな宇宙の距離梯子を構築する技術
ゴツゴツした宇宙の単一の場所から行われた観測から、どのようにして滑らかな宇宙の距離梯子が現れるのでしょうか？ハッブルフロー内のIa型超新星（SN1A）までの距離は、ハッブルフロー内にないソースへのローカル距離測定に固定されています。しこりが平らなフリードマン・ルマ{\i}treロバートソン-ウォーカー（FLRW）時空の上にある小さな摂動として記述される摂動宇宙でこの構成をどのように構築できるかを説明しました。観測者のすぐ近くに不均一性が存在するため、背景のFLRW領域の距離に無視できない変更（約11\％）があることを示します。修正は、観測者の局所時空の潮汐変形を示すワイルテンソルの電気部分によって引き起こされていることがわかります。ハッブル流のSN1A絶対等級のキャリブレーションにどのように影響するかを詳細に示します。SN1Aの絶対等級とハッブル張力を、暗いものを必要とせずに同時に解決することを示します。
EXPRESステラシグナルプロジェクトII。光球速度を解きほぐす場の状態
| Title |
The_EXPRES_Stellar_Signals_Project_II._State_of_the_Field_in_Disentangling_Photospheric_Velocities |
| Authors |
Lily_L._Zhao,_Debra_A._Fischer,_Eric_B._Ford,_Alex_Wise,_Micha\"el_Cretignier,_Suzanne_Aigrain,_Oscar_Barragan,_Megan_Bedell,_Lars_A._Buchhave,_Jo\~ao_D._Camacho,_Heather_M._Cegla,_Jessi_Cisewski-Kehe,_Andrew_Collier_Cameron,_Zoe_L._de_Beurs,_Sally_Dodson-Robinson,_Xavier_Dumusque,_Jo\~ao_P._Faria,_Christian_Gilbertson,_Charlotte_Haley,_Justin_Harrell,_David_W._Hogg,_Parker_Holzer,_Ancy_Anna_John,_Baptiste_Klein,_Marina_Lafarga,_Florian_Lienhard,_Vinesh_Maguire-Rajpaul,_Annelies_Mortier,_Belinda_Nicholson,_Michael_L._Palumbo_III,_Victor_Ramirez_Delgado,_Christopher_J._Shallue,_Andrew_Vanderburg,_Pedro_T._P._Viana,_Jinglin_Zhao,_Norbert_Zicher,_Samuel_H._C._Cabot,_Gregory_W._Henry,_Rachael_M._Roettenbacher,_John_M._Brewer,_Joe_Llama,_Ryan_R._Petersburg,_Andrew_E._Szymkowiak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.10639 |
固有の恒星変動（脈動、造粒など）と活動（スポット、プラージュなど）による測定されたスペクトルシフトは、極度の高精度視線速度（EPRV）太陽系外惑星検出の最大の誤差源です。いくつかの方法は、惑星による真の重心シフトから恒星信号を解きほぐすように設計されています。EXPRESStellarSignalsProject（ESSP）は、EXPRESからの同じ超精密分光データでテストされた22の異なる方法の自己矛盾のない比較を提示します。メソッドは、新しいアクティビティインジケーターを導出したり、インジケーターを必要なRV補正にマッピングするためのモデルを構築したり、形状駆動型とシフト駆動型のRVコンポーネントを分離したりしました。実際のデータを使用する場合、グラウンドトゥルースは不明であるため、相対的なメソッドパフォーマンスは、返されたRVの合計および夜間の散布図と、さまざまなメソッドの結果間の一致を使用して評価されます。提出されたほぼすべてのメソッドは、従来の線形非相関よりも低いRVRMSを返しますが、RVRMSをサブメートル/秒のレベルに一貫して低減しているメソッドはまだありません。異なる方法で返されるRV間の合意の欠如が懸念されています。これらの結果は、この分野での継続的な進歩には、メソッドの解釈可能性の向上、すべてのタイムスケールで恒星信号をキャプチャするための高ケイデンスデータ、およびメソッドパフォーマンスのより高度なメトリックを備えた一貫したデータセットを使用したESSPのような継続的なテストが必要であることを示唆しています。将来の比較では、方法のパフォーマンスと惑星信号が保存されているかどうかをよりよく理解するために、太陽データや既知の注入された惑星および/または恒星信号を含むデータなど、さまざまなよく特徴付けられたデータセットを利用する必要があります。
見上げることを忘れないでください
衝突の6か月前に発見された直径10kmの彗星からの仮想的な存在の脅威について説明します。一連のペネトレーターを使用した火球の断片化に関する作業の拡張を示しますが、ペネトレーター内の小型核爆発装置（NED）で変更され、まもなく実現される、正の$C_3$の重量物打ち上げ資産と組み合わされます。NASASLSまたはSpaceXスターシップ（軌道上給油付き）は、この存在する脅威を軽減するのに十分です。この大きさの脅威が40km/sの閉鎖速度で地球に衝突すると、衝撃エネルギーは約300テラトンTNTになり、現在の全世界の核兵器の合計の約4万倍になります。これは、約6,600万年前に恐竜を殺したKT絶滅イベントとエネルギー的に似ています。そのような出来事は、軽減されなければ、人類への実存的脅威となるでしょう。6か月の警告という短い時間スケールでも、既存のテクノロジーを使用して緩和が考えられることを示しますが、NEDエネルギーの効率的な結合が重要であることを示します。
衛星軌道のエビクションのような共鳴。火星の主要衛星であるフォボスへの応用
| Title |
Eviction-like_resonances_for_satellite_orbits._Application_to_Phobos,_the_main_satellite_of_Mars |
| Authors |
Timoth\'ee_Vaillant_and_Alexandre_C._M._Correia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.10708 |
衛星の動きは、その軌道の歳差運動周波数と星の周りのホスト惑星の平均運動との間の永年共鳴を経験する可能性があります。これらの共振のいくつかは、衛星の離心率（エビクションレゾナンス）と傾斜（エビクションレゾナンス）を大幅に変更する可能性があります。この論文では、衛星の軌道を乱す可能性のある永年共鳴、特に小作農立ち退きのような共鳴を詳細に研究します。1つの小作農立ちのような共鳴を横切る間、傾斜は常に乱されますが、キャプチャは、準主軸が減少しているときにのみ発生します。これは、例えば、火星の最大の衛星であるフォボスの場合であり、潮汐効果のために軌道が縮小しているため、将来これらの共鳴のいくつかを横切るでしょう。衛星の離心率や傾斜角、惑星の傾斜角などのいくつかのパラメータの関数として、捕捉確率を含む衛星の軌道における共鳴交差の影響を推定します。最後に、周波数マップ分析の方法を使用して、安定性マップに基づいて共振ダイナミクスを研究し、永年共鳴の一部が重複する可能性があることを示します。これにより、衛星の傾斜にカオス的な動きが生じます。
深い影響：MIRAで得られた光学分光法と測光
| Title |
Deep_Impact:_Optical_Spectroscopy_and_Photometry_Obtained_at_MIRA |
| Authors |
Russell_G._Walker,_Wm._Bruce_Weaver,_W._W._Shane,_and_Arthur_Babcock |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.10723 |
2005年7月4日のNASAディープインパクトイベントの前、最中、後の、光学UVから遠赤までの分光および高精度測光観測を提示します。衝突前および衝突後のコマの内側2000kmは約外側のコマよりもBRの方が0.3等級赤くなります。衝突前のスペクトルは、核から40000kmを超える範囲に広がる分子放出によって支配されるかすかな反射太陽スペクトルでした。RとIの衝突後の光度曲線は、衝突後の最初の18分間に、光学的に厚い雲が拡大することと一致する急激な上昇を示しました。次の8分間で、雲は光学的に薄くなりました。衝突から60分後、衝突Rバンドフラックスは7.5x10-15ergcm-2s-1{\AA}-1でプラトーに達し、彗星は衝突前の値よりも約4.3倍明るくなりました。15"アパーチャ。最初の49分間の粒子の平均膨張速度は229{\pm}49ms-1でした。スペクトルは、衝突後の最初の1時間に散乱太陽光によって支配されるようになりました。体積散乱関数（VSF）衝突の32分後に観測されたところ、強い赤みが見られます。ただし、49分では、VSFは青でさらに2倍の増加を示しますが、5500{\AA}ではわずか20％の増加です。衝突後のスペクトルとRI測光は急速な赤み。衝突直後の1〜2.5ミクロンの粒子が支配的な粒子サイズ分布は、このサイズの水氷粒子の昇華により、最初の1時間で劇的に変化しました。衝突後の夜、彗星は以前よりもかなり明るくなりました。影響はありましたが、RIは影響前の値に戻っていました。B-Rは大幅に赤くなったままでした。衝突から25時間後の噴出物は、位置角225{\deg}に関してほぼ対称的な約180{\deg}の扇形でした。太陽の方向からの平均膨張速度90{\deg}は185{\deg}12ms-1でした。
彗星周辺での宇宙船の運用：核に近い環境の評価
| Title |
Operating_Spacecraft_Around_Comets:_Evaluation_of_the_Near-Nucleus_Environment |
| Authors |
C.M._Lisse,_M.R._Combi,_T.L._Farnham,_N._Dello_Russo,_S._Sandford,_A.F._Cheng,_U._Fink,_W.M._Harris,_J._McMahon,_D.J._Scheeres,_H.A._Weaver,_J._Leary |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.11024 |
彗星の核の近くで操作している間の宇宙船の操作と潜在的な危険に関する知識の現状の研究を提示します。彗星の昏睡環境と地球の良性条件を比較する簡単な計算から始めて、宇宙船の挙動の高度なエンジニアリングモデルに進み、これらのモデルを最近の宇宙船の近接操作の経験と対峙させます。最後に、長期運用のために彗星の周りを周回する将来の宇宙船ミッションのために学んだ教訓から推奨事項を作成します。これらすべての考慮事項は、適切な宇宙船の設計と運用計画があれば、近日点付近の活発な短期彗星でさえ、1e29分子ものガス生成率で、核に近い環境が比較的安全な運用領域になり得ることを示しています。/s。良好な実験室掃除機で見られるものと同様のガス密度、クラス100クリーンルームと同様のダスト密度、数十m/sのダスト粒子速度、およびゆっくりとした意図的な操作を可能にする微小重力により、彗星周辺の条件は一般に火星の典型的な日。核表面近くの強いダストジェットでも、ダスト密度はわずか数グレイン/cm3である傾向があり、地球上の典型的な室内とほぼ同じです。投影表面積が数十平方メートルの現代の宇宙船にかかる確率的力は、最新の姿勢制御システムを使用して数十メートル以内の航法誤差で説明することができます。表面汚染の問題は、核表面から数キロメートル以内で数か月から数年を費やす宇宙船にとってのみ重要です。ロゼッタ宇宙船が直面した問題、宇宙船を通過する太陽に照らされた塵の粒子による天体のスタートラッカーの混乱は、改良された過渡除去アルゴリズムを実装する次世代のスタートラッカーを使用して対処されます。
GJ1214bの大気中のHeIの暫定的な検出
| Title |
A_tentative_detection_of_He_I_in_the_atmosphere_of_GJ_1214b |
| Authors |
J._Orell-Miquel,_F._Murgas,_E._Pall\'e,_M._Lamp\'on,_M._L\'opez-Puertas,_J._Sanz-Forcada,_E._Nagel,_A._Kaminski,_N._Casasayas-Barris,_L._Nortmann,_R._Luque,_K._Molaverdikhani,_E._Sedaghati,_J._A._Caballero,_P._J._Amado,_G._Bergond,_S._Czesla,_A._P._Hatzes,_Th._Henning,_S._Khalafinejad,_D._Montes,_G._Morello,_A._Quirrenbach,_A._Reiners,_I._Ribas,_A._S\'anchez-L\'opez,_A._Schweitzer,_M._Stangret,_F._Yan,_M._R._Zapatero_Osorio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.11120 |
$\ion{He}{I}$10833\、$\AA$トリプレットは、太陽系外惑星の上層大気の特性を明らかにし、質量損失の可能性を追跡するための強力なツールです。ここでは、CARMENES高分解能分光器で観測されたGJ\、1214\、bの1つのトランジットを分析し、$\ion{He}{I}$トリプレット周辺の透過分光法によってその大気を研究しました。低解像度の機器を使用した以前の研究では、GJ\、1214\、bの大気中での$\ion{He}{I}$の非検出が報告されていますが、ここでは最初の潜在的な検出を報告します。以前の通過観測では、テルリックH$_2$O吸収とOH放出汚染のために、$\ion{He}{I}$を検出する良い機会がなかったと主張して、矛盾する結果を調整します。これらの以前の観測をシミュレートしました。惑星の信号が汚染されたという証拠を示します。単一の非地電流汚染トランジットから、半値全幅（4.6\、$\sigma$）で2.10$^{+0.45}_{-0.50}$\、\％（4.6\、$\sigma$）の過剰吸収を決定しました。FWHM）1.30$^{+0.30}_{-0.25}$\、\AA。\ion{He}{I}の検出は、4.6\、$\sigma$レベルで統計的に有意ですが、トランジットが1つしかないため、検出の再現性を確認できませんでした。流体力学的モデルを適用し、H/He組成を98/2と仮定すると、GJ\、1214\、bは光子制限領域で流体力学的脱出を受け、一次大気を（1.5--18）\、$\times$\、10$^{10}$\、g\、s$^{-1}$および2900--4400\、Kの範囲の流出温度。私たちの$\ion{He}{I}$過剰吸収は、このベンチマークの海王星以下の惑星の大気中の化学種の最初の暫定的な検出です。
すばる/ HSCz-z <1での極端な輝線銀河の広帯域過剰選択
| Title |
Subaru/HSC_z-Broadband_Excess_Selection_of_Extreme_Emission_Line_Galaxies_at_z<1 |
| Authors |
Benjamin_E._Rosenwasser_(1),_Anthony_J._Taylor_(1),_Amy_J._Barger_(1,2,3),_Lennox_L._Cowie_(3),_Esther_M._Hu_(3),_Logan_H._Jones_(1,4),_Antoinette_Songaila_(3)_((1)_University_of_Wisconsin-Madison,_(2)_University_of_Hawaii_-_Department_of_Physics_and_Astronomy,_(3)_University_of_Hawaii_-_Institute_for_Astronomy,_(4)_Space_Telescope_Science_Institute) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.10562 |
SUBAR/HyperSuprime-Cam（HSC）からのイメージングと、新規および既存の分光法の組み合わせを使用して、COSMOSおよびNorthEclipticPole（NEP）フィールドでz<1の極端な輝線銀河（EELG）の検索を示します。0.3<z<0.42のH$\alpha$および0.7<z<0.86の[OIII]$\lambda$5007に敏感なzブロードバンドの実質的な過剰フラックスに基づいてEELGを選択します。COSMOSデータセットでzが過剰な10,470個の銀河を識別し、NEPフィールドで91,385個の銀河を識別します。COSMOSEELGサンプルをzCOSMOSおよびDEIMOS10kスペクトルカタログと相互参照し、1395の分光学的一致を見つけます。WIYN3.5m望遠鏡のHYDRAマルチオブジェクト分光器を使用してY<23で71（46のユニークな）分光測定を追加し、KeckII望遠鏡のDEIMOS分光器から204の分光測定を行い、合計1441/10,470を提供しました。COSMOSのEELGサンプルの分光学的赤方偏移（〜14％）。1418（〜98％）が上記の赤方偏移範囲のH$\alpha$または[OIII]$\lambda$5007エミッターであることを確認します。また、WIYN/HYDRAおよびKeck/DEIMOSで取得したスペクトルを使用して、NEPで240個の赤方偏移したH$\alpha$および[OIII]$\lambda$5007エミッターを識別します。g-r-i色空間でブロードバンド選択技術を使用して、H$\alpha$と[OIII]$\lambda$5007エミッターを98.6％の精度で区別します。H$\alpha$および[OIII]$\lambda$5007の光度関数を作成し、最近の文献の結果と比較することにより、EELGの選択をテストします。HSC、VeraC.RubinObservatory、およびその他の深部光学マルチバンド調査からの広帯域光度を使用して、EELGを簡単に選択できると結論付けています。
AGN光度曲線を使用して降着円盤の温度変動をマッピングする
AGN連続体変動を理解するための新しいモデルを紹介します。定常状態の半径方向の温度プロファイル$T（R）$を持つShakura--Sunyaevの薄い降着円盤から始め、可変フラックスは軸対称の温度摂動$\deltaT（R、t）$によるものであると仮定します。方程式を線形化した後、UV光学AGN光度曲線を適合させて、7つのAGNのサンプルの$\deltaT（R、t）$を決定します。$|\deltaT/T|の多様性が見られます\sim0.1$変動パターンは、ディスクの残響マッピング研究を解釈するために使用される「街灯柱」モデルで予想されるように、光速で進行する発信波によって支配されません。むしろ、最も一般的なパターンは、遅い（$v\llc$）流入波に似ています。私たちの発見の説明は、これらの入射波が街灯柱として機能する中心温度変動を引き起こし、光速で外側に移動するより低い振幅の温度変動を生成することです。光度曲線は街灯柱信号によって支配されます-温度変動は同様の変動時間スケールを持つ他の構造によって支配されますが-ディスクはより遅い（$v\llc$）移動変動からの寄与を指数関数的に滑らかにするためです観測された光度曲線。これにより、街灯柱モデルの期待に非常に似ているが、入射波の時間スケールの変動が遅い光度曲線が得られます。これはまた、より長い時間スケールの変動信号が街灯柱モデルからますます発散することを意味します。これは、動きの遅い波の平滑化が、周期または空間波長が増加するにつれて着実に減少するためです。
銀河円盤の傾きを使用した星形成とISM特性の調査III：UVからNIRに制約された赤方偏移0.0
| Title |
Probing_star_formation_and_ISM_properties_using_galaxy_disk_inclination_III:_Evolution_in_dust_opacity_and_clumpiness_between_redshift_0.0_ |
| Authors |
S.A._van_der_Giessen,_S.K._Leslie,_B._Groves,_J.A._Hodge,_C.C._Popescu,_M.T._Sargent,_E._Schinnerer,_and_R.J._Tuffs |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.10568 |
（要約）この論文では、Tuffs他を使用します。減衰-星の質量$M_{*}$、星の質量面密度$\mu_{の関数として、銀河の平均的な全球ダスト特性を調査するための、紫外線（UV）、光学、および近赤外線（NIR）バンドの傾斜モデル*}$、星形成率$SFR$、特定の星形成率$sSFR$、星形成メインシーケンスオフセット$dMS$、および赤方偏移$zでの星形成率面密度$\Sigma_{SFR}$\sim0$および$z\sim0.7$。SDSS（$\sim$20000）とGAMA（$\sim$2000）の星形成銀河を使用して、$0.04<z<0.1$の低zサンプルを形成し、COSMOS（$\sim$）の星形成銀河を形成します。2000）$0.6<z<0.8$のサンプルの場合。$z\sim0.7$の銀河は、$z\sim0$の銀河よりも光学的厚さ$\tau_{B}^{f}$と凝集度$F$が高いことがわかります。$F$の増加は、$z\sim0.7$銀河の星がそれらの誕生雲から逃げる可能性が低いことを示唆しており、これは誕生雲がより大きいことを示している可能性があります。また、$\tau_{B}^{f}$は、サンプルに関係なく$M_{*}$および$\mu_{*}$とともに増加するため、赤方偏移することがわかりました。$\tau_{B}^{f}$または$F$と$SFR$には明確な傾向は見られませんでした。これは、ダストの質量分布が$SFR$から独立していることを意味している可能性があります。同様に、これは、ダストの形成と破壊のバランスが$SFR$から独立していることを意味します。バルマー減少の傾斜依存性の分析に基づいて、バルマー線放射を再現するには、標準的な凝灰岩らのように、星形成領域に関連する完全に光学的に厚いダスト成分だけでなく、必要であることがわかります。モデルですが、誕生雲内の光学的に薄いダストの追加コンポーネントです。この新しい成分は、バルマー放出が誕生雲の隙間から逃げる前にバルマー放出を減衰させるHII領域内の塵の存在を意味し、高質量銀河でより重要であることがわかります。
伝統的な考え方にもかかわらず、矮小銀河にはかなりの数の巨大なブラックホールが潜んでいる可能性があります。過去10年以前は、ほぼすべての巨大なブラックホールが巨大銀河の核で発見され、矮小銀河での巨大なブラックホールの存在は非常に物議を醸していました。この分野は現在、巨大なブラックホールをホストしている矮小銀河のさまざまな観測研究と理論モデルに取り組んでいる研究者のコミュニティの成長によって変化しています。この領域での作業は、矮小銀河の進化とフィードバックを全体的に理解するために重要であるだけでなく、初期の宇宙で巨大なブラックホールの最初の「種」がどのように形成されたかを教えてくれるかもしれません。この視点では、この分野の現状と将来の展望について話し合います。また、近くの矮小銀河の人口統計に関する新しい洞察を提示します。これは、質量と矮小銀河のタイプの関数としてブラックホールの占有/活動の割合を制限するのに役立ちます。
CIVフォレスト相関関数によるIGM濃縮と金属量の制約
| Title |
Constraining_IGM_enrichment_and_metallicity_with_the_C_IV_forest_correlation_function |
| Authors |
Suk_Sien_Tie,_Joseph_F._Hennawi,_Koki_Kakiichi,_and_Sarah_E._I._Bosman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.10571 |
拡散銀河間媒体（IGM）での金属の生成と分布は、銀河形成モデルとバリオン（再）循環プロセスに影響を及ぼします。高イオン化状態と低イオン化状態の金属の相対的な存在量も、宇宙の再電離の歴史に敏感であると主張されてきました。ただし、z〜4でのIGMのバックグラウンド金属量の測定はまばらであり、相互の一致が不十分であり、近赤外での感度の低下により、個々の金属吸収体の検出がほぼ不可能になります。ここではCIVフォレストに適用された、すべてのスペクトルピクセルを統計的に平均化することにより、これらの弱いIGM吸収体の検出を可能にする新しいクラスタリングベースの手法を紹介します。不均一な金属分布のさまざまなモデルを使用してz=4.5IGMをシミュレートし、CIVフォレストの模擬串を使用してその2点相関関数（2PCF）を調査します。2PCFは、CIVラインのダブレット分離で明確なピークを示します。ピーク振幅は金属量に比例して変化しますが、濃縮形態は2PCFの形状と振幅の両方に影響します。濃縮トポロジーの効果は、金属の質量および体積充填係数の観点からも組み立てることができ、濃縮トポロジーの関数としてそれらの傾向を示します。z〜3での金属の分布と一致するモデルの場合、[C/H]を0.2dex以内、log$\、M_{\rm{min}}$を0.4dex以内、および$Rに制限できることがわかります。$から15％以内。銀河の銀河系周辺媒体から生じる強力な吸収体を簡単に識別してマスクできることを示し、基礎となるIGM信号を回復できるようにします。金属線の森の自己相関は、IGMの金属量と濃縮トポロジーをz>4で高精度に同時に制約するための新しい説得力のある手段を提供し、それによってそのような測定を再電離の時代に押し込みます。
VANDELSとLEGA-Cを組み合わせた研究：静止銀河のサイズ、恒星の質量、年齢の進化。$ \ mathbf {\ textit
{z} = 0.6} $から$ \ mathbf {\ textit {z} = 1.3} $
| Title |
A_combined_VANDELS_and_LEGA-C_study:_the_evolution_of_quiescent_galaxy_size,_stellar_mass_and_age_from_$\mathbf{\textit{z}_=_0.6}$_to_$\mathbf{\textit{z}_=_1.3}$ |
| Authors |
M._L._Hamadouche,_A._C._Carnall,_R._J._McLure,_J._S._Dunlop,_D._J._McLeod,_F._Cullen,_R._Begley,_M._Bolzonella,_F._Buitrago,_M._Castellano,_O._Cucciati,_A._Fontana,_A._Gargiulo,_M._Moresco,_L._Pozzetti_and_G._Zamorani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.10576 |
$\mathrm{log_{10}}（M_{\star}/\mathrm{M_{\odot}}）を使用した2つの質量完全分光サンプルを使用して、静止母集団内の恒星の質量、サイズ、および年齢の関係を調べます。>10.3$、VANDELSから$1.0<z<1.3$、LEGA-Cから$0.6<z<0.8$で取得。堅牢なD$_{n}$4000値を使用して、よく知られている「ダウンサイジング」署名が$z\simeq1.1$によってすでに配置されており、D$_{n}$4000が$\simeq0.1増加していることを示します。VANDELSとLEGA-Cの両方で$\simeq$1dex質量間隔全体で$。次に、静止銀河の恒星の質量とサイズの関係が$z\simeq1.1$から$z\simeq0.7$に進化する様子を調査します。$\mathrm{log_{10}}（M_{\star}/\mathrm{M_{\odot}}）=10.5$でサイズの中央値が$1.9\pm{0.1}$の係数で増加することがわかります。VANDELSとLEGA-Cについて、それぞれ$\alpha=0.72\pm0.06$と$\alpha=$$0.56\pm0.04$の傾きを見つけて、関係を平坦化するための暫定的な証拠。最後に、サンプルを適合した質量とサイズの関係の上下の銀河に分割し、サイズとD$_{n}$4000の相関関係を調査します。LEGA-Cの場合、明確な違いが見られます。大きな銀河は、固定された恒星の質量でD$_{n}$4000が小さいことがわかりました。VANDELSサンプルの数が少ないため、$z\simeq1.1$に同様の関係が存在するかどうかを確認できません。恒星の年齢や金属量の違いがこのサイズとD$_{n}$4000の関係を促進する可能性が最も高いかどうかを検討し、金属量の違いが観測されたオフセットを完全に説明する可能性は低いことを発見しました。つまり、小さな銀河は大きな銀河よりも古くなければなりません。。$z\sim1.1$から$z\sim0.7$までの$\simeq2$Gyr全体で観測されたサイズ、質量、およびD$_{n}$4000の進化は、次のような単純なおもちゃモデルで説明できます。VANDELS銀河は、一連のマイナーな合併を経験しながら、受動的に進化します。
銀河ハローの階層構造：CluSTAR-NDによる一般化されたN次元クラスタリング
| Title |
The_Hierarchical_Structure_of_Galactic_Haloes:_Generalised_N-Dimensional_Clustering_with_CluSTAR-ND |
| Authors |
William_H._Oliver,_Pascal_J._Elahi,_Geraint_F._Lewis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.10694 |
N次元での変換的集約と拒否を介してクラスタリング構造を生成する高速階層銀河/（サブ）ハロファインダーであるCluSTAR-NDを紹介します。これは、Halo-OPTICS（シミュレーション粒子の3D空間位置から重要な天体物理クラスターを自動的に検出して抽出するアルゴリズム）を改善するように設計されており、実行時間を短縮し、メトリック適応機能を備え、データに容易に適用できます。任意の数の機能を備えています。これらのアルゴリズムを直接比較すると、CluSTAR-NDは同様に堅牢なクラスタリング構造を生成するだけでなく、実行時に少なくとも3ドル以上高速であることがわかります。CluSTAR-NDのクラスタリングパフォーマンスを最適化する際に、入力データに基づいてパラメーターが自動的かつ最適に選択されるため、CluSTAR-NDをパラメーターなしのクラスタリングアルゴリズムにすることもできます。CluSTAR-NDは、大規模な合成データセットまたは観測データセットで恒星衛星グループを見つけるために利用できる堅牢な天体物理学的クラスタリングアルゴリズムであると結論付けています。
氷の表面でのラジカル-ラジカル化学の量子力学的シミュレーション
| Title |
Quantum_mechanical_simulations_of_the_radical-radical_chemistry_on_icy_surfaces |
| Authors |
Joan_Enrique-Romero_and_Albert_Rimola_and_Ceccarelli_and_Piero_Ugliengo_and_Nadia_Balucani_and_Dimitrios_Skouteris |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.10864 |
星間複合有機分子（iCOM）の形成は、天体化学のホットトピックです。観測を再現しようとする主なパラダイムの1つは、ラジカルとラジカルのカップリング反応の結果として、星間ダスト粒子を覆う氷のマントル上にiCOMが形成されることを前提としています。計算量子力学的手法を用いて、氷の表面でのiCOMの形成を調査します。特に、CH$_3$+Xシステム（X=NH$_2$、CH$_3$、HCO、CH$_3$O、CH$_2$OH）およびHCOを含むカップリングおよび直接水素引き抜き反応を研究します。+Y（Y=HCO、CH$_3$O、CH$_2$OH）に加えて、CH$_2$OH+CH$_2$OHおよびCH$_3$O+CH$_3$Oシステム。33個と18個の水分子で構成される2つの氷水モデルの密度汎関数理論（DFT）計算を使用して、これらの反応の活性化エネルギー障壁と、調査したすべてのラジカルの結合エネルギーを計算しました。次に、反応の活性化、脱着、拡散のエネルギーを使用して各反応の効率を推定し、アイリングの式を使用して反応速度を導き出しました。表面のラジカル-ラジカル化学は、通常想定されているほど単純ではないことがわかります。場合によっては、直接H引き抜き反応がラジカル-ラジカル結合と競合する可能性がありますが、他の場合には、大きな活性化エネルギーが含まれている可能性があります。具体的には、（i）エタン、メチルアミン、およびエチレングリコールが、関連するラジカル-ラジカル反応の唯一の可能な生成物であることがわかりました。（ii）グリオキサール、ギ酸メチル、グリコールアルデヒド、ホルムアミド、ジメチルエーテル、およびエタノールの形成は、それぞれのH抽出生成物と競合する可能性があり、（iii）アセトアルデヒドおよび過酸化ジメチルは、粒子表面生成物の可能性が低いようです。
アンドロメダ銀河におけるジャイアントステラストリームの前駆体の金属量分布
| Title |
Metallicity_distribution_of_the_progenitor_of_the_Giant_Stellar_Stream_in_the_Andromeda_Galaxy |
| Authors |
Stanislav_Milo\v{s}evi\'c,_Miroslav_Mi\'ci\'c,_and_Geraint_F._Lewis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.11035 |
ジャイアントステラストリーム（GSS）は、アンドロメダ銀河（M31）のハローにある顕著な潮汐の特徴であり、伴銀河の継続的な破壊を表しています。この論文では、前駆体システムの潮汐破壊の詳細な数値シミュレーションを通じて、GSSの形成を調査します。ストリームがM31と、星の質量が$10^{9}M_{\odot}$の矮小楕円銀河との間の単一の合併イベントで作成されたと仮定すると、GSSの動的特性を正常に再現できます。ストリームに沿った金属量分布は観測（PAndASおよびAMIGAデータセット）から十分に決定されているため、モンテカルロシミュレーションを使用して矮星前駆体の元の金属量分布を再構築します。負の放射状金属量勾配$\Delta$FeH=-$0.3\pm0.2$を持つ先祖矮小銀河は、合併の2.4〜2.9Gyrsの時点で観測されたGSS特性を再現していることがわかります。また、流れに沿って観測された二重ピークの金属量分布は、流れ星の2つのグループが反対方向に移動し、交差してピークを生成するという独特の合併状況によって引き起こされた一時的な構造であることを示します。
付着した恒星の流れの構造
天の川の球状星団の多くは、天の川と合流してから長い年月が経過した伴銀河から付着している可能性があります。これらの球状星団が潮汐破壊の影響を受けやすい場合、このプロセスはすでに親衛星の内部で始まり、衛星内の初期の恒星の流れにつながる可能性があります。親衛星が天の川と合流するとき、球状星団とその合流前の恒星の流れは、やや混沌としたプロセスで付着します。ここでは、降着イベントの一連のシミュレーションを使用して、今日見られるように、合併後の降着ストリームのプロパティを調査します。降着プロセスはさまざまな振る舞いにつながることがわかりますが、一般に、降着したストリームは、空の広い2次元領域に分散します。動作は、合併後の細い流れから数十度伸びる、いくつかの明確に定義された「サブストリーム」のセットから、空の大部分に広がるより広く分散した破片まで、ミルキーウェイの中心で合併が起こった。シミュレートされたストリームの模擬ガイアのような観測を使用して、付加されたストリームコンポーネントがGD-1ストリームで観測されたオフトラック機能を説明できることを示します。サブストリームは、合併後のストリームとは関連がないように見える薄い潮流自体のように見える可能性があり、天の川で観測された前駆体のないストリームの一部が、古代の合併イベント。
クエーサーCTSC30.10の波長分解残響マッピング：MgIIおよびFeII発光領域の分析
| Title |
Wavelength-resolved_Reverberation_Mapping_of_quasar_CTSC30.10:_Dissecting_MgII_and_FeII_emission_regions |
| Authors |
Raj_Prince,_Michal_Zaja\v{c}ek,_Bo\.zena_Czerny,_P._Trzcionkowski,_M._Bronikowski,_C.S._Figaredo,_S._Panda,_M.L._Martinez-Aldama,_K._Hryniewicz,_V.K._Jaiswal,_M._\'Sniegowska,_M._Naddaf,_M._Bilicki,_M._Haas,_M.J._Sarna,_V._Karas,_A._Olejak,_R._Przy{\l}uski,_M.Ra{\l}owski,_A._Udalski,_R.R._Sefako,_A._Genade,_H.L._Worters |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.11062 |
2012年から2021年までをカバーする南アフリカの大型望遠鏡を使用して、発光クエーサーCTSC30.10（z=0.90052）のMgIIブロードラインとFeII疑似連続体を対象とした残響モニタリングの結果を示します。私たちは、MgIIとUVFeIIの変動を解きほぐし、遠方のクエーサーのUVFeII時間遅延を最初に測定することを目的としました。時間遅延測定にいくつかの方法を使用し、FeIIとMgIIの両方の時間遅延を決定し、2700〜2900\AAレストフレーム波長範囲でMgIIとFeIIの組み合わせの波長分解時間遅延研究を実行しました。残りのフレームでMgIIの時間遅延は$275.5^{+12.4}_{-19.5}$日ですが、FeIIの場合は$270.0^{+13.8}_{-25.3}$日と$180.3の2つの解決策があります。残りのフレームの^{+26.6}_{-30.0}$。この結果をNGC5548のFeIIUV時間遅延の古い測定値と組み合わせて、不確実性の範囲内で$0.5$と一致する勾配を持つUVFeIIの半径と光度の関係について初めて説明します。FeIIの時間遅延は時間遅延成分が短いが、ラインはMgIIより狭いため、ライン遅延の測定は観測者に面するBLR部分に偏っており、FeIIの放出の大部分はより遠いBLRから発生する可能性があります。領域、オブザーバーからシールドされている領域。
TNG50シミュレーションからの大規模なブラックホール連星：I。合体と\ textit {LISA}検出率
| Title |
Massive_Black_Hole_Binaries_from_the_TNG50_Simulation:_I._Coalescence_and_\textit{LISA}_Detection_Rates |
| Authors |
Kunyang_(Lily)_Li,_Tamara_Bogdanovi\'c,_David_R._Ballantyne,_Matteo_Bonetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.11088 |
重力波観測所のレーザー干渉計宇宙アンテナ（{\itLISA}）の対象となる大規模ブラックホール（MBH）バイナリの宇宙論的合体と検出率を評価します。私たちの計算は、TNG50-3宇宙論的シミュレーションから引き出された、重力的に束縛されていないMBHペアの母集団から始まり、前の作業で開発された半解析モデルを使用して、kpcスケールから合体までの軌道進化をたどります。ハッブル時間内に合体するMBHペアの大部分では、力学的摩擦が合体率を決定する最も重要なメカニズムであることがわかります。私たちのモデルは、MBH合体率$\lesssim0.45$〜yr$^{-1}$と{\itLISA}検出率$\lesssim0.34$〜yr$^{-1}$を予測します。ほとんどの{\itLISA}検出は、赤方偏移のガスが豊富な銀河の$10^{\rm6}-10^{\rm6.8}\、M_{\rm\odot}$MBHから発生する必要があります$1.6\leqz\leq2.4$であり、特徴的な信号対雑音比SNR$\sim100$があります。ただし、MBHの降着による放射フィードバックの影響を考慮に入れると、合体率と検出率、および平均SNRが劇的に低下することがわかります。この場合、MBH合体率は$78\％$（$\lesssim0.1$〜yr$^{-1}$）減少し、\textit{LISA}検出率は$94\％$（$0.02$〜yr$^{-1}$）に対して、平均SNRは$\sim10$です。私たちのモデルは、宇宙論的シミュレーションからMBHペアを引き出す文献の他の研究と一致して、\textit{LISA}検出率の下限を提供することを強調します。
ビスカッチャ調査-IV。 8DのSMCWest Halo
| Title |
The_VISCACHA_survey_-_IV._The_SMC_West_Halo_in_8D |
| Authors |
B._Dias,_M._C._Parisi,_M._Angelo,_F._Maia,_R._A._P._Oliveira,_S._O._Souza,_L._O._Kerber,_J._F._C._Santos_Jr.,_A._P\'erez-Villegas,_D._Sanmartim,_B._Quint,_L._Fraga,_B._Barbuy,_E._Bica,_O._J._Katime_Santrich,_J._A._Hernandez-Jimenez,_D._Geisler,_D._Minniti,_B._J._De_B\'ortoli,_L._P._Bassino,_J._P._Rocha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.11119 |
小マゼラン雲（SMC）の構造は非常に複雑で、特に大マゼラン雲（LMC）との相互作用に苦しむ周辺地域では特に複雑です。ガス、星、星団で構成された潮汐の尾と橋を明らかにする豊富な観測証拠が蓄積されています。それにもかかわらず、SMCの周辺の全体像は、6D位相空間マップに加えて、星団をトレーサーとして使用した年齢と金属量で明らかになり始めたばかりです。この作業では、SMCの別の外側領域、いわゆるWestHaloの分析を継続し、以前に分析したノーザンブリッジと組み合わせます。両方の構造を使用して、ブリッジとカウンターブリッジのトレーリングおよびリーディングタイダルテールを定義します。これらの2つの構造は、おおよそSMC-LMC方向に互いに離れています。WestHaloは、SMCの内部領域の周りにリングを形成し、NorthernBridgeの背景まで上がって、Counter-bridgeの拡張レイヤーを形成します。4つの古いブリッジクラスターがSMC中心からLMCに向かって移動する8kpcを超える距離で識別されました。これは、マゼラニックブリッジが約150Myr前に形成されたときのSMC-LMCの最も近い距離7.5kpcと一致しています。これは、マゼラニックブリッジが引き抜かれたガスによってのみ形成されただけでなく、その形成中にSMCから古い星を除去したことを示しています。また、空に投影された距離を使用して、年齢と金属量の半径方向の勾配を見つけました。これは、実際の3D距離を使用すると消えます。
HESTIAシミュレーションにおける天の川-M31システム周辺の低温および高温ガス分布
| Title |
Cold_and_Hot_gas_distribution_around_the_Milky-Way-M31_system_in_the_HESTIA_simulations |
| Authors |
Mitali_Damle,_Martin_Sparre,_Philipp_Richter,_Maan_H._Hani,_Sebasti\'an_E._Nuza,_Christoph_Pfrommer,_Robert_J._J._Grand,_Yehuda_Hoffman,_Noam_Libeskind,_Jenny_G._Sorce,_Matthias_Steinmetz,_Elmo_Tempel,_Mark_Vogelsberger,_Peng_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.11121 |
最近の観測により、銀河ハローの銀河周辺媒体（CGM）のガス貯留層に対する注目すべき洞察が明らかになりました。この論文では、制約されたローカルグループ（LG）シミュレーションのHESTIA（即時領域の高解像度環境シミュレーション）スイートで天の川とアンドロメダ類似体の近くのガスを特徴づけます。HESTIAスイートは、ぎょしゃ座銀河形成モデルを使用して実行された、LGの3つの高解像度{\scarepo}ベースのシミュレーションのセットで構成されています。この論文では、$z=0$シミュレーションデータセットのみに焦点を当て、パワースペクトル分析とともに模擬スカイマップを生成して、低温ガス（HIおよびSiIII）を追跡するイオンの分布がより暖かいものと比較してより塊状であることを示しますガストレーサー（OVI、OVIIおよびOVIII）。M31銀河と低赤方偏移銀河の分光CGM観測と比較します。HESTIAは、M31観測の列密度を過小評価していますが、シミュレーションは低赤方偏移銀河の観測と一致しています。これらの発見の考えられる説明は、M31の分光観測が天の川のCGMに存在するガスによって汚染されているということです。
プロジェクトヘファイストスI.天の川の部分的なダイソン球の上限
ダイソン球は、星からの放射エネルギーを収穫するために、高度な地球外文明によって構築された架空の巨大構造物です。ここでは、GaiaDR2の光学データとAllWISEの中赤外線データを組み合わせて、予想される排熱特性に基づいて、天の川内の部分的なダイソン球の有病率に関するこれまでで最も強い上限を設定します。控えめな上限は、G$\leq$21の星の割合に示されています。これらの星は、ホスト星の放射光度の1〜90$\％$を吸収し、熱排熱を放出する無反射ダイソン球をホストする可能性があります。100〜1000Kの範囲。100個のPC内の$\approx$$2.7\mathrm{e}\、5$の星のサンプルに基づいて、$\approx$$2\mathrm{e}\、-5$未満の部分が潜在的に$をホストする可能性があることがわかります\sim$300KDysonspheresat90$\％$complete。これらの限界は、WISEの検出限界のために、自然に発生する強力な中赤外線源との混同が増えるため、また距離が遠くなると、完全性の低いダイソン球では次第に弱くなります。天の川のサンプルの5kpc以内の$\sim2.9\mathrm{e}\、8$の星の場合、90$\で$\sim$300Kのダイソン球になる可能性のある星の割合の対応する上限％$の完了は$\leq$$8\mathrm{e}\、-4$です。
古典的な新星V392からの$ \ gamma $線放射あたり：FermiおよびHAWCからの測定
| Title |
$\gamma$-ray_Emission_from_Classical_Nova_V392_Per:_Measurements_from_Fermi_and_HAWC |
| Authors |
A._Albert,_R._Alfaro,_C._Alvarez,_J.C._Arteaga-Vel\'azquez,_D._Avila_Rojas,_H.A._Ayala_Solares,_R._Babu,_E._Belmont-Moreno,_C._Blochwitz,_K.S._Caballero-Mora,_T._Capistr\'an,_A._Carrami\~nana,_S._Casanova,_O._Chaparro-Amaro,_U._Cotti,_J._Cotzomi,_E._De_la_Fuente._C._de_Le\'on._S._Couti\~no_de_Le\'on},_R._Diaz_Hernandez,_B.L._Dingus,_M.A._DuVernois,_M._Durocher,_J.C._D\'iaz-V\'elez,_K._Engel,_C._Espinoza,_K.L._Fan,_K._Fang,_N._Fraija},_J.A._Garc\'ia-Gonz\'alez,_F._Garfias,_M.M._Gonz\'alez,_J.A._Goodman,_J.P._Harding,_S._Hernandez,_J._Hinton,_D._Huang,_F._Hueyotl-Zahuantitla,_P._H\"untemeyer,_A._Iriarte,_V._Joshi,_A._Lara,_W.H._Lee,_J.T._Linnemann,_A.L._Longinotti,_G._Luis-Raya,_J._Lundeen,_K._Malone,_V._Marandon,_O._Martinez,_J._Mart\'inez-Castro,_J.A._Matthews,_P._Miranda-Romagnoli,_J.A._Morales-Soto,_E._Moreno,_M._Mostaf\'a,_A._Nayerhoda,_L._Nellen,_M._Newbold,_M.U._Nisa,_R._Noriega-Papaqui,_N._Omodei,_A._Peisker,_Y._P\'erez_Araujo,_E.G._P\'erez-P\'erez},_C.D._Rho,_D._Rosa-Gonz\'alez,_E._Ruiz-Velasco,_D._Salazar-Gallegos,_F._Salesa_Greus,_A._Sandoval._J._Serna-Franco,_A.J._Smith,_Y._Son,_R.W._Springer,_K._Tollefson,_I._Torres,_R._Torres-Escobedo,_R._Turner,_F._Ure\~na-Mena,_L._Villase\~nor,_X._Wang,_E.Willox,_A._Zepeda._H._Zhou,_L._Chomiuk,_E._Aydi,_K._L._Li,_B.D._Metzger,_I._Vurm |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.10644 |
この論文は、フェルミガンマ線宇宙望遠鏡とHAWC天文台からの観測を組み合わせることにより、光子エネルギー$\sim$0.1GeVから100TeVに及ぶ2018銀河新星V392Perの$\gamma$線特性について報告します。新星でこれまでに観測された中で最も急速に進化する$\gamma$線信号の1つで、指数$\Gamma=2.0\pm0.1$のべき乗則スペクトルを持つGeV$\gamma$光線が、V392Perの次の8日間で検出されました。光学最大。HAWC観測は、この期間中および前後のTeV$\gamma$線信号を制約します。V392PerからのTeV$\gamma$線放出の統計的に有意な証拠は観察されませんが、フラックス限界が存在します。5TeVを超えるエネルギーへのFermi/LATスペクトルの拡張のテストは、2標準偏差（95\％）以上で不利になります。V392PerのGeV$\gamma$光線をハドロン加速モデルに適合させ、光学観測を組み込み、計算をHAWC制限と比較します。
パルサータイミングアレイの重力波統計：有限数のパルサーを使用することによるバイアスの調査
| Title |
Gravitational_Wave_Statistics_for_Pulsar_Timing_Arrays:_Examining_Bias_from_Using_a_Finite_Number_of_Pulsars |
| Authors |
Aaron_D._Johnson,_Sarah_J._Vigeland,_Xavier_Siemens,_Stephen_R._Taylor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.10657 |
最近、多くの異なるパルサータイミングアレイ（PTA）のコラボレーションにより、データセット内の一般的な確率過程の強力な証拠が報告されています。報告された振幅は、以前に計算された上限と緊張関係にあります。この論文では、パルサーのセットのサブセットを使用すると、ベイズの上限回復にどのようにバイアスがかかるかを調査します。確率的重力波バックグラウンド（GWB）が注入されたNANOGrav11年データセットに基づいて、500個のシミュレートされたPTAデータセットを生成します。次に、個々のパルサー尤度をサンプリングして上限を計算し、PTA尤度の因数分解バージョンでそれらを組み合わせて、さまざまな数のパルサーを使用してGWB振幅の上限を取得します。注入された値を下回る上限を回復することが可能であり、パルサーのサブセットを使用して上限を計算すると、これが発生する可能性が大幅に高くなることがわかります。可能な最大のバイアスを誘発するためにパルサーを選ぶとき、回復された上限は、実現の10.6％（500の53）で注入された値を下回っていることを発見します。さらに、パルサーのフルセットを使用する場合よりも低い上限を取得するためにパルサーのサブセットを選択すると、これらの500の実現から得られる上限の分布がより低い振幅値にシフトすることがわかります。
新星の強風からの高エネルギーニュートリノ
新星の爆発中にTeVニュートリノが生成されるシナリオについて説明します。白色矮星の強い磁場の再結合の結果として、ハドロンは新星風の内部で非常に高いエネルギーに加速されると主張されています。ハドロンは、すでに加速プロセス中または赤道風との移流中に、風の高密度物質と効率的に相互作用することが期待されます。ニュートリノスペクトルを計算し、いくつかの新星の場合、IceCube望遠鏡でミューニュートリノイベント率を推定します。一般に、これらのイベント率は、現在のニュートリノ検出器では検出されない可能性があります。ただし、観測者の位置を特定するために、{\itFermi}-LAT望遠鏡によってGeV$\gamma$線で最近検出された新星のクラスだけでなく、で検出されなかった新星からもニュートリノイベントが検出される場合があります。$\gamma$線。陽子は白色矮星のいくつかの恒星半径内、つまりGeV$\gamma$線が存在する領域で加速されるため、Novaeから観測されたGeV$\gamma$線の放出はここで説明するモデルの観点からは発生しません。放射線場との相互作用や風の問題にひどく吸収されることが期待されます。
ガンマ線バーストに関する厳密な3パラメータ相関と関連分類
| Title |
A_Tight_Three-parameter_Correlation_and_Related_Classification_on_Gamma-Ray_Bursts |
| Authors |
Shuai_Zhang,_Lang_Shao,_Bin-Bin_Zhang,_Jin-Hang_Zou,_Hai-Yuan_Sun,_Yu-Jie_Yao,_Lin-Lin_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.10861 |
ガンマ線バースト（GRB）は、大規模な崩壊やコンパクトな連星の合併によるものと広く信じられており、したがって、それぞれ長いGRBと短いGRBが生成されます。この分類スキームの詳細は、私たちが利用できる観測データがますます増えていることを考えると、絶えず議論されてきました。この作業では、一連のデータマイニング手法を適用して、Fermiガンマ線バーストモニターによって検出されたGRBの迅速な放出に含まれる潜在的な分類情報を研究します。フルエンス（$f$）、ピークフラックス（$F$）、およびプロンプト期間（$T_{90}$）の間には、$\log{\itf}=0.75\logT_の形式をとる緊密なグローバル相関が見られます。{90}+0.92\logF-7.14$。この相関関係に基づいて、長いGRBと短いGRBを区別する線形判別分析によって、新しいパラメーター$L=1.66\logT_{90}+0.84\log{\itf}-0.46\logF+3.24$を定義できます。$T_{90}$よりもはるかに曖昧さが少ない。また、ガウス混合モデルに基づくクラスター分析から導出されたGRB分類の3つのサブクラススキームについても説明し、SGRBに加えて、LGRBを長輝度ガンマ線バースト（LBGRB）と長微弱ガンマ線に分割できることを示唆しました。バースト（LFGRB）、LBGRBは、LFGRBよりも統計的に高い$f$と$F$を持っています。さらなる統計分析により、LBGRBはLFGRBよりもGRBパルスの数が多いことがわかりました。
細い線のセイファート1銀河での核光学爆発後の遅い時間のX線フレアと異常な輝線増強の発見
| Title |
Discovery_of_late-time_X-ray_flare_and_anomalous_emission_line_enhancement_after_the_nuclear_optical_outburst_in_a_narrow-line_Seyfert_1_Galaxy |
| Authors |
W._J._Zhang,_X._W._Shu,_Z._F._Sheng,_L._M._Sun,_L._M._Dou,_N._Jiang,_J._G._Wang,_X._Y._Hu,_Y._B._Wang,_and_T._G._Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.11048 |
CSSJ102913+404220は、エネルギッシュな核光学爆発を伴う独特の細い線のセイファート1銀河です。爆発から10年の期間をカバーするその多波長測光および分光観測の詳細な分析を提示します。log（L_4.6um）>44erg/sの非常に高いピーク光度で、光学バーストに比べて約2か月遅れた中赤外線（MIR）フレアを検出します。MIRのピーク光度は、既知の超新星爆発よりも少なくとも1桁高く、光の爆発は恒星の潮汐破壊現象（TDE）による可能性があることを示唆しています。光学バーストのピークから約100日後に観測されたものに対して>30倍の遅い時間のX線の明るさ、続いて2週間以内に約4倍のフラックスのフェードが見られ、アクティブの1つになっています。極端な変動を伴う銀河核（AGN）。劇的なX線変動にもかかわらず、光学、UV、およびMIRバンドに同時に強いフラックス変動はありません。この異常な変動性の振る舞いは、他の高度に降着するAGNで見られ、吸収の変動性に起因する可能性があります。このシナリオでは、降着率に伴う吸収体の被覆率の低下により、おそらくTDEによって引き起こされるX線の増光が引き起こされる可能性があります。最も驚くべきことに、UV/光学連続体は時間の経過とともにほとんど変化しませんが、核光学バーストの約10年後に、H_alphaの広い輝線のフラックスの明らかな増強が観察されます。これは、他のAGNでは見られない異常な動作です。このようなH_alpha異常は、おそらく流出する星間デブリとBLRの相互作用に起因する、ガス雲の補充とブロードライン領域（BLR）内の励起によって説明できます。この結果は、最近のシミュレーションで示唆されているように、AGNの降着特性に影響を与える可能性のあるTDEの遅い時間発展の重要性を強調しています。
変化する活動銀河核NGC1566のX線連続体変動に対するFeK_alpha線放出の応答
| Title |
Response_of_the_Fe_K_alpha_line_emission_to_the_X-ray_continuum_variability_in_the_changing-look_active_galactic_nucleus_NGC_1566 |
| Authors |
W._C._Liang,_X._W._Shu,_J._X._Wang,_Y._Tan,_W._J._Zhang,_L._M._Sun,_N._Jiang,_and_L._M._Dou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.11050 |
NGC1566は、変化する外観のAGNであり、X線の爆発が繰り返し発生し、それぞれが数年間続くことが知られています。最新のX線バーストは2018年に観測され、過去の最小値よりも2〜10keVのフラックスが約24倍に大幅に増加しています。爆発前、爆発、爆発後のエポックをカバーするXMM-NewtonとNuSTARの観測を再分析し、爆発の期間中に解釈できる5〜7keVバンドの幅広い特徴の発見を確認します。相対論的なFeK_alpha輝線として。私たちの分析は、そのフラックスが2-10keVの連続体と並行して増加し、広いFeK_alpha線がX線連続体の変動に応答する2番目に変化する外観のAGNになることを示唆しています。この振る舞いは、X線が降着円盤の上のコロナで発生し、円盤の反射が相対論的なFeK_alpha線を生成するという考えを強く支持します。さらに、X線連続体の変化に対する狭いFeK_alpha輝線の応答を、4か月という短い時間スケールで見つけ、線放出領域の位置を<0.1pcに置くことができます。光BLRのサイズ。変化する外観AGNNGC2992と比較すると、NGC1566のFeK_alpha変動率（光度変動に対するFeK_alpha変動の比率）が大きく見えます。これは、Feの生成に関与するガスまたはFeの存在量が多いことで説明できます。後者のK_alpha行。可変の広いFeK_alpha線の強度、および軟X線の過剰放出は、降着率と相関しているように見えます。これは、外観の変化現象に関連する状態遷移によるものとして説明できます。
FHD偏光イメージングパイプライン：広視野干渉偏光測定への新しいアプローチ
| Title |
The_FHD_Polarized_Imaging_Pipeline:_A_New_Approach_to_Widefield_Interferometric_Polarimetry |
| Authors |
Ruby_Byrne,_Miguel_F._Morales,_Bryna_Hazelton,_Ian_Sullivan,_Nichole_Barry |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.10653 |
FHDソフトウェアパッケージに実装された新しい偏光イメージングパイプラインについて説明します。パイプラインは、最適なマップ作成イメージングアプローチに基づいており、すべての偏光モードで地平線から地平線への画像再構成を実行します。パイプラインの偏光解析の背後にある形式について説明し、偏光ビーム応答またはジョーンズ行列の同等の表現について説明します。アンテナが均一な偏波アラインメントを持っているアレイの場合、非直交の機器偏波基準を定義することで、正確で効率的な画像再構成が可能になることを示します。最後に、広視野効果を活用して完全偏波キャリブレーションを実行する新しいキャリブレーションアプローチを紹介します。この分析パイプラインは、Byrneetal。のMurchisonWidefieldArray（MWA）データの分析の基礎となっています。2022年。
内部の空虚：幾何学的データ分析によるギャップ、谷、および裂け目を見つける
| Title |
The_emptiness_inside:_Finding_gaps,_valleys,_and_lacunae_with_geometric_data_analysis |
| Authors |
Gabriella_Contardo,_David_W._Hogg,_Jason_A.S._Hunt,_Joshua_E.G._Peek,_Yen-Chi_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.10674 |
天体物理学では、データのギャップの発見が重要でした。たとえば、力学系の共鳴によって開かれた運動学的ギャップ、または経験的にまれな特定の半径の太陽系外惑星があります。データセットのギャップは一種の異常ですが、異常な意味で：他のデータポイントから遠く離れた単一の外れ値データポイントではなく、空間の領域、つまりポイントのセットです。その周囲と比較して異常。ギャップは興味深いものであり、特に重要な形状をしている場合は、見つけて特徴づけるのが困難です。この問題に対処する方法を紹介します。まず、臨界点を特定するための方法論的アプローチ、最も関連性の高い点を選択し、それらを使用して密度フィールドの「谷」を追跡するための基準を示します。次に、臨界点の観測された特性に基づいて、データ空間の任意の点で計算できる新しいギャップピネス基準を提案します。これにより、「ギャップのある」データスペースの領域を強調表示するか、密度の低いローカルにあるデータポイントを選択することにより、さまざまなギャップを特定できます。また、検出されたギャップを密度推定の変化やデータのノイズに対してロバストにする方法論的な方法についても説明します。天の川銀河円盤面の近くの星の速度分布に関する私たちの方法を説明します。これは、さまざまなプロセスから生じる可能性のあるギャップを示しています。それらのギャップを特定して特徴づけることは、それらの起源を決定するのに役立つ可能性があります。
Pan-STARRSGPC1カメラ内のクロストークの特徴
| Title |
Characterizing_crosstalk_within_the_Pan-STARRS_GPC1_camera |
| Authors |
T._J.L._de_Boer,_M._E._Huber,_E._A._Magnier,_P._M._Onaka,_K._C._Chambers,_C.-C._Lin,_H._Gao,_J._Fairlamb_and_R._J._Wainscoat |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.10680 |
明るい星を観測するための1年間の専用キャンペーンからのデータを使用して、GPC1カメラに存在するクロストークチャネルを研究します。これらのデータを分析することにより、カメラ内のすべてのチップのほぼすべてのCCD上のソーススターを、考えられるすべてのクロストーク宛先に対してチェックするデータセットを構築します。クラスタリングアルゴリズムを使用して潜在的なクロストークの発生を検出し、すべての可能な組み合わせ（ハードウェアレイアウトによって駆動される）を目で確認します。これにより、合計640のルールが生成され、フラックス減衰係数は、明るい端の2.5x10$^{2}$から弱い端の2.5$\times$10$^{4}$の範囲になります。m$_{cross}$-m$_{src}\approx$-10.25の平均値は、1.25x10$^{4}$の減衰係数に対応し、平均的な信号対雑音比のクロストークゴーストを生成します。明るい画像で0.64$\pm$0.1の比率。ハードウェア設定で接続されていないCCD間のクロストーク信号の証拠は見つかりません。減衰係数の分布もクロストークの動きに依存していることがわかります。セルのカラムオフセットへの明確な依存性が見られ、セルの読み出しラインのトラバース中にソーススターの電荷が徐々に減衰するという考えと一致しています。傾向はわかりますが、この段階ではアパーチャの大きさの測定の不確かさは大きくなっています。
再電離の電波干渉観測のためのビーム誤差の特徴づけ
| Title |
Characterizing_Beam_Errors_for_Radio_Interferometric_Observations_of_Reionization |
| Authors |
Ainulnabilah_Nasirudin,_David_Prelogovic,_Steven_G._Murray,_Andrei_Mesinger,_Gianni_Bernardi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.10798 |
21cm干渉計実験における制限的な系統的効果は、空と機器の間の結合による色度です。この結合は、機器の一次ビームによって供給されます。したがって、ビームを非常に高い精度で知ることが重要です。ここでは、ビームモデルのデータベースを使用して、既知のビームの不確実性をどのように特徴付けることができるかを示します。この入門的な作業では、ステーション内の物理的にオフセットされたアンテナや壊れたアンテナから生じるビームエラーに焦点を当てます。パブリックコードOSKARを使用して、35mの円内に規則的に配置された256個のアンテナから形成された「理想的な」SKAビームと、壊れた/オフセットされたアンテナの分布をサンプリングする「摂動」ビームの大規模なデータベースを生成します。主成分分析（PCA）とカーネルPCA（KPCA）を使用して、ビームエラー（「理想的」から「摂動」を引いたもの）を分解します。20個のコンポーネントを使用すると、PCA/KPCAは、理想的なビームの仮定と比較して、データセット内のビームの残余を60〜90％削減できることがわかります。宇宙信号と前景のシミュレーション観測を使用して、理想的なビームを想定すると、EoRウィンドウで1％のエラーが発生し、2Dパワースペクトルのウェッジで10％のエラーが発生する可能性があることがわかります。PCA/KPCAを使用してビームの不確実性を特徴付けると、パワースペクトルの誤差はEoRウィンドウで0.01％未満、ウェッジで1％未満に縮小します。私たちのフレームワークを使用して、ビームの不確実性を特徴付け、それを無視して、堅牢な次世代21cmパラメータ推定を行うことができます。
MICROSCOPEミッションシナリオ、地上セグメントおよびデータ処理
| Title |
MICROSCOPE_Mission_scenario,_ground_segment_and_data_processing |
| Authors |
Manuel_Rodrigues,_Pierre_Touboul,_Gilles_M\'etris,_Judica\"el_Bedouet,_Jo\"el_Berg\'e,_Patrice_Carle,_Ratana_Chhun,_Bruno_Christophe,_Bernard_Foulon,_Pierre-Yves_Guidotti,_Stephanie_Lala,_Alain_Robert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.10841 |
弱い等価原理（WEP）を$10^{-15}$の精度でテストするには、最終結果に十分な信頼性を与える量のデータが必要です。理想的には、測定が長ければ長いほど、統計的ノイズの除去が向上します。科学セッションの期間は最大120軌道で、運用上の制約に対応するためだけでなく、さまざまな条件で実験を繰り返し、機器のキャリブレーションに時間をかけるために、定期的に繰り返され、間隔が空けられました。実験の2。5年間にわたって、いくつかの科学セッションが実施されました。このホワイトペーパーでは、科学の目的と運用上の制約の間のトレードオフによって推進される、ミッションシナリオとデータフロープロセスに基づいてデータがどのように生成されたかを説明することを目的としています。ミッションは、衛星、打ち上げ、地上運用を提供するフランス国立宇宙研究センター（CNES）が主導しました。地上セグメントは、CNESと国立航空宇宙研究所（ONERA）の間で分散されていました。CNESは、Centred'ExpertisedeCompensationdeTra\^{i}n\'{e}e（CECT：ドラッグフリーの専門知識センター）を通じて生データを提供しました。科学はObservatoiredelaC\^oted{'}Azur（OCA）が主導し、ONERAがデータプロセスを担当しました。後者はまた、機器とMICROSCOPEのサイエンスミッションセンター（CMSM）を提供しました。
初期型恒星変動への透明な窓
| Title |
A_Transparent_Window_into_Early-Type_Stellar_Variability |
| Authors |
Adam_S._Jermyn_and_Evan_H._Anders_and_Matteo_Cantiello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.10567 |
地下の対流層は、初期型の星に遍在しています。狭い不透明度のピークによって駆動されるこれらの薄い対流領域は、熱をほとんど輸送しませんが、星の磁気特性と表面変動を設定する上で重要な役割を果たします。ここでは、これらの対流層が以前に信じられていたほど広範囲の星に存在しないことを示しています。特に、1D恒星進化モデルが対流的に不安定であると報告しているが、対流の開始の臨界レイリー数を下回っている領域があります。太陽直下の金属量の場合、これにより、表面下の対流層がない\emph{安定ウィンドウ}が開きます。LMCの金属量の場合、この表面安定領域はおよそ$8M_\odot$から$16M_\odot$の間に広がり、SMCの金属量の場合は$8M_\odot$-$35M_\odot$に増加します。このようなウィンドウは、大質量星の地下対流やその他の測光変動の原因の相対的な影響を調べるための優れたターゲットになります。
超短周期接触連星：ガイア視差を使用してプライマリのパラメータを制限する
| Title |
Ultra-short_period_contact_binaries:_restricting_the_parameters_of_the_primary_using_Gaia_parallax |
| Authors |
Alexander_Kurtenkov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.10637 |
軌道周期が0。22日カットオフ未満のWUMaタイプ変数を選択することにより、Mタイプの接触連星の可能性を調査しました。GaiaパララックスをGaiaおよび2MASS測光と組み合わせて、VSXデータベースに接触連星としてカタログ化された674個の赤い変光星のGおよびJバンドの絶対等級を取得しました。主系列の超低温矮星の絶対等級は、スペクトル型によって大きく異なります。これは、スペクトル型M0〜M3の原色を持つ218個のシステムの選択を作成するために使用されました。近赤外光度が最も低い46のシステムの光度曲線を個別に検査して、可能な場合はWUMa分類を確認または拒否しました。主要成分の質量の上限を設定するために、消滅限界と振幅を計算された絶対等級と組み合わせました。これは、一次星の光度が同じ質量の主系列星の光度以上であるという考慮によって達成されます。26の可能な接触連星では、一次の質量は0.5太陽質量未満に制限され、一部のシステムでは一次の上限が0.35太陽質量と低くなっています。これらのまれなシステムは、接触連星分布の低質量端にあり、それらの形成と進化がまだ不明であるため、より詳細な観測の興味深いターゲットです。
無衝突衝撃を横切るULF波の伝達：2.5Dローカルハイブリッドシミュレーション
| Title |
ULF_wave_transmission_across_collisionless_shocks:_2.5D_local_hybrid_simulations |
| Authors |
Primoz_Kajdic,_Yann_Pfau-Kempf,_Lucile_Turc,_Andrew_P_Dimmock,_Minna_Palmroth,_Kazue_Takahashi,_Eemilia_Kilpua,_Jan_Soucek,_Naoko_Takahashi,_Luis_Preisser,_Xochitl_Blanco-Cano,_Domenico_Trotta,_David_Burgess |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.10558 |
11回の2Dローカルハイブリッドシミュレーション実行の出力を分析することにより、上流の超低周波（ULF）波と無衝突衝撃波との相互作用を研究します。シミュレートされた衝撃のAlfv\'enicマッハ数は4.29〜7.42で、$\theta_{BN}$の角度は15$^\circ$、30$^\circ$、45$^\circ$、50$^\です。circ$。ULF波前震は、それらすべての上流で発達します。上流の波の波長と振幅は、衝撃波のM$_A$と$\theta_{BN}$に複雑に依存します。波長は両方のパラメータと正の相関があり、$\theta_{BN}$への依存ははるかに強くなります。ULF波の振幅は、反射ビームの速度と密度の積に比例します。これは、M$_A$と$\theta_{BN}$にも依存します。ULF波と衝撃波の相互作用により、大規模な（数十の上流イオン慣性長）衝撃波が波打つようになります。衝撃波の特性は、ULF波の特性、つまり波長と振幅に関連しています。次に、波紋は局所的な衝撃特性（$\theta_{BN}$、強度）を変更するため、衝撃を横切るULF波の伝達に大きな影響を与えます。その結果、同じULF波面の異なるセクションが異なる特性の衝撃に遭遇します。。下流の変動は、波面の広がり、方向、またはそれらの波長の点で上流の波に似ていません。ただし、いくつかの特徴は、上流のULF波の波長にほぼ対応する波長でバンプまたは平坦化を示す下流の圧縮波のフーリエスペクトルで保存されています。横方向の下流スペクトルでは、これらの特徴は弱くなります。
初期宇宙における不均一なアクシオンと磁場との相互作用
アクシオンが質量を獲得するとき、量子色力学の相転移後の初期宇宙における相互作用するアクシオンと磁場のシステムを研究します。アクシオンと磁場の両方が空間的に不均一であると考えられています。等角時間に依存するこれらのフィールドの空間スペクトルの方程式を導き出します。磁場の場合、エネルギー密度と磁気ヘリシティ密度のスペクトルを扱います。進化方程式は、平均場近似内で閉じた形で得られます。現実的な原始磁場とアクシオンに対応するシステムのパラメータと初期条件を選択します。スペクトルの連立方程式は数値的に解かれます。アクシオンのさまざまなシードスペクトルのフィールドの進化を研究します。アクシオンと磁場の間の相互作用は、システムの選択された現実的なパラメーターに対して抑制されていることがわかります。これは、アクシオンのゼロモードのみが考慮された以前の結果と一致しています。
CosmicExplorer検出器の科学主導の調整可能な設計
| Title |
Science-Driven_Tunable_Design_of_Cosmic_Explorer_Detectors |
| Authors |
Varun_Srivastava,_Derek_Davis,_Kevin_Kuns,_Philippe_Landry,_Stefan_Ballmer,_Matt_Evans,_Evan_Hall,_Jocelyn_Read,_and_B.S._Sathyaprakash |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.10668 |
CosmicExplorerのような地上ベースの重力波検出器は、信号抽出キャビティの応答を調整することにより、高周波数または低周波数での感度を向上させるように調整できます。2kHzを超える感度の向上により、二元中性子星合体からの合体後の重力波スペクトルの測定が可能になります。これは、高温の超高密度物質の未知の状態方程式に大きく依存します。500Hz未満の感度の向上は、ブラックホールリングダウン信号による極度の重力の精密テストに有利であり、宇宙論的距離でのコンパクトな連星インスパイアのソース特性の測定の向上を促進しながら、検出の見通しを改善します。中間周波数では、より感度の高い検出器が中性子星の潮汐特性をより正確に測定できます。さまざまな天体物理学的ソース母集団全体で検出を最適化するように設計された、調整されたCosmicExplorer構成のパフォーマンスを示して特徴づけます。これらの調整オプションにより、CosmicExplorerは、同じ検出器インフラストラクチャでさまざまな科学目標をターゲットにする柔軟性を得ることができます。40kmのCosmicExplorer検出器は、合併後の物理学へのアクセス以外のすべての主要な科学目標において20kmを上回っています。これは、CosmicExplorerに少なくとも1つの40kmの施設が含まれている必要があることを示しています。
反応性フローの効率的なシミュレーションのためのハイブリッド適応多重解像度アプローチ
| Title |
A_hybrid_adaptive_multiresolution_approach_for_the_efficient_simulation_of_reactive_flows |
| Authors |
Brandon_Gusto_and_Tomasz_Plewa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.10686 |
ブロック構造のアダプティブメッシュリファインメント（AMR）アプローチを使用する計算研究は、重要なソリューション機能に隣接する領域で不必要に高いメッシュ解像度に悩まされています。この欠陥により、AMRコードのパフォーマンスが制限されます。この作業では、この問題に対処するために、AMRベースの計算に対する新しいハイブリッド適応多重解像度（HAMR）アプローチを紹介します。多重解像度（MR）平滑度インジケーターは、直接計算を補間に置き換えることで、個々の物理ソルバーの計算コストを削減できるメッシュ上の平滑度の領域を識別するために使用されます。HAMRソリューションの全体的な精度がMR駆動のAMRソリューションの精度と一致するように、適応離散化と物理量の内挿によるエラーのバランスをとるアプローチを提案します。HAMRスキームの性能は、純粋な流体力学から乱流燃焼まで、さまざまなテスト問題について評価されます。
PSPによって観測されたサブアルヴェーン太陽風：乱流、異方性、間欠性、およびスイッチバックの特性評価
| Title |
Sub-Alfvenic_Solar_Wind_observed_by_PSP:_Characterization_of_Turbulence,_Anisotropy,_Intermittency,_and_Switchback |
| Authors |
R._Bandyopadhyay,_W._H._Matthaeus,_D._J._McComas,_R._Chhiber,_A._V._Usmanov,_J._Huang,_R._Livi,_D._E._Larson,_J._C._Kasper,_A._W._Case,_M._Stevens,_P._Whittlesey,_O._M._Romeo,_S._D._Bale,_J._W._Bonnell,_T._Dudok_de_Wit,_K._Goetz,_P._R._Harvey,_R._J._MacDowall,_D._M._Malaspina,_M._Pulupa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.10718 |
磁場が支配的な下部の太陽コロナ領域では、アルヴェーン波の速度は風速よりもはるかに速くなります。対照的に、地球に近い太陽風は非常に超アルヴェーン波です。つまり、風速はアルヴェーン波の速度を大幅に上回っています。これらのレジーム間の移行は、古典的に「アルヴェーン点」と呼ばれますが、実際には、分散したアルヴェーン臨界領域で発生する可能性があります。NASAのパーカーソーラープローブ（PSP）ミッションは、太陽に徐々に近づく一連の軌道をたどるため、この地域に入りました。PSPは、太陽から16太陽半径の距離で、8回目と9回目の太陽の遭遇中に、太陽風の速度がローカルのアルヴェーン速度よりも小さいと測定された4つの延長期間をサンプリングしました。これらは、PSPによる太陽圏内のサブアルヴェーン太陽風の最初のその場検出です。ここでは、アルヴェーン波以下の太陽風のこれらのサンプルの特性を調査します。これにより、低高度で動作する物理プロセスの重要なプレビューが提供される可能性があります。具体的には、これらのサブアルヴェーン風の乱流、異方性、間欠性、および方向性スイッチバック特性を特徴づけ、これらを隣接するスーパーアルヴェーン周期と対比させます。
スクリーニングされた修正重力のテスト
物質と結合している長距離スカラー場は、太陽系と実験室での重力の既知の境界に違反しているように見えます。これは、スクリーニングメカニズムのおかげで回避されます。この短いレビューでは、有効場の理論の観点からさまざまなスクリーニングメカニズムを紹介します。次に、それらが実験室で、天体物理学および宇宙論のスケールでどのようにテストできるか、またテストされるかを調査します。
ブランドフォード-ナエック単極展開の再検討：電力放出への新しい非分析的貢献
| Title |
Blandford--Znajek_monopole_expansion_revisited:_novel_non-analytic_contributions_to_the_power_emission |
| Authors |
Filippo_Camilloni,_Oscar_J._C._Dias,_Gianluca_Grignani,_Troels_Harmark,_Roberto_Oliveri,_Marta_Orselli,_Andrea_Placidi,_Jorge_E._Santos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.11068 |
ブランドフォード・ナエック（BZ）スプリットモノポールは、カーブラックホールからのエネルギーの電磁抽出を駆動できるメカニズムの重要な理論的例として機能します。これは、ForceFreeElectrodynamics（FFE）の摂動低スピンソリューションとして構築されます。最近、Armas$et〜al。$は、明らかに発散する漸近解析の問題を解決することにより、この構造をより強固な基盤に置きました。これは、FFE方程式の重要な表面である外光表面の周りの動作を解決することによって達成されました。これに基づいて、BZ摂動展開を再検討し、摂動アプローチをカーブラックホールのスピンパラメーターの高次に拡張します。摂動論の6次に分割単極解を拡張するために、一致した漸近的拡張と半解析的手法を採用しています。展開には、必然的にスピンパラメータに新しい対数の寄与が含まれます。これらの高次の項が、パワーと角運動量の出力に非分析的な寄与をもたらすことを示します。特に、スピンパラメータの7次と8次でのエネルギー抽出への摂動の寄与を初めて計算します。結果として得られるエネルギー抽出の式は、有限スピンでの数値シミュレーションとの一致を改善します。さらに、外光表面全体でFFE方程式を解くための新しい数値手順を提示します。これにより、収束が大幅に高速化され、精度が向上し、これも高次に拡張されます。最後に、FFE方程式の重要な表面として光表面の一般的な説明を含めます。
レーザー光と真空の非線形相互作用：強磁場の存在下でのエネルギー密度と圧力への寄与
| Title |
Non-linear_interaction_of_laser_light_with_vacuum:_contributions_to_the_energy_density_and_pressure_in_presence_of_an_intense_magnetic_field |
| Authors |
M._\'Angeles_P\'erez-Garc\'ia,_A._P\'erez_Mart\'inez,_E._Rodr\'iguez_Querts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.11098 |
最近のシミュレーションによると、キロテスラ強度に近い非常に大きな電場と磁場が、既存の施設で数百ミクロンの距離にある低密度プラズマの超強力レーザーによって生成される可能性があります。いくつかの技術的な困難を克服しなければならないが、将来的にはより強力なものが期待される。さらに、真空は、高い磁場および電界強度の存在下で特有の非線形挙動を示すことが示されています。この研究では、外部磁場の存在下で放射が真空と相互作用するときのエネルギー密度と圧力に対する真空の熱力学的寄与の分析に関心があります。弱い場の領域、つまり臨界量子電磁力学の場の強さの値よりも小さいオイラー・ハイゼンベルク形式を使用して、これらの大きさを評価し、見つけた非常に異方性の振る舞いを分析します。私たちの研究は、レーザーによる光子-光子散乱と、物質の影響がますます無視できる表面のはるか外側にある天体物理的に磁化された低密度システムに影響を及ぼします。
