大規模合併中の銀河団ガスの速度構造：シミュレートされたマイクロカロリメータ観測
| Title |
The_velocity_structure_of_the_intracluster_medium_during_a_major_merger:_simulated_microcalorimeter_observations |
| Authors |
Veronica_Biffi,_John_A._ZuHone,_Tony_Mroczkowski,_Esra_Bulbul,_William_Forman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.12370 |
銀河団間の主要な合併は、銀河団ガスに大きな乱流およびバルク流速を生み出す可能性があり、したがって、重イオンからのX線スペクトル輝線に診断機能を刻印する可能性があります。ペルセウス座銀河団の観測でひとみが示したように、高解像度X線スペクトルからのクラスター内のガス速度の測定は、XRISM、アテナ、またはLynxのようなミッションに搭載されているような今後のX線熱量計で達成できます。数eVのエネルギー分解能を持つX線合成スペクトルを介して、流体力学シミュレーションから主要なクラスター合併全体の興味深い場所についてこの可能性を調査します。合併の平面に垂直な方向から、そして合併の軸に沿ってシステムを観察します。これらの極端な幾何学的構成では、6.7keVの鉄のHeのようなK_alpha線の明確な非ガウス形状が見つかります。シミュレーションから予測された速度分散は、複雑な非ガウス線形状に関連するいくつかの不一致にもかかわらず、XRISMResolveを使用して最も明るい100ksポインティングに対して取得できます。ただし、微弱な領域での測定には高いS/Nが必要であるため、AthenaX-IFU熱量計のより大きな収集領域が必要になります。後者では、単一の1MsX-IFUポインティングから抽出された幅20インチの環から、合併のバウショックエッジ全体のガス温度と速度勾配も調査します。1シグマ以内のシミュレーションからの予測ですが、推定速度分散の不確実性が大きすぎて、衝撃波の下流の浅い勾配に厳しい制約を課すことができません。上記の表示構成を使用して、CMB-S4やAtLASTなどの将来の観測所に適した角度解像度で結果を比較します。
| Title |
Searching_for_Chameleon_Dark_Energy_with_Mechanical_Systems |
| Authors |
J._Betz,_J._Manley,_E._M._Wright,_D._Grin,_S._Singh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.12372 |
クインテッセンスと呼ばれることもあるダークエネルギーのライトスカラー場フレームワークは、通常の物質オブジェクト間に5番目の力を導入します。カメレオンモデルなどのスクリーニングメカニズムにより、スカラー場は宇宙論的スケールでほとんど質量がなくなり、同時に実験室の制約を回避できます。カメレオンの暗黒エネルギーに関連する第5の力を直接検出する、短期的に利用可能な機械システムの能力を調査します。実験的に調整可能な変数の観点から最も弱いアクセス可能なカメレオンモデルパラメータの分析式を提供し、2つの機械システムに分析を適用します：浮上ミクロスフェアとねじり天秤、これらの実験の現世代がのかなりの部分を除外する感度を持っていることを示しています提案されたカメレオンパラメータ空間。また、将来の実験作業を導くために、理論的に動機付けられたカメレオンパラメータ空間の領域を示します。
暗黒物質（DM）は、反発接触相互作用を持つ非相対論的超軽量スカラー粒子のボーズ・アインシュタイン凝縮（BEC）であると仮定します。このようなモデルは、内部領域の普遍的な方程式に従う回転曲線を持つコアハローを予測します。$r\lesssim1$kpc内でも強くDMが支配的であるという唯一の基準で選択された、SPARCデータベースからの銀河の選択への同時適合は、データが質量$mの粒子のBECの存在と一致していることを示しています\simeq2.2\times10^{-22}$eV/c$^2$および散乱長$a_s\simeq7.8\times10^{-77}$mを特徴とする反発相互作用。このような小さな相互作用は、DM構造のサイズに対して自然な最小スケール長を引き起こし、すべてのコアの長さが同じになり（$\sim1$kpc）、中心密度の低下に寄与します。
宇宙論的推論としての暗黒重力波標準サイレンについて、デシヘルツ天文台によって検出されたブラックホール連星を使用したハッブル定数の制約の予測
| Title |
On_Dark_Gravitational_Wave_Standard_Sirens_as_Cosmological_Inference_and_Forecasting_the_Constraint_on_Hubble_Constant_using_Binary_Black_Holes_Detected_by_Deci-hertz_Observatory |
| Authors |
Ju_Chen,_Changshuo_Yan,_Youjun_Lu,_Yuetong_Zhao_and_Junqiang_Ge |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.12526 |
コンパクトな連星合体からの重力波（GW）信号は、赤方偏移を個別に測定できる場合、宇宙論的パラメーターを制約するための標準サイレンとして使用できます。ただし、恒星連星ブラックホール（BBH）の合併には、対応する電磁気がない可能性があるため、直接的な赤方偏移の測定値はありません。これらのダークサイレンは、GWで測定された光度距離と位置特定を、周囲の銀河の深い赤方偏移調査と組み合わせることにより、宇宙論的パラメーターを統計的に制約するために引き続き使用できます。模擬BBHと銀河サンプルを使用して、このダークサイレン法を詳細に調査します。ハッブル定数は、GW観測が光度距離の正確な推定値を提供できる場合（相対誤差が$\lesssim0.01$）とローカリゼーション（$\lesssim0.1〜\rm{deg}^2$）。ただし、光度距離とローカリゼーションエラーが大きい場合は、制約に大きな偏りが生じる可能性があります。また、このバイアスを修正する簡単な方法を紹介し、光度距離とローカリゼーションエラーが適度に大きい場合に有効であることを確認します。さらに、BBHの合併率とBBH特性の分布に関する現在の制約に従って、模擬BBHサンプルを生成し、半年の観測期間でデシヘルツ天文台（DO）が信号対比で約100のBBHを検出する可能性があることを発見しました。ノイズ比$\varrho\gtrsim30$、相対光度距離エラー$\lesssim0.02$、およびローカリゼーションエラー$\lesssim0.01\rm{deg}^2$。ダークスタンダードサイレン法を適用することにより、これらのDOBBHを使用してハッブル定数を$\sim0.1-1\％$レベルに制約できることがわかります。これは、近い将来に電磁観測を使用して得られる制約に匹敵する精度です。したがって、ハッブル張力への洞察を提供する可能性があります。
重力波の助けを借りた距離和則を使用した宇宙曲率の宇宙モデルに依存しない測定
| Title |
Cosmological_model-independent_measurement_on_cosmic_curvature_using_distance_sum_rule_with_the_help_of_gravitational_waves |
| Authors |
Yan-Jin_Wang,_Jing-Zhao_Qi,_Bo_Wang,_Jing-Fei_Zhang,_Jing-Lei_Cui,_Xin_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.12553 |
宇宙の空間曲率は、宇宙マイクロ波背景放射の観測を使用して標準の宇宙論モデルで正確に制約されていますが、宇宙論モデルに依存しない方法で後期宇宙の観測のみを使用してこの重要なパラメータを独立して測定することは依然として非常に重要です。強い重力レンズ（SGL）の距離合計ルールは、合計ルールの3つの距離を他の観測によって較正できる場合に、そのような方法を提供します。通常、このような校正はIa型超新星（SNIa）を使用して実行できますが、距離梯子への依存、赤方偏移範囲の狭さなど、いくつかの欠点があります。この論文では、重力波（GW）を使用して、SGL法で距離キャリブレーションを提供できます。これにより、距離ラダーへの依存を回避し、より広い赤方偏移範囲をカバーできます。アインシュタイン望遠鏡によるシミュレートされたGW標準サイレン観測を例として使用して、このスキームが実行可能で有利であることを示します。$\Delta\Omega_k\simeq0.17$が現在のSGLデータであることがわかります。これは、SNIaを使用してキャリブレーションを行う場合よりもわずかに正確です。さらに、多くのSGLシステムを観察することが期待される今後のLSST調査を検討します。近い将来に観察されるSGLシステムの現実的な母集団をシミュレートし、約$10^4$のSGLデータが、$\Delta\Omega_k\simeq10^{-2}$の正確な測定値を提供できることを発見しました。GWの助け。私たちの研究は、次世代施設によるSGLとGWの観測が、宇宙の曲率の宇宙後期の測定を1桁改善することを示しています。
DESI銀河団/グループのスニヤエフゼルドビッチ効果による熱エネルギーセンサスと弱いレンズ効果スペクトルへの影響
| Title |
Thermal_energy_census_with_the_Sunyaev-Zel'dovich_effect_of_DESI_galaxy_clusters/groups_and_its_implication_on_the_weak_lensing_power_spectrum |
| Authors |
Ziyang_Chen_(SJTU),_Pengjie_Zhang_(SJTU),_Xiaohu_Yang_(SJTU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.12591 |
PlanckMILCAy-mapをYanget。al（2021）カタログ。私たちの調査では、豊富な$\geq5$と推定ハロー質量$\geq10^{13}M_\odot/h$を持つ80万のクラスター/グループを選択します。熱スニヤエフゼルドビッチ（tSZ）効果の検出は、調査したクラスター/グループで重要です。（1）1ハロー項の合計測定S/Nは65です。$10^{13}-10^{15}M_\odot/h$のハロー質量範囲にわたって$Y-M$関係を制約します。$y\proptoM^{\alpha}$が見つかり、$\alpha=1.8$は$z=0.14$で、$\alpha=2.1$は$z=0.75$です。クラスター/グループに結合したガスの総熱エネルギーは、$z=0.14$の$0.11\rmmeV/cm^3$から$z=0.75$の$0.23\rmmeV/cm^3$に増加します。（2）2ハロ項の測定は、バイアス加重電子圧力$\langleb_yP_e\rangle$を制約します。$\langleb_yP_e\rangle$（$\rmmeV/cm^3$の単位）は、$z=0.14$の$0.25\pm0.03$から$z=0.75$の$0.55\pm0.04$に増加することがわかります。これらの結果は、いくつかの意味合いにつながります。（i）クラスター/グループの高温ガスの割合$f_{\rmgas}$は、ハローの質量とともに単調に増加します。ここで、$10^{14}M_\odot/h$ハローの$f_{\rmgas}$は$です。$z=0.14\（0.75）$での宇宙平均の\sim50\％$（$20\％$）。（ii）1h項と2h項を比較することにより、非結合ガスの熱エネルギーを制限します。（iii）上記の結果は、物質の抑制と弱いレンズ効果のパワースペクトルにつながります。$l=10^3\（10^4）$では、$z_s=1$のソース銀河の抑制は$\sim7\％\（17\％）$です。これらの影響は、胃栄養学と宇宙論にとって潜在的に重要ですが、測定（プランク分解能、クラスター質量/赤方偏移の決定など）とガスモデリングの不確実性に悩まされており、さらに調査する必要があります。
COSEBIを使用したHSC-Y1宇宙せん断のE / Bモード分解：宇宙論的制約と他の2点統計との比較
| Title |
E/B_mode_decomposition_of_HSC-Y1_cosmic_shear_using_COSEBIs:_cosmological_constraints_and_comparison_with_other_two-point_statistics |
| Authors |
Takashi_Hamana,_Chiaki_Hikage,_Masamune_Oguri,_Masato_Shirasaki,_Surhud_More |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.12698 |
E/B-Integralsの完全な直交セット（COSEBI）を使用して、HSC調査の初年度データ（HSC-Y1）の宇宙せん断解析を実行し、宇宙論的制約を導き出します。$4\arcmin<\theta<180\arcmin$の角度範囲で測定された宇宙せん断2点相関関数からE/BモードCOSEBIを計算します。測定されたEモードCOSEBIからの宇宙論的推論のために、標準的なベイズ尤度分析を実行します。これには、銀河の固有の整列からの寄与、点像分布関数モデルエラー、せん断キャリブレーションの不確実性、およびソース赤方偏移分布エラーからの体系的な影響が含まれます。調査ジオメトリと測定ノイズを完全に考慮した全天重力レンズシミュレーションから構築された現実的な模擬カタログから導出された共分散行列を採用します。フラットな$\Lambda$コールドダークマターモデルの場合、$S_8\equiv\sigma_8\sqrt{\Omega_m/0.3}=0.809_{-0.026}^{+0.036}$が見つかります。天体物理学的モデリングの不確実性と測定の系統的不確実性に対する宇宙論的結果のロバスト性を注意深くチェックし、それらのどれも宇宙論的制約に重大な影響を与えないことを発見しました。また、測定されたBモードCOSEBIはゼロと一致していることがわかります。模擬HSC-Y1データを使用して、$S_8$制約と、他の宇宙せん断2点統計、Hikageetal（2019）によるパワースペクトル分析、および2点相関関数分析から得られた制約との整合性を調べます。同じHSC-Y1形状カタログを採用し、派生した$S_8$制約間の予想される相関は弱いものの、すべての$S_8$制約が互いに一貫していることを発見したHamanaetal（2020）による。
スケール共変モデルの低いredshift制約
観測された最近の宇宙の加速を説明する物理モデルの探索は、現代の基本的な宇宙論の説得力のある仕事です。最近、Fernandes\textit{etal。}は、Maederによるスケール不変モデルでの低赤方偏移観測制約を提示しました。現象論的には、これは時間依存の宇宙定数を持つバイメトリック理論として解釈することができます。物質密度$\Omega_m\sim0.3$はデータへの適合性が低く、最適なモデルには、密度がはるかに小さく、状態方程式パラメーターが有意に正の流体が必要であることが示されました。このモデルは、Canuto\textit{etal。}による以前のより広範なクラスのモデルの特定のケースであり、ここで調査します。具体的には、2つの異なるシナリオで検討します。$\Lambda$CDMの真の代替として（つまり、宇宙定数なしで）、およびそのパラメトリック拡張として（宇宙定数と新しいメカニズムの両方が共存できる場合、および相対両方の寄与はデータによって決定されます）。最初のシナリオは原則として低赤方偏移データに適合できることがわかります（ただし、適切に適合させるには、他のデータと競合する物質の状態方程式などのモデルパラメーターの値が必要です）。$\Lambda$CDMは小さく制限されています。
原始Li存在量に及ぼす磁場散逸の影響
原始的な元素の存在量に対する原始的な磁場の散逸効果を調査した。磁場が再接続すると、そのエネルギーは、地球に到着する太陽エネルギー粒子で観察されるように、荷電粒子の運動エネルギーに変換されます。これにより宇宙背景放射が加速され、エネルギーの高い原子核が非熱反応を引き起こします。散逸の制約は、ビッグバン元素合成中の非熱反応の理論計算から導き出されます。電子-陽電子消滅エポック後の核加速に宇宙エネルギー密度の0.01〜0.1％を利用すれば、LiとDの存在量の観測を説明できることがわかりました。このような磁場の振幅の再接続により、放出ジェットが生成され、そのバルク速度は、CR元素合成を成功させるために必要な0.1〜1MeVの宇宙線（CR）核エネルギーに適した値に進化します。したがって、原始磁場の散逸中の宇宙背景放射の加速は、宇宙Li問題の解決策として提案されているソフトCRの可能な生成メカニズムです。エキゾチックな物理学なしで提案された解決策の中で、ここで提案された散逸磁場モデルだけが、低Liと高Dの両方の存在量の観測を説明しています。私たちの結果は、初期の宇宙における強い磁場の兆候が原始的な元素の存在量で観察されたことを示しています。
フリードマン-ルマ\ ^ itre-ロバートソン-ウォーカーメトリック：100周年記念レビュー
フリードマン-ルマ\^itre-ロバートソン-ウォーカー（FLRW）メトリックは、現代宇宙論の基礎の1つであり、一般相対性理論とともに、一般的な$\Lambda$CDM「一致」パラダイムの中核を形成します。アレクサンドルフリードマンが1922年にこの測定基準を最初に説明してから、1世紀が経過しました。このマイルストーンは、1917年のアインシュタインの元の静的宇宙から始まり、現在に至るまでの開発の歴史のレビューで示されます。加速された宇宙膨張の。FLRWメトリックの多くの成功が、まだ解決されていない未解決のパズルのいくつかの議論とともに強調されています。
ニュートンN体シミュレーションにおける大規模ニュートリノの最小モデル
| Title |
A_Minimal_Model_for_Massive_Neutrinos_in_Newtonian_N-body_Simulations |
| Authors |
Pol_Heuschling,_Christian_Partmann_and_Christian_Fidler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.13186 |
コールドダークマターのN体シミュレーションに大量のニュートリノの影響を含めるための新しい方法を提示します。私たちのアプローチは、広く採用されているニュートンN体コードと互換性があり、3つの簡単な変更のみに依存しています。まず、全物質のパワースペクトルではなく、コールドダークマターとバリオンのパワースペクトルに基づいて、一般的に採用されているバックスケーリングの初期条件を使用します。第二に、正確なハッブル率は、N体コードの粒子のバックスケーリングと進化の両方で使用されます。最後に、シミュレーションでの粒子に対するニュートリノの統合効果を説明するために、後処理ステップで最終的な粒子位置をシフトします。ただし、最初の2つの変更は、観測的に興味深い赤方偏移とスケールの広い範囲で、関連するニュートリノ物理学のほとんどをすでにキャプチャしていることを示しています。シミュレーションの出力は、コールドダークマターとバリオンの分布であり、標準的な方法を使用して分析できます。すべての変更は実装が簡単で、計算のオーバーヘッドは発生しません。N体コードGADGETとgevolutionでメソッドを実装することにより、最先端のニュートンN体コードをそのまま使用できることを示します。私たちの方法は、高次のラグランジアン摂動理論の初期条件とも互換性があり、少なくとも0.3eVまでの結合ニュートリノ質量に対して正確です。相対論的ゲージ理論で定式化されており、大規模なニュートリノの影響を含めることに加えて、私たちの方法には、大規模に関連する相対論的補正が無料で含まれています。
この分野での最近の進展に照らして、原始ブラックホール（PBH）の存在量に対する（したがって、PBHから生じる原始パワースペクトルの制約に対する）ローカルタイプの非ガウス性の影響を再評価します。ピーク理論を完全な非線形圧縮に適用し、非ガウス性の影響は以前の調査結果と質的に類似しているものの、影響はそれほど重要ではないことを発見しました。非ガウス性パラメータ$f_\mathrm{NL}^\mathrm{local}$と$g_\mathrm{NL}^\mathrm{local}$は、通常、それぞれ約1桁または2桁大きい必要があることがわかります。以前に見つかったものと同様のものを持っています。その効果は、非ガウス性パラメーターの原始パワースペクトルに対するPBH制約の依存性を弱めること、および非観測から生じる非ガウス性パラメーター（および/またはPBH存在量）に対する制約を劇的に弱めることです。暗黒物質の等曲率モード。また、曲率摂動$\zeta$と圧縮$C$の間の相関関係を検討し、PBHが$C$のまれなピークで形成される可能性がある一方で、これらは必ずしも$\zeta$のまれなピークに対応するとは限らないことを発見しました。PBH存在量の既存の計算の多くに疑問を持っています。
LFIおよびHFIPlanckデータリリース4からの宇宙複屈折に対する周波数依存の制約
プランクデータリリース4偏光マップからの宇宙複屈折角の周波数依存性に関する新しい制約を提示します。電磁気学と結合した軸場は、ほぼ周波数に依存しない複屈折角$\beta_\nu=\beta$を予測しますが、局所磁場からのファラデー回転とローレンツ違反理論は、周波数に比例する宇宙複屈折角$\を予測します。nu$、整数$n$、$\beta_\nu\propto\nu^n$の累乗。この作業では、最初に、LFIからの70GHzチャネルに加えて、偏波HFI周波数帯域ごとに個別に$\beta_\nu$をサンプリングします。また、複屈折角$\beta_\nu=\beta_0（\nu/\nu_0）^n$のべき乗則式を、$\nu_0=150$GHzで制約します。ほぼ全天の測定値$f_{\text{sky}}=0.93$の場合、$\beta_0=0.26^{\circ}\pm0.11^\circ$$（68\％\text{CL}）$および$n=-0.45^{+0.61}_{-0.82}$は、偏光前景放射の固有の$EB$相関を無視し、$\beta_0=0.33^\circ\pm0.12^\circ前景$EB$にフィラメント状ダストモデルを使用する場合、$および$n=-0.37^{+0.49}_{-0.64}$。次に、30GHzと44GHzの周波数帯域を含む、すべての偏波Planckマップを使用します。これらのバンドは、偏極ダスト放出による前景への寄与はごくわずかです。したがって、それらを別々に扱います。フォアグラウンドの固有の$EB$をモデル化しない場合、通常、30GHzと44GHzの周波数帯域を含めると、$\beta_\nu$の測定値が上がり、$n$が引き締まります。ほぼ全天で、$\beta_0=0.29^{\circ+0.10^\circ}_{\phantom{\circ}-0.11^\circ}$と$n=-0.35^{+0.48}_を測定します。{-0.47}$。周波数依存性がないと仮定して、$\beta=0.33^\circ\pm0.10^\circ$を測定します。私たちの測定が前景の$EB$を効果的に軽減した場合、私たちの制約は、ほとんど周波数に依存しない宇宙複屈折の信号と一致しています。
ユニバーサルFLRW診断としての$ H_0 $
宇宙論的モデルの診断を設計するために、$H_0$張力の明らかな存在の背後にある論理を逆にします。基本的な考え方は、さまざまな赤方偏移での観測から推測される$H_0$の非定常性は、FLRWパラダイム内のモデルの帰無仮説検定であるということです。$H_0$が実行される場合、モデルは間違っています。観測データの種類に応じて、診断の最適な形式は異なります。例として、2つの異なるBAOオブザーバブルに適合した2つの$H_0$診断を示します。これらと対応するBAOデータを使用して、モデルパラメーターのPlanck値を使用してフラットな$\Lambda$CDMで$H_0$の実行を再構築します。放射の寄与を無視できるフラットな$\Lambda$CDMの場合、共動距離データを使用すると、診断は単純な超幾何関数になります。診断の（異方性の可能性がある）空の変動を追跡するだけで、FLRWパラダイムからの可能性のある遅い時間の逸脱にも対応できます。
確率的重力波背景ポップコーン信号でブラックホールの起源を追跡する
宇宙論的な距離にあるブラックホールのバイナリのマージによって生成された重力波（GW）の未解決のソースは、確率論的な背景に結合します。このような背景は、GWレートが十分に高く、2つ以上のイベントが同じ周波数帯域でオーバーラップするかどうかに応じて、連続またはポップコーンレジームになります。これらの2つのレジームは、それぞれ、いわゆる{\itデューティサイクル}の大きい値と小さい値に対応します。原始ブラックホール（PBH）のモデルで背景の検出レジームを研究し、それを恒星起源のブラックホールによって生成されたものと比較します。地上の検出器に焦点を当てて、PBH起源のバックグラウンドのデューティサイクルが、それらの質量関数と合併率の違いのために、天体物理学のブラックホールのデューティサイクルよりも大きいことを示します。私たちの研究は、確率論的背景の統計的性質を調べることによって、ブラックホール集団の原始的または天体物理学的性質について学ぶ可能性を開きます。
トランジットのようなディップを伴うおうし座T型星CVSO30のYETI追跡観測
| Title |
YETI_follow-up_observations_of_the_T_Tauri_star_CVSO30_with_transit-like_dips |
| Authors |
R._Bischoff,_St._Raetz,_M._Fern\'andez,_M._Mugrauer,_R._Neuh\"auser,_P._C._Huang,_W._P._Chen,_A._Sota,_J._Jim\'enez_Ortega,_V._V._Hambaryan,_P._Zieli\'nski,_M._Dr\'o\.zd\.z,_W._Og{\l}oza,_W._Stenglein,_E._Hohmann,_and_K.-U._Michel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.12405 |
おうし座T型星CVSO30は、PTFO8-8695とも呼ばれ、過去10年間、地上望遠鏡と衛星を使って集中的に研究されました。それは、約0.8時間ごとに追加の惑星通過のようなディップを繰り返す可変光度曲線を示しました。しかし、これらの調光イベントは、発見以来、深さと期間が変化し、2018年の秋以降、それらは存在していなかったか、予測された観測時間の近くにさえありませんでした。検出されたディップと複雑な光度曲線内でのそれらの変化の理由として、例えば、崩壊する惑星、星周塵の塊、星のスポット、ケプラーの共回転半径での可能性のある多重度と軌道を回る雲が議論され、まだ議論中です。この論文では、過去7年間のアジアとヨーロッパにおける若い太陽系外惑星トランジットイニシアチブのメータークラス望遠鏡によるCVSO30の追加の光学的監視を提示し、ESAガイアミッションの新しい初期データリリース3でCVSO30を特徴付けます。その結果、2014年以降の光波長範囲での調光イベントの進化について説明し、観測された変動性の説明的なアプローチを示します。ケプラーの共回転半径で軌道を回るガスの雲は、CVSO30の光度曲線のほとんどの変化を説明するための最も有望なシナリオであると結論付けます。
13の高温で潜在的に地上のTESS惑星の検証
| Title |
Validation_of_13_Hot_and_Potentially_Terrestrial_TESS_Planets |
| Authors |
Steven_Giacalone,_Courtney_D._Dressing,_Christina_Hedges,_Veselin_B._Kostov,_Karen_A._Collins,_Eric_L._N._Jensen,_Daniel_A._Yahalomi,_Allyson_Bieryla,_David_R._Ciardi,_Steve_B._Howell,_Jorge_Lillo-Box,_Khalid_Barkaoui,_Jennifer_G._Winters,_Elisabeth_Matthews,_John_H._Livingston,_Samuel_N._Quinn,_Boris_S._Safonov,_Charles_Cadieux,_E._Furlan,_Ian_J._M._Crossfield,_Avi_M._Mandell,_Emily_A._Gilbert,_Ethan_Kruse,_Elisa_V._Quintana,_George_R._Ricker,_S._Seager,_Joshua_N._Winn,_Jon_M._Jenkins,_Britt_Duffy_Adkins,_David_Baker,_Thomas_Barclay,_David_Barrado,_Natalie_M._Batalha,_Alexander_A._Belinski,_Zouhair_Benkhaldoun,_Lars_A._Buchhave,_Luca_Cacciapuoti,_Ashley_Chontos,_Jessie_L._Christiansen,_Ryan_Cloutier,_Kevin_I._Collins,_Dennis_M._Conti,_Neil_Cutting,_Scott_Dixon,_Ren\'e_Doyon,_Mohammed_El_Mufti,_et_al._(64_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.12661 |
ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）は、発光分光法を介して、高温の地球型惑星の大気と表面特性を調べることができます。トランジット系外惑星探査衛星（TESS）によって検出された、これらの観測の理想的なターゲットとなる18の潜在的な地球型惑星の候補を特定します。これらの惑星候補は、広範囲の惑星半径（$R_{\rmp}\sim0.6-2.0R_\oplus$）とさまざまな大きさの軌道星（$K_s=5.78-10.78$、$V=8.4-15.69$）をカバーしています。）および有効温度（$T_{\rmeff}\sim3000-6000$K）。TESSフォローアップ観測プログラム（TFOP）と2つの検証ツール（DAVEとTRICERATOPS）を通じて収集された地上観測を使用して、これらの候補者の惑星としての信頼性を評価します。13個の惑星を検証します：TOI-206b、TOI-500b、TOI-544b、TOI-833b、TOI-1075b、TOI-1411b、TOI-1442b、TOI-1693b、TOI-1860b、TOI-2260b、TOI-2411b、TOI-2427b、およびTOI-2445b。これらの惑星のうちの7つ（TOI-206b、TOI-500b、TOI-1075b、TOI-1442b、TOI-2260b、TOI-2411b、およびTOI-2445b）は超短周期惑星です。TOI-1860は、これまでに知られている惑星を持つ最年少（$133\pm26$Myr）の太陽双子です。TOI-2260は、超短周期惑星をホストする最も金属が豊富な（[Fe/H]=$0.22\pm0.06$dex）星の1つである若い（$321\pm96$Myr）G型矮星です。推定平衡温度が$\sim2600$Kの場合、TOI-2260bは、$R_{\rmp}<2\、R_\oplus$で4番目に高温の既知の惑星でもあります。
K2-138の3：2共鳴連鎖の確認
軌道共鳴の研究は、コンパクトなシステムの惑星特性の制約を可能にします。K2-138は、6つの惑星を持つ初期のK型星であり、そのうちの5つは、3：2の平均運動共鳴の最長の連鎖にあると提案されています。K2-138の惑星の共振挙動を観察し、潜在的に検証するために、以前に測定されたパラメータを使用してN体シミュレーションを実行します。分析の結果、シミュレーションの99.2％が3：2の共鳴の連鎖をもたらすことがわかりましたが、5つの惑星の共鳴連鎖を示すのは11％にすぎません。共鳴を利用して、惑星の公転周期と質量を制限できることがわかりました。このシステムがその場でディスクの移動を通じて形成される可能性を探り、惑星構造コードを使用して各惑星の潜在的な構成を調査します。
NEIDロシター-マクラフリンによるTOI-1268bの測定：そのクールなホスト星と整列した若い暖かい土星
| Title |
NEID_Rossiter-McLaughlin_Measurement_of_TOI-1268b:_A_Young_Warm_Saturn_Aligned_with_Its_Cool_Host_Star |
| Authors |
Jiayin_Dong,_Chelsea_X._Huang,_George_Zhou,_Rebekah_I._Dawson,_Gudmundur_K._Stef\'ansson,_Chad_F._Bender,_Cullen_H._Blake,_Eric_B._Ford,_Samuel_Halverson,_Shubham_Kanodia,_Suvrath_Mahadevan,_Michael_W._McElwain,_Joe_P._Ninan,_Paul_Robertson,_Arpita_Roy,_Christian_Schwab,_Daniel_J._Stevens,_Ryan_C._Terrien,_Andrew_Vanderburg,_Adam_L._Kraus,_Stephanie_Douglas,_Elisabeth_Newton,_Rayna_Rampalli,_Daniel_M._Krolikowski,_Karen_A._Collins,_Joseph_E._Rodriguez,_Dax_L._Feliz,_Gregor_Srdoc,_Carl_Ziegler,_Khalid_Barkaoui,_Francisco_J._Pozuelos,_Emmanuel_Jehin,_Micha\"el_Gillon,_Zouhair_Benkhaldoun,_Pablo_Lewin,_Raquel_For\'es-Toribio,_Jose_A._Mu\~noz,_Kim_K._McLeod,_Fiona_Powers_\"Ozyurt,_Ferran_Grau_Horta,_Felipe_Murgas,_David_W._Latham,_Samuel_N._Quinn,_Allyson_Bieryla,_Steve_B._Howell,_Crystal_L._Gnilka,_et_al._(13_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.12836 |
接近したガス巨人は、惑星の軌道軸とそのホスト星のスピン軸との間の角度である、驚くべき範囲の恒星の傾斜角を示します。赤道傾斜角が惑星の動的な歴史を反映しているか（例えば、その場での形成または円盤の移動のために整列されているのか、高離心率の潮汐移動のために整列されていない）、または他のメカニズム（例えば、原始的な不整列または惑星と星の相互作用）がより重要であるかどうかは不明です。傾斜分布を彫刻する際に。ここでは、土星サイズの8。2日間の惑星をホストする若いK型の小人であるTOI-1268（TIC-142394656、$V_{\rmmag}{\sim}10.9$）の恒星の赤道傾斜角の測定値を示します。TOI-1268のリチウムの存在量と自転周期は、プレアデス星団（${\sim}120$Myr）とプレセペ星団（${\sim}670$Myr）の年齢の間のシステム年齢を示唆しています。新しく委託されたNEID分光器を使用して、視線速度（RV）信号とドップラートモグラフィー（DT）信号の両方からのロシター-マクラフリン（RM）効果を介して、TOI-1268の恒星傾斜角を制限します。両方のモデルから予測される恒星の赤道傾斜角$|\lambda|$の3$\sigma$の上限は、60$^\circ$を下回っています。大きなホスト星の分離（$a/R_\star{\sim}17$）は、システムの若い年齢と相まって、惑星がそのホスト星を再調整した可能性は低いです。TOI-1268の恒星傾斜角測定は、潮汐再整列（$a/R_\star{\gtrsim}10$）の範囲を超えた若いガス巨人の構造を調査し、整列またはわずかに整列していないシステムを明らかにします。
進化した星の周りの遷移ディスクの集団：惑星の指紋？銀河系のポストAGBバイナリを取り巻くディスクのカタログ
| Title |
A_population_of_transition_disks_around_evolved_stars:_Fingerprints_of_planets?_Catalog_of_disks_surrounding_Galactic_post-AGB_binaries |
| Authors |
Jacques_Kluska,_Hans_Van_Winckel,_Quentin_Copp\'ee,_Glenn-Michael_Oomen,_Devika_Kamath,_Valentin_Bujarrabal_and_Michiel_Min |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.13155 |
漸近巨星分枝（AGB後）のバイナリは、若い星の周りの原始惑星系円盤に似たガスと塵の巨大な円盤に囲まれています。既知のすべての銀河系ポストAGBバイナリのカタログをディスクで組み立てました。潜在的なディスクとバイナリの相互作用についてさらに学習することを目的として、さまざまなオブザーバブル間の相関関係を調査します。85個の銀河系ポストAGB連星系のスペクトルエネルギー分布をまとめました。赤外線超過によってトレースされたさまざまなディスク形態を区別するために、カラーカラー図を作成しました。さまざまなディスクタイプを分類し、これらのシステムの他の観測特性との相関関係を検索しました。ターゲットの8〜12％は、移行ディスク、つまり、近赤外線の超過がないか少ないディスクに囲まれています。これらの遷移円盤と、AGB後の星の表面の耐火性元素の枯渇との間に強い関連性が見られます。このリンクは、ディスク内のダストとガスの分離を刺激し、遷移ディスク構造も生成するメカニズムの証拠として解釈されます。このようなメカニズムは、巨大な惑星が円盤に穴を開け、円盤の外側の部分に塵を効果的に閉じ込めているためである可能性が高いと考えられます。ディスク内のそのような巨大惑星の存在に応じて、ディスクの進化シナリオを提案します。私たちは、巨大惑星が遷移円盤と観測された耐火物の枯渇との間の関連をうまく説明できることを提唱します。惑星のシナリオが確認されれば、AGB後の連星の周りの円盤は、惑星と円盤の相互作用と連星の晩期進化に対するそれらの影響をテストするためのユニークな実験室になる可能性があります。そのような惑星が第1世代の物体なのか第2世代の物体なのかという問題はまだ検討されていません。これらのディスクは、前例のないパラメータ空間での惑星形成を研究するのに理想的であると私たちは主張します。
検出された最大のオールトの雲オブジェクトのサイズとアルベド：彗星C / 2014 UN 271（Bernardinelli-Bernstein）
| Title |
Size_and_albedo_of_the_largest_detected_Oort-cloud_object:_comet_C/2014_UN_271_(Bernardinelli-Bernstein) |
| Authors |
E._Lellouch,_R._Moreno,_D._Bockel\'ee-Morvan,_N._Biver,_P._Santos-Sanz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.13188 |
最近発表されたオールトの雲彗星C/2014UN271（Bernardinelli-Bernstein）は、少なくとも3つの点で注目に値します。;（ii）すでにほぼ24auで彗星活動を示した。（iii）その核の大きさ（Hr〜8.0）は、非常に大きな物体を示しています。彗星は2031年に〜11au近日点に向かっているため、ガスの検出は今後数年間で予想されます。彗星の1287um（233GHz）連続フラックスを測定するために、拡張構成（解像度〜0.064"）でALMAを使用しました。観測は2021年8月8日に、太陽から20.0auの距離で実行されました。塵の寄与を除去するために、高い空間分解能が選択されました。物体の熱放出は、約10シグマ、フラックス0.128で検出されました。+/-0.012mJy。観測の制約とダストの寄与の理論的推定に基づいて、測定されたフラックスの全体が核に起因する可能性があります。Hrの大きさと組み合わせたNEATMモデリングから、137の表面等価直径を決定します。+/-17kmと5.3+/-1.2％の赤い幾何学的アルベド。これは、2014UN271がこれまでに見つかったOort-cloudオブジェクトの中で群を抜いて最大であることを確認します（彗星C/1995O1Hale-Boppのほぼ2倍の大きさ）。そして、outbを示すCentaur95P/Chironを除いて太陽系で最大の既知の彗星である、urstのような活動。一方、オブジェクトアルベドは彗星の典型であり、「普遍的な」彗星核アルベドの信憑性を追加します。遠地点と独特の大きなサイズを備えた2014UN271は、遠方彗星の顕著な原型であり、その活動は過揮発性物質によって駆動されます。近日点後の熱測定により、ヘールボップで観測されたように、近日点前と比較した表面の明るさなど、考えられるアルベドの変化を調べることができます。
TOI-1442bおよびTOI-2445b：M矮星周辺の2つの超短周期スーパーアース
| Title |
TOI-1442_b_and_TOI-2445_b:_two_ultra-short_period_super-Earths_around_M_dwarfs |
| Authors |
G._Morello,_H._Parviainen,_F._Murgas,_E._Pall\'e,_M._Oshagh,_A._Fukui,_T._Hirano,_H._T._Ishikawa,_N._Narita,_K._A._Collins,_K._Barkaoui,_P._Lewin,_C._Cadieux,_J._P._de_Leon,_A._Soubkiou,_N._Crouzet,_E._Esparza-Borges,_Y._Hori,_M._Ikoma,_K._Isogai,_T._Kagetani,_K._Kawauchi,_T._Kimura,_T._Kodama,_J._Korth,_T._Kotani,_V._Krishnamurthy,_S._Kurita,_J._H._Livingston,_R._Luque,_A._Madrigal-Aguado,_M._Mori,_T._Nishiumi,_J._Orell-Miquel,_M._Tamura,_Y._Terada,_N._Watanabe,_Y._Zou,_Z._Benkhaldoun,_K._I._Collins,_R._Doyon,_L._Garcia,_M._Ghachoui,_M._Gillon,_E._Jehin,_E._L._N._Jensen,_D._W._Latham,_F._J._Pozuelos,_R._P._Schwarz,_and_M._Timmermans |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.13274 |
環境。公転周期が1日未満の太陽系外惑星は、超短周期（USP）惑星として知られています。それらは惑星の形成と進化の過程の比較的まれな産物ですが、現在の惑星の検出方法には特に有利です。これを書いている時点で、120のUSP惑星がすでに確認されています。目的。私たちは、NASAのトランジット系外惑星探査衛星（TESS）によって発表された、TESSObjectofInterest（TOI）TOI-1442.01およびTOI-2445.01として登録された2つの新しいトランジット惑星候補の惑星の性質を確認することを目指しています。メソッド。TESSデータ、地上測光光度曲線、すばる/IRDスペクトログラフ視線速度（RV）測定を使用して、両方の惑星候補を検証し、それらの物理的特性を確立します。結果。TOI-1442bは、公転周期が$P=0.4090682\pm0.0000004\、d$、半径が$R_{\mathrm{p}}=1.27_{-0.44}^{+0.50のホットスーパーアースです。}R_{\oplus}$、平衡温度$T_{\mathrm{p、eq}}=1359_{-42}^{+49}\、K$、および質量$M_{\mathrm{p}}<18M_{\oplus}$at3$\sigma$。TOI-2445bは、公転周期が$P=0.3711286\pm0.0000004\、d$、半径が$R_{\mathrm{p}}=1.52_{-0.26のホットスーパーアース/ミニネプチューンでもあります。}^{+1.20}R_{\oplus}$、平衡温度$T_{\mathrm{p、eq}}=1332_{-57}^{+61}\、K$、質量$M_{\mathrm{p}}<38M_{\oplus}$at3$\sigma$。それらの物理的性質は、USP惑星の現在の経験的傾向と形成理論と一致しています。より多くのRV測定は、惑星の質量と平均密度、および外側の惑星の仲間の予測される存在を制約するのに役立ちます。
TOI-1268b：最年少の熱い土星-質量通過太陽系外惑星
| Title |
TOI-1268b:_the_youngest_hot_Saturn-mass_transiting_exoplanet |
| Authors |
J._\v{S}ubjak,_M._Endl,_P._Chaturvedi,_R._Karjalainen,_W._D._Cochran,_M._Esposito,_D._Gandolfi,_K._W._F._Lam,_K._Stassun,_J._\v{Z}\'ak,_N._Lodieu,_H._M._J._Boffin,_P._J._MacQueen,_A._Hatzes,_E._W._Guenther,_I._Georgieva,_S._Grziwa,_H._Schmerling,_M._Skarka,_M._Bla\v{z}ek,_M._Karjalainen,_M._\v{S}pokov\'a,_H._Isaacson,_A._W._Howard,_C._J._Burke,_V._Van_Eylen,_B._Falk,_M._Fridlund,_E._Goffo,_J._M._Jenkins,_J._Korth,_J._J._Lissauer,_J._H._Livingston,_R._Luque,_A._Muresan,_H._P._Osborn,_E._Pall\'e,_C._M._Persson,_S._Redfield,_G._R._Ricker,_S._Seager,_L._M._Serrano,_A._M._S._Smith,_and_P._Kab\'ath |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.13341 |
TESS宇宙ミッションからの通過する土星質量惑星であるTOI-1268bの発見を報告します。TOI-1268bは、さまざまな年齢指標から導き出された1Gyr未満の年齢で、これまでに知られている最年少の土星質量惑星であり、よく特徴付けられた若い惑星の小さなサンプルに貢献しています。わずかに偏心した軌道（$e\、=\、0.092\pm0.035$）、$P\、=\、8.1577080\pm0.0000044$日の公転周期を持ち、初期のK型矮星を通過します。$M_\star\、=\、0.96\pm0.04\、M_{\odot}$の質量、$R_\star\、=\、0.92\pm0.06\、R_{\odot}$の半径、$T_\mathrm{eff}\、=\、5300\pm100$Kの有効温度、および$0.36\pm0.06$dexの金属量。TESS測光と、マクドナルド天文台のタル分光器で取得した高解像度スペクトル、およびトーテンバーグ天文台とオンドジェヨフ天文台の高解像度分光器を組み合わせることにより、$M_\mathrm{p}\、=\、96.4\の惑星質量を測定しました。pm8.3\、M_{\oplus}$および半径$R_\mathrm{p}\、=\、9.1\pm0.6\、R_{\oplus}$。TOI-1268は、膨張していない土星-質量惑星の星と惑星の潮汐相互作用の役割を研究するための理想的なシステムです。この論文で導出されたシステムパラメータを使用して、惑星の潮汐品質係数を$10^{4.5-4.9}$の範囲に制限しました。他の膨張していない土星質量惑星のサンプルと比較すると、TOI-1268bは透過分光法研究の最良の候補の1つです。
マグニチュード二乗コヒーレンス：ドップラー惑星の発見を恒星の活動から解きほぐすための強力なツール
ドップラーが地球質量の居住可能な惑星を検索する場合、観測者は恒星の活動信号を識別してモデル化できなければなりません。ここでは、アクティビティインジケーターの時系列$x_t$と視線速度（RV）の時系列$y_tの間のマグニチュード2乗コヒーレンス$\hat{C}^2_{xy}（f）$を計算することにより、アクティビティ信号を診断する方法を示します。$。惑星はRVでのみ変調を引き起こし、活動インジケーターでは引き起こさないため、$\hat{C}^2_{xy}（f）$の値が高い場合は、周波数$f$の信号が恒星の起源を持っていることを示します。ウェルチ法を使用して、GJ581、アルファCenB、およびGJ3998のアーカイブ観測における活動指標とRV間のコヒーレンスを測定します。GJ3998bの頻度での高いRV-H$\alpha$コヒーレンス、および高いRV-SインデックスGJ3998cの周波数でのコヒーレンスは、惑星が実際に恒星の信号である可能性があることを示しています。また、GJ581dとgが回転高調波であることを示す以前の結果を複製し、アルファCenBが回転に関連付けられていない活動信号を持っていることを示しています。ウェルチのパワースペクトル推定は、Lomb-Scargleピリオドグラムよりもクリーンなスペクトルウィンドウを備えており、自転周期を推定する能力が向上しています。GJ581の自転周期は132日であり、回転差の証拠はありません。ウェルチ法は、$N<75$の観測値を持つデータセットに対して許容できないほど大きなバイアスをもたらす可能性があり、$N>100$のデータセットで最適に機能します。時間領域データをテーパー化すると、ウェルチのパワースペクトル推定量のバイアスを減らすことができますが、観測者は、観測ケイデンスが極端に不均一なデータセットにテーパーを適用しないでください。マグニチュード2乗コヒーレンスとウェルチのパワースペクトル推定値を計算するためのソフトウェアパッケージは、githubで入手できます。
TGSSからメガパーセクの巨大電波源を検索する
宇宙で最大の天体物理学的電波構造の1つは、ほぼ0.7Mpc以上の線形投影サイズを持つ巨大電波源（GRS）です。TIFRGMRTスカイサーベイオルタナティブデータリリース1（TGSSADR1）から150MHzで巨大電波銀河を体系的に検索します。私たちの検索エリアは、$-$53度から+90度DECまでの36,900平方度の空をカバーしています。これは、全空の90パーセントです。線形サイズ範囲が0.7Mpc〜1.82Mpcの53個のGRSを特定しました。候補の識別、角度および投影線形サイズ、レッドシフト、スペクトルインデックス、電波パワー、GRSのブラックホール質量などの特性パラメーターを調査しました。発見されたGRSの光学的および中赤外特性を研究します。また、新たに発見されたGRSを巨大電波銀河（GRG）と巨大電波クエーサーに分類し、GRGを低励起の巨大電波銀河（LEGRG）と高励起の巨大電波銀河（HEGRG）に分類します。
大規模な銀河団の中心部にある超高輝度渦巻銀河の検出
| Title |
Detection_of_a_Superluminous_Spiral_Galaxy_in_the_Heart_of_a_Massive_Galaxy_Cluster |
| Authors |
Akos_Bogdan,_Lorenzo_Lovisari,_Patrick_Ogle,_Orsolya_E._Kovacs,_Thomas_Jarrett,_Christine_Jones,_William_R._Forman,_Lauranne_Lanz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.12365 |
銀河団の中心に存在する最も明るい銀河団（BCG）は、通常、cDまたは楕円形の形態を持つ巨大で急冷された銀河であることが十分に確立されています。光学的調査は、エキゾチックな銀河集団、超高輝度渦巻銀河、レンズ状銀河がいくつかの銀河団のBCGである可能性があることを示唆しました。クラスターのメンバーシップとクラスターの重心は、光学データだけでは正確に決定できないため、XMM-NewtonX線観測を使用して、超高輝度円盤銀河とその環境のサンプルを追跡しました。具体的には、BCGの候補である7つの超高輝度渦巻銀河とレンズ状銀河を調査しました。5つの超高輝度円盤銀河の周りに巨大な銀河団を検出し、1つの超高輝度スパイラル2MASXJ16273931+3002239が銀河団の中心BCGであることを確認しました。クラスターの温度と総質量は$kT_{\rm500}=3.55^{+0.18}_{-0.20}$keVおよび$M_{\rm500}=（2.39\pm0.19）\times10^{です。14}\\rm{M_{\odot}}$。超高輝度円盤銀河を中心に持たない4つの銀河の中心銀河を特定し、中心が巨大な楕円銀河であることを確認しました。ただし、2つの銀河団では、オフセットされた超高輝度渦巻が中央の銀河よりも明るく、超高輝度円盤銀河が最も明るい銀河団であることを示しています。私たちの結果は、超高輝度円盤銀河が銀河団の中心的なシステムになることはめったにないことを示しています。これは、銀河系のディスクが大規模な合併によって破壊されたためと考えられます。これは、高密度環境でより頻繁に発生します。ガスが豊富な衛星との合併により、クラスターコアの超高輝度円盤銀河の円盤が再形成されたのではないかと推測しています。
銀河のダストアップ：FIREでのダスト進化のモデリング
| Title |
The_Galactic_Dust-Up:_Modeling_Dust_Evolution_in_FIRE |
| Authors |
Caleb_R._Choban,_Dusan_Keres,_Philip_F._Hopkins,_Karin_M._Sandstrom,_Christopher_C._Hayward,_Claude-Andre_Faucher-Giguere |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.12369 |
最近の進歩により、銀河形成シミュレーション用のダスト進化モデルが開発されましたが、これらのアプローチは、仮定と複雑さの程度が異なります。ここでは、最近のアプローチに基づいて、GIZMOコードに組み込まれ、FIRE-2恒星フィードバックおよびISM物理学と組み合わせた、2つの別個のダスト進化モデル（「エレメンタル」および「種」とラベル付け）を紹介および比較します。両方のモデルは、乱流の塵の拡散、塵の恒星の生成、ガス塵の降着による塵の成長、および時間分解された超新星からの塵の破壊、高温ガスでの熱スパッタリング、および星座を説明します。「Elemental」モデルは、一般化されたダスト種の進化を追跡し、単純な「調整可能な」ダスト成長ルーチンを利用します。「Species」モデルは、設定された化学組成を持つ特定のダスト種の進化を追跡し、物理的に動機付けられた2フェーズを組み込みます。ほこりの成長ルーチン。理想的な天の川銀河でこれらのモデルをテストおよび比較し、どちらも妥当な銀河統合ダスト対金属（D/Z）比を生成し、ガスダスト降着を主要なダスト成長メカニズムとして化学的に予測することを発見しました。個々の元素の減少とD/Zの間で観測されたスケーリング関係を、カラム密度と局所ガス密度で再現するには、動機付けられたモデルが必要です。また、特定のダスト種の場合、OとFeの枯渇の観測と一致させるために、理論上の金属鉄とO含有ダスト種を含める必要があり、サブレゾリューションの高密度分子ガス/COスキームの統合は次のようになります。観察されたCの枯渇と一致し、高密度環境で炭素質ダストが過剰に生成されないようにするために必要です。
赤くなったクエーサーのほこりっぽいトーラスから降着円盤に餌をやる
| Title |
Feeding_the_Accretion_Disk_from_the_Dusty_Torus_in_a_Reddened_Quasar |
| Authors |
Ge_Li,_Xiheng_Shi,_Qiguo_Tian,_Luming_Sun,_Xinwen_Shu,_Xiangjun_Chen_and_Hongyan_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.12495 |
ここでは、クエーサーSDSSJ122826.79+100532.2の異常な吸収線システムの詳細な分析を示します。システム内の吸収線は、$v\sim0$から$\sim1,000\\mathrm{km〜s}^{-1}$まで伸びる共通の赤方偏移速度構造を持ち、水素バルマー系列で明確に検出されます。最大H$\iota$、準安定中性ヘリウムトリプレット、および単一イオン化鉄の励起状態の光学線。吸収体の密度は$n_{\mathrm{H}}\approx10^{8.4}\\mathrm{cm}^{-3}$でイオン化パラメータは$U\approx10^{-1.2}$であると推定しました。そこで、中央の超大質量ブラックホールから$r_{\mathrm{abs}}\approx1.5$pcに配置しました。推定距離は、クエーサー内のダスト粒子$r_{\mathrm{evap}}\approx1$pcの蒸発半径と非常に似ています。したがって、吸収体は、ほこりっぽいトーラスから始まり降着円盤に供給する流入のプローブである可能性があります。特徴のない連続体と広い輝線の両方が$E（B-V）\approx0.66$で大幅に赤くなりますが、狭い輝線の赤みはごくわずかです。ほこりっぽい媒体は、広い輝線領域と狭い輝線領域の間に位置する可能性があり、\ion{Ca}{2}および\ion{Na}{1}ダブレットで検出された「冷たい」狭い吸収線システムに関連している可能性があります。クエーサーの全身速度からシフトされていません。SDSSJ122826.79+100532.2は、流入とトーラスの両方が吸収線によって追跡される可能性があるようなまれなケースを表している可能性があります。
回転および成長する暗黒物質ハローの平均流、速度分散、および進化と、自己重力衝突のない流れにおけるエネルギー伝達に対するそれらの影響
| Title |
The_mean_flow,_velocity_dispersion,_and_evolution_of_rotating_and_growing_dark_matter_halos_and_their_effects_on_the_energy_transfer_in_self-gravitating_collisionless_flow |
| Authors |
Zhijie_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.12665 |
速度分散を非スピンおよびスピン誘起に分解することにより、平均流と分散が軸対称の回転および成長するハローについて解析的に解かれます。極流は無視でき、方位角流は分散に直接関係しています。架空の（「レイノルズ」）応力が放射状の流れに作用して、平均的な流れからランダムな動きへのエネルギー伝達を可能にし、システムのエントロピーを最大化します。一定の濃度の大きなハロー（ハロー寿命の初期段階での高いピーク高さ$\nu$）の場合、自己相似の放射状の流れ（コアの外側と外側の領域の内側）が存在します。ハローの質量、サイズ、および比角運動量は、高速の質量降着によって時間とともに直線的に増加します。Haloコアは外側の領域よりも速く回転します。大きなハローはハッブルパラメータに比例する角速度で回転し、スピンによる分散が支配的です。すべての比エネルギー（放射状/回転/運動/ポテンシャル）は時不変です。ハロースピン（〜0.031）と異方性パラメーターの両方を解析的に導き出すことができます。安定したコアと遅い質量降着（ハロー寿命の後期の低いピーク高さ$\nu$）を持つ「小さな」ハローの場合、放射状の流れは消えます。小さなハローは一定の角速度で回転し、非スピン分散が支配的です。小さなハローは、形状がより球形で、非圧縮性で、等方性です。放射状分散と方位角分散は同等であり、極性分散よりも大きくなります。有限のスピンのため、運動エネルギーは方位角方向に沿った最大のエネルギーと等分割されていません。ハローはより熱く、スピンが速くなります。初期段階から後期段階までのハロー緩和（進化）には、形状、密度、平均流、運動量、およびエネルギーの連続的な変化が含まれます。リラクゼーション中、ハローは保存された特定の角度運動エネルギーで同位体的に「伸び」、ハロー濃度と慣性運動量を増加させます。したがって、ハローの「ストレッチ」は、角速度を低下させ、角運動量とスピンパラメータを増加させます。
SS433の分子雲N4の物理的特性。分子雲とSS433からのジェットとの相互作用の証拠
| Title |
Physical_properties_of_the_molecular_cloud,_N4,_in_SS433;_Evidence_for_an_interaction_of_molecular_cloud_with_the_jet_from_SS433 |
| Authors |
Hiroaki_Yamamoto,_Ryuji_Okamoto,_Yasuhiro_Murata,_Hiroyuki_Nakanishi,_Hiroshi_Imai,_and_Kohei_Kurahara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.12807 |
12CO（J=1-0）、12CO（J=3-）で、SS433から約40pcに位置し、無線シェルと同じ視線にある分子雲N4の観測と分析を行いました。2）、13CO（J=3-2）、およびグランドステートOH放出N4は、北、東、および西端で12CO（J=1-0、3-2）放出の積分強度の強い勾配を持っています。N4の本体にも、〜0.16kms^-120"^-1の速度勾配があります。〜49kms^-1での全身速度から最大3kms^-1の速度シフトが検出されます。分子水素ガスの体積密度と運動学的温度は、RADEXコードによって12CO（J=1-0）と13CO（J=3-2）の排出量の8つの局所的なピークで推定されます。計算されたn（H2）は10^3cm^-3のオーダーであり、T_kの範囲は約20Kから約56Kです。N4の質量は約7300Moと推定されます。N4の熱および乱流圧力は推定されます。それぞれ〜10^5Kcm^-3と〜10^7Kcm^-3になります。N4の熱圧力と乱流圧力の関係は、銀河面の分子雲の関係と似ている傾向があります。、これらの値は銀河面の典型的な分子雲の値よりも高いです。N4の物理的特性を表すいくつかの状況証拠と、赤外線およびX線放射のデータとの比較は、N4がN4であることを示唆しています。SS433からのジェットと相互作用しています。ただし、N4に向かうガンマ線放射は検出されません。以前の研究と比較して、現在のガンマ線観測所の感度が低いため、宇宙線陽子起源によるガンマ線放射を検出することは困難です。観測の感度が低く、アンテナビームが希釈されているため、N4へのOH放射は検出されませんでした。
非局所重力における有効暗黒物質の特性
非局所重力（NLG）は、アインシュタインの重力理論の古典的な非局所一般化であり、媒体の非局所電気力学と密接に類似して構築されています。NLGによると、天体物理学と宇宙論で暗黒物質として現れるのは、実際には普遍的な重力相互作用の非局所的な側面です。ここでは、NLGの有効暗黒物質の2つの主な特徴に焦点を当てます。つまり、（a）NLGの有効暗黒物質の密度は常に有限であるため、カスプがありません。（b）矮小銀河では有効な暗黒物質が少ないです。標準的な粒子暗黒物質パラダイムで一般的に想定されているよりも。矮小銀河AGC114905に関連するNLGの対応する天体物理学的意味について簡単に説明します。
Cosmicflows-4：最大10,000の距離を提供するバリオンタリーフィッシャー関係
| Title |
Cosmicflows-4:_The_Baryonic_Tully-Fisher_Relation_Providing_~10,000_Distances |
| Authors |
Ehsan_Kourkchi,_R._Brent_Tully,_Helene_M._Courtois,_Alexandra_Dupuy_and_Daniel_Guinet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.13023 |
渦巻銀河の星間ガスはバリオン質量のかなりの部分を構成する可能性があり、星とガスの成分の合計は、総質量含有量の運動学的特徴、HIラインプロファイルの幅とよく相関することが実証されています。ここでは、バリオン質量とHI線幅の相関関係を使用して、約0.05cまで伸びる9984個の銀河の距離を取得します。サンプルはHIフラックスが制限されており、HI選択バイアスを考慮して補正する必要があります。絶対スケールは、ケフェイド変光星の研究からの距離がわかっている64個の銀河や、赤色巨星の枝の先端にある星の大きさによって確立されます。バリオン関係のキャリブレーションにより、H_0=75.5+-2.5km/s/Mpcのハッブル定数が決定されます。誤差の見積もりは統計的です。この資料は、体系的な不確実性が調査される後続の記事で、他の方法論からの貢献と組み合わされます。
UVバックグラウンドの時間変化
GALEXミッションの10年間の寿命で、約10日間のスケールで拡散紫外線バックグラウンドの変動が見つかりました。これらの変動は、GALEXの近紫外線帯域でのみ明らかであり、太陽NUVフラックスの輝度変動による黄道光の変動に関連している可能性が最も高いです。変動は、NUVで200光子単位に達する可能性があり、黄道光の約15％、または全NUV拡散放射の<10％に相当します。GALEXの遠紫外線帯域への影響はありません。さらなる作業には、このコンポーネントを調査する目的で特別に選択されたより良い観察が必要であり、取得するのは困難です。
2
| Title |
Constraining_blazar_heating_with_the_2 |
| Authors |
A._Lamberts,_E._Puchwein,_C._Pfrommer,_P._Chang,_M._Shalaby,_A._Broderick,_P._Tiede_and_G._Rudie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.13175 |
銀河間媒体（IGM）は、宇宙構造の形成、星や活動銀河核からの衝撃や光加熱によるエネルギー注入を記録する熱量計のように機能します。最近、空間的に不均一なTeVブレーザーが、密度の低いIGMを大幅に加熱し、$z\simeq2-3$付近に冷たいIGMと暖かいIGMの両方のパッチをもたらす可能性があることが提案されました。この研究の目的は、さまざまなブレーザー加熱モデルの予測をIGMの最近の観測と比較することです。一連の宇宙論的シミュレーションを実行し、ライマン-$\alpha\（$Ly$\alpha$）フォレストの模擬観測量を注意深く計算します。通常、このタイプのオブザーバブルに影響を与えるさまざまな体系的な不確実性の詳細な評価を実行し、モデル間の違いよりも小さいことを確認します。私たちの不均一なブレーザー加熱モデルは、Ly$\alpha$線の特性と、高赤方偏移（$2.5<z<3$）での再スケーリングされたフラックス確率分布関数とよく一致していますが、私たちのブレーザー加熱モデルは、より低い赤方偏移によって挑戦されています。データ（$2<z<2.5$）。最先端のモデルは低密度IGMに十分な加熱を提供するには不十分であり、したがって不均一なHeII再電離のさらなる放射伝達研究を動機付けますが、私たちの結果はHeII再電離によって説明できます。ブレーザーが実際に$2\times10^{13}{M}_\odot$のグループマスハローによってホストされている場合、以前のモデルと比較してブレーザー加熱の開始が遅いことが好まれます。これにより、ここでの調査結果が一致する可能性があります。局所ガンマ線観測からのブレーザー加熱の証拠。
エッジ：エリダヌスIIの星団の不可解な楕円率と、超微弱な矮星の中心にある暗黒物質への影響
| Title |
EDGE:_the_puzzling_ellipticity_of_Eridanus_II's_star_cluster_and_its_implications_for_dark_matter_at_the_heart_of_an_ultra-faint_dwarf |
| Authors |
Matthew_D._A._Orkney,_Justin_I._Read,_Oscar_Agertz,_Andrew_Pontzen,_Martin_P._Rey,_Alex_Goater,_Ethan_Taylor,_Stacy_Y._Kim,_Maxime_Delorme |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.13434 |
EridanusII（EriII）の「超微弱な」矮星は、大きく（$15\、\text{pc}$）、質量が小さい（$4.3\times10^3\、\text{M}_\odot$）星団（SC）投影で中心から$23\pm3\、\text{pc}$オフセットします。EriIIが中央の暗黒物質コアを持っている場合、そのサイズとオフセットは自然に説明されますが、そのようなコアは$\Lambda$CDM宇宙論で説明するのが難しいかもしれません。この論文では、EriIIのSCの存続と進化を再考し、その不可解な大きな楕円率（$0.31^{+0.05}_{-0.06}$）に初めて焦点を当てます。SCの960個の直接$N$体シミュレーションのスイートを実行し、超微弱な矮小銀河シミュレーションに適合する球形の背景ポテンシャルの範囲内を周回します。EriIIのSCの説明に近いシナリオは2つだけです。最初に、EriIIは低密度の暗黒物質コア（サイズ$\sim70\、\text{pc}$および密度$\lesssim2\times10^8\、\text{M}_{\odot}\、\text{kpc}^{-3}$）。このモデルでは、EriIIのSCの高い楕円率が誕生時に設定されており、コアに潮汐力がないため、その楕円率は長期間凍結されたままになります。第二に、EriIIのSCは部分的なコアを周回し、潮汐による破壊が差し迫っているため、楕円率が高くなっています。ただし、この後者のモデルは、データにすでに見られるはずのEriIIのSCの周りのより実質的な潮汐尾を予測しているため、コアモデルを支持することになります。これらの発見に対する潜在的な警告、および銀河形成と暗黒物質の性質に対するコアモデルの意味について説明します。
掃天観測施設を備えた宇宙論的高速光学過渡現象：汚れた火の玉の探索
| Title |
Cosmological_Fast_Optical_Transients_with_the_Zwicky_Transient_Facility:_A_Search_for_Dirty_Fireballs |
| Authors |
Anna_Y._Q._Ho,_Daniel_A._Perley,_Yuhan_Yao,_Dmitry_Svinkin,_A._de_Ugarte_Postigo,_R._A._Perley,_D._Alexander_Kann,_Eric_Burns,_Igor_Andreoni,_Eric_C._Bellm,_Elisabetta_Bissaldi,_Joshua_S._Bloom,_Richard_Dekany,_Andrew_J._Drake,_Jos\'e_Feliciano_Ag_\"u\'i_Fern\'andez,_Dmitry_Frederiks,_Matthew_J._Graham,_Boyan_A._Hristov,_Mansi_M._Kasliwal,_S._R._Kulkarni,_Harsh_Kumar,_Russ_R._Laher,_Alexandra_L._Lysenko,_Bagrat_Mailyan,_Christian_Malacaria,_A._A._Miller,_S._Poolakkil,_Reed_Riddle,_Anna_Ridnaia,_Ben_Rusholme,_Volodymyr_Savchenko,_Jesper_Sollerman,_Christina_Th_\"one,_Anastasia_Tsvetkova,_Mikhail_Ulanov,_and_Andreas_von_Kienlin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.12366 |
汚れた火の玉は、相対論的大質量星爆発の仮定されたクラスであり、初期のローレンツ因子$\Gamma_\mathrm{init}$は、長時間のガンマ線バーストを生成するために必要な$\Gamma_\mathrm{init}\sim100$を下回ります。（LGRB）ですが、それでもLGRBの残光に似た発光を生成する可能性があります。ここでは、掃天観測（ZTF）を使用した軸上光学残光の検索結果を示します。私たちの検索では、赤色（$gr>0$mag）、かすかなホスト銀河（$r>23$mag）、および急速な退色（$dr/dt>1）の点で軸上LGRB残光に似た7つの光学過渡現象が得られました。$mag/日）。発見から数日以内の過渡放出の分光法は、6つのイベントの宇宙距離（$z=0.876$から$z=2.9$）を確立し、$\gamma$なしの光学調査によって発見された赤方偏移測定で残光の数を3倍にしました-光線トリガー。遡及的検索の結果、4つのイベント（ZTF20abbiixp/AT2020kym、ZTF21aagwbjr/AT2021buv、ZTF21aakruew/AT2021cwd、ZTF21abfmpwn/AT2021qbd）には、おそらく関連するLGRB（GRB200524A、GRB210204A、GRB210212B、GRB210212B）が含まれていることが判明しました。、ZTF21aaeyldq/AT2021any、ZTF21aayokph/AT2021lfa）。私たちの検索では、決定的な新しいクラスのイベントは見つかりませんでした。明らかに「孤立した」イベントの最も簡単な説明は、検出器の感度とデューティサイクルのために高エネルギー衛星が見逃した通常のLGRBであったということです。$\gamma$-光線または軸から少し外れて表示されます。汚れた火の玉が立体角あたりのエネルギーがLGRBと同様であり、桁違いに一般的であるシナリオを除外します。さらに、$\gamma$線を生成する材料と初期の光学残光放出を生成する材料の開き角の比率に最初の直接制約を設定し、それらが同等でなければならないことを発見しました。
| Title |
Hydrodynamics_of_Collisions_and_Close_Encounters_between_Stellar_Black_Holes_and_Main-sequence_Stars |
| Authors |
Kyle_Kremer,_James_C._Lombardi_Jr.,_Wenbin_Lu,_Anthony_L._Piro,_Frederic_A._Rasio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.12368 |
最近の分析によると、星と恒星ブラックホールの接近は、密集した星団で頻繁に発生します。最接近時の距離に応じて、これらの相互作用は、潮汐の捕捉や混乱、または直接的な物理的衝突などの散逸する遭遇につながる可能性があり、これらはすべて明るい電磁過渡現象を伴う可能性があります。この研究では、ブラックホールと主系列星との接近遭遇の広範囲の流体力学的シミュレーションを実行し、対象のパラメーター空間を集合的にカバーし、さまざまな可能な結果を特定して分類します。ほぼ正面衝突の場合、星は完全に破壊され、恒星の物質の約半分がブラックホールに結合します。古典的な潮汐破壊半径の近くでのより遠い遭遇の場合、星は最初の中心付近の通路で部分的にのみ破壊されます。相互作用の詳細に応じて、部分的に破壊された恒星の残骸は、ブラックホールによって整然と捕らえられるか、束縛されなくなる可能性があります（場合によっては、非対称質量損失から十分に大きな衝動的なキックを受けて、ホストクラスターから放出されます）。前者の場合、星は最終的に完全に破壊される前に、追加の中心周辺通過を受けます。シミュレーションの最後にブラックホールに結合した材料の特性（特に、結合した総質量と角運動量）に基づいて、予想される降着プロセスと、結果として生じる可能性のある関連する電磁的特徴についてコメントします。
3番目のSwift-BATカタログのGRB前駆体の時間分析
3番目のSwift-BATカタログで、前駆体活性を持つ52個の長いガンマ線バースト（GRB）を選択します。前駆体とメインバーストの両方に表示される各エピソードは、Norris関数によって適合されます。前駆体とメインバーストの両方の時間的特性を体系的に分析します。前駆体の時間的プロファイルとメインバーストの時間的プロファイルの間に有意差は見られません。前駆体の光子数は、メインバーストの光子数に関連しています。前駆体とメインバーストは同じ$\tau_p-\omega$の関係に従うため、前駆体とメインバーストは同じ物理的起源を持っている可能性があることが示されています。ただし、前駆体のエネルギー放出と静止時間の間に明確な関係は見つかりません。フォールバックコラプサーシナリオやジェット繭シナリオなどのいくつかの理論モデルは、GRB前駆体現象を説明するのに役立つ場合があります。
LISA-Taijiネットワークを介した恒星連星ブラックホールの検出について
地上のレーザー干渉計GW観測所（LIGO/Virgo）による重力波（GW）の検出により、（合計）質量が最大$\sim150M_\odot$の恒星ブラックホール（sBBH）の集団が明らかになります。LISAやTaijiなどの宇宙ベースのGW検出器のソース。本論文では、今後、LISA-TaijiネットワークによるsBBHの検出の可能性について詳細に検討する。LIGO/VIRGO観測によって制約されたsBBHマージ率密度を採用して、模擬sBBHサンプルをランダムに生成します。観測期間を$4$年とすると、LISA-Taijiネットワークは信号対雑音比（SNR）$>8$（または$>15$）の数十（または少なくとも数）のsBBHを検出する可能性があります。LISAまたはTaijiの観測のみを使用した場合の2〜3ドルの係数。これらのsBBHの中で、年間4ドルの観測期間中にマージできるものはごくわずかです。観測期間を$10$年に延長すると、LISA-TaijiネットワークはSNRが$>8$（または$>15$）の約100（または20）のsBBHを検出する可能性があり、そのうち約20（または少なくとも数）が検出されます。観測期間内にマージできます。私たちの結果は、LISA-Taijiネットワークは、「検出」に控えめなSNRしきい値（$15$）を想定した場合でも、少なくとも少数から20以上のsBBHを検出できる可能性があることを示唆しています。これにより、宇宙によるマルチバンドGW観測が可能になります。および地上ベースのGW検出器。また、LISA-Taijiネットワークによって「検出」されたsBBHシステムのパラメータ推定の不確実性をさらに推定します。これらのsBBHの場合、光度距離測定と空の位置特定の相対誤差は、ほとんどがそれぞれ$0.05-0.2$と$1-100\deg^2$の範囲にあることがわかります。
時間依存流出における放射拡散：高速青色光学過渡現象のモデル
FastBlueOpticalTransients（FBOT）は、光度曲線と青色（通常は$\rm{-0.2\>\gr\>\）が急速に変化する（通常は$t_{\rm上昇}<12\\rm日$）光度曲線です。-0.3}$）これは超新星のような爆発では説明できません。このような特殊な過渡現象を解釈するために、時間依存の流出モデルにおける放射拡散を提案します。このモデルでは、中央エンジンが数日間継続的に流出することを前提としています。流出の排出は時間に依存すると考えています。流出は最初は光学的に厚く、光子はその中で凍結されます。流出が時間とともに拡大するにつれて、光子は徐々に逃げ出します。私たちの仕事は、そのような進化をモデル化することです。数値計算と分析計算は別々に考慮され、結果は一貫しています。このモデルを、PS1-10bjp、ZTF18abukavn、ATLAS19dqrの3つの典型的なFBOTに適用します。モデリングでは、流出の総質量（$\sim1-5{M_{\odot}}$）と、それらの放出の合計時間（$\sim$数日）が検出され、次のように推測されます。それらは巨大な星の崩壊の結果かもしれません。
AGNにおけるジェット形成と加速領域のGRMHDシミュレーションとモデリング
相対論的ジェットは、相対論的速度でコリメートされたプラズマ流出です。相対論的ジェットを含む宇宙物理学的オブジェクトは、回転する降着流に囲まれたブラックホールなどのコンパクトオブジェクトと、中央のコンパクトオブジェクトの近くで生成される相対論的ジェットで構成されるシステムです。相対論的ジェットの起源を説明する最も受け入れられているモデルは、電磁流体力学（MHD）プロセスを含みます。過去数十年にわたって、多くの一般相対論的MHD（GRMHD）コードが開発され、さまざまな条件での相対論的ジェット形成をモデル化するために適用されてきました。この短いレビューは、相対論的ジェットの生成におけるGRMHDシミュレーションの最近の進歩と観測のためのそれらのモデリングの概要を提供します。
1ゾーンハドロ核モデルはBLLac天体のハードTeVスペクトルを説明できますか？
| Title |
Can_one-zone_hadronuclear_model_explain_the_hard-TeV_spectrum_of_BL_Lac_objects? |
| Authors |
Wei-Jian_Li,_Rui_Xue,_Guang-Bo_Long,_Ze-Rui_Wang,_Shigehiro_Nagataki,_Da-Hai_Yan,_Jian-Cheng_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.12708 |
環境。一部のBLLacの固有のTeV発光は、銀河系外の背景光を補正した後のハードスペクトル（ハードTeVスペクトル）によって特徴付けられます。ハードTeVスペクトルは、レプトンモデル、フォトハドロニックモデル、陽子シンクロトロンモデルなどの従来の1ゾーンモデルに課題をもたらします。この作業では、1ゾーンハドロ核（pp）モデルを使用して、極端なパラメーターを導入せずにBLLacsのハードTeVスペクトルを解釈できるかどうかを調べます。メソッド。スーパーエディントンジェットパワーを導入せずにBLLacsのhard-TeVスペクトルを解釈するときに、パラメータ空間があり、ジェットの電荷中性条件が満たされるかどうかを調べるための分析計算を行います。結果。Xueetal。によって収集されたhard-TeVBLLacsのサンプルでそれを見つけます。（2019a）、1ES0229+200のハードTeVスペクトルのみが、pp相互作用で生成されたpi-0崩壊からのガンマ線によって説明できましたが、放射領域の小さな半径を設定するという犠牲を払って、中央のブラックホールのシュワルツシルト半径。他の1ゾーンモデルの以前の研究と組み合わせて、BLLacsのハードTeVスペクトルは、極端なパラメータを導入せずに1ゾーンモデルで説明することはできず、複数の放射領域に由来する必要があることを示唆します。
| Title |
Gravitational_wave_signals_in_the_deci-Hz_range_from_neutrinos_during_the_proto-neutron_star_cooling_phase |
| Authors |
Lei_Fu,_Shoichi_Yamada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.12774 |
約1分間続く冷却段階で陽子中性子星（PNS）から異方的に放出されるニュートリノによって生成される低周波数の重力波（GW）を調査します。まず、ニュートリノの光度の球面調和関数展開に基づいた定式化を行い、重力波形と特徴的なひずみを取得します。立体角の関数としてニュートリノの光度に関する信頼できるデータを抽出できるPNS冷却の多次元シミュレーションがない場合は、手作業でそれらを構築します。最初のモデルでは、時間発展は区分的指数関数（PEF）で近似されます。2番目のモデルでは、簡単にするために、すべての高調波コンポーネントの1D冷却シミュレーションで得られた時間発展を使用します。どちらの場合も、軸対称コンポーネントだけでなく、非軸対称コンポーネントも考慮します。特に後者の場合、回転軸とずれており、その結果、PNSと一緒に回転する軸対称ニュートリノ放出を3番目のモデルと見なします。最初のモデルから、後期におけるPEFの減衰時間は、徐冷の場合のGWの特徴的なひずみのバンプとディップの位置から推測できますが、急冷の場合の勾配変化。これは、PNSの対流によって引き起こされる可能性があります。また、最初のモデルから、PNSの回転がGW波形に反映されることがわかります。最後に、特徴的なひずみを感度曲線GW検出器と比較し、PNSが10kpcにある場合、上記の現象がDECIGOによって検出されると予想されることを発見しました。
実験SK-GdとJUNOによる拡散超新星ニュートリノバックグラウンドの検出の見通し
| Title |
Prospects_for_the_detection_of_the_Diffuse_Supernova_Neutrino_Background_with_the_experiments_SK-Gd_and_JUNO |
| Authors |
Yufeng_Li,_Mark_Vagins,_Michael_Wurm |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.12920 |
ガドリニウムを搭載したスーパーカミオカンデ（SK-Gd）と、間もなく開始されるJUNO液体シンチレータ検出器の登場により、拡散超新星ニュートリノバックグラウンド（DSNB）のグローバル感度が大幅に向上しました。この記事では、両方の実験でDSNB検索に最も関連する検出器のプロパティを確認し、予想される信号とバックグラウンドレベルを推定します。これらの入力に基づいて、両方の実験の感度を個別に評価し、組み合わせて評価します。簡略化された統計的アプローチを使用すると、SK-GdとJUNOの両方が、測定から10年以内にDSNB信号の$>$3$\sigma$証拠に到達する可能性があることがわかります。組み合わされた結果により、今後10年以内にDSNB信号の$5\sigma$検出が可能になる可能性があります。
マグネターXTEJ1810-197：平均電波放射のスペクトル時間的進化
| Title |
Magnetar_XTE_J1810-197:_Spectro-temporal_evolution_of_average_radio_emission |
| Authors |
Yogesh_Maan,_Mayuresh_P._Surnis,_Bhal_Chandra_Joshi_and_Manjari_Bagchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.13006 |
2018年後半の最新の爆発に続くマグネターXTEJ1810-197（PSRJ1809-1943）の平均電波放射特性の長期的なスペクトル時間的進化を提示します。2年半のモニタリングの結果を報告します。アップグレードされたGiantMetrewaveRadioTelescopeを使用したキャンペーンは、300〜1450MHzの周波数範囲で実行されました。私たちの観察は、平均プロファイル幅、フラックス密度、スペクトル指数、および広帯域スペクトル形状の興味深い時間変動を示しています。平均プロファイル幅は後のエポックで徐々に減少するように見えますが、フラックス密度は、モニタリングの過程で無線の再増光の複数のエピソードを示しています。私たちの体系的な監視観測は、電波スペクトルが時間の経過とともに急峻になり、マグネターのようなスペクトルからよりパルサーのようなスペクトルへと進化したことを明らかにしています。より詳細な分析により、無線スペクトルにはターンオーバーがあり、このターンオーバーは時間とともにより低い周波数にシフトすることが明らかになります。これらの結果につながる分析の詳細を提示し、マグネター放射メカニズムのコンテキストでの調査結果と、介在する媒体の潜在的な兆候について説明します。また、進化するスペクトルターンオーバーがラジオマグネターの遍在する特性である可能性があるかどうかについても簡単に説明します。
異方性電子分布を伴うGRB放出
ガンマ線バースト（GRB）の即発放出の典型的なスペクトルは、標準的なシンクロトロンモデルでは強い磁場にもかかわらず、電子の冷却が抑制されていることを示しています。最近のParticle-in-Cellシミュレーションは、磁気的に支配されたプラズマでの磁気リコネクションによる粒子加速が、特に低エネルギー領域で小さなピッチ角につながる可能性があることを示しています。このような小さなピッチ角は、シンクロトロン放射による電子の冷却を防ぎます。この論文では、シンクロトロン冷却と断熱冷却の効果を考慮して、異方性電子分布を持つシンクロトロンスペクトルを数値的に計算します。モデルが磁気リコネクションによって動機付けられているため、$10^{50}〜\mbox{erg}〜\mbox{s}^{-1}$より大きいポインティングフラックスが必要な場合、バルクローレンツ因子$\sim1000$また、典型的なGRBスペクトルを再現するには、電子の最小ローレンツ因子$\gamma_{\rmmin}\sim10^4$が必要です。
重力波イベントの母集団における質量-スピン相関の検索：GWTC-3ケーススタディ
| Title |
Searching_for_mass-spin_correlations_in_the_population_of_gravitational-wave_events:_the_GWTC-3_case_study |
| Authors |
G._Franciolini,_P._Pani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.13098 |
新しく生まれた重力波天文学の基本的な目標の1つは、観測された連星ブラックホールの合併の起源を発見することです。この目的に向けて、増え続ける豊富なデータの特徴を特定することは、さまざまな形成経路を区別するのに役立つ可能性があります。大きな不確実性は依然としてバイナリ形成モデルに影響を与えますが、スピン-質量関係は特定のクラスのチャネルの特徴的な機能のままです。効果的なインスパイアスピン$\chi_{\rmeff}$に焦点を当てることにより、現在のGWTC-3データは、イベントの一部が次のような質量スピン相関を示す可能性があるという仮説をサポートしていることを示します。動的形成チャネルによって生成されたもので、天体物理学的または原始的な性質のものです。最近のLIGO/乙女座/KAGRA人口分析で$\chi_{\rmeff}$の分布を説明するために採用されたガウス現象モデルと比較すると、これらのモデルを支持してベイズの証拠を定量化します。
星のある望遠鏡の焦点を決定するためのフーリエ法
星のある望遠鏡の最適焦点を決定するためのフーリエ法（Fm）を紹介します。私たちの方法は、この論文で導き出すべき関数を、フォーカサーの位置の関数として撮影された一連の画像に適合させます。最適なフォーカス位置は、パワーが最大になる場所です。Fmは、最初に小型屈折望遠鏡とシュミットカセグレン（SCT）望遠鏡でテストされました。小型望遠鏡のテストが成功した後、2mのRitchey-Chr\'etien-Coud\'e（RCC）を使用してFmをテストしました。私たちのテストは、Fmが一般的な半フラックス直径法に固有の問題の影響を受けないことを示しています。
恒星パラメータ決定のための深層学習アプリケーション：I-ハイパーパラメータの制約
| Title |
Deep_Learning_application_for_stellar_parameters_determination:_I-_Constraining_the_hyperparameters |
| Authors |
Marwan_Gebran,_Kathleen_Connick,_Hikmat_Farhat,_Fr\'ed\'eric_Paletou,_Ian_Bentley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.12476 |
機械学習は、利用可能な天文データの量が増えていることを分析および解釈するための効率的な方法です。この研究では、恒星パラメータの決定のコンテキストでディープラーニング技術を実験することをいとわない人に役立つ教育学的アプローチを示します。畳み込みニューラルネットワークアーキテクチャを利用して、星の恒星パラメータの最も正確な値を導出するための最適なパラメータを選択する方法の概要を段階的に説明します。T$_{\rm{eff}}$、$\logg$、[X/H]、および$v_e\sini$。ランダムノイズを伴う合成スペクトルを使用して、この方法を制約し、観測を模倣しました。各恒星パラメータにはネットワークハイパーパラメータの異なる組み合わせが必要であり、到達する最大精度は、この組み合わせ、観測の信号対雑音比、およびネットワークのアーキテクチャに依存することがわかりました。また、この手法が最適化された後、この手法をさまざまな波長範囲の他のスペクトルタイプに適用できることも示します。
超高エネルギー宇宙線のK-EUSO軌道検出器の状態
| Title |
Status_of_the_K-EUSO_Orbital_Detector_of_Ultra-high_Energy_Cosmic_Rays |
| Authors |
P._Klimov,_M._Battisti,_A._Belov,_M._Bertaina,_M._Bianciotto,_S._Blin-Bondil,_M._Casolino,_T._Ebisuzaki,_F._Fenu,_C._Fuglesang,_W._Marsza{\l},_A._Neronov,_E._Parizot,_P._Picozza,_Z._Plebaniak,_G._Pr\'ev\^ot,_M._Przybylak_N._Sakaki,_S._Sharakin,_K._Shinozaki,_J._Szabelski,_Y._Takizawa,_D._Trofimov,_I._Yashin,_M._Zotov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.12766 |
K-EUSO（KLYPVE-EUSO）は、紫外線（UV）範囲の地球の夜間大気で、大規模な空気シャワーによって放出される蛍光とチェレンコフ光を検出することにより、超高エネルギー宇宙線（UHECR）を研究することを目的とした計画軌道ミッションです。天文台はJEM-EUSOの共同作業で開発されており、2025年以降に国際宇宙ステーションに配備され、少なくとも2年間運用される予定です。$\sim10^{5}$の独立したピクセルで構成される望遠鏡は、地上で$\sim0.6$kmの空間分解能を可能にし、400kmの高度から、大きくて完全な空の露出を実現します。UHECRスペクトルの最高エネルギー範囲をサンプリングします。K-EUSO実験の開発の現状について、ハードウェア部品と期待される性能に特に注意を払いながら、包括的なレビューを提供します。K-EUSOミッションの結果が、既存の地上実験の成果をどのように補完し、超高エネルギー宇宙線の興味深い研究を推進し、大気中に現れる他の現象についての新しい知識をもたらすことができるかを示します。UV範囲。
MWA拡張ベースラインを使用したSKA-Lowサイトでのサブキロメートルスケールの電離層研究
| Title |
Sub-kilometre_scale_ionospheric_studies_at_the_SKA-Low_site,_using_MWA_extended_baselines |
| Authors |
Mar\'ia_J._Rioja_and_Richard_Dodson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.12989 |
SKAの野心的な科学的目標には、時間、周波数、および位置の関数としての機器および大気の伝播の寄与を較正するためのマッチング機能が必要です。これらの要件を満たすための新しいキャリブレーションアルゴリズムの開発は、活発な研究分野です。この作業では、電離層効果の空間的および時間的構造スケールに焦点を当てて、これらを{特徴付けることを目指しています}。最終的に、これらは最適なキャリブレーション戦略を設計するためのガイドラインを提供します。MWAフェーズ2拡張ベースライン観測とステーションベースの並列大気低周波切除（LEAP）キャリブレーションアルゴリズムを使用して、SKA-Lowが構築されるサイトでの経験的な電離層測定を使用しました。これは、電離層スクリーンの直接回帰分析と、完全なトレンド除去構造関数を形成することによって行われました。画面の50％は、>2kmで支配的な>0.6kmのスケールで有意な非線形構造を示し、1％は、十分な感度がある場合、有意な1分未満の時間的変化を示します。MWAの中程度の感度とベースライン長でも、中程度の天候では88MHz、悪天候では154MHz、または高SNR測定では非線形補正が必要です。したがって、MWAフェーズ2での観測、さらにはMWAフェーズ3での新しい開発で、高次の焦点ぼけ効果を補正することで改善がもたらされると予測しています。感度が大幅に向上したため、SKA-Lowでは、イメージングとタイドアレイビーム形成の両方で、複雑な電離層構造の補正が必須になります。
低周波偏光フェーズドアレイ干渉計のシステム等価磁束密度
| Title |
System_equivalent_flux_density_of_a_low-frequency_polarimetric_phased_array_interferometer |
| Authors |
A._T._Sutinjo,_D._C._X._Ung,_M._Sokolowski,_M._Kovaleva,_and_S._McSweeney |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.13035 |
この論文は、Sutinjo、A。T.etal。におけるシステム等価フラックス密度（SEFD）の処理を拡張します。（2021）（論文I）干渉計フェーズドアレイ望遠鏡へ。目的は、最も基本的な仮定のみを含み、フェーズドアレイ干渉計の無線観測に容易に適用できるSEFD式を開発することです。次に、結果のSEFD式を、よく使用される二乗平均平方根（RMS）SEFD近似、SEFDrmsI=（1/2）（SEFD^2_XX+SEFD^2_YY）^（1/2）と比較して調査することを目的としました。SEFDrmsの不正確さ。アレイ環境内のすべての相互結合とノイズ結合（アレイ内結合）を考慮に入れます。このアレイ内ノイズ結合は、システムノイズを説明するアレイの実現ノイズ抵抗を介してSEFD式に含まれます。空の偏波（またはその欠如）やアンテナ要素の直交性については想定されていません。基本的なノイズの仮定は、フェーザ表現では、特定のノイズ源の実数成分と虚数成分が独立しており、平均がゼロで均等に分布している（iid）というものです。各ノイズ源の実数成分と虚数成分がiidである場合、相互に相関し、iidではないノイズ源が許可されます。システムノイズは、ベースライン距離によって分離されたアレイエンティティ間で無相関です。ベースライン距離は、マーチソン広視野アレイ（MWA）の場合、通常、数十波長以上です。結果のSEFD式をSEFD_I^rms近似と比較することにより、SEFD_I^rmsが常にSEFDを過小評価し、アレイの感度を過大評価することを証明しました。
大気物理学と進化のための極紫外線恒星の特性評価（ESCAPE）ミッション：動機と概要
| Title |
The_Extreme-ultraviolet_Stellar_Characterization_for_Atmospheric_Physics_and_Evolution_(ESCAPE)_Mission:_Motivation_and_Overview |
| Authors |
K._France_(University_of_Colorado),_B._Fleming_(University_of_Colorado),_A._Youngblood_(University_of_Colorado,_NASA/GSFC),_J._Mason_(University_of_Colorado,_JHU/APL),_J._Drake_(Smithsonian_Astrophysical_Observatory),_and_the_ESCAPE_Science_and_Instrument_Team |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.13219 |
大気物理学および進化のための極紫外線ステラ特性評価（ESCAPE）ミッションは、紫外線分光法（EUV：80-825\AA\およびFUV：1280-1650\AA）を使用して高エネルギー放射環境を探索する天体物理学の小型エクスプローラーです。近くの星の周りの居住可能なゾーン。ESCAPEは、岩石の太陽系外惑星の居住性に直接影響を与える恒星EUVおよびコロナ質量放出環境の最初の包括的な研究を提供します。20か月の科学ミッションで、ESCAPEは、居住性を最も助長する太陽系外惑星システムを特定し、NASAの将来のライフファインダーミッションのロードマップを提供するために不可欠な恒星の特性を提供します。ESCAPEは、以前のミッションに比べてEUV効率が約2桁向上し、この目標を達成します。ESCAPEは、EUVおよびFUVスペクトログラフに給電するかすめ入射望遠鏡を採用しています。ESCAPE科学機器は、NASAの天体物理学、太陽物理学、および惑星科学ミッションで使用されていた以前の紫外線およびX線機器、かすめ入射光学システム、およびフォトンカウンティング紫外線検出器に基づいています。ESCAPE宇宙船バスは、用途が広く、遺産の多いBallAerospaceBCPSmall宇宙船です。データアーカイブは、宇宙望遠鏡用ミクルスキーアーカイブ（MAST）に保管されます。
ホットとクールの流出の間のリンク
| Title |
The_Link_between_Hot_and_Cool_Outflows |
| Authors |
Jorick_S._Vink,_A.A.C._Sander,_E.R._Higgins,_G.N._Sabhahit_(Armagh_Observatory_and_Planetarium) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.12364 |
高温と低温の恒星の流出の間のリンクは、いわゆる対不安定型超新星（PISN）の質量ギャップの下にある最も質量の大きいブラックホール（BH）の質量を正しく予測するために重要であることが示されています。重力波（GW）イベント190521は、85個の太陽質量の「ありえないほど」重いBHを主催したとされています。ここでは、金属量Zと温度依存の質量損失の両方に関する知識の増加が、最初は約100個の太陽質量星の低Z青色超巨星（BSG）前駆体が機能するという進化シナリオにとってどのように重要であるかを示します。MESA恒星進化モデリング実験を使用して、そのような星を8000K以上に保つことができる限り、そのような低ZBSGは強風を避け、コアが崩壊する前に非常に大きなエンベロープ質量を無傷に保つことができることを示します。これは当然、PISNギャップより下の宇宙時間依存の最大BH関数につながります。
近くの超低温矮星バイナリの電波放射：多周波研究
| Title |
Radio_emission_in_a_nearby_ultracool_dwarf_binary:_a_multi-frequency_study |
| Authors |
Juan_B._Climent,_J._C._Guirado,_M._R._Zapatero-Osorio,_O._V._Zakhozhay,_M._A._P\'erez-Torres,_R._Azulay,_B._Gauza,_R._Rebolo,_V._J._S._B\'ejar,_J._Mart\'in-Pintado,_and_C._Lef\`evre |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.12606 |
亜恒星トリプルシステムVHSJ125601.92$-$125723.9は、等質量のM7.5褐色矮星バイナリとL7低質量の亜恒星天体で構成されています。この作業では、超低温矮星（UCD）の電波放射に関係する予想されるメカニズムについて説明しながら、VHS1256$-$1257の中央バイナリで発生する電波放射の原因を特定することを目的としています。このシステムは、KarlG.Jansky超大型アレイ、ヨーロッパの超長基線干渉計（VLBI）ネットワーク、拡張されたマルチエレメントリモートリンク干渉計ネットワーク、NOrthernExtendedMillimeterArray、およびAtacamaLargeMillimeterArrayを使用して周波数で観測されました。2017年、2018年、2019年のいくつかのエポックで5GHzから345GHzまでの範囲です。6GHzと33GHzでの電波放射は、VHS〜1256$-$1257の中央バイナリの予想される位置と一致することがわかりました。検出されたストークスI密度フラックスは、それぞれ73$\pm$4$\mu$Jyと83$\pm$13$\mu$Jyであり、検出可能な円偏光やパルスはありませんでした。VLBIアレイでは、より高い周波数（230GHzおよび345GHz）でも5GHzでも放射は検出されません。放射は、6GHzでほぼ3年間安定しているように見えます。検出と非検出の両方から得られた制約を説明するために、熱放射と非熱放射、およびバイナリの各コンポーネントからのさまざまな寄与を含む複数のシナリオを検討しました。私たちの結果は、プラズマ密度が低く（n$_e$=300$-$700cm$^{-3}$）、中程度の磁場強度（B$\）の放射線帯で発生する非熱ジャイロシンクロトロン放出によって十分に説明できます。約$140G）、および$\delta$を1.36に固定したべき乗則（$dN/dE\proptoE^{-\delta}$）に従った電子のエネルギー分布。これらの放射線帯は、両方のコンポーネントに存在する必要があり、赤道方向にも見る必要があります。
He I10830での高解像度イメージングで観察された粒状移流によって駆動される準周期的マイクロジェット\ r {A}
| Title |
Quasi-periodic_microjets_driven_by_granular_advection_as_observed_with_high-resolution_imaging_at_He_I_10830_\r{A} |
| Authors |
Zhenxiang_Hong,_Ya_Wang_and_Haisheng_Ji |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.12837 |
GSTの高解像度ナローバンドHeI10830\r{A}フィルターグラムを使用して、HeI10830\r{A}バンドの物質の穏やかな放出として現れる4つの粒状サイズの微小噴火の広範な分析を行います。分析は、AIAからのEUVデータと、SDOに搭載されたHMIからの視線マグネトグラムによって支援されました。微小噴火は磁気極性反転線（PIL）に位置し、それらの根は粒界レーンまで正確に追跡されます。それらの持続時間は異なり、2つの微小噴火はそれぞれ約50分と27分続く反復マイクロジェットであり、他の2つのイベントは特異で約5分続きます。2つのマイクロジェットの場合、それらはHeI10830\r{A}バンドで連続的かつ反復的であり、再発は約5分の周期で準周期的です。我々は、より長い持続時間のマイクロジェットでは一時的な共空間EUV増光のみが観察され、2つの特異なマイクロ噴火ではEUV増光がないことを発見しました。より長い持続時間のマイクロジェットに不可欠なのは、正の磁場が集中している顆粒が持続的に磁場をPILに輸送し、反対の磁束をキャンセルし、2つのマイクロジェットのベースとその下にある顆粒を〜の速度で移動させることです。0.25および1.0km/s。観測は、準周期的なマイクロジェットの磁気リコネクションのシナリオをサポートし、さらに、リコネクションが複数の温度の成分、特に彩層温度の冷たい成分を継続的に生成することを示しています。さらに、進行中の再接続は、太陽内部のpモード振動によって変調されます。
コロナグラフ画像のバッチ処理のための単純な放射状勾配フィルター
| Title |
A_Simple_Radial_Gradient_Filter_for_Batch-Processing_of_Coronagraph_Images |
| Authors |
Ritesh_Patel,_Satabdwa_Majumdar,_Vaibhav_Pant,_Dipankar_Banerjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.13043 |
異なる白色光コロナグラフによって観測された白色光コロナグラフによって観測された拡張太陽コロナの画像には、KコロナとFコロナが含まれ、強度の放射状の変動に悩まされています。これらの画像では、強度勾配を低減し、全視野内の太陽コロナのさまざまな高さで発生する構造とプロセスを分析するために、いくつかの追加の画像処理を使用して2つの冠状成分を分離する必要があります。急勾配の放射状強度勾配を持つこれらのバルクコロナグラフ画像を処理するために、アルゴリズムを開発しました：SimpleRadialGradientFilter（SiRGraF）。このアルゴリズムは、長時間の画像を使用して作成された最小背景（Fコロナ）を減算し、その結果を均一な強度勾配画像で除算してKコロナを強調することに基づいています。コロナの短い時間スケールの過渡構造を引き出すためのこのアルゴリズムの有用性を示します。SiRGraFは、そのような構造を明らかにして分析するために使用できます。強度に基づく定量的推定には適していません。太陽および太陽圏天文台（SOHO）に搭載されたLASCO-C2、およびSTEREO/COR-の低SNR画像とともに良好な信号対雑音比（SNR）を備えたSTEREOに搭載されたCOR-2Aの画像でアルゴリズムのテストに成功しました。1AとKCoronagraph。また、SiRGraFのパフォーマンスをNormalizingRadialGradientFilter（NRGF）と比較しました。何百もの画像を処理する必要がある場合、SiRGraFはNRGFよりも高速に動作し、画像に同様の明るさとコントラストを提供し、一時的な特徴を分離することがわかりました。さらに、SiRGraFはNRGFよりもCOR-1Aの低SNR画像でうまく機能し、視野全体で動的な冠状構造のより良い識別を提供します。アルゴリズムの利点と制限について説明します。
ブラックホールX線連星のドナーMAXIJ1820 + 070
| Title |
The_Donor_of_the_Black-Hole_X-Ray_Binary_MAXI_J1820+070 |
| Authors |
Joanna_Mikolajewska,_Andrzej_A._Zdziarski,_Janusz_Ziolkowski,_Manuel_A._P._Torres,_Jorge_Casares |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.13201 |
降着するブラックホール連星MAXIJ1820+070のドナーのパラメーターを推定します。バイナリ周期、回転速度、視線速度、および軌道傾斜角の制約の測定値は、ドナーが半径$1.08\lesssimR_2/R_\odot\lesssim1.32$の準巨星であることを意味します。GranTelescopioCanariasから以前に取得した光スペクトルを再分析し、有効温度の厳密な下限が$T>4200$Kになることを発見しました。このシステムの静止中に観測された光および赤外線フラックスをまとめます。Pan-STARSS1データリリース2の検出前イメージングで見つかった最小の$r$および$i$バンドフラックスから、距離$D\約3$kpcで、$E（B$-$V）が赤くなる=0.23$および$R_2\approx1.08R_\odot$の場合、上記の下限に近い$T\lesssim4300$Kが見つかります。より長い距離の場合、ガイア視差によって許容される$D=3.5$kpcで、温度は最大4600K（K5スペクトルタイプに対応し、以前の研究で推奨されていました）まで高くなる可能性があります。バイナリシステムの進化的計算を実行し、それらを観測上の制約と比較します。$D\approx3$kpcで上記の温度と半径の制約に適合するモデルは、質量が$0.4M_\odot$、$T\approx4200$Kで、太陽の金属量があります。2つの代替モデルには、$0.4M_\odot$、$T\approx4500$Kおよび半分の太陽金属量で$D\gtrsim3.3$-3.4kpc、および$0.5M_\odot$、$T\approx4300$Kおよび太陽金属量が必要です。。これらのモデルは、$\sim\！\！の物質移動速度をもたらします。10^{-10}M_\odot$/yr、$\approx\の推定付着質量に基づくものと互換性があります！2\times10^{25}$gおよび2018年の発見から1934年の歴史的爆発までの時間。
恒星磁気への電力供給：太陽のような星の周期的ダイナモにおけるエネルギー移動
| Title |
Powering_Stellar_Magnetism:_Energy_Transfers_in_Cyclic_Dynamos_of_Sun-like_Stars |
| Authors |
Allan_Sacha_Brun_(1),_Antoine_Strugarek_(1),_Quentin_Noraz_(1),_Barbara_Perri_(2,_1),_Jacobo_Varela_(3,1),_Kyle_Augsutson_(1),_Paul_Charbonneau_(4)_and_Juri_Toomre_(5) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.13218 |
ASHコードを使用して、太陽型星の対流ダイナモをモデル化します。回転と質量の4つのビンにまたがる一連の15の3DMHDシミュレーションに基づいて、磁気サイクルがある場合とない場合のこれらの恒星ダイナモでどのメカニズムが機能しているか、およびグローバル恒星パラメーターが結果にどのように影響するかを示します。また、これらのシミュレーションに基づいて、差動回転と磁場のスケーリング則を導き出します。MHDソリューションでは、HDの対応するものよりも、差動回転と恒星の自転速度（$\Delta\Omega\sim（|\Omega|/\Omega_{\odot}）^{0.46}$）の間に弱い傾向が見られます。（|\Omega|/\Omega_{\odot}）^{0.66}）$、電力法に基づく観測傾向とのより良い一致をもたらします。$0.15\lesssimRo_f\lesssim0.65$の間の流体ロスビー数の場合、$Ro_f\lesssim0.42$が短いサイクルであり、$Ro_f\gtrsim1$（反太陽のような差動回転）の場合、解は長い磁気サイクルを持っていることがわかります。）統計的に定常状態。短周期ダイナモは古典的なパーカー-ヨシムラの法則に従うが、長周期ダイナモは従わないことを示す。さらに、シミュレーション（$B_{L、surf}\simRo_{f}^{-1.26}$）における大規模表面磁場のロスビー数依存性が観測値（$B_{V}）とよく一致することを示します。\simRo_{s}^{-1.4\pm0.1}$）であり、グローバル磁気エネルギー（$B_{bulk}\simRo_{f}^{-0.5}$）に基づくダイナモスケーリングとは異なります。また、恒星の光度の最大数パーセントが星の磁気に導かれる可能性があることを示しています。これにより、表面の噴火イベントの可能性に備えて大きなエネルギー貯蔵庫が提供されます。
大規模な相互作用連星UUカシオペア座の分光法
| Title |
Spectroscopy_of_the_massive_interacting_binary_UU_Cassiopeiae |
| Authors |
P._Hadrava,_M._Cabezas,_G._Djura\v{s}evi\'c,_J._Garc\'es,_S._Yu._Gorda,_M._I._Jurkovic,_D._Kor\v{c}\'akov\'a,_H._Markov,_R._E._Mennickent,_J._Petrovi\'c,_I._Vince,_and_S._Zharikov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.13275 |
環境。食の接近連星UUCasは、降着円盤に部分的に隠されたゲイナー星を持つ相互作用する大規模な二重周期システムです。目的。降着過程の物理学を、システム内の星周物質の構造とダイナミクスとともにより詳細に研究するために、測光から得られた以前の結果をUUCasのスペクトルの分析で補足します。メソッド。UUCasに関する以前の出版物で使用されたすべての利用可能なスペクトルを収集し、新しいスペクトルを取得しました。もつれを解く方法は、2008年から2021年にかけてのこの一連のスペクトルに適用されました。軌道パラメータが解きほぐされ、合成のものによる分離された成分スペクトルの適合が、成分星の物理的パラメータを決定するために使用されました。結果を相互作用連星の進化のモデルと比較しました。結果。我々は、ドナー星の支配的な役割と獲得者の弱い貢献に加えて、線のプロファイルが星周物質によって強く影響されることを発見しました。吸収線は、軌道面の上に放射される円盤風の存在を明らかにします。H{\alpha}放出の変動性は、いくつかの公転周期のタイムスケールでの星周物質の構造の変化の証拠をもたらします。
位置天文マイクロレンズ法によって検出された孤立した恒星質量ブラックホール
| Title |
An_Isolated_Stellar-Mass_Black_Hole_Detected_Through_Astrometric_Microlensing |
| Authors |
Kailash_C._Sahu_(1,59,61),_Jay_Anderson_(1),_Stefano_Casertano_(1),_Howard_E._Bond_(2,1),_Andrzej_Udalski_(3,58),_Martin_Dominik_(4,61,62),_Annalisa_Calamida_(1),_Andrea_Bellini_(1),_Thomas_M._Brown_(1),_Marina_Rejkuba_(5),_Varun_Bajaj_(1),_Noe_Kains_(6,62),_Henry_C._Ferguson_(1),_Chris_L._Fryer_(7),_Philip_Yock_(8),_Przemek_Mroz_(3,58),_Szymon_Kozlowski_(3,58),_Pawel_Pietrukowicz_(3,58),_Radek_Poleski_(3,58),_Jan_Skowron_(3,58),_Igor_Soszynski_(3,58),_Michael_K._Szymanski_(3,58),_Krzysztof_Ulaczyk_(3,9,58),_Lukasz_Wyrzykowski_(3,58),_Jean-Philippe_Beaulieu_(10,11,59),_Jean-Baptiste_Marquette_(12,59),_Andrew_Cole_(10,59),_Kym_Hill_(10,59),_Stefan_Dieters_(10,59),_Christian_Coutures_(11,59),_Dijana_Dominis-Prester_(13,59),_Etienne_Bachelet_(14,59),_John_Menzies_(15,59),_Michael_Albrow_(16,59),_et_al._(43_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.13296 |
孤立した恒星質量ブラックホール（BH）の最初の明確な検出と質量測定を報告します。ハッブル宇宙望遠鏡（HST）を使用して、長時間（t_E〜270日）の高倍率マイクロレンズイベントMOA-2011-BLG-191/OGLE-2011-BLG-0462のソーススターの正確な位置天文学を実行しました。、銀河バルジの方向に。6年の間隔で8つのエポックで行われたHSTイメージングは、背景の星の見かけの位置の明確な相対論的位置天文偏向を明らかにします。地上測光は、マイクロレンズ光度曲線に対する地球の動きの影響の視差の特徴を示しています。HST位置天文学を地上の光度曲線および導出された視差と組み合わせると、7.1+/-1.3M_Sunのレンズ質量と1.58+/-0.18kpcの距離が得られます。レンズが検出可能な光を放射しないことを示します。これは、白色矮星や中性子星よりも質量が大きいことに加えて、そのBHの性質を裏付けています。私たちの分析はまた、BHの絶対固有運動を提供します。固有運動は、同様の距離にある銀河円盤の星の平均運動から、約45km/sの横方向の空間速度に対応する量だけオフセットされており、BHが超新星爆発から適度な出生時の「キック」を受けたことを示唆しています。恒星質量BHの以前の質量決定は、銀河系X線連星の半径方向速度測定、および外部銀河の連星系でBHをマージすることによって放出される重力放射から来ていました。私たちの質量測定は、あらゆる技術を使用した孤立した恒星質量BHとしては初めてです。
太陽フレアにおける高非熱電子ビームフラックスに対する大気応答II。ダニエル・K・イノウエ太陽望遠鏡による太陽フレア観測のための水素広がり予測
| Title |
The_Atmospheric_Response_to_High_Nonthermal_Electron_Beam_Fluxes_in_Solar_Flares._II._Hydrogen_Broadening_Predictions_for_Solar_Flare_Observations_with_the_Daniel_K._Inouye_Solar_Telescope |
| Authors |
Adam_F._Kowalski_(1,2,3),_Joel_C._Allred_(4),_Mats_Carlsson_(5,6),_Graham_S._Kerr_(7),_Pier-Emmanuel_Tremblay_(8),_Kosuke_Namekata_(9,10),_David_Kuridze_(11,12,13),_Han_Uitenbroek_(1)_((1)_National_Solar_Observatory,_(2)_University_of_Colorado_Boulder,_(3)_Laboratory_for_Atmospheric_and_Space_Physics,_(4)_NASA/GSFC,_(5)_University_of_Oslo,_(6)_Rosseland_Centre_for_Solar_Physics,_(7)_Catholic_University_of_America_at_NASA/GSFC,_(8)_University_of_Warwick,_(9)_Kyoto_University,_(10)_NAOJ,_(11)_Aberystwyth_University,_(12)_Queen's_University_Belfast,_(13)_Abastumani_Astrophysical_Observatory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.13349 |
太陽フレアの硬X線衝動相における彩層輝線の赤方偏移成分は、最近、IRISの高解像度での30秒の進化を通して研究されました。放射流体力学的フレアモデルは、これらの赤方偏移が一般に電子ビームによって生成された彩層凝縮によって再現されることを示しています。モデルは大きな周囲電子密度を生成し、水素バルマー系列の圧力の広がりは観測で容易に検出されるはずです。DKISTを使用してフレアの今後のスペクトルデータを正確に解釈するために、水素の非理想的、非断熱的な線広がりプロファイルをRADYNコードに組み込みます。これらの改善により、太陽フレアにおける極端なバルマー系列の翼の強化について、時間に依存した予測が可能になります。ある範囲の電子ビームフラックス（$1-5\times10^{11}$ergs$^{-1}$cm$^{-2}$）と周囲の電子密度（$1-5\times10^{11}$）をカバーする2つの彩層凝縮モデルを研究します。フレア彩層で$1-60\times10^{13}$cm$^{-3}$）。どちらのモデルも、ビーム加熱の開始から10秒以内に広がりと赤方偏移の変動を生み出します。彩層凝縮では、H$\alpha$、H$\beta$、およびH$\gamma$の光学的厚さが大きいため、スペクトルの広がりが大きくなりますが、バルマー系列H12$-$H16の光学的厚さははるかに低くなります。凝縮の下のビーム加熱層のより小さな電子密度への半透明のウィンドウを提供します。太陽フレアの典型的なDKIST/ViSPスペクトルの波長範囲は、極端な水素翼の広がりの予測をテストし、彩層凝縮の高密度を正確に制限するのに十分です。
AGB星のs過程元素合成のトレーサーとしてのバリウム星I.独立して導出されたAGB質量を持つ28個の星
| Title |
Barium_stars_as_tracers_of_s-process_nucleosynthesis_in_AGB_stars_I._28_stars_with_independently_derived_AGB_mass |
| Authors |
B._Cseh,_B._Vil\'agos,_M._P._Roriz,_C._B._Pereira,_V._D'Orazi,_A._I._Karakas,_B._So\'os,_N._A._Drake,_S._Junqueira,_and_M._Lugaro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.13379 |
バリウム（Ba）星は、以前の漸近巨星分枝（AGB）コンパニオンスター（現在は白色矮星）の内部で合成された低速中性子捕獲（s過程）元素が豊富な物質によって汚染されています。個々のBa星の存在量パターンをAGB元素合成モデルと比較して、AGBモデルの質量が独立して導出されたAGBの質量と互換性があるかどうかを検証します。HRダイアグラム上に星を配置し、進化軌道と比較することにより、自己無撞着な分光観測と分析の両方が利用できる28個のBa星のサンプルと恒星の質量決定を選択しました。このサンプルの星については、以前と最近に導出された元素の存在量の両方を考慮しました。次に、これらのs-process元素の存在量を、MonashおよびFRUITY理論データセットのさまざまなAGB元素合成モデルと詳細に比較しました。異なるAGBモデルを使用する場合に、各星の[Ce/Fe]値に一致するように希釈係数を計算することにより、バイナリ物質移動を簡略化し、希釈されたモデルの存在量を完全なBa星の存在量パターンと比較しました。私たちの比較は、13Cを主な中性子源とする低質量の非回転AGB恒星モデルが、考慮されているBa星の大多数の汚染物質であることを確認しています。28の星のうち、21のケースでは、モデルは決定された存在量と独立して導出されたAGB質量の両方とよく一致していますが、16のケースでは、予測よりも高いNb、Ru、Moおよび/またはNd、Smの観測された存在量です。3つ星の場合、独立して決定されたモデルよりも質量が小さいモデルを検討することによってのみ、存在量との一致が得られます。最後に、4つの星は、モデルの予測よりもはるかに高い最初のsプロセスのピーク存在量の値を示します。これは、ここで検討するモデルのセットでは表されていない物理的および/または元素合成プロセスの特徴を表している可能性があります。
独特の白色矮星を統一するための$ f（R）$重力の弱磁場限界
近年、サブおよびスーパーチャンドラセカールが質量白色矮星（WD）を制限するという考えは、それぞれ低輝度および過発光のIa型超新星を生成する潜在的な候補であり、科学界の重要な関心事です。研究者はこれらの特異なオブジェクトを説明するためにさまざまなモデルを提案しましたが、アインシュタインの重力の修正された理論、特に$R$がスカラー曲率である$f（R）$重力は、これらの両方のレジームを説明するための最良の選択の1つと思われます独特のWD。2つのパラメーターを使用したスタロビンスキーモデルの高次補正を考慮すると、サブチャンドラセカール前駆体WDとスーパーチャンドラセカール前駆体WDの構造を一貫して説明できることはすでに示されています。WDはサイズが大きいため、ニュートンオブジェクトと見なすことができることもよく知られています。この論文では、$f（R）$重力の弱磁場限界を導き出します。これは、ポアソン方程式の高次補正であることがわかります。後で、この方程式を使用して、1つのモデルパラメータのみを組み込んださまざまな中心密度でのサブチャンドラセカールおよびスーパーチャンドラセカール制限質量WDの構造を取得します。
高密度物質の状態方程式の相対論的記述と中性子星観測量との適合性：ベイズアプローチ
| Title |
Relativistic_description_of_dense_matter_equation_of_state_and_compatibility_with_neutron_star_observables:_a_Bayesian_approach |
| Authors |
Tuhin_Malik,_M\'arcio_Ferreira,_B._K._Agrawal_and_Constan\c{c}a_Provid\^encia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.12552 |
中性子星（NS）の記述に関連する核状態方程式（EOS）の一般的な振る舞いは、核物質の密度依存の相対論的平均場記述に基づく一連のモデルに適用されるベイズアプローチ内で研究されます。EOSは、核飽和特性と、正確な次から次へ、次から次へと続く順序（N$^{3}$LO）から得られる低密度の純粋な中性子物質EOSに基づいて、最小限の制約を受けます。）カイラル有効場の理論（$\chi$EFT）での計算。{これらの最小制約の下で得られたモデルパラメータの事後分布は、半径、潮汐変形、中心エネルギー密度、音速などのさまざまな核物質特性とNS特性の分布を構築するために使用されます。90\％の信頼性が見つかりました許可されたNS質量の間隔（CI）-半径の関係および潮汐変形可能性は、エキゾチックな自由度を呼び出すことなく、GW170817および最近のNICER観測と互換性があります。}
リー群でパスタを調理する
（ゲージ）スキルミオンモデルを、グローバルアイソスピン群（通常は$SU（N）$と見なされます）が一般的なコンパクト連結リー群$G$である場合に拡張します。群論の観点から、対応する場の方程式を（3+1）次元で分析します。いくつかの解は解析的に構築でき、3次元の単純リー群を一般的な既約表現で$G$に埋め込むことによって決定されます。これらのソリューションは、低エネルギーでの核物質のいわゆる核パスタ状態の構成を表しています。$G$が例外的な単純リー群である場合、例外的なリー群の3次元リーサブグループすべてのDynkin明示的分類を使用して、そのようなすべての解を分類し、それらを明示的に構築するためのすべての要素を与えます。例として、$G=G_{2}$の明示的な解を作成します。次に、仮説を拡張して、Skyrmeフィールドの$U（1）$ゲージフィールドへの最小結合を含めます。トポロジカル電荷の定義をこの場合に拡張し、次に電磁の場合に注意を集中します。ゲージ場に「自由力条件」を課した後、アーベルゲージ場に最小限に結合されたゲージスキルミオンモデルに対応する結合場方程式の完全なセットは、トポロジカル電荷を維持する1つの線形ODEに縮小されます。このようなODEが（Whittaker-）HillタイプとMathieuタイプに属する場合について説明します。
IceTopで測定されたエアシャワーのGeVミューオンの密度
| Title |
Density_of_GeV_muons_in_air_showers_measured_with_IceTop |
| Authors |
R._Abbasi,_M._Ackermann,_J._Adams,_J._A._Aguilar,_M._Ahlers,_M._Ahrens,_J.M._Alameddine,_A._A._Alves_Jr.,_N._M._Amin,_K._Andeen,_T._Anderson,_G._Anton,_C._Arg\"uelles,_Y._Ashida,_S._Axani,_X._Bai,_A._Balagopal_V.,_S._W._Barwick,_B._Bastian,_V._Basu,_S._Baur,_R._Bay,_J._J._Beatty,_K.-H._Becker,_J._Becker_Tjus,_J._Beise,_C._Bellenghi,_S._Benda,_S._BenZvi,_D._Berley,_E._Bernardini,_D._Z._Besson,_G._Binder,_D._Bindig,_E._Blaufuss,_S._Blot,_M._Boddenberg,_F._Bontempo,_J._Borowka,_S._B\"oser,_O._Botner,_J._B\"ottcher,_E._Bourbeau,_F._Bradascio,_J._Braun,_B._Brinson,_S._Bron,_J._Brostean-Kaiser,_S._Browne,_A._Burgman,_R._T._Burley,_R._S._Busse,_M._A._Campana,_E._G._Carnie-Bronca,_C._Chen,_Z._Chen,_D._Chirkin,_K._Choi,_B._A._Clark,_K._Clark,_L._Classen,_A._Coleman,_G._H._Collin,_J._M._Conrad,_P._Coppin,_et_al._(315_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.12635 |
南極のIceTopアレイによって記録された3年間のデータを使用して、ほぼ垂直の空気シャワーにおけるGeVミューオンの密度の測定値を提示します。シャワーのサイズに応じて、ミューオン密度は200mから1000mの間の横方向の距離で測定されています。これらの横方向の分布から、2.5PeVから40PeVの間、および9PeVから120PeVの間の一次エネルギーについて、それぞれ600mと800mの参照距離でのエネルギーの関数としてミューオン密度を導き出します。ミューオン密度は、ベースラインとして、ハドロン相互作用モデルSibyll2.1とさまざまな組成モデルを使用して決定されます。測定値は、これらのベースライン相互作用および組成モデル内の予測ミューオン密度と一致しています。測定されたミューオン密度は、LHC後のモデルEPOS-LHCおよびQGSJet-II.04を使用したシミュレーションとも比較されています。この比較の結果は、LHC後のモデルと任意の組成モデルを組み合わせることで、観測されたよりも高いミューオン密度が得られることです。これは、すべてのモデルシミュレーションで測定されたものよりも低いミューオン密度の質量組成が得られる1EeVを超える観測とは対照的です。ポストLHCモデルは一般にミューオン密度が高いため、最高エネルギーでの実験データとの一致は改善されますが、2.5PeVから約100PeVのエネルギー範囲ではミューオン密度は正しくありません。
X-COP銀河団でテストされたモファットの修正重力
ScalarTensorVectorGravity（STVG）は、完全共変のローレンツ不変の重力の代替理論であり、MOdifiedGravity（MOG）とも呼ばれ、動的質量ベクトル場とスカラー場で一般相対性理論（GR）を修正します。STVGでは、ベクトル場$\phi$の質量$\mu$と万有引力定数Gは、動的場の状態を享受します。XMM-Newton望遠鏡によるX線観測から得られた再構成された全クラスター質量を、Planck全天調査で観測されたSunyaev-Zel'dovich（SZ）効果と組み合わせて使用して、パラメーター$\alpha$および$\muを推定します。$MOGでクラスター質量を変更。
スカラー場支援$ f（\ mathcal {G}）$重力の遅い時間の宇宙論
| Title |
Late-time_Cosmology_of_scalar_field_assisted_$f(\mathcal{G})$_gravity |
| Authors |
S.A._Venikoudis_(Aristotle_U.,_Thessaloniki),_K.V._Fasoulakos_(Aristotle_U.,_Thessaloniki),_F.P._Fronimos_(Aristotle_U.,_Thessaloniki) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.13146 |
この作品では、アインシュタイン-ガウス-ボネ重力理論の文脈で宇宙の遅い時間の振る舞いを提示します。理論には、ガウス・ボネ位相不変量$\mathcal{G}$のみに依存する関数$f（\mathcal{G}）$によって支援される、効果の低い量子補正を表すスカラー場が含まれます。暗黒エネルギーは、重力作用に含まれるすべての幾何学的項の影響として機能し、暗黒エネルギーの密度は、微小速度で進化し、宇宙を加速膨張に追いやる時間依存の宇宙定数として機能すると考えられています。関心のある2つの宇宙論的モデルを調べます。1つ目は、スカラーポテンシャルが存在する場合の正規スカラー場を含み、2つ目は、理論の一般化されたクラス$f（\phi、X）$、つまり、存在しない場合のk-essenceスカラー場に属するスカラー場を含みます。スカラーポテンシャル。証明されているように、前述のモデルは最新のプランクデータと一致しており、$\Lambda$CDM標準宇宙モデルと比較的よく一致しています。修正された$f（R）$重力理論の文脈で宇宙論的ダイナミクスの代替シナリオに現れる、物質支配時代の初期段階でのダークエネルギー振動の欠如は、後期の解釈のための理論の利点を示しています現象学。
実験室での中性子星物質の調査：バイナリー合併を重イオン衝突に接続する
| Title |
Probing_neutron-star_matter_in_the_lab:_connecting_binary_mergers_to_heavy-ion_collisions |
| Authors |
Elias_R._Most,_Anton_Motornenko,_Jan_Steinheimer,_Veronica_Dexheimer,_Matthias_Hanauske,_Luciano_Rezzolla,_Horst_Stoecker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.13150 |
極端な条件下での高温および高密度物質のダイナミクスの類似点と相違点を見つける方法として、中性子星合体と低エネルギー重イオン衝突の両方の最初の自己無撞着な相対論的流体力学計算を提示します。州。温度、エントロピー、密度などの量の変化を直接比較することにより、中性子星の衝突レジームをGSIビームエネルギーで直接調べることができることを示します。バイナリ中性子星合体で到達した物理的条件が現在および将来の実験室で研究できるという具体的な証拠を提供し、微視的なイオン衝突から巨視的な天体物理学的コンパクトオブジェクトまで、長さスケールで18桁の橋渡しをします。
現実的な磁気圏が表面波、高速磁気圏波、アルヴェーン波の偏光をどのように変化させるか
| Title |
How_a_realistic_magnetosphere_alters_the_polarizations_of_surface,_fast_magnetosonic,_and_Alfv\'en_waves |
| Authors |
M.O._Archer,_D.J._Southwood,_M.D._Hartinger,_L._Rastaetter,_A.N._Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.13152 |
地球の磁気圏内のシステムスケールの電磁流体力学（MHD）波は、ボックスモデルを使用して理論的に理解されることがよくあります。これらは、存在するさまざまな波動モードの多くの基本的な特徴を理解する上で非常に有益ですが、存在する不均一性や曲線形状などの地理空間の複雑さを無視しています。ここでは、太陽風の圧力パルスによって衝撃的に励起された共鳴波のグローバルMHDシミュレーションを示します。表面、高速磁気音波（空洞/導波管）、および存在するAlfv\'enモードの多くの側面は、ボックスおよび軸対称双極子モデルと一致しますが、現実的な磁気圏では大規模波の予測が大幅に変更されることがわかります。高速モードのターニングポイントとAlfv\'enの共振位置の半径方向の順序は、単調な波の速度でも逆になる場合があります。変位/速度に存在しない力線に沿った追加のノードは、磁場の垂直成分と圧縮成分の両方で発生します。磁気圏境界面の近くでは、磁場の垂直振動は速度とは反対の利き手になります。最後に、フィールド全体とフィールドに沿った定在波に対して広く使用されている検出技術では、その存在を識別できない場合があります。不均一なバックグラウンドフィールドを考慮するときに、これらすべての機能がMHD方程式からどのように発生するかを説明し、宇宙船の観測に適用できる修正された方法を提案します。
ブラックホールの周りの回転体の束縛軌道を正確に計算するI：一般的なフレームワークとほぼ赤道軌道の結果
| Title |
Precisely_computing_bound_orbits_of_spinning_bodies_around_black_holes_I:_General_framework_and_results_for_nearly_equatorial_orbits |
| Authors |
Lisa_V._Drummond_and_Scott_A._Hughes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2201.13334 |
非常に大きな質量比の連星ブラックホールシステムは、一般相対性理論における2体問題の明確な限界としてだけでなく、低周波重力波の発生源としての重要性からも重要です。最も低い次数では、小さい方の物体は大きい方のブラックホールの時空の測地線に沿って移動します。測地線後の効果には、重力波放出の逆反応を組み込んだ重力自己力と、小体のスピンとブラックホールの時空間曲率との結合から生じるスピン曲率力が含まれます。この論文では、ブラックホールの周りの回転体の束縛軌道を正確に計算する方法について説明します。私たちの分析は、小天体の回転における線形秩序への回転体の運動を説明する方法を示したWitzanyによる先駆的な研究に基づいています。大きな質量比の限界では、回転体の軌道が地質学に近いという事実を利用し、ブラックホール軌道に沿った小さな体の回転の歳差運動を説明するvandeMeentによる閉じた形式の結果を使用して、次の周波数領域の定式化を開発します。非常に正確に解くことができる運動。この論文では、偏心してほぼ赤道である（つまり、軌道の運動は赤道面から$\mathcal{O}（S）$である）軌道に焦点を当てて、この定式化で軌道の範囲を調べますが、小天体のスピンは任意の方向を向いています。コンパニオンペーパーでは、一般的な小天体スピン配向を伴う一般的な軌道について説明します。これらの軌道の振る舞いを特徴づけ、小天体のスピンが軌道運動に影響を与える周波数$\Omega_r$と$\Omega_\phi$をどのようにシフトさせるかを示します。これらの周波数シフトは、直接重力波観測可能な累積位相を変化させ、重力波観測のためにこれらの量を正確に特徴づけることの重要性を示しています。（要約）
重イオン衝突実験で生成されたクォークグルーオンプラズマの物理学に動機付けられて、ホログラフィーを使用して、相対論的粘性流体力学のさまざまな理論の適用可能性のレジームを研究します。平衡状態に緩和するシステムのホログラフィーによって提供される微視的記述を使用して、Bemfica、Disconzi、Noronha、およびKovtun（BDNK）、BRSSSおよび理想的な流体力学。異なる時間に流体力学コードを初期化することにより、構成関係をチェックし、これらの各理論の予測力と精度を評価できます。
