ラジオで選択されたサンプルからの宇宙の星形成密度の新しい推定値、および$ z \ geq 3 $での$ H $-暗黒銀河の寄与
| Title |
A_new_estimate_of_the_cosmic_star_formation_density_from_a_radio-selected_sample,_and_the_contribution_of_$H$-dark_galaxies_at_$z_\geq_3$ |
| Authors |
A._Enia,_M._Talia,_F._Pozzi,_A._Cimatti,_I._Delvecchio,_G._Zamorani,_Q._D'Amato,_L._Bisigello,_C._Gruppioni,_G._Rodighiero,_F._Calura,_D._Dallacasa,_M._Giulietti,_L._Barchiesi,_M._Behiri,_M._Romano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.00019 |
宇宙の星形成率密度（SFRD）の履歴は、赤方偏移$z\sim2$まで十分に制約されています。初期の宇宙時代では、画像は主にUVで選択された銀河（ライマンブレーク銀河、LBGなど）から推測されていました。ただし、LBGの推定SFRは、想定される減光補正に強く依存します。これは、高$z$で十分に制約されていないため、無線ドメインでの観測はこの問題の影響を受けません。この作業では、GOODS-Nフィールドの$\sim$600銀河の1.4GHzで選択されたサンプルから、赤方偏移$\sim3.5$までのSFRDを測定します。赤外線と無線の相関から活動銀河核の寄与を考慮に入れます。修正されたSchechter関数を備えた電波光度関数を測定し、SFRDを導出します。宇宙のSFRDは、$z\sim2$まで上昇し、その後、$z\sim3.5$までほぼ平坦な高原を示しています。私たちのSFRDは、他のFIR/無線調査の結果と一致しており、LBGサンプルのSFRDよりも2倍高くなっています。また、HST/WFC3Hバンド（$H$-dark）に対応する銀河がない銀河は、z$\の完全なサンプルと比較して$\phi$統合SFRDの$\sim25\％$を構成すると推定します。sim3.2$、およびLBGサンプルに対して最大$58\％$。
自己相互作用する暗黒物質におけるクラスター質量ハローのX線形態
| Title |
X-ray_morphology_of_cluster-mass_haloes_in_self-interacting_dark_matter |
| Authors |
Xuejian_Shen,_Thejs_Brinckmann,_David_Rapetti,_Mark_Vogelsberger,_Adam_Mantz,_Jes\'us_Zavala,_Steven_W._Allen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.00038 |
コールドダークマター（CDM）および自己相互作用ダークマター（SIDM）モデル内に断熱ガスを含めて、19ドルの緩和されたクラスター質量ハローの宇宙論的ズームインシミュレーションを実行します。これらのクラスターは、親シミュレーションから動的に緩和されたクラスターとして選択され、通常の質量は$M_{\rm200}\simeq1\operatorname{-}3\times10^{15}\、{\rmM}_{\odot}$。SIDMの暗黒物質と銀河団ガスの両方の分布は、CDMの対応物よりも球形であることがわかりますが、ガスの差は小さくなっています。模擬X線画像はシミュレーションに基づいて生成され、ChandraおよびROSATアーカイブから選択された84ドルのリラックスしたクラスターの実際のX線画像と比較されます。モックおよび実際のX線画像のアイソフォットに対して楕円率フィッティングを実行し、クラスター中心の半径$r\simeq0.1\operatorname{-}0.2\、R_{\rm200}$で楕円率を取得します。断面積が増加するSIDMモデルのX線アイソフォットは、CDMモデルよりも丸みがあり、楕円率の分布関数の体系的なシフトとして現れます。予期せぬことに、観測された「非ピーク」（非クールコア）クラスターのX線形態は、単位質量あたりの断面積が$（\sigma/m）=0.5\operatorname{-}1のSIDMモデルとよく一致します。〜{\rmcm}^2/{\rmg}$は、CDMおよびSIDMよりも$（\sigma/m）=0.1\、{\rmcm}^2/{\rmg}$です。私たちの統計分析は、後者の2つのモデルが少なくとも$68\％$の信頼水準で嫌われていることを示しています。この結論は、測定の半径範囲をシフトしたり、温度選択基準を適用したりしても変わりません。ただし、主な不確実性は、CDMシミュレーションと観測値を一致させる可能性のある、ガス冷却、星形成、フィードバック効果などの断熱モデルのバリオン物理学の欠如に起因します。
FIRASとBOSSデータの相互相関による低赤方偏移[CII]放射の抑制
| Title |
Constraining_low_redshift_[CII]_Emission_by_Cross-Correlating_FIRAS_and_BOSS_Data |
| Authors |
Christopher_J._Anderson,_Eric_R._Switzer,_Patrick_C._Breysse |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.00203 |
[CII]$^2P_{3/2}\rightarrow$$^2P_{1/2}$微細構造放出の振幅を制限するために、アーカイブFIRASデータの断層撮影相互相関分析とBOSS銀河赤方偏移調査を実行します。私たちの分析では、球面調和関数トモグラフィー（SHT）を採用しています。これは、赤方偏移の範囲が$0.24<z<0.69$で、FIRASマップと赤方偏移ビンの各ペアでのBOSS銀河の過密度との間の角度クロスパワースペクトルに基づいています。強度マッピングのためのSHTアプローチを開発します。このアプローチには、既存のパワースペクトル推定器に比べていくつかの利点があります。私たちの分析では、[CII]バイアスと[CII]固有の強度の積$b_{[CII]}I_{[CII]i}$を、$z{\approx}で$<0.31$MJy/srに制限しています。0.35$および$<0.28$MJy/sr、$z{\approx}0.57$、$95\％$の信頼度。これらの制限は、[CII]信号の最新モデル、およびプランク衛星とBOSSクエーサーからの高赤方偏移[CII]クロスパワースペクトル測定と一致しています。また、提案されたPIXIE衛星などのより感度の高い機器からのデータに適用した場合、私たちの分析が悲観的な[CII]モデルを高い有意性で検出できることも示しています。
宇宙論的距離にわたるガンマ線の伝播は、GeVおよびTeVエネルギーでの広範な理論的および観測的研究の主題です。宇宙の光学的および赤外線の背景で電子と陽電子が生成されるため、宇宙のウェブ内のガンマ線の平均自由行程は100GeVを超えると制限されます。電子と陽電子は銀河間媒体で冷却され、その磁場で旋回します。これにより、地球規模の加熱または低エネルギーの二次ガンマ線の生成が発生する可能性があります。宇宙論の旅を生き延びたガンマ線のエネルギー分布は、宇宙時間にわたるバリオン物質の放射率を測定し、$\Lambda$CDM宇宙論の距離スケールを制約し、相互作用断面積の変化を制限する観測された吸収機能を備えています。競争上の制約は、特に宇宙の星形成の歴史だけでなく、仮想のアクシオンのような粒子への結合やローレンツ不変性の違反など、量子重力や弦理論から予想される現象にも課せられます。最近の理論的および観測的進歩は、新世代のガンマ線観測所が開こうとしている多波長およびマルチメッセンジャーの経路を垣間見ることができます。
事象の地平線としての宇宙定数
一般相対性理論は、宇宙のインフレーションとダークエネルギーのモデルに影響を与えた宇宙定数（$\Lambda$）を考慮に入れています。代わりに、$r_\Lambda=\sqrt{3/\Lambda}$が事象の地平線（アクションの因果境界項）に対応することを示します。私たちの宇宙は、シュワルツシルト半径$r_S=\rL=2GM$の内側で膨張しています。これは、25Gyrs前にブラックホール（BH）として崩壊した質量$M$の均一な自由落下雲から生じた可能性があります。このようなBH宇宙は、インフレーションやダークエネルギーを必要とせずに大規模な構造形成を可能にします。
大量のニュートリノを伴う高次の初期条件
| Title |
Higher-order_initial_conditions_with_massive_neutrinos |
| Authors |
Willem_Elbers,_Carlos_S._Frenk,_Adrian_Jenkins,_Baojiu_Li,_Silvia_Pascoli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.00670 |
ニュートリノが質量を持っているという発見は、宇宙論にとって重要な結果をもたらします。大規模なニュートリノの主な効果は、小規模な宇宙構造の成長を抑制することです。このような成長は、宇宙論的な$N$体シミュレーションを使用して正確にモデル化できますが、そのためには正確な初期条件（IC）が必要です。特に一次ICの場合、遅い開始の切り捨てエラーと、早い開始の離散性と相対論的エラーの間にはトレードオフがあります。高次ICを使用してシミュレーションを遅く開始することにより、エラーを最小限に抑えることができます。この論文では、ニュートリノ効果が高次ラグランジアン摂動理論（LPT）のスケールに依存しない係数に吸収される可能性があることを示します。これにより、大規模なニュートリノシミュレーションに高次のICを使用する方法が明らかになります。高次化すると、シミュレーションの精度が大幅に向上することを示します。DESIやEuclidなどの調査の感度を一致させるには、物質のパワースペクトルの誤差を1％未満にする必要があります。ただし、1次のゼルドビッチICは、$z=127$で開始した場合でも、はるかに大きなエラーにつながることがわかります。$k>0.5\text{Mpc}^の場合は$z=0$で1％を超えます。シミュレーションでは、パワースペクトルの場合は{-1}$、等辺バイスペクトルの場合は$k>0.1\text{Mpc}^{-1}$です。ニュートリノの質量が異なるパワースペクトルの比率は、絶対統計よりもロバストですが、それでもICの選択に依存します。考慮されるすべての統計について、$z=0$で2LPTと3LPTの間で1％の一致が得られます。
惑星をホストするバイナリの軌道アーキテクチャII。惑星軌道とステラ軌道の間の低い相互傾斜
| Title |
Orbital_Architectures_of_Planet-Hosting_Binaries_II._Low_Mutual_Inclinations_Between_Planetary_and_Stellar_Orbits |
| Authors |
Trent_J._Dupuy,_Adam_L._Kraus,_Kaitlin_M._Kratter,_Aaron_C._Rizzuto,_Andrew_W._Mann,_Daniel_Huber,_and_Michael_J._Ireland |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.00013 |
惑星の形成は、多くの場合、1つの星の周りの1つの星周円盤のコンテキストで考慮されます。しかし、恒星のバイナリシステムは至る所に存在するため、すべての潜在的な惑星のかなりの部分が、より複雑で動的な環境で形成および進化する必要があります。ケプラー惑星候補をホストする45個の連星系を研究する5年間の位置天文モニタリングキャンペーンの結果を提示します。これらのシステムの惑星形成環境は、文字通り、現在まで続く2進軌道によって形作られているでしょう。重要なのは、星と惑星の軌道の相互傾斜は、統計サンプルによってのみ対処できるということです。2012年から2017年に収集されたサンプルの選択とKeck/NIRC2レーザーガイド星の補償光学観測について詳しく説明します。軌道アークを測定し、通常の精度は約0.1mas/年で、バイナリ軌道が次のように整列する傾向があるかどうかをテストします。エッジオン通過惑星軌道。4.7$\sigma$でランダムに分布したバイナリ軌道を除外し、観測された軌道弧を説明するために低い相互傾斜角が必要であることを示します。恒星の軌道がフィールドバイナリのような離心率分布を持っている場合、観測された軌道弧に最もよく一致するのは、0〜30度の範囲の相互傾斜の分布です。惑星の形成と星周円盤の進化の理論的文脈におけるそのような広範囲の惑星とバイナリの整列の意味を議論します。
| Title |
Exoplanet_Characterization_using_Conditional_Invertible_Neural_Networks |
| Authors |
Jonas_Haldemann,_Victor_Ksoll,_Daniel_Walter,_Yann_Alibert,_Ralf_S._Klessen,_Willy_Benz,_Ullrich_Koethe,_Lynton_Ardizzone,_Carsten_Rother |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.00027 |
太陽系外惑星の内部の特性評価は逆問題であり、解決するにはベイズ推定などの統計的手法が必要です。現在の方法では、マルコフ連鎖モンテカルロ（MCMC）サンプリングを使用して、特定の太陽系外惑星の惑星構造パラメーターの事後確率を推測します。これらの方法は、多数の惑星構造モデルの計算を必要とするため、時間がかかります。太陽系外惑星の特性を明らかにする際の推論プロセスを高速化するために、条件付き可逆ニューラルネットワーク（cINN）を使用して、内部構造パラメーターの事後確率を計算することを提案します。cINNは、逆問題の解決に優れた特殊なタイプのニューラルネットワークです。FrEIAを使用してcINNを構築し、それを$5.6\cdot10^6$内部構造モデルのデータベースでトレーニングして、内部構造パラメーターと観測可能な特徴（つまり、惑星の質量、惑星の半径、ホストの構成）の間の逆マッピングを復元しました。スター）。cINN法は、メトロポリス-ヘイスティングスMCMCと比較されました。そのために、MCMC法と訓練されたcINNの両方を使用して、太陽系外惑星K2-111bの特性評価を繰り返しました。両方の方法から推定された内部構造パラメーターの事後確率は非常に類似しており、太陽系外惑星の含水量に最大の違いが見られることを示しています。したがって、cINNは、標準的な時間のかかるサンプリング方法の代替案となる可能性があります。実際、cINNを使用すると、MCMC法を使用した場合よりも、太陽系外惑星の組成を桁違いに高速に推測できますが、cINNをトレーニングするには、内部構造の大規模なデータベースを計算する必要があります。このデータベースは1回しか計算されないため、同じcINNを使用して10を超える太陽系外惑星が特徴付けられる場合、cINNを使用する方がMCMCよりも効率的であることがわかりました。
トランジット系外惑星回復のための若い星のトレンド除去（YOUNGSTER）II：自己組織化マップを使用してTESSデータのセクター1〜13の若い星の変動を調査する
| Title |
YOUNG_Star_detrending_for_Transiting_Exoplanet_Recovery_(YOUNGSTER)_II:_Using_Self-Organising_Maps_to_explore_young_star_variability_in_Sectors_1-13_of_TESS_data |
| Authors |
Matthew_P._Battley,_David_J._Armstrong,_Don_Pollacco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.00031 |
若い太陽系外惑星とそれに対応するホスト星は、惑星の進化と惑星と星の相互作用のタイムスケールを制約するための魅力的な実験室です。しかし、若い星は通常、古い集団よりもはるかに活発であるため、より多くの若い太陽系外惑星を発見するためには、さまざまな若い星の変動性についてのより深い知識が必要です。ここでは、Kohonen自己組織化マップ（SOM）を使用して、トランジット系外惑星探査衛星（TESS）からの観測の最初の年に存在する若い星の変動を調査します。このような知識は、将来の若い星のターゲットを絞ったトレンド除去を実行するのに役立ちます。この手法は、若い食変光星と潜在的な通過物体の信号を恒星の変動から分離するのに特に効果的であることがわかりました。そのリストはこの論文で提供されています。既知の変動性クラスに対する自己組織化マップの事前トレーニングの効果がテストされましたが、TESSからの重要なトレーニングセットがないと難しいことがわかりました。SOMは、TESSデータに残っている系統分類の直感的で有益な概要を提供し、測光データセットの厄介な系統分類を特徴付ける重要な新しい方法を提供することもわかりました。この論文は、より小さな若い太陽系外惑星の回復を改善するために、機械学習ベースのアプローチを使用して若い星の分類とターゲットを絞ったトレンド除去を行う、より幅広いYOUNGSTERプログラムの最初の段階を表しています。
惑星系の軌道とそれらの視覚的なバイナリコンパニオンの間の可能な整列
| Title |
A_Possible_Alignment_Between_the_Orbits_of_Planetary_Systems_and_their_Visual_Binary_Companions |
| Authors |
Sam_Christian,_Andrew_Vanderburg,_Juliette_Becker,_Daniel_A._Yahalomi,_Logan_Pearce,_George_Zhou,_Karen_A._Collins,_Adam_L._Kraus,_Keivan_G._Stassun,_Zoe_de_Beurs,_George_R._Ricker,_Roland_K._Vanderspek,_David_W._Latham,_Joshua_N._Winn,_S._Seager,_Jon_M._Jenkins,_Lyu_Abe,_Karim_Agabi,_Pedro_J._Amado,_David_Baker,_Khalid_Barkaoui,_Zouhair_Benkhaldoun,_Paul_Benni,_John_Berberian,_Perry_Berlind,_Allyson_Bieryla,_Emma_Esparza-Borges,_Michael_Bowen,_Peyton_Brown,_Lars_A._Buchhave,_Christopher_J._Burke,_Marco_Buttu,_Charles_Cadieux,_Douglas_A._Caldwell,_David_Charbonneau,_Nikita_Chazov,_Sudhish_Chimaladinne,_Kevin_I._Collins,_Deven_Combs,_Dennis_M._Conti,_Nicolas_Crouzet,_Jerome_P._de_Leon,_Shila_Deljookorani,_Brendan_Diamond,_Ren\'e_Doyon,_Diana_Dragomir,_Georgina_Dransfield,_Zahra_Essack,_Phil_Evans,_et_al._(65_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.00042 |
天文学者は、太陽系外惑星の形成と進化に対するワイドバイナリコンパニオン（100AUを超える半主軸）の影響の完全な全体像を持っていません。ガイアEDR3からの新しいデータと、トランジット系外惑星を伴うワイド連星システムを特徴付けるTESSミッションを使用して、これらの影響を調査します。ワイドビジュアル連星系に存在する、通過する太陽系外惑星候補の67個のシステム（明確に決定された、エッジオン軌道傾斜角）のサンプルを特定します。ワイドバイナリシステムの軌道パラメータの制限を導き出し、バイナリ軌道と惑星軌道の間の軌道傾斜角の最小差を測定します。対照サンプルと比較して、通過する惑星を持つワイド連星系の傾斜分布に統計的に有意な差があり、2つの分布が同じである確率は0.0037であると判断します。これは、その軌道が連星の軌道と一致している連星系に惑星が過剰に存在することを意味します。整列されたシステムの過剰は、主に700AU未満の準主軸を持っているように見えます。整列を引き起こす可能性のあるいくつかの影響を調査し、原始惑星系円盤上の不整列の連星コンパニオンによって引き起こされるトルクが最も有望な説明であると結論付けます。
| Title |
Hubble_Asteroid_Hunter:_I._Identifying_asteroid_trails_in_Hubble_Space_Telescope_images |
| Authors |
Sandor_Kruk,_Pablo_Garc\'ia_Mart\'in,_Marcel_Popescu,_Bruno_Mer\'in,_Max_Mahlke,_Beno\^it_Carry,_Ross_Thomson,_Samet_Karadag,_Javier_Dur\'an,_Elena_Racero,_Fabrizio_Giordano,_Deborah_Baines,_Guido_de_Marchi,_Ren\'e_Laureijs |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.00246 |
大規模で公に利用可能な天文アーカイブは、太陽系の天体を検索して研究するための新しい可能性を開きます。ただし、大量のデータを処理するには高度な技術が必要です。これらの偏りのない調査は、太陽系の形成モデルのパズルのピースを表す、マイナーボディのサイズ分布を制約するために使用できます。データマイニングを使用して、ESAハッブル宇宙望遠鏡（HST）の科学データアーカイブからのアーカイブ画像で小惑星を特定することを目指しています。ズーニバースのプラットフォームであるハッブル小惑星ハンター（www.asteroidhunter.org）で市民科学プロジェクトを開発し、アーカイブHST画像で小惑星の軌跡を特定するよう一般の人々に依頼しました。ボランティアから提供されたラベルを使用して、GoogleCloudAutoMLVisionで構築された自動ディープラーニングモデルをトレーニングし、HSTアーカイブ全体を探索して、視野を横切る小惑星を検出しました。市民科学プロジェクトとそれに続くESAHST科学データアーカイブの機械学習調査を通じて、アーカイブHSTデータで特定された1701個の新しい小惑星トレイルの検出を報告します。地上での調査から特定された小惑星の集団よりも統計的に暗い24.5の大きさの小惑星を検出します。小惑星の大部分は、予想通り、黄道面の近くに分布しています。ここでは、1平方度あたり約80個の小惑星の密度が見られます。670個のトレイル（見つかったトレイルの39％）を小惑星センターデータベースの454個の既知の太陽系オブジェクトと照合しますが、1031個（61％）のトレイルに一致するものは見つかりません。未確認の小惑星はかすかで、私たちが特定することに成功した小惑星よりも平均して1.6等級暗いです。それらはおそらく以前は未知のオブジェクトに対応しています。この作業は、市民科学と機械学習が、既存の天文学アーカイブでSSOを体系的に検索するための有用な手法であることを示しています。
うみへび座TW星周辺の原始惑星系円盤のALMA高解像度マルチバンド解析
| Title |
ALMA_High-resolution_Multiband_Analysis_for_the_Protoplanetary_Disk_around_TW_Hya |
| Authors |
Takashi_Tsukagoshi,_Hideko_Nomura,_Takayuki_Muto,_Ryohei_Kawabe,_Kazuhiro_D._Kanagawa,_Satoshi_Okuzumi,_Shigeru_Ida,_Catherine_Walsh,_Tom_J._Millar,_Sanemichi_Z._Takahashi,_Jun_Hashimoto,_Taichi_Uyama,_Motohide_Tamura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.00376 |
バンド3、4、6、および7のALMAロングベースラインデータを使用して、TWHya周辺の原始惑星系円盤の高解像度（2.5au）マルチバンド分析を提示します。高感度のミリメートル連続画像を再構築し、スペクトルを再検討することを目指しますインデックス分布。イメージングは、バンド4および6の新しいALMAデータと利用可能なアーカイブデータを組み合わせることによって実行されます。画像を再構成するために2つの方法が採用されています。マルチ周波数シンセサイザ（MFS）と基準画像指向の方法。各帯域は別々に画像化され、周波数依存性はピクセルごとに適合されます。テイラー展開の2次を使用したMFSイメージングは、以前の研究と一致する方法でバンド3と7の間の連続発光の周波数依存性を再現でき、スペクトルインデックスマップを再構築するための合理的な方法であることがわかります。画像指向の方法は、MFSイメージングと一致するが、解像度が2分の1のスペクトルインデックスマップを提供します。2つの方法からの画像を検証するために、強度モデルの模擬観測が行われました。MFSイメージングは、$<10$〜\％の不確実性を持つ高解像度のスペクトルインデックス分布を提供することがわかります。MFS画像から再現されたサブミリ波スペクトルを使用して、光学的厚さ、ダスト不透明係数（$\beta$）のべき乗則指数、およびダスト温度を直接計算しました。導出されたパラメータは以前の研究と一致しており、強度ギャップ内の$\beta$の強化も確認されており、ギャップ内のミリメートルサイズの粒子の不足をサポートしています。
惑星SPHシミュレーションにおける密度の不連続性の処理
| Title |
Dealing_with_density_discontinuities_in_planetary_SPH_simulations |
| Authors |
Sergio_Ruiz-Bonilla,_Vincent_R._Eke,_Jacob_A._Kegerreis,_Richard_J._Massey,_Thomas_D._Sandnes,_Luis_F._A._Teodoro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.00472 |
密度の不連続性は、SmoothedParticlesHydrodynamics（SPH）の標準的な定式化では正確にモデル化できません。これは、密度フィールドが隣接する粒子の質量のカーネル加重和としてスムーズに定義されるためです。これは、原始惑星間の巨大な衝撃のシミュレーションを実行するときに問題になります。たとえば、惑星は通常、表面と異なる材料間の内部境界の両方で密度の不連続性を持っているためです。これらの領域の不適切な密度は、異なる材料の粒子間の混合を効果的に抑制する人工的な力を生み出し、その結果、この問題は、SPHシミュレーションに依存する研究に重要な未知の系統的誤差をもたらします。この作業では、SPHシミュレーションでこれらのタイプの密度の不連続性の両方を同時に処理する新しい計算コストの低い方法を紹介します。標準の流体力学的試験といくつかのジャイアントインパクトシミュレーションの例を実行し、その結果を標準のSPHと比較します。$10^7$粒子を使用してシミュレートされた月形成の影響では、境界での改善された処理は、シミュレーション中のある時点で粒子の少なくとも30％に影響を与えます。
小石の成長の化学的フィードバック：CO枯渇とC / O比への影響
| Title |
Chemical_Feedbacks_of_Pebble_Growth:_Impacts_on_CO_depletion_and_C/O_ratios |
| Authors |
Eric_Van_Clepper,_Jennifer_B._Bergner,_Arthur_D._Bosman,_Edwin_Bergin,_Fred_J._Ciesla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.00524 |
原始惑星系円盤の観測は、それらが複雑で動的であり、化学と惑星形成と同時に発生するガスと塵の垂直および放射状の輸送を伴うことを明らかにしました。原始惑星系円盤の以前のモデルは、主に静的円盤内のガスと塵の化学的進化、または化学的に受動的な円盤内の固体の動的進化に焦点を合わせていました。この論文では、小石の成長と化学を同時にモデル化するための新しい1D手法を紹介します。ガスと小さなほこりの粒子は垂直に拡散することができ、ディスクのすべての高さで化学的性質を結び付けます。小石は、ミッドプレーンの周りに存在する塵から形成され、この場所の氷の組成を継承していると考えられています。CO雪線の内側と外側の両方のさまざまな場所で、1$M_\odot$星の周りの1Myrのディスク進化後のこのモデルの結果を示します。乱流円盤（$\alpha=10^{-3}$）の場合、原始惑星系円盤の観測と一致して、COは円盤の表層から約1〜2桁枯渇していることがわかります。これは、小石の成長によって引き起こされる、氷の隔離とUV不透明度の低下の組み合わせによって達成されます。さらに、小石の成長と隔離による氷種の選択的除去により、気相のC/O比がほぼ1の値に増加する可能性があることがわかりました。しかし、私たちのモデルは、原始惑星系円盤の観測から推測される$\sim$1.5-2.0のC/O値を生成できません。これは、氷の選択的隔離がC/O比$>1$を説明するのに十分でないことを意味します。
銀河の多様性問題に対する解決策の批判的評価
| Title |
A_Critical_Assessment_of_Solutions_to_the_Galaxy_Diversity_Problem |
| Authors |
Aidan_Zentner,_Siddharth_Dandavate,_Oren_Slone,_Mariangela_Lisanti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.00012 |
銀河の回転曲線は、さまざまな範囲の内側の傾斜を示しています。観測データは、この多様性を説明するには、銀河の表面輝度をその暗黒物質ハローの最も中央の領域と相関させるメカニズムが必要になる可能性があることを示しています。この作業では、銀河の多様性の問題を説明するために必要な関連する物理学をキャプチャするいくつかの具体的なモデルを比較します。特に、等温コアを備えた自己相互作用暗黒物質（SIDM）モデルと、バリオンフィードバックの有無にかかわらず2つのコールドダークマター（CDM）モデルに焦点を当てています。スピッツァー測光および正確な回転曲線（SPARC）カタログの90の銀河からの回転曲線を使用して、以前の作業からの統計的方法論の問題に対処する包括的なモデル比較を実行します。私たちが回復する最適なハローモデルは、プランクの濃度と質量の関係、および標準的な存在量の一致関係と一致しています。サンプル内の低表面輝度銀河と高表面輝度銀河の回転曲線を説明する上で、SIDMモデルとフィードバックの影響を受けるCDMモデルの両方がフィードバックのないCDMモデルよりも優れていることがわかります。ただし、相互に比較すると、SPARCカタログの銀河多様性のソースとしてSIDMまたはフィードバックの影響を受けるCDMハローモデルのいずれにも強い統計的選好はありません。
IllustrisTNGシミュレーションでのタイムスケールのクエンチング
銀河の急冷のタイムスケールは、その根底にある物理的な推進力への手がかりを提供します。IllustrisTNG100-1シミュレーションで中央銀河の消光タイムスケール、時間の経過に伴うそれらの進化、およびそれらの消光タイムスケールを予測する銀河の事前消光特性を調査します。消光期間$\tau_q$をsSFRしきい値を超える間の時間として定義すると、銀河の$\sim$40％が$\tau_q<$1Gyrで急速に消光しますが、銀河の実質的な尾部は消光に最大10Gyrかかる可能性があります。さらに、2Gyr以上前に星形成主系列（SFMS）を離れた銀河の29％は、$z=0$によって完全にクエンチすることはありません。中央値$\tau_q$はエポックでかなり一定ですが、SFMSを離れる銀河の割合は宇宙時間にわたって着実に増加し、遅いクエンチャーの割合は$z\sim2$から0.7まで支配的です。高速クエンチャー（$\tau_q<$1Gyr）と比較して、低速クエンチング銀河（$\tau_q>$1Gyr）はより大きく、より大きなブラックホールを持ち、より大きな恒星半径とより高い比角運動量（AM）の降着ガスを持っていました。焼入れ前。これらの特性は、高速クエンチャーの降着ガスAMを除いて、$z=0$だけ少し進化します。これは、低速クエンチャーのガスと同じ高いAMに達します。$z=0$までに、遅いクエンチャーは、拡張されたガスリングに星形成が残ります。恒星の年齢勾配と$\tau_q$の間の予想される関係を裏返しの消光に使用すると、MaNGAIFUの観測結果と一致することがわかります。我々の結果は、降着ガスAMとポテンシャル井戸の深さが焼入れのタイムスケールを決定することを示唆している。
電離光子脱出とz〜3での星形成の面密度との関係を探る
| Title |
Searching_for_the_connection_between_ionizing-photon_escape_and_the_surface_density_of_star_formation_at_z~3 |
| Authors |
Anthony_J._Pahl,_Alice_Shapley,_Charles_C._Steidel,_Naveen_A._Reddy,_Yuguang_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.00016 |
イオン化光子の脱出率（$f_{\rmesc}$）と星形成率の面密度（$\Sigma_{\rmSFR}$）の間の関係は、再電離モデルの重要な入力ですが、高いレベルではテストされていません。赤方偏移。ライマン連続体（LyC）の深く残りの遠紫外線スペクトルと高解像度HSTV$_{606}$イメージングでカバーされたケックライマン連続体調査（KLCS）からの35個のz〜3銀河を分析します。このデータセットにより、電離脱出率と残りのUVサイズの両方を推定できます。S\'ersicプロファイルをHST画像に適合させ、スペクトルエネルギー分布をマルチバンド測光に適合させて、サンプル内の銀河の有効サイズと星形成率を測定し、サンプルを$\Sigma_{の2つのビンに分割します。\rmSFR}$。複合スペクトルに基づいて、両方の$\Sigma_{\rmSFR}$サブサンプルの<$f_{\rmesc}$>を推定し、2つのサブサンプルの<$f_{\rmesc}$>に有意差はありません。KLCSHSTサンプルの代表性とこの結果のロバスト性をテストするために、$f_{\rmesc}$とLy$\alpha$の等価幅の間の確立された相関を回復しようとします。この相関関係は、KLCSHSTサンプル内では重要ではありません。これは、サンプルが$f_{\rmesc}$と$\Sigma_{\rmSFR}$などの銀河特性を相関させるのに十分でないことを示しています。KLCS親サンプルを使用してスタッキングシミュレーションを実行し、$f_{\rmesc}$-$\Sigma_{\rmSFR}$接続の堅牢なプローブの最適なサンプルサイズを決定して、将来のHSTLyC観測プログラムに通知します。電離特性に依存しない選択のあるプログラムの場合、>=90個のオブジェクトが必要です。強く漏れるLyCソースを優先的に監視するプログラムの場合、58個以上のオブジェクトが必要になります。より一般的には、$f_{\rmesc}$と$\Sigma_{\rmSFR}$の間の接続を測定するには、$\Sigma_{\rmSFR}$などの銀河特性の広いダイナミックレンジにまたがるより大きな代表的なサンプルが必要です。。
E-MOSAICSシミュレーションからのレンズ状銀河の現在の球状星団の運動学と銀河集合の歴史との関係
| Title |
The_present-day_globular_cluster_kinematics_of_lenticular_galaxies_from_the_E-MOSAICS_simulations_and_their_relation_to_the_galaxy_assembly_histories |
| Authors |
Arianna_Dolfi,_Joel_Pfeffer,_Duncan_A._Forbes,_Warrick_J._Couch,_Kenji_Bekki,_Jean_P._Brodie,_Aaron_J._Romanowsky,_and_J._M._Diederik_Kruijssen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.00020 |
E-からの50個のレンチキュラー（S0）銀河のサンプルで、球状星団（GC）システムの現在の回転速度（$V_{rot}$）と速度分散（${\sigma}$）プロファイルを研究します。MOSAICS銀河形成シミュレーション。銀河の82％には、銀河の測光主軸に沿って回転しているGCがあり（$aligned$）、残りの18％の銀河にはありません（$misaligned$）。これは一般的にSLUGGS調査からの観察と一致しています。$V_{rot}/に基づいて$peaked$$および$$outwardly$$decresing$（49％）、$flat$（24％）および$sinceing$（27％）に分類される$alignd$銀河の場合{\sigma}$プロファイルを大きな半径にすると、GCのこれらの現在の$V_{rot}/{\sigma}$プロファイルと、S0銀河の過去の合併履歴との間に明確な相関関係は見つかりません。銀河系の星の以前のシミュレーション。$misaligned$銀河の半分強について、GCのずれは、過去10Gyr以内の大規模な合併の結果であり、$ex$-$situ$GCが0{\degの間の角度でずれていることがわかります。}（共回転）から180{\deg}（逆回転）まで、合体する銀河の軌道構成に応じて、$in$-$situ$GCに関して。残りの$misaligned$銀河については、初期に形成された$in$-$situ$の金属量の少ないGCは、$in$-$situ$の金属量の多いGCよりも頻繁に運動学的摂動を受けていることをお勧めします。また、GCは早期に付着し、$in$-$situ$GCは主に3D位相空間図で銀河の中心から0.2ビリアル半径（$R_{200}$）以内に位置していることがわかります。
コンパクトなスターバースト円盤銀河全体での星形成効率の極端な変動
| Title |
Extreme_Variation_in_Star_Formation_Efficiency_Across_a_Compact,_Starbursting_Disk_Galaxy |
| Authors |
D.B._Fisher,_A.D._Bolatto,_K._Glazebrook,_D._Obreschkow,_R.G._Obreschkow,_G.G._Kacprzak,_N.M._Nielsen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.00024 |
NOEMAからの$\sim$200〜pc解像度CO（2-1）観測を使用して、IRAS08339+6517（以下IRAS08）の星形成効率の内部分布について報告します。分子ガスの枯渇時間は、外側の円盤状の値から、半光半径内の10$^8$〜yr未満まで2桁変化します。これは、自由落下時間あたりの星形成効率に変換されます。これも2桁変化し、50〜100％に達します。これは、局所的な渦巻銀河や、一定の低い星形成効率の一般的な仮定とは異なります。私たちのターゲットは、SFRが$z=0$の主系列星より10$\times$上にあるコンパクトで巨大な円盤銀河です。Toomre$Q\approx0.5-0.7$と高いガス速度分散（$\sigma_{mol}\approx25$〜km〜s$^{-1}$）。IRAS08は、解決された$\Sigma_{SFR}\propto\Sigma_{mol}^N$の関係で、文献からの他の回転するスターバースト銀河に類似していることがわかります。解決された文献研究を組み合わせることにより、主系列星からの距離がケニカット-シュミットべき乗則の傾きの強力な指標であり、100-10$^4$〜M$_のスターバーストの傾きは$N\約1.6$であることがわかります。{\odot}$〜pc$^{-2}$。私たちの目標は、激しいディスクの不安定性がガスの急速な流入を引き起こすシナリオと一致しています。Toomre-$Q$の値が低く、すべての半径で、ガスの流入タイムスケールは枯渇時間よりも短く、これはIRAS08の平坦な金属量勾配と一致しています。これらの結果は、一般的な星形成理論に照らして検討します。一般に、IRAS08の観測では、星形成効率が一定である理論との緊張が最も大きいことがわかります。私たちの結果は、高空間分解能のCO観測の必要性は、より多くの同様のターゲットであると主張しています。
ガイアがタイミングの議論に勝つ
| Title |
Gaia_Wins_the_Timing_Argument |
| Authors |
David_Benisty,_Eugene_Vasiliev,_N._Wyn_Evans,_Anne-Christine_Davis,_Odelia_V._Hartl,_Louis_E._Strigari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.00033 |
M31およびその他のローカルグループ衛星の高精度固有運動（PM）が、{\itGaia}衛星によって提供されるようになりました。タイミング引数を再検討して、天の川とM31の軌道からローカルグループの総質量$M$を計算し、宇宙定数を考慮します。大マゼラン雲（LMC）の存在によって引き起こされる体系的な影響を修正します。LMCと天の川との相互作用は、LMCに向かう動きを引き起こします。天の川とM31の測定された接近速度へのこの寄与は取り除かれなければなりません。局所銀河群の降着履歴に合わせた補正係数を抽出することにより、宇宙の偏りと散乱を考慮に入れています。補正係数の分布は$0.63$を中心とし、分散$\pm0.2$であり、タイミング引数が真の質量を大幅に過大評価していることを示しています。これらすべての効果を調整すると、ローカルグループの推定質量は$M=3.4^{+1.4}_{-1.1}\times10^{12}M_{\odot}$（68\％CL）です。M31接線速度$v_{\rmtan}=82^{+38}_{-35}\、\kms$。$v_{\rmtan}=59^{+42}_{-38}\、\kms$（接線速度の前にフラットな同じPMデータから導出）のより低い接線速度モデルは、推定質量につながりますof$M=3.1^{+1.3}_{-1.0}\times10^{12}M_{\odot}$（68\％CL）。4つの最も重要なLGメンバー（天の川、M31、M33、およびLMC）に関連する総質量のインベントリを作成することにより、既知の質量は$3.7^{+0.5}_{-0.5}\の範囲にあると推定されます。10^{12}\、M_{\odot}$を掛けます。
miniJPAS調査クエーサー選択I：分類のための模擬カタログ
| Title |
The_miniJPAS_survey_quasar_selection_I:_Mock_catalogues_for_classification |
| Authors |
Carolina_Queiroz,_L._Raul_Abramo,_Nat\'alia_V._N._Rodrigues,_Ignasi_P\'erez-R\`afols,_Gin\'es_Mart\'inez-Solaeche,_Antonio_Hern\'an-Caballero,_Carlos_Hern\'andez-Monteagudo,_Alejandro_Lumbreras-Calle,_Matthew_M._Pieri,_Sean_S._Morrison,_Silvia_Bonoli,_Jon\'as_Chaves-Montero,_Ana_L._Chies-Santos,_L._A._D\'iaz-Garc\'ia,_Alberto_Fernandez-Soto,_Rosa_M._Gonz\'alez_Delgado,_Jailson_Alcaniz,_Narciso_Ben\'itez,_A._Javier_Cenarro,_Tamara_Civera,_Renato_A._Dupke,_Alessandro_Ederoclite,_Carlos_L\'opez-Sanjuan,_Antonio_Mar\'in-Franch,_Claudia_Mendes_de_Oliveira,_Mariano_Moles,_Laerte_Sodr\'e_Jr.,_Keith_Taylor,_Jes\'us_Varela_and_H\'ector_V\'azquez_Rami\'o |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.00103 |
この一連の論文では、いくつかの機械学習（ML）手法を使用して、miniJPASカタログから点のようなソースを分類し、クエーサー候補を特定します。現在、これらのMLアルゴリズムをトレーニングするための分光的に確認されたソースの代表的なサンプルが存在しないため、モックカタログに依存しています。この最初の論文では、スローンデジタルスカイサーベイでクエーサーとしてターゲットにされたオブジェクトのスペクトルを使用して、クエーサー、銀河、星の合成測光を計算するパイプラインを開発します。$17.5\leqr<24$の範囲のminiJPASポイントソースに期待されるすべての帯域で同じ深度と信号対雑音比の分布を一致させるために、元の$r$帯域の大きさの分布をシフトすることにより、利用可能なスペクトルのサンプルを拡張します。かすかな終わりに向かって、さまざまなオブジェクトの相対入射率がそれぞれの輝度関数に従って分布していることを確認し、指定された幅のガウス実現からフラックス分散をサンプリングすることにより、各フィルターのノイズ分布の徹底的なモデリングを実行します。またはガウス関数の組み合わせから。最後に、すべての実際の観測に存在する非検出のパターンをモックに追加します。この作業で提示されたモックカタログは、miniJPAS観測のプロパティに一致するシミュレートされたデータセットへの第一歩ですが、これらのモックは、他の測光調査の目的に役立つように適合させることができます。
DIVING $ ^ {3D} $調査-銀河の原子核の深いIFSビュー-I。定義とサンプルプレゼンテーション
| Title |
The_DIVING$^{3D}$_Survey_--_Deep_IFS_View_of_Nuclei_of_Galaxies_--_I._Definition_and_Sample_Presentation |
| Authors |
J._E._Steiner,_R._B._Menezes,_T._V._Ricci,_Patr\'icia_da_Silva,_R._Cid_Fernandes,_N._Vale_Asari,_M._S._Carvalho,_D._May,_Paula_R._T._Coelho,_A._L._de_Amorim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.00186 |
南半球の170個の銀河すべての中央領域（B<12.0および|b）の視界が制限された光学3D分光法による、銀河核の深部積分フィールド分光法ビュー（DIVING$^{3D}$）調査を提示します。||>15度。ほとんどの観測は、ジェミニ南望遠鏡のジェミニマルチオブジェクト分光器の面分光器で行われていますが、一部は、南天体物理学研究望遠鏡（SOAR）の面分光器でも行われています。DIVING$^{3D}$調査は、核輝線特性、核周辺（数百pc以内）の輝線特性、恒星およびガスの運動学、恒星考古学の研究のために設計されました。データは、以前の調査とは一致しない高い空間分解能とスペクトル分解能の組み合わせを持っており、たとえば、低光度活動銀河核の統計、低電離核輝のイオン化メカニズムに関連する研究に大きく貢献します。ラインリージョン、トランジションオブジェクトの性質などのトピック。
C $-$ rich（$ ^ {12} $ C、SiCおよびFeC）の光学特性大質量星のダスト層状構造
| Title |
Optical_Properties_of_C$-$rich_($^{12}$C,_SiC_and_FeC)_Dust_Layered_Structure_of_Massive_Stars |
| Authors |
Ruiqing_Wu,_Mengqiu_Long,_Xiaojiao_Zhang,_Yunpeng_Wang,_Mengli_Yao,_Mingming_Li,_Chunhua_Zhu,_Guoliang_L\"u,_Zhaojun_Wang,_Jujia_Zhang,_Zhao_Wang,_Wujin_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.00260 |
星間塵の組成と構造は、星の進化と\textbf{星間物質}（ISM）の研究にとって重要で複雑です。ただし、対応する実験データとモデル理論が不足しています。ab-initio法に基づく理論計算により、炭素に富む（Cに富む）ダスト、炭素（$^{12}$C）、炭化鉄（FeC）、炭化ケイ素（SiC）の構造を予測し、形状を最適化しました。）、シリコン（$^{28}$Si）、鉄（$^{56}$Fe）でさえ、これらの材料の光吸収係数と発光係数を0D（ゼロ$-$次元）、1D、および2Dナノ構造。超新星（SN）の\textbf{nebularspectrum}をダストの係数と比較すると、2D$^{12}$C、$^{28}$Si、$^{56の光吸収係数がわかります。}$Fe、SiC、FeCの構造は、SN1987A爆発から7554日後のスペクトルの赤外線帯域（5$-$8）$\mu$$m$に表示される吸収ピークに対応します。また、SN2018bszの爆発後535日のスペクトルに対応し、波長が（0.2$-$0.8）から（3$-$10）$\mu$$m$の範囲にあります。それにもかかわらず、2DSiCとFeCは、波長が（0.08$-$10）$\mu$$m$以内にある場合、SN2010jlの爆発後844日のスペクトルに対応します。したがって、FeCとSiCは、SN1987Aの2番目のタイプのダストであり、赤外線バンド（5$-$8）$\mu$$m$のダストに対応し、SN2010jlとSN2018bszの噴出物に含まれている可能性があります。
星間炭化水素：拡散雲における分解化学
拡散雲の観測は、それらが多くの単純な炭化水素（例えば、CH、C$_2$H、（l-およびc-）C$_3$H$_2$、およびC$_4$H）を含むことを示しました。従来の気相化学モデルに基づいて理解することは困難です。最近の実験結果は、水素化アモルファスカーボン（HAC）と固体ヘキサンの光分解メカニズムが、HAC分解の場合に最大6つのC原子を含むさまざまな炭化水素をガスに放出することを明らかにしました。これらの発見は、星間化学への新しい潜在的なインプットを導入する動機となりました。従来の「ビルドアップ」または合成スキームとは対照的に、「トップダウン」または劣化スキーム。この作業では、ガス粒子化学モデルを使用して、拡散雲におけるトップダウンアプローチの実現可能性を示します。このスキームを検討するために、HACが穀物マントルから注入された後に光分解されたときの炭化水素の形成を説明する式を導き出しました。次に、これらの種の実際の形成率を、それらの注入率（実験作業から）とISMへのマントル炭素注入の平均速度（観測から）を知ることによって計算しました。私たちの予備的な結果は有望であり、分解スキームが拡散雲におけるいくつかの単純な炭化水素の形成のための効率的なメカニズムと見なすことができることを明らかにしています。ただし、このプロセスの効率とその速度定数の実際の証明には、包括的な実験的決定が必要になります。
散開星団による銀河金属量勾配のマッピング：最先端および将来の課題
| Title |
Mapping_the_Galactic_Metallicity_Gradient_with_Open_Clusters:_The_State-of-the-Art_and_Future_Challenges |
| Authors |
Lorenzo_Spina,_Laura_Magrini,_Katia_Cunha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.00463 |
この論文では、高解像度の分光調査とプログラム（APOGEE、Gaia-ESO、GALAH、OCCASO、SPA）によって散開星団のメンバーのために収集されたデータを利用します。これらのデータは均質化され、全体として分析されています。結果のカタログには、251個の銀河散開星団の[Fe/H]と軌道パラメータが含まれています。高品質の金属量測定を使用して175個の散開星団から得られた放射状金属量勾配の傾きは$-$0.064$\pm$0.007dexkpc$^{-1}$です。散開星団によって追跡された放射状の金属量分布は、R$_{\rmGal}$=12.1$\pm$1.1kpcを超えて平坦になります。[Fe/H]-L$_{\rmz}$図の散開星団によってトレースされた勾配は$-$0.31$\pm$0.0210$^{3}$dexkm$^{-1}$kpc$^{-1}$sですが、L$_{\rmz}$=2769$\pm$177kmkpcs$^{-1}$を超えて平坦になります。この論文では、散開星団の研究に関するいくつかの優先度の高い実践的な課題についてもレビューします。これにより、私たちの理解は最先端を超えて大きく前進します。最後に、銀河の放射状金属量勾配の形状を他の渦巻銀河の形状と比較します。
銀河系球状星団の化学力学的グループ
| Title |
The_Chemo-Dynamical_Groups_of_Galactic_Globular_Clusters |
| Authors |
Thomas_M._Callingham,_Marius_Cautun,_Alis_J._Deason,_Carlos_S._Frenk,_Robert_J.J_Grand,_Federico_Marinacci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.00591 |
球状星団（GC）の銀河集団を、バルジ、ディスク、恒星ハローの3つの異なる構成要素に分割するための多成分化学力学的方法を紹介します。後者はさらに、銀河系の恒星ハローを構築した個々の大きな降着イベントに分解されます。ガイア-エンセラダス-ソーセージ、クラーケン、セコイア構造、いて座とヘルミストリームです。私たちのモデリングは、天の川（MW）のような銀河の流体力学的シミュレーションのAURIGAスイートから構築された模擬GCサンプルを使用して広範囲にテストされています。平均して、付加されたGCの一部は、真の落下グループに関連付けることができず、グループ化されないままになり、回復された個体数の数が真の値の約80％にバイアスされることがわかります。さらに、特定されたグループの完全性と純度はわずか65％です。これは、過去の降着イベントからのデブリのエネルギー作用空間における大きな重複の結果として、問題の難しさを反映しています。この方法を銀河系のデータに適用して、統計的に堅牢で簡単に定量化できる方法で、各MW降着イベントに関連付けられたGCを推測します。結果として得られたグループのGCの人口数は、バイアスを補正して、MWのハローを構築した現在は機能していない衛星のハローと恒星の質量を推測するために使用されます。
深く急降下する潮汐破壊現象における恒星の復活と繰り返されるフレア
| Title |
Stellar_Revival_and_Repeated_Flares_in_Deeply_Plunging_Tidal_Disruption_Events |
| Authors |
Chris_Nixon_and_Eric_R._Coughlin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.00014 |
潮汐半径$r_{\rmt}$および周辺距離$r_{\rmp}$の潮汐破壊現象は、量$\beta=r_{\rmt}/r_{\rmp}$によって特徴付けられ、「深い出会い」には$\beta\gg1$があります。部分的な中断と完全な中断を区別する重要な$\beta\equiv\beta_{\rmc}\sim1$があると想定されています。$\beta<\beta_{\rmc}$の場合、星はブラックホールとの潮汐相互作用を生き延びますが、$\beta>\beta_{\rmc}$の場合、星は完全に破壊されるため、すべての深い遭遇はいっぱいになるはずです。ここでは、$\gamma=5/3$の太陽のようなポリトロープと$10^6M_{\odot}$ブラックホールの間の$\beta=16$の遭遇の例を提供することにより、この仮定が正しくないことを示します--以前の調査で$\beta_{\rmc}\simeq0.9$が見つかった場合、これにより、元の恒星の質量の約25\％を構成する、破壊後の恒星の核が再形成されます。軌道面の外で圧縮が発生する中心付近と、面内で圧縮が発生する中心付近の両方でガスが圧縮されるため、コアが自己重力下で再形成されることを提案します。我々は、コアがブラックホールの周りの束縛された軌道上に形成されることを発見し、最近観察された、繰り返される核過渡現象の文脈で我々の発見の対応する意味を議論します。
2019azhでの潮汐破壊現象における降着状態の遷移の可能性に続く遅い時間の無線フレア
| Title |
A_Late-Time_Radio_Flare_following_a_Possible_Transition_in_Accretion_State_in_the_Tidal_Disruption_Event_AT_2019azh |
| Authors |
I._Sfaradi,_A._Horesh,_R._Fender,_D._A._Green,_D._R._A._Williams,_J._Bright,_S._Schulze |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.00026 |
ここでは、2019azhでの光学潮汐破壊現象（TDE）の無線追跡観測を報告します。以前に報告されたこのTDEのX線観測では、光学的発見から約8か月後に、初期の変動と光度の劇的な増加が$\sim10$の係数で示されました。X線放射は主に中間の硬X線と軟X線によって支配され、X線のピークの周りで非常に柔らかくなります。X線のピークは$L_X\sim10^{43}\rm\、erg\、s^{-1}$。ここで報告されている高ケイデンスの$15.5$GHzの観測は、電波放射の初期の上昇と、それに続くほぼ一定の光度曲線、および遅い時間のフレアを示しています。このフレアは、おおよそ観測されたX線のピーク光度の時点で始まり、X線のピークから約$110$日後、および光学的発見から1年後にピークに達します。無線フレアは$\nuL_{\nu}\sim10^{38}\rm\、erg\、s^{-1}$でピークに達し、フレアに先行する放射より2倍高くなります。遅い時間のラジオとX線フレア、およびX線スペクトルの進化に照らして、ブラックホールX線連星で観測された振る舞いと同様に、このTDEの降着状態の可能な遷移を推測します。AT2019azhの無線特性を他の既知のTDEと比較し、TDEASASSN-15oiの遅い時間の無線フレアとの類似点に焦点を当てます。
Gertsenshtein-Zel $ '$ dovich効果は、高速電波バーストの起源を説明しています
| Title |
Gertsenshtein-Zel$'$dovich_effect_explains_the_origin_of_Fast_Radio_Bursts |
| Authors |
Ashu_Kushwaha_(IIT_Bombay),_Sunil_Malik_(IIT_Bombay,_Uni._Potsdam,_DESY),_S._Shankaranarayanan_(IIT_Bombay) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.00032 |
高速電波バースト（FRB）の起源を説明する新しいモデルを提示します-GHz周波数無線の短い（$<1〜\rm{s}$）、明るい（$0.1-1000〜\rm{Jy}$）バースト波。このモデルには、コンパクトなオブジェクト、約$10^{10}〜{\rmGauss}$の有効磁場強度を持つ前駆体、およびGHz周波数重力波（GW）の3つの要素があります。GWから電磁波へのエネルギー変換は、Gertsenshtein-Zel'dovich効果により、GWがそのようなコンパクトオブジェクトの磁気圏を通過するときに発生します。この変換により、GHz範囲の電磁波のバーストが生成され、FRBが発生します。私たちのモデルには3つの重要な機能があります：（i）最大$1000〜{\rmJy}$のピークフラックスを生成できる、（ii）パルス幅を自然に説明できる、（iii）広いフラックスでFRBのランダムで繰り返しの性質を予測できる範囲。したがって、ミリ秒パルサーがFRBの前駆細胞である可能性があると結論付けます。さらに、私たちのモデルは、検出能力を超えた高周波でのGWの間接検出に関する新しい視点を提供します。したがって、FRBのような一時的なイベントは、マルチメッセンジャー天文学の現在の時代の豊富な情報源です。
ガンマ線ブライトクエーサー1156 + 295における非熱的爆発中の輝線変動
| Title |
Emission_Line_Variability_during_a_Nonthermal_Outburst_in_the_Gamma-Ray_Bright_Quasar_1156+295 |
| Authors |
Melissa_K._Hallum,_Svetlana_G._Jorstad,_Valeri_M._Larionov,_Alan_P._Marscher,_Manasvita_Joshi,_Zachary_R._Weaver,_Karen_E._Williamson,_Ivan_Agudo,_George_A._Borman,_Carolina_Casadio,_Antonio_Fuentes,_Tatiana_S._Grishina,_Evgenia_N._Kopatskaya,_Elena_G._Larionova,_Liyudmila_V._Larionova,_Daria_A._Morozova,_Anna_A._Nikiforova,_Sergey_S._Savchenko,_Ivan_S._Troitsky,_Yulia_V._Troitskaya,_Andrey_A._Vasilyev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.00061 |
4.3〜mのローウェルディスカバリー望遠鏡で得られた$\gamma$線ブレーザー1156+295（4C+29.45、トン599）のマルチエポック光学スペクトルを示します。2017年後半の多波長バースト中に、$\gamma$光線フラックスが$2.5\times10^{-6}\;に増加したとき。\rmphot\;cm^{-2}\;s^{-1}$であり、クエーサーはエネルギー$\geq100$GeVで最初に検出され、MgII$\lambda2798$輝線のフラックスが変化し、短波長でのFe発光複合体のフラックスも変化しました。これらの輝線フラックスは、相対論的ジェットからのシンクロトロン放射であると思われる高度に偏光された光学連続フラックスとともに増加し、相対時間遅延は$\lesssim2$週間でした。これは、線を放出する雲がジェットの近くにあり、それが視線にほぼ直接向いていることを意味します。正規降着円盤に関連するブロードライン領域の外側にあるこのような雲からの輝線放射は、相対論的電子の相対論的電子によって$\gamma$線エネルギーに上方散乱されるシード光子の主要な発生源である可能性があります。ジェット。
種族IIIの星は、連星ブラックホールと極度に金属の貧しい星の両方の融合の主要な起源になることができますか？
| Title |
Can_Population_III_stars_be_major_origins_of_both_merging_binary_black_holes_and_extremely_metal_poor_stars? |
| Authors |
Ataru_Tanikawa,_Gen_Chiaki,_Tomoya_Kinugawa,_Yudai_Suwa,_Nozomu_Tominaga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.00230 |
人口（ポップ）IIIの星、最初の星、または金属を含まない星は、原始ガスでできています。それらが連星ブラックホール（BH）と非常に金属の少ない星を結合する主要な起源である可能性があるかどうかを調べました。EMP星の豊富なパターンは、ポップIII星の特性をさかのぼるのに役立ちます。観測されたBHの合併率には、理論的に予測された値の10倍のポップIII星形成効率が必要であるが、宇宙の再電離の歴史は依然としてそのような高いポップIII星形成効率を可能にするという以前の議論を確認しました。一方、EMP星の元素存在量パターンでは、最小質量が$\sim15-27$$M_\odot$のPopIII初期質量関数しか使用できないことが新たにわかりました。言い換えれば、最小質量は、ポップIII星がそれぞれ中性子星とBHを残す臨界質量の上下から大きく逸脱してはなりません。ポップIII星は、依然としてバイナリBHをマージする主要な起源である可能性がありますが、EMP星は、ポップIII超新星噴出物と混合された原始ガスから形成されるという仮説の下で、私たちの研究は許容パラメータ空間を減らしました。
GRB170817Aの白色矮星バイナリ合併モデル
ほんの一瞬続くGRB170817Aの迅速な放射に続いて、X線、光学、および電波の波長で$10^8$秒のデータが取得されました。ここでは、バイナリ白色矮星の合併で放出された膨張物質の熱およびシンクロトロン冷却に基づいて、これらすべての放出のスペクトル、フラックス、および時間変動に適合するモデルを提示します。$10^{-3}M_\odot$の噴出物は、$10^9$cms$^{-1}$の速度で膨張し、質量$1.3の新生児の巨大で高速回転する磁化された白色矮星を動力源としています。M_\odot$、$\gtrsim12$sの自転周期、および$1.0+0.8M_\odot$白色矮星バイナリの合併で生まれた双極子磁場$\sim10^{10}$G。したがって、GRB170817Aの性質の長続きする謎は、白色矮星のバイナリの合併によって解決されます。これは、迅速な放出エネルギーを説明するものでもあります。
二元駆動極超新星からのシンクロトロン放射としての長いガンマ線バースト残光の起源について
長いガンマ線バーストは、X線、光学、および電波の波長で残光の放出を示し、光度は時間とともに減衰し、ほぼ同じべき乗則の動作を示します。この講演では、この残光が、バイナリ駆動の極超新星に関連する超新星噴出物からの放射光によって生成されることを示す分析処理を紹介します。
低遅延重力波イベントの局在化に対するノイズ過渡現象の影響
| Title |
Impact_of_noise_transients_on_low_latency_gravitational-wave_event_localisation |
| Authors |
Ronaldas_Macas,_Joshua_Pooley,_Laura_K._Nuttall,_Derek_Davis,_Martin_J._Dyer,_Yannick_Lecoeuche,_Joseph_D._Lyman,_Jess_McIver,_Katherine_Rink |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.00344 |
重力波（GW）データには、「グリッチ」と呼ばれる非ガウスノイズ過渡現象が含まれています。3回目のLIGO-Virgo観測実行では、すべての重力波候補の約24％がグリッチの近くにありましたが、検出器の感度が上がるため、将来の観測実行ではさらに多くのイベントが影響を受ける可能性があります。グリッチは、電磁（EM）の対応物を識別するために重要な、空の位置特定を含むGWソースパラメータの推定に影響を与える可能性があるため、これは問題を引き起こします。この論文では、低遅延で近くのグリッチによって空の位置特定がどの程度影響を受けるかを推定する研究を紹介します。連星ブラックホール（BBH）、連星中性子星（BNS）、および中性子星-ブラックホール（NSBH）信号を、ブリップ、雷雨、高速散乱の3つの異なるクラスのグリッチを含むデータに注入しました。これらのグリッチの影響は、イベントの真の空の位置が観測されるまで望遠鏡が検索する必要があるタイルポインティングの数を推定することによって評価されました。ブリップグリッチがBBH合併のローカリゼーションに最も影響を与えることがわかりました。最も極端なケースでは、20度$^2$の視野（FOV）望遠鏡でもBBHイベントが完全に見落とされます。雷雨のグリッチは、特に3番目の干渉計がない場合にBBHおよびNSBHイベントに最大の影響を及ぼしますが、BNSイベントは影響を受けていないように見えます。高速散乱グリッチは、NSBH信号の場合にのみ低遅延のローカリゼーションに影響を与えます。2干渉計ネットワークの場合、小型（FOV=1deg$^2$）および大型（FOV=20deg$^2$）の望遠鏡が影響を受けますが、3干渉計の位置特定バイアスは、大型（FOV=20deg）に影響を与えないほど小さいです。$^2$）望遠鏡。
降着に見られる低周波の準周期的振動は、ジェットの不安定性に対するディスクの応答を流れますか？
| Title |
Are_Low-Frequency_Quasi-Periodic_Oscillations_seen_in_accretion_flows_the_disk_response_to_a_jet_instability? |
| Authors |
Jonathan_Ferreira,_Gregoire_Marcel,_Pierre-Olivier_Petrucci,_Jerome_Rodriguez,_Julien_Malzac,_Renaud_Belmont,_Maica_Clavel,_Gilles_Henri,_Stephane_Corbel_and_Mickael_Coriat |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.00438 |
低周波準周期振動またはLFQPOは、BHX線連星に遍在しており、降着-放出プロセスに強い制約を与えます。これまでにいくつかのモデルが提案されてきましたが、すべての観測上の制約を再現することが証明されたものはなく、コンセンサスはまだ出ていません。私たちは、ディスクが2つの放射状ゾーンに分割される大規模な垂直磁場によってねじ込まれていると推測します。内側のジェット放射ディスク（JED）では、ほぼ等分配の場により強力な自己コリメートジェットを駆動できますが、遷移半径を超えると、ディスクの磁化が低すぎて標準降着円盤（SAD）が安定します。一連の論文で、このハイブリッドJED-SADディスク構成は、ほとんどの多波長（無線およびX線）観測、および典型的なソースGX339-4のLFQPOとの一致を正常に再現することが示されています。まず、文献で提供されている主なQPOシナリオを分析します。1）遷移半径で発生する特定のプロセス、2）付着-排出の不安定性、3）固体のレンス-ティリングディスク歳差運動。私たちは彼らの主な仮定を思い出し、LFQPOを再現する能力に疑問を投げかけるいくつかの深刻な理論的問題に光を当てます。次に、これらのモデルはいずれもJED-SADの物理的条件下では動作しない可能性があると主張します。最後に、LFQPOが、磁気再コリメーションゾーンの近くでジェットでトリガーされた不安定性に対するディスク応答であるという代替シナリオを提案します。このような状況は、ほとんどのタイプCQPO現象を説明する可能性があり、ブラックホール連星のグローバルな振る舞いと一致しています。ただし、この非破壊ジェットの不安定性の計算はまだ行われていません。この不安定性の存在が数値的に確認された場合、それはまた、さまざまな降着源で見られるジェットウォブリング現象を自然に説明することができます。
ブラックホール候補MAXIJ1803-298におけるX線ディップと状態遷移のAstroSat観測
| Title |
AstroSat_Observation_of_X-ray_Dips_and_State_Transition_in_the_Black_Hole_Candidate_MAXI_J1803-298 |
| Authors |
Arghajit_Jana,_Sachindra_Naik,_Gaurava_K._Jaisawal,_Birendra_Chhotaray,_Neeraj_Kumari,_Shivangi_Gupta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.00479 |
2021年5月11〜12日にAstroSat観測を使用して、ブラックホール候補MAXIJ1803-298の広帯域X線タイミングとスペクトル分析から得られた結果を示します。$7.02\pm0.18$時間の周期性を持つ4つの周期的吸収ディップが検出されます光の曲線で。AstroSatは、ソースがハード中間状態からソフト中間状態に遷移しているときにソースを監視します。タイミング分析により、QPO周波数が$5.31\pm0.02$Hzから$7.61\pm0.09$Hzの範囲で変化する電力密度スペクトル（PDS）に鋭いタイプC準周期振動（QPO）が存在することがわかります。QPOのエネルギー依存性を調査しましたが、30keVを超えるPDSではこの機能は見つかりませんでした。$0.7-80$keVSXTとLAXPCのスペクトルを組み合わせたものは、熱多色黒体放射とコンプトン化された放射成分からなるモデルに適合しています。観測のディップフェーズと非ディップフェーズでスペクトルを抽出することにより、時間分解分光法を実行します。イオン化された吸収体のシグニチャもディップフェーズに存在しますが、ディップフェーズと非ディップフェーズでニュートラルアブソーバーが検出されます。スペクトルおよび時間パラメータは、観測中に進化することがわかります。システムの質量関数を$f（M）=2.1-7.2〜M_{\odot}$と推定し、ブラックホール候補の質量を$M_{\rmBH}\sim3.5-12.5〜の範囲で推定します。M_{\odot}$。
Athena Wide-FieldImagerに対する粒子の背景の影響を軽減する
| Title |
Mitigating_the_effects_of_particle_background_on_the_Athena_Wide-Field_Imager |
| Authors |
Eric_D._Miller_(1),_Catherine_E._Grant_(1),_Marshall_W._Bautz_(1),_Silvano_Molendi_(2),_Ralph_Kraft_(3),_Paul_Nulsen_(3_and_4),_Esra_Bulbul_(3_and_5),_Steven_Allen_(6),_David_N._Burrows_(7),_Tanja_Eraerds_(5),_Valentina_Fioretti_(8),_Fabio_Gastaldello_(2),_David_Hall_(9),_Michael_W._J._Hubbard_(9),_Jonathan_Keelan_(9),_Norbert_Meidinger_(5),_Emanuele_Perinati_(10),_Arne_Rau_(5),_Dan_Wilkins_(6)_((1)_MIT_Kavli_Institute_for_Astrophysics_and_Space_Research,_(2)_INAF/IASF-Milano,_(3)_Center_for_Astrophysics_ |
_Harvard_&_Smithsonian,_(4)_ICRAR,_University_of_Western_Australia,_(5)_Max_Planck_Institute_for_Extraterrestrial_Physics,_(6)_Stanford_University,_(7)_Pennsylvania_State_University,_(8)_INAF_Osservatorio_di_Astrofisica_e_Scienza_dello_Spazio_di_Bologna,_(9)_Centre_for_Electronic_Imaging,_The_Open_University,_(10)_Institut_f\"ur_Astronomie_und_Astrophysik,_Universit\"at_T\"ubingen) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.00064 |
アテナ上空を飛行するワイドフィールドイメージャー（WFI）は、熱くてエネルギッシュな宇宙を研究する次の時代の到来を告げるでしょう。かすかな拡散源のWFI観測は、高エネルギー粒子によって生成されるバックグラウンドの不確実性によって制限されます。これらの粒子は、機器との粒子相互作用によって生成された二次光子および電子からの信号とともに、簡単に識別できる「宇宙線トラック」を生成します。これらの二次信号からの信号は、光学系によって集束されたX線と同一であり、これらの貴重な光子を排除せずにフィルタリングすることはできません。WFIの背景を理解するためのより大きな努力の一環として、ここでは、宇宙線粒子トラックと二次イベントの間の空間的相関を利用する背景低減技術の研究からの結果を提示します。Geant4シミュレーションを使用して、現実的な粒子の背景を生成し、これをシミュレートされたWFIフレームに分類し、予想される飛行および地上ソフトウェアと同様の方法でこれらのフレームを処理して、粒子の背景のみを含むWFI観測を生成します。研究中の技術であるSelfAnti-CoincidenceまたはSACは、粒子トラックの周りの検出器の領域を選択的にフィルタリングし、WFIを独自の反一致検出器に変えます。SACは、かすかな拡散源の観測の体系的な不確実性を改善するのに効果的ですが、信号の減少による統計的不確実性を犠牲にして効果的であることを示します。十分なピクセル波高情報がフレームごとに地上に遠隔測定される場合、この手法は科学の目標に基づいて選択的に適用でき、他の科学のデータ品質に影響を与えることなく柔軟性を提供します。ここに示す結果は、将来のシリコンベースのピクセル化されたX線イメージング検出器に関連しており、WFIおよび同様の機器が真にかすかなX線表面輝度をプローブできるようにする可能性があります。
マイクロ波アプリケーション用のMKIDを使用した低損失マイクロストリップ材料のテスト
| Title |
Testing_low-loss_microstrip_materials_with_MKIDs_for_microwave_applications |
| Authors |
J._Hood,_P._Barry,_T._Cecil,_C._Chang,_S._Meyer,_J.Li,_Z._Pan,_E._Shirokoff,_A._Tang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.00115 |
ミリメートル波長の空の将来の測定には、アンテナを検出器に結合する、通常はニオブと窒化ケイ素から作られた低損失の超電導マイクロストリップが必要です。150GHzでこれらの低損失マイクロストリップを特性評価するための簡単なデバイスを提案します。私たちのデバイスでは、アンテナを熱源で照らし、さまざまな長さのマイクロストリップに送信された150GHzで測定された電力を比較します。電力測定は、マイクロストリップ誘電体上に直接製造されたマイクロ波キネティックインダクタンス検出器（MKID）を使用して行われ、測定された応答を比較することで、マイクロストリップ損失を直接測定できます。私たちの提案する構造は、さまざまなマイクロストリップ材料と基板の誘電損失を特徴づけるための単純なデバイス（4層とDRIEエッチング）を提供します。これらのデバイスを使用した初期結果を示します。数十ミリメートルの長さのマイクロストリップラインのミリメートル波長損失は、数十ケルビンの黒体光源を備えた実用的なアルミニウムMKIDを使用して測定できることを示しています。
| Title |
AutoSourceID-Light._Fast_Optical_Source_Localization_via_U-Net_and_Laplacian_of_Gaussian |
| Authors |
Fiorenzo_Stoppa,_Paul_Vreeswijk,_Steven_Bloemen,_Saptashwa_Bhattacharyya,_Sascha_Caron,_Gu{\dh}laugur_J\'ohannesson,_Roberto_Ruiz_de_Austri,_Chris_van_den_Oetelaar,_Gabrijela_Zaharijas,_Paul._J._Groot,_Eric_Cator,_Gijs_Nelemans |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.00489 |
$\textbf{Aims}$。光学広視野望遠鏡の調査速度がますます速くなり、まだ若いときに過渡現象を発見することの重要性により、迅速で信頼性の高い光源の位置特定が最も重要です。AutoSourceID-Light（ASID-L）を紹介します。これは、大量のデータを自然に処理し、光学画像内のソースを迅速にローカライズできるコンピュータービジョン技術を使用する革新的なフレームワークです。$\textbf{メソッド}$。U字型ネットワークに基づいてガウスフィルターのラプラシアン（Chenetal。1987）で強化されたAutoSourceID-Lightアルゴリズムが、ソースのローカリゼーションで卓越したパフォーマンスを可能にすることを示します。U-Net（Ronnebergeretal。2015）ネットワークは、多くの異なるアーティファクトから画像内のソースを識別し、その結果をガウスフィルターのラプラシアンに渡します。このフィルターは正確な位置を推定します。$\textbf{Results}$。MeerLICHT望遠鏡の光学画像への応用は、この方法の優れた速度と位置特定能力を示しています。結果を広く使用されているSExtractor（Bertin＆Arnouts1996）と比較し、この方法のアウトパフォーマンスを示します。AutoSourceID-Lightは、低および中程度の混雑したフィールドだけでなく、特に1平方アーク分あたり150を超える光源がある領域でより多くの光源を迅速に検出します。
ダブルクローズバイナリクワッドの強化
ダブルクローズ連星（2+2システム）は、4つの星からなる階層システムであり、2つの短周期連星システムがより広い軌道上で共通の重心の周りを移動します。GaiaEarlyDataRelease3を使用して、両方のコンポーネントが食変光星である共動ペアを検索します。内側の軌道周期が$<$0。4日で、外側の間隔が$\gtrsim1000$AUの8つの2+2四重システムを示します。この研究により、1つを除くすべてのシステムが新たに発見され、光度曲線から測定された軌道情報をカタログ化しています。2+2の4倍の発生率は、フィールドスターのランダムなペアから予想されるものよりも7.3$\pm$2.6倍高いことがわかります。せいぜい$\sim$2の増強の要因は、フィールドの星の種族における食変光星の年齢と金属量依存性によって説明されるかもしれません。$\sim$3の残りの係数は、ワイドセパレーション（$>10^3$AU）ペアでの短周期バイナリの生成の真の強化を表しており、ワイドの存在によって強化される可能性のある密接なバイナリ形成チャネルを示唆しています。コンパニオン。
2つのガンマCas星のディスク進化に対するX線応答
| Title |
X-ray_response_to_disk_evolution_in_two_gamma-Cas_stars |
| Authors |
Yael_Naze_(Univ.Liege),_Gregor_Rauw_(Univ.Liege),_Terrence_Bohlsen_(SASER),_Bernard_Heathcote_(SASER),_Padric_Mc_Gee_(Univ._Adelaide),_Paulo_Cacella_(DogsHeaven_Obs.),_Christian_Motch_(Univ._Strasbourg) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.00278 |
遷移イベントを検出し、そのような場合にそれらの特有のX線放射がどのように反応するかを調べることを目的として、2019年から一連の南ガンマCas星のHalpha放射が監視されました。2つの星、HD119682とV767Cenは、ゆっくりと減少するディスク排出量を表示することがわかりました。これらの減少は完全に単調ではなく、いくつかの一時的で限定的な再構築イベントが観察されました。HD119682の場合、Halphaの放射成分は2020年7月中旬に消失しました。X線では、X線フラックスは20年前に記録されたものの2倍小さかったが、10年前に観察されたのと同じレベルでした。X線フラックスはキャンペーン中に30％減少しましたが、硬度はすべてのエポックのデータセットで同じままでした。特に、Halpha線にディスク放射の痕跡がない場合でも、ガンマ-Cas特性は以前と同じように明確なままでした。V767Cenの場合、Halphaでのディスク放出の完全な消失は発生しませんでした。ディスクの再構築イベントを綿密に追跡しましたが、フラックスまたは硬度の有意な変化は検出されませんでした。これらの振る舞いは他のガンマ-Cas星の振る舞いと比較され、X線生成に対するそれらの結果が議論されます。
コンパクトな惑星状星雲MaC2-1とSp4-1：光イオン化モデルとダスト特性
| Title |
Compact_planetary_nebulae_MaC_2-1_and_Sp_4-1:_Photoionization_models_and_dust_characteristics |
| Authors |
Rahul_Bandyopadhyay,_Ramkrishna_Das_and_Soumen_Mondal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.00290 |
惑星状星雲（PNe）、MaC2-1およびSp4-1の特性を研究します。2mのヒマラヤチャンドラ望遠鏡で取得した光学スペクトル、スピッツァー中赤外線（mid-IR）スペクトル、HST画像、およびIR測光データを使用します。これらのPNeは、これまで個別に詳細に研究されていません。両方のPNeは、低から中程度の励起クラスにあります。MaC2-1は、炭化ケイ素（SiC）と硫化マグネシウム（MgS）のダストの存在を示しています。Sp4-1は、多環芳香族炭化水素（PAH）分子をホストします。PNeのプラズマ特性は、光学および中赤外輝線フラックスから取得します。PNeの光イオン化モデルを計算して、中心星と星雲に関連する物理的パラメーター（星雲の存在量を含む）を自己矛盾なく推定します。IRデータのモデリングから、星雲に形成された塵や分子の特性を取得します。私たちの研究から、MaC2-1とSp4-1の前駆体の質量はそれぞれ1.2と1.55$M_{\sun}$であり、どちらも金属の乏しい環境で生まれたようです。どちらも離れたPNeであり、MaC2-1とSp4-1の推定距離はそれぞれ16と18kpcです。
新生した惑星状星雲HuBi1の化学的および物理的性質
| Title |
Chemistry_and_physical_properties_of_the_born-again_planetary_nebula_HuBi_1 |
| Authors |
B._Montoro-Molina,_M.A._Guerrero,_B._P\'erez-D\'iaz,_J.A._Toal\'a,_S._Cazzoli,_M.M._Miller_Bertolami_and_C._Morisset |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.00353 |
惑星状星雲（PN）HuBi\、1の中心星は、最近、非常に遅い熱パルス（VLTP）を経験したと提案されましたが、最近の噴出物の放出は、周囲のHに富む古い外側の放出によって希釈されています。シェルはこれまでのところ、疑わしいH-poorの性質を確認することを妨げてきました。ここでは、10.4mのカナリア大望遠鏡で得られたMEGARA高分散面分光観測とOSIRIS中分散ロングスリット分光観測を使用して、HuBi\、1の最も内側の領域における噴出物の光学特性の分析を示します。速度空間の構造を解決するMEGARAの前例のない断層撮影機能により、最近の噴出物のH$\alpha$およびH$\beta$放出を外殻の放出から初めて解きほぐすことができました。最近の噴出物は、外殻よりもはるかに高い絶滅を示しており、大量の塵が存在することを示唆しています。噴出物からの放出の空間分布と診断図のキーライン比の軌跡は、Hに富む外殻の光イオン化の性質とはまったく対照的に、HuBi\、1の内部噴出物の衝撃励起を調べます。最近の噴出物の存在量は、衝撃シナリオの下で{\scマッピングv}コードを使用して計算されています。それらは、新生星が経験した新生星の放出シナリオと一致していることがわかり、したがって、新しい「新生」星としてしっかりと確認されています。
冠状輝点からの噴火：ミニフィラメント噴火、QSL再接続、および再接続による流出のIRISによる分光学的ビュー
| Title |
Eruptions_from_coronal_bright_points:_A_spectroscopic_view_by_IRIS_of_a_mini-filament_eruption,_QSL_reconnection,_and_reconnection-driven_outflows |
| Authors |
Maria_S._Madjarska,_Duncan_H._Mackay,_Klaus_Galsgaard,_Thomas_Wiegelmann,_Haixia_Xie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.00370 |
本研究では、磁束のキャンセルに関連するミニフィラメントの噴火を調査します。噴火は、一般にコロナルブライトポイント（CBP）として知られている小規模なループ複合体から発生します。イベントは、IRISで取得されたイメージングデータと分光データの両方に一意に記録されます。IRIS分光およびスリットジョー画像観測、AIAの極紫外線チャネルで撮影された画像、およびSDOに搭載されたHMIからの視線磁場データを分析します。また、HMIマグネトグラム時系列に基づくNLFFF緩和アプローチを採用しています。強力な小規模の増光は、CBPのマイクロフレアとして識別されます。ミニ噴火は、イメージングデータと分光データの両方に記録された高温（CBPループ）と低温（ミニフィラメント）プラズマの放出で現れます。マイクロフレアの前に、極性反転線の上にあるIRISスリットジョー1400A画像に細長い明るい特徴が現れます。マイクロフレアは、IRISピクセルサイズが明るくなることから始まり、細長いフィーチャに沿って双方向に伝播します。スペクトルとイメージングの両方のIRISデータとAIAデータで、再接続の流出を表すと思われる細長いフィーチャに沿って、そのエッジで強い流れを検出します。噴出するMFのエッジを包み込む細長いフィーチャの両方のエッジがJタイプの形状に進化し、S状結腸の外観を作成します。準セパラトリックス層（QSL）は、NLFFFモデルのさまざまな水平面で押しつぶし係数Qを計算することにより、極性反転線の近くで識別されます。QSL再接続サイトは、強い青と赤方偏移の放射によって識別されるいわゆる爆発イベントと同じスペクトルの外観を持っているため、このスペクトル現象の本質についての長い未解決の質問に答えます。
太陽周期相への太陽超粒状フラクタル次元の依存性
| Title |
Solar_supergranular_fractal_dimension_dependence_on_the_Solar_cycle_phase |
| Authors |
G._Rajani_and_G._M._Sowmya_and_U._Paniveni_and_R._Srikanth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.00447 |
コダイカナル太陽観測所から取得したCaIIKデジタル化データアーカイブを使用して、フラクタル次元を通じて超粒状ネットワークの複雑さを研究します。データは、23番目の太陽周期に広がる326個の視覚的に選択された超顆粒細胞で構成されています。明確に定義されたセルのみが分析のために選択され、その潜在的な選択効果について説明します。主に、より小さなサイズ（<20Mm）のセルを優先します。このサンプル内で、太陽周期全体の超粒子のフラクタル次元を分析し、それが活動レベルと反相関していることを発見しました。
Alfv \ 'enパルスによって駆動される準周期的なスピクルのようなクールジェット
| Title |
Quasi-periodic_spicule-like_cool_jets_driven_by_Alfv\'en_pulses |
| Authors |
B._Singh,_A.K._Srivastava,_K._Sharma,_S.K._Mishra,_B.N._Dwivedi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.00501 |
2.5次元電磁流体力学（MHD）シミュレーションを実行して、太陽彩層のAlfv\'enパルスに類似した初期横方向速度パルスによる針状体のようなクールジェットの形成の包括的なビューを理解します。太陽大気中で1.5〜2.0Mmの複数の速度（$V_{z}$）パルスを呼び出します。これにより、初期の横方向速度の摂動が発生します。これらのパルスは、ポンデロモーティブ力により、エネルギーをフィールドに整列した摂動に非線形に伝達します。この物理的プロセスにより、磁気音響ショックが発生し、続いて太陽大気中で準周期的なプラズマ運動が発生します。磁場に沿った磁気音響衝撃は上向きに移動し、その後、彩層プラズマが薄くて冷たいスピキュールのようなジェットとして上にあるコロナに準周期的に上昇および下降します。最初に適用される横方向速度パルスの大きさは、50〜90km$s^{-1}$の範囲で取得されます。これらのパルスは、針状のジェットを生成するのに十分な強さであることがわかります。これらの棘状突起のようなジェットの進化、運動学、エネルギー学を分析します。輸送された質量流束と運動エネルギー密度は、局所的な太陽コロナでかなりのものであることがわかります。これらの質量運動は、遷移領域の4.0分上に$\simeq$のスケールで、$\itin$$situ$準周期的振動を生成します。
遠心磁気圏をもつ星の光度曲線における電子散乱放出
| Title |
Electron_Scattering_Emission_in_the_Light_Curves_of_Stars_with_Centrifugal_Magnetospheres |
| Authors |
I._D._Berry,_S._P._Owocki,_M._E._Shultz,_A._ud-Doula |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.00615 |
恒星風がケプラー共回転半径より上に磁気的に閉じ込められると、比較的弱い風を伴う強磁気で急速に回転するB型星が遠心磁気圏（CM）を形成します。磁場を回転軸に対して角度$\beta$だけ傾いた双極子として近似すると、CMプラズマは、回転面と磁気赤道面の交点に沿って、ケプラー半径以上の雲に集中します。恒星の自転は、そのような雲を恒星の円盤の前に持ってきて、0.1等級（連続フラックスの$\sim10\％$）の吸収につながる可能性があります。ただし、$\sigma$OriEなどの著名なCMを持つ一部の星は、これまで説明されていなかった吸収ディップに加えて、放出バンプを示します。CM雲が恒星の四肢から投影されたときに、電子散乱から観測者に向かって放出が発生する可能性があることを示します。遠心ブレイクアウト密度スケーリングで修正された剛体回転磁気圏モデルを使用して、観測者の傾斜角$i$、磁気傾斜角$\beta$、臨界回転率$W$、ケプラー半径$\tau_{\text{K}}$での光学的厚さ。$\tau_{\text{K}}$の次数が1の場合、$\sigma$OriEで見られる$\sim0.05$の大きさの放射バンプを生成できることを示します。CM星の光度曲線をモデル化するための影響について説明します。、およびここで開発された放射伝達モデルをCMの3DMHDシミュレーションに適用するための今後の作業。
円形および楕円形の黒点傘における電磁流体力学的波動モードの同定：高次モードの証拠
| Title |
Magnetohydrodynamic_wave_mode_identification_in_circular_and_elliptical_sunspot_umbrae:_evidence_for_high_order_modes |
| Authors |
A._B._Albidah,_V._Fedun,_A._A._Aldhafeeri,_I._Ballai,_W._Brevis,_D._B._Jess,_J._Higham,_M._Stangalini,_S._S._A._Silva_and_G._Verth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.00624 |
この論文では、太陽観測データに適切な直交分解（POD）と動的モード分解（DMD）の両方の手法を適用することにより、円形および楕円形の黒点における複数の同時高次電磁流体力学（MHD）モードの明確な直接証拠を提供します。これらの手法は、流体力学、水理学、および粒状流の分野で十分に文書化および検証されていますが、太陽物理学の分野では比較的新しいものです。PODは空間の直交性に基づいてモードを識別し、信号の分散への寄与という観点からモードの明確なランク付けを提供しますが、DMDは時間的に直交するモードを解決します。基本的なスローソーセージとキンクボディモード、および高次のスローソーセージとキンクボディモードの明確な存在は、両方の6562.808〜{\AA}の彩層H$\alpha$ラインのPODおよびDMD分析を使用して識別されています。円形および楕円形の黒点。さらに、さまざまな低速体モードに対して、高速表面キンクモードの存在の証拠が円形黒点で見つかりました。すべてのMHDモードのパターンは、理論的に予測された対応するパターンと相互相関しており、MHD波モードを解釈するときに楕円率を無視できないことを示しました。高次のMHD波モードは、黒点と細孔のモードをより正確にモデル化するために、傘の断面形状の不規則性に対してさらに敏感であるため、これを考慮に入れる必要があります。
$P_t=\omega\rho$の形式の状態方程式（EoS）を使用して、異方性暗黒物質流体に囲まれた球対称で漸近的に平坦なブラックホール解の新しいクラスを構築します。暗黒物質は銀河中心の超大質量ブラックホールの周りを周回する弱く相互作用する粒子でできており、暗黒物質ハローは接線方向の圧力だけを持つアインシュタインクラスターによって形成されていると仮定します。ブラックホールからの距離が遠い場合、暗黒物質の状態パラメーター$\omega\lesssim10^{-7}$の上限を持つ一定の平坦な曲線が得られます。この目的のために、ブラックホールの外側の暗黒物質流体のエネルギー条件、銀河による光の偏向、および回転および放射粒子を使用したいて座A$^\star$ブラックホールの影の画像もチェックします。暗黒物質の流体が影の半径に与える影響は小さく、特にブラックホールの角半径は$10^{-4}\mu$arcsecのオーダーで増加することが示されています。最後に、暗黒物質の影響下でのいて座A$^\star$ブラックホールの周りのS2星軌道の安定性を研究します。S2星の軌道の動きは、値$\omega\lesssim10^{-7}$に対して安定していると主張されていますが、$\omega$をさらに増やすと、軌道が不安定になります。
4番目のRIT連星ブラックホールシミュレーションカタログ：離心率への拡張
| Title |
The_Fourth_RIT_binary_black_hole_simulations_catalog:_Extension_to_Eccentric_Orbits |
| Authors |
James_Healy_and_Carlos_O._Lousto_(RIT) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.00018 |
数値相対論ブラックホール連星波形のRIT公開カタログのこの4番目のリリース\url{http://ccrg.rit.edu/~RITCatalog}は、446個の先行するおよび611個の非先行する準円形/刺激的な連星システムを含む1881個の正確なシミュレーションで構成されています質量比$q=m_1/m_2$が$1/128\leqq\leq1$の範囲にあり、個々のスピンが$s/m^2=0.95$までの場合。$0<e\leq1$の範囲の離心率の824。カタログには、バイナリの初期パラメータ、軌道情報、ピーク放射、および最終的な残留ブラックホール特性も記載されています。波形は重心ドリフトに対して補正され、将来のヌル無限大に外挿されます。この波形カタログのアプリケーションとして、すべてのピーク放射と残留特性を再分析して、実際の天体物理学的使用のために、離心率の存在下で有効な、それらの間の新しい単純な相関関係を見つけます。
宇宙論とブラックホール連星からの修正された重力波摩擦に対する現在および将来の制約
| Title |
Current_and_future_constraints_on_cosmology_and_modified_gravitational_wave_friction_from_binary_black_holes |
| Authors |
Konstantin_Leyde,_Simone_Mastrogiovanni,_Dani\`ele_A._Steer,_Eric_Chassande-Mottin,_Christos_Karathanasis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.00025 |
重力波（GW）標準サイレンは、宇宙パラメータを測定できる定評のあるプローブであり、宇宙マイクロ波背景放射や超新星標準光源などの他のプローブを補完します。ここでは、暗いGWサイレン、特にGWデータしかない連星ブラックホール（BBH）に焦点を当てます。Wは、BBH分布のソース質量モデルの仮定に依存しており、これまでに観察されたBBH母集団を表す4つのモデルを検討します。宇宙論的および質量モデルのパラメーターを推測することに加えて、修正ニュートン力学の理論をテストするためにダークサイレンを使用します。これらの理論は、多くの場合、異なるGW伝搬を予測し、GWの光度距離を変更します。これは、変数$\Xi_0$および$n$によってパラメーター化できる場合があります。一般相対性理論（GR）は$\Xi_0=1$に対応します。質量、赤方偏移、宇宙論、およびGW伝播を支配する母集団パラメータの共同推定を実行します。3回目のLIGO-Virgo-KAGRA観測実行（O3）のデータを使用して、4つの質量モデルと3つの信号対雑音比のカットオフについて、GRが一貫して観測されたすべてのBBHGW信号を記述するための好ましいモデルであることを確認します。日にち。さらに、変更されたすべての重力パラメーターには、$90\％$信頼区間でGRによって予測された値と互換性のある事後確率があります。次に、将来の観測実行O4とO5に焦点を当てます。宇宙論的、天体物理学的、および修正された重力パラメータの間に強い相関関係があることを示します。GRが正しい重力理論であり、宇宙論的パラメーターの事前確率が狭いと仮定すると、修正された重力パラメーター$\Xi_0=1.47^{+0.92}_{-0.57}$をO4で復元し、$\Xi_0=1.08^{+0.27}_{-0.16}$とO4およびO5。ただし、Natureが$\Xi_0=1.8$および$n=1.91$の修正重力モデルに従う場合、O4では1.7$\、\sigma$レベルで、$2.3\、\sigma$レベルではGRを除外します。O4とO5の組み合わせ。
Buchdahlによる基本定理は、一般相対性理論（GR）内で、質量$M$の静的で球対称の完全流体オブジェクトの最大コンパクト性$\mathcal{C}\equivGM/（Rc^2）$を示しています。半径$R$は$\mathcal{C}=4/9$です。当然の結果として、完全流体星とブラックホールの間にコンパクトギャップが存在します（ここで$\mathcal{C}=1/2$）。ここでは、縦波速度が一定の弾性物質の最も一般的な状態方程式を導入することでブッフダールの結果を一般化し、それを適用して、GR内の通常の自己重力物体の最大コンパクト性を計算します。（i）最大コンパクト性は縦波速度と材料のせん断弾性率とともに単調に増加します。（ii）弾性物質は、ブッフダールの限界を超え、ブラックホールのコンパクト性$\mathcal{C}=1/2$に連続的に到達する可能性があります。（iii）ただし、管腔下波の伝播を課すと、$\mathcal{C}\approx0.423$にバインドされた最大コンパクト性が低下します。これは、因果関係を満たす静的弾性オブジェクトの最大コンパクト性であると推測されます。（iv）半径方向の安定性も課すと、最大コンパクト性がさらに$\mathcal{C}\approx0.376$に減少します。したがって、異方性は地平線のない超コンパクトオブジェクトをサポートするメカニズムとして呼び出されることがよくありますが、GR内の物理的に合理的な物質ではブラックホールのコンパクト性に到達できず、真のブラックホールミミッカーにはGRを超える効果が必要であると主張します。
OSIRIS：コンパクトオブジェクトの周りのレイトレーシングのための新しいコード
| Title |
OSIRIS:_A_New_Code_for_Ray_Tracing_Around_Compact_Objects |
| Authors |
Vel\'asquez-Cadavid_J.M.,_Arrieta-Villamizar_J.A.,_F.D._Lora-Clavijo,_O.M._Pimentel,_Osorio-Vargas_J.E |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.00086 |
クエーサーと活動銀河核で観測される放射は、主に、強い重力効果が関係するブラックホール事象の地平線の近くを周回する相対論的プラズマによって生成されます。このようなシステムの観測データを理論モデルと比較して、ブラックホールとプラズマの特性を推測することができます。比較プロセスでは、光線追跡アルゴリズムは、光源から望遠鏡までの光子が続く軌道を計算するために不可欠です。この論文では、OSIRISを紹介します。これは、重力レンズ、赤方偏移、相対論的ブーストなどの一般相対論的効果を含む、コンパクトなオブジェクトの周囲のヌル測地線を効率的に計算できる新しい安定したFORTRANコードです。このアルゴリズムはハミルトニアンの定式化に基づいており、さまざまな積分スキームを使用してヌル測地線を進化させ、ハミルトニアン制約のエラーを追跡して物理的な結果を保証します。エラー分析から、統合スキームはすべて安定しており、最良のものは$10^{-11}$未満のエラーを維持していることがわかりました。特に、湾曲した時空で測地線を進化させるコードの堅牢性と能力をテストするために、さまざまな回転パラメーターを使用してカーブラックホールのシャドウとアインシュタインの環を計算し、シュワルツシルトブラックホールの周りの薄いケプレリアン降着円盤の画像を取得します。OSIRISはMPIでもCUDAでも並列化されていませんが、計算時間は、これらのタイプの並列計算プラットフォームで他のコードによって報告されたものと同じオーダーです。
地球の自転と既知のパルサーからの連続重力波の偏波の分離可能性
地上ベースの重力波（GW）検出器のアンテナパターンに対する地球の回転の影響を、最大6つの偏波状態（2つのスピン0、2つのスピン1、および2つのスピン2）を許可する一般的なメトリック理論で検討します。4次元時空。既知のパルサーからの連続GWの周期的に平均化されたアンテナ行列を定義することにより、単一の検出器でひずみ出力の特定のセットからさまざまな偏波状態を分離できることを示します。CosmicExplorerやEinsteinTelescopeなどの第3世代GW検出器は、$\sim100$Hzでの追加のGW偏光振幅に厳しい制約$\sim10^{-30}$を課すことができます。
自明でない南部ゴールドストーンモードの存在下でのアクシオン宇宙論
アクシオン宇宙論は、運動論的疑似南部ゴールドストーンモードの影響を考慮して再検討されており、その重要性が最近指摘されています。ペッチェイ・クイン（PQ）対称性がカイラルU（1）シングレットによって破られると、動的なナンブ-ゴールドストーンモードの効果により、アクシオン暗黒物質が耐えられなくなることがわかります。PQ対称性が拡張され、2つの一重項によって破られると、アクシオン宇宙論が機能することがわかりますが、文献で研究されているアクシオン宇宙論とはいくつかの違いがあります。違いは、（1）$1/{\rmcosmic\;としての通常のタイプの暗黒物質スケーリングです。規模\;係数}^3$は、通常の角度場ではなく、弾性率場から発生します。（2）超軽量範囲の暗黒物質量子の質量、$（10^{-32}\sim10^{-14}）\、$eV、（3）観測と一致する現在の秩序密度（数meV）$^4$での暗黒エネルギーの出現、（4）長距離スピン依存力の存在、（5）スローロールインフレーション重力への共形結合が導入されたときのPQ対称性の破れの後。
| Title |
Periapsis_shifts_in_dark_matter_distribution_around_a_black_hole |
| Authors |
Takahisa_Igata,_Tomohiro_Harada,_Hiromi_Saida,_Yohsuke_Takamori |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.00202 |
ブラックホールの周りの静的な雲上の星の束縛軌道の近地点シフトを考慮します。背景時空は、質量粒子の静的で球対称の自己重力システムに囲まれたシュワルツシルトブラックホールから構築されます。これは、すべてのエネルギー条件を満たし、回転しないブラックホールの周りの暗黒物質分布の重力効果を物理的にモデル化します。星のほぼ円形の境界軌道を使用して、歳差運動率の簡単な式を取得します。この式は、歳差運動率が従来の一般相対論効果からの正の寄与（すなわち、逆行シフト）と局所物質密度からの負の寄与（すなわち、逆行シフト）によって決定されることを明示的に示しています。このような軌道の4つの量（つまり、軌道シフト角、半径方向の振動周期、赤方偏移、および天球にマッピングされた星の位置）によって、背景モデル関数のローカル値が決まります。さらに、いくつかの特定のモデルでほぼ円形の境界軌道の歳差運動率を評価するだけでなく、大きな離心率とそれらの近地点シフトを伴ういくつかの境界軌道をシミュレートします。現在の正確なモデルは、逆行歳差運動が裸の特異点やワームホールなどのエキゾチックな中心物体を意味するのではなく、ブラックホールの周りの星の軌道上の物質のかなりのエネルギー密度の存在を意味することを示しています。
| Title |
Ultralight_bosonic_dark_matter_in_white_dwarfs_and_potential_observational_consequences |
| Authors |
Nicolas_Sanchis-Gual_and_Paula_Izquierdo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.00434 |
流体と超軽量のボソン暗黒物質は重力を介して相互作用し、安定したフェルミオン-ボソン星を形成します。これは、アインシュタイン-オイラー-（複雑で大規模な）クライン-ゴルドン系の静的で規則的な混合溶液です。この研究では、球形の混合白矮星-ボソン星の重力冷却による動的形成を研究します。その特性はボソン粒子の質量とボソン星の質量に依存します。ボソン暗黒物質の蓄積により、白色矮星はボソン星のコアを備えたより高密度でよりコンパクトな物体に移動し、重力赤方偏移を修正し、光球から放出される電磁放射を変化させます。重力赤方偏移の変化の影響について説明します。これは、原則としてあらゆるタイプの暗黒物質によって生成される可能性があり、白色矮星の観測から得られる質量と半径の推定に小さな不一致をもたらす可能性があります。
強制乱流における長距離相関と熱スペクトルの出現
| Title |
Emergence_of_long-range_correlations_and_thermal_spectra_in_forced_turbulence |
| Authors |
David_N._Hosking_and_Alexander_A._Schekochihin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.00462 |
最近の数値研究は、強制された統計的に等方性の乱流が大規模で「熱平衡」スペクトル$\mathcal{E}（k）\proptok^2$を発生させることを示しています。$\chi（r\to\infty）を満たすには、縦方向の速度相関関数$\chi（r）$が必要となる、ゼロ以外のサフマン積分の成長を意味するように見えるため、この動作はパズルを提示します。\proptor^{-3}$。よく知られているように、サフマン積分は減衰する乱流の不変量です。これは、非局所的な相互作用（つまり、圧力波の交換による相互作用）が弱すぎて、そのような相関関係を生成できないためです。強制の性質に関する特定の制限を条件として、強制乱流についても同じことが当てはまるはずであると主張します。線形運動量の乱流拡散の結果として長距離相関と$k^2$スペクトルが生じ、時間とともにゆっくりと成長する最大スケールまでしか伸びないことを示します。この写真には、いくつかの興味深い結果があります。まず、強制によって（いわゆるサフマン乱流のように）かなりの線形運動量を持つ渦が生成される場合、熱スペクトルには到達しません。代わりに、より浅いスペクトルが発生します。第二に、しばらくの間強制され、その後崩壊することが許される乱流のエネルギーは、一般的に、遅い時間の限界でサフマンの崩壊法則に従います。
事象の地平線望遠鏡でいて座A *の影の画像を調べる
さまざまな周波数での天の川銀河中心の最近の観測は、超大質量コンパクト天体を示唆しています。一般に、その超大質量コンパクト天体は、400万個以上の太陽質量を持つ「ブラックホール」であると想定されています。この作品では、$230$GHzでの観測の外観を研究し、射手座-A*（SgrA*）の性質を裸の特異点として調べます。ここでは、アインシュタイン場の方程式の異方性流体解である、最初のタイプのJoshi-Malafarina-Narayan（JMN-1）およびJanis-Newman-Winicour（JNW）の裸の特異点時空について考察します。放射非効率的な降着流（RIAF）に動機付けられて、放出係数と吸収係数の分析モデルを使用して、一般相対論的放射伝達方程式を解きます。次に、結果として生じる放射を利用して、現在および将来のイベントホライズンテレスコープ（EHT）アレイからの合成超長基線干渉法（VLBI）画像を使用してSgrA*の性質を予測する画像を生成します。裸の特異点とブラックホールのモデルをシミュレートするために、3つの異なるEHTアレイ構成が使用されています。これはベースラインにほとんど影響を与えない可能性がありますが、u-v平面のグリッドが増加し、より高解像度の画像をキャプチャできるようになります。したがって、SgrA*の次のシャドウ画像にとって、それが超大質量ブラックホールなのか裸の特異点なのかを予測することは非常に興味深く有用です。
中性子星におけるSexaquarkのジレンマとクォークの閉じ込め解除によるその解
| Title |
Sexaquark_dilemma_in_neutron_stars_and_its_solution_by_quark_deconfinement |
| Authors |
M._Shahrbaf,_D._Blaschke,_S._Typel,_G._R._Farrar,_D._E._Alvarez-Castillo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.00652 |
クォーク含有量（uuddss）の安定したセクスクォーク状態はこれまでの実験では見過ごされていたはずであり、そのような粒子は良い暗黒物質候補であるという考えに続いて、コンパクト星の物理学における安定したセクアクォークの可能な役割を調査します高質量パルサーの観測から生じる状態方程式の厳しい制約と、中間質量星のコンパクト性に関するGW170817の限界を考えると。クォーク物質中のセクサクォークの解離がマルチメッセンジャー天文学からの現在のすべての制約を満たす実行可能な解決策である「セクサクォークジレンマ」（ハイペロンジレンマに類似）があることがわかります。セクサクォークを含むハイブリッド星をモデル化するために必要なパラメータは、既存のクォークおよびハドロン物質モデルのパラメータと一致しています。現在の制約（GW170817に準拠した潮汐変形性とPSRJ0740+6620の下限を超える最大質量）は、2つの方法で満たすことができます。または、中性子セクォークシェルが内側のクォーク物質コアを取り囲むように、後で閉じ込めを解除します。
