線形を超えたハローバイアスを伴うハローモデル：銀河-銀河レンズ効果とクラスタリングからのバイアスのない宇宙論的制約
| Title |
The_halo_model_with_beyond-linear_halo_bias:_unbiasing_cosmological_constraints_from_galaxy-galaxy_lensing_and_clustering |
| Authors |
Constance_Mahony,_Andrej_Dvornik,_Alexander_Mead,_Catherine_Heymans,_Marika_Asgari,_Hendrik_Hildebrandt,_Hironao_Miyatake,_Takahiro_Nishimichi,_Robert_Reischke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01790 |
線形ハローバイアスの標準近似を採用した場合に、銀河-銀河レンズ効果と銀河団観測量の共同ハローモデル分析で導入された誤差を決定します。Kilo-DegreeSurveyを考慮すると、非線形ハローバイアスを無視すると、構造の成長を表す復元された宇宙論的パラメーター$S_8$と物質密度パラメーター$\Omega_に最大5$\sigma$のオフセットが生じると予測します。{\mathrm{m}}$。これらのオフセットの方向は、他の妨害パラメータを通じてハローモデルに与えられる自由度に依存することが示されています。したがって、非線形スケールで観測可能な大規模構造の将来の宇宙論的ハローモデル分析には、線形を超えたハローバイアス補正を含める必要があると結論付けています。
初期形成と後期形成の銀河団サンプルのペア：Haloアセンブリバイアスの証拠？
| Title |
A_Pair_of_Early-_and_Late-Forming_Galaxy_Cluster_Samples:_Evidence_of_Halo_Assembly_Bias? |
| Authors |
Yen-Ting_Lin,_Hironao_Miyatake,_Hong_Guo,_Huiyuan_Wang,_Kai-Feng_Chen,_Ting-Wen_Lan,_Yu-Yen_Chang,_Xiaohu_Yang,_Houjun_Mo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01795 |
暗黒物質ハローの質量以外の大規模なバイアスの依存性を参照する現象であるハローアセンブリバイアスは、私たちの標準的な宇宙論モデルの基本的な特性です。2005年に高解像度の数値シミュレーションによって最初に発見されましたが、これまでのところ検出の説得力のある主張はわずかであり、観測的に検出することは非常に困難であることが証明されています。主な障害は、ハロー形成時間の正確なプロキシを見つけることにあります。この研究では、ローカル宇宙で約2Mpcを超える観測構造を忠実に再現できる制約付きシミュレーションを利用して、${z\leq0.12}$にある約630個の大規模クラスターのサンプルについて、対応するハローを見つけます。シミュレーションを行い、一致したハローの質量成長履歴を使用して、観測されたクラスターの形成時間を推定します。これにより、弱い重力レンズ効果で測定されたのと同様の質量を持ち、少なくとも$4{\sigma}$レベルで異なる大規模なバイアスを持つ、初期形成と後期形成のクラスターのペアを構築できます。これは、アセンブリバイアスの検出を意味します。
高赤方偏移でのクエーサーの観測は、ブラックホール形成の理論に謎を示しています。このようなオブジェクトを調達するために、初期の段階で重いシード（$M\approx10^{4-6}\、M_{\odot}$）が存在することに依存することがよくあります。残念ながら、これらの重いシードの形成は、標準的な天体物理学のコンテキスト内で実現するのは困難です。ここでは、超伝導宇宙ひもループがこの謎に対処するために初期の宇宙で十分に強い過密度を引き起こすことができるかどうかを調査します。原始ガス雲がモノリシック崩壊して巨大なブラックホールになる一連の直接崩壊条件をレビューします（$zで$M_{BH}\約10^5\、M_{\odot}$の質量で形成されます\約300$のシナリオで）、超伝導宇宙ストリングループが$G\mu-I$パラメーター空間の領域でこのような条件を満たす方法を体系的に示します。
軸の膨張と原始ブラックホールの形成における確率的効果
確率的インフレーションのコンテキストでアクシオンインフレーションのモデルを再検討し、電磁場に関連する確率的ノイズの影響を調査します。パリティ違反の相互作用のために、ゲージ場の1つの偏光が増幅され、大きな曲率摂動パワースペクトルが誘発されます。地平線交差時の短いモードから生じる確率的キックを考慮に入れて、電磁場と軸索場の長いモードに対応するランジュバン方程式を取得します。平均回帰プロセスが電磁場のダイナミクスを支配し、ゲージ場のタキオン成長が拡散力によってバランスが取られることが示されています。不安定性パラメータがインフレーションの終わりに向かって大きくなるにつれて、ゲージ場の摂動から引き起こされる大きな曲率の摂動は、小さな質量の原始ブラックホール（PBH）の大量の生成につながります。生成されたPBHがガウス統計に従うことが示されています。PBHの形成に観測上の制約を課すと、不安定性パラメーターの以前の境界が約50パーセント緩和されます。
21cm信号に対する原始恒星の初期質量関数の影響
| Title |
Impact_of_the_Primordial_Stellar_Initial_Mass_Function_on_the_21-cm_Signal |
| Authors |
T._Gessey-Jones,_N._S._Sartorio,_A._Fialkov,_G._M._Mirouh,_M._Magg,_E._de_Lera_Acedo,_W._J._Handley_and_R._Barkana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.02099 |
初期質量関数（IMF）などの第1世代の星（PopIII）の特性は、観測による制約が不十分であり、シミュレーション間でまだ収束していません。中性水素の宇宙論的な21cm信号は、これらの星によって生成されたライマンバンド光子に敏感であると予測されており、したがって、最初の星の種族を調査するためのユニークな方法を提供します。この論文では、Wouthysen-Field効果、Lyman-Wernerフィードバック、Ly-alpha加熱、およびCMB加熱を介して、PopIIIIMFが宇宙の夜明け21cm信号に与える影響を調査します。一連の恒星進化の歴史と恒星大気から計算された個々の金属を含まない恒星スペクトルを統合し、恒星の年齢によるスペクトルの変動性を考慮して、さまざまなIMFの星形成ハローの発光スペクトルを計算します。したがって、この研究を通じて、2つの一般的な仮定を緩和します。PopIII星のゼロ年齢の主系列星の放出率は、その寿命の平均放出率を表し、PopIIIの放出は瞬間的なものとして扱うことができます。ボトムヘビー、トップヘビー、および中間のIMFを調べて、21cmの信号の変動が、20個の太陽質量よりも軽い星によって引き起こされることを示します。探索されたモデルでは、宇宙の夜明けのグローバル21cm信号で68％、パワースペクトル間で137％の最大相対差が見つかりました。この影響はそれほど大きくありませんが、21cmの信号を正確に予測して解釈するには、最初の星の正確なモデリングとその進化が必要です。
宇宙赤外線背景放射の逆コンプトン散乱
熱スニヤエフゼルドビッチ（tSZ）効果は、主に銀河団ガス（ICM）にある自由でエネルギーの高い電子からのCMB光子の逆コンプトン散乱によって宇宙マイクロ波背景放射（CMB）スペクトルに生成される歪みです。星形成銀河での熱ダスト放出からの宇宙赤外線背景放射（CIB）光子は、同じプロセスを経ると予想されます。この作業では、CIBで結果として生じるtSZのような歪みの最初の計算を実行します。CIBモノポールに焦点を当て、ハローモデルアプローチを使用して、CIB信号と歪みを生成するCompton-$y$フィールドの両方を計算します。私たちは、CIBフィールドとCompton-$y$フィールドの赤方偏移の共進化を一貫して説明します。これらは（部分的に）同じ暗黒物質ハローによって供給され、CMBの場合と比較して計算に新しい側面をもたらします。CIBモノポールスペクトルの逆コンプトン歪みは、2250GHz（940GHz）で正（負）のピーク振幅が$\approx4$Jy/sr（$\approx-5$Jy/sr）であることがわかります。通常のtSZ効果とは対照的に、CIBスペクトルの歪みには、約196GHzと1490GHzの2つのヌル周波数があります。フィッシャー行列計算を実行して、将来の実験によるこの新しい歪み信号の検出可能性を予測します。$\textit{PIXIE}$は、$4\sigma$で信号を検出するのに十分な機器感度を備えていますが、前景の汚染により、予測される信号対雑音比が$\約40$減少します。将来のESAVoyage2050分光計は、前景を無視した後でも、$\approx2$-$10\sigma$の有意性でCIB歪みを検出します。この信号の測定は、宇宙の星形成の歴史に関する新しい情報を提供し、歪みの異方性は、近い将来の地上での実験によってアクセスできる可能性があります。
関心のあるTESSオブジェクトへの恒星の仲間：惑星と仲間の整列のテスト
GaiaEarlyDataRelease3カタログ（EDR3）の位置天文データを組み込んだ周辺尤度比検定から特定されたTESSObjectofInterest（TOI）の星をホストするための恒星コンパニオンのカタログを提示します。尤度比は、視差と固有運動の共分散を組み込んだ確率モデルを使用して計算され、共動する恒星のペアを識別するために、星の距離と3D速度をマージナル化します。2つの星を持つ168のシステムと3つの星を持つ2つのシステムで構成される、170の非偽陽性TOIホストに対する172の共動コンパニオンが見つかりました。170のTOIホストのうち、54の港で、さまざまなシステムアーキテクチャにまたがる惑星が確認されています。ガイアEDR3を使用して、恒星コンパニオンと惑星軌道の間の相互傾斜の調査を行います。これは、通過する太陽系外惑星が視線内を周回する必要があるため、恒星コンパニオンの運動学が相互傾斜を制約する可能性があるためです。現在のサンプルの統計的有意性は弱いですが、ケプラーのようなアーキテクチャを備えたシステムの73$^{+14}_{-20}\％$（$R_{P}$$\leq$4$R_\oplus$と$a$$<$1AU）は、35$\pm$24$^\circ$の典型的な相互傾斜$\alpha$で、惑星軌道とコンパニオン軌道の間の非等方性配向を支持するように見えます。対照的に、巨人が接近しているシステムの65$^{+20}_{-35}\％$（$P$$<$10日および$R_{P}$$>$4$R_{\oplus}$）は、惑星とコンパニオンの間の垂直ジオメトリ（$\alpha=$89$\pm$21$^\circ$）を優先します。さらに、大きな恒星の偏り（惑星とホストの不整合）を持つ近接した巨人は、重大な惑星とコンパニオンの不整合を支持するものでもあります。
太陽系が冷たい雲を通過してから2〜3年前の気候変動と人類の進化
| Title |
Climate_Change_and_Human_Evolution_from_the_Passage_of_the_Solar_System_through_a_Cold_Cloud_2-3Myrs_ago |
| Authors |
Merav_Opher,_Abraham_Loeb |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01813 |
地球が2〜3マイル前に星間物質（ISM）と直接接触していたという、60Feおよび244Pu同位体からの圧倒的な地質学的証拠があります。地元の星間物質には、近くにいくつかの冷たい雲があります。ここでは、太陽系がローカルレオコールドクラウドなどの雲を通過した場合、太陽系を星間粒子から保護する太陽圏が、太陽の周りの地球の軌道よりも小さいスケールに縮小したことを示します$（0.22〜AU）$。中性原子とイオン間の電荷交換を含む磁気流体力学的シミュレーションを使用して、太陽圏の収縮中に、地球が最大$3000cm^{-3}$の中性水素密度にさらされたことを示します。以前のデータが示唆しているように、これは地球の気候と、その時点での人類の進化に劇的な影響を及ぼした可能性があります。
Juno宇宙船への流星物質の影響のモデリング
ジュノー宇宙船に搭載されたスタートラッカー画像からの特定の基準を満たすイベントは、その太陽電池アレイへの惑星間塵粒子の影響が原因であると提案されています。これらのイベントは、直径が10マイクロメートルを超える粒子によって引き起こされることが示唆されています。ここでは、報告されたイベント率を、内太陽系で最も豊富な4つの流星/ダスト集団の動的流星モデルを使用して予想されるダスト衝撃率と比較します。動的流星物質モデルによって予測されたダスト衝撃率は、1日あたりのスタートラッカーイベントの数に関するJunoの観測、または太陽の時間と位置によるJunoのソーラーパネルのダストフラックスの変化のいずれとも互換性がないことがわかります。システム。たとえば、Junoの反太陽方向の表面でのスタートラッカーイベントの割合は、Junoが反対側の太陽方向の半球でピーク衝撃フラックスを経験すると予想される期間中に最大になります。また、火星自体の表面またはその衛星の1つから発生する火星ヒル球を離れる塵の仮説を調査します。Junoによって観測されたスタートラッカーのイベントレートの変動を再現できるような架空の情報源は見つかりません。Junoによって観測されたスタートラッカーイベントは、黄道帯の雲からの瞬間的な影響の結果である可能性は低いと結論付けています。
超高温木星におけるエーレンライヒ効果の起源の探求：WASP-76bの大気中の強いC / O勾配の証拠？
| Title |
Searching_for_the_origin_of_the_Ehrenreich_effect_in_ultra-hot_Jupiters:_Evidence_for_strong_C/O_gradients_in_the_atmosphere_of_WASP-76b? |
| Authors |
A._S\'anchez-L\'opez,_R._Landman,_P._Molli\`ere,_N._Casasayas-Barris,_A._Y._Kesseli_and_I._A._G._Snellen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.02041 |
超高温の木星の昼と夜の極端な温度のコントラストは、ターミネーターの周りの経度の狭い範囲で大きな膨張が発生する、著しく非対称な大気をもたらします。トランジットの過程で、WASP-76bは約30度回転し、大気の観測可能な部分を変化させ、その構成要素の外観に変化を引き起こします。最近報告されたように、これは中性鉄信号に時間変動効果をもたらし、それは夜側での凝縮の可能性によって増幅されます。ここでは、CARMENESスペクトログラフで観測されたWASP-76bの通過中の分子信号の存在を研究し、この惑星の朝と夕方のターミネーターからの寄与を比較します。結果はやや不可解で、水蒸気（5.5$\sigma$）とシアン化水素（5.2$\sigma$）が正式に検出されていますが、K$_p$-V$_{sys}$図のかなり異なる位置にあります。ブルーシフトは-14.3$\pm$2.6km/s、レッドシフトはそれぞれ$+$20.8$^{+7.8}_{-3.9}$km/sで、予想よりも高いK$_p$です。H$_2$O信号は、早い段階で強く見えるHCNの信号とは対照的に、トランジットの後半でも強く見えます。これを暫定的に説明するのは、夜側にケイ酸塩雲が形成されて雨が降り、上層大気から酸素が部分的に除去されることです。C/O値が0.7〜1の場合、これにより朝肢にHCNが形成されます。夕方のターミネーターでは、蒸発により隔離された酸素が気相に戻されるため、これらのC/O値により、HCNではなくH$_2$Oが形成されます。確認された場合、これらの結果は、個々の分子が大気のさまざまな部分をトレースし、夜間の凝縮を追跡し、空間的な特性評価を可能にすることを示しています。これらの結果は単一のトランジットに基づいているため、それらを確認し、これらのシナリオをさらに調査するには、より多くのデータが必要であることをお勧めします。
Kepler-451周辺の2つの追加の周連星惑星の検出
| Title |
Detection_of_two_additional_circumbinary_planets_around_Kepler-451 |
| Authors |
Ekrem_Murat_Esmer,_\"Ozg\"ur_Ba\c{s}t\"urk,_Selim_Osman_Selam_and_Sinan_Ali\c{s} |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.02118 |
皆既日食のタイミング変動分析に基づいて以前に検出されたものに加えて、Kepler-451バイナリシステムの周りの2つの新しい惑星質量コンパニオンの検出を発表します。最小質量1.76Mjupの43d周期の内惑星と、最小質量1.61Mjupの$\sim$1800d軌道周期の内惑星が1つの残差の周期的変動を説明できることを発見しました。日食のタイミングの惑星適合。中惑星の公転周期を406dに更新し、離心率を0.33と決定しました。新しく発見された外惑星も離心率（0.29）にあり、最も内側の惑星は円軌道を持っていると仮定されていました。3つの木星の惑星はすべて同様の質量を持っており、動的安定性テストにより、システムが安定していることがわかります。
機械学習による軌道力学の再発見
機械学習を使用して、観測から実際の物理システムの支配方程式と隠れた特性を自動的に発見するためのアプローチを紹介します。「グラフニューラルネットワーク」をトレーニングして、30年間の軌道データから、太陽系の太陽、惑星、大衛星のダイナミクスをシミュレートします。次に、シンボリック回帰を使用して、ニューラルネットワークによって暗黙的に学習された力の法則の分析式を発見します。これは、ニュートンの重力の法則と同等であることが結果から示されています。必要とされた重要な仮定は、並進および回転の同変、およびニュートンの第2および第3の運動の法則でした。私たちのアプローチは、象徴的な力の法則の形式を正しく発見しました。さらに、私たちのアプローチでは、惑星や衛星の質量や物理定数についての仮定は必要ありませんでした。それらもまた、私たちの方法によって正確に推測されました。もちろん、古典的な重力の法則はアイザックニュートン以来知られていますが、私たちの結果は、私たちの方法が観測データから未知の法則と隠された特性を発見できることの検証として役立ちます。より広義には、この作業は、科学的発見を加速するための機械学習の可能性を実現するための重要なステップを表しています。
DESIの確率的付加価値ブライトギャラクシーサーベイ（PROVABGS）モックチャレンジ
| Title |
The_DESI_PRObabilistic_Value-Added_Bright_Galaxy_Survey_(PROVABGS)_Mock_Challenge |
| Authors |
ChangHoon_Hahn,_K.J._Kwon,_Rita_Tojeiro,_Malgorzata_Siudek,_Rebecca_E._A._Canning,_Mar_Mezcua,_Jeremy_L._Tinker,_David_Brooks,_Peter_Doel,_Kevin_Fanning,_Enrique_Gazta\~naga,_Robert_Kehoe,_Martin_Landriau,_Aaron_Meisner,_John_Moustakas,_Claire_Poppett,_Gregory_Tarle,_Benjamin_Weiner,_Hu_Zou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01809 |
確率的付加価値のある明るい銀河調査（PROVABGS）カタログは、星の質量（$M_*$）、星形成率（${\rmSFR}$）、星の金属量（$Z_{\）などの銀河の特性の測定値を提供します。rmMW}$）、および星の年齢（$t_{\rm年齢、MW}$）、DESIブライトギャラクシーサーベイの1,000万個を超える銀河。銀河特性の完全な事後分布は、DESI分光法とレガシーサーベイ測光の最先端のベイズスペクトルエネルギー分布（SED）モデリングを使用して推測されます。この作業では、SEDモデル、ベイズ推定フレームワーク、およびPROVABGSの方法論を紹介します。さらに、L-GALAXIES半解析モデルを使用して構築された、現実的な合成DESIスペクトルと測光にPROVABGSSEDモデリングを適用します。推定された銀河の特性を、階層ベイズフレームワークを使用してシミュレーションの真の銀河の特性と比較し、精度と精度を定量化します。全体として、シミュレートされた銀河の真の$M_*$、${\rmSFR}$、$Z_{\rmMW}$、および$t_{\rm年齢、MW}$を正確に推測します。ただし、SEDモデルによって誘発される銀河特性の事前確率は、事後確率に大きな影響を与えます。彼らは${\rmSFR}{>}10^{-1}M_\odot/{\rmyr}$の下限を${\rmSFR}$に課し、${\sim}0.3$dexバイアスを$\logZ_{\rmMW}$スペクトル信号対ノイズが低い銀河の場合、$t_{\rm年齢、MW}<8\、{\rmGyr}$星の年齢の上限。この作業はまた、スペクトルと測光の共同分析が、測光のみよりも銀河の特性に対する制約を大幅に改善し、事前確率の影響を軽減するために必要であることを示しています。この作業で提示および検証された方法論により、PROVABGSは、DESI観測から抽出された情報を最大化し、現在の銀河研究を新しい体制に拡張し、最先端の確率分析を解き放つ確率的付加価値銀河カタログを提供します。
星間塵の性質とその進化に関する近くの銀河の展望
星間塵は銀河の重要な物理的成分であり、星形成を覆い隠し、ガスの加熱と冷却を調整し、化学的複雑さを増します。この原稿では、星間塵の特性とそれを研究するために使用されたいくつかの現代的な技術の幅広いレビューを提供します。私は、この主題に関する現代文学を理解するために必要な、分子物理学および固体物理学の主要な概念を提示する一般的な紹介から始めます。次に、最先端のダストモデルを制約するために現在使用している経験的証拠を確認します。スペクトルエネルギー分布モデリングの結果に重点を置いて、近くの銀河の粒子特性に関する現在の理解についての長い議論に従います。次の章では、すべてのスケールでのダストの進化について説明します。私は、さまざまな微物理的進化プロセスと、それらが宇宙塵進化モデルでどのように説明されているかを確認します。私は、異なる金属量の銀河における星間塵の起源についての私の見解を示します。最後の章では、方法論に焦点を当てています。ベイズ法を紹介し、頻度主義的手法と比較します。私は2つのアプローチの認識論的結果について議論し、星間塵の分野が確率論的視点を必要とする理由を示します。過去10年間に達成された主要なブレークスルーの要約で原稿を締めくくり、次の10年間のいくつかの展望を描きます。
位置天文マイクロレンズ法で検出された孤立した質量ギャップブラックホールまたは中性子星
| Title |
An_isolated_mass_gap_black_hole_or_neutron_star_detected_with_astrometric_microlensing |
| Authors |
Casey_Y._Lam,_Jessica_R._Lu,_Andrzej_Udalski,_Ian_Bond,_David_P._Bennett,_Jan_Skowron,_Przemek_Mroz,_Radek_Poleski,_Takahiro_Sumi,_Michal_K._Szymanski,_Szymon_Kozlowski,_Pawel_Pietrukowicz,_Igor_Soszynski,_Krzysztof_Ulaczyk,_Lukasz_Wyrzykowski,_Shota_Miyazaki,_Daisuke_Suzuki,_Naoki_Koshimoto,_Nicholas_J._Rattenbury,_Matthew_W._Hosek_Jr.,_Fumio_Abe,_Richard_Barry,_Aparna_Bhattacharya,_Akihiko_Fukui,_Hirosane_Fujii,_Yuki_Hirao,_Yoshitaka_Itow,_Rintaro_Kirikawa,_Iona_Kondo,_Yutaka_Matsubara,_Sho_Matsumoto,_Yasushi_Muraki,_Greg_Olmschenk,_Clement_Ranc,_Arisa_Okamura,_Yuki_Satoh,_Stela_Ishitani_Silva,_Taiga_Toda,_Paul_J._Tristram,_Aikaterini_Vandorou,_Hibiki_Yama,_Natasha_S._Abrams,_Shrihan_Agarwal,_Sam_Rose,_and_Sean_K._Terry |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01903 |
重力マイクロレンズ法の調査から特定された5つのブラックホール（BH）候補の分析を提示します。各レンズの質量と輝度を測定し、それがブラックホールであるかどうかを判断するために、HST位置天文データと地上ベースのマイクロレンズ調査からの密にサンプリングされた光度曲線を単一光源の単一レンズマイクロレンズモデルに適合させます。5つのターゲットの1つ（略してOGLE-2011-BLG-0462/MOA-2011-BLG-191またはOB110462）は、有意な$>1$masコヒーレント位置天文シフトを示し、レンズフラックスはほとんどまたはまったくなく、推定レンズ質量を持っています1.6-4.2$M_\odot$の。これにより、OB110462は、位置天文マイクロレンズによるコンパクトオブジェクトの最初の決定的な発見となり、中性子星または低質量ブラックホールのいずれかである可能性が最も高くなります。このコンパクトなオブジェクトレンズは比較的近くにあり（690〜1370pc）、$<$25km/sのゆっくりとした横方向の動きがあります。OB110462は、測光と位置天文学によく適合するモデル間に大きな緊張を示しており、現在、中性子星とブラックホールを区別することは困難です。このオブジェクトの不可解な性質を解決するには、バイナリソースなど、より複雑なシステムジオメトリを使用した追加の観測とモデリングが必要です。残りの4つの候補では、レンズの質量は$<2M_\odot$であり、ブラックホールである可能性は低いです。しかし、4つのうち2つは、白色矮星または中性子星である可能性があります。5つの候補の完全なサンプルを、天の川のBHの数（$\sim10^8$）に関する理論上の予想と比較し、サンプルサイズが小さいことを考えると妥当な一致を見つけます。
QSO3C345の二重歳差運動ノズル構造の可能性のある証拠
歳差運動するジェットノズルシナリオは、約38年間に測定されたブレーザー3C345の27個の超光速コンポーネントのVLBI運動学を解釈するために適用されました。超光速ノットは、ダブルジェット構造を形成するダブルジェットノズルシステムから排出することができます。両方のノズルは、約7。30年の周期で同じ方向に歳差運動することができます。両方のジェットについて、安定した歳差運動の共通の軌道が存在する可能性があります。さまざまな結び目が歳差運動の段階に従って移動しました。ほとんどのノットは、約4〜30の範囲のバルクローレンツ因子で加速されるようにモデルシミュレーションされ、ローレンツ/ドップラー因子プロファイルが導出されました。ノットC9の電波光度曲線は、そのドップラーブーストプロファイルとよく一致していました。二重歳差運動ノズルシナリオは、4つのブレーザー（3C279、OJ287、3C454.3、および3C345）のVLBI運動学を解釈するために適用されています。4つの推定上の超大質量ブラックホール連星の特徴的なパラメータ（ホール質量、軌道分離、重力放射寿命などを含む）が導き出され、比較され、それらが物理的に妥当な範囲にあり、近接ブラックのいくつかの理論的議論とよく一致していることが示されました穴連星。
いて座矮小銀河の暫定的役割である特異な流れジェラムの特性化とダイナミクス
ステラストリームは、サブハロとの相互作用がストリームに下部構造を生成する可能性があるため、天の川の暗黒物質サブハロ集団を研究するための有望なツールです。ただし、下部構造の他の考えられる原因を最初によく理解する必要があります。ここでは、恒星の流れジェラムの運動学と異常な形態を研究します。地上測光とガイアEDR3位置天文学の組み合わせを使用して、ジェラムの形態を特徴づけます。この新しいデータを文献の視線速度と組み合わせて、静的銀河ポテンシャルでストリームの軌道積分を実行します。また、観察された運動学的および形態学的特徴のいくつかを説明するために、大きな摂動体の存在下でのN体モデルを調査します。新しいデータは、ストリーム内の以前に報告されていない3次コンポーネント、およびその狭いコンポーネント内のいくつかのギャップとキンクのような機能を明らかにします。現実的な銀河のポテンシャルの範囲では、単一の軌道でジェラムの視線速度データを完全に再現することはできません。軌道解の一般的な特性は、射手座と同様の軌道面を共有することであり、これにより、ストリームとの繰り返しの遭遇につながります。大規模な射手座を含むN体シミュレーションを使用して、これらの遭遇がジェラムの狭いコンポーネントと広いコンポーネントを再現できること、および場合によっては3次コンポーネントを作成できることを示します。また、このような遭遇により、狭い成分と広い成分が重なるため、ストリームの速度分散が最大5倍まで明らかに増加する可能性があるという証拠も見つかりました。私たちの調査結果は、ジェラムストリームがかつて考えられていたよりもさらに複雑であることを示唆していますが、その形態と運動学は射手座との相互作用を介して比較的簡単に説明できます。このシナリオでは、ジェラムの狭いコンポーネントと広いコンポーネントの形成は自然に発生しますが、小さなギャップのような機能のいくつかはまだ説明されていません。
銀河のコールドコアの化学的探査
| Title |
Chemical_exploration_of_Galactic_cold_cores |
| Authors |
Chenlin_Zhou,_Charlotte_Vastel,_Julien_Montillaud,_Cecilia_Ceccarelli,_Karine_Demyk,_Jorma_Harju,_Mika_Juvela,_Isabelle_Ristorcelli,_and_Tie_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.02157 |
ソーラータイプのシステムは、初期の分子コアから始まり、進化するにつれて有機的な複雑さを獲得します。研究できるいわゆるプレステラコアはまれであり、有機化学がどのように始まり成長するかについての私たちの理解を妨げてきました。目的。コールドコアカタログから、化学的複雑さを調査するために、環境の観点から多様性を表す最高の星雲前コアターゲットを選択しました：1390（LambdaOriの圧縮シェル内）、869（MBM12クラウド内）、および4149（カリフォルニア星雲）。コアの分子の複雑さを調査するために、IRAM30m望遠鏡でスペクトル調査を取得しました。コアの物理的条件と分子カラム密度にいくつかの制約を課すために、検出された遷移の放射伝達解析を実行しました。また、調査で分子イオンを使用して、宇宙線のイオン化率と、気相化学モデルを使用してS/Hの初期元素存在量を推定し、それらの存在量を再現しました。分子の複雑さ（重水素化、複雑な有機分子、硫黄、炭素鎖、イオン）に大きな違いがあり、それらの化学的性質をコールドコアと2つのプレステラコアと比較しました。3つのコアで見つかった化学的多様性は、それらの化学的進化と相関しているようです。2つは星前（1390と4149）で、1つは初期段階（869）です。コールドコアは周囲から強力に保護されているため、環境の影響は限定的である可能性があります。高い吸光度は、星間紫外線がコアに深く浸透するのを防ぎます。したがって、コアの物理的構造を制約するためにコアのより高い空間分解能の観察が必要であり、分子の複雑さに対する環境の影響を理解するために分子イオンのより大規模な分布が必要です。
原始星ジェットとHII領域が星団の形成と進化に及ぼす影響
| Title |
Influence_of_protostellar_jets_and_HII_regions_on_the_formation_and_evolution_of_stellar_clusters |
| Authors |
Antoine_Verliat,_Patrick_Hennebelle,_Marta_Gonz\'alez,_Yueh-Ning_Lee,_Sam_Geen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.02237 |
環境。星や星団が形成される条件を理解することは非常に重要です。特に、恒星のフィードバックが持つ可能性のある役割は、依然として大きな不確実性によって妨げられています。目的。星団の形成と進化の際に電離放射線と原始星の流出が果たす役割を調べます。ガスの降着を一貫して考慮に入れるために、サイズが数十パーセクの塊から始めます。メソッド。適応メッシュ細分化コードを使用して、星のフィードバックがないか、電離放射線および/または原始星のジェットを考慮に入れて、巨大な塊の崩壊を記述することを目的とした磁気流体力学的数値シミュレーションを実行します。結果。恒星のフィードバックは、いくつかの方法で原始星のクラスターの特性を大幅に変更します。原始星の流出は星形成率を数分の1に減少させることを確認しますが、流出は降着を止めず、おそらく最終的なクラスターの質量を十分に変更しません。一方、電離放射線は、十分に大きな星が形成されると、残りのガスを効率的に放出し、最終的なクラスターの質量を数分の1に減らします。HII放射とジェットは高密度ガスの分布をほとんど変化させませんが、後者は、いくつかの場所で、高密度ガスの速度分散を再び数倍に増加させることがわかりました。比較的大規模なものから始めているので、質量とサイズがそれぞれ数千Mのオーダーで、パーセクの何分の1かであるクラスターは、かなりのレベルの回転を示すことがわかりました。さらに、星自体を模倣するシンク粒子は、回転軸がクラスターの大規模な回転と整列する傾向があることを発見しました。最後に、星団構造を定量化するために使用される古典的なQパラメータを計算すると、ジェットが計算に含まれている場合、[...]
恒星の質量光度比：複合バルジ+ディスクモデルとバリオンタリーフィッシャー関係
星の種族モデルを提示して、$GALEX$FUVからスピッツァーIRAC1までの3.6$\mu$mの銀河の色に基づいて、質量光度比（$\Upsilon_*$）を計算します。新しい複合バルジ+ディスク$\Upsilon_*$モデルを提示します。このモデルは、光学色と近赤外色に基づいて、バルジとディスクからのさまざまな寄与を考慮しています。これらの色を使用して、星形成率-星の質量および星形成銀河の質量-金属量の相関関係に基づいて、もっともらしい星形成の履歴と化学物質の濃縮シナリオを構築します。最も正確な処方は、バルジとディスクコンポーネントの実際の色を使用して、$\Upsilon_*$を制約することです。ただし、妥当なバルジ+ディスクモデルと合計色は、不確実性を5％多くしか導入しません。バリオンTF関係に適用される完全なバルジ+ディスク$\Upsilon_*$処方は、相関の線形性を改善し、勾配を増加させ、総散乱を4％減少させます。
キロノバAT2017gfoのスペクトルのモデリング-I：光球の時代
| Title |
Modelling_the_spectra_of_the_kilonova_AT2017gfo_--_I:_The_photospheric_epochs |
| Authors |
J._H._Gillanders,_S._J._Smartt,_S._A._Sim,_A._Bauswein,_S._Goriely |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01786 |
二元中性子星（BNS）の合併GW170817に関連するキロノバ（KN）は、重力波源に対応する唯一の既知の電磁的物質です。ここでは、更新された原子データを使用して一連の放射伝達モデル（\textsc{tardis}を使用）を作成し、それらを正確に較正されたスペクトルと比較します。BNS合併の現実的な流体力学的シミュレーションに基づく核ネットワーク計算からの元素組成を使用します。合併後+1。4日の青色スペクトルには、高い電子分率の元素合成軌道が必要であることを示します。私たちの最適なモデルは、最初の$r$プロセスのピーク要素（Sr\＆Zr）で完全に構成されており、強い吸収機能はSr\、\textsc{ii}吸収によってうまく再現されます。この時代に、$X_{\textrm{LN}}\lesssim5\times10^{-3}$のランタニド質量分率に上限を設定しました。対照的に、$+2.4〜6.4$日の後続のすべてのスペクトルでは、適度な量のランタニド物質（$X_{\textrm{LN}}\simeq0.05^{+0.05}_{-0.02}$）の存在が必要です。$Y_{\rme}=0.29$の軌道によって生成されます。これにより、6000\、\AA未満のランタニド誘起ラインブランケットと、$\sim0.7〜1.0$\、\micron\（Sr\、\textsc{ii）での永続的な強力な機能を説明するのに十分な軽い$r$プロセス要素が生成されます。}）。この組成は、観測されたデータとよく一致しており、強い青色フラックスの不足が近赤外線（NIR）の過剰をもたらすことを示しています。最初のエポックと他のすべてのエポックの間の構成の不一致は、噴出物の層化、または材料の2つの異なるコンポーネントの存在のいずれかを示します。これはさらに「2成分」キロノバモデルをサポートし、元素合成軌道からの元素組成を制約します。主な不確実性は、原子データの可用性と膨張する材料のイオン化状態にあります。
AGNジェットのプラズモイドにおける宇宙線の伝播-マルチメッセンジャー予測への影響
| Title |
Propagation_of_cosmic_rays_in_plasmoids_of_AGN_jets_--_implications_for_multimessenger_predictions |
| Authors |
J._Becker_Tjus,_M._H\"orbe,_I._Jaroschewski,_P._Reichherzer,_W._Rhode,_M._Schroller,_F._Sch\"ussler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01818 |
宇宙の高エネルギーニュートリノの検出に成功した後、活動銀河核（AGN）の多波長光子研究の分野は刺激的な新しい段階に入っています。ブレーザーTXS0506+056からのニュートリノ信号の可能性の最初のヒントは、AGNがすぐに高エネルギーニュートリノ放射の点源として識別され、確立された光子シグネチャに加えて別のメッセンジャーシグネチャを表すことができるという予想につながります。多波長での複雑なフレアリングの振る舞いを理解するには、真の理論的理解を深める必要があります。電磁スペクトルとニュートリノのこれらの観測は、さまざまな放出の原因となる荷電した相対論的粒子が適切にモデル化されている場合にのみ完全に解釈できます。磁化プラズマにおける宇宙線の伝播の説明は、宇宙線の輸送レジームを定量的に分析する場合にのみ答えることができる複雑な質問です。したがって、この論文では、ブレーザーからの非熱放射シグネチャをモデル化するために最も一般的に使用されるアプローチでの宇宙線の伝播レジームの定量分析、つまり相対論的宇宙線集団の存在を提示します。ジェット軸に沿って移動するプラズモイド。この論文では、高エネルギー光子とニュートリノ放出の考慮されたエネルギー範囲で、拡散伝播と弾道伝播の間の遷移が起こり、スペクトルエネルギー分布だけでなくブレーザーフレアの光曲線にも大きく影響することを示します。
刺激的な連星中性子星系の最後の軌道における潮汐変形性への熱的影響
| Title |
Thermal_effects_on_tidal_deformability_in_the_last_orbits_of_an_inspiraling_binary_neutron_star_system |
| Authors |
A._Kanakis-Pegios,_P.S._Koliogiannis,_Ch.C._Moustakidis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01820 |
放出された重力波の検出による二元中性子星合体の研究は、高密度での高密度核物質の特性を研究するための最も有望なツールの1つです。現時点では、合体する前の最後の軌道で星の温度がゼロであるという強力な証拠は存在しないと主張する価値があります。それにもかかわらず、理論的研究は、吸気相に関する温度が数MeVにさえ達する可能性があることを示唆しています。主な理論によれば、潮汐は軌道を犠牲にして機械的エネルギーと角運動量を星に伝達し、星内の摩擦が機械的エネルギーを熱に変換します。インスパイア中に、これらの影響は潜在的に検出可能です。力学的エネルギーの伝達と潮汐摩擦の大きさを推定するためにさまざまな処理が使用されており、合併前の潮汐効果の重要性についてさまざまな結論が導き出されています。本研究は、合併直前の中性子星系の吸気中の中性子星の潮汐変形能に対する温度の影響の研究に捧げられています。さまざまな核モデルに由来する、等温および断熱の両方のホット状態方程式のクラスを適用しました。低い温度値（$T<1$MeV）でも、潮汐変形性の基本成分への影響は無視できないことがわかりました。一方、断熱星の場合、潮汐の変形性に対する熱の影響は、値$S=0.2\{\rmk}_{B}$までは感知できないままです。主な調査結果によると、潮汐の変形性に対する温度の影響は区別できません。上記の結果の結果について説明し、分析します。
ラジオパルサーから推測される更新されたグリッチ率の法則
| Title |
An_updated_glitch_rate_law_inferred_from_radio_pulsars |
| Authors |
Margaret_Millhouse,_Andrew_Melatos,_George_Howitt,_Julian_B._Carlin,_Liam_Dunn,_Gregory_Ashton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01930 |
ラジオパルサーグリッチは、中性子星内部での応力の蓄積と緩和を含む平衡から遠く離れたプロセスを精査します。グリッチ率の以前の研究は、可能な限り多くのグリッチが記録された個々のパルサーに焦点を合わせてきました。この作業では、グリッチが一度も発生したことのないオブジェクトを含む、利用可能なすべてのデータを使用してグリッチ率を分析します。グリッチ率は均一なポアソン過程に従うと仮定し、したがって準周期的なグリッチ挙動を示すパルサーを除外します。関連するベイズ因子を計算すると、グリッチ率$\lambda$が特徴的な年齢$\tau$の累乗としてスケーリングするモデルが、スピン周波数$\nu$および/またはその累乗に任意に依存するモデルよりも優先されることがわかります。時間微分$\dot{\nu}$。$\lambda=A（\tau/\tau\vref）^{-\gamma}$の場合、$\tau_{\rmref}=1\{\rmyr}$は参照時間であり、事後分布は次のようになります。$A=\ModelAAglitch\\rm{yr}^{-1}$、および$\gamma=\ModelAgammaglitch$のユニモーダル。重要なことに、データは99\％の信頼度で、文献に掲載されている$\gamma=1$の可能性を除外しています。グリッチが記録されていないオブジェクトが含まれている場合でも、年齢ベースの反応速度式が優先され、事後確率は$A=\ModelAAall\\rm{yr}^{-1}$、および$\gamma=\ModelAgammaall$に変更されます。。更新された推定値は、若いパルサーのグリッチアクティビティの増加を引き続きサポートしますが、グリッチがゼロの多数のオブジェクトには、グリッチが発生しないばらばらの母集団ではなく、同じ母集団の一部であるという条件で、速度に関する重要な統計情報が含まれていることを示しています。いくつかの未知の物理的理由。
物理学研究所としての白色矮星：光と影
| Title |
White_dwarfs_as_Physics_laboratories:_lights_and_shadows |
| Authors |
Jordi_Isern,_Santiago_Torres_and_Alberto_Rebassa-Mansergas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.02052 |
白色矮星の進化は本質的に冷却の重力熱プロセスであり、その進化を予測するための基本的な成分が十分に特定されていますが、常によく理解されているわけではありません。冷却速度をテストするには、2つの独立した方法があります。1つは白色矮星集団の光度関数であり、もう1つは変動を経験する個体の脈動周期の経年変化です。どちらのシナリオも、冷却または加熱の時間スケールに敏感です。そのため、追加のエネルギーのソースまたはシンクを含めると、これらのプロパティが変更され、これらの摂動に限界を設定できます。これらの研究はまた、現在の大規模データ調査が前例のない豊富な情報を提供している完全で統計的に有意なサンプルを必要とします。この論文では、ニュートンの重力定数の経年変化、ニュートリノの磁気モーメント、アクシオン、弱く相互作用する巨大粒子（WIMPS）など、いくつかのケースにこれらの手法がどのように適用されるかを確認します。
掃天観測施設フェーズI調査からの水素不足超高輝度超新星：I。データ
| Title |
The_Hydrogen-Poor_Superluminous_Supernovae_from_the_Zwicky_Transient_Facility_Phase-I_Survey:_I._Data |
| Authors |
Z._H._Chen,_Lin_Yan,_T._Kangas,_R._Lunnan,_S._Schulze,_J._Sollerman,_D._A._Perley,_T.-W._Chen,_A._Gal-Yam,_X._F._Wang,_I._Andreoni,_E._Bellm,_J._S._Bloom,_K._Burdge,_A._Burgos,_D._Cook,_A._Dahiwale,_K._De,_R._Dekany,_A._Dugas,_S._Frederik,_C._Fremling,_M._Graham,_M._Hankins,_A._Ho,_J._Jencson,_V._Karambelkar,_M._Kasliwal,_S._Kulkarni,_R._Laher,_B._Rusholme,_Y._Sharma,_F._Taddia,_K._Taggart,_L._Tartaglia,_A._Tzanidakis,_J._Van_Roestel,_R._Walter,_Y._Yang,_Y._H._Yao,_and_O._Yaron |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.02059 |
掃天観測（ZTF）フェーズIの運用中に、3年以内に78個の水素不足の超高輝度超新星（SLSNe-I）が発見され、1回の調査で最大のサンプルを構成しました。このペーパー（ペーパーI）は、光学/紫外線の光度曲線と分類スペクトルを含むデータを示し、このシリーズのペーパーIIは、光度曲線の詳細な分析とモデリングに焦点を当てます。私たちの測光は、主に$g、r、i$バンドのZTFによって行われ、他の地上施設と$\itSwift$からの追加データが使用されます。サンプルのイベントは、$z=0.06〜0.67$の赤方偏移範囲をカバーし、中央値と$1\sigma$エラー（$16\％$と$84\％$パーセンタイル）$z_{med}=0.265^{+0.143}_{-0.135}$。ピーク光度は$-22.9\、{\rmmag}\leqM_{g、peak}\leq-19.9\、$magをカバーし、中央値は$-21.54^{+1.12}_{-0.61}\です。、$mag。それらの光度曲線は、平均レストフレーム立ち上がり時間が$t_{rise}=42.0\pm17.8\、$daysでゆっくりと変化します。光度と時間スケールの分布は、光度がピークの低光度SLSNe-I$\sim-20\、$magまたは非常に急速に上昇するイベント（$<10-15\、$days）が存在することを示唆していますが、まれです。ゆっくりと上昇するSLSNe-Iもゆっくりと衰退する傾向があるという以前の発見を確認します。残りのフレームの色と温度の変化は大きなばらつきを示しており、SLSN-I集団が多様なスペクトルエネルギー分布を持っている可能性があることを示唆しています。残りのフレームのピークの色は、絶対等級のピークと中程度の相関関係を示しています。つまり、SLSNeが明るくなります-私はより青い色になる傾向があります。光学および紫外線測光を使用して、ボロメータ光度を構築し、SLSNe-Iの$g、r$バンド測光をボロメータ光度に変換するために一般的に適用できるボロメータ補正関係を導き出します。
掃天観測施設フェーズI調査からの水素不足超高輝度超新星：II。光度曲線のモデリングと分析
| Title |
The_Hydrogen-Poor_Superluminous_Supernovae_from_the_Zwicky_Transient_Facility_Phase-I_Survey:_II._Light_Curve_Modeling_and_Analysis |
| Authors |
Z._H._Chen,_Lin_Yan,_T._Kangas,_R._Lunnan,_J._Sollerman,_S._Schulze,_D._A._Perley,_T.-W._Chen,_A._Gal-Yam,_X._F._Wang,_K._De,_K._Taggart,_E._Bellm,_J._S._Bloom,_R._Dekany,_M._Graham,_M._Kasliwal,_S._Kulkarni,_R._Laher,_D._Neill,_and_B._Rusholme |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.02060 |
掃天観測施設のフェーズI運用中に発見された、水素に乏しい77個の超高輝度超新星（SLSNe-I）の光度曲線（LC）の分析を示します。サンプルの大部分（$67\％$）は、マグネターと噴出星周円盤（CSM）の相互作用に加えて、$^{56}Ni$崩壊モデルの両方に等しくうまく適合することがわかります。これは、LCだけではSLSNe-Iの物理電源を明確に制約できないことを意味します。ただし、サンプルの$20\％$は、CSM+Niモデルでより適切に記述される、逆V字型または急降下LCなどの明確なシグニチャを示しています。サンプルの残りの$13\％$は、マグネターモデルを支持しています。さらに、私たちの分析は、LCの起伏が非常に一般的であり、起伏の強さとLCの品質に応じて、サンプルの$34-62\％$で観察されることを示しています。起伏の大部分（$73\％$）はピーク後に発生し、「バンプ」/「ディップ」はそれぞれ起伏の約半分を占めます。うねりは、エネルギーと持続時間の広い範囲を示し、中央値と1$\sigma$エラーは$1.8\％^{+3.4\％}_{-0.9\％}\、\rmE_{rad、total}$とそれぞれ$26.2^{+22.6}_{-10.7}\、$days。起伏のある時間スケールの分析は、中央エンジンの固有の時間的変動が起伏のあるイベントの半分を説明できる一方で、CSMの相互作用がサンプルの大部分を占める可能性があることを示唆しています。最後に、よく観察されているすべてのHeリッチSLSNe-Ibは、強く起伏のあるLCを持っているか、LCがCSM+Niモデルによりよく適合しています。これらの観測は、それらの前駆星が超新星爆発の前にすべてのHeエンベロープを失うのに十分な時間がなかったことを意味し、H-poorCSMがこれらのイベントに現れる可能性があります。
相対論的衝突のない電子-イオン-陽電子衝撃の微物理学
| Title |
Microphysics_of_Relativistic_Collisionless_Electron-ion-positron_Shocks |
| Authors |
Daniel_Groselj,_Lorenzo_Sironi,_Andrei_M._Beloborodov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.02073 |
粒子内セルシミュレーションを実行して、電子と陽電子のペアがロードされた相対論的な弱磁化ショックの微物理を解明します。さまざまな外部磁化$\sigma\lesssim10^{-4}$とペアローディングファクター$Z_\pm\lesssim10$が研究されています。ここで、$Z_\pm$はイオンあたりのロードされた電子と陽電子の数です。以下が見つかります。（1）$\sigma$が$Z_\pm$とともに減少する臨界値$\sigma_{\rmL}$を超えると、衝撃は平均場でのイオンラーモア回転によって媒介されます。$\sigma\lesssim\sigma_{\rmL}$では、衝撃は自己生成された微視的乱流場での粒子散乱によって媒介され、その強度とスケールは$Z_\pm$とともに減少し、$\sigma_{が低くなります。\rmL}$。（2）ショック後のペアによって運ばれるエネルギーの割合は、上流のイオンエネルギーの20％から50％の範囲で確実にあります。衝撃後の電子あたりの平均エネルギーは、$\overline{E}_{\rme}\propto（Z_\pm+1）^{-1}$としてスケーリングされます。（3）ペアローディングは、$\sigma\approx5\times10^{-6}$という低い磁化での非熱イオン加速を抑制します。次に、イオンは平均エネルギー$\overline{E}_{\rmi}$で本質的に熱的になり、電子は$E\sim（Z_\pm+1）^{-1}\overlineから伸びる非熱的なテールを形成します。{E}_{\rmi}$から$\overline{E}_{\rmi}$。$\sigma=0$の場合、粒子の加速は、衝撃波の進化の後期段階で前駆体に存在する強力な磁気空洞の形成によって強化されます。ここで、非熱イオンと電子の最大エネルギーは、シミュレーションの期間中、成長し続けます。シミュレーションと並行して、数値結果と一致する理論的推定値を作成します。私たちの調査結果は、初期のガンマ線バーストの残光のモデルに重要な意味を持っています。
| Title |
Investigating_the_detection_rates_and_inference_of_gravitational-wave_and_radio_emission_from_black_hole_neutron_star_mergers |
| Authors |
Oliver_M._Boersma,_Joeri_van_Leeuwen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.02181 |
ブラックホール中性子星（BHNS）の合併は、最近、重力波（GW）の放出によって検出されました。BHNSの合併は、短いガンマ線バースト（sGRB）としての電磁（EM）放出、および/またはサーカンマー媒体との相互作用によるsGRB残光を生成する可能性もあります。ここでは、BHNSの合併に関連するsGRB無線残光のスクエアキロメートルアレイフェーズ1（SKA1）を使用して、予想される検出率を予測します。また、マージするバイナリのプロパティを推測する際のマルチメッセンジャー分析の利点についても調査します。BHNS合併の母集団をシミュレートし、それらのsGRB残光フラックスを推定して、SKA1での検出率を取得します。この速度がGW検出器の感度、一次ブラックホール（BH）スピン、および中性子星の状態方程式にどのように依存するかを調査します。次に、基準となるBHNSの合併に関するマルチメッセンジャーベイズ推定研究を実行します。そのsGRB残光とGW放出をシミュレートし、系統的エラーを考慮に入れます。GWと無線の検出を現在の世代のGW検出器と組み合わせた場合の予想される速度は低い可能性があります。アインシュタイン望遠鏡のような将来のGW検出器の感度が大幅に向上するため、sGRBの位置特定と無線検出の可能性が大幅に高まります。しかし、BHスピンの未知の分布は、検出率に大きな影響を及ぼし、不確実性の大きな原因となります。さらに、基準となるBHNSの合併では、GWデータと無線データを組み合わせるときに、バイナリソースパラメータとsGRB残光のパラメータの両方を同時に推測できます。無線データは、質量比などのバイナリパラメータに関する有用な追加情報を提供しますが、これは関連する系統的エラーによって制限されます。系統分類学をよりよく理解することで、この無線データから抽出できるバイナリパラメータに関する情報量がさらに増加します。
平面平行ホールへの風上積分法の適用-MHD
| Title |
Application_of_an_Upwind_Integration_Method_to_Plane_Parallel_Hall-MHD |
| Authors |
Georgios_Chouliaras_and_K.N_Gourgouliatos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01822 |
中性子星クラストにおけるホールとオーミック効果のシミュレーションの数値収束に対する風上スキームの影響を研究します。これらの効果のシミュレーションでは、さまざまな形状とさまざまな物理パラメータが調査されていますが、ホールパラメータの値は比較的低く制限されており、磁気レイノルズ数の役割を果たしています。これは、数値収束の場合、数百を超えてはなりません。。平面平行デカルト幾何学における磁場の進化を研究します。有限差分スキームを使用して誘導方程式を離散化し、オイラーフォワード法を介して積分します。方程式に現れる移流項の統合には、2つの異なるアプローチが使用されます。ForwardTimeandCentralinSpace（FTCS）とUpwindスキームです。精度とパフォーマンスの観点からそれらを比較します。平面と垂直フィールドの比率とホールパラメータに従って、収束に対する風上法の影響を調査します。低強度の平面フィールドの限界では、風上スキームの使用により、ホールパラメータがFTCSのパラメータより2桁高いシミュレーションの収束につながる大幅な改善が提供されます。平面フィールドがより強い場合、風上はさらに良くなりますが、到達したホールパラメータの最大値の差は10倍または数倍以内です。さらに、FTCSが無限のエネルギーを生成するのに対し、風上スキームは一時的に全体の磁場エネルギーを増加させるだけで、スキームがそれらの動作を発散させるかどうかに気づきます。全体として、Upwindスキームはシミュレーションの効率を高め、電気伝導率の値が高い環境を探索できるようにして、マグネターの現実的な環境条件に以前よりも近づけます。
科学データレイクにおける天文データの編成、管理、アクセス
| Title |
Astronomical_data_organization,_management_and_access_in_Scientific_Data_Lakes |
| Authors |
Y.G._Grange,_V.N._Pandey,_X._Espinal,_R._Di_Maria,_and_A.P._Millar_(on_behalf_of_ESCAPE_WP2) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01828 |
望遠鏡のアーカイブに保存されるデータ量は、計装の開発と改善により絶えず増加しています。多くの場合、アーカイブは、独立したコンピューティングセンターによって提供される分散ストレージアーキテクチャ上に保存する必要があります。このような分散データアーカイブには、包括的なデータ管理オーケストレーションが必要です。このようなオーケストレーションは、データの保存とカタログ化を処理するツールと、データのポリシーと地域性を認識しながら、さまざまなストレージシステムとプロトコルを統合するステアリング転送で構成されます。さらに、エンドユーザーによって単一のエンティティとして認識され、透過的なデータアクセスを提供する共通の承認および認証インフラストラクチャ（AAI）レイヤーが必要です。素粒子物理学の科学分野でも、複雑で分散したデータ管理システムが使用されています。CERNの大型ハドロン衝突型加速器（LHC）加速器での実験では、年間数百ペタバイトのデータが生成されます。このデータは、国内のコンピューティング機能を使用してパートナーサイトとユーザーにグローバルに配布されます。ワールドワイドLHCコンピューティンググリッド（WLCG）のコンテキストで分散コンピューティングの課題にうまく対処するために、いくつかの革新的なツールが開発されました。ESCAPEプロジェクトとオープンサイエンスのデータインフラストラクチャ（DIOS）ワークパッケージで実行されている作業は、WLCGのコンテキストで開発されたツールを使用して、FAIR標準とオープンに対応するさまざまな物理科学分野を利用してScientificDataLakeのプロトタイプを作成することです。データ。天文データのユースケースに対処するために、ScientificDataLakeプロトタイプがどのように適用されるかを示します。ソフトウェアスタックを紹介し、ドメイン間の違いについても説明します。
LバンドでのMeerKAT一次ビーム測定
MeerKATアンテナの全偏波一次ビームパターンは、天体ターゲットを使用した無線ホログラフィーによってLバンド（856〜1711MHz）で測定されています。この論文は、これらのビームの観測された周波数依存特性を提示し、その方向依存偏波効果に関心のあるこの64アンテナ電波望遠鏡のユーザーをガイドします。この作業では、モデリングの簡略化、帯域幅の平均化、重力負荷、および周囲温度による一次ビームへの影響が、ビームのハーフパワー領域内で定量化されます。典型的なユースケース効果の重要性のレベルについての視点が提供されます。アンテナポインティングは、望遠鏡のポインティング精度が$\sigma\approx0.6$であるため、推定ビーム形状の望遠鏡ユーザーにとって不正確さの主な原因であり、ビームの半分のパワーポイント付近で1％を超えるパワーエラーが発生することが示されています。分。これらのポインティングエラーを無視すると、アレイの平均に対するストークスIビーム形状の変動は、最も一般的には約0.3％のパワーです。ただし、1500MHzを超える影響は、平均して帯域の下半分の3倍になります。これは、アクティブ化されて伝播する高次の導波モードの割合が、各受信機のオルソモードトランスデューサの製造上のわずかな違いに敏感であるために発生します。軸外スペクトル指数測定実験の一次ビーム補正検証試験結果が含まれています。
Krakenマルチフレームブラインドデコンボリューションアルゴリズムを使用したAO後の高解像度イメージング
| Title |
Post-AO_high-resolution_imaging_using_the_Kraken_multi-frame_blind_deconvolution_algorithm |
| Authors |
Douglas_A._Hope,_Stuart_M._Jefferies,_Gianluca_Li_Causi,_Marco_Landoni,_Marco_Stangalini,_Fernando_Pedichini,_and_Simone_Antoniucci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.02178 |
大型望遠鏡用の超大型補償光学（ExAO）のコンテキストでは、光源の輝度分布の回折限界推定を提供できる、高ケイデンス取得を処理するためのKrakenマルチフレームブラインドデコンボリューション（MFBD）アルゴリズムを紹介します。これは、入射瞳での瞬間波面の推定によって駆動されるシーケンス内の各フレームのデータモデリングによって実現されます。適切な物理的制約の下で、数値収束は、コンパクトMFBD（CMFBD）から始まる反復スキームによって保証されます。これは、数フレームのみを使用する非常に堅牢な初期推定を提供します。プロセスの背後にある数学について説明し、大双眼望遠鏡用の近日公開の高コントラストカメラであるSHARK-VISの前駆体で取得された分光連星{\alpha}と（16.3質量分離）の高解像度再構成を報告します望遠鏡。
KMTNet超新星プログラムによる短期間で異常にヘリウムが不足している矮新星KSP-OT-201701aの発見
| Title |
Discovery_of_a_Short-Period_and_Unusually_Helium-Deficient_Dwarf_Nova_KSP-OT-201701a_by_the_KMTNet_Supernova_Program |
| Authors |
Youngdae_Lee,_Sang_Chul_Kim,_Dae-Sik_Moon,_Hong_Soo_Park,_Maria_R._Drout,_Yuan_Qi_Ni,_and_Hyobin_Im |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01937 |
韓国マイクロレンズ望遠鏡ネットワーク超新星プログラムによる、短周期で異常にヘリウムが不足している矮新星KSP-OT-201701aの最初の発見を紹介します。ソースは、それぞれが前駆体の爆発によって引き起こされる3つのスーパーバーストと、スーパーサイクルと通常のサイクルの長さがそれぞれ約360日と76日である約2。6年の期間中のBVIでのいくつかの通常のバーストを示しています。スーパーバーストの終わり近くの分光観測は、弱いHeI輝線と一緒に強い二重ピークのHI輝線の存在を明らかにします。HeI{\lambda}5876およびH{\alpha}線で測定されたヘリウムと水素の強度比は、静止段階で0.10{\pm}0.01、爆発段階で0.26{\pm}0.04であり、比率と同様です。ヘリウム激変星（HeCV）よりも大幅に低いが、長周期の矮新星に見られる。時系列分光法に基づいて推定された51.91{\pm}2.50分の公転周期は、奇行円盤と二次星。0.089{\pm}0.053を超えるスーパーハンプ期間を使用して、その質量比を0.37^{+0.32}_{-0.21}と測定します。公転周期が短く、周期が最小で、ヘリウムが異常に不足し、質量比が大きいことから、KSP-OT-201701aは、二次星が進化した長周期矮新星からHeCVに進化する遷移天体であることがわかります。。
NGC 6231の大規模な偏心バイナリの近点移動：HD152219の場合
| Title |
Apsidal_motion_in_massive_eccentric_binaries_in_NGC_6231:_The_case_of_HD_152219 |
| Authors |
S._Rosu,_G._Rauw,_M._Farnir,_M.-A._Dupret,_and_A._Noels |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.02012 |
近接した偏心大規模連星系における近点移動の測定は、系を構成する星の内部構造を精査するための重要な情報を提供します。基本的な恒星とバイナリパラメータの決定に続いて、我々は、バイナリシステムHD152219を構成する星の内部構造に対する制約を推測するために、潮汐によって誘発された近点移動を利用します。分光学的、測光的、および視線速度の観測の広範なセットにより、システムのアプシダル運動の速度とともに星の基本的なパラメーターを制約することができます。恒星の構造と進化のモデルは、星の内部で発生する内部混合のさまざまな処方をテストするClのコードを使用してさらに構築されています。内部構造定数の観点からの近点移動の解釈に対する、軌道面の法線に対する恒星の自転軸のずれの影響を調査します。O9.5IIIプライマリスターでできています（M1=18.64+/-0.47M${_\odot}$、R1=9.40+0.14-0.15R${_\odot}$、Teff、1=30900+/-1000K）およびB1-2V-III二次星（M2=7.70+/-0.12M${_\odot}$、R2=3.69+/-0.06R${_\odot}$、Teff、2=21697+/-1000K）、バイナリシステムHD152219は、速度（1.198+/-0.300）{\deg}yr-1でアプシダルモーションを表示します。バイナリシステムの内部構造定数の加重平均が推測されます：k2=0.00173+/-0.00052。Cl\'esモデルが主星のk2値を再現するには、特に乱流混合によって大幅に強化された混合が必要ですが、他の恒星パラメータを同時に再現することはできません。恒星のパラメータと同時にk2値を再現することの難しさ、および一次星と二次星の年齢推定値間の非互換性は、恒星内部のいくつかの物理学がまだ完全に理解されていないことを示しています。
炭素-酸素とヘリウムの白色矮星のペアの合併による超大規模な炭素-酸素白色矮星の形成
| Title |
Formation_of_ultra-massive_carbon-oxygen_white_dwarfs_from_the_merger_of_carbon-oxygen_and_helium_white_dwarf_pairs |
| Authors |
Chengyuan_Wu,_Heran_Xiong,_Xiaofeng_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.02040 |
質量が1.05Msunを超える超質量白色矮星（UMWD）は、基本的に酸素ネオン（ONe）コアを持っていると考えられています。最近、ガイアのデータは、ヘルツシュプルングラッセル図（HRD）でUMWDの強化を明らかにしています。これは、結晶化や元素沈降などの余分な冷却遅延メカニズムがUMWDに存在する可能性があることを示しています。さらなる研究は、UMWDの一部がかなり長い冷却遅延を経験するはずであったことを示唆しました。これは、それらが炭素-酸素（CO）WDであることを意味します。ただし、これらのUMCOWDの形成メカニズムはまだ議論中です。この作業では、大規模なCOWDとヘリウムWD（HeWD）のマージがUMCOWDに進化できるかどうかを調査しました。恒星進化コードMESAを採用することにより、最終的な運命を調査するために、二重WD合併の残骸を構築します。合併後の残骸の進化は、RCrB星に類似していることがわかりました。Heシェルのヘリウム燃焼は、2.0*10^-6から5.0*10^-6Msun/年の速度でCOコアの大量成長をもたらします。最終的なCOWD質量は、合併後の進化中の風質量損失率の影響を受け、約1.2Msunを超えることはできません。コア質量が1.2Msunを超える残骸は、表面炭素の発火を経験し、最終的にONeWDとしての寿命を終える可能性があります。現在の結果は、非常に長い冷却遅延を経験するUMWDの少なくとも一部が、COWDとHeWDのマージに起因する可能性があることを示唆しています。
ゼロエイジ主系列星の彩層MgI輝線の測定
彩層は、フレアなどのエネルギッシュな噴火イベントが発生する活発な大気です。彩層の活動は、恒星の自転と対流によって生成される磁場によって駆動されます。彩層活動とロスビー数（自転周期と対流ターンオーバー時間の比）の関係は、CaII線やMgIIhなどの狭い彩層輝線を使用して、多くの種類の星について広く調べられています。とk行。ただし、ロスビー数が小さい星、つまり、回転が速い星や対流回転時間が長い星は、ロスビー数に対してそのような線の強度が一定であることを示しています。この研究では、UniversityCollegeLondonEchelleSpectrographのアングロオーストラリアン望遠鏡のアーカイブデータを使用して、IC2391およびIC2602の47個のゼロエイジ主系列（ZAMS）星の8807Aでの赤外線MgI輝線を調査します。。光球吸収成分を差し引いた後、MgI線は、等価幅が0.02A〜0.52Aの45個のZAMS星の輝線として検出されます。合計42個のZAMS星は、Caの代わりに細いMgI輝線を示します。II赤外線トリプレット輝線。これは、それらが異なる深さで形成されていることを示唆しています。ロスビー数が小さいZAMS星は、より強いMgI輝線を示します。MgI輝線は、「CaII輝線の飽和領域」、つまりロスビー数<10^（-1.1）でも飽和していません。MgI輝線は、特に活動的な物体の彩層活動の優れた指標であると考えられています。
バイナリポストAGB星の周りの星雲の化学：ミリ波線の分子調査
| Title |
Chemistry_of_nebulae_around_binary_post-AGB_stars:_A_molecular_survey_of_mm-wave_lines |
| Authors |
I._Gallardo_Cava,_V._Bujarrabal,_J._Alcolea,_M._G\'omez-Garrido,_and_M._Santander-Garc\'ia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.02106 |
環境。顕著な近赤外線（NIR）過剰を示す、バイナリの漸近巨星分枝（post-AGB）星のクラスがあります。このような星は、ケプラーまたは準ケプラーの円盤と、円盤から逃げるガスで構成される拡張された流出に囲まれています。このクラスは、星雲の質量の大部分をそれぞれ表すのがディスクであるか流出であるかに応じて、ディスクと流出が支配的なソースに細分することができます。このタイプのソースの化学的性質は、これまでのところ事実上不明です。メソッド。観測は、30mIRAM望遠鏡の1.3、2、3mmバンド、および40mYebes望遠鏡の7および13mmバンドに焦点を合わせました。私たちの観測では、望遠鏡の時間は約600時間になります。結果。バイナリポストAGB星の周りの星雲のミリ波線の最初の単一衛星分子調査を提示します。分子線と存在量がAGB星と比較して特に弱いため、AGB後のバイナリ星の周りの星雲の分子含有量は比較的低いと結論付けます。この事実は、ケプラーの円盤が星雲の主要な構成要素であるソースで非常に重要です。それらの化学的性質の研究により、ACHer、赤い長方形、AICMi、RSct、およびIRAS20056+1834の周りの星雲を、Oリッチとして分類できますが、89Herの星雲はおそらくCリッチです。CO以外の検出された種の計算された存在量は、AGB星と比較して特に低いです。RedRectangleと89Herの17O/18O比から導出された初期の恒星質量は、以前のミリ波干渉マップから導出された中央の全恒星質量と互換性があります。バイナリのポストAGB星に見られる非常に低い12CO/13CO比は、AGBや他のポストAGB星と比較して高い13CO存在量を示しています。
DeSIRe：応答関数に基づく出発係数支援ストークス反転
| Title |
DeSIRe:_Departure_coefficient_aided_Stokes_Inversion_based_on_Response_functions |
| Authors |
B._Ruiz_Cobo,_C._Quintero_Noda,_R._Gafeira,_H._Uitenbroek,_D._Orozco_Su\'arez,_E._P\'aez_Ma\~n\'a |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.02226 |
4メートルクラスの施設DKISTやESTなどの将来の地上望遠鏡は、近紫外線から近赤外線までの幅広い波長帯での同時マルチライン偏光観測の現在の機能を劇的に改善します。その結果、これらの観測所が生成する膨大な量のデータから太陽大気の物理的特性を推測できる高速診断ツール、つまり反転コードの需要が高まるでしょう。偏光感度の増加を伴う実質的に大きな開口の出現は、彩層スペクトル線を観察することへの関心の高まりを促進するでしょう。したがって、適切な反転コードは、一般的な非局所熱力学的平衡（NLTE）条件下での線形成を考慮する必要があります。現在利用可能ないくつかのコードはすでにこれを達成できますが、分極スペクトルを反転できる速度を損なう一般的な実用上の制限があります。つまり、大気パラメータの変化に対するいわゆる応答関数の数値評価を使用します。非常に大量のデータの分析にはあまり適していません。ここでは、DeSIRe（応答関数に基づく出発係数支援ストークス反転）を紹介します。これは、よく知られている反転コードSIRをNLTE放射伝達ソルバーRHと統合する反転コードです。DeSIReランタイムは、（SIRを介して）局所熱力学的平衡で計算され、彩層スペクトル線にNLTE効果を組み込むために固定出発係数で変更された分析応答関数を使用することで恩恵を受けます。この出版物は、DeSIReの動作の基本を説明し、その動作、堅牢性、安定性、および速度について説明しています。このコードは、ソーラーコミュニティで使用する準備ができており、一般に公開されています。
CWISE J014611.20-050850.0AB：現場で最も広く知られている褐色矮星バイナリ
| Title |
CWISE_J014611.20-050850.0AB:_The_Widest_Known_Brown_Dwarf_Binary_in_the_Field |
| Authors |
Emma_Softich,_Adam_C._Schneider,_Jennifer_Patience,_Adam_J._Burgasser,_Evgenya_Shkolnik,_Jacqueline_K._Faherty,_Dan_Caselden,_Aaron_M._Meisner,_J._Davy_Kirkpatrick,_Marc_J._Kuchner,_Jonathan_Gagne,_Daniella_Bardalez_Gagliuffi,_Michael_C._Cushing,_Sarah_L._Casewell,_Christian_Aganze,_Chih-Chun_Hsu,_Nikolaj_Stevnbak_Andersen,_Frank_Kiwy,_Melina_Thevenot,_and_The_Backyard_Worlds:_Planet_9_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.02315 |
星は連星系でよく見られますが、褐色矮星の連星ははるかにまれです。褐色矮星-褐色矮星のペアは、分離が非常に小さいことが多いため、通常、解決が困難です。広視野赤外線サーベイエクスプローラー（WISE）のデータで発見された褐色矮星をBackyardWorlds：Planet9市民科学プロジェクトで使用して、見落とされている冷たい仲間について、他のより高解像度の空のサーベイを調べました。このプロセス中に、褐色矮星のバイナリシステムCWISEJ0146$-$0508ABを発見しました。これは、システムのコンポーネントの同様の固有運動に基づいて、非常に小さな確率で整列することがわかりました。Keck/NIRESによるフォローアップ近赤外分光法を使用して、L4およびL8（青）の成分スペクトルタイプを決定し、CWISEJ0146$-$0508ABを青のL型褐色矮星を備えた数少ないベンチマークシステムの1つにしました。推定距離$\sim$40pcで、CWISEJ0146$-$0508ABの予測分離は$\sim$129AUであり、これまでに見つかった最も広い分離の褐色矮星ペアになります。褐色矮星のバイナリのこのような広い分離は、低密度の星形成領域での形成を意味する可能性があることがわかります。
恒星進化論における自己組織化：サイズ-複雑さの規則
複雑性理論は非常に学際的であるため、システムの性質に関係なく、あらゆる規則性が組織のすべてのレベルで維持される必要があります。科学における未解決の問題は、複雑なシステムがどのように自己組織化して、非平衡熱力学の一分野である創発的な構造と特性を生み出すかということです。自然のシステムには量と質の変化があることが長い間知られていました。つまり、システムのプロパティはそのサイズに依存します。最近では、これはサイズの複雑さのルールと呼ばれています。つまり、システムのサイズを大きくするには複雑さを増す必要があり、複雑さを増すにはサイズを大きくする必要があります。このルールは、エリアスペシエーションルール、規模の経済、生物学および都市のスケーリング関係（相対成長）など、さまざまな分野やシステムでさまざまな名前が付けられています。サイズ複雑性のルールを星に適用して、他の複雑なシステムと比較し、基板に依存しない自己組織化の普遍的なパターンを見つけます。ここでは、星の複雑さの尺度として、核子の原子へのグループ化の程度を使用しています。これにより、核子のエントロピーが減少し、元素の種類が増え、星の構造が変化します。以前の作業で見たように、アクション効率を使用した複雑さは、そのサイズを含む、複雑なシステムの他のすべての特性のべき乗則の比例関係にあります。ここで、研究された他のシステムに関して、星の複雑さは、シミュレーションとは異なる爆発エネルギーと初期金属性にもかかわらず、それらのサイズに比例するべき乗則にあることがわかります-システムが大きいほど、その複雑さのレベルは高くなります-データ。サイズの複雑さのルールとモデルを確認します。
回転場からの宇宙の摂動
近似$U（1）$対称性の下で課金される複素スカラー場は、標準模型のやる気のある拡張に現れます。一例は、ペッチェイ・クイン対称性に関連するQCDアクシオン場を含む場です。その他には、バリオン、レプトン、またはフレーバーチャージを伴う超対称理論のフラットな方向が含まれます。これらのフィールドは大きな値を取り、初期の宇宙のフィールド空間で回転する可能性があります。関連する近似$U（1）$対称性により、膨張中の複素体の角度方向が軽くなり、回転が熱力学的に安定して長寿命になります。これらの特性により、回転する複素スカラー場が自然に曲線として機能し、観測された宇宙の摂動を説明することができます。シナリオは、曲率摂動に非ガウス性を刻印します。これは、将来の大規模構造観測で検出可能なレベルである可能性があります。回転はまた、過度の等曲率摂動を生成することなく、宇宙のバリオン非対称性を説明することができます。
| Title |
Dark_matter_from_torsion_in_Friedmann_cosmology |
| Authors |
S._H._Pereira,_A._M._Vicente,_J._F._Jesus_and_R._F._L._Holanda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01807 |
ねじれを与えられたアインシュタイン-カルタンフレームワークの宇宙論的モデルが研究されています。ハッブル展開関数に比例すると仮定されるねじれ関数、つまり$\phi=-\alphaH$の場合、暗黒物質成分としてのねじれ関数の寄与が2つの異なるアプローチで研究されます。最初のものでは、総物質エネルギー密度はねじれ結合$\alpha$によって変更され、平坦な宇宙一致モデルを非常によく再現する効果的な暗黒物質と宇宙定数項を生み出します。2番目のアプローチでは、標準的なバリオン物質と宇宙定数項から始めて、バリオンと宇宙定数項とのねじれの結合が、修正された宇宙定数とともに暗黒物質の寄与を自然に生じさせることが得られます。このモデルでは、暗黒物質セクターは、ねじれ関数と通常のバリオン物質および宇宙定数との効果的な結合として解釈できます。最後に、両方のモデルが超新星とハッブルパラメータ測定からの最近の宇宙論的データと完全に互換性があることが示されています。
拡大する太陽風の断続性：パーカーソーラープローブ（0.16au）、ヘリオス1（0.3-1au）、およびボイジャー1（1-10au）からの観測
| Title |
Intermittency_in_the_Expanding_Solar_Wind:_Observations_from_Parker_Solar_Probe_(0.16au),_Helios_1_(0.3-1au),_and_Voyager_1_(1-10au) |
| Authors |
Manuel_Enrique_Cuesta,_Tulasi_N._Parashar,_Rohit_Chhiber,_William_H._Matthaeus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01874 |
磁場ベクトル成分の統計を調べて、間欠性が太陽プラズマの近くから半径方向の距離が10auまでどのように変化するかを調べます。分析に入力される統計には、自己相関、n次の磁気構造関数（SFn）、およびスケール依存尖度（SDK）が含まれ、それぞれがヘリオセントリック距離の範囲にグループ化されます。ゴダード宇宙飛行センター宇宙物理データファシリティ（SPDF）は、パーカーソーラープローブで6.8ミリ秒、ヘリオスで6秒、ボイジャー1号で1.92秒の分解能の磁場測定を提供します。SF2を計算して、慣性範囲を含むスケールを決定し、調べます。非ガウス性の程度を調査するためのSDK。自動相関は、相関スケールを解決するために使用されます。相関長とイオン慣性長は、有効レイノルズ数（Re）の推定値を提供します。Reの変動により、惑星間プラズマにおけるSDKとReの関係を初めて調べることができます。この観察された関係からの結論は、固定された物理的スケールでReが低い領域は、平均して尖度が低く、断続的な動作が少ないことを意味します。コルモゴロフの洗練された類似性仮説を磁気SFnと尖度に適用して、慣性範囲での間欠性パラメーターとフラクタルスケーリングを計算します。洗練されたボイジャー1磁場データセットが生成されます。
トラップされたサブmm粒子の電気双極子モーメントの測定
| Title |
Measuring_Electric_Dipole_Moments_of_Trapped_Sub-mm_Particles |
| Authors |
F._Chioma_Onyeagusi,_Jens_Teiser,_Niclas_Schneider,_Gerhard_Wurm |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.01979 |
音響トラップ内に浮上し、プレートコンデンサ内の中心にある（サブ）mmサイズ（玄武岩）粒子の電気双極子モーメントを測定する方法を紹介します。電界が印加されると、粒子は永久双極子モーメントのために特定の周波数で振動します。$D_P=10^{-15}...10^{-14}\rm\、C\、m$のオーダーの双極子モーメントを観測します。双極子モーメントは、粒子の数とともに小さな凝集体で増加し、トラップ前に振動（トリボチャージ）されたサンプルでは大きくなります。玄武岩の粒子は、測定中に双極子モーメントに変化の兆候を示さず、電荷移動度のタイムスケールが少なくとも数分よりも大きいことを意味します。
| Title |
Solutions_of_the_Einstein_equations_for_a_black_hole_surrounded_by_a_galactic_halo |
| Authors |
R._A._Konoplya_and_A._Zhidenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.02205 |
ここでは、銀河ハロー（Navarro-Frenk-White、Burkert、Hernquist、Moore、Taylor-Silkなど）の物質分布のさまざまなプロファイルをアインシュタイン方程式のソースと見なしています。これらの方程式を解き、銀河ハローに沈められた中央のブラックホールの測定基準を表す正確な解を見つけます。一般的な場合、解は数値ですが、銀河の質量がハローの特徴的なスケールよりもはるかに小さい場合、すべての特定のモデルを含む非常に正確な一般的な分析メトリックが、天体物理学的に関連するレジームで見つかります。
