最適な宇宙論的分析のための並進および回転同変正規化フロー（TRENF）
| Title |
Translation_and_Rotation_Equivariant_Normalizing_Flow_(TRENF)_for_Optimal_Cosmological_Analysis |
| Authors |
Biwei_Dai_and_Uros_Seljak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.05282 |
私たちの宇宙は均質で等方性であり、その摂動は並進対称性と回転対称性に従います。この作業では、並進および回転同変正規化フロー（TRENF）を開発します。これは、これらの対称性を明示的に組み込んだ生成正規化フロー（NF）モデルであり、フーリエ空間ベースの畳み込みとピクセル単位の非線形変換のシーケンスを介してデータの可能性を定義します。TRENFは、宇宙論的パラメーターなどのラベルyの関数として、高次元データ尤度p（x|y）への直接アクセスを提供します。要約統計量に基づく従来の分析とは対照的に、NFアプローチでは、データの完全な次元が保持されるため、情報が失われることはありません。ガウス確率場では、TRENF尤度は分析式とよく一致し、ラベルyのフィッシャー情報量を飽和させます。N体シミュレーションからの非線形宇宙論的過密度フィールドでは、TRENFは、標準のパワースペクトル要約統計量よりもパワーの制約を大幅に改善します。TRENFはデータの生成モデルでもあり、TRENFサンプルがトレーニングしたN体シミュレーションとよく一致し、データの逆マッピングが視覚的およびさまざまな要約統計量の両方でガウスホワイトノイズとよく一致することを示します。：これが完全に達成されると、結果のp（x|y）尤度分析が最適になります。最後に、周期境界のないデータの尤度分析を可能にするサーベイマスクなど、データの対称性を破る効果を処理できるこのモデルの一般化を開発します。
「天国への階段」-重力波との粒子結合の分光法
| Title |
"Stairway_to_Heaven"_--_Spectroscopy_of_Particle_Couplings_with_Gravitational_Waves |
| Authors |
Daniel_G._Figueroa,_Adrien_Florio,_Nicolas_Loayza,_Mauro_Pieroni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.05805 |
確率的重力波バックグラウンド（SGWB）との粒子結合を測定する可能性について説明します。特定の状況下では、異なる振幅と周波数の一連のピーク（$stairway$）がSGWBスペクトルに現れ、各ピークは異なる結合をプローブします。このようなシグネチャの検出により、SGWBを生成する高エネルギー現象に関与する粒子種の結合（分光法）を再構築する可能性が開かれます。階段のような署名は、初期の宇宙で因果的に生成された背景で発生する可能性があります。予熱または一次相転移から。原理の証明として、インフラトン$\phi$を複数の$daughter$フィールド$\lbrace\chi_j\rbrace$に結合して結合強度を変えた予熱シナリオを研究します。SGWBスペクトルには明確な階段の署名が刻印されているため、さまざまな検出器を使用して関連する結合を再構築します。
組み込みディスクにおける異方性の落下と下部構造の形成
| Title |
Anisotropic_Infall_and_Substructure_formation_in_Embedded_Disks |
| Authors |
Aleksandra_Kuznetsova,_Jaehan_Bae,_Lee_Hartmann,_and_Mordecai-Mark_Mac_Low |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.05301 |
埋め込まれたソースの周りに見られる降着ストリームのフィラメント状の性質は、原始星のディスクが、トップダウンの星団形成シミュレーションにおける星形成コアへの降着挙動と一致して、星形成環境からの不均一な落下を経験することを示唆しています。これにより、埋め込まれたクラス0/Iとそれ以降のクラスIIソースの両方で、高解像度の画像調査によって引き続き識別されるリング、ギャップ、およびスパイラルの形でディスク下部構造が生成される可能性があります。数値シミュレーションで原始星コアへの降着流の特性によって通知され、流入する流れの相対比角運動量とその流れの形状を変化させる、異方性の落下のパラメータ研究を提示します。私たちの結果は、異方性の落下がディスクを混乱させ、ロスビー波不安定性（RWI）を容易に開始することを示しています。それは、物質が堆積する落下ゾーンの内側と外側の端に渦を形成します。これらの渦は渦巻波と角運動量輸送を駆動し、一部のモデルは$\alpha\sim10^{-2}$のオーダーの粘度パラメーターに対応する応力を駆動できます。結果として生じる方位角せん断は、ドリフトが支配的なダストの進化の後処理計算によって示されるように、ダスト粒子の半径方向のドリフトに対する障壁として機能する堅牢な圧力バンプを形成します。異方性落下の自己無撞着モデルが、埋め込まれたソースの観測と一致して、外側のディスクでのミリメートルリングの形成とコンパクトなダストディスクの生成をどのように説明できるかについて説明します。
ケプラー二分法の根本原因としての移住トラップ
「ケプラー二分法」（ケプラーカタログで単一の検出された通過惑星を持つ惑星系の見かけの過剰）は、惑星軌道の相互傾斜における固有の二峰性を反映しているとしばしば想定されます。惑星形成の600回のシミュレーションとそれに続くシミュレートされたケプラー観測を行った後、代わりに、見かけの二分法が移動量の発散と惑星の半主軸の別個の「クラスター」への分離を反映することを提案します。シミュレートされた高質量システムは急速に移動し、より多くの惑星を200日未満の公転周期に持ち込むことがわかりました。外惑星はしばしば移動トラップ（支配的な共回転トルクが内側への移動を妨げる一連の惑星の質量と場所）に捕らえられ、システムを2つのクラスターに分割します。クラスターが十分に分離されている場合、内側のクラスターは動的に冷たいままであり、相互の傾きが低くなり、複数の通過する惑星を検出する可能性が高くなります。逆に、私たちのシミュレートされた低質量システムは、通常、200日以内に惑星をより少なくし、動的に不安定になる単一のクラスターを形成し、衝突と高い相互傾斜を引き起こします。形成中の移動トラップがケプラー検出ウィンドウ内の惑星の数を減らし、相互の傾斜が二次的な役割を果たすだけである、見かけのケプラー二分法の代替説明を提案します。私たちのシナリオが正しければ、ケプラーの法則（内惑星が密集したシステム）は、共回転トラップによる捕獲を逃れた惑星のサンプルであり、それらのサイズは原始惑星系円盤の構造への貴重な調査になる可能性があります。
AU Microscopii b＆cのトランジットタイミング変化
| Title |
Transit_Timing_Variations_for_AU_Microscopii_b_&_c |
| Authors |
Justin_M._Wittrock,_Stefan_Dreizler,_Michael_A._Reefe,_Brett_M._Morris,_Peter_P._Plavchan,_Patrick_J._Lowrance,_Brice-Olivier_Demory,_James_G._Ingalls,_Emily_A._Gilbert,_Thomas_Barclay,_Bryson_L._Cale,_Karen_A._Collins,_Kevin_I._Collins,_Ian_J._M._Crossfield,_Diana_Dragomir,_Jason_D._Eastman,_Mohammed_El_Mufti,_Dax_Feliz,_Jonathan_Gagne,_Eric_Gaidos,_Peter_Gao,_Claire_S._Geneser,_Leslie_Hebb,_Christopher_E._Henze,_Keith_D._Horne,_Jon_M._Jenkins,_Eric_L._N._Jensen,_Stephen_R._Kane,_Laurel_Kaye,_Eder_Martioli,_Teresa_A._Monsue,_Enric_Palle,_Elisa_V._Quintana,_Don_J._Radford,_Veronica_Roccatagliata,_Joshua_E._Schlieder,_Richard_P._Schwarz,_Avi_Shporer,_Keivan_G._Stassun,_Christopher_Stockdale,_Thiam-Guan_Tan,_Angelle_M._Tanner,_Andrew_Vanderburg,_Laura_D._Vega,_and_Songhu_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.05813 |
近くのAUMic惑星系の若い（22Myr）のトランジットタイミング変化（TTV）を調べます。AUMicbについては、3つのスピッツァー（4.5$\mu$m）トランジット、5つのTESSトランジット、11のLCOトランジット、1つのPESTトランジット、1つのブライアーフィールドトランジット、およびロシター-マクラフリン観測からの2つのトランジットタイミング測定を紹介します。\aumiccについては、3つの\tessサイクルトランジットを紹介します。2つの独立したTTV分析を提示します。まず、EXOFASTv2を使用して、スピッツァーと地上のトランジットを共同でモデル化し、中間のトランジット時間を取得します。次に、O-Cダイアグラムを作成し、Exo-Strikerを使用してTTVをモデル化します。次に、独立した光力学的分析で結果を再現します。AUMiccのTTV質量を10.8$^{+2.3}_{-2.2}$M$_{E}$で回復します。TTVから導出された制約を、最近の視線速度（RV）の質量決定と比較します。また、bとcのみの動的相互作用と一致していないように見え、スポットやフレアが原因ではないように見える過剰なTTVも観察されます。したがって、観測されたTTV、候補RV信号と一致し、AUMicシステムを4：6のコンパクトな共鳴多惑星チェーンとして確立する仮想の非通過「ミドルd」候補太陽系外惑星を提示します。9期間の通約可能性。これらの結果は、AUMic惑星系が動的に相互作用して、検出可能なTTVを生成していることを示しており、暗黙の軌道力学がこの若い系の形成メカニズムに情報を与える可能性があります。けんびきょうしbとcの将来のRVとTTVの観測をお勧めします。これにより、質量をさらに制限し、追加の惑星の存在を確認できます。
銀河団のスプラッシュバック境界に対する銀河選択の影響
| Title |
The_impact_of_galaxy_selection_on_the_splashback_boundaries_of_galaxy_clusters |
| Authors |
Stephanie_O'Neil_(1),_Josh_Borrow_(1),_Mark_Vogelsberger_(1),_Benedikt_Diemer_(2)_((1)_MIT,_(2)_UMD) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.05277 |
サブハロ集団の数密度を使用して測定された銀河団のスプラッシュバック半径（$R_{\rmsp}$）が、IllustrisTNG宇宙銀河形成シミュレーションを使用してさまざまな選択基準に基づいてどのように変化するかを調べます。$R_{\rmsp}$は、ハロー質量が$10^{13}\leqM_{\rm200、mean}のクラスターで、0.5dex幅の質量ビンにあるクラスターのスタックセットで最も急な放射状勾配を抽出することで識別されます。/{\rmM}_\odot\leq10^{15}$。サブハロ質量、銀河恒星質量、$i$バンドの絶対等級、および特定の星形成率のカットを適用します。一般に、質量と光度が増加する銀河は、固有の暗黒物質の半径と比較して、測定されたスプラッシュバック半径が小さいことを示しています。また、暗黒物質のスプラッシュバック半径を確実に再構築するために、急冷された銀河を使用できることも示しています。この傾向は、銀河の人口の変化が原因である可能性があります。さらに、銀河の数と暗黒物質に基づく$R_{\rmsp}$が、選択関数を介して整列または有意なオフセット（たとえば、光学的またはSZで選択されたクラスターを使用するもの）を示す可能性があるというさまざまな観測予測を調整できます。これらの研究が採用していること。最後に、数を数えて測定した$R_{\rmsp}$の変化は、クラスター内外の銀河の存在量の単純な変化によるものではないことを示します。
弱線クエーサーの代表的なサンプルの高感度チャンドラカバレッジ：X線特性の全範囲を明らかにする
| Title |
Sensitive_Chandra_coverage_of_a_representative_sample_of_weak-line_quasars:_revealing_the_full_range_of_X-ray_properties |
| Authors |
Q._Ni,_W._N._Brandt,_B._Luo,_G._P._Garmire,_P._B._Hall,_R._M._Plotkin,_O._Shemmer,_J._D._Timlin_III,_F._Vito,_J._Wu,_and_W._Yi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.05279 |
以前はX線の制約が限られていた代表的なサンプルで弱線クエーサー（WLQ）のより深いチャンドラ観測を提示し、X線測光分析を実行してWLQのX線特性の全範囲を明らかにします。この代表的なサンプルに含まれる32個のWLQのうち5個だけが、これらの観察後にX線で検出されないままであり、スタッキング分析は、これら5個の平均X線弱係数が85を超えることを示しています。極端なX線変動性を持つために、SDSSJ1539+3954は、再び劇的なX線変動性を示しました。それは、残りのフレームで約3か月以内にX線正常状態からX線弱い状態に変化しました。$\gtrsim$9の係数によるX線フラックス変動のこの短いタイムスケールは、WLQのX線および多波長特性を説明するために提案されたシックディスクアンドアウトフロー（TDO）モデルをさらにサポートします。WLQのX線から光学への特性の全体的な分布は、TDOのX線放射領域の平均被覆率が約0.5であり、TDOのカラム密度が$N_{\rmの範囲であることを示しています。H}$$\sim10^{23-24}〜{\rmcm}^{-2}$から$N_{\rmH}$$\gtrsim10^{24}〜{\rmcm}^{-2}$。これにより、WLQ間で吸収とコンプトン反射（および/または散乱）のレベルが異なります。
粘性銀河団ガス中のエネルギーキャリアとしての音波とgモード乱流
| Title |
Acoustic_waves_and_g-mode_turbulence_as_energy_carriers_in_a_viscous_intracluster_medium |
| Authors |
Prakriti_Pal_Choudhury_and_Christopher_S._Reynolds |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.05289 |
X線で観測された銀河団に関する最近の多くの研究は、音波と乱流という2つのクラスの排他的エネルギーキャリアを広く強調しています。この二分法を理解するために、クラスターの理想的な3次元流体力学シミュレーションを設計し、これらのキャリアのどれがコア内およびコア周辺でエネルギーを散逸できるかを評価します（$\gtrsim100$kpc）。具体的には、穏やかな（長時間の爆発）および中間（短時間の爆発）のフィードバックモードが、圧縮性（音波）および非圧縮性（gモード/不安定性/乱流）の外乱によって効率的に機能する方法を探ります。gモードは中央のコアにしっかりと閉じ込められているため、高速音波のフラックスを最大化して、フィードバックエネルギーを長距離に分散させようとします。音と乱流からの熱放散への寄与は、前述のフィードバックモードに基づいて変化することがわかります。つまり、乱流は、低速ピストンレジームでは音よりも比較的大きく寄与し、中間レジームではその逆になります。3Dシミュレーションで初めて、注入された電力の最大$\sim20\％$が中間フィードバックの音波フラックスによって運び去られることを示しますが、低速では$\sim12\％$に減少します-ピストンレジーム。最後に、X線観測から変動の状態方程式（等圧/等エントロピー）を推定すると、音波はとらえどころのないものになる可能性があることがわかります。
銀河の中央パーセクでの超小型電波源の密集したグループの検出
| Title |
Detection_of_a_dense_group_of_hyper-compact_radio_sources_in_the_central_parsec_of_the_Galaxy |
| Authors |
Jun-Hui_Zhao,_Mark_R._Morris,_W._M._Goss |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.05300 |
JVLAを使用して、33.0および44.6GHzで0.05インチの解像度で銀河中心（GC）を探索しました。中央パーセクで64個の超小型電波源（HCR）を検出しました。HCRの密集したグループは3つに分けることができます。スペクトルタイプ：38個の急峻なスペクトル（$\alpha\le-0.5$）ソース、10個の平坦なスペクトル（$-0.5<\alpha\le0.2$）ソース、および17個の逆スペクトルソース（$\alpha>0.2）$、$S\propto\nu^\alpha$と仮定します。急峻なスペクトルのHCRは、中性子星と恒星のブラックホールを動力源とする非熱的コンパクト電波源に関連する巨大な恒星の残骸の集団を表す可能性があります。Sgr〜A*からの半径方向距離（$R$）の関数としてのHCRは、急峻なパワーロー$\Sigma（R）\proptoR^{-\Gamma}$として記述でき、$\Gamma=1.6\pm0.2$、0.1〜0.3pcの範囲で局所的な大きさの強化の存在とともに。中央クラスターのプロファイルと比較してHCRのより急なプロファイルは、集中質量に起因する可能性があります。GCでの質量分離による恒星の残骸。GCマグネターSGR〜J1745-2900は、逆転クオリアサブサンプルに属しています。$\nu\sim30$GHzで分離された、SGR〜J1745-2900の平均電波スペクトルに存在する2つのスペクトル成分が見つかります。センチメートルコンポーネントは、$\alpha_{cm}=-1.5\pm0.6$のべき乗則に適合しています。強化されたミリメートル成分は、上昇するスペクトル$\alpha_{mm}=1.1\pm0.2$を示しています。225GHzでのALMA観測に基づいて、GCマグネターは日々の時間スケールで大きく変動し、最大6倍の変動を示していることがわかります。変動、スペクトル、および偏波のJVLAおよびALMA観測。HCRの数は、それらが恒星の残骸に関連付けられているかどうかを判断するために重要です。
クラスター化された雲の流体力学：製図、生存、凝縮、およびアブレーション
| Title |
Hydrodynamics_of_Clustered_Clouds:_Drafting,_Survival,_Condensation,_and_Ablation |
| Authors |
M._Elliott_Williams_and_Robin_L._Shelton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.05372 |
マゼラニックストリーム（MS）の雲をカタログ化した他の人は、MSにかなりの大規模な乱流があることを示唆しました。ここでは、雲が互いに及ぼす流体力学的効果をモデル化する一連のFLASHシミュレーションをフォローアップします。一連のシミュレーションには、さまざまな雲の分離距離と密度が含まれています。周囲の状態はMSを取り巻く状態と似ていますが、銀河系周辺の培地と銀河系間の培地にも関連しています。10個のシミュレーションが提示され、そのうち8個はクラスター化された雲をモデル化し、2個は孤立した雲をモデル化します。分離されたクラウドは、マルチクラウドシミュレーションと比較するためのコントロールとして使用されます。雲が最初に互いに近くにある場合、流体力学的製図は、後続の雲が先行する雲を捕らえて一緒に混合するのに役立つことがわかります。製図による測定された加速度を提示し、低密度環境の低密度の雲は、高密度のコホートよりも製図による加速度が大きいことを発見しました。雲のクラスター化はまた、周囲の物質の凝縮を増加させ、寿命に影響を与えることがわかります。単一成分法と多成分分解法を用いて雲の速度分散を解析します。2番目の雲の存在は、時々、後続の雲の背後の速度分散を増加させることがわかります。シミュレーションでのガス運動による速度分散は、Foretal。によって観察された実際の分散よりも大幅に小さいことがわかり、MSでは熱成分が支配的である必要があることを示しています。
MassiveBlackIIシミュレーションからの確率的重力波バックグラウンドの推定
| Title |
An_estimate_of_the_stochastic_gravitational_wave_background_from_the_MassiveBlackII_simulation |
| Authors |
Bailey_Sykes,_Hannah_Middleton,_Andrew_Melatos,_Tiziana_Di_Matteo,_Colin_DeGraf,_Aklant_Bhowmick |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.05410 |
超大質量ブラックホール連星の集団は、パルサータイミングアレイ（PTA）の周波数範囲$10^{-9}$-$10^{-7}$Hzで確率的重力波バックグラウンド（SGWB）を生成すると予想されます。この信号の検出は現在の観測目標であるため、その特性の予測は非常に重要です。この作業では、MassiveBlackIIシミュレーションからの超大規模ブラックホール連星マージを使用して、確率的背景の特徴的なひずみを推定します。バイナリ進化の重力波駆動モデルと、恒星散乱と周連星ガスディスクの効果も含むモデルの両方を調べます。結果はPTAの上限と一致しており、文献の推定値と同様です。$1yr^{-1}$の参照周波数での特徴的なひずみは、$A_{yr^{-1}}=6.9\times10^{-16}$および$A_{yr^{-1}}=6.4\times10^{-16}$重力波駆動の場合と恒星散乱/ガスディスクの場合、それぞれ。後者のアプローチを使用して、私たちのモデルは、周波数がPTA周波数帯域内で減少するため、純粋な重力波駆動モデルと比較してSGWBが穏やかに抑制されることを示しています。
少なくとも5Mpcの電波銀河の発見
| Title |
The_discovery_of_a_radio_galaxy_of_at_least_5_Mpc |
| Authors |
Martijn_S.S.L._Oei,_Reinout_J._van_Weeren,_Martin_J._Hardcastle,_Andrea_Botteon,_Tim_W._Shimwell,_Pratik_Dabhade,_Aivin_R.D.J.G.I.B._Gast,_Huub_J.A._R\"ottgering,_Marcus_Br\"uggen,_Cyril_Tasse,_Wendy_L._Williams,_Aleksandar_Shulevski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.05427 |
銀河起源の最大の既知の構造である、投影された固有長が$4.99\pm0.04\\mathrm{Mpc}$の巨大電波銀河を投影しているものを発見します。アルキオネウスという名前のソースは、角度的にコンパクトなソースが削除された低解像度のLOFAR2メートルの空の調査画像で最初に識別されました。そのクラスの極端な例であるアルキオネウスは、電波銀河の成長を促進する主なメカニズムに光を当てることができます。幾何学を超えて、アルシオネウスとそのホスト銀河は疑わしいほど普通に見えることがわかります。低周波の総輝度密度、恒星の質量、超大質量ブラックホールの質量はすべて、内側の巨大電波銀河（百分率$45）よりも低くなっています。\pm3\％$、$25\pm9\％$、$23\pm11\％$）。ソースはCosmicWebのフィラメントに存在し、熱力学的相互作用が大きい可能性があります。$5\cdot10^{-16}\\mathrm{Pa}$で、ローブの圧力はこれまでに見つかった中で最も低く、したがって、アルキオネウスは、これまでに暖かく熱い銀河間媒体を探査していない最も有望な電波銀河の1つです。
Bスプラインを使用したノンパラメトリック球面ジーンズの質量推定
| Title |
Non-Parametric_Spherical_Jeans_Mass_Estimation_with_B-splines |
| Authors |
Nabeel_Rehemtulla,_Monica_Valluri,_and_Eugene_Vasiliev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.05440 |
球形ジーンズモデリングは、星団から銀河星団、銀河団までのシステムの質量プロファイルを推定するために広く使用されています。これは、球対称性と動的平衡の仮定の下で、ポテンシャルのトレーサーの運動学から累積質量プロファイルM（<r）を導き出します。フィールドハロー星を使用して、天の川の外側の範囲の暗黒物質分布をマッピングするためのジーンズモデリングの適用を検討します。Bスプラインをハロー星の速度と密度のプロファイルに適合させることにより、球面ジーンズ方程式を解くための新しいノンパラメトリックルーチンを提示します。ほとんどの実装はこれらのプロファイルのパラメトリック形式を想定していますが、Bスプラインは分析導関数を使用してノンパラメトリックフィッティング曲線を提供します。私たちのルーチンは、平らなハローまたは恒星円盤を備えた平衡系の質量プロファイルを回復し、優れた膨らみを示します（ほとんどの半径で<〜10％の誤差）。FIRE-2シミュレーションのラテスイートからの非平衡の天の川のような銀河を使ったテストは非常にうまく機能します（r<〜100kpcで<〜15％の誤差）。また、ガイアとDESI天の川調査に特徴的な位相空間座標に選択関数とエラーを課すことにより、ラテスイートの観測に動機付けられたデータセットを作成します。結果として得られる不正確で不完全なデータでは、MCMCベースのサブルーチンを導入して、トレーサー母集団からデコンボリューションされた密度および速度分散プロファイルを取得する必要があります。これらの観測効果を考慮に入れると、ジーンズの質量推定の精度は20％以上のレベルにとどまります。
孤立した銀河における水素分子と粒子サイズ分布の共進化
| Title |
The_co-evolution_of_molecular_hydrogen_and_the_grain_size_distribution_in_an_isolated_galaxy |
| Authors |
Leonard_E._C._Romano_and_Kentaro_Nagamine_and_Hiroyuki_Hirashita |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.05521 |
塵と水素分子（H$_2$）の進化を理解することは、星形成と銀河のスペクトルエネルギー分布に影響を与えるため、銀河の進化の重要な側面です。$N$-body/Smoothed-particle-Hydrodynamicsコード{\scGadget-4}を使用して、孤立した天の川のような銀河の一連の数値シミュレーションで、塵とH$_2$の進化を計算します。完全な粒度分布（GSD）の進化は、30個のビンを持つ対数間隔のグリッドで粒度をサンプリングすることによって解決されます。12種の原始化学ネットワークの進化は、星形成、超新星フィードバックや恒星風による星から星間物質への金属やエネルギーの放出など、システムの流体力学的進化と一貫して解決されます。H$_2$の形成モデルは、若い星のUV放射によるGSDと光解離を考慮しています。かなりの量のH$_2$を生成するために必要なプロセスを特定し、銀河の進化の後期段階で結果として生じる星形成の法則が局所スパイラルの観測と一致していることを確認し、モデルが銀河分子ガスを生成することに成功したことを示します天の川銀河の観測と一致する割合。GSDの固定MRN形状を想定したモデルは、ダストの存在量が大きな粒子によって支配されているレジームでのH$_2$の生成を過大評価し、過小評価しているため、GSDとH$_2$の共進化の重要性を強調します。ダストが小さな粒子によって支配されているレジームでは、両方ともダストの進化のシミュレーションで実現されます。
単純なパラメトリックポテンシャルを使用したドワーフ衛星の後方統合に関連する不確実性
| Title |
Uncertainties_associated_with_the_backward_integration_of_dwarf_satellites_using_simple_parametric_potentials |
| Authors |
Richard_D'Souza_and_Eric_F._Bell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.05707 |
天の川（MW）矮小銀河の軌道を後方に統合するために、それらの初期の位相空間座標を制約するために、近年多くの努力が費やされてきました。それでも同様に重要なのは、特にMWが現在大マゼラン雲（LMC）を降着しているという事実を考えると、矮小銀河が時間の経過とともに経験する可能性についての仮定です。この作業では、暗黒物質のみのズームインシミュレーションを使用して、ポテンシャルの一般的なパラメトリック形式の使用が、サブハロの軌道を現在の位置から正常に逆方向に統合するのに十分かどうかをテストします。復元された軌道をパラメータ化し、シミュレーションの軌道と比較します。ポテンシャルの単純な対称パラメトリック形式では、サブハロが経験する真のポテンシャルの複雑さと不均一性を捉えることができないことがわかります。より具体的には、LMCのような最近の大規模な降着を2つの球形のパラメトリックポテンシャルの合計としてモデル化すると、軌道の復元されたパラメーターに実質的なエラーが発生します。これらのエラーは、a）MWのビリアル質量の30\％の不確実性、およびb）最近付着した巨大衛星の可能性をモデル化していないために発生したエラーに匹敵します。私たちの研究は、i）一部のMW矮星の回復軌道のパラメータの不確実性が過小評価されている可能性があり、ii）研究者が統合手法の選択と宇宙論的ズームインに対する可能性の仮定に固有の不確実性を特徴づける必要があることを示唆しています最近付着したLMCを含むMWのシミュレーション。
散開星団の化学的存在量とマッピング調査：V。キャノンを使用したCTIO / Hydraクラスターの化学的存在量
| Title |
The_Open_Cluster_Chemical_Abundances_and_Mapping_Survey:_V._Chemical_Abundances_of_CTIO/Hydra_Clusters_using_The_Cannon |
| Authors |
Amy_E._Ray,_Peter_M._Frinchaboy,_John_Donor,_S._D._Chojnowski,_Matthew_Melendez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.05759 |
散開星団は、天の川の進化の重要な化学的および年代のトレーサーです。散開星団は銀河の進化に大きな制約を与えますが、さまざまな研究からの存在量を測定する際の不一致のために、それらの使用は制限されています。キャノンを使用して、58個の散開星団の巨星の中解像度（R〜19,000）CTIO/Hydroスペクトルを分析し、[Fe/H]、[Mg/Fe]、[Si/Fe]、[Al/Fe]、および[O/Fe]。この作業により、SDSS/APOGEEDR16金属量システムに合わせて調整された55個の主に南半球の散開星団が追加されます。この均一な分析は、23個のクラスターの以前の研究[Fe/H]測定と比較され、35個の散開星団の分光学的金属量を初めて示します。
AGN半径のパラメータ化-固有ベクトル1の観点からの光度の関係
| Title |
Parameterizing_the_AGN_radius_--_luminosity_relation_from_the_Eigenvector_1_viewpoint |
| Authors |
Swayamtrupta_Panda_((1)_Center_for_Theoretical_Physics,_Polish_Academy_of_Sciences,_Warsaw,_Poland,_(2)_Laborat\'orio_Nacional_de_Astrof\'isica_-_MCTIC,_Itajub\'a,_Brazil,_(3)_Nicolaus_Copernicus_Astronomical_Center,_Polish_Academy_of_Sciences,_Warsaw,_Poland) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.05782 |
残響マッピングを使用したブロードライン領域（BLR）の研究により、このライン放出領域のサイズと、ライン放出を駆動する連続輝度（つまり、R$_{\rmBLR}）との間に経験的な関係を確立することができました。$-L$_{\rm5100}$関係）。その可能性を最大限に引き出すには、R$_{\rmBLR}$-L$_{\rm5100}$関係の本質的な分散をよりよく理解する必要があります。エディントン比は、この問題に対処する上で重要な役割を果たします。一方、固有ベクトル1スキーマは、エディントン比とBLRに由来する光FeII放射の強度との間のほぼ明確な関係を明らかにするのに役立ちました。この論文は、BLRのイオン化パラメータ（U）と雲の平均密度（n$_{\rmH}$）などの理論的実体と、光学などのスペクトルから直接得られた物理的観測量との関係を明らかにすることを目的としています。降着率を追跡する大きな可能性を秘めたFeII強度（R$_{\rmFeII}$）。光イオン化コードCLOUDYを利用し、一連のモデルを実行して、U-nパラメーター空間のBLRを明らかにし、RFeIIを推定します。この研究では、典型的な母集団Aと母集団BのソースであるIZw1とNGC5548のSEDをそれぞれ比較します。光イオン化モデリングの結果は、R$_{\rmFeII}$の推定値が観測された既存の残響マッピングされたソースと組み合わされ、前述の量を結び付ける分析定式化を提供できます。低イオン化輝線のモデル化された等価幅とそれらの観測値との比較を利用して、最適な値（U、n$_{\rmH}$）を特定します。BLRでの正しい物理的状態の回復は、BLRが、ほこりのない低電離BLRでの線放出につながる、ごくわずかな割合（〜1-10％）で、異なるフィルター処理された電離連続体を「認識」していることを示しています。。
宇宙論的シミュレーションでの接近遭遇によって生成された暗黒物質を欠く銀河
| Title |
Galaxies_lacking_dark_matter_produced_by_close_encounters_in_a_cosmological_simulation |
| Authors |
Jorge_Moreno,_Shany_Danieli,_James_S._Bullock,_Robert_Feldmann,_Philip_F._Hopkins,_Onur_Catmabacak,_Alexander_Gurvich,_Alexandres_Lazar,_Courtney_Klein,_Cameron_B._Hummels,_Zachary_Hafen,_Francisco_J._Mercado,_Sijie_Yu,_Fangzhou_Jiang,_Coral_Wheeler,_Andrew_Wetzel,_Daniel_Angles-Alcazar,_Michael_Boylan-Kolchin,_Eliot_Quataert,_Claude-Andre_Faucher-Giguere_and_Dusan_Keres |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.05836 |
標準的なコールドダークマターと宇宙定数モデルは、銀河がダークマターハロー内に形成され、低質量銀河が大質量銀河よりも暗黒物質が支配的であることを予測しています。暗黒物質を欠く2つの低質量銀河の予期せぬ発見は、すぐに標準的な宇宙論についての懸念を引き起こし、自己相互作用する暗黒物質や修正ニュートン力学を含む代替案の探求に火をつけました。従来のモデルを使用したいくつかの宇宙論的シミュレーションが、同等の内部特性（恒星の質量、サイズ、速度分散、形態）を備えた適切な数値類似体を形成できなかったため、不安が高まりました。ここでは、標準的なパラダイムが、観測と一致する内部特性を持つ暗黒物質を欠く銀河を自然に生成することを示します。最先端の宇宙論的シミュレーションと綿密な銀河識別技術を使用して、大規模な隣人との極端な接近遭遇がこれの原因である可能性があることを発見しました。巨大な中央銀河（星に少なくとも1e11の太陽質量がある）の約30％が、少なくとも1つの暗黒物質が不足している衛星（星に1e8〜1e9の太陽質量がある）を持っていると予測します。この特徴的なクラスの銀河は、銀河の特性を形作る上での相互作用の役割を理解する上で追加の層を提供します。前述の体制で銀河を調査する将来の観測は、このシナリオの重要なテストを提供します。
SCATがATLASの最初の潮汐破壊現象を明らかにするATLAS18mlw：静止したバルマーの強い銀河におけるかすかな高速TDE
| Title |
SCAT_Uncovers_ATLAS's_First_Tidal_Disruption_Event_ATLAS18mlw:_A_Faint_and_Fast_TDE_in_a_Quiescent_Balmer_Strong_Galaxy |
| Authors |
Jason_T._Hinkle,_Michael_A._Tucker,_Benjamin._J._Shappee,_Thomas_W.-S._Holoien,_Patrick_J._Vallely,_Thomas_de_Jaeger,_Katie_Auchettl,_Greg_Aldering,_Chris_Ashall,_Dhvanil_D._Desai,_Aaron_Do,_Anna_V._Payne_and_John_L._Tonry |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.05281 |
ATLAS18mlwが334Mpcの距離にある銀河WISEAJ073544.83+663717.3での潮汐破壊現象（TDE）であったという発見を提示します。2018年3月17。3日に小惑星地球衝突最終警報システム（ATLAS）によって最初に発見された、過渡現象のTDEの性質は、超新星面分光器（SNIFS）スペクトルの再縮小によって最近明らかになりました。天文トランジェントのスペクトル分類（SCAT）調査によって取得されたこのスペクトルは、強い青色の連続体と広いH$\alpha$輝線を示しています。ここでは、AGN活動を制限するための、TDEの前から始まる約6年間の光学測光測光、過渡現象の光学分光法、およびアーカイブ測光とホストスペクトルの分析によるホスト銀河特性の詳細な研究を紹介します。ATLAS18mlwは、地上の光度曲線で約2か月間検出されました。黒体の適合から、光学光度曲線の過渡スペクトルおよび放射補正から、ATLAS18mlwは、log（L[ergs$^{-1}$]）=$43.5のピーク光度を持つ低光度TDEである可能性が高いと結論付けます。\pm0.2$。TDE分類は、ホスト銀河の静止したバルマーの強い性質によってさらにサポートされます。また、ボロメータ光度曲線からTDE低下率を計算し、$\DeltaL_{40}=-0.7\pm0.2$dexを見つけました。これにより、ATLAS18mlwは、ピーク光度が低く、成長しているクラスの「弱くて速い」TDEのメンバーになります。急速な衰退率。
宇宙線および放射/ニュートリノ輸送の区分的べき乗則モデルにおける散乱と拡散の正確な処理
| Title |
An_accurate_treatment_of_scattering_and_diffusion_in_piecewise_power-law_models_for_cosmic_ray_and_radiation/neutrino_transport |
| Authors |
Philip_F._Hopkins_(Caltech) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.05283 |
宇宙線（CR）の「フルスペクトル」のダイナミクスをモデル化するための一般的な数値手法は、放射/ニュートリノ流体力学（RHD）にも適用可能であり、各位置/セルのスペクトルを区分的べき乗則としてビンに離散化することです。'運動量（または周波数）空間の。これにより、セルまたはビン間で交換される保存量のペア（CR数とエネルギーなど）が生成され、各ビンのスペクトルの正規化と勾配が更新されます。これらの方法は（注入、吸収、連続的な損失/増加を考慮して）運動量空間で正確に進化させることができますが、散乱率が運動量に依存する場合、空間フラックスを扱う際に数値的な課題が発生します。これは、多くの場合、「ビン内の」これらのレートの変動を無視するか、保存を犠牲にすることによって処理されてきました。これにより、重大なエラーが発生します。ここでは、これらの項の厳密な取り扱いを導き出し、ビン内の変動が、他の明示的に進化した「ビン統合」に関して完全に記述できるスカラー補正係数の単純なセットで正確に説明できることを示します。量。これにより、計算コストを追加することなく関連するエラーが排除され、メソッドの数値的安定性に影響がなく、マニフェストの保存が維持されます。フラックス変数（2モーメントまたはM1のような）メソッドと単一モーメント（移流拡散、FLDのような）メソッドの両方を明示的に統合するメソッドと、さまざまな制限で有効な近似補正の両方の補正項を導出します。
平行な非相対論的衝撃における効率的な電子加速のメカニズム
| Title |
The_mechanism_of_efficient_electron_acceleration_at_parallel_non-relativistic_shocks |
| Authors |
Mohamad_Shalaby,_Rouven_Lemmerz,_Timon_Thomas,_Christoph_Pfrommer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.05288 |
熱電子は、ラーモア半径が衝撃遷移幅よりも小さいため、電子イオン衝撃での拡散加速のプロセスに直接関与することはできません。これは、拡散衝撃加速のよく知られた電子注入の問題です。代わりに、イオンジャイロ半径よりもはるかに短いスケールで電磁変動から電子を散乱させる効率的な前加速プロセスが存在する必要があります。最近発見された中規模の不安定性は、平行衝撃でそのような変動を生み出す自然な方法を提供します。不安定性は、衝撃波面で（上流のプラズマと）共移動するイオンサイクロトロン波を駆動し、ドリフト速度が電子アルフベン速度の半分よりも小さい場合にのみ動作します。ここでは、SHARPコードを使用してセル内粒子シミュレーションを実行し、この不安定性が並列の非相対論的電子イオン衝撃での電子加速に与える影響を調べます。この目的のために、中規模の不安定性が増大すると予想される衝撃シミュレーションを、それが抑制されるシミュレーションと比較します。特に、中間の不安定性を抑えるのに十分な大きさのアルヴェーンマッハ数を使用したシミュレーションでは、電子加速効率が大幅に低下します（2桁）。さらに、イオン対電子の質量比を下げたシミュレーション（中間の不安定性も抑制されている）は、電子の加速を人為的に排除するだけでなく、下流および衝撃遷移領域で誤った電子およびイオンの加熱を引き起こします。この発見は、電子の拡散衝撃加速のプラズマ物理的理解のための有望なルートを開きます。これには、衝突のない電子イオン衝撃のシミュレーションで必然的に現実的な質量比が必要です。
XMM-Newtonが選択した超新星ショックブレイクアウト候補の光度関数とイベント率密度
| Title |
Luminosity_function_and_event_rate_density_of_XMM-Newton-selected_supernova_shock-breakout_candidates |
| Authors |
Hui_Sun,_He-Yang_Liu,_Haiwu_Pan,_Zhu_Liu,_Dennis_Alp,_Jingwei_Hu,_Zhuo_Li,_Bing_Zhang,_and_Weimin_Yuan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.05291 |
XMM-Newtonアーカイブデータに基づいて、最近、12個のX線超新星ショックブレイクアウト（SNSBO）候補が報告されました。これにより、X線で選択されたSNSBOサンプルが1桁増加しました。それらが本物のSNSBOであると仮定して、前の作業で使用した方法を改良することにより、光度関数（LF）を研究します。光度曲線と候補のスペクトルを使用して、シミュレーションによってXMM-Newtonでこれらのオブジェクトを検出できる最大ボリュームを導き出しました。結果は、SNSBOLFは、ブレークの前後で$0.48\pm0.28$および$2.11\pm1.27$のインデックス（68$\％$信頼水準で）を持つべき乗則（BPL）のいずれかによって記述できることを示しています。$\log（L_b/\rmerg\、s^{-1}）=$$45.32\pm0.55$での光度、またはインデックスが$0.80\pm0.16$の単一べき乗則（SPL）。$5\times10^{42}$$\rmerg\、s^{-1}$を超えるSNSBOのローカルイベントレート密度は、2つのモデル、つまり$4.6^{+1.7}_{-1.3}で一貫しています。\times10^4$および$4.9^{+1.9}_{-1.4}\times10^4$$\rmGpc^{-3}\、yr^{-1}$（BPLモデルおよびSPLモデルの場合）。SNSBO起源の高速X線トランジェントの数は、アインシュタインプローブなどの広視野X線望遠鏡によって大幅に増加する可能性があります。
Ia型超新星（SNeIa）は、さまざまな爆発シナリオと前駆体チャネルに由来する可能性があります。それらは、明るさの約10倍の違いを示し、したがって、56Ni->56Co->56Feの質量の違いを示します。それらの脱出率とエネルギースペクトルを評価するために、SNeIa内の陽電子の運命に関する研究を提示します。陽電子とガンマ線の詳細なモンテカルロ輸送シミュレーションには、56Coのベータ+崩壊と対生成の両方が含まれます。チャンドラセカール質量に近い白色矮星（WD）の爆発、M（Ch）、サブMChWDのHeトリガー爆発、2つのWDの動的な合併など、さまざまな爆発シナリオをシミュレートします。各モデルについて、1〜1E13Gの前駆磁場のサイズと形態の影響を調べます。SNeIaの観測された輝度分布に基づく母集団合成を使用して、SNからの脱出による銀河陽電子への全体的な寄与を推定しました。Ia。これは、放出された陽電子の分布の変動が小さい、通常の明るいSNeIaによって支配されていることがわかります。銀河陽電子へのSNeIaの寄与の合計は、2％未満であり、磁場の形態に応じて、M（Ch）とサブM（Ch）でそれぞれ6...20％未満と推定されます。
恒星風といて座A東からの宇宙線による銀河中心ガンマ線生成
| Title |
Galactic_center_gamma-ray_production_by_cosmic_rays_from_stellar_winds_and_Sgr_A_East |
| Authors |
Andr\'es_Scherer,_Jorge_Cuadra_and_Franz_E._Bauer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.05429 |
高エネルギーステレオスコピックシステム（HESS）、主要大気ガンマ線イメージングCherenkov望遠鏡（MAGIC）、および超高エネルギー放射線イメージング望遠鏡アレイシステム（VERITAS）は、銀河中心。この放出を生成するための最も受け入れられているシナリオは、宇宙線（CR）と周囲ガスの間のハドロン相互作用を介するものです。CRは1PeV陽子（PeVatron）の中央の連続的なソースから加速されます。ガンマ線検出によるCRエネルギー密度の間接観測に対する中心分子ゾーンの3次元（3D）形状の影響を調査します。球状注入、1つの等方性拡散係数、移流なし、および1PeVの単一エネルギー粒子を使用したCR拡散モデルを使用して、合成ガンマ線マップをシミュレートしました。また、内部空洞がある場合とない場合の両方で、観測されたガス柱密度を考慮して、2つの異なる3Dガス分布を使用しました。永続的なCRソースを使用する場合、既存のCR間接観測を再現するには、ディスクのようなガス分布が必要であることがわかります。これは、放出と吸収の分子線の比較に基づくいくつかの動的モデルと研究によって暗示される連続的なガス分布と一致しています。しかし、それは中央分子ゾーンのいくつかのモデルと矛盾します。これは、この構造が重要な内部空洞を持っていることを意味します。この緊張は、追加の衝動的なCR注入によって調整することができます。中央の分子ゾーンに空洞がある場合、中央の0.5pcのWolf-Rayet星と超新星SgrAEastの恒星風に由来する複合CR集団は、観測されたガンマ線形態とよく一致します。銀河中心。
曲率放射シナリオにおける高速電波バーストの円偏波
曲率放射は、FRBの円偏光を説明するために適用されます。明らかな非反復FRBと反復FRBの両方で、有意な円偏光が報告されています。曲率放射は、放射ビームの翼で大きな円偏光を生成する可能性があります。曲率放射のシナリオでは、FRBで有意な円偏光を確認するには、（1）よりエネルギーの高いバースト、（2）より高いローレンツ因子を持つ電子によるバースト、（3）中心でゆっくりと回転する中性子星が必要です。中心中性子星の自転周期が異なると、一部のFRBが高い円偏光を持っているのに対し、他のFRBはそうではない理由が説明される場合があります。電界の平行成分と垂直成分の屈折率の違いを考慮すると、位置角は放射ビームの狭いパルスウィンドウ上で急速に変化する可能性があります。FRBの位置角度スイングは、回転ベクトルモデルの原点に加えて、この非幾何学的原点によっても説明できます。
超臨界磁場および亜臨界電場における真空複屈折
| Title |
Vacuum_Birefringence_in_a_Supercritical_Magnetic_Field_and_a_Subcritical_Electric_Field |
| Authors |
Chul_Min_Kim_and_Sang_Pyo_Kim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.05477 |
亜臨界磁場の最近の超強力レーザーと超臨界磁場の高度に磁化された中性子星からのX線偏光の提案された観測は、非線形電気力学のユニークな特徴である真空偏極に注目を集めています。非常に強い磁場に加えられた弱い電場の効果を組み込んだ真空偏極の定式化を提案します。そのために、まず、任意の強磁場に対する1ループ有効ラグランジアンの明示的な式を使用して、磁場と電場を組み合わせた1ループ有効ラグランジアンの閉解析式を導き出します。次に、この式を使用して真空の分極と磁化を導き出し、そこから弱いプローブ場の誘電率と透磁率を取得します。最後に、平行磁場と電場の場合の屈折率と関連する偏光ベクトルを見つけます。提案された定式化は、磁場に沿った電場が複屈折を減少させ、偏光ベクトルを回転させることを予測します。このような効果は、磁化された中性子星からのX線の正確な偏光測定のために考慮に入れる必要があります。これは、強磁場量子電磁力学（QED）の基本的な側面を証明し、天体物理学体の極端な磁場を探索します。
ブラックウィドウパルサーPSRJ1555-2908は階層的トリプルシステムにありますか？
| Title |
Is_the_black-widow_pulsar_PSR_J1555-2908_in_a_hierarchical_triple_system? |
| Authors |
L._Nieder,_M._Kerr,_C._J._Clark,_P.Bruel,_H._T._Cromartie,_S._M._Ransom,_P._S._Ray |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.05482 |
もともとラジオで発見された559HzのブラックウィドウパルサーPSRJ1555-2908も、明るいガンマ線パルサーです。12年間のFermi-LATガンマ線データを使用して脈動のタイミングを調整すると、他のミリ秒パルサーから観察されるよりもはるかに大きいスピン周波数の長期変動が明らかになります。パルサーの回転速度のこの変動は固有の「タイミングノイズ」である可能性がありますが、ここでは別の説明を検討します。変動は、中性子星の周りの広い複数年の軌道にある非常に低質量の第3の物体の存在から生じます。その低質量の仲間。現在のデータでは、この階層的3項系モデルは、最適なタイミングノイズモデルよりもわずかに正確にパルサーの回転を記述します。将来の観察は、この代替の説明が正しいかどうかを示します。
コア崩壊超新星におけるニュートリノ加熱によるジッタージェットのブースト
ニュートリノ加熱がコア崩壊超新星（CCSNe）の崩壊するコア材料にジェットが誘発する流出に追加するエネルギーを推定し、このエネルギーがジェットがコアに堆積するエネルギーを大まかに2倍にすることを発見しました。私は、いくつかの確率的なジェット発射エピソードがあり、それぞれが約0.01〜0.1秒間続く、ジッタージェット爆発メカニズムを検討します。崩壊するコア物質は、約100kmで失速した衝撃波を通過し、その後、陽子中性子星（NS）にゆっくりと流れ込みます。私は、proto-NSがジッタージェットを発射し、ジェットが失速した衝撃から発生したと仮定します。失速した衝撃波の内部の高圧ガスであるゲイン領域の材料がジェットと一緒に膨張し、ジェットが衝撃を与える材料である繭に作用するブースティングプロセスを調べます。この仕事は、元のジェット機が運ぶエネルギーとほぼ同じです。私は、不安定性、確率的回転、磁場、およびジッタージェットの間の結合がほとんどのCCSN爆発につながると主張します。その他の場合、崩壊前のコアは急速に回転しているため、順序付けられた回転が確率的回転に置き換わり、固定ジェットがジッタージェットに置き換わります。
重力波（GW）は、空を調査し、コンパクトオブジェクトの融合を検出する前例のない機会を提供します。中間質量ブラックホール（IMBH）は、動的または降着のシグニチャのいずれかで合理的な疑いを超えて検出されていませんが、GWランドスケープは非常に有望であるように見えます。IMBHと超大質量ブラックホール（SMBH）の合併は、計画されている宇宙ベースのミッションLISAの主要な情報源であり、遠方の宇宙まで観測される可能性があります。SMBH-IMBHバイナリは、SMBHが潜んでいる銀河の中心にある星団の移動と合併の結果として形成される可能性があります。このシナリオをモデル化するための半分析フレームワークを初めて構築し、SMBH-IMBHバイナリの共動マージ率が$\sim10^{-3}$Gpc$^{-3}$yr$であることがわかりました。^{-1}$は、単一のIMBH占有率のローカルユニバースで、それに比例してスケーリングし、$z\approx0.5$-$3$にピークがあります。私たちのモデルは、$\sim10$イベントyr$^{に対して、インスパイアされた星団の$10\％$がIMBHをホストしている場合、赤方偏移$z\approx3.5$内の$\sim1$イベントyr$^{-1}$を予測します。-1}$は、単一の占有率です。これらのシステムの$90\％$以上は、信号対雑音比が$10$を超えるLISAで検出可能であり、IMBHのファミリーを見つける可能性があります。
長いタイムスケールでのポストノバV1363Cygのアクティビティ
V1363Cygは激変星（CV）であり、新星後です。その長期旋光度の分析では、AAVSOデータベースと文献からのアーカイブデータを使用しました。V1363Cygの降着円盤は、少なくとも一部の時間、熱粘性不安定性（TVI）にさらされていることを示しました。高い状態または爆発で費やされた時間の割合は、数十年のタイムスケールで劇的に変化しました。V1363Cygの非常に可変的な明るさは、TVIゾーンのクールなディスクからの強い明るさ（光度曲線のバンプ）のいくつかのエピソードを表示しました。解釈では、それらの大きく異なる崩壊率は、これらのバンプの一部だけが、高温白色矮星によるディスクの強い照射なしに矮新星の爆発に起因する可能性があることを示しています。崩壊率のベイリー関係は、V1363CygのDN爆発に起因する場合、CVに対して非常に長い軌道周期$P_{\rmorb}$、約20〜40時間を支持します。ディスクがTVIゾーン内に十分にある場合でも、輝度の変化には約435dの主要なサイクル長が常に存在していました。これは、アクティブ領域の差動回転によるコンパニオンの質量流出の変調として解釈されます。
アレシボ望遠鏡で観測された2018年のFRB20121102A11月の雨
| Title |
The_FRB_20121102A_November_rain_in_2018_observed_with_the_Arecibo_Telescope |
| Authors |
J._N._Jahns,_L._G._Spitler,_K._Nimmo,_D._M._Hewitt,_M._P._Snelders,_A._Seymour,_J._W._T._Hessels,_K._Gourdji,_D._Michilli,_G._H._Hilmarsson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.05705 |
305mのアレシボ望遠鏡で検出されたFRB20121102Aからの849個の新しいバーストを紹介します。バースト特性の活動と進化を監視するための定期的なキャンペーンの一環として、観測が行われました。報告された10回の観測は、1150〜1730MHzで実行され、2018年11月頃のアクティブ期間に分類されます。すべてのバーストは同じ分散測定で分散解除され、562.4（1）pc/cm$^3$の単一値と一致しています。。バーストレートは、1時間あたり0バーストから218（16）バーストの間で変化します。これは、これまでに観察された最高のレートです。連続するバースト間の時間は、二峰性の分布を示しています。0.1秒を超える間隔の到着時間は、追加のパラメーターを持つモデルと比較して、さまざまな速度のポアソン過程として最もよく説明されることがわかります。22ミリ秒のタイムスケールでのクラスタリングは、ソースの特徴的なタイムスケールと、場合によっては放出メカニズムを反映しています。動的スペクトルの各サブバーストに時間ドリフトを持つ2Dガウス分布をフィッティングすることにより、バーストのスペクトル時間構造を分析します。サブバーストのドリフトとその持続時間の間には線形の関係があります。同時に、ドリフトは悲しいトロンボーン効果から来ることと一致しています。これは現在のモデルでは予測されていません。エネルギー分布は、過剰な高エネルギーバーストを示しており、単一の観測内であっても、単一のべき乗則によって十分にモデル化されていません。以前に公開された観測と後で公開された観測と比較して、エネルギー分布と平均スペクトルに長期的な変化が見られます。最後に、バーストレートが大きいにもかかわらず、厳密な短期間の周期性はありません。
コンパス座銀河の多波長動機X線モデル
| Title |
A_multiwavelength-motivated_X-ray_model_for_the_Circinus_Galaxy |
| Authors |
Carolina_Andonie,_Claudio_Ricci,_St\'ephane_Paltani,_Patricia_Ar\'evalo,_Ezequiel_Treister,_Franz_Bauer,_and_Marko_Stalevski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.05753 |
活動銀河核（AGN）で再処理されたX線放射は、超大質量ブラックホールの核周辺環境に関する基本的な情報を提供できます。最近の中赤外線研究は、トーラス面に垂直な拡張されたほこりっぽい構造の証拠を示しました。この作業では、さまざまな波長で観測され、中赤外線でこのオブジェクトの形態学的およびスペクトル特性の両方を再現するために必要なさまざまな物理コンポーネントを含む、コンパス座銀河の自己無撞着なX線モデルを構築します。このモデルは、降着円盤、ブロードライン領域（BLR）、赤道面のフレア円盤、極方向の中空円錐の4つのコンポーネントで構成されています。私たちの最終モデルは、コンパス座の3〜70keVのチャンドラおよびNuSTARスペクトルをよく再現します。これには、複雑なFeK$\alpha$ゾーンとスペクトル曲率が含まれますが、イオン化鉄または拡大FeK$のいずれかに関連するいくつかの追加のガウス線があります。\alpha$/K$\beta$行が必要です。フレアディスクはコンプトンの厚さであることがわかります（$N_{\rmH、d}=\rm1.01^{+0.03}_{-0.24}\times10^{25}\：cm^{-2}$）幾何学的に厚く（$CF=0.55^{+0.01}_{-0.05}$）、中空の円錐はコンプトンの薄い柱密度（$N_{\rmH、c}=\rm2.18^{+0.47}_{-0.43}\times10^{23}\：cm^{-2}$）、これは中赤外線研究によって推測された値と一致しています。BLRも含めると、有効な視線列密度は$N_{\rmH}=\rm1.47^{+0.03}_{-0.24}\times10^{25}\：cm^{-2}$。X線モデリングへのこのアプローチ、つまりすべての異なる再処理構造を含むことは、将来のX線ミッションからのデータを完全に活用するために非常に重要になります。
より高いモードの重力放射を使用したコンパクトな連星合併の光度距離と軌道傾斜角の改善された早期警告推定
| Title |
Improved_early-warning_estimates_of_luminosity_distance_and_orbital_inclination_of_compact_binary_mergers_using_higher_modes_of_gravitational_radiation |
| Authors |
Mukesh_Kumar_Singh,_Divyajyoti,_Shasvath_J._Kapadia,_Md_Arif_Shaikh,_Parameswaran_Ajith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.05802 |
合併前（早期警告）の重力波（GW）の検出とコンパクトなバイナリ合併の位置特定により、天文学者は合併の前後に潜在的な電磁（EM）放射を捕捉できるようになり、複雑な物理学に光を当てることができます。合併。マルチメッセンジャーのイベントのフォローアップでは、早期発見と空の位置特定が最も重要ですが、光度距離と軌道傾斜角の推定値を改善することで、EM放射の可観測性に関する洞察を得ることができます。この作業では、支配的なモードよりも軌道周波数の高い倍数で振動する重力放射のより高いモードを含めると、バイナリの光度距離と軌道傾斜角の早期警告推定が大幅に改善されることを示します。これは、天文学者がフォローアップ戦略をより適切に決定するのに役立ちます。地上ベースのGW検出器ネットワークの将来の観測実行[LIGOVirgo-KAGRA、Voyager、および第3世代（3G）検出器のO5実行]に焦点を当てて、中性子星ブラックホール連星にまたがる質量の範囲についてEMが明るい可能性がある場合、より高いモードを含めると、O5（Voyager）[3G]観測シナリオの場合、光度距離の推定値が約1〜1.5（1.1〜2）[1.1〜5]向上します45（45）100Mpcにあるソースのマージの[300]秒前。軌道傾斜角の推定値にも大幅な改善があります。また、空の位置と偏光角を変えて、これらの改善を調査します。光度距離の不確実性とローカリゼーションスカイエリアの推定値を組み合わせると、ローカリゼーションボリューム内の銀河の数が約1〜2.5（1.2〜4）[1.2〜10]に減少し、早期警告でより高いモードが含まれることがわかります。O5（Voyager）[3G]で45（45）[300]秒の時間。
激変星の硬X線光度関数：Swift / BATとGaiaの共同データ
| Title |
Hard_X-ray_luminosity_functions_of_cataclysmic_variables:_Joint_Swift/BAT_and_Gaia_data |
| Authors |
Valery_F._Suleimanov,_Victor_Doroshenko,_and_Klaus_Werner_(IAAT) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.05809 |
激変星（CV）は、硬X線で放出される銀河系の天体の中で最も多くの集団です。おそらく、それらは銀河の尾根と中央の銀河領域の拡張された硬X線放射の原因です。ここでは、全天硬X線Swift/BAT調査で検出されたCVのサンプルを検討します。これらは、ガイアによっても検出されたため、信頼できる距離推定値があります。これらのデータを使用して、太陽質量あたりの局所的な数密度（\rho_M=1.37^{+0.3}_{-0.16}x10^{-5}M_sun^{-1}）と太陽質量あたりの輝度密度の正確な推定値を導き出します（\rho_L=8.95^{+0.15}_{-0.1}x10^{26}ergs^{-1}M_sun^{-1}）サンプル内のオブジェクトの場合。これらの値は、統合された銀河海嶺のX線放射と核星団の光度とよく一致しているように見えます。微分光度関数d\rho_M/d（\log_{10}L_x）およびd\rho_L/d（\log_{10}L_x）の分析により、硬X線を放出するCVの集団が2つあることが確認されます。中間ポーラーは、光度L>10^{33}ergs^{-1}で支配的ですが、非磁性CVとポーラーははるかに多くなりますが、平均して光度は低くなります。結果として、観測された硬X線の輝度に対するこれらの集団の寄与はほぼ同等です。
宇宙線はそれらの源の周りに泡を生成しました
| Title |
Cosmic-ray_generated_bubbles_around_their_sources |
| Authors |
Benedikt_Schroer,_Oreste_Pezzi,_Damiano_Caprioli,_Colby_Haggerty,_Pasquale_Blasi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.05814 |
宇宙線は、局所的な磁力線に沿って流れるそれらの源から逃げると考えられています。この現象は、一般に、共鳴および非共鳴の両方のストリーミング不安定性の励起につながることを示します。自己生成された磁気変動は、ソースの周りの拡張領域で粒子の拡散を誘発するため、宇宙線は大きな圧力勾配を構築します。2次元（2D）および3次元（3D）のハイブリッド粒子内セルシミュレーションによって、このような圧力勾配がソースの周りの空洞を掘削し、宇宙線が支配的な気泡の形成につながることを示します。その内部では拡散性が強く抑制されています。自己無撞着シミュレーションから抽出された傾向に基づいて、自己生成磁場の激しい減衰がない場合、半径$に対応する周囲の媒体との圧力バランスに達するまで気泡が膨張し続けるはずであると推定します。\sim10-50$pc。銀河宇宙線の光源に対する低拡散性のこれらの領域の形成の意味が議論されています。星間物質に移動する前に、宇宙線が気泡に蓄積する可能性のある自己生成拡散係数と粒子の推定に特別な注意が払われています。3Dシミュレーションの結果に基づいて、これらの拡張領域からの$\gamma$線とシンクロトロン放射の形態に関する一般的な考慮事項についても概説します。
焦点の定まらないXMM-Newtonの背景の起源、その変動性、およびATHENAで学んだ教訓
| Title |
The_origin_of_the_unfocused_XMM-Newton_background,_its_variability_and_lessons_learned_for_ATHENA |
| Authors |
Fabio_Gastaldello,_Martino_Marelli,_Silvano_Molendi,_Iacopo_Bartalucci,_Patrick_K\"uhl,_Catherine_E._Grant,_Simona_Ghizzardi,_Mariachiara_Rossetti,_Andrea_De_Luca,_Andrea_Tiengo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.05286 |
XMM-Newtonに搭載されたMOS2検出器の空に露出されていないoutFOV領域を分析し、255Msに達する15年間のデータをカバーしました。XMM-Newtonの焦点の合っていない背景の起源は、エネルギーの高い陽子、電子によるものであるという説得力のある証拠を示しています。硬X線フォトン。SOHOEPHIN検出器の1GeV陽子データとの密接な相関（全散乱の2.6％）によって示されるように、銀河宇宙線が主な原因です。太陽エネルギー粒子線（SEP）を除外した場合にのみ、チャンドラバックグラウンドレートのプロキシと密接な相関関係が見つかり、同様の軌道にある検出器のバックグラウンドの一般的なソースとEPIC放射線モニター（ERM）のデータが明らかになります。外側の電子帯への入り口は、outFOVMOS2レートの突然の増加とスペクトルの変化に関連しています。これらの事実は、MeV電子が焦点の合っていないバックグラウンド信号を生成する可能性があるという事実を裏付けています。MOS2outFOVデータとSOHOEPHINデータの相関関係から、pnデータの研究で見つかったものと同様の、時間的に一定で等方性の項が明らかになります。この成分の最も妥当な起源は、異なる厚さの2つの検出器の信号強度によってサポートされる、検出器内の宇宙X線背景放射（CXB）コンプトン散乱の硬い非集束X線光子です。この物理的理解に基づいて、ATHENAに搭載された粒子放射線モニターが提案され、現在研究中です。背景の2％の再現性という難しい要件を保証するために、必要な精度と精度でさまざまな種を追跡できるようになります。
XRISMクイックリファレンス
このドキュメントは、XRISMミッション、その搭載機器、性能指数、および高解像度X線分光法の例を一般の天文学者と学生に紹介するためにXRISMサイエンスチームによって作成されました。
モデルが失敗した場合：重力波天文学における事後予測チェックとモデルの誤指定の概要
| Title |
When_models_fail:_an_introduction_to_posterior_predictive_checks_and_model_misspecification_in_gravitational-wave_astronomy |
| Authors |
Isobel_M._Romero-Shaw,_Eric_Thrane,_Paul_D._Lasky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.05479 |
ベイズ推定は、重力波天文学における強力なツールです。これにより、コンパクトオブジェクトバイナリのマージのプロパティを推測し、これらのマージが質量、スピン、および赤方偏移に従って母集団としてどのように分散されるかを判断できます。重要な結果がベイズ推定を使用してますます導き出されるにつれて、ベイズ法に対する精査が増えています。このレビューでは、\textit{modelmisspecification}の現象について説明します。この現象では、ベイズ推定で得られた結果が、想定されるモデルの欠陥のために誤解を招く可能性があります。このような欠陥は、物理システムを説明する真のパラメータの推測を妨げる可能性があります。また、「最適な」モデルを区別する能力が低下する可能性もあります。両方のモデルが明らかに現実の説明が不十分な場合、Model〜AがModel〜Bよりも優先されると言うのは誤解を招く可能性があります。大まかに言えば、モデルが失敗する2つの方法があります。データ（信号またはノイズのいずれか）を適切に記述できないモデルは、誤って指定された可能性を持っています。たとえば、ブラックホールの質量の分布を記述するために設計された人口モデルは、事前に誤って指定されているため、実際の人口を適切に記述できない場合があります。重力波天文学に触発された例を使用して、誤って指定されたモデルを見つけるのに役立つテストとチェックをお勧めします。基本的な概念を説明するために、コンパニオンPythonノートブックが含まれています。
対数周期ダイポールアンテナを使用した低無線周波数でのパルサー観測のプロトタイプ
| Title |
A_prototype_for_pulsar_observations_at_low_radio_frequencies_using_log_periodic_dipole_antennas |
| Authors |
Kshitij_S._Bane,_Indrajit_V._Barve,_G._V._S._Gireesh,_C._Kathiravan,_R._Ramesh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.05649 |
インドのバンガロール近くのガウリビダヌール電波観測所で、50\、-\、80\、MHzの周波数範囲でのパルサーやその他の天体物理学的過渡現象の専用観測のプロトタイプが最近委託されました。アンテナのセットアップ、アナログおよびデジタル受信機システム、および初期観測が提示されます。
ZTFスケールの過渡科学に対する衛星グリントの影響
何千ものアクティブな人工物体が、はるかに多くの非運用オブジェクト（遺棄された衛星やロケット体、衝突の破片、または宇宙船のペイロード）とともに地球の周りを周回しており、それらの重要な部分はカタログ化されていません。それらはすべて、画像を汚染する多数の縞を生成するだけでなく、新しい天体物理学的過渡現象の検索を妨げる誤ったアラートを生成することによって、地上望遠鏡による空の観測に影響を与えます。天文学に対する前者の脅威は、急速に成長している衛星メガコンステレーションに関して今日広く議論されていますが、後者の脅威である偽の過渡現象は、依然として同様のレベルで注目を集めていません。この作業では、掃天観測施設（ZTF）やヴェラルービン天文台の空間と時間のレガシー調査（LSST）。そのために、1回の露出で、他の方法では見えない衛星の軌道に沿って繰り返される一連のフラッシュを検出する簡単なルーチンを提案し、FINKアラートブローカーでの実装について説明します。ルーチンをZTFアラートストリームに適用すると、2019年11月から2021年12月までの間にすべてのZTF科学画像の3.6\％を汚染し、低軌道から静止軌道までのあらゆる種類の軌道上の300を超えるさまざまなきらめく衛星にリンクされた約73,000の個別のイベントが明らかになりましたもの。個々のフラッシュのタイムスケールは$0.1$-$10^{-3}$秒と短く、瞬間的な明るさは4〜14マグニチュード、ピーク振幅は少なくとも2〜4マグニチュード、一般に複雑な時間パターンのフラッシュがあります。アクティビティ。LSSTは、感度が高いため、このような衛星のきらめきがさらに大きくなると予想されます。
候補となる恒星合併の残骸TYC2597-735-1とそのブルーリング星雲からのX線放射
| Title |
X-ray_emission_from_candidate_stellar_merger_remnant_TYC_2597-735-1_and_its_Blue_Ring_Nebula |
| Authors |
Hans_Moritz_G\"unther,_Keri_Hoadley,_Maximilian_N._G\"unther,_Brian_D._Metzger,_P._C._Schneider,_Ken_J._Shen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.05424 |
タイトなバイナリまたは複数の星系は、物質移動を通じて相互作用し、単一の星とは大きく異なる進化経路をたどることができます。星TYC2597-735-1は、数千年前の主星との低質量コンパニオンの合体から生じた最近の星の合併の残骸の候補です。この激しい出来事は、UV光で放出され、H$\alpha$およびUV放出で観察される主要な衝撃波フィラメントに囲まれた円錐形の流出（「青い環状星雲」）で明らかです。Chandraデータから、光度$\log（L_\mathrm{X}/L_\mathrm{bol}）=-5.5$のTYC2597-735-1の位置からのX線放射の検出を報告します。以前に報告された約14日の期間と合わせて、これは進行中の恒星活動とTYC2597-735-1の強い磁場の存在を示しています。合併残骸の恒星進化モデルによってサポートされており、降着動力ジェットのベースでの内部衝撃はできないが、推定された恒星磁場は、TYC2597-735-1の大気中に新しく形成された対流層に関連するダイナモ作用として解釈されます。除外されます。この天体は、FKComタイプのソース、つまり、合併の起源が提案されているが、遺物の降着や大規模な星雲が見えない、急速に回転する磁気的に活性な星のクラスに進化すると推測されます。また、ブルーリング星雲の外側のショックフロントに近い2つの小さな領域からのX線放射の可能性を検出します。これは、星周円盤の不均一性、または合併による流出の質量と速度の分布のいずれかから発生する可能性があります。
はじめに：静水圧表面から超音速恒星風がどのように開始されるか
星の質量の大部分は、圧力が重力と釣り合う静水圧平衡に拘束されています。しかし、いくつかの地表近くの層で追加の外向きの力が重力に打ち勝つ場合、これは超音速の流出する風に移行する可能性があります。この講演では、恒星風の流出の遷音速開始に関する一般的な問題と、これが風の質量損失率の設定にどのように役立つかを確認します。主な議論は、定常状態の風の4つの顕著なクラスにおける流れの開始を対比します。（1）太陽と他の冷たい星の圧力駆動の冠状風。（2）OB星からの線駆動風。（3）Wolf-Rayet（WR）星からのはるかに密度の高い風の2段階開始モデル。（4）高度に進化した巨星からのゆっくりとした「オーバーフロー」質量損失。続いて、りゅうこつ座イータの巨大な噴火に特に焦点を当てて、噴火による質量損失について簡単に説明します。
初期型星の電波磁気圏に電力を供給する電子加速メカニズムとしての遠心ブレイクアウト再結合
| Title |
Centrifugal_breakout_reconnection_as_the_electron_acceleration_mechanism_powering_the_radio_magnetospheres_of_early-type_stars |
| Authors |
Stanley_P_Owocki,_Matt_E._Shultz,_Asif_ud-Doula,_Poonam_Chandra,_Barnali_Das,_Paulo_Leto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.05449 |
磁気B星は、星周磁気圏に閉じ込められた高エネルギー電子によるジャイロシンクロトロン放射から生じると考えられる円偏光電波放射を示すことがよくあります。最近の経験的分析は、磁場の強さと恒星の自転速度の両方で観測された電波放射スケールの開始と強さを示しています。これは、恒星の自転の役割を含まない、磁化された恒星風の外側の領域の反対の極性の力線の間の電流シートでエネルギー電子が加速されるという既存のパラダイムに挑戦します。磁気圏密度が遠心ブレイクアウト（CBO）によって制御されるモデルの観点から、H$\alpha$線放出の同様の回転場依存性を説明する最近の成功に基づいて、ここで関連するCBO駆動の潜在的な役割を調べます。観測されたジャイロシンクロトロンラジオを放出する電子を加速する際の磁気リコネクション。特に、CBO再接続によるエネルギー生成の理論的スケーリングが、観測された電波光度の経験的傾向とよく一致し、適切に小さく、ほぼ一定の変換効率$\epsilon\approx10^{-8}$であることを示します。起電力との以前の関連付けに対するCBOスケーリングの明確な利点を要約し、遠心磁気圏を備えた回転磁気BスターのX線およびその他の観測された特性に対するCBOプロセスの潜在的な影響について説明します。
ニューラルネットワークを使用した星震学の$ \ Delta \ nu $測定の検証
| Title |
Vetting_Asteroseismic_$\Delta\nu$_Measurements_using_Neural_Networks |
| Authors |
Claudia_Reyes,_Dennis_Stello,_Marc_Hon,_and_Joel_C._Zinn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.05478 |
正確な星震学的パラメータにより、星の大きなサンプルの半径と質量分布をすばやく推定できます。赤色巨星のパワースペクトルから最大音響パワーの周波数（$\nu_{\mathrm{max}}$）と倍音モード間の周波数分離（$\Delta\nu$）を計算するために、多くの自動化された方法が利用可能です。。ただし、結果をフィルタリングするには、手動による検証、複数の方法にわたる精巧な平均化アプローチ、または外れ値のない星の堅牢なサンプルを確保するための特定のパラメーターの鋭いカットが必要です。銀河考古学のためのアンサンブル研究の重要性とデータの可用性の急増を考えると、信頼できる星震学パラメーターを取得するためのより高速な方法が望まれます。視覚的な$\Delta\nu$検証プロセスからの複数の機能を組み合わせることにより、$\Delta\nu$を検証するニューラルネットワーク分類器を紹介します。私たちの分類器は、測定された$\Delta\nu$が信頼できるかどうかを判断する大量の星を分析できるため、最小限の労力で振動する星のきれいなサンプルを提供します。私たちの分類器は、$\nu_{\mathrm{max}}$と$\Delta\nu$を取得するために使用されるメソッドから独立しているため、そのようなメソッドの最終ステップとして適用できます。手動で精査されたラベルでの分類器のパフォーマンスのテストは、95％の精度に達します。K2銀河考古学プログラムによって観測された巨星にこの方法を適用し、私たちの結果が、ケプラーのよく特徴付けられた赤色巨星からのパラメーター分布と一致する天体物理学的振動パラメーターを持つ星を保持していることを発見しました。
若い星団の青い主系列星団の起源としての恒星の合併
| Title |
Stellar_mergers_as_the_origin_of_the_blue_main-sequence_band_in_young_star_clusters |
| Authors |
Chen_Wang,_Norbert_Langer,_Abel_Schootemeijer,_Antonino_Milone,_Ben_Hastings,_Xiao-Tian_Xu,_Julia_Bodensteiner,_Hugues_Sana,_Norberto_Castro,_D.J._Lennon,_Pablo_Marchant,_A._de_Koter_and_Selma_E._de_Mink |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.05552 |
最近の高品質ハッブル宇宙望遠鏡（HST）測光は、若い星団の主系列（MS）星が、色の大きさの図（CMD）で2つの別個の成分を形成することを示しています。CMDでのそれらの分布に基づいて、青いMSコンポーネントの星は、恒星の合併に由来する遅い回転子として理解できることを示します。青いMS星の質量を導き出し、それらがほぼ平坦な質量関数に従うことを発見しました。これは、それらの異常な形成経路をサポートしています。私たちの結果は、星団が2つの異なる方法で質量を獲得することを意味します。つまり、ディスクの降着が急速な回転につながり、赤いMSに寄与するか、バイナリの合併によって遅い回転につながり、青いMSに移入します。また、青色のMSコンポーネントの個々の星のおおよその合併時間を導き出し、合併率の強い初期ピークを見つけ、数十Myrの低レベルの合併活動が優勢です。これは最近のバイナリ形成モデルをサポートし、若い星団のメンバーの新しい速度分散測定を説明します。私たちの発見は、主系列星のバイモーダル質量、スピン、および磁場分布の起源に新たな光を当てました。
若い太陽のような星ケプラー63のX線活動とそのコロナの構造
X線衛星XMM-Newtonは、これまでに7つの太陽のような星の冠状周期を明らかにしました。このサンプルでは、最年少の星$\epsilon$Eridani（400Myr）と$\iota$Horologii（600Myr）が、最短のX線サイクルと最小のサイクル振幅を示しています。$\epsilon$Eridaniのコロナは、さまざまな充填率での太陽磁気構造（アクティブ領域、アクティブ領域のコア、フレア）の観点からモデル化されました。この研究により、コロナの65〜95％が磁気構造で覆われていることが明らかになり、これがX線サイクルの振幅が小さい原因であると考えられていました。また、磁気構造による基底表面の被覆率は、若い太陽のような星のコロナでより高い可能性があるという仮説も立てられました。この仮説を調査するために、X線で太陽のような星ケプラー63を研究します。年齢は210Myr、光球周期は1。27年で、これまでのところ、冠状周期を明らかにすることを目的としてX線で観測された最年少の星です。長期のX線光度曲線では、X線の光度の周期的な変化は明らかになりませんが、2倍の変化が可能です。$\epsilon$Eridaniの場合については、太陽で観測された磁気構造でケプラー63のコロナをモデル化しました。この研究は、コロナの100％がクラスMのコアとフレアで構成されていることを示唆しており、X線サイクルがないことを正当化し、$\epsilon$Eridaniで得られた類似の結果を確認しています。最後に、サイクル振幅とX線表面フラックスの間に経験的な関係を確立します。ケプラー63にはコロナサイクルがないことから、ケプラー63よりもX線フラックスが高い星は、ケプラー63のコロナをモデル化するために必要なフレアよりもかなりの割合の高エネルギーフレアをホストしているに違いないと推測します。私たちの研究は、太陽と星のアナロジーの研究と、星のX線光度曲線における分解された変動と未解決の変動の共同探査の新たな境地を開きます。
非常に若い原始星HOPS373の適度な降着バーストのさまざまな要素を分析する
| Title |
Dissecting_the_different_components_of_the_modest_accretion_bursts_of_the_very_young_protostar_HOPS_373 |
| Authors |
Sung-Yong_Yoon,_Gregory_J._Herczeg,_Jeong-Eun_Lee,_Ho-Gyu_Lee,_Doug_Johnstone,_Watson_Varricatt,_John_J._Tobin,_Carlos_Contreras_Pe\~na,_Steve_Mairs,_Klaus_Hodapp,_P._Manoj,_Mayra_Osorio,_S._Thomas_Megeath_and_the_JCMT_Transient_Team |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.05608 |
原始星の明るさの観測された変化は、解釈が複雑になる可能性があります。JCMT〜Transientモニタリング調査では、若いバイナリ原始星であるHOPS373が、降着の1.8$-$3.3の増加により、850$\mu$mでわずかな$30\％$の明るさの増加を受けていることを発見しました。割合。最初のバーストは数か月にわたって発生し、急激な上昇とその後の浅い減衰が見られました。崩壊直後に2回目の上昇が発生し、1年後も光源は明るいままです。中赤外線放射、ALMAでマッピングされた小規模なCO流出、および可変メーザー放射の位置は、変動がSWコンポーネントに関連していることを示しています。近赤外線およびNEOWISE$W1$および$W2$放射は、ブルーシフトされたCO流出に沿って配置され、SWコンポーネントから$\sim3$から$4^{\prime\prime}$に空間的にオフセットされます。UKIRTによって画像化された$K$バンドの放射は、流出の端にコンパクトなH$_2$放射源を示しており、尾部が流出をソースにトレースしています。散乱光が支配的である可能性が高い$W1$の放射は、0.7等で明るくなり、サブmmの光度曲線に基づく予想と一致しています。$K$バンドと$W2$の連続変動の信号は、Gemini/GNIRSスペクトルに見られるように、安定したH$_2$放射によって、そしておそらくCO放射によってマスクされます。放出源のこれらの違いは、最年少の原始星の変動性の赤外線検索を複雑にします。
炭素と酸素の量が非常に多い高温の準矮星の発見
| Title |
Discovery_of_hot_subdwarfs_with_extremely_high_carbon_and_oxygen_abundances |
| Authors |
Klaus_Werner,_Nicole_Reindl,_Stephan_Geier,_Max_Pritzkuleit |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.05633 |
ヘリウムに富む準矮星O型星（sdOs）は、白色矮星以前の進化状態にあるホットコンパクト星です。それらのほとんどは、Teff=40,000-50,000Kおよびlogg=5.5-6.0の範囲の有効温度と表面重力を持っています。彼らの雰囲気はヘリウムが支配的です。存在する場合、C、N、およびOは微量元素です。存在比のパターンは、単一の星の進化（後期ヘリウムコアフラッシュ）またはバイナリHeコア白色矮星の合併中の元素合成の観点から説明されています。ここでは、異常に強い炭素と酸素の線を示す2つの高温水素欠乏sdO（PG1654+322とPG1528+025）の発見を発表します。大双眼望遠鏡とLAMOST調査によって得られたスペクトルの非LTEモデル大気分析は、C（〜20％）とO（〜20％）の驚くほど豊富な存在量と、2つの星がヘリウム主系列の近くにあることを明らかにしています。順序。どちらも、高温のH欠損準矮星（CO-sdO）の新しい分光クラスを確立し、低質量のCOコア白色矮星の融合の物質を降着させたHeコア白色矮星の残骸として識別できます。CO-sdOは、後期ヘリウム殻フラッシュを経験する単一星の進化に加えて、PG1159星を作成する代替の進化チャネルを表すと結論付けます。
COが豊富で脈動するHeが豊富な準矮星の進化チャネル
| Title |
An_evolutionary_channel_for_CO-rich_and_pulsating_He-rich_subdwarfs |
| Authors |
Marcelo_M._Miller_Bertolami,_Tiara_Battich,_Alejandro_H._C\'orsico,_Leandro_G._Althaus,_and_Felipe_C._Wachlin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.05635 |
最近、CとOが強く濃縮された新しいクラスの高温の亜発光星が発見されました（CO-sdOs）。これらの星は、PG1159星で観察されたものと非常によく似ていますが、より低い温度で存在量を示します。さらに、最近、CとOの濃縮が、Heに富む準矮星（He-sdBVs）の脈動を駆動する重要な成分である可能性があることが示唆されています。ここで、これら2種類の希少星は、高温の準矮星を形成する主要なチャネルの1つの変形によって説明できると主張します。このシナリオには、Heコア白色矮星とそれほど質量の小さいCOコア白色矮星の形成と併合が含まれます。単純な合併モデルを構築し、その後の進化を計算しました。合併製品は、CO-sdOの表面パラメータと組成と一致しています。さらに、元素拡散の影響や脈動の励起などのシミュレーションを行いました。これらのシミュレーションは、それほど大規模ではない合併生成物が、He-sdBVによって表示されるものと同様の表面パラメーター、存在量、および脈動周期を持つ恒星構造を形成できることを示しています。提案されたシナリオ、またはそのいくつかの変形は、CO-sdO、脈動するHe-sdB、および低光度のPG1159星の形成について非常にもっともらしい説明を提供すると結論付けます。
共通外層の進化中の主系列星と白色矮星の仲間からのジェット
| Title |
Jets_from_main_sequence_and_white_dwarf_companions_during_common_envelope_evolution |
| Authors |
Yangyuxin_Zou,_Luke_Chamandy,_Jonathan_Carroll-Nellenback,_Eric_G._Blackman,_Adam_Frank |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.05715 |
共通外層（CE）イベント中の降着からコンパニオンへのジェットフィードバックは、軌道の進化とエンベロープの結合解除プロセスに影響を与える可能性があると長い間推測されてきましたが、この推測はこれまでほとんどテストされていませんでした。ジェットサブグリッドモデルを含むCE進化（CEE）のグローバル3D流体力学的シミュレーションを提示し、ジェットのない他の点では同一のモデルと比較します。私たちのバイナリは、$2M_\odot$赤色巨星分枝プライマリと、$1M_\odot$または$0.5M_\odot$メインシーケンスまたは点粒子としてモデル化された白色矮星セカンダリコンパニオンで構成されています。10軌道（40日）のシミュレーションを実行します。私たちのジェットモデルは、エディントン速度の一定速度$\dot{M}_\mathrm{j}$で、脱出速度の最大速度$v_\mathrm{j}$で、2つの球形セクターに質量を追加します。ジェット軸は軌道面に垂直で、速度$\sim\dot{M}_\mathrm{j}v_\mathrm{j}^2/40$で運動エネルギーを供給します。軌道の進化、エンベロープの形態、エンベロープの結合解除に対するジェットの影響を調査し、結果のジェットの質量損失率、発射速度、コンパニオン質量、開口角度、およびサブグリッド降着がオンになっているかどうかへの依存性を評価します。私たちの理論的推定に沿って、すべての場合において、ジェットは最初の周星期通過の頃に詰まることがわかります。また、ジェットを含まないシミュレーションと比較して、ジェットは最大$\sim10\％$の非結合質量の増加につながることがわかります。
TESSフルフレーム画像で発見された97食の4つ星候補
| Title |
97_Eclipsing_Quadruple_Star_Candidates_Discovered_in_TESS_Full_Frame_Images |
| Authors |
Veselin_B._Kostov,_Brian_P._Powell,_Saul_A._Rappaport,_Tamas_Borkovits,_Robert_Gagliano,_Thomas_L._Jacobs,_Martti_H._Kristiansen,_Daryll_M._LaCourse,_Mark_Omohundro,_Jerome_Orosz,_Allan_R._Schmitt,_Hans_M._Schwengeler,_Ivan_A._Terentev,_Guillermo_Torres,_Thomas_Barclay,_Adam_H._Friedman,_Ethan_Kruse,_Greg_Olmschenk,_Andrew_Vanderburg,_William_Welsh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.05790 |
四重星系の97の均一に精査された候補のカタログを提示します。候補者は、機械学習技術と視覚的検査の組み合わせを通じて、セクター1から42までのTESSフルフレーム画像データで特定され、市民科学者の献身的なグループからの主要な貢献がありました。すべてのターゲットは、2つの異なる周期の2セットの日食を示します。どちらも、日食がターゲット上にあることを確認するフォトセンターテストに合格します。このカタログは、サンプルの統計的特性の概要を示し、既知の多重食い四重システムの数をほぼ2倍にし、個々のシステムの詳細な将来の研究の基礎を提供します。TESSデータの1つのセクターから検出された最初の六重食の六重星系や、最初のトランジット系外惑星など、いくつかの重要な発見がこの取り組みからすでにもたらされています。
RGによるモジュラスの安定化：摂動ドジッター真空と改善された$ \ hbox {D3} $-$ \ overline {\ hbox {D3}} $インフレ
| Title |
RG-Induced_Modulus_Stabilization:_Perturbative_de_Sitter_Vacua_and_Improved_$\hbox{D3}$-$\overline{\hbox{D3}}$_Inflation |
| Authors |
C.P._Burgess_and_F._Quevedo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.05344 |
摂動制御の領域を離れることなく、弾性を安定化するための摂動法を弦理論に適応させ、それによって「Dine-Seiberg」問題を回避する新しいメカニズムを提案します。必要な非摂動情報は、標準のくりこみ群から得られます。これにより、摂動パラメーター$\alpha$の固定順序と、$\alpha\ln\tau$のすべての順序を同時に処理できます。tau$は大きな余剰次元係数です。結果として生じるポテンシャルは、$\tau\sime^{1/\alpha}$の次数の係数に対して自然に最小化されるため、${\calO}（10）$入力パラメーターが与えられると指数関数的に大きくなる可能性があります。このメカニズムは、一般的であることが知られている偶発的な低エネルギースケーリング対称性に依存しているため、UVの詳細に対して堅牢です。結果として生じるコンパクト化は、一般的に超対称性を破り、4DdeSitterソリューションは追加の高揚なしで比較的簡単に達成できます。テーマのバリエーションは、安定化された弾性率のサイズがインフレの前後で大幅に異なるインフレシナリオにつながり、したがって、インフレスケールが後期の物理的（$eg$〜超対称性の破れ）スケールよりもはるかに大きい動的メカニズムを提供します。この階層は、過去の宇宙の進化を条件としており、インフラトンはリラクゼーションフィールドとして二次的な後期の役割を果たしています。この形式をワープした$\hbox{D3}$-$\overline{\hbox{D3}}$インフレーションに適用し、非線形に実現された超対称性を使用して、反ブレーン張力とクーロン相互作用を記述し、摂動係数をどのように行うかを示します。安定化メカニズムは、通常このシナリオを悩ませている$\eta$問題を回避します。ブレーン-アンチブレーン消滅の後の段階でのタキオン凝縮に対する私たちの形式の関連性について推測します。
zCOSMOSGalaxyデータセットの可聴化
| Title |
A_Sonification_of_the_zCOSMOS_Galaxy_Dataset |
| Authors |
S._Bardelli,_Claudia_Ferretti,_Luca_Andrea_Ludovico,_Giorgio_Presti,_Maurizio_Rinaldi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.05539 |
可聴化とは、データを音響信号に変換することであり、さまざまな手法で実現できます。可聴化は、データ値と関係を知覚可能な音として表現する方法として定義でき、それらのコミュニケーションと解釈を容易にすることを目的としています。データの視覚化が画像を介して意味を提供するように、可聴化は音を介して意味を伝えます。可聴化アプローチは、多くのシナリオで役立ちます。最初のケースは、医療環境や運転経験など、他の感覚チャネルを解放したまま情報を受信する可能性です。別のシナリオでは、データが高次元性とカーディナリティを示す場合のパターンの認識を容易にします。最後に、可聴化は、芸術的な目標を持って、プレゼンテーションと普及のイニシアチブに適用できます。zCOSMOSデータセットには、ほぼ20000個の銀河に関する詳細なデータが含まれており、銀河の質量、絶対光度、赤方偏移、距離、年齢、星形成率の観点から、過去1,000万年の宇宙の比較的小さな部分の進化を説明しています。本論文は、以下の目標を持って、言及されたデータセットの可聴化を提案します。i）音を介してアクセス可能なデータセットの一般的な説明を提供します。ii）宇宙の一部の芸術的であるが科学的に正確な音の肖像画を実現し、科学的普及といわゆる「エデュテインメント」の文脈で芸術と科学の間のギャップを埋める。iii）データセットに付加価値を付ける。これは、科学データと成果も、保存および強化する必要のある文化遺産と見なす必要があるためです。可聴化の科学的側面と技術的側面の両方が取り上げられています。
強磁場下の中性子星のパスタ相
| Title |
Pasta_phases_in_neutron_stars_under_strong_magnetic_fields |
| Authors |
Xiaopeng_Wang,_Jing_Li,_Jianjun_Fang,_Helena_Pais,_and_Constan\c{c}a_Provid\^encia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.05595 |
本研究では、相対論的平均場記述の枠組みの中で強い磁場の存在下で中性子星の最も内側の地殻にある核物質を考察します。状態方程式の地殻構造への密度依存性を議論するために、対称エネルギーの傾きが異なる2つのモデルを検討します。$\beta$平衡の不均一物質は、共存相法の中で記述され、異常磁気モーメントを含めることの影響が議論されます。パスタ構造の5つの異なる形状が考慮されます。強い磁場が中性子星の内部地殻の拡張を引き起こし、ヌル磁場のために存在するものの上に一連の切断された不均一な物質領域が発生することが示されています。さらに、これらの切断された領域では、磁場の一部の値について、5つの異なるクラスターの幾何学的形状がすべて発生し、ガス密度がクラスター密度に近いことを観察しました。また、中性子星の地殻-コア遷移での圧力は、ゼロ磁場で得られた圧力よりもはるかに大きい。強い磁場の存在の別の顕著な効果は、陽子の割合の増加であり、ガスバックグラウンドでの陽子の出現に有利に働きます。
磁化された中性子星コアの輸送係数
ランダウフェルミ液体論の枠組みの中で、中性子星コア物質の運動係数（熱伝導率、せん断粘度、運動量伝達率）の計算をレビューします。私たちは、通常の（つまり非超流動）物質の場合に限定します。例として、中性子星のコア物質の最も単純な$npe\mu$組成を考えます。高密度物質の状態方程式のCompOSEデータベースといくつかの微視的相互作用を利用して、高密度核物質の特性に関する知識が不十分なために生じる運動係数の計算における不確実性を分析し、可能な近似処理を提案します。私たちの研究では、非量子化磁場も考慮に入れています。磁場の存在は輸送を異方性にし、運動係数のテンソル構造をもたらします。中程度の（$B\lesssim10^{12}$G）磁場は、中性子星のコア物質の熱伝導率にあまり影響を与えないことがわかります。後者は主に電気的に中性の中性子によって支配されているためです。対照的に、せん断粘度は中程度の$B\sim10^8-10^{10}$Gの影響を受けます。真空中の核子相互作用に基づいて、次の状態方程式の輸送係数を計算するための実用的な式を提供します。密な問題。
