クラスターの周辺と宇宙のウェブへの接続
銀河団の周辺のX線観測および理論的理解における最新の開発と、それらの宇宙ウェブへの接続をレビューします。かすかなクラスターの周辺は、X線で観測するのが難しい領域であり、バックグラウンドレベルが低く安定している高感度の望遠鏡が必要です。郊外のクラスターの熱力学的プロファイル、およびガスの凝集と非熱的圧力のサポートがもたらす可能性のあるバイアスについての最新の理解を示します。マージ活動による周辺の特徴について、周辺のICMの化学的濃縮とともに説明します。X線観測の将来の見通しについて説明し、クラスターの周辺をさらに探索し、宇宙のウェブへの接続を調べます。
| Title |
Photometric_Redshifts_for_Cosmology:_Improving_Accuracy_and_Uncertainty_Estimates_Using_Bayesian_Neural_Networks |
| Authors |
Evan_Jones,_Tuan_Do,_Bernie_Boscoe,_Yujie_Wan,_Zooey_Nguyen,_Jack_Singal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.07121 |
測光から銀河までの距離（赤方偏移）を推定することにより、大規模な掃天観測から宇宙論において確率的深層学習モデルが果たすことができる役割を調査した結果を提示します。これらの新しい空の調査から得られる膨大なデータのために、銀河測光を使用する機械学習技術は、暗黒エネルギーの性質などの宇宙論的パラメーターを推測するために重要な銀河の赤方偏移を予測するためにますます採用されています。関連する不確実性の推定値も重要な測定値ですが、一般的な機械学習方法では通常、点推定値のみが提供され、出力としての不確実性情報が不足しています。赤方偏移値の正確な予測を提供する有望な方法として、ベイズニューラルネットワーク（BNN）に目を向けます。HyperSuprime-CamSurveyから新しい銀河トレーニングデータセットを編集しました。これは、大規模な調査を模倣するように設計されていますが、空のごく一部を対象としています。機械学習、天文学的および確率的メトリックを使用して、測光からの測光赤方偏移（photo-z）予測のパフォーマンスと精度を評価します。ベイズニューラルネットワークは、点推定photo-z値のみで評価した場合、非ベイズニューラルネットワークほどには機能しませんでしたが、BNNは宇宙論に必要な不確実性推定を提供できることがわかりました。
自己重力衝突のない暗黒物質の流れの3分の2の法則から暗黒物質の粒子の質量と特性を仮定する
| Title |
Postulating_dark_matter_particle_mass_and_properties_from_two-thirds_law_for_self-gravitating_collisionless_dark_matter_flow |
| Authors |
Zhijie_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.07240 |
暗黒物質は、その最小の構成要素の質量とサイズによって特徴付けることができます。これらは、直接調査して検出するのが困難です。暗黒物質の流れの性質に基づいて暗黒物質粒子の質量と特性を予測するための新しいアプローチを提示します。自己重力衝突のない暗黒物質の流れは、スケールに依存しない一定のエネルギーフラックス（エネルギー伝達率$\epsilon_u$）を使用して、小さな質量スケールから大きな質量スケールへの逆質量およびエネルギーカスケードを示します。この論文では、重力相互作用のみが関与する最も単純なケースを研究します。粘性がない場合、エネルギーカスケードはペアワイズ速度の3分の2の法則につながり、量子効果が支配的な最小の長さスケールまで広がります。エネルギー流束$\epsilon_u$、プランク定数$\hbar$、およびそのスケールの重力定数$G$を組み合わせると、暗黒物質粒子の質量は約$10^{12}$GeVであり、サイズは次のオーダーになります。$10^{-13}$mの。これは、標準的な熱WIMPよりもはるかに大きな質量を持つ重い暗黒物質のシナリオを示唆しています。
BOSS、DES 3年目、HSC 1年目、KiDS-1000を使用した低$ S_8 $ユニバースでの一貫したレンズ効果とクラスタリング
| Title |
Consistent_lensing_and_clustering_in_a_low-$S_8$_Universe_with_BOSS,_DES_Year_3,_HSC_Year_1_and_KiDS-1000 |
| Authors |
A._Amon,_N._C._Robertson,_H._Miyatake,_C._Heymans,_M._White,_J._DeRose,_S._Yuan,_R._H._Wechsler,_T._N._Varga,_S._Bocquet,_A._Dvornik,_S._More,_A._J._Ross,_H._Hoekstra,_A._Alarcon,_M._Asgari,_J._Blazek,_A._Campos,_R._Chen,_A._Choi,_M._Crocce,_H._T._Diehl,_C._Doux,_K._Eckert,_J._Elvin-Poole,_S._Everett,_A._Fert\'e,_M._Gatti,_G._Giannini,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_W._G._Hartley,_K._Herner,_H._Hildebrandt,_S._Huang,_E._M._Huff,_B._Joachimi,_S._Lee,_N._MacCrann,_J._Myles,_A._Navarro-_Alsina,_T._Nishimichi,_J._Prat,_L._F._Secco,_I._Sevilla-Noarbe,_E._Sheldon,_T._Shin,_T._Trster,_M._A._Troxel,_I._Tutusaus,_A._H._Wright,_B._Yin,_M._Aguena,_S._Allam,_J._Annis,_D._Bacon,_M._Bilicki,_D._Brooks,_D._L._Burke,_A._Carnero_Rosell,_J._Carretero,_F._J._Castander,_R._Cawthon,_M._Costanzi,_L._N._da_Costa,_M._E._S._Pereira,_et_al._(42_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.07440 |
DESY3、HSCY1、およびKiDS-1000の3つの調査からの重複する銀河-銀河レンズと組み合わせた、BOSSからの投影銀河団の測定に基づいて、大規模構造のレンズとクラスタープローブ間の一貫性を評価します。レンズ内調査の調査では、これらのレンズデータの間に良好な一致が見られます。DarkEmulatorを使用して観測をモデル化し、2つの固定宇宙論でデータを適合させます。$S_8=0.83$のPlanckと、$S_8=0.76$のLensing宇宙論です。$R>5.25h^{-1}$Mpcのスケールに限定された共同分析の場合、両方の宇宙論がデータに許容できる適合を提供することがわかります。小規模なクラスタリングとレンズ測定の完全な利用は、バリオンフィードバックとアセンブリバイアスの影響の不確実性によって妨げられます。これは、合理的な理論上のエラーバジェットで説明されます。各赤方偏移ビンに体系的なスケーリングパラメーター$A$を組み込みます。これは、レンズとクラスタリングを分離して、不整合をキャプチャします。広範囲のスケール（$0.15<R<60h^{-1}$Mpc）を組み込むと、2つの宇宙論間のクラスタリングとレンズ効果の一貫性について異なる結果が得られます。レンズサンプルの選択の影響が最小限であると予想されるビンに分析を限定すると、低$S_8$レンズ宇宙論の場合、測定値は$A$=1と一致します。$A=0.91\pm0.04$はDES+KiDSを使用し、$A=0.97\pm0.06$はHSCを使用します。プランク宇宙論の場合、DES+KiDSを使用した場合は$A=0.79\pm0.03$、HSCを使用した場合は$A=0.84\pm0.05$という不一致が見つかります。バリオン効果のkSZベースの推定値が、プランク宇宙論の不一致の一部を軽減することを示します。この分析は、これらの小規模測定の統計的検出力を示していますが、前景サンプルのバリオン効果、アセンブリバイアス、および選択効果のモデリングにおける現在の不確実性を考慮すると、注意が必要であることも示しています。
このホワイトペーパーでは、ニューラルネットワークベースのエミュレータの$\texttt{matryoshka}$スイートの拡張機能を紹介します。新版は、赤方偏移空間における銀河パワースペクトル多重極のEFTofLSS分析を加速するために開発されました。これらはまとめて$\texttt{EFTEMU}$と呼ばれます。$\texttt{EFTEMU}$をパワースペクトルレベルでテストし、BOSSのようなバイアスパラメーターとスケール$0.001\h\\mathrm{Mpc}^{-1}のカウンタータームを使用して、1\％を超える予測精度を達成します。\leqk\leq0.19\h\\mathrm{Mpc}^{-1}$。また、一連のモックフルシェイプ分析を実行して、推論レベルで$\texttt{EFTEMU}$をテストします。これらの模擬分析を通じて、$\texttt{EFTEMU}$が、いくつかの赤方偏移（$z=[0.38,0.51,0.61]$）で、いくつかのノイズレベル（最も厳しい）で$1\sigma$内の真の宇宙論を回復することを確認します。そのうち、$5000^3\\mathrm{Mpc}^3\h^{-3}$）のボリュームに関連付けられたガウス共分散です。$\texttt{EFTEMU}$からの模擬推論の結果を、完全に分析的なEFTofLSSモデルで得られた結果と比較しますが、推論を3桁高速化しながら、有意なバイアスはありません。$\texttt{EFTEMU}$は、$\texttt{matryoshka}$$\texttt{Python}$パッケージhttps://github.com/JDonaldM/Matryoshkaの一部として公開されています。
ブランス・ディッケ宇宙論をCSST銀河団分光調査で制約する
| Title |
Constraining_Brans-Dicke_cosmology_with_the_CSST_galaxy_clustering_spectroscopic_survey |
| Authors |
Anda_Chen,_Yan_Gong,_Fengquan_Wu,_Yougang_Wang,_and_Xuelei_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.07571 |
ブランス・ディッケ（BD）理論は、最も単純なスカラー・テンソル重力理論であり、修正されたアインシュタインの一般相対性理論の候補と見なすことができます。この作業では、点源5$\sigma$検出のマグニチュード制限$\sim23$ABmagを使用したCSST銀河団の分光調査におけるBD理論の制約を予測します。zCOSMOSカタログに基づいて模擬データを生成し、CSST分光調査の観測的および機器的効果を検討します。BD理論では$z=0$から1.5までの銀河パワースペクトルを予測し、銀河バイアスやその他の体系的なパラメーターも含まれています。マルコフ連鎖モンテカルロ（MCMC）手法を使用して、宇宙的および体系的なパラメーターの最適な分布と確率分布を見つけます。$\zeta=\ln\left（1+\frac{1}{\omega}\right）$を満たすBrans-Dickeパラメーター$\zeta$が導入されました。CSST分光銀河団の調査では、$|\zeta|<10^{-2}$、または同等に$|\omega|>\mathcal{O}（10^2）$と$|\dot{が得られることがわかりました。G}/G|<10^{-13}$、仮定$\zeta=0$。これらの制約は、現在の宇宙マイクロ波背景放射（CMB）、バリオン音響振動（BAO）、およびIa型超新星（SNIa）データを使用したジョイントコンストレイントと比較して、ほぼ同じオーダーであり、CSST銀河クラスタリング分光調査を示しています。BD理論やその他の修正重力理論を制約するのに強力です。
ヒッグスインフレーションにおける重力ダイナミクス：補助場によるプレインフレーションと予熱
| Title |
Gravitational_dynamics_in_Higgs_inflation:_Preinflation_and_preheating_with_an_auxiliary_field |
| Authors |
Cristian_Joana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.07604 |
ヒッグスインフラトンと追加の補助場からなるモデルの膨張前と予熱の両方のエポックのダイナミクスは、完全な一般相対性理論で研究されています。最小限に結合された補助場は、インフラトン凝縮から両方の場の粒子励起にエネルギーをうまく伝達するパラメトリックタイプの共鳴を可能にします。場の相互作用の強さに応じて、広い共鳴周期は、大きな低密度/過密度からなる構造形成、そしておそらくコンパクトな物体の形成につながります。さらに、同じモデルをマルチフィールドの不均一なインフレ前に直面させた場合、インフレの開始は堅調な結果であることが示されています。比較的大きなヒッグス値では、非最小結合が安定剤として機能し、インフラトンのダイナミクスを保護し、他のフィールドや物質セクターでの摂動の影響を大幅に低減します。これらの調査は、再加熱中の複雑な構造の形成を証拠として示しながら、マルチフィールドの不均一な初期条件に対するヒッグスインフレーションのロバスト性をさらに確認します。
金星の地殻高原のリソスフェア構造
地殻高原は、構造化された地形を特徴とする金星の高地です。それらの地形はアイソスタティックにサポートされており、それらは絶滅した構造レジームの化石を表していると一般に解釈されています。重力と地形を使用して、6つの地殻高原のリソスフェア構造の包括的な調査を実行します。各領域のアドミタンス（重力と地形の波長依存比）を計算し、モデル化されたアドミタンスと比較しました。3つの補償シナリオがテストされました：エアリーアイソスタシー、表面荷重曲げモデル、および表面および表面下荷重を伴う曲げモデル。我々の結果は、ほとんどの高原の地形が地殻の肥厚によって支えられており、調査された波長ではマントル支持成分の追加が必要ないことを示しています。弾性の厚さは35km未満に制限され、最適な平均は15kmであり、これらの領域がアイソスタティックレジームと一致していることを確認しました。高原の平均地殻厚は15〜34kmの範囲であり、それらがエアリーアイソスタシーにある場合、これは金星の世界平均地殻厚が約20kmであることを意味します。PhoebeRegioは、浮力層が含まれている場合にのみ、他の高原と互換性のある地殻の厚さが得られるという点で、私たちの分析の唯一の例外です。弾性厚さから計算された熱流推定は、現在の全球平均と比較してより高い熱流条件下で形成されたプラトーが局所的な融解を引き起こした可能性があることを示しています。現在の熱流予測は、地殻が最も厚い場所でエクロジット化が発生する可能性があることを示唆しています。
持続可能な空間を探しています
1957年10月、そしてスプートニク1号の地球軌道への打ち上げの成功は、宇宙時代の夜明けを示しました。人類初の人工衛星である「仲間の旅行者」の最初のものは、地球の大気圏に再び入る前にわずか3か月間周回しましたが、その使命は今日まで続く大航海時代への道を開きました。多くの人にとって、衛星のない世界は想像するのが難しいでしょう。社会として、私たちは膨大な数のサービスとアプリケーションをそれらに依存するようになりました。地球の表面の広い範囲の神聖なビューと、その曲率の周りの信号を中継する機能により、衛星は、地上放送、長距離配線に関連する課題を回避して、地球規模でのデータの高速転送を可能にしました。等々。ポジショニング、ナビゲーション、タイミング（PNT）衛星は、陸、空、海による輸送に革命をもたらしました。一方、気象衛星は、科学者が大規模な現象をほぼリアルタイムで監視および警告できるようにします。衛星は観測のフロンティアを拡大しました。外を見ると、天文学者は地球の大気を迂回して、これまで以上に宇宙を深く見ることができます。内向きに見ると、大循環モデルに反映されるパターンとプロセスをさまざまなタイムスケールで監視できるため、気候変動の理解が深まります。衛星とそれらが提供するサービスは、すぐになくなることはありません。とはいえ、衛星の安全性に対する脅威は存在します。宇宙領域での運用への長期的な損害を回避するために、できるだけ早くそれらに対処することが重要です。宇宙での人間活動の出現から約65年後、私は軌道デブリ環境の進化を図示し、宇宙運用をより持続可能なものにするための最新の取り組みをレビューします。
中規模の木星のトロヤ群の中から高アルベドオブジェクトを検索するALMA
| Title |
An_ALMA_search_for_high_albedo_objects_among_the_mid-sized_Jupiter_Trojan_population |
| Authors |
Anna_M._Simpson,_Michael_E._Brown,_Madeline_J._Schemel,_Bryan_J._Butler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.07066 |
中型（直径15〜40km）の木星のトロヤ群の小惑星のサンプルからの870$\mu$mの熱放射のALMA測定値を使用して、この集団の高アルベドオブジェクトを検索します。アルマ観測時の絶対等級を正確に測定するために、{同時}掃天観測測光を組み込んだ熱モデルを使用して、各オブジェクトの直径とアルベドを計算します。多くのアルベドはWISEから報告されたものよりも低いものの、いくつかの小さなトロイの木馬は、ALMAとWISEの両方から独立して測定された高いアルベドを持っていることがわかります。これらの高アルベドオブジェクトの数は、最近大規模な影響を受けたオブジェクトの数の予想とほぼ一致しており、新しく作成された木星のトロヤ群の内部に氷などの高アルベド物質が含まれている可能性があることを示唆しています。
パラメータ空間の解きほぐし：白色矮星の周りの惑星系で動的不安定性を引き起こす際の惑星の多様性の役割
| Title |
Disentangling_the_parameter_space:_The_role_of_planet_multiplicity_in_triggering_dynamical_instabilities_on_planetary_systems_around_white_dwarfs |
| Authors |
R._F._Maldonado,_E._Villaver,_A._J._Mustill_and_M._Ch\'avez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.07159 |
中質量星と低質量星を周回する惑星は、恒星の質量損失後の惑星：星の質量比の増加によって惑星系のダイナミクスが変化するため、恒星のホストが白い矮星（WD）に進化するため、危険にさらされます。惑星の多重度がポストメインシーケンス（MS）システムの動的安定性にどのように影響するかを理解するために、惑星の多重度を変数として、物理的および軌道パラメータ空間を制御して、数千のN体シミュレーションを実行します。等質量惑星;隣接する惑星のペア間の同じ軌道間隔。離心率と傾斜角が小さい軌道。10Gyrのシステムダイナミクスに従って、ホストスターをMSフェーズからWDフェーズに進化させます。2惑星系のWDフェーズで動的にアクティブなシミュレーションの割合は、$10.2^{+1.2}_{-1.0}$-$25.2^{+2.5}_{-2.2}$$\％$であり、増加することがわかります。〜$33.6^{+2.3}_{-2.2}$-$74.1^{+3.7}_{-4.6}$$\％$6惑星系の場合、範囲は初期軌道分離のさまざまな範囲をカバーします。私たちのシミュレーションは、惑星の質量や分離の範囲に関係なく、システムが持つ惑星が多いほど、星がWDになるとシステムが不安定になることを示しています。追加の結果は、低質量の惑星（1、10$\mathrm{M_\oplus}$）を使用したシミュレーションでは、多くても2つの惑星が失われ、システムの大部分が惑星を失うことなく軌道を横断し、Gyr時間動的にアクティブになることを示しています。-WDの冷却トラックのスケール。一方、高質量惑星（100、1000$\mathrm{M_\oplus}$）を備えたシステムは、できれば放出によって最大5つの惑星を失い、WDの形成後の最初の数百Myrで不安定になります。。
| Title |
Arpu_Kuilpu:_An_H5_from_the_Outer_Main_Belt |
| Authors |
Patrick_M._Shober,_Hadrien_A._R._Devillepoix,_Eleanor_K._Sansom,_Martin_C._Towner,_Martin_Cup\'ak,_Seamus_L._Anderson,_Gretchen_Benedix,_Lucy_Forman,_Phil_A._Bland,_Robert_M._Howie,_Benjamin_A._D._Hartig,_Matthias_Laubenstein,_Francesca_Cary,_Andrew_Langendam |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.07185 |
2019年6月1日、現地時間の午後7時30分直前に、DesertFireballNetworkは、西オーストラリア州の国境近くの南オーストラリア州で-9.3マグニチュードの火球を検出しました。このイベントは6つの火の玉観測所によって観測され、5秒間続きました。1つのステーションが軌道のほぼ真下にあり、軌道ソリューションを大幅に制約していました。この軌道の後方数値積分は、オブジェクトが2.75auの準主軸を持つ外側の主ベルトから発生したことを示しています。光度曲線も抽出され、大気通過中に体がほとんど断片化されていないことが示されました。数人のDesertFireballNetworkチームメンバーと他のボランティアを対象に検索キャンペーンが実施されました。ダークフライトモデルに基づいて予測された落下領域内で、42gのフラグメントが1つ回収されました。短命の放射性核種の測定に基づいて、断片は新鮮な落下であることが確認されました。隕石ArpuKuilpuは、H5普通コンドライトに分類されています。これは、オーストラリアで砂漠火の玉ネットワークによって回収された5番目の秋であり、これまでに侵入を生き延びて隕石として回収された最小の流星物質（$\simeq2$kg）です。
地球を超えた可能性のある生命分散パターンについて
確率的感染ダイナミクスプロセスを使用して、単一の銀河系領域内の仮想的な生物分散をモデル化します。これは、地球上の生命分散のこれらの局所的な特性に触発されています。恒星系の集団を居住性に関してさまざまなカテゴリーに分割し、モデルに類似した確率的セルオートマトンルールを使用して時間の経過とともに進化させました。動的効果として、それらのエージェンシーについての仮定を回避する方法で、自然分散ベクトル（例えば、塵、小惑星）の存在を含めます。分散ベクトルが有限の速度と範囲を持っていると仮定することにより、モデルには「光学的厚さの広がり」のパラメーターが含まれます。その進行に拡散成分を追加する分散フラックスの長期挙動に対する振動感染率の影響も考慮されます。位相空間は、持続的な伝送、急速に終了する伝送、および2つの間の遷移領域のサブ領域に分離されていることがわかりました。振動する生命の拡散率の振幅に応じて、銀河パッチの生命伝達は異なる幾何学的形状をとる可能性があることを観察しました。一部のホストシステムに人が住んでいない場合でも、生命の伝達には一定のしきい値があり、パッチを長期間にわたって実行可能な材料で飽和させることができます。居住可能なシステムの局所密度の確率的変動により、クラスターは相互に継続的に感染する可能性がありますが、生命の伝達が観測されたしきい値を下回ると空間パターンが消失するため、伝達プロセスは時間的に永続的ではありません。両方の調査結果は、人口密集地域の居住可能な惑星が感染していないままである可能性があることを示唆しています。
エウロパの地表水氷の結晶化度とLineaeとハイドレート組成の相関関係
エウロパの表面組成と氷の火山活動の証拠は、地下海洋の特性と組成への洞察を提供し、その潜在的な居住性の評価を可能にします。表面処理と地下活動を明らかにするための有望な方法の1つは、表面で観察される結晶性およびアモルファスの水氷の相対的な割合であり、温度、荷電粒子の衝撃、蒸気の堆積、および氷の火山の活動の影響を受けます。エウロパの主要な半球で観察された結晶化度は、熱物理および粒子フラックスモデリングだけでは再現できず、表面に影響を与える追加のプロセスがある可能性があることを示しています。ガリレオ近赤外マッピング分光計（NIMS）のハイパースペクトル画像キューブでスペクトル混合分析を実行し、表面の結晶化度が高空間分解能スケールでの物理処理によってどのように影響を受けるかを特定しました。特に、赤道に近い15e015と南極に近い17e009の2つの画像キューブに焦点を当てます。どちらも、主要な半球にあります。非負の最小二乗スペクトル混合分析を実行して、表面の非氷組成と水氷結晶化度の両方を明らかにしました。赤道と南極のスペクトルは、アモルファスの水氷が支配的であることがわかりました。15e015NIMSキューブ内の平均結晶化度は約35％、17e009NIMSキューブ内の平均結晶化度は約15％と推定されました。これは、地上の分光学的に導出された結晶化度と一致しています。また、硫酸マグネシウム、塩化マグネシウム、および水和硫酸と線状および隆起との相関関係を特定しました。これは、湧昇地下物質による表面処理の証拠を提供する可能性があります。
EMPパスファインダーの紹介：ホスト銀河における星団の同時形成と進化のモデリング
| Title |
Introducing_EMP-Pathfinder:_modelling_the_simultaneous_formation_and_evolution_of_stellar_clusters_in_their_host_galaxies |
| Authors |
Marta_Reina-Campos,_Benjamin_W._Keller,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Jindra_Gensior,_Sebastian_Trujillo-Gomez,_Sarah_M._R._Jeffreson,_Joel_L._Pfeffer,_and_Alison_Sills |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.06961 |
星団の形成と進化は、それらのホスト銀河のそれと密接に関連しています。この関係を研究するために、宇宙論的ズームイン天の川質量シミュレーションのEMP-Pathfinderスイートを紹介します。これらのシミュレーションには、星団の形成と進化に関するサブグリッドの説明が含まれているため、宇宙時間全体でのホスト銀河と一緒に星団の形成と進化を同時に研究することができます。これらのシミュレーションの重要な要素として、星間物質（ISM）の多相性の物理学を含めます。これにより、低温で高密度のISMの存在がクラスターの形成と進化にどのように影響するかを研究できます。2つの異なる星形成処方を検討します。1つは自由落下時間あたりの一定の星形成効率、もう1つは環境に依存する乱流ベースの処方です。これらのシミュレーションから得られた2つの重要な結果を特定します。まず、冷たいISMの粒状性によって引き起こされる潮汐ショックによる混乱により、天の川とM31で観測された集団と非常によく一致する特性を持つ古い（$\tau>10〜$Gyr）星団集団が生成されることがわかります。。重要なのは、コールドISMの追加により、コールド気相が不足していた以前のシミュレーションで見つかった不一致の領域に対処することです。第二に、星団の形成は、銀河の冷たくて密度の高いガス貯留層の特性を支配するバリオン物理学に非常に敏感です。これは、星団集団の人口統計が、コールドISMの説明も含む今後の銀河形成シミュレーションでバリオン物理モデルを制約するための重要な診断ツールであることを意味します。
ERGO-ML I：可逆ニューラルネットワークを介した統合された観測可能な特性からIllustrisTNG銀河の集合履歴を推測する
| Title |
ERGO-ML_I:_Inferring_the_assembly_histories_of_IllustrisTNG_galaxies_from_integral_observable_properties_via_invertible_neural_networks |
| Authors |
Lukas_Eisert,_Annalisa_Pillepich,_Dylan_Nelson,_Ralf_S._Klessen,_Marc_Huertas-Company_and_Vicente_Rodriguez-Gomez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.06967 |
LambdaCDM宇宙論の基本的な予測は、構造の階層的な構築であり、したがって、銀河がより大規模な銀河に連続的に融合することです。銀河は宇宙の歴史の中で特定の時間にしか観測できないため、この合併の歴史は原則として観測できません。IllustrisTNGプロジェクトのTNG100シミュレーションを使用することにより、機械学習技術を使用して、観測可能な特性から中央銀河の観測不可能な恒星の集合と合併の履歴を推測できることを示します。特に、ERGO-ML（機械学習による銀河観測可能物からの現実の抽出）のこの最初の論文では、銀河の7つの観測可能な積分特性（つまり、全恒星質量、赤方偏移、色、恒星サイズ、形態、金属性、および年齢）これらから、恒星のex-situ割合、平均合併ルックバック時間と質量比、および最後の主要な合併のルックバック時間と恒星質量を推測します。そのために、多層パーセプトロンニューラルネットワークと条件付き可逆ニューラルネットワーク（cINN）を使用して比較します。後者のおかげで、これらのパラメーターの事後分布を推測し、予測の不確実性を推定することもできます。星の生息域外の割合と最後の主要な合併の時間は、選択された観測量のセットによって十分に決定され、質量加重された合併の質量比は制約されておらず、星の質量、星の形態、星の年齢を超えていることがわかります最も有益なプロパティです。最後に、cINNが残りの原因不明の散乱と二次相互相関を回復することを示します。私たちのツールは、銀河の過去の観測不可能な特性を推測するために大規模な銀河調査に適用でき、宇宙論的シミュレーションによって強化された銀河の進化の経験的研究を可能にします。
銀河形成のFIRE-2宇宙論的ズームインシミュレーションの公開データリリース
| Title |
Public_data_release_of_the_FIRE-2_cosmological_zoom-in_simulations_of_galaxy_formation |
| Authors |
Andrew_Wetzel,_Christopher_C._Hayward,_Robyn_E._Sanderson,_Xiangcheng_Ma,_Daniel_Angles-Alcazar,_Robert_Feldmann,_T.K_Chan,_Kareem_El-Badry,_Coral_Wheeler,_Shea_Garrison-Kimmel,_Farnik_Nikakhtar,_Nondh_Panithanpaisal,_Arpit_Arora,_Alexander_B._Gurvich,_Jenna_Samuel,_Omid_Sameie,_Viraj_Pandya,_Cameron_Hummels,_Sarah_Loebman,_Michael_Boylan-Kolchin,_James_S._Bullock,_Claude-Andre_Faucher-Giguere,_Dusan_Keres,_Eliot_Quataert,_Philip_F._Hopkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.06969 |
銀河形成のFIRE-2宇宙論的ズームインシミュレーションの公開データリリースについて説明します。これは、FeedbackInRealisticEnvironments（FIRE）プロジェクトからflathub.flatironinstitute.org/fireで入手できます。FIRE-2シミュレーションは、恒星風、コア崩壊とIa型超新星、放射圧、光イオン化、光電加熱などの恒星進化とフィードバックの直接モデルを実装しながら、多相星間物質を明示的にモデル化するためのパーセックスケールの解像度を実現します。3つのシミュレーションスイートから完全なスナップショットをリリースします。1つ目は、14個の天の川銀河、5個のSMC/LMC質量銀河、および1個の超微弱銀河を含む4個の低質量銀河にズームインする20個のシミュレーションで構成されています。z=0、1、2、3、4でスナップショットをリリースします。2つ目は、z=1でシミュレートされた4つのより大きな銀河で構成され、z=1、2、3、4、5、6でスナップショットがあります。-赤方偏移スイートは、z=5および6で22のシミュレーションで構成されます。各シミュレーションには、各主銀河の周囲のズームイン領域にある数十の分解された低質量（衛星）銀河も含まれます。各スナップショットには、すべての暗黒物質、ガス、および星の粒子について保存されているすべてのプロパティが含まれます。これには、星とガスの11の元素の存在量、および星の粒子の形成時間（年齢）が含まれます。また、銀河の特性やメンバーの星の粒子を含む、付随するハローカタログもリリースしています。天の川銀河の質量シミュレーションでは、z=0の各星の粒子の「生息域外」フラグと、ハロー質量分布の恒星ストリームと多重極基底展開モデルのカタログをリリースします。これらのシミュレーションを読んで分析するために公開されているPythonパッケージをいくつかリストします。
ヒアデス星団における質量分離
ガイアの色と大きさの図を使用して、ヒアデス星団と尾の979個の確認されたメンバーのカタログに質量を割り当てます。累積質量プロファイルをフィッティングすることにより、潮汐半径内の星は、5.75pcの半質量半径$r_{\rmh}$のプランマーのようなプロファイルを持ちます。尾は$r_{\rmh}=69.35$pcで延長され、距離$^{-1.36}$に比例する密度でPlummerよりもゆっくりと落下します。星団はBP-RP$=2$または$0.56M_\odot$で2つのグループに分けられ、高質量（${\barM}=0.95M_\odot$）と低質量（${\barM}=0.32M_\odot$）人口。（i）高質量集団の半質量半径$r_{\rmh}$は4.88pcであり、低質量集団の半質量半径は$r_{\rmh}=8.10$pcです。（ii）空間範囲の違いにもかかわらず、高質量集団と低質量集団の運動学と二元性の特性は類似しています。それらは、平均1d速度分散$\sigma$がそれぞれ0.427および0.415kms$^{-1}$の等方性速度楕円体を持っています。ヒアデス星団の動的状態は、エネルギー等分配からはほど遠いです（$\sigma\propto{\barM}^{-1/2}$）。脱出速度$V$のクラスターの新しい質量分離不安定性を特定します。$V/\sigma\lesssim2\sqrt{2}$の母集団は、熱平衡と等分配を達成できません。この体制には、多くの銀河団と球状星団が含まれます。ヒアデス星団の場合、少なくとも$9.5\times10^{-4}M_\odot\、{\rmkm^2\、s^{-2}Myr^{-1}}$の外向きエネルギーフラックスが必要です。現在の構成を維持します。潮汐ストリッピング自体による現在の$0.26M_\odot{\rmMyr}^{-1}$の質量損失は、必要な大きさを超えるかなりのエネルギーの流れを意味します。
複数の輝線比を使用して粉塵減衰法の勾配を制限する
| Title |
Using_Multiple_Emission_Line_Ratios_to_Constrain_the_Slope_of_the_Dust_Attenuation_Law |
| Authors |
Moire_K._M._Prescott_(1),_Kristian_M._Finlator_(1),_Nikko_J._Cleri_(2),_Jonathan_R._Trump_(3),_and_Casey_Papovich_(2)_((1)_New_Mexico_State_University,_(2)_Texas_A&M_University,_(3)_University_of_Connecticut) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.06974 |
個々の銀河のダスト減衰法則の傾きと正規化の両方を測定するために3行アプローチを使用することの可能性と実際的な制限を調査します。これを行うために、スリットスペクトルからの既存の地上ベースのバルマーH$\alpha$とH$\beta$の測定値に加えて、Paschen-$\beta$の宇宙ベースのグリズム制約を持つ11個の銀河のサンプルに焦点を当てます。観測の不確実性を説明するとき、1つの銀河が理論的な議論から期待される範囲で十分に制約されたダスト法則の傾きと正規化を持っていることを示します。したがって、この銀河は、将来可能になるかもしれないことの例を提供します。ただし、ほとんどの銀河は、異常に急な斜面や浅い斜面に最適です。次に、追加の天体物理学的効果または観測バイアスが、これらの結果を推進するPaschen-$\beta$/H$\alpha$比の上昇を説明できるかどうかを調査します。Paschen-$\beta$/H$\alpha$の比率が高い銀河は、わずかにサブユニティのカバー率（$>$97％）で説明できることがわかります。あるいは、ラインごとにスリット損失が異なると、結果に大きな影響を与える可能性があり、一貫した分光アパーチャで3つのラインすべてを測定することの重要性が強調されます。個々の銀河のダスト減衰法則の形状を制約する3線アプローチは有望ですが、観測バイアスを最小限に抑え、異なる被覆率の天体物理学的に興味深い効果を解きほぐすには、深い観測と一貫した観測戦略が必要であると結論付けます。ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡は、$z\approx0.3-2$で銀河のバルマー系列とパッシェン系列のより感度の高い測定を提供し、光赤外線ダスト減衰法則とその固有の変動に対する均一な制約を可能にします。
銀河のような天の川の星の運動学を精査する際の速度異方性パラメータのロバスト性について：TNG50シミュレーションから離れて
| Title |
On_the_robustness_of_the_velocity_anisotropy_parameter_in_probing_the_stellar_kinematics_in_Milky_Way_like_galaxies:_Take_away_from_TNG50_simulation |
| Authors |
Razieh_Emami_(Center_for_Astrophysics,_Harvard_&_Smithsonian),_Lars_Hernquist,_Mark_Vogelsberger,_Xuejian_Shen,_Joshua_S._Speagle,_Jorge_Moreno,_Charles_Alcock,_Shy_Genel,_John_C._Forbes,_Federico_Marinacci,_Paul_Torrey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.07162 |
TNG50シミュレーションで、天の川銀河のサンプルについて、実空間とエネルギー空間での星の速度異方性を分析します。空間、運動学、金属量のカットなど、さまざまな選択基準を採用し、さまざまな選択に対して軽度から強の感度を示す3つのハロークラス（$\mathcal{A}$-$\mathcal{C}$）を作成します。上記のクラスは、それぞれハローの48％、16％、36％をカバーしています。$\beta$放射状プロファイルを分析し、単調に増加する放射状プロファイルまたは山と谷のあるプロファイルに分割します。単調に増加する$\beta$プロファイルを持つハローは、ほとんどがクラス$\mathcal{A}$からのものであり、ピーク/トラフを持つハローはクラス$\mathcal{B}$-$\mathcal{C}$の一部であることを示します。これは、観察的に報告された山/谷が異なる選択基準の結果である可能性があるため、注意が必要であることを意味します。異方性パラメータ$\beta$のエネルギー空間を推測し、それを$\beta$の半径方向のプロファイルと比較します。実空間でのさまざまな選択に対して非常に穏やかな感度を持つハローの65％は、$\beta$の放射状プロファイルとエネルギープロファイルが密接に関連しているハローであることがわかります。したがって、$\beta$の放射状プロファイルとエネルギープロファイルを比較することは、さまざまな選択基準に対する感度を調べるための新しい方法であり、したがって、星の運動学を追跡する際の異方性パラメーターのロバスト性を調べることができると提案します。シミュレートされた$\beta$放射状プロファイルをさまざまな分離および拡張された観測と比較し、ほとんどの場合、モデルの多様性がさまざまな観測のエラーバーと同等であることを示します。つまり、TNG50モデルは全体的に観測とよく一致しています。
| Title |
The_radio_dichotomy_of_active_galactic_nuclei |
| Authors |
Hubing_Xiao,_Jingtian_Zhu,_Liping_Fu,_Shaohua_Zhang,_Junhui_Fan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.07199 |
活動銀河核（AGN）における電波二分法の問題は、40年以上にわたって提案されてきたとしても、まだ議論の余地があります。古い謎を解くために、光学$B$バンドとラジオ6cm波長データを使用してAGNのサンプルを収集し、ラジオのラウドネス${\rmlog}R$を分析します。私たちの結果は、ラジオラウド（RL）AGNとラジオクワイエット（RQ）AGNの間の${\rmlog}R=\langle1.37\pm0.02\rangle$の分離を示しており、RL/RQ二分法の存在を示唆しています。初めて、無線の光度と無線のラウドネスを二重基準として組み合わせて、AGNをRLとRQに分割し、単一基準のシナリオで発生する可能性のある誤分類の問題を回避することをお勧めします。二重基準の分割線を提案します${\rmlog}L_{\rm6cm}=-2.7{\rmlog}R+44.3$は、機械学習方式を使用します。さらに、RL/RQ二分法の要点は、2つのクラスの電波放射の発生源です。たとえば、RLとRQからの無線放射は同じ発生源を共有することをお勧めします。ジェットとミニジェット（アボートジェットまたは流出）、ラジオ6cmの光度と光学$B$バンドの光度の間の相関研究による。
VLAは、z = 3.65クエーサーSDSSJ160705 + 533558でCO（1-0）放出を検出します
| Title |
VLA_detects_CO(1-0)_emission_in_the_z=3.65_quasar_SDSS_J160705+533558 |
| Authors |
Judit_Fogasy,_Kirsten_K._Knudsen_and_Eskil_Varenius |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.07368 |
KarlG.Jansky超大型干渉電波望遠鏡（VLA）を使用して、高赤方偏移クエーサーSDSSJ160705+533558（$z=3.653$）のCO（1--0）観測を提示します。クエーサーに関連するCO放出を検出し、クエーサーからの投影距離$\sim16.8\、\rmkpc$で、速度が$\sim800\、\rmkm\、s^{-1}$で区切られています。このシステムの総分子ガス質量は$\sim5\times10^{10}\、\rmM_{\odot}$です。CO検出をソースの以前のサブミリ波（submm）観測と比較することにより、異なる放射成分間のオフセットが明らかになります。submm放射のピークは、クエーサーとVLAデータで検出されたCOコンパニオンからオフセットされます。私たちの発見を説明するために、触角銀河のシナリオと同様のシナリオを提案します。SDSSJ160705+533558は、クエーサーとCOコンパニオンが合体する銀河であり、その相互作用によってほこりっぽい星が形成される合体システムである可能性があります。-サブミリ波で支配的な銀河間のオーバーラップ領域を形成します。
超微弱矮小銀河のブラックホールに対するデネンハロー効果
最近、超微弱な矮小銀河の検出に向けて進歩が見られました。これらの銀河の中には、ほぼ99$\％$の純粋な暗黒物質が含まれているため、暗黒物質の探査に役立つ実験室として役立つ可能性があります。これらの銀河の大部分には、それらに生息するブラックホールは含まれていません。最近、矮小銀河の中にはブラックホールがあるかもしれないという報告がありました。この研究では、矮小銀河に一般的に使用されているDehnen暗黒物質ハロープロファイルと組み合わせたブラックホールソリューションを構築します。我々は、超微弱な矮小銀河の暗黒物質プロファイルがコアであるかカスピーであるかを決定することを可能にするかもしれない標準的なブラックホール特性と比較して偏差があるかどうかを見つけることを目指しています。モデルをより現実的にするために、修正されたNewman-Janis処方を適用して、回転メトリックを取得しました。事象の地平線、エルゴ領域、時間のようなヌル粒子の測地線、ブラックホールの影などのブラックホールの特性を分析しました。この研究の範囲を広げるために、我々はまた、Dehnenプロファイルの効果を調べるために弱い偏向角を計算しました。結果は、Dehnenプロファイルが既知のブラックホール特性にいくつかの小さいが興味深い逸脱を引き起こすことを明らかにしました。光子球の半径が増加する一方で、最内安定円軌道の半径が減少することが示されています。また、Dehnenプロファイルにより影のサイズが小さくなり、その範囲はプロファイルがコアであるかカスピーであるかによって異なることがわかりました。全体として、既知のブラックホール特性に対するDehnenプロファイルによって引き起こされる偏差は非常に小さいため、超微弱な矮小銀河のこのプロファイルがコアであるかカスピーであるかを区別するために、非常に洗練された超高感度の空間検出器が必要です。
速度空間での曲げ波：THINGSサンプルの最初の外観
曲がり波の検出は、サブkpcの曲がり振幅のため、近くの円盤銀河でも非常に困難な作業です。しかし、シミュレーションによると、円盤銀河のような天の川の調和的な曲がりは、測定された視線（ロス）速度の調和的な変動にも関連しており、現れた曲がり波の運動学的特徴と見なすことができます。ここでは、\HIディスクの曲げ波の同様の運動学的特徴を探します。これは、それらが光学半径をはるかに超えているためです。THINGSサンプルからの6つの近くの渦巻銀河の\HIlos残留速度場の多極解析を提示します。これにより、曲げ波によって引き起こされる速度のピークが明らかになります。これにより、銀河に存在するさまざまな曲げモードの半径方向の位置と振幅を特定できます。すべてのサンプルディスクが、いくつかの低次の曲げモードの重ね合わせの運動学的特徴を組み合わせて示していることがわかります。これは、曲げ波が一般的な現象であることを示唆しています。識別された速度ピークは、モード$m=2,3$および$4$であり、振幅が15kms$^{-1}$以下であり、\HIディスク全体に広がっていることがわかります。興味深いことに、それらはそれらのホスト銀河の光学的エッジの近くに集中しているように見えます。また、$m=2$は他の2つのモードよりも一般的であるように見えます。
CALIFA調査のHII領域：II。それらの物理的性質と銀河の進化との関係
| Title |
HII_regions_in_CALIFA_survey:_II._The_relation_between_their_physical_properties_and_galaxy_evolution |
| Authors |
C._Espinosa-Ponce,_S._F._S\'anchez,_C._Morisset,_J._K._Barrera-Ballesteros,_L._Galbany,_R._Garc\'ia-Benito,_E._A._D._Lacerda,_D._Mast |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.07518 |
ここでは、HII領域のサンプルの物理的特性の調査と、CALIFA調査の最後のHII領域カタログの集計を示します。このサンプルは、面分光データからの924個の銀河に対応する約26,000を超えるイオン化領域の光学分光特性を含みます。これには、フラックス強度と等価幅、およびそれらの基礎となる星の種族の特性が含まれます。現在の研究では、これらの特性に基づいて、これらすべての領域の一連の物理量を導き出します。（ii）イオン化強度（6つの異なる推定値を使用）。（iii）酸素量（25の異なるキャリブレーターを使用）。（iv）窒素および窒素から酸素への存在量。（v）ダストの消滅と（vi）電子密度。このデータセットを使用して、古典的な診断図の遺伝子座がこれらの量、これらのパラメーターの動径分布、およびそれらの間と基礎となる星の種族の特性との相互関係にどのように関連しているかを調べます。HII領域の多くの特性は、それらの領域が観測される場所での銀河の恒星進化と密接に関連していると結論付けます。これらの特性は、それらが形成される天体物理学的状況に依存しない電離星と電離星雲の特性によって、二次効果としてのみ変調されます。私たちの結果は、銀河の化学進化を探求するためのHII領域の重要性を強調し、それらの特性のどれがその進化のプロキシとして使用できるかを明らかにしています。
宇宙原理のテスト：異なる宇宙論的時代におけるクエーサーの全身運動の位置天文学的限界
| Title |
Testing_the_Cosmological_Principle:_Astrometric_Limits_on_Systemic_Motion_of_Quasars_at_Different_Cosmological_Epochs |
| Authors |
Valeri_V._Makarov,_Nathan_J._Secrest |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.07536 |
ガイアEDR3での位置天文固有運動と、空の楕円形の8400平方度の領域での0.5を超える分光赤方偏移を備えた、60,410ドルの正真正銘の光学クエーサーのサンプルが作成されます。極座標の直交ゼルニケ関数を使用して、固有運動場は、サンプル全体とソートされた赤方偏移の6つの等しいビンの加重最小二乗調整に適合されます。37個のゼルニケ関数との全体的な適合により、統計的に有意なパターンが明らかになります。これは、機器に由来する可能性があります。このパターンの主な特徴は、主にR.A.でのピークとディップのチェーンです。振幅が25〜$\mu$asyr$^{-1}$のコンポーネント。このフィールドは、中央値0.72、1.00、1.25、1.52、1.83、2.34で、0.5から7.03の範囲をカバーする赤方偏移によってグループ化されたクエーサーの6つの類似した近似のそれぞれから差し引かれます。結果として生じる残差パターンはノイズが多く、領域の中央部で最大8〜$\mu$asyr$^{-1}$の形式的な不確実性があります。R.A.の単一の信頼性の高いゼルニケ項を検出します。空の$150\degr$を超える30$\mu$asyr$^{-1}$の一般的な勾配を表す、約1.52の赤方偏移を持つクエーサーの固有運動成分。$2.5\、\sigma$有意水準を超える赤方偏移の関数として、残余固有運動場の小規模または中規模の全身変動は見つかりません。
セイファート銀河からのX線フレア中のコロナの加速と冷却IZw 1
NuSTARとXMM-Newton天文台によって、2020年1月に活動銀河核IZwicky1（IZw1）から観測されたX線フレアについて報告します。X線スペクトルは、コロナからの連続放出と、急速に回転する（>0.94）ブラックホールの周りの降着円盤からの反射で構成されるモデルによってよく説明されています。広帯域スペクトルをモデル化するには、ディスク全体のイオン化の変動を考慮する必要があります。フレアの前、最中、後の期間のX線スペクトルを分析すると、フレアに関連するコロナの根本的な変化が明らかになります。フレアの間、反射率は大幅に低下し、降着円盤から離れるコロナの加速と一致します。X線フレアの間に温度がフレアの前の140（-20、+100）keVから45（-9、+40）keVに下がるという最初の証拠を見つけます。鉄のK線のプロファイルは、降着円盤の放射率プロファイルを示しており、フレアの前にディスク上に7（-2、+4）rg以下しか伸びていないコンパクトなコロナによって照らされていることを示していますが、暫定的な証拠は次のとおりです。コロナはフレア中に加速されると膨張します。フレアがおさまると、コロナは半径6（-2、+2）rgまで崩壊しました。フレアの急速なタイムスケールは、それらが降着円盤ではなくブラックホール磁気圏内で発生することを示唆しており、コロナの変動は、ディスクからのシード光子のコンプトン化から生じる連続体と一致しています。
脈動する超大光度X線源NGC1313X-2における明確な降着レジームの多波長ビュー
| Title |
A_multi-wavelength_view_of_distinct_accretion_regimes_in_the_pulsating_ultraluminous_X-ray_source_NGC_1313_X-2 |
| Authors |
Rajath_Sathyaprakash,_Timothy_P._Roberts,_Fabien_Gris\`e,_Philip_Kaaret,_Elena_Ambrosi,_Christine_Done,_Jeanette_C._Gladstone,_Jari_Kajava,_Roberto_Soria_and_Luca_Zampieri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.06986 |
NGC1313X-2は、数少ない既知の脈動超大光度X線源（PULX）のひとつであり、非常に超エディントンの速度で降着する中性子星を含んでいると考えられています。ただし、この降着の物理学はまだ決定されていません。ここでは、このPULXの2つの同時XMM-NewtonおよびHST観測の結果を報告し、そのSwift光度曲線から定義された2つの異なるX線の振る舞いを観測しました。PULXのX線スペクトルは、より低いフラックス、より低い変動性の振幅の振る舞いで行われた観測中の硬い超発光（HUL）レジームによって最もよく説明されることがわかります。そのスペクトルは、より高いフラックス、より高い変動性の振幅エポックの間に、より広いディスクに変化します。ただし、光学/UVフラックスに付随する変化は見られず、唯一の違いは、X線フラックスが増加するにつれて近赤外でフラックスが減少することです。UV/光学/IRフラックスを説明するために照射モデルを適合させようとしますが、それらは意味のある制約を提供できません。代わりに、システムの物理モデルから、ジェットを示す可能性のあるIRの超過はあるものの、光学光はコンパニオンO/Bスターによって支配されていると結論付けることができます。これらの結果が降着円盤の内部領域の歳差運動とどのように一致し、光学ではなく観測されたX線特性の変化につながるか、ULXからの再処理された放射を観測することを期待すべきかどうかについて説明します。
| Title |
Late-Time_X-ray_Observations_of_the_Transient_Source_Cygnus_A-2 |
| Authors |
Bradford_Snios,_Martijn_De_Vries,_Paul_E._J._Nulsen,_Ralph_P._Kraft,_Aneta_Siemiginowska,_Michael_W._Wise |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.07007 |
2011年に最初に検出された電波過渡期のはくちょう座A-2に対応するX線について、強力なファナロフ-ライリークラスII（FRII）電波銀河はくちょう座Aのチャンドラ観測を調べます。観測は高解像度カメラを使用して行われます。（HRC）はくちょう座A-2と中央の電波銀河核（AGN）を0.42秒角の間隔で空間的に分解するための機器。シミュレートされた画像が発光領域から生成され、関心領域の放射状プロファイルが抽出されます。シミュレーションと観測を比較すると、はくちょう座A-2のX線検出がなく、フラックスの上限が$1.04\times10^{-12}\rm\、erg\、cm^{-2}であることがわかります。\、s^{-1}$、または$8.6\times10^{42}\rm\、erg\、s^{-1}$のレストフレーム2-10keVの光度。はくちょう座A-2のブラックホールの質量は、X線フラックスの限界に基づいて推定され、着実に降着する源ではなく、フレア状のブラックホールと一致していることがわかります。HRCの観測結果は、2016年から2017年までのアーカイブACISデータとさらに比較され、AGN複合体の全体的な形態とフラックス限界の両方が2つのデータセット間で一致しています。この一貫性は、以前はAGNの観察された形態にバイアスをかけると考えられていたACISのパイルアップ効果にも関わらずです。データセット間の一致は、CygnusAのアーカイブChandraデータを利用して、前例のないレベルの精度でAGNを分析することの実行可能性を示しています。
確認されたX線光度を持つ68のMSPとX線の上限を持つ107のMSPを含む、29の銀河球状星団（GC）におけるX線ミリ秒パルサー（MSP）の包括的なセンサスを提示します。GCMSPの以前のX線研究をまとめ、6つのMSP（PSRJ1326$-$4728A、J1326$-$4728B、J1518$+$0204C、J1717$+$4308A、J1737$-$0314A）の新しい分析を追加します。およびJ1807$-$2459A）が5つのGCで発見されました。それらのX線スペクトルは、単一の黒体モデル、単一のべき乗則モデル、またはそれらの組み合わせによって十分に記述され、X線の光度は1.9$\times$10$^{30}$ergs$^{の範囲です。-1}$から8.3$\times$10$^{31}$ergs$^{-1}$。ほとんどの検出されたX線MSPは、$\sim10^{30}$ergs$^{-1}$から$3\times10^{31}$ergs$^{-1}$の間の光度を持っていることがわかります。セアカゴケグモは比較的明るいMSP集団であり、X線の光度は$\sim2\times10^{31}$-$3\times10^{32}$ergs$^{-1}$です。黒人の未亡人はX線の光度で二峰性の分布を示し、黒人の未亡人は$\sim7\times10^{30}$と$2\times10^{31}$ergs$^{-1}$の間で日食します。確認された2つの非食い黒人の未亡人は、$L_X$が$1.5-3\times10^{30}$ergs$^{-1}$で、はるかに暗く、個体群の本質的な違いを示唆しています。MSPの数とGCの恒星遭遇率との相関関係を考慮して、36個のGCのMSPの総数を推定し、これらの36個のGCに600〜1500個のMSPが存在することを示唆します。最後に、銀河バルジ内のX線で検出可能なMSPの数を推定し、$L_X>10^{33}$ergs$^{-1}$の1-86MSP、および20--900MSPを見つけます。$L_X>10^{32}$ergs$^{-1}$の場合、そこで検出可能であるはずです。
宇宙線の伝播と銀河における二次粒子の生成
宇宙線は、今日、宇宙の極端な物体の天体物理学、宇宙環境プラズマ（銀河系と銀河系外の両方）、核相互作用の物理学、または非常に高いエネルギーでの素粒子の特性、さらには宇宙論的問題を研究するための重要なツールです。暗黒物質パズルなど。この論文では、銀河宇宙線の輸送に関する現象学を現場での最新の実験データに照らして研究し、より良い制約を得るために新しい分析を提示します。論文全体を通して、宇宙線と星間ガスとの衝突から生成された二次宇宙線核（B、Be、Li）、反陽子、ガンマ線などの二次粒子は、モデルを調整およびテストし、さまざまなシナリオを調査するために処理されます。、暗黒物質の崩壊または消滅の可能性のある兆候など。伝播計算を実行するために、次のDRAGON2コードの暫定バージョンが使用されました。CRデータの精度が上がるにつれ、銀河内の荷電粒子の伝播の標準的なパラダイムに関して、いくつかの異常が現れました。この論文では、これらの種類の分析に関連する体系的な不確実性、特に断面の不確実性を考慮に入れることにより、これらの異常のいくつかが消えることを示しています。
B超巨星を含むHMXBの恒星風のX線照射：ULXへの影響
風力で供給される高質量X線連星は、コンパクト星に放射的に駆動される風の降着によって動力を供給されます。降着によって生成されたX線は、風の電離状態を変化させます。イオン化状態が高くなると風の効果が低下するため、X線イオン化は風の加速を妨げる可能性があります。これにより、X線源に向かう方向の風の終端速度と質量流束が減少します。B超巨星の恒星風に対するX線電離の影響を研究します。X線照射が恒星風に大きく影響するバイナリパラメータを決定します。これは、光学的厚さパラメータとX線輝度をプロットした図で調べることができます。光学的厚さが浅い場合、またはX線の光度が高い場合、X線のイオン化により、X線源に向けられた風が乱れます。B超巨星成分を含む高質量X線連星の観測パラメータは、風の乱れゾーンの外側に現れます。X線フィードバックは、結果として生じるX線の明るさを決定します。X線の光度が低い場合、電離は弱く、風はX線によって乱されず、高速で流れるため、降着率は比較的低くなります。一方、X線の輝度が高い場合、X線のイオン化によって流れが乱れ、加速が妨げられ、風速が遅くなり、降着率が高くなります。これらの効果は、個々のバイナリのX線輝度を決定します。X線フィードバックを考慮すると、推定されたX線光度は観測値と合理的に一致します。小規模な風の不均一性の影響を研究し、それらが再結合と質量損失を増加させることによってX線イオン化の影響を弱めることを示しています。この効果は、双安定ジャンプの領域で特に重要です。$L_x<10^{40}$erg/sの超高輝度X線連星は、巨大なブラックホールへのB超巨星風の降着によって動力を与えられる可能性があることを示しています。
Askaryan RadioArrayを使用した低しきい値の超高エネルギーニュートリノ探索
| Title |
A_low-threshold_ultrahigh-energy_neutrino_search_with_the_Askaryan_Radio_Array |
| Authors |
P._Allison,_S._Archambault,_J.J._Beatty,_D.Z._Besson,_A._Bishop,_C.C._Chen,_C.H._Chen,_P._Chen,_Y.C._Chen,_B.A._Clark,_W._Clay,_A._Connolly,_L._Cremonesi,_P._Dasgupta,_J._Davies,_S._de_Kockere,_K.D._de_Vries,_C._Deaconu,_M._A._DuVernois,_J._Flaherty,_E._Friedman,_R._Gaior,_J._Hanson,_N._Harty,_B._Hendricks,_K.D._Hoffman,_E._Hong,_S.Y._Hsu,_L._Hu,_J.J._Huang,_M.-H._Huang,_K._Hughes,_A._Ishihara,_A._Karle,_J.L._Kelley,_K.-C._Kim,_M.-C._Kim,_I._Kravchenko,_R._Krebs,_Y._Ku,_C.Y._Kuo,_K._Kurusu,_H._Landsman,_U.A._Latif,_C.-J._Li,_T.-C._Liu,_M.-Y._Lu,_B._Madison,_K._Madison,_K._Mase,_T._Meures,_J._Nam,_R.J._Nichol,_G._Nir,_A._Novikov,_A._Nozdrina,_E._Oberla,_J._Osborn,_Y._Pan,_C._Pfendner,_N._Punsuebsay,_J._Roth,_D._Seckel,_M._F._H._Seikh,_Y.-S._Shiao,_A._Shultz,_D._Smith,_S._Toscano,_J._Torres,_J._Touart,_N._van_Eijndhoven,_G.S._Varner,_A._Vieregg,_M.-Z._Wang,_S.-H._Wang,_Y.H._Wang,_S.A._Wissel,_C._Xie,_S._Yoshida,_and_R._Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.07080 |
EeV次のエネルギーでのまだとらえどころのない超高エネルギー（UHE）ニュートリノフラックスの測定を追求する中で、氷内のアスカリャン無線技術を使用する検出器は、ますます低いトリガーしきい値をターゲットにしています。これにより、UHEニュートリノに対するトリガーレベルの感度が向上しました。AskaryanRadioArray（ARA）によって収集されたデータを使用して、これまでに達成された最低しきい値でニュートリノ候補を検索し、分析レベルの感度を向上させます。しきい値を下げた5番目のARAステーションからのライブタイムが208。7日であるデータセットのニュートリノ検索が実行され、予想されるバックグラウンドが$0.10_{のシミュレートされた混合組成ニュートリノフラックスで、すべてのエネルギーにわたって68\％の分析効率が達成されます。-0.04}^{+0.06}$イベントが分析に合格します。分析に合格した1つのイベントを観察し、Feldman-Cousins構造を使用してニュートリノフラックス制限を設定します。改善されたトリガーレベルの感度が分析を通じて実行され、将来の無線検出実験で使用するフェーズドアレイトリガー技術を動機付けることができることを示します。また、この検出器から入手可能なすべてのデータを使用した投影も含まれています。最後に、将来の分析は、大規模な検出器に期待される背景を完全に理解するために、地表近くのイベントの研究から利益を得ることがわかります。
グループおよびクラスターでの化学的濃縮
塵、岩石の惑星、さらには複雑な生命の構成要素として、水素（H）やヘリウム（He）より重い化学元素（天文学では「金属」と呼ばれます）は、私たちの宇宙とその進化において重要な役割を果たします。鉄とニッケルまで、これらの金属は核融合によって星と恒星の残骸によって作られ、新しい恒星の世代を豊かにするためにそれらのすぐ近くに放出されることが知られています。しかし、壮観な発見は、これらの処理された元素が恒星系の外でも、特に初期型銀河や銀河団や銀河団を取り巻く高温のX線大気で見られることです。したがって、これらの大規模な構造は、私たちの宇宙の豊かさの統合された歴史の注目に値する化石の記録です。この章では、この銀河団ガス（または銀河団ガス）の化学的性質について簡単に説明します。化学物質の存在量の概念を紹介し、どの恒星源がどの元素を生成するかを思い出した後、ICMの観測から存在量の測定値を導き出す方法を確認し、宇宙構造の数値流体力学的シミュレーションで実装されたいくつかの化学モデルを詳しく説明します。特に、X線観測と数値シミュレーションの相乗効果が、（i）濃縮の大部分が発生した宇宙時代、（ii）この濃縮の原因となるこれらの恒星源の物理学を理解するのにどのように役立つかを探ります。iii）金属の拡散と銀河外での混合に関与する主なメカニズム。
4U 1636 $-$ 536からのタイプIX線バースト中のポインティングロバートソン抗力およびディスク反射の証拠を観察するNICER
| Title |
NICER_Observing_the_Evidence_of_Poynting-Robertson_Drag_and_Disk_Reflection_During_Type_I_X-Ray_Bursts_from_4U_1636$-$536 |
| Authors |
Guoying_Zhao,_Zhaosheng_Li,_Yuanyue_Pan,_Maurizio_Falanga,_Long_Ji,_Yupeng_Chen,_Shu_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.07153 |
タイプIのX線バーストは、中性子星（NS）表面に降着する物質の不安定な熱核燃焼です。バースト中の高エネルギーX線光子の迅速な放出は、周囲の降着円盤と相互作用します。これにより、ポインティング・ロバートソン抗力による降着率が増加し、バースト放出の一部が反射されます。中性子星内部組成エクスプローラーからのデータを使用して、2017年にNS低質量X線連星4U1636$-$536で2つの光球半径拡張バーストを分析しました。時間分解バーストスペクトルは、黒体モデルからの明らかな逸脱を示しました。強化された持続放出（$f_a$モデル）または降着円盤からの反射（relxillNSモデル）のいずれかを導入することにより、スペクトルフィッティングを大幅に改善できます。$f_a$モデルは、relxillNSモデルと比較して、より大きな黒体温度とより高いバーストフラックスを提供します。2つのバーストのピークフラックス、$4.36\times10^{-8}〜\mathrm{erg〜cm^{-2}〜s^{-1}}$と$9.10\times10^{-8}〜\mathrm{erg$f_a$モデルの〜cm^{-2}〜s^{-1}}$は、以前の観測からの混合水素/ヘリウムバーストと純粋ヘリウムバーストのエディントン限界よりもわずかに高くなっています。ディスク反射が同時に考慮されている場合、ピークフラックスはより低く、好ましい値に一致します。ポインティング・ロバートソン抗力とディスク反射の両方がこれらの2つのX線バーストの間に現れたという証拠を見つけます。さらに、ディスク反射は、バーストエミッション全体の$\sim20-30\％$に寄与する可能性があります。
畳み込みニューラルネットワークを使用した極限質量比インスピレーションからの重力波の検出
| Title |
Detecting_Gravitational-waves_from_Extreme_Mass_Ratio_Inspirals_using_Convolutional_Neural_Networks |
| Authors |
Xue-Ting_Zhang,_Chris_Messenger,_Natalia_Korsakova,_Man_Leong_Chan,_Yi-Ming_Hu,_Jing-dong_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.07158 |
極限質量比インスパイア（EMRI）は、宇宙搭載GW検出器の最も興味深い重力波（GW）ソースの1つです。ただし、正確な波形のモデリングの難しさから、従来の整合フィルタリング検索方法で必要とされる非現実的な大規模なテンプレートバンクに至るまで、多くの問題があるため、GWデータ分析の成功は依然として困難です。この作業では、畳み込みニューラルネットワーク（CNN）に基づくEMRI検出の原理実証アプローチを紹介します。ガウスノイズに埋め込まれたシミュレートされたEMRI信号を使用してパフォーマンスを示します。広範囲の物理パラメータにわたって、ネットワークは信号対雑音比が50より大きいEMRIシステムに効果的であり、パフォーマンスは信号対雑音比に最も強く関連していることを示します。この方法は、さまざまな波形モデルに対して優れた一般化能力も示しています。私たちの研究は、より現実的なEMRIデータ分析に向けたCNNのような機械学習テクノロジーの潜在的な適用可能性を明らかにしています。
直接検出による補完的な限界を持つTeVスケールの暗黒物質モデルでのCTA感度
| Title |
CTA_Sensitivity_on_TeV_scale_Dark_Matter_Models_with_Complementary_Limits_from_Direct_Detection |
| Authors |
C._Duangchan,_C._Pongkitivanichkul,_P._Uttayarat,_A._Jardin-Blicq,_M._Wechakama,_T._Klangburam,_W._Treesukrat,_D._Samart,_U._Sawangwit,_A._Aguirre_Santaella,_and_M._A._S\'anchez-Conde |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.07321 |
衝突型加速器の物理学と直接検出実験からの圧力がますます高まる中、TeVスケールの暗黒物質の素粒子物理学モデルがますます注目を集めています。この作業では、スカラーポータル暗黒物質シナリオのクラスの2つの実現を検討します-逆シーソーモデルと不活性ダブレットモデル。チェレンコフ望遠鏡アレイ（CTA）による、これらのモデルのコンテキストでの暗黒物質消滅からの超高エネルギー$\gamma$線の観測は、DracoおよびSculptor矮小楕円銀河についてシミュレートされ、後でctoolsを使用して分析されます。暗黒物質消滅信号の5$\sigma$検出のためのCTAの可能性を研究します。信号がない場合は、消滅断面積の2$\sigma$の上限も導き出します。予測されるCTA感度を、次世代の直接検出実験、つまりXENONnTの予測される感度と比較します。CTAによる制限は、前世代の$\gamma$線実験と比較して大幅に改善されていますが、検討対象のターゲットの熱遺物断面積よりも$\sim2$桁上回っています。逆シーソーモデルの場合、将来の直接検出実験XENONnTからの制約はCTA感度よりもはるかに弱いのに対し、不活性ダブレットモデルの場合、XENONnTはCTA制限と比較して1桁強い境界を与えます。
| Title |
KamLAND's_search_for_correlated_low-energy_electron_antineutrinos_with_astrophysical_neutrinos_from_IceCube |
| Authors |
S._Abe,_S._Asami,_M._Eizuka,_S._Futagi,_A._Gando,_Y._Gando,_T._Gima,_A._Goto,_T._Hachiya,_K._Hata,_K._Hosokawa,_K._Ichimura,_S._Ieki,_H._Ikeda,_K._Inoue,_K._Ishidoshiro,_Y._Kamei,_N._Kawada,_Y._Kishimoto,_T._Kinoshita,_M._Koga,_M._Kurasawa,_N._Maemura,_T._Mitsui,_H._Miyake,_T._Nakahata,_K._Nakamura,_K._Nakamura,_R._Nakamura,_H._Ozaki,_T._Sakai,_H._Sambonsugi,_I._Shimizu,_J._Shirai,_K._Shiraishi,_A._Suzuki,_Y._Suzuki,_A._Takeuchi,_K._Tamae,_H._Watanabe,_Y._Yoshida,_S._Obara,_A._K._Ichikawa,_S._Yoshida,_S._Umehara,_K._Fushimi,_K._Kotera,_Y._Urano,_B._E._Berger,_B._K._Fujikawa,_J._G._Learned,_J._Maricic,_S._N._Axani,_J._Smolsky,_J._Lertprasertpong,_L._A._Winslow,_Z._Fu,_J._Ouellet,_Y._Efremenko,_H._J._Karwowski,_D._M._Markoff,_W._Tornow,_A._Li,_J._A._Detwiler,_S._Enomoto,_M._P._Decowski,_C._Grant,_H._Song,_T._O'Donnell,_S._Dell'Oro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.07345 |
カムランドでのMeVスケールの天体物理ニュートリノの検索結果を、IceCubeニュートリノ天文台から公開されている高エネルギーニュートリノデータセットに関連する同時ニュートリノ相互作用の数の超過として提示したことを報告します。それぞれの周りに+/-500秒、+/-1,000秒、+/-3,600秒、および+/-10,000秒の一致時間ウィンドウがある場合、カムランドで観測された低エネルギー電子反ニュートリノの数に統計的に有意な過剰は見つかりません。IceCubeニュートリノの。この観測を使用して、単一エネルギーフラックスを想定して、電子反ニュートリノフルエンスの1.8MeVから100MeVまでの限界を示します。次に、結果をIceCubeによって実行されたいくつかの天体物理学的測定と比較し、TXS0506+056ブレーザーからの電子反ニュートリノ等方性熱光度に90％の信頼水準で制限を設定します。
$ \ gamma $線放出ブレーザーの夜間光学変動モニタリング
| Title |
Intra-night_optical_variability_monitoring_of_$\gamma$-ray_emitting_blazars |
| Authors |
K.Subbu_Ulaganatha_Pandian,_A.Natarajan,_C.S.Stalin,_Ashwani_Pandey,_S._Muneer_and_B._Natarajan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.07353 |
{\itFermi}大面積望遠鏡によって検出されたブレーザーの夜間光学変動特性を特徴づけるキャンペーンから得られた結果を提示します。これには、赤方偏移範囲z=0.085$-$1.184をカバーする5つのフラットスペクトル電波クエーサー（FSRQ）と13のBLラックオブジェクト（BLラック）を含む18のブレーザーのサンプルのRバンドモニタリング観測が含まれます。1.3mJ.C.Bhattacharya望遠鏡を使用して実施された観測では、2016年12月から2020年3月までの合計40泊（$\sim$200時間）をカバーしています。パワーエンハンスド$F-$testを使用して変動性を特徴づけました。FSRQでは約11\％、BLラックでは12\％の変動性のデューティサイクル（DC）が見つかりました。広帯域スペクトルエネルギー分布（SED）のシンクロトロンピークの位置に基づいてサンプルを異なるサブクラスに分割すると、DCは$\sim$16\％、$\sim$10\％、および$\sim$7\％であることがわかりました。低シンクロトロンピーク（LSP）、中シンクロトロンピーク（ISP）、および高シンクロトロンピーク（HSP）ブレーザーの場合。LSPブレーザーの変動のこのような高いDCは、広帯域SEDのシンクロトロン成分の落下部分（高エネルギー電子によって寄与される）をトレースするRバンドのコンテキストで理解できます。また、ISPおよびHSPブレーザーの場合、上昇するシンクロトロン部分（低エネルギー電子によって生成される）をトレースするRバンドは、それらの変動を少なくする可能性があります。したがって、ISPおよびHSPブレーザーと比較したLSPブレーザーの変動の観測された高いDCは、ブレーザージェットからの放出のレプトンモデルと一致しています。
NuSTARおよびAstroSatによる4Uでの短い再発時間の熱核X線バーストの観測1636 $-$ 536
NuSTARとAstroSatのハードスペクトル状態で観測された環礁源4U1636$-$536のスペクトルタイミング分析の結果を報告します。総曝露量207ksの3回の観測で、5つのダブレットとトリプレットを含む31の熱核X線バーストを特定しました。ダブレットの1つで、3.8分という短い再発時間が見られます。私たちの知る限り、これはこの情報源で知られている最短の再発時間です。バースト中の時間平均分光法は、おそらくバースト中の温度の変化または理想的な黒体の振る舞いからのもっともらしい偏差のために、いくつかのケースで追加のパワーローまたは黒体成分の存在を示していますが、時間を使用してこれを調べることは困難です-統計が限られているため、分光法を解決しました。時間分解バーストは、温度が1.7〜2.2keVの間で変化する吸収された黒体モデルを使用してうまく適合します。581Hz付近のバースト振動は、2つのX線バーストの崩壊段階で3$\sigma$の信頼度で検出されます。バースト振動の1つは、このソースで2001年のスーパーバースト中に観測された周波数である582Hzで見られます。
16年間のINTEGRAL / SPI観測からの原始ブラックホール暗黒物質に対する強い制約
| Title |
Strong_constraints_on_primordial_black_hole_dark_matter_from_16_years_of_INTEGRAL/SPI_observations |
| Authors |
J._Berteaud,_F._Calore,_J._Iguaz,_P._D._Serpico,_T._Siegert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.07483 |
INTEGRAL衛星（SPI）に搭載されたスペクトロメーターによって16年間のデータ取得で測定された、内部銀河に向かう拡散軟線$\gamma$線放出の新しい分析を提示します。分析は、SPIデータの空間テンプレートフィットと改善された機器バックグラウンドモデルを実装します。原始ブラックホール（PBH）の寄与を、暗黒物質（DM）候補が$\mathcal{O}$（1）MeV光子に蒸発することを特徴とします。これは、信号の空間分布をフィッティング手順に初めて含めることによって行われます。。PBH信号は検出されません。また、PBHDMに、最大$4\times10^{17}$gの質量に対して最も強い制限を設定し、いわゆる小惑星の質量範囲に大幅に近づけます。
| Title |
Accreting_neutron_stars:_heating_of_the_upper_layers_of_the_inner_crust |
| Authors |
Nikolay_N._Shchechilin,_Mikhail_E._Gusakov,_Andrey_I._Chugunov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.07486 |
低質量X線連星の中性子星は、降着によって引き起こされた地殻内の発熱核反応によって加熱されると考えられています。エネルギー放出と熱源の位置は、熱進化モデルの重要な要素です。ここでは、恒星地殻の3つのゾーンでのエネルギー放出の熱力学的に一貫した計算を示します。外側と内側の地殻の境界面、内側の地殻の上層（密度$\rho\leq2\times10^{まで）12}$gcm$^{-3}$）、および下にある地殻層。熱核灰の3つの代表的なモデル（Superburst、Extremerp、およびKepler灰）を検討します。各ゾーンでのエネルギー放出は、最も深い地殻層の物理学に関連するすべての不確実性をコード化する、外側と内側の地殻界面での圧力によってパラメータ化されます。私たちの計算では、特に、正味のエネルギー放出に新しい下限を設定することができます（付着したバリオンあたり）：Extremerp灰の場合は$Q\gtrsim0.28$MeV、SuperburstおよびKepler灰の場合はQ〜0.43-0.51MeV。
ブレーザーシーケンスとその物理的理解
ブレーザーの広帯域放射特性の最初の統一されたビューを試みるために1998年に導入されたブレーザーシーケンスは、過去25年間、これらの銀河からの全体的な放射の観測と物理的解釈を導くために広く使用されてきました。このレビューでは、特にガンマ線帯での観測分野における驚異的な進歩とともに、シーケンスの進化について説明します。TeVで検出されたオブジェクトに基づいて構築されたシーケンスの新しいバージョンも示されています。将来の天文台との関連性を考慮して、2つの極端なクラスのオブジェクト（MeVおよびhard-TeVブレーザー）が議論に含まれています。最後に、シーケンスのベースでの現在の物理的理解が、ブレーザーシーケンスに対する主な批判とともに提示されます。
マグネターSwiftJ1818.0-1607の長期無線およびX線進化
| Title |
Long_term_radio_and_X-ray_evolution_of_the_magnetar_Swift_J1818.0-1607 |
| Authors |
K._M._Rajwade,_B._W._Stappers,_A._G._Lyne,_B._Shaw,_M._B._Mickaliger,_K._Liu,_M._Kramer,_G._Desvignes,_R._Karuppusamy,_T._Enoto,_T._G\"uver,_Chin-Ping_Hu_and_M._P._Surnis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.07548 |
一見最年少のマグネターSwift〜J1818.0-1607の1年間にわたる無線およびX線波長での長期監視キャンペーンについて報告します。同じ時間スパンでマグネターのコヒーレントタイミングソリューションを取得しました。マグネターの周波数導関数は、平均値$-$1.37$\times$10$^{-11}$Hzs$^{-1}$を中心に振動する値で系統的な変動を示します。周波数導関数の変動の大きさは、平均値に収束する前に時間とともに減少します。平均値についての変調量によって定量化されたスピン周波数導関数の4つの状態を特定することができました。これらの状態間の遷移は、相関が見られないものの、マグネターの電波放射の変化と相関しているようです。より短いタイムスケール（日）での平均無線プロファイル変動。0.5〜12keVのX線フラックスは単調な減少を示しています。これは、サイズが縮小している中性子星の表面のホットスポットからの熱放射に起因する可能性があります。このような減少は、他のマグネターで見られるものと一致しています。電波放射モードとスピンダウン率の振る舞いの間の潜在的な相関は、モード変化する電波パルサーのサブセットに見られる相関に類似したマグネターのマグネターのグローバルな変化を示唆し、2つの間の物理的なリンクを示唆しますサブポピュレーション。
ブレーザーの中心近くの暗黒物質粒子は、ブレーザージェット内の相対論的電子および陽子との弾性衝突によって加速された後、地上の検出器で検出可能な信号をトリガーするのに十分なエネルギーを持つことができます。この研究では、ブレーザーTXS0506+056とBLLacertaeに焦点を当て、利用可能なスーパーカミオカンデデータを使用して、暗黒物質と電子の間の弾性散乱の断面に新しい限界を導き出します。大きなブラザーブーストされた暗黒物質フラックスのおかげで、100MeV未満の暗黒物質質量に対する暗黒物質-電子散乱断面積の限界は$\sim10^{-38}〜\text{cm}^2まで低くなる可能性があります。$、それは銀河宇宙線からの類似の結果よりも約5桁強いです。
活動銀河核（AGN）ディスクに埋め込まれた恒星質量連星ブラックホール（BBH）は、LIGO/VIRGOによって重力波で検出されたブラックホール合併の可能性のある前駆体です。ディスクガスと相互作用するBBHの流体力学的進化をよりよく理解するために、さまざまなバイナリ質量比、離心率、およびバックグラウンドディスクプロパティを考慮して、ローカルディスク（せん断ボックス）モデルのバイナリの一連の高解像度2Dシミュレーションを実行します。$\gamma$の状態方程式を使用し、堅牢な後処理処理を採用して、バイナリの質量降着率、トルク、およびエネルギー伝達率を評価し、その長期軌道進化を決定します。円形の比較可能な質量のバイナリは、質量倍加率の数倍の軌道崩壊率で収縮することがわかります。偏心バイナリは常に偏心減衰を経験します。離心率が高い、または質量比が小さい順行バイナリは、一般に軌道減衰率が遅く、極端な場合には軌道膨張が見られます。平均化された連星の質量降着率は、降着器の物理的なサイズによって異なります。降着流は非常に変動しやすく、支配的な変動周波数は、円形バイナリの見かけのバイナリ軌道周波数（中央の質量BHの周りの回転フレーム内）ですが、バイナリの離心率が増加するにつれて、放射状のエピサイクリック周波数に徐々にシフトします。私たちの調査結果は、AGNディスクに埋め込まれたBBHのダイナミクスが、独自の周連星ディスクにある孤立したバイナリのダイナミクスとはかなり異なることを示しています。さらに、我々の結果は、すべての妥当なバイナリおよびディスクパラメータについて、バイナリの硬化タイムスケールがディスク内の移行タイムスケールよりもはるかに短いことを示唆しています。
無線周波数干渉が存在する場合の多周波アレイ校正
| Title |
Multifrequency_Array_Calibration_in_Presence_of_Radio_Frequency_Interferences |
| Authors |
Yassine_Mhiri_and_Mohammed_Nabil_El_Korso_and_Arnaud_Breloy_and_Pascal_Larzabal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.07297 |
無線干渉計は、測定の共分散行列から高解像度画像を生成するフェーズドアレイです。このような機器の校正は必要であり、重要な作業です。これは、参照された天体の情報源の知識のおかげで、通常、機器の誤差の推定が行われる方法です。ただし、最新の無線干渉計（LOFAR、SKA）で高感度アンテナを使用すると、無線周波数干渉（RFI）の感度が高くなるため、電波天文学に新たな課題が生じます。キャリブレーションプロセス中にRFIが存在すると、通常、最先端のソリューションにバイアスが生じます。このホワイトペーパーの目的は、RFIの影響を軽減するための代替案を提案することです。そのために、最初に、低ランクの構造化ノイズのおかげで、複数の周波数チャネルにわたるデータ内のRFIの存在を考慮に入れるモデルを提案します。次に、空間交互一般化期待値最大化（SAGE）アルゴリズムを使用して、キャリブレーションパラメーターの最尤推定を実現します。このアルゴリズムでは、元々2セットの完全なデータを導出して、更新の厳密な形式の式を作成します。数値シミュレーションは、いくつかのより古典的な方法と比較して、RFIで破損したデータのパフォーマンスが大幅に向上することを示しています。
天頂の夜空の明るさから線形放射輝度インジケーターを推定する：自然および光害のある空のポッシュ比について
| Title |
Estimating_linear_radiance_indicators_from_the_zenith_night_sky_brightness:_on_the_Posch_ratio_for_natural_and_light_polluted_skies |
| Authors |
Salvador_Bar\'a,_Xabier_P\'erez-Couto,_Fabio_Falchi,_Miroslav_Kocifaj_and_Eduard_Masana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.07526 |
天頂の夜空の放射輝度の測定値から水平放射照度を推定することは、観測所のサイト評価、大気光学、および環境科学の基礎研究および応用研究に役立つ操作です。これらの2つの量の比率は、Posch比率とも呼ばれ、以前にいくつかの標準的なケースで調査され、いくつかの観測サイトで報告されています。この作業では、（a）Posch比の概念を一般化し、放射輝度関連の線形インジケーターの任意のペアに拡張し、（b）その主要な代数特性を説明し、（c）3つの基本的な夜間コンポーネントの分析式と数値評価を提供します。（月光、星光およびその他の天体物理学的光源、および人工光）。水平放射照度（またはその他の線形放射輝度インジケーター）は一般に天頂放射輝度と相関しており、大気状態に関する事前情報が利用できる場合は天頂測定からの推定が可能であることを示します。
原始惑星系円盤におけるX線フレア駆動の化学的変動の分類
若い星はX線レジームで非常に変動します。特に、明るいX線フレアは、周囲の原始惑星系円盤の電離を大幅に強化することができます。ディスクの化学的進化はイオン化の影響を受けるため、X線フレアは惑星形成領域の化学的性質を根本的に変える可能性があります。\xgenという名前の確率的X線フレアリングモジュールを組み込んだ2Dディスク化学モデルを提示し、一定のX線フラックスを想定したモデルと比較したフレアの全体的な化学的影響を調べます。500年間のフレアイベントの影響を調べ、個別のフレアイベントに対応する短い時間スケール（日）と多くのフレアの累積的な影響に対応する長い時間スケール（世紀）の両方でグローバルな化学変化を見つけます。個々のX線フレアは、小さな気相陽イオンに最も強く影響します。単一のフレアは、H$_3^+$、HCO$^+$、CH$_3^+$、C$などの種の存在量を一時的に高めることができます。^+$。フレアは、化学物質を長期間にわたって「定常状態」から追い出す可能性もあり、OやO$_2$などの一部の種のディスク統合された存在量は、500年モデルで数パーセント変化することがわかります。また、X線フレアリングイベントの特定の履歴（ランダムに描画されますが、同じエネルギー分布から）が化学進化に影響を与えるかどうかを調査し、影響がないことを確認します。最後に、X線フレアが電子の割合に与える影響を調べます。モデル化されたほとんどの分子はフレアにあまり敏感ではありませんが、観測可能な分子を含む特定の種は、若い星の動的な環境に非常に反応します。
近くの連星の位置天文識別II-近くの星のガイアカタログの位置天文連星
| Title |
Astrometric_identification_of_nearby_binary_stars_II_--_Astrometric_binaries_in_the_Gaia_Catalogue_of_Nearby_Stars |
| Authors |
Zephyr_Penoyre,_Vasily_Belokurov_and_N._Wyn_Evans |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.06963 |
位置天文の偏差だけから連星系を識別する能力を調べます。分析を\textit{Gaia}eDR3およびDR2データ、特に\textit{近くの星のガイアカタログ}に適用します。ローカル観測にバイアスがかからないように、ローカルボリュームに対して（R）UWEを再正規化して、ローカル単位重量エラー（LUWE）を発生させる必要があることを示します。LUWE>2の単純な基準と、可能性のある汚染物質を除去するための少数の品質カットを使用して、未解決のバイナリ候補を特定します。太陽から100pc以内に22,699個のバイナリ候補を特定します（このボリュームのソースの10\％未満）。巨星の場合は約20\％、主系列星の場合は10\％、白色矮星の場合は1\％未満の位置天文連星の割合が見つかります。また、測光変動と位置天文ノイズの相関関係を計算することにより、変動誘発ムーバーを探します。これは、VIMが太陽質量以下のMS星のバイナリ集団を支配している可能性があることを示しています。位置天文学だけから非発光の大規模なコンパニオンを特定する可能性と制限について説明しますが、私たちの方法はこれらに鈍感であることがわかります。最後に、MSバイナリの位置天文偏差を、優れた一致を示す紙Iのシミュレートされたサンプルと比較し、絶対等級の関数として位置天文候補のバイナリ分数を計算します。
プラネットハンターズTESSIV：大規模でコンパクトな階層型トリプルスターシステムTIC 470710327
| Title |
Planet_Hunters_TESS_IV:_A_massive,_compact_hierarchical_triple_star_system_TIC_470710327 |
| Authors |
Nora_L._Eisner,_Cole_Johnston,_Silvia_Toonen,_Abigail_J._Frost,_Soetkin_Janssens,_Chris_J._Lintott,_Suzanne_Aigrain,_Hugues_Sana,_Michael_Abdul-Masih,_Karla_Z._Arellano-C\'ordova,_Paul_G._Beck,_Emma_Bordier,_Emily_Canon,_Ana_Escorza,_Mattias_Fabry,_Lars_Hermansson,_Steve_Howell,_Grant_Miller,_Shreeya_Sheyte,_Safaa_Alhassan,_Elisabeth_M._L._Baeten,_Frank_Barnet,_Stewart._J._Bean,_Mikael_Bernau,_David_M._Bundy,_Marco_Z._Di_Fraia,_Francis_M._Emralino,_Brian_L._Goodwin,_Pete_Hermes,_Tony_Hoffman,_Marc_Huten,_Roman_Jan\'i\v{c}ek,_Sam_Lee,_Michele_T._Mazzucato,_David_J._Rogers,_Michael_P._Rout,_Johann_Sejpka,_Christopher_Tanner,_Ivan_A._Terentev_and_David_Urvoy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.06964 |
NASAのトランジット系外惑星探査衛星（TESS）によって取得されたデータで、市民科学者によって最初に特定された、大規模でコンパクトな階層型トリプルシステム（TIC470710327）の発見と分析について報告します。HERMESスペクトログラフと食のタイミング変動（ETV）を組み合わせて得られた分光学的追跡観測により、システムが3つのOB星で構成され、コンパクトな1.10dの食変光星と52.04dの軌道上の非食変光星で構成されていることが確認されます。システムの動的モデリング（視線速度とETVから）は、三次星（O9.5-B0.5V;14-17M$_{\odot}$）が内部バイナリ（10.9-13.2M$_{\odot}$）。三次質量が大きいことを考えると、このシステムは将来、物質移動の複数の段階を経て、二重中性子星重力波前駆体またはエキゾチックなソーン-ジトコフ物体になる可能性が高いと予測されます。このシステムのさらなる観測的特徴づけは、巨大な星の形成シナリオとそれらのエキゾチックな進化の最終産物の両方に対する制約を約束します。
球状星団のRR型変光星とII型ケフェイド変光星：光学的および赤外線特性
球状星団は、銀河の進化と形成の主要な化石であり、低質量で金属の少ない星の進化を抑制するための理想的な実験室です。こと座RR型変光星とII型ケフェイド変光星は、低質量で放射状に脈動する星で、老齢の星の種族を追跡します。球状星団のこれらの恒星標準光源は、それらの正確な距離を測定し、次に絶対年齢を測定し、銀河外距離スケールを較正するために重要です。ここでは、RRライレとII型ケフェイド変光星の進化段階について説明し、光度曲線、色の大きさ、周期-振幅の図、光波長と赤外波長での球形クラスターの周期-光度関係など、それらの脈動特性を示します。RRLyraeベースの距離〜スケールへの適用のために、RRLyraeの視覚的等級-金属量関係、および広い金属量範囲をカバーする球状星団のマルチバンド周期-光度-金属量関係についても詳細に説明します。
精密視線速度測定による地球質量太陽系外惑星の検出のための恒星ジッターのモデリング
| Title |
Modeling_Stellar_Jitter_for_the_Detection_of_Earth-Mass_Exoplanets_via_Precision_Radial_Velocity_Measurements |
| Authors |
Samuel_Granovsky,_Irina_N._Kitiashvili,_Alan_Wray |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.07087 |
地球サイズの太陽系外惑星の検出は、技術的およびデータ分析の課題です。地球質量系外惑星の検出における将来の進歩は、超高精度の視線速度測定の開発から期待されています。視線速度の精度を上げるには、恒星の変動性と機器の不確実性を考慮に入れて、惑星の信号をホスト星に関連する効果から区別するための新しい物理ベースのデータ分析方法を開発する必要があります。この作業では、StellarBoxコードで取得した3D放射モデリングから、惑星をホストする太陽型星HD121504の恒星の擾乱を調査して定量化します。このモデルは、乱流プラズマの統計的特性を決定し、高解像度の分光観測を模倣するために、恒星円盤上のさまざまな場所にあるいくつかのFeI線の合成分光観測を取得するために使用されています。
ステラカラー回帰法によるPan-STARRS測光キャリブレーションの検証と改善
| Title |
Validation_and_Improvement_of_the_Pan-STARRS_Photometric_Calibration_with_the_Stellar_Color_Regression_Method |
| Authors |
Kai_Xiao_and_Haibo_Yuan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.07168 |
最高の地上測光データセットの1つとして、Pan-STARRS1（PS1）は、他の調査を較正するための参照として広く使用されています。この作業では、LAMOSTDR7からの分光データと、StellarColorRegression（SCR）メソッドを使用した補正されたGaiaEDR3からの測光データを使用して、PS1測光の独立した検証と再キャリブレーションを示します。バンドごとに通常合計150万個のLAMOST-PS1-Gaia星を標準として使用すると、$20'$領域で平均すると、$grizy$フィルターのPS1測光キャリブレーションの精度が約$4\sim5$mmagであることを示します。ただし、すべての$grizy$フィルターで、おそらくPS1のキャリブレーションエラーが原因で、最大1％を超えるマグニチュードオフセットの大規模および小規模の空間的変動が顕著に見られます。さまざまなフィルターのキャリブレーションエラーには相関関係がなく、$g$フィルターと$y$フィルターの方がわずかに大きくなります。また、GaiaEDR3やその他の測光と比較することにより、PS1測光で中程度のマグニチュード依存エラー（$grizy$フィルターの14〜17マグニチュード範囲でそれぞれ0.005、0.005、0.005、0.004、0.003マグ/マグニチュード）を検出します。カタログ。エラーは、PSFマグニチュードの体系的な不確実性が原因である可能性があります。$20'$から$160'$までのさまざまな空間解像度で、LAMOSTフットプリントのこのようなマグニチュードオフセットを修正するための2次元マップを提供します。この結果は、LAMOST分光法およびガイア測光法と組み合わせた場合の広視野調査の校正精度の向上におけるSCR法の威力を示しています。
2013年4月11日のイベントにおける太陽風とCME駆動衝撃のグローバルモデリングに対する入力磁気マップの影響の評価
| Title |
Assessing_the_Influence_of_Input_Magnetic_Maps_on_Global_Modeling_of_the_Solar_Wind_and_CME-driven_Shock_in_the_2013_April_11_Event |
| Authors |
Meng_Jin,_Nariaki_V._Nitta,_Christina_M._S._Cohen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.07214 |
過去10年間で、宇宙天気予報機能を有効にするために、物理ベースの太陽風およびコロナ質量放出（CME）モデルの開発に多大な努力が払われてきました。これらのモデルは、国立センター（SWPC、CCMCなど）に転送されています。ただし、宇宙天気予報の入力データカバレッジは非常に限られています。1つの主要な制限は、グローバル電磁流体力学（MHD）モデルの内部境界条件を指定するために使用される太陽磁場測定です。この研究では、アルヴェーン波太陽モデル（AWSoM）を使用して、磁場マップ入力（シノプティック/ダイアクロニック対シンクロニック磁気マップ）が太陽風とCME駆動衝撃のグローバルモデリングに与える影響を定量的に評価します。2013年4月11日の太陽エネルギー粒子（SEP）イベント。私たちの研究は、不均一な背景の太陽風とCMEの動的進化のために、CMEが太陽圏を伝播するときに、CME駆動の衝撃パラメータが空間的および時間的に大幅に変化することを示しています。入力磁気マップは、グローバルMHDシミュレーションの衝撃接続性と衝撃特性に大きな影響を与えます。したがって、この研究は、宇宙天気予報を提供するためにモデルを使用するときに、不完全な磁場測定によるモデルの不確実性を考慮することの重要性を示しています。
生涯にわたる短命の白斑領域における振動ダイナミクス
| Title |
Oscillation_Dynamics_in_Short-Lived_Facula_Regions_during_Their_Lifetime |
| Authors |
Andrei_Chelpanov_and_Nikolai_Kobanov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.07239 |
我々は、短命の白斑領域の寿命の間の動的振動の多波研究を行った。我々は5つの領域で振動を研究しました。そのうちの3つは現在の太陽活動周期の始まりに属し、2つは前の周期の終わりに存在していました。現在のサイクルの白斑領域では、低周波の1〜2mHzの振動が白斑形成の初期段階で支配的であったのに対し、前のサイクルの領域では、この段階で5分間の振動が支配的であることがわかりました。すべての白斑領域の最大発達段階で、観察された低周波数の位置は、冠状ループの位置と密接に関連しています。これらの結果は、ループ内の低周波振動の発生源がループのフットポイントにあるバージョンをサポートしています。
惑星状星雲前：原理、進歩、およびバイナリと磁場がジェットを生成する方法に関する質問のコンテキスト
| Title |
Pre-planetary_nebulae:_a_context_for_principles,_progress,_and_questions_on_how_binaries_and_magnetic_fields_produce_jets |
| Authors |
Eric_G._Blackman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.07246 |
最初は球対称として扱われた天体物理学の流出は、高解像度で見られると非対称性の証拠を示すことがよくあります。非球面および多極惑星状星雲（PN）と前惑星状星雲（PPN）の優勢は、ハッブル宇宙望遠鏡からの多くの観測の後で明らかでした。バイナリ相互作用は、非対称PN/PPNを形成するために不可欠であると長い間考えられてきましたが、どのようにしたらよいでしょうか。PPNは、2つの中でより運動学的に要求が厳しく、特に焦点を当てる必要があります。私は、観測と理論からの進歩が、降着駆動PPNジェットの2つの広いクラスをどのように示唆しているかについて説明します。クローズバイナリ（PPN-C）のCEの後期段階。これらのシナリオ内の物理学は、エンジンおよびより一般的な宇宙ジェットにおける磁場の役割と起源についての進歩と未解決の質問につながります。
弱電離太陽プラズマの波
ここでは、太陽大気の下部に典型的な、弱電離限界で部分電離プラズマを伝播する波の性質と特性を研究します。波の特性が議論される枠組みは、粒子間の衝突の相対的な大きさに依存しますが、荷電粒子のジャイロ周波数と比較した衝突周波数の相対的な大きさにも依存します。私たちの調査によると、弱電離した太陽大気プラズマは2つの領域に分割でき、この分割はおおよそ彩層の基部で発生します。太陽光球では、プラズマは磁化されておらず、ダイナミクスは、各種に関連する音波が伝播できる3流体フレームワーク内で記述できます。ニュートラルの濃度が非常に高いため、ニュートラル音波は減衰なしで伝播しますが、他の2つのモードでは、ダンピング率はニュートラルとの衝突によって決定されます。イオンおよび電子関連の音響モードは、これらの種とニュートラルとの衝突周波数によって決定されるカットオフで伝播します。弱くイオン化された彩層では、電子のみが磁化されますが、荷電粒子の強い結合により、作業フレームワークが2流体モデルになります。荷電粒子の解離は、波の特性に影響を与える可能性のある電流を生成します。伝播角度に関する波の伝播特性は、極座標図の助けを借りて研究されます。
| Title |
Nonlinear_tidal_excitation_of_super-harmonic_gravity_waves_in_main-sequence_stars_in_binary_and_exoplanetary_systems |
| Authors |
P._B._Ivanov,_S._V._Chernov,_A._J._Barker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.07450 |
太陽系外惑星または連星系の恒星放射帯における潮汐的に励起された内部重力波に対する非線形効果の役割を研究します。星の中心付近で砕波が作用しない対流性のコアを持つ星を優先的に周回する、大規模な短周期のホットジュピターによる潮汐の研究に部分的に動機付けられています。界面近くの「一次」津波（周波数$\omega_p$）による超調和「二次」波（周波数$2\omega_p$）の非線形励起の理論を開発します（そして数値計算でテストします）。放射層と対流層の間。これらの波は一次波と同じ水平位相速度を持っており、二次波が一次波を効率的に減衰させることができる場合、この非線形効果は潮汐散逸に重要に寄与する可能性があります。球形の星の潮汐に適用するために変換する放射/対流界面のローカルモデルを使用して、これらの二次波を大きな振幅に励起するために必要な軌道および恒星のパラメータを含む基準を導き出します。この新しい非線形効果が重要になるために必要な臨界振幅を、恒星モデルを使用して数値的に評価し、放射コアでの砕波の「従来の」基準および対流コア付近でのWKBJ理論の適用と比較します。この新しい効果の基準は、主系列星の$1.4$および$2M_\odot$星の非線形性の従来の測定よりも簡単に満たすことができます。非線形効果は、後者の周りの惑星質量コンパニオンにとっても重要であると予測していますが、この効果は、放射コアを持つ星ではおそらくそれほど重要ではありません。
恒星コーラスの解読：アポリネール、ヘリオおよび星震学におけるベイズピークハント用のPython3モジュール
| Title |
Deciphering_stellar_chorus:_apollinaire,_a_Python_3_module_for_Bayesian_peakbagging_in_helio-_and_asteroseismology |
| Authors |
S.N._Breton,_R.A._Garc\'ia,_J._Ballot,_V._Delsanti,_D._Salabert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.07524 |
星震学の革命以来、恒星振動モードのパラメータを抽出するための効率的で信頼性の高い方法の利用可能性は、現代の恒星物理学の要の1つとなっています。ヘリオおよび星震学の分野では、これらの方法は通常、ピークハントと呼ばれます。このホワイトペーパーでは、ピークハント専用の新しいPython3オープンソースマルコフ連鎖モンテカルロ（MCMC）フレームワークであるアポリネールモジュールを紹介します。統合されたヘリオおよび星震観測のためのMCMCピークハント法を理解するために必要な理論的枠組みが広く説明されています。特に、ピークハントフレームワークで事後確率を計算するために使用されるモデルを示します。次に、アポリネールモジュールの説明が提供されます。モジュールがどのように恒星の背景、pモードのグローバルパターン、および個々のモードのパラメータ抽出を可能にするかを説明します。このモジュールでは、機器の特殊性、恒星の傾斜角、回転分割、非対称性を考慮に入れることで、さまざまな機器を使用した恒星データ分析だけでなく、太陽に適したさまざまなpモードモデルを適合させることができます。合成データのモンテカルロフィッティングトライアルを通じて検証された後、モジュールは、その出力を他のピークハントコードで得られた結果と比較することによってベンチマークされます。GOLF観測の89の1年サブシリーズのPSDの分析が実行されます。星震学データのコード能力を実証するために、KeplerLEGACYサンプルから6つの星も選択されています。アポリネールで抽出したパラメーターは、文献に示されているパラメーターとよく一致しており、モジュールの精度と信頼性を示しています。
機械学習を使用した赤色巨星の周波数と周期の分離の測定
| Title |
Measuring_frequency_and_period_separations_in_red-giant_stars_using_machine_learning |
| Authors |
Siddharth_Dhanpal,_Othman_Benomar,_Shravan_Hanasoge,_Abhisek_Kundu,_Dattaraj_Dhuri,_Dipankar_Das,_Bharat_Kaul |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.07599 |
星震学は、星の内部物理学を推測するために使用されます。\textit{Kepler}とTESSの宇宙ミッションは、赤色巨星の光度曲線の膨大なデータセットを提供しており、星震学の分析に使用できます。これらのデータセットは、\textit{PLATO}などの将来のミッションで大幅に増加すると予想されるため、これらのデータを迅速に分析するには効率的な方法が必要です。ここでは、生の振動スペクトルから赤色巨星を識別し、赤色巨星のパワースペクトルから\textit{p}および\textit{mixed}モードパラメーターをキャプチャする機械学習アルゴリズムについて説明します。大きな周波数分離（$\Delta\nu$）、最大振幅での周波数（$\nu_{max}$）、および星の集団の周期分離（$\Delta\Pi$）のアルゴリズムによる推論を報告します。さらに、この方法で分析された151,000の\textit{Kepler}ロングケイデンス恒星振動スペクトルの中から、$\sim$25の新しい赤色巨星の可能性を発見しました。そのうち、4つは赤色巨星の対応物を持っているように見えるバイナリ候補です。この方法の結果を検証するために、準巨星から赤い塊に至るまでのさまざまな進化段階で$\sim$3,000\textit{Kepler}星を選択し、$\Delta\nu$、$\Delta\Pi$の推測を比較しました。、および$\nu_{max}$と、他の手法を使用して取得した推定値。機械学習アルゴリズムの威力はその速度にあります。最新のコンピューター（IntelXeonPlatinum8280CPUのシングルコア）では、1,000個のスペクトルから$\sim$5秒で地震パラメーターを正確に抽出できます。
| Title |
Probing_Neutrino_Mass_Models_through_Resonances_at_Neutrino_Telescopes |
| Authors |
K.S._Babu,_P.S._Bhupal_Dev,_Sudip_Jana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.06975 |
現在および将来のニュートリノ望遠鏡で、Zeeモデルやスカラーレプトクォークを使用したその変形などの放射性マヨラナニュートリノ質量モデルにおける比較的軽い電荷のスカラーの検出の見通しを研究します。特に、これらのスカラーメディエーターが、IceCubeニュートリノ天文台とその高エネルギーアップグレードIceCube-Gen2での超高エネルギーニュートリノ（UHE）イベントスペクトルでGlashowのような共鳴機能を引き起こす可能性があることを示します。同じスカラーは、観測可能な非標準ニュートリノ相互作用（NSI）を引き起こす可能性もあり、UHEニュートリノがNSIの補完的なプローブを提供することを示します。また、ニュートリノが疑似ディラック粒子である場合に、入ってくるステライルニュートリノ成分によってそのような共鳴を生成する興味深い可能性についても説明します。
重力と幾何学の隠れた変数と宇宙定数問題
理論の重力セクターに$4$形式の場の強さを追加することにより、一般相対性理論を拡張します。これにより、プランクスケールと宇宙定数がこれらの$4$形式の積分定数になります。$4$フォームの料金を含めると、これらの定数は地域から地域へと離散的にジャンプする可能性があります。このフレームワークで宇宙定数問題をどのように解決できるかを説明します。宇宙定数が2つの異なる$4$形式からの寄与を拾い上げ、電荷の比率が不合理である場合、その値のスペクトルは非常に細かい裁量になります。値の分布がユークリッド経路積分によって制御される場合、理論は$\Lambda/M_{Pl}^4\simeq1$の代わりに巨大な階層$\Lambda/M_{Pl}^4\ll1$を指数関数的に支持します。
宇宙の非境界波動関数の起源
彼とスティーブンホーキングがどのようにして宇宙の境界のない量子状態の理論に到達したかについての著者による簡単な回想
重力と凝縮物質の基本相互作用に対する媒体の影響
最近、背景物質の存在により、重力場が大きな宇宙論的スケールで指数関数的にカットオフされることが示されました。この記事では、この効果と超伝導体に配置されたソレノイドによって誘発される磁場の振る舞いとの間に密接な数学的類似性があることを示します。
$ \ mu $-ハイブリッドインフレーション、グラビティーノ暗黒物質、宇宙ひもからの確率的重力波背景
| Title |
$\mu$-hybrid_Inflation,_Gravitino_Dark_Matter_and_Stochastic_Gravitational_Wave_Background_from_Cosmic_Strings |
| Authors |
Adeela_Afzal,_Waqas_Ahmed,_Mansoor_Ur_Rehman,_and_Qaisar_Shafi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.07386 |
最小超対称標準模型のゲージ$U（1）_{B-L}$拡張に基づく超対称$\mu$ハイブリッドインフレーションモデルの実現に成功し、ソフト超対称性の破れ項が重要な役割を果たしています。グラビティーノ暗黒物質による非熱的レプトン数生成が成功すると、再熱温度は$2\times10^{7}\lesssimT_R\lesssim5\times10^{9}$GeVの範囲になります。これは、テンソルとスカラーの比率の予測$2\times10^{-18}\lesssimr\lesssim4\times10^{-13}$、および$-2\times10^{-6}\lesssimに対応します。dn_s/d\lnk\lesssim-5\times10^{-11}$は、スカラースペクトルインデックスを実行します。$BL$ブレークスケールは、スカラースペクトルインデックスの中心値$n_s=で計算され、$6\times10^{14}\lesssimM/\text{GeV}\lesssim10^{16}$と推定されます。0.9655$、Planck2018によって報告されました。最後に、大統一理論のセットアップでは、メタステーブルストリングに関連付けられた無次元ストリング張力パラメーターは$10^{-9}\lesssimG\mu_\text{cs}\lesssim10の範囲にあります。^{-6}$は、最近のNANOGrav12.5年データの2$\sigma$境界内にある確率的重力波背景に対応します。
| Title |
Interpreting_a_Machine_Learning_Model_for_Detecting_Gravitational_Waves |
| Authors |
Mohammadtaher_Safarzadeh,_Asad_Khan,_E._A._Huerta,_Martin_Wattenberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.07399 |
重力波の検索と検索に使用される機械学習モデルにコンピュータービジョン用に開発された解釈可能性手法を適用して、トランスレーショナルリサーチのケーススタディについて説明します。私たちが研究するモデルは、非ガウスおよび非定常の高度なレーザー干渉計重力波観測所（LIGO）データでブラックホールの併合イベントを検出するように訓練されています。機械学習モデルが実際の重力波信号、ノイズ異常、および純粋な高度なLIGOノイズを含む高度なLIGOデータを処理するときの、機械学習モデルの応答の視覚化を作成しました。私たちの調査結果は、これらの機械学習モデルにおける個々のニューロンの応答に光を当てます。さらなる分析は、ネットワークのさまざまな部分がローカル機能とグローバル機能に特化しているように見え、この違いはネットワークの分岐アーキテクチャとLIGO検出器のノイズ特性に根ざしているように見えることを示唆しています。これらの「ブラックボックス」モデルを白くする努力は、研究の将来の道を示唆し、重力波天体物理学のための解釈可能な機械学習モデルの設計に情報を与えるのに役立つと信じています。
軌道へのオープンアクセスと暴走スペースデブリの成長
地球の軌道が衛星や破片でいっぱいになると、軌道を回る物体間の破片を生成する衝突が発生する可能性が高くなります。ケスラーシンドロームとして知られる暴走するスペースデブリの成長は、地球の軌道を何世紀にもわたって使用できなくする可能性があります。内因性衝突リスクとケスラーシンドロームを伴う合理的な期待の下での地球軌道使用の動的な物理経済モデルを提示します。衛星が破片や他の衛星との衝突で破壊される可能性がある場合、オープンアクセス平衡マニフォールドは複数の定常状態を可能にします。デブリが衝突してより多くのデブリを生成する可能性がある場合、少なくとも1つの定常状態が転換点になる可能性があり、ケスラーシンドロームが平衡経路に沿って発生する可能性があります。衛星の収益性が高まるにつれ、オープンアクセスがケスラーシンドロームを引き起こす可能性がますます非効率的になっていることを示しています。較正されたシミュレーションにより、ケスラーシンドロームは最近の歴史的なセクター成長傾向の下で2048年頃の低軌道で発生すると予想され、宇宙経済が主要な投資銀行の予測と一致して成長する場合、早くも2035年に発生する可能性があります。これらの結果は、破片の成長にオープンアクセスと正のフィードバックを組み込んだモデリングとポリシーアプローチの緊急の必要性を浮き彫りにしています。
結合された暗黒エネルギーを含むLema \ ^ itre--Tolman--Bondiメトリックの密度変動の進化
| Title |
Evolution_of_density_fluctuations_in_the_Lema\^itre--Tolman--Bondi_metric_containing_coupled_dark_energy |
| Authors |
Roberto_C._Blanquet-Jaramillo,_Roberto_A._Sussman,_Maximo_Aguero,_German_Izquierdo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.07635 |
Lema\^{i}tre-Tolman-Bondi（LTB）メトリックに基づく不均一な球対称モデルを検討します。そのソースとして、通常のバリオン物質、コールドダークマター、およびダークエネルギーの相互作用混合物を仮定します。結合項は両方の暗黒流体のエネルギー密度の追加。アインシュタインの場の方程式を、進化方程式と代数的制約の1次7次元自励力学系に還元します。2つの部分空間射影によって、位相空間に沿ったエネルギー密度と空間曲率プロファイルの進化を詳細に研究します。フリードマン-レマ\^\itre-Robertson-Walkerメトリックの解に関連付けられた3次元射影（不変部分空間）と不均一な変動の進化を説明する4次元射影。また、同様のソースに関する以前の作業と比較して、システムの臨界点を分類および調査し、崩壊時間を適切に推定する球形のバウンスにつながる初期エネルギー密度および曲率プロファイルの方程式を数値的に解きます。
