ブレイクスルー・リッスン銀河中心調査による地球外アクシオン検索
| Title |
Extraterrestrial_Axion_Search_with_the_Breakthrough_Listen_Galactic_Center_Survey |
| Authors |
Joshua_W._Foster,_Samuel_J._Witte,_Matthew_Lawson,_Tim_Linden,_Vishal_Gajjar,_Christoph_Weniger,_Benjamin_R._Safdi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08274 |
アクシオン暗黒物質（DM）は、中性子星（NS）の磁気圏で効率的に光子に変換され、ほぼ単色の電波放射を生成する可能性があります。このプロセスは、基礎となる電荷分布によって誘導されるプラズマ周波数がアクシオンの質量とほぼ一致するときに共鳴的にトリガーされます。ブレイクスルーリッスンプロジェクトによってCバンドの銀河中心の調査で収集されたアーカイブグリーンバンク望遠鏡データを使用して、このプロセスの証拠を検索します。ブレイクスルーリッスンは、無線帯域で地球外生命の兆候を見つけることを目的としていますが、銀河中心領域の高周波分解能のスペクトルデータは、ギャラクシー。データ駆動型モデルを使用して、内部ギャラクシー内のNSの分布とプロパティをキャプチャし、最先端のレイトレーシングシミュレーションを使用して各NSから予想される電波フラックスを計算します。アクシオンDMの証拠は見つからず、レベル$g_{a\gamma\gamma}\sim10^{-11}$GeV$^{-1}$までの値を除いて、アクシオン-光子結合に主要な制約を設定します。15〜35$\mu$eVの質量のDMアクシオンの場合。
EarlyDarkEnergy（EDE）は、スカラー場のダイナミクスに依存して、再結合前の長さスケールをブーストし、ハッブル定数のCMB推定値を上げて、後期宇宙プローブと一致させることにより、ハッブル張力を解決します。ただし、線形摂動スペクトルに対するスカラー場微物理の付随的な影響は、完全に満足のいく解決策を妨げるように思われます。$H_0$は、前の宇宙の後期を含めることなしには発生せず、構造成長パラメータの宇宙の初期と後期の測定値の不一致である「$S_8$-tension」が悪化します。EDEがスカラー場でない場合はどうなりますか？ここでは、圧力とエネルギー密度の変動の間の構成関係にエンコードされたさまざまな微物理がこれらの緊張を緩和できるかどうかを調査します。異方性音速のEDEは、CMBデータに高品質で適合させながら、$H_0$と$S_8$の両方の緊張を和らげることができることを示しています。CMB-S4実験からの将来の観測は、$4\sigma$レベルで基礎となる微物理を区別し、それによってスカラー場またはいくつかのより豊富な物理が機能しているかどうかをテストできる可能性があります。
暗黒エネルギー摂動のテストとしての歪度
大規模物質分布の歪度$S_3$における暗黒エネルギー摂動が果たす役割を調査します。物質と暗黒エネルギーで構成され、両方の成分に摂動がある2流体宇宙を考え、暗黒エネルギーパラメータの関数として物質密度場の歪度を数値的に推定します。真髄とファントム暗黒エネルギー宇宙論の今日の$S_3$値と、物質密度パラメーター$\Omega_{m0}$と暗黒エネルギー音速$c^2_s$への依存性を正確な数値フィッティングで特徴付けます。これらの適合は、大規模構造上の将来の高品質データに対して宇宙論をテストするために使用できます。
| Title |
Redshift_space_distortions_in_Lagrangian_space_and_the_linear_large_scale_velocity_field_of_dark_matter |
| Authors |
Emily_Tyhurst,_Hamsa_Padmanabhan,_Ue-Li_Pen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08435 |
赤方偏移空間座標、速度測定、および3次元実空間座標の間の関係を解きほぐすことは、速度と位置の結合を線形に理解することでモデル化されることが多い宇宙論的な問題です。この線形情報は、物質密度フィールドのラグランジュ空間画像でよりよく保存されます。ラグランジュ空間測定を通じて、より多くの情報を抽出し、宇宙の線形成長率をより正確に推定することができます。この論文では、伝達関数を介した物質粒子速度の線形モデリングに取り組み、その際に、初期条件との相関の低下が速度ベースの非線形性によってどの程度汚染される可能性があるかを調べます。単極子と四重極子の比率を徹底的に分析すると、オイラー速度分散の最適値$\sigma_p=378.3$km/sが見つかります。宇宙論的線形成長率$f$の共分散は、オイラーとラグランジュの場合に推定されます。ラグランジュとオイラーを比較すると、非線形速度分散モデリングを必要とせずに、$f$の誤差が3倍改善されることがわかります。
| Title |
Warm_Dark_Matter_from_Higher-Dimensional_Gauge_Theories |
| Authors |
Sinziana_Paduroiu,_Michael_Rios,_Alessio_Marrani_and_David_Chester |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08459 |
質量がkeVの範囲にあるウォームダークマター粒子は、デカップリング時に多数の種を介してゲージ理論の大群表現と関連付けられています。この論文では、そのような表現からのWDMフェルミオン自由度について説明します。高次元の素粒子物理学理論と宇宙論研究および天体物理学的観測との橋渡しをする私たちのアプローチは2つあります。つまり、高次元表現からの現実的なモデルと、観測に対してテストされたシミュレーションからの制約が含まれます。例外的な周期性理論の超代数から始めて、いくつかの対称性の縮小について説明し、多数の自由度に対応するいくつかの表現を検討します。大規模および小規模の両方の制約に一致して、標準モデル表現とフェルミオン暗黒物質の両方に自然に対応するモデルを分離します。このモデルは、$D=27+3$のブレインの交差を、一方では標準モデルの自由度と暗黒物質の2048フェルミオン自由度を提供する方法で考慮します。これは$\sim$2keV粒子に対応します。一方で、質量。これに関連して、理論的な意味と観察可能な予測について説明します。
Hectospecクラスター調査のチャンドラフォローアップ：苛性および静水圧質量の比較と静水圧バイアスの制約
| Title |
Chandra_follow_up_of_the_Hectospec_Cluster_Survey:_Comparison_of_Caustic_and_Hydrostatic_Masses_and_Constraints_on_the_Hydrostatic_Bias |
| Authors |
Crispin_H._A._Logan,_Ben_J._Maughan,_Antonaldo_Diaferio,_Ryan_T._Duffy,_Margaret_J._Geller,_Kenneth_Rines,_Jubee_Sohn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08569 |
銀河団は、宇宙論や天体物理学を研究するための強力なプローブです。ただし、多くのアプリケーションでは、クラスターの質量を正確に測定することが不可欠です。X線観測からの静水圧質量の体系的な過小評価（いわゆる静水圧バイアス）は、異なる宇宙論的測定の結果間の緊張の原因である可能性があります。X線静水圧質量を、苛性法（銀河速度に基づく）を使用して推定された質量と比較して、両方の方法の体系的な不確実性を調査し、静水圧バイアスのレベルに新しい制約を課します。静水圧および苛性アルカリの質量プロファイルは、HectospecClusterSurveyのクラスターのChandra観測に基づいて、44クラスターのサンプルに対して個別に決定されました。これは、この種の最大の体系的な比較です。質量は、両方の質量推定値にバイアスと分散の可能性を含むモデルを使用して、標準化された半径（$R_{500}$）で比較されました。両方の質量測定方法に影響を与える系統分類学が詳細に調査されました。静水圧質量は平均してコースティックス質量よりも体系的に高いことがわかり、コースティックスを測定するために使用される銀河が少なくなると、コースティックス法が質量をますます過小評価するという証拠が見つかりました。分析を、このバイアスが最小化された（$\ge210$銀河）最適にサンプリングされたコースティクスを持つ14個のクラスターに限定し、$R_{500}$での静水圧とコースティクスの質量の平均比が$M_X/M_Cであることを確認します。=1.12^{+0.11}_{-0.10}$。この結果は、静水圧バイアスのレベルに対する制約として解釈され、静水圧バイアスのレベルが小さいかゼロになります（$3\sigma$レベルで$20\％$未満）。ただし、両方の質量推定方法に関連する体系的な不確実性は$10-15\％$レベルのままであり、これにより、かなり大きなレベルの静水圧バイアスが可能になります。
オタマジャクシ宇宙論：縮退のない自己調整
縮退は、任意に大きな真空エネルギーが存在するにもかかわらず、スカラーテンソル重力モデルの正確な低エネルギー真空状態に対応する方法です。ただし、このアプローチでは、ラグランジアンでのスカラー場とメートル法の結合の非常に特殊な組み合わせが必要です。この作業では、制限的な縮退条件からの逸脱を研究します-正確なミンコフスキー空間解を含む基準モデルから始めて、結果のモデルが特定の重要な機能を維持するかどうかをテストするために、多くの簡単な方法で縮退条件を破ります-特に動的キャンセルスカラー場による大きな真空エネルギーの計算と低エネルギーの真空状態の存在。動的システムの不動点を排除する際にオタマジャクシが果たす役割を強調し、一般的にスカラー場とメートル時間の両方を時間に依存させます。私たちの結果は、縮退条件に違反しているがシフト対称性を維持している場合、宇宙定数の存在に関係なく、メトリックは漸近ミンコフスキー状態を維持することを示しています。対照的に、シフト対称性も破られると、漸近的振る舞いが根本的に変化する可能性があります。とにかく、この作品の非縮退モデルは魅力的な品質を共有しています。真空エネルギーに依存しない、低エネルギーの遅い時間の漸近状態を抱えています。おたまじゃくしは、以前に実現されていたよりも幅広いクラスの非縮退の自己調整モデルを可能にします。
小規模なCMBフォアグラウンドからの宇宙論的情報の取得II。動的なスニヤエフゼルドビッチ効果
| Title |
Retrieving_cosmological_information_from_small-scale_CMB_foregrounds_II._The_kinetic_Sunyaev_Zel'dovich_effect |
| Authors |
Ad\'elie_Gorce,_Marian_Douspis,_Laura_Salvati |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08698 |
地上望遠鏡の最近の結果は、小規模でCMB温度パワースペクトルの高品質な測定を提供し、これらの多重極で一次信号を支配する前景の正確なモデルの必要性を動機付けています。以前の研究では、宇宙論的情報が熱スニヤエフゼルドビッチ（SZ）効果のパワースペクトルから取得できることを示しました。この作業では、すべてのスケールで一貫性のあるCMBデータの宇宙論的分析において、宇宙の再電離の時代（EoR）の物理的に動機付けられたモデルを紹介します。特に、高い多重極では、動的SZ（kSZ）効果のパワースペクトルは、機械学習アルゴリズムによって一連の宇宙論的パラメーターから推測されます。Planck2018データ分析にEoR履歴の非対称パラメーター化を最初に含め、以前の結果と一致するCMB光学的厚さの値を取得しますが、最初の光源が点灯する高赤方偏移宇宙のまったく異なる履歴を提供します早くも$z=15$です。南極点望遠鏡（SPT）からの最新の小規模データを考慮し、宇宙論を自由に変化させることを考慮すると、新しい宇宙論に依存するtSZおよびkSZスペクトルを含めると、これら2つのスペクトルの振幅に対する制約が緩和されます。それらの振幅間の縮退。$\ell=3000$でのkSZ信号の$5\sigma$測定値を報告します（$\mathcal{D}_{3000}^\mathrm{kSZ}=3.3\pm0.7〜\mu\mathrm{K}^2$、$1\sigma$）、宇宙論で限界に達した、およびパッチ信号の上限$\mathcal{D}_{3000}^\mathrm{pkSZ}<1.58〜\mu\mathrm{K}^2$（95\％CL）。さらに、SPTデータはPlanckよりもわずかに早い再電離シナリオを支持し、$\tau=0.062\pm0.012$および再電離中点$z_{\rmre}=7.9\pm1.1$（$1\sigma$）、高赤方偏移のクエーサーと銀河からの制約に沿って。
強くレンズ化された重力波による暗黒物質の分布の直接測定
| Title |
Direct_measurement_of_the_distribution_of_dark_matter_with_strongly_lensed_gravitational_waves |
| Authors |
Shuo_Cao,_Jingzhao_Qi,_Zhoujian_Cao,_Marek_Biesiada,_Wei_Cheng,_Zong-Hong_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08714 |
この手紙では、弾性的で速度に依存しない自己相互作用を示す暗黒物質の分布を精査するという新しいアイデアを紹介します。これらの相互作用は、自己散乱の強さを決定するために観察的に調査することができる、強くレンズ化された重力波の複数の測定で明らかになる可能性があります。具体的には、重力波を放出する合体するコンパクトな連星をソースとする個々の銀河スケールの強いレンズシステムは、視線に沿った暗黒物質のせん断粘度のモデルに依存しない測定を提供します。これらの個々の測定値は、暗黒物質とその特性の大規模な分布のプローブである可能性があります。我々の結果は、ETとDECIGOからの10-1000の強くレンズ化された重力波で、自己相互作用する暗黒物質の大規模な分布に対する強い制約が生じるかもしれないことを示しています。銀河と銀河団のスケールに関連する単位質量あたりの暗黒物質散乱断面積（$\sigma_{\chi}/m_{\chi}$）のより厳しい制限も、電磁領域で得られた控えめな推定値と比較して予想されます。。最後に、自己相互作用する暗黒物質素粒子物理学の文脈で私たちの方法の有効性について説明します。
銀河の2点相関関数からの原始的特徴に対する新しい制約
| Title |
New_constraints_on_primordial_features_from_the_galaxy_two-point_correlation_function |
| Authors |
Mario_Ballardini,_Fabio_Finelli,_Federico_Marulli,_Lauro_Moscardini,_Alfonso_Veropalumbo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08819 |
原始パワースペクトルの特徴は、初期の宇宙の物理学と進化の密度摂動における刷り込み信号を表しています。そのような信号の測定は、宇宙論的摂動の初期条件に対してなされた最小の仮定を超える必要性を表します。初めて、減衰されていない振動またはBOSSDR12銀河から測定された2点相関関数からのバンプを伴うさまざまなテンプレートを研究し、特徴の振幅を最大で数パーセントに制限します。制約は、{\emPlanck}DR3で取得された制約と競合します。
太陽系外惑星HAT-P-7bの大気における時間変動の証拠の再評価
| Title |
Reassessing_the_Evidence_for_Time_Variability_in_the_Atmosphere_of_the_Exoplanet_HAT-P-7_b |
| Authors |
Maura_Lally_and_Andrew_Vanderburg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08279 |
アームストロングらによって報告された、ホットジュピターHAT-P-7bの大気の変動の主張された検出を再評価します。（2016）。天文学者は、ホットジュピターの大気が変化することを期待していますが、変動を検出することは困難です。アームストロングらと同様の方法を使用して、ケプラーデータのHAT-P-7bの位相曲線の時間変化を探しました。（2016）、そして彼らが見つけたものと同様の明らかに重要なバリエーションを特定しました。多数のテストは、バリエーションがさまざまな分析戦略に対してほとんどロバストであることを示しています。しかし、他の星の光度曲線に不変の位相曲線信号を注入して変動性を検索したところ、HAT-P-7光度曲線と同様のレベルの変動が見られることがよくありました。HAT-P-7光度曲線のフーリエ解析により、惑星の公転周期と同様のタイムスケールでの恒星の超粒子化によるバックグラウンドの赤いノイズが明らかになりました。HAT-P-7の超粒子化と同じレベルのノイズを使用したシミュレートされた光度曲線のテストは、この効果だけでHAT-P-7bで検出される振幅と位相オフセットの変動を引き起こす可能性があることを示しています。したがって、HAT-P-7bの大気の明らかな変動は、代わりに非惑星源、おそらくホスト星の超粒子化による測光変動によって引き起こされる可能性があります。
塵円盤の垂直構造とガスの影響
| Title |
The_vertical_structure_of_debris_disks_and_the_impact_of_gas |
| Authors |
Johan_Olofsson,_Philippe_Th\'ebault,_Quentin_Kral,_Amelia_Bayo,_Anthony_Boccaletti,_Nicol\'as_Godoy,_Thomas_Henning,_Rob_G._van_Holstein,_Karina_Mauc\'o,_Julien_Milli,_Mat\'ias_Montesinos,_Hanno_Rein,_Antranik_A._Sefilian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08313 |
塵円盤の垂直構造は、それらの動的進化と見えない微惑星の衝突率についての手がかりを提供します。現代の機器や設備の角度分解能がますます高まっているおかげで、近赤外線またはミリメートルの波長で、少数の塵円盤のスケールハイトを制限し始めています。それにもかかわらず、これは多くの場合、個々のターゲットに対してのみ行われます。ここでは、エッジオンに近い8つのディスクの幾何学的モデリングを紹介します。これらはすべて、同じ機器（SPHERE）で、同じモード（デュアルビーム偏光イメージング）を使用して観察されます。次に、8つのディスクのうち2つにCOガスが存在することに動機付けられ、ガスの抗力や衝突などのN体シミュレーションを実行して、ガスがスケールの高さに与える影響を調査します。ガスが粒子のダイナミクス（半径方向と垂直方向の両方）をすばやく変更できることを示します。そうでない場合は、重力と放射圧によって制御されます。ガスの存在下では、数十ミクロン未満の粒子が、誕生リングを越えて外側に移動すると同時に、ミッドプレーンに向かって効率的に沈降する可能性があることがわかります。第2世代のガス（$M_\mathrm{gas}\leq0.1$$M_\oplus$）の場合、垂直方向の沈降は、ミリメートル波長での観測と比較して、散乱光画像で最もよく観測されるはずです。しかし、ガスが原始的な起源（$M_\mathrm{gas}\geq1$$M_\oplus$）を持っている場合、ディスクは近赤外線とサブmmの両方の波長で非常に平らに見えます。最後に、誕生リングをはるかに超えて、我々の結果は、表面輝度プロファイルが$\sim-2.25$と同じくらい浅くなる可能性があることを示唆しています。
木星からの非熱的硬X線の観測と起源
| Title |
Observation_and_origin_of_non-thermal_hard_X-rays_from_Jupiter |
| Authors |
Kaya_Mori,_Charles_Hailey,_Gabriel_Bridges,_Shifra_Mandel,_Amani_Garvin,_Brian_Grefenstette,_William_Dunn,_Benjamin_J._Hord,_Graziella_Branduardi-Raymont,_John_Clarke,_Caitriona_Jackman,_Melania_Nynka_and_Licia_Ray |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08347 |
多種多様な波の散乱または確率過程によって地球上で加速された電子は、最大1MeVまでの硬い非熱的X線制動放射を生成し、地球のさまざまな種類のオーロラに電力を供給します。木星の磁場は地球の磁場よりも1桁大きいですが、宇宙ベースの望遠鏡はこれまでX線を最大7keVまでしか検出していませんでした。木星のオーロラX線生成の理論モデルに基づいて、約2〜7keVのバンドでのX線放射は、熱（マクスウェル-ボルツマン分布によって特徴付けられる電子から生じる）制動放射として解釈されています。ここでは、NuSTARX線天文台で得られた、木星のオーロラからの8〜20keVバンドの硬X線の観測を報告します。X線は、傾きが0.60+/-0.22のフラットなべき乗則モデルに適合します。これは非熱的で硬いX線制動放射のスペクトル特性です。Juno宇宙船のJADEおよびJEDI機器による同時測定を使用して、keVからMeVのエネルギー範囲の電子フラックスとスペクトル形状を決定します。私たちが観察する形の木星の電子スペクトルは、電場によるコヒーレントな加速ではなく、確率的な加速で生じると以前は解釈されていました。NuSTARによって観測されたX線スペクトル形状と近似フラックスを再現し、電子エネルギー損失、二次電子生成、制動放射を引き起こす電子の非熱集団をシミュレートすることにより、ユリシーズによる硬X線の非検出について説明します。モデルの木星の雰囲気の中で。結果は、地球と木星で硬X線オーロラを生成するプロセス間の類似性を強調しています。これは土星でも発生している可能性があります。
サブオースケールで惑星形成ディスクを画像化するためにアップグレードされたALMAの将来の可能性を調査する
| Title |
Investigating_the_Future_Potential_of_an_Upgraded_ALMA_to_Image_Planet_Forming_Disks_at_Sub-au_Scales |
| Authors |
Benjamin_Burrill,_Luca_Ricci,_Sarah_Harter,_Shangjia_Zhang,_Zhaohuan_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08348 |
近年、ALMAは原始惑星系円盤内の大規模な下部構造を観測することができました。惑星とディスクの相互作用のモデルからの予測との比較は、これらのディスクの下部構造のほとんどが、海王星の質量以上の惑星が軌道半径$\approx5-100$auに存在することで説明できることを示しています。地球型惑星が形成されると予想される星に近い構造や、海王星よりも質量が小さい惑星によって開かれた構造を観測するには、より良い解像度が必要です。アレイ内の最長のベースライン長を2倍にして、軌道半径$1〜5$auで地球質量およびスーパーアース惑星によって開かれたディスク下部構造を検出および解決するALMAへの可能な拡張の機能を調査します。ALMAバンド6および7でこの拡張構成を使用してディスクモデルのファミリーの観測をシミュレートすることにより、アップグレードされたALMAが、1auに近いスーパーアース、および地球質量惑星によって形成されたディスクのギャップを検出することを示します。近くの星形成領域の若いホスト星から$2-3$auまで。
ヘイズ層の放射加熱によって引き起こされるタイタンの成層圏の超回転
| Title |
Superrotation_of_Titan's_stratosphere_driven_by_the_radiative_heating_of_the_haze_layer |
| Authors |
Motoki_Sumi,_Shin-ichi_Takehiro,_Wataru_Ohfuchi,_Hideko_Nomura,_Yuka_Fujii |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08397 |
タイタンの成層圏は、大気が表面よりも何倍も速く回転する超回転状態で観測されています。タイタンの大気のもう一つの特徴は、厚いもやの層の存在です。この論文では、成層圏の超回転に対するヘイズ層の影響を調べるために、大循環モデル（GCM）を使用して数値実験を行いました。マッケイらに従って、タイタンの大気のセミグレイ放射モデルを採用しました。（1999）、これはヘイズ粒子による太陽光吸収を考慮に入れています。メタンの相変化や季節変化は考慮されていません。タイタン用に調整された放射パラメータを使用したモデルでは、赤道の周りに地球の東向きの風が発生し、地球の日数$10^5$後の約70kmを除いて、より高い高度でより大きな速度が得られました。大気は平衡状態ではありませんが、帯状の風のプロファイルは観測されたものとほぼ一致しています。我々の実験の分析は、準定常成層圏超回転が、表面から切り離された子午面循環と角運動量を赤道方向に輸送する渦との間のバランスによって維持されることを示唆している。これは、運動量が表面から供給される、いわゆるGieraschメカニズムとは異なりますが、類似しています。この構造は、高度約$80$kmの無風地域を説明している可能性があります。
惑星構造の堅牢性を評価する数値基準。 $ \ upsilon $ Andromed {\ ae}システムへのアプリケーション
| Title |
A_numerical_criterion_evaluating_the_robustness_of_planetary_architectures;_applications_to_the_$\upsilon$_Andromed{\ae}_system |
| Authors |
Ugo_Locatelli,_Chiara_Caracciolo,_Marco_Sansottera,_Mara_Volpi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08616 |
太陽系外惑星系におけるKAMトーラスの存在の問題を再考します。具体的には、$\upsilon$Andromed{\ae}システムを、3体問題でモデル化することによって検討します。この予備調査により、惑星軌道のロバスト性を評価する自然な方法を紹介することができます。これは、数値探査で非常に簡単に実装できます。強力な安定性を示し、$\upsilon$Andromed{\ae}システム自体で利用可能な観測データと互換性のある適切な軌道構成の選択の問題に、この基準を適用します。
太陽系外惑星の大気中のヘリウム吸収は、恒星の冠状面の存在量に関連しています
10830オングストローム付近のヘリウムトリプレットでのトランジット観測は、太陽系外惑星の大気とその質量損失を研究するための成功したツールです。これらの線を形成するには、太陽系外惑星の大気中でヘリウムのイオン化と再結合が必要です。このイオン化は、極紫外線（EUV）波長の恒星光子によって引き起こされます。ただし、現在アクティブな望遠鏡では、恒星スペクトルのこの部分を観測できません。恒星EUVスペクトルの関連部分は、個々の輝線で構成されており、それらの多くは、冠状温度で鉄によって形成されています。コロナ内の恒星の鉄の存在量は、最初のイオン化ポテンシャル（FIP）効果のために、高活性の低質量星では枯渇していることがよく観察されます。冠状鉄の存在量が多い星と少ない星は、X線放射とヘリウムイオン化を引き起こす狭帯域EUVフラックスを結び付けるさまざまなスケーリング則に従うことを示しています。また、コロナ内の恒星の鉄と酸素の存在比は、X線CCDスペクトルからかなり適切に測定でき、高解像度X線観測と同様の結果が得られることも示しています。冠状鉄の存在量を考慮に入れると、EUV照射と太陽系外惑星のヘリウム通過深度との関係で現在観察されている大きな散乱を減らすことができ、太陽系外惑星透過分光法のターゲット選択基準が改善されます。特に、以前は不可解だったネプチューン系外惑星のヘリウムの非検出は、現在、改訂されたスケーリング法からの期待に沿っています。
無線AGNにおけるクールなISMの定量化：銀河の合体と相互作用による遅い時間の再トリガーの証拠
| Title |
Quantifying_the_cool_ISM_in_radio_AGNs:_evidence_for_late-time_re-triggering_by_galaxy_mergers_and_interactions |
| Authors |
E._Bernhard,_C._N._Tadhunter,_J._C._S._Pierce,_D._Dicken,_R._Morganti,_C._Ramos_Almeida,_and_E._Daddi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08276 |
局所宇宙（0.05<z<0.7）の強力な電波AGNの完全な2Jyサンプルの深いハーシェル観測を使用して、それらのクールな星間物質（ISM）の内容と星形成特性を調べ、近くの明るいAGNの他のサンプルと比較します。静止銀河。これにより、トリガーとフィードバックのメカニズムを調査できます。私たちのサンプルの強線電波銀河（SLRG）のダスト質量は、電波が静かなクエーサーのものと類似しており、それらの中央値ダスト質量（Mdust=2x10^7Msun）は1倍に増強されていることがわかります。非AGN楕円銀河と比較すると、約200ですが、局所的な超高光度赤外線銀河（UILRG）と比較して約16倍低くなっています。光学画像の合併サインの説得力のある証拠に加えて、私たちのサンプルのSLRGは、それらの多くが星形成銀河の主系列星を下回っているという事実にもかかわらず、比較的高い星形成効率も示しています。総合すると、これらの結果は、ほとんどのSLRGが、ガス含有量の点で比較的マイナーな後期の合併によって再トリガーされたことを示唆しています。SLRGと比較して、弱い輝線（WLRG）とエッジが暗くなった無線ジェット（FRI）を備えた無線AGNは、燃料供給と一致して、低温ISM質量と星形成率の両方が低くなっています（>30倍）。別のメカニズム（例えば、高温ガスの直接降着）による。
フロンティアフィールドクラスターのクラスター内ライトAbell370およびAbellS1063
| Title |
The_intracluster_light_on_Frontier_Fields_clusters_Abell_370_and_Abell_S1063 |
| Authors |
N\'icolas_O._L._de_Oliveira,_Yolanda_Jim\'enez-Teja,_Renato_Dupke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08289 |
フロンティアフィールドプログラム内のハッブル宇宙望遠鏡によって観測された2つの巨大な銀河団、Abell370（z〜0.375）とAbellS1063（z〜0.348）の総輝度に対するクラスター内光（ICL）の寄与を順番に分析しました。銀河の光からICLを解きほぐし、ICLの割合を測定するために特別に開発された、CICLEと呼ばれるChebyshev-Fourier関数に基づくアルゴリズムを適用しました。3つの広帯域光学フィルターF435W、F606W、およびF814Wで、ICLの物理的特性または形態に関する事前の仮説を仮定せずに、ICLの割合を測定しました。ICLフラクションから得られた結果は、A370とAS1063の両方でそれぞれ約7％〜25％、約3％〜22％の間で変動します。これは、ICLの形成と進化のシミュレーションによって得られたICLの総量の理論的予測と一致しています。両方のクラスターの中間フィルターF606Wで強化されたICLフラクションが見つかりました。これは、クラスター銀河と比較して、ICLに若い/低金属量の星が過剰に存在するためであることが示唆されます。Abell370とAbellS1063はどちらも、以前に分析されたCLASHクラスターとFrontierFieldsクラスターのサブサンプルをマージするのと同様の機能を示すため、システムをマージしていると結論付けます。これらの結果をさまざまな方法で得られた動的指標と比較し、銀河団の動的状態を決定するための新しい独立した方法としてICLの使用を強化します。
二相星間物質における乱流ダイナモ
磁場は、星形成銀河の乱流星間物質（ISM）の動的に重要な成分です。これらの磁場は、乱流運動エネルギーを磁気エネルギーに変換するプロセスであるダイナモ作用によるものです。乱流駆動スケールよりも小さいスケールで作用するダイナモは、乱流ダイナモとして知られています。ISMは多相媒体であり、観測から、磁場の特性は相によって異なることが示唆されています。ここでは、乱流ダイナモの特性が位相にどのように依存するかを研究することを目的としています。二相媒体で非等温乱流ダイナモをシミュレートします（ほとんどの以前の作業は等温ガスを想定しています）。指数関数的に成長する段階での磁場の成長速度は両方の相で類似していることがわかります。これは、各相でほぼ等しい量の渦度が生成されるためです。さらに、渦度の増幅と破壊の原因となる各項を計算し、乱流運動による渦度の増幅が支配的な項（両方の相で類似）の後に傾圧項（非等温ガスにのみ存在し、ウォームフェーズ）および対数密度勾配の存在下での粘性相互作用の用語（コールドフェーズでより高い）。ローレンツ力が強いため、磁気と乱流の運動エネルギーの最終的な比率が低くなることがわかります。非等温乱流ダイナモは、等温ダイナモよりも効率が低いことがわかります。
大規模な銀河の合体は独特のグローバルHIプロファイルを持っています
| Title |
Massive_Galaxy_Mergers_Have_Distinctive_Global_HI_Profiles |
| Authors |
Pei_Zuo,_Luis_C._Ho,_Jing_Wang,_Niankun_Yu,_Jinyi_Shangguan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08416 |
銀河のグローバルな21cmHI輝線プロファイルは、中性原子ガスの空間分布と運動学に関する貴重な情報をエンコードします。銀河の相互作用は、統合されたHIラインプロファイルのHIディスクとインプリントの観測可能な機能に大きく影響します。この研究では、グレートオブザバトリー全天LIRG調査から選択された銀河の合体の中性原子ガス特性を研究します。HIスペクトルは、500メートル球面電波望遠鏡による新しい観測とアーカイブデータのコレクションから得られます。ラインプロファイルの成長曲線を使用する新開発の方法を使用して、合併のHIプロファイルを定量化します。合併サンプルの恒星質量に一致するように注意深く選択された非合併銀河の対照サンプルを使用して、合併は単一ピークのHIプロファイルの割合が高く、HI中心速度がから逸脱する傾向が大きいことを示します。銀河の全身光学速度。対照的に、合併のHIプロファイルは、非合併のHIプロファイルよりも大幅に非対称ではありません。
ギャラクシースペクトルニューラルネットワーク（GaSNets）。 I.ディープラーニングを使用してeBOSSスペクトルで強力なレンズ候補を検索する
| Title |
Galaxy_Spectra_neural_Networks_(GaSNets)._I._Searching_for_strong_lens_candidates_in_eBOSS_spectra_using_Deep_Learning |
| Authors |
Fucheng_Zhong,_Rui_Li,_Nicola_R._Napolitano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08439 |
地上と宇宙からの新しい分光学的調査の出現により、最大数億の銀河を観測することで、スペクトル分類は標準的な分析技術にとって圧倒的なものになるでしょう。この課題に備えるために、1次元スペクトルの特徴を分類するためのディープラーニングツールのファミリーを紹介します。これらのGalaxySpectraニューラルネットワーク（GaSNets）の最初のアプリケーションとして、eBOSSスペクトルで強くレンズ化された星形成銀河からの輝線を識別することに特化したツールに焦点を当てています。まず、これらのネットワークのトレーニングとテストについて説明し、高品質のイベント検出のために95％のしきい値確率PLを定義します。次に、HSTで確認されたeBOSSから分光的に選択された強力なレンズの以前のセットを使用して、採用されたPLを超えて回復したレンズの割合として約80％の完全性を推定します。最後に、GaSNetsを約130万のスペクトルに適用して、分光法に適用された深層学習で識別され、非常に可能性の高い実際のイベントとして視覚的に評価された、約430の新しい高品質候補の最初のリストを収集します。地上観測に対する予備チェックでは、このサンプルの確認率は38％であり、標準（深層学習なし）の分類ツールとハッブル宇宙望遠鏡によるフォローアップで選択された以前のサンプルと一致しています。この最初のテストは、機械学習を効率的に拡張して波長空間での特徴認識を実現できることを示しています。これは、4MOST、DESI、Euclid、中国宇宙ステーション望遠鏡（CSST）などの将来の調査にとって非常に重要です。
巨大な初期型銀河のLOFARビュー：活動銀河からの電波放射と星形成
| Title |
The_LOFAR_view_of_giant,_early-type_galaxies:_radio_emission_from_active_nuclei_and_star_formation |
| Authors |
A._Capetti_(1)M._Brienza_(2,3)B._Balmaverde_(1)R.D._P.N._Best_(4)R.D._Baldi_(3)A._Drabent_(5)G._Gurkan_(5)H.J.A._Rottgering_(6)C._Tasse_(7,8)B._Webster_(9)_((1)_INAF_-_Osservatorio_Astrofisico_di_Torino,_Pino_Torinese,_Italy_(2)_Dipartimento_di_Fisica_e_Astronomia,_Universit\`a_di_Bologna,_Bologna,_Italy_(3)_INAF_-_Istituto_di_Radio_Astronomia,_Bologna,_Italy_(4)_SUPA,_Institute_for_Astronomy,_Royal_Observatory,_Blackford_Hill,_Edinburgh,_UK_(5)_Th\"uringer_Landessternwarte,_Tautenburg,_Germany_(6)_Leiden_Observatory,_Leiden_University,_Leiden,_The_Netherlands_(7)_GEPI_&_USN,_Observatoire_de_Paris,_Universit\'e_PSL,_CNRS,_Meudon,_France_(8)_Department_of_Physics_&_Electronics,_Rhodes_University,_Grahamstown,_South_Africa_(9)_The_Open_University,_Walton_Hall,_Milton_Keynes,_UK) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08593 |
150MHzの低周波ARrayで見た、近くの宇宙（MK<-25、後退速度<7,500km/s）で最も明るい初期型銀河（ETG）の特性と電波放射の起源を研究します。（LOFAR）観測。LOFAR画像はこれらの巨大なETG（gETG）の188で利用可能であり、それらの146（78％）は〜10E21W/Hzの典型的な光度を超えて検出されます。それらは電力の大きな広がりを示し、最大10E26W/Hzに達します。gETGの恒星の光度と、それらの電波パワーの中央値、検出率、および拡張ソースの割合との間に正のリンクがあることを確認します。検出されたgETGの約3分の2（91）は未解決であり、サイズは4kpc未満であり、ローカルソースでのコンパクトな電波ソースの普及を確認しています。46個のgETGは、4〜340kpcの範囲のスケールで拡張発光を示し、その少なくとも80％はFRIクラスの形態を持っています。拡張されたソースの形態とスペクトルインデックスに基づくと、それらの約30％が残りのソースまたは再起動されたソースである可能性がありますが、これを確認するにはさらなる調査が必要です。光学分光法（44gETGで利用可能）は、そのうちの7つについて、核ガスが若い星によってイオン化されていることを示しており、星形成領域からの電波放射への寄与を示唆しています。それらの電波光度は、0.1-8Msun/yrの範囲の星形成率（SFR）と0.8x10E-12yr-1の中央値比SFRに対応します。gETGの中心に向かって流れるガスは、超大質量ブラックホールに降着するだけでなく、より大きな半径で失速して新しい星を形成する可能性があります。これは、フィードバックが星形成を完全に抑制しないことを示しています。最も明るいgETG（MK<-25.8の25個の銀河）はすべて150MHzで検出されますが、現在すべてがオンになっているわけではありません。少なくとも4つは残留源であり、少なくとも1つは星形成によって電力が供給されている可能性があります。
ホットコア前駆体G328.2551-0.5321周辺の硫黄に富むコールドガス。 2 mm、1.2
mm、および0.8mmの大気窓のAPEXバイアスのないスペクトル調査
| Title |
Sulphur-rich_cold_gas_around_the_hot_core_precursor_G328.2551-0.5321._An_APEX_unbiased_spectral_survey_of_the_2_mm,_1.2_mm,_and_0.8_mm_atmospheric_windows |
| Authors |
L._Bouscasse,_T._Csengeri,_A._Belloche,_F._Wyrowski,_S._Bontemps,_R._G\"usten,_and_K._M._Menten |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08621 |
星形成の間に、高密度ガスは重要な化学進化を経て、ホットコアとホットコリノに関連する多種多様な分子の出現につながります。物理的および化学的条件は十分に制約されていません。特に新興のホットコアの初期段階は、未踏の領域を表しています。ここでは、ホットコアの前駆体として提案されている巨大な原始星コアの完全な分子インベントリを提供します。159GHzと374GHzの間のクランプG328.2551-0.5321に関連するホットコア前駆体に対してバイアスのないスペクトル調査を実行しました。スペクトル線を特定するために、LTEを想定した回転図と放射伝達モデリングを使用しました。39種と26のアイソトポログを検出し、暖かくコンパクトな内部領域、より低温でより拡張されたエンベロープ、および以前にALMAで観察された降着ショックの運動学的特徴を区別することができました。小分子の放出のほとんどを冷たいガスと関連付けますが、暖かいガスの分子放出は複雑な有機分子（COM）によって強化されます。低温気相にS含有分子が豊富に存在することから、硫黄の枯渇が少なく、1％を超えることがわかります。暖かいガスで9つのCOM、冷たいガスで4つ、降着ショックに向けて4つのCOMを識別します。乱されていないガスに由来するS含有種の豊富さは、流出空洞壁での衝撃ガスからの寄与を示唆している可能性があります。温かいガスの分子組成は、ホットコアとホットコリノの両方の分子組成と似ていますが、分子量は、ホットコアに向けて見られる値よりも、ホットコリノに向けて見られる値に近いです。暖かい領域のコンパクトさとその適度な温度を考慮すると、このオブジェクトへの熱脱着はまだ完了していないことを示唆します。これは、ホットコアの出現の初期段階を表しています。
大規模なETGにおける強力なCO吸収機能
| Title |
Strong_CO_Absorption_Features_in_Massive_ETGs |
| Authors |
Elham_Eftekhari,_Francesco_La_Barbera,_Alexandre_Vazdekis,_Carlos_Allende_Prieto_and_Adam_Thomas_Knowles |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08651 |
地元の宇宙にある大規模な初期型銀河（ETG）は、銀河の進化の最も成熟した段階であると考えられています。それらの星の種族の内容は、これらの銀河の進化の歴史を明らかにしています。ただし、最先端の星の種族合成（SPS）モデルは、光学範囲で観測された銀河スペクトルの正確な記述を提供しますが、近赤外線（NIR）でのモデリングはまだ初期段階です。ここでは、NIRCO吸収機能に焦点を当て、体系的かつ包括的な方法で、大規模なETGの場合、HからKバンドまでのすべてのCOインデックスが、SPSモデルによって現在予測されているよりも大幅に強いことを示します。この「COの不一致」について考えられるいくつかの説明を調査し、説明します。これには、中年、AGBが優勢な星の種族、高金属量の種族、非太陽存在比、初期質量関数の影響が含まれます。これらの効果のいずれもモデルと観測を調整することはできませんが、低温領域でのCOに強い巨星の効果を考慮した、アドホックな「経験的」補正が、より近いモデル予測を提供することを示します。観察。私たちの分析は、NIRCOの線強度の最も可能性の高い説明として炭素量の影響を指摘しており、NIRのSPSモデルを改善するための可能なルートを示しています。
超拡散銀河AGC114905には暗黒物質が必要です
| Title |
The_ultra-diffuse_galaxy_AGC_114905_needs_dark_matter |
| Authors |
J._A._Sellwood_(Steward_Observatory)_and_R._H._Sanders_(Kapteyn_Astronomical_Institute) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08678 |
超拡散銀河AGC〜114905の最近の21cmの線観測は、いつものように、軌道運動によって重力に逆らって大部分が支えられている回転円盤を示しています。注目すべきことに、この研究は、HI回転曲線の形と振幅が、バリオン物質、星、中性ガスの観測された分布によって完全に説明されていることを明らかにしました。これは、ダークハローが必要ないことを意味します。いくつかの理由でDMフリーの銀河を見つけることは驚くべきことです。1つは、速度分散の遅い裸のニュートン円盤が、円盤の構造を変える軸対称および非軸対称の摂動の両方に対して不安定であると予想されることです。何十年もの間知られているように、動的なタイムスケールで。DMフリーモデルと低密度DMハローを持つモデルの$N$ボディシミュレーションを提示します。これは、この期待を裏付けるものです。ディスクは、このような不安定性に対して慢性的に不安定です。ほぼ規則的な速度パターンを持っていることが観察された銀河が不安定になる可能性は低いので、私たちの発見は、銀河が暗黒物質を欠いているか、ほとんど持っていないかもしれないという示唆に疑問を投げかけています。また、このニアフェイスオンシステムの傾きが大幅に過大評価されている場合、結果として生じる回転曲線の振幅の増加は、銀河が安定するのに十分な大きさのハローに対応することを示しています。
宇宙時間にわたる分子ガスのカラム密度：ブリッジング観測とシミュレーション
| Title |
The_Column_Densities_of_Molecular_Gas_across_Cosmic_Time:_Bridging_Observations_and_Simulations |
| Authors |
Roland_Szakacs,_C\'eline_P\'eroux,_Martin_A._Zwaan,_Dylan_Nelson,_Eva_Schinnerer,_Natalia_Lah\'en,_Simon_Weng,_Alejandra_Y._Fresco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08777 |
時間の経過に伴うさまざまな気相の宇宙進化の観察は、分子ガスの質量密度が$z\sim2-3$に向かって著しく増加していることを示しています。このような変換は、水素分子カラム密度（$N_{\rm{H_2}}$）のグローバル分布の変化を伴うことを意味します。PHANGS-ALMA/SDSSによる観測とGRIFFIN/IllustrisTNGによるシミュレーションを使用して、このH$_2$列密度分布関数[$f（N_{\rm{H}_2}）$]の進化を調査します。TNG50およびTNG100のH$_2$（およびHI）カラム密度マップは、後処理で導出され、IllustrisTNGオンラインAPIを介して利用できるようになります。個々の主系列星形成銀河の$f（N_{\rm{H}_2}）$の形状と正規化は、星形成率（SFR）、星の質量（${M_*}$）、観測とシミュレーションの両方でH$_2$質量（$M_{\rm{H}_2}$）。TNG100は、H$_2$の後処理モデルと組み合わせて、勾配と正規化の違いはありますが、観測値を広く再現します。また、指数関数的なガスディスクに基づいて分析的にモデル化された$f（N）$は、シミュレーションとよく一致します。GRIFFINシミュレーションは、シミュレーションに非平衡化学を含める場合、$f（N_{\rm{H}_2}）$の傾きが大きく異ならない可能性があることを最初に示します。TNG100による$f（N_{\rm{H}_2}）$は、$z=0$よりも$z=3$で高分子ガスカラム密度に到達することを意味します。さらに、密度の高い領域は、$z=3$での分子量密度に大きく寄与します。最後に、H$_2$は、両方の赤方偏移でlog（$N_{\rm{H}_2}/\rm{cm}^{-2}）\sim21.8-22$を超える列密度でのみHIと比較して優勢になり始めます。これらの結果は、中性原子ガスが、$z=0$および$z=3$の分子雲に典型的な密度を含む、銀河のISMに見られる全体的な低温ガス質量の重要な要因であることを意味します。
2020zsoでの潮汐破壊現象に続く楕円形の降着円盤
| Title |
An_elliptical_accretion_disk_following_the_tidal_disruption_event_AT_2020zso |
| Authors |
T._Wevers,_M._Nicholl,_M._Guolo,_P._Charalampopoulos,_M._Gromadzki,_T.M._Reynolds,_E._Kankare,_G._Leloudas,_J.P._Anderson,_I._Arcavi,_G._Cannizzaro,_T.W._Chen,_N._Ihanec,_C._Inserra,_C.P._Guti\'errez,_P.G._Jonker,_A._Lawrence,_M.R._Magee,_T.E._M\"uller-Bravo,_F._Onori,_E._Ridley,_S._Schulze,_P._Short,_D._Hiramatsu,_M._Newsome,_J.H._Terwel,_S._Yang,_and_D._Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08268 |
[要約]AT2020zsoは、UV/光学測光観測から推測される黒体の進化、およびスペクトル線の内容と進化に基づいてTDEとして分類されます。一時的な二重ピークのボーエン（Niii）、Hei、Heii、およびHalpha輝線を識別します。相対論的楕円降着円盤モデルを使用して、光度曲線の上昇、ピーク、および初期下降中のHeii（Niii寄与の注意深いデブレンド後）およびHalpha線の中解像度光学分光法をモデル化します。ピーク前のスペクトルの変化は、流出する光学的に厚いエディントンエンベロープと一致する光学的厚さの影響によって説明できることがわかります。ピーク付近で、エンベロープは最大範囲に達し（推定ブラックホール質量が5-1010^5の場合、重力半径は約10^15または3000-6000）、光学的に薄くなります。ピーク時およびピーク後のHalphaおよびHeii輝線は、高度に傾斜（i=85+-5度）、高度に楕円形（e=0.97+-0.01）、および比較的コンパクト（Rin=数100RgおよびRout=数1000Rg）降着円盤。全体として、ラインプロファイルは、新しく形成されたTDEディスクの理論上の期待と一致して、新しい降着流の高度に楕円幾何学を示唆しています。ボーエン（およびX線薄暗い）TDEの傾斜が高い性質を初めて定量的に確認します。これは、傾斜が観測の外観を大きく左右するTDEの統一画像と一致しています。急激なラインプロファイルの変化は、離心率の原因としてのバイナリSMBH仮説を除外します。したがって、これらの結果は、AGN内のTDEと偏心降着円盤の間の直接リンクを提供します。光学分光法を使用して、ディスク歳差運動の特徴（推定傾斜角の変化）（推定傾斜角の変化）を介してブラックホールスピンを抑制し、高いブラックホールスピン値（a<0.8）を除外する方法を初めて説明します。
遷移ミリ秒パルサーのX線変動：かすかな、安定した変動する円盤
| Title |
X-ray_variability_of_transitional_millisecond_pulsars:_a_faint,_stable_and_fluctuating_disk |
| Authors |
Manuel_Linares,_Barbara_De_Marco,_Rudy_Wijnands,_Michiel_van_der_Klis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08272 |
過渡ミリ秒パルサー（tMSP）は、過去10年間に、降着と回転を動力源とする現象の岐路に立つユニークなクラスの中性子星として出現しました。X線の光度が$10^{33}-10^{34}$ergs$^{-1}$のオーダーの（サブルミナス）降着円盤状態では、2つの異なるX線モードをすばやく切り替えます。：ディスクハイ（DH）およびディスクロー（DL）状態。ディスクの状態とDHモードとDLモードの分離に主に焦点を当てて、現在知られている3つのtMSPすべての非周期的X線変動の体系的なXMM-NewtonおよびChandra分析を示します。そのうちの2つのDH状態で、2.8mHz（PSRJ1023+0038）および0.86mHz（M28-I）のブレーク周波数を持つフラットトップブロードバンドノイズの発見を報告します。最も低い周波数変動は、ハード状態のディスク降着X線連星で見られるものと同様であり、tMSPよりも少なくとも2桁高い典型的な光度であると主張します。1Hz付近のDH状態には強い変動が見られますが、これは硬状態のX線連星では一般的ではなく、rms振幅の割合が30％に近いものです。X線変動は質量降着率の変動によって生成され、遮断周波数はディスクの内縁の粘性タイムスケールに対応すると仮定して、結果について説明し、それらを使用して降着円盤の特性を制約します。このコンテキストでは、新しく見つかったブレーク頻度は、$\dot{M}\simeq10^{13}-5\times10^{14}$gs$^{でライトシリンダーの近くで切り捨てられたディスクとほぼ一致していることがわかります。-1}$と粘度パラメータ$\alpha\gtrsim$0.2。
ボンダイと事象の地平線スケールの橋渡し：3D GRMHDシミュレーションにより、X字型電波銀河の形態が明らかに
| Title |
Bridging_Bondi_and_Event_Horizon_Scales:_3D_GRMHD_Simulations_Reveal_X-Shaped_Radio_Galaxy_Morphology |
| Authors |
Aretaios_Lalakos,_Ore_Gottlieb,_Nick_Kaaz,_Koushik_Chatterjee,_Matthew_Liska,_Ian_M._Christie,_Alexander_Tchekhovskoy,_Irina_Zhuravleva,_and_Elena_Nokhrina |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08281 |
X字型電波銀河（XRG）は、ずれたX字型ジェットペアを生成し、電波銀河の$\lesssim10\％$を構成します。XRGは、バイナリ超大質量ブラックホール（$\rmSMBH$）、$\rmSMBH$の合併、または大規模な周囲媒体の非対称性を特徴とする銀河で出現すると考えられています。XRGの形態は、このような特別な既存の条件がなくても自然に形成できることを示しています。私たちの3D一般相対論的磁気流体力学（GRMHD）シミュレーションは、半径$R_{\rmB}$の影響範囲の外側から重力半径$の$\rmSMBH$までの磁化された回転ガスを初めて追跡します。R_{\rmg}$、最大スケールの間隔$R_{\rmB}/R_{\rmg}=10^3$現在まで。当初、定密度高温ガスの軸対称システムには弱い垂直磁場が含まれており、急速に回転する$\rmSMBH$の赤道面で回転します。小規模な$2\％$レベルの圧力摂動でガスをシードします。落下するガスは降着円盤を形成し、$\rmSMBH$は、相対論的に磁化されたコリメートジェットを発射し、$R_{\rmB}$のかなり外側に到達します。落下するガスの圧力下で、ジェットは断続的にオンとオフを切り替え、不規則にぐらつき、空洞のペアをさまざまな方向に膨らませ、X字型のジェット形態に似ています。合成X線画像は、ジェット動力の衝撃と空洞の複数のペアを明らかにします。大規模な磁束が$\rmSMBH$に蓄積し、動的に重要になり、磁気的に停止したディスク状態になります。$\rmSMBH$は、ボンダイ率の$2\％$で降着します（$\dot{M}\simeq2.4\times10^{-3}M_{\odot}\、{\rmyr}^{-1}$forM87*）、$\eta=150\％$の効率でツインジェットを発射します。これらのジェットは、スピン軸に沿って脱出し、短命を終わらせるのに十分強力です（$P_{\rmjets}\simeq2\times10^{44}\、{\rmerg\、s}^{-1}$）ジェットは、その一時的な性質がXRGの希少性を説明できると述べています
高温磁化プラズマにおける不整合な回転連星ブラックホールの併合
| Title |
Misaligned_Spinning_Binary_Black_Hole_Mergers_in_Hot_Magnetized_Plasma |
| Authors |
Federico_Cattorini_and_Sofia_Maggioni_and_Bruno_Giacomazzo_and_Francesco_Haardt_and_Monica_Colpi_and_Stefano_Covino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08282 |
磁化されたガス雲に埋め込まれた等質量回転ブラックホール連星合併の一般相対論的磁気流体力学的シミュレーションを提示します。流れのダイナミクス、質量降着率、およびポインティングの光度に対する軌道角運動量に対するスピン配向の影響に焦点を当てます。インスピレーション全体で、個々のブラックホールに降着するガスが円盤状の過密度に集中し、その角運動量がスピン軸に向けられ、合体するまで持続することがわかります。重力波チャープと並行して進化する、1〜20％のレベルでの質量降着率で発生する準周期的変調を特定します。降着率の時系列と重力ひずみの類似性は、強力で動的な重力場と、刺激的なブラックホールの近くの磁場との相互作用の結果です。この結果は、大規模なバイナリの合併前の降着率の準周期性は、ブラックホールが降着円盤に埋め込まれている環境を排除するものではなく、低周波と同時に発生する電磁放射の追加の有用な兆候を提供できることを示唆しています。重力波検出。
IRAS 17020 +4544のX線超高速流出のUV対応物
| Title |
UV_counterpart_of_an_X-ray_ultra-fast_outflow_in_IRAS_17020+4544 |
| Authors |
Missagh_Mehdipour,_Gerard_A._Kriss,_Yair_Krongold,_Anna_Lia_Longinotti,_Elisa_Costantini,_Anjali_Gupta,_Smita_Mathur,_Fabrizio_Nicastro,_Francesca_Panessa,_Debopam_Som |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08405 |
Narrow-LineSeyfert-1銀河IRAS17020+4544での低イオン化X線超高速流出（UFO）のUV吸収対応物の発見について報告します。UFOのこのUVシグネチャは、ハッブル宇宙望遠鏡（HST）の宇宙起源分光器（COS）で撮影された、遠紫外線スペクトルの狭くてブルーシフトされたライマンアルファ吸収機能として見られます。ライマンアルファ線の特徴は、-23430km/s（0.078c）の速度で流出していることがわかります。HTS/COSスペクトルに見られるUFOを研究するために、高分解能UV分光法と光イオン化モデリングを実行します。私たちのモデリングの結果は、UVUFOが、XMM-Newtonの反射格子分光計（RGS）で以前に見つかったX線UFOの低イオン化、低速成分に対応することを示しています。X線UFOの他のより高速でより高いイオン化成分は、HST/COSスペクトルで有意に検出されません。これは、私たちの光イオン化計算の予測と一致しています。IRAS17020+4544のUFOの複数のイオン化と速度成分は、強力な一次UFOが周囲の媒体を巻き込んで衝撃を与え、UVバンドに見られるような弱い二次UFO成分の形成をもたらすシナリオを示唆しています。
| Title |
Recurrent_X-ray_flares_of_the_black_hole_candidate_in_the_globular_cluster_RZ_2109_in_NGC_4472 |
| Authors |
A._Tiengo,_P._Esposito,_M._Toscani,_G._Lodato,_M._Arca_Sedda,_S._E._Motta,_F._Contato,_M._Marelli,_R._Salvaterra,_A._De_Luca |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08478 |
おとめ座銀河団NGC4472の球状星団RZ2109にある超大光度X線源XMMUJ122939.7+075333のX線観測の系統的分析について報告します。以前の作品と抽出領域とエネルギーバンドの注意深い選択により、球状星団で最高のブラックホール候補の1つになったものに加えて、新しいフレアエピソードを特定することができました。ほとんどの観測は短すぎてまばらであり、規則的なパターンを認識できませんが、最新の3つのX線フレアの間隔は約34時間の繰り返し時間と互換性があります。将来の観測によって確認された場合、そのような振る舞いは、X線フレアのソフトスペクトルとともに、銀河核で最近発見された準周期的な噴火と非常に似ているでしょう。これらのシステムと銀河系外X線トランジェントの特異なクラスの可能な解釈の1つに続いて、XMMUJ122939.7+075333が中間質量による白色矮星の部分的な破壊によって動力を与えられる可能性を探ります（M〜700Msun）ブラックホール。
宇宙線スペクトルと双極子異方性の3成分モデル
3成分、マルチスケール拡散モデルを使用して、宇宙線（CR）陽子およびヘリウムスペクトルと双極子異方性が妥当なパラメーターで説明できることを示します。モデルには、ゲミンガパルサーを発生させた超新星残骸（SNR）に関連する近くのソース、銀河中心のソース、および銀河円盤に関連するコンポーネントが含まれています。TeV未満のCRフラックスは、ディスクコンポーネントによって支配されます。100TeVを超える異方性を説明するには、約18Myr前に開始されたCRの連続注入を伴う中心線源が必要です。すべてのSNRによって注入されたユニバーサルCRスペクトルを想定すると、近くのソースは、角度$\theta\approx5^{\circ}を持つ必要がある星間磁場を横切るゆっくりとした拡散を介して、地球で観測されたTeVスペクトルバンプを生成できます。$力線とソースに向かう視線の間にあり、Alfv\'{e}nマッハ数$M_{\text{A}}\approx0.1$で弱い磁気乱流があります。この磁場による銀河スケールの異方性の変調を考慮すると、準局所的なアプローチでは、磁場は約$-90^{\circ}$の赤経と約$-7.4^{\circの赤緯に向けられる可能性があります。}赤道座標系の$。
| Title |
Can_a_binary_neutron_star_merger_in_the_vicinity_of_a_supermassive_black_hole_enable_a_detection_of_a_post-merger_gravitational_wave_signal? |
| Authors |
Aditya_Vijaykumar,_Shasvath_J._Kapadia,_Parameswaran_Ajith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08673 |
二元中性子星（BNS）合併の合併後重力波（GW）信号には、NSの状態方程式（EOS）、合併中に生成された物質の特性に光を当てることができる貴重な情報が含まれていると予想されます。また、超大規模または超大規模NSなどの潜在的な中間合併製品の性質。ただし、ポストマージャーは、現在のLIGO-Virgo検出器が鈍感である高周波領域（$\gtrsim1000$Hz）にあります。NEMO、CosmicExplorer、EinsteinTelescopeなどの提案された検出器は、$\mathcal{O}（10〜\mathrm{Mpc}）$内のBNSのポストマージャーを検出できる可能性がありますが、そのようなイベントはまれである可能性があります。この研究では、超大質量ブラックホール（SMBH）の近くで合体するBNSからポストマージャーを検出する可能性について推測します。SMBHの重力場によって生成される赤方偏移、およびSMBHの周りのBNSの固有運動は、マージ後の信号を検出器の帯域に効果的に「引き伸ばす」ことができます。現象論的モデルを使用して、SMBHによる赤方偏移の程度を独立して取得できれば、このようなBNS合体により、他の方法では不可能だったマージ後信号のピークに対する制約が可能になることを示します。さらに、そのような合併が、合併後の信号を使用してEOSモデルの選択をどのように改善するかを示します。このようなイベントを発生させる可能性のあるメカニズムと、この作業の制限について説明します。
氷中のCRエアシャワーコアの伝播のシミュレーション
現在、極地の氷で相互作用するPeVスケールを超えた天体物理学的ニュートリノを検出するために、新しい無線検出技術が検討されています。媒体中の電波の減衰長が長いため、このような機器は宇宙線の空気シャワーの電波放射にも敏感であることが予想されます。さらに、高高度の氷の層に当たる宇宙線の空気シャワーは、氷内の粒子カスケードを開始し、これも電波放射につながります。CORSIKAモンテカルロコードとGeant4シミュレーションツールキットの組み合わせを使用して、これらの宇宙線によって誘発された粒子カスケードの氷内継続の詳細なシミュレーションの最初の結果を提示します。このような粒子カスケードの一般的な特徴の概要を示し、縦方向および横方向の粒子分布のXmaxに関するパラメーター化を示します。アスカリアンの電波放射の検出とレーダー反射技術の使用の両方を通じて、氷内の粒子カスケードを観測することの実現可能性について説明します。これらの結果に基づいて、氷内宇宙線によって誘発された粒子カスケードの継続から予想される信号は、ニュートリノ信号と非常に類似していることがわかります。これは、ニュートリノ候補の検索にはこれらのイベントの完全な理解が必要であることを意味しますが、それはまた、興味深いその場での自然キャリブレーションソースを約束します。
フェルミ-LATで極端なBLとかげ座BL星のブレーザーを狩る
| Title |
Hunting_extreme_BL_Lacertae_blazars_with_Fermi-LAT |
| Authors |
M._Nievas_Rosillo_and_A._Dom\'inguez_and_G._Chiaro_and_G._La_Mura_and_A._Brill_and_V._S._Paliya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08785 |
ブレーザーでの超高エネルギー光子（VHE、E>100GeV$）の放出は、超相対論的粒子の生成と、宇宙粒子加速器としてのこれらのガンマ線源の役割と密接に関連しています。この作業は、4FGL-DR2カタログで不確実なタイプのブレーザー候補として分類されている高シンクロトロンピーク源の2BIGBカタログからの22個のガンマ線オブジェクトの選択に焦点を当てています。銀河系外の背景光による減衰を含む、フェルミ大面積望遠鏡で取得されたガンマ線データの最初の10年間の再分析によって、これらのソースを研究します。それらの広帯域スペクトルエネルギー分布も、無線、光学、およびX線バンドの多波長アーカイブデータを使用して、1ゾーンシンクロトロン-自己コンプトンモデルの観点から評価され、必要に応じて外部コンプトンコンポーネントが追加されます。この分析から、17の新しい極度の高シンクロトロンピーク（EHSP）候補を特定し、それらの物理的パラメーターを典型的なEHSPブレーザーのパラメーターと比較します。最後に、得られたモデルを使用して、現在および将来の世代の地上ベースのイメージング大気チェレンコフ望遠鏡による検出可能性を評価します。現在および次世代のチェレンコフ望遠鏡の範囲内に、J0847.0-2336とJ1714.0-2029の2つのVHE候補があります。
ふくらんでいる円盤の観測特性：軽度のサブエディントン降着の放射GRMHDスペクトル
| Title |
Observational_properties_of_puffy_disks:_radiative_GRMHD_spectra_of_mildly_sub-Eddington_accretion |
| Authors |
Maciek_Wielgus,_Debora_Lancova,_Odele_Straub,_Wlodek_Kluzniak,_Ramesh_Narayan,_David_Abarca,_Agata_Rozanska,_Frederic_Vincent,_Gabriel_Torok,_and_Marek_Abramowicz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08831 |
エディントン値の0.5を超える光度を持つ恒星質量ブラックホールの周りの降着円盤の数値一般相対論的電磁流体力学シミュレーションは、それらの層状の隆起した垂直構造を明らかにします。これらの熱的に安定した数値解をふくらんでいるディスクと呼びます。無次元の厚さ$h/r\sim0.1$の高密度で幾何学的に薄いコアの上に、古典的な薄い降着円盤に大まかに似ており、密度が低く、$h/r\sim1.0$の膨らんだ幾何学的に厚い層が形成されます。ふくらんでいる円盤の観測特性、特により高い観測傾斜での高いふくらんでいる領域による内側の円盤の幾何学的な不明瞭さ、および降着円盤のスピン軸に沿った放射のコリメーションについて説明します。いくつかのX線オブジェクト。また、ふくらんでいるディスクの合成スペクトルを提示し、それらがコンプトン化された薄いディスクのものと質的に類似していることを示します。既存のxspecスペクトルフィッティングモデルは、ふくらんでいるディスクの合成観測にうまく適合しますが、入力ブラックホールスピンを正しく回復できないことを示します。ふくらんでいる領域は、散乱に対して光学的に厚いままです。そのスペクトル特性では、ふくらんでいるディスクは、ディスクコアを挟んでいる暖かいコロナのそれにほぼ似ています。ふくらんでいるディスクは、中間スペクトル状態のエディントン光度の0.3を超える光度のX線連星系に対応する可能性があることをお勧めします。
VETTAM：可変エディントンテンソル法を使用した適応メッシュ細分化による放射流体力学のスキーム
| Title |
VETTAM:_A_scheme_for_radiation_hydrodynamics_with_adaptive_mesh_refinement_using_the_variable_Eddington_tensor_method |
| Authors |
Shyam_H._Menon,_Christoph_Federrath,_Mark_R._Krumholz,_Rolf_Kuiper,_Benjamin_D._Wibking,_Manuel_Jung |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08778 |
適応メッシュ上の可変エディントンテンソル閉輸送（\texttt{VETTAM}）を提示します。これは、周波数統合された2モーメントでの適応メッシュ細分化（AMR）をサポートする放射流体力学（RHD）の方程式を解くための新しいアルゴリズムです。処方。この方法は、レイトレーシングのハイブリッド特性スキームで計算された非局所可変エディントンテンソル（VET）クロージャーに基づいています。光交差時間によって課される明示的なタイムステップ制約を回避するための暗黙的な後方オイラー時間更新を伴う放射の双曲線輸送にGodunov法を使用し、非線形ガス放射交換項を処理するための固定小数点ピカール反復スキームを使用します、2つの暗黙的な更新ステージが一緒に収束するまで繰り返されます。また、AMRの修正された波速度補正方法を開発します。これは、拡散領域で正確な結果を取得するために重要であることがわかります。一連の純粋な放射およびRHDテストを使用してスキームの堅牢性を実証し、ストリーミング、静的拡散、動的拡散のレジームとそれらの間の空間遷移を正常にキャプチャし、鋭い影を落とし、レートの正確な結果を生成することを示します放射線とガスの間の運動量とエネルギー交換の。Eddington近似（0次モーメントクロージャ）と$M_1$近似（1次モーメントクロージャ）を使用した放射モーメント方程式のさまざまなクロージャの比較は、単純なものに対するVET法（2次モーメントクロージャ）の利点を示しています。クロージャスキーム。\texttt{VETTAM}はAMR\texttt{FLASH}（電磁流体力学）コードに結合されており、パフォーマンス機能と実装のボトルネックを報告することで要約します。
DIヘルクレス座の忘却は、目に見えない三次コンパニオンによって興奮しましたか？
| Title |
Were_the_Obliquities_in_DI_Herculis_Excited_by_an_Unseen_Tertiary_Companion? |
| Authors |
Kassandra_R._Anderson_and_Joshua_N._Winn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08275 |
食変光星DIHerculisは、近点移動率の観測値と計算値の間に明らかな不一致があるため、数十年にわたって関心を集めました。この問題は、両方の星が高い忘却度を持っていることがわかったときに解決されましたが、高い忘却度の理由は不明です。ここでは、見えない三次星によって忘却が興奮している（または興奮していた）可能性を調査します。現在の軌道構成での傾斜角励起は、既存のデータで除外できます。バイナリの強いスピン軌道相互作用を克服するのに十分に近いか重い三次星は、さまざまな動的効果によって検出されたはずです。DIヘルクレス座の軌道が最初はより広く、第三紀の伴侶によって駆動される高離心率の潮汐移動中に傾斜角が励起された可能性は残っていますが、このシナリオでは、観測されたスピン速度が疑似よりもはるかに速い理由を説明するのは難しいでしょう-同期レート。さらに、内向きの移動は、摂動星の質量が連星の質量に匹敵する場合に発生する可能性が最も高く、そのような明るい三次質量は、イメージングまたは分光データで検出されたはずです。ヘルクレス座DI星の大きな忘却については、第三紀の星を呼び出さない別の説明を探す必要があります。
ITLibraeにおける生涯-移動時間の不一致の説明としての物質移動
| Title |
Mass_Transfer_as_an_Explanation_for_the_Lifetime-Travel_Time_Discrepancy_in_IT_Librae |
| Authors |
Peter_Wysocki,_Douglas_Gies,_Katherine_Shepard,_Kathryn_Lester,_Jerome_Orosz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08337 |
食変光星ITLibraeは、銀河面から約1kpc上に位置する2つのB型星の珍しいシステムです。バイナリはおそらくディスクの発祥の地から排出されましたが、現在の場所への暗黙の飛行時間は、主星の進化の寿命を超えています。ここでは、システムの特性を決定し、タイムスケールの不一致を解決するために、新しい高分散分光法とKeplerK2ミッションからの絶妙な光度曲線の研究を紹介します。視線速度測定から修正された分光軌道を導き出し、再構成されたスペクトルとモデルスペクトルの比較を通じてコンポーネントの有効温度を決定します（$T_1=23.8\pm1.8$kK、$T_2=13.7\pm2.5$kK）。EclipsingLightCurve（ELC）コードを使用してK2光度曲線をモデル化し、フィットの傾きから、コンポーネントの質量（$M_1=9.6\pm0.6M_\odot$、$M_2=4.2\pm0.2）を導出します。M_\odot$）および平均半径（$R_1=6.06\pm0.16R_\odot$、$R_2=5.38\pm0.14R_\odot$）。二次星はその質量に対して明るすぎて、ロッシュローブを満たしているように見えます。これは、IT〜Libraeが物質移動後のシステムであり、現在のセカンダリがマスドナースターであったことを示しています。現在の主星は質量降着によって若返り、その進化の時代は物質移動段階からの時間に対応しています。その結果、バイナリの実際の経過時間は排出飛行時間よりも大きくなり、タイムスケールの不一致が解決されます。
6つの中間ポーラーの低フラックス状態の調査
| Title |
Investigating_the_low-flux_states_in_six_Intermediate_Polars |
| Authors |
Ava_E._Covington,_A._W._Shaw,_Koji_Mukai,_Colin_Littlefield,_Craig_O._Heinke,_Richard_M._Plotkin,_Doug_Barrett,_James_Boardman,_David_Boyd,_Stephen_M._Brincat,_Rolf_Carstens,_Donald_F._Collins,_Lewis_M._Cook,_Walter_R._Cooney,_David_Cejudo_Fern\'andez,_Sjoerd_Dufoer,_Shawn_Dvorak,_Charles_Galdies,_William_Goff,_Franz-Josef_Hambsch,_Steve_Johnston,_Jim_Jones,_Kenneth_Menzies,_Libert_A._G._Monard,_Etienne_Morelle,_Peter_Nelson,_Yenal_\"O\u{g}men,_John_W._Rock,_Richard_Sabo,_Jim_Seargeant,_Geoffrey_Stone,_Joseph_Ulowetz,_Tonny_Vanmunster |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08365 |
低フラックス状態への遷移を示す6つの中間ポーラーの光学測光を提示します。これらのシステムのうちの4つ、DWCnc、V515、およびV1223SgrとRXJ2133.7+5107については、低状態の内外でタイミング分析を実行できます。DWCncとV515Andの場合、光度曲線の支配的な周期性は、フラックスが減少するにつれて変化し、低状態に移行するときに光源の降着特性が変化することを示しています。V1223Sgrの場合、変動は最低フラックスでほぼ完全に抑制されることがわかりますが、降着形状の変化の証拠は見つかりません。RXJ2133.7+5107の場合、時間特性は低状態では変化しませんが、降着の変化とは関係のない、うなり周波数の変動の増加と一致する降着の期間が見られます。システムのメカニズム。
フラックスロープ噴火中のプラスモイド供給プロミネンス形成（PF $ ^ 2 $）
再接続と凝縮を含む、噴火プロミネンス（PF$^2$）の形成のための新しいプラネット供給シナリオを報告します。このプラズモイド供給シナリオを解決するために、彩層からコロナへのセットアップでグリッド適応抵抗性2.5次元電磁流体力学（MHD）シミュレーションを使用します。我々は、大災害のために突然噴火する低コロナの既存のフラックスロープ（FR）を研究します。これはまた、噴火するFRの上に速い衝撃を引き起こします。噴出するFRの下に電流シート（CS）が形成され、彩層物質が押し込まれます。ランキスト数が$\sim3.5\times10^{4}$に達すると、プラズモイド不安定性が発生し、CSに複数の磁気島が現れます。次に、CS内の残りの彩層物質は、これらの新しく形成された磁気島によってFRに転送されます。島々によって運ばれた高密度で冷たい塊はFRの底に蓄積し、それによって噴火段階の間に隆起を形成します。FRが上昇すると、熱が不安定になるため、より多くの冠状プラズマが継続的に凝縮して隆起します。PF$^2$プロセスによってもたらされる微細構造により、モデルは自然にフィラメントスレッドを形成し、極性反転線の上に整列します。$15\mathrm{km}$の解像度での合成ビューは、将来の高解像度の観測で検証される可能性のある多くの詳細を示しています。
肉眼の星の正確な地上ベースの位置天文学：米国海軍天文台の明るい星の位置天文学データベース
| Title |
Accurate_Ground-based_Astrometry_of_Naked-eye_Stars:_The_United_States_Naval_Observatory_Bright-Star_Astrometric_Database |
| Authors |
Jeffrey_A._Munn,_John_P._Subasavage,_Hugh_C._Harris,_Trudy_M._Tilleman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08369 |
米国海軍天文台（USNO）のブライトスター位置天文データベース（UBAD）、現在の時代の高精度位置天文カタログを紹介します。カタログは、$V<3.5$または$I<3.2$および$V<6$のいずれかを持つ5つを除くすべての星と、わずかに暗い星の大部分を含む、364個の明るい北半球の星で構成されています。最も明るいカタログ星の36は、GaiaEarlyDataRelease3（EDR3）に含まれていません。観測は、USNO、フラッグスタッフステーション、カイストランド61インチ位置天文反射鏡で行われました。ターゲットの星は、12.5マグニチュードの中性密度の小さなスポットを通して画像化されましたが、視野内の残りの星は減衰されていませんでした。これにより、明るいターゲット星の不飽和画像を、ガイアEDR3からのはるかに暗い参照星に対して直接較正することができました。位置誤差の中央値は、2017.0のカタログエポックでの赤経と赤緯の両方で1.9masであり、カタログ星の90％の誤差は2.6mas未満です。系統的誤差は1〜3マスです。UBAD観測とヒッパルコス2の位置を組み合わせると、赤経と赤緯の中央値誤差がそれぞれ0.045と0.049masyear$^{-1}$の固有運動が得られ、星の90％の誤差は0.1masyear$^{未満です。-1}$;系統的誤差は約0.1mas年$^{-1}$です。ターゲット星の位置の単一フレームの精度は、通常5〜6masです。ガイア観測で非常に飽和しているこれらの明るい星のガイアEDR3位置天文学は、マグニチュード範囲$2\lesssimG\lesssim6$で検証されています。
ガウス過程回帰による星のモデリング：恒星モデルグリッドの拡張
| Title |
Modelling_stars_with_Gaussian_Process_Regression:_Augmenting_Stellar_Model_Grid |
| Authors |
Tanda_Li,_Guy_R._Davies,_Alexander_J._Lyttle,_Warrick_H._Ball,_Lindsey_M._Carboneau,_Rafael_A._Garcia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08398 |
グリッドベースのモデリングは、恒星のパラメータを推定するために広く使用されています。ただし、恒星モデルグリッドは、計算コストのためにまばらです。このペーパーでは、スパースモデルグリッドを連続関数に変換するガウス過程（GP）回帰を使用した機械学習アルゴリズムのアプリケーションについて説明します。GPモデルをトレーニングして、5つの基本的な入力（質量、等価進化位相、初期金属量、初期ヘリウム分率、および混合長パラメーター）を観測可能な出力（有効温度、表面重力、半径、表面金属量、および恒星年齢）にマッピングします。オフグリッド恒星モデルを使用して5つの出力のGP予測をテストしましたが、明らかな体系的なオフセットは見つかりませんでした。これは、予測の精度が高いことを示しています。さらなる検証として、これらのGPモデルを適用して1,000個の偽の星を特徴付けます。GPモデルで決定された推定質量と年齢は、1標準偏差内で真の値を十分に回復します。GPベースの内挿を使用することの重要な結果は、基本的な入力の完全なサンプリングのために、恒星の年齢が元のスパースグリッドで推定されたものよりも正確であるということです。
隆起部の大きなプルームの形成メカニズム
| Title |
A_formation_mechanism_for_the_large_plumes_in_the_prominence |
| Authors |
Jincheng_Wang,_Xiaoli_Yan,_Zhike_Xue,_Liheng_Yang,_Qiaoling_Li,_Hechao_Chen,_Chun_Xia,_and_Zhong_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08521 |
太陽の隆起における大きなプルームの形成メカニズムを理解するために、我々はそのような2つの現象の形成過程を調査します。NewVacuumSolarTelescope、SolarDynamicObservatory、SolarTerrestrialRelationsObservatory-Aheadからの観測を使用して、2つの大きなプルームの動的および熱的特性を研究しました。高解像度データで観測された2つの大きなプルームは、以前に研究された小規模なプルームとはかなり異なることがわかります。それらは、10〜20Mm^2の大きな投影面積を持つプロミネンスバブルの上部で生まれます。それぞれの大きなプルームが発生する前に、泡は膨張し、準半円形の外観を呈します。一方、極端紫外線（EUV）バンドの発光強度は、バブル内で増加します。小規模なフィラメントは、2番目の大きなプルームの間に泡の中で噴火することがわかります。気泡の高さが気泡の幅の半分に匹敵するポイントで、気泡は不安定になり、プルームを生成します。プルームの形成中、反対のドップラー信号によって支配される気泡の上部の2つの側面の端が互いに接近します。その後、大きなプルームが出現し、約13〜15km/sの一定速度で上昇し続けます。これらの2つの大きなプルームは、1.3x10^6ケルビンの温度と2.0x10^9cm^-3の密度を持ち、通常のプロミネンスより2桁高く、1桁密度が低くなっています。また、バブルは、冷たくて密度の高いプロミネンスの下のボイド領域ではなく、熱くて密度の低いボリュームであることがわかります。したがって、これらの2つの大きなプルームは、熱圧力の上昇によって引き起こされたプロミネンスバブルの崩壊の結果であると結論付けます。それらは、おそらく磁気リコネクションによって気泡から分離します。
Ebroカタログのデータを使用した、1910年から1937年までの黒点と太陽プラージュのN-S非対称性の周期的挙動
| Title |
The_cyclic_behaviour_in_the_N-S_asymmetry_of_sunspots_and_solar_plages_for_the_period_1910_to_1937_using_data_from_Ebro_catalogues |
| Authors |
V._de_Paula,_J.J._Curto,_and_R._Oliver |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08628 |
1910年から1937年の間にEbroObservatoryによって公開された太陽物理学カタログは、計算処理用のデータを提供するためにデジタル形式に変換されました。これにより、太陽黒点（光球）と太陽プラージュ（彩層）という太陽大気の2つの異なる層に位置する2つの異なる構造に焦点を当てて、その期間の太陽活動の南北（N-S）非対称性を詳細に研究することができました。発生と面積の月間合計の観点から絶対および正規化されたNS非対称性指数を調べることにより、太陽活動の周期的な振る舞いを見つけることが可能になりました。0。2年この周期性を正確に検証および定量化し、その有病率を時間内に調査するために、1874年から2016年の間にRGO-USAF/NOAA黒点データシリーズを採用しました。次に、パワースペクトル分析、アダプティブノイズアルゴリズムを使用した完全なアンサンブル経験的モード分解、またはモーレットウェーブレット変換などのさまざまな手法を通じて、各絶対非対称インデックスの時系列を調べました。組み合わせた結果は、1.47$\pm$0。02年と3.83$\pm$0。06年の2つの非常に安定した周期で構成される、さまざまな時間スケールでの周期的な動作を示しています。平均5.4$\pm$0。2年、9.0$\pm$0。2年、および12.7$\pm$0。3年。さらに、1910年から1937年の間に、平均周期が4.10$\pm$0。04年と7.57$\pm$0。03年の2つの主要な信号のみがはっきりと観察できます。最後に、両方の信号で、黒点と比較してプラージュの周期はわずかに長くなっています。
トリプルスター系の中間光度光トランジェント（ILOT）を覆い隠すタイプIIとしての急速に衰退する星
| Title |
A_rapidly_fading_star_as_a_type_II_obscuring_intermediate_luminosity_optical_transient_(ILOT)_in_a_triple_star_system |
| Authors |
Ealeal_Bear,_Noam_Soker_and_Amit_Kashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08629 |
前主系列星の2つの低質量星の合併<0.5Moが、ほこりっぽい赤道流出を放出し、それが覆い隠されて一時的に巨大星の消失>8Moを引き起こすトリプルスターシナリオを提案します。-質量内部のバイナリは、かすかな爆発、つまり、かすかな中間光度の光過渡現象（ILOT）に電力を供給しますが、数十年続く可能性のあるその主な効果は、トリプルシステムの明るい大質量星を（ほぼ）消滅させることです。三項系の典型的な公転周期は約1年です。合併プロセスは、2つの低質量前主系列星のより質量の大きい星が、三項系の最も質量の小さい星に質量を移動し始め、その結果として拡大するにつれて進行します。トリプルスターシステムにおけるこの「タイプII不明瞭なILOT」シナリオは、大規模な主系列星M101-OC1の退色、再増光、そして再退色を説明している可能性があります。私たちの研究は、巨大な星の（ほぼ）消失を説明するための代替シナリオがあり、失敗した超新星の必要性を排除するという主張を強化しています。これらのシナリオでは、消失は数か月から数十年の一時的なものであり、したがって、後で、巨大な星は、ブラックホールを形成したとしても、コア崩壊超新星として爆発します。
Sr I4607のハンレ回転署名{\ AA}
| Title |
Hanle_rotation_signatures_in_Sr_I_4607_{\AA} |
| Authors |
Franziska_Zeuner,_Luca_Belluzzi,_Nuno_Guerreiro,_Renzo_Ramelli,_Michele_Bianda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08659 |
さまざまなスペクトル線での散乱偏光とハンレ効果の観測は、従来の太陽磁場測定技術を補完するためにますます使用されています。光球で最も強い散乱偏光信号の1つは、太陽の四肢の近くで観測された場合、4607.3{\AA}のSrI線で測定されます。ここでは、いくつかの肢の距離でこれの直線偏光スペクトルでハンレ回転の最初の観測証拠を提示します。チューリッヒイメージングPOLarimeter、ZIMPOLを使用して、IRSOL天文台で観測しました。非常に良好な観測条件で、長い積分時間を可能にしました。望遠鏡の前に設置された低速変調器と高速変調偏光計を組み合わせました。この組み合わせにより、分光偏光データの測定が非常に正確で、かつてないほど正確になります。手足に平行な正のストークス$Q$の基準方向を固定すると、ノイズレベルをはるかに超える単一ピークの$U/I$信号が検出されます。このような$U/I$信号のインストルメンタルオリジンを除外できます。これらのシグニチャはSrIラインにのみ見られますが、隣接するFeIラインには見られないため、それらの出現の原因となるメカニズムとしてのゼーマン効果が排除されます。ただし、ゼーマン効果によって生成される円偏光と$U/I$振幅の間に明確な空間相関が見られます。これは、検出された$U/I$信号が、空間的に分解された磁場によって引き起こされたハンレ回転の兆候であることを示唆しています。新しい測定技術により、前例のない精度で偏光の絶対レベルを決定できます。この手法を使用すると、高精度の分光偏光観測により、SrIラインのハンレ回転による明確な$U/I$信号が初めて明らかになります。
Gaia-ESO調査：ホットスタースペクトルの分析
| Title |
The_Gaia-ESO_Survey:_The_analysis_of_the_hot-star_spectra |
| Authors |
R._Blomme,_S._Daflon,_M._Gebran,_A._Herrero,_A._Lobel,_L._Mahy,_F._Martins,_T._Morel,_S._R._Berlanas,_A._Blazere,_Y._Fremat,_E._Gosset,_J._Maiz_Apellaniz,_W._Santos,_T._Semaan,_S._Simon-Diaz,_D._Volpi,_G._Holgado,_F._Jimenez-Esteban,_M._F._Nieva,_N._Przybilla,_G._Gilmore,_S._Randich,_I._Negueruela,_T._Prusti,_A._Vallenari,_E._J._Alfaro,_T._Bensby,_A._Bragaglia,_E._Flaccomio,_P._Francois,_A._J._Korn,_A._Lanzafame,_E._Pancino,_R._Smiljanic,_M._Bergemann,_G._Carraro,_E._Franciosini,_A._Gonneau,_U._Heiter,_A._Hourihane,_P._Jofre,_L._Magrini,_L._Morbidelli,_G._G._Sacco,_C._C._Worley,_S._Zaggia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08662 |
Gaia-ESOSurvey（GES）は、6年間にわたって、約10^5個の星のスペクトルを収集した大規模な公的分光調査です。この調査は、減少したスペクトルだけでなく、スペクトルの分析から得られた恒星のパラメータと存在量も提供します。GESデータフローは19のワーキンググループで構成されています。ワーキンググループ13（WG13）は、GESの一部として観測された最も高温の星（O、B、Aタイプ、Teff>7000Kの正式なカットオフ）のスペクトル分析を担当しています。これらの星の恒星パラメータと存在量を決定するために、縮小されたスペクトルに適用された手順と手法を紹介します。使用される手順は、GESの他のワーキンググループの手順と同様です。いくつかのグループ（「ノード」と呼ばれる）はそれぞれ、最先端の技術とコードを使用して、スペクトルを独立して分析します。WG13での分析に特有なのは、カバーされる広い温度範囲（Teff=7000-50,000K）であり、さまざまな分析コードを使用する必要があります。したがって、ほとんどのノードはデータの一部しか処理できません。品質チェックは、これらのノードをベンチマークスターと比較し、相互に比較することによって、これらのノードの結果に適用されます。次に、各星について、ノード値が単一の結果に均質化されます。推奨されるパラメーターと存在量です。8つのノードがそれぞれデータ（の一部）を分析しました。合計で6462個の星の17,693個のスペクトルが分析され、それらのほとんどは37個の開いた星団に含まれていました。均質化により、5584個の星の恒星パラメータが得られました。より限られた数の星について、存在量が決定されました。研究された元素は、He、C、N、O、Ne、Mg、Al、Si、およびScです。これらの元素の少なくとも1つの存在量は、292個の星について決定されました。ここで分析されたホットスターデータ、および一般的なガイア-ESO調査データは、恒星進化論と散開星団の将来の研究でかなり役立つでしょう。
HERMESスペクトログラフで観測されたO型星の光学スペクトルに適合する新しい自己無撞着な風パラメータ
| Title |
New_self-consistent_wind_parameters_fitting_optical_spectra_of_O-type_stars_observed_with_HERMES_spectrograph |
| Authors |
Alex_C._Gormaz-Matamala,_Michel_Cur\'e,_Alex_Lobel,_Jorge_A._Panei,_Jorge_Cuadra,_Ignacio_Araya,_Catalina_Arcos_and_Felipe_Figueroa-Tapia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08735 |
自己無撞着な風の解に基づいて、一連のO型星のスペクトルフィッティングを実行します。これにより、初期の恒星パラメータから直接導出された質量損失率と速度のプロファイルが提供されます。したがって、この自己無撞着なスペクトルフィッティングの大きな利点は、調整する自由パラメーターの数が減ることです。電気力パラメータ（k、alpha、delta）の自己無撞着な値、およびその後の質量損失率と終端速度の値は、ペーパーIで導入されたm-CAK処方によって提供され、この作業で更新され、風の温度構造。ライン加速度から一貫して評価されます。合成スペクトルは、放射伝達コードFASTWINDを使用して計算され、新しい計算された速度プロファイルの従来のベータ法則に置き換わります。自己無撞着なm-CAKソリューションは、他の研究の最新の予測のオーダーで理論的な質量損失率の値を提供することがわかりました。ここから、自己無撞着な流体力学を用いて合成スペクトルを生成し、高解像度のエシェル分光器HERMES（R=85000）でスペクトルを取得したO型星のサンプルの恒星と風のパラメーターの新しいセットを取得します。光球のHeIおよびHeII線の精度が高く、H線の適合度が非常に高く、観測に十分なグローバルフィットが見られます。この自己無撞着なスペクトル分析は現在、光の波長範囲にのみ制限されていますが、これはベータ法則を使用せずに恒星と風のパラメータを決定するための重要なステップです。これらの結果を踏まえると、ここで紹介する値は、m-CAKの自己無撞着な処方が将来の大質量星に関する多数の研究に拡張される見込みとともに、このサンプルを構成する星に関する将来の研究に役立つはずです。
太陽フレア予測への機械学習アプローチ：複雑な方が良いか？
| Title |
Machine_Learning_Approaches_to_Solar-Flare_Forecasting:_Is_Complex_Better? |
| Authors |
Varad_Deshmukh,_Srinivas_Baskar,_Elizabeth_Bradley,_Thomas_Berger_and_James_D._Meiss |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08776 |
最近、太陽フレアを予測するための機械学習手法の使用への関心が高まっています。これらの線に沿った最初の取り組みでは、比較的単純なモデルを採用し、黒点の活動領域の観測から抽出された特徴を既知のフレアの事例と相関させました。通常、これらのモデルは、そのような磁場構造の顕著な特徴を捉えるために、専門家によって慎重に選択された物理学に着想を得た特徴を使用しています。時間の経過とともに、関連するモデルの高度化と複雑化が進んでいます。ただし、機能セットの選択にはほとんど進化がなく、追加のモデルの複雑さが本当に役立つかどうかの体系的な調査もありません。私たちの目標は、これらの問題に対処することです。そのために、複雑さの程度が異なる機械学習ベースのフレア予測モデルの相対的な予測パフォーマンスを比較します。また、トポロジカルデータ分析を使用して、アクティブ領域の磁場画像から形状ベースの特徴を抽出する機能セットの設計を再検討します。ハイパーパラメータトレーニングを使用して、さまざまな機能セット間でさまざまな機械学習モデルを公正に比較し、自由パラメーターが少ない単純なモデル\textit{一般に、より複雑なモデルよりもパフォーマンスが優れている}、つまり、強力な機械が必ずしもより良い予測を保証するわけではないことを示しますパフォーマンス。第二に、フレア予測の目的で、\textit{抽象的で形状ベースの機能には、長年にわたって太陽物理学コミュニティによって開発された一連の手作り機能と同じくらい多くの有用な情報が含まれている}ことがわかります。最後に、主成分分析を使用して次元削減の効果を調査し、合理化された機能セットが全体として、対応するフルディメンションバージョンと同様に機能することを示します。
Reissner-Nordstr \ "om時空における2番目のポストニュートン運動
調和座標の下でのライスナー・ノルドストローム時空における荷電試験粒子の準ケプラー運動の2番目のポストニュートン解を導き出しました。この解は、試験粒子の軌道エネルギーと角運動量の両方の観点から定式化されています。そのうちの2次ポストニュートン次数の定数です。軌道周期やペリヘリオンの進行など、テスト粒子の運動に対する電荷の影響が明示的に表示されます。この結果は、テスト粒子の電荷が小さい場合に適用できます。質量比、またはテスト粒子は任意の電荷対質量比を持ちますが、テスト粒子と重力源の電荷対質量比の乗算は1よりはるかに小さくなります。
自発的なCP対称性の破れからのバリオン非対称宇宙
ネルソンバー（NB）メカニズムなどの自発的なCP対称性の破れは、カビボ-小林-マスカワ（CKM）クォーク混合マトリックスの観測された位相を実現しながら、強いCP問題に対処するための魅力的なシナリオです。ただし、CKMフェーズだけでなく、バリオン非対称ユニバースにもCP対称性の破れの原因が必要です。この研究では、超対称NBメカニズムがCP不変ラグランジアン内のAffleck-Dine（AD）バリオン数生成に自然に対応できることを示しています。このモデルは、新しい重いクォークに関連する平坦な方向を提供します。方向の1つに焦点を当てると、グラビティーノの問題を引き起こさない十分に低い再加熱温度で正しいバリオン非対称性が得られることがわかります。いくつかのパラメータ空間は、グラビティーノ暗黒物質と一致しています。ゲージを介した超対称性の破れとCP対称性の破れによって引き起こされる強いCP位相に対する放射補正を評価し、可視セクターの超対称粒子がO（100）よりも軽くなければならない実行可能なパラメーター空間で強いCP問題が解決されることを示します。TeV。TeVスケールより重い場合でも、私たちのモデルは、近い将来の実験の範囲内での中性子電気双極子モーメントを予測します。私たちのモデルは、電弱相互作用の問題、強いCP問題、バリオン非対称宇宙、および暗黒物質に対処します。そして、このモデルは、標準模型を超える新しい説得力のある物理学のパラダイムを与えるかもしれません。
加速された重力波背景特性化への並列化ベイズアプローチ
| Title |
A_Parallelized_Bayesian_Approach_To_Accelerated_Gravitational-Wave_Background_Characterization |
| Authors |
Stephen_R._Taylor,_Joseph_Simon,_Levi_Schult,_Nihan_Pol,_William_G._Lamb |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08293 |
パルサータイミングアレイを使用したナノヘルツ周波数重力波（GW）の検索には、データセットと監視対象のパルサーを継続的に拡張する必要があります。確率的GWバックグラウンドの検出は、パルサー間の相関の特徴的なパターンを測定することを前提としていますが、バックグラウンドのスペクトルの特性は、個々のパルサーの時系列のパワースペクトルにエンコードされた情報によって決まります。パルサーデータセット上で完全に並列化された確率的GWバックグラウンドの迅速なベイズ特性評価のための新しい手法を提案します。このFactorizedLikelihood（FL）手法は、GWバックグラウンドのパラメーター推定、スペクトル的に一般的な確率過程と4極パルサー間相関の多段階モデル選択、および独立したパルサーサブ間の測定信号の統計的交差検証へのモジュラーアプローチを強化します。-配列。この手法の有効性と、パルサータイミングアレイの完全な可能性との同等性を示しますが、必要な時間はわずかです。私たちの手法は高速で簡単に実装でき、新しいデータとパルサーをレガシーデータセットと再分析することなく簡単に組み合わせることができます。
電弱対称性の破れのパターンからの重力波：効果的な展望
| Title |
Gravitational_waves_from_patterns_of_electroweak_symmetry_breaking:_an_effective_perspective |
| Authors |
Rong-Gen_Cai,_Katsuya_Hashino,_Shao-Jiang_Wang,_Jiang-Hao_Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08295 |
将来の宇宙搭載重力波（GW）検出器は、一次相転移を認める標準模型を超える新しい物理学のための有望なプローブを提供するでしょう。GWバックグラウンドの予測は、さまざまなコンクリート素粒子物理モデル間で敏感に異なりますが、モデルビルディングで大きな縮退を共有します。これにより、電弱対称性の破れ（EWSB）のさまざまなパターンに基づく相転移に関する効果的なモデル記述が促進されます。この論文では、デモンストレーションとしてスカラー$N$-pletモデルを使用して、EWSBの3つの異なるパターンの効果的な分類を提案します：（1）古典的なスケール不変性による放射対称性の破れ、（2）一般的なスカラー拡張のヒッグスメカニズム、（3）高次元の演算子。強い一次相転移は、（1）と（2）で、古典的なスカラー場の有無にかかわらず、軽いスカラー場モデルの小さなクォーティック結合と追加の$N$-plet場の小さなアイソスピンで実現できると結論付けます。スケール不変性、および（3）スカラー場と重いスカラー場モデルの$N$-plet場の大きなアイソスピンとの間の大きな混合結合。
スケール不変真空パラダイム：主な結果と現在の進歩
| Title |
The_Scale_Invariant_Vacuum_Paradigm:_main_results_and_current_progress |
| Authors |
Vesselin_G._Gueorguiev_and_Andre_Maeder |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08412 |
ワイル積分可能ジオメトリに関連するスケール不変真空（SIV）パラダイム内の主な結果の要約を示します。数学的枠組みの簡単なレビューの後、SIV内のインフレーション[9]、密度変動の成長[8]、および銀河のスケール不変ダイナミクスへのSIVの適用に関連する主な結果を強調します。、暗黒物質、および矮小楕円体[7]。弱磁場SIVの結果と、再パラメータ化パラダイム内の不適切な時間パラメータ化との関係についても説明します[14]。
長く刺激的なコンパクトな連星の偏心は、暗いサイレンに光を当てます
中周波（0.1〜10Hz）帯の偏心コンパクト連星から放出される重力波のパラメータ推定を調査します。DECIGO（B-DECIGO）の1つのクラスターの構成に基づいて、コンポーネントの質量が$\mathcal{O}（1\sim100）〜M_{\odot}$の範囲のGWTC-3の5種類の典型的なコンパクト連星をシミュレートします。。バイナリのタイプごとに、$10^3$のランダムな方向で0.1Hzで0から0.4までの離散的な偏心を割り当てます。離心率によって引き起こされる複数の高調波は、パラメータ間の縮退を壊す可能性があります。離心率$e_0=0.4$を使用すると、これらの典型的なバイナリは、円形の場合と比較して、正面を向いた方向での距離推定に対して$\mathcal{O}（10^2-10^4）$の改善を達成できることがわかります。。さらに重要なことに、消失しない離心率（$0.01\sim0.4$）は、コンポーネントの質量が$30〜M_{\odot}$を超える典型的なバイナリのソースローカリゼーションを大幅に改善できます。ほとんどの場合、$1.5\sim{3.5}$の係数です。桁違いに。私たちの結果は、宇宙の正確なプローブとしてのミッドバンドのダークサイレンの離心率の顕著な重要性を示しています。
光子周波数拡散プロセス
逆格子空間における確率的多光子ダイナミクスを紹介します。等方性を仮定して、タグ付けされた光子の拡散限界を周波数の非線形マルコフ過程として導き出します。非線形性は誘導放出に起因します。熱電子によるコンプトン散乱の場合、制限プロセスは、コンパニーツ方程式の周りの動的変動を記述します。より一般的には、非平衡効果を含めることができる光子周波数拡散プロセスを構築します。したがって、プランクの法則の修正を検討することができます。ここでは、低周波領域に焦点を当てます。
SiGMa-Net：連星ブラックホール信号を短時間のノイズトランジェントから区別するための深層学習ネットワーク
| Title |
SiGMa-Net:_Deep_learning_network_to_distinguish_binary_black_hole_signals_from_short-duration_noise_transients |
| Authors |
Sunil_Choudhary,_Anupreeta_More,_Sudhagar_Suyamprakasam,_Sukanta_Bose |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08671 |
LIGO--Virgoデータの一時的な短期間のノイズの一種であるブリップグリッチは、バイナリブラックホール（BBH）検索の厄介な問題です。それらの時間領域の形態は非常に類似しているため、BBHの検索感度に大きく影響し、拒否するのが困難になります。この作業では、BBH信号とブリップグリッチを効率的に区別するための深層学習ニューラルネットワークを構築します。サインガウス投影（SGP）マップを紹介します。これは、品質係数と中心周波数によって定義されたサインガウスに基づいたGW周波数領域データスニペットの投影です。SGPマップを深層学習ニューラルネットワークにフィードします。ニューラルネットワークはBBH信号とブリップを分類します。BBH信号がシミュレートされているのに対し、使用されるブリップは、分析全体を通じて実際のデータから取得されます。従来の$\chi^2$および正弦ガウス$\chi^2$を使用して得られた結果と比較して、ネットワークがBBH信号の識別を大幅に改善することを示します。たとえば、私たちのネットワークは、合計質量が$[80,140]〜M_{\odot}$の範囲にあり、SNRが$の範囲にあるBBHに対して、偽陽性率$10^{-2}$で感度を75％向上させます。[3,8]$。また、GWTC-3の実際のGWイベントの95％を正しく識別します。分類の計算時間は、単一コア上の数千のSGPマップで数分です。アルゴリズムの次のバージョンでさらに最適化することで、計算コストのさらなる削減が期待されます。私たちが提案する方法は、LIGO--VirgoGWデータ分析の拒否プロセスを改善する可能性があり、低遅延パイプラインでのGW信号の識別をサポートすると考えられます。
| Title |
Effects_of_isoscalar-_and_isovector-scalar_meson_mixing_on_neutron_star_structure |
| Authors |
Fan_Li,_Bao-Jun_Cai,_Ying_Zhou,_Lie-Wen_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08705 |
正確に較正された相互作用FSUGoldに基づいて、相対論的平均場（RMF）モデルにアイソスカラースカラー$\delta$中間子とその結合をアイソスカラースカラー$\sigma$中間子に含めると、対称エネルギー$E_{\rm{を和らげることができることを示します。sym}}（n）$は中密度で、$E_{\rm{sym}}（n）$は高密度で硬化します。この新しいRMFモデルは、（1）重イオン衝突の流れデータからの過飽和密度での対称核物質の状態方程式の制約、（2）$^{208}の中性子スキン厚と同時に互換性があることがわかります。PREX-II実験からの$Pb、（3）PSRJ0740+6620からこれまでに報告された中性子星（NS）の最大質量、（4）無次元潮汐変形性の$\Lambda_{1.4}\leq580$の限界重力波信号GW170817からの標準的な1.4$M_{\odot}$NSの、（5）NICERによって測定されたPSRJ0030+0451およびPSRJ0740+6620の質量半径、したがってPREX-IIと従来のRMFモデルで観測されたGW170817。
惑星ダイナモの軸方向双極子の形成における遅い磁気栄養波の役割
惑星ダイナモにおける軸方向双極子の選好は、球形ダイナモモデルにおける波動の分析を通じて調査されます。私たちの研究は、ローレンツ力、コリオリ力、浮力（MAC）力の間の局所的なバランスから生成される遅い磁気栄養波の役割に焦点を当てています。徐波は電界強度の増加とともに強まることが知られているため、電界が小さなシードから飽和に向かって成長するシミュレーションは、ダイナモ作用におけるこれらの波の役割を理解するのに役立ちます。エネルギー含有スケールでの軸方向群速度測定は、磁場と浮力によってわずかに修正された高速慣性波が弱い磁場の下で支配的であることを示しています。ただし、低速波の優位性は、$|\omega_M/\omega_C|を満たす強いフィールドで明らかです。\sim$0.1、ここで$\omega_M$と$\omega_C$は、それぞれAlfv\'en波と慣性波の周波数です。方位角波数のMAC波ウィンドウが識別され、徐波によるヘリシティ生成は双極子生成と強く相関します。磁気誘導方程式の分析は、双極子の形成におけるポロイダル-ポロイダル磁場変換を示唆しています。最後に、徐波の減衰は、強く駆動された地球のコアの極性反転をもたらす可能性があります。
中性子星合体シミュレーションのためのエントロピー制限高次中央スキーム
| Title |
Entropy-limited_higher-order_central_scheme_for_neutron_star_merger_simulations |
| Authors |
Georgios_Doulis,_Florian_Atteneder,_Sebastiano_Bernuzzi,_Bernd_Br\"ugmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.08839 |
数値相対論シミュレーションは、バイナリ中性子星合体から正確な重力波を計算し、重力波天文学のテンプレートを設計する唯一の方法です。これらの数値計算の精度は、現在、合併波形の不確実性の主な原因の1つである、合併付近の潮汐効果を定量化する上で重要です。この作業では、中性子星時空の高次の収束シミュレーションのためのエントロピーベースのフラックス制限スキームの使用を探求します。このスキームは、エントロピー方程式の残余を使用して恒星表面と物理的衝撃を効果的に追跡するため、滑らかな流れの領域で無制限の中心フラックススキームを使用できます。このような方法で最初の中性子星合体シミュレーションを実行し、重力波形位相で最大4次の収束を示します。このスキームは、最先端の高次特性スキームと比較して、位相誤差を最大5分の1に低減し、重力波モデリング用の忠実な潮汐波形を生成するために使用できます。
