宇宙線が宇宙の夜明けの間にグローバルな21cmの信号に与える影響
宇宙の夜明けの間にHI21cm信号の進化を研究するために、銀河間媒体（IGM）の熱状態が初期宇宙で進化したプロセスを理解することは非常に重要です。ここでは、初期のポップIIIとポップIIの両方の星からの超新星によって生成された宇宙線陽子によるIGMの加熱を検討します。ポップIII超新星からの低エネルギー宇宙線陽子は、ミニハロから逃げ出し、水素の衝突とイオン化を介してIGMを加熱することができます。さらに、PopII超新星で生成された高エネルギー陽子は、ホスティングハローから逃れ、磁気音波アルヴェーン波を介してIGMを加熱することができます。これらの宇宙線粒子による加熱がIGM温度に大きな影響を与える可能性があり、したがって$z\sim14-18$でのグローバル21cm信号に影響を与える可能性があることを示します。21cmの吸収プロファイルの深さ、位置、および持続時間は、宇宙線加熱の効率に大きく依存します。特に、EDGES信号は、ライマン-$\alpha$結合を伴う宇宙線加熱、および「より冷たいIGMバックグラウンド」を達成すると考えられる暗黒物質-バリオン相互作用によってうまく適合させることができます。さらに、宇宙線の特性と第一世代の星の性質は、宇宙の夜明けの間に全球21cmの吸収信号を正確に測定することによって制約される可能性があると主張します。
長距離相互作用する暗黒物質によって引き起こされる天体物理学的プラズマ不安定性
| Title |
Astrophysical_Plasma_Instabilities_induced_by_Long-Range_Interacting_Dark_Matter |
| Authors |
Akaxia_Cruz_and_Matthew_McQuinn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.12464 |
暗黒物質（DM）がミリチャージまたはダークチャージされている場合、集団プラズマプロセスが直接粒子衝突よりも運動量交換を支配する可能性があります。特に、プラズマストリーミングの不安定性は、DMの運動量を逆流するバリオンまたは他のDMに結合し、天体物理学システムでのバリオン衝突のない衝撃の場合と同様に、逆流する流体が互いに静止する結果となる可能性があります。静電プラズマの不安定性（2つの流れなど）は、対象の宇宙論的状況でランダウ減衰によって高度に抑制されますが、ワイベルなどの電磁的不安定性は運動量を結合する可能性があります。それらの成長速度は、DMのプラズマ周波数で成長するという以前の仮定よりも遅い。再結合前のユニバースでのDMのストリーミングは、集合プロセスよりも直接衝突の影響を強く受け、以前の制約を検証していることがわかります。ただし、磁化されていない不安定性を考慮すると、$[q_\chi/m_\chi]\gtrsim10^{-4}$の場合、弾丸銀河団の合併のプロパティは大幅に変更されます。ここで、$[q_\chi/m_\chi]$は、陽子の電荷に対するDMの電荷対質量比です。クラスター観測と一致する磁場が追加されると、WeibelとFirehoseの不安定性により、制約$[q_\chi/m_\chi]\gtrsim10^{-12}-10^{-11}$が発生します。暗い$U（1）$電荷の場合、制約はさらに強くなり、弾丸銀河団システムで$[q_\chi/m_\chi]\gtrsim10^{-14}$が除外されます。ミリチャージされたDMに対するこれまでの最も強い制限は、銀河系ディスクのスピンダウンを考慮することから生じます。プラズマの不安定性または絡み合ったバックグラウンド磁場がDMの拡散伝播を引き起こし、これらのスピンダウン限界を弱める可能性があることを示します。したがって、プラズマの不安定性を考慮することからの私たちの制約は、ミリチャージされた、特にダークチャージされたパラメータ空間の多くで最も厳しいものです。
重力波を使用した宇宙の統計的等方性の検定
WMAPとPlanckは、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の大角度異方性、いわゆる異常にいくつかの異常な特徴が現れたためです。これらの1つは、半球のパワーの非対称性です。つまり、$（l、b）=（221、20）$を中心とする、2つの半球の平均パワーの差であり、比較的高いレベルの重要性を示しています。このような異常は、大規模な統計的等方性からの逸脱の兆候である可能性があります。ここでは、将来のGW検出器によって検出可能な宇宙論的重力波バックグラウンド（CGWB）を使用して、この異常の物理的原因を調査します。実際、CGWBは初期の宇宙を探索するための独自のウィンドウを提供し、CMBデータと組み合わせて使用して、宇宙の統計的等方性に光を当てることができることを示しています。具体的には、半球パワーの非対称性を説明するスカラー重力ポテンシャルの変調場の存在下での重力子の進化を研究し、CGWBの制約付きと制約なしの両方の実現を利用する最小分散推定量を通じてこの変調場の振幅を推測します。LISAとBBOの期待される性能を考慮して、CGWBの追加により、CMBパワー非対称性の物理的起源の評価を改善できることを示します。実際、前者はCMB電力の非対称性の実際の重要性を改善する可能性が限られていることがわかりましたが、後者は信号が支配的であると予想され、CGWBがこの異常の重要性を評価するための要となる可能性があることを証明しています。
ハッブルPanCETプログラム：ホットジュピターHAT-P-41bの発光スペクトル
| Title |
The_Hubble_PanCET_program:_Emission_spectrum_of_hot_Jupiter_HAT-P-41b |
| Authors |
Guangwei_Fu,_David_K._Sing,_Drake_Deming,_Kyle_Sheppard,_H.R._Wakeford,_Thomas_Mikal-Evans,_Munazza_K._Alam,_Leonardo_A._Dos_Santos,_Mercedes_L\'opez-Morales |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.12314 |
ハッブルパンクロマティック比較太陽系外惑星（PanCET）プログラムからの新しいHSTWFC/G141スペクトルと、アーカイブのスピッツァー日食観測を組み合わせた、膨張したホットジュピターHAT-P-41bの最も完全な発光スペクトルを示します。ボンドアルベドがゼロであると仮定した場合の昼間の熱再分布シナリオとよく一致する等温温度-圧力（TP）プロファイルに最もよく適合する黒体に近い発光スペクトルが見つかりました。非反転TPプロファイルは、トランジットスペクトルでのNUV/光吸収体の非検出と一致しています。有意なH$^-$の不透明度や金属が豊富な雰囲気の証拠は見つかりません。HAT-P-41bは、ホットジュピターとウルトラホットジュピターの間の遷移パラメーター空間に位置する理想的なターゲットであり、将来のJWST観測は、熱構造と化学組成をより適切に制約するのに役立ちます。
アマチュアのオブザーバーは、金星の雲の不連続性の復活を目撃します
| Title |
Amateur_Observers_Witness_the_Return_of_Venus'_Cloud_Discontinuity |
| Authors |
Kardasis_E.,_Peralta_J.,_Maravelias_G.,_Imai_M.,_Wesley_A.,_Olivetti_T.,_Naryzhniy_Y.,_Morrone_L.,_Gallardo_A.,_Calapai_G.,_Camarena_J.,_Casquinha_P.,_Kananovich_D.,_MacNeill_N.,_Viladrich_C._and_Takoudi_A |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.12601 |
JAXAのオービターあかつきの画像で最初に確認された金星の雲の不連続性は、少なくとも1980年代から再発することが知られている惑星規模の現象です。新しいタイプのケルビン波として解釈されるこの混乱は、雲の不透明度とエアロゾルの分布の劇的な変化に関連しており、金星の熱収支と大気循環を理解するための重要な部分を構成する可能性があります。ここでは、暁/IR1で最後に検出されてから4年後の昼間の真ん中の雲に再び現れることを報告し、初めて、アマチュア観測からの近赤外線画像のみを使用してその主な特性を特徴付けます。以前の報告と一致して、不連続性は、その帯状の速度、方向、長さ、および2019/2020年の東の離角の間の雲のアルベドに対するその影響の時間的変動を示しました。最後に、暁UVIとLIRによる同時観測との比較により、不連続性は上部雲のアルベドまたは熱放射では見られないが、帯状速度は雲頂の風よりも遅く、中央の雲よりも速いことが証明された。このケルビン波が勢いを上層雲まで運んでいる可能性があること。
惑星のギャップの端に形成された微惑星の低い降着効率
| Title |
A_low_accretion_efficiency_of_planetesimals_formed_at_planetary_gap_edges |
| Authors |
Linn_E.J._Eriksson,_Thomas_Ronnet,_Anders_Johansen,_Ravit_Helled,_Claudio_Valletta,_Antoine_C._Petit |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.12723 |
木星型惑星の観測とモデルは、そのような天体が太陽の存在量と比較して重元素に富んでいることを示しています。一般的な見解は、巨大惑星がコア形成の終了後に重元素の複数の地球質量を付加したというものです。このような後期の固体濃縮は、一般に微惑星の降着によって説明されます。微惑星は惑星のギャップの端に形成されると予想されます。ここでは、これらの微惑星が巨大惑星の推定される高重量元素の含有量を説明するのに十分な量で付着できるかどうかという問題に取り組みます。微惑星と惑星の成長段階における惑星のダイナミクスの一連のN体シミュレーションを実行します。これには、ガスの抗力と、拡張されたエンベロープによって引き起こされる衝突断面積の強化が考慮されます。小石の隔離質量に達した後のガス降着による木星と土星の成長を考慮し、それらの移動を進化するディスクに含めます。惑星のギャップエッジで形成された微惑星の降着効率は非常に低いことがわかります。形成された微惑星の10％未満が、最も好ましい場合でも降着します。これは、私たちのモデルでは、いくつかの地球質量に対応します。微惑星が惑星の摂食ゾーンを超えて形成され、惑星から数ヒル半径まで伸びると仮定すると、降着は無視できるようになります。さらに、惑星移動距離が増加すると降着効率が増加し、微惑星半径が減少しても降着効率は増加しないことがわかります。これらの結果に基づいて、ガス降着段階で微惑星降着を伴う巨大惑星の大きな重元素含有量を説明することは困難であると結論付けます。ほとんどの場合、代替プロセスが必要です。小石の漂流によって堆積した蒸気の降着。
WASP-47は、内側のスーパーアース（WASP-47e;P=0。7896日）、近くを周回する外側の海王星（WASP-47d;P=9。031日）、および長期の巨大惑星（WASP-47c;P=588。4日）。新しいTESS測光を使用して、システム内の通過する惑星の軌道天体暦、特にホットジュピターWASP-47bを改良します。これにより、通過時間の17.4分のシフトに相当する更新が見つかります。スーパーアースWASP-47に焦点を当てることを目的とした高ケイデンス観測戦略を使用して、WASP-47dおよびWASP-47eの質量を調整するために使用するWASP-47のESPRESSOスペクトログラフからの新しい視線速度測定値を報告します。e。32.5$\pm$3。9日の恒星の自転に対応するK2測光で周期的な変調を検出し、この自転周期と一致するESPRESSOデータでさらに恒星の活動信号を見つけます。WASP-47eの場合、質量6.77$\pm$0.57M$_{\oplus}$とかさ密度6.29$\pm$0.60gcm$^{-3}$を測定し、WASP-47eを2番目に多くします。スーパーアースのこれまでの正確に測定された密度。WASP-47eの質量と半径は、惑星系のエキゾチックな構成と組み合わされて、複数の小さな惑星またはより典型的な孤立したホットジュピターを持つシステムとは異なるメカニズムによって形成されたWASP-47システムを示唆しています。
巨星の正確な視線速度XVI。 Lick、EXPRESS、PPPSの巨星調査を組み合わせた分析による惑星の発生率
| Title |
Precise_radial_velocities_of_giant_stars_XVI._Planet_occurrence_rates_from_the_combined_analysis_of_the_Lick,_EXPRESS,_and_PPPS_giant_star_surveys |
| Authors |
Vera_Wolthoff,_Sabine_Reffert,_Andreas_Quirrenbach,_Mat\'ias_I._Jones,_Robert_A._Wittenmyer,_James_S._Jenkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.12800 |
進化した星のRV調査により、主系列星のサンプルと比較して、より高い恒星の質量範囲を調べることができます。惑星の個体群間の違いは、星の質量の違いまたは恒星の進化のいずれかによって引き起こされる可能性があります。両方の影響を適切に解きほぐすために、巨星の周りの惑星の人口は、可能な限り正確に特徴付けられる必要があります。私たちの目標は、進化した星の周りの木星型惑星の発生率を調査し、恒星の質量、金属量、および公転周期への依存性を判断することです。Lick、EXPRESS、PPPSの巨星調査のデータを組み合わせて、482個の進化した星と37個の惑星のサンプルを作成します。合成惑星信号の注入と取得を介して検出マップを計算することにより、恒星パラメータを均一に再導出し、観測範囲、精度、および恒星ノイズ特性の変化を考慮しました。次に、周期、恒星の質量、金属量の関数として発生率を計算し、不完全さを補正しました。私たちの発見は、進化した星の正の惑星-金属量相関を発見し、恒星の質量の関数として発生率のピークを特定した以前の研究と一致しますが、私たちの結果はそれをわずかに小さい1.68Msunの質量に置きます。発生率の周期依存性は、700-800日でのべき乗則または対数正規ピークの破れに続くようであり、1Msun星の1.6AUおよび2Msun星の2.0AUにほぼ対応します。このピークは、恒星進化によって引き起こされた中間質量星の周りの移動の停止による残骸、または誤検出による汚染によるアーティファクトである可能性があります。巨大惑星系の世界的な発生率は、サンプル全体で10.7％ですが、RGB星とHB星のサブセットは、それぞれ14.2％と6.6％を示しています。ただし、進化の段階で発生の明らかな変化を説明するには、さまざまな恒星の質量分布で十分であることを示しています。
$ \ mathbf {\ textit {z} \ approx 1.5} $にある星形成銀河の星間物質内の分解された化学的存在量特性
| Title |
The_resolved_chemical_abundance_properties_within_the_interstellar_medium_of_star-forming_galaxies_at_$\mathbf{_\textit{z}_\approx_1.5}$ |
| Authors |
S._Gillman_(1,2),_A._Puglisi_(3),_U._Dudzevi\v{c}i\=ut\.e_(3,4),_A._M._Swinbank_(3),_A._L._Tiley_(3,5),_C._M._Harrison_(6),_J._Molina_(7),_R._M._Sharples_(8),_R._G._Bower_(9),_M._Cirasuolo_(10),_Edo_Ibar_(11),_D._Obreschkow_(5,12)_(_(1)_DAWN,_Denmark,_(2)_DTU-Space,_Denmark,_(3)_CEA,_Durham,_(4)_MPIA,_Heidelberg,_(5)_ICRAR,_Australia,_(6)_Newcastle_University,_UK,_(7)_Peking_University,_Beijing,_(8)_CFAI,_Durham,_(9)_ICC,_Durham,_(10)_ESO,_M\"unich,_(11)_Universidad_de_Valpara\'iso,_Chile,_(12)_ARC,_Australia) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.12304 |
KMOS超深回転速度調査（KURVS）からの前例のない深さの面分光データを利用して、22の主系列星の強い（H$\alpha$）および禁止（[NII]、[SII]）輝線比を分析します。$z\approx1.5$で銀河をシーケンスします。[NII]/H$\alpha$の輝線比を使用して、この時代に恒星の質量$-$の気相金属量関係が存在することを確認します。銀河は、平均で0.13$\pm$0.04dex低い気相を示します。与えられた恒星の質量（$\log_{10}$（$M_{\rm*}$[$M_{\odot}$]=10.1$\pm$0.1）ローカルメインシーケンス銀河よりも。[SII]$\lambda$6716/$\lambda$6731=の中央値で銀河統合[SII]ダブレット比を決定します。1.26$\pm$0.14はlog$_{10}$（$n_{\rme}$[cm$^{-3}$]）=1.95$\pm$0.12の電子密度に相当します。CANDELS$HST$を利用しますマルチバンドイメージングでは、各銀河のピクセル表面質量と星形成率密度を定義し、$z\approx1.5$で基本的な金属量の関係を空間的に解決し、ローカルと比較して0.05$\pm$0.01dexの進化を見つけます。関係。[NII]/H$\alpha$キャリブレーションを使用して、銀河内の固有の気相金属量勾配を定量化し、中央の環を見つけます。$\Delta$Z/$\Delta$R=$-$0.015$\pm$0.005dexkpc$^{-1}$のベースのグラデーション。最後に、気相の金属性の方位差の変化を調べます。これは、銀河の統合された星形成率の面密度（$r_{\rms}$=$-$0.40、$p_{\rms}$=0.07）しかし、銀河の運動学的または形態学的特性との関連はなく、恒星の質量面密度または星形成率の面密度の放射状の変動もありません。これは、星間物質の特性の半径方向と方位角の両方の変動が、最近の星形成の銀河統合密度に関連していることを示唆しています。
乱流銀河円盤の進化：重力の不安定性、フィードバックおよび降着
| Title |
The_evolution_of_turbulent_galactic_discs:_gravitational_instability,_feedback_and_accretion |
| Authors |
Omri_Ginzburg,_Avishai_Dekel,_Nir_Mandelker_and_Mark_R._Krumholz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.12331 |
分析的な「バスタブ」モデルを使用して、さまざまな時代のさまざまな質量の星からの円盤銀河における乱流の駆動を研究します。ガスと星の円盤は、Toomreがわずかに不安定であると想定されています。適切な超音速乱流は、その急速な散逸と3つの同時エネルギー源の間のエネルギーバランスを介して維持されると想定されます。これらは、（a）恒星のフィードバック、（b）不安定性によるトルクによる内向きの輸送、および（c）ストリームを介した塊状の降着です。輸送速度は、ディスク内の凝集塊の遭遇または粘性トルクのいずれかを介して計算され、同様の結果が得られます。エネルギーバランスを実現するために、ディスクは対応するパラメーター（塊の質量分率または粘性トルクパラメーター）を自己調整します。このバージョンのモデルでは、ストリームの運動エネルギーが乱流に変換される効率は、自由な入力パラメーター$\xi_a$です。3つのエネルギー源の寄与は、すべてのディスクで常に$\sim\！2$の範囲内で同じ球場にあることがわかります。質量に進化するハローでは$\leq10^{12}\、{\rmM_\odot}$by$z=0$（$\leq10^{11.5}\、{\rmM_\odot}$$z\！\sim\！2$）では、フィードバックが生涯にわたる主要な推進力です。この質量を超えると、主な要因は、それぞれ$\xi_a$の非常に低い値または非常に高い値の輸送または降着のいずれかです。流れの塊を模倣して時間とともに減少すると仮定された$\xi_a（t）$の場合、現在の質量が$>\！10^{12}$${\rmM_\odot}$のハローにある銀河は降着から移行します中間の赤方偏移で支配を輸送するために、$z\！\sim\！3$、質量が$\geq\！10^{11.5}\、{\rmM_\odot}$の場合。星形成率とガス速度分散の間の予測された関係は、観測と一致しています。
ストレートライトニングボルト？！予測されたマクロ暗黒物質の特徴の観察
| Title |
A_Straight_Lightning_Bolt?!_Observation_of_a_Predicted_Macro_Dark_Matter_Signature |
| Authors |
Nathaniel_Starkman,_Glenn_D._Starkman,_Harrison_Winch,_Jagjit_Singh_Sidhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.12428 |
最近、オーストラリアのパースで、互いに0.5秒以内に4回の非常にまっすぐな非常に短い光のフラッシュがビデオでキャプチャされました。真っ直ぐな稲妻は、巨視的な暗黒物質（マクロ）の予測として最近特定されました-粒子の暗黒物質の代替候補の幅広いクラス。プラズマの真っ直ぐな柱を生成する大気を通過する十分に大きなマクロは、蛍光を生成するか、または雷を助長する大気条件下で、肉眼で見える非常に真っ直ぐな落雷を生成します。他の説明も考慮されますが、問題があります。
z = 5.7超高輝度スターバーストSPT0346-52の多相ISM
| Title |
Multi-Phase_ISM_in_the_z_=_5.7_Hyperluminous_Starburst_SPT0346-52 |
| Authors |
Katrina_C._Litke,_Daniel_P._Marrone,_Manuel_Aravena,_Matthieu_Bethermin,_Scott_C._Chapman,_Chenxing_Dong,_Christopher_C._Hayward,_Ryley_Hill,_Sreevani_Jarugula,_Matthew_A._Malkan,_Desika_Narayanan,_Cassie_A._Reuter,_Justin_S._Spilker,_Nikolaus_Sulzenauer,_Joaquin_D._Vieira,_Axel_Weiss |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.12470 |
SPT0346-52（z=5.7）は、南極点望遠鏡によって発見された最も強力な星形成銀河であり、Sigma_SFR〜4200Msolyr^-1kpc^-2です。この論文では、ダスト連続体、[NII]205ミクロン、[CII]158ミクロン、[OI]146ミクロン、および未検出の[NII]122ミクロンと[OI]63のALMA観測を使用して、以前の空間分解研究を拡張します。SPT0346-52の多相星間物質（ISM）を研究するためのミクロン放射。ピクセル化された可視性ベースのレンズモデリングを使用して、ソースプレーンの放射を再構築します。また、光イオン化コードCLOUDYを使用してソース面の放出をモデル化し、超太陽金属量システムを見つけます。T_dust=48.3Kおよびlambda_peak=80ミクロンを計算し、5つのラインすべてでラインの赤字を確認します。イオン化ガスは同等の銀河よりも密度が低く、n_e<32cm^-3ですが、[CII]158放出の約20％はISMのイオン化相から発生します。また、ISMのいくつかのフェーズの質量を計算します。SPT0346-52では分子ガスがISMの質量を支配しており、分子ガスの質量は中性原子ガスの質量の約4倍、イオン化ガスの質量の約100倍であることがわかります。
GGD12-15のクラスター形成：ナタール塊の回転を伴う落下運動
| Title |
Cluster_Formation_in_GGD12-15:_Infall_Motion_with_Rotation_of_the_Natal_Clump |
| Authors |
Tomomi_Shimoikura,_Kazuhito_Dobashi,_Naomi_Hirano,_Fumitaka_Nakamura,_Tomoya_Hirota,_Tomoaki_Matsumoto,_Kotomi_Taniguchi,_Yoshito_Shimajiri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.12492 |
さまざまな分子輝線を用いて、クラスター形成が活発に行われているGGD12-15領域の観測結果を報告します。C18O（J=1-0）輝線は、この領域に約2800Moの質量が約2個のPCに分布している巨大な塊を示しています。C18O（J=3-2）の放出の分布は、その中に形成されている星団の分布と似ており、サイズが約1pcの楕円形です。クラスターの構成星であるIRS9Mcによって駆動される双極分子の流出は、細長いC18O（J=3-2）分布に垂直な方向に吹いており、塊全体を覆っています。塊の中心には半径0.3pc、質量530Moの巨大なコアがあります。コアの周りには2つの速度成分があり、これらは凝集塊の主軸に沿った位置-速度（PV）図で目立ちます。さらに、流出に平行な凝集塊の短軸に沿ったPVダイアグラムは、流出の速度勾配と反対の速度勾配を示しています。速度構造は、塊の落下運動を強く示しています。観測データと落下する偏平塊の単純なモデルとの比較は、塊が回転とともに重力収縮を受けていることを示しています。
銀河ディスクの化学的および速度論的特性の定量化
APOGEEDR17およびGaiaEDR3カタログから取得または導出された豊富さと3D速度を持つ、119,558個の巨星のサンプルを使用して、銀河円盤の化学的および運動学的特性を定量化することを目指しています。ガウス混合モデルは、化学的データと運動学的データを同時に使用することにより、金属量に沿った高$\alpha$シーケンスと低$\alpha$シーケンスを区別するために使用されます。高$\の機能に対応する、h$\alpha$mp、h$\alpha$mr、l$\alpha$mp、およびl$\alpha$mrディスクという名前の4つのディスクコンポーネントが識別され、定量化されます。alpha$またはlow-$\alpha$、およびmetal-poorまたはmetal-rich。空間的および恒星の年齢情報と組み合わせて、2つの落下形成モデルでそれらが適切に解釈されていることを確認します。乱流ガスの最初の流入は、高温で厚いh$\alpha$mpディスクをすばやく形成し、その結果、h$\alpha$mrおよびl$\alpha$mrディスクが薄くなります。次に、2番目のガス降着がより薄く最も外側のl$\alpha$mpディスクを形成します。裏返しと逆さまのシナリオは、これら2つの主要なエピソードの全体的な銀河円盤形成を満足させるだけでなく、3つの内部円盤の形成シーケンスにも存在することがわかります。重要なのは、l$\alpha$mrディスクの逆Age-[M/H]傾向を明らかにすることです。これは、若い星がより金属に乏しいことを意味し、2番目の降着からの若返りガスが後の星形成を徐々に支配していることを示しています。一方、最近形成された星は[M/H]$\sim$-0.1dexに収束し、2つの落下からのガスの十分な混合を示しています。
機械学習を使用した重力レンズの検出：まれなレンズ構成に対する解釈可能性と感度の調査
| Title |
Detecting_gravitational_lenses_using_machine_learning:_exploring_interpretability_and_sensitivity_to_rare_lensing_configurations |
| Authors |
Joshua_Wilde,_Stephen_Serjeant,_Jane_M._Bromley,_Hugh_Dickinson,_Leon_V._E._Koopmans,_R._Benton_Metcalf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.12776 |
EuclidやVeraRubinObservatoryLegacySurveyofSpaceandTimeなどの今後の大規模な画像調査では、複合レンズなどの多くの希少でエキゾチックな集団を含む、10^5$を超える強力な重力レンズシステムが見つかると予想されますが、これらは$10^5$システムは、$\sim10^9$銀河のはるかに大きなカタログの間に散在します。この量のデータは、ボランティアだけで目視検査するには多すぎて実行できず、重力レンズはこれらのデータのごく一部にしか表示されないため、大量の誤検知が発生する可能性があります。機械学習は明らかな代替手段ですが、アルゴリズムの内部動作は明らかに解釈できないため、それらの選択関数は不透明であり、重要なまれな母集団に対して選択するかどうかは明確ではありません。シミュレートされたデータのVIS、Y、J、およびHバンドを使用して、100,000個のテストセット画像でF1スコアが0.83〜0.91の強い重力レンズを識別するために、いくつかの畳み込みニューラルネットワーク（CNN）を設計、構築、およびトレーニングします。このようなCNNが複合レンズを選択しないことを初めて示し、複合アークで76\％、二重リングで52\％の高いリコールスコアを取得します。この性能は、すべての既知の複合レンズシステムのハッブル宇宙望遠鏡（HST）およびハイパーサプライムカム（HSC）データを使用して検証します。最後に、DeepDream、GuidedGrad-CAMを使用し、畳み込み層のカーネルを調査することにより、これらのCNNの解釈可能性を初めて調査し、CNNが複合レンズの選択に成功する理由を明らかにします。
スカラーフィールド暗黒物質ハローにおける軌道と断熱収縮：矮小銀河におけるカスプコア問題の再考
| Title |
Orbits_and_adiabatic_contraction_in_scalar_field_dark_matter_halos:_revisiting_the_cusp-core_problem_in_dwarf_galaxies |
| Authors |
Kevin_Pils,_Tanja_Rindler-Daller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.12779 |
ボーズ・アインシュタイン凝縮暗黒物質は、スカラーフィールド暗黒物質（SFDM）とも呼ばれ、CDMハローの尖点（"cusp-コア問題」）。私たちは、強力で反発的な自己相互作用を伴うSFDMの研究を続けています。SFDMのトーマスフェルミ体制（SFDM-TF）。このモデルでは、構造形成は、これらのハローの中心コアの半径に近いTF半径$R_\text{TF}$に関連するスケール以下で抑制されます。このようなハローの断熱収縮（AC）のプロセスを研究することにより、現実的な銀河系SFDM-TFハロープロファイルに対するバリオンの影響を初めて調査します。その際、ACに通常必要とされる仮定の妥当性を検証するために、まずSFDMに適した基礎となる量子ハミルトン-ヤコビフレームワークを分析し、暗黒物質の軌道を計算します。次に、さまざまなバリオンの割合とコア半径$R_\text{TF}\sim（0.1-4）$kpc、そして私たちの結果を矮小銀河の観測速度データと比較します。kpcサイズのコア半径を持つAC修正SFDM-TFハローがデータをうまく再現していることがわかり、恒星のフィードバックが必要ない可能性があることを示唆しています。一方、サブkpcコア半径のハローは、中央のハロー部分の銀河データと一致していないという点で、CDMと同じ問題に直面しています。
大マゼラン雲の南周辺における下部構造の速度論的分析
| Title |
Kinematical_Analysis_of_Substructure_in_the_Southern_Periphery_of_the_Large_Magellanic_Cloud |
| Authors |
Xinlun_Cheng,_Yumi_Choi,_Knut_Olsen,_David_L._Nidever,_Steven_R._Majewski,_Antonela_Monachesi,_Gurtina_Besla,_C\'esar_Mu\~noz,_Borja_Anguiano,_Andres_Almeida,_Ricardo_R._Mu\~noz,_Richard_R._Lane,_Christian_Nitschelm |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.12789 |
APOGEE-2調査からのガイア固有運動と視線速度の組み合わせを使用して、大マゼラン雲（LMC）の南周辺で最近発見されたいくつかの下部構造の方向にある88個の星の最初の3D運動学的測定を報告します。より具体的には、ガイアとDECamの星の地図で星のさまざまな過密度が以前に特定された、LMC周辺の領域にあるさまざまなAPOGEE-2ポインティングにある星を探索します。LMCディスクの回転のモデルを使用することにより、APOGEE-2星のかなりの部分が、LMCディスクの単純な拡張ではなく、異なる極端な空間速度を持っていることがわかります。LMCと小マゼラン雲（SMC）の過去の動的進化と相互作用のN体流体力学シミュレーションを使用して、極端な速度の星がその相互作用の過程で作成された潮汐破片として説明できるかどうかを調べます。他の考えられる起源を除外することはできませんが、それらの相互作用から生成されたLMCとSMCの破片の組み合わせは有望な説明であり、これらの新しいデータを使用してLMC-SMC相互作用の将来のシミュレーションを制約する必要があると結論付けます。また、LMCの南周辺にある星の多くは、LMC平面から数kpc離れていると結論付けています。これらの星の金属量がそれらがマゼラン起源である可能性が高いことを示唆していることを考えると、我々の結果は、マゼラン雲の過去の相互作用の歴史のより広い調査が必要であることを示唆しています。
EMRI率に対する二体緩和プロセスと偏心古在リドフメカニズムの複合効果
| Title |
The_Combined_Effects_of_Two-Body_Relaxation_Processes_and_the_Eccentric_Kozai-Lidov_Mechanism_on_the_EMRI_Rate |
| Authors |
Smadar_Naoz,_Sanaea_C._Rose,_Erez_Michaely,_Denyz_Melchor,_Enrico_Ramirez-Ruiz,_Brenna_Mockler,_Jeremy_D._Schnittman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.12303 |
極端な質量比のインスピレーション（EMRI）からの重力波（GW）放出は、低周波GW検出器の有望なソースです。それらは、超大質量ブラックホール（SMBH）によって捕獲された恒星質量ブラックホール（BH）などのコンパクトオブジェクトから生じます。EMRIを形成するためにいくつかの物理的プロセスが提案されています。特に、長い時間スケールにわたる弱い二体相互作用（すなわち、緩和プロセス）は、BH軌道を高い離心率に駆動する可能性のあるメカニズムとして提案されています。その結果、それはSMBHによってキャプチャされ、EMRIになります。ここでは、EMRIがSMBHバイナリで自然に形成されることを示します。偏心古在リドフ（EKL）メカニズムとして知られるSMBHコンパニオンからの重力摂動は、緩和プロセスと組み合わされて、単独で動作するこれらのプロセスのいずれよりも大幅に向上した速度をもたらします。EKLは軌道構成に敏感であるため、2体緩和によって軌道パラメーターが変更され、システムがよりEKLに適した状態になります。SMBHバイナリは宇宙で普及すると予想されるため、このプロセスはかなり高いEMRI率を予測します。
最初のUTMOSTオープンデータリリースで欠落しているパルサーグリッチのサイズの体系的な上限
| Title |
Systematic_upper_limits_on_the_size_of_missing_pulsar_glitches_in_the_first_UTMOST_open_data_release |
| Authors |
L._Dunn,_A._Melatos,_S._Suvorova,_W._Moran,_R._J._Evans,_S._Os{\l}owski,_M._E._Lower,_M._Bailes,_C._Flynn,_V._Gupta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.12442 |
最初のUTMOST公開データリリースでのパルサーグリッチの体系的な半自動検索が提示されます。検索は、パルサーの想定される位相進化のモデルにグリッチとタイミングノイズの両方を組み込んだ隠れマルコフモデルを使用して実行されます。グリッチは、人間の介入を最小限に抑えてグリッチが存在するモデルと存在しないモデルの間でベイズモデルを選択することで検出されます。7つのオブジェクトから9つのグリッチが検出されましたが、そのすべてが以前に報告されています。新しいグリッチは検出されませんでした。インジェクション研究は、検索された282個のオブジェクトのそれぞれで検出されないグリッチのサイズに90\％の頻度主義的上限を設定するために使用されます。得られた平均上限は$\Deltaf^{90\％}/f=1.9\times10^{-8}$で、範囲は$4.1\times10^{-11}\leq\Deltaf^{90\％}/f\leq2.7\times10^{-7}$、グリッチ後の回復がないステップイベントを想定。グリッチの回復を含めると、穏やかな効果があり、ほとんどの場合、$100\、\mathrm{d}$のタイムスケールで完全に回復すると仮定すると、上限が$\lesssim5$の係数で増加することが示されています。
GRB 200826A：主放射が欠落している長いGRBの前駆体
最近発見された独特のガンマ線バースト、GRB200826Aは、崩壊モデルのジレンマを引き起こします。バーストの他のすべての特性は、それがタイプII（つまり、大質量星の崩壊）イベントであることと一致していますが、イベントの観測された持続時間は約1秒であり、これは、コラプサーイベント。このジレンマを解決するために、このレターは、元のバーストが、前駆体と主放出（ME）相で構成される本質的に長いGRBである可能性があることを提案しています。しかし、ジェットの歳差運動またはコンパニオンスターの閉塞のためにMEフェーズが失われ、短期間のGRB200826Aとして観測された前駆体のみが残ります。興味深いことに、GRB200826Aの時間的およびスペクトル的特性は、GRB160625Bで観察された明るい前駆体の特性とおおむね類似していることがわかりました。さらに、GRB200826AのプロトタイプバーストがGRB160625Bに類似していると仮定すると、ジェット歳差運動またはコンパニオン閉塞モデルのいずれかによって引き起こされる幾何学的効果のために、観測者が実際にMEを見逃す可能性があることがわかりました。私たちのアプローチは、GRB200826Aのようなバーストの自然な説明を提供し、それらのイベントの希少性に同意します。
スーパーカミオカンデとMACROによるPSRB1509-58からの高エネルギーニュートリノの空間的一致の複合的重要性
| Title |
Combined_significance_of_spatial_coincidence_of_high_energy_neutrinos_from_PSR_B1509-58_by_Super-Kamiokande_and_MACRO |
| Authors |
Shantanu_Desai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.12493 |
スーパーカミオカンデとマクロニュートリノ検出器の両方で、高エネルギーニュートリノの天体物理学的点源の検索で、同じソースからの最大の角度超過が見られました。PSRB1509-58。スーパーカミオカンデとマクロによって観測されたイベント数の確率は、大気ニュートリノ背景による偶然の一致であると推定されます。この確率は約0.4\％であり、2.6$\sigma$の有意性に対応します。また、この過剰が天体物理学的信号に対応するのか、それともバックグラウンドイベントにすぎないのかを確認するための追加のテストを提案します。
Insight-HXMT、RHESSI、Fermiによって明らかにされた四肢の太陽フレアのX線微細構造
| Title |
X-ray_fine_structure_of_a_limb_solar_flare_revealed_by_Insight-HXMT,_RHESSI_and_Fermi |
| Authors |
Ping_Zhang,_Wei_Wang,_Yang_Su,_Shuangnan_Zhang,_Liming_Song,_Fangjun_Lu,_Shu_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.12600 |
2017年7月3日に発生したM1.3肢フレアの詳細な分析を実施します。これには、硬X線変調望遠鏡（Insight-HXMT）、RamatyHighEnergyなどの複数の硬X線望遠鏡によってX線観測が記録されています。太陽分光画像装置（RHESSI）、およびフェルミガンマ線宇宙望遠鏡（FERMI）。共同分析では、ソーラーダイナミクスオブザーバトリーに搭載された大気イメージングアセンブリ（AIA）からのEUVイメージングデータも使用されています。硬X線スペクトルとイメージングの進化はコロナ源が低いことを示唆しており、非熱的べき乗則分布はかなり低い破壊エネルギー$\sim$15keVを持っています。EUVイメージングは、硬X線ピークフェーズの前にかなり安定したプラズマ構成を示し、硬X線フレアピークフェーズ中にフィラメントの噴火を伴います。RHESSIデータからの硬X線画像の再構成では、1つのフットポイントソースのみが表示されます。また、SDO/AIAデータによってピーク位相のDEMを決定しました。統合されたEMは、ピークフェーズ後のフットポイントの開始時に10MKを超えましたが、再接続サイト周辺の$>$10MKソースは衰退し始めました。EMおよび硬X線源の進化は、非熱エネルギー散逸後のコロナプラズマ加熱の低下をサポートします。四肢フレア中の硬X線スペクトルと画像の組み合わせは、非熱エネルギーと熱エネルギーの交換、および下部コロナ加熱と上部コロナ不安定性との関係についての理解を提供します。
放射パルサー磁気圏：斜め回転子
パルサー磁気圏は、GeV、時にはTeVの範囲で、高エネルギーおよび非常に高エネルギーまでの電波波長から検出された光子を大量に放出する相対論的ペアで満たされています。効率的な粒子加速は、恒星の回転運動エネルギーを電波、X線、ガンマ線の光子に変換します。力のない磁気圏は、散逸がないため、この変換を実行できません。いくつかの非理想的なプラズマ効果は、磁気圏内に設定する必要があります。この論文では、放射が単一粒子の加速と完全に釣り合う放射反応限界におけるパルサー放射磁気圏の数値解を計算します。適切なオームの法則を使用すると、散逸はペアの多重度係数〜$\kappa$によってのみ制御されます。さらに、必要な場合にのみ散逸が追加される最小の放射領域、または力のない内部放射外部モデルのいずれかを許可します。このアプローチは、超相対論的極限領域で粒子のダイナミクスをその放射場に自然かつ自己無撞着に結び付けます。私たちのソリューションは、適度に大きな多重度$\kappa\gg1$に対して力のない制限を課す傾向があり、スピンダウンエネルギーの放射への変換を減らします。それにもかかわらず、多重度が十分に低い場合、$\kappa\lesssim1$の場合、スピンダウンエネルギーのかなりの部分が粒子加速を介して放射線に流れ込みます。プラズマ上の電磁場によって行われる仕事は、主に、光の円柱のすぐ外側にある縞模様の風の現在のシートで発生します。それにもかかわらず、磁気トポロジーへの影響は、モデルが何であれ無視できます。したがって、関連するスカイマップと光度曲線は、示されているようにわずかな影響しか受けません。
通電ジェットの磁化
| Title |
Magnetization_of_Current-Carrying_Jets |
| Authors |
Dominika_{\L}._Kr\'ol,_{\L}ukasz_Stawarz,_Mitchell_C._Begelman,_Jos\'e-Mar\'ia_Mart\'i,_Manel_Perucho,_Bohdan_A._Petrenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.12763 |
蓄積するブラックホールのすぐ近くから発射される宇宙ジェットは、ジェット粒子のバルク運動エネルギーと磁束の形で大量の電力を運び去ります。ここでは、視線速度シアーと純粋なトロイダル磁場を備えた円筒形の軸対称ジオメトリを想定して、発射サイトからより遠い距離にある相対論的ジェットの単純な分析モデルを検討します。ジェットプラズマが磁気静水圧平衡にある限り、そのような流出は粒子が支配的である傾向がある、すなわち、ジェット断面積にわたって統合された電磁対粒子エネルギーフラックスの比は、通常、1未満であると主張する$\シグマ<1$。同時に、特定の磁気および視線速度プロファイルでは、ジェット半径の特定の範囲、つまりローカルジェットプラズマパラメータ$\beta_{pl}<1$で、粒子圧力よりも磁気圧力が支配的である可能性があります。そのようなシステムにおける粒子加速と高エネルギー放出の生成の文脈で。ジェット磁化パラメータは、ガス圧の極端な勾配または不連続性、および大幅に抑制された速度シアの場合にのみ、適度な値$\sigma\lesssim\mathcal{O}（10）$まで上げることができます。拡張された力のない層に囲まれた狭い非磁化ジェットスパインで構成されるこのような構成では、電流駆動振動に対して安定させるために追加のポロイダルフィールドコンポーネントが必要になる場合がありますが、これでも実質的に$\sigma$を上げることはありません。パラメータ。
R2-D2：ローマンとルービン-データから発見まで
| Title |
R2-D2:_Roman_and_Rubin_--_From_Data_to_Discovery |
| Authors |
Suvi_Gezari_(STScI/JHU),_Misty_Bentz_(Georgia_State),_Kishalay_De_(MIT),_K._Decker_French_(UIUC),_Aaron_Meisner_(NOIRLab),_Michelle_Ntampaka_(STScI/JHU),_Robert_Jedicke_(Hawai`i),_Ekta_Patel_(UC_Berkeley),_Daniel_Perley_(Liverpool),_Robyn_Sanderson_(UPenn),_Christian_Aganze_(UC_San_Diego),_Igor_Andreoni_(Maryland/JSI),_Eric_F._Bell_(Michigan),_Edo_Berger_(Harvard),_Ian_Dell'Antonio_(Brown),_Ryan_Foley_(UC_Santa_Cruz),_Henry_Hsieh_(Planetary_Science_Institute),_Mansi_Kasliwal_(Caltech),_Joel_Kastner_(Rochester_Institute_of_Technology),_Charles_D._Kilpatrick_(Northwestern/CIERA),_J._Davy_Kirkpatrick_(IPAC),_Casey_Lam_(UC_Berkeley),_Karen_Meech_(Hawai`i),_Dante_Minniti_(Universidad_Andr\'es_Bello),_Ethan_O._Nadler_(Carnegie/USC),_Daisuke_Nagai_(Yale),_Justin_Pierel_(STScI),_Irene_Shivaei_(Arizona),_et_al._(3_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.12311 |
NASAナンシーグレースローマ宇宙望遠鏡（ローマ）とヴェラC.ルービン天文台の宇宙と時間のレガシー調査（ルービン）は、同様の感度で、波長、空間解像度、と時間領域のカバレッジ。ここでは、STScIおよびNOIRLabディレクターが担当する、AURARoman+RubinSynergyワーキンググループの調査結果を紹介します。これは、ダークエネルギーと宇宙論の十分にカバーされた領域を超えて、一般天体物理学のフロンティアサイエンスの質問を特定するためのものです。戦略の観察、データ製品とアーカイブ、共同分析、およびコミュニティの関与におけるルービンの相乗効果。この分析は、簡単な（1〜2段落）「サイエンスピッチ」（付録を参照）の形式でのコミュニティからの入力と、「外部の専門家」（共著者として含まれる）からの証言を使用して実施されました。ローマとルービンのデータの並外れた質と量の組み合わせによって触媒される潜在的な発見の豊かで幅広い風景を特定し、調査分野の調整、銀河面の共同カバレッジにより、この豊富な追加科学を促進する実装要件を要約します。バルジ、および日食、一般調査員と機会のターゲット観測モードの拡張、ローマとルービンのデータのコロケーション、データのタイムリーな配布、一時的なアラート、カタログ、付加価値のある共同分析製品、およびシミュレーションを幅広い天文コミュニティに。
重力波データにおける非定常ノイズによるパラメータ推定
| Title |
Parameter_estimation_with_non_stationary_noise_in_gravitational_waves_data |
| Authors |
Sumit_Kumar,_Alexander_H._Nitz,_and_Xisco_Jim\'enez_Forteza |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.12762 |
重力波検出器の感度は、検出器の到達距離を決定するノイズ曲線と、天体物理学的発生源のパラメータを正確に測定する能力によって特徴付けられます。検出器のノイズは通常、多くの実用的な目的で定常およびガウスとしてモデル化されます。ただし、検出器がしばらくの間観測を停止する極端な場合を含む、環境および機器の要因による検出器の状態の物理的変化は、ノイズに非定常性をもたらします。検出器の感度のゆっくりとした進化でさえ、バイナリ中性子星（BNS）の合併などの長時間の信号に影響を与えます。ノイズの振る舞いの誤推定は、信号パラメータの後方幅に直接影響します。これは、i）銀河との相互相関法を使用した宇宙論的パラメーター（ハッブル定数、クラスタリングバイアスなど）のプロービング、ii）パラメーター推定からのローカリゼーション情報を使用した電磁フォローアップの実行などの正確なローカリゼーションボリュームに依存する研究で問題になります。マージ前のデータから。GWイベントのパラメータ推定に対する動的ノイズの影響を研究します。潜在的な信号の時間-周波数トラックに沿って正規化された局所的に有効な疑似PSDを推定することにより、動的ノイズを補正する新しい方法を開発します。第3世代の検出器（Cosmicexplorer、Einstein望遠鏡）の参照ノイズ曲線を使用して、検出器が非定常期間を通過するさまざまなシナリオでBNS信号を注入することによってシミュレーションを実行します。例として、ノイズの誤ったモデリングが信号対ノイズの推定値を$10\％$でもバイアスするソースの場合、推定されたローカリゼーションボリュームは$\sim30\％によって過少または過大に報告されると予想されます。$;このようなエラーは、特に低レイテンシで、フォローアップキャンペーンが実際のソースの場所を見逃す可能性があります。
現実的に複雑なトレーニングセットの欠陥に対するphoto-z後部PDFのGPz推定の感度
| Title |
The_sensitivity_of_GPz_estimates_of_photo-z_posterior_PDFs_to_realistically_complex_training_set_imperfections |
| Authors |
Natalia_Stylianou,_Alex_I._Malz,_Peter_Hatfield,_John_Franklin_Crenshaw_and_Julia_Gschwend |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.12775 |
測光赤方偏移の正確な推定は、多くの今後の銀河調査、たとえば、ヴェラC.ルービン天文台の時空レガシー調査（LSST）にとって非常に重要です。ほとんどすべてのルービン銀河系外および宇宙論の科学は、測光赤方偏移の正確で正確な計算を必要とします。この問題に対する多くの多様なアプローチが現在開発、検証、およびテストされています。この作業では、フォトメトリック赤方偏移コードGPzを使用して、機械学習ベースのフォトメトリック赤方偏移計算のための2つの現実的に複雑なトレーニングセットの欠陥シナリオを調べます。ii）輝線の混乱の影響により、トレーニング分光サンプルの一部に真の赤方偏移がない場合。さまざまなメトリック（photo-z点推定と事後確率分布関数、PDFの両方）を使用して、ますます深刻になる一連の欠陥に対するGPzの感度を評価することにより、予測が高度になるにつれて悪化する程度を定量化します。劣化の。特に、BuzzardFlock合成スカイカタログのデータを使用した実験セットアップでは、ラインの混乱が約1％を超え、サンプルの不完全性が1.5の赤方偏移を下回ると、photo-zの品質が大幅に低下することがわかります。
GPUを使用したハーモニックサミングへの新しい貪欲なアプローチ
インコヒーレント高調波加算は、フーリエドメイン検索法の感度を向上させるために使用される手法です。1次元調和和は、時間領域電波天文学で、孤立した単一パルサーを検出するために使用される検索の一種であるフーリエ領域周期性検索の一部として使用されます。GPUなどのメニーコアアーキテクチャに高調波和を実装するときに直面する主な問題は、調和和アルゴリズムの非常に好ましくないメモリアクセスパターンです。高調波和の次元が大きくなると、メモリアクセスパターンは悪化します。ここでは、GPUなどのメニーコアアーキテクチャに適した調和和を計算するための一連のアルゴリズムを紹介します。これらのさまざまなアプローチの感度とそのパフォーマンスの評価を示します。この作業は、時間領域電波天文学データを処理するためのGPUアクセラレーションソフトウェアパッケージであるAstroAccelerateプロジェクトの一部を形成します。
| Title |
Monte_Carlo_simulations_of_multiple_populations_in_globular_clusters:_constraints_on_the_initial_size_of_the_second_generation_from_binary_stars |
| Authors |
A._Sollima,_R._Gratton,_S._Lucatello,_E._Carretta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.12321 |
両方の集団の原始バイナリの大部分（f_b=50％）を含む、2世代の星をホストする球状星団のモンテカルロシミュレーションの調査結果を示します。2つの星の種族の動的進化は、潮汐場、2体の緩和、星の進化、および3/4体の相互作用の影響を考慮して、ハッブル時間追跡されます。観測バイアスと不確実性を考慮した、生き残ったバイナリの割合は、実際の球状星団で実行された利用可能な視線速度時系列と比較され、第2世代の初期空間濃度を制約するために使用されます。第2世代のバイナリの割合は、クラスターの総質量と、この星の種族の範囲全体の平均速度分散を決定する第2世代の初期サイズとの比率にのみ依存しているように見えます。さまざまな不確実性にもかかわらず、観測されたフラクションは、第2世代の強い初期濃度（r_h、S〜0.1（M/10^6M_s）pc）を想定した場合にのみ取得できることがわかります。潮汐場は第1世代の構造特性に直接影響を与えるため、第1世代のバイナリフラクションの進化は、潮汐場の強さに敏感です（クラスターの軌道離心率の影響は無視できません）。
太陽に近い太陽風における速度論的規模の電流シート：特性、規模に依存する特徴および再接続の開始
| Title |
Kinetic-scale_current_sheets_in_near-Sun_solar_wind:_properties,_scale-dependent_features_and_reconnection_onset |
| Authors |
A._Lotekar,_I.Y._Vasko,_T._Phan,_S.D._Bale,_T.A._Bowen,_J._Halekas,_A.V._Artemyev,_Yu._Khotyaintsev,_and_F.S._Mozer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.12341 |
パーカーソーラープローブが最初の近日点付近で10日間観測した11,200個の陽子運動スケール電流シート（CS）の統計分析を示します。CSの厚さ$\lambda$は数kmから200kmの範囲で、通常の値は約30kmですが、電流密度は0.1から10\;$\mu{\rmA/m^2}の範囲です。$は、通常の値が約0.7\;$\mu{\rmA/m^2}$です。これらのCSは、73〜290サンプル/秒の分解能での磁場測定のおかげで解決されます。陽子の慣性長さ$\lambda_{p}$に関して、CSの厚さ$\lambda$は約$0.1$から$10\lambda_{p}$の範囲にあり、通常の値は約2$\lambda_{p}$です。。磁場の大きさはCS間で実質的に変化しないため、電流密度は磁場に沿った成分によって支配されます。CSは通常非対称であり、CS境界での磁場の大きさは統計的に異なります。電流密度は、小規模なCSの場合に大きくなります。$J_0\約0.15\cdot（\lambda/100\;{\rmkm}）^{-0.76}$$\mu{\rmA/m^2}$、ただし、局所的なAlfv\'{e}n速度のイオン-電子ドリフトに対応するAlfv\'en電流密度$J_A$を統計的に超えることはありません。CSは、スケールに依存する顕著な電流密度と磁気せん断角、$J_0/J_{A}\約0.17\cdot（\lambda/\lambda_{p}）^{-0.67}$および$\Delta\theta\approxを示します。21^{\circ}\cdot（\lambda/\lambda_{p}）^{0.32}$。これらの観測と1AUでの最近の研究との比較に基づいて、太陽に近い太陽風の陽子運動スケールCSは乱流カスケードによって生成され、それらは自動的にパラメータ範囲内にあり、再結合はダイアマグネティックによって抑制されないと結論付けます。乱流カスケードによって決定されるそれらの幾何学のために、メカニズム。
ALMAによる太陽プロミネンスの最初の高解像度干渉観測
| Title |
First_High_Resolution_Interferometric_Observation_of_a_Solar_Prominence_With_ALMA |
| Authors |
Nicolas_Labrosse,_Andrew_S._Rodger,_Krzysztof_Radziszewski,_Pawe{\l}_Rudawy,_Patrick_Antolin,_Lyndsay_Fletcher,_Peter_J._Levens,_Aaron_W._Peat,_Brigitte_Schmieder_and_Paulo_J._A._Sim\~oes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.12434 |
ALMAの高解像度干渉イメージングを使用して、84〜116ドルGHzでの紅炎の最初の観測を提示します。Bia{\l}kawObservatoryとSDO/AIAからのH$\alpha$での同時観測は、ALMA観測と同様の顕著な形態を示しています。3mmとH$\alpha$放出の寄与関数は、ガス圧の範囲全体で有意な重複があることが示されています。最大ミリメートル連続光学的厚さは$\tau_\mathrm{3mm}\約2$であり、輝度温度は観測されたH$\alpha$強度から推定されます。ALMAによって測定された輝度温度はプロミネンススパインで$\sim6000-7000$Kであり、これは8000Kのガス温度の推定輝度温度とよく相関しています。
卓越した温度計としてのALMA：最初の観測
| Title |
ALMA_as_a_prominence_thermometer:_First_observations |
| Authors |
Petr_Heinzel,_Arkadiusz_Berlicki,_Miroslav_B\'arta,_Pawe{\l}_Rudawy,_Stanislav_Gun\'ar,_Nicolas_Labrosse_and_Krzysztof_Radziszewski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.12761 |
波長3mmでバンド3のALMAで得られた最初のプロミネンス観測を提示します。高解像度の観測は、同様の空間解像度でヴロツワフ-ビアルク\'{o}wの大きなコロナグラフからのMSDPH$\alpha$データと一致しています。1つの特定の同時スナップショットを分析し、最初にALMAデータとMSDPデータの両方を調整し、次に両方の間の妥当な相関関係を示します。特に、H$\alpha$強度のALMA輝度温度マップとMSDPマップの両方で非常に類似した微細構造パターンを見ることができます。ALMAを使用して、卓越した運動温度を導き出す予定です。ただし、現在の観測値は1つの帯域のみであるため、H$\alpha$線の積分強度である独立した診断制約を使用します。反転コードを開発し、それがプロミネンスの明るい部分に現実的な温度を提供できることを示します。このような反転は、微弱な構造内では悪条件です。明るい部分では、バンド3の光学的厚さが十分に大きい場合、ALMAはプロミネンス温度計として機能します。観測された特定のH$\alpha$強度の明るさと運動温度の関係を見つけるために、広範囲のプロミネンスパラメータをカバーする非LTEプロミネンスモデルの拡張グリッドを構築しました。また、空の平面の充填率が結果に与える影響も示します。
カタリナスカイサーベイの新しい低質量比接触連星
| Title |
New_low_mass_ratio_contact_binaries_in_the_Catalina_Sky_Survey |
| Authors |
P.E._Christopoulou,_Eleni_Lalounta,_Athanasios_Papageorgiou,_C.E._Ferreira_Lopes,_Marcio_Catelan_and_Andrew_J._Drake |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.12835 |
カタリナスカイサーベイのデータで見つかった30個の新しい低質量比（LMR）の完全食接触連星の識別と測光分析を紹介します。LMR候補は、フーリエ係数と目視検査を使用して識別されます。Phoebe-0.31スクリプターを使用して、質量比（q）と傾斜（i）のパラメーター平面で詳細なスキャンを実行し、初期モデルに最適な（q、i）ペアを導き出します。相対的な物理パラメータは、各システムの最終モデルから決定されます。パラメータエラーを導出するために、モンテカルロアプローチが採用されました。結果のパラメータは、識別を確認します。システムのおおよその絶対物理パラメータは、光度曲線ソリューションとGaia初期データリリース3の距離に基づいて推定されます。30個の新しいシステムのうち12個は、入力係数$f\gt50\％$および$q\leq0.25$（ディープコンタクトLMRシステム）を持ち、そのうちの8個は、エラーの範囲内で、$qの極端なLMRディープシステムです。\leq0.1$。文献からのLMRシステムの最新のカタログと比較して、30のLMRシステムの進化の状況について説明します。ハットの安定性基準と臨界不安定質量比（$q_{inst}$）の関係の両方に基づいて、新旧のすべてのシステムについて、高速回転星を形成する合併前の候補としてのLMRシステムのシナリオを調査します。CSS$\_$J075848.2+125656、$\frac{q}{q_{inst}}=1.23\pm0.23$、CSS$\_$J093010.1-021624、$\frac{q}{q_{inst}}=1.25\pm0.23$は、合併候補と見なすことができます。
パルテノン-パフォーマンスポータブルブロック構造のアダプティブメッシュリファインメントフレームワーク
| Title |
Parthenon_--_a_performance_portable_block-structured_adaptive_mesh_refinement_framework |
| Authors |
Philipp_Grete,_Joshua_C._Dolence,_Jonah_M._Miller,_Joshua_Brown,_Ben_Ryan,_Andrew_Gaspar,_Forrest_Glines,_Sriram_Swaminarayan,_Jonas_Lippuner,_Clell_J._Solomon,_Galen_Shipman,_Christoph_Junghans,_Daniel_Holladay,_and_James_M._Stone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.12309 |
コンピュータデバイスアーキテクチャと対応するプログラミングモデルのランドスケープをエクサスケールするための道のりで、はるかに多様化しています。さまざまな低レベルのパフォーマンスのポータブルプログラミングモデルが利用可能ですが、アプリケーションレベルでのサポートは遅れをとっています。この問題に対処するために、パフォーマンスの高いポータブルブロック構造適応メッシュ細分化（AMR）フレームワークParthenonを紹介します。これは、十分にテストされ、広く使用されているAthena++天体物理磁気流体力学コードから派生していますが、さまざまなダウンストリームマルチの基盤として機能するように一般化されています。物理コード。Parthenonは、Kokkosプログラミングモデルを採用し、多次元変数から、コンポーネントを定義および分離するパッケージ、並列計算カーネルの起動まで、さまざまなレベルの抽象化を提供します。Parthenonは、デバイスメモリ内のすべてのデータを割り当ててデータの移動を減らし、変数とメッシュブロックの論理パッキングをサポートしてカーネルの起動オーバーヘッドを減らし、片側の非同期MPI呼び出しを使用してマルチノードシミュレーションの通信オーバーヘッドを減らします。ハイドロダイナミクスミニアプリを使用して、AMDおよびNVIDIAGPU、IntelおよびAMDx86CPU、FujitsuA64FXCPUなどのさまざまなアーキテクチャでの弱いスケーリングと強いスケーリングを示します。最大規模では、ミニアプリは4096のサミットノード（24576GPU）で合計3.5x10^12ゾーンサイクル/秒に達し、スケーリングの並列効率は約55％弱くなります（単一ノードから開始）。オープンで協調的なプロジェクトであることに加えて、これにより、Parthenonは、超並列のデバイス高速化AMRの処理の複雑さではなく、ダウンストリームの開発者が特定のアプリケーションに集中できるエクサスケールシミュレーションを対象とする理想的なフレームワークになります。
RaymondDavisJr.が主導した最初の太陽ニュートリノ実験では、1970年代以降、「太陽ニュートリノ問題」と呼ばれる、太陽モデルの予測に比べてニュートリノの不足が示されました。小柴昌俊氏が主導したカミオカンデ実験は、1989年に初めて報告されたように、太陽ニュートリノの観測に成功しました。観測された太陽ニュートリノのフラックスは、予測のほぼ半分であり、太陽ニュートリノ問題を確認しました。太陽モデルに不確実性がある可能性があるため、この問題はしばらくの間解決されませんでした。2001年に、スーパーカミオカンデとサドベリーニュートリノ天文台の結果を比較することにより、太陽ニュートリノ問題がニュートリノ振動に起因することが発見されました。これは、モデルに依存しない最初の比較でした。その後、太陽ニュートリノ振動の詳細な研究が行われ、太陽ニュートリノ実験の結果は、ニュートリノ振動の影響を考慮した場合の太陽モデルの予測と一致しています。この記事では、太陽ニュートリノ観測の歴史を、カミオカンデとスーパーカミオカンデの貢献とともにレビューします。
ダークエネルギーは、現在の宇宙で最も豊富に存在する成分であり、宇宙の加速膨張の原因となっています。その結果、ダークエネルギーはコンパクトな天体物理学の物体と相互作用する可能性があります[MuhammadF.A.R.SaktiとAntoSulaksono、{\itPhys。Rev.D}{\bf103}、084042（2021）]。本論文では、暗黒エネルギーの密度が等方性完全流体物質の密度に比例する、暗黒物質と通常の物質からなる暗黒エネルギー星のモデルを提案する。一般相対性理論の文脈では、モデルは湾曲したTolman-Kuchowicz時空幾何学で導出されます[Tolman、PhysRev55：364、（1939）;Kuchowicz、ActaPhysPol33：541、（1968）]。ここでは、ダークエネルギーが恒星の質量、コンパクトさ、平衡などにどのように影響するかを見ていきます。圧力、密度、質量関数、表面赤方偏移などのモデルの物理的パラメータを調査し、恒星構成の安定性を詳細に調べます。。このモデルは、すべてのエネルギー基準を満たし、中心的な特異点がないため、興味深い特性を備えています。最大許容質量は、$M-R$図を使用してモデルから取得されています。モデルの多くの物理的特性を分析し、モデルがすべての規則性の制約を満たし、安定しており、したがって物理的に現実的であることを確認しました。
星間通信における記号の繰り返し：方法と観測
発見可能な星間通信信号は、ランダムノイズとは明らかに異なる少なくとも1つの信号特性を示すことが期待されます。電波望遠鏡の受信信号には、送信されたdelta-tdelta-fの反対の円偏光パルスペアが含まれ、情報コンテンツとシンボルの繰り返しを含む検出方法の組み合わせを伝達するという仮説が提案されています。仮想信号は、直径26フィートの電波望遠鏡、選択された整合フィルター受信機、および機械の後処理システムを使用して実験的に測定されます。測定値は、無線周波数干渉を低減するために拡張された加法性ホワイトガウスノイズモデルによって説明される尤度を示すことが期待されます。さらに、長時間の実験では、測定値は赤経範囲の母集団全体で有意差を示さないと予想されます。この論文で説明されている仮説と実験方法は、以前に報告された複数の電波望遠鏡delta-tdelta-f偏波パルスペア実験に基づいています。（参照arXiv：2105.03727、arXiv：2106.10168）。現在の作業では、赤経フィルターは、143日間の実験中に、0〜6.3時間の範囲で21個の0.3時間の赤経ビンにまたがっています。見かけのシンボルの繰り返しが測定および分析されます。5.25プラスマイナス0.15時間の赤経、-7.6度プラスマイナス1度赤緯天体の方向は、以前の研究での異常な観測と関連付けられており、原因不明の異常を示し続けています。
Theia：物理プログラムの要約。スノーマスホワイトペーパーの提出
| Title |
Theia:_Summary_of_physics_program._Snowmass_White_Paper_Submission |
| Authors |
M._Askins,_Z._Bagdasarian,_N._Barros,_E.W._Beier,_A._Bernstein,_E._Blucher,_R._Bonventre,_E._Bourret,_E._J._Callaghan,_J._Caravaca,_M._Diwan,_S.T._Dye,_J._Eisch,_A._Elagin,_T._Enqvist,_U._Fahrendholz,_V._Fischer,_K._Frankiewicz,_C._Grant,_D._Guffanti,_C._Hagner,_A._Hallin,_C._M._Jackson,_R._Jiang,_T._Kaptanoglu,_J.R._Klein,_Yu._G._Kolomensky,_C._Kraus,_F._Krennrich,_T._Kutter,_T._Lachenmaier,_B._Land,_K._Lande,_L._Lebanowski,_J.G._Learned,_V.A._Li,_V._Lozza,_L._Ludhova,_M._Malek,_S._Manecki,_J._Maneira,_J._Maricic,_J._Martyn,_A._Mastbaum,_C._Mauger,_M._Mayer,_J._Migenda,_F._Moretti,_J._Napolitano,_B._Naranjo,_M._Nieslony,_L._Oberauer,_G._D._Orebi_Gann,_J._Ouellet,_T._Pershing,_S.T._Petcov,_L._Pickard,_R._Rosero,_M._C._Sanchez,_J._Sawatzki,_S.H._Seo,_M._Smiley,_M._Smy,_A._Stahl,_H._Steiger,_M._R._Stock,_H._Sunej,_R._Svoboda,_E._Tiras,_W._H._Trzaska,_M._Tzanov,_M._Vagins,_C._Vilela,_Z._Wang,_J._Wang,_M._Wetstein,_M.J._Wilking,_L._Winslow,_P._Wittich,_B._Wonsak,_E._Worcester,_M._Wurm,_G._Yang,_M._Yeh,_E.D._Zimmerman,_S._Zsoldos,_and_K._Zuber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.12839 |
Theiaは、豊富な物理プログラムを備えた、新しい「ハイブリッド」光学ニュートリノ検出器です。このペーパーは、Theiaの概念と物理的範囲の概要を説明することを目的としています。詳細については、Theiaホワイトペーパー[1]を参照してください。
