低X線表面輝度クラスター：$M-T$および$L-T$関係の散布図への影響
私たちは、銀河団の小さいが明確に定義されたサンプルのスケーリング関係を研究することを目的としています。これには、最近発見された、質量がX線で弱いオブジェクトのクラスが含まれます。これらのクラスターは、平均してX線の表面輝度が低く、ガスの割合が低く、X線調査では過小評価されているか（10倍）、SZ調査ではまったく使用されていません。これらのオブジェクトを含めると、温度と質量の関係に前例のない大きな散乱があり、温度範囲で許容される限り広い固定質量で0.20+-0.03dexであり、この平面内のクラスターの位置はその表面の明るさ。クラスターは、明るさに関係なく、比較的緊密な光度と温度の関係に従います。X線の輝度と温度は小さな半径（特にTの場合は300kpcの開口半径を使用）からの光子によって支配され、ガスの熱力学の影響を強く受けるため、2つの関係の周りの散乱の大きな違いを解釈します。（例えば、衝撃、クールコア）、一方、質量は大きな半径で暗黒物質によって支配されます。L500-Tの関係で2.0+-0.2の傾きを測定します。サンプルの特性を考えると、この値は、進化と勾配の間の共線性（縮退）や、X線で選択されたサンプルの分析に影響を与える未検出の母集団に関する仮説がないため、両方を参照として有益に使用できます。X線選択サンプルの上記の縮退を解消します。
重力散乱による自己相互作用暗黒物質
巨大な物体の重力散乱が、コールドダークマターの小規模な構造問題を軽減する自己相互作用暗黒物質モデルに必要な単位質量あたりの断面積を提供することを示します。矮小銀河の速度分散特性である10*（v_1）km/sで移動する、質量10^4*（M_4）の太陽質量の原始物体の場合、重力散乱の単位質量あたりの断面積は10*[M_4/です。（v_1）^4]cm^2/g。速度の増加に伴う相互作用の急激な低下は、巨大な銀河や銀河団のデータで自己相互作用が明らかでない理由を説明しています。
| Title |
Stringent_$\sigma_8$_constraints_from_small-scale_galaxy_clustering_using_a_hybrid_MCMC+emulator_framework |
| Authors |
Sihan_Yuan,_Lehman_H._Garrison,_Daniel_J._Eisenstein,_and_Risa_H._Wechsler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.11963 |
非線形銀河団から宇宙論的およびハロー職業分布（HOD）情報を最大限に導き出し、DESI1年目（Y1）分析に十分な精度を備えた、新しいシミュレーションベースのハイブリッドエミュレーターアプローチを紹介します。私たちのハイブリッドアプローチは、最初に固定宇宙論シミュレーショングリッド上のHOD空間をサンプリングして、宇宙論+HODパラメーター空間の可能性の高い領域を制約し、次にこの制約された領域内にエミュレーターを構築します。このアプローチにより、エミュレートされるパラメーターの量が大幅に削減されるため、トレーニングポイントの数を固定してエミュレーターのエラーを大幅に減らすことができます。これを最先端のシミュレーションと組み合わせると、予想されるDESIY1LRGサンプルの分散に匹敵するタイトなエミュレータエラーが発生することを示します。新しいAbacusSummitシミュレーションを活用し、ハイブリッドアプローチをCMASS非線形銀河団データに適用します。$\sigma_8=0.762\pm0.024$と$f\sigma_8（z_{eff}=0.52）=0.444\pm0.016$の制約を推測します。これは、現代の銀河団研究の中で最も厳しいものです。また、$f\sigma_8$制約が、二次バイアスやその他のHODモデルの選択に対してロバストであることを示します。これは、非線形スケールでアクセス可能なロバストな宇宙論情報を紹介するための重要な最初のステップです。DESIY1の追加の統計的検出力は、成長率の制約を少なくともさらに50〜60％引き締め、Planckとの潜在的な緊張を大幅に解明するはずであると推測します。また、「レンズが低い」張力についても取り上げます。ここでは、$f\sigma_8$の低下と環境ベースのバイアスの複合効果により、予測されるレンズ信号が15％低下し、レンズ測定とクラスタリングベースの予測。
宇宙の屈曲
宇宙のせん断のような宇宙の屈曲は、その信号が宇宙の大規模構造に由来する相関関数です。大規模な宇宙論的データセットの前例のない品質とともに、宇宙シアーの観測的成功に基づいて、宇宙の屈曲からの実際的な制約を探求する時が来ています。パワーの広いウィンドウ関数を持つ宇宙シアーとは異なり、宇宙の屈曲は小規模でのみ測定可能であるため、小規模な物質のパワースペクトルに独自の制約を課すことができます。ここでは、屈曲-屈曲とせん断-屈曲の2点相関の両方を含む、宇宙屈曲の完全な理論的形式を提示します。ダークエネルギーサーベイ（DES）、ステージIIIの宇宙論的調査で宇宙の屈曲を測定するための予測を提示し、ステージIVの実験の次の時代にこれらの宇宙論的屈曲信号を測定する将来の見通しについてコメントします。
CGF宇宙論の暗黒物質は、宇宙論的なSU（2）-弱いゲージ場（CGF）です。TOVの恒星構造方程式は、この暗黒物質で構成される星について数値的に解かれます。星の質量Mは、最大$9.14\times10^{-6}$M_sunまでの任意の値を取ることができます。Mの各値について、星の半径Rは5.23cmから13.6cmの間にあります。M>$5.09\times10^{-6}$M_sunの場合、Rの値は複数存在する可能性があります。これらの星の場合、大きいRから小さいRへの遷移は、$10^{-10}$sのオーダーの時間で$10^{41}$Jのオーダーの重力エネルギーを放出します。
暖かいクロモの摂動-自然な膨張
温暖なインフレーションとの関連で、クロモナチュラルインフレーションを調べました。このモデルの動的方程式が得られます。このモデルで宇宙論的摂動理論を研究しました。このモデルの密度変動の原因は、主に一般的な温かいインフレーションモデルのようなインフラトン場の熱ゆらぎです。最後に、宇宙論的観測量、すなわち、スペクトル指数とテンソル対スカラー比が計算されます。宇宙論的観測量は観測データと一致しており、テンソルとスカラーの比率は色彩自然インフレーションよりも小さいことがわかります。
以前の論文で、電弱相互作用に至るまでの期間の宇宙を記述し、その後のすべての宇宙論を完全に決定するために、高度に対称的な半古典的な初期条件を提案しました。標準模型を超えるものは想定されていません。インフレは必要ありません。初期対称性では、調整可能なパラメーターは使用できません。これは、標準模型の宇宙論的時代の完全な理論であり、予測的で反証可能です。ここで、初期条件の時間発展は、古典的な近似で計算されます。自明でない古典的な値を持つフィールドは、SU（2）-弱いゲージフィールド（宇宙論的ゲージフィールドまたはCGF）とヒッグスフィールドです。CGFは電弱遷移を生成し、非相対論的完全流体（$w_{\mathrm{CGF}}\approx0$）として進化します。現在、つまり$H=H_{0}$の場合、CGFエネルギー密度は$\Omega_{\Lambda}+\Omega_{\mathrm{CGF}}=1$を満たします。CGFは暗黒物質です。暗黒物質は標準模型の古典的な現象です。古典的な宇宙には暗黒物質だけが含まれており、通常の物質は含まれていません。主要な順序の次に、標準模型フィールドの変動は、$\Omega_{\Lambda}+\Omega_{\mathrm{CGF}}+\Omega_{\mathrm{ordinary}}=1$。
SPTとPlanckIからのDES3年目のデータとCMBレンズの共同分析：CMBレンズマップの構築とモデリングの選択
| Title |
Joint_analysis_of_DES_Year_3_data_and_CMB_lensing_from_SPT_and_Planck_I:_Construction_of_CMB_Lensing_Maps_and_Modeling_Choices |
| Authors |
Y._Omori,_E._J._Baxter,_C._Chang,_O._Friedrich,_A._Alarcon,_O._Alves,_A._Amon,_F._Andrade-Oliveira,_K._Bechtol,_M._R._Becker,_G._M._Bernstein,_J._Blazek,_L._E._Bleem,_H._Camacho,_A._Campos,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_R._Cawthon,_R._Chen,_A._Choi,_J._Cordero,_T._M._Crawford,_M._Crocce,_C._Davis,_J._DeRose,_S._Dodelson,_C._Doux,_A._Drlica-Wagner,_K._Eckert,_T._F._Eifler,_F._Elsner,_J._Elvin-Poole,_S._Everett,_X._Fang,_A._Fert\'e,_P._Fosalba,_M._Gatti,_G._Giannini,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_I._Harrison,_K._Herner,_H._Huang,_E._M._Huff,_D._Huterer,_M._Jarvis,_E._Krause,_N._Kuropatkin,_P.-F._Leget,_P._Lemos,_A._R._Liddle,_N._MacCrann,_J._McCullough,_J._Muir,_J._Myles,_A._Navarro-Alsina,_S._Pandey,_Y._Park,_A._Porredon,_J._Prat,_M._Raveri,_R._P._Rollins,_A._Roodman,_R._Rosenfeld,_A._J._Ross,_et_al._(98_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.12439 |
銀河の位置の測定、銀河のレンズ効果、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）のレンズ効果の間の相互相関の共同分析は、宇宙の大規模構造に強力な制約を与えます。今後の分析では、ダークエネルギーサーベイ（DES）の3年目のデータ、および南極点望遠鏡（SPT）とプランクのCMBデータを使用して測定された、このような相互相関の分析からの宇宙論的制約を示します。ここでは、この分析の2つの重要な要素を示します。（1）SPT-SZ調査フットプリントの改善されたCMBレンズマップ、および（2）相互相関測定から宇宙論的情報を抽出するために使用される分析方法。同じCMB観測から作成された以前のレンズマップと比較して、熱スニヤエフゼルドビッチ効果から汚染を除去する技術を実装し、DESを使用した以前の分析よりも小さい相互相関測定の角度スケールから宇宙論的情報を抽出できるようにしました。1年目のデータ。これらのマップとDESデータ間の相互相関のモデルについて説明し、モデリングの選択を検証して、分析の堅牢性を実証します。次に、銀河調査から予想される宇宙論的制約を予測します-CMBレンズの自動相関と相互相関。銀河-CMBレンズ効果と銀河せん断-CMBレンズ効果の相関関係は、それ自体で$S_8=\sigma_8\sqrt{\Omega_{\rmm}/0.3}$に数パーセントのレベルで制約を与え、DESのみの制約に対する強力な整合性チェック。CMBレンズの相互相関の共同分析により、5〜10％レベルでのせん断キャリブレーションの振幅に制約が生じる可能性があることを発見し、せん断キャリブレーションの外部事前条件が削除されるシナリオを調査します。
SPTとPlanckIIからのDES3年目のデータとCMBレンズの共同分析：相互相関測定と宇宙論的制約
| Title |
Joint_analysis_of_DES_Year_3_data_and_CMB_lensing_from_SPT_and_Planck_II:_Cross-correlation_measurements_and_cosmological_constraints |
| Authors |
C._Chang,_Y._Omori,_E._J._Baxter,_C._Doux,_A._Choi,_S._Pandey,_A._Alarcon,_O._Alves,_A._Amon,_F._Andrade-Oliveira,_K._Bechtol,_M._R._Becker,_G._M._Bernstein,_F._Bianchini,_J._Blazek,_L._E._Bleem,_H._Camacho,_A._Campos,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_R._Cawthon,_R._Chen,_J._Cordero,_T._M._Crawford,_M._Crocce,_C._Davis,_J._DeRose,_S._Dodelson,_A._Drlica-Wagner,_K._Eckert,_T._F._Eifler,_F._Elsner,_J._Elvin-Poole,_S._Everett,_X._Fang,_A._Fert\'e,_P._Fosalba,_O._Friedrich,_M._Gatti,_G._Giannini,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_I._Harrison,_K._Herner,_H._Huang,_E._M._Huff,_D._Huterer,_M._Jarvis,_A._Kovacs,_E._Krause,_N._Kuropatkin,_P.-F._Leget,_P._Lemos,_A._R._Liddle,_N._MacCrann,_J._McCullough,_J._Muir,_J._Myles,_A._Navarro-Alsina,_Y._Park,_A._Porredon,_J._Prat,_M._Raveri,_R._P._Rollins,_A._Roodman,_et_al._(101_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.12440 |
宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の重力レンズ効果のマップと銀河の位置と銀河のせん断の相互相関は、宇宙の大規模構造の分布に敏感です。このような相互相関は、銀河調査の内部での相関測定を複雑にする体系的な影響の影響を受けないことも期待されています。ダークエネルギーサーベイのデータの最初の3年間に測定された、銀河の位置と銀河のレンズ効果の相互相関の測定とモデリングを、2500度$^2$SPT-SZのデータの組み合わせから得られたCMBレンズ効果マップで示します。南極点望遠鏡とプランク衛星からの全天データを使用して実施された調査。この分析で使用されるCMBレンズマップは、熱スニヤエフゼルドビッチ効果によるバイアスを最小限に抑えるように作成されているため、相互相関研究に適しています。線形（非線形）銀河バイアスモデル用に最適化された角度スケールの選択を使用した場合、相互相関測定の合計信号対雑音比は23.9（25.7）です。相互相関測定を使用して、宇宙論的パラメーターの制約を取得します。マグニチュードが選択された銀河の4つのビンで構成される基準銀河サンプルの場合、$\Omega_{m}=0.27^{+0.03}_{-0.05}$および$S_{8}\equiv\sigma_8\sqrt{\Omega_{m}/0.3}=0.74^{+0.03}_{-0.04}$（$\Omega_{m}=0.25^{+0.03}_{-0.04}$および$S_{8}=0.73^{+0.04}_{-0.03}$）モデリングで線形（非線形）銀河バイアスを仮定した場合。銀河せん断とCMBレンズの相互相関のみを考慮すると、$\Omega_{m}=0.27^{+0.04}_{-0.06}$および$S_{8}=0.74^{+0.03}_{-が見つかります。0.04}$。$S_8$に対する私たちの制約は、最近の宇宙せん断測定と一致していますが、Planckからの主要なCMB測定で推奨される値よりも低くなっています。
ミリ波線強度マッピングと弱いレンズ効果の調査の間の相互相関：長期的展望の予備的考察
| Title |
Cross-correlations_between_mm-wave_line-intensity_mapping_and_weak_lensing_surveys:_preliminary_consideration_of_long-term_prospects |
| Authors |
Dongwoo_T_Chung |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.12581 |
ミリ波線強度マッピング（LIM）の分野では、パスファインダー調査がすでに展開されているか、今後数年間で展開され、宇宙の大規模構造を追跡する未解決の原子および分子線放射の分光測定を行うことで、実験活動が増加しています。。次の10年間は、ルービン天文台の時空のレガシー調査（LSST）が、投影された大規模構造をマッピングするために背景銀河の弱い重力レンズ効果（WL）を利用する宇宙せん断の測定を含む、前例のない範囲の測光銀河調査プログラムを実施することも見られます。。$z=0.5$-$1$でCO線からの放射を測定する非断層撮影宇宙シアーとミリ波LIM調査の間の角度クロスパワースペクトルを検出するための見通しを検討します。LSSTの10年目のWLデータセットが利用可能になると、今後10〜15年で展開されると考えられる将来のLIM実験により、全体的な信号対雑音比が50ドルであるにもかかわらず、このような相互相関検出が可能になると予測しています。CO/[CII]サーベイの現在のパスファインダー生成は、初期段階のLSSTWLデータセットに対してわずかな$2\sigma$検出を達成する可能性が高くなります。信号には適度な天体物理学的制約力があり、$z\lesssim1$での宇宙分子ガス密度に競合的な制約をもたらします。天体物理学的パラメーターと固有のアライメント振幅の間の縮退は、どちらか一方の外部情報によって相互相関分析が大幅に改善される可能性があることを意味します。他の制約。
赤方偏移空間歪みと相互作用する暗黒エネルギーのプローブ
最大規模でのIDEの制約の偏りを回避するために、相互作用するダークエネルギー（IDE）の痕跡を正しく識別する必要があります。この論文では、赤方偏移空間の歪みにおけるIDEの大規模なインプリントを調査します。結果は、一定の暗黒エネルギー状態方程式パラメーターの場合、暗黒エネルギー伝達率が暗黒エネルギー密度に比例するIDEモデルが、赤方偏移空間歪みの角度パワースペクトルで交互の正負の効果を示すことを示唆しています。赤方偏移zに関して変化します。この結果は、赤方偏移空間の歪みを使用して、z〜0.1の低いIDEモデルを区別できることも示唆しています。さらに、角度パワースペクトルのcoss相関は、z<0.7でIDEのインプリントを検出するための実行可能なツールになる可能性を秘めているようです。
赤外線で選択されたunWISE銀河の銀河ハロー接続を銀河団と銀河-CMBレンズパワースペクトルで制約する
| Title |
Constraining_the_galaxy-halo_connection_of_infrared-selected_unWISE_galaxies_with_galaxy_clustering_and_galaxy-CMB_lensing_power_spectra |
| Authors |
Aleksandra_Kusiak,_Boris_Bolliet,_Alex_Krolewski,_J._Colin_Hill |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.12583 |
unWISE銀河カタログ（5億個を超える銀河を含む、WISEデータから作成された全天、赤外線で選択されたサンプル）について、銀河とその暗黒物質ハローとの関係の最初の詳細な分析を示します。unWISE銀河-銀河自動相関とPlanckCMBレンズ-銀河相互相関測定を10分角スケールまで使用して、暗黒物質ハロー内で中央銀河と伴銀河がどのように分布するかを説明するモデルであるハロー占有分布（HOD）を制約します。平均赤方偏移$\bar{z}\approx0.6$、$1.1$、および$1.5$での3つのunWISE}銀河サンプルの場合。特徴的な最小ハロー質量を制約して、中央銀河をホストします。$M_\mathrm{min}^\mathrm{HOD}=1.83^{+0.41}_{-1.63}\times10^{12}M_\odot/h$、$5.22^{+0.34}_{-4.80}\times10^{12}M_\odot/h$、$6.60^{+0.30}_{-1.11}\times10^{13}M_\odot/h$\bar{z}\約0.6$、$1.1$、および$1.5$のunWISEサンプルの$。3つのサンプルはすべて、衛星ではなく中央の銀河によって支配されていることがわかります。制約付きHODモデルを使用して、各unWISEサンプルの有効な線形銀河バイアスを推測し、これらの銀河の以前の摂動理論ベースの分析で見られたように、赤方偏移で急激に進化しないことを発見します。結果では、体系的な不確実性の考えられる原因について説明します。その中で最も重要なのは、銀河の赤方偏移分布の不確実性です。私たちのHOD制約は、unWISE銀河が基礎となる暗黒物質ハロー分布にどのように存在するかについての詳細で定量的な理解を提供します。これらの制約は、スニヤエフ・ゼルドビッチによるイオン化ガスの熱力学と暗黒物質のプロファイルの測定やレンズの相互相関など、宇宙論的および天体物理学的プローブとしてunWISE銀河を採用する将来の研究に直接影響を及ぼします。
次世代重力波検出器による恒星起源ブラックホール連星の検出可能性とパラメータ推定
| Title |
Detectability_and_parameter_estimation_of_stellar_origin_black_hole_binaries_with_next_generation_gravitational_wave_detectors |
| Authors |
Mauro_Pieroni,_Angelo_Ricciardone,_Enrico_Barausse |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.12586 |
アインシュタイン望遠鏡（ET）やコズミックエクスプローラー（CE）などの次世代重力波（GW）検出器の主な天体物理学的ソースの1つである、恒星起源のブラックホール連星を検討します。O3b実行からの最新のLIGO/Virgo結果で較正された人口モデルを使用して、ETとCEが数万のそのような光源（および$zまでの過去の光円錐に存在する事実上すべてのもの）を検出できることを示します。検出器の設計に関係なく、ETの場合はlesssim0.7$、CEの場合は$z\lesssim1$）、最大数百の信号対雑音比。パラメータ推定に関しては、フィッシャー行列分析を使用して、内因性および外因性パラメータの推定に対する設計の影響を評価します。2つの異なる$L-$形状干渉計で構成されるCE検出器は、三角形構成のETと比較して優れた空の位置特定性能を備えていることがわかります。また、ネットワークは通常、バイナリのチャープ質量、質量比、および有効スピンを$10^{-4}$、$10^{-6}$、および$10^{-3}$の小数で測定できることもわかりました。それぞれエラー。外因性パラメータの分数誤差は、空の位置特定、光度距離、および傾斜に対して$10^{-2}$のオーダーです。
衝突後のスーパーアースの質量損失に対する自己重力の影響
ケプラーの観測は、ほとんどの太陽系外惑星がスーパーアースであることを示しています。スーパーアースの形成は、一般に、惑星の構造と進化において重要な大気の質量損失に関連しています。巨大な衝撃によって引き起こされた衝撃は惑星を加熱し、大気を逃がします。自己重力が質量損失の効率を変えるかどうかに焦点を当てます。自己重力がない場合、インパクターの質量がエンベロープの質量に匹敵する場合、大幅な質量損失が発生します。放射対流境界は、自己重力によって内側にシフトします。温度とエンベロープの質量が増加すると、状況がより顕著になり、エンベロープが重くなります。したがって、自己重力が含まれているため、インパクターの質量が増加して、大幅な質量損失を引き起こします。エンベロープの質量が増えると、自己重力が特に重要になります。
運動学的観測における小さな原始惑星系円盤のゆがみの特徴
| Title |
Characteristics_of_small_protoplanetary_disc_warps_in_kinematic_observations |
| Authors |
Alison_K._Young,_Richard_Alexander,_Giovanni_Rosotti_and_Christophe_Pinte |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.12348 |
多くの星周円盤は、散乱光の観測で見られる影を引き起こす中央領域の位置がずれているように見えます。小さな反り（$<20^\circ$のずれ）はおそらくより一般的ですが、以前に調査した大きなずれよりも検出が困難です。モデルのずれた周連星円盤の合成$^{13}$COマップから見つかった、小さな円盤のゆがみを識別するために使用できるCO放出の特性を示します。スペクトルは対称ではないため、ケプラーのモデルを適合させることは適切ではなく、ワープを隠したり、残差にスパイラルなどのスプリアスな特徴をもたらす可能性があります。正弦波をディスクの同心円環にフィッティングすることにより、観察されたワープ構造を定量化します。これから、ピーク速度とピーク速度の方位角、つまりねじれの半径方向の変化を追跡できます。ほぼ正面向きの傾斜では、これらの放射状プロファイルはワープ構造を明らかにします。ねじれは、放射状の流れがない場合、中程度の傾斜（${i_{\rmouter〜disc}\lesssim35^{\circ}}$）でも検出可能ですが、測定された傾斜は$\lesssim5^{\に正確である必要があります。circ}$は、半径方向の変動を検出できるようにします。観察されたねじれは、光学的厚さに依存するため、ワープ構造の直接的な測定値を提供しません。ワープは、いくつかのチャネルにまたがるチャネルマップに広い非対称性を引き起こします。これは、埋め込まれた惑星や重力の不安定性によって引き起こされる局所的な特徴とは異なります。ワープの運動学的証拠が見落とされている可能性があると思われるため、データを再検討する可能性のあるいくつかの例を提案します。
さまざまな銀河環境における宇宙線輸送
近くの円盤銀河に典型的な条件を持つ多相星間物質環境における穏やかに相対論的な宇宙線（CR）の伝播を研究します。Armillotta+21で開発された技術を使用して、星形成銀河円盤の局所パッチをモデル化する3つの高解像度TIGRESS電磁流体力学シミュレーションを後処理します。一緒に、3つのシミュレーションは、広範囲のガス面密度、重力ポテンシャル、および星形成率（SFR）をカバーします。CR伝播の処方には、バックグラウンドガスによる移流、局所イオンAlfv\'en速度での磁場に沿った流れ、およびAlfv\'en波に対する拡散の影響が含まれ、拡散係数は次のバランスによって設定されます。局所的なガス特性によって媒介されるストリーミング駆動のアルヴェーン波の励起と減衰。組み合わせたトランスポートプロセスは、SFRが高い環境でより効果的であることがわかります。これらの環境は、銀河面から離れてCRを急速に移流する、より高速の高温流出（クラスター化された超新星によって生成される）によって特徴付けられます。結果として、ミッドプレーンCR圧力とミッドプレーンガス圧力の比率は、SFRの増加とともに減少します。また、後処理されたシミュレーションを使用して、CRの潜在的な動的影響に関する予測を行います。ミッドプレーンの近くの比較的平坦なCR圧力プロファイルは、ほとんどのISM質量に対して重力に対する有意なサポートを提供しないと主張しています。ただし、CR圧力勾配は、平面外領域（|z|>0.5kpc）の他の圧力勾配よりも大きく、CRが銀河の噴水や風のダイナミクスに影響を与える可能性があることを示唆しています。この影響の程度は、SFRが低い環境で増加すると予想されます。
生成モデリングからの機械学習タスクにおけるリアルな銀河画像と改善された堅牢性
| Title |
Realistic_galaxy_images_and_improved_robustness_in_machine_learning_tasks_from_generative_modelling |
| Authors |
Benjamin_J._Holzschuh,_Conor_M._O'Riordan,_Simona_Vegetti,_Vicente_Rodriguez-Gomez,_and_Nils_Thuerey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.11956 |
現実的な銀河画像を生成する生成モデルの能力を調べます。生成されたデータを元のデータと混合すると、ダウンストリームの機械学習タスクの堅牢性が向上することを示します。3つの異なるデータセットに焦点を当てます。分析的なセルシックプロファイル、COSMOS調査からの実際の銀河、およびIllustrisTNGシミュレーションからのSKIRTコードで生成された銀河画像。形態学的特性（ジニ係数、非対称性、楕円率など）の分布間のワッサースタイン距離、さまざまなスケールでの表面輝度分布（パワースペクトルでエンコード）を使用して、各生成モデルのパフォーマンスを定量化します。バルジ統計と、生成されたデータセットとソースデータセットの色。平均ワッサースタイン距離（Fr\'echet開始距離）が$7.19\times10^{-2}\、（0.55）$、$5.98\times10^{-2}\、（1.45）$、および$5.08\times10^{-2}\、（7.76）$は、それぞれS\'ersic、COSMOS、SKIRTデータセットであり、私たちの最高のモデルは、最も複雑な銀河の特性さえも説得力を持って再現し、ソースデータと視覚的に区別できない画像を作成します。生成されたデータでトレーニングデータセットを補足することにより、ドメインシフトおよび配布外データに対する堅牢性を大幅に向上させることが可能であることを示します。特に、畳み込みニューラルネットワークをトレーニングして、模擬観測のデータセットのノイズを除去します。生成された画像を元のトレーニングデータに混合することで、物理ピクセルサイズとバックグラウンドノイズレベルのドメインシフトに関して、モデルのパフォーマンスがそれぞれ11ドルと45ドル向上します。
クールランプII。赤方偏移1.02での明るく強いレンズの初期型銀河のサイズと星形成の歴史の特徴
| Title |
COOL-LAMPS_II._Characterizing_the_Size_and_Star_Formation_History_of_a_Bright_Strongly_Lensed_Early-Type_Galaxy_at_Redshift_1.02 |
| Authors |
Ezra_Sukay,_Gourav_Khullar,_Michael_D._Gladders,_Keren_Sharon,_Guillaume_Mahler,_Kate_Napier,_Lindsey_E._Bleem,_H{\aa}kon_Dahle,_Michael_K._Florian,_Katya_Gozman,_Jason_J._Lin,_Michael_N._Martinez,_Owen_S._Matthews_Acu\~na,_Elisabeth_Medina,_Kaiya_Merz,_Jorge_A._Sanchez,_Emily_E._Sisco,_Daniel_J._Kavin_Stein,_Kiyan_Tavangar,_and_Katherine_E._Whitaker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.11957 |
COOLJ1323+0343は、$z=1.0153\pm0.0006$の初期型銀河であり、z=$z=0.353\pm0.001$の銀河団によって強くレンズ化されています。このオブジェクトは、もともとDECaLSによって画像化され、最近の公共の光学画像データで強いレンズシステムを見つけるために開始されたコラボレーションであるCOOL-LAMPSによって重力レンズとして記録され、フォローアップデータで確認されました。ラスカンパナス天文台と北欧光学望遠鏡による地上ベースのgrzHイメージングと光学分光法を使用して、星の種族合成モデリングから星の質量、金属量、星形成の履歴を導き出します。レンズモデリングは、合計倍率が$\mu\sim$113であることを意味します。ソース面の残りの恒星質量の中央値はM$_*\sim10.63$$M_\odot$であり、ソース面の星形成率の中央値はSFR$\sim1.55\times10^{-3}$M$_\odot$yr$^{-1}$（logsSFR=-13.4yr$^{-1}$）は、観測のエポックに最も近い、最も若い2つの年齢ビン（0-100Myr）にあります。私たちの測定では、COOLJ1323+0343を恒星質量関数の特徴的な質量の下に配置しているため、中間質量静止銀河がどのように進化するかを明らかにするのに役立つ、特に説得力のあるターゲットになっています。ソース平面でCOOLJ1323+0343を再構築し、その光プロファイルを適合させます。この天体は、有効半径r$_e\sim$0.5kpcで、この質量での初期型銀河の予想されるサイズ進化を下回っています。この非常に拡大された明るいレンズの初期型銀河は、$z\sim$1で中間質量初期型銀河の形態と星形成の歴史を詳細に研究するための刺激的な機会を提供します。
宇宙の正午にKLEVERになる：イオン化されたガスの流出は、低質量の星形成銀河では目立たないが、大規模なAGNホストでは目立つ
| Title |
Being_KLEVER_at_cosmic_noon:_ionised_gas_outflows_are_inconspicuous_in_low-mass_star-forming_galaxies_but_prominent_in_massive_AGN_hosts |
| Authors |
Alice_Concas,_Roberto_Maiolino,_Mirko_Curti,_Connor_Hayden-Pawson,_Michele_Cirasuolo,_Gareth_C._Jones,_Amata_Mercurio,_Francesco_Belfiore,_Giovanni_Cresci,_Fergus_Cullen,_Filippo_Mannucci,_Alessandro_Marconi,_Michele_Cappellari,_Claudia_Cicone,_Yingjie_Peng_and_Paulina_Troncoso |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.11958 |
KLEVER（KMOSLensedEmissionLinesandVElocityReview）調査から、$1.2<z<2.6$の141個の主系列星形成銀河のサンプルにおけるイオン化ガス流出の存在を調査します。私たちのサンプルは、非常に広範囲の恒星の質量、$8.1<\log（M_\star/M_{\odot}）<11.3$をカバーしており、重力レンズの物体のおかげで、流出研究を矮星領域に押し込んでいます。光学レストフレーム輝線（H$\beta$、[OIII]、H$\alpha$、[NII]）をさまざまな質量ビンに積み重ね、新しい、物理的に動機付けられた方法を使用して、ガス流出のトレーサーを探します。広く使用されている単純なダブルガウスフィッティングを超えています。観測された輝線を回転円盤（最も重い銀河の場合は円盤+バルジ）モデルからの期待値と比較します。これにより、大きな偏差が流出の兆候として解釈されます。最も大規模な$\log（M_\star/M_{\odot}）>10.8$のAGNが優勢な銀河での流出の明確な証拠が見つかり、AGNがこれらのガス流の主要な推進力である可能性が示唆されています。驚いたことに、$\log（M_\star/M_{\odot}）\leq9.6$で、観測されたラインプロファイルは回転円盤モデルと完全に一致しており、矮小銀河でのイオン化ガスの流出が宇宙の星形成活動のピーク。最後に、観測された質量負荷係数は、TNG50宇宙論的シミュレーションから予想されるように恒星の質量に比例しますが、イオン化ガスの質量は予測値の2$\％$しか占めていません。これは、流出する質量の大部分が他の気相にあるか、宇宙論的シミュレーションで実装されている現在のフィードバックモデルを修正する必要があることを示唆しています。
低赤方偏移FeLoBALクエーサーの物理的性質。 I. $SimBAL$を使用したBAL流出のスペクトル合成分析
| Title |
The_Physical_Properties_of_Low_Redshift_FeLoBAL_Quasars._I._Spectral_Synthesis_Analysis_of_the_BAL_Outflows_using_$SimBAL$ |
| Authors |
Hyunseop_Choi,_Karen_M._Leighly,_Donald_M._Terndrup,_Collin_Dabbieri,_Sarah_C._Gallagher_and_Gordon_T._Richards |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.11964 |
$SimBAL$を使用した50個の低赤方偏移（$0.66<z<1.63$）鉄低イオン化広吸収線クエーサー（FeLoBALQ）の最初の体系的な研究を紹介します。これは、FeLoBALQの数が5倍以上増加したことを示しています。吸収線スペクトル分析。流出には、$-4\lesssim\logU\lesssim1.2$と密度、$2.8\lesssim\logn\lesssim8\\rm[cm^{-3}]$の幅広いイオン化パラメータがあることがわかりました。サンプルのオブジェクトは、広範囲の距離$0\lesssim\logR\lesssim4.4$[pc]にあるFeLoBALガスを示していますが、ディスク風の証拠は見つかりません（$R\ll0.01$pc）私たちのサンプルでは。流出強度は、主に流出速度に依存し、明るいクエーサー、またはフラットまたは赤いスペクトルエネルギー分布を持つクエーサーで見られるより速い流出を伴います。サンプルのFeLoBALQの$\sim18\％$には、クエーサーフィードバックに必要な非常に強力な流出があることがわかりました。8つのオブジェクトがスペクトルに「重なり合う谷」を示し、11の「浮浪流出」オブジェクトを特定しました。これは、流出速度が低く、柱密度が高い風が$\logR\lesssim1$[pc]にあることを特徴とする新しいクラスのFeLoBALQです。中央エンジン。浮浪流出オブジェクト内のFeLoBALは、放射によって駆動される風に期待される特性を示さず、これらのオブジェクトは、FeLoBALQの中で明確な集団を表す可能性があります。クエーサーのさまざまな場所での流出に対して、潜在的な加速メカニズムとFeLoBAL風の起源がどのように異なるかについて説明します。
PHANGS銀河の銀河環境全体での$\Sigma _ {\ rm SFR} {-} \ Sigma _ {\ rm mol} {-} \
Sigma _ {\ rm \star}$平面の変動
| Title |
Variations_in_the_$\Sigma_{\rm_SFR}_{-}_\Sigma_{\rm_mol}_{-}_\Sigma_{\rm_\star}$_plane_across_galactic_environments_in_PHANGS_galaxies |
| Authors |
I._Pessa,_E._Schinnerer,_A._Leroy,_E._Koch,_E._Rosolowsky,_T._Williams,_H.-A._Pan,_A._Schruba,_A._Usero,_F._Belfiore,_G._Blanc,_M._Chevance,_D._Dale,_E._Emsellem,_J._Gensior,_S._Glover,_K._Grasha,_B._Groves,_R._Klessen,_K._Kreckel,_J._M._D._Kruijssen,_D._Liu,_S._E._Meidt,_J._Pety,_M._Querejeta,_T._Saito,_P._Sanchez-Blazquez,_E._J._Watkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.11971 |
恒星の質量面密度（$\Sigma_{*}$）と分子ガスの質量面密度（$\Sigma_{\rmmol}$）が、星形成率を局所的に設定する主な量であるというコンセンサスがあります。この規制は、これら2つの量と星形成率の面密度（$\Sigma_{\rmSFR}$）の間の局所的に解決されたスケーリング関係から推測されます。ただし、これらの関係の普遍性は議論されています。ここでは、150pcの空間分解能で、異なる銀河環境にわたるこれら3つの量の間の相互作用を調べます。階層ベイズ線形回帰を実行して、これらの量に適合する星形成平面を表すパラメーター$C_{*}$、$C_{\rmmol}$、および$C_{\rmnorm}$の最適なセットを見つけます。、$\log\Sigma_{\rmSFR}=C_{*}\log\Sigma_{*}+C_{\rmmol}\log\Sigma_{\rmmol}+C_{\rmnorm}$、$C_{*}$と$C_{\rmmol}$の勾配に焦点を当てて、銀河環境全体で決定されたパラメーターの変動を調べます。さまざまな銀河環境で$C_{*}$と$C_{\rmmol}$の事後分布に変動の兆候が見られます。バーは$C_{*}$の最も負の値を示し、枯渇時間が長いことを示しています。一方、スパイラルアームはすべての環境の中で最も高い$C_{*}$を示しています。銀河環境全体での$\Sigma_{*}$、$\Sigma_{\rmmol}$、および$\Sigma_{\rmSFR}$の相互作用の体系的な変動は、150pcの空間解像度で存在すると結論付けます。これらの変動は、$\Sigma_{*}$または$\Sigma_{\rmmol}$のいずれによっても捕捉されない星の形成を制御する追加のメカニズムによって生成されたものとして解釈します。これらの変動は、環境全体での星形成効率の変化と相関していることがわかります。これは、ガスが崩壊して星を形成するのを妨げるガスの動的状態、または分子ガスの割合の変化に関連している可能性があります。
宇宙線駆動の銀河風：宇宙線とアルヴェーン波の暗い領域の輸送モード
| Title |
Cosmic_ray-driven_galactic_winds:_transport_modes_of_cosmic_rays_and_Alfv\'en-wave_dark_regions |
| Authors |
Timon_Thomas,_Christoph_Pfrommer,_R\"udiger_Pakmor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.12029 |
宇宙線（CR）によって媒介されるフィードバックは、銀河形成における重要なプロセスです。CRは寿命が長く、ガスの流れとは無関係に磁力線に沿って輸送されるため、銀河内でフィードバックエネルギーを効率的に分配できます。（i）CRが$10^{11}\mathrm{M}_\odot$ハローで形成されているディスクから銀河風をどのように発射するか、および（ii）CR輸送がダイナミクスにどのように影響するかについての詳細な調査を示します。銀河系の流出。この目的のために、Arepo移動メッシュコードを使用し、CR流体力学の2つの瞬間の記述を使用してCRトランスポートをモデル化します。このモデルには、プラズマの物理的効果の粗視化モデルに基づいて、CR拡散係数とCR輸送速度を自己無撞着に計算できる、ジャイロ共鳴アルフベン波とのCR相互作用が含まれています。これにより、効果的なCR輸送がストリーミングのようであるか拡散のようであるか、CR拡散係数と輸送速度が銀河系媒体（CGM）内でどのように変化するか、2モーメント近似がどの程度必要かなどの重要な質問に対する洞察が得られます。これらの効果を忠実に捉えます。CR拡散係数は、トロイダル風磁場がCR圧力勾配にほぼ垂直であるため、CRがジャイロ共鳴のアルヴェーン波を励起することができません。ただし、CRトランスポート自体は定常状態に到達できず、CRストリーミングパラダイム、CR拡散パラダイム、または両方の組み合わせのいずれかによって十分に説明されていません。
私たちの天の川の初期の形成の歴史の時間分解画像
私たちの天の川の形成は、その構造的に異なる星の種族、つまりハローと円盤の構成要素をもたらすさまざまな段階に定性的に解析することができます。銀河系の集合体の全体像を定量的に明らかにすることは、非常に正確な年齢の星の大規模なサンプルを待っています。ここでは、準巨星を使ったそのようなサンプルの分析を報告します。恒星の年齢-金属量分布p（年齢、金属量）は、8Gyrで分離された、ほぼばらばらの2つの部分に分かれていることがわかります。星の動径軌道移動の明白な証拠を伴う静止銀河円盤形成の後期を反映している若い人。もう1つは、恒星のハローと古いアルファプロセスで強化された（厚い）円盤が形成された初期の段階を反映しています。私たちの結果は、銀河の古い（厚い）円盤の形成が13Gyr前に始まり、ビッグバンの後わずか0.8Gyrであり、銀河ハローの最終的な組み立てより2Giga年早いことを示しています。これらの星のほとんどは、ガイア-ソーセージ-エンセラダス衛星が私たちの銀河と融合した11Gyr前に形成されました。次の5〜6Gyrの間、銀河は化学元素の継続的な濃縮を経験し、最終的には10倍になりましたが、星形成ガスはうまく混合されたままでした。
中間赤方偏移での大規模なスターバースト銀河の星の種族の紫外線から遠赤外線への自己無撞着な分析
| Title |
Ultraviolet-to-far-infra-red_self-consistent_analysis_of_the_stellar_populations_of_massive_starburst_galaxies_at_intermediate_redshifts |
| Authors |
N\'estor_Espino-Briones,_Pablo_G._P\'erez-Gonz\'alez,_Jaime_Zamorano_and_Luc\'ia_Rodr\'iguez-Mu\~noz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.12125 |
111個の大規模な（$\log（M_{\star}/\mathrm{M}_\odot）\ge10）$ほこりっぽい（FIRで選択された）スターバースト（$SFR/SFR_\mathrm{MS}>2$）$0.7<z<1.2$の銀河。その目的のために、私たちは、エネルギーバランス技術を使用して、恒星の光と塵の再放出の観点から、UVからFIRへの広帯域観測を分析する自己無撞着な方法を使用します。私たちのスターバースト銀河の放出は、より進化した星の種族に重ね合わされた最近の星形成エピソードとして解釈できることがわかります。平均して、バースト年齢は$\sim80$Myrであり、その減衰は$\sim2.4$magです。スターバースト銀河の寿命が半分であると仮定すると、スターバースト段階の期間は$\sim160$Myrであると推測されます。恒星の質量とSFRの中央値は$\log（M_\star/\mathrm{M}_\odot）\sim10.6$と$\sim220〜\mathrm{M}_\odot〜$yr$^{-1}$。このSFRとスターバーストフェーズの推定期間を想定すると、このフェーズ中に追加された恒星の質量は、サンプルの恒星の質量の中央値の$\sim40$パーセントに相当します。若い人口の年齢は、$M_{\star}-SFR$平面での銀河の位置を決定します。多発性硬化症の最大距離に位置する銀河は、より短い若い人口年齢を示します。基礎となる星の種族の特性は、ブロードバンドデータで正確に制約することはできません。また、スターバースト銀河の星の種族の特性の分析にFIRデータとエネルギーバランス技術を含めることの影響についても説明します。
GSN069の準周期的噴火のディスク不安定性モデル
| Title |
A_disk_instability_model_for_the_quasi-periodic_eruptions_of_GSN_069 |
| Authors |
Xin_Pan,_Shuang-Liang_Li,_Xinwu_Cao,_Giovanni_Miniutti,_Mingfeng_Gu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.12137 |
GSN069は、最近発見されたQPE（準周期的噴火）の発生源であり、約9時間ごとに繰り返されます。GSN069のQPEのメカニズムは、これまでのところ不明です。この作業では、Panetal。に基づいてGSN069を説明するために、ディスク不安定性モデルが構築されます。（2021）（PLC21）、著者は繰り返し変化する外観（CL）活動銀河核（AGN）のおもちゃモデルを提案しました。ディスクの内側の境界にゼロ以外の粘性トルク条件を含め、カーメトリックで粘性応力トルクの一般的な形式を採用することにより、PLC21の作業を改善します。0.4〜2keVの光度曲線、さまざまなエネルギーバンドでの光度曲線、およびGSN069の位相分解X線スペクトルはすべて、このモデルで定性的に再現できることがわかります。さらに、QPEの光度曲線のプロファイルは、粘性トルク方程式のパラメーター\muによって大幅に変更できます。これは、このモデルを他のQPEにも適用できることを意味します。
原子：大規模な星形成領域のALMA3ミリメートル観測-X.G9.62+0.19の大規模コア間の化学的分化
| Title |
ATOMS:_ALMA_Three-millimeter_Observations_of_Massive_Star-forming_regions_-_X._Chemical_differentiation_among_the_massive_cores_in_G9.62+0.19 |
| Authors |
Y._P._Peng,_T._Liu,_S.-L._Qin,_T._Baug,_H.-L._Liu,_K._Wang,_G._Garay,_C._Zhang,_L.-F._Chen,_C._W._Lee,_M._Juvela,_D._L._Li,_K._Tatematsu,_X.-C._Liu,_J.-E._Lee,_G._Luo,_L._Dewangan,_Y.-F._Wu,_L._Zhang,_L._Bronfman,_J.X._Ge,_M._Y._Tang,_Y._Zhang,_F.-W._Xu,_Y._Wang,_B._Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.12255 |
巨大な星形成領域の物理的および化学的構造を調査することは、巨大な星の形成と初期の進化を理解するために重要です。ALMAバンド3の観測で解像されたG9.62+0.19星形成領域で、MM1、MM4、MM6、MM7、MM8、MM11という名前の6つの高密度コアに対して詳細なライン調査を行いました。これらのコアに向けて、約172の遷移が特定され、有機酸素、窒素、硫黄含有分子とそれらのアイソトポログを含む16種に起因するとされています。4つの高密度コアMM7、MM8、MM4、およびMM11は、ラインリッチソースです。これらのスペクトル線のモデリングにより、MM7、MM8、MM4、およびMM7、MM8、MM4、および84$-$123〜Kの72$-$115〜K、100$-$163〜K、102$-$204〜K、および84$-$123〜Kの範囲の回転温度が明らかになります。それぞれMM11。分子カラム密度は、4つのコアに対して1.6$\times$10$^{15}$$-$9.2$\times$10$^{17}$〜cm$^{-2}$です。コアMM8とMM4は、酸素含有種と窒素含有種の化学的差異を示します。つまり、MM4は酸素含有分子が豊富ですが、窒素含有分子、特に振動励起されたHC$_{3}$N線は主にMM8で観察されます。降着段階での明確な初期温度は、このN/Oの差異につながる可能性があります。O含有複合有機分子（COM）のカラム密度と空間分布を分析した結果、C$_{2}$H$_{5}$OHとCH$_{3}$OCH$_{3}であることがわかりました。$には、共通のプリカーサーCH$_{3}$OHがある可能性があります。CH$_{3}$OCHOとCH$_{3}$OCH$_{3}$は化学的に結合している可能性があります。さらに、HC$_{3}$NとHC$_{5}$Nの放出で観察された変動は、高温領域と低温領域でのそれらの異なる形成メカニズムを示している可能性があります。
拡散星間バンドプロファイルのCRIRES高分解能近赤外分光法：YJバンドでの12個の新しいDIBの検出、およびISM視線と星分析アプローチの組み合わせの導入
| Title |
CRIRES_high-resolution_near-infrared_spectroscopy_of_diffuse_interstellar_band_profiles:_Detection_of_12_new_DIBs_in_the_YJ_band_and_the_introduction_of_a_combined_ISM_sight_line_and_stellar_analysis_approach |
| Authors |
Alexander_Ebenbichler_(1),_Andreas_Postel_(1),_Norbert_Przybilla_(1),_Andreas_Seifahrt_(2),_David_We{\ss}mayer_(1),_Wolfgang_Kausch_(1),_Markus_Firnstein_(3),_Keith_Butler_(4),_Hans-Ulrich_K\"aufl_(5),_Andreas_Kaufer_(5),_Harold_Linnartz_(6)_((1)_Institut_f\"ur_Astro-_und_Teilchenphysik,_Universit\"at_Innsbruck,_(2)_Department_of_Astronomy_and_Astrophysics,_University_of_Chicago,_(3)_Dr._Karl_Remeis-Sternwarte_and_Erlangen_Centre_for_Astroparticle_Physics,_Friedrich-Alexander-Universit\"at_Erlangen-N\"urnberg,_(4)_LMU_M\"unchen,_(5)_European_Southern_Observatory,_(6)_Laboratory_for_Astrophysics,_Leiden_Observatory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.12562 |
近赤外線（$YJ$バンド）の拡散星間バンド（DIB）の高スペクトル分解能調査を実施して、新しい方法をテストし、既存のパラメーターを確認および改善し、新しいDIBを検索します。方法：ヨーロッパ南天天文台の超大型望遠鏡のCRyogenic高解像度赤外線エシェル分光器（CRIRES）を使用して、4つの赤くなった背景の超巨星（HD183143、HD165784、HD92207、HD111613）と赤くない比較星のスペクトルを取得しました。（HD87737）近赤外線波長で現在達成可能な$R\approx100000$の最高解像度。テルル吸収の補正は、モデリングアプローチによって実行されました。利用可能な光学スペクトルと新しい近赤外スペクトルの非局所的な熱力学的平衡スペクトルモデリングにより、背景の星の大気特性の包括的な特性評価が容易になりました。観測されたスペクトルエネルギー分布とモデルのスペクトルエネルギー分布を比較することにより、以前よりも視線に沿った赤みの法則をより正確かつ正確に決定することができました。恒星線と重なるDIBの場合、DIBプロファイルの形状を復元できます。結果：17個の既知の近赤外線DIBが確認され、12個の以前は未知で一般的に弱いDIBが$YJ$バンドで識別されました。すべての視線に沿って均一なプロファイルを示す3つのDIBが特定され、同じキャリアの共通の下位状態からの遷移に接続されている可能性があります。頻繁に議論されるDIB標準星HD183143に向かう発散減光曲線は、初めて再現できました。紫外線消光バンプに一致する多環芳香族炭化水素（PAH）により、$\sim$3.5magによる追加の吸収が必要です。この余分な吸収は、おそらく、視線が接線方向に交差する星の前にある星周円盤の泡に起因します。
NGC4045の超発光X線源の8.56keV吸収線：超高速流出またはサイクロトロン線？
| Title |
An_8.56_keV_absorption_line_in_the_hyperluminous_X-ray_source_in_NGC_4045:_ultra-fast_outflow_or_cyclotron_line? |
| Authors |
Murray_Brightman,_Peter_Kosec,_Felix_F\"urst,_Hannah_Earnshaw,_Marianne_Heida,_Matthew_J_Middleton,_Daniel_Stern,_Dominic_J_Walton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.11955 |
新たに発見された超高輝度のNuSTARおよびXMM-Newtonスペクトルで$>3.3\sigma$の有意性で検出された$E=8.56^{+0.05}_{-0.11}$keVでの吸収線の発見について報告します32Mpcの距離にある銀河NGC4045のX線源（HLX、$L_{\rmX}>10^{41}$ergs$^{-1}$）。銀河のSwift/XRT観測で偶然に発生源が最初に発見され、Swiftの監視により、最大から最小まで1桁以上変化する非常に変動しやすい発生源が明らかになりました。吸収線の起源は、0.19$c$の青方偏移を伴う高度にイオン化された鉄によるものと思われ、超高速流出（UFO）を示しています。ただし、検出された他の吸収線の欠如と対になった線の大きな等価幅（EW$=-0.22^{+0.08}_{-0.09}$keV）は、モデルとの調整が困難です。別の説明は、この線は、X線光子と中性子星の強力な磁場との相互作用によって生成されるサイクロトロン共鳴散乱機能（CRSF）によるものであるというものです。
大規模磁場を通る光学的に薄い移流降着流の角運動量輸送と熱安定化
| Title |
Angular_momentum_transport_and_thermal_stabilization_of_optically_thin,_advective_accretion_flows_through_large-scale_magnetic_fields |
| Authors |
Sudeb_Ranjan_Datta,_Tushar_Mondal,_Banibrata_Mukhopadhyay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.11965 |
角運動量の外向き輸送、ならびに粘性および熱安定性は、降着円盤を形成し、着実に放射するために必要な基準です。磁気回転不安定性または流体力学的不安定性に起因する乱流運動は、必要な輸送を行うことができます。光学的に薄い移流ディスク内の乱流輸送に対する大規模磁場（LSMF）の影響を調査します。この作品では、乱流輸送は通常のシャクラ-スニャーエフ$\alpha$-粘度で表されます。磁場と他の変数の進化は、垂直統合された高さ平均電磁流体力学方程式を解くことによって見つけられます。その構成に応じて、LSMFは角運動量の外向き輸送で$\alpha$をサポートまたは反対することができます。角運動量の外向き輸送が保証されたら、つまり、$\alpha$-粘度とLSMFの複合効果によってディスクの形成が確認されたら、ディスクの熱安定化におけるLSMFの影響を調べます。先に見たように、降着率の増加に伴い、熱エネルギーの移流がゼロまたは負になることもわかりました。そのため、臨界降着率以上では、光学的に薄い移流ディスクが熱的に不安定になります。ただし、十分に強い磁場を追加すると、ディスクは熱安定性を取り戻し、ジュール熱がその中で重要な役割を果たすことがわかります。分析全体を通じて、プラズマ-$\beta$（$\beta_\mathrm{m}$）は5-$10^3$の範囲内にとどまり、LSMFと乱流輸送の同時動作に制限を課しません。。
LIGO中にCHIME/FRBによって検出された高速電波バーストに関連する重力波の検索--VirgoObservingRun O3a
| Title |
Search_for_Gravitational_Waves_Associated_with_Fast_Radio_Bursts_Detected_by_CHIME/FRB_During_the_LIGO--Virgo_Observing_Run_O3a |
| Authors |
The_LIGO_Scientific_Collaboration,_the_Virgo_Collaboration,_the_KAGRA_Collaboration,_the_CHIME/FRB_Collaboration:_R._Abbott,_T._D._Abbott,_F._Acernese,_K._Ackley,_C._Adams,_N._Adhikari,_R._X._Adhikari,_V._B._Adya,_C._Affeldt,_D._Agarwal,_M._Agathos,_K._Agatsuma,_N._Aggarwal,_O._D._Aguiar,_L._Aiello,_A._Ain,_P._Ajith,_T._Akutsu,_S._Albanesi,_A._Allocca,_P._A._Altin,_A._Amato,_C._Anand,_S._Anand,_A._Ananyeva,_S._B._Anderson,_W._G._Anderson,_M._Ando,_T._Andrade,_N._Andres,_T._Andri\'c,_S._V._Angelova,_S._Ansoldi,_J._M._Antelis,_S._Antier,_S._Appert,_Koji_Arai,_Koya_Arai,_Y._Arai,_S._Araki,_A._Araya,_M._C._Araya,_J._S._Areeda,_M._Ar\`ene,_N._Aritomi,_N._Arnaud,_S._M._Aronson,_K._G._Arun,_H._Asada,_Y._Asali,_G._Ashton,_Y._Aso,_M._Assiduo,_S._M._Aston,_P._Astone,_F._Aubin,_C._Austin,_S._Babak,_F._Badaracco,_et_al._(1594_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.12038 |
AdvancedLIGOとAdvancedVirgo（12019年4月15:00UTC-12019年10月15:00UTC）。22個のFRBからのトリガーは、少なくとも1つの中性子星成分を持つコンパクトな連星合体をターゲットとする検索で分析されました。一般的な重力波過渡現象のターゲット検索は、40個のFRBで実行されました。どちらの検索でも、重力波の関連性についての重要な証拠は見つかりません。ただし、サンプルの分散測定から推測されるFRBの距離に大きな不確実性があることを考えると、これは、これらのFRBイベントのいずれかから検索されたタイプの重力波の放出を含む前駆体モデルを決定的に除外するものではありません。さまざまな重力波前駆体モデルについて、各FRBまでの距離の$90\％$信頼度の下限を報告します。各FRBの推定最大距離情報と重力波検索の感度を組み合わせることにより、さまざまな放出シナリオで重力波を介して放出されるエネルギーに上限を設定します。中心重力波周波数が70〜3560Hzの範囲にあるさまざまな放射モデルの範囲で、$10^{51}$-$10^{57}$ergの値が見つかります。最後に、我々はまた、最も近い既知の銀河系外FRBであるリピーターFRB20200120Eとの重力波の有意な同時検出を発見しませんでした。
$ \ textit{Herschel}$電波銀河はくちょう座AのホットスポットDからの遠赤外線放射の発見
| Title |
$\textit{Herschel}$_discovery_of_far-infrared_emission_from_the_hot_spot_D_in_the_radio_galaxy_Cygnus_A |
| Authors |
Yuji_Sunada,_Naoki_Isobe,_Makoto_S._Tashiro,_Motoki_Kino,_Shoko_Koyama_and_Satomi_Nakahara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.12129 |
電波銀河シグナスAがホストする東部ジェットの末端ホットスポットであるホットスポットDの遠赤外線対応物は、波長範囲70ドルをカバーする5つの測光バンドで実行される光源の\textit{Herschel}開口測光で検出されます。unicode{x2013}350$$\mathrm{\mum}$。別の近くのホットスポットEから汚染を除去した後、ホットスポットDの遠赤外線強度は、$160$および$350$$\mathrm{\mum}$で$83\pm13$および$269\pm66$mJyとして導出されます。それぞれ。物体の遠赤外線スペクトルは電波スペクトルにスムーズに接続するため、遠赤外線放射は放射電子集団からの放射光に起因します。無線から近赤外線へのスペクトルは、$\nu_\mathrm{br}=2.0^{+1.2}_{-0.8}\times10^{12}$の周波数で遠赤外線ブレーク機能を示すことが確認されています。Hz。ブレーク時のエネルギー指数の変化（$\Delta\alpha=0.5$）は、拡散衝撃加速からの連続注入によって維持される電子分布に対する放射冷却の影響として解釈されます。導出された破壊をこの冷却破壊に帰することにより、ホットスポット内の磁場$B$は、強い相対論的衝撃条件と組み合わされた均一な1ゾーンモデル内の半径$R$の関数として決定されます。独立した$B$-$R$制約は、X線スペクトルが完全にシンクロトロン-自己-コンプトン放出によるものであると仮定することによって得られます。これらの条件を組み合わせることにより、2つのパラメーターは$B=120\unicode{x2013}150$$\mathrm{\muG}$および$R=1.3\unicode{x2013}1.6$kpcとして厳密に決定されます。2つの条件をさらに調査すると、観測されたX線フラックスはシンクロトロン-自己-コンプトン放射によって非常に支配されていることがわかります。
最初の銀河系超高輝度X線パルサーSwiftJ0243.6+6124のスーパーエディントン降着
| Title |
Super-Eddington_accretion_of_the_first_Galactic_Ultra-luminous_X-ray_pulsar_Swift_J0243.6+6124 |
| Authors |
Liu_Jiren,_Peter_A_Jenke,_Ji_Long,_Zhang_Shuang-Nan,_Zhang_Shu,_Ge_Mingyu,_Liao_Jinyuan,_Li_Xiaobo,_Song_Liming |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.12227 |
2017年の巨大な爆発の間のHXMTおよびFermi/GBMデータを使用したSwiftJ0243.6+6124のパルスプロファイルの詳細なタイミング研究を提示します。$5\times10^{38}$erg\、s$^{-1}$を超える光度でのダブルピークプロファイルは、$1.5\times10^{38}$erg\、s$を下回るものから0.25位相オフセットしていることがわかります。^{-1}$は、ペンシルビームからファンビームへの移行を強力にサポートし、したがって衝撃が支配的な降着柱の形成を強力にサポートします。高いダブルピークレジームの上昇段階で、かすかなピークは、光度$L_t\sim1.3\times10^{39}$erg\、s$^{-1}を超える10〜100keVバンドで飽和しました。$。これは、メインピークとかすかなピークの両方の突然のスペクトル変化と一致します。これらは、$L_t$付近の放出パターンの突然の変化を意味します。スピンアップ率（$\dot{\nu}$）は、$L_t$未満の光度（$L$）と線形相関しており、放射圧が支配的な（RPD）ディスクの予測と一致しています。$\dot{\nu}-L$の関係は$L_t$を超えると平坦になり、角運動量の伝達の効率が低下し、$L_t$を超える降着円盤の形状が変化することを示します。これは、中央の降着柱によるディスクの照射が原因である可能性が高く、ディスクの内側の半径が球形化の半径に達する前に、かなりの放射フィードバックを示しています。
MeerKATを使用したNGC1851での13個の新しいパルサーのTRAPUM発見
| Title |
TRAPUM_discovery_of_thirteen_new_pulsars_in_NGC_1851_using_MeerKAT |
| Authors |
A._Ridolfi,_P._C._C._Freire,_T._Gautam,_S._M._Ransom,_E._D._Barr,_S._Buchner,_M._Burgay,_F._Abbate,_V._Venkatraman_Krishnan,_L._Vleeschower,_A._Possenti,_B._W._Stappers,_M._Kramer,_W._Chen,_P._V._Padmanabh,_D._J._Champion,_M._Bailes,_L._Levin,_E._F._Keane,_R._P._Breton,_M._Bezuidenhout,_J.-M._Grie{\ss}meier,_L._K\"unkel,_Y._Men,_F._Camilo,_M._Geyer,_B._V._Hugo,_A._Jameson,_A._Parthasarathy,_M._Serylak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.12302 |
MeerKAT電波望遠鏡を使用したTRAPUM大規模調査プロジェクトによる球状星団NGC1851での13個の新しいパルサーの発見を報告します。発見は、6つの孤立したミリ秒パルサー（MSP）と7つの連星パルサーで構成されています。そのうちの6つはMSPで、1つは穏やかにリサイクルされています。すべてのパルサーについて、基本的な運動学的、位置天文学、および軌道のパラメーター（該当する場合）と、これらが測定可能な場合はそれらの偏光特性を示します。バイナリMSPの2つ（PSRJ0514-4002DとPSRJ0514-4002E）は、それぞれ、重い白色矮星と中性子星を伴う、広くて非常に偏心した（e>0.7）軌道にあります。これらの発見により、NGC1851は、既知のパルサーの数が3番目に多いクラスターとしてM28と結びついています（14）。そのパルサー集団は、M28、Terzan5、および同等の構造パラメーターを持つ他のクラスターのそれと顕著な類似性を示しています。新しく発見されたパルサーはすべてNGC1851の最も内側の領域にあり、とりわけ、クラスターの構造とダイナミクスの詳細な研究を可能にするでしょう。
111MHzでの4つの回転無線過渡特性の調査
| Title |
Investigation_of_four_rotating_radio_transients_properties_at_111_MHz |
| Authors |
S._A._Tyul'bashev_and_T._V._Smirnova_and_E.A.Brylyakova_and_M.A._Kitaeva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.12427 |
111MHzの周波数で5。5年間実行されている監視調査で以前に発見された4つの回転無線トランジェント（RRAT）の個々のパルスの分析が提示されます。各RRATの5日間の連続観測に相当する時間間隔で、J0640+07、J1005+30、J1132+25、およびJ1336+33でそれぞれ90、389、206、および157パルスが検出されました。調査したRRATは、パルス振幅の分布が異なります。J0640+07およびJ1132+25の場合、分布は磁束密度の全範囲にわたる単一の指数で表されます。J1005+30およびJ1336+33の場合、これはべき乗則の裾を持つ対数正規関数です。J0640+07およびJ1005+30の場合、信号対雑音（S/N）比が数百のパルスが検出されました。J1132+25およびJ1336+33の場合、最も強いパルスのS/Nは数十に達します。これらのRRATは、放出の特性の強い変化を示しています。パルス振幅の強度が大幅に変化すると、放出がないか、その強い減衰が長い間隔で見られます。この研究で行われた分析は、研究されたすべてのRRATが明らかに巨大なパルスを持つパルサーである可能性があることを示しています。
高速電波バーストの可能な細分類
高速電波バースト（FRB）は天文学や宇宙論で活発な分野でしたが、その起源は今のところ不明です。興味深いトピックの1つは、FRBの起源に密接に関連しているFRBの分類です。異なるクラスのFRBには、異なる物理メカニズムが必要です。文献では、それらは通常、非反復FRBと反復FRBに分類できます。観察に動機付けられて、ここで私たちはFRBの可能な細分類に興味を持っています。最初のCHIME/FRBカタログを使用して、非反復（タイプI）FRBをタイプIaおよびIbFRBに細分類することを提案します。タイプIaFRBの分布は、宇宙星形成履歴（SFH）に関して遅れているため、おそらく古い星の種族に関連付けられていますが、タイプIbFRBの分布はSFHを追跡しているため、おそらく若い星に関連付けられています。人口。したがって、I型FRBのこの細分類の物理的基準は明確に決定されています。タイプIaFRBにはいくつかの緊密な経験的相関がありますが、タイプIbFRBにはないことがわかります。また、その逆も同様です。これらにより、物理的特性が異なります。同様に、繰り返し（タイプII）FRBもタイプIIaおよびIIbFRBにサブ分類できることをお勧めします。最後に、ユニバーサルサブ分類スキームを示します。このFRBの細分類は、FRBの背後にあるまったく異なる物理メカニズムを明らかにし、天文学や宇宙論への応用を改善するのに役立つ可能性があります。
ベルの不安定性の飽和に関する速度論的研究
| Title |
A_Kinetic_Study_of_the_Saturation_of_the_Bell_Instability |
| Authors |
Georgios_Zacharegkas,_Damiano_Caprioli,_Colby_Haggerty,_Siddhartha_Gupta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.12568 |
Bell（2004）によって予測された非共鳴宇宙線の不安定性は、超新星残骸に近い宇宙線（CR）の加速と閉じ込めに重要な役割を果たしていると考えられています。その重要性にもかかわらず、不安定性の飽和の原因となる正確なメカニズムは決定されておらず、飽和磁場の振幅の第一原理予測はありません。自己無撞着なハイブリッドシミュレーション（運動イオンと流体電子を使用）の調査を使用して、CR母集団のパラメーターの関数としてのベル不安定性の非線形進化を研究します。増幅された場の磁力が初期のCR運動量フラックスに匹敵するときに飽和が達成されることがわかります。
静水圧雰囲気における輻射の熱化について
プラズマ密度の静水圧プロファイルの場合、自己放出水素等温雰囲気内での放射の熱化の問題が考慮されます。与えられた周波数の光子の熱化深度を定義するための確率論的アプローチが使用されます。放射が特定の周波数まで熱化されていると見なすことができる光学的厚さの値について、定量的な結論が出されます。放射伝達方程式の解は、これらの結果を確認します。低温の非磁化および磁化プラズマにおける単一相互作用の自由自由吸収確率の周波数依存性が計算されます。
sympy2c：シンボリック式からPythonの高速C /C++関数およびODEソルバーまで
数式処理システムは、新しい理論モデルの開発を容易にするため、科学において重要な役割を果たします。結果として得られるシンボリック方程式は、実用的なアプリケーションに高速でポータブルなコードを提供するために、コンパイルされたプログラミング言語で実装されることがよくあります。シンボリック開発と理論モデルの数値実装の間のギャップを埋めるために設計された新しいPythonパッケージであるsympy2cについて説明します。sympy2cは、SymPyPythonパッケージに実装されているシンボリック方程式をシンボリック変換を使用して最適化されたC/C++コードに変換します。結果として得られる関数は、Pythonの拡張モジュールとして便利に使用できます。sympy2cは、PyCosmoPythonパッケージ内で使用され、宇宙における線形摂動の進化を記述するODEの大規模システムであるアインシュタイン-ボルツマン方程式を解きます。sympy2cの機能と使用法を確認した後、その実装と最適化の戦略について説明します。これには、特に、シンボリックJacobian行列の希薄性を利用して最適化されたODEソルバーを生成するための新しいアプローチが含まれます。テストケースとしてアインシュタイン-ボルツマン方程式を使用して、そのパフォーマンスを示します。sympy2cは広く適用可能であり、計算物理学のさまざまな分野で役立つ可能性があります。sympy2cは、https：//cosmology.ethz.ch/research/software-lab/sympy2c.htmlで公開されています。
可変エディントンテンソル（VET）クロージャを使用した適応メッシュ上の放射流体力学スキーム
| Title |
A_radiation_hydrodynamics_scheme_on_adaptive_meshes_using_the_Variable_Eddington_Tensor_(VET)_closure |
| Authors |
Shyam_H._Menon,_Christoph_Federrath,_Mark_R._Krumholz,_Rolf_Kuiper,_Benjamin_D._Wibking,_Manuel_Jung |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.12177 |
周波数積分された2モーメントの定式化で放射流体力学（RHD）の方程式を解くための新しいアルゴリズムを提示します。アルゴリズムの新しい機能には、i）光線追跡法で計算された放射モーメント方程式の非局所可変エディントンテンソル（VET）クロージャーの採用、ii）適応メッシュリファインメント（AMR）のサポート、iii）使用が含まれます。放射の双曲線輸送のための時間陰解法のゴドゥノフ法の開発、およびiv）硬い非線形ガス放射エネルギー交換を正確に処理するための固定点ピカール反復スキーム。テストは、私たちのスキームが正しく機能し、ガスと放射の間のエネルギーと運動量の移動の正確な速度を生み出し、フラックス制限拡散のようなより一般的に使用される（ただし精度は低い）閉鎖関係でも正しい放射場分布を取得することを示していますモーメント1の近似は失敗します。私たちのスキームは、空間および方向の精度を高めてRHDシミュレーションを実行し、予測機能を効果的に向上させるための重要なステップを示しています。
固体ホルムアミドのLy{\alpha}照射
潜在的なプレバイオティクス前駆体であるホルムアミド（NH$_2$CHO）は、私たちの惑星の生命の起源の文脈で重要な役割を果たすことが提案されています。原始星や彗星など、宇宙のさまざまな環境で観測されています。星形成の初期段階におけるNH$_2$CHOの存在量と安定性は、天体化学モデルに形成と破壊のデータを組み込むことでよりよく理解できます。Ly$\alpha$（121.6nm）光子の相互作用による、12Kでの純粋なNH$_2$CHO氷の破壊を研究するための実験的調査を実施しました。NH$_2$CHOのUV光破壊は、フーリエ変換赤外分光法を使用して研究されました。UV処理後、NH$_2$CHOIRバンドの強度が減少し、HCN、CO、NH$_4^+$OCN$^-$、HNCO、およびCO$_2$に対応する新しいバンドがスペクトルに現れました。破壊と累積生成物形成断面積が導き出されました。さまざまな高エネルギー処理剤の低温および高密度分子雲の断面積から得られた破壊率の比較は、UV光子が宇宙線よりも1桁高いNH$_2$CHO破壊を誘発するが、3桁低いことを示しています。H原子の場合。
マルチコンジュゲート補償光学のための最適な微分位置天文学。 I.NGC6723のオンスカイGeMS観測を使用した位置天文歪みマッピング
| Title |
Optimal_Differential_Astrometry_for_Multiconjugate_Adaptive_Optics._I._Astrometric_Distortion_Mapping_using_On-sky_GeMS_Observations_of_NGC_6723 |
| Authors |
Mojtaba_Taheri,_Alan_W._McConnachie,_Paolo_Turri,_Davide_Massari,_David_Andersen,_Giuseppe_Bono,_Giuliana_Fiorentino,_Kim_Venn,_Jean-Pierre_Veran,_and_Peter_B._Stetson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.12547 |
超大型望遠鏡と30メートル望遠鏡は、最先端のマルチコンジュゲート補償光学（MCAO）システムを使用して、開口部が提供できる完全なD4の利点を実現します。ただし、これらの施設の天体科学の可能性を最大限に引き出すには、これらのシステムからの残留天文歪みを理解し、それらを測定して排除する方法を見つける必要があります。この作業では、NGC6723のコアのGeminiマルチコンジュゲート補償光学システム（GeMS）観測を使用して、MCAOの空での位置天文性能をよりよく理解します。観測システムの位置天文歪みフィールドを測定するための新しい方法を開発します。これは、可能な限り最高の空間分解能で歪みをプローブします。また、位置天文歪みの時間変数と静的成分を調べる方法についても説明します。GeMSGemini南補償光学イメージャ（GSAOI）データに適用すると、サブピクセルレベルでフィールドローテータの効果を確認でき、GeMS-GSAOIの光学設計による歪みを経験的に導き出すことができます。結果として得られる歪みマップは、将来の計装の空の位置天文性能を測定および監視するための貴重なツールであると私たちは主張します。私たちの全体的な位置天文学パイプラインは、年間45uasの不確実性フロアで高品質の固有運動を生成します。12000の星に基づいて、半径10秒角から1分角までのNGC6723の固有運動分散プロファイルを測定します。また、高品質の光学近赤外色-マグニチュード図を作成します。これは、このクラスターの極端な水平分枝と主系列の膝を明確に示しています。
近赤外散乱光における原始惑星系円盤の渦の出現
| Title |
The_Appearance_of_Vortices_in_Protoplanetary_Disks_in_Near-Infrared_Scattered_Light |
| Authors |
Metea_Marr_and_Ruobing_Dong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.11953 |
方位角的に非対称な構造が、多くの原始惑星系円盤からのミリメートル連続放射で発見されています。1つの仮説は、それらがロスビー波の不安定性によって生成された渦であるというものです。たとえば、惑星が開いたギャップやデッドゾーンの端にあります。これらの構造の渦の性質を確認することは、惑星の形成に深い意味を持ちます。仮説を検証する1つの方法は、近赤外散乱光で観測された渦候補の形態を理論上の期待値と比較することです。この目的のために、デッドゾーンエッジでのロスビー波の不安定性の流体力学的シミュレーションと放射伝達シミュレーションを組み合わせることにより、Hバンド偏光における渦の出現を合成します。140pcのディスクでは、その進化のピーク時に、65auの渦は、軸対称ディスクモデルと比較して放射状に狭い弧として50％〜70％明るく見える場合があります。コントラストは、ディスクの傾きと渦の位置角にわずかに依存します。このようなコントラストレベルは、VLT/SPHERE、Subaru/SCExAO、Gemini/GPIなどの機器を使用した明るいディスクのイメージング観測で十分に検出できます。渦はまた、外側の円盤に影を落とし、それがその識別に役立つ可能性があります。最後に、中程度から高い傾斜（たとえば、60度）では、渦は片腕のらせんを模倣する場合があります。HD34282ディスクでは、外側に影の領域があるこのような片腕のスパイラルが散乱光で見つかりました。この特徴は、mm連続放射の方位角非対称性とほぼ一致し、渦の存在を示します。
$ \ beta$Pic塵円盤内の整列したダスト粒子からの分極
| Title |
Polarization_from_Aligned_Dust_Grains_in_the_$\beta$_Pic_Debris_Disk |
| Authors |
Charles_L._H._Hull,_Haifeng_Yang,_Paulo_C._Cort\'es,_William_R._F._Dent,_Quentin_Kral,_Zhi-Yun_Li,_Valentin_J._M._Le_Gouellec,_A._Meredith_Hughes,_Julien_Milli,_Richard_Teague,_Mark_C._Wyatt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.11979 |
象徴的なエッジオン塵円盤からの熱ダスト放出の870$\mu$mALMA偏光観測を提示します$\beta$Pic。空間的に分解されたマップは検出可能な偏光ダスト放出を示しませんが、ディスク全体の放出を平均すると、$\sim$3$\sigma$レベルで偏光を検出します。対応する分極率は$P_\textrm{frac}$=$0.51\pm0.19$％です。分極位置角$\chi$は、トロイダル磁場（$B$-RAT）または放射場の異方性（$k$-RAT）に。ディスクの外側と内側の3分の1の偏光放射を平均すると、偏光は主にSWの3分の1から発生することがわかります。$k$-RATと$B$-RATの両方を介して粒子配列を仮定して合成観測を実行します。どちらのモデルも、放射がディスク全体で平均化されたときに、観測値に近い偏光率を生成します。ディスクの内側と外側の3分の1のモデルを平均すると、$k$-RATが$\beta$Picで偏光放射を生成するメカニズムである可能性が高いことがわかります。粒子配列に関連するタイムスケールの比較でも、同じ結論が得られます。現実的なアスペクト比（つまり、$s>1.1$）のダスト粒子の場合、モデルは粒子整列効率が低いことを意味します。
ベールのへこみ：オリオン座の原始星のフィードバック
| Title |
Dents_in_the_Veil:_Protostellar_feedback_in_Orion |
| Authors |
U._Kavak,_J._Bally,_J._R._Goicoechea,_C._H._M._Pabst,_F._F._S._van_der_Tak,_A._G._G._M._Tielens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.12025 |
新しい研究では、若い大質量星からの放射的および機械的フィードバックが星間物質（ISM）の物理的および化学的組成を大幅に制御することが示唆されているため、星間フィードバックへの関心が最近高まっています。最近のSOFIA[CII]オリオン座ベールの158ミクロンの観測は、膨張する気泡が恒星風によって動かされ、電離する巨大な星の以前に活発な分子流出によって影響を受けることを明らかにしました。ベールシェルと相互作用するジェット/流出を検索し、これらの衝突の発生源/駆動メカニズムを特定することにより、ベールシェル全体の機械的フィードバックを調査することを目的としています。これらの発見、およびへこみの運動量とそれらの動的タイムスケールに照らして、私たちは、10$^3$から10$^の範囲の光度を持つ原始星からのコリメートされたジェット/流出の相互作用によってへこみが作成されることを提案します。4$$L_\odot$は、周囲のベールシェルを備えたオリオン星形成雲のB型星を示します。ただし、ジェット/流出の元の放出点から移動した可能性があるため、駆動星を正確に特定することは困難です。膨張するベール殻のダイナミクスは、トラペジウム星団のO型星だけでなく、オリオン大星雲の質量の小さい星、特にB型星の影響も受けていると結論付けています。さまざまな質量を持つ原始星からの機械的フィードバックは、[HII]領域の形態を決定し、乱流を媒体に注入する上で重要な役割を果たしているようです。
白色矮星のスペクトル進化について。 III。 PG 1159 $-$ DO $-$ DB$-$DQ進化的チャネルの再検討
| Title |
On_the_Spectral_Evolution_of_Hot_White_Dwarf_Stars._III._The_PG_1159$-$DO$-$DB$-$DQ_Evolutionary_Channel_Revisited |
| Authors |
A._B\'edard,_P._Bergeron,_P._Brassard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.12045 |
元素輸送の高度なシミュレーションに基づいて、白色矮星のスペクトル進化の包括的な理論的調査を続けます。この論文では、PG1159星が、重い元素の重力沈降によってDO/DB白色矮星に変換され、次に炭素の対流ドレッジアップによってDQ白色矮星に変換されることに焦点を当てます。広範囲の有効温度にわたる表面炭素存在量の変化に対するいくつかの物理的パラメーターの影響を研究します。ホットPG1159およびDOフェーズでは、PG1159からDOへの遷移の温度が、恒星の質量と風の質量損失率に敏感に依存することを計算で確認しています。DOZ白色矮星の測定された炭素存在量は、最もクールなDOZ星を除いて、ほとんどが私たちのモデルによって説明されていることを示しています。より低温のDBおよびDQフェーズでは、予測される大気組成は、恒星の質量、エンベロープの厚さ、初期の炭素含有量、対流オーバーシュートの効率、および残留水素の存在によって強く影響されます。合理的な仮定の下で、シミュレーションはDQ星の観測された炭素存在量パターンを非常によく再現することを示します。これにより、クールなヘリウムに富む白色矮星のオーバーシュート領域の範囲を制限できます。また、私たちの計算は、低質量DQ星の相対的な過剰や、ほとんどのDCおよびDZ星の表面での微量水素および/または炭素の存在など、最近の多くの経験的結果を自然に説明していると主張します。
プラズマ乱流のイオンスケール遷移：圧力ひずみ効果
| Title |
Ion-scale_transition_of_plasma_turbulence:_Pressure-strain_effect |
| Authors |
Petr_Hellinger,_Victor_Montagud-Camps,_Luca_Franci,_Lorenzo_Matteini,_Emanuele_Papini,_Andrea_Verdini,_and_Simone_Landi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.12322 |
直接数値シミュレーションを用いて太陽風のようなプラズマ乱流の性質を調べます。2次元ハイブリッド（流体電子、動的イオン）シミュレーションを使用して、大きな電磁流体力学（MHD）スケールからイオン特性スケールへの遷移を分析します。乱流特性を取得して定量化するために、圧縮性ホールMHD（プラズマ圧力をテンソル量と見なして拡張）のKarman-Howarth-Monin（KHM）方程式を数値結果に適用します。KHM分析は、MHDからイオンスケールへの移行（パワースペクトルのいわゆるイオンブレーク）は、ホール物理学の開始と、圧力ひずみエネルギー交換チャネルと抵抗率による効果的な散逸の組み合わせに起因することを示しています。。太陽風との関連でシミュレーション結果について説明します。
天体物理学的自己組織化臨界システムのフラクタル性とサイズ分布
| Title |
The_Fractality_and_Size_Distributions_of_Astrophysical_Self-Organized_Criticality_Systems |
| Authors |
Markus_J._Aschwanden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.12484 |
Baketal。〜（1987）の{\sl自己組織化臨界（SOC）}の概念に基づく、なだれシステムの非線形プロセスの統計は、べき法則のようなサイズ（または発生頻度）分布関数を予測します。以前の作業のフォローアップとして、次の6つの仮定の観点から{\sl標準SOCモデル}を定義します。（i）マルチフラクタル性。（ii）マンデルブロ（1977）の長さ-面積-体積の関係。（iii）フラックスと体積の関係、（iv）古典的な拡散、（v）イベントのピーク時のユークリッド体積の限界、および（vi）雪崩イベントの時空間フルエンスまたはエネルギー。162の出版物からフラクタル次元とべき乗則の傾きのデータを収集し、それらを28のグループ（太陽および恒星のフレアエネルギーなど）にまとめます。このグループから、グループの75\％が標準のSOCモデルと一致していることがわかります。代替SOCモデル（レヴィフライト、フラットワールド、非フラクタル）は、データとの相関がわずかに低くなります。残りの不一致は、少数の統計、バックグラウンド減算の問題、不適切なフィッティング範囲、および理想的なべき乗則からの逸脱によって引き起こされた外れ値に起因します。
弦理論のアクシオンとダークラディエーションのハイドラ
弦理論は、宇宙論的に好ましい質量範囲でのQCDアクシオンを容易に可能にすると広く信じられています。必要な小さな崩壊定数$f_a\llM_P$は、大きなコンパクト化ボリュームを使用して実装できます。これは、大容量シナリオ（LVS）を示しており、これにより、特定の宇宙論的予測が行われます。まず、アクシオンは、インフレ前のシナリオのフィールド理論アクシオンと同様に動作します。つまり、初期値は調整できますが、1つは次のように制約されます。等曲率の変動。さらに、体積は素朴に長寿命の弾性率を表しており、これは初期の物質優勢相につながる可能性があります。最後に、体積弾性率がそれ自体のアクシオンに崩壊すると、過度の暗放射が発生する傾向があります。この論文では、QCDアクシオンを可能にするだけでなく、インフレーションも含むモデルを研究することにより、宇宙論を注意深く分析することを目指しています。非常に一般的に、等曲率変動の制限は、比較的小規模なインフレに制限されます。これは、現在の厳しい状況では、ケーラーまたは爆発インフレモデルを示しています。さらに、私たちは、最も軽い（体積）弾性率がヒッグスに強く結合する可能性が高いという、斬新で一見したところ有望な機能であることがわかりました。したがって、それはすぐに標準模型に崩壊し、したがって、ダークラディエーションの問題を解決しているように見えます。この崩壊はインフラトンの崩壊よりもはるかに速く、インフラトンが宇宙を支配するようになります。インフラトンはそのエネルギーをQCDアクシオンと標準模型の間で均等に分配するので、これは祝福ではなく呪いであることがわかります。一般的に、ダークラディエーションの存在量は高すぎるままです。この問題を回避する可能性について簡単に説明します。特に、体積弾性率のHiggsesへの急速な減衰は、ダークラディエーションを一般的なLVS問題からインフレーションモデル構築によって解決可能な問題に降格させます。
| Title |
Spin_precession_in_the_gravity_wave_analogue_black_hole_spacetime |
| Authors |
Chandrachur_Chakraborty_(IISc_/_MCNS-MAHE),_Banibrata_Mukhopadhyay_(IISc) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.11459 |
静止ジャイロスコープのスピン歳差運動周波数は、軌道が縮小すると強重力領域でさまざまな異常を示し、最終的には回転するブラックホールの地平線に非常に近いところで歳差運動周波数が任意に高くなると予測されました。回転するアナログブラックホールとして機能する、浅い盆地で渦を伴う流れる流体の重力波を考慮すると、実験室でのスピン歳差運動に対する予測された強い重力効果を観察することができます。浮力のある粒子で糸を取り付け、それを短い長さのミニチュアチェーンで流体容器の底に固定すると、重力波アナログブラックホールの近くのスピン歳差運動周波数を測定するための簡単なローカルテストジャイロスコープを構築できます。スレッドはジャイロスコープの軸として機能します。テストジャイロスコープの軌道周波数を調整することにより、特別な場合として、この実験装置で強重力のレンス・ティリング効果と測地/ド・ジッター効果を測定することもできます。たとえば、Lense-Thirring効果を測定するには、ミニチュアチェーンの長さをゼロに設定して、ジャイロスコープを静止させることができます。流体/渦の回転をその視線速度と比較して無視できるようにすることによって構築できる非回転アナログブラックホールの周りのいわゆるケプラー周波数でテストジャイロスコープを周回することによって、このシステムで測地進行を測定することもできます。
ブラックホール測地線の作用角座標I：球対称およびシュワルツシルト
| Title |
Action-angle_coordinates_for_black-hole_geodesics_I:_Spherically_symmetric_and_Schwarzschild |
| Authors |
Vojt\v{e}ch_Witzany |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.11952 |
作用角座標は、天体力学で一般的に使用されるツールであり、天体物理学の物体の運動方程式の一般的な解を体系的にパラメーター化して保存します。ポストサーキュラー展開を使用して、静的な球対称時空での結合テスト粒子運動の作用角座標を摂動的に構築します。次に、シュワルツシルトブラックホールの重力場での運動に表現を特化し、ハミルトニアンのラジアルアクションの10乗（離心率の20乗）の明示的な式と、8次高調波までの角度座標への変換を行います。相対論的軌道異常に関して。結果は、座標時間によってパラメータ化された軌道運動の閉形式の摂動解を提供します。これは、コンパクトなバイナリインスピレーションやその他の天体物理学の分野のモデリングに応用できます。
実在ガスの断熱減率
実在気体からなる大気の乾燥断熱減率の公式を導き出します。私たちの研究は、2パラメーターの3次状態方程式のファミリーと最近のGuevaraの非3次方程式によって記述されたものに限定します。私たちの公式は断熱曲線に依存しているので、どの状態方程式でも、移動、回転、振動できる分子を考慮して、それらを一度に計算します。結果を説明するために、タイタンの対流圏の減率を推定し、3次までのビリアル展開によって提供される推定と比較した場合、場合によっては観測データのより良い近似を取得します。
宇宙論的SU（2）-弱いゲージ場の熱力学的安定性
CGF宇宙論は、電弱遷移以降の宇宙論の完全理論です。セミクラシックです。主要な順序で唯一の問題は暗黒物質です-宇宙論的なSU（2）-弱いゲージ場（CGF）。普通の事柄は、古典的な状態の周りの変動からのサブリーディングの修正です。CGFは虚時間で周期的です。これは、標準模型のフィールドの変動に対する熱浴として機能します。ここでは、SU（2）ゲージ場の変動の初期熱状態が構築され、熱力学的に安定していることが示されています。これは、（1）時間発展を計算するためにすべての変動の初期熱状態を構築し、（2）CGF宇宙論が物理的に自然であることを示すために、初期状態が熱力学的に安定していることを示すためのウォームアップです。
最小修正重力における動的暗黒エネルギー
最小修正重力は、一般相対性理論のように2つのテンソル自由度しかないモデルのクラスです。補助的な制約のあるフレームワークを使用すると、これらのモデルは動的な宇宙論的背景を維持できます。それにより、制約の形式は、動的暗黒エネルギーの要件と摂動論の崩壊の回避によって制限されます。ただし、FLRWの背景の周りの線形摂動を調べると、結果は、修正された有効重力定数またはダストの音速が消えないようにする制約の詳細にまったく影響されません。
最高の精度で深層学習のセマンティックセグメンテーション効率を超える異種ファブリックを解きほぐすための3D適応ランダムフォレストビジョン（3DARFV）
| Title |
3D_Adapted_Random_Forest_Vision_(3DARFV)_for_Untangling_Heterogeneous-Fabric_Exceeding_Deep_Learning_Semantic_Segmentation_Efficiency_at_the_Utmost_Accuracy |
| Authors |
Omar_Alfarisi,_Zeyar_Aung,_Qingfeng_Huang,_Ashraf_Al-Khateeb,_Hamed_Alhashmi,_Mohamed_Abdelsalam,_Salem_Alzaabi,_Haifa_Alyazeedi,_Anthony_Tzes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.12469 |
惑星探査は、岩石と環境の静的および動的特性を特徴づけるために3D画像データに大きく依存しています。3D画像の分析には多くの計算が必要であるため、効率が高くなり、処理時間が長くなり、エネルギーが大量に消費されます。ハイパフォーマンスコンピューティング（HPC）は、エネルギー消費を犠牲にして見かけの効率を提供します。ただし、遠隔探査の場合、伝達された監視とロボット化されたセンシングは、リアルタイムの意思決定を行うために、究極の精度でより高速なデータ分析を必要とします。このような環境では、HPCとエネルギーへのアクセスが制限されます。したがって、計算回数を最適に減らし、必要な精度を維持することで、効率が向上することがわかります。このホワイトペーパーでは、確率的決定木アルゴリズムである3DAdaptedRandomForestVision（3DARFV）のセマンティックセグメンテーション機能を示し、ディープラーニングアルゴリズムの効率を最大限の精度で上回ります。
実験室の制約と月レーザー測距のためのディラトンソリューション
| Title |
Dilaton_Solutions_for_Laboratory_Constraints_and_Lunar_Laser_Ranging |
| Authors |
Philippe_Brax,_Hauke_Fischer,_Christian_K\"ading,_and_Mario_Pitschmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.12512 |
1つまたは2つのミラーシステムまたは球の存在下で、環境に依存するディラトン場の理論方程式の近似解析解を導き出します。1次元の運動方程式は、システムごとに統合されています。ここで得られた解は、\textit{q}BOUNCE実験、中性子干渉法、\textsc{Cannex}実験でのディラトン場誘起「カシミール力」の計算、および月レーザー測距に適用できます。それらは、一般相対性理論からの逸脱が、密集した環境での物質へのディラトンの消失するほど小さな直接結合によって抑制される、Damour-Polyakovスクリーニングメカニズムの典型です。
AI Poincar \'{e} 2.0：微分方程式からの機械学習保存則
| Title |
AI_Poincar\'{e}_2.0:_Machine_Learning_Conservation_Laws_from_Differential_Equations |
| Authors |
Ziming_Liu_(MIT),_Varun_Madhavan_(IIT),_Max_Tegmark_(MIT) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2203.12610 |
微分方程式から保存則を数値的（ニューラルネットワークとしてパラメータ化）および記号的の両方で発見し、それらの機能的独立性（線形独立性の非線形一般化）を保証する機械学習アルゴリズムを提示します。私たちの独立モジュールは、特異値分解の非線形一般化と見なすことができます。私たちの方法は、保存則の誘導バイアスを簡単に処理できます。3体問題、KdV方程式、非線形シュレディンガー方程式などの例を使用して検証します。
