日本語で流し読むastro-ph

前日にarXivに登録された論文のアブストを機械翻訳してお届けします(毎日15時台に更新)

Thu 31 Mar 22 18:00:00 GMT -- Fri 1 Apr 22 18:00:00 GMT

キロノバ分光測光光度曲線からのハッブル定数と核状態方程式

Title Hubble_constant_and_nuclear_equation_of_state_from_kilonova_spectro-photometric_light_curves
Authors M._A._P\'erez-Garc\'ia,_L._Izzo,_D._Barba,_M._Bulla,_A._Sagu\'es-Carracedo,_E._P\'erez,_C._Albertus,_S._Dhawan,_F._Prada,_A._Agnello,_C._R._Angus,_S._H._Bruun,_C._del_Burgo,_C._Dominguez-Tagle,_C._Gall,_A._Goobar,_J._Hjorth,_D._Jones,_A._R._L\'opez-S\'anchez_and_J._Sollerman
URL https://arxiv.org/abs/2204.00022
少なくとも1つが中性子星である2つのコンパクト星の融合は、キロノバの一時的な電磁放射によって信号が送られます。このイベントには、重力波や、ニュートリノや宇宙線などの他の放射線メッセンジャーが伴う可能性があります。電磁放射は、合併中および合併後に放出された材料で合成された重い$r-$プロセス元素の放射性崩壊から発生します。この論文では、キロノバ光度曲線の分析が宇宙論的距離測定を提供し、噴出物の特性を制約することができることを示します。この点で、$10.4$mGranTelescopioCANARIAS(GTC)のOSIRIS分光器の新しい面分光器であるMAATは、$360-1000$nmスペクトル全体にわたって絶対分光測光を実行することにより、キロノバの研究に非常に適しています。範囲。ここでは、二元中性子星からのキロノバの科学的関心に関する最も代表的な事例を研究し、GTCでのMAATの観測見通しと性能を評価して、次のことを行います。a)キロノバ光曲線に対する状態方程式の影響を研究する。中性子星の半径またはそれらのピークの大きさに由来するコンパクトさの限界をどの程度特定でき、b)重力波データと測光光曲線の両方の場合に、ハッブル定数$H_0$を、精度を向上させて最大$40\%$で測定します。使用されています。このコンテキストでは、状態方程式、視野角、および距離が$H_0$の精度と推定値にどのように影響するかについて説明します。

固有速度トレーサーからのフィールドベースの物理的推論

Title Field-Based_Physical_Inference_From_Peculiar_Velocity_Tracers
Authors James_Prideaux-Ghee,_Florent_Leclercq,_Guilhem_Lavaux,_Alan_Heavens_and_Jens_Jache
URL https://arxiv.org/abs/2204.00023
固有速度観測によって制約された初期宇宙物質密度場を再構築するためのベイズ階層モデリングアプローチを提示します。私たちのアプローチは、暗黒物質の重力進化のモデルを特徴としており、初期条件を後期の観測に結び付けるため、最終的な密度と速度の場を自然の副産物として再構築します。このフィールドベースの物理的推論アプローチは、ハミルトニアンモンテカルロサンプリングを使用して高次元の後方を探索する銀河からのベイズ起源再構成(BORG)アルゴリズムを適応させることによって実装されます。模擬トレーサーのランダムなセットを使用してメソッドの自己整合性をテストし、固有速度トレーサーが非線形に進化した模擬ハローである、より複雑なシナリオでその精度を評価します。私たちのフレームワークは、初期条件、密度、速度のフィールドを自己無撞着に推測し、モデルの仕様ミスに対してある程度のロバスト性を示していることがわかります。制約付きガウス確率場/ウィーナーフィルタリングの最先端のアプローチと比較して、私たちの方法は、より正確な最終密度と速度場の再構成を生成します。また、固有速度観測によって初期条件を制約することもでき、この側面では、他の宇宙論的観測量に基づく以前のフィールドベースのアプローチを補完します。

Kepler-1656bの極端な偏心:穏やかな巨人の署名

Title Kepler-1656b's_Extreme_Eccentricity:_Signature_of_a_Gentle_Giant
Authors Isabel_Angelo,_Smadar_Naoz,_Erik_Petigura,_Mason_MacDougall,_Alexander_Stephan,_Howard_Isaacson,_Andrew_W._Howard
URL https://arxiv.org/abs/2204.00019
高度に偏心した軌道は、太陽系に比べて太陽系外惑星の大きな驚きの1つであり、豊かで騒々しい力学系の歴史を示しています。特に興味深いシステムの1つは、離心率0.8のサブジョビアン惑星をホストするKepler-1656です。十分に偏心した軌道は、周星期の通過中の軌道エネルギーの潮汐散逸により、半主軸で縮小します。ここでの目標は、Kepler-1656bが現在このような離心率の高い移行を行っているかどうかを評価し、システムの起源とアーキテクチャをさらに理解することでした。システム内の2番目の惑星を$M_{\rmc}=0.40\pm0.09M_{\rmjup}$およびP$_{\rmc}=1919\pm27\、$daysで確認します。惑星cの存在下での惑星bの動的進化をシミュレートし、潮汐の移動や巻き込みなど、システムのさまざまな可能な結果を​​見つけました。このシステムは、惑星bのその場での動的起源と、それに続く、Kepler-1656bの離心率を穏やかに、つまり潮汐移動を開始せずに励起する、その後の偏心古在リドフ(EKL)摂動と一致しています。したがって、その高い離心率にもかかわらず、惑星bが高離心率チャネルを通って移動した、または移動したという証拠は見つかりません。最後に、シミュレーションの結果に基づいて、外惑星が内惑星軌道に対してほぼ垂直な構成で相互に傾斜していることを予測し、内惑星のスピン軌道相互作用の観測可能な予測を行います。私たちの方法論は、他の奇行または自転と公転の惑星に適用して、それらの起源、軌道構成、および潜在的な仲間の特性を制約することができます。

天王星系の共降着+ジャイアンインパクトの起源:傾斜衝撃

Title Co-accretion_+_giant_impact_origin_of_the_Uranus_system:_Tilting_Impact
Authors Raluca_Rufu_and_Robin_M._Canup
URL https://arxiv.org/abs/2204.00124
ウラン衛星システムの起源は不明なままです。4つの主要な衛星はほぼ円形の同一平面上の軌道を持ち、衛星システムと惑星の質量の比率は木星の衛星システムに似ており、ウランシステムがガスの共降着によって生成されたディスク内に同様に形成されたことを示唆しています。ただし、天王星は傾斜角の高い逆行回転子です。衛星は、惑星の逆行回転と同じ意味で、高度に傾斜した赤道面を周回します。これは、共降着だけでは説明できない構成です。この作業では、モルビデリらによって提案された共降着+ジャイアントインパクトシナリオの最初の段階を調査します。(2012)ウランシステムの起源について。このモデルでは、共降着によって形成された衛星システムは、惑星を傾ける巨大な衝撃によって不安定になります。原始衛星は衝突して破壊し、惑星の新しい赤道面に向きを変えて天王星の4つの主要な衛星に降着することができる外側の塵円盤を作成します。最も外側のオベロンに匹敵する距離への必要な方向転換は、衝撃が天王星の質量の$\ge1\%$で内側の円盤を作成することを必要とします。ここでは、惑星を適切に傾け、現在のシステムに匹敵する角運動量でシステムを離れる巨大な衝撃をシミュレートします。そのような衝撃は、外側の塵円盤を衝突後の赤道面に再整列させるのに十分な大きさの内側の塵円盤を生成しないことがわかります。私たちの結果は、共降着+ジャイアントインパクトモデルの明らかな要件と一致していませんが、さらなる調査に値する代替案を提案します。

摂動二体問題におけるほぼ線形軌道の不確定性伝搬

Title Near-Linear_Orbit_Uncertainty_Propagation_in_the_Perturbed_Two-Body_Problem
Authors Javier_Hernando-Ayuso,_Claudio_Bombardelli,_Giulio_Ba\`u,_Alicia_Mart\'inez-Cacho
URL https://arxiv.org/abs/2204.00395
この論文は、摂動二体問題における不確定性伝搬を扱う際の非線形性の影響を最小限に抑えるという問題に取り組んでいます。最近導入された一般化された天の赤道要素セット(GEqOE)は、J$_2$および高次の重力場高調波に起因する非線形効果を低減する手段として採用されています。低推力軌道上昇を含む、さまざまな地球軌道シナリオで提案された一連の要素の不確定性伝搬性能は、不確定性分布のマハラノビス距離でのCram\'er-vonMisesテストを使用して評価されます。これまでに提案された要素のすべてのセットと比較して、かなりの改善が得られます。

球状星団検出のための解釈可能な機械学習の実現可能性の評価

Title Evaluating_the_feasibility_of_interpretable_machine_learning_for_globular_cluster_detection
Authors Dominik_Dold,_Katja_Fahrion
URL https://arxiv.org/abs/2204.00017
銀河系外球状星団(GC)は、銀河の形成と進化の重要なトレーサーです。測光データからGCカタログを取得するには、いくつかの手順が必要になります。これは、Euclidなどの今後の広視野イメージングプロジェクトから予想される大量のデータに対して実行するには時間がかかりすぎる可能性があります。この作業では、GCの検索を支援するためのさまざまな機械学習(ML)メソッドの実現可能性を探ります。ろ座銀河団とおとめ座銀河団の141個の初期型銀河のF475WとF850LPバンドのアーカイブハッブル宇宙望遠鏡データを使用します。既存のGCカタログを使用してデータにラベルを付け、18556GCを含む84929ソースの広範なデータセットを取得し、画像と画像から抽出された物理的に関連する特徴を含む表形式データの両方でいくつかのMLメソッドをトレーニングします。評価したMLモデルは、既存のモデルと同様の品質のカタログを作成できることがわかりました。最高のパフォーマンスを発揮する方法、ランダムフォレストや畳み込みニューラルネットワークなどのアンサンブルベースのモデルは、GCの約90〜94%を回復し、許容可能な量の誤検出(〜6〜8%)を生成します。一部の誤検出されたソースはGCとして識別できます。使用済みカタログでそのようにラベル付けされていないもの。22<m4_g<24.5等のマグニチュード範囲では、GCの98〜99%が回収されます。VirgoでトレーニングしたりFornaxデータで評価したり(またはその逆)した場合でも、このような高いパフォーマンスレベルが見られます。これは、使用したトレーニングデータとは異なる距離など、さまざまな条件の環境にモデルを転送できることを示しています。さらに、解釈可能な方法を使用してモデルの予測をよりよく理解し、GCを識別するために大きさ、色、およびサイズが重要であることを回復する方法を示します。これらは有望な結果であり、同様の方法が多数の銀河のGCカタログを作成するために適用できることを示しています。

GaiaEDR3を使用して銀河円盤で新たに検出された散開星団

Title Newly_detected_open_clusters_in_the_Galactic_disk_using_Gaia_EDR3
Authors C._J._Hao,_Y._Xu,_Z._Y._Wu,_Z._H._Lin,_D._J._Liu,_Y._J._Li
URL https://arxiv.org/abs/2204.00196
位置天文衛星ガイアは最近、その3番目のデータセットの一部をリリースしました。これは、天の川でより多くの散開星団を探す良い機会を提供します。この作業では、銀河円盤内の散開星団を、空間分解能の高いサンプルベースのクラスタリング検索方法を使用してブラインド検索します。これは、隠れたターゲットを見つけるのに特に適しています。1930年の既知の散開星団と82個の既知の球状星団を確認することに加えて、704個の新しい星団が$|$b$|$<20{deg}の銀河緯度での潜在的な散開星団として提案されています。これらの新しい散開星団のそれぞれについて、座標、詳細な位置天文パラメータ、年齢、および利用可能な場合は視線速度を示します。私たちのブラインドサーチは、研究の対象としての銀河の散開星団の数を大幅に増やし、私たちの銀河全体の散開星団の不完全さを示しています

Messenger Monte-Carlo MAPPINGS V(M ^ 3)-自己無撞着な3次元光イオン化コード

Title Messenger_Monte-Carlo_MAPPINGS_V_(M^3)_--_A_self-consistent_three-dimensional_photoionization_code
Authors Yifei_Jin,_Lisa_Kewley,_Ralph_Sutherland
URL https://arxiv.org/abs/2204.00250
メッセンジャーインターフェイスモンテカルロマッピングV(M^3)は、完全に自己無撞着なモンテカルロ放射伝達技術を採用した光イオン化コードであり、単純な形状の以前の光イオン化モデルに比べて大きな進歩を示しています。M^3は、任意の3次元形状の星雲をモデル化するために設計されています。この論文では、モンテカルロ放射伝達技術と、光イオン化、衝突イオン化、自由自由および自由結合再結合、2光子放射を含むM^3で実装された微物理について説明します。新しいコードの信頼性をテストするために、M^3をLexington/Meudonベンチマークに通しました。M^3を基準形状の3つのHII領域モデルに適用し、M^3が複雑な形状の星雲を処理できることを示します。M^3は、SDSS-V/LVMおよびJWSTの時代の輝線の振る舞いを理解するための有望なツールであり、空間的に分解された近くのHII領域と、非常に乱れた局所および高赤方偏移のHII領域の高品質データを提供します。

天の川銀河における$^{26}$Alと$^{60}$Feの化学的進化

Title Chemical_evolution_of_$^{26}$Al_and_$^{60}$Fe_in_the_Milky_Way
Authors A._Vasini,_F._Matteucci_and_E._Spitoni
URL https://arxiv.org/abs/2204.00510
銀河全体の$^{26}$Alと$^{60}$Feの理論的な質量推定値を提示し、安定核種と放射性核種の両方の詳細な元素合成処方を含む数値化学進化モデルを使用して実行します。質量、低質量、中間質量の星、新星システム($^{26}$Alのみ)、超新星Ia型のいずれかについて、文献から得られた星の収量のいくつかのセットの結果を比較し、銀河系の$^{26}$Alと$^{60}$Fe。特に、銀河バルジと円盤銀河を0から22kpcの範囲の銀河中心半径で研究しました。バルジ(0〜2kpc)は急速に進化し、星形成の強いバーストを被り、ディスクはよりゆっくりと裏返しに形成されたと仮定しました。これは、観測上の制約の大部分を再現した以前の作品と一致しています。最良のモデルを選択するために、結果を$\gamma$線調査COMPTELおよびINTEGRALで観測された$^{26}$Al質量と比較しました。観測された質量値がない$^{60}$Feについては、将来の観測によって確認または反証される理論的予測を提供するために、その質量を予測したところです。低質量星と中間質量星、およびIa型超新星は、2つの同位体にほとんど寄与しませんが、質量星が主要な発生源であることがわかりました。しかし、観測された$^{26}$Alの質量を再現するには、新星からの寄与が必要であり、これは新しい結果です。私たちの最良のモデルは、観測結果と一致して、$^{26}$Alの$2.12$M$_{\odot}$を予測しますが、$^{60}$Feの場合、最良の質量推定値は約$\sim1.05$M$です。_{\odot}$。また、銀河における$^{26}$Alと$^{60}$Feの現在の注入率を予測し、それを以前の結果と比較しました。また、ディスクに沿った現在の注入率が比較的大きいと予測しました。前作へ。

MURALES調査。 VI。電波銀河における延長線放射構造の性質と起源

Title The_MURALES_survey._VI._Properties_and_origin_of_the_extended_line_emission_structures_in_radio_galaxies
Authors Barbara_Balmaverde_(1)Alessandro_Capetti_(1)R.D._Baldi_(2)S._Baum_(3)M._Chiaberge_(4,5)R._Gilli_(6)Ana_Jimenez-Gallardo_(7,1,8,9)Alessandro_Marconi_(10,11)Francesco_Massaro_(7,1,9)E._Meyer_(12)C._O'Dea_(3)G._Speranza_(13,14)E._Torresi_(6)Giacomo_Venturi_(15,11)_((1)_INAF_-_Osservatorio_Astrofisico_di_Torino,_Via_Osservatorio_20,_I-10025_Pino_Torinese,_Italy_(2)_INAF-_Istituto_di_Radioastronomia,_Via_Gobetti_101,_I-40129_Bologna,_Italy_(3)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Manitoba,_Winnipeg,_MB_R3T_2N2,_Canada_(4)_Space_Telescope_Science_Institute,_3700_San_Martin_Dr.,_Baltimore,_MD_21210,_USA_(5)_Johns_Hopkins_University,_3400_N._Charles_Street,_Baltimore,_MD_21218,_USA_(6)_INAF_-_Osservatorio_di_Astrofisica_e_Scienza_dello_spazio_di_Bologna,_Via_Gobetti_93/3,_I-40129_Bologna,_Italy_(7)_Dipartimento_di_Fisica,_Universita'_degli_Studi_di_Torino,_via_Pietro_Giuria_1,_I-10125_Torino,_Italy_(8)_European_Southern_Observatory,_Alonso_de_Cordova_3107,_Vitacura,_Region_Metropolitana,_Chile_(9)_Istituto_Nazionale_di_Fisica_Nucleare,_Sezione_di_Torino,_I-10125_Torino,_Italy_(10)_Dipartimento_di_Fisica_e_Astronomia,_Universita'_di_Firenze,_via_G._Sansone_1,_50019_Sesto_Fiorentino_(Firenze),_Italy_(11)_INAF_-_Osservatorio_Astrofisico_di_Arcetri,_Largo_Enrico_Fermi_5,_I-50125_Firenze,_Italy_(12)_University_of_Maryland_Baltimore_County,_1000_Hilltop_Circle,_Baltimore,_MD_21250,_USA_(13)_Instituto_de_Astrofisica_de_Canarias,_Calle_Via_Lactea,_s/n,_38205,_La_Laguna,_Tenerife,_Spain_(14)_Departamento_de_Astrofisica,_Universidad_de_La_Laguna,_38206,_La_Laguna,_Tenerife,_Spain_(15)_Instituto_de_Astrofisica,_Facultad_de_Fisica,_Pontificia_Universidad_Catolica_de_Chile,_Casilla_306,_Santiago_22,_Chile)
URL https://arxiv.org/abs/2204.00528
これは、MUseRAdioLoudEmissionlineスナップショット調査(MURALES)の結果を示す6番目の論文です。VLTのMUSE光学面分光器を使用して、z<0.3および赤緯<20度の3Cサンプルから37個の電波源を観測しました。ここでは、これらの観測の深さのおかげで前例のない詳細で研究できる拡張輝線領域(EELR)の特性に焦点を当てます。10個のFRIのライン放出は、ほとんどの場合、<4kpc以内に制限されますが、26個のFRIIのうち2個を除くすべてで、大規模(>4kpc)のイオン化ガスが見られます。それは通常、細長いまたはフィラメント状の構造の形をとり、通常は10〜30kpcの範囲で伸びますが、約80kpcの距離にも達します。1)大規模なイオン化ガス構造は電波軸から大きな角度で配向する傾向を示し、2)核から数kpcのスケールのガスは、運動軸を形成する秩序ある回転を示すことが多いことがわかります。無線軸との角度の中央値は65度です。また、EELRの速度場とイオン化特性についても説明します。観測された輝線構造は、ガスが豊富な合併後に形成されたガス状の「スーパーディスク」に関連しているように見えます。EELRのさまざまな特性は、ソースの進化状態と無線軸に対する「スーパーディスク」の向きの組み合わせで説明できます。スーパーディスクと無線軸の間の一般的な位置合わせは、長い時間スケールにわたって維持される安定したコヒーレントな降着によって生成される可能性があります。

スパイラルでホストされた細い線のセイファート1銀河における壮大な240kpcの両面相対論的ジェット

Title Spectacular_240_kpc_double-sided_relativistic_jets_in_a_spiral-hosted_narrow-line_Seyfert_1_galaxy
Authors A._Vietri,_E._J\"arvel\"a,_M._Berton,_S._Ciroi,_E._Congiu,_S._Chen,_and_F._Di_Mille
URL https://arxiv.org/abs/2204.00020
狭線セイファート1(NLS1)銀河は、活動銀河核(AGN)の独特のサブクラスです。彼らは、AGNにおける相対論的ジェットの存在は、その電波の大きさ、ブラックホールの質量、またはホスト銀河のタイプと厳密には関連していないことを示しました。ここでは、無線で静かなNLS1、6dFGSgJ035432.8-134008(J0354-1340)の注目すべき例を紹介します。私たちのカールG.ヤンスキーの5.5GHzでの超大型アレイ観測では、光源はフラットなスペクトルインデックスを持つ明るいコアと、非常に細長いジェットに対応する拡張された放射を示しています。これらは、NLS1でこれまでに見つかった最大の両面無線ジェットであり、ほぼ250kpcのデプロジェクションされた線形サイズを備えています。また、マゼランバードとヨーロッパ南天天文台新技術望遠鏡によって得られた近赤外線および光学画像を分析しました。測光分解とカラーマップによって、J0354-1340が渦巻/円盤銀河によってホストされていることを確認しました。完全に進化した相対論的ジェットは、伝統的に最も質量の大きいブラックホールをホストする高質量楕円銀河と関連付けられてきましたが、私たちの結果は、渦巻銀河の質量の小さいブラックホールも強力なジェットを発射して維持できることを確認しています。以前に信じられていた以外の要因によって。

最尤分析を使用したCOSIによる軟ガンマ線偏光測定

Title Soft_gamma-ray_polarimetry_with_COSI_using_maximum_likelihood_analysis
Authors John_A._Tomsick,_Alexander_Lowell,_Hadar_Lazar,_Clio_Sleator,_Andreas_Zoglauer
URL https://arxiv.org/abs/2204.00027
パルサー、降着ブラックホール、およびガンマ線バースト(GRB)からの高エネルギー放出の直線偏光の測定は、降着円盤、ジェット、磁場などの放出メカニズムと形状を制約する機会を提供します。)ソースで。軟(MeV)ガンマ線バンドの光子の場合、コンプトン散乱が検出器で発生する可能性が最も高い相互作用です。コンプトン望遠鏡は、個々の入射光子からの複数の相互作用を検出し、散乱角の測定を可能にします。光源から多くの光子が検出された後、方位角の分布が偏光情報を提供します。標準的な方法は、光子をビニングして方位角散乱角度分布を生成および適合させることに依存していますが、追加情報を使用して尤度統計への各イベントの寄与をより正確に重み付けすることにより、偏光感度が向上します。この章では、ComptonSpectrometerandImager(COSI)とその偏光測定機能について説明します。また、最尤法、COSIデータ分析への適用、および将来の使用計画についても説明します。

中性子星X線連星CentaurusX-4での失火した爆発

Title A_misfired_outburst_in_the_neutron_star_X-ray_binary_Centaurus_X-4
Authors M._C._Baglio,_P._Saikia,_D._M._Russell,_J._Homan,_S._Waterval,_D._M._Bramich,_S._Campana,_F._Lewis,_J._Van_den_Eijnden,_K._Alabarta,_S._Covino,_P._D'Avanzo,_P._Goldoni,_N._Masetti,_T._Mu\~noz-Darias
URL https://arxiv.org/abs/2204.00030
過去13。5年間に実施された中性子星X線連星CentaurusX-4の長期光学モニタリングについて報告します。この情報源は1979年の爆発以来、静止状態にあります。私たちの監視により、降着円盤の全体的な進化が明らかになりました。幾何学的効果によるコンパニオンスターからの小振幅(<0.1等)の楕円体変調と重ね合わされた、おそらくディスクでも発生する短期間のフレアを検出します。ディスクの光度曲線では、長期(〜2300日)の下降傾向に続いて、より短い(〜1000日)上昇傾向が観察されます。ディスク不安定性モデルによって予測されるように、光学のそのような上昇は、爆発に先行する他のX線連星で観察されました。CenX-4の場合、光フラックスの上昇は約3年間進行し、2020年の終わりにすべての波長(光-UV-X線)でフラックスの増加に至りました。この増加は約2週間後に消えました。完全な爆発を引き起こすことなく。内側のディスク内の水素の部分的なイオン化により、裏返しの加熱フロントの伝播が発火したことを示唆します。外側への伝播中に前面が遭遇したディスクの表面密度の増加により、点火直後に伝播が停止した可能性があります。光学/X線相関の傾きによって示されるように、大きな降着円盤の外側領域の低レベルの照射によって失速が緩和された可能性があり、照射が他の部分と比較して光学において強い役割を果たしていないことを示唆している放出源。

NGC6440におけるパルサーの発見とタイミング

Title Discoveries_and_Timing_of_Pulsars_in_NGC_6440
Authors L._Vleeschower,_B._W._Stappers,_M._Bailes,_E._D._Barr,_M._Kramer,_S._Ransom,_A._Ridolfi,_V._Venkatraman_Krishnan,_A._Possenti,_M._J._Keith,_M._Burgay,_P._C._C._Freire,_R._Spiewak,_D._J._Champion,_M._C._Bezuidenhout,_I._C._Ni\c{t}u,_W._Chen,_A._Parthasarathy,_M._E._DeCesar,_S._Buchner,_I._H._Stairs,_and_J._W._T._Hessels
URL https://arxiv.org/abs/2204.00086
MeerKAT電波望遠鏡を使用して、既知のパルサーの時間を計り、球状星団NGC6440で新しいパルサーを探すために一連の観測が行われました。その結果、NGC6440GとNGC6440Hの2つのパルサーが発見されました。孤立し、他の非日食(962MHzを超える周波数で)「ブラックウィドウ」、非常に低い質量の伴星(M$_{\rmc}$>0.006M$_{\odot}$)。これは、このクラスターでこれまでに発見された他の連星パルサーに加わります。これらはすべて、コンパニオン質量が低くなっています(M$_{\rmc}$<0.30M$_{\odot}$)。これら2つの新しいパルサーのGreenBank望遠鏡とMeerKAT望遠鏡の両方からのデータと、パルサーNGC6440CおよびNGC6440Dの分析を使用して得られた長期タイミングソリューションの結果を示します。孤立したパルサーNGC6440Cについては、マルコフ連鎖モンテカルロ法を使用して惑星を検索しました。モデル化されていない重要な変動の証拠が見つかりましたが、それらを惑星として、またはべき乗則のレッドノイズプロセスの一部として適切にモデル化することはできません。2つの異なる周波数帯域での「レッドバック」パルサーNGC6440Dの日食の研究は、より低い周波数(962-1283MHz)でより長く非対称な日食を伴う周波数依存性を明らかにしています。

ニューラルネットワークを使用したX線反響AGNのブラックホール質量と相関の予測

Title Predicting_the_black_hole_mass_and_correlations_in_X-ray_reverberating_AGN_using_neural_networks
Authors P._Chainakun,_I._Fongkaew,_S._Hancock,_A._J._Young
URL https://arxiv.org/abs/2204.00163
XMM-Newtonアーカイブの22の残響AGNサンプルを使用して、ブラックホールの質量を予測するニューラルネットワークモデルを開発します。モデルの機能には、2〜10keVバンドの分数過剰分散($F_{\rmvar}$)、Fe-Kラグ振幅、2〜10keVフォトンカウント、および赤方偏移が含まれます。ニューラルネットワークモデルの予測精度は、従来の線形回帰法から得られるものよりも大幅に高いことがわかります。私たちの予測質量は、真の値の$\pm(2$-5)パーセント以内に制限できます。これは、ニューラルネットワーク手法がブラックホールの質量を制限するための有望で独立した方法であることを示唆しています。また、モデルを21の非残響AGNに適用して、ラグを示す可能性を除外します(質量が小さすぎて$F_{\rmvar}$の場合もあれば、質量が大きすぎて$F_{\rmvar}の場合もあります)。$は、残響AGNの$F_{\rmvar}$-lag-mass関係と矛盾します)。また、ニューラルネットワークモデルの多機能パラメーター空間を使用して3200の残響AGNサンプルをシミュレートし、残響AGNの数が増加した場合のグローバルな関係を調査します。$F_{\rmvar}$-massの反相関は、新しく発見された残響AGNの数が増えるにつれて強くなる可能性が高いことがわかります。逆に、ラグと質量のスケーリング関係を維持するには、ラグと$F_{\rmvar}$の間の緊密な反相関を維持する必要があります。極端な場合、ラグ-質量相関係数は大幅に減少する可能性があり、観察された場合、観察されたラグがジオメトリではなくコロナ特性によって駆動される拡張コロナフレームワークを示唆する場合があります。

非双極子場をもつ降着中性子星のGRMHDシミュレーション

Title GRMHD_Simulations_of_Accreting_Neutron_Stars_with_Non-Dipole_Fields
Authors Pushpita_Das,_Oliver_Porth,_Anna_Watts
URL https://arxiv.org/abs/2204.00249
NASAのNICER望遠鏡は、最近、回転動力のミリ秒パルサーにおける非双極磁場構造の証拠を提供しました。これらの星は、複雑な磁場を持つ星にどのような降着が流れるのかという疑問を投げかけながら、長期の降着スピンアップ段階を経たと考えられています。双極子、四重極、および四重極星のフィールドジオメトリの降着中性子星の一連のGRMHDシミュレーションの結果を示します。これは、ミリ秒パルサーの降着におけるホットスポットの変動を理解するために、一般相対論的フレームワークで現実的なホットスポットの形状をシミュレートするための最初のステップです。ホットスポットをもたらす降着柱の位置とサイズは、初期の恒星の場の強さと形状に応じて大幅に変化することがわかります。また、恒星トルクへの最も強い寄与は、ディスクに接続された磁力線とパルサー風によるものであり、ここで調査したほとんどすべてのパラメーターレジームでスピンダウンにつながることがわかります。さらに、対流運動で特定する大規模な磁気応力、乱流応力、風および圧縮効果による降着円盤内の角運動量輸送を分析します。ディスクは、最初の開いた恒星フラックス形成ジェットをコリメートします。双極子の場合、ディスクと磁気圏の相互作用により、孤立した場合と比較してジェット出力が向上または低下する可能性があります。ただし、四重極の場合、ディスクは常に正味の開放磁束を高め、ジェットパワーを双極子の場合に匹敵させます。観測された中性子星ジェットの文脈で私たちの結果を議論し、低磁場と高磁場の両方の場合の電波パワーを説明するための実行可能なメカニズムを提供します。

Fermi-LATで見られる暗いサブハロの空間的拡張とWIMP制約への影響

Title Spatial_extension_of_dark_subhalos_as_seen_by_Fermi-LAT_and_implications_for_WIMP_constraints
Authors J._Coronado-Blazquez,_M._Sanchez-Conde,_J._Perez-Romero_and_A._Aguirre-Santaella
URL https://arxiv.org/abs/2204.00267
空間拡張は、ガンマ線望遠鏡の未確認の線源として現れる暗い銀河サブハロのガンマ線探索における「喫煙銃」として歓迎されています。この作業では、現実的な空のモデルに基づくシミュレーションデータを使用して、拡張サブハロに対するFermi-LATの感度を調査します。代表的なサブハロのセットの空間テンプレートをシミュレートします。そのパラメーターは、N体宇宙論シミュレーションデータを使用した以前の作業から導出されました。拡張されたサブハロを検出し、角度拡張の明確な信号を見つけるには、それぞれ、点状のソースの場合よりも2〜10倍大きいフラックスが必要であることがわかります。WIMP質量、消滅チャネル、サブハロモデルなどのパラメーターが大幅に変化するモデルの大きなグリッドを研究することにより、消滅断面積とJファクターの積の関数としてLATの応答を取得します。確かに、空間拡張は、未確認のLATソースのプールの中からサブハロ候補を拒否するための追加のフィルターとして、また確実な識別のための「喫煙銃」として使用できることを示しています。たとえば、検討対象のシナリオでは、10分の数度の一般的な角度拡張が予想されます。最後に、このような拡張されたサブハロに対する得られたLAT感度が、同等の点源限界よりも数倍少ない制約である、達成可能な暗黒物質の制約に与える影響についても研究します。

X線二項分類のための機械学習法の比較研究

Title A_Comparative_Study_of_Machine_Learning_Methods_for_X-ray_Binary_Classification
Authors Zoe_L._de_Beurs,_N._Islam,_G._Gopalan,_and_S.D._Vritlek
URL https://arxiv.org/abs/2204.00346
X線連星(XRB)は、軌道を回る二次星から物質を降着させるコンパクトオブジェクトで構成されています。コンパクトオブジェクトがブラックホールであるかどうかを判断するための最も安全な方法は、その質量を判断することです。これは明るいオブジェクトに限定され、かなりの時間のかかる分光学的監視が必要です。さまざまなX線観測所で新しいX線源が発見されているため、コンパクトオブジェクトを分類するための効率的で堅牢な手段を開発することがますます重要になっています。XRBシステムでコンパクトオブジェクトを中性子星またはブラックホール(BH)として決定するために、3つの機械学習分類方法(ベイジアンガウスプロセス(BGP)、K最近傍法(KNN)、サポートベクターマシン(SVM))を比較します。各機械学習方法は、3D色-色-強度図の同じタイプのシステム間に存在する空間パターンを使用します。44の代表的なソースについて、MAXI/GSCで6年間のデータを使用して抽出された光度曲線を使用しました。3つの方法はすべて、パルスと非パルスの中性子星(NPNS)を区別するのに非常に正確であり、NPNSの95\%とパルサーの100\%が正確に予測されていることがわかります。3つの方法はすべて、BHとパルサー(92\%)を区別する精度が高いですが、BHをBurstersと呼ばれるNPNSのサブクラスと混同し続けており、KNNはBHを予測するためにわずか50\%の精度で最善を尽くしています。3つのメソッドすべての精度が高く、5〜10回の独立した実行で同等の結果が得られます。将来の作業では、BHとバースターの混乱を緩和するために4番目の次元を組み込むことを提案します。この作業は、BH、NPNS、およびパルサーを効率的に区別するためのより堅牢な方法への道を開きます。

繰り返しの合併によって生まれた中間質量ブラックホールは、熱力学的に安定している可能性は低いです。

Title Intermediate-mass_black_holes_born_via_repeated_mergers_are_unlikely_thermodynamically_stable
Authors Giacomo_Fragione
URL https://arxiv.org/abs/2204.00380
ブラックホール(BH)の熱力学は、BH物理学の最も魅力的な側面の1つです。その直接的な証拠は天体物理学のBHを観察するのが難しいですが、重力波(GW)は最近、それが宇宙で動作していることを調べるための新しい間接的な強力な方法を提供しました。この論文では、高密度星団でのGW放出を介した恒星質量BHの繰り返しの合併によって生まれたIMBHの熱力学的安定性について議論します。繰り返しの合併によって生まれたIMBHの$\lesssim20\%$は、非荷電BHの場合は熱力学的に不安定であり、$\lesssim40\%$は中程度の荷電BHの場合は熱力学的に不安定であることを示します。可能性の低い高電荷の場合にのみ、IMBHの$\gtrsim60\%$は熱力学的に安定しています。LIGO/Virgo/KAGRA、LISA、DECIGO、ETなどの現在および今後のGWミッションでは、今後10年間にGWエミッションを介して数十または数百のIMBH合併を検出することが約束されており、IMBH熱力学が間もなくテストされる可能性があります。

IceCube高エネルギーニュートリノアラートのASAS-SNフォローアップ

Title ASAS-SN_follow-up_of_IceCube_high-energy_neutrino_alerts
Authors Jannis_Necker,_Thomas_de_Jaeger,_Robert_Stein,_Anna_Franckowiak,_Benjamin_J._Shappee,_Marek_Kowalski,_Christopher_S._Kochanek,_Krzysztof_Z._Stanek,_John_F._Beacom,_Dhvanil_D._Desai,_Kyle_Neumann,_Tharindu_Jayasinghe,_T._W.-S._Holoien,_Todd_A._Thompson,_Simon_Holmbo
URL https://arxiv.org/abs/2204.00500
2016年4月から2021年8月の間にリリースされたIceCubeニュートリノアラートの光学的対応物の検索について、全天自動捜索システム(ASAS-SN)で報告します。2013年に拡散天体物理学的な高エネルギーニュートリノフラックスが発見されたにもかかわらず、それらのニュートリノの起源はほとんどわかっていません。2016年以来、IceCubeは、可能性のある天体物理学的ニュートリノを公開リアルタイムアラートとして公開しています。通常の調査とトリガーされた臨機目標観測の組み合わせにより、ASAS-SNは、ニュートリノ検出から1時間以内にすべての観測可能なIceCubeアラートの20%(11)で、1日以内にさらに57%(32)で画像を取得しました。観測可能なすべてのアラートについて、ニュートリノアラートから少なくとも2週間以内に画像を取得しました。ASAS-SNは、IceCubeのニュートリノアラートの約17%に対して唯一の光学的フォローアップを提供します。ニュートリノアラートの以前に主張された2つの対応物、フレアブレーザーTXS0506+056と潮汐破壊イベントAT2019dsgを回復します。アラートフットプリントで以前に検出されたトランジェントの光度曲線を調査しますが、それ以上の候補ニュートリノ源を特定しません。また、高エネルギーニュートリノアラートと一致するFermi4FGL光源の光度曲線を分析しましたが、同時のフレア活動は特定していません。最後に、想定される一連の進化モデルについて、ニュートリノ源の光度関数に対する制約を導き出します。

コア崩壊超新星の多次元シミュレーションにおけるアクシオン冷却によって支援されたニュートリノ駆動爆発

Title Neutrino_Driven_Explosions_aided_by_Axion_Cooling_in_Multidimensional_Simulations_of_Core-Collapse_Supernovae
Authors Aurore_Betranhandy_and_Evan_O'Connor
URL https://arxiv.org/abs/2204.00503
この研究では、CCSN爆発メカニズムへの影響を評価するために、QCDアクシオンを含む最初の多次元コア崩壊超新星(CCSNe)シミュレーションを提示します。核子-核子制動放射チャネルを介したシミュレーションにアクシオンを含め、アクシオンが放出された後に自由に流れるという仮定の下で、純粋なエネルギーシンク項として含めます。球対称(1D)シミュレーションと軸対称(2D)シミュレーションの両方を実行します。1Dでは、パラメータ化された加熱スキームを利用して爆発を実現しますが、2Dでは、ニュートリノ加熱メカニズムによって爆発を自己無撞着に実現します。$20M_\odot$前駆体の2D結果は、ペッチェイ・クインエネルギースケール$f_a\leq2\times10^8$GeVの値を考慮した場合、衝撃挙動と爆発時間に対するアクシオン放出の影響を示しています。アクシオン放出による強力な冷却は、コアの収縮を加速し、より効率的なニュートリノ加熱と早期の爆発につながります。利用されたアクシオン放出形式では、爆発に影響を与える$f_a$の値は近いですが、SN1987Aから検出されたニュートリノに基づく電流制限と緊張関係にあります。ただし、放出の非線形動作とCCSNeの多次元的性質を考えると、超新星からのアクシオン境界を完全に探索するには、CCSNeをシミュレートするための、自己無撞着で多次元的なアプローチが必要であることが示唆されます。そしてCCSN爆発メカニズムへの影響。

相対論的爆風における強烈な電子加熱の起源

Title Origin_of_intense_electron_heating_in_relativistic_blast_waves
Authors Arno_Vanthieghem_(NINS/PU),_Martin_Lemoine_(IAP),_Laurent_Gremillet_(CEA)
URL https://arxiv.org/abs/2204.00546
ガンマ線バースト残光放出のモデリングは、磁化されていない電子イオンプラズマを伝播するワイベル媒介の相対論的無衝突衝撃波の前駆体における強い電子加熱を証明しています。この手紙では、減速する自己誘導微視的乱流におけるピッチ角散乱によって引き起こされるジュール状プロセスによる電子加熱と、電子と電子間の慣性の差によって引き起こされるコヒーレント電荷分離場を説明する理論モデルを提案します。イオン。電子イオンショックの前駆体を横切るこの電界の出現は、大規模なパーティクルインセル(PIC)シミュレーションによって確認されます。モンテカルロ-ポアソン法を使用してモデルを統合し、主な観測量をPICシミュレーションと比較して、上記のメカニズムが実際に電子加熱の大部分を説明できると結論付けます。

シンクロトロン放射によって生成されたBdHNIGRB 180720BのX線、光学および無線の残光

Title On_the_X-ray,_optical_and_radio_afterglows_of_the_BdHN_I_GRB_180720B_generated_by_the_synchrotron_emission
Authors J._A._Rueda,_Liang_Li,_R._Moradi,_R._Ruffini,_N._Sahakyan,_Y._Wang
URL https://arxiv.org/abs/2204.00579
ガンマ線バースト(GRB)は、超高エネルギーだけでなく、ラジオ、光学、X線、メガエレクトロンボルト(MeV)およびギガエレクトロンボルト(GeV)レジームのガンマ線を含む、すべての電磁スペクトルにわたって前例のない複雑さのシステムです。宇宙線(UHECR)は、それぞれが$10^{-14}$sから$10^{7}$s以上の範囲の大きく異なる特徴的な進化のタイムスケールを持つ7つの特定の物理的プロセスで現れました。ここでは、約$10M_\odot$の巨大なCO$_{\rmコア}$とコンパニオン中性子星(NS)で構成される連星から発生する長いGRB180720Bを研究します。CO$_{\rmコア}$の重力崩壊により、回転する新生児NS($\nu$NS)が発生し、初期周期は$P_0=1$msで、ラジオ、光のシンクロトロン放射に電力を供給します。、およびX線の波長。ここでは、GRB180720Bの残光のみを調査し、$\nu$NSとSNエジェクタの相互作用によって放出される放射光に基づいたその起源の詳細な処理を示します。X線の残光と並行して、回転する$\nu$NSが光学および無線の残光にも電力を供給し、観測データに適合する$\nu$NSおよびエジェクタパラメータを推測できることを示します。

X線偏光のビン化されていない尤度分析

Title Unbinned_Likelihood_Analysis_for_X-ray_Polarization
Authors Denis_Gonz\'alez-Caniulef,_Ilaria_Caiazzo,_Jeremy_Heyl
URL https://arxiv.org/abs/2204.00140
IXPEおよび他の光電偏光計で得られた位相依存のX線分光偏光観測を分析するための代替方法として使用できる非ビン化尤度法の体系的な研究を提示します。ビンなしの手法を発光X線パルサーHerculesX-1のモデルに適用し、IXPEObsSimパッケージを使用してシミュレートされた観測を生成します。降着パルサーからの偏光放出の原因となる実際の物理的プロセスについての最小限の知識を考慮し、観測された位相依存偏光角は回転ベクトルモデルによって記述できると仮定します。ビニングされていない手法、検出器の変調係数、および偏光情報のみを使用して、回転ベクトルモデルと基礎となる分光偏光測定モデルの両方が降着パルサーの幾何学的構成角度を等しくうまく再構築できることを発見しました。ただし、測定された偏光率は、エネルギーの再分配と検出器の有効面積も考慮されていない限り、基礎となるモデルに対してバイアスがかかります。さまざまな分析について、複数のIXPEObsSimの実現から事後分布を取得し、ビン化されていない手法では、ビン化された手法よりも$\sim10\%$小さいエラーバーが生成されることを示しています。また、マグネターなど、ビン化されていない手法と回転ベクトルモデルが適用される可能性のある代替ソースについても説明します。

KilonovaNet:条件付き変分オートエンコーダーを使用したKilonovaスペクトルの代理モデル

Title KilonovaNet:_Surrogate_Models_of_Kilonova_Spectra_with_Conditional_Variational_Autoencoders
Authors Kamil\.e_Luko\v{s}i\=ut\.e,_Geert_Raaijmakers,_Zoheyr_Doctor,_Marcelle_Soares-Santos,_Brian_Nord
URL https://arxiv.org/abs/2204.00285
キロノバスペクトルの詳細な放射伝達シミュレーションは、マルチメッセンジャー天体物理学において重要な役割を果たします。パラメータ推論研究でシミュレーション結果を使用するには、サンプリングを必要とするアルゴリズムで使用するために、シミュレーション出力から代理モデルを構築する必要があります。この作業では、キロノバスペクトルの代理モデルを構築するための条件付き変分オートエンコーダー(cVAE)の実装であるKilonovaNetを紹介します。このメソッドは、スペクトルを直接トレーニングできるため、スペクトルの前処理のオーバーヘッド時間がなくなり、パラメータの推定時間が大幅に短縮されます。3つの最先端のキロノバシミュレーションデータセットの代理モデルを構築し、一般に任意の代理構築方法に適用できる詳細な代理エラー評価方法を提示します。スペクトルサロゲートから合成測光観測を作成することにより、GW170817の観測された光度曲線データのパラメーター推定を実行し、その結果を以前の分析と比較します。パラメータ推論中にKilonovaNetが実行する速度を考えると、将来の重力波観測の実行において、潜在的なキロノバ候補を迅速に分析するための有用なツールとして機能します。

重力波検出器のマルチチャネル間のコヒーレントな関連性と因果関係の特定と診断

Title Identifying_and_diagnosing_coherent_associations_and_causalities_between_multi-channels_of_the_gravitational_wave_detector
Authors Piljong_Jung,_Sang_Hoon_Oh,_Young-Min_Kim,_Edwin_J._Son,_Takaaki_Yokozawa,_Tatsuki_Washimi,_and_John_J._Oh
URL https://arxiv.org/abs/2204.00370
重力波検出器は、非常に複雑で高感度な高度な機器のコレクションであり、機械/電子システム間の相互作用だけでなく、周囲の環境の影響も受けます。したがって、重力波の検出を達成するために、そのような機器および環境によって相互接続された多くのチャネルからのノイズを分類および低減する必要があります。このため、複雑なチャネル間の一貫した関連付けを特定することは非常に重要です。この研究では、ハードウェア注入テストによるノイズ、雷撃、空気圧縮機の振動重力波検出器などの実際の問題に適用されるいくつかの相関係数を使用して、相互接続されたチャネル間の(非)線形結合を識別する方法を示します。

永続的なホモロジーを使用したCDMおよびWDMモデルでの小規模サブハロ分布の区別

Title Differentiating_small-scale_subhalo_distributions_in_CDM_and_WDM_models_using_persistent_homology
Authors Jessi_Cisewski-Kehe,_Brittany_Terese_Fasy,_Wojciech_Hellwing,_Mark_R._Lovell,_Pawel_Drozda,_Mike_Wu
URL https://arxiv.org/abs/2204.00443
十分に小さいスケールでの銀河の空間分布は、暗黒物質の正体に関する情報をエンコードします。ポイントのコレクションがクラスター、ループ、ボイドに分解される永続的なホモロジーの要約を使用して、ハロー分布の新しい記述を開発します。これらの方法を一連の仮説テストとともに、コールドダークマター(CDM)およびウォームダークマター(WDM)のMWアナログ環境領域のダークマターハローに適用します。CopernicusComplexio$N$-ボディ宇宙論的シミュレーション。仮説テストの結果は、CDM構造とWDM構造の間に統計的に有意な差(p値$\leq$0.001)を見つけ、永続性図の機能の要約は、考慮される比較空間ポイントプロセスの機能の要約とは異なるスケールでの違いを検出します(2点相関関数を含む)。モデル間の違いは、フィルタリングスケール$\sim100$〜kpcで最も強く駆動されます。この場合、CDMは多数の未接続のハロークラスターを生成しますが、WDMは代わりにループを生成します。この研究は、一般的に暗黒物質ハローについて実施されました。今後の作業では、同じ方法を現実的な銀河カタログに適用する必要があります。

階層ベイズ推定内のモンテカルロ和の精度要件

Title Precision_Requirements_for_Monte_Carlo_Sums_within_Hierarchical_Bayesian_Inference
Authors Reed_Essick,_Will_Farr
URL https://arxiv.org/abs/2204.00461
階層ベイズ推定は、階層の一部の個別の分析からのサンプルのモンテカルロ合計から、またはターゲット母集団に対する感度を推定するために使用される模擬観測から導出されたターゲット分布の推定値を使用して実行されることがよくあります。ターゲット分布の推定量が推論に影響を与えないほど正確であることを保証するために必要なモンテカルロサンプルの数に関する要件を調査します。モンテカルロサンプルがどのように生成されるかについての確率モデルを検討します。サンプルの数が有限であると、階層的尤度のコンポーネントの不完全なエンコードとして機能するため、追加の不確実性が生じることを示しています。さらに、不確実性の近似測定値に対して取り残された推定量の動作を調査し、それらのパフォーマンスをモンテカルロ点推定と比較します。パラメータ空間の近くのポイントでの推定量間の相関は、推定の精度にとって重要であることがわかります。これらの相関関係を無視する近似の周縁化は、推論内にバイアスを導入するか、点推定で構築された推論よりもコストがかかります(より多くのモンテカルロサンプルが必要になります)。したがって、経験的に推定されたターゲット分布を使用した階層的推論では、点推定を使用することをお勧めします。

低電力CubeSatアプリケーション用のCdZnTe検出器の特性評価

Title Characterization_of_a_CdZnTe_detector_for_a_low-power_CubeSat_application
Authors Giulio_Lucchetta,_Markus_Ackermann,_David_Berge,_Ingo_Bloch,_Rolf_B\"uhler,_Hermann_Kolanoski,_Wolfgang_Lange,_Francesco_Zappon
URL https://arxiv.org/abs/2204.00475
\emph{MeVCube}プロジェクト用にカスタム設計されたピクセル化されたCdZnTe検出器のスペクトルおよびイメージング性能を報告します:CubeSatプラットフォーム上の小型コンプトン望遠鏡。\emph{MeVCube}は、$200\;\mathrm{keV}$から$4\;\mathrm{MeV}$までのエネルギー範囲をカバーし、前世代の大型衛星に匹敵する性能を発揮することが期待されています。この目標を達成するには、半値全幅(FWHM)で数パーセントのエネルギー分解能と、個々の検出器に数ミリメートルの$3$-Dの空間分解能が必要です。小型衛星に存在する厳しい電力制約は、検出器に非常に低電力の読み出し電子機器を必要とします。私たちの読み出しは、\emph{Ideas}によって開発されたVATA450.3ASICに基づいており、消費電力はわずか$0.25\;\mathrm{mW/channel}$で、ダイナミックレンジ、ノイズ、および直線性。$2.0\;\mathrm{cm}\times2.0\;\mathrm{cm}\times1.5\;\mathrm{cm}$CdZnTe検出器、VATA450によって読み取られるカスタム$8\times8$ピクセルアノード構造.3ASIC、テスト済み。ディスクリートの\emph{Amptek}A250F電荷に敏感なプリアンプとDRS4ASICに基づく、カソードの予備的な読み出しシステムが実装されています。$3\%$FWHM前後のエネルギー分解能は、$662\;\mathrm{keV}$;のガンマエネルギーで測定されました。$200\;\mathrm{keV}$では平均エネルギー分解能は$6.5\%$であり、$1\;\mathrm{MeV}$を超えるエネルギーでは$\lesssim2\%$に減少します。$\approx2\、\mathrm{mm}$の$3$-D空間分解能が達成されます。

多頭ハイドラモーダルベースによる波面センシングと制御

Title Wavefront_Sensing_and_Control_with_the_Many_Headed_Hydra_Modal_Basis
Authors J._Fowler,_R._Deno_Stelter
URL https://arxiv.org/abs/2204.00575
宇宙および地上望遠鏡の未来は、波面センシングと制御を取り巻く技術とアルゴリズムの開発に密接に関係しています。最先端の開発と珍しいアイデアによってのみ、地球大気と競合する回折限界の天文台と、光学収差と望遠鏡のジッターを感知して制御する宇宙ベースの天文台を構築することができます。波面画像を分解するためのさまざまな数学的基礎が存在します。これには、ゾーンモーダル基底、ゼルニケ多項式、フーリエモードが含まれます。しかし、以前の基地は天文光学の最も重要な要素を無視していました。私たちの分野はその中の人々と同じくらい良いだけです。この論文では、補償光学コミュニティの物理的表現を使用して、波面分解のための新しい多頭ハイドラモーダルベース(ハイドラヘッド)を提案します。最初の作成者が、元の乱流画像の$\sim1\%$内で正しい再構成のオーダーで、最良の波面分解を行うことがわかりました。変形可能ミラー技術に適用され、アクティブで補償光学制御ループ内にある、多頭ハイドラモーダルベースのエンジニアリングへの影響について説明します。最後に、最も効果的な波面である最初の著者が、高コントラストの画像科学者としての彼らの成功する未来を予測することを前提として、予測制御の道を探ります。

Moosive星のコアにおけるMoosinesq対流

Title Moosinesq_Convection_in_the_Cores_of_Moosive_Stars
Authors Evan_H._Anders,_Evan_B._Bauer,_Adam_S._Jermyn,_Samuel_J._Van_Kooten,_Benjamin_P._Brown,_Eric_W._Hester,_Mindy_Wilkinson,_Jared_A._Goldberg,_Tania_Varesano,_Daniel_Lecoanet
URL https://arxiv.org/abs/2204.00002
質量が$\gtrsim4\times10^{27}M_{\rm{moose}}\approx1.1M_\odot$の星は、主系列星の時間中にコア対流層を持っています。これらの不機嫌な星では、対流が恒星のモデリングに多くの不確実性をもたらします。この手紙では、ブシネスク近似に基づいて、これらの星の対流層の複雑な幾何学的構造を捉えた、ムーシンスク対流の初めてのシミュレーションを紹介します。これらの流れは、雄大な陸生のヘラジカ(ムース)によって通知される方法で制限されており、これらの星の進化に重要な結果をもたらす可能性があります。Moosinesq対流は、非常に興味深い流れの形態と急速な熱伝達をもたらすことがわかり、これを生体力学的体温調節のメカニズムと見なします。

大質量星の磁気回転不安定性

Title The_magneto-rotational_instability_in_massive_stars
Authors A._Griffiths_(1_and_2),_G._Meynet_(2),_P._Eggenberger_(2),_F._Moyano_(2),_M._A._Aloy_(1_and_3)_((1)_Departament_d'Astronomia_i_Astrof\'isica_Universitat_de_Val\`encia,_(2)_Geneva_Observatory_University_of_Geneva,_(3)_Observatori_Astron\`omic_Universitat_de_Val\`encia)
URL https://arxiv.org/abs/2204.00016
弱い磁場と回転の間の相互作用は、角運動量(AM)と巨大な星の進化に影響を与える化学元素を輸送する不安定性につながる可能性があります。巨大な星の磁気回転不安定性(MRI)の影響を調べて、恒星進化への影響を調べます。GENECコードを使用して、酸素燃焼が終了するまでの太陽金属量での15$M_\odot$モデルの進化をシミュレートします。MRIは、さまざまなトリガー条件(任意であるが一般的に使用される要因による化学勾配の重み付けに応じて)、および移流または拡散としての子午面循環のさまざまな処理を使用して計算されます。また、線形に相互作用する両方の不安定性を含むモデルで、MRIをTayler-Spruit(TS)ダイナモと比較します。MRIは、恒星進化を通してトリガーされます。その活性化は、子午線循環の治療と化学的勾配の存在に非常に敏感です。MRIは、物質とAMの両方を輸送するのに非常に効率的であり、回転速度と化学構造に顕著な違いをもたらします。これは、若い主系列星で観察できる可能性があります。TSダイナモはAMを転送するための主要なメカニズムですが、MRIは、両方の不安定性が含まれているモデルに引き続き関連しています。私たちの結果の外挿は、MRIを含むモデルは、TSダイナモのみが含まれるモデル(中性子星の爆発がより頻繁になる可能性がある)よりも、爆発の失敗やブラックホールを生成する可能性が高い、よりコンパクトなコアを開発する傾向があることを示唆しています。大規模な星の進化における重要な要素ですが、モデル内の他のプロセスの実装に非常に敏感です。MRIによるAMと化学元素の輸送は、コアから表面への星の回転速度と化学組成を変化させます。そして、巨大な星の爆発性の特性を変えるかもしれません。

さまざまな金属量環境での剥ぎ取られたエンベロープの星。 II。 I型超新星とコンパクトな残骸

Title Stripped-envelope_stars_in_different_metallicity_environments._II._Type_I_supernovae_and_compact_remnants
Authors David_R._Aguilera-Dena,_Bernhard_M\"uller,_John_Antoniadis,_Norbert_Langer,_Luc_Dessart,_Alejandro_Vigna-G\'omez,_and_Sung-Chul_Yoon
URL https://arxiv.org/abs/2204.00025
剥ぎ取られたエンベロープの星は、ウォルフ・ライエ(WR)星として、または質量損失率が低く、風が透明で、光度の低い水素の少ない星として観測できます。どちらのタイプも、タイプIコア崩壊超新星(SNe)の潜在的な前駆体です。さまざまな金属量のヘリウム星から得られたコア崩壊モデルのグリッドを使用して、これらの星が生成する過渡現象と残留物に対する金属量の影響を研究します。コア崩壊モデルの表面とコアの特性を特徴づけ、3つの基準を使用してそれらの爆発性を調査します。爆発が予測される場合は、噴出物の質量、爆発エネルギー、ニッケルの質量、中性子星(NS)の質量を推定します。それ以外の場合は、結果として生じるブラックホール(BH)の質量を予測します。単純化された人口モデルを構築し、SNeとコンパクトオブジェクトのプロパティが金属量に強く依存していることを発見しました。タイプIcSNeのエジェクタ質量と爆発エネルギーは、コアヘリウム燃焼中に強風を示すZ=0.04のモデルによって最もよく再現されます。これは、質量損失率が過小評価されているか、タイプIcSN前駆体が爆発する前に他のメカニズムによって質量損失を経験していることを意味します。タイプIbSNeの噴出物質量、爆発エネルギー、ニッケル質量の分布は、WR質量損失のある前駆体モデルでは十分に再現されませんが、最小WR星光度未満の光度の前駆体で質量損失がないと仮定するとよりよく再現されます。タイプIcSNeは金属量が増加するにつれてより一般的になり、タイプIbSNeの前駆体の大部分は透明な風の剥ぎ取られたエンベロープ星でなければならないことがわかります。最大$\sim30M_{\odot}$の崩壊前のCO質量を持ついくつかのモデルがフォールバックSNeで$\sim3M_{\odot}$BHを形成する可能性があることがわかりました。これは、SNe、連星BHおよびNSシステム、X線連星システム、および重力波過渡現象の理解に重要な結果をもたらす可能性があります。

100Myrより古い散開星団の古典的なBe星の研究

Title Study_of_Classical_Be_stars_in_open_clusters_older_than_100_Myr
Authors Madhu_Kashyap_Jagadeesh,_Blesson_Mathew,_K._T._Paul,_Gourav_Banerjee,_Annapurni_Subramaniam_and_R._Arun
URL https://arxiv.org/abs/2204.00248
スリットレス分光調査を実施して、100Myrより古い散開星団の古典(CBe)星を特定しました。71個の散開星団のサンプルを観察して、11個の散開星団から13個のCBe星を特定しました。そのうちの1つ(TYC2679-432-1)は新しい検出です。13個のCBe星は、放出とIR過剰の両方で、H$\alpha$を示しています。これは、それらがガス状の星周円盤を持っていることを確認しています。さらに2つのCBe星が初めて吸収でH$\alpha$を示すことがわかりました。これは、現在ディスクレスエピソードを通過している可能性があることを示しています。スペクトル型の推定はこれらすべての15個の星に対して行われ、それらがB0.5〜B8型に属していることがわかります。さらに、サンプルの分布は、予想どおり、後期Bタイプの近くでピークに達していることがわかりました。

冷たい星の磁気、回転、および非熱放射-292M矮星の平均磁場測定

Title Magnetism,_rotation,_and_nonthermal_emission_in_cool_stars_--_Average_magnetic_field_measurements_in_292_M_dwarfs
Authors A._Reiners,_D._Shulyak,_P.J._K\"apyl\"a,_I._Ribas,_E._Nagel,_M._Zechmeister,_J.A._Caballero,_Y._Shan,_B._Fuhrmeister,_A._Quirrenbach,_P.J._Amado,_D._Montes,_S.V._Jeffers,_M._Azzaro,_V.J.S._B\'ejar,_P._Chaturvedi,_Th._Henning,_M._K\"urster,_E._Pall\'e
URL https://arxiv.org/abs/2204.00342
恒星ダイナモは、太陽のような星や低質量の星の変動と進化、およびそれらの惑星系の発達にとって基本的に重要な磁場を生成します。放射伝達計算との比較から、292M矮星の表面平均磁場の測定値を報告します。それらの260については、これはこの種の最初の測定です。私たちのデータは、CARMENESプロジェクト中に取得された15,000を超える高解像度スペクトルから取得されました。それらは、平均電界強度<B>とロスビー数$Ro$の関係を明らかにしており、よく研究されている回転と活動の関係に似ています。ゆっくりと回転する星の間では、磁束$\Phi_\textrm{B}$が自転周期、$P$に比例し、急速に回転する星の間では、平均表面磁場が設定されたレベルを超えて大幅に成長しないことがわかります。利用可能な運動エネルギーによって。さらに、非熱冠状X線放射、彩層H$\alpha$およびCaH&K放射、および磁束の間に密接な関係があります。まとめると、これらの関係は、回転と活動の関係が、磁気ダイナモの回転への依存性にまでさかのぼることができることを経験的に示しています。磁気ダイナモは、利用可能な運動エネルギーによって設定された飽和限界で回転速度に比例して星の表面に磁束を生成するという絵を提唱し、対流の選択に依存しない平均電界強度と非熱放射の関係を提供しますターンオーバー時間。また、CaH&K放射は、平均電界強度$\langleB\rangle\approx800$Gで飽和しますが、H$\alpha$とX線放射は、より急速に回転する星のより強い電界でさらに成長します。これは、最も急速に回転する星では、冠状プラズマが彩層温度に冷却されると予測する冠状ストリッピングシナリオと矛盾します。

コロナホールの形態が地球の太陽風速度に及ぼす影響

Title Influence_of_coronal_hole_morphology_on_the_solar_wind_speed_at_Earth
Authors Evangelia_Samara,_Jasmina_Magdalenic,_Luciano_Rodriguez,_Stephan_G._Heinemann,_Manolis_K._Georgoulis,_Stefan_J._Hofmeister,_Stefaan_Poedts
URL https://arxiv.org/abs/2204.00368
地球での高速ストリーム(HSS)のピーク速度は、太陽のコロナホール(CH)の面積に直接依存することが長い間知られています。2つのパラメータ間の関連性の程度は、多くの著者によって示されています。この研究では、太陽周期24の最小フェーズ中の45個の無極性CHのサンプルについて、この関連性をより詳細に再検討します。目的は、さまざまな特性のCHが地球で観測されるHSSピーク速度にどのように影響するかを理解し、これから太陽風モデリングを改善します。サンプルのCHの特性は、極紫外線(EUV)フィルターグラムに適用される強度しきい値手法を採用したコロナホール分析ツールのコレクション(CATCH)に基づいて抽出されました。最初に、サンプル全体について、CHの幾何学的特性とHSSのピーク速度および地球での持続時間との間のすべての相関関係を調べました。次に、CHは、アスペクト比、方位角、幾何学的複雑性などの形態学的基準に基づいてさまざまなグループに分類されました。これらのパラメーターは、地球での高速太陽風の形成を研究するときに無視されることがよくあります。ブートストラップ法によっても確認された我々の結果は、前述の3つの形態学的基準すべてが1AUでのHSSピーク速度を決定する上で主要な役割を果たすことを示しています。したがって、観測されたCH太陽源に基づいて、地球での速い太陽​​風を予測することを目的とした経験的モデルでは、それらを考慮する必要があります。

分光法と強度干渉計を組み合わせて、青色超巨星のPCygniとRigelの距離を決定します

Title Combined_spectroscopy_and_intensity_interferometry_to_determine_the_distances_of_the_blue_supergiants_P_Cygni_and_Rigel
Authors E._S._G._de_Almeida,_Mathilde_Hugbart_(INPHYNI),_Armando_Domiciano_de_Souza,_Jean-Pierre_Rivet,_Farrokh_Vakili,_Antonin_Siciak_(INPHYNI),_Guillaume_Labeyrie_(INPHYNI),_Olivier_Garde,_Nolan_Matthews_(INPHYNI),_Olivier_Lai,_David_Vernet_(Galil\'ee),_Robin_Kaiser_(INPHYNI),_William_Guerin_(INPHYNI)
URL https://arxiv.org/abs/2204.00372
この論文では、高光度青色変光星(LBV)の超巨星\PCygni\と後期型Bの超巨星Rigelの2つの星のH$\alpha$線内の空間強度干渉計の測定について報告します。実験のセットアップは、2つの偏波チャネルとゼロベースライン相関関数の同時測定を可能にするようにアップグレードされました。同時スペクトル測定と組み合わせて、コードCMFGENで計算された放射伝達モデルに基づいて、測定された視程曲線を適合させて恒星の距離を抽出することができました。\PCygni\(1.61$\pm$0.18kpc)とRigel(0.26$\pm$0.02kpc)の両方の距離の決定は、それぞれガイアとヒッパルコスのミッションで位置天文学によって提供された値と非常によく一致しています。これは、LBV超巨星からより通常の後期型B超巨星への距離校正のための風運動量光度関係法の適用を拡張するための最初の成功したステップです。

ガイアEDR3の光の下でのウェスタールンド1:距離、孤立、範囲、および隠れた人口

Title Westerlund_1_under_the_light_of_Gaia_EDR3:_Distance,_isolation,_extent,_and_a_hidden_population
Authors Ignacio_Negueruela_(Alicante),_Emilio_J._Alfaro_(IAA),_Ricardo_Dorda_(IAC),_Amparo_Marco_(Alicante),_Jes\'us_Ma\'iz_Apell\'aniz_(CAB)_and_Carlos_Gonz\'alez-Fern\'andez_(Cambridge)
URL https://arxiv.org/abs/2204.00422
(要約)ウェスタールンド1号周辺のフィールドにある明るい星の大規模なサンプルのスペクトルとともに、GaiaEDR3データを使用して、クラスターの範囲を調査しました。固有運動とメンバーシップ決定のノンパラメトリック分析を実行します。Wd1から1度未満離れた数十個のOB星と赤色超巨星の赤化と固有運動を調査します。既知の分光学的メンバーを主に含むWd1の運動学的メンバーの集団を特定します。それらのEDR3視差から、$4.23^{+0.23}_{-0.21}$kpcのクラスターまでの距離を導き出します。この方向の絶滅は、たて座-Cruxアームに関連する暗い雲のために、約2.8kpcで大幅に増加します。結果として、クラスターの距離に匹敵する距離にある星はほとんど見られません。ただし、Wd1の固有運動は、それを取り巻くフィールドの星の固有運動と非常に似ていますが、明確です。2番目の、天文学的に明確に定義された母集団が前景($d\approx2\:$kpc)にあり、散開星団BH197に接続されている可能性があります。Wd1は非常に細長く、東と南への非常に激しい絶滅によって引き起こされた効果ではありません。主に北西の象限で、クラスターの中心から10フィートまで伸びる低密度のハローが見つかります。クラスターから遠い距離にあるいくつかのOB星、特にLBVMN48は固有運動を共有しており、じょうぎ腕のフィールド集団に関してWd1に固有運動がほとんどまたはまったくないことを示唆しています。しかし、フォアグラウンドで数十個のそのようなオブジェクトを観察しているにもかかわらず、クラスターに関連する拡張された集団に属する可能性のある赤色超巨星を見つけることができません。私たちは、ほとんどの既知のメンバーよりも数マグニチュードの絶滅によって隠されている明るいOBメンバーのかなりの集団を見つけます。これらのオブジェクトは、主にクラスターの中央領域にあり、OB超巨星の個体数を約25%増加させます。

モノセロスOB1とR1の関連における星形成に関するガイアの見解

Title A_Gaia_view_on_the_star_formation_in_the_Monoceros_OB1_and_R1_associations
Authors Beomdu_Lim,_Yael_Naze,_Jongsuk_Hong,_Sung-yong_Yoon,_Jinhee_Lee,_Narae_Hwang,_Byeong-Gon_Park,_and_Jeong-Eun_Lee
URL https://arxiv.org/abs/2204.00444
運動星団は、星形成過程を理解するための鍵を提供します。この点で、高分解能分光法と文献から得られた最近のガイアデータと星の視線速度を使用して、いっかくじゅう座OB1(MonOB1)とR1(MonR1)の関連の運動学的研究を提示します。若い星、視差、固有運動の固有の特性に基づく基準を使用して、合計728人のメンバーが選択されます。メンバーの空間分布と運動学的特性は、これらの関連付けが明確な下部構造を持っていることを示しています。月OB1では、1つの北部グループと2つの南部グループが見つかります。MonR1は、空間的および運動学的に異なる3つの小さな恒星グループで構成されています。いくつかの星は、これら2つの協会の周りのハローで見つかります。アソシエーション内のほとんどの恒星グループの拡大パターンを検出します。さらに、MonOB1の2つの恒星グループは、回転の特徴を示しています。これは、クラスター形成に重要な制約を与えます。月OB1の星形成の歴史はわずかに修正されています。星形成は最初に南部地域で起こり、続いて北部地域で起こりました。最近の星形成イベントは南部地域の奥深くで発火し、一部の星は月OB1から脱出し、ハローを形成しています。MonR1は、MonOB1の北部グループの形成と同じ時期に形成された可能性があります。星形成が大きな弧状の構造に沿って異なるスケールで起こっていることを考えると、MonOB1とMonR1は階層的な星形成の結果である可能性があります。

II型超新星における相互作用の特徴のモデリング:UV放射、高速機能、ブロードボックスプロファイル

Title Modeling_the_signatures_of_interaction_in_Type_II_supernovae:_UV_emission,_high-velocity_features,_broad-boxy_profiles
Authors Luc_Dessart_and_D._John_Hillier
URL https://arxiv.org/abs/2204.00446
質量損失は大質量星の基本的な現象であるため、星周物質(CSM)との相互作用は、コア崩壊超新星(SNe)では普遍的であるはずです。タイプIInSNeで通常遭遇する極端なCSM密度、範囲、または質量は別として、最大10$^{-3の質量損失率に対応するタイプIISNイジェクタとCSM間の相互作用の多様な長期放射シグネチャを調査します。}$$M_{\odot}$yr$^{-1}$。これらのCSMは比較的希薄で、数個の恒星半径を超える電子散乱に対して光学的に薄いため、放射流体力学は必須ではなく、非局所熱力学的平衡放射伝達問題で相互作用を追加の電源として直接扱うことができます。衝撃の発生以降に蓄積されたCSMは、外側の噴出物に密な殻を形成し、たとえわずかな衝撃力であっても、スペクトル線に高速吸収機能をもたらします。バルマー系列に加えて、そのような特徴はNaID、HeI線などに現れる可能性があります。より強い相互作用は連続フラックスを強化し(優先的にUVで)、P-Cygniプロファイルの吸収を抑制し、MgIIをブーストします$\lambda\lambda$$2795,2802$ダブレット、および広い箱型のH$\alpha$放出成分の生成を促進します。外側の噴出物でのイオン化の上昇は、いくつかの線(例えば、CaII近赤外トリプレット)をクエンチする可能性があります。相互作用力は、特に後の時点で、UVで優先的に現れ、光学色を青にシフトしますが、光学光度は適度に増加します。光学系で相互作用を超高輝度にするためには、強力な熱化と凝集が必要と思われます。UV範囲には、死亡時のコア崩壊SN前駆体の質量損失履歴と内部動作を推測するための重要な制約を提供する重要なシグネチャが含まれています。

太陽ジェットが恒星コロナループに衝突することによって引き起こされる極紫外線の発生場所

Title Birth_places_of_extreme_ultraviolet_waves_driven_by_impingement_of_solar_jets_upon_coronal_loops
Authors Liang_Zhang,_Ruisheng_Zheng,_Huadong_Chen,_Yao_Chen
URL https://arxiv.org/abs/2204.00522
太陽の極紫外線(EUV)波は、コロナ内で大規模に伝播する擾乱です。EUV波を形成するための重要な鍵は、コロナ質量放出(CME)やソーラージェットなどの太陽噴火の噴火コアを覆うループの急速な拡大であると一般に考えられています。ただし、噴火したコアとその上にあるループの間の相互作用の詳細は明確ではありません。これは、上にあるループが、エネルギッシュな噴火の直後に常に開かれるためです。ここでは、CMEを使用しない3つの典型的なジェット駆動EUV波を紹介し、イベント中に閉じたままのジェットとその上にあるループとの間の相互作用を研究します。3つのジェットはすべて、ソース領域の磁束キャンセルサイトから放出されました。興味深いことに、ジェットと上にあるループの間の相互作用の後、3つのEUV波がそれぞれ、上にあるループの上部、近端(ジェット源に近い)、および遠端(別の)の前に形成されました。ポテンシャル場源表面法から外挿したループの磁場分布によれば、3つのジェット駆動EUV波の発生場所は、上にあるループの最も弱い磁場強度部分の周りにあることが確認されています。ジェット駆動のEUV波は、上にあるループの最も弱い部分で優先的に発生し、その場所はループの端の周りの磁場強度の影響を受ける可能性があることをお勧めします。

天体物理学ディスクの局所モデルにおけるワープの流体力学

Title Hydrodynamics_of_warps_in_the_local_model_of_astrophysical_discs
Authors Gordon_I._Ogilvie
URL https://arxiv.org/abs/2204.00535
せん断ボックスのよく知られたモデルの基礎である天体物理学の円盤の局所近似を使用して、ゆがんだ円盤のダイナミクスの多くの側面を研究する方法を示します。ローカルモデルでは、参照軌道に対するテスト粒子の軌道の傾きは、軌道周波数での粒子の垂直振動に対応します。ディスクの反りは、軌道周波数で垂直に振動するディスクの中央面の局所的に軸対称の波形に対応し、反りの進展は、垂直振動の複雑な振幅の変調に対応します。角運動量の保存に局所的に相当するこの振幅の保存則を導き出し、したがってワープの進化を支配します。ディスクの垂直スケールの高さに比べて長い長さスケールの場合、ケプラーディスクの拡散および波状レジームを含む、ワープダイナミクスの既知の非共振および共振レジームは、グローバルビューと同じ方法でローカルモデルで発生します。ゆがんだディスクの。

超伝導転移端センサーベースの検出器:X線から$ \gamma$線へ

Title Transition_edge_sensor_based_detector:_from_X-ray_to_$\gamma$-ray
Authors Shuo_Zhang,_Jing-Kai_Xia,_Tao_Sun,_Wen-Tao_Wu,_Bing-Jun_Wu,_Yong-Liang_Wang,_Robin_Cantor,_Ke_Han,_Xiao-Peng_Zhou,_Hao-Ran_Liu,_Fu-You_Fan,_Si-Ming_Guo,_Jun-Cheng_Liang,_De-Hong_Li,_Yan-Ru_Song,_Xu-Dong_Ju,_Qiang_Fu,_Zhi_Liu
URL https://arxiv.org/abs/2204.00010
超伝導転移端センサーは、温度変化に非常に敏感で、一定の厚さの高Z金属と組み合わせることで、X線などの粒子の高エネルギー分解能測定を実現できます。エネルギーが10keV未満のX線は透過能力が非常に弱いため、厚さ数ミクロンの金またはビスマスだけが70\%を超える量子効率を得ることができます。したがって、このエネルギー範囲でのTESX線検出器の構造全体は、微細加工プロセスで実現できます。ただし、10keVから200keVのX線またはガンマ線の場合、サブミリメートルの吸収体層が必要であり、これは微細加工プロセスでは実現できません。このペーパーでは、最初に上海科技大学によって構築されたTESX線検出器とその補助システムのセットを簡単に紹介し、次にサブミリメートルの鉛-スズ合金に基づく吸収体を備えたTES$\gamma$線検出器の導入に焦点を当てます。球。検出器の量子効率は100keV付近で70\%を超え、エネルギー分解能は約161.5eV@59.5keVです。

シーケンシャル事前調整によるブラックホール連星スピン歳差運動と章動運動の抑制

Title Constraining_black-hole_binary_spin_precession_and_nutation_with_sequential_prior_conditioning
Authors Daria_Gangardt,_Davide_Gerosa,_Michael_Kesden,_Viola_De_Renzis,_Nathan_Steinle
URL https://arxiv.org/abs/2204.00026
現在の重力波データを使用して、ブラックホール連星をマージする際のサブドミナントスピン効果の検出可能性を調査します。スピンダイナミクスを歳差運動(方位角運動)と章動運動(極運動)に分離する現象論的モデルを使用して、結果として生じる振幅と周波数に対する制約を提示します。また、スピン軌道相互作用の近くにバイナリがトラップされているかどうかを示す、スピン形態に対する現在の制約についても調べます。パラメータが事後分布から徐々に再サンプリングされるシーケンシャル事前調整アプローチを使用して、信号からこのような弱い影響を分析します。これにより、より適切に測定された量、つまり質量と有効スピンによってすでに提供されている情報以外の追加情報がデータに含まれているかどうかを調査できます。現在のイベントのカタログでは、章動運動やスピン軌道相互作用などの弱いスピン効果の有意な測定値は見つかりません。高い章動振幅を持つソースを合成し、近い将来の検出によって強力な制約を課すことができることを示し、重力波データで章動を検出する最前線にいる可能性があることを示唆しています。

自己相互作用する暗いバリオン

Title Self-interacting_dark_baryons
Authors James_M._Cline,_C\'edrick_Perron
URL https://arxiv.org/abs/2204.00033
格子QCDの結果を使用して、標準的なコールドダークマターの小規模構造問題を解決するために必要な値と一致する速度依存の自己相互作用断面積につながるダークバリオンのモデルを定量的に設計することができます。しかし、そのようなモデルの主な暗黒物質成分が、大きな原子核ではなく核子、または散乱特性が異なる暗いパイ中間子や原子になることは明らかではありません。最初に、QCDに類似した暗いSU(3)セクターのパラメーター(閉じ込めスケール$\Lambda$とパイ中間子質量$m_\pi$)を特定し、目的の自己相互作用断面積を再現する必要があります。次に、これらの値は、十分に安定した重陽子束縛状態がないことと一般的に互換性があり、したがって重い原子核がないことを示し、自己相互作用する暗い核子のシナリオの一貫性を確立します。支配的なパイ中間子または原子暗黒物質を回避するために必要な暗黒光子の質量の範囲、および動的混合パラメーターの許容値が決定されます。暗い陽子は、将来の検索で、暗い光子交換によって直接検出される可能性があります。

ECSK理論における重力波:標準的なサイレンおよび消えないねじれとしての合併のロバスト

Title Gravitational_Waves_in_ECSK_theory:_Robustness_of_mergers_as_standard_sirens_and_nonvanishing_torsion
Authors E._Elizalde,_F._Izaurieta,_C._Riveros,_G._Salgado,_O._Valdivia
URL https://arxiv.org/abs/2204.00090
アインシュタイン-カルタン-シアマ-キブル(ECSK)理論における重力波の振幅伝搬は、宇宙スケールでの時空ねじれのための暗黒物質スピンテンソルソーシングを仮定することによって研究されています。分析は、先行および下位の次数での重力波放出が標準の一般相対性理論から逸脱しないように、弱いねじれレジームに焦点を合わせています。原則として、最終的な暗黒物質のスピン成分によって引き起こされるバックグラウンドのねじれは、長い宇宙論的距離を通過した後、重力波の振幅の異常な減衰または増幅につながる可能性があることを示します。連星ブラックホールの併合のための振幅のこのねじれによって引き起こされた異常な伝播の重要性が評価されます。現実的な後期宇宙の天体物理学のシナリオでは、LISAなどの近未来の干渉計の場合でも、影響は小さく、検出しきい値を下回ります。この影響を検出することは不可能ではないかもしれませんが、それでも私たちの技術的能力を超えています。

スカラーテンソル重力における共変結合定数の動的解析

Title Dynamical_analysis_of_the_covarying_coupling_constants_in_scalar-tensor_gravity
Authors Rodrigo_R._Cuzinatto,_Rajendra_P._Gupta,_and_Pedro_J._Pompeia
URL https://arxiv.org/abs/2204.00119
スカラー場$\phi$に重力結合$G$と光速$c$が含まれる、スカラーテンソル重力理論を考えます。これらは両方とも時空座標の関数であることが許可されています。宇宙論的結合$\Lambda$は、$\phi$の可能な振る舞いからの緊急の現象であることが判明しました。$\phi$のダイナミクスは、正確に指定された形式のアクションから重力を記述する位相空間で分析されます。潜在的な$V\left(\phi\right)$と物質エネルギー量に関する合理的な仮定のために、ハッブルパラメータが本質的に一定になる期間内にアトラクタポイントにすばやく到達できることを示します。システムが安定点に到達すると、$\phi$のダイナミクスが停止し、$\sigma=による制約$\dot{G}/G=\sigma\left(\dot{c}/c\right)$が停止します。残りの宇宙進化のために3ドルが満たされなければなりません。したがって、私たちの調査結果は、宇宙論的および天体物理学的データを解釈するために最近使用された現象論的モデルの基盤を提供します。平衡後の宇宙の進化は、暗黒エネルギーに典型的な加速膨張に自然に進化する放射線と物質が支配的な時代に対応することが示されています。この論文で開発された一般化されたBrans-Dickeアプローチは、観測データで容易にテストできる方程式をもたらします。

時間的スカラープロファイルによるブラックホール摂動の有効場の理論:定式化

Title Effective_Field_Theory_of_Black_Hole_Perturbations_with_Timelike_Scalar_Profile:_Formulation
Authors Shinji_Mukohyama_and_Vicharit_Yingcharoenrat
URL https://arxiv.org/abs/2204.00228
不均一な背景上のスカラーテンソル理論内の摂動の有効場の理論(EFT)を定式化します。EFTは、スカラー場の背景を$\textit{timelike}$に保ちながら構築されます。これにより、時間微分同相写像が自発的に破られます。3d空間微分同相写像の下でEFTの不変性によって課される一貫性の関係のセットを見つけます。このEFTは、スカラープロファイルがどこでも時系列である限り、不均一なバックグラウンドメトリックに一般的に適用できます。完全を期すために、EFTパラメーターとHorndernski理論のパラメーターの間の辞書を報告します。最後に、ステルスシュワルツシルトドシッター解を含む、球対称の静的ブラックホール背景のクラスの背景方程式を計算します。

ラジオゾンデデータを使用した統計的定義からの光屈折率構造パラメータの計算

Title Computation_of_Optical_Refractive_Index_Structure_Parameter_from_its_Statistical_Definition_Using_Radiosonde_Data
Authors Florian_Quatresooz,_Danielle_Vanhoenacker-Janvier,_Claude_Oestges
URL https://arxiv.org/abs/2204.00349
光学屈折率構造パラメータ$C_n^2$の知識は、受信した光波で予想されるシンチレーションの強さを表すため、自由空間光通信(FSO)および地上ベースの光学天文学にとって重要です。ここでは、ラジオゾンデ測定から得られた気象量を入力として使用して、大気中の$C_n^2$プロファイルを推定するモデルに焦点を当てます。$C_n^2$統計的定義に依存するモデルが提示され、トラップ(フランス)とハワイ州ヒロ(米国)の最近の高密度ラジオゾンデプロファイルに適用されます。また、T-REXキャンペーンからのサーモゾンデ測定値とも比較されます。このモデルにより、サイト固有の平均プロファイルを取得し、圧力と温度の測定のみを使用して孤立した乱流層を特定できるため、光学サイトの選択への道が開かれます。

ブラックホールの地平線に関する情報の抽出

Title Extracting_information_on_black_hole_horizons
Authors D._Pugliese,_H._Quevedo
URL https://arxiv.org/abs/2204.00481
外部の観測者がアクセスできる軌道上で複製されるカーブラ​​ックホールの地平線のいくつかの特徴を提示します。地平線の閉じ込めとレプリカの概念を使用して、外側の地平線の外側に、周波数に内側の地平線に関する情報が含まれ、原則としてブラックホールの発光スペクトルから検出できる光子軌道が存在することを示します。このような光子軌道は、カー幾何学の回転軸の近くに存在することが示されています。これらの結果は、ブラックホールとその地平線を認識し、さらに調査するために使用できると主張します。