MeerKATから見たNGC4945の拡張HIハロー
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The_extended_HI_halo_of_NGC_4945_as_seen_by_MeerKAT |
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Roger_Ianjamasimanana,_B._S._Koribalski,_Gyula_I._G._J\'ozsa,_Peter_Kamphuis,_W._J._G._de_Blok,_Dane_Kleiner,_Brenda_Namumba,_Claude_Carignan,_Ralf-J\"urgen_Dettmar,_Paolo_Serra,_Oleg_M._Smirnov,_Kshitij_Thorat,_Benjamin_V._Hugo,_Athanaseus_J._T._Ramaila,_Eric_Maina,_Filippo_M._Maccagni,_Sphesihle_Makhathini,_Lexy_A._L._Andati,_D\'aniel_Cs._Moln\'ar,_Simon_Perkins,_Francesca_Loi,_Mpati_Ramatsoku,_Marcellin_Atemkeng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.00637 |
ミーアキャットによる核スターバースト銀河NGC4945における中性原子水素（HI）の観測が提示されます。以前はHIの観測では見逃されていた大量のハローガスが、HIの総質量の6.8％を占めていることがわかりました。これは、星形成によってハローに吹き込まれたガスである可能性が最も高いです。マップは、$3\sigma$の列密度レベル$5\times10^{18}cm^{-2}$になります。傾斜リングフィッティング技術を使用してHI分布をモデル化し、銀河の接近側と後退側に反りを見つけます。銀河の北側のHIは抑制されているように見えます。これは、以前の研究で示唆されているように、銀河のスターバースト活動によるイオン化の結果である可能性があります。反りの原因は不明ですが、過去の相互作用またはラム圧力のストリッピングが原因である可能性があります。HI放出速度チャネルを超えて伸びる幅の広い非対称HI吸収線は、NGC4945の核領域に向かって存在します。このような幅の広い線は、高い円速度で移動する核リングの存在を示唆しています。これは、HI吸収速度フィールドの明確な回転パターンによってサポートされています。吸収スペクトルの非対称性は、NGC4945の核領域でのガスの流出または流入によって引き起こされる可能性があります。連続体マップは、スターバースト活動に起因する流出の兆候である可能性がある銀河の主軸の両側の小さな拡張を示しています。
摂動理論とシミュレーション：準線形スケール、ビニング効果、およびバイスペクトルの可視化
| Title |
Perturbation_Theory_vs_Simulation:_Quasi-linear_Scale,_Binning_Effect,_and_Visualization_of_Bispectrum |
| Authors |
Joseph_Tomlinson_and_Donghui_Jeong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.00668 |
最近、摂動論（PT）、特に大規模構造の有効場の理論（EFTofLSS）とそれに相当するものが、観測データの分析に強力であることが証明されました。この追求をさらに進めるために、分析予測を一連のQuijoteシミュレーションの結果と比較することにより、PTモデリングの精度に関する定量分析を提示します。具体的には、$k_{\rmNL}$を決定します。これを下回ると、先行次数（LO）と次次次数（NLO）のパワースペクトルとバイスペクトルの両方について、分析予測がN体の結果とよく一致します。赤方偏移で$z=0$、$0.5$、$1$、$2$、$3$。また、フーリエ空間でのビニング効果を定量化し、N体シミュレーションまたは実際のデータから得られた離散フーリエ変換の結果と比較するために、分析予測に適切な補正を適用する必要があることを示します。最後に、スケールと構成の依存関係を完全にキャプチャする新しい球面バイスペクトル視覚化スキームを考案しました。新しいスキームは、たとえば理論とN体の結果の間のバイスペクトル-振幅の比較を容易にします。
線強度マッピング（LIM）は、銀河の進化と宇宙の大規模構造を測定するための新しい手法です。LIM調査は、特定の赤方偏移で特定の線を放出するすべての銀河からの累積放出を測定します。これは、宇宙全体の暗黒物質の分布を追跡します。この手順では、パワースペクトル計算に焦点を当てたLIMモデリングの概要を説明します。これらの計算に加えて、これらのパワースペクトルを使用して、銀河の進化と大規模構造宇宙論の特性を制約する方法について説明します。全体を通して、ケーススタディとして赤方偏移$z=3$でのイオン化炭素（[CII]）の予想されるEXCLAIM信号を使用します。私たちの目標は、非専門家に出発点を提供することです。宇宙論の基礎に精通し、文献を理解し、LIMパワースペクトルモデルを生成するために必要なツールを備えた上級学部生および大学院生。また、継続的な研究のための幅広い文献について説明します。
強い重力レンズによって拡大された重力波の振幅と位相の変動
フレネルスケールの小規模な密度摂動が、幾何光学の重力レンズによって拡大される重力波の振幅と位相にどのように影響するかについて説明します。小規模な密度摂動を振幅と位相の変動と結び付ける方程式を導き出し、そのような摂動波の光学効果がマクロモデルの倍率の存在下で大幅にブーストされ、振幅と位相の変動が非常に拡大された重力波で簡単に観察できることを示します。星によるマイクロレンズ、暗黒物質の下部構造、ファジーな暗黒物質、および原始ブラックホールによる予想される信号について説明します。
ハッブル張力を緩和するためのハッブルパラメータと膨張率関数データの可能性
| Title |
Potentialities_of_Hubble_parameter_and_expansion_rate_function_data_to_alleviate_Hubble_tension |
| Authors |
Yingjie_Yang,_Xucheng_Lu,_Lei_Qian,_Shulei_Cao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.01020 |
ガウス過程（GP）を利用して、ハッブルパラメーター[宇宙クロノメーター（CCH）からの$H（z）$]と、Ia型超新星のデータから抽出された膨張率関数[$E（z）$]。この結果は、GPを使用してCCHデータを直接再構築した場合よりも高くなります。将来のCCHデータの可能性を推定するために、2セットの$H（z）$データをシミュレートし、GP再構成を使用するか、$E（z）$データでフィッティングすることにより、それらを使用して$H_0$を制約します。シミュレートされた$H（z）$データは、$H_0$の値を$\sim70$kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$に向かって押し上げることにより、$H_0$の緊張を緩和することがわかります。また、ジョイント$H（z）$+$E（z）$データが$H_0$のより高い値を支持することもわかります。これは、フラット一致モデルの$H_0$と$Hの2次テイラー展開によっても確認されます。（z）$。要約すると、$E（z）$データだけでなく、より多くのより高品質のCCHデータが、$H_0$の緊張を解決するための新しい有用な視点を提供できると結論付けています。
前景回避戦略による21cm強度マップの1点統計の測定
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Measurements_of_one-point_statistics_in_21_cm_intensity_maps_via_foreground_avoidance_strategy |
| Authors |
Piyanat_Kittiwisit_(1,2),_Judd_D._Bowman_(2),_Steven_G._Murray_(2),_Bharat_K._Gehlot_(3,2),_Daniel_C._Jacobs_(2)_and_Adam_P._Beardsley_(4,2)_((1)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_the_Western_Cape,_(2)_School_of_Earth_and_Space_Exploration,_Arizona_State_University,_(3)_Kapteyn_Astronomical_Institute,_University_of_Groningen,_(4)_Physics_Department,_Winona_State_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.01124 |
高赤方偏移21cm変動の1点確率分布関数と高次モーメント（分散、歪度、尖度）の測定は、再イオン化中の構造形成と進化の非ガウス性の最も直接的な統計的プローブの1つです。。ただし、天体物理学の前景と機器の系統分類学による汚染は、実際の観測でこれらの統計を測定する際に重大な課題をもたらします。この作業では、フォワードモデリングを使用して、前景回避戦略を通じて21cmのワンポイント統計を測定する可能性を調査します。k空間のくさび形領域を占める前景汚染のよく知られた特性を利用して、再イオン化アレイの水素エポックに基づく模擬データセットから汚染モードを除去する前景くさびカットフィルターを適用します（HERA）機器を使用し、残りの非汚染モードの画像空間表現から1点統計を測定します。空の前景ソースの範囲とフーリエ変換ウィンドウ関数からのリークに関するさまざまな仮定に対応する、さまざまな周波数帯域幅とさまざまな除去度でのウェッジカットを実験します。バンドの中心はウェッジカットからのバイアスが最も少なく、バンドのエッジはウィンドウ関数によって大幅にダウンウェイトされているため使用できません。この発見に基づいて、複数のサブバンドにわたるウェッジカットからの出力を使用して、全帯域幅にわたって最適なウェッジカット21〜cm強度マップの再構成を可能にするローリングフィルター法を紹介します。モンテカルロシミュレーションを実行して、フーリエ変換ウィンドウ関数からの前景リークを制御できる場合、HERAがローリングウェッジカット法を使用して再電離の終わり近くの歪度と尖度の上昇を測定できることを示します。
銀河のスピン方向の大規模な非対称性-DES、SDSS、およびDESILegacySurveyのスペクトルを使用した銀河の分析
| Title |
Large-scale_asymmetry_in_galaxy_spin_directions_--_analysis_of_galaxies_with_spectra_in_DES,_SDSS,_and_DESI_Legacy_Survey |
| Authors |
Lior_Shamir |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.01192 |
いくつかの異なるプローブを使用した以前の複数の研究は、宇宙論的スケールの異方性とハッブルスケールの軸の存在についてかなりの証拠を示しています。そのような証拠を示すプローブの1つは、銀河が回転する方向の分布です。CMB異方性と比較した銀河スピン方向の分布の分析の利点は、銀河スピン方向の比率が相対的な測定値であり、したがって天の川の閉塞などのバックグラウンド汚染に対する感度が低いことです。もう1つの利点は、多くの渦巻銀河がスペクトルを持っているため、地球に対するそのような軸の位置を分析できることです。この論文は、90K以上の銀河のスピン方向の分布の分析をスペクトルで示しています。この分析は、地球ベースのSDSS、Pan-STARRS、DESILegacySurveyを使用した以前の分析、およびHSTによって収集された宇宙ベースのデータとも比較されます。結果は、異なる望遠鏡で観測された分布パターン間の非常に良い一致を示しています。スペクトルを持つ銀河のスピン方向によって形成される双極子または四重極軸は、必ずしも地球を直接通過するわけではありません。
モンテカルロモジホコリマシン：連続確率輸送ネットワークにおけるパターン形成の特徴
| Title |
Monte_Carlo_Physarum_Machine:_Characteristics_of_Pattern_Formation_in_Continuous_Stochastic_Transport_Networks |
| Authors |
Oskar_Elek_and_Joseph_N._Burchett_and_J._Xavier_Prochaska_and_Angus_G._Forbes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.01256 |
モンテカルロモジホコリマシンを紹介します。これは、スパースな2Dおよび3Dデータから連続輸送ネットワークを再構築するのに適した計算モデルです。MCPMは、Physarumpolycephalum粘菌の成長をシミュレートするためのJonesの2010年エージェントベースモデルの確率的一般化です。MCPMを理論的根拠に基づくジョーンズの研究と比較し、宇宙のウェブとして知られる宇宙におけるガスと暗黒物質の大規模な分布を再構築するために設計されたタスク固有の変形について説明します。新しいモデルを分析するために、最初にMCPMの自己パターン化動作を調査し、モデルが幾何学的に直感的なパラメーターから生成する、「ポリフォム」と呼ばれる広範囲の連続的なネットワークのような形態を示します。MCPMをシミュレートされた宇宙論的データセットと観測的な宇宙論的データセットの両方に適用して、宇宙ウェブの一貫した3D密度マップを作成する能力を評価します。最後に、概念実証としてドメイン固有のデータに適合させるいくつかの例とともに、MCPMが役立つ可能性のある他の可能なタスクを検討します。
ABぎょしゃ座周辺の広い分離における埋め込まれた木星惑星形成の画像
| Title |
Images_of_Embedded_Jovian_Planet_Formation_At_A_Wide_Separation_Around_AB_Aurigae |
| Authors |
Thayne_Currie,_Kellen_Lawson,_Glenn_Schneider,_Wladimir_Lyra,_John_Wisniewski,_Carol_Grady,_Olivier_Guyon,_Motohide_Tamura,_Takayuki_Kotani,_Hajime_Kawahara,_Timothy_Brandt,_Taichi_Uyama,_Takayuki_Muto,_Ruobing_Dong,_Tomoyuki_Kudo,_Jun_Hashimoto,_Misato_Fukagawa,_Kevin_Wagner,_Julien_Lozi,_Jeffrey_Chilcote,_Taylor_Tobin,_Tyler_Groff,_Kimberly_Ward-Duong,_William_Januszewski,_Barnaby_Norris,_Peter_Tuthill,_Nienke_van_der_Marel,_Michael_Sitko,_Vincent_Deo,_Sebastien_Vievard,_Nemanja_Jovanovic,_Frantz_Martinache,_Nour_Skaf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.00633 |
幼児の星の周りの円盤に埋め込まれた原始惑星の直接画像は、木星のようなガスの巨大惑星の形成を理解するための鍵を提供します。スバル望遠鏡とハッブル宇宙望遠鏡を使用して、ABぎょしゃ座の周りにある木星の原始惑星が、ディスク内の複数の惑星に起因する特徴の原因である可能性が高い、広い投影間隔（93au）で周回している証拠を見つけます。その放出は、埋め込まれた原始惑星からの再処理された放射線として再現可能です。また、惑星形成の候補地である430-580auにある2つの構造を特定します。これらのデータは、埋め込まれた段階での惑星の形成と、ほとんどの画像化された太陽系外惑星に特徴的な50auを超える広い間隔での原始惑星の発見を明らかにしています。少なくとも1つの塊のような原始惑星と複数の渦巻き状の腕を備えたABAurシステムは、木星の形成の標準モデルの長い間考えられてきた代替案であるディスク（重力）不安定性の証拠も提供する可能性があります。
マーズ2020MEDAデータから火星の渦の高さを推定する
小さな対流渦は火星に遍在し、しばしば塵旋風として発生し、それらは気象データで検出可能な信号を生成します-圧力、温度、および風速と風向。火星のダスト収支への重要な貢献者であることに加えて、対流渦は境界層のプローブとして機能し、対流不安定性、境界層の日周進化、および表面大気相互作用の手がかりを提供する可能性があります。境界層プローブとして渦を使用するには、渦の特性と発生率、および渦を生成する条件の間のリンクを詳細に理解する必要があります。幸いなことに、火星2020パーサヴィアランスローバーに搭載された火星環境動力学アナライザー（MEDA）機器スイートからのデータのキャッシュの増加は、これらの関係を解明することを約束します。この研究では、ミッションソル90から179までの渦検出のカタログを提示して、ソル15から89に基づく以前のカタログを強化します。予測と一致して、ミッションのこの後半では、前半よりも多くの渦の遭遇が見つかります。。これらの渦の遭遇からの圧力信号を分析することに加えて、同時の温度信号を回復するためにガウス過程分析も使用します。これらの信号を長年確立された熱力学モデルと組み合わせることにより、渦の高さを推定し、火星境界層の日中の成長と崩壊の証拠と以前の研究との一致を見つけます。また、火星の渦の遭遇を使用した追加の境界層研究の見通しについても説明します。
| Title |
Identifying_Exoplanets_with_Machine_Learning_Methods:_A_Preliminary_Study |
| Authors |
Yucheng_Jin,_Lanyi_Yang,_Chia-En_Chiang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.00721 |
ハビタブル外惑星の発見は、天文学において長い間白熱した話題でした。太陽系外惑星を識別するための従来の方法には、ウォブル法、直接イメージング、重力マイクロレンズ法などがあります。これらは、人的資源、時間、およびお金のかなりの投資を必要とするだけでなく、天体望遠鏡の性能によっても制限されます。この研究では、機械学習手法を使用して太陽系外惑星を特定するというアイデアを提案しました。NASAがKeplerSpaceObservatoryから収集したKeplerデータセットを使用して、教師あり学習を実施しました。教師あり学習では、決定木、ランダムフォレスト、ナイーブベイ、ニューラルネットワークを使用して、太陽系外惑星の候補の存在を3つのカテゴリの分類タスクとして予測します。確認済みの太陽系外惑星データで構成される別のNASAデータセットを使用して、教師なし学習を実行しました。教師なし学習では、k-meansクラスタリングを使用して、確認済みの太陽系外惑星をさまざまなクラスターに分割しました。その結果、モデルの精度は99.06％、92.11％、88.50％、それぞれ99.79％が教師あり学習タスクであり、教師なし学習タスクで妥当なクラスターを正常に取得しました。
月面から地球-月系に放出された塵の分布
目的。月の大気とダスト環境エクスプローラーミッションでの月のダスト実験により、月の周りに非対称のダスト雲が検出されました。月から逃げる粒子のダイナミクスと地球-月系におけるそれらの構成を調査します。メソッド。放出されたダストには、もっともらしい初期放出分布と大量生産率を使用します。動的モデルでは、太陽放射圧や月、地球、太陽の重力などのさまざまな力が考慮され、ダスト粒子の軌道の直接的な数値積分が実行されます。最終状態、平均寿命、および粒子サイズの関数としての逆行性粒子の割合が計算されます。地球-月系の数密度分布は、長期シミュレーションによって得られます。結果。平均寿命はダスト粒子のサイズに依存し、$1\、\mathrm{\mum}$と$10\、\mathrm{\mum}$の間のサイズ範囲で急速な増加を示します。月面から放出された約${3.6\times10^{-3}\、\mathrm{kg/s}}$（$\sim2\％$）の粒子は月の重力から逃れ、それらの間で非対称トーラスを形成します$[10\、R_\mathrm{E}、50\、R_\mathrm{E}]$の範囲の地球と月。これは、太陽の方向に向かってオフセットされています。かなりの数の逆行粒子が地球-月系で発生します。
ネプチューンの弧を閉じ込めるムーンレットの形成過程の数値解析
| Title |
Numerical_analysis_of_processes_for_the_formation_of_moonlets_confining_the_arcs_of_Neptune |
| Authors |
Gustavo_Madeira_and_Silvia_Maria_Giuliatti_Winter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.01063 |
ネプチューンの弧（Fraternit\'e、Egalit\'e、Libert\'e、およびCourage）は、アダムスリングに浸された4つの不完全なリングです。アークの最近の閉じ込めモデルは、構造が4つの共有軌道ムーンレットによって方位角方向に閉じ込められることを提案しています。この作業では、共有軌道ムーンレットのダイナミクスに関連するいくつかのポイントにアプローチし、それらの形成のモデルを提案する予定です。ガラテアとの42:43リンドブラッド共鳴下での1+N共軌道衛星の平衡構成を研究します。弧の位置を制限して再現できる1+3と1+4のムーンレットを備えた3つの異なる構成を取得しました。月の形成は、月のラグランジュ点での古代の体の破壊によって分析されます。破壊片は馬蹄形軌道に広がり、衝突してムーンレットを形成します。ムーンレットは、非保守的な効果により平衡構成に達します。このようなシナリオでは、アークはさまざまなプロセスの混合によって形成された可能性があり、破壊の結果と流星物質の影響との間の影響があり、ムーンレットが発生する可能性があります。
低放射能彗星の核の近赤外分光法P/2016 BA $ _ {14}$2016年の接近中
| Title |
Near-Infrared_Spectroscopy_Of_The_Nucleus_Of_Low-Activity_Comet_P/2016_BA$_{14}$_During_Its_2016_Close_Approach |
| Authors |
Theodore_Kareta_(1_and_2),_Vishnu_Reddy_(2),_Juan_A._Sanchez_(3),_Walter_M._Harris_(2)_((1)_Lowell_Observatory,_(2)_Lunar_and_Planetary_Laboratory,_University_of_Arizona,_(3)_Planetary_Science_Institute) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.01104 |
地球近傍彗星P/2016BA$_{14}$（PanSTARRS）は、ゆっくりと回転するほぼ休止状態の天体であり、252P/LINEARの動的な双子である可能性が高く、最近、中赤外線スペクトルが非常に異なることが示されました。他の彗星に。BA$_{14}$も最近、ESAの\textit{CometInterceptor}のバックアップターゲットの1つを選択したため、BA$_{14}$の最新のプロパティをより明確に理解しても、理解が向上するだけではありません。彗星がどのように休眠状態になるか、しかしまた潜在的な宇宙船訪問の計画を助けることができます。NASA赤外線望遠鏡施設による2016年の地球接近の2つの日付で行われたBA$_{14}$の観測を提示します。どちらも、その核の直接観測と一致しています。BA$_{14}$の反射スペクトルは、高度に位相が赤くなっていますが、67P/チュリュモフゲラシメンコに似ています。熱放射は、より長い波長での反射スペクトルを汚染します。これは、新しいマルコフ連鎖モンテカルロ熱モデリングコードで修正されます。モデルは、$BA_{14}$の可視幾何アルベドが$p_V=0.01-0.03$であることを示唆しており、レーダー観測と一致しています。そのビームパラメータは、その幾何学で観測されたNEOに典型的であり、反射スペクトルは赤で、H全体で線形です。とKバンド。中赤外線の奇妙さにもかかわらず、それは「通常の」彗星の核のように見えます。オブジェクトの活動が減少するにつれて細粒がゆっくりと失われることは、証拠のいくつかの線を調整するのに役立つ可能性があり、他の可能性について説明します。BA$_{14}$を通過する宇宙船のフライバイは、よりアクティブなターゲットよりも原子核に近づく可能性があります。（ほぼ）休止状態の彗星を訪問することで対処できる科学的な質問をいくつか取り上げます。
摂動された低質量円盤状ガス状星雲の環状構造I：一般モデルと標準モデル
| Title |
Annular_structures_in_perturbed_low_mass_disc-shaped_gaseous_nebulae_I_:_general_and_standard_models |
| Authors |
Vladimir_Pletser |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.01135 |
これは、中心質量の周りを回転し、小さな半径方向の摂動を受けた二次元の低質量気体ディスクの解析解を研究する2つの論文の最初のものです。流体力学方程式は、平衡および摂動構成について解かれます。ガス摂動比質量の波のような方程式が推定され、摂動されていない比質量と音速のべき乗則分布の指数のいくつかのケースについて分析的に解かれます。まず、ガス摂動の特定の質量は、半径方向の摂動速度の零点に対応する、指数関数的に間隔を置いた最大値を表示することがわかります。第二に、摂動された特定の質量の連続する最大値の距離比は、ディスクの特性に応じて一定であり、モデルに従って、摂動の周波数にも依存します。そして第三に、内向きおよび外向きのガス流が、最小のゾーンから摂動された特定の質量の最大のゾーンに向かって誘導され、最終的には、ディスク内にガス状の環状構造が形成される可能性がある。提示された結果は、さまざまな天体物理学的状況で、小さな放射状摂動を受けた、無視できる相対質量の薄いガス状円盤に適用される可能性があります。
WASP-5bの近赤外線および発光
文脈：太陽系外惑星からの熱放射は、それらの大気中の重要な物理的プロセスを研究し、より正確な軌道要素を導き出すことを可能にします。目的：新しい近赤外線および光学データを使用して、これらのデータがどのように軌道離心率と惑星大気の熱特性を制約するかを調べます。方法：2つのセクターからTESS衛星によって取得された完全な光度曲線を使用して、惑星の位相変動の振幅に上限を設定し、掩蔽深度を推定します。2MASSK（Ks）バンドでの、すでに公開されている2つと、まだ公開されていない1つの追跡観測を使用して、この近赤外波長帯でより正確な掩蔽光度曲線を導き出します。結果：Ksバンドのマージされた掩蔽光度曲線は4515データポイントで構成されます。データは、以前の離心率推定の結果を確認し、円軌道を示唆しています：e=0.005+/-0.015。Ksバンドの（2.70+/-0.14）pptのフラックス低下の高い値は、10シグマレベルでの単純な黒体放射を除外し、（4-7）シグマレベルでの現在の大気モデルとも一致しません。TESSデータの分析から、視覚帯域で、二次日食のノイズレベルに近い検出の暫定的な証拠を見つけ、惑星の位相変化の関連する振幅に制約を課しました。正式なボックスフィットは、（0.157+/-0.056）pptの掩蔽深度をもたらします。これは、完全に効率的な大気循環の場合はAg=0.43+/-0.15、循環がまったくない場合はAg=0.29+/-0.15の比較的高い幾何アルベドを意味します。酸素で強化されたモデルでも、炭素で強化された大気モデルでも、好みは見られません。
L-Tシーケンス全体の褐色矮星の検索研究
| Title |
Retrieval_Study_of_Brown_Dwarfs_Across_the_L-T_Sequence |
| Authors |
Anna_Lueber,_Daniel_Kitzmann,_Brendan_P._Bowler,_Adam_J._Burgasser,_and_Kevin_Heng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.01330 |
放射伝達と有限要素の短い特性の方法を実装するオープンソースのHelios-r2検索コードを使用して、L0からT8のスペクトル型にまたがる19個の褐色矮星のキュレートされたサンプルに対して228個の大気検索の大規模なスイートが実行されます温度-圧力プロファイルの説明。驚いたことに、ベイズモデルの比較の観点から、雲のないモデルと曇ったモデル（灰色と非灰色の両方）は、アーカイブSpeXデータと同等に一致していることがわかりました。対数均一事前分布が想定される場合、雲の特性の上限のみが推測されますが、均一事前分布が使用される場合、雲の光学的厚さは制約されます。水は19個の物体すべてで検出され、メタンはすべてのT型矮星で検出されますが、有効温度全体で明らかな傾向はありません。一酸化炭素はほんの一握りの物体でしか検出されないため、推定される炭素と酸素の比率は信頼できません。取得された半径は一般に有効温度とともに減少しますが、一部のT矮星について推定された値は信じられないほど低く、モデルに物理学または化学が欠落していることを示している可能性があります。初期のL矮星の場合、取得される表面重力は、灰色または非灰色の雲モデルが好ましいかどうかによって異なります。将来のデータは、雲の特性と化学的存在量の垂直方向の変動を制約するために必要であり、後者は、L-T遷移の化学的不安定性と従来の雲の解釈を区別するために必要です。
火星と金星での銀河宇宙線：搭載されたマイクロチャネルプレートのバックグラウンド信号として測定された数時間から数十年までの時間的変動
| Title |
Galactic_Cosmic_Rays_at_Mars_and_Venus:_Temporal_Variations_from_Hours_to_Decades_Measured_as_the_Background_Signal_of_Onboard_Micro-Channel_Plates |
| Authors |
Yoshifumi_Futaana,_Manabu_Shimoyama,_Martin_Wieser,_Stefan_Karlsson,_Herman_Andersson,_Hans_Nilsson,_Xiao-Dong_Wang,_Andrey_Fedorov,_Nicolas_Andre,_Mats_Holmstr\"om,_Stas_Barabash |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.01377 |
マイクロチャネルプレート（MCP）は、宇宙の粒子を数えるために広く使用されているコンポーネントです。マーズエクスプレスとビーナスエクスプレスのオービターでそれぞれ17年と8年にわたって運用されたMCPのバックグラウンドカウントを使用して、内太陽系の銀河宇宙線（GCR）の特性を調査します。火星と金星での太陽周期時間スケールでのMCPバックグラウンドカウントは、黒点数との明確な反相関を示しています。測定されたMCPバックグラウンドにはGCR情報が含まれていると結論付けます。火星のMCPバックグラウンドを使用して測定されたGCR特性は、太陽周期24の地上ベースの測定と一致する特徴を示しています。火星の黒点数とMCPバックグラウンドの間のタイムラグは約9か月です。軌道に沿って記録された短期のバックグラウンドデータ（数時間のタイムスケール）も、惑星によるGCR粒子の吸収によるバックグラウンドカウントの明らかな枯渇を示しています。軌道に沿った目に見える惑星のサイズの変化のおかげで、MCPバックグラウンドへのGCRの寄与は、\b{eta}崩壊による内部の寄与から分離することができます。火星でのGCR吸収特性の統計分析は、火星のGCR粒子の有効吸収サイズが、火星の固体よりも半径が100km以上大きいことを示しています。
惑星をホストする星の回転
惑星系の形成中の角運動量の分布を理解することは、天体物理学の重要なトピックです。$\textit{Kepler}$および$\textit{Gaia}$ミッションからのデータにより、恒星の自転が太陽のような星の周りの惑星の存在と相関しているかどうかを調べることができます。ここでは、493個の惑星をホストする星の自転周期の統計分析を実行します。これらは、検出された惑星がなく、同様の有効温度、質量、半径、金属量、および年齢を持つコントロールサンプルと一致します。惑星をホストしている星は、平均して$1.63\pm0.40$日遅く回転していることがわかります。回転の違いは、視線速度の追跡観測によって確認された惑星を含むサンプルと含まないサンプルの両方で統計的に有意です。また、さまざまな恒星および惑星の特性に対する自転分布の依存性を分析します。私たちの結果は、RV法とトランジット法の両方で、ホスト星の自転周期に応じた惑星検出バイアスによって説明できる可能性があります。あるいは、惑星の存在と恒星の自転との間の物理的なつながりを指摘し、惑星系の形成と進化における角運動量の役割を理解する必要性を強調することもできます。
散逸によって引き起こされた正確なカッシーニ状態からの水星のスピン軸の偏差
潮汐散逸、およびコア-マントル境界（CMB）と内核境界（ICB）での粘性および電磁（EM）摩擦によって引き起こされる、正確なカッシーニ状態からのマーキュリーのスピン軸の偏差の予測を計算します。CMBでの粘性摩擦は位相進みを生成し、ICBでの粘性およびEM摩擦は位相遅れを生成します。偏差の大きさは、内核のサイズ、動粘度、磁場の強さに依存しますが、上限を超えることはできません。小さな内部コアの場合、CMBでの粘性摩擦により、最大位相進みは0.027秒角になります。大きな内核（半径$>1000$km）の場合、ICBでのEM摩擦により最大の位相遅れが発生しますが、0.1秒角を超えることはありません。不整合な流体と固体コアによって引き起こされる弾性変形は、粘性とEM結合によって引き起こされる位相進み/遅れにおいて一次的な役割を果たし、潮汐変形によって引き起こされるものと同等のマントル傾斜の摂動に寄与します。潮汐散逸は位相遅れをもたらし、その大きさ（秒単位）は経験的関係（80/Q）で与えられます。ここで、Qは品質係数です。Q=80の場合、位相遅れは約1秒角になります。10^{17}Pas以下のオーダーの低粘度の大きな内部コアは、$Q$に大きな影響を与え、結果として生じる位相遅れに大きな影響を与える可能性があります。観測によって示唆された限られたマントル位相遅れ（<10秒角）は、約10^{17}Pasのバルクマントル粘度の下限を意味します。
LoTSS-DR2の近くの銀河：ラジオ-SFR関係の非線形性への洞察
| Title |
Nearby_galaxies_in_LoTSS-DR2:_insights_into_the_non-linearity_of_the_radio-SFR_relation |
| Authors |
V._Heesen,_M._Staffehl,_A._Basu,_R._Beck,_M._Stein,_F._S._Tabatabaei,_M._J._Hardcastle,_K._T._Chy\.zy,_T._W._Shimwell,_B._Adebahr,_R._Beswick,_D._J._Bomans,_A._Botteon,_E._Brinks,_M._Br\"uggen,_R.-J._Dettmar,_A._Drabent,_F._de_Gasperin,_G._G\"urkan,_G._H._Heald,_C._Horellou,_B._Nikiel-Wroczynski,_R._Paladino,_J._Piotrowska,_H._J._A._R\"ottgering,_D._J._B._Smith,_and_C._Tasse |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.00635 |
環境。宇宙線と磁場は銀河の進化の重要な要素であり、恒星のフィードバックと星形成の両方を調節します。それらの特性は、熱汚染のない低周波無線連続観測で研究することができます。目的。近くの（<30Mpc）銀河76個のサンプルを定義し、ラジオ連続体の豊富な補助データと、144のLOFAR2メートル空調査（LoTSS）で観測されるCHANG-ESおよびKINGFISH調査からの赤外線を使用します。MHz。メソッド。LoTSSデータリリース2（LoTSS-DR2）の一部として、そのうち45のマップを提示します。ここでは、統合されたフラックス密度を測定し、統合された空間的に分解された無線スペクトルインデックスを調査します。全赤外線とH$\alpha$+24-$\mu$m放射からの星形成率（SFR）を使用して、無線とSFRの関係を調査します。結果。144MHzでの無線-SFRの関係は、$L_{144}\proptoSFR^{1.4-1.5}$と明らかに超線形です。144〜$\approx$1400MHzの平均統合無線スペクトルインデックスは、宇宙線電子（CRE）の注入スペクトルインデックスと一致して、$\langle\alpha\rangle=-0.56\pm0.14$です。しかし、電波スペクトル指数マップは、星形成領域に関連するより平坦なスペクトルと銀河周辺、特に平面外領域でのより急なスペクトルを伴うスペクトル指数の変化を示しています。星形成率（SFR）が高い銀河は、電波スペクトルが急峻であることがわかりました。銀河のサイズ、質量、回転速度と同様の相関関係が見られます。結論。より大きく、より重い銀河は、より優れた電子熱量計です。つまり、CREは、銀河内でエネルギーのより高い部分を失います。これは、超線形の電波とSFRの関係を説明しており、より大規模な星形成銀河は電波が明るいです。銀河の質量を熱量測定効率の代用として使用する半熱量測定ラジオ-SFR関係を提案します。
$ z>4$の矮小銀河の宇宙論的シミュレーションにおける球状星団候補の形成
| Title |
Formation_of_proto-globular_cluster_candidates_in_cosmological_simulations_of_dwarf_galaxies_at_$z>4$ |
| Authors |
Omid_Sameie,_Michael_Boylan-Kolchin,_Philip_F._Hopkins,_Andrew_Wetzel,_Xiangcheng_Ma,_James_S._Bullock,_Kareem_El-Badry,_Eliot_Quataert,_Jenna_Samuel,_Anna_T.P._Schauer,_Daniel_R._Weisz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.00638 |
宇宙論的流体力学シミュレーションを実行して、現在の矮小銀河の前駆体における球状星団候補の形成を研究します$（M_{\rmvir}\approx10^{10}\、{\rmM}_\odot$at$z=0$）「現実的な環境でのフィードバック」（FIRE）プロジェクトの一部として。コンパクト（$r_{1/2}<30$pc）、比較的大規模（$0.5\times10^5\lesssimM_{\star}/{\rmM}_\odot\lesssim5\times10^5$）、自己結合星団は、$M_{\rmvir}\approx10^9\、{\rmM}_\odot$の前駆体で$11\gtrsimz\gtrsim5$で形成されます。クラスター形成は、高密度の乱流ガスの少なくとも$10^7\、{\rmM}_\odot$が$\Sigma_{\rmガス}\approx10^4\、{\rmM}_\odotに到達したときにトリガーされます。\、{\rmpc}^{-2}$は、超新星フィードバックの圧縮効果の結果として、または雲と雲の衝突から生じます。クラスターは$2-3\、{\rmGyr}$で生き残ることができます。数値効果がなければ、おそらく$z=0$まで、かなり長く存続する可能性があります。最も寿命の長いクラスターは、ホスト銀河からかなりの距離（数百個）で形成されるクラスターです。したがって、現在の矮小銀河の前駆体に形成される球状星団は、明確に定義された銀河内に深く埋め込まれているのではなく、ホストの暗黒物質ハロー内の既存の星から相殺されると予測します。発生期のクラスターの特性は、\textit{HubbleSpaceTelescope}レンズフィールドでの最もかすかな、最もコンパクトな高赤方偏移源の観測と一致しており、非\textit{JamesWebbSpaceTelescope}を使用したレンズフィールド。対照的に、星団のホスト銀河は検出されないままになります。
中央銀河と環境との整合
| Title |
Alignment_of_the_central_galaxies_with_the_environment |
| Authors |
Facundo_Rodriguez,_Manuel_Merch\'an_and_M._Celeste_Artale |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.00683 |
この作業では、スローンデジタルスカイサーバーデータリリース16（SDSSDR16）の楕円率と主軸の位置角の測定値をRodriguez\＆Merch\'anのグループファインダーアルゴリズムと組み合わせて、中央の銀河と周囲の銀河の位置合わせを決定します。それらのグループにある構造物と伴銀河。2つの独立した方法を使用します。2点相互相関関数の修正バージョンと、中心銀河の向きと伴銀河の相対位置の間の角度です。最初の方法ではクラスターの内側と外側の領域を調べることができ、2番目の方法ではハロー内の情報を提供します。私たちの結果は、中央の銀河が$\sim10h^{-1}Mpc$までの相関関数に任意の異方性を示し、最も明るい銀河（$^{0.1}M_{r}）では$\sim$10\％強くなることを示しています。<-21.5$）。銀河のサンプルを色で割ると、中央の赤い銀河がこの異方性の主な原因であることがわかります。また、この振る舞いがグループの質量や中央銀河の楕円率に依存しないことも示しています。最後に、私たちの結果は以前の発見と一致しており、2点相互相関関数は、それが属するグループの銀河だけでなく、すべての銀河を使用した銀河配列の最良のトレーサーであることを示しています。さらに、この機能を使用すると、より大きなスケールでアライメントの動作を調べることができます。
天の川の核風空洞とガス状円盤の間の境界面を描くCO放出
| Title |
CO_Emission_Delineating_the_Interface_between_the_Milky_Way_Nuclear_Wind_Cavity_and_the_Gaseous_Disk |
| Authors |
Yang_Su,_Shiyu_Zhang,_Ji_Yang,_Qing-Zeng_Yan,_Yan_Sun,_Hongchi_Wang,_Shaobo_Zhang,_Xuepeng_Chen,_Zhiwei_Chen,_Xin_Zhou,_and_Lixia_Yuan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.00728 |
MWISPの調査に基づいて、分子雲（MC）の距離が適切に決定されている接点に向かう高zCO放出を調べます。l=12-26度および|b|<5.1度の領域では、|z|>110pcの合計321個のMCが識別され、そのうち30個近くの極端な高zMC（|z|>260のEHMC）pc）はR_GC=2.6-3.1kpcの狭い領域に集中しています。EHMC濃度は、R_GC=2.3-2.6kpcの他の高zMCとともに、フェルミバブルと物理的に関連するHIボイドのエッジを囲む分子クレーター壁構造を構成します。興味深いことに、銀河面の上下のクレーター壁にあるいくつかの大きな高zMCは、頭が面に向かっている彗星構造を示しており、同伴された分子ガスが高z領域への平面。天の川の核風が銀河のガス状円盤に大きな影響を与えることを示唆します。〜3-6Myr前の強力な核風が、観測の特徴、（1）HIボイドの端にある強化されたCOガス、（2）R_GC<3kpc内の原子および分子ガスの不足の原因である可能性があります。、（3）EHMC濃度と3kpcアームの間の可能な接続、および（4）尾が銀河面から離れる方向を向いている細長いhigh-zMC。
$ z =6.6$クエーサーホスト銀河における空間的に分解された分子星間物質
| Title |
Spatially_resolved_molecular_interstellar_medium_in_a_$z=6.6$_quasar_host_galaxy |
| Authors |
Jianan_Li,_Bram_P._Venemans,_Fabian_Walter,_Roberto_Decarli,_Ran_Wang_and_Zheng_Cai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.00793 |
CO（6-5）、CO（7-6）、[CI]線の高空間分解能（0.4"、2.2kpc）観測と、クエーサーJ0305$のホスト銀河の星間物質からのダスト連続放出を示します。-$z=6.6$で$3150。これらは、同等の空間分解能でのアーカイブ[CII]データとともに、さまざまなフェーズでのISM間の空間分布と運動学の研究を可能にします。COの放射状プロファイルを比較する場合、[CII]とダスト連続体では、COとダスト連続体が同様の空間分布を示し、どちらも[CII]よりも拡張されていないことがわかります。これは、COとダスト連続体が同じガス成分をトレースしているのに対し、[CII]はトレースしていることを示しています。さらに、[CII]/CO、[CII]/遠赤外線（FIR）、CO/FIR、およびダスト連続体$S_{98.7\rmGHz}/S_{の放射状プロファイルを導出します。258.1\rmGHz}$比。半径とともに$S_{98.7\rmGHz}/S_{258.1\rmGHz}$比が減少していることがわかります。これは、ダストの光学深度wの減少を示している可能性があります。i番目の増加する半径。また、J0305$-$3150付近のフィールドで以前に発見されたコンパニオン銀河で、いくつかのISM線と連続放射を検出します。ライン対ラインおよびライン対FIRの比率を比較することにより、クエーサーとそのコンパニオン銀河の間に有意差は見つかりません。
マーチソン広視野アレイで得られた電波連続体による銀河の星形成率の推定
| Title |
Estimation_of_the_Star_Formation_Rate_of_Galaxies_with_Radio_Continuum_Obtained_with_Murchison_Widefield_Array |
| Authors |
Tsutomu_T._Takeuchi,_Shuntaro_A._Yoshida,_Luca_Cortese,_O._Ivy_Wong,_Barbara_Catinella,_and_Suchetha_Cooray |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.00831 |
{\slHerschel}参照調査から抽出された星形成銀河の統合された低周波と赤外線（IR）放射間の相関を調査します。マーチソン広視野アレイ（MWA）が運営するGaLactic銀河系外全天MWA（GLEAM）調査を利用して、この相関が$72\mboxの20のGLEAM狭帯域にわたる周波数の関数でどのように変化するかを調べます{-}231\;[\mbox{MHz}]$。これらの検査は、SFR指標としての電波光度の信頼性を確保するために重要です。この研究では、GLEAM調査によって電波放射が検出された18個の星形成銀河に焦点を当てています。これらの銀河は、単一のべき乗則が、GLEAM周波数帯域および最大$1.5\にわたる遠赤外線と無線の相関を特徴づけるのに十分であることを示しています。[\mbox{GHz}]$。したがって、この波長範囲の無線連続体は、優れた無塵消光SFR推定器として機能します。これは、他の推定量とは独立して宇宙SFRを将来調査する場合に特に重要です。これは、コヒーレントで$z=0$から高赤方偏移（$z\sim5\mbox{-}10$）までの無線連続体を検出できるためです。マナー。
巨大電波銀河GRG0503-286のX字型の形態の発見
巨大電波銀河GRG0503-28の70-230MHzでのGLEAM調査画像の高い表面輝度感度は、2つのローブの反転対称な屈曲を明らかにしましたが、それらの屈曲部分の間で約200kpcの幅のストリップを維持しています-電波放射ギャップのように。これは、ソースにメガサイズのX字型電波銀河の外観を与えます。ガス層、おそらく宇宙ウェブのWHIMで満たされたシートの存在による放出ギャップを特定することで、この層が2つの電波銀河の反転対称の曲がりの原因である可能性が最も高いことを示唆します。そのようなガス層の複数の観察症状が注目されます。ホスト銀河から非常に非対称に伸びていることが知られているこのGRGの2つのローブは、放射ギャップに関して著しく対称であり、通常の寸法の二重電波源について前述した奇妙な傾向を確認しています。このGRGの北葉について報告された異常な電波スペクトル勾配は立証されていません。
エッジ崩壊とハブフィラメント構成の同時証拠：巨大分子フィラメントG45.3+0.1のまれなケーススタディ
| Title |
Simultaneous_evidence_of_edge_collapse_and_hub-filament_configurations:_A_rare_case_study_of_a_Giant_Molecular_Filament_G45.3+0.1 |
| Authors |
N._K._Bhadari,_L._K._Dewangan,_D._K._Ojha,_L._E._Pirogov,_A._K._Maity |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.00881 |
わし座の星形成複合体G045.49+00.04（G45E）とG045.14+00.14（G45W）に関連する分子ガスの運動学を調査するために、多波長およびマルチスケールデータを研究します。FUGIN$^{13}$CO（1-0）ラインデータの分析により、巨大な分子フィラメント（GMFG45.3+0.1;長さ$\sim$75pc、質量$\sim$1.1$\times）の存在が明らかになります。$10$^{6}$M$_{\odot}$）[53、63]kms$^{-1}$でコヒーレントな速度構造を持ちます。GMFG45.3+0.1は、反対側の端でG45EおよびG45W複合体をホストします。GMFG45.3+0.1に沿って大規模な速度振動が見られます。これは、そのエッジで$-$0.064および$+$0.032kms$^{-1}$pc$^{-1}$の線形速度勾配も示しています。点状の光源の測光分析は、高密度ガスとHII領域の存在も空間的に観察されるフィラメントのエッジでの若い恒星状天体（YSO）候補光源のクラスター化を示しています。ハーシェル連続体マップとCHIMPS$^{13}$CO（3-2）ラインデータは、G45EとG45Wの両方のサイトでパーセクスケールのハブフィラメントシステム（HFS）の存在を解明します。私たちの研究は、GMFG45.3+0.1の全体的な崩壊が、端での全体的な非等方性崩壊（GNIC）の特徴に加えて、端が支配的であることを示唆しています。全体として、GMFG45.3+0.1は、エッジの崩壊とハブフィラメントの構成が同時に調査されるフィラメントの最初の観測サンプルです。これらの観測は、HFSの形成を含む大規模な星形成の新しい可能性を開きます。
グループ内媒体における超新星残骸としての奇数ラジオサークル
奇数電波円またはORCと呼ばれる最近発見された分角サイズの円形拡散電波源の測定可能な割合（$\sim8$パーセント）は、銀河群のローカルグループおよびそのすぐ隣のグループ内のグループ内媒体の超新星残骸である可能性があります。この推定値は、近くの（$z\sim0.1-0.2$）銀河群におけるグループ内超新星イベントの光学的検出率に基づいています。銀河のローカルおよびそのすぐ隣のグループ内では、100万年あたり約5400のグループ内超新星の割合が予想されます。約$10^{4}$年の無線検出可能期間では、1000平方度あたり平均1.3のグループ内中型超新星残骸が、ORCの発見につながる感度で無線調査で検出されると予想されます。グループ内媒体の$\sim3$Mpcの距離までの超新星残骸の角度サイズ、表面輝度、および電波フラックスは、5つの既知のORCと同様であると予想できます。グループ内の超新星残骸は、銀河の高密度で冷たい星間物質に存在していませんが、低密度（$10^{-4}-10^{-5}$cm$^{-3}$）の暖かい媒体（$10^{5}-10^{6}$K）銀河ハローまたはそれ以降で、天の川や他の近くの銀河を取り巻くさまざまな潮流に関連する拡散星間光の中でそれらの前駆体を見つけることができます。
熱狂的な星間氷はより多くのCH3ODを持っています
| Title |
Fevering_Interstellar_Ices_Have_More_CH3OD |
| Authors |
Beatrice_M._Kulterer,_Maria_N._Drozdovskaya,_Stefano_Antonellini,_Catherine_Walsh,_Tom_J._Millar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.01035 |
一重重メタノールは、星形成の星形成前のコア段階で形成されると考えられています。CH2DOH/CH3OD比で観測された変動は、その形成が周囲の雲の状態に強く依存していることを示唆しています。したがって、それは星形成の開始前の物理的状態の潜在的なトレーサーです。典型的な星前のコアを表す単一点の物理モデルを化学モデルに結合して、星前の段階で重メタノールに向かう潜在的な形成経路を調査します。HとDの単純な付加反応では、観察された存在量を再現することはできません。実験的に検証された抽象化スキームの実装は、メチル重メタノールの効率的な形成につながりますが、ヒドロキシ重メタノールの十分な形成を欠いています。CH3ODは、おそらく後の進化段階で形成され、HDO（およびD2O）とCH3OHの間の暖かい氷でのH-D交換反応から生じる可能性があります。CH2DOH/CH3OD比は、星の前の段階での物理的状態の適切なトレーサーではありませんが、氷の加熱のトレーサーとしてより適している可能性があります。
古風な銀河の影を見つめる：減衰したLy $ \alpha$と金属吸収体を若い$z\ sim6$弱線クエーサーに向けて
| Title |
Staring_at_the_Shadows_of_Archaic_Galaxies:_Damped_Ly$\alpha$_and_Metal_Absorbers_toward_a_Young_$z_\sim_6$_Weak-line_Quasar |
| Authors |
Irham_Taufik_Andika,_Knud_Jahnke,_Eduardo_Ba\~nados,_Sarah_E._I._Bosman,_Frederick_B._Davies,_Anna-Christina_Eilers,_Emanuele_Paolo_Farina,_Masafusa_Onoue,_and_Arjen_van_der_Wel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.01245 |
ジェミニ/GNIRS、マゼラン/FIRE、およびVLT/MUSEデータを使用して、PSOJ083+11、ユニークな$z=6.3401$弱線クエーサーに向けてLy$\alpha$ハローと吸収システムを特徴付けます。水素といくつかの金属線（CII、MgII、OIなど）による強い吸収がスペクトルで発見されました。これは、次の存在を示しています。$z=6.314$および（ii）$z=2.2305$のMgIIアブソーバー。観測された減衰翼信号を説明するために、サブDLAと中性水素カラム密度$\logN_\mathrm{HI}=20.03\pm0.30$cm$^の組み合わせでLy$\alpha$吸収をモデル化します。{-2}$と銀河間媒体からの吸収（中性部分は約10％）。PSOJ083+11に対するサブDLAの存在比は、[C/O]$=-0.04\pm0.33$であり、金属量は[O/H]$=-2.19\pm0.44$であり、低-赤方偏移の金属が少ないDLA。これらの測定値は、サブDLAがPSOJ083+11の近接ゾーンのサイズを切り捨て、クエーサーの寿命測定を複雑にする可能性があることを示唆しています。ただし、このクエーサーは、MUSEデータキューブにLy$\alpha$ハローの兆候を示していません。ここで、表面輝度の推定$1\sigma$制限は$2.76\times10^{-18}$ergs$^{-1}です。$cm$^{-2}$arcsec$^{-2}$、1秒角の開口サイズ、または$\leq43.46$ergs$^{-1}$のLy$\alpha$光度に相当します。この非検出は、それ自体は弱い独立した証拠にすぎませんが、降着のタイムスケールが短いクエーサーで予想されるように、少なくとも若いクエーサーのシナリオと一致しています。
MUSE観測を使用したLMCのN44複合体の2つのHII領域における光イオン化ガスの研究
| Title |
A_study_of_photoionized_gas_in_two_HII_regions_of_the_N44_complex_in_the_LMC_using_MUSE_observations |
| Authors |
Susmita_Barman,_Naslim_Neelamkodan,_Suzanne_C._Madden,_Marta_Sewilo,_Francisca_Kemper,_Kazuki_Tokuda,_Soma_Sanyal,_and_Toshikazu_Onishi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.01293 |
超大型望遠鏡のマルチユニット分光エクスプローラー（MUSE）による光学面分光観測と、CLOUDY光イオン化モデルを使用して、大マゼラン雲のN44星形成複合体の2つの発光HII領域のイオン化構造と物理的条件を研究します。。さまざまな輝線のスペクトルマップは、N44D1の層状イオン化ジオメトリを示しています。N44D1の[OI]6300A発光の空間分布は、HII領域の外側の境界で部分的に覆われたイオン化フロントを示しています。これらの観察結果は、N44D1がブリスターHII領域であることを示しています。N44Cでの[OI]6300A発光は、境界で明確なイオン化フロントを提供しませんが、[SII]6717Aおよび[OI]6300A発光バーのパッチが内部にあります。空間的に分解されたMUSEスペクトルの結果は、これらのHII領域で初めて光イオン化モデルを使用してテストされます。ブリスターHII領域に適した、部分的な被覆率を持つ球対称のイオン化境界モデルは、N44D1で観測された形状とほとんどの診断ライン比を十分に再現できます。同様に、N44Cでは、観測シグネチャに基づいて、低密度で光学的に薄いモデルを適用します。私たちのモデリング結果は、N44D1のイオン化構造と物理的条件が主にO5V星からの放射によって決定されることを示しています。ただし、おそらく超新星や恒星風からの局所X線が重要な役割を果たします。N44Cでは、主な寄与は3つの電離星からです。
IllustrisTNGの偏った銀河ディスク
近くの後期型銀河のかなりの部分が偏っている。IllustrisTNG100シミュレーションの最後のスナップショットから選択された、十分に解像された円盤状銀河のサンプルで、それらの平坦性と回転サポートに基づいて、恒星成分の非対称性を研究します。1912個のディスクの中で、（1-2）恒星半質量半径内の恒星成分のm=1フーリエモードに関して有意な非対称性を持つ161個のオブジェクトを識別し、3つの代表的な例を使用してそれらの特性を説明します。m=1モードのプロファイルは通常、半径とともに増加し、対応する位相は非対称領域で一定であり、グローバルな歪みを示します。時間の経過とともに偏ったディスクが進化した後、それらの履歴はかなり問題なく、非対称性の発生はかなり最近のものであることがわかります。最近、偏ったディスクの約3分の1だけが強い相互作用を経験し、それが形状の歪みにつながる可能性がありました。24％はより大きな物体の影響を受け、9％はガスが豊富な合併を受けました。それでも、偏った円盤の大部分は、最近の星形成率の大幅な増加を示しています。したがって、偏った円盤の形成の最も頻繁なメカニズムは、おそらくガスの降着に関連する非対称の星形成であるように思われますが、ガスと星の歪みは強く相関していません。この写真は、偏った集団が平均してより多くのガスを含み、星形成率が高く、金属量が低く、残りのディスクよりも青い色をしているという発見によって裏付けられています。これらの相関関係は、シミュレートされた偏った円盤の割合（8％）が観測値（30％）よりもはるかに低いにもかかわらず、実際の銀河で見られるものと似ています。非対称性の存在とバーの間に観察された相関関係も再現されていません。これらの不一致は、IllustrisTNGシミュレーションの過剰なクエンチングまたは不十分な解像度が原因である可能性があります。
SFDマップとプランクマップの検証と修正
天体の固有のパラメータを取得するには、ほこりの赤みを正確に補正することが基本です。シュレーゲル等。（SFD）およびPlanck2D消光マップは、赤み補正に広く使用されています。この作業では、大空域マルチオブジェクトファイバー分光望遠鏡（LAMOST）データリリース5（DR5）とガイアDR2からの約200万個の星の正確な赤化測定を使用して、中央のSFDマップとプランクマップをチェックおよびキャリブレーションします。銀河系の緯度が高い。マップは、赤み補正において同様の精度を示しています。SFDマップとPlanck2014-Rマップの間、およびPlanck2014-TauマップとPlanck2019-Tauマップの間で類似している、4つのマップの小さいながらも重要な空間依存バイアスが見つかります。バイアスは、SFDおよびPlanck2014-Rマップのダスト温度と絶滅への明確な依存性を示しています。Planck2014-TauおよびPlanck2019-Tauマップのマップは、ダスト温度への依存性が弱いですが、どちらもダストスペクトルインデックスに強く依存しています。最後に、LAMOSTフットプリント内のSFDおよびPlanck絶滅マップの修正と、LAMOSTフットプリント外の修正の経験的関係を示します。私たちの結果は、銀河系の全天絶滅マップをさらに改善するための重要な手がかりを提供し、精密天文学の時代における正確な絶滅補正の重要な基盤を築きます。
星雲天体物理学のためのヘリウム線放射率
HII領域と惑星状星雲に典型的な電子温度と密度のグリッドについて、再結合によって形成された中性ヘリウムのメインラインの光学的に薄い放射率を説明するいくつかの衝突放射モデルの結果を示します。たとえば、星雲内のヘリウムの存在量を測定し、その結果としてその原始値を測定するには、正確な放射率が必要です。結果を以前のモデルで得られた結果と比較し、目標精度の1％をはるかに超える有意差を見つけました。選択した原子レートのセットと、以前のモデルで採用されたものとの違いについて、詳細に説明します。主な違いは、電子と陽子の衝突率の処理にあり、どの遷移がこれらの率の選択に最も敏感でなく、したがって高精度の存在量の決定に最も適しているかについて説明します。HeとHe$^+$のみが考慮されるケースBの近似に焦点を当てて比較しましたが、裸の核、光励起、光イオン化、黒体または観測された照明スペクトルを含む完全なモデルの結果も示しています。オリオン大星雲の場合、どのスペクトル線が不透明度の影響を受けるかを示します。これらの遷移については、正確な放射伝達計算を実行する必要があります。ログ$T_{\rme}$[K]に、$n\le5$内のすべての遷移と$n\le5$状態と$n'\le25$状態の間のすべての遷移の放射率の表を提供します。=10$^{3.0（0.1）4.6}$およびログ$N_{\rme}$[cm$^{-3}$]=10$^{2（0.5）6}$範囲、およびFORTRANコードこれらの範囲内の任意の$T_{\rme}、N_{\rme}$に補間します。
小マゼラン雲における超新星残骸集団の物理的性質
| Title |
Physical_Properties_of_the_Supernova_Remnant_Population_in_the_Small_Magellanic_Cloud |
| Authors |
D.A._Leahy_and_M.D._Filipovic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.01550 |
超新星残骸からのX線放射は、衝撃を受けたプラズマの状態を強力に診断します。温度と放出量は、爆発のエネルギー、残骸の年齢、および周囲の媒体の密度に関連しています。ここでは、小マゼラン雲の残りの個体群の研究結果を紹介します。残骸のX線観測の進歩により、小マゼラン雲の残骸20個のサンプルが測定された温度と放出測定値で得られました。球対称超新星残骸進化モデルをこの残骸のセットに適用して、年齢、爆発エネルギー、星周中密度を推定します。年齢の分布により、残りの出生率は$\sim$1/1200年になります。エネルギーと密度は対数正規分布によく適合しており、平均値は1.6$\times10^{51}$ergと0.14cm$^{-3}$であり、1$\sigma$の分散は1.87インチです。エネルギーと密度はそれぞれ3.06です。
断層撮影CIB-銀河相互相関を伴う宇宙星形成の歴史
| Title |
Cosmic_star_formation_history_with_tomographic_CIB-galaxy_cross-correlation |
| Authors |
Ziang_Yan,_Ludovic_van_Waerbeke,_Angus_H._Wright,_Maciej_Bilicki,_Shiming_Gu,_Hendrik_Hildebrandt,_Abhishek_S._Maniyar,_and_Tilman_Tr\"oster |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.01649 |
この作業では、宇宙赤外線背景放射（CIB）と銀河サンプル間の断層撮影相互相関を使用して、宇宙の星形成の歴史を調べます。銀河のサンプルはKilo-DegreeSurvey（KiDS）からのものであり、CIBマップは\planck\の空のマップから作成されています。43$\sigma$の有意性を持つ調和空間の相互相関を測定します。相互相関をハローモデルでモデル化します。ハローモデルは、CIB異方性を星形成率（SFR）および銀河の存在量に関連付けます。銀河の存在量がハロー占有分布（HOD）モデルに従うのに対し、SFRはハロー質量に対数正規依存していると仮定します。相互相関は、ハロー質量$\log_{10}（M_{\mathrm{peak}}/M_{\odot}）={12.14\pm0.36}$。導出された星形成率密度（SFRD）は、$z\sim1.5$まで十分に制約されています。高赤方偏移での拘束力は、主にKiDS調査の深さによって制限されます。以前の研究からの外部SFRD測定値との組み合わせにより、$\log_{10}（M_{\mathrm{peak}}/M_{\odot}）=12.42^{+0.35}_{-0.19}$が得られます。これにより、SFRD制約が$z=4$まで厳しくなり、ピークSFRDが$0.09_{-0.004}^{+0.003}\、M_{\odot}\mathrm{year}^{-1}\mathrm{Mpc}^{-3}$at$z=1.74^{+0.06}_{-0.02}$、ルックバック時間$10.05^{+0.12}_{-0.03}$Gyrに対応します。両方の制約は一貫しており、導出されたSFRDは以前の研究とシミュレーションと一致しています。さらに、制約されたHODパラメーターからKiDS銀河の銀河バイアス$b$を推定し、$z=0$での$b=1.1_{-0.31}^{+0.17}$から$b=1.96へのバイアスの増加をもたらします。_{-0.64}^{+0.18}$at$z=1.5$。最後に、将来の銀河調査の予測を提供し、それらのかなりの深さのために、将来の調査はSFRDの進化に対してはるかに厳しい制約をもたらすと結論付けます。
miniJPAS調査：AEGISフィールドで$ z<0.35$までの輝線銀河の識別と特性評価
| Title |
The_miniJPAS_survey:_Identification_and_characterization_of_the_emission_line_galaxies_down_to_$z_ |
| Authors |
G._Mart\'inez-Solaeche,_R._M._Gonz\'alez_Delgado,_R._Garc\'ia-Benito,_L._A._D\'iaz-Garc\'ia,_J._E._Rodr\'iguez-Mart\'in,_E._P\'erez,_A._de_Amorim,_S._Duarte_Puertas,_Laerte_Sodr\'e_Jr.,_David_Sobral,_Jon\'as_Chaves-Montero,_J._M._V\'ilchez,_A._Hern\'an-Caballero,_C._L\'opez-Sanjuan,_A._Cortesi,_S._Bonoli,_A.J._Cenarro,_R._A._Dupke,_A._Mar\'in-Franch,_J._Varela,_H._V\'azquez_Rami\'o,_L._R._Abramo,_D._Crist\'obal-Hornillos,_M._Moles,_J._Alcaniz,_N._Benitez,_A._Ederoclite,_V._Marra,_C._Mendes_de_Oliveira,_K._Taylor_and_J._A._Fern\'andez-Ontiveros |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.01698 |
Javalambre-加速宇宙の物理学（J-PAS）は、今後数年間で56の狭帯域フィルターを使用して北の空の数千平方度をマッピングすることが期待されています。これにより、J-PASは、フィルターの数が少ない分光学的または狭帯域の調査と比較して、非常に競争力があり偏りのない輝線調査になります。miniJPAS調査は1度$^2$を対象とし、J-PASと同じ測光システムを使用しましたが、観測はパスファインダーJ-PASカメラを使用して行われました。この作業では、赤方偏移が$0.35$未満のminiJPASからの輝線銀河（ELG）のサンプルを特定して特徴づけます。人工ニューラルネットワークに基づく方法を使用して、ELG集団を検出し、$H\alpha$、$H\beta$、[OIII]、および[NII]輝線の等価幅とフラックスを測定します。ダイアグラム[OIII]/H$\beta$対[NII]/H$\alpha$（BPT）およびEW（H$\alpha$）対[NII]/H$\alpha$（WHAN）。AEGISフィールドの親サンプル（2154個の銀河）から1787個のELG（$83$％）を識別します。WHAN図に配置できる信頼できるEW値を持つ銀河（合計2000個の銀河）の場合、$72.8\pm0.4$％、$17.7\pm0.4$％、および$9.4\pm0.2$％が星形成であることがわかりました。（SF）、活動銀河核（Seyfert）、および静止銀河。$H\alpha$のフラックスに基づいて、星形成の主系列は$\log$SFR$[M_\mathrm{\odot}\mathrm{yr}^{-1}]=0.90^{として記述されていることがわかります。+0.02}_{-0.02}\logM_{\star}[M_\mathrm{\odot}]-8.85^{+0.19}_{-0.20}$であり、固有の分散は$0.20^{+0.01}_です。{-0.01}$。SFR密度（$\rho_{\text{SFR}}$）の宇宙進化は、3つの赤方偏移ビンで導出されます：$0<z\leq0.15$、$0.15<z\leq0.25$、および$0.25<z\leq0.35$。これは、$H\alpha$輝線の測定に基づいた以前の結果と一致します。
| Title |
The_Andromeda_Gamma-Ray_Excess:_Background_Systematics_of_the_Millisecond_Pulsars_and_Dark_Matter_Interpretations |
| Authors |
Fabian_Zimmer,_Oscar_Macias,_Shin'ichiro_Ando,_Roland_M._Crocker,_Shunsaku_Horiuchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.00636 |
M31方向のガンマ線の過剰が発見されて以来、その原因は不明でした。公表された解釈は、暗黒物質または恒星関連の起源に焦点を合わせています。天の川銀河中心での同様の過剰の研究は、信号の空間形態とM31の恒星質量の分布との相関関係を動機付けています。ただし、天体物理学のガンマ線前景モデルには大きな不確実性があるため、観測された過剰放出の最良の理論を確実に決定することは非常に困難です。ここでは、M31の恒星質量の分布に関する最新のテンプレートと、その空の領域の新しい天体物理学的前景モデルを使用して、M31ガンマ線過剰の分光形態素解析を実行します。PAndAS調査の観測データに基づいて、M31の古い星の種族の地図を作成し、前景の星を注意深く取り除きます。また、機械学習手法に基づく新しい画像修復技術を使用して、改良された天体物理学的前景モデルを作成します。M31のバルジ内のミリ秒パルサーの推定集団の位置の代理として採用された恒星マップは、統計的有意性$5.4\sigma$に達し、通常文献、例えば、均一な明るさのディスクのようなテンプレート。恒星テンプレートの検出は、天体物理学の前景モデルの寛大なバリエーションに対して堅牢です。恒星のテンプレートが天体物理学モデルに含まれると、信号の暗黒物質消滅の解釈が不当であることを示します。バイナリ母集団合成モデルの結果を使用して、約100万の未解決MSPの母集団が、星の質量、エネルギースペクトル、および星のバルジとディスクのフラックス比ごとに観測されたガンマ線光度を自然に説明できることを示します。
重元素の微細構造レベル間の遷移から生じる赤外線輝線は、キロノバ輝線星雲の放出を生み出すと予想されます。GW170817のキロノバでは、スピッツァー宇宙望遠鏡で4.5${\rm\mum}$の強い放射が検出されましたが、3.6${\rm\mum}$では光源は検出されませんでした。この特異なスペクトルは、4.5${\rm\mum}$付近に強い線エミッターが存在し、3.6${\rm\mum}$付近に強い線がないことを示しています。スペクトルをモデル化するために、NISTデータベースで実験的に較正されたエネルギーレベルからのLS結合の選択規則に基づいてラインリストを作成します。この方法により、正確な線波長の合成スペクトルを生成できます。最初のrプロセスピーク元素が含まれているかどうかに関係なく、スペクトルはアバンダンスパターンに敏感であることがわかります。どちらの場合も、合成スペクトルは観測データと一致する可能性があり、2つの可能な解釈につながります。最初のピーク元素が豊富な場合、SeIIIラインがフラックスを支配します。それ以外の場合は、OsIII、RhIII、およびCeIVを含むWIIIが主なソースになる可能性があります。より広い波長範囲で将来のキロノバの星雲スペクトルを観察することで、より決定的な元素の同定を行うことができます。
Insight-HXMTを使用した広帯域ノイズ研究によるMAXIJ1820+070の降着流ジオメトリ
| Title |
The_accretion_flow_geometry_of_MAXI_J1820+070_through_broadband_noise_research_with_Insight-HXMT |
| Authors |
Zi-Xu_Yang,_Zhang_Liang,_Qing-Cui_Bu,_Huang_Yue,_He-Xin_Lin,_Wei_Yu,_P.J._Wang,_L.Tao,_J.L.Qu,_S.Zhang,_S.N.Zhang,_X.Ma,_L.M.Song,_S.M._Jia,_M.Y._Ge,_Q.Z._Liu,_J.Z._Yan,_D.K._Zhou,_T.M._Li,_B.Y._Wu,_X.Q._Ren,_R.C._Ma,_Y.X._Zhang,_Y.C._Xu,_Y.F.Du,_Y.C._Fu,_Y.X._Xiao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.00739 |
ここでは、硬X線モジュレーション望遠鏡（Insight-HXMT）観測を使用して、2018年の爆発のハード状態におけるブラックホールX線連星MAXIJ1820+070のパワー密度スペクトルの広帯域ノイズの詳細な研究を紹介します。。広帯域ノイズは、2つの主要なこぶを示します。これは、可変ディスクと2つのコンプトン化領域からの変動に別々に対応している可能性があります。2つのこぶに複数のローレンツ関数を適合させ、100〜150keVまでの各コンポーネントのエネルギー依存特性と、スペクトル変化に伴うそれらの進化を研究しました。最も低い周波数成分はQPO成分の分数調波と見なされ、他の広帯域ノイズ成分と比較して異なるエネルギー依存性を示します。すべての広帯域ノイズ成分の分数rmsは主にエネルギーとともに減少しますが、それらのrmsスペクトルの形状は異なることがわかりました。$\sim$20〜30keVを超えると、これらの成分の特性周波数はエネルギーとともに急激に増加します。つまり、高エネルギー成分は短い時間スケールでより変動しやすくなります。私たちの結果は、MAXIJ1820+070の高温の内部流が不均一である可能性が高いことを示唆しています。切り捨てられた降着円盤、2つのComptonization領域を持つジオメトリを提案します。
パルサータイミングアレイによる潜在的な合併イベントSDSSJ1430$+$2303からのメモリによる非線形重力波バーストを検出するための展望と戦略
| Title |
Prospects_and_Strategies_for_Detecting_Nonlinear_Gravitational_Wave_Burst_with_Memory_from_Potential_Merger_Event_SDSSJ1430$+$2303_by_Pulsar_Timing_Arrays |
| Authors |
Jie-Wen_Chen,_Yiqiu_Ma_and_Yan_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.00749 |
セイファート1銀河SDSSJ1430$+$2303の光度曲線で最近観測されたチャーピングの兆候は、銀河中心にある後期に刺激を与える超大質量連星（SMBBH）システムによって説明できます。すでにマージされています）。SMBBHシナリオをマージする場合、SDSSJ1430$+$2303は、メモリ（BWM）を使用した非線形重力波（GW）バーストのソースになる可能性があり、将来のパルサータイミングアレイ（PTA）観測の有望なターゲットを提供する可能性があります。この作業では、今後5ドルの年にInternationalPTA（IPTA）とFAST-PTAによってSDSSJ1430$+$2303からのBWM信号を検出する可能性を調査します。まず、ミリ秒パルサー（MSP）の選択や観測時間の分布など、このターゲット信号を検索するための戦略を提案します。次に、提案された戦略に基づいてPTA観測をシミュレートし、SMBBHのパラメーターの不確実性と、選択したMSP。私たちの結果は、IPTAが5ドル年でBWMをわずかに検出できるものの、FAST-PTAは非常に高い信頼性でBWMを検出できることを示しています。さらに、達成されたIPTAデータは、FAST-PTAデータと組み合わせた場合、SMBBHの合併時間を見積もる上で重要です。この作業は、SDSSJ1430$+$2303および同様のシステムに関する将来のPTA観測およびマルチメッセンジャー研究のガイダンスとして役立ちます。
国際宇宙ステーションのCALETを使用した、8.8 GeV / n〜240 GeV/nのエネルギー範囲の宇宙線のニッケルスペクトルの直接測定
| Title |
Direct_Measurement_of_the_Nickel_Spectrum_in_Cosmic_Rays_in_the_Energy_Range_from_8.8_GeV/n_to_240_GeV/n_with_CALET_on_the_International_Space_Station |
| Authors |
O._Adriani,_Y._Akaike,_K._Asano,_Y._Asaoka,_E._Berti,_G._Bigongiari,_W._R._Binns,_M._Bongi,_P._Brogi,_A._Bruno,_J._H._Buckley,_N._Cannady,_G._Castellini,_C._Checchia,_M._L._Cherry,_G._Collazuol,_K._Ebisawa,_A._W._Ficklin,_H._Fuke,_S._Gonzi,_T._G._Guzik,_T._Hams,_K._Hibino,_M._Ichimura,_K._Ioka,_W._Ishizaki,_M._H._Israel,_K._Kasahara,_J._Kataoka,_R._Kataoka,_Y._Katayose,_C._Kato,_N._Kawanaka,_Y._Kawakubo,_K._Kobayashi,_K._Kohri,_H._S._Krawczynski,_J._F._Krizmanic,_P._Maestro,_P._S._Marrocchesi,_A._M._Messineo,_J._W._Mitchell,_S._Miyake,_A._A._Moiseev,_M._Mori,_N._Mori,_H._M._Motz,_K._Munakata,_S._Nakahira,_J._Nishimura,_G._A._de_Nolfo,_S._Okuno,_J._F._Ormes,_N._Ospina,_S._Ozawa,_L._Pacini,_P._Papini,_B._F._Rauch,_S._B._Ricciarini,_K._Sakai,_T._Sakamoto,_M._Sasaki,_Y._Shimizu,_A._Shiomi,_P._Spillantini,_et_al._(16_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.00845 |
鉄に対する宇宙線ニッケル核の相対的な存在量は、他のすべてのトランス鉄元素よりもはるかに大きいため、そのスペクトルのバックグラウンド測定を低くするための好機を提供します。ニッケルは鉄と同様に最も安定した原子核の1つであるため、ニッケルのエネルギースペクトルと鉄に対するその相対的な存在量は、宇宙線源での存在量を推定し、重い原子核の銀河系の伝播をモデル化するための重要な情報を提供します。ただし、現在、$\sim$3GeV/nを超えるエネルギーでの宇宙線ニッケルの直接測定はごくわずかであり、エネルギー到達範囲と統計の両方における強い制限の影響を受けます。この論文では、2015年から国際宇宙ステーションで運用されている高エネルギー電子望遠鏡（CALET）によって前例のない精度で実行された、8.8〜240GeV/nのエネルギー範囲でのニッケルの微分エネルギースペクトルの測定を示します。CALET機器は、鉄をはるかに超えた動的範囲（原子番号$Z$=40まで）で電荷を測定することにより、個々の核種を識別できます。粒子のエネルギーは、追跡とエネルギーサンプリングを提供する薄いイメージングセクション（3つの放射長）が先行する均一な熱量計（1.2陽子相互作用長、27の放射長）によって測定されます。この論文は、以前の鉄スペクトルの測定[O.Adrianietal。、Phys。レット牧師126、241101（2021）。]、そしてそれは重元素のスペクトル指数のエネルギー依存性に関する我々の調査を拡張します。2015年11月から2021年5月までに収集されたニッケルデータの分析と体系的な不確実性の詳細な評価を報告します。20〜240GeV$/n$の領域では、現在のデータは、スペクトルインデックス$-2.51\pm0.07$の単一のべき乗則の誤差内で互換性があります。
迅速なバイナリ物質移動について-I。物理モデル
| Title |
On_rapid_binary_mass_transfer_--_I._Physical_model |
| Authors |
Wenbin_Lu_(1,_2),_Jim_Fuller_(2),_Eliot_Quataert_(1),_Cl\'ement_Bonnerot_(3)_((1)_Princeton_University,_(2)_Caltech,_(3)_Niels_Bohr_Institute) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.00847 |
一部のセミデタッチド連星システムでは、ドナー星が非常に高速で質量をコンパニオンに転送する場合があります。コンパニオンの周りの降着円盤がディスクの外半径の近くで幾何学的に厚くなる（または移流が支配的）ように十分に高い物質移動速度で、移動した質量の大部分が外側のラグランジアン（L2）を通して失われることを提案します。点。物理モデルは、ディスク内の残りの材料がL2位置エネルギーに等しいベルヌーイ数を持つという要件によってL2質量損失率が与えられる場合に構築されます。私たちのモデルは、10^{-4}Msun/yrの数倍を超える物質移動速度での有意なL2質量損失を予測します。これらのシステムでは、赤道周連星流出（CBO）が形成されます。軌道の進化と観測の外観への影響について説明します。特に、（1）システムからの急速な角運動量損失は、軌道分離を縮小する傾向があり、したがって、合流および重力波源の形成率を増加させる可能性があります。（2）ホットディスク風からの光子は、CBOによって再処理され、赤外線帯域でより長い波長の放射になります。これは、一部の超大光度X線源のスピッツァー観測と一致しています。
フェルミバブルにおける高エネルギー陽子の規則的な加速について
超高エネルギーまでの陽子の規則的な加速を可能にするフェルミバブル（FB）内の電磁場のグローバル構造のモデルを提案します。ポロイダル磁場とトロイダル磁場、およびラジアル電場は、活動銀河核（AGN）から放出されたジェットに存在する磁場と同様の構造を持つようになります。銀河の中心で観測され、回転する超大質量ブラックホール（SMBH）SgrA*に関連する相対論的粒子の強力な源は、FBにエネルギーを与え、その活性を長期間維持することができます。BHへの降着がないこと、したがって相対論的ジェットがないことは、BHの回転エネルギーの損失がないことを意味するものではありません。FBの場合、BHによって失われたエネルギーはFBの活動を維持することができます。通常のFB構造は、おそらく10^7ドル前のギャラクシーの活発な過去に存在した相対論的ジェットからの継承、またはギャラクシーのライフサイクル全体の間に存在するギャラクシーセンターの近くのプロセスによって形成される可能性があります。FBの電磁場における陽子の加速は、エネルギー$E_{max}\simeq10^{17}$eVまで見られます。これは、ガンマ範囲で観測されたFBの放射と、高エネルギーの放出を説明しています。ニュートリノ。
| Title |
Cluster_Structures_with_Machine_Learning_Support_in_Neutron_Star_M-R_relations |
| Authors |
R._V._Lobato,_E._V._Chimanski,_C._A._Bertulani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.01183 |
中性子星（NS）は、強い重力場を持ち、極端な物理的条件にさらされる物質組成を持つコンパクトな物体です。超高密度と温度で強く相互作用する物質の特性は、私たちの理解とモデリングツールに大きな課題を課します。私たちの研究室でそのような状態を再現したり、純粋に天文観測からそれらを評価したりすることはできないため、いくつかの困難は重大です。中性子星の内部について私たちが持っている情報は、多くの場合、たとえば星の質量と半径の関係から間接的に抽出されます。質量と半径は地球規模の量であり、それでもかなりの不確実性があり、それが中性子星内部の微物理学の研究に大きなばらつきをもたらします。これは、核天体物理学とNSの適切な状態方程式（EoS）に多くの疑問を残します。最近、新しい観測が質量半径を制約しているように見え、その結果、いくつかの未解決の質問を閉じるのに役立っています。この作業では、最新の機械学習手法を利用して、さまざまな物理モデルを含む一連のEoSのNS質量半径（M-R）関係を分析します。私たちの目的は、M-Rデータ分析を通じてパターンを決定し、今後の研究で中性子星のEoSを理解するためのツールを開発することです。
ガンマ線バーストプロンプト放出の光球放出起源の証拠
ガンマ線バースト（GRB）の迅速な放出の物理的起源は、50年後もまだ議論の余地があります（光球またはシンクロトロン）。ここで、最初に、15個の長いGRBで観測された多くの特性が、最高の即発放射効率$\epsilon_{\gamma}$（$\epsilon_{\gamma}\gtrsim80\％$）を持ち、光球を強力にサポートしていることがわかります。（熱）放出源：（1）$E_{\text{p}}$と$E_{\text{iso}}$の関係はほぼ$E_{\text{p}}\propto（E_{\text{iso}}）^{1/4}$であり、分散は非常に小さいです。（2）X線残光光度曲線の単純なべき乗則形状と光学残光光度曲線の重要な逆衝撃信号。（3）時間積分スペクトルのカットオフべき乗則モデルに最適です。（4）観測（$E_{\text{iso}}/E_{k}$を使用）および光球放出モデルの予測（$\eta/\Gamma$を使用）からの一貫した効率。次に、2つの区別されたサンプル（$\epsilon_{\gamma}\gtrsim50\％$および$\epsilon_{\gamma}\lesssim50\％$）の長いGRBの特性をさらに調査します。$E_{\text{p}}$と$E_{\text{iso}}$の異なる分布、および同様の観測された効率（X線残光から）および理論的に予測された効率（即発放出または光学残光）は、光球放出モデルの予測によく従っています。また、同じ効率に基づいて、$\Gamma\proptoE_{\text{iso}}^{1/8}E_{\text{p}}^{1/2}/（T_{90}）^{1/4}$は、$\Gamma$を見積もります。最後に、$E_{\text{p}}$と$E_{\text{iso}}$の異なる分布、および一貫した効率が短いGRBに存在します。さらに、拡張放出（$\epsilon_{\gamma}\lesssim50\％$）とメインパルス（$\epsilon_{\gamma}\gtrsim50\％$）について自然に説明します。
| Title |
Study_of_general_relativistic_magnetohydrodynamic_accretion_flow_around_black_holes |
| Authors |
Samik_Mitra_(IITG),_Debaprasad_Maity_(IITG),_Indu_Kalpa_Dihingia_(IITI),_and_Santabrata_Das_(IITG) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.01412 |
完全な一般相対性理論（GR）でブラックホールの周りの定常、軸対称、移流、幾何学的に薄い、電磁流体力学（MHD）降着流のグローバル構造を研究するための新しいアプローチを提示します。理想的なMHD条件と相対論的状態方程式（REoS）を考慮して、支配方程式を解き、すべての可能な滑らかなグローバル付加解を取得します。流れパラメータ、すなわちエネルギー（${\calE}$）、角運動量（${\calL}$）、および局所磁場の観点から、降着物質の動的および熱力学的特性を調べます。薄いGRMHDフローの場合、磁場のトロイダル成分（$b^\phi$）が、ディスク赤道面の放射状成分（$b^r$）よりも一般的に支配的であることがわかります。これは明らかに、トロイダル磁場がディスクダイナミクスの調整に重要な役割を果たしていることを示唆しています。さらに、ディスクの大部分はガス圧（$p_{\rmgas}$）が支配的であることに気付きます（$\beta=p_{\rmgas}/p_{\rmmag}>1$、$p_{\rmmag}$は、磁場が動的に重要になる地平線近くの領域（$\beta\sim1$）を除いて、磁気圧力を指します。マクスウェル応力が発生し、最終的にディスク内の角運動量輸送が発生することを確認します。これに向けて、半径方向に変化しているように見える粘度パラメーター（$\alpha$）を計算します。さらに、$\alpha$と$\beta$の間の基本的なスケーリング関係を調べます。これにより、ディスクの半径方向の範囲に沿って共存する2つのドメインが明確に区別されます。最後に、GRMHDシミュレーション研究の分野における現在の形式の有用性について説明します。
磁気的に停止した降着流の3D一般相対論的シミュレーションによるGRBジェット特性のモデリング
| Title |
Modeling_the_GRB_jet_properties_with_3D_general_relativistic_simulations_of_magnetically_arrested_accretion_flows |
| Authors |
Bestin_James,_Agnieszka_Janiuk,_Fatemeh_Hossein-Nouri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.01515 |
中央エンジンの降着トーラスの特性に対するGRBジェット構造とその進化の依存性を調査します。私たちのモデルは、3D一般相対論的電磁流体力学シミュレーションを使用して、カーブラックホールの周りの降着円盤を数値的に進化させます。降着円盤の2つの異なる解析的流体力学的モデルを、それぞれ、二元中性子星合体後の崩壊円盤と残骸の構造の初期状態として、Fishbone-MoncriefとChakrabartiの解に基づいて使用します。最初の安定した解に2つの異なる形状のポロイダル磁場を課します。磁気的に停止したディスク状態の形成と進化、および放出されたジェットの特性に対するその影響を研究します。私たちのモデルで生成されたジェットは構造化されており、比較的中空のコアを持ち、軸から$\gtrsim9{^\circ}$の角度でより高いローレンツ因子に到達します。短いGRBモデルのジェットの開き角度は最大$\sim25^{\circ}$ですが、長いGRBエンジンは最大$\sim11^{\circ}$の狭いジェットを生成します。また、ジェットの時間変動を研究し、モデルの最小変動タイムスケールの推定値を提供します。バイナリ中性子星の合併後のシステムのGRBジェットと、崩壊する星から発射される超相対論的ジェットへのモデルの適用について簡単に説明します。
ブラックホール連星のスピン分布は、赤方偏移によって広がる可能性があります
| Title |
The_binary_black_hole_spin_distribution_likely_broadens_with_redshift |
| Authors |
Sylvia_Biscoveanu,_Thomas_A._Callister,_Carl-Johan_Haster,_Ken_K._Y._Ng,_Salvatore_Vitale,_Will_Farr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.01578 |
重力波を使用して観測されたブラックホール連星（BBH）の質量、スピン、および赤方偏移の人口レベルの分布は、これらのシステムがどのように形成および進化するかを明らかにすることができます。推定されたBBH集団を形成する複雑な天体物理学的プロセスのため、これらのパラメータ間の相関を可能にするモデルは、これらのソースを完全に特徴づけるために必要になります。LIGOとおとめ座によって検出されたBBH集団を、有効な整列スピンと一次質量および赤方偏移との相関を考慮したモデルで階層的に分析します。有効なスピン分布の幅は、98.6％の信頼性でredshiftとともに大きくなることがわかります。この傾向は、いくつかの代替モデルの適用の下で堅固であると判断し、さらに、シミュレートされた母集団を使用してそのような相関が誤って導入される可能性が低いことを確認します。この相関関係が、レッドシフトによる出生ブラックホールスピン分布の変化に起因する可能性について議論します。
中性子星X線連星SwiftJ1858.6-0814の長期無線モニタリング
| Title |
Long_term_radio_monitoring_of_the_neutron_star_X-ray_binary_Swift_J1858.6-0814 |
| Authors |
L._Rhodes,_R._P._Fender,_S._E._Motta,_J._van_den_Eijnden,_D._R._A._Williams,_J._S._Bright,_G._R._Sivakoff |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.01598 |
最近発見された中性子星X線連星SwiftJ1858.6-の爆発に対する、1.3GHz（MeerKAT）および15.5GHz（ArcminuteMicrokelvinImager-LargeArray、AMI-LA）での長期無線監視キャンペーンの結果を示します。0814。爆発を通して、準持続的な自己吸収ジェットと一致する電波放射を観測します。さらに、MJD58427と58530に2つのフレアがあります。2番目のフレアにより、それぞれ0.2Gと5x10^37ergでのジェットの磁場と最小エネルギーに制約を課すことができます。マルチ周波数無線データをSwift-BATからのデータと組み合わせて使用して、SwiftJ1858.6-0814を無線/X線相関に配置します。準同時の無線およびBATデータにより、SwiftJ1858.6-0814は環礁とZ線源の間の無線/X線面のギャップを埋めるように見えることがわかります。さらに、SwiftJ1858.6-0814がソフト状態にある間に行われたAMI-LA観測により、ソフト状態中の電波放射が少なくとも4倍抑制されることを示すことができました。
模擬観測に基づく2.5メートル広視野望遠鏡（WFST）による潮汐破壊現象の発見の見通し
| Title |
The_Prospects_of_Finding_Tidal_Disruption_Events_with_2.5-Metre_Wide-Field_Survey_Telescope_(WFST)_Based_on_Mock_Observations |
| Authors |
Zheyu_Lin,_Ning_Jiang_and_Xu_Kong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.01615 |
光学的時間領域調査は、過去10年間、まれな潮汐破壊現象（TDE）を探すための主要な手段であり、TDE研究を著しく進歩させました。特に、掃天観測施設（ZTF）は人口調査の時代を切り開いており、ヴェラルービン天文台（VRO）で間もなく開催される大型シノプティックサーベイ望遠鏡（LSST）は、間もなくこの分野に革命をもたらすと考えられています。ここでは、2.5メートルの広視野調査望遠鏡（WFST）によって実行される別の強力な調査でTDEを見つける可能性を示します。中国西部に位置するWFSTは、試運転後の北半球での光学時間領域調査専用の最先端の施設になります。TDEの検出可能性は、現場の状態、望遠鏡のパラメーター、調査戦略、一時的な検索パイプラインを考慮して、これまで現実に最も近い模擬観測に基づいて評価することを選択します。440deg$^2$フィールド（CosmoDC2カタログ）での模擬観測では、$u、g、r、i$バンドで、10日ごとに30秒の露出で観測した場合、年間$29\pm6$TDEを確実に見つけることができます。ここで、ディスカバリーは、少なくとも2つのフィルターでの$\geq$10エポカル検出として定義されます。WFST調査がTDEを発見するために完全に最適化されている場合、毎年$392\pm74$のTDEを特定し、赤方偏移は最大$z\sim0.8$になると予想されます。これは、フォローアップリソースに大きな課題をもたらします。
HMXBGROJ1750-27でのサイクロトロンと狭いFeK$ _ {\alpha}$ラインの発見
| Title |
Discovery_of_cyclotron_and_narrow_Fe_K$_{\alpha}$_lines_in_HMXB_GRO_J1750-27 |
| Authors |
Prince_Sharma_(1),_Chetana_Jain_(2),_Anjan_Dutta_(1)_((1)_Department_of_Physics_and_Astrophysics,_University_of_Delhi,_(2)_Hansraj_College,_University_of_Delhi) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.01647 |
2021年9月からの核分光望遠鏡アレイ（NuSTAR）観測を用いて、過渡BeX線パルサーGROJ1750-27のタイミングとスペクトル解析を報告します。これは1995年以来4回目のシステム爆発です。NuSTAR観測は爆発の上昇段階。4.4512743（1）秒の周期での脈動が3〜60keVのエネルギー範囲で観察されました。平均パルスプロファイルは、エネルギーとともに変化する弱い二次ピークを持つ広いピークで構成されています。この観察の間、X線放射に感知できるほどの変化は見られませんでした。広帯域位相平均スペクトルは、黒体、べき乗則、またはComptonizationコンポーネントによって記述されます。6.4keVでのFeK$_{\alpha}$線の発見と、36および42keV付近の2つのサイクロトロン共鳴散乱機能の存在を報告します。これらの線は、中性子星の磁場強度が$3.72_{-0.25}^{+0.10}\times10^{12}$および$4.37\pm0.10\times10^{12}$Gであることを示しています。降着円盤トルクモデルに基づいて、ソース距離を$\sim$14kpcと推定しました。
超軟X線源のNICERモニタリング
| Title |
NICER_monitoring_of_supersoft_X-ray_sources |
| Authors |
M._Orio,_K._Gendreau,_M._Giese,_J.G.M._Luna,_J._Magdolen,_S._Pei,_B._Sun,_E._Behar,_A._Dobrotka,_J._Mikolajewska,_D.R._Pasham,_T.E._Strohmayer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.01660 |
NICERを使用して、4つのスーパーソフトソース（2つの永続的なソースであるCAL83とMRVel、および最近の新星YZRet（NovaRet2020）とV1674Her（NovaHer2021））を監視しました。2つの永続的なSSSは、最後の観測から13年後と20年後に、それぞれ不変のX線フラックスレベルとスペクトルで観測されました。超軟X線源（SSS）の短周期変調は、発光中心源のスペクトルが完全に可視であり（CAL83およびV1674Her）、YZRetおよびMRVelには存在せず、フラックスは光イオン化で発生した場合に発生します。またはショックを受けたプラズマ、白色矮星（WD）は観測できませんでした。したがって、脈動はWD表面上、またはWD表面に非常に近い場所で発生することをお勧めします。CAL83の脈動は、$\simeq$67秒の周期が2.1秒不規則にドリフトするなど、15年後もほとんど変化しませんでした。以前のXMM-Newtonデータを含むシミュレーションは、脈動の可変振幅のアーティファクトではなく、数時間以内の期間の長さの実際の変動を示しています。SSSが観測可能である限り、501.53$\pm$0.30秒の周期の大振幅脈動がV1674Herで常に検出されました。この期間は、高度に磁化されたWDの回転によるものと思われます。この新星について以前に推定された（$\simeq$145,000K）の最大有効温度を確認することはできず、そのスペクトルを解釈することの難しさについて議論します。WDは2つの表面ゾーンを示し、そのうちの1つはSSSフラックスを放出しないようです。
MeVCubeの概念の紹介：MeV観測用のCubeSat
過去数十年の間にX線とガンマ線の両方の観測所によって達成された目覚ましい進歩にもかかわらず、$\sim200\;\mathrm{keV}$と$\sim50\;\mathrm{MeV}$の間のエネルギー範囲は不十分なままです探検した。コンプトンガンマ線観測所（CGRO、$1991$-$2000$）に搭載されたCOMPTELは、天文学への新しい窓としてMeVガンマ線バンドを開き、$0.75$から$30\;\mathrm{MeV}$。CGROの軌道から外れてから20ドル以上経った今でも、後継ミッションはまだ運用されていません。過去数年にわたって、さまざまな構成や画像技術を探求する新しい天文台のために、多くの概念が提案されてきました。最新のものには、AMEGO、ETCC、GECCO、COSIが含まれます。ここでは、CubeSat標準に基づくMeVCubeという名前のコンプトン望遠鏡の新しいコンセプトを提案します。これは、コストが低く、開発時間が比較的短いという利点があります。科学的なペイロードは、ピクセル化されたテルル化カドミウム亜鉛（CdZnTe）検出器の2層と、低電力読み出し電子機器（ASIC、VATA450.3）に基づいています。読み出し電子機器とCdZnTeカスタム設計検出器の性能はDESYで広範囲に測定されています。望遠鏡の性能はシミュレーションを通じてアクセスされます。有効面積が数$\mathrm{cm}^{2}$に制限されているにもかかわらず、MeVCubeは$1.5^{\circ}$の角度分解能と同等の感度に達することができます。COMPTELやINTEGRALのような大規模衛星の最後の世代によって達成されたもの。MeVCubeは、広い視野と適度なコストを組み合わせることで、重力波イベントの電磁的対応物の一時的な観測と検索のための強力な機器になります。
Oph163131周辺の非常に安定したディスク
| Title |
A_highly_settled_disk_around_Oph_163131 |
| Authors |
M._Villenave,_K._R._Stapelfeldt,_G._Duchene,_F._Menard,_M._Lambrechts,_A._Sierra,_C._Flores,_W._R._F._Dent,_S._Wolff,_A._Ribas,_M._Benisty,_N._Cuello,_C._Pinte |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.00640 |
原始惑星系円盤の中央面の高いダスト密度は、効率的な粒子成長に有利であり、円盤が散逸する前に微惑星と惑星の迅速な形成を可能にすることができます。圧力最大値での垂直沈降とダストトラップは、ダストが幾何学的に薄く高密度の領域に集中することを可能にする2つのメカニズムです。この作品では、高度に傾斜した原始惑星系円盤SSTC2DJ163131.2-242627（Oph163131、i〜84deg）でこれらのメカニズムを研究することを目指しています。Oph163131の新しい高角度分解能の連続体と12COALMA観測を提示します。ガス放出は、ダスト放出と比較して、垂直方向および半径方向に大幅に拡大しているように見え、垂直方向の沈降および場合によっては半径方向のドリフトと一致しています。さらに、新しい連続体の観測により、2つの明確なリングが明らかになります。〜100auに位置する外輪は、観測で十分に解像されており、ミリメートルのダスト粒子の垂直範囲に厳しい制約を課すことができます。放射伝達を使用してディスクをモデル化し、ミリメートルサイズの粒子のスケールハイトが中心星から100auで0.5au以下であることを発見しました。この値は、以前のモデリングによって制約された小さなミクロンサイズのダスト粒子のスケールハイトよりも約1桁小さく、これは大きな粒子の効率的な沈降がディスクで発生していることを意味します。パラメトリックダスト沈降処方を採用すると、観測値は100auで約alpha<=10^-5の乱流粘度係数と一致することがわかります。最後に、Oph163131で測定された薄いダストスケールの高さは、ペブル集積による惑星の成長に適していることがわかります。10M_Earthの惑星は、50auを超える軌道でも、10Myr未満で成長する可能性があります。
バイナリセファイドの合成集団。 I.ケフェイド変光星の仲間の特性に対する金属量と初期パラメータ分布の影響
| Title |
Synthetic_population_of_binary_Cepheids._I._The_effect_of_metallicity_and_initial_parameter_distribution_on_characteristics_of_Cepheids'_companions |
| Authors |
Paulina_Karczmarek_and_Rados{\l}aw_Smolec_and_Gergely_Hajdu_and_Grzegorz_Pietrzy\'nski_and_Wolfgang_Gieren_and_Weronika_Narloch_and_Grzegorz_Wiktorowicz_and_Krzysztof_Belczynski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.00661 |
古典的セファイド星の大部分は連星ですが、システムの全体的な明るさに対するコンパニオンの光の寄与は無視できると想定されており、徹底的な定量的評価が不足しています。ケフェイド変光星のコンパニオン（質量、進化型、スペクトル型など）の特性を明らかにし、ケフェイド変光星の明るさと色への寄与を定量化し、入力パラメーターの関連性を評価することを目的とした、バイナリーセファイドの合成集団の広範な研究を紹介します。結果。金属含有量、初期パラメータ分布、不安定帯の縁の位置、星形成の歴史が異なる合成集団のコレクションを紹介します。Cepheidバイナリの割合は、バイナリパラメータによって制御されますが、合成母集団には選択バイアスがありません。最近の理論的および経験的結果をうまく再現しました：主系列（MS）コンパニオンを持つバイナリセファイドの割合、MSコンパニオンを持つバイナリセファイドのコントラスト-質量比の関係、巨大な進化したコンパニオンを持つバイナリセファイドの出現周期-光度関係。さらに、大マゼラン雲における二元セファイドの割合の最初の推定値を提示し、マルチバンド周期-光度関係の勾配とゼロ点に対する二元性の影響の定量化を発表します。これは次の論文で報告されます。このシリーズ。
乱流ダイナモの運動学的段階における基本的なスケール
乱流ダイナモは、乱流運動エネルギーを磁気エネルギーに変換する強力なメカニズムです。乱流による磁場増幅に関する重要な質問は、どの規模で$\kp$の磁場が最も集中するかということです。$\kp$が粘性スケール$\knu$（乱流運動エネルギーが散逸する）または抵抗スケール$\keta$（磁場が散逸する）によって制御されるかどうかについては、いくつかの意見の相違がありました。ここでは、電磁流体力学的乱流の直接数値シミュレーションを使用して、乱流ダイナモの運動学的相の特徴的なスケールを測定します。$104$-流体力学的レイノルズ数\mbox{$10\leq\Reyk\leq3600$}と磁気レイノルズ数\mbox{$270\leq\Reym\leq4000$}を使用してシミュレーションを実行し、$の依存性を調べます。$\knu$と$\keta$の\kp$。運動エネルギーおよび磁気エネルギースペクトルの物理的に動機付けられたモデルを使用して、$\knu$、$\keta$、および$\kp$を測定し、得られたスケールが数値的に収束していることを確認します。全体的な散逸スケールの関係\mbox{$\knu=（0.025^{+0.005}_{-0.006}）\、k_\turb\、\Reyk^{3/4}$}、および\mbox{$\を決定します。keta=（0.88^{+0.21}_{-0.23}）\、\knu\、\Pranm^{1/2}$}、ここで$k_\turb$は乱流駆動波数、$\Pranm=\Reym/\Reyk$は磁気プラントル数です。$\kp$の主な依存関係が$\keta$にあることを示します。$\Reyk\gtrsim100$のプラズマの場合、\mbox{$\kp=（1.2_{-0.2}^{+0.2}）\、\keta$}であり、比例定数はべき乗則に関連しています-磁力スペクトルの法則「カザンツェフ」指数。この研究を通して、$\Reyk<100$と比較して、$\Reyk>100$であるダイナモの基本的な特性に二分法が見られます。最小臨界流体力学的レイノルズ数、$\Reyk_\crit=100$を、正真正銘の乱流ダイナモ作用について報告します。
太陽型星のスペクトルにおける対流ラインシフト
有効温度が4800〜6200Kの太陽と星のスペクトルのドップラーラインシフトを測定し、平均結合（造粒）速度を推定しました。星のラインシフトの絶対尺度は、光学的厚さに対する太陽線のシフトの導出された依存性に基づいて確立されました。FGK太陽型星については、150〜700kmの広い範囲の大気中の高さの関数としての対流速度の曲線が初めて得られました。これらの曲線はすべて、高さとともにブルーシフトが減少することを示しています。これは、光球を通過する粒子化速度がゼロまで遅くなることを意味します。彩層下部では、強いMgI線の赤いシフトが観察されます。これは、造粒速度の方向が反対方向に変化したことを示し、600kmを超える高さでの造粒の逆転の影響を確認します。低温のK星では、造粒シフトは平均して-50から100m/sまで高さとともに変化しますが、高温のFG星では-700から300m/sまでより急激に変化します。ラインシフト曲線の勾配は、有効温度が上昇し、重力、金属量、星の年齢が低下するにつれて増加します。分析されたすべての高さで平均化された星の結合速度は、冷たい星から熱い星へと-90から-560m/sに増加します。これは、微視的乱流、スペクトル線の非対称性、および星の回転速度と相関関係があります。また、星の視線速度を取得し、SIMBADデータと比較しました。私たちの分析は、視線速度を決定する際に、星の個々の粒状速度を考慮に入れなければならないことを示しました。
AHマイクコンタクトバイナリシステムの最初の測光研究
| Title |
The_First_Photometric_Study_of_AH_Mic_Contact_Binary_System |
| Authors |
Atila_Poro,_Mark_G._Blackford,_Selda_Ranjbar_Salehian,_Esfandiar_Jahangiri,_Meysam_Samiei_Dastjerdi,_Mohammadjavad_Gozarandi,_Reihaneh_Karimi,_Tabassom_Madayen,_Farnad_Hedayati |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.00855 |
AHMicバイナリシステムの最初のマルチカラー光度曲線分析が提示されます。このシステムには、南半球からの過去の観測はほとんどありません。マルコフ連鎖モンテカルロ（MCMC）アプローチに基づいて光度曲線から最小時間を抽出し、新しいエフェメリスを取得しました。最新の測光光度曲線ソリューションを提供するために、PhysicsofEclipsingBinaries（Phoebe）ソフトウェアパッケージとMCMCアプローチを使用しました。光度曲線の解は0.950のシステム温度比をもたらし、オコンネル効果に基づいて、より高温の星の恒星黒点を仮定しました。この分析により、AHマイクはWサブタイプのWUMa接触システムであり、充填率は21.3％、質量比は2.32であることがわかります。コンポーネントの絶対物理パラメータは、ガイア初期データリリース3（EDR3）視差法を使用して、M_h（M_Sun）=0.702（26）、M_c（M_Sun）=1.619（104）、R_h（R_Sun）=0.852と推定されます。（21）、R_c（R_Sun）=1.240（28）、L_h（L_Sun）=0.618（3）およびL_c（L_Sun）=1.067（7）。AHMicバイナリシステムの軌道角運動量は51.866（35）であることがわかりました。このシステムのコンポーネントの位置は、ヘルツシュプルングラッセル（H-R）図にプロットされています。
近くの若い星と若い動くグループ
| Title |
Nearby_Young_Stars_and_Young_Moving_Groups |
| Authors |
Joel_H._Kastner_(Rochester_Institute_of_Technology)_and_David_A._Principe_(Massachusetts_Institute_of_Technology) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.00863 |
過去20年間で、太陽から$\sim$100pc以内にある$\lesssim$150Myrの年齢の星の人口に関する知識が劇的に進歩しました。そのような星のほとんどは、ゆるい運動学的グループ（「近くの若い移動グループ」;NYMG）に見られます。NYMGとそのメンバーが近接しているため、前主系列星（pre-MS）の同時代のグループや個々のpre-MSシステムのX線特性の研究が容易になります。このレビューでは、NYMGX線研究が、恒星の磁気活動の初期の進化、降着のX線の特徴、およびそれらのホストから発生する高エネルギー光子による原始惑星系円盤の照射と散逸に対する独自の洞察をどのように提供するかに焦点を当てます。前主系列星。NYMGとそのメンバーの研究のこれらの側面に対する次世代のX線観測施設の予想される影響について説明します。
さまざまな原子データセットを使用したiotaHerのSiIIラインの非LTE分析
この研究は、B3IV型星イオタHerの大気中のSiIIの統計的平衡が、SiIIレベルの光イオン化断面積の変化に非常に敏感であることを示しています。2つの同等の精度のソース、つまり不透明度プロジェクト（OP）とNORADデータベースからのデータを適用した場合の、SiIIの吸収線に由来する存在量の差は、平均で0.18dexになります。光イオン化断面積の水素近似を使用して、SiII\eu{4s}{2}{S}{}{}レベルの出発係数、SiII6371Aのソース関数、およびこの線は、武田（2021）によって計算された対応する値と非常によく似ています。武田（2021）がイオタヘルクレス座イオ星のSiII6371Aから得た太陽に近い存在量は、SiIIレベルに水素光イオン化断面積を使用したためであると考えられます。ただし、イオタHerで観測されたSiIIの輝線は、OP光イオン化断面積でのみ再現できます。SiIIレベルの光イオン化断面積は、さらに改善する必要があります。
散開星団からの初期型逃走星の起源
逃走星は銀河円盤の出生地から放出され、いくつかの若いBタイプの逃走星は、脱出速度を超える速度で移動している飛行機から数十キロパーセクを発見しました。若い散開星団はおそらく起源の場所であり、放出はN体相互作用または二元超新星爆発のいずれかを介して行われる可能性があります。ガイアの位置天文学の優れた品質は、若い逃走星の運動学を非常に高い精度で研究するための道を開き、開いた星団の起源の場所を一意に特定することができます。2つ以上のオブジェクトが同じ場所から来ている可能性があるかどうかを計算するための効率的な最小化方法を開発し、Orionの暴走のサンプルに対してテストしました。次に、フィッティング手順を使用して、ガイアデータを使用し、視線速度を更新した既知の逃走星の軌道を計算しました。サンプルの半分だけが暴走として分類でき、残りは暴走星であることがわかりました。後者の星のほとんどはバイナリであることが判明しました。軌道に基づいて暴走の親クラスターを特定し、クラスターの年齢と星の飛行時間を使用して、放出が二元超新星によるものか、動的放出によるものかを調査しました。特に、古典的な暴走AEぎょしゃ座と$\mu$はと座ミュー星は一緒に発生していない可能性があり、$\mu$はと座ミュー星は、ONCの近くのクラスターであるコリンダー69から早期に放出された可能性があります。調査された2番目のサンプルは、定量的スペクトル分析によって注意深く研究された、ハロー内の離れた暴走B星のセットを含みます。超暴走候補HIP60350を含む、少なくとも4つの星の親クラスター候補を特定することができます。放出イベントは非常に激しく、150〜400km/sの速度で星を放出する必要がありました。
この作業は、以前の検索では見逃されていた可能性のある、TESS測光データ内の新しい脈動する準矮星の検索に専念しています。ホット準矮星のカタログをTESSターゲットと照合し、ガイア視差からの光度を使用することにより、TESSによって観測された1389個の候補準矮星のリストが作成されました。これらの星のピリオドグラムを調べ、変動の種類に応じて星を分類しました。すべての既知の脈動する準矮星の更新されたカタログが表示されます。いくつかの可能性のある脈動バイナリが特定されており、星震学の質量を検証するのに役立つ可能性があります。pモードとgモードのパルセータの平均質量は恒星パラメータから推定されます。TESSによって観測された63のこれまで知られていなかった脈動する準矮星のリストが提示されます。以前に純粋なpモードパルセータとして識別された星の半分以上は、gモード領域にも周波数を持っていることがわかりました。その結果、不安定帯全体にハイブリッドpモードとgモードのパルセータが発生します。
パリティ違反成分を含むスピニングバイナリインスピレーションにおける有限サイズ効果からの重力波信号
| Title |
Gravitational_Wave_Signals_from_Finite_Size_Effects_in_Spinning_Binary_Inspirals_Including_Parity_Violating_Constituents |
| Authors |
Beka_Modrekiladze |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.00028 |
有限サイズ効果に違反するパリティを説明するために、ワールドラインEFT形式を一般化します。結果は、パリティ保存セクターのバイナリインスピレーションのポテンシャルと放射モーメントについて提示され、以前の計算との一致が見られます。さらに、有限サイズの重力電磁気効果によって引き起こされる現在の四重極モーメントを計算して、このセクターで新しい結果を生成します。また、標準模型を超える物理学に起因する可能性のあるパリティ違反ソースの新しい結果を提示し、現在のモーメントが質量モーメントに比べて0.5PNオーダー早く現れるという固有のシグネチャを持つGW信号を生成することを示します。PN拡張。パリティ違反は、$\textbf{S}\cdot\textbf{r}$に比例する新しいタイプの可能性も引き起こします。最後に、パリティ違反の構成要素の散逸力の新しい結果を示します。これは、軌道に垂直な力の奇妙な兆候につながります。
GWTC-3による一般相対性理論のテストの要約
高度なLIGO--Virgo検出器による重力波（GW）の観測は、強磁場領域におけるアインシュタインの一般相対性理論（GR）の予測をテストするための画期的な機会を提供します。この記事では、3番目のGWトランジェントカタログであるGWTC-3に含まれる新しいGW信号に対して実行されたGRの9つのテストを要約します。これらのテストには、信号とデータの全体的および自己整合性チェックが含まれます。GWの生成、伝播、および分極のテスト。BHリングダウン仮説をテストし、マージ後のエコーを検索することにより、残りのオブジェクトの性質を調査します。新しいイベントの結果は、可能な限り以前に公開されたものと組み合わされます。GRからの統計的に有意な偏差は見当たらず、理論からの逸脱の可能性について、これまでで最も厳しい範囲を設定します。
スペースデブリを追跡および軌道から外すための低推力制御操作の設計
| Title |
Design_of_Low_Thrust_Controlled_Maneuvers_to_Chase_and_De-orbit_the_Space_Debris |
| Authors |
Roshan_Sah,_Raunak_Srivastava,_Kaushik_Das |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.00674 |
数十年にわたって、LEOのスペースデブリは急速に成長し、軌道上で運用中の衛星に深刻な脅威をもたらしました。衝突のリスクを回避し、LEO環境を保護するために、スペースロボティクスADRの概念は、スペースデブリを追跡、捕捉、軌道から外すために10年以上にわたって継続的に開発されてきました。この論文は、デュアルロボットマニピュレータを備えた設計された小型衛星を提示します。小型衛星は、市場で市販されている製品を使用するCubeSat規格に基づいて設計されています。この論文では、RCSスラスターを備えた小型衛星の制御された追跡と軌道離脱操作を設計するためのアプローチについて詳しく説明します。操作は2つのフェーズで構成されています。低推力RCSスラスターを使用して、チェイサー衛星をデブリ軌道に移動し、デブリオブジェクトに1m近くまで加速します。b。捕獲されたら、高度250kmまで軌道を外すように制御します。ホーマン遷移の概念を使用して、2回の衝動的な燃焼によってチェイサー衛星を下部軌道からデブリ軌道に移動します。1つまたは複数の軌道要素が調整される、いくつかのシナリオがシミュレートされます。複数の軌道要素の調整には、DAG法とQ法が利用されます。これらの法則は、制御された操作のために3方向の推力を単一の推力に統合します。各操縦での$\Delta$V要件は、小型衛星向けのRCSスラスターの性能パラメーターを使用して決定されます。結果は、デブリオブジェクトへのチェイサー衛星操作の長期シミュレーションには、1つまたは複数の要素の調整によって引き起こされる軌道要素の特異点の振る舞いを処理できるため、Q法則よりも最適なDAG法則が最適であることを示しています。より効率的に。
BSSN定式化におけるバイナリ中性子星合体シミュレーションの収束順序の改善
| Title |
Improving_the_convergence_order_of_binary_neutron_star_merger_simulations_in_the_BSSN_formulation |
| Authors |
Carolyn_A._Raithel,_Vasileios_Paschalidis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.00698 |
バイナリ中性子星合体の高精度数値相対論シミュレーションは、コンパクトオブジェクト合体の観測を分析および解釈するための重力波形テンプレートを構築するために必要な要素です。このようなシミュレーションの合併後の段階での数値収束は、多くの最新のコードで達成するのが困難です。この論文では、アインシュタイン方程式のバウムガルテ-シャピロ-柴田-中村定式化における二元中性子星合体シミュレーションの収束特性を改善する2つの方法を研究します。この定式化における特定の制約減衰スキームの不連続性が、シミュレーションのマージ後の収束を破壊する可能性があることを示します。対照的に、継続的な処方は、遅い時間まで収束を保証します。さらに、シミュレーションのマージ前およびマージ後の収束特性に対する状態方程式のパラメーター化の影響を調べます。特に、マージシミュレーションで一般的に使用されるが、音速に非物理的な不連続性がある区分的ポリトロープパラメータ化の結果を、連続性と差別化の両方を保証するように設計された「一般化された」区分的ポリトロープパラメータ化を使用した結果と比較します。状態方程式。どの状態方程式のパラメータ化を使用するかによる重力波の違いについて報告します。
修正された重力における原始重力波のスペクトル：簡単な概要
この作業では、原始重力波の背景のエネルギースペクトルに対する修正重力の影響を徹底的に研究します。S.ワインバーグはまた、原始重力波に関連する重要な作品を生み出しました。最も重要なものは、原始重力波に対するニュートリノの影響です。この種のレビューでは、私たちの主な目的は、修正された重力が原始重力波に及ぼす影響を具体的かつ定量的な方法で単一の論文で研究するために必要なすべての情報を収集することです。一般相対論的エネルギースペクトルを抽出するために必要なすべての手法と、WKBの方法で修正重力減衰または増幅係数を取得する方法を確認した後、関心のある修正重力の特定の形式に焦点を当てます。エネルギースペクトルに対する修正重力の影響の計算に関係する最も重要なパラメーターは、$f（R、\phi）$重力の場合に計算するパラメーター$a_M$であり、チャーン・サイモン補正$f（R、\phi）$重力、Einstein-Gauss-Bonnetで修正された$f（R、\phi）$重力、および高次の派生拡張Einstein-Gauss-Bonnetで修正された$f（R、\phi）$重力。$a_M$の正確な形式は、文献で初めて明示的に示されています。アインシュタイン-ガウス-ボネット補正$f（R、\phi）$重力、およびより高度な導関数拡張アインシュタイン-ガウス-ボネット補正$f（R、\phi）$重力理論に関して、次の場合に焦点を当てます。重力波の伝播速度は、真空中の光の速度と同じです。宇宙時間と赤方偏移で表された$a_M$の式を提供します。これは、原始重力波エネルギースペクトルに対する修正重力の影響の数値計算に直接使用できます。
f（Q、T）重力における宇宙のインフレーション
f（Q、T）重力のコンテキスト内で宇宙のインフレーションを研究します。ここで、Qは非計量スカラーであり、Tは物質のエネルギー運動量テンソルのトレースです。QとTの線形結合を選択することにより、最初にf（Q、T）重力の幾何学的効果によって駆動されるインフレーションシナリオの実現を分析し、次に、修正されたスローロールパラメーター、スカラー、およびテンソルスペクトルを取得します。インデックス、および提案されたモデルのテンソル対スカラー比。さらに、いくつかの適切なインフレポテンシャルを選択し、スローロール近似を適用することにより、インフラトンスカラー場の存在下でこれらのインフレ観測量を計算します。結果は、自由パラメーターを適切に制限することにより、提案されたモデルがPlanck2018から取得された観測データと一致する適切な予測を提供することを示しています。
重力波（GW）源の軌道面は等方的に分布していると予想されます。ただし、複屈折を伴う重力の代替理論、カタログの汚染、検索アルゴリズムの制限など、物理的要因と技術的要因の両方により、非等方性分布が推測される可能性があります。したがって、軌道配向の推定天体物理学的分布が実際に等方性であることを示すことは、GWカタログサンプルの純度に関するヌルテストとして、および選択効果が適切に説明されていることのチェックとして、一般相対性理論の違反を除外するために使用できます。ために。LIGO-Virgo-KAGRAコラボレーションが最新の分析で使用したデフォルトの質量/スピン/赤方偏移モデルを拡張して、軌道方向の天体物理学的分布も測定します。GWTC-3の69個のブラックホール連星がランダムな軌道の向きを持っていることと一致していることを示します。推定される分布は、歪度$\mathcal{S}_{\rm{post}}=0.01^{+0.17}_{-0.17}$で、$\pi/2$を中心に高度に対称です。一方、推定された分布の中央値は、予想される等方性分布と比較した場合、$1.4\times10^{-4}$ビットのイェンセンシャノン発散を示します。
$ f（Q）$非計量重力のモデルに依存しない再構成
曲率とねじれが消える、非計量性によって媒介される重力を考慮します。非メートル法のスカラーの任意の関数を含む重力作用は、暗黒エネルギー効果を特徴づける観点から調査されます。特に、宇宙論モデルの\emph{アプリオリ}の仮定に頼ることなく$f（Q）$アクションを再構築する方法を提示します。この目的のために、合理的なパッド近似に基づく方法を採用します。これは、高赤方偏移での宇宙誌系列の安定した動作を提供し、標準的なアプローチに固有の収束の問題を軽減します。したがって、宇宙誌パラメータの現在の観測限界に基づいて、数値反転手順を介して$f（Q）$を再構築する方法について説明します。私たちの分析は、宇宙の加速膨張を説明するための最良の近似は、$f（Q）=\alpha+\betaQ^{n}$のシナリオで表されることを示唆しています。最後に、標準の$\Lambda$CDMモデルからの可能な逸脱について説明します。
超重力におけるEモデルインフレーションの代替フレームワーク
（ゲージ一重項）インフラトンスーパーフィールドの運動項における1次の極の存在に主に関連する超重力内のEモデルインフレーションの新しい実現を提示します。この極は、選択された対数ケーラーポテンシャルK1および〜K1によって発生します。これらは、スカラー曲率R=-2/Nの同じ双曲多様体をパラメーター化します。ここで、N>0は対数項の係数です。関連するスーパーポテンシャルWは、インフラトンを伴うスーパーフィールドと同じR電荷を示し、許可された繰り込み可能な項をすべて含みます。K=K1の場合、W項の係数に関する調整をいくらか犠牲にして、N=2でインフレーションを達成でき、0.001のレベルでテンソル対スカラー比rを予測します。K=〜K1の場合、調整は完全に回避できます。これにより、n値がrとともに増加し、スペクトルインデックスnsが現在の中央観測値に近いか等しい2次および4次のようなモデルが可能になります。
ストリングモジュラス崩壊からALPへの暗放射について
ストリングモジュラス崩壊からアクシオン様粒子（ALP）へのダークラディエーション（DR）の問題を調べます。モジュラス安定化のKKLTタイプのモデルでは、モジュラスフィールドの軸方向の位相が分離すると予想されますが、LVSタイプのモジュラス安定化では、一部は明るいままで、暗い放射を構成する場合があります。より一般的なコンパクト化のために、最小超対称標準模型（MSSM）粒子とダークラディエーションに対する放射性崩壊を評価します。\DeltaN_{eff}でエラーバーを締めているにもかかわらず、MSSM減衰モードの数が多いため、DRへのモジュラス分岐率がいくらか抑制されているため、モジュラス-ALP結合にわずかな制約しかありません。最も軽い弾性率フィールドに関連付けられたALPが実際に軽い場合、\DeltaN_{eff}でより高い精度で将来のCMB実験を行うと、DRの証拠が得られる可能性があります。
アクシオンインフレーションにおけるU（1）ゲージ場と荷電粒子の効果的な処理
| Title |
Effective_treatment_of_U(1)_gauge_field_and_charged_particles_in_axion_inflation |
| Authors |
Tomohiro_Fujita,_Jun'ya_Kume,_Kyohei_Mukaida,_Yuichiro_Tada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.01180 |
チャーン・サイモン結合を伴う軸性インフラトンは、U（1）ゲージ場と荷電粒子を同時に生成する可能性があります。荷電粒子からの逆反応をゲージ場に組み込むために、誘導電流を有効な電気的および磁気的導電率として扱うことにより、ゲージ場の平衡解を得る手順を開発します。平均場近似を導入し、自己無撞着方程式を数値的に解くと、ゲージ場の振幅が大幅に抑制されることがわかります。興味深いことに、生産がより効率的になるにつれて、荷電粒子はインフラトンから伝達されたエネルギーの大部分を獲得し、最終的にそれを支配します。私たちの形式主義は、このクラスのインフレーションモデルをバリオン数生成や磁気生成などの豊富な現象学に結び付けるための基礎を提供します。
IMF $ B_z $結合下での低緯度プラズマドリフトの変化の証拠：TIEGCMシミュレーションアプローチ
| Title |
Evidence_of_changes_in_the_low-latitude_plasma_drift_under_IMF_$B_z$_coupling:_a_TIEGCM_simulation_approach |
| Authors |
Sumanjit_Chakraborty |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.01282 |
特にEIAおよび磁気赤道域における地磁気擾乱状態での低緯度電離層の動的性質の研究は、基礎となる物理学を理解し、人間の文明に不可欠な高度な技術システムで宇宙天気の危険を軽減するために不可欠です。宇宙天気研究の重要な側面は、太陽風と地球磁気圏-電離層システムとの間の結合と、その後の低緯度電離層への影響を完全に理解することです。この論文は、惑星間磁場（IMF、$B_z$）の南北成分の実際の値が、EIAと地磁気赤道の近くの場所での垂直プラズマドリフトに及ぼす影響を理解するための取り組みを示しています。太陽周期24の下降期にある2016年10月13日の強嵐イベントがケーススタディとして取り上げられました。熱圏-電離層-電気力学大循環モデル（TIEGCM）シミュレーションの実行は、2つのシナリオで実行されました。1つ目は結合が存在しない場合（IMF$B_z$=0nT）、2つ目はIMF$B_z$の値の実際の観測値が与えられた場合です。モデルへの入力として。観測結果は、実際のデータがモデルに供給されると、垂直方向のドリフトが西向きに大幅にシフトする一方で、反転前の強化後に西向きのドリフトのピーク値が増加することを示しています。この研究は、強い地磁気嵐の主な段階での低緯度プラズマの動きの変化を理解するための最初の取り組みです。この最初の作業は、EIAおよびディップ赤道域の近くのIMFの他のコンポーネントの影響下でのグローバルなプラズマドリフト変動を理解することでフォローアップされます。
摂動QCDにおける磁化された奇妙なクォーク星の構造
| Title |
Structure_of_magnetized_strange_quark_star_in_perturbative_QCD |
| Authors |
J._Sedaghat,_S._M._Zebarjad,_G._H._Bordbar_and_B._Eslam_Panah |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.01333 |
磁場B=10^18Gの下で、ゼロ温度でのストレンジクォーク物質（SQM）の状態方程式（EoS）を取得するために、一次摂動計算を実行しました。SQMは、2つの質量のないクォークフレーバー（上下）で構成されます。）と1つの巨大なクォークフレーバー（ストレンジ）。そのため、得られたEoSを使用して、最大重力質量とそれに対応する磁化ストレンジクォーク星（SQS）の半径を計算しました。通常の摂動理論（RPT）とバックグラウンド摂動理論（BPT）を含む2つのアプローチを採用しました。RPTでは、結合定数の赤外線（IR）凍結効果は考慮されていませんが、この効果はBPTに含まれています。最大重力質量の値は、太陽質量の3倍以上になることがわかりました。SQSの等方性構造計算の妥当性も調査されました。我々の結果は、異方性アプローチが重要になり始める閾値磁場が2*10^18G<B<3*10^18Gの間隔にあることを示しています。さらに、SQSの赤方偏移、コンパクト性、およびBuchdahl-Bondi境界を計算して、このコンパクトオブジェクトがブラックホールになり得ないことを示しました。
DMと宇宙ニュートリノ背景との相互作用が銀河系暗黒物質ハローの進化に与える影響を研究します。ニュートリノから暗黒物質へのエネルギー移動は、銀河の中心を加熱し、それをコアにすることができます。この効果は、天の川の伴銀河などの小さな銀河に効果的であり、$\sigma_{\chi\nu}\lesssim10^{-31}として、非相対論的弾性散乱断面積に控えめな制約を課すことができます。{\rmcm}^2$、0.1keVの暗黒物質と0.1eVのニュートリノ。
同様の偏平回転楕円体座標とベクトル変換の単位ベクトル
デカルト座標と新規のSimilarOblate回転楕円体座標の間、およびその逆の単位ベクトル変換が導出されます。これは、これら2種類の直交座標間でベクトル場を変換するのに役立ち、偏球球形状を示す問題の解決を有利に簡素化できます。いくつかの例は、派生関係の使用法を示しています。類似の偏平回転楕円体座標系に適用可能な一般化された正弦および余弦が導入されています。
太陽系の高精度で長期的な統合のための暗黙のシンプレクティックソルバー
| Title |
An_implicit_symplectic_solver_for_high-precision_long_term_integrations_of_the_Solar_System |
| Authors |
M._Anto\~nana,_E._Alberdi,_J.Makazaga,_A._Murua |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.01539 |
中心星の周りの惑星の運動の階層的性質を利用する他のシンプレクティック積分器（ウィズダムとホルマンの地図とその高次の一般化）と比較して、私たちの方法は各タイムステップで暗黙の方程式を解く必要があります。この欠点にもかかわらず、FCIRK16は、（i）高次の精度、（ii）簡単な並列化、および（iii）効率的な混合精度の実装のおかげで、高精度シミュレーションの明示的なシンプレクティック積分器よりも効率的であると主張します。丸め誤差の影響を減らします。さらに、ケプラーの近くの問題に対する典型的な明示的なシンプレクティック積分器とは異なり、FCIRK16は問題を任意の摂動と統合することができます（必ずしも可積分部分の合計として分割されるとは限りません）。積分器の局所離散化誤差の主要な項での近接遭遇の影響の新しい分析を提示します。その分析に基づいて、緊密な遭遇を伴う統合ステップを検出および改善するメカニズムがコードに組み込まれています。このメカニズムにより、FCIRK16は任意の物体の接近した遭遇を正確に解決できます。太陽系の点質量ニュートン15体モデル（太陽、8つの惑星、冥王星、および5つの主要な小惑星）へのFCIRK16の適用と、月を処理する16体モデルとの密接な遭遇の処理を示します。別のボディとして。また、FCIRK16と、非常に高い精度が必要な場合のインテグレータの優位性を示す、16体モデルの最先端の高次明示的シンプレクティックスキームとの数値比較も示します。
軽い暗黒物質を探す直接検出実験の相補性
| Title |
Complementarity_of_direct_detection_experiments_in_search_of_light_Dark_Matter |
| Authors |
J._R._Angevaare,_G._Bertone,_A._P._Colijn,_M._P._Decowski,_B._J._Kavanagh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.01580 |
弱く相互作用する質量粒子（WIMP）を検索する暗黒物質の実験では、主に核反跳（NR）を使用してWIMPを検出しようとします。ミグダルによって誘発された電子反跳（ER）は、$\mathcal{O}（\text{GeV}/c^2）$の質量を持つ軽い暗黒物質に対する追加の感度を提供します。この作業では、ベイズ推定を使用して、XENONnTやSuperCDMSSNOLABなどの将来の検出器がNR、ミグダル誘発ER、またはそれらの組み合わせを介してWIMP暗黒物質を検出できるパラメーター空間を見つけます。各検出器が暗黒物質の質量とスピンに依存しない断面積を制約するのに最適な領域を特定し、組み合わせた分析を通じて、2つ以上の検出構成がこれらの暗黒物質パラメーターの制約を補完する場所を推測します。
57Zn $ \ beta $-遅延陽子放出により、56Nirpプロセス待機ポイントバイパスが確立されます
| Title |
57Zn_$\beta$-delayed_proton_emission_establishes_the_56Ni_rp-process_waiting_point_bypass |
| Authors |
M._Saxena,_W.-J_Ong,_Z._Meisel,_D._E._M._Hoff,_N._Smirnova,_P._C._Bender,_S._P._Burcher,_M._P._Carpenter,_J._J._Carroll,_A._Chester,_C._J._Chiara,_R._Conaway,_P._A._Copp,_B._P._Crider,_J._Derkin,_A._Estrade,_G._Hamad,_J._T._Harke,_R._Jain,_H._Jayatissa,_S._N._Liddick,_B._Longfellow,_M._Mogannam,_F._Montes,_N._Nepal,_T._H._Ogunbeku,_A._L._Richard,_H._Schatz,_D._Soltesz,_S._K._Subedi,_I._Sultana,_A._S._Tamashiro,_V._Tripathi,_Y._Xiaog,_R._Zink |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.01621 |
国立超伝導サイクロトロン研究所で57Zn$\beta$遅延陽子（$\beta$p）と$\gamma$放出を測定しました。57Znの半減期は43.6$\pm$0.2ms、$\beta$pの分岐比は（84.7$\pm$1.4）％であり、エキゾチックな$\beta$-$\gammaに対応する4つの遷移を特定します。$-p崩壊モード、fpシェルの2番目のそのような識別。p/$\gamma$比を使用して、等圧多重項質量方程式を介して57Zn質量を決定しながら、アイソスピン混合を補正しました。以前は、rpプロセスフローがタイプIのX線バーストに関連する天体物理学的条件の教科書待機ポイント56Niをバイパスできるかどうかについては不確かでした。私たちの結果は、56Niバイパスの存在を明確に確立しており、rpプロセスフローの14〜17％がこのルートを使用しています。
| Title |
Stable_spontaneously-scalarized_black_holes_in_generalized_scalar-tensor_theories |
| Authors |
Georgios_Antoniou,_Caio_F._B._Macedo,_Ryan_McManus,_Thomas_P._Sotiriou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.01684 |
RicciスカラーとGauss-Bonnet不変量の両方と結合するスカラー場の相乗効果は、それらの存在領域やそれらが運ぶスカラーヘアの量など、スカラー化されたブラックホールと中性子星の特性に大きく影響することが示されています。ここでは、スカラー化されたブラックホール解の半径方向の安定性を研究します。我々は、それらが、後期の宇宙論的アトラクターと連星パルサー制約の回避の両方と一致する、Ricciカップリングの放射状摂動に対して安定していることを示しています。さらに、線形、半径方向の摂動を支配する方程式の双曲線性に対するRicci結合の影響を調査し、双曲線性が失われる領域を大幅に削減することを示します。
