ウェーブレット散乱変換を使用した再電離の時代からの宇宙の21cm信号の探索
| Title |
Exploring_the_cosmic_21-cm_signal_from_the_Epoch_of_Reionisation_using_the_Wavelet_Scattering_Transform |
| Authors |
Bradley_Greig,_Yuan-Sen_Ting_and_Alexander_A._Kaurov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.02544 |
宇宙の再電離の時代と宇宙の夜明けの間に宇宙の21cmの信号を検出することは、最初の銀河の特性への洞察を明らかにし、宇宙論的パラメータの推定を進めます。最近まで、パワースペクトル（PS）を中心とした21cm信号からの天体物理学的パラメータ推定の主な焦点。ただし、宇宙の21cm信号は非常に非ガウスであるため、PSは宇宙信号の特性評価に最適ではありません。この作業では、ウェーブレット散乱変換（WST）と呼ばれる21cm信号の画像内の非ガウス情報を分析するための新しい手法を紹介します。このアプローチは、畳み込みニューラルネットワークのアプローチを厳密に反映しており、ニューラルネットワークの調整やトレーニングを必要としないという追加の利点があります。代わりに、2D空間情報を一連の係数に圧縮して、解釈を容易にすると同時に、宇宙の21cm信号に含まれる非ガウス情報のロバスト統計的記述を提供します。まず、21cmPSからの既知の動作と比較することにより、貴重な物理的洞察を得るために21cm画像をモックするWSTのアプリケーションを検討します。次に、SquareKilometerArrayを使用した現実的な1000時間の模擬観測から、FisherMatricesを使用して天体物理学的パラメーターの制約を抽出することにより、21cm信号に適用されるWSTを定量的に調査します。（i）2D画像にのみ適用されたWSTは、3D球形平均21cmPSを上回ることができ、（ii）前景汚染モードの切除は、WSTで拘束力を約1.5-2倍低下させる可能性があることがわかります。（iii）21cmの画像間のケイデンスを高くすると、拘束力をさらに向上させることができます。
暖かいインフレーションからのスカラー誘導重力波
確率的重力波は、宇宙論的摂動理論の2次でのスカラー・テンソルモード結合を介して、インフレーション中に生成された原始曲率摂動から誘導できます。ここでは、インフラトンの散逸のために小さなスケールで大きな曲率摂動が生成される温かいインフレーションのモデルについて説明します。これらの過密な摂動は、以前の研究（Ref。\cite{Arya：2019wck}）で研究されたように、後のエポックで崩壊して原始ブラックホールを形成するため、2次テンソル摂動の原因としても機能する可能性があります。この研究では、暖かいインフレーションモデルからこれらの二次重力波のスペクトルを計算します。私たちのモデルは、周波数範囲（$1-10^6$）Hzでスカラー誘導重力波（SIGW）の生成につながることがわかります。さらに、さまざまな進行中および将来の重力波実験の感度を考慮に入れて、これらのSIGWの検出の可能性について説明します。
ESPRESSOを使用した基本的な物理学、さまざまな$ \alpha$の単純なパラメータ化の制約
| Title |
Fundamental_Physics_with_ESPRESSO,_Constraining_a_simple_parametrisation_for_varying_$\alpha$ |
| Authors |
Vitor_da_Fonseca,_Tiago_Barreiro,_Nelson_J._Nunes,_Stefano_Cristiani,_Guido_Cupani,_Valentina_D'Odorico,_Ricardo_G\'enova_Santos,_Ana_C._O._Leite,_Catarina_M._J._Marques,_Carlos_J._A._P._Martins,_Dinko_Milakovi\'c,_Paolo_Molaro,_Michael_T._Murphy,_Tobias_M._Schmidt,_Manuel_Abreu,_Vardan_Adibekyan,_Alexandre_Cabral,_Paolo_Di_Marcantonio,_Jonay_I._Gonz\'alez_Hern\'andez,_Enric_Palle,_Francesco_A._Pepe,_Rafael_Rebolo,_Nuno_C._Santos,_S\'ergio_G._Sousa,_Alessandro_Sozzetti,_Alejandro_Su\'arez_Mascare\~no,_and_Maria-Rosa_Zapatero_Osorio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.02930 |
スペクトログラフESPRESSOは、前例のない精度と精度で明るいクエーサーの視線に沿った測定を通じて、微細構造定数$\alpha$の変動に関する更新された制限を取得しました。これらは、$\alpha$が変化する宇宙論モデルに新しい制約を課します。電磁セクターが宇宙の現在の加速の原因となるスカラー場の暗黒エネルギーに結合されているようなモデルを想定しています。$\alpha$のバリエーションを、2つの追加パラメーターでパラメーター化します。1つは典型的なコンポーネントの宇宙論的進化を定義し、もう1つは電磁場との結合を固定します。この作業の目的は、これらのパラメーターを天体物理学的プローブとローカルプローブの両方で制約することです。また、各データプローブがパラメータ化をどのように制約するかについて比較分析を行います。モデルの予測を観測値と比較することにより、ベイズ分析を実行します。天体物理学のデータセットは、最新のESPRESSOデータポイントを含むクエーサースペクトル測定値と、宇宙マイクロ波背景放射のプランク観測から構成されています。それらを原子時計とMICROSCOPE実験からのローカル結果と組み合わせます。真髄パラメータに課せられた制約は、フィールドのヌル変動と一致しています。つまり、$\Lambda$CDM宇宙論と互換性があります。電磁セクターへの結合に関する制約は、E\"otv\"osパラメーターのローカル境界によって支配されます。ESPRESSOデータポイントは、他の観測ではアクセスできない赤方偏移の間隔を調査するため、$\alpha$の宇宙論的進化を研究するために非常に重要です。ただし、この特定のモデルの場合、現在利用可能なデータは、主に強力なMICROSCOPE制限に起因する$\alpha$のヌル変動を支持します。
大規模構造のミンコフスキー汎関数を用いた大規模ニュートリノの探査
巨大なニュートリノは、自由に流れるスケールの下で構造の成長を抑制します。この効果は、広く使用されている2点統計では完全な情報を取得できなくなった小規模で最も顕著になります。この作業では、$4$ミンコフスキー汎関数（MF）によって完全に記述される形態学的特性によって明らかにされるように、大規模ニュートリノが大規模構造（LSS）に残す特徴を研究し、合計されたニュートリノ質量$M_の制約を定量化します。公開されているN体シミュレーションを使用したMFからの{\nu}$。MFは重要な補足情報を提供し、パワースペクトルよりも$M_{\nu}$に厳しい制約を与えることがわかりました。具体的には、質量ニュートリノが密度フィールド（`m'フィールド）に含まれるかどうか（`cb'フィールド）に応じて、平滑化スケールがMFからの$M_{\nu}$に対する制約が見つかります。$R_G=5h^{-1}$Mpcはパワースペクトルからの$48$または$4$倍優れています。MFをパワースペクトルと組み合わせると、MFは、後者からの$M_{\nu}$の制約を、「m」フィールドで63倍、「cb」フィールドで5倍改善できます。特に、`m'フィールドを使用すると、MFからの$M_{\nu}$の制約は$1（h^{-1}\rmGpc）^3$のボリュームで$0.0177$eVに達する可能性があります。MFとパワースペクトルの組み合わせにより、この制約を$0.0133$eVに厳しくすることができます。これは、ニュートリノ質量の最小合計を検出する上で$4.5\sigma$の重要性です。`m'フィールドの場合、$\sigma_8$と$M_{\nu}$の縮退がMFで破られ、この作業で考慮される6つの宇宙論的パラメーターすべてにパワースペクトルよりも強い制約が生じることもわかります。
2020-2021出現データを使用した（99942）アポフィスの凸形状モデルとタンブリングスピン状態の改良
| Title |
Refinement_of_the_convex_shape_model_and_tumbling_spin_state_of_(99942)_Apophis_using_the_2020-2021_apparition_data |
| Authors |
H.-J._Lee,_M.-J._Kim,_A._Marciniak,_D.-H._Kim,_H.-K._Moon,_Y.-J._Choi,_S._Zo{\l}a,_J._Chatelain,_T._A._Lister,_E._Gomez,_S._Greenstreet,_A._P\'al,_R._Szak\'ats,_N._Erasmus,_R._Lees,_P._Janse_van_Rensburg,_W._Og{\l}oza,_M._Dr\'o\.zd\.z,_M._\.Zejmo,_K._Kami\'nski,_M._K._Kami\'nska,_R._Duffard,_D.-G._Roh,_H.-S._Yim,_T._Kim,_S._Mottola,_F._Yoshida,_D._E._Reichart,_E._Sonbas,_D._B._Caton,_M._Kaplan,_O._Erece,_and_H._Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.02540 |
環境。2029年の地球近傍小惑星（99942）アポフィスの地球への接近は、地球の重力摂動によって小惑星の物理的特性がどのように変化するかを調べるユニークな機会を提供します。その結果、大韓民国はアポフィスへのランデブーミッションを計画しています。目的。私たちの目的は、2020年から2021年の出現からの測光データを使用して、アポフィスの形状モデルとスピン状態を改良することでした。メソッド。36個の1〜2mクラスの地上望遠鏡とトランジット系外惑星探査衛星を使用して、2020年から2021年の出現を通じて測光観測キャンペーンを実施しました。凸形状モデルとスピン状態は、光度曲線反転法を使用して洗練されました。結果。私たちの最適なモデルによると、アポフィスは短軸モードで回転しており、回転時間と歳差運動時間はそれぞれ264.178時間と27.38547時間です。アポフィスの角運動量ベクトルの向きは、黄道座標系で（275$^\circ$、-85$^\circ$）として検出されました。この小惑星の動的慣性モーメントの比率は、細長い扁長楕円体に対応する$I_a：I_b：I_c=0.64：0.97：1$に適合しました。スピン状態と形状モデルに関するこれらの調査結果は、宇宙ミッションシナリオを設計するだけでなく、接近した遭遇時の地球の潮汐力の影響を調査するためにも使用できます。
機械学習と銀河団による宇宙論の制約：CAMELS-SAMスイート
| Title |
Constraining_cosmology_with_machine_learning_and_galaxy_clustering:_the_CAMELS-SAM_suite |
| Authors |
Lucia_A._Perez,_Shy_Genel,_Francisco_Villaescusa-Navarro,_Rachel_S._Somerville,_Austen_Gabrielpillai,_Daniel_Angl\'es-Alc\'azar,_Benjamin_D._Wandelt,_L._Y._Aaron_Yung |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.02408 |
次世代の大規模な銀河調査がオンラインになるにつれて、大きな天文データを分析する機械学習ツールを開発して理解することがますます重要になっています。ニューラルネットワークは強力で、データの深いパターンを調べることができますが、大規模で代表的なデータセットについて注意深くトレーニングする必要があります。MachinELearningSimulations（CAMELS）プロジェクトで宇宙論と天体物理学の新しい「こぶ」を開発して生成しました：CAMELS-SAM、（100$h^{-1}$cMpc）$^の1000の暗黒物質のみのシミュレーションを含みますさまざまな宇宙論的パラメーター（$\Omega_m$および$\sigma_8$）を使用して3$を実行し、広範囲の天体物理学的パラメーターにわたる銀河形成のサンタクルス半解析モデルを実行します。大量かつ広いパラメーター空間でシミュレートされた銀河のこの広大なスイートのパワーの概念実証として、単純なクラスタリング要約統計量のパワーを調べて、天体物理学を無視し、ニューラルネットワークを使用して宇宙論を制約します。2点相関関数、セル内カウント、およびボイド確率関数を使用して、$0.68<$R$<27\h^{-1}$cMpc全体の非線形および線形スケールをプローブします。私たちの宇宙論的制約は、$\Omega_{\text{M}}$と$\sigma_8$で約3-8$\％$の誤差をクラスター化し、さまざまな銀河の選択、銀河のサンプリング、およびクラスター化統計の選択の影響を調査します。これらの制約。さらに、これらのクラスタリング統計が、SantaCruzSAMの主要な恒星および銀河のフィードバックパラメータをどのように制約し、通知するかを調査します。CAMELS-SAMは、他のCAMELSと一緒に公開されており、天体物理学における機械学習の多くのアプリケーションに大きな可能性を提供します：https://camels-sam.readthedocs.io。
宇宙線が星間物質の進化をどのように仲介するか
| Title |
How_Cosmic_Rays_Mediate_the_Evolution_of_the_Interstellar_Medium |
| Authors |
Christine_M._Simpson,_R\"udiger_Pakmor,_Christoph_Pfrommer,_Simon_C._O._Glover_and_Rowan_Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.02410 |
超新星爆発環境のさまざまな仮定の下で星間物質（ISM）の進化に対する拡散宇宙線（CR）の影響を調査します。実際には、星形成高密度ガスで発生する超新星（SN）の相対的な割合と、星形成ガスから切り離されたランダムな場所で発生する超新星の相対的な割合を体系的に変化させて、逃走星や以前のSN、恒星風、または放射によってクリアされました。これらの分数を相互に調整することにより、さまざまな混合モデルを調査します。周期的な成層ガス層の単純なシステムでは、ISM構造は2つの解決策のいずれかに進化することがわかります。暖かいガスが体積充填である「ピーク駆動」状態または高温ガスが体積充填である「熱暴走」状態です。CRの圧力と輸送は、ISMが到達するソリューションの状態に強く影響し、ソリューション間でISMを反転させる機能を持つ重要な要素です。ガンマ線放出やHIガスなどの観測可能なシグネチャが調査されます。パイ中間子の崩壊によるガンマ線の光度は、さまざまなモデルパラメータの観測結果とほぼ一致していることがわかります。HIガス層の厚さは小さすぎる可能性がありますが、これはミッドプレーンガスのコールドニュートラル部分が大きいことが原因である可能性があります。高温ガスの体積分率は両方のソリューションで安定状態に進化しますが、どちらもミルキーウェイのような構成に落ち着きません。これは、ここで省略されている追加の物理学（たとえば、宇宙の銀河系周辺媒体、放射輸送、またはスペクトル分解された空間的）を示唆しています。さまざまなCRトランスポート）が必要になる場合があります。
渦巻銀河の多様性の説明
| Title |
The_diversity_of_spiral_galaxies_explained |
| Authors |
Matthew_Frosst,_St\'ephane_Courteau,_Nikhil_Arora,_Connor_Stone,_Andrea_V._Macci\`o,_Marvin_Blank |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.02412 |
銀河の構造パラメータ、回転曲線の形状、恒星の質量プロファイルの多様性の推進要因を探るために、1752年に観測された渦巻銀河の空間分解銀河回転曲線とマルチバンド光学光プロファイルの広範なカタログが集められています。NIHAO銀河シミュレーションから同様のデータを抽出して、観測とシミュレーションの違いを特定しました。回転曲線（RC）の内側の傾き「S」を含むいくつかのパラメーターが多様性についてテストされました。観測された銀河とシミュレートされた銀河には、2つの異なる集団が見られます。（i）恒星質量M*<10^9.3Msolでほぼ一定の「S」を持つ青色の低質量スパイラル、および（ii）急速に増加する「S」を持つより赤色でより質量が大きく多様なスパイラル。すべての場合において、「S」の値は、バリオン物質と非バリオン物質（暗黒物質）によって等しく寄与されているようです。多様性は、質量とともに穏やかに増加することが示されています。数値シミュレーションは、内部の星の質量プロファイルの傾きやバリオンのスケーリング関係など、ほとんどのバリオンが支配的な銀河パラメーターの分布をうまく再現しますが、観測された銀河の回転曲線（「S」を介して）とほとんどの暗黒物質の完全な多様性を一致させるのに苦労します。支配的なパラメータ。観測値を再現するには、シミュレーションに固有のRCメトリックの広がりの誤差の広がりを3倍にする必要があります。観測されたスケーリング関係とシミュレートされたスケーリング関係のさまざまな予測の違いは、銀河の複雑な性質を完全に捉えるための現在のサブグリッド物理モデルの制限を反映している可能性があります。たとえば、AGNはシミュレートされたRCの形状に大きな影響を与えることが示されています。AGNフィードバックを含めることで、シミュレートおよび観測された内部RC形状がより緊密に一致します。
巨大な銀河の集合体の再構築。 I：$ z \ approx2$で観測された静止銀河の性質における前駆体効果の重要性
| Title |
Reconstructing_the_Assembly_of_Massive_Galaxies._I:_The_Importance_of_the_Progenitor_Effect_in_the_Observed_Properties_of_Quiescent_Galaxies_at_$z\approx_2$ |
| Authors |
Zhiyuan_Ji,_Mauro_Giavalisco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.02414 |
赤方偏移$\langlez_{obs}\rangle\approx2$、恒星の質量$\logM_*\ge10.3$で、361個の静止銀河（QG）の形態と星形成履歴（SFH）の関係を調べます。、UVJ技術で選択。残りのフレームのUVからNIRまでのスペクトル範囲（$\approx40$バンド）をカバーするパンクロマティック測光を利用して、完全なベイズSEDフィッティングコードプロスペクターを使用して銀河のノンパラメトリックSFHを再構築します。$z_{obs}$で観測された半光半径$R_e$は、銀河の赤方偏移$z_{form}$に依存し、この関係は恒星の質量に依存することがわかります。$\logM_*<11$では、銀河の中心密度が宇宙密度に依存するという予想に沿って、関係は$R_e\propto（1+z_{form}）^{-1}$と一致しています。それらの形成時、すなわち「前駆体効果」。$\logM_*>11$では、$R_e$と$z_{form}$の関係が平坦になり、急冷した後のより大規模な銀河のサイズの成長にとって、合併がますます重要になることを示唆しています。また、$z_{form}$と銀河のコンパクトさの関係は、同様に恒星の質量に依存することがわかります。$\logM_*>11$のQGには明確な傾向は見られませんが、以前に形成された、つまり$z_{form}$が大きい低質量のQGは、両方とも$R_e$内で中央の恒星の質量表面密度が大きくなります。（$\Sigma_e$）および中央の1kpc（$\Sigma_{1kpc}$）、および中央の1kpc内の分数質量である$M_{1kpc}/M_*$も大きくなります。ただし、$z_{form}$とコンパクトの間のこれらの傾向は、星の密度を$z_{form}$の宇宙密度で正規化することによって前駆体の効果を取り除くと、本質的に消えます。私たちの調査結果は、銀河の固有の構造進化を推測する前に、銀河のSFHを再構築することの重要性を強調しています。
近くの低光度AGNにおける未踏の流出：NGC1052の場合
| Title |
Unexplored_outflows_in_nearby_low_luminosity_AGNs:_the_case_of_NGC_1052 |
| Authors |
S._Cazzoli,_L._Hermosa_Mu\~noz,_I._M\'arquez,_J._Masegosa,_A._Castillo-Morales,_A._Gil_de_Paz,_L._Hern\'andez-Garc\'ia,_F._La_Franca_and_C._Ramos_Almeida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.02416 |
流出は、銀河の特性を形作る銀河の進化において中心的な役割を果たします。ライナーなどの低光度AGNでの流出とその影響を理解することは不可欠です（たとえば、それらはローカル宇宙の多数のAGN集団です）。代表的なライナーであるNGC1052のVLT/MUSEおよびGTC/MEGARA光IFSデータを取得しました。星は動的に熱い円盤に分布しており、中央にピークのある速度分散マップと大きな観測された速度振幅があります。主成分によってプローブされたイオン化ガスは、最大$\sim$30arcsec（$\sim$3.3kpc）まで検出され、主に青と赤の速度（$\mid$V$\mid$$<$250km/）の極方向に検出されます。s）。速度分散マップは、中央の10秒角の回転の主軸に沿って銀河を横切る顕著な増強（$\sigma$$>$90km/s）を示しています。二次成分は、双極形態、150km/sを超える速度分散、および660km/sまでの速度を持っています。3番目のコンポーネントが検出されましたが、空間的に解決されていません。NaD吸収のマップは、低速回転ディスク（$\Delta$V=77$\pm$12km/s）と一致する速度場を持つ光学的に厚い中性ガスを示していますが、速度分散マップは、対応するものがない場合は中心から外れています。フラックスマップ。質量1.6$\pm$0.6$\times$10$^{5}$Msun、質量流量0.4$\pm$0.2Msun/年のイオン化ガス流出の証拠が見つかりました。流出は乱流が強化されたガスの繭の中を伝播しており、kpcスケールの浮力気泡（極性放出）の開始を引き起こしている可能性があります。流出のエネルギーと運動力を考慮に入れると（1.3$\pm$0.9$\times$10$^{53}$ergおよび8.8$\pm$3.5$\times$10$^{40}$erg/s、それぞれ）ジェットと繭の両方との位置合わせ、およびガスが衝突的にイオン化されていることと同様に、AGNからの寄与は可能ですが、流出はジェット動力であると考えます。
KiDS + VIKING + GAMA：ハローの占有分布と衛星数と銀河-銀河-銀河レンズの銀河物質バイスペクトルの新しいハローモデルとの相関
| Title |
KiDS+VIKING+GAMA:_Halo_occupation_distributions_and_correlations_of_satellite_numbers_with_a_new_halo_model_of_the_galaxy-matter_bispectrum_for_galaxy-galaxy-galaxy_lensing |
| Authors |
Laila_Linke,_Patrick_Simon,_Peter_Schneider,_Daniel_J._Farrow,_Jens_R\"odiger,_and_Angus_H._Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.02418 |
ハローモデルとハロー占有分布（HOD）は、銀河と物質の分布をモデル化するための重要なツールです。銀河ペアの周りの重力レンズせん断、銀河-銀河-銀河レンズ（G3L）を使用して、HODのパラメーターを制約するための新しい方法を提示して評価します。銀河-銀河レンズとは対照的に、G3Lは、異なる集団からの銀河のハローあたりの数の間の相関に敏感です。G3Lを使用してこれらの相関関係を調べ、無視できるというデフォルトの仮説をテストします。G3Lのハローモデルを導出し、ミレニアムシミュレーションからの現実的なモックデータと半解析的銀河モデルを使用して検証します。次に、Kilo-DegreeSurvey（KiDS）、VISTAInfraredKilo-DegreeGalaxySurvey（VIKING）、GalaxyAndMassAssemblySurvey（GAMA）の公開データを分析して、$z<0.5の銀河のHODを推測します。$10^{8.5}h^{-2}M_\odot$と$10^{11.5}h^{-2}M_\odot$の間の5つの異なる恒星質量ビンと2色（赤と青）の$衛星番号間の相関関係として。分析により、$68\％$の信頼性範囲内でシミュレートされたデータの真のHODが回復されます。推定されるHODは、色や恒星の質量によって大きく異なります。赤と青の衛星と星の質量が$10^{10}\Msun未満の銀河の数の間には、ハローの質量とともに増加する相関関係の強力な証拠（$>3\sigma$）もあります。これらの相関の考えられる原因は、異なるサンプルでの同様の銀河の選択、調査フラックス制限、または異なる集団の衛星数間の固定比率のような物理的メカニズムです。質量が小さいハローの無相関化は、おそらく低占有ハローによるショットノイズの影響です。推定されたHODは、銀河-銀河レンズまたは銀河団のHOD研究を補完するために、または宇宙論的分析や改良された模擬銀河カタログへの入力として使用できます。
大マゼラン雲周辺YMCA-1のかすかな恒星系の深部VLT測光
| Title |
Deep_VLT_photometry_of_the_faint_stellar_system_in_the_Large_Magellanic_Cloud_periphery_YMCA-1 |
| Authors |
M._Gatto,_V._Ripepi,_M._Bellazzini,_M._Dall'Ora,_M._Tosi,_C._Tortora,_M._Cignoni,_M.-R._L._Cioni,_F._Cusano,_G._Longo,_M._Marconi,_I._Musella,_P._Schipani,_M._Spavone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.02420 |
大マゼラン雲（LMC）の中心から13\degr〜に位置する最近発見された恒星系であるYMCA-1のFORS2@VLTフォローアップ測光を紹介します。深い色の大きさの図（CMD）は、明確に定義された主系列（MS）と、MS後の進化段階にある少数の星を示しています。自動アイソクロネマッチングパッケージ{\ttASteCA}を使用してYMCA-1CMDを分析し、プラマー関数を使用してその半径方向の密度プロファイルをモデル化します。YMCA-1は古い（$11.7^{+1.7}_{-1.3}$〜Gyr）、金属中間体（[Fe/H]$\simeq-1.12^{+0.21}_{-0.13}）であることがわかります$〜dex）、コンパクト（r$_{\rmh}=3.5\pm0.5$pc）、低質量（M$=10^{2.45\pm0.02}M_{\odot}$）、低光度（M$_V=-0.47\pm0.57$〜mag）恒星系。約55〜kpcに対応する推定距離係数（$\mu_0=18.72^{+0.15}_{-0.17}$〜mag）は、YMCA-1がLMCに関連付けられていることを示唆していますが、シナリオを破棄することはできません。これは天の川衛星です。YMCA-1の構造パラメーターは、15個の既知の古いLMC球状星団のものと比較して著しく異なります。特に、M$_V$-r$_h$平面の遷移領域にあり、超微弱な矮小銀河と古典的な古い銀河の間にあり、最近発見されたもう1つの微弱な恒星系であるSMASH-1の近くにあります。LMCの周囲。
局所恒星間雲内の不均一性
| Title |
Inhomogeneity_within_Local_Interstellar_Clouds |
| Authors |
Jeffrey_L._Linsky,_Seth_Redfield,_Diana_Ryder_and_Adina_Chasan-Taber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.02428 |
近くの星の高解像度{\emHST}スペクトルで観測された星間吸収線の分析は、暖かい星間雲の温度、乱流速度、および運動特性を提供します。以前の研究では、太陽から約10〜pc以内に15個の暖かい部分的にイオン化された雲が特定され、それらの平均熱特性と運動学的特性が測定されました。100個の星間速度成分の新しい分析により、局所恒星間雲（LIC）およびその他の近くの雲内の広範囲の温度と乱流速度が明らかになりました。これらの変動は、ガウス分布ではランダムに見えます。星間距離、銀河中心からの角度、EUV放射の主な源（星$\epsilon$〜CMa）、LICの中心、または星間物質が太陽圏に流入する方向など、これらの特性の傾向は見つかりません。。LICの温度変化の空間スケールは、太陽が1、000年で横断する距離である5,100〜auよりも小さい可能性があります。基本的に、すべての速度成分は既知の暖かい雲と整列します。太陽から4〜pc以内では、空間は部分的にイオン化された雲で完全に満たされていますが、より遠い距離では、空間は部分的にイオン化された雲で部分的にしか満たされていません。これは、完全にイオン化された雲間ガスが空隙を満たしていることを示しています。LICおよびCLICの他の暖かい雲の中性水素数密度は、代表的な0.20〜cm$^{-3}$密度ではなく、約0.10〜cm$^{-3}$であることがわかります。LICの直接の環境のみ。ガスの3,000〜12,000〜Kの温度範囲は、WNMおよびWIMの理論モデルの予測と一致していますが、雲内の高度な不均一性は、単純な理論モデルに反しています。最後に、星AD〜Leoへの視線に衝撃の証拠を見つけます。
銀河の物理的およびLy$\alpha$放出特性を使用した銀河のLyC放出の予測
| Title |
Predicting_LyC_emission_of_galaxies_using_their_physical_and_Ly$\alpha$_emission_properties |
| Authors |
Moupiya_Maji,_Anne_Verhamme,_Joakim_Rosdahl,_Thibault_Garel,_Jeremy_Blaizot,_Valentin_Mauerhofer,_Marta_Pittavino,_Maria-Pia_Victoria_Feser,_Mathieu_Chuniaud,_Taysun_Kimm,_Harley_Katz,_Martin_Haehnelt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.02440 |
宇宙の再電離を促進するソースとプロセスを理解する上での主な難しさは、それらの光子が途中でIGMに介在する中性水素によって吸収されているため、そのエポックで電離ライマン連続体（LyC）放射を直接プローブできないことです。私たちに。したがって、再電離時代の銀河の他の特性を使用して、LyC放出を正確に予測するためのモデルを構築することが不可欠です。近年の研究では、銀河からのLyC放出がそれらのLya放出と相関している可能性があることが示されています。ここでは、SPHINX宇宙論シミュレーションで高zの何千もの銀河を分析することにより、この相関関係を研究します。これらの銀河をLya放射伝達コードRASCASで後処理し、Lya-LyC接続を分析します。LyaとLyCの光度は、分散はあるものの、互いに強く相関していることがわかります。最近の観察研究と同様に、最も明るいLyaエミッター（>$10^{41}$erg/s）では、LyaとLyCの脱出率の間に正の相関関係があります。ただし、より暗いライマンエミッター（LAE）も含めると、相関関係がなくなります。これは、観測された関係が選択効果によって駆動される可能性があることを示しています。また、明るいLAEが再電離の主な原因であることがわかります（$>10^{40}$erg/s銀河はLyC放出の$>90\％$に寄与します）。最後に、多変量線形回帰を使用して予測モデルを構築します。ここでは、シミュレートされた銀河の物理的特性とLya特性を使用して、固有のLyC光度と逃げるLyC光度を高精度で予測します。銀河の逃げるLyCの光度を予測するための最も重要な銀河の特性は、逃げるLyaの光度、ガスの質量、ガスの金属量、およびSFRであることがわかります。これらのモデルは、銀河からのLyC放出を予測するのに非常に役立ち、再電離の原因を特定するのに役立ちます。
SILCC-Zoom：分子雲下部構造の動的バランス
| Title |
SILCC-Zoom:_the_dynamic_balance_in_molecular_cloud_substructures |
| Authors |
S._Ganguly,_S._Walch,_S._D._Clarke,_D._Seifried |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.02511 |
分子雲がどのように断片化し、星を形成する高密度の構造を作成するかは、未解決の問題です。SILCC-Zoomシミュレーションに基づいて、分子雲とその下部構造の形成と進化のためのさまざまなエネルギー項（運動、熱、磁気、重力-自己重力と潮汐力の両方）の相対的な重要性を調査します。これらのシミュレーションは、層状銀河円盤内の拡散超新星駆動星間物質からの0.1pcのスケールまでの冷たい分子雲の自己無撞着な形成を追跡します。1.5〜2Myrの7つの分子雲（磁場がある場合は5つ、磁場がない場合は2つ）の時間発展を調べます。樹状図を使用して、雲の中の階層的な3D下部構造を識別し、それらのダイナミクスを理解し、重力乱流の断片化とグローバルな階層的崩壊の理論を区別することを目的としています。ビリアル分析は、高密度ガスが実際に重力と乱流の相互作用によって支配されていることを示していますが、磁場と熱圧力は、ふわふわした原子構造に対してのみ重要です。時間の経過とともに、重力によって結合された下部構造は、大規模な超新星駆動の流入の結果として、わずかに結合された媒体（ウイルス比$1\leq\alpha_{\rmvir}^{\rmvol}<2$）から出現します。世界的な崩壊。詳細な潮汐分析は、潮汐テンソルが非常に異方性であることを示しています。それでも、潮汐力は一般に、大規模または高密度の下部構造を破壊するほど強くはありませんが、それらの変形を引き起こします。潮汐と交差の時間スケールを比較することにより、潮汐力が分子雲内の乱流の主な推進力ではないように思われることがわかります。
LADUMA：$ z>0.5$での発光OHメガメーザーの発見
| Title |
LADUMA:_Discovery_of_a_luminous_OH_megamaser_at_$z_>_0.5$ |
| Authors |
Marcin_Glowacki,_Jordan_D._Collier,_Amir_Kazemi-Moridani,_Bradley_Frank,_Hayley_Roberts,_Jeremy_Darling,_Hans-Rainer_Kl\"ockner,_Nathan_Adams,_Andrew_J._Baker,_Matthew_Bershady,_Tariq_Blecher,_Sarah-Louise_Blyth,_Rebecca_Bowler,_Barbara_Catinella,_Laurent_Chemin,_Steven_M._Crawford,_Catherine_Cress,_Romeel_Dav\'e,_Roger_Deane,_Erwin_de_Blok,_Jacinta_Delhaize,_Kenneth_Duncan,_Ed_Elson,_Sean_February,_Eric_Gawiser,_Peter_Hatfield,_Julia_Healy,_Patricia_Henning,_Kelley_M._Hess,_Ian_Heywood,_Benne_W._Holwerda,_Munira_Hoosain,_John_P._Hughes,_Zackary_L._Hutchens,_Matt_Jarvis,_Sheila_Kannappan,_Neal_Katz,_Du\v{s}an_Kere\v{s},_Marie_Korsaga,_Ren\'ee_C._Kraan-Korteweg,_Philip_Lah,_Michelle_Lochner,_Natasha_Maddox,_Sphesihle_Makhathini,_Gerhardt_R._Meurer,_Martin_Meyer,_Danail_Obreschkow,_Se-Heon_Oh,_et_al._(20_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.02523 |
地元の宇宙では、OHメガマーサー（OHM）はほとんど赤外線光度銀河で検出され、その有病率はIR光度とともに増加し、ガスが豊富な銀河合体を追跡していることを示唆しています。OHの残りの周波数の近接性と中性原子水素（HI）の超微細遷移を考えると、銀河におけるHIの宇宙進化を調査するための無線調査は、OHMを利用してガスに富む合併の宇宙史を調査するための刺激的な見通しも提供します。MeerKATアレイ（LADUMA）の深いHI調査で遠方の宇宙を見る観測を使用して、$z>0.5$、LADUMAJ033046.20$-$275518.1（ニックネームは「Nkalakatha」）でのOHMの最初の非ターゲット検出を報告します。ホストシステムであるWISEAJ033046.26$-$275518.3は、赤外線発光電波銀河であり、その光学的赤方偏移$z\約0.52$は、赤方偏移$z_{\rmOH}=0.5225\pmでのOHとしてのMeerKAT輝線検出を確認します。より低い赤方偏移ではHIではなく0.0001$。検出されたスペクトル線は、18.4$\sigma$のピーク有意性、$459\pm59\、{\rmkm\、s^{-1}}$の幅、および$（6.31\pm0.18\、{\rm[statistical]}\、\pm0.31\、{\rm[systematic]}）\times10^3\、L_\odot$、既知の最も明るいOHMの1つになります。銀河の遠赤外線光度$L_{\rmFIR}=（1.576\pm0.013）\times10^{12}\、L_\odot$は、銀河を超高光度赤外線銀河としてマークします。OHと赤外線の光度の比率は、低赤方偏移のOHMの場合と同様です。光学的赤方偏移とOH赤方偏移を比較すると、OH流出がわずかに示されます。この検出は、高赤方偏移での銀河成長のトレーサーとしてのOHMの体系的な活用に向けた最初のステップを表しています。
円盤銀河の比角運動量と、銀河の形態、棒の構造、円盤の重力不安定性との関係
| Title |
The_specific_angular_momentum_of_disc_galaxies_and_its_connection_with_galaxy_morphology,_bar_structure_and_disc_gravitational_instability |
| Authors |
Alessandro_B._Romeo,_Oscar_Agertz,_Florent_Renaud |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.02695 |
星（$j_{\star}$）、ガス（$j_{\mathrm{gas}}$）、バリオン全体（$j_{\mathrm）の特定の角運動量（$j\equivJ/M$）{b}}$）と暗黒物質ハロー（$j_{\mathrm{h}}$）には、銀河がどのように形成され進化するかについて非常に重要な手がかりが含まれています。高品質の回転曲線と近赤外表面測光を備えた円盤銀河の最大のサンプルの1つ（S0-BCD）を使用して、さまざまな銀河の特性にまたがる$j$の詳細な比較分析を実行します。私たちの分析では、比角運動量の「保持された」部分に厳しい制約を課しています（$j_{\star}/j_{\mathrm{h}}$、$j_{\mathrm{HI}}/j_{\mathrm{h}}$と$j_{\mathrm{b}}/j_{\mathrm{h}}$）、および質量分率と銀河の形態に関するそれらの体系的な傾向、したがって、プロセスで比角運動量がどれだけよく保存されているか円盤銀河の形成と進化の。その上、私たちの分析は、重力の不安定性の観点から棒渦巻銀河を特徴づけることがいかに難しいかを示しています。これは、人気のあるEfstathiou、Lake＆Negroponte（1982）の棒渦巻銀河の不安定性基準だけでなく、約55％のケースで棒渦巻銀河と非棒渦巻銀河を区別できない場合だけでなく、質量加重Toomre（1964）パラメーターにも当てはまります。原子ガスの$\langleQ_{\mathrm{HI}}\rangle$は、棒渦巻銀河と棒渦巻銀河を分離することに成功しますが、統計的な意味でのみです。
X線画像から評価された銀河団の動的状態
銀河団のX線画像は、しばしば、銀河団の合併を示す乱れた構造を示しています。チャンドラによって観測された964クラスターの動的状態に関する以前の研究を補完するものとして、XMM-Newtonアーカイブデータからの1308クラスターのX線画像を、チャンドラによって新たにリリースされた22クラスターの画像とともに処理し、評価します。これらのX線画像からの動的状態。集中指数$c$、重心シフト$\omega$、電力比$P_3/P_0$は、500kpcの特定の半径を持つ円形領域で計算され、形態指数$\delta$は、適応性のある楕円領域内で推定されます。クラスターのサイズと形状に合わせて。さらに、チャンドラ画像から以前に推定された42のクラスターの動的パラメーターは、新しく利用可能な赤方偏移に基づいてアップグレードされます。2つのデータセット内のクラスターのオーバーラップしたサンプルについて、XMM-Newton画像とChandra画像から導出された動的パラメーターの間に良好な一貫性が見られます。質量スケーリング関係の動的状態への依存性は、388クラスターのデータを使用して示されています。
低周波ファラデートモグラフィーの合成観測による多相星間物質の最初の観察
| Title |
First_look_at_the_multiphase_interstellar_medium_with_synthetic_observations_of_low-frequency_Faraday_tomography |
| Authors |
A._Bracco,_E._Ntormousi,_V._Jeli\'c,_M._Padovani,_B._\v{S}iljeg,_A._Erceg,_L._Turi\'c,_L._Ceraj,_I._\v{S}nidari\'c |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.02774 |
LOFARからの200MHz未満の電波偏光データのファラデートモグラフィーは、拡散および磁化された星間物質（ISM）に関する新しい視点を提供しています。特に興味深いのは、水素原子（HI）とダストによって追跡される、中性ガスに関連するファラデー回転シンクロトロン分極の発見です。ここでは、これらのLOFAR結果の最初の詳細な数値研究を紹介します。多相ISMで衝突するスーパーシェルのMHDシミュレーションから、低周波シンクロトロン偏光の包括的な合成観測を生成および分析します。高温で高温の完全にイオン化されたガスから低温の中性媒体まで、ガスの温度と密度が4桁を超える5つの異なる気相を定義します。回転測定と200MHz未満のシンクロトロン偏光強度の両方の合成観測への各気相の寄与に焦点を当てています。また、後者と光学的に薄いHIガスの合成観測との関連を調査します。完全にイオン化されたガスだけでなく、温かい部分的にイオン化された中性相も、総回転測定値と分極強度に大きく寄与することがわかります。ただし、観測量への各相の寄与は、積分軸の選択とシェル衝突軸に対する平均磁場の方向に強く依存します。LOFARの結果を彷彿とさせる、HI合成データとシンクロトロン偏光強度の間の強い相関は、平均磁場方向に垂直な視線で得られます。私たちの研究は、低周波数での電波の空の観測を解釈するために、MHDプロセスの多相モデリングが必要であることを示唆しています。この作業は、LOFARとSKAによる大規模な調査によって間もなく革命を起こす低周波シンクロトロン放射の複雑さを理解するための第一歩です。
大規模なイオン化流出を伴う星形成銀河における分子ガスの運動学
| Title |
Kinematics_of_molecular_gas_in_star-forming_galaxies_with_large-scale_ionised_outflows |
| Authors |
Lucy_M._Hogarth,_Amelie_Saintonge,_Tim_A._Davis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.02925 |
イオン化ガスの大規模な流出をホストしていると特定された7つのエッジオン（i>60度）銀河のサンプルにおける分子ガスの運動学を、〜1kpcの解像度でのALMACO（1-0）観測を使用して調査します。Hogarthetalに基づいています。（2021）、ここで、分子ガスは、制御オブジェクトよりも風をホストする銀河に集中していることがわかります。キネマティックコンポーネントの複数の組み合わせを使用して完全な3次元キネマティックモデリングを実行し、これらのオブジェクトが分子ガス構造に類似性を共有しているかどうかを推測できるようにします。モデリングを使用して、各銀河の運動学的中心を特定し、それらの短軸と長軸の位置速度図（PVD）を解釈します。PVDから、私たちの銀河の分子ガスの大部分は動的に冷たく、恒星円盤の回転をたどっていますが、フラックスの非対称性はわずかです。最も注目すべきは、いくつかの短軸PVDに放射状のガス運動の証拠が見られることです。最高のS/Nオブジェクトでは、運動モデルに双方向の放射状の流れを含め、（ベイズ情報量基準を介して）放射状のガス運動の存在が強く支持されていることを確認します。これは、分子ガスと星形成が中央に集中するメカニズムを提供し、大量のイオン化ガス風の発射を可能にする可能性があります。
水素および重水素原子によるギ酸およびチオギ酸異性体の水素引き抜き反応。異性化と重水素化に関する洞察
| Title |
Hydrogen_abstraction_reactions_in_formic_and_thioformic_acid_isomers_by_hydrogen_and_deuterium_atoms._Insights_on_isomerism_and_deuteration |
| Authors |
Germ\'an_Molpeceres_and_Izaskun_Jim\'enez-Serra_and_Yasuhiro_Oba_and_Thanh_Nguyen_and_Naoki_Watanabe_and_Juan_Garc\'ia_de_la_Concepci\'on_and_Bel\'en_Mat\'e_and_Ricardo_Oliveira_and_Johannes_K\"astner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.02935 |
星間物質中の分子の異性とその背後にあるメカニズムは、宇宙の有機分子の化学において本質的な問題です。特に、単純なギ酸とチオギ酸の場合、分子雲に見られる低温は、気相でのシス-トランス異性化を妨げなければならないことを示しています。星間ダスト粒子の上で起こる反応は、低温での異性体の相互変換を説明するかもしれません。星間ダスト粒子の表面で起こりやすく、H引き抜き反応によって開始されるギ酸とチオギ酸の異性化プロセスを研究しました。同様に、酸の重水素濃縮は同じメカニズムで発生する可能性があります。私たちの目的は、両方のトピックに光を当てて、宇宙の有機分子の主要な前駆体についての理解を深めることです。
フィールド連星ブラックホールの合併の$\chi_ \ mathrm {eff} -z $相関と、3G重力波検出器がそれをどのように制約できるか
| Title |
The_$\chi_\mathrm{eff}-z$_correlation_of_field_binary_black_hole_mergers_and_how_3G_gravitational-wave_detectors_can_constrain_it |
| Authors |
Simone_S._Bavera,_Maya_Fishbach,_Michael_Zevin,_Emmanouil_Zapartas_and_Tassos_Fragos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.02619 |
ブラックホール連星の併合の起源を理解することは、現在、天体物理学で最も差し迫った探求の1つです。孤立したバイナリ進化がバイナリブラックホールをマージする形成メカニズムを支配する場合、有効なスピンパラメータ$\chi_\mathrm{eff}$とマージの赤方偏移$z$の間の相関を期待する必要があることを示します。バイナリブラックホール。この相関関係は、風質量損失率の低下、膨張の遅延、星と比較して超巨星相中の最大半径が小さいことを考えると、低金属量星からの弱い軌道膨張の組み合わせにより、より高い赤方偏移で優先的に形成および融合する潮汐スピンアップシステムに由来しますより高い金属量で。その結果、これらの緊密にバインドされたシステムは、短いインスピレーション時間と融合します。孤立した連星進化の基準モデルを考えると、検出可能なLIGO--Virgo連星ブラックホール集団における$\chi_\mathrm{eff}-z$相関の起源が、アクセス可能になる固有の集団とは異なることを示します。将来的には、アインシュタイン望遠鏡やコズミックエクスプローラーなどの第3世代重力波検出器によってのみ可能になります。最後に、モデル予測を現在のバイナリブラックホール合併のカタログに基づく人口予測と比較し、現在のデータが、孤立したバイナリ進化のモデルによって予測されるように、$\chi_\mathrm{eff}-z$の正の相関を支持することを発見します。。
カシオペアAの高エネルギー放射の非対称モデル
カシオペアA（CasA）の超新星残骸は、電波からガンマ線帯への強い放射を示しています。CasAにおけるガンマ線放射のメカニズムと、PeV宇宙線へのその寄与の可能性については、まだ議論が続いています。X線イメージングはCasAの非対称プロファイルを明らかにし、ジェットのような構造の存在を示唆しています。この作業では、高速で移動するジェットのような構造とゆっくりと膨張する等方性シェルで構成される、CasAの非対称モデルを提案します。このモデルは、CasAの多波長スペクトル、特に$\sim$60〜220keVのべき乗則の硬X線スペクトルを説明できます。CasAからのGeVからTeVへの放出は、ハドロンプロセスとレプトンプロセスの両方によってもたらされるはずです。さらに、ジェットのような構造は、$\sim100$TeVで$\sim10^{-13}\rmerg\cm^{-2}\s^{-1}$のガンマ線束を生成する可能性があります。LHAASOとCTAによって検査されます。
かに星雲からのPeVガンマ線のLHAASO観測による電子のローレンツ不変性のテスト
| Title |
Testing_Lorentz_invariance_of_electrons_with_LHAASO_observations_of_PeV_gamma-rays_from_the_Crab_Nebula |
| Authors |
Chengyi_Li,_Bo-Qiang_Ma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.02956 |
大規模な高高度空気シャワー天文台〜（LHAASO）は最近、かに星雲からの最大$1.1〜\textrm{PeV}$のエネルギーでのガンマ線放出の検出を報告しました。逆コンプトン電子による真空チェレンコフ効果がないことを使用して、電子の分散関係における線形次数ローレンツ不変性違反（LV）の以前の境界を$10^{4}$倍改善します。電子に対するLV効果は厳しく制限されており、ストリング/Dブレーンに触発された時空フォームなどの量子重力〜（QG）の一部のモデルで予想される特定のタイプのLVと互換性があることを示します。このようなモデルは、LHAASO観測からのかに星雲の制約、およびこれまでの光子のさまざまなLV現象によってサポートされていると主張します。
| Title |
A_Novel_Cloud-Based_Framework_for_Standardised_Simulations_in_the_Latin_American_Giant_Observatory_(LAGO) |
| Authors |
Antonio_Juan_Rubio-Montero,_Ra\'ul_Pag\'an-Mu\~noz,_Rafael_Mayo-Garc\'ia,_Alfonso_Pardo-Diaz,_Iv\'an_Sidelnik_and_Hern\'an_Asorey_(for_the_LAGO_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.02716 |
ラテンアメリカの巨大天文台であるLAGOは、拡張された宇宙線観測所であり、10か国にある水チェレンコフ検出器の幅広いネットワークで構成されています。さまざまな高度と地磁気剛性カットオフにより、それらの地理的分布は、制御、大気検知、およびデータ取得のための新しい電子機器と組み合わされて、地域規模での多様な天体物理学研究の実現を可能にします。これは、11か国からの30の機関の非集中型アライアンスであるLAGOコラボレーションによって設計、構築、運用されている天文台です。LAGOはさまざまな計算フレームワークにアクセスできますが、協調的なアプローチを完全に把握するための標準化された計算メカニズムがありません。欧州委員会は、特にオープンサイエンスとその長期的な持続可能性を可能にするために、LAGOの目的に沿ったイニシアチブを促進しています。この作業では、EOSC-Synergyプロジェクト内のこのパラダイムへのLAGOの適応を紹介し、世界中のLAGOサイトに配備された検出器で予想される天体物理学的シグネチャのシミュレーションに焦点を当てます。
深層学習による中性水素強度マッピング調査の前景減算における一次ビーム効果の排除
| Title |
Eliminating_Primary_Beam_Effect_in_Foreground_Subtraction_of_Neutral_Hydrogen_Intensity_Mapping_Survey_with_Deep_Learning |
| Authors |
Shulei_Ni,_Yichao_Li,_Li-Yang_Gao,_Xin_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.02780 |
中性水素（HI）強度マッピング（IM）調査では、宇宙論的信号の前景汚染は非常に深刻であり、電波望遠鏡自体によって引き起こされる系統的影響は、前景を差し引くことの難しさをさらに悪化させます。この作業では、深層学習法、具体的にはここでは3DU-Netアルゴリズムが、望遠鏡の一次ビームによって引き起こされる体系的な効果を考慮するときに、前景の減算に重要な役割を果たすことができるかどうかを調査します。2つのビームモデルを検討します。つまり、ガウスビームモデルを単純なケースと見なし、コサインビームモデルを高度なケースと見なします。U-Net法との比較および組み合わせを行うために、前景減算で従来の主成分分析（PCA）法も採用しています。ガウスビームの場合、PCAとU-Netの両方の方法で前景を効果的にクリーニングできますが、コサインビームの場合、U-NetはPCAよりも前景のクリーニングのパフォーマンスがはるかに優れていることがわかります。PCAおよびU-Net法がHI信号をどれだけうまく回復できるかを示すために、前景減算を実行した後のHIの2Dパワースペクトルだけでなく、角度パワースペクトルも導出します。ガウスビームの場合、U-Netを使用した元のHIマップとの一致は、PCAを使用した場合よりも$27.4\％$優れており、コサインビームの場合、U-Netを使用した一致は次のようになります。PCAを使用した場合よりも$144.7\％$優れています。したがって、U-Netベースの前景減算は、望遠鏡の一次ビーム効果を効率的に排除し、将来のHIIM実験のためにHIパワースペクトルを回復することに新たな光を当てることができます。
ポストニュートン重力とガイアのような位置天文学。視差に対するPPN$\gamma$の不確実性の影響
| Title |
Post-Newtonian_gravity_and_Gaia-like_astrometry._Effect_of_PPN_$\gamma$_uncertainty_on_parallaxes |
| Authors |
A._G._Butkevich,_A._Vecchiato,_B._Bucciarelli,_M._Gai,_M._Crosta,_M._G._Lattanzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.02789 |
高精度の位置天文学に採用された光伝搬の相対論的モデルは、パラメータ化されたポストニュートン形式に基づいています。これは、一般相対性理論の仮想的な違反が位置天文学データに及ぼす影響を調べるためのフレームワークを提供します。位置天文観測は、重力光のたわみの強さを表すポストニュートンパラメータ$\gamma$の影響を強く受けます。一般相対性理論によって予測された値である1からのPPNパラメーター$\gamma$の偏差が、ガイアのような位置天文学における視差推定にどのように影響するかを分析的および数値的に研究します。PPN$\gamma$のわずかな変動によって生じる観測可能な量の変化は、分析的に計算されました。次に、このような観測量の変動が視差推定にどのように反映されるかを検討し、数値シミュレーションを実行して理論的予測を確認しました。PPN$\gamma$の変動により、視差がグローバルにシフトします。視差バイアスを、衛星の重心距離、スピン軸と太陽への方向との間の角度、およびPPN$の観点から説明する式を示します。\gamma$の不確実性。位置天文解の数値シミュレーションは、理論的な結果を確認します。PPN$\gamma$の最新の推定値は、ガイア視差ゼロ点への対応する寄与が0.2$\mu$asを超える可能性が低いことを示唆しています。数値シミュレーションは、視差シフトが黄道緯度に強く依存していることを示しています。この効果はガイア走査法則の非対称性によるものであると主張されており、この結論は、太陽への方向を中心としたスピン軸の歳差運動の方向を逆にした追加のシミュレーションによって完全に検証されています。
TESSで観測された脈動する水素欠乏白色矮星と前白色矮星-IV。 2つの新しいGWVir星の発見：TIC0403800675とTIC1989122424
| Title |
Pulsating_hydrogen-deficient_white_dwarfs_and_pre-white_dwarfs_observed_with_TESS_--_IV._Discovery_of_two_new_GW_Vir_stars:_TIC0403800675_and_TIC1989122424 |
| Authors |
Murat_Uzundag,_Alejandro_H._Corsico,_S._O._Kepler,_Leandro_G._Althaus,_Klaus_Werner,_Nicole_Reindl_and_Maja_Vuckovic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.02501 |
トランジット系外惑星探査衛星（TESS）で発見された2つの新しいGWVir型脈動白色矮星、TIC\、0403800675（WD\、J115727.68-280349.64）とTIC\、1989122424（WDJ211738.38-552801.18）を紹介します。測光データ。両方の星について、TESS光度曲線は、典型的な重力（$g$）モードに関連する400〜410\、sの狭い範囲の周期を持つ振動の存在を明らかにします。フォローアップ地上ベースの分光法は、両方の星が同様の有効温度（$T_\mathrm{eff}=110,000\pm10,000$\、K）と表面重力（$\logg=7.5\pm0.5$）を持っていることを示していますが異なるHe/C組成（質量分率）：TIC\、0403800675の場合はHe\、=\、0.75およびC\、=\、0.25、TIC\の場合はHe\、=\、0.50およびC\、=\、0.50、1989122424。それらのスペクトルエネルギー分布に適合させることにより、星の半径と光度の両方について、$R=0.019\pm0.002\、R_\odot$および$\log（L/L_\odot）=1.68^{+0.15であることがわかりました。それぞれ}_{-0.24}$。PG〜1159星の進化の軌跡を使用することにより、両方の星の質量は、$\logg$-$T_\mathrm{eff}$図と$0.60^から$0.56\pm0.18M_{\odot}$であることがわかります。ヘルツシュプルングラッセル図からの{+0.11}_{-0.09}M_{\odot}$。
TESSで見つかった6つの新しいコンパクトな三重食トリプル
| Title |
Six_New_Compact_Triply_Eclipsing_Triples_Found_With_TESS |
| Authors |
S.A.Rappaport,_T._Borkovits,_R._Gagliano,_T.L._Jacobs,_V.B._Kostov,_B.P._Powell,_I._Terentev,_M._Omohundro,_G._Torres,_A._Vanderburg,_T._Mitnyan,_M.H._Kristiansen,_D._LaCourse,_H.M._Schwengeler,_T.G._Kaye,_A._P\'al,_T._Pribulla,_I.B._B\'ir\'o,_I._Cs\'anyi,_Z._Garai,_P._Zasche,_P.F.L._Maxted,_J.E._Rodriguez,_and_D.J._Stevens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.02539 |
この研究では、TESSミッションで見つかった6つの新しいコンパクトな三重日食トリプルスターシステムの発見と分析を報告します：TIC37743815、42565581、54060695、178010808、242132789、および456194776。バイナリ（EB）は、3番目（「ターシャリ」）の星を覆い隠します。その逆も同様です。TESS測光、アーカイブ測光データ、および利用可能なアーカイブスペクトルエネルギー分布曲線（SED）を利用して、3つの星すべて、および多くの軌道要素の特性を解決しました。SEDの適合、外公転周期のアーカイブデータの検索、および最終的なグローバル光力学分析について詳しく説明します。これらの分析から、6つのシステムすべてが$0^\circ$-$5^\circ$以内で同一平面上にあり、ほぼエッジオン（つまり、2度以内）で表示されていることがわかります。6つのシステムの外側の軌道周期と離心率は{$P_{\rmout}$（日）、$e$}：{68.7、0.36}、{123、0.16}、{60.7、0.01}、{69.0、ソースが上にリストされている順序で、それぞれ0.29}、{41.5、0.01}、{93.9、0.29}。12個のEB星すべての質量は、0.7〜1.8M$_\odot$の範囲にあり、主系列星の近くにありました。対照的に、第三紀の星の質量と半径は、それぞれ1.5〜2.3M$_\odot$と2.9〜12R$_\odot$の範囲でした。この情報を使用して、コンパクトフラットトリプルシステムの発生率を推定します。
ロマノフV48：周期ギャップの異常な中間ポーラー
最小周期（公転周期0.0420991d）を下回る可能性があると考えられていたロマノフV48を研究しました。公開されている掃天観測データを分析したところ、このオブジェクトは、軌道周期が0.102312d（周期ギャップ内）でスピン周期が0.0420991dの中間ポーラーであることがわかりました。スピン変動の振幅は非常に大きく（0.6等）、0.071534dのビート周期でプロファイルが変動することが確認されています。スピン周期と軌道周期の比率は大きく、システムは周期ギャップより下の中間ポーラーDWCncに似ています。しかし、ロマノフV48からの赤外線放射は、二次放射からの放射では説明できませんでした。赤外線超過とスペクトルエネルギー分布の形状は極座標のものに似ており、ロマノフV48の放射メカニズムが極座標のものと類似していることを示唆しています。ロマノフV48は、中間ポーラーと中間ポーラーの中間オブジェクトである可能性があります。
分子雲（GEMS）の気相元素存在量VI。星形成領域を横切る硫黄の旅：チオホルムアルデヒド放出の研究
| Title |
Gas_phase_Elemental_abundances_in_Molecular_cloudS_(GEMS)_VI._A_sulphur_journey_across_star-forming_regions:_study_of_thioformaldehyde_emission |
| Authors |
G._Esplugues,_A._Fuente,_D._Navarro-Almaida,_M._Rodriguez-Baras,_L._Majumdar,_P._Caselli,_V._Wakelam,_E._Roueff,_R._Bachiller,_S._Spezzano,_P._Riviere-Marichalar,_R._Martin-Domenech,_G._M._Mu\~noz_Caro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.02645 |
IRAM30mラージプログラムGEMSのコンテキストでは、おうし座、ペルセウス、オリオンの星形成フィラメントにあるいくつかの星のないコアでのチオホルムアルデヒドの研究を紹介します。コア内のこれらの分子の存在量に対する環境条件の影響、および時間発展の影響を調査します。放射伝達コードRADEXを使用して、H2CS、HDCS、およびD2CSの観測線をモデル化しました。また、化学コードNautilusを使用して、星のないコアの特性に応じてこれらの種の進化をモデル化しました。すべてのコアのカラム密度と存在量を導き出します。また、重水素の分別比Dfracを導き出し、各星形成領域の異なる部分間の進化段階を決定して比較します。私たちの結果は、おうし座のB213フィラメントの北の領域は南よりも進化しているのに対し、ペルセウスの北東の部分は南西のゾーンよりも早い進化段階を示していることを示しています。モデルの結果は、Dfracが宇宙線のイオン化率とともに減少する一方で、密度と硫黄の枯渇の程度とともに増加することも示しています。特に、星のないコアの初期硫黄存在量が太陽元素の硫黄存在量よりも少なくとも1桁低い場合にのみ、観測結果を再現します。時間の経過とともにHDCS/H2CSおよびD2CS/H2CSが徐々に増加するため、これらの比率は、スターレスコアの化学的進化段階を導き出すための強力なツールになります。ただし、両方の比率が2つの異なる温度範囲（7〜11Kおよび15〜19K）で同様の変化を示すため、これらの領域の温度を導出するために使用することはできません。化学に関しては、（重水素化された）チオホルムアルデヒドは主に気相反応（二重置換および中性中性置換反応）によって形成されますが、表面化学は破壊メカニズムとして重要な役割を果たします。
F-巨星$\theta $さそり座Aの研究：合併後の急速回転子？
| Title |
A_study_of_the_F-giant_star_$\theta$_Scorpii_A:_a_post-merger_rapid_rotator? |
| Authors |
Fiona_Lewis,_Jeremy_Bailey,_Daniel_V._Cotton,_Ian_D._Howarth,_Lucyna_Kedziora-Chudczer,_Floor_van_Leeuwen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.02719 |
F1$\、$III星$\theta$さそり座の直線偏光の高精度観測を報告します。偏光は、高速回転子に期待される形の波長依存性を持っていますが、他の点では同様の主系列星に見られるよりも数倍大きい振幅を持っています。これは、散乱と吸収の不透明度の比率の密度依存性の結果として、低重力の星がより強い回転偏光の兆候を持つはずであるという期待を裏付けています。分極をモデル化することにより、追加の観測制約（システムのバイナリステータスを明らかにするヒッパルコス位置天文学の改訂された分析を組み込む）とともに、回転速度$\omega\、（=\Omega/）を含む一連の正確な恒星パラメータを決定します。\Omega_{\rmc}）\ge0.94$、極重力$\log{g_p}=2.091^{+0.042}_{-0.039}$（dexcgs）、質量$3.10^{+0.37}_{-0.32}$太陽質量、および輝度$\log（L/Lsun）=3.149^{+0.041}_{-0.028}$。これらの値は、単一の回転する星の進化モデルと互換性がなく、星はその進化段階ではあまりにも速く回転し、その光度のために質量が不足しています。$\theta$ScoAは、おそらくバイナリ合併の産物であると結論付けています。
炭素が豊富な原始惑星状星雲の分子CRL2688
| Title |
Molecules_in_the_carbon-rich_protoplanetary_nebula_CRL_2688 |
| Authors |
Jian-Jie_Qiu,_Yong_Zhang,_Jiang-Shui_Zhang,_Jun-ichi_Nakashima |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.02796 |
ミリ波電波天文学研究所（IRAM）の30m望遠鏡で3mmと2mmの帯域で作成された、炭素に富む原始惑星状星雲（PPN）CRL2688の観測結果を紹介します。合計で、38の分子種とアイソトポログに属する196の遷移線が検出され、そのうち153の遷移線と13の種がこのオブジェクトの最初のレポートです。さらに、将来の研究に貢献するために、CRL2688の分子線に関する観測データを文献から収集し、それらを1つの統合カタログにまとめました。CRL2688の分子量は、星周エンベロープの標準模型では説明できないことがわかりました。星周化学に対する金属含有分子の影響について説明します。
Eppur simuove...赤色巨星の長い二次周期の起源について
脈動する赤色巨星と超巨星の3分の1で観測される長い二次周期（LSP）は、現時点で知られている唯一の説明のつかないタイプの大振幅恒星変動です。多くの著者がLSPの起源についてさまざまなシナリオを検討してきましたが、この問題の最終的な解決策を提供することはできませんでした。LSP変数の既知のプロパティを提示し、LSPの原因となる物理メカニズムが2値であることを証明する新しい結果を示します。つまり、LSPの光の変化は、赤色巨星を褐色矮星の伴星と一緒に周回し、軌道ごとに1回星を覆い隠す塵の雲の存在によるものです。このシナリオでは、低質量のコンパニオンは、ホスト星のエンベロープからかなりの量の質量を付加し、褐色矮星に成長した元の惑星です。
巨大な重力中心から遠く離れた乱流ガス雲に埋め込まれた不等二体衝突のシミュレーション
| Title |
Simulations_of_un-equal_binary_collisions_embedded_in_a_turbulent_gas_cloud_far_away_of_a_massive_gravitational_center |
| Authors |
Guillermo_Arreaga-Garcia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.02916 |
粒子ベースのコードGadget2を使用して、乱流ガス雲の崩壊をシミュレートします。中心$\vec{r}_L$と$\vec{r}_R$の周り、および半径$r_L$と$r_R$内にそれぞれ配置された粒子によって形成される、2つのサブクラウドを選択します。並進速度$\vec{v}_L$または$\vec{v}_R$が追加され、サブクラウドが互いに向かって移動して衝突します。サブクラウドの半径と衝突前の速度は等しくないように選択され、正面衝突と斜め衝突の両方が考慮されます。シミュレーションはすべて、同じ総質量と、重力エネルギーに対する熱エネルギーの比率として定義される初期エネルギー比$\alpha=0.16$を持つように調整されています。低$\beta$モデルを高$\beta$モデルと比較します。ここで、$\beta$は、重力エネルギーに対する運動エネルギーの比率として定義されます。最後に、乱流雲は、雲の粒子に加えられた方位角速度$V_{\rmcir}$によって潮汐効果を概算するために、十分に遠くにあるオブジェクトの重力の影響下にあると見なします。上記の並進および乱流速度。低$V_{\rmcir}$モデルと高$V_{\rmcir}$モデルを比較します。
太陽の光度の変動は、対流層の熱平衡に制約を課します
| Title |
Variability_of_the_Sun's_luminosity_places_constraints_on_the_thermal_equilibrium_of_the_convection_zone |
| Authors |
L.E.A._Vieira_(1),_G._Kopp_(2),_T._Dudok_de_Wit_(3),_L._A._da_Silva_(4,1),_F._Carlesso_(1),_A._Barbosa_(1),_A._Muralikrishna_(1),_R._Santos_(1)_((1)_Instituto_Nacional_de_Pesquisas_Espaciais,_S\~ao_Jos\'e_dos_Campos,_Brazil_(2)_University_of_Colorado,_Laboratory_for_Atmospheric_and_Space_Physics,_Boulder,_CO,_USA,_(3)_LPC2E,_CNRS,_CNES_and_University_of_Orl\'eans,_Orl\'eans,_France,_(4)_National_Space_Science_Center,_State_Key_Laboratory_of_Space_Weather,_Chinese_Academy_of_Sciences,_Beijing,_China) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.02940 |
物体から放出される放射エネルギーの総量である光度は、星を特徴付ける天体物理学で最も重要な量の1つです。同様に重要なのは、恒星のエネルギー収支、大規模な対流運動、および恒星内部の蓄熱と密接に関連しているため、星の光度の時間的進化です。ここでは、太陽表面の磁気を使用して太陽の周りの4{\pi}の立体角全体にわたって太陽放射照度を再構築する、半経験的な全太陽放射照度（TSI）モデルを拡張することにより、太陽の光度をモデル化します。このモデルは、その出力を、測定されたTSIを使用して地球の方向の放射照度と比較することによって制約されました。日からサイクル23および24までのタイムスケールで太陽の光度をTSIと比較すると、短いタイムスケール（<太陽の自転）では一致が不十分であることがわかります。ただし、より長いタイムスケールでは、光度モデルとTSIの間に良好な一致が見られます。これは、TSI再構成に基づくマルチサイクルタイムスケールへの光度の外挿が可能であることを示唆しています。太陽の光度は一定ではなく、太陽周期と同相で変化することを示します。この変動は、太陽周期23の最小から最大まで0.14％の振幅を持っています。したがって、太陽対流層のエネルギーを考慮すると、太陽極小期の放射層からの定常状態の入力が段階的になることは明らかです。数世紀にわたるタイムスケールでの対流層のエネルギー含有量の減少。対流層の基部の光度は、太陽周期を通して正味のエネルギー平衡を維持するために、太陽極小期の太陽表面の光度よりも約0.032％高くなければならないことを示します。これらのさまざまなエネルギー入力シナリオは、全太陽放射照度の長期的な進化と、気候変動の太陽強制への影響に制約を課します。
ハイブリッド宇宙アトラクター
ハイブリッドインフレモデルの$\alpha$-アトラクタバージョンを構築します。これらのモデルでは、インフラトンフィールド$\varphi$の可能性は、2番目のフィールド$\chi$の可能性によって高められます。この高揚は、フィールド$\chi$に関するタキオンの不安定性のために終了します。これは、$\varphi$がある臨界値$\varphi_{c}$よりも小さくなると表示されます。大きな$N$制限では、これらのモデルには標準のユニバーサル$\alpha$-アトラクター予測があります。特に、指数アトラクタの場合、$n_{s}=1-{2\overN}$です。ただし、一部の特殊なケースでは、$N\gtrsim60$の場合、範囲を超えてのみ大きな$N$制限に達します。これにより、宇宙論的観測の予測が変わる可能性があります。固定された$N$の場合、大きな隆起$V_{\rmup}$の限界、または大きな$\varphi_{c}$の限界で、別のアトラクタ予測$n_s=1$が見つかります。パラメータ$V_{\rmup}$と$\varphi_{c}$を変更することにより、2つのアトラクタ予測$n_{s}=1-{2\overN}$と$n_{s}の間を継続的に補間できます。=1$。
ブラックホールと地平線のない物体の光子リングにおける特異点分解物理学の普遍的なサイン
| Title |
Universal_signatures_of_singularity-resolving_physics_in_photon_rings_of_black_holes_and_horizonless_objects |
| Authors |
Astrid_Eichhorn,_Aaron_Held,_Philipp-Vincent_Johannsen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.02429 |
量子重力アプローチの範囲内およびそれを超えて、ブラックホールの特異点解消のためのさまざまなメカニズムが存在します。私たちが詳細に説明する一連の仮定の下で、これらのメカニズムは球対称ブラックホールの影の画像にそれらの痕跡を残します。M87*のEHT測定がブラックホール質量の独立した測定と組み合わされた場合、現在のEHT精度でさえ、1つの修正された時空内の新しい物理学のスケールに自明でない制約を課すのに十分であることがわかります。他の時空では、次世代EHTが提供する可能性のある精度の向上が必要です。$n=1$と$n=2$の光子リングの組み合わせが、降着円盤の天体物理学的不確実性を考慮した場合でも、通常のブラックホールの時空幾何学の強力なプローブであることを示します。さらに、降着流のホットスポットのアイデアに触発された、局所的な放出領域を含む画像を生成します。最後に、2つの光子球または光子球がないことを特徴とする地平線のないオブジェクトの光子リング構造を調査します。時空に光子球がない場合に、光子リングがどのように互いに消滅するかを示します。
$ \ mathcal {R} ^2$量子補正されたスカラー場のインフレーション
弦理論は、一般相対性理論と標準模型の最も一貫したUV補完であると思われるため、量子重力理論の中で高い役割を果たしています。しかし、地上の加速器に関するこの根底にある理論の存在を確認することは困難です。弦理論を精査する1つの方法は、高エネルギー補正項の観点から定量化された、低エネルギー有効インフレラグランジアンへのその痕跡を研究することです。したがって、これらのタイプの相互作用と物質場の両方が弦理論に現れるため、弦弾性率と組み合わされた高次の曲率項、つまりスカラー場を見つける可能性が非常に高くなります。この作業では、インフレのダイナミクスがスカラー場と高次の曲率項の相乗効果によって制御される確率を強調することを目的としています。具体的には、量子補正が$\mathcal{R}^2$タイプである、やる気のある量子補正された正準スカラー場の理論を検討します。最小結合スカラー理論を選択する理由は、基本的に、スカラー場が真空構成で評価される場合、最小結合または等角結合のいずれかになるためです。ここでは前者のケースを選択し、アインシュタインフレーム2スカラー理論が考慮されている文献の同様の研究とは対照的に、研究全体はストリングフレーム（ジョーダンフレーム）で実行されます。量子補正理論の場の方程式を一次で導き出し、量子補正理論で得られるスローロール指数の形式を示します。二次インフレモデルを使用して理論的フレームワークを例示します。示したように、$\mathcal{R}^2$量子補正二次インフレモデルは、単純な二次インフレモデルとは対照的に、実行可能なインフレ現象を生成します。
$ \ delta ^ {44/40} $ Ca-$ \ delta ^ {88/86} $
Srマルチプロキシは、マリノア氷期のキャップ炭酸塩の主要な起源を制約します
| Title |
$\delta^{44/40}$Ca-$\delta^{88/86}$Sr_multi-proxy_constrains_primary_origin_of_Marinoan_cap_carbonates |
| Authors |
Jiuyuan_Wang,_Andrew_D._Jacobson,_Bradley_B._Sageman,_Matthew_T._Hurtgen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.02563 |
新原生代の地球は、スノーボールアースイベントと呼ばれる少なくとも2つの地球規模の氷河作用を経験しました。「キャップ炭酸塩」はイベント後に広く堆積しましたが、論争はそれらの起源を取り巻くものです。ここでは、新しい$\delta^{44/40}$Ca-$\delta^{88/86}$Srマルチプロキシをナミビアの2つのマリノア氷期（約635Ma）のキャップ炭酸塩シーケンスに適用し、岩石は、海水と氷河の融解水混合と速度論的同位体効果の組み合わせに由来する主要な環境信号をアーカイブします。外側のプラットフォームセクションでは、苦灰岩の$\delta^{44/40}$Caと$\delta^{88/86}$Srの値が、質量に依存する動的同位体分別の予測線を定義します。この苦灰岩は主に融雪水から沈殿しました。さらに、最速の降水率を示す層序的に高いサンプルは、87Sr/86Sr比の上昇と相関しており、急速な退氷風化パルスがキャップ炭酸塩の形成を強制したという長年の予想と一致しています。内部プラットフォームの苦灰岩は、水塊の混合による大きな影響を示していますが、それでも降水量がセクションの上方で増加したことを示しています。上にある石灰岩は、海水からのCaとSrの最大の寄与を示しています。世界的な氷床崩壊中の局所的な沿岸プロセスの増幅は、キャップ炭酸塩のCa同位体の不均一性を説明するための単純だが十分な提案を提供します。岩石記録における速度論的同位体効果の検出は、飽和状態と$pの指標として$\delta^{44/40}$Ca-$\delta^{88/86}$Srマルチプロキシを開発するための基礎を提供します$CO$_2$。
温度、圧力、湿度、およびイオン化の関数としての空気の屈折率に関する簡単なレビュー
Gladstone-Daleの経験則は、ガスの屈折率を使用した高精度の研究には不十分です。これは、ガスの密度に正確に比例するわけではなく、ガスが完全であると適切に説明されない場合があります。光学マリオット温度により、さまざまな著者によって与えられた結果の比較分析を行うことができます。可視波長での屈折に対する湿度測定の影響は歴史的に追跡されており、天文学的な屈折角に対するその小さな影響が数値的に示されています。最後に、赤外線と電波の波長では、下層大気の湿度の影響が強くなる可能性があります。電離層に関しては、その曲率は、目に見えるものとは異なり、天文学的な屈折角に重要な役割を果たします。
光ダクトの特性、それらの色度および天文屈折へのその影響
球対称媒体における光線を支配する基本的な求積法が最初に想起されます。光線の曲率の幾何学的定式化につながるYoung-Kattawarダイアグラムを使用して、そのソリューションのいくつかの定性的特性の厳密な説明が続きます。光学ダクトの場合は深くなり、ダクトに対する観察者のさまざまな位置の伝達曲線を分析します。それらの波長依存性の新しい分析式が導き出され、それらの数値的結果はコンピューターシミュレーションと首尾一貫しています。
ニュートリノと中性子星の磁化された合併のラージエディシミュレーション
| Title |
Large_Eddy_Simulations_of_Magnetized_Mergers_of_Neutron_Stars_with_Neutrinos |
| Authors |
C.Palenzuela,_S.L.Liebling_and_B.Mi\~nano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.02721 |
中性子星合体は、動的で強磁場の重力、大きな磁場、非常に高温で高密度の物質、ニュートリノの大量生成など、極端な物理的プロセスを伴う非常に激しいイベントです。このようなシステムと、重力波、短いガンマ線バースト、キロノバなどの関連するマルチメッセンジャー信号の正確なモデリングには、これらすべてのプロセスを含める必要があり、マルチメッセンジャー天文学の進歩に照らしてますます重要になっています。特に重力波天文学（第3世代検出器の開発など）。いくつかの一般相対論的コードは、これらの要素のいくつかを異なるレベルのリアリズムで組み込んでいます。ここでは、コードMHDuetを拡張します。これは、電磁流体力学のラージエディシミュレーションを実行して、合併中の磁場増幅をキャプチャし、リークスキームを介して現実的な状態方程式とニュートリノ冷却を可能にします。コードの正確さを実証する、孤立した連星と連星を含むいくつかのテストを実行します。
${1D}$自己重力システムの長期緩和
| Title |
Long-term_relaxation_of_${1D}$_self-gravitating_systems |
| Authors |
Mathieu_Roule,_Jean-Baptiste_Fouvry,_Christophe_Pichon,_Pierre-Henri_Chavanis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.02834 |
運動論と$N$体シミュレーションの両方を使用して、1次元（${1D}$）自己重力システムの長期緩和を調査します。集団効果がある場合とない場合の熱平衡とプランマー平衡を考慮します。すべての組み合わせは、拡散係数のBalescu-LenardおよびLandauの予測に関して明確に一致していることがわかります。興味深いことに、集合的な効果により、拡散が${\sim10}$の係数で減少します。プランマー平衡の予測フラックスは、測定されたフラックスと一致します。これは、運動論の注目に値する検証です。また、同じ平衡状態での準動的ブロッキングの状況についても報告します。
ド・ジッターにおける相転移：確率論的形式
確率的スペクトル展開法は、ド・ジッター時空での計算のための単純なフレームワークを提供します。ポテンシャルが下から制限されている場合と、下から制限されていないために安定した真空状態が存在しない場合の両方で、準安定真空状態に到達する方法を示します。どちらの場合も、準安定真空の崩壊率は、フォッカープランク方程式に関連付けられた最小の非ゼロ固有値によって与えられます。対応する固有関数が、準安定真空状態で相関関数やその他の観測量を計算するために使用できるフィールド確率分布をどのように決定するかを示します。
