コンピュータでの宇宙の再電離：クエーサー吸収スペクトルにおける長く暗いギャップの物理的起源
CosmicReionizationOnComputers（CROC）プロジェクトからのいくつかのシミュレーションを使用して、「ダークギャップ」（有意な透過のないクエーサー吸収スペクトルの領域）の特性を調査します。利用可能な最大のボックス（120cMpc）でのCROCシミュレーションは、平均不透明度の分布とダークギャップの頻度の両方にほぼ一致しますが、残念ながら同じモデルではありません。平均不透明度に一致する実行では、十分なダークギャップとその逆が含まれていません。逆に:(それにもかかわらず、ダークギャップ分布に一致する実行は、ダークギャップ統計が再イオン化の遅い終了を必要とするという文献の主張に対する反例として機能します-その実行では、再イオン化はz=6.7で終了します（早すぎる可能性があります）シミュレーションでは複数の要因が大きなダークギャップの頻度に寄与しますが、ダークギャップ分布の全体的な形状を制御する主な要因はボイドのイオン化レベルです-最も低い密度の領域が最も高い透過スパイクを生成しますその結果、暗いギャップの分布は、ギャップ検出しきい値を超えるスペクトルの割合と強く相関し、観測された分布はシミュレーションと一致します。この割合が2％である。したがって、ギャップ分布自体は、再電離のタイミングを制約しません。
イオン化平衡とライマンへの影響を想定-$8\ geq z \ geq5$での再電離終了時の$\mathrm {\alpha}$森林パワースペクトル
| Title |
Assuming_Ionization_Equilibrium_and_the_Impact_on_the_Lyman-$\mathrm{\alpha}$_Forest_Power_Spectrum_during_the_End_of_Reionization_at_$8_\geq_z_\geq_5$ |
| Authors |
Samir_Ku\v{s}mi\'c,_Kristian_Finlator,_Laura_Keating,_Ezra_Huscher |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05362 |
宇宙論的放射流体力学\textsc{TechnicolorDawn}シミュレーションを使用して、イオン化平衡の仮定が、水素再電離のエポックの終わりにモデル化された銀河間媒体（IGM）をどのように変調するかを調べます。メタ銀河紫外線バックグラウンド（UVB）が弱い中性および部分的にイオン化された領域では、イオン化のタイムスケール$t_\mathrm{ion}\equiv\Gamma^{-1}$がハッブル時間を超えます。そのような領域での光イオン化平衡を仮定すると、人工的にイオン化率が上昇し、再イオン化が加速されます。対照的に、光イオン化領域での再結合時間$t_\mathrm{rec}<t_\mathrm{ion}$は、光イオン化平衡を仮定すると、中性水素分率を人為的に増加させます。$8\geqz\geq5$の間のスナップショットを使用して、イオン化平衡を仮定した場合と仮定しない場合の、予測されたライマン-$\alpha$森林フラックスパワースペクトルを比較します。小さなスケール（$k>0.1$radskm$^{-1}$）は、イオン化平衡の場合の$7\leqz\leq5.5$からの電力の低下を示しますが、大きなスケールは影響を受けません。これは同じ理由で発生します。イオン化平衡は、自己遮蔽ガスの中性部分を人為的に抑制し、ボイド内のイオン化を促進して、イオン化場の小規模な変動を抑制します。体積平均中性画分が$10^{-4}$を下回ると、ライマン-$\alpha$森林（LAF）での非平衡イオン化の兆候が消えます。最近の観測と比較すると、これらの非平衡効果はLAFフラックスパワースペクトルではまだ観測できないことがわかります。
巨大ニュートリノ、ダークセクター、および流体力学：セジョンスイート
小規模な非線形クラスタリングを支配するプロセスの理解を深めることは、大規模な構造プローブから縮退を打ち破り、タイトなニュートリノ質量とウォームダークマターの制約を得ることができるため、今後の高品質の宇宙論データを解釈するために必要なタスクです。最先端の高解像度宇宙論的流体力学シミュレーションの広範なコレクションであるSejongSuiteは、この主要な目標を念頭に置いて設計されました。多数の宇宙論的および天体物理学的パラメーター（特に暗黒セクターに適しています）にまたがり、3つの主要なカテゴリー（グリッドスイート、サポーティングスイート、およびシステマティックススイート）に編成されたこのリリースは、さまざまな宇宙論および天体物理学の目的に役立つ可能性があります-主にライマンアルファ（LyA）森林研究のために開発されました。特に、GridSuiteの全体的なアーキテクチャは、100Mpc/hボックスで最大3x3328^3=110億個の粒子と同等の解像度を達成するように設計されています。これは、30kpc/hの平均グリッド解像度に対応し、DarkEnergySpectroscopicInstrument（DESI）などの調査からのデータが提供する望ましい1.0％レベルに近いLyAフラックス統計。ここでは、SejongSuiteの主な特徴、改善点、新規性、および現在および将来のアプリケーションについて簡単に説明します。
レーザー干渉計宇宙アンテナによる宇宙論
| Title |
Cosmology_with_the_Laser_Interferometer_Space_Antenna |
| Authors |
Pierre_Auclair,_David_Bacon,_Tessa_Baker,_Tiago_Barreiro,_Nicola_Bartolo,_Enis_Belgacem,_Nicola_Bellomo,_Ido_Ben-Dayan,_Daniele_Bertacca,_Marc_Besancon,_Jose_J._Blanco-Pillado,_Diego_Blas,_Guillaume_Boileau,_Gianluca_Calcagni,_Robert_Caldwell,_Chiara_Caprini,_Carmelita_Carbone,_Chia-Feng_Chang,_Hsin-Yu_Chen,_Nelson_Christensen,_Sebastien_Clesse,_Denis_Comelli,_Giuseppe_Congedo,_Carlo_Contaldi,_Marco_Crisostomi,_Djuna_Croon,_Yanou_Cui,_Giulia_Cusin,_Daniel_Cutting,_Charles_Dalang,_Valerio_De_Luca,_Walter_Del_Pozzo,_Vincent_Desjacques,_Emanuela_Dimastrogiovanni,_Glauber_C._Dorsch,_Jose_Maria_Ezquiaga,_Matteo_Fasiello,_Daniel_G._Figueroa,_Raphael_Flauger,_Gabriele_Franciolini,_Noemi_Frusciante,_Jacopo_Fumagalli,_Juan_Garcia-Bellido,_Oliver_Gould,_Daniel_Holz,_Laura_Iacconi,_Rajeev_Kumar_Jain,_et_al._(133_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05434 |
レーザー干渉計宇宙アンテナ（LISA）には、宇宙論的焦点の2つの科学的目的があります。宇宙の膨張率を調べることと、確率論的な重力波の背景と、MeVから素粒子物理学までの初期の宇宙と素粒子物理学に対するそれらの影響を理解することです。。ただし、重力波観測の潜在的な宇宙論的応用の範囲は、これら2つの目的をはるかに超えています。この出版物は、LISAの宇宙論、理論、および方法の最先端の概要を示し、LISAによる重力波観測を使用して宇宙を調査する新しい機会を特定します。
高次元の非ガウス性の定量化と宇宙論におけるフィッシャー分析へのその意味
| Title |
Quantification_of_high_dimensional_non-Gaussianities_and_its_implication_to_Fisher_analysis_in_cosmology |
| Authors |
Core_Francisco_Park,_Erwan_Allys,_Francisco_Villaescusa-Navarro,_Douglas_P._Finkbeiner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05435 |
パワースペクトルが非ガウス密度場の統計的特性を完全に特徴づけることができないことはよく知られています。最近、パワースペクトルよりも優れた性能を発揮する非ガウス宇宙論的フィールドから情報を抽出するために、多くの異なる統計が提案されています。フィッシャー行列形式は、特定の統計が宇宙論的パラメーターの値を制約できる精度を定量化するために一般的に使用されます。ただし、これらの計算は通常、考慮される統計の尤度が多変量ガウス分布に従うという仮定に依存しています。この作業では、Sellentin＆Heavens（2017）に従い、2つの異なる統計的検定を使用して、パワースペクトル、バイスペクトル、マークされたパワースペクトル、ウェーブレットスケータリング変換（WST）などの異なる統計で非ガウス性を識別します。さまざまな統計の非ガウス成分を削除し、Quijoteシミュレーションを使用して\textit{Gaussianized}統計でフィッシャー行列計算を実行します。場合によっては、パラメーターの制約が$\sim2$の係数で変更される可能性があることを示します。多変量ガウス分布に従わない統計が、フィッシャー行列形式を使用した場合に、宇宙論的パラメーターに対して人為的に厳密な境界を達成する方法を簡単な例で示します。この作業で使用される非ガウス検定は、フィッシャー行列計算とその基礎となる仮定のロバスト性を定量化するための強力なツールであると考えています。CPUとGPUの両方で実行できるパワースペクトル、バイスペクトル、およびWSTの計算に使用されるコードをリリースします。
宇宙の大規模構造による一般相対性理論のテスト
この論文では、宇宙の大規模構造の観測でアインシュタイン方程式をテストする可能性を調査します。最初に、均質で等方性の宇宙のみに関する観測で方程式をテストしていないことを示します。次に、エネルギー運動量テンソルとメトリックの両方の変動を考慮した場合に、どのように改善できるかをいくつかの例で示します。これは、銀河の数のカウント、強度のマッピング、宇宙のせん断で示されています。これらの3つの例は、決して網羅的ではありません。
強いレンズからの非常に巨大な銀河団SRGeCL2305.2$-$2248の質量推定
| Title |
Mass_estimation_of_the_very_massive_galaxy_cluster_SRGe_CL2305.2$-$2248_from_strong_lensing |
| Authors |
I.M._Khamitov,_I.F._Bikmaev,_N.S._Lyskova,_A.A._Kruglov,_R.A._Burenin,_M.R._Gilfanov,_A.A._Grokhovskaya,_S.N._Dodonov,_S.Yu._Sazonov,_A.A._Starobinsky,_R.A._Sunyaev,_I.I._Khabibullin,_E.M._Churazov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05697 |
銀河団SRGeCL2305.2$-$2248（SPT-CLJ2305$-$2248、ACT-CLJ2305.1$-$2248）は、高赤方偏移（$z\simeq0.76$）で最も大規模な銀河団の1つです。宇宙論への大きな関心。このクラスターを光学的に識別するために、1.5mのロシアとトルコの望遠鏡RTT-150を使用して深い画像を取得しました。ハッブル宇宙望遠鏡のオープンアーカイブデータとともに、弧や弧の形をした遠くの青い銀河の重力レンズ画像の候補を特定することが可能になりました。最も明るい銀河団の近くで観測された巨大な弧は、アインシュタインの環の半径を推定することを可能にしました。それは$9.8\pm1.3$秒角です。レンズ光源の測光赤方偏移が得られました（$z_s=2.44\pm0.07$）。アインシュタイン半径推定と組み合わせて使用することで、\cl2305質量を独立して推定することが可能になりました。これは、強いレンズ効果の結果を大きな半径に外挿し、緩和されたクラスターのモデル密度分布プロファイルを使用することによって行われました。この外挿により、X線およびマイクロ波観測から得られたものよりも1.5〜3ドル小さい質量推定値が得られます。この不一致の考えられる原因は、クラスターのマージのプロセスである可能性があります。これは、光学範囲のSRGeCL2305.2-2248の形態によっても確認されます。
IllustrisTNGシミュレーションの結果に基づく原始磁場に対するファラデー回転測定制約の改訂
| Title |
Revision_of_Faraday_rotation_measure_constraint_on_primordial_magnetic_field_based_on_results_of_IllustrisTNG_simulation |
| Authors |
Andres_Aramburo-Garcia,_Kyrylo_Bondarenko,_Alexey_Boyarsky,_Andrii_Neronov,_Anna_Scaife_and_Anastasia_Sokolenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05918 |
銀河系外の放射源からの偏光電波放射のファラデー回転の非観測は、宇宙論的起源の体積充填銀河間磁場（IGMF）を制約するために使用することができます。以前に導出されたIGMFのファラデー回転制約は、銀河間媒体における磁場の進化について一連の単純化された仮定を行い、大規模構造に対するバリオンフィードバックの影響を考慮しなかった分析モデルを使用しました。バリオンフィードバックの洗練されたモデルを含むIllustrisTNG宇宙論的シミュレーションからの銀河間媒体の数値モデルを使用して、IGMFのファラデー回転制約を修正します。IllustrisTNGモデルを使用して回転測定値を計算し、回転測定値の絶対値の結果の平均と中央値をNRAOVLASkySurvey（NVSS）のデータと比較します。銀河間媒体の数値モデルには、圧縮された原始磁場の完全な電磁流体力学モデルと、磁場が原始ではない領域のモデルが含まれますが、バリオンフィードバックのプロセスによって生成されます。2種類の領域を分離することで、ファラデー回転信号に対する原始磁場の影響を評価することができます。圧縮された原始磁場のモデルの修正は、銀河間媒体の一部が、原始磁場ではなくバリオンフィードバックプロセスによって拡散された磁場によって占められているという事実を説明し、ファラデー回転を$\の係数で緩和したことを発見しました。simeq3$、相関長が大きいIGMFの場合は$B_0<1.8\times10^{-9}$Gになります。
| Title |
DeepZipper_II:_Searching_for_Lensed_Supernovae_in_Dark_Energy_Survey_Data_with_Deep_Learning |
| Authors |
Robert_Morgan,_B._Nord,_K._Bechtol,_A._M\"oller,_W._G._Hartley,_S._Birrer,_S._J._Gonz\'alez,_M._Martinez,_R._A._Gruendl,_E._J._Buckley-Geer,_A._J._Shajib,_A._Carnero_Rosell,_C._Lidman,_T._Collett,_T._M._C._Abbott,_M._Aguena,_F._Andrade-Oliveira,_J._Annis,_D._Bacon,_S._Bocquet,_D._Brooks,_D._L._Burke,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_F._J._Castander,_C._Conselice,_L._N._da_Costa,_M._Costanzi,_J._De_Vicente,_S._Desai,_P._Doel,_S._Everett,_I._Ferrero,_B._Flaugher,_D._Friedel,_J._Frieman,_J._Garc\'ia-Bellido,_E._Gaztanaga,_D._Gruen,_G._Gutierrez,_S._R._Hinton,_D._L._Hollowood,_K._Honscheid,_K._Kuehn,_N._Kuropatkin,_O._Lahav,_M._Lima,_F._Menanteau,_R._Miquel,_A._Palmese,_F._Paz-Chinch\'on,_M._E._S._Pereira,_A._Pieres,_A._A._Plazas_Malag\'on,_J._Prat,_M._Rodriguez-Monroy,_A._K._Romer,_A._Roodman,_E._Sanchez,_V._Scarpine,_I._Sevilla-Noarbe,_M._Smith,_E._Suchyta,_M._E._C._Swanson,_G._Tarle,_D._Thomas,_T._N._Varga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05924 |
重力レンズ付き超新星（LSNe）は宇宙膨張の重要なプローブですが、それらはまれであり、見つけるのが難しいままです。現在の宇宙調査には合計で5〜10個のLSNeが含まれている可能性がありますが、次世代の実験にはこれらのシステムが数百から数千個含まれていると予想されます。観測されたダークエネルギーサーベイ（DES）の5年間のSNフィールドでこれらのシステムを検索します-103-sq。度$griz$バンドで、5年間で約6泊ごとに画像化された空の領域。検索を実行するために、DeepZipperアプローチを利用します。これは、時系列の画像から空間的および時間的関係を同時に学習するLSNeの画像レベルのシミュレーションでトレーニングされたマルチブランチディープラーニングアーキテクチャです。私たちの方法では、DESSNフィールドデータで61.13％のLSNリコールと0.02％の偽陽性率が得られることがわかります。DeepZipperは、3,459,186システムのマグニチュード制限（$m_i$$<$22.5）カタログから2,245の候補を選択しました。人間による目視検査を使用して、ネットワークによって選択されたシステムを確認し、DESSNフィールドで3つの候補LSNeを見つけます。
地球外農業の証拠としての惑星の窒素循環の崩壊
| Title |
Disruption_of_a_Planetary_Nitrogen_Cycle_as_Evidence_of_Extraterrestrial_Agriculture |
| Authors |
Jacob_Haqq-Misra,_Thomas_J._Fauchez,_Edward_W._Schwieterman,_Ravi_Kopparapu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05360 |
農業は、地球上で最も古い技術の1つです。植物の栽培には、活発な水文循環と炭素循環を備えた地球型惑星が必要であり、土壌中の窒素の利用可能性に依存します。農業の技術革新は、最初は過剰な肥料の生産を通じて、後にハーバーボッシュ産業プロセスによって肥料を土壌に適用することにより、この窒素循環を積極的に管理することです。世界の多くの地域で農業生産性が高まっているため、このような肥料の使用により、NH$_3$やN$_2$Oなどの窒素含有種の大気中の存在量が増加しています。NH$_3$とN$_2$Oはどちらも効果的な温室効果ガスであり、居住可能な惑星の大気中にこれらのガスが組み合わさって存在することで、遠隔地で検出可能な技術のスペクトルシグネチャとして機能する可能性があります。ここでは、合成スペクトルジェネレータを使用して、現在および将来の世界規模の農業から生じるNH$_3$およびN$_2$Oの検出可能性を評価します。NH$_3$とN$_2$Oの現在の地球の存在量を検出するのは難しいが、300〜1,000億人の惑星を含む仮想シナリオでは、透過率が約50〜70％変化する可能性があることを示します。農業前の地球。これらの計算は、地球外農業の技術署名として、H$_2$O、O$_2$、およびCO$_2$も含む大気中のNH$_3$とN$_2$Oの同時検出を検討する可能性を示唆しています。農業の技術は、地質学的なタイムスケール全体で持続可能である可能性があるため、そのような「ExoFarm」のスペクトル署名は、技術署名の検索で検討する価値があります。
コア降着惑星の組み立てに対するALMAの制約
分解されたダスト連続体とCOラインALMAイメージング、および場合によってはH$\alpha$放出の検出は、原始惑星系円盤の広い間隔で若い巨大惑星が豊富であることを示唆しています。ここでは、これらの観測がコア降着理論における惑星成長の暴走段階をどのように調査できるかを示します。この段階の惑星は、ALMA観測で見られる主に中程度のコントラストギャップとリングを説明するために、適切な範囲の質量を持っています。しかし、これらの惑星は質量を増やし、非常に急速に内側に移動することがわかります。その結果、観察されたものと同様の特性を持つギャップを生成できるフェーズは非常に短くなります。つまり、ディスクの粘度パラメータに関係なく、$t_{\rmgap}\lesssim0.1$〜Myrです。これには、ALMAシステムごとに数十から数百の巨大なガス惑星が生まれる必要があり、現実的なディスクで利用可能な固体の質量収支に違反します。これはまた、非常に広いギャップまたは完全な内側のディスク穴を備えたディスクの優勢を予測しますが、これは観察されません。惑星の降着と移動の両方を少なくとも10倍抑制することが、これらの深刻な問題に対する可能な解決策であることを示します。惑星形成の将来の人口合成モデルは、古いディスクレス惑星系の太陽系外惑星データと、1つのフレームワークに惑星が埋め込まれたALMAディスクの両方に対処することを目的とすべきです。
潜在的に危険な小惑星（99942）アポフィスのNEOWISE観測
| Title |
NEOWISE_Observations_Of_The_Potentially_Hazardous_Asteroid_(99942)_Apophis |
| Authors |
Akash_Satpathy,_Amy_Mainzer,_Joseph_R._Masiero,_Tyler_Linder,_Roc_M._Cutri,_Edward_L._Wright,_Jana_Pittichova,_Tommy_Grav,_Emily_Kramer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05412 |
大きな潜在的に危険な小惑星（PHA）は、惑星の衝突の場合に地球規模の大災害を引き起こす可能性があります。したがって、そのようなオブジェクトの物理的特性を迅速に評価することは、その潜在的なリスクスケールを決定するために重要です。地球近傍小惑星（99942）のアポフィスは、2020年から2021年にかけて、惑星防衛調整室の模擬演習の一環として、新たに発見された天体として扱われました。オブジェクトは、地球近傍天体広視野赤外線サーベイエクスプローラー（NEOWISE）によって検出され、2つのアクティブバンド（3.4${\mu}$mと4.6${\mu}$m）によって収集されたデータは、熱および熱物理モデリング。私たちの結果は、アポフィスが有効球形直径D$_{eff}$=340$\pm$70m、幾何学的視覚アルベドp$_{V}$=0.31$\pm$0.09、および熱慣性$\Gamma$$\sim$150-2850Jm$^{-2}$s$^{-0.5}$K$^{-1}$、最適値は550Jm$^{-2}$s$^{-0.5}$K$^{-1}$。NEOWISEの「発見」観測は、（99942）アポフィスが潜在的に危険な小惑星であり、地球規模ではなく地域レベルで被害を引き起こす可能性があることを明らかにしています。
私たちの銀河内で可能なCETIの数とこれらのCETI間の通信確率
| Title |
The_Number_of_Possible_CETIs_within_Our_Galaxy_and_the_Communication_Probability_among_These_CETIs |
| Authors |
Wenjie_Song,_He_Gao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05479 |
唯一知られている知的な文明として、人間は常に他の通信する地球外の知的な文明（CETI）の存在に興味を持っています。最新の天体物理学的情報に基づいて、モンテカルロシミュレーションを実行し、銀河内で可能なCETIの数と、それらの間の通信確率を推定します。あまり知られていない2つのパラメーターは、結果に大きな影響を与えます。1つは、地球型惑星に出現し、最終的にCETIに進化する確率（$f_c$）であり、もう1つは、ホスト星の進化のどの段階でCETIが生まれるか（$F$）を決定します。シミュレーションの完全性を確保するために、$f_c$と$F$のさまざまな組み合わせを検討します。私たちの結果は、楽観的な状況（たとえば、$F=25\％$および$f_c=0.1\％$）の場合、$42777_{-369}^{+267}$CETIが存在する可能性があり、$3_で生き残る必要があることを示しています。{-2}^{+17}$yr（$2000_{-1400}^{+2000}$yr）は、一方向通信（双方向通信）を実現します。この場合、人間は1つのエイリアン信号を受信するために$0.3_{-0.298}^{+0.6}$Myrを生き残る必要があります。悲観的な状況（例：$F=75\％$および$f_c=0.001\％$）の場合、$111_{-17}^{+28}$CETIのみが生成され、$0.8_{-0.796で存続する必要があります。}^{+1.2}$Myr（$0.9_{-0.88}^{+4.1}$Myr）は、一方向通信（双方向通信）を実現します。この場合、人間は他のCETIから1つの信号を受信するために、$50_{-49.6}^{+250}$Myrを生き残る必要があります。私たちの結果は、なぜこれまでエイリアンの信号を検出しなかったのかを定量的に説明するかもしれません。結果の不確実性は詳細に議論されており、将来の天文観測能力のさらなる改善によって緩和されるでしょう。
OGLE-2019-BLG-1470LABc：バイナリシステムのもう1つのマイクロレンズ巨大惑星
| Title |
OGLE-2019-BLG-1470LABc:_Another_Microlensing_Giant_Planet_in_a_Binary_System |
| Authors |
Renkun_Kuang,_Weicheng_Zang,_Youn_Kil_Jung,_Andrzej_Udalski,_Hongjing_Yang,_Shude_Mao,_Michael_D._Albrow,_Sun-Ju_Chung,_Andrew_Gould,_Cheongho_Han,_Kyu-Ha_Hwang,_Yoon-Hyun_Ryu,_In-Gu_Shin,_Yossi_Shvartzvald,_Jennifer_C._Yee,_Sang-Mok_Cha,_Dong-Jin_Kim,_Hyoun-Woo_Kim,_Seung-_Lee_Kim,_Chung-Uk_Lee,_Dong-Joo_Lee,_Yongseok_Lee,_Byeong-Gon_Park,_Richard_W._Pogge,_Przemek_Mr\'oz,_Jan_Skowron,_Radoslaw_Poleski,_Micha{\l}_K._Szyma\'nski,_Igor_Soszy\'nski,_Pawe{\l}_Pietrukowicz,_Szymon_Koz{\l}owski,_Krzysztof_Ulaczyk,_Krzysztof_A._Rybicki,_Patryk_Iwanek,_Marcin_Wrona,_Mariusz_Gromadzki,_Hanyue_Wang,_Shuo_Huang,_Wei_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05606 |
トリプルレンズシングルソース（3L1S）マイクロレンズイベント、OGLE-2019-BLG-1470の発見と分析を報告します。このイベントは、最初は通常のバイナリレンズシングルソース（2L1S）イベントとして分類されましたが、注意深い2L1Sモデリングでは、観測データに合わせるために追加のレンズまたはソースが必要であることが示されました。3L1Sモデルが最適であることがわかります。バイナリレンズバイナリソース（2L2S）モデルは、$\Delta\chi^2=47$によって除外され、レンズソースの相対的な固有運動が不当に小さいことからも強く嫌われています$\mu_{rel}\sim0.8〜{mas、yr^{-1}}$。4つの3L1Sソリューションが観測データに適合し、それらすべてにバイナリシステムの惑星が含まれていることがわかります。銀河モデルに基づくベイズ分析は、惑星が超木星であり、連星が2つのMまたはKの矮星である可能性が高いことを示しています。予測される一次惑星の分離は約3AUです。連星系のすべてのマイクロレンズ惑星の特性を調査することにより、KMTNet惑星の単純な別の「惑星コースティクスの欠如」の問題を発見します。連星系の惑星の体系的なKMTNet惑星異常検索が必要です。
HD 83443c：22年軌道にある非常に風変わりな巨大惑星
| Title |
HD_83443c:_A_highly_eccentric_giant_planet_on_a_22-year_orbit |
| Authors |
Adriana_Errico,_Robert_A._Wittenmyer,_Jonathan_Horner,_Zhexing_Li,_Gregory_Mirek_Brandt,_Stephen_R._Kane,_Tara_Fetherolf,_Timothy_R._Holt,_Brad_Carter,_Jake_T._Clark._Robert_.P._Butler,_Chris_G._Tinney,_Sarah_Ballard,_Brendan_P._Bowler,_John_Kielkopf,_Huigen_Liu,_Peter_P._Plavchan,_Avi_Shporer,_Hui_Zhang,_Duncan_J._Wright,_Brett_C._Addison,_Matthew_W._Mengel,_Jack_Okumura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05711 |
ホットジュピターのホストHD\、83443を周回する非常に風変わりな長周期木星惑星の発見を報告します。20年以上にわたる4つの機器（AAT/UCLES、Keck/HIRES、HARPS、ミネルバ-オーストラリス）からの視線速度データを組み合わせることにより、m〜sin〜$i=1.35^{+0.07}_の惑星の証拠を見つけます。{-0.06}$\、\mj、$a=8.0\pm$0.8\、auおよび離心率$e=0.76\pm$0.05の軌道上を移動します。視線速度解析を\textit{Gaia}eDR3/\textit{Hipparcos}固有運動異常と組み合わせて、$1.5^{+0.5}_{-0.2}M_{\rmJup}$の動的質量を導き出します。ホスト星のハビタブルゾーン内の安定した領域を含む、追加の惑星を収容する可能性のあるシステム内の安定した場所を明らかにする詳細な動的シミュレーションを実行します。HD\、83443は、ホットジュピターと外部の惑星コンパニオンをホストするシステムのまれな例です。HD\、83443cの高い離心率は、散乱イベントが、外惑星を広く偏心した経路に残しながら、ホットジュピターをその近い軌道に送った可能性があることを示唆しています。
| Title |
The_Effect_of_Aspect_Changes_on_Near-Earth_Asteroid_Phase_Curves |
| Authors |
Samuel_L._Jackson,_Benjamin_Rozitis,_Lord_R._Dover,_Simon_F._Green,_Ulrich_C._Kolb,_Allison_E._Andrews,_Stephen_C._Lowry |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05861 |
小惑星の位相曲線は、通常、空気のない粒子表面の散乱特性と調査対象のオブジェクトのサイズにのみ依存すると考えられています。この研究では、位相曲線がオブジェクトの形状、回転極の向き、および出現時のジオメトリの表示にさらに依存することを示します。地球近傍小惑星（159402）1999AP10の位相曲線の変化は、2020年7月から2021年1月までの出現で、出現のアスペクト変化によるものであることが確認されています。これは、小惑星の形状モデリングと、出現時の位相曲線のシミュレーションによって実現されます。このアスペクト効果の潜在的な大きさを理解するために、さまざまな形状にわたる小惑星の位相曲線のシミュレーションを提示します。この状況では、小惑星の位相曲線が支配的になり始める可能性があります。このアスペクトへの依存は、位相曲線データから得られた特性に重大な追加の不確実性をもたらす可能性があります。観測された表示ジオメトリ上でランダムに生成された楕円形小惑星モデルのサンプルのシミュレーションとモデルフィッティングを通じて、地球近傍小惑星の位相曲線のアスペクト関連の不確実性を推定するソフトウェアコードを提供し、実証します。この効果を無視すると、データの誤解を招く解釈や、小惑星の物理的特性をフィッティングするときに位相曲線から導出されたパラメーターを使用する赤外線の研究など、不確実性の過小評価につながる可能性があることを示します。
サブネプチューンの大気は、ガス巨大太陽系外惑星に予想されるものを超えて、かなりの化学的多様性を示すと予想されます。現在の研究では、この化学的多様性を調査するために、自己無撞着な放射伝達および平衡化学モデルを構築します。GJ436bをケーススタディとして使用して、共同大気内部モデルをさらに研究します。特に、利用可能なスピッツァー測定に基づいて、惑星の内部と大気の特性を制約します。高金属量モデルを使用してGJ436bの発光スペクトルを適合させることは可能ですが、そのような雰囲気は物理的にもっともらしい内部構造と矛盾していることを示しています。おそらく化学的不均衡によって引き起こされる4.5ミクロンのスピッツァー二次日食測定に適切に適合することができる既存の研究はないというのは事実です。最後に、情報内容分析は、発光および透過スペクトルが異なる波長での炭素対酸素比および金属量を制約することを明らかにしますが、前者は高度に金属が豊富な雰囲気に起因する平坦なスペクトルの影響を受けにくいです。最近打ち上げられたJWSTでは、サブネプチューン惑星の発光および透過スペクトルの将来の分析を、大気および内部構造モデルの両方を使用して自己無撞着に実行することをお勧めします。
圧縮性多流体流体力学を使用した宇宙論的シミュレーションにおける多相ガスのモデリング
| Title |
Modeling_multi-phase_gases_in_cosmological_simulations_using_compressible_multi-fluid_hydrodynamics |
| Authors |
Rainer_Weinberger_and_Lars_Hernquist |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05316 |
銀河内およびその周辺の拡散媒体は、多相状態で存在する可能性があります。小さな冷たいガス雲が、より高温でより拡散した体積充填成分との圧力平衡に埋め込まれた総質量に大きく寄与します。宇宙論的シミュレーションでこの多相状態をモデル化することは、雲を空間的に解決する必要があり、その結果、相間の相互作用のために、重大な課題をもたらします。この論文では、宇宙論的流体力学シミュレーションでこのガス状態をモデル化するための新しい方法を提示します。移動メッシュ有限体積法を使用して圧縮性2流体流体力学方程式を解き、相間の質量、運動量、およびエネルギー交換項を演算子分割ソース項として定義します。層状フローモデルを使用して、私たちの実装は、機械の精度に対して圧力平衡で体積分率の不連続性を維持することができ、分解された多相流体と分解されていない多相流体の両方の処理を可能にします。ソルバーは、滑らかな流体力学の問題に対して2次精度を維持します。星間物質の既存の2相モデルのソース項とシンク項を使用して、銀河形成のシミュレーションにおけるこのタイプのアプローチの価値を示し、それをその効果的な状態方程式の実装と比較し、将来の大規模な利点について説明します。-銀河形成のスケールシミュレーション。
| Title |
The_Next_Generation_Virgo_Cluster_Survey._XXXIII._Stellar_Population_Gradients_in_the_Virgo_Cluster_Core_Globular_Cluster_System |
| Authors |
Youkyung_Ko,_Eric_W._Peng,_Patrick_C\^ot\'e,_Laura_Ferrarese,_Chengze_Liu,_Alessia_Longobardi,_Ariane_Lan\c{c}on,_Roberto_P._Mu\~noz,_Thomas_H._Puzia,_Karla_A._Alamo-Mart\'inez,_Laura_V._Sales,_Felipe_Ramos-Almendares,_Mario_G._Abadi,_Myung_Gyoon_Lee,_Ho_Seong_Hwang,_Nelson_Caldwell,_John_P._Blakeslee,_Alessandro_Boselli,_Jean-Charles_Cuillandre,_Pierre-Alain_Duc,_Susana_Eyheramendy,_Puragra_Guhathakurta,_Stephen_Gwyn,_Andr\'es_Jord\'an,_Sungsoon_Lim,_Rub\'en_S\'anchez-Janssen,_Elisa_Toloba |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05318 |
おとめ座銀河団コアの球状星団（GC）の星の種族の研究を、M87から主軸距離$R_{\rmmaj}=$840kpc内にある692個のGCの均質な分光カタログで示します。青（金属が少ない）および赤（金属が豊富）のGCの平均年齢、総金属量、[Fe/H]、および$\alpha$元素の存在量の放射状および方位角の変動を、それらの同時追加スペクトルを使用して調査します。。青いGCは、[Z/H]で$R_{\rmmaj}=$165kpc以内の急な放射状勾配を持ち、[Fe/H]と[$\alpha$/Fe]からの寄与はほぼ等しいことがわかります。そしてそれを超えたフラットなグラデーション。対照的に、赤いGCは、[Z/H]の勾配がはるかに浅く、[Fe/H]によって完全に駆動されます。GCタグ付きIllustrisシミュレーションを使用して、より大規模な衛星（より多くの金属および$\alpha$に富むGCを含む）がより大規模でないものよりも中央銀河に沈み込み、勾配の平坦化が発生する降着シナリオを示します。低質量の矮星の低GC占有率は、より長い距離で破壊されました。M87の周りの密集した環境はまた、矮小銀河の集団で見られるものを反映して、青いGCの急な[$\alpha$/Fe]勾配を引き起こす可能性があります。赤のGCの前駆体は、青のGCの前駆体よりも質量範囲が狭いため、グラジエントが浅くなります。また、GCの存在量の空間的不均一性を調査し、M87の北西にある赤いGCがわずかに金属に富んでいることを発見しました。GCの星の種族の勾配の将来の観測は、ハローの合併履歴の有用な診断になります。
BASS XXV：DR2ブロードラインベースのブラックホール質量推定と不明瞭化からのバイアス
| Title |
BASS_XXV:_DR2_Broad-line_Based_Black_Hole_Mass_Estimates_and_Biases_from_Obscuration |
| Authors |
Julian_E._Mej{\i}a-Restrepo,_Benny_Trakhtenbrot,_Michael_J._Koss,_Kyuseok_Oh,_Jakob_den_Brok,_Daniel_Stern,_Meredith_C._Powell,_Federica_Ricci,_Turgay_Caglar,_Claudio_Ricci,_Franz_E._Bauer,_Ezequiel_Treister,_Fiona_A._Harrison,_C._M._Urry,_Tonima_Tasnim_Ananna,_Daniel_Asmus,_Roberto_J._Assef,_Rudolf_E._Bar,_Patricia_S._Bessiere,_Leonard_Burtscher,_Kohei_Ichikawa,_Darshan_Kakkad,_Nikita_Kamraj,_Richard_Mushotzky,_George_C._Privon,_Alejandra_F._Rojas,_Eleonora_Sani,_Kevin_Schawinski_and_Sylvain_Veilleux |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05321 |
の2回目のデータリリースの一部として、超硬X線で選択された活動銀河核（AGN）の大規模なサンプルについて、幅広い輝線の測定値と超大質量ブラックホール質量（$M_{BH}$）のウイルス推定値を示します。BATAGN分光調査（BASS/DR2）。私たちのカタログには、H$\alpha$、H$\beta$、$MgII\lambda2798$、および/または$CIV\lambda1549$の幅広い輝線から決定された合計689のAGNの$M_{BH}$推定値が含まれています。コアサンプルには、70か月のSwift/BAT全天カタログから抽出された合計512のAGNが含まれています。また、より深いSwift/BAT調査データから抽出された177個の追加AGNの測定値も提供します。$M_{BH}$の推定値と、X線スペクトル分析から測定された視線の不明瞭化との関連を調べます。不明瞭なAGN（$\log（N_{\rmH}/{\rmcm}^{-2}）>22.0$）の広いH$\alpha$輝線は、平均して$8.0_{の係数であることがわかります。-2.4}^{+4.1}$は、超硬X線放射に比べて弱く、隠されていないソース（つまり、$\log（N_{\rmH}/{\rmcm}^{-2}）<21.5$）。これは、ブロードライン領域の最も内側の部分が優先的に吸収されることを示しています。その結果、現在の単一エポック$M_{BH}$処方は、タイプ1.9ソース（広いH$\alpha$を含むが、広いH$\beta$を持たないAGN）および/またはソースの質量を大幅に過小評価（$>$1dex）します。$\log（N_{\rmH}/{\rmcm}^{-2}）>22.0$の場合。広いH$\alpha$コンポーネント（$L[{\rmb}{\rmH}\alpha]$およびFWHM[bH$\alpha$]）の観測された光度と幅の単純な乗法補正を提供します。この効果を説明し、タイプ1.9オブジェクトの$M_{BH}$推定値を（部分的に）修正するためのソース。BASS/DR2の重要な要素として、私たちの仕事は、低赤方偏移宇宙で強力なAGNをさらに研究するために必要なデータをコミュニティに提供します。
$ z \ sim7$までの銀河の動的特性
| Title |
Dynamical_characterization_of_galaxies_up_to_$z_\sim_7$ |
| Authors |
F._Rizzo,_M._Kohandel,_A._Pallottini,_A._Zanella,_A._Ferrara,_L._Vallini,_S._Toft |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05325 |
z〜7までの銀河の動的状態の特徴づけは、初期の宇宙で質量集合を駆動するメカニズムを制約するために重要です。ただし、現在および将来の観測のデータ品質が確実な動的解析を実行するのに十分であるかどうかは不明です。この論文では、EoRまでの銀河の動的状態のロバストな特性評価に必要な角度分解能とS/Nを定義します。最終的な目的は、原始銀河の輝線を対象とした空間分解調査の設計を支援することです。ディスクから大規模な合併まで、さまざまな動的状態をカバーする、SERRA宇宙論的シミュレーションからのz〜6-7LBGからの[CII]-158um放出を調査します。さまざまなデータ品質でALMA模擬観測を作成し、文献で使用されている運動学的分類方法を適用します。これらのテストにより、角度分解能とS/Nの関数としてこのようなメソッドのパフォーマンスを定量化することができます。かろうじて解決された観測では、銀河の正しい動的特性評価ができず、サンプル内のすべてのディスクの誤分類が発生することがわかりました。しかし、高z銀河に典型的なデータ品質の空間分解観測を使用する場合でも、モーメントマップの分析に基づく標準的な運動学的分類方法では、マージとディスクを区別できません。これらの標準的な方法をうまく適用するために必要な高い角度分解能とS/Nは、ほんの一握りの明るい銀河の現在のデータで達成することができます。3つの経験的パラメータを使用して位置-速度図の非対称性と形態学的特徴を定量化するPVsplitと呼ばれる新しい分類方法を提案します。S/N$\gtrsim10$と、主軸が$\gtrsim3$の独立した解像度要素でカバーされている場合、銀河がディスクであるか合併であるかを予測できると結論付けて、模擬データでPVsplitをテストします。
カウント統計からのSDSSDR7ギャラクシーサンプルにおけるギャラクシーアセンブリバイアスの証拠
| Title |
Evidence_of_Galaxy_Assembly_Bias_in_SDSS_DR7_Galaxy_Samples_from_Count_Statistics |
| Authors |
Kuan_Wang_(1,2),_Yao-Yuan_Mao_(3),_Andrew_R._Zentner_(2),_Hong_Guo_(4),_Johannes_U._Lange_(5,6),_Frank_C._van_den_Bosch_(7),_Lorena_Mezini_(2)_((1)_UMichigan,_(2)_UPittsburgh,_(3)_Rutgers,_(4)_SHAO,_(5)_UCSC,_(6)_Stanford,_(7)_Yale) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05332 |
銀河とハローの接続に関する観測上の制約を提示します。特に、銀河の集合バイアスに焦点を当てて、シリンダー内のカウント統計$P（N_{\rm{CIC}}）$と、投影された2点相関関数$w_{\rm{p}}（r_{\rm{p}}）$、および銀河の数密度$n_{\rm{gal}}$。ボリュームの$n_{\rm{gal}}$、$w_{\rm{p}}（r_{\rm{p}}）$、および$P（N_{\rm{CIC}}）$を測定します-SDSSDR7から選択された銀河の限定された光度しきい値サンプル。これらを使用して、銀河の占有が二次ハロー特性、つまりハロー濃度に依存するモデルを含む、ハロー占有分布（HOD）モデルを制約します。$M_r<-20.0$および$M_r<-19.5$サンプルの有意な正の中央アセンブリバイアスを検出します。中央の銀河は、固定質量で高濃度のハロー内に優先的に存在します。$M_r<-20.5$および$M_r<-19.0$のサンプルでは、中央アセンブリの正のバイアスも優先されます。$M_r<-21.0$サンプルでは、中央アセンブリのバイアスの証拠は見つかりません。$M_r<-20.0$および$M_r<-19.0$のサンプルでは、負の衛星アセンブリバイアスのわずかな優先度のみが観察され、他のサンプルではゼロ以外の衛星アセンブリバイアスは示されていません。私たちの調査結果は、銀河調査データを解釈する際に銀河集合バイアスを考慮する必要性を強調し、銀河の空間分布から情報を抽出する際のカウント統計の可能性を示しています。これは、銀河-ハロー接続研究と宇宙論的分析の両方に適用できます。
巨大なブラックホール連星によって引き起こされる極端な質量比のインスピレーション：相対論的力学から宇宙論的速度まで
| Title |
Extreme_Mass_Ratio_Inspirals_triggered_by_Massive_Black_Hole_Binaries:_from_Relativistic_Dynamics_to_Cosmological_Rates |
| Authors |
Giovanni_Mazzolari,_Matteo_Bonetti,_Alberto_Sesana,_Riccardo_M._Colombo,_Massimo_Dotti,_Giuseppe_Lodato,_David_Izquierdo-Villalba |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05343 |
極限質量比インスピレーション（EMRI）は、$〜10^{-9}-10^{-4}$の範囲の質量比$q=m/M$を特徴とするコンパクトな連星系であり、一次重力波（GW）を表します。）今後のレーザー干渉計宇宙アンテナ（LISA）のソース。それらの標準的な形成チャネルは、中央の巨大ブラックホールの周りの非常に低い角運動量軌道上でコンパクトオブジェクトを偏向させる緩和プロセスを含みますが、バイナリ潮汐崩壊、降着円盤での移動、および世俗的で混沌としたダイナミクスを含む多くの代替形成チャネルが提案されています巨大なブラックホール連星（MBHB）の周り。この作業では、この後者のシナリオを詳細に調べ、銀河合体の余波で形成されたMBHBによってEMRIがどのようにトリガーされるかを調査します。一連の相対論的3体シミュレーションを採用することにより、MBHBのさまざまなパラメーターに対するEMRI形成の効率を評価し、経年的ダイナミクスとカオス的ダイナミクスの両方の重要性を評価します。銀河核内のコンパクトオブジェクトの分布をモデル化することにより、結果として生じるEMRI形成率を推定し、EMRIが鋭いバーストで生成され、ピーク率が標準の2体緩和チャネルよりも10〜100倍高く、10$^6$-10$^8$年。私たちの結果を宇宙のMBHB合併率の推定値と組み合わせることにより、LISAはこのチャネルによって形成される年間${\calO}（10）$EMRIを観測できると最終的に予測しました。
ガス降着は銀河の乱流を促進する可能性があります
| Title |
Gas_Accretion_Can_Drive_Turbulence_in_Galaxies |
| Authors |
John_C._Forbes,_Razieh_Emami,_Rachel_S._Somerville,_Shy_Genel,_Dylan_Nelson,_Annalisa_Pillepich,_Blakesley_Burkhart,_Greg_L._Bryan,_Mark_R._Krumholz,_Lars_Hernquist,_Stephanie_Tonnesen,_Paul_Torrey,_Viraj_Pandya,_Christopher_C._Hayward |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05344 |
銀河での乱流の推進は、フィードバック、星形成、流出、降着、およびディスクでの放射状輸送の物理学と深く関係しています。したがって、銀河内のガスの速度分散は、これらのプロセスへの有望な観測ウィンドウを提供します。ただし、これらのメカニズムのそれぞれの相対的な重要性については議論の余地があります。この研究では、銀河スケールでの乱流が、ディスクに降着するガス状物質の直接的な衝撃によって引き起こされる可能性を再検討します。この効果は、高解像度の宇宙論的電磁流体力学シミュレーションTNG50を使用して、IllustrisTNGの円盤状の星形成銀河で測定されます。わずか数Myrの高い時間リズムを持つラグランジュトレーサー粒子を使用して、降着や、星形成、流出、ディスク内の動きなどの他のイベントを識別します。ディスクに到着する粒子のエネルギーは、イベントの前後の時間のビンにイベントを積み重ねることによって測定されます。各イベントの平均効果は、ディスク内の時間の関数としての運動エネルギーと乱流エネルギーの明示的なモデルをフィッティングすることにより、銀河で測定されます。これらの測定は、ディスクの異なる環の乱流エネルギーと他の時系列との相互相関を測定し、因果関係の信号、つまりゼロタイムラグにわたる相互相関の非対称性を検索することによって裏付けられます。この$\sim5\times10^{9}M_\odot$恒星質量銀河では、付着が乱流の主要な推進力ではない場合でも、付着が大規模な乱流運動エネルギーに寄与することがわかります。この発見を銀河の質量の範囲に外挿すると、特に円盤の周辺、天の川よりも質量の小さい銀河、および赤方偏移$\sim2$で、直接降着からのエネルギーが乱流エネルギー収支を支配する可能性があるレジームがあることがわかります。
星形成銀河における光学、X線および赤外線の明るいTDEとしてのATLAS17jrpの発見
| Title |
Discovery_of_ATLAS17jrp_as_an_Optical,_X-ray_and_Infrared_Bright_TDE_in_a_Star-forming_Galaxy |
| Authors |
Yibo_Wang,_Ning_Jiang,_Tinggui_Wang,_Jiazheng_zhu,_LiMing_Dou,_Zheyu_Lin,_LuMing_Sun,_Hui_Liu,_Zhenfeng_Sheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05461 |
近くの銀河での最近の中赤外線爆発のサンプルで、星形成銀河SDSSJ162034.99+240726.5で異常なTDEとしてATLAS17jrpが発見されたことをここに報告します。その光学/UV光曲線は、約1か月でピーク光度$\sim1.06\times10^{44}\rm\、erg\、s^{-1}$に上昇し、その後$\rmt^{として減衰します。-5/3}$、約19000〜Kのほぼ一定の温度、および光学スペクトルは、青い連続体とFWHM$\sim$15000km/sの非常に広いバルマー線を示し、4年以内に1400km/sに徐々に狭くなりました。すべてが他の光TDEとよく一致しています。ピーク光度$\rm\sim1.27\times10^{43}\、erg\、s^{-1}$を伴う遅延および急速に上昇するX線フレアが$\rm\sim$170日後に検出されました光学ピーク。ATLAS17jrpの高いMIR光度（$\sim2\times10^{43}\rm\、erg\、s^{-1}$）は、カバーファクターが$\sim0.2$と高い独特のほこりっぽい環境を明らかにしました。これは活動銀河核のトーラスに匹敵しますが、通常の光学TDEよりも少なくとも1桁高くなります。したがって、ATLAS17jrpは、星形成銀河に見られるまれな明確なTDEのひとつであり、その高いダスト被覆率は、星形成銀河に光学TDEがない場合にダストの消滅が重要な役割を果たす可能性があることを意味します。
暗闇からの光：対数ガウスCoxプロセスを使用した球状星団の過密度によるペルセウス座銀河の超拡散銀河の検出
| Title |
Light_from_the_Darkness:_Detecting_Ultra-Diffuse_Galaxies_in_the_Perseus_Cluster_through_Over-densities_of_Globular_Clusters_with_a_Log-Gaussian_Cox_Process |
| Authors |
Dayi_(David)_Li,_Gwendolyn_M._Eadie,_Roberto_G._Abraham,_Patrick_E._Brown,_William_E._Harris,_Steven_R._Janssens,_Aaron_J._Romanowsky,_Pieter_van_Dokkum,_Shany_Danieli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05487 |
銀河間球状星団の過密度を検索することにより、超拡散銀河を検出するための新しい方法を紹介します。私たちのアプローチは、対数ガウスCoxプロセスの適用に基づいています。これは、空間統計の文献で一般的に使用されているモデルですが、天文学ではめったに使用されません。この方法は、ペルセウス座銀河団を対象とした\textit{HubbleSpaceTelescope}イメージングプログラムであるPIPER調査から得られた球状星団データに適用されます。調査では、球状星団の集団がわかっている確認済みの超拡散銀河をすべて検出することに成功しました。また、拡散した恒星の内容が検出されていない潜在的な銀河を特定します。予備的な分析では、球状星団やその他のオブジェクトの単なる偶発的な塊ではない可能性が高いことが示されています。確認されれば、このシステムはこの種の最初のものになるでしょう。シミュレーションは、超拡散銀河内の球状星団システムの物理的パラメーターが、私たちの方法を使用してそれらの検出可能性にどのように影響するかを評価するために使用されます。検出確率と銀河内の球状星団の総数との相関、および球状星団システムの半数半径の増加との反相関を定量化します。球状星団分布のS\'{e}rsicインデックスは、検出可能性にほとんど影響を与えません。
近くの星分解銀河における減光法。 II。超巨星によって追跡されたM33
| Title |
Dust_Extinction_Law_in_Nearby_Star-Resolved_Galaxies._II._M33_Traced_by_Supergiants |
| Authors |
Yuxi_Wang_(1),_Jian_Gao_(1),_Yi_Ren_(2),_Bingqiu_Chen_(3)_((1)_Department_of_Astronomy,_Beijing_Normal_University,_(2)_College_of_Physics_and_Electronic_Engineering,_Qilu_Normal_University,_(3)_South-Western_Institute_for_Astronomy_Research,_Yunnan_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05548 |
M33の個々の視線に向かう塵の消滅曲線は、LGGSから得られた赤くなったO型とB型の超巨星のサンプルを使って初めて導き出されました。観測された測光データは、LGGS、PS1サーベイ、UKIRT、PHATTERサーベイ、GALEX、Swift/UVOT、およびXMM-SUSSから取得されます。ATLAS9から得られた固有のスペクトルエネルギー分布（SED）と、ケイ酸塩-グラファイトダストモデルからのモデル消光曲線によって消滅したTlusty恒星モデル大気を組み合わせてモデルSEDを構築します。絶滅の痕跡はM33の腕に沿って分布しており、導出された絶滅曲線は広範囲の形状（$R_V\約2-6$）をカバーしており、M33の星間環境の複雑さと星間塵の不均一な分布を示しています。$R_V\approx3.39$とダストサイズ分布$dn/da\sima^{-3.45}{\rmexp}（-a/0.25）$の平均消光曲線は、MWのそれと似ていますが、より弱いです。2175Angバンプと、遠紫外線帯域でのわずかに急な上昇。M33の$V$バンドの絶滅は、最大2等で、中央値は$A_V\約0.43$等です。UVからIRバンドまでのマルチバンド消光値もM33で予測され、将来の作業で消光補正を提供します。この研究で採用された方法は、他の星分解銀河（NGC6822およびWLM）にも適用されますが、観測が限られているため、いくつかの消滅曲線しか導き出すことができません。
HSTグリズム調査に基づくz〜1.3での平均ダスト減衰曲線
| Title |
The_average_dust_attenuation_curve_at_z~1.3_based_on_HST_grism_surveys |
| Authors |
A._J._Battisti,_M._B._Bagley,_I._Baronchelli,_Y.-S._Dai,_A._L._Henry,_M._A._Malkan,_A._Alavi,_D._Calzetti,_J._Colbert,_P._J._McCarthy,_V._Mehta,_M._Rafelski,_C._Scarlata,_I._Shivaei,_E._Wisnioski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05553 |
近赤外分光法によるレストフレーム紫外線とバルマー減少（$\mathrm{H}\alpha$/$\mathrm{H}）を組み合わせることにより、$z\sim1.3$での平均ダスト減衰曲線の最初の特性を示します。\beta$）HSTWFC3IR分光並列（WISP）および3D-HSTで$8.5<z<1.5$で$8\lesssim\log（M_\star/M_\odot）<10.2$の$\sim$900銀河の制約グリズム調査。SDSSで銀河を使用して、（$\mathrm{H}\alpha$+[NII]）/[OIII]線比と恒星質量が、上部のみの低スペクトル解像度グリズムデータのバルマー減少の適切なプロキシであることを確認します。-$\mathrm{H}\beta$の制限が利用可能であるか、$\mathrm{H}\alpha$が[NII]とブレンドされています。$z\sim1.3$減衰曲線の傾き（$A（0.15\mum）/A（V）=3.15$）とその正規化（$R_V=3.26$）は、$で見つかった値の中間にあります。同様の方法で導出されたz=0$および$z\sim2$のダスト減衰曲線。これらは、星形成銀河の平均ダスト減衰曲線が赤方偏移とともに連続的に進化するという裏付けとなる証拠を提供します。$z\sim1.3$曲線には、穏やかな2175\r{A}機能（バンプ振幅、$E_b=0.83$;MW消光曲線の$\sim$25％）があり、これは他のいくつかの研究に匹敵します。$0<z\lesssim3$であり、この機能の平均強度が赤方偏移によって大幅に変化しない可能性があることを示しています。HSTグリズムデータからのダスト減衰を抑制するために開発した方法は、JWST、Euclid、およびRSTを使用した将来のグリズム調査に適用できます。これらの新しい施設は、何百万もの輝線銀河を検出し、ダスト減衰曲線がどのように、そしてなぜ進化するのかについての理解を大幅に向上させる機会を提供します。
フィラメントの断片化によるコア形成とそれに対する周囲圧力の影響
星前のコアは一般に回転楕円体であり、一部は扁平に見え、その他は扁平に見えます。それらのほとんどは、投影で円形に見えます。ただし、扁長/扁平コアが形成されるプロセスまたは物理的条件についてはほとんど理解されていません。比較的低い圧力（$\lesssim10^{4}$Kcm$^{-3}$）を経験している最初は臨界未満のフィラメントが、段階的に扁平なコア（つまり、軸比が1を超えるもの）を形成することがわかります。密度の頂上でのガスの蓄積。一方、最初は超臨界であり、太陽近傍と同様の圧力を経験するフィラメント（$\mathrm{few}\\times10^{4}$Kcm$^{-3}$-$\mathrm{few}\\times10^{5}$Kcm$^{-3}$）は、\emph{ジーンズのような}断片化を介して偏平コア（つまり、軸比が1未満のコア）を形成します。ただし、高圧では、フィラメント内のフラグメントは、形成後すぐにリバウンドするため、存続する傾向がありません。また、フィラメント軸に沿って、軸に直交する方向に観察される速度勾配の準振動特性は、フィラメントの進化プロセスに不可欠であり、その表面の波形の成長によって生じると主張します。特に、速度勾配の軸方向成分は、フィラメントの長さに沿ったガスの流れを追跡します。したがって、フィラメント形成メカニズムを制約するために使用できると考えます。速度勾配のそれぞれの成分の大きさは、外圧の増加とともに増加します。
クエーサーフィードバック調査：電波偏波を伴うタイプ2クエーサーにおけるジェット、風、および輝線ガスの相互作用の明らかに
| Title |
The_Quasar_Feedback_Survey:_Revealing_the_Interplay_of_Jets,_Winds_\&_Emission_Line_Gas_in_Type_2_Quasars_with_Radio_Polarization |
| Authors |
Silpa_S._(NCRA-TIFR),_P._Kharb_(NCRA-TIFR),_C._M._Harrison_(Newcastle_University),_A._Girdhar_(ESO/LMU),_D._Mukherjee_(IUCAA),_V._Mainieri_(ESO),_M._E._Jarvis_(MPA/ESO/LMU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05613 |
5GHzのKarlG.Jansky超大型アレイ（VLA）Bアレイとハッブル宇宙望遠鏡（HST）[O〜{\sc{iii}}]観測。これらの5つのソースは、電波構造とイオン化ガスの形態および運動学との間に密接な関係を示すことが知られています。4つのソース（J0945+1737、J1000+1422、J1356+1026、およびJ1430+1339）は、現在のデータに分極を示しています。J1010+1413は、サンプルの無極性ソースです。無線コアで$0.5-1\％$の部分偏波と、これらのソースのローブで高い部分偏波（$10-30\％$）を検出します。形態学的、スペクトル、および偏光特性は、J0945+1737、J1000+1422、J1010+1413、およびJ1430+1339での電波放射のジェット起源を示唆していますが、現在のデータでは、J1356+での電波放射（ジェットまたは風）の起源を完全に識別できません。1026。ラジオのさまざまな偏光ノットと[O〜{\sc{iii}}]放射の間の反相関は、文献のいくつかのラジオラウドAGNで観察されたものと同様に、私たちのソースで観察されます。これは、電波放射が輝線ガスによって偏光解消される可能性が高いことを示唆しています。偏光解消効果をモデル化することにより、輝線ガス雲のサイズを$\sim（2.8\pm1.7）\times10^{-5}$パーセクと推定し、シンクロトロンプラズマと混合される熱物質の量をJ0945+1737のローブ（ローブで最も顕著な偏光シグネチャを示す）で$\sim（9.2\pm0.8）\times10^{5}$〜M$_\odot$になります。現在の研究は、ジェット/風と輝線ガスの相互作用が、電波が静かなAGNにおける電波流出の性質の原因である可能性が最も高いことを示しています。
合併と星形成銀河を分離するためのシミュレーション駆動型ディープラーニングアプローチ：すべてのCANDELSフィールドにおける塊状銀河の形成履歴
| Title |
A_Simulation_Driven_Deep_Learning_Approach_for_Separating_Mergers_and_Star_Forming_Galaxies:_The_Formation_Histories_of_Clumpy_Galaxies_in_all_the_CANDELS_Fields |
| Authors |
Leonardo_Ferreira,_Leonardo_Ferreira,_Christopher_J._Conselice,_Ulrike_Kuchner,_Clar-Br\'id_Tohill |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05786 |
最近大規模な合併イベントを経験した銀河、または激しい星形成を経験している銀河を区別できることは、銀河の形成と進化の理解を進めるために重要です。そのため、ハッブルで観測された銀河の深部イメージングに似たIllustrisTNG100からの160,000のシミュレートされた画像のデータセットを使用して、畳み込みニューラルネットワーク（CNN）に基づく機械学習フレームワークを開発しました。混雑したフィールドの隣接する汚染源からの汚染の複雑さに対処し、重複するソースとバックグラウンドフラックスに基づいて品質管理限界を定義する新しいアプローチを開発することにより、イメージングによる機械学習の以前の方法を改善します。私たちのパイプラインは、IllustrisTNG$80\％$で、合併後の銀河を星形成銀河からうまく分離します。これは、銀河の非対称性（$A$）を使用した分類と比較して、少なくとも25\％の改善です。測定されたS\'ersicプロファイルと比較して、CANDELSフィールドの星形成銀河は主にディスクが支配的なシステムであり、合併後はバルジが支配的な銀河への遷移ディスクの分布を示しています。これらの新しい測定値を使用して、宇宙の非対称銀河間の合併後の割合を追跡し、$z=0.5$の$20\％$から$z=2$の$50\％$への増加を見つけました。さらに、星形成主系列（SFMS）の上の散乱が、主要な合併後の原因である可能性があるという強力な証拠は見つかりません。最後に、新しいアプローチを使用して、銀河合体率の以前の測定値を更新します$\mathcal{R}=0.022\pm0.006\times（1+z）^{2.71\pm0.31}$
FASTによる銀河系外HI調査：パイロット調査結果の最初の調査
| Title |
Extragalactic_HI_survey_with_FAST_:_First_look_of_the_pilot_survey_results |
| Authors |
Jiangang_Kang,_Ming_Zhu,_Mei_Ai,_Haiyang_Yu,_Chun_Sun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05840 |
500メートル球面電波望遠鏡（FAST）を使用したパイロット銀河系外HI調査から抽出されたHIソースの最初のデータリリースを紹介します。3次元（3D）スペクトルデータキューブからソースを抽出してインタラクティブな検索と計算を実行し、各ソースのグローバルHIパラメータを生成し、HI放射の赤方偏移範囲をz=0.04まで拡張しました。合計544個の銀河系外HIソースが検出されました。赤経（R.A.または$\alpha$）と赤緯（Decまたは$\delta$）の範囲$00^{\rmh}47^{\rmm}<の空域の一部をカバーするパイロットFASTHIドリフトスキャン調査\rmR.A.（J2000）<23^{\rmh}22^{\rmm}$および$+24^{\circ}<\rmDec.（J2000）<+43^{\circ}$。そのうち、528の情報源は、NED（http://ned.ipac.caltech.edu/Documents/Guides/Searches）およびVizier（https://vizier.u-）から収集されたデジタル光学調査データベースの調査を通じて光学的対応物と照合されます。strasbg.fr/viz-bin/VizieR-2）データセンター、およびそれらの449は光速度を持っています。さらに、HI質量$<10^8M_{\odot}$の36個の銀河を検出します。これは、局所宇宙の低質量システムの研究にとって重要です。信号対雑音比（S/N）が5.1を超えるすべてのHI検出のカタログを提示します。データは、S/Nおよびベースライン品質に基づいて4つのカテゴリに分類され、コード1〜4でフラグが付けられます。（1）S/N\textgreater6.5の信号を持つ422のソース。（2）$\rm5.1\lesssimS/N\lesssim6.5$の信号を持つ61のソース。（3）ベースラインが比較的悪い28のソース。（4）強力なRFIによって部分的にマスクされている33のソース。さらに、既存の銀河カタログの対応するものと一致していない16のHIソースが見つかります。このデータリリースは、FASTを使用した将来の銀河系外HI調査の指針となる可能性があります。
PMN J1726+0639のシンチレーションタイムスケールの年間サイクル
| Title |
The_Annual_Cycle_in_Scintillation_Timescale_of_PMN_J1726+0639 |
| Authors |
Hayley_E._Bignall,_Artem_V._Tuntsov,_Jamie_Stevens,_Keith_Bannister,_Mark_A._Walker,_Cormac_Reynolds |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05847 |
オーストラリアテレスコープコンパクトアレイを使用してこのような変動を検索する調査中に、GHz周波数での電波源PMNJ1726+0639の日中の急激な変動を発見しました。追跡観測は2年間にわたって行われ、変動の速度または特徴的なタイムスケールの明確な繰り返しの年周期を明らかにしました。これは、観測された変動が星間プラズマの不均一性からのシンチレーションに起因する可能性があることを示しています。強い年次サイクルには、4月と9月の明らかな「停止」が含まれます。運動学的モデルをデータに適合させ、シンチレーションパターンの有限異方性を可能にします。このサイクルは、軸比が少なくとも13：1の非常に高度な異方性を意味し、適合は純粋に1次元のシンチレーションパターンと一致しています。異方性の位置角と横方向の速度成分は厳しく制限されています。パラメータは、高温の星の周りに放射状に配向されたプラズマフィラメントに関連する散乱の以前に提案されたモデルからの期待と一致していません。近くの星ラサルハーグ（$\alpha$Oph）に向かって異常なCaII吸収を引き起こす前景の星間雲の証拠が以前に報告されており、PMN1726+0639の星間シンチレーションがこの近くの雲に関連している可能性があると推測しています。。
RRLyrae階層的クラスタリングフォレストを使用した天の川の下部構造のトレース
| Title |
Tracing_Milky_Way_substructure_with_an_RR_Lyrae_hierarchical_clustering_forest |
| Authors |
Brian_T._Cook,_Deborah_F._Woods,_Jessica_D._Ruprecht,_Jacob_Varey,_Radha_Mastandrea,_Kaylee_de_Soto,_Jacob_F._Harburg,_Umaa_Rebbapragada,_Ashish_A._Mahabal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05868 |
RRLyrae可変星は、ローカルグループの構造を識別するために使用される信頼できる標準光源でした。これを念頭に置いて、天の川環境で統計的に有意な数のRRLyrae変数を含むグループを識別するルーチンを示します。銀河系の考古学に応用できる可能性のあるRRLyrae変数のグループ化、または下部構造は、葉が天の川RRLyrae変数である凝集性の階層的クラスター化ツリーのフォレストを使用して検出されます。各グループ化は、内部RRLyrae変数の固有運動が十分に相関していることを確認することによって検証されます。測光情報は、ガイアの2番目のデータリリースから収集され、固有運動は（初期の）3番目のデータリリースから収集されました。このルーチンを91234変数のカタログに適用した後、物理サイズが1kpc未満の16個の固有のRRLyrae下部構造を報告できます。これらの下部構造のうちの5つは、銀河合体イベントへの潜在的な接続および/または既知の潮汐尾を持つ天の川球状星団に近接しています。候補となる下部構造の1つは、大マゼラン雲の近くにありますが、矮小銀河の既知の衛星よりも遠くにあります（そして古いです）。私たちの研究は、将来の調査が天の川の恒星の流れの発見に適用される可能性がある方法の議論で終わります。
NOEMA観測は、3C186の反跳ブラックホールをサポートします
| Title |
NOEMA_observations_support_a_recoiling_black_hole_in_3C186 |
| Authors |
G._Castignani,_E._Meyer,_M._Chiaberge,_F._Combes,_T._Morishita,_R._Decarli,_A._Capetti,_M._Dotti,_G._R._Tremblay,_and_C._A._Norman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05882 |
3C186は、z=1.06のクールコアクラスターの中心にある強力なラジオラウドクエーサー（QSO）です。以前の研究では、銀河の等光点中心と点源QSOの間の予測される空間オフセットが約1インチであり、システムの狭い線領域と広い線領域の間でスペクトルシフトが約2000km/sであるという証拠が報告されています。この作業では、NOEMA干渉計で撮影されたシステムの高解像度分子ガスCO（4-3）観測を報告します。分子ガスの大きな貯留層$M_{H_2}\sim8\times10^{10}〜M_\odot$を明確に検出します。これは、ホスト銀河と共空間であり、回転する円盤状の構造に関連している可能性があります。QSOの連続放出に関する銀河のガス貯留層の空間オフセットと、ブロードライン領域の赤方偏移に関するスペクトルオフセットの両方をしっかりと確認します。私たちの形態学的および運動学的分析は、3C186システムを説明する最も可能性の高いシナリオは、QSOがキックされた超大質量ブラックホール（SMBH）であるということを確認します。彼らのホスト銀河の合併。
Galapagos-2 / Galfitm / GAMA-銀河構造の多波長測定：最新の調査における回転楕円体とディスクコンポーネントの特性の分離
| Title |
Galapagos-2/Galfitm/GAMA_--_multi-wavelength_measurement_of_galaxy_structure:_separating_the_properties_of_spheroid_and_disk_components_in_modern_surveys |
| Authors |
Boris_H\"au{\ss}ler,_Marina_Vika,_Steven_P._Bamford,_Evelyn_J._Johnston,_Sarah_Brough,_Sarah_Casura,_Benne_W._Holwerda,_Lee_S._Kelvin,_Cristina_Popescu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05907 |
将来の調査で銀河の大規模なサンプルの完全なマルチバンド、マルチコンポーネントフィッティングを提供する途中で、2成分プロファイルを銀河にフィッティングするという文脈でGalapagos-2とGalfitmの機能を紹介します。コードと適合結果の両方を、Gama調査のDR3からの234,239個のオブジェクトにリリースします。これは、以前の作業よりも大幅に深いサンプルです。シミュレートされたデータと実際のデータの両方で厳格なテストを使用し、公開カタログと比較して、シングルバンドデータよりもマルチバンドを使用する利点を評価します。Galfitmを使用したマルチバンドフィッティングは、個々の露出に埋め込まれた色情報を効果的に使用できるため、より多くのデータが使用されるため、銀河を個々の構成要素に分解しようとするときに大きな利点を提供することを示します。シミュレートされたデータを使用すると、マルチバンドフィッティングにより、実際のパラメーター値からの偏差が大幅に減少し、コンポーネントサイズとS\'ersicインデックスをより正確に復元できるようになり、設計上、これらのバンド間の変動が抑制されることがわかります。より多くの物理値へのパラメータ。シミュレートされたデータと実際のデータの両方で、2つの主要コンポーネントのSEDは、銀河が彼らが本当に持っている異なるSEDの代わりに、あまりにもかすかな。私たちの結果を他のフィッティングコードによって提供された結果と比較することにより、それらが一般的に一致することを確認しますが、MegaMorphプロジェクトによって開発されたマルチバンドツールを使用することで測定誤差を大幅に減らすことができます。Galapagos-2とGalfitmで採用されているマルチバンドフィッティングにより、構造銀河パラメーターの精度が大幅に向上し、科学的分析ではるかに大きなサンプルを使用できるようになると結論付けています。
光解離領域に埋め込まれた高温分子コアの研究
最初の銀河象限、l=33.134、b=-0.091には、HII領域複合体によって生成された拡張光解離領域があります。この領域は豊富な分子ガスに関連しており、特に、G33.133-mm3として知られる高温の分子コアが分子の塊に埋め込まれているように見えます。角度分解能が約15インチのジェームズクラークマクスウェル望遠鏡のデータを使用して、前述の分子塊に対する13CO/C18O存在比と、紫外線放射との関係を調べました。より小さな空間スケールでは、アタカマ大型ミリ波のデータを使用します。アレイ（角度分解能約0.7\arcsec）、約2600auのサイズを持ち、星を形成するのに適したサイトであるホット分子コアG33.133-mm3が特徴づけられました。特に、その化学に関するいくつかのポイントは次のとおりです。シアニドまたはニトリルラジカル（CN）と、CH3OH、CH3CN、CH3OCHO、CH3CCHなどの他のより複雑な分子の放出に基づいて言及されています。
孤立したガスに富む超拡散銀河の奇妙な暗黒物質ハロー
| Title |
The_Odd_Dark_Matter_Halos_of_Isolated_Gas-Rich_Ultra-Diffuse_Galaxies |
| Authors |
Demao_Kong,_Manoj_Kaplinghat,_Hai-Bo_Yu,_Filippo_Fraternali,_Pavel_E._Mancera_Pi\~na |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05981 |
孤立していてガスが豊富な7つの超拡散銀河（UDG）の円速度プロファイルを分析します。これらのUDGの暗黒物質ハローが、一定の密度のコアを持つ修正されたNavarro-Frenk-White（NFW）密度プロファイルを持っていると仮定すると、推定されるハロー濃度は、$-0.6$dex（場合によっては約$5\sigma$離れています）。あるいは、半径が数$\rmkpc$より大きい場合、おおよそ$1/r^2$の密度プロファイルで同様の近似を取得できます。どちらのソリューションでも、ハローの円速度のピーク（$R_{\rmmax}$）が期待値の中央値よりもはるかに大きい半径が必要です。驚いたことに、ガウスの期待値と比較して、IllustrisTNG暗黒物質のみのシミュレーションでは、このような大きな$R_{\rmmax}$ハローが過剰に見られます。これらのハローは遅く形成され、同様の質量のハローの中央値と比較してスピンが高くなります。これらの遅い形成のハローの中で最も極端な内部密度は、それらのNFWの対応物よりも高く、$\sim1/r^2$密度プロファイルにつながります。しかし、私たちのサンプルの2つのよく解像されたUDGは、シミュレートされたものよりも中央の暗黒物質密度が低いことを強く好みます。IllustrisTNGの流体力学的シミュレーションと比較すると、測定に対応するのに十分な低円形速度と十分に高いハロー質量の両方を取得する際の緊張もわかります。私たちの結果は、ガスが豊富なUDGが銀河形成モデルに重大な課題を提示することを示しています。
MeerKATを使用したTRAPUMによるNGC6624での4つのパルサーの発見
| Title |
Four_pulsar_discoveries_in_NGC_6624_by_TRAPUM_using_MeerKAT |
| Authors |
F._Abbate,_A._Ridolfi,_E._D._Barr,_S._Buchner,_M._Burgay,_D._J._Champion,_W._Chen,_P._C._C._Freire,_T._Gautam,_J._M._Grie{\ss}meier,_L._K\"unkel,_M._Kramer,_P._V._Padmanabh,_A._Possenti,_S._Ransom,_M._Serylak,_B._W._Stappers,_V._Venkatraman_Krishnan,_J._Behrend,_R._P._Breton,_L._Levin,_Y._Men |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05334 |
MeerKAT望遠鏡を用いたTRAPUM大規模調査プロジェクトによってコア崩壊球状星団（GC）NGC6624で発見された4つの新しいパルサーを報告します。見つかった新しいパルサーはすべて分離されています。PSRJ1823$-$3021IおよびPSRJ1823$-$3021Kは、それぞれ4.319ミリ秒と2.768ミリ秒の周期を持つミリ秒パルサーです。PSRJ1823$-$3021Jは、20.899ミリ秒の周期で穏やかにリサイクルされ、PSRJ1823$-$3022は、2.497秒の周期の長周期パルサーです。パルサーJ1823$-$3021I、J1823$-$3021J、およびJ1823$-$3021Kは、GCのメンバーと互換性のある位置および分散測定（DM）を備えているため、NGC6624に関連付けられています。パルサーJ1823$-$3022はクラスターのアーカイブ観測で再検出されるのに十分な明るさのパルサーのみ。これにより、20年以上にわたるタイミングソリューションの決定が可能になりました。現時点では、パルサーJ1823$-$3022とGCとの関連を主張することはできません。これは、位置（$\sim3$分角）とDM（平均と比較してわずかな差が11％）に長い期間と大きなオフセットがあるためです。NGC6624のパルサーの）。発見は、TRAPUMバックエンドのビームフォーミング機能を利用して、同じ視野で複数のビームを生成しました。これにより、クラスターの中心から数個の半光半径で高感度の検索を実行し、同時に発見をローカライズできます。発見は、コア崩壊したGCのパルサーに期待される特性を反映しています。
中性子星合体GW190425の数値相対論シミュレーション：微物理学と質量比効果
| Title |
Numerical_relativity_simulations_of_the_neutron_star_merger_GW190425:_microphysics_and_mass_ratio_effects |
| Authors |
A._Camilletti,_L._Chiesa,_G._Ricigliano,_A._Perego,_L._C._Lippold,_S._Padamata,_S._Bernuzzi,_D._Radice,_D._Logoteta,_F._M._Guercilena |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05336 |
GW190425は、AdvancedLIGOおよびAdvancedVirgo検出器によって検出されたバイナリ中性子星（BNS）の合併と互換性のある2番目の重力波（GW）信号でした。徹底的なフォローアップキャンペーンにもかかわらず、電磁気の対応物は特定されませんでした。関連するキロノバが薄すぎるのか、ローカリゼーション領域が広すぎるのかは、未解決の問題です。有限温度、組成依存核状態方程式（EOS）、およびニュートリノ放射を使用した数値相対論シミュレーションを使用して、GW190425のチャープ質量と質量比$1\leqq\leq1.67$にまたがる28のBNSマージをシミュレートします。GWで放出されるエネルギーは$\lesssim0.083M_{\odot}c^2$で、ピーク光度は$1.1-2.4\times10^{58}{\rmerg〜s^{-1}}/（1+q）^2$。動的噴出物とディスクの質量は比較的小さく、前者は$5\times10^{-6}$から$\sim10^{-3}〜M_{\odot}$の範囲で、後者は$10^{-5}の範囲です。$および$0.1〜M_{\odot}$。非対称の合併は、特に硬いEOSの場合、等しい質量のバイナリと比較して、より多くの物質を解き放ち、より重いディスクを形成することができます。ディスクの角運動量は、$M_{\rmディスク}$で3桁以上$8-10M_{\odot}〜GM_{\rmディスク}/c$です。関連する元素合成は特異性を示していませんが、シミュレートされたキロノバはGW170817イベントと比較して比較的暗いです。特に、GW190425と互換性のある距離の場合、ABの大きさは、$B$、$r$、および$K$バンドの$\sim20〜{\rmmag}$よりも常に暗く、より明るいキロノバはより非対称なバイナリに関連付けられ、より硬いEOS。GW190425の空の位置を十分にカバーしていると仮定しても、キロノバ信号は現在の広視野調査ではほとんど検出できなかった可能性があり、バイナリパラメータまたは中性子星（NS）EOSに対する確固たる制約は検出。
| Title |
The_Sensitivity_of_Future_Gamma-Ray_Telescopes_to_Primordial_Black_Holes |
| Authors |
Celeste_Keith,_Dan_Hooper,_Tim_Linden,_Rayne_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05337 |
$m_{\rmBH}\sim10^{15}-10^{17}\、{\rmg}$の範囲の質量を持つ原始ブラックホールに対する最も強い既存の制約は、ローカルの測定から導き出されました。ボイジャー1号による宇宙線電子-陽電子フラックス、およびCOMPTELとINTEGRALによる内部銀河のMeVスケールのガンマ線観測。この論文では、ホーキング放射に対するe-ASTROGAMやAMEGOなどの将来のMeVスケールガンマ線望遠鏡の感度を評価します。このような機器は、$m_{\rmBH}\sim（0.6-20）\times10^{16}\、{\rmg}の質量範囲で、ブラックホールに最も強い制約を与えることができることを示します。$、通常、現在の制約を約2桁超えます。観測された511keVの過剰がホーキング放射の結果であるシナリオでは、e-ASTROGAMまたはAMEGOは、内部銀河からのホーキング放射を検出できるだけでなく、この信号の原因となるブラックホール。
活動銀河核のブロードライン領域におけるフォールバック雲からの非熱放射
| Title |
Non-thermal_emission_from_fall-back_clouds_in_the_Broad-Line_Region_of_Active_Galactic_Nuclei |
| Authors |
Ana_Laura_M\"uller,_Mohammad-Hassan_Naddaf,_Michal_Zaja\v{c}ek,_Bo\.zena_Czerny,_Anabella_Araudo,_and_Vladim\'ir_Karas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05361 |
活動銀河核のスペクトルは、おそらく中央のブラックホールの周りで主にケプラーの動きをしているガス状の塵の雲を伴うブロードライン領域（BLR）で発生する幅広い輝線を示しています。流入運動と流出運動の両方の兆候が頻繁に見られます。BLRの動的特性は、FailedRadiativelyAcceleratedDustyOutflow（FRADO;Czerny＆Hryniewicz2011）としてブランド化されたシナリオと一致しています。このスキームでは、下にある降着円盤に落下するBLR雲の頻繁な高速の影響が予測されます。衝突速度は、主にブラックホールの質量、降着率、および金属量に依存し、数kms$^{-1}$から数千kms$^{-1}$の範囲です。衝突による強い衝撃の形成は、相対論的粒子の生成と関連する放射線の兆候を引き起こす可能性があります。この作業では、このプロセスで生成された非熱放射を調査し、さまざまなパラメータセットのスペクトルエネルギー分布を示します。雲の影響によって引き起こされる非熱的プロセスは、X線とガンマ線のバンドでの放出につながる可能性があり、雲の密度と金属量が重要な役割を果たしていることがわかります。
中性子星（NS）は、その極端な密度のために暗黒物質（DM）を効率的に捕捉でき、DMの存在と特性の高感度プローブと見なされます。DM混合NS（DANS）でのDMの分布は、DANSのDM部分（$f_{\chi}$）とDMプロパティの影響を受ける、高密度のダークコアまたは拡張されたダークハローのいずれかであると想定されます。、質量（$m_{\chi}$）や自己相互作用の強さ（$y$）など。この論文では、ダークコア/ダークハローの形成基準の詳細な分析を実行し、これら2つのコンポーネントの相対的な分布は、DMコンポーネントの中心エンタルピーとDMコンポーネントの中心エンタルピーの比率によって本質的に決定されることを指摘します。DANS内のバリオン物質成分。DMとバリオン物質の半径が同じである重大なケースでは、$f^{\rmcrit}_{\chi}$の$m_{\chi}$への依存性を説明する分析式をさらに導き出します。与えられたDANS質量に対して$y$。DANS内の2つのコンポーネントの相対的な分布は、NSに対する異なる観測効果につながる可能性があります。ここでは、ダークハローが存在する場合の余分な光の曲げ効果によるパルサーパルスプロファイルの変更に焦点を当て、NSパルスプロファイルに対するダークハロー効果の最初の調査を行います。ピークフラックス偏差は、DM成分の半径に対するハロー質量の比率に強く依存していることがわかります。最後に、中性子星内部組成エクスプローラーによるPSRJ0030+0451およびPSRJ0740+6620の最近のX線観測に基づいて、DM粒子特性のベイズパラメーター推定を実行します。
重力波と電磁過渡現象
高度な重力波（GW）検出器ネットワークは、コンパクトな連星のマージからの{ルーチン検出}信号を開始しました。データは、これらの線源のかなりの部分で、少なくとも1つの成分が中性子星であり、電磁（EM）放射の可能性をもたらしたことを示しています。これまでのところ、EMとGWの放射線の間の確認されたリンクは、GW170817という1つの線源に対してのみ確立されています。ブロードバンド多波長データとGW信号の共同分析により、ジェット物理学、宇宙論、元素合成など、さまざまな分野にわたる豊富な情報が得られました。ここでは、そのような共同観測の重要性と、GWソースに対応するEMをさらに発見して研究するための現在および近い将来の取り組みについて説明します。
クラスター合併ショックの構造：乱流幅と電子加熱タイムスケール
| Title |
The_structure_of_cluster_merger_shocks:_turbulent_width_and_the_electron_heating_timescale |
| Authors |
H._R._Russell_(University_of_Nottingham),_P._E._J._Nulsen,_D._Caprioli,_U._Chadayammuri,_A._C._Fabian,_M._W._Kunz,_B._R._McNamara,_J._S._Sanders,_A._Richard-Laferri\`ere,_M._Beleznay,_R._E._A._Canning,_J._Hlavacek-Larrondo_and_L._J._King |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05785 |
クラスター合併Abell2146の新しい2MsChandra観測を提示します。これは、それぞれが約500kpcの2つの巨大なM〜2ショックフロントをホストします。初めて、クラスター合併ショックの幅を解決して測定します。バウショックの最適幅は17+/-1kpcで、上流ショックの最適幅は10.7+/-0.3kpcです。狭い衝突のない衝撃は、その滑らかな形状が局所的なガスの動きによって歪められた場合、投影でより広く見えます。両方の衝撃幅が、290+/-30km/sの局所的なガスの動きによってぼやけた衝突のない衝撃と一致していることを示します。上流の衝撃は、合併の後半にバウショックよりも形成されるため、大幅に狭くなると予想されます。バウショックの背後にある電子温度プロファイルから、電子とイオンが熱平衡に戻るまでのタイムスケールを測定します。シックスシグマレベルでの衝撃加熱イオンによる電子の急速な熱平衡を除外します。観察された温度プロファイルは、代わりに衝突平衡を支持します。断熱圧縮によって生成されたものを超える電子加熱の証拠は見つかりません。これは、太陽風と超新星残骸の衝突のない衝撃からの既存の画像をサポートします。上流の衝撃はこの結果と一致していますが、衝撃の前に温度が約2keV上昇するなど、より複雑な構造になっています。
宇宙線ストリーミングによって引き起こされる抵抗加熱を動力源とするビアマン電池
| Title |
Biermann_Battery_Powered_by_Resistive_Heating_Induced_by_Cosmic_Ray_Streaming |
| Authors |
Shota_L._Yokoyama_and_Yutaka_Ohira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05787 |
最近、宇宙線が初期宇宙でシード磁場を生成することが提案されました。本論文では、宇宙線による磁場の別の発生メカニズムを提案する。これは、宇宙線の流れによって引き起こされる抵抗加熱によって駆動されるビアマン電池である。この新しいメカニズムは、以前に提案された他のメカニズムと比較して、小規模で低温の強イオン化領域で支配的です。宇宙線は最初の星の死後に加速されると予想されるので、このメカニズムは初期の宇宙の構造形成の間に働くことができます。後続のダイナモが現在の銀河のマイクロガウスレベルに増幅するのに十分な強度のシード磁場を作ることを示します。
光学的に暗い、非常に高エネルギーのガンマ線バーストにおけるジェットコクーンの幾何学201216C
| Title |
Jet-Cocoon_Geometry_in_the_Optically_Dark,_Very_High_Energy_Gamma-ray_Burst_201216C |
| Authors |
L._Rhodes,_A.J._van_der_Horst,_R._Fender,_D.R._Aguilera-Dena,_J.S._Bright,_S._Vergani_and_D.R.A._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05811 |
GRB201216Cでの電波観測キャンペーンの結果を、公開されている光学データとX線データと組み合わせて提示します。MAGICによる非常に高いエネルギー（VHE、>100GeV）の放出の検出により、これは発行時点で5番目のVHEGRBになります。光学光度曲線とX線光度曲線を比較すると、GRB201216Cは暗いGRBであることがわかります。つまり、発光は大幅に吸収され、X線検出から予想されるよりも暗いです。私たちのe-MERLINデータは、拡散性の星間シンチレーションの証拠も示しています。減衰光度曲線からのホスト銀河と天の川の両方で、シンチレーション研究を介して、GRBへの視線に沿った柱密度を研究することができます。残光は、恒星風環境内でジェット繭のジオメトリを使用してモデル化するのが最適であることがわかります。データを多成分モデルに当てはめると、約25日前の光学、X線、および高周波無線データは、等方性等価運動エネルギー（0.6-10）x10^52ergの超相対論的ジェットに由来すると推定されます。開き角は約1〜9度です。ミーアキャットによって28日目以降に検出された低周波無線放射は、2桁から7桁低い（0.02-50）x10^48ergの運動エネルギーを持つ繭によって生成されます。2つのコンポーネントのエネルギーは、そのようなシナリオのシミュレーションで得られたものに匹敵します。
NICERとInsight-HXMTの観測を用いたかにパルサーのX線パルスプロファイルとスペクトルに関する研究
| Title |
A_Study_on_the_X-Ray_Pulse_Profile_and_Spectrum_of_the_Crab_Pulsar_Using_NICER_and_Insight-HXMT's_Observations |
| Authors |
Lin-Li_Yan,_You-Li_Tuo,_Ming-Yu_Ge,_Fang-Jun_Lu,_Shi-Jie_Zheng,_Ling-Jun_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05828 |
中性子星内部組成エクスプローラー（NICER）と硬X線モジュレーション望遠鏡（Insight-HXMT）からの観測を使用して、かにパルサーのX線パルスプロファイルと位相分解スペクトル（PRS）のエネルギー依存性を分析します。。パルスプロファイルをパラメータ化し、0.4〜250keVの広いエネルギー帯域でこれらのパラメータの変化を定量化します。対数放物線関数を使用して、PRSを2〜250keVに適合させ、対数放物線モデルのパラメーター\{beta}で表されるように、スペクトルの曲率、つまりエネルギーによる光子指数の変化を示します。、位相によっても変化します。\{beta}と位相の関係は、パルス強度プロファイルの関係よりもわずかに遅い2つの転換点を持ち、\{beta}の値が最も低く、粒子のエネルギー損失率が最も低いことを示唆しています。対応する地域。これらのPRSを適合させるために、3セグメントのべき乗則モデルも使用されます。ハードスペクトルインデックスとソフトスペクトルインデックスの違いは、\{beta}と同様の分布を持ち、対数放物線モデルのフィッティング結果を確認します。一方、壊れたエネルギーは、2つのパルスをブリッジする領域で一般的に高くなります。スペクトル指数と対数放物線モデルフィッティングの曲率の間の反相関、およびスペクトル指数と冪乗則モデルフィッティングの破壊エネルギーの間の同様の反相関を見つけます。これは、最高エネルギー粒子が生成されるシナリオを示唆しています。放射エネルギー損失が最も強い地域。
ALMAサイクル8分散ピアレビュープロセスの分析
| Title |
Analysis_of_the_ALMA_Cycle_8_Distributed_Peer_Review_Process |
| Authors |
Jennifer_Donovan_Meyer,_Andrea_Corvill\'on,_John_M._Carpenter,_Adele_L._Plunkett,_Robert_Kurowski,_Alex_Chalevin,_Jakob_Bruenker,_D.-C._Kim,_Enrique_Mac\'ias |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05390 |
従来のパネルレビューでの高いレビュー担当者の作業負荷と提出された提案の数の増加によって提示された課題に対応して、ALMAは、サイクル8メインコールに提出された提案の大部分を評価するために分散ピアレビューを実装しました。このホワイトペーパーでは、このレビュープロセスの分析を示します。1000人を超えるレビューアが1497の提案をレビューするプロセスに参加し、これはこれまでの分散ピアレビューの最大の実装となり、このプロセスが天文台での観測時間の大部分を与えるために初めて使用されたことを示しています。レビューアに提案を割り当てるプロセスについて説明し、レビューアから提出された約15,000のランクとコメントを分析して傾向と体系を特定し、調査を通じてレビューアと主任研究者（PI）からプロセスに関するフィードバックを収集します。提案の割り当ての約90％は、レビュー担当者が提供する専門知識キーワードと、割り当てられた提案に関する専門知識のレビュー担当者による自己評価の両方で測定した場合、レビュー担当者の専門知識と一致していました。PIは、個々のレビューコメントの73％を有益であると評価し、レビュー担当者は幅広い経験レベルを持っていましたが、PIは学生や上級研究者から受け取ったコメントの質を同様に評価しました。PIによって提起された主な懸念は、いくつかのレビューアのコメントの質とランクの高い分散でした。ランクとコメントはさまざまな人口統計と関連付けられており、将来のサイクルでレビュープロセスを改善できる主な領域を特定します。
エスプレッソファブリー病のクロマチックドリフト-P\'erotEtalon
| Title |
Chromatic_Drift_of_the_Espresso_Fabry-P\'erot_Etalon |
| Authors |
Tobias_M._Schmidt,_Bruno_Chazelas,_Christophe_Lovis,_Xavier_Dumusque,_Fran\c{c}ois_Bouchy,_Francesco_Pepe,_Pedro_Figueira,_and_Danuta_Sosnowska |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05713 |
過去10年間で、白色光で照らされたFabry-P\'erot干渉計の波は、高解像度のエシェル分光器を正確に校正するための広く使用され、比較的単純で、信頼性が高く、費用効果の高い方法として確立されました。ただし、Terrienetal。（2021）最近、ハビタブルゾーン惑星ファインダー分光器に設置されたファブリペロー干渉計の色ドリフトを報告しました。特に、彼らは、エタロンの有効ギャップサイズの変化は、通常想定されるように無彩色ではなく、実際には波長に依存することを発見しました。ここでは、EspressoFabry-P\'erot干渉計の同様の研究を紹介します。2.5年以上にわたる毎日のキャリブレーションを使用すると、波長に特徴的な準振動依存性を持つ、1日あたり数cm/sの振幅を持つ色ドリフトの明確な証拠も見つかります。この影響はおそらく誘電体ミラーコーティングの経年劣化が原因であると結論付け、同様の色ドリフトが天文分光器のキャリブレーションに使用されるすべてのファブリー病干渉計に影響を与える可能性があると予想します。ただし、ホローカソードランプスペクトルに基づく標準的なキャリブレーションのみを使用して、色ドリフトを測定し、原則として補正できることも示しています。
非線形動的インダクタンスを使用したMKIDアレイの多重周波数再調整
| Title |
Multiplexable_frequency_retuning_of_MKID_arrays_using_their_non-linear_kinetic_inductance |
| Authors |
Mario_De_Lucia,_Eoin_Baldwin,_Gerhard_Ulbricht,_Colm_Bracken,_Plamen_Stamenov,_Tom_Ray |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05715 |
MicrowaveKineticInductanceDetector（MKID）アレイは現在、可視および近赤外線の天文学アプリケーションとサブミリ波天文学のために開発および展開されています。MKIDの主な欠点の1つは、大きなアレイがピクセルの歩留まり、つまりピクセルの総数に対する個別に識別可能なピクセルの割合が75〜80％になることです。製造中に発生する欠陥は、個々の共振器の共振周波数に制御されていないシフトを引き起こす可能性があり、異なる共振器の同じ周波数で共振する可能性があります。これにより、多くの共振器が区別できなくなり、イメージングに使用できなくなります。この論文は、縮退を取り除き、固有の共振周波数を持つMKIDの数を増やすために、衝突する共振器を個別に再調整するアプローチを提案します。周波数の再調整は、共振器のDCバイアスによって実現され、超電導薄膜の動的インダクタンスは電流に依存し、その依存性は非線形です。このアプローチはすでに提案されていますが、この論文で説明する革新的なピクセル設計は、DCバイアスラインへの電磁損失の増加や単一の給電線上の複数の共振器の多重性など、以前に文献で説明した2つの問題を解決する可能性があります。
8年間の完全なunWISECoadds
2010年1月から2020年12月の期間にわたる広視野赤外線サーベイエクスプローラー（WISE）とNEOWISEの露出から作成された深い全天の地図を提示します。これらのcoaddは、約8年間のW1（3.4ミクロン）およびW2（4.6ミクロン）のイメージングを組み込んでおり、3〜5ミクロンの波長でこれまでで最も深い全天地図です。これらのcoaddに基づく測光は、DESILegacyImagingSurveysDR10のコンポーネントになります。
POLARを使用した一時的な線源のガンマ線偏光測定
過渡源のガンマ線成分の偏光測定は、科学的に非常に興味深いものですが、非常に困難でもあります。これは、一般的な信号対雑音比が低く、重大な系統的エラーが発生する可能性があるためです。両方の問題は、空の大部分を観察するように促すイベントの一時的な性質によって悪化します。POLAR機器は、専用の過渡ガンマ線偏光計として設計されました。大きな有効領域と大きな視野を利用して、信号対雑音比と観測された過渡現象の数を最大化しました。さらに、系統的なエラーを軽減するために、地上と軌道上で注意深く較正されました。POLARの主な科学的目標は、ガンマ線バーストの即発放出の偏光を測定することでした。軌道POLARでの6か月の運用中に、55個のガンマ線バーストが観測されました。そのうち14個は、偏光測定を制限するのに十分な明るさでした。この章では、主にPOLAR機器について、校正および分析手順とともに説明します。2つの分析について説明します。最初の分析は以前に偏光測定で実装された簡単な方法であり、2番目の分析は感度を改善し前者の問題のいくつかを軽減するために開発されました。両方の方法が、時間とエネルギーで分解された分極測定を実行するためにこれらをどのように拡張できるかに関する情報とともに詳細に説明されています。
サイモンズ天文台フォーカルプレーン読み出しモジュールのアセンブリ開発
| Title |
Assembly_development_for_the_Simons_Observatory_focal_plane_readout_module |
| Authors |
Erin_Healy,_Aamir_M._Ali,_Kam_Arnold,_Jason_E._Austermann,_James_A._Beall,_Sarah_Marie_Bruno,_Steve_K._Choi,_Jake_Connors,_Nicholas_F._Cothar,_Bradley_Dober,_Shannon_M._Duff,_Nicholas_Galitzki,_Gene_Hilton,_Shuay-Pwu_Patty_Ho,_Johannes_Hubmayr,_Bradley_R._Johnson,_Yaqiong_Li,_Michael_J._Link,_Tammy_J._Lucas,_Heather_McCarrick,_Michael_D._Niemack,_Maximiliano_Silva-Feaver,_Rita_F._Sonka,_Suzanne_Staggs,_Eve_M._Vavagiakis,_Michael_R._Vissers,_Yuhan_Wang,_Benjamin_Westbrook,_Edward_J._Wollack,_Zhilei_Xu,_Kaiwen_Zhenga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05869 |
サイモンズ天文台（SO）は、チリのアタカマ砂漠のセロトコにある宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の温度と偏光に敏感な一連の機器です。5つの望遠鏡、1つの大口径望遠鏡と4つの小口径望遠鏡は、100mKで動作する約70,000の高度に多重化された遷移エッジセンサー（TES）検出器をホストします。各SOフォーカルプレーンモジュール（UFM）は、マイクロ波多重化（uMux）読み出し回路で1,764個のTESをマイクロ波共振器に結合します。検出器を統合する前に、100mKのuMuxコンポーネントは多重化モジュール（UMM）にパッケージ化され、SOパフォーマンス仕様を満たしていることを確認するために個別に検証されます。ここでは、中周波数（90/150GHz）および超高周波（220/280GHz）UFM用のこれらのUMM読み出しパッケージのアセンブリ開発について説明します。
SKA-お気に入りの電波源の低感度とは何ですか？
| Title |
What_is_the_SKA-Low_Sensitivity_for_Your_Favourite_Radio_Source_? |
| Authors |
M._Sokolowski,_S._J._Tingay,_D._B._Davidson,_R._B._Wayth,_D._Ung,_J._W._Broderick,_B._Juswardy,_M._Kovaleva,_G._Macario,_G._Pupillo_and_A._Sutinjo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05873 |
SKAは、これまでに建設された中で最大の電波天文台となり、非常に広い周波数（50MHz〜15.3GHz）で前例のない感度を提供します。SKA-Low（50-350MHz）は、西オーストラリアのMROで製造されます。これは、それぞれ256個の二重偏波アンテナで構成される512のステーションで構成され、個々のステーションの感度は、SKA-Low望遠鏡全体のパフォーマンスにとって極めて重要です。タイトルの質問への答えは、それは異なります。SKA-Lowステーションなどの低周波数アレイの感度は、デジタルで形成されたステーションビームのポインティング方向とローカル恒星時（LST）に強く依存し、アンテナの2つの直交偏波で異なります。空の任意の方向のSKA-Low感度を正確に予測することは、将来の観測計画にとって非常に重要です。ここでは、SKA-Lowステーションアーキテクチャの2つの実現のために事前に計算された感度値のデータベースを使用して、SKA-Low電波望遠鏡の感度計算機を紹介します。1つの実現では、SKA-Low用に選択された対数周期アンテナを使用します。2つ目は、MWAのボウタイダイポールの形で既知のベンチマークを使用します。両方のステーション（2019年にMROに展開）によって収集されたデータを使用して、選択した周波数で少なくとも24時間間隔で感度を測定し、このペーパーで説明した予測と比較しました。SQLiteデータベースに保存されている感度値は、X、Y、およびストークスIの偏波について、10MHzの周波数ステップ、0.5時間のLST間隔、およびポインティング方向の5度の分解能で事前に計算されています。このデータベースを使用すると、ユーザーはインタラクティブなWebベースまたはコマンドラインインターフェイスを使用して、お気に入りのオブジェクトのSKA-Lowの感度を推定できます。これにより、補間なしで任意のポインティング方向、周波数、および時間の感度を計算することもできます。
膨張した共通外層褐色矮星NLTT5306Bの近赤外スペクトル
| Title |
Near-infrared_spectra_of_the_inflated_post-common_envelope_brown_dwarf_NLTT_5306B |
| Authors |
Cam_Buzard,_Sarah_Casewell,_Joshua_Lothringer,_Geoffrey_Blake |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05330 |
NLTT5306は、白色矮星のホストと褐色矮星のコンパニオンで構成された共通外層のバイナリであり、ロッシュローブを埋めていないにもかかわらず、インフレと活発な大量寄付の証拠を示しています。褐色矮星の膨張のために提案された2つのメカニズムは、磁気相互作用と高い金属量、曇った大気です。このシステムの適度な解像度（$R\lesssim2000$）$J$バンドKeck/NIRSPEC観測を提示します。これらの位相分解データにより、褐色矮星の昼側と夜側の大気パラメータの違いを制限することができます。私たちの昼と夜の有効温度測定値は、Casewelletal。の輝度温度測定値と一致して一貫しています。2021a。昼側は、おそらく2つのオブジェクト間を流れる物質に起因して、わずかに低い表面重力を好みます。最後に、私たちのデータは、低金属量モデルの好みを示しています。これはシステムの古い時代から予想されますが、高い金属量、曇った褐色矮星の大気が目撃されたインフレの原因ではないという直接的な証拠を提供します。これらの結果は、NLTT5306Bのインフレーションにつながる磁気相互作用のケースを強化します。
1AUでのサブAlfv\'enic太陽風乱流における電磁流体力学的変動の特性のマルチ宇宙船分析
| Title |
Multi-spacecraft_Analysis_of_the_Properties_of_Magnetohydrodynamic_Fluctuations_in_Sub-Alfv\'enic_Solar_Wind_Turbulence_at_1_AU |
| Authors |
S._Q._Zhao,_Huirong_Yan,_Terry_Z._Liu,_Mingzhe_Liu,_and_Huizi_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05410 |
磁気圏マルチスケール宇宙船を使用して、磁気流体力学（MHD）スケールでの低$-\beta_p$プラズマにおけるサブAlfv\'enic太陽風乱流の異方性とスケーリングを調査するために波数ベクトル空間での3次元磁気パワースペクトルの観測を提示します。磁力分布は、フーリエ空間の波数ベクトル（k）と背景磁場（$b_0$）によって決定される新しい座標に編成されます。この研究では、波数ベクトルを決定するために、特異値分解法と複数の宇宙船のタイミング解析という2つのアプローチを利用しています。両方の方法の組み合わせにより、時空間仮説なしでモード組成の観点から磁場変動特性を調べることができます。観測によると、kに垂直な方向の変動（$\deltaB_{\perp1}$）と$b_0$は$b_0$に垂直に顕著にカスケードし、そのような異方性は波数とともに増加します。$\deltaB_{\perp1}$の減少したパワースペクトルは、Goldreich-Sridharスケーリングに従います：$P（k_\perp）\simk_\perp^{-5/3}$および$P（k_{||}）\simk_{||}^{-2}$。対照的に、$kb_0$平面内の変動は等方性の振る舞いを示します。垂直方向の電力分布は、平行方向の分布とほぼ同じです。$kb_0$平面内の変動の減少したパワースペクトルは、スケーリングに従います：$P（k_\perp）\simk_\perp^{-3/2}$および$P（k_{||}）\simk_{||}^{-3/2}$。周波数波数ベクトルスペクトルをMHDモードの理論的な分散関係と比較すると、$\deltaB_{\perp1}$はおそらくAlfv\'enモードに関連付けられていることがわかります。一方、$kb_0$平面内の磁場変動は、等方性の振る舞いに基づいて、低$\beta_p$プラズマの高速モードに起因する可能性が高くなります。さまざまな磁場成分の異方性とスケーリングの観測は、現在の圧縮性MHD理論の予測と一致しています。
フレアで点火された広い準周期的な高速伝播波列の観測
| Title |
Observations_of_a_Flare-ignited_broad_Quasi-periodic_Fast-propagating_wave_train |
| Authors |
Xinping_Zhou,_Yuandeng_Shen,_Ying_D._Liu,_Huidong_Hu,_Jiangtao_Su,_Zehao_Tang,_Chengrui_Zhou,_Yadan_Duan,_and_Song_Tan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05603 |
大規模な極紫外線（EUV）波は、フレアとコロナ質量放出（CME）の付随する現象として頻繁に観察されます。以前の研究は主に、CMEの横方向の膨張によって駆動されると一般に考えられている単一の波面を持つEUV波に焦点を合わせています。ソーラー・ダイナミクス・オブザーバトリーとソーラー・テレストリアル・リレーションズ・オブザーバトリーが撮影した高時空間分解能マルチアングル・イメージング観測を使用して、太陽表面に沿った複数の波面で構成される広い準周期的高速伝搬（QFP）波列の観測を提示します。2011年2月24日のGOESM3.5フレアの上昇段階。波面は840+/-67km/sの速度で月面冠状孔（CH）を透過し、波面は興味深い屈折効果を示しました。CHの境界を通過しました。CHの月状の形状により、CHの北腕と南腕からの透過波面が互いに接近し始め、最終的に衝突し、衝突部位での強度が大幅に向上しました。この強化は、2つの送信波列間の干渉の発生を示唆している可能性があります。波列の推定磁気音波マッハ数は約1.13であり、観測された波列が弱い衝撃であったことを示しています。周期分析により、波列の周期は$\sim$90秒であり、付随するフレアの周期とよく一致していることがわかります。私たちの分析結果に基づいて、広いQFP波列は、大振幅の高速モード磁気音波または付随するフレアのいくつかの非線形エネルギー放出プロセスによって駆動される弱い衝撃であると結論付けます。
原始星エンベロープのガス運動学に及ぼす高密度コアの磁場配向の影響
| Title |
Effects_of_magnetic_field_orientations_in_dense_cores_on_gas_kinematics_in_protostellar_envelopes |
| Authors |
Aashish_Gupta,_Hsi-Wei_Yen,_Patrick_Koch,_Pierre_Bastien,_Tyler_L._Bourke,_Eun_Jung_Chung,_Tetsuo_Hasegawa,_Charles_L._H._Hull,_Shu-ichiro_Inutsuka,_Jungmi_Kwon,_Woojin_Kwon,_Shih-Ping_Lai,_Chang_Won_Lee,_Chin-Fei_Lee,_Kate_Pattle,_Keping_Qiu,_Mehrnoosh_Tahani,_Motohide_Tamura,_Derek_Ward-Thompson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05636 |
理論的には、高密度コアの磁場と自転軸のずれは、星形成過程において動的に重要であると考えられていますが、この影響の程度は観測上不明なままです。PerseusMolecularCloudの32個のクラス0およびI原始星のサンプルについて、SMAMASSES調査のC$^{18}$Oデータを使用してガスの動きを分析し、850$\mu$mの偏光データを使用して磁場構造を分析しました。JCMTBISTRO-1の調査とアーカイブ。1,000auスケールでの原星エンベロープのC$^{18}$O放出の速度勾配と、4,000auスケールでの高密度コアの流出と磁場配向の間の不整合との間に有意な相関関係は見つかりません。、また、速度勾配と磁場の角度分散との間に相関関係はありません。ただし、落下運動によって回転運動を正規化した後、不整合角度への有意な依存性が現れます。ここで、比率は、不整合角度の増加とともに$\lesssim1$から$\gtrsim1$に増加します。これは、ミスアラインメントがエンベロープスケールへの角運動量輸送を促す可能性があるが、エンベロープの回転を決定する際の支配的な要因ではなく、原始星源の質量降着などの他のパラメータも重要な役割を果たすことを示唆しています。これらの結果は、投影効果を考慮した後も有効です。原始星エンベロープの推定角運動量と既知の原始星ディスクのサイズとの比較は、原始星エンベロープの半径$\sim$1,000-100auの間でかなりの角運動量が失われる可能性が高いことを示唆しています。
異なる金属量でのO型星風の2DLDIモデルからの理論的な風の凝集予測
| Title |
Theoretical_wind_clumping_predictions_from_2D_LDI_models_of_O-star_winds_at_different_metallicities |
| Authors |
F.A._Driessen,_J.O._Sundqvist,_A._Dagore |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05670 |
熱くて重い（OB）星は、強い線駆動の恒星風と質量損失を経験します。効率的な駆動線の大部分は金属であるため、風の駆動量と質量損失は恒星の金属量Zに依存します。さらに、線駆動の風は本質的に不均一で塊状です。しかし、これまで、線駆動風の理論的研究も経験的研究も、そのような風の凝集がZにどのように依存するかを調査していません。Zの関数としての線の影の不安定性（LDI）による風の凝集の程度を理論的に調査しました。。LDIの2次元流体力学的シミュレーションを、光度が固定されているが、金属含有量が異なるO-star風モデルのグリッドに対して1次元の放射線力を想定して実行しました。これは、ドライビングライン。この固定された光度の場合、風の凝集量は金属量とともに減少することがわかります。この減少は、シミュレーションの統計的特性にはっきりと見られますが、それでもかなり弱いものです。凝集係数f_cl=<rho^2>/<rho>^2の金属量への依存性に対する単純なべき乗則の適合により、f_cl〜Z^（0.15+/-0.01）が得られます。これは、質量損失率Mdotの金属量に対する経験的に導出されたべき乗則依存性（以前はMdot*sqrt（f_cl）に依存してスペクトル診断から効果的に推測されたが、f_cl（Z）に制約がない）は凝集によって適度に変化した。この予測は、ハッブル宇宙望遠鏡の紫外線レガシーライブラリのエッセンシャルスタンダード（ULLYSES）プロジェクトからの新しいデータを使用して直接テストできることを期待しています。
Into the Depths：線の深さの変化に基づく高精度の視線速度測定のための新しい活動測定基準
| Title |
Into_the_Depths:_a_new_activity_metric_for_high-precision_radial_velocity_measurements_based_on_line_depth_variations |
| Authors |
Jared_C._Siegel,_Ryan_A._Rubenzahl,_Samuel_Halverson,_Andrew_W._Howard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05810 |
視線速度（RV）測定を使用した太陽系外惑星の発見と特性評価は、ホスト星の表面からのノイズ源によって制限されます。恒星の磁気活動を抑制する現在の技術は、活動インジケーター（CaII線の強度、相互相関関数の幅、広帯域測光など）を使用した無相関化、またはスペクトル線のサブセットのみを使用したRVの測定に依存しています。活動に鈍感であることが示されています。ここでは、「行ごと」を使用して、最も活動に敏感なスペクトル線から、高信号対雑音比の活動指標である深度メトリック$\mathcal{D}（t）$を構築することにより、上記の手法を組み合わせます。Dumusqueの方法（2018）。RVの測光非相関または活動指数のガウス進行回帰モデリングと同様に、$\mathcal{D}（t）$の時系列モデリングはRV測定における磁気活動の振幅を低減します。HARPSの$\alpha$CenBRV時系列では、RVRMSが2.67から1.02ms$^{-1}$に減少しました。$\mathcal{D}（t）$モデリングにより、注入された惑星信号を1ms$^{-1}$まで特徴付けることができました。ノイズリダクションと注入された信号の回復に関して、$\mathcal{D}（t）$モデリングは、アクティビティに影響されないスペクトル線の選択により、アクティビティの軽減よりも優れています。ms$^{-1}$レベルの活動信号を持つ太陽のような星の場合、深度メトリックは、CCFのFWHMおよびlog$R^と同様の品質レベルで、回転変調された複数年の恒星活動を独立して追跡します。{\prime}_{HK}$。深度メトリックとその詳細は、特に恒星の活動をホスト星内の物理的プロセスに接続する手段として、恒星の磁気活動を軽減するための強力なツールになります。
Gaia-ESO調査：リチウムの枯渇と回転の測定による若い低質量星の進化モデルと年齢の制約
| Title |
The_Gaia-ESO_Survey:_Constraining_evolutionary_models_and_ages_for_young_low_mass_stars_with_measurements_of_lithium_depletion_and_rotation |
| Authors |
A._S._Binks,_R._D._Jeffries,_G._G._Sacco,_R._J._Jackson,_L._Cao,_A._Bayo,_M._Bergemann,_R._Bonito,_G._Gilmore,_A._Gonneau,_F._Jimin\'ez-Esteban,_L._Morbidelli,_S._Randich,_V._Roccatagliata,_R._Smiljanic,_S._Zaggia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05820 |
近年、標準的な恒星モデルが、クラスター内の前主系列星（PMS）の色-マグニチュード図（CMD）およびリチウム枯渇パターンの観測と対立しているという不安が高まっています。この作業では、Gaia-ESOサーベイで5つの若い散開星団（5--125\、Myr）の1,246個の高確率K/Mタイプの構成メンバーを選択し、標準の入力物理学などを組み込んだ一連のモデルをテストします。表面磁場またはクールな星黒点。標準モデルは、CMD内の低質量星に体系的に低輝度の等時線を提供し、適切な色で適切な強度のLi枯渇を予測できません。磁気モデルは、$\sim1.5〜2$倍古い等時線とのより良いCMD適合を提供し、Li枯渇パターンへのより良い一致を提供します。トランジット系外惑星探査衛星データからここで初めて決定された自転周期が、CMD位置とLiとどのように相関しているかを調査します。古いクラスターのKスターの中で、最も明るく、Liの枯渇が最も少ないのは最速の回転子であり、NGC2547の$\sim35$Myrで初めて古典的な「Li回転接続」を示し、いくつかを見つけました。それが$<10\、$MyrでNGC2264の初期のMスターに存在するという証拠。ただし、$\sim20$Myrの$\gamma$Velクラスターの完全対流M矮星で観察されたLi枯渇の広い分散は、回転と相関していないようであり、非常に大きくない場合は説明が困難です（$>10$Myr）年齢の広がり。
成層コアの狭いジェットによって駆動される広角原始星の流出
| Title |
Wide-angle_protostellar_outflows_driven_by_narrow_jets_in_stratified_cores |
| Authors |
M._Rabenanahary,_S._Cabrit,_Z._Meliani,_and_G._Pineau_des_For\^ets |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05850 |
星形成に関する流出フィードバックのほとんどのシミュレーションは、流出が狭いジェットではなく、広角の「X風」によって駆動されるという仮定に基づいています。しかし、純粋なジェット駆動の流れに対して最初に提起された議論は、均一な媒体での安定した放出に基づいていました。この概念は、最近の観測に基づいてサポートされなくなりました。密度成層の自己重力コアで発射されたパルスナロージェットが、広角風成分の助けを借りずに、典型的な分子流出特性を再現できるかどうかを判断することを目指しています。MPI-AMRVACコードを使用し、10000年までのタイムスケールで光学的に薄い放射冷却を使用して、軸対称の流体力学シミュレーションを実行しました。次に、予測された特性を計算し、観測データと比較しました。まず、ジェット駆動シェルは、均一なコアよりも密度が急激に減少するコアを介して、より速く、より広く膨張します。第二に、同じ単一の平らなコアに吹き込まれた場合、ジェット駆動シェルは最初の数百年で広角風駆動シェルと同様の幅を持ちますが、長い時間スケールで減速します。フローは円錐形を採用し、ベースの開き角度は最大$90\unicode{xb0}$に達します。第三に、$\sim$10000年後、パルスジェット駆動シェルは、HH46-47やCARMA-7などのアタカマ大型ミリ波アレイ（ALMA）による原始星流出の最近の観測と、適切な機能と質的な類似性を示しています。特に、シェルの幅、開き角、位置-速度図、および質量-速度分布に類似性が見られ、広角の「X風」モデルに基づくシミュレーションよりも類似しているものもあります。したがって、数千年に及ぶ積分時間に加えて、現実的な周囲密度の層化は、パルスジェットによって駆動される流出の特性を確実に予測し、それらを観測に直面させるためにも同様に不可欠です。
太陽フレア予測のための機械学習モデルの比較分析：高性能アクティブ領域フレア指標の特定
| Title |
A_Comparative_Analysis_of_Machine_Learning_Models_for_Solar_Flare_Forecasting:_Identifying_High_Performing_Active_Region_Flare_Indicators |
| Authors |
Suvadip_Sinha,_Om_Gupta,_Vishal_Singh,_B._Lekshmi,_Dibyendu_Nandy,_Dhrubaditya_Mitra,_Saikat_Chatterjee,_Sourangshu_Bhattacharya,_Saptarshi_Chatterjee,_Nandita_Srivastava_and_Axel_Brandenburg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05910 |
太陽フレアは、宇宙と地球ベースの技術に影響を与える悪天候を生み出します。ただし、フレアを予測することの難しさ、ひいては厳しい宇宙天気は、固有のフレアトリガーまたは単一の物理的経路の欠如によって強調されます。研究によると、複数の物理的特性がアクティブ領域のフレアの可能性に寄与し、課題を悪化させています。機械学習（ML）の最近の開発により、高次元データの分析が可能になり、フレア予測手法がますます向上しています。ただし、高性能フレア予測子に関するコンセンサスは、とらえどころのないままです。これまでの最も包括的な研究では、日震磁気イメージャー（HMI）から取得した磁気パラメーターについてトレーニングすることにより、4つの一般的なML手法（K最近傍法、ロジスティック回帰、ランダムフォレスト分類器、サポートベクターマシン）の比較分析を行います。）太陽周期24の全期間中、太陽力学観測所（SDO）に搭載されています。ロジスティック回帰とサポートベクターマシンのアルゴリズムが、アクティブ領域のフレアの可能性を予測するのに非常に優れていることを示します。ロジスティック回帰アルゴリズムは、最高の真のスキルスコアである$0.967\pm0.018$を返します。これは、パラメトリックスタディのみで達成された最高の分類パフォーマンスである可能性があります。比較評価から、総電流ヘリシティ、総垂直電流密度、総符号なし磁束、R\_value、総絶対ねじれなどの磁気特性が最高のフレア指標であることがわかります。また、2つの新しいパフォーマンス指標、つまり、重度と晴天の天気インジケーターを紹介して分析します。私たちの分析は、最も成功したMLアルゴリズムを制約し、アクティブ領域のフレアの生産性に最も寄与する物理パラメーターを特定します。
DarkFlux：次世代の暗黒物質モデルの間接検出スペクトルを分析するための新しいツール
| Title |
DarkFlux:_A_new_tool_to_analyze_indirect-detection_spectra_of_next-generation_dark_matter_models |
| Authors |
Antonio_Boveia,_Linda_M._Carpenter,_Boyu_Gao,_Taylor_Murphy,_and_Emma_Tolley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2202.03419 |
複数の消滅チャネルを持つ暗黒物質（DM）の次世代モデルの間接検出シグネチャを分析するために設計されたソフトウェアツールであるDarkFluxを紹介します。このツールのバージョン1.0は、標準モデル（SM）粒子のペアに対する$2\から2$のツリーレベルの暗黒物質消滅を伴うユーザー生成モデルを受け入れ、$\gamma$線に対するDM消滅を分析します。このツールは、3つのモジュール（消滅フラクションモジュール、フラックスモジュール、分析モジュール）で構成されており、必要に応じてDM質量をスキャンするためにループで実行できます。[各モジュールの説明は完全な要約で利用可能です。]DarkFluxv1.0は、合計$\gamma$線束を、$Fermi$-LATによって分析された15個の矮小楕円体銀河（dSphs）の結合尤度分析と比較します。コラボレーション。DarkFluxは自動的にデータテーブルを提供し、3つのモジュールの出力をプロットできます。このマニュアルでは、この間接検出コンピュータツールの動機付けを簡単に行い、基本的なDM物理を確認します。次に、DarkFluxのいくつかのモジュールについて詳しく説明します。最後に、DarkFluxをインストールして実行する方法を示し、その機能を示す2つの実例を示します。
ブラックホール合体中のジャンプを伴う動的なスケール除去
| Title |
Dynamical_descalarization_with_a_jump_during_black_hole_merger |
| Authors |
Daniela_D._Doneva,_Alex_Va\~n\'o-Vi\~nuales,_Stoytcho_S._Yazadjiev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05333 |
スカラー-ガウス-ボンネ重力のブラックホールはスカラー化する傾向があります。これは、理論の弱い場の領域が一般相対性理論と一致する一方で、十分に強い時空曲率のためのスカラーヘアの自発的な発達です。時空の曲率が大きいとブラックホールの質量が小さくなるため、ブラックホールの併合は動的なスケール除去につながる可能性があります。これは、質量がスカラー化のしきい値を超えた場合に、新しく形成されたブラックホールのスカラーヘアが自然に解放されることです。ガウス・ボネ結合関数の正確な形式に応じて、安定したスカラー化された解をシュワルツシルトブラックホールに連続的に接続するか、2つの間の遷移をジャンプで発生させることができます。動的なスケール除去を起こしやすいスカラー-ガウス-ボンネ重力でブラックホール正面衝突のシミュレーションを実行することにより、このようなジャンプが、質量の異なる複数の合体イベントの累積重力波データで明確に観察できることを示しました。重力波信号の明確な特徴は、中性子星の連星の合併中に起こる一次物質の相転移から予想される効果と類似点を共有します。
ド・ジッター空間の荷電ブラックホール：荷電スカラー波の超放射増幅と共鳴超放射
| Title |
Charged_black_holes_in_de_Sitter_space:_superradiant_amplification_of_charged_scalar_waves_and_resonant_hyperradiation |
| Authors |
Giacomo_Mascher,_Kyriakos_Destounis_and_Kostas_D._Kokkotas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05335 |
ブラックホールは通常、非常に動的な銀河環境に生息し、降着媒体が頻繁に浸透します。回転および帯電したブラックホールからのスカラー波、電磁波、および重力波の必然的な散乱は、コンパクトなオブジェクトの回転および電磁エネルギーを犠牲にして、エネルギー抽出およびその後の散乱波の増幅の注目に値するデモンストレーションを提供します。超放射として知られている現象。特定の状況では、線形超放射不安定性が引き起こされるような範囲で、エネルギー抽出プロセスが非常に有利になります。超放射的に不安定な準ノーマルモードを示すことが知られているReissner-Nordstr\"om-deSitterブラックホールに衝突する単色荷電スカラー場の超放射増幅を調べます。正の宇宙定数が組み込まれると、増幅率は、ライスナー・ノルドストロームの時空で発生するものに比べて大幅に上昇します。興味深いことに、時空のモード安定性に関係なく、波の周波数が準ノーマルモードの実数部と一致すると、超放射レジームに存在する長寿命の準ノーマル共振が共振ピークを誘発することを確認します。
2フィールド測度論におけるkエッセンスと運動重力編組モデルの摂動と安定条件
| Title |
Perturbations_and_stability_conditions_of_k-essence_and_kinetic_gravity_braiding_models_in_two-field_measure_theory |
| Authors |
Ruben_Cordero,_Josue_De-Santiago,_Omar_G._Miranda,_and_Margarita_Serrano-Crivelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05469 |
2フィールド測度論（TMT）のコンテキストで、kエッセンスおよび運動重力編組モデルの宇宙論的摂動を研究します。スカラー摂動と均一フィールドゲージを考慮して、フィールドの音速を取得し、運動行列と質量固有値を使用して安定性分析を提示します。k-エッセンスモデルの場合、2フィールド測度論では、新しい測度フィールドによってフィールドの伝播速度が完全に変更され、新しい測度がない場合との間に重大な違いが生じます。安定性解析は、宇宙の物理的に実行可能なモデルを提供します。2フィールド測度論の運動重力編組モデルの場合、一般に、摂動の速度は、新しい測度フィールドの特性の結果である光速に等しいことがわかります。後者の場合、常にゴーストフィールドがあります。さらに、質量固有値の一般式を計算し、明示的な例として、タキオン不安定性の存在を見つけます。
非常に特殊な線形重力：ゲージ不変の重力子質量
特殊相対性理論（VSR）フレームワークの線形重力が考慮されます。この理論は、ゲージ不変量を壊したり、相対論的分散関係を変更したりすることなく、ゼロ以外の重力子質量$m_g$を可能にすることを証明します。ゲージの選択で新しい運動方程式の解析解を見つけ、予想どおり2つの物理的自由度のみが存在することを確認します。最後に、測地線偏差方程式を通じて、古典的な重力波（GW）のいくつかの結果とVSRの結果を比較します。VSR効果と古典的な効果の比率は$（m_g/E）^2$、$Eに比例することがわかります。$はGWの重力子のエネルギーです。干渉計LIGOおよびVIRGOで検出可能なGWの場合、この比率は最大で$10^{-20}$です。ただし、LISAなどの将来の検出器の低周波数範囲のGWの場合、比率は$10^{-10}$に大幅に増加し、VSR現象の異方性と組み合わされて観察可能な効果が生じる可能性があります。
コンピュータシミュレーションに基づくFASTアクティブリフレクタ調整アルゴリズムに関する研究
2021年の高等教育クラブカップ国立大学生モデリングAの数学的コンテストの背景に基づいて、チャイナスカイアイ（FAST）電波望遠鏡の関連データによると、主要なケーブルノードとアクチュエーターは数学的モデリングによって調整および制御されます。アクティブリフレクターを実現するためのコンピューターシミュレーション手法。形状の調整により、外部天体の信号をより良く受信し、リフレクターの利用率を向上させ、フィードキャビンの受信率を高めることができます。本論文では、空間座標軸の回転行列に基づく点集合マッピングアルゴリズムを提案する。すなわち、マッピング行列は数学的導出によって得られ、線形補間アルゴリズムは元の球面と理想的な放物面に基づく。作業放物面を解くと得られます。現実的な制約の下で最適解を満たすために補間比を89％に調整した場合。次に、空間線形不変性に基づく三次元空間信号反射モデルを提案した。各反射パネルは評価指標として使用されます。反射面ごとに、フィーダーの信号アクセス可能性の0-1変数が定義されます。信号はフィーダーが配置されている平面にマッピングされるため、計算の難しさが大幅に軽減されます。最後に、反射信号を受信できるフィードキャビンのパネルが19.3％を占めることがわかります。元の球面反射モデルと比較して、この論文で確立された作業放物面モデルは、信号比が224％増加しました。
すべての天体物理学的で、暗く、コンパクトなオブジェクトは、ブラックホール（BH）であり、カー幾何学によって記述されていますか？私たちは、しばしば「カー仮説」と呼ばれるこの注目に値するアイデアの普遍性に逆らう運動に着手します。その理論的根拠と適時性を確立した後、ダークコンパクトオブジェクトの代替モデルの合理性基準の最小セットを定義します。次に、原理の証明として、具体的で動的に堅牢な非カーBHと地平線のない模倣者について説明します。これは、1）基本的な理論的テスト、特に動的テストに合格し、2）最先端の天体物理学的観測量に一致します。3）一部の（巨視的）スケールでのみ出現します。これらの例は、カー仮説の普遍性（すべての巨視的スケールで）に挑戦する方法を示しています。
高マッハ数の非相対論的斜め衝撃波での電子前震
| Title |
The_electron_foreshock_at_high-Mach-number_nonrelativistic_oblique_shocks |
| Authors |
Artem_Bohdan,_Martin_S._Weidl,_Paul_J._Morris,_Martin_Pohl |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05652 |
宇宙では、星やコンパクトオブジェクトの外側の物質は、ほとんどが無衝突プラズマで構成されています。超音速プラズマ流と障害物との相互作用により、衝突のない衝撃が発生します。これは、強い非熱放射と宇宙線粒子の生成に関連することがよくあります。超新星残骸における非相対論的高マッハ数衝撃波のシミュレーションに動機付けられて、斜め衝撃波の拡張前震における相対論的電子ビームによって励起された不安定性を調査します。内側と外側の前震領域の位相空間分布は、衝撃のセル内粒子シミュレーションで導出され、平衡に向けた緩和を研究するための周期境界条件を使用したシミュレーションの初期条件として使用されます。観測された電子ビームの不安定性は、線形分散解析の予測と非常によく一致していることがわかります。前震の外側の領域では静電電子音響の不安定性が支配的であり、前震の内側のより密度の高い電子ビームはジャイロ共鳴を斜めに駆動します。ホイッスラーの不安定性。
磁気嵐予報への機械学習とコンピュータビジョンアプローチ
| Title |
A_Machine_Learning_and_Computer_Vision_Approach_to_Geomagnetic_Storm_Forecasting |
| Authors |
Kyle_Domico,_Ryan_Sheatsley,_Yohan_Beugin,_Quinn_Burke_and_Patrick_McDaniel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.05780 |
太陽から放出される荷電粒子の塊によって引き起こされる地球の磁気圏の乱れである地磁気嵐は、現代の技術に対する制御不能な脅威です。特に、それらは、他の災害の中でも、衛星に損傷を与え、地球上の電力網を不安定にする可能性があります。それらは、太陽黒点として知られている太陽の涼しい地域から誘発される高い太陽活動から生じます。災害を防ぐために嵐を予測するには、嵐がいつどのように発生するかを理解する必要があります。ただし、米国海洋大気庁（NOAA）の現在の予測方法は、高価な太陽風宇宙船と地球規模の磁力計センサーネットワークに依存しているという点で制限されています。この論文では、このような費用のかかる物理的測定を必要とせずに、地磁気嵐を正確に予測するための新しい機械学習とコンピュータビジョンのアプローチを紹介します。私たちのアプローチは、太陽の画像から特徴を抽出して、黒点と地磁気嵐の分類の間の相関関係を確立し、NOAAの予測と競合します。実際、私たちの予測は、76％の暴風雨分類精度を達成しています。この論文は、機械学習とコンピュータビジョン技術が既存の地磁気嵐予測手法を強化および改善するための効果的な手段を提供するという存在証明として役立ちます。
