暗黒物質ハローの質量プロファイルのトレーサーとして複数のスパース性測定を使用して宇宙論的パラメーターの制約を予測する
| Title |
Forecasting_cosmological_parameter_constraints_using_multiple_sparsity_measurements_as_tracers_of_the_mass_profiles_of_dark_matter_haloes |
| Authors |
P.S._Corasaniti,_A.M.C._Le_Brun,_T.R.G._Richardson,_Y._Rasera,_S._Ettori,_M._Arnaud,_G.W_Pratt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.06582 |
暗黒物質ハローの希薄性、つまり2つの異なる過密度を囲む球状ハロー質量間の比率は、ハロー質量分布のノンパラメトリックプロキシを提供します。これは、ハローホストの質量プロファイルにエンコードされた宇宙論的インプリントの高感度プローブであることが示されています。銀河団。いくつかの過密度での質量推定により、複数のスパース性測定が可能になり、ハロープロファイルに刻印された宇宙論的情報全体を取得できる可能性があります。ここでは、宇宙論的モデルパラメータの推論に対する複数のスパース性測定の影響を調査します。この目的のために、RaygalおよびM2CsimsシミュレーションからのN体ハローカタログを分析し、$\Delta=200,500,1000$および$2500$（臨界密度の単位）での球形過密度ハロー質量からの6つの異なるスパース間の相関を評価します。。注目すべきことに、別個のハローマスシェルに関連するスパース性は、高度に相関していません。これは、Navarro-Frenk-White（NFW）の最適プロファイルから推定されたハロー質量を使用して取得されたスパース性には当てはまりません。これは、さまざまなスパース性を人為的に相関させて1つに並べます。これは、NFWパラメータ化以外の質量プロファイルに追加情報があり、複数のスパース性で利用できることを意味します。特に、合成平均スパース性データの尤度分析から、制約は4つのスパース性推定値を超えて飽和しますが、スパース性の組み合わせの数を増やすと、宇宙論的パラメーターの制約が大幅に改善されることを示します。CHEX-MATEクラスターサンプルの制約を予測し、体系的な質量バイアスエラーがパラメーターの推論にわずかに影響することを発見しましたが、この方向でさらに研究が必要です。
宇宙の大規模構造からの精密宇宙論
宇宙の大規模構造は、精密な宇宙論的情報の主要な情報源になります。赤方偏移宇宙銀河団データの宇宙論的分析に使用できる2つの特定のツールを紹介します。新しいオープンソースコードCLASS-PTと理論的エラーアプローチです。CLASS-PTは、実空間と赤方偏移空間の物質フィールドとバイアスされたトレーサーの1ループパワーオートパワースペクトルとクロスパワースペクトルを計算します。コードが、今後の高精度大規模構造調査によって設定された精度基準を満たしていることを示します。理論的な誤差の可能性のアプローチにより、スケールカット$k_{\rmmax}$を測定することなく、銀河団のデータを分析することができます。このアプローチは、理論的な不確実性がパラメータ推定に徐々に影響を与えることを考慮に入れており、データ分析を最適化し、利用可能なすべての宇宙論的情報が確実に抽出されるようにします。
HST/COSライマン-宇宙ボイドのアルファ吸収体
宇宙空間内のライマン-$\alpha$（Ly$\alpha$）吸収体の空間分布を調査します。VoidAnalysisSoftwareToolkit（VAST）のVoidFinderアルゴリズムを使用して、SloanDigitalSkySurveyDataRelease7（SDSSDR7）で宇宙空間のカタログを作成します。これまでの低赤方偏移（z$\leq$0.75）IGM吸収体の最大のカタログを使用して、ボイド内の392Ly$\alpha$吸収体を識別します。ボイド内のLy$\alpha$吸収体の割合（65％）は、ボイドの体積充填率（68％）に匹敵し、ボイド内の銀河の割合（21％）よりも大幅に大きくなっています。ボイドの内部では、Ly$\alpha$吸収体の空間分布は銀河のそれとは著しく異なります。銀河密度はボイドエッジの近くで急激に上昇しますが、Ly$\alpha$吸収体密度は比較的均一です。ボイド内のLy$\alpha$吸収体の動径分布は、ランダム分布とわずかに異なります。カラム密度の低いLy$\alpha$吸収体は、カラム密度の高いLy$\alpha$吸収体よりもボイド内に集中していることがわかります。これらの結果は、Ly$\alpha$吸収体の2つの集団の存在を示唆しています。ボイドの内部にほぼ均一に分布している低カラム密度システムと、ボイドの端にある銀河に関連するシステムです。
標準プローブとして機能する重力波の複数の測定：DECIGOによる宇宙の曲率に対するモデルに依存しない制約
| Title |
Multiple_measurements_of_gravitational_waves_acting_as_standard_probes:_model-independent_constraints_on_the_cosmic_curvature_with_DECIGO |
| Authors |
Yilong_Zhang,_Shuo_Cao,_Xiaolin_Liu,_Tonghua_Liu,_Yuting_Liu,_Chenfa_Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.06801 |
空間曲率は、プランク衛星による宇宙マイクロ波背景放射（CMB）観測によって正確に決定されていますが、それでもよく知られている宇宙の曲率張力に悩まされています。標準的なサイレンとして、二元中性子星合体からの重力波（GW）は、光度距離を測定する直接的な方法を提供します。さらに、宇宙の加速膨張は、重力波形に追加の位相シフトを引き起こす可能性があり、これにより、加速パラメータを測定することができます。この測定は、高赤方偏移での同じオブジェクトの2つの異なる観測量の組み合わせに基づいて、GWドメインの曲率パラメーター$\Omega_k$を決定する重要な機会を提供します。この研究では、このようなアイデアを、モデルに依存しない2つの方法のフレームワークで、次世代の宇宙ベースのDECi-hertz干渉計重力波観測所（DECIGO）でどのように実装できるかを調査します。私たちの結果は、DECIGOが$\Delta\Omega_k$=0.12の精度で宇宙の曲率に信頼性の高い厳格な制約を提供できることを示しています。これは、さまざまな電磁データに基づく既存の結果に匹敵します。私たちの制約は、パンテオンSNeIaサンプルの従来の電磁法よりも厳しく、$z\sim2.3$での平坦な宇宙からの逸脱の証拠は示されていません。さらに重要なことに、私たちのモデルに依存しない方法では、このような第2世代の宇宙ベースのGW検出器は、さまざまな赤方偏移（$z\sim）での宇宙の曲率の直接測定を通じて、赤方偏移による可能な進化$\Omega_k$を探索することもできます。5$）。このようなモデルに依存しない$\Omega_k$の過去の距離への再構築は、重力波宇宙論のマイルストーンになる可能性があります。
$ f（T）$重力におけるN体シミュレーション、ハロー質量関数、およびハロー密度プロファイル
| Title |
N-body_simulations,_halo_mass_functions,_and_halo_density_profile_in_$f(T)$_gravity |
| Authors |
Yiqi_Huang,_Jiajun_Zhang,_Xin_Ren,_Emmanuel_N._Saridakis_and_Yi-Fu_Cai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.06845 |
構造形成過程を初めて詳細に調査するために、ME-Gadgetコードを使用して$f（T）$重力のN体シミュレーションを実行します。べき乗則モデルに焦点を当て、モデルパラメータが他のすべての宇宙論的データセット（SNIa、BAO、CMB、CCなど）と1$\sigma$以内で一貫していることを考慮すると、$\Lambda$CDM宇宙論と$f（T）$重力。これは、ハッブル関数の進化と有効な$Newton\primes$定数で後者をもたらした変更によるものです。現時点では、物質密度分布、物質パワースペクトル、セル内カウント、ハロー質量関数、および低密度位置（LDP）周辺の過剰面密度（ESD）を抽出します。物質のパワースペクトルに関しては、$\Lambda$CDMシナリオとの違いがわかります。これは、異なる膨張の約2/3と、有効重力定数の約1/3に起因します。さらに、セルに違いがあります。これは、ポアソン誤差よりも大幅に大きく、弱いレンズ効果で再構築された質量マップで区別できる可能性があります。さらに、質量$M>10^{14}M_{\odot}/h$のさまざまな大規模なハローがあることを示します。これは、クラスター数のカウントの統計的測定で区別できる可能性があり、LDP周辺のESDは少し違います。結論として、可能性のある喫煙銃を強調することで、大規模構造が一般相対性理論と$\Lambda$CDM宇宙論を$f（T）$重力から区別することに実際につながる可能性があることを示します。
LIGO/VirgoイベントのPBH起源としてのQCD相転移の除外
| Title |
Ruling_out_QCD_phase_transition_as_a_PBH_origin_of_LIGO/Virgo_events |
| Authors |
Joaquim_Iguaz_Juan,_Pasquale_Serpico_and_Guillermo_Franco_Abell\'an |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.07027 |
LIGO/Virgo連星ブラックホールの合併へのかなりの原始ブラックホール（PBH）の貢献のための最も動機付けられたシナリオは、QCD相転移を引き起こし、それは自然に恒星スケールの質量でPBHを形成する確率を高めます。適切なQCD位相遷移だけでなく、次の粒子反粒子消滅プロセスに関連する予想質量関数を再検討し、いくつかの観測からこのシナリオの制約を分析します。宇宙マイクロ波背景放射（CMB）異方性の特定のパターンが誘発PBHへの降着、CMBスペクトル歪み、重力波探索、および高赤方偏移での超大質量ブラックホールの直接カウントによる。PBH質量関数のアドホック質量進化と、QCDスケールに非常に近いパワースペクトルのカットオフが手作業で導入されない限り、シナリオは実行可能ではないことがわかります。
非平坦な$\Lambda$コールドダークマター宇宙の$H（z）$測定を使用した宇宙論的パラメーター推定
宇宙論的密度パラメータの正確な推定（$\Omega_{0m}h_{0}^{2}$、$\Omega_{0k}h_{0}^{2}$、$\Omega_{0\Lambda}h_{0}^{2}$）とハッブル定数（$h_{0}$）は、私たちの宇宙の詳細な理解を提供します。フリードマン・ルバートソン・ウォーカー（FRW）バックグラウンドで、フラットでない$\Lambda$CDMユニバースのこれらのパラメーターを推定するための新しい手順を提案します。分析では、ハッブルパラメーター（$H（z）$）の測定値を利用します。これらの$H（z）$は、2つの手法（DAとBAO）を使用して測定されます。Sahnietal。（2008）によって最初に提案された2点診断法を、宇宙の非平坦な空間曲率の場合に一般化します。一度に3つの独立した$H（z）$測定値を使用して、3つの基本的な宇宙密度パラメーター（$\Omega_{0m}h_{0}^{2}$、$\Omega_{0k}h_{0}^）を解きます。{2}$、$\Omega_{0\Lambda}h_{0}^{2}$）、ハッブルパラメータの3つの測定値のすべての可能な組み合わせに対して手順を繰り返します。$H（z）$データを、すべて$31$DAのみと$24$BAOのみの測定値で構成される3つのグループに分割します。グループごとに個別に分析を行います。この方法では、加重平均と中央値の統計を使用して、密度パラメーターの値を推定します。密度パラメーターのこれらの推定値を使用して、2つの統計のそれぞれに対応するこれらの3つのセットのそれぞれの$h_{0}$の値も見つけます。サンプル固有の不確実性は本質的に非ガウスであるため、分析では中央値統計の方が信頼性が高いと結論付けます。最後に、信頼できる結果を達成します$\Omega_{0m}h_{0}^{2}=0.1485^{+0.0041}_{-0.0051}$、$\Omega_{0k}h_{0}^{2}=-0.0137^{+0.0129}_{-0.0125}$、$\Omega_{0\Lambda}h_{0}^{2}=0.3126^{+0.0131}_{-0.009}$、$h_{0}=0.6689^{+0.0141}_{-0.0121}$は、合計$53$$H（z）$のセットに対応する分析の中央値統計を使用します。宇宙論的パラメーターの推定中央値は、PlanckCollaborationVI。（2020）の結果と非常によく一致しています。
インフレーションモデルの幅広いクラスでは、加速膨張の期間の後に、インフラトンのスカラー場が局所的で長寿命で大規模なオシロン励起に断片化されます。我々は、オシロンの物質優勢とそれに続く急速な崩壊が、原始重力波（GW）スペクトルを大幅に強化することを示しています。これらのオシロンによって誘発されたGWは明確であり、オシロン形成に関連する以前に考えられていたGWよりも周波数が桁違いに低くなる可能性があります。検出可能なオシロンによって誘発されたGWシグネチャは、とりわけ、モノドロミー、対数、および純粋な自然（プラトー）の潜在的なクラスのインフレーションモデルについて、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）から独立した直接テストを確立することを示します。純粋な自然インフレーションに基づくモデルでオシロンによって誘発されたGWは、アインシュタイン望遠鏡、コズミックエクスプローラー、およびDECIGOで直接観測できることを示しています。これらの署名は、基礎となるインフレーション物理学を精査するための新しいルートを提供します。
ほぼ共鳴する惑星系WASP-148の光力学的分析：正確なトランジットタイミング変化と相互軌道傾斜角
| Title |
Photodynamical_analysis_of_the_nearly_resonant_planetary_system_WASP-148:_Accurate_transit-timing_variations_and_mutual_orbital_inclination |
| Authors |
J.M._Almenara,_G._H\'ebrard,_R.F._D\'iaz,_J._Laskar,_A._C._M._Correia,_D._R._Anderson,_I._Boisse,_X._Bonfils,_D._J._A._Brown,_V._Casanova,_A._Collier_Cameron,_M._Fern\'andez,_J.M._Jenkins,_F._Kiefer,_A._Lecavelier_des_\'Etangs,_J.J_Lissauer,_G._Maciejewski,_J._McCormac,_H._Osborn,_D._Pollacco,_G._Ricker,_J._S\'anchez,_S._Seager,_S._Udry,_D._Verilhac,_J._Winn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.06656 |
WASP-148は、最近発表された、少なくとも2つの巨大惑星を収容する太陽系外惑星です。内惑星はそのホスト星を通過します。惑星は離心率軌道上を移動し、4：1の平均運動共鳴の近くにあります。これは、重要な相互重力相互作用を意味します。特に、これにより、地上測光に基づいて検出された数分のトランジットタイミング変動が発生します。これにより、WASP-148は、宇宙ベースの測光なしでこのような現象が検出された数少ないケースの1つになりました。ここでは、システム内のすべての既知の物体間の重力相互作用を考慮に入れたWASP-148の自己無撞着モデルを提示します。私たちの分析は、利用可能な視線速度と通過光度曲線に同時に適合します。特に、TESS宇宙望遠鏡で確保された測光を利用し、WASP-148の発見発表後に公開しました。TESSデータはトランジットタイミングの変動を確認しますが、以前に測定されたトランジット時間との組み合わせでのみです。私たちが導き出したシステムパラメータは、以前に報告されたものと一致し、通過しない惑星の質量を含め、大幅に改善された精度を持っています。観測のモデリングに基づいて、2つの惑星の軌道面間に有意な相互傾斜が見つかりました。モデルに制約を課したときにI=20.8+/-4.6度でしたが、観測のモデリングに基づいてI=41.0+6.2-7.6度でした。長期的な動的安定性の強化。視線速度の候補信号に基づいて、3番目の惑星がモデルに追加されると、惑星bとcの間の相互傾斜が大幅に変化し、解が同一平面上に近づくようになりました。システムの真のアーキテクチャを確立するには、より多くのデータが必要であると結論付けています。有意な相互傾斜が確認された場合、WASP-148は数少ない非共面惑星系の候補の1つになります。このミスアライメントの考えられる原因について説明します。
クリープタイド理論。層が整列した微分体の方程式
| Title |
Creep_tide_theory._Equations_for_differentiated_bodies_with_aligned_layers |
| Authors |
Sylvio_Ferraz-Mello,_Hugo_A._Folonier_and_Gabriel_O._Gomes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.06690 |
クリープタイド理論は、共回転で整列した均質な層によって形成された分化した物体の潮汐進化の基本方程式を確立するために使用されます。体の質量濃度は、流体のラブ数$k_f$で与えられます。式は、高離心率システムに有効な級数展開によって与えられます。それらはダーウィンの方程式と同等ですが、形式的にはよりコンパクトです。$k_f=0.942$のエンケラドスの場合への適用について説明します。
うみへび座TW星円盤のガスと塵の影
| Title |
Gas_and_Dust_Shadows_in_the_TW_Hydrae_Disk |
| Authors |
Richard_Teague,_Jaehan_Bae,_Myriam_Benisty,_Sean_M._Andrews,_Stefano_Facchini,_Jane_Huang,_David_Wilner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.06691 |
うみへび座TW星周辺の原始惑星系円盤からのCOJ=2-1放出の新しい観測結果を提示します。放射は240au（4"）まで検出され、180au（3"）を超えて最大20％の方位角変動を示し、ディスクの西側は東側よりも明るくなっています。この非対称性は、以前に散乱光で見られた影をトレースするものとして解釈されます。Debesらからの散乱光におけるダストシャドウのマルチエポック観測の再分析。（2017）は、振動運動が軌道運動よりもダストシャドウの時間的進化のより良いモデルを提供することを示唆しています。どちらのモデルも、ダストシャドウとガスシャドウの間の最大100度の角度オフセットを予測しています。このオフセットは、ダスト粒子とガス分子が熱を交換できる有限の速度に起因すると考えられます。これは、ガス分子とダスト粒子の間の衝突速度$t_{\rmcoll}$によって支配されます。導出された角度オフセットは、Debesetalによって報告されたHST観測によって示唆されているように、直線または曲線のダストシャドウに応じて、ほぼ瞬間から$t_{\rmcoll}$〜10年までの範囲の衝突タイムスケールに相当します。。（2017）を採用しています。$t_{\rmcoll}$の推定範囲は、代表的なガス密度、温度、ガスとダストの比率、および粒子サイズに基づく予測と一致しています。これらの結果は、$t_{\rmcoll}$に初めて経験的な制約を課すことができることを表しています。
C/O比が0.35のホットジュピター大気での化学を研究するために実験室実験を実施しました。C/O比が1の大気で以前に得られた結果と比較して、光化学有機エアロゾルの化学的性質と形成に対するC/O比の影響を調査しました。C/O比とガス混合物の組成が、CO2の形成に関与する経路に強く影響することを発見しました。熱化学反応は、主に低C/O比の雰囲気でのCO2の形成に関与しますが、光化学は、最終的なCO2濃度が両方の場合で同じであっても、高C/O比の雰囲気での主要なプロセスです。我々の結果は、熱化学的平衡にある低C/O大気はより高い水分量を含み、高C/O大気は水が著しく枯渇していることを示しています。ただし、低C/O雰囲気では、水の存在量はUV光分解の影響を受けませんが、以前の作業では、高C/O比の雰囲気でかなりの量の水を生成できることが示されました。水の生成におけるこのコントラストは、太陽系外惑星の通過スペクトルを解釈する際に光化学を考慮する必要があることを示唆しています。最後に、以前の研究とは対照的に、低C/O雰囲気で検出可能な量の不揮発性光化学エアロゾルの形成は観察されませんでした。C/O比が1未満の場合、水は有機物の成長とエアロゾルの形成を阻害する可能性が高いと推測されます。これは、ホスト星と比較して炭素が豊富な惑星で光化学有機エアロゾルが観察される可能性が高いことを示唆しています。
平均化理論を用いた小加速度下の摂動ケプラー運動の解析解
小さな摂動加速度に関する漸近展開に基づく分析軌道伝播のための新しいアプローチが開発されています。この方法は、線形システムと平均化理論を活用することにより、既存の一次漸近展開を改善します。解決策は、小さな摂動と6つの軌道要素の両方に関するガウス惑星方程式の線形化から始まります。次に、経年成分と短周期成分の観点から近似解が得られます。この方法は、一定の接線加速度によって摂動されたケプラーの軌道で構成される低推力の操縦シナリオでテストされます。このシナリオでは、楕円積分の観点から解を得ることができます。結果は、位置伝搬誤差が最先端の方法に比べて約1桁小さいことを示しています。病理学的な場合を除いて、LEO軌道の位置精度は、通常、5軌道周期の伝播後の1e-5の無次元接線加速度に対して数十メートルの範囲にあります。
2つのリングとわずかに解像された5AU、近赤外線スパース開口マスキング干渉法によって識別されたLkCa15周辺のディスク
| Title |
Two_Rings_and_a_Marginally_Resolved,_5_AU,_Disk_Around_LkCa_15_Identified_Via_Near_Infrared_Sparse_Aperture_Masking_Interferometry |
| Authors |
Dori_Blakely,_Logan_Francis,_Doug_Johnstone,_Anthony_Soulain,_Peter_Tuthill,_Anthony_Cheetham,_Joel_Sanchez-Bermudez,_Anand_Sivaramakrishnan,_Ruobing_Dong,_Nienke_van_der_Marel,_Rachel_Cooper,_Arthur_Vigan,_Faustine_Cantalloube |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.07055 |
スパースアパーチャマスキング干渉法（SAM）は、望遠鏡の回折限界以上でのイメージングを可能にする高解像度の観測技術です。この手法は、ホストスターから少し離れた場所にある恒星の仲間を探すのに理想的です。しかし、ほこりっぽい円盤に囲まれた若い星のSAM観測の以前の分析では、惑星を解きほぐし、円盤の放出を延長することが困難でした。遷移ディスクLkCa\、15のVLT/SPHERE-IRDISSAM観測を分析し、拡張ディスク放出をモデル化し、小さな間隔で惑星をプローブし、惑星のコントラスト限界を改善します。幾何学的モデルを干渉計の観測量に直接適合させ、以前に観測された拡張ディスク放射を回復します。動的ネストサンプリングを使用して、モデルパラメータの不確実性を推定し、モデル比較を実行するための証拠を計算します。拡張ディスクエミッションモデルをポイントソースモデルと比較して、システムが50au以内の拡張エミッションによって支配されていると確固たる結論を出します。$\sim$17auと$\sim$45auで以前に観測された2つの非対称リングの検出を報告します。各モデルリングのピーク輝度位置は、以前の観測と一致しています。また、イメージングで初めて、以前はSEDフィッティングによって推測された楕円形のガウス内部ディスクを堅牢に復元します。この内側のディスクのFWHMは約5auで、外側のリングと同様の傾きと向きを持っています。最後に、私たちは候補惑星の明確な証拠を取り戻しません。拡張ディスク放射をモデル化することにより、少なくとも1000の近赤外線コンパニオンコントラストに下限を設定することができます。
地球型惑星形成帯における水のUV遮蔽：水放出からの含意
| Title |
Water_UV-shielding_in_the_terrestial_planet-forming_zone:_Implications_from_water_emission |
| Authors |
Arthur_D._Bosman,_Edwin_A._Bergin,_Jenny_Calahan_and_Sara_Duval |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.07108 |
中赤外分光法は、原始惑星系円盤の地球型惑星形成ゾーン、内側のいくつかのauの組成を観察する数少ない方法の1つです。ディスク大気で現在検出されている種、たとえばCO、CO2、H2O、C2H2は、理論的にはディスク表面のC/O比を制限するのに十分です。ただし、熱化学モデルでは、中赤外線で検出された種の完全な配列を同時に再現することは困難です。観測されたスペクトルに近づくために、水UVシールドと、より効率的な化学加熱を熱化学コードDustAndLinesに含めました。観測された発光スペクトルと一致するには、両方が必要であることがわかります。観察された水の励起温度と一致するように発光層の温度を上げるには、UV光子からの従来の加熱に加えて、効率的な化学的加熱が必要です。水UVシールドは、UV光子がディスクの奥深くに到達するのを防ぎ、より高いカラムで下の層を冷却することを発見しました。これらの2つの効果により、1〜10$\times10^{18}$cm$^{-2}$のカラムを持つ熱放出水の層が作成されます。これは、モデルの中赤外線波長でダスト$\tau=1$表面の上の水柱のわずか1〜10％であり、水柱全体の1％未満に相当します。
速度依存断面積のための孤立した自己相互作用暗黒物質ハローの普遍的な重力熱進化
| Title |
Universal_gravothermal_evolution_of_isolated_self-interacting_dark_matter_halos_for_velocity-dependent_cross_sections |
| Authors |
Nadav_Joseph_Outmezguine,_Kimberly_K._Boddy,_Sophia_Gad-Nasr,_Manoj_Kaplinghat_and_Laura_Sagunski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.06568 |
球対称時空方程式を使用して、孤立した自己相互作用暗黒物質（SIDM）ハローの進化を研究し、散乱断面積を速度に依存させることを可能にします。私たちは、コアがかなりの時間、長い平均自由行程レジームにある大規模なクラスのモデルに注目します。時間的進化は、ハローが最小中心密度に達したときに計算された散乱タイムスケールを使用して、速度依存モデルを速度非依存モデルに明確にマッピングできるおおよその普遍性を示すことがわかります。このタイムスケールがハローパラメーターと、中心密度が最小のときの中心速度分散で計算された平均断面積にどのように依存するかを示します。予測される崩壊時間は、散乱タイムスケールによって完全に定義され、断面の速度依存性による変動はごくわずかです。数値結果の分析的理解を提供する新しい自己相似解を導き出します。
ミルグロミアン円盤銀河の過大評価された傾き：超拡散銀河AGC114905の場合
| Title |
Overestimated_inclinations_of_Milgromian_disc_galaxies:_the_case_of_the_ultradiffuse_galaxy_AGC_114905 |
| Authors |
Indranil_Banik_(Saint_Andrews),_Srikanth_Togere_Nagesh_(Bonn),_Hosein_Haghi_(Bonn,_Zanjan),_Pavel_Kroupa_(Bonn,_Prague)_and_Hongsheng_Zhao_(Saint_Andrews) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.06569 |
最近、MOND予測と矛盾する回転曲線（RC）を持っていると主張されている、AGC114905と同様の特性を持つ、ガスが豊富な円盤銀河のミルグロミアンダイナミクス（MOND）フレームワークでの流体力学的星形成シミュレーションを示します。私たちの最初のモデルは銀河を孤立させていると考えていますが、2番目のモデルには大規模構造から推定された重力場である$0.05\、a_{_0}$の外部場が含まれています。正面から見たアイソフォットは、50％レベルで円形とは異なる可能性があることを示しています。これは、観測者を誤解させて、円盤と空の飛行機の間の傾き$i$を過大評価する可能性があります。RCには$1/\sini$の補正係数が必要なため、実際のRCはオブザーバーによって報告されるよりもはるかに高くなる可能性があります。これにより、AGC114905とMONDの期待が一致します。
FIRE-2矮星における空間的に分解された気相金属量：フィードバックと合併を伴うシミュレーションにおける金属量関係の遅い時間発展
| Title |
Spatially_Resolved_Gas-phase_Metallicity_in_FIRE-2_Dwarfs:_Late-Time_Evolution_of_Metallicity_Relations_in_Simulations_with_Feedback_and_Mergers |
| Authors |
Lori_E._Porter,_Matthew_E._Orr,_Blakesley_Burkhart,_Andrew_Wetzel,_Xiangcheng_Ma,_Philip_F._Hopkins,_Andrew_Emerick |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.06572 |
5つの矮小銀河（$M_{halo}\approx10^{11}M_\odot$、$M_\star\approx10^{8.8}-10^{9.6）における空間的に分解された気相金属量関係の分析を提示します。}M_\odot$）FIRE-2（現実的な環境でのフィードバック）宇宙論的ズームインシミュレーションスイートから。これには、ガス中の金属のサブグリッド乱流混合の明示的なモデルが含まれています。1.4Gyrsの期間、そして私たちの調査結果を観察結果と比較します。これらの矮小銀河は多様なサンプルを表していますが、シミュレートされたすべての銀河は、観測された質量金属量（MZR）と質量金属量勾配（MZGR）の関係に一致することがわかります。5つの銀河すべてにおいて、金属量は星間物質（ISM）の相間で実質的に同一であり、95$\％$は、低温ガスと高密度ガス（$T）を含むさまざまなISM相間で$\pm$0.1dex以内にあります。<500$Kおよび$n_{\rmH}>1$cm$^{-3}$）、イオン化ガス（H$\alpha$$T\約10^4$K稜線の近く）、および星雲領域（10Myr平均の星形成率がゼロ以外のイオン化ガス）。低温および高密度ガスとイオン化ガス/星雲領域の間の相対的な金属量のばらつきのほとんどは、局所的なスターバーストイベントまたは金属の少ない流入のいずれかに起因する可能性があることがわかります。また、銀河の1つであるm11eに大規模な合併が存在し、空間的に分解されたマップの金属量分布に大きな影響を与え、2つの強い金属量のピークを示し、主銀河でスターバーストを引き起こしていることにも注目します。
マルチマス回転星団の長期進化
| Title |
Long-term_evolution_of_multimass_rotating_star_clusters |
| Authors |
Alexander_R._Livernois,_Enrico_Vesperini,_Anna_Lisa_Varri,_Jongsuk_Hong,_Maria_Tiongco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.06578 |
マルチマス回転星団の内部運動学の長期的な動的進化を調査します。さまざまな初期回転度のクラスターの内部進化を追跡するために一連のN体シミュレーションを実行し、回転速度の進化、エネルギー等分配の程度、および速度分布の異方性を調査しました。私たちのシミュレーションは次のことを示しています。1）クラスターが進化するにつれて、回転速度は、より速い回転と、低質量の星よりもクラスターの中心に近い回転曲線のピークを特徴とする、より質量の大きい星の星の質量への依存を発達させます。2）クラスターの中間領域と外部領域でのエネルギー等分配の程度は、測定された速度分散の成分に依存します。より速く回転するクラスターの場合、エネルギー等分配への進化は回転速度の方向により速くなります。3）速度分布の異方性は、重い星の方が強い。4）質量分離の程度とエネルギー等分配の両方は、空間異方性によって特徴付けられます。それらは$R$と$z$の両方に依存しており、（$R$-$の質量分離とエネルギー等分配の2Dマップで示されるように、クラスターの密度と速度分散の空間変動の平坦化と相関しています。z$）子午面。
トンボの端からの恒星のハロー-銀河調査について
| Title |
Stellar_halos_from_The_Dragonfly_Edge-on_Galaxies_Survey |
| Authors |
Colleen_Gilhuly,_Allison_Merritt,_Roberto_Abraham,_Shany_Danieli,_Deborah_Lokhorst,_Qing_Liu,_Pieter_van_Dokkum,_Charlie_Conroy,_Johnny_Greco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.06596 |
トンボ望遠鏡アレイを使用して、近くにある12個（$d<25$Mpc）の円盤銀河の恒星ハローを探索したトンボエッジオン銀河調査（DEGS）の主な結果を示します。これらの銀河のエッジオンオリエンテーションにより、はるかに明るいディスクライトによる不明瞭化や混乱を最小限に抑えて、恒星のハローを探索することができます。サンプルの銀河は、$10^{9.68}-10^{10.88}M_\odot$の範囲の恒星の質量にまたがっています。天の川銀河で以前に見られた広範囲の恒星ハロー質量分率が、より質量の小さい渦巻銀河にも見られることを確認します。恒星ハロー質量分率のばらつきは大きいですが、前者が5つの半質量半径を超えて測定された場合、恒星ハロー質量分率と総恒星質量との間に有意な正の相関が見られます。観測された恒星のハローの割合はこれらのシミュレーションから予想されるよりもいくらか低いように見えますが、宇宙論的な流体力学的シミュレーションからの予測とかなり良い一致が見られます。
MUSEを使用したVVVCL001クラスターの分光分析
| Title |
Spectroscopic_analysis_of_VVV_CL001_cluster_with_MUSE |
| Authors |
Julio_Olivares_Carvajal,_Manuela_Zoccali,_Alvaro_Rojas-Arriagada,_Rodrigo_Contreras_Ramos,_Felipe_Gran,_Elena_Valenti_and_Javier_H._Minniti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.06628 |
ほとんどの渦巻銀河と同様に、天の川銀河には、金属が少ない青色の球状星団と、金属が豊富な赤色の球状星団が含まれています。後者のほとんどはバルジに属しており、したがって、それらはフィールドスターからのより高い絶滅とより大きな汚染に苦しんでいるため、青（ハロー）のものと比較して十分に研究されていません。これらの本質的な困難は、低質量の膨らんだ球状星団の欠如とともに、それらの人口調査がまだ完了していないと信じる理由です。実際、過去数年間にいくつかの新しいクラスターが確認されています。それらの1つは、本研究の主題であるVVVCL001です。MUSE@VLT面分光分析を用いて、最近確認された球状星団VVVCL001の新しい分光分析を紹介します。VVVCL001フィールドの星の個々のスペクトルが抽出されました。視線速度は、合成テンプレートとの相互相関によって導き出されました。これらのデータにより、VVV調査のPMと組み合わせて、55の潜在的なクラスターメンバーを選択できます。これらのメンバーについては、パブリックコードTheCannonを使用して金属性を導き出します。クラスターの平均視線速度は、55のクラスターメンバーから推定されるように、Vhelio=-324.9+-0.8km/sです。この高速と低い金属量[Fe/H]=-2.04+-0.02dexは、VVVCL001が非常に古いクラスターである可能性があることを示しています。推定距離はd=8.23±0.46kpcで、銀河バルジにクラスターを配置します。さらに、その現在の位置と軌道パラメータの両方は、VVVCL001がおそらく膨らんだ球状星団であることを示唆しています。
オリオン座プランク銀河の冷たい塊のALMA調査（ALMASOP）：原始星の進化の前例のない初期段階で発射された分子ジェットの証拠
| Title |
ALMA_Survey_of_Orion_Planck_Galactic_Cold_Clumps_(ALMASOP):_Evidence_for_a_Molecular_Jet_Launched_at_an_Unprecedented_Early_Phase_of_Protostellar_evolution |
| Authors |
Somnath_Dutta,_Chin-Fei_Lee,_Naomi_Hirano,_Tie_Liu,_Doug_Johnstone,_Sheng-Yuan_Liu,_Kenichi_Tatematsu,_Paul_F._Goldsmith,_Dipen_Sahu,_Neal_J._Evans,_Patricio_Sanhueza,_Woojin_Kwon,_Sheng-Li_Qin,_Manash_Ranjan_Samal,_Qizhou_Zhang,_Kee-Tae_Kim,_Hsien_Shang,_Chang_Won_Lee,_Anthony_Moraghan,_Kai-Syun_Jhan,_Shanghuo_Li,_Jeong-Eun_Lee,_Alessio_Traficante,_Mika_Juvela,_Leonardo_Bronfman,_David_Eden,_Archana_Soam,_Jinhua_He,_Hong-li_Liu,_Yi-Jehng_Kuan,_Veli-Matti_Pelkonen,_Qiuyi_Luo,_Hee-Weon_Yi,_and_Shih-Ying_Hsu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.06661 |
原始星の流出とジェットは、内側の円盤表面から過剰な角運動量を運び去り、物質が中央の原始星に向かって移動することを可能にするため、星形成において重要な役割を果たします。理論的には、最初の静水圧コア（FHSC）の段階で、崩壊の最初から低速でコリメートが不十分な流出が発生します。原始星のコア質量が大きくなるにつれて、落下するエンベロープからの流出を伴う高密度ジェットが発射されます。これまで、分子ジェットは初期のClass\、0原始星で高速（$\gtrsim$100km/s）で観測されてきました。初めて、低速（$\sim$4.2km\、s$^{-1}$、デプロジェクションされた$\sim$24km\、s$^{）のSiO放出における高密度分子ジェットを検出しました。-1}$）ALMABand\、6観測を使用して、ソースG208.89-20.04Walma（以下、G208Walma）から。このオブジェクトには、小さな流出/ジェット速度、拡張された1.3\、mmの連続放射、N$_2$D$^+$線放射など、FHSCのいくつかの特性があります。ただし、追加の特性は、初期の原始星に典型的なものです。コリメートされた流出とSiOジェットです。流出の全範囲は、$\sim$930$^{+200}_{-100}$年の動的時間スケールに対応します。スペクトルエネルギー分布は、上限がT$_{bol}$$\sim$31KおよびL$_{bol}$$\sim$0.8L$_\sun$の非常に若いソースも示唆しています。G208WalmaはFHSCから原始星への移行期にある可能性が高く、分子ジェットは最初の崩壊から数百年以内に打ち上げられたと結論付けています。したがって、G208Walmaは、分子ジェットで原始星相で発見された最も初期の物体である可能性があります。
Herschel-SPIREイメージングと重複する高zソースのプランクリストにある候補の高赤方偏移プロトクラスターとレンズ銀河
| Title |
Candidate_high-redshift_protoclusters_and_lensed_galaxies_in_the_Planck_list_of_high-z_sources_overlapping_with_Herschel-SPIRE_imaging |
| Authors |
Caleb_Lammers,_Ryley_Hill,_Seunghwan_Lim,_Douglas_Scott,_Raoul_Ca\~nameras,_Herv\'e_Dole |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.06752 |
高赤方偏移源候補のプランクリスト（PHzカタログ）には、プランクの5分角ビームでは解決されない宇宙赤外線背景放射の2151個のピークが含まれています。フォローアップ分光観測により、これらの天体のいくつかは$z\approx2$プロトクラスターと強い重力レンズであることが明らかになりましたが、偏りのない調査はまだ行われていません。この目的のために、アーカイブのHerschel-SPIRE観測を使用して、187PHzソースの均一に選択されたサンプルを研究しました。以前の偏った追跡調査とは対照的に、私たちのPHzソースの1つだけが明るい重力レンズ銀河（ピークフラックス$\gtrsim300$mJy）であることがわかり、そのようなオブジェクトが以前に信じられていたよりもPHzカタログでまれであることを示しています（$<1$パーセント）。私たちのPHz源の大部分は、多くの赤い星形成銀河で構成されており、典型的なPHz源が候補のプロトクラスターであることを示しています。ただし、新しいPHz光源は、以前の研究で見つかったものよりも大幅に明るくなく、色も異なります。これは、赤方偏移と星形成率に違いがある可能性を示唆しています。それにもかかわらず、40のPHzソースには$>3\sigma$銀河の過密度が含まれており、これは以前の偏った研究で見つかった$>3\sigma$の過密度の割合に匹敵します。さらに、機械学習アプローチを使用して、PHzソースのHerschel-SPIRE観測から、重力レンズがあまり極端でない（ピークフラックス$\sim100$mJy）銀河を特定し、バイアスのないサンプルで合計7つの候補を見つけ、以前のサンプルから13を見つけました。偏ったサンプル。$>3\sigma$候補プロトクラスターと強い重力レンズの新しい均一に選択されたカタログは、ALMAやJWSTなどの高解像度施設でフォローアップするための興味深いターゲットを提供します。
いて座A$^ \ast$から0.5pc以内のオブジェクトのALMA位置天文学
アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）は、射手座A$^\ast$（SgrA$^\ast$）の周囲の精密な位置天文学のための強力なツールであると期待されています。広い視野。2017年10月にALMAで230GHzの核星団を含む領域を観測しました。角度分解能は約0.03"です。この領域の65個のコンパクトオブジェクトのSgrA$^\ast$に対する相対位置を正確に決定しました。0.001の。また、2019年6月に取得された同様のALMAアーカイブデータを分析し、これらのオブジェクトの64の相対位置を決定しました。これらの位置を比較することにより、SgrA$^\ast$に関連する固有運動を導き出しました。導出された固有運動は、SgrA$^\ast$を中心に時計回りと反時計回りの両方の回転で大まかに記述されます。回転速度は、いて座A$^\ast$を中心としたケプラーの軌道によって再現されます。さらに、固有運動には、IRS13EやIRS13Nなどの共動クラスターが含まれます。位置と固有運動は、以前の赤外線観測によるものとほぼ一致しています。したがって、観測のデモンストレーションは、ALMAがこの地域の精密な位置天文学のための強力なツールであることを証明するでしょう。
$ z \ sim2.3 $の主系列星形成銀河におけるCO放出、分子ガス、および金属量
| Title |
CO_Emission,_Molecular_Gas,_and_Metallicity_in_Main-Sequence_Star-Forming_Galaxies_at_$z\sim2.3$ |
| Authors |
Ryan_L._Sanders,_Alice_E._Shapley,_Tucker_Jones,_Irene_Shivaei,_Gerg\"o_Popping,_Naveen_A._Reddy,_Romeel_Dav\'e,_Sedona_H._Price,_Bahram_Mobasher,_Mariska_Kriek,_Alison_L._Coil,_and_Brian_Siana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.06937 |
広範囲にわたる$\log（M_*/M_{\odot}）=10.2-10.6$の13の主系列$z=2.0-2.5$星形成銀河におけるCO（3-2）の観測を提示します静止光学分光法に基づく金属量（O/H）の。CO（3-2）/SFRは金属量の減少とともに減少することがわかります。これは、単位ガス質量あたりのCO光度が$z\sim2$の低金属量銀河で低いことを意味します。COからH$_2$への変換係数（$\alpha_{\text{CO}}$）を制約し、$\alpha_{\text{CO}}$が$z\sim2$の金属量と逆相関することを確認します。。分子ガスの質量（$M_{\text{mol}}$）を導き出し、$M_*$、SFR、$M_{\text{mol}}$、および金属量の間の関係を特徴付けます。$z\sim2$では、$M_*$の増加に伴い、$M_{\text{mol}}$が増加し、分子ガスの割合（$M_{\text{mol}}$/$M_*$）が減少します。SFRへの二次依存。$z\sim2$にある銀河は、700Myrの一定の枯渇時間でよく説明されている、ほぼ線形の分子KS法則に基づいています。平均SFR-$M_*$、O/H-$M_*$、および$M_{\text{mol}}$-$M_*$の関係に関する分散は、固定された$M_で次のように相関していることがわかります。*$、$z\sim2$銀河は、$M_{\text{mol}}$が大きいほど、SFRが高く、O/Hが低くなります。したがって、$z\sim2$に基本的な金属量関係が存在することを確認します。ここで、O/Hは固定$M_*$でSFRと$M_{\text{mol}}$の両方と逆相関しています。これらの結果は、$z\sim2$星形成主系列、質量金属量関係、および$M_{\text{mol}}$-$M_*$関係の分散は、主にガス流入の確率的変動によって駆動されることを示唆しています。料金。銀河の流出の質量負荷に制約を課し、金属収支分析を実行します。巨大な$z\sim2$星形成銀河は、生成された金属の30％しか保持していないことを発見しました。これは、大量の金属が銀河系の媒体に存在することを意味します。
gMOSS：大規模な均質フィールドの銀河調査と銀河集団
| Title |
The_gMOSS:_the_galaxy_survey_and_galaxy_populations_of_the_large_homogeneous_field |
| Authors |
A._Grokhovskaya,_S.N._Dodonov,_T.A._Movsessian,_S.S._Kotov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.07012 |
20個のフィルター（4個のブロードバンドSDSSと16個の中帯域フィルター）に$\sim$19,000個の銀河のgMOSS（中帯域1メートルシュミット望遠鏡調査の銀河）カタログを提示します。ビュラカン天文台の1mシュミット望遠鏡で、HS47.5-22フィールドの中央部で2.386$\mathrm{deg^2}$を観測しました。gMOSSは、銀河の完全なフラックス制限サンプルであり、しきい値の大きさは$r$SDSS$\le$22.5ABです。16個の中帯域フィルターと$u$SDSSを使用した測光測定から、フィールド内の各オブジェクトのスペクトルエネルギー分布を取得します。これは、さらなる分析に使用されます。ZEBRAソフトウェアとのスペクトルテンプレートマッチングに基づく銀河分類と測光赤方偏移推定。得られた赤方偏移の精度は$\sigma_\mathrm{{NMAD}}<0.0043$です。SEDフィッティングCIGALEコードを使用して、静止フレーム$（u--r）_{\mathrm{res}}$の色、星の質量、絶滅、質量など、銀河の星の種族の主な特性を取得しました。それぞれ$0.16\pm0.07$mag、$0.14\pm0.04$dex、$0.27\pm0.1$mag、および$0.08\pm0.04$dexの精度の加重年齢。ダスト補正された色-質量図を使用して、サンプル全体を赤と青の銀河の集団に分割し、恒星の質量と年齢の依存関係を検討しました。宇宙論的時間を通して、赤いシーケンス銀河は青い雲銀河よりも古く、より重いままです。赤方偏移範囲$0.05\lez\le0.015$で選択された銀河の完全なサブサンプルの星形成履歴<$\mathrm{log}M\mathrm{>}_\mathrm{[M_\odot]}$>8.3は、以前の研究で得られた結果の下で、SFRDが$z\sim3$まで増加したことを示しています。
| Title |
Galaxies_and_Halos_on_Graph_Neural_Networks:_Deep_Generative_Modeling_Scalar_and_Vector_Quantities_for_Intrinsic_Alignment |
| Authors |
Yesukhei_Jagvaral,_Fran\c{c}ois_Lanusse,_Sukhdeep_Singh,_Rachel_Mandelbaum,_Siamak_Ravanbakhsh,_Duncan_Campbell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.07077 |
今後の広視野宇宙論的調査に備えるために、現実的な銀河集団を用いた宇宙の大規模なシミュレーションが必要です。特に、銀河が自然に過密度に向かって整列する傾向、つまり固有整列（IA）と呼ばれる効果は、弱いレンズ効果分析における系統分類学の主要な原因となる可能性があります。IAに関連する銀河の形成と進化の詳細は、実際にはそのようなボリュームではシミュレートできないため、代替として深層生成モデルを提案します。このモデルは、IllustrisTNG-100シミュレーションでトレーニングされており、正しい配置を回復するために、銀河の集団の向きをサンプリングすることができます。私たちのアプローチでは、宇宙のウェブを一連のグラフとしてモデル化します。ここで、グラフはハローごとに作成され、銀河の向きはそれらのグラフの信号として作成されます。生成モデルは、生成的敵対的ネットワークアーキテクチャに実装され、頂点の相対的な3D位置に敏感な特別に設計されたグラフ畳み込みネットワークを使用します。（サブ）ハロ質量と潮汐場が与えられると、モデルは銀河や暗黒物質のサブハロ形状などのスカラー特徴を学習して予測することができます。さらに重要なのは、楕円体の主軸の3D方向や複雑な2D楕円率などのベクトル機能です。3D方向の相関については、モデルは、非常に小さい遷移スケールを除いて、シミュレーションからの測定値と定量的によく一致しています。2D楕円率の相関については、モデルはすべてのスケールでのシミュレーションからの測定値と定量的によく一致しています。さらに、このモデルは、IAの質量、形態型、および中央/衛星型への依存性を捉えることができます。
| Title |
The_SUNBIRD_survey:_the_K-band_luminosity_functions_of_young_massive_clusters_in_intensely_star-forming_galaxies |
| Authors |
Z._Randriamanakoto,_P._Vaisanen,_P._Ranaivomanana,_R._Ramphul,_E._Kankare,_S._Mattila,_S._D._Ryder_and_J._Kotilainen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.07095 |
強く星を形成する銀河は、今日でも形成されている若くて最も重い星団（YMC）を生み出すのに多産です。この作品は、SUNBIRD調査から得られた26個のスターバーストおよび高光度赤外線銀河（LIRG）の星団光度関数（CLF、dN/dL〜L^{-alpha}）を調査します。ターゲットは、近赤外線（NIR）Kバンド補償光学システムを使用して画像化されました。導出されたCLFの単一のべき乗則近似により、1.53から2.41の範囲の勾配が得られ、中央値と平均はそれぞれ1.87+/-0.23と1.93+/-0.23になります。ブレンディング効果やビニングの選択などの考えられるバイアスは、特にホスト銀河の光度距離が100Mpc未満の場合、傾斜を最大0.15以下だけ平坦化する必要があります。この追跡調査の結果は、私たちの以前の研究からの結論を強化しています。CLFの傾斜は、星形成活動がそれほど強くない銀河と比較して、星形成が強い銀河の方が浅いです。傾斜とホスト銀河の星形成率（SFR）およびSFR密度Sigma_SFRの両方の間にも（穏やかな）相関関係があります。つまり、CLFはSFRとSigma_SFRの増加とともに平坦になります。最後に、クラスターが豊富なターゲット（N〜300）の核領域に関連する銀河系以下のスケールのCLFは、通常、外側のフィールドの傾斜よりも約0.5浅い傾斜を持っていることもわかります。私たちの分析は、強く星を形成する銀河の極限環境が、クラスター形成メカニズムと最終的にはそれらの物理的特性に影響を与える可能性が高いことを示唆しています。
過渡ソースXTEJ1701$-$462でのKiloHertz準周期的振動の遅れ
| Title |
Lags_of_the_KiloHertz_Quasi-Periodic_Oscillations_in_the_transient_source_XTE_J1701$-$462 |
| Authors |
Valentina_Peirano_and_Mariano_M\'endez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.06623 |
中性子星X線連星XTEJ1701$-$462のキロヘルツ準周期振動（kHzQPO）による14の観測を分析しました。これは、単一の爆発の間に環礁とZのような振る舞いの間の明確な遷移を示した最初のソースです。XTEJ1701$-$462の環礁とZ相の両方の観測値の、参照/ハードバンド（6.1〜25.7keV）と対象/ソフトバンド（2.1〜5.7keV）の間の平均クロススペクトルを計算し、新しい技術、下位および上位kHzQPOの平均タイムラグ。環礁フェーズでは、低いkHzQPOの周波数では、ソフトフォトンがハードフォトンより$18\pm8$$\mu$s遅れているのに対し、Zフェーズでは$33\pm35$$\であることがわかりました。mu$s、ゼロと一致します。両方のフェーズのラグのこの違いは、他のソースで観察されたように、XTEJ1701$-$462では、光度の増加とともにラグが減少することを示唆しています。環礁とZ相の両方の観測で、rms振幅の割合は、エネルギーが$\sim$10keVまで増加すると増加し、より高いエネルギーでもほぼ一定のままであることがわかりました。XTEJ1701$-$462の変動性のこれらの変化は同じ爆発内で発生するため、中性子星の質量やシステムの傾きなどの特性は、環礁と環礁のkHzQPOのタイミング特性の違いの原因にはなりません。Z相。ここでは、これらの違いは、降着円盤の最も内側の領域と結合したモードで振動している可能性のある、コンプトン化成分またはコロナによって引き起こされることを示唆しています。
HAWCデータからの陽子とヘリウム原子核の6TeVから158TeVまでの宇宙線スペクトル
| Title |
Cosmic_ray_spectrum_of_protons_plus_helium_nuclei_between_6_TeV_and_158_TeV_from_HAWC_data |
| Authors |
HAWC_Collaboration:_A._Albert,_R._Alfaro,_C._Alvarez,_J.R._Angeles_Camacho,_J.C._Arteaga-Vel\'azquez,_K.P._Arunbabu,_D._Avila_Rojas,_H.A._Ayala_Solares,_E._Belmont-Moreno,_C._Brisbois,_K.S._Caballero-Mora,_T._Capistr\'an,_A._Carrami\~nana,_S._Casanova,_U._Cotti,_J._Cotzomi,_E._De_la_Fuente,_R._Diaz_Hernandez,_M.A._DuVernois,_M._Durocher,_J.C._D\'iaz-V\'elez,_C._Espinoza,_N._Fraija,_J.A._Garc\'ia-Gonz\'alez,_F._Garfias,_M.M._Gonz\'alez,_J.A._Goodman,_J.P._Harding,_B._Hona,_D._Huang,_F._Hueyotl-Zahuantitla,_P._H\"untemeyer,_A._Iriarte,_V._Joshi,_D._Kieda,_G.J._Kunde,_A._Lara,_W.H._Lee,_H._Le\'on_Vargas,_J.T._Linnemann,_A.L._Longinotti,_G._Luis-Raya,_K._Malone,_O._Martinez,_J._Mart\'inez-Castro,_J.A._Matthews,_P._Miranda-Romagnoli,_J.A._Morales-Soto,_E._Moreno,_M._Mostaf\'a,_A._Nayerhoda,_L._Nellen,_M._Newbold,_R._Noriega-Papaqui,_N._Omodei,_E.G._P\'erez-P\'erez,_C.D._Rho,_D._Rosa-Gonz\'alez,_H._Salazar,_F._Salesa_Greus,_A._Sandoval,_J._Serna-Franco,_A.J._Smith,_R.W._Springer,_K._Tollefson,_I._Torres,_R._Torres-Escobedo,_F._Ure\~na-Mena,_L._Villase\~nor,_X._Wang,_E._Willox,_H._Zhou,_C._de_Le\'on,_J.D._\'Alvarez,_G.B._Yodh_and_A._Zepeda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.06662 |
宇宙線中の軽元素、特に一次水素と水素の原子核の微分エネルギースペクトルの高い統計による測定が報告されています。スペクトルは、核あたり$6$から$158$TeVのエネルギー範囲で表されます。データは、2015年6月から2019年6月の間に高高度水チェレンコフ（HAWC）天文台で収集されました。分析は、イベントの$82\％$に強化された垂直HAWCデータのサブサンプルに適用されたベイズ展開手順に基づいていました。軽い核によって引き起こされます。質量分離を達成するために、CORSIKA/QGSJET-II-04シミュレーションの予測に基づいて、エアシャワーデータの横方向の年齢のカットが設定されました。測定されたスペクトルは、べき乗則スペクトルの破れと一致しており、$E=24.0^{+3.6}_{-3.1}$TeV付近で膝のような特徴を示し、スペクトルインデックスは$\gamma=-2.51\pm0.02$休憩の前で、その上に$\gamma=-2.83\pm0.02$があります。この機能の統計的有意性は$4.1\、\sigma$です。体系的な不確実性の範囲内で、スペクトルブレークの重要性は$0.8\、\sigma$です。
二重中性子星連星をホストする超新星残骸の長期進化
超新星（USSN）は、二重中性子星（DNS）バイナリの形成サイトの候補として提案されているコア崩壊SN爆発の一種です。その中心でDNSをホストする必要がある超新星残骸（USSNR）の動的進化を調査します。以前の研究で開発されたモデルを使用して前駆体バイナリの質量損失履歴を説明することにより、半径$\sim100\、{\rmまでの{周星媒体（CSM）}の大規模構造を構築します。pc}$、およびそのようなCSM環境に囲まれたUSSNの爆発とその後の進化をシミュレートします。CSMは、前駆体バイナリ（$\sim10\、$pc）からの風の終結衝撃の周りに位置する温度$\sim10^8\、$Kの高温プラズマによって特徴付けられる拡張領域を含むことがわかります。そして、USSNR爆風は、この高温プラズマを透過している間、劇的に弱まります。若いUSSNRからの電波連続放射は、銀河に生息している場合は検出できるほど十分に明るいですが、観測された銀河SNRと比較すると弱いため、断熱冷却によって光度が低下します。私たちのパラメータ空間内では、USSNRは通常、既知の銀河SNRと比較して低い電波光度と表面輝度を示します。USSNeのイベント率が低く、観測可能な寿命が比較的短いため、USSNRはSNRの総人口のわずか$\sim0.1$-$1$％を占めると計算されます。これは、DNSバイナリをホストするSNRがこれまで天の川で発見されていないという事実と一致しています。
円偏波Alfv\'en波を逆伝播することによる粒子加速
逆伝播する2つの円偏波Alfv\'en波の粒子加速を調べます。磁気エンベロープの谷に閉じ込められた粒子の挙動の相転移は、波の振幅が2つの臨界値を超えると発生します。臨界振幅を超えると、数値シミュレーションは、コヒーレント波形が確立されると、初期位置とエネルギーに関係なく、粒子が短時間で不可逆的に相対論的エネルギーを獲得することを示しています。さらに、加速された粒子は空間的コヒーレンスを持っています。より高い波の位相速度はより小さな臨界振幅を必要としますが、最大到達可能エネルギーは波数と周波数が減少するにつれて増加します。この結果は、天体物理学的現象だけでなく、高出力レーザーを使用した将来の実験にも適用できる可能性があります。
111MHzの周波数で5つのガンマ線パルサーの周期的放出を検索します
| Title |
Search_for_periodic_emission_of_five_gamma-ray_pulsars_at_the_frequency_of_111_MHz |
| Authors |
S.A._Tyul'bashev_and_M.A._Kitaeva_and_G.E._Tyul'basheva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.06785 |
5つのガンマ線パルサーのパルサー（周期的）放出の検索は、合計されたパワースペクトルと合計されたピリオドグラムを使用して実行されました。既知のパルサー周期に対応する高調波は見つかりませんでした。パルサーJ0357+3205（<0.5mJy）、J0554+3107（<0.5mJy）、J1958+2846（<0.5mJy）、J2021+4026（<0.4mJy）、およびJ2055+の積分フラックス密度の上限推定値2539（<0.55mJy）が得られます。
マルチエポックX線データとMHDモデリングからのSN1987Aの中心部のパルサー風星雲の追加の証拠
| Title |
Additional_evidence_for_a_pulsar_wind_nebula_in_the_heart_of_SN_1987A_from_multi-epoch_X-ray_data_and_MHD_modeling |
| Authors |
Emanuele_Greco,_Marco_Miceli,_Salvatore_Orlando,_Barbara_Olmi,_Fabrizio_Bocchino,_Shigehiro_Nagataki,_Lei_Sun,_Jacco_Vink,_Vincenzo_Sapienza,_Masaomi_Ono,_Akira_Dohi_and_Giovanni_Peres |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.06804 |
その爆発の日以来、超新星（SN）1987Aは、その進化を研究し、その中央のコンパクトな遺物を検出するために綿密に監視されてきました。実際、中性子星の形成は、SNからのニュートリノの検出によって強く支持されています。ただし、アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）のデータで、パルサー星雲（PWN）から発生する放射と互換性のある特徴が検出されたほか、このようなとらえどころのないコンパクトオブジェクトが存在するための唯一のヒントは最大20keVまでのNuSTARデータでのハードエミッションの検出によって提供されます。Chandra、XMM-Newton、NuSTARで実行されたSN1987Aのマルチエポック観測の同時分析について報告します。また、観測結果をSN1987Aの最先端の3D電磁流体力学（MHD）シミュレーションと比較します。観測されたスペクトルの高エネルギー部分を適切に記述するためには、SN1987Aの心臓に埋め込まれたPWNからの放射と一致する強く吸収されたべき乗則が必要です。最適なべき乗則のスペクトルパラメータは以前の推定値と一致しており、観測された非熱放射の原因となる可能性のあるメカニズムとして拡散衝撃加速を除外しています。私たちの分析から抽出された情報は、ALMAデータと一致して、パルサーの物理的特性とその星雲の広帯域放射を推測するために使用されます。合成スペクトルの分析はまた、近い将来、FeK輝線への主な寄与は、SN1987Aの最も外側の衝撃を受けた噴出物に起因することを示しています。
NGC3227IIIでキャプチャされた一時的な不明瞭化イベント。 2019年のX線不明瞭化イベントの光イオン化モデリング
| Title |
Transient_obscuration_event_captured_in_NGC_3227_III._Photoionization_modeling_of_the_X-ray_obscuration_event_in_2019 |
| Authors |
Junjie_Mao,_J._S._Kaastra,_M._Mehdipour,_G._A._Kriss,_Yijun_Wang,_S._Grafton-Waters,_G._Branduardi-Raymont,_C._Pinto,_H._Landt,_D._J._Walton,_E._Costantini,_L._Di_Gesu,_S._Bianchi,_P.-O._Petrucci,_B._De_Marco,_G._Ponti,_Yasushi_Fukazawa,_J._Ebrero,_and_E._Behar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.06813 |
タイプIAGNでの一時的なX線不明瞭化イベントの数の増加は、中央エンジンへの視線が常に自由であるとは限らないことを示唆しています。2000年から2016年にかけて、近くのセイファート1.5銀河NGC3227で複数のX線不明瞭化イベントが報告されています。2019年後半に、別のX線不明瞭化イベントがSwiftで特定されました。XMM-Newton、NuSTAR、およびHST/COSを使用した2つの調整された臨機目標観測が、この不明瞭化イベントを調査するために2019年11月と12月にトリガーされました。観測ごとに、時間平均X線スペクトルを分析します。SPEXコードを使用して光イオン化モデリングを実行します。これにより、さまざまな光イオン化吸収および発光成分と同時に固有の連続体を拘束できます。NGC3227での以前の一時的なX線不明瞭化イベントと同様に、2019年後半に捕捉されたイベントは短命です（5か月未満）。オブスキュラーに光イオン化成分が1つしかない場合、2019年後半の2つのX線観測は、変化する電離連続体に応答する同じオブスキュラーでは説明できません。オブスキュラーの形状が不明なため、その数密度とブラックホールまでの距離を十分に制限することはできません。推定距離は、BLRからほこりっぽいトーラスまで少なくとも2桁をカバーします。NGC5548やNGC3783のようなセイファート銀河の他のX線不明瞭化イベントとは異なり、アーカイブUVスペクトルと比較した場合、NGC3227の2019HST/COSスペクトルでは顕著なブルーシフトの広い吸収トラフは見つかりませんでした。これは、X線遮蔽装置がUV放射領域（のかなりの部分）への視線を遮らない場合に説明される可能性があります。これまでに観測されたX線不明瞭化イベントの観測の違いの多様性を理解することは簡単ではありません。X線不明瞭化イベントの性質を明らかにするには、高品質のデータを使用した将来の観測が必要です。[arXivの短縮形]
高度にイオン化されたランタニドの不透明度と初期キロノバへの影響
| Title |
Opacity_of_the_highly_ionized_lanthanides_and_the_effect_on_the_early_kilonova |
| Authors |
Smaranika_Banerjee,_Masaomi_Tanaka,_Daiji_Kato,_Gediminas_Gaigalas,_Kyohei_Kawaguchi,_Nanae_Domoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.06861 |
ランタニド（Z=57-71）の存在が、中性子星合体からt〜時間後のキロノバに及ぼす影響を初めて調査します。この目的のために、選択したランタニドの原子構造と不透明度を計算します：Nd（Z=60）、Sm（Z=62）、およびEu（Z=63）。温度がT〜10^5Kの場合、合併後t〜数時間の噴出物に適用できる10分の1（XI）までのイオン化度を考慮します。高度にイオン化されたランタニドの不透明度は非常に高いことがわかります。、エネルギー準位が非常に高密度であるため、Euではk_exp〜1000cm^2/gに達します。新しい不透明度を使用して、放射伝達シミュレーションを実行し、t〜0.1日のランタニドを含まない噴出物と比較して、初期の光度曲線が（最大）4倍暗くなることを示します。ただし、光度曲線が影響を受ける期間は、噴出物の最外層の不透明度の時間発展が速いため、比較的短いです。〜100Mpcの距離にある光源の場合、ランタニドに富む噴出物のUV輝度は、t〜0。1日で〜21〜22等に低下し、UVピークはt〜0。2日あたりで〜19の大きさになると予測します。mag。Swiftのような既存のUV衛星または今後のUV衛星ULTRASATによるそのようなキロノバの将来の検出は、中性子星合体における外側の噴出物の存在量と対応する元素合成条件に有用な制約を提供します。
高時間分解能宇宙パルサー調査-XVII。 PSR J1325-6253、超新星からの低離心率二重中性子星システム
| Title |
The_High_Time_Resolution_Universe_Pulsar_Survey_-_XVII._PSR_J1325-6253,_a_low_eccentricity_double_neutron_star_system_from_an_ultra-stripped_supernova |
| Authors |
R._Sengar,_V._Balakrishnan,_S._Stevenson,_M._Bailes,_E._D._Barr,_N._D._R._Bhat,_M._Burgay,_M._C._i_Bernadich,_A._D._Cameron,_D._J._Champion,_W._Chen,_C._M._L._Flynn,_A._Jameson,_S._Johnston,_M._J._Keith,_M._Kramer,_V._Morello,_C._Ng,_A._Possenti,_B._Stappers,_R._M._Shannon,_W._van_Straten,_J._Wongphechauxsorn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.06869 |
天の川の二重中性子星（DNS）システムの観測可能な集団は、超新星と二元恒星進化の性質を理解することを可能にします。これまで、広い軌道（$P_{\textrm{orb}}>$1〜day）のすべてのDNSシステムは、軌道離心率、$e>0.1$を持っていることがわかっています。この論文では、パルサーPSRJ1325$-$6253の発見を報告します。これは、わずか$e=0.064$という驚くほど低い離心率を持つ1。81日の軌道にあるDNSシステムです。パークス無線望遠鏡を使用した1.4年間の専用タイミングにより、ペリアストロンの前進速度を測定することができました。$\dot{\omega}=0.138\pm0.002$$\rmdeg$$\rmyr^{-1}$。この誘導された$\dot{\omega}$が一般相対性理論のみによるものである場合、システムの総質量は$M_{\rmsys}=2.57\pm0.06$M$_{\odot}$です。エッジオン軌道を想定すると、最小コンパニオン質量は$M_\mathrm{c、min}>0.98$M$_{\odot}$に制限されます。これは、パルサー質量が$M_\mathrm{p、max}<であることを意味します。1.59$M$_{\odot}$。$P$-$\dot{P}$ダイアグラムでの位置は、他のDNSシステムと同様に、PSRJ1325$-$6253がリサイクルパルサーであり、その質量が既知の例と類似している場合（$>1.3$M$_\odot$）の場合、コンパニオン中性子星はおそらく$\sim1.25$M$_\odot$未満であり、システムは約$50^{\circ}$-$60^{\circ}$で傾斜しています。システムの広い軌道とともに低い離心率は、超新星爆発を含む形成シナリオを強く支持します。
ニュートリノ駆動風における元素合成の抑制：観測、シミュレーションおよび原子核物理学
| Title |
Constraining_nucleosynthesis_in_neutrino-driven_winds:_observations,_simulations_and_nuclear_physics |
| Authors |
A._Psaltis,_A._Arcones,_F._Montes,_P._Mohr,_C.J._Hansen,_M._Jacobi_and_H._Schatz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.07136 |
最初の$r$プロセスピーク（$Z=38-47$）のより軽い重い元素を生成する有望な天体物理学的サイトは、中程度に中性子が豊富な（$0.4<Y_e<0.5$）中性子駆動の爆発性環境の噴出物です。コア崩壊超新星と中性子星合体として、弱い$r$プロセスが動作します。この元素合成は、現在統計モデルの推定に基づいている、中性子に富む原子核での$（\alpha、xn）$反応からの実験データがないことから不確実性を示しています。この作業では、モンテカルロアプローチを使用した核反応の影響に関する新しい研究と、Atomki-V2$\alpha$光学モデルポテンシャル（$\alpha$OMP）に基づく改善された$（\alpha、xn）$レートについて報告します。）。私たちの結果を、[Fe/H]$<$-1.5の金属の少ない星の最新リストからの観測と比較して、より軽い重元素を合成できるニュートリノ駆動の風の条件を見つけます。さまざまな天体物理学的条件で主要な元素比に影響を与える$（\alpha、xn）$反応速度のリストを特定しました。私たちの研究は、現在および新世代の放射性ビーム施設を使用した$（\alpha、xn）$反応に関するより多くの原子核物理学実験、および金属の少ない星のより多くの観測研究を動機付けることを目的としています。
オプティカルフローを使用した自律衛星の検出と追跡
| Title |
Autonomous_Satellite_Detection_and_Tracking_using_Optical_Flow |
| Authors |
David_Zuehlke,_Daniel_Posada,_Madhur_Tiwari,_and_Troy_Henderson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.07025 |
この論文では、オプティカルフローを使用して、画像内の衛星の検出と追跡の自律的な方法を実装します。オプティカルフローは、一連の宇宙画像で検出されたオブジェクトの画像速度を推定するために使用されます。画像内のほとんどのオブジェクトが星であるとすると、星の動きからの全体的な画像速度を使用して、画像のフレーム間の動きを推定します。全体的な画像速度とは異なる速度プロファイルで移動しているように見えるオブジェクトは、潜在的な常駐空間オブジェクトとして分類されます。検出アルゴリズムは、シミュレートされた星の画像と衛星の地上画像の両方を使用して実行されます。最後に、このアルゴリズムは、商用およびオープンソースソフトウェアアプローチを使用してテストおよび比較され、読者にニーズに基づいて2つの異なるオプションを提供します。
3つの磁気準矮星の発見と分析：合併によって誘発された磁場の証拠
| Title |
Discovery_and_analysis_of_three_magnetic_hot_subdwarf_stars:_evidence_for_merger-induced_magnetic_fields |
| Authors |
Ingrid_Pelisoli,_M._Dorsch,_U._Heber,_B._G\"ansicke,_S._Geier,_T._Kupfer,_P._N\'emeth,_S._Scaringi,_V._Schaffenroth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.06575 |
磁場は恒星進化論において重要な役割を果たすことができます。最も一般的な恒星の残骸である白色矮星の中で、磁気システムの割合は20パーセント以上です。40kGから数百MGの範囲の強度を示す白色矮星の磁場の起源はまだ議論の的となっています。対照的に、数千の既知のシステムから1つの磁気準矮星だけが識別されています。ホット準矮星は、磁場の生成に関連することが多いプロセスであるバイナリ相互作用から形成され、白色矮星に進化します。これにより、検出された磁気準矮星の欠如が不可解な現象になります。ここでは、300〜500kGの範囲の磁場強度を持つ3つの新しい磁気高温準矮星の発見を報告します。以前に知られている唯一のシステムのように、それらはすべてヘリウムに富むO型星（He-sdOs）です。3つのシステムの複数のアーカイブスペクトルを分析し、それらの恒星の特性を導き出しました。それらはすべて視線速度の変動性を欠いていることがわかり、合併チャネルを介した形成を示唆しています。ただし、現在のモデルの予測と一致しないスペクトル型の水素存在量は、通常よりも高くなります。私たちの調査結果は、0.147（+0.143/-0.047）パーセントの高温準矮星の磁気部分の下限を示唆し、磁気を仮定すると、50〜150MGの磁場強度を持つ白色矮星を説明できる合併誘発磁場の証拠を提供します磁束の保存。
K2から見たトーラスの若いディスクを持った星の多面的な光の曲線
| Title |
The_Many-Faceted_Light_Curves_of_Young_Disk-bearing_Stars_in_Taurus_as_Seen_by_K2 |
| Authors |
Ann_Marie_Cody,_Lynne_A._Hillenbrand,_Luisa_M._Rebull |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.06646 |
へびつかい座ロー星とアッパースコでの以前の調査と並行して、おうし座の星形成領域における若い円盤状の星の変動特性の包括的な研究を提示します。99の確認されたおうし座協会のメンバーのサンプルは、フラックスの非対称性（M）と準周期性（Q）の診断Q-M平面に配置され、変動性クラスの割り当てをガイドします。おうし座でも同様の割合のフラックス対称変数が見つかりますが、UpperScoに比べてバースターが多くディッパーが少なくなっています。地域はまた、周期的および準周期的なソースの振幅が、より進化したアッパースコスター/ディスクシステムと比較しておうし座で大きいという点で異なります。内側の円盤と恒星の表面で発生する光学波長での測光変動パターン間の関係は、利用可能な円盤の傾きの測定値と比較して評価されます。
2つ（またはそれ以上）の位置天文観測からのいくつかの観測連星軌道ソルバー（FOBOS）
わずか2エポックの位置天文データを使用して、バイナリまたはトリプルシステムの軌道特性を推定する新しい高速な方法を開発しました。FOBOS（少数観測バイナリ軌道ソルバー）は、フラットな事前ブルートフォースモンテカルロ法を使用して、可能性のある軌道パラメータの確率密度関数を生成します。偽の観測でコードをテストし、（かなり頻繁に）準主軸を2〜3倍以内に制限し、2つだけから$\sim$20$^{\circ}$以内に傾斜させることができることを示します位置天文観測。また、68％と95％の信頼区間が統計的に信頼できることも示しています。この方法を三項系に適用すると、二次および三次の星の軌道の相対的な傾きを制限することができます。FOBOSは通常、バイナリシステムの場合はCPU分、トリプルシステムの場合はCPU時間で、統計的に有意な数の一致の可能性を見つけることができます。
ホット四重システムの一貫したモデルに向けてHD93206=QZCarinae-I.観測とその初期分析
| Title |
Towards_a_consistent_model_of_the_hot_quadruple_system_HD_93206_=_QZ_Carinae_-_I._Observations_and_their_initial_analyses |
| Authors |
P._Harmanec,_P._Zasche,_M._Bro\v{z},_R._Catalan-Hurtado,_B.N._Barlow,_W._Frondorf,_M._Wolf,_H._Drechsel,_R._Chini,_A._Nasseri,_A._Pigulski,_J._Labadie-Bartz,_G.W._Christie,_W.S.G._Walker,_M._Blackford,_D._Blane,_A.A._Henden,_T._Bohlsen,_H._Bo\v{z}i\'c,_J._Jon\'ak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.07045 |
ホットな9成分システムHD93206は、重力によって制限された日食Ac1+Ac2バイナリ（$P=5.9987$〜d）と分光Aa1+Aa2（$P=20.734$〜d）バイナリを含み、巨大な星の起源と進化。アーカイブと新しいスペクトル、および地上と宇宙の測光観測の豊富なコレクションを使用して、このオブジェクトの詳細な調査を実施しました。両方の短い軌道のはるかに改善された説明と、約14500〜d（つまり、40年）の両方のバイナリの相互期間の適切な見積もりを提供します。初めて、スペクトルの光学領域で6.0〜dの食変光星の弱い成分の弱い線を検出し、それらの視線速度を測定し、$M_{\rmAc2}/M_{\の質量比を導き出しました。rmAc1}=1.29$。これは、InternationalUltravioletExplorer（IUE）スペクトルから推定されたものとは逆です。食サブシステムAcがセミデタッチドであり、したがって、そのコンポーネント間の大規模な物質移動の段階にあることを確認します。ロッシュローブの充填と分光学的に明るい成分Ac1は、2つのうちで質量が小さく、2番目の最小値で隠されています。これまでのところ、食システムに関連していると考えられている\ha放出の大部分は、20.73〜d分光連星の主要なO9.7I成分Aa1とともに移動することを示しています。ただし、より高いバルマー系列の弱い放射は、コンポーネントAc2の周りの降着円盤に関連しているようです。この独自のシステムの距離を含む正確な質量やその他の基本的な物理的特性を取得できることを示しますが、より高度なモデリングが必要です。この方向への最初のステップは、付属のPaper〜II（Bro\v{z}etal。）に示されています。
GPU加速応答モデルを使用したLISA軌道近似のデータ分析への影響の評価
| Title |
Assessing_the_data-analysis_impact_of_LISA_orbit_approximations_using_a_GPU-accelerated_response_model |
| Authors |
Michael_Katz,_Jean-Baptiste_Bayle,_Alvin_J._K._Chua,_Michele_Vallisneri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.06633 |
重力波（GW）データセットの分析は、測定された時系列と、さまざまなソースパラメータに対する検出器の応答の理論的なテンプレートとの比較に基づいています。LISAの場合、主な科学的観測量は、いわゆる時間遅延干渉法（TDI）の組み合わせであり、それがなければ圧倒的なレーザーノイズを抑制します。GWに対するTDI応答の計算には、GW偏光をLISAコンステレーションアームに投影し、アームに沿った光伝搬時間の倍数だけ遅延した投影を組み合わせることが含まれます。一般的なLISA軌道とGW信号に対して、両方の計算を効率的に実行することは困難です。現在、さまざまな近似が実際に使用されています。たとえば、腕の長さが一定で等しいと仮定すると、分析的なTDI式が得られます。この記事では、「fastlisaresponse」を紹介します。これは、時間領域のGWに対する汎用TDI応答を実装する新しい効率的なGPUアクセラレーションコードです。これを使用して、等腕長近似を使用して大音量の銀河系バイナリ信号を分析することによって発生するパラメータ推定バイアスを特徴付けます。実際のLISAデータ内の高い（しかし妥当な）SNRソースに対して最適な精度を達成するためには、等腕長のパラメーター推定コードを一般的な応答にアップグレードする必要があると結論付けています。
重力連続体の有効場の理論：固体、流体、およびエーテルの統一
| Title |
Effective_Field_Theory_of_Gravitating_Continuum:_Solids,_Fluids,_and_Aether_Unified |
| Authors |
Katsuki_Aoki,_Mohammad_Ali_Gorji,_Shinji_Mukohyama,_Kazufumi_Takahashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.06672 |
非散逸的重力連続体を記述する相対論的有効場の理論（EFT）を調査します。通常の連続体、つまり固体と流体に加えて、非常に対称的な連続体であるエーテルが見つかります。特に、エーテルの対称性は、均質で等方性の状態が宇宙定数のように振る舞うと結論付けています。連続体（フォノン）の動的自由度が時空メトリックによって消費されるユニタリ/共動ゲージでEFTを定式化します。このゲージの選択は、流体力学におけるラグランジアンの記述として解釈され、連続体のきちんとした幾何学的理解を提供します。葉ベースのArnowitt-Deser-Misnerのものとは異なる連続体の4元速度に関して、スレッドベースの時空分解を調べます。スレッドベースの分解は、連続体の対称性を尊重するため、微分展開の高次でも、各連続体のEFTの不変ビルディングブロックを体系的に見つけることができます。また、システムの線形ダイナミクスについて説明し、重力子とフォノンの両方が重力の背景で「質量」を獲得することを示します。
曲率と物質の間の非最小結合を伴う重力理論における原始磁場
| Title |
Primordial_magnetic_fields_in_theories_of_gravity_with_non-minimal_coupling_between_curvature_and_matter |
| Authors |
Orfeu_Bertolami,_Maria_Margarida_Lima,_Filipe_C._Mena |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.06883 |
宇宙における磁場の存在は紛れもないです。それらは、星から銀河団までのすべてのスケールで観察されます。ただし、これらのフィールドの起源は謎のままです。磁場の種は、特定の条件下でインフレーションから出現した可能性があると考えられています。この可能性は、曲率と物質の間の非最小結合を伴う重力の代替理論の文脈で分析されます。非最小モデルのコンテキストで一般化されたマクスウェル方程式を解くことにより、再加熱温度が低い一般的なスローロールインフレーションシナリオでは、生成された磁気$T_{RH}\simeq10^{10}$GeVがわかります。フィールドは、大規模な観測値$\lambda\sim1Mpc$と互換性を持たせることができます。
Borexinoの太陽ニュートリノによる地球の軌道パラメータの独立した決定
| Title |
Independent_determination_of_the_Earth's_orbital_parameters_with_solar_neutrinos_in_Borexino |
| Authors |
S._Appel,_Z._Bagdasarian,_D._Basilico,_G._Bellini,_J._Benziger,_R._Biondi,_B._Caccianiga,_F._Calaprice,_A._Caminata,_A._Chepurnov,_D._D'Angelo,_A._Derbin,_A._Di_Giacinto,_V._Di_Marcello,_X.F._Ding,_A._Di_Ludovico,_L._Di_Noto,_I._Drachnev,_D._Franco,_C._Galbiati,_C._Ghiano,_M._Giammarchi,_A._Goretti,_A.S._Goettel,_M._Gromov,_D._Guffanti,_Aldo_Ianni,_Andrea_Ianni,_A._Jany,_V._Kobychev,_G._Korga,_S._Kumaran,_M._Laubenstein,_E._Litvinovich,_P._Lombardi,_I._Lomskaya,_L._Ludhova,_G._Lukyanchenko,_I._Machulin,_J._Martyn,_E._Meroni,_L._Miramonti,_M._Misiaszek,_V._Muratova,_R._Nugmanov,_L._Oberauer,_V._Orekhov,_F._Ortica,_M._Pallavicini,_L._Pelicci,_O._Penek,_L._Pietrofaccia,_N._Pilipenko,_A._Pocar,_G._Raikov,_M.T._Ranalli,_G._Ranucci,_A._Razeto,_A._Re,_M._Redchuk,_N._Rossi,_S._Schoenert,_D._Semenov,_G._Settanta,_M._Skorokhvatov,_A._Singhal,_O._Smirnov,_A._Sotnikov,_R._Tartaglia,_G._Testera,_E._Unzhakov,_A._Vishneva,_R.B._Vogelaar,_F._von_Feilitzsch,_M._Wojcik,_M._Wurm,_S._Zavatarelli,_K._Zuber,_G._Zuzel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.07029 |
2012年の初めから、Borexinoのコラボレーションは、陽子-陽子連鎖および炭素-窒素-酸素循環で放出される太陽ニュートリノフラックスの正確な測定値を報告してきました。Borexinoデータ取得のフェーズIIおよびフェーズIIIで達成された実験感度により、地球の軌道の離心率による太陽ニュートリノ相互作用率の年間変調を検出することが可能になり、統計的有意性は5$\sigma$を超えました。。これは、太陽ニュートリノとBorexino信号の太陽起源の追加の署名のみに基づいた地球の軌道パラメータの最初の正確な測定です。Borexino太陽ニュートリノ検出率の時系列の完全なピリオドグラムも報告され、1サイクル/年と1サイクル/日の間の頻度を調査します。他の重要な変調周波数は見つかりません。現在の結果は、Borexinoの10年にわたる高精度の太陽ニュートリノ検出によって独自に可能になりました。
グレートフィルターの回避：人類がカルダシェフI型文明に到達するためのタイムラインを予測する
| Title |
Avoiding_the_Great_Filter:_Predicting_the_Timeline_for_Humanity_to_Reach_Kardashev_Type_I_Civilization |
| Authors |
Jonathan_H._Jiang,_Fuyang_Feng,_Philip_E._Rosen,_Kristen_A._Fahy,_Antong_Zhang,_Piotr_Obacz,_Prithwis_Das,_Zong-Hong_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.07070 |
文明の技術開発のレベルは、それらが使用するために生成するエネルギーの量によって大部分が測定できますが、その文明の故郷の管理も含みます。カルダシェフの定義に従うと、タイプIの文明は、その惑星で利用可能なすべてのエネルギーを貯蔵して使用することができます。この研究では、CarlSaganのK式に基づいたモデルを開発し、このモデルを使用して、化石燃料（石炭、石油、天然ガス、原油、NGL、原料など）の3つの最も重要なエネルギー源の消費とエネルギー供給を分析します。）、核エネルギーと再生可能エネルギー。また、国連気候変動枠組条約、国際エネルギー機関によって提案された環境制限、および人類がいつカルダシェフスケールタイプI文明のレベルに達するかを予測するための計算に固有の制限についても検討します。私たちの調査結果は、この日の最良の見積もりは2371年まで来ないことを示唆しています。
暗黒物質の自己散乱が熱的残存粒子に与える影響
弾性自己散乱は暗黒物質粒子の数を変えないので、その遺物の存在量の計算では無視されてきました。この作業では、自己散乱の存在が暗黒物質の運動量分布の変更を通じて消滅プロセスの有効性に大きな影響を与えるシナリオを強調します。共鳴および閾値以下の消滅を含むいくつかの例のフリーズアウトシナリオ、およびより重いメディエーター状態の崩壊からの暗黒物質粒子の追加のソースを備えたモデルを研究します。興味深いことに、暗黒物質の運動量分布関数のレベルで計算を実行すると、熱的集団に追加のエネルギーのある暗黒物質粒子を注入すると、最終的な熱的残存粒子の$\textit{decrease}$が発生する可能性があります。
パルサータイミングアレイデータの個々のバイナリの高速ベイズ分析
| Title |
Fast_Bayesian_analysis_of_individual_binaries_in_pulsar_timing_array_data |
| Authors |
Bence_B\'ecsy,_Neil_J._Cornish,_Matthew_C._Digman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.07160 |
パルサータイミングアレイデータで重力波を検索すると、計算量が多くなります。データは不均一にサンプリングされ、ノイズは不均一分散であるため、時間領域尤度関数とそれに伴う高価な行列演算を使用する必要があります。各パルサーに必要な追加のパルサー距離、位相オフセット、およびノイズモデルパラメーターのために大きなパラメーター空間を持つ個々の超大規模ブラックホール連星を検索する場合、計算コストは悪化します。ベイズ分析を大幅に高速化するために使用できる尤度関数の新しい定式化を紹介します。パラメータを投影パラメータと形状パラメータに分割します。次に、形状パラメーターの各セットに対して高価な内積を事前計算することにより、投影パラメーターの探索を4桁以上加速します。投影パラメータには、各パルサーでの重力波位相オフセットなどの妨害パラメータが含まれます。新しいスキームでは、これらの厄介なパラメータは、メトロポリス内ギブススキームの一部として複数回のマルコフ連鎖モンテカルロサンプリングを使用するよりも効率的に無視されます。パルサータイミングデータセットが急速に成長するにつれて、私たちの方法によって提供される加速はますます重要になります。また、私たちの方法は、複数のバイナリ、または無視できない離心率を持つバイナリの検索など、高度な分析をより扱いやすくします。
