ページ空間でのk-エッセンスダークエネルギーの解凍
ダークエネルギーモデルの幅広いクラスは、k-エッセンスの形式で記述できます。そのラグランジアン密度は、スカラー場$\phi$とその運動エネルギー$X\equiv\frac{1}{2の2変数関数です。}\partial^\mu\phi\partial_\mu\phi$。解凍シナリオでは、ハッブル摩擦が後期宇宙でその質量スケールを下回ったときにのみ、スカラー場が動的になります。解凍kエッセンスダークエネルギーモデルは、ランダム行列\cite{thaws}からラグランジアン密度のテイラー展開係数を生成することでランダムにサンプリングできます。参照。\cite{thaws}は、解凍k-essenceモデルの有効な状態方程式パラメーター$（w_0、w_a）$の不均一な分布を使用して、モデル選択の統計を改善できることを指摘しています。現在の作業は、宇宙の年齢（PAge）\cite{PAge}によってパラメータ化されたより一般的なフレームワークでの解凍k-essenceの統計を研究しています。固定物質の割合$\Omega_m$の場合、ランダム解凍k-essenceモデルは、PAgeパラメーター空間の狭帯域にクラスター化され、強力な理論的事前分布を提供します。中国の宇宙ステーション望遠鏡の光学調査のために宇宙せん断力スペクトルデータをシミュレートし、k-エッセンスを解凍する理論的な事前の有無にかかわらず、漁師の予測を比較します。最適な断層撮影ビニングスキームの場合、理論上の事前評価により、PAgeスペースの性能指数が3.3ドル向上します。
精密時代の光学クラスター宇宙論は、赤方偏移全体で一貫した赤方偏移（RS）の正確な定義を必要とします。この目的のために、RedDragonアルゴリズム、つまりエラー修正された多変量ガウス混合モデル（GMM）を紹介します。複数の色を同時に使用し、GMMパラメーターをスムーズに進化させることで、赤方偏移全体でRSと青い雲（BC）の特性を継続的に評価し、RS選択色の交換に固有の赤い部分の不連続性を回避します。SDSS銀河のミッドレッドシフト分光サンプルに基づいて、レッドドラゴンによって定義されたRSは、90％を超えるバランスの取れた精度でクエンチされた銀河（低い特定の星形成率）を選択します。銀河集団の割り当てに対するこのアプローチは、色（大きさまたは色）の色空間のハードカットよりも、RS銀河とBC銀河をより自然に分離します。RedDragonアルゴリズムは、bitbucket.org/wkblack/red-dragon-gammaで公開されています。
Insight-HXMTによるかに星雲のX線で地球掩蔽からの鉛直大気密度プロファイルの測定
| Title |
Measurement_of_the_vertical_atmospheric_density_profile_from_the_X-ray_Earth_occultation_of_the_Crab_Nebula_with_Insight-HXMT |
| Authors |
Daochun_Yu,_Haitao_Li,_Baoquan_Li,_Mingyu_Ge,_Youli_Tuo,_Xiaobo_Li,_Wangchen_Xue,_Yaning_Liu,_Aoying_Wang,_Yajun_Zhu,_Bingxian_Luo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09674 |
本論文では、かに星雲のX線で地球掩蔽（XEO）を硬X線モジュレーション望遠鏡（Insight-HXMT）を用いて調べた。Insight-HXMTの低エネルギーX線望遠鏡（LE）によって記録された2018年9月30日のポインティング観測データが選択され分析されます。X線で地球の掩蔽プロセス中の消滅光度曲線とスペクトルが抽出されます。XEO光度曲線のフォワードモデルが確立され、光度曲線の理論的な観測信号が予測されます。大気密度モデルは、特定の高度範囲内で一般的に使用されるMSIS密度プロファイルのスケール係数を使用して構築されます。ベイジアンデータ分析法は、XEO光度曲線モデリングと大気密度検索のために開発されました。モデルパラメータの事後確率分布は、基本関数としてNRLMSISE-00モデルとNRLMSIS2.0モデルを使用したマルコフ連鎖モンテカルロ（MCMC）アルゴリズムによって導出され、最適な密度プロファイルがそれぞれ取得されます。高度範囲105〜200kmで、光度曲線をエネルギー範囲1.0〜XEOS法に基づく2.5keV。高度範囲95〜125kmで、光度曲線を2.5〜6.0keVのエネルギー範囲に適合させることにより、取得された密度プロファイルはNRLMSISE-00の密度の81.0％、NRLMSIS2.0の密度の92.3％になります。XEOSメソッド。85〜110kmの高度範囲で、光度曲線を6.0〜10.0keVのエネルギー範囲に適合させることにより、取得された密度プロファイルはNRLMSISE-00の密度の87.7％、NRLMSIS2.0の密度の101.4％になります。XEOSメソッド。この研究は、X線天文衛星Insight-HXMTからのXEOSが上層大気の研究のためのアプローチを提供できることを示しています。
ほぼ自転と公転した地球サイズの惑星の大気ダイナミクス
自転と公転状態にある、またはその近くにある地球サイズの惑星の発見と特性評価は、地球型惑星の進化を理解する上で非常に重要であり、金星は明らかに類似しています。太陽系外惑星の科学は、何百もの地球型惑星の大気を特徴づける限界にあり、それによって、太陽系内の地球型惑星の大気の限られた目録よりはるかに大きい統計サンプルを提供します。ただし、太陽系外惑星の大気を特徴付けるモデルベースのアプローチは、太陽系のデータに依存しているため、在庫が限られているため、基礎的な大気研究所と重要な大気研究所の両方があります。現在の地球型外惑星の人口統計は、短周期惑星に大きく偏っています。その多くは、金星と同様に、自転と公転の可能性があり、暴走温室効果の候補でもあると予想されます。ここでは、地上の太陽系外惑星の人口の増加と、気候シミュレーションでの自転と公転の研究について説明します。これらの太陽系外惑星の研究は、金星のコンテキスト内に配置されています。金星は、潮汐のロック限界に近い地球サイズの非同期回転子のローカルな例です。金星の大気のダイナミクスに関して学んだ最近の教訓と、それらの教訓が私たちの兄弟惑星の進化にどのように関係しているかについて説明します。これらのレッスンが太陽系外惑星の大気に与える影響について説明し、地球の惑星大気の完全で堅牢な解釈を実現するために、金星の気候を完全に特性化する必要性について概説します。
光蒸発風の駆動におけるX線周波数の重要性
光蒸発風は原始惑星系円盤を分散させるための有望なメカニズムですが、これまでのところ、理論モデルは、風を駆動する際にX線、極紫外線、または遠紫外線が果たす相対的な役割について合意できていません。これは、放射伝達と熱収支へのアプローチ、採用された照射スペクトルの選択、ガスを冷却するために利用可能なプロセスなど、研究間のさまざまな方法論の違いに起因しています。\textsc{mocassin}放射伝達コードを使用して、EUV駆動風のシミュレーションから取得した静的密度グリッド上のさまざまなスペクトルの風加熱をシミュレートします。光子エネルギーの関数として最大加熱カラムを測定することにより、単一の代表的なX線周波数を選択することによる風を駆動する能力への影響を調査します。妥当な光度とスペクトルの場合、最も効果的なエネルギーは数$100〜\mathrm{eV}$であり、X線スペクトルのより柔らかい領域にしっかりと存在しますが、エネルギーが$\sim1000〜\mathrmのX線は{eV}$はディスクガスとの相互作用が弱すぎて、風を駆動するのに十分な加熱を提供できません。これらの調査結果を説明するための簡単なモデルを開発します。たとえば分子の振動線のために、モデルの上の冷却がさらに増加すると、加熱がより柔らかいエネルギーにさらに制限される可能性がありますが、X線加熱された風が完全に放出されるのを妨げる可能性は低いと主張します。X線の輝度を上げると逆の効果があります。したがって、光蒸発風モデルのさまざまな結果は、照射スペクトルの選択の観点から理解する必要があります。
| Title |
Optical_observations_and_dust_modelling_of_comet_156P/Russell-LINEAR |
| Authors |
K._Aravind,_Prithish_Halder,_Shashikiran_Ganesh,_Devendra_Sahu,_Miquel_Serra-Ricart,_Jos\'e_J._Chamb\'o,_Dorje_Angchuk_and_Thirupathi_Sivarani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09727 |
156P/ラッセル彗星-LINEARは、公転周期が6。44年の短周期木星ファミリー彗星です。ここでは、分光、測光、偏光観測、およびダストモデリング研究の結果を示します。分光学的研究から、$CN（\Delta\nu=0）$、$C_3（\lambda4050$\AA）、$C_2（\Delta\nu=+1）$および$C_2（\Delta\nu=0）$は、観測の両方のエポックで観測できます。Q（$C_2$）/Q（CN）比は、彗星を典型的な彗星として分類します。画像データはジェットの存在を明らかにします。彗星からの塵の放出は、後の時代に沈静化するこれらの強いジェットの存在のために非定常状態の流出を持っていることが観察され、定常状態の流出をもたらします。2つの異なる位相角での偏光研究により、偏光度は、同様の位相角でのジュピターファミリー彗星に匹敵することが明らかになりました。偏光値の局所的な変動がコマ収差で観察されます。ダストモデリング研究は、大量のケイ酸塩/低吸収材料の存在を示唆しており、べき乗則サイズ分布指数=2.4の低気孔率の大量の大型粒子がコマを支配していることを示しています。観測された活動と塵の特性は、別のジュピターファミリー彗星、67P/チュリュモフゲラシメンコとの類似性を示しています。
影響後の世界の減少した大気：初期の地球
| Title |
Reduced_atmospheres_of_post-impact_worlds:_The_early_Earth |
| Authors |
J._P._Itcovitz,_A._S._P._Rae,_R._I._Citron,_S._T._Stewart,_C._A._Sinclair,_P._B._Rimmer,_O._Shorttle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09946 |
影響は、初期の地球の大気化学に重大な影響を及ぼした可能性があります。インパクター（金属鉄など）の相が減少すると、惑星のH$_2$Oインベントリが減少し、H$_2$が豊富な大規模な大気が生成されます。以前の研究はそのようなシナリオでのインパクターと大気の間の相互作用に焦点を合わせていましたが、2つのさらなる効果を調査します。衝撃後の雰囲気と衝撃によって生成された溶融相の間の相互作用。これらの2つの効果は、溶融相によって最初に付着した大気への還元力を回復するように作用する溶融大気相互作用によって、潜在的に互いに相殺できることがわかります。$\sim10^{22}\、\mathrm{kg}$インパクターの場合、溶融相によって付着した鉄がこの溶融物を減らすために完全に利用可能になると、H$_2$カラム密度$\sim10の平衡雰囲気が見つかります。^4\、\mathrm{moles\、cm^{-2}}$（$p\mathrm{H2}\sim120\、\mathrm{bars}\mathrm{、}〜X_\mathrm{H2}\sim0。77$）、以前の見積もりと一致しています。ただし、溶湯を減らすために鉄が利用できない場合（たとえば、大きな直径の塊に沈む）、H$_2$（$7\times10^2-5\times10^3\、\mathrm{moles\）が大幅に少なくなります。、cm^{-2}}$、$p\mathrm{H2}\lesssim60\、\mathrm{bars}\mathrm{、}〜X_\mathrm{H2}\lesssim0.41$）。これらの低いH$_2$の存在量は、プレバイオティクス化学に重要な種（NH3、HCNなど）を形成できるほど十分に高いですが、そのような化学に問題がある高還元性雰囲気に関連する温室加熱効果が抑制されるほど十分に低いです。衝撃によって生成された溶融相によって鉄が付着する方法は、衝撃の余波で大気と再凝固した溶融池の還元力を決定する上で重要です。
宇宙力学におけるテイラー法の信頼できるイベント検出
常微分方程式のシステムでイベントを検出するための新しいアプローチを提示します。新しい方法は、テイラーインテグレーターの独自の機能と最先端の多項式求根技術を組み合わせて、適度な計算オーバーヘッドで強力なイベント検出を保証する新しいアルゴリズムを生成します。宇宙力学と天体力学の問題に焦点を当てた詳細なテストとベンチマーク（衝突N体システム、日食を説明する不規則な物体の周りの宇宙船のダイナミクス、ポアンカレ断面の計算など）は、私たちのアプローチがパフォーマンスと検出の両方でどのように優れているかを示しています現代の数値積分作業で一般的に採用されている戦略の正確さ。新しいアルゴリズムは、オープンソースのテイラー統合パッケージheyokaで利用できます。
太陽系外惑星用の大型干渉計（LIFE）：V.地球アナログを研究するための中赤外線宇宙干渉計の診断の可能性
| Title |
Large_Interferometer_For_Exoplanets_(LIFE):_V._Diagnostic_potential_of_a_mid-infrared_space-interferometer_for_studying_Earth_analogs |
| Authors |
Eleonora_Alei_(1_and_2),_Bj\"orn_S._Konrad_(1_and_2),_Daniel_Angerhausen_(1_and_2_and_3),_John_Lee_Grenfell_(4),_Paul_Molli\`ere_(5),_Sascha_P._Quanz_(1_and_2),_Sarah_Rugheimer_(6),_Fabian_Wunderlich_(4),_and_the_LIFE_collaboration_((1)_ETH_Zurich,_Institute_for_Particle_Physics_&_Astrophysics,_Zurich,_Switzerland,_(2)_National_Center_of_Competence_in_Research_PlanetS,_(3)_Blue_Marble_Space_Institute_of_Science,_Seattle,_United_States,_(4)_Department_of_Extrasolar_Planets_and_Atmospheres_(EPA),_Institute_for_Planetary_Research_(PF),_German_Aerospace_Centre_(DLR),_Berlin,_Germany,_(5)_Max-Planck-Institut_f\"ur_Astronomie,_Heidelberg,_Germany_(6)_Department_of_Physics,_University_of_Oxford,_Oxford,_UK) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.10041 |
惑星外惑星学における重要な将来の目標は、潜在的に居住可能な惑星を検出し、特徴づけることです。ヌル干渉法を使用すると、LIFEは（地球型）太陽系外惑星の半径と有効温度を制限し、それらの大気構造と組成に関する独自の情報を提供することを可能にします。地球の進化のさまざまな段階での発光スペクトルの特性を明らかにする上で、LIFEの可能性を探ります。地球の進化の4つの異なるエポックの雲のないスペクトルと曇りのスペクトルに対応する、8つの異なるシナリオのシミュレートされたスペクトルに対してベイズ検索を実行します。10個の距離と太陽のようなホスト星を想定して、すべての主要な天体物理学的ノイズ源を考慮して、シミュレータLIFEsimを使用してLIFEで得られた観測をシミュレートします。公称スペクトル分解能（R=50）と信号対雑音比（11.2$\mu$mでS/N=10と想定）を使用すると、分析されたすべてのシナリオの主なスペクトル特性を特定できます（特にCO$_2$、H$_2$O、O$_3$、CH$_4$）。これにより、人が住んでいるシナリオと生命のないシナリオを区別できます。結果は、特にO$_3$とCH$_4$が、S/Nを10から20に倍増することにより、改善された存在量推定値をもたらすことを示唆しています。RとS/Nのベースライン要件は、LIFEがO$_3を検出するのに十分であると結論付けます。地球のような惑星の大気中の$とCH$_4$は、体積混合比で約2％のO$_2$が豊富にあります。この情報は、LIFEのミッション計画に関連しています。また、雲のない惑星の検索は、地上の居住可能な惑星の大気組成を特徴付けるために使用できますが、大気の熱構造を特徴付けることはできないと結論付けています。実行されたモデル間の比較から、不透明度テーブルの違い（たとえば、異なるラインウィング処理によって引き起こされる）が系統的エラーの重要な原因である可能性があると推測します。
GIANOによるWASP-33bおよびWASP-189bの昼間の大気中のCO輝線の検出
| Title |
Detection_of_CO_emission_lines_in_the_dayside_atmospheres_of_WASP-33b_and_WASP-189b_with_GIANO |
| Authors |
F._Yan,_E._Pall\'e,_A._Reiners,_N._Casasayas-Barris,_D._Cont,_M._Stangret,_L._Nortmann,_P._Molli\`ere,_Th._Henning,_G._Chen,_K._Molaverdikhani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.10158 |
超高温木星（UHJ）は、昼間の大気に逆転層を持っていると予想されます。最近の熱放射観測により、UHJの温度逆転とともにいくつかの原子および分子種が発見されました。2つのUHJ（WASP-33bとWASP-189b）の熱放射スペクトルをGIANO-B高解像度近赤外分光器で観察しました。相互相関法を使用して、両方の惑星の昼間の大気から一酸化炭素（CO）を検出しました。検出されたCO線は放出されており、これは2つの惑星での鉄の輝線と逆転層の以前の発見と一致しています。これは、高分解能分光法による発光中のCO線の最初の検出です。CO線を他のスペクトル特性と組み合わせたさらなる検索作業により、温度構造やC/O比などの大気特性の包括的な理解が可能になります。WASP-189bで検出されたCOおよび鉄の輝線は、数km/sの赤方偏移した視線速度を持っています。これは、大気中の昼間から夜間の風に起因する可能性があります。このような赤方偏移した速度は、WASP-33bの輝線では検出されておらず、2つのUHJの大気循環パターンが異なる可能性があることを示唆しています。
HD 260655システム：10個の明るいM矮星を通過する2つの岩の多い世界
| Title |
The_HD_260655_system:_Two_rocky_worlds_transiting_a_bright_M_dwarf_at_10_pc |
| Authors |
R._Luque,_B._J._Fulton,_M._Kunimoto,_P._J._Amado,_P._Gorrini,_S._Dreizler,_C._Hellier,_G._W._Henry,_K._Molaverdikhani,_G._Morello,_L._Pe\~na-Mo\~nino,_M._P\'erez-Torres,_F._J._Pozuelos,_Y._Shan,_G._Anglada-Escud\'e,_V._J._S._B\'ejar,_G._Bergond,_A._W._Boyle,_J._A._Caballero,_D._Charbonneau,_D._R._Ciardi,_S._Dufoer,_N._Espinoza,_M._Everett,_D._Fischer,_A._P._Hatzes,_Th._Henning,_K._Hesse,_A._Howard,_S._B._Howell,_H._Isaacson,_S._V._Jeffers,_J._M._Jenkins,_S._R._Kane,_J._Kemmer,_S._Khalafinejad,_R._C._Kidwell_Jr.,_D._Kossakowski,_D._W._Latham,_J._Lillo-Box,_J._J._Lissauer,_D._Montes,_J._Orell-Miquel,_E._Pall\'e,_D._Pollacco,_A._Quirrenbach,_S._Reffert,_A._Reiners,_I._Ribas,_G._R._Ricker,_L._A._Rogers,_J._Sanz-Forcada,_M._Schlecker,_A._Schweitzer,_S._Seager,_A._Shporer,_K._G._Stassun,_S._Stock,_L._Tal-Or,_E._B._Ting,_T._Trifonov,_S._Vanaverbeke,_R._Vanderspek,_J._Villase\~nor,_J._N._Winn,_and_J._G._Winters |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.10261 |
M0VドワーフHD260655（GJ239、TOI-4599）を通過する多惑星系の発見を報告します。このシステムは、少なくとも2つの通過する惑星、つまりHD260655bで構成され、周期は2.77d、半径はR$_b$=1.240$\pm$0.023R$_\oplus$、質量はM$_b$=2.14$\pm$0.34M$_\oplus$、かさ密度$\rho_b$=6.2$\pm$1.0gcm$^{-3}$、およびHD260655c、周期5.71d、a半径R$_c$=1.533$^{+0.051}_{-0.046}$R$_\oplus$、質量M$_c$=3.09$\pm$0.48M$_\oplus$、およびかさ$\rho_c$=4.7$^{+0.9}_{-0.8}$gcm$^{-3}$の密度。惑星はTESSミッションによって輸送中に検出され、1998年と2016年以降にそれぞれHIRESとCARMENESの機器で得られたアーカイブと新しい正確な視線速度で独立して確認されました。10pcの距離では、HD260655は、HD219134、LTT1445A、およびAUMicに次ぐ4番目に近い既知のマルチトランジット惑星系になります。ホスト星の見かけの明るさ（J=6.7等）により、両方の惑星は、透過と放出の両方で、JWSTによる大気研究で今日知られている最も適切な岩の世界の1つです。
地球のトロヤ小惑星を除去するための衝突メカニズム
| Title |
A_Collision_Mechanism_for_the_Removal_of_Earth's_Trojan_Asteroids |
| Authors |
Kevin_J._Napier,_Larissa_Markwardt,_Fred_C._Adams,_David_W._Gerdes,_Hsing_Wen_Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.10316 |
トロヤ群の小惑星は、ホスト惑星との強い共鳴により、何十億年もの間安定した軌道にとどまることができます。結果として、それらは太陽系の動的および化学的履歴を制約するための強力なプローブです。数千の木星のトロヤ群と数十の海王星のトロヤ群を検出しましたが、現在、長期的に安定した地球のトロヤ群は知られていません。動的シミュレーションは、安定した地球のトロヤ群のパラメータ空間が実質的に存在することを示しているため、それらの明らかな不在は謎を引き起こします。この作業では、N体シミュレーションの大規模なアンサンブルを使用して、月を形成したり、地球に後期ベニヤを与えたりしたと考えられるような大規模な衝突が発生した場合に、トロイの木馬の集団が動的に応答する方法を調査します。このような衝突は、原始的なトロイの木馬の集団を非常に混乱させる可能性があり、それを完全に排除できた可能性があることを示しています。より具体的には、地球が${\calO}（10）$衝突によってその質量の最後の1\％を獲得した場合、以前にバインドされたトロイの木馬集団の$\sim1\％$のみが残ります。
ローカルグループ衛星飛行機の形成のための3D流体力学シミュレーション
| Title |
3D_hydrodynamic_simulations_for_the_formation_of_the_Local_Group_satellite_planes |
| Authors |
Indranil_Banik_(Saint_Andrews,_Bonn),_Ingo_Thies_(Bonn),_Roy_Truelove_(Saint_Andrews),_Graeme_Candlish_(Valparaiso),_Benoit_Famaey_(Strasbourg),_Marcel_S._Pawlowski_(Potsdam),_Rodrigo_Ibata_(Strasbourg),_Pavel_Kroupa_(Bonn,_Prague) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09687 |
天の川銀河（MW）とアンドロメダ銀河（M31）の両方の周りに、相互に相関する伴銀河の薄く回転する平面が存在することは、説明を必要とします。ミルグロミアンダイナミクス（MOND）の以前の研究は、過去のMW-M31の遭遇がこれらの衛星飛行機の形成につながったかもしれないことを示しました。PhantomofRAMSESを使用して、ローカルグループの初めての流体力学的MONDシミュレーションを実行します。銀河周囲の距離が約80kpcで、$z\approx1$でのMW-M31の遭遇により、観測された銀河円盤と同様に配向され、観測されたM31と同様に分離された$z=0$の2つの円盤銀河が生成されることを示します。距離。重要なことに、潮汐破片は、観測されたMWおよびM31衛星平面と同様に位相空間に分布しており、両方に正しい優先軌道極があります。MW-M31軌道ジオメトリは、パラメータ空間を探索する際の制約とは見なされないにもかかわらず、現在観測されているM31固有運動と一致しています。$z=0$でのMWとM31の周りの潮汐破片の質量は、それらの衛星システムで観測された質量とよく比較されます。2つの銀河の残りの円盤は、現実的な放射状のスケール長と速度分散を持っており、シミュレーションは、MWよりもM31ではるかに高温の恒星円盤を自然に生成します。ただし、このシナリオを伴銀河の星の種族の年齢と一致させるには、前駆体の郊外で以前に形成された星のより高い割合が潮汐破片内に収まるか、MW-M31相互作用が$z>1で発生する必要があります。$。
| Title |
The_Age_of_Discovery_with_the_James_Webb:_Excavating_the_Spectral_Signatures_of_the_First_Massive_Black_Holes |
| Authors |
Kohei_Inayoshi,_Masafusa_Onoue,_Yuma_Sugahara,_Akio_K._Inoue,_and_Luis_C._Ho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09692 |
ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）は、最も遠い宇宙の新しいウィンドウを開き、最初の銀河における超大質量ブラックホール（BH）の初期の成長を明らかにします。深いJWSTイメージング調査の準備として、高赤方偏移の降着シードBHの色の選択を理解することが重要です。$z\gtrsim8$の金属に乏しい銀河で、数百万の太陽質量を持つスーパーエディントン降着BHのスペクトルエネルギー分布をモデル化し、後処理ライン伝達計算を放射流体力学シミュレーション結果に適用します。NIRCamおよびMIRIブロードバンドフィルターを使用した10キロ秒の露光は、$L_{\rmbol}\simeq10^{45}〜{\rmerg〜s}^のボロメータ光度を持つシードBHからの放射線束を検出するのに十分です。{-1}$。連続体の色は典型的な低$z$クエーサーの色と似ていますが、レストフレームの等価幅${\rmEW}_{\rmrest}\simeq1300〜\rの強いH$\alpha$線放射{A}$は非常に目立つため、線束は広帯域の色に大きく影響します。ユニークな色、たとえばF356W$-$F560W$\gtrsim1$at$7<z<8$およびF444W$-$F770W$\gtrsim1$at$9<z<12$は、フォトメトリック選択の堅牢な基準を提供します。急速に成長するシードBH。さらに、低イオン化輝線のNIRSpec観測は、BHが超エディントン速度で高密度降着円盤を介して供給されているかどうかをテストできます。
ガス選択銀河におけるCO励起とラインエネルギー分布
| Title |
CO_Excitation_and_Line_Energy_Distributions_in_Gas-selected_Galaxies |
| Authors |
A._Klitsch,_L._Christensen,_F._Valentino,_N._Kanekar,_P._M{\o}ller,_M._A._Zwaan,_J._P._U._Fynbo,_M._Neeleman,_J._X._Prochaska |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09698 |
放射選択銀河調査は銀河集団の最も明るい部分に偏っていますが、吸収選択は、光度に関して潜在的に偏りのない銀河選択手法です。ただし、吸収によって選択された銀河の物理的特性は十分に特徴付けられていません。ここでは、減衰したLy$\alpha$（DLA）吸収選択銀河の星間物質（ISM）の励起条件を調べます。中間（$z\sim0.7$）および高（$z\sim2$）の赤方偏移で以前に報告されたCO検出を使用して、4つの高金属量吸収選択銀河におけるCOスペクトル線エネルギー分布（SLED）の研究を提示します。これらの銀河では、さまざまなISM状態の証拠がさらに見つかります。4つの銀河のうち2つは、天の川の内側の円盤のそれと一致するCOSLEDを示しています。興味深いことに、これらの銀河の1つは$z\sim2$にあり、同様の赤方偏移にある主系列星の銀河よりもCOSLEDが低くなっています。$z>2$にある他の2つの銀河は、より励起されたISM条件を示し、そのうちの1つは、2つの大規模な主系列星に見られるものと同様に、中間の$J$（J$=3、4$）レベルの熱励起を示しています。これらの赤方偏移で銀河をシーケンスします。全体として、吸収の選択は銀河の多様な集団を追跡していることがわかります。
種族II、恒星距離インジケーターを介した局所銀河群銀河までの距離。 II。ろ座矮小球形
| Title |
Distances_to_Local_Group_Galaxies_via_Population_II,_Stellar_Distance_Indicators._II._The_Fornax_Dwarf_Spheroidal |
| Authors |
Elias_K._Oakes,_Taylor_J._Hoyt,_Wendy_L._Freedman,_Barry_F._Madore,_Quang_H._Tran,_William_Cerny,_Rachael_L._Beaton,_and_Mark_Seibert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09699 |
ラスカンパナス天文台のマゼラン望遠鏡で取得した広視野の地上ベースの$VI$イメージングを使用して、ろ座矮小楕円（dSph）銀河までの3つの独立したポピュレーションII距離係数を決定します。GaiaEDR3の固有運動を使用して前景の星を差し引いた後、赤色巨星の枝（TRGB）の光度$I_0^\mathrm{TRGB}=16.753\pm0.03_\mathrm{stat}\pmの$I$バンドの先端を測定します。0.037_\mathrm{sys}$mag、LMCに基づくキャリブレーションで距離係数$\mu_0^\mathrm{TRGB}=20.80\pm0.037_\mathrm{stat}\pm0.057_\mathrm{sys}$mag。文献から採用された期間を使用して、テンプレートの平均マグニチュードからのRRLyrae（RRL）距離を決定します。最初の倍音RRL周期-光度および周期-Wesenheit関係のGaiaDR2キャリブレーションを採用すると、$\mu_0^\mathrm{PLZ}=20.74\pm0.01_\mathrm{stat}\pm0.12_\mathrm{sys}$が見つかります。magおよび$\mu_0^\mathrm{PWZ}=20.68\pm0.02_\mathrm{stat}\pm0.07_\mathrm{sys}$mag。最後に、ろ座の水平分枝（HB）と2つの銀河球状星団からの距離を決定します。$\mu_0^\mathrm{HB}=20.83\pm0.03_\mathrm{stat}\pm0.09_\mathrm{sys}$mag。これらの距離はそれぞれ均一なIMACS測光から導き出され、独立した幾何学的なゼロ点に固定され、さまざまなクラスの星を利用します。したがって、独立した不確実性を平均して、結合距離係数$\langle\mu_0\rangle=20.770\pm0.042_\mathrm{stat}\pm0.024_\mathrm{sys}$mag（$143\pm3の距離に対応）を報告します。$kpc）。
銀河の考古学発掘調査（GALILEO）I.天の川を横切るAPOGEENに富む巨人の最新の国勢調査
| Title |
Galactic_ArchaeoLogIcaL_ExcavatiOns_(GALILEO)_I._An_updated_census_of_APOGEE_N-rich_giants_across_the_Milky_Way |
| Authors |
Jos\'e_G._Fern\'andez-Trincado,_Timothy_C._Beers,_Beatriz_Barbuy,_Dante_Minniti,_Cristina_Chiappini,_Elisa_R._Garro,_Baitian_Tang,_Alan_Alves-Brito,_Sandro_Villanova,_Doug_Geisler,_Richard_R._Lane,_Danilo_G._Diaz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09702 |
（要約）アパッチポイント天文台銀河進化実験（APOGEE-2）の第2フェーズの17番目のデータリリースを使用して、天の川（MW）全体にNが豊富な赤色巨星の均質な国勢調査を提供します。銀河のバルジ、金属の少ない円盤、ハローに向かって、合計149個の新たに特定されたNリッチフィールドジャイアントを報告します。それらは、[C/Fe]存在比（[C/Fe]$<+0.15$）の同時枯渇とともに、窒素存在比（[N/Fe]$\gtrsim+0.5$）の有意な濃縮を示します。それらは広範囲の金属量をカバーします（$-1.8<$[Fe/H]$<-0.7$）。APOGEE調査からの球状星団のような（GCのような）豊富なパターンを持つ候補Nに富む赤色巨星の最終サンプルには、合計$\sim$412個の固有のオブジェクトが含まれています。これらの強くNが増強された星は、これらのシステムとの化学的類似性に基づいて、GCから取り除かれたと推測されます。バイナリコンパニオンまたは脈動変動のシグネチャの強力な証拠はまだ見つかっていませんが、これらのオブジェクトの一部が過去にバイナリシステムのメンバーであったか、現在は可変システムの一部である可能性を排除できません。特に、銀河系のフィールドスターの中からそのような星を特定したという事実は、異常な[N/Fe]存在比を生み出す元素合成プロセスが広範囲の金属量にわたって発生するという強力な証拠を提供します。これは、GCに対する前駆星の独自性、および/または「クラーケン/コアラ」、\textit{Gaia}-Enceladus-などの巨大な矮小銀河におけるおそらく潮汐的に細断されたクラスターに関連する化学的異常の存在の賛成または反対の証拠を提供する可能性があります。とりわけ、MWによる付着前または付着中のソーセージ。動的解析により、新たに同定されたNに富む星は、MW全体で広範囲の動的特性を示すことが明らかになりました...
APOGEE-2SMg-Al金属の少ない球状星団NGC2298の反相関
| Title |
APOGEE-2S_Mg-Al_anti-correlation_of_the_Metal-Poor_Globular_Cluster_NGC_2298 |
| Authors |
Ian_Baeza,_Jos\'e_G._Fern\'andez-Trincado,_Sandro_Villanova,_Doug_Geisler,_Dante_Minniti,_Elisa_R._Garro,_Beatriz_Barbuy,_Timothy_C._Beers,_Richard_R._Lane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09703 |
金属に乏しい球状星団（GC）NGC2298の星の詳細な元素存在量と半径方向の速度を、第2段階で得られた12個のメンバーの近赤外線高解像度（$R\sim$22,500）スペクトルに基づいて示します。スローンデジタルスカイサーベイIV（SDSS-IV）の第17回データリリース（DR17）の一環として、ラスカンパナス天文台で行われたアパッチポイント天文台銀河進化実験（APOGEE-2）。高精度スペクトルを特徴付けるブリュッセル自動コード（\texttt{BACCHUS}）ソフトウェアを使用して、$\alpha$元素（Mg、Si、およびCa）、奇数Z元素Al、NGC2298の最も内側の領域にある鉄ピーク元素（FeおよびNi）。星から-への金属性の平均および中央値[Fe/H]$=-1.76$および$-1.75$がそれぞれ見つかります。0.14dexの星の広がり、内部測定誤差と互換性があります。したがって、NGC2298に固有のFe存在量が広がっているという証拠は見つかりません。NGC2298の典型的な$\alpha-$元素の濃縮は、太陽に比べて過剰であり、他の金属の少ないGCの傾向に従います。このクラスターにはAlで強化された集団が存在することを確認します。これは、Mgと明らかに反相関しており、NGC2298での複数集団現象の蔓延を示しています。
z $ \ sim$0.5での超強力MgII吸収体のホスト銀河
| Title |
Host_Galaxies_of_Ultra_Strong_Mg_II_absorbers_at_z_$\sim$_0.5 |
| Authors |
Labanya_Kumar_Guha,_Raghunathan_Srianand,_Rajeshwari_Dutta,_Ravi_Joshi,_Pasquier_Noterdaeme,_Patrick_Petitjean |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09708 |
z=0.4-0.6の109個の候補超強力MgII（USMgII;残りのMgII吸収の等価幅、$W_{2796}>3.0$オングストローム）システムのサンプルから、27個を確認し、20個のホスト銀河を特定します。SALT観測またはSDSSファイバースペクトルからの関連する星状線放射に基づくシステム。測定された衝突パラメータ、[OII]の光度、星形成率、Bバンドの光度、および恒星の質量は、$7.3\leD[kpc]\le79$、$0.2\leL_{[OII]}[10^の範囲にあります。{41}〜ergs^{-1}]$$\le4.5$、$2.59\leSFR[M_\odotyr^{-1}]\le33.51$、$0.15L_B^*\leL_B\le1.63L_B^*$と$10.21\lelog[M_*/M_\odot]\le11.62$それぞれ。見つかった衝突パラメータは、MgII吸収体の一般的な母集団の$W_{2796}$対Dの関係によって予測されたものよりも大きくなっています。与えられたDで、USMgIIホスト銀河は、典型的なMgII吸収体と比較してより明るくて重いです。ただし、測定されたSFRは、$z\sim0.5$に同じM$_\star$を持つ主系列銀河のSFRよりもわずかに低くなっています。$L_{[OII]}$とW$_{2796}$の相関関係を報告します。これは、主に$L_{が低い傾向がある弱いMgII吸収体のホスト銀河によって駆動されるMgII吸収体の全集団についてです。[OII]}$および大きな衝突パラメータ。USMgIIホスト銀河の少なくとも$\sim$33％（制限の大きさは$m_r<23.6$）が孤立しており、これらの場合の大きな$W_{2796}$はガスの流れ（流入/流出）に起因する可能性があります。スターバースト銀河ではなく、巨大な銀河の単一のハローで。また、少なくとも$\sim$17％の場合、銀河の相互作用が大きな速度幅の原因である可能性があることもわかりました。
拡張された高速作用最小化法による観測された銀河の環境史の追跡
| Title |
Tracing_the_environmental_history_of_observed_galaxies_via_extended_fast_action_minimization_method |
| Authors |
Elena_Sarpa,_Alessia_Longobardi,_Katarina_Kraljic,_Alfonso_Veropalumbo,_Carlo_Schimd |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09709 |
銀河の進化を形作る上での環境の役割を評価することを目的とした拡張高速アクション最小化法（eFAM）の新しいアプリケーションを提示します。Magneticum流体力学シミュレーションに対してeFAM予測をテストすることにより、アプローチを検証します。シミュレーションのz〜0スナップショットを観測されたカタログと見なし、銀河の再構築された軌道を使用して、宇宙構造の進化をモデル化します。統計レベルでは、再構築されたカタログのボイド、シート、フィラメント、およびクラスターが占める体積分率（VFF）は、シミュレーションの高赤方偏移スナップショットから推定されたVFFと$1\sigma$以内で一致します。eFAM構造の局所的な精度は、通常のグリッドのセルでシミュレートされたカタログPに関してそれらの純度を計算することによって評価されます。z=1.2まで、クラスターは0.58<P<0.93で、フィラメントは0.90<P<0.99で変化し、シートは0.78<P<0.92を示し、ボイドは0.90<P<0.92で最もよく識別されます。赤方偏移が増加すると、再構築されたトレーサーとシミュレートされた銀河の比較は、バイアスと数密度が異なるために困難になり、純度はP〜0.6に低下します。宇宙の網を通してそれらの軌道を追跡することによって個々の銀河の環境史を検索し、それらの観測されたガスの割合$f_\mathrm{gas}$を、さまざまな構造内で費やされた時間と関連付けます。クラスターとフィラメントの銀河の場合、eFAMは、1.5$\sigma$の統計的一致（2.5$に減少）を使用したシミュレーションによってトレースされた降着/落下の赤方偏移の関数として$f_\mathrm{gas}$の変動を再現します。フィラメント内の低質量銀河の\sigma$統計的一致）。これらの結果は、観測データへのeFAMの適用をサポートし、観測された銀河特性の環境依存性を研究し、光円錐観測に基づくアプローチを補完するアプローチを提供します。
低赤方偏移のライマン-AGNフィードバックのモデルの制約としての$\alpha $ Forest
| Title |
The_low_redshift_Lyman-$\alpha$_Forest_as_a_constraint_for_models_of_AGN_feedback |
| Authors |
Blakesley_Burkhart,_Megan_Tillman,_Alexander_B._Gurvich,_Simeon_Bird,_Stephanie_Tonnesen,_Greg_L._Bryan,_Lars_E._Hernquist,_and_Rachel_S._Somerville |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09712 |
活動銀河核（AGN）からのフィードバックのサブグリッドモデルの側面を制約する際の有用性を実証するために、IllustrisおよびIllustrisTNG（TNG）宇宙論シミュレーションで低赤方偏移のライマン-$\alpha$フォレストを研究します。2つのシミュレーションは、同一の紫外線バックグラウンド処方と同様の宇宙論的パラメーターを共有していますが、TNGは完全に作り直されたAGNフィードバックモデルを備えています。したがって、これらのシミュレーションの比較は、低赤方偏移のライマン-$\alpha$フォレストに対する変更されたAGNサブグリッドモデルの影響を評価するのに役立ちます。AGNによるガス加熱速度の変化により、2つのシミュレーション間でIGMの温度と密度の関係に大きな違いが見られます。ライマン-$\alpha$の森林観測量（列密度分布関数、フラックスPDF、ドップラー幅（$b$-パラメーター）分布など）を調査します。AGN無線モードモデルにより、元のIllustrisシミュレーションでは、カラム密度$N_{\rmHI}<10^{15.5}$cm$^{-2}$でTNGよりも吸収体が2〜3倍少なくなっています。TNGは、Illustrisよりも観測された$z=0.1$フラックスパワースペクトルとはるかによく一致していることを示します。IllustrisとTNGの間のフラックスPDFとパワースペクトルの振幅と形状の違いは、光加熱速度の単純な変化に起因するものではありません。また、シミュレートされた森林統計を宇宙起源分光器（COS）からのUVデータと比較し、どちらのシミュレーションも吸収体分布の傾きを再現できないことを確認します。IllustrisとTNGはどちらも、COSデータで観察されたものよりも大幅に小さい$b$パラメータ分布を生成します。これは、乱流の原因が未解決または欠落しているためと考えられます。
乱流理論からの磁場の強さ（I）：微分測定アプローチ（DMA）の使用
| Title |
Magnetic_field_strength_from_turbulence_theory_(I):_Using_differential_measure_approach_(DMA) |
| Authors |
A._Lazarian,_Ka_Ho_Yuen,_Dmitri_Pogosyan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09731 |
空の平均磁場強度は、従来、偏光と分光データの組み合わせから、Davis-Chandrasekhar-Fermi（DCF）技術を使用して取得されます。ただし、DCFの主な問題は、MHD乱流の異方性特性を無視していることであると特定しています。現代のMHD乱流理論に基づいて、観測から磁場強度を取得する新しい方法を紹介します。DCFとは異なり、新しい手法では、偏光角と視線速度の分散ではなく、構造関数によって与えられるこれらの量の増分を使用します。私たちの技術を適用できるさまざまな天体物理学的条件に対処するために、対応するガス圧よりも大きい磁気圧力を持つ両方の媒体の乱流を考慮します。温かい中性媒体に対応する磁気圧力よりも大きい分子およびガス圧に。これらの媒体におけるAlfv\'en、低速および高速モードの任意の混合の一般的な表現を提供し、拡散媒体および分子雲に関連する特定のケースを詳細に検討します。MHD乱流シミュレーションから得られた合成観測を使用して結果をテストすることに成功しました。DCFとは異なり、私たちの微分測定アプローチ（DMA）は、磁場強度の分布を測定するために使用でき、限られたデータで磁場測定を提供でき、非-乱れた性質。並行して、私たちの研究は、以前のDCF研究の欠陥を明らかにしています。
いて座矮小楕円銀河の星の多重度統計：天の川との比較
| Title |
Multiplicity_Statistics_of_Stars_in_the_Sagittarius_Dwarf_Spheroidal_Galaxy:_Comparison_to_the_Milky_Way |
| Authors |
Victoria_Bonidie,_Travis_Court,_Christine_Mazzola_Daher,_Catherine_E._Fielder,_Carles_Badenes,_Jeffrey_Newman,_Maxwell_Moe,_Kaitlin_M._Kratter,_Matthew_G._Walker,_Steven_R._Majewski,_Christian_R._Hayes,_Sten_Hasselquist,_Keivan_Stassun,_Marina_Kounkel,_Don_Dixon,_Guy_S._Stringfellow,_Joleen_Carlberg,_Borja_Anguiano,_Nathan_De_Lee,_and_Nicholas_Troup |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09750 |
アパッチポイント天文台銀河進化実験（APOGEE）の時間分解スペクトルを使用して、ヘイズらによってサジタリウス（Sgr）矮小楕円（dSph）銀河のメンバーとして識別された249個の星の視線速度（RV）変動の分布を調べます。（2020）。いて座のメンバーと同様の恒星パラメータ（$log（g）$、$T_{eff}$、$[Fe/H]$）を持つ天の川（MW）星を、次のk-d木を使って選択します。次元3。SgrdSph星のRVシフトの分布の形は、MWアナログで測定されたものと似ていますが、SgrdSphのRV可変星の合計割合は$\sim2の係数で大きくなっています。$。この違いに関する他の説明を除外した後、SgrdSphの近接バイナリの割合は、MWよりも本質的に高いと結論付けます。矮小楕円体銀河と渦巻銀河で近接したバイナリの形成につながる物理的プロセスに対するこの結果の影響について説明します。
G24.78 +0.08A1超小型H$_ {\ rm{II}}$領域周辺の分子ディスクに関連するHC$_ {3}$Nの振動励起線
| Title |
Vibrationally-excited_Lines_of_HC$_{3}$N_Associated_with_the_Molecular_Disk_around_the_G24.78+0.08_A1_Hyper-compact_H$_{\rm_{II}}$_Region |
| Authors |
Kotomi_Taniguchi,_Kei_E._I._Tanaka,_Yichen_Zhang,_Rub\'en_Fedriani,_Jonathan_C._Tan,_Shigehisa_Takakuwa,_Fumitaka_Nakamura,_Masao_Saito,_Eric_Herbst |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09907 |
超小型H$_{\rm{II}}$領域G24.78+0.08A1（G24HCH$_{\rm{II}}$）のアタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイバンド6データを分析しましたHC$_{3}$N（$v_{7}=2$、$J=24-23$）の振動励起線の検出を報告します。HC$_{3}$N（$v_{7}=2$、$J=24-23$、$l=2e$）の振動励起線の空間分布と運動学は、次のようになります。CH$_{3}$CNの振動励起線（$v_{8}=1$）は、HC$_{3}$N放出がG24HCH$_{\の周りのディスクをトレースしていることを示します。以前にCH$_{3}$CN行で識別されたrm{II}}$領域。G24周辺の$^{13}$CH$_{3}$CN/HC$^{13}$CCN存在比を導き出し、CH$_{3}$CN/HC$_{3}と比較します。HerbigAeとTTauriの星の周りのディスクの$N存在比。G24周辺の$^{13}$CH$_{3}$CN/HC$^{13}$CCN比（$\sim3.0-3.5$）は、CH$_{3}$CN/HCよりも高くなっています他のディスクの$_{3}$N比（$\sim0.03-0.11$）は1桁以上。G24周辺のCH$_{3}$CN/HC$_{3}$N比が高いことは、高温の高密度ガスでのCH$_{3}$CNの熱脱着とHC$_{3の効率的な破壊を示唆しています。}強い紫外線が照射された領域で$Nが発生しています。私たちの結果は、振動励起されたHC$_{3}$N線は、HCH$_{\rm{II}}$領域の段階で、これらのニトリルの組み合わせで、大規模な原始星のディスクトレーサーとして使用できることを示しています。種は、化学だけでなく、ディスク構造の物理的状態の情報も提供します。
イソプロパノールとその通常の異性体の星間検出と化学モデリング
| Title |
Interstellar_detection_and_chemical_modeling_of_iso-propanol_and_its_normal_isomer |
| Authors |
A._Belloche,_R._T._Garrod,_O._Zingsheim,_H._S._P._M\"uller,_K._M._Menten |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09912 |
ALMAの出現によって許可された高質量星形成プロトクラスターSgrB2（N）での分岐アルキル分子の検出は、星間化学の新しい次元を明らかにしました。天体化学シミュレーションはその後、ある程度の分子の複雑さを超えて、分岐した分子がそれらの直鎖異性体を支配する可能性さえあると予測しました。より一般的には、一次または二次炭素原子への官能基の結合を介して、通常型とアイソ型の両方を示す能力を持つ複雑な有機分子のISM内の存在をさらに調査することを目的としています。ALMAで実行されたイメージングスペクトル線調査調査ReMoCAと、プロパノールの最近の分光学的研究の結果を使用して、高温分子コアSgrB2（N2）内のこの分子のイソ異性体と通常異性体を検索しました。宇宙化学モデルMAGICKALのネットワークを拡張して、プロパノールの形成経路を調査しました。狭い線幅を示すSgrB2（N2）の位置に向けたイソプロパノールの最初の星間検出を報告します。また、ホットコアでの通常のプロパノールの最初の安全な検出についても報告します。i-プロパノールはn-プロパノールとほぼ同じ量であり、SgrB2（N2）のシアン化i-およびn-プロピルについて以前に得た0.4の比率と同様の0.6の存在比を持っています。結果は、水の光分解によって駆動されるダストグレインアイスマントルのプロピレンへのOHラジカル添加が適切な量のn-およびi-プロパノールを生成できることを示す、天体化学モデルの結果とよく一致しています。SgrB2（N2）のn対i比は、この反応プロセスの分岐比を直接継承している可能性があります。n-およびi-プロパノールの検出とそれらの比率は、以前に決定されたシアン化プロピルの通常の形態に対する適度な優先度が、同様のサイズの星間分子の中でより一般的な特徴である可能性があることを示しています。[要約]
活動銀河核タイプ2のサンプルにおける[NII]$ \ lambda \ lambda $ 6548、6583 \AA\ラインのフラックス比
| Title |
The_flux_ratio_of_the_[N_II]$\lambda\lambda$_6548,_6583_\AA\_lines_in_sample_of_Active_Galactic_Nuclei_Type_2 |
| Authors |
Ivan_Doj\v{c}inovi\'c,_Jelena_Kova\v{c}evi\'c-Doj\v{c}inovi\'c_and_Luka_\v{C}._Popovi\'c |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.10036 |
活動銀河核（AGN）のスペクトルでは、[NII]6548、6583A線は通常、これら2本の線の固定強度比を使用して適合されます（R[NII]=I$_{6583}$/I$_{6548}$）。ただし、固定強度比に使用される値は、文献によってわずかに異なります。ライン比の推定に使用できる遷移確率の理論計算はいくつかありますが、[NII]ラインは実験室のプラズマでは非常に弱いため、この比の実験的な測定はありません。したがって、[NII]線の強度比は、天体物理学の物体のスペクトルでのみ測定できます。ただし、さまざまなスペクトルでの[NII]比の測定が困難なため（H$\alpha$との重複、[NII]の強度が弱い、連続ノイズの影響）、正確で体系的な測定はこれまで行われていません。および流出寄与など）。ここでは、スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）データベースから取得した250のタイプ2AGNスペクトルのサンプルの[NII]$\lambda\lambda$6548、6583A輝線のフラックス比の測定値を示します。スペクトルは、信号対雑音比が高く、[NII]線とH$\alpha$線が重ならないように選択されています。測定から得られた平均流束比は3.049$\pm$0.021です。私たちの結果は、磁気双極子演算子に対する相対論的補正を考慮に入れて得られた理論的結果と一致しています。
B335原始星の磁気的に調節された崩壊？ II。ガスイオン化と磁場結合に関する観測上の制約
| Title |
Magnetically_regulated_collapse_in_the_B335_protostar?_II._Observational_constraints_on_gas_ionization_and_magnetic_field_coupling |
| Authors |
Victoria_Cabedo,_Anaelle_Maury,_Josep_Miquel_Girart,_Marco_Padovani,_Patrick_Hennebelle,_Martin_Houde_and_Qizhou_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.10043 |
低質量星形成プロセス中の星周ガスへの磁場の結合を支配する非理想的な電磁流体力学的効果は、ガスのイオン化率などの局所的な物理的条件に大きく依存します。この研究の目的は、小さなエンベロープ半径での星周ガスのイオン化のレベルを観測的に特徴付け、星形成ガスとクラス0原始星B335の磁場との間の結合の効率との関係を調査することです。ALMAを使用してB335の分子線放出マップを取得しました。これを使用して、ガスの重水素化率、そのイオン化率、および宇宙線イオン化率をエンベロープ半径$\lesssim$1000auで測定します。イオン化ガスの大部分、$\chi_{e}\simeq1-8\times10^{-6}$が見つかります。私たちの観察はまた、小さなエンベロープ半径で増加し、中心から数百auで$\zeta_{CR}\simeq10^{-14}$〜s$^{-1}$までの値に達する強化されたイオン化を明らかにします原始星オブジェクト。この極端な電離率は、原始星の近くで加速された宇宙線の存在に起因する可能性があることを示しています。太陽型クラス0の原始星で、スケール$\lesssim1000$〜auで宇宙線イオン化率の最初に解決されたマップを報告し、非常に高い値を見つけました。私たちの観測は、星間銀河宇宙線の透過ではなく、宇宙線の局所的な加速が、潜在的に円盤形成スケールに至るまで、内部エンベロープのガスイオン化の原因である可能性があることを示唆しています。確認された場合、我々の発見は、プロトステラディスクの特性は、大きなエンベロープスケールで利用可能な角運動量の量とプロトステラコアの磁場強度だけでなく、ガスと磁場の間の結合を設定するローカルプロセスによっても決定される可能性があることを意味します。
マグネターバイナリコンパニオンはどこにありますか？バイナリ母集団合成予測との比較からの候補
| Title |
Where_are_the_magnetar_binary_companions?_Candidates_from_a_comparison_with_binary_population_synthesis_predictions |
| Authors |
A._A._Chrimes,_A._J._Levan,_A._S._Fruchter,_P._J._Groot,_P._G._Jonker,_C._Kouveliotou,_J._D._Lyman,_E._R._Stanway,_N._R._Tanvir_and_K._Wiersema |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09701 |
マグネターが極端な磁場と若い年齢の中性子星であることは十分に確立されていますが、それらの生成への進化の経路はまだ不確かです。ほとんどの大質量星は連星にあるので、マグネターがコア崩壊超新星の頻繁な結果である場合、観測時にいくつかの部分が結合した伴星を持っていると予想されます。この論文では、深部ハッブル宇宙望遠鏡のイメージングを含む文献の制約を利用して、マグネターに結合した恒星の伴侶を検索します。大きさと色の測定値は、バイナリ母集団合成予測のコンテキストで解釈されます。J-Hの色とHバンドの絶対等級に基づいて、CXOUJ171405.7-381031とSGR0755-2933に関連する恒星のコンパニオンの候補が2つ見つかりました。全体として、その大きさと色に基づいて、もっともらしい恒星の近赤外線対応候補を持つ銀河マグネター集団の割合は、5から10パーセントの間です。これは、超新星の後に伴星に結合したままである原色から生じるコア崩壊中性子星の割合について、5パーセントの人口合成予測と一致しています。したがって、これらの結果は、マグネターが出生時のコア崩壊中性子星集団から偏りのない方法で引き出されていることと一致していますが、代替の前駆体チャネルからの寄与を排除することはできません。
掃天観測施設からのIa型超新星の検出効率：初期フラックス過剰の固有速度の限界
| Title |
The_detection_efficiency_of_type_Ia_supernovae_from_the_Zwicky_Transient_Facility:_Limits_on_the_intrinsic_rate_of_early_flux_excesses |
| Authors |
M._R._Magee,_C._Cuddy,_K._Maguire,_M._Deckers,_S._Dhawan,_C._Frohmaier,_A._A._Miller,_J._Nordin,_M._W._Coughlin,_F._Feinstein,_R._Riddle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09705 |
若いIa型超新星のサンプルは、いくつかのケースで「早期過剰」放出を示しています。同様の過剰は、いくつかの爆発と前駆体のシナリオによって予測され、したがって、熱核超新星の起源に関する重要な手がかりを提供することができます。ただし、爆発後の最初の数日までしか持続しないと予測されています。したがって、そのようなシナリオが本質的にまれであるのか、それとも比較的小さいサンプルサイズが十分に早期の検出を取得することの難しさを単に反映しているのかは不明です。そのために、さまざまな調査深度とリズムをカバーするおもちゃのシミュレーションを実行し、若いIa型超新星が回収される効率を調査します。シミュレーションの入力として、予測される光度の範囲を広くカバーするモデルを使用します。私たちのシミュレーションに基づいて、典型的な3日間のケイデンス調査では、Ia型超新星の$\sim$10％だけが、過剰の存在を除外するのに十分早期に検出されることがわかりました。ただし、2日間のケイデンスでは、この増加が$\sim$15％になるはずです。掃天観測施設調査のより詳細なシミュレーションから、同等の結果が得られます。これらの詳細なシミュレーションからの回復効率を使用して、人口の一部が初期に過剰を生成するシナリオから来ていると仮定して、発見されると予想される若いIa型超新星の数を調査します。シミュレーションの結果を観測結果と比較すると、初期のフラックス過剰を伴うIa型超新星の固有の割合は$\sim28^{+13}_{-11}%$％であることがわかります。
z<0.02以内の77型IIn超新星のホスト環境のHα線調査
| Title |
An_H-alpha_survey_of_the_host_environments_of_77_type_IIn_supernovae_within_z<0.02 |
| Authors |
Conor_L._Ransome,_Stacey_M._Habergham_Mawson,_Matt_J._Darnley,_Phil_A._James,_Sue_M._Percival |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09706 |
タイプIIn超新星（SNe\、IIn）は、SN噴出物が既存の星周円盤（CSM）と相互作用する、まれで非常に不均一なクラスのSNです。以前の研究では、SNの位置とH$\alpha$の放出、およびSNクラスの前駆体の質量との関連性の観点から質量のはしごが見つかりました。この論文では、SNe\、IInの最大の環境研究を紹介します。連続体を差し引いたH$\alpha$画像を使用して、77型IIn超新星のH$\alpha$環境を分析します。ピクセル統計手法である正規化累積ランキング（NCR）を使用して、SNピクセルをH$\alpha$放射に関連付けます。77SNe\、IInがH$\alpha$放射に従わないことがわかります。これは、SNe\、IInの提案された前駆体と一致していません。LBVは劇的な一時的な質量損失を受ける高質量星であるため、高光度青色変光星（LBV）です。ただし、NCR値のサブセットは、H$\alpha$放出に続き、大量の前駆細胞の集団を示唆しています。これは、$\sim$60\％がゼロ以外のNCR値を持ち、LBVなどの高質量前駆体と一致する分布を持つ複数の前駆体パスとこれらのSNeの$\sim$40\％がH$\alphaに関連付けられていない可能性があることを示唆しています$排出量。特にゼロNCR値の母集団について、SNe\、IInの可能な前駆ルートについて説明します。また、H$\alpha$および$r'$バンドフラックスの観点から、ホスト内のSNeの動径分布を調査します。
GRBプロンプトエミッション：観測された相関とその解釈
ガンマ線バースト（GRB）の迅速な放出は、これらの大変動イベントの研究において依然として未解決の問題です。GRBの研究を困難にしているのは、各イベントがいかにユニークであるかということです。ただし、多くのGRB観測値を集約し、母集団を分析することで、観測された迅速な放出を生成する放出メカニズムをよりよく理解することができます。このレビューでは、GRBのプロンプト放出観測から明らかになった最も一般的な相関関係のいくつかと、これらの相関関係がGRBの物理的特性とプロンプト放出モデルに関連してどのように解釈されるかについて概説します。
SGR J1935+2154とその環境からの高エネルギーガンマ線放出に関する最新の見解と展望
| Title |
An_updated_view_and_perspectives_on_high-energy_gamma-ray_emission_from_SGR_J1935+2154_and_its_environment |
| Authors |
Jaziel_G._Coelho,_Luana_N._Padilha,_Rita_C._dos_Anjos,_Cynthia_V._Ventura,_Geanderson_A._Carvalho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09734 |
SGRJ1935+2154は2016年に発見され、現在最もバーストアクティブな軟ガンマ線リピーター（SGR）のひとつであり、近年いくつかのX線バーストを放出しています。以前の記事の1つで、SGRJ1935をホストするSNRG57.2+0.8の宇宙線加速による高エネルギーおよび超高エネルギーガンマ線放出（VHE、$E>100$GeV）への寄与を調査しました。+2154GALPROP伝播コードを使用します。ただし、2020年4月28日に高エネルギーステレオスコピックシステム（H.E.S.S.）を使用して、SGR1935+2154の追跡観測が2時間行われました。観測は、INTEGRALおよびFermi/Gamma-rayBurstMonitor（GBM）によって検出されたX線バーストと一致します。これらは、フレア状態でのSGRの最初の高エネルギーガンマ線観測であり、持続的および一時的な放出の上限が導き出されました。今、その新しいH.E.S.S.観察が行われたので、これらの新しい上限に関してモデルを更新することは興味深いことです。新しいバージョンのGALPROPを使用して、以前の結果をより一般的な状況に拡張します。H.E.S.S.によって議論された結果を確認するハドロンモデルを取得します。これは、SGRJ1935+2154からの宇宙線ガンマ線が全体的なガンマエネルギー密度分布、特に銀河中心からの拡散ガンマ線に寄与する可能性があるという楽観的な見通しにつながります。。
磁気結合を伴うニュートリノが支配的な降着流の相対論的グローバル解
| Title |
Relativistic_global_solutions_of_neutrino-dominated_accretion_flows_with_magnetic_coupling |
| Authors |
Jiao-Zhen_She,_Tong_Liu,_Li_Xue |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09771 |
ニュートリノが支配的な降着流（NDAF）に囲まれたカーブラックホール（BH）は、ガンマ線バーストにおける中央エンジンのもっともらしい候補の1つです。降着物質は、コンパクトオブジェクトの合併や大規模な崩壊から強い磁場を継承して再構築する可能性があります。急速に回転するBHと降着円盤の間の磁気結合（MC）プロセスは、エネルギーと角運動量をBHからディスクに伝達する可能な磁気構成の1つです。この論文では、一般相対論効果、詳細なニュートリノ物理学、さまざまなMCジオメトリ、および合理的な元素合成プロセスを考慮に入れて、MCを使用したNDAF（MCNDAF）の1次元グローバルソリューションを調査します。降着率と磁場のべき乗則指数が異なる6つのケースを示し、MCなしのNDAFと比較します。私たちの結果は、MCプロセスがMCNDAFの構造、熱特性、および微物理に顕著に影響を与え、ニュートリノとその消滅の光度を高め、核子の半径方向の分布を変化させ、重い原子核合成の領域をより大きくすることができることを示していますNDAFの対応物よりも半径。
Pan-STARRS1中深度調査からの測光的に分類された超高輝度超新星：機械学習ベースの分類による科学の事例研究
| Title |
Photometrically-Classified_Superluminous_Supernovae_from_the_Pan-STARRS1_Medium_Deep_Survey:_A_Case_Study_for_Science_with_Machine_Learning-Based_Classification |
| Authors |
Brian_Hsu,_Griffin_Hosseinzadeh,_V._Ashley_Villar,_Edo_Berger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09809 |
今後のVeraC.RubinObservatoryLegacySurveyofSpaceandTime（LSST）では、すべてのトランジェントの$\sim0.1\％$のみが分光学的に分類されると予想されます。タイプI超高輝度超新星（SLSNe）などのまれな過渡現象の研究を行うには、代わりに光度分類に頼らなければなりません。この流れの中で、ここでは、SuperRAENNおよびSuperphotアルゴリズムを使用して測光的に分類されたPan-STARRS1Medium-DeepSurvey（PS1-MDS）からのSLSNeのパイロット研究を実行します。まず、汚染を最小限に抑え、モデリングに十分なデータ品質を確保するように設計された単純な選択メトリックのリストを使用して、フォトメトリックサンプルのサブサンプルを作成します。次に、過渡用モジュラーオープンソースフィッター（MOSFiT）を使用して、マルチバンド光度曲線をマグネタースピンダウンモデルに適合させます。測光サンプルのマグネターエンジンとエジェクタパラメータの分布をPS1-MDS分光サンプルとより大きな文献の分光サンプルの分布と比較すると、これらのサンプルは全体的に一貫しているが、測光サンプルはより遅いスピンとより低いエジェクタ質量にまで及ぶことがわかります。、測光選択で予想されるように、より低い光度のイベントに対応します。PS1-MDS測光サンプルは、SLSN分光サンプル全体よりもまだ小さいですが、私たちの方法論は、測光の選択と研究を通じて、LSST時代のSLSNサンプルの桁違いの増加への道を開きます。
「中性子星X線連星過渡現象の再発時間と銀河中心静止X線連星の性質について」へのコメント
| Title |
Comment_on_"On_the_recurrence_times_of_neutron_star_X-ray_binary_transients_and_the_nature_of_the_Galactic_Center_quiescent_X-ray_binaries" |
| Authors |
Kaya_Mori,_Shifra_Mandel,_Charles_J._Hailey,_Theo_Y.E._Schutt,_Keri_Heuer,_Jonathan_E._Grindlay,_Jaesub_Hong_and_John_A._Tomsick |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09812 |
2018年に、銀河の中央パーセク（pc）で12個の静止X線連星が発見されたことを報告しました（Haileyetal.2018）。最近のフォローアップ論文（Morietal。2021）で、中央PC以降のこれらの線源と他のX線連星（XRB）の拡張分析を公開し、12個の非熱源は、ブラックホール低質量X線連星（BH-LMXB）の候補である可能性があります。それに応じて、Maccarone等。2022年（以下、TM22）は、主に、中性子星低質量X線連星（NS-LMXB）は、短い爆発再発時間（<〜10年）を持たないことが多く、12個の静止X線連星源。TM22は、彼らの研究で3つの主な要因を引用しています：（1）RXTEおよびMAXIによって検出されたNSトランジェントのX線バーストデータ、（2）NS-LMXBの銀河集団、および（3）球状星団の（永続的に）静止状態のNS-LMXBクラスター。これらの点のほとんどはすでに森らによって徹底的に取り組まれていますが、私たちはTM22のこれらの議論に取り組み、私たちの仕事と文献に対する彼らの誤解を正します。2021.また、私たちの議論はNSトランジェントの再発時間のみに基づいているというTM22の主張を修正します。
狭線セイファート1銀河IRAS13224$-$ 3809のXMM-Newton観測：X線スペクトル分析II
| Title |
XMM-Newton_Observations_of_the_Narrow-Line_Seyfert_1_Galaxy_IRAS_13224$-$3809_:_X-ray_Spectral_Analysis_II |
| Authors |
Jiachen_Jiang,_Thomas_Dauser,_Andrew_C._Fabian,_William_N._Alston,_Luigi_C._Gallo,_Michael_L._Parker_and_Christopher_S._Reynolds |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09908 |
以前は、電子密度が$10^{15}$cm$^{-3}$の固定ディスク反射モデルを使用して、細い線のセイファート1銀河IRAS13224$-$3809のX線スペクトルをモデル化しました。2keV未満の過剰な軟X線に合わせるには、追加の黒体コンポーネントが必要でした。この作業では、2Mで収集されたデータを含むこのソースの5つのフラックス分解XMM-Newtonスペクトルを同時に分析します。電子密度が$n_{\rme}\approx10^{20}$cm$のディスク反射モデル^{-3}$と豊富な$Z_{\rmFe}=3.2\pm0.5Z_{\odot}$を使用して、このソースの広帯域スペクトルを適合させます。ソフトエクストラに合わせるために追加のコンポーネントは必要ありません。私たちの最適なモデルは、低いディスク密度が想定されていた以前のモデルと同様に、ブラックホールのスピンとディスクの傾斜角の一貫した測定を提供します。最後に、IRAS13224$-$3809のディスクのコロナと反射領域の間の平均照明距離を、最適な密度とイオン化パラメーターに基づいて計算します。これは、0.43$\sqrt{f_{\rmAD}から変化します。/f_{\rmINF}}$$r_{\rmg}$は、最低フラックス状態で1.71$\sqrt{f_{\rmAD}/f_{\rmINF}}$$r_{\rmg}$2\times10^{6}M_{\odot}$のブラックホール質量を想定した、最高フラックス状態の$。$f_{\rmAD}/f_{\rmINF}$は、降着円盤に到達する冠状放射のフラックスと無限大の比率です。この比率は、IRAS13224$-$3809の冠状領域の形状によって異なります。したがって、コロナの正確な形状を明らかにするには、将来、IRAS13224$-$3809のディスク放射率プロファイルの詳細なモデリングが必要になりますが、単純な「街灯柱」モデルに基づいてその値についてのみ説明します。
確率過程法による活動銀河核の$\gamma$線変動の特性化
| Title |
Characterizing_the_$\gamma$-Ray_Variability_of_Active_Galactic_Nuclei_with_Stochastic_Process_Method |
| Authors |
Haiyun_Zhang,_Dahai_Yan,_Li_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09987 |
さまざまなタイムスケールでの活動銀河核（AGN）の変動性が多く報告されているため、時間領域での$\gamma$線天文学はさらに進歩しています。フェルミ大域望遠鏡（Fermi-LAT）によって得られた約12.7年の長期光度曲線（LC）に確率過程法を適用することにより、23個のジェットAGNの$\gamma$線の変動性を研究します。この方法では、確率的に駆動される減衰単純調和振動子（SHO）と減衰ランダムウォーク（DRW）モデルを使用して、長期LCをモデル化します。私たちの結果は、23個のAGNの長期変動は、SHOモデルとDRWモデルの両方で十分に特徴付けることができることを示しています。ただし、SHOモデルは過減衰モードで制限されており、パラメーターの制約は不十分です。SHOパワースペクトル密度（PSD）は、一般的なDRWPSDと同じです。PSD対ブラックホール質量の破壊周波数に対応するレストフレームタイムスケールのプロットでは、23個のAGNの固有の$\gamma$線特性タイムスケールが、降着から得られた光学変動タイムスケールとほぼ同じ空間を占めています。ディスク放出。これは、ジェットと降着円盤の間の接続を示唆しています。AGN降着円盤の光学的変動性と同じように、$\gamma$線のタイムスケールも、AGNの標準降着円盤の熱的不安定性によって引き起こされる熱的タイムスケールと一致しています。
高速X線トランジェントXRT000519およびXRT110103のホスト銀河のプロービング
| Title |
Probing_for_the_host_galaxies_of_the_fast_X-ray_transients_XRT_000519_and_XRT_110103 |
| Authors |
D._Eappachen,_P._G._Jonker,_M._Fraser,_M.A.P._Torres,_V._S._Dhillon,_T._Marsh,_S._P._Littlefair,_J._Quirola-Vasquez,_K._Maguire,_D._Mata_Sanchez,_G._Cannizzaro,_Z._Kostrzewa-Rutkowska,_T._Wevers,_F.Onori,_Anne_Inkenhaag,_S.J._Brennan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.10012 |
過去数年にわたって、主にチャンドラとXMM-Newtonのデータで、$\sim$30の銀河系外高速X線トランジェント（FXRT）が発見されました。それらの性質は不明なままであり、二重中性子星合体、中間質量ブラックホールと白色矮星を含む潮汐破壊現象、または超新星ショックブレイクアウトを含む提案された起源があります。それらの起源についてこれらの3つの有望なメカニズムを決定的に区別するには、FXRTのエネルギー、環境、および/またはホストの特性を理解する必要があります。FXRTXRT000519およびXRT110103の超大型望遠鏡で得られた光学観測と、これらのFXRTのホスト銀河を検索するように設計されたXRT000519のGranTelescopioCanarias観測を示します。$g_s$、$r_s$、および$R$バンドの画像では、$\sim$$1^{\prime\prime}$（68％の信頼度）エラーサークルの北西側で拡張ソースが検出されます。クロンの大きさが$g_s=$26.29$\pm$0.09（ABの大きさ）のXRT000519のX線位置の。XRT000519と考えられるさまざまな距離のホスト候補との関連付けについて説明し、XRT000519がホスト候補と関連付けられている場合、超新星ショックブレイクアウトシナリオは除外される可能性が高いと結論付けます。XRT110103の近くには、限界の大きさ$R>25.8$までのホスト銀河は見つかりません。
10、10 $ ^ 5 $、および10 $ ^ 7 $ $ M _ {\odot}$降着ブラックホールへの適用における放射圧不安定性の修正モデル
| Title |
Modified_models_of_radiation_pressure_instability_in_application_to_10,_10$^5$,_and_10$^7$_$M_{\odot}$_accreting_black_holes |
| Authors |
Marzena_\'Sniegowska,_Miko{\l}aj_Grz\k{e}dzielski,_Bo\.zena_Czerny,_Agnieszka_Janiuk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.10067 |
降着するブラックホールのいくつかは、通常の確率的変動よりもはるかに強い変動パターンを示します。放射圧の不安定性は、この影響を説明できる提案されたメカニズムの1つです。支配的な放射圧のために不安定な降着円盤の時間依存の進化を使用して、10、10$^5$、および10$^7$の太陽質量のブラックホール質量を持つオブジェクトの光度変化をモデル化することを目指しています。垂直方向の質量交換によって結合された、ディスクとコロナの同時進化をモデル化する、1次元の垂直統合された時間依存数値スキームを使用します。また、内部の光学的に薄い流れ、つまり移流が支配的な降着流（ADAF）が存在する可能性についても説明します。この半径が無限の半径を持つ静止ディスクの不安定ゾーンのサイズよりも小さい場合（TDE現象のため）、バースト特性は磁場とディスクの外半径に強く依存することがわかりました。マイクロクエーサーの場合、磁場への依存性は単調であり、周期は磁場の強さとともに減少します。より大きなブラックホールの質量の場合、依存性は非単調であり、周期の最初の上昇は、磁場が上昇し続けるにつれて、後で比較的急速な減少に置き換えられます。さらに強い磁場がディスクを安定させます。私たちの計算は、放射圧不安定性モデルがマイクロクエーサーの心拍状態を説明できることを確認しています。準周期的放出の形でIMBHで検出された急速な変動は、モデルと一致する可能性がありますが、TDE現象と組み合わせた場合に限ります。また、ChangingLookAGNで毎年繰り返される変動は、最近のTDEのため、または2次ブラックホールの存在に関連するディスクのギャップの存在のために、小さな外半径を必要とします。
回転動力ラジオ/$\ガンマ$線パルサーPSRJ1740+1000からの熱および非熱X線放射
| Title |
Thermal_and_non-thermal_X-ray_emission_from_the_rotation-powered_radio/$\gamma$-ray_pulsar_PSR_J1740+1000 |
| Authors |
Michela_Rigoselli,_Sandro_Mereghetti,_Sara_Anzuinelli,_Michael_Keith,_Roberto_Taverna,_Roberto_Turolla_and_Silvia_Zane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.10168 |
2017-2018年に実施された中年（$\sim$10$^5$年）のラジオパルサーPSRJ1740+1000の新しいXMM-Newton観測の結果を報告します。これらの長いポインティング（$\sim$530ks）は、光子指数$\Gamma=1.80\pm0.17$のべき乗則スペクトルでよく表される非熱放射が、$\sim$30％のパルスでパルス化されることを示しています。2keVを超える割合。熱放射は、温度$kT_1=70\pm4$eV、$kT_2=137\pm7$eV、$R_1=5.4_{-0.9}^{+1.3}$kmの2つの黒体の合計にうまく適合できます。$R_2=0.70_{-0.13}^{+0.15}$km（1.2kpcの距離の場合）。2006年に実施されたこのパルサーのより短いXMM-Newton観測（$\sim$67ks）で観測されたような吸収線の証拠は見つかりませんでした。X線の熱成分と非熱成分は逆位相でピークに達し、それらは無線パルスと同相で一致しているように見えます。これは、2つの熱成分の放射半径のわずかな違いと相まって、磁気圏の後方加速粒子によって双極極冠が加熱されるという解釈を嫌います。2つの成分の合計によって十分に記述されたスペクトルを持つ他の熱放出孤立中性子星との比較は、比率$T_2$/$T_1$と$R_2$/$R_1$が異なるクラスのオブジェクトで類似していることを示しています。観測値は、双極場によって引き起こされるような単純な温度分布では再現できず、より複雑な熱マップの存在を示しています。
MOMO V. Effelsberg、Swift、Fermiによる、高活動期におけるブレーザーと超大質量連星ブラックホール候補OJ287の研究
| Title |
MOMO_V._Effelsberg,_Swift_and_Fermi_study_of_the_blazar_and_supermassive_binary_black_hole_candidate_OJ_287_in_a_period_of_high_activity |
| Authors |
S._Komossa,_D._Grupe,_A._Kraus,_A._Gonzalez,_L.C._Gallo,_M.J._Valtonen,_S._Laine,_T.P._Krichbaum,_M.A._Gurwell,_J.L._Gomez,_S._Ciprini,_I._Myserlis,_U._Bach |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.10244 |
進行中のプロジェクトMOMO（多波長観測とOJ287のモデリング）の結果を報告します。このシーケンスの最新の出版物では、2019年から2022.04年までのSwiftUVOT--XRTおよびEffelsberg無線データ（2.6-44GHz）を、フェルミ衛星からの公開SMAデータおよびガンマ線データと組み合わせています。観測の時代は、ラジオからX線までの活動の高い状態でOJ287をカバーしています。このエポックは、OJ287のバイナリ超大質量ブラックホール（SMBH）モデルによって予測される2つの主要なイベントもカバーしています。スペクトル分析とタイミング分析により、次のことが明確に確立されます。プライマリSMBHを囲むディスク。2017年以前の時代と比較して、全体的に低レベルのガンマ線活動。2020年から2021年にかけて、中程度の振幅の顕著な、長続きするUV-光学フレアイベントの存在。複数のフレアを伴う無線帯域での高レベルの活動。特に、2021年11月にピークに達する明るく進行中の電波フレアは、6年間で最強のガンマ線フレアに関連している可能性があります。二次SMBHが一時的なジェットを発射する可能性を含め、UV-光学的最小状態に関するいくつかの説明が検討されていますが、観測はメインジェットに関連する変動性によって最もよく説明されます。
2018/19長期気球飛行中のX-Calibur硬X線偏光測定ミッションのパフォーマンス
| Title |
Performance_of_the_X-Calibur_Hard_X-Ray_Polarimetry_Mission_during_its_2018/19_Long-Duration_Balloon_Flight |
| Authors |
Quincy_Abarr,_Banafsheh_Beheshtipour,_Matthias_Beilicke,_Richard_Bose,_Dana_Braun,_Gianluigi_de_Geronimo,_Paul_Dowkontt,_Manel_Errando,_Thomas_Gadson,_Victor_Guarino,_Scott_Heatwole,_Md._Arman_Hossen,_Nirmal_K._Iyer,_Fabian_Kislat,_M\'ozsi_Kiss,_Takao_Kitaguchi,_Henric_Krawczynski,_R._James_Lanzi,_Shaorui_Li,_Lindsey_Lisalda,_Takashi_Okajima,_Mark_Pearce,_Zachary_Peterson,_Logan_Press,_Brian_Rauch,_Garry_Simburger,_David_Stuchlik,_Hiromitsu_Takahashi,_Jason_Tang,_Nagomi_Uchida,_Andrew_West |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09761 |
X-Caliburは、15〜50keVのエネルギー範囲で高エネルギーX線の偏光を測定する気球搭載望遠鏡です。この装置は、X線が偏光方向に優先的に垂直に散乱するという事実を利用しています。ピクセル化されたCZT検出器に囲まれたベリリウム散乱要素は、InFOC{\mu}S硬X線ミラーの焦点に配置されています。この装置は、2018年12月29日にマクマード（南極）からの長期気球（LDB）飛行用に打ち上げられ、降着力のあるパルサーの硬X線偏光の最初の制約を受けました。ここでは、地上での機器の特性評価とキャリブレーション、および飛行中のその性能、粒子のバックグラウンドのシミュレーション、および測定された速度との比較について説明します。ポインティングシステムと旋光計は、優れた投影性能を実現しました。一致防止システムのエネルギー検出しきい値は予想よりも高いことがわかり、予想外のデッドタイムが発生しました。両方の問題は、将来のフライトのために修正されます。全体として、ミッションのパフォーマンスは名目上のものであり、結果は、2022年夏に打ち上げられる予定のフォローアップミッションXL-Caliburの設計に役立ちます。
スペックル面積ヌル法による暗孔制御に関するコロナグラフ実験
| Title |
Coronagraph_Experiment_on_Dark-hole_Control_by_Speckle_Area_Nulling_Method |
| Authors |
Masahito_Oya,_Jun_Nishikawa,_Masaaki_Horie,_Kazuma_Sato,_Naoshi_Murakami,_Takayuki_Kotani,_Shiomi_Kumagai,_Motohide_Tamura,_Yosuke_Tanaka,_Takashi_Kurokawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09834 |
太陽系外の惑星を直接観測するための高コントラストのイメージング光学システムでは、スペックルノイズを1e-10レベルに低減するために、ラムダ/10,000二乗平均平方根の精度を備えた補償光学が必要です。回折光。スペックルヌルの延長にもかかわらず、広域のスペックル電場を迅速に制御でき、光学モデルに依存せずにロバストな新しいダークホール制御アルゴリズムとして、スペックルエリアヌル（SAN）法を開発しました。。単色光を用いたSAN法の検証実験を行い、面積スペックルの強度を4.4e-2低減することに成功しました。
スペックル変動下での高コントラストイメージングのためのスペックルエリアヌル化（CDI-SAN）法でのコヒーレントディファレンシャルイメージング
ディファレンシャルイメージングは、高コントラストを得るための後処理方法であり、太陽系外惑星の検索によく使用されます。スペックル領域ヌル化（CDI-SAN）法のコヒーレント微分イメージングは、ホスト星の残留スペックルの下にあるかすかな太陽系外惑星を検出するために開発されました。変形可能なミラーの5つの形状と繰り返し同期する恒星のスペックル変動よりも高速な画像取得を利用します。5つの画像のそれぞれの積分値と長い観測間隔の二乗差のみを使用することにより、太陽系外惑星の光を恒星の光から分離することができました。達成可能なコントラストは、適切な条件下で残留スペックル強度のほぼフォトンノイズ限界に達します。CDI-SANは、地上望遠鏡と宇宙望遠鏡の両方に適用できます。
| Title |
The_Case_for_Space_Environmentalism |
| Authors |
A._Lawrence,_M._L._Rawls,_M._Jah,_A._Boley,_F._Di_Vruno,_S._Garrington,_M._Kramer,_S._Lawler,_J._Lowenthal,_J._McDowell,_M._McCaughrean |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.10025 |
地球の表面から80〜100kmの高さでカーマンラインに囲まれたシェルと、36,000kmの静止軌道は、地球を取り巻く軌道空間として定義されています。それはこの地域内にあり、特に低軌道（LEO）では、衛星の「メガコンステレーション」を含む人為的宇宙物体の人口が急速に増加しているため、環境問題が緊急になっています。この観点では、地球の周りの軌道空間は追加の生態系と見なされるべきであり、したがって、たとえば、海洋や大気と同じ注意と懸念、および同じ広範な規制の対象となる場合を要約します。私たちは、軌道空間環境を調べたり、その中で作業したりすることで、軌道空間環境に依存しています。したがって、私たちは、宇宙での商業的、市民的、軍事的活動の持続可能性だけでなく、プロの天文学、公共の星空観察、空の文化的重要性へのダメージを考慮する必要があります。軌道空間環境への損傷は、他のタイプの環境問題と共通の問題のある特徴を持っています。まず、観察および予測された損傷は段階的で複雑であり、多くの要因があります。第二に、宇宙が正式かつ法的にグローバルコモンズと見なされているかどうかにかかわらず、「無料」のリソースのように見えるものの商業的利用の増加は、実際には真のコストを外部化しています。
銀河球状星団M30（NGC 7099）の遠紫外線調査：II。潜在的なX線対応物と可変光源
| Title |
Far-ultraviolet_investigation_into_the_galactic_globular_cluster_M30_(NGC_7099):_II._Potential_X-ray_counterparts_and_variable_sources |
| Authors |
Santana_Mansfield,_Andrea_Dieball,_Pavel_Kroupa,_Christian_Knigge,_David_R._Zurek,_Michael_Shara,_Knox_S._Long |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09681 |
球状星団M30（NGC7099）の遠紫外線（FUV）研究を紹介します。画像は、ハッブル宇宙望遠鏡（HST）に搭載された掃天観測用高性能カメラ（ACS/SBC、F150LP、FUV）と広域惑星カメラ2（WFPC2、F300W、UV）を使用して取得されました。FUVオブジェクトのカタログを10個の既知のX線源と比較し、2つの激変星（CV）、1つのRSCVn、強いFUV放射を持つ1つの赤色巨星、およびFUVでのみ検出された2つの線源の6つの信頼できる一致を見つけます。また、データセットで可変ソースを検索したところ、合計7つの青色はぐれ星（BS）、4つの水平分枝（HB）星、5つの赤色巨星分枝星、28の主系列星、4つのギャップオブジェクトが変動を示しました。1つのBS星は、既知のW-UMa接触連星であり、ギャップオブジェクトの1つは、この作業で矮新星であると識別された既知のCVであり、他の3つのギャップソースは弱い変数です。2つの可変HB星の周期と位置は、タイプRRabとRRcの2つの既知のRRLyrae変数と一致します。
ヘリウムで点火された二重縮退白色矮星合併の3D流体力学的シミュレーション
| Title |
3D_Hydrodynamical_Simulations_of_Helium-Ignited_Double-degenerate_White_Dwarf_Mergers |
| Authors |
Niranjan_Roy,_Vishal_Tiwari,_Alexey_Bobrick,_Daniel_Kosakowski,_Robert_Fisher,_Hagai_B._Perets,_Rahul_Kashyap,_Pablo_Lor\'en-Aguilar,_Enrique_Garc\'ia-Berro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09683 |
Ia型超新星（SNeIa）の起源はまだ議論されています。主要なシナリオのいくつかは、二重白色矮星（WD）システムでの二重爆発を伴います。これらのシナリオでは、ヘリウムシェルの爆発が炭素-酸素（CO）WDの上で発生し、それがCOコアの爆発を促進して、SNIaを生成します。CO-WDへの動的ヘリウム物質移動相に続く二重ヘリウム爆発の可能性について広範な研究が行われています。ただし、ダブルWDシステム、物質移動、およびヘリウムシェル爆轟の3D自己無撞着モデリングはほとんど研究されていません。ここでは、3D流体力学シミュレーションを使用して、ヘリウムデトネーションがドナーWDのロッシュローブオーバーフローのポイントの近くで発生し、動的に駆動される二重縮退二重デトネーション（D6）メカニズムを介してSNIaにつながる可能性があるこのケースを調査します。降着する一次WDのヘリウム層は爆発を起こしますが、下にある炭素-酸素コアは爆発を起こさず、明るいSNIaイベントの代わりに非常に速くてかすかな新星のような過渡現象を引き起こします。この失敗したコア爆轟は、D6SNeIaが最も大規模な炭素-酸素一次WDに制限されている可能性があることを示唆しています。爆発的なヘリウム燃焼中の長寿命放射性同位元素$^{44}$Tiの元素合成を強調します。これは、成功したD6イベントと失敗したD6イベントの両方の特徴として機能し、その後、古典的な二重縮退合併として爆発します。
巨大な星が生まれる：恒星風、放射圧、およびコリメートされた流出からのフィードバックが、巨大な星への降着をどのように制限するか
| Title |
A_Massive_Star_is_Born:_How_Feedback_from_Stellar_Winds,_Radiation_Pressure,_and_Collimated_Outflows_Limits_Accretion_onto_Massive_Stars |
| Authors |
Anna_L._Rosen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09700 |
巨大な原始星は活発に光度を上げており、星の大気中のガスにかかる放射圧が等方性の高速（$v_{\rmw}\gtrsim10^3$km/s）の風を発生させる可能性があるため、高い光度を達成します。これらの風は周囲のガスと衝突し、衝撃加熱された（$T\sim10^7$K）希薄ガスを生成します。この希薄ガスは断熱的に膨張し、そうでなければ付着する可能性のある高密度ガスを押し出します。大規模な星前コアの崩壊の一連の3D放射電磁流体力学シミュレーションを提示し、直接の恒星およびダスト再処理された放射場からの放射フィードバック、コリメートされた流出、および初めて等方性恒星風を含めて、これらのプロセスがどのように行われるかをモデル化します巨大な（プロト）星の形成に影響を与えます。巨大な原始星がまだ降着しているときに最初に風が発生し、星が主系列星に収縮するにつれて風の特性が進化することがわかります。風のフィードバックは、双極の形態を持つ非対称の断熱風バブルを駆動します。これは、高密度の星周物質が、低密度のチャネルに沿って優先的に膨張する高温の衝撃加熱ガスの膨張をつまむためです。これを「風洞効果」と呼びます。磁化されていないコアの場合、風のフィードバックが最終的に巨大な星への降着を抑えることがわかります。磁化されたコアの場合、磁気張力が風によって駆動される気泡の成長を遅らせるため、最初に降着流を停止する際の風のフィードバックの効率が低いことがわかります。風が十分に強くなると、風のフィードバックによって断熱風バブルが発生し、最終的に降着が減少します。さらに、巨大な原始星がまだ高度に埋め込まれている間に、チャンドラで断熱風バブルを観測することの意味について説明します。
AGB星の風の説明：最近の進歩
漸近巨星分枝（AGB）星の周りで観測される風は、一般に、これらの脈動する強い対流星の拡張された動的大気で形成される塵への放射圧に起因します。現在の放射流体力学モデルは、観察された特徴の多くを説明することができ、それらは質量損失の予測理論を提供する寸前です。このレビューでは、AGB星の風に関する最近の結果と進行中の作業を要約し、駆動メカニズムの重要な要素について説明し、グローバルな3DRHD星と風の箱のシミュレーションの最初の結果を示します。このようなモデルを使用すると、AGB星の乱流で脈動する内部から、その大気と塵の形成ゾーンを通り、放射圧によって風が加速される領域に至るまで、完全な3Dジオメトリで物質の流れを追跡することが可能になります。ほこりに。風が発生する恒星の大気を解決できる高度な機器は、モデルをテストするための重要なデータを提供します。
NOIRLab SourceCatalogDR2を使用した34の低質量共動システムの発見
| Title |
Discovery_of_34_low-mass_comoving_systems_using_NOIRLab_Source_Catalog_DR2 |
| Authors |
Frank_Kiwy,_Jacqueline_K._Faherty,_Aaron_Meisner,_Adam_C._Schneider,_J._Davy_Kirkpatrick,_Marc_J._Kuchner,_Adam_J._Burgasser,_Sarah_Casewell,_Rocio_Kiman,_Emily_Calamari,_Arttu_Sainio,_Vinod_Thakur,_and_The_Backyard_Worlds:_Planet_9_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09739 |
NOIRLabSourceCatalog（NSC）DR2によって発見された、超低温矮星を含む34の共動システムの発見を紹介します。NSCの角度分解能$\sim$1は、重要な固有運動を伴う小さな分離バイナリの検出を可能にします。カタログの正確な固有運動測定値を使用して、以前にコンパイルされた褐色矮星候補のリストをNSCDR2とクロスマッチングすることでコンパニオンを識別しました。共動するペアは、非常に質量の小さい星と超クールなコンパニオン、または白い矮星と超クールなコンパニオンのいずれかで構成されています。プライマリの推定スペクトルタイプは、KおよびMドワーフ領域、セカンダリのスペクトルタイプです。M、L、Tの矮星領域で。$\sim$2と$\sim$56"の間の角度分離、$\sim$43と$\sim$261pcの間の視差距離、および$\sim$169と$の間の予測される物理的分離を計算しました。\sim$8487AU。測定された最小の固有運動の合計は97masyr$^{-1}$であり、最高の314masyr$^{-1}$です。接線速度の範囲は$\sim$23から$\sim$187kms$^{-1}$です。また、各システムの共動確率、推定質量比、および計算された結合エネルギーを決定しました。公開された文献では、34のシステムのどのコンポーネントについても可能な二元性の兆候は見つかりませんでした。発見されたシステムは、低質量システムの形成と進化のさらなる研究、およびクールな亜恒星天体の特性評価に貢献することができます。
わし座イータ星系：わし座イータ星Bを求めての視線速度と位置天文学
| Title |
The_eta_Aquilae_System:_Radial_Velocities_and_Astrometry_in_Search_of_eta_Aql_B |
| Authors |
G._Fritz_Benedict,_Thomas_G._Barnes_III,_Nancy_R._Evans,_William_D._Cochran,_Richard_I._Anderson,_Barbara_E._McArthur,_and_Thomas_E._Harrison |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09759 |
古典的セファイドエタAqlは、既知のB9.8Vコンパニオンによる複雑な軌道と推定されるため、過去のLeavitt法の研究（Benedictetal。2007）には含まれていませんでした。etaAqlBの軌道を決定するために、8つのソースからのかなりの数の視線速度測定値（RV）を分析します。これらを使用して、12個のフーリエ係数モデルを使用してCepheidの脈動によるRVの変動を確立し、RVデータセットを一致させるために必要な速度オフセットを解決します。RV残差は、軌道運動の証拠を提供せず、ほぼ正面向きまたは非常に長い期間のいずれかを示唆しています。ハッブル宇宙望遠鏡のファインガイダンスセンサーの位置天文学の再分析には、ガイアEDR3からの参照星の視差と固有運動の事前測定が含まれるようになりました。モデリングの確認として、ゼータジェムを並行して再分析し、ガイアEDR3と一致し、ベネディクト2007レビット法と一致するゼータジェム視差と固有運動値を導き出します。etaAqlBをさらに特徴づけるために、関連する参照星の残差よりも大きいetaAql残差、またはEDR3と矛盾する視差およびBenedict2007LeavittLawは、モデル化されていない軌道運動を示していると仮定します。位置天文ノイズまたはEDR3との視差の不一致を使用して、etaAqlBの可能な周期と質量を推定します。RVバリエーション。これらのアプローチのいずれも、etaAqlA-Bシステムの攻撃不可能な特性評価をもたらしません。
大振幅Alfv\'enic振動の局所場形状に関連する磁場スイッチバックの特徴：\emph{Wind}および\emph{PSP}観測
| Title |
Features_of_magnetic_field_switchbacks_in_relation_to_the_local-field_geometry_of_large-amplitude_Alfv\'enic_oscillations:_\emph{Wind}_and_\emph{PSP}_observations |
| Authors |
S._Bourouaine,_J._C._Perez,_N._E._Raouafi,_B._D._Chandran,_S._D._Bale_and_M._Velli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09800 |
この手紙では、\emph{Wind}宇宙船からのデータを使用して、1au付近の磁気スイッチバック（SB）機能の観測を報告します。これらの機能は、太陽に近いパーカーソーラープローブミッション（PSP）によって観測されたものと非常に似ているように見えます。つまり、太陽風バルク速度$V$の片側スパイク（または強化）は、相関/反ラジアルフィールド成分$B_R$に見られるスパイクと相関します。私たちが分析した太陽風の流れでは、1au付近のこれらの特定のSBの特徴は、局所的な背景（一般的な）磁場に沿って太陽から外向きに伝播する大振幅のAlfv\'enic振動に関連しています$\bf{B}_0ほぼ放射状の$。また、$\bf{B}_0$が半径方向にほぼ垂直である場合、大振幅のAlfv\'enic振動は、両側の$V$の変動を示します（つまり、$V$は交互に増加し、ベクトル$\Delta\bf{B}=\bf{B}-\bf{B}_0$）に応じて減少します。結果として、SBは、特にローカルバックグラウンドフィールドが統計的に半径方向から離れるより大きな地動説距離では、$V$の片側スパイクとして常に表示されるとは限りません。場合によっては、大規模なパーカーフィールドから逸脱する可能性のある、明確に決定されたローカルバックグラウンドフィールドに関してフィールド回転が計算される場合、SBは大振幅のAlfv\'enic変動によって適切に記述できることをお勧めします。
太陽圏におけるコロナ質量放出の進化と結果
太陽圏の進化とコロナ質量放出（CME）の結果を調査することは、太陽と地球の関係を理解するために重要です。初めて、STEREOに搭載された太陽圏イメージャ（HI）は、太陽圏のCMEの複数のビューを提供し、太陽と地球の間の広大で重要な観測ギャップを観測しました。コロナグラフ（COR）とHIの観測から構築されたJマップを使用して、CMEのさまざまな密度が強化された機能を継続的に追跡しました。太陽から地球への進化中のCMEの3次元（3D）運動学を推定するために、いくつかの再構成方法を実装しました。私たちの研究は、太陽の近くのCMEの3D速度が、大多数のCMEの地球への到着時間の伝播と正確な予測を理解するのに合理的に十分ではないという証拠を提供します。この発見は、2つ以上のCMEの相互作用/衝突、またはCMEと周囲の太陽風媒体との相互作用など、CORの視野を超えてCMEの運動学を大幅に変更する多くの要因に起因する可能性があります。STEREO/HI、WIND、およびACEの観測を使用して、太陽圏で相互作用/衝突するCMEの進化と結果を理解しようとしました。この研究では、衝突と相互作用の後、CMEのダイナミクスに大きな変化が見られました。その場観察は、加熱と圧縮、磁気ホール（MH）の形成、および相互作用領域（IR）としてのCME-CME相互作用の兆候を示しています。また、先行するCMEの後端に形成された長続きするIRが、大きな地磁気摂動の原因であることに気づきました。私たちの研究は、CMEの太陽圏進化、CME-CME衝突の研究、遠隔および現場観測におけるCMEの3つの部分の構造の識別と関連付け、したがって宇宙天気予報の改善にHIs観測を使用することの重要性を強調しています。
回転する星の不安定な対流モードによる低周波モードの非線形励起
振幅進化に対する3モード結合の影響を考慮して、初期型主系列星における$g$モード、$r$モード、および超安定対流（OsC）モードの非線形励起と振幅飽和について説明します。OsCモードは、対流コア内の回転安定化対流モードであり、コアの回転速度が臨界速度よりも大きい場合、低周波数の$g$モードを共振励起して、エンベロープ内に大きな振幅を取得します。3モード結合のネットワークでは、モード振幅の時間発展を支配する振幅方程式を使用します。ここで、3モード結合のそれぞれは、2つの安定モードと1つの不安定モードの間で発生すると想定されます。カップリングの不安定モードがコアのOsCモードであり、安定モードがエンベロープの$g$-モードと$r$モードであると仮定して、振幅方程式を統合して、$g$-と$r$がどのようになるかを確認します。-モードは、OsCモードによって非線形に励起され、振幅の変化が有限の振幅の状態に向かう傾向があるかどうか。非線形3モード結合は低周波数の$g$モードと$r$モードを励起しますが、成長率が大きいOsCモード間の3モード結合は、振幅飽和を達成するのに必ずしも効果的ではないことがわかります。減衰率が小さい$g$-および$r$-モードは、振幅の変化を不安定にする傾向があります。
超音速媒体におけるフラックス加重線不透明度と放射線力の方法と新しい表
| Title |
Method_and_new_tabulations_for_flux-weighted_line-opacity_and_radiation_line-force_in_supersonic_media |
| Authors |
L._G._Poniatowski_and_N._D._Kee_and_J._O._Sundqvist_and_F._A._Driessen_and_N._Moens_and_S._P._Owocki_and_K._G._Gayley_and_L._Decin_and_A._de_Koter_and_H._Sana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09981 |
加速および超音速媒体では、光子とスペクトル線との相互作用が非常に重要になる可能性があります。ただし、このような線力の完全な計算は、現在、1-D定常状態フローの特殊なコードによってのみ実行できます。より一般的なケースとより高い次元には、代替アプローチが必要です。スペクトル線強度分布パラメータのテーブルを使用して放射線力を計算するための包括的で高速な方法を提示しました。これは、線の影の不安定性を説明するシミュレーションを含む、任意の（マルチD、時間依存）シミュレーションに適用できます。、適切な不透明度を計算します。局所的な熱力学的平衡を仮定して、400万ドルを超えるスペクトル線からフラックス加重線の不透明度を計算しました。スペクトル線強度を導き出し、入力密度$\rho\in[10^{-20}、10^{-10}]gcm^{-3}$と温度$の範囲に対応する線分布パラメータを表にしました。T\in[10^4,10^{4.7}]K$。線分布パラメータの変化が、モデルの風のダイナミクスを設定する上で重要な役割を果たすことがわかりました。私たちのベンチマーク研究では、モデルのO星の質量損失率と、より詳細な放射伝達を使用した定常状態の研究から得られたものとの間に、全体的に良好な一致が見られました。私たちのモデルは、ライン分布パラメータの自己無撞着な変化がライン駆動流のダイナミクスにとって重要であることを強調しています。十分に調整されたO-starレジーム内で、私たちの結果は提案された方法論をサポートします。実際には、提供されたテーブルを利用することで、効率的なマルチDシミュレーションに向けた重要なステップを構成する、線駆動風の特殊な1Dモデル大気コードと比較して計算時間が100ドル以上高速化されました。私たちの方法と表は、電気力が重要なさまざまな放射流体力学シミュレーションで利用する準備ができていると結論付けています。
CMEの方向性とその伝播の結果の決定
| Title |
Determination_of_CME_orientation_and_consequences_for_their_propagation |
| Authors |
Karmen_Martinic,_Mateja_Dumbovic,_Manula_Temmer,_Astrid_Veronig,_Bojan_Vr\v{s}nak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.10112 |
惑星間磁場の構成と黄道面と子午面の関連する周囲太陽風の特徴は異なります。したがって、コロナ質量放出（CME）のフラックスロープ軸の方向がCME自体の伝播に影響を与えることが予想されます。ただし、特に画像データからのCME方向の決定は、実行するのが難しいタスクのままです。この研究は、太陽に近い環境でのさまざまなCME方向決定方法への参照を提供することを目的としています。また、惑星間CME（ICME）のシース領域での非放射状の流れを調査して、ICMEの向きをその伝播と関連付ける最初のプロキシを提供することを目的としています。2008年から2015年の期間に22の孤立したCME-ICMEイベントを調査しました。以下を使用して、太陽に近い環境でのCMEの向きを決定しました。1）STEREOおよびSOHOミッションによって提供されるコロナグラフ画像に適用された段階的円筒シェル（GCS）モデルを使用したCMEの3D再構成。2）SOHO/LASCOC2およびC3コロナグラフからの単一の宇宙船データに適用される楕円フィッティング。近地球環境では、その場のプラズマとフィールドデータを使用して対応するICMEの方向を取得し、そのシース領域の非放射状の流れ（NRF）も調査しました。CMEの向きを決定するGCSと楕円フィッティングの機能は、イベントの高い傾斜と低い傾斜のみを確実に区別するために制限されていることがわかります。調査中のCME-ICMEペアのほとんどは、傾斜が低いことを特徴としていることがわかりました。CME-ICMEペアの大部分について、リモートデータと現場データから傾斜の一貫した推定値を取得します。シース領域で観測されたNRFは、高傾斜イベントのy方向とz方向の流量比が大きいことを示しており、CMEの向きがCMEの伝播に影響を与える可能性があることを示しています。
「宇宙の偶然の一致」の解明
標準的な宇宙論的モデルでは、ダークエネルギー（DE）と非相対論的（NR）の物質密度は、進化の歴史が大きく異なるにもかかわらず、現時点では同等であると判断されています。この「宇宙の偶然の一致」の謎は、非人間原理的な観測選択効果として説明できます。適切に選択されたフレームでは、ハッブル半径が最大に達したとき、宇宙は最も可能性の高いエポックにあり、エネルギー密度がDEとNRの問題は同等です。
物質を伴うホルンデスキー重力における一般化されたMcVittie幾何学
| Title |
Generalized_McVittie_geometry_in_Horndeski_gravity_with_matter |
| Authors |
Marcello_Miranda,_Daniele_Vernieri,_Salvatore_Capozziello,_Valerio_Faraoni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09693 |
ホルンデスキー重力のMcVittieおよび一般化されたMcVittieソリューションを、中心オブジェクトの近くの小規模ではステルスであるが、大規模では中央の不均一性が埋め込まれているFLRW宇宙のソースである空間的に均一な重力スカラー場で調査します。以前の研究とは異なり、拡張cuscutonモデルに物質を含め、一般化されたMcVittieソリューションを取得します。可能な構成は、重力結合の時間依存性、半径方向のエネルギーの流れ、中心物体への降着率、およびハッブル率に従って分類されます。
QCDの$\bar \ theta $パラメータは一定ですか？
自然の基本定数の変化をテストすることで、新しい物理シナリオへの貴重な洞察を得ることができます。標準模型の結合定数と質量には多くの制約がありますが、これらの研究ではQCDの$\bar{\theta}$パラメーターが無視されることがよくあります。この手紙は、$\bar{\theta}$パラメータの時間依存性を調査するための潜在的に有望なパスについて説明しています。$\bar{\theta}$のCP対称性の破れの信号を実験室で検索すると、今日の$\bar{\theta}$の値に対して最もロバストな境界が得られますが、CP対称性の破れの効果が$\の変動に制約を与えることを示します。宇宙論的時間スケールでのbar{\theta}$。$z\sim4$の周りの穏やかなヒントを除いて、$\bar{\theta}$の変動の重要な証拠は見つかりません。これは、高赤方偏移での「鉄欠乏」宇宙を意味します。最後に、アクシオンモデルもスケッチします。これにより、$\bar{\theta}$が変化し、高赤方偏移の超新星爆発で生成されたアクシオンの崩壊から、過剰な拡散ガンマ線バックグラウンドが発生する可能性があります。
SciTS：科学実験および産業用モノのインターネットにおける時系列データベースのベンチマーク
| Title |
SciTS:_A_Benchmark_for_Time-Series_Database_in_Scientific_Experiments_and_Industrial_Internet_of_Things |
| Authors |
Jalal_Mostafa,_Sara_Wehbi,_Suren_Chilingaryan,_Andreas_Kopmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09795 |
時系列データは、産業用モノのインターネット（IIoT）や大規模な科学実験でますます使用されるようになっています。時系列データの管理には、許容可能なクエリ遅延を提供しながら、絶えず増大するボリュームに対応できるストレージエンジンが必要です。従来のACIDデータベースはパフォーマンスよりも一貫性を優先しますが、新しいストレージエンジンを備えた多くの時系列データベースは、より優れた取り込みパフォーマンスとより低いクエリレイテンシを提供するために開発されました。時系列データベースの独自の設計がそのパフォーマンスにどのように影響するかを理解するために、時系列データの高度に拡張可能でパラメーター化可能なベンチマークであるSciTSを設計します。ベンチマークは、時系列データベースのデータ取り込み機能を、特にサイズが大きくなるにつれて調査します。また、科学実験のユースケースからの5つの実用的なクエリの待機時間を調査します。SciTSを使用して、ClickHouse、InfluxDB、TimescaleDB、およびPostgreSQLの4つの異なるストレージエンジンの4つのデータベースのパフォーマンスを評価します。
マルチマテリアルコーティングされた有限基板の熱弾性損失を低減するための戦略
| Title |
Strategies_to_reduce_the_thermoelastic_loss_of_multimaterial_coated_finite_substrates |
| Authors |
Ruinan_Zhou,_Manel_Molina-Ruiz,_Frances_Hellman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09808 |
熱弾性損失は、共振システムの主要なエネルギー散逸メカニズムの1つです。重力波検出器などの高精度アプリケーション向けの低ノイズ共振器を設計するには、熱弾性損失を注意深く分析することが重要です。この論文は、モデル構造と弾性場に関する現実的な仮定を用いて、マルチマテリアルでコーティングされた有限基板の熱弾性損失に対する解析的解決策を提示します。熱弾性損失の原因となるメカニズムは、材料特性、動作温度と周波数、およびその他の設計パラメータの関数として使用されます。広範囲の周波数（1Hz〜10GHz）および温度（1K〜300K）にわたる特定のアプリケーション、およびさまざまな基板およびコーティング材料の熱弾性損失を計算します。この結果は、重力波検出器や機械的散逸に敏感な実験に関連しています。
| Title |
Singularity-Avoiding_Multi-Dimensional_Root-Finder |
| Authors |
Hirotada_Okawa,_Kotaro_Fujisawa,_Yu_Yamamoto,_Nobutoshi_Yasutake,_Misa_Ogata,_Shoichi_Yamada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09941 |
この論文では、非線形方程式系を解くために、W4法と名付けた新しい方法を提案しました。これは、メソッドが失敗したときに使用されるNewton-Raphson〜（NR）メソッドの拡張と見なすことができます。実際、私たちの方法は、非特異なJacobian行列の通常の問題だけでなく、Jacobian行列の反転を使用する以前のすべての方法では解決できなかった特異なJacobianの問題にも適用できます。この記事では、（i）新しいスキームが特異値分解を利用することでこれらの問題に対しても非特異反復マップを定義できること、（ii）新しい反復マップの一連のベクトルが次の正しい解に収束することを示します。ある条件、（iii）これまで提案された単一の方法では完全に解決できなかった文献の標準的な2次元問題は、すべて新しい方法で解決されます。
相対論的回転星の進化のための新しい定式化
| Title |
A_novel_formulation_for_the_evolution_of_relativistic_rotating_stars |
| Authors |
Hirotada_Okawa,_Kotaro_Fujisawa,_Nobutoshi_Yasutake,_Misa_Ogata,_Yu_Yamamoto,_Shoichi_Yamada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.09943 |
一般相対性理論における回転星の数値平衡構成を構築するための新しい定式化を提示します。それらの準静的進化への適用を念頭に置いて、通常のオイラー定式化の代わりに、力のバランス方程式を解いてグリッドポイントに割り当てられた流体要素の位置を探す独自の工夫のラグランジュ定式化を採用します。文献の以前の研究とは異なり、オイラー方程式の最初の積分は使用しません。これは、一般に解析的積分では得られません。角速度または角運動量の空間分布が指定されている以前の方法とは対照的に、質量、比角運動量、およびエントロピーを各流体要素に割り当てます。これらの分布は、すべての流体要素（またはグリッドポイント）の位置が定式化で導出された後に決定されます。W4法と呼ばれる新しい多次元求根スキームを使用して、有限要素法で時間に依存しないオイラー方程式とアインシュタイン方程式を離散化することによって得られる代数非線形方程式の大規模なシステムを解きます。新しい製剤の能力を実証するために、順圧と傾圧の両方の回転構成を構築します。また、単純なおもちゃのモデルとして、冷却、質量損失、および質量降着を模倣する3つの進化シーケンスを解決します。
インフレーション中に生成される原始重力波（PGW）は、広範囲の周波数にまたがり、原始宇宙のダイナミクスに関する情報を伝達します。初期のスカラーテンソルが支配的な時代には、PGWスペクトルの振幅を広範囲の周波数にわたって増強することができます。この現象を研究するために、私たちはスカラーテンソル理論のクラスに焦点を当てます。これは、暗黒エネルギーと暗黒物質の高エネルギー理論によって十分に動機付けられています。等角的に支配されたエポックの場合、PGWスペクトルは平らな階段状の形状になります。さらに興味深いことに、不定形に支配されたエポックは、考慮されたスカラーテンソル理論に依存する勾配を持つ、べき乗則プロファイルが壊れたピークスペクトルによって特徴付けられます。特定のべき乗則プロファイルがGW実験で検出できるかどうかを理解するための便利な視覚的指標として、べき乗則感度曲線と呼ばれるグラフィカルツールを紹介します。次に、さまざまな代表的な共形および不定形モデルのGWスペクトルを分析し、アインシュタイン望遠鏡（ET）、レーザー干渉計宇宙アンテナ（LISA）、DECi-hertz干渉計重力波観測所（DECIGO）、およびビッグバンとの検出可能性の見通しについて話し合います。オブザーバー（BBO）。
