ハロー形状によるSIDMの制約：初期型銀河の現実的なシミュレーションからの再考された予測
| Title |
Constraining_SIDM_with_halo_shapes:_revisited_predictions_from_realistic_simulations_of_early-type_galaxies |
| Authors |
Giulia_Despali,_Levi_G._Walls,_Simona_Vegetti,_Martin_Sparre,_Mark_Vogelsberger,_Jes\'us_Zavala |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.12502 |
初期型銀河（ETG）とその暗黒物質ハローの形状に対する自己相互作用暗黒物質（SIDM）とバリオンの影響を研究し、標準的な冷暗黒物質（CDM）シナリオの予測と比較します。ETGをホストするハローの5つのズームインシミュレーションのサンプルを使用します（$M_{\textvir}\sim10^{13}M_{\odot}$および$M_{*}\sim10^{11}M_{\odot}$）、CDMおよびSIDMモデルでシミュレートされ、断面積が一定で$\sigma_T/m_\chi=1\\mathrm{cm}^2\mathrm{g}^{-1}$あり、ありなしバリオン物理学の包含。暗黒物質ハローの3次元および投影形状とそのバリオン含有量を慣性テンソルを使用して測定し、その測定値を重力レンズおよびX線観測の結果と比較します。バリオンを含めると、CDMとSIDMの違いが大幅に減少し、形状に基づいて制約を描画できるようになります。レンズ測定は、CDM暗黒物質のみのシミュレーションからの予測を明らかに拒否しますが、CDMおよびSIDMハイドロシナリオの優先度は異なり、SIDM暗黒物質のみの場合を破棄することはできません。X線放出ガスの形状も、両方のハイドロランでの観測結果に匹敵し、CDMは中心部でのみより高い伸びを予測します。楕円銀河の規模での以前の主張とは反対に、CDMと$\sigma_T/m_\chi=1\\mathrm{cm}^2\mathrm{g}^{-1}$のSIDMモデルの両方がバリオンがシミュレーションに含まれると、観測されたハロー形状の分布を説明できる
動的分極スニヤエフゼルドビッチ効果からの宇宙論
| Title |
Cosmology_from_the_kinetic_polarized_Sunyaev_Zel'dovich_effect |
| Authors |
Selim_C._Hotinli_and_Gilbert_P._Holder_and_Matthew_C._Johnson_and_Marc_Kamionkowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.12503 |
大規模構造で自由電子を散乱させる宇宙マイクロ波背景放射（CMB）光子は、電子の静止フレームで観測されるリモートCMB温度四重極に比例する直線偏光パターンを誘発します。関連する黒体分極異方性は、分極スニヤエフゼルドビッチ（pSZ）効果として知られています。リモート四重極場に対する相対論的補正は、横方向の固有速度場の二乗に比例する非黒体偏光異方性を生じさせます。これは、動的分極スニヤエフゼルドビッチ（kpSZ）効果です。この論文では、将来のCMBおよび銀河調査がkpSZ効果を検出する能力を予測し、統計的に有意な検出が計画された実験の範囲内にあることを発見しました。さらに、銀河調査とCMB偏光に基づいて、固有速度場の2乗の2次推定量を紹介します。最後に、kpSZ効果がどのように宇宙複屈折と原始的な非ガウス性のプローブであるかを概説し、将来の実験の範囲を予測します。
銀河調査を使用した$\Lambda$CDM宇宙論の新しい一貫性テスト
| Title |
A_new_consistency_test_for_$\Lambda$CDM_cosmology_using_galaxy_surveys |
| Authors |
Jinglan_Zheng,_Gong-Bo_Zhao,_Yuting_Wang,_Xiaoyong_Mu,_Ruiyang_Zhao,_Weibing_Zhang,_Shuo_Yuan,_David_Bacon,_Kazuya_Koyama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.12647 |
銀河の赤方偏移調査からのバリオン音響振動（BAO）と赤方偏移空間歪み（RSD）の測定値を使用して、$\Lambda$CDM宇宙論の新しい一貫性テストを提案します。具体的には、RSD測定によって提供される赤方偏移$z$の$f\sigma_8（z）$のピーク位置を決定し、フラットな$\Lambda$CDM宇宙論を想定したBAOオブザーバブルによって予測されたものと比較します。DESI銀河調査のシミュレーションデータを使用してこの新しいテストを示し、このテストはバックグラウンドオブザーバブルのみを使用したテストを補完し、$f\sigma_8の値を使用する従来の方法と比較して、RSD分析の体系化の影響を受けにくいと主張します。（z）$直接。
銀河団のガス質量分率を使用した静水圧質量バイアスの質量と赤方偏移の進化の抑制
| Title |
Constraining_the_mass_and_redshift_evolution_of_the_hydrostatic_mass_bias_using_the_gas_mass_fraction_in_galaxy_clusters |
| Authors |
R._Wicker,_M._Douspis,_L._Salvati,_N._Aghanim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.12823 |
銀河団のガス質量分率は、宇宙論的パラメーターのコレクションに対する制約を導き出すのに役立つため、宇宙論的研究で使用するのに便利なプローブです。しかしながら、それは銀河団内のバリオン物理学からの様々な影響を受け、それは得られた宇宙論的制約にバイアスをかけるかもしれません。バリオン物理学のさまざまな側面の中で、この論文では静水圧平衡の仮定の影響に焦点を当てます。静水圧質量バイアス$B$を分析し、この量の可能な質量と赤方偏移の進化、および宇宙論的制約への影響を制約します。そのために、{\itPlanck}-ESZサンプルのクラスター観測を検討し、X線の対応する観測を使用してガスの質量分率を評価します。バイアスの赤方偏移依存性と宇宙論的パラメーターの間の縮退を示します。特に、$\Omega_m$の前に{\itPlanck}を仮定すると、バイアスの赤方偏移依存性の$3.8\sigma$の証拠が見つかります。一方、一定の質量バイアスを想定すると、$\Omega_m>0.849$という非常に大きな値になります。ただし、結果は、検討するクラスターサンプルに完全に依存していることを示しています。特に、サンプルの最小質量赤方偏移クラスターと最大質量赤方偏移クラスターで見つかった質量と赤方偏移の傾向には互換性がありません。それにもかかわらず、すべての分析で、流体力学シミュレーションと局所測定から予想されるように、$B\sim0.8$と一致するバイアスの振幅の値が見つかりますが、それでも$B\sim0.6の低い値で緊張しています。$は、宇宙マイクロ波背景放射の一次異方性とクラスター数カウントの組み合わせから導き出されます。
アクシオン-U（1）インフレーションの格子シミュレーション
インフレーション中にゲージ場がアクシオン場に結合されると、次世代の実験の範囲内で独自の観測シグネチャが得られます。ただし、このシステムはしばしば強い逆反応効果を示し、標準的な摂動論のアプローチを無効にします。この論文では、アーベルU（1）場に結合されたアクシオン場によって駆動されるインフレーションの最初の非線形格子シミュレーションを提示します。これを使用して、共動曲率摂動$\zeta$の統計を完全に特徴付けます。$\zeta$の非ガウス性は線形レジームでは大きいのに対し、ダイナミクスが非線形になると強く抑制されることがわかります。これは、原始ブラックホールの過剰生産からの境界を緩和します。
$ \ alpha $-アトラクタモデルでの（P）再加熱と重力波
インフレの$\alpha$-アトラクターTモデルにおけるインフレ後の進化を研究します。これらのモデルに存在する両方のスカラー場のダイナミクスを考慮します。インフラトンと観客は、負の場空間の曲率が観客の幾何学的な不安定化につながる可能性があるためです。これらのモデル用に最適化された専用の数値コードを使用して、最先端の格子シミュレーションを実行します。観客場の摂動はインフラトン場の摂動よりもはるかに不安定であるという以前の発見を裏付けているので、予熱の初期段階のダイナミクスは観客の摂動の進化によって支配されています。また、スカラー変動に起因する重力波のスペクトルを計算し、$\alpha$-アトラクターTモデルは、現在の宇宙論的観測によって制約または除外される可能性があるが、重力波の直接検索によっては除外できないことを発見しました。
重力レンズによる爆発的な過渡現象の発見を可能にする：銀河団と銀河団の全天の監視リストを作成する新しい方法
| Title |
Enabling_discovery_of_gravitationally_lensed_explosive_transients:_a_new_method_to_build_an_all-sky_watch-list_of_groups_and_clusters_of_galaxies |
| Authors |
Dan_Ryczanowski,_Graham_P._Smith,_Matteo_Bianconi,_Sean_McGee,_Andrew_Robertson,_Richard_Massey,_Mathilde_Jauzac |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.12984 |
銀河群と銀河団のウォッチリストを、広視野調査データのリアルタイムストリームからの過渡検出と相互参照することは、超新星、キロノバ、重力波、ガンマ線バーストなど、重力レンズによる爆発的な過渡現象を次の10年で発見するための有望な方法です。年。しかし、現在、そのような検索を適切に実行するのに十分な角度範囲と深さの両方を備えたレンズのカタログは存在しません。この研究では、レンズ面の特性に基づいて、広視野赤外線調査からの既存のデータのみを使用して、銀河群および銀河団スケールのオブジェクトの全天リストを$z\simeq1$まで作成できる方法を開発します。。重要なのは、VeraRubinObservatory（Rubin）のLegacySurveyofSpaceandTime（LSST）が調査作業を開始する前に、データを実装する準備ができていることです。この方法のテストでは、アインシュタイン半径が$\theta_E\geq5\arcsec$の既知および候補のレンズオブジェクトを含むサンプルの91％を回収します。また、このテストサンプルの周辺領域で他のグループやクラスターを検索し、目視検査によって重要な結果の存在を確認し、6％という低い偽陽性率の推定値を導き出します。このメソッドは、DP0プログラムからのシミュレートされたRubinデータでもテストされます。これにより、良好な回復率と低い誤検出の補完的な結果が得られます。
Schr \"{o}dinger-Newtonアプローチにおける降着超大質量ブラックホール周辺の暗黒物質ハロー質量密度プロファイル
| Title |
Dark_matter_halo_mass_density_profiles_around_an_accreting_supermassive_blackhole_in_the_Schr\"{o}dinger-Newton_approach |
| Authors |
Chon-Fai_Kam_and_Iat-Neng_Chan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13084 |
超大質量ブラックホール降着が暗黒物質ハローの中心にあるファジー暗黒物質ソリトンコアの質量密度プロファイルにどのように影響するかを研究します。銀河の中心にある超大質量ブラックホールは、点質量と見なされていました。スカラー場のSchr\"{o}dinger-Newton方程式を数値的に解きました。時間依存の摂動がソリトン密度プロファイルに大きな圧迫効果をもたらし、コアのサイズを縮小し、中心部を増加させることがわかりました。密度。
暗黒エネルギーのクラスター化における新たな不安定性？
| Title |
A_new_instability_in_clustering_dark_energy? |
| Authors |
Farbod_Hassani,_Julian_Adamek,_Martin_Kunz,_Pan_Shi,_Peter_Wittwer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13098 |
この論文では、線形次数を超えた$k$エッセンスモデルの暗黒エネルギーの有効場の理論（EFT）を研究します。グリッド上の暗黒エネルギーの進化を一貫して解決する粒子メッシュ$N$-bodyシミュレーションを使用すると、EFT展開の次の次数の次数が見つかります。これは、運動方程式の項で構成されます。フィールド変数は、低速の音速（高いマッハ数）の領域で新しい不安定性を引き起こします。球対称および平面対称の状況での単純化されたケースを分析的に検討することにより、数値アーティファクトの可能性を除外します。音速が正確に消えると、非線形の不安定性により、有限時間で進化が特異になり、EFTフレームワークの故障が通知されます。音速が有限（ただし小さい）の場合は微妙であり、局所的な特異性は、強い非線形性を持つ他のタイプの動作に置き換えることができます。紫外線の完了は原則として問題を解決するかもしれませんが、これが一般的に当てはまるはずである理由はありません。その結果、音速$c_s$の広い範囲では、線形処理は適切ではありません。
eROSITA最終赤道深度調査における拡張線源のX線角度パワースペクトル
| Title |
The_X-ray_Angular_Power_Spectrum_of_Extended_Sources_in_the_eROSITA_Final_Equatorial_Depth_Survey |
| Authors |
Erwin_T._Lau,_Akos_Bogdan,_Urmila_Chadayammuri,_Daisuke_Nagai,_Ralph_Kraft,_Nico_Cappelluti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13105 |
eROSITA最終赤道深度調査（eFEDS）は、140平方度の空域を持ち、最終eROSITA全天調査の赤道パッチと同等の深さで、これまでで最大の連続した非全天X線フィールドを表します。角度パワースペクトルを測定するための最高のデータセットになります。この作業では、eFEDSフィールドの銀河団と銀河団のX線角度パワースペクトルを測定します。大規模な角度スケールで測定されたパワースペクトルは、ROSATAllSkySurveyのスペクトル、および銀河団のチャンドラ観測から較正されたクラスターガスハローモデルの予測と一致していることを示します。小さな角度スケールでは、eFEDSパワースペクトルは、チャンドラ/COSMOSフィールドのパワースペクトルおよびハローモデル予測よりも約1桁高くなります。チャンドラのようなより高い角度分解能の機器による点源汚染の影響のフォローアップは、この緊張を解決します。eFEDSパワーが観測およびモデル予測と一致する角度スケールを制限すると、次のeROSITA全天データからのX線パワースペクトルが$\Omega_M$および$\sigma8$のパーセントレベルの制約を達成できることを示します。他の宇宙論的プローブと競争力があります。
視線速度調査における地球アナログ惑星の質量精度に対する相関ノイズの影響
| Title |
Impact_of_Correlated_Noise_on_the_Mass_Precision_of_Earth-analog_Planets_in_Radial_Velocity_Surveys |
| Authors |
Jacob_K._Luhn,_Eric_B._Ford,_Zhao_Guo,_Christian_Gilbertson,_Patrick_Newman,_Peter_Plavchan,_Jennifer_A._Burt,_Johanna_Teske,_and_Arvind_F._Gupta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.12512 |
地球に近い惑星の質量と軌道を特徴づけることは、将来の直接イメージングミッション（HabEx、LUVOIRなど）からの観測を解釈するために重要です。したがって、ExoplanetScienceStrategyレポート（NationalAcademiesofSciences、Engineering、andMedicine2018）は、将来の非常に正確な視線速度調査が、ハビタブルゾーンの地球に近い惑星の発見および/または特性評価に貢献できるように、さらなる研究を推奨しました。これらの将来のイメージングミッションの開始前に近くの星。ニューマン等。（2021）さまざまな望遠鏡アーキテクチャの下でそのような10年間の調査をシミュレートし、恒星の変動がなくても、潜在的に居住可能な地球質量惑星の質量を正確に測定できることを示しました。ここでは、これらのシミュレーションでの惑星の質量測定の信号対雑音比（SNR）に対する恒星の変動の影響を調査します。アクティブ領域に起因する相関ノイズが、観測された質量SNRに最大の影響を及ぼし、変動のないシナリオと比較してSNRが$\sim$5.5減少することがわかります。造粒は$\sim$3倍減少します。一方、pモードの振動は、提案された調査戦略にほとんど影響を与えません。相関ノイズが存在する場合、5cms$^{-1}$の機器の精度は、10cms$^{-1}$の精度に比べてほとんど改善されないことを示し、天体物理学的変動を緩和する必要性を強調しています。私たちのノイズモデルでは、調査を15年に延長すると、質量SNRが$>$10の地球アナログの数が2倍になり、星を周回する地球アナログのこのしきい値に達する$>$0.76M$_{\odot}$10年間の調査では、ニューマンらの観測数から星ごとの観測数を増やす必要があります。（2021）。
上から冷却された安定成層流体の層形成。木星や他のガス巨人のアナログに向けて
| Title |
Layer_formation_in_a_stably-stratified_fluid_cooled_from_above._Towards_an_analog_for_Jupiter_and_other_gas_giants |
| Authors |
J._R._Fuentes,_A._Cumming,_E._H._Anders |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.12643 |
ガスジャイアントでは、表面が冷えるにつれて外側の対流層が内部に進み、その対流前面の下に複数の対流層が形成されると理論付けられています。同様のシナリオで外部対流層の下の層形成を研究するために、上から絶えず冷却されている線形組成勾配を持つ安定成層流体の進化を調査します。ブシネスク近似を一連の2Dシミュレーションで使用し、プラントル数が低く（$\mathrm{Pr}=0.5$および7）、さまざまな温度層化で初期化され、さまざまな速度で冷却されます。等温温度プロファイルで初期化されたシミュレーションは、$\mathrm{Pr}=7$で複数の対流層を形成することがわかります。これらの層は、外側の対流層の下の拡散熱境界層の不安定性に起因します。低Prでは、層は形成されません。二重拡散不安定性は、外側の対流層の下の流体を、層状の対流ではなく乱流拡散の状態に追いやる。温度の初期分布を深さとともに直線的に減少するように変更すると、逆密度比$R^{-1}\equivS_{z}/T_{z}$の値が低くなり（この作業で正規化した場合）、結果として、低Prでの複数の対流層の自発的形成。この研究で使用された成層では、長期的には、組成勾配は外側の対流層の伝播に対する効果のない障壁であり、層が形成されているかどうかに関係なく、流体全体が完全に混合されます。私たちの結果は、層が長寿命であり、外側の対流層が内側への前進を停止することを予測する、ガス巨大惑星の1D進化モデルに挑戦します。より現実的なモデルを構築するための将来の作業に何が必要かについて説明します。
観測された星間彗星からの太陽系外惑星大気の後期濃縮の推測
| Title |
Inferring_Late_Stage_Enrichment_of_Exoplanet_Atmospheres_from_Observed_Interstellar_Comets |
| Authors |
Darryl_Z._Seligman,_Juliette_Becker,_Fred_C._Adams,_Adina_D._Feinstein,_and_Leslie_A._Rogers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.12653 |
最初の2つの恒星間彗星の発見は、平均して、すべての星がそのような天体をホストシステムから放出することによって銀河集団にかなりの量の物質を提供することを意味します。散乱は無秩序なプロセスであるため、彗星を放出する各システムの内部領域に同程度の量の物質を注入する必要があります。内向きに輸送されて惑星と相互作用する彗星の場合、このレターは、惑星の質量と軌道パラメータの関数として、付着または外向きに散乱する物質の割合を推定します。これらの計算は、現在の軌道速度よりも小さい脱出速度を持つ惑星が効率的に彗星を蓄積することを示しています。太陽系外惑星の現在の国勢調査のメンバーの降着効率を推定し、ホットジュピターとウォームジュピター、サブネプチューン、スーパーアースを含むがこれらに限定されない惑星集団が、入ってくる彗星を効率的に捕獲できることを発見しました。この彗星の濃縮は、形成後の大気の組成と化学に重要な影響を与える可能性があります。結果として、星間彗星の将来の検出と組成測定は、太陽系外惑星の亜集団を潜在的に豊かにする物質の直接測定を提供するでしょう。最後に、$\textit{JamesWebbSpaceTelescope}$（JWST）で観測される太陽系外惑星のこの濃縮メカニズムの効率を推定します。JWSTが現在運用されており、これらの観測が間もなく行われるため、恒星間彗星類似体からの濃縮が太陽系外惑星の大気組成の解釈にどのように影響するかを調査することが非常に重要です。
落下の対象となる原始星円盤：一次元非粘性モデルとALMA観測との比較
規定された落下を伴う、新しい一次元の非粘性の垂直統合ディスクモデルが提示されます。フローは、2次の衝撃捕捉スキームを使用して計算されます。含まれているのは、垂直方向の落下、外側の放射状の境界での放射状の落下、放射冷却、恒星の照射、およびディスク表面の衝撃での熱の追加です。シミュレーションパラメータは、ALMA（AtacamaLargeMillimeterArray）を使用して観測されたL1527IRSディスクをターゲットにするように選択されています。結果は、半径方向の落下の外側エンベロープと、半径方向の速度が横切る遠心力半径（$\rc$）で$\rrshock\sim1.5\\times$で半径方向の衝撃に遭遇する$u_\phi\propto1/r$を示します。は大幅に減少し、温度は衝撃前の値$20$Kから$\約60$Kに上昇します。$\rc$で、方位角速度$u_\phi$は$\propto1/r$から$\propto1/r$に遷移します。ほぼケプレリアンであること。これらの結果は、SOが昇華する放射状の衝撃と、$u_\phi\sim1/r$領域からケプラーの内部ディスクへの遷移を示す最近のALMA観測と定性的に一致しています。ただし、サイクリックC$_3$H$_2$の観測された位置-速度マップは、特定の弾道最大速度の関係とともに、半径方向の衝撃が弾道遠心障壁と一致し、衝撃を$\rrshockに配置することを示唆しています。=0.5\rc$、つまり、以前の磁気回転崩壊シミュレーションと同様に、シミュレーションで与えられた外側ではなく、$\rc$の内側。この不一致は分析および議論されますが、未解決のままです。
エミレーツ火星ミッションによる火星の表面温度の日変化：好奇心と忍耐力のローバー測定との比較
| Title |
Diurnal_variation_of_the_surface_temperature_of_Mars_with_the_Emirates_Mars_Mission:_A_comparison_with_Curiosity_and_Perseverance_rover_measurements |
| Authors |
Dimitra_Atri,_Nour_Abdelmoneim,_Dattaraj_B._Dhuri,_Mathilde_Simoni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.12850 |
エミレーツマーズミッション（EMM）「ホープ」に搭載されたエミレーツマーズ赤外線分光計（EMIRS）機器は、初めて、惑星のほとんどをカバーするすべての現地時間での火星の温度測定値を提供します。したがって、軌道から行われた表面温度測定値を、同じ期間にローバーによって表面から行われた測定値と比較することが可能になりました。マーズサイエンスラボラトリー（MSL）の「Curiosity」ローバーに搭載されたローバー環境モニタリングステーション（REMS）スイートと、火星2020の「Perseverance」ローバーに搭載された火星環境動力学アナライザー（MEDA）スイートの日中の温度変化のデータを使用します。、2021年6月から8月の間に、それらをEMIRS観測と比較します。また、これらの測定値を火星気候データベース（MCD）モデルの推定値と比較します。温度変化の全体的な傾向はミッション間で非常によく一致していますが、EMIRSの測定値は、火星2020と比較して夜間に体系的に低くなっています。この不一致につながる可能性のあるいくつかの要因について説明します。火星の気候についての理解を深めることで、これらの結果の意味について説明します。これにより、火星への将来のロボットおよび潜在的に乗組員のミッションに役立つ、地域の天気予報のより良いモデリングにつながります。
超高温木星の理論的高分解能発光スペクトルにおける磁気抗力と3次元効果：WASP-76bの場合
| Title |
Magnetic_Drag_and_3-D_Effects_in_Theoretical_High-Resolution_Emission_Spectra_of_Ultrahot_Jupiters:_the_Case_of_WASP-76b |
| Authors |
Hayley_Beltz,_Emily_Rauscher,_Eliza_M.-R_Kempton,_Isaac_Malsky,_Grace_Ochs,_Mireya_Arora,_and_Arjun_Savel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.12996 |
超高温木星は、高解像度の発光スペクトルで探索するのに理想的な候補です。昼と夜の領域に極端な温度と化学的縦方向の勾配が存在するため、軌道全体でこれらのオブジェクトから見られると予想されるスペクトルの範囲を調査するには、詳細な理論的研究が必要です。以前に公開されたWASP-76bの3DGCMモデルを使用して、磁気抗力のさまざまな処理を行い、3D大気を後処理して、2つの波長範囲および惑星の軌道全体の高解像度発光スペクトルを生成します。高解像度の発光スペクトルは、位相の関数として大きく変化し、惑星の3D構造の直接的な結果である発光の特徴、吸収の特徴、またはその両方を示す場合があります。発光と吸収の両方の特徴を示す位相では、ドップラーシフトは2つのスペクトルの特徴の間で方向が異なり、互いに打ち消し合うのではなく、微分可能になります。相互相関を使用することにより、ドラッグの処理が異なるモデルの正味ドップラーシフトにさまざまなパターンが見つかります。夜側のスペクトルはドップラーシフトで反対の符号を示しますが、昼側のフェーズではフェーズごとの正味シフトの傾向が逆転します。。最後に、惑星の軌道全体で単一のスペクトルテンプレートを使用しないように研究者に警告します。これは、非常に赤方偏移または青方偏移している惑星ディスクの端の明るい領域を拾う可能性があるため、返される対応する正味のドップラーシフトにバイアスをかける可能性があります。
同位体速度測定：原始惑星系円盤の蒸発中の同位体分別のためのガス流の潜在的な重要性の実験的および理論的実証
| Title |
Isotope_velocimetry:_Experimental_and_theoretical_demonstration_of_the_potential_importance_of_gas_flow_for_isotope_fractionation_during_evaporation_of_protoplanetary_material |
| Authors |
Edward_D._Young,_Catherine_A._Macris,_Haolan_Tang,_Arielle_A._Hogan,_Quinn_R._Shollenberger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13020 |
新しい実験と結果の理論的分析を使用して、レーザー加熱空力浮上実験に関連する同位体分別が、分別の主要な制御として流れるガスの速度と一致していることを示します。新しいFeおよびMg同位体データは、ガスが低粘度の流体として扱われ、レイノルズ数が高く抗力が最小の溶融球の周りを流れる場合によく説明されています。この解析に基づいて、向かい風速度と熱速度の比と飽和度の関係が得られます。分別を制御するのは流速と熱速度の比であるという認識により、溶融岩がかなりの逆風を伴うガスに遭遇する他の環境への外挿が可能になります。このように、状況によっては、蒸発に伴う同位体分別の程度は、気圧計と同じくらいの速度計です。
タイタンの大気中のシクロプロパジエンとプロパジエンの垂直分布
タイタンの大気は、有機分子の光化学合成を探求するための自然な実験室です。タイタンの大気の研究における最近の重要な進歩には、次のものが含まれます。（a）C$_3$分子の検出：C$_3$H$_6$、CH$_2$CCH$_2$、c-C$_3$H$_2$、および（b）カッシーニ-UVISデータから、主にC$_3$化学を介して形成されるC$_6$H$_6$の取得。リング分子は宇宙生物学的に非常に重要であるため、$c$-C$_3$H$_2$の検出は特に重要です。Caltech/JPLKINETICSコードを使用して、利用可能な最良の光化学速度係数とパラメーター化された垂直輸送を使用して、最近の観測を説明することができます。星間物質を彷彿とさせるイオン化学が、1000kmを超えるc-C$_3$H$_2$の生成に大きな役割を果たしていることは重要です。
| Title |
Detectability_of_Wandering_Intermediate-Mass_Black_Holes_in_the_Milky_Way_Galaxy_from_Radio_to_X-rays |
| Authors |
Bryan_Seepaul,_Fabio_Pacucci,_Ramesh_Narayan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.12498 |
中間質量ブラックホール（IMBH、$10^{3-6}\、\rm{M_\odot}$）は、通常、矮小銀河の中心にあり、天の川銀河（これまでのところ検出されていない）をさまよっている可能性があります（MW）。移流が支配的な降着流のモデルスペクトルを使用して、ラジオからX線までの周波数範囲で、$10^5\、\rm{M_\odot}$IMBHがさまよっていると推定される集団から放出される典型的なフラックスを計算します。5つの現実的なボリューム加重MW環境で。さまようIMBHの$\sim27\％$は、チャンドラを使用したX線で検出でき、$\sim37\％$は、ローマ宇宙望遠鏡を使用した近赤外線で検出できると予測しています。$\sim49\％$サブmmではCMB-S4を使用し、ラジオでは$\sim57\％$をngVLAで使用します。最も明るいフラックスは、分子雲または冷たい中性媒体を通過するIMBHによって放出され、常に検出可能であることがわかります。多波長調査における候補者の選択を容易にするための基準を提案します。具体的には、IMBHの降着率の関数として、X線と光学の比率（$\alpha_{\rmox}$）と光学とサブmmの比率を計算します。低率では、IMBHのサブmm放射は、光学、UV、およびX線放射よりも大幅に高いことを示しています。最後に、分子雲での検出可能性の期待と現在の検出の欠如に基づいて、MW内のこれらのオブジェクトの数$N_\bullet$に上限を設定します：$N_\bullet<2000$および$N_\bullet<100$それぞれ、コールドニュートラルメディア。これらの予測は、MW内のIMBHの将来の検索をガイドし、それらの人口統計と進化を理解するのに役立ちます。
3C 186の反跳ブラックホール候補のホスト銀河：z=1クラスターの中心にある古い主要な合併の残骸
| Title |
The_Host_Galaxy_of_the_Recoiling_Black_Hole_Candidate_in_3C_186:_An_Old_Major_Merger_Remnant_at_the_Center_of_a_z=1_Cluster |
| Authors |
T._Morishita,_M._Chiaberge,_B._Hilbert,_E._Lambrides,_L._Blecha,_S._Baum,_S._Bianchi,_A._Capetti,_G._Castignani,_F._D._Macchetto,_G._K._Miley,_C._P._O'Dea,_and_C._A._Norman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.12499 |
$z=1.0685$のラジオラウドクエーサーである3C186は、以前にそのホスト銀河からの速度と空間オフセットの両方を持っていると報告されており、ブラックホールの合併によって引き起こされた重力波リコイルブラックホールの有望な候補と見なされていました。もう1つの考えられるシナリオは、3C186が進行中の銀河合体であり、一時的な変位を示していることです。この研究では、ホスト銀河の特性を明らかにし、この代替シナリオをテストすることを目的として、新しい深部HST/WFC3-IRおよびACS画像の分析を提示します。ホストの軽量中心を注意深く測定し、クエーサーコア（$11.1\pm0.1$kpc）からの有意な空間オフセットを明らかにします。確認されたオフセットの方向は、ラジオジェットに対してほぼ垂直に整列します。乱れた郊外での若いスターバーストなど、最近の合併の証拠は見つかりませんが、F160Wの$\sim30$kpcでのわずかな光の集中のみです。ホストは、成熟した（$>200$Myr）星の種族と1つのコンパクトな星形成領域で構成されています。流体力学的シミュレーションと比較すると、これらの観測された特徴は、後期の合併の残骸で一貫して見られることがわかります。まとめると、これらの証拠は、システムが進行中の/若い合併の残骸ではないことを示しており、リコイルブラックホールシナリオが3C186の不可解な性質のもっともらしい説明であることを示唆しています。
宇宙の夜明けにおける超臨界ブラックホールへの超臨界成長経路：巨大なクエーサーホストとの共進化
| Title |
Supercritical_growth_pathway_to_overmassive_black_holes_at_cosmic_dawn:_coevolution_with_massive_quasar_hosts |
| Authors |
Haojie_Hu,_Kohei_Inayoshi,_Zolt\'an_Haiman,_Wenxiu_Li,_Eliot_Quataert,_Rolf_Kuiper |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.12513 |
高赤方偏移（$z>6$）で最も明るいクエーサーを観測したところ、これらの時代の最大の超大質量ブラックホール（SMBH）は、局所的な関係と比較して、ホスト銀河に比べてかなり過大である傾向があり、急速に経験したことが示唆されました。初期の成長段階。$z\sim6-7$でまれに大規模な$\sim10^{12}〜M_{\odot}$ホストハローになってしまうSMBHのアセンブリモデルを提案し、上に降着するBHに動的フィードバック処方を適用します。降着流構造の長期的進化のための放射流体力学シミュレーションによって提供されるエディントン率。組み立て中のこれらのハローへの大きな流入率により、$z\sim30$の恒星質量シードから開始しても、$z\sim6$による$>10^9〜M_{\odot}$SMBHの形成が可能になります。そして、特に初期の段階で、BH供給速度を低下させる流出が存在する場合でも。このメカニズムはまた、SMBHの質量が$z\sim6$によって$M_{\rmBH}>10^9〜M_{\odot}$に達する前に、$>0.01$の高いBH対銀河の質量比を自然に生み出します。これらの急成長しているSMBH前駆体は、シード方法に関係なく、広範囲の赤方偏移（$7<z<15$）でのJamesWebbSpaceTelescopeによる今後の観測で検出できるほど明るいです。
AGNジェットは、シミュレートされた銀河団の熱浮力の不安定性による伝導の飽和を防ぎません
| Title |
AGN_jets_do_not_prevent_the_saturation_of_conduction_by_the_heat_buoyancy_instability_in_simulated_galaxy_clusters |
| Authors |
Ricarda_S._Beckmann,_Yohan_Dubois,_Alisson_Pellissier,_Fiorella_L._Polles,_Valeria_Olivares |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.12514 |
銀河団の中心は、冷却の大惨事を避けるために効率的に再加熱されなければなりません。潜在的な再加熱メカニズムの1つは異方性熱伝導であり、これは熱エネルギーを中間半径からクラスター中心に輸送する可能性があります。ただし、磁場が再ランダム化されていない場合、異方性熱伝導が熱浮力不安定性（HBI）を引き起こし、磁力線の方向を変えて放射状の熱流束を遮断します。異方性熱伝導を伴う理想化された磁気流体力学シミュレーションにおいて、スピン駆動AGNジェットの影響下での熱伝導の効率を再検討します。ジェットによって引き起こされる乱流が準等方性に駆動されるようにジェットを定期的に再配向するブラックホールスピンの能力にもかかわらず、HBIは、熱の貯蔵所が最大であるクラスターの中央の50kpcの外側で効率を維持します。。結果として、中心活動銀河核が乱流の唯一の原因である場合、伝導は銀河団ガスの冷却を調節する上で重要な役割を果たしません。
バースターの運動学を使用した銀河中心までの距離の直接測定
| Title |
A_direct_measurement_of_the_distance_to_the_Galactic_center_using_the_kinematics_of_bar_stars |
| Authors |
Henry_W._Leung,_Jo_Bovy,_J._Ted_Mackereth,_Jason_A._S._Hunt,_Richard_R._Lane,_John_C._Wilson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.12551 |
銀河中心までの距離$R_0$は、天の川を理解するための基本的なパラメーターです。これは、銀河のすべての観測が地動説の基準点から行われているためです。$R_0$の不確実性は、その総質量とその主要成分の相対質量、および化学力学的分析で使用される星の軌道パラメーターを含む、天の川の多くの側面に関する知識を制限します。$R_0$の測定値は1世紀以上にわたって改善されていますが、過去数年間のさまざまな方法による測定値では、$R_0$の範囲が$8.0$から$8.5\、\mathrm{kpc}$の範囲内にあることがわかります。これまでの最も正確な測定では、いて座A$^*$が銀河中心で静止していると仮定する必要がありますが、そうではない場合があります。この論文では、\texttt{astroNN}ニューラルネットワーク法からの分光測光距離で拡張されたAPOGEEDR17およびGaiaEDR3データから導出された銀河棒渦巻銀河の星の運動学のマップを使用します。これらのマップは、回転速度$v_T$の最小値と、バーを周回する星に期待される視線速度$v_R$の四極子の特徴を明確に示しています。$v_T$の最小値から、$R_0=8.23\pm0.12\、\mathrm{kpc}$を測定します。天の川の現実的な$N$体シミュレーションを使用して測定を検証します。さらに、バーのパターン速度を測定して、$\Omega_\mathrm{bar}=40.08\pm1.78\、\mathrm{km\、s}^{-1}\mathrm{kpc}^{-1}$。バーはディスクから形成されるため、その中心は明らかにバー+ディスクシステムの重心であり、したがって、私たちの測定は、これまでの$R_0$の最も堅牢で正確な測定です。
若い銀河団NGC225：連星の含有量と総質量の推定
| Title |
The_young_Galactic_cluster_NGC_225:_binary_stars_content_and_total_mass_estimate |
| Authors |
L._Yalyalieva,_G._Carraro,_E._Glushkova,_U._Munari_and_P._Ochner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.12558 |
銀河系の星団はかなりの量の連星を持っていることが知られていますが、クラスター全体の動的進化におけるそれらの役割は包括的に理解されていません。中程度の人口の銀河星団NGC225の場合の総質量推定値に対する連星の影響を調査しました。1990年から1991年に2回の観測キャンペーンで得られた、最も明るい29個の星団メンバーのマルチエポック視線速度の分析そして2019-2020年には、$\alpha=0.52$の連星の値を生成します（29個中15個の星）。理論上の等時線とモンテカルロシミュレーションを使用して、バイナリが適切に考慮された場合、クラスターの質量が少なくとも1.23倍増加することがわかりました。GaiaEDR3測光データを分光観測と組み合わせることにより、NGC225の基本パラメータの推定値を次のように導き出しました。平均視線速度$<V_r>=-9.8\pm0.7$kms$^{-1}$、$\log（\tau）$=8.0-8.2dex、距離$D=676\pm22$pc、色超過$E（B-V）=0.29\pm0.01$mag。
Sgr B2での雲と雲の衝突？ 3DシミュレーションはSiO観測に適合
| Title |
A_cloud-cloud_collision_in_Sgr_B2?_3D_simulations_meet_SiO_observations |
| Authors |
Wladimir_Banda-Barrag\'an,_Jairo_Armijos-Abenda\~no,_Helga_D\'enes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.12603 |
SgrB2の衝撃を受けたガスの特性を、2つのフラクタル雲間の衝突の3Dシミュレーションから得られたマップと比較します。$^{13}$CO（1-0）の観測結果と一致して、シミュレーションでは、雲と雲の衝突により、平均$N_{\rmH2}\gtrsim5\times10の非常に乱流の密度の下部構造を持つ領域が生成されることが示されています。^{22}\、\rmcm^{-2}$。同様に、私たちの数値マルチチャネル衝撃研究は、衝突する雲が$5-50\、\rmkm\、s^{-1}$の速度と$\sim4-40$のマッハ数で内部衝撃を生成するのに効率的であることを示しています。これは、SgrB2のSiO（2-1）IRAM観測から推測される$\sim10^{-9}$SiOの存在量を説明するために必要です。全体として、SgrB2の密度構造と衝撃を受けたガスの形態の両方が、$\lesssim0.5\、\rmMyr$-古い雲と雲の衝突と一致していることがわかります。高速ショックは衝突の初期段階で発生し、星形成に火をつける可能性がありますが、中速および低速ショックはより長い時間スケールで重要であり、SgrB2でのSiO放出の延長を説明できます。
SAMIギャラクシー調査：[$ \ alpha $/Fe]と運動学的形態の間のリンク
| Title |
The_SAMI_Galaxy_Survey:_The_Link_Between_[$\alpha$/Fe]_and_Kinematic_Morphology |
| Authors |
Peter_J._Watson,_Roger_L._Davies,_Jesse_van_de_Sande,_Sarah_Brough,_Scott_M._Croom,_Francesco_D'Eugenio,_Karl_Glazebrook,_Brent_Groves,_\'Angel_R._L\'opez-S\'anchez,_Nicholas_Scott,_Sam_P._Vaughan,_C._Jakob_Walcher,_Joss_Bland-Hawthorn,_Julia_J._Bryant,_Michael_Goodwin,_Jon_S._Lawrence,_Nuria_P._F._Lorente,_Matt_S._Owers,_and_Samuel_Richards |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.12630 |
SAMI銀河調査から得られた平均星の種族特性とスピンパラメータプロキシ$\lambda_{R_{\rm{e}}}$の測定値を使用して、1492銀河のサンプルを探索します。グローバルな$\left[\alpha/\rm{Fe}\right]$-$\sigma$の関係に適合し、$\left[\alpha/\rm{Fe}\right]=（0.395\pm0）であることがわかります。010）\rm{log}_{10}\left（\sigma\right）-（0.627\pm0.002）$。残差$\Delta\left[\alpha/\rm{Fe}\right]$と傾斜補正された$\lambda_{\、R_{\rm{e}}}^{\の間に反相関が見られます。rm{\、eo}}$、これは$\Delta\left[\alpha/\rm{Fe}\right]=（-0.057\pm0.008）\lambda_{\、R_{\rm{として表すことができますe}}}^{\rm{\、eo}}+（0.020\pm0.003）$。反相関は、$\Delta\left[\alpha/\rm{Fe}\right]\sim（-0.121\pm0.015）\lambda_{\、の勾配を持つ星形成銀河によって引き起こされているようです。R_{\rm{e}}}^{\rm{\、eo}}$ですが、星形成が抑制された銀河のサブサンプルでは弱い関係が続いています。これは、円盤が支配的な銀河が星形成の期間が長いことを確認するためのものです。200kms$^{-1}$の参照速度分散で、半質量形成時間の増加を$\sim$0.5Gyrから$\sim$1.2Gyrに低から高$\lambda_{\に推定します。、R_{\rm{e}}}^{\rm{\、eo}}$銀河。遅い回転子はこれらの傾向に適合していないようです。それらの残りの$\alpha$-enhancementは、$\lambda_{\、R_{\rm{e}}}^{\rm{\、eo}}\lessapprox0.4$の両方で大きいにもかかわらず、他の銀河と区別できません。より大規模。この結果は、$\lambda_{\、R_{\rm{e}}}^{\rm{\、eo}}\lessapprox0.4$の銀河は、物理的構造が異なるにもかかわらず、同様の範囲の星形成履歴を経験していることを示しています。と角運動量。
1
| Title |
The_Bolometric_Luminosity_Correction_of_Radio-Quiet_and_Radio-Loud_Quasars_at_1 |
| Authors |
Mojegan_Azadi,_Belinda_Wilkes,_Joanna_Kuraszkiewicz,_Matthew_Ashby,_and_S._P._Willner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.12697 |
活動銀河核（AGN）がそれらのホスト銀河と大規模環境に与える影響を理解するには、すべての波長にわたるそれらの総放射力（つまり、ボロメータ光度）を決定することが重要です。この寄稿では、ブラックホール（BH）の質量、エディントン比、およびスピンによってパラメーター化されたクエーサー降着円盤のスペクトルエネルギー分布（SED）テンプレートを使用して、それらの総放射光度を推定する方法について説明します。AGNのボロメータ光度を推定するために、降着円盤SEDを1$\mu$mから10keVまで統合します。私たちのアプローチは、観測のギャップを一貫してカバーし、トーラスからの再処理された放出を含みません。降着円盤SED、およびその結果としてそれから推測される放射補正は、BH質量、エディントン比、およびスピンに強く依存します。特に、可視帯域（5100$\、\mathring{A}$および3000$\、\mathring{A}$）の放射補正は、BH質量に強く依存し、X線ではエディントン比に強く依存します。。降着円盤SEDのピークに近い波長では、依存性は弱くなります。さらに、最大回転（スピン=1）クエーサーは、すべての波長で非回転（スピン=0）クエーサーよりも高い放射補正を必要とします。この作業で提示されたSEDと放射補正は、1$\mu$mから10$\、$keVの範囲の観測値で、電波が静かなタイプ1AGNから電波が大きいタイプ1AGNのサンプルの放射電力を決定できます。観測値は絶滅のために修正されます。
オリオンプランク銀河コールドクランプのALMA調査（ALMASOP）：それらのSiOノットから原始星ジェットの傾斜角と速度を導き出す
| Title |
ALMA_Survey_of_Orion_Planck_Galactic_Cold_Clumps_(ALMASOP):_Deriving_Inclination_Angle_and_Velocity_of_the_Protostellar_Jets_from_their_SiO_Knots |
| Authors |
Kai-Syun_Jhan,_Chin-Fei_Lee,_Doug_Johnstone,_Tie_Liu,_Sheng-Yuan_Liu,_Naomi_Hirano,_Kenichi_Tatematsu,_Somnath_Dutta,_Anthony_Moraghan,_Hsien_Shang,_Jeong-Eun_Lee,_Shanghuo_Li,_Chun-Fan_Liu,_Shih-Ying_Hsu,_Woojin_Kwon,_Dipen_Sahu,_Xun-Chuan_Liu,_Kee-Tae_Kim,_Qiuyi_Luo,_Sheng-Li_Qin,_Patricio_Sanhueza,_Leonardo_Bronfman,_Zhang_Qizhou,_David_Eden,_Alessio_Traficante,_Chang_Won_Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.12731 |
6つのソース（G209.55-19.68S2、G205.46-14.56S1$_{-}$A、G203.21-11.20W2、G191.90-11.21S、G205.46-14.56S3、およびG206）を選択しました。.93-16.61W2）OrionPlanckGalacticColdClumps（ALMASOP）のアタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ調査から。これらのソースはCO（J=2-1）、SiO（J=5-4）にマッピングされています。）、およびC$^{18}$O（J=2-1）行。これらのソースには、低速のCO流出に囲まれた高速のSiOジェットがあります。SiOジェットは、結び目のチェーンで構成されています。これらの結び目は、ジェット速度の半周期的な変動によって生成されると考えられてきました。そのため、このような変動を利用してジェットの傾斜角と速度を推定する衝撃形成モデルを採用しています。また、広角風駆動シェルモデルを使用してCO流出の傾斜角を導き出し、関連するSiOジェットの傾斜角とほぼ一致していることを確認します。さらに、この衝撃形成モデルを、文献にあるSiOジェットを使用する別の3つの原始星源（HH211、HH212、およびL1448C（N））に適用し、それらの傾斜角とジェット速度が以前のものと一致していることを確認します。固有運動と視線速度の研究から推定。
eXtended（GLEAM-X）I：調査の説明と初期データのリリース
| Title |
GaLactic_and_Extragalactic_All-sky_Murchison_Widefield_Array_survey_eXtended_(GLEAM-X)_I:_Survey_Description_and_Initial_Data_Release |
| Authors |
Natasha_Hurley-Walker,_Timothy_J._Galvin,_Stefan_W._Duchesne,_Xiang_Zhang,_John_Morgan,_Paul_J._Hancock,_Tao_An,_Thomas_M._O._Franzen,_George_Heald,_Kathryn_Ross,_Tessa_Vernstrom,_Gemma_E._Anderson,_Bryan_M._Gaensler,_Melanie_Johnston-Hollitt,_David_L._Kaplan,_Christopher_J._Riseley,_Steven_J._Tingay,_Mia_Walker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.12762 |
南空の新しい低周波広帯域無線調査について説明します。72〜231MHzおよび$+30^\circ$の南の赤緯をカバーする観測は、2018〜2020年にマーチソン広視野アレイの「拡張」フェーズII構成で実行され、連続体および偏光画像やモザイクを含むデータ製品を形成するために処理されます。、多周波カタログ、過渡探索データ、および電離層測定。この作業で説明されているパイロットフィールドから、4時間<RA<13時間、-32.7度<12月<-20.7度で1,447平方度をカバーする初期データリリースを公開します。$2'$-$45"$の解像度で72〜231MHzをサンプリングする20の周波数帯域を処理し、$1.27\pm0.15$の二乗平均平方根ノイズで170〜231MHzにわたる広帯域ソース検出画像を生成します。mJy/beam。ソース検出により78,967個のコンポーネントが生成され、そのうち71,320個がスペクトルに適合します。カタログの完全性は$\sim50$mJyで98％、信頼性は$5\sigma$で98.2％、$7で99.7％に上昇します。\sigma$。カタログはVizierから入手できます。画像は、AAODataCentral、SkyView、およびPASADatastoreで入手できます。これは、GLEAM-X調査からの一連のデータリリースの最初のものです。
CONCERTO：銀河のミリメートル線放射の忠実度の高いシミュレーションと[CII]強度マッピング
| Title |
CONCERTO:_High-fidelity_simulation_of_millimeter_line_emissions_of_galaxies_and_[CII]_intensity_mapping |
| Authors |
M._Bethermin,_A._Gkogkou,_M._Van_Cuyck,_G._Lagache,_A._Beelen,_M._Aravena,_A._Benoit,_J._Bounmy,_M._Calvo,_A._Catalano,_B._de_Batz_de_Trenquelleon,_C._De_Breuck,_A._Fasano,_A._Ferrara,_J._Goupy,_C._Hoarau,_C._Horellou,_W._Hu,_A._Julia,_K._Knudsen,_J.-C._Lambert,_J._Macias-Perez,_J._Marpaud,_A._Monfardini,_A._Pallottini,_N._Ponthieu,_Y._Roehlly,_L._Vallini,_F._Walter,_A._Weiss |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.12827 |
サブmmウィンドウに赤方偏移された[CII]158um線の強度マッピングは、z>4星形成と大規模構造へのその空間分布の有望なプローブです。第1世代の実験（CONCERTOなど）を準備するには、分光法でサブmmの銀河系外の空の現実的なシミュレーションが必要です。1mm付近の主要なサブmmライン（CO、[CII]、[CI]）を含むSIDESシミュレーションの新しいバージョンを紹介します。このアプローチは、観測された線の光度関数をうまく再現します。次に、シミュレーションを使用してCONCERTOのような立方体（125〜305GHz）を生成し、それらの周波数でさまざまな天体物理学的コンポーネントによって引き起こされる変動のパワースペクトルを予測します。星形成率と[CII]の光度の関係に関する仮定、および星形成の履歴に応じて、z〜6[CII]パワースペクトルの予測は2桁異なります。これは、予測がどれほど不確実であり、この初期の時代の理解を深めるために将来の測定がどれほど重要であるかを浮き彫りにします。SIDESは、mmIME実験によって約100GHzで最近測定されたCOショットノイズを再現できます。最後に、さまざまな赤方偏移でのさまざまな天体物理学的コンポーネントの寄与をパワースペクトルと比較します。連続体は、周波数に応じて3〜100倍、はるかに明るくなります。300GHzでは、COフォアグラウンドパワースペクトルは、基本シナリオの[CII]のものよりも高くなります。より低い周波数では、[CII]と銀河系外の前景の間のコントラストはさらに悪化します。深い調査から既知の銀河をマスクすることで、前景を[CII]パワースペクトルの20％までz〜6.5まで減らすことができるはずです。ただし、このマスキング方法は、より高い赤方偏移では十分ではありません。コードとシミュレーションの製品は公開されており、強度マッピング実験とサブmm連続体およびライン調査の両方に使用できます。
偏光、偏光効率、およびクラスターNGC2345の方向への粒子配列
| Title |
Polarization,_Polarizing_Efficiency,_and_Grain_alignment_towards_the_direction_of_the_cluster_NGC_2345 |
| Authors |
Sadhana_Singh,_Jeewan_C._Pandey,_Thiem_Hoang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.12864 |
マルチバンド光学偏光観測を用いて、クラスターNGC2345の方向に向けた粒子配列とダスト特性を調査しました。大多数の星について、観測された偏光は、それに対応する最大偏光と波長の平均値がそれぞれ1.55％と0.58$\mum$である星間物質によるものであることがわかります。これは、NGC2345の方向での一般的な星間物質のそれと同様のダスト粒子のサイズ分布を明らかにします。NGC2345の方向に向かって1.2kpcの距離の近くでダスト特性の変化が注目されました。この距離を超えて位置するダスト粒子は銀河磁場と整列していることがわかりますが、この距離の前景にあるダスト粒子の配向の分散が見られます。この方向の粒子の偏光効率は、私たちの銀河の平均効率に近いことがわかります。クラスターのコア領域に向かう偏光効率の増加に伴う粒子サイズの減少は、局所的な放射場がクラスター内でより高いことを示しており、これが小粒子の整列効率の増加に関与している。最大偏光の波長（整列した粒子の平均サイズに関連する）も、消滅とともに増加し、分極効率の増加とともに減少することがわかります。これは、放射トルク整列メカニズムによって説明できます。
球状星団UVITレガシー調査（GlobULeS）I.8つの球状星団のFUV光学色-倍率図
| Title |
Globular_Clusters_UVIT_Legacy_Survey_(GlobULeS)_I._FUV-optical_Color-Magnitude_Diagrams_for_Eight_Globular_Clusters |
| Authors |
Snehalata_Sahu,_Annapurni_Subramaniam,_Gaurav_Singh,_Ramakant_Yadav,_Aldo_R._Valcarce,_Samyaday_Choudhury,_Sharmila_Rani,_Deepthi_S._Prabhu,_Chul_Chung,_Patrick_C\^ot\'e,_Nathan_Leigh,_Aaron_M._Geller,_Sourav_Chatterjee,_N._Kameswara_Rao,_Avrajit_Bandyopadhyay,_Michael_Shara,_Emanuele_Dalessandro,_Gajendra_Pandey,_Joesph_E._Postma,_John_Hutchings,_Mirko_Simunovic,_Peter_B._Stetson,_Sivarani_Thirupathi,_Thomas_Puzia,_Young-Jong_Sohn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.12886 |
2つのFUVフィルター（F148WおよびF169M）で実行された観測に基づいて、AstroSat/UVITレガシー調査プログラムGlobULeSからの8つの球状星団（GC）の最初の結果を示します。固有運動メンバーシップを持つGCのFUV光学およびFUV-FUV色等級図（CMD）は、UVITデータを内部領域のHSTUV球状星団調査（HUGS）データおよびガイア早期データリリース（EDR3）と組み合わせることによって構築されました。HSTのフィールド外の地域の場合。恒星進化モデルを重ね合わせることにより、CMD内の位置に基づいて分類されたF148W$\sim$23.5〜magのようなかすかな光源を検出します。8つのGCのCMDは、3つのGCの以前のUVIT研究と組み合わされて、スタックされたFUV光学CMDを作成し、さまざまな進化シーケンスに見られる特徴/特異性を強調します。FUV（F148W）で検出された11個のGCの星の種族は、2,816個の水平分枝（HB）星（190個の極端なHB候補）、46個のポストHB（pHB）、221個の青色はぐれ星（BSS）、および107個の白色矮星（WD）候補で構成されています。。F148W$-$Gカラーから得られた青色のHBカラー拡張と、FUVで検出されたEHB候補の数は、各GC内の最大内部ヘリウム（He）変動と強く相関しており、FUV光学面が最も多いことを示しています。HBのHe存在量の変動に敏感です。HB形態、BSS、pHB、およびWDスターを含むこれらのカタログを使用して対処される可能性のある科学事例について説明します。
LIGOとVirgoによる質量ギャップでの3つの重力波検出の重力レンズ解釈について
| Title |
On_the_gravitational_lensing_interpretation_of_three_gravitational_wave_detections_in_the_mass_gap_by_LIGO_and_Virgo |
| Authors |
Matteo_Bianconi,_Graham_P._Smith,_Matt_Nicholl,_Dan_Ryczanowski,_Johan_Richard,_Mathilde_Jauzac,_Richard_Massey,_Andrew_Robertson,_Keren_Sharon,_Evan_Ridley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.12978 |
重力レンズの影響を受けた可能性のある、LIGO-Virgoの3回目の実行からの重力波（GW）イベントを検索します。重力レンズはGWの到着を遅らせ、それらの振幅を変化させます-したがって、推定された前駆体の質量にバイアスをかけます。これは、重力レンズの連星中性子星（BNS）の合併として、中性子星とブラックホールの間の「質量ギャップ」におけるGW検出の物理的によく理解された解釈を提供します。LIGOで3つのGW検出を選択しました。これは、構成要素であるコンパクトオブジェクトの少なくとも1つが低遅延で高い確率であると報告されたVirgoの3回目の実行です。つまり、レンズ付きBNSの合併候補です。空のローカリゼーションエラーマップのピークに隣接して配置された強力な強いレンズクラスターの観測では、Gemini望遠鏡のGMOS機器を使用して、$z'$バンドで感度$\rmAB\simeq25.5$に達し、検出されませんでした。レンズ付き光学部品の候補。最近のキロノバ光度曲線モデルを、レンズ付きBNS集団の最近の予測、および追跡したオブジェクトのプロパティと組み合わせて、現実的な光学的対応物が観測で検出可能であることを示しました。2つの候補のさらに詳細な分析は、それらが、局所銀河または銀河の小グループによってレンズ化された、同じ低質量連星ブラックホール合体のもっともらしい画像のペアであることを示唆しています。これはさらに、低遅延で正確な質量情報にアクセスすることで、レンズ付きNS-NSの候補選択の効率が向上することを強調しています。
2成分自己重力等温スラブモデル
等温スラブの問題を再検討します（標準のデカルト座標では、密度分布と平均重力ポテンシャルは$x$と$y$に依存せず、$z$の関数であり、$zに関して対称であると見なされます。=0$平面）不均一な自己重力恒星系における弱い衝突性の役割に関連する一般的な問題の文脈で。したがって、2成分の場合、つまり、質量比（$\mu$）とグローバル相対存在量（$\alpha$;重いものと軽いものの総質量の比率）が割り当てられた重い星と軽い星のシステムを考えます。出演者）。このシステムは、2つの種が十分に混合され、同じ空間分布と速度分布を持つ初期条件から始まり、衝突によって等分配と質量分離が生成される最終構成に進化すると考えられます。初期および最終分布関数はマクスウェル分布であると想定されています。質量とエネルギーの節約を適用することで、想定された初期条件から最終状態の特性を導き出すことができます。一般に、これらのプロパティの導出には、ポアソン方程式の単純な数値積分が必要です。不思議なことに、重い星が軽い星のちょうど2倍の大きさである場合（$\mu=2$）は、比較的単純な解析解を認めることがわかります。この調査の一般的なフレームワークは比較的単純ですが、エネルギー節約とビリアル制約の使用の可能性に関連するいくつかの重要な問題が指摘され、明確にされています。この論文の定式化と結果は、弱い衝突性によって引き起こされる進化が、標準的な衝突演算子の動作を考慮するか、専用の数値シミュレーションによって追跡される将来の研究への道を準備します。
光球へのブラックホール：コラプサーの3D GRMHDシミュレーションは、ウォブリングとハイブリッドコンポジションジェットを明らかにします
| Title |
Black_hole_to_photosphere:_3D_GRMHD_simulations_of_collapsars_reveal_wobbling_and_hybrid_composition_jets |
| Authors |
Ore_Gottlieb,_Matthew_Liska,_Alexander_Tchekhovskoy,_Omer_Bromberg,_Aretaios_Lalakos,_Dimitrios_Giannios,_Philipp_M\"osta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.12501 |
長時間の$\gamma$線バースト（GRB）は、巨大な星の崩壊を伴い、中央エンジンに関する重要な情報を運びます。ただし、3Dモデルでは、これらのジェットを誕生から回転するブラックホール（BH）によって光球まで追跡することはできませんでした。このような3D一般相対性理論の最初の電磁流体力学シミュレーションを紹介します。これは、空間と時間で6ドルを超える規模に及びます。崩壊する恒星のエンベロープは降着円盤を形成し、降着円盤はBHの周りに蓄積する磁束を内側に引きずり、動的に重要になり、双極ジェットを発射します。ジェットは$\sim10^{12}$cmで光球に到達し、開き角$\theta_j\sim6^\circ$とローレンツ因子$\Gamma_j\lesssim30$で、$\gtrsim90\％$のバインドを解除します。最初のコア崩壊後、スターを付けてBH質量を本質的に変更しないでください。（i）ディスクジェットシステムは、BH回転軸に対して自発的にミスアライメントを発生させます。その結果、ジェットの方向は角度$\theta_t\sim12^\circ$でぐらつきます。これは、GRB光度曲線の静止時間を自然に説明できます。検出$\theta_j+\theta_t$の有効開口角は、固有の（ビーム補正された）GRBレートが標準の推定値よりも1桁低いことを示しています。これは、成功したGRBが現在考えられているよりもはるかにまれであり、超新星Ib/cの$\sim0.1\％$でのみ出現する可能性があることを意味します。考えられる理由は、ジェットがほとんどの超新星Ib/c前駆体の内部で発射されていないか詰まっているということです。（ii）ジェット内の磁気エネルギーは、散逸と恒星物質との混合により減少し、光球での磁気成分と熱成分のハイブリッド組成を持つジェットをもたらします。ここで、ガスの$\sim20\％$は磁化を維持します$\sigma\gtrsim0.1$。これは、光球成分と磁気リコネクションの両方がGRBプロンプト放出に役割を果たすことを示しています。
| Title |
Prospects_for_multi-messenger_detection_of_binary_neutron_star_mergers_in_the_fourth_LIGO-Virgo-KAGRA_observing_run |
| Authors |
Barbara_Patricelli,_Maria_Grazia_Bernardini,_Michela_Mapelli,_Paolo_D'Avanzo,_Filippo_Santoliquido,_Giancarlo_Cella,_Massimiliano_Razzano_and_Elena_Cuoco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.12504 |
GW170817とGRB170817Aの共同検出は、重力波（GW）によるマルチメッセンジャー天文学の時代を開き、少なくともいくつかのバイナリ中性子星（BNS）の合併が短いガンマ線バースト（S-GRB）。今後数年間で、GW検出器の感度が向上したおかげで、BNS合併のマルチメッセンジャー検出が増えると予想されます。ここでは、\emph{Fermi}、\emph{Swift}、INTEGRAL、およびSVOMを使用した4番目のLIGO--Virgo--KAGRA観測で、GWとBNSのマージの電磁観測の見通しに関する包括的な研究を紹介します。この作業は、GRBジェット構造に関するさまざまな仮定を考慮して、正確な母集団合成モデルを、予想されるGW信号および関連するS-GRBのシミュレーションと組み合わせます。\emph{Fermi}/GBMを考慮した場合、GWと電磁気の共同検出の予想レートは最大$\sim$6年$^{-1}$になる可能性があることを示しています。将来の共同観測は、BNS合併とS-GRBの間の関連、およびGRBジェットの形状をより適切に制約するのに役立ちます。
フィールド内の広い連星ブラックホールのフライバイ摂動からの重力波合体の詳細な性質
| Title |
Detailed_properties_of_gravitational-wave_mergers_from_flyby_perturbations_of_wide_binary_black_holes_in_the_field |
| Authors |
Yael_Raveh,_Erez_Michaely_and_Hagai_Binyamin_Perets |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.12506 |
フィールド内のワイドブラックホール連星（ワイドBBH;$\geqslant10^3$AU）は、離心率を励起するランダムな恒星フライバイによって摂動される可能性があります。幅の広いバイナリが十分に小さいペリセンターアプローチに駆動されると、重力波（GW）の放出が顕著になり、バイナリが刺激されて融合します。以前の研究では、ワイドBBHの簡略化されたモデルを使用して、連続するフライバイがハッブル時間未満でワイドBBHの重要な合併率につながり、フライバイ摂動メカニズムがGWソースの生産率に関連する要因になることを発見しました。ただし、結果として得られるGWソースの正確なレートと詳細なプロパティは、ワイドバイナリ前駆体に依存します。この論文では、異なる出生キックモデルと金属量に対応するいくつかの集団を考慮して、初期のワイドBBH集団の詳細な集団合成モデルを使用し、フライバイ摂動とGW放出によるワイドBBHの進化を追跡します。フライバイの累積効果は、出生時のキックに敏感な$1-20$Gpc$^{-3}$yr$^{-1}$の無視できないレートでGWソースを生成するために伝導性があることを示しますモデル。このようなレートは、観測的に推定されたレートに関連しています。バイナリの詳細な母集団から派生したモデルは、質量関数や遅延時間など、生成されたGWソースの詳細なプロパティを提供します。GWの合併は、aLIGOバンドに入ると循環します。高速分散ホスト銀河（特に楕円形）を優先します。比較的均一な遅延時間分布を持っています。そして、おそらく穏やかに相関している（孤立した進化チャネルよりも少なく、動的チャネルよりも多い）プログレードスピンスピンとスピン軌道。
超高エネルギー粒子によって開始された空気シャワーを検出するためのデジタルラジオアレイ（Epiphany 2022）
デジタルラジオアレイは、100PeV前後のエネルギーでエアシャワーを測定するための効果的なツールになりました。光学技術と比較して、無線技術は晴れた夜に制限されていません。計算分析技術の最近の進歩のおかげで、無線アレイはエネルギーとシャワーの最大深度の同様に正確な測定を提供することができます。スタンドアロンの無線アレイは、たとえば超高エネルギーニュートリノの検索など、大口径に向けた経済的な方法を提供しますが、それでも大規模な技術的デモンストレーションが必要です。無線アンテナと粒子検出器を組み合わせたハイブリッドアレイは、推定される銀河系から銀河系外への遷移のエネルギー範囲で宇宙線物理学に貢献し始めています。特に、ラジオとミューオンの検出器の組み合わせは、宇宙線の質量組成の前例のない精度への道を開くことができます。この議事録では、無線技術に関する最近の開発をレビューし、GCOS、GRAND、SKA、ピエールオージェ天文台のAugerPrimeアップグレード、IceCube-Gen2などの選択された実行中および計画中のアンテナアレイに焦点を当てます。
PSR B0950+08のタイミングと進化
新疆天文台の南山26m電波望遠鏡での14年間の観測を使用して、PSRB0950+08のタイミングソリューションを紹介します。PSRB0950+08のブレーキングインデックスは、-367392から168883まで変化します。これは、大きな振幅（$\sim10^5$）と不確実性を伴う振動を示しています。ブレーキング指数の変動とPSRB0950+08の最も可能性の高い運動学的年代を考慮して、タイミングデータを説明するために短期振動によって変調された長期磁場崩壊を伴うモデルが提案されます。この磁場崩壊モデルを使用して、PSRB0950+08のスピンと熱の進化について説明します。その年齢の不確実性も考慮されます。結果は、PSRB0950+08のスピン周波数微分分布には、3成分振動がより合理的であり、PSRB0950+08の初期スピン周期は、年齢が等しい場合、$97\rm\ms$よりも短くなければならないことを示しています。その運動学的時代の下限に。標準的な冷却モデルは、PSRB0950+08の表面温度とその最も可能性の高い運動学的年代を説明することができます。長期の磁場崩壊を伴う渦クリープ加熱は、進化の後期段階で比較的高い温度を維持し、古くて暖かいパルサーの熱放射データを説明することができます。長期的な磁場崩壊と相まって、PSRB0950+08の温度を回転化学加熱で説明するには、信じられないほど短い初期回転周期（$P_0\lesssim17\rm{ms}$）が必要です。パルサーのスピンと熱の進化は同時に研究されるべきです。パルサーの進化と内部特性を研究するには、将来のタイミング、紫外線またはX線の観測が不可欠です。
| Title |
A_peculiarly_long-duration_gamma-ray_burst_from_binary_neutron_star_merger |
| Authors |
Jun_Yang,_Bin-Bin_Zhang,_Shunke_Ai,_Zi-Ke_Liu,_Xiangyu_Ivy_Wang,_Ye_Li,_Hou-Jun_L\"u,_Bing_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.12771 |
いくつかの最近の調査結果は、ガンマ線バースト（GRB）の持続時間は、GRB中央エンジンの時間スケールに決定的に関連しているものの、それらの前駆体の観点からGRBの起源を推測する上で決定的ではないことを示しています。この論文では、特に長時間のガンマ線バースト、GRB211211Aを報告します。これは、光学および近赤外帯域のキロノバに関連しているため、バイナリ中性子星合体の結果である可能性があります。バーストはGRB060614の特性に広く似ていますが、光度曲線の輝度がはるかに高く、主発光フェーズと拡張発光フェーズの両方でスペクトルが硬いため、ソフト拡張発光の短いGRBとして説明するのは困難です。このような真に長期間のGRBは、合併製品がマグネターである可能性が高いことを示唆しており、少なくとも$\sim70$秒間磁気エネルギーと回転エネルギーによってバーストをパワーアップします。
中性子星の小さなスピンアップおよびスピンダウンイベントからの重力波
最近、Espinoza等。（2014、2021）は、「グリッチ候補」と「アンチグリッチ候補」の存在を報告しました。これらは、典型的なグリッチで見られるものよりも小さい大きさの中性子星の効果的に小さなスピンアップとスピンダウンです。これらの小さな出来事の物理的な起源はまだ理解されていません。この論文では、スピンの変化を説明することができ、重要なことに、重力波観測で独立してテストできるモデルの概要を説明します。簡単に言えば、モデルは、小さなスピンアップ/スピンダウンイベントは、重力波のように角運動量をバーストのように放射する非軸対称$f$モードの励起と減衰によって引き起こされると仮定しています。このモデルは、スピン周波数の変化を入力として受け取り、重力波検出器から得られる初期モードの振幅と信号対雑音比を出力します。ここで紹介するモデルは、アインシュタイン望遠鏡のような第3世代の重力波検出器がデータの取得を開始すると、改ざん可能になることがわかります。
Ia型超新星の爆発前のヘリウムシェルフラッシュ
Ia型超新星（SNeIa）のコア縮退（CD）シナリオの枠内で、漸近巨星分枝（AGB）星のコアと白色矮星（WD）の融合プロセスがエンベロープ質量を維持する可能性を研究します。後のヘリウムシェルフラッシュを引き起こす〜0.03Moの。爆発前のヘリウムシェルフラッシュイベントの数は、すべてのCDシナリオSNeIaの数パーセント未満であると推定しています。星がAGB後の星（後期熱パルス-LTP）として、またはWD冷却トラック（非常にLTP）に沿ってHRダイアグラム上で左に移動している間、ヘリウムシェルが点滅すると、星は膨張して生まれ変わります。AGBスター。まだAGB上にある間に爆発する合併の残骸は、独特のSNeIaまたは独特のSNeII（水素が検出された場合）を形成します。LTP/VLTPが原因で初期のフラックス過剰を示す可能性のあるシステムの割合はすべてのSNeIaの<0.0003であり、観察された割合をはるかに下回っています。CDシナリオのフレームでは、初期のフラックス過剰を伴うSNeIaは、惑星状星雲のフォールバックガスとのSN噴出物の衝突、またはSN噴出物の外側領域への56Niの混合から生じます。進行中の空の調査では、LTP/VLTPがSN光度曲線に影響を与える1年に約1つのケースが見つかる可能性があります。
SXP 15.6-スピン平衡に近い降着パルサー？
| Title |
SXP_15.6_--_an_accreting_pulsar_close_to_spin_equilibrium? |
| Authors |
M._J._Coe,_I._M._Monageng,_J._A._Kennea,_D.A.H._Buckley,_P._A._Evans,_A._Udalski,_Paul_Groot,_Steven_Bloemen,_Paul_Vreeswijk,_Vanessa_McBride,_Marc_Klein-Wolt,_Patrick_Woudt,_Elmar_K\"ording,_Rudolf_Le_Poole,_Danielle_Pieterse |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.12960 |
SXP15.6は、小マゼラン雲（SMC）で最近確立されたBe星X線連星システム（BeXRB）です。多くのそのようなシステムと同様に、可変X線放射は、質量ドナーであるBe星の基本的な振る舞いによって駆動されます。ここでは、このシステムの中性子星が数年にわたって平均化されたスピン平衡に非常に近く、物質移動による角運動量の増加が放射損失とほぼ正確に釣り合っていることを示しています。これにより、SXP15.6は、SMC内のそのクラスの他のすべての既知のメンバーと比較して例外的であり、そのすべてがはるかに高い自転周期の変化を示します。この論文では、このシステムからの最も明るい既知の爆発のX線観測について報告します。これらの観測は、同時期の光学観測と無線観測、および数年間の履歴データによってサポートされています。
重力レンズによる重力波の発見：予測速度、候補者の選択、およびVeraRubinObservatoryによるローカリゼーション
| Title |
Discovering_gravitationally_lensed_gravitational_waves:_predicted_rates,_candidate_selection,_and_localization_with_the_Vera_Rubin_Observatory |
| Authors |
Graham_P._Smith,_Andrew_Robertson,_Guillaume_Mahler,_Matt_Nicholl,_Dan_Ryczanowski,_Matteo_Bianconi,_Keren_Sharon,_Richard_Massey,_Johan_Richard,_Mathilde_Jauzac |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.12977 |
重力レンズ重力（GW）の最初の安全な検出は、一般相対性理論のこれら2つの柱を初めてまとめるため、分水嶺の瞬間になります。レンズ付きGW候補の正確な選択と解釈は、ほとんどのGW検出での大きな空の位置特定の不確実性、暗黒物質ハロー質量関数の銀河/グループ/クラスタースケールにまたがる広範囲の重力レンズ、および恒星進化のコンパクトな物体の残骸の固有の質量関数。レンズの質量と構造にとらわれないレンズ付きGWの割合を予測するための新しい倍率ベースのアプローチを紹介し、それを代表的なレンズの到着時間差とその大災害の式と組み合わせて、予想される到着時間差の範囲を示します。。また、レンズ付き連星（NS-NS）の合併に対応するレンズ付きキロノバの光度曲線を予測し、ヴェラ・ルービン天文台での検出の実現可能性を評価します。私たちの主な結論は次のとおりです。（1）低レイテンシーでのNSとブラックホール間の質量ギャップからのレンズ付きNS-NS合併候補の選択は、2020年代半ばに年に1回に近い割合で、効率的なアプローチです。レンズ付きNS-NS/キロノバの時差は通常$\lesssim1\、$yearであり、したがってGW検出器や光学望遠鏡の操作とよく一致し、（3）レンズ付きキロノバの検出はVeraRubinObservatoryで実行可能です。私たちの予測はレンズ効果によって動機付けられていますが、パラメーター空間のこの刺激的な領域での検出数が増えるにつれて、質量ギャップを電磁的に探索するための物理的によく理解されたアプローチを提供します。
ガンマ線バースト（GRB）残光の正逆衝撃（FS-RS）の標準モデルをより一般的なケースに拡張します。一方では、2つの極限の場合、つまり超相対論的極限逆衝撃の場合とニュートン逆衝撃の場合の衝撃の流体力学に対する解析解を導き出します。これらの2つの限定的な場合の漸近解に基づいて、一般的な場合の衝撃の流体力学の半解析的解を構成し、穏やかに相対論的な逆衝撃の場合をカバーします。一方、標準のFS-RSモデルでは満たされない省エネ条件を考慮してシステムの進化を導き出します。半解析式の一般的な解決策も示されています。拡張標準FS-RSモデル（圧力バランス条件を満足する）と省エネを満足するモデルの両方で、超相対論的極限逆衝撃の場合とニュートン逆衝撃の場合の初期段階での結果がそれらとは異なることがわかります。標準のFS-RSモデルでは、同じ初期条件を採用しながら、1に近い係数のみを使用します。ただし、制限の場合の漸近解は、中間の場合の漸近解によく近似していません。私たちの半解析結果は、広範囲のモデルパラメータの数値結果とよく一致しているため、GRBシェルとサーカムバースト環境の物理量を診断するために簡単に使用できます。
| Title |
The_Effect_of_Supernova_Convection_On_Neutron_Star_and_Black_Hole_Masses |
| Authors |
Chris_L._Fryer,_Aleksandra_Olejak,_Krzysztof_Belczynski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13025 |
コア崩壊超新星を駆動する対流エンジンパラダイムの私たちの理解は、恒星崩壊からの残留質量分布を予測するために20年間使用されてきました。これらの予測は、このエンジンの理解が深まるにつれて向上します。この論文では、恒星崩壊における対流（特に対流の成長率）の現在の理解をレビューし、残留質量分布への影響を研究します。中性子星とブラックホールの間の質量ギャップの深さが、この対流成長の調査にどのように役立つかを示します。恒星の構造と恒星の燃焼によって引き起こされる対流シードの両方における確率論の影響の研究を含みます。回転の役割と対不安定型質量ギャップに対するその影響を研究します。恒星の自転をタイトなバイナリのそれらの星に制限するパラダイムの下で、我々は残りの質量分布に対する回転の影響を決定します。
明るい活動銀河核の$\gamma$線光度曲線の準周期的振動
| Title |
Quasi-periodic_oscillations_in_the_$\gamma$-ray_light_curves_of_bright_active_galactic_nuclei |
| Authors |
Helena_X._Ren,_Matteo_Cerruti,_Narek_Sahakyan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13051 |
活動銀河核（AGN）の光度曲線における準周期的振動（QPO）の検出は、これらのシステムに電力を供給する超大質量ブラックホール（SMBH）の物理学に関する洞察を提供し、存在の兆候を表す可能性があります。宇宙におけるSMBHの進化に基本的な制約を設定するSMBHバイナリの。数ヶ月から数年のオーダーの期間を持つ長期QPOの識別は特に困難であり、天体物理学的オブジェクトの偏りのない連続的な光度曲線を提供できる全天監視機器を介してのみ達成できます。Fermi-LAT衛星は、その監視観測戦略のおかげで、そのような目標を達成するための理想的な機器であり、Fermi-LATカタログ内の最も明るいAGNの$\gamma$光線光度曲線でQPOを特定することを目指しています。。フェルミミッションの開始（2008年8月）から2020年4月までのデータ、および100MeVから300GeVまでのエネルギーを含む、35個の最も明るいFermi-LATAGNの光曲線を分析します。7日と30日の2回のビニングが調査されます。次に、連続ウェーブレット変換を使用して、準周期的特徴の検索が実行されます。結果の重要性は、元の光度曲線と同じパワースペクトル密度と確率分布関数を持つ人工光度曲線のモンテカルロシミュレーションによってテストされます。QPO候補のある30個のクエーサーを特定します。文献で議論されているいくつかのQPO候補を確認します：PKS2247-131、B21520+31、PKS0426-380、PKS0537-441、S50716+714、Mrk421、PKS1424-418、PG1553+113、Mrk501およびPKS2155-304。最も重要なQPO（グローバルウェーブレットスペクトルで>4$\sigma$、周期は約1100日）はクエーサーS51044+71で観測され、ここで初めて報告されます。
ベリリウム原子核の同位体組成とそのエネルギー依存性は、銀河内の宇宙線の伝播に関する基本的に重要な情報をエンコードします。不安定なベリリウム10同位体のスペクトルに対する崩壊の影響は、同位体比Be10/Be9の測定値から推測できる平均生存確率$P_{\rmsurv}（E_0）$を導入して説明できます。注入時のベリリウム核の同位体組成を決定する核断片化断面積に関する十分な知識。次に、平均生存確率は、銀河伝播の理論的枠組みを採用して、宇宙線の平均年齢などの伝播パラメータの観点から解釈できます。最近、AMS02コラボレーションは、小さな誤差で観測を広いエネルギー範囲（$E_0\simeq0.7$-12GeV/n）に拡張するベリリウム同位体組成の予備測定を発表しました。この研究では、予備的なAMS02データから推測できる平均生存確率について議論し、核断片化断面の公的に利用可能なモデルを採用し、単純な拡散モデルのフレームワークで結果を解釈します。減衰は予測よりもゆっくりと減少し、その結果、エネルギーとともに増加する平均宇宙線年齢が発生します。別の可能性は、宇宙線の年齢分布が現在一般的に受け入れられているモデルよりも広いことであり、銀河の閉じ込めボリュームが自明ではない構造を持ち、拡張されたものに含まれる内部ハローによって形成されていることを示唆しています。
Gaia初期データリリース3：天文基準座標系（Gaia-CRF3）
| Title |
Gaia_Early_Data_Release_3:_The_celestial_reference_frame_(Gaia-CRF3) |
| Authors |
Gaia_Collaboration,_S.A._Klioner,_L._Lindegren,_F._Mignard,_J._Hern\'andez,_M._Ramos-Lerate,_U._Bastian,_M._Biermann,_A._Bombrun,_A._de_Torres,_E._Gerlach,_R._Geyer,_T._Hilger,_D._Hobbs,_U.L._Lammers,_P.J._McMillan,_H._Steidelm\"uller,_D._Teyssier,_C.M._Raiteri,_S._Bartolom\'e,_M._Bernet,_J._Casta\~neda,_M._Clotet,_M._Davidson,_C._Fabricius,_N._Garralda_Torres,_J.J._Gonz\'alez-Vidal,_J._Portell,_N._Rowell,_F._Torra,_J._Torra,_A.G.A._Brown,_A._Vallenari,_T._Prusti,_J.H.J._de_Bruijne,_F._Arenou,_C._Babusiaux,_O.L._Creevey,_C._Ducourant,_D.W._Evans,_L._Eyer,_R._Guerra,_A._Hutton,_C._Jordi,_X._Luri,_C._Panem,_D._Pourbaix,_S._Randich,_P._Sartoretti,_C._Soubiran,_P._Tanga,_N.A._Walton,_C.A.L._Bailer-Jones,_R._Drimmel,_F._Jansen,_D._Katz,_M.G._Lattanzi,_F._van_Leeuwen,_J._Bakker,_C._Cacciari,_F._De_Angeli,_et_al._(390_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.12574 |
Gaia-CRF3は、ガイアミッションからのデータの3番目のリリースであるガイアDR3（および初期の3番目のリリースでは、同一の位置天文結果を含むガイアEDR3）の位置と固有運動の天体基準座標系です。参照フレームは、（E）DR3カタログの銀河系外の特定のソースのエポック2016.0での位置と固有運動によって定義されます。Gaia-CRF3の構造と、マグニチュード、色、および位置天文品質の分布の観点からその特性について説明します。GaiaDR3のコンパクトな銀河系外天体は、クエーサー（QSO）と活動銀河核（AGN）の17の外部カタログとの位置クロスマッチングと、それに続く恒星の汚染物質を除去するように設計された位置天文フィルタリングによって特定されました。より多くの銀河系外のソースを含めるよりも、きれいなサンプルを選択する方が好まれました。最終サンプルでは、固有運動のランダムで系統的なエラーと、国際天体参照フレーム（ICRF3）の3番目の実現におけるソースの位置での電波光学オフセットが分析されます。Gaia-CRF3は約160万のQSOに似たソースで構成されており、そのうち120万はGaiaDR3の5パラメータの位置天文ソリューションを持ち、40万は6パラメータのソリューションを持っています。光源はマグニチュード範囲G=13〜21に及び、ピーク密度は20.6等で、典型的な位置の不確実性は約1masです。固有運動は、15度を超える角度スケールで12${\mu}$asyr${}^{-1}$のレベルで系統的なエラーを示します。S/X周波数帯域のICRF3ソースの3142光学対応物の場合、無線位置からのオフセットの中央値は約0.5masですが、127ソースのいずれかの座標で4masを超えています。Gaia-CRFの将来については、次のGaiaデータリリースで概説します。
光電ガス旋光計からのデータの分析
ImagingX-rayPolarimetryExplorer（IXPE）に搭載されているもののように、X線光電ガス偏光計によって収集されたデータを分析するためのツールと手順を確認します。このようなツールの多くは、原則として他のエネルギー帯域で動作する旋光計と共通ですが、これらのデバイスの固有の特性と性能には、特定のアプローチが必要です。この種の機器から読み取った生データ、つまり光電子の軌跡の画像の分析から始めます。機器によって収集されたすべての情報を抽出するために、そのような画像が高度に専門化されたアルゴリズムでどのように処理されるかを簡単に紹介します。これらには、光電子の最初の放出方向に加えて、エネルギー、到着時間、および場合によっては光子の吸収点が含まれます。最後は偏光測定に関連する量であり、そこから偏光度と角度を取得するためのさまざまな方法を紹介します。特にX線光電ガス旋光計の開発段階で広く使用されている簡単な方法は、光電子の方位角分布の構築とフィッティングに基づいています。ストークスパラメータに基づく分析を好む理由はいくつかあることを説明します。特に、実際の、つまり実験室ではないソースの測定値を分析したい場合はそうです。これらは加算的であるため、すべての波長で一般的に使用される量であり、バックグラウンド減算やキャリブレーションの適用などの操作を適用するのは簡単です。ストークスパラメータを使用して、フォワードフォールディングフィッティングに基づく現在の分光ソフトウェアを適応させて分光偏光測定を実行する方法を要約します。さらに、偏光測定の統計的不確かさと、検出可能な最小偏光にある別の統計的指標との関係を適切に関連付ける方法を導き出します。
チェレンコフ望遠鏡アレイ用の中型望遠鏡カメラであるNectarCAMのパフォーマンスの向上
| Title |
Improved_performances_of_the_NectarCAM,_a_Medium-Sized_Telescope_Camera_for_the_Cherenkov_Telescope_Array |
| Authors |
F._Bradascio_(for_the_NectarCAM_collaboration_and_the_CTA_consortium) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.12942 |
NectarCAMは、80GeV〜30TeVのチェレンコフ光を検出するために開発されたカメラです。チェレンコフ望遠鏡アレイ天文台（CTAO）の中型望遠鏡（MST）を装備します。カメラは265のモジュールで構成され、8度の視野をカバーします。各モジュールは、ライトガイドとデータキャプチャを実行するフロントエンドボードを備えた7つの光電子増倍管（PMT）で構成されています。NectarCAMは、1GHzでサンプリングするスイッチトキャパシタアレイと12ビットのアナログ-デジタルコンバータ（ADC）を組み合わせたNECTArチップに基づいています。NectarCAMカメラは現在、CEAParis-Saclay（フランス）で統合中です。この寄稿では、CTAONorthサイトに展開する前に、その特性評価とキャリブレーションのための進行中のパフォーマンステストに焦点を当てています。
DEPFETアクティブピクセルセンサー
DEPFETピクセルの配列は、アクティブピクセルセンサーを実装するためのいくつかの概念の1つです。PNCCDおよびSDD検出器と同様に、通常$450〜\mu\text{m}$の厚さのシリコンセンサーは、横方向の空乏化の原理によって完全に空乏化されます。さらに、それらは、裏面照射型検出器であることが共通しており、これにより、超薄型で均質な光子入口窓が可能になります。これにより、低エネルギーで比較的高い量子効率が可能になり、$1〜\text{keV}$と$10〜\text{keV}$の間の光子エネルギーで$100\％$に近くなります。DEPFETセンサーのステアリングは、いわゆるSwitcherASICによって可能になり、読み出しは、たとえば、VERITASASIC。この構成により、1行あたり数マイクロ秒の読み出し時間が可能になります。これにより、ローリングシャッターモードの$512\times512$ピクセルアレイの場合、フルフレームの読み出し時間は数ミリ秒になります。その場合、読み取りノイズは通常、3電子相当のノイズ電荷RMSになります。DEPFET検出器は、特に$0.2〜\text{keV}$から$20〜\text{keV}$のエネルギー帯域での分光法に適用できます。たとえば、約$130〜\text{eV}〜\text{FWHM}$のエネルギー分解能は、ファノノイズによって与えられる理論上の限界に近い$6〜\text{keV}$のエネルギーで達成されます。DEPFETのコンセプトにより、数十ミクロンから1センチメートルまでのピクセルサイズが実現可能です。
銀河系のウォルフ・ライエ星の分光学的多重度調査：II。北のWNEシーケンス
| Title |
A_spectroscopic_multiplicity_survey_of_Galactic_Wolf-Rayet_stars:_II._The_northern_WNE_sequence |
| Authors |
K._Dsilva,_T._Shenar,_H._Sana_and_P._Marchant |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.12518 |
ほとんどの巨大な星は、その生涯にわたって相互作用する複数のシステムに存在します。古典的なウォルフ・ライエ（WR）星は、上部質量端での恒星進化の最終段階を表しています。北銀河WR星の均一で大きさが制限された（$V\leq12$）分光調査の一部として、この論文は、初期型の窒素に富むWR集団（WNE）の観測された固有の多重度特性を確立することを目的としています。ラパルマ島の1.2mメルカトル望遠鏡で観測可能な16個のWNE星の完全なマグニチュード制限サンプルの高解像度分光時系列を取得しました。これは、通常、約2〜8年のタイムベースを提供します。相互相関を使用して相対視線速度（RV）を測定し、RV変動を使用してバイナリ候補にフラグを立てました。基準として50km/sのピークツーピークRV変動しきい値を採用すると、0.44$\pm$0.12の観測された多重度の割合が見つかりました。ベイズフレームワークを使用した更新されたモンテカルロ法を使用して、固有のバイナリ分数の3次元尤度、最大周期、およびWNE母集団の周期分布のべき乗則指数を計算しました。また、銀河系WC集団の多重度パラメーターを再導出しました。$0.56\substack{+0.20の固有の多重度の割合が見つかりました
部分的な周波数再分布、J状態干渉、および任意の磁場を伴う共鳴線における偏光放射の伝達。放射伝達コードと有用な近似
| Title |
The_transfer_of_polarized_radiation_in_resonance_lines_with_partial_frequency_redistribution,_J-state_interference,_and_arbitrary_magnetic_fields._A_radiative_transfer_code_and_useful_approximations |
| Authors |
Ernest_Alsina_Ballester,_Luca_Belluzzi,_and_Javier_Trujillo_Bueno |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.12523 |
散乱偏光、部分周波数再分布、J状態干渉、および超微細構造を考慮しながら、局所的な熱力学的平衡から外れたスペクトル線での偏光放射の生成と伝達の問題を解決するために実装した理論的フレームワークと数値手法を提示します。。結果として得られる放射伝達コードにより、Hanle、不完全なPaschen-Back、および磁気光学効果を介した任意の強度と方向の磁場の影響をモデル化できます。また、3次元放射伝達の数値集約的なケースに特に役立つ、強い共鳴線の翼の散乱偏光をモデル化するための一連の近似の適合性を評価します。放射伝達コードを使用して、太陽大気の磁化された1次元モデルにおけるMgIIh＆k線とHIライマンアルファ線のストークスプロファイルをモデル化することにより、考慮された近似の適合性を調べます。弾性衝突によって乱されない散乱過程でドップラー再分布を無視すると、MgII共鳴線の散乱偏光ウィングとライマンアルファウィングのマイナーエラーが無視できる程度のエラーが発生しますが、これらのラインのコアをモデル化することは不適切です。両方の線について、弾性衝突によって摂動される散乱プロセスは、放射率の強度成分にのみ重要な貢献をします。ドップラー再分布と同様に衝突を無視することは、MgII共鳴線の翼については大まかな、しかし適切な近似を表しますが、ライマンアルファ翼については非常に貧弱なものです。考慮される線の散乱偏光ウィングの磁気感度は、ストークスベクトル伝達方程式のetaIおよびrhoV係数でのみ磁場を考慮することによってモデル化できます。
$ \ delta$Scutiコンポーネントを備えた食変光星-II。 AB Cas
| Title |
The_eclipsing_binary_systems_with_$\delta$_Scuti_component_--_II._AB_Cas |
| Authors |
A._Miszuda,_P._A._Ko{\l}aczek-Szyma\'nski,_W._Szewczuk,_J._Daszy\'nska-Daszkiewicz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.12532 |
食変光星ABCasの複雑な研究を紹介します。バイナリ効果を補正したTESS光度曲線全体の分析により、17の独立した信号を持つ112の重要な周波数ピークが明らかになります。支配的な周波数$f_1=$17.1564d$^{-1}$は放射状の基本モードです。92年以上の光の最小値の時間の$O-C$分析は、進行中の物質移動のために、システムが年間0.03秒の速度で軌道周期の変化を示すという結論につながります。ABCasの現在の段階を説明する進化モデルを見つけるために、バイナリ進化計算を実行します。私たちの結果は、ABCasシステムが、システムから失われた移動質量の約5〜26％を伴う、急速な非保守的な物質移動の産物であることを示しています。このプロセスは、過去にこのバイナリとそのコンポーネントの軌道特性に大きな影響を与えました。実際、このシステムはELCVnタイプのバイナリの形成シナリオによく似ています。初めて、放射状の脈動に対するバイナリ進化の影響を示し、HR図で一定周波数の線を決定します。バイナリモデリングと地震モデリングから、さまざまなパラメータの制約を取得します。特に、オーバーシュートパラメータ$f_{\rmov}\in[0.010、〜0.018]$、混合長パラメータ$\alpha_{\rmMLT}\in[1.2、〜1.5]$を制約します。年齢、$t\in[2.3、〜3.4]$Gyr。
LAMOSTサーベイのLiリッチジャイアンツ。 III。 Liが豊富な巨人の統計分析
| Title |
Li-rich_Giants_in_LAMOST_Survey._III._The_statistical_analysis_of_Li-rich_giants |
| Authors |
Yutao_Zhou,_Chun_Wang,_Hongliang_Yan,_Yang_Huang,_Bo_Zhang,_Yuan-Sen_Ting,_Huawei_Zhang,_and_Jianrong_Shi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.12759 |
Liが豊富な巨人のパズルはまだ解決されておらず、標準的な恒星モデルの予測と矛盾しています。正確な進化段階は、Liに富む巨人の知識において重要な役割を果たしますが、恒星の進化段階を明確に区別するために、限られた数のLiに富む巨人が高品質の星震学的パラメーターで取得されています。LAMOSTデータリリース7（DR7）に基づいて、データ駆動型ニューラルネットワーク法を適用して、Liが豊富な巨星の数が最も多い巨星のパラメーターを導出しました。赤色巨星は、推定された星震パラメータに基づいて、赤色巨星分枝（RGB）、一次赤色巨星（PRC）、および二次赤色巨星（SRC）の3つの段階に分類されます。Liに富む巨人の特性（すなわち、恒星の質量、炭素、窒素、Liに富む分布、および頻度）の統計分析では、次のことがわかりました。（1）Liに富むRGB星のほとんどはLiが豊富なプレRGB星の子孫、および/または惑星または亜恒星の仲間の飲み込みの結果。（2）大質量のLiに富むSRC星は、高質量のLiに富むRGB星からのLiの枯渇の自然な結果である可能性があります。（3）ヘリウムフラッシュの近くの内部混合プロセスは、Liリッチの巨人を支配したPRCでのLiリッチの現象を説明することができます。Liに富む星と通常のPRC星の間の[C/N]分布の比較に基づくと、Liに富むプロセスはおそらく恒星の質量に依存します。
H $ _2$Oメーザーによって追跡された低質量の若い恒星状天体からの一時的な放出
| Title |
Episodic_ejection_from_a_low-mass_young_stellar_object_traced_by_H$_2$O_masers |
| Authors |
Zs._M._Szab\'o,_O._Bayandina,_\'A._K\'osp\'al,_P._\'Abrah\'am,_K._\'E._Gab\'anyi,_Zs._Nagy,_V._L._T\'oth,_S._P._van_den_Heever |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.12910 |
原始星型低質量原始星システムIRAS16293-2422における22GHzH$_2$OメーザーのVLBI研究のプロジェクトを紹介します。観測は、ソースで新たに発見された強化されたメーザー活動の原因を特徴付け、メーザー放出によって追跡されたソースの放出挙動を研究するために実施されました。単一皿の監視とアーカイブデータの分析は、IRAS16293-2422のH$_2$Oメーザーの活動が周期的な特徴を持ち、発生源での一時的な放出イベントを追跡していることを示しています。新しいメーザーフレアは、これまでフラックス密度のそのような有意な増加を示したことのないスペクトルの特徴で最近発見されました。この機能のフレアは、アクティビティの新しいサイクルの始まりを示しているようです。
北TESSフィールドでたて座デルタ型星をもつ食変光星の候補
| Title |
Candidate_eclipsing_binary_systems_with_a_Delta_Scuti_star_in_Northern_TESS_field |
| Authors |
F._Kahraman_Alicavus,_D._Gumus,_O._Kirmizitas,_O._Ekinci,_S._Cavus,_Y._T._Kaya,_F._Alicavus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.12952 |
食変光星に脈動変光星が存在することは、何十年も前から知られています。これらのタイプの天体は、食と脈動の両方の変動を示すため、天文学研究にとって非常に価値のあるシステムです。食変光星は、星の質量と半径を正確に（$\leq$1\％）直接測定する唯一の方法ですが、脈動は、振動周波数を介して恒星内部を調べるユニークな方法です。食変光星にはさまざまな種類の脈動変光星が存在します。それらの1つは、たて座デルタ型変数です。現在、これらの変数の最新のカタログによると、食変光星のたて座デルタ型星の既知の数は約90です。これらの種類の変数の数の増加は、恒星の構造、進化、および脈動に対する二元性の影響を理解するために重要です。したがって、この研究では、DeltaScutiコンポーネントを使用した新しい食変光星の発見に焦点を当てています。光度曲線の形状、日食外の光度曲線の変化のような脈動の存在、ターゲットのテフ値などのいくつかの基準に従って、目視検査で北部のTESSフィールドを検索しました。これらの基準の結果として、いくつかの目標を決定しました。選択したターゲットのTESS光度曲線を最初に二値性から削除し、残差に対して周波数分析を実行しました。ターゲットの光度、絶対およびボロメータの大きさも計算されました。これらのパラメータのどれだけが一次バイナリコンポーネント（より明るい）を表すかを見つけるために、日食の面積を利用してシステムのフラックス密度比も計算しました。さらに、磁束密度比を考慮して、H-R図のシステムの位置を調べました。調査の結果、私たちは38人の候補者であるDeltaScutiと、食変光星の1つのMaia変数を定義しました。
太陽対流層における慣性モードの識別
| Title |
Identification_of_inertial_modes_in_the_solar_convection_zone |
| Authors |
Santiago_Andr\'es_Triana,_Gustavo_Guerrero,_Ankit_Barik,_J\'er\'emy_Rekier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13007 |
太陽の全球音波（pモード）の観測は、その内部構造とダイナミクスを明らかにするための鍵となっています。セクター別ロスビーモードとして知られる別の種類の波が比較的最近観測され、特定されました。これは、pモード日震学ではアクセスできない内部プロセスを調査するための扉を開く可能性があります。逆行性に伝播する赤道反対称渦度波として現れるさらに別の一連の波がごく最近観測されましたが、それらの識別はとらえどころのないままでした。ここでは、固有値問題として実装された数値モデルを通じて、太陽対流層の深部でかなりの振幅を持つ、ロスビーモードとは異なるクラスの慣性固有モードとしてのこれらの波の識別をサポートする証拠を提供します。また、最近の観測データには、テッセラルロスビーモードの特徴が存在する可能性があることを示唆しています。
VLTIで決定された高質量恒星三項系ハーシェル36の外軌道
| Title |
The_outer_orbit_of_the_high-mass_stellar_triple_system_Herschel_36_determined_with_the_VLTI |
| Authors |
J._Sanchez-Bermudez,_C._A._Hummel,_J._D\'iaz-L\'opez,_A._Alberdi,_R._Sch\"odel,_J._I._Arias,_R._H._Barb\'a,_E._Bastida-Escamilla,_W._Brandner,_J._Ma\'iz_Apell\'aniz,_J.-U._Pott |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13075 |
多重度は、巨大な星の至る所に見られる特徴です。複数のシステムは、高質量システムの形成に関する独自の観測上の制約を提供します。Herschel36Aは、近接バイナリ（Ab1-Ab2）と外部コンポーネント（Aa）で構成される大規模なトリプルシステムです。ESOの超大型望遠鏡干渉計のAMBERおよびPIONIER機器を使用した赤外線干渉法を使用して、Herschel36Aの外部コンポーネントの軌道運動を測定しました。私たちの当面の目的は、このシステムのすべてのコンポーネントの質量を制限し、外側の軌道が内側の軌道と同一平面上にあるかどうかを判断することです。このシステムの3つのコンポーネントすべてについて報告された分光データと干渉計データにより、外側の軌道Aa-Abと内側の軌道Ab1-Ab2の完全な軌道解を導き出すことができます。初めて、mAa=22.3+/-1.7M_sun、mAb1=20.5+/-1.5M_sun、およびmAb2=12.5+/-0.9M_sunの絶対質量を導出します。近いバイナリコンポーネントを解決することはできませんが、外側の軌道と同じ視差を課すことによって、それらの軌道の傾きを推測します。内側と外側の軌道に由来する傾斜は、約22度の適度な差を意味します。軌道面の間。この結果と、相対的な軌道傾斜角の統計に関してさまざまな予測を行うコア降着モデルと競合降着モデルのコンテキストでのハーシェル36Aの形成について説明します。
背景磁場との対流による浮力磁気構造の上昇
| Title |
The_Rise_of_Buoyant_Magnetic_Structures_through_Convection_with_a_Background_Magnetic_Field |
| Authors |
Bhishek_Manek,_Christina_Pontin_and_Nicholas_Brummell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13078 |
活動領域に埋め込まれた黒点の観測に触発されて、大規模で強い磁束が、通称フラックスチューブとして知られているアーチ型の円筒形構造の形で太陽の深い内部から現れるとしばしば考えられます。ここでは、これらの構造が無磁場バックグラウンドの孤立したエンティティとしてではなく、ボリュームを埋める磁場内の濃度と見なされるときに遭遇するさまざまなダイナミクスを引き続き調べます。2.5D数値シミュレーションを介して、放射ゾーンからオーバーシュート対流ゾーンを介した磁束濃度の浮力の上昇を検討します。この対流ゾーンは、自己無撞着に（磁気ポンピングを介して）ボリュームを満たす大規模なバックグラウンドフィールドを配置します。この作業は、背景フィールドの想定された形式を使用した純粋な断熱層化におけるそのような構造の進化を考慮した以前の論文を拡張します。この初期の研究は、一方の（相対的な）ねじれの向きと他方の可能性の低下を伴う磁気構造の上昇が成功する可能性を高めるバイアスの存在を確立しました。太陽の状況に適用すると、このバイアスは太陽の半球ヘリシティ規則（SHHR）に見合ったものになります。この論文は、オーバーシュート対流と乱流ポンプ平均磁場からなる、より現実的な背景状態を組み込んだモデルにおけるこの選択メカニズムのロバスト性を確立します。最終的に、対流は、上昇の開始時、オーバーシュートゾーンの端で発生するため、選択メカニズムにわずかに影響します。ただし、対流はバイアスに統計的変動の別の層を追加します。これは、SHHRの変動を説明するために調査します。
最近、スカラー場のガウス-ボネ曲率不変量への非最小の負の結合を伴う合成アインシュタイン-マクスウェル-スカラー-ガウス-ボネ場理論の磁化されたブラックホールが、空間的に規則的なスカラーヘア構成をサポートする可能性があることが実証されました。特に、シュワルツシルト-メルビンブラックホール時空の場合、地平線に近い自発的スカラー化現象の開始は、数値的に計算された無次元の臨界関係$（BM）_{\text{crit}}\によって示されることが明らかになりました。simeq0.971$、ここで$\{M、B\}$は、それぞれ時空の質量と磁場です。本論文では、分析手法を使用して、構成されたアインシュタイン-マクスウェル-スカラー-ガウス-ボネット理論のハゲシュワルツシルト-メルビンブラックホール時空と毛深い（スカラー化された）ブラックホール解の間の境界が正確なものによって特徴付けられることを証明します無次元関係$（BM）_{\text{crit}}=\sqrt{{{\sqrt{6}-2}\over{2\sqrt{6}}}+\sqrt{{{\sqrt{6}-1}\over{2}}}}$は臨界磁気強度です。興味深いことに、重要な無次元磁気パラメータ$（BM）_{\text{crit}}$が、非赤道極によって特徴付けられる線形化された非最小結合の薄いスカラーリングのペアをサポートする磁化ブラックホールに対応することを証明します。角度関係$（\sin^2\theta）_{\text{scalar-ring}}={{690-72\sqrt{6}+4\sqrt{3258\sqrt{6}-7158}}\over{789}}<1$。磁化されたシュワルツシルトメルビン時空の負の結合の近地平線自発的スカラー化現象に対して古典的に許容される角度領域は、ブラックホール極$\sin^2\theta_{\text{scalar}}に制限されることも証明されています。\to0$、漸近的な大強度磁気レジーム$BM\gg1$。
重力波による暗黒物質スパイクの検出可能性に対する相対論的補正の影響
| Title |
The_impact_of_relativistic_corrections_on_the_detectability_of_dark-matter_spikes_with_gravitational_waves |
| Authors |
Nicholas_Speeney,_Andrea_Antonelli,_Vishal_Baibhav,_Emanuele_Berti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.12508 |
暗黒物質の雲の中にあるブラックホールは、暗黒物質のスパイクとして知られる過密度領域を作り出す可能性があります。スパイクの存在は、重力ポテンシャルまたは力学的摩擦効果の変化を通じて、連星系からの重力波信号を変更します。暗黒物質の分布と力学的摩擦の両方に相対論的効果を含めることの重要性を評価します。最初のステップとして、シュワルツシルト背景のHernquistプロファイルとNavarro-Frenk-Whiteプロファイルの両方を使用して、完全な一般相対性理論で粒子暗黒物質のスパイク分布を数値計算し、広範囲のスケールパラメーターのスパイクプロファイルに分析的に適合させます。次に、重力波の位相緩和にポストニュートン処方を使用して、スパイクプロファイルと力学的摩擦に対する相対論的補正の効果を推定します。最後に、力学的摩擦によって生成されたトルクを、回転していないブラックホールの周りの円形の極端な質量比のインスピレーションの生成が速い相対論的モデルに含めます。両方のタイプの相対論的補正が暗黒物質効果の検出可能性にプラスの影響を与え、暗黒物質スパイクがある場合とない場合の重力波信号間のより高いデフェージングとミスマッチにつながることがわかります。
中性子星の吸気におけるスピン潮汐結合の影響と検出可能性
| Title |
Impact_and_detectability_of_spin-tidal_couplings_in_neutron_star_inspirals |
| Authors |
Gon\c{c}alo_Castro,_Leonardo_Gualtieri,_Andrea_Maselli,_Paolo_Pani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.12510 |
二元中性子星合体からの重力波信号は、合体体の変形性特性の痕跡を運び、次に中性子星の状態方程式の痕跡を運びます。これらのイベントで放出される波形の現在のモデルでは、潮汐変形の寄与は、一連のパラメーターである潮汐ラブ数にエンコードされます。より洗練されたモデルには、追加のパラメーターセットである回転潮汐ラブ数によって記述される潮汐-回転結合が含まれます。これは、ニュートン次数$6.5$で波形に表示されます。スピンが$\sim0.1$の中性子星の場合、潮汐と回転の結合を無視すると、第3世代の重力波検出器によるパラメーター推定に重大な誤差が生じる可能性があることを示します。フィッシャーマトリックス分析を実行することにより、回転潮汐ラブ数の測定可能性を評価し、波形におけるそれらの寄与が第3世代の検出器によって測定できることを示します。我々の結果は、波形体系を回避し、次世代の検出器によって観測された重力波信号から信頼できる情報を抽出するために、後期吸気における潮汐変形の現在のモデルを改善する必要があることを示唆しています。
アルヴェーン波：発見80周年まで
この論文は、アルヴェーン波の発見の記念日に捧げられています。アルヴェーン波の概念は、宇宙電気力学の形成と発展において際立った役割を果たしてきました。Alfv\'en波の特徴は、空間内の各点で群速度ベクトルと外部磁場ベクトルが互いに同一直線上にあることです。その結果、アルヴェーン波は運動量、エネルギー、および情報を長距離にわたって運ぶことができます。2つのAlfv\'en共振器について簡単に説明します。そのうちの一方は電離層で形成され、もう一方はおそらく地球の放射帯に存在します。電離層共振器の存在は理論的に正当化され、多くの観測によって確認されています。2番目の共振器は、地磁気赤道の平面に対して対称的に地球の上方に配置された反射点の間に配置されます。キーワード：Alfv\'en速度、分散則、群速度、幾何光学、重イオン。
電磁流体力学的乱流と太陽風に関するテイラーの凍結仮説
流体力学では、テイラーの凍結仮説は、波数スペクトルを実空間で測定された時系列の周波数スペクトルに接続します。この論文では、テイラーの仮説を電磁流体力学的乱流に一般化します。フーリエ変換によって対応する周波数スペクトル$E^\pm（f）$が生成されるEls\"{a}sser変数の1点2時間相関関数を分析的に導出します。$E^\pm（f）\propto|{\bfU}_0\mp{\bfB}_0|^{2/3}Kolmogorovのようなモデルの$、および$E^\pm（f）\propto（B_0|{\bfU}_0\mp{\bfB}_0|）^{1/2}$Iroshnikov-Kraichnanモデル。ここで${\bfU}_0、{\bfB}_0$は、それぞれ平均速度と平均磁場です。
電磁流体力学的乱流：チャンドラセカールの貢献\＆Beyond
1948年から1955年の間に、チャンドラセカールは電磁流体力学（MHD）乱流に関する4つの論文を書きました。これは、この地域で最初の論文です。この分野は、これらの先駆的な取り組みに続いて進んだ。この論文では、チャンドラセカールの作品から始めて、MHD乱流の重要な作品について簡単に説明します。
$ f（Q）$重力のADM定式化とハミルトニアン解析
$f（Q）$重力は、一般相対性理論（STEGR）に相当する対称テレパラレルの拡張です。一致するゲージ条件を固定して、$f（Q）$重力のハミルトニアン解析を示します。標準のDirac-Bergmannアルゴリズムを使用して、$f（Q）$重力には8つの物理的自由度があることを示します。この結果は、ゲージ固定のために$f（Q）$重力の微分同相写像対称性が完全に壊れていることを反映しています。さらに、摂動の観点から、これらの自由度の可能なモード分解について説明します。
薄い降着円盤を持つボソンとプロカの星の影
この作業では、幾何学的に薄い降着円盤で照らされたときに、数値解の分析フィッティングを使用して、球対称スカラーボソンとプロカ星の影の画像を取得します。$R\sim9M$のよりコンパクトな構成から$R\sim20M$のより希薄な構成まで、半径が4つのボソンと4つのProca星のサンプルを選択しました。ここで、$M$はボソン星の総質量です。これらの構成では、光子球（不安定な結合測地線の軌跡）がないため、これらの星の光学的外観は、中央の明るさの低下を囲む単一の発光リングによって支配され、それ以上の光リングは利用できません。正面からの観測と、光度が最大値に達する有限の半径で放射が切り捨てられたディスクモデルを検討すると、影のサイズと明るい領域の光度と深さの両方が最大値に達することを示します。は放出プロファイルの影響を強く受けており、サンプル内のボソン星のタイプとパラメータの選択が支配的な影響を及ぼしています。それにもかかわらず、降着円盤を星の中心に十分に近づけると、これらの違いは大幅に拡大します。私たちの結果は、ボソン星は地平線がなく、光子球を持っていなくても、コンパクトさが十分に大きければ、従来のブラックホールの影のような画像を生成できる可能性があることを示しています。観察。
パーカーソーラープローブによって0.5auで観測された遅いICMEシースの構造と変動
| Title |
Structure_and_fluctuations_of_a_slow_ICME_sheath_observed_at_0.5_au_by_the_Parker_Solar_Probe |
| Authors |
E._K._J._Kilpua,_S._W._Good,_M._Ala-Lahti,_A._Osmane,_S._Pal,_J._E._Soljento,_L._L._Zhao,_S._Bale |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2204.13058 |
惑星間コロナ質量放出（ICME）の前のシースは、乱流の太陽圏構造です。それらの構造と変動に関する知識は、それらの地質効果、粒子の加速におけるそれらの役割、およびICMEと太陽風との相互作用を理解するために重要です。2019年3月に0.5auで観測されたシースのパーカーソーラープローブからの観測を、スローストリーマーブローアウトCMEの前に調査しました。MHDスケールの乱流特性を調べるために、変動振幅、磁気圧縮率、増分の部分分散（PVI）、交差ヘリシティ（$\sigma_c$）、残留エネルギー（$\sigma_r$）、およびJensen-Shannon順列エントロピーを計算しました。と複雑さ。シースは、現在のシート交差と速度せん断帯と一致する磁気セクターの15分の変化によって分離された低速と高速の流れで構成されていました。変動の振幅とPVIは、上流よりも鞘を通して大きかった。変動は、シース内でほとんど負の$\sigma_r$と正の$\sigma_c$を持っていました。後者は、反太陽方向への伝播の感覚を示しています。速度せん断領域は、温度と特定のエントロピーの増加を示し、背後のより速い流れには、正の$\sigma_r$の局所パッチと、より高い変動振幅およびPVIがありました。前の風と鞘の変動は確率論的であり、鞘の変動は上流よりも低いエントロピーと高い複雑さを示していました。2つの部分からなるシース構造は、太陽圏電流シート（HCS）の反りが掃引されて圧縮されたことが原因である可能性があります。噴出物はシース後部で風を加速および加熱し、それがHCSワープの前のより遅い風と相互作用しました。これにより、シース全体の変動特性に違いが生じました。したがって、低速ICMEのシースは、変動特性が下流の衝撃特性だけでなく、シース内で生成される複雑な構造を持つ可能性があります。
