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Tue 3 May 22 18:00:00 GMT -- Wed 4 May 22 18:00:00 GMT

強化段階後のスローロールインフレーションからの誘導重力波

Title Induced_gravitational_waves_from_slow-roll_inflation_after_an_enhancing_phase
Authors Shyam_Balaji,_Guillem_Domenech,_Joseph_Silk
URL https://arxiv.org/abs/2205.01696
変動の原始的なスペクトルは、インフレ中の特徴を強化した結果として大きなピークを示す可能性があります。これには、インフラトンの可能性の隆起、超低速ロールのフェーズ、またはマルチフィールド空間でのターンが含まれますが、これらに限定されません。ただし、多くのモデルでは、インフレは拡張機能の直後に終了せず、スローロールの第2フェーズで継続する可能性があります。結果として生じる誘導重力波は、その振幅が小さすぎて検出可能な重力波を直接誘導できない場合でも、第2インフレーション相からの原始スペクトルを精査する可能性があることを示します。これは、原始スペクトルに鋭いピークがある場合、総重力波スペクトルは、ピークとスケール不変の原始スペクトルによって別々に誘導された重力波の単純な合計ではなく、これらのモード間の相互作用からのクロスタームも重要になるためです。。また、このようなクロスタームには常に特徴的な勾配があることがわかります。これらの信号の存在下で将来の重力波検出器によってプローブされる可能性のあるパラメータ空間について説明します。

機械学習による銀河団メンバーシップの分類

Title Classification_of_Galaxy_Cluster_Membership_with_Machine_Learning
Authors Daniel_Farid,_Han_Aung,_Daisuke_Nagai,_Arya_Farahi,_Eduardo_Rozo
URL https://arxiv.org/abs/2205.01700
位相空間情報を入力として使用して、銀河を周回、落下、およびバックグラウンド(侵入者)の集団に区別するランダムフォレスト機械学習モデルに基づく分類アルゴリズムを提示します。Multi-DarkPlanck2N体シミュレーションに基づいて、UniverseMachineモックカタログの銀河を使用してモデルをトレーニングおよびテストします。投影された位相空間に侵入者が存在する確率的予測を使用すると、3Dおよび2Dの位置と速度の分布で、軌道と落下する銀河の分布を$<1\%$の誤差で回復できることを示します。私たちの機械学習ベースの銀河分類法は、銀河団のダイナミクスのパーセントレベルの測定を可能にします。クラスター宇宙論と銀河消光を改善するためのこの手法の潜在的なアプリケーションについて説明します。

熱的および動的なスニヤエフ・ゼルドビッチ効果のクラスタープロファイルの特性の調査

Title An_exploration_of_the_properties_of_cluster_profiles_for_the_thermal_and_kinetic_Sunyaev-Zel'dovich_effects
Authors Billy_K._K._Lee,_William_R._Coulton,_Leander_Thiele,_Shirley_Ho
URL https://arxiv.org/abs/2205.01710
高解像度、低ノイズのCMB測定の出現により、熱的スニヤエフ・ゼルドビッチ効果と動的スニヤエフ・ゼルドビッチ効果から宇宙論的情報を抽出する能力は、統計的不確実性ではなく、体系的および理論的不確実性によって制限されます。。理論的な不確実性は、電子の圧力と密度に関する知識の欠如によって引き起こされます。したがって、IllustrisTNG流体力学シミュレーションで電子の圧力と密度の分布を調べ、クラスターの特性がハロー濃度に強く依存することを示します。これは、電子の圧力と密度におけるクラスターアセンブリのバイアスの最初の証拠のいくつかを提供します。さらに、私たちの研究は、前の研究よりも低い質量のハローでの圧力が低く、電子密度と圧力の半径方向の相関の質量で強い進化を遂げ、べき乗則の質量依存性が壊れている証拠を示しています。これらの効果は両方とも、大規模なクラスターと比較して、銀河群のガスに対する活動銀河核と超新星フィードバックの異なる影響を浮き彫りにします。SIMBA流体力学シミュレーションで質的に類似した機能が見られることを確認しました。これは、これらの効果が一般的な機能である可能性を示唆しています。最後に、暗黒物質のハロー質量、ハロー濃度、および赤方偏移の関数としての電子圧力と密度プロファイルのパラメトリック式を提供します。これらのフィッティング式は、クラスターの密度と圧力の分布を再現することができ、今後のCMB調査から宇宙情報を抽出するのに役立ちます。

大都市の受容基準を使用した宇宙パラメータの進化的最適化

Title Evolutionary_optimization_of_cosmological_parameters_using_metropolis_acceptance_criterion
Authors Supin_P_Surendran,_Aiswarya_A,_Rinsy_Thomas_and_Minu_Joy
URL https://arxiv.org/abs/2205.01752
宇宙論のパラメータと理論モデルを制約するために使用できるMCMC法を活用する新しい進化的方法を紹介します。本質的に設計上非並列アルゴリズムであるMCMC手法とは異なり、新しく提案されたアルゴリズムは、マルチコアマシンの可能性を最大限に引き出すことができます。このアルゴリズムを使用すると、ラムダCDM宇宙論モデルの最適なパラメーターを取得し、ハッブルパラメーター$H_0$の不一致を特定できます。現在の作業では、この新しいアプローチの設計原理について説明し、パンテオン、OHD、およびプランクのデータセットの分析結果もここに報告します。パラメータの推定は、以前に報告された値との有意な一貫性と、他の同様の演習と比較して高い計算パフォーマンスを示しています。

弱いレンズ効果による暗黒物質ハローの特徴的な枯渇半径の最初の測定

Title First_measurement_of_the_characteristic_depletion_radius_of_dark_matter_haloes_from_weak_lensing
Authors Matthew_Fong,_Jiaxin_Han,_Jun_Zhang,_Xiaohu_Yang,_Hongyu_Gao,_Jiaqi_Wang,_Hekun_Li,_Antonios_Katsianis,_Pedro_Alonso
URL https://arxiv.org/abs/2205.01816
弱いレンズ効果の観測を使用して、特徴的な枯渇半径の最初の測定を行います。これは、成長するハローによって物質が枯渇している領域を特徴付ける3つの半径の1つです。レンズは、DESILegacyImagingSurveysDR9に適用された拡張ハローベースのグループ/クラスターファインダーによって作成されたハローカタログから取得され、ソースは、Fourier_Quadパイプラインを使用してDECaLSDR8イメージングデータから抽出されます。ハロー質量$12<\log(M_{\rmgrp}〜[{\rmM_{\odot}}/h])\leq15.3$を赤方偏移$0.2\leqz\leq0.3$内で調べます。ビリアル半径とスプラッシュバック半径も測定され、空乏領域での元の結果をテストするために使用されます。ハローを質量でビニングする場合、最小の質量ビンを除いて、ほとんどの測定値とCosmicGrowthシミュレーションからの予測の間に一貫性があります。特徴的な枯渇半径は、ほぼ普遍的な外部密度プロファイルに沿って、ウイルス半径の約$2.5$倍、スプラッシュバック半径の$1.7〜3$倍であることがわかり、特徴的な枯渇半径内の平均封入密度はおよそサンプルの宇宙の平均物質密度の29ドル倍。質量とハロー濃度のプロキシの両方でハローをビニングする場合、濃度による枯渇半径の有意な変化は検出されません。シミュレーション予測は、濃度プロキシの選択にも敏感です。また、測定されたスプラッシュバック半径は、シミュレーションの予測とは異なる濃度で変化することを確認します。

南極点望遠鏡調査によって検出された高z銀河系外源の統計的性質の解釈

Title Interpreting_the_statistical_properties_of_high-z_extragalactic_sources_detected_by_the_South_Pole_Telescope_survey
Authors Zhen-Yi_Cai_(USTC/China),_Mattia_Negrello_(Cardiff/UK),_Gianfranco_De_Zotti_(INAF-Padova/Italy)
URL https://arxiv.org/abs/2205.01846
南極点望遠鏡(SPT)によって2500deg^2を超えて検出された、最近公開された分光学的に完全な銀河の結果は、観測された高z銀河の存在量を一般的に過小予測する銀河形成モデルにとって困難であることが証明されました。この論文では、これらの結果を、球形銀河の進化のための物理的に接地されたモデルに照らして解釈します。モデルは、パラメータを調整することなく、測定された銀河の赤方偏移分布を正確に再現します。このデータは、ハーシェルの調査のいくつかの分析によって報告された、z>4のほこりっぽい銀河の過剰の兆候をサポートしていません。

極超短波重力波による光原始ブラックホール暗黒物質の探索

Title The_Hunt_for_Light_Primordial_Black_Hole_Dark_Matter_with_Ultra-High-Frequency_Gravitational_Waves
Authors Gabriele_Franciolini,_Anshuman_Maharana,_Francesco_Muia
URL https://arxiv.org/abs/2205.02153
明るい原始ブラックホールは、私たちの宇宙の暗黒物質の支配的な部分を構成している可能性があります。この論文は、極超短波帯の計画された、そして将来の重力波検出器が、サブソーラー原始ブラックホールから構成される暗黒物質の割合を制約できるかどうかを批判的に評価します。原始ブラックホールの併合率に関する最新の説明を採用して、さまざまな信号を現在稼働中および計画中の検出器と比較します。すでに文献で指摘されているように、私たちの調査結果は、現在存在し、運用されている提案との個々の原始ブラックホールの合併を検出することは依然として困難であることを確認しています。静磁場およびマイクロ波空洞における重力波から電磁波への変換を含む現在の提案は、さまざまな大きさの原始ブラックホールからの最も大きな重力波信号に関して技術的なギャップを特徴としています。ただし、共振LC回路を含む最近の提案の1つは、$(1\div100)\、\text{MHz}$の範囲での個々の合併検出の見通しに関して最良の選択肢であると指摘します。同じ周波数範囲で、現在開発中のコンセプトである共振空洞を含む代替セットアップは、個々の合併イベントを検出するための有望な技術を表す可能性があることに注意してください。また、提案されたガウスビーム検出器の理論的感度が達成された場合にのみ、未解決のバイナリによって生成された確率的重力波バックグラウンドの検出が可能であることを示します。その実現可能性がさまざまな警告の対象となるそのような検出器は、小惑星質量原始ブラックホール暗黒物質のいくつかのシナリオを除外することができるかもしれません。極超短波帯での重力波検出器の専用の研究と開発を追求することは、動機付けられたままであり、光原始ブラックホールの存在に関する新しいプローブにつながる可能性があると結論付けます。

JWSTによる曇った温帯ミニネプチューンの大気の特徴づけ

Title Characterising_Atmospheres_of_Cloudy_Temperate_Mini-Neptunes_with_JWST
Authors Savvas_Constantinou,_Nikku_Madhusudhan
URL https://arxiv.org/abs/2205.01690
今後のジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)は、トランジット分光法を使用した温帯ミニネプチューン大気の研究における世代交代を約束します。ただし、高高度の雲は、スペクトルの特徴をミュートすることにより、大気の特性評価を妨げる恐れがあります。この研究では、NIRISSとNIRSpecに焦点を当て、曇りのミニネプチューン大気を特徴付けるJWST機器構成を体系的に調査し、機器の選択と波長範囲の重要性を評価します。ケーススタディとして、近くのMドワーフを周回する2つの温帯ミニネプチューン、K2-18bとTOI-732cを検討し、機器ごとに1つのトランジットでさまざまな機器構成を使用して観測を評価します。適度な観測時間と適切な波長範囲を備えたJWST透過スペクトルは、非常に高い高度の雲が存在する場合でも、主要分子H2O、CH4、およびNH3の正確な存在量制約を提供できることがわかります。最良の制約は、〜1〜5$\mu$mの範囲にまたがる3つの高解像度NIRSpecグレーティング(G140H+G235H+G395H)をすべて組み合わせることによって得られます。この3つの機器構成を使用した単一トランジット観測では、公称10倍の太陽金属量を想定して、K2-18bとTOI-732cでそれぞれ3mbarと0.1mbarという低い雲頂圧力の正確な存在量制約が可能になります。制約は機器の組み合わせによって異なります。NIRSpecG235H+G395Hが最適な2機器構成であるのに対し、NIRISSまたはNIRSpecG235Hは単一機器の観測に最適であることがわかります。高高度の雲がない場合、単一の機器の観測でさえ、これらの惑星に十分な量の制約を与えることができます。私たちの調査結果は、近くのM矮星を周回する温帯ミニネプチューンを特徴づけるためのJWST透過分光法の可能性を強調しています。

惑星コアの安定した成層層における運指対流

Title Fingering_convection_in_the_stably-stratified_layers_of_planetary_cores
Authors Celine_Guervilly
URL https://arxiv.org/abs/2205.01761
温度勾配が局所的に断熱的でないため、または化学元素の分離によって安定した組成勾配が維持されるため、安定に成層した層が多くの惑星の導電性流体層の上部に存在する可能性があります。ここでは、温度勾配は安定しているが、厚さ800kmの層では組成勾配が不安定である水星のコアの場合を考慮して、このような安定した層で発生する二重拡散プロセスを研究します。分子拡散係数の大きな違いは、運指対流として知られる放射状の流れを駆動する浮力駆動の不安定性の発生につながります。回転する球殻で流体力学シミュレーションを使用し、回転速度と成層強度を変化させて、運指対流をモデル化します。レイリー数が小さい場合(つまり、バックグラウンド温度と組成勾配が弱い場合)、運指対流は、回転軸に沿って、層の厚さに匹敵する方位角サイズの柱状流の形をとります。レイリー数が大きい場合、流れは柱状構造を保持しますが、方位角サイズが大幅に縮小され、子午線方向に細長いシート状の薄い構造になります。熱成層が増加すると、方位角の長さは減少します。これは、線形非回転平面理論から予想されるスケーリング則に厳密に従います(Stern、1960)。放射状の流れは常に層流のままであり、局所レイノルズ数は1〜10のオーダーであることがわかります。軸対称組成の緯度変動により、赤道対称の帯状流が形成されます。帯状速度は、最大のレイリー数で非軸対称速度を超えています。惑星磁場のもっともらしい意味について議論します。

中傾斜原始惑星系円盤におけるCO線放出面と鉛直構造

Title CO_Line_Emission_Surfaces_and_Vertical_Structure_in_Mid-Inclination_Protoplanetary_Disks
Authors Charles_J._Law,_Sage_Crystian,_Richard_Teague,_Karin_I._\"Oberg,_Evan_A._Rich,_Sean_M._Andrews,_Jaehan_Bae,_Kevin_Flaherty,_Viviana_V._Guzm\'an,_Jane_Huang,_John_D._Ilee,_Joel_H._Kastner,_Ryan_A._Loomis,_Feng_Long,_Laura_M._P\'erez,_Sebasti\'an_P\'erez,_Chunhua_Qi,_Giovanni_P._Rosotti,_Dary_Ru\'iz-Rodr\'iguez,_Takashi_Tsukagoshi,_David_J._Wilner
URL https://arxiv.org/abs/2205.01776
中傾斜角(30-75{\deg})の原始惑星系円盤の高空間分解能CO観測は、CO放出と温度の垂直分布を研究する機会を提供します。ディスクの主軸に対するライン放射の非対称性により、ミッドプレーン上の放射高さを直接マッピングできます。LTEで光学的に厚く、空間的に分解された放射の場合、強度はローカルガス温度の測定値です。ALMAアーカイブデータの分析により、周囲のディスクのCO放出面、動的に制約された恒星ホスト質量、およびディスク大気ガス温度が得られます:HD142666、MYLup、V4046Sgr、HD100546、GWLup、WaOph6、DoAr25、Sz91、CIタウ、およびDMタウ。これらの発生源は、恒星の質量(0.50-2.10M$_{\odot}$)、年齢(${\sim}$0.3-23Myr)、およびCOガスの放射状放出範囲(${\approx}$200-)の広い範囲に及びます。1000au)。このサンプルは、放出面がマッピングされたディスクの数をほぼ3倍にし、以前の研究で示唆された線放出高さ($z/r\approx0.1$から${\gtrsim}0.5$)の幅広い多様性を確認します。各ディスクの放射状および垂直方向のCOガス温度分布を計算します。いくつかのディスクは、局所的な温度の低下または強化を示しており、そのうちのいくつかは、塵の下部構造または埋め込まれた惑星の提案された場所に対応しています。いくつかの放出面も垂直の下部構造を示しており、それらはすべてミリメートルダストのリングとギャップと整列しています。私たちのサンプルを文献の情報源と組み合わせると、CO線の放出高さは、恒星の質量とガス温度とともに弱く低下することがわかります。これは、大きな散乱にもかかわらず、単純なスケーリング関係と一致しています。また、ディスクのフレア構造に起因するCO排出高さとディスクサイズの相関関係も観察されます。全体として、CO排出面は${\approx}2$-$5\times$ガス圧力スケールの高さ(H$_{\rm{g}}$)をトレースし、H$_{\rmの経験的トレーサーとして較正される可能性があります。{g}}$。

TOI-2046b、TOI-1181b、TOI-1516b、\ textit

{TESS}からの3つの新しいホットジュピター:若い星、準巨星、通常の星を周回する惑星

Title TOI-2046b,_TOI-1181b_and_TOI-1516b,_three_new_hot_Jupiters_from_\textit{TESS}:_planets_orbiting_a_young_star,_a_subgiant_and_a_normal_star
Authors Petr_Kab\'ath,_Priyanka_Chaturvedi,_Phillip_J._MacQueen,_Marek_Skarka,_J\'an_\v{S}ubjak,_Massimilliano_Esposito,_William_D._Cochran,_Salvatore_E._Bellomo,_Raine_Karjalainen,_Eike_W._Guenther,_Michael_Endl,_Szil\'ard_Csizmadia,_Marie_Karjalainen,_Artie_Hatzes,_Ji\v{r}\'i_\v{Z}\'ak,_Davide_Gandolfi,_Henri_M.J._Boffin,_Jose_I._Vines,_John_H._Livingston,_Rafael_A._Garc\'ia,_Savita_Mathur,_Luc\'ia_Gonz\'alez-Cuesta,_Martin_Bla\v{z}ek,_Douglas_A._Caldwell,_Knicole_D._Col\'on,_Hans_Deeg,_Anders_Erikson,_Vincent_Van_Eylen,_William_Fong,_Malcolm_Fridlund,_Akihiko_Fukui,_G\'abor_F\H{u}r\'esz,_Robert_F._Goeke,_Elisa_Goffo,_Steve_Howell,_Jon_M._Jenkins,_Peter_Klagyivik,_Judith_Korth,_David_W._Latham,_Rafael_Luque,_Dan_Moldovan,_Felipe_Murgas,_Norio_Narita,_Jaume_Orell-Miquel,_Enric_Palle,_Hannu_Parviainen,_Carina_M._Persson,_Phillip_A._Reed,_Seth_Redfield,_George_R._Ricker,_Sara_Seager,_Luisa_Maria_Serrano,_Avi_Shporer,_Alexis_M._S._Smith,_Noriharu_Watanabe,_Joshua_N._Winn,_and_the_KESPRINT_team
URL https://arxiv.org/abs/2205.01860
TESS宇宙ミッションによって発見された3つのホットジュピター、TOI-1181b、TOI-1516b、およびTOI-2046bの確認と特性評価を示します。報告されているホットジュピターの公転周期は1。4日から2。05日です。3つの惑星の質量は、$1.18\pm0.14$M$_{\mathrm{J}}$、$3.16\pm0.12$\、M$_{\mathrm{J}}$、および2.30$\pmです。0.28$M$_{\mathrm{J}}$、それぞれTOI-1181b、TOI-1516b、およびTOI-2046bの場合。TOI-1181bの恒星ホストはF9IV星ですが、TOI-1516bとTOI-2046bはF主系列星を周回しています。最初の2つのシステムの年齢は2-5Gyrsの範囲です。ただし、TOI-2046は、ホットジュピターをホストしている数少ない既知の惑星系の1つであり、推定年齢は100〜400Myrsです。これら3つの惑星の視線速度の追跡に使用される主な機器は、Ond\v{r}ejov、Tautenburg、McDonaldObservatoryにあり、3つすべてが2〜3メートルの口径の望遠鏡に取り付けられており、中口径の望遠鏡であることを示しています。ネットワークは、\textit{TESS}によって、そして将来的には\textit{PLATO}によって発見された巨大ガスの追跡において、重要な役割を果たすことができます。

ガス状円盤の分散によって引き起こされた初期の太陽系の不安定性

Title Early_Solar_System_instability_triggered_by_dispersal_of_the_gaseous_disk
Authors Beibei_Liu,_Sean_N._Raymond,_and_Seth_A._Jacobson
URL https://arxiv.org/abs/2205.02026
太陽系の軌道構造は、巨大惑星間の動的不安定性のエピソードによって形作られていると考えられています。ただし、不安定性のトリガーとタイミングは明確に確立されていません。流体力学的モデリングは、太陽のガス状の原始惑星系円盤が存在する間、巨大な惑星が共鳴の連鎖の中でコンパクトな軌道構成に移動したことを示しました。ここでは、動的シミュレーションを使用して、巨大惑星の不安定性がガス状円盤の分散によって引き起こされた可能性が高いことを示しています。ディスクが裏返しに蒸発するにつれて、その内側の端は連続的に横切って掃引され、各惑星の軌道を順番に動的に摂動させました。関連する軌道シフトは、システムの外部部分の動的な圧縮を引き起こし、最終的に不安定性を引き起こしました。私たちのシミュレートされたシステムの最終的な軌道は、実行可能な範囲の天体物理学的パラメーターについて、太陽系の軌道と一致します。したがって、巨大な惑星の不安定性は、太陽系の誕生から数百万年から1000万年後の天文観測によって制約されて、ガス状の円盤が散逸するにつれて起こりました。地球型惑星の形成は、そのような初期の巨大惑星の不安定性が終わるまで完了しませんでした。成長している地球型惑星は、その摂動によってさえ彫刻された可能性があり、地球に比べて火星の小さな質量を説明しています。

遷移ディスクの磁化された風I:2.5Dグローバルシミュレーション

Title Magnetised_Winds_in_Transition_Discs_I:_2.5D_Global_Simulations
Authors \'Etienne_Martel_and_Geoffroy_Lesur
URL https://arxiv.org/abs/2205.02126
原始惑星系円盤(PPD)は、惑星の形成を目撃する、冷たく、密度が高く、弱くイオン化された環境です。これらのディスクの中で、トランジションディスク(TD)は、ダストとガスの分布に広い空洞があることを特徴としています。この材料の不足にもかかわらず、多くのTDはそれらの中心の星に強く降着し、おそらくメカニズムがTDの空洞での速い降着を推進していることを示しています。PPDに放射状に拡張された「デッドゾーン」が存在することで、降着が大きな磁場によって駆動される磁化ディスク風(MDW)への関心が最近復活しました。我々は、TDが同様の風にさらされる可能性があることを提案し、それらの急速に増加する長寿命の空洞を説明します。PLUTOコードを使用して、MDWを含むTDの最初の2.5Dグローバル数値シミュレーションの結果を示します。ガス分布に空洞を設け、大規模磁場強度のべき乗則分布を検討します。この範囲の密度と温度で予想されるように、弱くイオン化されたディスクは両極拡散の影響を受けると想定しています。シミュレートされたTDは、内部キャビティと外部の「標準」ディスクで定常状態に達します。降着率はディスク全体でほぼ一定のままであり、一般的な面密度値では$10^{-7}〜M_\odot/\text{yrs}^{-1}$に達します。空洞から発射されたMDWは、外側のディスクから発射されたMDWよりもはるかに大きなレバーアームでより磁化されています。キャビティ内の材料は音速で付着し、MDWによって課される効率的な磁気ブレーキにより、キャビティ自体はケプラー速度の70%で回転します。全体として、私たちの空洞は、ブラックホール物理学における内部ジェット放出ディスク(JED)および磁気的に停止したディスク(MAD)の動的特性と一致します。最後に、運動学的診断(風速、軌道および降着速度)は、MDWモデルからの古典的な光蒸発を解きほぐすことができます。

天の川銀河と大マゼラン雲の変形する暗黒物質ハローが孤児-チェナーブ川に及ぼす影響

Title The_effect_of_the_deforming_dark_matter_haloes_of_the_Milky_Way_and_the_Large_Magellanic_Cloud_on_the_Orphan-Chenab_stream
Authors Sophia_Lilleengen,_Michael_S._Petersen,_Denis_Erkal,_Jorge_Pe\~narrubia,_Sergey_E._Koposov,_Ting_S._Li,_Lara_R._Cullinane,_Alexander_P._Ji,_Kyler_Kuehn,_Geraint_F._Lewis,_Dougal_Mackey,_Andrew_B._Pace,_Nora_Shipp,_Daniel_B._Zucker,_Joss_Bland-Hawthorn,_and_Tariq_Hilmi
URL https://arxiv.org/abs/2205.01688
最近、大マゼラン雲(LMC)が、天の川の恒星のハローと恒星の流れに大きな影響を与えることが示されました。ここでは、天の川銀河とLMCの暗黒物質ハローの変形が恒星の流れにどのように影響するか、そしてこれらの影響が観測できるかどうかを調べます。特に、特にLMCの近くを通過し、天の川のハローの大部分にまたがるOrphan-Chenab(OC)ストリームに焦点を当てています。$N$-bodyシミュレーションで進化を捉える基底関数展開を使用した天の川--LMCシステムを表します。各銀河の密度や力場の進化など、このシステムの特性を示します。OCストリームは、この時間依存の変形する可能性で進化し、天の川とLMCのさまざまな瞬間の影響を調査します。シミュレートされたOCストリームは、天の川とLMCの両方の変形の影響を強く受けており、この影響は現在の観測誤差よりもはるかに大きいことがわかります。特に、天の川の双極子がストリームに最も大きな影響を与え、次にLMCの単極子、LMCの四重極子が進化します。これらの影響を検出することは、衝突のない冷たい暗黒物質の重要な予測を確認し、代替の暗黒物質と代替の重力モデルの強力なテストになるでしょう。

おとめ座銀河団の若い、青い、孤立した恒星系。 II。新しいクラスの恒星系

Title Young,_blue,_and_isolated_stellar_systems_in_the_Virgo_Cluster._II._A_new_class_of_stellar_system
Authors Michael_G._Jones,_David_J._Sand,_Michele_Bellazzini,_Kristine_Spekkens,_Ananthan_Karunakaran,_Elizabeth_A._K._Adams,_Giuseppina_Battaglia,_Giacomo_Beccari,_Paul_Bennet,_John_M._Cannon,_Giovanni_Cresci,_Denija_Crnojevic,_Nelson_Caldwell,_Jackson_Fuson,_Puragra_Guhathakurta,_Martha_P._Haynes,_John_L._Inoue,_Laura_Magrini,_Ricardo_R._Munoz,_Burcin_Mutlu-Pakdil,_Anil_Seth,_Jay_Strader,_Elisa_Toloba_and_Dennis_Zaritsky
URL https://arxiv.org/abs/2205.01695
おとめ座銀河座SECCO1(AGC226067)に類似した、おとめ座銀河団の方向にある5つの青い星座銀河系について説明します。これらのオブジェクトは、それらの光学的およびUV形態に基づいて識別され、VLA(およびGBT)、MUSE/VLT光学分光法、およびHSTイメージングによるHI観測が続きました。これらの新しいデータは、1つのシステムが遠方の銀河群であることを示しています。残りの4つは非常に質量が小さく($M_\ast\sim10^5\;\mathrm{M_\odot}$)、若い青い星が優勢で、非常に不規則で塊状の形態をしており、全体でわずか数kpcです。、それでも豊富な金属が豊富な$12+\log(\mathrm{O/H})>8.2$、HII領域をホストします。これらの高い金属性は、これらの恒星系がはるかに大きな銀河から剥ぎ取られたガスから形成されたことを示しています。星の種族の年齢が若いにもかかわらず、HIで検出されるシステムは1つだけで、残りの3つには(もしあれば)最小限のガス貯留層があります。さらに、2つのシステムは驚くほど分離されており、$\sim$30'($\sim$140kpc)内にもっともらしい親銀河がありません。これらの物体の形成メカニズムとして潮汐ストリッピングを決定的に除外することはできませんが、ラム圧力ストリッピングは、親システムと比較して達成できる速度が高いため、それらの特性、特にそれらの分離をより自然に説明します。したがって、これらのシステムのほとんどは、新しい落下クラスターメンバーから除去されたラム圧力ストリッピングガスから形成され、銀河団ガスから数百キロパーセク離れるのに十分な長さの銀河団ガスで生き残ったため、新しいタイプを表していると考えられます。恒星系の。

成層媒体での乱流加熱

Title Turbulent_Heating_in_a_Stratified_Medium
Authors Chaoran_Wang,_S._Peng_Oh,_M._Ruszkowski
URL https://arxiv.org/abs/2205.01732
銀河団、特に{\itHitomi}からの広範囲にわたる亜音速乱流のかなりの証拠があります。乱流は、直接散逸と乱流熱拡散の両方によって、クラスターコアの放射損失を相殺するために呼び出されることがよくあります。ただし、成層媒体では、浮力が半径方向の動きに対抗し、乱流を異方性にします。これは、層化が増加するにつれてクラスター内で内側に減少するフルード数${\rmFr}$を介して定量化できます。MHD乱流との類似性を利用して、波と乱流の相互作用がカスケード時間を増加させ、散逸率を減少させることを示します$\epsilon\propto{\rmFr}$。同様に、与えられたエネルギー注入/散逸率$\epsilon$の場合、乱流速度$u$はコルモゴロフスケーリングと比較して高くなければなりません。高解像度の流体力学シミュレーションは、${\rmFr}<0.1$を設定する$\epsilon\propto{\rmFr}$スケーリングとの優れた一致を示しています。また、乱流拡散係数$D\propto{\rmFr}^2$について以前に予測されたスケーリングを比較し、${\rmFr}<1$の場合に優れた一致を見つけます。ただし、1桁以上の強力な拡散抑制に対応する、異なる正規化が見つかりました。我々の結果は、乱流拡散が、乱流散逸よりもはるかに広い半径範囲にわたって、成層化によってより強く抑制されることを意味します。したがって、後者が潜在的に支配的です。さらに、このシフトは、以前のモデルと比較して、冷却を相殺するために必要な大幅に高い乱流速度を意味します。これらの結果は、乱流金属拡散(同様に抑制される)および惑星大気に潜在的に関連しています。

上部蠍座の下部構造、超新星、および時間分解星形成の歴史

Title Substructure,_supernovae,_and_time_resolved_star_formation_history_for_Upper_Scorpius
Authors Geovanny_Brice\~no-Morales_and_Julio_Chanam\'e
URL https://arxiv.org/abs/2205.01735
Gaia-eDR3の位置天文学の精度が向上したことで、上部さそりOB協会の詳細な調査を実行し、その運動学的、空間的、および年齢の下部構造を再検討することができます。これは、収束点法とクラスタリング手法を組み合わせ、ガイア測光に基づく年齢推定を補完することで実現します。完全性$\sim$99\%と汚染$\sim$11\%のUpperScorpiusの4028人の候補メンバーのセットを取得し、Gaiaによる現在の国勢調査を少なくとも$\sim$9\%延長します。汚染$\sim$6\%の3114ソースの天文学的にクリーンなサンプルを抽出します。上部蠍座は少なくとも3つの主要な運動学的グループに分けることができることを示します。さそり座アッパーの内部構造を体系的に調査して特徴づけ、その恒星集団の少なくとも$\sim34\%$が、明確に定義された境界、運動学、相対年齢を持ち、提案された名前を持つ7つの空間部分構造に含まれていることを明らかにします:$\pi$Scorpii(20$^{\pm2}_{\pm1}$Myr)、$\alpha$Scorpii(14$^{\pm2}_{\pm1}$Myr)、$\delta$Scorpii(9$^{\pm2}_{\pm1}$Myr)、$\beta$Scorpii(8$^{\pm1}_{\pm1}$Myr)、$\omega$Scorpii(8$^{\pm1}_{\pm1}$Myr)、$\nu$Scorpii(7$^{\pm1}_{\pm1}$Myr)、最も明るいメンバーの後、そして有名な$\rho$Ophiuchi(4$^{\pm1}_{\pm1}$Myr)。(1)これらの下部構造が測定可能な速度で拡大していることを示唆する密度-年齢、および(2)接線速度-年齢、これらの下部構造のダイナミクスに対する制約、および潜在的な過去のトリガーイベントの位置に明確な相関関係が見つかります。上部蠍座で4つの潜在的な超新星イベントが発生した時間を推定します。これらの発見に基づいて、前例のない時間分解能を持つ上部蠍座の星形成シナリオを提案します。

トゥカナII超微弱矮小銀河の周辺にある星の詳細な化学的存在量

Title Detailed_chemical_abundances_of_stars_in_the_outskirts_of_the_Tucana_II_ultra-faint_dwarf_galaxy
Authors Anirudh_Chiti,_Anna_Frebel,_Alexander_P._Ji,_Mohammad_K._Mardini,_Xiaowei_Ou,_Joshua_D._Simon,_Kaitlin_C._Rasmussen,_Helmut_Jerjen,_Dongwon_Kim,_John_E._Norris
URL https://arxiv.org/abs/2205.01740
高分解能マゼラン/MIKE分光法によるTucanaII超微弱矮小銀河(UFD)の中心から0.3kpc〜1.1kpcの5つの星の化学的存在量と速度を示します。すべての星は、金属(-3.6<[Fe/H]<-1.9)と、UFD星の特徴である中性子捕獲元素が不足していることがわかり、TucanaIIとの関連が明確に確認されています。他の化学的存在量(例えば、C、鉄ピーク)は主にUFDの傾向に従い、かすかなコア崩壊超新星(SNe)がTucanaIIの初期進化を支配したことを示唆しています。[Fe/H]$\approx-2.8$で[$\alpha$/Fe]に下降が見られます。これは、タイプIaSNの濃縮の開始といくらか拡張された化学進化を示しています。最も金属が豊富な星は、[Sc/Fe]=$-1.29\pm0.48$および[Mn/Fe]=$-1.33\pm0.33$と著しく低く、チャンドラセカール限界以下の質量タイプIaSNによる有意な濃縮を意味します。TucanaIIでは視線速度勾配は検出されません($\text{d}v_{\text{helio}}/\text{d}\theta_1=-2.6^{+3.0}_{-2.9}$kms$^{-1}$kpc$^{-1}$)は、潮汐破壊の証拠がないことを反映しており、$M_{1/2}(r_h)=1.6^{+1.1}_{の動的質量を導き出します。-0.7}\times10^6$M$_{\odot}$。その恒星の化学的存在量に照らして、TucanaIIの拡張コンポーネントの形成シナリオを再検討します。TucanaIIが異常にエネルギーのあるSNeを持っていたという証拠は見つかりません。これは、SNeがその場で恒星のハロー形成を駆動した場合、他のUFDが同様のそのような特徴を示すはずであることを示唆しています。ユニークな説明ではありませんが、[$\alpha$/Fe]の減少は、後の星形成を引き起こす初期の銀河合体と一致しています。将来の観測は、UFD周辺のそのような形成チャネルを解きほぐすかもしれません。

宇宙線とランダム磁気トラップ

Title Cosmic_rays_and_random_magnetic_traps
Authors Devika_Tharakkal,_Andrew_P._Snodin,_Graeme_R._Sarson,_Anvar_Shukurov
URL https://arxiv.org/abs/2205.01986
星間物質(ISM)における宇宙線(CR)粒子の空間分布は、その知識が観測の解釈に不可欠である電波天文学、およびCRが構造とダイナミクスに寄与する理論的天体物理学において非常に重要です。ISM。星間磁場の強さと構造の局所的な不均一性は、宇宙線粒子の局所的な拡散係数とアンサンブルダイナミクスに影響を与える可能性があります。磁気トラップ(同じ磁力線上にある磁気ミラー間の領域)は、CR空間分布に特に強力で永続的な特徴をもたらす可能性があります。テスト粒子シミュレーションを使用して、理想化された軸対称トラップから断続的な(ダイナモ生成)ランダム磁場で出現するものまで、さまざまな磁場構成でのCR粒子(陽子と電子の両方)の集団の空間分布を研究します。CRソースの不均一性とCR粒子によるエネルギー損失の両方が、CR分布の永続的な局所不均一性につながる可能性があり、陽子と電子が異なる空間分布を持っていることを示します。私たちの結果は、天体からの放射光の解釈、特にそのランダムな変動に深い影響を与える可能性があります。

銀河中心周辺のHIガスの1kpc膨張シリンダー

Title One-kpc_Expanding_Cylinder_of_HI-Gas_around_the_Galactic_Center
Authors Yoshiaki_Sofue
URL https://arxiv.org/abs/2205.02078
文献からの21cm線調査データを分析することにより、半径1kpc、垂直範囲800pcのHIガスの膨張シリンダーの発見を報告します。円柱は150kms$^{-1}$で膨張し、100kms$^{-1}$で回転しており、$\sim180$kms$での高速円錐風によるものと解釈されます。銀河中心からの^{-1}$。円柱の総質量は$\sim8.5\times10^5M_\odot$および運動エネルギー$\sim3\times10^{53}$エルグと推定されます。

天の川球状星団NGC7089(M 2)の物理的サイズについて

Title On_the_physical_size_of_the_Milky_Way_globular_cluster_NGC_7089_(M_2)
Authors Andr\'es_E._Piatti
URL https://arxiv.org/abs/2205.02165
新しいダークエネルギーカメラ(DECam)の観測に基づいて、天の川の球状星団NGC7089の外側の領域を研究します。結果として得られるバックグラウンドでクリーンアップされた恒星密度プロファイルは、拡張されたエンベロープの存在を明らかにします。以前の結果では、クラスターの星がクラスターの中心から約1度まで検出されていることを確認しています。これは、最もロバストな潮汐半径の推定値のほぼ3倍です。また、観測結果と比較するために、直接N体シミュレーションの結果を使用しました。観測された恒星密度プロファイルと数値的に生成された恒星密度プロファイルの間には、かなり良い一致が見られました。球状星団の潮汐尾に沿ってギャップと下部構造が存在するため、ヤコビ半径を超えた外側のクラスター領域の構造を綿密に調べました。分析を35個の球状星団のサンプルに拡張し、そのうち20個は観測された潮汐尾を持っています。恒星密度プロファイルがべき法則〜r**(-alpha)に従う場合、アルファ勾配は球状星団の現在の質量と相関することがわかりました。つまり、球状星団が大きいほど、アルファ値は小さくなります。この傾向は、観測された潮汐尾のない球状星団では見られません。そのような現象の起源は、他の理由の中でも、提案されたいわゆる潜在的な脱出者、または暗黒物質ミニハロ内の球状星団の形成に関連している可能性があります。

超拡散銀河(SMUDG)を体系的に測定します。 III。サザンSMUDGesカタログ

Title Systematically_Measuring_Ultra-Diffuse_Galaxies_(SMUDGes)._III._The_Southern_SMUDGes_Catalog
Authors Dennis_Zaritsky,_Richard_Donnerstein,_Ananthan_Karunakaran,_C.E._Barbosa,_Arjun_Dey,_Jennifer_Kadowaki,_Kristine_Spekkens,_Huanian_Zhang
URL https://arxiv.org/abs/2205.02193
$\sim$15000deg$^2$をカバーするDESIレガシーイメージング調査の南部全体に分布する、有効半径$r_e>5.3$arcsecの5598超拡散銀河(UDG)候補のカタログを提示します。カタログは、赤方偏移の範囲$1800\lesssimcz/{\rmkm\s}^{-1}\lesssim7000$にある物理的に大きい($r_e>2.5$kpc)UDGに対して最も完全です。ここで、下限が定義されています。空の大きなオブジェクトの不完全性が重要になる場所と、最小角度サイズ選択基準の上限。物理的なサイズはUDGの定義に不可欠であるため、既存の赤方偏移調査を使用して{距離推定の}方法を開発します。3つの異なる銀河サンプル(そのうちの2つには分光学的赤方偏移を伴うUDGが含まれています)では、メソッドが収束したときに、メソッドの赤方偏移精度が$\sim$75%であると推定されますが、完全に理解するには、より大きく、より代表的な分光学的UDGサンプルが必要です。メソッドの動作。UDG候補の1079(19%)の距離を見積もることができます。最後に、カタログの使用法を説明するために、距離に依存しない結果と依存する結果を示します。後者のカテゴリーでは、UDGの赤のシーケンスは、明るい楕円の赤のシーケンス関係の外挿にあり、環境と色の関係は、少なくとも定性的には高表面輝度銀河のそれと類似していることを確立します。これらの結果は両方とも、UDGの進化のために提案されたモデルのいくつかに挑戦します。

二元中性子星合体余波の3DGRMHDシミュレーションからのジェット-エジェクタ相互作用の観測的兆候

Title Observational_manifestations_of_jet-ejecta_interaction_from_3D_GRMHD_simulations_of_binary_neutron_star_merger_aftermath
Authors Ore_Gottlieb,_Serena_Moseley,_Teresita_Ramirez-Aguilar,_Ariadna_Murguia-Berthier,_Matthew_Liska,_Alexander_Tchekhovskoy
URL https://arxiv.org/abs/2205.01691
短い$\gamma$線バースト(sGRB)ジェットは、中性子星合体の余波で形成され、円盤風と動的噴出物をドリルスルーし、光球に到達する前に5桁以上の距離に広がります。この巨大なスケール分離にまたがる最初の3D一般相対論的電磁流体力学sGRBシミュレーションを提示します。それらは3つの可能な結果を​​特徴とします:ジェット+繭、繭、そしてどちらでもありません。典型的なsGRBジェットは、次の場合に動的噴出物から発生します。(i)BH形成時の極に沿った結合噴出物の等方性等価質量が$M_p\lesssim10^{-4}〜M_\odot$であり、合併とBH形成の間の遅延時間。そうでない場合、ジェットは噴出物の内部で消滅し、ジェットで膨らんだ繭を離れて低光度のsGRBに電力を供給します。(ii)合併後のレムナントディスクには、強力な大規模な垂直磁場$\gtrsim10^{15}$Gが含まれています。(iii)ジェットが弱い場合($\lesssim10^{50}$erg)、$M_p$は小さくなければなりません($\lesssim10^{-2}〜M_\odot$)。一般に、ジェット構造は、動的噴出物ではなく、円盤風との初期の相互作用によって形成されます。ジェットが噴出物から飛び出す限り、それらは$\sim10^{10.5}$cmで光球に到達しますが、かなりの磁化($\lesssim1$)を保持します。これは、磁気リコネクションがsGRB放出の基本的な特性であることを示唆しています。ブレイクアウト後の流出等方性等価エネルギーの角度構造は、流体力学的ジェットと同様に、一貫して平坦なコアとそれに続く急なべき乗則分布(勾配$\gtrsim3$)を特徴としています。繭のみの結果では、動的噴出物は流出角度分布を広げ、それを平坦にします(勾配$\sim1.5$)。

ブラックホール連星の合体による重力波の質量比反転の兆候

Title Signatures_of_mass_ratio_reversal_in_gravitational_waves_from_merging_binary_black_holes
Authors Floor_S._Broekgaarden,_Simon_Stevenson,_Eric_Thrane
URL https://arxiv.org/abs/2205.01693
ブラックホール連星をマージするスピンは、それらの形成の歴史への洞察を提供します。最近、2つの巨大な星の孤立したバイナリ進化において、最初に生まれたブラックホールはゆっくりと回転しているが、2番目に生まれたブラックホールの前駆体は、バイナリが十分にタイトである場合、きちんとスピンアップできると主張されています。したがって、単純に、バイナリをマージする際のそれほど大きくないブラックホールだけが無視できないスピンを示すと予想するかもしれません。ただし、バイナリの質量比が「逆転」した場合(通常、最初の質量移動エピソード中に)、潮汐によってスピンアップした2番目の子がより大きなブラックホールになる可能性があります。560の母集団合成モデルの大規模なセットを使用して、このような質量比反転(MRR)連星ブラックホール連星の特性を研究します。LIGO、Virgo、およびKAGRAで観測可能なバイナリブラックホールの$\gtrsim70\%$で、私たちが検討するほとんどのモデルバリエーションで、より大きなブラックホールが2番目に形成され、典型的な総質量は$\gtrsim20$M$_であることがわかります。{\odot}$と質量比$q=m_2/m_1\sim0.7$(ここで、$m_1>m_2$)。これらのシステムの形成履歴には、通常、安定した物質移動エピソードのみが含まれます。2番目に生まれたブラックホールは、最大$25\%$のブラックホール連星で無視できないスピン($\chi>0.05$)を持ち、そのうちのより(より少ない)巨大なブラックホールは$0\%$でスピンします-$80\%$($20\%$-$100\%$)のケースで、モデルによって大きく異なります。いくつかの観測された重力波イベントと観測された質量比-効果的なスピン相関のコンテキストでモデルについて説明します。

SNR G292.0 + 1.8:低質量前駆体の剥ぎ取られたエンベロープ超新星の残骸

Title SNR_G292.0+1.8:_A_Remnant_of_a_Low-Mass_Progenitor_Stripped-Envelope_Supernova
Authors Tea_Temim,_Patrick_Slane,_John_C._Raymond,_Daniel_Patnaude,_Emily_Murray,_Parviz_Ghavamian,_Mathieu_Renzo,_and_Taylor_Jacovich
URL https://arxiv.org/abs/2205.01798
銀河系超新星残骸(SNR)G292.0+1.8の研究を紹介します。これは、酸素に富む噴出物、星周物質、急速に移動するパルサー、およびパルサー風星雲(PWN)を含むコア崩壊SNRの典型的な例です。。残骸進化の流体力学的シミュレーションを使用して、SNR逆衝撃がPWNと相互作用しており、超新星噴出物の大部分に衝撃を与えた可能性が高いことを示しています。私たちのモデルでは、このようなシナリオでは、総排出質量$\lesssim3\:\rmM_{\odot}$が必要であり、逆衝撃の内部に大量の低温排出がないことを意味します。これらの結果に照らして、逆ショックを受けた噴出物の推定元素質量と存在比を元素合成モデルと比較し、それらが初期質量が12〜16の前駆星と一致していることを確認します$\:\rmM_{\odot}$。G292.0+1.8の前駆体は、バイナリ相互作用によって大幅な質量損失を経験し、剥ぎ取られたエンベロープの超新星爆発を引き起こしたであろう比較的低質量の星である可能性が高いと結論付けます。また、G292.0+1.8で「拍車」として知られている領域は、超新星噴出物を通るパルサーの運動の結果として生じ、その動的特性はパルサーの速度に対する視線成分を示唆している可能性があると主張します。$\sim600\:\rmkm\:s^{-1}$の合計空間速度になり、重要な出生キックを意味します。最後に、G292.0+1.8に関連するバイナリ質量損失シナリオと、バイナリコンパニオンプロパティおよび将来の検索に対するそれらの影響について説明します。

LHAASO J1908+0621のハドロン起源を探る

Title Exploring_the_hadronic_origin_of_LHAASO_J1908+0621
Authors Agnibha_De_Sarkar,_Nayantara_Gupta
URL https://arxiv.org/abs/2205.01923
大型高高度エアシャワー天文台(LHAASO)による最近の観測は、天の川銀河におけるPeVatronの観測検出への道を開き、$\gamma$線天体物理学の分野に革命をもたらしました。この論文では、そのような検出された線源の1つであるLHAASOJ1908+0621を研究し、この線源からのマルチTeV$\gamma$線放出の起源を調査します。中年の電波超新星残骸SNRG40.5-0.5とGeVパルサーPSRJ1907+0602は、LHAASOJ1908+0621と共空間です。高密度の分子雲もSNRG40.5-0.5に関連していることがわかります。LHAASOJ1908+0621の方向から観測されたマルチTeV$\gamma$線放出を、SNRショックフロントから逃げた加速陽子と高密度分子雲内に存在する冷たい陽子との間のハドロン相互作用とレプトンによって説明します。パルサーJ1907+0602に関連するパルサー風星雲(PWN)からの放出。さらに、SNRG40.5-0.5から逃げた電子の放射冷却を考慮して、低エネルギーの$\gamma$線放出について説明します。最後に、組み合わせたレプトハドロンシナリオを使用して、LHAASOJ1908+0621の多波長スペクトルエネルギー分布(SED)を説明しました。まだ重要ではありませんが、ニュートリノ放出のICECUBEホットスポットは、LHAASOJ1908+0621と空間的に関連しており、ハドロンの寄与の可能性を示しています。この論文では、ハドロン成分がLHAASOJ1908+0621に存在する場合、第2世代のICECUBE天文台がこのソースからニュートリノを検出することを示します。

パルサー磁気圏におけるプラズモイド形成によって誘発されたパルス内変動

Title Intra-pulse_variability_induced_by_plasmoid_formation_in_pulsar_magnetospheres
Authors I._Ceyhun_Anda\c{c},_Beno\^it_Cerutti,_Guillaume_Dubus,_K._Yavuz_Ek\c{s}i
URL https://arxiv.org/abs/2205.01942
パルサーは、伝搬効果とソースの固有活量に起因するパルス無線放射の不規則性を示します。この作業では、磁気リコネクションとパルサー風電流シートでのプラズモイドの形成が、インコヒーレントで高エネルギーの放出パターンにおける固有のパルス間変動の原因として果たす可能性のある役割を調査します。スタースピン軸に垂直な平面に制限された直交パルサー磁気圏の2次元粒子内粒子シミュレーションを使用しました。合成パルスプロファイルの統計的に有意なサンプルを収集するために、数十のパルサー期間にわたってソリューションを進化させました。プラズモイドの形成は、各メインパルスの前縁にのみ現れる複数の短く明るいサブパルスの形で、パルス間の強い変動をもたらします。これらの二次放出ピークは、巨視的なスケールまで成長する可能性のあるダースのプラズモイドによって支配されています。それらは、風の流れの層に沿って発生する階層的なマージプロセスのハイエンドから出現します。サブパルスのフラックスは、同相の幅と相関しています。フルスケールの分離は現実的ではありませんが、シミュレーションは最大のプラズモイドの人口統計と特性、したがって最も明るいサブパルスの特性を正しくキャプチャしていると主張します。特定のパルス位相でのサブパルスの予測は、パルスインコヒーレント放射の起源としての磁気リコネクションシナリオの新しい観測テストを提供します。光学範囲でのかにパルサーの高時間分解能の観測は、この目的のためにターゲットとする最も有望な情報源である可能性があります。

周波数111MHzでの観測観測におけるパルサーの検索と検出

Title Search_and_detection_of_pulsars_in_the_monitoring_observations_at_the_frequency_111_MHz
Authors S.A._Tyul'bashev_and_V.S._Tyul'bashev_and_M.A._Kitaeva_and_A.I._Chernyshova_and_V.M._Malofeev_and_I.V._Chashey_and_V.I._Shishov_and_R.D._Dagkesamanskii_and_S.V._Klimenko_and_I.N._Nikitin_and_L.D._Nikitina
URL https://arxiv.org/abs/2205.01960
電波望遠鏡LPALPIを使用して、惑星間シンチレーションを監視するプログラムと並行して、赤緯範囲-9o<decj<42oおよび赤経範囲0h<r.a.<24hで周期が0.4秒を超えるパルサーを検索しました。。中心周波数110.25MHz、帯域2.5MHz、および時間分解能100msの6つの周波数チャネルで実行された4年間の観測が検索に使用されました。パルサーの候補の最初の検出は、観測期間全体にわたって平均化されたフーリエパワースペクトルに基づいていました。パルサーの候補は、より高い時間-周波数分解能での観測分析からより詳細にチェックされました:12.5msの時間分解能を持つ32の周波数チャネル。18個の新しいパルサーが発見され、それらの主な特徴が示されています。

デシヘルツ重力波観測所からの早期警告を伴う二元中性子星合体の電磁的追跡調査

Title Electromagnetic_Follow-ups_of_Binary_Neutron_Star_Mergers_with_Early_Warnings_from_Decihertz_Gravitational-wave_Observatories
Authors Yacheng_Kang,_Chang_Liu,_Lijing_Shao
URL https://arxiv.org/abs/2205.02104
デシヘルツ重力波(GW)観測所、B-DECIGOおよびDO-Optimalからの早期警告の助けを借りて、連星中性子星(BNS)合併の電磁フォローアップの見通しを調査します。Liuらの以前の作業を拡張します。(2022)、さまざまな$\gamma$線衛星とBNS人口モデルの共同の短い$\ガンマ$線バースト(sGRB)検出率の迅速な評価を提供するだけでなく、マルチの分析と結果についても詳しく説明します。限界等級が異なる調査望遠鏡のバンドキロノバ検出。デシヘルツGW観測所の想定される4年間のミッション期間中に、電磁フォローアップの目標について、DO-Optimalは、検出率においてB-DECIGO全体よりも優れたパフォーマンスを示し、ジョイントの検出可能距離が大きいことがわかりました。sGRB/kilonova検索。BNS合併の対数正規人口モデルと$\text{one-day}$早期警告時間を例として取り上げ、ローカリゼーションとタイミングの精度、および電磁波によるさまざまな相乗効果観測の赤方偏移分布について説明します。設備とデシヘルツGW検出器。私たちの分析に基づいて、将来のマルチメッセンジャー天体物理学のための新しい検出モードとして、実行可能な「待機」パターンを提案します。

2020年のフレア中のblazarS51803+784の光学的性質の特徴

Title Characterizing_the_optical_nature_of_the_blazar_S5_1803+784_during_its_2020_flare
Authors A._Agarwal,_Ashwani_Pandey,_Aykut_\"Ozd\"onmez,_Erg\"un_Ege,_Avik_Kumar_Das,_and_Volkan_Karakulak
URL https://arxiv.org/abs/2205.02171
2020年5月から2021年7月までの122夜に、準同時の$B$、$V$、$R$、および$I$の観測を使用して実行されたblazarS51803+784の調査結果を報告します。私たちの観察キャンペーンは、MJD59063.5$-$MJD59120.5の間に歴史的に明るい光学フレアを検出しました。また、ソースは、これまでで最も明るい($R_{mag}$=13.617)状態と最も暗い($R_{mag}$=15.888)状態で見つかりました。フレア期間と非フレア期間の両方をカバーする13泊で、電力が強化された$F-$テストとネストされたANOVAテストを使用して日中の変動を検索しました。これらの13泊のうち2泊で有意な変動が見られました。しかし、フレア期間中にそのような変動は検出されませんでした。相関分析から、すべての光学バンドの放射が$\sim$0日のタイムラグと強く相関していることがわかりました。その主要な放出メカニズムへの洞察を得るために、79夜の光源の光学スペクトルエネルギー分布を生成し、単純なべき乗則を当てはめてスペクトル指数を推定しました。スペクトル指数は1.392から1.911まで変化し、時間と$R-$バンドの大きさとともに有意な変化を示しました。モニタリング期間全体で、明るいときは穏やかな青い傾向(BWB)が検出されましたが、フレア中ははるかに強いBWB傾向が検出されました。また、4つの異なる方法を使用して周期性検索を実行しましたが、観測期間中に有意な周期性は見つかりませんでした。ソースのフレア状態での分析に基づいて、放出は降着円盤ではなくジェットから発生している可能性が高いと言えます。

二元中性子星合体からの長いガンマ線バーストの準周期的に振動する前駆体

Title The_quasi-periodically_oscillating_precursor_of_a_long_gamma-ray_burst_from_a_binary_neutron_star_merger
Authors Shuo_Xiao,_Yan-Qiu_Zhang,_Zi-Pei_Zhu,_Shao-Lin_Xiong,_He_Gao,_Dong_Xu,_Shuang-Nan_Zhang,_Wen-Xi_Peng,_Xiao-Bo_Li,_Peng_Zhang,_Fang-Jun_Lu,_Lin_Lin,_Liang-Duan_Liu,_Zhen_Zhang,_Ming-Yu_Ge,_You-Li_Tuo,_Wang-Chen_Xue,_Shao-Yu_Fu,_Xing_Liu,_An_Li,_Tian-Cong_Wang,_Chao_Zheng,_Yue_Wang,_Shuai-Qing_Jiang,_Jin-Da_Li,_Jia-Cong_Liu,_Zhou-Jian_Cao,_Ce_Cai,_Qi-Bin_Yi,_Yi_Zhao,_Sheng-Lun_Xie,_Cheng-Kui_Li,_Qi_Luo,_Jin-Yuan_Liao,_Li-Ming_Song,_Shu_Zhang,_Jin-Lu_Qu,_Cong-Zhan_Liu,_Xu-Fang_Li,_Yu-Peng_Xu,_Ti-Pei_Li
URL https://arxiv.org/abs/2205.02186
GW170817-GRB170817A-AT2017gfoのマイルストーンは、重力波(GW)が中性子星-中性子星/ブラックホールの融合中に生成され、電磁(EM)波ではガンマ線バースト(GRB)と合併後、キロノバ(KN)が順番に生成されます。ただし、観察上、合併中のEMプロパティはまだ不明です。ここでは、KN関連の長いGRB211211Aの特異な前駆体を報告します。プリカーサーの持続時間は$\sim$0.2sであり、プリカーサーとバーストのメインエミッション(ME)の間の待機時間は$\sim$1sであり、これはGW170817間の時間間隔とほぼ同じです。およびGRB170817A。周波数$\sim$22Hz($>5\sigma$の重要度)の準周期的振動(QPO)は、任意の{\itbonafide}GRBからの周期的信号の最初の検出であるプリカーサー全体に見られます。これは、マグネターが合併に関与した可能性が最も高く、マグネターのねじれ振動または地殻振動を伴う壊滅的なフレアが原因で前駆体が生成された可能性があることを示しています。マグネターの表面での$\sim10^{14-15}$Gの強いシード磁場も、GRB211211Aの長時間の持続を説明している可能性があります。ただし、マグネターのかなり短い寿命\cite{kaspi2017magnetars}を、合併前の重力波放射によってのみ、バイナリ中性子星システムのかなり長いスパイラル時間と調和させることは困難です。

マチュア天文学者によるロシアのさまざまな地域からのふたご座流星群の観測(2016年から2020年まで)

Title Observations_(from_2016_to_2020)_of_the_Geminids_from_different_regions_of_Russia_by_an_amateur_astronomer
Authors Filipp_Romanov
URL https://arxiv.org/abs/2205.01670
2016年、2018年、2019年、2020年のふたご座流星群の観測結果(視覚と写真)を紹介します。ロシアのさまざまな地域(モスクワと沿海地方)の流星を、さまざまな観測条件(光汚染、月)で観測しました。フェーズと天気。レンズ付きのデジタル一眼レフカメラを使って流星の軌跡を撮影しました。さまざまな年の目視観測の結果を比較し、写真から流星の座標を決定して、放射をグラフィカルに示します。

ASTROMER:光度曲線を表現するための変圧器ベースの埋め込み

Title ASTROMER:_A_transformer-based_embedding_for_the_representation_of_light_curves
Authors C._Donoso-Oliva,_I._Becker,_P._Protopapas,_G._Cabrera-Vives,_Vishnu_M.,_Harsh_Vardhan
URL https://arxiv.org/abs/2205.01677
自然言語の埋め込みからインスピレーションを得て、光度曲線の表現を作成するためのトランスベースのモデルであるASTROMERを紹介します。ASTROMERは、数百万のMACHORバンドサンプルでトレーニングされており、ダウンストリームタスクに関連付けられた特定のドメインに一致するように簡単に微調整できます。例として、この論文は、変光星を分類するために事前に訓練された表現を使用することの利点を示しています。さらに、この作業で使用されるすべての機能を含むPythonライブラリを提供します。私たちのライブラリには、ディープラーニングモデルのパフォーマンスを向上させ、最先端の結果を達成しながら計算リソースを削減するために使用できる、事前にトレーニングされたモデルが含まれています。

深層学習を使用した赤外線アレイの相関読み取りノイズ低減

Title Correlated_Read_Noise_Reduction_in_Infrared_Arrays_Using_Deep_Learning
Authors Guillaume_Payeur,_\'Etienne_Artigau,_Laurence_Perreault-Levasseur,_Ren\'e_Doyon
URL https://arxiv.org/abs/2205.01866
低フラックス領域でHxRG検出器を使用して、天文機器によって収集されたデータキューブから科学画像を構築するためのディープラーニングに根ざした新しい手順を紹介します。検出器の読み出し方式を使用して相関読み出しノイズの影響を低減することにより、複数の読み出しから2D画像を構築する従来のアルゴリズムの欠点を改善します。科学画像の各ピクセルのフラックスを推定するために、実験室の暗闇に追加されたシミュレートされた天体物理学的シーンで畳み込みリカレントニューラルネットワークをトレーニングします。この方法は、標準的なフラックス測定スキーム(相関ダブルサンプリング、アップザランプサンプリング)と比較して、構築された科学画像のノイズを低減し、これらの科学画像から抽出されたスペクトルの誤差を低減します。この方法が最大の影響を与える可能性がある低信号対雑音比レジームで作成されたシミュレートされたデータキューブでは、構築された科学画像のエラーが$1/\sqrt{N}$の減衰よりも速く低下することがわかります。画像から抽出されたスペクトルは、3つの画像のテストセットで平均すると、標準のアップザランプピクセルサンプリングスキームと比較して、標準誤差が1.85分の1に減少しました。このプロジェクトで使用されるコードは、GitHubで公開されています

ガンマ線偏光測定

Title Gamma-Ray_Polarimetry
Authors Denis_Bernard,_Tanmoy_Chattopadhyay,_Fabian_Kislat,_Nicolas_Produit
URL https://arxiv.org/abs/2205.02072
高エネルギーX線およびガンマ線偏光測定の科学的可能性は長い間認識されてきましたが、高エネルギー光子の偏光を測定することは困難です。今日まで、天体物理学の情報源からの重要な検出はほとんどありませんでした。しかし、最近の技術開発により、これはそれほど遠くない将来に変わる可能性があります。ガンマ線バースト(GRB)偏光計と偏光に敏感なコンプトン望遠鏡の開発において大きな進歩がありました。第2世代の専用GRB偏光計POLAR-2は、2024年の打ち上げに向けて開発中であり、第2世代の偏光に敏感なコンプトン望遠鏡COSIは、NASAによって2025年の打ち上げに選ばれました。この章では、散乱の基本概念と実験的アプローチについて説明します。硬X線からMeV{\gamma}線への偏光測定、および高エネルギー光子の対生成偏光測定

地上ベースのガンマ線実験のための水チェレンコフ検出器設計の研究

Title Study_of_water_Cherenkov_detector_design_for_ground-based_gamma-ray_experiments
Authors Francesca_Bisconti_and_Andrea_Chiavassa
URL https://arxiv.org/abs/2205.02148
SWGO実験の開発の枠組みの中で、一連の水チェレンコフ検出器に基づいた大規模な空気シャワー天文台の単一ユニットの詳細な調査を実施しました。実際、SWGOで可能な水チェレンコフ検出器ユニットの構成の1つはタンクで構成されており、ガンマ線とハドロニックエアシャワーの高い検出効率と識別能力を実現するために、さまざまなタンク設計が調査されています。この研究では、いくつかのサイズ、形状、および光電子増倍管(PMT)の数を備えた2層タンクを検討しました。大規模なエアシャワーの二次粒子に典型的なエネルギーを持つミューオン、電子、およびガンマ線が、0〜60度の天頂角でタンクに入るのをシミュレートされています。タンクの応答は、PMTによって生成された光電子の数、検出効率、および最初の光子の測定の時間分解能を考慮して評価されました。この分析により、さまざまなサイズ、PMTの構成、および円形、六角形、正方形の形状のタンクの性能を比較することができました。このホワイトペーパーでは、使用した方法と結果について説明します。

最近の近くの超新星爆発による太陽圏圧縮

Title Heliospheric_Compression_due_to_Recent_Nearby_Supernova_Explosions
Authors Jesse_A._Miller_and_Brian_D._Fields
URL https://arxiv.org/abs/2205.01746
地質学および月のアーカイブでの60Feの広範囲にわたる検出は、3Myrおよび7Myr前の$\sim100$pc内の最近の近くの超新星爆発の説得力のある証拠を提供します。これらの爆発による爆発は、太陽圏に大きな影響を及ぼしました。超新星爆発による太陽圏の圧縮を研究するために、新しい計算を実行します。安定しているが等方性ではない太陽風を想定して、最近の60Feデータに触発された超新星距離、およびデボン紀末の大量絶滅を説明するために提案された20個の超新星に適した一連の特性を調べます。太陽風を減速させる終端衝撃波面と、太陽風と超新星物質の境界を示すヘリオポーズの位置を調べます。他の天球の研究と一致して、圧力バランスのスケーリングが成り立ちます。太陽風の異方性は、衝撃波の形状にそれほど影響を与えません。50pc(95pc)での超新星爆発は、前方衝撃が到着したときに16au(23au)でヘリオポーズの場所につながることがわかります。したがって、外側の太陽系は直接爆風にさらされましたが、地球を含む内惑星はそうではありませんでした。この発見は、地球への超新星物質の供給が爆風プラズマ自体からではなく、おそらく超新星ダスト粒子からであることを再確認します。前方衝撃波の到着後、弱体化する超新星爆発は太陽圏の漸進的なリバウンドにつながり、100auを超えて拡大するのに$\sim100$sのkyrを要します。今後の作業の見通しについて説明します。

PhotosphereからCoronaへの拡張ネットワークパッチの公開されているマルチオブザーバトリーデータセット

Title A_publicly_available_multi-observatory_data_set_of_an_enhanced_network_patch_from_the_Photosphere_to_Corona
Authors Adam_R._Kobelski,_Lucas_A._Tarr,_Sarah_A._Jaeggli,_Nicholas_Luber,_Harry_P._Warren,_Sabrina_L._Savage
URL https://arxiv.org/abs/2205.01766
X線、UV、可視、IR、およびサブmm波長の彩層放射に敏感な新しい機器が利用可能になり、彩層を通るエネルギーの双方向の流れを理解する能力が大幅に向上しました。これらの機器を多数組み合わせて、光球間の接続性の理解を深めることができる多波長の光球、彩層、および冠状の観測を取得するための新しいデータセットのキャリブレーション、協調、初期結果、および公開について説明します。一時的な増光と波の特徴によるコロナ。観測は、SOL2017-03-17T14:00-17:00のディスク中心近くの強化されたネットワーク磁束の双極領域に集中しています。包括的なデータセットは、これまでのコロナと彩層の小規模な増光に関連する彩層活動の最も完全なビューの1つを提供します。最初の分析では、水素-$\alpha$スペクトル線の最も広い幅の領域と、ALMAバンド3無線データで観測された最も高温の領域との間に強い空間的対応があり、線形係数は$6.12\times10^{-5}$であることが示されています。\AA{}/K。対応は、同時観測の期間中($\約60$分)持続します。複数のデータ系列で多数の一時的な増光が観察されました。20分間の細いフィラメント状の特徴のセットに沿って、よく観察された単一の一時的な明るさを強調します。ピーク強度のタイミングは、より低温(ALMA、7000K)からより高温(XRT、3MK)のデータ系列に移行します。

30 $ R _ {\odot}$未満のCME磁気構造に対するフラックスロープモデルの有用性について

Title On_the_utility_of_flux_rope_models_for_CME_magnetic_structure_below_30$R_{\odot}$
Authors Benjamin_Lynch,_Nada_Al-Haddad,_Wenyuan_Yu,_Erika_Palmerio,_No\'e_Lugaz
URL https://arxiv.org/abs/2205.02144
リンチらの間に生成された3次元磁束ロープ構造の包括的な分析を提示します。(2019)地球規模の360度幅のストリーマーブローアウトコロナ質量放出(CME)噴火の電磁流体力学(MHD)シミュレーション。固定および移動合成宇宙船の両方を作成して、フラックスロープCMEのさまざまな領域を介してMHD変数の時系列を生成します。私たちの移動する宇宙船の軌道は、パーカーソーラープローブの過去の遭遇7と9および将来の遭遇23の空間座標から導き出されます。シミュレーションフラックスロープエジェクタによる各合成時系列は、惑星間CME(ICME)のかなりの部分で観測された大規模でコヒーレントな磁場回転。シミュレーションデータに適合する各現場フラックスロープモデルを提示し、モデルフィットとMHDシミュレーションのフラックスロープの空間的配向、電界強度と回転、膨張プロファイル、および磁束含有量の類似点と相違点について説明します。その場モデルの特性を、古典的な双極および単極ICMEフラックスロープ構成の両方のMHDデータで計算されたもの、およびフラックスロープの軸方向に対して大きな半径方向成分を持つプロファイルや大きな衝突で得られたプロファイルなどのより問題のあるプロファイルと比較しますパラメーター。古典的なプロファイルの現場フラックスロープフィッティングの結果の間で一般的な一致が見られ、問題のあるプロファイルの結果の間ではるかに多くのばらつきが見られます。また、フラックスロープモデルのサブセットの力のない仮定を調べ、MHD排出間隔内のローレンツ力の特性を定量化します。その場でのフラックスロープモデルは一般にフィールド構造に適切な近似であると結論付けますが、その場でのフラックスロープモデルに関連するすべての警告は引き続き適用されます...

フリーフリーおよびシンクロトロン放射を伴う単一の大規模な星風のラジオスペクトルエネルギー分布

Title Radio_Spectral_Energy_Distributions_for_Single_Massive_Star_Winds_with_Free-Free_and_Synchrotron_Emission
Authors Christiana_Erba_and_Richard_Ignace
URL https://arxiv.org/abs/2205.02180
単一の巨大な星からの質量損失率は、風が光学的に厚く(熱的)自由な不透明度である恒星表面から遠い距離で電波光球を形成するのに十分高いです。ここでは、非熱SEDの条件を調査するために、フリーフリープロセスとシンクロトロン放射の組み合わせから生じる可能性のある遠赤外線、ミリメートル、および無線帯域のスペクトルエネルギー分布(SED)を計算します。磁場の強さと相対論的電子の空間分布のスケーリング関係に関して、単純化された仮定が採用されています。風は球対称であると仮定され、シンクロトロン放射に対するラジン抑制の影響を考慮します。これらの条件下では、シンクロトロン放射を伴う長波長SEDは、非磁性風からの標準的な漸近べき乗則SEDよりも急勾配または浅くなります。非熱放射が存在する場合、結果として得られるSED形状は一般にべき乗則ではありません。ただし、傾きの変化は波長によってゆっくりと変化する可能性があります。その結果、限られた波長範囲で、SEDはほぼべき乗則になりすますことができます。ほとんどの観測された非熱的長波長スペクトルは二元性に関連していますが、シンクロトン放出は単一星のSEDにわずかな影響しか及ぼさないため、効果を検出するにはより細かいレベルの波長サンプリングが必要です。

塵に覆われた赤色超巨星の極端な希少性:風によって剥ぎ取られた星を生成することの結果

Title The_extreme_scarcity_of_dust-enshrouded_red_supergiants:_consequences_for_producing_stripped_stars_via_winds
Authors Emma_R._Beasor,_Nathan_Smith
URL https://arxiv.org/abs/2205.02207
赤色超巨星(RSG)フェーズ中の静止質量損失は、単一星の進化モデルで通常使用される処方よりもはるかに低いことが示されています。重要なことに、RSGの風は弱すぎて、初期質量が約20〜40$M_{\odot}$のWolf-Rayets(WR)およびストリップエンベロープ超新星(SE-SNe)の生成を促進できません。シングルスターがWRとSE-SNeを作成する場合、これにより、質量損失の負担が、短命で高質量損失の段階を表すと主張されている、まれなダストに覆われたRSG(DE-RSG)にシフトします。ここでは、DE-RSGと称されるものを新たに見ていきます。LMC内のRSGの完全なサンプルの中間IR超過をモデル化することにより、1つのRSGのみが両方とも高い質量損失率(\mdot$\ge$10$^{-4}$$M_{\)を持っていることがわかります。odot}$yr$^{-1}$)と高光学星周塵の消滅(7.92等)。この1つのRSGはWOHG64であり、最初に提案された14のDE-RSGのうち、実際にほこりに覆われているのはこれだけです。残りは、強い赤外線超過のない通常のRSGか、低質量の漸近巨星分枝(AGB)星のいずれかであるように見えます。RSGの完全なカタログ(以前はDE-RSGとして識別されていなかった)の1つの追加オブジェクトのみが、強い中IR超過を示しています。DE-RSGがシングルスターで強化された\mdot\のプレSNフェーズを表す場合、それは非常に短命であり、$\leq$2\msun\の材料しか除去できないと結論付けます。これにより、WR、LBV、およびSE-SNの生成のための単一星のポストRSG経路が除外されます。シングルスターモデルでは、RSGフェーズのかなりの部分について、これらの極端なオブジェクトに基づく\mdot-prescriptionsを使用しないでください。

COPAINSパイロット調査の結果:4つの新しい褐色矮星と加速星の高いコンパニオン検出率

Title Results_from_The_COPAINS_Pilot_Survey:_four_new_brown_dwarfs_and_a_high_companion_detection_rate_for_accelerating_stars
Authors M._Bonavita,_C._Fontanive,_R._Gratton,_K._Muzic,_S._Desidera,_B._Biller,_A._Scholz,_A._Sozzetti_and_V._Squicciarini
URL https://arxiv.org/abs/2205.02213
サブステラコンパニオンの直接イメージング(DI)検索の過去10年間で、現在の形成モデルに挑戦する多種多様なサンプルが明らかになりましたが、特に質量分布の下端で、ワイドコンパニオンの本質的に低い発生率が強調されています。これらの結果は、基礎となる惑星とサブステラコンパニオンの母集団を制約するために重要なブラインド調査が、DIコンパニオンのサンプルを増やす効率的な方法ではないことを明確に示しています。したがって、より多くの検出を確実にするためには、効率的なターゲット選択方法が不可欠であることが明らかになりつつあります。SPHERE/VLTで実施されたCOPAINS調査の結果を提示し、異なる位置天文カタログ間で有意な固有運動の違い(Deltamu)を示す星のサブステラコンパニオンを検索します。25個の星を観測し、4つの新しい褐色矮星を含む10個のコンパニオンを検出しました:HIP21152B、HIP2972​​4B、HD60584B、HIP63734B。、ガイアのおかげで、サブステラ体制で仲間をうまく明らかにすることができます。また、FORECAST(加速する星のコンパニオンのFinley最適化検索)を紹介します。これは、検出されたコンパニオンの位置と質量と、測定されたデルタミューとの一致を確認できるツールです。測光からの新しいサブステラコンパニオンの質量の値と、FORECASTで得られたモデルに依存しないコンパニオンの質量との一致を考えると、COPAINSの結果は、褐色矮星と惑星形成の潜在的なベンチマークの数の大幅な増加を表しています。進化論。

ゆっくりとした収縮のロバスト性とスカラー場ポテンシャルの形状

Title The_robustness_of_slow_contraction_and_the_shape_of_the_scalar_field_potential
Authors Timo_Kist_and_Anna_Ijjas
URL https://arxiv.org/abs/2205.01519
数値相対論シミュレーションを使用して、アインシュタイン重力に最小限に結合された標準的なスカラー場$\phi$の条件を調べ、広範囲の初期条件に対して宇宙をロバストに平滑化する低速収縮の拡張フェーズを生成し、次に条件を設定します。優雅な出口ステージ。堅牢性を実現するには、平滑化フェーズ中に潜在的な$V(\phi)$が負であり、$M_{\rmPl}|V_{、\phi}/V|\gtrsim5$で十分であることを示します。また、ゆっくりとした収縮を終了するには、ポテンシャルが最小でなければならないことも示しています。最小値を超えると、正の潜在的なプラトーまたは$V_{\rmmin}>0$の極小値で終了する可能性を含め、上り坂に制約はありません。私たちの研究は、ロバストな平滑化と優雅な出口の両方の鍵として、幅広いポテンシャルの超局所性を確立しています。

重力波のバイナリ重力レンズにおける振幅変調

Title Amplitude_modulation_in_binary_gravitational_lensing_of_gravitational_waves
Authors Yi_Qiu,_Ke_Wang,_Jian-hua_He
URL https://arxiv.org/abs/2205.01682
時間領域数値シミュレーションを用いて、レンズとしてのブラックホール連星からなるシステムによってレンズ化された重力波(GW)の検出可能性を調査します。このシステムの重力レンズの可能性は、もはや静的ではなく、時間とともに進化します。ソースからのGWがバイナリレンズを通過するとき、それらの振幅を変調することができます。これは、無線通信の振幅変調(AM)の現象に似ています。バイナリレンズ自体の周波数が低すぎてLISA検出帯域で検出できない場合でも、AMによるレンズ付きGWのスペクトルの側波帯は、検出帯域の感度範囲内にある可能性があります。さらに、レンズ付きGWとレンズなしGWの間のSNR(不一致)の相対的な差も計算します。{\itの不一致}は9.18%にもなる可能性があることがわかりました。不一致はwavefromの振幅に依存しないため、バイナリレンズ波形と非レンズ波形の違いはかなりのものです。これにより、将来のLISAプロジェクトのレンズイベントを特定するための堅牢な方法が提供されます。

インフレーション重力レプトン数生成

Title Inflationary_Gravitational_Leptogenesis
Authors Raymond_T._Co,_Yann_Mambrini,_and_Keith_A._Olive
URL https://arxiv.org/abs/2205.01689
再加熱中のインフラトンの重力散乱によって生成された右巻きニュートリノを含むモデルでのバリオン非対称性の生成を検討します。右利きのニュートリノは後で崩壊してレプトンの非対称性を生成します。これは標準模型のスファレロンプロセスによって部分的にバリオンの非対称性に変換されます。広範囲の右巻きニュートリノ質量と再加熱温度に対して十分な非対称性を生成できることがわかります。また、同じタイプの重力散乱が標準模型のヒッグス粒子を生成し、バリオン非対称性の生成と一致するインフレーション再加熱を達成できることも示しています。

宇宙論的コライダー信号の位相情報

Title Phase_Information_in_Cosmological_Collider_Signals
Authors Zhehan_Qin,_Zhong-Zhi_Xianyu
URL https://arxiv.org/abs/2205.01692
宇宙のインフレーション中に生成された巨大な粒子は、宇宙のコライダー信号として知られる、さまざまな運動量比の特徴的な振動関数として、原始的な非ガウス性に刻印される可能性があります。明確に定義および測定できる振動信号の位相の研究を開始します。この位相は、信号周波数と角度依存性だけでは取得できない、中間の重い粒子のスピンと結合に関する有用な新しい情報を提供できます。また、2つの典型的な1ループプロセスからの完全な非局所信号の新しい分析結果を示し、圧搾限界から離れた信号位相の正確な決定を可能にします。

回転する中性子星を含む合体バイナリからの重力波の$f$モードインプリント

Title $f$-mode_Imprints_in_Gravitational_Waves_from_Coalescing_Binaries_involving_Spinning_Neutron_Stars
Authors Hao-Jui_Kuan,_Kostas_D._Kokkotas
URL https://arxiv.org/abs/2205.01705
合体連星の中性子星メンバーでの$f$モードの励起は、合体過程を加速し、それによって重力波形に位相シフトを導入します。星を回転させることによる潮汐位相シフトに重点を置き、いくつかの実行可能な状態方程式に対して現実的なスピン変調された$f$モード周波数を使用して、$f$モードが関与する事前マージ波形を生成する正確でありながら経済的な方法を提供します。ゆっくりと回転する星の場合、動的潮汐の位相緩和効果は、直接観測量(チャープ質量${\calM}$、対称比$\eta$、および相互潮汐変形能$)によってEOSに依存せずに一意に決定できることがわかります。{\tilde\Lambda}$)、この普遍性はスピンを増やすために徐々に失われます。バイナリメンバーがゆっくりと回転する場合、潮汐の位相緩和を追跡するには、高いカットオフ波形周波数と大きな信号対雑音比(SNR)が必要ですが、高速回転メンバー($\lesssim800\text{Hz}$)を持つバイナリの場合、位相$f$モードによるシフトは、妥当なSNR($\rho=25$)およびカットオフ周波数$\gtrsim400\text{Hz}$で、波形位相の不確実性を超えます。さらに、$10^3\text{Hz}$の高いカットオフ周波数では、$\gtrsim100$radの大幅な位相シフトが見られます。したがって、高速で回転する星(GW190814のセカンダリである可能性があります)を含むシステムの場合、波形テンプレートで$f$モードの影響を無視すると、関連する分析でかなりのシステムエラーが発生する可能性があります。

トピックレビュー:さまざまな理論におけるブラックホールのグレイボディファクターと準ノーマルモード-見えないものの指紋

Title Topical_Review:_Greybody_Factors_and_Quasinormal_Modes_for_Black_Holes_in_Various_Theories_--_Fingerprints_of_Invisibles
Authors \.Izzet_Sakall{\i}_and_Sara_Kanzi
URL https://arxiv.org/abs/2205.01771
ブラックホール(BH)、グレイボディファクター(GF)、および準ノーマルモード(QNM)の教育学的な紹介を行い、これらの主題に関する最近の進展を共有します。この研究では、私たちの主な焦点は、さまざまなBHおよびブレーンジオメトリのボソニックおよびフェルミオンGFとQNMにあり、WKB近似によって取得され、ボゴリューボフ係数の境界となる放射スペクトルを使用して、不可視の指紋を明らかにします。Miller-Good変換)メソッド。(*arXivの通知により、「アブストラクトフィールドは1,920文字を超えることはできません」という通知により、表示されるアブストラクトは短縮されます。完全なアブストラクトについては、記事をダウンロードしてください。)

非最小微分結合宇宙論における漸近インフレーションに対する重力波の制約

Title Gravitational_Waves_Constraint_over_Asymptotic_Inflation_in_a_Nonminimal_Derivative_Coupling_Cosmology
Authors Isaac_Torres,_Felipe_de_Melo_Santos
URL https://arxiv.org/abs/2205.02091
この論文では、重力波の検出によって課せられた制約に直面して、重力とスカラー場の間の非最小微分結合(NDC)をレビューします。力学系解析により、NDCから得られた漸近インフレ解と制約との関係を詳細に研究します。したがって、このようなソリューションは、指定された制約と互換性がないことを示します。

ENTOTO中性子モニターからの最初の結果:待機時間分布の定量

Title First_results_from_the_ENTOTO_neutron_monitor:_Quantifying_the_waiting_time_distribution
Authors R.D._Strauss,_Nigussie_M._Giday,_Ephrem_B._Seba,_Daniel_A._Chekole,_Gemechu_F._Garuma,_Bereket_H._Kassa,_Teshome_Dugassa,_C._Diedericks
URL https://arxiv.org/abs/2205.02154
エチオピアのアディスアベバ郊外にあるENTOTO天文台研究センターに新設された中性子モニターステーションについて議論します。これはミニ中性子モニターのバージョンであり、最近アップグレードされて個々の中性子を検出し、$\sim1$$\mu$sまでの中性子パルス間の待機時間分布を計算できるようになりました。待機時間の分布から、モニター内で測定された相関のない中性子に対する相関のある中性子の比率として、新しい量である相関比率を定義して計算します。将来的には、この量をモニターに入射する大気粒子のスペクトル指標の代用として使用できることを提案し、この量の圧力依存性が弱いことを示します。ENTOTOミニ中性子モニターからの将来の測定は、太陽圏における宇宙線の加速と輸送の理解に貢献すると信じています。

ニュートリノの質量と質量の順序付け:通常の順序付けの決定的な証拠はありません

Title Neutrino_mass_and_mass_ordering:_No_conclusive_evidence_for_normal_ordering
Authors Stefano_Gariazzo,_Martina_Gerbino,_Thejs_Brinckmann,_Massimiliano_Lattanzi,_Olga_Mena,_Thomas_Schwetz,_Shouvik_Roy_Choudhury,_Katherine_Freese,_Steen_Hannestad,_Christoph_A._Ternes,_Mariam_T\'ortola
URL https://arxiv.org/abs/2205.02195
ニュートリノの質量秩序の抽出は、素粒子物理学と宇宙論における主要な課題の1つであり、自然界の質量生成の基本理論への影響だけでなく、将来のニュートリノのない二重ベータ崩壊実験の規模における決定的な役割もあります。検索します。最近、ニュートリノ質量パラメータ空間を記述するさまざまな観測可能なものの現在の振動、ベータ崩壊、および宇宙論的限界が、ニュートリノ質量スペクトルの通常の順序付けを支持する強力な決定的なベイズの証拠を提供すると主張されています[arXiv:2203.14247]。ニュートリノパラメータ空間のさまざまなサンプリング手法を使用して、豊富で幅広い現象学を使用して、これらの強力な主張をさらに調査します。Jimenezetal[arXiv:2203.14247]の発見とは反対に、通常の大量秩序の決定的な証拠は見つかりません。ニュートリノの質量順序付け分析は、順序付けにとらわれない事前分布とパラメーター化に依存する必要があります。堅牢な結果は、通常のニュートリノの質量順序付けの優先度がデータによってのみ駆動される結果と見なす必要があります。ここで利用されたさまざまな事前分布とパラメータ化の中でベイズ因子の33のうち。順序にとらわれない事前分布は、2つの質量分割と質量スケールでサンプリングするパラメーター化の場合、または通常の事前分布のみを介して個々のニュートリノ質量でサンプリングする場合によって表されます。この点で、通常の質量秩序を支持する現在の重要性は、主にニュートリノ振動データによって駆動される$2.7\sigma$(つまり中程度の証拠)と見なされるべきであることを示します。