まれで頻繁な暗黒物質の自己相互作用による宇宙論的シミュレーション
| Title |
Cosmological_simulations_with_rare_and_frequent_dark_matter_self-interactions |
| Authors |
Moritz_S._Fischer,_Marcus_Br\"uggen,_Kai_Schmidt-Hoberg,_Klaus_Dolag,_Felix_Kahlhoefer,_Antonio_Ragagnin,_Andrew_Robertson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.02243 |
自己相互作用を伴う暗黒物質（DM）は、標準的な宇宙論モデルの小規模な問題に対する有望なソリューションです。ここでは、小角DM散乱に対応する、頻繁なDM自己相互作用の最初の宇宙シミュレーションを実行します。私たちの分析の焦点は、伝統的に想定されているまれなDM（大角度）自己散乱との違いを見つけて理解することにあります。この目的のために、DM密度の分布、物質パワースペクトル、2点相関関数、およびハローとサブハローの質量関数を計算します。さらに、DMハローの密度プロファイルとその形状を調査します。全体的な大角度と小角度の散乱は、いくつかの例外を除いて、かなり同じように動作することがわかります。特に、同じ断面積を持つまれな自己相互作用と比較して、衛星の数は頻繁にかなり抑制されます。全体として、2つのケースの違いを単一のメジャーを使用して確立するのは難しいかもしれませんが、縮退は複数のメジャーの組み合わせによって壊される可能性があることがわかります。たとえば、衛星カウントとハロー密度または形状プロファイルの組み合わせにより、まれな自己相互作用と頻繁な自己相互作用を区別できる可能性があります。分析の副産物として、頻繁な自己相互作用の断面積の上限を初めて提供します。
銀河系外のハローからの速度依存の暗黒物質消滅信号の探索
| Title |
Searching_for_velocity-dependent_dark_matter_annihilation_signals_from_extragalactic_halos |
| Authors |
Eric_J._Baxter,_Jason_Kumar,_Aleczander_D._Paul,_Jack_Runburg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.02386 |
暗黒物質が$p$波または$d$波の状態から消滅する場合、銀河系外のハローにおける暗黒物質消滅のガンマ線信号を検討します。これらのシナリオでは、暗黒物質の典型的な相対速度が銀河外ハローの方が大きいため、銀河外ハローからの信号は、銀河中心や矮星球形銀河などの他のターゲットに比べて強化されます。スローンデジタルスカイサーベイで検出されたハローの暗黒物質消滅によって生成されたガンマ線の模擬データ分析を実行します。無相関の銀河系および銀河系外のガンマ線背景のモデルと、調査で検出された銀河系外のハローの天体物理学的プロセスによる背景の単純なモデルが含まれています。他のガンマ線検索でまだ許可されているモデルの場合、現在のフェルミ曝露で銀河系外のハローを検索すると、暗黒物質の消滅の証拠が得られることがわかりますが、$p$波と$d$-を区別することは困難です。波のシナリオ。ただし、露出が$10\times$大きくなると、速度依存性の識別が可能になります。
ハッブル張力と原始重力波に照らして$n_s=1$のハイブリッドインフレに向けて
| Title |
Towards_hybrid_inflation_with_$n_s=1$_in_light_of_Hubble_tension_and_primordial_gravitational_waves |
| Authors |
Gen_Ye,_Jun-Qian_Jiang,_Yun-Song_Piao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.02478 |
最近、ハッブル張力の完全な解決は、原始スカラー摂動のスケール不変のハリソン-ゼルドビッチスペクトルを指し示す可能性があることがわかりました。つまり、$H_0\sim73$km/s/Mpcに対して$n_s=1$です。よく知られているスローロールモデルの場合、インフラトンがまだ深いスローロール領域にあるときに、フィールドスペース内の別のフィールドに関してウォーターフォールが不安定になることでインフレーションが終了する場合、$n_s$を$n_s=に持ち上げることができます。1ドル。私たちの結果の追加のボーナスは、再結合前の初期の暗黒エネルギーで、標準の$\Lambda$CDMのPlanck+BICEP/Keckによって除外された混沌とした$\phi^2$インフレーションを復活させることができることです。今後の宇宙マイクロ波背景放射Bモード実験のテスト可能な領域。
大規模構造における相対論的効果による時間の歪みの測定
重力の理論をテストするには、一方では空間と時間が物質によってどのように歪められているか、他方では物質が歪んだ時空でどのように動くかをテストする必要があります。現在の観測は、いわゆる赤方偏移歪みを介して物質の動きに厳しい制約を提供しますが、重力レンズを介して、空間的および時間的歪みの合計の測定値を提供するだけです。このレターでは、時間の歪みを独自に測定する方法を開発します。スクエアキロメートルアレイのような次世代の銀河調査では、時間の歪みを10〜30\％の精度で測定できることを示しています。このような測定は、完全にモデルに依存しない方法で一般相対性理論からの偏差をテストするために不可欠です。特に、$\Lambda$CDMでは同じであると予測されますが、修正された重力理論では一般的に異なる、時空の空間的および時間的歪みを比較するために使用できます。
自由に減衰する乱流からの重力波の生成
| Title |
Generation_of_gravitational_waves_from_freely_decaying_turbulence |
| Authors |
Pierre_Auclair_and_Chiara_Caprini_and_Daniel_Cutting_and_Mark_Hindmarsh_and_Kari_Rummukainen_and_Dani\`ele_A._Steer_and_David_J._Weir |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.02588 |
初期宇宙で自由に減衰する渦乱流によって生成される確率的重力波背景（SGWB）を研究します。速度場の時間相関、したがって重力波を生成する異方性応力の時間相関を徹底的に調査します。直接数値シミュレーションにより、「スイープ」非相関モデルによって予測されるように、速度場のフーリエ成分の不等時間相関関数（UETC）が時間差でガウス分布であることを示します。流れの積分スケール付近の波長に拡張できる非相関モデルを紹介します。運動エネルギーと積分スケールの進化則を補足して、これはシミュレーションと一致する乱流速度場の新しいモデルUETCを提供します。正定値核としてのUETCについて説明し、SGWBの正定値核を確保するための自然な方法として、速度UETCにギブスカーネルを使用することを提案します。SGWBは、結果として生じる異方性応力UETCと重力波グリーン関数の4次元積分によって与えられます。重要度サンプリングに基づくモンテカルロアルゴリズムを使用してこの統合を実行し、結果が直接数値シミュレーションの結果と一致することを確認します。さらに、数値積分とシミュレーションから得られたSGWBは、ソースが時間的に一定であり、数回の渦のターンオーバー時間の後に突然オフになるモデルと密接に一致していることを示しています。この仮定に基づいて、SGWBスペクトルの近似分析形式と、初期運動エネルギーおよび積分スケールによるスケーリングを提供します。最後に、モデルと数値積分アルゴリズムを使用して、乱流の初期成長段階を含めると、SGWBのスペクトル形状に大きな影響を与えることを示します。これは、乱流発生メカニズムを完全に理解することの重要性を浮き彫りにします。
暗闇の中で踊る：遠くの原始ブラックホールの集団を検出する
| Title |
Dancing_in_the_dark:_detecting_a_population_of_distant_primordial_black_holes |
| Authors |
Matteo_Martinelli,_Francesca_Scarcella,_Natalie_B._Hogg,_Bradley_J._Kavanagh,_Daniele_Gaggero,_Pierre_Fleury |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.02639 |
原始ブラックホール（PBH）は、小規模な過密度の崩壊から初期の宇宙で形成されたと提案されているコンパクトなオブジェクトです。それらの存在は、信号が天体物理学的ブラックホールの合体によって生成されたものと区別できる場合、PBH合体によって放出された重力波（GW）の観測から検出される可能性があります。この作業では、2つの集団の合併率の赤方偏移の進化の違いを使用して、遠方のPBHのサブドミナント集団の存在量を識別および測定するために提案された第3世代GW天文台であるアインシュタイン望遠鏡の能力を予測します。私たちの判別式として。合併率を注意深くモデル化し、アインシュタイン望遠鏡によって観測されたGW信号から得られる光度距離と誤差の現実的な模擬カタログを生成します。2つの独立した統計手法を使用して模擬データを分析し、より強力な尤度ベースの手法を使用すると、PBHの存在量が$f_\mathrm{PBH}\approx7\times10^{-6}$（$f_\mathrm{PBH}\approx2\times10^{-6}$）は、1年（10年）の観測で$3\sigma$のレベルで$f_\mathrm{PBH}=0$と区別できます。アインシュタイン望遠鏡の実行。私たちの模擬データ生成コードであるdarksirensは、高速で簡単に拡張でき、GitLabで公開されています。
21cmの赤方偏移とCMB偏光マップの相互相関における宇宙ひもの信号
| Title |
Signal_of_Cosmic_Strings_in_Cross-Correlation_of_21-cm_Redshift_and_CMB_Polarization_Maps |
| Authors |
Matteo_Blamart,_Hannah_Fronenberg_and_Robert_Brandenberger_(McGill_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.02725 |
21cmの赤方偏移とBモードCMB偏光マップの相互相関信号で、再電離の前に存在する宇宙ひも後流の信号を研究します。位置空間相互相関マップ内の文字列の特定の非ガウス信号は、整合フィルタリング分析によって抽出できます。Planckの最適なLCDMモデルからガウス変動の背景に埋め込まれると、現在の上限に対応する張力よりもいくらか低い張力のストリングの信号を識別できます。
超新星前駆体の周りのスケールアップされた惑星系
| Title |
A_scaled-up_planetary_system_around_a_supernova_progenitor |
| Authors |
V._Squicciarini,_R._Gratton,_M._Janson,_E._E._Mamajek,_G._Chauvin,_P._Delorme,_M._Langlois,_A._Vigan,_S._C._Ringqvist,_G._Meeus,_S._Reffert,_M._Kenworthy,_M._R._Meyer,_M._Bonnefoy,_M._Bonavita,_D._Mesa,_M._Samland,_S._Desidera,_V._D'Orazi,_N._Engler,_E._Alecian,_A._Miglio,_T._Henning,_S._P._Quanz,_L._Mayer,_O._Flasseur,_and_G._D._Marleau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.02279 |
事実上すべての既知の太陽系外惑星は、$M<2.3〜M_\odot$の星の周りに存在します。より大きな星の周りの惑星の不足が本当かどうかを明らかにするために、私たちは若い（5-20Myr）さそり-ケンタウルス協会（Sco-Cen）。ここでは、大規模な（$M\sim9〜M_\odot$）BEASTターゲット、$\mu^2$Scoのケースを示します。運動学的情報に基づいて、$\mu^2$Scoは、EasternLowerScorpiusというラベルを付けた小さなグループのメンバーであり、恒星パラメータの精度を改善していることがわかりました。この星の周りで、$290\pm10$auの予測分離でロバストに検出された星下コンパニオン（$14.4\pm0.8M_J$）と、$21\pm1$auで推定される2番目のオブジェクト（$18.5\pm1.5M_J$）を特定しました。。これらの天体の惑星と星の質量比は木星と太陽のそれと似ており、それらの照射はそれぞれ木星と水星のそれらと似ています。$\mu^2$Scoの2つの仲間は、BEASTによって最近発見された巨大惑星bCenbに自然に追加されます。重水素燃焼限界よりわずかに重いが、それらの特性は、質量の小さい星の周りの巨大惑星の特性に似ており、星のようなシナリオではなく、惑星のようなシナリオの下での形成によってよりよく再現されます。内側の仲間の（必要な）確認に関係なく、$\mu^2$Scoは、そのようなシステムをホストする超新星としての寿命を終える最初の星です。BEASTの発見の暫定的な高頻度は、巨大な惑星または小質量の褐色矮星がB星の周りに形成される可能性があることを示しています。この発見をコア降着と重力不安定性の文脈に置くと、両方のメカニズムの現在のモデリングではこの種のコンパニオンを生成できないと結論付けます。BEASTは、これらのモデルを中規模および大規模な星に拡張するための道を初めて開きます。（簡略化）
| Title |
The_Discovery_of_a_Planetary_Companion_Interior_to_Hot_Jupiter_WASP-132_b |
| Authors |
Benjamin_J._Hord,_Knicole_D._Col\'on,_Travis_A._Berger,_Veselin_Kostov,_Michele_L._Silverstein,_Keivan_G._Stassun,_Jack_J._Lissauer,_Karen_A._Collins,_Richard_P._Schwarz,_Ramotholo_Sefako,_Carl_Ziegler,_C\'esar_Brice\~no,_Nicholas_Law,_Andrew_W._Mann,_George_R._Ricker,_David_W._Latham,_Sara_Seager,_Joshua_N._Winn,_Jon_M._Jenkins,_Luke_G._Bouma,_Ben_Falk,_Guillermo_Torres,_Joseph_D._Twicken,_Andrew_Vanderburg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.02501 |
ホットジュピターは一般に、近くの惑星の仲間を欠いていることが観察されています。これは、離心率の高い移動の証拠として解釈されてきた傾向です。ホットジュピターWASP-132bの1。01日の軌道内部にある1.85$\pm$0.10$R_{\oplus}$惑星であるWASP-132c（TOI-822.02）の発見と検証を紹介します。トランジット系外惑星探査衛星（TESS）と地上ベースの追跡観測は、検証と検証分析と組み合わせて、一般的な天体物理学的誤検知を除外し、惑星としてWASP-132cによって生成された観測された通過信号を検証することができます。この信号に対して検証ツール\texttt{vespa}と\texttt{triceratops}を実行すると、それぞれ$9.02\times10^{-5}$と0.0107の誤検出確率が得られます。アーカイブCORALIE視線速度データの分析により、1。01日の信号の振幅に28.23ms$^{-1}$の3$\sigma$上限が生じます。これは、37.35の3$\sigma$上限質量に対応します。$M_{\oplus}$。動的シミュレーションは、システムが$\sim$100Myrのタイムスケールの惑星および軌道パラメータの3$\sigma$の不確実性の範囲内で安定していることを明らかにしています。ホットジュピターWASP-132bの近くに惑星の伴侶が存在するため、離心率の高い移動による巨大惑星の形成と進化はほとんどありません。WASP-132cは、ホットジュピターのほんの一握りの近くの惑星の仲間の1つであり、システムの形成と集団としてのホットジュピターに重要な意味を持っています。
2つの巨大惑星を持つ太陽系外惑星システムの相対的な居住性
惑星系の構造は、特に安定性と離心率の領域で、軌道効果を介して惑星の居住性に影響を与える可能性があります。これらの影響のいくつかは、特に数値計算が容易な短いタイムスケールで発生する場合に、すぐに明らかになります。しかし、生命の出現と進化はギガ年のタイムスケールで起こる可能性があり、長期的な影響が重要になるのに十分な長さです。直接積分にはかなりの計算時間が必要になるため、これらの影響を調査することは困難です。この論文では、半解析的フレームワークをN体統合および予測手法と組み合わせて適用し、多次元パラメーター空間上に2つの巨大なコンパニオンを持つシステム内の地球のような惑星の相対的な居住性を決定します。相対的な居住可能性は、単一の地球のような惑星のみを含むシステムと比較した統合された居住可能性の確率を定量化します。木星型惑星のためにシステムがより居住しやすい構成を含む、木星型惑星の質量、偏心、位置、間隔、傾斜、および整列に関する傾向を見つけます。システムが安定している限り、地球型惑星の適度な離心率励起は、より高い平均放射照度によってハビタブルゾーンの外側の境界を増やすことによって有益になります。私たちのシミュレーションでは、居住可能な惑星の中央値（$\pm1\sigma$）は、離心率が0.11（+0.16、-0.08）ですが、循環し始めています。低質量で、広く分離された、適度に偏心した摂動の巨人は、これを達成することができます。これは、コンパニオンの「超居住可能な」構成です。
章動運動とそのスピンオーバーモードとの関係
外部の重力トルクに対する地球や他の惑星の回転の時間変化する応答は、それらの内部構造に強く依存します。特に、流体コアにおける章動運動として知られるモードの存在は、日中の逆行性周波数帯（惑星の基準系で測定される）で強制章動運動を増幅することが知られています。形状と周波数が近接しているため、このモードは、着実に回転する楕円体状変光体コアの自由振動を示す、いわゆるスピンオーバーモードと同じになることがあります。剛体マントルと非粘性流体コアを備えた自由に回転する2層惑星モデルの注意深い研究を通じて、スピンオーバーモード周波数がマントルの外部トルクと内部トルクの合計が釣り合っている周波数に対応することを示します。着実に回転させます。コア-マントル境界での散逸の存在により、章動が減衰し、その共振周波数がわずかにオフセットされます。このオフセットは、地球では$\approx-1$日であり、章動運動の周波数がスピンオーバーモードの周波数に近接している結果として解釈できることを示しています。章動運動の伝達関数の大きさ。また、この近接性が、通常の式から計算するよりもわずかに低い共振の品質係数につながることも示します。火星、月、および地球の長期的な進化に対するこのメカニズムの考えられる影響について議論することによって結論を下します。
THESANプロジェクト：再電離時代の銀河の電離脱出部分
| Title |
The_THESAN_project:_ionizing_escape_fractions_of_reionization-era_galaxies |
| Authors |
Jessica_Y.-C._Yeh_(1),_Aaron_Smith_(1),_Rahul_Kannan_(2),_Enrico_Garaldi_(3),_Mark_Vogelsberger_(1),_Josh_Borrow_(1),_R\"udiger_Pakmor_(3),_Volker_Springel_(3),_Lars_Hernquist_(2)_((1)_MIT,_(2)_Harvard,_(3)_MPA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.02238 |
宇宙を再イオン化するための基本的な要件は、銀河によって放出された電離光子の十分な部分が銀河間物質にうまく逃げることです。ただし、高赤方偏移の観測データが不足しているため、再電離を促進する原因は不明なままです。この作業では、最新のTHESANシミュレーションから、再電離時代の銀河のイオン化脱出率（$f_{\rmesc}$）を計算します。これは、正確な放射流体力学ソルバーAREPO-RTと井戸を組み合わせたものです。-IllustrisTNG銀河形成モデルをテストして、宇宙の大規模なパッチ全体で小規模な銀河物理学と大規模な再電離の両方を自己無撞着にシミュレートしました（$L_{\rmbox}=95.5\、\rmcMpc$）。これにより、多数の巨大なハロー（$M_{\rmhalo}\gtrsim10^{10}\、{\rmM_{\odot}}$）の形成が可能になります。これは、以前の研究では統計的に過小評価されていることが多いですが、急速な再電離を達成するために重要です。低質量銀河（$M_{\rmstars}\lesssim10^7\、{\rmM_{\odot}}$）が、$z\gtrsim7$を超える再電離の主な推進力であることがわかります。質量銀河（$M_{\rmstars}\gtrsim10^8\、{\rmM_{\odot}}$）は、より低い赤方偏移で逃げた電離光子収支を支配します。質量の大きいハローでは、ハローの脱出率の変動が減少します。これは、より安定した銀河構造、SFRの安定性、および脱出フラックスに大きく寄与する各ハロー内の視線の割合から理解できます。塵が巨大な銀河の脱出率を減らすことができることを示しますが、グローバルな$f_{\rmesc}$への影響は塵のモデルに依存します。最後に、AGNはTHESANでの再電離にとって重要ではなく、銀河の重力ポテンシャル井戸の中心近くに位置しているため、それらの脱出率は恒星のものよりも低くなっています。
深いポテンシャル：位相空間のスナップショットから重力ポテンシャルを回復する
| Title |
Deep_Potential:_Recovering_the_gravitational_potential_from_a_snapshot_of_phase_space |
| Authors |
Gregory_M._Green,_Yuan-Sen_Ting,_Harshil_Kamdar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.02244 |
天の川のダイナミクスの分野の主要な目標の1つは、重力ポテンシャル場を回復することです。ポテンシャルをマッピングすることで、銀河全体の物質の空間分布（バリオンと暗闇の両方）を決定することができます。深層学習の分野で最近開発されたツールを利用して、最小限の物理的仮定のみに基づいて、星の位相空間位置のスナップショットから重力場を決定するための新しい方法を提示します。最初に、観測された星の6次元位相空間座標のサンプルで正規化フローをトレーニングし、分布関数の滑らかで微分可能な近似を取得します。次に、衝突のないボルツマン方程式を使用して、この分布関数を静止させる重力ポテンシャル（フィードフォワードニューラルネットワークで表される）を見つけます。この方法は「DeepPotential」と呼ばれ、分布関数とポテンシャルの制限されたクラスの分析モデルをデータに適合させる以前のパラメトリック法よりも柔軟性があります。模擬データセットでDeepPotentialを示し、さまざまな非理想的な条件下での堅牢性を示します。ディープポテンシャルは、現在ガイアと地上の分光学的調査によって提供されている星の位置と運動学の豊富なデータセットを使用して、天の川と他の星のシステムの密度をマッピングするための有望なアプローチです。
SEDIGISM調査：分子雲の形態。 II。統合されたソースプロパティ
| Title |
The_SEDIGISM_survey:_Molecular_cloud_morphology._II._Integrated_source_properties |
| Authors |
K._R._Neralwar,_D._Colombo,_A._Duarte-Cabral,_J._S._Urquhart,_M._Mattern,_F._Wyrowski,_K._M._Menten,_P._Barnes,_A._Sanchez-Monge,_A._J._Rigby,_P._Mazumdar,_D._Eden,_T._Csengeri,_C.L._Dobbs,_V._S._Veena,_S._Neupane,_T._Henning,_F._Schuller,_S._Leurini,_M._Wienen,_A._Y._Yang,_S._E._Ragan,_S._Medina,_Q._Nguyen-Luong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.02253 |
内部銀河星間物質（SEDIGISM）の構造、励起、およびダイナミクスは、天の川の高（空間およびスペクトル）解像度$^{13}$CO（2-1）マップを生成しました。これにより、銀河内部の分子星間物質を前例のない詳細レベルで調査し、分子雲に特徴づけることができました。以前の論文では、SEDIGISMクラウドを4つの形態に分類しました。ただし、これらの4つの形態で雲の特性がどのように変化するかはよくわかっていません。ここでは、SEDIGISMクラウドの形態学的分類を使用して、クラウドの形態、それらの統合されたプロパティ、およびスケーリング関係図上のそれらの位置の間の接続を見つけます。リング状の雲は、他の形態と比較して、平均して、より高い質量、サイズ、アスペクト比、および速度分散を持っている、最も独特な特性を示すことを観察します。これは、それらの形成と進化を制御する物理的メカニズムに関連していると推測されます。たとえば、恒星のフィードバックからの乱流は、しばしば泡のような構造の作成につながる可能性があります。また、ビリアルパラメータを伴う形態の傾向が見られます。これにより、リング状、細長い、塊状の集中した雲が、ビリアルパラメータを降順で持ちます。私たちの調査結果は、それらの測定可能な特性に基づいて分子雲の振る舞いをよりよく理解するための基盤を提供します。
修正されたダイナミクスのモデルにおける3体問題の一般的な特性が調査されます。このモデルの3体問題は、ニュートンダイナミクスの同様の問題といくつかの特性を共有していることが示されています。さらに、平面制限された3体問題は、このタイプの拡張重力について分析的に解決され、銀河系および銀河系外のスケールで一般的に発生する特定の条件下で、$L_{4}$および$L_{5の周りの軌道が証明されます。}$ラグランジュ点は安定しています。さらに、ニュートン流体と修正されたダイナミクスの下で制限された3体問題の軌道の振る舞いを比較するためのコードが提供されています。このコードに基づく軌道統合は、2つのダイナミクスの下で対照的な軌道挙動を示し、特に、ニュートン重力と比較して、修正されたダイナミクスでは放出率が小さいことを定性的に示します。これらの結果は、拡張重力の観測シグネチャを検索するのに役立つ可能性があります。
N体シミュレーションによるいて座コアの暗黒物質潮汐ストリッピングの歴史
いて座（Sgr）矮小楕円銀河の天の川への落下は、矮小銀河のさまざまな構成要素がどのように整然と取り除かれるかを理解するためのユニークな機会です。この手紙では、すでにそのストリームを正常に再現したモデルに基づいて、Sgrコアの形態と運動学を再構築します。モデルは、特定の微調整なしで、観察された形態と運動学的特性のほとんどを再現します。また、暗黒物質は星よりもはるかに効率的に除去され、恒星の質量は$10^{7}M_{\odot}$になり、暗黒物質の質量はこの値の2倍になります。暗黒物質は、2.7Gyr前に、中心付近を数回通過した後、ほぼ完全に除去されました。Sgrコアの予測される質量分布は、Sgrコアにまだ接続されている3つの球状星団の運動学によって確認されます。最後に、モデルは、Sgrコアが次の2Gyr以内に完全に破壊されると予測しています。
原星環境におけるダスト粒子の内部および外部の整列について
| Title |
On_Internal_and_External_Alignment_of_Dust_Grains_in_Protostellar_Environments |
| Authors |
Thiem_Hoang,_Le_Ngoc_Tram,_Vo_Hong_Minh_Phan,_Nguyen_Chau_Giang,_Nguyen_Thi_Phuong,_Nguyen_Duc_Dieu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.02334 |
最大慣性モーメントと角運動量の粒子軸の整列（${\bfJ}$、つまり内部整列）と磁場との${\bfJ}$の整列（つまり、放射トルク（RAT）と機械的トルク（MET）に基づく粒子整列フレームワークを使用した、非常に大きな粒子（VLG、半径$a>10\mu$m）の外部整列）。粒子がRAT（MET）によって低$-J$と高$-J$の両方のアトラクタで整列されると仮定して、粒子整列の臨界サイズの分析式を導き出します。プロトステラコアの場合、スーパーバーネット緩和により、RAT（MET）によって高$-J$アトラクタに整列された大きな鉄含有物を含むVLGの効率的な内部整列が誘導されることがわかります。対照的に、非弾性緩和は、任意の組成で作られたVLGに対して効率的である可能性があります。外部アラインメントの場合、高$-J$アトラクタにアラインメントされた鉄含有物を含むVLGは、RAT（$B-$RAT）またはMET（$B-$MET）による磁気アラインメントを持ち、そのような密集した領域の磁場。それでも、低$-J$アトラクタの粒子、または鉄含有物のない粒子は、放射方向（$k-$RAT）またはガス流（$v-$MET）に沿って整列しています。プロトステラディスクの場合、METによるスピンアップのおかげで、外側のディスクに大きな鉄含有物がある粒子に対してスーパーバーネット緩和が効率的であることがわかりますが、非弾性緩和は非効率的です。低Jアトラクタで整列されたVLGは$k-$RAT（$v-$MET）整列を持つことができますが、高$-J$アトラクタで整列されたグレインはおそらく$B-$RAT（$B-$MET）整列です。METによる粒子の整列は、プロトステラディスクのRATよりも重要であるように見えます。
MLDC-3.1の銀河白色矮星バイナリデータ分析の実装
| Title |
An_implementation_of_Galactic_white_dwarf_binary_data_analysis_for_MLDC-3.1 |
| Authors |
Yang_Lu,_En-Kun_Li,_Yi-Ming_Hu,_Jian-dong_Zhang,_Jianwei_Mei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.02384 |
宇宙で運ばれる重力波検出器は、天の川の二重白色矮星バイナリの大規模な集団を観測します。ただし、重力波データでの二重白色矮星の検索には、多数のテンプレートとアンテナ応答の計算が含まれるため、時間がかかります。この論文では、MLDC-3.1データで二重白色矮星を検索するための反復組み合わせアルゴリズムを実装します。ターゲットソースの大まかなパラメータをすばやく決定するために、次のアルゴリズムが大まかな検索プロセスで採用されています。（1）ダウンサンプリング方法を使用して元のデータポイントの数を減らします。（2）アンダーサンプリング法を使用して単一の波形テンプレートの生成を高速化します。（3）確率的テンプレートバンク法を使用して、パラメータ空間の高いカバレッジを達成しながら、波形テンプレートバンクを迅速に構築します。（4）FFTアクセラレーションアルゴリズムを確率的テンプレートバンクと組み合わせて、単一のテンプレートの計算時間を短縮します。粒子群最適化を採用した粗い検索に基づいて、信号のパラメータをさらに決定するために、細かい検索プロセスが使用されます。最後に、$\mathcal{O}（10^4）$の二重白色矮星信号を検出し、この方法の実現可能性を検証しました。
スペクトル範囲が制限された残りのAGNの選択とモデリング
| Title |
Selecting_and_Modelling_Remnant_AGNs_with_Limited_Spectral_Coverage |
| Authors |
B._Quici,_R._J._Turner,_N._Seymour,_N._Hurley-Walker,_S._S._Shabala,_C._H._Ishwara-Chandra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.02423 |
残りのラジオラウド活動銀河核（AGN）のエネルギーと寿命を定量化することは、中央のブラックホールがオフになってからの時間を正確に決定する複雑さが増すため、活動銀河よりもはるかに困難です。レムナントローブの独立したスペクトルモデリングにより、レムナント比$R_\mathrm{rem}$（つまり、「オフタイム/ソース年齢」）の導出が可能になり、この複雑さがアクティブソースの複雑さに戻ります。高周波（$\gtrsim5\、$GHz）カバレッジにより、この手法を大面積の無線調査に適用することは困難です。この作業では、Fanaroff-Rileyタイプ〜IIローブの逆流の観測された明るさに依存し、\emph{半解析的環境での無線AGN}（RAiSE）コードと組み合わせて、残りのフェーズ。残りの電波銀河J2253-34の高感度電波観測は、この手法と標準的なスペクトル分析およびモデリング手法との堅牢な比較を提供するために取得されます。各方法でモデル化された残りの寿命は一貫していることがわかります。スペクトルモデリングでは、新しいメソッドの$R_\mathrm{rem}=0.26\pm0.02$と比較して、$R_\mathrm{rem}=0.23\pm0.02$が得られます。提案した手法を模擬電波源母集団を使用した低周波電波調査に適用することの実行可能性を調べ、この手法が電波AGNの固有の特性に敏感であるかどうかを調べます。私たちの結果は、この手法を使用して、最も寿命の長い無線ソース（$>50〜$Myr）とそれらのラジオソースで、残りの比率、したがってオフタイムを最も確実に予測して、アクティブな残りの母集団を確実に分類できることを示しています。より高い赤方偏移（$z>0.1$）で。
銀河団A2142：ハロー境界、「赤いシーケンス」、SDSSによる銀河の性質
| Title |
Galaxy_cluster_A2142:_halo_boundary,_`red_sequence',_properties_of_galaxies_according_to_SDSS |
| Authors |
Flera_G._Kopylova_and_Alexander_I._Kopylov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.02497 |
この論文は、スローンデジタルスカイサーベイのアーカイブデータに基づいて、銀河のダイナミクス、初期型銀河の特性、A2142のクエンチされた星形成（QG）を持つ銀河の特性を研究した結果を示しています。観測されたハロー境界、スプラッシュバック半径$R_{sp}$が見つかりました。これは、4.12Mpc（$M_r<-20\、。\！\！^{\rmm}3$）および4.06Mpc（$M_r<-21\、。\！\！^{\rmm}3$）中心からの距離の2乗の関数としての銀河の数の積分分布。初期型の銀河がクラスターの中心と周辺にどのように分布しているかを調べました（$R/R_{200}$<3、$M_r<-20\、。\！\！^{\rmm}3$）そして（g--r）=$（-0.024\pm0.001）M_r+（0.441\pm0.005$）の形で赤いシーケンスをプロットしました。すべての銀河団の中で、星形成が抑制された銀河（$-12\、yr^{-1}<\logsSFR<-10.75\、yr^{-1}$）は約3分の1を占めています。スプラッシュバック$R_{sp}$を超えるQGの割合は、中心の座標が$16\、。\！\！^{\rmh}5$の同じzのフィールドと同じであることがわかりました。、$31^{\circ}$およびサイズ$300'$。恒星の質量が$\logM_*/M_{\odot}$=[10.5;11.0]（これはQGの主な質量範囲です）の銀河の場合、クラスターに入った後、半径$R_{が減少します。中心に向かって移動すると、90、r}$が約30\％増加します。
銀河風モデルからの吸収スペクトル：PLUTOシミュレーションをTRIDENTにリンクするためのフレームワーク
| Title |
Absorption_spectra_from_galactic_wind_models:_a_framework_to_link_PLUTO_simulations_to_TRIDENT |
| Authors |
Benedetta_Casavecchia,_Wladimir_Banda-Barrag\'an,_Marcus_Br\"uggen_and_Fabrizio_Brighenti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.02680 |
銀河の風は、フィードバックが銀河の質量と金属量をどのように調節するかを調べます。銀河風には冷たいガスがあり、これは主に吸収線と放出線で観測できます。吸収線がどのように生成されるかを理論的に研究するには、数値シミュレーションと現実的なスターバーストUVバックグラウンドが必要です。風と雲の相互作用の一連の3DPLUTOシミュレーションからの出力を使用して、最初にカラムの密度と温度を推定します。次に、合成スペクトルを作成するために、YTパッケージインフラストラクチャを介してPLUTOシミュレーションをTRIDENTにリンクするPythonインターフェイスを開発しました。まず、スターバーストの星形成率を説明するUVバックグラウンドを生成します。この目的のために、STARBURST99によって生成されたフラックスを使用し、CLOUDYを介して処理して、カスタマイズされたイオンテーブルを作成します。その後、このようなテーブルがTRIDENTに読み込まれ、吸収スペクトルが生成されます。スターバーストシステムのスペクトルエネルギー分布と一致するイオンスペクトルを作成するために、さまざまなパッケージとツールがどのように相互に通信するかを説明します。
VVV散開星団プロジェクトII。 8次元パラメータ空間上の37個の散開星団の近赤外シーケンス
| Title |
The_VVV_Open_Cluster_Project_II._Near-infrared_sequences_of_37_open_clusters_on_eight-dimensional_parameter_space |
| Authors |
K._Pe\~na_Ram\'irez,_L._C._Smith,_S._Ram\'irez_Alegr\'ia,_A.-N._Chen\'e,_C._Gonz\'alez-Fern\'andez,_P._W._Lucas,_D._Minniti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.02735 |
散開星団は、星形成、恒星進化を理解し、銀河の物理的特性を追跡するのに役立つ重要な同時代の構造です。過去数年間、散開星団のフィールドからの分離は、正確な大規模な年周視差へのアクセスと、決定された視線に沿った適切な動きによって大幅に緩和されてきました。それでも、大規模な研究は光の波長に依存しているため、それらの完全性には限界があります。ここでは、散開星団のシーケンスを、ガイアの測光および位置天文学の情報をVVV調査からの近赤外線データで補完するより暗いマグニチュードに向けて拡張します。2つの粗いものから細かいものへの特性評価方法を実装する37の散開星団で均一分析を実行しました。8次元パラメーター空間での教師なし機械学習方法と組み合わせた極端なデコンボリューションガウス混合モデルです。このプロセスにより、近赤外波長でクラスターをフィールドから分離することができました。サンプルでは、平均して$\sim$47\％の新規メンバー候補の増加を報告しています（メンバーシップ確率が高いソースのみを考慮）p$\geqq$0.9。この研究は、散開星団の近赤外シーケンスを均一に明らかにすることを目的としたシリーズの2番目です。
アンドロメダ衛星システムのPAndASビュー。 III。矮小銀河の検出限界
| Title |
The_PAndAS_View_of_the_Andromeda_Satellite_System._III._Dwarf_galaxy_detection_limits |
| Authors |
Amandine_Doliva-Dolinsky,_Nicolas_F._Martin,_Guillaume_F._Thomas,_Annette_M._N._Ferguson,_Rodrigo_A._Ibata,_Geraint_F._Lewis,_Dougal_Mackey,_Alan_W._McConnachie_and_Zhen_Yuan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.02831 |
パンアンドロメダ考古学調査（PAndAS）での矮小銀河の探索の検出限界は、PAndASチームによって開発されたアルゴリズムを使用して決定されます。人工矮小銀河の回復率は、予想通り、物理的なサイズと光度、そして程度は少ないが距離の強い関数です。これらの回復率は、天の川の前景の星とアンドロメダの恒星のハローの両方からの汚染レベルが異なるため、調査地域の場所によって大きく異なることを示しています。したがって、1平方度のスケールで、サイズ、光度、および調査内の場所の関数である回収率を提供します。全体として、50％の検出率の有効表面輝度は、1平方秒あたり28〜30等の範囲です。これは、PANdAS調査と同じくらい深い測光データに依存する検索への期待と一致しています。導出された検出限界は、アンドロメダの衛星矮小銀河系のグローバルな特性を制約するための、そしてより広くは、宇宙論的文脈における矮小銀河の形成と進化に対する制約を提供するための重要な要素です。
Ia型超新星2021aefxの前駆体システムの制約
| Title |
Constraining_the_Progenitor_System_of_the_Type_Ia_Supernova_2021aefx |
| Authors |
Griffin_Hosseinzadeh,_David_J._Sand,_Peter_Lundqvist,_Jennifer_E._Andrews,_K._Azalee_Bostroem,_Yize_Dong,_Daryl_Janzen,_Jacob_E._Jencson,_Michael_Lundquist,_Nicol\'as_Meza,_Jeniveve_Pearson,_Stefano_Valenti,_Samuel_Wyatt,_Jamison_Burke,_D._Andrew_Howell,_Curtis_McCully,_Megan_Newsome,_Estefania_Padilla_Gonzalez,_Craig_Pellegrino,_Giacomo_Terreran,_Lindsey_A._Kwok,_Saurabh_W._Jha,_Jay_Strader,_Esha_Kundu,_Stuart_D._Ryder,_Joshua_Haislip,_Vladimir_Kouprianov,_and_Daniel_E._Reichart |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.02236 |
通常のIa型超新星（SN）2021aefxの高ケイデンスの光学および紫外線曲線を示します。これは、観測の最初の2日間の初期の隆起を示しています。この隆起は、白色矮星の爆発と非縮退連星のコンパニオンとの間の相互作用の兆候である可能性があります。または、白色矮星の爆発メカニズムに固有である可能性があります。前者の場合、バンプの持続時間が短いということは、比較的コンパクトな主系列星のコンパニオンスターを意味しますが、この結論は視角に依存します。当社の最適なコンパニオンショックモデルとダブルデトネーションモデルはどちらも、バンプ中のUV光度を過大に予測しており、既存のニッケルシェルモデルはバンプの強度とタイムスケールに一致していません。また、SN2021aefxの星雲スペクトルを示します。これは、非縮退コンパニオンから予想される水素またはヘリウムの放出、およびすべての共生前駆体システムとほとんどの降着円盤風を除外する無線非検出を示していません。私たちの分析では、SN2021aefxの前駆体に強いが相反する制約が課せられています。現在のモデルでは、すべての観察結果を説明することはできません。
IceCubeのエアシャワーからの電波放射のシミュレーションと分析のためのフレームワークとツール
| Title |
Framework_and_Tools_for_the_Simulation_and_Analysis_of_the_Radio_Emission_from_Air_Showers_at_IceCube |
| Authors |
R._Abbasi,_M._Ackermann,_J._Adams,_J._A._Aguilar,_M._Ahlers,_M._Ahrens,_J.M._Alameddine,_A._A._Alves_Jr.,_N._M._Amin,_K._Andeen,_T._Anderson,_G._Anton,_C._Arg\"uelles,_Y._Ashida,_S._Axani,_X._Bai,_A._Balagopal_V.,_S._W._Barwick,_B._Bastian,_V._Basu,_S._Baur,_R._Bay,_J._J._Beatty,_K.-H._Becker,_J._Becker_Tjus,_J._Beise,_C._Bellenghi,_S._Benda,_S._BenZvi,_D._Berley,_E._Bernardini,_D._Z._Besson,_G._Binder,_D._Bindig,_E._Blaufuss,_S._Blot,_M._Boddenberg,_F._Bontempo,_J._Y._Book,_J._Borowka,_S._B\"oser,_O._Botner,_J._B\"ottcher,_E._Bourbeau,_F._Bradascio,_J._Braun,_B._Brinson,_S._Bron,_J._Brostean-Kaiser,_R._T._Burley,_R._S._Busse,_M._A._Campana,_E._G._Carnie-Bronca,_C._Chen,_Z._Chen,_D._Chirkin,_K._Choi,_B._A._Clark,_K._Clark,_L._Classen,_A._Coleman,_G._H._Collin,_A._Connolly,_J._M._Conrad,_P._Coppin,_et_al._(321_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.02258 |
IceTopエアシャワーアレイの表面強化には、既存の氷チェレンコフタンクと同じ場所に配置され、約1km$^2$の領域をカバーする無線アンテナとシンチレータパネルの追加が含まれます。一緒に、これらは南極での宇宙線によって誘発されたエアシャワーの電磁的およびムオニック成分に対するIceCubeニュートリノ天文台の感度を高めます。無線技術を含めるには、70MHz〜350MHz帯域のエアシャワーからの無線周波数放射を調査するためのシミュレーションおよび分析ツールの拡張セットが必要です。このホワイトペーパーでは、IceCubeコラボレーション全体で使用されるIceCubeの既存のソフトウェアフレームワークであるIceTray内で、時間および周波数ドメイン情報を処理するために開発されたソフトウェアモジュールについて説明します。このソフトウェアには、CoREASを使用して生成されたエアシャワーシミュレーションを波形補間を介して再利用できる方法が含まれているため、現場での重大な計算上のハードルを克服できます。
円筒状磁化相対論的ジェットにおける不安定性と粒子加速の速度論的シミュレーション
| Title |
Kinetic_Simulations_of_Instabilities_and_Particle_Acceleration_in_Cylindrical_Magnetized_Relativistic_Jets |
| Authors |
Jos\'e_Ortu\~no-Mac\'ias,_Krzysztof_Nalewajko,_Dmitri_A._Uzdensky,_Mitchell_C._Begelman,_Gregory_R._Werner,_Alexander_Y._Chen,_and_Bhupendra_Mishra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.02259 |
AGN、GRB、XRBなどの相対論的磁化ジェットは、粒子の加速や非熱放射につながる可能性のある、電流および圧力によって駆動されるMHDの不安定性の影響を受けやすくなっています。ここでは、電子-陽電子対プラズマを伴うトロイダル磁場を含む円筒対称平衡の3D速度論的シミュレーションを通じて、これらの不安定性の発生を調査します。バルブらによる最近の治療の一般化。（2018）およびDavelaaretal。（2020）、我々は、トロイダル磁場による力が軸方向磁場とガス圧による力の組み合わせによって平衡化される初期構造の範囲を検討します。Alvesetal。によって特定された粒子エネルギー限界について議論します。（2018）は、高速磁気散逸フェーズの期間が有限であるためです。粒子加速における局所磁場に平行な電場のかなり小さな役割を見つけます。調査されたすべてのケースで、キンクモードは、線形化されたMHDモデルの予測と一致する成長タイムスケールで中央コア領域で発生します。ガス圧平衡（Zピンチ）プロファイルの場合、ジェットコアのかなり外側にある弱いローカルピンチモードを識別します。圧力駆動モードは、他の散逸メカニズムによって十分なガス圧が生成される領域で、相対論的ジェットにとって重要であると主張します。
広い階層トリプルの62分の公転周期の黒い未亡人バイナリ
| Title |
A_62-minute_orbital_period_black_widow_binary_in_a_wide_hierarchical_triple |
| Authors |
Kevin_B._Burdge,_Thomas_R._Marsh,_Jim_Fuller,_Eric_C._Bellm,_Ilaria_Caiazzo,_Deepto_Chakrabarty,_Michael_W._Coughlin,_Kishalay_De,_V._S._Dhillon,_Matthew_J._Graham,_Pablo_Rodr\'i_guez-Gil,_Amruta_D._Jaodand,_David_L._Kaplan,_Erin_Kara,_Albert_K._H._Kong,_S._R._Kulkarni,_Kwan-Lok_Li,_S._P._Littlefair,_Walid_A._Majid,_Przemek_Mr\'oz,_Aaron_B._Pearlman,_E._S._Phinney,_Jan_van_Roestel,_Robert_A._Simcoe,_Igor_Andreoni,_Andrew_J._Drake,_Richard_G._Dekany,_Dmitry_A._Duev,_Erik_C._Kool,_Ashish_A._Mahabal,_Michael_S._Medford,_Reed_Riddle_and_Thomas_A._Prince |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.02278 |
十数ミリ秒以上のパルサーが、近接連星系で低質量のコンパニオンを除去しています。オリジナルの「ブラックウィドウ」、パルサーPSRJ1959+2048（PSRB1957+20）を食い物にする8時間の公転周期では、パルサーから発生する高エネルギー放出が照射され、最終的には低質量のコンパニオンを破壊する可能性があります。これらのシステムは、パルサーの相対論的エネルギー出力に近いコンパニオンスターをさらした劇的な結果を明らかにする物理的な実験室であるだけでなく、最も重い中性子星のいくつかを収容し、中性子星方程式のロバストなテストを可能にすると考えられています状態の。ここでは、ZTFJ1406+1222、62分の公転周期の黒い未亡人候補をホストする広い階層トリプルの観測を報告します。その光フラックスは10倍以上変化します。ZTFJ1406+1222は、進化モデルの境界を押し広げ、下に落ちます。水素に富むシステムの80分の最小公転周期。幅の広い三次コンパニオンは、まれな低金属量のクールな準矮星であり、システムは銀河中心付近を通過することと一致する銀河ハロー軌道を持ち、形成チャネル、中性子星キック物理学、およびバイナリ進化のプローブになります。
ブレーザーPKS0405-385の$\gamma$線光度曲線における準周期的挙動
| Title |
Quasi-periodic_behaviour_in_the_$\gamma$-ray_light_curve_of_the_blazar_PKS_0405-385 |
| Authors |
Yunlu_Gong,_Liancheng_Zhou,_Min_Yuan,_Haiyun_Zhang,_Tingfeng_Yi,_Jun_Fang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.02402 |
2008年8月から2021年11月にFermiLATによって検出されたFSRQPKS0405-385の過去の光度曲線の準周期的振動（QPO）を分析します。$\gammaでPKS0405-385のQPO信号を識別および決定します。$-光線光度曲線では、周波数および時間ドメインに基づく4つの時系列分析手法、つまり、Lomb-Scargleピリオドグラム（LSP）、加重ウェーブレットz変換（WWZ）、REDFIT、およびエポックフォールディングを使用します。結果は、PKS0405-385が$\sim$2.8年の準周期的な動作を持ち、Fermiの長期監視で$\sim$4.3$\sigma$の重要性があることを示しています。注目すべきことに、2014年10月から2021年10月までに観測されたGバンド光度曲線でLSPとWWZテクノロジーを使用してQPO分析も実行し、その結果（$\sim$4$\sigma$の重要性）は$の定期的な検出と一致しています。\gamma$線。これは、発光が\gr\発光と同じ電子集団によって放射されていることを意味している可能性があります。準周期的挙動の考えられるメカニズムを議論する際に、ジェット内のらせん運動または超大質量ブラックホールバイナリシステムのいずれかが、2.8年のQPOの実行可能な説明を提供し、関連するパラメータが推定されました。
| Title |
Gravitational-wave_evolution_of_new-born_magnetars_with_different_deformed_structure |
| Authors |
Jun-Xiang_Huang,_Hou-Jun_L\"u,_Jared_Rice,_and_En-Wei_Liang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.02451 |
弱くて連続的な重力波（GW）放射は、変形した構造を持つ新生マグネターによって生成される可能性があり、近い将来、アインシュタイン望遠鏡（ET）によって検出されることが期待されています。この研究では、発生期のマグネターの変形構造は、単一のメカニズムによって引き起こされるのではなく、磁気によって引き起こされる変形、星の地震によって引き起こされる楕円率、降着柱によって引き起こされる変形に存在するような複数の時間変化する四重極モーメントによって引き起こされると仮定します。マグネターは、降着、磁気双極子放射、およびGW放射によって角運動量を失います。このシナリオでは、上記の3つの変形を考慮して、新生マグネターからのGWの進化を計算します。GWの進化は、マグネターの物理的パラメーター（周期や表面磁場など）、断熱指数、および総磁気エネルギーに対するポロイダル磁気エネルギーの割合に依存することがわかります。一般に、マグネターの表面磁場が大きい場合、磁気によって誘発される変形からのGW放射が支配的ですが、他のすべてのマグネターパラメーターが同じままである場合、より大きな断熱指数がある場合、マグネタースタークエイクからのGW放射はより効率的です。また、GW放射は、さまざまなマグネター状態方程式にあまり敏感ではないこともわかりました。
| Title |
Modeling_Gamma-ray_burst_Afterglow_observations_with_an_Off-axis_Jet_emission |
| Authors |
Nissim_Fraija,_Antonio_Galvan-Gamez,_Boris_Betancourt_Kamenetskaia,_Maria_G._Dainotti,_Simone_Dichiara,_P._Veres,_Rosa_L._Becerra_and_A._C._Caligula_do_E._S._Pedreira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.02459 |
ガンマ線バースト（GRB）は、魅力的な銀河系外の物体です。それらは、他の情報源には示されていないユニークな特性を調査する素晴らしい機会を表しています。いくつかの短期および長期のGRBからの多波長残光観測は、軸外放射を支持する標準的な残光光度曲線とは異なって進化する非定型の長続きする放射を明らかにします。分析的なシンクロトロン残光シナリオと、成層した周囲環境で減速した軸外シルクハットジェットの流体力学的進化を示します。解析的なシンクロトロン残光モデルは、惰行、減速（軸外および軸上放出）、およびジェットブレーク後の減衰段階で示され、流体力学的進化は、ドップラー因子の時間発展を示す数値シミュレーションによって計算されます。半開き角、バルクローレンツ因子、および減速半径。数値シミュレーションが、分析アプローチで得られたシミュレーションとよく一致していることを示します。現在のシンクロトロンモデルを適用し、軸外放射の証拠を伴う長いおよび短いGRBのサンプルで観察された遅延非熱放射をうまく説明します。さらに、最も近いSwiftで検出されたGRBと有望な重力波イベントに対して導出された多波長上限を要求することにより、可能な残光放出に対する制約を提供します。
cuHARM：新しいGPUアクセラレーションGR-MHDコードとそのADAFディスクへの適用
| Title |
cuHARM_:_a_new_GPU_accelerated_GR-MHD_code_and_its_application_to_ADAF_disks |
| Authors |
Damien_B\'egu\'e,_Asaf_Pe'er,_Guoqiang_Zhang,_BinBin_Zhang,_Benjamin_Pevzner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.02484 |
cuHARMと呼ばれるHARMに基づく新しいGPU加速一般相対論的電磁流体力学（GR-MHD）コードを紹介します。コードはCUDA-Cで記述されており、OpenMPを使用してマルチGPUセットアップを並列化します。私たちのコードにより、マルチノードのスーパーコンピューターインフラストラクチャを必要とせずに、降着円盤の高解像度シミュレーションとジェットの形成と構造を実行できます。$256^3$のシミュレーションは、NvidiaDGX-V100サーバーの範囲内であり、CPUのみを使用した場合、計算は約10倍高速になります。このコードを使用して、すべてSANE状態にあるいくつかのディスク構造を調べます。（i）SANE状態での磁場の増加は、質量降着率に影響を与えません。（ii）エネルギーの比率を一定に保ちながら、ディスクサイズと磁場を同時に増加させると、地平線を通る磁束が特定の限界を下回ると、ジェットが破壊されます。これは、ジェットの存在が初期磁場強度の線形関数ではないことを示しています。（iii）ジェットの構造は、ガスの断熱指数の弱い関数であり、相対論的ガスはより広いジェットを持つ傾向があります。
銀河団ガスのプラズマ物理学
この章では、銀河団ガス（ICM）のダイナミクスとエネルギーを理解するための基礎となるプラズマ物理学のいくつかの側面に関する簡単なチュートリアルを提供します。チュートリアルは2つの部分に分かれています。1つは熱プラズマコンポーネントに焦点を当てています。1つは安定性、粘度、導電率、および乱流やその他のプラズマプロセスを介して磁場を動的強度に増幅する能力です。そして、宇宙線として知られている荷電粒子の非熱的集団に焦点を当てたものです。それらの加速、再加速、およびクラスターボリューム全体での輸送です。観測の文脈は、クラスター内磁場の強度と形状、ICMの有効粘度の制約から、粒子加速の理論をテストできる電波ハロー、電波遺物、クラスター衝撃の例まで、物語全体に織り込まれています。銀河団ガスの磁場と粒子加速メカニズムの特性を明らかにするシンクロトロン放出プラズマの高感度で高解像度のラジオ観測と相まって、銀河団ガスの乱流を調査し、小規模プラズマ物理学の影響を発見する将来のX線ミッションの約束は、高温の希薄プラズマの基本的な物理学を解読するための最高の宇宙実験室として銀河団ガスを確立する可能性があります。
ダブルブラックホール（BH+BH）の併合の検出は、それらの物理的特性と起源を理解するためのユニークな可能性を提供します。現在までに、高周波重力波観測所のLIGO/Virgo/KAGRAネットワークは、85を超えるBH+BH合併イベントの検出を発表しました（Abbottetal.2022a）。データから抽出できる重要な診断機能は、BHの効果的なインスパイアスピンの分布です。この分布は、伝統的に整列した連星のスピンを予測する孤立した連星の起源（Kalogera2000;Farretal。2017）と、効果的なインスパイアスピンの対称分布（Mandel＆O'Shaughnessy2010;Rodriguezetal.2016b）。ここでは、BHが、新生中性子星で明らかに作用するプロセスと同様に、巨大な星のコア崩壊での形成プロセス中にスピン軸が投げられた場合、孤立したバイナリ進化が観測データを説得力を持って説明できることを示しています。ただし、スピン軸を投げないBH形成では、観測データを再現することはできません。最小限の仮定のみを使用したシミュレーションに基づいて、経験的データからの制約を、第1および第2のBHのスピンの大きさに加えることができます。これにより、BHが形成される前の大規模な連星進化をよりよく理解できます。
上昇したTeVガンマ線状態中のブレーザーVERJ0521+211の多波長観測
| Title |
Multiwavelength_Observations_of_the_Blazar_VER_J0521+211_During_an_Elevated_TeV_Gamma-Ray_State |
| Authors |
The_VERITAS_Collaboration_and_The_MAGIC_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.02808 |
2013年と2014年にVERITAS、MAGIC、Fermi-LATによって観測されたVERJ0521+211からの長期にわたる上昇したガンマ線フラックス状態について報告します。夜間の光度曲線で測定された200GeVを超えるピーク積分フラックスは$（8.8\pm0.4）\times10^{-7}\;\text{ph}\;\text{m}^{-2}\;\text{s}^{-1}$、またはかに星雲フラックスの約37％。X線、UV、および光学機器からの多波長観測も提示されます。X線とTeVのガンマ線フラックスの間には中程度の相関関係が観察され、フラックスが高いほどX線スペクトルはより硬く見えました。ガンマ線スペクトルと銀河外背景光（EBL）の4つのモデルを使用して、光源の赤方偏移の控えめな95％信頼度の上限はz<=0.31であることがわかりました。ガンマ線およびX線バンドとは異なり、光フラックスは、アーカイブの低状態フラックスと比較して、調査期間中に大幅に増加しませんでした。光学バンドからX線バンドへのスペクトル変動は、スペクトルエネルギー分布（SED）のシンクロトロンピークがフレア状態の間に広くなる可能性があることを示唆しています。これは、高エネルギーを変化させる1ゾーンシンクロトロン自己コンプトンモデルで適切に説明できます。基礎となる粒子スペクトルの終わり。SEDのシンクロトロンピーク周波数、およびMOJAVEプログラムからのジェットの電波形態は、中間周波数ピークのBLLacオブジェクトであるソースと一致しています。
ゼルニケ波面センサーを使用したケック一次ミラーピストンオフセットの空中再構成
| Title |
On-sky_reconstruction_of_Keck_Primary_Mirror_Piston_Offsets_using_a_Zernike_Wavefront_Sensor |
| Authors |
Maaike_A.M._van_Kooten,_Sam_Ragland,_Rebecca_Jensen-Clem,_Yinzi_Xin,_Jacques-Robert_Delorme,_and_J._Kent_Wallace |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.02241 |
次世代の大型地上および宇宙ベースの光学望遠鏡は、セグメント化された主鏡を備えています。セグメントを同相にするためには、位相の不連続性を測定できる高感度の波面センサーが必要です。Zernike波面センサー（ZWFS）は、実験室の設定でピコメートルの精度でセグメント化されたミラーのピストン、チップ、および傾斜を感知することが実証されているパッシブ波面センサーです。セグメント化された開口望遠鏡、W.M。でZWFSを供給した補償光学の最初のオンスカイ結果を提示します。ケック天文台のケックII。KeckPlanetImagerandCharacterizer（KPIC）光路内で、ZWFSマスクはInGaAs検出器（CRED2）を使用してHバンドで動作します。既知の量で主鏡のセグメントをピストンし、ZWFSと施設の赤外線画像装置NIRC2で取得したデータの位相回復方法の両方を使用して鏡の形状を測定します。後者の場合、わずかに焦点がぼけたNIRC2画像と修正されたGerchberg-Saxton位相回復アルゴリズムを使用して、適用された波面誤差を推定します。位相回復とZWFSの再構成を比較すると、400nmの光路差（OPD）でピストンされた3つのセグメントの平均測定値がそれぞれ408+/-23nmと394+/-46nmであることがよくわかります。さまざまなOPDを適用すると、補償光学残差の平均化が不十分であるため、適用されるピストンのOPDは100nmに制限されます。また、ZWFSの再構築されたデータで観察された体系的なオフセットを説明するのに役立つZWFSのシミュレーションを示します。
ハロー発見の問題の再検討：ASOHFコードの大幅な改訂
| Title |
The_halo_finding_problem_revisited:_a_deep_revision_of_the_ASOHF_code |
| Authors |
David_Vall\'es-P\'erez,_Susana_Planelles,_Vicent_Quilis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.02245 |
コンテクスト。新世代の宇宙シミュレーションは膨大な量のデータを提供しており、その分析自体が最先端の計算問題になっています。特に、ハロー発見として知られている重力結合構造の識別は、主要な分析の1つです。このタスクに取り組むために開発された一握りのコードは、過去数年の間に提示されました。目的。既存のコードASOHFの大幅な改訂版を紹介します。アルゴリズムは、暗黒物質の粒子と星の両方を使用して、結合した構造と下部構造を見つける機能、並列パフォーマンス、および大量の粒子を含むシミュレーション出力を処理する機能を改善するために、徹底的に再設計されました。このアップグレードされたバージョンのASOHFは、公開されているツールであると考えられています。メソッド。新しいバージョンのハローファインダーのパフォーマンスを評価するために、一連の理想的で現実的なテストが提示されます。結果。理想化されたテストでは、ASOHFは優れた結果を生成し、計算ドメイン内に配置された事実上すべての構造とサブ構造を見つけることができます。シミュレーションからの現実的なデータに適用すると、ファインダーのパフォーマンスは、他の一般的に使用されるハローファインダーの結果と完全に一致し、下部構造の検出で優れたパフォーマンスを発揮します。その上、ASOHFは計算コストの点で非常に効率的であることがわかりました。結論。ASOHFハローファインダーの公開された大幅に改訂されたバージョンを紹介します。新しいバージョンのコードは、宇宙論的シミュレーションでハローとサブハローを見つけるという驚くべき結果を生み出し、優れた並列性能と抑制された計算コストを備えています。
J-PLUS：ステラパラメータを測定するためのサポートベクター回帰
| Title |
J-PLUS:_Support_Vector_Regression_to_Measure_Stellar_Parameters |
| Authors |
Cunshi_Wang,_Yu_Bai,_Haibo_Yuan,_Jifeng_Liu,_J.A._Fern\'andez-Ontiveros,_Paula_R._T._Coelho,_F.Jim\'enez-Esteban,_Carlos_Andr\'es_Galarza,_R._E._Angulo,_A._J._Cenarro,_D._Crist\'obal-Hornillos,_R._A._Dupke,_A._Ederoclite,_C._Hern\'andez-Monteagudo,_C._L\'opez-Sanjuan,_A._Mar\'in-Franch,_M._Moles,_L._Sodr\'e_Jr.,_H._V\'azquez_Rami\'o,_J._Varela |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.02595 |
コンテクスト。恒星パラメータは、従来の方法での大気モデルに基づく星の研究で最も重要な特性の1つです。ただし、時間コストと明るさの制限により、スペクトル観測の効率が制限されます。J-PLUSは、12バンドの測光を目的とした観測キャンペーンです。その特徴から、J-PLUSのデータは星の研究のための貴重なリソースになっています。機械学習は、J-PLUSのデータセットなどの大規模なデータセットを効率的に分析するための強力なツールを提供し、研究領域を優れたパラメーターに拡張できるようにします。目的。この研究の主な目的は、J-PLUS観測キャンペーンの最初のデータリリースで星の恒星パラメータを推定するためのSVRアルゴリズムを構築することです。メソッド。パラメータ回帰のトレーニングデータは、J-PLUSの12波長帯測光で特徴づけられ、スペクトルベースのカタログで相互識別されます。これらのカタログは、LAMOST、APOGEE、およびSEGUEからのものです。次に、それらに恒星の有効温度、表面重力、金属量のラベルを付けます。ブラインドテストを適用するために、サンプルの10パーセントが差し出されています。マグニチュードと恒星パラメータの両方の不確実性を完全に考慮に入れるために、新しい方法、マルチモデルアプローチを開発します。この方法では、200を超えるモデルを使用して、不確実性分析を適用します。結果。有効温度回帰で160K、表面重力回帰で0.35、金属量回帰で0.25の二乗平均平方根誤差を持つ2,493,424個の星のカタログを提示します。また、このマルチモデルアプローチの利点について説明し、他の機械学習方法と比較します。
KM3NeT検出器を使用したシングルおよびダブルカスケードの高エネルギー再構成
| Title |
High-energy_reconstruction_for_single_and_double_cascades_using_the_KM3NeT_detector |
| Authors |
Thijs_van_Eeden,_Jordan_Seneca,_Aart_Heijboer_(for_the_KM3NeT_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.02641 |
高エネルギー宇宙ニュートリノフラックスの発見は、ニュートリノ天文学の分野への道を開いた。フラックスの大部分については、発生源は特定されていないままです。地中海で建設中のKM3NeT検出器は、それらの起源を特定するように設計されています。KM3NeTは、ニュートリノ相互作用生成物からのチェレンコフ放射をナノ秒の精度で検出する光電子増倍管を備えた1立方キロメートルの海水を計測します。単一カスケードイベントシグニチャの場合、KM3NeTは、それが次数レベルの解像度に到達できることをすでに示しており、天文学のためのこれらのニュートリノの使用を大幅に増やしています。この寄稿では、ニュートリノイベントのより詳細なモデルを作成し、ヒット時間に関する追加情報を含めることにより、カスケード再構築をさらに改良します。光の到着時間を使用して、タウニュートリノからのダブルカスケードシグネチャの識別、およびシングルカスケードシグネチャとダブルカスケードシグネチャの両方の角度分解能を向上させることができます。どちらの場合も、サブディグリーの解像度が達成されます。
変光星XのASAS-SNカタログ：gバンド測光を使用した116,000個の新しい変光星の発見
| Title |
The_ASAS-SN_Catalog_of_Variable_Stars_X:_Discovery_of_116,000_New_Variable_Stars_Using_g-band_Photometry |
| Authors |
C._T._Christy,_T._Jayasinghe,_K._Z._Stanek,_C._S._Kochanek,_T._A._Thompson,_B._J._Shappee,_T._W.-S._Holoien,_J._L._Prieto,_Subo_Dong,_W._Giles |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.02239 |
全天自動捜索システム（ASAS-SN）は、空全体を監視する最初の光学調査であり、現在、$\lesssim24$時間から$g\lesssim18.5$magまでのリズムで行われています。ASAS-SNは、2013年から定期的に運用されており、これまでにフィールドごとに$\sim$2,000から7,500エポックを超える$V$および$g-$bandの観測値を収集しています。この作業は、ASAS-SNのより新しく、より深く、より高いケイデンスの$g-$bandデータの最初の分析を示しています。$g<18$〜magの${\sim}5500万の孤立したソースの入力ソースリストから、$\textit{から派生した機能でトレーニングされたランダムフォレスト分類子を使用して$1.5\times10^6$の変光星候補を特定しました。Gaia}$、2MASS、およびAllWISE。ASAS-SN$g-$band光度曲線と、CitizenASAS-SNからのデータで拡張された更新されたランダムフォレスト分類子を使用して、候補変数を8つの広い変動タイプに分類しました。${\sim}111,000$の周期的変数と${\sim}5,000$の不規則変光星を含む、分類確率の高い${\sim}116,000$の新しい変光星のカタログを提示します。また、${\sim}263,000$の既知の変光星を回収しました。
磁化された振動二重拡散対流
| Title |
Magnetized_oscillatory_double-diffusive_convection |
| Authors |
Amishi_Sanghi,_Adrian_E_Fraser,_Edward_W_Tian,_Pascale_Garaud |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.02251 |
均一な垂直バックグラウンド磁場の存在下で振動二重拡散対流（ODDC）の特性を研究します。ODDCは、シュヴァルツシルト基準に従って不安定で、レドックス基準に従って安定している恒星領域（半対流領域と呼ばれることもあります）で発生します。これらの領域は、中質量主系列星のコアのすぐ外側にあると予測されることがよくあります。ODDCの以前の流体力学的研究は、基本的な不安定性が弱い波のような対流の状態に飽和することを示しましたが、二次的な不安定性は時々それを層状の対流の状態に変えることができます。完全に対流。磁化されたODDCは全体的に非常に類似した特性を持っていますが、いくつかの重要な量的な違いがあります。線形安定性分析は、最も速く成長するモードはフィールドの影響を受けないが、他のモードは影響を受けることを明らかにします。数値的には、磁場は基本的な不安定性の飽和に影響を及ぼし、温度と組成の乱流フラックスを全体的に減少させると見られています。これは次に層の形成に影響を及ぼし、通常はそれを遅らせ、時には十分に強い場のためにそれを完全に抑制します。ただし、それを超えると星の層形成が実際に抑制される電界強度を決定するには、さらなる作業が必要になります。潜在的な観察への影響について簡単に説明します。
非常に遅い新星V1280さそり座の膨張する噴出物の形態運動学的モデリング
| Title |
Morpho-kinematic_modeling_of_the_expanding_ejecta_of_the_extremely_slow_nova_V1280_Scorpii |
| Authors |
Hiroyuki_Naito,_Akito_Tajitsu,_Val\`erio_A._R._M._Ribeiro,_Akira_Arai,_Hiroyuki_Maehara,_Shinjirou_Kouzuma,_Takashi_Iijima,_Atsuo_T._Okazaki,_Makoto_Watanabe,_Seiko_Takagi,_Fumitake_Watanabe,_Itsuki_Sakon,_Kozo_Sadakane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.02266 |
新星噴火に関与する物理的プロセスを完全に理解するには、新星噴出物の形態が不可欠です。非常に遅い新星V1280Scoの膨張する噴出物の3D形態を、独特の光度曲線で研究しました。合成線プロファイルスペクトルを、観測された[OIII]4959、5007、および[NII]5755輝線プロファイルと比較して、放出されたシェルの最適な形態、傾斜角、および最大膨張速度を見つけました。$V_{\rmexp}=2100^{+100}_{-100}$\、km\、s$^{-1}$、$i=として、最適な膨張速度、傾斜、および圧搾を導き出します。80^{+1}_{-3}$deg、および$squ=1.0^{+0.0}_{-0.1}$[OIII]ラインプロファイルを使用、および$V_{\rmexp}=1600^{+100}_{-100}$\、km\、s$^{-1}$、$i=81^{+2}_{-4}$deg、および$squ=1.0^{+0.0}_{-0.1}$[NII]5755ラインプロファイルを使用。高い傾斜角は、密集したゆっくりとした赤道に集束した流出で生成される塊状ガスに由来する複数の吸収線を示す観測結果と一致しています。V1280Scoでの最大光と塵の形成に近い光学フレアなどの追加の観測機能に基づいて、他の新星で検出された$\gamma$線放出に対して提案された遅い噴出物と速い風の間の内部衝撃相互作用のモデルが適用できるようですこの非常に遅くて独特の新星に。形態が研究されている新星のサンプルサイズを増やすことは、最大で光に電力を供給する主要なエネルギー源、最大に近い光フレア、噴出物の塊、および塵の形成など、新星の長年の謎に対処するのに役立ちます。
中期から後期のM-矮星の体積完全サンプルの銀河運動学と観測されたフレア率：低質量星を周回する惑星の恒星放射環境の歴史に対する制約
| Title |
Galactic_Kinematics_and_Observed_Flare_Rates_of_a_Volume-Complete_Sample_of_Mid-to-Late_M-dwarfs:_Constraints_on_the_History_of_the_Stellar_Radiation_Environment_of_Planets_Orbiting_Low-mass_Stars |
| Authors |
Amber_A._Medina,_Jennifer_G._Winters,_Jonathan_M._Irwin,_David_Charbonneau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.02331 |
銀河の運動学、フレア率、彩層磁気活動、および自転周期の間の関係の研究を提示します。15パーセク内で、質量が0.1$〜$0.3M$\の219個の単一星のボリュームが完全なほぼ全天のサンプルです。TESSの主な任務中に観測されたodot$。対象となるすべての星は、フレア度数分布の指数の共通値$\alpha$=1.984$\pm$0.019と一致していることがわかります。マルチエポック高分解能分光法から、星の視線速度を決定します。これをガイア位置天文学と組み合わせると、銀河系のUVW空間の動きを決定できます。星の64％がGalaxyの薄い円盤のメンバーであり、5％が厚い円盤に属し、残りの31％については、どちらのコンポーネントにも自信を持ってメンバーシップを割り当てることができません。過去8Gyrの間、薄い円盤で星形成が一定であると仮定すると、活動していることが観察された割合に基づいて、これらの星が飽和から不飽和のフレアレジームに移行する平均年齢を推定します。2.4$\pm$0.3Gyrになります。これは、銀河の運動学から割り当てた年齢と一致しています。Prot$<$10日（まだスピンダウンしていない）の星の平均年齢は2.0$\pm$1.2Gyrであるのに対し、10$<$Prot$\leq$90日の平均年齢は5.6$\pm$2.7Gyrであり、Prot$>$90日の星の平均年齢は12.9$\pm$3.5Gyrです。サンプルを質量で割ると、Prot$<$10日の星の平均年齢が0.6$\pm$0.3Gyr（0.2-0.3M$\odot$）から2.3$\pm$1.3Gyrに増加することがわかります。（0.1--0.2M$\odot$）。
太陽風の陽子と電子のスケールの混合。ファイアホース不安定性の理論と2D-PICシミュレーション
| Title |
Mixing_the_solar_wind_proton_and_electron_scales._Theory_and_2D-PIC_simulations_of_firehose_instability |
| Authors |
R._A._L\'opez,_A._Micera,_M._Lazar,_S._Poedts,_G._Lapenta,_A._N._Zhukov,_E._Boella_and_S._M._Shaaban |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.02338 |
消防ホースのような不安定性（FI）は、複数の天体物理学のアプリケーションで引用されています。特に興味深いのは、これらの不安定性が巨視的パラメータの進化に寄与すると予想される、弱衝突または衝突のないプラズマでの速度論的兆候です。比較的最近の研究は、太陽風プラズマで支配的な種、電子と陽子の両方の相互作用によって引き起こされるように、FIの現実的な記述を開始しました。この作業は、線形理論からの新しい洞察と2DPICシミュレーションからの最初の開示で現在の知識を補完し、不安定性のしきい値に近い最も急速に成長するモードと、異方性分布に対するそれらの長期的な影響を特定します。したがって、以前の設定とは異なり、これらの条件は、均一な磁場に対して斜めに伝播する非周期的な分岐に有利であり、（最大の）成長率は周期的な準平行モードよりも高くなります。理論的な予測は、一般的に、シミュレーションによって確認されます。非周期的電子FI（a-EFI）は陽子異方性の影響を受けず、低レベルの変動で急速に飽和します。プロトンスケールでのファイアホースの不安定性に関しては、周期的分岐と非周期的分岐の間でより強い競争が見られます。私たちの分析で選択されたパラメーターの場合、a-PFIはp-PFIよりも前に励起され、後者は著しく高い変動パワーに達します。ただし、両方の分岐は、異方性電子の存在によって大幅に強化されます。EFIとPFIの間の相互作用も、より顕著なプロトン等方性を生み出します。
| Title |
Remote_Sensing_of_Coronal_Forces_During_a_Solar_Prominence_Eruption |
| Authors |
V._M._Uritsky,_B._J._Thompson,_and_C._R._DeVore |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.02344 |
太陽コロナ内の高密度で冷たい物質のダイナミクスを分析するための新しい方法論であるケプラー光学ダイナミクス分析（KODA）を紹介します。この手法には、伝播する強度勾配の適応時空間追跡と、移動するプラズマブロブの位置ベクトルによって掃引される時間発展するケプレリアン領域に関するそれらの特性評価が含まれます。重力はケプラーの第2法則と一致する純粋な弾道運動を誘発しますが、ローレンツ力などの非中心力はゼロ以外のトルクを導入し、より複雑な運動をもたらします。KODAアルゴリズムにより、面加速度の画像平面投影から正味トルク密度の視線成分を直接評価できます。この方法は、ソーラーダイナミクスオブザーバトリーの大気イメージングアセンブリによって観測された2011年6月7日のプロミネンス噴火に適用されます。得られた結果には、磁力、磁場強度、およびプロミネンス材料の再接続後の再分布によって影響を受ける広大な領域にわたるブロブの質量とエネルギーの定量的推定が含まれます。噴火の初期の上昇段階では磁気圧力とエネルギーが強く支配的であり、その後の下降段階では動圧と運動エネルギーが重要な要因になります。隆起ブロブの測定された示量性と示強性は、典型的な活動領域の隆起の特性と一致しています。測定された広範な特性は、他の研究者や技術によって導き出された、噴火前の隆起全体および2011年6月7日の噴火後のコロナ質量放出の特性と比較されます。KODAは、代替手段では容易に入手できない噴火する隆起の特徴に関する貴重な情報を提供し、それによってそれらの環境と進化に新たな光を当てると主張します。
低質量星の対流層内の熱ロスビー波の放射状トラッピング
熱ロスビー波が、外側の対流層を持つ低質量星の重力成層大気内でどのように伝播するかを調べます。ゆっくりとした回転拘束ダイナミクスの条件下で、完全に圧縮可能な成層流体中の大気波の局所分散関係を導き出します。この分散関係は、音波と重力慣性波の帯状および放射状の伝播を表します。熱ロスビー波は、星の回転速度と比較して浮力周波数が小さいときに現れる、プログレード伝播重力慣性波の1つのクラスにすぎません。この分散関係から、波が自然に反射する半径を特定し、熱ロスビー波を導波路に放射状にトラップして、縦方向に自由に伝搬できることを示します。効率的な対流熱輸送のゾーンをモデル化する等エントロピー成層大気内の熱ロスビー波の解析解を提示することにより、このトラップをさらに調査します。そのような大気の中で、短い帯状波長の波は、放射状に薄く、星の赤道近くの対流層の外側の範囲内に閉じ込められた波の空洞を持っていることがわかります。同じ振る舞いは、回転する球内の対流の数値シミュレーションで対流の開始時に現れる熱ロスビー波によって証明されます。最後に、太陽の対流層の不安定な成層にもかかわらず、安定した熱ロスビー波が太陽の対流層の下部に存在する可能性があることを示唆します。長波長の場合、太陽の回転速度は対流運動を安定させるのに十分な速さであり、結果として生じる超安定対流モードは熱ロスビー波と同じです。
超新星の電波特性によって制約された爆発の直前の大規模なヘリウム星超新星前駆体の質量損失
| Title |
Mass_loss_of_massive_helium_star_supernova_progenitors_shortly_before_explosion_constrained_by_supernova_radio_properties |
| Authors |
Takashi_J._Moriya,_Sung-Chul_Yoon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.02356 |
巨大なヘリウム星の質量損失は、それらの残留中性子星またはブラックホールの質量、およびタイプIbc超新星の噴出物の質量を決定する上で重要な役割を果たしているにもかかわらず、よく理解されていません。タイプIbc超新星からの電波放射は、それらの巨大なヘリウム星前駆体の質量損失によって形成された星周物質の特性に強く影響されます。この研究では、いくつかの大規模なヘリウム星の質量損失の処方に基づいて、ラジオでのタイプIbc超新星の立ち上がり時間とピーク光度の分布を推定し、観測された分布と比較して、不確実な大規模なヘリウム星の質量損失率を抑制します。通常のタイプIbc超新星前駆体（4.6〜<logL/Lsun〜<5.2）に期待される光度範囲の巨大なヘリウム星は、一般に、質量損失率が大きい（>〜1e-6Msun/yr）必要があることがわかります。観測された立ち上がり時間とピーク光度分布を説明します。したがって、この光度範囲でヘリウム星の大幅に低い質量損失率を予測する質量損失の処方は、超新星の電波観測と一致していません。また、爆発の直前の巨大なヘリウム星は、通常、標準的な放射線駆動の風のメカニズムとは異なる方法で質量損失が増大する可能性があります。
黒点周期24におけるタイプIV電波バーストと関連する活動領域
この記事では、太陽無線タイプIVバーストと太陽上の活動領域の位置との関連を太陽周期24について調べます。移動および静止タイプIVバーストに関連する活動領域は、ディスク中心に近いものとディスク中心から遠いものに分類されます。太陽表面上の位置に基づく領域（つまり、それぞれ$\leq45^{\circ}$または$\geq45^{\circ}$）。コロナ質量放出（CME）を伴うIV型バーストに関連する活動領域の位置も研究されています。すべてのバーストで、アクティブ領域の$\approx30-40\％$がディスクの中心から遠く離れていることがわかりました。静止型IVバーストに関連するアクティブ領域のほとんどがディスクの中心に近いことがわかります（$\約60-70\％$）。タイプIVバーストの移動に関連するアクティブ領域は、サーフェス全体にさらに均等に分散されます。つまり、ディスクの中心に近い領域とディスクの中心領域から離れた領域にそれぞれ$\approx56\％$と$\approx44\％$があります。ディスクの中心に近い活性領域を持つバーストのほとんどは、これらのバーストを使用して、地磁気嵐の原因となるコロナ質量放出の電子密度や磁場などの物理的特性を取得できることを示しています。
SCExAO/CHARISで加速するハイアデスの太陽のような星を周回する星下コンパニオンの直接イメージング発見と動的質量
| Title |
Direct_Imaging_Discovery_and_Dynamical_Mass_of_a_Substellar_Companion_Orbiting_an_Accelerating_Hyades_Sun-like_Star_with_SCExAO/CHARIS |
| Authors |
Masayuki_Kuzuhara_(ABC/NAOJ),_Thayne_Currie_(Subaru_Telescope,_NASA-Ames,_Eureka_Scientific),_Takuya_Takarada_(ABC/NAOJ),_Timothy_D._Brandt_(UCSB),_Bun'ei_Sato_(Tokyo_Tech),_Taichi_Uyama_(IPAC),_Markus_Janson_(Stockholm_Univ.),_Jeffrey_Chilcote_(Univ._of_Notre_Dame),_Taylor_Tobin_(Univ._of_Notre_Dame),_Kellen_Lawson_(Univ._of_Oklahoma),_Yasunori_Hori_(ABC/NAOJ),_Olivier_Guyon_(Subaru_Telescope/Univ._of_Arizona/ABC),_Tyler_D._Groff_(NASA-Goddard),_Julien_Lozi_(Subaru_Telescope),_Sebastien_Vievard_(Subaru_Telescope),_Ananya_Sahoo_(Subaru_Telescope),_Vincent_Deo_(Subaru_Telescope),_Nemanja_Jovanovic_(Caltech),_Kyohoon_Ahn_(Subaru_Telescope),_Frantz_Martinache_(Universit\'e_C\^ote_d'Azur),_Nour_Skaf_(Subaru_Telescope,_LESIA),_Eiji_Akiyama_(Niigata_Institute_of_Tech.),_Barnaby_R._Norris_(Univ._of_Sydney),_et_al._(13_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.02729 |
ヒアデス星団の散開星団の太陽のような星のメンバーの周りの軌道にある星下の仲間の直接イメージングの発見を提示します。これまでのところ、ヒアデス星団の主系列星の周りの直接イメージングによって、他の星下の仲間が明確に確認されたことはありません。星HIP21152は、ガイア衛星とヒッパルコス衛星からの位置天文学によって識別された加速星です。SCExAO/CHARISおよびKeck/NIRC2からの高コントラストイメージングを使用して、マルチエポックでコンパニオンHIP21152Bを検出しました。また、岡山188cm望遠鏡から星の視線速度データを取得しました。CHARIS分光法は、HIP21152BのスペクトルがL/T遷移と一致しており、初期のTドワーフに最もよく適合していることを示しています。私たちの軌道モデリングは、HIP21152Bの準主軸と動的質量を17.0$^{+7.1}_{-3.5}$auと27.5$^{+8.7}_{-5.3}$$M_{と決定します。それぞれ\rm{Jup}}$。そのホストに対するHIP21152Bの質量比は、最近の調査から示唆された惑星/褐色矮星の境界の近くで、$\約$2\％です。光度進化モデルから推測される質量推定値はわずかに高くなっています（33--42$M_{\rm{Jup}}$）。システムのHyadesメンバーシップにより、動的質量と十分に制約された年齢により、HIP21152Bは、質量と年齢の関数としての亜恒星天体の形成、進化、および大気を理解する上で重要なベンチマークになります。私たちの発見は、精密位置天文学を使用して直接イメージングターゲットを選択するためのもう1つの重要な概念実証です。
高次元の回転するブラックホールの計量への新しい方法
Myers-Perry回転ブラックホールメトリックを導出するために\cite{Dadhich}で提案されたカーメトリックを取得するための洞察に満ちた斬新な方法を、より高い次元に進めたいと考えています。回転を含めるのに適した偏平球形座標（楕円形のジオメトリ）で記述されたフラットな時空メトリックから始め、次に任意の関数を導入して、質量による重力ポテンシャルをもたらします。これは、質量のない粒子が加速しないことを要求することによって決定されます。ニュートンの加速を大きな$r$で感じます。Myers-Perry-dS/AdSブラックホールメトリックを取得するために、宇宙定数$\Lambda$を含める方法をさらに一般化しました。
| Title |
Neutrino_Portals,_Terrestrial_Upscattering,_and_Atmospheric_Neutrinos |
| Authors |
R._Andrew_Gustafson,_Ryan_Plestid,_Ian_M._Shoemaker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.02234 |
地球内部での大気ニュートリノの上方散乱により、重い中性レプトン（HNL）が生成され、その後、大容量検出器（スーパーカミオカンデやDUNEなど）内で崩壊すると考えられます。検出器に到達する上方散乱されたHNLのフラックスと、結果として生じる可視崩壊生成物のイベント率を計算します。スーパーカミオカンデの大気ニュートリノデータセットを使用して、HNL質量が約10MeV〜100MeVの任意のフレーバーへの双極子結合の新しい主要な制約を見つけます。タウニュートリノとの質量混合については、HNL質量の$\sim20$MeV付近の新しいパラメーター空間を精査し、大幅な将来の改善が見込まれます。また、DUNE、JUNO、ハイパーカミオカンデなどの今後の実験の展望についても話し合います。
BBN時代以前のエントロピー生成は、崩壊定数$F_{a}\in[10^{12}{\rmGeV}、10^{16}{\rmGeV}]$でQCDアクシオンを防ぐ方法の1つです。ミスアラインメント角度が$\theta_{\rmi}=\mathcal{O}（1）$のときに宇宙を覆い隠すことから。このように、エントロピー生成が重い粒子の崩壊によって達成されるならば、それは必然的に初期の物質支配時代（EMD）を伴います。この研究では、EMD時代に原始ブラックホールが形成される可能性を検討し、小規模で原始スカラー摂動が強化されていることを前提としています（$k>10^{4}{\rmMpc}^{-1}$）。このようなシナリオでは、アクシオンハロー降着を伴うPBHが超小型ミニハロ（UCMH）に発展すると予想されます。このようにして得られたUCMHが、$F_{a}\in[10^{12}{\rmGeV}、10^{16}{\rmGeV}を使用したQCDアクシオン暗黒物質の実験的検索にどのように役立つかを研究します。]$。
| Title |
Inverse_Tritium_Beta_Decay_with_Relic_Neutrinos,_Solar_Neutrinos,_and_a_51Cr_Source |
| Authors |
Jen-Chieh_Peng_and_Gordon_Baym |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.02363 |
逆トリチウムベータ崩壊（ITBD）反応$\nu_e+^3$H$\toe^-+^3$Heは、初期の宇宙で生成された遺物ニュートリノを観測するための有望な実験ツールです。この反応は、遺物ニュートリノを探索するためのPTOLEMY実験によって選択されました。その可能性にもかかわらず、ニュートリノの発生源によって引き起こされるITBD反応はまだ観察されていません。強力な$^{51}$Cr放射性ニュートリノ源がITBD反応を初めて観測するのに適していることを示します。太陽は強力な電子ニュートリノのもう1つの発生源であるため、太陽ニュートリノからのITBD反応速度も調べます。遺物ニュートリノのヘリシティの進化に関する最近の研究に基づいて、ニュートリノの質量階層、ニュートリノのディラック対マジョラナの性質、および最も軽いニュートリノの質量の関数として遺物ニュートリノを捕獲するためのITBD率をさらに示します。
幾何光学近似は、ブラックホールを含む時空において、高周波ブラックホール準法線モードをブラックホールの周りの閉じた光子軌道に接続するアイコナール対応の解釈を提供します。この対応は、シュワルツシルト、ライスナー・ノルドストローム、カー、カー・ニューマンのブラックホールで明確に特定されており、これらの違反は一般相対性理論を超えた物理学への潜在的なヒントとなる可能性があります。特に、前述のブラックホール時空には次のような十分な対称性があります。測地線方程式とマスター波方程式の両方が分離可能であるということです。対応の識別は、これらの対称性に大きく依存しているようです。時空の対称性が低い場合、エイコナル対応がどのように見えるかは当然のことです。この方向での先駆的な研究として、この論文では、軸対称性と定常性のみを保持する変形シュワルツシルト時空を考えてみましょう。時空変形の1次まで、eikonalの対応は、1つの周期に沿ったトラップされた光子軌道の\textit{averaged}半径の定義を通じて現れることを示します。この平均化された半径は、マスター波方程式の潜在的なピークと重なります。d時空変形の1次まで、アイコナール対応の明示的な識別を可能にします。
初期宇宙における素粒子物理学の標準模型を超える新しい物理学の有望なプローブとして、宇宙の一次位相遷移からの確率的重力波背景の予測は、気泡膨張ダイナミクスによって決定される気泡壁速度に大きく依存しています。気泡膨張のダイナミクスは、実効電位差からの駆動力と、気泡壁を横切る温度ジャンプおよび不平衡効果によってそれぞれ誘発される熱力と摩擦力の合計からの逆反応力との間の競争によって支配されます。最近、エンタルピーからの局所的な熱平衡におけるこの逆反応力を説明するために、気泡壁の近くでの差$\Delta[（\bar{\gamma}^2-1）w]$の熱力学的評価が提案されています。$w$および壁フレーム流体速度$\bar{v}$のローレンツ因子$\bar{\gamma}\equiv（1-\bar{v}^2）^{-1/2}$。ただし、この提案では、流体速度プロファイルが消失しないサウンドシェルからの流体力学的寄与を無視しています。この論文では、壁の寄与が以前の熱力学的評価と正確に一致する、暴走しない気泡膨張の逆反応力に関する完全な流体力学的評価を提案します。
一般的な相対論的予測の2つの新しい観測テストを提案します。（i）月レーザー測距実験による銀河中心での大規模なブラックホールの合併からのメモリー効果の検出。（ii）新しい物理学の旗としての赤方偏移に対する制限フラックスの違反。最初に、銀河中心での巨大なブラックホールの主要な合体からの重力波パルスが地球と月の分離の恒久的な増加を引き起こすことを示します。何百万もの太陽質量のブラックホールの場合、局所的な重力ポテンシャルのシフトは地球と月のポテンシャルに匹敵し、パルスの通過中に月が地球に対して摂動されることになります。地球と月の間隔の恒久的な増加は1ミリメートルの何分の1かであり、将来の合併イベントのために月の範囲で測定できます。第二に、私は一般相対性理論がその赤方偏移の関数として宇宙論的源から観測されたエネルギーフラックスの絶対的な上限を設定することを示します。重力波、ニュートリノ、または光の中でより明るい光源を検出すると、新しい物理学にフラグが立てられます。導出されたフラックス限界は、未知の起源を持つ任意のソースで可能な最大赤方偏移を決定するためにも使用できます。
