| Title |
Cosmological_informed_neural_networks_to_solve_the_background_dynamics_of_the_Universe |
| Authors |
Augusto_T._Chantada,_Susana_J._Landau,_Pavlos_Protopapas,_Claudia_G._Sc\'occola,_Cecilia_Garraffo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.02945 |
機械学習の分野は、さまざまな問題を解決する方法が成功したため、他のさまざまな分野からますます関心を集めています。これらのアプリケーションは、数値ソルバーを必要とせずに微分方程式を解くために人工ニューラルネットワークをトレーニングすることでした。この特定のアプリケーションは、従来の数値手法に代わるものを提供し、解を格納するために必要なメモリが少ない、並列化、場合によっては数値手法よりも全体的な計算コストが低いなどの利点があります。この作業では、4つの異なるモデルの宇宙のバックグラウンドダイナミクスを支配する微分方程式の解のバンドルを表すように人工ニューラルネットワークをトレーニングします。選択したモデルは、$\Lambda\mathrm{CDM}$、Chevallier-Polarski-Linderパラメトリック暗黒エネルギーモデル、指数関数的な可能性のある典型的なモデル、およびHu-Sawicki$f\left（R\right）$です。モデル。ネットワークが提供するソリューションを使用して統計分析を実行し、観測データを使用して各モデルのパラメーターの値を推定しました。つまり、宇宙クロノメーターからのハッブルパラメータの推定値、パンテオン編集からの超新星タイプIaデータ、およびバリオン音響振動からの測定値です。すべてのモデルで得られた結果は、数値ソルバーを使用して文献で行われた同様の推定と一致します。また、解の誤差は、ある場合は解析解、ない場合は高精度の数値解と比較して推定しました。これらの推定を通じて、すべてのモデルとすべての統計分析について、データを使用して見つけた$95\％$信頼領域に関係するパラメーター空間の領域で、解の誤差が最大で$\sim1\％$であることがわかりました。この作品で行われた。
SIDMハローの重力熱解：一定断面積から速度依存断面積へのマッピング
| Title |
Gravothermal_solutions_of_SIDM_halos:_mapping_from_constant_to_velocity-dependent_cross_section |
| Authors |
Shengqi_Yang,_Xiaolong_Du,_Zhichao_Carton_Zeng,_Andrew_Benson,_Fangzhou_Jiang,_Ethan_O._Nadler,_Annika_H._G._Peter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.02957 |
スケールフリーの重力流体形式は、一定の暗黒物質粒子断面積を持つ自己相互作用する暗黒物質ハローの進化を説明するのに効果的であることが長い間証明されてきました。ただし、重力熱流体ソリューションが速度依存断面シナリオの数値シミュレーションと一致するかどうかはテストされていません。この作業では、一定断面積の重力熱解を断面積に任意の速度依存性を持つモデルに関連付ける高速マッピング方法を提供します。マッピング後の重力熱解がArepoN-Bodyシミュレーション結果とよく一致していることを示します。この高速マッピング法を低表面輝度銀河UGC128をホストするハローに適用することにより、このアプローチの威力を説明します。この高速マッピング法を使用して、物理的に動機付けられた断面モデルの自由パラメーターを制約できることを示し、パラメーターを説明します。回転曲線測定が好む空間。
超軽量ボソン暗黒物質の観測に対する確率的効果
| Title |
Stochastic_effects_on_observation_of_ultralight_bosonic_dark_matter |
| Authors |
Hiromasa_Nakatsuka,_Soichiro_Morisaki,_Tomohiro_Fujita,_Jun'ya_Kume,_Yuta_Michimura,_Koji_Nagano_and_Ippei_Obata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.02960 |
超軽量ボソン粒子は、暗黒物質（DM）の魅力的な候補です。数密度が大きいため、銀河系では古典的な波のように振る舞います。干渉計重力波検出器を利用する方法など、波のようなDMを検索するために提案されたさまざまな方法があります。DM信号の特性を理解することは、データからDMの特性を抽出するために重要です。DM信号はその質量の角周波数でほぼ単色ですが、銀河ハロー内のDMの速度分散により、振幅と位相は徐々に変化しています。データからのDMの結合定数を正確に制約するには、確率的な振幅と位相を適切に考慮する必要があります。以前の研究では、確率的効果を組み込んだ結合定数の上限を取得する方法を策定しました。これらの作業の1つは、振幅と位相の変動時間スケールよりもはるかに短い測定時間で、確率的効果がある場合とない場合の上限を比較しました。この論文では、それらの定式化を任意の測定時間に拡張し、確率的効果を評価します。さらに、速度の不確実性を含む暗光子DMの速度依存信号を調査します。私たちの方法が数値シミュレーションで結合定数の上限を正確に推定することを示します。また、半解析的な方法で、将来の実験からアクシオンDMと暗光子DMの結合定数の予想される上限を推定します。確率は、特に小さな質量領域の制約に影響します。私たちの定式化は、確率的効果を持つ超軽量ボソンDM信号の一般的な処理を提供します。
redMaPPerクラスターを使用した投影効果による異方性ブーストの観測上の制約
| Title |
Observational_constraints_of_an_anisotropic_boost_due_to_the_projection_effects_using_redMaPPer_clusters |
| Authors |
Tomomi_Sunayama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.03233 |
赤シーケンス銀河から識別された光学クラスターは、クラスターへの視線に沿った侵入銀河がクラスターの真のメンバーと誤解される投影効果に悩まされています。以前の研究（Sunayamaetal。2020）では、投影効果がない場合に予想される振幅と比較して、投影効果がクラスタリングとレンズ効果の振幅を大規模にブーストすることを発見しました。これらのブーストは、測光調査における距離の不確実性のために、視線に沿ったフィラメント構造の優先的な選択によって引き起こされます。2つの単純な仮定で投影効果をモデル化し、銀河団相互相関関数を使用してブーストのサイズを定量化する新しい方法を開発します。宇宙論的N体シミュレーションから構築されたモッククラスターカタログを使用してメソッドを検証し、モデルを使用してブーストパラメーターに偏りのない制約を取得できることを確認します。次に、SDSSredMaPPerクラスターに分析を適用し、ブーストのサイズが、リッチネスビン$\lambda\in[30,40]$のクラスターサンプルを除くすべてのリッチネスビンで約20％であることを確認します。これは、クラスター宇宙論研究から独立したブーストパラメーターを制約する最初の研究であり、投影効果の自己無撞着テストを提供します。
SDSSredMaPPerクラスターの中央銀河の特性を使用したHaloAssemblyBias
| Title |
Halo_Assembly_Bias_using_properties_of_central_galaxies_in_SDSS_redMaPPer_clusters |
| Authors |
Tomomi_Sunayama,_Surhud_More,_Hironao_Miyatake |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.03277 |
暗黒物質ハローのクラスター化は、固定ハロー質量でのハローの集合履歴に依存します。\textit{ハローアセンブリバイアス}と呼ばれる現象。ハロー集合の偏りは、暗黒物質の宇宙論的シミュレーションで容易に観察されます。しかし、観測ではそれを検出することは困難です。固定されたハロー質量でのハローの形成時間と相関する銀河または銀河団の特性の特定と、投影効果のない銀河団を選択する能力は、ハローアセンブリバイアスの観測的検出における2つの最も重要なハードルです。特に後者は、大規模なレンズ効果とクラスタリングの振幅を高めることにより、ハローアセンブリバイアスの誤解を招く検出を引き起こす可能性があります。この研究では、分光法から導き出されたSDSSredMaPPerクラスターの中心銀河の12の異なる特性を使用して、クラスターをサブサンプルに分割します。固定されたリッチネスで、クラスタリング振幅のこれらのプロパティへの依存性をテストします。まず、SDSS調査の銀河の形状を使用して、クラスター周辺の弱いレンズ効果信号を使用して、ハローの質量とバイアスを推測します。銀河団の相互相関を使用して、2つのサブサンプル間のバイアスの違いを検証します。この方法論により、ハローアセンブリのバイアス信号からの投影効果による汚染を切り離すことができます。調査したプロパティのいずれかと相関するクラスタリング振幅の違いの有意な証拠は見つかりません。私たちの結果は、中央の銀河の特性が、固定された豊かさでのハローアセンブリの履歴と有意に相関していない可能性があることを示しています。
何も得られなかった：粒子の暗黒物質のプローブとしての宇宙のボイド
暗黒物質の消滅または崩壊によって生成される放射の観点からの粒子暗黒物質信号の検索は、予測された信号の極端なかすれとマスキング天体物理学的背景の存在に対処する必要があります。宇宙の暗黒物質分布と宇宙放射場の変動との相関情報を利用することで、天体物理学的放射から純粋な暗黒物質信号を分離できる可能性があることが示されています。天体物理学の源と暗黒物質の放出は異なる特徴を持っています。相互相関法が提案され、暗黒物質のハロー（過密度）を調べることによって暗黒物質の研究に採用されました。この論文では、宇宙のボイドによって提供される暗黒物質の分布に関する情報に焦点を当て、特にガンマ線の暗黒物質の放出に注目することによって、技術を拡張します。ハローと比較して、それにもかかわらず、ボイドでは、暗黒物質と天体物理源の崩壊による相互相関信号の相対的なサイズが大幅に有利であり、信号対バックグラウンド比$S/B$（さらに大幅に）が1より大きくなります。最大$2\times10^{30}$秒の減衰寿命。これは、$S/B$が通常（さらに）1よりも小さいハローの場合とは異なります。Euclidなどの今後の銀河調査と、仕様が改善された次世代のガンマ線検出器を組み合わせた場合、そのような信号のヒントを提供し、銀河の場合は最大$4.2\sigma$、宇宙のせん断の場合は$2.7\sigma$までの予測される重要性を示します。ボイドを利用して達成可能な暗黒物質の寿命の限界は、$20\div200$GeVのWIMPの質量範囲で現在の限界を改善すると予測されています。
微分弾性散乱を伴う暗黒物質ハローの重力熱進化
強い速度と角度依存性を持つ微分自己散乱の存在下での暗黒物質ハローの重力熱進化を研究します。ハロー内のラザフォード散乱と\Moller散乱をモデル化するために、制御されたN体シミュレーションを設計し、コア拡張フェーズと崩壊フェーズの両方でその進化を追跡します。シミュレーションは、一般的に使用される伝達断面積が暗黒物質の自己相互作用の影響を過小評価していることを示していますが、粘度断面積は、角度に依存する暗黒物質の散乱をモデル化するための優れた近似を提供します。ハローの熱力学的特性を調べ、流体近似の下でのボルツマン方程式の3つのモーメントが満たされていることを確認します。さらに、ハローの特徴的な速度分散を、熱伝導の運動論によって動機付けられた重み付けカーネルと統合する、一定の有効断面積を提案します。有効断面積は、ほとんどのハロー進化の微分自己散乱の近似を提供します。ただし、崩壊段階の後期段階での中心密度の成長率を大幅に過小評価する可能性があります。これは、一定の速度依存の暗黒物質の自己相互作用が根本的に異なることを示しています。後者の場合、断面はハローとともに動的に進化し、崩壊を促進します。この機能は、さまざまな自己相互作用暗黒物質モデルのテストに役立つ場合があります。
影から抜け出す：ブラックホール画像で距離梯子を構築する
| Title |
Climbing_out_of_the_shadows:_building_the_distance_ladder_with_black_hole_images |
| Authors |
Fabrizio_Renzi,_Matteo_Martinelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.03396 |
精密宇宙論の時代では、現在の宇宙論的緊張/矛盾に対する答えを見つけるために、宇宙論的パラメータを推定するための新しく競争力のあるプローブを見つけることが重要になりました。この作業では、ケフェイド変光星など、通常そのような目的で利用されるソースを代用して、超大規模ブラックホール（SMBH）の影の観測を距離梯子のアンカーとして使用する可能性を示します。標準的なアプローチと比較して、SMBHの使用には、SMBHの質量を知ることで影の物理的サイズを推定できるため、ハッブルフローの外側に距離キャリブレータを固定する必要がないという利点があります。さらに、SMBHはすべての銀河の中心に生息することになっています。これは、原則として、超新星Ia型のホスト銀河の影のサイズを測定できることを意味します。SMBHの質量を正確かつ確実に推定できるという仮定の下で、地上干渉計の現在の実験計画を考慮しても、ハッブル定数を$\approx10\％$の精度で制約できることがわかります。SMBH質量関数（BHMF）の特定の選択に基づいてSMBHカタログを作成することにより、ハッブル定数の制約を予測し、$\approx4\％$の精度が将来の干渉計の範囲内にある可能性があることを発見しました。
遠方のインバウンド彗星C/2017 K2（PANSTARRS）のコマにおけるダストの進化
| Title |
Dust_Evolution_in_the_Coma_of_Distant,_Inbound_Comet_C/2017_K2_(PANSTARRS) |
| Authors |
Qicheng_Zhang,_Ludmilla_Kolokolova,_Quanzhi_Ye,_Shreyas_Vissapragada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.02854 |
C/2017K2（PANSTARRS）は、内太陽系を最初に通過する可能性が高い地動説の距離r>20auで活動していることが以前に観察されたオールトの雲彗星です。ハッブル宇宙望遠鏡（HST）を使用して、2021年3月19〜20日にr=6.82auのペリヘリオンと8.35度の位相角で彗星を観測し、前にコマ上の塵の特性をマッピングする高空間分解能の測光と偏光測定を取得しました。核での水氷昇華活動の開始。コマの色と偏光に明確な放射状の勾配が見られました。F475W-F775W（g'-i'）の反射率の傾きは、核から約10,000km以内の100nmあたり約4.5％から100nmあたり約7％まで増加しました。F775W（i'）の負の偏光は、同じ範囲で約-2％から-3.5％に強化されましたが、約50,000km増加しました。さらに、半径方向の強度プロファイルは、安定したダスト粒子に対してシミュレートされたプロファイルから大きく外れています。2021年5月18日にr=6.34auでパロマーヘイル望遠鏡で得られた近赤外線画像は、尾にミクロンサイズの粒子が継続的に存在しないことを明らかにしましたが、JHKの色に明確な空間勾配は見られませんでした。観察されたパターンは、より安定したミリメートルサイズの粒子の尾とは異なり、昇華するミクロンサイズの水氷粒子によって光学的に支配されている内部コマと一致して集合的に表示されます。最後に、これらの結果を他のオールトの雲彗星と一緒に評価し、C/2012S1（ISON）のHST観測の再分析で、その彗星について報告された核に近い偏光ハローが観測アーティファクトである可能性が高いことを発見しました。
1Dディスクモデルにおける原始惑星の較正されたガス降着と軌道移動
私たちは、3D流体力学シミュレーションの結果で較正された、1Dディスクモデルでの移行と降着のための簡単な処方箋を開発することを目指しています。私たちの焦点は非自己重力ディスクにありますが、ディスクが自己重力であるときに私たちの処方がどの程度適用できるかについても議論します。トルク密度を使用して移行を研究します。トルク密度のモデルは、既存のフィッティング式に基づいており、その後、ギャップが早すぎるのを防ぐために修正します。より高い惑星質量では、流体力学シミュレーションからのトルク密度を1Dモデルに直接適用します。これらのトルク密度により、暴走降着を受けて巨大な惑星になる、最初は低質量の惑星の軌道進化をモデル化できます。ディスクと惑星の間の角運動量の双方向交換が含まれています。これにより、直接アクセス可能なディスクパラメータのみに依存するギャップ形成の自己矛盾のない処理が可能になります。ディスク制限レジームでのボンダイガスとヒルガスの降着の公式を示します。この公式は、質量が付着した場所でディスクから除去されるという意味で自己矛盾がありません。結果として生じる1Dフレームワークの質量と準主軸の変化は、さまざまなパラメーターの3D流体力学的シミュレーションの変化とよく一致していることがわかります。私たちの処方箋は、1Dモデルでの移行と降着を同時にモデル化するのに役立ちます。少なくともここで研究するパラメータ空間では、流体力学シミュレーションからのトルク密度を1Dモデルに適用することが適切かつ有益であると結論付けています。私たちのアプローチがさらに広いパラメータ空間やより複雑なディスク熱力学の状況、またはディスクが自己重力である場合にも適用できるかどうかを判断するには、さらに多くの作業が必要です。
溶岩惑星上の深い二相の半球形マグマオーシャン
天文学者は、岩の多いバルク組成を持つ少数の太陽系外惑星を発見しましたが、惑星の表面が少なくとも部分的に溶融している必要があるほど、ホスト星の近くを周回しています。このような「溶岩惑星」の昼側には、空気のない夜側に向かって急速に流れる岩石蒸気大気が含まれていると予想されます。この部分的な大気は、溶岩惑星の観測の解釈にとって重要ですが、夜側に向かって無視できるほどの熱を運びます。その結果、マグマオーシャンの表面温度は、サブステラポイントの近くの3000〜Kから昼夜の明暗境界線の近くの1500〜Kまでの範囲になる可能性があります。部分溶融の熱力学と地球化学を組み込んだ単純なモデルを使用して、サブステラポイントからの距離の関数としてマグマオーシャンの物理的および化学的特性を予測します。私たちの2つの主要な発見は、1）昼間のマグマオーシャンが以前に考えられていたよりもはるかに深く、おそらくいくつかの場所でコアとマントルの境界まで伸びていること、2）昼間の多くが部分的にしか溶けておらず、表面に勾配があることです。マグマオーシャンの化学。これらの発見は、マグマオーシャンのダイナミクスだけでなく、大気の組成とダイナミクスにも重要な意味を持っています。
適度に高い傾斜角は生物圏の酸素化を促進します
惑星の赤道傾斜角は、惑星の気候と季節のコントラストに対する一次制御であり、生命に多くの連鎖的な結果をもたらします。適度に高い赤道傾斜角（45$^{\circ}$までの地球の現在の赤道傾斜角よりも大きい赤道傾斜角）が惑星の表面に物理的にどのように影響するかは以前に研究されていますが、海洋生物がこれらの条件にどのように反応するかについての理解が不足しています。ROCKE-3D大循環モデルをcGENIE3D生物地球化学的モデルに結合して、さまざまな惑星の傾斜、生物必須栄養素インベントリ、および生物圏構造に対する海洋生物圏の応答をシミュレートします。光合成の正味の速度が35$\％$増加し、生物起源の酸素の海から空気へのフラックスが0$^{\circ}$と45$^{\circ}$の傾斜シナリオの間で2倍になったことがわかります。生体必須栄養素を2倍にすることに対する同等の反応。私たちの結果は、中程度に高い赤道傾斜角の惑星は、それらの低赤道傾斜角の惑星よりも生物圏酸素化の可能性が高く、中程度に高い赤道傾斜角の居住可能な惑星での生活は、次世代望遠鏡で検出しやすい可能性があることを示唆しています。これらの適度に高い傾斜角の居住可能な惑星はまた、複雑な生命の進化をより助長するかもしれません。
数式処理による太陽系のカオスの起源
太陽系における惑星の混沌とした動きの発見は30年以上前にさかのぼります。それでも、これまでのところ、カオスの原因に十分に対処している分析理論はありません。数式処理システムTRIPに正準摂動理論を実装し、内惑星の強制的な長期ダイナミクスの軌道解に沿って動作している永年共鳴を体系的に取得します。それらの半値幅の時間統計を最大リアプノフ指数のアンサンブル分布と比較し、偏りのない方法でカオスの動的ソースを確立します。新しい共鳴は理論によって予測され、太陽系の直接統合に対してチェックされます。内惑星の絡み合ったダイナミクスのイメージが浮かび上がります。
GAIA EDR3のワイドバイナリ：MONDよりもGRを優先しますか？
最近のいくつかの研究では、GAIAで高精度に測定された非常に広い連星の速度差が、暗黒物質をエミュレートしようとする修正重力理論の興味深いテストを提供できる可能性があることが示されています。これらのシステムは、標準的な暗黒物質理論によれば完全にニュートンである必要がありますが、さまざまな観測上の問題を克服できる場合、MONDのような理論の予測は明らかに異なります。ここでは、最近のGAIAEDR3データリリースを使用して2019年の研究の更新バージョンを提供します。GAIAEDR3から距離<300パーセク、マグニチュードG<17の73,159個の候補幅の連星の大規模なサンプルを選択し、主系列の質量光度関係。次に、シミュレーションと比較して、投影された分離の関数として、ペアワイズ相対投影速度（円軌道値と比較して）の度数分布を調べます。以前のように、これらの分布は、ニュートンの期待に近い値で明確なピークを示し、長い「テール」ははるかに大きな速度比に広がり、未解決または見えない3番目の星を持つ階層トリプルシステムによって引き起こされる可能性があります。次に、これらの観測された分布を、GRまたはMOND軌道のバイナリ、トリプル、およびフライバイの母集団のシミュレートされた混合物に適合させ、MONDの1つの特定の実装よりも標準重力がいくらか好ましいことを発見します。ただし、トリプルポピュレーションモデルとMONDバージョンの完全なパラメーター空間についてはまだ調査していません。将来のGAIAリリースからの改善されたデータ、およびトリプル母集団をよりよく特徴付けるためのシステムのサブセットのフォローアップにより、将来、ワイドバイナリがGR対MONDの決定的なテストになることが可能になるはずです。
ホット星間物質
銀河の星間物質（ISM）には、数百万度の温度に達するガス成分が含まれていることがよくあります。その物理的および化学的特性は、X線のイメージングと分光法によって調べることができます。理論と観測を組み合わせた観点から、星形成銀河と初期型銀河における高温ISMの起源と保持に関する現在の知識をレビューします。重力過程、環境効果、フィードバックメカニズムの間の複雑な相互作用がその物理的状態に寄与するため、ホットISMは銀河の進化の重要な診断を表します。
天の川の衛星面：$ \ Lambda$CDMと一致
| Title |
The_Milky_Way's_plane_of_satellites:_consistent_with_$\Lambda$CDM |
| Authors |
Till_Sawala_(1),_Marius_Cautun_(2),_Carlos_S._Frenk_(3),_John_Helly_(3),_Jens_Jasche_(4),_Adrian_Jenkins_(3),_Peter_H._Johansson_(1),_Guilhem_Lavaux_(5),_Stuart_McAlpine_(1,4),_Matthieu_Schaller_(2)_((1)_University_of_Helsinki,_(2)_Leiden_University,_(3)_Durham_University,_(4)_Stockholm_University_(5)_Sorbonne_Universit\'e) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.02860 |
「衛星の平面の問題」は、おそらく回転によって支えられている、非常に薄い平面での天の川の11個の最も明るい伴銀河の配置を説明しています。これは、銀河が分散に支えられた暗黒物質ハローに囲まれている標準的な宇宙論モデルとは明らかに矛盾しています。ここでは、衛星システムの報告された例外的な異方性が、以前のシミュレーションでは再現できなかった偏った動径分布に強く依存していることを示します。Gaiaの適切な動きを使用して、軌道極の位置合わせが以前に報告されたものよりもはるかに一般的であることを示し、衛星の平面が回転的にサポートされるのではなく一時的であることを明らかにします。このような短命の飛行機が一般的である新しいシミュレーションと比較すると、天の川衛星は標準モデルの期待と互換性があることがわかります。
ユークリッドの準備：XXI。 EuclidDeepSurvey内で$z>6$銀河を検索する際の中間赤方偏移汚染物質
| Title |
Euclid_preparation:_XXI._Intermediate-redshift_contaminants_in_the_search_for_$z>6$_galaxies_within_the_Euclid_Deep_Survey |
| Authors |
Euclid_Collaboration:_S._E._van_Mierlo_(1),_K._I._Caputi_(1_and_2),_M._Ashby_(3),_H._Atek_(4),_R._A._A._Bowler_(5_and_6),_G._Brammer_(2_and_7),_J._Cuby_(8),_P._Dayal_(1),_A._D\'iaz-S\'anchez_(9),_Steven_L._Finkelstein_(10),_A._Humphrey_(11),_O._Ilbert_(8),_H._J._McCracken_(12),_B._Milvang-Jensen_(2_and_7),_P._A._Oesch_(13_and_14),_R._Pello_(8),_G._Rodighiero_(15),_S._Toft_(7_and_2),_J._R._Weaver_(2_and_7),_S._M._Wilkins_(16),_C._J._Willott_(17),_G._Zamorani_(18),_A._Amara_(19),_N._Auricchio_(18),_M._Baldi_(20_and_18_and_21),_R._Bender_(22_and_23),_C._Bodendorf_(22),_D._Bonino_(24),_E._Branchini_(25_and_26),_M._Brescia_(27),_J._Brinchmann_(11),_S._Camera_(28_and_29_and_24),_V._Capobianco_(24),_C._Carbone_(30),_J._Carretero_(31_and_32),_M._Castellano_(33),_S._Cavuoti_(27_and_34_and_35),_A._Cimatti_(36_and_37),_et_al._(167_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.02871 |
（要約）ユークリッドミッションは、3つのディープフィールドで数千のz>6銀河を発見することが期待されており、これらを合わせると約40度2の領域をカバーします。ただし、ユークリッドバンドの数が限られていることと補助データが利用できることにより、z>6銀河の識別が困難になる可能性があります。この研究では、ユークリッド深部調査でz>6銀河に期待される中間赤方偏移銀河（z=1-5.8）による汚染の程度を評価します。この研究は、UltraVISTA超深部調査から選択された〜0.7deg2の領域にあるz=1-8の〜176,000の実際の銀河と、25.3$\leq$H<27.0の〜96,000の模擬銀河に基づいています。ユークリッド深部調査で精査される大きさの。基準の28バンド測光からユークリッドと補助測光をシミュレートし、スペクトルエネルギー分布（SED）をこれらのシミュレートされたデータのさまざまな組み合わせに適合させます。私たちの研究は、ユークリッドデータだけでz>6を特定することは非常に効果的であり、明るい（かすかな）銀河のz>6の回復率は91（88）％であることを示しています。UltraVISTAのような明るいサンプルの場合、ユークリッドだけで観測された見かけのz>6銀河の中でのz=1-5.8汚染物質の割合は、18％です。これは、超深度ルービン（Spitzer）を含めることで4（13）％に減少します。測光。逆に、かすかな模擬サンプルの場合、Euclidのみの汚染率は39％とかなり高く、超深度のRubinデータを含めると7％に最小化されます。UltraVISTAのような明るい銀河の場合、ユークリッド（I-Y）>2.8および（Y-J）<1.4の色基準で、汚染物質を真のz>6銀河から分離できることがわかります。ただし、これらは汚染物質の54％にしか適用できません。（I-Y）色。最も楽観的なシナリオでは、これらのカットにより、汚染率が1％に減少し、基準z>6サンプルの81％が維持されます。かすかなモックサンプルの場合、カラーカットは実行できません。
各ハローのエネルギーテンソルの進化を追跡するために、マージツリーでキャプチャされたランダムなマージイベントのシーケンスを利用して、暗黒物質ハローの3軸形状を予測するための半解析モデルについて説明します。球形への緩和のための単純なモデルと組み合わせると、このモデルは、中央値と四分位範囲で宇宙論的N体シミュレーションから測定されたものとほぼ一致するハロー軸長比の分布を予測することがわかります。軸長の条件付き分布とハロー形状の質量依存性を考慮して、このモデルの予測力と説明力を示し、これらがN体の結果と非常によく一致していることを確認します。このモデルは、ハローの3軸形状の進化を推進する物理学への洞察と、ハローの形成履歴に直接関連する3軸性の統計の迅速な定量的予測の両方を提供します。
$ \ kappa $-モデル、暗黒物質に代わる最小限のモデル。銀河の回転問題への応用
銀河内の特定の場所での速度、加速度、および重力場強度の決定は、観測者の環境、たとえば銀河内の局所的な平均質量密度を使用して、予期しない方法で達成される可能性があります。この考えは、非対称距離の概念によって数学的に裏付けられており、渦巻銀河の回転に関する研究によってここに示されています。この提案は天体物理学の分野では新しく（以下では\k{appa}モデルと呼ばれます）、修正ニュートン力学（MOND）理論、修正重力（MOG）モデルで見られる主な効果を模倣するのに役立ちます。または、すでに確立された理論である暗黒物質を排除することを目的として構築された他の関連モデル。したがって、銀河の2つの選択された例から始めて、セクション5で、MONDと\k{appa}モデルの間に同等性があることを示します。特に、反対側では、50年以上にわたる激しい理論的、実験的、観測的努力にもかかわらず、その特性が常に未定義のままである、支配的なパラダイム、とらえどころのない暗黒物質の投機的な性質を持っています。
半解析的スペクトルフィッティング：MaNGA渦巻銀河における質量蓄積と化学進化の同時モデリング
| Title |
Semi-analytic_spectral_fitting:_simultaneously_modelling_the_mass_accumulation_and_chemical_evolution_in_MaNGA_spiral_galaxies |
| Authors |
Shuang_Zhou,_Michael_Merrifield,_Alfonso_Aragon-Salamanca |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.03069 |
個々の銀河の星形成履歴（SFH）と化学濃縮履歴（ChEH）を定量化するために、新しい半解析的スペクトルフィッティングアプローチを開発します。ガスの流入と流出のプロセス、および星形成を説明する単純でありながら一般的な化学進化モデルを構築して、合併のない星形成システムの進化を調査します。これらのモデルは銀河の吸収線スペクトルに直接適合し、それらの輝線は現在の気相の金属量と星形成率を制限するために使用されます。この方法は、SDSS-IVMaNGA調査から選択された渦巻銀河に適用されます。各銀河の同時追加された吸収線スペクトルをフィッティングし、現在の金属量と星形成の輝線制約を使用して、サンプル内のすべてのオブジェクトのSFHとChEHの両方を再構築します。これらの再構成を使用して、赤方偏移での質量と金属量の関係など、直接観測と比較して有利な、導出された相関の考古学的測定値を取得できます。SFHとChEHの両方が強い質量依存性を持っていることがわかります。巨大な銀河はそれらの恒星の質量を蓄積し、より早く濃縮されます。この質量依存性により、より低い赤方偏移で質量と金属量の関係が平坦化されます。モデルはまた、観測されたガス対恒星の質量比とその質量依存性を再現します。さらに、より大規模な銀河はガスの流入時間が早く、流入の時間スケールが短いこと、および低質量銀河の初期の化学的濃縮は強い流出によって抑制されているが、大規模な銀河では流出はそれほど重要ではないことを確認できます。
プロキシでの高z銀河のPAHの検出：z=2.323のQSOSDSSJ1143+1420に向けた非常に強力な減衰ライマンα吸収体の物理的条件のモデリング
| Title |
Detecting_PAHs_in_high-z_galaxies_in_proxy:_Modelling_physical_conditions_in_an_extremely_strong_damped_Lyman-alpha_absorber_towards_QSO_SDSS_J1143+1420_at_z=2.323 |
| Authors |
Gargi_Shaw_and_A._Ranjan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.03088 |
高赤方偏移でガスが豊富で吸収が選択された銀河で多環芳香族炭化水素（PAH）を検出するための間接的な方法を検討します。赤方偏移z（ESDLA）=2.323。文献研究によると、このESDLAには塵と拡散分子水素の特徴が含まれており、関連する銀河との空間的近接性（衝突パラメーター、rho=0.6+/-0.3kpc）により、この研究のために特別に選択されました。この視線に沿った赤外線（IR）スペクトルの限られた観測では、PAHの放出を直接検出することはできません。したがって、CLOUDY数値シミュレーションモデリングを使用して、ESDLA内のPAHの存在を間接的に調査します。温かいH2とCIの観測されたカラム密度を再現するには、PAHをモデルに含める必要があることに注意してください。したがって、PAH/H=10^（-7.046）の存在量で、ESDLAに間接的にPAHが存在することを推測します。また、吸収体の静止フレームでの塵によるQSOスペクトルの消滅をモデル化することにより、星形成銀河と比較して低い2175Aのバンプ強度（E（bump）〜0.03-0.19mag）を測定します。これは、CLOUDYモデリングを使用して間接的に得られたPAHの存在量が少ないことと一致しています。私たちの研究は、高赤方偏移のガスが豊富な吸収選択銀河で間接的にPAHを検出するためのCLOUDYモデリングの使用を強調しています。
合体前のSMBHB候補SDSSJ143016.05+230344.4のVLBIイメージング
| Title |
VLBI_imaging_of_the_pre-coalescence_SMBHB_candidate_SDSS_J143016.05+230344.4 |
| Authors |
T._An,_Y._Zhang,_A._Wang,_X._Shu,_H._Yang,_N._Jiang,_L._Dou,_Z._Pan,_T._Wang,_Z._Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.03208 |
コンテクスト。最近、SDSSJ143016.05+230344.4（J1430+2303）は、最終合体段階の超大質量ブラックホール連星（SMBHB）であると報告されました。これはおそらく、人類の歴史で観察可能な最初のSMBHB合体イベントです。合体前後のJ1430+2303の電波観測は、SMBHBのエネルギーと環境のユニークな診断を提供します。目的。現在のX線および旋光度と密接に関連し、合体前のブラックホールの降着と流出の状態を理解するのに役立つ銀河核領域からの電波放射を調査します。メソッド。超長基線干渉法（VLBI）イメージングは、銀河スケールでの拡散放射による汚染を排除できるミリ秒単位レベルの高解像度を提供する唯一の方法です。J1430+2303は、ヨーロッパVLBIネットワークが1.7GHzで、超長基線電波干渉波が1.6GHzと4.9GHzで、2022年2月下旬と3月上旬に観測されました。結果。コンパクトなコンポーネントは、3つのVLBI画像すべてで検出されます。それは>10^8Kの輝度温度、<0.8pcのサイズの未解決の形態、およびフラットな電波スペクトルを持っています。これらの観測機能は、大きな開口角の流出または風と一致していませんが、このコンパクトなコンポーネントがジェットまたはコロナである可能性があることを示しています。放射のほぼ60％はVLBIによって解決され、以前の電波活動の残りのローブ、構造化されたジェットの外層、または細い線領域の円盤風によって形成された衝撃から発生する可能性があります。結論。現在のVLBI画像は、まだ電波爆発の兆候を示していません。私たちの観測は、合併後の将来の比較研究のための重要な参考となる合体前の電波データを提供します。特に、ジェットをさらに分解することで、連星ブラックホールを刺激することに関連する動的特徴を精査する道が開かれます。
密度指数分析：星形成領域の密度プロファイルの重力駆動の急峻化
| Title |
Density_Exponent_Analysis:_Gravity-driven_steepening_of_the_density_profiles_of_star-forming_regions |
| Authors |
Guang-Xing_Li,_Ji-Xuan_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.03215 |
分子星間雲の進化は、複雑でマルチスケールのプロセスです。べき乗則密度指数は、密度プロファイルの急峻さを表し、雲の密度構造を特徴づけるために使用されてきましたが、通常、その使用は球対称システムに限定されています。レベルセット法をインポートして、複雑な密度分布のすべての場所で一般化された密度指数$k_{\rho}$のロバストなマップを生成する新しい形式を開発します。Herschel衛星とPlanck衛星からのデータを使用して構築されたPerseus分子雲の高忠実度、高動的範囲マップに適用することにより、密度指数が驚くほど広範囲の変動を示すことがわかります（$-3.5\lesssimk_{\rho}\lesssim-0.5$）。重力崩壊の後期の領域は、より急な密度プロファイルに関連付けられています。地域内では、密集した構造物の近くにあるガスは、枯渇のために形成される$k_{\rho}\approx-3$の非常に急な密度プロファイルを持っています。この密度指数分析は、多様な密度構造を明らかにし、重力崩壊が密度プロファイルの継続的な急峻化につながるという一貫した画像を形成します。私たちの方法は、粉粒体や宇宙の大規模構造など、他のべき乗則のような密度構造の研究に効果的であると期待しています。
ラドクリフ波のコヒーレントで波のような速度パターンの発見
最近の研究では、グールドベルトの一部が、雲の連鎖からなる長さ2.7kpcの{コヒーレントで薄い}波に属していることがわかりました。ここでは、雲の空間配置から減衰した起伏パターンが特定されています。雲の中に固定された若い恒星状天体（YSO）の適切な動きを使用して、$v_z$の観点からラドクリフ波の運動学的構造を研究し、$v_z$空間から減衰した波のようなパターンを特定します。「速度のうねり」と呼びます。アンサンブル経験的モード分解（EEMD）に基づく新しい形式を提案して、起伏パターンの振幅、周期、および位相を決定し、空間および速度の起伏が約1.5kpcのほぼ同一の空間周波数を共有することを発見します。片側から反対側に測定すると、両方が減衰します。最初のサイクルで測定すると、約$2\pi/3$の位相差を示します。構造は、$\sim\、130\、\pm\、20\、\rmpc$の振幅で天の川銀河の中央面の周りを振動しています。ラドクリフ波の垂直範囲は分子ディスクの厚さを超えており、起伏の特徴の起伏が摂動に起因する可能性があることを示唆しています。矮小銀河の通過。
巨大な分子雲での星団の形成には、雲が局所的に崩壊してガスが豊富な小さなサブクラスターになり、その後衝突して合体し、最終的な星団が形成されます。この論文では、ガスの結合されたスムーズパーティクルハイドロダイナミクスと星のN体ダイナミクスを使用して、これらのサブクラスター間の衝突をシミュレートします。私たちは、分子雲崩壊の以前の放射流体力学シミュレーションによって導かれます。これは、それらの恒星とガスの質量、およびそれらの初期位置と速度など、衝突するクラスターのグローバルな特性を提供します。元のシミュレーションのサブクラスターはシンクパーティクルとして扱われ、衝突後すぐに単一のエンティティにマージされました。より詳細な治療がより複雑な状況を提供することを示します。約10km/sを超える衝突速度では、クラスターの恒星成分は3Myr以内でモノリシッククラスターを形成しませんが、ガスはそうする可能性があります。低速では、クラスターは最終的にマージされますが、タイムスケールが長くなると、後続の衝突の時間よりも長くなる可能性があります。結果として得られるクラスターの構造は、標準的な密度分布にうまく適合せず、クラスターは平衡状態ではありませんが、シミュレーション時間にわたって拡大し続けます。大規模な巨大分子雲シミュレーションにおけるサブクラスター合併の単純なシンク粒子処理は、最終的なクラスター特性の上限を提供すると結論付けます。
深い高スペクトル分解能分光法によるオリオン大星雲の光イオン化ハービッグハロー天体III：HH514
| Title |
Photoionized_Herbig-Haro_objects_in_the_Orion_Nebula_through_deep_high-spectral_resolution_spectroscopy_III:_HH514 |
| Authors |
J._E._M\'endez-Delgado_(1_and_2),_C._Esteban_(1_and_2),_J._Garc\'ia-Rojas_(1_and_2)_and_W._J._Henney_(3)._((1)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Canarias_(IAC),_E-38205_La_Laguna,_Spain,_(2)_Departamento_de_Astrof\'isica,_Universidad_de_La_Laguna,_E-38206_La_Laguna,_Spain,_(3)_Instituto_de_Radioastronom\'ia_y_Astrof\'isica,_Universidad_Nacional_Aut\'onoma_de_M\'exico,_Apartado_Postal_3-72,_58090_Morelia,_Michoac\'an,_M\'exico) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.03266 |
オリオン大星雲の中心にあるプロプリッド170-337から出現する光イオン化ハービッグハロー天体HH〜514の物理的条件と化学組成を分析します。超大型望遠鏡ではUVESの高スペクトル分解能分光法を使用し、カナリア大望遠鏡ではMEGARAのIFUスペクトルを使用します。HH〜514の2つのコンポーネント、ジェットベースとノットを観察します。$n_{\rme}=（2.3\pm0.1）\times10^5\text{cm}^{-3}$と$n_{\rme}=（7\pm1）\times10^4\text{cm}^{-3}$、両方とも$T_{\rme}\approx9000\text{K}$。HH〜514の化学組成は、より豊富に存在するFe、Ni、Sを除いて、オリオン大星雲の化学組成と一致していることを示しています。一般的な星間物質と比較してHHオブジェクトで観測されたFeとNiの存在量の増加は、通常、ダスト粒子の破壊として解釈されます。同じディスクからのプロプリッド光蒸発流は通常の硫黄存在量を示しているため、観測された硫黄過剰量（太陽の2倍以上）を説明するのは困難です。前述のS過剰がダスト破壊によるものである場合、硫化物および/または他のS含有ダスト貯留層の形成は、ディスクからの物質の降着中に大きな硫化物ダスト粒子をろ過する原始惑星系円盤の惑星形成プロセスに関連している可能性があります中央の星に。また、中央の星に近い分子放出の公表された運動学は、光ジェットに垂直な円盤とも、それに沿った流出とも一致していないことを示しています。
ALCHEMIを使用したNGC253のメタノールメーザー
| Title |
Methanol_masers_in_NGC_253_with_ALCHEMI |
| Authors |
P._K._Humire,_C._Henkel,_A._Hern\'andez-G\'omez,_S._Mart\'in,_J._Mangum,_N._Harada,_S._Muller,_K._Sakamoto,_K._Tanaka,_Y._Yoshimura,_K._Nakanishi,_S._M\"uhle,_R._Herrero-Illana,_D._S._Meier,_E._Caux,_R._Aladro,_R._Mauersberger,_S._Viti,_L._Colzi,_V._M._Rivilla,_M._Gorski,_K._M._Menten,_K.-Y._Huang,_S._Aalto,_P._P._van_der_Werf,_and_K._L._Emig |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.03281 |
コンテキスト：クラスI（衝突励起）およびクラスII（放射励起）のメタノールメーザーは、衝撃や星形成領域などのさまざまな天体物理環境の銀河で非常に詳細に研究されており、特性の分析に役立ちます高密度の星間物質の。しかし、外部銀河におけるメタノールメーザーの研究はまだ始まったばかりです。目的：私たちの主な目標は、近くのスターバースト銀河NGC253の中央分子ゾーン（CMZ;内部500pc）でメタノールメーザーを検索することです。方法：84〜373GHzの周波数範囲をカバーします（$\lambda$=3.6〜0.8mm）高角度（1.6"$\sim$27pc）およびスペクトル（$\sim$8--9kms$^{-1}$）解像度で、ALMA大規模プログラムALCHEMIを使用して、さまざまな領域を調査しました。NGC253のCMZ。メタノールメーザー候補を探すために、回転図法と一連の放射伝達モデルを採用しました。結果：NGC253で84GHzを超えるメーザーを初めて検出し、$J_{-1}\rightarrow（J-$1）$_{0}-E$ラインシリーズ（84、132、229、および278GHz）および$J_{0}\rightarrow（J-$1）$_{1}-A$シリーズ（95、146、および198GHz）。これにより、84GHzでのクラスIメーザーラインの存在が確認されます。すでに報告されていますが、現在は複数の場所で検出されています。J_{-1}\rightarrow（J-$1）$_{0}-E$線列、中央の星形成ディスクのクラスIメーザー候補。結論：$J_{-1}\rightarrow（J-$1）$_{0}-E$線系列のメーザー励起の物理的条件は、ショックトレーサー（SiOおよびHNCO）CMZの郊外に位置する双方向のショック/アクティブ領域。一方、中心部にクラスIメーザーがないことを説明するには、星形成率が高いために光解離領域が存在する必要があります。
光解離領域における多環芳香族炭化水素放出モデルI：3.3、6.2、および11.2 $ \ mu$mバンドへの適用
| Title |
Polycyclic_Aromatic_Hydrocarbon_emission_model_in_photodissociation_regions_I:_Application_to_the_3.3,_6.2,_and_11.2_$\mu$m_bands |
| Authors |
Ameek_Sidhu,_A.G.G.M._Tielens,_Els_Peeters_and_Jan_Cami |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.03304 |
特定のPAHの最近の測定または量子化学計算を使用して、多環芳香族炭化水素（PAH）分子の赤外スペクトルを計算する電荷分布ベースのモデルを提示します。このモデルは、十分に研究された物理的条件（放射場の強さ、$G_{0}$、電子密度$n_{e}$、およびガス温度、$）を持つ十分に研究された光解離領域（PDR）のサンプルに適用されます。T_{\rmガス}$）。具体的には、イオン化パラメータ$\gamma=G_{0}\timesT_{\rmgas}^{1/2}/n_{e}$。陰イオンは、低$\gamma$（$<2\times10^{2}$）環境では主要な電荷キャリアとして出現し、中間$\gamma$（$10^{3}-10^{4}$）では中性になります。）環境、および高$\gamma$（$>10^{5}$）環境での陽イオン。さらに、PAHの陰イオンと陽イオンは同様のスペクトル特性を示します。陽イオンスペクトルと陰イオンスペクトルの類似性は、6.2/（11.0+11.2）バンド比の解釈に変換され、この比の高い値は、陽イオンまたは陰イオンのいずれかからの大きな寄与に関連付けられます。モデルの予測値6.2/（11.0+11.2）および3.3/6.2は、PDRNGC7023、NGC2023、馬頭星雲、オリオンバー、および拡散ISMでの観測とよく比較され、充電状態の変化を示しています。観測されたPAH放出の変動を説明することができます。また、6.2/（11.0+11.2）と3.3/（11.0+11.2）の比率の診断の可能性を再評価し、$\gamma$に関する事前の知識がなくても、3.3/（11.0+11.2）がPAHサイズを予測できることを示します。、しかし6.2/（11.0+11.2）は天体物理学的環境の$\gamma$を予測することはできません。
| Title |
Observational_Bias_and_Young_Massive_Cluster_Characterisation_I._2D_Perspective_Effects |
| Authors |
Anne_S.M._Buckner,_Kong_You_Liow,_Clare_L._Dobbs,_Tim_Naylor,_Steven_Rieder |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.03305 |
高質量星団の形成と進化を理解するには、理論データと観測データを比較する必要があります。残念ながら、シミュレートされた領域の完全な位相空間が利用可能ですが、多くの場合、部分的な2D空間および運動学的データのみが観測された領域で利用可能です。これは、2Dデータのみから決定されたクラスターパラメーターが信頼でき、クラスターの実際のパラメーターと視線方向の影響を表すかどうかについての疑問を提起します。この論文では、完全な6D位相空間との雲と雲の衝突から形成されたシミュレートされたクラスターのパラメーターを導出し、クラスターの3つの異なる2D視線方向から導出されたパラメーターと比較します。2Dと3Dでクラスターを表示する場合にも同じ定性的な結論に達することができることを示しますが、2Dで表示する場合に定量的な結論を引き出すことは不正確である可能性があります。最大の発散は、クラスターの知覚された運動学で発生します。これは、クラスターが実際に収縮しているときに、一部の方向で拡大しているように見えます。クラスター密度の増加は、既存のパースペクティブの問題を悪化させ、さまざまな方向から派生したプロパティの相対的な精度と一貫性を低下させます。これは、クラスター内に存在するサブクラスターの数とメンバーシップを決定する場合に特に問題になります。2Dで正しく識別されたサブクラスターの割合は、クラスターが進化するにつれて減少し、クラスターの進化のエンドポイントで3.4％未満に達することがわかります。
球状星団の最初の集団星に広がる金属量の確認
| Title |
Confirmation_of_a_metallicity_spread_amongst_first_population_stars_in_globular_clusters |
| Authors |
Carmela_Lardo,_Maurizio_Salaris,_Santi_Cassisi,_and_Nate_Bastian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.03323 |
大規模な星団の星は、コヒーレントな形成シナリオでは説明が難しいいくつかの軽元素（MP）に固有の変動を示します。近年、HST測光は、比類のない詳細レベルでのMPのグローバルプロパティの特性評価につながりました。特に、染色体マップとして知られる色-色図は、フィールドのような金属存在量分布（1P）を持つクラスター星を、特徴的な軽元素存在量反相関（2P）を持つオブジェクトから分離するのに非常に効率的であることが証明されています。調査された銀河系GCの大部分の染色体マップで1Pグループがカバーする予想外の広い色の範囲は、最近、2つの金属が豊富な銀河系GCでのSGB星の研究から、最大0.30dexまでの固有の金属量変動に起因するとされています。適切なHSTフィルターの組み合わせ。一方、NGC3201とNGC2808の1P星の小さなサンプルの高分解能分光法は、これまでのところ矛盾する結果をもたらし、NGC3201では金属量の広がりが検出されましたがNGC2808では検出されませんでした。これらの結果を独立して確認するための、RGB星のHST近紫外線および光学測光。私たちのアプローチは、最初にM2の観測データを使用して検証されました。これは、主成分に対して金属量が強化された（〜0.5dex）1P星の小グループをホストするGCです。次に、この方法を、はるかに広い金属量範囲をカバーする3つのクラスターに適用し、染色体マップに十分に存在する拡張された最初の集団シーケンス、つまりM92、NGC2808、およびNGC6362を適用しました。これらのクラスターの1P星の間に金属量の広がりが存在することを確認し、ほとんどのGCで金属量の2倍までの予期しない変動が存在する場合を固めます。また、1P星と2P星の間の平均金属量差の複雑な振る舞いを確認します。
非常に巨大な星が非常に金属の少ない銀河の化学進化に与える影響
| Title |
The_impact_of_very_massive_stars_on_the_chemical_evolution_of_extremely_metal-poor_galaxies |
| Authors |
S._Goswami,_L._Silva,_A._Bressan,_V._Grisoni,_G._Costa,_P._Marigo,_G._L._Granato,_A._Lapi,_M._Spera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.03402 |
非常に金属量の少ない低質量スターバースト銀河の最近の観測では、N/O比が低金属量と一致しているにもかかわらず、ほぼ太陽のFe/O比が報告されています。特異なFe/O比が、対不安定型超新星（PISN）として死んでいく非常に大きな物体によって生成された初期の濃縮の特徴的な兆候である可能性があるかどうかを調査します。PISNによる寄与を説明する歩留まりで化学進化モデルを実行します。Goswamietal。からの最近の非回転恒星収量の両方を使用します。2021年、およびこの作業で意図的に計算された非常に重い星の回転からの新しい収量。また、観測を再現できる最良の初期質量関数（IMF）を探します。バイモーダルIMFを採用し、回転する非常に大きな星の最初のバーストを含めることで、観測を再現できます。非常に大きな星のバーストによってのみ、推定された若い年齢でほぼ太陽のFe/O比を再現することができます。また、観測されたN/O比を同時に再現するには、回転が絶対に必要であることを確認します。これらの結果は、銀河の化学進化研究における非常に重い星の重要性を強調し、金属の乏しいスターバースト銀河の非常に初期の進化段階におけるトップヘビーな初期質量関数を強く支持しています。
高速回転する若いPSRJ0058-7218とBigGlitcherPSR
J0537-6910を含む、6つのエネルギー回転を動力源とするX線パルサーのタイミング
| Title |
Timing_six_energetic_rotation-powered_X-ray_pulsars,_including_the_fast-spinning_young_PSR_J0058-7218_and_Big_Glitcher_PSR_J0537-6910 |
| Authors |
Wynn_C._G._Ho,_Lucien_Kuiper,_Cristobal_M._Espinoza,_Sebastien_Guillot,_Paul_S._Ray,_D._A._Smith,_Slavko_Bogdanov,_Danai_Antonopoulou,_Zaven_Arzoumanian,_Michal_Bejger,_Teruaki_Enoto,_Paolo_Esposito,_Alice_K._Harding,_Brynmor_Haskell,_Natalia_Lewandowska,_Chandreyee_Maitra,_Georgios_Vasilopoulos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.02865 |
パルサーの回転進化を測定することは、パルサーの性質を理解するために重要です。ここでは、6つのパルサーの回転進化の更新されたタイミングモデルを提供します。そのうちの5つは、主にNICERデータを使用して回転位相接続されています。新しく発見された高速でエネルギッシュな若いパルサー、PSRJ0058-7218の場合、タイミングモデルのベースラインを1。4日から8か月に増やし、スピンダウン率nudot=（-6.2324+/-0.0001）をより正確に測定するだけではありません。x10^-11Hzs^-1だけでなく、初めてスピン速度の2次導関数nuddot=（4.2+/-0.2）x10^-21Hzs^-2。最速で最もエネルギッシュな若いパルサーPSRJ0537-6910については、さらに4つのグリッチを検出し、4。5年間のNICERモニタリングで合計15のグリッチを検出し、そのスピンダウン動作がこのパルサーを他のすべてのパルサーと区別し続けていることを示しています、長期ブレーキ指数n=-1.234+/-0.009と、グリッチ後の長時間にわたって<〜7に漸近するグリッチ間ブレーキ指数を含みます。PSRJ1101-6101の場合、位相接続なしで測定された以前の値と一致する、はるかに正確なスピンダウン率を測定します。PSRJ1412+7922（別名Calvera）の場合、タイミングモデルのベースラインを以前の1年モデルから4。4年に延長し、PSRJ1849-0001の場合、ベースラインを1。5年から4。7年に延長します。また、2009年から2019年までの以前の電波とX線のスピン周波数と、2018年のNuSTARと2021年のチャンドラのデータを使用してここで測定された新しい周波数をフィッティングすることにより、高エネルギーパルサーPSRJ1813-1749の長期タイミングモデルを示します。
10年後のSN2009ip：高光度青色変光子は現在なくなっています
| Title |
SN_2009ip_after_a_decade:_The_luminous_blue_variable_progenitor_is_now_gone |
| Authors |
Nathan_Smith,_Jennifer_E._Andrews,_Alexei_V._Filippenko,_Ori_D._Fox,_Jon_C._Mauerhan,_and_Schuyler_D._Van_Dyk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.02896 |
爆発からほぼ10年後に撮影されたタイプIIn超新星（SN）2009ipのサイトの新しいHSTイメージング測光を紹介します。2012年のSNのような出来事以来、光源は着実に衰退し続けています。SNの13年前に高光度青色変光度（LBV）前駆体を検出するためにも使用されたF606Wフィルターでは、SN2009ipの位置にある光源現在、その静止状態の前駆体よりも1.2等暗いです。2009年から2011年のSN以前の爆発よりも6〜7等暗い。これにより、ソースが2012年のイベントを生き延びた後に以前の状態に戻るという予測が完全に除外されます。代わりに、遅い時間の退色は、終末爆発の期待と一致します。光源は、すべての可視波長フィルターで同じ速度でフェードしますが、色が大きく変化することはありません。したがって、塵に覆われた明るい生存者またはより高温のLBV後の生存者への移行の仮説も除外されます。しかし、狭いF657Nフィルターで検出された安定した色と強いH$\alpha$放射を伴う遅い時間の連続体は、10年前のコア崩壊SNにおける星周物質との継続的な衝撃相互作用に完全に期待されます。興味深いことに、紫外線フラックスは2015年以来ほぼ一定に保たれており、F275W光が下にある若い星団の主系列OB星をトレースするという以前の推測を裏付けています。視覚波長の連続体は、このクラスターの光をたどって、最終的には横ばいになると予想されます。追加の爆発がなければ、2012年のイベントを最終的なSN爆発と見なすのが賢明であるように思われ、もっともらしいシナリオについて説明します。
ニューラルネットワークを使用して1883個の星からブロードバンドパルスビーコンを検索する
| Title |
Searching_for_broadband_pulsed_beacons_from_1883_stars_using_neural_networks |
| Authors |
Vishal_Gajjar,_Dominic_LeDuc,_Jiani_Chen,_Andrew_P._V._Siemion,_Sofia_Z._Sheikh,_Bryan_Brzycki,_Steve_Croft,_Daniel_Czech,_David_DeBoer,_Julia_DeMarines,_Jamie_Drew,_Howard_Isaacson,_Brian_C._Lacki,_Matt_Lebofsky,_David_H._E._MacMahon,_Cherry_Ng,_Imke_de_Pater,_Karen_I._Perez,_Danny_C._Price,_Akshay_Suresh,_Claire_Webb,_S._Pete_Worden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.02964 |
無線周波数での地球外知的生命体の探索は、主に連続波狭帯域信号に焦点を合わせてきました。ブロードバンドパルスビーコンは、より長い運用タイムスケールで狭帯域ビーコンと比較してエネルギー的に効率的であることを示しています。ここでは、ブレイクスルー・リッスンによる高度なインテリジェントライフの検索の一環として、1883個の星に向けてこのようなブロードバンドパルスビーコンを検索した最初の広範な調査を報告します。ロバートC.バードグリーンバンク望遠鏡を使用して、4〜8GHzで233時間の深部観測を行い、人工（または負）分散の3つの異なるクラスの信号を検索しました。地球外インテリジェンスからの信号の大規模な検索で初めて展開された詳細な検索（高性能GPUで畳み込みニューラルネットワーク分類器を活用）を報告します。私たちの調査には関心のある信号がないため、私たちは太陽の近くにブロードバンドパルスビーコンの存在に制約を課しています。1000個の星の$\lesssim$1は送信機の電力密度$\gtrsim$10$^5を持っています$W/Hzはこれらの周波数で$\leq$500秒を繰り返します。
ガンマ線バーストは、それらの持続時間の二峰性分布に基づいて、短いガンマ線バーストと長いガンマ線バーストに分けられます。長いバーストと短いバーストは、通常、さまざまな統計的特性によって特徴付けられます。それにもかかわらず、短いバースト特性を持つ長時間のバーストであるGRB060614など、このようなフレームワークに挑戦するサンプルがいくつかあります。さらに、ガンマ線バーストは一般に、周期的または反復的な振る舞いのないイベントと見なされます。これは、前駆体が通常、大規模な爆発やバイナリコンパクト星の合併などの破壊的なイベントを経験するためです。この研究では、タイミング解析手法を用いて、ガンマ線バーストの準周期的振動と反復挙動の可能性についてフェルミデータを調査し、短いバーストの特性を備えた長時間バーストである特別なイベントGRB201104Aを報告します。「反復的な」動作を示します。このような状況は、レンズ付きの短いガンマ線バーストから発生する可能性があることを提案し、ベイズ分析によって検証しようとします。さらに、スペクトル分析をベイズ推定に拡張します。同様のスペクトル分布を持つ少なくとも2つの異なる期間が存在するにもかかわらず、それらがレンズ化ガンマ線バーストに起因するという強力な証拠はありません。重力レンズのシナリオを考慮に入れると、長いバーストはその反復的な振る舞いの短いバーストに似ており、これは現在の分類スキームの課題を提示します。
NGC5548の一見複雑なX線スペクトル変動の簡単な解釈
| Title |
Simple_interpretation_of_the_seemingly_complicated_X-ray_spectral_variation_of_NGC_5548 |
| Authors |
Takuya_Midooka,_Ken_Ebisawa,_Misaki_Mizumoto,_Yasuharu_Sugawara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.03021 |
NGC5548は、広い波長で非常によく研究されているセイファート1銀河です。以前の多波長観測キャンペーンは、その複数の吸収体が非常に可変で複雑であることを示しました。以前の研究では、異なる被覆率の2ゾーン部分被覆モデルを適用して、複雑なX線スペクトル変動を説明し、被覆率の1つとべき乗則連続体の光子指数との相関を報告しました。ただし、そのような相関関係を物理的に理解することは簡単ではありません。この論文では、この非物理的な状況を回避するためのモデルを提案します。中央のX線放射領域は、二重層で構成された塊状の吸収体で部分的に覆われています。これらの「二重部分被覆」は、まったく同じ被覆率を持っています。私たちのモデルに基づいて、XMM-Newton、Suzaku、およびNuSTARが0.3〜78keVの範囲で16年間取得したデータを使用して広範なスペクトル研究を実施しました。その結果、X線スペクトルの変動は主に次の3つの成分の独立した変化によって説明されることがわかりました。（1）約1keV未満のソフト過剰スペクトル成分、（2）カットオフべき乗則の正規化、および（3）塊状吸収体の部分的な被覆率。特に、約1keVを超えるスペクトル変動は、ほとんどの場合、部分被覆率の変化とべき乗則の正規化によってのみ説明されます。対照的に、光子指数および他のすべてのスペクトルパラメータは大幅に変動しません。
XMM-超巨星の高質量X線連星のニュートンとスウィフトの観測
風力で供給される超巨大X線連星は、極端な重力と磁場の条件下での降着を研究するだけでなく、まだ非常に議論されている大規模な星の風の特性を調べるための貴重な実験室です。これらには、ライン駆動風の固有の不安定性に起因するいわゆる塊、およびより大きな構造が含まれます。この論文では、XMM-NewtonとSwiftNeilGehrels天文台の両方を使用して、私たちのグループが2007年以降に実施した最後の（まだ公開されていない）監視キャンペーンの結果について報告します。XMM-Newtonに搭載されたEPICカメラで収集されたデータにより、凝集塊の存在に関連するスペクトル変動を検出する効率的な方法として使用できる、詳細な硬度比分解スペクトル分析を実行できます。Swiftに搭載されたXRTによる長期観測は、多くの異なる軌道サイクルにわたって超巨大X線バイナリのX線放射を均等にサンプリングし、コンパクトなオブジェクトを囲む媒体内の大規模構造の存在を探すために利用されます。このホワイトペーパーで報告されている結果は、スーパージャイアントX線バイナリ4U1907+09、IGRJ16393-4643、IGRJ19140+0951、XTEJ1855-026、およびスーパージャイアントに対して実施した、締結された観測キャンペーンの結果を表しています。高速X線トランジェントIGRJ17503-2636、IGRJ18410-0535、およびIGRJ11215-5952。すべての結果は、風力を利用した超巨大X線バイナリのコンテキストで説明されており、理想的には、同じクラスのソースを対象とした次の観測キャンペーンを最適に形成するのに役立ちます。紙の付録の1つで、INTEGRALによって発見された可能性のある超巨星X線連星として文献で予備的に分類されたIGRJ17315-3221は、データ分析アーティファクトの産物であり、したがって将来の研究では無視する必要があることを示します。
4FGLカタログ内の新しい宇宙線加速サイトを検索する銀河面のソース
| Title |
Search_for_new_cosmic-ray_acceleration_sites_within_the_4FGL_catalog_Galactic_plane_sources |
| Authors |
Fermi-LAT_Collaboration,_S._Abdollahi,_F._Acero,_M._Ackermann,_L._Baldini,_J._Ballet,_G._Barbiellini,_D._Bastieri,_R._Bellazzini,_B._Berenji,_A._Berretta,_E._Bissaldi,_R._D._Blandford,_R._Bonino,_P._Bruel,_S._Buson,_R._A._Cameron,_R._Caputo,_P._A._Caraveo,_D._Castro,_G._Chiaro,_N._Cibrario,_S._Ciprini,_J._Coronado-Bl\'azquez,_M._Crnogorcevic,_S._Cutini,_F._D'Ammando,_S._De_Gaetano,_N._Di_Lalla,_F._Dirirsa,_L._Di_Venere,_A._Dom\'inguez,_S._J._Fegan,_A._Fiori,_H._Fleischhack,_A._Franckowiak,_Y._Fukazawa,_P._Fusco,_V._Gammaldi,_F._Gargano,_D._Gasparrini,_F._Giacchino,_N._Giglietto,_F._Giordano,_M._Giroletti,_T._Glanzman,_D._Green,_I._A._Grenier,_M.-H._Grondin,_S._Guiriec,_M._Gustafsson,_A._K._Harding,_E._Hays,_J.W._Hewitt,_D._Horan,_X._Hou,_G._J\'ohannesson,_T._Kayanoki,_M._Kerr,_M._Kuss,_S._Larsson,_et_al._(59_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.03111 |
宇宙線は主に、相対論的な速度に加速された陽子で構成されています。それらの陽子が星間物質に遭遇すると、それらは中性パイ中間子を生成し、それが次にガンマ線に崩壊します。これは、陽子の加速サイトを特定するための説得力のある方法を提供します。フェルミ大面積望遠鏡を使用した4つの超新星残骸（SNR）、IC443、W44、W49B、およびW51Cのガンマ線スペクトルで、約200MeVの低エネルギーブレークを伴う特徴的なハドロニックスペクトルが検出されました。この検出は、宇宙線陽子がSNRで（再）加速されるという直接的な証拠を提供しました。ここでは、銀河面から5度以内にある3114FGLカタログソース間の低エネルギースペクトルブレークの包括的な検索を示します。フェルミ大面積望遠鏡からの50MeVから1GeVまでの8年間のデータを使用して、系統的な不確実性の徹底的な研究によって確認されたスペクトルブレークを伴う56のソースのスペクトル特性を見つけて提示します。私たちのソースの母集団には、高密度のターゲット材料によって陽子-陽子相互作用が強化される13のSNRが含まれています。高質量ガンマ線バイナリLS〜I+61303;衝突する風のバイナリイータカリナエ;はくちょう座の星形成領域。この分析は、ガンマ線放出の起源をよりよく制約し、潜在的な新しい宇宙線加速サイトへの私たちの見方を拡大します。
ニールゲーレルスウィフト天文台によってX線で観測された再発性新星へびつかい座RSの2021年の爆発：比較研究
| Title |
The_2021_outburst_of_the_recurrent_nova_RS_Ophiuchi_observed_in_X-rays_by_the_Neil_Gehrels_Swift_Observatory:_a_comparative_study |
| Authors |
K.L._Page_(1),_A.P._Beardmore_(1),_J.P._Osborne_(1),_U._Munari_(2),_J.-U._Ness_(3),_P.A._Evans_(1),_M.F._Bode_(4,5),_M.J._Darnley_(4),_J.J._Drake_(6),_N.P.M._Kuin_(7),_T.J._O'Brien_(8),_M._Orio_(9,10),_S.N._Shore_(11,12),_S._Starrfield_(3),_C.E._Woodward_(14)_((1)_University_of_Leicester,_(2)_INAF_National_Institute_of_Astrophysics,_(3)_ESA-ESAC,_(4)_Astrophysics_Research_Institute,_Liverpool_John_Moores_University,_(5)_Botswana_International_University_of_Science_and_Technology,_(6)_Harvard-Smithsonian_Center_for_Astrophysics,_(7)_Mullard_Space_Science_Laboratory,_University_College_London,_(8)_Jodrell_Bank_Centre_for_Astrophysics,_University_of_Manchester,_(9)_University_of_Wisconsin-Madison,_(10)_INAF-Padova,_(11)_Universita_di_Pisa,_(12)_INFN-Sezione_Pisa,_(13)_Arizona_State_University,_(14)_University_of_Minnesota) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.03232 |
2021年8月8日、再発性のへびつかい座RS星は、15。5年の間隔を置いて再び噴火しました。ニールゲーレルスウィフト天文台による定期的な監視は、8月9.9日（光学ピークの0。37日後）にすぐに開始され、86日後の11月の初めに光源が太陽の後ろを通過するまで続きました。その後、へびつかい座RS星が太陽の制約から抜け出すと、197日目に観測が再開されました。これにより、へびつかい座RS星は、2回の噴火を通じてスウィフトによって監視された最初の銀河系の再発新星になります。ここでは、2006年と2021年の広範なX線データセット、および1985年にEXOSATによって収集されたより限定されたデータを調査します。新星噴出物と赤色巨星風の間の衝撃相互作用から生じる硬X線は、最後の2つに続いて類似しています。噴火。対照的に、2021年の初期の超軟X線源（SSS）は、2006年よりも変動が少なく、大幅に暗くなっていました。ただし、2021年の0.3〜1keVの光度曲線は、2006年と周波数が一致する35秒の準周期的振動を示しています。データ。2021年のSwiftX線スペクトルは特徴がなく、ソフトエミッションは通常、単純な黒体によって十分にパラメータ化されていますが、2006年のスペクトルは、イオン化された吸収端が重なっていることを示すはるかに強力な証拠を示しています。各噴火後の60日後のデータを考慮すると、スーパーソフトフェーズ中、2021スペクトルはより高温になり、有効半径が小さくなり、風の吸収が低くなり、明らかに放射光度が低下します。2006年と2021年の爆発の間で観測されたSSSの振る舞いの大きな違いについて考えられる説明を調査します。
低質量超新星前駆体の波動駆動爆発と変動性
かなりの数のコア崩壊超新星において、初期の相互作用は、前駆星からの爆発によって生成される可能性のある高密度の星周円盤（CSM）を示しています。波動による質量損失は、これらのシグネチャを生成するための可能なメカニズムであり、以前の研究では、このメカニズムが低質量（$\sim\！11\、M_\odot$）SN前駆体に最も効果的であることが示唆されています。MESAによる1次元流体力学シミュレーションを使用して、質量$M_{\rmZAMS}=10-13\、M_{\odot}$のSN前駆体におけるこの波動加熱の影響を研究します。この範囲には、半縮退した中央のネオン燃焼と、より縮退した中心から外れたネオン点火を経験する星が含まれます。$M_{\rmZAMS}=11\での中央Ne点火は、M_{\odot}$が、コアの10$年前に$\sim10^{47}$エルグのエネルギーを伝達する激しい波の加熱のバーストを生成することを発見しました。他の大衆がより小さなレベルの波の加熱を経験するのに対して、崩壊します。波動加熱は、どのモデルでも流体力学的に質量損失を引き起こさず、それ自体で非常に大規模なCSMを生成する可能性はほとんどありません。ただし、波の加熱は、水素の少ないストリップスターモデルで、大きな半径方向の膨張（1桁以上）、光球の冷却、および最大$\sim10^6\、L_{\odot}$の光度の明るさを引き起こす可能性があります。一部のタイプIb/c前駆体は、人生の最後の数年間で外観を大幅に変える可能性があり、視覚バンドの明るさは3等近く増加します。さらに、密接なバイナリコンパニオンとの相互作用は、タイプIbnおよびその他の相互作用を利用したSNeに影響を与え、激しい質量損失を引き起こす可能性があります。
高時間分解能の電波望遠鏡観測のシミュレーション
| Title |
Simulating_high-time_resolution_radio-telescope_observations |
| Authors |
Rui_Luo,_George_Hobbs,_Suk_Yee_Yong,_Andrew_Zic,_Lawrence_Toomey,_Shi_Dai,_Alex_Dunning,_Di_Li,_Tommy_Marshman,_Chen_Wang,_Pei_Wang,_Shuangqiang_Wang,_Songbo_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.03046 |
電波望遠鏡からのチャネライズドで高時間分解能のデータストリームをシミュレートするための新しいソフトウェアパッケージについて説明します。このソフトウェアは、望遠鏡と観測システムからのデータを、観測戦略、受信機システム、およびデジタル化を考慮してシミュレートします。パルサー、高速電波バースト、閃光星の特徴がモデル化されており、散乱やシンチレーションなどの周波数依存効果が含まれています。また、スプライン曲線と画像を使用して、より一般的な信号をシミュレートします。無線周波数干渉のモデルには、衛星、地上送信機、および衝撃的なブロードバンド信号からの信号が含まれます。シミュレートされた信号は、実際のデータセットに注入することもできます。このソフトウェアの使用には、機械学習トレーニングデータセットの作成、異常なパターンを検索し、処理パイプラインを特徴付ける新しいアルゴリズムの開発とテストが含まれます。
AstroSatに搭載された大面積X線比例計数管（LAXPC）機器の改良された背景モデル
| Title |
Improved_background_model_for_the_Large_Area_X-ray_Proportional_Counter_(LAXPC)_instrument_on-board_AstroSat |
| Authors |
H._M._Antia,_P._C._Agrawal,_Tilak_Katoch,_R._K._Manchanda,_Kallol_Mukerjee,_Parag_Shah |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.03136 |
AstroSatに搭載された大面積X線比例計数管（LAXPC）検出器の改良されたバックグラウンドモデルを紹介します。収集面積が大きく、圧力が高いため、LAXPC装置のバックグラウンドカウント率は大きく、軌道中に変化します。軌道中の緯度と経度による変動とは別に、以前はモデル化されていなかった顕著な準日周変動があります。5年以上のバックグラウンド観測を使用して、準日変化の期間を84495秒と決定し、この期間を使用して、変動を説明し、適合が良くない時間間隔を特定することもできます。これらは、バックグラウンドモデルの大幅な改善につながります。準日変化は、地球近軌道における荷電粒子フラックスの変化に起因する可能性があります。
極低温検出器による超新星および超新星前のニュートリノ検出のためのオンライントリガー
| Title |
Online_triggers_for_supernova_and_pre-supernova_neutrino_detection_with_cryogenic_detectors |
| Authors |
Philipp_Eller,_Nahuel_Ferreiro_Iachellini,_Luca_Pattavina,_Lolian_Shtembari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.03350 |
超新星（SNe）は、まだ完全には理解されていない宇宙で最もエネルギッシュなイベントの1つです。ニュートリノの早期かつ迅速な検出は、これらのイベントの最初のマルチメッセンジャー観測を実現するための1回限りの機会です。この作業では、高度な極低温検出器を実行しながら、SNの前（SN前）およびSN中に生成されたニュートリノを検出する可能性を示します。極低温検出器技術の最近の進歩とコヒーレント弾性ニュートリノ核散乱の発見は、ニュートリノ検出に豊富な機会を提供します。この実験手法の優れたエネルギー分解能と、この検出チャネルの高い断面積、およびすべてのニュートリノフレーバーに対する同等の感度の組み合わせにより、新しく提案されたRES-NOVA実験として、高感度のcmスケールニュートリノ望遠鏡の実現が可能になります。異なるクラスの検定統計量を直接比較して、SN前およびSNニュートリノ信号の検出の迅速性に関する詳細な研究を提示します。確立されたポアソン検定は、一般に最適な条件下で最高のパフォーマンスを提供しますが、ノンパラメトリックな間隔の再帰的積統計検定（RPS）はより堅牢で、特定の事前知識がなくても天体物理学的ニュートリノ信号をトリガーするのに理想的です。私たちの統計的検定に基づいて、RES-NOVA実験は、成功率の95％で15kpcの距離でSNニュートリノ信号を識別し、10のオーダーの事前警告時間で480pcまでの事前SN信号を識別することができます。s。これらの結果は、ニュートリノ信号の同定とRES-NOVA実験の物理的到達範囲に対するRPSの可能性を示しています。
2つの磁気激変星のKeplerK2およびTESS観測：新しい非同期極SDSS J084617.11+245344.1およびPaloma
| Title |
Kepler_K2_and_TESS_observations_of_two_magnetic_cataclysmic_variables:_The_new_asynchronous_polar_SDSS_J084617.11+245344.1_and_Paloma |
| Authors |
Colin_Littlefield,_D._W._Hoard,_Peter_Garnavich,_Paula_Szkody,_Paul_A._Mason,_Simone_Scaringi,_Krystian_Ilkiewicz,_Mark_R._Kennedy,_Saul_A._Rappaport,_Rahul_Jayaraman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.02863 |
降着する白色矮星の回転周波数が二元軌道周波数（非同期極）からわずかに非同期になっている、磁気激変星の長時間の途切れのない光度曲線は比較的少数しか公開されていません。このような2つのシステムのKeplerK2とTESSの観測結果を報告します。最初のSDSSJ084617.11+245344.1は、K2ミッションのキャンペーン16の間にケプラー宇宙船によって80日間観測され、おそらく4.64時間の公転周期を持つ新しい非同期極として識別されます。これは、他の非同期極、およびいくつかの同期極を除くすべてよりも大幅に長くなります。そのスピン周期と公転周期は互いに打ち合わせて、目立つ6.77dのビート周期を生成します。この周期全体で、システムの降着形状が徐々に変化します。この研究の2番目のシステムであるPalomaは、TESSによって1つのセクターで観測され、すでに非同期であることがわかっていました。これまで、そのスピン周期にはあいまいさがありましたが、TESSパワースペクトルは2.27時間のスピン周期を正確に示しています。結果として生じる0.7dのスピン軌道相互作用期間中に、スピン変調で位相調整された光度曲線は、シングルハンプとダブルハンプの間で交互になります。この振る舞いについて考えられる2つの説明を探ります。降着の流れがビートサイクルの一部で極の1つから迂回されるか、2番目のこぶの原因となる放出領域の日食です。
磁気リコネクションの特性とエネルギー：I。フレアリボンの進化
この記事では、フレアリボンの形態変化から平均磁気せん断を測定し、フレア再結合の進行中のフレア熱および非熱X線放射の進化を調べます。GOESクラスC8.0からM7.0までの3つの噴火フレアと3つの閉じ込められたフレアを分析します。それらは、磁気極性反転線（PIL）に沿って明確に定義された2つのリボンを示し、大気イメージングアセンブリとRamatyHighEnergySolarSpectroscopicImagerによって、インパルスフェーズ全体のフレアの開始から観測されています。解析により、フレアのコア領域での強から弱へのせん断の進展が確認され、せん断が減少するにつれてフレアの硬X線放射が増加します。このサンプルの噴火フレアでは、かなりの非熱的硬X線放射がフレアリボンからの紫外線放射に遅れをとっており、せん断が中程度のときに急速に上昇します。すべてのフレアで、フレアリボンがPILに沿って急速に広がり、せん断が大きい初期段階でプラズマ温度が上昇することが観察されます。これらの結果を以前の研究と比較し、フレア再接続中のエネルギー分配を支配する物理的メカニズムに関連するそれらの影響と合併症について議論します。
監視された機能ベースの機械学習を使用して、12,000個のAおよびF星のケプラー光度曲線を分類する
| Title |
Classifying_Kepler_light_curves_for_12,000_A_and_F_stars_using_supervised_feature-based_machine_learning |
| Authors |
Nicholas_H._Barbara,_Timothy_R._Bedding,_Ben_D._Fulcher,_Simon_J._Murphy_and_Timothy_Van_Reeth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.03020 |
KeplerやTESSのような大規模な調査が利用できるようになったため、既知の変光星のクラスに従って光度曲線を分類する自動化された方法が急務となっています。7000の時系列特徴を比較して、特定の光度曲線のセットを最も効果的に分類するものを見つける、光度曲線を分類するための新しいアルゴリズムを紹介します。この方法を、有効温度が6500〜10,000Kの範囲の星のケプラー光度曲線に適用します。サンプルは、7つの主要なクラスの光度曲線（たて座デルタ型星、かじき座ガンマ星、こと座RR型変光星、回転変数、接触食変光星、分離食変光星、および非変数）。ガウス混合モデル分類器を使用して、ケプラー星の独立したテストセットで82％のバランスの取れた分類精度を達成します。この方法を使用して、第9四半期の12,000ケプラー光度曲線を分類し、結果のカタログを提供します。さらに、カタログを検索する確率密度に基づく信頼性ヒューリスティックの概要を説明し、正しく分類された変光星の候補リストを抽出します。
遠方のAGB後の星LSIII+ 52 24（IRAS 22023 + 5249）のシステムの不安定性
| Title |
Instability_in_the_system_of_the_distant_post-AGB_star_LS_III+52_24_(IRAS_22023+5249) |
| Authors |
V.G._Klochkova,_A.S._Miroshnichenko,_V.E._Panchuk,_N.S._Tavolzhanskaya,_M.V.Yushkin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.03030 |
2010〜2021年に解像度R$\ge$60000の6メートル望遠鏡BTAで得られたB超巨星LSIII+5224（IRAS22023+5249）の光学スペクトルは、拡張された風の変動と速度成層の兆候を明らかにしました雰囲気。H$\alpha$およびH$\beta$行にはPCygタイプのプロファイルがあります。それらの風の吸収は、$-270$から$-290$km/sの範囲で位置を変更します。H$\alpha$放出の強度は、ローカル連続体に関して記録的な値に達します：I/Icont$\approx$70。対称的な禁止放出と許可された金属放出の位置に応じた定常視線速度は、全身速度Vsys=$-149.6\pm$0.6km/sとして採用されました。NIIおよびOIIイオンの吸収位置に基づいて、この星で初めて、視線速度の時間変動が$-127.2$から$-178.3$km/sの範囲で発見されました。この変動性は、コンパニオンおよび/または大気の脈動の存在の可能性を示しています。不安定な放出の発生による酸素トリプレットプロファイルOI7775Aの変化が記録されました。$-10.0$から$-167.2$km/sの範囲のNaID-linesプロファイルの星間吸収のセットは、銀河のローカルアームとそれに続くアームで形成されます。星までの距離d$\ge$5.3kpcは、高い全身速度と組み合わされて、星がたてケンタラ腕を越えて銀河に位置していることを示しています。
EUV波に関連した空間的に分解された移動電波バースト
コロナ質量放出（CME）は、太陽から放出される磁化プラズマの大きな雲であり、さまざまなメカニズムを介して電波を放出する可能性のある電子の加速に関連していることがよくあります。ただし、CMEと粒子加速に関連する根本的なメカニズムは、依然として白熱した議論の対象となっています。ここでは、2011年9月24日の太陽噴火イベントのマルチ機器ラジオと極紫外線（EUV）イメージングを報告します。移動するラジオバーストの放射メカニズムを決定し、急速にその3次元（3D）位置を特定します。EUV波を拡大し、電子ビームの準周期的加速を生成するCMEショックの証拠を見つけます。
太陽フレアに磁束ロープを結合することによって駆動される振動再結合と波
振動的再結合は、いくつかの太陽および恒星現象の根底にあることが示唆されているプロセスであり、フレアなどの一時的なイベントで重要な役割を果たす可能性があります。フレア放出の準周期的脈動（QPP）は、振動的な再結合の兆候である可能性がありますが、根本的なメカニズムは不明なままです。この論文では、2つの磁束ロープが単一の磁束ロープに合流する振動再接続を受ける面外磁場を伴う2つの電流が流れる磁束ロープの2D磁気流体力学的（MHD）シミュレーションを提示します。振動再結合は、フラックスロープ合体中に外部振動ドライバーなしで本質的に発生する可能性があることを発見しました。これは、大規模な冠状動脈ループ相互作用と断片化された電流シートのプラズモイドの融合の両方で発生する可能性があります。さらに、結合されたフラックスロープの再接続後の振動により、フラックスロープの合体の余波で放射状に伝播する非線形波が生成されることを示します。これらの波の振る舞いは、初期の面外磁場とはほとんど無関係であることがわかります。コロナルループの合流とループトップ電流シートのプラズモイドの合流によって放出される波は、それぞれ90km/sと900km/sの典型的な位相速度を持つと推定されます。フラックスロープ合体中に放出される波の特性は、合体領域内の物理的パラメータを決定するための診断ツールとして使用できる可能性があります。
後期型矮星の色圏活動と磁場特性のリンク
| Title |
Linking_chromospheric_activity_and_magnetic_field_properties_for_late-type_dwarf_stars |
| Authors |
E._L._Brown,_S._V._Jeffers,_S._C._Marsden,_J._Morin,_S._Boro_Saikia,_P._Petit,_M._M._Jardine,_V._See,_A._A._Vidotto,_M._W._Mengel,_M._N._Dahlkemper_and_the_BCool_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.03108 |
分光偏光データにより、恒星クロモスフィア$\log{R^{\prime}_{\rm{HK}}}$活動と表面平均縦磁場$B_l$を同時に監視できるため、関係を調べる機会が得られます。大規模な恒星磁場と磁気の色彩圏の兆候との間。PolarBaseデータベースに含まれる分光偏光観測から得られた954個の中Fから中Mの星の$\log{R^{\prime}_{\rm{HK}}}$および/または$B_l$測定値を示します。私たちの磁気的にアクティブなサンプルは、非アクティブな惑星探索ターゲットに焦点を当てた以前の恒星活動調査を補完します。平均$\log{R^{\prime}_{\rm{HK}}}$と平均$\log|B_l|$の間には正の相関関係がありますが、Gスターの場合、関係は$\の間で変化する可能性があります。log{R'_{\rm{HK}}}\sim-4.4$および$-4.8$。平均$\log{R^{\prime}_{\rm{HK}}}$は、$\log{R^{\prime}_{\rm{HK}}}$に関して同様の変化を示しています。中程度に活動的なG星の変動振幅。また、私たちの結果を、アーカイブのクロモスフェア活動データおよびZeemanDopplerImagingを使用して導出された大規模な磁場ジオメトリの公開された観測と組み合わせます。クロモスフィア活動データは、F後期からK期初期の星の密度がわずかに低く、$-4.75\leq\log{R'_{\rmHK}}\leq-4.5$であることを示しています。これは、元のVaughan-Prestonギャップほど顕著ではなく、平均$|B_l|$、または$B_l$と$\log{R'_{\の分布で、同様の過疎領域は検出されません。rmHK}}$変動振幅。回転が遅くなるにつれて、主系列星の色圏活動、活動変動、およびトロイダル磁場強度は減少します。Gスターの場合、支配的なトロイダル磁場の消失は、クロモスフィア活動、活動変動、平均場強度の間の関係の変化と同様のクロモスフェア活動レベルで発生します。
太陽から、コロナ質量放出（CME）は一時的な現象であり、しばしばフレアと相関していることがわかります。それらは、太陽質量と角運動量の損失、したがって太陽の進化に影響を与え、宇宙天気の重要な部分を占めます。同じことが星にも当てはまりますが、新しい方法論が確立され、最近では新しい検出が提示されていますが、恒星のCMEはまだ十分に制約されていません。これまで、恒星CMEの検出の可能性が提示されてきましたが、電子密度、光学的厚さ、温度などの観測から直接アクセスできない物理的パラメーターは、これまでのところ、既知のイベントの大部分について決定されていません。太陽で一般的に使用されているクラウドモデリングを、若いdMeスターV374ペグで検出された文献からの既知のイベントに適用します。このイベントは、バルマー系列の青い側で余分な放射として現れます。1DNLTEモデリングとクラウドモデルの定式化からラインソース関数を決定することにより、このイベントの物理パラメータの分布を示します。温度と面積を除いて、すべてのパラメータが典型的な紅炎パラメータの上限範囲にあることがわかります。気温とイベントの面積は、バルマー系列で観察された典型的な太陽の隆起よりも高いことがわかりました。プロミネンスジオメトリよりもフィラメントの方が多くのソリューションを見つけます。さらに、太陽の場合とは逆に、フィラメントがdMe星の放出に現れる可能性があることを示します。
共通外層後のバイナリにおける日食時間変動の起源：遠心力の役割
| Title |
Origin_of_eclipsing_time_variations_in_Post-Common-Envelope_binaries:_role_of_the_centrifugal_force |
| Authors |
Felipe_H._Navarrete,_Dominik_R.G._Schleicher,_Petri_J._K\"apyl\"a,_Carolina_Ortiz,_Robi_Banerjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.03163 |
共通外層後のバイナリでの日食時間の変動は、恒星の四重極モーメントの時間変動成分によるものであると提案されました。これは、角運動量の内部再分布と遠心力の影響による恒星構造の変化によって生じることが示唆されています。ペンシルコードで実行された圧縮性電磁流体力学（MHD）の3Dシミュレーションを提示するこの仮説を検証し、角速度が太陽の20倍および30倍の太陽質量星の恒星ダイナモをモデル化します。遠心力を使用しない場合の参照シミュレーションと比較し、その効果が強化されたシミュレーションを含めて、遠心力の強さを含めて変化させます。遠心力が星の進化に摂動を引き起こしているため、非線形進化の結果として細部の結果が異なります。平均密度プロファイルは遠心力の影響を受けませんが、高高度と$\sim10^{-4}$の赤道との間の密度差の相対的な変化が見られます。対流速度のパワースペクトルは、遠心力の強さよりも角速度に敏感であることがわかります。星の四重極モーメントには、回転速度に応じて変化する、変動する時間に依存しない成分が含まれています。遠心力がない場合でも非常によく似た振る舞いが生成されるため、それが星の時間平均四重極モーメントを生成するための主要な成分ではないと結論付けます。したがって、実際の物理システムでは、両方のコンポーネントからの寄与が予想されます。つまり、四重極項の変動による時間依存の重力と、四重極の永続的な部分によるスピン軌道相互作用によるものです。
黒点半影の水平運動
分光偏光測定から得られた半影の概念を補完するために、半影の水平運動の高解像度観測が必要です。Gバンドのスウェーデン太陽望遠鏡と赤い連続体で取得されたAR10634の大きな黒点の強度画像の時系列が分析されます。2つの同時時系列は6時間5分続きます。半影粒子（PG）の水平方向の動き、フィラメントの暗いボディの構造、外側の半影の境界、およびGバンドの輝点は、半影の全幅と隣接する顆粒をカバーするタイムスライスで測定されます。空間分解能と時間分解能は、それぞれ90kmと20.1秒です。内側の半影では、PGは平均速度-0.7kms-1で傘に向かって（内側に）移動します。運動の方向は、半影の幅の約60％で内向きから外向きに変化し、平均速度は外側の半影で徐々に増加し、0.5km/sに近づきます。この速度はまた、典型的には１時間続き、その後の急速な収縮が続く期間中の半影-顆粒境界の拡大の典型である。Gバンドの輝点の大部分は、黒点から離れ、通常の速度は0.6km/sです。半影フィラメントの暗い物体では、平均3.6km/sの高い外向き速度が観測されます。半影フィラメントのモデルによれば、フィラメントの暗黒体で検出された速度はエバーシェッドの流れに関連しており、内側と外側の半影のPG運動の反対方向は上昇するプラズマの相互作用によって説明される可能性があることが示唆されています周囲の異なる傾斜の磁場を持つフィラメントヘッドで。
COCONUT、太陽コロナシミュレーション用の新しい高速収束MHDモデル：I。ポリトロープ解のベンチマークと最適化
| Title |
COCONUT,_a_novel_fast-converging_MHD_model_for_solar_corona_simulations:_I._Benchmarking_and_optimization_of_polytropic_solutions |
| Authors |
Barbara_Perri,_Peter_Leitner,_Michaela_Brchnelova,_Tinatin_Baratashvili,_Blazej_Kuzma,_Fan_Zhang,_Andrea_Lani_and_Stefaan_Poedts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.03341 |
COCONUTと呼ばれる新しいグローバル3DコロナルMHDモデルを提示します。これは、最初の段階でポリトロープであり、時間的に暗黙的な後方オイラースキームに基づいています。私たちのモデルは、明示的なスキームに基づく最新のMHDソルバーと比較して、実行時のパフォーマンスを向上させます。これは、後で宇宙天気予報の運用設定で使用される場合に特に重要です。これは、潜在的なフィールド初期化の内部境界入力として、またMHDのさらなる時間発展における内部境界条件として、シノプティックマップを使用するという意味でデータ駆動型です。コロナルモデルは、EUropean太陽圏予測情報資産（EUHFORIA）の一部として開発され、現在採用されている、より単純で経験的なWang-Sheeley-Arge（WSA）モデルに取って代わります。太陽風がすでに超音速である21.5Rsで、それはEUHFORIAの太陽圏モデルに結合されます。コロナシミュレーション結果を明示的スキームのWind-Predictモデルで検証およびベンチマークし、理想化された限界ケースと実際のマグネトグラムについて良好な一致を見つけ、単純な理想化されたケースでは最大3倍以上の計算時間を短縮します。現実的な構成の場合は35になり、入力されたシノプティックマップの空間分解能とともに得られる時間が増加することを示します。また、観測を使用してモデルを制約し、ストリーマーの位置と形状（日食の白色光画像と比較）、コロナホール（EUV画像と比較）、現在のシート（EUV画像と比較）などの関連する特徴を復元することを示します。0.1AUでのWSAモデルとの比較による）。
3D磁場外挿から太陽無線活動領域をモデル化するための遺伝的アルゴリズム
| Title |
A_Genetic_Algorithm_to_model_Solar_Radio_Active_Regions_from_3D_Magnetic_Field_Extrapolations |
| Authors |
Alexandre_Jos\'e_de_Oliveira_e_Silva,_Caius_L._Selhorst,_Joaquim_E._R._Costa,_Paulo_J._A._Sim\~oes,_C._Guillermo_Gim\'enez_de_Castro,_Sven_Wedemeyer,_Stephen_M._White,_Roman_Braj\v{s}a_and_Adriana_Valio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.03385 |
ここ数十年で、より良い角度分解能とより広いスペクトル範囲で行われた観測により、太陽活性領域（AR）の理解が大幅に向上しました。以前のAR観測では、これらの構造はセンチメートル波長で静かな太陽よりも常に明るいことが示されていましたが、ミリメートルおよびサブミリメートル波長での最近の観測では、明確に定義された暗い傘を持つARが示されています。この新しい情報を踏まえて、活動地域の太陽大気の理解とモデルを更新する必要があります。この作業では、AR太陽大気のデータ制約モデルを提示します。このモデルでは、17（NoRH）、100、230GHz（ALMA）の3つの無線周波数でNOAA12470の輝度温度測定を使用します。電波放射が熱のない、ジャイロ共鳴のプロセスから発生すると仮定するモデルに基づいて、観測と比較できる電波輝度温度マップを計算します。異なる大気の高さでの磁場は、HMI/SDOによって取得された光球マグネトグラムを使用した力のない磁場外挿によって、モデリングプロセスで決定されました。観測と一致するために必要な最良のプラズマ温度と密度の高さのプロファイルを決定するために、モデルは標準的な静かな太陽大気モデルを修正する遺伝的アルゴリズムを使用します。私たちの結果は、モデル化された大気の遷移領域（TR）の高さが、モデル化されている領域のタイプによって異なることを示しています。アンブレの場合、TRは太陽表面から1080+/-20km上にあります。半影の場合、TRは1800+/-50kmにあります。黒点の外側の明るい領域の場合、TRは2000+/-100kmにあります。これらの結果から、観測されたAR輝度温度マップとよく一致していることがわかります。モデル化されたARを使用して、観測範囲なしの周波数での放射を推定できます。
一定のシュテッケルベルク質量ではなく、ヒッグスメカニズムによって質量が生成される暗光子ダークマターのシナリオを研究します。この構造では、ダークセクターには必然的に余分な自由度と相互作用が含まれ、熱化、相転移、宇宙ひも生成などの重要なダイナミクスにつながります。結果として、シュテッケルベルク理論の予測は大幅に変更され、曲率への結合と、自発的対称性の破れのスケール$f$と比較したインフレ$H_I$のスケールに強く依存します。特に、パラメータ空間の極端な領域でのみ、シュテッケルベルクの暗い光子の現象論が再現されていることがわかります。これらのシナリオは、暗いセクターがほぼワイル不変でない限り、等曲率摂動によって強く制約されます。
弱電離超低温プラズマにおける氷の効率的な均一核形成のメカニズム
| Title |
Mechanism_for_the_efficient_homogeneous_nucleation_of_ice_in_a_weakly-ionized,_ultra-cold_plasma |
| Authors |
Paul_M._Bellan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.02839 |
冷たい弱イオン化プラズマで急速に観測された氷塵の均一な核形成は、水分子に衝突する高速電子による負のヒドロキシルイオンの形成に依存することが提案されています。これらのOH$^{-}$イオンは、水分子の双極子モーメントが高いため、中性の水分子を引き付け、（OH）$^{-}$（H$_{2}$O）$_の形の水和物を引き付けます。{n}$が形成されます。水和物は低温環境で継続的に成長し、巨視的な氷粒になります。これらの氷粒は、電子衝撃の結果として負に帯電しているため、水分子を引き付け続けます。ヒドロキシルイオンは負であるため、正イオンとは異なり、プラズマ電子との衝突による再結合損失を受けません。陽イオンの数が少なく（弱いイオン化）、冷たいバックグラウンドガスと熱平衡にあるために動きが遅いため、陽イオンとの再結合は最小限に抑えられます。
単一の実数スカラー場がインフラトンと暗黒物質の両方として機能する標準模型（SM）の最小限の拡張について説明します。対応するラグランジアンには、インフラトンフィールドの繰り込み可能な相互作用が含まれています。量子効果は一般に重力への非最小結合を誘発し、PLANCKの制約と一致するインフレーションを促進します。インフレーション後に生成されたインフラトン量子の大部分は、宇宙を再加熱するSM放射に変換する必要があり、残りは今日でも暗黒物質のままです。インフラトン暗黒物質の熱的および非熱的生成を検討します。非熱の場合、格子シミュレーションの助けを借りて集合的な効果を考慮に入れます。分析結果と数値結果をユニタリー性の考慮事項と組み合わせると、インフラトン暗黒物質モデルは、インフラトンの質量がヒッグスの質量の半分に近い熱の場合にのみ実行可能であることがわかります。
SzekeresクラスIモデルの重力エントロピー
| Title |
Gravitational_Entropy_in_Szekeres_Class_I_Models |
| Authors |
Fernando_A._Piza\~na,_Roberto_A._Sussman_and_Juan_Carlos_Hidalgo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.02985 |
重力エントロピーはとらえどころのない概念です。当初はペンローズのワイル曲率仮説とその変形に基づいて、さまざまな理論的提案が提示されてきました。Clifton、Ellis、およびTavakol（CET）による最近の提案では、ベルロビンソンテンソルの「平方根」代数分解から生じる有効な応力エネルギーテンソルから構築されたギブス方程式からそのようなエントロピーを定義することにより、新しいアプローチを検討しました。、ワイルテンソルに関連する最も単純な発散のないテンソル。これまでのところ、すべての重力エントロピーの提案は非常に制限的で対称的な時空に適用されてきたので、この論文では、任意の数の構造：過密度とボイド、すべてが漸近的な$\Lambda$CDMバックグラウンドの選択された空間位置に配置されます。適切な共変変数とその変動を使用することにより、正のCETエントロピー生成の必要十分条件が、密度とハッブル膨張変動の積の負の符号であることがわかります。この理論的結果の実行可能性を調べるために、中央の球状ボイドを囲む2つの細長い領域のCETエントロピー生成を数値的に調べます。これらはすべて、最後の散乱時代の初期線形摂動から現在のMpcサイズのCDM構造に共同で進化します。構造成長が発生し、正確な密度成長モードが支配的である正確な空間位置での最後の散乱後、CETエントロピー生成が常に正であることを示します。本論文は、構造形成の文脈において、重力エントロピー提案の最も理想化されていない（そして最も物理的に堅牢な）プローブを提供します。
相対論的電磁流体力学的波のさらに別の修正：電子熱慣性
この研究では、相対論的拡張電磁流体力学（RXMHD）における波の特性を調査します。これには、ホールおよび電子の熱慣性効果が含まれます。電子温度が超相対論的極限である場合に焦点を当て、したがって、電子の熱慣性は陽子慣性スケールの近くで有限になります。RXMHDの線形分散関係を導き出し、ホール波と電子の熱慣性効果が変位電流と結合して、低速、高速、およびアルヴェーン波に加えて3つの超高輝度波を発生させることを発見しました。また、高速波とアルフベン波の位相速度と群速度の表面が、ホール波と電子の熱慣性効果によって歪んでいることも示しています。速い波の群速度がAlfv\'enと遅い波の群速度よりも小さいスケールの範囲があります。これらの発見は、電子が超相対論的である可能性がある低光度降着流の漏斗ベース近くの領域に適用できます。
| Title |
Galactic_dark_matter_effects_from_purely_geometrical_aspects_of_General_Relativity |
| Authors |
Davide_Astesiano,_Matteo_Luca_Ruggiero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.03091 |
一般相対性理論の枠組みの中で円盤銀河を研究し、低エネルギー限界においてさえ、純粋にニュートンのアプローチに関して関連する修正がある可能性に焦点を合わせます。私たちの分析は、低エネルギー拡張と正確なソリューションの両方を考慮したモデルを網羅しており、これらの異なるアプローチ間の関係を明確にしています。特に、2つの異なる限界に焦点を当てます。よく知られている重力磁気のアナロジーと、ニュートン項と同じオーダーのcの補正を持つ強力な重力磁気と呼ばれる新しい限界です。暗黒物質の寄与が必要なニュートンモデルを使用して起こることとは対照的に、一般的なクラスの解のこれら2つの限界が観測された平坦な速度プロファイルを説明できることを示します。したがって、特定の量の暗黒物質効果の幾何学的な起源を提案します。
高温中性子星の状態方程式-II。エキゾチック粒子の自由度の役割
| Title |
Equations_of_state_for_hot_neutron_stars_--_II._The_role_of_exotic_particle_degrees_of_freedom |
| Authors |
Adriana_R._Raduta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.03177 |
超新星やコンパクト星のバイナリーマージなどの爆発的な天体物理学システムは、エキゾチックな自由度を設定できる条件を提供します。核物質の共変密度汎関数理論の範囲内で、バリオンオクテットに加えて$\Delta（1232）$共鳴状態を説明するいくつかの汎用状態方程式を構築します。$\Delta$混合核物質の熱力学的安定性は、電荷分率$Y_Q=0.01$および$Y_Q=0.5$の温度が消失する極限の場合と、スカラーおよびベクトル中間子場への結合定数の広い範囲で調査されます。現在\textsc{CompOSE}データベースで利用可能なエキゾチカを使用した汎用状態方程式モデルをさらにレビューします。それらを選択するために、コア崩壊超新星と連星中性子星の併合に関連する熱力学的条件の熱特性を調査します。ハイペロン、$\Delta（1232）$、$K^-$、パイ中間子、クォークによって引き起こされる修飾について説明します。
銀河団による非局所重力のテスト
一般相対性理論および関連する$\Lambda$CDM宇宙論モデルの赤外線および紫外線の欠点を修正することを目的として、過去30年間、拡張された重力理論が広く調査されてきました。最近、非局所的な重力理論は、重力相互作用の紫外線と赤外線の両方の振る舞いを改善する可能性があるため、ますます注目を集めています。特に、重力の積分カーネル理論は、未知の暗黒エネルギーのいかなる形の導入も回避するために、遅い時間の宇宙加速を説明するための実行可能なメカニズムを提供します。一方、これらのモデルは、量子重力への自然なつながりを表しています。ここでは、非局所項で補正された一般相対性理論のスカラーテンソル等価モデルを研究します。ここで、補正はネーター対称性の存在によって選択されます。弱磁場限界を実行し、結果を拡張質量分布に一般化した後、理論的予測をCLASHプログラムからの重力レンズ観測と比較することにより、銀河団スケールで非局所モデルを分析します。一般相対性理論と同じレベルの統計的有意性でデータとの一致を取得します。また、Navarro--Frenk--Whiteパラメーターの制約と、非局所的な長さスケールの下限も提供します。結果は最終的に文献からの結果と比較されます。
