ダークハローのダイナミクスベースの密度プロファイル-II。フィッティング機能
暗黒物質ハローの密度プロファイルは、通常、NFWモデルやEinastoモデルなどのフィッティング関数によって記述されますが、これらの近似は、ハローが新たに蓄積する物質によって支配されるようになる遷移領域で崩壊します。論文Iでは、シミュレーション粒子を動的に軌道と落下のコンポーネントに分割し、それらの別々のプロファイルを分析しました。ここでは、大半径と小半径で2つの項の漸近形状をキャプチャするように設計されたシンプルで正確なフィッティング関数を提案します。軌道を回る項は、切り捨てられたEinastoプロファイルとして記述されます。$\rho_{\rmorb}\propto\exp\left[-2/\alpha\（r/r_{\rms}）^\alpha-1/\beta\（r/r_{\rmt}）^\beta\right]$、正規化の5つのパラメーター空間、物理的に異なるスケールと切り捨て半径、および$\alpha$と$\beta$を使用して、速度を制御しますプロファイルは急勾配になります。落下プロファイルは、ハロー中心で定数にスムーズに遷移する過密度のべき乗則としてモデル化されます。これらの式は、シミュレーションの平均化された合計プロファイルに、ハロー質量、赤方偏移、宇宙論、降着率のほぼすべての拡張パラメーター空間にわたって約5％の精度で適合することを示しています。$\alpha=0.18$および$\beta=3$を固定すると、式は、平均してEinastoプロファイルよりも個々のハローによく適合する軌道項の3パラメーターモデルになります。
kSZトモグラフィーからの原始トリスペクトル
| Title |
Primordial_trispectrum_from_kSZ_tomography |
| Authors |
Neha_Anil_Kumar,_Gabriela_Sato-Polito,_Marc_Kamionkowski,_and_Selim_C._Hotinli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.03423 |
動的なスニヤエフゼルドビッチ効果は、宇宙全体に分布する物質の視線速度場の強力なプローブを提供する二次CMB温度異方性です。この速度場は、高解像度のCMB測定値を銀河の調査データと組み合わせることによって再構築され、線形領域における物質の摂動の偏りのないトレーサーを提供します。この論文では、この測定を使用して、ローカルタイプの原始的な非ガウス性を調査する方法を示します。特に、単純な2フィールドインフレーションモデルで発生する可能性のある3スペクトル振幅$\tau_{\rmNL}$に焦点を当てます。実例として提供します。速度場から導出された物質分布をバイアスされた大規模銀河密度場と相互相関させることにより、サンプル分散をキャンセルしてスケール依存のバイアス係数を測定することができます。CMB-S4およびVROに対応する構成では、感度が$\sigma_{f_{\rmNL}}\approx0.39$および$\sigma_{\tau_{\rmNL}}\approx0.23$になると予測しています。これらの予測では、内部サンプルなしでVROデータのみを使用した場合の感度に対して、$\sigma_{f_{\rmNL}}$と$\sigma_{\tau_{\rmNL}}$のそれぞれの改善係数が10と95になると予測しています。分散キャンセル。同様に、DESIとSOに対応する構成の場合、感度は$\sigma_{f_{\rmNL}}\approx2.3$と$\sigma_{\tau_{\rmNL}}\approx12$と予測されます。単独でのDESIデータセットの使用に対する改善係数はそれぞれ2と3です。銀河の数密度が高く、調査量が多いと、検討対象のマルチフィールドモデルの原始三スペクトルの振幅を調べる能力が大幅に向上することがわかります。
| Title |
Three-dimensional_weak_gravitational_lensing_of_the_21-cm_radiation_background |
| Authors |
Jose_Agustin_Lozano_Torres_and_Bjoern_Malte_Schaefer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.03713 |
弱い重力レンズ効果を、3d弱レンズ効果形式で21cmの放射バックグラウンドの宇宙の大規模構造によって研究します。有限の解像度、可視性、レンズの項で測定された光源距離間の相互作用が詳細に分析され、結果として得られる合計共分散$C_{\ell}（k、k'）$が導き出されます。レンズ効果は、畳み込みによってさまざまな多重極を相関させ、21cmの放射線バックグラウンドの統計的均一性を破壊します。この均一性の破れを利用して、レンズフィールド$\hat{\phi}_{\ellm}（\kappa）$とノイズレンズ再構成$N_{\ell}^{\hat{\phi}}$を再構築できます。二次推定量の手段。実際の測定プロセスに関連する効果（赤方偏移の精度と可視性の項）は、総共分散$C_{\ell}（k、k'）$の非対角項の値を大幅に変更します。21cmの放射線バックグラウンドに対するレンズ効果の検出には、SKA調査などの将来の低周波無線アレイによる高感度の研究と高解像度の観測が必要になると予想されます。
暗黒時代と宇宙の夜明けの銀河間媒体とハローの最初の分子
| Title |
The_first_molecules_in_the_intergalactic_medium_and_halos_of_the_Dark_Ages_and_Cosmic_Dawn |
| Authors |
Bohdan_Novosyadlyj,_Yuriy_Kulinich,_Bohdan_Melekh,_Valerii_Shulga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.03828 |
暗黒時代と宇宙の夜明けの時代における最初の分子の形成と破壊を研究して、分子線の原始銀河の塊（ハロー）の光度を評価します。宇宙論的再結合は、効果的な3レベルの原子のモデルを使用して記述され、分子の化学は、関連する基本的な運動方程式を使用して調べられます。次に、暖かいハローと熱いハローの両方で、分子の衝突励起と放射励起が分子放出の強度に及ぼす影響を調べました。z〜6-8での銀河間物質の再電離に関するプランクのデータを使用して、宇宙の夜明けの時代に現れた最初の光源からの熱光の4つのモデルの光エネルギー密度の上限を評価しました。ハローでは、光エネルギー密度が本質的にさらに高い可能性があると仮定して、最初の分子の形成と破壊に対する最初の光源からの光の影響を推定しました。分子H2とHDは、ハロー間媒体、両方のタイプのハローの媒体、および最初の光のすべてのモデルで、完全な再電離の直前に光分解プロセスによって破壊されることを示します。同時に、水素化ヘリウムイオンの数密度HeH+は、ハローの運動温度と最初の光のモデルに対して、本質的により複雑な依存性を示します。さらに、暗黒時代と宇宙の夜明けの時代に対応する赤方偏移で、H2、HD、HeH+分子の回転線の個々のハローの輝度差温度を推定しました。それはマイクロケルビンを超えることはありませんが、その検出は、暗黒時代と宇宙の夜明けの時代に最初の星と銀河の形成の初めに起こった物理的プロセスに関する重要な情報源である可能性があります。
視線光学銀河とFRB分散測定の間の相互相関による宇宙論的制約の改善
| Title |
Improvement_of_cosmological_constraints_with_the_cross_correlation_between_line-of-sight_optical_galaxy_and_FRB_dispersion_measure |
| Authors |
Chenghao_Zhu_and_Jiajun_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.03867 |
高速電波バースト（以下、FRB）は、赤方偏移の関数としての分散測定（以下、DM）を研究することにより、宇宙論で使用できます。物質分布の大規模構造は、そのようなアプリケーションの主要なエラーバジェットと見なされます。N体シミュレーションから構築された光学銀河と分散測定モックを使用して、銀河の数密度が大規模な電子密度のトレーサーとして使用でき、レッドシフトの関数としてのDMの測定を改善できることを示しました。与えられたローカライズされたFRBソースの周りの1フィート以内の視線銀河数カウントを使用すると、宇宙パラメータの制約を20％以上改善できることを示しました。
Planck-CMBデータとBOSSおよびeBOSS銀河のフルシェイプ分析による非標準ニュートリノ特性の更新
| Title |
Updating_non-standard_neutrinos_properties_with_Planck-CMB_data_and_full-shape_analysis_of_BOSS_and_eBOSS_galaxies |
| Authors |
Suresh_Kumar,_Rafael_C._Nunes,_Priya_Yadav |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.04292 |
Planck-CMBからの最新の観測データと、BOSSDR12サンプルおよびeBOSSLRGDR16サンプルからの事前に再構築されたフルシェイプ（FS）銀河パワースペクトル測定値との組み合わせを使用して、拡張された$\Lambda$CDMシナリオ：$\Lambda$CDM+$N_{\rmeff}$+$\summ_{\nu}$+$c^2_{\rmeff}$+$c^2_{\rmvis}$+$\xi_{\nu}$、およびその特定のケース$\Lambda$CDM+$c^2_{\rmeff}$+$c^2_{\rmvis}$+$\xi_{\nu}$、ここで$N_{\rmeff}$、$\summ_{\nu}$、$c^2_{\rmeff}$、$c^2_{\rmvis}$、$\xi_{\nu}$は、それぞれ有効種数、ニュートリノの総質量、ニュートリノ静止フレームの音速、宇宙論的レプトニック非対称性を定量化する粘度パラメーターと縮退パラメーターです。FSパワースペクトル測定とCMBデータの組み合わせにより、CMBデータのみの場合と比較してモデルの完全なパラメトリック空間が大幅に改善されることがわかります。標準的な宇宙論によって予測されたもの以外のニュートリノ特性の証拠は見つかりません。最も堅牢な観測制約は、CMB+BOSS分析によって与えられます。一般化された拡張$\Lambda$CDMシナリオの場合、$c^2_{\rmeff}=0.3300\pm0.0083$、$c^2_{\rmvis}=0.283\pm0.047$、$\xi_{\nu}<0.26$、$N_{\rmeff}=2.98^{+0.20}_{-0.27}$at68\％CL、$\summ_{\nu}<0.117$eVat95\％CL一方、前述の特定のケースでは、68\％CLで$\xi_{\nu}<0.06$です。これらは、これらの拡張された$\Lambda$CDMシナリオでこれまでに報告された中で最も強い制限です。
長い宇宙ひもからの確率的重力波
| Title |
Stochastic_gravitational_waves_from_long_cosmic_strings |
| Authors |
Disrael_Camargo_Neves_da_Cunha,_Christophe_Ringeval_and_Fran\c{c}ois_R._Bouchet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.04349 |
宇宙の歴史全体の中で進化する長い宇宙ひものネットワークによって作成された確率的重力波バックグラウンド（SGWB）の予想されるひずみパワースペクトルとエネルギー密度パラメーターを計算します。他の研究とは対照的に、宇宙ひもループの寄与は破棄され、私たちの結果は、ほとんどのひもモデルに適用できる期待される信号のロバストな下限を提供します。私たちのアプローチでは、放射、遷移、および物質の時代に実行される南部-後藤数値シミュレーションを使用します。このシミュレーションでは、2点の不等時間異方性応力相関器を計算します。これらは、テンソルモードの線形化された運動方程式のソース項として機能し、正確なグリーン関数積分器を使用して解きます。今日、再スケーリングされたひずみパワースペクトル$（k/\mathcal{H}_0）^2\mathcal{P}_h$はハッブルスケールでピークに達し、大きな波数で振幅$100のプラトーの周りに高周波振動を示すことがわかりました。（GU）^2$。高周波電力のほとんどは、物質時代に存在する長いストリングによって生成され、放射時代の寄与は小さくなります。
LISAによる周連星惑星のベイズ特性評価
| Title |
Bayesian_Characterisation_of_Circumbinary_Exoplanets_with_LISA |
| Authors |
Michael_L._Katz,_Camilla_Danielski,_Nikolaos_Karnesis,_Valeriya_Korol,_Nicola_Tamanini,_Neil_J._Cornish,_Tyson_B._Littenberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.03461 |
レーザー干渉計宇宙アンテナ（LISA）は、主に2つの白色矮星（WD）で構成される$\sim10^4$銀河系バイナリーを検出して特性評価します。この集団内の興味深い見通しは、内側のWDペアの周りの軌道にある3番目のオブジェクト（別のWDスター、周連星太陽系外惑星（CBP）、または褐色矮星（BD））です。CBPの特性評価に焦点を当てて、LISAを使用した亜恒星天体の最初の完全ベイズ検出と事後分析を紹介します。初めて、内側のバイナリの周りの軌道離心率を含む、これらのCBPサードボディソースの楽観的な天体物理学的に動機付けられたカタログを使用しました。検出可能性についてベイズエビデンス計算を調べたほか、内部バイナリパラメーターとサードボディパラメーターの両方の事後分布への影響を調べました。後部の行動は、第3体の周期が観察時間の半分より上か下かによって分岐することがわかります。さらに、正しいテンプレートが使用されているかどうかに関係なく、検出できないサードボディソースが内部バイナリパラメータにバイアスをかける可能性があることがわかりました。CBP集団の調査から取得した情報を使用して、元のカタログで検出可能なBDシステムの数を最初に控えめに予測しました。最後に、LISAグローバルフィッティングと銀河バイナリ人口分析に対する予測された定性的影響についての解説で終わります。この作業で使用される手順は一般的であり、銀河系のバイナリ集団内で予想される他の天体物理学的効果に直接適用できます。
私たちの太陽系の中心にある水銀の太陽
私たちの太陽系の原動力として、太陽の電磁惑星の影響は矛盾しているように見えます。一方では、イオンの太陽は、私たち自身のような複雑な生物でさえ、私たちの地上のゴールディロックゾーンで生命が進化するのに「ちょうどいい」放射を放出しました。一方、地球の存在の夜明けには、太陽は今日よりもはるかに薄暗くなりましたが、それでも初期の液体の水の証拠は地質学に書かれています。中年になると、太陽は社会や天文学者にとってもほとんど関心のない良性の物体になるはずです。ただし、物理的な理由からまだ完全には理解されていないため、わずかに不整脈の11年間の磁気心拍を備えた磁気マシンが含まれています。これらの変動は太陽の光度のわずか0.1％を必要としますが、この電力は、光球の0.5eVの熱エネルギー特性をはるかに超えるエネルギーで光子と粒子の急速に変化するフラックスで太陽系をあふれさせます。放出された太陽プラズマは磁場を宇宙に運び、惑星に影響を及ぼします。地球は地磁気嵐に対して脆弱です。この章では、太陽がそのような病気に苦しむいくつかの物理的な理由について説明し、太陽系全体の時間の経過に伴う結果を調べます。議論のライトモティーフは、回転し対流する星は必然的に磁気の「活動」を生成しなければならず、そのために太陽は卓越した例を表しています。
裏返しからの巨大惑星
| Title |
Giant_Planets_from_the_Inside-Out |
| Authors |
Tristan_Guillot_(CNRS),_Leigh_N._Fletcher,_Ravit_Helled_(UZH),_Masahiro_Ikoma_(NAOJ),_Michael_R._Line_(ASU),_Vivien_Parmentier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.04100 |
巨大惑星は、惑星系の初期の形成段階でガス、氷、岩石を獲得し、形成プロセス自体について私たちに知らせます。太陽系の巨大惑星の詳細な測定値を褐色矮星や巨大な太陽系外惑星の豊富なデータに関連付け、深い内部と観測可能な大気との関係を徹底的に調べ、内部の構造と構成にグローバルな制約を与えることを目指しています。これらの惑星の形成のモデルのために。ジュノとカッシーニのミッション後の新しい開発は、木星と土星の両方が強い組成勾配を持ち、大気から深部内部まで安定した領域を持っていることを示しています。これは、これらの惑星で利用可能な限られたデータに基づく天王星と海王星の場合にも当てはまります。巨大な太陽系外惑星と褐色矮星は、大気の存在量をバルクの内部の存在量にリンクし、これらの存在量と同位体比を形成シナリオにリンクする新しい機会を私たちに提供します。利用可能になる豊富なデータを分析するには}惑星の内部と大気の複雑さを考慮した新しいモデルが必要になります
内太陽系の長期不安定性：数値実験
| Title |
Long-term_instability_of_the_inner_Solar_System:_numerical_experiments |
| Authors |
Nam_H._Hoang,_Federico_Mogavero,_Jacques_Laskar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.04170 |
混沌としていることは別として、太陽系の内惑星は、外側の惑星の定期的な長期の動きによって強制されるため、オープンシステムを構成します。運動の積分は、それらの高次元位相空間における確率的放浪を先験的に制限することはできません。それでも、動的不安定性の確率は、次の50億年にわたって著しく低く、Lyapunov時間の1000倍長いタイムスケールです。水星の動的半減期は確かに最近400億年と推定されています。数式処理システムTRIPを使用して、内惑星に対して最近提案された、偏心と傾斜のさまざまな程度での強制的な経年ダイナミクスの切り捨てから生じる一連の動的モデルを検討します。5から100Gyrにまたがる$10^3$から$10^5$の数値積分のアンサンブルを通して、次数4で切り捨てられたハミルトニアンは実際には5Gyrを超える不安定性を許容しないことがわかります。不安定化は主に次数6の条件によるものです。この驚くべき結果は、フェルミ-パスタ-ウラム-チンゴウ問題との類似性を示唆しています。
私たちの太陽系の形成中に、多数の微惑星が惑星との重力の遭遇によって星間空間に放出されました。塵円盤の観測と数値シミュレーションは、現在非常に一般的であることが知られている他の多くの惑星系が、同様の動的な除去プロセスを経ていたであろうことを示しています。したがって、銀河は放出された微惑星で溢れているはずであり、それらの放出以来ほとんど変化していないはずです。これが、天文学者が太陽系を通過するものが検出されなかったことに当惑した理由です。その後、2017年に、1I/'オウムアムアの発見により、状況は困惑から戸惑いへと変化しました。その短い訪問と限られた観測は、その性質と起源についての重要な質問に答えられず、1I/'オウムアムアが惑星形成のこれまでにない中間生成物である可能性を提起しました。もしそうなら、これは惑星の原始的なビルディングブロックを研究するための新しい観測ウィンドウを開き、惑星形成モデルに前例のない制約を設定する可能性があります。2年後、2I/Borisovが発見され、疑う余地のない彗星の構成で、氷のような星間微惑星の集団が存在することが確認されました。これらの天体は、最も遠い過去の惑星系のタイムカプセルのように、放出されてからほとんど変わっていません。星間微惑星は、星や惑星の形成環境に閉じ込められる可能性があり、惑星形成の種として機能し、cmサイズの小石のkmサイズの物体への成長に挑戦するメートルサイズの障壁を克服するのに役立ちます。星間微惑星は、惑星系の形成と進化を理解する上で極めて重要な役割を果たしており、いつの日か、別の世界の断片を手に持つことができる可能性を示しています。
平衡化されていない普通コンドライトLL3.0サマーコナからのその場プレソーラー粒子のTEM分析
| Title |
TEM_analyses_of_in_situ_presolar_grains_from_unequilibrated_ordinary_chondrite_LL3.0_Semarkona |
| Authors |
Sheryl_A._Singerling,_Larry_R._Nittler,_Jens_Barosch,_Elena_Dobrica,_Adrian_J._Brearley,_and_Rhonda_M._Stroud |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.04372 |
TEMを用いて、平衡化されていない普通コンドライトSemarkonaのマトリックスの非常に原始的な領域からの6つのプレソーラー粒子を調査しました。これらの粒子には、1つのSiC、1つの酸化物（Mg-Alスピネル）、および4つのケイ酸塩が含まれます。隕石ホスト内にあるプレソーラー粒子の構造的および元素組成研究は、粒子の歴史全体の条件とプロセスに関する情報を提供する可能性があります。私たちの分析は、SiCとスピネルの粒子が化学量論的であり、十分に結晶化されていることを示しています。対照的に、ケイ酸塩粒子の大部分は化学量論的ではなく、結晶化が不十分です。これらの発見は、惑星間塵粒子とコンドライト隕石からのプレソーラー粒子の以前のTEM研究と一致しています。結晶性が低い、非化学量論、Mgに富む組成ではなくFeに富む組成、および/または組成の不均一性を、非平衡条件下での凝縮による形成の特徴として解釈します。親体改造の証拠には、SiC粒子と1つのケイ酸塩粒子に可動元素（SまたはFe）が付いたリムが含まれます。星間物質、原始太陽系星雲、および/または親体での二次処理に特徴的な他の特徴は、星周エンベロープで動作するプロセスによって観察されなかったか、よりよく説明されています。一般に、二次プロセス（例えば、イオン照射、粒子粒子衝突、熱変成作用、水性変質作用）によるプレソーラー粒子の一次特徴のオーバープリントはほとんどありませんでした。この発見は、普通コンドライトに蓄積されたプレソーラー粒子集団に関する知識のギャップに対処するために、サマーコナの原始マトリックス領域にあるプレソーラー粒子の追加のTEM研究の必要性を強調しています。
| Title |
A_deep_near-infrared_view_of_the_Ophiuchus_galaxy_cluster |
| Authors |
D._Galdeano,_G._Coldwell,_F._Duplancic,_S._Alonso,_L._Pereyra,_D._Minniti,_R._Zelada_Bacigalupo,_C._Valotto,_L._Baravalle,_M.V._Alonso,_and_J.L._Nilo_Castell\'on |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.03424 |
コンテキスト：銀河バルジの方向に低緯度に位置するへびつかい座銀河団は、2番目に明るいX線クラスターであるにもかかわらず、コマ、おとめ座、ろ座などの他の豊富な銀河団と比較して、比較的研究が不十分です。空に。方法：V\'iaL\'acteaeXtendedSurvey（VVVX）のVISTA変数からの深近赤外線画像と測光を使用して、へびつかい座クラスターの銀河メンバー候補をcD銀河2MASXJ17122774-2322108から最大2Mpc検出しました。ガルデアーノらを使用して。前景の源の中から銀河を選択するための基準。また、形態学的な視覚的分類、色と大きさの図、および密度プロファイルも実行します。結果：cD銀河から2MpcまでのOphiuchusクラスターの537の候補銀河メンバーを特定し、以前のカタログで報告された銀河の数の7倍に増加しました。さらに、これらの銀河候補の形態学的分類を行ったところ、クラスターの中央領域でエリプティカルの割合が60％を超えていることがわかりました。一方、スパイラルの割合は20％より低く、クラスター全体でほぼ一定のままです。さらに、銀河系メンバー候補の赤いシーケンスを研究し、模擬カタログを使用してクラスターの密度プロファイルを調査し、模擬カタログから過密領域に向けて得られた値が、銀河系の過剰な中央ゾーンと一致していることを発見しました。Ophiuchusクラスター。結論：へびつかい座銀河の隠れた集団の調査は、将来の測光および分光学的研究の主要なターゲットとしてのこのクラスターの重要性を強調しています。さらに、この作業の結果は、銀河面吸収帯の銀河外物体を研究するためのVVVX調査の可能性を浮き彫りにしています。
VVVX調査で天の川銀河で発見された新しい低光度球状星団
| Title |
A_new_low-luminosity_globular_cluster_discovered_in_the_Milky_Way_with_the_VVVX_survey |
| Authors |
E._R._Garro,_D._Minniti,_M._G\'omez,_J._G._Fern\'andez-Trincado,_J._Alonso-Garc\'ia,_M._Hempel,_and_R._Zelada_Bacigalupo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.03444 |
ViaL\'acteaExtendedSurvey（VVVX）のVISTA変数を使用すると、内側の天の川（MW）のこれまで探索されていなかった領域を調べることができます。MWGCシステムの人口調査を完了することを目的として、新しい候補球状星団（GC）を探しています。近赤外VVVX調査と2MASSデータセット、および光学ガイアEDR3測光とその正確な固有運動（PM）の組み合わせを使用して、新しいGCを検索して特性評価しました。RA=18：05：51.1、Dec=-17：42：02、l=12.042度、b=+1.656度に位置するGarro02という名前の新しい銀河系GCの発見を報告します。PM除染手順を実行して、すべてのクラスターメンバーを含む最終カタログを作成し、その上で測光分析を実行しました。$E（J-K_s）=1.07\pm0.06$magの赤化と、近赤外での$A_{Ks}=0.79\pm0.04$magの消滅を計算しました。一方、光パスバンドでは、$E（BP-RP）=2.40\pm0.01$magおよび$A_{G}=4.80\pm0.02$magです。そのヘリオセントリック距離は$D=5.6\pm0.8$kpcであり、これにより、Garro02は銀河面から$R_G=2.9$kpcおよびZ=0.006kpcのガラクトセントリック距離に配置されます。既知のGCと比較し、PARSEC等時線をフィッティングして、[Fe/H]$=-1.30\pm0.2$dexおよびage=$12\pm2$Gyrを求めて、金属量と年齢を推定しました。$（\mu_{\alpha}^{\ast}、\mu_{\delta}）=（-6.07\pm0.62、-6.15\pm0.75）$masyr$^{-1の平均クラスターPMを導出しました}$。$M_{Ks}=-7.52\pm1.23$magの近赤外でクラスターの光度を計算しました。これは、$M_{V}=-5.44$magに相当します。放射状密度プロファイルからのコア半径と潮汐半径は、それぞれ$r_c=1.25\pm0.27$arcmin（2.07pc）と$r_t=7.13\pm3.83$arcmin（11.82pc）です。Garro02は、MWバルジにある新しい本物の銀河系GCであることを確認しました。これは、光度が低く、金属が少なく、古いGCであり、MWの生涯を通じて発生した強力な動的プロセスの幸運な生き残りです。
銀河ハローにおける二元中性子星合体からのR過程雨
| Title |
R-process_Rain_from_Binary_Neutron_Star_Mergers_in_the_Galactic_Halo |
| Authors |
Benjamin_Amend,_Jonathan_Zrake,_Dieter_H._Hartmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.03913 |
少なくとも1つの中性子星が関与するコンパクトな連星は、星や惑星に見られるr過程元素の合成のための有望なサイトです。しかし、合併は一般に、ホスト銀河の星形成領域から遠く離れた、銀河の高い緯度で行われると考えられています。したがって、銀河ハローのガス環境から星形成円盤への濃縮物質の輸送に関与する物理的メカニズムを理解することが重要です。爆発的な注入イベントとそのハローガス媒体との相互作用から始めて、これらのプロセスを調査します。コンパクトなバイナリマージの総流出質量は、材料が弾道的にディスクに移動するには低すぎることを示しています。代わりに、濃縮された噴出物はシェルに掃き込まれ、1〜10ドルのpcスケールで減速し、レイリー・テイラー不安定性によって波形になります。波形のシェルは周囲の媒体よりも密度が高く、雲に砕けてディスクに向かって沈みます。沈む雲は放射冷却によって熱エネルギーを失い、またせん断不安定性によって除去されます。これらの効果をモデル化し、ディスクへの配信の遅延時間を予測する動的ヒューリスティックを提示します。ただし、乱流質量アブレーションは非常に効率的であり、$\sim10^5$yrを超える沈下するrプロセス雲の完全な断片化につながることがわかります。したがって、ハロー注入イベントからの濃縮された物質はハローのガス媒体に迅速に同化され、ディスクへの濃縮された質量の流れは、乱流拡散または大規模な流入質量電流によってのみ達成できると予測します。
気泡やフィラメントからコアやディスクまで：ガスの収集と構造の成長が恒星系の形成につながる
| Title |
From_Bubbles_and_Filaments_to_Cores_and_Disks:_Gas_Gathering_and_Growth_of_Structure_Leading_to_the_Formation_of_Stellar_Systems |
| Authors |
Jaime_E._Pineda,_Doris_Arzoumanian,_Philippe_Andr\'e,_Rachel_K._Friesen,_Annie_Zavagno,_Seamus_D._Clarke,_Tsuyoshi_Inoue,_Che-Yu_Chen,_Yueh-Ning_Lee,_Juan_D._Soler,_Michael_Kuffmeier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.03935 |
冷たい星間物質における複数のスケールでの構造の発達の研究は、過去10年間に、観測と理論の両方の面で急速な拡大を経験しました。広範囲の物理的スケールにわたる（サブ）ミリメートル波長でのスペクトル線研究は、星形成領域における高密度ガスの運動学のユニークなプローブを提供し、カラム密度の広範囲で高ダイナミックレンジのダスト連続体調査によって補完されました。分子雲複合体の構造、ダスト分極マップは磁場の役割を強調しています。これには、新しい物理学（超新星駆動、宇宙線、非理想的な電磁流体力学、放射圧など）や、マルチスケール研究を可能にするズームインシミュレーションなどの新しい技術を含む、ますます高度な数値シミュレーションが伴います。まとめると、これらの新しいデータは、$\sim$50〜100pcスケールでの恒星フィードバックによって駆動される巨大なISMバブルから、パーセクスケールの分子フィラメントを介して$<0.1$pc高密度まで、すべてのスケールで高密度構造の異方性成長を強調しています。コアと$<1000$auプロトステラディスク。観測と理論を組み合わせて、これらの構造の形成と進化の一貫した図を提示し、星と円盤の形成の初期条件と初期段階の包括的な物理的シナリオを統合します。
| Title |
On_the_robustness_of_triaxial_Schwarzschild_modelling:_The_effects_of_correcting_the_orbit_mirroring |
| Authors |
Sabine_Thater,_Prashin_Jethwa,_Behzad_Tahmasebzadeh,_Ling_Zhu,_Mark_den_Brok,_Giulia_Santucci,_Yuchen_Ding,_Adriano_Poci,_Edward_Lilley,_P._Tim_de_Zeeuw,_Alice_Zocchi,_Thomas_I._Maindl,_Fabio_Rigamonti,_Glenn_van_de_Ven,_Meng_Yang,_Katja_Fahrion |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.04165 |
過去15年間で、vandenBoschらによる3軸Schwarzschild軌道重ね合わせコード。（2008）は、銀河のダイナミクスを研究するために広く適用されています。最近、Quennevilleetal。（2022）このコードの軌道計算、特に計算を高速化するために使用されるミラーリング手順のバグを報告しました。vandenBoschらによる3軸Schwarzschildコードの公開された後継であるDYNAMITEの誤ったミラーリングを修正しました。（2008）。この調査では、このバグがこのコードで実行された動的分析の結果にどのように影響したかを徹底的に定量化します。DYNAMITEの元のバージョンと修正されたバージョンで得られた結果を比較し、高度に3軸の銀河PGCの中央ブラックホールの質量推定において、単一軌道の位相空間分布とグローバルな恒星軌道分布の違いについて説明します。46832、および50を超える銀河の固有の形状と囲まれた質量の測定。シュヴァルツシルトの3軸コードの典型的な科学的応用に焦点を当てると、すべてのテストで、統計的および体系的な不確実性に関して差異が無視できることがわかります。vandenBoschetal。による以前の結果を結論付けます。（2008）3軸Schwarzschildコードは、誤ったミラーリングの影響をあまり受けません。
共面ガスの流入は、歪んだ銀河ガスディスク内に隠すことができます
シミュレーションによると、銀河系ガス円盤は「修正降着円盤」として扱うことができ、星形成によって消費され、流出によって除去されながら、共面ガスが円盤の内部領域に渦巻く。観測的には、銀河の外側の円盤内へのそのような流入の証拠はほとんどありません。観測から現実的なガス表面密度をとると、流入の視線速度は2つのスケール長内でわずか数kms$^{-1}$ですが、半径とともに徐々に増加し、50-100kms$^{-1}のオーダーになります。非常に外側のディスクで$。この流入が2次元速度場に及ぼす影響を調べ、運動学的な長軸と短軸の両方にねじれ歪みがある、反ったディスクによって生成されるものとほぼ同じであることが示されています。近くの銀河のサンプルの運動学的歪みとスパイラルアームのねじれを調べることにより、ワープの影響が放射状の流入の影響よりも支配的である可能性が高いことがわかります。ただし、次に、ワープと修正された降着円盤に必要な強度の流入速度を組み合わせた模擬HI速度場をモデル化し、これらの複合システムが実際には純粋なワープディスクモデルと非常によく一致することを示します（$\sim$85\）。10kms$^{-1}$未満の残差の平均絶対誤差を持つ模擬銀河の％。これは、重要な放射状流入の兆候がワープ内に簡単に「隠れる」可能性があることを示唆しており、したがって、これは銀河円盤内の放射状流入を検出できない明らかな失敗を説明している可能性があります。
KOSMA-$ \ tau$PDRモデル-I.光解離領域の数値モデルに対する最近の更新
| Title |
The_KOSMA-$\tau$_PDR_Model_--_I._Recent_updates_to_the_numerical_model_of_photo-dissociated_regions |
| Authors |
M._R\"ollig,_V._Ossenkopf-Okada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.04233 |
光解離領域（PDR）の数値モデルは、シミュレーションを通じて大規模な星形成領域の観測を定量的に理解するために不可欠なツールです。利用できる成熟したPDRモデルはほとんどなく、ケルンKOSMA-$\tau$PDRモデルは、球形の雲のジオメトリを使用する唯一の洗練されたモデルであり、それによって塊状のPDRをシミュレートできます。モデル作成者およびKOSMA-$\tau$を適用してデータを解釈することを計画しているオブザーバーの参照としてコードの現在のステータスを示します。化学的問題の数値解法として、優れたニュートン-ラフソンステッピングアルゴリズムを提示し、問題を数値的に安定させて反復を高速化するための戦略について説明します。KOSMA-$\tau$の化学は、最新の配合に全表面化学を含むようにアップグレードされ、化学脱着反応における分岐比の新しい計算について説明します。PDRのダスト温度が高いと、凝縮温度が高くなるため、酸素含有氷種が選択的に凍結します。PDRパラメータ、特に衝突するUVフィールドに応じた氷マントル構造の変化を調べます。選択的凍結により、Cの存在量が増加し、ガス温度が高くなり、表面反応を考慮した場合、原子状炭素[C]の微細構造の線放出が最大50％増加します。個々の塊のスケールで高い空間分解能を持つOrionBarでのHCO$^+$放出の最近のALMA観測が、非定常で塊状のPDRアンサンブルのコンテキストでどのように解釈できるかを示します。さらに、PDRモデリングの側面の数値テスト環境として機能するMathematicaで書かれた単純な平面平行PDRモデルであるWL-PDRを紹介します。
Diffstar：Galaxyアセンブリ履歴の完全なパラメトリック物理モデル
| Title |
Diffstar:_A_Fully_Parametric_Physical_Model_for_Galaxy_Assembly_History |
| Authors |
Alex_Alarcon,_Andrew_P._Hearin,_Matthew_R._Becker_and_Jon\'as_Chaves-Montero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.04273 |
銀河のその場での星形成履歴（SFH）の滑らかなパラメトリックモデルであるDiffstarを紹介します。Diffstarは、観測された銀河のスペクトルエネルギー分布（SED）を解釈するために使用される従来のSFHモデルとは異なります。これは、私たちのモデルが銀河形成物理学の基本的な特徴に関して直接パラメーター化されているためです。Diffstarモデルは、星形成が銀河の暗黒物質ハローへのガスの降着によって促進されることを前提としています。Diffstarの基礎には、ハロー質量集合のパラメトリックモデルであるDiffmahがあります。最終的に星に変換される蓄積ガスの割合$\epsilon_{\rmms}$と、この変換が発生するタイムスケール$\tau_{\rmcons};$の一部の銀河について、パラメーター化された成分を含めます。Diffstarは、時間$t_{\rmq}、$でクエンチングイベントを経験し、その後、若返った星形成を経験する可能性があります。IllustrisTNG（TNG）およびUniverseMachine（UM）シミュレーションによって予測された銀河のSFHを、Diffstarパラメーター化で適合させ、モデルが十分に柔軟で、両方のシミュレーションで銀河の平均恒星質量履歴を$\の精度で記述できることを示します。宇宙論的時間のほとんどにわたってsim0.1$dex。Diffstarを使用して、一般的な物理的用語でTNGとUMを比較し、次のことを発見しました。（i）UMでの星形成は、TNGに比べて効率が低く、バースト性があります。（ii）UMの銀河は、TNGに比べて、ガス消費のタイムスケールが長く、$\tau_{\rmcons}$です。（iii）若返った星形成は、UMに遍在しますが、クエンチされたTNG銀河は、持続的な若返りをほとんど経験しません。（iv）両方のシミュレーションで、$\epsilon_{\rmms}$、$\tau_{\rmcons}$、および$t_{\rmq}$の分布は、ハロー質量に対する共通の特性依存性を共有します。ハローアセンブリの履歴との有意な相関関係を示します。[簡略化]
ALMAによる大マゼラン雲中の重水素化水の検出
| Title |
The_Detection_of_Deuterated_Water_in_the_Large_Magellanic_Cloud_with_ALMA |
| Authors |
Marta_Sewi{\l}o_(NASA_Goddard_Space_Flight_Center,_CRESST_II,_University_of_Maryland),_Agata_Karska_(Nicolaus_Copernicus_University),_Lars_E._Kristensen_(University_of_Copenhagen),_Steven_B._Charnley_(NASA_Goddard),_C.-H._Rosie_Chen_(Max_Planck_Institute_for_Radio_Astronomy),_Joana_M._Oliveira_(Keele_University),_Martin_Cordiner_(NASA_Goddard,_Catholic_University_of_America),_Jennifer_Wiseman_(NASA_Goddard),_\'Alvaro_S\'anchez-Monge_(University_of_Cologne),_Jacco_Th._van_Loon_(Keele_University),_Remy_Indebetouw_(NRAO,_University_of_Virginia),_Peter_Schilke_(University_of_Cologne),_Emmanuel_Garcia-Berrios_(University_of_Illinois) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.04325 |
銀河系外のホットコアに向けた重水素化水（HDO）の最初の検出を報告します。HDO2$_{11}$-2$_{12}$線は、低金属量の大マゼラン雲（LMC）矮小銀河のN105星形成領域のホットコアN105-2Aおよび2Bに向かって検出されました。アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）。LMCホットコアに対して測定されたHDOラインの光度（$L_{\rmHDO}$）を、$L_{\rmHDO}$で3桁をカバーする17個の銀河ホットコアのサンプルに対して観測されたものと比較しました。ボロメータの光度（$L_{\rmbol}$）の桁違い、および広範囲のガラクトセントリック距離（したがって金属量）。LMCホットコアの$L_{\rmHDO}$の観測値は、$L_{\rmbol}$と銀河ホットコアに向かって観測された金属量の$L_{\rmHDO}$トレンドに非常によく適合しています。$L_{\rmHDO}$は光源の光度に大きく依存しているように見えますが、金属量も役割を果たしています。LMCホットコアへのHDO/H$_2$Oがミルキーウェイで観察されたものと同じであると仮定して、LMCホットコアへのH$_2$Oカラム密度と存在量範囲の概算を提供します。推定範囲は、銀河系の値よりも体系的に低くなっています。N105-2AのHDO放出の空間分布と速度構造は、HDOが低温ダスト粒子化学の産物であることと一致しています。私たちの結果は、HDOが銀河系外の環境に関係なく豊富であり、外部銀河のALMAで検出可能であるはずであるという宇宙化学モデルの予測と一致しています。
機械学習分類によるGalaxyUGC2885の銀河成分マッピング
| Title |
Galactic_Component_Mapping_of_Galaxy_UGC_2885_by_Machine_Learning_Classification |
| Authors |
Robin_J._Kwik,_Jinfei_Wang,_Pauline_Barmby,_Benne_W._Holwerda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.04374 |
銀河の構成要素の分類を自動化することは、銀河の形成と進化を理解するために重要です。伝統的に、スパイラルアーム、バルジ、ディスクなどのより大きな銀河構造のみが分類されます。ここでは、機械学習（ML）のピクセルごとの分類を使用して、大規模な渦巻銀河UGC2885のデジタル画像内のすべての銀河コンポーネントを自動的に分類します。銀河コンポーネントには、若い星の集団、古い星の集団、ダストレーン、銀河の中心、外側の円盤、と天体の背景。最尤法分類器（MLC）、ランダムフォレスト（RF）、サポートベクターマシン（SVM）の3つのMLモデルをテストします。高解像度のハッブル宇宙望遠鏡（HST）デジタル画像を、HST画像から得られたテクスチャの特徴、HST画像から得られた帯域比、および距離レイヤーとともに使用します。テクスチャ機能は通常、リモートセンシング研究で使用され、デジタル画像内のパターンを識別するのに役立ちます。HSTデジタル画像、テクスチャの特徴、バンド比、距離レイヤーのさまざまな組み合わせでML分類モデルを実行して、銀河成分の分類に最も役立つ情報を決定します。テクスチャ機能と距離レイヤーは、銀河コンポーネントの識別に最も役立ち、SVMモデルとRFモデルが最高のパフォーマンスを発揮します。MLCモデルのパフォーマンスは全体的に劣りますが、状況によってはSVMおよびRFと同等のパフォーマンスが得られます。全体として、モデルは、銀河の中心、外側の円盤、天体の背景など、最もスペクトル的にユニークな銀河の構成要素を分類するのに最適です。最も混乱するのは、若い星の種族、古い星の種族、そしてダストレーンの間です。小規模な銀河構造の天文学研究のために、テクスチャの特徴をさらに実験することをお勧めします。
背景銀河によって追跡されたマゼラン雲の本質的な赤化-III。大マゼラン雲
| Title |
The_intrinsic_reddening_of_the_Magellanic_Clouds_as_traced_by_background_galaxies_--_III._The_Large_Magellanic_Cloud |
| Authors |
Cameron_P._M._Bell,_Maria-Rosa_L._Cioni,_Angus_H._Wright,_David_L._Nidever,_I-Da_Chiang,_Samyaday_Choudhury,_Martin_A._T._Groenewegen,_Clara_M._Pennock,_Yumi_Choi,_Richard_de_Grijs,_Valentin_D._Ivanov,_Pol_Massana,_Ambra_Nanni,_Noelia_E._D._No\"el,_Knut_Olsen,_Jacco_Th._van_Loon,_A._Katherina_Vivas,_Dennis_Zaritsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.04406 |
背景の光学（ugriz）および近赤外線（IR;YJK）スペクトルエネルギー分布（SED）を使用して導出された大マゼラン雲（LMC）の約90度$^{2}$にわたる総固有赤化のマップを提示します。銀河。赤くなるマップは、LEPHARE$\chi^{2}$最小化SED適合ルーチンに基づいて、222,752個の初期型銀河のサンプルから作成されます。LMCの中央（4x4deg$^2$）領域全体で強化された固有の赤化の領域と、遠方IR放射によって追跡された低レベルの広範囲のダスト放出の形態との間に優れた一致が見られます。さらに、既知の星形成領域と形態マップで観察された若い星のクラスター化と一致する、より小さく孤立した強化を区別することができます。ただし、30ドラダスの南にある分子隆起に関連する赤化のレベルは、文献の赤化マップよりも小さくなっています。高い絶滅と混雑のためにこの地域で検出された銀河の数が減少したことは、私たちの結果をより低い赤化値に偏らせる可能性があります。私たちのマップは、レッドクランプ星とLMC全体の星形成履歴の分析から得られたマップと一致しています。この研究は、LMCの背後にある銀河系外のソースの最初の大規模な分類の1つを表しており、そのため、約250万のソースの完全なサンプルに対してLEPHARE出力を提供します。
| Title |
Multi-messenger_High-Energy_Signatures_of_Decaying_Dark_Matter_and_the_Effect_of_Background_Light |
| Authors |
Barbara_Skrzypek,_Marco_Chianese,_Carlos_Arg\"uelles_Delgado |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.03416 |
南極にあるIceCubeニュートリノ天文台は、TeVからPeVのエネルギー範囲での通過イベントと開始イベントを使用して、天体物理学的ニュートリノを測定しました。これらの天体物理学的ニュートリノの起源はまだほとんど解明されておらず、それらの潜在的な原因の中には暗黒物質の崩壊があります。ミューニュートリノを使用した天体物理学的フラックスの測定は、イベント測定の開始とわずかに緊張しています。この張力は、継続的な期待に対して40〜200TeVのエネルギー範囲で観察された過剰によって引き起こされます。以前の研究では、この過剰は暗黒物質の崩壊が激しいためである可能性を考慮しており、ガンマ線とニュートリノのデータを使用して制約を課しています。ただし、これらの制約は、天体物理学的ニュートリノフラックスとガンマ線放出源のモデリングに依存しているため、注意が必要です。この作業では、チベットAS$_\gamma$データ、Fermi-LAT拡散データ、およびIceCube高エネルギー開始イベントサンプルを考慮して、暗黒物質の崩壊に対するバックグラウンドにとらわれない銀河系および銀河系外の制約を導き出します。ガンマ線の限界については、銀河系外の背景光の未知の強度から生じる伝播中の電磁カスケードからの二次電子放出の不確実性を調査します。このような不確実性は、銀河系外のデータから得られたガンマ線の限界で最大$\sim55\％$の変動に相当することがわかります。私たちの結果は、天体物理学的ニュートリノフラックスのかなりの部分が暗黒物質によるものである可能性があり、それを除外することはガンマ線とニュートリノ背景の仮定に依存することを意味します。後者は、まだ特定されていないソースに依存します。
最初の短いGRBミリメートルの残光：非常にエネルギッシュなSGRB211106Aの広角ジェット
| Title |
The_First_Short_GRB_Millimeter_Afterglow:_The_Wide-Angled_Jet_of_the_Extremely_Energetic_SGRB_211106A |
| Authors |
Tanmoy_Laskar,_Alicia_Rouco_Escorial,_Genevieve_Schroeder,_Wen-fai_Fong,_Edo_Berger,_P\'eter_Veres,_Shivani_Bhandari,_Jillian_Rastinejad,_Charles_D._Kilpatrick,_Aaron_Tohuvavohu,_Raffaella_Margutti,_Kate_D._Alexander,_James_DeLaunay,_Jamie_A._Kennea,_Anya_Nugent,_K._Paterson,_Peter_K._G._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.03419 |
短期間の$\gamma$線バースト（SGRB）の最初のミリメートルの残光の発見と、SwiftのGUANOシステムによってローカライズされたSGRBの最初の確認された残光を紹介します。アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）によるSGRB211106Aの検出は、ハッブル宇宙望遠鏡（HST）のイメージングで検出された、かすかなホスト銀河の起源を$\approx0.8$kpcの投影間隔で固めます。ミリメートルバンドの光度曲線は、残光の前方衝撃からのシンクロトロンピークの通過をキャプチャし、残光の運動エネルギーを抑制します。$\log（E_{\rmK、iso}/{\rmerg}）=53.2\pm0.3$と密度、$\log（n_0/{\rmcm}^{-3}）=-0.6\pm0.2$、推定赤方偏移$z=1$。ミリメートルバンドデータで$t_{\rmjet}=29.2^{+4.5}_{-4.0}$日のジェットブレークを特定し、$\theta_{\rmjet}=（15.5\pm1.4）$度と$\log（E_{\rmK}/{\rmerg}）=54.3\pm0.3$のビーム補正された運動エネルギー。これは、SGRBでこれまでに測定された中で最も幅が広く最高です。、それぞれ。検出可能な光学残光の欠如と、明るいミリメートルの対応物との組み合わせから、視線に沿って高い吸光度$A_{\rmV}\gtrsim2.6$magを推測し、これを最も高いダストの1つにします。-これまでに知られている絶滅したSGRB。SGRBの大規模なサンプルのエネルギーと組み合わせて、公開されているすべてのミリメートルバンドの上限を組み合わせると、高密度環境でのエネルギーのある広角の流出は、検出可能なミリメートルの対応物を持つ可能性が高いことがわかります。ALMAを使用した協調的な残光検索では、SGRBセンチメートルバンドの残光の過去の発見率を上回る、年間$\approx0.8$--1.6のレートで$>2$日のタイムスケールで24〜40\％の検出率が得られるはずです。
ミリ秒パルサーキックは、銀河中心のガンマ線過剰の説明に困難を引き起こします
| Title |
Millisecond_Pulsar_Kicks_Cause_Difficulties_in_Explaining_the_Galactic_Center_Gamma-Ray_Excess |
| Authors |
Oliver_Boodram_(U_of_Alberta,_U_of_Colorado,_Boulder)_and_Craig_O._Heinke_(U_of_Alberta) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.03479 |
天の川銀河中心からの原因不明の過剰なガンマ線放出は、10年近くの間天文学者を困惑させてきました。2つの理論がこの過剰の原因を説明しようとしています。自己消滅する暗黒物質粒子または未解決の電波ミリ秒パルサーの集団です。N体シミュレーションを使用して、GeV過剰に対するパルサー起源の妥当性を調べます。現実的な動的環境でミリ秒パルサーをシミュレートしました。（i）パルサーは銀河の既知の恒星質量成分から生まれました。（ii）2つの異なる研究から経験的に観察されたように、パルサーに出生速度キックが与えられました（または、比較のために、キックなしで）。（iii）パルサーは、観測と一致する銀河の重力ポテンシャルで進化しました。パルサーの複数の集団（異なる速度キックを使用）が1Gyrにわたってシミュレートされました。パルサーの最終的な空間分布を使用して、合成ガンマ線表面輝度プロファイルを作成しました。公開されているFermi-LAT表面輝度プロファイルとの比較から、出生速度キックのないモデルがデータに近づいていますが、パルサーシミュレーションではバルジの中心度に集中した放出を再現できません。（原始MSP）シミュレーションと、バルジ内の破壊された球状星団からパルサーが堆積するモデル、および核星団で生成されたパルサーの単純なモデルとの相加的な組み合わせを検討しました。これらのモデルのいくつかの組み合わせを使用して、堀内と共同研究者の測定された中心ガンマ線表面輝度分布を合理的に再現できますが、モデルの任意の組み合わせで測定されたディマウロの分布を再現することはできません。私たちの適合は、MSPを使用してガンマ線過剰を説明するための潜在的な経路に制約を提供します。
中性子星M51ULX-8の125。5日光周期変調の検出
光の波長で超大光度X線源（ULX）を研究することは、X線連星系の降着メカニズムと進化過程についての重要な手がかりを提供します。この研究では、チャンドラとハッブル宇宙望遠鏡（HST）の観測に基づく高度な位置天文学を通じて、よく知られている中性子星（NS）候補M51ULX-8の3つの（C1、C2、およびC3）可能な光学的対応物が特定されました。{\itGAIA}光源カタログとして。1年間（2016-2017）34HSTACS（掃天観測用高性能カメラ）/WFC（広視野）を使用してULX-8の光学的性質を表す証拠があるC3について、振幅0.14の125。5日の光周期変調が決定されました。フィールドカメラ）観測。さらに、驚くべきことに、C3のX線フラックスと観測された光フラックスがバイモーダル分布を示すこともわかりました。これは、ULX-8の光フラックスとX線フラックスの間に相関関係がある可能性があることを意味している可能性があります。発光と光学超公転周期の性質について提案された文献で頻繁に言及されている可能性のあるシナリオ。最も可能性の高いシナリオは、発光がULX-8の降着円盤から発生した可能性があることです。
顕著なブレーザーAO0235+164の光度曲線における準周期的振動の検出
| Title |
Detection_of_a_quasi-periodic_oscillation_in_the_optical_light_curve_of_the_remarkable_blazar_AO_0235+164 |
| Authors |
Abhradeep_Roy,_Varsha_R._Chitnis,_Alok_C._Gupta,_Paul_J._Wiita,_Gustavo_E._Romero,_Sergio_A._Cellone,_Anshu_Chatterjee,_Jorge_A._Combi,_Claudia_M._Raiteri,_Arkadipta_Sarkar,_Massimo_Villata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.03586 |
1982年から2019年の期間における重力レンズブレーザーAO0235+164の長期光学$R$バンド光度曲線分析を提示します。いくつかの分析方法により、これらには約8。13年の周期性が存在するという結果が得られます。データ。さらに、これらの5つの主要なフレアのそれぞれは明らかに二重ピークであり、2番目のピークは1番目のピークに約2年続きます。よく知られているシステムであるOJ287とともに、私たちの発見は、これまでに発見されたブレーザーにおける長期的な準周期的な光学的振る舞いの最も安全な事例の1つを構成しています。バイナリ超大質量ブラックホールシステムは、これらの結果の良い説明を提供するように見えます。
2007年から2021年の間のBlazarOJ287の長期マルチバンド近赤外線変動
| Title |
Long_Term_Multi-band_Near_Infra-Red_Variability_of_the_Blazar_OJ_287_during_2007--2021 |
| Authors |
Alok_C._Gupta,_Pankaj_Kushwaha,_L._Carrasco,_Haiguang_Xu,_Paul_J._Wiita,_G._Escobedo,_A._Porras,_E._Recillas,_Y._D._Mayya,_V._Chavushyan,_Beatriz_Villarroel,_Zhongli_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.03618 |
最良の候補バイナリ超大質量ブラックホールブレーザーであると考えられているOJ287の最も広範囲で十分にサンプリングされた長期マルチバンド近赤外線（NIR）時間およびスペクトル変動研究を提示します。これらの観測は、2007年12月から2021年11月の間に行われました。ソースは、J、H、およびKsNIRバンドで約2〜2.5のマグニチュード変動を受けました。これらの長期的なタイムスケールにわたって、時間またはソースのフラックス状態によるフラックスまたはスペクトルの進化のいずれにも体系的な傾向はありませんでした。ただし、より短いタイムスケールでは、フラックスとスペクトルに大きな変動があり、さまざまな活動状態での強い変化を示します。NIRスペクトルエネルギー分布は、各フラックス状態で、最低から最高まで、さまざまな側面を示しています。スペクトルは、一般に、べき乗則のスペクトルプロファイル（10％以内）と一致しており、それらの多くは、ピークのシフトの小さな変化（観察上重要ではない）を示しています。NIRスペクトルは、一般的に明るい段階で急峻になります。ブレーザー放出シナリオ/メカニズム、OJ287のよく知られている従来の動作、およびその長期的な光学的半周期的変動のために呼び出されるソース中央エンジンのモデルへの影響のコンテキストで、これらの動作について簡単に説明します。
| Title |
The_TeV_Diffuse_Cosmic_Neutrino_Spectrum_and_the_Nature_of_Astrophysical_Neutrino_Sources |
| Authors |
Ke_Fang,_John_S._Gallagher,_Francis_Halzen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.03740 |
宇宙ニュートリノの拡散フラックスは、IceCube天文台によってTeVからPeVのエネルギーまで測定されています。低エネルギー、TeVおよびサブTeVでのこのフラックスの改善された特性評価により、モデルに依存しない方法で天体物理学的ニュートリノ源の性質に関する重要な情報が明らかになることを示します。最も重要なことは、ニュートリノがGeV-TeV$\gamma$線に対して光学的に厚い宇宙環境で発生しているという現在の兆候を確認することができたということです。TeV領域でより急な、または途切れのないニュートリノべき乗則が観察された場合、この結論は避けられなくなります。このような$\gamma$線で隠された線源では、宇宙ニュートリノに必然的に伴う$\gamma$線は、MeV-GeVエネルギーにカスケードされます。宇宙ニュートリノに伴うカスケードされた$\gamma$線フラックスが、観測された拡散$\gamma$線バックグラウンドを超えてはならないという要件は、線源の放射場のピークエネルギーと密度に制約を課します。既存のデータに触発された私たちの計算は、観測された拡散MeV-GeV$\gamma$線バックグラウンドの一部が、ニュートリノ。
| Title |
Nonparametric_Representation_of_Neutron_Star_Equation_of_State_Using_Variational_Auto-Encoder |
| Authors |
Ming-Zhe_Han,_Shao-Peng_Tang,_and_Yi-Zhong_Fan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.03855 |
変分オートエンコーダー（VAE）を使用して、中性子星（NS）の状態方程式（EoS）の新しいノンパラメトリック表現を紹介します。ディープニューラルネットワークとして、VAEは、エンコーダコンポーネントを使用して入力データを低次元の潜在空間に圧縮し、デコーダコンポーネントを使用してデータを再構築できるため、次元削減に広く使用されています。VAEがトレーニングされると、VAEのデコーダーをジェネレーターとして使用できます。トレーニングセットとして\citet{2021ApJ...919...11H}のノンパラメトリック表現法で生成された100,000個のEoSを使用し、ニューラルネットワークのさまざまな設定を試してから、4つのパラメーターを持つEoSジェネレーター（トレーニングされたVAEのデコーダー）を取得します。バイナリ中性子星（BNS）合併イベントGW170817のmass\textendash{}潮汐変形可能性データと、PSRJ0030+0451、PSRJ0740-6620、PSRJ0437-4715、および4Uのmass\textendash{}半径データを使用します。共同ベイズ推定を実行するための1702-429。$R_{1.4}=12.66^{+0.71}_{-0.54}\、\rmkm$、$\Lambda_{1.4}=484^{+118}_{-90}$、および$M_{\rmmax}=2.30^{+0.30}_{-0.21}\、\rmM_\odot$（$90\％$信頼できるレベル）、ここで$R_{1.4}$/$\Lambda_{1.4}$は正規の$1.4\、\rmM_\odot$NSの半径/潮汐変形可能性であり、$M_{\rmmax}$は非回転NSの最大質量です。
最大質量に近い中性子星（NS）のコアは、クォークの自由度が解放される可能性のある宇宙で最も高度に圧縮された物質を実現します。このような高密度物質の状態はクォーク物質（QM）として仮定されており、その存在は原子核物理学で数十年にわたって確認されるのを待っていました。バイナリNS合併からの重力波は、状態方程式（EOS）と呼ばれる有用な情報を伝えることが期待されます。ただし、現実的なEOSを使用したQMの署名はまだ確立されていません。ここでは、合併後の段階の重力波が、QMへの移行がある場合とない場合の理論シナリオを区別できることを示します。以前に調査した特定のEOSを採用する代わりに、abinitioアプローチから信頼できるEOS制約をコンパイルします。NSの合併後のブラックホールへの早期崩壊は、abinitio制約に従ってQMの開始に関連するEOSの軟化を意味することを示しています。ハドロン-クォーク相転移の性質は、残りのブラックホールの外側に残された物質によって電磁的対応物にエネルギーを与える必要があるという条件によってさらに制約される可能性があります。
電子捕獲超新星からの広い連星パルサー
| Title |
Wide_binary_pulsars_from_electron-capture_supernovae |
| Authors |
Simon_Stevenson,_Reinhold_Willcox,_Alejandro_Vigna-Gomez_and_Floor_Broekgaarden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.03989 |
中性子星は、超新星の誕生時に速度キックを受け取ります。超漸近巨星分枝星（超新星での寿命を終えるのに最も質量の小さい星）から電子捕獲超新星で形成されたものは、典型的な中性子星よりも大幅に低いキックを受ける可能性があります。多くの大質量星が広い連星のメンバーであることを考えると、これは、低質量（$1.25<M_\mathrm{psr}/$M$_\odot<1.3$）、幅（$P_\mathrm{orb}\gtrsim10^{4}$\、day）、エキセントリック（$e\sim0.7$）、リサイクルされていない（$P_\mathrm{spin}\sim1$\、s）連星パルサー。このようなバイナリの形成率は、電子捕獲超新星につながる（効果的に）単一の星の質量範囲、超新星の前に失われる質量の量、および中性子星に与えられる出生キックの大きさに敏感です。電子捕獲超新星につながる単一星の質量範囲の幅が$\lesssim0.2$\、M$_\odotであると仮定すると、10,000個の孤立したパルサーごとに1つのそのような連星パルサーが天の川で観測できるはずです。$、そして電子捕獲超新星で形成されたその中性子星は、10\、kms$^{-1}$未満の典型的なキックを受け取ります。観測された連星パルサーのカタログを検索しましたが、この低い予測率と一致して、このチャネルを介して形成される可能性のある説得力のある候補は見つかりませんでした。スクエアキロメートルアレイでの将来の観測は、連星パルサーのこのまれなサブクラスを検出し、電子捕獲超新星とその前駆体の特性に強い制約を与える可能性があります。
電波観測データからの超新星残骸の進化状態の決定について
この論文は、超新星残骸（SNR）の進化的状態を予備的に決定するための新しい概念の簡単なレビューを与えることを目的としています。連続体での電波観測によって得られたデータが使用されます。新しい概念の根底にある3つの異なる方法があります。最初の方法は、観測的に得られた電波表面輝度の位置と、理論的に導出されたSigma-Dトラック上のSNRの対応する直径に基づいています。2つ目は、無線スペクトルの形式に基づいています。3つ目は、等分配（eqp）計算によって推定された磁場強度に基づいています。ベオグラードSNR研究グループによって過去20年間に開発されたこれらの方法の組み合わせを使用して、SNRの進化的状態を推定することができます。この概念は、無線観測者が無線ドメインで観測されたSNRの進化の段階を事前に判断するのに役立ちます。さらに、この概念は、オーストラリアテレスコープコンパクトアレイ（ATCA）によって観測されたいくつかのSNRに適用され、対応する結果をここで確認します。さらに、このレビューでは、最近公開された最新のSigma-Dおよびeqp分析を反映するために、結果の一部が改訂されています。
SPIの反一致システムで銀河超新星からのガンマ線放出を探す
| Title |
Search_for_gamma-ray_emission_from_a_galactic_supernova_with_the_anticoincidence_system_of_SPI |
| Authors |
Mariona_Caixach,_Pierre_Jean,_Jordi_Isern_and_Eduardo_Bravo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.04228 |
Ia型超新星（SNIa）の非常に初期のガンマ線放出の検出は、爆発メカニズムと前駆体の性質に関する深い洞察を提供する可能性があります。しかし、予想される低光度とこれまでにすべてのイベントが発生した距離の結果として、これはまだ可能ではありません。私たちの銀河で発生するSNIaは、そのような測定を実行するユニークな機会を提供する可能性があります。問題は、おそらく星間減光によって光フラックスが非常に減衰し、ガンマ線スペクトロメーターによる観測のトリガーを適時に妨げることです。この論文では、爆発モデルと距離、およびポインティング方向。私たちの結果は、そのような検出は爆発後約6〜12日で可能であり、同時に、INTEGRALの存続期間中に隠れた爆発の欠落を破棄できることを示唆しています。
Commensal RadioAstronomyFASTSurveyで発見された12ミリ秒パルサーのアレシボとFASTタイミングのフォローアップ
| Title |
Arecibo_and_FAST_Timing_Follow-up_of_twelve_Millisecond_Pulsars_Discovered_in_Commensal_Radio_Astronomy_FAST_Survey |
| Authors |
C._C._Miao,_W._W._Zhu,_D._Li,_P._C._C._Freire,_J._R._Niu,_P._Wang,_J._P._Yuan,_M._Y._Xue,_A._D._Cameron,_D._J._Champion,_M._Cruces,_Y._T._Chen,_M._M._Chi,_X._F._Cheng,_S._J._Dang,_M._F._Ding,_Y._Feng,_Z._Y._Gan,_G._Hobbs,_M._Kramer,_Z._J._Liu,_Y._X._Li,_Z._K._Luo,_X._L._Miao,_L._Q._Meng,_C._H._Niu,_Z._C._Pan,_L._Qian,_Z._Y._Sun,_N._Wang,_S._Q._Wang,_J._B._Wang,_Q._D._Wu,_Y._B._Wang,_C._J._Wang,_H._F._Wang,_S._Wang,_X._Y._Xie,_M._Xie,_Y._F._Xiao,_M._Yuan,_Y._L._Yue,_J._M._Yao,_W._M._Yan,_S._P._You,_X._H._Yu,_D._Zhao,_R._S._Zhao,_L._Zhang, |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.04232 |
500メートル球面電波望遠鏡（FAST）で発見された12ミリ秒パルサー（MSP）の位相接続されたタイミング天体暦、偏光パルスプロファイル、ファラデー回転測定、および回転ベクトルモデル（RVM）フィッティング結果を報告します。CommensalRadioAstronomyFASTSurvey（CRAFTS）で。タイミングキャンペーンは、FASTとAreciboを使用して3年間にわたって実施されました。12個のパルサーのうち11個は中性子星にあります-白色矮星連星系で、公転周期は2。4日から100日です。それらのうちの10個は、MSP-ヘリウム白色矮星（HeWD）システムの理論的期待と一致するスピン周期、コンパニオン質量、および軌道偏心を持っています。最後の連星パルサー（PSRJ1912$-$0952）は、スピン周波数が大幅に小さく、コンパニオン質量が小さくなっています。後者は、システムの軌道傾斜角が低いことが原因である可能性があります。29日間の公転周期は、一部のMSP-HeWDシステムが異常な離心率を示した軌道周期の範囲内にありますが、PSRJ1912$-$0952の離心率は、残りのMSP-HeWDシステムで見られる典型的なものです。。
INTEGRAL/SPIやFermi/GBMなどのMeV望遠鏡の機器背景のモデリングの開発、および承認されたCOSIや提案されたe-ASTROGAMおよびAMEGOミッションなどの新しいガンマ線プロジェクトは、とらえどころのない過渡現象を観測する可能性を示唆しています。。これにより、感度と精度が向上した短寿命の放射性同位体を介して、恒星の爆発メカニズムとそれに対応する元素合成をテストできます。これにより、さまざまなタイプの天体物理学の$\gamma$線源と、それらのモデルパラメータおよび入力物理学への依存性を効率的に探索できる放射伝達コードの必要性が高まります。これを考慮して、Pythonで新しいモンテカルロ放射伝達コードを提示します。このコードは、超新星噴出物のモデリングに適したスペクトルと光度曲線を合成します。特にC+O新星、O+Ne新星、Ia型超新星、コア崩壊超新星などのシナリオで、分析モデルと一致する結果を再現するためにコードを広範囲にテストします。また、結果を文献の同様のモデルと比較し、コードが選択した入力物理学と設定にどのように依存するかについて説明します。
爆発におけるGRS1716-249の多波長研究：そのシステムパラメータの制約
| Title |
A_multi-wavelength_study_of_GRS_1716-249_in_outburst_:_constraints_on_its_system_parameters |
| Authors |
Payaswini_Saikia,_David_M._Russell,_M._C._Baglio,_D._M._Bramich,_Piergiorgio_Casella,_M._Diaz_Trigo,_Poshak_Gandhi,_Jiachen_Jiang,_Thomas_Maccarone,_Roberto_Soria,_Hind_Al_Noori,_Aisha_Al_Yazeedi,_Kevin_Alabarta,_Tomaso_Belloni,_Marion_Cadolle_Bel,_Chiara_Ceccobello,_Stephane_Corbel,_Rob_Fender,_Elena_Gallo,_Jeroen_Homan,_Karri_Koljonen,_Fraser_Lewis,_Sera_B._Markoff,_James_C._A._Miller-Jones,_Jerome_Rodriguez,_Thomas_D._Russell,_Tariq_Shahbaz,_Gregory_R._Sivakoff,_Vincenzo_Testa_and_Alexandra_J._Tetarenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.04452 |
光学（ラスクンブレス天文台）、中赤外線（超大型望遠鏡）、近赤外線（ラピッドアイマウント望遠鏡）での2016-2017年の爆発中の銀河ブラックホールトランジェントGRS1716-249の進化の詳細な研究を紹介します。、および紫外線（NeilGehrelsSwiftObservatoryUltraviolet/OpticalTelescope）波長、およびアーカイブラジオおよびX線データ。光源の光学/近赤外線およびUV放射は主に多温度降着円盤から発生し、中赤外線および放射光はコンパクトジェットからのシンクロトロン放射によって支配されることを示します。光学/UVフラックス密度は、線源が硬い状態にあるときのX線放射と相関しており、バーストフェード中に粘性ディスクからの追加の寄与を伴うX線照射降着円盤と一致します。また、光源の長期光度曲線を報告し、静止状態のiバンドの大きさが21.39$\pm$0.15等であることを確認しました。さらに、ソースのシステムパラメータの以前の推定値がさまざまな誤った仮定に基づいているため、不正確になる可能性があることについても説明します。GRS1716-249データセットを他の爆発するブラックホールX線連星のデータセットと比較すると、GRS1716-249は同様のX線の振る舞いを示しますが、2.4kpcの文献距離を採用すると、光学的に著しく暗くなることがわかります。。いくつかの推論を使用して、ソース距離は以前に文献で想定されていたよりも遠く、おそらく4〜17kpc以内であり、最も可能性の高い範囲は$\sim$4〜8kpcであると主張します。
KM3NeT/ARCAでのダブルカスケード再構築
天体物理学の$\nu_\tau$の検出は、観測された高エネルギーニュートリノのフラックスの重要な検証です。ニュートリノ振動により地球で測定された天体物理ニュートリノについては、約$\nu_{e}：\nu_\mu：\nu_\tau\approx1：1：1$のフレーバー比が予測されます。これに加えて、$\nu_\tau$は、大気中の$\nu_\tau$バックグラウンドの寄与がないため、ニュートリノ天文学のためのユニークなチャネルを提供します。$\nu_\tau$が相互作用すると、粒子カスケードが生成され、多くの場合、$\tau$レプトンが生成され、主に別のカスケードに崩壊します。これにより、二重カスケード署名が生成されます。両方のカスケード頂点が再構築されると、優れた角度分解能を実現できます。地中海で建設中のKM3NeT/ARCA検出器は、カスケードのタイミングと空間分解能により、このシグネチャを検出できるようになります。KM3NeTを使用してダブルカスケードを再構築するための専用の再構築アルゴリズムとパフォーマンスについて説明します。タウの長さが25メートルを超えると、角度偏差はサブディグリーレベルに達します。
PILOTデータの偏光漏れ補正の性能
| Title |
Performance_of_the_polarization_leakage_correction_in_the_PILOT_data |
| Authors |
J-Ph._Bernard,_A._Bernard,_H._Roussel,_I._Choubani,_D._Alina,_J._Aumont,_A._Hughes,_I._Ristorcelli,_S._Stever,_T._Matsumura_S._Sugiyama,_K._Komatsu,_G._de_Gasperis,_K._Ferriere,_V._Guillet,_N._Ysard,_P._Ade,_P._de_Bernardis,_N._Bray,_B._Crane,_J.P._Dubois,_M._Griffin,_P._Hargrave,_Y._Longval,_S._Louvel,_B._Maffei,_S._Masi,_B._Mot,_J._Montel,_F._Pajot,_E._Perot,_N._Ponthieu,_L._Rodriguez,_V._Sauvage,_G._Savini,_C._Tucker,_F._Vacher |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.03668 |
希薄星間物質（PILOT）の長波長観測用の偏光機器は、240um（1.2THz）の波長での熱ダストの偏光放出を測定することを目的とした気球搭載実験です。PILOT実験は、2015年と2019年にカナダのオンタリオ州ティミンズから、2017年4月にオーストラリアのアリススプリングスから飛行しました。2回目の飛行中の機器の飛行中の性能は、Mangillietal。2019.この論文では、Mangillietal。では提示されなかったデータ処理ステップを提示します。2019年、そして最近、いくつかの残りの楽器の効果を修正するために実装しました。追加のデータ処理は、検出器のクロストークと読み出し回路のメモリ効果、および全強度から偏光へのリークに関連する補正に関係します。PILOTの3回目の飛行中に得られたデータを使用して、上記の効果と修正のパフォーマンスを説明しますが、これらの効果が最終的な科学対応データに与える影響を評価するために使用された方法と、それらを修正するための戦略が適用されます。すべてのパイロットデータ。上記の補正、特にPILOTを使用した正確な偏光測定に最も重要な、偏光漏れに対する強度の補正は、飛行＃3の間にJupiterで測定した場合に0.4％よりも正確であることを示します。
StarHD222925の紫外分光法から導出されたほぼ完全なR-Processアバンダンステンプレート
| Title |
The_R-Process_Alliance:_A_Nearly_Complete_R-Process_Abundance_Template_Derived_from_Ultraviolet_Spectroscopy_of_the_R-Process-Enhanced_Metal-Poor_Star_HD_222925 |
| Authors |
Ian_U._Roederer,_James_E._Lawler,_Elizabeth_A._Den_Hartog,_Vinicius_M._Placco,_Rebecca_Surman,_Timothy_C._Beers,_Rana_Ezzeddine,_Anna_Frebel,_Terese_T._Hansen,_Kohei_Hattori,_Erika_M._Holmbeck,_and_Charli_M._Sakari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.03426 |
金属に乏しい（[Fe/H]=-1.46+/-0.10）r-process-enhanced（[Eu/Fe]=+1.32）のほぼ完全な高速中性子捕獲プロセス（r-process）化学物質インベントリを提示します+/-0.08）ハロースターHD222925。この存在量セットは、太陽系以外のあらゆるオブジェクトに対して最も完全であり、合計63個の金属が検出され、7個に上限があります。これは、31<=Z<=90の42の元素で構成され、Ga、Ge、As、Se、Cd、In、Sn、Sb、Te、W、Re、Osなどのrプロセスで強化された星ではめったに検出されない元素を含みます。、Ir、Pt、およびAu。これらの存在量は、ハッブル宇宙望遠鏡の宇宙望遠鏡イメージングスペクトログラフと以前に分析された光学スペクトルを使用して収集された紫外線スペクトルの404吸収線の分析から導き出されます。一連の付録では、これらの線の原子データと適合の質について説明しています。3番目のr-プロセスピークのすべての要素を含む、BaからPbまでのr-プロセス要素は、わずか0.08dex（17％）の差の標準偏差で、太陽のr-プロセス残差と顕著な一致を示します。対照的に、GaからTeへのより軽い元素間の偏差は、ほぼ1.4dexに及び、GaからSe、NbからCd、およびInからTeへの明確な傾向を示しています。Ga、Ge、およびAsへのrプロセスの寄与は小さく、Seは最も軽い元素であり、その生成はrプロセスによって支配されます。ランタニドの割合log（X_La）=-1.40+/-0.09は、r過程で強化された星に典型的であり、GW170817中性子星合体イベントからのキロノバのそれよりも高くなります。重元素元素合成の将来の理論モデルを観測と対峙させる際に、太陽のr過程元素の残差の代わりにこのパターンを採用することを提唱します。
ZTFの4つの新しい深く食い尽くす白色矮星
| Title |
Four_new_deeply-eclipsing_white_dwarfs_in_ZTF |
| Authors |
Alekzander_Kosakowski,_M._Kilic,_W._R._Brown,_P._Bergeron,_and_T._Kupfer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.03431 |
ZTFデータリリース4で、深部に食い込む白色矮星の検索結果を示します。9つの深部に食い込む白色矮星の候補を特定し、そのうち4つを高ケイデンス測光と分光法で追跡しました。これらのシステムのうちの3つは、ZTFデータとフォローアップAPO3.5メートル望遠鏡観測で皆既日食を示しています。日食の持続時間はサブ恒星の伴星と一致していますが、私たちの分析では、4つのシステムすべてに白色矮星が含まれており、質量の小さい恒星の伴星は約0.1Msolであることが示されています。測光および分光フィッティングに基づいて、各システムの両方の星に質量と半径の制約を提供します。最後に、以前に研究された12のシステムを含む、ZTFDR7の予備検索で特定された41の追加の日食WD+M候補のリストを示します。PanSTARRSカラーに基づく41のWD+M候補のサンプル内で、2つの新しい候補の短周期、日食、白色矮星-褐色矮星のバイナリを識別します。
失敗した太陽噴火中のフラックスロープのキンク振動
| Title |
Kink_Oscillation_of_a_Flux_Rope_During_a_Failed_Solar_Eruption |
| Authors |
Pankaj_Kumar,_Valery_M._Nakariakov,_Judith_T._Karpen,_C._Richard_DeVore,_Kyung-Suk_Cho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.03480 |
SDO/AIAによって太陽の四肢から観測された、検出可能な白色光コロナ質量放出を欠いた、閉じ込められた噴火フレア中のフラックスロープの減衰キンク振動を報告します。噴出するフラックスロープは、イベント中にねじれ、回転、および明らかな脚と脚の相互作用を受けました。振動は、304、171、および193{\AA}の複数のAIAチャネルで同時に観察され、多熱プラズマがロープに同伴されたことを示しています。活動領域で上にあるループに到達した後、フラックスロープは、見かけの初期振幅が30Mm、周期が約16分、減衰時間が約17分の大振幅の減衰キンク振動を示しました。これらの振動は、フラックスロープの基本的なスタンディングキンクモードとして解釈されます。振動偏光には明確な垂直成分がありますが、検出された波形が正弦波信号から逸脱していることは、振動が円形または楕円偏光になっている可能性があることを示しています。推定キンク速度は1080km/sで、これは約760km/sのAlfv\'en速度に対応します。この速度は、DEM分析から推定されたロープの電子密度$n_e\approx$（1.5--2.0）$\times10^9$cm$^{-3}$とともに、次の磁場強度をもたらします。約15G.私たちの知る限りでは、閉じ込められた噴火フレアの間に非水平分極を伴うフラックスロープの減衰キンク振動はこれまで報告されていません。これらの振動は、噴火の失敗時に低冠状フラックスロープの磁場強度を間接的に測定するためのユニークな機会を提供します。
角運動量の内部輸送を制約するための進化した星の星震学。 V.赤色巨星分枝と赤色巨星分枝での輸送の効率
| Title |
Asteroseismology_of_evolved_stars_to_constrain_the_internal_transport_of_angular_momentum._V._Efficiency_of_the_transport_on_the_red_giant_branch_and_in_the_red_clump |
| Authors |
F.D._Moyano,_P._Eggenberger,_G._Meynet,_C._Gehan,_B._Mosser,_G._Buldgen,_S.J.A.J._Salmon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.03490 |
星震学のおかげで、進化した段階にある何百もの低質量および中質量の星に対して、コアの回転速度に対する制約が利用可能です。恒星進化モデルでテストされた現在の物理的プロセスは、これらのコア回転速度の進化を再現することはできません。コア回転速度の星震学的決定に基づいて、水素シェルおよびコア-ヘリウム燃焼段階中の赤色巨星の内部角運動量再分布の効率を調査します。回転を伴う恒星進化モデルを計算し、追加の粘性によってパラメーター化された唯一の支配的な拡散プロセスの作用によって角運動量の輸送をモデル化します。この粘度の値を、赤色巨星の平均コア回転速度と、赤色巨星分枝に沿った赤色巨星分枝に沿った質量と進化を伴うそれらの挙動に一致するように制約します。水素殻燃焼段階の赤色巨星の場合、角運動量の輸送は、より重い星でより効率的でなければなりません。追加の粘度は、質量範囲M$\sim$1〜2.5M$_{\odot}$で約2桁変化することがわかります。星が赤色巨星分枝に沿って進化するにつれて、角運動量の内部輸送の効率は、低質量の星（M$\lesssim$2M$_{\odot}$）で増加し、わずかに高い質量ではほぼ一定のままでなければなりません（2.0M$_{\odot}$$\lesssim$M$\lesssim$2.5M$_{\odot}$）。レッドクランプ星では、追加の粘度は、水素シェル燃焼段階での同様の質量の若い赤色巨星よりも1桁高くなければなりません。以前の取り組みと組み合わせて、星震学を満たすために、星の内部で作用する物理的プロセスが主系列星の終わりから低質量および中質量の星のコアヘリウム燃焼段階まで角運動量を再分配する方法の明確な画像を取得します制約。
マイクロ波イメージング分光法による太陽フレアの極紫外線後期を駆動する追加のプラズマ加熱の意味
| Title |
Implications_for_additional_plasma_heating_driving_the_extreme-ultraviolet_late_phase_of_a_solar_flare_with_microwave_imaging_spectroscopy |
| Authors |
Jiale_Zhang,_Bin_Chen,_Sijie_Yu,_Hui_Tian,_Yuqian_Wei,_Hechao_Chen,_Guangyu_Tan,_Yingjie_Luo,_and_Xingyao_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.03518 |
極紫外線後期（ELP）は、特定の太陽フレアで観察される2番目の極紫外線（EUV）放射の増強を指します。これは通常、軟X線放射のピークから数十分から数時間後に発生します。ELP放射をホストするコロナルループシステムは、メインのフレアアーケードとは異なることが多く、その中の強化されたEUV放射は、追加の加熱プロセスを意味する場合があります。ただし、ELPの起源はかなり不明なままです。ここでは、このようなELPを特徴とするC1.4フレアの分析を示します。これは、拡張オーエンスバレーソーラーアレイ（EOVSA）によってマイクロ波波長でも観測されます。ELPの場合と同様に、メインのインパルス相マイクロ波がピークに達してから約3分後に徐々にマイクロ波が増強されることがわかります。電波源はELPループの両方のフットポイントと一致し、時変マイクロ波スペクトルのスペクトルフィットは、注入された非熱電子またはフットポイントプラズマへの不均一な加熱に起因する可能性があるマクスウェルの場合からの電子分布の明らかな偏差を示しています。さらに、マイクロ波増強の遅延は、追加の加熱プロセスの存在を示唆していることを指摘します。これは、ELPループを満たす加熱プラズマの蒸発の原因となり、ELP放出が長くなる原因となる可能性があります。
太陽風の原位置データにおける惑星間コロナ質量放出の自動検出
| Title |
Automatic_Detection_of_Interplanetary_Coronal_Mass_Ejections_in_Solar_Wind_In_Situ_Data |
| Authors |
Hannah_T._R\"udisser,_Andreas_Windisch,_Ute_V._Amerstorfer,_Christian_M\"ostl,_Tanja_Amerstorfer,_Rachel_L._Bailey,_Martin_A._Reiss |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.03578 |
惑星間コロナ質量放出（ICME）は、宇宙天気障害の主な要因の1つです。これまで、太陽風の現場観測に起因する既存の時系列のイベントを自動的に検出するために、さまざまなアプローチが使用されてきました。ただし、さまざまな機器からの大量のデータに直面する場合、正確で高速な検出は依然として課題です。ICMEの自動検出には、医療画像のセグメンテーションで最近成功したことが証明された方法を使用したパイプラインを提案します。既存の方法と比較すると、同様の結果が得られているものの、モデルはトレーニング時間に関してベースラインを約20倍上回っているため、他のデータセットへの適用性が高くなっています。この方法は、1997年から2015年までのWind宇宙船からの現場データでテストされており、TrueSkillStatistic（TSS）は0.64です。640個のICMEのうち、466個がアルゴリズムによって正しく検出され、合計254個の誤検知が発生しました。さらに、Wind、STEREO-A、STEREO-Bの機能が少なく、トレーニングセットが小さいデータセットで、それぞれ0.56、0.57、0.53の真のスキル統計で妥当な結果が得られました。私たちのパイプラインは、平均絶対誤差（MAE）が約2時間56分のICMEの開始と、MAEが3時間20分の終了時間をなんとか見つけています。比較的高速なトレーニングにより、ハイパーパラメータの簡単な調整が可能になるため、共回転相互作用領域など、太陽風データの他の構造や現象を簡単に検出できます。
トリプルアルファ微調整問題の可能な解決策：惑星形成中の核破砕反応
炭素は、トリプルアルファプロセスによって十分に重い星のヘリウム燃焼段階で生成されます。炭素核の$0^+$エネルギーレベルは、共鳴核反応を可能にします。これは、非共鳴の場合と比較して、炭素収量を大幅に増加させるように作用します。多くの著者は、この共鳴のエネルギーレベルの小さな変化が宇宙の炭素存在量を大幅に低下させると主張しており、この感度はしばしば微調整の例と見なされます。惑星形成の過程で発生する核破砕反応を考慮することにより、この論文はこのトリプルアルファ微調整問題の部分的な解決策を提示します。若い恒星状天体は、核破砕によって核反応を引き起こす可能性のある粒子放射線（宇宙線）のかなりの光度を生成します。標準のトリプルアルファプロセスが機能しない場合、星は炭素ではなく酸素（および他のアルファ元素）を合成する傾向があります。宇宙線は、惑星が形成されている間、酸素原子核と相互作用して炭素を生成することができます。結果として生じる炭素の存在量は重要ですが、私たちの宇宙で観察されたものよりはるかに小さいです。ただし、ここで説明するように、さまざまな条件で、核破砕反応により、地球上で見られるものとほぼ同等の炭素対酸素比が得られ、トリプルアルファ微調整の問題が回避されます。
TESS衛星からの日食候補を増やす
複数の日食を示すTESSターゲットのカタログを提示します。これは、これらの星のすべてで、2つの特徴的な周期を導き出すことができる2セットの日食を検出したことを意味します。これらの複数の恒星系は、二重食の四重星、または内側の食に加えて外側の軌道上の食も示す三重星の共面系のいずれかです。合計で、116個のシステムが二重の日食として発見され、25個の星が三重の日食のトリプルとして識別されました。2つの近いソースのいくつかの確認されたブレンドは、分析に含まれていません。これらのシステムはすべて、VSXデータベースから取得した既知の日食システムをスキャンしてTESS光度曲線をチェックして識別されました。サンプルでは、ドミナントペアAの平均期間は2.7日ですが、2番目のペアBの平均期間は5。3日です。いくつかのシステムは、TESSデータの短い間隔からでも明らかなETVの変化を示しており、可能な期間の変化と短い相互軌道を示しています。また、システムV0871Cenがおそらくアーキテクチャの9つ星システム（Aa-Ab）-B-C-Dであるという証拠を提示します。提示されたシステムのほとんどは十分に明るく、十分に深い日食を示しているため、これらの非常に興味深い倍数の新しい地上観測を求めています。この動機により、私たちのカタログには、両方のペアの天体暦に加えて、TESSデータから抽出された日食の深さと光度曲線の形状も含まれています。これらの新しい地上ベースの観測は、たとえば、両方のペアのETVの検出を介して、軌道上での両方のペアの相互移動をさらに導出するために非常に役立ちます。
磁束ロープを噴火に向けてエネルギーを与えるためのマグネトグラムマッチング法
| Title |
A_Magnetogram-matching_Method_for_Energizing_Magnetic_Flux_Ropes_Toward_Eruption |
| Authors |
Viacheslav_S._Titov_(1),_Cooper_Downs_(1),_Tibor_T\"or\"ok_(1)_and_Jon_A._Linker_(1)_((1)_Predictive_Science_Inc.,_San_Diego,_CA,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.03982 |
噴火に向けて磁束ロープ（MFR）を含む冠状平衡にエネルギーを与えるための新しい「ヘリシティポンピング」法を提案します。これは、磁気ヘリシティの小さな線で結ばれたパルスの一連のMHD緩和で達成されます。各パルスは、磁場の電流が流れる部分の適切な再スケーリングによってシミュレートされます。光球境界でのフィールドの法線成分への変更を伴わないため、手順全体は「マグネトグラムマッチング」です。この方法は、MFRが正規化されたビオサバールの法則法でモデル化された、観測された力のない構成に適用することによって示されます。外部フィールドの双極性特性にもかかわらず、MFR噴火は2つの再接続プロセスによって維持されることがわかります。1つ目は、ブレークスルー再接続と呼ばれ、四重極構成でのブレークアウト再接続に類似しています。これは、噴出するMFRを包み込む電流層内の準セパレーターで発生し、光球の線結合効果によって引き起こされます。2番目のプロセスは、古典的なテザー切断再接続です。これは、噴出するMFRの下に形成される垂直電流層内の2番目の準セパレーターで発生します。両方の再接続プロセスは、不安定なMFRの磁力と連携して機能し、上にある周囲の磁場を介してMFRを推進します。また、それらの相互作用は、太陽フレアのプラズマで発生する熱プロセスにも関連している可能性があります。考察された例は、我々の方法が、観測された噴火イベントのモデリングと理想化された磁気構成での噴火の理論的研究の両方に有益であることを示唆しています。
白色矮星の降着：遅い降着中のヘリウム着火に対するWD組成の影響
| Title |
Accreting_White_Dwarfs:_Effect_of_WD_Composition_on_Helium_Ignition_During_Slow_Accretion |
| Authors |
Harish_Kumar,_Abhinav_Gupta,_Siddharth_Savyasachi_Malu_and_Shashikant_Gupta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.04192 |
Ia型超新星の爆発メカニズムを理解することは、天体物理学で最も難しい問題の1つです。コンパニオンスターからの炭素-酸素白色矮星への物質の降着は、この点で最も重要な鍵の1つです。私たちの目的は、ヘリウムに富む物質がゆっくりと降着する際のさまざまなパラメータに対するWD組成の影響を研究することです。比熱（\textit{$C_P$}）や縮退パラメーター（\textit{$\eta$}）などの特性の変化を理解するために、コンピューターシミュレーションコードModulesforExperimentsinStellarAstrophysics（MESA）を使用しました。比熱のプロファイルは不連続性を示し、縮退パラメータのプロファイルは点火領域の近くでディップを示します。予想どおり、降着中にWDのサイズが減少し、\textit{g}が増加します。しかし、赤色巨星のような膨張は、終わりに向かって急速に点火した後に観察されます。私たちの研究は、CO-WDの炭素存在量の違いによるヘリウム着火の開始の遅れの背後にある理由を説明しています。炭素の存在量が少ない白色矮星は、ヘリウムの発火が始まる前にわずかに長く蓄積することがわかります。
弱磁場近似を使用したMgI$b_2$線周辺のスペクトル領域からの磁場推定
| Title |
Magnetic_field_inference_from_the_spectral_region_around_the_Mg_I_$b_2$_line_using_the_weak-field_approximation |
| Authors |
Du\v{s}an_Vukadinovi\'c,_Ivan_Mili\'c,_Olga_Atanackovi\'c |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.04236 |
MgI$b_2$スペクトル線と2つの光球TiIおよびFeIを含むスペクトル領域から深度依存見通し内（LOS）磁場を取得するための弱磁場近似（WFA）の適用性を調査しました。行。平均的な静かな太陽の$b_2$ラインプロファイルを現実的に再現する、MgI原子の12レベルモデルを構築して使用しました。アドホックに異なる磁場と速度場を追加して、FALC大気モデルから計算されたスペクトルへのWFAの適用性をテストしました。次に、太陽大気の2つの3D電磁流体力学（MHD）MURaMシミュレーションから計算されたスペクトルに分析を拡張しました。最初のMHDキューブは、各スペクトル線のストークスV形成高さを推定するために使用されます。これらの高さは、WFAで推定された磁場とMHDキューブ内の磁場との差の標準偏差が最小になる光学深度に対応します。推定された地層の高さは、2番目のMHDキューブを使用して検証されます。WFAによって取得されたLOS磁場は、中程度の速度勾配が存在する場合でも、最大1.4kGの磁場強度に対して信頼性があります。例外はFeIラインであり、ラインブレンドのために推定磁場に強い不一致が見られました。各スペクトル線のストークス$V$形成高さは、$\log\tau_\mathrm{Fe}=-2.6$、$\log\tau_\mathrm{Mg}=-3.3$、および$\logと推定されました。\tau_\mathrm{Ti}=-1.8$。これらの高さでのMURaMキューブからのLOS磁場を推定することができ、不確実性はFeIおよびTiIラインで150G、MgI$b_2$ラインでわずか40Gでした。WFAを使用すると、観測された領域のLOS磁場の構造の信頼できる推定値をすばやく取得できます。静かな太陽のMURaMシミュレーションから計算されたMgI$b_2$ラインプロファイルは、静かな太陽の観測された平均スペクトルと非常によく一致しています。
太陽のようなモデルのグローバル2D流体力学シミュレーションに対する放射状切り捨ての影響
| Title |
Impact_of_radial_truncation_on_global_2D_hydrodynamic_simulations_for_a_Sun-like_model |
| Authors |
D._G._Vlaykov,_I._Baraffe,_T._Constantino,_T._Goffrey,_T._Guillet,_A._Le_Saux,_A._Morison_and_J._Pratt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.04270 |
恒星対流は、熱と化学種の輸送に関与する非局所的なプロセスです。対流オーバーシュートと対流境界での内部重力波（IGW）の励起により、混合が強化される可能性があります。これらのプロセス間の関係はまだよく理解されておらず、重要な大規模なダイナミクスをキャプチャするためにグローバルな流体力学シミュレーションが必要です。恒星内部の急な成層は、そのようなシミュレーションの半径方向の範囲が対流ダイナミクス、安定成層放射層のIGW、およびオーバーシュート層の深さに影響を与える可能性があることを示唆しています。完全に圧縮可能な恒星流体力学コードMUSICで実行された2次元グローバルシミュレーションを使用して、これらの影響を調査します。約400回の対流ターンオーバー時間にわたって進化した同じ太陽のような恒星モデルの8つの異なる放射状の切り捨てを比較します。内側の境界の位置は、対流のダイナミクス、対流のオーバーシュート、および移動するIGWにわずかな影響しか及ぼさないことがわかります。これを、シミュレーション領域に非常に深い放射層が含まれている限り、切り捨ての影響を受けない下部対流境界の背景条件に関連付けます。ただし、外側の境界を恒星の半径の数パーセントだけ拡張すると、対流層の速度と温度の摂動、オーバーシュートの深さ、パワー、およびIGWのスペクトル傾斜が大幅に増加することがわかります。この効果は、本質的に静水圧成層と与えられた光度によって決定される、外側の境界での背景条件に関連しています。
FOXSIで観測された最も暗い太陽冠状硬X線について
| Title |
On_the_faintest_solar_coronal_hard_X-rays_observed_with_FOXSI |
| Authors |
Juan_Camilo_Buitrago-Casas,_Lindsay_Glesener,_Steven_Christe,_S\"am_Krucker,_Juliana_Vievering,_P.S._Athiray,_Sophie_Musset,_Lance_Davis,_Sasha_Courtade,_Gregory_Dalton,_Paul_Turin,_Zoe_Turin,_Brian_Ramsey,_Stephen_Bongiorno,_Daniel_Ryan,_Tadayuki_Takahashi,_Kento_Furukawa,_Shin_Watanabe,_Noriyuki_Narukage,_Shin-nosuke_Ishikawa,_Ikuyuki_Mitsuishi,_Kouichi_Hagino,_Van_Shourt,_Jessie_Duncan,_Yixian_Zhang,_and_Stuart_D._Bale |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.04291 |
太陽ナノフレアは、静かなコロナで磁気エネルギーを放出する小さな噴火イベントです。ナノフレアがそれらのより大きな対応物と同じ物理学に従う場合、それらは硬X線（HXR）を放出するはずですが、かなり弱い強度です。ナノフレアが大量かつ継続的に存在すると、太陽コロナに膨大な量のエネルギーが供給され、おそらくその高温を説明します。今日まで、静止した太陽からのそのような持続的で持続的なHXRの直接の観測はありませんでした。しかし、ハンナ等。2010年には、RHESSIによるほぼ12日間の静止太陽オフポインティング観測を使用して、静かな太陽HXR放出を抑制しました。これらの観測は、上限を$3.4\times10^{-2}$フォトン$^{-1}$s$^{-1}$cm$^{-2}$keV$^{-1}$および$9.5に設定します\times10^{-4}$photons$^{-1}$s$^{-1}$cm$^{-2}$keV$^{-1}$3〜6keVおよび6-それぞれ12keVのエネルギー範囲。弱いHXRを観測することは、HXRに高感度でダイナミックレンジの機器を必要とするため、困難です。フォーカシングオプティクスX線ソーラーイメージャー（FOXSI）観測ロケット実験は、これら2つの属性に優れています。特に、FOXSIは2018年9月7日に3回目の成功した飛行（FOXSI-3）を完了しました。FOXSI-3の飛行中、太陽はかなり静かな構成を示し、1つの老朽化した非フレアアクティブ領域のみを表示しました。$\sim$6.5分のFOXSI-3データ全体を使用して、HXRでの静かな太陽放射を制限しました。$2\sigma$の上限は$\sim10^{-3}$photons$^{-1}$s$^{-1}$cm$^{-2}$keV$^{の順に見つかりました-1}$は、5〜10keVのエネルギー範囲です。FOXSI-3の上限は、Hannahetal。、2010によって報告されたものと一致していますが、FOXSI-3は、RHESSIよりも$\sim$1/2640少ない時間を使用してこの結果を達成しました。FOXSIの概念を使用する可能性のある将来の宇宙船は、現在のHXRの静かな太陽の限界をさらに制限するのに十分な観測時間を可能にするか、あるいは直接検出さえするでしょう。
静穏太陽磁気と表面重力振動モードの太陽周期変動
| Title |
Solar-Cycle_Variation_of_quiet-Sun_Magnetism_and_Surface_Gravity_Oscillation_Mode |
| Authors |
Maarit_J._Korpi-Lagg,_Andreas_Korpi-Lagg,_Nigul_Olspert,_Hong-Linh_Truong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.04419 |
静かな太陽の磁気の起源は議論されています。太陽周期の変動をより詳細に観測することで、論争を解決する方法についての手がかりを得ることができます。最も磁気的に静かな領域の太陽周期変動とそれらの表面重力振動（$f$-）モードの積分エネルギー（$E_f$）を調査します。12年間のHMIデータを使用し、アクティブ領域（AR）の影響を回避するために、空間的および時間的な静粛性に基づいた厳格な選択基準を適用します。自動化されたハイスループットパイプラインを開発して、利用可能なすべてのマグネトグラムデータを調べ、選択した静かな領域の$E_f$を計算します。いくつかの超顆粒細胞を含む最も静かな領域で、磁場強度の明確な太陽周期依存性を観察します。超顆粒セルよりも小さいパッチサイズの場合、有意なサイクル依存性は検出されません。超粒状スケールでの$E_f$は、時間の経過とともに一定ではありません。サイクル24の遅い上昇段階（SC24、2011-2012）の間、それはほぼ一定ですが、SC24の最大値に近づくにつれて、2013年に減少し始めます。この傾向は、南緯が高くなると強化の兆候が見られる2017年半ばまで続きます。ゆっくりとした強化が続き、赤道地域よりも高緯度で強くなりますが、$E_f$は2011年から2012年に見られた値に戻ることはありません。また、強化傾向は太陽極小期を超えて、SC25がすでに明らかに上昇している年まで続いています。したがって、$E_f$の振る舞いは太陽周期と同相ではありません。$E_f$と太陽周期の総計での反相関が予想されますが、数年の位相シフトは、トロイダル成分ではなく、ポロイダル大規模磁場成分との関連を示しています。QS$E_f$を使用してAR信号を調整しても、ARが出現する前に$f$モードが大幅に強化されていることはわかりません。
それほど単純ではありません：広い二元部分の金属量依存性は、分離と恒星の質量によって変化します
| Title |
Not_that_simple:_the_metallicity_dependence_of_the_wide_binary_fraction_changes_with_separation_and_stellar_mass |
| Authors |
Zexi_Niu,_Haibo_Yuan,_Yilun_Wang,_and_Jifeng_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.04444 |
ワイドバイナリフラクション（WBF）の金属量依存性は、ワイドバイナリの形成を研究するために重要です。物議を醸す結果が近年発見されている間。ここでは、GaiaEDR3から認識された幅広いバイナリカタログとLAMOSTからの恒星パラメータを組み合わせて、このトピックを調査します。与えられた間隔での恒星温度のバイアスを考慮に入れると、WBFと金属量の関係は、s>200AUでの薄いディスクの温度に依存することがわかります。温度が4000Kから7500Kに上昇すると、負から正に変化します。この温度/質量依存性は、シックディスクでは見られません。さらに、WBFと金属量の間の一般的な傾向は、以前の結果と一致して、分離によって異なります。小さな間隔で反相関を示します。シンディスクの場合はs<200AU、シックディスクの場合はs<600AUです。次に、それはより大きな間隔（数百から数千AU）で「弧状」の形状になり、薄い円盤では[Fe/H]〜0.1、厚い円盤では[Fe/H]〜-0.5でピークになります。最後に、1000<s<10000AUのシンディスクではほぼフラットになります。私たちの仕事は、バイナリの形成と進化に関する理論的研究のための新しい観察証拠を提供します。
自発的なペッチェイ・クイン対称性の破れにより、ステライルニュートリノ、アクシオン、$ \ chi$bosonが暗黒物質粒子の候補になります
| Title |
Spontaneous_Peccei-Quinn_symmetry_breaking_renders_sterile_neutrino,_axion_and_$\chi$boson_to_be_candidates_for_dark_matter_particles |
| Authors |
She-Sheng_Xue |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2012.04648 |
無菌の右手ニュートリノセクターのペッチェイ・クイン（PQ）対称性と標準模型のゲージ対称性を研究します。4フェルミオン相互作用により、電弱スケールでのこれらの対称性の自発的対称性の破れは、トップクォークのディラック質量とステライルニュートリノのマヨラナ質量を生成します。トップクォークチャネルは、巨大なヒッグス、$W^\pm$および$Z^0$ボソンを生成します。ステライルニュートリノチャネルは、最も重いステライルニュートリノマヨラナ質量、ステライルナンブ-ゴールドストーンアクシオン（またはマヨロン）、および巨大なスカラー$\chi$bosonを生成します。4フェルミオン演算子は、SM粒子への小さな結合を効果的に誘導します。無菌のQCDアクシオンが強いCP問題のPQソリューションであることを示します。最も軽くて重いステライルニュートリノ（$m_N^e\sim10^2$keVおよび$m_N^\tau\sim10^2$GeV）、ステライルQCDアクシオン（$m_a<10^{-8}$eV、$g_{a\gamma}<10^{-13}{\rmGeV}^{-1}$）とHiggsのような$\chi$boson（$m_\chi\sim10^2$GeV）は$W$-ボソン崩壊幅、Xenon1T、および精密な微細構造定数実験から推測されるそれらの小さな結合と長い寿命の制約のために、暗黒物質粒子の候補である。SM粒子へのアクシオンと$\chi$bosonの結合は、暗黒物質粒子を直接または間接的に検出するための現在の実験室実験と天体物理学的観測によって到達された値を下回っています。
Higgsed非アーベル暗黒物質のヤンミルズ星
重力に沿った非線形相互作用を伴うボゾン場理論は、一般にソリトンとして知られる束縛状態を認めます。フィールドのスピンの性質に応じて、それらは巨視的な固有のスピン偏極を運ぶことさえできます。HiggsedSU（$2$）ヤン・ミルズ理論に焦点を当て、「ヤン・ミルズ星」と呼ばれる重いアーベル群の非アーベル理論における分極ソリトンについて説明します。両方の種類の自己相互作用のために;ヤンミルズ構造によって生じる反発的なものと、ヒッグス交換によって生じる魅力的なもの。ソリトンの多様な動物園を持つことができます。ヤンミルズベクトル場の質量$m$、暗いヒッグス場の質量$M_{\varphi}$、ゲージ結合定数$g$など、理論のさまざまなパラメーターに応じて、これらのオブジェクトは天体物理的になります。サイズと質量が変化する大きなものであり、大きな固有のスピンおよび/またはイソスピンを運び、興味深い現象論的意味を生み出します。$m\simeq10$eVの大きさのベクトル質量でも、弾丸銀河団の制約を回避しながら、ゲージ結合$g\lesssim10^{-4}-10^{-5}$に対応できます。これらのパラメータでは、半径が$r_{s}\sim10^{5}\、R_{\odot}$で、質量が$M_{s}\sim10M_{\odot}の、天体物理的に長寿命のソリトンが得られます。$、$M_{s}/m\sim10^{66}$の固有スピン/アイソスピン分極を運ぶ。
我々は、大規模なディラックレプトン数生成を精査する新しい方法を提案します。これは、光標準モデル（SM）ニュートリノを純粋にディラックに保ちながら、総レプトン数が保存される標準的なレプトン数生成シナリオの実行可能な代替手段です。軽いディラックニュートリノを生成するための最も単純なシーソー機構には、重い一重項ディラックフェルミオンと一重項スカラーが含まれます。途切れのないグローバルレプトン数に加えて、離散$Z_2$対称性が課せられ、軽いディラックニュートリノの右と左のキラル部分間の直接結合を禁止します。軽いディラックニュートリノ質量を生成するには、真空期待値（VEV）を取得するために一重項スカラーが必要です。これは、$Z_2$対称性を破り、初期宇宙でのドメイン壁の形成につながります。これらの壁は、ソフトな$Z_2$の破れ項を導入することによって不安定になると、壁の張力または一重項VEVによって特徴付けられるスペクトルと、ソフトな対称性の破れのスケールを持つ重力波（GW）を生成します。レプトン数生成の規模は、磁壁の張力にも関与し、崩壊する壁から生成されるGWの振幅に影響を与える$Z_2$を壊す一重項VEVに依存します。近い将来のGW観測所のほとんどは、Diracレプトン数生成スケールを$10^{11}$GeVまでプローブできるようになることがわかります。
| Title |
Momentum_distribution_of_dark_matter_produced_in_inflaton_decay:_effect_of_inflaton_mediated_scatterings |
| Authors |
Avirup_Ghosh_and_Satyanarayan_Mukhopadhyay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.03440 |
インフレ後の再加熱は、暗黒物質（DM）の非熱的生成のために広く議論されているメカニズムです。このシナリオでは、生成されたDM粒子の運動量分布は通常、再加熱時に得られたものと見なされ、宇宙の膨張のために後で赤にシフトします。ただし、このようなシナリオでは、DMフィールドと標準モデル（SM）フィールドの両方がインフラトンに結合するため、DM粒子は必然的に自己散乱、およびSMバスとの弾性および非弾性散乱反応を受けます。$s-$channelまたは$t-$channelインフラトン交換。これらの散乱の影響を含むDM粒子の運動量分布を計算し、DMが宇宙進化を通して非熱的であるにもかかわらず、分布が大幅に変更される可能性があることを発見しました。インフロンが再正規化可能な相互作用を介してSMヒッグスボソンに主に結合する場合、TeVスケールでの再加熱温度とインフロン質量が散乱プロセスから大きな影響をもたらし、DM-インフロン結合がDM密度によって制約されることを観察します。散乱効果は、再加熱プロセスの持続時間に敏感であることがわかります。持続時間が長いほど、再加熱時に満たされる運動量モードが多くなり、散乱確率が向上します。また、結果として得られる非熱運動量分布を使用して、このようなDMのフリーストリーミング長を取得します。これは、DM質量に対するライマン-$\alpha$制約の影響を推定するために使用できます。考慮されたシナリオでは、散乱効果を含めて、物質放射の平等でのDM平均速度とその自由流の長さを最大40ドルまで減らすことができ、それによってインフラトンで生成される軽いDMに制約が生じることが観察されます。減衰は著しく弱くなります。
超新星、中性子星、およびそれらの合併のシミュレーションのための複数の重要なエンドポイントを備えた新しいクラスのハイブリッドEoS
| Title |
A_new_class_of_hybrid_EoS_with_multiple_critical_endpoints_for_simulations_of_supernovae,_neutron_stars_and_their_mergers |
| Authors |
Oleksii_Ivanytskyi_and_David_Blaschke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.03455 |
低密度のソフトハドロンEoSと高密度の色超伝導を持つ硬いクォーク物質EoSとの間の2ゾーン放物線補間によって得られるハイブリッド中性子星（NS）物質の状態方程式（EoS）のファミリーを紹介します。バリオン化学ポテンシャルの有限領域$\mu_B^h<\mu_B<\mu_B^q$。有限温度とゼロ温度で考慮されるクォーク相とハドロン相の間のクロスオーバーと強力な一次遷移に対応する2つのシナリオを検討します。これにより、NSのEoSと質量半径の関係に対する有限エントロピーの影響を分析できます。クォーク物質の色超伝導状態の形成が、通常のクォーク物質への閉じ込め解除の場合よりも高い温度へのエントロピー保存の条件下での超新星爆発における物質の進化を促進することを実証します。提示されたハイブリッドEoSシナリオ内では、QCD状態図の領域は、相対論的重イオン衝突を伴う地上実験でも到達できる超新星とNSの合併にアクセスできる可能性があります。
膨張宇宙におけるブランス・ディッケ理論のコンパクト連星のインスピレーションからの重力波形
ブランス・ディッケ理論などの修正重力理論では、宇宙の背景進化とその周りの摂動は一般相対性理論とは異なります。したがって、これらの理論で標準サイレンを研究するために使用される重力波形を変更する必要があります。波形の変更は、波の生成効果と波の伝播効果の2つのカテゴリに分類できます。これまで、修正重力理論で標準サイレンを研究するために使用される波形は、波の伝播効果のみを組み込み、波の生成効果を無視していました。この作業では、Brans-Dicke理論の標準サイレンの一貫した波形を作成します。波の生成効果には、スカラー呼吸偏波$h_b$の放出と、テンソル偏波$h_+$および$h_\times$の補正が含まれます。波の伝播効果は、重力波形の光度距離の変更です。一貫した波形を使用して、波の生成効果を無視することによるパラメータ推定バイアスを分析します。赤方偏移したチャープ質量の統計誤差に対する理論的バイアスの比率は、ソース距離のそれより2桁大きいことがわかります。
スクリーニングメカニズムと後期宇宙論：カメレオン-ブランス-ディッケスカラー場の役割
| Title |
Screening_Mechanism_and_Late-time_Cosmology:_Role_of_a_Chameleon-Brans-Dicke_Scalar_Field |
| Authors |
Soumya_Chakrabarti,_Koushik_Dutta_and_Jackson_Levi_Said |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.03789 |
ブランス・ディッケ理論の幾何学的スカラー場が局所的な天文学的テストを回避し、後期宇宙加速のドライバーとして機能する方法について説明します。これには、Brans-Dickeスカラーの自己相互作用と、通常の物質との相互作用が必要です。この構成のスカラー場は、カメレオン場のように密度に依存する有効質量を獲得します。等価原理、第5の力、および太陽系のテストのコンテキストで、このセットアップの実行可能性について説明します。宇宙の一貫性は、Ia型超新星（JLA）、ハッブルパラメータ測定（OHD）、およびバリオン音響振動（BAO）の再校正された光度曲線からの観測データと比較して判断されます。天体物理学的制約は、ジョーダンフレームにおける穏やかなスカラー物質相互作用の存在を確かに支持していると私たちは推測します。
相対論的ビームプラズマにおけるワイベル不安定性によって非線形に駆動される密度フィラメント化
| Title |
Density_filamentation_nonlinearly_driven_by_the_Weibel_instability_in_relativistic_beam_plasmas |
| Authors |
Cong_Tuan_Huynh,_Chang-Mo_Ryu,_and_Chulmin_Kim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.03795 |
密度のフィラメント化は、多くのビームプラズマシミュレーションおよび実験で観察されています。電流フィラメント化は純粋な横モードであるため、電荷密度フィラメント化を電流フィラメント化プロセスによって直接生成することはできません。この現象を説明するために、ワイベル不安定性と2流不安定性の結合、ラングミュア波への結合、ビーム電流と戻り電流の熱速度の違い、磁気気圧傾度力など、いくつかのメカニズムが提案されています。この論文では、ローレンツ因子の勾配が実際にプラズマ流体の非線形挙動を表す可能性があり、さらに不均一なローレンツ因子分布が静電界と密度フィラメントを生じさせる可能性があることを示しています。シミュレーション結果と理論的分析を示します。
沿岸域の海面変動について
検潮儀データ（GSLTG）および検潮儀と衛星データ（GSL1）の組み合わせに基づく海面の変動は、特異スペクトル解析（SSA）にかけられ、その傾向と周期的または準周期的成分が決定されます。GLSTGは1860年から2020年にかけて90mm増加し、平均上昇率に0.56mm/年寄与します。GSLTGとGSL1の両方で、約90/80、60、30、20、10/11、および4/5年の年間から数十年の期間が見られます。これらの期間は、海王星（165年）、天王星（84年）、土星（29年）、木星（12年）の期間の組み合わせである、木星の惑星の通約可能な期間です。これらの同じ期間は、海面の変化、回転極RPの動き、および全球圧力GPの進化で発生し、物理的なつながりを示唆しています。最初のSSAコンポーネントは、信号分散の大部分を構成します。GSLTGで95％、GSLIで89％、GPで98％、RPで75％です。ラプラスは、天体の回転軸の回転と平行移動を支配するリウヴィル-オイラー方程式を導き出しました。彼は、重力の引力に加えて、すべての惑星の軌道運動モーメントを考慮しなければならないことを強調し、地球の自転軸は、太陽、月、惑星の周期の組み合わせを運ぶ運動を受けるべきであると結論付けました。海面（GSL1およびGSLTG）、全球気圧（GP）および極運動（RP）のSSAコンポーネントに見られる、それらの変調およびそれらの派生物のほぼすべての期間は、木星の惑星に関連付けることができます。より長い期間のデータ系列を検索することは興味深いでしょう。これにより、傾向自体がさらに長い周期性（たとえば、175年のホセサイクル）を持つコンポーネントのセグメントであるかどうかをテストできます。
風によって誘発される地震ノイズの低いコヒーレンシー：重力波検出への影響
| Title |
Low_coherency_of_wind_induced_seismic_noise:_Implications_for_gravitational_wave_detection |
| Authors |
Hamid_Satari,_Carl_Blair,_Li_Ju,_Erdinc_Saygin,_David_Blair,_Chunnong_Zhao,_David_Lumley,_Patrick_Meyers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.04079 |
地震ノイズは、重力波の検出に課題をもたらします。効果的な防振と、シールド不可能なニュートンノイズを差し引く方法がその例です。耐震アレイは、耐震コヒーレンシーを前提としてこれらの問題に対処する1つの方法を提供します。この論文では、風によって引き起こされる地震ノイズは一貫性がなく、将来の重力波検出器の予測される低周波数感度を劇的に低下させることがわかります。これを定量化するために、建物の近く、背の高い木々、低木の3つの異なる場所で、風によって引き起こされる地震ノイズのコヒーレンス長を0.06〜20Hzで測定します。風によって引き起こされる地震ノイズが遍在し、コヒーレンス長を数百メートルから0.06〜0.1Hzの場合は2〜40〜mに、1.5〜の場合は60〜mから3〜16〜mに短縮することを示します。調査地域の2.5〜Hzおよび$>$35〜mから1〜16〜mの約16.6Hzの周波数帯域。これにより、一次脈動のアレイの速度と角度分解能が大幅に低下し、2〜Hzでのウィーナーフィルタリングによるニュートンノイズキャンセルが5倍悪化しますが、10〜20〜Hzのニュートンノイズキャンセルには追加の課題はありません。
| Title |
Accretion_disk_luminosity_for_black_holes_surrounded_by_dark_matter_with_tangential_pressure |
| Authors |
Kuantay_Boshkayev,_Talgar_Konysbayev,_Yergali_Kurmanov,_Orlando_Luongo_and_Daniele_Malafarina |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.04208 |
接線方向の圧力がゼロではない球形の暗黒物質雲に囲まれたシュワルツシルトブラックホールの重力場における試験粒子の動きを研究し、降着円盤の光度を計算します。消失しない接線方向の圧力の存在により、静的モデルを考慮しながら、暗黒物質の角運動量を模倣することができます。これにより、数学的フレームワークが簡素化されます。静的超大質量ブラックホールの周りの降着円盤の光度に対する暗黒物質の影響に関する数値結果を、以前に研究された等方性および異方性圧力の場合と比較します。暗黒物質の存在下での降着円盤のフラックスと光度が真空中のシュワルツシルトブラックホールの場合とは異なることを示し、接線方向の圧力の存在の影響を強調します。
多体問題の正規化された位相空間ボリューム
| Title |
Regularized_phase-space_volume_for_the_three-body_problem |
| Authors |
Yogesh_Dandekar,_Barak_Kol,_Lior_Lederer,_Subhajit_Mazumdar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.04294 |
多体問題のミクロカノニカル位相空間体積は、本質的に関心のある基本的な量であり、フラックスベースの統計理論の範囲内で、崩壊時間のスケールを設定します。裸の位相ボリュームは発散しますが、階層構成に関連付けられている参照位相ボリュームを差し引くことで、正則化バージョンを定義できることを示します。カウンタータームとも呼ばれる参照量は、1パラメータークラスから選択できます。与えられた（負の）総エネルギー$\bar\sigma（E）$の正則化された位相体積が評価されます。第一に、それは質量のみの関数に還元されます。これは、加法定数によってのみ正則化スキームの選択に敏感です。次に、分析的統合を使用して、形状球として知られる球への統合を減らします。最後に、残りの積分が数値的に評価され、パラメーター空間の等高線図によって表示されます。規則化された位相ボリュームは、平面3体システムと完全な3Dシステムの両方で表示されます。テスト質量制限では、正則化された相体積が負になることがわかり、それによって非階層統計理論の崩壊を示します。この作業は、$\bar\sigma（E、L）$の評価への道を開きます。ここで、$L$は総角運動量であり、シミュレーションで決定された崩壊時間との比較に変わります。
強磁場における中程度の分極テンソル（I）：有限の温度と密度での磁気複屈折
最も低いランダウレベル近似内の強磁場における有限の温度と密度でのフェルミオンとアンチフェルミオンのペアの媒体内分極効果を調査します。解析的および数値的方法によって偏光テンソルの積分表現を検査し、本質的にパウリブロッキング効果による真空と媒体の寄与の間の微妙な相互作用の後に得られる偏光テンソルの実数部と虚数部の両方を提供します。特に、ゼロ温度と有限密度での偏光テンソルの完全な解析形式を提供します。これは、フェルミオンとアンチフェルミオンのペアへの単一光子崩壊の特異なしきい値動作の正確なキャンセルと関連する再配置を示します。中程度の偏光テンソルの物理的応用として、強磁場によって誘導される光子の偏光依存分散関係である磁気複屈折について説明します。
球対称のオイラー・ポアソン方程式のためのエネルギー節約とバランスのとれた不連続ガラーキン法
| Title |
Energy_conserving_and_well-balanced_discontinuous_Galerkin_methods_for_the_Euler-Poisson_equations_in_spherical_symmetry |
| Authors |
Weijie_Zhang,_Yulong_Xing,_Eirik_Endeve |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.04448 |
この論文は、球対称のオイラー・ポアソン方程式のための高次ルンゲ・クッタ（RK）不連続ガラーキン法を提示します。このスキームは、一般的なポリトロープ平衡状態を維持し、慎重に設計された空間的および時間的離散化により、機械の精度までの総エネルギー節約を実現できます。バランスの取れた特性を実現するために、数値解は平衡成分と変動成分に分解され、ソースターム近似では異なる方法で処理されます。手順で遭遇する重要な課題の1つは、平衡状態の複雑さです。これは、レーン-エムデン方程式によって支配されます。総エネルギー節約のために、2次および3次のRK時間離散化を提示します。ここでは、RK法の各段階で異なるソース項近似が導入され、総エネルギーの節約が保証されます。球対称性のために注意深く設計されたスロープリミッターも導入され、バランスのとれた総エネルギー節約特性を維持しながら、不連続部付近の振動を排除します。恒星の核崩壊のおもちゃモデルと、コアバウンスと衝撃波の形成をもたらす現象論的状態方程式を含む広範な数値例が提供され、バランスの取れた特性を含む、提案された方法の望ましい特性を実証します。高次精度、衝撃捕捉能力、および総エネルギー節約。
