機械学習からのハロー質量プロファイルの起源への洞察
| Title |
Insights_into_the_origin_of_halo_mass_profiles_from_machine_learning |
| Authors |
Luisa_Lucie-Smith,_Susmita_Adhikari_and_Risa_H._Wechsler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.04474 |
暗黒物質ハローの質量分布は、質量降着と合併による初期密度摂動の階層的成長の結果です。解釈可能な機械学習フレームワークを使用して、暗黒物質ハローの球形平均質量プロファイルの起源に関する物理的洞察を提供します。勾配ブースティングツリーアルゴリズムをトレーニングして、クラスターサイズのハローの最終的な質量プロファイルを予測し、アルゴリズムに提供されるさまざまな入力の重要性を測定します。最終的な質量プロファイルに影響を与える初期条件（IC）の2つの主要なスケールが見つかります。ハローのラグランジアンパッチ$R_L$（$R\sim0.7\、R_L$）のスケールと大規模な密度です。-スケール環境（$R\sim1.7〜R_L$）。モデルはまた、最終的なプロファイルに影響を与えるハローアセンブリ履歴の3つの主要な時間スケールを識別します：（i）ハロー内のガラス化された崩壊した材料の形成時間、（ii）動的に緩和されていない落下をキャプチャする動的時間最初の軌道上のハローのコンポーネント、（iii）3番目の最新のタイムスケール。これは、最近の大規模な合併イベントの外部プロファイルへの影響をキャプチャします。内部プロファイルはICのメモリを保持しますが、この情報だけでは外部プロファイルの正確な予測を行うには不十分です。ハローの質量降着履歴に関する情報を追加すると、すべての半径で予測プロファイルに大幅な改善が見られます。私たちの機械学習フレームワークは、クラスターサイズのハローの最終的な質量プロファイルを決定する際のICの役割と質量アセンブリの履歴に関する新しい洞察を提供します。
確率的重力波異方性内の原始時計
初期宇宙における一次相転移は、観測可能な確率的重力背景（SGWB）を与える可能性があり、これは必然的に空全体に原始的な異方性を持ちます。マルチフィールドインフレーションシナリオでは、これらの異方性は断熱変動とは非常に異なる重要な等方性成分を持っている可能性があり、インフレーションスケールでの高エネルギー物理学のための代替発見チャネルを提供します。ここでは、原始異方性のパワースペクトルに特徴的なスケール不変性を破る特徴を刻印することができる、インフレーション中に古典的に振動する重い場を検討します。そのような特徴は宇宙マイクロ波背景放射で非常に制約されていますが、両方が同様のインフレーション期間を調査しているにもかかわらず、それらの振幅が等曲率SGWBで観察可能に大きくなる可能性があることを示します。必要なレベル$\ell\sim{\calO}（10-100）$でSGWB多重極を測定することは、技術的に困難です。ただし、強力な等方性SGWBの早期検出と異方性の保証により、十分な感度、角度分解能、および前景識別を備えた次世代検出器の開発が促進されると予想されます。
天体物理学の前景の存在下でのCMBのレイリー散乱に対する地上ベースの感度の予測
| Title |
Forecasting_ground-based_sensitivity_to_the_Rayleigh_scattering_of_the_CMB_in_the_presence_of_astrophysical_foregrounds |
| Authors |
Karia_R._Dibert,_Adam_J._Anderson,_Amy_N._Bender,_Bradford_A._Benson,_Federico_Bianchini,_John_E._Carlstrom,_Thomas_M._Crawford,_Yuuki_Omori,_Zhaodi_Pan,_Srinivasan_Raghunathan,_Christian_L._Reichardt,_and_W._L._Kimmy_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.04494 |
再結合中に生成された中性水素からの宇宙マイクロ波背景放射（CMB）光子のレイリー散乱は、宇宙の膨張とイオン化の履歴を含む新しい宇宙情報をエンコードする再結合後に追加の散乱面を効果的に作成します。レイリー散乱の最初の検出は、次世代CMB実験の魅力的なターゲットです。機器効果、大気ノイズ、天体物理学的前景（銀河系の塵、宇宙赤外線背景放射、CIB、熱スニヤエフ・ゼルドビッチ効果など）を含むレイリー散乱予測パイプラインを開発しました。SPT-3G+、SimonsObservatory、CCAT-prime、CMB-S4など、今後のいくつかの地上ベースの実験でレイリー散乱検出の重要性を予測し、大気および天体物理学の前景からの制限と、潜在的な緩和戦略を調べます。Planckデータと組み合わせると、地上実験では、主に大気ノイズとCIBによって制限される、1.6〜3.7の有意性のレイリー散乱が検出されると推定されます。
レイリー散乱の将来の検出に対する前景の影響の推定
| Title |
Estimating_the_Impact_of_foregrounds_on_the_Future_Detection_of_Rayleigh_scattering |
| Authors |
Yijie_Zhu,_Benjamin_Beringue,_Steve_K._Choi,_Nicholas_Battaglia,_P._Daniel_Meerburg,_Joel_Meyers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.04496 |
再結合直後の中性水素による宇宙マイクロ波背景放射（CMB）のレイリー散乱は、強度と偏光の変動に周波数依存の痕跡を残します。CMBレイリー散乱の高い信号対雑音観測は、原始ヘリウム分率、光遺物密度、ニュートリノ質量の合計などのパラメーターに対するより大きな拘束力を含む、再結合の物理学への追加の洞察を提供します。ただし、CMBレイリー散乱のこのような測定は、レイリー散乱の影響が最も顕著である高周波でより強い天体物理学的前景が存在するため、困難です。ここでは、一連の近未来調査のためのブラインド内部線形結合法を使用した前景除去を含むCMBレイリー散乱の検出可能性を予測します。地上の観測所と天体物理学の前景に対する大気の影響は、この10年間に計画された実験で、CMBレイリー散乱の検出に重大な障害をもたらすことを示しますが、将来のCMB衛星では重要な測定が可能になるはずです。
$ z<6$でのLy$\ beta $フォレストの長く暗いギャップ：XQR-30スペクトルからの超後期再電離の証拠
| Title |
Long_Dark_Gaps_in_the_Ly$\beta$_Forest_at_$z<6$:_Evidence_of_Ultra_Late_Reionization_from_XQR-30_Spectra |
| Authors |
Yongda_Zhu,_George_D._Becker,_Sarah_E._I._Bosman,_Laura_C._Keating,_Valentina_D'Odorico,_Rebecca_L._Davies,_Holly_M._Christenson,_Eduardo_Ba\~nados,_Fuyan_Bian,_Manuela_Bischetti,_Huanqing_Chen,_Frederick_B._Davies,_Anna-Christina_Eilers,_Xiaohui_Fan,_Prakash_Gaikwad,_Bradley_Greig,_Martin_G._Haehnelt,_Girish_Kulkarni,_Samuel_Lai,_Andrea_Pallottini,_Yuxiang_Qin,_Emma_Ryan-Weber,_Fabian_Walter,_Feige_Wang,_Jinyi_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.04569 |
ライマン-$\beta$（Ly$\beta$）フォレストの暗いギャップを使用して、再電離に近い銀河間物質（IGM）の新しい調査を提示します。光学的厚さが浅いため、Ly$\beta$は、一般的に使用されるLy$\alpha$ラインと比較して、残っている中性ガスに対して潜在的により感度の高いプローブを提供します。XQR-30VLTラージプログラムからの新しいデータを含む、$z_{\rmem}>5.5$での42のQSOのスペクトルを使用して、Ly$\beta$フォレストの暗いギャップを特定します。これらのQSOスペクトルの約$40\％$は、$z\simeq5.8$で$10h^{-1}{\rmMpc}$より長い暗いギャップを示します。結果をシミュレーションからの予測と比較することにより、データは、Ly$\alpha$フォレストの変動が電離紫外線バックグラウンド（UVB）変動のみによって引き起こされるモデルと、大きな中性水素パッチを含むモデルの両方とほぼ一致していることがわかります。再電離の終了が遅れたため、$z<6$で。特に興味深いのは、非常に長く（$L=28h^{-1}{\rmMpc}$）、暗い（$\tau_{\rmeff}\gtrsim6$）ギャップが$z\simeq5.5$まで続くことです。$z_{\rm}=5.85$QSOPSOJ025$-$11のLy$\beta$フォレスト内。このギャップは、$\langlex_{\rmHI}\rangle\gtrsim5\％$x$z=5.6$の体積加重平均中性水素分率を持つ後期再電離モデルをサポートする可能性があります。最後に、観測されたLy$\beta$の暗いギャップ長の分布と、ギャップ長とニュートラルフラクションの間の保守的な関係に基づいて、$5.5\lesssimz\lesssim6.0$を超える$\langlex_{\rmHI}\rangle$の制約を推測します。シミュレーションから導き出された。$\langlex_{\rmHI}\rangle\leq0.05$、0.17、および0.29は、それぞれ$z\simeq5.55$、5.75、および5.95にあります。これらの制約は、再電離が$z=6$よりも大幅に遅く終了するモデルと一致しています。
赤方偏移空間銀河バイスペクトルのモーダル圧縮
以前に実空間バイスペクトルの情報を圧縮するために適用されたモーダル分解法を、異方性赤方偏移空間銀河バイスペクトルに拡張します。モーダル法アプローチでは、三角形の滑らかな関数とその方向に基づいてバイスペクトルが拡張され、モーダル拡張係数のセットがバイスペクトルの情報をキャプチャできるようになります。参照調査を想定し、圧縮されたモーダルバイスペクトルと文献の赤方偏移空間バイスペクトルの他の2つの基本分解についてフィッシャー予測を計算します。1つは（単一）球面調和関数に基づいており、もう1つは三極球面調和関数に基づいています。いずれの場合も、圧縮された統計からの予測された制約を、すべての三角形と方向を含む完全な非圧縮のバイスペクトルからの予測された制約と比較します。私たちの主な結果は、3つの圧縮方法すべてがバイスペクトルの完全な情報コンテンツの良好な回復を達成することですが、モーダル分解アプローチはこれを最も効率的に達成します。10％以内の制約を取得するために必要なモーダル拡張係数はわずか14（42）です。（2％）完全なバイスペクトル結果の。次に最も効率的な分解は、3極球面調和関数に基づく分解ですが、球面調和関数の多重極は最も効率が低くなります。
| Title |
Redshifts_of_radio_sources_in_the_Million_Quasars_Catalogue_from_machine_learning |
| Authors |
S._J._Curran,_J._P._Moss_and_Y._C._Perrott |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.04587 |
機械学習技術を使用して、ソースの無線スペクトルのみに基づいてフォトメトリック赤方偏移を取得することを目的として、ミリオンクエーサーカタログから無線ソースを抽出しました。これらのうち、44,119は、モデルの検証に必要な分光学的赤方偏移を持ち、測光を取得できます。特徴として無線スペクトル特性を使用すると、モデルがトレーニングサンプルのサイズとともに改善するという提案がありますが、赤方偏移を確実に予測できるモデルを見つけることができません。近赤外線-光学-紫外線バンドの大きさを使用して、必要なすべての測光を備えた12,503の無線ソースに基づいて信頼性の高い予測を取得します。80:20のトレーニングと検証の分割から、これは2501の検証ソースのみを提供しますが、以前のSDSSモデルでサンプルをトレーニングすると、12,503のソースすべてに対して同等の結果が得られます。これにより、u、v、g、r、i、zバンドで南の空を調査するSkyMapperを使用して、SquareKilometerArrayで検出された無線ソースの赤方偏移を予測できると確信できます。機械学習を使用してサンプルの大部分から欠落しているマグニチュードを代入することにより、外れ値の割合を1.4倍に増やすことを犠牲にして、サンプルの28％から74％に増加する32,698ソースの赤方偏移を予測できます。「光学」バンドデータは成功していることが証明されていますが、比較的特徴のない無線スペクトルを克服するために必要な十分なデータがあれば、この段階では無線測光赤方偏移の可能性を排除できません。
再電離電力スペクトルの時代への拡張無線源の寄与の調査
| Title |
Investigating_the_Contribution_of_Extended_Radio_Sources_to_the_Epoch_of_Reionisation_Power_Spectrum |
| Authors |
J_H._Cook,_C._M._Trott,_J._L._B._Line |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.04644 |
ケンタウルス座Aや銀河系超新星残骸（SNR）などの拡張電波源が、マーチソン広視野アレイを使用して宇宙の再電離（EoR）からの統計的な$21\、\rm{cm}$信号を検出する能力に与える影響を調査します。（MWA）。これらの光源は、MWA一次ビームの高度に減衰された部分にあるため、通常は無視されますが、これらの光源の見かけのフラックス密度は、角度スケールで$10\、\rm{Jy}$であり、$21\、\rmを検出すると予想されます。{cm}$信号。銀河系SNRとケンタウルス座Aの特注のマルチコンポーネント2Dガウスモデルを作成し、2つのMWAスナップショット観測の可視性をシミュレートします。これらの可視性をグリッド化し、周波数に関してフーリエ変換し、球形と円筒形の両方で平均化して、1Dおよび2Dパワースペクトルを生成します。シミュレートされた1Dパワースペクトルを、予想される$21\、\rm{cm}$パワースペクトルと比較します。これらの拡張ソースはMWA一次ビームパターンの高度に減衰された部分にありますが、集合的に十分なパワーを持っていることがわかります（$\sim10^4-10^5\、\rm{mK^2}\、\it{h^{-3}}\、\rm{Mpc^{3}}$）EoR重要モード（$|\mathbf{k}|\leq0.1h\rm{Mpc}^{-1}$）で、検出を禁止します$21\、\rm{cm}$信号の（$10^4\、\rm{mK^2}\、\it{h^{-3}}\、\rm{Mpc^{3}}$）。EoRの重要なモードでの$21\、\rm{cm}$パワースペクトルの$10-20\％$のレベルまでリークを減らすには、$50-90\％$のソースを削除する必要があることがわかりました。広視野拡張ソースの影響は、MWAおよび将来のSquareKilometerArray（SKA）の$21\、\rm{cm}$信号の検出可能性に影響を及ぼします。
| Title |
Testing_gravity_with_the_cosmic_microwave_background:_constraints_on_modified_gravity_with_two_tensorial_degrees_of_freedom |
| Authors |
Takashi_Hiramatsu,_Tsutomu_Kobayashi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.04688 |
2つのテンソルの自由度があり、余分な伝播スカラーモードがない、修正された重力の宇宙論的テストを提供します。私たちが考える重力理論は、背景進化のレベルで$\Lambda$CDMモデルと区別がつかない宇宙論モデルを認めています。モデルには単一の修正重力パラメーター$\beta$があり、その効果は線形摂動で見ることができますが、追加のスカラーモードは伝播していません。現在のモデルを組み込むように変更されたボルツマンコードを使用して、PlanckCMBデータから68$\％$の信頼度で制約$-0.047<\beta<-0.028$を導出します。私たちの修正された重力モデルは、太陽系のテストと重力波の伝播によってほとんど制約されないので、私たちの結果は、モデルでこれまでに利用可能な唯一の境界を提供します。
$ \ Lambda$CDMは健在です
| Title |
$\Lambda$CDM_is_alive_and_well |
| Authors |
Alain_Blanchard,_Jean-Yves_H\'eloret,_St\'ephane_Ili\'c,_Brahim_Lamine,_Isaac_Tutusaus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05017 |
$\Lambda$CDMモデルは、最近の宇宙データとその精度の向上により、いくつかの緊張に直面しています。直接距離梯子測定と宇宙マイクロ波背景放射（CMB）から得られたハッブル定数$H_0$の値の不一致は統計的に最も重要ですが、物質の変動の振幅も深刻な懸念事項と見なされており、多数のモデルの調査。最初に、ローカルプローブからの最近のいくつかの測定値の組み合わせが、現在の物質密度$\Omega_M$と物質変動の振幅に厳しい制約をもたらすことを示します。どちらも、CMBから推定された値と許容範囲内で一致しています。。次に、宇宙クロノメーターのデータにより、$\Lambda$CDMモデルのハッブル定数$H_0$の正確な値を導き出すことができることを示します：$H_0=67.4\pm1.34$km/s/Mpc。これは、$\Lambda$CDM内で、$H_0$の一部の決定に偏りがあることを意味します。$\Lambda$CDM内の迷惑パラメータとしてハッブル定数のバイアスを考慮して、代替の宇宙論モデルと同じ統計的根拠に基づいて、このような$\Lambda$CDM$+H_0$バイアスモデルを調べます。前者は、これまでに提案されたほとんどの既存の拡張モデルに統計的に取って代わることを示します。3番目のステップでは、取得した$\Omega_M$の値をSH0ESからの$H_0$と組み合わせて、$\omega_M$の正確な測定に導き、宇宙モデルの追加の低赤方偏移テストを提供することを示します。このテストから、ほとんどの拡張機能は新しい緊張に直面しているように見えますが、$H_0\sim67$を使用した$\Lambda$CDMには何もありません。Cepheids距離キャリブレーションでバイアスが不明な標準の$\Lambda$CDMモデルは、そのような比較を実行できる$H_0\sim73$で以前に提案された拡張よりも統計的に優れた、顕著な一致に達するモデルを表すと結論付けます。。（簡略化）
プロジェクトライラ：1I/'オウムアムアへの別の可能な軌道
発見された最初の恒星間天体である1I/'オウムアムアは、2017/2018年に内太陽系を通過する際に追跡されたため、さまざまな異常な特性を示しました。潜在的な科学的利益の観点から、それを傍受してその場で研究する宇宙船の任務は非常に貴重です。以前のプロジェクトライラ研究の延長として、この論文は1I/'オウムアムアの代替ミッションを詳しく説明します。今回は、宇宙船を目的地に向けて加速するために木星オーバースマヌーバ（JOM）も必要です。違いは、木星に到達するために利用される惑星フライバイの組み合わせにあります。これには、木星に進む前の火星の遭遇が含まれます。識別された軌道は、より高い$\DeltaV$要件（15.6$kms^{-1}$）、より長い飛行時間（29年）、およびより短いミッション準備時間（2026年の打ち上げ）の点で以前の発見より劣っていますが、それは利点があります以前のJOM候補にはなかった機能から、木星に向かう途中の$\DeltaV$がほとんどまたはまったくない（つまり、フリーライド）という点で、宇宙船は液体推進剤ステージを運ぶ必要がないことを意味します。これは、木星で必要とされるより高い$\DeltaV$によってわずかに相殺され、2段または3段の固体ロケットモーターが必要になります。一例として、CASTOR30XLブースターとそれに続くSTAR48Bを備えたFalconHeavyExpendableは、2059年までに102kgを1I/'Oumuamuaに届けることができます。飛行時間が短く、ペイロード質量が大きい他のシナリオが可能です。
惑星外大気中の選択された雲組成の偏光測定調査
| Title |
Polarimetric_investigation_of_selected_cloud_compositions_in_exoplanetary_atmospheres |
| Authors |
Moritz_Lietzow,_Sebastian_Wolf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.04815 |
惑星外大気中の選択された雲の凝縮物が散乱星放射の偏光に与える影響を調査しました。我々は、太陽外の惑星大気に存在すると予想される25の雲の凝縮物の選択を検討しました。3次元モンテカルロ放射伝達コードPOLARISを使用し、ミー散乱理論を仮定して、光から近赤外の波長での惑星位相角の関数としての散乱放射の正味偏光を計算し、研究しました。屈折率の実数部によって決定される虹など、偏光状態でよく知られている特性に加えて、屈折率の基礎となる虚数部の動作により、偏光度が増減します。特徴的な波長での偏光の符号の変化。Al$_2$O$_3$およびMgFeSiO$_4$とは対照的に、SiO、MnS、Na$_2$S、またはZnSで構成される雲は、太陽系外惑星の大気の状況で、波長の増加とともに急速に減少する分極度を生成します。さらに、偏光の符号は、特定の雲の凝縮物に応じて、約0.5$\mu$mから0.6$\mu$mの波長で変化します。結果として生じる正味の偏光は、Fe、FeS、FeOなどの屈折率の大きな虚数部を持つ雲の組成に対して主に正です。さらに、FeおよびFeS雲の場合、長波長での最大偏光度は、FeOの場合よりも大きな位相角にシフトします。これらの雲の凝縮物のほとんどは、それらの固有の波長依存の複素屈折率のために、互いに区別できることがわかりました。特に、波長の関数としての正味の偏光の増加または減少、および特定の波長での偏光の符号の変化は、惑星外大気中の雲の組成を特徴づけるための重要な特徴です。
急速に回転する星の周りの近くの惑星の不足またはデータの不足？
| Title |
A_dearth_of_close-in_planets_around_rapidly_rotating_stars_or_a_dearth_of_data? |
| Authors |
Y._S._Messias,_L._L._A._de_Oliveira,_R._L._Gomes,_M._I._Arruda_Gon\c{c}alves,_B._L._Canto_Martins,_I._C._Le\~ao,_and_J._R._De_Medeiros |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.04893 |
急速な回転子を周回する接近した惑星の不足は、ほぼ10年前に報告されました。この見解によると、5〜10日より長い回転周期を持つゆっくりと回転する星だけが、2または3日より短い公転周期を持つ惑星をホストします。この手紙は、私たちを質問に導いた拡大されたより詳細な分析をもたらします：その分布には本当に不足がありますか、それともデータの不足ですか？この新しい分析では、ケプラー星とTESS星のさまざまなサンプルを、確認された惑星または恒星の自転周期が測定された惑星候補と組み合わせ、ガイアデータを使用して、1013個の惑星をホストする主系列星の詳細な選択を実行しました。より新しく、拡大され、より洗練されたデータで、急速な回転子を周回する接近した惑星の報告された不足は消える傾向があり、したがって、それは以前の分析におけるデータの不足を反映しているかもしれないことを示唆します。2つのサンプルの統計的検定は、我々の結果を強く支持しており、高速回転子を周回する近接惑星の分布は、低速回転子を周回する近接惑星の分布とほとんど区別がつかないことを示しています。
アリエルターゲットリスト：TESSの影響とシステム内の複数の惑星を特徴づける可能性
| Title |
The_Ariel_Target_List:_The_Impact_of_TESS_and_the_Potential_for_Characterising_Multiple_Planets_Within_a_System |
| Authors |
Billy_Edwards_and_Giovanna_Tinetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05073 |
ESAアリエルミッションは2029年の打ち上げに採用されており、その主要なミッションライフの間に約1,000の惑星外大気の調査を実施します。高いSNRと広い波長範囲を備えた均質なデータセットを提供することにより、アリエルはこれらの遠方の世界の大気人口統計を明らかにし、惑星の形成と進化のプロセスを銀河系のスケールで制約するのに役立ちます。アリエルは、惑星の多様な集団の統計調査を実施しようとしているため、この選択を行うことができる惑星のサンプルが最も重要です。多くの適切なターゲットがすでに発見されていますが、ミッションが機能する前にさらに数百が発見されます。以前の研究では、太陽系外惑星の検出の予測を使用して、アリエルの打ち上げ日までに利用可能な惑星の人口を予測しました。最新の研究では、トランジット系外惑星探査衛星（TESS）だけで1,000を超える潜在的なターゲットを提供する必要があります。この作業では、TESSによってこれまでに見つかった惑星候補を検討し、すでに確認された惑星を追加することで、これらの候補が検証された後、アリエルがターゲットリストを選択するのに十分なサンプルをすでに持っていることを示します。この人口の幅広さを紹介するとともに、アリエルが単一のシステム内で複数の惑星を特徴づける能力を初めて探求します。同じ星を周回する世界の比較惑星学は、より広い人口にわたって、間違いなく惑星の形成と進化の理解に革命をもたらすでしょう。
回転する星団に対する恒星進化の影響：重力熱-重力による大災害とブラックホールのバーの形成
| Title |
The_impact_of_stellar_evolution_on_rotating_star_clusters:_the_gravothermal-gravogyro_catastrophe_and_the_formation_of_a_bar_of_black_holes |
| Authors |
A._W._H._Kamlah,_R._Spurzem,_P._Berczik,_M._Arca_Sedda,_F._Flammini_Dotti,_N._Neumayer,_X._Pang,_Q._Shu,_A._Tanikawa_and_M._Giersz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.04470 |
\textsc{Nbody6++GPU}を使用して実行された、8つの直接N体シミュレーションのスイートからの結果を示します。これは、最大$1.1\times10^5$の星を持つ回転星団の現実的なモデルを表しています。私たちのモデルは、原始（ハード）バイナリ、連続質量スペクトル、差動回転、およびホスト銀河の全体的な重力場によって引き起こされる潮汐質量損失を特徴としています。回転と恒星進化が星団のダイナミクスに与える影響を調べます。回転する星団のすべての実行で、以前に予測されたメカニズムを検出します。激しい緩和の初期段階と、それに続くいわゆる重力ジャイロの大惨事です。重力ジャイロの大災害は有限の振幅に達し、それは強度がバルク回転のレベルに依存し、その後横ばいになることがわかります。このフェーズの後、角運動量はクラスター内の高質量粒子から低質量粒子（星とコンパクトオブジェクトの両方）に移動します。同時に、システムは重力熱的に不安定になり、崩壊し、したがって、いわゆる重力熱重力ジャイロの大惨事を経験します。恒星進化論があるモデルとないモデルを比較すると、興味深い違いが見つかります。恒星進化論が考慮されていない場合、プロセス全体がより速いペースで進行します。重い物体の集団は、クラスターの中心で回転する3軸構造を形成する傾向があります。恒星進化論を考慮に入れると、そのような{\it回転バー}には恒星ブラックホールとその前駆体が存在することがわかります。三軸構造は時間の経過とともに軸対称になりますが、十分な角運動量と質量が潮汐場によって除去されるため、恒星進化論のないモデルは繰り返しの重力災害に苦しむこともわかります。
クールコアクラスター、エイベル1644-南の中央AGN周辺の核周辺媒体
| Title |
Circumnuclear_Medium_around_the_Central_AGN_in_a_Cool-Core_Cluster,_Abell_1644-South |
| Authors |
Junhyun_Baek,_Aeree_Chung,_Alastair_Edge,_Tom_Rose,_Jae-Woo_Kim,_Taehyun_Jung |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.04478 |
Abell1644-Southの中心にある最も明るい銀河団（BCG）の核周囲多相ガス特性を示します。A1644-Sは、コア内のX線高温ガススロッシングでよく知られているマージシステムのメインクラスターです。A1644-Sの鋭くピークのあるX線プロファイルは、強く冷却するガスコアの存在を意味します。この研究では、ALMACO（1-0）データ、JVLAHIデータ、およびA1644-Sの中央領域のKaVA22GHzデータを分析して、冷たいガスの潜在的な起源と、中央活動銀河核（AGN）。X線ガスのスロッシングに沿って弧状に分布したCOの塊が見つかります。これは、冷たいガスと熱い銀河団ガス（ICM）の関係を示唆しています。HIとCNは、AGN連続放出に対する吸収で検出されます。吸収の低下は、赤方偏移した尾が伸びたBCGの全身速度で観察されます。HI、CN、およびCOガスの空間構成とスペクトル構成に基づいて、冷たいガスがBCGのコアにらせん状に流れ込み、中央のAGNに供給されると推測されます。実際、私たちのKaVA観測は、パーセクスケールの双極ジェットを明らかにしており、このAGNがごく最近（再）電力供給された可能性があることを示唆しています。これを組み合わせると、A1644-Sの一部の冷たいガスが、ICMの冷却から形成され、クールコアクラスターの初期の発達において中央AGNの活動を引き起こした可能性があることを示唆しています。
超大質量ブラックホールとそれらのホスト銀河の間の質量関係の進化における観測とシミュレーションの間の一致
| Title |
Concordance_between_observations_and_simulations_in_the_evolution_of_the_mass_relation_between_supermassive_black_holes_and_their_host_galaxies |
| Authors |
Xuheng_Ding,_John_D._Silverman,_Tommaso_Treu,_Junyao_Li,_Aklant_K._Bhowmick,_Nicola_Menci,_Marta_Volonteri,_Laura_Blecha,_Tiziana_Di_Matteo,_Yohan_Dubois |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.04481 |
超大質量ブラックホール（BH）の質量と、それらのホスト銀河の$0.2<z<1.7$での恒星の質量との関係の比較分析を、よく一致した観測と複数の最先端のシミュレーションを使用して実行します（例：MassiveBlackII、Horizon-AGN、Illustris、TNG、および半分析モデル）。観測されたサンプルは、646個の均一に選択されたSDSSクエーサー（$0.2<z<0.8$）と32個のブロードラインAGN（$1.2<z<1.7$）で構成され、前者とハッブル宇宙望遠鏡のHyperSuprime-Cam（HSC）からのイメージングが行われました。（HST）後者の場合。まず、シミュレーションデータに現実的な観測の不確実性を追加し、次に観測と同じ方法でシミュレーションサンプルを作成します。赤方偏移の全範囲にわたって、私たちの分析は、すべてのシミュレーションが、局所的な関係の分散と一致するように見える観測に匹敵するスケーリング関係の固有の分散のレベルを予測することを示しています。平均関係に関しては、Horizon-AGNとTNGは、低赤方偏移と高赤方偏移（それぞれ、$z\sim$0.2と1.5）での観測と最もよく一致していますが、他のシミュレーションでは、不確実性の範囲内で微妙な違いが示されています。関係する物理学を洞察するために、SAMで見られるスケーリング関係のばらつきは、AGN流出の形状を考慮した新しいフィードバックモデルを採用した後、2分の1に減少し、観測値に近づきます。私たちの分析における赤方偏移との分散の一貫性は、シミュレーションにおけるクエーサーと無線モードの両方のフィードバック処方の重要性をサポートしています。最後に、感度を上げることの重要性を強調します。たとえば、JWSTを使用して、質量を小さくし、選択効果によるバイアスを最小限に抑えます。
ツイン電波銀河TRGJ104454+ 354055
| Title |
The_Twin_Radio_galaxy_TRG_J104454+354055 |
| Authors |
Gopal-Krishna_(UM-DAE_CEBS),_Ravi_Joshi_(IIA),_Dusmanta_Patra_(SNBNCBS),_Xiaolong_Yang_(SHAO),_Luis_C._Ho_(KIAA,_PKU),_Paul_J._Wiita_(TCNJ),_Amitesh_Omar_(ARIES) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.04483 |
アップグレードされた巨大メートル波電波望遠鏡（$u$GMRT）を使用した、明るいダンベル銀河系（$z=0.162$）の観測を報告します。これは、この重力結合銀河の各メンバーが、拡張された双極電波ジェットをホストしていることを示しています。100キロパーセクスケールで。このような無線形態の2つのケースのみが以前に報告されており、どちらもダンベルシステムです。有名な最初の例である3C75は、40年前に発見され、2番目の例は30年前に発見されました。これは、そのような「双子電波銀河」（TRG）が非常にまれな現象であることを意味します。その2人の上級のいとこの場合のように、現在のTRG（J104454+354055）の双極電波ジェットは強い揺れを示し、エッジが暗くなります（Fanaroff-RileyクラスI）。ただし、重要な違いもあります。たとえば、現在のTRGのジェットは合流せず、さらに、外部横風による歪みの兆候は見られません。これにより、現在のTRGは、相対論的プラズマの（横向きの）衝突ジェットの物理学を研究するための非常に優れた実験室になります。このTRGには、同じグループに属する別の明るい銀河によってホストされている広角尾（WAT）の隣人がいて、TRGに向かって移動しているように見えます。
かすかなクエーサーに向かって介在する吸収体を特徴づけるためのESPRESSOの高解像度4x2ビニングの性能
| Title |
Performance_of_ESPRESSO's_high_resolution_4x2_binning_for_characterizing_intervening_absorbers_towards_faint_quasars |
| Authors |
Trystyn_A.M._Berg,_Guido_Cupani,_Pedro_Figueira,_Andrea_Mehner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.04488 |
2021年10月（期間108）の時点で、ヨーロッパ南天天文台（ESO）は、微弱なターゲットを観測するという特定の目的で、4x2ビニング（スペクトルによる空間;HR42モード）を備えた高解像度グレーティングを使用するように設計されたESPRESSOスペクトログラフの新しいモードを提供しますパラナルの単一ユニット望遠鏡で。視線に沿って金属の少ない吸収体を介在させることが知られているクエーサーJ0003-2603の4時間のオンターゲット観測を使用して、新しいHR42モードを検証しました。ESPRESSOHR42モード（分解能R〜137000）の機能は、同様の積分時間で分解能が低い（R〜48000）同じターゲットのUVESスペクトルと比較することによって評価されました。両方のデータセットについて、フォークトプロファイルフィッティングを使用して介在する吸収体の速度プロファイルを分解する能力をテストし、CIV、NI、SiII、AlII、FeII、およびNiIIの合計カラム密度を抽出しました。ESPRESSOデータは、ほぼ同等の露光時間で約3倍の分解能と約2倍低いS/Nにより、吸収線の個々の成分を比較UVESデータと同じように正確に特徴付けることができますが、識別の追加のボーナスがあります。UVESでは検出されない狭いコンポーネント。UVESが同様のスペクトル解像度（R>100000;0.3''スリット）とESPRESSOの広い波長範囲を提供するために、ESOが提供する露出時間計算機（ETC）は、2つの設定にまたがる8時間の露出時間を推定します。UVESスペクトル分解能要素を適切にサンプリングしない一方で、ESPRESSOのHR42モードの2倍の時間投資が必要です。したがって、ESPRESSOのHR42モードは、UVESのほぼ3倍の分解能（パラナルでの典型的な周囲条件に一致する0.8インチスリット）を提供し、同等の露光時間でクエーサー吸収機能のより正確な特性評価を提供します。
バリオンの塊によって形成された巨大な高$z$銀河の暗黒物質コア
赤方偏移2で巨大な銀河を形成するいくつかの星の回転曲線は、有効半径の数倍の半径範囲にわたって低下し、銀河中心の暗黒物質（DM）質量の大幅な不足を示しています。DMの質量不足は、標準的な宇宙論モデルによって予測されたカスピー構造ではなく、DM密度コアの存在として解釈されます。最近の研究では、小さな伴銀河が銀河ガスの散逸収縮によって大幅に圧縮される銀河合体が、ホスト銀河の中心を加熱し、大きなDMコアを作るのを助けることができると提案しました。$N$-bodyシミュレーションを使用することにより、マージ衛星によって大量のDM質量が中央にインポートされることがわかり、このシナリオはDM質量不足の解決策にはなりそうにありません。この研究では、DMコアを備えたバリオン優勢銀河を作成するための代替熱源として、高赤方偏移銀河の巨大なバリオン塊を検討します。力学的摩擦により、塊の軌道は数Gyrで崩壊し、バリオンは銀河中心で凝縮します。逆反応として、ハローセンターが加熱され、密度カスプが平らになります。バリオンの凝縮とコアの形成の組み合わせにより、銀河のバリオンは中央の2〜5kpcで支配的になり、観測された銀河の有効半径に匹敵します。したがって、巨大なバリオンの塊による動的な加熱は、高赤方偏移銀河で観測されたDMの不足を説明するための実行可能なメカニズムです。
ALMAを使用したTMC-1Aで観測された非対称分子放出線のCloudletキャプチャモデル
| Title |
Cloudlet_Capture_Model_for_Asymmetric_Molecular_Emission_Lines_Observed_in_TMC-1A_with_ALMA |
| Authors |
Tomoyuki_Hanawa,_Nami_Sakai,_and_Satoshi_Yamamoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.04742 |
TMC-1Aは、若い原始星IRAS04365+2353を収容する原始星源であり、分子輝線に数100auスケールの高度に非対称な特徴を示しています。青シフトされた放射は、赤シフトされたものよりもCS（$J=5$-4）ラインではるかに強力です。非対称性は、ガスの降着が一時的なものであり、雲が私たちに近づいたことを考えると、雲の捕獲の形をとる場合に説明できます。原始星の重力は、雲を小川に変え、流れに沿ってその速度を変化させます。クラウドレットからの放射は、ペリアストロンの前にブルーシフトする必要がありますが、ペリアストロンの後にレッドシフトする必要があります。クラウドレットの大部分がペリアストロンに到達していない場合は、前者が支配的であるはずです。シナリオの妥当性を調べるために流体力学シミュレーションを実行します。雲の軌道が円盤面に対して傾いている場合、数値シミュレーションは観測された非対称性を再現することができます。傾斜は、C$^{18}$O（$J$=2-1）ライン放出で観察された遅い落下速度を説明することができます。実際の雲は不均一な密度分布を持っている可能性があるため、このような一時的な降着はさまざまな原始星のコアで発生する可能性があります。また、関連するオブジェクトの観測に対するクラウドレットキャプチャの影響についても説明します。
パラH2との衝突による一酸化窒素の微細および超微細励起
一酸化窒素は、星間物質で豊富に検出されるオープンシェル分子です。その放射および衝突プロセスの正確なモデリングは、その存在量の正確な推定への道を開きます。ここでは、最近開発された正確な相互作用ポテンシャルを使用して、星間物質で最も遍在する衝突パートナーである$para$-H$_2$水素分子との衝突によるNOの微細および超微細（脱）励起のファーストレート係数を示します。$F_1$と$F_2$の両方のスピン軌道多様体に属する最初の74個の微細レベルと対応する442個の超微細レベルを含む遷移の量子散乱計算を報告します。そのために、5〜100Kの総エネルギーおよび速度係数の最大1000cm$^{-1}$の量子力学的密結合アプローチを使用して断面積を計算しました。傾向規則について説明し、新しいNO-H$_2$レートは、スケーリングされたNO-Heレートに基づいて、文献で利用可能なレートと比較されます。レート係数の2つのセットの間に大きな違いが観察され、この比較は、NO輝線の解釈に新しい衝突レートを使用する必要があることを示しています。また、150.176GHzと250.4368GHzの2つのNO線の励起温度と輝度温度の放射伝達計算を実行することにより、冷たい雲のNO励起に対するこれらの新しいレートの影響を調べました。これは、典型的な条件では、この種の局所的な熱力学的平衡が満たされていないことを示しています。この研究で提示された率の使用は、NOの存在量に対する制約を改善することを期待しています。
低緯度の暗い雲における局所磁場と銀河面の間の相対的な向き
| Title |
The_relative_orientation_between_local_magnetic_field_and_Galactic_plane_in_low_latitude_dark_clouds |
| Authors |
Gulafsha_B._Choudhury,_Himadri_S._Das,_B._J._Medhi,_J._C._Pandey,_S._Wolf,_T._K._Dhar,_A._M._Mazarbhuiya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.04964 |
この作業では、銀河の緯度（$b$）の範囲（$-10^\circ$から$10^\circ$）に広がる選択された星形成雲の磁場形態を研究します。雲CB24、CB27、およびCB188の偏光観測は、インドのナイニタールにあるARIESのマノラピークからのこれらの雲の磁場形状を研究するために実施されます。これらの観測は、文献で利用可能な14のさらに低緯度の雲の観測と組み合わされています。17個の雲の偏光データを分析すると、低緯度雲のエンベロープ磁場（$\theta_{B}^{env}$）と銀河面（$\theta_{GP}$）の間の整列が変化することがわかります。銀河の経度（$l$）で。経度（\textit{l}）とオフセット（$\theta_{off}=|\theta_B^{env}-\theta_{GP}|$）の間に強い相関関係があり、$\theta_{B}^{env}$は、雲が$115^\circ<l<250^\circ$の領域にある場合、銀河面（GP）に平行です。ただし、雲が$l<100^\circ$および$l>250^\にある場合、$\theta_{B}^{env}$には、$\theta_{GP}$の方向に関係なく、独自の局所的なたわみがあります。circ$。結果の一貫性を確認するために、Heiles（2000）カタログで入手可能な恒星偏光データを、フィールドスターの平均偏光ベクトルを持つ雲のDSS画像にオーバーレイします。結果は、Heilesのデータとほぼ一致しています。$\theta_{B}^{env}$と$\theta_{GP}$の間で観察されるミスアライメント現象を引き起こすのに重要な役割を果たす可能性のある、雲の乱流の影響も研究されています。雲の密度構造を理解するために、\textit{Herschel}\textit{SPIRE}500$\mum$および\textit{SCUBA}850$\mum$ダスト連続放出マップを使用しました。
トリプルブラックホールIIへの相対論的効果：ブラウの問題におけるスピンの影響
| Title |
Relativistic_Effects_on_Triple_Black_Holes_II:_The_Influence_of_Spin_in_Burrau's_Problem |
| Authors |
Ariel_Chitan,_Aleksandr_Myll\"ari,_Mauri_Valtonen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.04985 |
スピンの影響を含めることにより、ブラウの問題の文脈でブラックホールのトリプルシステムの研究を続けます。軌道の数値積分は、2.5$^{th}$次数までの相対論的補正（ポストニュートン）を伴うARCcodeを使用して実行されました。線形スケールが異なるピタゴラスの三角形が選択され、これらのシステムの最大のブラックホールには、0から約0.95の範囲の最大値が1に近い正規化された単位でスピンベクトルが与えられました。また、10$^{0}$M$_{\odot}$-10$^{12}$M$_{\odot}$の範囲のスケールでさまざまな質量を調べます。二体の遭遇の数や合併の割合に明確な影響はなかったものの、システムの寿命が影響を受けた可能性があることがわかりました-特に中間の質量範囲（10$^{4}$M$ゼロスピン問題と比較した_{\odot}$-10$^{7}$M$_{\odot}$）。より階層的であると見なされる構成と、より階層的でない構成との間にも違いが見られました。トリプルシステムは、最終的に2次元平面問題から3次元問題に移行し、大質量システムのスピンの大きさが増加するにつれて、z軸の運動が増加することがわかりました。近地点引数$\omega$と、システム内の回転するブラックホールと回転しないブラックホールの間の昇交点黄経$\Omega$も、追加されたスピンの影響を受けました。
暫定的な114分の公転周期は、X線連星4U1812-12の超コンパクトな性質に挑戦します
| Title |
A_tentative_114-minute_orbital_period_challenges_the_ultra-compact_nature_of_the_X-ray_binary_4U_1812-12 |
| Authors |
M._Armas_Padilla,_P._Rodr\'iguez-Gil,_T._Mu\~noz-Darias,_M._A._P._Torres,_J._Casares,_N._Degenaar,_V._S._Dhillon,_C._O._Heinke,_S._P._Littlefair_and_T._R._Marsh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.04475 |
超小型X線連星候補4U1812-12の詳細な時間分解測光研究を紹介します。10.4mのGranTelescopioCanariasでHiPERCAMを使用して得られた多色光度曲線は、スーパーハンプと同様の約114分の変調を示しています。この解釈の下では、この期間はシステムの公転周期に非常に近いはずです。他の観測特性が示唆するもの（すなわち、持続的な薄暗い光度、低い光学対X線フラックス比、および光学スペクトルにおける水素の特徴の欠如）とは対照的に、これは4U1812-12が超小型ではない可能性が高いことを意味しますX線連星。通常、公転周期が80分未満のシステムとして定義されます。システムの性質について説明し、4U1812-12が超小型X線連星の前駆体であるシナリオがすべての観測量を調整する可能性があることを示します。
数値相対論におけるニュートリノ放射電磁流体力学コードにおける高度なリーマンソルバーの実装とその二元中性子星合体への応用
| Title |
Implementation_of_advanced_Riemann_solvers_in_a_neutrino-radiation_magnetohydrodynamics_code_in_numerical_relativity_and_its_application_to_a_binary_neutron_star_merger |
| Authors |
Kenta_Kiuchi,_Loren_E._Held,_Yuichiro_Sekiguchi,_Masaru_Shibata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.04487 |
数値相対論的ニュートリノ放射電磁流体力学コードで、高度なリーマンソルバーHLLCおよびHLLD\cite{Mignone：2005ft、MUB：2009}を、高度な制約付き輸送スキーム\cite{Gardiner：2007nc}とともに実装します。ミンコフスキー時空と静的ブラックホール時空の両方で相対論的流体力学と電磁流体力学の一連の一次元および多次元テスト問題を実行することにより、実装を検証します。高度なリーマンソルバーを使用した数値解は、元々コードに実装されていたHLLEソルバー\cite{DelZanna：2002rv}を使用した場合よりも正確であることがわかります。数値相対論への応用として、磁場の有無にかかわらず、短命の大規模な中性子星につながる非対称連星中性子星合体をシミュレートします。拡散HLLEソルバーを使用すると、合併後に形成された回転する大規模な中性子星の寿命と、潮汐によって駆動される動的中性子星の量が過大評価されていることがわかります。また、HLLEソルバーを使用すると、ソルバーの数値拡散係数が大きいため、磁気回転不安定性の解決が不十分であることがわかります。これは、大規模なポロイダル磁場から生じる磁気巻線と、磁気圧力によって引き起こされる流出のエネルギーの両方の偽の増強を引き起こします。
放射源からのフロント伝搬
前線は、媒体内のある状態から別の状態への遷移の領域です。それらは科学と応用数学の多くの分野に存在し、それらとそれらの進化をモデル化することは、それらの原因となる根本的な現象を処理する効果的な方法であることがよくあります。この論文では、放射源を取り巻く構造の進化を特徴付けるフロント伝搬をモデル化するための新しいアプローチを提案します。このアプローチは一般的であり、特に放射線放出物体を取り巻く媒体における相または状態遷移の伝播を処理する場合に、幅広い用途があります。例として、宇宙の再電離エポック（EoR）中の初期の星の周りのイオン化フロントの伝播をモデル化するアプリケーションを示し、結果が既存の方程式の結果と一致しているが、はるかに豊富な情報源を提供することを示します。
EHTで観測されたM87の中央超大質量ブラックホールのジェットと分解された特徴
| Title |
The_jet_and_resolved_features_of_the_central_supermassive_black_hole_of_M_87_observed_with_EHT |
| Authors |
Makoto_Miyoshi,_Yoshiaki_Kato,_and_Junichiro_Makino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.04623 |
EventHorizonTelescopeCollaborators（EHTC）の公開データから、M87の独立した画像再構成を報告します。私たちの結果は、EHTCによって公開された画像とは異なります。私たちの分析によると、（a）230GHzでの構造は、低周波VLBI観測の構造と一致しています。（b）ジェット構造は、軸に沿って強度が急速に減少しますが、コアから数マスに伸びる230GHzで明らかです。、および（ｃ）未分解のコアは明るい３つの特徴に分解され、おそらく約７０度の広い開口角を有する初期ジェットを示している。EHTCのリング状の構造は、公開データだけでなく、ポイント画像のシミュレーションデータからも作成できます。また、リングはFOVサイズに非常に敏感です。EHTのu-vカバレッジには、約40のマイクロアセックフリンジ間隔がありません。非常に狭いFOVと組み合わせることで、40マイクロアセックリング構造を作成しました。EHTCの結果にジェットがないこととリングが存在することは、両方ともEHTアレイの狭いFOV設定とu-vデータサンプリングバイアス効果によるアーティファクトであると結論付けます。EHTCのシミュレーションでは、入力画像モデルの再現のみが考慮され、入力ノイズモデルの再現は考慮されないため、それらの最適なパラメーターは、サンプリングバイアスの効果を高め、40マイクロアセックリング構造などのアーティファクトを生成できます。正しい画像を再現します。
| Title |
Insight-HXMT_Study_of_the_Inner_Accretion_Disk_in_the_Black_Hole_Candidate_EXO_1846--031 |
| Authors |
Xiaoqin_Ren,_Yanan_Wang,_ShuangNan_Zhang,_Roberto_Soria,_Lian_Tao,_Long_Ji,_YiJun_Yang,_JinLu_Qu,_Shu_Zhang,_Li_Ming_Song,_Mingyu_Ge,_Yue_Huang,_Xiaobo_Li,_JinYuan_Liao,_Hexin_Liu,_Ruican_Ma,_Youli_Tuo,_Pengju_Wang,_Wei_Zhang,_Dengke_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.04635 |
{\it{硬X線モジュレーション望遠鏡}}を使用して、ブラックホール候補EXO1846$-$031の2019年の爆発時のスペクトル進化を、1〜150keVの帯域で研究します。連続スペクトルは、ハード、中間、およびソフト状態で、吸収されたディスク黒体とカットオフべき乗則を使用して適切にモデル化されています。さらに、ハード中間状態で$\approx$6.6keVのFe輝線を検出します。ソフト中間状態とソフト状態の間、フィットした内側のディスク半径はほぼ一定のままです。最内安定円軌道（ISCO）に落ち着いたことをお勧めします。ただし、ハードとハードの中間状態では、フィットのコロナによるディスク光子の一部のコンプトン散乱を考慮した後でも、見かけの内半径は非物理的に小さかった（ISCOよりも小さかった）。これは、バースト進化の初期段階での高い硬化係数$f_{\rmcol}\approx2.0-2.7$の結果であり、安定したディスクに適した標準値1.7をはるかに上回っていると主張します。内側のディスク半径は、すでにロー/ハード状態にあるISCOに近いことをお勧めします。さらに、比較的硬い状態でのこの高い硬化係数の値は、おそらくディスクへの冠状照射の追加の照射によって引き起こされることを提案します。さらに、もっともらしいブラックホールの質量と距離の範囲にわたって、連続体フィッティング法を使用してスピンパラメータを推定します。結果を反射フィッティング法で測定されたスピンと比較すると、2つの結果の不一致は、$f_{\rmcol}$の選択の違いが部分的に原因であることがわかります。
| Title |
Time_Dependent_Photoionization_Modeling_of_Warm_Absorbers_in_Active_Galactic_Nuclei |
| Authors |
Dev_R_Sadaula,_Manuel_A_Bautista,_Javier_A_Garcia,_Timothy_R_Kallman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.04708 |
暖かい吸収体スペクトルには、多くの活動銀河核（AGN）からのX線およびUVスペクトルに見られる結合結合および結合自由吸収の特徴が含まれています。これらの特徴の幅と重心エネルギーは、それらが流出するガスで発生することを示しており、流出はホスト銀河内のガスに影響を与える可能性があります。したがって、ウォームアブソーバーの質量とエネルギー収支は非常に重要です。これらの特性の推定値は、吸収特性の観測された強度を、吸収ガスの密度、組成、およびイオン化状態と結び付けるモデルに依存します。このようなモデルは、ガスのイオン化と加熱が主に中央のブラックホール近くの強い連続体から来ると想定しています。彼らはまた、さまざまな加熱、冷却、イオン化、および再結合プロセスが時間的に安定したバランスにあると想定しています。この仮定は、照明の連続体の固有の時間変動、またはクラウド環境を変更する他の要因のために、有効でない場合があります。この論文は、変化する連続体照明に応答した暖かい吸収体ガス雲のイオン化、温度、および放射場の時間依存性に従う暖かい吸収体のモデルを提示します。時間変動の影響はパラメータ値の範囲で重要であり、時間依存モデルは重要な点で平衡モデルとは異なり、これらの影響は温かい吸収体の流出の特性を導き出すモデルに含める必要があることを示します。
フラットスペクトル無線クエーサーPKS0346-27の多周波変動研究
2019年1月から2021年12月までの期間（MJD58484-59575）のBlazarPKS0346-27の多波長時間およびスペクトル研究を発表しました。Fermi-LAT（ガンマ線）、Swift-XRT（X線）、Swift-UVOT（紫外線）によって収集されたデータを分析しました。フレアエピソードは、ガンマ線光度曲線を分析することによって識別されます。フレアは、多項式フィットを使用してフィットされます。最も明るいフレア活動中の時間の時間スケールで急速な変動が見られました。これは、放出領域が非常にコンパクトであることを意味します。広帯域放射メカニズムは、レプトン放射メカニズムを使用して同時多波長帯スペクトルエネルギー分布（SED）をモデル化することによって研究されました。光学UVとX線のデータはシンクロトロン放射光によって説明できることがわかりました。ただし、高エネルギーピークは、BLRやDTではなく、ディスクフォトンの外部コンプトンに最適です。私たちのモデリングはまた、フレア1とフレア5は、異なるプロセスによって引き起こされる可能性があるフレア2と3よりもジェットパワーが高いことを示唆しています。また、すべてのフレアが異なる状況で生成されることも示唆しています。ガンマ線光硬化の自己相関が行われ、光源が重力レンズである可能性があると結論付けられました。また、このソースのパワースペクトル密度を生成しました。べき乗則は、勾配2.15+/-0.87で最適にフィットするようであり、このソースの変動が確率過程によって支配されていることを示しています。このソースは、より低いエネルギー（数十GeV）でのよりハードなスペクトルのために、今後のCTAの有望なターゲットになる可能性があります。
カシオペア座Aの南東部における逆エジェクタ層のX線研究
コア崩壊超新星の中心的な強力な活動は、多次元シミュレーションに基づく超新星爆発の間に、FeおよびSi/Oに富む噴出物の転覆を生み出すことを期待しています。超新星残骸カシオペアAのX線観測は、Feに富む噴出物が南東部のSiに富む物質の外側にあることを示しており、これは噴出物の反転に関する仮説と一致している。チャンドラX線天文台で取得したデータを使用して、逆エジェクタ層の運動学的および元素合成特性を詳細に調査し、その形成プロセスを理解します。FeおよびSi/Oに富む噴出物の三次元速度は、それぞれ$>$4,500kms$^{-1}$および$\sim$2,000--3,000kms$^{-1}$として取得されます。固有運動と視線速度を組み合わせることで、爆発の初期段階から、Si/Oに富む噴出物の速度がFeに富む噴出物の速度よりも遅いことを示しています。燃焼レジームを制約するために、Cr/Feの質量比は最も外側のFeが豊富な領域で$0.51_{-0.10}^{+0.11}$％、で$1.24^{+0.19}_{-0.20}$％と評価されます。内側のFe/Siに富む領域は、完全なSi燃焼層が不完全なSi燃焼層に対して逆に配置されていることを示唆しています。すべての結果は、残骸の進化の初期段階またはカシオペアAの超新星爆発の間に噴出物が転覆したことを裏付けています。
S2の軌道と運動学のケック観測による超軽量ボソン暗黒物質の抑制
| Title |
Constraining_ultralight_bosonic_dark_matter_with_Keck_observations_of_S2's_orbit_and_kinematics |
| Authors |
Guan-Wen_Yuan,_Zhao-Qiang_Shen,_Yue-Lin_Sming_Tsai,_Qiang_Yuan,_Yi-Zhong_Fan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.04970 |
超軽量のスカラー暗黒物質は、銀河中心の超大質量ブラックホール（SMBH）を取り巻く雲を形成できると期待されています。SMBHの周りの運動星団の観測の精度が上がるにつれて、その重力摂動や通常の物質との直接結合を含む、そのような暗黒物質雲からの小さな影響が検出される可能性があります。この作業では、いて座A*の周りのS2星の正確な軌道測定を使用して、スカラー雲の可能な証拠を検索します。スカラー雲の拡張質量分布と、ヒッグス-ポータルまたは光子-ポータル相互作用を介した追加の結合を同時に考慮して、1次のポストニュートン方程式を解きます。S2星の位置天文および分光データは、いて座A*の点状の質量のシナリオとよく一致していることがわかります。したがって、拡張質量の上限と新しい相互作用の結合を導き出します。スカラー雲のヒッグス結合と拡張質量の限界は、$3.2\times10^{-19}$eVと$1.6\times10^{-18}$eVの間のスカラー質量ウィンドウで最も厳しいものです。
マグネターSGRJ1935+2154の2020年X線爆発の最初の7か月
| Title |
The_first_7_months_of_the_2020_X-ray_outburst_of_the_magnetar_SGR_J1935+2154 |
| Authors |
Alice_Borghese,_Francesco_Coti_Zelati,_Gian_Luca_Israel,_Maura_Pilia,_Marta_Burgay,_Matteo_Trudu,_Silvia_Zane,_Roberto_Turolla,_Nanda_Rea,_Paolo_Esposito,_Sandro_Mereghetti,_Andrea_Tiengo,_Andrea_Possenti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.04983 |
マグネターSGRJ1935+2154は、2020年4月27日から28日にかけて、数百のX線バーストの森と持続フラックスの大幅な増強が検出されたときに新しい活発なエピソードを経験しました。マグネターが少なくとも一群の高速電波バーストに電力を供給できることを示す、高速電波バーストと同様の特性と対応するX線を備えた電波バーストがこのソースから初めて観測されました。この論文では、Chandra、XMM-Newton、NuSTAR、Swift、NICERによる長期モニタリングキャンペーンに基づいて、SGRJ1935+2154のX線スペクトルとタイミング特性について報告します。爆発の開始。広帯域スペクトルは、キャンペーン全体で最大20〜25keVに及ぶ非熱べき乗則成分（光子指数〜1.2）と、爆発ピークの〜1.5keVから爆発ピークの〜0.45keVに温度が低下する黒体成分を示しました。次の月。光度の減衰は、爆発の初期段階での速い減衰（〜1d）とそれに続く遅い減少（〜30d）を反映して、2つの指数関数の合計によって十分に説明されることがわかりました。ソースは、爆発の開始から約80日後に静止状態に達し、爆発中に約6e40ergのエネルギーを放出しました。XMM-NewtonデータセットでX線の脈動を検出し、この作業で得られたスピン周期の測定値と同じアクティブ期間中に以前に報告された3つの値を使用して、平均スピンダウン率を約3.5e-11s/sと導きました。さらに、サルデーニャ電波望遠鏡で行われた同時電波観測について報告します。周期的または単一パルスの無線放射の証拠は見つかりませんでした。
急速冷却シンクロトロン放射からの1分間の合併駆動ガンマ線バースト
| Title |
A_minute-long_merger-driven_gamma-ray_burst_from_fast-cooling_synchrotron_emission |
| Authors |
B._P._Gompertz,_M._E._Ravasio,_M._Nicholl,_A._J._Levan,_B._D._Metzger,_S._R._Oates,_G._P._Lamb,_W._Fong,_D._B._Malesani,_J._C._Rastinejad,_N._R._Tanvir,_P._A._Evans,_P._G._Jonker,_K._L._Page_and_A._Pe'er |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05008 |
ガンマ線バースト（GRB）は、宇宙の時間を通して、空を横切って等方的に見られる高エネルギー放出の激しいエピソードです。何十年もの間、それらは「長い」期間と「短い」期間のバーストに大きく分けられ、それぞれ2秒以上または2秒未満続きましたが、この二分法が不完全であることが数年前から明らかでした。分割は、GRBを生成することが知られている2つの前駆体チャネルに直接マッピングされません-コンパクトオブジェクトのマージ（merger-GRB）または巨大な星の崩壊（collapsar-GRB）。特に、合併人口（通常は短期間の）には、短くてハードな$<$2sのスパイクと、それに続く長くてソフトな拡張エミッション（EE）を伴うバーストも含まれます。超新星の検出が崩壊の起源を示す明らかな短いバーストの例もありました。キロノバ（中性子星合体で作られた重い元素の放射性グロー）の最近の発見は、50年代のGRB211211Aでこの状況をさらに複雑にし、合体が複雑で長寿命の光度曲線を持つGRBを駆動できることを示しています。と時間的特性は、崩壊星の人口と一致しています。ここでは、GRB211211Aに関連する高エネルギー放出の詳細な分析を示します。急速に進化するスペクトルは、ピーク周波数と冷却周波数の両方が$\gamma$線バンドを通過してX線に到達する、純粋なシンクロトロン放射によって適合できることを示しています。このようなスペクトルの進化が合併GRBで実証されたのはこれが初めてであり、それが遅い時間に拡張放出シグネチャを駆動することを示しています。集団全体でのこれらの署名の顕著な一貫性は、GRB211211Aが、合併から長期間のGRBを識別するための統一された青写真を提供し、前駆体タイプの強力な診断への道を開く可能性があることを示唆しています。
GRB 211211A：強磁場環境下での長時間の中央エンジン
最近、キロノバ関連のガンマ線バースト（GRB211211A）が大きな注目を集めており、その光度曲線は、前駆体（$\sim0.2$s）、ハードスパイキーエミッション（$\sim10$s）、およびソフトロングで構成されています。拡張放出（$\sim40$s）。キロノバ協会はその合併の起源を証明することができましたが、前駆体の検出は、合併に関与している少なくとも1つの高度に磁化されたNSを推測します。この場合、強い磁束$\Phi$がGRB211211Aの中央エンジンを取り囲むと予想されます。ここで、$\Phi$が十分に大きい場合、降着の流れを最も内側の安定した半径から遠く離れて停止できることをお勧めします。これにより、降着プロセスの寿命が大幅に延長され、GRB期間も長くなります。たとえば、中央のBHが強い磁束$\Phi\sim10^{29}\rmcm^2G$に囲まれている限り、$\dot{M}_{\の降着流があることを示します。rmini}\simeq0.1M_\odots^{-1}$は、重力半径の40倍で停止し、$\sim$10sの順序でブラックホールにゆっくりと移動する可能性があります。これは、ハードスパイキー放出の持続時間を自然に説明します。ディスク質量の大部分がBHに降着した後、流入速度が低下するため、磁場と降着電流の新しいバランスがさらに半径で再構築されると、長くてソフトな拡張放出が予想されます。私たちの結果はさらに、GRB211211Aの特別な振る舞いが主にその前駆星の強い磁場によるものであることを支持しています。GRB211211Aのようなイベントのマルチメッセンジャー検出（場合によっては、放出が延長されていない典型的なLGRBになりすます）は、それらの前駆体システムを診断し、高磁場NSを含むコンパクトなバイナリマージのイベントをよりよく研究するのに役立ちます。
ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡での暗黒物質の捕獲と検出可能性からの古い中性子星のかすかな光
| Title |
Faint_light_of_old_neutron_stars_from_dark_matter_capture_and_detectability_at_the_James_Webb_Space_Telescope |
| Authors |
Shiuli_Chatterjee,_Raghuveer_Garani,_Rajeev_Kumar_Jain,_Brijesh_Kanodia,_M._S._N._Kumar,_and_Sudhir_K._Vempati |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05048 |
$>10^9$年の中性子星（NS）は、熱エネルギーと回転エネルギーを使い果たし、$\mathcal{O}（100）$K未満の温度に冷却されます。このようなNSによる粒子暗黒物質（DM）の降着は、熱を発生する可能性があります。それらは、速度論的および消滅プロセスを通じて上昇します。これにより、最良のシナリオでは、NS表面温度が最大$\sim2600$Kに上昇します。最大降着率は、DMの周囲密度と速度分散、およびNSの状態方程式とそれらの速度分布に依存します。これらの変数をスキャンすると、実効表面温度は最大で$\sim40\％$変動することがわかります。ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）によって潜在的に検出可能な範囲の大きさの近赤外波長でのそのような暖かいNSピークの黒体スペクトル。JWST露出時間計算機を使用して、10pcの距離にある表面温度$\gtrsim2400$KのNSが、SNR$\gtrsim10$のNIRCAM機器のF150W2（F322W2）フィルターを介して検出できることを示します。5）暴露時間の24時間以内。
pyspeckit：分光分析およびプロットパッケージ
| Title |
pyspeckit:_A_spectroscopic_analysis_and_plotting_package |
| Authors |
Adam_Ginsburg,_Vlas_Sokolov,_Miguel_de_Val-Borro,_Erik_Rosolowsky,_Jaime_E._Pineda,_Brigitta_M._Sip\H{o}cz,_Jonathan_D._Henshaw |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.04987 |
pyspeckitは、Pythonでの分光分析用のツールキットおよびライブラリです。pyspeckitパッケージについて説明し、IRAFで歴史的に広く使用されているsplot関数に似た、モデルをデータにインタラクティブに適合させるなど、その機能の一部を強調します。pyspeckitは、mpfitおよびlmfitの実装を介してLevenberg-Marquardt最適化手法を採用しており、エラー推定に関する重要な仮定をここで説明します。オプティマイザーとしてpymcとemceeを使用するラッパーが提供されています。スペクトルキューブに線を合わせるための並列化されたラッパーが含まれています。アストロピー関連パッケージエコシステムの一部として、pyspeckitはオープンソースでオープンな開発であり、コミュニティからのインプットとコラボレーションを歓迎します。
雲南省姚安にある南極観測望遠鏡3-3のパイプライン
| Title |
Pipeline_for_Antarctic_Survey_Telescope_3-3_in_Yaoan,_Yunnan |
| Authors |
Tianrui_Sun,_Lei_Hu,_Songbo_Zhang,_Xiaoyan_Li,_Kelai_Meng,_Xuefeng_Wu,_Lifan_Wang,_A._J._Castro-Tirado |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05063 |
AST3-3は、南極のドームAに配備される一時的な調査のための、南極調査望遠鏡（AST3）の3番目のロボット施設です。現在のパンデミックのため、望遠鏡は現在、中国の姚安観測所に配備されており、試運転観測と一時的な調査を開始しています。この論文は、AST3-3観測のための完全自動データ処理システムを提示します。過渡検出パイプラインは、GPUデバイス用に最適化された最先端の画像減算技術を使用します。画像の縮小と過渡測光は、並行タスク方式によって加速されます。私たちのPythonベースのシステムは、リアルタイムで正確な方法で広視野データからの一時的な検出を可能にします。ResNetベースの回転不変ニューラルネットワークを使用して、一時的な候補を分類しました。その結果、システムはトランジェントとその光度曲線の自動生成を可能にします。
潜在的な超大光度X線源としてのBe型高質量X線連星の特性と進化
一部の超大光度X線源（ULX）はX線パルスを示し、それらの中心源は中性子星であると考えられています。また、一部はBeタイプのドナーによる一時的な発生源であることが示唆されています。この研究では、Be型高質量X線連星（BeHMXB）の質量降着モデルを使用して、BeHMXBによって引き起こされる巨大なX線バーストがエディントン光度を超える条件を推定します。さらに、バイナリ進化中にエディントン光度を超えるバーストを伴う一時的なULXとしてBeHMXBを観察できる期間を調査します。結果は、BeHMXBが約1Myrの一般的な期間のULXである可能性があることを示しています。近くで観察されたBeHMXBとの比較は、多くのバイナリシステムが進化の過程でULXになる可能性があることを示しています。特に、BeHMXBシステムは、Beドナーが軌道面に位置合わせされた高密度のデクリテーションディスクを持っている場合、ULXになる傾向があります。BeHMXBは非常に一般的なオブジェクトであり、それらのかなりの数がULXになる可能性があるため、観測されたULXのかなりの部分が進化したBeHMXBで構成されている可能性があると結論付けます。
ROTFITで分析された中解像度LAMOSTスペクトルに基づくKeplerターゲットの特性評価
| Title |
Characterization_of_Kepler_targets_based_on_medium-resolution_LAMOST_spectra_analyzed_with_ROTFIT |
| Authors |
A._Frasca,_J._Molenda-Zakowicz,_J._Alonso-Santiago,_G._Catanzaro,_P._De_Cat,_J._N._Fu,_W._Zong,_J._X._Wang,_T._Cang_and_J._T._Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.04757 |
この作業では、恒星のパラメータ、活動レベル、リチウム大気含有量、および二値性を決定することを目的として、ケプラーフィールドにおける後期型星の16,300の中解像度LAMOSTスペクトルの分析結果を示します。これらのスペクトル用に特別に開発されたコードROTFITのバージョンを使用しました。大気パラメータ（Teff、log（g）、[Fe/H]）、視線速度（RV）、および予測回転速度（vsini）のカタログを提供します。クールな星（Teff<6500K）の場合、彩層活動と進化段階の重要な指標であるH-alphaとLiI-6708の等価幅も計算しました。7443個の星の14,300個のスペクトルのRVと大気のパラメータを導き出しました。結果の品質管理には文献データを使用しました。Teffとlog（g）の値は、文献とよく一致しています。[Fe/H]の値は、金属の少ない星では過大評価されているようです。ROTFITで導出した[Fe/H]値を補正する関係を提案します。二重線の連星、可変RVの星、リチウムが豊富な巨星、輝線オブジェクトを特定することができました。Hα線フラックスに基づいて、327個のアクティブな星が見つかりました。LiI-6708線を検出し、主系列星の巨星と星の両方である1657個の星の等価幅を測定しました。後者に関しては、大気中のリチウムの存在量といくつかの散開星団の上部エンベロープに基づいて、個別の年齢分類を実行しました。巨人の中には、Liが豊富な195個の星が見つかり、そのうち161個がここで初めて報告されました。恒星の自転とリチウムの存在量の間に関係は見られません。これにより、サンプル内のLiの濃縮の主な説明として合併シナリオを除外することができます。Liが豊富な巨人の割合は約4％で、予想よりも高くなっています。
S型共生星における恒星風降着からの非対称降着円盤の形成
| Title |
Formation_of_the_Asymmetric_Accretion_Disk_from_Stellar_Wind_Accretion_in_an_S-type_Symbiotic_Star |
| Authors |
Young-Min_Lee,_Hyosun_Kim,_and_Hee-Won_Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.04758 |
〜AGドラコニスを標的とする典型的なS型共生星の降着過程は、FLASHコードを使用した3D流体力学シミュレーションによって調査されます。巨星の風速に関係なく、白色矮星を取り巻く降着円盤は常に形成されます。白色矮星の軌道速度よりも速い風モデルでは、ディスクサイズと降着率はBondi-Hoyle-Lyttleton（BHL）条件下での予測と一致しています。風の遅いモデルでは、BHLの予測とは異なり、ディスクサイズは大きくならず、降着率はかなり高いレベルに増加し、巨星の質量損失率の最大$>20\％$になります。私たちの基準モデルの降着円盤は、半径0.16〜au、スケールハイト0.03auのフレア円盤が特徴です。$\sim5\times10^{-8}M_\odot$のディスク質量は、密度のピークが巨星に向かって非対称に分布しており、ディスクの最小密度よりも約$50\％$高くなっています。2つの流入するらせん状の特徴が明確に識別され、ディスクの方位角非対称性との関連性が指摘されています。降着円盤内の流れは、ケプレリアン速度の約$90\％$のサブケプレリアンであることがわかります。これは、6825{\AA}でのラマン散乱OVI特徴の分光法からOVI放出領域を過大評価する警告を示しています。および7082{\AA}。
四肢の後ろの太陽フレアにおけるFermi-LATにおけるEUV冠状波とイオン加速の結合
| Title |
The_coupling_of_an_EUV_coronal_wave_and_ion_acceleration_in_a_Fermi-LAT_behind-the-limb_solar_flare |
| Authors |
Melissa_Pesce-Rollins,_Nicola_Omodei,_Sam_Krucker,_Niccol`o_Di_Lalla,_Wen_Wang,_Andrea_F._Battaglia,_Alexander_Warmuth,_Astrid_M._Veronig,_and_Luca_Baldini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.04760 |
2021年7月17日の手足の後ろ（BTL）フレアのFermi-LAT観測と、ソーラーオービターに搭載されたSTIXによるこのフレアの共同検出を紹介します。地球とソーラーオービターの間の距離は05:00UTで99.2$^{\circ}$であり、STIXはフレアの正面図を見ることができました。フレアの位置は、ストーニーハーストのヘリオグラフィック座標で〜S20E140であり、これは$>$100MeVガンマ線でこれまでに検出された中で最も遠い手足の後ろのフレアになります。LAT検出は$\sim$16分間続き、ピークフラックスは$3.6\pm0.8$（10$^{-5}$）phcm$^{-2}$s$^{-1}$で、重要度$>$15$\sigma$。極紫外線（EUV）でSTEREO-AとSDOの両方から冠状波が観察され、LATの開始と同時に可視ディスクに開始しました。衝撃波の存在を示すLAT放射の開始と同時に、複雑なタイプII電波バーストがGLOSSによって観測されました。STEREO-Aによって観測された193\オングストローム\でのEUV波強度プロファイルの時間微分とLATフラックスとの関係について説明し、可視ディスクでの冠状波の出現と陽子の加速を示します。観測された$>$100MeVのガンマ線放出は結合されています。また、Fermi-LATによって検出された他の3つのBTLフレアからのデータにこの結合がどのように存在するかを報告します。これは、BTL太陽フレアのガンマ線放出を駆動する陽子と冠状波が共通の起源を共有していることを示唆しています。
ISMと星の間の相対速度が異なるO星天球のモデリング：2Dおよび3DMHDモデルの比較
| Title |
Modelling_O-star_astrospheres_with_different_relative_speeds_between_the_ISM_and_the_star:_2D_and_3D_MHD_model_comparison |
| Authors |
L._R._Baalmann,_K._Scherer,_J._Kleimann,_H._Fichtner,_D._J._Bomans,_K._Weis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.04823 |
コンテクスト。宇宙圏の最先端のシミュレーションは、3次元（3D）電磁流体力学（MHD）を使用してモデル化されています。恒星風（SW）とその周囲の星間物質（ISM）との天球相互作用は、星間流入の速度が高速磁気音速よりも速い場合にのみ、バウショックを発生させることができます。目的。ISM流入速度の違いによる天球の違いを調査し、モデリングにおける3次元の必要性を評価します。メソッド。暴走したO-star$\lambda$Cepheiのモデル天球体は、2次元と3次元の両方のMHDで、4つの異なるISM流入速度で計算されます。速い磁気音速よりも。結果。高速磁気音速よりもかなり速いISM流入速度を持つ天球の2次元（2D）モデルと3Dモデルはよく一致しています。ただし、現実的なSW磁場をモデル化できない2Dモデルでは、天球の風下の構造が揺れ動きます。流体力学的効果が磁場に対して明らかに支配的ではないモデルは非対称性を示すため、3Dアプローチが必要です。ISMの流入が遅い天球のシミュレーションの物理的な時間は、対応する星の寿命をすばやく超える可能性があります。これまで観測されていなかった構造が、亜高速3Dモデルのアストロテールの風下で発見されました。
差動回転する星の黒点による光度変化の解析モデル
| Title |
Analytic_model_for_photometric_variation_due_to_starspots_on_a_differentially_rotating_star |
| Authors |
Yasushi_Suto,_Shin_Sasaki,_Yuta_Nakagawa,_and_Othman_Benomar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.04836 |
差動回転する表面上に非進化の恒星黒点を持つ星の光度曲線の変化の分析モデルを提示します。自転周期の高調波のフーリエ係数は、スポットの緯度$\ell_{s}$と、観察者の視線方向$\ell_{o}$（周縁減光を含む）で表されます。暗くする効果。モデルに応じてマルチスポットのさまざまな実現を生成し、結果の光度曲線変調の模擬観測を実行します。ピリオドグラム分析から、スポットの特性と差動回転則のパラメータをどの程度回復できるかについて説明します。私たちの分析モデルは、恒星表面上のスポットの進化（動的運動、生成、消滅）を無視していますが、特に既存のケプラーデータと将来の宇宙生まれのミッションから、星の光度変化を解釈するための基本的なフレームワークを提供します。また、さまざまな天体の回転によって引き起こされる測光変調にも適用できます。
2017年9月10日の太陽フレアの初期の衝撃段階における電子の加速と輸送のモデリング
| Title |
Modeling_Electron_Acceleration_and_Transport_in_the_Early_Impulsive_Phase_of_the_2017_September_10_Solar_Flare |
| Authors |
Xiaocan_Li,_Fan_Guo,_Bin_Chen,_Chengcai_Shen,_Lindsay_Glesener |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.04946 |
2017年9月10日のX8.2クラスの四肢フレアは、標準的なフレアモデルとの類似性が高く、複数の宇宙船や地上観測による広い範囲をカバーしているため、最もよく研究されている太陽フレアイベントの1つです。これらの多波長観測は、電子の加速と輸送が再結合とフレアループトップ領域で効率的であることを示しています。ただし、多面的な観察を説明および解釈するための包括的なモデルがありません。この作業では、このフレアの初期の衝撃段階での電子の加速と輸送をモデル化します。MHDシミュレーションによってモデル化された大規模フレア領域での磁気リコネクション中の一次加速メカニズムを含むパーカー輸送方程式を解きます。マイクロ波で示された観測と同様に、電子は数MeVまで加速され、再結合領域の大部分を埋めることがわかります。ループトップ領域の電子の空間分布とスペクトル形状は、マグネティック島が大きくなり加速を支配する前に、マイクロ波と硬X線の放出から得られたものとよく一致しています。電子マップを使用した将来の放出モデリングにより、マイクロ波および硬X線観測との直接比較が可能になります。これらの結果は、データに制約のある現実的なフレアジオメトリ内の太陽フレアの広い領域での電子の加速と輸送に新たな光を当てています。
はくちょう座16星系の恒星の核物理学について：星震学を用いた中心水素存在量の抑制
| Title |
On_the_stellar_core_physics_of_the_16_Cyg_binary_system:_constraining_the_central_hydrogen_abundance_using_asteroseismology |
| Authors |
Benard_Nsamba,_Margarida_S._Cunha,_Catarina_I._S._A._Rocha,_Cristiano_J._G._N._Pereira,_M\'ario_J._P._F._G._Monteiro,_Tiago_L._Campante |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.04972 |
NASAのケプラー望遠鏡などの宇宙ミッションによって利用可能になった太陽型星の星震学データの前例のない品質は、恒星の内部構造を探索することを可能にしています。これは、恒星の核の特性（コアのサイズ、存在量、物理学など）を制約する可能性を提供し、推定される恒星の年齢の精度を向上させる道を開きます。星震学研究のベンチマーク星として16個のCygAとBを採用し、フォワードモデリング手法から返された許容可能な恒星モデルのサンプルから、各星のコアをよりよく表すものまで選択することを目的とした新しいアプローチを提示します。。これは、各星について観測された周波数比の特定の特性を、許容可能な恒星モデルから導出されたものと比較することによって達成されます。このようにして、コア内の水素の質量分率をさらに抑制し、星の正確な進化の状態と年齢を確立できることを示します。導出されたコア水素質量分率の範囲は、16CygAおよびBでそれぞれ[0.01-0.06]および[0.12-0.19]であり、星が同年代であることを考慮すると、年齢および金属質量分率パラメーターは領域にまたがっています[6.4-7.4]それぞれGyrと[0.023-0.026]。さらに、私たちの調査結果は、16Cygバイナリシステムをフォワードモデリングするときに、単一のヘリウムと重元素の濃縮比（$\DeltaY/\DeltaZ$）を使用すると、許容可能なモデルのサンプルが得られる可能性があることを示しています。観測された周波数比に同時に適合しないため、星のヘリウム含有量の定義に対するそのようなアプローチは、個々の星の研究では適切でない可能性があることをさらに強調します。
活性領域の冠状血漿組成を決定するものは何ですか？
| Title |
What_determines_active_region_coronal_plasma_composition? |
| Authors |
Teodora_Mihailescu,_Deborah_Baker,_Lucie_M._Green,_Lidia_van_Driel-Gesztelyi,_David_M._Long,_David_H._Brooks,_Andy_S._H._To |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05027 |
太陽コロナの化学組成は太陽光球の化学組成とは異なり、最も強い変動が活動領域（AR）で観察されます。ひので極紫外線（EUV）イメージング分光計（EIS）からのデータを使用して、さまざまな年齢と磁束含有量の28のARにおける最初のイオン化ポテンシャル（FIP）バイアスで表される冠状元素組成の調査を提示します。それらの進化のさまざまな段階。ARのFIPバイアスとその総符号なし磁束または経過時間との間に相関関係は見つかりません。ただし、FIPバイアスの進化段階への依存性は弱く、スポットのあるARの1.9-2.2から減衰段階のより進んだ段階にあるARの1.5-1.6に減少します。FIPバイアスは、平均磁束密度が200Gまで増加する傾向を示していますが、この傾向はそれ以上の値では継続しません。AR内のFIPバイアス分布の広がりは0.4から1の間です。最大の広がりは、非常に分散したARで観察されます。これは、フィラメントチャネルの形成に関連するプロセスを含む、これらのARで発生する一連の物理的プロセスに起因すると考えられます。これらの発見は、いくつかの一般的な傾向を観察することができますが、ARの構成に影響を与えるプロセスは複雑であり、その進化、磁気構成、または環境に固有であることを示しています。ARにおけるFIPバイアス値の広がりは、遅い太陽風で以前にその場で観測されたものとほぼ一致していることを示しています。
サブチャンドラセカールIa型超新星の可能な前駆体としての分光学的四重極
| Title |
A_spectroscopic_quadruple_as_a_possible_progenitor_of_sub-Chandrasekhar_Type_Ia_supernovae |
| Authors |
T._Merle,_A._S._Hamers,_S._Van_Eck,_A._Jorissen,_M._Van_der_Swaelmen,_K._Pollard,_R._Smiljanic,_D._Pourbaix,_T._Zwitter,_G._Traven,_G._Gilmore,_S._Randich,_A._Gonneau,_A._Hourihane,_G._Sacco_and_C._C._Worley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05045 |
バイナリは、Ia型超新星（SNIa）爆発の可能性のある前駆体として多くの注目を集めていますが、タイトなトリプルまたはクワッドシステムでの長期的な重力効果もSNIaの生成に重要な役割を果たす可能性があります。ここでは、星団内で見つかった分光四重極（SB4）の特性について報告します：2+2階層システムHD74438。散開星団IC2391のメンバーシップにより、これまでに発見された中で最年少（43My）のSB4になります。散開星団の周期が最も短い四重星団。6年の外側の周期の離心率は0.46であり、周期が20.5dと4.4dの2つの内側の軌道、および0.36と0.15の離心率は同一平面上にありません。地上ベースの高分解能分光法とガイア/ヒッパルコス位置天文学の革新的な組み合わせを使用して、このシステムが、そのコンポーネントのスペクトルタイプで予想されるよりも高い内部軌道の1つの離心率をポンプでくみ上げた可能性のある経年相互作用を受けていることを示します。HD74438の将来の進化を計算し、このシステムが白色矮星（WD）の合併を通じてサブチャンドラセカールSNIaの優れた候補前駆体であることを示します。この特定のタイプのSNIaの寄与を考慮に入れると、チャンドラセカール質量SNIaの近くだけを考慮するよりも、銀河の鉄ピーク元素の化学的進化をよりよく説明できます。
MPI-AMRVACでの2流体の実装、太陽彩層でのアプリケーション
| Title |
Two-fluid_implementation_in_MPI-AMRVAC,_with_applications_in_the_solar_chromosphere |
| Authors |
B._Popescu_Braileanu,_R._Keppens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.05049 |
彩層は、太陽大気の部分的にイオン化された層であり、ガスがほぼ中性である光球と完全にイオン化されたコロナの間の遷移です。彩層の上部で中性粒子と荷電粒子間の衝突結合が減少するにつれて、流体力学的タイムスケールが衝突タイムスケールに匹敵するようになる可能性があり、2流体モデルが必要になります。この論文では、衝突によって結合された電荷とニュートラルを同時に進化させる二流体モデルの実装と検証について説明します。2流体方程式は、完全にオープンソースのMPI-AMRVACコードで実装されます。帯電粒子と中性粒子の衝突が非常に頻繁に発生する光球と太陽大気の下部では、安定性のために時間ステップが衝突頻度の逆数に比例する必要があるため、明示的な時間進行は制限が厳しすぎます。これは、明示的暗黙的（IMEX）スキームを使用して暗黙的に衝突項を評価することによって克服されます。提示されたケースは非常に異なる衝突レジームをカバーしており、私たちの結果は関連する文献の発見と完全に一致しています。衝突の時間と長さのスケールが太陽彩層で通常考えられる流体力学的スケールよりも小さい場合、中性流体と帯電流体に見られる密度構造は類似しており、帯電と中性の間の弾性衝突の影響は拡散係数に類似しています。そうでなければ、密度構造が異なり、2つの種の間の速度のデカップリングが増加します。IMEXスキームを使用すると、強力な衝突領域での完全に明示的な実装の小さなタイムステップの制約を効率的に回避できます。アダプティブメッシュリファインメント（AMR）は、同じ有効解像度での均一なグリッド実行と比較して、計算コストを大幅に削減します。
非最小結合によるマルチフィールドインフレーションからの原始ブラックホール
| Title |
Primordial_Black_Holes_from_Multifield_Inflation_with_Nonminimal_Couplings |
| Authors |
Sarah_Geller,_Wenzer_Qin,_Evan_McDonough,_and_David_I._Kaiser |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.04471 |
原始ブラックホール（PBH）は、暗黒物質を説明するための刺激的な見通しを提供します。この論文では、高エネルギー物理学からの現実的な特徴を組み込んだインフレーションモデルを検討します-複数の相互作用するスカラー場と時空Ricciスカラーへの非最小結合を含む-現在に対処するために必要な範囲の質量を持つPBHを生成する可能性があります暗黒物質の豊富さ。このようなモデルは超対称構造と一致しており、一般的な有効場の理論の考察から期待される有効作用に演算子を組み込むだけです。モデルは、超低速ロールの進化の短い段階を誘発する可能性のある小視野の特徴とともに、滑らかな大視野のプラトーを備えたポテンシャルを特徴としています。このモデルファミリー内のインフレーションダイナミクスは、原始曲率摂動のスペクトルインデックスや、スカラー摂動に対するテンソルのパワースペクトルの比率など、最近の測定値と密接に一致する観測量の予測を生成します。超スローロールインフレーションの期間に起因するPBH形成の以前の研究と同様に、暗黒物質に関連する質量範囲でPBHを生成するには、少なくとも1つの無次元パラメーターを高度に微調整する必要があることがわかります。それにもかかわらず、ここで説明するモデルは、少数の関連する自由パラメーターを使用して、かなりの数の観測可能な量の正確な予測をもたらすことがわかります。
立っている最後の複雑なWIMP
| Title |
The_last_Complex_WIMPs_standing |
| Authors |
Salvatore_Bottaro,_Dario_Buttazzo,_Marco_Costa,_Roberto_Franceschini,_Paolo_Panci,_Diego_Redigolo,_Ludovico_Vittorio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.04486 |
[arXiv：2107.09688]で開始された弱く相互作用する質量粒子（WIMP）の研究を続け、標準模型にゼロ以外の過電荷が追加された単一の複雑な電弱$n$-pletに焦点を当てます。直接検出の制約を回避するために必要な暗黒物質とその電弱ニュートラルパートナー間の最小分割により、1以下の過電荷を持つ多重項のみが許可されます。摂動ユニタリー性によって許容される最大多重項までのすべての計算可能なWIMP質量を初めて計算します。最小許容分割の場合、これらのマルチプレットのほとんどは、ハイパーチャージ1/2のダブレットを除いて、将来の大規模露光直接検出実験で完全にプローブできます。将来のミューオンコライダーが、欠落した質量、変位したトラック、および長寿命のトラック検索を組み合わせた複雑なダブレットのパラメーター空間を完全に探索する方法を示します。同じ精神で、将来のミューオンコライダーが、直接検出断面積がニュートリノ床より下にある領域で、複雑なWIMPのパラメーター空間をどのようにプローブできるかを研究します。最後に、高精度のオブザーバブルが複雑なWIMPに追加の制約を提供する方法についてコメントします。
コサイン類似性制約付きCNNを使用したプラズマ画像分類
| Title |
Plasma_Image_Classification_Using_Cosine_Similarity_Constrained_CNN |
| Authors |
Michael_J._Falato,_Bradley_T._Wolfe,_Tali_M._Natan,_Xinhua_Zhang,_Ryan_M._Marshall,_Yi_Zhou,_Paul_M._Bellan_and_Zhehui_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.04609 |
プラズマジェットは、実験室と自然界の両方で広く研究されています。ブラックホール、活動銀河核、若い恒星状天体などの天体物理学の天体は、通常、さまざまな形でプラズマジェットを放出します。天体プラズマジェットに似たプラズマジェット実験からのデータが利用できるので、そのようなデータの分類は、実験の基礎となる物理学だけでなく、天体物理ジェットの研究を調査するのに役立つ可能性があります。この作業では、深層学習を使用して、20年にわたるカリフォルニア工科大学スフェロマック実験からのすべての実験室プラズマ画像を処理します。コサイン類似性は、特徴選択に役立ち、特徴ベクトルの方向の比較を通じて画像を分類し、プラズマ画像分類のためのAlexNetのトレーニングの損失関数として使用できることがわかりました。また、バイナリおよびマルチクラス分類のための単純なベクトル方向比較アルゴリズムを開発します。私たちのアルゴリズムを使用して、不安定な列と安定した列を区別するための93％の正確な二項分類と、さまざまなレベルのキンク不安定性に対応する3つのクラスを含む小さなラベル付きデータセットの92％の正確な5方向分類を示します。
実験室プラズマにおけるアルヴェーン波パラメトリック崩壊不安定性のハイブリッドシミュレーション
| Title |
Hybrid_simulation_of_Alfv\'en_wave_parametric_decay_instability_in_a_laboratory_plasma |
| Authors |
Feiyu_Li,_Xiangrong_Fu,_Seth_Dorfman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.04649 |
大振幅のアルヴェーン波は、宇宙、天体物理学、および核融合プラズマに重要な結果をもたらす可能性のあるパラメトリック崩壊の影響を受けます。このアルヴェーン波のパラメトリック減衰の不安定性は数十年前に予測されていましたが、その観測的証拠は十分に確立されておらず、不安定性の実験室での実証と関連する数値モデリングへのかなりの関心を刺激しています。ここでは、衝突のないイオン動力学を含む、実験室プラズマ（大型プラズマ装置に基づく）におけるアルヴェーン波パラメトリック崩壊不安定性の新しいハイブリッドシミュレーションモデリングについて報告します。現実的な波の注入と波のプラズマパラメータを使用して、境界プラズマの不安定性をトリガーするために必要なしきい値アルフベン波の振幅と周波数を特定します。これらのしきい値の動作は、単純な理論的考察によって裏付けられています。有限のイオン源サイズやイオン中性衝突などの複合効果について簡単に説明します。これらのハイブリッドシミュレーションは、実験室のアルヴェーン波のダイナミクスを調査するための有望なツールであり、私たちの結果は、パラメトリック減衰の不安定性の最初の実験室でのデモンストレーションを導くのに役立つ可能性があります。
格子ボルツマンモデルを用いた二次元相対論的流体力学システムにおける乱流
格子ボルツマン流体力学計算モデラーを使用して相対論的流体システムをシミュレートし、2次元の相対論的流れの乱流を調査します。最初に、乱流の現象とその特性を2次元システムで教育学的に説明します。次に、古典的な格子ボルツマン法とその相対論的流体システムへの拡張について説明します。モデルは、k空間にランダムな攪拌力を組み込んだシステムに対してテストされ、グラフェンの現実的なサンプルに適用されます。パートI：運動量空間でランダムに生成されたゼロ平均攪拌力を備えた乱流の2次元の質量のない流体力学システムを再現する格子ボルツマン法の相対論的適応を調査します。数値定式化が評価され、生成された流れ特性が古典的な乱流の特性と比較されます。このモデルは、2次元の相対論的流体システムにおける帯電した流体の流れの定量的シミュレーションを提供することが合理的に期待できます。パートII：レイノルズ数が低い場合、単一の風力タービンの後流の風の流れは一般に乱れません。ただし、風力発電所のタービンは互いの伴流に影響を与えるため、乱流が発生する可能性があります。グラフェンの障害物の周りの質量のない電荷キャリアの流れに対するこの効果の類似物が概説されています。相対論的流体力学シミュレーションを使用して、不純物を含むサンプルの流れを分析します。サンプル中の不純物の密度に応じて、乱流の可能性のある証拠を実際に見つけ、実験結果について説明します。
インフラトンを滑らせることによるB$-$Lの起源
ゼロ宇宙定数に向けたインフラトン場の動的緩和によって引き起こされるバリオン$-$レプトン数生成のメカニズムを提案します。化学ポテンシャルの存在下でのCPT違反は必要な時間の矢を与え、散乱に違反するB$-$Lは正味の$B-L$数を生成します。提案されたメカニズムは、標準模型を超える物理学におけるCP対称性の破れの段階を必要としない。熱発生と原始ブラックホール蒸発の2つのシナリオに基づいて、レプトン数生成の時代を特定します。これにより、適切な量のバリオン非対称性が得られます。このモデルは、主要な宇宙論的難問を同時に解決します。スローロールインフレーション、遅い時間の加速、そして冷たい暗黒物質。基本的な理論的枠組みは、最近提案された共形スカラーテンソル重力であり、一般相対性理論が予測するよりも強い重力を提供します。
重力と動的真空エネルギーの効果的な理論
重力と一般相対性理論は、低エネルギーと巨視的な距離スケールでの有効場の理論（EFT）と見なされます。光または質量のない場の量子論の共形トレース異常の効果的な作用は、局所的な曲率不変量の拡大によって捉えられない光円錐の特異性を記述するため、巨視的スケールに大きな影響を及ぼします。共形異常と応力テンソルのベス・ズミノ有効作用のコンパクトな局所形式が与えられ、重力の低エネルギー有効作用に含まれるべきであると主張されている新しい光スカラーの導入が含まれます。このスカラー等角写像は、時空メトリックの等角部分に結合し、4形式のアーベルゲージフィールドの凝縮体として記述される真空エネルギーの有効値が空間と時間で変化することを可能にします。これにより、真空エネルギーのEFTは、古典理論の固定定数ラムダを、空の平坦な空間での自然基底状態値が同じようにLambda_eff=0である動的凝縮体に置き換えます。共形異常に加えて、EFTへの主な物理的入力は、QCDのキラル感受性と同様に、4型凝縮体の異常電流への結合を特徴付けるトポロジカル真空感受性とフェルミオン異常の拡張です。ねじれを含む一般的なアインシュタイン-カルタン空間。Lambda_effがブラックホールの地平線の近くで急速に変化することを可能にすることにより、動的真空エネルギーのEFTは、量子論と一致する完全な重力崩壊の最終状態として、重力凝縮星に効果的なラグランジアンフレームワークを提供します。宇宙論における動的真空暗黒エネルギーの考えられる結果、宇宙の偶然の一致の問題、および標準模型の他の微調整の問題に対する共形不変性の役割について説明します。
より重い$W$-SO（10）アクシオンモデルのストリングからのボソン、暗黒物質、および重力波
| Title |
Heavier_$W$-boson,_dark_matter_and_gravitational_waves_from_strings_in_an_SO(10)_axion_model |
| Authors |
George_Lazarides,_Rinku_Maji,_Rishav_Roshan,_Qaisar_Shafi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.04824 |
CDFコラボレーションによる$W$ボソン質量の最近の決定に触発されて、ゼロハイパーチャージを持つスカラー$SU（2）_L$トリプレットフィールドが非標準モデルのヒッグスダブレットとの混合によりVEVをゼロにします。トリプレットVEVは、W質量にかなりの貢献をします。これは、SM予測と$m_W$のより高いCDF値との間の$7\sigma$の不一致を大幅に下げるのに役立ちます。比較的軽い三重項質量（$\sim（1-50）$TeV）は、ゲージ結合の統一と観測可能な陽子崩壊と互換性があることを示します。壊れていない$Z_2$ゲージ対称性と、アクシオン磁壁の問題を解決するために必要な2つのフェルミオン$10$プレットの存在は、アクシオンと安定した中間質量の両方を意味します（$\sim10^9-10^{10}$GeV）フェルミ粒子はもっともらしい暗黒物質の候補です。また、モデルによって予測された中間スケールのトポロジー的に安定した宇宙ひもからの重力波スペクトルを表示します。
シュヴァルツシルトのようなブラックホールへの相対論的ウラソフガスの球形の定常降着を考える。ガスは無限大でMaxwell-J{\"u}ttner分布に準拠しています。粒子電流密度と降着率の式を決定し、高温と低温での質量降着率の制限式を示します。ローレンツ対称性の破れを特徴付けるパラメータは、質量降着率を低下させる可能性があります。
宇宙ベースの次世代干渉計は、ブラックホールM87*を取り巻く光子リングを構成するほぼ結合した測地線のリアプノフ指数を測定することを提案しています。これらの古典的なリアプノフ指数は、M87*などのカーブラックホールに対してホログラフィックに二重の量子ミクロ状態の熱平衡への遅い時間アプローチを説明する量子ルエ共鳴に等しいと主張します。さらに、我々は、緊急の共形対称性を含む重要な振る舞いを示す、カー上を伝播する場の位相空間における「近環領域」を特定します。これらは、（近）極値ブラックホールのよく研究されている「近水平領域」の準極値カーの類似物です。出現した共形対称性は、M87*の周りの微細光子リング下部構造と準法線重力波リングダウンの観測予測、およびカーブラックホールに対する量子ホログラフィックデュアルの提案を大きく制約します。より一般的には、カー分光法のいくつかの普遍的な特徴の特定が、天体物理学的ブラックホールのホログラフィーへのボトムアップアプローチの有用な出発点となることを願っています。
