弱い重力レンズ効果IIに対する点像分布関数のより高いモーメント誤差の影響：包括的な研究
| Title |
Impact_of_Point_Spread_Function_Higher_Moments_Error_on_Weak_Gravitational_Lensing_II:_A_Comprehensive_Study |
| Authors |
Tianqing_Zhang,_Husni_Almoubayyed,_Rachel_Mandelbaum,_Joshua_E._Meyers,_Mike_Jarvis,_Arun_Kannawadi,_Morgan_A._Schmitz,_Axel_Guinot,_The_LSST_Dark_Energy_Science_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.07892 |
弱い重力レンズ効果または弱いレンズ効果は、暗黒物質および暗黒エネルギー科学の最も強力なプローブの1つですが、\edit{統計誤差が小さくなる}につれて、体系的な不確実性を制御する上でますます困難に直面しています。弱いレンズ効果の測定で系統的な誤差を回避するために、点像分布関数（PSF）を正確にモデル化する必要があります。PSFモデルの2次モーメントの誤差によって引き起こされる弱いレンズ効果のバイアス、つまりそのサイズと形状は、十分に研究されています。ただし、張ら。（2021）は、PSFのより高い瞬間のエラーも、今後の弱いレンズ効果の調査のための体系的な重要な情報源である可能性があることを示しました。したがって、この作業の目標は、PSFモーメントのモデリング品質を$3^{\text{rd}}$から$6^{\text{th}}$の順序で包括的に調査し、それらが宇宙パラメータの推論に与える影響を推定することです。。HSC調査データセットの\textsc{PSFEx}高モーメントモデリングエラーを弱いレンズ効果の\edit{せん断-せん断相関関数}とその宇宙解析に伝播します。PSFのより高いモーメントのエラーに関連する全体的な乗法せん断バイアスが、LSSTY10の宇宙パラメータに$\sim0.1\sigma$シフトを引き起こす可能性があることがわかりました。PSFのより高いモーメント誤差はまた、弱いレンズ効果のせん断に付加的なバイアスを引き起こします。これは、宇宙論的パラメーター分析で考慮されない場合、LSSTY10の$1\sigma$不確実性に匹敵する宇宙論的パラメーターバイアスを引き起こす可能性があります。\textsc{PSFEx}モデルをフルFOV（\textsc{Piff}）のPSFと比較し、PSFのより高いモーメントのモデリングで同様のパフォーマンスを見つけます。弱いレンズ効果分析でこれらの効果を明示的にモデル化する必要を回避するために、将来のPSFモデルのPSFより高いモーメント誤差を現在の方法のものから減らす必要があると結論付けます。
機械学習で拡張された確率場シミュレーションからの高速で現実的な大規模構造
| Title |
Fast_and_realistic_large-scale_structure_from_machine-learning-augmented_random_field_simulations |
| Authors |
Davide_Piras,_Benjamin_Joachimi,_Francisco_Villaescusa-Navarro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.07898 |
宇宙の暗黒物質分布の何千ものシミュレーションを精度を上げて作成することは、現在および今後の宇宙論的調査の活用を促進するための挑戦的ですが重要なタスクです。完全な$N$-bodyシミュレーションの多くの安価な代替品が提案されていますが、それらはより小さな非線形スケールの統計を再現できないことがよくあります。これらの選択肢の中で、一般的な近似は対数正規分布で表されます。これには独自の制限もありますが、高解像度の密度フィールドでも非常に高速に計算できます。この作業では、機械学習モデルをトレーニングして、投影された対数法線暗黒物質密度フィールドを、完全な$N$体シミュレーションから得られたより現実的な暗黒物質マップに変換します。フーリエ位相の情報を利用して、トレーニングデータとして使用する、対数正規マップとシミュレートされたマップの相関性の高いペアを生成するために従う手順について詳しく説明します。さまざまなフィールド解像度、赤方偏移、宇宙論的パラメーターを使用してさまざまな統計的検定を比較し、その堅牢性を証明し、現在の制限を説明するモデルのパフォーマンスを示します。拡張された対数正規確率場は、波数$1\h\\rm{Mpc}^{-1}$までのパワースペクトルを再現し、バイスペクトルとピークカウントは基準ターゲットの10％以内、常にエラーバー内にあります。シミュレーション。最後に、提案されたモデルを既存のツールと統合して、対数正規近似を超えて、弱いレンズ効果分析のためのより正確な球面確率場を生成する方法について説明します。
費用のかかる可能性のあるパラメータ推論へのシミュレーテッドアニーリングアプローチ
可能性$\mathcal{L}$（つまり、固定モデル構成でデータを観測する確率）の評価が数値的に高価である一般的な状況を対象としたパラメーター推論への新しいアプローチを提示します。シミュレーテッドアニーリングの基礎となるアイデアに触発されて、このメソッドは最初に、パラメーター（固有）空間で密度が増加するラテン語の超立方体のまばらなシーケンスで$\chi^2=-2\ln\mathcal{L}$を評価します。サンプリングポイントの半確率的選択は、$\chi^2$の異方性勾配を考慮し、最小値$\chi^2$に急速にズームインします。次に、サンプリングされた$\chi^2$値を使用して補間器をトレーニングします。この補間器は、標準のマルコフ連鎖モンテカルロ（MCMC）アルゴリズムでさらに使用され、現在一般的なエミュレーターベースのアプローチと同様に、高密度でパラメーター空間を安価に探索します。宇宙論的研究。線形および非線形の問題の例との比較では、標準のMCMCアルゴリズムと比較して、10から100以上の因子の尤度評価の数が増加していることが示されています。具体的な実装として、コードPICASA：異方性シミュレーテッドアニーリングを使用したCobayaを使用したパラメーター推論を公開します。これは、（ユーザー定義の$\chi^2$の）最小化とガウス過程回帰を組み合わせて、補間器と後続のMCMCをトレーニングします。COBAYAフレームワークを使用した実装。観測可能なデータと理論モデルの性質にとらわれないため、私たちの実装は、宇宙論、天体物理学などの多くの新たな問題に役立つ可能性があります。
高速電波バーストと超新星データからのIGMのバリオン部分に対するモデルに依存しない制約
| Title |
Model-independent_constraints_on_the_baryon_fraction_in_the_IGM_from_fast_radio_bursts_and_supernovae_data |
| Authors |
Thais_Lemos,_Rodrigo_S._Gon\c{c}alves,_Joel_C._Carvalho,_Jailson_S._Alcaniz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.07926 |
高速電波バースト（FRB）は、予想される天の川の寄与よりも大きい観測された分散測定値（$DM$）を持つミリ秒の長さの電波過渡現象であり、このようなイベントが銀河系外で発生していることを示唆しています。パルスの物理を説明するためにいくつかのモデルが提案されていますが、FRB放出の背後にあるメカニズムはまだ不明です。既知のホスト銀河のFRBデータから、赤方偏移が直接測定され、$DM$の推定値と組み合わせて、バリオン数密度やハッブル定数などの宇宙論的パラメーターを制約できます。ただし、銀河間物質（$f_{IGM}$）のバリオン質量の割合に関する知識が乏しく、宇宙論的パラメーターによるその縮退により、FRBの宇宙論的応用に制限が課せられます。この作業では、最新のFRB観測と、局所化されたホスト銀河および現在の超新星データを組み合わせて、$f_{IGM}$の進化を決定するためのモデルに依存しない方法を紹介します。私たちの分析では、一定で時間依存の$f_{IGM}$パラメーター化を検討し、ベイズモデル選択分析を通じて、赤方偏移による$f_{IGM}$の進化の成長を支持する強力な証拠があることを示しています。
最高の赤方偏移21cm信号の前景の光学的厚さ
前景放射は、どの周波数でも高度に赤方偏移した宇宙21cm信号を検出することを困難にします。ただし、低周波数では、前景が光学的に厚くなる可能性があり、そのため、背後にある21cmの信号を完全に見ることができなくなります。21cm信号の最も高い赤方偏移に対して、空のどの領域が光学的に厚い可能性があるかを見つけるために、LWA1とHaslam408MHzマップからの測定値を2成分スペクトルモデルに適合させ、周波数依存の前景光学的厚さを計算します。空を横切ってポイントごとに。現在のデータの制限により、高い統計的有意性で強力な結論を出すことはできませんが、最高の赤方偏移21cm信号では、空の25％が不明瞭になる可能性があるという示唆的な証拠（$\sim1\sigma$）があります。
距離と赤方偏移の関係は、光度間の相関から決定できますか
| Title |
Can_the_Distance-Redshift_Relation_Be_Determined_from_Correlations_Between_Luminosities |
| Authors |
V._Petrosian,_J._Singal,_S._Mutchnick |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.07981 |
X線と紫外線の光度を使用した最近の研究で主張されているように、距離と赤方偏移の関係、したがって宇宙論モデルのパラメーターの独立した決定が、2つの異なる波長帯の光度またはフラックス間の見かけの相関から得られるかどうかを調べます。クエーサーのフラックス。このような独立した決定は、光度間の相関が宇宙論モデルとは無関係に得られ、フラックスと赤方偏移が測定された場合にのみ可能であることを示します。たとえば、健全な理論モデルや無関係な観察に基づいています。特に、フラックスと赤方偏移から得られた2つの光度から相関が経験的に決定される場合、この方法は真円度に悩まされることを示します。最近の研究で主張されているように、非常に狭い赤方偏移ビンで観測されたフラックス間の相関が光度相関の代理として使用される場合、距離や宇宙モデルに関する情報のない純粋なトートロジーを扱っていることを示します。この問題は相関の不完全な処理が原因で発生すると主張し、この欠点を実証するために、X線と紫外線のクエーサーデータセットを組み合わせた数値法を使用します。
X線の宇宙の大規模構造（CLASSIX）クラスター調査IV：z<=0.03でのローカル宇宙の超銀河団
| Title |
The_Cosmic_Large-Scale_Structure_in_X-rays_(CLASSIX)_cluster_survey_IV:_Superclusters_in_the_local_Universe_at_z_<=_0.03 |
| Authors |
Hans_Boehringer,_Gayoung_Chon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.07984 |
大規模な固有速度の流れの追跡、さまざまな天体の環境の特性評価、宇宙論的パラメータの正確な測定などの宇宙論的研究のために、ローカル宇宙の大規模な物質分布をマッピングすることが重要です。X線発光クラスターを使用してこの物質分布をマッピングし、グループとクラスターの約51％が、体積の数パーセントしか占めていないスーパークラスターのメンバーであることがわかりました。この論文では、これらの大規模構造について詳細に説明します。フレンドツーフレンドアルゴリズムを使用すると、クラスターの過密度比が少なくとも2で、5つ以上の銀河団とクラスターメンバーがz=0.03までの宇宙ボリュームにある8つのスーパークラスターが見つかります。最も顕著な4つは、ペルセウス座-魚座、ケンタウルス、コマ、ヘルクレス座超銀河団で、長さは約40〜100Mpcで、推定質量は0.6〜2.210^16Msunです。これらの構造の中で最大のものは、ペルセウス座-魚座超銀河団です。4つの小さなスーパークラスターには、ローカルとAbell400スーパークラスター、およびいて座とラセルタの2つのスーパークラスターが含まれます。8つのスーパークラスターの詳細な地図、メンバーカタログ、および物理的な説明を提供します。X線の光度の下限が異なる一連のクラスターサブサンプルを使用してスーパークラスターを構築することにより、主要な構造が常に確実に復元されることを示します。
光子との相互作用による暗黒物質の質量の制限
この作業では、光子（$\gamma$）と相互作用する一般化された暗黒物質（GDM）の現象学を探求します。DMは、すでに非相対論的になっているときに$\gamma$で弾性散乱を確立すると仮定します。そうでない場合、現在のDMの存在量は現在の観測では嫌われています。このシナリオでは、DMの状態方程式（EoS）は、その質量（$m_\chi$）とDM-$\gamma$散乱断面積によって決定されます。CMB角度パワースペクトルでのDMの非ゼロEoSの特徴的なインプリントにより、Planck2018データのみで$m_\chi$に下限を設定できます。つまり、$m_{\chi}>8.7$keVで$95\％$C.L.宇宙の一致問題の研究では、GDMシナリオが基準の$\Lambda$CDMモデルで予測された健全な地平線（$r_s（z_*）$）を保持し、したがって$H_0$の緊張を解決しないことがわかりました。Planck+LSSデータセットの共同分析を実行する場合、最適な$S_8=0.785\pm0.017$は、以前に指定された$S_8$と厳密に一致します。これは、GDMシナリオが$S_8$（$\sigma_{8}$）の緊張を回復するための実行可能な候補として数えられることを示唆しています。
銀河団の開口質量は、3Dハロー質量よりもバリオン効果に対してよりロバストです。
| Title |
Galaxy_cluster_aperture_masses_are_more_robust_to_baryonic_effects_than_3D_halo_masses |
| Authors |
Stijn_N.B._Debackere,_Henk_Hoekstra,_Joop_Schaye |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.08424 |
銀河団の質量測定における体系的な不確実性は、10^5$以上の銀河団を検出する将来の調査の宇宙論的制約力を制限します。以前、私たちは、宇宙論的拘束力を失うことなく、開口質量を3D質量よりも正確かつ正確に推測できると主張しました。ここでは、大規模システムのバリオンとハロー（BAHAMAS）の宇宙論的、流体力学的シミュレーションを使用して、銀河形成過程によって引き起こされる質量の変化に対して開口部の質量の感度が低いことを示します。$m_\mathrm{200m、dmo}>10^{14}\、h^{-1}\、\mathrm{M}_\odot$のハローの場合、3Dハロー質量によってビニングされ、バリオン物理学は開口質量に影響を与えます3Dハロー質量は、ハローウイルス半径と同様のアパーチャ内で測定した場合も同様であり、最大で$\approx3\、\％$の減少に達します。低質量ハローの場合、$10^{13.5}<m_\mathrm{200m、dmo}/（h^{-1}\、\mathrm{M}_\odot）<10^{14}$、および開口サイズ$\sim1\、h^{-1}\、\mathrm{cMpc}$、弱いレンズ効果の観測を表す、開口質量は3Dハロー質量よりも一貫して減少しません（$\lesssim5\、\％$）（$\lesssim10\、\％$for$m_\mathrm{200m}$）。ハロー質量の減少は、アパーチャ質量と$m_\mathrm{200m}$の両方で、赤方偏移0.25と1の間で、最大$2$パーセントポイントだけわずかに変化します。シミュレートされたフィードバックの強度を変化させて、シミュレートされた高温ガスの平均割合がX線観測から推測された観測された散乱をカバーするようにすると、開口部の質量は3Dハロー質量よりも一貫してバイアスが少なく、最大$2\、$パーセントポイントであることがわかります。$m_\mathrm{200m、dmo}=10^{14}\、h^{-1}\、\mathrm{M}_\odot$で。したがって、クラスターアパーチャの質量キャリブレーションは、体系的な不確実性に対する感度を下げるために、将来のクラスター調査に有益な道を提供します。
グレートプラネタリーハイスト：星形成領域での盗難と捕獲
| Title |
The_Great_Planetary_Heist:_Theft_and_capture_in_star-forming_regions |
| Authors |
Emma_C._Daffern-Powell_(1),_Richard_J._Parker_(1)_and_Sascha_P._Quanz_(2)_(1._University_of_Sheffield,_UK,_2._ETH_Zurich,_Switzerland) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.07895 |
星形成領域での重力相互作用は、惑星系を破壊および破壊するだけでなく、新しい惑星系を作成することができます。特に、惑星は盗まれる可能性があり、相互作用の間に通過する星の間で直接交換されます。または捕獲された場合、惑星は最初にその誕生システムから排出され、通過する星によって捕獲される前に、一定期間自由に浮遊します。若い、下部構造化された星形成領域の直接N体シミュレーションのセットを実行し、10Myrの進化を追跡して、盗まれて捕獲された惑星の数と、それぞれの軌道特性を決定します。高密度の星形成領域では、盗まれた惑星と捕獲された惑星が異なる特性を持っていることを示します。捕獲された惑星の準主軸分布は、盗まれた惑星や親星（保存された惑星）をまだ周回している惑星の半主軸分布と比較して、より広い軌道に大きく偏っています。ただし、捕獲された惑星と盗まれた惑星の離心率と傾斜の分布は似ていますが、保存された惑星の離心率と離心率の分布とは大きく異なります。低密度の星形成領域では、これらの違いはそれほど明確ではありませんが、原則として、観測された太陽系外惑星がその場で形成された可能性が高いか、盗まれたか捕獲されたかを判断するために使用できます。星形成領域の空間的および運動学的下部構造の初期の程度は、惑星系が変更、破壊、捕獲、または盗難されるかどうかを決定する上で、星の密度と同じくらい重要な要素であることがわかります。
宇宙生物学の究極の目標は、宇宙の生命の分布と多様性を決定することです。しかし、「生命存在指標」という言葉が示唆するように、検出されるのは生命そのものではなく、生命システムに関連する特定のプロセスを示唆する観察です。技術的な制約と他の世界へのアクセスの制限は、身もだえするタコよりも、平衡状態から外れた一連のガスを検出する可能性が高いことを示唆しています。それでも、身もだえするタコ以外のものは、何が検出されたかについて宇宙生物学者の間で懐疑論を引き起こします。その懐疑論を解決するには、生命によるプロセスと非生物的メカニズムのみによるプロセスを描写する理論が必要です。これは、生命検出の取り組みに存在する疑問を提起します。宇宙生物学者は、非生物システムと生物システムの間で共有される機能を介して生命を検出することをどのように計画していますか？私たちは、あなたが生命の根底にある理論なしではできないと主張します。「地球2.0」の太陽系外惑星の仮想的な検出を分析することによって、これを説明します。生命の理論がない場合、コミュニティは、地球上の生命の原理の理解、実験室での生命の構築、太陽系での生命の検出、検索という4つの活発な研究を通じて、生命の明確な特徴を特定することに焦点を当てるべきであると主張します。テクノシグネチャー用。最終的に、私たちは、宇宙生物学者が生命を探すことによって正確に何を学びたいと望んでいるのかを尋ねます。
白色矮星汚染の原因としての太陽系外衛星
| Title |
Exomoons_as_sources_of_white_dwarf_pollution |
| Authors |
Isabella_L_Trierweiler,_Alexandra_E_Doyle,_Carl_Melis,_Kevin_J_Walsh,_Edward_D_Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.07935 |
汚染された白色矮星は、太陽系外惑星の物質のバルク組成を研究するためのユニークな方法を提供しますが、この物質が彗星、小惑星、衛星、または惑星に由来するかどうかは必ずしも明確ではありません。N体シミュレーションと分析モデルを組み合わせて、白色矮星（WD）汚染物質としての太陽系外衛星の有病率を評価します。観測された汚染された白色矮星のサンプルを使用すると、汚染者の外挿された親の質量は、太陽系の小惑星ではなく、多くの太陽系の衛星の質量と一致することがよくあります。シミュレートされた白色矮星の惑星および月のシステムからの結果に基づいて、現在観測可能な白色矮星の降着を受けている白色矮星の割合を推定するためのフレームワークを提供します。スーパーアースから海王星への質量体の3惑星白色矮星システムに焦点を当てると、そのようなシステムの約1％が、小惑星の降着とは対照的に、現在月の降着を受けていると予想できることがわかります。
宇宙材料の比熱：理論的概念、材料、技術のレビュー
| Title |
The_specific_heat_of_astro-materials:_Review_of_theoretical_concepts,_materials_and_techniques |
| Authors |
Jens_Biele,_Matthias_Grott,_Michael_E._Zolensky,_Artur_Benisek,_Edgar_Dachs |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.08212 |
鉱物とその混合物の比熱cp、「アストロマテリアル」に関する詳細な背景、理論的および実用的な背景、および太陽系本体の表面に見られる一般的な鉱物およびその他の関連する固体物質に関する背景情報を提供します。さらに、月のサンプルと隕石の比熱と組成データ、およびエンドメンバーの鉱物熱容量の新しいデータベース（広範な文献レビューの結果）を使用して、関数としての等圧比熱cPの参照モデルを構築する方法を示します。一般的なソーラーシステム材料の温度の。鉱物の比熱に（一般的に線形の）混合モデルを使用すると、モデルが少なくとも10〜1000Kの温度範囲（およびゼロから数個の圧力）をカバーするように、利用可能なデータを非常に低い温度と非常に高い温度に外挿できます。kbars）。既知の鉱物組成を持つ事実上すべての固体太陽系材料のcp（T）を推定する手順について説明します。たとえば、既知の鉱物組成を持ついくつかの典型的な隕石クラスの温度の関数として比熱をモデル化します。例として、多くのよく説明されている実験室のレゴリス類似体のcp（T）曲線、および外側の太陽系の惑星の氷と「ソリン」を示します。パートIIでは、鉱物と化合物の熱容量データベースを確認して提示し、パートIIIでは、アプリケーション、標準参照組成、cp（T）曲線、および新規および文献の実験データとの比較について説明します。
z=2.51の形成クラスターで明らかになった速度分散が抑制されたスターバースト
| Title |
Starbursts_with_suppressed_velocity_dispersion_revealed_in_a_forming_cluster_at_z=2.51 |
| Authors |
Mengyuan_Xiao,_Tao_Wang,_David_Elbaz,_Daisuke_Iono,_Xing_Lu,_Longji_Bing,_Emanuele_Daddi,_Benjamin_Magnelli,_Carlos_G\'omez-Guijarro,_Frederic_Bournaud,_Qiusheng_Gu,_Shuowen_Jin,_Francesco_Valentino,_Anita_Zanella,_Raphael_Gobat,_Sergio_Martin,_Gabriel_Brammer,_Kotaro_Kohno,_Corentin_Schreiber,_Laure_Ciesla,_Xiaoling_Yu,_Koryo_Okumura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.07909 |
銀河団の最も顕著な特徴の1つは、それらのコアに巨大な楕円形の支配的な集団が存在することです。恒星の考古学は、これらの巨大な獣がスターバーストを介して初期の宇宙で彼らの星のほとんどを集めたことを示唆しています。ただし、スターバースト活動をトリガーする際の高密度環境の役割とその詳細な物理的メカニズムは不明なままです。ここでは、CO$J=3-2$輝線の空間分解アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）観測を、約2.5キロパーセクの分解能で、スターバースト銀河が$z=2.51で形成する銀河団コアに向けて報告します。$。銀河合体や非常に乱れたガス状円盤に関連することが多いフィールドのスターバースト銀河とは対照的に、私たちの観測は、クラスター内の2つのスターバーストが動的に冷たい（回転が支配的な）ガスリッチな円盤を示すことを示しています。彼らのガスディスクの速度分散は非常に低く（$\sigma_{\mathrm{0}}\sim20-30$kms$^{-1}$）、これは同様の赤方偏移での対応するフィールドの3分の1です。高いガス分率と抑制された速度分散により、重力的に不安定なガスディスクが生成され、非常に効率的な星形成が可能になります。おそらく共回転および共面の冷たいガスの降着によって引き起こされる抑制された速度分散は、高赤方偏移で大規模なハローのスターバーストを引き起こすための不可欠な手段として役立つかもしれません。
GhostlyStellarHaloesとそれらの超微弱な小人との関係
| Title |
Ghostly_Stellar_Haloes_and_their_Relationship_to_Ultra-faint_Dwarfs |
| Authors |
Massimo_Ricotti,_Emil_Polisensky_and_Emily_Cleland |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.07911 |
幽霊のような恒星のハローは、再電離前の化石銀河の破片だけで構成された星の拡張ハローであり、総質量が$<10^{10}$M$_\odot$の矮小銀河に存在するはずです。化石銀河はさらに小さな質量の矮小銀河であり、再電離の時代の後に星の形成を停止し、ローカルグループで超微弱な矮小銀河として識別されています。宇宙論的N体シミュレーションを使用して、幽霊のような恒星のハローの形状と質量の経験的モデルを提示します。このモデルを、ローカルグループの6つの孤立した矮小銀河（レオT、レオA、IC10、WLM、IC1613、NGC6822）で利用可能な恒星ハローの観測と比較して、の時代の矮小銀河の星形成効率を推測します。再イオン化。超微弱な矮星の光度関数に関するデータを使用した独立した方法と大まかに一致して、質量が$10^6-10^8$M$_\odot$の暗黒物質ハローでの星形成の効率を見つけます。銀河ですが、体系的に3〜5倍高くなっています。主に星のハロープロファイルの利用可能な観測がホスト矮小銀河の中心から十分に長い距離に及ばないため、私たちの結果の体系的な不確実性はまだ大きいです。現在の望遠鏡の手の届く範囲にある追加の観測は、この方法の精度を大幅に向上させることができ、ローカルグループの矮小銀河の現在の暗黒物質の質量を制限するためにも使用できます。私たちの方法は、これまで使用されたことのない一連の観測に基づいているため、階層的な銀河形成のモデルの新しい独立したテストです。
ハッブルフロンティアフィールドの銀河の分解された恒星質量プロファイル
| Title |
Resolved_stellar_mass_profiles_of_galaxies_in_the_Hubble_Frontier_Fields |
| Authors |
Vivian_Yun_Yan_Tan,_Adam_Muzzin,_Z._Cemile_Marsan,_Visal_Sok,_Leo_Y._Alcorn,_Jasleen_Matharu,_Heath_Shipley,_Danilo_Marchesini,_Kalina_V._Nedkova,_Nicholas_Martis,_Arjen_van_der_Wel,_Katherine_E._Whitaker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.07913 |
銀河の消光過程を理解する上での課題の1つは、始祖の星形成集団を宇宙論的時間にわたってそれらの子孫の静止集団に接続することです。ここでは、銀河の根底にある恒星の質量分布が、絞扼や動圧ストリッピングなどの銀河団のガス含有量にのみ影響を与える環境消光プロセス中に大幅に変化しないと仮定して、この課題への新しいアプローチを試みます。ハッブルフロンティアフィールドの深く高解像度の測光を使用して、クラスター銀河と散在銀河の両方の分解された恒星質量マップを作成し、そこから2DS\'ersicプロファイルを決定し、S\'ersicインデックスと半質量半径を取得します。。静止クラスター銀河をそれらのS\'ersicインデックスに基づいて円盤状とバルジ状の集団に分類し、バルジ状の静止銀河がより高い質量（$M_\star>10^{9.5}）で静止集団を支配することを発見します。M_\odot$）、一方、円盤状の静止銀河はより低い質量で支配的です（$10^{8.5}M_\odot<M_\star<10^{9.5}M_\odot$）。S\'ersicインデックスと半質量半径の両方を使用して、フィールド星形成銀河の「形態学的類似体」であるクラスター内の静止銀河の集団を識別します。これらの類似体は、環境的にクエンチされた星形成銀河であると解釈されます。これらの形態学的類似物を使用して環境消光効率を計算し、星の質量が増えると効率が低下することを発見しました。これは、環境消光が質量の小さい銀河でより効果的であり、銀河の消光に対する環境の影響が、銀河の消光に対する質量の影響から完全に分離できないことを示しています。
ほこりの中の暗いレンズ：VVVでの視差マイクロレンズイベント
| Title |
Dark_lenses_through_the_dust:_parallax_microlensing_events_in_the_VVV |
| Authors |
Zofia_Kaczmarek_(1_and_2),_Peter_McGill_(3),_N._Wyn_Evans_(1),_Leigh_C._Smith_(1),_{\L}ukasz_Wyrzykowski_(2),_Kornel_Howil_(2)_and_Maja_Jab{\l}o\'nska_(2)_((1)_Institute_of_Astronomy,_University_of_Cambridge,_(2)_Warsaw_University_Astronomical_Observatory,_(3)_Department_of_Astronomy_and_Astrophysics,_University_of_California,_Santa_Cruz) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.07922 |
ViaLactea（VVV）調査のVISTA変数からの近赤外測光と位置天文学を使用して、年間のマイクロレンズ視差情報を含むマイクロレンズイベントを分析します。これらのイベントは、銀河バルジの高度に消滅した低緯度の領域で発生し、通常、光学マイクロレンズ調査の立ち入りが禁止されています。以前にVVVで見つかった$1959$イベントのカタログを適合させ、$21$マイクロレンズ視差候補を抽出します。フィッティングは、ネストされたサンプリングを使用して行われ、年間のマイクロレンズ視差信号のマルチモーダルおよび縮退した後方分布を自動的に特徴付けます。ソースの固有運動とディスクおよびバルジデフレクターの銀河モデルを使用して、レンズの質量距離の確率密度を計算します。主系列レンズからの予想されるフラックスをベースラインの大きさとブレンディングパラメータと比較することにより、レンズが暗い確率が$>50$％の4つの候補を特定します。最強の候補は、レンズとしての近くの（$\approx0.78$kpc）、中質量（$1.46^{+1.13}_{-0.71}\M_{\odot}$）の暗い残骸に対応します。次に強いレンズは、ヘリオセントリック距離$\approx5.3$kpcにあります。質量が$1.63^{+1.15}_{-0.70}\M_{\odot}$の暗い残骸です。これらの候補は両方とも中性子星である可能性が最も高いですが、おそらく高質量の白色矮星です。最後の2つのイベントは、暗い残骸によって引き起こされる可能性もありますが、データの制限のために他の可能性を排除することはできません。
GaiaHub：ガイア宇宙望遠鏡とハッブル宇宙望遠鏡からのデータを組み合わせて、かすかな星の適切な動きを改善する方法
| Title |
GaiaHub:_A_method_for_combining_data_from_the_Gaia_and_Hubble_space_telescopes_to_derive_improved_proper_motions_for_faint_stars |
| Authors |
Andr\'es_del_Pino,_Mattia_Libralato,_Roeland_P._van_der_Marel,_Paul_Bennet,_Mark_A._Fardal,_Jay_Anderson,_Andrea_Bellini,_Sangmo_Tony_Sohn,_and_Laura_L._Watkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.08009 |
$Gaia$測定値と$Hubble$$Space$$Telescope$（$HST$）アーカイブ画像を組み合わせて適切なモーション（PM）を導出する、公開されているツールであるGaiaHubを紹介します。それは、個々の能力を超えて、両方の天文台の科学的影響を増大させます。$Gaia$は全天にPMを提供しますが、ミラーサイズと時間ベースラインが限られているため、最高のPMパフォーマンスは比較的明るい星に制限されます。$HST$は、小さなフィールド上のはるかに暗い星の正確なPMを測定できますが、これには2つのエポックの観測が必要であり、常に利用できるとは限りません。GaiaHubは、$Gaia$のみの測定と比較して、PMの精度を大幅に向上させます。特に、わずかなソース$（G\gtrsim18）$の場合、7$年以上前（以前）に観測された$HST$データの1つのエポックのみが必要です。2012）。これは、特に天の川（MW）ハロー内外の恒星系または構造の動的研究にかなりの科学的価値を提供します。このハローでは、メンバーの星は一般にかすかになります。GaiaHubの機能を説明し、その精度を実証するために、MW球状星団（GC）と古典的な矮小楕円（dSph）衛星銀河のサンプルに適用します。これにより、たとえば、$\sim100$kpcを超えたオブジェクトの空の平面での速度分散を測定できます。平均して、GCの視線速度の異方性は穏やかであり、より近くのサンプルの既存の結果と一致しています。クラスターの内部運動学とそれらの楕円率の間に相関関係が見られ、より等方性のクラスターは平均してより丸みを帯びています。私たちの結果は、Draco銀河とSculptordSph銀河が放射状に異方性のシステムであるように見えるという以前の発見も裏付けています。
双対称スパイラル磁場を伴う円盤銀河における衝突誘起磁気リコネクションを介した高密度ガス形成
| Title |
Dense_Gas_Formation_via_Collision-induced_Magnetic_Reconnection_in_a_Disk_Galaxy_with_a_BiSymmetric_Spiral_Magnetic_Field |
| Authors |
Shuo_Kong_(1)_((1)_University_of_Arizona) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.08101 |
最近、衝突誘起磁気リコネクション（CMR）メカニズムが、オリオンAの巨大分子雲における高密度フィラメント形成を説明するために提案されました。自然な問題は、CMRが銀河の他の場所で機能するかどうかということです。質問に答える最初の試みとして、この論文は、CMRのトリガーと、修正されたBiSymmetricSpiral（BSS）磁場を備えたフラット回転ディスクでの高密度ガスの生成を調査します。ディスクのフィールド反転でのクラウドとクラウドの衝突は、Athena++コードでモデル化されています。暖かい中性媒体を代表する条件下で、雲と雲の衝突は、異なるディスク半径でCMRを正常にトリガーします。ただし、適度に強い初期磁場$\gtrsim5\mu$Gが存在しない限り、高密度のガス形成は支配的な熱圧力によって妨げられます。ランキスト数$S_L$が大きく、プラズマ$\beta$が小さい強磁場モデルは、衝突中立面でのプラズモイド不安定性をアクティブにします。これがなければ、ディスクの回転によって抑制されます。より多くの雲がフィールドの反転に沿って衝突する場合、CMRが一般的である可能性があると推測します。ただし、数値シミュレーションでCMRプロセスを確認するには、空間ダイナミックレンジ$\gtrsim10^6$で衝突ミッドプレーンを大幅に解決する必要があります。天の川のスパイラルアームが実際にBSSのフィールド反転と一致する場合、CMRがアーム内に高密度ガスを生成または維持する可能性があります。高解像度、高感度のZeeman/Faraday-Rotation観測は、らせん状の場を持つCMR候補を見つけるために重要です。
クラスター内の明るい物質と暗い物質の空間分布の比較
| Title |
Comparison_of_spatial_distributions_of_Intracluster_light_and_Dark_Matter |
| Authors |
Jaewon_Yoo,_Jongwan_Ko,_Cristiano_G._Sabiu,_Jihye_Shin,_Kyungwon_Chun,_Ho_Seong_Hwang,_Juhan_Kim,_M._James_Jee,_Hyowon_Kim,_Rory_Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.08161 |
銀河団では、暗黒物質、メンバー銀河、ガス、および銀河団内光（ICL）の相対的な空間分布は、銀河団の進化における相互作用を暗示している可能性があります。ただし、2つの多次元スカラー分布間の形状マッチングの定量的測定を提供することは困難な問題です。2次元空間分布の類似性を定量化するために、{\em加重オーバーラップ係数（WOC）}という名前の新しい方法論を提示します。WOCを、ModifiedHausdorffDistance（MHD）として知られる標準的な方法と比較します。私たちの方法は堅牢であり、複数のサブ構造が存在する場合でもうまく機能することがわかります。私たちの方法論を適用して、空間分布が暗黒物質の分布に似ている可視成分を検索します。そのような成分が、よりリラックスした銀河団の暗黒物質分布を忠実に追跡できることがわかった場合、分布の類似性は、クラスターの動的ステージ推定量としても使用できます。この方法を、銀河置換技術を使用したN体シミュレーションであるGRTシミュレーション内でシミュレートされたさまざまな動的段階の6つの銀河団に適用します。さまざまなコンポーネント（恒星粒子、銀河、ICL）の中で、ICL+最も明るい銀河団（BCG）コンポーネントは、暗黒物質の分布を最も忠実に追跡します。サンプルの銀河団の中で、緩和された銀河団は、動的に若い銀河団よりも暗黒物質とICL+BCGの空間分布において強い類似性を示しています。MHDの結果は、動的段階で弱い傾向を示しています。
圧縮性の部分的にイオン化されたプラズマにおける流れる宇宙線の乱流拡散
| Title |
Turbulent_diffusion_of_streaming_cosmic_rays_in_compressible,_partially_ionised_plasma |
| Authors |
Matt_L._Sampson,_James_R._Beattie,_Mark_R._Krumholz,_Roland_M._Crocker,_Christoph_Federrath_and_Amit_Seta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.08174 |
宇宙線（CR）は、銀河の星間物質（ISM）の動的に重要な成分です。ほとんどのCRエネルギーと圧力を運ぶ$\sim$GeVCRは、自己生成された乱流によって閉じ込められている可能性が高く、イオンAlfv\'en速度で磁力線に沿って流れます。ただし、銀河スケールでのCR伝播に対する自己閉じ込めの結果は非常に不確実なままです。この論文では、磁気流体力学的乱流シミュレーションの大規模なアンサンブルを使用して、ISM乱流を記述する基本パラメータ（音波マッハ数、$\mathcal{M}$（プラズマ圧縮率）、Alfv\'enマッハ数、$\）を定量化します。mathcal{M}_{A0}$（乱流に対する大規模フィールドの強度）、および質量によるイオン化率$\chi$-は、ストリーミングCRの輸送に影響を与えます。小規模な動きが力線に沿ったストリーミングで構成されるCRの大規模な輸送は、平均場に沿ったストリーミングと、それに沿った（平行な）およびそれを横切る（垂直な）両方の超拡散の組み合わせとしてよく説明されることを示します。$\mathcal{M}_{A0}$は、平行拡散と垂直拡散の間の異方性のレベルを駆動し、$\chi$は拡散係数の大きさを変調しますが、ユニットの選択では、$\mathcal{M}$は重要ではありません。sub-Alfv\'enic（$\mathcal{M}_{A0}\lesssim0.5$）レジームを除いて。超拡散が遍在しているという我々の発見は、より大きな銀河スケールで測定されたものと比較して、個々のソースに近い測定から推測されたCR拡散係数間の明らかな不一致を説明する可能性があります。最後に、グローバルな星間物質、銀河、または宇宙論的シミュレーションのサブグリッドレシピとして使用できるプラズマパラメータの関数としての拡散係数の経験的適合を示します。
局所的な関係は、気相の金属量勾配をどの程度予測しますか？ SDSS-IVMaNGAの結果
| Title |
How_well_do_local_relations_predict_gas-phase_metallicity_gradients?_Results_from_SDSS-IV_MaNGA |
| Authors |
Nicholas_F._Boardman,_Gail_Zasowski,_Jeffrey_A._Newman,_Sebastian_F._Sanchez,_Brett_Andrews,_Jorge_K._Barrera-Ballesteros,_Jianhui_Lian,_Rog\'erio_Riffel,_Rogemar_A._Riffel,_Adam_Schaefer,_Kevin_Bundy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.08241 |
銀河の気相金属量勾配は、それらの銀河の形成履歴への重要な手がかりを提供します。SDSS-IVMaNGAデータを使用して、ガスの金属量勾配が銀河の質量-サイズ平面全体で体系的かつ大幅に変化することを以前に示しました。銀河は、与えられた恒星の質量でより急な勾配（$\mathrm{dex/R_e}$の単位で）を表示します。ここでは、質量サイズ平面に沿った勾配挙動を予測するローカル$\sim$kpc-scale関係の能力を調べることにより、これらの調査結果の物理的解釈の開発に着手しました。局所的な恒星の質量面密度は、全恒星の質量と組み合わせると、定性的な意味で全体的な質量-サイズの傾向を再現するのに十分であることがわかります。さらに、星形成領域の最近の星形成履歴に関連する残差の傾向を補正することで、予測を改善できることを発見しました。しかし、他の局所的なパラメータで残留金属量の傾向を補正した後でも、最も拡張された銀河は予測よりも急な平均勾配を示すこともわかりました。これらの結果から、気相の金属量勾配は、既知の局所的な関係の観点から大部分が理解できると主張しますが、不一致の勾配のいくつかの考えられる物理的原因についても説明します。
トリガーされた種族IIIの星形成：H $_2$自己遮蔽の効果
金属を含まない（種族III）星の多様性は、ホストの暗黒物質ハロー内でのフィードバック効率に影響を及ぼし、その後の金属の濃縮と銀河形成への移行に影響を与える可能性があります。巨大な星からの放射フィードバックは、密集した自己遮蔽された雲の近くの星形成を引き起こす可能性があります。モデル放射の自己遮蔽では、H$_2$列密度を正確に計算する必要があります。この研究では、密度勾配とジーンズの長さに基づく2つの局所近似を、光線に沿った柱密度の直接積分と比較します。一次大質量星が形成された後、直接積分と密度勾配の両方のアプローチで二次星が形成されないことがわかります。近似法では、計算時間が2分の1に短縮されます。ジーンズの長さの近似では、H$_2$の列密度が10分の1に過大評価され、数値的に強化された5つの自己シールドされた星形成の塊になります。密度勾配近似は、大容量の銀河シミュレーションに対して十分に正確であると結論付けますが、近似では直接積分の結果を完全に再現できないことに注意する必要があります。
分子雲における構造の質量とサイズの関係の再考
Cygnus-X分子雲複合体のカラム密度マップに基づいて、分子雲構造の質量とサイズの関係を再検討します。Cygnus-Xで135のカラム密度ピークを抽出し、これらのピーク周辺のカラム密度分布を分析します。すべてのピークの周りの平均化された列密度プロファイル$N（R）$は、内側のべき乗則インデックス$n$、外側のべき乗則インデックス$m$で表される、壊れたべき乗則にうまく適合できます。遷移点での半径$R_{\rmTP}$と列密度$N_{\rmTP}$。次に、$N（R）$パラメーターと、雲の構造の境界を決定する列密度のしきい値$N_0$を変更することにより、雲の構造のさまざまなサンプルとの$M-R$の関係を調べます。$N_0$の値の範囲が広い場合にのみ、$M-R$関係が密度分布を大部分プローブする可能性があり、$M-R$関係の近似べき乗則インデックスがべき乗則インデックスに関連していることがわかります。$N（R）$の。逆に、定数$N_0$の場合、$M-R$の関係は密度分布と直接関係がありません。この場合、$M-R$関係の近似べき乗則インデックスは2に等しく（$N_0\geN_{\rmTP}$および$n$の値の範囲が狭い場合）、2より大きくなります。（$N_0\geN_{\rmTP}$および$n$の値の範囲が広い場合）、または2よりわずかに小さい（$N_0<N_{\rmTP}$の場合）。
質量-金属量関係の分散の調整における内部HI質量の役割
| Title |
The_role_of_inner_HI_mass_in_regulating_the_scatter_of_the_mass-metallicity_relation |
| Authors |
Xinkai_Chen,_Jing_Wang,_Xu_Kong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.08331 |
SDSS-IVMaNGA調査のHI追跡観測からの789（596HI検出）の円盤状の星形成銀河を使用して、質量-気相金属量の二次依存性を引き起こす際の内部HIガスの可能な役割を研究します。関係。銀河の有効半径で得られた気相金属量を使用します。光学半径内の内側のHI質量を導き出しますが、比較のために合計HI質量とSFRも使用します。恒星質量での全HI質量と気相金属量の反相関を確認しましたが、全HI質量を内部HI質量に置き換えると反相関が大幅に強化されます。内側のHI質量との二次的な関係を導入すると、SFRの影響はごくわずかであるのに対し、MZRの散乱はわずかですが顕著な減少（16％）をもたらす可能性があります。SFRとの相関はそうではないが、金属量の異なる診断を使用する場合、内部HI質量との相関は強固です。気相金属量が有効半径ではなく中央領域で導出される場合、内部HI質量との相関ははるかに弱くなります。これらの結果は、質量と金属量の関係のばらつきがガスの降着によって制御されるが、SFRによって直接制御されるのではないという考えを支持し、ほぼ同じ領域からガスの質量と金属量を導出することの重要性を強調しています。内部HI質量と気相金属量の間の新しい関係は、化学および銀河の進化モデルに新しい制約を提供します。
EAGLEシミュレーションにおける伴銀河の飢餓、ストリッピング、クエンチングに関する軌道の視点
| Title |
An_orbital_perspective_on_the_starvation,_stripping,_and_quenching_of_satellite_galaxies_in_the_EAGLE_simulations |
| Authors |
Ruby_J._Wright,_Claudia_del_P._Lagos,_Chris_Power,_Adam_R._H._Stevens,_Luca_Cortese,_Rhys_J._J._Poulton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.08414 |
シミュレーションのEAGLEスイートを使用して、ガス流入のコールドガスストリッピング{\itと}飢餓の両方が、さまざまな恒星とハローの質量、$M_{\star}$と$M_にわたって伴銀河を急冷するのに重要な役割を果たすことを示します。{200}$。ガスの流入、流出、星形成率のバランスを定量化することにより、$z=2$でも、平衡を維持したり、冷たいガスの貯留層を成長させたりできるのは、伴銀河の$\approx30\％$だけであることを示しています。この赤方偏移で中央銀河の$\approx50\％$に。衛星によって完成された軌道の数は、落下からの時間よりもさらに、その消光の非常に良い予測因子であることがわかります。平均して、$M_{\star}$が$10^{9}{\rmM}_{\odot}-10^{10}{\rmM}_{\odot}の中間質量衛星であることを示しています。$は、大規模なグループ環境の最初のペリセンターでクエンチされます。$M_{200}>10^{13.5}{\rmM}_{\odot}$;そして、それほど大規模ではないグループ環境、$M_{200}<10^{13.5}{\rmM}_{\odot}$の2番目のペリセンターでクエンチされます。平均して、より大規模な衛星（$M_{\star}>10^{10}{\rmM}_{\odot}$）は、より長い枯渇時間スケールを経験し、大規模なグループの1番目と2番目の周辺中心の間でクエンチされます。少人数のグループ環境では、2回の軌道を回った後でも$\approx30\％$だけがクエンチされます。我々の結果は、飢餓だけで伴銀河をゆっくりとクエンチするのに十分かもしれないが、シミュレーションで示された短いクエンチングタイムスケールを生成するには、特に周辺中心での直接ガスストリッピングが必要であることを示唆している。
タイプIcn超新星の多様な特性は、複数の始祖チャネルを指している
| Title |
The_Diverse_Properties_of_Type_Icn_Supernovae_Point_to_Multiple_Progenitor_Channels |
| Authors |
C._Pellegrino,_D._A._Howell,_G._Terreran,_I._Arcavi,_K._A._Bostroem,_P._J._Brown,_J._Burke,_Y._Dong,_A._Gilkis,_D._Hiramatsu,_G._Hosseinzadeh,_C._McCully,_M._Modjaz,_M._Newsome,_E._Padilla_Gonzalez,_T._A._Pritchard,_D._J._Sand,_S._Valenti,_and_M._Williamson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.07894 |
タイプIcn超新星（SNeIcn）のサンプルを提示します。これは、HおよびHeに乏しい星周物質（CSM）との相互作用を特徴とする、新たに発見されたクラスのトランジェントです。このサンプルは、これまでのSNeIcnの最大のコレクションであり、2つの公開されたオブジェクト（SN2019hgpおよびSN2021csp）と、まだ文献に公開されていない2つのオブジェクト（SN2019jcおよびSN2021ckj）の観測が含まれています。SNeIcnは、さまざまなピーク光度、立ち上がり時間、下降率、およびさまざまな遅い時間のスペクトル特性を表示します。それらの爆発と始祖の特性を調査するために、星周相互作用と$^{56}$Niの放射性崩壊からの光度入力からなる半分析モデルにそれらのボロメータ光度曲線を適合させます。光度曲線から低エジェクタ質量（$\lesssim$2M$_\odot$）と$^{56}$Ni質量（$\lesssim$0.04M$_\odot$）を推測し、通常のストリッピングを示唆します-高密度CSM内のエンベロープ超新星（SESN）爆発は、SNeIcnに電力を供給する根本的なメカニズムにはなり得ません。さらに、SN2019jcの位置での星形成率密度の上限は、このオブジェクトの大規模な星の始祖と矛盾して、SESNeの分布の下端にあることがわかります。推定された噴出物の質量、$^{56}$Niの質量、および爆発サイトの特性に基づいて、いくつかのSNeIcnの始祖として、低質量の超ストリップ星を優先します。他の人にとっては、ウォルフ・ライエ星の始祖が彼らの観測された特性をよりよく説明するかもしれないことを提案します。この研究は、複数の前駆チャネルがSNeIcnおよびその他の相互作用を利用したトランジェントを生成する可能性があることを示しています。
NGC4258の活動銀河の包括的なX線写真
（要約）AGNの冠状光度と降着流特性を正確に測定し、20年間の観測で起こりうる変動を追跡することを目的として、NGC4258の詳細な広帯域X線スペクトルを示します。15年間にわたるアーカイブXMM-Newton、Chandra、Swift/BAT、およびNuSTAR分光観測を収集し、それらを、で観測されたよく知られた不明瞭さを提供すると思われるワープディスクモデルを含む一連の最先端モデルに適合させます。X線。この情報を、文献からのアーカイブ結果で補完します。異なるエポック間で明確なスペクトル変動が観察されます。不明瞭な柱密度は、10年のタイムスケールで周期的な変動を示す可能性がありますが、固有の光度は、15年の期間で3分の1の長期的な減少を示します（$L_{2-10〜\text{keV}から）}\sim10^{41}$ergs$^{-1}$、2000年代初頭、$L_{2-10〜\text{keV}}\sim3\times10^{40}$ergs2016年は$^{-1}$）。平均吸収補正X線光度$L_{2-10〜\text{keV}}$は、ボロメータ光度のアーカイブ決定と組み合わされて、興味深いことに、ボロメータ補正$k_{\rmbol}\sim20$を意味します。幾何学的に薄く、放射効率の高いディスクを介した降着によって動力を供給されるセイファートに典型的です。さらに、X線光子指数$\Gamma$は、より広範なAGN集団の典型的な値と一致しています。ただし、エディントンユニットの降着率は非常に低く、予想されるRIAF体制の範囲内です。私たちの結果は、NGC4258が真に低光度のSeyfertIIであり、高温のRIAFのような降着流のX線放射に強い兆候がないことを示唆しています。
NGC2992の活気のある降着円盤。II。 2019/2021X線モニタリングキャンペーン
| Title |
The_lively_accretion_disk_in_NGC_2992._II._The_2019/2021_X-ray_monitoring_campaigns |
| Authors |
R._Middei,_A._Marinucci,_V._Braito,_S._Bianchi,_B._De_Marco,_A._Luminari,_G._Matt,_E._Nardini,_M._Perri,_J._N._Reeves,_F._Vagnetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.07904 |
Swift、XMM-Newton、NuSTARで広く観測された、近くにある明るいセイファート2銀河NGC2992の短期および長期のX線特性について報告します。Swiftは、2つの監視キャンペーンのコンテキストで2019年から2021年の間に100回以上ソースをターゲットにしました。時間平均分析と時間分解分析の両方が実行され、NGC2992の短期から長期のスペクトル特性は、非常に可変的な核連続体によって支配されていることがわかります。ソースは、2年間のSwiftの間に、2〜10keVのエネルギー帯域で0.6から12$\times$10$^{-11}$ergcm$^{-2}$s$^{-1}$まで変化しました。モニタリング。最速の2-10keVフラックス変化（$\sim60\％$の係数による）は、数時間のタイムスケールで発生しました。光源の全体的な発光スペクトルは、一定の視線柱密度N$_{H}=（7.8\pm0）によって吸収されるべき乗則のような連続体（$\Gamma=1.69\pm0.01$）と一致しています。.1）\times$10$^{21}$$\rmcm^{-2}$。反射された放出は、平均カラム密度N$_{\rmH}=（9.6\pm2.7）\times$10$^{22}$$\rmcm^{-2}$の物質が原因である可能性があります。したがって、NGC2992は、グローバルにコンプトンの薄い核周囲媒体を持っているように見えます。このシナリオは、部分変動の独立した分析とXMM-Newtonの複数年スペクトルによって完全にサポートされています。
高速電波バーストに似たパルサー連星パルサーの高度に変化する磁化環境
| Title |
A_Highly_Variable_Magnetized_Environment_in_a_Pulsar_Binary_resembling_Fast_Radio_Bursts |
| Authors |
Dongzi_Li,_Anna_Bilous,_Scott_Ransom,_Robert_Main_and_Yuan-Pei_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.07917 |
高速電波バースト（FRB）は、起源が不明な短くて強い銀河系外の電波バーストです。最近の偏光測定研究は、繰り返されるFRBの顕著な部分が、ファラデー回転測定（RM）の不規則で短時間の変動を示すことを示しています。さらに、ファラデー変換や分極減衰などのまれな伝搬効果の証拠が、少なくとも1つのFRBリピーターで見られます。一緒に、彼らは非常に可変的な磁気活性サーカムバースト環境を示唆している。この論文では、球状星団パルサーバイナリシステムPSRB1744-24Aでの同様の動作を報告します。ランダムな軌道位相での両方の符号を伴うRMの不規則な高速変化と、パルサー放射がコンパニオンの近くを通過するときの円偏光のプロファイル変化を観察します。後者は、ファラデー変換と円偏光減衰の強力な証拠を提供します。PSRB1744-24Aと一部のFRBリピーターの間のこれらの類似性、および2つのアクティブなリピーターのバイナリ生成の長期周期性の可能性、およびパルサーバイナリが一般的である球状星団での近くのFRBの発見は、すべて次のことを示唆しています。FRBの一部には、バイナリコンパニオンがあります。
| Title |
Oscillating_Magnetized_Color_Superconducting_Quark_Stars |
| Authors |
Marcos_Osvaldo_Celi,_Mauro_Mariani,_Milva_Gabriela_Orsaria,_Lucas_Tonetto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.07928 |
この研究の主な目的は、強磁場を持つ色の超伝導クォーク星の構造、組成、振動モードを研究することです。色超伝導CFLフレームワークにMITバッグモデルを採用し、強磁場の影響を含めて安定クォーク物質の状態方程式を構築しました。現在の天体物理学的制約を考慮して、クォーク星の振動基本$f$モードの質量、半径、周波数、減衰時間などの観測可能な量を計算しました。得られた結果は、色の超伝導磁化クォーク星が、大規模なパルサーと重力波イベントの観測によって課せられた制約を満たしていることを示しています。さらに、これらのオブジェクトの振動$f$モードに関連する量は、コンパクトオブジェクトの普遍的な関係に適合します。新しいマルチメッセンジャー重力波天文学の時代と中性子星の将来の星震学の文脈において、我々の結果が高密度物質とコンパクトな物体の振る舞いの理解に貢献することを願っています。
銀河系超新星残骸G292.0+1.8におけるパルサーJ1124-5916の固有運動
| Title |
The_Proper_Motion_of_the_Pulsar_J1124-5916_in_the_Galactic_Supernova_Remnant_G292.0+1.8 |
| Authors |
Xi_Long,_Daniel_J._Patnaude,_Paul_P._Plucinsky_and_Terrance_J._Gaetz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.07951 |
若くて酸素が豊富な超新星残骸G292.0+1.8におけるパルサーJ1124-5916の固有運動の最初の直接測定を提示します。2006年と2016年のChandraACIS-Iの深い観測を使用して、$0の位置変化を測定します。^{\prime\prime}21$$\pm$$0。^{\prime\prime}05$$\sim$10年のベースライン、または$\sim$$0。^{\prime\prime}02$yr$^{-1}$。6.2$\pm$0.9kpcの距離では、これは$\mathrm{612\pm152\、km\、s^{-1}}$の空の平面でのキック速度に対応します。この直接測定値を、噴出物の重心に基づく推定から推定された速度と比較します。さらに、この新しい固有運動測定を使用して、中性子星の運動を、光を放出する噴出物の膨張の中心と比較します。$\gtrsim$2000年の超新星残骸の推定年齢を導き出します。測定された高いキック速度は、他の銀河系超新星の残骸における高い固有運動の中性子星の最近の研究と一致しており、中性子星キックの流体力学的起源と一致しています。
コア崩壊超新星（CCSN）からの異方性ニュートリノ放出は、重力波（GW）メモリと呼ばれるローカル時空メトリックの永続的な変化を引き起こします。長い間観測できないと考えられていたこの効果は、近い将来、deci-HertzGW干渉計で検出できるようになります。CCSNeからのニュートリノGWメモリの観測がメガトン（Mt）スケール検出器での超新星ニュートリノの時間トリガー検索を可能にし、超新星ニュートリノを研究するための新しい道を開くという斬新なアイデアを提示します。
更新されたサンプルを使用して、SGR J1935+2154バーストの周期性を再検討します。
| Title |
Revisit_the_Periodicity_of_SGR_J1935+2154_Bursts_with_updated_sample |
| Authors |
Sheng-Lun_Xie,_Ce_Cai,_Shao-Lin_Xiong,_Yun-Wei_Yu,_Yan-Qiu_Zhang,_Lin_Lin,_Zhen_Zhang,_Wang-Chen_Xue,_Jia-Cong_Liu,_Yi_Zhao,_Shuo_Xiao,_Chao_Zheng,_Qi-Bin_Yi,_Peng_Zhang,_Ping_Wang,_Rui_Qiao,_Wen-Xi_Peng,_Yue_Huang,_Xiang_Ma,_Xiao-Yun_Zhao,_Xiao-Bo_Li,_Shi-Jie_Zheng,_Ming-Yu_Ge,_Cheng-Kui_Li,_Xin-Qiao_Li,_Xiang-Yang_Wen,_Fan_Zhang,_Li-Ming_Song,_Shuang-Nan_Zhang,_Zhi-Wei_Guo,_Xiao-Lu_Zhang,_Guo-Ying_Zhao,_Chao-Yang_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.08003 |
FRB200428は、銀河マグネターSGRJ1935+2154からのX線バーストに関連していることがわかっているので、マグネターバーストもFRBの繰り返しと同様のアクティブな周期的振る舞いに従うかどうかを調べるのは興味深いことです。以前の研究では、SGRJ1935+2154バーストには約230日の可能性があることが示されています。ここでは、SGRJ1935+2154から更新されたバーストサンプルを収集しました。これには、2022年1月までにFermi/GBMとGECAMによって報告されたすべてのバーストが含まれます。また、2008年8月から2014年12月までのFermi/GBMデータ（つまり、Swift/BATによって最初のバーストが検出される前）でSGRJ1935+2154からのバーストをさらに発見するためのターゲット検索パイプラインを開発しました。このバーストサンプルを使用して、PeriodFoldingおよびLomb-ScarglePeriodogramメソッドを使用して、SGRJ1935+2154バーストの可能な周期性を再分析しました。シミュレーションテストで明らかなように、観測効果によって誤った期間（55、158、238、498日など）が発生する可能性があることに注意してください。最後に、私たちの結果は、最も可能性の高い期間が126.88$\pm$2.05日であることを示しています。これは、マグネターの歳差運動として解釈される可能性があります。これまでに報告された期間。周期性の仮説をさらにテストするには、SGRJ1935+2154のより多くの監視観測が必要です。
さらに別の奇妙なラジオサークル？
奇数ラジオサークルは、約1GHzの周波数で新たに識別された拡散電波源であり、エッジが明るくほぼ円形の形態をしています。これは、超新星残骸の以前の集団との物理的関連付けが奇数の検出のために困難であるにもかかわらず、超新星残骸と非常に似ています。高銀河緯度でのラジオサークル。ここでは、奇数ラジオサークルと同様の形態を持つLOFAR144MHz画像の新しいソースの偶然の識別が報告されています。これは、非常に低い周波数でLOFARを使用した奇数ラジオサークルの最初の報告された識別です。
矮小銀河における宇宙線拡散と多相星間物質I.大規模な特性と$\gamma$線の光度
| Title |
Cosmic-ray_diffusion_and_the_multi-phase_interstellar_medium_in_a_dwarf_galaxy._I._Large-scale_properties_and_$\gamma$-ray_luminosities |
| Authors |
A._Nu\~nez-Casti\~neyra,_I._A._Grenier,_F._Bournaud,_Y._Dubois,_F._R._Kamal_Youssef_and_P._Hennebelle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.08163 |
動的には、約1GeV/核子を超えるエネルギーを持つ宇宙線は、銀河の進化の重要な要因である可能性があります。それらの圧力は、銀河系ガスの降着、噴水、銀河系の流出に影響を与える熱的および磁気的圧力と比較され、気相間の質量循環を変化させます。その効率は、さまざまな媒体でのCR輸送の特性に依存します。銀河の伝播モードを変えるときに、銀河の星間物質を形作る上でのCRの動的な役割を研究することを目指しています。同じ孤立した銀河（$10^{11}$M$_{\odot}$から9pcの解像度までの矮小銀河）の進化のAMRコードRAMSESを使用してMHDシミュレーションを実行し、最も単純な宇宙の影響を比較します-均一拡散の光線輸送の仮定。また、FermiLATソースの最新の検出を使用して、$\gamma$線の光度と銀河のSFRの間に見られる観測関係を更新しました。CR輸送を変更すると、さまざまな相のガスの半径方向と垂直方向の分布、および質量分率がわずかに変化することがわかります。高速等方性拡散を除いて、銀河の内側半分の磁場の増幅に対するCRの正のフィードバックを観察します。遅い拡散または異方性拡散のためのCR圧力の増加は、星形成を最大50％抑制することができますが、宇宙線圧力と磁気増幅の二重の効果により、星形成を2.5分の1に減らすことができます。シミュレートされた銀河の$\gamma$線の光度とSFRは、異方性$10^{27.5-29}$cm$^2$s$^{-1}$の場合の観測で見られる傾向と完全に一致しています。拡散および等方性拡散の場合は、$3\times10^{28}$cm$^2$s$^{-1}$に遅くなります。したがって、これらの結果は、FermiLATの観測と一致する非常に高速な$10^{29-31}$cm$^2$s$^{-1}$拡散の主張を確認するものではありません。
MAXIJ1813-095のハード状態のNuSTARおよびSwiftビュー
| Title |
A_NuSTAR_and_Swift_View_of_the_Hard_State_of_MAXI_J1813-095 |
| Authors |
Jiachen_Jiang,_Douglas_J._K._Buisson,_Thomas_Dauser,_Andrew_C._Fabian,_Felix_F\"urst,_Luigi_C._Gallo,_Fiona_A._Harrison,_Michael_L._Parker,_James_F._Steiner,_John_A._Tomsick,_Santiago_Ubach_and_Dominic_J._Walton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.08227 |
2018年の遷移失敗爆発におけるブラックホール候補MAXIJ1813-095のNuSTARおよびSwiftスペクトルの分析を提示します。NuSTAR観測は、降着円盤の内部領域からの反射放出の証拠を示しています。スペクトルの反射成分をモデル化することにより、ディスクの内側の半径が$R_{\rmin}<7$$r_{\rmg}$であることがわかります。この結果は、MAXIJ1813-095のエディントン限界の数パーセントで、わずかに切り詰められたディスクまたは切り詰められていないディスクのいずれかが形成されることを示唆しています。私たちの最適な反射モデルは、NuSTAR観測の期間中、最も内側の降着の形状が一貫していることを示しています。マルチエポック観測からのMAXIJ1813-095のスペクトル変動は、コンプトン化放出の可変光子指数によって支配されます。
超軟質狭線セイファート1銀河の円盤反射モデル
| Title |
A_Disc_Reflection_Model_for_Ultra-Soft_Narrow-Line_Seyfert_1_Galaxies |
| Authors |
Jiachen_Jiang,_Luigi_C._Gallo,_Andrew_C._Fabian,_Michael_L._Parker_and_Christopher_S._Reynolds |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.08236 |
5つの細い線のセイファート1銀河（NLS1）のXMM-Newton観測の詳細な分析を提示します。それらはすべて、X線バンドで非常にソフトな連続発光を示し、光子指数は$\Gamma\gtrsim2.5$です。したがって、このホワイトペーパーでは「ウルトラソフト」NLS1と呼びます。反射ベースのモデルを使用して光学/UV-X線スペクトルエネルギー分布（SED）をモデル化することにより、これらの超軟質NLS1のディスク表面が他の典型的なSeyfert1AGNよりも高いイオン化状態にあることがわかります。私たちの最適なSEDモデルは、これら5つの超ソフトNLS1のエディントン比が$\lambda_{\rmEdd}=1-20$であり、ブラックホールの質量測定が利用可能であることを前提としています。さらに、私たちのモデルは、これらの超軟質NLS1のディスクエネルギーのかなりの部分が、ディスクからの熱放射ではなく、非熱放射の形で放射されていると推測しています。それらの極端な特性のために、鉄バンド内のこれらの線源のX線観察は特に困難です。将来の観察、例えばAthenaから、鉄バンドのスペクトル形状をより明確に把握できるようになり、反射モデルを他のブロードバンドスペクトルの解釈と区別できるようになります。
PSRJ0738-4042のグリッチに関連する新しいパルスプロファイルの変動性
| Title |
New_pulse_profile_variability_associated_with_the_glitch_of_PSR_J0738-4042 |
| Authors |
S._Q._Zhou,_E._G\"ugercino\u{g}lu,_J._P._Yuan,_M._Y._Ge,_C._Yu,_C._M._Zhang,_J._Zhang,_Z._W._Feng,_C._Q._Ye |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.08296 |
パルサーの放出状態とスピンダウン率の変化の間に観察された密接な相関関係は、磁気圏物理学と中性子星内部の両方に多くの影響を及ぼします。外的影響によるスピンダウン率の変化に伴うパルスプロファイルの変動を示すことが観察された中年パルサーPSRJ0738--4042は、このクラスの注目すべきメンバーです。この研究では、UTMOSTとParkesからの12.5年間の結合された公開タイミングデータに基づいて、グリッチと同時にPSRJ0738--4042で新しい放出-回転相関を検出しました。MJD57359（5）（2015年12月3日）でこのパルサーで発生した最初のグリッチは、変動の根本的な理由であると考えられています。通常のグリッチの動作とは異なり、パルサーのブレーキトルクは、小さなスピンアップイベント（$\Delta\nu/\nu\sim0.36（4）\times10^{-9}$）以降、1380日以上増加し続けています。、$\ddot{\nu}$の大幅な減少に対応します。グリッチ後のパルスプロファイルの変化は、先頭成分の相対振幅が大幅に弱まり、中間成分が強くなります。このまれな相関関係を説明するために、地殻地震によって誘発された血小板の動きと渦のクリープ応答の組み合わせモデルが呼び出されます。このシナリオでは、磁気圏の状態変化は、グリッチを引き起こすパルサー固有のプロセスに自然に関連しています。
ガンマ線バースト（GRB）の噴出物の物理的構成は、未解決の問題のままです。即発ガンマ線の放射メカニズムについても議論されています。この問題は、明確な熱放射をホストするバーストに対して解決できます。ただし、主要な熱スペクトル成分を伴うイベントはまだまれです。この作業では、Fermi-GBMによって検出された最近のイベントであるGRB220426Aに焦点を当てます。時間分解および時間積分されたデータ分析は、非常に硬い低エネルギースペクトルを生成しますが、かなり軟らかい高エネルギースペクトルを生成します。これは、GRB090902Bと同様に、GRB220426Aのスペクトルが狭く分布していることを意味します。そして、ベイズ推定の結果は、多色黒体（mBB）モデルを支持しています。相対論的流出の物性が計算されます。赤方偏移$z=1.4$と仮定すると、シェルのバルクローレンツ因子$\Gamma$は$274.15_{-18.22}^{+24.19}$と$827.03_{-71.48}^{+100.72}$の間にあることがわかります。、および対応する光球半径$R_{\rmph}$は$1.83_{-0.50}^{+0.52}\times10^{11}$および$2.97_{-0.15}^{+0.14}の範囲にあります\times10^{12}$cm。GRB090902Bと同様に、GRB220426Aの時間分解特性は、観測された$\Gamma-L$と$E_p-L$の相関関係を満たします。ここで、$L$は即発放出の光度であり、$E_{\rmp}$はスペクトルピークエネルギーです。
湾曲したジェット運動。 I.軌道と歳差運動のジェット
宇宙ジェットは、曲がったり湾曲した構造として観察されることがよくあります。また、さまざまなジェット源が本質的にバイナリである可能性があり、ジェットノズルの規則的な周期的な運動、軌道運動、または歳差運動につながる可能性があることもわかっています。ここでは、歳差運動または軌道を回るジェットノズルが高速ジェットの伝播にどのように影響するかを調査するために、2D（M）HDシミュレーションの結果を示します。さまざまな歳差運動角度、公転周期または分離、およびさまざまな磁場強度を持つシステムのパラメーター研究を実施しました。これらの種類のノズルは、ジェットノズルを定義する主なパラメータによって決定される湾曲したジェット伝播につながることがわかります。軌道ノズルからのC字型ジェットと歳差運動ノズルからのS字型ジェットを見つけます。しかし、長い時間と長い距離にわたって、最初に湾曲したジェット運動は、横方向の運動が減衰する高速ジェット材料で満たされた周囲ガスに広いチャネルを掘り下げます。強い（縦方向の）磁場は、ジェット源の軌道運動の歳差運動によって強制されるジェットの曲率を減衰させる可能性があります。ジェットと周囲媒体全体の力のバランスを調査したところ、横方向の磁気圧力とガス圧力の勾配はほぼバランスが取れていますが、曲率の凹側でガス圧が不足しているために横方向の動きが発生していることがわかりました。磁気張力は重要な役割を果たしません。私たちの結果はコード単位で取得されますが、私たちの結果が若い星、マイクロクエーサー、共生星、またはAGNに適用できるようにスケーリング関係を提供します。
| Title |
NMMA:_A_nuclear-physics_and_multi-messenger_astrophysics_framework_to_analyze_binary_neutron_star_mergers |
| Authors |
Peter_T.H.Pang,_Tim_Dietrich,_Michael_W.Coughlin,_Mattia_Bulla,_Ingo_Tews,_Mouza_Almualla,_Tyler_Barna,_Weizmann_Kiendrebeogo,_Nina_Kunert,_Gargi_Mansingh,_Brandon_Reed,_Niharika_Sravan,_Andrew_Toivonen,_Sarah_Antier,_Robert_O._VandenBerg,_Jack_Heinzel,_Vsevolod_Nedora,_Pouyan_Salehi,_Ritwik_Sharma,_Rahul_Somasundaram,_Chris_Van_Den_Broeck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.08513 |
重力波信号GW170817、対応するキロノバAT2017gfo、短いガンマ線バーストGRB170817Aのマルチメッセンジャー検出、および観測された残光は、科学的な進歩をもたらしました。これらすべての異なるメッセンジャーを正確に解釈するには、放出された重力波、電磁放出、および高密度物質を確実に記述する堅牢な理論モデルが必要です。さらに、モデルと観測データの間の正しい相互相関を保証するために、効率的で正確な計算ツールが必要です。この目的のために、NMMA（原子核物理学およびマルチメッセンジャー天文学）フレームワークを開発しました。このコードは、孤立した中性子星のX線および電波観測だけでなく、低密度での原子核物理学の制約を組み込むことを可能にします。また、超新星とキロノバを区別するなど、電磁観測を分類することもできます。以前の研究では、NMMAコードにより、核上高密度物質の状態方程式を制約し、ハッブル定数を測定し、中性子星の合併と重イオン衝突で精査された高密度物質の物理学を比較することができました。ここで紹介するNMMAコードの拡張は、重力波信号、キロノバ、およびGRB残光を同時に分析する最初の試みであり、制約の不確実性を低減します。入手可能なすべての情報を組み込むと、1.4太陽質量の中性子星の半径は$R=11.98^{+0.35}_{-0.40}$kmと推定されます。
移動するメッシュでのコールドシアーフローのシミュレーション
回転支持された冷たいガス状の円盤は、天体物理学に遍在し、原始惑星系円盤、ブラックホールの周りの降着円盤、または大きな渦巻銀河などのさまざまなシステムのセットに現れます。これらのシステムでガスダイナミクスを正確にキャプチャすることは、ガスのバルク速度と比較して音速が低いこと、フルディスクモデルの解像度の制限、および数値ノイズが流体の不安定性の偽の成長を容易に引き起こす可能性があるという事実のために、数値シミュレーションでは困難です。十分に抑制されていない場合、そのようなディスクに存在する実際の物理的不安定性（磁気回転不安定性など）に悪影響を及ぼします。ここでは、差動回転ディスクの局所領域での高解像度の達成を容易にし、これらの問題に対処するために、移動メッシュコード${\smallAREPO}$にいわゆるせん断ボックス近似を実装します。私たちの新しいアプローチは、せん断ボックスの境界を越えて明白な並進不変性を提供し、継続的な局所適応性を提供しますが、${\smallAREPO}$の非構造化メッシュが、デフォルトバージョンのコードに不要なレベルの「グリッドノイズ」を導入することを示します。これは、メッシュ境界を越えたフラックスの高次積分によって修正できることを示します。私たちの新しい技術を使用すると、他のラグランジアン技術よりも優れた磁気回転不安定性のせん断ボックス計算の非常に正確な結果が得られます。これらの改善は、強力なせん断流を特徴とするコードの他のアプリケーションにとっても価値があります。
非対称アンテナパターンを使用した広帯域観測から多色マップを再構築するための最適な方法
| Title |
Optimal_method_for_reconstructing_polychromatic_maps_from_broadband_observations_with_an_aysmmetric_antenna_pattern |
| Authors |
Brianna_Cantrall,_Solomon_Quinn,_Emory_F._Bunn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.07988 |
波長に依存する非対称ビームパターンを備えた望遠鏡から得られた広帯域の時系列データを使用して、1回のスキャンから複数の波長のマップを抽出できます。この手法は、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）放射などの宇宙現象に関するデータを収集する場合に特に役立ちます。これは、CMB信号を前景の汚染物質から分離する機能を提供するためです。与えられた望遠鏡の設計に対して再構築できる波長（「色」）の最適な線形の組み合わせと、高い信号対雑音比で測定可能な色の数を決定する方法を開発します。最適な色は、逆ノイズ共分散行列から導出された行列の固有ベクトルとして検出されます。望遠鏡が空を等方的にスキャンできる場合、この行列が特に単純な形をしている球面調和関数に変換すると便利です。実際のスキャンパターンが等方性ではない場合（たとえば、空の一部のみをカバーしている場合）でも、等方性の場合から決定された最適な色を使用することを提案します。フルスカイスキャンとパーシャルスカイスキャンの両方から、複数の色のマップを正確に再構築できることを示すシミュレーションを実行します。この研究の本来の動機はCMBのマッピングにありますが、この多色マップ作成の方法は、天体物理学全体で幅広い用途があります。
| Title |
Event_reconstruction_of_Compton_telescopes_using_a_multi-task_neural_network |
| Authors |
Satoshi_Takashima,_Hirokazu_Odaka,_Hiroki_Yoneda,_Yuto_Ichinohe,_Aya_Bamba,_Tsuguo_Aramaki,_Yoshiyuki_Inoue |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.08082 |
コンプトン望遠鏡のイベント再構成を実行するためのニューラルネットワークモデルを開発しました。このモデルは、検出器内の3つ以上の相互作用で構成されるイベントを再構築します。コンプトン望遠鏡は、ガンマ線相互作用の時間順序と、入射光子がすべてのエネルギーを検出器に蓄積するのか、それとも検出器から逃げるのかを判断することが不可欠です。私たちのモデルは、完全に接続されたノードの3つの隠れ層を持つマルチタスクニューラルネットワークを使用して、これら2つの重要な要素を同時に予測します。検証のために、モンテカルロシミュレーションを使用して数値実験を実施しました。これは、液体アルゴンを使用して最大$3.0\、\mathrm{MeV}$のエネルギーのガンマ線を測定する大面積コンプトン望遠鏡を想定しています。再構成モデルは、最大8つのヒットで構成される複数の散乱イベントに対するイベント再構成の優れたパフォーマンスを示しています。ヒットオーダー予測の精度は約$60\％$ですが、エスケープフラグの精度は$4\pi$等方性フォトンの最大8ヒットイベントで$70\％$より高くなります。他の2つのアルゴリズム、古典的モデルと物理ベースの確率的アルゴリズムと比較して、現在のニューラルネットワーク手法は、特に散乱の数が3または4と少ない場合に、推定精度で高いパフォーマンスを示します。シミュレーションデータはネットワークモデルを簡単に最適化するため、このモデルは、さまざまなコンプトン望遠鏡に柔軟に適用できます。
SpitzerIRACフラックスとHSTCALSPECの比較
| Title |
How_do_Spitzer_IRAC_Fluxes_Compare_to_HST_CALSPEC |
| Authors |
Ralph_C._Bohlin,_Jessica_E._Krick,_Karl_D._Gordon,_Ivan_Hubeny |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.08322 |
物理的な単位での恒星の明るさの正確な表は、多くの科学的努力にとって不可欠です。フラックス標準のHST/CALSPECデータベースには、0.115--1\micron\の範囲のスペクトル範囲を持つ多くの星が含まれており、1.7または2.5\micronのより長い波長への拡張がいくつかあります。JWSTのキャリブレーション用にモデル化された32\ミクロン\のフラックス分布は、より短い波長のHST測定を補完します。IRAC観測とCALSPECモデルの違いを理解することは、JWSTを含む複数の機器からのIRフラックスを使用する科学にとって重要です。3.6--8\micron\でのスピッツァーIRAC測光の絶対フラックスは、3つの主要なHST標準G191B2B、GD153、およびGD71の1\％までのCALSPEC合成測光と一致します。17--22A-star標準のセットの場合、平均IRAC差は、3.6\micron\での合意から8\micronでのCALSPECよりも3.4$\pm$0.1\％明るくなります。少数のGスターのセットでは、IRAC測光の平均がCALSPECを3.7$\pm$0.3\％下回りますが、1つのGスターP330EはIRACのAスターアンサンブルと一致しています。/CALSPEC比率。
天文台の出版物：インターネット時代以前の情報交換
| Title |
Astronomical_observatory_publications:_information_exchange_before_the_Internet_era |
| Authors |
O._Ellegaard_and_S._B._F._Dorch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.08386 |
何十年も、おそらく何世紀もの間、天文台間の出版物の交換は、観測データまたは新しい科学理論の形で、新しい天文学の結果に関する最も重要な情報源でした。特に、小さな天文台や機関はこの方法を使用していました。天文台間の物理的な資料の交換は、インターネットを介した情報の交換に置き換えられました。しかし、古代の資料の多くはデジタル化されたことがなく、天文台の出版物のいくつかの既存のコレクションでのみ見つけることができます。コペンハーゲン大学から南デンマーク大学の私たち自身の図書館へのそのようなコレクションの最近の寄贈は、私たちにそのようなコレクションの独自性を調査するように導きました：どの天文台と出版物が今日も存在するコレクションに表されていますか？また、コレクション内の資料の入手可能性についても調べます。
ステラ合併と共通外層フェーズからのほこりっぽい、自己隠蔽されたトランジェント
| Title |
Dusty,_Self-Obscured_Transients_from_Stellar_Mergers_and_Common_Envelope_Phases |
| Authors |
Morgan_MacLeod,_Kishalay_De,_Abraham_Loeb |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.07929 |
結合バイナリシステムからの流出の観測的外観を形作る上でダスト凝縮が果たす中心的な役割について議論します。バイナリが共通外層フェーズまたは合併に入ると、それらは衝撃加熱され、材料を周囲に排出します。マージシステムの特性に応じて、この材料は分子とダストが形成されるポイントまで膨張し、ガスの不透明度を劇的に増加させる可能性があります。高輝度赤色新星（LRNe）の既存の集団を使用して、これらの噴出物の熱力学を制約し、次に、合体につながる合流システムの漸進的な不明瞭化に調査結果を適用します。主系列星の近くまたはヘルツシュプルングギャップにあるコンパクトな始祖星は、巨大な始祖星とともに、塵に覆われないように十分に熱い星周物質を持っています。対照的に、より拡張された低質量の巨人は、周連星環境での塵の形成によって完全に光学的に不明瞭になるはずです。太陽質量星の恒星の合併と共通外層の過渡現象の約半分は、ほこりっぽい赤外線発光源になると予測しています。ほこりっぽい赤外線トランジェントは、共通外層をうまく放出する可能性のあるシステムの集団を選択的に追跡しますが、不明瞭でない光学的トランジェントは、恒星の合併のLRNe集団に対応します。
フラックスロープの進化に対する疑似ストリーマの影響
太陽活動の重要な側面は、噴火と周囲の冠状磁場との間の結合であり、これが噴火イベントの軌道と形態を決定します。疑似ストリーマー（PS）は、中央の脊椎で出会う同じ極性のコロナホールからの磁力線で覆われたツインループの弧によって形成されたコロナ磁気構造です。それらは脊椎に単一の磁気ヌルポイントを含み、近くのフラックスロープ（FR）の進化に影響を与える可能性があります。PSがFR噴火に及ぼす正味の影響を理解するには、他の磁気構造の影響を受けない多様で孤立したFR-PSシナリオを研究する必要があります。FR構造がPS磁気構成の近くにある数値シミュレーションを実行しました。PSとFRの複合磁場により、2つの磁気ヌルポイントが形成されます。2.5Dで電磁流体力学方程式を数値的に解くことにより、このシナリオを発展させます。シミュレーションでは、重力場と成層大気の存在下で完全にイオン化された圧縮性の理想的なプラズマを考慮します。FRの動的挙動は、FRの軌道と、それが噴火であるか閉じ込められているかに基づいて、3つの異なるクラスに分類できることがわかります。私たちの分析は、磁気ヌルポイントがFRたわみの方向と強度に決定的であり、それらの階層がシナリオのトポロジー配置に依存することを示しています。さらに、PSローブはFRを囲む磁気ケージとして機能します。ケージの符号なし磁束の合計が、FRが排出されるかどうかを定義する重要なパラメータであることを報告します。
現実的な不確実性を伴う銀河バルジ星の時代
| Title |
The_Ages_of_Galactic_Bulge_Stars_with_Realistic_Uncertainties |
| Authors |
Meridith_Joyce,_Christian_I._Johnson,_Tommaso_Marchetti,_R._Michael_Rich,_Iulia_Simion_and_John_Bourke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.07964 |
カスタマイズされた物理学と慎重に検討された統計手法を備えた最新の等時線を使用して、ベンズビーらによって提示された銀河バルジの91個のマイクロレンズドワーフのサンプルの年齢分布を再計算します。（2017）そして彼らの結果と一致する年齢分布を生成しません。特に、私たちの分析では、同じサンプルで42個の若い星が見つかったのと比較して、91個の星のうち15個だけが7Gyr未満の年齢であることがわかりました。非常に若い星の構成要素は見つかりませんが、私たちの結果は、最高の金属量で$\sim8$Gyrの集団が存在することを示唆しており、したがって、銀河バルジの年齢-金属量分布についての長年の議論に貢献しています。これを、BDBSと\textit{Gaia}の2つの測光ソースからの独立した年齢決定の試みで補足しますが、測光測定の不正確さが信頼できる年齢と年齢の不確実性の決定を妨げることがわかります。最後に、標準的な観測の不確実性に加えて、グローバルモデリングの不確実性の一次考察を使用して導出された年齢の不確実性を提示します。理論上の不確実性は、等時線を生成するために使用される1D恒星進化モデルの自由パラメーターの既知の分散に基づいており、含まれる場合、この分光学的に十分に制約されたサンプルの年齢の不確実性は$2$-$5$Gyrになります。これらのエラーバーは、一般的な文献値の約2倍の大きさであり、真の年齢の不確実性に対する現実的な下限を構成します。
ケフェイド変光星のX線：中質量星の低質量コンパニオンの識別
| Title |
X-rays_in_Cepheids:_Identifying_Low-Mass_Companions_of_Intermediate-Mass_Stars |
| Authors |
Nancy_Remage_Evans,_Scott_Engle,_Ignazio_Pillitteri,_Edward_Guinan,_H._Moritz_G\"unther,_Scott_Wolk,_Hilding_Neilson,_Massimo_Marengo,_Lynn_D._Matthews,_Sofia_Moschou,_Jeremy_J._Drake,_Elaine_M._Winston,_Maxwell_Moe,_Pierre_Kervella,_and_Louise_Breuval |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.07967 |
X線観測は、ここで報告された2つの新しい観測（Polarisと{\itl}Car）を含む、20の古典的セファイドのサンプルで行われました。脈動周期の周りのX線フラックスの発生が議論されます。3つのセファイドが検出されます（$\delta$Cep、$\beta$Dor、およびPolaris）。X線は、4つのセファイド変光星（V473Lyr、RCru、V659Cen、およびWSgr）の低質量F、G、およびKコンパニオンと1つのホットコンパニオン（SMus）からも検出されています。残りのケフェイド変光星のX線束の上限は、28\％が低質量の伴星を持っているという推定を提供します。中質量セファイドの低質量コンパニオンのこの割合は、フィールドIMFとのランダムペアリングから予想されるよりも大幅に低くなっています。X線からのコンパニオンフラクションと紫外線観測からのコンパニオンフラクションを組み合わせると、比率がq$>$0.1で、分離が$>$1auのCepheidsのバイナリ/マルチプルフラクションが57\％$\pm$12\％になります。M個の星は含まれていないため、これは下限です。X線観測は、中間質量星の他の既存の研究よりも質量の小さいコンパニオンを検出します。Cepheidsの未解決の低質量コンパニオンの測定された発生率は、中期のバイナリがディスクとコアの断片化と降着の組み合わせに由来することを示唆しています。これにより、一様分布と比較して小さな値に偏っているが、IMFから引き出されたランダムなペアリングと比較して依然としてトップヘビーであるハイブリッド質量比分布が生成されます。
イプシロンインディBaとBbの正確な動的質量：L/T遷移での徐冷の証拠
| Title |
Precise_Dynamical_Masses_of_Epsilon_Indi_Ba_and_Bb:_Evidence_of_Slowed_Cooling_at_the_L/T_Transition |
| Authors |
Minghan_Chen,_Yiting_Li,_Timothy_D._Brandt,_Trent_J._Dupuy,_C\'atia_V._Cardoso,_Mark_J._McCaughrean |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.08077 |
$66.92\pm0.36\;の個々の動的質量を報告します。M_{Jup}$および$53.25\pm0.29\;褐色矮星$\varepsilon$IndiBaおよびBbのM_{Jup}$は、VLTの長期（$\approx10$yr）相対軌道モニタリングおよび絶対位置天文学モニタリングデータから測定されます。NACOを使用した相対位置天文学は、バイナリペアのケプラー軌道を完全に制約しますが、FORS2を使用した絶対位置天文学は、システムの視差と質量比を測定します。$\varepsilon$IndiAのヒッパルコスとガイアの値と一致する視差と、$\varepsilon$IndiBaとBbの質量比が$0.2\％$よりも正確であることがわかります。$\varepsilon$IndiBaとBbのスペクトル型は、それぞれT1〜1.5とT6です。$\varepsilon$IndiAの活動から$3.5^{+0.8}_{-1.0}$Gyrの年齢で、これらの褐色矮星は、星下冷却モデルの最も正確なベンチマークのいくつかを提供します。coevalityを仮定すると、2つの褐色矮星の非常に異なる光度と適度な質量比は、L/の冷却速度の低下によって説明できる急な質量光度関係$L\proptoM^{5.37\pm0.08}$を意味します。他のL/Tバイナリで以前に観察されたように、T遷移。最後に、近赤外測光データのピリオドグラム分析を提示しますが、コヒーレント位相を持つ周期的信号の明確な証拠は見つかりません。
6つの完全に日食するWUMaバイナリの光度曲線分析
6つの完全に日食する短周期WUMaバイナリの多色光度曲線を分析し、それらの軌道および恒星パラメータを初めて導き出します。質量比は、パラメータ空間のヒューリスティック調査を実行する自動化されたq-search手順によって確実に確立されます。5つの星はWに属し、1つはAサブタイプに属します。質量比は0.23から0.51の範囲で、塗りつぶしは10から15％の範囲です。年代を推定し、文献からの他の短周期WUMaバイナリのサンプルと比較して、これらのオブジェクトの進化の状態について説明します。
初期の星周相互作用を伴う超新星の薄い高密度シェルでのダスト生成
| Title |
Dust_Production_in_a_Thin_Dense_Shell_in_Supernovae_with_Early_Circumstellar_Interactions |
| Authors |
Arkaprabha_Sarangi_and_Jonathan_Slavin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.08352 |
光度曲線が噴出物と星周物質（CSM）の間の強力で初期の相互作用の証拠を示す超新星（SNe）では、新しい塵の形成は前方（FS）の間のガスの密な殻で起こると推定されます。そして逆ショック（RS）。この研究では、初めて、この高密度シェルでのダスト形成のメカニズムがモデル化されました。そのようなSNeで報告された相互作用の多様な性質を説明するために、噴出物の質量の変動と爆発前の質量損失率を考慮した9つのケースのセットが考慮されます。単一の主系列質量の場合、噴出物の質量の変動は、爆発前の質量損失のために失われた、星のHシェル質量の変動として現れました。高密度シェルのダスト質量は、OリッチとCリッチの粒子で構成される10$^{-3}$M$_{\odot}$から0.8M$_{\odot}$の範囲であることがわかります。その相対的な比率は、相互作用の性質によって決定されます。ショック後のガスでの粉塵の形成は、生産速度が緩やかであることが特徴であり、主に10$^{-6}$から10$^{-3}$M$_{\odot}$日$^{-1}$、これは爆発後10年間続く可能性があります。質量損失率が高いほどダストの質量が大きくなり、噴出物の質量が小さい（残りのHシェルが小さい）と、このようなSNeでのダスト生成の効率が向上します。私たちの計算のように、RSの背後に形成されたダストは、FSまたはRSのいずれによっても破壊されないため、噴出物で形成されたダストよりも大きな割合で存続する可能性があります。
おうし座T型星の降着と流出からの水素放出
放射伝達モデリングは、おうし座T型星からの謎めいた水素輝線を理解するための強力なツールを提供します。この作業では、29個のおうし座T型星の光学分光法と近赤外分光法を、合成ラインプロファイルのグリッドと比較します。VLTのX-Shooterで取得されたアーカイブスペクトルは、多くの光学水素ラインと赤外線水素ラインを同時にカバーします。観察結果は、他の研究で見られたラインプロファイルの同様の形態を示しています。放射伝達コードTORUSを使用して、軸対称磁気圏降着と極恒星風。合成H$\alpha$線のReipurthタイプと線幅の分布は、観察された結果と同様です。ただし、モデル化された赤外線線は、観測値よりも$\approx80{〜\rmkms}^{-1}$だけ狭く、私たちのモデルは、逆P-のかなり高い割合（$\approx90$パーセント）を予測します。シグニプロファイル。さらに、私たちの放射伝達モデルは、P-Cygniプロファイルの頻度が質量降着率に対する質量損失の比率に依存することを示唆しており、10ドルという低い質量損失率ではブルーシフトされたサブコンティニュアム吸収が予測されました^{-12}〜M_{\odot}{\rm〜yr}^{-1}$。幅の不一致を説明するために、回転、乱流、および赤シフト吸収からの寄与の影響を調査します。私たちの調査結果は、特に、これらの効果のいずれも、観察された格差を説明するのに十分ではないことを示しています。ただし、回転、乱流、および非軸対称降着の組み合わせにより、観測データへのモデルの適合性が向上する場合があります。
ブラックホールの背景における宇宙定数と真空のゼロ点エネルギー
シュワルツシルトブラックホールとdS-シュワルツシルト背景のナライ限界における量子真空零点エネルギーを研究します。ブラックホールの近くとナライのセットアップでの正規化された真空エネルギー密度が、場の量子論の質量の4乗でスケーリングされ、フラットな背景の対応する値と正確に一致することを示します。真空零点エネルギーから作成されたdS空間の地平線半径は、ブラックホールの地平線半径と比較する必要がある新しい長さスケールを導入します。真空のゼロ点エネルギーに浸されたブラックホールには上限質量があります。これは、ゼロ点エネルギーから構築されたdSバックグラウンドに関連付けられたNariaiメトリックの質量によって決定されます。この結果は、真空零点エネルギーから作成されたdS時空が、dS地平線半径内の領域が崩壊してブラックホールを形成する可能性があるサブ地平線スケールで強い不均一性を発生させるという最近の提案を裏付けています。
重力波人口推論のためのフィッシャー行列
| Title |
A_Fisher_matrix_for_gravitational-wave_population_inference |
| Authors |
Jonathan_R._Gair,_Andrea_Antonelli_and_Riccardo_Barbieri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.07893 |
重力波イベントの母集団を特徴付けるパラメータのフィッシャー行列を導出します。これは、複数の観測で母集団パラメーターを推定できる精度のガイドを提供します。これは、イベントの数とサンプリングされたイベントの信号対雑音比が増加するにつれて、ますます正確になります。形式主義は、個々のイベント測定の不確実性と選択効果を考慮に入れており、任意の人口モデルに適用できます。フレームワークを2つの例で説明します。選択効果の影響を受ける母集団を表すガウスモデルの平均と分散のフィッシャー行列の分析計算と、超大質量ブラックのべき乗則分布の勾配の精度の推定です。-穴の質量は、極端な質量比のインスピレーション観測を使用して測定できます。フィッシャーの予測をモンテカルロ分析の結果と比較し、非常に良い一致を見つけました。
量子ループからのALPの強い超新星境界
ツリーレベルで電子に結合された軸状粒子（ALP）の理論では、光子への1ループの有効結合はプロセスに依存することを示します。崩壊プロセスに関連する有効結合、$g_{a\gamma}^{\text{（D）}}$は、現象論的に重要なPrimakoffプロセスである$g_{a\gamma}^{\text{（P）}}$に現れる結合とは大きく異なります。これは、超新星などの高温で高密度の環境における大規模なALPの物理に重要な影響を与えることを示しています。結果として、1ループプロセスを含むすべての関連する生産プロセスを考慮し、過剰からの限界を考慮することにより、SN1987AからALP-電子結合の新しい制限$\hat{g}_{ae}$を導き出します。冷却と、ALP崩壊からの関連するガンマ線バーストの欠如。私たちの限界は、$0.03\、\text{MeV}\、<m_a<310\、\text{MeV}$の範囲のALP質量に対してこれまでで最も強いものの1つです。さらに、ALP-光子結合の宇宙論的限界が、1つのループでの$\hat{g}_{ae}$の新しい強力な制限にどのように変換されるかも示します。私たちの分析は、量子ループが考慮されると、ALPの効果的な結合間の大きな階層を実現するのは難しいことを強調しています。
地平線：2020年代以降の核天体物理学
| Title |
Horizons:_Nuclear_Astrophysics_in_the_2020s_and_Beyond |
| Authors |
H._Schatz,_A._D._Becerril_Reyes,_A._Best,_E._F._Brown,_K._Chatziioannou,_K._A._Chipps,_C._M._Deibel,_R._Ezzeddine,_D._K._Galloway,_C._J._Hansen,_F._Herwig,_A._P._Ji,_M._Lugaro,_Z._Meisel,_D._Norman,_J._S._Read,_L._F._Roberts,_A._Spyrou,_I._Tews,_F._X._Timmes,_C._Travaglio,_N._Vassh,_C._Abia,_P._Adsley,_S._Agarwal,_M._Aliotta,_W._Aoki,_A._Arcones,_A._Aryan,_A._Bandyopadhyay,_A._Banu,_D._W._Bardayan,_J._Barnes,_A._Bauswein,_T._C._Beers,_J._Bishop,_T._Boztepe,_B._C\^ot\'e,_M._E._Caplan,_A._E._Champagne,_J._A._Clark,_M._Couder,_A._Couture,_S._E._de_Mink,_S._Debnath,_R._J._deBoer,_J._den_Hartogh,_P._Denissenkov,_V._Dexheimer,_I._Dillmann,_J._E._Escher,_M._A._Famiano,_R._Farmer,_R._Fisher,_C._Fr\"ohlich,_A._Frebel,_C._Fryer,_G._Fuller,_A._K._Ganguly,_S._Ghosh,_B._K._Gibson,_T._Gorda,_K._N._Gourgouliatos,_et_al._(102_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.07996 |
原子核物理学は、原子核物理学と天体物理学が交差する分野であり、天体の核エンジンと化学元素の起源を理解しようとしています。このホワイトペーパーでは、この分野の進歩と状況、新たに浮かび上がってきた未解決の質問、統合が必要な分野やサブフィールドの数が増え続ける中で機能が大幅に進歩したことで開かれた途方もない科学的機会についてまとめています。私たちは、科学、多様性、教育、および学際性と分野の幅に関する核天体物理学のユニークな課題と機会を議論する分野の全体論的な見方をします。明らかに、核天体物理学は、発見の機会の新時代に突入している明るい未来を持つダイナミックな分野です。
人間が搭乗する深宇宙探査の予測時間枠に対する経済的制約の影響
| Title |
Impact_of_Economic_Constraints_on_the_Projected_Timeframe_for_Human-Crewed_Deep_Space_Exploration |
| Authors |
Philip_E._Rosen,_Dan_Zhang,_Jonathan_H._Jiang,_Leopold_Van_Ijzendoorn,_Kristen_A._Fahy,_Zong-Hong_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.08061 |
深宇宙探査は、人類の拡大と宇宙の理解のための最も深い機会を提供しますが、非常に挑戦的なままです。進歩は、これまで以上の目的地への乗組員の任務が続く無人の任務によってペースを合わせられ続けるでしょう。主要な宇宙大国は、重要な国家戦略として、乗組員による深宇宙探査に投資し続けています。NASAの歴史的な予算の傾向と深宇宙探査の全体的な開発の傾向に基づいて、シスルナ宇宙から太陽系の選択された目的地までの人間が搭乗するミッションの可能な限り早い開始日を予測する、以前の研究に基づく改良モデルが開発されていますリサーチ。分析の目的は、火星を越えた乗組員の任務のための予測された時間枠を提供することです。私たちの調査結果は、小惑星帯と木星系への宇宙飛行国または国際協力からの最初の人間の任務は、土星系への打ち上げが発生する可能性がある一方で、それぞれ〜2071から〜2087および〜2101から〜2121にスケジュールされる可能性があることを示唆しています年までに〜2132、不確実性ウィンドウは〜2129から〜2153。
QCDのような理論に基づいて、$a_0（980\pm20）$が$K\bar{K}（990）$のしきい値に近接していることに触発された、自己相互作用する暗黒物質のモデルを提示します。暗黒物質は、$\pi\pi$しきい値に近い$\sigma$共鳴を介して自己散乱する暗いパイ中間子で構成されています。線形シグマモデルは定性的なガイドとして機能しますが、強力に結合された領域での散乱の完全に単一の記述は、有効射程理論によって与えられます。速度論的に混合されたダークフォトンの導入により、ダークパイ中間子がフリーズアウトまたはフリーインすることができます。現在のすべての制約を回避しながら、観測された熱的残存粒子を説明する実行可能なパラメーター空間を研究します。さまざまなスケールでの暗黒物質の自己相互作用、（間接的な）直接検出信号、および（目に見えない）減衰する暗黒光子の検索により、近い将来、このモデルがテストされます。
箱の外で考える：粒子との数値相対論
コンパクトな物体からの重力波の観測は、現在、観測天文学の活発な部分になっています。健全な解釈のためには、そのような観察結果を詳細な数値相対論シミュレーションと比較する必要があります。これは、コンパクトなバイナリマージのダイナミクスと物理学を調査するために不可欠なツールです。現在まで、アインシュタイン方程式の完全なセットを解く本質的にすべてのシミュレーションコードは、オイラー流体力学のフレームワークで実行されています。例外は、最近開発された数値相対論コード\SpBで、構造化メッシュ上のアインシュタイン方程式とラグランジュ粒子を介した物質方程式の一般的に使用されるBSSN定式化を解きます。ここでは、初めて、4つの核物質の状態方程式の区分的ポリトロープ近似を使用した\SpB中性子星合体シミュレーションを示します。さらにいくつかの方法論の改良（ステアリング散逸の新しい方法、改良された粒子メッシュマッピング）を紹介し、熱圧力寄与の計算に入る指数の影響を調査します。重力波の振幅（四重極近似と$\Psi_4$形式の両方で計算）に顕著な痕跡を残し、動的噴出物の量に顕著な影響を与えることがわかります。以前の発見と一致して、研究された等質量バイナリシステムの動的噴出物として$10^{-3}$\Msunが数回しか見つかりません。より柔らかい状態方程式（衝撃が形成されやすい）が大量の物質を放出します。。また、すべてのケースで、$\sim10^{-4}$\Msunの信頼できる高速（$\sim0.5..0.7c$）エジェクタコンポーネントが見られます。このような高速成分は、主要なキロノバ放出の初期の青色の前駆体を生成することが示唆されており、キロノバの残光を引き起こす可能性もあります。
修正された重力の恒星および亜恒星天体
重力が変更された恒星および亜恒星天体に関する最後の発見が提示され、読者はこのトピックにすばやく飛び込むことができます。低質量星の初期の恒星進化、褐色矮星と巨大なガス状太陽系外惑星の冷却モデル、および地球型惑星の内部構造について説明します。さらに、議論されたオブジェクトを使用した重力モデルの可能なテストが提案されます。
511keVの銀河系の放出とf\'eeton暗黒物質との対峙
f\'eetonは、シーソーメカニズムとレプトン数生成の生成の成功から動機付けられた$B-L$ゲージ対称性のゲージボソンです。f\'eetonが暗黒物質（DM）のごく一部を構成している場合、銀河系の$511$keVの放出を引き起こす可能性があることを示します。提案されたすべてのDMソースの中で初めて、f\'eetonDMは、陽電子の注入エネルギーを$\lesssim3$\、MeVと予測します。この予測は、現在の観測によって検証されています。モデルは、$B-L$の破壊スケールが比較的狭い範囲にあることを示唆しています。つまり、$V_{B-L}\sim10^{15}-10^{16}\、$GeVであり、これは大統一（GUT）と一致しています。シーソーメカニズムをスケーリングし、初期宇宙現象学に重要な影響を及ぼします。このf\'eetonシナリオの堅牢なテストでは、放出形態に関するさらなる調査が必要です。
| Title |
A_Proposal_for_Detecting_Superconductivity_in_Neutron_Stars |
| Authors |
Yunjing_Gao,_Jiahao_Yang,_Zhenyu_Zhu,_Yosuke_Mizuno,_and_Jianda_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.08259 |
超伝導（SC）は、弱い重力場の限界で重力波（GW）を反射できることが理論的に研究されています[1]。この特徴に基づいて、この記事では、GW検出によって中性子星の予想されるSCを精査するための実験的提案が提起されています。弱い重力場条件が課せられた、中性子星-ブラックホールと連星中性子星システムの2つの連星システムが考慮されます。GW反射によって引き起こされる全信号の無視できない変調が見つかりました。これは、GW周波数とは異なる周波数成分に寄与します。同様に、時間領域では、変調により振幅と位相が変動し、角速度とともに増加します。このような変調信号は、CosmicExplorerによって$100\、\mbox{Mpc}$で検出可能であることを示しています。これらの信号の識別は、中性子星に長い間求められていたSCの存在と、エキゾチックな超伝導によって誘発されたGW反射を証明することができます。
| Title |
Cosmology-friendly_time-varying_neutrino_masses_via_the_sterile_neutrino_portal |
| Authors |
Guo-yuan_Huang,_Manfred_Lindner,_Pablo_Mart\'inez-Mirav\'e,_Manibrata_Sen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.08431 |
時変ニュートリノ質量の一貫したシナリオを調査し、宇宙論、ベータ崩壊、およびニュートリノ振動実験への影響について説明します。このような時変質量は、ステライルニュートリノと超軽量スカラー場との結合によって生成されると想定されており、混合によって軽いニュートリノに影響を与えます。このモデルでは、ビッグバン元素合成、宇宙マイクロ波背景放射、大規模構造など、さまざまな宇宙論的境界を回避する方法を示します。このシナリオは、複数の地上実験を使用してさらに制約することができます。特に、KATRINのようなベータ崩壊実験では、時間変動が速く平均化された場合でも、電子スペクトルに自明でない歪みが生じる可能性があります。さらに、時間とともに変化するステライルニュートリノの塊の存在は、原子炉とガリウムの異常の文脈での軽いステライルニュートリノパラメータ空間の解釈を変えるでしょう。さらに、最近ガリウム異常を強化したBESTコラボレーションの結果に対する、このような時変ニュートリノ質量の影響についても研究します。確認された場合、時変ニュートリノ質量仮説が最近のBESTデータによりよく適合する可能性があることがわかります。
