Tomo-eGozenとNICERを使用したSSCygniの高度に相関する光学およびX線変動の検出
| Title |
Detection_of_highly_correlated_optical_and_X-ray_variations_in_SS_Cygni_with_Tomo-e_Gozen_and_NICER |
| Authors |
Y._Nishino,_M._Kimura,_S._Sako,_J._Beniyama,_T._Enoto,_T._Minezaki,_N._Nakaniwa,_R._Ohsawa,_S._Takita,_S._Yamada_and_K._C._Gendreau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.08721 |
矮新星SSCygとTomo-eGozen/1.05m木曽シュミットおよび中性子星InteriorCompositionExploreR（itNICER）/国際宇宙ステーション（ISS）の同時光学およびX線観測について報告します。静止状態で合計4回の観測が行われ、2つの波長間で相関性の高い光の変化が検出されました。「ショット」と呼ばれる1秒のビニング間隔で光度曲線の局所的な輝度ピークを抽出し、相互相関関数を使用して光学的変動とX線変動の間のタイムラグを評価しました。一部のショットは、X線の変動に対して大きな光学的遅れを示し、それらのほとんどは、$+$0.26〜3.11秒の範囲で正であり、これは検出されていません。それらは降着円盤および/または二次星でのX線再処理に起因する可能性があります。この分析は、NICERの高いタイミング精度と高いスループット、およびTomo-eGozenのマッチング機能のおかげで可能になります。また、いずれかの観測窓の中央で光学とX線の変動の相関が変化し、2keV未満のX線スペクトルも相関に応じて変化していることが確認されました。
矮小銀河における原始ブラックホールの階層的合併
| Title |
Hierarchical_Merger_of_Primordial_Black_Holes_in_Dwarf_Galaxies |
| Authors |
Encieh_Erfani,_Tadeo_D._Gomez-Aguilar_and_Juan_Carlos_Hidalgo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.08906 |
原始ブラックホール（PBH）が典型的な矮小銀河のコアの主要な暗黒物質成分を表すシナリオで、それらの合併の歴史を研究します。ブラックホールの階層的合併をもたらす一連の衝突の可能性を調査し、そのような{\itクラスター}の最終的な質量スペクトルを調べます。これは、最初は単色（単一質量）のPBH集団を示します。私たちの研究によると、マージプロセスでは、PBHの初期質量に関係なく、コアの総質量の約$40\％$がマージ製品に転送され、約$5\％$のエネルギーが次の形式で放射されます。重力波。より軽い質量限界では、ハッブル時間内に元の集団の最大8倍の質量のブラックホールが形成される可能性があることがわかります。
CMBBモード偏光の内部デレンシングに対する銀河系外の前景の影響
CMBの原始的な$B$モード偏光の検索は、重力レンズによって後で生成される$B$モードのサンプル分散によって制限されます。制約は、「デレンス」によって改善できます。物質分布のプロキシを使用して、レンズによって誘発された$B$モードを部分的に削除します。現在および間もなく行われる実験では、CMBの温度異方性から、少なくとも部分的には物質マップが推測されます。これらの再構成は、銀河系外の前景（電波放射銀河、宇宙赤外線背景放射、またはスニヤエフ・ゼルドビッチ効果）によって汚染されています。Webskyシミュレーションを使用して、フォアグラウンドが非ガウス高点関数を介してデレンされた$B$モードの角度自動スペクトルにスプリアスパワーを追加し、テンソル対スカラー比$r$の制約にバイアスをかけることを示します。銀河系や大気圏の前景がない、サイモンズ天文台に似た理想的な実験を検討します。143GHzで検出可能なポイントソースを削除し、Hu-Okamoto二次推定量（QE）を使用してCMB温度モード$l<3500$からレンズを再構築した後、$r$の値は、$1.5\、\sigma$よりも高いと推測されます。真の$r=0$。代わりに、最小分散ILCマップから再構築すると、問題が悪化するだけで、バイアスが$3\、\sigma$を超えます。$TT$推定量が他のQEまたは外部物質トレーサーと一緒に追加されると、新しい結合が発生し、$TT$からの希釈されたバイアスが部分的にキャンセルされます。これらの効果をモデル化するためのシンプルで効果的な処方箋を提供します。さらに、点源硬化またはせん断のみのQEは、バイアスを許容レベルまで軽減できるだけでなく、デレン後のHu-OkamotoQEよりも低い電力につながることを示しています。したがって、温度ベースの再構築は、$r$を測定するための強力なツールであり続けます。
宇宙の拡張履歴のプローブとしてのVoids統計におけるVoidsとHalo
宇宙の構造は宇宙の網に分散しています。構造の分布、統計、および進化は、宇宙論的モデルのプローブと見なすことができます。エクスカーション集合論（EST）でボイドと暗黒物質ハローインボイドの数密度を調べます。ESTのマルコフフレームワークと非マルコフフレームワークで球形と楕円体の両方の崩壊モデルを研究します。次に、標準の$\Lambda$CDMと再構築されたモデルのボイドとハローインボイドの数密度を比較します。再構築されたモデルは、バックグラウンド観測からのモデルに依存しない拡張履歴の再構築です。この作業では、ESTの軌道を除外した崩壊モデルバリアの効果を調査します。この除外は、ボイドとハローインボイドの統計に影響します。ESTの非Markov拡張のボイドの統計は、崩壊モデルからほとんど独立していることを示します。最後に、ボイド内のハローの数密度がこれら2つのモデルを区別し、ボイド現象などの異常に対処できることを示します。
線形点標準定規：将来の銀河調査のための宇宙論的予測。基準宇宙論から遠く離れた一貫したBAO分析に向けて
| Title |
Linear_Point_Standard_Ruler:_cosmological_forecasts_for_future_galaxy_surveys._Toward_consistent_BAO_analyses_far_from_a_fiducial_cosmology |
| Authors |
Stefano_Anselmi,_Glenn_D._Starkman,_Alessandro_Renzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.09098 |
線形点（LP）標準定規は、バリオン音響振動（BAO）を利用するための純粋に幾何学的な方法の基礎として識別されました。LPは、銀河の2点相関関数に刻印されたBAO機能を利用して、特定の宇宙モデルとは無関係に宇宙距離を測定します。直線点を利用して距離を測定するために、将来および進行中の分光銀河調査の予想される精度を予測します。予測結果の宇宙論的影響を調査します。特に、関連する実用的な例に焦点を当てます。他の宇宙探査機とは独立した、遅い時間の宇宙加速の検出です。私たちの調査結果は、LCDM標準宇宙パラダイム内でさえ、それらの最大の有用性を実現するために、推定距離は非常に広いパラメーター範囲にわたって信頼できる必要があることを示しています。これは、宇宙の緊張を適切に特徴付けることを目的とする場合に特に関係があります。LPは、この信頼性を実現するための有望な候補アプローチです。対照的に、BAO分析で広く採用されている手順では、フラットLCDMの宇宙マイクロ波背景放射の制約に近い基準値に固定された宇宙論的パラメーターを維持する距離を推定します。それらが純粋に幾何学的な方法であるかどうかは不明です。さらに、それらは、これらの基準フラットLCDM値から離れたパラメーター空間を探索するために、テストされていない外挿に依存しています。すべてのBAO方法論は、最初に線形予測、次にN体シミュレーションによって、結果が引用されるモデルとパラメーターの全範囲にわたって検証されることをお勧めします。
TESSによるかに座55番星の可変掩蔽深度の弱い証拠
| Title |
Weak_evidence_for_variable_occultation_depth_of_55_Cnc_e_with_TESS |
| Authors |
E.A._Meier_Vald\'es,_B.M._Morris,_R.D._Wells,_N._Schanche,_B.-O._Demory |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.08560 |
かに座55番星は、太陽のような星を通過する0。73日の軌道にあります。質量が8$M_{\bigoplus}$、半径が2$R_{\bigoplus}$のこのスーパーアースの掩蔽深度は、中赤外線波長で時間の経過とともに大幅に変化することが観察されています。スピッツァーによる観測では、おそらく火山活動、星と惑星の磁気相互作用、または星の周りの塵のトーラスの存在によって引き起こされた、1200Kの日中の明るさの温度の変化を測定しました。掩蔽の変動性に関する以前の証拠は、赤外線範囲にありました。ここでは、光学系にも変動が存在するかどうかを調査することを目的としています。TESSは、セクター21、44、および46の間に55Cncを観測しました。データを注意深くトレンド除去し、マルコフ連鎖モンテカルロルーチンの各セクターの通過および掩蔽モデルを適合させます。後の段階で、Leave-One-OutCross-Validation統計を使用して、完全なセットの一定の掩蔽のモデルおよび掩蔽のないモデルと比較します。TESS観測の完全なセットについて、8$\pm$2.5ppmの掩蔽深度を報告します。特に、セクター21では15$\pm$4ppmの深さを測定しましたが、セクター44では掩蔽は検出されませんでした。セクター46では、8$\pm$5ppmの弱い掩蔽を測定します。掩蔽の深さは、セクターごとに1.6〜3.4$\sigma$の重要度で異なります。幾何アルベドに上限を設定して、反射光と熱放射への可能な寄与を導き出します。私たちのモデル比較に基づくと、掩蔽の存在は、掩蔽がない場合よりもかなり好まれます。この場合、セクター間で掩蔽が変化するモデルは、統計的重みの大部分を占めます。私たちの分析は、TESSでの掩蔽の検出を確認します。さらに、私たちの結果は、各セクター間で変化する掩蔽深度に弱く傾いていますが、通過深度は訪問全体で一定です。
トリプルシステムの極端な離心率：分析結果
| Title |
Extreme_eccentricities_of_triple_systems:_Analytic_results |
| Authors |
Abhi_Mangipudi,_Evgeni_Grishin,_Alessandro_A._Trani,_Ilya_Mandel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.08703 |
三重の星とコンパクトな物体は、自然界に遍在して観察されます。彼らの長期的な進化は複雑です。特に、von-Zeipel-Lidov-Kozai（ZLK）メカニズムは、内部バイナリの非常にエキセントリックな遭遇につながる可能性があります。このような遭遇は、相互作用する連星現象の過多、および恒星とコンパクトオブジェクトの合併につながる可能性があります。ここで、ZLK振動を受ける内側のバイナリの最大離心率$e_{\rmmax}$の明示的な分析式を見つけます。ここで、両方のテスト粒子の限界（内側と外側の角運動量比$\eta$によってパラメータ化されます））および二重平均近似（周期比$\epsilon_{\rmSA}$でパラメータ化）は、円形の外側軌道に対して緩和されます。両方の制限ケース（$\eta$または$\epsilon_{\rmSA}\to0$）で既知の結果を回復し、数値シミュレーションを使用してモデルの有効性を検証します。ニュートンダイナミクスの$\texttt{Rebound}$と一般相対論的（GR）ダイナミクスの$\texttt{Tsunami}$の2つの正確な数値N体コードを使用して結果をテストし、優れた対応を見つけました。我々は、恒星トリプルと恒星と超大規模トリプルブラックホールの両方の合併に対する我々の結果の意味を議論します。
太陽系外惑星の大気散逸のLy$\ alpha $吸収特性の宇宙天気による変動：MHDシミュレーションとAUMicbの場合
| Title |
Space_Weather-driven_Variations_in_Ly$\alpha$_Absorption_Signatures_of_Exoplanet_Atmospheric_Escape:_MHD_Simulations_and_the_Case_of_AU_Mic_b |
| Authors |
O._Cohen,_J.D._Alvarado-Gomez,_J.J._Drake,_L.M._Harbach,_C._Garraffo,_F._Fraschetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.08900 |
AUMicroscopiibの周囲の宇宙環境と、磁化された恒星風と、周囲の恒星風条件およびコロナ質量放出（CME）条件に対する惑星大気流出との相互作用をシミュレートします。また、周囲の中性水素とこの相互作用の影響を受けた惑星大気からの脱出による合成Ly$\alpha$吸収を計算します。Ly$\alpha$の吸収は、恒星の風の状態が大きく変化するため、大きく変動することがわかります。シミュレーション自体で観察された実際の脱出速度とは対照的に、Ly$\alpha$プロファイルで強いドップラー青方偏移成分が観察されます。この結果は、強いドップラーブルーシフトは、中性惑星ガスの移流、または恒星風イオン間の電荷交換による高速中性流の生成のいずれかによって、中性大気の脱出ではなく、恒星風に起因する可能性が高いことを示唆しています。そして惑星の中立。実際、私たちのCMEシミュレーションは、中性の脱出大気の一部を含む、惑星からの磁気圏物質の強力な剥離を示しています。私たちのシミュレーションは、近くの太陽系外惑星の周りの圧力は、惑星大気の上部の圧力よりもそれほど低くはなく、さらに高い可能性があることを示しています。したがって、中性大気は非常に小さい速度（$<15〜km〜s^{-1}$）で流体力学的に逃げています。さらに、私たちのシミュレーションは、大気が中性であるにもかかわらず、結合された磁化された恒星風と逃げる大気を適切に捉えるために、MHD処理が不可欠であることを示しています。この結合は、太陽系外惑星の大気散逸の文脈でLy$\alpha$observationsを解釈するときに考慮する必要があります。
HD 28109は、南極大陸のASTEPによって確認された、ほぼ共鳴するペアを含む3つの通過するネプチューン惑星をホストしています。
| Title |
HD_28109_hosts_a_trio_of_transiting_Neptunian_planets_including_a_near-resonant_pair,_confirmed_by_ASTEP_from_Antarctica |
| Authors |
Georgina_Dransfield,_Amaury_H.M.J._Triaud,_Tristan_Guillot,_Djamel_Mekarnia,_David_Nesvorn\'y,_Nicolas_Crouzet,_Lyu_Abe,_Karim_Agabi,_Marco_Buttu,_Juan_Cabrera,_Davide_Gandolfi,_Maximilian_N._G\"unther,_Florian_Rodler,_Fran\c{c}ois-Xavier_Schmider,_Philippe_Stee,_Olga_Suarez,_Karen_A._Collins,_Mart\'in_D\'evora-Pajares,_Steve_B._Howell,_Elisabeth_C._Matthews,_Matthew_R._Standing,_Keivan_G._Stassun,_Chris_Stockdale,_Samuel_N._Quinn,_Carl_Ziegler,_Ian_J._M._Crossfield,_Jack_J._Lissauer,_Andrew_W._Mann,_Rachel_Matson,_Joshua_Schlieder,_George_Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.09046 |
F8スターHD〜28109を周回する3つの惑星の発見と特性評価について報告します。この惑星は、\tessの連続表示ゾーンに快適に配置されています。2つの外惑星の周期は$\rm56.0067\pm0.0003〜days$と$\rm84.2597_{-0.0008}^{+0.0010}〜days$であり、これは1次の周期比に非常に近いことを意味します。3：2平均運動共鳴、最大$\rm60\、mins$のエキサイティングなトランジットタイミング変化（TTV）。これらの2つの惑星は、最初に\tessによって識別され、\textcolor{black}{\tessphotometry}で$\rm22.8911\pm0.0004〜days$の周期で3番目の惑星を識別しました。南極からのHD〜28109cの$\rm\sim9\、h$通過の完全な検出を含む、Hazelwood、ASTEP、およびLCOからの地上測光を使用して、3つの惑星候補すべての惑星の性質を確認します。3つの惑星の半径は\textcolor{black}{$\rmR_b=2.199_{-0.10}^{+0.098}〜R_{\oplus}$、$\rmR_c=4.23\pm0.11〜R_{\oplus}$および$\rmR_d=3.25\pm0.11〜R_{\oplus}$};TTVとESPRESSOおよびHARPSからの正確な視線速度を使用してそれらの質量を特徴付け、それらが$\rmM_b=18.5_{-7.6}^{+9.1}〜M_{\oplus}$、$\rmM_c=7.9であることがわかります。_{-3.0}^{+4.2}〜M_{\oplus}$および$\rmM_d=5.7_{-2.1}^{+2.7}〜M_{\oplus}$、惑星bを高密度で巨大な惑星にしますcとdはどちらも密度が低くなっています。また、特にJWSTのCVZでの位置を考えると、2つの外惑星が透過分光法を使用した大気の特性評価に適していることを示しています。これまでに得られたデータは、共振（秤動）および非共振（循環）ソリューションと一致しています。追加の観察により、ペアが実際に共鳴にロックされているのか、それとも共鳴に近いだけなのかがわかります。
クリア：H $ \ alpha $エミッションラインマップを使用した、$ 0.5 \ lesssim z
\lesssim1.7$の間の銀河における空間的に分解された星形成の進化
| Title |
CLEAR:_The_Evolution_of_Spatially_Resolved_Star_Formation_in_Galaxies_between_$0.5\lesssim_z_\lesssim1.7$_using_H$\alpha$_Emission_Line_Maps |
| Authors |
Jasleen_Matharu,_Casey_Papovich,_Raymond_C._Simons,_Ivelina_Momcheva,_Gabriel_Brammer,_Zhiyuan_Ji,_Bren_E._Backhaus,_Nikko_J._Cleri,_Vicente_Estrada-Carpenter,_Steven_L._Finkelstein,_Kristian_Finlator,_Mauro_Giavalisco,_Intae_Jung,_Adam_Muzzin,_Annalisa_Pillepich,_Jonathan_R._Trump_and_Benjamin_Weiner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.08543 |
星形成銀河の空間的に分解されたHα線マップを使用して、赤方偏移の広い範囲（$0.5<z<1.7$）にわたる銀河集合の勾配の進化を研究します。私たちの$z\sim0.5$の測定値は、CANDELSライマン-再電離時のアルファ放射（CLEAR）実験の一部として得られた深部ハッブル宇宙望遠鏡WFC3G102グリズム分光法からのものです。Log$（M_{*}/\mathrm{M}_{\odot}）\geqslant8.96$の星形成銀河の場合、平均Hα有効半径は$1.2\pm0.1$倍です。星形成による裏返しの成長を意味する恒星の連続体。この測定値は、3D-HSTおよびKMOS-3D調査からそれぞれ$z\sim1$および$z\sim1.7$で測定されたものと、$1\sigma$以内で一致しており、赤方偏移の進化がないことを意味します。ただし、1キロパーセク（$\Sigma_\mathrm{1kpc}$）内の恒星の質量面密度の赤方偏移の進化を観察します。Log$（M_{*}/\mathrm{M}_{\odot}）=9.5$の恒星質量を持つ$z\sim0.5$の星形成銀河は、$\Sigma_\mathrm{1kpc}$は、$z\sim1$銀河と比較して$（19\pm2）\％$低い、恒星の連続体に対するHα線です。$\Sigma_{1\mathrm{kpc、H}\alpha}$/$\Sigma_{1\mathrm{kpc、Cont}}$は、恒星の質量が大きくなるにつれて減少します。$\Sigma_{1\mathrm{kpc、H}\alpha}$/$\Sigma_{1\mathrm{kpc、Cont}}$と恒星の質量の赤方偏移の進化の大部分は、Log（$\Sigma_{1\mathrm{kpc、H}\alpha}$）は、Log（$\Sigma_{1\mathrm{kpc、Cont}}$）の2倍減少して$z\sim1$から0.5になります（固定Log$（M_{*}/\mathrm{M}_{\odot}）=9.5$）の恒星の質量。私たちの結果をTNG50宇宙磁気流体力学シミュレーションと比較することにより、この進化の推進力としての塵を除外します。私たちの結果は、裏返しの成長に続く裏返しの消光と一致しており、前者は$z\sim1$から$\Sigma_{1\mathrm{kpc、H}\alpha}$の大幅な低下を引き起こします$z\sim0.5$に。
集団II、恒星距離指標Iを介した局所銀河群銀河までの距離：Sculptor Dwarf Spheroidal
| Title |
Distances_to_Local_Group_Galaxies_via_Population_II,_Stellar_Distance_Indicators_I:_The_Sculptor_Dwarf_Spheroidal |
| Authors |
Quang_H._Tran,_Taylor_J._Hoyt,_Wendy_L._Freedman,_Barry_F._Madore,_Elias_K._Oakes,_William_Cerny,_Dylan_Hatt,_Rachael_L._Beaton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.08548 |
3つのポピュレーションII恒星距離インジケーター（（a）赤色巨星枝の先端（TRGB）、（b）RRライレ変数（RRL）、および（c）青色の稜線）を介して、ちょうこくしおくし球体までの距離を決定します。水平分枝（HB）。Magellan-Baade6.5m望遠鏡で取得されたHBよりも約2等暗い光度深度に到達する$48'\times48'$の領域をカバーする、高信号対ノイズの広視野$VI$イメージング。SculptorのTRGBから導出された真の係数は、$\mu^\mathrm{TRGB}_o=19.59\pm0.07_\mathrm{stat}\pm0.05_\mathrm{sys}$magであることがわかります。文献から採用された期間に加えて、新しく取得されたRRL位相点は、テンプレートの光度曲線に適合して、$\mu_{W_{I、V-I}}^\mathrm{RRL}=19.60\pm0.01_\mathrm{stat}\を決定します。午後0.05_\mathrm{sys}$mag。最後に、HB距離は$\mu^\mathrm{HB}_o=19.54\pm0.03_\mathrm{stat}\pm0.09_\mathrm{sys}$magであることがわかります。各メソッドの絶対キャリブレーションは、独立した幾何学的ゼロ点によって固定され、異なるクラスの星を利用し、同じ測光キャリブレーションから決定されます。
弾丸矮星衝突からの暗黒物質のない銀河の軌跡
| Title |
A_trail_of_dark_matter-free_galaxies_from_a_bullet_dwarf_collision |
| Authors |
Pieter_van_Dokkum,_Zili_Shen,_Michael_A._Keim,_Sebastian_Trujillo-Gomez,_Shany_Danieli,_Dhruba_Dutta_Chowdhury,_Roberto_Abraham,_Charlie_Conroy,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Daisuke_Nagai,_Aaron_Romanowsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.08552 |
NGC1052グループの超拡散銀河DF2とDF4は、いくつかの珍しい特性を共有しています。どちらも、サイズが大きく、過剰な光と球状星団の集団が豊富で、暗黒物質がほとんどまたはまったくないことを示す非常に遅い速度分散を持っています。これらの銀河は、ガスが豊富な銀河の高速遭遇の余波で形成されたことが示唆されています。これは、弾丸銀河団を作成した衝突に似ていますが、はるかに小規模なイベントです。ガスは衝突で暗黒物質から分離し、その後の星形成は1つまたは複数の暗黒物質のない銀河の形成につながります。ここでは、DF2とDF4の現在の視線距離と視線速度が、約80億年前の単一の弾丸と矮星の衝突の余波でのそれらの結合形成と一致していることを示します。さらに、DF2とDF4は、7-11個の大きな低光度オブジェクトの見かけの線形下部構造の一部であることがわかります。これらはすべて同じイベントで発生し、2Mpc以上の長さで、視線から7±2度の角度の暗黒物質のない銀河の軌跡を形成することを提案します。また、トレイルの前縁で予想される2つの始祖銀河の非常に暗黒物質が支配的な残骸を暫定的に特定します。
星形成に力を与えるDampedLyman-{\alpha}システムのHIを解決する
| Title |
Resolving_the_HI_in_Damped_Lyman-{\alpha}_systems_that_power_star-formation |
| Authors |
Rongmon_Bordoloi,_John_M._O'Meara,_Keren_Sharon,_Jane_R._Rigby,_Jeff_Cooke,_Ahmed_Shaban,_Mateusz_Matuszewski,_Luca_Rizzi,_Greg_Doppmann,_D._Christopher_Martin,_Anna_M._Moore,_Patrick_Morrissey,_James_D._Neill |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.08554 |
高密度の原子ガス（主に水素）の貯留層は、赤方偏移3で中性ガスの約90％を含み、宇宙の全バリオンの2〜3％に寄与します。これらの減衰したライマン-${\alpha}$システム（バックグラウンドソース内およびバックグラウンドソースからのライマン-${\alpha}$光子を吸収するために呼ばれます）は数十年にわたって研究されてきましたが、バックグラウンドのスペクトルに存在する吸収線を介してのみです。クエーサーとガンマ線バースト。このようなペンシルビームは、システムの物理的な範囲を制限しません。ここでは、2つの前景減衰ライマン-${\alpha}$システムを使用した、赤方偏移2.7の明るい重力レンズ銀河の面分光法を報告します。これらのシステムの範囲は$>$238$kpc^2$で、中性水素のカラム密度は$<$3kpcスケールで1桁以上変化します。平均カラム密度は$10^{20.46}$-$10^{20.84}cm^{-2}$で、総質量は$>5.5\times10^{8}$-$1.4\times10^{9}M_{\odot}$は、赤方偏移$>$2にある比較的大規模で低光度の原始銀河と一致して、次世代の星形成に必要な燃料を含んでいることを示しています。
オメガ星団クラスターにおける暗黒物質の消滅に対する制約
最近のガンマ線とラジオの研究は、暗黒物質の特性を消滅させる上でいくつかの厳しい制約を得ています。しかし、暗黒物質の消滅を抑制するためにX線データを使用することに焦点を当てた研究はごくわずかです。この記事では、オメガ星団のデータを使用して、暗黒物質を消滅させるX線分析を実行します。暗黒物質がオメガケンタウリクラスターで導出された非発光質量成分の正しい解釈である場合、$\tau^+\tau^-$、$b\bar{bを介して消滅する熱暗黒物質質量の控えめな下限}$チャネルと$W^+W^-$チャネルは、拡散係数$D_0\le10^{26}（10^{27}）$cm$^2$/s。これらの制約は、私たちの銀河で見られるガンマ線過剰と反陽子過剰の暗黒物質解釈の最近の主張を安全に除外することができます。一般的に言えば、非親油性消滅チャネルで得られた控えめな下限は、近くの矮小銀河のガンマ線分析で得られた下限よりもはるかに厳しいものです。これにより、暗黒物質の消滅を抑制するための新しいウィンドウが開かれると予想されます。
畳み込みニューラルネットワークを使用したSDSSからのグランドデザインおよび羊毛状渦巻の識別
| Title |
Identification_of_Grand-design_and_Flocculent_Spirals_from_SDSS_using_Convolutional_Neural_network |
| Authors |
S._Sarkar,_G._Narayanan,_A._Banerjee,_P._Prakash |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.08733 |
渦巻銀河は、渦巻腕の性質に基づいて、グランドデザインとフロックレントに分類できます。グランドデザインは、ほぼ連続した高コントラストのスパイラルアームを示し、密度波によって駆動されると考えられています。一方、Flocculentsは、斑点状または不連続なスパイラル機能を持ち、ほとんどが確率論的です。$\mathrm{97.2\％}$のテスト精度で、スパイラルをグランドデザインとフロックレントに分類する畳み込みニューラルネットワーク（CNN）モデルを構築します。次に、上記のモデルを使用して、SDSSから$\mathrm{1,220}$の新しいスパイラルを分類します。これらのうち、$\mathrm{721}$はFlocculentsとして識別され、残りはグランドデザインです。サンプルのGrand-designsとFlocculentsの平均漸近回転速度は$\mathrm{218\;です。km\;s^{-1}}$および$\mathrm{145\;km\;それぞれs^{-1}}$であり、それぞれのdeVaucouleur形態学的タイプインデックスは$\mathrm{2.6}$と$\mathrm{4.7}$です。これはおそらく、グランドデザインが私たちの天の川のような通常の高表面輝度銀河であるのに対し、Flocculentsは中質量の低表面輝度銀河であることを示しています。
CepheusAHW2での6.7GHzメタノールメーザー放出の再発フレアの発見
| Title |
Discovery_of_recurrent_flares_of_6.7_GHz_methanol_maser_emission_in_Cepheus_A_HW2 |
| Authors |
M._Durjasz,_M._Szymczak,_M._Olech,_A._Bartkiewicz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.08759 |
コンテキスト：6.7GHzのクラスIIメタノールメーザーは、高質量の若い恒星状天体（HMYSO）の近くで発生します。局所的な状態の変化に対するそれらの高い感度は、それらを出現する巨大な星の活動の有用なマーカーにします。目的：新しいアーカイブ型のシングルディッシュで高解像度の超長基線干渉法（VLBI）データセットを使用して、CepAHW2の6.7GHzメタノールメーザーの変動性を綿密に調査することを目指しています。方法：トルン32m電波望遠鏡を使用して、2009年から2021年の間にターゲットに向けて6.7GHzのメタノールメーザーを監視し、16年間にわたって取得されたVLBI観測の9つのデータセットを分析しました。結果：推定される中央の星の位置の近くに位置し、ラジオジェットと一致する、かすかな、非常に赤方偏移したメーザー放射は、約5年の周期でフレア活動を示します。フレアは、立ち上がりと減衰の時間比が0.18で、相対振幅が10を超える非対称プロファイルを持っています。フレア状の雲の速度は、3-4*10^-5km/s/dの速度で約11.5ドリフトします。モニタリングの年。2つのフレアリング機能のピーク間のタイムラグは、約1000km/sの励起係数の伝播速度を意味します。青方偏移と赤方偏移の特徴のフラックス密度の同期および反相関の変動は、極端に赤方偏移した放射のフレアから約2。5年後に始まります。
暗黒物質ハローとサブハローに銀河を投入するためのスパース回帰アプローチ
| Title |
A_sparse_regression_approach_for_populating_dark_matter_halos_and_subhalos_with_galaxies |
| Authors |
M._Icaza-Lizaola,_Richard_G._Bower,_Peder_Norberg,_Shaun_Cole,_Matthieu_Schaller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.08799 |
スパース回帰法（SRM）を使用して、ホストの暗黒物質ハローの特性の関数として中央銀河と伴銀河の恒星質量を予測する正確で説明可能なモデルを構築します。SRMは、データからシステムの支配方程式をモデル化するためのフレームワークを提供する機械学習アルゴリズムです。他の機械学習アルゴリズムとは対照的に、SRMメソッドのソリューションは単純であり、調整可能なパラメーターの比較的小さなセットに依存します。$z=0$と$z=4$の間の19個のレッドシフトスライスを使用して、EAGLEシミュレーションから35,459個の銀河からデータを収集し、ホストハローの質量変化をパラメーター化します。入力パラメータの適切な定式化を使用して、私たちの方法論は、別々に予測されたときと同じ精度を達成する単一の予測モデルを使用して衛星と中央ハローをモデル化できます。これにより、これら2つの銀河タイプのやや恣意的な違いを取り除き、ハローの成長履歴のみに基づいてモデル化することができます。私たちのモデルは、EAGLEの全銀河恒星質量関数と恒星質量依存銀河相関関数（$\xi（r）$）を正確に再現できます。$\xi（r）$のSRMモデル予測は、サブハロアバンダンスマッチングからの予測と競合し、極端にランダム化されたツリーからの結果よりも優れたパフォーマンスを発揮することを示します。暗黒物質のみのシミュレーションのハローに銀河を投入し、銀河の進化を調査したり、今後の大規模構造調査を分析したりするために使用できる模擬カタログを生成するための有望なアプローチとして、SRMを提案します。
平滑化粒子流体力学でシミュレートされた活動銀河核ジェット
活動銀河核（AGN）ジェットは、巨大な銀河の成長を抑えるフィードバックメカニズムとして重要な役割を果たします。これらのジェットは、これまでグリッドベースのコードでほぼ独占的にシミュレートされてきました。この作業では、SWIFTコードでシミュレートされたAGNジェットの流体力学的テストと、SmoothedParticleHydrodynamics（SPH）の実装の結果を示します。SPHコードでは前例のない、ジェットあたり100万を超える粒子の数値解像度に到達します。すべての場合において、ジェットとジェットおよびローブの長さと幅の理論的予測との間に幅広い一致が見られます。低解像度の宇宙論的シミュレーション（$m_\mathrm{gas}\approx10^7$$\mathrm{M}_\odot$）に典型的な非常に低い解像度では、ローブの形状は自己相似のものに近くなります。$15\％$の精度のレベル。これは、ジェットローブ物理学の基本がそのような解像度（ジェットあたり$\approx500$粒子）でもキャプチャできることを示しています。ジェットは最初に弾道的に進化し、次に自己相似相に移行します。その間、ローブと衝撃を受けた周囲媒体の運動エネルギーと熱エネルギーは、注入された総エネルギーの一定の割合になります。私たちの標準的なシミュレーションでは、最初に注入されたエネルギーの3分の2が、主にバウショックによってジェットがオフになる時点で周囲の媒体に伝達されます。このうち、4分の3は熱の形であり、バウショックが効率的に熱化することを示しています。ジェットの温度、質量、全長を決定することに加えて、ジェットの発射速度と出力もジェットの解像度に重要な役割を果たしていることがわかります。
ケプラー星の3Dガラクトセントリック速度：欠落しているRVを無視する
| Title |
The_3D_Galactocentric_velocities_of_Kepler_stars:_marginalizing_over_missing_RVs |
| Authors |
Ruth_Angus,_Adrian_M._Price-Whelan,_Joel_C._Zinn,_Megan_Bedell,_Yuxi_(Lucy)_Lu_and_Daniel_Foreman-Mackey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.08901 |
位置、視差、および固有運動の正確なガイア測定は、天の川星の3D位置と2D速度（つまり、5D位相空間）を計算する機会を提供します。利用可能な場合、分光視線速度（RV）測定は、完全な6D位相空間情報を提供しますが、RV測定なしで多くの星が存在し、今後も存在し続けます。RVがないと、3D恒星速度を直接計算することはできませんが、欠落しているRV次元を無視することで、3D恒星速度を推測することができます。この論文では、デカルトガラクトセントリック座標（vx、vy、vz）でケプラーフィールドの星の3D速度を推測します。Gaia、LAMOST、およびAPOGEE分光調査から入手可能なRV測定値を使用して、すべてのKeplerターゲットの約4分の1の速度を直接計算します。これらの星の速度分布を事前に使用して、RV次元をマージナライズすることにより、サンプルの残りの4分の3の速度を推測します。推定されたvx、vy、およびvz速度の不確実性の中央値は、それぞれ約4、18、および4km/sです。ケプラーフィールドで合計148,590個の星に3D速度を提供します。これらの3D速度は、運動学的な年代測定、天の川の星の種族の研究、およびよく研究されたケプラー星のベンチマークサンプルを使用した他の科学的研究を可能にする可能性があります。ここで使用されている方法論は、空を横切るターゲットに広く適用できますが、私たちの先例は、Keplerフィールドから特別に構築されています。この方法をGalaxyの他の部分に拡張するときは、適切な事前設定を使用するように注意する必要があります。
シミュレートされた矮小銀河のスターバーストにおける[CII]-赤字の起源
| Title |
The_origin_of_the_[CII]-deficit_in_a_simulated_dwarf_galaxies_starburst |
| Authors |
Thomas_G._Bisbas,_Stefanie_Walch,_Thorsten_Naab,_Natalia_Lah\'en,_Rodrigo_Herrera-Camus,_Ulrich_P._Steinwandel,_Constantina_M._Fotopoulou,_Chia-Yu_Hu,_Peter_H._Johansson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.08905 |
矮小銀河合併のSmoothedParticleHydrodynamics（SPH）シミュレーションの[CII]合成観測を提示します。マージプロセスは、星形成率を3桁以上変化させます。いくつかの星団が形成され、そのフィードバックは、HII領域の拡大と超新星（SN）の爆発を通じて、高密度ガスを分散させ、結合を解きます。モデル化されたものと同様の特性を持つ銀河の場合、[CII]放射は、マージプロセス全体を通して光学的に薄いままであることがわかります。ウォームニュートラルミディアム（$3<\logT_{\rmgas}<4$with$\chi_{\rmHI}>2\chi_{\rmH2}$）が[CII]放出の主な発生源であると特定しました（$\sim58\％$寄与）、ただし、HII領域が若くて密集している段階（星団形成中またはイオン化気泡の形でのSNe中）では、合計に$\gtrsim50\％$寄与できます[CII]放出。[CII]/FIR比は、巨大な星団によって放出された強いFUV放射場によって引き起こされた[CII]放出の熱飽和のために減少し、[CII]欠損媒体につながることがわかります。[CII]-SFRの関係を調査し、観測結果、特に矮小銀河調査の観測結果とよく一致するほぼ線形の相関関係を見つけました。私たちのシミュレーションは、[CII]/FIRと$\Sigma_{\rmSFR}$および$\Sigma_{\rmFIR}$の観測された傾向を再現しており、SFR-FIRの光度のケニカットの関係とよく一致しています。解決された観測における[CII]の局所的なピークは、進行中の大規模なクラスター形成の証拠を提供する可能性があることを提案します。
銀河のガス回転に対する磁場の影響$NGC\; 6946 $
渦巻銀河$NGC\;6946$の大きな半径での$HI$ガスディスク回転曲線に関する観測高解像度データと、この銀河の線形分極電波連続放射に関するデータの最近の増加した量と質は、私たちに-ガスの回転における通常の磁場の役割を調査し、ディスク磁場が無視できない動的成分と見なされるべきかどうかをテストします。渦巻銀河$NGC\;6946$は、電波偏波マップで明らかにされた2つの対称的な明るい磁気渦巻腕をホストしています。円形ガス回転に対する2つの主磁場によって引き起こされる通常の磁場の動的効果を考慮し、2つの暗黒物質質量密度モデル、ISOとユニバーサルNFWプロファイル、$HI$ガス回転曲線の形状を考慮することによってこの銀河の一部は、特に外側の部分によりよく適合しています。ガスの回転速度における通常の磁場の寄与は正の値を持ち、約$7〜14\の典型的な振幅を持つ上昇曲線を示します。銀河$NGC\;6946$の外側のガス状円盤のkms^{-1}$。また、渦巻銀河$NGC\;6946$のモデル化された通常の磁場強度のマップを生成します。これは、渦巻銀河の中心に向けられた磁場で、渦巻パターンと最高の磁場強度を持つ2つの主要な内部輪郭を明確に示しています。両方とも、分極シンクロトロン強度マップで検出された2つの内部主磁気アームとほぼ互換性があります。
3次元絶滅マップ：相互校正された絶滅カタログの反転
| Title |
Three-dimensional_extinction_maps:_Inverting_inter-calibrated_extinction_catalogues |
| Authors |
J.L._Vergely,_R._Lallement_and_N.L.J._Cox |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.09087 |
銀河の絶滅密度の3Dマップは、個々のターゲット星の距離と絶滅のペアのカタログを反転することで作成できます。達成できるマップの空間分解能は、ターゲットの空間密度とともに、続いてカタログの組み合わせとともに増加します。ただし、これには注意深い相互校正が必要です。私たちの目的は、2つの異なるカタログの相互校正の方法を開発することです。分光光度カタログを参考にしました。主成分分析は、2番目のカタログのG、GB、GR、J、H、K多色空間で実行されました。最初の2つのコンポーネントで構成される部分空間はセルに分割され、参照からの偏差が推定されました。偏差は、各セカンダリターゲットの短い空間距離にある参照からのすべてのターゲットを使用して計算されました。マルチカラー空間の各セルについて、補正とフィルタリングが推定されました。この手法を2つの異なるデータセットに適用しました。1つは分光光度カタログ、もう1つはGaiaeDR3と2MASSの測光に基づく絶滅のカタログです。キャリブレーション後、参照ターゲットがローカルに存在するかどうかに関係なく、2番目のカタログの隣接するポイント間の消滅の分散が減少します。そうすれば、弱い構造がより明白になります。高銀河緯度のターゲットの絶滅は、最初のカタログから取得した特性であるダスト放出とより密接に相関しています。階層的反転技術を2つのマージされた相互校正されたカタログに適用して、異なるボリュームと最大空間分解能に対応する3D消光密度マップを作成しました。太陽の周りの3000x3000x800pc3ボリュームの場合の最大解像度は10pcであり、マップの最大サイズは50pcの解像度の場合は10x10x0.8kpc3です。マップは、オンラインツールを使用してダウンロードまたは使用できます。
異方性拡散はTeVハロー観測を説明できない
| Title |
Anisotropic_diffusion_cannot_explain_TeV_halo_observations |
| Authors |
Pedro_De_La_Torre_Luque,_Ottavio_Fornieri,_Tim_Linden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.08544 |
TeVハローは、パルサーを取り巻く光子放射率が向上した領域です。複数のソースが発見されていますが、それらの放射状プロファイルと球対称の形態の自己矛盾のない説明は、星間物質の約20pc領域内に高エネルギー電子と陽電子を閉じ込めることが難しいためにとらえどころのないままです。提案された解決策の1つは、異方性拡散を利用して、視線に沿って縁起の良い方向に向けられた「チューブ」内に電子集団を閉じ込めます。この作業では、そのようなモデルがゲミンガなどの固有のソースを説明する可能性がある一方で、そのようなソリューションの位相空間は非常に小さく、TeVハロー集団のサイズとおおよその放射状対称性を同時に説明できないことを示します。
クラスターの大惨事の回避：保持効率とブラックホール連星の質量スペクトル
| Title |
Avoiding_a_Cluster_Catastrophe:_Retention_Efficiency_and_the_Binary_Black_Hole_Mass_Spectrum |
| Authors |
Michael_Zevin,_Daniel_E._Holz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.08549 |
重力波によって特定された連星ブラックホールの合併の集団は、宇宙のブラックホールの固有の特性における予期しない特徴を明らかにしました。特に驚くべきエキサイティングな結果の1つは、対不安定型質量ギャップ$\sim50-120〜M_\odot$にブラックホールが存在する可能性があることです。高密度の恒星環境は、階層的な合併によってこの質量空間の領域に住むことができ、ブラックホールの合併製品の保持効率は、ホスト環境の脱出速度に強く依存します。単純なおもちゃのモデルを使用して、さまざまな動的環境での階層的なマージシナリオを表します。高い脱出速度（$\gtrsim300$km/s）の環境での階層的マージが効率的に保持され、現在のブラックホール連星のカタログからの経験的マススペクトルと互換性がない可能性のある大量の高質量マージにつながることがわかります。合併。したがって、階層型マージを効率的に生成するモデルは、対不安定型質量ギャップ内およびそれを超える連星ブラックホールマージを過剰に生成しないように調整する必要があります。階層的形成が実際に高い脱出速度を持つ動的形成チャネルの重要な特徴である場合、巨大な恒星質量ブラックホールの合併の割合が高すぎるクラスターの大惨事を回避するために、何らかの物理的メカニズムによって抑制されなければなりません。
コンパクトなバイナリマージからのGeV放出
| Title |
GeV_emission_from_a_compact_binary_merger |
| Authors |
Alessio_Mei,_Biswajit_Banerjee,_Gor_Oganesyan,_Om_Sharan_Salafia,_Stefano_Giarratana,_Marica_Branchesi,_Paolo_D'Avanzo,_Sergio_Campana,_Giancarlo_Ghirlanda,_Samuele_Ronchini,_Amit_Shukla,_Pawan_Tiwari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.08566 |
エネルギッシュな$\rm\gamma$線バースト（GRB）、GRB211211Aは、2021年12月11日にニールゲーレルスウィフト天文台によって観測されました。通常、大質量星の崩壊によって生成されるバーストに関連するその長い持続時間にもかかわらず、ガンマ線前駆体中の光赤外線キロノバと準周期的振動の発見は、コンパクトオブジェクトのバイナリマージの起源を示しています。この近くの（$\sim$10億光年）バーストを完全に理解することは、コンパクトなバイナリマージで電磁放射につながるGRB前駆体と物理的プロセスに関する知識に大きな影響を与えます。ここでは、Fermi/によって観測された高エネルギー$\rm\gamma$線（HE;E$>0.1$GeV）での有意な（$\rm>5\sigma$）過渡的な放出の発見を報告します。LATはバースト後$10^3$秒から始まります。ほぼ一定のフラックス（$\rm\sim5\times10^{-10}\erg\s^{-1}\cm^{-2}$）を伴う初期段階の後、$\sim2\times10^4$s、フラックスは減少し始め、すぐに検出されなくなりました。このような遅い時間に観測された多波長残光放射は、通常、GRBジェットが星間物質で減速するときに発生する相対論的衝撃波からのシンクロトロン放射とよく一致しています。ただし、公開および専用の多波長観測を含む豊富なデータセットの詳細なモデリングは、GRB211211AからのGeV放出がこのシナリオの予想に対して過剰であることを示しています。長寿命の低出力ジェットと外部光子源との相互作用により、GeV過剰が逆コンプトン放出である可能性を探ります。キロノバ放出が、二元中性子星合体におけるGeV放出に必要なシード光子を提供できることを発見しました。
連星のブラックホールの大部分がゼロスピンを持っているという証拠はありません
| Title |
No_evidence_that_the_majority_of_black_holes_in_binaries_have_zero_spin |
| Authors |
Thomas_A._Callister,_Simona_J._Miller,_Katerina_Chatziioannou,_and_Will_M._Farr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.08574 |
重力波で観測されたブラックホールの合体のスピン特性は、これらのシステムの起源についての新しい情報を提供することができます。ブラックホールスピンの大きさと方向は、連星の進化の歴史の記録を提供し、連星のブラックホールが組み立てられる大規模な恒星進化と天体物理学的環境に関する情報をエンコードします。ブラックホール連星集団の最近の分析は、ブラックホールスピン分布の相反する肖像画を生み出しました。いくつかの研究は、ブラックホールのスピンは小さいがゼロではなく、バイナリの軌道角運動量に対して広範囲のミスアラインメント角度を示すことを示唆しています。他の研究は、ブラックホールの大部分は回転しておらず、残りは急速に回転していて、主にそれらの軌道と整列していると結論付けています。連星ブラックホールの併合の間のスピンの大きさと方向の分布を測定するためにさまざまな補完的な方法を採用して、これらの矛盾する結論を再検討します。現在のデータでは、スピンが消失するブラックホールのサブポピュレーションの存在は必要ないことがわかります。そのようなサブ母集団が存在する場合、$\lesssim60\％$のバイナリが含まれている必要があることがわかります。さらに、ブラックホール連星集団の中で重大なスピン軌道相互作用の証拠が見つかり、一部のシステムは$90^{\circ}$を超える不整合角度を示し、ほぼスピン整列したサブ集団の証拠は見られません。
非常に高い磁気プラントル数でのMRI駆動ダイナモ
磁気回転不安定性（MRI）によって駆動されるダイナモは、降着円盤のダイナミクスに重要な役割を果たしていると考えられており、マグネターに存在する極端な磁場の起源を説明している可能性もあります。その飽和レベルは、磁気プラントル数Pm（粘度と抵抗率の比）による拡散プロセスに特に敏感であることが知られている重要な未解決の質問です。原始中性子星と中性子星合体の残骸との関連性にもかかわらず、高Pmの数値的に挑戦的な体制はまだほとんど知られていません。非圧縮性近似でゼロネットフラックスせん断ボックスシミュレーションを使用して、256に達する前例のない高いPm値でMRI駆動ダイナモを研究しました。シミュレーションは、応力および乱流エネルギーがPmに比例して中程度の高い値（$\mathrm）になることを示しています。{Pm}\sim50$）。より高いPmで、それらは$\rmPm\gtrsim100$のPmとは独立したプラトーと一致する新しいレジームに移行します。この傾向はレイノルズ数とは無関係であり、エネルギーの注入と散逸が拡散プロセスから独立している漸近レジームを示唆している可能性があります。興味深いことに、Pmの値が大きいと、強力な小規模磁場が発生するだけでなく、ボックスの最大スケールでより効率的なダイナモが発生します。
構造化ジェットを発射するMAD降着円盤は、GRBエンジンとAGNエンジンの両方を説明できますか？
ジェットの形成、エネルギー、幾何学、およびそれらの中央エンジンの変動性を、カー幾何学における磁気的に停止したディスク降着の3D一般相対論的磁気流体力学的シミュレーションによって調査します。私たちは、高速回転と低速回転の両方のブラックホールを研究し、活動銀河中心とガンマ線バーストエンジンの両方にシミュレーションを適用します。構造化されたジェットは、GRBの恒星質量ブラックホールとAGNの超大質量ブラックホールから発射された、質量スケール全体の高エネルギー源の放出特性を説明すると仮定されています。それらのアクティブコアには磁化された降着円盤が含まれており、カーブラックホールの回転は相対論的ジェットを発射するためのメカニズムを提供します。このプロセスは、降着のモードが磁気的に阻止されていることが判明した場合に最も効果的に機能します。このモードでは、エンジンから発射されるジェットの変調は、降着流の内部不安定性に関連しており、最小の時間および空間スケールで機能します。これらのスケールは光の交差時間とブラックホールの重力半径に関連しているため、ジェットディスク接続のユニバーサルモデルはブラックホールの質量に比例する必要があります。システムの進化は、ブラックホールのスピン、ディスクサイズ、ディスクの磁化など、エンジンの物理的パラメータによって決まります。より強い磁場がジェットクエンチングにつながる可能性があることがわかりました。この効果は、主にガンマ線バーストジェットにとって重要であると考えられており、エンジンからの磁気的に駆動される風に関連している可能性があります。
GRB 220426Aのフェルミ観測：GRB090902Bと同様のバースト
| Title |
Fermi_Observations_of_GRB_220426A:_a_burst_similar_to_GRB_090902B |
| Authors |
Li-Tao_Deng,_Da-Bin_Lin,_Li_Zhou,_Kai_Wang,_Xing_Yang,_Shu-Jin_Hou,_Jing_Li,_Xiang-Gao_Wang,_Rui-Jing_Lu,_En-Wei_Liang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.08737 |
\emph{Fermi}衛星によって観測された、非常に明るく長時間のガンマ線バースト（GRB）、GRB〜220426Aについて報告します。合計持続時間が$T_{90}=6$〜sのGRB〜220426Aは、2つのメインパルスといくつかのサブピークで構成されています。バンド関数を使用したこのバーストのスペクトル分析は、時間積分スペクトルと時間分解スペクトルの両方が非常に狭く、$\alpha\gtrsim0.2$が高く$\beta\lesssim-3.1$が低いことを示しています。光球放射を識別する特殊なGRBであるGRB〜090902Bを彷彿とさせます。次に、非放散光球放射に基づいてこのバーストのスペクトル分析を実行します。これは、熱温度のべき乗則分布をカットオフした多色黒体として適切にモデル化できます。スペクトルフィッティングは、光球放射がこのバーストの放射スペクトルをうまく説明できることを示しています。このバーストは、\emph{Fermi}衛星によって観測されたGRB〜090902Bのクラスの2番目のバーストであると結論付けます。また、光球の物理とGRB〜220426Aの高エネルギー成分の起源についても説明します。
ナノメートルサイズダーティダークマターパール、電子信号、IMPまたはSIDM、WIMPではない
| Title |
Nano_meter_Size_Dirty_Dark_Matter_Pearls,_electron-signal,_IMP_or_SIDM,_not_WIMP |
| Authors |
Colin_D._Froggatt_and_Holger_B._Nielsen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.08871 |
いくつかの記事を通じて、cmサイズの真珠やボールから原子サイズのものまで、新しい（推測される）タイプの真空の泡で構成される暗黒物質のモデルを開発しました。現在、それらはナノメートルサイズであると信じています。私たちのモデルの最新の開発では、とにかく星間および銀河間空間に存在する粒子に非常に類似したダスト粒子に埋め込まれた新しい真空の気泡がありますが、その単一電子スペクトルに非常に大きなホモルモギャップを持つ気泡の存在が影響しますダストグレインマテリアルは、密度が高くなり、硬くなります。暗黒物質の粒子がシールドで停止する方法を以前に説明したので、通常予想される核衝突は観察できません。地下実験での暗黒物質の信号は、実際にはホモルモギャップのエネルギーで励起された粒子の崩壊になります。これは、銀河団などから天文学的に観測されたと思われるX線の光子エネルギーにも等しくなります。新しい計算これは、矮星銀河で唯一の重力的に相互作用する暗黒物質からの偏差を使用して、Correa[15]によって推定された暗黒物質の自己相互作用の速度依存性のフィッティングです。推測された新しい真空を除いて、新しい物理学はありません。標準模型の結合が、複数点原理（MPP）に従って推測されたように縮退した真空になるように調整された場合、標準模型のみが必要になることを強調しましょう。暗黒物質は新しい物理を必要としないでしょう。
AGNにおけるMHD駆動の超高速流出のTell-Taleスペクトルシグネチャ
| Title |
Tell-Tale_Spectral_Signatures_of_MHD-driven_Ultra-Fast_Outflows_in_AGNs |
| Authors |
Keigo_Fukumura,_Mauro_Dadina,_Gabriele_Matzeu,_Francesco_Tombesi,_Chris_Shrader,_and_Demosthenes_Kazanas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.08894 |
単純な電磁流体力学（MHD）フレームワークのコンテキストで降着円盤風モデルを利用することにより、活動銀河核（AGN）の広帯域X線スペクトルで予測されるマルチイオンUFOのスペクトルシグネチャを調査することを目的としています。私たちは主に、いくつかの重要な特性に対するスペクトル依存性を調べることに焦点を当てています。（1）イオン化光度比$\lambda_{\rmイオン}$、（2）視線風密度勾配$p$、（3）光学/UVからX線への強度$\alpha_{\rmOX}$、（4）傾斜$\theta$、（5）X線フォトンインデックス$\Gamma$、および（6）風密度係数$f_D$。サブエディントンレジームの電波が静かなセイファートに重点を置いて、マルチイオンUFOスペクトルがこれらのパラメーターの関数として体系的に計算され、MHD駆動のUFOが平均して顕著な青い尾構造を持つユニークな非対称吸収線プロファイルを刻印することを示します。このような特徴的な線の特徴は、特定の運動学と密度構造のために、この研究で提示された単純化されたMHDディスク風モデルに一般的です。これらの吸収線プロファイルの特性は、さまざまな風の駆動メカニズムや、特定のMHD風パラメータの特定の値を区別するための診断として利用できます。また、今後の{\itXRISM}/Resolveおよび{\itAthena}/X-IFU機器を見越して、忠実度の高いマイクロカロリメータシミュレーションを提示し、このような「物語」の兆候がスペクトル汚染の影響を受けない可能性があることを示します。追加のウォームアブソーバーと部分的にカバーするガスの存在。
| Title |
Polarized_x-rays_from_a_magnetar |
| Authors |
Roberto_Taverna,_Roberto_Turolla,_Fabio_Muleri,_Jeremy_Heyl,_Silvia_Zane,_Luca_Baldini,_Denis_Gonz\'alez_Caniulef,_Matteo_Bachetti,_John_Rankin,_Ilaria_Caiazzo,_Niccol\`o_Di_Lalla,_Victor_Doroshenko,_Manel_Errando,_Ephraim_Gau,_Demet_K{\i}rm{\i}z{\i}bayrak,_Henric_Krawczynski,_Michela_Negro,_Mason_Ng,_Nicola_Omodei,_Toru_Tamagawa,_Keisuke_Uchiyama,_Martin_C._Weisskopf,_Ivan_Agudo,_Lucio_A._Antonelli,_Wayne_H._Baumgartner,_Ronaldo_Bellazzini,_Stefano_Bianchi,_Stephen_D._Bongiorno,_Raffaella_Bonino,_Alessandro_Brez,_Niccol\`o_Bucciantini,_Fiamma_Capitanio,_Simone_Castellano,_Elisabetta_Cavazzuti,_Stefano_Ciprini,_Enrico_Costa,_Alessandra_De_Rosa,_Ettore_Del_Monte,_Laura_Di_Gesu,_Alessandro_Di_Marco,_Immacolata_Donnarumma,_Michal_Dov\v{c}iak,_Steven_R._Ehlert,_Teruaki_Enoto,_Yuri_Evangelista,_Sergio_Fabiani,_Riccardo_Ferrazzoli,_Javier_A._Garcia,_Shuichi_Gunji,_Kiyoshi_Hayashida,_Wataru_Iwakiri,_Svetlana_G._Jorstad,_Vladimir_Karas,_Takao_Kitaguchi,_Jeffery_J._Kolodziejczak,_Fabio_La_Monaca,_Luca_Latronico,_Ioannis_Liodakis,_Simone_Maldera,_Alberto_Manfreda,_Fr\'ed\'eric_Marin,_Andrea_Marinucci,_Alan_P._Marscher,_Herman_L._Marshall,_Giorgio_Matt,_Ikuyuki_Mitsuishi,_Tsunefumi_Mizuno,_Stephen_C.-Y._Ng,_Stephen_L._O'Dell,_Chiara_Oppedisano,_Alessandro_Papitto,_George_G._Pavlov,_Abel_L._Peirson,_Matteo_Perri,_Melissa_Pesce-Rollins,_Maura_Pilia,_Andrea_Possenti,_Juri_Poutanen,_Simonetta_Puccetti,_Brian_D._Ramsey,_Ajay_Ratheesh,_Roger_W._Romani,_Carmelo_Sgr\`o,_Patrick_Slane,_Paolo_Soffitta,_Gloria_Spandre,_Fabrizio_Tavecchio,_Yuzuru_Tawara,_Allyn_F._Tennant,_Nicolas_E._Thomas,_Francesco_Tombesi,_Alessio_Trois,_Sergey_Tsygankov,_Jacco_Vink,_Kinwah_Wu,_Fei_Xie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.08898 |
ImagingX-rayPolarimetryExplorer（IXPE）を使用して、超磁化中性子星からの直線偏光X線放射の最初の検出について報告します。異常X線パルサー4U0142+61のIXPE35観測は、IXPE2--8keVバンド全体で$（12\pm1）\％$の直線偏光度を示しています。エネルギーによる偏光の大幅な変化を検出します。次数は、2〜4keVで$（14\pm1）\％$、5.5〜8keVで$（41\pm7）\％$です。偏光角が$\sim90^\circ$だけ変動する、約4〜5keVの機器感度を下回ります。IXPEの観測は、中性子星の表面と磁気圏の特性に関するまったく新しい情報を提供し、真空複屈折の量子力学的効果の存在をさらにサポートします。
多惑星防衛と繁栄のための宇宙船のインターネット
近年、商業宇宙産業において前例のないほど急速に成長している繁栄が見られました。SpaceExplorationTechnologiesCorporation（SpaceX）やBlueOriginなどの民間資金による航空宇宙メーカーは、この資本集約的な業界について私たちが知っていたことを革新し、人類の文明の未来を徐々に形を変えてきました。民間宇宙飛行と多惑星移民がSF（SF）と理論から徐々に現実になるにつれて、機会と課題の両方が提示されます。この記事では、宇宙探査の進歩と基礎となる宇宙技術のレビューを最初に提供します。次に、K-Pg絶滅イベント、チェリャビンスクイベント、地球外化、テラフォーミング、惑星防衛（地球近傍天体（NEO）観測、NEO衝突回避技術を含む）について、再訪と予測が行われます。と戦略。さらに、小惑星/彗星の衝突などの悲惨な事件に対処するために、分散型深宇宙センシング、通信、および防御のインターネットを可能にするために、高度なアルゴリズムと高い有効性を備えたソーラー通信および防衛ネットワーク（SCADN）のフレームワークが提案されています。さらに、提案されたSCADNの設立に関する立法、管理、および監督に関する見解についても詳細に説明します。
グローバルナビゲーション衛星システムGalileoG2で提案されているガンマ線バースト検出器のネットワーク
| Title |
A_proposed_network_of_Gamma-ray_Burst_detectors_on_the_Global_Navigation_Satellite_System_Galileo_G2 |
| Authors |
J._Greiner,_U._Hugentobler,_J.M._Burgess,_F._Berlato,_M._Rott,_A._Tsvetkova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.08637 |
ガンマ線バーストの正確な位置特定は、依然として重要なタスクです。歴史的に、改善された局在化は残光放出の発見と赤方偏移測定によるそれらの宇宙分布の実現につながりましたが、より最近の要件は中性子星合体のキロノバを研究する可能性を伴います。重力波検出器は、今後10年間で10平方度を超えない場所を提供することが期待されています。合併検出の可能性が高まるにつれ、ガンマ線とキロノバの放出の強度も低下し、大きなエラーボックスでの識別が困難になります。したがって、ガンマ線放出による局在化は、この問題を軽減するための最良の機会であるように思われます。ここでは、第2世代のガリレオ衛星の一部に専用のGRB検出器を装備することを提案します。これにより、専用のGRBネットワークの打ち上げと衛星のコストが節約され、大きな軌道半径は三角測量に役立ち、完璧な位置とタイミングの精度が無料で提供されます。三角測量の精度のシミュレーションを提示し、GRB170817Aのようにかすかな短いGRBを半径1度（1シグマ）にローカライズできることを示します。
コンポーネントおよび時間分析を使用して無線干渉を分類します
| Title |
Categorize_Radio_Interference_using_component_and_temporal_analysis |
| Authors |
Mao_Yuan,_Weiwei_Zhu,_Haiyan_Zhang,_Shijie_Huang,_Mengyao_Xue,_Di_Li,_Youling_Yue,_Pei_Wang,1_Jiarui_Niu,_Yuxuan_Hu,_Chunjiang_Li,_Chenchen_Miao,_Yu_Wang,_Lingqi_Meng,_and_Bo_Peng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.08724 |
電波干渉（RFI）は、今日の電波天文学者が直面している重要な課題です。これまでのほとんどの取り組みはデータからRFIをクリーンアップすることに費やされていましたが、フォレンジック目的でRFIを分類およびカタログ化するための新しい方法を開発しました。主成分分析（PCA）とフーリエ解析を使用して抽出された特徴に基づいてRFIをさまざまなタイプに分類する分類子を紹介します。分類器は、シミュレーションでF1スコアが0.87〜0.91の、2シグマを超える狭帯域非周期RFI、3シグマを超える狭帯域周期RFI、および5シグマを超える広帯域インパルスRFIを識別できます。この分類子は、RFIの原因を特定したり、RFI汚染を除去したりするために使用できます（特にパルサー検索で）。分類されたRFIの長期分析で、パルサー検索に有害な特殊なタイプのドリフト周期RFIが見つかりました。また、望遠鏡が都市に向いているときに、衝動的なRFIの割合が増加したという証拠も見つかりました。これらの結果は、電波望遠鏡のRFI環境モニタリングのためのフォレンジックツールとしてのこの分類器の可能性を示しています。
将来の重力波検出器用の極低温光学シャドウセンサー
| Title |
Cryogenic_optical_shadow_sensors_for_future_gravitational_wave_detectors |
| Authors |
Amit_Singh_Ubhi,_John_Bryant,_David_Hoyland,_Denis_Martynov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.08881 |
変位センサーは、重力波検出器内でさまざまな用途があります。LIGOコア光学系の免震チェーンは、安定化のために光学シャドウセンサーを利用しています。LIGOVoyagerなどの将来のアップグレードでは、熱雑音を低減するために極低温で動作する予定であり、極低温変位センサーが必要になります。バーミンガム光学センサーと電磁モーター（BOSEM）に組み込まれたシャドウセンサーのシミュレーションと実験テストの結果を示します。デバイスは100Kで確実に動作できると判断しました。また、BOSEMセンサーのパフォーマンスが極低温で向上することも示しています。
暗黒エネルギー分光装置（DESI）のロボットマルチオブジェクト焦点面システム
| Title |
The_Robotic_Multi-Object_Focal_Plane_System_of_the_Dark_Energy_Spectroscopic_Instrument_(DESI) |
| Authors |
Joseph_Harry_Silber,_Parker_Fagrelius,_Kevin_Fanning,_Michael_Schubnell,_Jessica_Nicole_Aguilar,_Steven_Ahlen,_Jon_Ameel,_Otger_Ballester,_Charles_Baltay,_Chris_Bebek,_Dominic_Benton_Beard,_Robert_Besuner,_Laia_Cardiel-Sas,_Ricard_Casas,_Francisco_Javier_Castander,_Todd_Claybaugh,_Carl_Dobson,_Yutong_Duan,_Patrick_Dunlop,_Jerry_Edelstein,_William_T._Emmet,_Ann_Elliott,_Matthew_Evatt,_Irena_Gershkovich,_Julien_Guy,_Stu_Harris,_Henry_Heetderks,_Ian_Heetderks,_Klaus_Honscheid,_Jose_Maria_Illa,_Patrick_Jelinsky,_Sharon_R._Jelinsky,_Jorge_Jimenez,_Armin_Karcher,_Stephen_Kent,_David_Kirkby,_Jean-Paul_Kneib,_Andrew_Lambert,_Mike_Lampton,_Daniela_Leitner,_Michael_Levi,_Jeremy_McCauley,_Aaron_Meisner,_Timothy_N._Miller,_Ramon_Miquel,_Juli\'a_Mundet,_Claire_Poppett,_David_Rabinowitz,_Kevin_Reil,_David_Roman,_et_al._(50_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.09014 |
2019年、キットピーク国立天文台のメイヨール望遠鏡に5,020台のロボットファイバーポジショナーのシステムが設置されました。ロボットは、10〜20分ごとに、それぞれ数ミクロンの精度で光ファイバーを自動的に再ターゲットし、再構成時間は2分未満です。今後5年間で、新しく構築された暗黒エネルギー分光計（DESI）が3500万個の銀河とクエーサーのスペクトルを測定できるようになります。DESIは、これまでで最大の宇宙の3Dマップを作成し、宇宙の膨張履歴を測定します。5,020台のロボットポジショナーと光ファイバーに加えて、DESIの焦点面システムには、6台のガイドカメラ、4台の波面カメラ、123台の基準点光源、および主鏡に取り付けられた計測カメラが含まれています。このシステムには、関連する構造、熱、および電気システムも含まれます。全部で675,000以上の個別の部品が含まれています。これらすべてのコンポーネントの設計、構築、品質管理、および統合について説明します。主要な要件の概要、レビューと承認のプロセス、要件の空での検証、および将来のマルチオブジェクト、ファイバーフィード分光器のために学んだ教訓が含まれています。
地球の自転フリンジスキャンを使用した2光子干渉法における位置天文学
| Title |
Astrometry_in_two-photon_interferometry_using_Earth_rotation_fringe_scan |
| Authors |
Zhi_Chen,_Andrei_Nomerotski,_An\v{z}e_Slosar,_Paul_Stankus,_Stephen_Vintskevich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.09091 |
光干渉計は、代わりに量子力学的に絡み合ったペアのソースをステーションに提供して、長いベースラインを可能にする場合、ステーション間に位相安定光リンクを必要としない場合があります。このアイデアの新しいバリエーションを開発し、2つの異なる天文源からの光子が2つの分離されたステーションで干渉される可能性があることを提案しました。干渉積は、後処理で計算することも、ステーション間の低速で古典的な接続のみを必要とする場合もあります。この作業では、このアプローチの実際的な実現可能性を調査しました。地球の自転フリンジスキャン技術のベイズ分析法を開発し、高い信号対雑音比の限界で、単純なフィッシャーマトリックス分析の結果を再現することを示しました。この手法を適用できる北半球の階段ペアの候補を特定します。$\sim2$m$^2$の有効収集面積を持つ2つの望遠鏡を使用すると、数時間の観測で、フリンジを検出し、$\sim10\、\mu$でソースの位置天文分離を正確に測定できます。、以前の見積もりと一致しています。
IGAPS-GALEXクロスマッチからのホットホワイト矮星候補
| Title |
Hot_white_dwarf_candidates_from_the_IGAPS-GALEX_cross-match |
| Authors |
M._A._G\'omez-Mu\~noz,_L._Sabin,_R._Raddi,_R._D._Wells |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.08557 |
白色矮星（WD）の星は、冷却トラックに向かう途中の惑星状星雲（CSPNe）の中心星と関連付けられることがよくあります。GaiaDR2やEDR3などの光学的大規模調査のおかげで、多数のWDスター候補が特定されました。ただし、hot-WD/CSPNeスターは、高温で光度が低いため、光学バンドでは非常にわかりにくいです。INT銀河面調査（IGAPS）と一致するGalaxyEvolutionExplorer（GALEX）により、GALEX遠紫外線（FUV）および近紫外線（NUV）を光学測光バンド（g、r）と組み合わせることにより、ホットWD候補を特定することができました。、iおよびH$\alpha$）。ソースの混乱を考慮し、不良な測光データをフィルタリングした後、GALEXおよびIGAPSフットプリント（GaPHAS）で合計236485のソースが見つかりました。FUV-NUV>-0.53でGALEXカラーカットを使用して、ホットステラソースの予備選択が行われ、74個のホットWD候補が生成されました。MCMCアルゴリズムを使用してシングルボディおよびツーボディSEDのフィッティングプログラムを開発することにより、スペクトルエネルギー分布（SED）を分析しました。41はおそらくバイナリシステムです（約55％のバイナリ部分が推定されました）。さらに、サンプルに使用できるさまざまな赤外線（IR）色を使用して、WDスター候補を分類し、シングルシステムとバイナリシステムのSED分析と同様の結果を得ました。これは、フィッティング方法の長所と、GALEXUVと光学測光の組み合わせの利点をサポートします。WDスター候補の性質を確認するには、地上ベースの時系列測光とスペクトルが必要です。
アドホックピッチ角散乱による磁気リコネクションにおける粒子加速
| Title |
Particle_Acceleration_in_Magnetic_Reconnection_with_Ad_hoc_Pitch-angle_Scattering |
| Authors |
Grant_Johnson,_Patrick_Kilian,_Fan_Guo_and_Xiaocan_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.08600 |
磁気リコネクション中の粒子加速は、宇宙、太陽、天体プラズマの分野で長年のトピックです。磁気リコネクションの最近の3Dパーティクルインセルシミュレーションは、粒子が3D力線カオスのためにフラックスロープを離れることができ、粒子が追加の加速サイトにアクセスし、フェルミ加速によってより多くのエネルギーを獲得し、べき乗則エネルギー分布を発達させることを示しています。この3D効果は、従来の2Dシミュレーションには存在しません。従来の2Dシミュレーションでは、力線を横切る動きが制限されているため、粒子が磁気島に人為的に閉じ込められています。ただし、完全な3Dシミュレーションは、ほとんどの研究にとって法外な費用がかかります。ここでは、粒子のごく一部にアドホックなピッチ角散乱を導入することにより、2Dシミュレーションで3D結果を再現しようとしています。散乱粒子が2Dアイランドから輸送され、より効率的なフェルミ加速を達成し、エネルギー粒子フラックスの大幅な増加につながることを示します。また、散乱周波数が非熱粒子スペクトルにどのように影響するかについても研究します。この研究は、磁気リコネクションにおける粒子加速の全体像を達成するのに役立ちます。
M-矮星コンパニオンを用いた準巨星の恒星表面特徴のモデリング
| Title |
Modeling_Stellar_Surface_Features_on_Subgiant_Star_with_an_M-dwarf_Companion |
| Authors |
Maria_C._Schutte,_Leslie_Hebb,_Simon_Lowry,_John_Wisniewski,_Suzanne_L._Hawley,_Suvrath_Mahadevan,_Brett_M._Morris,_Paul_Robertson,_Graeme_Rohn,_Gudmundur_Stefansson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.08620 |
太陽以外の星の表面の磁気活動を理解することは、太陽系外惑星の大気を適切に特徴づけ、広範囲の星の星の活動をさらに特徴づけるための太陽系外惑星分析にとって重要です。さまざまなスペクトルタイプと回転速度の恒星表面の特徴をモデル化することは、これらの星の磁気活動を理解するための鍵です。Keplerからのデータを使用して、星黒点モデリングプログラムSTarSPot（STSP）を使用して、準巨星（$\rmT_{\rmeff}=5593\pm27K;R_{*}=1.98\pm0.05R_{\odot}$）とM-ドワーフコンパニオン（$M_{*}=0.214\pm0.006M_{\odot}$）。STSPは、新しい手法を使用して、通過通過セカンダリを使用してスポットの位置と半径を測定し、高精度の測光を使用して恒星表面の個々のアクティブ領域を調査およびモデル化します。KOI-340の主な黒点の平均サイズは、星の半径の$\sim$10％、つまり太陽極大期の黒点の平均サイズの2倍であることがわかります。KOI-340のスポットはすべての経度に存在し、回転差の可能性のある兆候を示しています。KOI-340のプライマリの最小スポット領域は$2\substack{+12です。
ALMAおよびIBISを使用した非LTEスペクトル反転の評価
ALMAを使用してミリメートル連続体で、干渉計2次元分光計（IBIS）を使用してCa8542およびNa5896スペクトル線での太陽プラージュの観測結果を示します。私たちの目標は、ALMAによって提供されるローカルガス温度の測定値を、STICを使用した非LTEインバージョンによって提供される温度診断と比較することです。これらの反転を実行する際に、光学的厚さではなく参照高さスケールとしてカラム質量を使用すると、最低温度を超える信頼性の高い大気プロファイルが提供され、LTE以外の水素イオン化の処理により、推定される色圏温度がよりよく一致することがわかります。ALMA測定。バンド3の輝度温度は高くなりますが、Ca8542ラインコアの形成高さでの反転由来の温度とよく相関しています。代わりに、バンド6の温度は、反転した大気の特定の層の温度との良好な相関関係を示していません。次に、追加の制約としてミリメートル連続強度を含む反転を実行しました。バンド3を組み込むと、一般に上層大気で強い温度上昇を示す大気が得られましたが、バンド6を含めると、彩層の高さで異常に低い温度の重要な領域が生じました。これは、バンド6の放射がさまざまな高さから発生する可能性があるという考えと一致しています。既存の反転コードによる彩層電子密度の不十分な制約は、ミリメートル連続体の形成の高さを決定することの難しさ、およびスペクトル線から得られる温度の不確実性をもたらします。
ディスクを備えた階層型トリプルシステムの降着率
| Title |
Accretion_rates_in_hierarchical_triple_systems_with_discs |
| Authors |
Simone_Ceppi,_Nicol\'as_Cuello,_Giuseppe_Lodato,_Cathie_Clarke,_Claudia_Toci,_Daniel_J._Price |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.08784 |
若い複数のシステムは、それらの生涯の最初の数Myrで、原始星と原始惑星の段階の間に、それらの最終的な質量の大部分を蓄積します。以前の研究では、連星系では、蓄積された質量の大部分がより明るい星に落下し、質量の均等化に発展することが示されていました。ただし、若い恒星系は2つ以上の星で構成されていることが多く、これらは階層構成であると予想されます。その天体物理学的関連性にもかかわらず、階層的システムにおける異なる降着はまだ理解されていない。この作業では、バイナリで予想される降着傾向が高次の倍数に対して有効であるかどうかを調査します。コードPhantomを使用して、降着円盤に埋め込まれたバイナリおよび階層トリプル（HT）の3DSmoothedParticleHydrodynamicsシミュレーションのセットを実行しました。HTの降着傾向と、バイナリと比較したそれらの偏差を初めて特定します。小さなバイナリとトリプルサーカムディスクからの落下物との相互作用によるこれらの偏差は、半分析的処方で説明することができます。一般に、HTの小さい方のバイナリは、小さい方のバイナリと同じ質量の単一の星よりも多くの質量を降着させます。HTでは、小さなバイナリが3番目のボディよりも重い場合、標準の微分降着シナリオ（2次降着により多くの質量が降着する）が妨げられることがわかりました。逆に、小さいバイナリが3番目のボディよりも軽い場合は、標準の微分降着シナリオが拡張されます。HTに見られる特有の微分降着メカニズムは、それらの質量比分布に影響を与えると予想されます。
食変光星の再議論。ペーパーIX。ソーラー型システムKIC5359678
KIC5359678は、6.231日周期のF型食変光星であり、その構成星は両方とも恒星黒点活動を示しています。それは、ミッションの全4年間、長いケイデンスでケプラー衛星によって観測されました。Wangetal（2021）は、2つの星の視線速度測定値を取得し、これらとKeplerデータを分析して、それらのスポット活動を研究し、それらの物理的特性を測定しましたが、いくつかの質問に答えられませんでした。独立した分析を行い、星の質量（1.252+/-0.018および1.065+/-0.013Msun）と半径（1.449+/-0.012および1.048+/-0.017Rsun）を高精度で決定しました。システムまでの距離は、理由は不明ですが、GaiaEDR3からの距離よりもわずかに短くなっています。また、ケプラー観測の1765年代のサンプリングリズムに一致するように、モデルの光度曲線に適用される数値積分の精度を調査しました。この一時的なスミアリングを無視すると、星の半径の測定値に偏りが生じることがわかりました。一次星の半径は4シグマ小さすぎ、二次星の半径は10シグマ大きすぎます。モデルの光度曲線のサンプリングレートを2倍にすることで、このバイアスのほとんどを取り除くことができますが、正確な結果を得るには、観測されたデータポイントごとに最低5つのサンプルが必要です。
食変光星の再議論。ペーパーX.脈動するB型システムV1388Orionis
| Title |
Rediscussion_of_eclipsing_binaries._Paper_X._The_pulsating_B-type_system_V1388_Orionis |
| Authors |
John_Southworth_and_Dominic_M._Bowman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.08841 |
V1388Oriは、初期のBタイプの分離食変光星であり、その物理的特性は、専用の分光法と地上の測量光度曲線から以前に測定されています。トランジット系外惑星探査衛星（TESS）から新たに利用可能な光度曲線を使用して、システムの特性を再検討します。システム内に2.99d$^{-1}$と4.00d$^{-1}$の2つの周波数があります。これは、おそらくケフェウス座ベータ星またはゆっくりと脈動するB星の脈動によるものです。軌道周波数の倍数である0.4572d$^{-1}$には、多数の追加の重要な周波数が存在します。日食の完全に満足のいくモデルを見つけることはできませんが、最善の試みは、適合されたパラメーターの非常に一貫した値を示しています。質量は7.24+/-0.08Msunおよび5.03+/-0.04Msunであり、半径は5.30+/-0.07Rsunおよび3.14+/-0.06Rsunです。システムの特性は、公表されている温度推定値が1500Kだけ下方修正された場合、理論上の恒星進化モデルとGaiaEDR3視差の予測とよく一致し、より大きくてより重い星の場合は19000K、そのコンパニオンの場合は17000Kになります。。
コードMANCHA3Dを使用した太陽大気の熱伝導のモデリング
| Title |
Modeling_the_thermal_conduction_in_the_solar_atmosphere_with_the_code_MANCHA3D |
| Authors |
Anamar\'ia_Navarro,_E._Khomenko,_M._Modestov,_N._Vitas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.08846 |
熱伝導率は、太陽コロナの熱伝達の重要なメカニズムの1つです。強く磁化されたプラズマの限界では、それは通常、熱流束が磁場と整列するスピッツァーの式によってモデル化されます。この論文では、上部対流層から太陽コロナへの単一流体MHDシミュレーションを拡張することを目的とした、コードMANCHA3Dへの熱伝導の実装について説明します。熱伝導をモデル化するための2つの異なるスキームが実装されています。（1）放物線項がエネルギー方程式に追加される標準スキームと（2）双曲線熱流束方程式が解かれるスキームです。最初のスキームは、放物線項の明示的な積分により時間ステップを制限します。これにより、シミュレーションの計算コストが高くなります。2番目のスキームは、熱伝導速度を計算上管理可能な値に人為的に制限することにより、時間ステップの制限を解決します。両方のスキームの検証は、1次元、2次元、および3次元の標準テストで実行されます。さらに、熱流束の式がプラズマのサイクロトロン周波数に対する衝突周波数の比率に依存し、したがって磁場強度に依存する場合、最も一般的な形式でBraginskii（1965）によって導出された熱流束のモデルを実装します。。さらに、私たちの実装では、平行、垂直、および横方向の熱伝導が考慮され、イオンと電子からの寄与が別々に提供されます。モデルはまた、低磁場またはヌル磁場のある領域で、磁場に沿った導電率と等方性の導電率の間をスムーズに移行します。最後に、太陽大気の現実的な値を使用した熱伝導の2次元テストを示し、実装された2つのスキームの堅牢性を証明します。
極域の活動と太陽周期の高さの予測25
| Title |
Polar_regions_activity_and_the_prediction_of_the_height_of_the_solar_cycle_25 |
| Authors |
S._Koutchmy,_B._Filippov,_E._Tavabi,_J-C._Noens,_O._Wurmser |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.09089 |
活動レベルの測定値として黒点数（SN）を使用した場合、次の太陽周期（SC）25はかなり低いと考えられていました。最も人気のある予測は、ダイナモタイプのモデルの外挿に基づく作業を含め、2019年にNASAのパネルによって行われました。しかし、SC25の開始の数年前と2020年のSC25の開始後の極域活動のレベルを測定するためにさまざまな観測を使用すると、SC25の高さが高くなる可能性があることを発見しました。私たちが検討した極域の活動は、極コロナホール（CH）の活動に関連しているようであり、SC24の前よりもSC25の前の方が有意に高いことがわかります。したがって、SNサイクルは実際にSC24よりもはるかに高い可能性があります。それは低SN高さのサイクルでした。
確率論的重力波背景を測光調査で制約する
| Title |
Constraining_the_Stochastic_Gravitational_Wave_Background_with_Photometric_Surveys |
| Authors |
Yijun_Wang,_Kris_Pardo,_Tzu-Ching_Chang,_Olivier_Dor\'e |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.07962 |
確率的重力波バックグラウンド（SGWB）の検出は、ブラックホールの母集団を理解するために、特に超大質量ブラックホール連星の場合に不可欠です。さまざまなパルサータイミングアレイ（PTA）のコラボレーションによる最近の有望な結果は、差し迫った検出を暗示しています。本論文では、マイクロヘルツ範囲でのSGWB研究に貢献できる相対的な位置天文重力波検出法を調査する。ローマ宇宙望遠鏡とガイアを候補として考え、周波数領域と空間領域の両方で調査感度を定量的に議論します。平均視野（FoV）信号の減算と角度パワースペクトルのビニングを考慮することにより、パフォーマンス推定に対する調査固有の制約の重要性を強調します。SGWBがPTA推定と同様のレベルにある場合、RomanとGaiaの両方がこの周波数領域の過剰電力を検出する可能性があると結論付けます。ただし、RomanとGaiaはどちらもFoVの制限を受けており、SGWBの空間パターンに敏感である可能性は低いです。
極端な質量比は、物質に囲まれたブラックホールに影響を与えます
| Title |
Extreme_mass_ratio_inspirals_into_black_holes_surrounded_by_matter |
| Authors |
Luk\'a\v{s}_Polcar,_Georgios_Lukes-Gerakopoulos,_Vojt\v{e}ch_Witzany |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.08516 |
極限質量比インスピレーション（EMRI）として知られる、巨大なブラックホールへの恒星質量コンパクトオブジェクトのインスピレーションは、今後の宇宙ベースの重力波検出器の主要なターゲットの1つです。この論文では、EMRIに対する外部重力物質の影響を体系的に組み込むために必要な最初のステップを実行します。システムを取り囲む質量の遠軸対称分布の重力場によって摂動されたシュワルツシルトブラックホールの場で起こるものとして、インスピレーションをモデル化します。包囲物質によって引き起こされる赤方偏移、慣性系の引きずり、および四重極潮汐を考慮に入れるため、包囲質量の特徴的な距離の3次を逆にするすべての効果が組み込まれます。次に、正準摂動理論を使用して、このバックグラウンドでの軽度の偏心歳差運動試験粒子軌道の作用角座標とハミルトニアンを取得します。最後に、これを使用して、この分野の穏やかな風変わりなインスピレーションを効率的に計算し、それらのプロパティを文書化します。この研究は、特に背景が標準的なブラックホール場から逸脱している場合に、EMRIをモデル化するための標準的な摂動理論の利点を示しています。
時間領域観測における基本準ノーマルモードの安定性：象とノミの冗長性
| Title |
Stability_of_the_Fundamental_Quasinormal_Mode_in_Time-Domain_Observations:_The_Elephant_and_the_Flea_Redux |
| Authors |
Emanuele_Berti,_Vitor_Cardoso,_Mark_Ho-Yeuk_Cheung,_Francesco_Di_Filippo,_Francisco_Duque,_Paul_Martens,_Shinji_Mukohyama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.08547 |
重力波を用いたブラックホール分光法は、天体物理学のブラックホールの質量とスピンを測定し、それらのカーの性質をテストするための重要なツールです。次世代の地上および宇宙ベースの検出器は、信号対雑音比が大きい連星ブラックホールの併合を観測し、分光法を日常的に実行します。最近、ブラックホール外部（「象」）での重力波の生成と伝播を支配する有効ポテンシャルによる環境効果（「フリー」）などによる小さな摂動が、黒の任意の大きな変化につながる可能性があることが示されました。観測された信号を支配すると予想される基本モードを含む、ホールの準法線スペクトル。これは重要な問題を提起します：ブラックホール分光法プログラムは摂動に対してロバストですか？ポテンシャルの小さな摂動下での時間領域信号の物理的挙動を明らかにし、プロンプトリングダウン信号の基本モードの振幅の変化がパラメトリックに小さいことを示します。これは、観測可能な時間領域信号から抽出された基本的な準ノーマルモードが小さな摂動に対して安定していることを意味します。倍音の安定性は、さらに調査する価値があります。
GW190521のようなブラックホール連星とその環境をLISAで観測する
| Title |
Observing_GW190521-like_binary_black_holes_and_their_environment_with_LISA |
| Authors |
Laura_Sberna,_Stanislav_Babak,_Sylvain_Marsat,_Andrea_Caputo,_Giulia_Cusin,_Alexandre_Toubiana,_Enrico_Barausse,_Chiara_Caprini,_Tito_Dal_Canton,_Alberto_Sesana,_Nicola_Tamanini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.08550 |
GW190521のような比較的大きなブラックホールのバイナリは、活動銀河核（AGN）のディスクなどの高密度ガス環境で形成されることが提案されており、それらは一時的な電磁対応物と関連している可能性があります。この推定環境とバイナリとの相互作用は、レーザー干渉計宇宙アンテナ（LISA）で観測可能な低重力波周波数に大きな痕跡を残す可能性があります。LISAは、空の位置エラー$\lesssim1$deg$^2$で、最大10個のGW190521のようなブラックホール連星を検出できることを示しています。さらに、AGNの中心にある超大質量ブラックホールの周りの軌道運動、特にドップラー変調とシャピロ遅延によるさまざまな効果を直接測定します。それらの周波数領域信号の注意深い処理のおかげで、LISAによって見られるようにドップラーおよびシャピロ変調されたバイナリの完全なパラメータ推定を実行することができました。ドップラー効果とシャピロ効果により、AGNパラメーター（AGNの周りの軌道の半径と傾き、中央のブラックホールの質量）を最大パーセントレベルの精度で測定できることがわかります。これらの低周波環境効果を適切にモデル化することは、バイナリ形成履歴を決定するため、およびソースパラメータの再構築や重力波との一般相対性理論のテストにおけるバイアスを回避するために重要です。
実行可能な$F（R）$重力ダークエネルギーモデルのパノラマ
この作業では、いくつかの$F（R）$重力モデルの遅い時間のダイナミクスを研究します。赤方偏移と状態ファインダー関数の観点から場の方程式を適切に表現することにより、適切な物理的動機付けの初期条件を使用して場の方程式を数値的に解きます。構造上、初期のエポックではほぼ$R^2$モデルで記述されているモデルを検討し、パラメーターを微調整して、実行可能性と最新のPlanck制約との互換性を後期に実現します。このようなモデルは、インフレとダークエネルギーの時代の統一された説明を提供し、特にすべてのモデルに共通する特徴は、ダークエネルギーの振動の存在です。さらに、一般相対論的流体やスカラー場の記述とは対照的に、ファントムからほぼデシッター、そして典型的なダークまで、さまざまなダークエネルギー物理学の大きなスペクトルが単純な$F（R）$重力モデルによって生成されることを示しますエネルギーの時代。
光学イメージング、パルサー到着時間追跡、および/またはラジオメトリック追跡を使用した深宇宙航法の比較
| Title |
Comparison_of_Deep_Space_Navigation_Using_Optical_Imaging,_Pulsar_Time-of-Arrival_Tracking,_and/or_Radiometric_Tracking |
| Authors |
Todd_Ely,_Shyam_Bhaskaran,_Nicholas_Bradley,_T._Joseph_W._Lazio,_Tomas_Martin-Mur |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.08652 |
NASAが宇宙ベースの原子時計とパルサーX線ナビゲーションで開発した宇宙ナビゲーション技術の最近の進歩と、光学イメージングを使用した自律ナビゲーションの過去の成功を組み合わせることで、光学、放射測定、およびパルサーを使用した宇宙ナビゲーションを比較する必要性が最前線にもたらされます。仮定と手法の一般的なセットを使用したベースの測定。この総説では、これらのナビゲーションデータ型を2つの異なる方法で調べます。最初に、ダイナミクスとジオメトリの主要な機能をキャプチャする単純化された深宇宙軌道決定問題が提起され、次に各データタイプが軌道を解決する能力について特徴付けられます。データ型は、精密技術の幾何学的希釈を伴う半分析的アプローチを使用して比較および対比されます。結果は、各データ型の長所に関する有用なパラメトリック洞察を提供します。論文の第2部では、火星の巡航、接近、および進入ナビゲーションの問題の忠実度の高いモンテカルロシミュレーションが研究されています。見つかった結果は、最初の部分の半分析結果を補完し、ソリューションの精度に対する各データタイプの定量的影響や、惑星への自律配信をサポートする能力などの特定の問題を示しています。
最大対称時空におけるWeylダブルコピー
スピン-$1/2$の質量のないスピノール（Dirac-Weylフィールド）を基本単位と見なす、以前に提案した方法を使用して、宇宙定数を持つ真空溶液のWeylダブルコピーを研究します。結果は、単一および0番目のコピーが、正確な非ねじれ真空タイプ$N$および真空タイプ$D$の場合に基づいて、共形平坦時空で共形不変場方程式を満たすことを明示的に示しています。さらに、宇宙定数の存在に関係なく、ゼロ番目のコピーは重力場を単一のコピーに接続するだけでなく、縮退した電磁場を湾曲した時空のディラック-ワイル場に接続することを示します。さらに、この研究は、ゼロ番目のコピーが時間依存の放射線時空において重要な役割を果たすことを示しています。特に、Robinson-Trautman（$\Lambda$）の重力波の場合、単一のコピーとは対照的に、0番目のコピーには、関連する重力波のソースが時間のようなもの、ヌル、または空間であるかどうかを示す追加情報が含まれていることがわかります。-お気に入り。
超新星の乱流をモデル化するための物理情報に基づく機械学習
| Title |
Physics-Informed_Machine_Learning_for_Modeling_Turbulence_in_Supernovae |
| Authors |
Platon_I._Karpov,_Chengkun_Huang,_Iskandar_Sitdikov,_Chris_L._Fryer,_Stan_Woosley,_Ghanshyam_Pilania |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.08663 |
乱流は、コア崩壊超新星（CCSN）を含む天体物理学的現象において不可欠な役割を果たします。残念ながら、直接数値シミュレーション（DNS）はコストがかかりすぎて実行できないため、現在のシミュレーションでは乱流処理にサブグリッドモデルを使用する必要があります。ただし、CCSNシミュレーションで使用されるサブグリッドモデルは、DNSの結果と比較して精度が不足しています。最近、機械学習（ML）は、乱流閉鎖の優れた予測機能を示しました。正確な乱流圧力予測に必要なレイノルズ応力の実現可能性条件を維持するために、物理情報に基づいた深い畳み込みニューラルネットワーク（CNN）を開発しました。MLモデルの適用性は、静止状態と動的状態の両方で電磁流体力学（MHD）乱流サブグリッドモデリングに対してテストされました。私たちの将来の目標は、MHDCCSNフレームワーク内でML手法を利用して、これらのイベントの爆発率に対する正確にモデル化された乱流の影響を調査することです。
重力波の検出、識別、推論のためのワンストップ機能
ここでは、重力波信号のモデル化された空間での新しい関数を定義してから、その特性を検出の統計、識別の目的関数、および推論の有効尤度関数として研究します。この作業の背後にある主な動機は、極端な質量比のインスピレーションからの信号のオープンデータ分析の問題です。これは、信号空間に強い非局所的なパラメーターの縮退が存在することによって大幅に妨げられます。そのような信号の分析のための提案された機能の有用性を示し、将来の研究のための様々な可能な方向性を提案します。
| Title |
Graviton_to_Photon_Conversion_via_Parametric_Resonance |
| Authors |
Robert_Brandenberger,_Paola_C._M._Delgado,_Alexander_Ganz,_Chunshan_Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.08767 |
重力波による電磁界のパラメトリック共鳴励起を研究します。狭帯域共振があることを示します。真空中の電磁場の場合、共鳴は2番目の帯域でのみ発生するため、その強度はプランク質量の2乗によって抑制されます。一方、光速が1未満の媒体（自然単位）の電磁界の場合、最初の帯域で共振するフーリエモードの帯域があります。
JUNOで拡散超新星ニュートリノ背景を検出するための見通し
| Title |
Prospects_for_Detecting_the_Diffuse_Supernova_Neutrino_Background_with_JUNO |
| Authors |
JUNO_Collaboration:_Angel_Abusleme,_Thomas_Adam,_Shakeel_Ahmad,_Rizwan_Ahmed,_Sebastiano_Aiello,_Muhammad_Akram,_Fengpeng_An,_Qi_An,_Giuseppe_Andronico,_Nikolay_Anfimov,_Vito_Antonelli,_Tatiana_Antoshkina,_Burin_Asavapibhop,_Jo\~ao_Pedro_Athayde_Marcondes_de_Andr\'e,_Didier_Auguste,_Nikita_Balashov,_Wander_Baldini,_Andrea_Barresi,_Davide_Basilico,_Eric_Baussan,_Marco_Bellato,_Antonio_Bergnoli,_Thilo_Birkenfeld,_Sylvie_Blin,_David_Blum,_Simon_Blyth,_Anastasia_Bolshakova,_Mathieu_Bongrand,_Cl\'ement_Bordereau,_Dominique_Breton,_Augusto_Brigatti,_Riccardo_Brugnera,_Riccardo_Bruno,_Antonio_Budano,_Mario_Buscemi,_Jose_Busto,_Ilya_Butorov,_Anatael_Cabrera,_Barbara_Caccianiga,_Hao_Cai,_Xiao_Cai,_Yanke_Cai,_Zhiyan_Cai,_Riccardo_Callegari,_Antonio_Cammi,_Agustin_Campeny,_Chuanya_Cao,_Guofu_Cao,_Jun_Cao,_et_al._(552_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.08830 |
自由陽子の逆ベータ崩壊（IBD）検出チャネルを使用して、江門地下ニュートリノ天文台（JUNO）での拡散超新星ニュートリノバックグラウンド（DSNB）の検出可能性を示します。DSNBフラックス予測に関する最新情報を採用し、JUNOでのDSNB検索の背景とその削減について詳細に調査します。大気ニュートリノによって誘発された中性カレント（NC）のバックグラウンドが最も重要なバックグラウンドであることが判明し、その不確実性はモデル予測の広がりと想定される\textit{insitu}測定の両方から慎重に評価されます。また、パルス形状弁別（PSD）とトリプル同時（TC）カットによるバックグラウンド抑制についても注意深く研究しています。最新のDSNB信号予測、より現実的なバックグラウンド評価とPSD効率の最適化、および追加のTCカットにより、JUNOは3年間のデータ取得で3$\sigma$の重要性に到達し、10年後に5$\sigma$よりも優れた結果を達成できます。参照DSNBモデルの場合。非観測の悲観的なシナリオでは、JUNOは制限を大幅に改善し、モデルパラメータ空間の重要な領域を除外します。
新しい一般化されたエントロピーからの初期および後期宇宙ホログラフィック宇宙論
パラメータの適切な限界に対して、Tsallis、R\'{e}nyi、Barrow、Sharma-Mittal、Kaniadakis、およびLoopQuantumGravityエントロピーを一般化する新しい4パラメータエントロピー関数を提案します。したがって、提案された4パラメータエントロピー関数に対応する初期および後期宇宙宇宙論に対処します。その結果、一般化されたエントロピー関数からのエントロピー宇宙論は、宇宙の初期のインフレーションから後期のダークエネルギーの時代に統合することができることがわかりました。このような統一されたシナリオでは、次のことがわかります。（1）インフレーションの時代は、ハッブルパラメータの準デシッター進化によって記述されます。ハッブルパラメータは、約58e-folding数で終了します。（2）インフレーションの観測可能な量原始スカラー摂動のスペクトル指数とテンソル対スカラー比が最近のPlanckデータと同時に互換性があるように、（3）遅い時間の宇宙論に関して、暗黒エネルギーEoSパラメーターはPlanckの結果と一致していることがわかります。初期の宇宙の間に実行可能なインフレーションにつながるエントロピーパラメータの同じ値。さらに、提案されたエントロピー関数からのエントロピー宇宙論は、それぞれのホログラフィックカットオフが粒子の地平線とその導関数または将来の地平線とその導関数のいずれかに関して決定されるホログラフィック宇宙論と同等であることを示します。
フレドホルム積分に基づく場の歪みモデル
フィールド歪みは、イメージングシステムで広く使用されています。うまく測定・補正できない場合は、写真測量の精度に影響します。この目的のために、Fredholm積分に基づく一般的なフィールド歪みモデルを提案しました。これは、再構成された高解像度の参照点広がり関数（PSF）と2セットの4変数多項式を使用してイメージングシステムを記述します。モデルには、オブジェクト空間から画像空間へのポイントツーポイントの位置歪みとPSFの変形が含まれているため、実際のフィールド歪みを任意の精度で測定できます。また、イメージセンサーのサンプリング効果を補正するために必要な式を導き出しました。数値シミュレーションを通じて、モデルと再構成アルゴリズムの有効性を検証します。このモデルは、高精度の画像キャリブレーション、写真測量、および位置天文学に応用できる可能性があります。
バイナリ中性子星合体からのキロヘルツ重力波：数値相対論に基づくポストマージャーモデル
| Title |
Kilohertz_Gravitational_Waves_From_Binary_Neutron_Star_Mergers:_Numerical-relativity_Informed_Postmerger_Model |
| Authors |
Matteo_Breschi,_Sebastiano_Bernuzzi,_Kabir_Chakravarti,_Alessandro_Camilletti,_Aviral_Prakash,_Albino_Perego |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.09112 |
${\ttNRPMw}$を提示します。これは、618の数値相対論（NR）シミュレーションを使用して通知された中性子星合体の残骸からの重力波の分析モデルです。${\ttNRPMw}$は、複雑なガウスウェーブレットの組み合わせを使用して周波数領域で設計されています。ウェーブレットのパラメーターは、NRデータからの状態方程式（EOS）に影響されない関係に合わせて調整されます。NRシミュレーションは、21個のEOS（7個は有限温度微物理モデルであり、3個はクォーク相転移または超音速自由度を含む）で計算され、合計バイナリ質量$M\in[2.4,3.4]〜{\rmM}_\odot$、最大$q=2$の質量比、および（非先行）無次元スピンの大きさは最大${0.2}$。EOSに影響されない関係の理論的な不確実性は、モデルの柔軟性と精度を高める再校正パラメーターを使用して${\ttNRPMw}$に組み込まれます。${\ttNRPMw}$は、102回のシミュレーションの独立した検証セットで計算されたフィッティングファクター${\gtrsim}0.9$にNRに忠実です。
