切り捨てられた周辺神経比推定による強いレンズ画像からのウォームダークマター質量の推定
| Title |
Estimating_the_warm_dark_matter_mass_from_strong_lensing_images_with_truncated_marginal_neural_ratio_estimation |
| Authors |
Noemi_Anau_Montel,_Adam_Coogan,_Camila_Correa,_Konstantin_Karchev,_Christoph_Weniger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.09126 |
銀河-銀河の強い重力レンズ画像の精密分析は、小規模な暗黒物質ハローを特徴づけるユニークな方法を提供し、暗黒物質の構成要素の基本的な特性を明らかにすることを可能にする可能性があります。近年、重力イメージング技術により、いくつかの重いサブハロを検出することが可能になりました。ただし、重力レンズには多数のサブハローと視線ハローが含まれており、それらの微妙な痕跡を個別に検出することは非常に困難です。母集団レベルのパラメーターを推測するために、このしきい値以下の摂動者の大規模な母集団をマージナル化する既存の方法は、通常、計算コストがかかるか、残差のパワースペクトルなどの手作りの要約統計量に観測値を圧縮する必要があります。この作業では、パラメトリックレンズモデルを組み合わせた最初の分析パイプラインと、複数のレンズ画像から直接ウォームダークマターハロー質量関数カットオフスケールを制約するために、トランケートマージナルニューラルレシオ推定（TMNRE）と呼ばれる最近開発されたニューラルシミュレーションベースの推論手法を紹介します。。シミュレートされたデータへの概念実証アプリケーションを通じて、私たちのアプローチは、それ自体では検出できない現実的な摂動体の大規模な集団、およびレンズとソースのパラメーターの周辺化を通じて、暗黒物質のカットオフ質量の経験的にテスト可能な推論を可能にすることを示します不確実性。結果を得るために、一連の画像に含まれる信号をハッブル宇宙望遠鏡の解像度と組み合わせます。私たちの結果は、TMNREが、マルチkeVレジームでウォームダークマターの質量に厳しい制約を課す強力なアプローチになる可能性があることを示唆しています。-将来の望遠鏡。
流体力学的不安定性における物理的および数値的粘度の役割
| Title |
The_role_of_physical_and_numerical_viscosity_in_hydrodynamical_instabilities |
| Authors |
Tirso_Marin-Gilabert,_Milena_Valentini,_Ulrich_P._Steinwandel,_Klaus_Dolag |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.09135 |
ケルビン・ヘルムホルツ不安定性（KHI）の進化は、数値解法のパフォーマンスを評価するために広く使用されています。この不安定性を利用して、OpenGadget3でのSmoothedParticleHydrodynamics（SPH）とメッシュレス有限質量（MFM）の両方の実装をテストします。さまざまな数値的および物理的設定でKHIの線形成長を再現する際のSPHおよびMFMの精度を定量化します。それらの中で、$i）$数値誘導粘度、および$ii）$物理的に動機付けられたブラギンスキー粘度を検討し、KHIの成長に対するそれらの影響を比較します。SPHコードのセットアップやネイバーの数などの妨害パラメータを変化させたときの推定数値粘度の変化は、さまざまな流体力学的ソルバー、つまりMFMを使用したときに得られた違いに匹敵することがわかります。SPHは、物理的粘度の存在下で予想される成長速度の低下を再現し、不安定性を完全に抑制するために必要な物理的粘度のしきい値レベルを十分に回復します。ビリアル温度が$3\times10^7$Kの銀河団の場合、このレベルは、古典的なBraginskii値の$\approx10^{-3}$の抑制係数に対応します。このような環境でのSPH実装の固有の数値粘度は、少なくとも1桁小さいと推測され（つまり、$\approx10^{-4}$）、最新のSPHメソッドが効果の研究に適していることを再確認します。銀河団の物理的粘度の変化。
Ia型超新星データと観測ハッブルパラメータデータを使用した逆反応効果のテスト
| Title |
Testing_backreaction_effects_with_type_Ia_supernova_data_and_observational_Hubble_parameter_data |
| Authors |
Yan-Hong_Yao,_Xin-He_Meng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.09326 |
逆反応項${\calQ}_\CD$と空間的に平均化された不均一な宇宙の平均化された空間Ricciスカラー$\average{\CR}$を使用して、効果的な完全流体エネルギー密度$\varrho_{\rmに組み合わせることができます。eff}^{\CD}$と圧力$p_{\rmeff}^{\CD}$は、逆反応効果の新しい効果的なソースと見なすことができます。逆反応の現実的な進化をモデル化するために、有効な完全流体の状態方程式（EoS）のChevallier-Polarski-Linder（CPL）パラメーター化を採用します。逆反応のコンテキストでの観測を処理するために、このペーパーでは、2つのメトリックを使用して、後期宇宙を記述します。そのうちの1つは、標準のフリードマン-ルマ\^{\i}トレ-ロバートソン-ウォーカー（FLRW）メトリックです。もう1つは、Larenaet。によって導入された進化する曲率パラメータを持つテンプレートメトリックです。al。\cite{larena2009testing}にあります。また、Ia型超新星（SNIa）データと観測ハッブルパラメーターデータ（OHD）を使用してCPL逆反応モデルをこれらの2つのメトリックに適合させ、逆反応モデルにテンプレートメトリック、したがって、幾何学的な瞬間的な空間的に一定の曲率$\kappa_{\CD}$の処方を変更する必要があると結論付けます。
銀河の全球星形成法に対する宇宙論的制約：バリオン音響振動強度マッピングからの洞察
| Title |
Cosmological_Constraints_on_the_Global_Star_Formation_Law_of_Galaxies:_Insights_From_Baryon_Acoustic_Oscillation_Intensity_Mapping |
| Authors |
Guochao_Sun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.09354 |
もともと大規模構造の宇宙論的プローブとして提案された線強度マッピング（LIM）は、銀河の進化の天体物理学へのユニークなウィンドウも提供します。従来、小さな非線形スケールに焦点を当ててきたLIM技術の天体物理学的調査に加えて、大規模なバリオン音響振動（BAO）強度マッピングからの今後のデータを使用してグローバルな星形成法則を研究する新しい方法を提示します。BAOスケールのバリオンフラクション変動によって誘発されるパーセントレベルであるがスケール依存のバイアスの振幅を使用して、2つ（またはそれ以上）のLIM信号の自己相関および相互相関パワースペクトルを組み合わせることで、星形成の法則パワーを調べることができることを示しますインデックス$\mathcal{N}$。特に、SPHERExのような宇宙ミッションで、バリオンの割合の偏差の痕跡が存在する場合に、すべてのスケールにわたってH$\alpha$および[OIII]線をマッピングする可能性を検討します。SPHERExは、200度$^2$の深さの調査で適度な数の大規模モードにアクセスすることによって、$\mathcal{N}$をわずかにプローブするだけですが、将来の赤外線全天調査は、改善されて同等の深さに達することを示していますスペクトル分解能（$R\gtrsim400$）は、$\mathcal{N}$を10$-$30％の精度に制限する可能性があります。これは、BAO強度を使用して$z\sim4$までさまざまなフィードバック仮定を持つモデルを区別するのに十分です。マッピング。この効果を利用して、遠い将来の大規模な宇宙分散が制限されたLIM調査は、標準的な宇宙モデルの厳格なテストを実行しながら、銀河の進化と大規模な宇宙環境との間の物理的関係を精査することができます。
かみのけ座銀河団におけるソフト過剰放出のWHIM起源
この論文は、かみのけ座銀河団のROSAT観測の新しい分析を提供し、高温の銀河団ガスからの寄与を超える軟X線放射の量を決定します。再分析は、クラスターのビリアル半径までXMM-NewtonおよびPlanck望遠鏡を使用して、高温の銀河団ガスを高解像度で研究することで可能になります。分析は、熱起源である可能性が高い、非常に過剰な軟X線放射の元の発見を確認します。検出されたソフト過剰と、流体力学的シミュレーションで見られる温熱銀河間媒体（WHIM）フィラメントの物理的特性との間に定量的な一致が見られます。ソフト過剰の最も妥当な説明は、$\logT（K）\simeq6$に$\sim10$〜Mpc--長いフィラメントが存在し、バリオンの密度が$\sim300$で収束していることであると結論付けます。かみのけ座銀河団に向かって。したがって、この解釈は、数値シミュレーションによって予測されるように、WHIMフィラメントを備えた欠落している低赤方偏移バリオンの識別をサポートします。
宇宙の再電離と原始銀河形成からの宇宙素粒子の制約
| Title |
Astroparticle_Constraints_from_Cosmic_Reionization_and_Primordial_Galaxy_Formation |
| Authors |
A._Lapi,_T._Ronconi,_L._Boco,_N._Krachmalnicoff,_F._Shankar,_C._Baccigalupi,_L._Danese |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.09474 |
コールドダークマター（CDM）に代わるさまざまなダークマターシナリオで宇宙素粒子の制約を導き出します。ファジー暗黒物質、$\psi$DM;自己相互作用する暗黒物質、SIDM;ステライルニュートリノ暗黒物質、$\nu$DM。私たちのフレームワークは、赤方偏移$z\sim10$までの原始銀河の高赤方偏移UV光度関数の更新された決定、数値シミュレーションからの上記のDMシナリオにおける赤方偏移依存ハロー質量関数、および最近の天体物理学および宇宙論のデータセットからの宇宙の再電離の歴史。最初に、2つのパラメーター、つまり、原始銀河からのイオン化光子の脱出率$f_{\rmesc}$と、限界UVマグニチュード$M_{\rmUV}^{\によって特徴付けられる宇宙の再電離の経験的モデルを構築します。rmlim}$まで、外挿されたUV光度関数が急激に増加しています。次に、UV光度関数とハロー質量関数の標準的な存在量マッチングを実行し、UV光度とハロー質量の関係を取得します。ハロー質量の形状は、各DMシナリオに固有の宇宙素粒子量$X$に依存します（例：WDM粒子質量）。このような関係を利用して、原始銀河が効率的に星を形成できるしきい値ハロー質量の観点から、原始銀河形成からの制約を分析に導入します。第3に、順次更新ベイズMCMC手法を実装して、3つのパラメーター$f_{\rmesc}$、$M_{\rmUV}^{\rmlim}$、$X$に対して共同推論を実行し、再電離履歴に関するさまざまなDMシナリオの結果。最後に、ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡の出現でテストされる可能性のある、かすかな、しかし未踏の大きさでの高赤方偏移UV光度関数の振る舞いを予測する際のアストロパーティクル推定の関連性を強調します。
$ \ beta$Pictorisディスクのケイ酸塩の傾向
| Title |
Trends_in_Silicates_in_the_$\beta$_Pictoris_Disk |
| Authors |
Cicero_X._Lu,_Christine_H._Chen,_B._A._Sargent,_Dan_M._Watson,_Carey_M._Lisse,_Joel_D._Green,_Michael_L._Sitko,_Tushar_Mittal,_V._Lebouteiller,_G._C._Sloan,_Isabel_Rebollido,_Dean_C._Hines,_Julien_H._Girard,_Michael_W._Werner,_Karl_R._Stapelfeldt,_Winston_Wu,_Kadin_Worthen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.09138 |
ベータPicはリング状の構造でケイ酸塩をホストすることが知られていますが、これらのケイ酸塩ダストの特性がステロセントリック距離によって変化するかどうかは未解決の問題です。SpitzerInfraredSpectrograph（IRS）からのベータPictoris塵円盤スペクトルと、新しいIRTF/SpeXスペクトルを再分析して、波長の関数としての粒子のFe/Mg比、形状、および結晶化度の傾向を調査します。距離。再キャリブレーションおよび再抽出されたスペクトルを分析することにより、新しい18ミクロンのフォルステライト放出機能を特定し、以前に報告されたものよりも大幅に大きいライン対連続体比で23ミクロンのフォルステライト放出機能を回復します。これらの顕著なスペクトルの特徴は、主に小さなサブミクロンサイズの粒子によって生成され、ディスク内の微惑星衝突から継続的に生成および補充され、それらの親体の組成を解明できることがわかります。これらの小さな粒子について3つの傾向があります。ステロセントリック距離が長くなると、（1）小さなケイ酸塩粒子はより結晶性になり（アモルファスが少なくなり）、（2）形状はより不規則になり、（3）結晶性ケイ酸塩粒子の場合はFe/Mg比が低下します。これらの傾向をベータPicの惑星構造に適用すると、ベータPicbとcの軌道の外側にある塵の集団は、結晶化度と形状が大幅に異なることがわかります。また、星の近くで空間的に未解決の高温の塵の放出が原因で、暫定的に3〜5ミクロンの塵が過剰になっていることもわかりました。私たちの発見から、大きな微惑星の表面は、より鉄が豊富で、星に近いほど衝突処理されますが、星から離れると、鉄が少なく、原始的であると推測されます。
3- $ \ mu $ m分光法からの低アルベド小体の性質：アンモニア雪線内に形成された1つのグループとそれを超えて形成された1つのグループ
| Title |
The_Nature_of_Low-Albedo_Small_Bodies_from_3-$\mu$m_Spectroscopy:_One_Group_that_Formed_Within_the_Ammonia_Snow_Line_and_One_that_Formed_Beyond_It |
| Authors |
Andrew_S._Rivkin,_Joshua_P._Emery,_Ellen_S._Howell,_Theodore_Kareta,_John_W._Noonan,_Matthew_Richardson,_Benjamin_N._L._Sharkey,_Amanda_A._Sickafoose,_Laura_M._Woodney,_Richard_J._Cartwright,_Sean_Lindsay,_Lucas_T._Mcclure |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.09166 |
以前に公開されたスペクトルと一緒に191の新しいスペクトルの大規模な調査を通じて、低アルベド小惑星集団の3$\mu$mスペクトル特性の分裂の証拠を提示します。一方のグループ（「シャープタイプ」またはST、バンド中心$<$3$\mu$m）は、炭素質コンドライト隕石と一致するスペクトル形状を持ち、もう一方のグループ（「シャープタイプではない」またはNST、$>$3$\mu$mを中心とするバンド）は隕石の文献には表されていませんが、大きな物体の中でSTと同じくらい豊富です。両方のグループは、ほとんどの低アルベド小惑星分類学クラスに存在し、限られた場合を除いて、0.5-2.5-$\mu$mデータのみに基づく分類学分類では、小惑星がSTかNSTかを予測できません。統計的検定では、STとNSTの平均バンド深度、準主軸、近日点が信頼水準$\ge$98\％で異なることが示されていますが、アルベドには有意差はありません。また、多くのNSTが67P彗星のように3$\mu$mの吸収帯の形をしており、太陽系全体で重要な小天体組成を表している可能性があることも示しています。これらのグループの起源の簡単な説明は、アンモニア雪線の反対側での形成であり、NSTグループはH2OとNH3を蓄積し、STグループはH2Oのみを蓄積し、その後の熱的および化学的進化が今日見られる鉱物をもたらします。このような説明は、微惑星の形成と配信の最近の動的モデリングと一致しており、今日見つかったDクラスの小惑星の数に基づいて考えられるよりもはるかに多くの太陽系の外側の物質が主小惑星帯に配信されたことを示唆しています。
極周連星円盤からのバイナリへの降着
連星HD98800BaBbのモデルとして、極円周円盤から高離心率（$e=0.78$）の連星系への降着流をモデル化するための流体力学的シミュレーションを提示します。極周連星降着円盤の降着流を以前に研究された共面の場合と比較します。共面の場合、周連星円盤は偏心し、降着は一方のバイナリメンバーからもう一方のバイナリメンバーへの支配から交互になります。高度に偏心したバイナリを含む極円盤の場合、周連星円盤は最初は低い離心率を維持し、一次星の降着率は常に二次星の降着率とほぼ同じであることがわかります。極周連星円盤を持つバイナリHD98800BaBbの最近の観測は、より明るい成分からの$\rmH\alpha$フラックスの値を決定するために使用されています。この値から、降着率は典型的なおうし座T型星よりもはるかに低いと推測されます。外側のコンパニオンHD98800Aの偏心軌道は、ペリアストロンを通過するたびに、HD98800Bへの降着率を$\sim20$パーセント増加させます。私たちの流体力学的シミュレーションでは、ディスクの粘度パラメータが非常に小さく、$\alpha<10^{-5}$でない限り、このような低い降着率を説明することはできません。このシステムの追加の観察は、この低い降着率をチェックするのに役立ちます。
多惑星系の改良のための一般的な安定性主導のアプローチ
| Title |
A_general_stability-driven_approach_for_the_refinement_of_multi-planet_systems |
| Authors |
M._Stalport,_J.-B._Delisle,_S._Udry,_E._C._Matthews,_V._Bourrier,_A._Leleu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.09319 |
過去数年間で、検出される多惑星系の数は大幅に増加しました。その重要なサブクラスはコンパクトな構成です。それらの正確な知識は、惑星系が形成され進化する条件を理解するために重要です。ただし、観測により、これらのシステムには、特に軌道離心率に関する大きな不確実性が残ることがよくあります。これは、視線速度（RV）で検出された低質量の惑星を持つシステムで特に顕著であり、その量は太陽系外惑星の集団でますます重要になっています。軌道安定性の議論の助けを借りてこれらのパラメータを洗練することは一般的なアプローチになりつつあります。このような動的手法は、計算コストが高くなる可能性があります。この作業では、従来のN体統合アプローチよりも桁違いに高速な代替手順を使用します。パラメータ空間の信頼性の高い探索と、基本周波数の数値解析（NAFF、Laskar1990）の高速カオスインジケータの精度を組み合わせます。また、追加の計算コストをかけずに、マルチプラネットシステムでNAFFインジケーターをキャリブレーションするための一般的な手順を提案します。このキャリブレーション戦略は、HARPSおよびCORALIE高分解能分光器で得られた未発表の測定値に加えて、HD45364に示されています。HD202696でのキャリブレーションアプローチを検証します。アーキテクチャが異なる2つのシステムで、この安定性主導型アプローチのパフォーマンスをテストします。まず、木星レジームの惑星で構成される3惑星システムであるHD37124を研究します。次に、4つの低質量惑星のコンパクトなシステムであるHD215152を分析します。軌道パラメータと惑星の質量を洗練するためのNAFF安定性駆動型アプローチの可能性を示します。私たちは、発見されたすべての新しい多惑星システムで体系的なグローバル動的解析を行うことの重要性を強調します。
地球の勢力圏の動的な定義
| Title |
A_dynamical_definition_of_the_sphere_of_influence_of_the_Earth |
| Authors |
Irene_Cavallari,_Clara_Grassi,_Giovanni_F._Gronchi,_Giulio_Ba\`u,_Giovanni_B._Valsecchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.09340 |
惑星の影響圏の概念は、地球との小惑星の衝突監視のコンテキストと、宇宙船の惑星間軌道の設計の両方のコンテキストで役立ちます。古典的な結果を検討した後、ヤコビ定数$C$の特定の値について、小天体の位置と速度に依存するこの球の新しい定義を提案します。ここでは、円形の制限された3体問題のフレームワークで得られた小体の軌道を、2体の解にパッチを当てることによって得られた軌道と比較します。私たちの定義は最適化プロセスに基づいており、影響範囲の想定半径に関して適切なターゲット関数を最小化します。$C$のさまざまな値について、平面の場合の結果を表します。軌道を特徴付ける2つの角度の関数として、選択した半径の値を示します。この場合、いくつかの初期条件に対する勢力圏の半径のデータベースも作成し、内挿を可能にします。
暖かい木星K2-139bへの大規模で長い期間の仲間のCHEOPS検索
| Title |
A_CHEOPS_Search_for_Massive,_Long-Period_Companions_to_the_Warm_Jupiter_K2-139_b |
| Authors |
Alexis_M._S._Smith_and_Szilard_Csizmadia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.09355 |
K2-139bは、公転周期が28.4dの暖かい木星ですが、K2のロングケイデンスモードでは、このシステムの3回の通過のみが以前に観測されており、公転周期を決定できる精度が制限されています。将来の通過が予測されます。スポット交差イベントを介して軌道傾斜角を測定することを目的として実施された、ESAの特徴的なExOPlanetSatellite（CHEOPS）を使用したK2-139bの4つのトランジットの測光観測を報告します。これらのCHEOPSデータを、以前に公開されたK2ミッションからの3つのトランジットと一緒に適合させ、K2-139bの天体暦の精度を大幅に向上させます。このシステムの通過時間は、以前の1時間以上と比較して、10分未満の$1\sigma$の精度で、次の10年間を予測できるようになり、Arielによる観測の効率的なスケジューリングが可能になりました。線形天体暦からの有意な逸脱は検出されないため、150日未満の周期で周回する巨大な外惑星、または1年未満の周期の褐色矮星の存在を除外できます。また、スケーリングされた準主軸、衝突パラメータ、および星の周縁減光を精度を向上させて決定します。これは、K2と比較してCHEOPS観測のケイデンスが短いことによって促進され、ロングケイデンス測光の分析に使用されるサブ露光技術を検証します。最後に、恒星のスポット構成がK2観測の時代から変わったことに注意してください。K2トランジットとは異なり、CHEOPSデータではスポット交差イベントの証拠は検出されません。
リュウグウが観察した揮発性損失は、衝撃加熱だけでは発生しませんでした
はやぶさ2とOSIRIS-RExミッションによって探索されたリュウグウとベンヌを含む炭素質小惑星は、おそらく内太陽系への揮発性物質の重要なキャリアでした。しかし、リュウグウは、おそらく超高速衝撃加熱による重大な揮発性損失を経験しています。ここでは、主な小惑星帯（3.7kms-1および5.8kms-1）で予想される速度に匹敵する速度で、アナログのターゲット材料を使用した衝撃実験を示します。衝撃によるターゲット材料からの揮発性物質の損失は、リュウグウの観察された揮発性物質の枯渇を説明するのに十分ではないことがわかります。主な小惑星帯での相互衝突が、リュウグウまたはその親体からの揮発性物質の損失の単独の原因である可能性は低いと提案します。代わりに、例えば、メカニズムの多様性とそれらの形成のタイミングに関連する追加のプロセスが、炭素質小惑星の変動する揮発性含有量を説明するために必要であることを提案します。
圧縮パルスの減衰による衝撃回復：Hugoniot弾性限界付近の方解石（CaCO $ _3 $）の衝撃効果
| Title |
Shock_recovery_with_decaying_compressive_pulses:_Shock_effects_in_calcite_(CaCO$_3$)_around_the_Hugoniot_elastic_limit |
| Authors |
Kosuke_Kurosawa,_Haruka_Ono,_Takafumi_Niihara,_Tatsuhiro_Sakaiya,_Tadashi_Kondo,_Naotaka_Tomioka,_Takashi_Mikouchi,_Hidenori_Genda,_Takuya_Matsuzaki,_Masahiro_Kayama,_Mizuho_Koike,_Yuji_Sano,_Masafumi_Murayama,_Wataru_Satake_and_Takafumi_Matsui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.09385 |
隕石中の鉱物の衝撃変成作用は、古代の太陽系への洞察を提供します。方解石は、炭素質コンドライトに豊富に含まれる水性変質鉱物です。小惑星リュウグウとベンヌからのリターンサンプルには、方解石グループの鉱物が含まれていると予想されます。ケイ酸塩の衝撃変成作用は十分に研究されていますが、水性変質鉱物のそのようなデータは限られています。ここでは、千葉工業大学惑星探査研究センターでの衝撃実験を用いて、大理石を用いた方解石の衝撃効果を調べました。ターゲットよりも小さい発射体で減衰する圧縮パルスを生成しました。金属製の容器は、衝突前の層序を保持しているサンプルの回収を容易にします。iSALE衝撃物理コードを使用してサンプルのピーク圧力分布を推定しました。単一の実験から異なる程度の変成作用を経験した衝撃を受けた粒子を生成するこの方法の能力は、従来の一軸衝撃回復実験よりも有利です。衝撃を受けたサンプルは、偏光顕微鏡学とX線回折分析によって調査されました。ピーク圧力が3GPaを超えると、方解石粒子の半分以上が波状の消滅を示すことがわかりました。この衝撃圧力は、大理石のHugoniot弾性限界（HEL）よりも1桁高いですが、方解石結晶のHELに近く、波状の消滅が結晶の転位誘起塑性変形を記録していることを示唆しています。最後に、ショックを受けた方解石粒子がコンドライトで識別された場合、および/またはリュウグウとベンヌからのサンプルを返した場合、隕石の母体で方解石粒子の最大深度を再構築する戦略を提案します。
太陽系外惑星と衛星の通過を恒星測光時系列でモデル化、検出、特性評価するための新しいソフトウェアであるPandoraを紹介します。Pandoraは、大気中の周縁減光を伴う星の前の惑星と月の両方の通過光度曲線の分析的記述を使用し、通過中の相互の惑星と月の日食のすべてのケースをカバーします。星-惑星-月系の軌道運動は、入れ子になったケプラー問題として高精度に計算されます。Pandoraは、宇宙ベースの高精度調査の新時代における大規模な太陽系外衛星検索に適した計算速度になるように最適化されています。太陽のような星の周りの1年間の軌道で、巨大なネプチューンサイズの太陽系外衛星を持つ架空の木星の4つの通過を伴う光度曲線を最初にシミュレートすることにより、太陽系外衛星検索に対するPandoraの有用性を示します。データの10分のケイデンスは、次のPLATOミッションのケイデンスと一致し、100ppmのノイズは、実用性のために測光的に静かな$m_V=11$太陽のような星であると仮定すると、光子ノイズによって支配されます。UltraNestベイズ推定パッケージを使用して、シミュレートされたシステムパラメータを復元しました。この検索の実行時間は、標準のコンピューターで約5時間です。Pandoraは、Pythonプログラミング言語で完全に実装され、コミュニティが太陽系外衛星の検索に参加できる、最初の光力学的なオープンソースの太陽系外衛星通過検出アルゴリズムです。
| Title |
The_TESS_Grand_Unified_Hot_Jupiter_Survey._I._Ten_TESS_Planets |
| Authors |
Samuel_W._Yee,_Joshua_N._Winn,_Joel_D._Hartman,_Joseph_E._Rodriguez,_George_Zhou,_Samuel_N._Quinn,_David_W._Latham,_Allyson_Bieryla,_Karen_A._Collins,_Brett_C._Addison,_Isabel_Angelo,_Khalid_Barkaoui,_Paul_Benni,_Andrew_W._Boyle,_Rafael_Brahm,_R._Paul_Butler,_David_R._Ciardi,_Kevin_I._Collins,_Dennis_M._Conti,_Jeffrey_D._Crane,_Fei_Dai,_Courtney_D._Dressing,_Jason_D._Eastman,_Zahra_Essack,_Raquel_For\'es-Toribio,_Elise_Furlan,_Tianjun_Gan,_Steven_Giacalone,_Holden_Gill,_Eric_Girardin,_Thomas_Henning,_Christopher_E._Henze,_Melissa_J._Hobson,_Jonathan_Horner,_Andrew_W._Howard,_Steve_B._Howell,_Chelsea_X._Huang,_Howard_Isaacson,_Jon_M._Jenkins,_Eric_L._N._Jensen,_Andr\'es_Jord\'an,_Stephen_R._Kane,_John_F._Kielkopf,_Slawomir_Lasota,_Alan_M._Levine,_Jack_Lubin,_Andrew_W._Mann,_Bob_Massey,_Kim_K._McLeod,_et_al._(23_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.09728 |
10個の短周期木星型惑星（TOI-2193Ab、TOI-2207b、TOI-2236b、TOI-2421b、TOI-2567b、TOI-2570b、TOI-3331b、TOI-3540A）の発見を報告します。b、TOI-3693b、TOI-4137b）。すべての惑星は、NASAのトランジット系外惑星探査衛星（TESS）によって観測された周期的なフラックスディップに基づいて、惑星候補として識別されました。信号は、地上ベースの時系列測光、高角度分解能イメージング、およびTESSフォローアップ観測プログラムと連携した高分解能分光法を使用して通過する惑星からのものであることが確認されました。新しく発見された10個の惑星は、比較的明るいF星とG星を周回しています（$G<12.5$、〜$T_\mathrm{eff}$4800〜6200K）。惑星の公転周期は2日から10日の範囲であり、それらの質量は0.2から2.2木星質量の範囲です。TOI-2421bは土星質量の惑星であり、TOI-2567bは「サブ土星」であり、質量はそれぞれ$0.322\pm0.073$と$0.195\pm0.030$木星質量です。ほとんどの場合、軌道離心率に関する情報はほとんどありません。2つの例外は、8日間の周期と検出可能な偏心軌道（$e=0.17\pm0.05$）を持つTOI-2207bと、上限を設定できる9日間の惑星であるTOI-3693bです。$e<0.052$の制限。ここで説明する10個の惑星は、TESSデータを使用して、ホットジュピターの大規模で統計的に有用なサンプルを作成するために、以前の地上ベースの通過調査の作業を統合および拡張した最初の新しい惑星です。
重力崩壊中のスピンアップの進行
小惑星、惑星、いくつかの散開星団の星、および分子雲は、優先的なスピン軌道相互作用を持っているように見え、誕生時のそれらの回転をより大きな親構造に結び付ける共有プロセスを示しています。粒子または「雲」のコレクションが、外部の中心力を受けているときに崩壊または収縮したときに、どのように順行性の回転成分を獲得するかを説明する新しいメカニズムを紹介します。曲がった軌道の相対的なせん断により、崩壊時に共有の重心がわずかに内側に移動し、軌道の角運動量が整列した（順行）回転に交換されるため、この効果は幾何学的なものです。実例となる分析計算とN体計算を実行して、このプログレードスピンアップのプロセスが、崩壊が完了に近づくまで時間内に2次的に進行することを示します（$\deltaL_\mathrm{rot}\proptot^2$）。総回転ゲインは、崩壊する前の雲のサイズとともに増加します。$\deltaL_\mathrm{rot}/L_\mathrm{H}\propto（R_\mathrm{cl}/R_\mathrm{H}）^5$、通常はポテンシャルのソースまでの距離（$L_\mathrm{H}\proptor_0）$。せん断と自己重力の境界面（$R_\mathrm{cl}\simR_\mathrm{H}$）で形成される雲の場合、プログラードスピンアップは、初期の逆行回転が大きいセットアップでも崩壊してプログラードを形成することを意味します-回転するオブジェクト。幾何学的効果であるため、順行性のスピンアップは、せん断が強く逆行している場合でも、せん断をトリガーする中心ポテンシャルの周囲で持続します。太陽系への応用を強調します。そこでは、逆行スピンアップが、逆行回転を伴うカイパーベルト内のバイナリオブジェクトの周波数を説明できます。
深部HST/ACS測光によるハイドラIのレンズ状銀河の球状星団の研究
| Title |
A_study_of_globular_clusters_in_a_lenticular_galaxy_in_Hydra_I_from_deep_HST/ACS_photometry |
| Authors |
Nandini_Hazra,_Michele_Cantiello,_Gabriella_Raimondo,_Marco_Mirabile,_John_P._Blakeslee,_Marica_Branchesi,_Enzo_Brocato |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.09124 |
F475W（$g_{F475W}$）およびF606W（$V_{F606W}$）バンドのHST/ACSからの非常に深い光学イメージングデータを利用して、球状星団（GC）集団の特性を研究します。HydraI銀河団の中間質量レンズ状銀河PGC087327。PGC087327を中心とする$\sim19\times19$kpcの領域にある光源の測光（光度と色）および形態計測（コンパクトさ、伸びなど）特性を検査し、同じHST上の4つの隣接するフィールドと比較します。/ACSモザイク。これにより、GC候補のリストを特定し、バックグラウンド除染方法を使用してそれらのプロパティを検査することができました。4つの比較フィールドと比較して、PGC087327は、GCの堅牢な過密度$N_{GC}=82\pm9$を示しています。銀河の推定マグニチュードでは、この数は$S_N=1.8\pm0.7$の特定の頻度を意味します。$g_{F475W}$および$V_{F606W}$パスバンドで利用可能な短い波長間隔にもかかわらず、色分布は$\langleg_{F475W}{-}V_{F606Wに青いピークを持つ明確な二峰性を示しています}\rangle=0.47\pm0.05$magと$\langleg_{F475W}{-}V_{F606W}\rangle=0.62\pm0.03$magの赤いピーク。また、青色のGCと比較して赤色のGCの動径分布の典型的な急勾配を観察します。利用可能なデータの独自の深さのおかげで、予想されるGCLFターンオーバーをはるかに超えるGC光度関数（GCLF）を特徴付けます。$g^{TOM}_{F475W}=26.54\pm0.10$magおよび$V^{TOM}_{F606W}=26.08\pm0.09$magであり、キャリブレーション後の距離は$D_{GCLF}=56.7\pm4.3（統計）\pm5.2（体系的）$Mpc。
Tucana B：D =1.4Mpcで孤立してクエンチされた超微弱矮小銀河
| Title |
Tucana_B:_An_Isolated_and_Quenched_Ultra-faint_Dwarf_Galaxy_at_D=1.4_Mpc |
| Authors |
D.J._Sand,_B._Mutlu-Pakdil,_M.G._Jones,_A._Karunakaran,_F._Wang,_J._Yang,_A._Chiti,_P._Bennet,_D._Crnojevi\'c,_K._Spekkens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.09129 |
D=1.4Mpcの距離にある孤立した超微弱矮小銀河であるTucanaBの発見を報告します。TucanaBは、ローカルグループの郊外にある既知の小人の超微弱な衛星コンパニオンの検索中に発見されましたが、その空の位置と距離は、最も近い銀河が$\sim$500kpc離れていることを示しています。深部地上ベースのイメージングは、トゥカナBを星に分解し、天の川の超微弱な矮小銀河に見られるものと類似した、古い金属の貧しい星の種族と一致する、まばらな赤色巨星分枝を表示します。TucanaBの半光半径は80$\pm$35pcで、絶対等級は$M_V$=$-$6.9$\pm$0.3mag（$L_V$=5.0$\pm$1.5$\times$10$^4）です。$$L_{\odot}$）、これもミルキーウェイの超微弱衛星に匹敵します。光学色の大きさの図でも、GALEXアーカイブ紫外線イメージングでも、若い星の集団の証拠はありません。同様に、アーカイブHI観測は、天の川に関連する複雑なHI機能で汚染された空の一部にあるものの、TucanaBには中性ガス貯留層がないことを示しています。その孤立性と物理的特性を考えると、TucanaBは、再電離によってクエンチされた超微弱な矮星の決定的な例であり、最小の質量スケールでの銀河の形成と進化の主要な推進力の強力な確認を提供します。それはまた、ローカルグループの極限での超微弱な矮小銀河発見の新時代を示しています。
超新星残骸の集団の光輝線光度関数モデル
| Title |
Optical_emission-line_Luminosity_Function_models_for_populations_of_Supernova_Remnants |
| Authors |
M._Kopsacheili,_A._Zezas,_I._Leonidaki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.09130 |
超新星残骸集団の光度分布を計算するための基本モデルを提示します。異なる年代と衝撃前密度のSNRの衝撃速度と半径を提供する基本進化モデルからの処方と、さまざまな物理的パラメータの衝撃に対するガス放射率。平坦な年齢分布を想定し、さまざまな衝撃前密度分布またはさまざまな磁気パラメータの影響を調査します。モデルHaの形状とジョイント[SII]-Haの光度関数と、近くの銀河でのSNR調査から測定されたものとの間に非常に良い一致が見られます。
Davis-Chandrasekhar-Fermiメソッドの再検討
| Title |
The_Davis-Chandrasekhar-Fermi_Method_Revisited |
| Authors |
Che-Yu_Chen,_Zhi-Yun_Li,_Renato_R._Mazzei,_Jinsoo_Park,_Laura_M._Fissel,_Michael_C.-Y._Chen,_Richard_I._Klein,_and_Pak_Shing_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.09134 |
星形成領域の星間磁場に関する豊富な観測結果にもかかわらず、磁場強度の直接測定は観測的に困難であるため、磁場がさまざまな物理的スケールでどれほど動的に重要であるかはまだ不明です。Davis-Chandrasekhar-Fermi（DCF）法は、分極データから磁場強度を推定するために最も一般的に使用されている方法です。これは、ガスの乱流運動が線形アルヴェーン波を介した場の歪みの駆動源であるという仮定に基づいています。この作業では、星形成雲のMHDシミュレーションを使用して、実際の3D空間での精度を調べることにより、DCF法の基礎となる仮定の妥当性をテストします。我々の結果は、乱流運動エネルギーと磁気エネルギー変動の間のDCF関係は、局所的な特性ではなく統計結果として扱われるべきであることを示唆している。次に、合成観測を使用して元のDCF法に対するいくつかの変更を開発および調査し、DCFから導出された磁場強度の精度を向上させるための新しいレシピを提案します。さらに、DCF分析の最大の不確実性は、分極観測ではなく線幅測定に起因する可能性があることに注意してください。特に、視線ガス速度を使用して、DCF法のもう1つの重要なパラメータであるガス体積密度を推定できるためです。。
CHEMOUT：OUTerGalaxyの星形成領域における化学的複雑さ。 II。低金属量でのメタノール形成
| Title |
CHEMOUT:_CHEMical_complexity_in_star-forming_regions_of_the_OUTer_Galaxy._II._Methanol_formation_at_low_metallicity |
| Authors |
F._Fontani,_A._Schmiedeke,_A._Sanchez-Monge,_L._Colzi,_D._Elia,_V.M._Rivilla,_M.T._Beltran,_L._Bizzocchi,_P._Caselli,_L._Magrini,_D._Romano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.09136 |
外側の銀河は太陽よりも金属量が少ない環境であるため、内側と外側の銀河にある星形成領域での分子の形成と生存は異なると予想されます。天の川全体で化学がどのように変化するかを理解するには、銀河系の外側の星形成領域を観察して、金属量の低い環境に適合したモデルを制約することが重要です。プロジェクト「外側銀河の星形成領域の化学的複雑さ」（CHEMOUT）は、さまざまなIRAM30m望遠鏡を使用して、最大23kpcのガラクトセントリック距離で35個の高質量星形成コアのサンプルを観測するこの問題に対処することを目的としています。3mmと2mmのバンド。この作業では、35のターゲットのうち15に向けて、星形成領域の有機化学に不可欠な最も単純な複雑な有機分子の1つであるメタノール（CH3OH）と、化学的に関連する2つの種であるHCOとホルムアルデヒド（H2CO）の観測を分析します。CHEMOUTサンプルの。実際、メタノールの前駆体であるHCOとH2COの両方で以前に検出されたターゲットのみが考慮されました。15のターゲットすべてでCH3OHが検出されました。局所熱力学的平衡アプローチを使用して、7〜16Kの範囲のCH3OH励起温度と、4km/s未満の線幅を導き出します。これは、低温で静止しているエンベロープからの放出と一致します。CH3OHのフラクショナルアバンダンスw.r.t.H2の範囲は〜0.6x10^{-9}から〜7.4x10^{-9}です。これらの値は、内側および局所的な銀河の星形成領域で見られる値に匹敵します。私たちの結果は、銀河の最も外側の星形成領域で発生する有機的で、おそらくプレバイオティクスの化学に重要な意味を持ち、銀河のハビタブルゾーンのフロンティアを設定するのに役立ちます。
MUSEデータを使用した車輪銀河の星雲存在量勾配
| Title |
Nebular_abundance_gradient_in_the_Cartwheel_galaxy_using_MUSE_data |
| Authors |
Javier_Zaragoza-Cardiel,_V._Mauricio_A._G\'omez-Gonz\'alez,_Divakara_Mayya,_Gerardo_Ramos-Larios |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.09150 |
ここでは、超大型望遠鏡（VLT）マルチユニット分光エクスプローラー（MUSE）データセットを使用して、衝突する環状銀河側転で一般的に観測されるイオンの星雲の存在量の詳細な分析の結果を示します。分析には、スポーク、ディスク、および内輪の40の比較的暗いH$\alpha$放出領域に加えて、星形成リングの221のHII領域が含まれます。He、N、O、およびFeのイオン存在量は、それぞれ9、20、20、および17リングHII領域の直接法（DM）を使用して取得されます。ここで、S$^{++}$温度感受性線は検出されました。内輪と外輪の間のすべての星雲を含む残りの領域については、ストロングライン法（SLM）を使用してOの存在量を取得しました。リング領域の中央値は$12+\log\rm{\frac{O}{H}}$=8.19$\pm$0.15、$\log\rm{\frac{N}{O}}=-$1.57$\DMを使用してpm$0.09および$\log\rm{\frac{Fe}{O}}=-$2.24$\pm$0.09。側転に見られるO存在量の範囲内で、N/OおよびFe/O値は、Oの増加に比例して減少し、一次NおよびFeの対応する濃縮なしにOの局所濃縮を示唆します。SLMを使用して得られたディスクHII領域のO存在量は、明確に定義された放射状勾配を示しています。リングHII領域の平均O存在量は、放射状勾配の外挿と比較して、$\sim$0.1dexだけ低くなっています。観察された傾向は、ルノーらによる最近のシミュレーションによって予測されたように、衝突前の存在量勾配の保存、処理された要素のほとんどのリングへの変位を示唆しています。（2018）、およびリング内の金属に乏しいガスの衝突後の落下。
$ z> 6$AGNの観測可能なプロパティに対するフィードバック効果
| Title |
Feedback_effect_on_the_observable_properties_of_$z>6$_AGN |
| Authors |
Fabio_Vito,_Fabio_Di_Mascia,_Simona_Gallerani,_Tommaso_Zana,_Andrea_Ferrara,_Stefano_Carniani,_Roberto_Gilli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.09181 |
活動銀河核（AGN）フィードバックは、超大質量ブラックホール（SMBH）の成長、ホスト銀河の特性、およびそれらの宇宙進化に大きな影響を及ぼします。一連のズームイン宇宙論シミュレーションで、AGNとそのホスト銀河の$z>6$での観測可能な特性に対するさまざまな動的フィードバック処方の影響を調査します。特にSMBHが高い降着率（$\approx10-30\、\mathrm{M_\odot\、yr^{-1}}$）。特に、ISMサイズを$>1$kpcに拡張し、$z>6$AGNホスト銀河で観測されたガス貯留層のサイズと一致させるには、動的フィードバックが必要です。さらに、それは、AGNが$z>6$AGNの観測値と一致する大きさで、残りのフレームのUVバンドで検出できる不明瞭な視線を生成します。流出の想定される形状は、高赤方偏移AGNの観測された特性を形成する上で重要な役割を果たします。観測された特性を再現するには、球形よりも双円錐形の方が好まれますが、X線観察で検出可能な複数のAGNシステムの数を過大評価していることがわかります。この結果は、宇宙論的シミュレーションで広く採用されている単純なBHシードレシピが、$z=6-7$でX線検出可能な複数のAGNを生成しすぎて、より物理的に動機付けられたシード処方の採用を求めていることを示唆しています。
はくちょう座Xのイオン化ガスのフィラメント構造
| Title |
Filamentary_structures_of_ionized_gas_in_Cygnus_X |
| Authors |
K._L._Emig,_G._J._White,_P._Salas,_R._L._Karim,_R._J._van_Weeren,_P._J._Teuben,_A._Zavagno,_P._Chiu,_M._Haverkorn,_J._B._R._Oonk,_E._Orr\'u,_I._M._Polderman,_W._Reich,_H._J._A._R\"ottgering,_and_A._G._G._M._Tielens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.09193 |
イオン化されたガスは、それらの環境に対する巨大な星の影響を調査します。CygnusX領域（d〜1.5kpc）は、銀河系で最も巨大な星形成複合体の1つであり、CygOB2の関連性（3〜5Myrの年齢と恒星の質量$2\times10^{4}$M$_{\odot}$）が支配的な影響力を持っています。低周波アレイ（LOFAR）を使用して148MHzでCygnusX領域を観察し、画像のデコンボリューション中に短い間隔の情報を考慮に入れます。カナダ銀河面調査のデータと一緒に、$4^{\circ}\times4^{\circ}$（100pc$\times$）の低密度イオン化ガスの形態、分布、および物理的条件を調査します。2'（0.9pc）の解像度で100pc）領域。分析された領域の銀河の電波放射は、148MHzでほぼ完全に熱的（フリーフリー）であり、放射測定値は$10^3<EM〜{\rm[pc〜cm^{-6}]}<10^6$。フィラメント状の構造が放出の顕著な特徴であるため、DisPerSEとFilChapを使用してフィラメント状の隆起を識別し、それらの放射状（$EM$）プロファイルを特徴付けます。ラジアルプロファイルの分布は、4.3pcの特徴的な幅と、ピーク$EM$のべき乗則分布（$\beta=-1.8\pm0.1$）から、完全性の限界である4200pccm$^{-6}まであります。$。フィラメント状構造の電子密度は$10<n_e〜{\rm[cm^{-3}]}<400$の範囲で、中央値は35cm$^{-3}$で、[NII]と非常によく似ています。イオン化ガスの調査。CygOB2は、フィラメント内の全イオン化ガスとイオン化ガスの最大3分の2をイオン化する可能性があります。フィラメント状構造の半分以上は、周囲の拡散（〜5cm$^{-3}$）媒体に流れ込む光蒸発表面である可能性があります。ただし、これはすべてのイオン化ガスリッジに当てはまるとは限りません。イオン化ガスの分布の特徴的な幅は、CygOB2の恒星風を指し、掃引されたイオン化ガスまたは散逸した乱流によってイオン化フィラメントの一部を生成します。
LAMOST赤色巨星分枝星を伴う12kpcを超えるさまざまな年齢集団の斜めの尾根パターン
| Title |
Diagonal_Ridge_pattern_of_different_age_populations_beyond_12_kpc_with_LAMOST_Red_Giant_Branch_Stars |
| Authors |
Peng_Yang,_Hai-Feng_Wang,_Zhi-Quan_Luo,_Thor_Tepper-Garc\'ia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.09227 |
ガイアDR2の適切な動きと一致した、LAMOST調査からの赤色巨星分枝（RGB）星のサンプルの運動化学的分布を調査し、よく知られている尾根構造の時間タグ付けを示します（$Rの対角分布、ガラクトセントリック距離R=8〜18kpcの範囲のV_{\phi}$平面）。視線速度分布に見られる5つの尾根と、垂直速度に見られる1つの尾根を含む、6つの長寿命の尾根構造を検出します。角運動量分布の進化の分析に基づいて、4つの尾根が比較的静止しているのに対し、別の尾根は時間とともに進化していることがわかります。これは、異なる集団での差異分析によって確認され、2種類の動的起源がある可能性があることを裏付けています。可能な結合メカニズムを備えています。さらに、特に質量分布（M）の場合、化学的性質（[Fe/H]、[$\alpha$/Fe]）にも隆起の特徴が鮮明に現れます。銀河の北半球と南半球の比較では、振幅（垂直速度など）が非対称であっても、位相空間の位置に明確な非対称性は見られません。さらに、斜めの尾根構造が回転曲線の形状に影響を与える可能性があることを発見しました。これは、滑らかなプロファイルの上に変動やうねりとして現れます。
機械学習を使用して、M87の地上ベースの測光調査から銀河系外の球状星団の候補を特定する
| Title |
Using_Machine_Learning_to_Identify_Extragalactic_Globular_Cluster_Candidates_from_Ground-Based_Photometric_Surveys_of_M87 |
| Authors |
Emilia_Barbisan,_Jeff_Huang,_Kristen_C._Dage,_Daryl_Haggard,_Robin_Arnason,_Arash_Bahramian,_William_I._Clarkson,_Arunav_Kundu,_Stephen_E._Zepf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.09280 |
球状星団（GC）は、天文学の多くのサブフィールドで多くの長年の質問の中心にあり、そのため、外部銀河のGCの体系的な識別は計り知れない影響を及ぼします。この研究では、M87のよく研究されたGCシステムを利用して、監視付き機械学習（ML）分類アルゴリズム（特にランダムフォレストとニューラルネットワーク）を実装し、カナダの地上ベースの測光を使用して前景の星と背景の銀河からGCを識別します-フランス-ハワイ望遠鏡（CFHT）。これら2つのML分類方法を「人間が選択した」GCの研究と比較し、最高のパフォーマンスを発揮するランダムフォレストモデルで、HSTデータ（ACSVCS）と最高のパフォーマンスを発揮するニューラルネットワークから選択したGCの61.2％$\pm$8.0％を再選択できることがわかりました。モデルは95.0％$\pm$3.4％を再選択します。トレーニングデータとは関係なく、CFHTデータから選択された人間が分類したGCおよび汚染物質と比較すると、最高のパフォーマンスのランダムフォレストモデルは91.0％$\pm$1.2％を正しく分類でき、最高のパフォーマンスのニューラルネットワークモデルは57.3％$を正しく分類できます。\pm$1.1％。天文学におけるML法は、ヴェラC.ルービン天文台が最初の光の準備をしているときに大きな関心を集めています。この研究のオブザーバブルは、初期のルービン天文台のデータと直接比較できるように選択されており、今後のデータセットでMLアルゴリズムを実行する可能性があるため、有望な結果が得られます。
CIGALE銀河スペクトルの教師なし分類
| Title |
Unsupervised_classification_of_CIGALE_galaxy_spectra |
| Authors |
J_Dubois_(IPAG),_D_Fraix-Burnet_(IPAG),_J_Moultaka_(IRAP),_P_Sharma_(LAM),_D_Burgarella_(LAM) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.09344 |
目的。本研究は、銀河のスペクトルに対する教師なし分類アルゴリズム（Fisher-EMと呼ばれる）の能力と限界についてのより深い洞察を提供することを目的としています。このアルゴリズムは、識別可能な潜在部分空間でガウス混合を使用します。この目的のために、モックスペクトルの生成に使用される物理パラメータと分類に対するノイズの影響を分離するこのアルゴリズムの能力を調査します。メソッド。コードCIGALEと、星の種族を特徴付ける9つの入力パラメーターの異なる値を使用して、496個の単色フラックスを含む銀河の11475個の光学スペクトルのサンプルをシミュレートしました。統計モデルとクラスターの最適数は、Fisher-EMで統合完了尤度（ICL）基準によって与えられます。結果の堅牢性を評価するために、分析を数回繰り返しました。結果。ノイズのないスペクトルの場合、2つの異なる分類を区別できます。13クラスターの上の1つはノイズが追加されると消えますが、12クラスターの分類は、信号対ノイズ比（SNR）が3までのノイズに対して非常に堅牢です。SNR=1では、最適は5クラスターですが、分類は次のようになります。まだ前のものと互換性があります。シミュレーションに使用されたパラメーターの分布は、クラス間の優れた識別を示しています。各クラス内のスペクトルとパラメーター分布の両方で分散が大きいため、ICLがはるかに高いにもかかわらず、ノイズのない場合の13を超えるクラスターでの分類は物理的に関連性がないと結論付けられます。結論。この研究により、少なくともフィッシャーEMアルゴリズムに有効な2つの結論が得られます。第一に、銀河のスペクトルの教師なし分類は、信頼性があり、ノイズに対してロバストです。第二に、そのような分析は、スペクトルに含まれる有用な物理的情報を抽出し、非常に意味のある分類を構築することができます。データ駆動型天体物理学の時代では、不可避的に偏ったトレーニングサンプルを必要としない教師なし機械学習アプローチを信頼することが重要です。
ガイアEDR3赤色巨星とサブ巨星からの銀河の運動学的パラメータのマッピング
| Title |
Mapping_the_kinematic_parameters_of_the_Galaxy_from_the_Gaia_EDR3_red_giants_and_sub-giants |
| Authors |
P._N._Fedorov,_V._S._Akhmetov,_A._B._Velichko,_A._M._Dmytrenko_and_S._I._Denyshchenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.09381 |
重心が銀河の平面にある赤色巨星と準巨星の運動学的分析の結果を示します。このために、$Gaia$EDR3カタログからのこれらの星の位置、視差、固有運動、および視線速度が使用されました。運動学的パラメータを取得するために2つのアプローチを適用しました。最初のアプローチ（12の運動学的パラメーターに関してOgorodnikov--Milneモデルの方程式を解く）は一般的に受け入れられていますが、いくつかの欠点があります。私たちが開発した2番目のアプローチは、ガラクトセントリック重心の速度の成分と、星の速度場の微分方程式から直接座標に関する偏導関数を見つけることです。上記の方法で運動学的パラメータを計算するために、同じ恒星サンプルが使用されました。これらのサンプルから、半径1kpcの球形領域が選択されました。その中心は、銀河系の中央平面の座標グリッド（$x_{gal}$、$y_{gal}$）のノードに厳密に配置されていました。ステップ100個の長方形のガラクトセントリック座標系。調査中のギャラクシーの領域は、座標間隔$115^\circ<\theta<245^\circ$、0kpc$<R<$16kpc、-1kpc$<z<$1kpcを占めます。ガラクトセントリック座標の関数として、ローカルの運動学的パラメーターと星の円運動速度などのグローバルパラメーターの動作を示します。初めて、重心の空間速度の成分とそれらすべての運動学的パラメーター、および銀河座標の関数としてのそれらの振る舞いが導き出されました。銀河座標の関数としての$\partialV_R/\partial\theta$および$\partialV_\theta/\partial\theta$パラメーターの動作が初めて導出されました。
星形成領域IC1396NにおけるプロトステラジェットのNIR分光学的調査
| Title |
NIR_spectroscopic_survey_of_protostellar_jets_in_the_star_forming_region_IC_1396N |
| Authors |
Fabrizio_Massi_(1),_Rosario_L\'opez_(2),_Maria_T._Beltr\'an_(1),_Robert_Estalella_(2),_Josep_M._Girart_(3_and_4)_((1)_INAF_-_Osservatorio_Astrofisico_di_Arcetri,_(2)_Universitat_de_Barcelona,_(3)_Institut_de_Ci\`encies_de_l'Espai,_(4)_Institut_d'Estudis_Espacials_de_Catalunya) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.09425 |
簡略化。明るい縁のクラウドIC1396Nは、CO、H$_2$、およびミリメートルコンパクトソースを動力源とするハービッグハロー流出をホストします。IC1396Nに広がるH$_2$放出機能の運動学と物理的条件を特徴づけることを目的としています。これは、ジェットのような形態の結び目のチェーンとして表示され、さまざまなH$_2$の流出を追跡し、（および）駆動源の識別。低解像度、ロングスリットの近赤外線スペクトルは、グリズムKB（R〜1200）、HK、およびJH（R〜500）を使用して、TNGのNICSで取得されました。いくつかのスリットポインティングとPAをIC1396N全体で使用して、以前に深いH$_2$2.12$\mu$m画像で検出されたH$_2$ノットの数をサンプリングしました。結び目は、衝撃励起励起と一致するH$_2$の豊富な回転振動スペクトルを示し、そこからIC1396NH$_2$流出の視線速度と関連する物理的条件が導き出されました。これらはまた、いくつかの特徴に向けて絶滅範囲を推定することを可能にしました。[FeII]放出は、数ノットに向かってのみ検出されました。これは、異常に大きなH$_2$1-0S（3）/S（1）フラックス比も示しています。得られた視線速度は、流出のほとんどが空の平面に近いことを確認します。同じチェーン内の近くのノットは、青シフトと赤シフトの両方で異なる視線速度を示すことがよくあります。これは、駆動源の遍在するジェット歳差運動または斜め衝撃波の発生によるものと解釈されます。チェーンの1つ（ストランドA）は、3D磁気流体力学モデルの結果と一致する主要なバウショック構造を追跡する一連の機能として表示されます。主要なバウショック（A15）のいずれかの側は、異なる視線速度を示します。その可能な説明は、論文で説明されています。私たちのデータでは、ストランドAとBの両方が中間質量の若い恒星状天体BIMA2に由来するかどうかを確認することはできません。
重力マイクロレンズ法による銀河ハローのブラックホールの検索
重力アンテナによって発見された、質量が$10M_{\odot}$を超えるブラックホールのような物体は、長い時間スケール（数年）の重力マイクロレンズ効果を生み出す可能性があります。個別に検討すると、以前のマイクロレンズ調査は、6〜7年の期間が限られているため、このようなイベントの影響を受けませんでした。EROS-2とMACHOの調査から大マゼラン雲（LMC）までの光度曲線を組み合わせて、4つの広いパスバンドで測定されたフラックスを使用して、合計10。6年の期間をカバーする1,410万個の星の共同データベースを作成しました。この拡張光度曲線のカタログで複数年のマイクロレンズイベントを検索し、1つの調査でのみ観測された2,410万個の光度曲線で補完しました。私たちの分析とEROSの以前の分析を組み合わせると、質量が$10^{-7}$から$200M_{\odot}$のコンパクトなオブジェクトは、aの総質量の$\sim20\％$を超えることはできません。標準ハロー（$95\％$CL）。また、ハローの$\sim50\％$が$1000M_{\odot}$より軽いブラックホール（BH）でできていることも除外します。
高赤方偏移の巨大なブラックホールの種は、ブラックホールとホスト銀河の関係でどのくらいの期間外れ値のままですか？
| Title |
How_long_do_high-redshift_massive_black_hole_seeds_remain_outliers_in_black_hole_vs._host_galaxy_relations? |
| Authors |
Matthew_T._Scoggins,_Zolt\'an_Haiman,_John_H._Wise |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.09611 |
宇宙の最初の10億年以内に$10^9\{\rmM_\odot}$超大質量ブラックホール（SMBH）が存在することは、ブラックホールの形成と成長に関する従来の理解のパズルのままです。いわゆる直接崩壊シナリオは、超大質量星（SMS）の形成が初期のSMBHの大規模なシードを生み出す可能性があることを示唆しています。このシナリオは、過度に巨大なBH銀河（OMBG）につながります。その核ブラックホールの質量は、周囲の恒星の質量に匹敵するか、それよりもさらに大きくなります。$10^4-10^6〜{\rmM_\odot}$シードブラックホール質量が$10^7-10^8〜{\rmM_\odot}$の暗黒物質ハローで生まれます。ブラックホールと恒星の質量比は$M_{\rmbh}/M_*\gg10^{-3}$であり、赤方偏移が低い場合の通常の値をはるかに上回っています。ルネッサンスシミュレーションで以前に特定された2つのOMBGのその後の進化を調査することにより、これらの新生児BHが$M_{\rmbh}-M_{*}$関係で外れ値のままである期間を調査します。両方のOMBGは、生涯を通じて$M_{\rmbh}/M_*>1$であり、誕生から$z\約15$まで、はるかに大きなハローと$z\約8$で合流するまで続きます。OMBGは、より大規模な$10^{11}〜{\rmM_\odot}$の隣接するハローから、合併が$z\approx8$で完了するまで、空間的に解決可能であることがわかります。これにより、同様のOMBGを検出し、ブラックホールと恒星の質量比が非常に高くなることで、JWSTと高感度X線望遠鏡で将来観測して直接崩壊シナリオを診断するためのウィンドウが提供されます。
ブラックホール候補MAXIJ1348-630における光学的および赤外線降着円盤風の特徴の発見
| Title |
Discovery_of_optical_and_infrared_accretion_disc_wind_signatures_in_the_black_hole_candidate_MAXI_J1348-630 |
| Authors |
G._Panizo-Espinar,_M._Armas_Padilla,_T._Mu\~noz-Darias,_K._I._I._Koljonen,_V._A._C\'uneo,_J._S\'anchez-Sierras,_D._Mata_S\'anchez,_J._Casares,_J._Corral-Santana,_R._P._Fender,_F._Jim\'enez-Ibarra,_G._Ponti,_D._Steeghs,_M.A.P._Torres |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.09128 |
MAXIJ1348-630は、明るい爆発の間に2019年に発見された低質量X線連星です。このイベント中に、システムは標準の進化に従ってハード状態とソフト状態の両方をサンプリングしました。超大型望遠鏡でX-shooterを使用して得られたマルチエポック光学および近赤外分光法を紹介します。私たちのデータセットには、爆発の最も明るい段階と静止に向かう崩壊の間に取得されたスペクトルが含まれています。ブルーシフト吸収、広い輝線翼、フラットトッププロファイルなど、降着円盤風に一般的に関連する特徴の存在に特に注意を払いながら、主要な放出線の進化を研究します。ハードからソフトへの移行中はH-アルファ線の広い輝線翼が見られ、明るい時期にはH-ベータ線、HeI-5876、H-アルファ線、Pa-ベータ線で約-500km/sの青にシフトした吸収トラフが見られます。ソフト中間状態。さらに、フラットトッププロファイルが爆発全体で見られます。これらの観測量は、システムに存在する冷たい（つまり、光学から赤外線への）降着円盤風の兆候として解釈されます。風の性質について議論し、他のX線トランジェントで見られるものと比較します。特に、私たちが観測する風速は、他のシステムの風速と比較すると低く、これは、いくつかの観測量によって示唆されているように、比較的低いバイナリ傾斜の直接的な結果である可能性があります。この研究は、冷風が低質量X線連星の一般的な特徴であり、高品質の光学および赤外線分光法を介して低傾斜の物体でも検出できるという仮説を強化します。
SRGA J181414.6-225604：非常に不明瞭なミラ型変光星の激しい質量損失エピソードによって引き起こされた新しい銀河共生X線連星爆発
| Title |
SRGA_J181414.6-225604:_A_new_Galactic_symbiotic_X-ray_binary_outburst_triggered_by_an_intense_mass_loss_episode_of_a_heavily_obscured_Mira_variable |
| Authors |
Kishalay_De_and_Ilya_Mereminskiy_and_Roberto_Soria_and_Charlie_Conroy_and_Erin_Kara_and_Shreya_Anand_and_Michael_C._B._Ashley_and_Martha_L._Boyer_and_Deepto_Chakrabarty_and_Brian_Grefenstette_and_Matthew_J._Hankins_and_Lynne_A._Hillenbrand_and_Jacob_E._Jencson_and_Viraj_Karambelkar_and_Mansi_M._Kasliwal_and_Ryan_M._Lau_and_Alexander_Lutovinov_and_Anna_M._Moore_and_Mason_Ng_and_Christos_Panagiotou_and_Dheeraj_R._Pasham_and_Andrey_Semena_and_Robert_Simcoe_and_Jamie_Soon_and_Gokul_P._Srinivasaragavan_and_Tony_Travouillon_and_Yuhan_Yao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.09139 |
進行中のSRG/ART-XC空の調査中に発見された銀河系の硬X線トランジェントであるSRGAJ181414.6-225604の発見と多波長特性評価を紹介します。PalomarGattini-IR調査のデータを使用して、空間的および時間的に一致する可変赤外線（IR）ソース、IRAS18111-2257を特定し、それを非常に遅いタイプ（M7-M8）、長期間（$1502\pm）として分類します。24$日）および発光（$M_K\approx-9.9\pm0.2$）$\approx14.6^{+2.9}_{-2.3}$kpcの距離にあるOリッチミラドナースター。過去$\約25$年間のマルチカラー測光データを組み合わせると、IRの対応物が最近（X線フレアの約$\約800$日前に開始）強化された質量損失（$\approx2.1\に達する）を受けたことを示します。10^{-5}$M$_\odot$yr$^{-1}$）エピソードの結果、下にある星を覆い隠すダストシェルが拡大します。Swift、NICER、NuSTARによるマルチエポックのフォローアップでは、$\approx200$日のX線バーストがピーク輝度$L_Xに達していることが明らかになりました\approx2.5\times10^{36}$ergs$^{-1}$、光学的に厚いコンプトン化プラズマと一致する、強く吸収された（$N_{\rmH}\approx6\times10^{22}$cm$^{-2}$）X線スペクトルを特徴とします。X線のスペクトルとタイミングの振る舞いは、コンパクトな物体を取り巻くケイ酸塩材料に過剰に存在する高密度のイオン化星雲とともに、塊状の風の降着の存在を示唆しています。一緒に、我々は、SRGAJ181414.6-225604が、高度に進化したドナーの激しいダスト形成エピソードによって引き起こされた、爆発の新しい共生X線連星であることを示します。私たちの結果は、強化された後期ドナーの質量損失と共生X線連星のアクティブな寿命との間の推測された関係の最初の直接確認を提供します。
| Title |
Multi-messenger_constraints_on_the_Hubble_constant_through_combination_of_gravitational_waves,_gamma-ray_bursts_and_kilonovae_from_neutron_star_mergers |
| Authors |
Mattia_Bulla,_Michael_W._Coughlin,_Suhail_Dhawan,_Tim_Dietrich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.09145 |
二元中性子星合体GW170817からの重力波と光の同時検出は、距離と赤方偏移の独立した測定につながり、宇宙距離ラダーに依存せず、特定の宇宙モデルを想定しないハッブル定数$H_0$の直接推定を提供します。重力波を「標準サイレン」として使用することにより、このアプローチは、宇宙マイクロ波背景放射から推測される$H_0$値と局所測定から得られる値との間の既存の張力を調停する可能性を秘めています。ただし、ソースの距離と傾斜の間の重力波解析で既知の縮退は、既存の張力を解決するのに十分な精度ではなかったGW170817からの$H_0$値につながります。このレビューでは、システムの傾きを抑制し、$H_0$を改善するために、電磁信号の視角依存性、つまり関連する短いガンマ線バーストとキロノバを利用した最近の研究を要約します。さまざまな方法の主要な要素の概要を説明し、GW170817の余波で得られた結果を要約し、これらの各方法によって導入される可能性のある体系について説明します。
周期的な高速電波バースト源の局所環境における大規模な磁気イオン変動、FRB 20180916B
| Title |
A_Large_Scale_Magneto-ionic_Fluctuation_in_the_Local_Environment_of_Periodic_Fast_Radio_Burst_Source,_FRB_20180916B |
| Authors |
R._Mckinven,_B.M._Gaensler,_D._Michilli,_K._Masui,_V.M._Kaspi,_M._Bhardwaj,_T._Cassanelli,_P._Chawla,_F._(Adam)_Dong,_E._Fonseca,_C._Leung,_D.Z._Li,_C._Ng,_C._Patel,_E._Petroff,_A.B._Pearlman,_M._Rafiei-Ravandi,_M._Rahman,_K.R._Sand,_K._Shin,_P._Scholz,_I.H._Stairs,_K._Smith,_J._Su_and_S._Tendulkar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.09221 |
高速電波バースト（FRB）ソース20180916Bは、バースト活動で16。33日の周期性を示します。提案されたメカニズムがどのような活動を生み出すのかはまだ不明ですが、分極情報は重要な診断です。ここでは、カナダの水素強度マッピング実験に関するFRBプロジェクトであるCHIME/FRBによって2018年12月から2021年12月の間に検出されたFRB20180916Bからの44バーストの分極特性について報告します。以前の観測とは対照的に、FRB20180916Bのファラデー回転測定値（RM）には大きな変動が見られます。2021年4月$から2021年12月までの9か月間で、$\rm{RM}$の$\sim50\;の明らかな経年的な増加が見られます。\rm{rad\、m^{-2}}$（$40\％$を超えるわずかな変化）。これには、放射帯域がより低い周波数にドリフトする可能性があります。この間隔は、分散測定値の変動がほとんどないことを示しています（$\Delta\rm{DM}\lesssim0.8\;\rm{pc\、cm^{-3}}$）。これは、観測されたRMの変化がファラデー活性媒体の磁場のコヒーレントな変化。バースト間のRM変動は、アクティビティサイクルフェーズとは無関係に見えます。バーストサンプルの直線偏光度（$\gtrsim80\％$）は、CHIMEの400〜800MHzバンドパスでこの光源に期待される無視できる偏光解消と一致しています。FRB20180916Bは、バースト間の実質的なRM変動を表示する際に、他の繰り返しFRBに加わります。これは、リピーター前駆細胞が、超新星残骸、パルサー星雲、または高質量の星の仲間の近くに一般的に見られる動的な磁化環境の優先的な占有によって、若い星の種族に関連付けられる可能性があるという概念と一致しています。
NGC300ULX1の磁界強度に関する研究
NGC300ULX1は、最も長いスピン周期が$P\simeq31.6\、\rms$で、スピンアップ率が$\dotP\simeq5.56\times10の脈動超大光度X線源（PULX）です。確認されたPULXでこれまでに見られた^{-7}\、\rms\、s^{-1}$。この論文では、NGC300ULX1の推定磁場は、脈動の最初の検出後に最近観測されたパラメータを使用して$\sim3.0\times10^{14}\、\rmG$です。磁場とスピン周期の進化したシミュレーションによれば、それは、コンパニオン質量と降着率の制限の条件下で、リサイクルされたパルサーまたはミリ秒パルサーになります。NGC300ULX1は、その超エディントン光度を説明する付加的なマグネターであることをお勧めします。また、確認されたPULXには他のマグネターが付着している可能性があることを提案します。このようなPULXは、磁場が$\sim10^{9}\、\rmG$よりも強いマグネターの進化とミリ秒パルサーの形成を理解するのに役立ちます。
1つのパルサー、2つの白色矮星、および強い等価原理を確認する惑星
| Title |
One_pulsar,_two_white_dwarfs,_and_a_planet_confirming_the_strong_equivalence_principle |
| Authors |
Guillaume_Voisin_(LUTH_(UMR\_8102)),_G_Luth,_I_Cognard,_P_Freire,_N_Wex,_L_Guillemot,_G_Desvignes,_M_Kramer,_G_Theureau,_M_Saillenfest |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.09345 |
強力な等価原理は一般相対性理論の基礎であり、太陽系で絶妙な精度でテストされています。ただし、強磁場領域でのテストにはコンパクトなオブジェクトが必要です。現在、PSRJ0337+1715は、地球の軌道に匹敵する領域内で2つの白色矮星を周回している、三重恒星系に見られるユニークなミリ秒パルサーです。この構成は、パルサーの正確で定期的なタイミングを達成できるという条件で、以前のテストに比べて劇的な改善の機会を提供します。これには、相対論的な3体問題を非常に正確に数値的に解く新しいタイミングモデルの開発も必要です。過去8年間にNan{\cc}ay電波望遠鏡によってPSRJ0337+1715で収集された高品質データセットの分析について報告します。特に、ストロングフィールドレジームにおけるストロング等価原理の潜在的な違反について、これまでで最も厳しい制限をどのように取得できるかを示します。また、システム内の小さな惑星の存在が、これまで説明されていない小さな残留信号を説明する可能性があることを示す予備的な結果を紹介します。これが確認されれば、このシステムは非常に豊かになります。
ジェットで発光コア崩壊超新星に電力を供給する
マグネターとヘリウムの燃焼の余分なエネルギー源を備えた発光超新星（LSNe）の最近のフィッティングを調べたところ、これらのLSNeの約半分でフィッティングパラメーターにいくつかの問題があることがわかりました。一部のLSNeでは、これら2つのエネルギー源の総エネルギーは、フィッティングが生成する噴出物の運動エネルギーよりも大きくなります。他のいくつかのLSNeでは、遅延ニュートリノ爆発メカニズムとこれら2つの追加のソースを組み合わせた総エネルギーは、フィッティングが生成する運動エネルギーよりも小さくなります。これらの困難は、ジェットが超新星（SLSNe）に電力を供給するという以前の主張のように、ジェットも光の少ないLSNeに電力を供給することを示唆しています。マグネターもエネルギーを供給する可能性があります。ただし、ほとんどの場合、爆発中および場合によっては遅い時間に、ジェットはマグネターよりも多くのエネルギーを供給します。私は、マグネターの誕生時に発射されたジェットは無視できないという以前の主張を強化します。水素欠乏コア崩壊超新星（CCSNe）、特にLSNeとSLSNeの特定の光度の最大立ち上がり時間の傾向を、爆発後長期間アクティブなジェットのおもちゃモデルで説明します。
近くの電波銀河の磁気的に停止したディスクからの高エネルギーガンマ線
近くの電波銀河からのGeVガンマ線の起源は不明です。考えられるシナリオとして、中央のブラックホール（BH）の周りの磁気的に停止したディスク（MAD）からのハドロン放出が提案されています。粒子は、磁気リコネクションと確率的乱流加速によってMADで加速されます。Fermi4LAC-DR2カタログからGeVバンドで最も明るい15個の電波銀河を選び出し、MADモデルを適用します。降着率がエディントン率の0.1％未満であれば、MADモデルによってGeVバンドのデータを説明できることがわかります。より高い降着率の場合、GeVガンマ線は、大量の低エネルギー光子による2光子相互作用によって吸収されます。磁気リコネクションによる電子加熱速度の別の提案された処方を仮定すると、MADモデルはサンプルの大部分のGeVデータを再現できません。これは、電子の加熱速度が重要であることを示しています。また、MADモデルをいて座A*に適用すると、銀河中心で観測されたGeVガンマ線はいて座A*のMADからのものではないことがわかります。いて座A*から宇宙線強度を推定しますが、地球上の高エネルギー宇宙線強度を説明するには低すぎます。
中性子星バイナリの遅いインスパイアからの電磁前駆体フレア
2つの中性子星の合体は重力波の放出を伴い、また、質量放出と合併後の相対論的ジェットの形成によって動力を与えられる電磁的対応物を特徴とすることができます。中性子星は強い磁場を特徴とする可能性があるため、中性子星の磁気圏の自明でない相互作用は、合併前に潜在的に強力な電磁過渡現象に燃料を供給する可能性があります。これらのプリカーサートランジェントに電力を供給する重要なプロセスは、2つの星の間に形成された強い電流シートの相対論的再結合です。この作業では、バイナリの共通磁気圏のねじれが、太陽コロナで生成されるものと同様の電磁フレアの放出にどのようにつながるかについての詳細な分析を提供します。相対論的な力のない電気力学シミュレーションによって、プロセスにおけるさまざまな磁場トポロジーの役割を明らかにします。中性子星の一方の磁場が他方よりも著しく弱い場合を除いて、適切な磁場の整列のためにフレアリングが常に発生すると結論付けます。
コンパクトな天体衝突によるGeV残光のFermi-LAT検出
通常、長時間のガンマ線バースト（GRB）は大規模な星のコアの崩壊に関連しているのに対し、短期間のGRBはコンパクトな恒星バイナリの合併に関連していると考えられています。しかし、近くの（350Mpc）長期GRB-GRB211211Aに関連するキロノバの発見は、この長期GRBの始祖がコンパクトオブジェクトの合併であることを示しています。ここでは、GRB211211Aからのガンマ線（$>100{\rm\MeV}$）残光放出の\emph{Fermi}-LAT検出を報告します。これは、バースト後$\sim20000$s続き、これまでに検出された従来の短期間のGRB。このガンマ線放射は、主に残光シンクロトロン放射に起因することをお勧めします。GeV放出のソフトスペクトルは、$\sim20000$sでわずか数百MeVの限られた最大シンクロトロンエネルギーから生じる可能性があります。通常、GeV放出の持続時間が長いのは、このGRBが近接していることと、コンパクトな天体衝突シナリオと一致して、低密度のクリカンバースト媒体で膨張しているGRBジェットの減速時間が長いことが原因である可能性があります。
エネルギー注入による準相対論的材料のGRB残光
| Title |
GRB_Afterglow_of_the_Sub-relativistic_Materials_with_Energy_Injection |
| Authors |
N._Fraija,_B._Betancourt_Kamenetskaia,_A._Galvan-Gamez,_M._G._Dainotti,_R._L._Becerra,_S._Dichiara,_P._Veres_and_A._C._Caligula_do_E._S._Pedreira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.09689 |
バイナリコンパクトオブジェクトのマージ中に打ち上げられた準相対論的材料と大質量星のコア崩壊は、成層環境で膨張するときに速度構造を獲得します。コンパクトオブジェクトまたはコア崩壊からの残骸（回転する磁化された中性子星（NS）または中央のブラックホール）は、スピンダウン光度を介して、または/およびフォールバック材料を蓄積することによって、残光にさらにエネルギーを注入し、生成することができますさわやかな衝撃、ダイナミクスの変更、そして対照的な強度を持つ明確なタイムスケールとエネルギーバンドでの豊富な放射シグネチャーにつながります。べき乗則の速度分布が衝撃波のエネルギーをパラメータ化し、残骸が継続的にエネルギーを爆風波に注入するときに、成層環境で進化するシンクロトロン光曲線を導き出します。最も関連性の高いケースとして、サブ相対論的材料のエネルギー注入を伴うシンクロトロン残光モデルを介したGW170817/GRB170817Aイベントの最新の多波長残光観測（$\gtrsim900$日）について説明します。サブ相対論的物質の残骸とシンクロトロン放射の特徴は、それぞれ回転する磁化されたNSとより速い「青い」キロノバ残光と一致しています。キロノバの証拠を伴ういくつかのショートバーストのマルチバンド観測を使用して、予想される残光放出に対する制約を提供します。
gengliを使用したLIGOでの一時的なノイズバーストのシミュレーション
重力波（GW）干渉計の分野では、天体物理学的ソースからのGW信号の検出に対する最も厳しい制限は、ランダムノイズに起因します。これにより、機器の感度が低下し、データ品質に影響を与えます。一時的な検索の場合、最も問題となるのは、グリッチと呼ばれる一時的なノイズアーティファクトで、約$1\text{min}^{-1}$の割合で発生します。GW信号を模倣できるため、検索パイプラインのストレステストや検出の信頼性の向上など、大規模な調査でのグリッチのモデリングと組み込みを改善する必要があります。この作業では、GenerativeAdversarialNetworks（GAN）を使用して、ブリップグリッチの根本的な分布を学習し、人工的な集団を生成します。画像処理の分野からインスピレーションを得て、時間領域でのグリッチの生成に対して一貫性項ペナルティを使用してWassersteinGANを実装します。さらに、高速グリッチ生成のためのユーザーフレンドリーなオープンソースソフトウェアパッケージである\texttt{gengli}を介してトレーニングされた重みを共有し、その使用法に関する実際的な例を提供します。
X線検出器の軌道上バックグラウンド
軌道上バックグラウンドは、すべての宇宙搭載X線検出器の避けられない機能であり、宇宙線源（拡散または点状）と、検出器自体と宇宙環境（一次または二次宇宙線）の相互作用の両方から発生します。地磁気的にトラップされた粒子、宇宙船構造の活性化）。この章では、主なバックグラウンドソースについて、さまざまな検出器タイプへの主な影響とともに説明し、シミュレーションと軽減の戦略について説明します。
Apertifの一次ビーム応答の特性評価
| Title |
Characterising_the_Apertif_primary_beam_response |
| Authors |
H._D\'enes,_K._M._Hess,_E._A._K._Adams,_A._Kutkin,_R._Morganti,_J._M._van_der_Hulst,_T._A._Oosterloo,_V._A._Moss,_B._Adebahr,_W._J._G._de_Blok,_M._V._Ivashina,_A._H._W._M._Coolen,_S._Damstra,_B._Hut,_G._M._Loose,_D._M._Lucero,_Y._Maan,_\'A._Mika,_M._J._Norden,_L._C._Oostrum,_D._J._Pisano,_R._Smits,_W._A._van_Cappellen,_R._van_den_Brink,_D._van_der_Schuur,_G._N._J._van_Diepen,_J._van_Leeuwen,_D._Vohl,_S._J._Wijnholds,_J._Ziemke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.09662 |
コンテクスト。フェーズドアレイフィード（PAF）は、望遠鏡の焦点面にあるマルチエレメントレシーバーであり、個々のアンテナエレメントの複雑なゲインを組み合わせることで、空に複数のビームを同時に形成することができます。最近、ウェスターボーク合成電波望遠鏡（WSRT）がPAF受信機にアップグレードされ、2つの画像調査と時間領域調査を含むいくつかの観測プログラムが実行されました。Apertifイメージング調査では、40個の部分的に重なり合う複合ビーム（CB）が同時に空に形成され、ほぼ長方形に配置される構成を使用します。目的。この原稿は、40個のApertifCBの応答を特徴付けて、周波数分解、I、XX、およびYY偏光の経験的ビーム形状を作成することを目的としています。測定されたCBマップは、画像のデコンボリューション、一次ビーム補正、およびApertifイメージングデータのモザイク化に使用できます。メソッド。ドリフトスキャン測定を使用して、Apertifの40個のCBのそれぞれの応答を測定します。Apertifイメージング調査と同じ帯域幅で、10または18の周波数ビンのI、XX、およびYY偏光のすべての個々のビームのビームマップを導出します。ビームのメインローブと、ビームの中心から半径0.6度までのサイドローブをサンプリングします。さらに、個々のWSRTディッシュごとにビームマップも導出します。結果。ビームの形状とサイズの周波数と時間依存性を示します。ドリフトスキャン法で得られた複合ビーム形状を、Apertif連続画像とNRAOVLASkySurvey（NVSS）カタログ間のガウス過程回帰比較を使用して独立した方法で得られたビーム形状と比較します。2つの独立した方法で導出されたビーム形状の間に良好な一致が見られます。
非常に重い星の質量損失の実装と温度の進化
| Title |
Mass-loss_implementation_and_temperature_evolution_of_very_massive_stars |
| Authors |
Gautham_N._Sabhahit,_Jorick_S._Vink,_Erin_R._Higgins,_Andreas_A._C._Sander |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.09125 |
非常に重い星（VMS）は、電離放射線と極度の恒星風のために、若いクラスターの物理を支配しています。満了までのライフパスを決定するのはこれらの風です。Archesクラスターでの観察は、VMSがすべて同様の温度を持っていることを示しています。VLT-FlamesTarantulaの調査では、LMCの30Dor領域のVMSを分析しましたが、値は高くなりますが、金属量の影響である可能性が高いため、狭い範囲の温度も検出されました。MESAを使用して、Vinkのモデルに依存しない遷移質量損失率を通じて、光学的に薄いO星風から光学的に厚いWolf-Rayetタイプの風に切り替わる新しい質量損失レシピを使用してVMSの主系列進化を研究します。＆Gr\"afener。質量損失に対するVMSの温度変化を調べ、質量に対する輝度（L/M）比とエディントンパラメーター（$\Gamma_{\rme}$）に比例して、関連性を評価します。自由電子の数を設定する表面水素（H）存在量の計算。銀河系およびLMC金属性でのVMSモデルのグリッドを提示し、温度予測を経験的結果と比較します。急勾配の$\Gamma_{\rme}$-のモデル依存性は、ほぼ一定の輝度でHertzsprung-Russel（HR）ダイアグラムで水平方向に進化し、VMSの質量範囲全体にわたって、エンベロープの膨張と質量損失の増加の間の微妙でありそうもないバランスを必要とします。対照的に、L/Mに依存する質量が急なモデル損失は垂直方向に進化することが示されていますほぼ一定のテフでのHRダイアグラム。観測された温度の狭い範囲と、金属量の正しい傾向を自然に再現します。急激に低下する光度のこの明確な動作は、HR図の進化中に温度を一定に保つ自己調整メカニズムです。
バーチャルリアリティで見つかった近くの若いアソシエーションのディスク
| Title |
Disks_in_Nearby_Young_Stellar_Associations_Found_Via_Virtual_Reality |
| Authors |
Susan_Higashio,_Marc_J._Kuchner,_Steven_M._Silverberg,_Matthew_A._Brandt,_Thomas_G._Grubb,_Jonathan_Gagn\'e,_John_H._Debes,_Joshua_Schlieder,_John_P._Wisniewski,_Stewart_Slocum,_Alissa_S._Bans,_Shambo_Bhattacharjee,_Joseph_R._Biggs,_Milton_K.D._Bosch,_Tadeas_Cernohous,_Katharina_Doll,_Hugo_A._Durantini_Luca,_Alexandru_Enachioaie,_Phillip_Griffith_Sr.,_Joshua_Hamilton,_Jonathan_Holden,_Michiharu_Hyogo,_Dawoon_Jung,_Lily_Lau,_Fernanda_Pi\~niero_Art_Piipuu,_Lisa_Stiller,_Disk_Detective_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.09133 |
DiskDetective市民科学プロジェクトは最近、NASAの広視野赤外線探査機（WISE）ミッションおよびその他の調査からの画像の目視検査によって見つかったディスク候補の新しいカタログをリリースしました。よく吟味されたディスク候補のこの新しいカタログを適用して、ガイアデータと仮想現実（VR）に基づく新しい技術を使用して、近くの若いアソシエーション（YSA）の新しいメンバーを検索しました。ABDoradus、Argus、$\beta$Pictoris、Carina、Columba、Octans-Near、Tucana-Horologium、TWHyaを、DiskDetectiveで見つかった赤外線超過を示すために色分けして、他の近くの星と一緒にVRで表示して調べました。。この方法を使用すると、等時線が縮退しているマスレジームで新しいアソシエーションメンバーを見つけることができます。赤外線超過の10人の新しいYSAメンバーを提案します：3人のABDoradus（HD44775、HD40540、HD44510）、1人の$\beta$Pictoris（HD198472）、2人のOctans-Near（HD157165およびBD+352953））、およびCarina、Columba、Tucana-Horologiumの合計集団の4つのディスクホスティングメンバー：CPD-57937、HD274311、HD41992、およびWISEAJ092521.90-673224.8。この最後のオブジェクト（J0925）は、赤外線の光度が$3.7\times10^{-2}$の極端な塵円盤のようです。また、赤外線超過を示さないABDoradusの2つの新しいメンバー、TYC6518-1857-1とCPD-251292を提案します。HD15115は$\beta$PictorisではなくTucana-Horologiumのメンバーであるように見えます。私たちは、HD30447、CPD-35525、およびHD35841のColumba-Carinaのメンバーシップを提唱します。最後に、以前はTuc-Horのメンバーと見なされていた3人のM矮星を、暫定的に「Smethells165''。
V533ヘラクリスの永久スーパーハンプの特徴
新星のような激変変光星V533HerのTESS測光の2つのセクターを分析します。バイナリ公転周期と一致する周期性を検出し、3.53709（2）時間の修正値を推定します。また、正のスーパーハンプに関連する3.8時間近くの強い信号を検出します。スーパーハンプの頻度はTESS観測全体で変化し、スーパーハンプと公転周期のわずかな差$\epsilon$は、$0.055\le\epsilon\le0.080$の範囲です。スーパーハンプの振幅は、$\epsilon$が減少するにつれて振幅が増加するように、その周波数と相関しています。正のスーパーハンプは、偏心降着円盤を生成する不安定性に起因し、$\epsilon$は、バイナリレストフレームのディスク歳差運動率の尺度です。観察された相関関係は、ディスクの歳差運動速度が遅くなるにつれて、ディスクの離心率が増加することを意味します。
極端な太陽のイベント
1859年のキャリントンイベントから過去20年間の急速な発展まで、極端な太陽および太陽地球イベントに関する研究の進化をたどります。私たちの焦点は、太陽黒点グループの最大の観測/推定/理論的ケース、太陽と太陽のような星のフレア、コロナ質量放出、太陽プロトンイベント、および地磁気嵐に焦点を当てています。レビューされた研究は、現代の観測、オーロラおよび宇宙線起源の放射性核種の記録を含む歴史的または長期的なデータ、および太陽のような星のケプラー観測に基づいています。上記の宇宙天気現象の発生頻度分布に基づいて、100年と1000年のイベントの表を作成します。考慮される質問には、スーパーフレア星の太陽のような性質、衝撃的であるが予測不可能な太陽の「黒い白鳥」の存在、および単に大きなイベントで動作するものとは異なる物理学を伴う可能性のある極端な「ドラゴンキング」の太陽現象が含まれます。
拡大する太陽風におけるAlfv\'enicスイッチバックの特性について：3次元数値シミュレーション
| Title |
On_the_properties_of_Alfv\'enic_switchbacks_in_the_expanding_solar_wind:_three-dimensional_numerical_simulations |
| Authors |
Zade_Johnston,_Jonathan_Squire,_Alfred_Mallet,_and_Romain_Meyrand |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.09446 |
スイッチバック（太陽風内の磁場の突然の逆転）は、パーカーソーラープローブ（PSP）によって遍在的に観察されています。それらの起源は、太陽表面の近くのプロセスからであろうと、太陽風自体の内部からであろうと、議論の余地があり、太陽風の加熱と加速に重要な影響を与える可能性があります。ここでは、3次元の膨張ボックスシミュレーションを使用して、膨張する太陽風の外向きに伝播するアルヴェーン波の進化から生じるスイッチバックの特性を詳細に調べます。私たちの目標は、太陽表面プロセスから生じる特性と、PSPによるスイッチバック観測でのアルヴェーン波のその場での進化から生じる特性を区別するために使用できるテスト可能な予測を提供することです。パーカースパイラルを含めると、スイッチバック内の磁場のたわみが非対称になり、パーカースパイラルの平面で優先的にたわみ、平均場の半径方向成分に向かって一方向に回転する様子を示します。磁場分布のピークの方向も、その非常に歪んだ性質のために、平均磁場方向とは異なることが示されています。スイッチバックの圧縮性も調査され、磁場の強さと密度の変動は、理論からの予測と一致して、$\beta$の値に応じて相関または反相関のいずれかになります。また、これらの合成スイッチバックの境界での磁場強度と密度スパイクのドロップアウトを測定します。これらは両方ともPSPによって観測されています。これらの特性と観測値の一致により、スイッチバックのアルヴェーン波モデルがさらにサポートされます。
拡大する太陽風におけるAlfv\'enicスイッチバックの特性について：パーカースパイラルの影響
| Title |
On_the_properties_of_Alfv\'enic_switchbacks_in_the_expanding_solar_wind:_the_influence_of_the_Parker_spiral |
| Authors |
Jonathan_Squire_and_Zade_Johnston_and_Alfred_Mallet_and_Romain_Meyrand |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.09455 |
スイッチバック（太陽風の磁場の急速で大きな偏向）は、コロナを加熱して太陽風を加速する主要なメカニズムの可能な兆候として大きな関心を呼んでいます。この文脈において、スイッチバックの形成と進化の理論にとって重要なタスクは、それらの観測可能な特徴を理解し、宇宙船のデータを使用してそれらを詳細に評価できるようにすることです。ここでは、膨張するプラズマにおけるAlfv\'enicスイッチバックの進化に対するパーカースパイラルの影響を研究することにより、この目標に向けて取り組んでいます。一次元の球形に分極された（一定の磁場の大きさ）アルヴェーン波の物理学に基づく単純な分析的議論を使用して、波の傾斜を制御することにより、パーカースパイラルがスイッチバック特性に強く影響することがわかります。驚くべきことに、パーカースパイラルは、正規化された波の振幅がその存在下でよりゆっくりと成長するにもかかわらず、スイッチバックの形成を大幅に強化することができます。さらに、スイッチバックは強く非対称になります。大きなスイッチバックは、垂直（通常）回転ではなく、パーカースパイラルの平面での磁場回転（接線偏向）を優先的に伴います。このような偏向は、強く「接線方向に歪む」ため、スイッチバックは常に磁場を伴います。同じ方向への回転（外向きの平均磁場の正の半径方向に向かって）。コンパニオンペーパーでは、これらのプロパティがスイッチバックのある乱流の3Dフィールドでも発生することを示していますが、さまざまな注意事項があります。これらの結果は、スイッチバックの特定の機能を使用して低コロナの特性を推測できると想定するには、十分な注意が必要であることを示しています。非対称性と自明でない相関関係は、膨張と球形に分極された発散のない磁場との間の相互作用のためにスイッチバックが伝播するときに発生する可能性があります。
小規模なソーラージェットの形成とそれに関連する波と不安定性
| Title |
Small-scale_solar_jet_formation_and_their_associated_waves_and_instabilities |
| Authors |
Samuel_Skirvin,_Gary_Verth,_Jos\'e_Juan_Gonz\'alez-Avil\'es,_Sergiy_Shelyag,_Rahul_Sharma,_Fransisco_Guzm\'an,_Istvan_Ballai,_Eamon_Scullion,_Suzana_S._A._Silva,_Viktor_Fedun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.09598 |
小規模なジェットの形成、伝播、進化、および下部太陽大気のエネルギーバランスにおけるタイプIおよびIIの針状体、斑毛、フィブリルなどの役割に関する研究は、詳細な観測と高度な数学的モデリングの組み合わせのおかげで飛躍的に進歩しました。。このレビューは、ジェットの現在の理解、太陽下層大気におけるそれらの形成、および観測的、数値的、および理論的観点からのそれらの進化の調査を提供します。最初に、数値的、分析的、および高空間および時間分解能の観測を通じて取得されたジェット特性を説明するために、いくつかの結果を確認します。さらに、ジェットの進化における流体力学的および電磁流体力学的不安定性、すなわちレイリー・テイラーおよびケルビン・ヘルムホルツ不安定性の役割と、完全および部分的にイオン化されたプラズマにおける太陽大気を通るエネルギー輸送におけるそれらの役割について説明します。最後に、小規模なソーラージェットのコンテキストで、電磁流体力学的波の生成、伝播、およびエネルギー輸送のいくつかのメカニズムについて詳しく説明します。このレビューは、小規模なソーラージェットの理解におけるいくつかのギャップと、観測研究と理論的研究および数値モデリングを通じて得られた知識との間のいくつかの不整合を特定します。これらのギャップは、ダニエル・K・イノウエ太陽望遠鏡、ソーラーオービター、パーカーソーラープローブ、リンクイメージング分光偏光測定用ソーラーキューブサットなどの高解像度観測機器の出現により、さらに理論的および計算開発。
FUVでのAUMicroscopii：静止状態、フレア中の観察、およびAUMicbおよびcへの影響
| Title |
AU_Microscopii_in_the_FUV:_Observations_in_Quiescence,_During_Flares,_and_Implications_for_AU_Mic_b_and_c |
| Authors |
Adina_D._Feinstein,_Kevin_France,_Allison_Youngblood,_Girish_M._Duvvuri,_DJ_Teal,_P._Wilson_Cauley,_Darryl_Z._Seligman,_Eric_Gaidos,_Eliza_M._R._Kempton,_Jacob_L._Bean,_Hannah_Diamond-Lowe,_Elisabeth_Newton,_Sivan_Ginzburg,_Peter_Plavchan,_Peter_Gao,_Hilke_Schlichting |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.09606 |
若い星からの高エネルギーX線と紫外線（UV）放射は、惑星の大気化学と質量損失に影響を与えます。アクティブな〜22MyrMドワーフAUMicは、塵円盤の内部を周回する2つの太陽系外惑星をホストしています。したがって、このシステムは、惑星の大気に対する恒星のXUV照射の影響を、年齢と軌道分離の両方の関数として定量化するユニークな機会を提供します。この論文では、ハッブル宇宙望遠鏡（HST）で宇宙起源分光器（COS;1070-1360オングストローム）を使用して撮影したAUMicの5時間以上の遠紫外線（FUV）観測を紹介します。HST/COSFUVスペクトルで$176$の放射機能の内訳を提供し、$10^4-10^7$Kの範囲の地層温度からのフラックスの寄与を定量化します。FUV白色光度曲線で13のフレアを検出します。$10^{29}から-10^{31}$エルグ。これらのフレアのそれぞれのエネルギーの大部分は、彩層とコロナの間の遷移領域から放出されます。各フレアでは、連続波長$\lambda<1100$オングストロームでフラックスが100倍に増加します。これは、制動放射によって引き起こされる可能性があります。AUMicbのベースライン大気質量損失率は$\sim10^8$gs$^{-1}$と計算されますが、この率は$\sim10^{14}$gsまで高くなる可能性があります。$L_\textrm{flare}\simeq10^{33}$ergs$^{-1}$を使用したフレア中の$^{-1}$。最後に、AUMicbおよびcの透過スペクトルを、AUMicの新しいパンクロマティックスペクトルでモデル化し、これらの惑星の将来のJWST観測を動機付けます。
周波数分離比の反転から恒星コアを調べる
CoRoT、Kepler、TESS、そして将来的にはPLATOなどの宇宙ベースの測光ミッションのおかげで星震学が急速に発展し、反転技術を使用することで、星の特性に対する準モデルに依存しない制約を与えられた恒星の振動スペクトル。この文脈では、表面効果の影響を受けにくい周波数分離比に基づく反転は、恒星の対流コアの特性を制約するための有望な手法として表示されます。発振周波数の表面効果を減衰させることを目的として、周波数分離比に基づく反転を開発しました。この新しい反転を使用して、太陽のような発振器の対流コアの境界混合特性を制約する新しいインジケーターを定義しました。恒星の質量と半径が正確にわかっている制御された環境でテストを実施することにより、反転手法を検証し、広範囲にわたる野ウサギと猟犬の演習を実施しました。反転は表面効果の影響を受けません。広範なモデルのセットを構築することで、パラメータ空間で優先領域と禁止領域を強調表示できます。比率が適切に適合している場合、当然のことながら、反転は追加情報を提供しません。周波数分離比に基づく反転と組み合わされたインジケーターは、特に太陽のような振動を示すF型星の場合、対流コアの特性を調べるのに有望であるように思われます。
熱的に脈動するAGB星と低質量コンパニオンの間の共通外層バイナリ相互作用シミュレーション
| Title |
Common_envelope_binary_interaction_simulations_between_a_thermally-pulsating_AGB_star_and_a_low_mass_companion |
| Authors |
Miguel_Gonzalez-Bolivar,_Orsola_De_Marco,_Mike_Y._M._Lau,_Ryosuke_Hirai_and_Daniel_J._Price |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.09749 |
すべての惑星状星雲の少なくとも5分の1は、共通外層（CE）の相互作用の産物であり、コンパニオンは漸近巨星分枝（AGB）星のエンベロープにインスパイアし、星雲を放出してコンパクトなバイナリを残します。この作業では、1.7$M_{\odot}$の熱脈動AGB星と0.6$M_{\odot}$コンパニオンの間のCE相互作用の3D平滑化粒子流体力学シミュレーションを実行します。相互作用は、巨人が7番目の熱パルスの膨張段階にあり、半径が250$R_{\odot}$のときに発生します。CE後の軌道分離は、20〜31$R_{\odot}$の間で変化し、再結合エネルギーを含めると、より広い分離が得られます。観測された短いインスパイラルタイムスケールに基づいて、熱パルスがCEをトリガーし、AGB星がコンパニオンをCEに取り込む能力を拡張し、CE後のバイナリのより多くの集団の予測につながることを示唆します。表形式の状態方程式を含むシミュレーションでは、より多くのガスがアンバインドされ、短いタイムスケールでエンベロープ全体がアンバインドされる可能性があります。インスパイラル後のCEの形状は、RGB星よりもAGBの方が球形であり、再結合エネルギーが含まれている場合はさらに球形になります。このCEから形成された惑星状星雲は、Zuoetal。によって観測されたものとは異なる特徴を持っていると予想されます。最後に、これらのシミュレーションによって示されるCE効率の値についていくつか考慮し、ここで導出された比較的広い値と比較して、PNで通常観察される小さなCE後の分離間の不一致について説明します。
LHCフォワード物理施設でEMフォームファクターを使用してダークセクターをFLArEアップ
| Title |
FLArE_up_dark_sectors_with_EM_form_factors_at_the_LHC_Forward_Physics_Facility |
| Authors |
Felix_Kling,_Jui-Lin_Kuo,_Sebastian_Trojanowski,_Yu-Dai_Tsai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.09137 |
ほとんど隔離されているにもかかわらず、暗いセクターの粒子は、小さな質量次元4ミリ電荷、質量次元5の磁気および電気双極子モーメント、または質量次元6のアナポールモーメントと荷電半径を介して光子と弱く相互作用する可能性があります。十分に軽い場合、LHCは、これらの粒子の強力でコリメートされたビームをはるか前方に生成する可能性があります。前方物理施設（FPF）の前方液体アルゴン実験（FLArE）検出器で、電子散乱シグネチャを介して電磁フォームファクターを持つこのようなダークセクター粒子を検索する可能性を研究します。FLArEは、100MeVから100GeVの領域にあるミリチャージ粒子に対して、双極子モーメントと強い感度を備えたサブGeVの暗い粒子の新しいプローブを提供できることがわかりました。これは、シンチレーションシグネチャまたは暗黒物質の直接検出を使用する他の検索戦略を補完し、EDGES異常によって動機付けられた強く相互作用する暗黒物質の調査を可能にします。これは、FORMOSA検出器とともに、FPF内のミリチャージ粒子の検索における非常に多様で最先端の実験プログラムにつながります。
エネルギー粒子の垂直拡散：ノイズの多い電磁流体力学的乱流のシミュレーションと理論
| Title |
Energetic_Particle_Perpendicular_Diffusion:_Simulations_and_Theory_in_Noisy_Reduced_Magnetohydrodynamic_Turbulence |
| Authors |
A._P._Snodin,_T._Jitsuk,_D._Ruffolo,_W._H._Matthaeus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.09225 |
乱流磁場における高エネルギー荷電粒子（例えば、宇宙線）の輸送は、通常、大規模（または平均）磁場に平行および垂直な拡散の観点から特徴づけられます。非線形ガイドセンター理論（NLGC）は、卓越した垂直拡散理論です。磁力線のランダムな弾道拡散とバックトラッキング補正（RBD/BC）に基づくこの理論の最近のバージョンは、2成分磁気乱流モデルのテスト粒子シミュレーションとよく一致していることを示しています。本研究の目的は、ノイズの少ない磁気流体力学（NRMHD）乱流モデルに適用し、力線ランダムウォーク（FLRW）および統一非線形からの垂直拡散係数と比較する垂直拡散係数を決定することにより、改善された理論の一般性をテストすることです。（UNLT）理論とテスト粒子シミュレーション。合成NRMHD乱流モデルは、エネルギー粒子輸送のための特別な条件を作成します。より高い平行波数で磁気変動がないため、粒子のラーモア半径$R_{\rmL}$が最小共鳴スケールよりもわずかに小さい場合でも、共鳴平行散乱はありません。。これにより、並列平均自由行程$\lambda_\parallel$と$R_{\rmL}$が非単調に変化します。検討された理論の中で、RBD/BCのみが、検討されたパラメーターの範囲で2倍以内のシミュレーションに一致します。この精度は、理論が$\lambda_\parallel$に依存し、$R_{\rmL}$に明示的に依存していない場合でも得られます。さらに、UNLT理論はしばしば正確な結果を提供し、FLRW制限でさえ、多くの場合、非常に単純で合理的な近似を提供します。
パルサータイミングアレイのソースとしてのQCD相転移でのMHD乱流からの重力波
いくつかのパルサーにわたる共通のプロセスの異なるパルサータイミングアレイ（PTA）コラボレーション（すなわち、〜IPTA、EPTA、PPTA、およびNANOGrav）によって報告された最近の観測は、乱流によって生成された確率的重力波バックグラウンド（SGWB）に対応する可能性があることを提案します特に原始磁場によって誘発された電磁流体力学（MHD）乱流による、初期宇宙の発生源。MHD乱流の数値シミュレーションの最近の結果について説明し、シミュレーションによって検証されたSGWBの分析テンプレートを提示します。このテンプレートを使用して、PTAコラボレーションによって報告された結果を使用して磁場パラメーターを制約します。最後に、PTAから得られた原始磁場の制約を、フェルミ大面積望遠鏡（LAT）によって観測されたブレーザー信号、超高エネルギー宇宙線、および宇宙マイクロ波背景放射から得られた制約と比較します。量子色力学の相転移のスケールで生成された非らせん原始磁場は、そのような制約と互換性があり、ハッブル張力を緩和するのに役立つ再結合時に磁場を追加で提供できることを示します。
星の核弱率と核弱過程
恒星環境における原子核の弱い率は、Gamow-Teller（GT）やスピン双極子遷移を含むシェルモデル計算によって得られ、星の原子核の弱いプロセスに適用されます。天体物理学的過程の研究のための正確な弱い率の重要な役割が指摘されています。$sd$-shellの弱いレートは、8-10M$_{\odot}$の星のONeMgコアの進化を研究するために使用されます。核ウルカ過程によるコアの冷却、および$^{20}$Neでの二重e-キャプチャによる加熱が研究されています。特に、$^{20}$Neの2番目に禁制された遷移の電子捕獲率は、WaleckaとBehrens-B$\ddot{\mbox{u}}$hringの多重極展開法で評価されます。コアの運命、コア崩壊または熱核爆発について説明します。$pf$-shellの弱い速度は、Ia型超新星の鉄族元素の元素合成に適用されます。太陽の存在量と比較した中性子に富む鉄同位体の過剰生産の問題は、現在、2分の1以内に減少しています。反転の島で$A$=31の核Urcaペアの弱い率は、拡張Kuo-Krenciglowa法によって得られた効果的な相互作用で評価されます。コア崩壊プロセスにとって重要な$^{78}$Niの遷移強度とe-キャプチャー率は、$pf$-$sdg$シェルで評価され、ランダム位相近似によって得られたものと比較されます。実効レート式。$\beta$-$N$=126アイソトーンの崩壊率は、GT遷移と最初に禁止された遷移の両方で評価されます。半減期は、標準モデルで得られるものよりも短いことがわかります。$^{13}$C、$^{16}$O、および$^{40}$Arのニュートリノ-原子核反応断面積は、新しいシェルモデルのハミルトニアンで得られます。元素合成、ニュートリノ検出、ニュートリノ振動、ニュートリノ質量階層への影響について説明します。
バローは、地平線に関連するエントロピーの面積法則が、量子重力効果のために「フラクタル補正」を受ける可能性があることを提案しました。$S\proptoA$の代わりに、$S\proptoA^{1+\を使用します。delta/2}$、ここで$0\leqslant\delta\leqslant1$は、標準面積法則（$\delta=0$）からの偏差を測定します。ブラックホールの熱力学に基づいて、バローエントロピーが実行されるべきであると主張します（つまり、エネルギースケールに依存します）。これは、量子重力補正が高エネルギー領域でのみ重要であると予想されることを考えると合理的です。フリードマン方程式に適用すると、そのような実行中のバローエントロピーインデックスが動的に有効な暗黒エネルギーを生じさせる可能性を示します。これは漸近的に正で消失しますが、ビッグバンでは負です。ダークエネルギーを切り替えるそのような兆候は、ハッブルの緊張を和らげるのに役立つ可能性があります。他の宇宙論的意味について議論されています。
$ \ pi ^0$および$\eta$ウィンドウを介した低質量暗黒物質の間接検出
クォークに結合する低質量暗黒物質の消滅または崩壊によって生成されるガンマ線の探索を検討します。このシナリオでは、ほとんどの光子は$\pi^0$または$\eta$中間子の崩壊から生成されます。これらの崩壊は、中間子の質量の違いにより、明らかに異なる光子の特徴を生み出します。暗黒物質の消滅または結果として生じる光子スペクトルの形状からの崩壊によって生成されるハドロンの最終状態を制約する将来のMeV範囲観測所の能力を評価します。次に、この情報を使用して、低エネルギーQCDのおおよその対称性に基づいて、クォーク電流に結合する暗黒物質の特性を決定する方法についてコメントします。
有限時間の特異性を持つバウンス宇宙
この作品は、タイプIVの特異点（軽度の特異点）の存在が、跳ねる宇宙のダイナミクスにどのように影響するかを説明しています。特に、ゴーストフリーのガウス・ボネ重力理論の文脈で、タイプIVの特異点とともに現れるバウンス宇宙論を調べます。タイプIVの特異点の発生時間に応じて、3つの異なるケースが発生する可能性があります。つまり、特異点がバウンスの前、バウンス後、またはバウンスの瞬間にそれぞれ発生する場合です。ただし、これらすべてのケースで、特異性が「グローバルに」時空に影響を与える場合、スカラーパワースペクトルが赤く傾斜し、テンソルとスカラーの比率が大きすぎて観測データと一致しないことがわかります。。これらの発見に基づいて、タイプIVの特異点でも現れる別のバウンスシナリオを調査します。特異点は、発生する時間の前後で時空に「局所的に」影響します。その結果、前のシナリオとは異なり、2番目のバウンスシナリオの摂動モードは、深い収縮フェーズのバウンスから遠く離れて生成される可能性があります。これにより、最終的に観測可能な量とPlanckデータとの同時互換性が得られ、タイプIVの特異点が特異点の前後の時空に局所的な影響を与えるバウンスモデルの実行可能性が保証されます。
極限光インフラストラクチャでの可変エネルギー$\gamma$線システムによる天体物理学的に重要な荷電粒子放出の研究の実現可能性-原子核物理学施設
| Title |
Feasibility_of_studying_astrophysically_important_charged-particle_emission_with_the_variable_energy_$\gamma$-ray_system_at_the_Extreme_Light_Infrastructure_--_Nuclear_Physics_facility |
| Authors |
H.Y._Lan,_W._Luo,_Y._Xu,_D.L._Balabanski,_G.L._Guardo,_M._La_Cognata,_D._Lattuada,_C._Matei,_R.G._Pizzone,_T._Rauscher,_J.L._Zhou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.09599 |
高温プラズマの環境では、恒星爆発で達成されるように、原子核の励起状態で進行する捕獲および光崩壊反応は、天体物理学的反応速度にかなり寄与する可能性があります。励起状態の寄与を含むそのような反応速度は、これらの天体物理学的速度の直接的な実験的決定が現在実行不可能であるため、理論計算から得られます。本研究では、天体物理学の$p$プロセスに関連する質量およびエネルギー範囲での（$\gamma$、p）および（$\gamma$、$\alpha$）反応が考慮され、それらを測定する可能性があります。ELI-NPの将来の可変エネルギー$\gamma$線（VEGA）施設でのELISSA検出器システムが調査されます。シミュレーション結果は、$^{29}$Si、$^{56}$Fe、$^{74}$Se、$^{84}の12個のターゲットに対する（$\gamma$、p）反応について明らかにしています。$Sr、$^{91}$Zr、$^{96,98}$Ru、$^{102}$Pd、$^{106}$Cd、および$^{115、117、119}$Sn、$^{50}$V、$^{87}$Sr、$^{123,125}$Te、および$^{149}$Smの5つのターゲットに対する（$\gamma$、$\alpha$）反応、残留核の励起状態への遷移を伴う反応チャネルの収量は関連性があり、支配的ですらあります。さらに、考慮される各反応について、荷電粒子$X$の総収量は、特定の狭い範囲内の1つ、2つ、または3つの（$\gamma$、$X_{i}$）チャネルから主に寄与する可能性があることがわかります。入射$\gamma$ビームのエネルギー範囲。さらに、$0\leqi\leq10$の（$\gamma$、$X_{i}$）チャネルのエネルギースペクトルは、それぞれの入射$\gamma$ビームエネルギーを使用して、考慮される反応ごとにシミュレートされます。以前に導出されたエネルギー範囲。この研究で検討された荷電粒子放出による光子誘起反応の測定は、VEGA+ELISSAシステムで実行可能であり、核天体物理学に役立つ知識を提供することが明らかになります。
2n-ストリーム放射伝達
層状媒体の伝達方程式を解くために、軸対称放射の2nストリーム（nは整数）を使用します。これは、Schusterの古典的な2ストリームモデルの一般化です。よく知られているように、放射の角度依存性を記述するために最初の2nルジャンドル多項式のみを使用すると、2n次元の空間で1次微分方程式への伝達方程式が減少します。放射を、2n次のルジャンドル多項式をゼロに等しくする解として定義された2nガウス-レジェンドレコサインと呼ばれるコサインを持つ天頂角で伝播する2nストリーム強度として特徴付けると便利です。シュレーディンガーの量子力学の方程式を解くために使用されるものと類似したベクトルおよび行列法を使用して、伝達方程式を効率的かつ正確に解く方法を示します。地球の雲による可視光のような強い前方散乱をモデル化するために、新しい位相関数ファミリーを導入しました。これらは、最初の2pルジャンドル多項式から構築された位相関数の可能な最大前方散乱p（p+1）を与えます。ここで、pは整数です。この新しい方法で計算された放射伝達現象の実例を示します。
