宇宙初期のキラルフェルミ粒子によって生成された分極重力波を調べます。特に、放射が支配的な時代の有限の温度と化学ポテンシャルを持つ熱平衡にある左巻きニュートリノからの寄与に焦点を当てています。ミンコフスキーの重力波の円偏光と時空の背景の拡大を特徴付けるストークスパラメータ$V$に関連する重力場の相関関数を計算します。膨張宇宙では、熱化されたニュートリノが、ニュートリノ縮退パラメーターと長波長領域の重力波の波数に対して線形の非消失$V$を誘発することがわかります。そのようなカイラル重力波の可能な将来の観測は、初期の宇宙におけるニュートリノ縮退パラメータの情報を提供するかもしれません。
| Title |
The_evolution_of_a_primordial_binary_black_hole_due_to_interaction_with_cold_dark_matter_and_the_formation_rate_of_gravitational_wave_events |
| Authors |
Sergey_Pilipenko,_Maxim_Tkachev,_Pavel_Ivanov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.10792 |
この論文では、クラスター化するコールドダークマター（CDM）との重力相互作用による、バイナリ原始ブラックホール（PBH）の軌道パラメータの形成と進化の問題について考察します。質量と初期分離には値があり、バイナリPBHを合体させることによるLIGOイベントの説明の問題に適しています。数値的および半分析的手段を使用して、放射線が支配的な進化の段階とCDMが支配的な進化の段階の両方を検討します。数値シミュレーションの終了時に、CDMクラスタリングに関連する効果を考慮していない標準値と比較して、バイナリの半主軸が約100倍減少し、角運動量が10倍減少することを示します。。私たちの結論は、数値のアーティファクトの影響をほとんど受けないことを確認します。現時点では、重力波の放出によるバイナリPBHの併合率を、クラスタリングに関連する影響を無視した標準的な場合と、それらを考慮して示した場合の両方で推定し、これらの影響が増加する可能性があることを示しています。標準的な見積もりと比較して、合併率は少なくとも6〜8ドル倍です。つまり、これは、PBHの質量分率$f$が、以前に想定されていたよりも小さくなければならないことを意味します。
CamSpecを使用したPlanckPR4のCMBパワースペクトルと宇宙論的パラメータ
| Title |
CMB_power_spectra_and_cosmological_parameters_from_Planck_PR4_with_CamSpec |
| Authors |
Erik_Rosenberg,_Steven_Gratton,_George_Efstathiou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.10869 |
宇宙マイクロ波背景放射のプランクPR4（NPIPE）マップから導出された角度パワースペクトルと宇宙論的パラメーターの制約を提示します。2020年にPlanckCollaborationによってリリースされたNPIPEは、Planckデータから校正された周波数マップを作成するための新しい処理パイプラインです。これらのマップを使用してCamSpec尤度の新しいバージョンを作成し、LCDMおよび単一パラメーター拡張を制約するためにそれらを適用しました。NPIPEとPlanck2018マップの間には、パラメーターレベルで優れた一貫性があり、Planck宇宙論がマップ作成の大幅な変更に対して堅牢であることを示しています。NPIPEのノイズが低いと、制約が10％厳しくなり、エラーバーが小さくなり、Omega_KやA_LensなどのLCDMを超えるパラメーターのLCDM値にシフトすることがわかります。
機械学習による宇宙共分散行列の改善
宇宙共分散行列は、データからモデルパラメータに不確定性を伝播する役割を担うため、パラメータ推論の基本です。ただし、データベクトルが大きい場合、正確で正確な行列を推定するには、膨大な数の観測値、またはかなりコストのかかるシミュレーションが必要です。どちらも実行可能ではない可能性があります。この作業では、大規模構造の研究で使用される行列のコンテキストでこの問題を軽減するための機械学習アプローチを提案します。少量のデータ（50〜200ハローパワースペクトルのサンプルで構築された行列）で、大幅に改善された行列を提供できます。これは、はるかに大きなサンプル（数千のスペクトル）から構築された行列とほとんど区別できません。このタスクを実行するために、畳み込みニューラルネットワークをトレーニングして、行列のノイズを除去しました。トレーニングプロセスでは、単純で安価なハローシミュレーション（モック）から抽出されたスペクトルのみで構成されるデータセットを使用しました。次に、この方法が安価なシミュレーションの行列のノイズを除去するだけでなく、N体シミュレーションからハローパワースペクトルの行列のノイズを除去できることを示します。いくつかのメトリックを使用して、ノイズ除去されたマトリックスを他のマトリックスと比較します。それらすべてで、偽のアーティファクトの兆候がなく、スコアが高くなります。ウィッシャート分布の助けを借りて、デノイザーによって許可された効果的なサンプル増加の分析的外挿を導き出します。最後に、ノイズ除去された行列を使用することにより、安価なシミュレーションの場合は30,000スペクトルのサンプルで構築された行列を使用した場合とほぼ同じ精度で、宇宙論的パラメーターを復元できることを示します。N体シミュレーション。特に興味深いのは、ハッブルパラメータ$H_0$のバイアスです。これは、デノイザーを適用した後に大幅に減少しました。
$ \ Lambda$CDM宇宙論的パラメーターをアインシュタイン望遠鏡の模擬データで制約する
| Title |
Constraining_$\Lambda$CDM_cosmological_parameters_with_Einstein_Telescope_mock_data |
| Authors |
Matteo_Califano,_Ivan_de_Martino,_Daniele_Vernieri,_Salvatore_Capozziello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.11221 |
非平坦な$\Lambda$CDM宇宙論モデルの宇宙論的パラメーターを制約するアインシュタイン望遠鏡の能力を調査します。短いガンマ線バーストが検出され、THESEUS衛星を使用して重力波イベントに関連付けられているかどうかに応じて、2種類の模擬データセットが考慮されます。模擬データセットに応じて、さまざまな統計的推定量が適用されます。1つは赤方偏移が既知であると想定し、もう1つは特定の事前分布を想定してそれを無視します。{\em（i）}は、短いガンマ線バーストが関連付けられている重力波イベントを収集する模擬カタログを使用して、EinsteinTelescopeが$\sigma_{H_0}\approx0.40$の宇宙論的パラメーターの精度を達成する可能性があることを示しています。kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$、$\sigma_{\Omega_{k、0}}\approx0.09$、および$\sigma_{\Omega_{\Lambda、0}}\約0.07$;{\em（ii）}は、対応する電磁波が検出されずに重力波イベントも収集する模擬カタログを使用しますが、アインシュタイン望遠鏡は、$\sigma_{H_0}\approx0.04$kms$^{-1の宇宙論的パラメーターの精度を達成する可能性があります。}$Mpc$^{-1}$、$\sigma_{\Omega_{k、0}}\approx0.01$、および$\sigma_{\Omega_{\Lambda、0}}\approx0.01$。これらの結果は、補完的なデータセットを使用した以前の結果と比較して、2〜75倍の改善を示しています。
GWTC-3からの原始ブラックホールの個体数と宇宙膨張の歴史に対する制約
コンパクトなバイナリ合体からの重力波（GW）は、電磁波以外の宇宙膨張履歴の独立したプローブを提供します。この作業では、LIGO-Virgo-KAGRA（LVK）コラボレーションによって検出されたバイナリブラックホール（BBH）が原始起源であると想定し、原始ブラックホール（PBH）の母集団パラメーターとハッブルパラメーター$H（z）$を使用して制約します。3番目のLVKGWトランジェントカタログ（GWTC-3）からの$42$BBH。3つのPBH質量モデルが考慮されます：対数正規、べき乗則、および臨界崩壊PBH質量関数。階層ベイズ人口分析を実行することにより、ベイズ因子はGWTC-3の他の2つのべき乗則PBH質量関数を強く嫌います。標準の$\Lambda{\rmCDM}$宇宙論的パラメーターに対する制約はかなり弱く、現在の結果と一致しています。GW170817のマルチメッセンジャー標準サイレン測定を組み合わせる場合、ハッブル定数$H_0$は$69^{+19}_{-8}\、\mathrm{km}\、\mathrm{s}^{-に制限されます。1}\、\mathrm{Mpc}^{-1}$および$70^{+26}_{-8}\、\mathrm{km}\、\mathrm{s}^{-1}\、\mathrm{Mpc}^{-1}$は、対数正規分布と臨界崩壊質量関数のそれぞれについて、$68\％$の信頼度です。私たちの結果は、天体物理学のBHシナリオに触発された現象論的質量モデルを想定した結果と同等です。
CHEX-MATE：サンプルの形態素解析
| Title |
CHEX-MATE:_Morphological_analysis_of_the_sample |
| Authors |
Maria_Giulia_Campitiello,_Stefano_Ettori,_Lorenzo_Lovisari,_Iacopo_Bartalucci,_Dominique_Eckert,_Elena_Rasia,_Mariachiara_Rossetti,_Fabio_Gastaldello,_Gabriel_W._Pratt,_Ben_Maughan,_Etienne_Pointecouteau,_Mauro_Sereno,_Veronica_Biffi,_Stefano_Borgani,_Federico_De_Luca,_Marco_De_Petris,_Massimo_Gaspari,_Simona_Ghizzardi,_Pasquale_Mazzotta_and_Silvano_Molendi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.11326 |
この作業では、分類を提供することを目的として、118CHEX-MATE（XMM-Newtonを使用したクラスターヘリテージプロジェクト-構造形成の終点での質量集合と熱力学）銀河団のX線形態の分析を行いました。それらの動的状態の。X線の外観と動的状態の関係を調べるために、表面輝度濃度、重心シフト、2次および3次のパワー比の4つの形態学的パラメーターを検討しました。これらの指標は次のようになります。相互に強く相関し、混乱したリラックスした集団を特定するのに強力であり、単峰性の分布を特徴とし、体系的な不確実性の影響を強く受けません。CHEX-MATEオブジェクトの継続的な分類を取得するために、これらの4つのパラメーターを単一の量Mに結合しました。これは、システムの緩和の程度を表します。M値に基づいて、サンプルの最も極端なシステムを特定し、15個の非常にリラックスした銀河団と27個の非常に乱れた銀河団を見つけました。X線で選択されたサンプルに関する以前の分析との比較から、PlanckEarlySunyaev-Zeldovich（ESZ）クラスターがより乱される傾向があることを確認しました。最後に、シミュレートされたサンプルに分析を適用することにより、濃度を除いて、観測結果とシミュレーション結果の間に一般的な一致が見られました。この後者の振る舞いは、理想化された等方性熱活動銀河核（AGN）フィードバックの作用により、シミュレートされたクラスターの中央領域に高い平滑化粒子流体力学密度を持つ粒子の存在に部分的に関連しています。
$ \ Lambda$CDM宇宙における宇宙構造の分析的成長関数
宇宙論的流体方程式は、暗黒エネルギーの均一な成分である宇宙定数$\Lambda$にさらされた、コールドダークマター（CDM）の初期の重力ダイナミクスを表します。流体方程式の摂動予測は、通常、CDMに対する$\Lambda$の影響が、線形密度変動の洗練された成長モード$D$によってカプセル化できることを前提としています。ここでは、任意の高摂動次数に対して、$D$の累乗の増加における流体変数の{\itAnsatz}を使用した非線形流体方程式を解きます。$\Lambda$が、この厳密な$D$-expansionの5番目の順序からソリューションにデータを入力し始めることを示します。適切な再開手法を適用することにより、これらのソリューションを標準の摂動系列に再キャストします。ここでは、$D$ではありませんが、基本的に初期重力ポテンシャルが拡張内の簿記パラメーターとして機能します。次に、標準的な摂動論の2次および3次の洗練された成長関数を使用して、物質のバイスペクトルへの1次寄与だけでなく、1ループの精度で物質のパワースペクトルを決定します。洗練された成長関数を使用すると、後の時点で1％未満の精度で、パワースペクトルとバイスペクトルの合計に影響を与えることがわかります。しかし、パワースペクトルについては、大規模なニュートリノ宇宙論で観察されるものとかなり類似している特徴的なスケール依存の抑制を見つけます。したがって、関連するパイプラインのデータを分析するための理論的な不確実性を減らすために、洗練された成長関数を使用することをお勧めします。
摂動21cmクラスタリングからの再電離までの光学的厚さ
光学的厚さ$\tau$は、宇宙論の標準モデルで最も決定されていないパラメーターであり、その正確な値は、再電離の理解と宇宙論的測定からの基本的な物理学の推測の両方にとって重要です。大規模なパワースペクトルで異方性が果たす特別な役割を強調する対称性ベースのバイアス拡張を使用して、再電離実験の将来の時代が$\tau$をどれだけうまく制約できるかを予測します。より詳細な再電離シミュレーションの物理的挙動に触発されたイオン化進化のパラメトリックモデルを考えると、将来の21cm実験では、再電離のタイミングと期間に厳しい制約が課せられる可能性があり、したがって、提案されたものと競合する$\tau$に制約が課せられる可能性があります。宇宙ベースのCMBミッションは、$k\approx0.1\、h\、\text{Mpc}^{-1}$を測定でき、再電離の最も活発な期間にまたがる赤方偏移全体のクリーンな前景ウェッジで、イオン化率$0.2に対応します。\lesssimx\lesssim0.8$。小さなスケールの正確な測定は、再電離の天体物理学のより良い理解が達成されるまで、$\tau$の制約を改善しません。ノイズと前景が存在する場合、イオン化の進展が単純なパラメトリック形式から大幅に逸脱すると、将来の21cmの実験でさえ$\tau$を制約するのに苦労します。
celmech：天体力学用のPythonパッケージ
さまざまな天体力学計算を容易にするように設計されたオープンソースのPythonパッケージであるcelmechを紹介します。このパッケージにより、ユーザーは、惑星のペア間の相互作用ポテンシャルの古典的な妨害関数展開からユーザー指定の項を組み込んだ運動方程式を定式化および統合できます。このコードは、たとえば、システムの動的進化への特定の共振の寄与を分離し、特定の動的現象をキャプチャするために必要な最小限の項数で単純な分析モデルを開発するために適用できます。方程式と式は、sympyPythonパッケージの広範な記号数学機能を活用することで簡単に操作できます。celmechパッケージは、人気のある$N$-bodyコードREBOUNDとシームレスにインターフェイスするように設計されており、計算結果と直接の$N$-body統合の比較を容易にします。コードは広範囲にわたって文書化されており、その使用法を示す多数のJupyterノートブックの例がオンラインで入手できます。
太陽系外惑星の検出方法に関する統計入門書
歴史的に、学際的なコミュニケーションの欠如は、現代の統計文献とは無関係に、天文学者によって太陽系外惑星を検出するための統計的方法の開発につながりました。私たちの論文の目的は、そのような方法の特性を調査することです。これらの方法の多く（通過速度ベースと視線速度ベースの両方）は、何千もの天文学論文で使用されているにもかかわらず、統計家によって議論されていません。トランジット法は、星の観測に周期的な成分が含まれているかどうかを判断することにより、惑星を検出することを目的としています。これらの方法は、スターライトデータに対して過度に初歩的である傾向があり、モデルの仕様ミスに対する堅牢性に欠けています。逆に、視線速度法は、星のスペクトル上で軌道を回るコンパニオンによって引き起こされるドップラーシフトを推定することによって惑星を検出することを目的としています。そのような方法の多くは、太陽のような星の周りの地球サイズの惑星と一致する桁違いのドップラーシフトを検出することができません。現代の半径方向速度アプローチは、機能データ分析における現代の統計研究からのツールを適応させることによってこの欠陥に対処しようとしますが、これらのモデルの使用をサポートする統計理論を開発し、多惑星システムのためにこれらのモデルを拡張し、方法を開発するために、より多くの作業が必要です恒星の活動の存在下でこれまでにない小さなドップラーシフトを検出するため。
ハイケイデンスマイクロレンズ調査によって検出された4つのサブジョビアン質量惑星
| Title |
Four_sub-Jovian-mass_planets_detected_by_high-cadence_microlensing_surveys |
| Authors |
Cheongho_Han,_Doeon_Kim,_Andrew_Gould,_Andrzej_Udalski,_Ian_A._Bond,_Valerio_Bozza,_Youn_Kil_Jung,_Michael_D._Albrow,_Sun-Ju_Chung,_Kyu-Ha_Hwang,_Yoon-Hyun_Ryu,_In-Gu_Shin,_Yossi_Shvartzvald,_Jennifer_C._Yee,_Weicheng_Zang,_Sang-Mok_Cha,_Dong-Jin_Kim,_Seung-Lee_Kim,_Chung-Uk_Lee,_Dong-Joo_Lee,_Yongseok_Lee,_Byeong-Gon_Park,_Richard_W._Pogge,_Przemek_Mr\'oz,_Micha{\l}_K._Szyma\'nski,_Jan_Skowron,_Rados{\l}aw_Poleski,_Igor_Soszy\'nski,_Pawe{\l}_Pietrukowicz,_Szymon_Koz{\l}owski,_Krzysztof_Ulaczyk,_Krzysztof_A._Rybicki,_Patryk_Iwanek,_Fumio_Abe,_Richard_K._Barry,_David_P._Bennett,_Aparna_Bhattacharya,_Hirosane_Fujii,_Akihiko_Fukui,_Yuki_Hirao,_Yoshitaka_Itow,_Rintaro_Kirikawa,_Naoki_Koshimoto,_Iona_Kondo,_Yutaka_Matsubara,_Sho_Matsumoto,_Shota_Miyazaki,_Yasushi_Muraki,_Greg_Olmschenk,_Arisa_Okamura,_Cl\'ement_Ranc,_Nicholas_J._Rattenbury,_Yuki_Satoh,_Stela_Ishitani_Silva,_Takahiro_Sumi,_Daisuke_Suzuki,_Taiga_Toda,_Paul_J._Tristram,_Aikaterini_Vandorou,_Hibiki_Yama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.10510 |
短期間の惑星信号を見つけることを目的として、ハイケイデンスマイクロレンズ調査から収集されたデータを調査しました。この調査から、OGLE-2017-BLG-1691L、KMT-2021-BLG-0320L、KMT-2021-BLG-1303L、およびKMT-2021-BLGを含む、惑星とホストの質量比が低い4つの惑星系が見つかりました。-1554L。数時間から数日までの短い期間にもかかわらず、惑星信号はレンズ調査の結合されたデータによってはっきりと検出されました。惑星系の3つは$10^{-4}$のオーダーの質量比を持ち、もう1つは$10^{-3}$よりわずかに大きい質量比を持っていることがわかります。推定された質量は、発見されたすべての惑星が木星以下の質量を持っていることを示しています。KMT-2021-BLG-0320Lb、KMT-2021-BLG-1303Lb、およびKMT-2021-BLG-1554Lbの惑星質量は、$\sim0.10$、$\sim0.38$、および$\sim0.12$倍に対応します。木星の質量、およびOGLE-2017-BLG-1691Lbの質量は、天王星の質量に対応します。惑星ホストKMT-2021-BLG-1554Lの推定質量$M_{\rmhost}\sim0.08〜M_\odot$は、星と褐色矮星の境界に対応します。このシステムに加えて、他の惑星系のホスト星は、質量が$\sim[0.3$-$0.6]〜M_\odot$の範囲にある低質量の星です。惑星の発見は、低質量惑星を検出する際の現在の高ケイデンスマイクロレンズ調査の能力をよく示しています。
TNGでのGAPSプログラム：XXXVI。ロシター-マクラフリン効果の測定と、HAT-P-15、HAT-P-17、HAT-P-21、HAT-P-26、HAT-P-29偏心惑星系の物理的および軌道パラメータの修正
| Title |
The_GAPS_Programme_at_TNG:_XXXVI._Measurement_of_the_Rossiter-McLaughlin_effect_and_revising_the_physical_and_orbital_parameters_of_the_HAT-P-15,_HAT-P-17,_HAT-P-21,_HAT-P-26,_HAT-P-29_eccentric_planetary_systems |
| Authors |
L._Mancini,_M._Esposito,_E._Covino,_J._Southworth,_E._Poretti,_G._Andreuzzi,_D._Barbato,_K._Biazzo,_L._Borsato,_I._Bruni,_M._Damasso,_L._Di_Fabrizio,_D._F._Evans,_V._Granata,_A._F._Lanza,_L._Naponiello,_V._Nascimbeni,_M._Pinamonti,_A._Sozzetti,_J._Tregloan-Reed,_M._Basilicata,_A._Bignamini,_A._S._Bonomo,_R._Claudi,_R._Cosentino,_S._Desidera,_A._F._M._Fiorenzano,_P._Giacobbe,_A._Harutyunyan,_Th._Henning,_C._Knapic,_A._Maggio,_G._Micela,_E._Molinari,_I._Pagano,_M._Pedani,_G._Piotto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.10549 |
目的：軌道および物理パラメータを改良し、5つの偏心通過惑星系（HAT-P-15、HAT-P-17、HAT-P-21、HAT-P-26）の空に投影された惑星軌道傾斜角を決定することを目指しています、およびHAT-P-29。海王星の質量の惑星をホストするHAT-P-26を除いて、各システムはホットジュピターをホストします。方法：HARPS-Nスペクトログラフを使用してこれらの惑星の通過イベントを観察し、各ターゲットシステムのロシター-マクラフリン効果を測定できる高精度の視線速度測定値を取得しました。これらの新しいHARPS-Nスペクトルと、ガイアからのものを含むアーカイブデータを使用して、恒星の大気パラメータをより適切に特徴付けました。ホットジュピターのうち4つについての光度パラメータは、中級望遠鏡のアレイで取得された17の新しい通過光度曲線と、TESS宇宙望遠鏡からのデータを使用して再計算されました。HATNet時系列測光データは、ターゲット星の回転周期の特徴とそれらのスピン軸の傾きについてチェックされました。結果：ロシター-マクラフリン効果の分析から、HAT-P-15b、HAT-P-17b、HAT-P-21b、およびHATについて、13、-26.3、-0.7、-26度の空に投影された傾斜角を導き出しました。-それぞれP-29b。データの質の高さから、順行軌道が好まれているものの、HAT-P-26bの空に投影された傾斜角を十分に制限することはできませんでした。HAT-P-21の恒星活動は、15.88日の自転周期を示しており、これにより、真のミスアラインメント角度を25度と決定することができました。5つの太陽系外惑星システムの物理的パラメーターの新しい分析は、文献に存在するものと互換性のある値を返しました。TESSと利用可能なトランジット光度曲線を使用して、5つのシステムの軌道天体暦を確認し、HAT-P-26システムがトランジットタイミングの変動を示すことを確認しました。
ハッブルPanCETプログラム：WASP-29bの特徴のない透過スペクトルとWASP-80bでの強化された大気金属量の証拠
| Title |
The_Hubble_PanCET_Program:_A_Featureless_Transmission_Spectrum_for_WASP-29b_and_Evidence_of_Enhanced_Atmospheric_Metallicity_on_WASP-80b |
| Authors |
Ian_Wong,_Yayaati_Chachan,_Heather_A._Knutson,_Gregory_W._Henry,_Danica_Adams,_Tiffany_Kataria,_Bj\"orn_Benneke,_Peter_Gao,_Drake_Deming,_Mercedes_L\'opes-Morales,_David_K._Sing,_Munazza_K._Alam,_Gilda_E._Ballester,_Joanna_K._Barstow,_Lars_A._Buchhave,_Leonardo_A._dos_Santos,_Guangwei_Fu,_Antonio_Garc\'ia_Mu\~noz,_Ryan_J._MacDonald,_Thomas_Mikal-Evans,_Jorge_Sanz-Forcada,_and_Hannah_R._Wakeford |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.10765 |
ハッブル宇宙望遠鏡とスピッツァー宇宙望遠鏡からの、K型星を周回する2つの暖かいガスの巨人-WASP-29bとWASP-80bの通過観測の均一な分析を提示します。0.4〜5.0$\mu$mに及ぶ透過スペクトルは、一連の化学平衡PLATON大気検索を使用して解釈されます。両方の惑星は、昼夜の明暗境界線に沿って有意なエアロゾル不透明度の証拠を示しています。WASP-29bのスペクトルは、可視および近赤外線全体で平坦であり、低圧まで伸びる凝縮雲の存在を示唆しています。スペクトルの特徴がないため、大気の金属量とC/O比を制限する能力が妨げられています。対照的に、WASP-80bは、1.4$\mu$mでH$_2$O吸収機能がミュートされているにもかかわらず、識別可能であり、微粒子エアロゾルおよび/または隠されていないスポットからの汚染によって引き起こされる急な光学スペクトル傾斜を示します。可変ホストスター上。WASP-80bは、大気中の金属量が強化されている証拠を示す少数の巨大な太陽系外惑星に加わります。透過スペクトルは、曇った手足の場合の太陽の$\sim$30-100倍から、太陽の数百倍までの範囲の金属量と一致しています。クラウドフリーのシナリオ。水の検出に加えて、Spitzer4.5$\mu$mバンドパスの通過深度の向上に基づいて、WASP-80bの大気中にCO$_2$が存在することを推測します。スピッツァーの二次日食の補足分析から、WASP-29bとWASP-80bからの昼間の放射は、それぞれ937ドル\pm48$と$851\pm14$Kの輝度温度と一致しており、昼夜が比較的弱いことを示しています。熱輸送と低ボンドアルベド。
| Title |
Three_new_brown_dwarfs_and_a_massive_hot_Jupiter_revealed_by_TESS_around_early-type_stars |
| Authors |
Psaridi_A.,_Bouchy_F.,_Lendl_M.,_Grieves_N.,_Stassun_K.G.,_Carmichael_T.,_Gill_S.,_Pe\~na_Rojas_P.A.,_Gan_T.,_Shporer_A.,_Bieryla_A.,_Christiansen_J.L,_Crossfield_I.J.M,_Galland_F._Hooton_M.J._Jenkins_J.M,_Jenkins_J.S,_Latham_D.W,_Lund_M.B,_Rodriguez_J.E,_Ting_E.B,_Udry_S._Ulmer-Moll_S._Wittenmyer_R.A,_Yanzhe_Zhang_Y.,_Zhou_G.,_Addison_B.,_Cointepas_M.,_Collins_K.A.,_Collins_K.I.,_Deline_A.,_Dressing_C.D.,_Evans_P.,_Giacalone_S.,_Heitzmann_A.,_Mireles_I.,_Mounzer_D.,_Otegi_J.,_Radford_D.J.,_Rudat_A.,_Schlieder_J.E.,_Schwarz_R.P.,_Srdoc_G.,_Stockdale_C.,_Suarez_O.,_Wright_D.J.,_Zhao_Y |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.10854 |
巨大なAFタイプの星の周りの太陽系外惑星と褐色矮星（BD）の検出と特性評価は、惑星の特性に対する恒星の質量の影響を調査して制約するために不可欠です。ただし、このようなターゲットは、視線速度（RV）の調査ではまだ十分に調査されていません。これは、それらが少数の恒星線しか特徴としておらず、通常、恒星の自転や恒星のジッターによって拡大および混合されるためです。その結果、熱い星の周りの惑星とBDの形成と進化についての入手可能な情報は限られています。サンプルを増やし、トランジット系外惑星探査衛星（TESS）によって検出されたAF型星を通過する巨大惑星とBDの質量と離心率を正確に測定することを目指しています。地上ベースを使用して巨大なコンパニオン（R>7$\mathrm{R_{\rm\oplus}}$）をホストする$T_{\mathrm{eff}}$>6200Kの明るい（V<12等）星を追跡しましたCORALIE、CHIRON、TRES、FEROS、およびMINERVA-Australis分光器からのフォトメトリック観測と高精度RV測定。これに関連して、3つのBDコンパニオン、TOI-629b、TOI-1982b、TOI-2543b、および1つの巨大な惑星TOI-1107bの発見を紹介します。共同分析から、BDの質量は66〜68$\mathrm{M_{\rmJup}}$、期間は7.54〜17.17日、半径は0.95〜1.11$\mathrm{R_{\rmJup}であることがわかります。}$。ホットジュピターTOI-1107bの公転周期は4.08日、半径は1.30$\mathrm{R_{\rmJup}}$、質量は3.35$\mathrm{M_{\rmJup}}$です。このプログラムの副産物として、4つの低質量の日食コンポーネント（TOI-288b、TOI-446b、TOI-478b、およびTOI-764b）を特定しました。TOI-1107bとTOI-1982bはどちらも、これらのシステムの年齢に対して異常に膨張した半径を示します。TOI-629は、褐色矮星が通過することが知られている最もホットな星の1つです。TOI-629bとTOI-1982bは、最も風変わりな褐色矮星の1つです。
原始惑星円盤のダストサイズの経年変化のモデル化-粘性風と磁気風の場合の比較
| Title |
Modelling_the_secular_evolution_of_proto-planetary_disc_dust_sizes_--_A_comparison_between_the_viscous_and_magnetic_wind_case |
| Authors |
Francesco_Zagaria,_Giovanni_P._Rosotti,_Cathie_J._Clarke,_Beno\^it_Tabone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.10931 |
何年もの間、原始惑星円盤は激しく進化すると考えられてきました：角運動量の再分布は降着と外向きの円盤の広がりにつながります。最近、降着は代わりに、磁気風による角運動量の除去によるものであるという仮説が新たな人気を博しました。この場合、ディスクの広がりは予想されません。この論文では、いくつかの一次元のガスと塵のシミュレーションを実行して、ディスクサイズの時間発展\textit{塵の中}を予測し、それらを使用してディスクがどのように進化するかを理解できるかどうかを評価します。粘性風モデルと磁気風モデルでは、ダストディスクの半径が大きく異なることを示しています。特に、MHD風モデルはコンパクトであり、そのサイズは一定のままであるか、時間とともに減少します。逆に、粘性のある場合（$\alpha\gtrsim10^{-3}$の場合）、ディスクは時間とともに大きくなります。現在の観測では、これら2つのシナリオを区別するのに十分な感度が不足していますが、感度の高い調査は、$1\、{\rmから}\、10\、{\rmMyr}$の年齢範囲でこの目標に役立つ可能性があります。利用可能なALMABand〜7データと比較すると、粘性風モデルと磁気風モデルの両方が、Lupus、Chamaeleon〜I、およびUpperScoで観測的に推定されたダスト半径と互換性があります。さらに、ドリフトが支配的な領域では、サイズと光度の相関関係がループスで再現され、バンド〜7と3の両方で再現されますが、アッパースコではデータとは異なる勾配が予測されます。サブ構造（検出されない可能性がある）は、観測されたサイズが大きいいくつかの外れ値を説明できます。より高い角度分解能の観測は、特にアッパースコの時代に、両方のフレームワークで予想される、よりコンパクトなディスクの場合に私たちの予測をテストするのに役立ちます。
太陽系外惑星としての金星：I。M-矮星の周りのCO $ _{2}$太陽系外惑星の3Dエネルギーバランスの初期探査
| Title |
Venus_as_an_Exoplanet:_I._An_Initial_Exploration_of_the_3-D_Energy_Balance_for_a_CO$_{2}$_Exoplanetary_Atmosphere_Around_an_M-Dwarf_Star |
| Authors |
Christopher_D._Parkinson,_Stephen_W._Bougher,_Franklin_P._Mills,_Renyu_Hu,_Guillaume_Gronoff,_Jiazheng_Li,_Amanda_Brecht,_and_Yuk_L._Yung |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.10958 |
惑星外の金星のような大気の化学的進化は、親星からの紫外線と近紫外線（FUV-NUV）の放射比、水に依存する反応を介したCO$_{2}$光分解と再結合のバランスに依存します豊富さ、およびさまざまな触媒化学サイクル。この研究では、3次元（3-D）モデルを使用して、星/惑星の距離を変化させ、結果として生じる加熱/冷却への影響を考慮して、M-矮星型星GJ436を周回する金星のような太陽系外惑星の条件をシミュレートします。とダイナミクス。シミュレーションには、中層および上層大気（<40mbar）が含まれます。全体として、これらのモデルの比較は、エネルギーバランスに対する極紫外線から紫外線（EUV-UV）加熱の影響が、放射プロセスと動的プロセスの両方が、帯状風と全球温度プロファイルの大幅な変動を<10$^{-5}$mbar。より具体的には、CO$_{2}$15-${\mu}$mの冷却は、10$^{-7}$mbar未満の高度でのEUV/UVと近赤外線（NIR）の加熱のバランスを取り、〜10$^{-5}$mbarでの気圧。したがって、すべての場合で10$^{-5}$mbar未満の高度での温度分布の不変性を説明します。私たちのモデル比較はまた、NIR加熱の適度な変化が、上層大気の中性温度の比較的小さな変化をもたらし、中層大気の変化が実質的にないことを示しています。ただし、NIR加熱プロファイルの変化が大きくなると、調査した上層および中層の大気全体で中性温度の変化がはるかに大きくなります。
変化点検出技術を使用した視線速度データの恒星活動信号の説明
| Title |
Accounting_for_stellar_activity_signals_in_radial-velocity_data_by_using_Change_Point_Detection_techniques |
| Authors |
U._Simola,_A._Bonfanti,_X._Dumusque,_J._Cisewski-Kehe,_S._Kaski_and_J._Corander |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.11136 |
星の光球上の活動領域は、視線速度（RV）法で地球のような太陽系外惑星を検出するための主要な障害となっています。恒星の活動に対処するために一般的に採用されている解決策は、時系列全体に沿ってRV観測と活動指標の間に線形関係を仮定し、RVデータの変動から活動の推定寄与を取り除くことです（全体的な補正方法）。ただし、アクティブ領域は時間の経過とともに光球上で進化するため、RV観測とアクティビティインジケーター間の相関はそれに応じて異方性になります。恒星の活動によって引き起こされるRVの変動をよりよく説明するために、RVと活動指標の間の相関が大幅に変化するRVの場所を認識するアプローチを提示します。提案されたアプローチは、多くの場合、変化点検出（CPD）アルゴリズムと呼ばれる統計的ブレークポイントメソッドの一般的なファミリを使用します。ブレークポイントベースのアプローチと全体的な修正方法を徹底的に比較します。広い表現力を確保するために、星の活動のレベルが異なり、スペクトルの信号対雑音比が異なる実際の星からの測定値を使用します。星の活動の補正がブレークポイント法によって識別された各時間セグメントに個別に適用される場合、RV時系列の対応する残差は、全体的な補正方法で得られたものと比較すると、通常ははるかに小さくなります。その結果、一般化されたLomb-Scargleピリオドグラムには、アクティブ領域によって引き起こされたピークの数が少なくなります。CPDアルゴリズムは、AlphaCenBなどの時系列の長いアクティブな星に焦点を当てる場合に特に効果的です。その場合、ブレークポイント法により、太陽系外惑星の検出限界が全体的な補正方法に対して平均74％向上することを示します。
太陽系外惑星の視線速度検出と透過分光法を最適化するための恒星活動の公的な予報の必要性
| Title |
The_need_for_a_public_forecast_of_stellar_activity_to_optimise_exoplanet_radial_velocity_detections_&_transmission_spectroscopy |
| Authors |
Lalitha_Sairam_and_Amaury_H._M._J._Triaud |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.11187 |
高精度分光器の進歩により、ハビタブルゾーン内で太陽のような星を周回する地球アナログの探索への道が開かれました。しかし、研究コミュニティは、恒星の磁気活動によって生成される恒星のノイズの存在によって制限されたままです。これらの活動現象は、地球質量の太陽系外惑星の検出を不明瞭にし、透過スペクトルに寄生信号を生成する可能性があります。この論文では、恒星の活動の公的な予測の必要性を概説し、原理の証明を作成します。公に利用可能なスペクトルを使用して、数年先の恒星の最小値を予測し、これらの最小値のタイミングで、私たち自身の太陽の磁気サイクルで到達する精度と同様に、約0。5年の典型的な不確実性に到達することができます。さらに、おもちゃのモデルを使用して、いつ観測するかを知ることで、HARPS-Northの太陽望遠鏡の低質量惑星に対する感度を最大1桁向上させることができることを示し、初期放出科学に選択された太陽系外惑星の大部分とジェイムズウェッブでの保証された時間観測は、恒星の最大値の近くまたは最中に観測され、恒星の汚染のリスクが高くなります。私たちは、世界中のチーム、望遠鏡の時間割り当て委員会、およびアリエルなどの宇宙船の準備で使用できる公開予測を作成するための次のいくつかのステップの概要を説明して、論文を締めくくります。
制限された階層的惑星系における偏心フォンZeipel-Lidov-Kozai効果の動的本質
| Title |
Dynamical_essence_of_the_eccentric_von_Zeipel-Lidov-Kozai_effect_in_restricted_hierarchical_planetary_systems |
| Authors |
Hanlun_Lei,_Yan-Xiang_Gong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.11238 |
標的。風変わりなフォンザイペル-リドフ-コザイ（ZLK）効果は、さまざまな天体物理学システムの動的現象を説明するために広く使用されています。この作業の目的は、制限された階層的な惑星系における永年共鳴のそのような効果とダイナミクスの間に固有の接続を構築することによって、偏心ZLK効果の動的な本質を明らかにすることです。メソッド。アプシダル共鳴の動的構造は、摂動処理によって分析的に研究されています。共鳴モデルは、回転するZLKサイクルにわたってハミルトニアン（最大8次）を平均化することによって定式化され、追加の運動積分を生成します。共鳴モデルの下での位相ポートレートは、共鳴中心、動的分離、および秤動の島を含む動的構造を分析するために使用できます。結果。位相ポートレートを分析することにより、離心率-傾斜空間に秤動センターの5つの分岐と8つの秤動ゾーンが見つかります。秤動ゾーンの分析結果と共鳴軌道の数値分布の間には優れた一致があり、アプシダル共鳴の共鳴モデルが有効で適用可能であることを示しています。さらに、試験粒子の限界では、反転軌道の分布は、i=90度の傾きを中心とするそれらのアプシダル共鳴によって支配されることがわかります。結論。偏心ZLK効果は、制限された階層的惑星系におけるアプシダル共鳴の効果と動的に同等です。偏心ZLK効果（またはアプシダル共鳴の効果）の動的応答は、非常に長期的な進化において、試験粒子の偏心および/または傾斜を大幅に励起することです。
エンケラドスの一時的な低温火山活動による土星衛星への粒子堆積
| Title |
Particle_deposition_on_the_saturnian_satellites_from_ephemeral_cryovolcanism_on_Enceladus |
| Authors |
Naoyuki_Hirata,_Hideaki_Miyamoto,_Adam_P._Showman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.11265 |
エンケラドスの地質学的に活動的な南極は、ミクロンサイズの粒子のプルームを生成します。これは、ミマスの軌道からタイタンに伸びる土星の希薄なEリングを形成する可能性があります。これらの粒子と衛星の間の相互作用が示唆されていますが、それは非常に薄い表面現象としてのみです。新しく開発されたヘレンの数値形状モデルを使用して高解像度画像を精査し、ヘレンの主要な半球がEリング粒子の厚い堆積物で覆われていることを発見しました。これは、ときどき崩壊してガリーのような窪みを形成します。結果として生じるガリーの深さと、主要な半球に小さなクレーターがほとんどないことは、堆積物が数十から数百メートルの厚さであることを示しています。堆積物の年齢はMyの数十未満であり、これはTelestoとCalypsoで見つかった同様の堆積物とよく一致しています。私たちの調査結果と以前の理論的研究は、エンケラドスで現在起こっている氷の火山活動が一時的なものであることをまとめて示しています。
スパースガイアDR2データと微分高密度光度曲線を使用した小惑星位相曲線
| Title |
Asteroid_phase_curves_using_sparse_Gaia_DR2_data_and_differential_dense_light_curves |
| Authors |
E._Wilawer_(1),_D._Oszkiewicz_(1),_A._Kryszczy\'nska_(1),_A._Marciniak_(1),_V._Shevchenko_(2),_I._Belskaya_(2),_T._Kwiatkowski_(1),_P._Kankiewicz_(3),_J._Horbowicz_(1),_V._Kudak_(4),_P._Kulczak_(1),_V._Perig_(4)_and_K._Sobkowiak_(1)_((1)_Astronomical_Observatory_Institute,_Faculty_of_Physics,_Adam_Mickiewicz_University,_Pozna\'n,_Poland,_(2)_Department_of_Astronomy_and_Space_Informatics,_V._N._Karazin_Kharkiv_National_University,_Kharkiv,_Ukraine,_(3)_Institute_of_Physics,_Jan_Kochanowski_University,_Kielce,_Poland,_(4)_Laboratory_of_Space_Researches,_Uzhhorod_National_University,_Uzhhorod,_Ukraine) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.11337 |
宇宙ベースと地上ベースの両方の調査によって収集されるまばらな小惑星測光の量は、指数関数的に増加しています。この大量のデータは、処理される大量の情報と、さまざまなソースからのデータを組み合わせるために必要な新しい方法の両方のために、計算上の課題をもたらします（たとえば、さまざまな技術、さまざまな帯域で取得され、さまざまなランダムエラーと系統的エラーがあります）。この作業の主な目標は、たとえばGaia、TESS、ATLAS、LSST、K2、VISTA、および多くの小惑星観測に備えて、相対データセットと差分データセットの両方をマージできるアルゴリズムを開発することです。他の情報源。スパース測光と微分地上測光を組み合わせて小惑星の位相曲線を取得する新しい方法を紹介します。従来のアプローチでは、後者を位相曲線に使用することはできません。これらの2つのデータ型をマージすると、増え続けるオブジェクトの位相曲線情報を抽出できます。私たちの方法は、ガイア計画によって観測された26個のサンプル小惑星に対して検証されています。
遠方の彗星29P/Schwassmann-Wachmann 1からの水、シアン化水素、一酸化炭素、およびダストの生成
| Title |
Water,_hydrogen_cyanide,_carbon_monoxide,_and_dust_production_from_distant_comet_29P/Schwassmann-Wachmann_1 |
| Authors |
D.mBockel\'ee-Morvan_(1),_N._Biver_(1),_C.A._Schambeau_(2,3),_J._Crovisier_(1),_C._Opitom_(4),_M._de_Val_Borro_(5),_E._Lellouch_(1),_P._Hartogh_(6),_B._Vandenbussche_(7),_E._Jehin_(8),_M._Kidger_(9),_M._K\"uppers_(9),_D.C._Lis_(10),_R._Moreno_(1),_S._Szutowicz_(11),_V._Zakharov_(12,1)_((1)_LESIA,_Observatoire_de_Paris,_Universit\'e_PSL,_Sorbonne_Universit\'e,_Universit\'e_Paris_Cit\'e,_CNRS,_(2)_Florida_Space_Institute,_University_of_Central_Florida,_(3)_Department_of_Physics,_University_of_Central_Florida,_(4)_Institute_for_Astronomy,_University_of_Edinburgh,_Royal_Observatory,_Edinburgh,_(5)_Astrochemistry_Laboratory,_Goddard_Space_Flight_Center,_NASA,_(6)_Max-Planck-Institut_f\"ur_Sonnensystemforschung,_(7)_nstituut_voor_Sterrenkunde,_Katholieke_Universiteit_Leuven,_(8)_Space_sciences,_Technologies_\&_Astrophysics_Research_(STAR)_Institute,_University_of_Li\`ege,_(9)_European_Space_Agency_European_Space_Astronomy_Centre,_(10)_Jet_Propulsion_Laboratory,_California_Institute_of_Technology,_(11)_Centrum_Bada\'n_Kosmicznych_Polskiej_Akademii_Nauk_(CBK_PAN),_(12)_INAF_-_Istituto_di_Astrofisica_e_Planetologia_Spaziali) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.11425 |
29P/Schwassmann-Wachmann1は、遠方のケンタウロス/彗星であり、持続的なCO駆動の活動と頻繁な爆発を示しています。2010年、2011年、2013年にハーシェル宇宙天文台を使用して、H$_2$OとNH$_3$を観測し、ダストコマを画像化しました。2007年、2010年、2011年、2021年にIRAM30mでの観測が行われ、CO生成率を監視し、HCNを検索しました。昇華する氷粒のサイズを制限し、ダスト生成率を導き出すために、モデリングが実行されました。HCNは、29P彗星（ラインエリアの5$\sigma$）で初めて検出されました。H$_2$Oも検出されますが、NH$_3$は検出されません。H$_2$OとHCNの線の形状は、COの線の形状とは大きく異なり、これら2つの種が氷のような粒子から放出されていることを示しています。COの生成率は（2.9--5.6）$\times$10$^{28}$s$^{-1}$（1400--2600kgs$^{-1}$）の範囲です。COとH$_2$Oの生成の間の相関と同様に、COの生成率とコマの明るさの間の相関が観察されます。静止状態に関して、CO生成の過剰とダストの明るさの過剰との間に得られた相関は、ヘール・ボップ彗星の継続的な活動に対して確立されたものと類似しています。測定された$Q$（H$_2$O）/$Q$（CO）および$Q$（HCN）/$Q$（CO）の生産率の比率は10.0$\pm$1.5\％および0.12$\pmそれぞれ$0.03\％、2010年4月から5月の測定値の平均（$Q$（H$_2$O）=（4.1$\pm$0.6）$\times$10$^{27}$s$^{-1}$、$Q$（HCN）=（4.8$\pm$1.1）$\times$10$^{25}$s$^{-1}$）。核の有効半径の3つの独立した同様の値、$\sim$31$\pm$3kmを導き出します。静止段階での推定ダスト質量損失率は30〜120kgs$^{-1}$の範囲であり、静止活動中のダストとガスの質量比$<$0.1を示しています。我々は、29Pの表面に強い局所的な不均一性が存在し、表面の大部分からのダスト活動が抑制されているが、爆発領域には存在しないと結論付けています。
そこに戻って：バックスプラッシュ銀河の重要な特性を理解する
| Title |
There_and_back_again:_understanding_the_critical_properties_of_backsplash_galaxies |
| Authors |
Josh_Borrow_(MIT),_Mark_Vogelsberger_(MIT),_Stephanie_O'Neil_(MIT),_Michael_A._McDonald_(MIT),_Aaron_Smith_(MIT) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.10376 |
バックスプラッシュ銀河は、かつてはクラスター内に存在し、軌道のアポセンターに向かって移動するにつれて外側に移動した銀河です。これらの銀河の運動学的特性は、暗黒物質のみのシミュレーションにおけるバックスプラッシャーの重要な研究のおかげでよく理解されていますが、サブグリッド物理学、ラム圧力ストリッピング、力学的摩擦、および潮汐力。この論文では、バリオン分解能が$M_{\rmb}\approx1.1\times10^7$M$_\odot$のIllustris-TNG-300-1シミュレーションを使用して、1302年頃のバックスプラッシュ銀河を研究します。質量$10^{13.0}<M_{\rm200、mean}/{\rmM}_\odot<10^{15.5}$の孤立した銀河団。決定木分類器を使用して、近くのフィールド銀河と比較して、バックスプラッシュ銀河である可能性が高い銀河の特徴を抽出します。バックスプラッシュ銀河は、ガスの割合が低く、質量と光の比率が高く、恒星のサイズが大きく、小さいことがわかります。ブラックホール占有率。これらの大きなサイズの起源を詳細に調査し、それらの起源がクラスター内の潮汐環境に関連していると仮定します。多くの宇宙論的シミュレーションで採用されているブラックホール再センタリングスキームが、クラスターに蓄積された銀河からのブラックホールの喪失につながることを示し、これらのモデルの改善を提案します。一般に、バックスプラッシュ銀河は、数値銀河形成モデルをテストして理解するのに役立つ集団であることがわかります。
天の川の内側の$3\ times3 $ deg $ ^ 2 $の消滅法則と、内側のバーバルジのレッドクランプの絶対等級
| Title |
The_extinction_law_in_the_inner_$3\times3$_deg$^2$_of_the_Milky_Way_and_the_red_clump_absolute_magnitude_in_the_inner_bar-bulge |
| Authors |
Jason_L._Sanders,_Leigh_C._Smith,_Carlos_Gonz\'alez-Fern\'andez,_Philip_Lucas_and_Dante_Minniti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.10378 |
天の川の内側の$3\times3$deg$^2$の$0.9$から$8$ミクロンまでの消滅法則は、ViaLactea、GLIMPSE、およびWISEのVISTA変数からのデータを使用して測定されます。絶対的な消光比は、観測されたレッドクランプ密度が銀河中心までのGRAVITYコラボレーション距離でピークに達することを要求することによって見つけられます。バルジジャイアントカラーカラー図から測定された選択的消光比と組み合わせると、$A_Z：A_Y：A_J：A_H：A_{K_s}：A_{W1}：A_{[3.6]}：A_{の消光法則が見つかります。[4.5]}：A_{W2}：A_{[5.8]}：A_{[8.0]}=7.19（0.30）：5.11（0.20）：3.23（0.11）：1.77（0.04）：1：0.54（0.02）：0.46（0.03）：0.34（0.03）：0.32（0.03）：0.24（0.04）：0.28（0.03）$非線形性が重要でない低絶滅に有効です。これらの結果は、$A_{K_s}=0.677（H-[4.5]-0.188）$のレイリージーンズの色過剰法（RJCE）からの消滅法則を意味します。検査された領域（約$5\％$）での有意な選択的消光比の変動の証拠はほとんど見つかりません。絶対絶滅率が検査された領域全体で変化しないと仮定すると、銀河中心の$（-1.61\pm0.07）\、\mathrm{mag}$でのレッドクランプの絶対$K_s$の大きさの独立した測定値が得られます。これは、銀河全体の標準光源としてのレッドクランプ星の使用に自信を与える太陽近傍のレッドクランプ星について測定された値と非常に似ています。分析の一環として、人工星テストを使用してVVV測光からPSF測光の完全性を検査し、高密度（低）密度領域で$K_s\approx16\、（17）$で$90\％$の完全性を見つけ、調査の小さな領域でのGALACTICNUCLEUSおよびDECAPSカタログに関する数がカウントされます。
薄くて重力的に不安定なAGNディスクでのサブパーセク形成と星の移動を介したその場での極端な質量比のインスピレーション
| Title |
In-situ_extreme_mass_ratio_inspirals_via_sub-parsec_formation_and_migration_of_stars_in_thin,_gravitationally_unstable_AGN_discs |
| Authors |
Andrea_Derdzinski_and_Lucio_Mayer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.10382 |
活動銀河核（AGN）の超大質量ブラックホール（SMBH）の周りの降着円盤の重力不安定性によって生まれた星の特性と、これがSMBHの質量、降着率、または粘度によってどのように変化するかを調べます。初期条件（重力的に不安定な領域の密度や温度など）を考慮すると、断片化によって星の集団が異なることを、幾何学的に薄い定常状態のディスクソリューションで示します。$10^6\rmM_{\odot}$SMBHの周りのディスクの不透明度のギャップは、半径$\lesssim10^{-2}$pcで断片化を引き起こす可能性がありますが、条件は主に最初は低い恒星の質量の形成につながります。$0.1-0.5M_{\odot}$で。より大規模なSMBH（$M_{\rmBH}=10^{7-8}M_{\odot}$）の周りの円盤は、中程度の大規模または超大規模な星を形成します（大部分は$10^{02}M_{\odot}$）。線形移動の推定値を使用して、3つの結果について説明します。星は、きちんと破壊されるまで移動するか、極端な質量比のインスピレーション（EMRI）として蓄積されるか、ディスク分散後に残ります。単一のAGNアクティビティサイクルの場合、SF効率を仮定すると、AGNあたりのEMRIレート$R_{\rmemri}\sim0-10^{-4}\rmyr^{-1}$の下限が見つかります。\epsilon=1\％$。EMRIが発生する場合、これは、ローカルユニバースで最大$0.5-10\rmyr^{-1}Gpc^{-3}$の体積流量を意味します。レートは、$M_{\rmBH}=10^6M_{\odot}$のモデルパラメータに特に敏感です。EMRIは、星が$10$sの太陽質量に蓄積できる場合にのみ発生します。私たちの結果は、ガスが埋め込まれたEMRIが、LISAなどのミリHz重力波検出器によって検出可能なイベントのかなりの部分に寄与する可能性があるというさらなる証拠を提供します。私たちのディスクソリューションは、より大規模なSMBHディスクで見られるように、移行トラップの存在を示唆しています。最後に、円盤の寿命の後に生き残った星の集団は、銀河核の恒星の円盤の集団に影響を与えます。
STARFORGEシミュレーションにおける星の初期質量関数に対する環境とフィードバック物理学の影響
| Title |
Effects_of_the_environment_and_feedback_physics_on_the_initial_mass_function_of_stars_in_the_STARFORGE_simulations |
| Authors |
D\'avid_Guszejnov,_Michael_Y._Grudi\'c,_Stella_S._R._Offner,_Claude-Andr\'e_Faucher-Gigu\`ere,_Philip_F._Hopkins,_Anna_L._Rosen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.10413 |
星形成の重要な謎の1つは、恒星の初期質量関数（IMF）の起源です。IMFは、天の川銀河とその衛星でほぼ普遍的であることが観察されており、大きな楕円銀河のコアなどの極端な環境でのみ、大きな変動が推測されます。この作業では、STARFORGEプロジェクトからのシミュレーションを紹介します。これは、個々の星を追跡し、関連するすべての物理プロセスを含む最初のクラウドスケールのRMHDシミュレーションです。シミュレーションには、詳細なガス熱力学のほか、原始恒星ジェット、恒星放射、風、超新星の形での恒星フィードバックが含まれます。この作品では、恒星の放射、風、超新星が星形成雲にどのように影響するかに焦点を当てています。放射フィードバックは、星形成を抑制し、雲を破壊する上で主要な役割を果たしますが、IMFのピークは、主に原始星のジェット物理学によって設定されます。恒星風の影響は小さく、超新星の発生が遅すぎて}IMFに影響を与えたり星形成を抑制したりすることはできません。また、初期条件がIMFに与える影響についても調査します。IMFは、初期の乱気流、雲の質量、雲の表面密度の影響を受けませんが、これらのパラメーターは、最終的な星形成効率など、雲の星形成の履歴を大きく左右します。特徴的な恒星の質量は、金属量と星間放射場に弱く依存します。最後に、乱流駆動と磁化のレベルは星形成の歴史に強く影響しますが、それらはIMFの高い質量勾配にのみ影響します。
水素原子放出におけるフィラメント状構造によって明らかにされた銀河のダイナミクス
| Title |
The_Galactic_dynamics_revealed_by_the_filamentary_structure_in_atomic_hydrogen_emission |
| Authors |
Juan_D._Soler,_Marc-Antoine_Miville-Desch\^enes,_Sergio_Molinari,_Ralf_S._Klessen,_Patrick_Hennebelle,_Leonardo_Testi,_Naomi_M._McClure-Griffiths,_Henrik_Beuther,_Davide_Elia,_Eugenio_Schisano,_Alessio_Traficante,_Philipp_Girichidis,_Simon_C._O._Glover,_Rowan_J._Smith,_Mattia_Sormani,_Robin_Tre\ss |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.10426 |
HI4PI調査での観測を使用して、銀河面に向かって21cmの波長での原子状水素（HI）放出におけるフィラメント状構造の研究を提示します。視線速度チャネル全体のヘッセ行列法を使用して、フィラメント状構造を識別し、円形統計を使用してそれらの方向を定量化しました。銀河中心から10kpcを超えて約18kpcまでの天の川の円盤の領域は、主に銀河面に平行なHIフィラメント構造を示していることがわかりました。より低い銀河中心半径の領域では、HIフィラメントはほとんど垂直であるか、銀河面に対して優先配向を持たないことがわかりました。これらの結果は、内側の銀河における超新星フィードバックと外側の天の川における銀河の回転の痕跡として解釈されます。HIフィラメント構造は銀河のゆがみに沿っており、伴銀河との重力相互作用の影響として解釈される変動のいくつかを強調していることがわかりました。さらに、フィラメント状構造の平均スケールハイトは、HI放出の大部分によってサンプリングされたものよりも低く、したがって、冷たい原子水素相と暖かい原子水素相が外側銀河で異なるスケールハイトを持っていることを示しています。最後に、HIフィラメントのカラム密度の割合は、銀河中心から約18kpcまでほぼ一定であることがわかりました。これは、HI吸収研究から推測された冷たい原子水素相と暖かい原子水素相の間のほぼ一定の比率の結果である可能性があります。私たちの結果は、HIフィラメント構造が銀河円盤を形作る動的プロセスへの洞察を提供することを示しています。それらの向きは、星のエネルギー入力、銀河の噴水プロセス、宇宙線の拡散、およびガスの降着が銀河面に拡散した星間物質を形成した方法と場所を記録します。
放射伝達法によるNGC628のデコード
ほぼ正面を向いた渦巻銀河NGC628の紫外線（UV）からサブミリ波（submm）の画像の軸対称モデルを提示します。これは、放射伝達（RT）コードを使用して計算され、吸収と再-この銀河の星間媒体の塵による星の光の放出。このコードには、多環芳香族炭化水素からの放出、異方性散乱、および粒子の確率的加熱が組み込まれています。これは、RT法を用いた対面渦巻銀河の2番目に成功したモデリングであり、これにより、星や塵の大規模な形状が自己無撞着に決定されます。解は、UV、光学、サブミリ波で方位角方向に平均化されたプロファイルをフィッティングすることによって得られました。このモデルは、70〜500$\mu$mの赤外線放射率のスケール長の1.8倍の増加を含む、プロファイルのすべての特性を非常によく予測します。銀河形成の半解析的階層モデルによって予測されるように、NGC628は効率的な裏返しのディスク成長を経験しなかったことがわかります。また、大きな半径で大量のダスト粒子が見つかります。これには、内部ディスクからの効率的な輸送メカニズムが関係している可能性があります。私たちの結果は、NGC628のダスト放出の71％が若い星の種族によって供給されており、バルジからの古い星の種族が中央領域のダストの加熱に65％寄与していることを示しています（$R<0.5$kpc）。導出された星形成率は$\rmSFR=2.00\pm0.15\、{\rmM}_{\odot}{\rmyr}^{-1}$です。
銀河凧
私は、ミクロンより薄い材料の星間膜が、星の放射圧の結果として銀河面から離れてドリフトすることを示しています。このようなフィルムは、原始惑星系円盤での塵の凝固によって自然に生成されたものであれ、技術文明によって人工的に生成されたものであれ、天の川の時代に蓄積し、暗黒物質ハローによって重力的に設定されたスケールハイトで銀河円盤の上に浮かんでいます。散乱星光の制限は、この集団が星間物質の質量の2x10^{-3}未満の割合を運ぶことを意味します。
AGNサンプルを周回する広域雲
| Title |
Broad-line_Region_Clouds_orbiting_an_AGN_sample |
| Authors |
J._Armijos-Abenda\~no,_E._L\'opez,_M._Llerena,_C._H._A._Logan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.10626 |
6つの銀河（NGC3783、Mrk279、Mrk766、NGC3227、NGC7314、およびNGC3516）のサンプルからのXMM-Newtonデータのスペクトルおよび時間分析を示します。硬度比曲線を使用して、6つの線源のうち5つで雲が中央のX線源を覆っている時間間隔を特定します。NGC3227で3つの掩蔽、NGC3783、NGC7314、NGC3516で1つの掩蔽を検出し、Mrk766でよく知られている掩蔽を検出します。食雲の物理的特性を推定します。X線源の導出された物理的サイズ（$\sim$（3-28）$\times$10$^{13}$cm）は、列密度が$\sim$10$^の日食雲のサイズよりも小さくなっています。{22}$-10$^{23}$cm$^{-2}$したがって、単一の雲がX線源を遮り、X線フラックスの悪名高い時間的変動につながる可能性があります。X線源からの距離が$\sim$（0.3-3.6）$\times$10$^4$$R_g$のMrk766、NGC3227、NGC7314、およびNGC3516の日食雲は、ケプレリアン速度で移動しています。$>$1122kms$^{-1}$、ブロードライン領域の雲の典型的なパラメータですが、NGC3783の日食雲はほこりっぽいトーラスにある可能性があります。また、5つのセイファート銀河の6.4keVFe線と同等の幅（EW）を持つ銀河の中心にある超大質量ブラックホールの既知の質量の間には、-187$\pm$62の傾きを持つ良好な反相関が見られます。私たちのサンプルの1銀河、セイファート2銀河NGC7314は、上記の反相関と矛盾する100$\pm$11eVの平均EW値を示しています。
CFHTLS-W1から分離されたフィールド楕円銀河の同定と性質
| Title |
Identification_and_Properties_of_Isolated_Field_Elliptical_Galaxies_from_CFHTLS-W1 |
| Authors |
E._Kaan_Ulgen,_Sinan_Alis,_Christophe_Benoist,_F._Korhan_Yelkenci,_Oguzhan_Cakir,_Suleyman_Fisek,_Yuksel_Karatas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.10669 |
カナダ-フランス-ハワイ望遠鏡レガシー調査（CFHTLS）のW1フィールドから引き出された孤立フィールド楕円（IfE）銀河のカタログを提示します。228IfEは、3IfE/sq.degの密度に対応するフラックス制限（r<21.8）銀河カタログから識別されました。比較のために、同じ調査で最も明るい銀河団（BGC）の識別に基づいて、密集した環境に住む楕円銀河のサンプルを検討します。比較サンプルに同じデータセットを使用すると、IfEとしての赤方偏移範囲（つまり、0.1<z<0.9）を含め、均一な選択が保証されます。異なる環境での楕円銀河の比較は、IfEとBCGがそれらの色、星形成活動、および質量サイズとサイズ-光度のスケーリング関係において同様の振る舞いをしていることを明らかにしています。IfEとBCGは、$-24\leqM_{r}\leq-22$の大きさと$10.2<\textrm{log}（\textrmM_{*}/\textrmM_\odot）\leq12.0$質量範囲。この研究で特定された3つのIfEは、同じ調査地域で見つかった化石グループに関連付けることができ、将来の研究の手がかりを与えます。
Galaxy morphoto-Zとニューラルネットワーク（GaZNets）。 I.イメージングと測光からの最適化された精度と外れ値の割合
| Title |
Galaxy_morphoto-Z_with_neural_Networks_(GaZNets)._I._Optimized_accuracy_and_outlier_fraction_from_Imaging_and_Photometry |
| Authors |
Rui_Li,_Nicola_R._Napolitano,_Haicheng_Feng,_Ran_Li,_Valeria_Amaro,_Linghua_Xie,_Crescenzo_Tortora,_Maciej_Bilicki,_Massimo_Brescia,_and_Stefano_Cavuoti,_Mario_Radovich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.10720 |
大規模な空の調査の時代では、測光赤方偏移（photo-z）は、銀河の進化と宇宙論の研究にとって重要な情報を表しています。この作業では、ニューラルネットワークを備えたGalaxymorphoto-Z（GaZNet-1）と呼ばれる新しい機械学習（ML）ツールを提案します。このツールは、画像とマルチバンド測光測定の両方を使用して、銀河の赤方偏移を精度、精度、外れ値の割合で予測します。測光のみに基づく標準的な方法よりも優れています。このツールの最初のアプリケーションとして、Kilo-DegreeSurvey（KiDS）で銀河のサンプルのphoto-zを推定します。GaZNet-1は、KiDSデータリリース4（DR4）から収集された$\sim140000$銀河でトレーニングおよびテストされており、さまざまな調査から分光学的赤方偏移を利用できます。このサンプルは、明るい（MAG$\_$AUTO$<21$）および低赤方偏移（$z<0.8$）システムによって支配されていますが、$0.8<z<3$の範囲で$\sim$6500銀河を使用できます。トレーニングをより高い赤方偏移に効果的に拡張します。入力は、Rバンド銀河画像に加えて、KiDSの光学測光とVISTAキロ度赤外線調査の近赤外線測光を組み合わせたカタログからの9バンドの大きさと色です。画像とカタログを組み合わせることにより、GaZNet-1は、正規化された中央絶対偏差（低赤方偏移の場合はNMAD=0.014、高赤方偏移銀河の場合はNMAD=0.041）で非常に高い精度を達成し、外れ値の割合は低くなります（$0.4$\％、低赤方偏移、$1.27より高い赤方偏移銀河の場合は$\％）。測光のみを入力として使用するMLコードと比較して、GaZNet-1は、さまざまな赤方偏移での精度が$\sim10-35$％向上し、外れ値の割合が$\sim$45％低下することも示しています。最後に、銀河を星や活動銀河核から正しく分離することにより、銀河の全体的なphoto-z外れ値の割合を$0.3$\％に削減できることを説明します。
NGC2082の無線連続体研究
888MHz〜9000MHzのASKAP、ATCA、およびParkes望遠鏡を使用したNGC2082の電波連続観測を示します。この近くの渦巻銀河の中心から約20秒角で、起源不明の明るくコンパクトな電波源J054149.24-641813.7を発見しました。J054149.24-641813.7の性質を制約するために、Ultra-WidebandLowParkesレシーバーで一時的なイベントを検索し、その光度とスペクトルインデックスを、近くのさまざまな超新星残骸（SNR）や高速電波バースト（FRB）のローカル環境と比較しました。。その無線スペクトルインデックスはフラット（{\alpha}=0.02\pm0.09）であり、SNRまたはパルサーのいずれかである可能性は低いです。Parkes望遠鏡では、3日間の観測で一時的なイベントは検出されませんでした。計算によると、J054149.24-641813.7は、FRB121102および190520Bに関連する永続的な無線ソースよりも2桁少ない明るさです。NGC2082の背後にあるそのようなソースを見つける確率は、P=1.2％であることがわかり、J054149.24-641813.7の最も可能性の高い起源はバックグラウンドクエーサーまたは電波銀河であると結論付けます。
ブラックホールイメージングからの基本的な物理テストに関する注記：「射手座A $ ^*$の影で余分な次元を探す」へのコメント
過去数年間のいくつかの研究では、M87$^*$やいて座A$^のイベントホライズンテレスコープ（EHT）画像など、超長基線干渉法の地平線スケールブラックホール（BH）画像を使用して基本的な物理学をテストする可能性について議論されています。*$（SgrA$^*$）、サイズ$r_{\rmsh}$とBHシャドウの真円度$\Delta\mathcal{C}$からの偏差を使用。SgrA$^*$のEHT画像の場合、SgrA$^の変動のタイムスケールが短いことに加えて、2017年の観測の干渉計の範囲がまばらであるため、$\Delta\mathcal{C}$の制限は利用できません。*$M87$^*$と比較。この点に関して、SgrA$^*$の影の真円度からの偏差を使用して、追加の次元に新しい制限を導き出したと主張する最近のプレプリントの結果についてコメントします。後者は、2つの影の「類似性」に基づいて、M87$^*$と同様に$\lesssim10\％$であると見積もられています。ただし、これは誤った仮定であり、後続の結果を無効にします。したがって、近い将来、SgrA$^*$の画像からの基本的な物理学の最も単純なテストは、ほとんど$r_{\rmsh}$に依存する必要がありますが、光子リングや方位角の経過などの追加の観測量はすぐに利用可能になり、新しいテストが可能になります。
MgII放出を伴う銀河におけるライマンα線とライマン連続体の脱出の追跡
| Title |
Tracing_Lyman-alpha_and_Lyman_Continuum_Escape_in_Galaxies_with_Mg_II_Emission |
| Authors |
Xinfeng_Xu_(JHU),_Alaina_Henry_(JHU_and_STScI),_Timothy_Heckman_(JHU),_John_Chisholm_(UT),_G\'abor_Worseck,_Max_Gronke,_Anne_Jaskot,_Stephan_R._McCandliss,_Sophia_R._Flury,_Mauro_Giavalisco,_Zhiyuan_Ji,_Ricardo_O._Amor\'in,_Danielle_A._Berg,_Sanchayeeta_Borthakur,_Nicolas_Bouche,_Cody_Carr,_Dawn_K._Erb,_Harry_Ferguson,_Thibault_Garel,_Matthew_Hayes,_Kirill_Makan,_Rui_Marques-Chaves,_Michael_Rutkowski,_G\"oran_\"Ostlin,_Marc_Rafelski,_Alberto_Saldana-Lopez,_Claudia_Scarlata,_Daniel_Schaerer,_Maxime_Trebitsch,_Christy_Tremonti,_Anne_Verhamme,_Bingjie_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.11317 |
星形成銀河は、高赤方偏移で銀河間物質を再イオン化したHIイオン化ライマン連続体（LyC）光子の最も可能性の高い源と考えられています。ただし、z>〜6を超えると、中性の銀河間媒体がLyCの直接観測を妨げます。したがって、近年、より低い赤方偏移で較正され、再電離の時代に適用できるLyCの間接的な指標の開発が見られています。MgII\ly\ly2796、2803ダブレットからの放出は、有望なLyCプロキシとして提案されています。この論文では、強力なMgII輝線を持つように選択された、8つのLyCエミッター候補の新しいハッブル宇宙望遠鏡/宇宙起源分光器の観測結果を紹介します。2$\sigma$の重要性を持つ50％（4/8）銀河でLyC放出を安全に検出します。この高い検出率は、強いMgIIエミッターが、強いMgIIのない同様の銀河よりもLyCをリークする可能性が高いことを示唆しています。光イオン化モデルを使用して、MgIIの脱出率を約15〜60％に制限します。MgIIの脱出率がライマンアルファ（LyA）の脱出率と密接に相関していることを確認します。これは、両方の種の脱出率が同じ低カラム密度ガスでの共鳴散乱によって制御されていることを示していると解釈します。さらに、MgII放出とダスト減衰の組み合わせを使用して、LyCの脱出率を統計的に推定できることを示します。これらの発見は、MgII放出が、局所的な星形成銀河におけるLyAとLyCの脱出率を推定するために採用でき、再電離の時代における有用な間接的な指標として役立つかもしれないことを確認します。
天体物理学的距離スケール：V。JAGB法、赤色巨星枝の先端、およびLeavitt法によるローカルグループスパイラルM33までの2％の距離
| Title |
The_Astrophysical_Distance_Scale:_V._A_2%_Distance_to_the_Local_Group_Spiral_M33_via_the_JAGB_Method,_Tip_of_the_Red_Giant_Branch,_and_Leavitt_Law |
| Authors |
Abigail_J._Lee,_Laurie_Rousseau-Nepton,_Wendy_L._Freedman,_Barry_F._Madore,_Maria-Rosa_L._Cioni,_Taylor_J._Hoyt,_In_Sung_Jang,_Atefeh_Javadi,_Kayla_A._Owens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.11323 |
J領域漸近巨星分枝（JAGB）法は、色で選択された炭素星の安定した固有のJバンドの大きさに基づいており、ケフェイド変光星やTRGBなどの他の一次距離インジケーターに匹敵する精度を持つ新しい標準光源です。。さらに、ローカルグループギャラクシーM33でJAGB法の精度をテストします。M33の適度な傾斜、低い金属量、および近接性により、M33は、ローカル距離インジケーターの系統分類学のテストに理想的な実験室になっています。高精度の光学BVIと近赤外線JHK測光を使用して、JAGB法、CepheidLeavitt法、およびTRGBの3つの独立した距離インジケーターのアプリケーションを調査します。$\mu_0$（TRGBI）=24.72+/-0.02（stat）+/-0.07（sys）mag、$\mu_0$（TRGBNIR）=24.72+/-0.04（stat）+/-0.10（sys）mag、$\mu_0$（JAGB）=24.67+/-0.03（stat）+/-0.04（sys）mag、$\mu_0$（Cepheid）=24.71+/-0.04（stat）+/-0.01（sys）mag。また、初めて、地上ベースと宇宙ベースの測光を使用してJAGB距離を直接比較します。測定：$\mu_0$（JAGBF110W）=24.71+/-0.06（stat）+/-0.05（sys）mag（F814-F110W）の色の組み合わせを使用して、JAGBの星を効果的に分離します。この論文では、M33までの距離を2％まで正確に測定し、JAGB法が、間隔ベースの観測を使用してハッブル定数の局所測定を効果的にプローブできる強力な銀河系外距離インジケーターであるというさらなる証拠を提供します。近い将来、JWSTからの観測を使用して、JAGB法でハッブル定数を測定する予定です。
四重レンズクエーサーの構成の分類法
四重レンズクエーサーの画像構成を分類するための単純で初心者に優しいスキームが提案されています。クラスが6つしかないため、意図的に粗粒度になっています。読者は、12個の4重レンズのクエーサーシステムのサンプルでスキームを試乗するように招待されています。分類法は、画像の角度構成が構成の非円形性に弱くしか結合しないという点で、事実上2+1次元です。このスキームは、追加の次元を犠牲にして、レンズ銀河が観測されるシステムに拡張することができます。
衛星降着に対する銀河ハロー応答をシミュレートするためのボルツマン-ポアソンのようなアプローチハロー密度プロファイルへの依存性
| Title |
Boltzmann-Poisson-like_approach_to_simulating_the_galactic_halo_response_to_satellite_accretion_Dependence_on_the_halo_density_profile |
| Authors |
Gabriela_Aguilar-Arg\"uello_(1),_Octavio_Valenzuela_(1),_Arturo_Trelles_(1)_((1)_Universidad_Nacional_Aut\'onoma_de_M\'exico,_Instituto_de_Astronom\'ia,_CDMX,_M\'exico) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.11386 |
最近の研究では、大マゼラン雲（LMC）によって引き起こされた銀河ハローの伴流と双極子の検出が報告されており、暗黒物質（DM）からの対応する応答を反映しています。これらの研究は、天の川（MW）の世界的な質量分布、さらにはDM自体の性質に制約を加える可能性を開き、現在および今後の恒星の調査により、力学的摩擦の応答モードに関する議論が再燃します。ただし、そのような機能のシミュレーションは、計算上困難なままです。文献からの既存の方法に基づいて、無衝突ボルツマン方程式（CBE）+ポアソンソルバーを使用しました。ハロー密度プロファイルへの依存性を含め、LMCサイズの衛星を捕捉する銀河型DMハローのシミュレーションで密度と速度の応答モードを調査しました。ホストハローで誘発された局所的な伴流と全体的な過密度および低密度の両方をうまく捉えました。速度応答もキャプチャしました。以前の研究と一致して、コードがカスピープロファイルのコア形成と衛星コアストールを再現できることを発見しました。角度パワースペクトル（APS）応答は、各密度プロファイルに敏感であることが示されています。コアリングされたPlummer密度プロファイルは最も応答性が高く、モードの豊富さを示しています。シミュレーションの最後に、中央のハローは円柱状の回転を取得します。CBEの説明により、従来のN体シミュレーションと比較して、ノイズをより適切に処理して応答モードをキャプチャすることが可能になります。したがって、特定のノイズレベルが与えられると、BPMはN体シミュレーションよりも計算コストが低くなり、大きなパラメータセットを探索することが可能になります。MWまたは外部銀河の恒星回転楕円体は、大規模な降着イベントが発生した場合、中央の円柱回転を示す可能性があると予想されます。コードは、さまざまなDM物理を含めるように調整できます。
SOFIA Massive（SOMA）星形成調査。 IV。孤立した原始星
| Title |
The_SOFIA_Massive_(SOMA)_Star_Formation_Survey._IV._Isolated_Protostars |
| Authors |
Ruben_Fedriani,_Jonathan_C._Tan,_Zoie_Telkamp,_Yichen_Zhang,_Yao-Lun_Yang,_Mengyao_Liu,_Chi-Yan_Law,_Maria_T._Beltran,_Viviana_Rosero,_Kei_E._I._Tanaka,_Giuliana_Cosentino,_Prasanta_Gorai,_Juan_Farias,_Jan_E._Staff,_James_M._De_Buizer,_and_Barbara_Whitney |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.11422 |
$\sim10-40\、\mu$m\textit{SOFIA}-\textit{SOFIA}大規模（SOMA）星形成調査の一部として、11個の「孤立した」原始星のFORCAST画像を提示します。この形態学的分類は、37\、$\mu$mイメージング。バックグラウンドを差し引いた封入フラックスの勾配に基づいてソースアパーチャサイズを定義する自動化された方法を開発し、これをスペクトルエネルギー分布（SED）の構築に適用します。主要な原始星の特性を推定するために、乱流コア降着（TCA）理論に基づく放射伝達モデルをSEDに適合させます。ここでは、これらのメソッドを実行する\textit{sedcreator}pythonパッケージをリリースします。SEDは一般にTCAモデルによく適合しており、そこから初期コア質量$M_c$が$50-430\：M_\odot$の範囲で、凝集塊の質量表面密度が$\Sigma_{\rmcl}\sim0.1であると推測されます。-3\：{\rm{g\：cm}}^{-2}$および現在の原始星の質量$m_*\sim2-40\：M_\odot$。これまでの完全なSOMA調査における40のソースの均一な分析から、大規模な原始星が広範囲の塊の質量面密度環境にわたって形成され、最小しきい値を予測する理論に制約を課していることがわかります$\Sigma_{\rmcl}大規模な星形成のための$。ただし、$m_*-\Sigma_{\rmcl}$分布の上限は、より高い$\Sigma_{\rmcl}$条件でより大きな星形成効率を見つける、内部プロトステラフィードバックのモデルによって予測された傾向に従います。また、IRASデータと比較して、原星のFIRの変動性を調査し、$\sim$40年のベースラインで有意な変動がないことを確認しました。
Collapsarsからの超新星におけるR過程濃縮のサイン
最近の進歩にもかかわらず、急速な中性子捕獲（rプロセス）元素合成の原因となる天体物理学的チャネルは未解決の問題のままです。重力波で検出された中性子星合体に続くキロノバの観測は、rプロセスの1つのサイトとして合体を確立しましたが、宇宙におけるrプロセスの濃縮を完全に説明するために追加の情報源が必要になる場合があります。興味深い可能性の1つは、コア崩壊を受けている急速に回転する大質量星が、落下物から形成された降着円盤からrプロセスに富んだ流出を開始することです。このシナリオでは、r過程風は、「コラプサー」爆発によって生成された超新星（SN）噴出物の1つの成分を構成します。コラプサーによって生成されたSNeからの放出に対するrプロセス濃縮の影響の最初の体系的な研究を提示します。爆発から遅い時間までのrプロセスSN放出を半分析的にモデル化し、その際立った特徴を決定します。rプロセスSNeを簡単に識別できるかどうかは、最初はrプロセスのない噴出物の外層に風物質がどれだけ効果的に混合するかによって異なります。多くの場合、濃縮により近赤外線（NIR）が過剰に生成され、爆発から75日以内に検出できます。また、rプロセスコラプサー理論をテストするための最適なターゲットと観測戦略についても説明し、爆発後の最初の数か月で高速SNeからの光学およびNIR放射を頻繁に監視することで、有限の観測リソースを尊重しながら成功の合理的なチャンスが得られることを発見しました。。rプロセスコラプサー候補のこのような早期の識別は、たとえばジェームズウェッブ宇宙望遠鏡を使用した、近赤外線および中赤外線での星雲相分光学的フォローアップの基礎も築きます。
ブラックホールの周りの放射駆動の時間依存の相対論的ジェットの衝撃
| Title |
Shocks_in_radiatively_driven_time_dependent,_relativistic_jets_around_black_holes |
| Authors |
Raj_Kishor_Joshi,_Sanjit_Debnath,_Indranil_Chattopadhyay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.10502 |
降着円盤の放射場の影響下で時間依存の相対論的ジェットを研究します。降着円盤は、内側のコンパクトなコロナと外側のサブケプレリア円盤で構成されています。流体の熱力学は、ジェットダイナミクスに対する組成の影響を研究することを可能にする複数種の流体の相対論的状態方程式（EoS）によって支配されます。ジェットは、重力の影響が大きい中央のブラックホールの近くから発生し、特殊相対性理論の処理だけで十分な長距離を横断します。そのため、重力の影響を含めるようにフラットメトリックを変更しました。この修正された相対論的フレームワークでは、この目的のために、複数種のEoSとともに、新しい全変動減少（TVD）ルーチンを開発しました。ジェットの加速は流れの組成に決定的に依存することを示します。提示されたすべての結果は本質的に遷音速であり、非常に低い噴射速度から始まり、ジェットは高いローレンツ因子を達成できます。サブエディントンの光度の場合、レプトンが支配的なジェットは、ローレンツ因子>50まで加速できます。降着円盤のダイナミクスの変動による放射場の変化は、有限の時間でジェットに伝播します。したがって、ディスク構成の変更による放射場の変更は、外側の部分に影響を与える前に、ジェットの下部に影響を与えます。これにより、ジェット流の衝撃遷移が発生する可能性があります。ディスクの振動周波数、振幅、およびジェットパラメータに応じて、これらの衝撃は互いに衝突し、衝撃カスケードを引き起こす可能性があります。
ブラックホール降着システムからの一時的なジェットと関連するフレアの形成
| Title |
Formation_of_episodic_jets_and_associated_flares_from_black_hole_accretion_systems |
| Authors |
Miljenko_Cemeljic,_Hai_Yang,_Feng_Yuan,_and_Hsien_Shang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.10531 |
ブロブの一時的な放出（一時的なジェット）は、ブラックホールの発生源で広く観察され、通常はフレアに関連しています。本論文では、降着流の三次元一般相対性理論電磁流体力学数値シミュレーションを実行および分析することにより、それらの物理的メカニズムを調査する。磁気リコネクションが降着流で発生することを発見しました。これはおそらく降着流の乱流運動と差動回転が原因で、フレアとフラックスロープの形成をもたらします。10〜15の重力半径の内側に形成されたフラックスロープは主に降着流内にとどまり、この半径を超えて形成されたフラックスロープは磁力によって外側に放出され、一時的なジェットを形成します。これらの結果は、Yuanetal。（2009）で提案された基本的なシナリオを裏付けています。さらに、私たちのシミュレーションでは、放出されたブロブの予測速度は、SgrA*、M81、およびM87の観測結果とよく一致していることがわかりました。全体のプロセスは準周期的に発生することがわかり、その周期はフラックスロープが形成される半径での軌道時間です。フレアと放出の予測期間は、SgrA*、M87、およびPKS1510-089の光度曲線または画像から見つかった期間と一致しています。プロトステラ降着システムへの可能なアプリケーションについて説明します。
| Title |
Determination_of_supermassive_black_hole_spins_in_local_active_galactic_nuclei |
| Authors |
M._Yu._Piotrovich,_S._D._Buliga,_T._M._Natsvlishvili |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.10623 |
超大質量ブラックホールの質量、視線との軸の間の角度などのAGNのパラメータと放射効率を接続する3つの一般的なモデルを使用して、z<0.34のいくつかの局所活動銀河核の放射効率とスピン値を推定しました。降着円盤とボロメータの光度。得られたデータの分析は、スピン値が宇宙時間とともに減少することを示しました。これは、他の著者の低赤方偏移AGNの理論計算の結果と一致しています。また、SMBHの質量とボロメータの光度が増加すると、スピン値が増加することもわかりました。これは、理論計算に対応する期待される結果です。スピン値の分布の分析は、0.75<a<1.0の範囲の分布に顕著なピークを示しました。オブジェクトの〜40％が>0.75のスピンを持ち、〜50％のオブジェクトが>0.5のスピンを持っています。この結果は、以前の結果および他の著者の結果とよく一致しています。
相対論的状態方程式によるハイペロン結合とハイペロン星の性質に対する天体物理学的意味
| Title |
Astrophysical_implications_on_hyperon_couplings_and_hyperon_star_properties_with_relativistic_equations_of_states |
| Authors |
Xiangdong_Sun,_Zhiqiang_Miao,_Baoyuan_Sun,_and_Ang_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.10631 |
ハイペロンは、中性子星内部の必須成分です。あまり知られていないハイパーニック相互作用は、実験室のハイパー核と中性子星の観測を研究するための不確実性の原因です。この作業では、LIGO/Virgoによって検出されたGW170817バイナリ中性子星合体の潮汐変形性測定と、PSRJ0030+0541およびPSRJ0740+6620の質量半径測定を使用して、現象論的ハイペロン-核子相互作用のベイジアン推論を実行します。NICERによって検出されました。分析は、相対論的平均場理論からのハイペロンを伴う6つの相対論的中性子星物質状態方程式に基づいており、因果関係要件と経験的核物質特性を自然に満たします。特に、単一の$\Lambda$ハイパー核で測定された$\Lambda$分離エネルギーによって課せられる、スカラーとベクトル中間子のハイペロン結合の間で最近推定された強い相関を利用し、強い相関の有無にかかわらず4つの異なるテストを実行します。実験室の超核制約は、ハイペロン星の物質の大きなベクトル結合と一致するのに十分な大きさの$\Lambda$-スカラー中間子結合を保証することがわかります。実験室データと天体物理学データの共同分析からハイペロン結合の現在の最も可能性の高い間隔を採用すると、ハイペロン星の最大質量は最大$2.176^{+0.085}_{-0.202}M_{\odot}$（$1選択された硬い状態方程式のセットからの\sigma$信頼区間）。ハイペロンによる恒星半径の減少は、私たちの分析に基づいて定量化され、さまざまなハイペロン星の特性が提供されます。
| Title |
Formation_of_Mass-gap_Black_Holes_from_Neutron_Star_X-ray_Binaries_with_Super-Eddington_Accretion |
| Authors |
Shi-Jie_Gao,_Xiang-Dong_Li_and_Yong_Shao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.10717 |
電磁波と重力波の観測は、質量が$\sim2.5-5〜{\rmM_\odot}$のコンパクトな物体が不足していることを示しています。このいわゆる「質量ギャップ」は、中性子星（NS）とブラックホール（BH）を生成する超新星爆発メカニズムに関連している可能性があります。しかし、いくつかの質量ギャップコンパクトオブジェクトの存在は、そのうちのいくつかはBHであることが確認されており、ブラックホール形成の伝統的な理論に挑戦をもたらします。この作業では、X線連星におけるNSの降着誘起崩壊（AIC）からのBHの可能な形成チャネルを調査します。特に、NSのスーパーエディントン降着の影響を考慮します。超高輝度X線パルサーの最近の観測は、それらの見かけの光度が、エディントン限界を$\gtrsim100$の係数で超えても、降着するNSの真の降着光度を反映している可能性があることを示唆しています。したがって、超エディントン降着率で降着するNSは、中/低質量X線連星で急速にBHに成長する可能性があります。超エディントン降着円盤モデルに基づいて、連星集団合成と詳細な恒星進化計算を組み合わせることにより、中/低質量X線連星におけるNSの進化を調査しました。スーパーエディントン降着がNSの質量成長に重要な役割を果たし、子孫BHの最終的な質量は、NS磁場、ドナー星の金属量、およびバイナリの分岐期間に大きく依存することを示します。NSのAICは、GROJ0422+32のような観測された質量ギャップBHの一部を説明している可能性があります。また、天の川のような銀河における潜在的な質量ギャップBHのパラメーター分布を示し、将来の宇宙ベースの重力波観測が、AICからの質量ギャップBHの形成に関する重要なテストまたは制約を提供する可能性があることを指摘します。チャネル。
| Title |
X-_and_Gamma-ray_astrophysics_in_the_era_of_Multi-messenger_astronomy |
| Authors |
Giulia_Stratta_(INAF/IAPS,_INAF/OAS,_INFN-Roma),_Andrea_Santangelo_(IAAT) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.10774 |
マルチメッセンジャー天文学は、宇宙を探索するための主要な手段になりつつあります。いくつかのよく知られている天体物理学の源は、光子以外の「メッセンジャー」、すなわち宇宙線、重力波、ニュートリノを放出することも期待されています。これらの追加のメッセンジャーは、電磁放射によって運ばれる情報に補足的な情報をもたらし、いくつかの天体物理学的イベントの完全な現象論的画像を描き、主要な宇宙論的パラメーターを測定することに同意します。確かに、天文学界では、基本的な物理学と宇宙論のいくつかの側面がマルチメッセンジャー天文学の枠組みの中でのみ明らかにされると広く信じられています。短いガンマ線バーストに関連する重力波源、およびフレアブレーザーと空間的に一致することがわかったニュートリノイベントの最新の画期的な発見は、高エネルギー源がマルチで果たす重要な役割をすでに示しています。メッセンジャーの観察。この章の最初の部分では、ガンマ線バースト、ブレーザー、および今後数年間に重力波やニュートリノを検出することが期待されるその他の高エネルギー源の主な特性と、その成果について説明します。マルチメッセンジャーの観測から到達しました。この章の第2部では、マルチメッセンジャーの観測キャンペーンで重要な役割を果たす主要な施設に焦点を当てています。具体的には、現在および次世代の地上重力波干渉計とニュートリノ望遠鏡の概要、および今後数年間のマルチメッセンジャー観測に不可欠な主要なX線およびガンマ線観測所について説明します。
高温降着流からのX線放出の改良モデル
グローバルなコンプトン化の正確なモンテカルロ処理を使用し、放射と放射の両方の完全に一般的な相対論的記述を使用して、光学的に薄い2温度降着流\texttt{kerrflow}からのX線放射の改良モデルを開発しました。流体力学的プロセス。また、パイ中間子崩壊電子も含まれ、そのシンクロトロン放射が、超大質量ブラックホールの周りの流れで高い降着率でシード光子の収量を支配します。モデルスペクトルのブラックホールスピン、電子加熱効率、プラズマ磁化、降着率への依存性を詳細に検討し、近くの低光度活動銀河のX線スペクトルを分析することによってこれらのパラメータを制約する可能性について議論します。核。個々のX線スペクトルを分析するときにこれらのパラメータの正確な推定を妨げるいくつかの縮退に注意してください。これらの縮退は、特定のソースからのいくつかのスペクトルが結合されたときに解消されます。これにより、モデルパラメータを確実に測定できます。Comptonizationの計算方法に関連して、ホットフロー放出の以前のスペクトルモデルとの有意差が見つかりました。最後に、粘度パラメータと流出強度への依存性について簡単に検討し、説明します。
無線周波数でタイプIIPsupernovaSN 2016X
コンテキスト：コア崩壊超新星（SNe）からの電波放射の研究は、噴出物と星周円盤（CSM）との相互作用を調査し、始祖の質量損失履歴の詳細を明らかにします。目的：KarlG.Jansky超大型アレイ（VLA）電波天文台で得られた、21日から75日の高原期のタイプIIP超新星SN\、2016Xの観測を報告します。方法：電波スペクトルを自己吸収放射光としてモデル化し、始祖の衝撃波と質量損失率を特徴づけました。また、結果を以前に報告されたX線観測と組み合わせて、エネルギー等分配の仮定を検証しました。結果：衝撃波の特性は、他のタイプのIIP超新星に匹敵します。衝撃波は自己相似法則$R\proptot^m$に従って膨張し、$m=0.76\pm0.08$であり、これは一定の膨張とは著しく異なります。対応する衝撃速度は、観測時の約10700〜8000kms$^{-1}$です。前駆体の一定の質量損失率は$\dot{M}=$（7.8$\pm$0.9）\、$\times10^{-7}\alpha^{-8/19}（\epsilon_B/0.1）^{-1}M_{\odot}$yr$^{-1}$、想定される風速10kms$^{-1}$の場合。初期のエポックで光学的に薄い領域でスペクトルの急峻化を観察し、それが逆コンプトン効果による電子冷却によって引き起こされることを示します。衝撃波は、エネルギー等分配からの係数$\epsilon_e/\epsilon_B\approx28$による中程度の偏差によって特徴付けられ、そのような機能を示す2番目のタイプのIIP超新星であることを示します。
膨張した主系列星のコンパニオンによるポストコア崩壊超新星爆発ジェットの供給
| Title |
Feeding_post_core_collapse_supernova_explosion_jets_with_an_inflated_main_sequence_companion |
| Authors |
Ofek_Hober,_Ealeal_Bear,_Noam_Soker_(Technion,_Israel) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.11059 |
主系列星が爆発時に10Roまたは20Roの距離でコアを周回するときの、ストリップエンベロープ（タイプIbまたはIc）コア崩壊超新星（CCSN）の爆発に対する主系列星の応答をシミュレートします。恒星進化コードMESAを使用して、エネルギーの蓄積と質量の除去に対する質量3Moと7Moの主系列星の応答を追跡します。CCSN噴出物が主系列星と衝突すると、エネルギーが蓄積され、主系列星が膨張します。CCSN爆発後もバイナリシステムが拘束されたままの場合、膨張した主系列星は新しく生まれた中性子星（NS）を飲み込む可能性があります。NSは降着円盤を介して質量を降着させ、ジェットを発射すると仮定します。ジェットは、膨張した主系列星から質量を取り除き、CCSNエジェクタと衝突します。このシナリオはまれですが、他のまれなシナリオに追加され、多くのストリップされたエンベロープCCSNeがレイトジェットによって駆動されるという概念をさらにサポートします。遅いジェットは、これらのCCSNe-Iに長時間電力を供給することができ、光度曲線のバンプに電力を供給する可能性があります。ジェットはまた、内部噴出物を双極形態に成形する可能性があります。私たちの結果はさらに、NS（またはブラックホール）に供給して超新星で後期ジェットを発射するいくつかの方法があるという提案を支持しています。
共鳴粉砕による地震余震を介したプリカーサーフレアの準周期的振動
| Title |
Quasi-periodic_oscillations_in_precursor_flares_via_seismic_aftershocks_from_resonant_shattering |
| Authors |
Arthur_G._Suvorov,_Hao-Jui_Kuan,_and_Kostas_D._Kokkotas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.11112 |
GRB211211Aにはキロノバが付随しており、このイベントの合併の起源を示しています。$\approx22\、\mbox{Hz}$での準周期的振動によって変調されたプリカーサーフレアも、メインエミッションの前に$\approx1\、\mbox{s}$で見られました。ここで、前駆体は、合体前の1つの星の地殻の共鳴粉砕から生じたことが示唆されています。この場合、地震の余震と低周波のねじれモードが破壊サイトから発生する可能性があり、基礎となる振動を説明します。この解釈は、軟ガンマ線リピーターからの巨大フレアの提案に直接類似しており、同様の周波数での振動が観測されており、星の地震とそれに続く地殻の振動が含まれています。ねじれモードの特性は、一般相対性理論でゆっくりと回転する磁化された中性子星のシーケンスに対して計算されます。前駆体の$\approx22\、\mbox{Hz}$変調は、さまざまな恒星パラメータのノードレス、$\ell=2$ねじれモードの変調と一致します。さらに、X線残光の分析は、合併の残骸がミリ秒のマグネターであったことを示唆しています。
SN2020qlb：よく特徴付けられた光度曲線のうねりを持つ水素の少ない超高輝度超新星
| Title |
SN2020qlb:_a_hydrogen-poor_superluminous_supernova_with_well-characterized_light_curve_undulations |
| Authors |
S._L._West,_R._Lunnan,_C._M._B._Omand,_T._Kangas,_S._Schulze,_N._Strotjohann,_S._Yang,_C._Fransson,_J._Sollerman,_D._Perley,_L._Yan,_T.-W._Chen,_Z._H._Chen,_K._Taggart,_C._Fremling,_J._S._Bloom,_A._Drake,_M._J._Graham,_M._M._Kasliwal,_R._Laher,_M._S._Medford,_J._D._Neill,_R._Riddle,_D._Shupe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.11143 |
SN\、2020qlb（ZTF20abobpcb）は、水素に乏しい超高輝度超新星（SLSN-I）であり、最も発光性が高く（最大M$_{g}=-22.25$mag）、立ち上がり時間が最も長い（77爆発から最大までの日数）。総放射エネルギーは$>2.1\times10^{51}$エルグと推定されます。SN\、2020qlbには、明確なうねりを示す十分にサンプリングされた光度曲線があります。これは、物理的な起源がまだ不明な他のSLSNeで見られる現象です。この巨大な爆発の潜在的な動力源と、観測された光度曲線のうねりの背後にあるメカニズムについて説明します。光球スペクトルを分析し、他のSLSNe-Iと比較します。掃天観測（ZTF）、リバプール望遠鏡（LT）、ニールゲーレルスウィフト天文台からの観測の大規模なデータセットからの測光を使用してボロメータ光度曲線を作成し、放射性、星周相互作用、マグネターモデルと比較します。モデル残差と光度曲線多項式フィット残差を分析して、起伏のタイムスケールと振幅を推定します。また、[OIII]$\lambda$4363\AA\、オーロラ線の検出を含むイメージングおよび分光データに基づいてホスト銀河の特性を決定し、直接の金属量推定を可能にします。非物理的なパラメータの結果により、SN\、2020qlbの光度曲線のArnett$^{56}$Ni崩壊モデルを除外します。私たちの最も人気のある電源は、マグネターの磁気双極子スピンダウンエネルギー堆積です。マグネターモデルの残差には、SN\、2015bnの振動と非常によく似た、2〜3個のピーク付近の振動があり、タイムスケールは$32\pm6$日、振幅はピーク光度が6$\％$でした。タイムスケールを考慮して、中央に位置する起伏の発生源を除外します。そして、うねりの原因として、星周物質（CSM）の密度変動との噴出物の相互作用の結果を支持します。
Rastall重力における薄いディスク降着に囲まれた荷電ブラックホールの観測可能な特性
| Title |
Observable_characteristics_of_the_charged_black_hole_surrounded_by_thin_disk_accretion_in_Rastall_gravity |
| Authors |
Sen_Guo,_Guan-Ru_Li,_En-Wei_Liang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.11241 |
薄い円盤降着に囲まれた荷電ブラックホール（BH）の観測可能な特性は、Rastall重力で調査されます。直接放射、レンズリング、およびフォトンリングの半径は、放射フィールドパラメータが増加するにつれて劇的に増加することがわかりましたが、これらはBH電荷にわずかに依存するだけです。BHに対する放射降着円盤の3つの位置が考慮されます。つまり、最内降着円盤は、最内安定円軌道の半径、BHの光子リング、およびBHの事象の地平線に対して閉じられます。それぞれ3つの場合の観測画像が得られます。観測された全フラックスは直接放射によって支配され、レンズリングはわずかな寄与しか提供せず、光子リングは無視できることがわかります。EHT解像度のぼやけた画像では、レンズリングとフォトンリングは観察できませんでした。我々の結果は、ラストール重力における薄いディスク降着に囲まれた荷電BHの観測可能な特性は、BH時空構造とBHに対する放射降着円盤の位置の両方に依存することを示唆している。これらのBH画像の研究は、近くの活動銀河核のように、M87$^{*}$のBHディスク構造のプローブとして役立つ可能性があります。
国際LOFAR望遠鏡による高赤方偏移ブレーザーGB1508+5714のサブアークセカンドビュー
| Title |
Subarcsecond_view_on_the_high-redshift_blazar_GB_1508+5714_by_the_International_LOFAR_Telescope |
| Authors |
A._Kappes,_P.R._Burd,_M._Kadler,_G._Ghisellini,_E._Bonnassieux,_M._Perucho,_M._Br\"uggen,_C.C._Cheung,_B._Ciardi,_E._Gallo,_F._Haardt,_L.K._Morabito,_T._Sbarrato,_A._Drabent,_J._Harwood,_N._Jackson,_J._Moldon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.11288 |
最も遠いAGNの研究により、さまざまな環境で無線ジェットAGNに存在する物理学の現在の理解をテストすることができます。距離に伴う見かけの光度の低下は、これらの遠方のAGNの研究で克服する主な困難であり、高感度の機器が必要です。私たちの目標は、新しい長波長無線データを使用して、高赤方偏移（z=4.30）AGNであるGB1508+5714の広帯域SEDをより適切にパラメータ化することです。その高い赤方偏移、高い固有光度、およびブレーザーとしての分類により、高い赤方偏移での高密度CMB光子場との相互作用における逆コンプトン損失によるジェット電子の効率的な冷却を考慮した放出モデルをテストできます。GB1508+5714でのこの影響の有意な検出は、広視野調査における高赤方偏移電波銀河の見かけの希薄性を部分的に説明している可能性があります。この種の検出は、現世代のSKA前駆体でのみ可能になりつつあります。国際LOFAR望遠鏡を使用して、高赤方偏移ブレーザーGB1508+5714の周囲の長波長電波放射を、128MHz〜160MHzの周波数で秒単位のスケールで画像化しました。これにより、空間的に分解された構造をより高い周波数の観測と比較し、スペクトルインデックスマップを構築することができました。LOFAR画像は、コンパクトな未解決のコアと、無線コアの東と西に約2秒角の2つの解決された放射領域を示しています。以前のVLA観測と一致する構造、および以前に報告されていない東側の放出領域を見つけます。GB1508+5714の秒スケールの電波構造を、小さな視角でのFRIIのような電波銀河として解釈します。私たちのSEDモデリングは、CMBとの相互作用によって引き起こされる重大な消光効果を特徴とするシナリオがデータの適切な説明を提供し、特に抑制された電波放射を説明することを示しています。
重力波による中性子星合体への核反応の影響の検出
原子核反応は、中性子星合体からの重力波信号に影響を与える可能性がありますが、その影響は不確かです。効果を定量化するために、直感的な極値を表す2つの数値シミュレーションを比較します。あるケースでは、反応は瞬時に起こります。他のケースでは、それらは進化のタイムスケールよりもはるかに遅いタイムスケールで発生します。2つの重力波信号の差は小さいものの、第3世代の天文台で検出できるはずであることを示します。観測された信号から推測される状態方程式パラメータの系統的なエラーを回避するには、将来のシミュレーションで核反応を正確に実装する必要があります。
| Title |
Searches_for_Neutrinos_from_Gamma-Ray_Bursts_using_the_IceCube_Neutrino_Observatory |
| Authors |
R._Abbasi,_M._Ackermann,_J._Adams,_J._A._Aguilar,_M._Ahlers,_M._Ahrens,_J.M._Alameddine,_A._A._Alves_Jr.,_N._M._Amin,_K._Andeen,_T._Anderson,_G._Anton,_C._Arg\"uelles,_Y._Ashida,_S._Athanasiadou,_S._Axani,_X._Bai,_A._Balagopal_V.,_M._Baricevic,_S._W._Barwick,_V._Basu,_S._Baur,_R._Bay,_J._J._Beatty,_K.-H._Becker,_J._Becker_Tjus,_J._Beise,_C._Bellenghi,_S._Benda,_S._BenZvi,_D._Berley,_E._Bernardini,_D._Z._Besson,_G._Binder,_D._Bindig,_E._Blaufuss,_S._Blot,_F._Bontempo,_J._Y._Book,_J._Borowka,_S._B\"oser,_O._Botner,_J._B\"ottcher,_E._Bourbeau,_F._Bradascio,_J._Braun,_B._Brinson,_S._Bron,_J._Brostean-Kaiser,_R._T._Burley,_R._S._Busse,_M._A._Campana,_E._G._Carnie-Bronca,_C._Chen,_Z._Chen,_D._Chirkin,_K._Choi,_B._A._Clark,_K._Clark,_L._Classen,_A._Coleman,_G._H._Collin,_A._Connolly,_J._M._Conrad,_et_al._(316_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.11410 |
ガンマ線バースト（GRB）は、出力が大きいため、超高エネルギー宇宙線（UHECR）の有望な発生源と見なされています。GRBからのニュートリノフラックスを観察することは、GRBがUHECRのハドロン加速器であるという証拠を提供するでしょう。プロンプトガンマ線と時間的に一致して到着するニュートリノに主に焦点を合わせた以前のIceCube分析は、有意なニュートリノ過剰を発見しませんでした。このホワイトペーパーで紹介する4つの分析では、関心領域をプロンプトフェーズの前後14日間に拡張します。これには、一般的な延長時間ウィンドウとターゲットを絞ったプリカーサー検索が含まれます。GRBは、IceCubeによって観測されたミューニュートリノの候補イベントのデータセットと一致するように、2011年5月から2018年10月の間に選択されました。これらの分析では、ニュートリノイベントとGRBの間に相関関係があるという証拠は見つかりませんでした。IceCubeによって観測された拡散天体物理ニュートリノフラックスへの宇宙GRB集団の寄与を制限するために制限が設定されています。GRBからの迅速なニュートリノ放出は観測された拡散ニュートリノフラックスの$\lesssim$1％に制限され、$10^4$sまでのタイムスケールでの放出は総拡散フラックスの24％に制限されます。
重力波検出器を使用したミニ極限質量比インスピレーションの検索
質量$\mathcal{O}（1\sim1000）M_{\odot}$のコンパクトなオブジェクト、たとえば恒星または原始起源のブラックホールや中性子星、およびサブソーラーのはるかに軽いエキゾチックなコンパクトオブジェクト質量は、非標準のミニ極限質量比インスパイア（EMRI）を形成し、地上の重力波検出器の周波数帯域内で重力波を放出する可能性があります。これらのシステムは、それらを検出することで新しい物理学を明確に示すため、非常に興味深いものです。LIGO/Virgoを使用してミニEMRIを検索する機能を調査し、ハフ変換に基づく方法を使用して、現在の感度と設計感度でエキゾチックなコンパクトオブジェクトの大規模なクラスをプローブできることを発見しました。ミニEMRIシステムのインスピレーションフェーズ。
高コントラスト分光テストベッドでの新しいスカラー渦コロナグラフ設計の高コントラストデモンストレーション
| Title |
High_Contrast_Demonstrations_of_Novel_Scalar_Vortex_Coronagraph_Designs_at_the_High_Contrast_Spectroscopy_Testbed |
| Authors |
Niyati_Desai,_Jorge_Llop-Sayson,_Nemanja_Jovanovic,_Garreth_Ruane,_Eugene_Serabyn,_Stefan_Martin,_Dimitri_Mawet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.10870 |
太陽系外惑星の直接イメージングの場合、スカラー渦コロナグラフ（SVC）は、一般的に使用されているベクトル渦コロナグラフ（VVC）の魅力的な代替手段です。これは主に、入射光の偏光状態に関係なく、同じ位相ランプを誘導できるためです。カリフォルニア工科大学のExoplanetTechnologyLaboratory（ETLab）で、高コントラスト分光テストベッド（HCST）の段付きSVC階段マスクのセットをテストしました。ここでは、7〜9ラムダ/Dで1e〜5のオーダーの生のコントラストを達成する、スターライト抑制能力のいくつかの予備的な調査結果を示します。また、それらの色性能を特徴づけ、波面制御を実行して、EFCで1e-7のオーダーの予備的なコントラストを実現しました。SVCを使用したこれらの最初の実験結果は、スカラー渦技術が将来の太陽系外惑星の直接イメージングミッションに大きな可能性を秘めていることを示しています。
全天イメージャの月と背景の除去アルゴリズム
全天イメージャ（ASI）は、地上からのオーロラ活動を記録するために使用されますが、月によって汚染されることがよくあります。ここでは、THEMISASIデータを研究し、他のタイプのASIに一般化できる月を排除するアルゴリズムを開発しました。私たちのアルゴリズムでは、月の表面内のASIピクセルは通常飽和しているため、アルゴリズムによって削除されます。月の輝きの中のASIピクセルは、飽和状態に近いが飽和していないため、アルゴリズムによって較正して、輝きの中のオーロラ構造を回復することができます。月から遠く離れたピクセルの場合、または月がない場合、アルゴリズムは、オーロラルストリーマーや脈動オーロラの一時的な特徴から、開始前のアークのより安定した特徴まで、典型的なオーロラル形式を保持します。アルゴリズムは雲を処理しないことに注意してください。これは既知の制限です。
暗黒エネルギー分光計装用計装の概要
| Title |
Overview_of_the_Instrumentation_for_the_Dark_Energy_Spectroscopic_Instrument |
| Authors |
B._Abareshi,_J._Aguilar,_S._Ahlen,_Shadab_Alam,_David_M._Alexander,_R._Alfarsy,_L._Allen,_C._Allende_Prieto,_O._Alves,_J.Ameel,_E._Armengaud,_J._Asorey,_Alejandro_Aviles,_S._Bailey,_A._Balaguera-Antol\'inez,_O._Ballester,_C._Baltay,_A._Bault,_S._F._Beltran,_B._Benavides,_S._BenZvi,_A._Berti,_R._Besuner,_Florian_Beutler,_D._Bianchi,_C._Blake,_P._Blanc,_R._Blum,_A._Bolton,_S._Bose,_D._Bramall,_S._Brieden,_A._Brodzeller,_D._Brooks,_C._Brownewell,_E._Buckley-Geer,_R._N._Cahn,_Z._Cai,_R._Canning,_A._Carnero_Rosell,_P._Carton,_R._Casas,_F.J._Castander,_J.L._Cervantes-Cota,_S._Chabanier,_E._Chaussidon,_C._Chuang,_C._Circosta,_S._Cole,_A.P._Cooper,_L._da_Costa,_M.-C._Cousinou,_A._Cuceu,_T._M._Davis,_K._Dawson,_R._de_la_Cruz-Noriega,_A._de_la_Macorra,_A._de_Mattia,_J._Della_Costa,_P._Demmer,_M._Derwent,_et_al._(206_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.10939 |
ダークエネルギー分光装置（DESI）は、4000万個の銀河とクエーサーの分光法を使用して、ダークエネルギーの性質を調査するための野心的な5年間の調査に着手しました。DESIは、正確な赤方偏移を決定し、バリオン音響振動法を使用して、近くの宇宙からz>3.5までの距離を測定し、構造の成長を測定し、一般相対性理論への潜在的な変更を調査します。このホワイトペーパーでは、DESI調査用に開発した重要な機器について説明します。新しい機器には、直径0.812mの非球面焦点面にある5020個のロボットファイバーポジショナーに光を集束させる、広視野の直径3.2度のプライムフォーカスコレクターが含まれています。ポジショナーとその繊維は、10個のくさび形の花びらに分かれています。各花びらは、連続した高効率のほぼ50mの光ファイバーケーブルバンドルを介して10個の分光器の1つに接続されています。10個の分光器はそれぞれ、ダイクロイックミラーのペアを使用して、光を3つのチャネルに分割し、360〜980nmの光を2000〜5000の分解能で記録します。科学的要件、計測に関する技術的要件、および事業。DESIは、キットピークの4mMayall望遠鏡に設置されました。また、DESIに備えるための施設のアップグレードと、設置および機能検証プロセスについても説明します。DESIはすべてのパフォーマンス目標を達成し、DESI調査は2021年5月に開始されました。いくつかのパフォーマンスのハイライトには、0.1インチを超えるRMSポジショナーの精度、フラックス0.28e-のz>2クエーサーの\sqrt{\AA}>0.5あたりのSNRが含まれます。4000sで380nmで17erg/s/cm^2/A、z=1.4の輝線銀河の1000s露出で8e-17erg/s/cm^2で[OII]ダブレットの中央値SNR=7--1.6。機器のオンスカイ検証と試運転、主要な成功、および学んだ教訓からのハイライトで締めくくります。（要約）
天体物理観測における室温装置用の高精度温度監視システム
| Title |
High-precision_temperature_monitoring_system_for_room-temperature_equipment_in_astrophysical_observations |
| Authors |
Daiki_Tanabe,_Masaya_Hasegawa,_Masashi_Hazumi,_Nobuhiko_Katayama,_Shuhei_Kikuchi,_Adrian_Lee,_Haruki_Nishino,_Satoru_Takakura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.11049 |
宇宙マイクロ波背景放射（CMB）観測などの電波天文学のために、望遠鏡の室温成分を監視するための正確な温度測定システムを紹介します。このシステムは、300Kで20秒のタイムスケールで1mK${\rm\sqrt{s}}$の精度を実現します。相対変動のみを追跡し、サーミスタを低ノイズ測定デバイスと組み合わせることで、この高精度を実現しました。この論文では、CMB観測に必要な温度モニターの精度を示し、温度測定システムの性能を紹介します。この正確な室温監視システムにより、広範囲の電波天文検出器信号観測における低周波ノイズを低減し、設計された高感度で大規模な検出器アレイを動作させることができます。
BeyondPlanckからCosmoglobeへ：オープンサイエンス、再現性、データ寿命
| Title |
From_BeyondPlanck_to_Cosmoglobe:_Open_Science,_Reproducibility,_and_Data_Longevity |
| Authors |
S.Gerakakis,_M.Brilenkov,_M.Ieronymaki,_M.San,_D.J.Watts,_K.J.Andersen,_R.Aurlien,_R.Banerji,_A.Basyrov,_M.Bersanelli,_S.Bertocco,_M.Carbone,_L.P.L.Colombo,_H.K.Eriksen,_J.R.Eskilt,_M.K.Foss,_C.Franceschet,_U.Fuskeland,_S.Galeotta,_M.Galloway,_E.Gjerl{\o}w,_B.Hensley,_D.Herman,_M.Iacobellis,_H.T.Ihle,_J.B.Jewell,_A.Karakci,_E.Keih\"anen,_R.Keskitalo,_J.G.S.Lunde,_G.Maggio,_D.Maino,_M.Maris,_S.Paradiso,_M.Reinecke,_N.-O.Stutzer,_A.-S.Suur-Uski,_T.L.Svalheim,_D.Tavagnacco,_H.Thommesen,_I.K.Wehus,_and_A.Zacchei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.11262 |
BeyondPlanckとCosmoglobeのコラボレーションにより、CMB実験用の最初の統合ベイズエンドツーエンド分析パイプラインが実装されました。この作業の主な長期的な動機は、補完的な無線、マイクロ波、およびサブミリメートルの実験の効率的なグローバル共同分析をサポートする共通の分析プラットフォームを開発することです。これを成功させるための厳密な前提条件は、CMBコミュニティからの幅広い参加であり、したがって、プログラムの2つの基本的な側面は、再現性とオープンサイエンスです。この論文では、この目的に向けた取り組みについて説明します。また、簡単なコードとデータの配布、コミュニティベースのコードドキュメント、ユーザーフレンドリーなコンパイル手順などを促進するための対策についても説明します。この作業は、生データ、ソースコード、パラメーターを含む最初の公開されたエンドツーエンドのCMB分析パイプラインを表しています。ファイル、およびドキュメント。このような完全なパイプラインリリースは、将来のすべての公的資金によるCMB実験の要件であると主張し、完全な公開リリースは、より優れた処理技術、補完的なデータセット、またはそれ以上の計算能力が利用可能になり、それによって納税者の金銭的価値も高まります。生データと最終製品のみを提供するだけでは、将来の完全な再現性を保証するのに十分ではありません。
太陽フレアのループ上部でのケルビン・ヘルムホルツ不安定性によって引き起こされる電流シートの振動
| Title |
Current-sheet_Oscillations_Caused_by_Kelvin-Helmholtz_Instability_at_the_Loop_Top_of_Solar_Flares |
| Authors |
Yulei_Wang,_Xin_Cheng,_Zining_Ren,_Mingde_Ding |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.10361 |
太陽フレアループの上の磁気リコネクションの長く伸びる構造である現在のシート（CS）は、通常、振動することが観察されますが、それらの起源は現在でも困惑しています。磁気リコネクションの高解像度2.5次元MHDシミュレーションに基づいて、CS振動の形成メカニズムを調査します。大振幅の横波は、非常に乱れたカスプ型の領域でケルビン・ヘルムホルツ不安定性（KHI）によって励起されることがわかります。摂動は、局所的なAlfv\'{e}n速度に近い位相速度でCSに沿って上方に伝播するため、CSの振動が観察されます。長距離を伝播した後、摂動は減衰しますが、CS振動は依然として検出可能です。検出されたCS振動に関しては、差動放射測定技術を組み合わせて、CSの磁場強度とその高さの分布を測定するための新しい方法を提案します。
太陽光球上のエバネッセント音波で測定された位相シフトとそれらの局所日震学への影響の可能性
| Title |
Phase_Shifts_Measured_in_Evanescent_Acoustic_Waves_above_the_Solar_Photosphere_and_Their_Possible_Impacts_to_Local_Helioseismology |
| Authors |
Junwei_Zhao,_S._P._Rajaguru,_and_Ruizhu_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.10410 |
ダン太陽望遠鏡に設置された干渉2次元分光計（IBIS）を使用して、太陽の円盤中心に近い領域の464分の高解像度高ケイデンス観測のセットを取得しました。10セットのドップラーグラムは、ほぼ異なる大気の高さに対応するスペクトル線の二等分線から導出され、2セットのドップラーグラムは、MDIのようなアルゴリズムと重心法を使用して導出されます。次に、これらのデータは音響モードのみを保持するようにフィルタリングされ、位相シフトは、音響周波数の関数として、異なる大気の高さのドップラー速度間で計算されます。周波数および高さに依存する位相シフトの分析は、エバネッセント音響波の場合、周波数が約3.0mHz未満の場合、高層大気の振動が低層大気の振動を1秒ほどリードし、約1秒遅れることを示しています。周波数が3.0mHzを超える場合は1秒。無視できない位相シフトは、系統的な上向きまたは下向きの流れがある領域でも見られます。これらの周波数依存の位相シフトはすべて、垂直流や対流ブルーシフトでは説明できませんが、光球内外の非断熱大気における複雑な流体力学と放射伝達が原因である可能性があります。エバネッセント波のこれらの位相シフトは、さまざまな大気の高さまたは系統的な垂直流のある地域で取得されたデータを含むいくつかの局所的なヘリオ地震測定の解釈に大きな課題をもたらします。これらの位相シフトのより定量的な特性評価は、測定プロセス中に除去するか、ヘリオサイミックインバージョンで説明できるようにするために必要です。
| Title |
Resolving_the_collimation_zone_of_an_intermediate-mass_protostar |
| Authors |
Adriana_R._Rodr\'iguez-Kamenetzky,_Carlos_Carrasco-Gonz\'alez,_Luis_Felipe_Rodr\'iguez_Jorge,_Tom_P._Ray,_Alberto_Sanna,_Luca_Moscadelli,_Melvin_Hoare,_Roberto_Galv\'an-Madrid,_Hsien_Shang,_Susana_Lizano,_Jochen_Eisl\"offel,_Jeremy_Lim,_Jos\'e_M._Torrelles,_Paul_Ho,_and_Anton_Feeney-Johansson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.10422 |
へび座の星形成領域にあるトリプルラジオ連続光源の新しいVLAおよびe-MERLINの高解像度および高感度画像を報告します。これらの観測により、中間質量YSOの最も内側の領域（<〜100au）を、物理的な分解能が〜15auで初めて探索することにより、深いマルチ周波数、マルチエポックの研究を実行することができました。原始星によって最近放出されたノットの運動学的分析は、ジェットが速度の一時的な変動を受けていることを示しています。さらに、私たちの多周波画像は、原始星から半径方向の距離が約0.4auで発射される高度にコリメートされたイオン化ストリームや、励起される狭い（幅が約28au）イオン化空洞などの印象的な特性を明らかにします。広角成分と落下する物質の周囲のトロイドとの相互作用による。これらの結果に照らして、X-windまたはX-plusDisk-windメカニズムのいずれかによって開始された観測を説明するために、高度にコリメートされたジェットと広角風の両方が共存するシナリオを提案します。。
種族IIIの超大質量星の安定性分析：一般相対論的不安定性超新星の新しい質量範囲
| Title |
Stability_analysis_of_population_III_supermassive_stars:_a_new_mass_range_for_general_relativistic_instability_supernovae |
| Authors |
Chris_Nagele,_Hideyuki_Umeda,_Koh_Takahashi,_Takashi_Yoshida,_Kohsuke_Sumiyoshi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.10493 |
初期の宇宙で観測された超大質量ブラックホールには、いくつかの提案された形成チャネルがあります。これは、これらのチャネルのほとんどを調査することが難しいためです。より有望なチャネルの1つである超大質量星の直接崩壊には、一般相対性理論の不安定性によって引き起こされるヘリウムコア超大質量星の爆発を含むいくつかの可能なプローブがあります。仮定を単純化することなく、一般的な相対論的放射状不安定性を評価するための簡単な方法を開発し、ポストニュートン恒星進化コードから取得した種族IIIの超大質量星に適用します。この方法は以前の決定よりも正確であり、不安定性は星の進化の初期に発生することがわかります。安定性解析の結果を使用して、1D一般相対論的流体力学シミュレーションを実行し、アルファ捕獲反応といくつかの低質量脈動によって燃料を供給される2つの一般相対論的不安定性超新星を見つけます。イベントの質量範囲（2.6-3.0$\times10^4$${\rmM}_\odot$）は、以前の作品（5.5$\times10^4$${\rm）によって提案されたものよりも低くなっています。M}_\odot$）不安定性は、星の進化の初期に発生するためです。爆発は、とりわけJWSTに見える可能性がありますが、脈動の発見により、観測の可能性がさらに広がります。
プレセペ星団の干渉計のかに座イプシロン星団：正確な質量と年代
| Title |
The_Interferometric_Binary_Epsilon_Cancri_in_Praesepe:_Precise_Masses_and_Age |
| Authors |
Leslie_M._Morales,_Eric_L._Sandquist,_Gail_H._Schaefer,_Christopher_D._Farrington,_Robert_Klement,_Luigi_R._Bedin,_Mattia_Libralato,_Luca_Malavolta,_Domenico_Nardiello,_Jerome_A._Orosz,_John_D._Monnier,_Stefan_Kraus,_Jean-Baptiste_Le_Bouquin,_Narsireddy_Anugu,_Theo_Ten_Brummelaar,_Claire_L._Davies,_Jacob_Ennis,_Tyler_Gardner,_Cyprien_Lanthermann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.10690 |
プレセペ星団の最も明るいメンバーであるかに座イプシロン星団を観測して、クラスターの年齢の新しい測定に向かう途中で、このバイナリシステムの星の特性を正確に測定します。質量を導出するために、分光学的視線速度測定と空に投影された軌道の干渉観測を提示します。これは、M_1/M_sun=2.420+/-0.008およびM_2/M_sun=2.226+/-0.004であることがわかります。かに座イプシロンのスペクトルエネルギー分布を再現しようとしながら、分光学的および干渉計の光度比を使用して、星の色の大きさの位置に制限を設けます。Gaiaデータと文献の視線速度情報を使用して、色-マグニチュード図の明るい端にある星のクラスターメンバーシップを再検討します。連星データは、MISTモデルの等時線から決定されるように、637+/-19Myrの年齢と一致しています。星の質量と光度は、最も一般的に使用される対流コアのオーバーシュートの量を持つモデルを選択しているように見えます。
活動領域における熱的非平衡の有病率
| Title |
Prevalence_of_Thermal_Non-Equilibrium_over_an_Active_Region |
| Authors |
Seray_Sahin_(1)_and_Patrick_Antolin_(1)_((1)_Department_of_Mathematics,_Physics_and_Electrical_Engineering,_Northumbria_University,_UK) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.10794 |
最近の観測によると、コロナには、特徴的な数百万度の成分に加えて、コロナ雨と呼ばれる大量の冷たい物質が含まれています。コロナ雨の塊は、周囲よりも10〜100倍冷たく、密度が高く、シャワーと呼ばれるより大きなイベントで編成されることがよくあります。熱的非平衡（TNE）状態の冠状ループ内の熱的不安定性（TI）は、冠状雨の形成の背後にある主要なメカニズムですが、シャワーに関する調査はこれまで存在しません。この研究では、彩層から遷移領域およびコロナ温度にまたがる、IRISおよびSDOを使用してオフリムのアクティブ領域（AR）で観測されたコロナルレインシャワーの形態学的および熱力学的多波長研究を実施します。レインシャワーは、5.45時間の観測時間にわたって、AR全体に広がっており、平均の長さ、幅、持続時間は、それぞれ27.37$\pm$11.95Mm、2.14$\pm$0.74Mm、35.22$\pm$20.35分でした。TNE-TIシナリオと一致するシャワーと冷却コロナ構造の間の良好な対応を見つけ、それによって、低高さでの強い膨張とコロナでのほぼゼロの膨張を含む、「コロナベール」のコロナループを適切に識別します。これは、EUVで観察されたゼロ膨張が特定のクロスフィールド温度分布によるものであることを示唆する以前の研究と一致しています。シャワーの総数は155$\pm$40と推定され、TNEボリュームは4.56$\pm$3.71$\times$$10^{28}$cm$^{3}$になります。つまり、同じ順序になります。ARボリューム。これは、ARよりもTNEが蔓延していることを示唆しており、平均して強く層化された高周波加熱を示しています。
へび座星形成領域における光学的に明るいサブクラスターの時代
| Title |
The_Ages_of_Optically_Bright_Sub-Clusters_in_the_Serpens_Star-Forming_Region |
| Authors |
Xingyu_Zhou,_Gregory_J._Herczeg,_Yao_Liu,_Min_Fang_and_Michael_Kuhn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.11089 |
へび座分子雲は、500pc内で最も活発な星形成領域の1つであり、さまざまな進化段階にある1,000を超えるYSOがあります。メンバーの星の年齢は、雲の星形成の歴史について教えてくれます。この論文では、APOGEEスペクトルから採用された温度尺度を使用して、プレイアデス星団のメンバーからの近くの進化した（ディスクレス）若い星のスペクトルエネルギー分布（SED）フィッティング法を開発して年齢を推定します。Orionで選択されたYSOの文献温度と比較すると、SEDは冷却（<5000K）星に適合し、温度は平均<〜50K異なり、ディスクホスティング星とディスクレス星の両方で約210Kのばらつきがあります。。次に、この方法をへび座分子雲のYSOに適用して、ガイアDR2位置天文学データから以前に特定された光学部材の年齢を推定します。へび座の光学メンバーは、4Myrから22Myrまでの年齢のさまざまなサブグループに集中しています。最も若いクラスターであるW40とSerpensSouthは、この分析に含めるのに十分な光学部材が不足しているほこりっぽい地域です。これらの時代は、へび座分子雲が赤外線調査から推測されたよりもはるかに長い間星を形成してきたことを証明しています。
大規模な偏心バイナリでのアプシダルモーション：CPD-41 $ ^ \ circ $ 7742の場合、およびHD152218の再検討
| Title |
Apsidal_motion_in_massive_eccentric_binaries:_The_case_of_CPD-41$^\circ$7742,_and_HD_152218_revisited |
| Authors |
Sophie_Rosu,_Gregor_Rauw,_Ya\"el_Naz\'e,_Eric_Gosset,_and_Christiaan_Sterken |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.11207 |
この論文は、星の内部構造を制約することを目的とした、密接な偏心の大規模なバイナリシステムにおけるアプシダル運動の研究の一部です。バイナリCPD-41{\deg}7742に焦点を当て、HD152218を再検討します。過去のCPD-41{\deg}7742の独立した研究は、軌道の近日点黄経の経度に大きな不一致を示し、アプシダル運動の存在を示唆しています。すべての観測データの一貫した分析を実行し、アプシダルモーションを明示的に説明します。CPD-41{\deg}7742の分光観測と測光観測を使用して、基本的な恒星とバイナリパラメータの値を推測します。スペクトルにもつれを解く方法を適用して、観測時にRVを同時に導き出し、個々の恒星スペクトルを再構築します。これらはCMFGENによって分析され、恒星の特性が決定されます。アプシダル運動速度は2つの方法で決定します。RVを文献で報告されているもので補完し、一次日食と二次日食の間の位相シフトを使用します。光度曲線は、軌道傾斜角と恒星の質量を制限するために、ナイトフォールによって分析されます。恒星の構造と進化のモデルはClesで構築されています。ミキシングにはさまざまな処方が採用されています。HD152218の測光データが分析され、恒星進化モデルが構築されます。バイナリCPD-41{\deg}7742は、15.38+0.42-0.51{\deg}yr-1の割合でアプシダルモーションを表示します。CPD-41{\deg}7742の観測データを分析して、アプシダルモーションを明示的に説明することで、ペリアストロンの経度の不一致を説明することができます。年齢の推定値は、NGC6231の他の大規模なバイナリで得られた推定値とよく一致しています。この研究は、観測された恒星の特性を再現するために、恒星進化モデルでの混合を強化する必要があることを確認しています。これは、通常考えられているよりも大きな対流コアを示しています。
磁気ゲート降着モデル：中間ポーラーV1223Sgrの短いバーストへの適用
| Title |
Magnetically-gated_accretion_model:_application_to_short_bursts_in_the_intermediate_polar_V1223_Sgr |
| Authors |
J.-M._Hameury,_J.-P._Lasota,_A._W._Shaw |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.11227 |
いくつかの中間ポーラーは、通常の矮新星で観察されるものよりもはるかに短い爆発を示し、その起源は長い間解明されていません。ここでは、1984年に短いバーストを示した中間ポーラーであるV1223Sgrのケースを調べ、そのバースト特性を磁気圏ゲーティングモデルの予測と比較します。バーストプロファイルを抽出するAAVSOからのアーカイブデータを使用します。D'AntonaandSpruit（2010）のように、ディスクと磁場の間の相互作用の簡単な説明を使用して、白色矮星磁場によって切り捨てられた降着円盤の時間依存進化を計算するためにコードを使用します。V1223Sgrは一連の短いバーストを経て、上昇は通常2〜3時間続き、わずかに長い減衰が発生したことがわかります。中間ポーラーに適用した場合、D'AntonaandSpruit（2010）によるモデルは、観測された爆発の持続時間と強度を十分に説明しています。ただし、モデルの結果は、制約がかなり不十分なモデルの仮定に敏感に依存することを確認します。また、AAVSOデータベースで他のIPの短い爆発を検索し、FOAqr、TVCol、NYLup、およびEIUMaの個々の短い爆発を特定しましたが、V1223Sgrで観察されたシリーズはありません。また、CTCVJ2056-3014でスーパーバーストが発生し、続いてリフレアが発生しました。磁気ゲート降着不安定性モデルは、一連のV1223Sgrの短い爆発の原因であり、おそらく他の中間ポーラーでの同様のイベントの原因であることが明らかですが、このプロセスを説明するモデルは、特に白色矮星の磁場の相互作用に関して改善する必要があります。降着円盤で。この困難なタスクは、モデルの結果を、良好な時間範囲と時間分解能を持つ追加の観測値とさらに比較することで恩恵を受ける可能性があります。
初期の窒素に富むウォルフ・ライエ星WR7の複数の変動時間スケール
| Title |
Multiple_variability_time-scales_of_the_early_nitrogen-rich_Wolf-Rayet_star_WR7 |
| Authors |
J._A._Toal\'a,_D._Bowman,_T._Van_Reeth,_H._Todt,_K._Dsilva,_T._Shenar,_G._Koenigsberger,_S._Estrada-Dorado,_L._M._Oskinova_and_W.-R._Hamann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.11318 |
初期の窒素に富むウォルフ・ライエ（WR）星WR7の光学的変動の分析を提示します。マルチセクタートランジット系外惑星探査衛星（TESS）の光度曲線の分析と高解像度の分光観測により、年の時間スケールで変調される多周期変動が確認されます。以前に報告されたセクター7の高周波特性に加えて、TESSセクター33および34の光度曲線で$2.6433\pm0.0005$dの支配的な期間を検出します。WR7のこのような変動の原因となる可能性のあるもっともらしいメカニズムについて説明します。脈動、二値性、共回転相互作用領域（CIR）、および不器用な風を含みます。恒星またはコンパクトなコンパニオンの存在に関する強力な証拠がないことを考えると、WR7は、確率的低周波変動に加えてCIRによって引き起こされる可能性のある風変動に加えて、準コヒーレントモードで脈動する可能性があることを示唆します。WR7は、短い（$\lesssim1$d）と長い（$\gtrsim1000$d）の両方の変動時間スケールをサンプリングするために、分光法と測光の両方で将来監視するための価値のあるターゲットです。
パーカーソーラープローブによる、太陽に近い太陽風における$ f _ {\ rm ce} $に近い高調波の放出と、それらの磁場方向への依存性の観測
| Title |
Parker_Solar_Probe_observations_of_near-$f_{\rm_ce}$_harmonics_emissions_in_the_near-Sun_solar_wind_and_their_dependence_on_the_magnetic_field_direction |
| Authors |
Sabrina_F._Tigik,_Andris_Vaivads,_David_M._Malaspina,_and_Stuart_D._Bale |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.11356 |
電子ジャイロ周波数高調波に近い周波数での波の放出は、約40太陽半径未満の小さなヘリオセントリック距離で観測され、静止磁場のある領域で発生することが知られています。これらの波と磁場の大規模な特性との密接な関係を示します。電子に近いジャイロ周波数高調波の放出は、周囲の磁場が、対応する$80^{\circ}\lesssim\theta_B\lesssim100^{\circのRTN座標系の極角および方位角の範囲で囲まれた狭い範囲の方向を指している場合にのみ発生します。}$および$10^{\circ}\lesssim\phi_B\lesssim30^{\circ}$。波の放出の振幅は、両方の角度が波の放出に有利なそれぞれの角度間隔の中心に近いときに最も高くなることを示します。波の放出の強さは、大小の時間スケールでの磁場の角度変化と相関しています。波の放出間隔は、10Hz〜100Hzの低周波数での広帯域磁気変動の振幅の減少間隔と相関しています。波の発生メカニズムについて説明します。
複数のTTauriシステムVWChaの降着変動
| Title |
Accretion_variability_of_the_multiple_T_Tauri_system_VW_Cha |
| Authors |
Gabriella_Zsidi,_Eleonora_Fiorellino,_\'Agnes_K\'osp\'al,_P\'eter_\'Abrah\'am,_Attila_B\'odi,_Gaitee_Hussain,_Carlo_F._Manara,_Andr\'as_P\'al |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.11435 |
古典的なおうし座T型星は低質量の天体であり、周囲の星周円盤からまだ物質を降着させています。降着過程は、太陽のような星の形成と、惑星の形成が起こったときの円盤の特性の設定に不可欠です。システムの測光的および分光学的変動の物理的起源を研究することを目的として、古典的なTTauri多重システムであるVWChaの降着プロセスを調べるために複雑なデータセットを構築しました。TESS宇宙望遠鏡は2019年4月22日から6月19日までの間にVWChaを観測し、これらのデータを同時期の地上ベースの$I_CJHK$バンド測光測定で補完しました。さらに、VLT/ESPRESSOおよび2.2\、m/FEROS機器を使用して高分解能の光学スペクトルを取得しました。これらのデータを分析すると、TESSの光度曲線は、ピークツーピークの振幅が$\sim$0.8等で、数分から数週間のタイムスケールでの光度変化を示していることがわかりました。近赤外光の曲線は光学測定の形状に従いますが、ピークツーピークの振幅は長波長に向かってわずかに増加しています。システムの暗い測光状態と明るい測光状態の両方でスペクトルを取得し、測光増光イベントの原因を調べることができました。私たちの結果は、この増光イベントは降着の増加によって説明できることを示しています。さらに、私たちの分光データは、VWChaの主成分が、以前の研究で提案されたように、分光連星であることも示唆しています。
FeXIIの冠状活動領域のラインプロファイル研究{\lambda}195.12 Hinode/EISを使用
| Title |
Line_Profile_Studies_of_Coronal_Active_Regions_in_Fe_XII_{\lambda}195.12_Using_Hinode/EIS |
| Authors |
Maya_Prabhakar,_K.P_Raju |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.11441 |
冠状動脈の活動領域は、2006年12月から2019年12月までのラインプロファイルを分析することにより、EUVラインFeXII{\lambda}195.12でHinode/EIS観測を使用して研究されています。この期間は、太陽周期23と太陽周期24の最後の2年間を完全にカバーしています。活動領域は、太陽大気の主な磁場源であり、その加熱とダイナミクスにおいて重要です。ラインプロファイルは、月ごとに太陽全体に広がるさまざまな活動領域から取得され、そこから強度、ライン幅、ドップラー速度、および重心が取得され、太陽周期中のそれらの変動が調べられました。ドップラー速度と重心のヒストグラムは、静止波長の位置に関して6つの異なる方法で動作することを示しています。さらに、重心のシフトはドップラー速度と比較してより大きいことがわかりました。ドップラー速度または重心に関する線幅の変化は、ほとんどの場合、2次多項式に従います。線幅に対するドップラー速度と重心の動作の違いを説明するために、多成分線プロファイルがシミュレートされます。また、さまざまなデータセットの強度と線幅が太陽周期へのグローバルな依存性を示しており、良好な相関関係があることもわかりました。冠状動脈の加熱とダイナミクスの結果の意味が指摘されています。
3D恒星大気モデルからのHR図全体の対流造粒ノイズのスケーリング関係
| Title |
Scaling_relations_of_convective_granulation_noise_across_the_HR_diagram_from_3D_stellar_atmosphere_models |
| Authors |
Luisa_Fernanda_Rodr\'iguez_D\'iaz,_Lionel_Bigot,_V\'ictor_Aguirre_B{\o}rsen-Koch,_Mikkel_N._Lund,_Jakob_Lysgaard_R{\o}rsted,_Thomas_Kallinger,_Sophia_Sulis,_David_Mary |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.11447 |
宇宙ミッションからの高精度測光データは、恒星の造粒の理解を向上させました。これらの観測は、HRダイアグラム全体の星の確率的な明るさの変動を正確に示しており、恒星の表面対流が恒星のパラメーターの変化にどのように反応するかをよりよく理解することができます。これらの変動は、太陽系外惑星の検出と特性評価を改善するために理解し、定量化する必要があります。この作業では、輝度変動時系列の2つの特性、標準偏差（$\sigma$）と自己相関時間（$\tau\rm_{eff}$）の新しいスケーリング関係を提供します。これは、3D放射流体力学コードであるSTAGGERコードで生成された、さまざまな金属性でHR図全体にわたる3D恒星大気モデルの長い時系列を使用して行われました。合成造粒特性をケプラー星の大規模なサンプルの値と比較し、ケプラーLEGACYサンプルからの正確な恒星パラメーターを使用して選択した星を分析しました。私たちの3Dモデルは、$\sigma\propto\nu\rm_{max}^{-0.567\pm0.012}$と$\tau\rm_{eff}\propto\nu\rm_{max}^{-0.997\を示しました。pm0.018}$太陽の金属量の星。$\sigma$と$\tau\rm_{eff}$の両方が金属量とともに減少することを示しましたが、金属量の依存性は$\sigma$でより重要です。以前の研究とは異なり、Keplerターゲットの$\sigma$と$\log{g}\leq3.5$の3Dモデルの間には非常に良い一致が見られ、星と$\log{g}のモデルの間には良好な相関関係がありました。\geq3.5$。$\tau\rm_{eff}$の場合、3DモデルがKeplerLEGACYの星の値をうまく再現していることがわかりました。全体として、この研究は、3D恒星大気モデルがHR図全体で星の粒子化特性を再現することを示しています。
超高エネルギーニュートリノ断面積のモデルに依存しない測定のための検出器の要件
| Title |
Detector_Requirements_for_Model-Independent_Measurements_of_Ultrahigh_Energy_Neutrino_Cross_Sections |
| Authors |
Ivan_Esteban,_Steven_Prohira,_John_F._Beacom |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.09763 |
ニュートリノ物理学の超高エネルギー範囲（$\sim10^{7}\、\mathrm{GeV}$以上）は、まだ検出されていませんが、直面する課題と発見が必要なオープンランドスケープです。その範囲のニュートリノ-核子断面積-運動量中心エネルギー$\sqrt{s}\gtrsim4\、\mathrm{TeV}$-は、未踏の現象の強力なプローブです。未知のフラックスと一般的な検出器についてこれらの断面積をどれだけうまく測定できるかを評価するために、シンプルで正確なモデルに依存しないフレームワークを提示します。また、検出器の感度を特徴づけて比較する方法も示します。断面積は、$\sqrt{s}\simeq$4-140TeV（$E_\nu=10^7$-）で$\simeq^{+65}_{-30}$％の精度で測定できることを示しています。$10^{10}$GeV）適度なエネルギーと角度分解能、およびエネルギー10年あたり$\simeq10$イベント。多くの許可された新しい物理モデル（余分な次元、レプトクォークなど）は、はるかに大きな効果を生み出します。遠い将来、最高のエネルギーで$\simeq100$イベントが発生すると、精度は$\simeq15\％$になり、QCD飽和効果さえも調べます。
スローモーションでの宇宙のブートストラップ
スピードが重要です。インフレーション中にアクティブな新しい粒子の質量とスピンが、原始密度変動の統計的特性からどのように読み取られるかはよく理解されています。ただし、新しい自由度と曲率摂動の伝播速度が異なる場合はそうではありません。これは、インフレ変動の有効場の理論における一般的な状況です。ここでは、ブートストラップ手法を使用して、このコンテキストでの原始的な2、3、および4ポイントの相関関係子の正確な分析ソリューションを見つけます。音速$c_s$で伝播する曲率摂動と結合した、重い相対論的スカラーのインプリントに焦点を当てます。これにより、deSitterブーストが大幅に破壊されます。deSitter不変セットアップと同様に、原始相関関数は、大規模なスカラーの交換によって誘導される等角結合フィールドの4点関数に適切な重みシフト演算子を使用して作用することで推定できることを示します。ただし、この手順では、運動量の保存によって示される物理ドメインを超えて、このシード相関器の解析接続が必要です。このシード相関器を、局所性のために満たす境界方程式から始めて、第一原理から拡張ドメインでブートストラップします。さらに、独自の解決策を見つけるために、4点構成の共線限界に規則性を要求することにより、宇宙論的切断規則に反映されるユニタリー性と分析性を課します。これを装備して、$H/c_s$より軽い重い粒子が、絞り込まれた限界での共鳴の形でバイスペクトルに喫煙銃の痕跡を残すことを明らかにします。これは、低速コライダーと呼ばれる現象です。信号の全体的な形状とその異常な対数質量依存性を特徴づけます。どちらも、以前に識別された重いフィールドのシグネチャとは明確に異なります。（簡略化）
| Title |
Oscillations_of_High-Energy_Cosmic_Neutrinos_in_the_Copious_MeV_Neutrino_Background |
| Authors |
Sajad_Abbar,_Jose_Alonso_Carpio_and_Kohta_Murase |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.10384 |
巨大な星のコア崩壊と中性子星バイナリーの合併は、高エネルギー宇宙ニュートリノの生成のための最も有望な候補サイトの1つです。このような極端な環境で生成された高エネルギーニュートリノは、中央エンジンから放出されたデコヒーレントな低エネルギーニュートリノの浴とのコヒーレントな前方散乱により、真空で予想されるよりもはるかに短いスケールで効率的なフレーバー変換を経験できることを示します。質量固有状態として存在するこれらの低エネルギーニュートリノは、高エネルギーニュートリノの伝播に非常に特殊で独特な支配的な背景を提供します。高エネルギーニュートリノフレーバー比は、物質効果による従来の予測とは異なり、ニュートリノエネルギーに依存しない値に変更されることを指摘します。また、信号は標準模型を超える新しいニュートリノ相互作用の新しいプローブとして使用できることを提案します。これは、ニュートリノとニュートリノの相互作用がフレーバーの進化において重要な役割を果たすことができるさらに別の状況です。
GRID-02CubeSat検出器におけるSiPMの軌道上放射線損傷の特性評価
| Title |
In-orbit_radiation_damage_characterization_of_SiPMs_in_GRID-02_CubeSat_detector |
| Authors |
Xutao_Zheng,_Huaizhong_Gao,_Jiaxing_Wen,_Ming_Zeng,_Xiaofan_Pan,_Dacheng_Xu,_Yihui_Liu,_Yuchong_Zhang,_Haowei_Peng,_Yuchen_Jiang,_Xiangyun_Long,_Di'an_Lu,_Dongxin_Yang,_Hua_Feng,_Zhi_Zeng,_Jirong_Cang,_Yang_Tian_and_the_GRID_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.10506 |
シリコン光電子増倍管（SiPM）は、その固体状態、コンパクトなサイズ、低い動作電圧、および磁場に対する非感受性のおかげで、シンチレータの読み出しのためにいくつかの宇宙搭載ミッションで最近使用されています。ただし、宇宙環境でSiPMを操作する際の既知の問題は、放射線による損傷であり、パフォーマンスの低下です。これらの影響の軌道上での定量的研究はまだ非常に限られています。この作業では、2020年11月6日に打ち上げられたガンマ線統合検出器（GRID-02）の2番目の検出器によって得られた軌道上SiPM特性評価結果を示します。暗電流の増加$\sim$100$\28.5Vおよび5$^{\circ}$CでSiPMチップ（モデルMicroFJ-60035-TSV）あたりmu$A/年が観測され、その結果、GRID-02検出器の全体的なノイズレベル（シグマ）が$\sim増加します$7.5keV/年。この増加の見積もりは、-20$^{\circ}$CでSiPMチップあたり$\sim$50$\mu$A/年であり、これは冷却システムを使用することの良い効果を示しています。
冷たい中性子星からの重力波の固有周波数は複素数になり、実数部と虚数部はそれぞれ振動周波数と減衰率に対応するため、2次元パラメータ空間の固有値に関する固有値問題を何らかの方法で解決する必要があります。この煩わしさを避けるために、固有値が1次元のパラメータ空間にある近似を採用することがあります。本研究では、まず、基本圧力モードと第1圧力モードについて、1次元近似の1つであるゼロ減衰近似の精度を示します。ただし、時空モードの減衰率は一般に発振周波数に匹敵するため、この近似は時空モードには適用できません。それにもかかわらず、中性子星物質に採用された状態方程式とはほとんど無関係に、ステラーのコンパクトさの関数として表される固有振動数の実数部に対する虚数部の比率の経験的関係を見つけます。この経験的関係を採用することで、固有振動数を実数部で表すことができます。つまり、解くべき問題は、1次元の固有値を持つ固有値問題になります。そして、第1時空モードでもこのような近似でも周波数が高精度に推定されていることがわかります。
バイナリコンパニオンからの超放射の終了
重力衝突型加速器物理学（GCP）共鳴帯から離れた軌道周波数でのブラックホール超放射に対するバイナリコンパニオンの影響を研究します。超放射状態は、コンパニオンの潮汐摂動を介して強い吸収状態に結合することができ、それによって抑制された超放射率を獲得します。臨界バイナリ分離より下では、この超放射率は負になり、ボソン雲はブラックホールに吸収されます。この重要なバイナリの分離により、GCPに厳しい制約が生じます。特に、質量比$q>10^{-3}$のコンパニオンは、すべてのGCP微細構造遷移、および$|\psi_{211}\rangle$状態からのものを除くほとんどすべてのBohr遷移を無効にします。一方、コンパニオンの逆反応は、バイナリに作用するトルクとして現れ、パルサータイミングを介して確認できる浮動/沈下軌道を生成します。さらに、雲の成長が終了する可能性があるため、さまざまなヌル検出による超軽量ボソン質量の現在の限界を緩和するのに役立つ可能性があります。
らせん状の磁気発生シナリオを結合する曲率の実行可能な要件
本研究では、最近提案された曲率結合ヘリカル電磁気シナリオの文脈で以下の点を検討します\cite{Bamba：2021wyx}-（1）モデルが摂動場の量子論（QFT）の予測と一致しているかどうか、および（2）膨張中に生成された電磁（EM）場によって引き起こされた曲率摂動が、Planckデータと一致しているかどうか。このような要件は、検討中の磁気発生モデルの実行可能性を議論するために十分に動機付けられています。実際、\cite{Bamba：2021wyx}で提案されている磁気発生シナリオは、大規模で十分な磁気強度を予測しているようであり、モデルパラメータの適切な範囲で宇宙の正しいバリオン非対称性にもつながります。しかし、インフレーション磁気発生の領域では、これらの要件はモデルの実行可能性を議論するのに十分ではありません。特に、この点に関していくつかのより重要な要件を検討する必要があります。磁場のパワースペクトルを決定するために一般的に使用される計算は摂動QFTに基づいていることを思い出すかもしれません。したがって、そのような摂動QFTの予測がモデルパラメーターの観測限界と一致するかどうかを調べることが重要です。一方、生成されたゲージフィールドは、プランク観測と一致させるために、インフラトンフィールドから寄与されたものと比較して抑制される必要がある曲率摂動のソースとして機能します。これらは私たちのモチベーションを設定します。興味深いことに、曲率結合ヘリカル磁気発生シナリオのコンテキストでの前述の要件は両方とも、大規模モードでの正しい磁気強度につながるモデルパラメータの範囲によって同時に満たされることがわかります。
クォーク物質の界面効果：$ ud$QMナゲットとコンパクト星
| Title |
Interface_effects_of_quark_matter:_$ud$QM_nuggets_and_compact_stars |
| Authors |
Cheng-Jun_Xia_and_Jian-Feng_Xu_and_Guang-Xiong_Peng_and_Ren-Xin_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.10610 |
クォーク物質の界面効果は、コンパクト星やストレンジレットや$ud$QMナゲットなどの小さなナゲットの特性に重要な役割を果たします。ラグランジアン密度に密度微分項を導入し、トーマス・フェルミ近似を採用することにより、ディラック方程式を解くことによって得られた結果を再現することが可能であることがわかります。特定のパラメータセットを採用すると、$ud$QMナゲットのバリオンあたりのエネルギーはバリオン数$A$とともに減少し、$A\gtrsim300$の原子核よりも安定します。クォーク物質の対称エネルギーの影響を調べます。ここで、大きな対称エネルギーを採用すると、$A\約1000$の$ud$QMナゲットが他のナゲットよりも安定する可能性があります。このような場合、より大きな$ud$QMナゲットは核分裂によって崩壊し、$ud$QM星の表面は、$ud$QMナゲットと電子でできた地殻に断片化します。これは、奇妙な星の地殻の場合に似ています。次に、ウィグナーザイツセルの球形および円筒形の近似を採用して、対応する微視的構造を調査します。ここで、液滴相は、$ud$QMの星のクラストと$ud$QMの矮星が$ud$でできている最も安定した構成であることがわかります。QMナゲット（$A\約1000$）と電子。ここで検討したケースでは、$ud$QM星の地殻の厚さは通常$\sim$200mであり、界面効果を無視してギブス構造を採用すると数キロメートルに達します。$ud$QM矮星の質量と半径は、典型的な白色矮星よりも小さく、界面効果を無視すると増加します。
中性子星の内部地殻における超流動密度に及ぼすペアリングギャップとバンドギャップの影響
さまざまなアプローチによる中性子星の内部地殻内の超流動密度の計算は非常に不一致であり、超流動に基づくパルサーグリッチの説明責任についての議論を引き起こしています。単純な統一モデルを使用して、周期的ポテンシャルにおける超流動密度の近似への依存性を研究します。バンドギャップとペアリングギャップが等しい足場に及ぼす影響を扱うハートリーフォックボゴリウボフ（HF-ボゴリウボフ）理論と比較して、前者を優先的に組み込んだHF-BCS型近似を検討します。後者が優先的に組み込まれる別の近似。中性子星の内殻のようにペアリングギャップとバンドギャップが同等である場合、それらは等しい足場で処理する必要があり、HF-BCS近似は、ペアリングギャップがフェルミエネルギーよりはるかに小さい。我々の結果は、中性子星クラストの超流動密度を評価するためのHF-BCS近似の妥当性が疑わしいことを示唆している。
自己相互作用する暗黒物質を動力源とするダークスター
| Title |
Dark_Stars_Powered_by_Self-Interacting_Dark_Matter |
| Authors |
Youjia_Wu,_Sebastian_Baum,_Katherine_Freese,_Luca_Visinelli,_Hai-Bo_Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.10904 |
暗黒物質の消滅は、宇宙で最初の明るい星に力を与えるかもしれません。ダークスターとして知られるこのタイプの星は、赤方偏移zが約20の10^6-10^8の太陽質量プロトハロで形成される可能性があり、核融合を動力源とする通常の星よりもはるかに明るく、サイズが大きくなる可能性があります。自己相互作用暗黒物質（SIDM）シナリオでのダークスターの形成を調査します。観測された暗黒物質密度を同時に生じさせ、天体物理学および地上探索からの制約を満たし、自己相互作用を介して無衝突暗黒物質のさまざまな小規模問題に対処できるSIDMの具体的な素粒子物理学モデルを提示します。このモデルでは、暗黒物質の消滅による力が、ダークスターが形成される可能性のある環境のバリオンガスに蓄積されます。さらに、z約20のプロトハロにおけるSIDM密度プロファイルの進化を研究します。さまざまな冷却プロセスによってバリオン雲が崩壊するにつれて、重力ポテンシャルの深化により、SIDMハローの重力熱進化が加速され、十分に高い暗黒物質密度が得られます。形成するダークスター。ダークスターが衝突のない暗黒物質モデルで予測したように、SIDMを動力源とするダークスターは、光度やサイズなどの同様の特性を持つことができることがわかりました。
激しい緩和と非平衡準定常状態の形成の実験的観察
| Title |
Experimental_observation_of_violent_relaxation_and_the_formation_of_out-of-equilibrium_quasi-stationary_states |
| Authors |
M._Lovisetto,_M.C._Braidotti,_R._Prizia,_C._Michel,_D._Clamond,_M._Bellec,_E.M._Wright,_B._Marcos,_D._Faccio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.10948 |
球状星団から銀河全体に至るまでの宇宙の大規模な構造は、平衡状態の標準的な統計力学では説明されていない、非平衡状態への緩和の現れです。代わりに、それらは非常に異なる性質のプロセス、すなわち激しいリラクゼーションを通して形成されます。しかし、天体物理学的な時間スケールは非常に大きいため、これらの緩和ダイナミクスを直接観察することは不可能であり、したがって、激しい緩和プロセスの詳細を検証することはできません。位相空間の混合や激しい緩和などの効果を直接観察できる卓上実験とモデルを開発し、銀河の卓上アナログの形成につながります。この実験により、非局所（重力）相互作用の強さや量子効果など、さまざまなパラメーターを制御できるため、実験環境では直接研究できない重力モデルの効果的なテストベッドが提供されます。
EHTのM87*とSgrA*を使用して、薄い降着円盤、影、偏向角を使用して非線形電気力学ブラックホールをプローブします。
| Title |
Probing_a_nonlinear_electrodynamics_black_hole_with_thin_accretion_disk,_shadow_and_deflection_angle_with_M87*_and_Sgr_A*_from_EHT |
| Authors |
Akhil_Uniyal,_Reggie_C._Pantig,_Ali_\"Ovg\"un |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.11072 |
電磁界（EMF）間の非線形相互作用は、量子電磁力学（QED）の真空偏極が発生したときに発生します。この相互作用から生じる可能性のある非線形電気力学の分野は、ブラックホールの物理学に重要な影響を与える可能性があります。この論文では、アインシュタイン非線形電気力学（NLE）場における漸近的に平坦なブラックホール解を考察します。弱磁場限界でのガウス・ボネ定理、ヌル測地法を使用したシャドウキャスト、およびノビコフ・ソーンモデルを使用した薄い降着円盤、特に時間平均エネルギーフラックスを使用して、ブラックホール偏向角に対するNLEパラメータの影響を研究します。、ディスク温度、光度差、さまざまな放出プロファイル、および落下する球形降着が研究されています。次に、物理量がNLEの$\beta$および$C$パラメーターにどのように依存するかを示し、EHTからのM87*およびSgrA*の観測値を使用して、NLEパラメーターにいくつかの制約を提供します。
彩層部分的にイオン化されたプラズマにおける合体不安定性に対する衝突イオン化と再結合の影響
| Title |
Collisional_ionisation_and_recombination_effects_on_coalescence_instability_in_chromospheric_partially_ionised_plasmas |
| Authors |
Giulia_Murtas,_Andrew_Hillier,_Ben_Snow |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.11091 |
プラスモイドを介した高速磁気リコネクションは、爆発のダイナミクスと加熱を駆動する上で基本的な役割を果たしますが、太陽彩層の部分的にイオン化されたプラズマ（PIP）でどのように発生するかについてはほとんど知られていません。部分的なイオン化は、合体不安定性のダイナミクスを大きく変える可能性があります。これにより、高速再接続が促進され、プラズモイド相互作用によって乱流再接続電流シートが形成されますが、PIP効果がこのプロセスにどの程度影響するかはまだ不明です。二流体モデルの2.5Dシミュレーションを通じて、PIPでのプラズモイド合体の発生における衝突イオン化と再結合の役割を調査します。目的は、これらの2流体カップリングプロセスが再接続を加速する役割を果たしているかどうかを理解することです。一般に、イオン化-再結合プロセスは合体を遅くすることがわかります。G.Murtas、A。Hillier\＆B.Snow、PhysicsofPlasmas28、032901（2021）の以前のモデルとは異なり、熱衝突のみが含まれ、イオン化と再結合によって電流シートが安定し、非線形ダイナミクスが抑制され、乱流再結合が発生します。限られた場合：システムを冷却するために放射損失が含まれている場合でも、イオン化のバーストにより、より厚い電流シートが形成されます。したがって、合体時間スケールは、イオン化-再結合プロセスに非常に敏感です。ただし、PIPでの再接続は、同じかさ密度を持つ完全にイオン化されたプラズマ環境よりも高速です。PIP再接続率（$M_{_{\operatorname{IRIP}}}=0.057$）は$\simの係数で増加します。MHD再接続率に関して1.2$（$M_{_{\operatorname{MHD}}}=0.047$）。
ピエールオージェ天文台のアップグレードであるAugerPrimeの1インチ光電子増倍管用の高電圧電源の検証
| Title |
Validation_of_high_voltage_power_supplies_for_the_1-inch_photomultipliers_of_AugerPrime,_the_Pierre_Auger_Observatory_upgrade |
| Authors |
Gioacchino_Alex_Anastasi,_Mario_Buscemi,_Marco_Aglietta,_Rossella_Caruso,_Antonella_Castellina,_Salvatore_Costa,_Silvano_Gallian,_Alessio_Gorgi,_Nunzio_Guardone,_Claudio_Lombardo,_Richard_Wheadon,_Antonio_Zampieri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.11329 |
ピエールオージェ天文台のアップグレードの枠組みでは、新しい高電圧モジュールが、表面アレイの各水チェレンコフ検出器に追加された1インチの光電子増倍管の電源に採用されています。測定。このモジュールは、電子機器の近くの専用ボックスに配置され、アルミニウムボックス内にホストされた低消費のDC-DCコンバーターで構成されています。すべてのモジュールは、アルゼンチンのパンパの極端な環境条件での信頼性を検証するために特定のテストを受けています。この論文では、検証手順とこの目的のために開発された機能について説明します。HVPSモジュールでのテストの成功した結果が提示され、説明されています。
$ f（Q）$重力における新しいモデルとビッグバン元素合成の制約
| Title |
New_models_and_Big_Bang_Nucleosynthesis_constraints_in_$f(Q)$_gravity |
| Authors |
Fotios_K._Anagnostopoulos,_Viktor_Gakis,_Emmanuel_N._Saridakis,_Spyros_Basilakos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.11445 |
修正された重力の$f（Q）$理論は、基本的な幾何学的量として非計量性を考慮することから生じ、後期宇宙を記述するのに非常に効率的であることが証明されています。さまざまなクラスのf（Q）モデルの制約を抽出するために、ビッグバン元素合成（BBN）の形式と観測を使用します。特に、f（Q）項が標準の$\LambdaCDM$進化のそれと比較してフリーズアウト温度にもたらす偏差を計算し、次に$|\frac{\delta{に観測限界を課します。T}_f}{{T}_f}|$は、考慮されるモデルの関連するパラメーターの制約を抽出します。多項式モデルに関しては、指数パラメーターが負である必要があることを示しますが、べき乗指数モデルと新しい双曲線正接-べき乗モデルでは、BBN制約を簡単に通過することがわかります。最後に、2つのDGPのような$f（Q）$モデルを調べ、それらのモデルパラメーターの境界を抽出します。多くの重力の変化は、宇宙の遅い時間発展を説明することはできますが、早い時期にあまりにも多くの変化を生み出し、したがって、BBNの対立を通過するために落ちるので、$f（Q）$重力が安全にBBNを通過できるという事実制約は、この修正された重力クラスの重要な利点です。
SU（2）$ _ {\ rm CMB} $のプランクデータからの宇宙論的パラメーター、それらのローカル$ \ Lambda $
CDM値、および修正された光子ボルツマン方程式
| Title |
Cosmological_parameters_from_Planck_data_in_SU(2)$_{\rm_CMB}$,_their_local_$\Lambda$CDM_values,_and_the_modified_photon_Boltzmann_equation |
| Authors |
Ralf_Hofmann,_Janning_Meinert,_Shyam_Sunder_Balaji |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.11450 |
宇宙マイクロ波背景放射（CMB）がU（1）ゲージではなくSU（2）の影響を受けるという仮定によって最小限に誘導された、空間的に平坦な宇宙モデルSU（2）$_{\rmCMB}$のレビュー原則として、与えられています。小さな角度スケールでのプランクCMBパワースペクトルから決定される宇宙論的パラメータ値は、ローカル抽出とグローバル抽出の両方からの空間的にフラットな$\Lambda$CDMの値と比較されます。グローバルモデルとして、SU（2）$_{\rmCMB}$はローカル$\Lambda$CDM宇宙論に傾倒し、いくつかのグローバル$\Lambda$CDMパラメーター値と緊張関係にあります。温度と周波数に応じて、レイリー・ジーンズ領域内のSU（2）$_{\rmCMB}$放射輝度でスペクトルアンチスクリーニング/スクリーニング効果を示します。このような放射輝度の異常は、CMBの大角度の異常を引き起こす可能性があります。したがって、SU（2）$_{\rmCMB}$が低赤方偏移での光子位相空間分布の摂動に対してボルツマン方程式をどのように修正するか、そしてなぜこれが$\ell$階層を解く必要があるのかが指摘されます。すべての$z$の共動運動量グリッド（$q$-grid）。
