| Title |
Robust_Neural_Network-Enhanced_Estimation_of_Local_Primordial_Non-Gaussianity |
| Authors |
Utkarsh_Giri,_Moritz_M\"unchmeyer_and_Kendrick_M._Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.12964 |
宇宙の非線形物質分布に適用すると、ニューラルネットワークは、線形摂動振幅$\sigma_8$などの宇宙論的パラメーターの非常に統計的に敏感なプローブであることが示されています。ただし、「ブラックボックス」として使用する場合、ニューラルネットワークはバリオンの不確実性に対してロバストではありません。$\sigma_8$を局所的に推定するようにニューラルネットワークをトレーニングし、これらの局所推定を大規模密度フィールドと相関させることにより、原始的な非ガウス性$f_{NL}$を制約するための堅牢なアーキテクチャを提案します。この方法をN体シミュレーションに適用し、$\sigma（f_{NL}）$が標準のハローベースのアプローチから得られる制約よりも3.5倍優れていることを示します。私たちの方法が大規模なハローバイアスと同じロバスト性を持っていることを示します。バリオン物理学は推定$f_{NL}$の正規化を変更できますが、$f_{NL}$が検出されるかどうかは変更できません。
非平坦な宇宙に住む：理論的形式主義
プランクの測定値の最近の分析は、私たちが平らでない宇宙に住んでいる可能性を開きました。非ゼロの空間曲率への新たな関心を踏まえて、ここでは、非平坦な宇宙での光の伝播を再検討し、宇宙論的プローブのゲージ不変の表現を提供します：光度距離、銀河クラスター化、弱い重力レンズ効果、および宇宙マイクロ波背景放射。空間メトリックの位置依存性により、非平坦な宇宙での光の伝播は、平坦な宇宙よりもはるかに複雑になります。すべての相対論的効果を考慮し、ベクトルとテンソルの寄与を含めて、宇宙論的プローブの式を導き出し、それらのゲージ不変性を明示的に検証します。存在する場合は、非平坦な宇宙での以前の研究と結果を比較しますが、この研究は、非平坦な宇宙での宇宙論的プローブの最初の包括的な調査を表しています。非平坦な宇宙における私たちの理論的形式は、今後の大規模な調査で空間的な曲率を制限する上で重要な役割を果たします。
修正された重力宇宙論における銀河団統計
| Title |
Galaxy_Cluster_Statistics_in_Modified_Gravity_Cosmologies |
| Authors |
Marcell_Howard,_Arthur_Kosowsky,_and_Georgios_Valogiannis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.13015 |
宇宙の加速膨張が一般相対性理論の遅い時期の変化によるものである場合、大規模な構造の成長も標準宇宙論からの逸脱を示す可能性があります。重力のプローブとして銀河団サイズのハローの分布の統計を調査します。同じ初期条件と拡張履歴を使用して、DGPとf（R）重力の両方をさまざまなパラメーターで使用して、いくつかの一致したN体シミュレーションの出力を分析します。各シミュレーションから、赤方偏移1、0.3、および0でのクラスター質量関数、パワースペクトル、および平均ペアワイズ速度を抽出します。3つの統計はすべて、重力理論間の体系的な違いを示しています。平均ペアワイズ速度は、パワースペクトルとクラスター質量関数の測定によって示唆される一般相対性理論からの想定される逸脱に対する重要な一貫性テストを提供します。SimonsObservatoryやCMB-S4を含む今後のマイクロ波背景放射実験では、熱スニヤエフゼルドビッチ効果を介して数万の銀河団を検出し、マイクロ波背景放射のレンズ効果でそれらの質量を調べ、横レンズ効果またはキネマティックスニヤエフゼルドビッチ効果。これらのクラスター測定は、修正された重力の実質的なプローブになることを約束します。
暖かいインフレーションにおける非ガウス性の形
スファレロン加熱は、インフラトンが純粋なヤンミルズに結合したアクシオンである場合に暖かいインフレーションを実現するメカニズムとして最近提案されました。加熱の結果、インフラトンの運動方程式には摩擦係数$\gamma\proptoT^3$があり、宇宙変動への熱的寄与があります。インフラトンの可能性についての知識がなければ、非ガウス性がこのモデルのシグネチャを検索する最も有望な方法です。Bastero-Gil、Berera、Moss、Ramosによる以前の研究に基づいて、スカラーの3点相関関数を計算し、絞り込まれた限界と折りたたまれた限界のいくつかの明確な特徴を指摘します。検出戦略として、正三角形テンプレートと1つの新しいテンプレートの組み合わせが、$0.01\leq\gamma/H\leq1000$の範囲、およびこの範囲$0.7<の範囲で非ガウス性の形状と大きく重複していることを示します。|f_{\rmNL}|<50$。
| Title |
Constraints_on_the_Transition_Redshift_using_the_Cosmic_Triangle_and_Hubble_Phase_Space_Portrait |
| Authors |
Darshan_Kumar,_Deepak_Jain,_Shobhit_Mahajan,_Amitabha_Mukherjee_and_Akshay_Rana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.13247 |
現代の宇宙論における最も重要な発見の1つは、宇宙は現在、減速膨張からの切り替え後、加速膨張の段階にあるということです。減速相から加速相へのこの移行の時間を正確に決定することは、広く関心のあるトピックである。この赤方偏移は、一般に遷移赤方偏移$z_t$と呼ばれます。このホワイトペーパーは、モデルに依存するアプローチとモデルに依存しないアプローチの両方で、遷移の赤方偏移に制約を課すことを目的としています。このペーパーは2つの部分に分かれています。最初の部分では、モデルに依存するアプローチに従います。ここでは、非平坦な$\Lambda$CDMモデルを背景の宇宙論モデルと見なし、33個のデータポイントのハッブルパラメーター測定値を使用して宇宙の三角形を構築します。さらに、$\log（\Omega_{m0}）$、$-\log（2\Omega_{\Lambda0}）$、および$3\log（1+z_t）$の間の別の宇宙三角プロットを再構築します。ここで、各パラメーターの制約はこの三角プロットの位置によって決定されます。$\Omega_{m0}$と$\Omega_{\Lambda0}$の値を使用して、遷移赤方偏移$z_t=0.623^{+0.567}_{-0.783}$の最良の値を見つけます。これは、Planck2018の結果は$1\sigma$の信頼水準です。2番目の部分は、ノンパラメトリック手法に基づいています。$\dot{H}（z）$と$H（z）$の間にハッブル位相空間ポートレート（HPSP）をプロットします。このHPSPダイアグラムから、モデルに依存しない方法で、遷移赤方偏移と状態方程式パラメーター$\omega_0$の現在の値を推定します。$z_t=0.601^{+0.313}_{-0.313}$と$\omega_0=-0.654^{+0.258}_{-0.258}$の最適値が見つかりました。また、赤方偏移範囲$0<z<2$で観測されたハッブルパラメータ測定値をシミュレートし、同じ分析を実行して遷移赤方偏移を推定します。
| Title |
Stringy_signals_from_large-angle_correlations_in_the_cosmic_microwave_background? |
| Authors |
Miguel-Angel_Sanchis-Lozano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.13257 |
COBE、WMAP、プランク衛星ミッションによって宇宙マイクロ波背景放射で観測された、大角度の温度相関の欠如と明らかな偶数奇数のパリティの不均衡を、最終的に複合インフラトン場（フェルミ粒子など）から生じる可能性のあるストリング信号として解釈します。凝縮）。因果関係の議論と角度2点相関関数のフーリエ解析に基づいて、2つの赤外線カットオフ$k_{\rmmin}^{\rmeven、odd}$が、それぞれ周期的および特定のモデルに頼ることなく、フェルミオン成分の非周期的境界条件（超弦理論におけるNeveu-Schwarz-Ramondモデルをエコーする）。
インフレの幾何学的不安定化の解剖学
励起された不安定モードの運命を決定することを目的として、インフレーションの幾何学的不安定化を研究します。数値格子シミュレーションを使用して、インフラトンと観客フィールドの両方のダイナミクスを追跡します。幾何学的な不安定化は短命の現象であり、負のフィードバックループがフィールドの変動が無期限に大きくなるのを防ぐことがわかります。その結果、幾何学的に不安定化するフィールドは、ハッブルパッチ内の観客フィールドの均一な値に対応する新しい古典派の構成にシフトされるだけです。
原始ブラックホールの単一場インフレーションモデルの解剖学
| Title |
Anatomy_of_single-field_inflationary_models_for_primordial_black_holes |
| Authors |
Alexandros_Karam,_Niko_Koivunen,_Eemeli_Tomberg,_Ville_Vaskonen_and_Hardi_Veerm\"ae |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.13540 |
単一フィールドインフレーションのほとんどのモデルで原始ブラックホール（PBH）生成の本質的な機能をキャプチャする、分析的に解決可能な簡略化されたモデルを構築します。この構造は、スローロールフェーズと先行するウルトラスローロールフェーズの間のワンドの二重性を利用しており、2つの結合された放物線の単純なインフラトンポテンシャルによって実現できます。この枠組みの中で、CMBの観測と任意の質量のPBHの大量生産と一致する明示的なインフレシナリオを定式化することが可能です。さまざまなインフレーションシナリオでの曲率パワースペクトルのピークの形状の変動性を定量化し、スカラー誘導重力波バックグラウンドでPBHをプローブするためのその影響について説明します。COBE/Firas$\mu$-歪みの制約により、単一フィールドのインフレで$10^4M_\odot$より重いPBHの生成が除外されることがわかります。
Cosmoglobe：ZodiPyを使用した黄道帯の放出のシミュレーション
| Title |
Cosmoglobe:_Simulating_Zodiacal_Emission_with_ZodiPy |
| Authors |
M._San,_D._Herman,_G._B._Erikstad,_M._Galloway,_and_D._Watts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.12962 |
天体物理学データの惑星間塵から熱放射と散乱太陽光の両方を除去するために使用できる、任意の太陽系オブザーバーによって見られる黄道帯放射をモデル化するための最新で使いやすいPythonパッケージであるZodiPyを紹介します。このコードは、COBEDIRBE惑星間塵モデルとPlanck拡張機能を実装しており、1.25〜240$\mu$mの範囲の赤外線波長、および30〜857GHzの範囲のマイクロ波周波数での黄道帯放射の予測を可能にします。予測された黄道帯の放出は、将来の実験のための予測を生成するために、組み込みモデルでカバーされていない周波数と波長に外挿される可能性があります。ZodiPyは、現在のモデルと将来のモデルの両方をテストするための使いやすいインターフェイスをコミュニティに提供することにより、新しい惑星間ダストモデルの開発を可能にしようとしています。DIRBE実験用にシミュレートされた黄道帯放出タイムストリームを作成することによってソフトウェアを示し、これらがDIRBE黄道光予測ソフトウェアで生成された対応するタイムストリームと一致することを示します。また、DIRBEによって観測されると予測された黄道帯の放出のビン化されたマップを作成し、これらをDIRBEで校正された個別の観測と比較します。この作業はCosmoglobeの取り組みの一部であり、コードは\url{https://github.com/Cosmoglobe/zodipy}でオープンソースライセンスの下で公開されています。
M個の矮星の周りのRVで検出された惑星：コア降着モデルの課題
| Title |
RV-detected_planets_around_M_dwarfs:_Challenges_for_core_accretion_models |
| Authors |
Martin_Schlecker,_Remo_Burn,_Silvia_Sabotta,_Antonia_Seifert,_Thomas_Henning,_Alexandre_Emsenhuber,_Christoph_Mordasini,_Sabine_Reffert,_Yutong_Shan,_and_Hubert_Klahr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.12971 |
惑星の形成は、原始惑星系円盤の条件に敏感であり、星の質量の関数としてのスケーリング則が知られています。低質量星の周りの惑星の観測された人口がこれらの傾向によって説明できるかどうか、または別々の形成チャネルが必要かどうかをテストすることを目指しています。HARPSおよびCARMENESの視線速度（RV）調査で観測された、M個の矮星の周りの惑星のサンプルを使用して、最先端の惑星集団合成モデルに立ち向かうことで、この問題に対処します。検出バイアスを説明するために、実際のRVデータに対して注入および取得実験を実行して、コア降着パラダイムに従ってシミュレートした惑星の合成観測を生成しました。これらのシミュレーションは、以前に報告されたM矮星の周りの岩石惑星の高い発生を確実にもたらし、それらの惑星の質量関数と一般的に一致します。対照的に、私たちのシミュレーションでは、太陽質量が0.5未満の星の周りにある巨大惑星の集団を再現することはできません。これは、現在のコア降着理論では説明できない、最も質量の小さい星の周りの巨大惑星の代替形成チャネルを示している可能性があります。さらに、短周期惑星の検出率に恒星の質量依存性が見られます。私たちのサンプルで以前のタイプの星（$M_\star\gtrsim0.4\、M_\odot$）の周りに近接する惑星がないことは、私たちのモデルでは説明できないままであり、異なるスペクトルサブタイプのディスクでの異なる惑星移動障壁を示しています。両方の不一致は、初期のMドワーフシステムにおける惑星移動の理解のギャップに起因する可能性があります。それらは、異なるスペクトルサブタイプの若い星の周りの異なる条件、および惑星形成を研究するときにこれらの違いを考慮に入れることの重要性を強調しています。
太陽系外惑星システムの直接イメージングと分光法のためのJWST早期リリース科学プログラム
| Title |
The_JWST_Early_Release_Science_Program_for_the_Direct_Imaging_&_Spectroscopy_of_Exoplanetary_Systems |
| Authors |
Sasha_Hinkley_(1),_Aarynn_L._Carter_(2),_Shrishmoy_Ray_(1),_Andrew_Skemer_(2),_Beth_Biller_(3),_Elodie_Choquet_(4),_Maxwell_A._Millar-Blanchaer_(5),_Stephanie_Sallum_(6),_Brittany_Miles_(2),_Niall_Whiteford_(7),_Polychronis_Patapis_(8),_Marshall_Perrin_(9),_Laurent_Pueyo_(9),_Glenn_Schneider_(10),_Karl_Stapelfeldt_(11),_Jason_Wang_(12),_Kimberly_Ward-Duong_(13,_9),_Brendan_P._Bowler_(14),_Anthony_Boccaletti_(15),_Julien_Girard_(9),_Dean_Hines_(9),_Paul_Kalas_(16),_Jens_Kammerer_(9),_Pierre_Kervella_(15),_Jarron_Leisenring_(10),_Eric_Pantin_(17),_Yifan_Zhou_(14),_Michael_Meyer_(18),_Michael_C._Liu_(19),_Mickael_Bonnefoy_(20),_Thayne_Currie_(21),_Michael_McElwain_(22),_Stanimir_Metchev_(23),_Mark_Wyatt_(24),_Olivier_Absil_(25),_Jea_Adams_(26),_Travis_Barman_(27),_Isabelle_Baraffe_(1,_28),_Mariangela_Bonavita_(29),_et_al._(47_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.12972 |
高コントラストのイメージングによる太陽系外惑星システムの直接的な特性評価は、より広範な太陽系外惑星コミュニティにとって最優先事項の1つです。太陽系外惑星の双子を検出して特徴づけるには大規模な宇宙ミッションが必要になるため、太陽系外惑星を直接イメージングするための技術と技術を開発することが、コミュニティの推進力となっています。JWSTは初めて、5$\mu$mを超える中赤外線波長で太陽系外惑星を直接観測し、はるかに正確な化学物質の存在量と大気条件を明らかにする詳細な分光法を提供し、太陽系外惑星の氷の巨大惑星のアナログに感度を提供します広い軌道分離では、まったく新しいクラスの太陽系外惑星。ただし、ミッションの存続期間にわたって科学的成果を最大化するには、ミッションのできるだけ早い段階でJWSTの機器性能を精巧に理解する必要があります。この論文では、4つのJWST機器すべてを利用して、惑星の質量コンパニオンの特性を$\sim$15$\mu$mに拡張し、星周円盤の画像を作成する54時間の早期リリース科学プログラムについて説明します。前例のない感度の赤外線。私たちのプログラムはまた、太陽系外惑星の直接イメージングと分光法に一般的に使用されると予想される主要なモードでの天文台のパフォーマンスを評価し、データのキャリブレーションと処理を最適化し、幅広いユーザーベースが一般的な観測プログラムを効果的に計画できるようにする代表的なデータセットを生成します将来のサイクルで。
| Title |
Mapping_the_Brightness_of_Ganymede's_Ultraviolet_Aurora_using_Hubble_Space_Telescope_Observations |
| Authors |
Alexander_Marzok,_Stehpan_Schlegel,_Joachim_Saur,_Lorenz_Roth,_Denis_Grodent,_Darrell_F._Strobel,_and_Kurt_D._Retherford |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.13223 |
1998年から2017年の間に宇宙望遠鏡イメージングスペクトログラフ（STIS）で行われたガニメデのハッブル宇宙望遠鏡（HST）観測を分析して、1356Aでのガニメデの酸素放出の輝度マップを生成します。南部のオーロラ楕円は経度によって大きく異なります。ガニメデ周辺のこの変動を定量化するために、サブジョビアン（0$^{\circ}$W）を中心に、（90$^{\circ}$W）、反木星（180$^{\circ}$W）、および末尾（270$^{\circ}$W）の中心経度。北半球では、オーロラの楕円形の明るさは、後続および先行回廊と比較して、サブジョビアンおよび反ジョビアン回廊で3.7$\pm$0.4倍低くなっています。南の楕円形は北の楕円形よりも全体的に明るく、後部および前部の回廊と比較して、サブおよび反木星の回廊ではわずか2.5$\pm$0.2倍暗いです。これは、ガニメデのオーロラルオーバルが、リーディング側（プラズマ上流側）とトレーリング側（プラズマ下流側）のオーロラル三日月で強く構造化されていることを示しています。また、明るさは270$^\circ$子午線に関して対称ではなく、木星に面した半球に向かって$\sim$20$^\circ$だけシフトしていることがわかります。私たちの地図は、ガニメデの非回転駆動のサブアルフ磁気圏でオーロラを生成するプロセスを理解するためのその後の研究に役立ちます。
WASP-12bの昼間の雰囲気について
WASP-12bの大気構造は、H2O、CO2、およびその他の含まれる存在量が回収されたため、熱反転の存在と炭素対酸素比C/Oについて意見の相違があり、何年にもわたって激しく争われてきました。HCNやC2H2などの種。以前は、これらの診断が難しい不一致はモデルの違いに起因していました。これらのモデルの仮定は、さまざまな答えに向けて検索を推進すると考えられていました。ここでは、これらの違いのいくつかがモデルの仮定とは無関係であり、代わりに日食の深さやラインリストデータベースなどの入力の微妙な違いによるものであることを示します。以前に公開された検索を複製し、検索された結果がデータ駆動型であり、HCNやC2H2などの種の追加による影響をほとんど受けないことを確認しました。また、WASP-12bの昼間の大気で到達した温度でのH2OとH2の熱解離によるH-の形成を考慮した新しい物理的に動機付けられたモデルを提案しますが、データの現在の解像度は、大気モデル。この研究は、他の太陽系外惑星の検索が入力データのわずかな変化に同様に敏感であるかもしれないという懸念を提起します。
磁気降着する原始惑星系円盤の温度進化と雪線移動におけるダスト成長の役割
| Title |
The_Roles_of_Dust_Growth_in_the_Temperature_Evolution_and_Snow_Line_Migration_in_Magnetically_Accreting_Protoplanetary_Disks |
| Authors |
Katsushi_Kondo,_Satoshi_Okuzumi,_Shoji_Mori |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.13511 |
原始惑星系円盤の温度構造は、私たち自身の形のような岩石惑星が円盤のどこにあるかについての重要な制約を提供します。最近の非理想的な電磁流体力学（MHD）シミュレーションは、磁気的に駆動されるディスク降着に関連する内部ジュール熱がディスクミッドプレーンの加熱に非効率的であることを示しています。MHDシミュレーションに基づくディスク温度モデルは、太陽質量の若い星の周りのディスクで、水雪線がディスク形成後1Myr以内に現在の地球の軌道内を移動できることを予測しています。ただし、内部ジュール加熱の効率は、ディスクのイオン化と不透明度の構造に依存します。これらは両方とも、ダスト粒子によって支配されます。この研究では、磁気的に付着するディスクの以前の温度モデルを、粒径と垂直分布のパラメータ化されたモデルと組み合わせることによって、これらの影響を調査します。粒子の成長はガスのイオン化率を高め、それによってジュール熱をミッドプレーンの近くで発生させることができます。ただし、10${\rm\mum}$を超えると、ディスクの不透明度が低下し、ミッドプレーンの温度が低下します。これらの2つの効果の組み合わせにより、粒子サイズが10〜100${\rm\mum}$の範囲にあるときに、ミッドプレーン温度が最大になります。良好な条件下では、10〜100${\rm\mum}$サイズまでの粒子成長により、雪線の1au軌道への移動が最大数Myr遅れる可能性があります。我々は、塵の成長を説明することは、磁気的に降着する原始惑星系円盤における雪線の進化と地球型惑星の形成を正確にモデル化するために不可欠であると結論付けています。
ガスディスクのフレアリングが回転曲線の分解に与える影響と、近くの銀河のバリオンと暗黒物質の関係の再検討
| Title |
The_impact_of_gas_disc_flaring_on_rotation_curve_decomposition_and_revisiting_baryonic_and_dark-matter_relations_for_nearby_galaxies |
| Authors |
Pavel_E._Mancera_Pi\~na,_Filippo_Fraternali,_Tom_Oosterloo,_Elizabeth_A._K._Adams,_Enrico_di_Teodoro,_Cecilia_Bacchini,_and_Giuliano_Iorio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.12977 |
後期型銀河のガス円盤はフレア状になっており、銀河の中心から離れるにつれてスケールの高さが高くなり、しばしばkpcスケールに達します。回転曲線分解から回収された暗黒物質ハローパラメータに対するガスディスクフレアリングの影響を研究します。このために、高品質の中性ガス、分子ガス、恒星の質量プロファイル、3D運動学的モデリングによって得られた堅牢なH\、{\sci}回転曲線、および信頼性の高いバルジを備えた32個の矮星銀河と渦巻銀河のサンプルを慎重に選択します。ディスク分解。垂直静水圧平衡を仮定することにより、原子および分子ガスディスクのスケール高さを導き出し、暗黒物質ハローを回転曲線に自己無撞着に適合させます。回転曲線分解におけるガスフレアの影響は、ガスが支配的な最小の矮星に対してのみ重要な役割を果たすことができますが、ほとんどの銀河では、影響は小さく、無視することができます。恒星およびバリオンとハローの質量関係（$M_\ast-M_{200}$および$M_{\rmbar}-M_{200}$）を再検討します。両方の関係は$M_{200}\approx10^{12}〜\rm{M_\odot}$までスムーズに増加し、この端の銀河は高い$M_\ast/M_{200}$と$M_{\rmbar}/M_{200}$比が宇宙論的バリオンの割合に近づいています。$M_{200}$が高くなると、関係はより大きなばらつきを示します。私たちの銀河サンプルのほとんどのハローは、N体の宇宙論的シミュレーションから得られた濃度-質量（$c_{200}-M_{\rm200}$）の関係に厳密に従います。興味深いことに、関係の上下にずれている銀河は、それぞれ最高と最低の恒星とバリオンの派閥を持っています。これは、$c_{200}-M_{\rm200}$法からの逸脱が断熱収縮とフィードバックの重要性が増しています。
並列の明るいz〜9銀河：HST並列プログラムからの残りのUV光度関数の明るい端
| Title |
Bright_z~9_Galaxies_in_Parallel:_The_Bright_End_of_the_Rest-UV_Luminosity_Function_from_HST_Parallel_Programs |
| Authors |
Micaela_B._Bagley,_Steven_L._Finkelstein,_Sof\'ia_Rojas-Ruiz,_James_Diekmann,_Keely_D._Finkelstein,_Mimi_Song,_Casey_Papovich,_Rachel_S._Somerville,_Ivano_Baronchelli,_and_Y.Sophia_Dai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.12980 |
z>8の明るい銀河の存在量は、ガス冷却と星形成のさまざまな物理的処方が実装されたときに予測される存在量が大きく異なるため、銀河の形成と進化のモデルに重要な制約を与える可能性があります。純粋な並列ハッブル宇宙望遠鏡のイメージングプログラムから選択された明るいz=9-10銀河の検索結果を示します。最も明るい再イオン化銀河調査、ハッブル赤外線純粋並列イメージング銀河外調査、およびWFC3赤外線分光並列調査の一部として観測された132のフィールドが含まれています。これらの観測は合計620平方分角をカバーし、その約70％はスピッツァー宇宙望遠鏡の赤外線イメージングでもカバーされています。8.3<z<11の範囲で24.5<m_H<26.5（-22.9<M_UV<-21.2）の13個の候補銀河を特定します。このサンプルは、純粋な並列観測の無相関の性質を利用して宇宙の分散を克服し、完全な多波長選択プロセスを活用して、完全性を犠牲にすることなく汚染を最小限に抑えます。詳細な完全性と汚染分析を実行し、疑似ビニング技術を使用してUV光度関数の明るい端の測定値を提示します。Finkelsteinetal。の結果と一致する数密度が見つかりました。（2022）およびHST並列フィールドでの他の検索。これらの明るい候補者はおそらく過密度に存在し、宇宙の再電離の最も初期の場所のいくつかを表す可能性があります。これらの新しい候補は、JWSTによるフォローアップの優れたターゲットであり、そのうちの4つはサイクル1のNIRSpecプリズムで観測されます。
SDSS-IV MaNGA：受動的な中央銀河の星の種族が星とハローの質量にどのように依存するか
| Title |
SDSS-IV_MaNGA:_How_the_stellar_populations_of_passive_central_galaxies_depend_on_stellar_and_halo_mass |
| Authors |
Grecco_A._Oyarzun,_Kevin_Bundy,_Kyle_B._Westfall,_Jeremy_L._Tinker,_Francesco_Belfiore,_Maria_Argudo-Fernandez,_Zheng_Zheng,_Charlie_Conroy,_Karen_L._Masters,_David_Wake,_David_R._Law,_Richard_M._McDermid,_Alfonso_Aragon-Salamanca,_Taniya_Parikh,_Renbin_Yan,_Matthew_Bershady,_Sebastian_F._Sanchez,_Brett_H._Andrews,_Jose_G._Fernandez-Trincado,_Richard_R._Lane,_D._Bizyaev,_Nicholas_Fraser_Boardman,_Ivan_Lacerna,_J._R._Brownstein,_Niv_Drory,_and_Kai_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.12999 |
中心銀河の集合が恒星の質量（M*）とハローの質量（Mh）。Tinker（2020a、b）および広く使用されているYangetal。の新しいグループカタログを使用して、Mhの体系的なエラーを制御します。（2007）カタログ。固定されたM*では、いくつかの恒星吸収機能の強度はMhによって体系的に変化します。完全にモデルフリーで、これは、同一のM*を持つ星の種族がホストハローの特性の影響を受けることを示す最初の兆候の1つです。これらの変動を解釈するために、コードalfを使用して完全なスペクトルフィッティングを適用しました。固定M*では、より大規模なハローの中心は古く、[Fe/H]が低く、[Mg/Fe]が高く、3.5シグマの信頼度があります。ハローは、M*銀河がどれだけ集まるかを決定するだけでなく、それらの化学的濃縮履歴も調整すると結論付けます。固定Mhでの分析に目を向けると、高M*セントラルは古く、[Fe/H]が低く、Mh>10^{12}Msun/hで[Mg/Fe]が高く、信頼度>4シグマです。巨大な受動銀河は早期に急速に形成されると考えられていますが、私たちの結果は、固定Mhでこれらの傾向を区別する最初の結果の1つです。彼らは、高M*セントラルが、崩壊とガス燃料供給の強化を通じて、またはそれらのハローが初期形成で高度に集中していたために、銀河集合バイアスの可能性のある信号のいずれかによって、独特の初期形成履歴を経験したことを示唆しています。
原始ブラックホールは星によって捕獲され、低質量の恒星ブラックホールへの崩壊を引き起こしました
| Title |
Primordial_black_holes_capture_by_stars_and_induced_collapse_to_low-mass_stellar_black_holes |
| Authors |
Marc_Oncins,_Jordi_Miralda-Escud\'e,_Jordi_L._Guti\'errez_and_Pilar_Gil-Pons |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.13003 |
小惑星の質量ウィンドウ（$\sim10^{-16}$から$10^{-11}\rmM_{\odot}$）の原始ブラックホールは、すべての暗黒物質を構成している可能性があり、星によって捉えることができます。彼らが十分に遅い速度でそれらを横断するとき。星形成中に束縛された軌道に置かれた後、軌道が非常に偏心し、力学的摩擦によって減速し、恒星の核に到達した場合、それらは繰り返し星を横切ることができます。これらの捕獲率は、最初の星が赤方偏移$z\sim20$で形成されるときに、暗黒物質密度が高く速度分散が遅いハローで最も高くなります。$0.3$から$1\rmM_{\odot}$の低金属量の星についてこの捕獲率を計算し、最初の矮小銀河で形成されたこれらの星の大部分が原始ブラックホールを捕獲し、それが成長することを発見しました。星の総質量に近いかもしれない質量までの降着によって。原始ブラックホールの捕獲率は、この小惑星の質量ウィンドウ上の質量に依存せず、外部の潮汐摂動の影響をあまり受けないはずであることを示します。これらの低質量の恒星のブラックホールは、今日、生き残った低質量の主系列星または白色矮星を含む天の川の低金属量の古いバイナリシステムで、または別のコンパクトなオブジェクトとの合併で放出される重力波を介して発見できます。。標準的な恒星進化論では、チャンドラセカール質量未満のブラックホールを形成するメカニズムは知られていないため、低質量のブラックホールを検出すると、恒星進化、暗黒物質、初期宇宙の理解に根本的な影響を及ぼします。
自己無撞着な穀物の枯渇と存在量II：銀河系外のHII領域のストロングライン診断への影響
| Title |
Self-Consistent_Grain_Depletions_and_Abundances_II:_Effects_on_strong-line_diagnostics_of_extragalactic_H_II_regions |
| Authors |
Chamani_M._Gunasekera,_Xihan_Ji,_Marios_Chatzikos,_Renbin_Yan,_and_Gary_Ferland |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.13023 |
ダスト粒子への元素の枯渇は、任意の視線の一般化された枯渇強度$F_*$と、トレンドラインパラメータ$A_X、B_X$、および$z_X$を使用して特徴付けられます。本研究では、これらのパラメータを使用して、$F_*$を0から1まで0.125刻みで変化させながら、15種類の元素の枯渇後の気相存在量を計算します。計算された存在量をCLOUDYモデルに入力することによって得られた、出現する強いスペクトル線強度の分析は、枯渇強度が予測される輝線とイオン化された雲の熱収支に重要な影響を与えることを示しています。枯渇した元素は、対応するイオンの存在量に影響を与えるだけでなく、ガス中の冷却剤の存在量のバランスにも影響を与えます。さらに、金属量、イオン化パラメータ$U$、および空乏強度$F_*$の各パラメータが連携して機能し、ISMの輝線強度と熱バランスに影響を与えることがわかりました。最後に、MaNGA調査から得られたデータを使用してHII領域のサンプルと結果を比較すると、最適な$F_*$は約0.5であることがわかりました。この最適値は、すべての金属に対してうまく機能するわけではなく、硫黄の枯渇が原因である可能性があります。
Fornax3Dプロジェクト：軌道特性と恒星の初期質量関数の間の固有の相関
| Title |
The_Fornax3D_project:_Intrinsic_Correlations_between_Orbital_Properties_and_the_Stellar_Initial_Mass_Function |
| Authors |
A._Poci,_R._M._McDermid,_M._Lyubenova,_I._Martin-Navarro,_G._van_de_Ven,_L._Coccato,_E._M._Corsini,_K._Fahrion,_J._Falcon-Barroso,_D._A._Gadotti,_E._Iodice,_F._Pinna,_M._Sarzi,_P._T._de_Zeeuw,_L._Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.13082 |
[arXivAbridged]この作業では、ろ座銀河団の3つのエッジオンレンズ状銀河のIMFの新しい空間分解測定値を調べます。具体的には、この軌道フレームワーク内に新しいIMFマップを適合させるために、測定された運動星団を再現する既存の軌道ベースの動的モデルを利用します。次に、固有の軌道特性とローカルIMFとの相関関係を調査します。各銀河内で、角運動量の大きい円盤状の星が、矮星に富むIMFを示していることがわかります。中央に集中している圧力支持軌道には、同様に矮星が豊富なIMFがあります。逆に、中程度の角運動量を持つ大きな半径の軌道は、同じ銀河の他の領域に比べて矮星が著しく少ないIMFを示します。現在、大きな半径で動的に高温の軌道上にある星は、付着した集団によって支配されていると仮定すると、これらの発見は、星の集団の矮星の豊富さと、それが形成されたホスト。具体的には、重力ポテンシャルが深くなると、矮星が豊富な集団が生成され、質量の小さい衛星に由来する矮星が比較的不足することになります。逆に、中央および高角運動量の集団は、より大規模なホスト自体で形成されたその場の星によって支配されている可能性があります。ここで研究された3つの銀河の間にも、IMFパラメーター$\xi$の最大$\sim0.3\\mathrm{dex}$のグローバルな違いがあります。IMFの変動を完全に説明できる局所的な動的または化学的特性は見つかりません。
大マゼラン雲の電波連続スペクトルによる暗黒物質の消滅の抑制
| Title |
Constraining_annihilating_dark_matter_by_radio_continuum_spectrum_of_the_Large_Magellanic_Cloud |
| Authors |
Man_Ho_Chan,_Chak_Man_Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.13100 |
最近の電波観測は、暗黒物質を全滅させるための厳しい制約を得ています。この記事では、大マゼラン雲（LMC）の電波連続スペクトルデータを使用して、暗黒物質消滅信号を分析します。$1.5\sigma$の統計的有意性を持つ、暗黒物質消滅のわずかに正の信号を発見しました。全体的に最適な暗黒物質の質量は$m_{\rmDM}\approx90$GeVであり、$b\bar{b}$チャネルを介して消滅します。また、$e^+e^-$、$\mu^+\mu^-$、$\tau^の標準的な熱暗黒物質消滅断面積を使用して、暗黒物質の質量の$3\sigma$下限を制限しました。+\tau^-$および$b\bar{b}$チャネル。
WISE W1（$ 3.4 \ mu \ rm m $）およびW2（$ 4.6 \ mu \ rm m
$）バンドでのタリーフィッシャー関係のキャリブレーション
| Title |
Calibration_of_the_Tully-Fisher_relation_in_the_WISE_W1_($3.4\mu_\rm_m$)_and_W2_($4.6\mu_\rm_m$)_Bands |
| Authors |
Rianna_Bell,_Khaled_Said,_Tamara_Davis,_T._H._Jarrett |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.13136 |
この論文では、W1およびW2バンドの848銀河と857銀河の大規模なサンプルを使用して、中赤外線W1（$3.4\mu$m）およびW2（$4.6\mu$m）バンドのTF関係のキャリブレーションを示します。それぞれ。このキャリブレーションでは、クラスター母集団の不完全性バイアスの修正と形態学的タイプの修正を実行しました。キャリブレーションは、新しい反復二変量フィッティング手順を使用して実行されました。これらのキャリブレーションでは、総絶対等級と、回転速度の尺度としてHIグローバルプロファイルから導出されたHI線幅$W_{F50}$を使用しました。次に、（i）等光度の大きさ、および（ii）回転速度間の経験的変換から得られた、銀河の空間的に分解された回転曲線の平坦なセクションに沿って測定された平均回転速度を使用して、同じサンプルに対して2つの追加のキャリブレーションを実行しました。定義。これらの3つのキャリブレーションを比較して、等光度の大きさ、または空間的に分解された回転速度の使用が、W1およびW2バンドのTF関係周辺の散乱に大きな影響を与えるかどうかを判断しました。合計の大きさと\hi線幅を使用した元のキャリブレーションでは、合計のばらつきが最小であることがわかりました。これらのキャリブレーションは、$M_{\rmTot、W1}=（2.02\pm0.44）-（10.08\pm0.17）\log_{10}（W_{F50}）$および$M_{\rmTot、W2}で与えられます。=（2.00\pm0.44）-（10.11\pm0.17）\log_{10}（W_{F50}）$、関連する合計分散$\sigma_{W1}=0.68$および$\sigma_{W2}=0.69$。最後に、中赤外線帯域でのキャリブレーションを、近赤外線J、H、Kバンド、および同じ2つの補正を使用した長波長光Iバンドでの以前のキャリブレーションと比較しました。これらの関係の違いは、さまざまな波長で追跡される渦巻銀河のさまざまな領域と成分を考慮することで説明できます。
異なる空間スケールでのCzernik3散開星団に向けた光学直線偏光研究
| Title |
Optical_linear_polarization_study_towards_Czernik_3_open_cluster_at_different_spatial_scales |
| Authors |
Namita_Uppal,_Shashikiran_Ganesh,_and_D._Bisht |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.13153 |
スローンiバンドのCzernik3クラスターのコアに向かう星の光学直線偏光観測を提示します。データは、アブ山天文台の1.2m望遠鏡でEMPOL装置を使用して取得されました。偏光観測の結果をGaiaEDR3、WISE、およびHI、$^{12}$CO調査のデータと組み合わせることにより、このクラスターに向かうダスト分布を研究します。さらに、Czernik3から15$^\circ$以内にある以前に研究されたクラスターの偏光データを使用して、大規模なダスト分布を理解します。Czernik3の観測結果は、偏光度の範囲が広いことを示しており、たとえ小規模であっても、塵が空の平面全体に均一に分布していないことを示しています。Czernik3までの距離は、ガイアEDR3位置天文学から特定されたコア領域のメンバー星を使用して、$3.6\pm0.8$kpcに制限されています。これにより、これまでの偏光で観察された中で最も遠いクラスターの1つになります。このクラスター方向に向かって観測された分極と消滅の程度の変化は、$\sim1$kpcと$\sim3.4$kpcの距離でこの視線に沿って少なくとも2つのダスト層が存在することを示唆しています。分極度とWISEW4フラックスの増加からわかるように、クラスターの中心に塵が存在する兆候があります。ほこりの大規模な分布は、ローカルアームとペルセウスアームの間にほこりの含有量が少ない領域の存在を示しています。
$ z =3.25$に強い[OIII]線を持つ星形成銀河の物理的性質
| Title |
The_Physical_Properties_of_Star-Forming_Galaxies_with_Strong_[OIII]_Lines_at_$z=3.25$ |
| Authors |
Run_Wen_(1_and_2),_FangXia_An_(3),_Xian_Zhong_Zheng_(1_and_2),_Dong_Dong_Shi_(1),_Jianbo_Qin_(1),_Valentino_Gonzalez_(4),_Fuyan_Bian_(5),_Haiguang_Xu_(6),_Zhizheng_Pan_(1),_Qing-Hua_Tan_(1),_Wenhao_Liu_(1),_Min_Fang_(1),_Jian_Ren_(1_and_2),_Yu_Heng_Zhang_(1_and_2),_Man_Qiao_(1_and_2),_Shuang_Liu_(1_and_2)_((1)_Purple_Mountain_Observatory,_Chinese_Academy_of_Sciences,_(2)_School_of_Astronomy_and_Space_Sciences,_University_of_Science_and_Technology_of_China,_(3)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_the_Western_Cape,_and_the_Inter-University_Institute_for_Data_Intensive_Astronomy,_(4)_Chinese_Academy_of_Sciences_South_America_Center_for_Astronomy,_China-Chile_Joint_Center_for_Astronomy,_Centro_de_Astrof\'isica_y_Tecnolog\'ias_Afines_(CATA),_(5)_European_South_Observatory,_(6)_School_of_Physics_and_Astronomy,_Shanghai_Jiao_Tong_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.13310 |
拡張チャンドラディープフィールドサウス（ECDFS）の$z=3.254\pm0.029$にある34個の\OIII\輝線銀河（ELG）の物理的特性の分析を示します。これらのELGは、CFHT/WIRCamで取得された383arcmin$^2$の深く狭いH$_2\mathrm{S}（1）$および広い$K_\mathrm{s}$イメージングから選択されます。ELGの物理的特性を導出するために、$U$から$K_\mathrm{s}$までのスペクトルエネルギー分布（SED）を構築します。これらの\OIII\ELGは、$L_{\rmOIII}\sim10^{42.6-44.2}$ergs$^{-1}$の強い\OIII\線を持つスターバースト銀河として識別され、星の質量は$です。M_{\ast}\sim$10$^{9.0-10.6}$M$_\odot$と星形成率$\sim$10--210M$_\odot$yr$^{-1}$。私たちの結果は、サンプル銀河の24\％が$A_{\rmV}>1$magとEW（OIII）$_{\rmrest}\sim$70--500\AAでほこりっぽいことを示しています。光学的に選択された\OIII\ELGサンプルで見落とされました。\textit{HST}/ACSおよび\textit{HST}/WFC3ディープイメージングからのそれらのレストフレームUVおよび光学形態は、これらの\OIII\ELGがほとんど複数コンポーネントシステム（合併の可能性が高い）またはコンパクトであることを示しています。そして、それらの20\％は、ほこりの減衰が大きいため、残りのフレームのUVではほとんど見えません。興味深いことに、サンプルは2つのコンポーネントで構成される過密度に存在することがわかります。1つは南東（SE）で、13$^3$cMpc$のボリュームにわたって$\delta_{\rmgal}\sim$41の過密度係数を持ちます。^3$および他の北西（NW）、$\delta_{\rmgal}\sim$38、ボリューム10$^3$cMpc$^3$。2つの過密な下部構造は、$z=0$で、合計質量が$\sim1.1\times10^{15}$M$_\odot$および$\sim4.8\times10^{14}$Mでビリアル化されると予想されます。$_\odot$、そしておそらくコマのような銀河団に合流します。
銀河におけるマルチスケール金属量変動の地球統計学的分析[II]：ユニバーサルクリギングによるHiiおよび拡散イオン化ガス領域の金属量の予測
| Title |
A_geostatistical_analysis_of_multiscale_metallicity_variations_in_galaxies_[II]:_Predicting_the_metallicities_of_Hii_and_diffuse_ionised_gas_regions_via_universal_kriging |
| Authors |
Benjamin_Metha,_Michele_Trenti,_Tingjin_Chu,_Andrew_Battisti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.13314 |
拡散イオン化ガス（DIG）の金属量は、Hii領域の金属量を計算するために較正された強力な輝線診断を使用して決定することはできません。このため、面分光法（IFS）データからの分解された金属量マップはほとんど不完全なままです。この論文（シリーズの第2回）では、銀河の完全な2D金属量分布を、Hii領域で測定された金属量から再構築し、近くのデータポイント間の空間相関を考慮した、ユニバーサルクリギングの地球統計学的手法を紹介します。この方法を適用して、TYPHOON/PrISM調査のデータを使用して、局所渦巻銀河NGC5236の忠実度の高い金属量マップを作成します。最大0.4〜1.2kpc離れたHii領域の金属量に有意な相関が見られます。この方法を使用して構築された予測は、Hii領域で交差検定を使用してテストされ、金属量勾配に基づく内挿よりも大幅に優れていることを示しています。さらに、クリギングを適用して、高解像度（<100pc）の金属量マップを持つ7つの追加の渦巻銀河を考慮して、DIG放射が支配的な領域の金属量を予測します。クリギングマップを新しいイオン化補正で計算されたDIG金属性と比較すると、そのような補正により、個々の銀河に対して最大$\pm0.1$dexの体系的なオフセットが導入され、サンプルの散乱は0.02〜0.07dexであることがわかります。全体として、局所渦巻銀河のDIGが支配的な領域の金属性を推測するための優れた方法として、キャリブレーションされた地球統計モデルとともにユニバーサルクリギングをお勧めします。これは、空間的に分解された銀河観測に地球統計法を適用する可能性をさらに示しています。
| Title |
Catching_the_Butterfly_and_the_Homunculus_of_$\eta$_Carinae_with_ALMA |
| Authors |
Luis_A._Zapata_(IRyA-UNAM),_Laurent_Loinard_(IRyA-UNAM),_Manuel_Fern\'andez-L\'opez_(IAR),_Jes\'us_A._Toal\'a_(IRyA-UNAM),_Ricardo_F._Gonz\'alez_(IRyA-UNAM),_Luis_F._Rodr\'i_guez_(IRyA-UNAM),_Theodore_R._Gull_(NASA),_Patrick_W._Morris_(CalTech),_Karl_M._Menten_(MPIfR),_and_Tomasz_Kami\'nski_(NCAC) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.13405 |
$\eta$りゅうこつ座の星周円盤付近にある分子ガス成分の性質と起源は、まだ完全には理解されていません。ここでは、アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）CO（3$-$2）観測を、高い角度分解能（$\sim$0.15$''$）で示し、この起源を明らかにするために採用された高い感度を示します。$\eta$Carinaeのコンポーネント。これらの観測は、以前に報告されたものよりもはるかに速い速度（$-$300から$+$270kms$^{-1}$）の青と赤方偏移の分子熱放射を明らかにします。赤方偏移と青方偏移した葉の最も内側の輪郭は、おそらく手足の明るさによるものです。赤方偏移された放出の内側の輪郭は{\it破壊されたトーラス}であると提案されましたが、ここで、それがローブおよび/または拡大する赤道スカートから発生した分子放出の少なくとも一部であることを明らかにしました。一方、全身速度（$\pm$100kms$^{-1}$）に近づくと、CO分子ガスは内側の蝶形の構造をトレースします。これは、NIRおよびMIR波長でもその領域として明らかになります。シールドされたほこりがあります。分子成分の位置と運動学は、この物質が$\eta$Carinaeのさまざまな噴火の後に形成されたことを示しています。
kpcスケールでの熱および非熱無線連続放射の進化--SKAの予測
| Title |
Evolution_of_thermal_and_nonthermal_radio_continuum_emission_on_kpc_scales--Predictions_for_SKA |
| Authors |
M._Ghasemi-Nodehi,_Fatemeh_S._Tabatabaei,_Mark_Sargent,_Eric_J._Murphy,_Habib_Khosroshahi,_Rob_Beswick,_Anna_Bonaldi,_Eva_Schinnerer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.13443 |
遠方の銀河の熱的および非熱的電波連続体（RC）放出の解決されたマップは、銀河の進化における星間物質（ISM）の役割を理解するための強力なツールです。過去の現在の星形成銀河のRC表面輝度を$0.15<z<3$でシミュレートします。これは、（1）〜進化なし、および（2）〜光学と同じ進化の2つのケースを考慮したものです。a）〜kpcスケールでの熱および非熱放射の構造、b）〜中無線周波数（$\simeq$1-10\、GHz）での熱分率とシンクロトロンスペクトルの進化、およびc）を調査することを目的としています。〜RC放射構造の検出における提案されたSKA1-MID参照調査の能力。シンクロトロンスペクトルは$z$で平坦になり、より高い$z$で観測された銀河の中間ラジオSEDに曲率を引き起こします。最近の観察研究で報告されたスペクトル指数は、サイズの進化がないシナリオとよく一致しています。この場合、1.4\、GHzで観測された平均熱分率は、より高い静止フレーム〜周波数での放射光の低下により、赤方偏移とともに$z=0.15$から$z=2$に30\％以上増加します。。より重い銀河は熱の割合が低く、非熱スペクトルの平坦化が速くなります。提案されたSKA1-MIDバンド〜2参照調査は、M51およびNGC6946のような銀河（${\rmM_{\star}}\simeq10^{10}\、{\rmM}_{\odot}$）最大$z=3$。この調査では、低赤方偏移$z\lesssim0.5$でのみ、M33（${\rmM_{\star}}\simeq10^{9}\、{\rmM}_{\odot}$）のような低質量銀河を検出します。。星形成のピークでRC放出プロセスを適切に分離するには、バンド〜1をSKA1-MID参照調査に含めることが重要です。
核スターバーストリングからの銀河風と泡
局所的なスターバースト銀河からの銀河の流出は、通常、層状の形状を示し、冷たい$10^4\、$Kの流れが、より高温の$10^7\、$Kの円筒状にコリメートされた、X線放射プラズマを覆っています。ここでは、リング状の形状のエネルギー注入によって駆動される風が、この独特の大規模な多相形態を生み出すことができると主張します。リングの構成は、大規模な渦巻腕構造が終了するホスト銀河の内側のリンドブラッド共鳴で、大規模な若い星団がリングに分布していることが多いという観測によって動機付けられています。スターバーストリングからのエネルギー駆動熱風の出現とダイナミクスを追跡するパラメータ化された3次元放射流体力学シミュレーションを提示します。内側のリング穴内で流れが衝撃を与え、$10^7$\、Kの高い温度を維持し、一方、風駆動リングから出てくる流れが遮られることなく、$10^4\、$Kまで急速にバルク冷却されることを示します。、より低温のほぼ共動する材料のシースで囲まれた、高速で高温のバイコニカル流出を生成します。銀河円盤や磁場からの圧力閉じ込めがない場合でも、ホットフローはリング軸に沿ってコリメートされます。膨張の初期段階では、出現する風が天の川のeROSITAとフェルミバブルを連想させる泡のような形を形成します。バブルの前には、短軸に沿った高速の過渡的な流れがあり、通常はAGN駆動の風（$\gtrsim3000-10000\、\mathrm{km\、s^{-1}}$）に関連する速度に達する可能性があります。周囲の媒体の密度について。リング構成の物理学、放射バルク冷却の条件、および将来のX線観測への影響について説明します。
分子雲の安定性とサイズ-線幅の関係の測定に対するCO-ダークガスの影響
| Title |
Effects_of_CO-dark_Gas_on_Measurements_of_Molecular_Cloud_Stability_and_the_Size-Linewidth_Relationship |
| Authors |
Theo_J._O'Neill,_Remy_Indebetouw,_Alberto_D._Bolatto,_Suzanne_C._Madden,_Tony_Wong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.13533 |
星は分子雲の中で形成されるので、分子雲の物理的状態を特徴づけることは、星形成のプロセスを理解する上で重要です。雲の構造と安定性は、ビリアルパラメータや、雲の半径、速度分散、面密度の間のLarson（1981）のスケーリング関係などのメトリックを使用して頻繁に評価されます。これらの量の間の典型的な銀河関係からの逸脱は、低金属量環境で観察されています。対応するCO排出のない雲のエンベロープ内のH$_2$ガスの量は、これらの条件下で高いと予想されます。したがって、この「COダーク」ガスは、雲の特性で観察された変動の原因である可能性があります。経験的な凝集塊の特性（質量、半径、速度分散、表面密度、およびビリアルパラメーター）に適用できる簡単な補正を導き出し、べき乗則およびプラマー質量密度プロファイルに従って凝集塊内のCO-ダークガスを説明します。COダークガスは、低金属量領域でのラーソンの関係からの逸脱の原因ではない可能性が高いが、ビリアルパラメータは体系的に過大評価されている可能性があることがわかります。COダークガスの補正は、さまざまな環境にわたる分子雲の動的状態と進化を正確に比較するために重要であることを示しています。
| Title |
Evidence_for_a_moderate_spin_from_X-ray_reflection_of_the_high-mass_supermassive_black_hole_in_the_cluster-hosted_quasar_H1821+643 |
| Authors |
J\'ulia_Sisk-Reyn\'es,_Christopher_S._Reynolds,_James_H._Matthews_and_Robyn_N._Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.12974 |
赤方偏移$z=0.3$の豊富で大規模なクールコアクラスターによってホストされた、非常に明るい電波の静かなクエーサーH1821+643の深い$Chandra$低エネルギーおよび高エネルギー透過格子アーカイブ観測の分析を提示します。これらのデータセットは、銀河団ガスによる汚染や光子の堆積の影響を受けずに、2つのエポックでAGNの高解像度スペクトルを提供し、鉄-$K$バンドの高感度プローブを提供します。両方のエポックで、スペクトルは、べき乗則の連続体と、内側の降着円盤と冷たくゆっくりと移動する遠方の物質の両方からのX線反射によってよく表されます。このフレームワークを採用して、内部ディスクとブラックホールスピンの特性を調べていきます。マルコフ連鎖モンテカルロ（MCMC）法を使用して、ブラックホールのスピン、内側の円盤の傾き、および内側の円盤の鉄の存在量が不変であると仮定して、2つのエポックからの制約を組み合わせます。ブラックホールのスピンは控えめで、90$\％$の信頼できる範囲は${a}^{*}=0.62^{+0.22}_{-0.37}$です。そして、$\log（M_\mathrm{BH}/M_\odot）\sim9.2-10.5$の範囲の質量$M_\mathrm{BH}$で、これは、-定義されたスピン制約はまだ取得されていません。このブラックホールの適度なスピンは、最も大規模なブラックホールがインコヒーレントまたはカオス的な降着および/またはSMBH-SMBHの合併によって成長する可能性があるという以前の提案をサポートしています。
バイスペクトルを使用してGRS1915+105の無線X線相関をプローブする
準周期的振動（QPO）を示すGRS1915+105の観測に関するバイコヒーレンス分析の結果を提示します。バイコヒーレンスは、フーリエ周波数のトリプレットの位相間の関係を調べるために使用できる高次の統計です。非常に類似したパワースペクトルを示しているにもかかわらず、観測値はバイコヒーレンスに異なるパターンを示しており、QPOがさまざまな方法でノイズに位相結合していることを示しています。示されたバイコヒーレンスパターンが、QPOの周波数、硬度比、およびソースの無線特性と相関していることを示します。特に、QPOと高周波および低周波ブロードバンドコンポーネント間の位相結合の性質は、電波が静かな状態、無線のプラトー状態、および無線が急な状態で異なることがわかります。また、異なるバイコヒーレンスパターンを示す2Hzを超えるQPO周波数での観測の位相遅れの動作を調査し、それらの間に統計的に有意な差を見つけ、根本的な物理的メカニズムの変化を示します。最後に、降着円盤からの軟光子によるジェット電子の冷却が、バイコヒーレンスと電波特性の間に観測された相関関係を説明できるシナリオを提示します。
1kpc以内の接触連星変数のX線放射
| Title |
X-ray_emission_of_contact_binary_variables_within_1_kpc |
| Authors |
Junhui_Liu,_Jianfeng_Wu,_Ali_Esamdin,_Wei-Min_Gu,_Mouyuan_Sun_and_Junfeng_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.13210 |
X線放射EW型バイナリー（EWX）のこれまでで最大のサンプルを組み立てることにより、X線光度log$L_{\textrm{X}}$とX線活動レベルログの相関分析を実行しました。（$L_{\textrm{X}}$/$L_{\textrm{bol}}$）対軌道周期$P$および有効温度$T_{\rmeff}$。EWXの強い$P$-log$L_{\textrm{X}}$と$P$-log（$L_{\textrm{X}}$/$L_{\textrm{bol}}$）の相関関係が見つかりました$P$<0.44日で、これらの関係の線形パラメーター化を提供します。これに基づいて、公転周期をlog$L_{\textrm{X}}$およびlog（$L_{\textrm{X}}$/$L_{\textrm{bol}}$）。前述のバイナリ恒星パラメータはすべてlog$L_{\textrm{X}}$と相関していますが、$T_{\rmeff}$のみがlog（$L_{\textrm{X}}$/$と強い相関を示していますL_{\textrm{bol}}$）。次に、より高い温度のEWXは、より低いX線活動レベルを示します。これは、磁気ダイナモメカニズムに関連する対流領域が薄くなっていることを示している可能性があります。EWXの総X線光度は、一次星と同じ質量のX線飽和主系列星の光度と本質的に一致しています。これは、一次星がX線放射を支配していることを意味している可能性があります。単調に減少する$P$-log（$L_{\textrm{X}}$/$L_{\textrm{bol}}$）の関係と短い公転周期は、EWXがすべてX線飽和状態にある可能性があることを示しています、そしてそれらは、単一の星によって示される質量とともに、飽和X線光度の変化する傾向を継承する可能性があります。EWXの場合、公転周期、質量、および有効温度が一致して増加します。$P=0.44$日の期間は、$\sim1.1\rmM_\odot$の一次質量に対応し、それを超えると、単一の星の飽和X線光度は質量とともに増加し続けることはありません。これは、$P>0.44$日でのEWXの正の$P$-log$L_{\textrm{X}}$関係の中断を説明しています。
ケプレリアンディスクにおけるノイズによる流体力学的不安定性と磁気回転不安定性の間の競争
| Title |
The_competition_between_the_hydrodynamic_instability_from_noise_and_magnetorotational_instability_in_the_Keplerian_disks |
| Authors |
Subham_Ghosh_and_Banibrata_Mukhopadhyay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.13230 |
磁気回転不安定性（MRI）の成長率と、局所的なケプレリア降着流に余分な力が存在する場合の流体力学の不安定性との比較に挑戦します。基礎となるモデルは、回転、磁場、および余分な力、おそらく平均がゼロ以外のノイズが存在する場合のOrr-SommerfeldおよびSquire方程式によって記述されます。Wentzel-Kramers-Brillouin（WKB）近似を使用して、摂動の純粋な垂直磁場と垂直波数ベクトルに対して余分な力を加えずにMRIを取得します。予想通り、MRIは、摂動波数ベクトルの大きさに応じて変化する磁場の範囲内でアクティブになります。次に、成長率に対するノイズの影響を確認するために、4次分散関係が得られました。成長率のこれらの4つのソリューションの中で、磁場のMRIアクティブ領域のノイズの平均が消失する限界でMRI成長率に低下するソリューションは、ほとんどがMRIによって支配されます。ただし、MRIの非アクティブ領域では、ノイズが存在する場合、ソリューションは不安定であることがわかります。これは、磁場にほとんど依存しません。前の成長率をほぼ補完する別の成長率は、消失するノイズの限界での安定性につながります。消失する磁場の限界での流体力学的成長率に対応する残りの2つの成長率は、MRI成長率とは完全に異なります。さらに興味深いことに、後者の成長率はMRIの成長率よりも大きいです。粘度を考慮すると、レイノルズ数に応じて成長速度が低下します。
マーチソン広視野アレイを使用した長いGRB210419Aからの迅速な電波放射の高時間分解能検索
| Title |
High_time_resolution_search_for_prompt_radio_emission_from_the_long_GRB_210419A_with_the_Murchison_Widefield_Array |
| Authors |
J._Tian,_G._E._Anderson,_P._J._Hancock,_J._C._A._Miller-Jones,_M._Sokolowski,_N._A._Swainston,_A._Rowlinson,_A._Williams,_D._L._Kaplan,_N._Hurley-Walker,_J._Morgan,_N._D._R._Bhat,_D._Ung,_S._Tingay,_K._W._Bannister,_M._E._Bell,_B._W._Meyers,_M._Walker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.13263 |
マーチソン広視野アレイ（MWA）の高速応答モードを使用して、長いGRB210419Aに関連する迅速な無線放射の低周波（170\textendash200\、MHz）検索を提示し、電圧キャプチャシステム（VCS）で観測をトリガーします。初めて。MWAは、\textit{Swift}による検出から89秒以内にGRB210419Aの観測を開始し、このGRBによって放出される分散遅延信号を典型的な範囲の赤方偏移でキャプチャできるようにしました。1から$5000\、\text{pc}\、\text{cmまでの広範囲の分散測定にわたって、$100\、\upmu$sおよび10\、kHzの時間およびスペクトル分解能で標準の単一パルス検索を実行しました。}^{-3}$ですが、何も検出されませんでした。ただし、フルエンスの上限$77\text{-}224$\、Jy\、msは、パルス幅$0.5\text{-}10$\、msおよび赤方偏移$0.6<z<4$で導出されます。低無線周波数で最も厳しいもののいくつか。これらのフルエンス限界をGRBジェット-星間物質（ISM）相互作用モデルと比較し、磁気エネルギーの割合に制約を課しました（$\epsilon_{\text{B}}\lesssim[0.05\text{-}0.1]$）。また、画像ドメインの微細なタイムスケールでGRB210419AのX線フレアリング活動中に信号を検索しましたが、放射がないことがわかり、強度の上限は$0.57\、\text{Jy}\、\text{beam}^になりました。{-1}$、$\epsilon_{\text{B}}\lesssim10^{-3}$の制約に対応します。私たちの非検出は、GRB210419Aが高赤方偏移にあったこと、低周波放射に十分な磁気エネルギーがなかったこと、または電波がGRB環境から逃げなかったことを意味する可能性があります。
マグネターと高速電波バーストの対対称風における分極伝達
ライトシリンダーに近いペア対称マグネター風の内部での分極の伝播を検討します。磁場中のペアプラズマは複屈折であり、$\proptoB^2$効果です。その結果、このようなプラズマは位相リターダとして機能します。ストークスパラメータは、ポアンカレ球上の円形の軌道に従います。高度に磁化された領域$\omega、\、\omega_p\ll\omega_B$では、対応する回転速度は磁場に依存しません。分散測定DM$\sim10^{-6}$pccm$^{-3}$を備えたプラズマスクリーンは、大きな有効回転測定（RM）を含む大きな偏光変化を引き起こす可能性があります。（一般化された）RMの周波数スケーリング$\propto\lambda^\alpha$は、小さな位相シフトに対して$\alpha=2$の従来のRMを模倣しますが、$\alpha=1$まで小さくすることができます。観測値を解釈する際には、偏波パラメータの周波数スケーリングを個別に適合させる必要があります。このモデルは、（i）FRBで観測された、左右のスイッチングを伴う大きな円偏光成分の説明を提供します。（ii）大きなRM。符号が変更される可能性があります。（iii）時間依存の可変分極。比較的密でゆっくりとした風が必要です-通常のパルサーでの対応する効果は小さいです。
| Title |
Multi-messenger_Emission_from_Tidal_Waves_in_Neutron_Star_Oceans |
| Authors |
Andrew_G._Sullivan,_Lucas_M._B._Alves,_Georgina_O._Spence,_Isabella_Leite,_Do\u{g}a_Veske,_Imre_Bartos,_Zsuzsa_M\'arka,_Szabolcs_M\'arka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.13541 |
中性子星を含む天体物理学の連星は、マルチメッセンジャー天体物理学の刺激的な源を表しています。コンパクトな連星システムに伴う電磁過渡現象の原因として少し考えられているのは、中性子星の海洋であり、外部の流体層が中性子星を包んでいます。中性子星海洋における津波とその結果に関する基礎研究を提示します。具体的には、中性子星の海洋の振動モードが、中性子星-ブラックホールの連星インスピレーション、連星の連星インスピレーション、および中性子星間の放物線状の遭遇の間に、どのように潮汐的に励起されて共鳴津波を生成するかを調査します。中性子星の海洋は、100mHz未満の周波数の津波に耐えることができることがわかります。我々の結果は、共鳴中性子星海洋津波が、中性子星-ブラックホールと連星中性子星の合併の前に、これまで研究されたことのない前駆体電磁放出の源として役立つかもしれないことを示唆している。エネルギー収支が$10^{46}$ergに達する可能性のある共鳴中性子星海洋津波は、電磁フレアを伴う場合、コンパクトなバイナリマージの非常に早期の警告サイン（マージ前の$\sim1-10$年）として機能する可能性があります。同様に、海洋の津波の励起は、中性子星の放物線の遭遇と一致します。中性子星海洋モデルとフレア放出シナリオに応じて、フレアはFermiとNuSTARによって$\sim100$Mpcまで検出可能であり、検出率は$\sim7$yr$^{-1}$であることがわかります。連星の場合は$\sim0.6$yr$^{-1}$、中性子星の場合は$^{-1}$-ブラックホール連星。重力波などの他の天体物理学的メッセンジャーに加えて、中性子星海洋潮汐波からの放出の観測は、中性子星の表面の状態方程式、中性子星の海洋と地殻の組成、および中性子星の地球物理学への洞察を提供します。
音でグラフを描く：CosMonic可聴化プロジェクト
| Title |
Painting_graphs_with_sounds:_CosMonic_sonification_project |
| Authors |
Rub\'en_Garc\'ia-Benito_and_Enrique_P\'erez-Montero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.12984 |
CosMOnic（COSmosharMONIC）は、あらゆる種類のデータの分析（音による）、芸術的創造のインスピレーションの源、教育的および普及の目的という3つの目的を持つ可聴化プロジェクトです。この寄稿では、後者の分野でCosMonicが最近作成した作品を紹介し、視覚障害者や弱視の人々を対象とした包括的な天文学普及プロジェクトAstroAccesibleの具体的な事例を作成しますが、別の形式で天体物理学を理解したい一般の人々も対象としています。このプロジェクトでは、CosMonicは、簡単に理解できるように、音響次元で単純な天文ケースを作成しようとしています。これらの可聴化に対するCosMonicの哲学は、単純なメタファーに要約できます。音でグラフを描くことです。可聴化は、視覚情報を強化するのに役立つ強力なツールです。したがって、CosMonicは、一般の人々に到達するための補完的な方法を使用して、オーディオにアニメーションを付随させます。CosMonicが包括的天文学のために作成したいくつかの事例を提供することに加えて、私たちはさまざまな聴衆と私たちの経験を共有し、（グローバルな）包括的アウトリーチでの可聴化のより良い使用のためのいくつかのアイデアを提案します。
| Title |
New_Photometric_Calibration_of_the_Wide_Field_Camera_3_Detectors |
| Authors |
A._Calamida,_V._Bajaj,_J._Mack,_M._Marinelli,_J._Medina,_A._Pidgeon,_V._Kozhurina-Platais,_C._Shanahan,_D._Som_(Space_Telescope_Science_Institute) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.13014 |
4つの白色矮星、すなわちGRW+70〜5824、GD〜153、GD〜71、G191B2B、およびG-について2009年から2020年に収集された観測に基づいて、WFC3-UVISおよびWFC3-IR検出器の新しいフォトメトリックキャリブレーションを提示します。タイプスター、P330E。これらのキャリブレーションには、ハッブル宇宙望遠鏡の一次標準白色矮星モデルの最近の更新と、ベガの新しい基準フラックスが含まれています。2つのWFC3-UVISチップ、UVIS1とUVIS2の時間依存の逆感度は、2009年の参照エポックに関して観測されたカウント率の時間的変化を考慮した後、42のフルフレームフィルターすべてについて計算されました。時間の経過に伴う感度の変化を補正することにより、いくつかのフィルターのエネルギー値を囲み、2つのWFC3-UVISチップの感度比を改善しました。20個のWFC3-UVISクワッドフィルターと15個のWF3-IRフィルターの更新された逆感度値は、一次標準と新しいVega参照フラックスの新しいモデル、およびIR検出器の場合は新しいフラットフィールドを使用して導出されました。。ただし、これらの値は、時間の経過に伴う感度の変化を考慮していません。新しいキャリブレーションは、広視野、中帯域、狭帯域のWFC3-UVISフィルターで0.5％、クアッドフィルターで5％、WFC3-IRフィルターで1％を超える測光内部精度を提供します。2020年10月15日の時点で、更新された一連のフォトメトリックキーワードがWFC3画像ヘッダーに入力されています。
面分光法の時代のプラズマ診断
さまざまなガスシステムの物理的状態を理解するには、プラズマ診断を適切に実行する必要があります。そのためには、絶滅補正を適切に実行することも同様に重要です。これは、ターゲットソースの物理的状態（プラズマ診断によって導き出される量そのもの）を、消滅補正を実行する前でも知っておく必要があることを意味します。これは、通常、ターゲットソースの観測スペクトルを比較することによって消滅の程度が決定されるためです。それらの理論的に予測された対応物。この難問を解決する1つの方法は、収束した解を繰り返し求めることにより、消滅補正とプラズマ診断の両方を一緒に実行することです。実際、これらの分析が自己無撞着に実行される場合、採用された消光法とR_V値を前提として、十分に較正された線強度のみに基づいて収束解を見つけることができます。ただし、これらの分析が最初から最後まで数値的に厳密に行われていることはまだまれです。このAPN8e会議への寄稿では、この複雑な問題を確認し、最近の実験結果に基づいて重大な問題を整理したいと思います。これらの分析の非常に数値的な性質によって悪化する複雑な理論的および観察的進歩は、コンピュータ以前の時代に問題を分析的に扱いやすくするために多くの分析的単純化を必要とし、そのような分析的単純化は今日でも文献で横行しているようです。十分な計算リソースがすぐに利用できるようになりました。したがって、コミュニティは、過去に必要な悪であったかもしれない数値計算を回避するこの古い習慣を廃止することが奨励されています。これは、空間分解された2D分光法のコンテキストで特に当てはまります。これは、1D分光法から盲目的に継承されることが多い均一性の仮定と明らかに矛盾します。
レーザー加速帆船のコスト最適システム性能マップ
BreakthroughStarshotは、レーザー加速帆船を使用してCentauriシステムを探索するイニシアチブです。以前の作業では、1gのペイロードを運ぶ0.2cミッションのポイント設計が作成されました。現在の作業は、0.1mgから100ktのペイロードと0.0001-0.99c（6-60,000au/yr）の巡航速度を持つミッションに設計スペースを広げます。また、ビームディレクターは、グリッドから直接最大5GWの電力を引き出して、エネルギー貯蔵システムから引き出される電力を増強することができます。蓄積されたエネルギーをグリッド電力で増強すると、ビームディレクターの資本コストが1〜5桁削減されます。より広い設計スペースには、新しい可能性が含まれています。0.1mgの微生物叢がビームディレクターによってわずか2分で0.01cに加速され、6kドル相当のエネルギーを消費します。10kgのソーラーシステムキューブサットは、ミッションごとに6,000万ドル相当のエネルギーを消費する、6億ドルのビームディレクターによって0.001c（60au/年）に加速されました。数値軌道積分を閉形式の方程式に置き換えることにより、コスト最適化されたポイント設計から全体のパフォーマンスマップへの進歩が可能になりました。その結果、システムモデルは、以前よりも単位時間あたり1〜2桁多くのポイント設計を計算するようになりました。結果として得られるマップは、パフォーマンスを制限する制約によって特徴付けられるいくつかの異なるソリューションレジームを明らかにします。パフォーマンスマップはまた、地球の重力で加速する一連のミッションを明らかにします。そのような最も重い任務は、直径2kmの100ktの船（225の国際宇宙ステーションに相当）であり、23日間加速されて0.07cを達成し、人間の寿命内にCentauriシステムに到達します。現時点では考えられませんが、必要な340PWのピーク放射電力（地上の2倍の日射量）は、数世紀以内に宇宙太陽光発電または融合によって生成される可能性があります。とにかく、今ではレーザー加速帆船のような任務を考えることが可能です。
将来の天文衛星「FORCE」のダブルSOIピクセル検出器に対するX線放射損傷の影響
| Title |
X-ray_Radiation_Damage_Effects_on_Double-SOI_Pixel_Detectors_for_the_Future_Astronomical_Satellite_"FORCE" |
| Authors |
Masatoshi_Kitajima,_Kouichi_Hagino,_Takayoshi_Kohmura,_Mitsuki_Hayashida,_Kenji_Oono,_Kousuke_Negishi,_Keigo_Yarita,_Toshiki_Doi,_Shun_Tsunomachi,_Takeshi_G._Tsuru,_Hiroyuki_Uchida,_Kazuho_Kayama,_Ryota_Kodama,_Takaaki_Tanaka,_Koji_Mori,_Ayaki_Takeda,_Yusuke_Nishioka,_Masataka_Yukumoto,_Kira_Mieda,_Syuto_Yonemura,_Tatsunori_Ishida,_Yasuo_Arai,_Ikuo_Kurachi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.13244 |
将来のX線天文衛星「FORCE」に搭載されたモノリシックアクティブピクセル検出器「XRPIX」を開発してきました。XRPIXは、CMOSピクセル回路、SiO2絶縁体、およびシリコンオンインシュレータ（SOI）テクノロジを利用したSiセンサーで構成されています。半導体検出器を軌道上で動作させると、天体から放出されるX線や宇宙線による放射線による損傷を受けます。以前の研究から、SiO2絶縁体にトラップされた正電荷は、検出器の性能を低下させることが知られています。耐放射線性を向上させるために、Double-SOI（D-SOI）構造を備えたXRPIXを開発し、SiO2絶縁体にシリコン層を追加しました。この構造は、トラップされた正電荷の影響を補償することを目的としています。D-SOI検出器の宇宙線に対する耐放射線性は評価されていますが、X線照射による放射線の影響は評価されていません。次に、軌道上で7年に相当するSiO2絶縁体で総線量10kradのX線発生器を使用してX線照射実験を行います。この実験の結果、5.9keVX線の半値全幅でのエネルギー分解能は17.8$\pm$2.8％低下し、暗電流は89$\pm$13％増加します。また、TCADシミュレーションを用いてX線照射による暗電流の増加の物理的メカニズムを調べます。暗電流の増加は、Si/SiO2界面での界面状態密度の増加によって説明できることがわかります。
太陽フレアの発生における再結合の役割
コロナ質量放出や噴火フレアなどの太陽の噴火イベントは、対流層からコロナへの磁束の出現に関連していることがよくあります。三次元電磁流体力学的数値シミュレーションを使用して、冠状磁場と出現するフラックスとの相互作用を研究し、噴火活動につながる条件を決定します。発生する磁束と既存の冠状双極子場との間の相対角度を変化させて、簡単なパラメータ研究が実行されます。すべての場合において、出現は、低位の磁気リコネクションを介してねじれた冠状フラックスロープに移行するせん断された磁気アーケードをもたらすことがわかります。ただし、この構造はそれ自体の外側のフィールドによって制約されているため、上にある冠状フィールドとの再接続がない場合は噴火しません。この上に重なる再接続の量は、出現したフィールドと既存のフィールドの間の相対的な角度によって決まります。冠状フラックスロープの下のフレアのような再接続がその解放を引き起こすのに十分強くなるように、出現する構造の十分な拡張を生成するために、出現するフィールドと既存のフィールドの間の再接続が必要です。私たちの結果は、相対角度が、結果として生じる活動領域が噴火行動を示すかどうかを決定する際の重要なパラメータであり、したがって、新たに出現する活動領域の噴火を予測するための潜在的に有用な候補であることを意味します。より一般的には、我々の結果は、太陽フレアを正確にモデル化するために、対流層/光球とコロナの間の詳細な相互作用を自己無撞着に計算しなければならないことを示しています。
潜在的な恒星CMEシグネチャとして表現されたソーラーCMEプラズマ診断
| Title |
Solar_CME_Plasma_Diagnostics_Expressed_as_Potential_Stellar_CME_Signatures |
| Authors |
Maurice_L._Wilson_(1)_and_John_C._Raymond_(1)_((1)_Harvard_and_Smithsonian_Center_for_Astrophysics) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.12985 |
太陽コロナ質量放出（CME）は、完全には理解されていない太陽フレアと強い関連があります。私たちの太陽の磁気活動のこの特徴は他の星でも発生する可能性がありますが、正常に検出された恒星CMEがないため、CMEとフレアの間に同様の関連を示す可能性のある統計研究を実行することは困難です。潜在的に強い関連性があるため、恒星CMEの検索は、磁気的にアクティブな星のスーパーフレアの検索に成功することから始まることがよくあります。フレアの存在に関係なく、恒星のCME候補を見つけて確認しようとするときに、CME固有の分光学的シグネチャを検索することの有用性を強調します。多数の紫外線輝線が同時に検出された場合に、分光的に発見された恒星CME候補の信頼性を大幅に向上させることができる理由の例として、太陽CMEを使用します。遠方の星に由来する場合、CME関連の輝線がどれほど明るくなるかを予測します。特に3つの輝線（CIV1550オングストローム、OVI1032オングストローム、およびCIII977オングストローム）の使用をお勧めします。これは、信号が明るい可能性があり、観測シグネチャが本当に恒星のCME。
ADAPT-WSAを使用したモデリング分析によって可能になった最初の2つのPSPソーラーエンカウンターへの新しい洞察
| Title |
New_insights_into_the_first_two_PSP_solar_encounters_enabled_by_modeling_analysis_with_ADAPT-WSA |
| Authors |
Samantha_Wallace,_Shaela_I._Jones,_C._Nick_Arge,_Nicholeen_Viall,_Carl_J._Henney |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.13010 |
パーカーソーラープローブ（PSP）のユニークな軌道経路により、これまで以上に太陽に近い太陽風を観測することができます。太陽風とエネルギー粒子形成に関する知識を深めるために不可欠なのは、PSP観測のソースを特定することです。空軍データ同化光球フラックス輸送（ADAPT）モデルマップによって駆動されるWang-Sheeley-Arge（WSA）モデルを使用して導出された最初の2つのPSP太陽遭遇の結果について報告します。PSPで観測された太陽風のコロナ磁場と1Rsソース領域を導き出します。PSPで観測された太陽風速と磁気極性で結果を検証します。モデリング結果が非常に信頼できる場合、太陽圏電流シート、磁気膨張係数、コロナホール境界距離、および宇宙船に接続されていると推定される力線に沿った光球場の強さから、モデルから導出された宇宙船の分離の時系列を導き出します。PSPが共回転する向こう側の中緯度コロナホールの時間発展を示すEncounter1の新しい結果を提示します。この進化が、宇宙船で観測された太陽風の速度、密度、および温度とどのように一致するかについて説明します。エンカウンター2の間に、新しいアクティブな領域が向こう側に出現し、モデル化が困難になります。このアクティブ領域が手前側に回転すると、ADAPT-WSA出力がPSP観測とよく一致することを示します。これにより、ほとんどの遭遇で太陽風源を遡及的に確実に推定できます。最後に、コロナモデリングによって、他の方法では不可能だったこれらの遭遇の科学的解釈が可能になる方法について説明します。
TESSによる上部CentaurusLupusと下部CentaurusCruxの低質量星の回転
| Title |
Rotation_of_Low-Mass_Stars_in_Upper_Centaurus_Lupus_and_Lower_Centaurus_Crux_with_TESS |
| Authors |
L._M._Rebull,_J._R._Stauffer,_L._A._Hillenbrand,_A._M._Cody,_Ethan_Kruse,_Brian_P._Powell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.13083 |
トランジット系外惑星探査衛星（TESS）の光度曲線から得られた恒星の自転率を、上部ケンタウルス-ループス（UCL;〜136pc、〜16Myr）および下部ケンタウルス-クルース（LCC;〜115pc、〜17Myr）の星について示します。。メンバーの約90％でスポット変調期間（P）が見つかります。光度曲線とピリオドグラムの形状の範囲は、K2を持つ他のクラスターで見られるものと同じですが、複数周期の星が少ないことは、TESSのさまざまなノイズ特性、またはここでのソース選択方法の結果を示している可能性があります。質量の代用としての色の関数としてのPの分布は、K2によって観測された古いクラスターと若いクラスターの両方の分布の間にうまく適合し、ここで調べた最大質量と最小質量の両方で高速回転子が見つかり、Mスターの回転速度。星の約13％は赤外線（IR）が過剰であり、星周円盤を示唆しています。星の年齢を考えると、これは期待とよく一致しています。P〜2日で円盤状のM星の明らかな堆積があり、質量が減少するにつれて、堆積はより短いPに移動する可能性があります。また、P〜2日でディスクのないM星が強く集中しており、おそらくこれらの星が最近ディスクから解放されたことを示唆しています。UCL/LCCで星の回転速度を調べることは、回転に対するディスクの影響の終わりの始まりと、星がロック解除に応答するタイムスケールを理解するのに役立つ可能性があります。
光球上の暗い点と黒点指数のカウント
高度な空間分解能での連続体の太陽の最新の衛星観測、および高品質の地上観測では、多数の小さな暗い領域を観測することができます。これらの領域には半影がなく、最大20％のコントラストがあり、太陽の毛穴に似ています。このような構造の特徴的な領域は、$0.3\div5\\mu$hmまたは$0.5\div5$Mmです。1つの画像内のそのようなポイントの数は数百になる可能性があります。そのような形成の性質は不明なままです。2010年から2020年までの連続体のSDO/HMI観測データで、静かな太陽のレベルの少なくとも3％のコントラストで暗い領域の選択を実行しました。「活動の周期、面積分布、コントラストの変化など、ダークポイントの性質を調べました。また、そのような構造を磁場の強さと比較しました。面積が小さいダークドットの数を見つけました。磁場が重要ではなく、|B|<30G未満である5mhmよりも、このサイズの構造物の総数の60〜80％です。これは、これらのオブジェクトが磁気活動に関連付けられていないことを意味します。。そのような構造の存在は、それらが細孔と誤解される可能性があるため、サンスポット指数の計算に大きな影響を与える可能性があります。
YSOの変動性の理解に向けて：ディスクベアリングYSOのバースト、ディッピング、および対称的に変化する光度曲線の多波長分析
| Title |
Towards_an_understanding_of_YSO_variability:_A_multi-wavelength_analysis_of_bursting,_dipping,_and_symmetrically_varying_light_curves_of_disc-bearing_YSOs |
| Authors |
Ben_S._Lakeland_and_Tim_Naylor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.13334 |
NGC2264の円盤状の若い星の光学と赤外の同時光曲線を使用して、YSOの最初の多波長構造関数研究を実行します。ディッパーは、数時間より長いすべてのタイムスケールで、バースターや対称変数よりも変動振幅が大きいことがわかります。光赤外線の色の時系列を分析することにより、バースターの変動性は、他の変動性タイプよりもすべてのタイムスケールで体系的に色彩が少ないことがわかります。対称、破裂、および浸漬挙動がそれぞれ低、中、高の傾斜で見られるシステムで観察されるYSO変動のモデルを提案します。ディスクの比較的短い熱タイムスケールは、バースターの赤外光曲線がそれらの光学的対応物よりも対称的であるという事実を説明できると主張します。
コア崩壊超新星の現実的なモデルに向けて：簡単なレビュー
宇宙の多くの元素の直接的または間接的な源としての役割に動機付けられて、コア崩壊超新星の数値モデリングは50年以上前に始まりました。物理学と次元が追加され、物理学と数値モデリングが改善され、モデラーが利用できる主要な計算リソースがはるかに機能的になるにつれて、爆発メカニズムの確認に向けた進歩がますます洗練されたモデルによって実現されました。過去5年から10年は、40年前には存在していなかったコア崩壊超新星モデリングコミュニティ全体でのコンセンサスの出現を目撃してきました。大多数の前駆体（すなわち、ゆっくりと回転する前駆体）にとって、失速した超新星衝撃波が、原始中性子星から放出されるニュートリノによるニュートリノ加熱によって復活する遅延衝撃メカニズムの有効性は、すべてのコア崩壊超新星モデリングによって実証されています前駆体の質量と金属量にまたがるグループ。この勢いで、そして今ではこれらのイベントのダイナミクスをはるかに深く理解することで、今後の道筋は明確になります。多くの進歩がありましたが、まだやるべきことがたくさんありますが、現時点では、天体物理学で最も重要な未解決の質問の1つに答えるために、楽観的になる理由があります。
Nova Sagittarii 1943（V1148 Sgr）：高輝度赤色新星？
| Title |
Nova_Sagittarii_1943_(V1148_Sgr):_A_Luminous_Red_Nova? |
| Authors |
Howard_E._Bond_(1,2),_Jessica_Mink_(3),_Allison_Doane_(3,4),_Sarah_Lavallee_(3)_((1)_Penn_State_University,_(2)_Space_Telescope_Science_Institute,_(3)_Center_for_Astrophysics,_Harvard_Smithsonian,_(4)_Deceased) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.13484 |
NovaSagittarii1943（V1148Sgr）は、古典的な新星に見られる通常の高励起スペクトルとは際立って対照的に、爆発中に後期型スペクトルを持つという点で珍しい8等の光過渡現象でした。残念ながら、発見の発表ではおおよその位置しか示されておらず、その残骸を観察するためのフォローアップの試みが妨げられていました。ハーバードアーカイブの2枚の写真乾板で新星を特定し、正確な位置天文位置を特定できるようにしました。1943年と1944年に取得されたこれらの2つのプレートを除いて、ハーバードコレクションの1897年から1950年までの写真は、V1148Sgrがg〜18.3の限界まで表示されていません。現代の深い画像は、i〜19.2に残っている候補を示しており、新星のサイトからわずか0".26にあります。V1148Sgrは、高輝度赤色新星（LRN）であった可能性があり、天の川で6番目にしか知られていません。他のLRNeに見られるような近赤外線と中赤外線の過剰、およびミリ波放射がなく、その性質が不確かなままです。候補の残骸の分光法をお勧めします。
一般的なエンベロープの進化の再考-N体および母集団合成コードの新しい半分析モデル
| Title |
Revisiting_Common_Envelope_Evolution_--_A_New_Semi-Analytic_Model_for_N-body_and_Population_Synthesis_Codes |
| Authors |
Alessandro_Alberto_Trani,_Steven_Rieder,_Ataru_Tanikawa,_Giuliano_Iorio,_Riccardo_Martini,_Georgii_Karelin,_Hila_Glanz,_Simon_Portegies_Zwart |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.13537 |
バイナリおよび少数体システムにおける共通外層の進化をモデル化する新しい方法を提示します。相対距離と速度にべき乗則依存性を持つ抗力によって駆動される共通外層インスパイアを考慮します。軌道運動は、直接N体積分によって、または摂動理論を使用して導出された軌道要素の微分方程式のセットを解くことによって解決されます。私たちの形式は、共通外層の吸気中の離心率をモデル化でき、平滑化された粒子の流体力学的シミュレーションと一致する結果をもたらします。バイナリ母集団合成モデルからの共通外層イベントに形式を適用し、最終的な離心率分布が、観測された共通外層後のバイナリの分布に類似していることを確認します。私たちのモデルは、人口合成計算での時間分解された共通外層の進化、または星団の直接N体シミュレーションでのバイナリ相互作用の一部として使用できます。
| Title |
Global_geomagnetic_perturbation_forecasting_using_Deep_Learning |
| Authors |
Vishal_Upendran,_Panagiotis_Tigas,_Banafsheh_Ferdousi,_Teo_Bloch,_Mark_C._M._Cheung,_Siddha_Ganju,_Asti_Bhatt,_Ryan_M._McGranaghan,_Yarin_Gal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.12734 |
地磁気誘導電流（GIC）は、太陽風と地球の磁気圏との相互作用から生じる地球の磁場の時空間変化から発生し、技術的に依存する社会に壊滅的な破壊をもたらします。したがって、大きな予測範囲、高い空間分解能、および時間的ケイデンスを使用してGICをグローバルに予測するための計算モデルは、迅速に必要な緩和を実行するためにますます重要になっています。GICデータは独自のものであるため、磁場摂動の水平成分の時間変動（dB/dt）がGICのプロキシとして使用されます。この作業では、入力として太陽風測定のみを使用して30分先を予測する、高速でグローバルなdB/dt予測モデルを開発します。このモデルは、ゲート付き回帰ユニットを使用した2時間の太陽風測定を要約し、球面調和関数ベースで折りたたまれた係数の予測を生成して、グローバルな予測を可能にします。展開すると、モデルは1秒未満で結果を生成し、1分間隔で水平磁気摂動成分のグローバル予測を生成します。自己矛盾のないベンチマークモデルセットを使用しながら、2011年8月5日と2015年3月17日の2つの特定の嵐について、文献のモデル全体でモデルを評価します。私たちのモデルは、最新のハイタイムケイデンスローカルモデルおよびロータイムケイデンスグローバルモデルよりも優れているか、一貫したパフォーマンスを備えていますが、ベンチマークモデルよりも優れている/同等のパフォーマンスを備えています。高い時間的ケイデンスと任意の空間分解能でのこのような迅速な推論により、最終的には地球上のあらゆる場所のdB/dtの正確な事前警告が可能になり、情報に基づいた方法で予防措置を講じることができます。
暗黒物質の候補として、ミリチャージされた超軽量パイ中間子（ULP）と重いバリオンを用いた暗黒物質の閉じ込めゲージ理論を検討します。このモデルは、暗黒QCDの閉じ込めスケールによって接続された、超軽量（強く相互作用する超軽量ミリチャージド粒子または「STUMP」）と超重質（「WIMPzilla」）の暗黒物質パラダイムを同時に実現します。これは、従来のアクシオンとは非常に異なり、ミリチャージされたULDMの実現であり、チャージされたパイ中間子と中性のパイ中間子の間で質量分割を示します。ULPは、暗黒物質の観測された密度を簡単に提供でき、広範囲の暗黒QCDスケールとクォーク質量に対して宇宙論的に安定しています。重力粒子の生成または凍結によって生成された暗いバリオンは、暗黒物質の密度にさらに貢献します。この文脈でのダークマターハローとボソン星は、一般的に3つのパイ中間子と重いバリオンの混合物であり、密度プロファイルの多様性につながります。これにより、標準のミリチャージDMシナリオと比較して、モデルのアクセス可能なパラメータースペースが開かれ、将来の実験で調べることができます。ULP電気力学や宇宙ULP背景など、追加の興味深い現象学について簡単に説明します。
| Title |
Identifying_the_Event_Horizons_of_Parametrically_Deformed_Black-Hole_Metrics |
| Authors |
Dirk_Heumann_and_Dimitrios_Psaltis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.12994 |
観測技術の最近の進歩は、強磁場レジームにおけるブラックホール時空の一般相対論的予測の新しいテストにつながりました。いくつかのテストの重要な要素の1つは、カー解からの逸脱を許容するが、事象の地平線外の病状がないままであるメトリックです。文献で使用されている既存のメトリックは、強力な剛性定理を適用するために必要なヌル収束条件を満たさないことが多く、適切なキリングの地平線でイベントホライズンを特定することでイベントホライズンの位置を計算できます。これにより、パラメトリックに変形されたメトリックのイベントホライズンの以前の計算は、数値手法に従うか、座標の特異点をヒューリスティックに検索するようになりました。これらのメトリックのいくつかは、ほとんど構造上、循環的であることを示しています。したがって、拡張や数値手法に依存することなく、弱い剛性とカーターの回転面定理を使用して、イベント範囲の位置を代数的に計算できます。このアプローチをいくつかのパラメトリックに変形されたメトリックに適用し、それらのイベント範囲の位置を計算し、メトリックが範囲外で規則的になるように偏差パラメーターに制約を課します。地平線の角速度とそこでの有効重力を計算することで、予測されたブラックホールの影のサイズや形状など、変形したメトリックの観測シグネチャへの新しい洞察が得られることを示します。
より高い曲率項を持つ重力理論におけるホーキング蒸発の運命は何ですか？
| Title |
What_is_the_fate_of_Hawking_evaporation_in_gravity_theories_with_higher_curvature_terms? |
| Authors |
Fabrizio_Corelli,_Marina_De_Amicis,_Taishi_Ikeda_and_Paolo_Pani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.13006 |
ブラックホール蒸発の最終段階で、一般相対性理論からの紫外線の偏差は最終的に劇的になり、最終状態に影響を与える可能性があります。アインシュタイン-ディラトン-ガウス-ボンネ重力で波動パケットの非線形シミュレーションを実行することにより、この問題を調査します。これは、完全に非摂動レベルで研究できる2次曲率項を持つ唯一の重力理論です。この理論のブラックホールは最小質量を持っていますが、温度も消えません。これは、高曲率の非摂動効果の存在下でのホーキング蒸発の最終的な運命に関するパズルを提起します。補助ファントムフィールドを使用して、古典的なレベルでの蒸発による質量損失をシミュレートすることにより、最小質量を超えるブラックホールの非線形進化を研究します。見かけの地平線の暴走収縮（一般相対性理論で禁止されている非摂動効果）を観察し、最終的に高曲率の楕円領域を明らかにします。これは裸の特異点の形成（したがって弱い宇宙検閲の違反）または病理学的時空領域の形成を示唆するかもしれませんが、この理論の初期値問題の異なる数値定式化は他を除外するために必要かもしれません重要なブラックホールから安定した地平線のない残骸への移行を含む可能性。私たちの研究は、情報喪失のパラドックス、暗黒物質の残骸の文脈、および微視的な原始ブラックホールの制約に関連しています。
| Title |
Nonperturbative_gedanken_experiments_in_Einstein-dilaton-Gauss-Bonnet_gravity:_nonlinear_transitions_and_tests_of_the_cosmic_censorship_beyond_General_Relativity |
| Authors |
Fabrizio_Corelli,_Marina_De_Amicis,_Taishi_Ikeda_and_Paolo_Pani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.13007 |
二次曲率項と二次場方程式を持つ唯一の重力理論として、アインシュタイン-ディラトン-ガウス-ボンネ重力は、完全に非摂動的な方法で一般相対性理論を超えた高曲率領域を精査するための自然なテストベッドです。ディラトン結合の非摂動効果により、この理論のブラックホールは、安定した分岐を不安定な分岐から分離する最小質量を持っています。最小質量解は、理論の状態図の二重点であり、臨界ブラックホールとワームホール解が共存します。この理論では、特に最小質量に近い領域に焦点を当てて、スカラーヘアを持つブラックホールへの球形崩壊の広範な非線形シミュレーションを実行します。不安定分岐から安定分岐への非線形遷移を研究し、後者の非線形安定性を評価します。さらに、古典的なレベルで最小質量に近いホーキング放射による質量損失をモデル化することによって動機付けられて、ブラックホールへのファントムフィールドの崩壊を研究します。ブラックホールの質量が臨界値を超えて減少すると、見かけの地平線が大幅に縮小し、最終的に曲率の高い楕円形の領域が明らかになります。この理論における蒸発は、弱い宇宙検閲に違反するか、地平線のない残骸を生み出すことにつながると私たちは主張します。最終状態に対処するには、別の進化スキームが必要になる場合があります。
コンスタントターンフラックスロープモデルを使用した2012年7月12日のコロナ質量放出のアンサンブルシミュレーション
| Title |
Ensemble_simulations_of_the_12_July_2012_Coronal_Mass_Ejection_with_the_Constant_Turn_Flux_Rope_Model |
| Authors |
Talwinder_Singh,_Tae_K._Kim,_Nikolai_V._Pogorelov,_and_Charles_N._Arge |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.13009 |
コロナ質量放出（CME）のフラックスロープベースの電磁流体力学モデリングは、CMEの到着時間と地球への磁場を予測するための有望なツールです。この作業では、一定回転フラックスロープモデルを紹介し、それを使用して、内側太陽圏で2012年7月12日16:48CMEをシミュレートします。段階的円筒シェル（GCS）モデルと噴火後のアーケードで再接続されたフラックスを使用して、このCMEの初期パラメーターを制約します。地球でのCMEのすべての磁場成分を正しく再現し、到着時間の誤差は約1時間です。さらに、複数の研究とカタログで報告された56のCMEのGCSパラメーターを比較することにより、GCSフィッティングの平均的な主観的不確実性を推定します。CMEの緯度、経度、傾き、および速度のGCS推定値の平均不確実性は、それぞれ5.74度、11.23度、24.71度、および11.4％であると判断しました。これらを使用して、2012年7月12日のCME用に77のアンサンブルメンバーを作成しました。私たちのアンサンブルメンバーの55％が、地球の磁場成分の兆候を正しく再現していることがわかりました。また、GCSフィッティングの不確実性により、2012年7月12日のCMEのCME到着時間予測ウィンドウが約12時間に拡大する可能性があることも確認しました。個々のGCSパラメータの不確実性によってもたらされる予測精度を調査すると、経度と傾斜の不確実性がもたらす可能性があるのに対し、半角とアスペクト比は2012年7月12日のCMEの予測磁場にほとんど影響を与えないと結論付けます。地球で予測された磁場の比較的大きな広がり。
カーニューマンの固有値反発と準ノーマルモードスペクトル：拡張研究
| Title |
Eigenvalue_repulsions_and_quasinormal_mode_spectra_of_Kerr-Newman:_an_extended_study |
| Authors |
Oscar_J._C._Dias,_Mahdi_Godazgar,_Jorge_E._Santos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.13072 |
最近、崩壊速度が最も遅いカー・ニューマン（KN）ブラックホールの重力電磁摂動の周波数スペクトルが計算されました。KNには、光子球の2つのファミリー$-$と、固有値反発の興味深い現象を示す準ノーマルモード（QNM）の近地平線ファミリー$-$があることがわかっています。摂動方程式は、2つの偏微分方程式の連立システムであるにもかかわらず、極値のKNブラックホールの周りの地平線に近い展開で変数を分離する方法を使用した分析解に適しています。これにより、QNM周波数の分析式が得られ、極値に近い数値データの優れた近似が得られます。現在の原稿では、元の研究では詳述されていなかったこれらの特性の拡張研究を提供します。これには、1）摂動方程式\cite{Dias：2015wqa}を記述する2つの結合偏微分方程式のゲージ不変システムの完全な導出、2）アイコナール周波数近似の導出\cite{Zimmerman：2015trm、Dias：2021yju}が含まれます。数値QNMデータとの比較、3）地平線に近い周波数近似の導出\cite{Dias：2021yju}と数値QNMとの比較、および4）固有値反発の現象の詳細（別名\emph{準位反発}、\emph{回避された交差}、または\emph{ウィグナー-テラー効果}）と、以前の研究では欠落していたそれを理解する最初の原則。さらに、関心のある他のKNQNMファミリの周波数スペクトルを提供して、詳細に説明したものよりも減衰が大きいことを示します。
スタロビンスキー-ベルロビンソン重力
4つの時空次元における新しいストリングに触発された重力理論は、スタロビンスキー膨張によって動機付けられた修正された$（R+\alphaR^2）$重力と、重力効果に対する主要なベルロビンソンテンソル二乗補正の合計として提案されます。超弦理論/M理論の作用を4次元に圧縮。高次元からの理論の可能な起源が明らかにされています。提案されたスタロビンスキー-ベル-ロビンソンアクションには2つの自由パラメーターしかないため、ブラックホール物理学、宇宙のインフレーション、ホーキング放射の検証可能な物理アプリケーションに適しています。
初期宇宙における原始暗黒物質惑星の進化
| Title |
Evolution_of_Primordial_Dark_Matter_Planets_in_the_Early_Universe |
| Authors |
Kiren_O_V_(1),_Kenath_Arun_(1),_C_Sivaram_(2)_((1)_Department_of_Physics_and_Electronics,_CHRIST_(Deemed_to_be_University),_Bengaluru,_(2)_Indian_Institute_of_Astrophysics,_Bangalore) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.13386 |
最近の論文では、高赤方偏移でDMが完全にDMで構成される原始惑星を形成する可能性が、DMを検出しない理由の1つであると論じました（結果として周囲のDM粒子のフラックスが減少するため）。この論文では、宇宙が拡大するにつれて、これらのDMオブジェクトの進化について説明します。宇宙が拡大するにつれて、これらのオブジェクト上にDM、ヘリウム、および水素の層（詳細に説明）が降着します。それらがますます多くの質量を蓄積するにつれて、層は加熱されて核反応を引き起こし、臨界厚さに達するとHとHeを燃焼させます。これらのDMオブジェクトの質量が重い場合、物質は爆発的に放出される可能性があります。放出の時間スケールは、中性子星（X線バーストにつながる）のような他のコンパクトな物体からのものよりも小さいことがわかります。これらのエネルギーの閃光は、これらの高密度DMオブジェクトの観測シグネチャの可能性があります。
拡張畳み込みオートエンコーダによるブラックホール連星からの重力波信号のノイズ除去
| Title |
Denoising_gravitational-wave_signals_from_binary_black_holes_with_dilated_convolutional_autoencoder |
| Authors |
P._Bacon,_A._Trovato,_M._Bejger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2205.13513 |
重力波検出器の広帯域周波数出力は、重力波信号と同じタイムスケールで進化し、天体物理学的情報を破壊する可能性のある、局所的な擾乱と一時的なアーティファクトによって占められるノイズによって支配される非定常および非ガウス時系列データストリームです。。エンコーダー-デコーダー構成で畳み込みニューラルネットワークを使用することにより、天体物理学的信号を公開するためのノイズ除去アルゴリズムを研究します。つまり、公開されているLIGOO1時系列ひずみデータでバイナリブラックホール信号を合体させるノイズ除去手順を適用します。ノイズ除去畳み込みオートエンコーダニューラルネットワークは、実際の検出器のノイズに注入されたシミュレートされた天体物理信号のデータセットと検出器のノイズアーティファクト（「グリッチ」）のデータセットでトレーニングされ、その忠実度はO1およびO2LIGOからの実際の重力波イベントでテストされます。-Virgoの観測ラン。
我々は、後期の宇宙論的観測に関連して、振動スケールファクターを持つ宇宙論的モデルの妥当性を調査します。これらのモデルは、必要な遅い時間の観測制約を満たすだけでなく、ハッブルの緊張を緩和することもできることを示しています。モデルの一般的な機能として、ハッブルパラメータは、その周期的な性質がファントムの性質を示し、遅い時間の加速に関連する前述の問題に対処できるため、現在のエポックの近くで増加します。
