最初の暗黒物質ハローの内側の尖点：宇宙論的文脈における形成と生存
| Title |
Inner_cusps_of_the_first_dark_matter_haloes:_Formation_and_survival_in_a_cosmological_context |
| Authors |
M._Sten_Delos_and_Simon_D._M._White |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05082 |
非常に高解像度の宇宙論的ズームシミュレーションを使用して、ガウス初期条件から形成された12個の第1世代ハローの初期進化を追跡し、スケールフリーパワースペクトルをガウスによって小規模に切り捨てます。初期崩壊は、シート状またはフィラメント状のさまざまな苛性形態で発生しますが、ほとんどの場合、$\rho=Ar^{-3/2}$で、総質量がに匹敵する数値的に収束した密度カスプを生じます。初期線形密度フィールドの対応するピークのそれ。一定の$A$は、このピークの特性から約10パーセント以内と見積もることができます。この結果は、冷たくて暖かい暗黒物質宇宙の最初のハローに関する以前の研究と一致しています。中央の尖点内では、速度分散は等方性に近く、等密度の表面は、より大きな半径でハローの本体の表面と整列する傾向があります。ハローが成長するにつれて、それらのカスプはしばしば（常にではありませんが）中間半径で追加の材料で覆われ、より大きなハローに典型的なエイナストまたはNFWフォームにより類似したプロファイルを生成します。それにもかかわらず、私たちがそれらを解決できる範囲で、心臓弁膜尖は最小の半径で生き残ります。大規模な合併は彼らを混乱させる可能性がありますが、私たちが研究しているケースではその効果は非常に弱いです。カスプは、シミュレーションの解像度の限界まで拡張されます。これは、通常、初期のパワースペクトルのカットオフがフリーストリーミングから発生した場合に、位相空間の保存によって生成されるコアよりも数倍大きくなります。
21cmの信号でぼやけた暗黒物質の窓を閉じる
ファジー暗黒物質（FDM）は、その小さな質量と大きなドブロイ波長が小規模な物質の変動を抑制し、それによって$\Lambda$CDMの小規模な不一致のいくつかを解決するため、暗黒物質（DM）の意欲的な候補です。いくつかのオブザーバブルによってDMの単一コンポーネントとして除外されていますが、FDMパラメーター空間にはまだ領域があります（「FDMウィンドウ」、$10^{-25}\、\mathrm{eV}\lesssimm_\mathrm{FDM}\lesssim10^{-23}\、\mathrm{eV}$）ここで、FDMはDM全体の大部分を占めることができます。この作業では、初めて、21cm信号の1未満の割合でFDM（超軽量アクシオンで構成される）のシグネチャと、両方の天体物理学による縮退を考慮して、HERAなどの21cm干渉計による検出可能性を研究します。変更されたバージョンのCAMBと21cmFASTコードを組み合わせた新しいパイプラインを使用した宇宙論的パラメータ。私たちの予測では、HERAの設計パフォーマンスはFDMウィンドウの1％程度のFDMフラクションに敏感であり、他の質量の既存の境界を最大1桁上回っています。
ハイブリッドX線無線法を使用したクラスター内の活動銀河核の空洞パワーの測定-サブアークセカンドLOFAR-VLBI観測によって開かれたフィードバックに関する新しいウィンドウ
| Title |
Measuring_cavity_powers_of_active_galactic_nuclei_in_clusters_using_a_hybrid_X-ray-radio_method_--_A_new_window_on_feedback_opened_by_subarcsecond_LOFAR-VLBI_observations |
| Authors |
R._Timmerman,_R._J._van_Weeren,_A._Botteon,_H._J._A_R\"ottgering,_B._R._McNamara,_F._Sweijen,_L._B\^irzan,_L._K._Morabito |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05088 |
活動銀河核によってクラスター環境に注入された電波モードフィードバックの量の測定は、主にX線観測に依存しており、電波ローブによって掘削された銀河団ガスの空洞を明らかにしています。ただし、これらの空洞の寸法を正確に拘束するために必要な感度は、主要な制限要因であることが証明されており、高赤方偏移測定の主なボトルネックです。X線と電波観測の組み合わせに基づくハイブリッド手法について説明します。これは、電波モードのフィードバックを研究する能力を高めることを目的としています。この論文では、144MHzの国際LOFAR望遠鏡（ILT）で観測された銀河団の最初のサンプルの1つを紹介し、このサンプルを使用して、以前よりも低い周波数でハイブリッド法をテストします。私たちの測定値を、X線観測のみを使用する従来の方法に基づく文献で見つかった結果と比較することにより、ハイブリッド方法が従来の方法と一貫した結果を提供することがわかります。さらに、X線空洞がより明確に定義されるにつれて、従来の方法とハイブリッド方法の間の相関が改善されることがわかります。これは、空洞のプロキシとして無線ローブを使用すると、空洞の体積測定における体系的な不確実性を回避するのに役立つ可能性があることを示唆しています。大量の独自のILT観測が正常に処理されたことに後押しされて、このハイブリッド手法により、クラスターの大きなサンプルに対しても、初めて高赤方偏移で無線モードフィードバックを研究できます。
宇宙論からのニュートリノ特性に対する周縁化された制約のモデル化
ニュートリノの特性を抽出する際のパラメーター化、事前分布、モデルの役割を最小限に抑えるために、ニュートリノの総質量（$\summ_\nu$）と存在量（$N_{\rmeff}$）の両方に、モデルで取り残された堅牢な制限を提示します。宇宙学。私たちが考える宇宙論的観測は、CMB温度変動と偏光測定、超新星Ia輝度距離、BAO観測、およびスローンデジタルスカイサーベイIVのデータリリース16からの成長率パラメーターの決定です。縮退したニュートリノ質量スペクトル（$\summ_\nu>0$を意味する）は、通常および逆階層の可能性よりも弱く（中程度に）優先されます。これは、事前の$\summ_\nu>0.06$および$\summ_を意味します。それぞれ\nu>0.1$eV。基礎となる宇宙論的モデルに関しては、$\Lambda$CDMの最小シナリオが、ここで検討した可能な拡張よりもほとんどの場合強く推奨されます。$\Lambda$CDM+$\summ_\nu$画像のニュートリノの総質量に制限される最も制約のある$95\％$CLは、$\summ_\nu<0.087$eVです。$\Lambda$CDM+$N_{\rmeff}$モデルでは、パラメーター$N_{\rmeff}$は$3.08\pm0.17$（$68\％$CL）に制限されています。$\Lambda$CDM+$\summ_\nu$+$N_{\rmeff}$シナリオを検討する場合、これらの制限はほとんど変わりません。ここで採用されている宇宙論的測定のロバスト性と強力な制約力を考えると、非最小宇宙論の大きなスペクトルを考慮して得られたモデルで取り残された事後確率は、縮退した$\Lambda$CDMフレームワーク内で得られた以前の境界に非常に近いです。ニュートリノ質量スペクトル。将来の宇宙測定は、縮退したニュートリノ質量スペクトルを支持する現在のベイジアンの証拠を改善する可能性があり、したがって、宇宙ニュートリノ質量境界と振動ニュートリノ測定の間の一貫性に挑戦し、より複雑な宇宙モデルおよび/またはニュートリノセクターを示唆する可能性があります。
宇宙のグラフ：カタログを使用した大規模構造からの最適な情報抽出
| Title |
The_Cosmic_Graph:_Optimal_Information_Extraction_from_Large-Scale_Structure_using_Catalogues |
| Authors |
T._Lucas_Makinen,_Tom_Charnock,_Pablo_Lemos,_Natalia_Porqueres,_Alan_Heavens,_Benjamin_D._Wandelt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05202 |
グラフとして組み立てられた個別のカタログデータ上で宇宙論的情報を定量化するための暗黙の尤度アプローチを提示します。そのために、私たちは模擬暗黒物質ハローカタログを使用して宇宙論的推論を探求します。グラフ表現の関数としてフィッシャー情報抽出を定量化するために、情報最大化ニューラルネットワーク（IMNN）を採用しています。a）ノイズのない限界で基礎となる宇宙論に対するモジュラーグラフ構造の高感度を示します。b）ネットワークが従来の統計との比較を通じて質量とクラスタリング情報を自動的に結合することを示します。c）グラフニューラルネットワークが情報を抽出できることを示します。カタログがノイズの多い調査カットの対象となる場合、およびd）ベイズの暗黙的尤度推定のための漸近的に最適な圧縮統計として非線形IMNN要約をどのように使用できるかを示します。小さな（$\sim$100オブジェクト）ハローカタログを使用した共同$\Omega_m、\sigma_8$パラメーター制約の領域を2点相関関数で42分の1に削減し、ネットワークが質量情報とクラスタリング情報を自動的に結合することを示します。この作業では、Jaxのグラフデータに対する新しいIMNN実装を利用します。これにより、数値または自動微分可能性のいずれかを利用できます。また、グラフIMNNは、ネットワークが適合している基準モデルから遠く離れたシミュレーションを正常に圧縮することを示します。これは、カタログベースの分析における$n$ポイント統計の有望な代替手段を示しています。
高速電波バーストへの応用を伴うN体シミュレーションのバリオン後処理
| Title |
Baryonic_Post-Processing_of_N-body_Simulations,_with_Application_to_Fast_Radio_Bursts |
| Authors |
Ian_Williams,_Adnan_Khan,_Matthew_McQuinn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05233 |
宇宙のバリオンが銀河系の暗黒物質ハローの中や周囲にある場所は、弱く拘束されているだけです。モデルをすばやく配布するためのペイント方法を開発します。私たちのアプローチは、銀河の半解析モデルまたはズームイン流体力学シミュレーションによって動機付けられる方法で、個々のハローの周りのガスのプロファイルをペイントしながら、$N$体シミュレーションの統計的利点を使用します。アルゴリズムの可能なアプリケーションには、高速電波バースト（FRB）への銀河系外分散測定、スニヤエフ・ゼルドビッチ効果、弱いレンズ効果に対するバリオン効果、および宇宙金属濃縮が含まれます。最初のアプリケーションとして、このツールを使用して、前景の銀河質量ハローのバリオンプロファイルが宇宙論的FRBに対する分散測定（DM）の統計にどのように影響するかを調査します。DMの分布は、銀河ハロー内のバリオンの分布に敏感であり、実行可能なガスプロファイルモデルは、特定の赤方偏移に対するDMの確率分布が大幅に異なることを示しています。また、前景銀河への衝突パラメータを使用してDMをスタックするFRB分析の銀河周囲の電子プロファイルを統計的に測定するための要件を調査し、相関システムからの汚染「2ハロー」項のサイズと重要度の高い検出のためのFRBの数を定量化します。。公開されているPythonモジュールは、CGMBrushアルゴリズムを実装しています。
高速N体シミュレーションのためのハイブリッド物理神経ODE
| Title |
Hybrid_Physical-Neural_ODEs_for_Fast_N-body_Simulations |
| Authors |
Denise_Lanzieri,_Fran\c{c}ois_Lanusse_and_Jean-Luc_Starck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05509 |
宇宙論的N体シミュレーションのための粒子メッシュ（PM）スキームから生じる小規模な近似を補償するための新しいスキームを提示します。この種のシミュレーションは、大規模構造の高速で低計算コストの実現ですが、小規模では解像度が不足しています。それらの精度を向上させるために、シミュレーションの微分方程式内に、PMで推定された重力ポテンシャルに作用するフーリエ空間ニューラルネットワークによってパラメーター化された追加の有効な力を導入します。得られた物質パワースペクトルの結果を、PGDスキーム（ポテンシャル勾配降下スキーム）によって得られた結果と比較します。パワースペクトルに関しても同様の改善が見られますが、私たちのアプローチは相互相関係数のPGDを上回り、シミュレーション設定の変更（異なる解像度、異なる宇宙論）に対してより堅牢であることがわかります。
偏光スニヤエフゼルドビッチトモグラフィーによる宇宙複屈折のプロービング
| Title |
Probing_Cosmic_Birefringence_with_Polarized_Sunyaev_Zel'dovich_Tomography |
| Authors |
Nanoom_Lee,_Selim_C._Hotinli,_Marc_Kamionkowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05687 |
暗黒エネルギーおよび/または暗黒物質の背後にある物理学が標準的な宇宙論的パラダイムで想定されているパリティ対称性に違反する場合、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）光子の直線偏光は暗黒セクターへの結合により回転する可能性があります。CMB偏光のEBスペクトルにおけるこの「宇宙複屈折」の最近の3$\sigma$のヒントは、信号を独立して検証および特性化するための新しい方向性を追求する動機になります。ここでは、偏光スニヤエフゼルドビッチ（pSZ）断層撮影法を使用して、CMBの小規模な変動から宇宙複屈折を調査する可能性を探ります。pSZを使用して、宇宙複屈折の赤方偏移依存性を推測し、機器の偏光方向を較正するのに役立つことがわかります。見通しを説明するために、pSZトモグラフィーが質量$m_\phi\lesssim10^{-32}$eVのアクシオンのような暗黒エネルギーモデルを$\mathcal{O}（0.1）$の回転度でプローブできることを示します。再イオン化と再結合。
CosmicNet II：効率的で正確なニューラルネットワークを使用して拡張宇宙論をエミュレートする
| Title |
CosmicNet_II:_Emulating_extended_cosmologies_with_efficient_and_accurate_neural_networks |
| Authors |
Sven_G\"unther,_Julien_Lesgourgues,_Georgios_Samaras_(RWTH_Aachen_U.),_Nils_Sch\"oneberg_(ICC,_Barcelona_U.),_Florian_Stadtmann,_Christian_Fidler_(RWTH_Aachen_U.),_Jes\'us_Torrado_(Brussels_U.) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05707 |
最新の分析パイプラインでは、アインシュタイン-ボルツマンソルバー（EBS）は、CMBおよび物質のパワースペクトルを取得するための非常に貴重なツールです。これらの観測量の計算を加速するために、CosmicNet戦略は、線形宇宙摂動の微分方程式のシステムの統合であるEBSのボトルネックをニューラルネットワークに置き換えることです。この戦略は、高次元パラメーター空間でのトレーニングが容易で、原始スペクトルパラメーターや選択関数などの観測関連量に依存しない小さなネットワークなど、最終的なオブザーバブルの直接エミュレーションと比較して利点があります。この2番目のCosmicNetペーパーでは、LCDMを超えた拡張宇宙論のためにすでに訓練された、より効率的なネットワークのセットを紹介します。信頼できる精度の領域内のネットワークを自動的に使用する、CLASSNETと呼ばれるCLASSコードの新しいブランチをリリースします。CLASSNETとCOBAYA推論パッケージを使用して実行された、Planck、BAO、および超新星データからのパラメーター推論実行を提示することにより、CLASSNETの精度とパフォーマンスを示します。EBSのボトルネックとしての摂動モジュールを排除し、ネットワークのパフォーマンスは同じままで、通常のアプローチはより高価であった拡張宇宙論でさらに顕著なスピードアップを実現しました。CLASSのエミュレートされた摂動モジュールに対して150次のスピードアップ係数を取得します。コード全体では、これは、CMB高調波スペクトル（高度に並列化可能でさらに最適化可能な視線統合によって支配される）を計算する場合は3次、物質パワースペクトルを計算する場合は50次（未満）の全体的なスピードアップ係数に変換されます。拡張宇宙論でも0.1秒）。
照射された原始惑星系円盤の2D放射流体力学モデルに自己陰影の不安定性はない
| Title |
No_self-shadowing_instability_in_2D_radiation-hydrodynamical_models_of_irradiated_protoplanetary_disks |
| Authors |
Julio_David_Melon_Fuksman,_Hubert_Klahr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05106 |
星の照射を含む原始惑星系円盤の理論モデルは、拡大された領域での星の光の吸収の強化によって生成される、スケールハイトの摂動の自発的な増幅を示すことがよくあります。次に、そのような領域は隣接するゾーンに影を落とし、その結果、冷却および収縮し、最終的には過熱領域と影領域の交互のパターンにつながります。以前の調査では、これが実際の自立プロセス、いわゆるセルフシャドウイングまたは熱波不安定性であることが提案されており、リングやギャップなどの頻繁に観察されるディスク構造を自然に形成し、微惑星の形成を強化する可能性さえあります。ただし、これらはすべて、何らかの形で垂直静水圧平衡とディスク全体の瞬間的な放射拡散を想定しています。この作業では、降着円盤のセルフシャドウイングに対する安定性の最初の研究を紹介します。これは、代わりに放射流体力学シミュレーションに依存して、これらの仮定を緩和します。最初に、反復手順によって静水圧ディスク構成を構築し、拡大された影付きの領域のパターンの形成が、瞬間的な放射拡散を想定した直接的な結果であることを示します。次に、これらのソリューションを時間の経過とともに進化させます。これにより、ディスク表面に近いレイヤーの初期シャドウイング機能が高速に減衰します。これらの熱的に緩和された層は、半径方向のすべての温度極値がディスク全体で消去されるまで、ミッドプレーンに向かって成長します。我々の結果は、ディスク表面での放射冷却とガス移流が、これらがより低く光学的に厚い領域に到達する前に温度摂動を減衰させることによって、自己シャドウイング不安定性の形成を防ぐことを示唆している。
ATOCA：注文の汚染を処理するアルゴリズム。 NIRISSSOSSモードへの適用
| Title |
ATOCA:_an_algorithm_to_treat_order_contamination._Application_to_the_NIRISS_SOSS_mode |
| Authors |
Antoine_Darveau-Bernier,_Lo\"ic_Albert,_Geert_Jan_Talens,_David_Lafreni\`ere,_Michael_Radica,_Ren\'e_Doyon,_Neil_J._Cook,_Jason_F._Rowe,_\'Etienne_Artigau,_Bj\"orn_Benneke,_Nicolas_Cowan,_Lisa_Dang,_N\'estor_Espinoza,_Doug_Johnstone,_Lisa_Kaltenegger,_Olivia_Lim,_Stefan_Pelletier,_Caroline_Piaulet,_Arpita_Roy,_Pierre-Alexis_Roy,_Jared_Splinter,_Jake_Taylor,_Jake_D._Turner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05199 |
打ち上げが成功した後、ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡はその主要な任務の1つである太陽系外惑星の大気の特性評価に着手する準備をしています。近赤外線イメージャおよびスリットレス分光法（NIRISS）の単一オブジェクトスリットレス分光法（SOSS）モードは、この目的のために特別に設計された唯一の観察モードです。これは、2つのスペクトル回折次数による広い同時スペクトル範囲（0.6--2.8\、\micron）を特徴としています。ただし、機械的な制約により、これらの2つの次数は短距離でわずかに重なり、抽出されたスペクトルに「汚染」信号が発生する可能性があります。典型的なボックス抽出の場合、この汚染信号は、1.6〜2.8\、\ミクロン\の範囲（1次）では1\％以下、0.85〜-0.95\では最大1\％になることを示しています。\micron\範囲（次数2）。太陽系外惑星の大気（トランジット、日食、または位相曲線）の観測では、フラックスの時間的変動のみが重要であり、汚染信号は通常、惑星大気のスペクトル特徴強度の1％のオーダーで結果にバイアスをかけます。この問題に対処するために、注文のコンタミネーションを処理するアルゴリズム（ATOCA）を開発しました。検出器上の各ピクセルの線形モデルを構築し、基礎となる入射スペクトルを自由変数として扱うことにより、ATOCAは両方の次数の同時抽出を実行できます。空間トレースプロファイル、スループット、波長ソリューション、および各次数のスペクトル分解能カーネルの適切な推定値が与えられると、全スペクトルにわたって10\、ppm以内の精度で抽出されたスペクトルを取得できることを示します。範囲。
2015 JD1の物理的特性：おそらく不均一な地球近傍小惑星
| Title |
Physical_Characterization_of_2015_JD1:_A_Possibly_Inhomogeneous_Near-Earth_Asteroid |
| Authors |
Andy_J._L\'opez-Oquendo,_David_E._Trilling,_Annika_Gustafsson,_Anne_Virkki,_Edgard_G._Rivera-Valent\'in,_Mikael_Granvik,_Colin_Orion_Chandler,_Joseph_Chatelain,_Patrick_Taylor,_Luisa_Fernanda-Zambrano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05208 |
小惑星などの空気のない物体の表面は、それらの物理的特性を変える可能性のある多くの現象にさらされています。OSIRIS-RExミッションのターゲットであるベンヌは、小さな体の表面がいかに複雑であるかを示しました。2019年11月、潜在的に危険な小惑星2015JD1は、地球から0.0331auの接近を経験しました。2019年11月に取得した地上レーダー、分光法、および測光観測に基づいた2015JD1の物理的特性評価の結果を示します。アレシボ天文台からのレーダー偏光測定は、形態学的に複雑な表面を示しています。遅延ドップラー画像は、推定可視範囲が約150mの接触二重小惑星を示しています。私たちの観測によれば、2015JD1は、分化した頑火輝石隕石のクラスであるオーブライトに似た表面組成を持つE型小惑星です。2015JD1の動的特性は、木星との$\nu_6$共鳴に由来することを示唆しており、主要なE型体とのスペクトル比較は、E型の始祖に類似した親体に由来する可能性があることを示唆しています（64）アンジェリーナ。重要なことに、2015JD1の表面全体で、赤から青のスペクトル傾斜まで回転スペクトルの変動が見られます。私たちの組成分析は、スペクトル傾斜の変動は、2015JD1の1つの領域での鉄と硫化物の不足、および/または粒径の違いが原因である可能性があることを示唆しています。
AU Mic Debris Diskの多波長垂直構造：衝突カスケードの特徴
| Title |
Multiwavelength_Vertical_Structure_in_the_AU_Mic_Debris_Disk:_Characterizing_the_Collisional_Cascade |
| Authors |
David_Vizgan,_A._Meredith_Hughes,_Evan_S._Carter,_Kevin_M._Flaherty,_Margaret_Pan,_Eugene_Chiang,_Hilke_Schlichting,_David_J._Wilner,_Sean_M._Andrews,_John_M._Carpenter,_Atilla_Mo\'or,_Meredith_A._MacGregor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05277 |
塵円盤は、微惑星間の衝突によって塵が生成されるカイパーベルトのスケールアップされた類似物です。塵円盤の「衝突カスケード」モデルでは、放射圧と風によって失われた塵は、微惑星間の衝突を粉砕することによって絶えず補充されます。このモデルは、衝突が破壊的であり、大きな速度を伴うことを前提としています。この仮定は、私たちの太陽系を超えてテストされていません。アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイを備えた近くのM矮星AUMicroscopiiの周りの塵円盤からの$\lambda$=450$\mu$mダスト連続放出の0"25（$\approx$2.4au）解像度観測を提示します。パラメトリックモデルを使用してディスク構造を記述し、MCMCアルゴリズムを使用してモデルパラメータの後方分布を調査します。ディスクの構造をデータとアーカイブ$\lambda=1.3$mmデータの両方に適合させます（Daleyetal。2019）、1.3mm（$h_{1300}$=0.025$^{+0.008}_{-0.002}$）と450$\mu$m（$h_{450}）で2つのアスペクト比の測定値を取得します$=0.019$^{+0.006}_{-0.001}$）、および粒子サイズ分布指数$q=$3.03$\pm$0.02.Pan＆に配置されたモデリングフレームワーク内でのアスペクト比測定のコンテキスト化Schlichting（2012）は、AUMic塵円盤の粒子サイズ$p=0.28\pm0.06$の関数として、速度分散の力則指数を導き出します。衝突によって大きな物体よりも容易に破壊されます。これは、このような小さな物体に通常想定される強度レジームと矛盾します。この不一致について考えられる説明について説明します。
TRAPPIST-1システムの長期的な潮汐進化
超クールなM型矮星TRAPPIST-1は、共鳴連鎖で構成された7つの惑星に囲まれています。トランジットタイミングの変化は、惑星が複数の3体共鳴に巻き込まれ、それらの軌道がわずかに偏心していることを示しています。これはおそらく共鳴強制によって引き起こされたものです。離心率の現在の値は、それらの形成からの残骸である可能性があります。ここでは、完全に成長した惑星がガスディスク内を移動するときに共鳴でトラップする架空の力を使用して数値シミュレーションを実行し、続いてそれらの潮汐進化を詳述する数値シミュレーションを実行します。ディスクスケールの高さを$h\sim0.03$-0.05に下げると、共鳴で捕獲されたときの惑星の離心率は、現在の値よりも数倍高くなります。惑星dからhの現在の離心率と間隔は、惑星が同時に離心率を減衰させ、共鳴相互作用のために分離する、結合された潮汐進化の自然な結果であることを示します。さらに、惑星が半主軸の一連の平衡曲線に沿って進化することを示します。これは、共鳴によって定義され、角運動量を保存する離心率位相空間です。そのため、現在の8：5--5：3--（3：2）$^2$-4：3--3：2の共振構成は、原始的な（3：2）$^4から再現することはできません。$--4：3--3：2惑星だけでの潮汐散逸からの共鳴構成。シミュレーションを使用して、惑星bからeの長期潮汐パラメータ$k_2/Q$を制約します。これは、$10^{-3}$から$10^{-2}$の範囲にあり、これらがほとんどであることを示しています。合理的な仮定に従って内部モデリングから得られたものと一致します。
制限されていない階層的惑星系における四重極および八重極秩序共鳴
| Title |
Quadrupole_and_octupole_order_resonances_in_non-restricted_hierarchical_planetary_systems |
| Authors |
Hanlun_Lei,_Xiumin_Huang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05362 |
制限のない階層的な3体構成は、さまざまな規模の天体物理学システムで一般的です。この研究では、摂動処理を利用して、非制限階層惑星系の下での四重極次共鳴（フォンザイペル-リドフ-古在共鳴）と八重極次共鳴（アプシダル共鳴）の動的構造を調べます。四重極次ハミルトニアンモデルの下で、秤動および循環領域の分布、ならびにフリッピング領域の分布が、保存量にまたがるパラメーター空間で分析的に調査されます。システムの基本周波数が生成され、8次共振の公称位置が特定されます。摂動理論の観点から、四重極次ハミルトニアンは非摂動力学モデルを決定し、八重極次ハミルトニアンは四重極次力学に対する摂動の役割を果たします。八重極次の共鳴の共鳴ハミルトニアンは、平均化理論によって定式化され、新しい運動の積分を生み出します。位相ポートレートは、共鳴中心、鞍点、動的分離、および秤動の島を含む、八重極次共鳴の動的構造を分析するために作成されます。位相ポートレートを分析することにより、検討対象の空間に秤動センターの4つのブランチと8つの秤動ゾーンがあることがわかります。軌道反転へのアプリケーションは、5つの反転領域があることを示しています。
潮汐束データからの32億年前の月の軌道への制約
地球と月のシステムの角運動量は、最初は地球の自転によって支配され、太陽時は約4時間の短い日でした。それ以来、地球は潮汐摩擦によって角運動量を月の軌道に徐々に伝達し、その結果、軌道半径が増加し、地球の自転が減速しました。潮汐堆積物の地質学的観測は、月周回軌道進化のモデルを検証および制約するために使用できます。この作業では、32億2000万歳の南アフリカのムーディーズグループからの分析に適した最も古い潮汐記録を再検討します。砂岩層の一連の厚さの時間周波数解析では、薄層が欠落している可能性を考慮して、15.0層で周期性が得られます。混合潮汐システムを想定すると、2回のneap-spring-neapサイクルの期間は、支配的な半日周の場合は30.0月日、支配的な日周潮の場合は30.0恒星日でした。この観測と過去の地球と月の距離との関係を導き出し、関連する公開された研究を再訪します。32億2000万年前の地球と月の距離は、今日の値の約70％であったことがわかります。始生代の太陽時は約13時間で、年間約700日でした。月の潮汐トルクに対する太陽の比率は、地球-月のシステムからの角運動量の漏れを制御しますが、想定される比率0.211からの逸脱は、中程度の変化しか生じません。2億年より短いと仮定された21時間の大気共鳴の持続時間は、私たちの観測と一致するでしょう。それは地球と月の距離を大きく変えるでしょう。
乱流の冷たい流れが最初のクエーサーを生み出した
| Title |
Turbulent_Cold_Flows_Gave_Birth_to_the_First_Quasars |
| Authors |
Muhammad_A._Latif,_Daniel_J._Whalen,_Sadegh_Khochfar,_Nicholas_P._Herrington,_Tyrone_E._Woods |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05093 |
ビッグバンから10億年も経たないうちに、超大質量ブラックホール（SMBH）を動力源とするクエーサーがどのように形成されたかは、発見から20年経った今でも天体物理学における未解決の問題の1つです$^{1-4}$。宇宙論的シミュレーションは、低せん断環境で原始ハローに収束するまれな冷たい流れが、出生時に10$^4$-10$^5$M$_{\odot}$であった場合、これらのクエーサーを作成できた可能性があることを示唆しています。フォーメーション$^{5-8}$。原始クエーサーの始祖ハローの半分析的研究は、それがそのような種の形成を支持することを発見しましたが、それが実際に現れたかどうかを確認することはできませんでした$^9$。ここでは、強力で冷たい降着流のまれな収束でのハローが、UVバックグラウンド、超音速ストリーミングモーション、さらには原子冷却を必要とせずに、大量のBHシードを作成することを示します。冷たい流れがハロー内の激しい超音速乱流を引き起こし、31,000および40,000M$_{\odot}$の星を形成する突然の壊滅的なバリオン崩壊を引き起こす質量に達するまで、星形成を防ぎます。このシンプルで堅牢なプロセスにより、z$>$6までにクエーサーを形成できるハローが大量のシードを生成することが保証されます。したがって、最初のクエーサーは、以前考えられていたようなエキゾチックで微調整された環境ではなく、コールドダークマター宇宙論における構造形成の自然な結果でした$^{10-14}$。
再電離終了時のIGM不透明度の空間的に大きな散乱の物理的起源：IGM Ly $ \alpha$不透明度-銀河密度の関係
| Title |
The_physical_origin_for_spatially_large_scatter_of_IGM_opacity_at_the_end_of_reionization:_the_IGM_Ly$\alpha$_opacity-galaxy_density_relation |
| Authors |
Rikako_Ishimoto,_Nobunari_Kashikawa,_Daichi_Kashino,_Kei_Ito,_Yongming_Liang,_Zheng_Cai,_Takehiro_Yoshioka,_Katsuya_Okoshi,_Toru_Misawa,_Masafusa_Onoue,_Yoshihiro_Takeda,_and_Hisakazu_Uchiyama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05098 |
$z>5.5$Ly$\alpha$フォレストの不透明度の大きな変動は、再電離の不均一な進行を示している可能性があります。銀河間媒体（IGM）の有効Ly$\alpha$光学的厚さ（$\tau_{\rmeff}$）、UVバックグラウンドの変動（$\Gamma$モデル）またはIGMガスの観測された大きな散乱を説明する温度（$T$モデル）が提案されており、$\tau_{\rmeff}$と銀河密度の間の反対の相関関係を予測します。$\tau_{\rmeff}$の大きなばらつきを説明できるモデルに対処するために、$\を使用して2つ（J1137+3549およびJ1602+4228）のクエーサー視線の周りのLy$\alpha$エミッター（LAE）を検索します。tau_{\rmeff}\sim3$およびJ1630+4012サイトラインと$\tau_{\rmeff}\sim5.5$。Subaru/HyperSuprime-Camを使用した狭帯域イメージングを使用して、LAE密度マップを描画し、それらの空間分布を調査します。過密度は、低$\tau_{\rmeff}$領域のクエーサー視線から20$h^{-1}$Mpc以内に見られますが、LAEの不足は高$\tau_{\rmeff}に見られます。$リージョン。3つのクエーサー視線の$\tau_{\rmeff}$は、2つのモデルを明確に区別するのに十分な高さでも低さでもありませんが、これらの観測された$\tau_{\rmeff}$-銀河密度の関係はすべて一貫して$\をサポートしています。以前の研究とともに、3つの分野の$T$モデルではなくGamma$モデル。低い$\tau_{\rmeff}$視線の近くで観測された過密度は、遺物の温度変動が再電離にそれほど影響を与えていないことを示唆している可能性があります。そうでなければ、これらの過密度は、再電離プロセス以外の他の要因、たとえば、基礎となる大規模構造の貧弱なトレーサーとしてのLAEの性質に起因する可能性があります。
最初の秋は最も難しい：グループとクラスターの中心で作用する潮汐ストリッピングのための落下時の特異銀河ダイナミクスの重要性
| Title |
The_First_Fall_is_the_Hardest:_The_Importance_of_Peculiar_Galaxy_Dynamics_at_infall_time_for_Tidal_Stripping_Acting_at_the_Centers_of_Groups_and_Clusters |
| Authors |
Rory_Smith,_Paula_Calderon-Castillo,_Jihye_Shin,_Mojtaba_Raouf,_Jongwan_Ko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05099 |
暗黒物質のみのN体宇宙論的シミュレーションを使用して、暗黒物質ハローがグループおよびクラスターハローに最初に落下したときの中心距離を測定します。近地点距離（R$_{\rm{peri}}$）は、密集した環境での潮汐質量損失の強度、およびおそらく他の環境メカニズムにも大きく影響するため、重要なパラメーターであることがわかります。R$_{\rm{peri}}$値を決定するものを調べ、ほとんどの落下者にとって、支配的なパラメーターはV$_{\rm{\perp}}$であり、軌道速度の接線成分は次のようになります。ハローは初めてグループ/クラスターハローに入ります。これは、グループ/クラスターのコアの近くで作用する潮汐ストリッピングの強度が、クラスター間で異なり、ホストに対する落下者の質量比に敏感な、それらを取り巻く大規模構造の外部固有速度場の影響を強く受けることを意味します。フィラメントの供給も、低V$_{\rm{\perp}}$ハローでの供給に部分的に寄与することがわかります。力学的摩擦もR$_{\rm{peri}}$の削減に影響を与える可能性がありますが、これは比較的大規模な少数の侵入者（ホストの質量の$>$10\％）に対してのみ重要です。これらの結果は、高密度環境に対する銀河の応答が、それらの高密度環境のはるか外側から継承されたダイナミクスにどのように敏感に依存するかを強調しています。
GaMPEN：銀河の形態パラメータのベイズ事後確率を推定するための機械学習フレームワーク
| Title |
GaMPEN:_A_Machine_Learning_Framework_for_Estimating_Bayesian_Posteriors_of_Galaxy_Morphological_Parameters |
| Authors |
Aritra_Ghosh,_C._Megan_Urry,_Amrit_Rau,_Laurence_Perreault-Levasseur,_Miles_Cranmer,_Kevin_Schawinski,_Dominic_Stark,_Chuan_Tian,_Ryan_Ofman,_Tonima_Tasnim_Ananna,_Connor_Auge,_Nico_Cappelluti,_David_B._Sanders,_Ezequiel_Treister |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05107 |
任意の数の銀河の形態パラメータのベイズ事後確率を推定するための新しい機械学習フレームワークを紹介します。GalaxyMorphologyPosteriorEvaluationNetwork（GaMPEN）は、銀河のバルジと総光の比率（$L_B/L_T$）、有効半径（$R_e$）、およびフラックス（$F$）の値と不確実性を推定します。事後確率を推定するために、GaMPENはモンテカルロドロップアウト手法を使用し、出力パラメーター間の完全な共分散行列を損失関数に組み込みます。GaMPENはまた、SpatialTransformerNetwork（STN）を使用して、入力銀河フレームをその形態を決定する前に最適なサイズに自動的にトリミングします。これにより、銀河のサイズを事前に知らなくても、新しいデータに適用できるようになります。HyperSuprime-CamWide$g$バンド画像の$z<0.25$銀河に一致するようにシミュレートされた銀河でのGaMPENのトレーニングとテストでは、GaMPENが$L_B/L_T$、$0.17$arcsec（$$R_e$の\sim7\％$）、および$F$の$6.3\times10^4$nJy（$\sim1\％$）。GaMPENの予測された不確実性は、適切に調整され、正確です（$<5\％$偏差）-残差が大きいパラメーター空間の領域では、GaMPENは対応する大きな不確実性を正しく予測します。また、残差が高い領域の予測にカテゴリラベル（つまり、「非常に膨らみが支配的」などの分類）を適用できることを示し、それらのラベルが$\gtrsim97\％$正確であることを確認します。私たちの知る限り、GaMPENは、複数の形態学的パラメーターの関節事後分布を決定するための最初の機械学習フレームワークであり、天文学における光学イメージングへのSTNの最初のアプリケーションでもあります。
宇宙の再電離の時代におけるクエーサーのXシューター/ALMAサンプル。 II。ブラックホールの質量、エディントン比、および最初のクエーサーの形成
| Title |
The_X-shooter/ALMA_Sample_of_Quasars_in_the_Epoch_of_Reionization._II._Black_Hole_Masses,_Eddington_Ratios,_and_the_Formation_of_the_First_Quasars |
| Authors |
Emanuele_Paolo_Farina,_Jan-Torge_Schindler,_Fabian_Walter,_Eduardo_Ba\~nados,_Frederick_B._Davies,_Roberto_Decarli,_Anna-Christina_Eilers,_Xiaohui_Fan,_Joseph_F._Hennawi,_Chiara_Mazzucchelli,_Romain_A._Meyer,_Benny_Trakhtenbrot,_Marta_Volonteri,_Feige_Wang,_Gabor_Worseck,_Jinyi_Yang,_Thales_A._Gutcke,_Bram_P._Venemans,_Sarah_E._I._Bosman,_Tiago_Costa,_Gisella_De_Rosa,_Alyssa_B._Drake,_and_Masafusa_Onoue |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05113 |
5.8<z<7.5での38個の明るい（M$_{1450}$<-24.4mag）クエーサーのサンプルのブラックホール質量とエディントン比の測定値を示します。これらのクエーサーのVLT/Xシューター近赤外分光法から導き出されました。広いCIVおよびMgII輝線。ブラックホールの質量（平均M$_{BH}$〜4.6x10$^9$M$_{\odot}$）と降着率（エディントン比が0.1から1.0の範囲）は、同様に明るい0.3<z<2.3クエーサーですが、エディントン比の中央値がz>6に向かってわずかに増加している証拠があります。クエーサーホスト銀河からの[CII]158$\mu$m線の深いALMA観測と組み合わせる拡張されたLy$\alpha$ハローのVLT/MUSE調査では、この研究は、最初の巨大な銀河とブラックホールの形成と成長のモデルへの基本的な手がかりを提供します。局所的なスケーリング関係と比較して、z>5.7ブラックホールはそれらのホスト銀河に関して過度に質量が大きいように見え、それらの降着特性はホスト銀河の形態によって変化しません。拡張されたLy$\alpha$ハローによって追跡されたT〜10$^4$Kガスの運動学が、暗黒物質ハローの重力ポテンシャルによって支配されているという仮定の下で、ブラックホール間の同様の関係を報告します。z〜0銀河について報告されたものへの質量と円運動。これらの結果は、最初の超大質量ブラックホールがz>6の巨大なハローに存在し、オーダーユニティのデューティサイクルで急速に質量が増加することによって銀河形成の最初の段階を導くという絵を描いています。ただし、このデューティサイクルは、赤方偏移が低くなる方向に大幅に低下する必要があります。一方、ホスト銀河は、周囲の冷たいガスの大きな貯留層に支えられて、年間数百の太陽質量の割合で星を形成し続けます。
Abell 980の電波源：分離されたダブルダブル電波銀河？
| Title |
The_radio_source_in_Abell_980:_A_Detached-Double-Double_Radio_Galaxy? |
| Authors |
Gopal-Krishna,_Surajit_Paul,_Sameer_Salunkhe_and_Satish_Sonkamble |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05166 |
最近公開されたLoFAR2メートル天空調査データリリース2（144MHzのLoTSS-2）観測から収集された新しい形態学的およびスペクトル情報は、既存のGMRTおよびVLA観測と組み合わせてクラスターAbell980（A980）であると主張されています。より高い周波数で、クラスターの電波放射が主に2つの二重電波源から来るという提案を強化するために切望されている証拠を提供します。両方ともジェット活動の2つの主要なエピソードで最も明るいクラスター銀河（BCG）によって生成されます。前の活動から残された2つの電波ローブは拡散し、超急峻な電波スペクトルを発達させ、同時に閉じ込められた高温の銀河団ガス（ICM）を通って上昇し、同時に、ホスト銀河はクラスターの中心に漂流して一致する若い二重電波源によって現れる新しいアクティブフェーズ。ここに提示された新しい観測結果と議論は、A980の新旧の二重電波源が、親銀河の（横方向の）ドリフトのために2つのローブペアが共直線性を失った「二重二重」電波銀河を共同で表すという事例を裏付けています。、このシステムを「デタッチド-ダブル-ダブル電波銀河」（dDDRG）の最も妥当なケースにしています。
高光度赤外線銀河NGC3256の極端な巨大分子雲
（要約）合併と最も近い高光度赤外線銀河NGC3256の$^{12}$CO（2--1）観測の雲分解を示します。185個の空間的およびスペクトル的に分解された雲が中央の$\approx$全体で識別されます。90pcの解像度と完全性で130kpc$^{2}$が推定されます。NGC3256のクラウドカタログを、PHANGS-ALMA調査で観測された10個の銀河と比較します。雲の速度分散、輝度、CO推定質量、質量表面密度、ビリアル質量、ビリアルパラメータ、サイズ線幅係数、および内部乱流圧力のNGC3256の分布は、PHANGS-ALMA銀河よりも大幅に高くなっています。NGC3256では雲の半径がわずかに大きく、自由落下時間が短くなっています。NGC3256の雲の偏心の分布は、多くのPHANGS-ALMA銀河と見分けがつかないが、これはおそらくNGC3256の雲の動的状態が近くの渦巻銀河のそれと類似しているためである。ただし、NGC3256のビリアルパラメータの分布が狭いことは、PHANGS-ALMA銀河よりも動的状態の範囲が狭いことを反映している可能性があります。大きな偏心にもかかわらず、雲の整列の明確な画像は検出されません。雲の特性間の相関関係は、NGC3256の高い外圧を示しており、このような高速分散と星形成率が与えられた場合、雲を束縛して崩壊させ続けます。雲の質量関数に適合させると、PHANGS-ALMA銀河の平均に近い、$-2.75^{+0.07}_{-0.01}$の高質量べき乗則の傾きが得られます。また、結果をこれらの観測のピクセルベースの分析と比較し、分子ガスの特性が定性的に一致していることを確認します。ただし、このクラウドベースの分析では、ピーク輝度温度がやや高く、ビリアルパラメータと自由落下時間がやや低くなっています。
局所から再電離の時代までの銀河の光学的および遠赤外線輝線図の橋渡し：特徴的な高[O III] 88 $ \ mathrm {\ mu
m} $ / SFR at $ z> 6 $
| Title |
Bridging_Optical_and_Far-Infrared_Emission-Line_Diagrams_of_Galaxies_from_Local_to_the_Epoch_of_Reionization:_Characteristic_High_[O_III]_88_$\mathrm{\mu_m}$/SFR_at_$z_>_6$ |
| Authors |
Yuma_Sugahara,_Akio_K._Inoue,_Yoshinobu_Fudamoto,_Takuya_Hashimoto,_Yuichi_Harikane,_Satoshi_Yamanaka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05236 |
銀河集団の光イオン化モデリングを$z\sim0$、$2$、および$>6$で提示して、光学および遠赤外線（FIR）輝線図を橋渡しします。光学および/またはFIR（[OIII]88$\mathrm{\mum}$および[CII]158$\mathrm{\mum}$）輝線フラックスの測定値を使用して銀河を収集し、それらを[OIII]$\lambda5007/\mathrm{H\beta}$-[NII]$\lambda6585/\mathrm{H\alpha}$（BPT）およびL（[OIII]88）/SFR--L（[CII]158）/SFRダイアグラム。ここで、SFRは星形成率、L（[OIII]88）とL（[CII]158）はFIR線の光度です。イオン化パラメーター$U$、水素密度$n_\text{H}$、ガス状金属量$Z_\text{gas}$の3つの星雲パラメーターを使用する光イオン化モデルを使用して、2つの図の銀河分布を説明することを目的としています。私たちのモデルは、局所銀河の星雲パラメーターをうまく再現し、図上の$z\sim0$、$2$、および$>6$銀河の分布を予測します。予測された分布は、すべての図で赤方偏移の進化を示しています。たとえば、[OIII]$/\mathrm{H\beta}$と[OIII]88/[CII]158の比率は、$z>6$から$0$まで継続的に減少します。具体的には、$z>6$銀河は、特定の$Z_\text{gas}$で低赤方偏移銀河よりも$\sim\！0.5$dex高い$U$を示し、$\でのBPT図に予測される平坦な分布を示します。log{\mathrm{[OIII]/H\beta}}=0.5$-$0.8$。$z>6$銀河のいくつかは、高いL（[OIII]88）/SFR比を示すことがわかります。これらの高い比率を説明するために、私たちの光イオン化モデルは、低い恒星対ガスの金属量比、または$z>6$でのバースト性/増加する星形成履歴を必要とします。ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡は、私たちの光イオン化モデリングによって提案された$z>6$銀河の予測とシナリオをテストします。
多相ISMのラム圧力ストリッピング：TIGRESSシミュレーションからの詳細ビュー
| Title |
Ram_pressure_stripping_of_the_multiphase_ISM:_a_detailed_view_from_TIGRESS_simulations |
| Authors |
Woorak_Choi,_Chang-Goo_Kim,_and_Aeree_Chung |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05263 |
動圧ストリッピング（RPS）は、星間物質（ISM）をすばやく除去するプロセスであり、銀河の進化において重要な役割を果たします。以前のRPS研究では、ISMを単相として扱っているか、完全な多相ISMを適切にキャプチャするための解像度と物理プロセスが不足しています。この単純化を改善するために、TIGRESSフレームワークを使用して、星形成銀河ディスクのローカルパッチ内の自己無撞着にモデル化されたISMに流入する高温の銀河団ガス（ICM）を導入します。私たちのシミュレーションは、RPSの働きが、ICMラム圧力によるISMの直接加速であるだけでなく、重要な相転移と放射冷却を伴う混合駆動の運動量伝達でもあることを明らかにしています。高温のICMは、多孔質の多相ISMの低密度チャネルを通過し、低温のISMを細断して、混合層を作成します。ICMの運動量は、中間温度のガスを投入し、熱エネルギーを放射しながら、混合層を介して伝達されます。混合ガスは銀河系の円盤を越えて広がり、ICMフラックスがシミュレーション領域から逃げるまで冷却を妨げるのに十分な大きさでない限り、冷却される縞模様の尾を形成します。混合駆動の運動量伝達は、ICMがより多く混合されるほど、ISMの移動が速くなり、その結果、除去されたISMの流出速度とガス金属量の相関がなくなることを予測します。ICMラム圧によるISMディスクの圧縮により、ICMなしのモデルと比較して、星形成率が最大50％向上します。ICMラム圧がディスク固定圧よりも高い場合、星形成は約100Myr以内で抑制されます。
低解像度スペクトルからの恒星パラメータと元素存在量I：LAMOSTDR8からの120万の巨人
| Title |
The_stellar_parameters_and_elemental_abundances_from_low-resolution_spectra_I:_1.2_million_giants_from_LAMOST_DR8 |
| Authors |
Zhuohan_Li,_Gang_Zhao,_Yuqin_Chen,_Xilong_Liang,_Jingkun_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05294 |
典型的なデータ駆動型の方法として、深層学習は天文データを分析するための自然な選択になります。この研究では、基本的な恒星パラメータ$T\rm{_{eff}}$、logg、金属性（[M/H]および[Fe/H]）および[$\alphaを推定するために、深い畳み込みニューラルネットワークを構築しました。$/M]と10個の個別の元素存在量（[C/Fe]、[N/Fe]、[O/Fe]、[Mg/Fe]、[Al/Fe]、[Si/Fe]、[Cl/Fe]、[Ca/Fe]、[Mn/Fe]、[Ni/Fe]）。ニューラルネットワークは、APOGEE調査とLAMOST調査の間で共通の星を使用してトレーニングされます。LAMOST調査の低解像度スペクトルを入力として使用し、APOGEEの測定値をラベルとして使用しました。テストセットのgバンドの信号対雑音比が10より大きい恒星スペクトルの場合、平均絶対誤差（MAE）は$T\rm{_{eff}}$の場合は29K、loggの場合は0.07dexです。、[Fe/H]と[M/H]の両方で0.03デックス、[$\alpha$/M]で0.02デックス。ほとんどの元素のMAEは0.02dexから0.04dexの間です。訓練されたニューラルネットワークは、恒星パラメータ3500K<$T\rm{_{eff}}$<5500K、0.0dex<logg<4.0dexの範囲内で、LAMOSTDR8からサブジャイアントを含む1,210,145個のジャイアントに適用されました。、-2.5dex<[Fe/H]<0.5dex。化学空間での結果の分布はAPOGEEラベルと非常に一致しており、恒星パラメータはGALAHからの外部の高解像度測定との一致を示しています。この研究の結果は、LAMOSTデータに基づいてさらに研究を進め、天の川の降着と進化の歴史についての理解を深めることを可能にします。付加価値カタログの電子版は、http：//www.lamost.org/dr8/v1.1/doc/vacで入手できます。
GaiaDR3GSP-Specの存在量によって明らかにされた天の川のセリウム含有量
| Title |
The_cerium_content_of_the_Milky_Way_as_revealed_by_Gaia_DR3_GSP-Spec_abundances |
| Authors |
G._Contursi,_P._de_Laverny,_A._Recio-Blanco,_E.Spitoni,_P._A._Palicio,_E._Poggio,_V._Grisoni,_G._Cescutti,_F._Matteucci,_L._Spina,_M.A._Alvarez,_G._Kordopatis,_C._Ordenovic,_I._Oreshina-Slezak,_and_H._Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05368 |
最近のガイアサードデータリリースには、GSP-Specモジュールによる数百万の高品質視線速度分光計（RVS）恒星スペクトルの均一分析が含まれています。これは、何百万もの個々の化学物質の存在量の推定につながり、天の川を化学的にマッピングすることを可能にします。公開されているGSP-Specの存在量の中には、恒星内部での中性子捕獲によって生成された3つの重元素、Ce、Zr、およびNdがあります。GSP-Specフラグのさまざまな組み合わせを適用した後に選択された、約30,000のLTECeアバンダンスのサンプルを使用します。GaiaDR3の位置天文データと視線速度のおかげで、私たちは天の川、特にそのハローと円盤の構成要素のセリウム含有量を調査します。CeGSP-Specの存在量の高品質は、文献の比較のおかげで定量化されます。[Ce/Fe]対[M/H]の傾向はかなりフラットであることがわかりました。また、以前の研究と一致して、フィールドスターから、そして独立して、約50の散開星団から派生したディスクに平坦な放射状勾配が見つかりました。[Ce/Fe]の垂直勾配も推定されています。また、ディスク内の[Ce/Ca]と[Ca/H]の増加を報告し、SNIIに関するAGBの寄与が遅いことを示しています。若い大規模な集団を含む、ディスク内のセリウムの存在量は、新しい3つの落下の化学進化モデルによってよく再現されています。ハロー集団の中で、M4球状星団はセリウムに富んでいることがわかります。さらに、Thamnos、HelmiStream、およびGaia-Sausage-Enceladusの付加システムに属するセリウムが豊富な11個の星が、化学力学的診断から特定されました。ヘルミストリームは、他の2つのシステムと比較して、セリウムがわずかに不足している可能性があることがわかりました。この作品は、GSP-Specの化学物質の豊富さの高品質を示しており、天の川の重元素の進化の歴史を明らかにするのに大きく貢献しています。
ミーアキャットの弾丸銀河団の見方1E0657-55.8
| Title |
MeerKAT's_View_of_the_Bullet_Cluster_1E_0657-55.8 |
| Authors |
S.P._Sikhosana,_K._Knowles,_M._Hilton,_K._Moodley,_and_M._Murgia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05492 |
弾丸銀河団（1E0657-55.8）は、赤方偏移$z$=0.296の大規模なマージシステムであり、強力な無線ハローと遺物をホストすることが知られています。ここでは、弾丸銀河団の忠実度の高いMeerKATLバンド（0.9〜1.7GHz）の観測結果を示します。ここでは、以前の研究と比較して、電波ハローと遺物の両方をより広範囲に追跡しています。回収された無線ハローのサイズは1.6Mpc$\times$1.3Mpcであり、遺物の最大線形サイズは〜988kpcです。ハロー放射の南の郊外で新しい減少の特徴を検出します。そこでは、領域がその周囲と比較して低い表面輝度を持っているように見えます。ラジオハローの周辺のかすかな広がりは、合併活動の新しい波を示唆しています。ラジオハローの帯域内スペクトルインデックスマップは、おそらくシンクロトロン電子の経年劣化が原因で、拡散源のエッジに向かって放射状に急勾配になっていることを示しています。ラジオハローの統合スペクトルインデックスは1.1$\pm$0.2です。無線X線表面輝度のポイントツーポイント分析を実行します。これにより、無線ハローの線形相関が明らかになります。これは、電波ハロー放射が一次再加速メカニズムによって生成されていることを示しています。最後に、遺物衝撃領域のラジオマッハ数M_R=5.4$\pm$0.9を導き出します。これは、X線データに基づく以前の分析で推定されたマッハ数よりも高くなっています。ラジオとX線のマッハ数の不一致は複数のシステムで観察されており、これは遺物の向きを含むさまざまな要因によるものであることが研究によって示唆されています。
S187HII領域周辺の断片化された原子殻とその分子およびイオン化ガスとの相互作用
| Title |
Fragmented_atomic_shell_around_S187_HII_region_and_its_interaction_with_molecular_and_ionized_gas |
| Authors |
Petr_Zemlyanukha,_Igor_I._Zinchenko,_Evgeny_Dombek,_Lev_E._Pirogov,_Anastasiia_Topchieva,_Gilles_Joncas,_Lokesh_K._Dewangan,_Devendra_K._Ojha_and_Swarna_K._Ghosh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05507 |
近くのHII領域（1.4$\pm$0.3kpc）であるS187の環境を分析します。周囲のシェルは、HI線、分子線、および赤外線と無線の連続体で研究されています。その光解離領域での不器用なHI環境の最初の証拠を報告します。背景電波銀河は、冷たい原子ガスの性質の推定を可能にします。シェルの推定原子質量分率は$\sim$260〜M$_{\odot}$、スピン温度の中央値は$\sim$50〜K、シェルサイズは$\sim$4pcで、通常の壁幅は約0.2です。pc。アトミックシェルは$\sim$100フラグメントで構成されています。フラグメントサイズは、2.39〜2.50のべき乗則インデックスを持つ質量と相関しています。S187シェルは、膨張する準球形層、分子エンベロープ、シェル内の原子サブバブル、および進化のさまざまな段階にある2つの高密度コア（S187〜SEおよびS187〜NE）を含む複雑な運動学的構造を持っています。シェル内の原子サブバブルは若く、中央にクラスIIの若い恒星状天体とOHメーザーが含まれ、バブルの壁に関連するYSOが含まれています。S187〜SEとS187〜NEの質量は似ています（それぞれ$\sim$1200〜M$_\odot$と$\sim$900〜M$_\odot$）。S187〜SEは原子殻に埋め込まれており、大量の原始星、流出、メーザー源、その他の進行中の星形成の指標など、多数の関連オブジェクトがあります。S187〜NE内のYSOは検出されませんでしたが、HII領域による圧縮と加熱の兆候が存在します。
Ia型超新星の光度変動の銀河駆動モデル
| Title |
A_galaxy-driven_model_of_type_Ia_supernova_luminosity_variations |
| Authors |
P._Wiseman,_M._Vincenzi,_M._Sullivan,_L._Kelsey,_B._Popovic,_B._Rose,_D._Brout,_T._M._Davis,_C._Frohmaier,_L._Galbany,_C._Lidman,_A._M\"oller,_D._Scolnic,_M._Smith,_M._Aguena,_S._Allam,_F._Andrade-Oliveira,_J._Annis,_E._Bertin,_S._Bocquet,_D._Brooks,_D._L._Burke,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_F._J._Castander,_M._Costanzi,_M._E._S._Pereira,_S._Desai,_H._T._Diehl,_P._Doel,_S._Everett,_I._Ferrero,_D._Friedel,_J._Frieman,_J._Garc\'ia-Bellido,_M._Gatti,_E._Gaztanaga,_D._Gruen,_J._Gschwend,_G._Gutierrez,_S._R._Hinton,_D._L._Hollowood,_K._Honscheid,_D._J._James,_M._March,_F._Menanteau,_R._Miquel,_R._Morgan,_A._Palmese,_F._Paz-Chinch\'on,_A._Pieres,_A._A._Plazas_Malag\'on,_A._K._Romer,_E._Sanchez,_V._Scarpine,_I._Sevilla-Noarbe,_M._Soares-_Santos,_E._Suchyta,_G._Tarle,_C._To,_and_T._N._Varga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05583 |
Ia型超新星（SNeIa）は、宇宙論的距離を測定するための標準化可能なキャンドルとして使用されますが、恒星の質量や静止フレームの$U-R$の色など、ホスト銀河の特性の関数として光度ステップを表示する補正された光度には違いがあります。これらのステップの原因を特定することは、宇宙論的分析の鍵であり、SN物理学への洞察を提供します。ここでは、ダークエネルギーサーベイの5年間のSNIaサンプルと比較する銀河ベースのフォワードモデルを使用して、SN前駆体の年齢が光度曲線の特性に及ぼす影響を調査します。SNIaの始祖を経時的に追跡し、年齢に応じた二峰性分布から光度曲線の幅のパラメーターを引き出します。異なる年齢のSNe間の固有の光度の違いは、ステップサイズとSNの色の間で観察された傾向を説明できないことがわかります。恒星の質量によって分割されたデータは、低質量ホストと高質量ホストの間で全対選択的ダスト消光比$（R_V）$のステップを実装する最近の作業に従うことで、よりよく再現されますが、説明するには追加の固有光度ステップが必要です。ホスト銀河$U-R$によって分割されたデータ。銀河の年齢の関数として$R_V$ステップをモデル化すると、全体としてより良い一致が得られます。追加の年齢対光度ステップは、データとの一致をわずかに改善しますが、ステップのほとんどは、幅対光度係数$\alpha$によって吸収されます。さらに、$\alpha$がSNの年齢によって変化するという証拠は見つかりません。
流体力学シミュレーションで個々の銀河の星形成の歴史を再現するための確率モデル
| Title |
A_stochastic_model_to_reproduce_the_star-formation_history_of_individual_galaxies_in_hydrodynamic_simulations |
| Authors |
Yang_Wang,_Nicola_R._Napolitano,_Weiguang_Cui,_Xiao-Dong_Li,_Alexander_Knebe,_Chris_Power,_Frazer_Pearce,_Lin_Tang,_Gustavo_Yepes,_Xi_Kang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05600 |
銀河の星形成の歴史（SFH）は、銀河の進化を理解するために重要です。流体力学的シミュレーションにより、銀河のSFHを正確に再構築し、基礎となる物理的プロセスへのリンクを確立することができます。この作業では、3つのシミュレーション（TheThreeHundred、Illustris-1、TNG100-1）から個々の銀河のSFHを記述するためのモデルを提示します。このモデルは、銀河SFHを「主系列星」と「変動星」という2つの異なる成分に分割します。「主系列星」の部分は、銀河の$SFR-M_*$主系列星の履歴を時系列で追跡することによって生成されます。「変動」部分は、非整数ブラウン運動によって再現される主系列星の周りの散乱で構成されています。1）主系列星の進化はシミュレーションによって異なります。2）非整数ブラウン運動は、SFHの多くの特徴を再現できますが、それでも矛盾が存在します。3）シミュレーションのSFHを再構築するには、変動と質量損失率が非常に重要です。このモデルは、シミュレーションにおけるSFHの公正な説明を提供します。一方、非整数ブラウン運動モデルをシミュレーションデータに相関させることにより、シミュレーションを比較するための「標準」を提供します。
多相星間物質の特性を推測するためのトポロジーモデル
| Title |
Topological_models_to_infer_multiphase_interstellar_medium_properties |
| Authors |
Lebouteiller_Vianney_and_Ramambason_Lise |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05657 |
（要約）高赤方偏移銀河の分光観測は、近くの銀河での分解された観測から予想されるのと同じ星間物質（ISM）の複雑さをゆっくりと明らかにします。豊富な診断を提供する一方で、そのような高zスペクトルはしばしば未解決であり、信頼できる診断を推測することは大きな障害となります。明るく、近くにある未解決の銀河は、ISM特性を推測するための設計方法に多くの制約を与えますが、これまでのところ、決定論的方法や単純な位相的仮定に限定されていました。マルチコンポーネントISMモデルは、物質と相の複雑で十分な分布を、確率論的フレームワークで制約される十分に単純なトポロジー記述と関連付けます。私たちの目標は、モデルグリッドにとらわれず、パラメーター値および/またはパラメーターの統計的分布によって定義されるいくつかの個別のコンポーネントを考慮する柔軟な統計フレームワークを提供することです。この研究では、MULTIGRISフレームワークを提示し、それを使用して、金属の少ない矮小銀河IZw18の星形成領域の一連のスペクトル線をモデル化します。金属性、イオン化光子の数、イオン化水素と中性水素の質量、およびダスト質量とダスト対ガス質量比の正確な値を計算できます。比較的控えめな量のH$_2$が見つかりました。これは主にCOが暗く、C$^0$ではなくC$^+$によってトレースされます。それにもかかわらず、[CII]排出量の90$％以上が中性原子ガスに関連しています。私たちのモデルは、X線源を考慮する必要性を確認しています。最後に、さまざまなエネルギー範囲の電離光子の脱出率を調査します。主なHII領域の脱出率は約$50-65$％ですが、軟X線光子のほとんどが脱出でき、銀河系または銀河間媒体のイオン化と加熱に役割を果たす可能性があることを示しています。
20年間の調査によって決定されたM31の新星の速度と空間分布
| Title |
The_Rate_and_Spatial_Distribution_of_Novae_in_M31_as_Determined_by_a_Twenty-Year_Survey |
| Authors |
Travis_A._Rector,_Allen_W._Shafter,_William_A._Burris,_Matthew_J._Walentosky,_Kendall_D._Viafore,_Allison_L._Strom,_Richard_J._Cool,_Nicole_A._Sola,_Hannah_Crayton,_Catherine_A._Pilachowski,_George_H._Jacoby,_Danielle_L._Corbett,_Michelle_Rene,_Denise_Hernandez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05689 |
研究に基づく科学教育イニシアチブの一環として、近くのアンドロメダ銀河（M31）の新星に関する長期（1995-2016）調査が実施されました。調査の過程で、アリゾナ州キットピークで180夜の観測が完了しました。合計262個の新星が発見または確認されましたが、そのうち40個は以前に報告されていません。これらのうち、203個の新星は、M31の核を中心とする$20'\times20'$フィールド内で、KPNO/WIYN〜0.9m望遠鏡によって検出された空間的に完全なサンプルを形成しました。追加の50個の新星は、より大きな$36'\times36'$フィールド内のKPNO〜4m望遠鏡によって検出された空間的に完全なサンプルの一部です。以前の研究と一致して、両方の調査における新星の空間分布は、銀河の全体的な背景光よりも銀河のバルジ光にいくらか厳密に従うことがわかりました。調査の限界の大きさと空間的および時間的範囲を補正した後、M31の最終的な新星率は$R=40^{+7}_{-6}$〜yr$^{-1}$であることがわかりました。、これは最近の見積もりよりもかなり低いです。M31の$K$バンドの光度に正規化すると、このレートは$3.3\pm0.4$〜yr$^{-1}〜[10^{10}の光度固有の新星レート$\nu_K$を生成します。〜L_{\odot、K}]^{-1}$。M31と私たちの銀河の相対的な赤外線光度を使用してM31の新星率をスケーリングすることにより、天の川の新星率は$R_\mathrm{G}=29\pm5$と予測されます。
タイプII球状星団NGC362の予測される金属量[Fe/H]変動の調査
| Title |
Investigating_a_predicted_metallicity_[Fe/H]_variation_in_the_Type_II_Globular_Cluster_NGC_362 |
| Authors |
C._Vargas,_S._Villanova,_D._Geisler,_C._Mu\~noz,_L._Monaco,_J._O'Connell_and_Ata_Sarajedini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05693 |
NGC362は、一般的ではないタイプII銀河球状星団であり、複雑な疑似2色図または「染色体マップ」を示しています。色の大きさの図での星の種族の明確な分離と染色体マップでの巨大な星の分布は、NGC362がクラスター名目と強化された重元素の存在量の両方を持つ星をホストできることを強く示唆しています。鉄かもしれません。ただし、NGC362の以前の分光観測にもかかわらず、そのような鉄の変動は検出されていません。私たちの主な目標は、この興味深い球状星団の形成と進化への洞察を与える[Fe/H]の内部変動を検索することによって、この結果を確認または反証することです。この論文では、マゼラン望遠鏡に取り付けられたMIKEエシェル分光器で得られた高分解能および高S/Nスペクトルに基づいて、11個の赤色巨星分枝のサンプルの存在量分析を示します。HSTとGAIAの測光と位置天文学は、大気パラメータとメンバーシップを決定するために使用されてきました。ターゲット星のT$_{\text{eff}}$、log（g）、v$_{\text{t}}$を取得し、3つの異なる方法でサンプルの平均鉄含有量とその分散を測定しました。、[Fe/H]$_1$=-1.10$\pm0.02$、[Fe/H]$_2$=-1.09$\pm0.01$、[Fe/H]$_3$=-になります1.10$\pm0.01$、内部分散は$\sigma_{[\text{Fe/H}]_1}$=0.06$\pm0.01$、$\sigma_{[\text{Fe/H}]_2}$=0.03$\pm0.01$と$\sigma_{[\text{Fe/H}]_3}$=0.05$\pm0.01$。エラー分析では、0.05dexの観測誤差による内部分散が得られます。観察された分散を内部誤差と比較すると、NGC362は内部の鉄の広がりの痕跡を示さないと結論付けます。
テンプレートの準備中の最初の銀河系外JWSTサイエンスターゲットSDSSJ1226+2152のHSTベースのレンズモデル
| Title |
HST-Based_Lens_Model_of_the_First_Extragalactic_JWST_Science_Target,_SDSS_J1226+2152,_in_Preparation_for_TEMPLATES |
| Authors |
Keren_Sharon,_Catherine_Cerny,_Jane_R._Rigby,_Michael_K._Florian,_Matthew_B._Bayliss,_Hakon_Dahle,_Michael_D._Gladders_and_Guillaume_Mahler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05709 |
SDSSJ1226+2152は、JWSTによって観測された最初の銀河系外科学ターゲットです。強くレンズ化されたz=2.9233ライマンブレーク銀河SGASJ122651.3+215220は、z=0.4358のクラスターによってレンズ化され、JWST-ERSプログラムの一部としてターゲットにされました。JWSTの絶妙な機能と強い重力レンズによって提供される極端な倍率を組み合わせることを目的として、これらの観測は宇宙の正午に銀河を覗き込み、星形成の構成要素を調べます。ここでは、ハッブル宇宙望遠鏡の強いレンズ分析、レンズモデル、ソースプレーンの解釈、およびソースの固有のプロパティのコンテキストでJWST観測を分析するために必要なレンズ出力を示します。レンズモデルの出力は、MikulskiArchiveforSpaceTelescopes（MAST）ポータルを通じてコミュニティに公開されています。
恒星系における力学的摩擦の相対論的拡張I：一般的な形式
| Title |
Relativistic_extension_of_the_dynamical_friction_in_stellar_systems_I:_General_formalism |
| Authors |
Caterina_Chiari,_Pierfrancesco_Di_Cintio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05728 |
ブラックホールをホストする高密度恒星系における大質量星の衝突ダイナミクスを調査することを目的として、チャンドラセカール力学的摩擦公式の2つの相対論的一般化が導き出され、議論されています。元の形式を相対論的速度と分布の場合に拡張し、最初のポストニュートン補正（1PN）を含めることで、大規模なオブジェクトとの強い遭遇を説明します。これにより、一般相対性理論の影響が最も低い次数で説明されます。。
雲と雲の衝突中の球状星団候補の形成に対する放射線フィードバックの影響
| Title |
Impact_of_Radiation_Feedback_on_the_Formation_of_Globular_Cluster_Candidates_during_Cloud-Cloud_Collisions |
| Authors |
Daniel_Han,_Taysun_Kimm,_Harley_Katz,_Julien_Devriendt_and_Adrianne_Slyz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05745 |
球状星団（GC）の形成中の放射フィードバックの影響を理解するために、2つの乱流巨大分子雲（GMC）の正面衝突をシミュレートします。一連の理想化された放射-流体力学シミュレーションが、恒星放射またはII型超新星の有無にかかわらず実行されます。質量$M_{\rmGC}\sim10^5\、M_\odot$の重力的に束縛されたコンパクト星団は、質量$M_{\rmGMC}=3.6\times10^5\、M_\odot$が衝突します。GC候補は、単一の崩壊イベント中には形成されませんが、局所的な高密度のガス塊とガス降着の合併により出現します。電離放射線の吸収による運動量移動は、ガスの崩壊を抑制する主要なフィードバックプロセスであり、十分な数の星が形成されると、光イオン化が効率的になります。放射フィードバックを無視すると、クラスターの質量は$\sim2$の係数で大きくなり、基準実行で極端な$\rmLy\alpha$フィードバックを考慮すると、その差はわずかに顕著になります（16\％）。放射フィードバックを使ったシミュレーションでは、星形成雲が分散した後に超新星が爆発し、それらの金属噴出物が瞬間的に再利用されて星を形成することはありません。
| Title |
The_emergence_of_diffused_Gamma-Ray_Burst_afterglows_from_the_disks_of_Active_Galactic_Nuclei |
| Authors |
Yihan_Wang,_Davide_Lazzati_and_Rosalba_Perna |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05084 |
活動銀河核（AGN）の円盤は、星とそれらが残すコンパクトな物体の生成と捕獲のための豊富な環境として出現しました。これらの星は、それらの死で長いガンマ線バースト（LGRB）を生成しますが、コンパクトなオブジェクト間の頻繁な相互作用は、連星中性子星と中性子星-ブラックホール連星を形成し、それらの合併時に短いGRB（SGRB）につながります。これらのトランジェントがAGNディスクの密集した環境から出現するときにそれらの特性を予測することは、それらを適切に識別し、AGNディスクの星とコンパクトオブジェクトの数をより適切に制限するための鍵です。これらの過渡現象のいくつかは、星間物質よりもはるかに高密度で発生するため、異常に見えるでしょう。この論文の主題である他のものは、降着円盤の光学的に厚い領域内で生成されるため、放射拡散によってさらに変更されます。ここでは、代表的なさまざまな中央ブラックホール質量とディスク位置の拡散GRB光源のGRB残光光度曲線を計算します。ラジオからUVおよび軟X線への放射は、AGNディスクの高密度媒体でのシンクロトロン自己吸収によって強力に抑制できることがわかります。さらに、光子の拡散は、発光ピークの出現を大幅に遅らせることができ、ビームのある速いトランジェントを、遅くて等方性の暗いトランジェントに変えます。これらは、より高い周波数で優勢なブロードバンド相関AGN変動として表示されます。それらの特性は、AGNディスク内の星の種族とディスク構造の両方を制約する可能性があります。
CRESCENDO：宇宙論的シミュレーションにおけるスペクトル宇宙線用のオンザフライフォッカープランクソルバー
| Title |
CRESCENDO:_An_on-the-fly_Fokker-Planck_Solver_for_Spectral_Cosmic_Rays_in_Cosmological_Simulations |
| Authors |
Ludwig_M._B\"oss,_Ulrich_P._Steinwandel,_Klaus_Dolag,_Harald_Lesch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05087 |
相対論的宇宙線（CR）電子からの非熱放射は、クラスター内磁場の強度と形態への洞察を与えるだけでなく、構造形成衝撃の強力なトレーサーを提供します。一方、CR陽子によって引き起こされる放出は、現在の観測に依然として挑戦しているため、クラスター内衝撃での陽子加速のモデルをテストしています。CRの影響を含む大規模なシミュレーションは、実現が困難であり、主に全体的なエネルギー収支のシミュレーション、またはシミュレーション出力の後処理でのCR集団の追跡に限定されており、陽子または電子のいずれかに対して行われることがよくあります。CRESCENDO：SpeCtralElectronsとProtonsを使用した宇宙線の進化を紹介します。これは効率的なオンザフライのフォッカープランクソルバーで、シミュレーションのすべての解像度要素内でCRプロトンと電子の分布を進化させます。ソルバーは、最近のPICシミュレーション、断熱変化、および電子の放射損失の結果に基づいて、クラスター内衝撃でのCR（再）加速を考慮します。テストケースと理想化された銀河団（GC）シミュレーションでのパフォーマンスを示します。モデルをCIZAJ2242.4+5301-1の最適なパラメーターに従って理想化されたGC合併に適用し、CR注入、電波遺物の形態、スペクトルの急峻化、および放射光を研究します。
PSR J0952-0607：既知の最速で最も重い銀河中性子星
| Title |
PSR_J0952-0607:_The_Fastest_and_Heaviest_Known_Galactic_Neutron_Star |
| Authors |
Roger_W._Romani,_D._Kandel,_Alexei_V._Filippenko,_Thomas_G._Brink_and_WeiKang_Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05124 |
ケック天文台の分光光度法と、天の川の円盤で最も速く知られている回転中性子星（NS）である「ブラックウィドウ」パルサーPSR〜J0952$-$0607のコンパニオンのイメージングについて説明します。コンパニオンは少なくとも非常に暗いです。明るさ、観測上の課題を提示しますが、私たちは多色光曲線を測定し、軌道の照らされた「日」の半分にわたって放射状の速度を取得しました。モデルの適合は、システムの傾き$i=59.8\pm1.9^\circ$とパルサーの質量$M_{NS}=2.35\pm0.17M_\odot$を示しています。これは、これまでに見つかった最大のよく測定された質量です。加熱が極端ではないため、モデリングの不確実性は小さいです。コンパニオンはロッシュローブの中にあり、シンプルな直接加熱モデルが最適です。NSが典型的なパルサーの出生質量で始まった場合、ほぼ$1M_\odot$が付着しています。これは、$6\times10^7$Gと見積もられる特に低い固有双極子表面場と関連している可能性があります。他の黒い未亡人とセアカゴケグモのパルサーの再分析と合わせて、最大NS質量の最小値は$1\sigma$$で$M_{\rmmax}>2.19M_\odot$$（2.09M_\odot）$であることがわかります。（3\sigma）$信頼度。これは、白色矮星（無線シャピロ遅延技術によって測定されたパルサー連星）によって暗示される$M_{\rmmax}$の下限よりも$\sim0.15M_\odot$重いです。
高度に磁化された中性子星表面からの偏極放射信号
| Title |
Polarized_Radiation_Signals_from_Highly_Magnetized_Neutron_Star_Surfaces |
| Authors |
Kun_Hu,_Matthew_G._Baring,_Joseph_A._Barchas,_George_Younes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05145 |
中性子星の表面は、強い磁場が存在するため、強い偏光の軟X線の源である可能性があります。表層での散乱輸送は、光強度の出現異方性の決定に重要であり、直線偏光情報と円偏光情報の間の複雑な相互作用の影響を強く受けます。このようなコンパクトな物体の完全にイオン化された大気の外層をモデル化するために、磁気トムソン散乱シミュレーションを開発しました。ここでは、かなりの範囲の磁気余緯度にまたがる、拡張された大気シミュレーションからの出現強度と分極を要約します。表面から無限大への光の一般相対論的伝播が完全に含まれています。正味の偏光度は中程度であり、さまざまなフィールド方向で合計するとそれほど小さくありません。これらの結果は、NASAの新しいIXPEX線偏光計と将来のX線偏光測定ミッションによって取得されるマグネターの観測のための重要な基盤を提供します。
無衝突高ベータプラズマにおける運動乱流
| Title |
Kinetic_Turbulence_in_Collisionless_High-Beta_Plasmas |
| Authors |
Lev_Arzamasskiy_(1),_Matthew_W._Kunz_(2,3),_Jonathan_Squire_(4),_Eliot_Quataert_(2),_Alexander_A._Schekochihin_(5)_((1)_IAS,_(2)_Princeton,_(3)_PPPL,_(4)_Otago,_(5)_Oxford) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05189 |
高ベータの無衝突プラズマにおけるAlfv\'enic乱流の3次元ハイブリッドキネティックシミュレーションの結果を示します。このような乱流の重要な特徴は、カスケードの変動間の局所的な波動相互作用と、熱圧力の異方性によって引き起こされる動的な微小不安定性に関連する非局所的な波動粒子相互作用（すなわち、ファイアホース、ミラー、およびイオンサイクロトロン）。圧力異方性高ベータ乱流における有効衝突性とプラズマ粘度の理論的推定値を提示し、シミュレーションから直接計算します。これは、強いAlfv\'enic乱流の場合、有効な平行粘性スケールが駆動スケールに匹敵することを示しています。カスケードの。カスケードエネルギーの大部分（80〜90％）は、ランダウ減衰と異方性粘性加熱の組み合わせによるイオン加熱として放散されます。乱流の運動エネルギースペクトルは、異方性粘性応力のために$-5/3$よりも急な勾配を持っています。磁気エネルギースペクトルは、ファイアホースの不安定性によって生じる変動のために、イオンラーモアスケールの近くで$-5/3$よりも浅いです。私たちの結果は、超大質量ブラックホールへの低光度降着における粒子加熱のモデル、銀河団ガスの有効粘度、および地球に近い太陽風観測の解釈に影響を及ぼします。
かにパルサーと星雲のIXPE観測
| Title |
IXPE_Observations_of_the_Crab_Pulsar_and_Nebula |
| Authors |
Niccol\`o_Bucciantini,_Riccardo_Ferrazzoli,_Matteo_Bachetti,_John_Rankin,_Niccol\`o_Di_Lalla,_Carmelo_Sgr\`o,_Nicola_Omodei,_Takao_Kitaguchi,_Tsunefumi_Mizuno,_Shuichi_Gunji,_Eri_Watanabe,_Luca_Baldini,_Patrick_Slane,_Martin_C._Weisskopf,_Roger_W._Romani,_Andrea_Possenti,_Herman_L._Marshall,_Stefano_Silvestri,_Luigi_Pacciani,_Michela_Negro,_Fabio_Muleri,_Emma_de_O\~na_Wilhelmi,_Fei_Xie,_Jeremy_Heyl,_Melissa_Pesce-Rollins,_Josephine_Wong,_Maura_Pilia,_Ivan_Agudo,_Lucio_A._Antonelli,_Wayne_H._Baumgartner,_Ronaldo_Bellazzini,_Stefano_Bianchi,_Stephen_D._Bongiorno,_Raffaella_Bonino,_Alessandro_Brez,_Fiamma_Capitanio,_Simone_Castellano,_Elisabetta_Cavazzuti,_Stefano_Ciprini,_Enrico_Costa,_Alessandra_De_Rosa,_Ettore_Del_Monte,_Laura_Di_Gesu,_Alessandro_Di_Marco,_Immacolata_Donnarumma,_Victor_Doroshenko,_Michal_Dov\v{c}iak,_Steven_R._Ehlert,_Teruaki_Enoto,_Yuri_Evangelista,_Sergio_Fabiani,_Javier_A._Garcia,_Kiyoshi_Hayashida,_Wataru_Iwakiri,_Svetlana_G._Jorstad,_Vladimir_Karas,_Jeffery_J._Kolodziejczak,_Henric_Krawczynski,_Fabio_La_Monaca,_Luca_Latronico,_Ioannis_Liodakis,_Simone_Maldera,_Alberto_Manfreda,_Fr\'ed\'eric_Marin,_Andrea_Marinucci,_Alan_P._Marscher,_Francesco_Massaro,_Giorgio_Matt,_Ikuyuki_Mitsuishi,_C.-Y._Ng,_Stephen_L._O'Dell,_Chiara_Oppedisano,_Alessandro_Papitto,_George_G._Pavlov,_Abel_L._Peirson,_Matteo_Perri,_Pierre-Olivier_Petrucci,_Juri_Poutanen,_Simonetta_Puccetti,_Brian_D._Ramsey,_Ajay_Ratheesh,_Paolo_Soffitta,_Gloria_Spandre,_Toru_Tamagawa,_Fabrizio_Tavecchio,_Roberto_Taverna,_Yuzuru_Tawara,_Allyn_F._Tennant,_Nicolas_E._Thomas,_Francesco_Tombesi,_Alessio_Trois,_Sergey_Tsygankov,_Roberto_Turolla,_Jacco_Vink,_Kinwah_Wu,_Silvia_Zane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05573 |
かにパルサーとその星雲は、最も研究されている天体物理学システムの1つであり、高エネルギープロセスと粒子加速を調査できる最も有望な環境の1つです。これらは、以前のX線偏光が報告されている唯一のオブジェクトです。ここでは、かにパルサーと星雲の最初のイメージングX線偏光測定エクスプローラー（IXPE）観測を紹介します。[2-8]keVのエネルギー範囲でのパルサーパルス放出の合計は無極性です。15％までの有意な分極は、メインピークのコアでのみ検出されます。星雲の全空間積分偏光度は20％、偏光角は145度です。偏光マップは、大きなレベルの非対称性と、最大45〜50％の偏光度の領域を示しています。分極パターンは、主にトロイダル磁場を示唆しています。
M82X-1のQPOモデルとしてのカーブラックホールの周りの偏心赤道軌道
| Title |
Eccentric_equatorial_trajectories_around_a_Kerr_black_hole_as_a_QPO_model_for_M82X-1 |
| Authors |
Prerna_Rana_(1),_A._Mangalam_(2)_((1)_Tata_Institute_of_Fundamental_Research,_(2)_Indian_Institute_of_Astrophysics) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05609 |
エネルギー、テスト粒子の角運動量、および黒のスピンを表すパラメーター空間（$E$、$L$、$a$）の両方で、カーブラックホールの周りの赤道軌道と離心率軌道の境界軌道条件を調べます。穴、および離心率、軌道の逆緯度直腸、およびスピンを表す（$e$、$\mu$、$a$）スペース。これらの条件を適用し、相対論的歳差運動（RP）モデルを中間質量ブラックホール（IMBH）システムであるM82X-1に実装します。このシステムでは、2つの高周波準周期振動（HFQPO）と低周波QPOが同時に観測された。QPO周波数が赤道および偏心軌道によっても生成できると仮定して、確率分布を計算して、同時QPOを発生させる軌道の$e$、$a$、およびペリアストロン距離$r_p$を推測します。$e=0.2768^{+0.0657}_{-0.0451}$、$a=0.2897の場合、最内安定円軌道（ISCO）と限界限界円軌道（MBCO）の間の領域で離心率解が可能であることがわかります。\pm0.0087$、および$r_p=4.6164^{+0.0694}_{-0.1259}$。
GRB190829A-バイナリ後期進化のショーケース
| Title |
GRB_190829A_--_A_Showcase_of_Binary_Late_Evolution |
| Authors |
Yu_Wang,_J._A._Rueda,_R._Ruffini,_R._Moradi,_Liang_Li,_Y._Aimuratov,_F._Rastegarnia,_S._Eslamzadeh,_N._Sahakyan,_and_Yunlong_Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05619 |
GRB190829Aは、これまでで4番目に近いガンマ線バースト（GRB）です（$z=0.0785$）。H.E.S.S.による広範囲の無線、光学、X線、および超高エネルギー（VHE）観測により、補完的なアプローチでさまざまなモデルによって検討された重要な新しいソースになりました。ここでは、GRB190829Aで、二重プロンプトパルスと3つの多波長残光が、タイプIIバイナリ駆動極超新星（BdHNII）モデルと一致していることを示します。始祖は、炭素-酸素（CO）星と中性子星（NS）のコンパニオンで構成されるバイナリです。CO星の鉄心の重力崩壊は、超新星（SN）爆発を引き起こし、その中心に新しい中性子星（$\nu$NS）を残します。物質フォールバックを介したNSコンパニオンおよび$\nu$NSへのSNイジェクタの降着は、NSをスピンアップし、ダブルピークのプロンプトエミッションを生成します。急速に回転する$\nu$NSからのエネルギー注入を伴う、拡大するSN噴出物からのシンクロトロン放射と、それに続くスピンダウンは、ラジオ、光学、およびX線の残光につながります。BdHNeの物理的および関連する放射プロセスのシーケンスをモデル化し、関連する役割を果たすバイナリプロパティを個別化することに焦点を当てます。
中性子星合体の穏やかに相対論的な動的噴出物からの非熱放射
| Title |
Non-thermal_emission_from_mildly_relativistic_dynamical_ejecta_of_neutron_star_mergers |
| Authors |
Gilad_Sadeh,_Or_Guttman_and_Eli_Waxman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05746 |
連星中性子星合体は、穏やかに相対論的な速度が$\beta=v/c>0.6$に及ぶ、高速の動的噴出物を生成すると予想されます。我々は、星間物質へのそのような速い噴出物によって引き起こされた無衝突の衝撃によって生成されたラジオからX線へのシンクロトロン放射を考慮します。解析式は、パワーローの質量（またはエネルギー）分布が壊れた球形の噴出物に対して与えられます。$M（>\gamma\beta）\propto（\gamma\beta）^{-s}$with$s=s_{\rmKN}$at$\gamma\beta<\gamma_0\beta_0$および$s=s_{\rmft}$at$\gamma\beta>\gamma_0\beta_0$（ここで、$\gamma$はローレンツ因子です）。合併計算結果に特徴的なパラメータ値の場合-「浅い」質量分布、$1<s_{\rmKN}<3$、大部分の噴出物（$\gamma\beta\approx0.2$）、および急勾配、$s_{\rmft}>5$、「ファストテール」質量分布-私たちのモデルは、減速から準相対論的への段階を含む、フラックスの進化の正確な（数十パーセントまで）記述を提供します拡張。これは、$\gamma\beta\gg1$または$\ll1$から$\gamma\beta\approx1$に有効な結果の外挿に基づく以前の結果よりも大幅に改善されています。パラメータ値。これにより、非熱放射の将来の測定からの排出パラメータのより信頼性の高い推論が可能になります。合併イベントGW170817の場合、「ファストテール」の存在により、$\sim10^4$日の時間スケールで検出可能な無線およびX線フラックスが生成されると予想されます。
ローカルボリュームマッパーの取得とガイドハードウェアの検証
| Title |
Validating_the_Local_Volume_Mapper_acquisition_and_guiding_hardware |
| Authors |
Maximilian_H\"aberle,_Thomas_M._Herbst,_Peter_Bizenberger,_Guillermo_Blanc,_Florian_Briegel,_Niv_Drory,_Wolfgang_G\"assler,_Nick_Konidaris,_Kathryn_Kreckel,_Markus_Kuhlberg,_Lars_Mohr,_Eric_Pellegrini,_Solange_Ramirez,_Christopher_Ritz,_Ralf-Rainer_Rohloff,_Paula_St\k{e}pie\'n |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05090 |
LocalVolumeMapper（LVM）プロジェクトは、SloanDigitalSkySurveyVを形成する3つの調査の1つです。これは、広視野面分光法を使用して、南の空の大部分の星間ガス放出をマッピングします。シデロスタット構成の4つの16cm望遠鏡は、面分光器（IFU）に給電します。信頼できる取得とガイド（A＆G）戦略は、私たちが科学の目標を確実に達成するのに役立ちます。各望遠鏡は、A＆Gに使用される市販のCMOSカメラをホストしています。この作業では、カメラのパフォーマンスの検証を紹介します。私たちのテストでは、理想的なゲイン設定と周囲温度20{\deg}Cで動作させた場合、カメラの読み出しノイズは約5.6e-、暗電流は21e-/sであることが示されています。ラスカンパナス天文台などの高高度観測サイトでのパフォーマンスを確保するために、さまざまな周囲圧力およびさまざまなパッシブ冷却ソリューションでのカメラの熱的挙動を調査しました。測定された特性を使用して、ガイド露光の輝度限界を計算しました。5秒の露光時間で、信号対雑音比（SNR）>5で約16.5Gaiagmagの深さに達します。GaiaEarlyDataRelease3を使用して、約25000の調査ポイントのそれぞれに十分なガイドスターがあることを確認しました。正確に取得するには、焦点面の形状も知っておく必要があります。オンチップの位置天文学と点源顕微鏡を使用して、IFUレンズレットと個々のCMOSピクセルの相対位置を約2$\mu$mの精度で測定するアプローチを紹介します。
APPleSOSS：SOSSのプロファイルのプロデューサー。 NIRISSSOSSモードへの適用
| Title |
APPleSOSS:_A_Producer_of_ProfiLEs_for_SOSS._Application_to_the_NIRISS_SOSS_Mode |
| Authors |
Michael_Radica,_Lo\"ic_Albert,_Jake_Taylor,_David_Lafreni\`ere,_Louis-Philippe_Coulombe,_Antoine_Darveau-Bernier,_Ren\'e_Doyon,_Neil_Cook,_Nicolas_Cowan,_N\'estor_Espinoza,_Doug_Johnstone,_Lisa_Kaltenegger,_Caroline_Piaulet,_Arpita_Roy,_Geert_Jan_Talens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05136 |
NIRISS機器のSOSSモードは、新しく発売されたJamesWebbSpaceTelescopeを使用した太陽系外惑星の大気観測の主力モードの1つになる準備ができています。ただし、SOSSモードの課題の1つは、検出器上のG700XDグリズムの最初の2つの回折次数が物理的に重なっていることです。最近、ATOCAアルゴリズムが開発され、公式のJWSTパイプラインのオプションとして、検出器の汚染除去、つまり1次と2次の分離によってSOSSスペクトルを抽出する方法として実装されました。ここでは、ATOCAが依存する各回折次数の空間プロファイルを生成するAPPleSOSS（SOSSのプロファイルのプロデューサー）を紹介します。WASP-52bのシミュレートされたSOSS時系列観測を使用してAPPleSOSSを検証し、他の2つの空間プロファイル（空での最良および最悪のシナリオ）を使用したATOCA抽出、および考慮せずに実行された単純なボックス抽出と比較します。汚染を注文します。APPleSOSSトレースは、真の基礎となる空間プロファイルに対して高度な忠実度を保持しているため、正確に抽出されたスペクトルが得られることを示しています。さらに、相対測定（たとえば、惑星外透過または放射観測）の次数汚染の影響が小さいことを確認します。汚染されたボックス抽出を含む4つのテストのそれぞれから得られた透過スペクトルは、$\lesssim$0.1$だけずれています。大気モデルからの\sigma$は、ノイズのないシミュレーションに入力されます。さらに、検索分析により、各透過スペクトルから得られた大気パラメータ（金属量とC/O）が1$\sigma$レベルで真の基礎となる値と一致していることを確認します。
硬X線画像装置のための幾何学ベースの数学モデルの構築と検証
| Title |
Construction_and_Validation_of_a_Geometry-based_Mathematical_Model_for_Hard_X-ray_Imager |
| Authors |
Xian-Kai_Jiang,_Jian_Wu,_Deng-Yi_Chen,_Yi-Ming_Hu,_Hao-Xiang_Wang,_Wei_Liu_and_Zhe_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05390 |
コリメータの変調プロセスの定量的および分析的分析は大きな課題であり、フーリエ変換イメージング望遠鏡の設計と開発にも大きな価値があります。高度宇宙ベースの太陽観測所（ASO-S）ミッションに搭載された3つのペイロードの1つとして、硬X線イメージャー（HXI）は、変調フーリエ変換イメージング技術を採用し、エネルギーの放出と伝達のメカニズムを調査するために使用されます太陽フレア活動で。本論文では、最初に単純化された条件下で変調関数を分析するために数学モデルを開発した。次に、回転行列と平行移動の変更をモデルに追加した後、6自由度での動作が計算されます。さらに、私たちのモデルを使用してX線ビーム実験を分析できるように、比類のない光源と拡張光源も考慮されています。次に、実際のHXI条件に適用して、Geant4シミュレーションだけでなく、いくつかの検証実験によってモデルを確認しました。さらに、このモデルがASO-Sの発売後の画像再構成プロセスの改善にどのように役立つかについても説明します。
| Title |
Quick_Ultra-VIolet_Kilonova_surveyor_(QUVIK) |
| Authors |
N._Werner,_J._\v{R}\'ipa,_F._M\"unz,_F._Hroch,_M._Jel\'inek,_J._Krti\v{c}ka,_M._Zaja\v{c}ek,_M._Topinka,_V._D\'aniel,_J._Grome\v{s},_J._V\'aclav\'ik,_L._Steiger,_V._L\'edl,_J._Seginak,_J._Ben\'a\v{c}ek,_J._Budaj,_N._Faltov\'a,_R._G\'alis,_D._Jadlovsk\'y,_J._Jan\'ik,_M._Kajan,_V._Karas,_D._Kor\v{c}\'akov\'a,_M._Kosiba,_I._Krti\v{c}kov\'a,_J._Kub\'at,_B._Kub\'atov\'a,_P._Kurf\"urst,_M._Labaj,_Z._Mikul\'a\v{s}ek,_A._P\'al,_E._Paunzen,_M._Piecka,_M._Pri\v{s}egen,_T._Ramezani,_M._Skarka,_G._Sz\'asz,_C._Th\"one,_M._Zejda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05485 |
適度に高速なリポイント機能と、野心的なチェコの国家ミッションの要請に応えて提案されたほぼリアルタイムの警報通信システムを備えた、約70kgの超小型衛星に近紫外線宇宙望遠鏡を提示します。フェーズ0、A、およびB1の研究で最近承認されたミッションは、近紫外線帯域の中性子星の合体に起因するキロノバの明るさの進化を測定するため、さまざまな爆発シナリオを区別する必要があります。一時的なソースの観測の間に、衛星は他の関心のあるターゲットの観測を実行しなければならず、その大部分は公開競争で選択されます。
ALMAおよびその他の無線干渉計の自己校正と画像忠実度の向上
| Title |
Self-calibration_and_improving_image_fidelity_for_ALMA_and_other_radio_interferometers |
| Authors |
A._M._S._Richards,_E._Moravec,_S._Etoka,_E._B._Fomalont,_A._F._P\'erez-S\'anchez,_M._C._Toribio_and_R._A._Laing |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05591 |
このマニュアルは、ALMAおよびその他の干渉計ユーザーが制限とその克服方法を認識し、セルフキャリブレーションをいつどのように使用するかを決定することにより、画像を改善するのに役立つことを目的としています。ALMAScienceArchiveによって提供される画像は、標準的な観測およびデータ処理ルーチンを使用して調整されます。これには、観測が提案者の科学要件を満たしていることを確認するための品質保証プロセスが含まれます。干渉計の観測は、さまざまな解像度と表面輝度感度で画像化できるため、これはデータの可能性を完全に表していない可能性があります。位相校正ソースとターゲットを分離すると、通常、ターゲットのダイナミックレンジが数百（または困難な条件の場合は50〜100）に制限されますが、ターゲットフィールドのノイズが熱限界に達していない場合は、自己を使用して改善できる可能性があります。較正。多くの場合、これにはターゲットプロパティに基づく判断が必要であり、すべての状況でまだ自動化されていません。このマニュアルでは、可視性の位相および振幅エラーの機器および大気の原因、イメージングへの影響、およびセルフキャリブレーションによって信号対ノイズ比とイメージの忠実度を向上させる方法について説明します。セルフキャリブレーションが役立つ条件と、さまざまな観測モード（連続体、スペクトル線など）のキャリブレーションパラメーター値を推定する方法を紹介します。また、イメージングの問題に取り組むためのより一般的なエラー認識やその他の手法についても要約します。例は、CASAを使用して処理されたALMA干渉データから引用されていますが、原理は一般に、最も類似したcmからsubmmのイメージングに適用できます。
デジタル変換された画像における平方根圧縮とノイズ効果
| Title |
Square_Root_Compression_and_Noise_Effects_in_Digitally_Transformed_Images |
| Authors |
C.E._DeForest,_C._Lowder,_D.B._Seaton,_and_M.J._West |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05601 |
系統的なエラーを導入するために相互作用するノイズとデータ表現の特定の例について報告します。多くの機器は、転送またはダウンリンクのためにデータを圧縮するために、整数のデジタル化された値とappy非線形コーディング、特に平方根コーディングを収集します。これにより、分析のためにデコードされるときに、驚くべき体系的なエラーが発生する可能性があります。平方根コーディングとそれに続くデコードは、通常、再構成後のデータに変数$\pm1$カウント値に依存する体系的なバイアスを導入します。これは、多数の測定値（画像ピクセルなど）が平均化される場合に重要です。機器ノイズが存在する場合の特定のコード値の確率分布の直接モデリングを使用して、ベイズの定理を適用して、このエラーソースをデジタイザーステップのごく一部に減らすデコードテーブルを作成できます。この例では、平方根コーディングによる系統誤差は、0.23カウントRMSから0.013カウントRMSに20分の1に減少します。この方法は、今後のPUNCHミッションなどの新しい実験と、機器のノイズ特性が大まかにしかわかっていない場合でも、既存のデータセットへの事後適用の両方に適しています。さらに、この方法は、コーディング式の詳細に依存せず、他の形式の非線形コーディングまたはデータ値の表現に適用することができる。
試運転によるJWST科学性能の特性評価
| Title |
Characterization_of_JWST_science_performance_from_commissioning |
| Authors |
Jane_Rigby,_Marshall_Perrin,_Michael_McElwain,_Randy_Kimble,_Scott_Friedman,_Matt_Lallo,_Ren\'e_Doyon,_Lee_Feinberg,_Pierre_Ferruit,_Alistair_Glasse,_Marcia_Rieke,_George_Rieke,_Gillian_Wright,_Chris_Willott,_Knicole_Colon,_Stefanie_Milam,_Susan_Neff,_Christopher_Stark,_Jeff_Valenti,_Jim_Abell,_Faith_Abney,_Yasin_Abul-Huda,_D._Scott_Acton,_Evan_Adams,_David_Adler,_Jonathan_Aguilar,_Nasif_Ahmed,_Lo\"ic_Albert,_Stacey_Alberts,_David_Aldridge,_Marsha_Allen,_Martin_Altenburg,_Catarina_Alves_de_Oliveira,_Greg_Anderson,_Harry_Anderson,_Sara_Anderson,_Ioannis_Argyriou,_Amber_Armstrong,_Santiago_Arribas,_Etienne_Artigau,_Amanda_Arvai,_Charles_Atkinson,_Gregory_Bacon,_Thomas_Bair,_Kimberly_Banks,_Jaclyn_Barrientes,_Bruce_Barringer,_Peter_Bartosik,_William_Bast,_Pierre_Baudoz,_Thomas_Beatty,_Katie_Bechtold,_et_al._(559_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05632 |
この文書は、2022年7月12日に知られているジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）の実際の科学性能を特徴づけています。構築されました。試運転活動の重要な部分は、天文台の軌道上での性能を特徴づけることでした。ここでは、宇宙船、望遠鏡、科学機器、および地上システムのパフォーマンスが、打ち上げ前の予想とどのように異なるかを要約します。ほぼ全面的に、JWSTの科学的パフォーマンスは予想よりも優れています。ほとんどの場合、JWSTは予想よりも速く深くなります。望遠鏡と機器スイートは、地球近傍小惑星から最も遠い銀河に及ぶ観測を通じて、宇宙の理解を変えるために必要な感度、安定性、画質、およびスペクトル範囲を実証しました。
微分可能なシミュレータによる神経後方推定
| Title |
Neural_Posterior_Estimation_with_Differentiable_Simulators |
| Authors |
Justine_Zeghal,_Fran\c{c}ois_Lanusse,_Alexandre_Boucaud,_Benjamin_Remy,_Eric_Aubourg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05636 |
シミュレーションベースの推論（SBI）は、事後分布を推定するための分析的尤度の必要性を軽減する、有望なベイズ推定フレームワークです。SBIアルゴリズムで神経密度推定量を使用する最近の進歩により、多数のシミュレーションを犠牲にして、忠実度の高い事後確率を達成できることが実証されています。これにより、複雑な物理シミュレーションを使用する場合、アプリケーションに非常に時間がかかる可能性があります。この作業では、シミュレーターの勾配を使用して事後密度推定のサンプル効率を高めることに焦点を当てます。微分可能なシミュレータで神経事後推定（NPE）を実行する新しい方法を提示します。勾配情報が後部の形状を制約し、サンプル効率を向上させるのにどのように役立つかを示します。
天文画像の検出とデブレンディングのためのスケーラブルなベイズ推定
| Title |
Scalable_Bayesian_Inference_for_Detection_and_Deblending_in_Astronomical_Images |
| Authors |
Derek_Hansen,_Ismael_Mendoza,_Runjing_Liu,_Ziteng_Pang,_Zhe_Zhao,_Camille_Avestruz,_Jeffrey_Regier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05642 |
ベイジアン光源セパレーター（BLISS）と呼ばれる、天文源を検出、デブレンド、およびカタログ化するための新しい確率的手法を紹介します。BLISSは、ベイズモデル内にニューラルネットワークを埋め込む深い生成モデルに基づいています。事後推論の場合、BLISSは、フォワード償却変分推論として知られる新しい形式の変分推論を使用します。BLISS推論ルーチンは高速であり、エンコーダーネットワークがトレーニングされると、GPU上のエンコーダーネットワークの単一のフォワードパスが必要になります。BLISSは、メガピクセル画像に対して数秒で完全なベイズ推定を実行でき、非常に正確なカタログを作成します。BLISSは非常に拡張性が高く、確率的なカタログを作成するだけでなく、下流の科学的な質問に直接答える可能性があります。
| Title |
Accelerating_astronomical_and_cosmological_inference_with_Preconditioned_Monte_Carlo |
| Authors |
Minas_Karamanis,_Florian_Beutler,_John_A._Peacock,_David_Nabergoj,_Uros_Seljak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05652 |
前処理付きモンテカルロ（PMC）を紹介します。これは、ベイズ推定のための新しいモンテカルロ法であり、重要なジオメトリを使用した確率分布の効率的なサンプリングを容易にします。PMCは、分布のパラメーターを非相関化するために正規化フロー（NF）を利用し、適応型シーケンシャルモンテカルロ（SMC）スキームを使用して前処理されたターゲット分布からサンプリングします。PMCによって生成された結果には、事後分布からのサンプルと、パラメーターの推論とモデルの比較にそれぞれ使用できるモデルの証拠の推定値が含まれます。前述のフレームワークは、最先端のサンプリングパフォーマンスを実現するさまざまな困難なターゲット分布で徹底的にテストされています。原始的特徴分析と重力波推論の場合、PMCはNestedSampling（NS）よりもそれぞれ約50倍と25倍高速です。高次元のアプリケーションでは、加速度がさらに大きくなることがわかりました。最後に、PMCは直接並列化可能であり、数千のCPUまで線形にスケーリングできます。
| Title |
pocoMC:_A_Python_package_for_accelerated_Bayesian_inference_in_astronomy_and_cosmology |
| Authors |
Minas_Karamanis,_David_Nabergoj,_Florian_Beutler,_John_A._Peacock,_Uros_Seljak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05660 |
pocoMCは、天文学と宇宙論におけるベイズ推定を加速するためのPythonパッケージです。このコードは、強力なマルチモダリティや非線形性など、重要なジオメトリを持つ事後分布から効率的にサンプリングするように設計されています。この目的のために、pocoMCは、後部のパラメーターを非相関化するために正規化フローを利用する前処理付きモンテカルロアルゴリズムに依存しています。これにより、特に計算コストの高いアプリケーションに焦点を当てて、パラメーター推定とモデル比較の両方のタスクが容易になります。Pythonで対数尤度関数および対数事前確率密度関数として定義された任意のモデルを適合させることができます。一般的な代替手段（ネストされたサンプリングなど）と比較して、pocoMCはサンプリング手順を桁違いに高速化し、計算コストを大幅に削減できます。最後に、コンピューティングクラスターへの並列化は、線形スケーリングを明示します。
マイクロ波望遠鏡は、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）を絶妙なレベルの精度で測定するために、実験体系の制御をますます強化する必要があります。地上および気球搭載実験の重要な体系の1つは、地上ピックアップです。この地上ピックアップでは、メインビームが空をスキャンしているときに、ビームサイドローブがはるかに暖かい地面の熱放射を検出します。これにより、実験のタイムストリームでスキャン同期ノイズが生成されます。これは、空から信号の一部を削除せずにフィルターで除外することは困難です。したがって、ピックアップの効率的なモデリングは、実験計画法と分析パイプラインの設計に役立ちます。この作業では、ビーム畳み込みの空と地面のマップから同時に時間順序データ（TOD）を生成できるようにするbeamconvアルゴリズムの拡張機能を紹介します。地上実験と成層圏気球に取り付けられた望遠鏡の両方の地上ピックアップをシミュレートします。気球実験用の地上テンプレートは、地球のマイクロ波放射の衛星地図を再投影することによって取得されます。
GaiaDR3での高質量関数単線分光連星のコンパクトなオブジェクトコンパニオンの検索
| Title |
A_search_for_compact_object_companions_to_high_mass_function_single-lined_spectroscopic_binaries_in_Gaia_DR3 |
| Authors |
T._Jayasinghe,_D.M._Rowan,_Todd_A._Thompson,_C._S._Kochanek,_K._Z._Stanek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05086 |
GaiaDR3は、単一線の分光連星（SB1）に対して>181,000の視線速度ソリューションを提供します。これを使用して、大きな質量関数を持つシステムを選択することにより、相互作用しないコンパクトオブジェクト+星連星候補を検索できます。そのようなシステムを234個選択し、DR3で優れたRVソリューションを備えた114個のシステムを特定しました。ASAS-SNとTESSの光度曲線を使用して、31個の食変光星を識別および削除し、38個の楕円体状変光星を含む80個のコンパクトなオブジェクト+星候補のカタログを作成しました。Gaiaおよび2MASSCMDでのこれらの候補の位置は、これらのシステムの多くが明るいコンパニオンを持つバイナリであることを示唆しています。GaiaDR3とASAS-SNで分離した食変光星の周期と離心率を比較したところ、連星の〜11％と〜60％が異なる周期と離心率を持っていることがわかりました。また、GaiaDR3と第9回分光連星軌道カタログ（SB9）の両方で311連星のRVソリューションを比較したところ、同様の結果が得られました。相互作用しないコンパクトオブジェクト+スターバイナリの有力な候補は特定されていません。
コロナ調光による恒星コロナ質量放出の物理的性質の制約：$ \ epsilon$Eridaniの遠紫外線データへの適用
| Title |
Constraining_the_Physical_Properties_of_Stellar_Coronal_Mass_Ejections_with_Coronal_Dimming:_Application_to_Far_Ultraviolet_Data_of_$\epsilon$_Eridani |
| Authors |
R._O._Parke_Loyd,_James_Mason,_Meng_Jin,_Evgenya_L._Shkolnik,_Kevin_France,_Allison_Youngblood,_Jackie_Villadsen,_Christian_Schneider,_Adam_C._Schneider,_Joseph_Llama,_Tahina_Ramiaramanantsoa,_Tyler_Richey-Yowell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05115 |
コロナ質量放出（CME）は、太陽系の宇宙天気の主要な要因であり、太陽の初期の角運動量の進化に影響を与えた可能性があります。太陽のCMEの信号診断は、コロナ調光です。コロナから放出されるプラズマを除去した直接の結果である、CMEの質量に関連するコロナ放出の低下です。ハッブル宇宙望遠鏡によるアーカイブ遠紫外線観測による、若いK2矮星である$\epsilon$Eridani（$\epsilon$Eri）からのFeXII1349AおよびFeXXI1354A放射のコロナル調光分析の結果を示します。宇宙起源分光器。2015年2月のフレアに続いて、$\epsilon$EriのFeXXI排出量は$81\pm5$％減少しました。魅力的ではありますが、わずか3.8分のプレフレア観測により、FeXXIの低下が以前の目に見えないフレアの崩壊であった可能性があります。3つの顕著なフレアのそれぞれに続く調光非検出は、放出されたFeXII放出（1MK）プラズマの可能な質量を数$\times10^{15}$g未満に制限します。これは、これだけまたはそれ以上の1MKプラズマを放出するCMEが、$\epsilon$Eriで1日に数回未満しか発生しないことを意味します。日曜日には、$10^{15}$gCMEが数日に1回発生します。$\epsilon$Eriの場合、CMEによって放出された1MKプラズマによる質量損失率は$<0.6$$\dot{M}_\odot$であり、星の推定30$\dot{M}_\をはるかに下回っています。odot$質量損失率（風+CME）。これらの質量推定のために開発した桁違いの形式は、あらゆる星の冠状調光観測に広く適用できます。
AKARI/IRCの近赤外スペクトルにおける低光度原始星の氷の特徴
| Title |
Ice_features_of_low-luminosity_protostars_in_near-infrared_spectra_of_AKARI/IRC |
| Authors |
Jaeyeong_Kim,_Jeong-Eun_Lee,_Woong-Seob_Jeong,_Il-Seok_Kim,_Yuri_Aikawa,_Jeniffer_A._Noble,_Minho_Choi,_Ho-Gyu_Lee,_Michael_M._Dunham,_Chul-Hwan_Kim_and_Bon-Chul_Koo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05178 |
\textit{AKARI}宇宙望遠鏡に搭載された赤外線カメラ（IRC）を使用して取得した、Perseus分子雲内の3つの低輝度原始星と1つの背景星の近赤外線スペクトルを示します。さまざまな星形成環境との比較のために、原始星のエンベロープが大幅に加熱されている巨大な原始星AFGL7009Sと、一時的なバーストを受けていると思われる低質量の原始星RNO91のスペクトルも示します。\ch{H2O}、\ch{CO2}、および\ch{CO}の氷吸収特性は、それぞれ3.05、4.27、および4.67$\mu$mの波長付近のすべてのスペクトルで検出されました。少なくとも2つの低光度の原始星で、4.62$\mu$mで\ch{XCN}氷の特徴も検出されました。結晶性の\ch{H2O}氷と\ch{XCN}氷の成分の存在は、低光度の原始星が過去の大量降着過程で降着バーストを介して高温相を経験したことを示しています。低光度の原始星の氷の存在量を、埋め込まれた低質量の原始星と高密度の分子雲とコアの氷の存在量と比較しました。これは、それらの氷の存在量が、前のバーストの強度と最後のバースト後のタイムスケールを反映していることを示唆しています。
GaiaDR3でコンパクトオブジェクトを検索
| Title |
Searching_for_compact_objects_with_Gaia_DR3 |
| Authors |
Jin-Bo_Fu,_Wei-Min_Gu,_Zhi-Xiang_Zhang,_Tuan_Yi,_Sen-Yu_Qi,_Ling-Lin_Zheng,_and_Jifeng_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05434 |
GaiaDR3に基づいてバイナリでコンパクトオブジェクトを検索します。10個のターゲットのサンプルは、低温（$T_{\rmeff}<6000$K）、高い視線速度変動（$\DeltaV_{\rmr}>200$kms$^{-）の条件下で導出されます。1}$）、高質量関数（$f（M_2）>1M_\odot$）、および楕円形のような光度曲線。2つのターゲットにはLAMOST分光観測があり、そのうちの1つは二重線の分光連星です。7つのターゲットの観測データは、それらの測光周期がGaiaDR3からの恒星パラメータによって計算された理論上の最小軌道周期よりもさらに短いため、自己無撞着ではありません。収集されたデータによると、2つのターゲットにはコンパクトなオブジェクトが含まれている可能性があり、追跡観察する価値があります。この作品は、大規模なガイアデータでコンパクトオブジェクトを検索する可能性を実証するための例として役立つかもしれません。
Von Zeipel-Lidov-Kozaiサイクルの動作：日食深度の変動を伴う$ Kepler $トリプル：KIC
6964043、5653126、5731312、および8023317
| Title |
Von_Zeipel_-_Lidov_-_Kozai_cycles_in_action:_$Kepler$_triples_with_eclipse_depth_variations:_KICs_6964043,_5653126,_5731312_and_8023317 |
| Authors |
T._Borkovits,_S._A._Rappaport,_S._Toonen,_M._Moe,_T._Mitnyan,_I._Cs\'anyi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05517 |
主に$Kepler$と$TESS$のデータに基づいて、4つのコンパクトでタイトなトリプルステラシステム、KIC6964043、5653126、5731312、8023317の光力学的分析の結果を報告します。すべてのシステムは、顕著な日食のタイミングと日食の深さの変動を示します。後者は、外側の軌道が整列していないことを意味します。さらに、KIC6964043は皆既日食システムでもあります。測光、ETV曲線、およびアーカイブスペクトルエネルギー分布データを組み合わせて、構成星と軌道要素の天体物理学的パラメーターをかなりの精度で取得しました。KIC6964043と5653126はほぼ平坦で、相互に傾斜がそれぞれ$i_{mut}=4.1$degと$12.3$degであるのに対し、KIC5731312、8023317（$i_{mut}=39.4$degと$55.7$deg）であることがわかりました。）は、フォンツァイペル-コザイ-リドフ（ZKL）定理の高い$i_{mut}$レジームにあることがわかります。現在、両方の高傾斜トリプルが観測可能な異常な逆行性アプシダル運動を示していることを示しています。さらに、日食は数十年以内に4つのシステムのうちの1つを除いてすべて消えます。動的進化の短期的な数値積分は、ZKLの定理に従って、両方の高傾斜トリプルが現在、何世紀にもわたるタイムスケールで進行中の大きな振幅（$\Deltae\sim0.3$）の内部離心率変動の影響を受けていることを示しています。長期的な統合では、4つのシステムのうち2つが$\sim$Gyrタイムスケールで動的に不安定になる可能性があり、他の2つのトリプルでは共通外層フェーズと恒星の合併が発生する可能性があります。最後に、71個のKIC/TICトリプルのサンプルの動的特性を統計的に調査し、相互の傾きと外側の質量比が4$\sigma$レベルで反相関していることを確認します。コンパクトトリプルの形成メカニズムへの影響について説明します。
V773タウB周連星円盤の日食
| Title |
The_eclipse_of_the_V773_Tau_B_circumbinary_disk |
| Authors |
M.A._Kenworthy,_D._Gonz\'alez_Picos,_E._Elizondo,_R.G._Martin,_D.M._van_Dam,_J.E._Rodriguez,_G.M._Kennedy,_C._Ginski,_M._Mugrauer,_N._Vogt,_C._Adam,_R.J._Oelkers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05575 |
2010年に若い複数の恒星系V773タウに向かって深い（〜70％）そして延長された（〜150日）日食が見られました。これは、Aの前を移動するBコンポーネントの周りの周連星円盤の通過によるものと解釈されます。コンポーネント。私たちの目的は、ディスクの向きと構造を特徴づけ、サブコンポーネントの軌道を洗練し、次の日食がいつ発生するかを予測することです。いくつかの地上調査からの測光を組み合わせ、日食の光度曲線のモデルを構築し、高角度分解能イメージングを使用して、システムの3つのコンポーネント、A、B、Cの軌道を調整します。光の周波数分析TESS衛星からのものを含む曲線は、AaおよびAb星の回転周期の特性評価を可能にします。円周円盤のおもちゃモデルは、それがB円盤の周りで約5auまで伸び、ABの軌道面に対して73度の傾斜を持っていることを示しています。ここで、円盤の半径の下限は、AB軌道の形状と上限は、ディスクの安定性によって設定されます。AaとAbの恒星コンパニオンの回転変調に起因する測光データのいくつかの周波数を特定します。ABシステムの周りのより遠いCコンポーネントの軌道の最初の決定を生成し、その傾斜を93度に制限します。ディスクの傾斜が大きく直径が大きいことと、理論からの一致は、Bがほぼ等しい質量で、適度に偏心したバイナリであることを示唆しています。Aa星とAb星の自転周期を特定し、Bバイナリの星の公転周期に起因する光度曲線の3番目の周波数を特定します。次の日食は2037年頃になると予測しており、その間に詳細な測光と分光学的モニタリングの両方がディスクをより詳細に特徴づけるでしょう。
太陽コロナジェットにおける磁気リコネクションと粒子加速位置の観測
| Title |
Observations_of_magnetic_reconnection_and_particle_acceleration_locations_in_solar_coronal_jets |
| Authors |
Yixian_Zhang,_Sophie_Musset,_Lindsay_Glesener,_Navdeep_Panesar,_Gregory_Fleishman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05668 |
SDO/AIA、RHESSI、Hinode/XRT、およびIRISからのデータを使用して、2014年11月13日に2つのフレア関連ジェットの多波長分析を提示します。硬X線（HXR）放出が通常ジェットベースの近くで観察されるほとんどのコロナジェットとは異なり、これらのイベントでは、HXR放出はコロナを含むいくつかの場所で見られます。AIA（および利用可能な場合はXRT）バンドパスフィルターデータとコロナルジェットのRHESSIHXR測定の両方を組み合わせた最初の微分放射測定（DEM）分析を実行し、広い温度範囲にわたって非熱エネルギーで自己無撞着な結果を取得します。どちらの場合も、最初はジェットベースに高温プラズマが出現しましたが、ベースプラズマが徐々に冷却されると、ジェット上部付近にも高温プラズマが出現しました。さらに、非熱電子は、わずかにエネルギーがありますが、複数のHXR位置で検出され、大量の総エネルギーを含んでいます。特に、ジェットトップでHXR源を生成した高エネルギー電子は、ジェットベースの再接続サイトから移動するのではなく、トップ位置の近くで加速されました。これは、各イベントに複数の粒子加速サイトがあったことを意味します。ジェット速度は、それぞれ約200km/sと約100km/sの上昇速度と下降速度、および400〜700km/sの高速流出を含む、以前の研究と一致しています。また、後のイベントでのエネルギー分割を調べ、加速された電子の非熱エネルギーが、考慮されている他のエネルギー形式と比較して最も重要であることを発見しました。解釈について議論し、コロナルジェット形成のメカニズムに対する制約を提供します。
（反）ド・ジッター時空でカー・ニューマンブラックホールを加速するための曲率不変量
リーマンテンソルの曲率スカラー不変量は、一般相対性理論において重要です。これは、曲率特異性、重力磁気など、時空の特定の幾何学的特性の明らかに協調的な不変特性を可能にするためです。（anti-）deSitter時空のKerr-Newmanブラックホールを加速するためのZakhary-McIntosh曲率不変量のセット、およびKerr-Newman-（anti-）deSitterブラックホールの明示的な解析式を計算します。これらのブラックホールの測定基準は、宇宙定数を持つアインシュタイン-マクスウェル方程式の最も一般的なタイプDの解に属します。オイラー標数$\chi（M）$の計算に関連するオイラーポアンカレ密度不変量の明示的な解析式と、クレッツェマンスカラーも両方の場合に提供されます。曲率不変量の詳細なプロットを実行して、回転し、帯電し、加速するブラックホールの特異点を取り巻く時空ジオメトリの豊富な構造を明らかにします。これらのグラフは、これらのブラックホールの内部を正確に数学的に調査するのにも役立ちます。私たちの明示的な閉形式の式は、上記の重力の背景が自明ではないヒルツェブルフの署名密度を持っていることを示しています。ヘリシティの保存を損なう可能性のある湾曲した時空における電磁二重性異常に対するこの特性の可能な物理的応用について簡単に説明します。
我々は、速い気泡壁を伴う相転移（PT）で非断熱的に生成される暗黒物質が速度のブーストを受け、それが長い自由流の長さにつながることを指摘します。これは、約$10^8-10^9$GeVの暗黒物質質量と約$10^{2}-10^3〜{\rmGeV}$のPTのエネルギースケールの抑制された物質パワースペクトルを介して観察できることがわかります。。PTは、過冷却レジームの境界で、つまり、宇宙が真空に支配されるようになったときに発生する必要があります。この作品は、銀河の調査、ライマン-$\alpha$、レンズ効果、21cmの観測のための新しい物理学の目標を提供し、これらをそのような相遷移からの重力波に接続し、より投機的に重い暗黒物質の崩壊の望遠鏡信号に接続します。
| Title |
Effective_field_theory_of_magnetogenesis:_Identifying_the_necessary_and_sufficient_conditions |
| Authors |
Ashu_Kushwaha_(IIT_Bombay),_Abhishek_Naskar_(IIT_Bombay),_Debottam_Nandi_(DU),_S._Shankaranarayanan_(IIT_Bombay) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05162 |
すべての宇宙スケールで、検出可能な量の磁場があります。この観測された磁場には、初期の宇宙での起源の可能性を含め、いくつかの考えられる起源があります。原始磁気発生にはいくつかのモデルがあり、インフレーションの背景を考慮に入れると、十分な量の磁場を生成するために共形対称性を破る必要があります。共形対称性の破れは、電磁場とインフラトン場の間の新しい結合によって、または理論に高次の微分項を含めることによって導入されます。文献でこれらのさまざまなアプローチを統一するために、有効場の理論（EFT）アプローチを提案します。このアプローチでは、EFTパラメーターが初期宇宙の磁気発生シナリオを記述し、パラメーターのさまざまな選択がさまざまなモデルに対応します。ベクトル摂動には時間発展がないことを示します。したがって、ゲージフィールドのみがEFTに関連するゲージ不変変数です。原始磁場の生成には、共形不変性の破壊と因果的伝播という2つの必要な条件が必要であることを明示的に示します。したがって、共形不変性の破れは必要な条件にすぎず、\emph{ではない}十分な条件です。原始的な磁気発生の特定のモデルを検討することにより、これを確認します。
集団効果のない$1/ N ^{2}$のオーダーでの1次元不均一長距離相互作用$N$-bodyシステムの運動論
| Title |
Kinetic_theory_of_one-dimensional_inhomogeneous_long-range_interacting_$N$-body_systems_at_order_$1/N^{2}$_without_collective_effects |
| Authors |
Jean-Baptiste_Fouvry |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05349 |
長距離相互作用システムは、粒子数が有限である$N$の結果として、不可逆的に緩和します。$1/N$のオーダーでは、このプロセスは不均一なBalescu--Lenard方程式で記述されます。しかし、この方程式は、単調な周波数プロファイルを持ち、1：1の共振しか維持しない1次元の不均一系では正確に消滅します。集団効果を無視できる限界では、そのようなシステムに対して、閉じた明示的な$1/N^{2}$衝突演算子を導き出します。特に、ボルツマンエントロピーの$H$定理をどのように満たすかを強調してその特性を詳しく説明します。また、その予測を直接の$N$-bodyシミュレーションと比較します。最後に、この$1/N^{2}$衝突演算子が完全に消滅する一般的なクラスの長距離相互作用ポテンシャルを示します。
レプトン混合パターンは通常、グループまたは代数的構造に基づいて抽出されます。この論文では、レプトン混合パラメータ間の相関を研究するための代替の幾何学的方法を紹介します。ニュートリノ振動の最近のグローバルフィットデータの3{\sigma}レベルで、レプトン混合行列の大きさのベクトル間の角度の散乱点の分布が分析されます。散布点がいくつかの特別な領域に集中していることがわかります。これらの領域のデータを使用して、レプトン混合角とディラックCP対称性の破れの位相の相関関係が得られます。相関関係の意味は、地球での高エネルギー天体物理ニュートリノ（HAN）の予測フレーバー比によって示されます。
帯電した球対称ワームホールのマイクロレンズ効果
| Title |
Microlensing_effect_of_charged_spherically_symmetric_wormhole |
| Authors |
Lei-Hua_Liu,_Mian_Zhu,_Wentao_Luo,_Yi-Fu_Cai,_Yi_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05406 |
光源が喉から離れている、帯電した球対称ワームホール（例としてエリスワームホール）のマイクロレンズ効果を体系的に調査します。驚くべきことに、充電部分を考慮すると、最大で3つの画像があります。それぞれ3枚、2枚、1枚の画像を含むすべての状況を調査します。数値結果は、さまざまなメトリックに応じて、合計倍率の範囲が$10^5$から$10^{-2}$であることを示しています。ただし、倍率は$10^5$程度であるため、3枚の画像と1枚の画像のみの場合を区別することはできません。最後に、私たちの理論的調査は、マイクロレンズ効果を備えたワームホールの探索に新たな光を当てることができます。
可視から近赤外ハイブリッド$\beta $ -Ta/NbTiN速度論的インダクタンス検出器の分解能
| Title |
Resolving_Power_of_Visible_to_Near-Infrared_Hybrid_$\beta$-Ta/NbTiN_Kinetic_Inductance_Detectors |
| Authors |
Kevin_Kouwenhoven,_Daniel_Fan,_Enrico_Biancalani,_Steven_A.H._de_Rooij,_Tawab_Karim,_Carlas_S._Smith,_Vignesh_Murugesan,_David_J._Thoen,_Jochem_J.A._Baselmans,_and_Pieter_J._de_Visser |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05534 |
キネティックインダクタンス検出器（KID）は、超伝導エネルギー分解検出器であり、近赤外線から紫外線までの単一光子に敏感です。ベータ相タンタル（$\beta$-Ta）インダクタとNbTiNインターデジタルコンデンサ（IDC）で構成されるハイブリッドKID設計を研究します。デバイスは、4.3$\times10^5$$\pm$1.3$\times10^5$の平均固有品質係数$Q_i$を示します。感光性インダクターによって捕捉される電力を増やすために、サファイア基板の裏側に150$\times$150$\mu$mの樹脂マイクロレンズのアレイを3Dプリントします。デザインレンズと印刷レンズの間の形状偏差は1$\mu$m未満であり、このプロセスの位置合わせ精度は$\delta_x=+5.8\pm0.5$$\mu$mおよび$\delta_y=+8.3\pmです。3.3$$\mu$m。KIDの位相応答の飽和によって4.9に制限される1545-402nmの分解能を測定します。光子イベントによって生成される準粒子の数の変化に伴い、位相応答の飽和をモデル化できます。線形応答を持つ代替座標系は、402nmで分解能を5.9に上げます。測定された分解能は、レーザー光源とモノクロメーターを使用した2ライン測定で検証します。高い分解能を持つKIDアレイに向かうルートでデバイスに加えることができるいくつかの改善について説明します。
| Title |
Applied_Trajectory_Design_for_close-proximity_operations_of_Asteroid_CubeSat_Mission |
| Authors |
Claudio_Bottiglieri,_Felice_Piccolo,_Carmine_Giordano,_Francesco_Topputo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2207.05558 |
この論文では、CubeSatsを使用した小惑星探査ミッションの軌道設計への実際的なアプローチを紹介します。適用された軌道が求められるとき、宇宙船のダイナミクスに影響を与える運用上の懸念と不確実性は、設計プロセス中に考慮されなければなりません。そうしないと、現実世界の制約を考慮したときに、紙の上で可能な軌道が実行不可能になる可能性があります。そのような不測の事態のリスクは、ダイナミクスに影響を与える不確実性と地上操作によって導き出される操作上の制約に焦点を合わせた軌道設計を拡張する衝動につながります。これは、CubeSatsのような低コストのソリューションを備えた小天体などの高度に摂動された環境をターゲットにする場合に特に当てはまります。CubeSatsの深宇宙での機能はまだ不明です。提示されたケーススタディは、AIDAミッションの枠内でヘラと共に2024年に打ち上げられるMilaniCubeSatです。
相対論的源からの超放射
相対論的多粒子源からの協調的超放射放出のモデルを構築します。相対論的2レベル粒子に関する文献の既存のモデルを改訂し、それから相対論的速度依存の多粒子超放射を記述するハミルトニアンを構築します。標準の図式フレームワークを適応させて、ハミルトニアンから時間発展と密度演算子を計算し、プロセス中に標準の結果と計算方法からの逸脱を示します。特に、文献のいわゆる垂直光子の結果が、サンプルの相対論的ローレンツ因子によって変更されることを示します。また、速度に依存する小さなサンプルフレームワークの特定のプロパゲーターを記述する一連の連立微分方程式を紹介します。これは、ハイブリッド4次ルンゲクッタ法と畳み込み法によって数値的に解きます。さまざまな相対論的平均サンプル$\beta$係数でシミュレートされた、わずかに異なる速度で移動する2つの高度に相対論的粒子の単純なケースの方法を示し、サンプルの速度コヒーレンス要件を評価して、オブザーバーフレームでの超放射放出の強化を示します。これらのコヒーレンス要件は、相対論的速度微分変換の標準的な結果のコンテキストでさえ、より高い$\beta$係数でますます制限的になることがわかります。
ボソン星の重力残光
この研究では、ボソン星の二元合体の長寿命の合併後の重力波の特徴を研究します。完全な数値相対論を使用して、合併後のシミュレーションを行い、重力による残光を長期間にわたって追跡します。スカラー場プロファイルのスプリアス初期励起を大幅に削減するバイナリ初期データの最近の革新と、曲率の寄与を含む空間ボリュームの総運動量を追跡できる角運動量の測定を実装します。重要なのは、残光がスピンダウンのタイムスケールよりもはるかに長く続くことです。この長期にわたる重力波の残光は、他の天体物理学的な発生源と区別できる特徴的な信号を提供します。
