古典的な U(1) フィールドのトリプレットを使用したダーク エネルギー
古典的なU(1)ゲージフィールドのトリプレットに結合されたスカラーフィールドから成る宇宙加速の新しいメカニズムを提示します。ゲージフィールドは、均一な等方性構成で配置され、電気的および磁気的真空期待値の両方を備えています。ゲージフィールドは、スカラーを潜在的な最小値から遠ざけるChern-Simons相互作用を介して質量のような項を提供し、それによって潜在的に支配された進化を可能にします。このメカニズムが、微調整を必要とせずに、暗黒エネルギーなどの短期間の加速を駆動できることを示します。暗エネルギーの状態方程式とモデルパラメータへの依存性について簡単な解析結果を得た。このモデルでは、ゲージ場の存在は一般的に長波長重力波の抑制につながり、宇宙マイクロ波背景Bモードの実験的探索と確率的重力波背景の直接検出に影響を与えます。
$H_0$ の最新の SH0ES データの再解析: ハッブル張力に対する新しい自由度の影響
| Title |
A_reanalysis_of_the_latest_SH0ES_data_for_$H_0$:_Effects_of_new_degrees_of_freedom_on_the_Hubble_tension |
| Authors |
Leandros_Perivolaropoulos,_Foteini_Skara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.11169 |
$H_0$を決定するために、最近リリースされたSH0ESデータを再分析します。CepheidsとSnIaのモデル化における新しい自由度の存在下で、Cepheid+SnIaサンプルの均質性と結果の堅牢性をテストすることに焦点を当てています。したがって、分析の4つのモデリングパラメーターに焦点を当てます。SnIa$M_B$とCepheids$M_W$の基準光度、および周期と金属量でCepheidの光度を標準化する2つのパラメーター($b_W$と$Z_W$)です。SH0ESベースラインモデルの結果を再現した後、特定の距離$D_c$または宇宙時間$t_c$でこれらのパラメーターのいずれかの値の遷移を許可し、分析に1つの自由度を追加します。SnIa絶対光度$M_B$が$D_c\simeq50Mpc$(約$160Myrs$前)で遷移することが許可されている場合、ハッブルパラメータの最適値は$H_{0}=73.04\pm1.04から低下します。\,km\,s^{-1}\,Mpc^{-1}$から$H_0=67.32\pm4.64\,km\,s^{-1}\,Mpc^{-1}$までプランク値と一致します。また、$D>D_c$の最適なSnIa絶対等級$M_B^>$は、プランク逆距離ラダー値$M_{B}^>=-19.43\pm0.15$に低下しますが、低距離は$M_B^に最適です。<$パラメータは元の距離ラダーのキャリブレーション値$M_{B}^<=-19.25\pm0.03$に近いままです。同じ臨界距離$D_c\simeq50\,Mpc$で、解析の他の3つの主要なパラメーター($b_W$、$M_W$、および$Z_W$)についても、遷移動作に関する同様のヒントが見つかります。$H_0$の最適値は大きな影響を受けません。$M_B^>$の逆距離はしご制約が解析に含まれている場合、$H_0$の不確実性は劇的に減少します($H_0=68.2\pm0.8\,km\,s^{-1}\,Mpc^{-1}$)および$M_B$遷移モデルは、AICおよびBICモデルによると、ベースラインのSH0ESモデル($\Delta\chi^2\simeq-15$,$\DeltaAIC\simeq-13$)よりも強く優先されます。選択基準。
HI HOD -- I. HI 銀河のハロー占有分布
| Title |
HI_HOD_--_I._The_Halo_Occupation_Distribution_of_HI_Galaxies |
| Authors |
Fei_Qin,_Cullan_Howlett,_Adam_R._H._Stevens,_David_Parkinson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.11454 |
次世代の銀河サーベイは、以前よりも正確な銀河クラスタリングの測定を提供します。中性原子状水素(HI)ガスから放出される21cmの電波信号は、WALLABYやSKAなどの広域電波サーベイによって検出され、銀河の位置と速度を提供し、銀河のクラスタリング統計の測定に使用できます。しかし、この情報を利用して宇宙論の理解を深め、暗黒物質と暗黒エネルギーの物理学について学ぶには、HIで検出された銀河が宇宙の根底にある物質分布を追跡する方法を正確にモデル化する必要があります。この目的のために、新しいHIベースのHaloOccupationDistribution(HOD)モデルを開発しました。このモデルは、HI質量を条件として暗黒物質のハローに存在する銀河の数を予測します。パラメーター化されたHODモデルは、DarkSage半分析モデルを使用して適合および検証されます。ここでは、HI質量の単純な線形および二次関数によってHODパラメーターをモデル化できることを示します。しかし、HODによって予測されるクラスタリングは、ホストダークマターハロー内のHI銀河の半径方向分布に敏感に依存し、DarkSageシミュレーションのNFWプロファイルに従わないこともわかりました。そのため、この作業により、HI質量に依存する銀河のクラスタリングとHI質量関数を同時に再現できる方法で、異なるHI質量の銀河を暗黒物質ハロー内に配置するための簡単な処方箋が初めて可能になります。今後の調査のために、このモデルを使用して模擬銀河カタログの大規模なアンサンブルを作成できることを実証するには、さらなる努力が必要です。
初期の JWST 観測による高赤方偏移銀河: ダーク エネルギー モデルの制約
| Title |
High-Redshift_Galaxies_from_Early_JWST_Observations:_Constraints_on_Dark_Energy_Models |
| Authors |
N._Menci,_M._Castellano,_P._Santini,_E._Merlin,_A._Fontana,_F._Shankar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.11471 |
JWSTによる初期の観測により、大質量銀河の予想外の大きな密度(星の質量密度$\rho_*\approx10^{6}\,M_{\odot}\,Mpc^{-3}$)が発見されました(恒星質量$M_*\geq10^{10.5}M_{\odot}$)は、非常に高い赤方偏移$z\approx10$にあります。最も保守的な仮定の下で、銀河形成に関与するバリオンの物理学とは無関係に、そのような存在量は、標準の$\Lambda$CDM宇宙論と緊張関係にあるだけでなく、宇宙の膨張の歴史に非常に厳しい制約を与えることを示しています。そして、幅広いクラスのダークエネルギー(DE)モデルに対応する成長因子について。私たちが導出した制約は、既存の宇宙論的プローブによって許可されている(または支持されている)動的DEモデルのパラメーター空間の大部分を高い($>2\sigma$)信頼レベルで除外します。
相互作用立方ガリレオン モデルの 21 cm パワー スペクトル
$\Lambda$CDMモデルから21cmパワースペクトルを介して、相互作用および非相互作用の立方体ガリレオンモデルの検出可能性を示します。今後のSKA1-midのような干渉観測は、パラメーター値に応じて、$\Lambda$CDMモデルから相互作用および非相互作用立方ガリレオンモデルの両方を検出できることを示しています。
三次せん断統計による宇宙論的パラメータ解析へのロードマップ I: モデリングと検証
| Title |
A_roadmap_to_cosmological_parameter_analysis_with_third-order_shear_statistics_I:_Modelling_and_validation |
| Authors |
Sven_Heydenreich,_Laila_Linke,_Pierre_Burger,_Peter_Schneider |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.11686 |
この作業は、3次宇宙シアー統計を使用した宇宙パラメーター分析を準備するシリーズの最初のものであり、シアー3点相関関数$\Gamma^{(i)}$と3次の両方をモデル化します。BiHalofitバイスペクトルモデルからアパーチャ統計$\langle\mathcal{M}_\mathrm{ap}^3\rangle$を取得し、一連のN体シミュレーションでこれらの統計を検証します。次に、せん断3点相関関数をビン化して、実際のデータの3次アパーチャ統計の偏りのない推定値を達成する方法を調査します。最後に、KiDS1000のようなモックデータに対して、2次および3次の統計を使用して宇宙論的パラメーター分析を実行します。偏りがほとんどなく、すべての宇宙論的パラメーターを回復します。さらに、結合解析により、$S_8$の制約力がほぼ2倍になり、$\Omega_\mathrm{m}$-$\sigma_8$平面の性能指数が5.9倍になることがわかります。二次せん断統計のみを使用した解析。私たちのモデリングパイプラインは、https://github.com/sheydenreich/threepoint/releases/で公開されています。
| Title |
Gravitational_waves_from_bubble_collisions_and_fluid_motion_in_strongly_supercooled_phase_transitions |
| Authors |
Marek_Lewicki_and_Ville_Vaskonen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.11697 |
気泡衝突と流体運動による強過冷却相転移で生成される重力波スペクトルを推定します。スカラー場と流体の間の遷移で放出されるエネルギーのシェアを決定する効率係数を、薄壁近似で分析的に導出します。異なる衝突時間を考慮に入れるために、気泡表面上のすべてのポイントに対して別々に、気泡半径の関数としての効率係数を含む数値シミュレーションを実行します。効率係数は重力波スペクトルを大幅に変化させないことがわかり、効率係数なしで得られたスペクトルに半径$R_{\rmeff}\simeq5/\betaでの値を掛けることによって結果を近似できることを示します。$、ここで$\beta$は遷移のおおよその逆の期間です。また、衝突後のソースの動作に応じて、バブル衝突と流体運動の両方からの強力な過冷却遷移で生成される重力波スペクトルの更新された適合も提供します。
彗星ダスト粒子に埋め込まれた豊富な水硫化アンモニウム
| Title |
Abundant_ammonium_hydrosulphide_embedded_in_cometary_dust_grains |
| Authors |
K._Altwegg,_M._Combi,_S._A._Fuselier,_N._H\"anni,_J._De_Keyser,_A._Mahjoub,_D._R._M\"uller,_B._Pestoni,_M._Rubin,_S._F._Wampfler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.11396 |
硫化水素アンモニウムは、巨大惑星の少なくとも特定の層に存在すると長い間仮定されてきました。木星で見られる赤い色の理由は、その放射生成物である可能性があります。NH3と酸の生成物であるいくつかのアンモニウム塩は、彗星67P/Churyumov-Gerasimenkoで以前に検出されています。酸H2Sは、NH3に続く67Pのコマで5番目に豊富な分子です。塩NH4+SH-を探すために、Rosettaミッション中にRosetta/ROSINA二重焦点質量分析計からのその場測定を分析しました。NH3とH2Sは、核から直接昇華する場合、互いに独立しているように見えます。ただし、ダストの衝突中に2つの種の間に強い相関関係が観察され、明らかに塩が指摘されています。NH4+SH-が群を抜いて最も豊富な塩であり、粉塵の衝突では水よりも豊富であることがわかります。また、以前に検出されたすべてのアンモニウム塩と、初めてフッ化アンモニウムが検出されました。アンモニアと酸の量は互いにバランスが取れており、アンモニアはほとんどがダスト粒子に埋め込まれた塩の形をしていることを確認しています。同素体S2とS3は衝撃で強く増強されますが、H2S2とそのフラグメントHS2は検出されません。これはおそらくNH4+SH-の放射線分解の結果です。これは、塩の前星起源の可能性を高めます。私たちの発見は、彗星における窒素の明らかな枯渇を説明し、星形成領域で失われた硫黄の謎を解決するのに役立つかもしれません.
超高温木星 MASCARA-4 b の透過分光法: 超高温木星の静水圧領域と外圏領域のもつれを解く
| Title |
Transmission_spectroscopy_of_the_ultra-hot_Jupiter_MASCARA-4_b:_Disentangling_the_hydrostatic_and_exospheric_regimes_of_ultra-hot_Jupiters |
| Authors |
Yapeng_Zhang,_Ignas_A.G._Snellen,_Aur\'elien_Wyttenbach,_Louise_D._Nielsen,_Monika_Lendl,_N\'uria_Casasayas-Barris,_Guillaume_Chaverot,_Aurora_Y._Kesseli,_Christophe_Lovis,_Francesco_A._Pepe,_Angelica_Psaridi,_Julia_V._Seidel,_St\'ephane_Udry,_Sol\`ene_Ulmer-Moll |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.11427 |
最も熱い惑星大気を表現する超高温木星(UHJ)は、高解像度分光法による詳細な特性評価の絶好の機会を提供します。MASCARA-4bは、最近発見された近接ガス巨星で、このカテゴリに属しています。システムと惑星のパラメーターを改良するために、スイスの1.2mオイラー望遠鏡でCORALIEスペクトログラフとEulerCamを使用して、視線速度測定とトランジットフォトメトリーを実行しました。ESOの超大型望遠鏡で、高解像度分光器ESPRESSOを使用して、MASCARA-4bの2回のトランジットを観測しました。個々の吸収線と相互相関技術を使用して、原子種、イオン種、および分子種を検索しました。これらの結果は、これまでに特徴付けられたUHJに関する文献研究と比較されます。CORALIEとEulerCamの観測により、MASCARA-4bの質量(1.675+/-0.241木星質量)と他のシステムおよび惑星パラメーターを更新しました。ESPRESSO観測から得られた透過スペクトルでは、H$\alpha$、H$\beta$、NaD1&D2、Ca+H&K、およびMg、Fe、Fe+のいくつかの強い個々の線による過剰吸収を分解しています。また、Mg、Ca、Cr、Fe、およびFe+の相互相関検出も示します。Fe+の吸収強度は、他のUHJで一般的に観察されるように、静水圧大気モデルからの予測を大幅に上回ります。これは、流体力学的流出による外気圏のFe+の存在に起因すると考えられます。これは、Fe+の吸収強度とH$\alpha$線との正の相関によってさらに裏付けられています。UHJ個体群のさまざまな種の透過特性を比較することで、強く照射された大気の外気圏(H$\alpha$およびFe+によってプローブされる)から静水圧領域(MgおよびFeによる吸収によって追跡される)を解きほぐすことができます。
強度体制におけるクレーターサイズに対する発射体の形状と内部構造の影響
| Title |
Effect_of_projectile_shape_and_interior_structure_on_crater_size_in_strength_regime |
| Authors |
T._Kadono,_M._Arakawa,_S._Tsujido,_M._Yasui,_S._Hasegawa,_K._Kurosawa,_K._Shirai,_C._Okamoto,_K._Ogawa,_Y._Iijima,_Y._Shimaki,_K._Wada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.11568 |
強度レジームでのクレーター形成に関する実験は、中実と中空の両方の内部を含む、アスペクト比が約1のさまざまな形状の発射体を使用して実施されました。玄武岩および多孔質石膏ターゲット上のクレーターの表面直径、内径（ピット）直径、および深さを測定しました。発射体のかさ密度を使用して、玄武岩の表面の直径と深さ、および多孔質石膏のピットの直径と深さは、強度体制でのクレーター形成のpiスケーリング則を使用してスケーリングされました。数値コードiSALEを使用して、同様のかさ密度を持つさまざまな形状と内部構造の発射体の影響をシミュレートしました。結果は、発射体の形状や内部構造に関係なく、ターゲット内で経験した最大（ピーク）圧力と粒子速度の分布が類似していたことを示しており、最終的なクレーターの寸法がほぼ同じであることを示唆しています。これは実験結果と一致しています。したがって、異なる形状と内部構造を持つ発射体の衝突によって形成されたクレーターのサイズは、発射体の密度としてかさ密度を使用して、強度体制の従来のスケーリング則を使用してスケーリングできると結論付けています。
| Title |
Identification_of_carbon_dioxide_in_an_exoplanet_atmosphere |
| Authors |
The_JWST_Transiting_Exoplanet_Community_Early_Release_Science_Team:_Eva-Maria_Ahrer_(1_and_2),_Lili_Alderson_(3),_Natalie_M._Batalha_(4),_Natasha_E._Batalha_(5),_Jacob_L._Bean_(6),_Thomas_G._Beatty_(7),_Taylor_J._Bell_(8),_Bj\"orn_Benneke_(9),_Zachory_K._Berta-Thompson_(10),_Aarynn_L._Carter_(4),_Ian_J._M._Crossfield_(11),_N\'estor_Espinoza_(12_and_13),_Adina_D._Feinstein_(6_and_14),_Jonathan_J._Fortney_(4),_Neale_P._Gibson_(15),_Jayesh_M._Goyal_(16),_Eliza_M._-R._Kempton_(17),_James_Kirk_(18),_Laura_Kreidberg_(19),_Mercedes_L\'opez-Morales_(18),_Michael_R._Line_(20),_Joshua_D._Lothringer_(21),_Sarah_E._Moran_(22),_Sagnick_Mukherjee_(4),_Kazumasa_Ohno_(4),_Vivien_Parmentier_(23_and_24),_Caroline_Piaulet_(9),_Zafar_Rustamkulov_(25),_Everett_Schlawin_(26),_David_K._Sing_(25_and_13),_Kevin_B._Stevenson_(26),_et_al._(100_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.11692 |
二酸化炭素(CO2)は、広範囲の惑星大気に見られる重要な化学種です。太陽系外惑星の文脈では、CO2は金属の濃縮度(つまり、「金属性」とも呼ばれるヘリウムよりも重い元素)の指標であり、高温ガス巨星の一次大気の形成プロセスを示します。また、地球系外惑星の二次大気で検出される可能性が最も高い種の1つでもあります。スピッツァー宇宙望遠鏡によるトランジット惑星の以前の測光測定では、CO2の存在のヒントが得られましたが、明確な分光学的識別がないため、決定的な検出は得られませんでした。ここでは、EarlyReleaseScienceProgram(ERS)の一環としてJWSTで得られた透過分光観測から、巨大ガス系外惑星WASP-39bの大気中のCO2を検出したことを紹介します。この研究で使用されたデータは、波長が3.0から5.5{\μ}mに及び、4.3{\μ}mで顕著なCO2吸収特性を示しています(26{\sigma}有意性)。全体的なスペクトルは、放射-対流-熱化学平衡を仮定し、適度な雲の不透明度を持つ1次元の10倍の太陽金属量モデルとよく一致しています。これらのモデルは、大気にはCO2に加えて水、一酸化炭素、硫化水素が含まれているはずであるが、メタンはほとんど含まれていないと予測しています。さらに、これらのモデルでは再現されない4.0{\μ}m付近の小さな吸収特性も暫定的に検出します。
大質量原始星に向かう窒素を含む複雑な有機物：広い質量範囲にわたって同様の星形成前の状態での形成を示す一定の比率
| Title |
N-bearing_complex_organics_toward_high-mass_protostars:_Constant_ratios_pointing_to_formation_in_similar_pre-stellar_conditions_across_a_large_mass_range |
| Authors |
P._Nazari,_J._D._Meijerhof,_M._L._van_Gelder,_A._Ahmadi,_E._F._van_Dishoeck,_B._Tabone,_D._Langeroodi,_N._F._W._Ligterink,_J._Jaspers,_M._T._Beltr\'an,_G._A._Fuller,_\'A._S\'anchez-Monge_and_P._Schilke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.11128 |
ALMAによる大質量原始星のサンプルに対するCOMの統計的研究はこれまで行われていません。CH$_3$CN、HNCO、NH$_2$CHO、C$_2$H$_5$CN、C$_2$H$_3$CN、CH$_3$NH$大質量原始星の大規模なサンプルで_2$。ALMAGALの調査から、最もラインが豊富な37のホット分子コアが選択されました。次に、それらのスペクトルをフィッティングし、CH$_3$OHに加えて、上記のN含有種のカラム密度と励起温度を見つけます。ソースの$\sim32%$で(暫定的に)CH$_3$NH$_2$を検出します。励起温度を比較すると、種の3つのグループが見つかります:ホット(NH$_2$CHO;Tex>250K)、暖かい(C$_2$H$_3$CN、HN$^{13}$CO、CH$_)。{3}^{13}$CN;100K<Tex<250K)および低温種(CH$_3$OHおよびCH$_3$NH$_2$;Tex<100K)。この温度分離は、昇華温度に見られる傾向を反映しており、原始星の周りのCOMのタマネギのような構造のアイデアを検証します。さらに、ここで研究された分子は、低質量原始星と高質量原始星の間で一定の列密度比を示し、平均の周りの分散は$\sim3$係数未満です。一定の柱密度比は、星形成前の氷にある可能性が最も高い、COMまたはその前駆体の一般的な形成環境を示しています。比率の平均付近のばらつきは小さいものの、対象となる種によって異なります。この広がりは、物理的な起源(ソース構造、線またはダストの光学的深さ)または化学的な起源のいずれかです。ホルムアミドは、原始星に最も近い領域を追跡しているため、物理的影響を最も受けやすいのに対し、他の種ではそのような影響は小さい.すべての分子が星形成前の氷で形成されると仮定すると、散乱の変動は、星形成前の雲の寿命または物理的条件の違いによって説明できます。前星の寿命が主な要因である場合、それらは低質量原始星と大質量原始星で類似しているはずです。
SDSS-IV MaNGA: 機械学習を使用したマージ ステージによる銀河相互作用の解明
| Title |
SDSS-IV_MaNGA:_Unveiling_Galaxy_Interaction_by_Merger_Stages_with_Machine_Learning |
| Authors |
Yu-Yen_Chang,_Lihwai_Lin,_Hsi-An_Pan,_Chieh-An_Lin,_Bau-Ching_Hsieh,_Connor_Bottrell,_Pin-Wei_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.11132 |
機械学習技術を使用して、銀河の合体段階を分類します。これにより、銀河相互作用中の星形成と活発な銀河核(AGN)活動を駆動する物理プロセスを明らかにすることができます。このサンプルには、統合フィールド分光調査SDSS-IVMaNGAからの4,690の銀河が含まれており、1,060の合体銀河と3,630の非合体または未分類の銀河に分けることができます。合体サンプルの場合、468個、125個、293個、および174個の銀河が、(1)入ってくるペアフェーズ、(2)最初の近心通過フェーズ、(3)アポセンターに接近中またはちょうど通過中、(4)最終合体フェーズまたは合併後。予測された分離、視線速度差、SDSSgri画像、およびMaNGAHa速度マップの情報を使用して、合体とその段階を良好な精度で分類することができます。これは、相互作用する銀河を識別するための最も重要なスコアです。2フェーズの分類(バイナリ、非マージおよびマージ)の場合、LGBMClassifierを使用すると、パフォーマンスが高くなる可能性があります(精度>0.90)。サンプルサイズはローテーションによって増やすことができるため、5フェーズ分類(非合併、1、2、3、および4合併ステージ)も適切であることがわかります(精度>0.85)。最も重要な機能は、SDSSgriイメージから得られます。MaNGAHa速度マップ、予測分離、および視線速度差からの寄与により、パフォーマンスをさらに0～20%向上させることができます。言い換えれば、画像と速度情報は銀河相互作用の重要な特徴を捉えるのに十分であり、私たちの結果はMaNGAデータ全体と将来の全天サーベイに適用できます。
最後の主要な合併のエネルギーのしわと位相空間の折り目
| Title |
Energy_wrinkles_and_phase-space_folds_of_the_last_major_merger |
| Authors |
Vasily_Belokurov,_Eugene_Vasiliev,_Alis_J._Deason,_Sergey_E._Koposov,_Azadeh_Fattahi,_Adam_M._Dillamore,_Elliot_Y._Davies_and_Robert_J._J._Grand |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.11135 |
ガイアデータリリース3によって提供される完全な6D位相空間情報を含む星の数の劇的な増加に依存して、太陽の周りの星のハローに相混合の明白な兆候を発見しました。最後の大規模な合体に属する可能性が高い星の場合、(v_r,r)分布には、一連の長くて薄いシェブロンのような過密度が含まれることを示します。これらの位相空間のサブ構造は、人工衛星が崩壊した後、その潮汐破片が巻き上げられ、薄くなり、折り畳まれる時間が与えられると、出現すると予測されています。さらに、観測されたエネルギーと角運動量(E,L_z)の分布は、高エネルギーではより進行するように見え、落下銀河の元の軌道角運動量を明らかにしている可能性があります。デブリのエネルギー分布は非常に非対称で、低いEにピークがあり、矮星が急速に沈んでいる証拠である可能性があると推測され、しわや隆起でいっぱいです。これらの小規模なエネルギーの不均一性が天の川銀河との相互作用中または直後にシードされ、研究の空間的制限によるものではない場合、(v_r,r)シェブロンを使用して、合併が面倒になる。それにもかかわらず、特注のN体実行と宇宙流体力学ズームインスイートの両方で、銀河相互作用の数値シミュレーションに同様の位相空間と（E、L_z）サブ構造が存在することを示しています。ここで発見された前駆細胞の分裂の痕跡と進行中の相混合の痕跡は、私たちの銀河系の最も重要な相互作用の特性を制約するのに役立つだけでなく、天の川銀河をマッピングするための新しいツールとしても使用できます。現在の重力ポテンシャルとその摂動。
超新星残骸中の衝撃ダスト粒子の性質
| Title |
Properties_of_shocked_dust_grains_in_supernova_remnants |
| Authors |
F._D._Priestley,_H._Chawner,_M._J._Barlow,_I._De_Looze,_H._L._Gomez,_M._Matsuura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.11137 |
超新星によって引き起こされる衝撃波は、塵を破壊し、生き残った粒子を再処理し、結果として星間物質(ISM)の塵の特性に大きな影響を与えます。これらのプロセスは理論的に広く研究されていますが、観察上の制約は限られています。私たちは物理的に動機づけられたダスト放出モデルを使用して、7つの銀河系超新星残骸の赤外線(IR)スペクトルエネルギー分布に適合させ、拡散気相と高密度気相の間、および大粒径と小粒径の間のダスト質量の分布を決定できるようにします。密度が高く($\sim10^3\,{\rmcm}^{-3}$)、比較的冷たい($\sim10^3\,{\rmK}$)気相に$>が含まれていることがわかります。塵の質量の90\%$が、X線放出プラズマ($\sim1\,{\rmcm}^{-3}$/$10^6\,{\rmK}$)中間IR放射を支配しているにもかかわらず、全体のごくわずかな割合です。低温成分の小さな粒子($\lesssim10\,{\rmnm}$)と大きな粒子($\gtrsim0.1\,{\rm\mum}$)の比率は、ISMの粒子と一致しており、おそらくそれ以上ですが、高温相には小さな粒子がほとんどありません。これは、モデルの予測に反して、大きな粒子を小さな粒子に加工する粒子粉砕が低密度ガスでは効果がないことを示唆しています。ISMにおけるダスト破壊の単相モデルは、ダスト質量の大部分を含む冷掃引物質の存在を考慮していないため、超新星によるダスト破壊の速度を大幅に過大評価する可能性があります。
ランダム フォレストを使用したシミュレートされた CEERS NIRCam 画像での銀河合併の識別
| Title |
Identifying_Galaxy_Mergers_in_Simulated_CEERS_NIRCam_Images_using_Random_Forests |
| Authors |
Caitlin_Rose,_Jeyhan_S._Kartaltepe,_Gregory_F._Snyder,_Vicente_Rodriguez-Gomez,_L._Y._Aaron_Yung,_Pablo_Arrabal_Haro,_Micaela_B._Bagley,_Antonello_Calabr\`o,_Nikko_J._Cleri,_M._C._Cooper,_Luca_Costantin,_Darren_Croton,_Mark_Dickinson,_Steven_L._Finkelstein,_Boris_H\"au{\ss}ler,_Benne_W._Holwerda,_Anton_M._Koekemoer,_Peter_Kurczynski,_Ray_A._Lucas,_Kameswara_Bharadwaj_Mantha,_Casey_Papovich,_Pablo_G._P\'erez-Gonz\'alez,_Nor_Pirzkal,_Rachel_S._Somerville,_Amber_N._Straughn,_Sandro_Tacchella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.11164 |
銀河の合体を特定することは、銀河の進化研究において重要ですが、困難なステップです。さまざまな標準的な形態学的パラメーターに基づいて、シミュレートされたJWST画像から銀河合体のランダムフォレスト分類を提示します。(a)IllustrisTNGとSantaCruzSAMからシミュレートされた画像を構築し、それらを修正して将来のCEERS観測とほぼノイズのない観測を模倣すること、(b)これらの画像から形態学的パラメータを測定すること、および(c)IllustrisTNGから入手できるシミュレートされた銀河の合併履歴情報を使用したランダムフォレスト。ランダムフォレストは、$0.5<z<4.0$にまたがる非合体銀河と合体銀河の$\sim60\%$を正しく分類します。静止フレームの非対称性パラメーターは、赤方偏移の低い分類ではより重要に見えますが、静止フレームのバルジとクランプのパラメーターは、より高い赤方偏移の分類ではより重要に見えます。分類確率のしきい値を調整しても、フォレストのパフォーマンスは向上しません。最後に、ランダムフォレストの分類から得られた結果の合併率と合併率の形状と勾配は、理論的なIllustrisの予測と一致しますが、$\sim0.5$倍過小評価されています。
活動銀河核の連続体と広線領域の赤化の推定: NGC 5548 の平均赤化と降着円盤のサイズ
| Title |
Estimating_reddening_of_the_continuum_and_broad-line_region_of_active_galactic_nuclei:_the_mean_reddening_of_NGC_5548_and_the_size_of_the_accretion_disc |
| Authors |
C._Martin_Gaskell,_Frances_C._Anderson,_Sufia_\'A._Birmingham_and_Samhita_Ghosh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.11437 |
NGC5548の広域および連続体の赤化を推定するために、7つの異なる方法を使用します。活動銀河核(AGN)について考えられる2つの可能な赤化曲線を調査します。紫外線、および小マゼラン雲(SMC)赤くなる曲線のように紫外線に強く上昇する曲線。標準的な天の川曲線も考慮します。採用された曲線に関係なく、太陽周辺のほこりによる少量の赤化よりも約14倍大きい赤化の合計が見つかりました。UV-to-optical比は、NGC5548の急峻なSMCのような赤化曲線を除外します。天の川とGaskell&Benker曲線は、E(B-V)=0.25+/-0.02の平均赤化を示します。4つの非水素線の赤化指標は、固有の水素線の比率がBaker-MenzelのケースBの値と一致していることを意味します。赤くされていない光からUVへのスペクトルエネルギー分布は、外部から照射された降着円盤の予測された分布と一致しています。NGC5548について導き出した赤みは、タイプ1AGNの以前の推定値の典型です。内部消光を無視すると、1200オングストロームでの光度が7分の1に過小評価されます。したがって、降着円盤のサイズスケールは、約2.6分の1に過小評価されています。これは、2013AGNSTORMキャンペーンで見つかった降着円盤サイズの不一致に似ており、降着円盤サイズの不一致は主に赤化の無視によるものであるというGaskell(2017)の提案を支持します。
Morpheus が JWST で遠い円盤銀河の形態を明らかに: JWST 画像の最初の AI/ML 分析
| Title |
Morpheus_Reveals_Distant_Disk_Galaxy_Morphologies_with_JWST:_The_First_AI/ML_Analysis_of_JWST_Images |
| Authors |
Brant_E._Robertson,_Sandro_Tacchella,_Benjamin_D._Johnson,_Ryan_Hausen,_Adebusola_B._Alabi,_Kristan_Boyett,_Andrew_J._Bunker,_Stefano_Carniani,_Eiichi_Egami,_Daniel_J._Eisenstein,_Kevin_N._Hainline,_Jakob_M._Helton,_Zhiyuan_Ji,_Nimisha_Kumari,_Jianwei_Lyu,_Roberto_Maiolino,_Erica_J._Nelson,_Marcia_J._Rieke,_Irene_Shivaei,_Fengwu_Sun,_Hannah_Ubler,_Christina_C._Williams,_Christopher_N._A._Willmer,_and_Joris_Witstok |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.11456 |
ジェームズウェッブ宇宙望遠鏡(JWST)による劇的な最初の画像は、高赤方偏移宇宙の銀河に前例のない空間詳細を提供するその力を実証しました。ここでは、ExtendedGrothStrip(EGS)のJWSTCosmicEvolutionEarlyReleaseScienceSurvey(CEERS)データの解像度と深さを活用して、天文学用のMorpheus深層学習フレームワークを使用して、JWSTF150Wイメージングで銀河のピクセルレベルの形態学的分類を実行します。画像解析。ハッブル宇宙望遠鏡(HST)CANDELSサーベイからの既存の測光赤方偏移カタログと相互参照することにより、JWST画像がz~2より前に円盤形態の出現を示し、z~5という早い時期に候補が現れることを示します。各天体の光プロファイルをモデル化し、JWSTの点広がり関数を説明することにより、高赤方偏移円盤の候補は、平均Sersic(1968)インデックスn=1.04および90%を超える「円盤状」を表示する指数関数的な表面輝度プロファイルを持つことがわかります。プロファイル(n<2)。CANDELSの以前のモーフィアス分類と比較すると、複数のJWST円盤銀河候補が以前は浅いHST画像に基づいてコンパクトに分類されていたことがわかりました。これは、JWSTの改善された光学的品質と深度が、ノイズ。宇宙論的な円盤銀河形成の理論に対するこれらの初期の円盤候補の意味について議論します。
銀河中心フィラメントの集団 III: 電波源と恒星源の候補
| Title |
The_population_of_Galactic_centre_filaments_III:_candidate_radio_and_stellar_sources |
| Authors |
F._Yusef-Zadeh,_R._G._Arendt,_M._Wardle,_I._Heywood,_and_W._Cotton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.11589 |
最近のMeerKATによる銀河中心の20cmでの電波連続観測では、銀河の数百パーセルの内側に多数の非熱電波フィラメント(NRF)が存在することが示されています。NRFに関連付けられているように見えるMeerKATモザイク画像で、主にコンパクトなオブジェクトである57の電波源のサンプルを選択しました。選択されたソースは、フィラメントに関連付けられた無線点ソースの数の約4倍であり、偶然に予想されるよりも多くあります。さらに、明るいIR星とNRFの間の明らかな相関関係は、それらの類似した緯度分布から推測され、それらが同じ領域内に共存していることを示唆しています。コンパクトな電波源がコンパクトなIR源に関連しているかどうかを調べるために、アーカイブの2MASSと{\emSpitzer}データを使用して、個々の恒星源のスペクトルエネルギー分布を電波源と一致させるか、近くにしました。将来の詳細な観測のために、NRF、コンパクトラジオ、およびIR恒星源の間の潜在的な3方向の物理的関連を調査するために、ラジオおよびIRソースのカタログを提供します。この関連性は、NRFが大規模な核流出と銀河中心の恒星風の泡との相互作用によって生成された彗星の尾であるというモデルによって示唆されています。
JWST/MRS データを使用したセイファート銀河の PAH 放射の高角度分解能ビュー
| Title |
A_high_angular_resolution_view_of_the_PAH_emission_in_Seyfert_galaxies_using_JWST/MRS_data |
| Authors |
I._Garc\'ia-Bernete_(1),_D._Rigopoulou_(1),_A._Alonso-Herrero_(2),_F._R._Donnan_(1),_P._F._Roche_(1),_M._Pereira-Santella_(4),_A._Labiano_(5,3),_L._Peralta_de_Arriba_(2),_T._Izumi_(6),_C._Ramos_Almeida_(7,8),_T._Shimizu_(9),_S._H\"onig_(10),_S._Garc\'ia-Burillo_(4),_D._J._Rosario_(11),_M._J._Ward_(12),_E._Bellocchi_(13,14),_E._K._S._Hicks_(15),_L._Fuller_(16),_C._Packham_(16)_((1)_Department_of_Physics,_University_of_Oxford,_UK,_(2)_Centro_de_Astrobiolog\'ia_(CAB),_CSIC-INTA,_Villanueva_de_la_Ca\~nada,_Spain,_(3)_Centro_de_Astrobiolog\'ia_(CAB),_CSIC-INTA,_Torrej\'on_de_Ardoz,_Spain,_(4)_Observatorio_Astron\'omico_Nacional_(OAN-IGN)-Observatorio_de_Madrid,_Spain,_(5)_Telespazio_UK_for_the_European_Space_Agency_(ESA),_ESAC,_Spain,_(6)_National_Astronomical_Observatory_of_Japan,_Osawa,_Japan,_(7)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Canarias,_Spain,_(8)_Departamento_de_Astrof\'isica,_Universidad_de_La_Laguna,_Spain,_(9)_Max-Planck-Institut_fur_extraterrestrische_Physik,_Germany,_(10)_Department_of_Physics_\&_Astronomy,_University_of_Southampton,_UK,_(11)_School_of_Mathematics,_Statistics_and_Physics,_Newcastle_University,_UK,_(12)_Centre_for_Extragalactic_Astronomy,_Durham_University,_UK,_(13)_Departamento_de_F\'isica_de_la_Tierra_y_Astrof\'isica,_Universidad_Complutense_de_Madrid,_Spain,_(14)_Instituto_de_F\'isica_de_Part\'culas_y_del_Cosmos_IPARCOS,_Universidad_Complutense_de_Madrid,_Spain,_(15)_Department_of_Physics_\&_Astronomy,_University_of_Alaska_Anchorage,_USA,_(16)_The_University_of_Texas_at_San_Antonio,_San_Antonio,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.11620 |
多環式芳香族炭化水素(PAH)は、さまざまな天体や環境に遍在する炭素ベースの分子です。この作業では、3つのセイファートのJWST/MIRIMRS分光法を使用して、それらの核PAH放出を星形成領域のそれと比較します。この研究は、広い波長範囲(4.9～28.1ミクロン)で局所的に明るいセイファート(Lbol>10^44.89erg/s)のサブアーク秒角分解能データを使用した、この種の最初のものです。観測された比率を理論スペクトルから導出されたPAH診断モデルグリッドと比較することにより、それらの核PAH特性の分析を提示します。私たちの結果は、一連のPAH機能が明るいセイファート銀河の最も内側の部分(12ミクロンで~0.45秒角、内側~142-245pc)に存在することを示しています。AGNの核領域は、PAH診断図の異なる位置にあるのに対し、SF領域はSF銀河の平均値付近に集中していることがわかります。特に、核のPAH放出は主に中性PAHに由来することがわかりました。対照的に、SF領域で発生するPAH放出は、イオン化されたPAH粒子に有利に働きます。AGN優勢銀河NGC6552の核領域で観測されたPAH比は、SF領域のものと比較して、より大きなサイズのPAH分子の存在を示しています。したがって、我々の結果は、AGNが〜142〜245pcのスケールでPAH粒子のイオン化状態（およびおそらくサイズ）に大きな影響を与えるという証拠を提供します。
SDSS 銀河で進行中のクエンチングの分光学的特徴の探索
| Title |
Searching_for_Spectroscopic_Signatures_of_Ongoing_Quenching_in_SDSS_Galaxies |
| Authors |
Andrea_D._Weibel,_Enci_Wang,_Simon_J._Lilly |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.11668 |
この論文では、SloanDigitalから選択された$\sim$300,000の銀河について、過去8億年間の平均に対する現在のSFRを特徴付ける「星形成変化パラメータ」SFR$_{79}$を推定します。スカイサーベイ(SDSS)。目標は、はるかに大規模で独立したサンプルで、星形成MaNGA銀河のサンプルで以前に報告された傾向を調べることと、いわゆる「グリーンバレー」で進行中の消光の分光学的特徴を検索することです。一般に、銀河の星形成(SF)集団から消滅した銀河集団に移動する銀河が含まれていると考えられています。SDSS銀河の大規模なサンプルにSFR$_{79}$を適用して、最初にWang&Lillyによって公開されたSF銀河の基本的な結果を確認します。次に、SFMSをはるかに下回っている銀河のSFR$_{79}$のキャリブレーションと意味を詳細に議論し、集団内で体系的に進行中の消光の予想される特徴を確立します。現時点では、観測データ、特にH$\delta$吸収の測定におけるノイズの制限により、系統的な進行中の消光プロセスの明確な観測証拠を確立することは不可能であると結論付けています。SFR$_{79}$のキャリブレーション、およびかなりの量のH$\alpha$放出を持つオブジェクトを選択する必要性によって導入されたバイアス。しかし、進行中の消光のもっともらしい兆候が見られます。これは、銀河進化の適切な「成長+消光」モデルからの予測と、オーダー$\sim500$Myrの消光の典型的なeフォールディングタイムスケールと量的に一致しています。
アンドロメダ銀河の DESI 観測: 最も近い隣人の移民の歴史を明らかにする
| Title |
DESI_Observations_of_the_Andromeda_Galaxy:_Revealing_the_Immigration_History_of_our_Nearest_Neighbor |
| Authors |
Arjun_Dey,_Joan_R._Najita,_S._E._Koposov,_J._Josephy-Zack,_Gabriel_Maxemin,_Eric_F._Bell,_C._Poppett,_E._Patel,_L._Beraldo_e_Silva,_A._Raichoor,_D._Schlegel,_D._Lang,_A._Meisner,_Adam_D._Myers,_J._Aguilar,_S._Ahlen,_C._Allende_Prieto,_D._Brooks,_A.P._Cooper,_K._S._Dawson,_A._de_la_Macorra,_P._Doel,_A._Font-Ribera,_Juan_Garcia-Bellido,_S._Gontcho_A_Gontcho,_J._Guy,_K._Honscheid,_R._Kehoe,_T._Kisner,_A._Kremin,_M._Landriau,_L._Le_Guillou,_Michael_E._Levi,_T._S._Li,_Paul_Martini,_R._Miquel,_J._Moustakas,_Jundan_Nie,_N._Palanque-Delabrouille,_F._Prada,_E._F._Schlafly,_Ray_M._Sharples,_Gregory_Tarle,_Yuan-Sen_Ting,_L._Tyas,_M._Valluri,_Risa_H._Wechsler,_and_H._Zou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.11683 |
M31の内側の暈のDESI観測結果を提示します。これは、最近の合体の運動学(銀河の移民イベント)を非常に詳細に明らかにします。3.75時間の空中露出時間で調査された11,416のソースのうち、7,438はよく測定された視線速度を持つM31のソースです。観測により、個々の星の位置と速度における複雑でコヒーレントな運動学的構造(ストリーム、くさび、山形)が明らかになりました。コヒーレントな構造のヒントは以前にM31で検出されていましたが、天の川を越えた銀河でこれほど詳細かつ明瞭に見られたのはこれが初めてです。我々は、巨大星流、北東大陸棚、西大陸棚地域における殻構造の明確な運動学的証拠を発見した。運動学は、内部ハローの空間形態を説明するために構築された動的モデルの予測と非常に似ています。この結果は、M31の内部ハローの下部構造の多くが1～2Gyr前の単一の銀河移動イベントによって生成されたという解釈と一致しています。検出された下部構造のすべてにかなりの数の金属を豊富に含む星が存在し、移動する銀河が長い星形成の歴史を持っていたことを示唆しています。また、シェルと巨大星流がM31の重力ポテンシャルを制約する能力を調査し、投影半径125kpc内の質量を${\rmlog_{10}}\,M_{\rmNFW}と推定します。(<125\,{\rmkpc})/M_\odot=11.78_{-0.10}^{+0.13}$.この結果は、銀河規模の星と銀河の移動の歴史を研究する私たちの能力に新しい時代を告げるものです。
SNe Ia の 2018 ZTF サンプルへのコンパニオン ショッキング フィットは、単一変性前駆細胞系と一致しています
| Title |
Companion_Shocking_Fits_to_the_2018_ZTF_Sample_of_SNe_Ia_Are_Consistent_with_Single-Degenerate_Progenitor_Systems |
| Authors |
J._Burke,_D._A._Howell,_D._J._Sand,_G._Hosseinzadeh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.11201 |
Ia型超新星(SNeIa)の初期のライトカーブは、それらの前駆システムに関する予測をテストするために使用できます。祖先システムが連星系の単一の白色矮星で構成され、ロッシュローブをオーバーフローする非縮退恒星の伴星がある場合、SN噴出物は爆発直後にその伴星と衝突し、衝撃加熱されて、初期のUV過剰を残すはずです。ライトカーブで。この超過は、有利な視野角($\sim$10\%)のイベントでのみ観測可能です。コンパニオンショッキングモデルを使用して127SNeIaの2018ZTFサンプルをモデル化し、観察された初期超過率$12.0\pm3.6\%$を回復します。主に単一縮退システムで発生します。初期の過剰は、分光学的に正常なSNeIaでのみ観察されます。また、初期の過剰の検出は方法論に依存する可能性があることも示しています。SNIa前駆モデルの統計的予測をテストするために、高ケイデンス多波長初期データを使用してSNeIaの大規模なサンプルを観察することをお勧めします。また、既存のモデルの改良もお勧めします。
中性子星 Z ソース GX 5-1 の反相関ラグ: AstroSat のビュー
AstroSatに搭載されたSXTおよびLAXPCエネルギーバンドを使用した中性子星低質量X線バイナリ、ZソースGX5-1の相互相関関数の研究を報告します。GX5-1における軟X線エネルギーバンド(0.8-2.0keV、SXT)と硬X線エネルギーバンド(10-20keVおよび16-40keV、LAXPC)の間のラグを初めて報告し、オーダーのラグを検出しました。水平ブランチでは数十秒から数百秒です。それらを降着円盤の内部領域の再調整時間スケールと解釈しました。さまざまな2成分および3成分スペクトルモデルを使用してスペクトルを展開し、水平分岐振動の変動を示していたソフトおよびハード成分フラックスの変化を観察しました。NS上の境界層に由来すると想定されるbbody成分も、ラグが検出されたHBO変動とともに変化することがわかった。ラグがコロナのサイズの変動によるものであると仮定して、コンプトン化領域のサイズを15～55kmのオーダーに制限しました。他のモデルを採用した後、同様のサイズのComptonizing領域に気付き、ラグ、HBO変動、およびそれぞれのスペクトル変動を説明するには、コロナの全体的なサイズが数十kmのオーダーである必要があることを示唆しています。ケーススタディでは、GX5-1がHBの上部から上部の頂点に変化するにつれて、BLのサイズが増加することが注目されました。
| Title |
Vortex_Pinning_in_Neutron_Stars,_Slip-stick_Dynamics,_and_the_Origin_of_Spin_Glitches |
| Authors |
Bennett_Link_and_Yuri_Levin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.11494 |
中性子星の内部地殻における超流動渦のピン留めとピン留め解除を、3次元力学シミュレーションを使用して研究します。強いピニングは、理想化された体心立方格子の特定の格子方向で発生し、一般に非晶質または不純な核格子で発生します。単位長さあたりのピン止め力は、反発する渦-核相互作用の場合$\sim10^{16}$dyncm$^{-1}$であり、$\sim10^{17}$dyncm$^{魅力的なインタラクションの場合は-1}$。ピン留め力は、観測されたスピンジャンプ(グリッチ)を説明するのに十分なほど強力です。ラティスを強制的に通過する渦は、スリップスティックのような動きをします。超流動速度の範囲では、渦は、渦にケルビン波が強く励起された状態で、冷たい固定状態または熱い固定されていない状態のいずれかになります。渦運動のこの2状態の性質は、観測可能なスピングリッチを作成する大規模な渦運動の舞台を設定します。渦配列は、ピン留めの解除と再ピン留めが繰り返される結果、絡み合う可能性が高いと主張します。グリッチ中、ケルビン波励起は平均超流動渦度の方向に沿って急速に広がり、それに垂直な方向では遅く、異方性爆燃に似ていると推測されます。
相対論的流体力学方程式は、球対称の場合とラグランジュ形式に適応されます。それらは、最小質量の中性子星の爆発的破壊をモデル化するために使用されます。これは、短いガンマ線バーストのストリッピングモデルの重要な要素です。超相対論的速度への物質の加速を伴う中性子星表面からの衝撃ブレイクアウトが研究されています。以前に公開された非相対論的計算の結果との比較が行われます。
| Title |
Studying_radiation_of_a_white_dwarf_star_falling_on_a_black_hole |
| Authors |
Tomasz_Karpiuk_(1),_Marek_Niko{\l}ajuk_(1),_and_Miros{\l}aw_Brewczyk_(1)_((1)_Faculty_of_Physics,_University_of_Bia{\l}ystok,_Poland) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.11525 |
ブラックホールを周回する白色矮星の潮汐ストリッピングの過程で生成される電磁放射と重力放射を調べます。白色矮星をゼロ温度のボーズフェルミ液滴でモデル化し、量子流体力学方程式を使用してブラックホール-白色矮星連星系の進化をシミュレートします。ペリアストロンを通過する間、白色矮星はその質量のごく一部を失います。ブラックホールに落下する質量は、強力な電磁放射と重力放射の源です。超高輝度放射のバーストは、白色矮星によって各ペリアストロンの通過でフレアされます。これは、Irwinらによって最近発見されたX線源の反復フレアリングに似ています。重力エネルギーバーストは、主に非常に低い周波数での放出によって発生します。白色矮星の剥ぎ取りによって形成された降着円盤は、ある時点から電磁放射と重力放射の両方に継続的に寄与し始めます。
VERITAS の観察と結果のハイライト
アリゾナ州南部に位置するVERITASは、天体物理学の超高エネルギー(VHE;E>100GeV)ガンマ線に対する最も感度の高い検出器の1つであり、2007年4月から運用されています。VERITAS観測からの最近の結果をいくつか紹介します。これらには、ガンマ線連星HESSJ0632+057およびLSI+61{\deg}303の長期観測、銀河中心領域の観測、および超新星残骸Cas~Aが含まれます。ブレーザー1ES1215+303の10年間の多波長観測、M87銀河でのEHT2017キャンペーン、VHEでの3C264の発見、および3つのフレアクエーサーの観測の結果について説明します。間接的な暗黒物質の検索と機会のターゲット(ToO)観測の簡単なハイライトについても説明します。ToO観測により、マルチメッセンジャーアラートと天体物理学的トランジェントの迅速なフォローアップが可能になります。
ANTARES ニュートリノ望遠鏡を使用した核物質フラックスの限界
この作業では、2009年から2017年に取得された9年間のANTARESデータを使用して、ストレンジクォーク物質の核分裂体を検索します。これらの粒子の物質の通過は、deR\'{u}julaとGlashowのモデルに従ってシミュレートされ、核爆発に対する検出器の応答とデータ取得条件の詳細な説明が考慮されます。この研究では、銀河速度($\beta=10^{-3}$)を持つ宇宙核の下降フラックスが考慮されました。検出器レベルでこれらの粒子を検出するための質量閾値は\mbox{$4\times10^{13}$GeV/c$^{2}$}です。$\sim5\times10^{-17}$cm$^{-2}$のレベルで$10^{17}$GeV/c$^{2}$までの質量に対する核晶石フラックスの上限s$^{-1}$sr$^{-1}$が得られます。これらは、ニュートリノ望遠鏡で設定された核物質の最初の上限であり、これまでに設定された銀河速度の中で最も厳しいものです。
GPU でのサブセル ショック キャプチャによる高次不連続ガラーキン流体力学
| Title |
High-order_Discontinuous_Galerkin_hydrodynamics_with_sub-cell_shock_capturing_on_GPUs |
| Authors |
Miha_Cernetic,_Volker_Springel,_Thomas_Guillet_and_R\"udiger_Pakmor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.11131 |
高次で収束する流体力学的数値計算法は、標準的な2次または3次のアプローチよりも高い計算効率で、原則として所定の精度目標に到達できるため、天体物理学の研究に特に有望です。ここでは、非常に高次に到達するための特に簡単なアプローチを提供する不連続ガラーキン(DG)法のパフォーマンスと精度の利点を検討します。また、彼らの計算ステンシルは最新のGPUデバイスにうまく対応しており、このアプローチの魅力をさらに高めています。ただし、この方法の従来の弱点は、ショックなどの物理的な不連続性の処理にあります。必要に応じて必要な散逸を提供する人工粘性フィールドを呼び出すことでこれに対処し、必要に応じて物理粘性と熱伝導率で拡張して、圧縮性流体のナビエストークス方程式の高次処理を生成します。多くのショックを特徴とする問題でDGで高次になる利点を無効にする傾向がある従来の制限スキームとは異なり、私たちのアプローチがサブセルショックキャプチャ能力をもたらすことを示します。arXiv:1509.03630のKelvin-Helmholtz参照問題など、滑らかなフローに適用した場合の次数の関数としてのソルバーの指数関数的な収束を示します。また、さまざまな計算ノードに分散された数百のGPUまで、GPU実装の優れたスケーラビリティも示しています。駆動された亜音速乱流への最初の適用では、従来の2次の正確な方法と比較した高次DGの精度の利点を強調し、正確な速度パワースペクトルを取得するための物理粘性の重要性を強調します。
Exo-Atmospheres の計量: SCALES 用の新しい中分解能スペクトルモード
| Title |
Weighing_Exo-Atmospheres:_A_novel_mid-resolution_spectral_mode_for_SCALES |
| Authors |
Deno_Stelter,_Andrew_J._Skemer,_Renate_Kupke,_Cyril_Bourgenot,_Raquel_A._Martinez,_and_Stephanie_E._Sallum |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.11209 |
SCALES(SlicerCombinedwiththeArrayofLensletsforExoplanetSpectroscopy)は、系外惑星とその大気を特徴付けるために設計された、2～5ミクロンの高コントラストレンズレットベースの積分フィールド分光器(IFS)です。他のレンズレットベースのIFSと同様に、SCALESは各レンズレットのマイクロ瞳孔の短いマイクロスペクトルを生成します。小型レンズアレイの後ろに位置し、マイクロ瞳孔のサブセットを解剖して疑似スリットに再配置するイメージスライサーを開発しました。レンズレットアレイとスライサー(またはslenslit)の組み合わせにより、SCALESはより長いスペクトルを生成できるため、スペクトル解像度が1桁以上向上し、前例のない解像度で大気モデリングとの比較が可能になります。この手順では、slenslitの設計と性能について説明します。
未確認の空中現象 I. イベントの観測
NASAは研究チームに未確認航空現象(UAP)の調査を依頼しました。これは、既知の自然現象として科学的に特定できない事象の観測です。ウクライナのNASの主な天文台も、UAPの独立した研究を行っています。UAP観測では、2つの流星ステーションを使用しました。観測は日中の空でカラービデオカメラで行われました。UAPの特性を検出・評価するための特殊な観察技術を開発しました。私たちのデータによると、UAPには2つのタイプがあり、通常、(1)コズミックと(2)ファントムと呼ばれています。宇宙は空の背景よりも明るい発光体であることに注意してください。ファントムは暗い天体で、コントラストが数パーセントから約50パーセントです。私たちは、その性質がはっきりしていないかなりの数の天体を観測しています。船の単一、グループ、および飛行隊の飛行が検出され、毎秒3〜15度の速度で移動しました。一部の明るい天体は、10～20Hzの範囲で規則的な明るさの変動を示します。測色法を使用して、オブジェクトまでの距離を決定し、それらの色特性を評価します。オブジェクトAdobeカラーシステムのRGBカラーは、色補正を使用してJohnsonBVRアストロノミカルカラーシステムに変換されました。ファントムは、アルベドがゼロのオブジェクトに固有の色特性を示します。それは、それに当たるすべての放射線を放出および吸収しない完全な黒体です。私たちが物体を見ているのは、レイリー散乱による放射線を遮蔽しているからです。オブジェクトのコントラストにより、比色法を使用して距離を推定できます。ファントムは対流圏で最大10～12kmの距離で観測されます。サイズは3～12メートル、速度は最大15km/sと推定されます。
ダークホール技術を使用して VLT/SPHERE の生のコントラストを高めます。 Ⅱ．オンスカイ波面補正とコヒーレント微分イメージング
| Title |
Increasing_the_raw_contrast_of_VLT/SPHERE_with_the_dark-hole_technique._II._On-sky_wavefront_correction_and_coherent_differential_imaging |
| Authors |
Axel_Potier,_Johan_Mazoyer,_Zahed_Wahhaj,_Pierre_Baudoz,_Gael_Chauvin,_Raphael_Galicher,_Garreth_Ruane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.11244 |
環境。太陽系外惑星の直接画像化では、最先端の適応光学(AO)システム、コロナグラフィー、および後処理技術を利用しています。コロナグラフは星の光を減衰させ、太陽系外惑星とその主星の間の好ましくないフラックス比を軽減します。AOシステムは、点光源の回折限界の画像を提供し、コロナグラフから星の光が漏れる原因となる光学収差を最小限に抑えます。次に、後処理技術により、非共通光路収差(NCPA)や望遠鏡の掩蔽からの回折などの残留恒星スペックルを推定して除去します。ねらい。VLT/SPHEREでの夜の観測中にNCPAによるスペックル強度を最小限に抑える効率的な方法を実証することを目的としています。メソッド。反復ダークホール(DH)アルゴリズムを実装して、科学観測の前に空の星の斑点を除去します。ペアワイズプロービング推定器と電場共役に基づくコントローラーを使用します。この作品は、SPHEREのDH技術を使用した、空でのスペックルの最初の最小化を示しています。結果。生の画像の正規化された強度の標準偏差は、VLTの中央条件下での現在のキャリブレーション戦略に関して、修正された領域で最大5倍減少することを示します。わずか1分の露出時間で得られるこのレベルのコントラストパフォーマンスは、1時間の観測シーケンスを必要とする後処理方法を使用するSPHEREのパフォーマンスの中央値に達します。また、星明かりのコヒーレンスを利用して、処理後のコントラストレベルrmsを約3倍改善する代替のキャリブレーション方法も提示します。この空でのデモンストレーションは、10mから40mの望遠鏡用の次世代の地上ベースの太陽系外惑星イメージャーの将来の設計、開発、および観測戦略の決定的なマイルストーンを表しています。
GRAVITY+ 補償光学テスト ベンチの構築
| Title |
Building_a_GRAVITY+_Adaptive_Optics_Test_Bench |
| Authors |
The_Gravity_Plus_Consortium_(LAGRANGE),_Florentin_Millour_(LAGRANGE),_Philippe_Berio_(LAGRANGE),_St\'ephane_Lagarde_(LAGRANGE),_Sylvie_Robbe-Dubois_(LAGRANGE),_Carole_Gouvret_(LAGRANGE),_Olivier_Lai_(LAGRANGE),_Fatm\'e_Allouche_(LAGRANGE),_Christophe_Bailet_(LAGRANGE),_Olivier_Boebion_(LAGRANGE),_Marcel_Carbillet_(LAGRANGE),_Aur\'elie_Marcotto_(LAGRANGE),_Alain_Spang_(LAGRANGE),_Paul_Girard_(Galil\'ee),_Nicolas_Mauclert_(Galil\'ee),_Jean-Baptiste_Le_Bouquin_(IPAG),_Thibaut_Paumard_(LESIA_(UMR\_8109)),_Ferr\'eol_Soulez_(CRAL),_Julien_Woillez_(ESO),_Nikhil_More_(MPE),_Frank_Eisenhauer_(MPE),_Christian_Straubmeier,_Laura_Kreidberg_(MPIA),_Paulo_J._V._Garcia_(CAUP),_Sebastian_Hoenig |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.11360 |
GRAVITY+補償光学GPAOの統合を目的としたテストベンチを紹介します。これは2つの独立した要素で構成され、1つは望遠鏡の変形可能ミラーマウント(表面が下向き)を含む望遠鏡のCoud{\'e}焦点を再現し、もう1つはCoud{\'e}部屋のオプトメカニカル環境を再現します。、下方に伝搬するビーム、および新しいGPAO波面センサーに適合するための望遠鏡の機械的インターフェースを含みます。このホワイトペーパーでは、このベンチの設計と、コストを低く抑え、設計をコンパクトに保ち(20平方メートルのクリーンルームに完全に収容できるようにする)、ベンチを補償光学から独立して調整するために採用したソリューションについて説明します。また、このベンチに設定した機能についても説明します。
| Title |
Detecting_and_analysing_the_topology_of_the_cosmic_web_with_spatial_clustering_algorithms_I:_Methods |
| Authors |
Dimitrios_Kelesis,_Spyros_Basilakos,_Vicky_Papadopoulou_Lesta,_Dimitris_Fotakis_and_Andreas_Efstathiou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.11393 |
この論文では、宇宙ウェブをモデル化するための新しい計算アプローチとして、空間クラスタリングアルゴリズムの使用を検討します。このようなアルゴリズムは、必要な計算時間の点で効率的であることを示しています。(i)コズミックウェブのトポロジーを検出し、(ii)さまざまなトポロジー的および物理的基準に基づいてボイド、壁、クラスター、およびスーパークラスターとしてさまざまな宇宙構造を分類するために適切に調整する3つの異なる空間的方法を探索します。オブジェクト間の距離、それらの質量および局所密度。調査された方法は、(1)GravityLatticeと呼ばれる新しい空間方法です。(2)別の空間クラスタリングアルゴリズムであるABACUSの修正版。(3)よく知られている空間クラスタリングアルゴリズムHDBSCAN。宇宙構造を検出し、それらの過密度を使用して分類するために、HDBSCANを利用します。ABACUSメソッドを従来のDTFEメソッドと組み合わせて、約1桁少ない計算時間で達成される精度に関して同様の結果を得ることができることを示します。私たちの主張をさらに確固たるものにするために、コンピューターサイエンスの領域から洞察を引き出し、私たちの方法を適用した場合と適用しない場合の結果の質を比較します。最後に、実験をさらに拡張し、さまざまな赤方偏移で形成されたさまざまな宇宙ウェブ構造でうまくスケーリングする能力を示すことにより、その有効性を検証します。
コンプトン分光法で AstroSat-CZTI のエネルギー範囲を 380 keV まで拡張
| Title |
Extending_the_energy_range_of_AstroSat-CZTI_up_to_380_keV_with_Compton_Spectroscopy |
| Authors |
Abhay_Kumar,_Tanmoy_Chattopadhyay,_Santosh_V._Vadawale,_A.R._Rao,_Mithun_N._P._S.,_Varun_Bhalerao_and_Dipankar_Bhattacharya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.11476 |
AstroSatに搭載されているCZTI(CadmiumZincTellurideImager)は、20～100keVのエネルギー範囲の高エネルギー符号化マスクイメージャーおよび分光計です。100keVを超えると、CZTIのコンプトン散乱断面積が優勢になるため、かなりの数の2ピクセルコンプトンイベントが発生し、これらは100年のカニパルサーと星雲(およびガンマ線バーストなどの過渡現象)の偏光解析にうまく利用されています。-380keV。これらの2ピクセルのコンプトンイベントは、CZTIの分光エネルギー範囲を明るい光源の380keVまで拡張するためにも使用できます。ただし、マスクされたピクセルから同時バックグラウンド測定が可能な一次エネルギー範囲の分光法とは異なり、コンプトン分光法ではバックグラウンド測定のために空の空の観測が必要です。この場合のバックグラウンド減算は、地球の自転や南大西洋異常(SAA)地域の影響などの複数の要因に依存するデータの短期的および長期的な時間変動の両方が存在するため、自明ではありません。我々は、これらの影響を考慮したバックグラウンドの選択と減算の方法論を開発しました。ここでは、これらのバックグラウンド選択および減算手法について説明し、30～380keV領域の拡張エネルギー範囲でカニの分光法を使用して検証し、得られたスペクトルパラメーターをINTEGRALの結果と比較します。この新しい機能により、AstroSat分光法のエネルギー範囲の拡張が可能になり、CygnusX-1のような他の明るい光源の同時分光偏光研究も可能になります。
剥ぎ取られたエンベロープ タイプ II b 超新星前駆体の形成: 回転、金属性、およびオーバーシュート
| Title |
The_formation_of_the_stripped_envelope_type_II_b_Supernova_progenitors:_Rotation,_Metallicity_and_Overshooting |
| Authors |
Gang_Long,_Hanfeng_Song,_Georges_Meynet,_Andre_Maeder,_Ruiyu_Zhang,_Ying_Qin,_Sylvia_Ekstr\"omt,_Cyril_Georgy,_Liuyan_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.11329 |
タイプIIb超新星は、非常に薄い水素エンベロープのみを保持していたコア崩壊前駆体に由来すると考えられています。回転、金属量、オーバーシュート、連星の初期軌道周期などのいくつかの物理的要因が、RocheローブオーバーフローとIIb型超新星の形成にどのように大きく影響するかを調査することを目的としています。初期質量が20$M_{\odot}$未満の質量範囲でタイプIIb超新星前駆体を生成できる主なチャネルは連星系であることがわかっています。IIb型超新星前駆体の形成は、初期軌道周期に非常に敏感です。質量の少ない水素は、半径が小さく、有効温度が高いことを示し、逆もまた同様です。初期周期が300～720日である連星系は、赤色超巨星であるIIb型前駆細胞を生成します。初期周期が50～300日のものは黄色の超巨星前駆細胞を生成し、初期周期が50日未満のものは青色の超巨星前駆細胞を生成します。急速な回転とより大きなオーバーシュートの両方が、炭素-酸素核の質量を拡大し、崩壊前の段階で核の温度を高め、中心密度を低下させる可能性があります。それらはまた、表面の窒素濃縮にも有益ですが、最初のドレッジアップの効率を制限します。金属量が少ないSNIIb前駆体は、金属量が多いものよりも水素エンベロープの質量と半径が小さい。ウルトラストリップバイナリモデルは体系的に高いコア質量分率$\rm^{12}C$を残しており、これはIIb型前駆体のコンパクト性に重要な影響を与えます。
ソーセージ振動による太陽マイクロ波放射の変調
| Title |
Modulation_of_the_solar_microwave_emission_by_sausage_oscillations |
| Authors |
Elena_G._Kupriyanova,_Tatyana_I._Kaltman_and_Alexey_A._Kuznetsov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.11345 |
定常線形ソーセージ高速磁気音響波によるフレアリングループからのマイクロ波放射強度の変調を、磁場が貫通するプラズマ密度の垂直エプスタインプロファイルを持つ直線プラズマスラブの観点から考察します。放出はジャイロシンクロトロン(GS)の性質のものであり、振動するスラブの層を占める穏やかな相対論的電子によって引き起こされます。つまり、放出体積と振動体積は一致しません。線形ソーセージ波に対するマイクロ波応答は非常に非線形であることが示されています。第2高調波のフーリエパワーと主高調波のフーリエパワーの比として定義される非線形性の程度は、GS光源の幅と視野角の組み合わせに依存することがわかり、次のようになります。マイクロ波スペクトルの光学的に厚い部分と光学的に薄い部分が異なります。この効果は、加速された電子によって満たされた領域の横方向スケールの診断のための潜在的なツールと見なすことができます。
太陽大気から惑星間物質への閉じ込められたプラズマ遷移
| Title |
Confined_plasma_transition_from_the_solar_atmosphere_to_the_interplanetary_medium |
| Authors |
Nicolas_Poirier,_Alexis_Rouillard_and_Pierre-Louis_Blelly |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.11637 |
過去60年間の宇宙探査は、太陽圏全体に太陽物質を輸送する無数の異なる太陽風と嵐によって、惑星間媒体が絶え間なく乱されていることを示しています。コロナホールで発生することが知られている高速太陽風の発生源についてコンセンサスが得られたとしても、低速太陽風(SSW)の発生源については依然として大部分が議論されています。パーカー太陽探査機ミッションからの最近の観測は、発生期の太陽風に関する新しい洞察を提供します。そして、SSWの組成とバルク特性の両方を首尾一貫した方法で説明するという大きな課題が残っています。この目的のために、さまざまな程度の複雑さを持つモデルを活用して開発しています。このコンテキストは、次のように構成されたこの論文のバックボーンを構成します。WISPRは、新生SSWの微細構造の前例のないクローズアップビュー。この研究は、コロナループに閉じ込められたプラズマが太陽風に一時的に放出されたことのさらなる証拠を提供します。これは、高解像度の磁気流体力学シミュレーションを活用することで解釈されます。最後に、IrapSolarAtmosphereModel(ISAM)と呼ばれるコロナループの新しい多種モデルを開発および活用して、彩層とコロナの間で作用するプラズマ輸送メカニズムの詳細な分析を提供します。ISAMは、太陽風の主成分とマイナーイオンとの結合輸送を、彩層の上部近くでの部分的なイオン化と放射冷却/加熱メカニズムだけでなく、衝突の包括的な処理を通じて解決します。このモデルを使用して、彩層からコロナへの第一イオン化ポテンシャル(FIP)に従って優先的にイオンを抽出できるさまざまなメカニズムを研究します。
有効電位による再加熱
| Title |
Reheating_with_Effective_Potentials |
| Authors |
S._Katuwal_(U._Florida),_S._P._Miao_(NCKU,_Taiwan)_and_R._P._Woodard_(U._Florida) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.11146 |
電磁気との結合が最小限である帯電したインフレータの再加熱を検討します。このようなインフレトンの進化は、光子の時間依存質量を誘発します。質量が一定の場合と同様に、3種類のモード関数を含む空間フーリエモード和として大質量光子伝搬子を表現する方法を示します。これらのモード関数の正確な解析的近似を開発し、それらを使用してインフレトン$0$モードにかかる有効な力を概算します。この有効な力により、インフレータ$0$モードの展開を簡単に計算し、再加熱の進行を追跡することができます。
拡張 $f(T,B)$ テレパラレル重力における宇宙磁場の増幅
| Title |
The_amplification_of_cosmological_magnetic_fields_in_Extended_$f(T,B)$_Teleparallel_Gravity |
| Authors |
S._Capozziello,_A._Carleo,_and_G._Lambiase |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.11186 |
観測によると、銀河間磁場は$\sim10^{-6}$Gのオーダーの振幅を持ち、$\sim10$kpcのスケールで一様です。宇宙に広く存在しているにもかかわらず、その起源は未解決の問題のままです。磁場増幅のためのダイナモメカニズムまたは圧縮効果を呼び出しても、銀河形成前のシードフィールドの存在は依然として問題です。一般相対性理論は、$|\mathbf{B}|\propto1/a^{2}$として進化する磁場の断熱減少を予測します。ここで、$a$は宇宙のスケールファクターです。電磁セクターの共形対称性が破られない限り、非常に小さな原始場が得られます。この論文では、原始磁場の増幅の自然なメカニズムが、拡張されたテレパラレル重力$f(T,B)$モデルに関連付けられる可能性を研究します。ここで、$T$はねじりスカラーであり、$B$はねじりスカラーです。境界用語。特に、テレパラレルバックグラウンドで等角対称性を破るために重力との非最小結合を検討し、特に、さらなるスカラーフィールドと見なすことができる境界項$B$の役割を調査します。インフレーション期と再加熱期の両方で$f(T,B)$場の方程式を正確に解いた後、磁場の非断熱的挙動が常に可能であり、再加熱期に強い増幅が現れることがわかりました。現在の値$r\simeq1$を説明するために、インフレーション中の磁気エネルギー密度と宇宙マイクロ波エネルギー密度の比率$r=\rho_{B}/\rho_{\gamma}$も計算します。スローロール近似では、$B^{n}$を使用したべき法則テレパラレル理論は、計量理論$R^{n}$と区別できない効果を持ちます。ここで、$R$はRicci曲率スカラーです。
非標準宇宙論における WIMPy レプトジェネシス
非標準的な宇宙時代における暗黒物質(DM)消滅から宇宙のバリオン非対称性を生成する可能性を研究します。DMが弱く相互作用する大質量粒子（WIMP）タイプであると考えると、WIMPDM消滅が非ゼロのレプトン非対称性を生成する場合、レプトジェネシス経路を介したバリオン非対称性の生成が研究されます。これを非ゼロの光ニュートリノ質量とともに実現するための最小素粒子物理学モデルを採用し、(i)高速膨張宇宙、(ii)初期物質支配、(iii)スカラー宇宙の3つの異なるタイプの非標準宇宙史を考察します。重力のテンソル理論。このような非標準の履歴を組み込んだ適切なボルツマン方程式を解くことにより、DMの遺物と観察されたバリオンの非対称性と一致する許容パラメーター空間が拡大され、いくつかのシナリオではDM質量が低下する可能性があることがわかります。このような軽量のDMは直接検索実験でさらに精査に直面する可能性がありますが、非標準のエポックはそれ自体で補完的なプローブを提供します。
マルチフィジックス シミュレーション ソフトウェア機器、Flash-X
| Title |
Flash-X,_a_multiphysics_simulation_software_instrument |
| Authors |
Anshu_Dubey,_Klaus_Weide,_Jared_O'Neal,_Akash_Dhruv,_Sean_Couch,_J._Austin_Harris,_Tom_Klosterman,_Rajeev_Jain,_Johann_Rudi,_Bronson_Messer,_Michael_Pajkos,_Jared_Carlson,_Ran_Chu,_Mohamed_Wahib,_Saurabh_Chawdhary,_Paul_M._Ricker,_Dongwook_Lee,_Katie_Antypas,_Katherine_M._Riley,_Christopher_Daley,_Murali_Ganapathy,_Francis_X._Timmes,_Dean_M._Townsley,_Marcos_Vanella,_John_Bachan,_Paul_Rich,_Shravan_Kumar,_Eirik_Endeve,_W.Raphael_Hix,_Anthony_Mezzacappa,_Thomas_Papatheodore |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2208.11630 |
Flash-Xは、複数の科学分野で物理現象をシミュレートするために使用できる、高度に構成可能なマルチフィジックスソフトウェアシステムです。2000年に最初にリリースされたFLASHからソルバーの一部を派生させています。Flash-Xには、抽象化と非同期通信に依存する新しいフレームワークがあります。Flash-Xは、主に、圧縮性および/または非圧縮性のリアクティブフローを使用したアプリケーションのオイラー定式化を解くことを目的としています。また、トレーサー、セル内粒子シミュレーション、浸漬境界法の実装など、さまざまな方法で使用できる組み込みの汎用ラグランジュフレームワークも備えています。
