SEAGLE--III：シミュレーションと観測の間の初期型銀河の暗黒物質部分の不一致の解決に向けて
| Title |
SEAGLE--III:_Towards_resolving_the_mismatch_in_the_dark-matter_fraction_in_early-type_galaxies_between_simulations_and_observations |
| Authors |
Sampath_Mukherjee,_L\'eon_V._E._Koopmans,_Crescenzo_Tortora,_Matthieu_Schaller,_R._Benton_Metcalf,_Joop_Schaye,_Georgios_Vernardos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.07615 |
銀河の中央の暗黒物質の割合は、銀河形成中のフィードバックプロセスに敏感です。強い重力レンズ効果は、巨大な初期型銀河内の暗黒物質の割合を正確に測定するのに効果的です。ここでは、SLACS強レンズ調査から推測された初期型銀河の予測された暗黒物質の割合を、EAGLE、Illustris、およびIllustrisTNGの流体力学的シミュレーションから得られたものと比較します。いくつかのシミュレーションとの以前の比較は、シミュレートされた銀河と比較して、観測された強レンズ銀河の有効半径の半分の内側で、かなり高い推定暗黒物質の割合（2〜3倍）を伴う大きな不一致を明らかにしました。ここでは、銀河の恒星質量、有効半径、および総質量密度勾配の関数として、有効半径の半分と有効半径の両方の内側にある暗黒物質の割合について、EAGLEとSLACSの間で良好な一致を報告します。ただし、IllustrisTNGとIllustrisの場合、暗黒物質の割合は観測されたものよりも低くなっています。この作業は一貫してChabrierIMFを想定しています。これは、この不一致を解決するために別のIMF（除外されていませんが）は必要ないことを示唆しています。EAGLEとIllustrisおよびIllustrisTNGの間の恒星フィードバックモデルの違いは、暗黒物質の割合と密度の傾きの違いの主な原因である可能性があります。
インフレ普遍性類の対数拡張
原始パワースペクトル傾斜$n_s$の宇宙観測量とスカラー比$r$の値とそれらの間の関係は、インフレーションの物理学への重要な道標です。普遍性クラスは、$1/N$に比例するスケールフリー値からの傾きに対して定義できます。ここで、$N$はeフォールドの数です。$1/N$の拡張や新しいパラメーターの導入ではなく、先行注文修正の横にある$\lnN$の結果を調べます。名目上、これは高すぎる$r$の単純なインフレモデル（大規模なフィールドモデルなど）では$r$を下げる可能性がありますが、そのようなモデルが支持されるのを妨げる興味深いキャンセルがあります。スタロビンスキーインフレーションの近くにある普遍性類のもう一方の枝では、$r$を上げることができ、検出が容易になります。
LISA標準サイレンに照らしてスリップ重力なし
標準サイレン（SS）は、天文学的な標準光源の重力波アナログであり、非常に高い$z$値までの宇宙のダイナミクスに関する強力な情報を提供できます。この作業では、LISAの動作周波数帯域で観測されると予想される巨大なブラックホール連星の合併に基づいて、3つの模擬SSカタログを生成します。次に、分析を実行して、NoSlipGravityフレームワークに触発された一般相対性理論（GR）の変更をテストします。最良のシナリオでは、GRから21\％の精度への偏差を定量化する自由パラメーターを制約できる一方で、ハッブルパラメーターは同時に6\％の精度に適合できることがわかります。CMB情報と組み合わせると、修正された重力のないパラメーターで15\％の精度、ハッブルパラメーターで0.7\％の精度が見つかります。したがって、LISAバンドで観測される非常に大きな宇宙距離でのSSイベントは、重力の性質をテストするためのユニークな方法を提供します。
MOSS I：サラスワティ超銀河団の二重電波遺物
| Title |
MOSS_I:_Double_radio_relics_in_the_Saraswati_supercluster |
| Authors |
V._Parekh,_R._Kincaid,_K._Thorat,_B._Hugo,_S._Sankhyayan,_R._Kale,_N._Oozeer,_O._Smirnov,_I._Heywood,_S._Makhathini,_K._van_der_Heyden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.07713 |
超銀河団は宇宙で最大の天体であり、銀河団が宇宙の網の接合部でどのように生まれるか、そして銀河団の体積を超えた磁場と相対論的粒子の分布を研究するユニークな機会を提供します。電波天文学の分野は、スクエア・キロメートル・アレイ（SKA）の刺激的で重要な時代を迎えています。現在、MeerKATなどの最も感度の高い機能的な電波望遠鏡があります。これは、拡散および微弱な電波源に対して高い角度分解能と感度を提供します。スーパークラスター周辺の無線環境を研究するために、ミーアキャットで{\itSaraswati}スーパークラスター（のコア部分）を観察しました。{\itSaraswati}超銀河団（MOSS）プロジェクトのミーアキャット観測から、{\itSaraswati}超銀河団の密集した中央部の周りにある2つの巨大な銀河団、A2631とZwCl2341.1+0000のパイロット観測の初期結果。それサラスワティ}スーパークラスターが議論されました。この論文では、方向依存のキャリブレーションを含む、観測とデータ分析の詳細について説明します。特に、ZwCl2341.1+0000銀河団に焦点を当てています。この銀河団は、フィラメント状のネットワークで二重電波の遺物と不可解な拡散電波源をホストしています。これらの二重電波遺物を高解像度で高感度のLバンドMeerKAT観測で画像化し、遺物の間にある不可解な電波源を低解像度画像で画像化しました。また、MeerKATとアーカイブGMRT観測を使用して、二重電波遺物のスペクトルを導き出しました。以下の論文では、超銀河団のコア環境における電波遺物とハローの形成、および電波銀河の特性に焦点を当てます。
空の大きな角度スケールにわたるCMB後方の推定のための部分空ギブスILCアプローチ
| Title |
A_Partial-Sky_Gibbs_ILC_Approach_for_the_Estimation_of_CMB_Posterior_over_Large_Angular_Scales_of_the_Sky |
| Authors |
Vipin_Sudevan,_Ujjal_Purkayastha,_Rajib_Saha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.07975 |
この記事では、部分空マップをギブスILCアルゴリズムに組み込んで、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）信号の結合事後密度と、観測されたCMBマップが与えられた場合の理論的なCMB角度パワースペクトルを推定する形式を示します。部分空マップを生成するために、プランク353GHzマップの熱ダスト放出に基づいて形成されたガウス平滑化マスクを使用して、WMAPおよびプランク衛星ミッションによって提供されるすべての観測CMBマップをマスクします。平滑化されたマスクの適用後、すべての入力マップの中央銀河領域が削除されます。部分空マップにギブスILC法を実装する際に、平滑化されたマスクから推定されたモードモード結合行列を使用して、部分空でクリーンアップされた角度パワースペクトルを全天角パワースペクトルに変換します。私たちの分析の主な製品は、部分的に空がきれいにされた最適なCMBマップと、基礎となる全天の理論上のCMB角度パワースペクトルの推定値とそれらの誤差推定値です。分析で使用したWMAPおよびPlanck周波数チャネルと一致する前景および検出器ノイズの現実的なモデルを使用した後、詳細なモンテカルロシミュレーションを実行することにより、方法論を検証します。私たちの方法を使用して、部分的な空のマップから、前景のコンポーネントを明示的にモデル化する必要なしに、事後密度と全天の理論上のCMB角度パワースペクトルを推定できます。この方法のもう1つの重要な特徴は、パワースペクトルの結果と誤差の推定値を宇宙論的パラメーターの推定に直接使用できることです。
| Title |
Non-Gaussianity_in_inflationary_scenarios_for_primordial_black_holes |
| Authors |
Matthew_W._Davies,_Pedro_Carrilho,_David_J._Mulryne |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.08189 |
2番目のスローロールパラメーター$\eta$によって定義された一連の進化のフェーズが一致する理想的なフレームワークで作業し、次のインフレモデルの縮小バイスペクトル$f_{\rmNL}$を計算します。それらの原始パワースペクトルの大きなピーク。$f_{\rmNL}$は通常、ピークが位置するスケール全体でほぼ一定であり、この値の分析的な近似値を提供します。これにより、$f_{\rmNL}$が十分に大きく、結果として生じる原始ブラックホール（PBH）とスカラー誘導重力波（SIGW）の生成に大きな影響を与える条件を特定できます。パワースペクトルの上昇と下降の勾配の分析式とともに、これは、PBHとSIGWを生成するインフレモデルを設計または迅速に分析するためのツールキットを提供します。
NASAのベンヌへのOSIRIS-RExミッションに搭載されたREgolithX線イメージング分光計（REXIS）の校正と性能
| Title |
Calibration_and_Performance_of_the_REgolith_X-Ray_Imaging_Spectrometer_(REXIS)_Aboard_NASA's_OSIRIS-REx_Mission_to_Bennu |
| Authors |
Jaesub_Hong,_Richard_P._Binzel,_Branden_Allen,_David_Guevel,_Jonathan_Grindlay,_Daniel_Hoak,_Rebecca_Masterson,_Mark_Chodas,_Madeline_Lambert,_Carolyn_Thayer,_Ed_Bokhour,_Pronoy_Biswas,_Jeffrey_A._Mendenhall,_Kevin_Ryu,_James_Kelly,_Keith_Warner,_Lucy_F._Lim,_Arlin_Bartels,_Dante_S._Lauretta,_William_V._Boynton,_Heather_L.Enos,_Karl_Harshman,_Sara_S.Balram-Knutson,_Anjani_T._Polit,_Timothy_J._McCoy,_Benton_C._Clark |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.07690 |
小惑星ベンヌへのNASAのOSIRIS-RExミッションに搭載されたREgolithX線イメージング分光計（REXIS）機器は、小惑星の表面からの蛍光X線を検出して元素の存在量を測定するように設計されたクラスDの学生共同実験です。2019年7月と11月に、REXISは、ターミネーター軌道からベンヌの太陽に照らされた表面の約615時間の統合露光時間を収集しました。Hoakらで報告されているように。（2021）、一部には観測期間中の入射太陽X線フラックスが低いため、REXISデータには小惑星からの蛍光X線の明確な信号が含まれていません。ベンヌのレゴリスの特性に関する洞察を提供する可能性のある検出可能なX線信号の上限の評価をサポートするために、REXIS機器の概要、その操作、および天体物理X-の飛行中の校正の詳細を示します。光線源。このキャリブレーションには、ベンヌ観測中の一時的なX線連星MAXIJ0637-430の偶然の検出が含まれており、小惑星でのREXISの運用上の成功を示しています。小惑星表面の将来のX線分光イメージング調査のために学んだいくつかの教訓を伝えます。
この作業は、均一に分散された衛星コンステレーションとスロットアーキテクチャで利用可能な再構成戦略の研究に焦点を当てています。特に、この原稿は、宇宙構造物の衛星の利用可能な位置の数を減らし、維持し、また増やす場合を扱い、システムの安全性を保証するために、構成内の宇宙船間の潜在的な最小距離を考慮に入れます。そのために、花の星座の特性、より具体的には、これらの一様分布に存在する均一性と対称性の特性に基づいて、再構成の問題を解決するためのいくつかのアプローチが提示されます。
非自己交差軌道と衛星コンステレーション設計および軌道容量へのそれらの応用
| Title |
Non-self-intersecting_trajectories_and_their_applications_to_satellite_constellation_design_and_orbital_capacity |
| Authors |
David_Arnas_and_Richard_Linares |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.07823 |
この作業は、自己交差しない相対軌道の生成と、衛星コンステレーション設計、スロットアーキテクチャ、および宇宙交通管理へのそれらのアプリケーションに焦点を当てています。そのために、この論文では、2つの宇宙船が同じ相対軌道を共有する時期を決定し、自己交差しない相対軌道の存在を可能にする唯一の条件を特定するための2つの定理を紹介します。次に、これらの結果は、最初に特定の高度での軌道容量の限界の推定に適用され、次に、これらの空間構造に準拠する要素間に結合を示さない衛星コンステレーションとスロットアーキテクチャの設計に適用されます。
3D色空間における特徴ベースの小惑星分類学への新しいアプローチ：1。SDSS測光システム
| Title |
A_new_approach_to_feature-based_asteroid_taxonomy_in_3D_color_space:_1._SDSS_photometric_system |
| Authors |
Dong-Goo_Roh,_Hong-Kyu_Moon,_Min-Su_Shin,_and_Francesca_E._DeMeo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.07870 |
小惑星の分類学的分類は、主にVISからNIRまでの波長での分光観測に基づいています。$\sim$2500小惑星のVIS-NIRスペクトルは、1970年代から取得されています。SDSSMOC4は、2000年代初頭に小惑星の位置と色の$\sim$4$\times$10$^{5}$測定でリリースされました。その後、多くの研究により、既存の分類システムのフレームワーク内でこれらのデータを分類する方法が考案されました。ただし、これらの作業の一部では、データポイントの雲の連続分布を表示する2Dパラメータ空間を使用して、人為的に定義された境界を作成しました。ここでは、既存のシステムに基づいて小惑星を分類するためのより高度な方法を紹介します。このアプローチは、SDSSカラーのトリプレットで簡単に表されます。各分類タイプの分布とメンバーシップは、教師なし学習と半教師あり学習の両方の形式の機械学習方法によって決定されます。このスキームを、VIS-NIR反射スペクトルで較正されたMOC4に適用します。十分な数の分光データセットがある7つの異なる分類分類を正常に分離しました。2D平面内の分類タイプの重複領域は、この作業で新しく定義された3D空間内の比較的明確な境界で分離されていることがわかりました。私たちのスキームは、異なる分類タイプを明示的に区別します。これは、既存のシステムを改善したものです。分類学的分類のためのこの新しい方法は、S複合体の宇宙風化、小惑星族の起源と進化など、小惑星研究に大きな拡張性を備えています。小惑星帯の構造を提示し、新しく割り当てられた分類学的分類に基づいて軌道分布を説明します。ここで紹介する方法を、Johnson-CousinsやLSSTフィルターシステムなどの他の測光システムに拡張することもできます。
太陽系外惑星の通過タイミングとHD189733bのTTV超過に対する光球輝度フィールドの影響
太陽系外惑星HD189733bで観測された過度のTTVノイズの問題を検討します。ホスト星の光球活動を通してそれを説明しようとして、我々は恒星の表面輝度を確率場としてモデル化し、次に結果として生じる通過信号摂動の統計的特性を特徴づけ、通過タイミングの不確実性に対する個々の補正を計算します。光球の明るさのフィールドの考えられる影響は、HD189733の観測された（$\sim70$s）TTV超過のごく一部（$\sim10$s）のみを説明できることがわかり、残りは他のものに起因する必要があることを示唆していますソース。光球パターンに関しては、$\varepsilon_{\rmcell}r_{\rmcell}$の組み合わせに$\sim0.01$の上限を設定します。ここで、$\varepsilon_{\rmcell}$はの相対的な大きさです。明るさの変化。$r_{\rmcell}$は、幾何学的なセルラリティスケール（星の半径に対する）です。
原始惑星の大気と冷たい土星下の形成に対する後期の巨大衝突の影響
| Title |
The_effect_of_late_giant_collisions_on_the_atmospheres_of_protoplanets_and_the_formation_of_cold_sub-Saturns |
| Authors |
Mohamad_Ali-Dib,_Andrew_Cumming,_Douglas_N._C._Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.07916 |
マイクロレンズ調査から推測される太陽系外惑星集団である寒冷土星（CSS）の起源を調査します。確認された場合、これらの惑星は、超臨界コアの急速な暴走降着によって引き起こされた、海王星と木星の惑星の質量分布の理論上のギャップに反論します。この理論と観測の不一致を解決するために、亜臨界原始惑星間の巨大な衝突の結果を調べます。原始惑星間の経年的な相互作用のために、これらのイベントは急速に枯渇するディスクで発生する可能性があります。インパクターは、通常考えられる恒星のパーカー風とは対照的に、コア自体から放出される熱駆動のスーパーエディントン風を介して、大規模なコアの周りの暴走に近いエンベロープの質量の約5％がこれらのエンベロープを効率的に完全に除去できることを示します。短時間の冷却フェーズの後、マージされたコアは降着を再開します。しかし、遷移ディスクの進化のタイムスケールは、コアがそれらの大きな結合質量にもかかわらず暴走降着を受けるのに十分な質量のエンベロープを取得するには短すぎます。その結果、これらのイベントは、ガスジャイアントに変換されることなくCSSの出現につながります。これらの結果は、広範囲のディスク密度、粒子の不透明度、およびエンベロープ内のケイ酸塩の存在量に対してロバストであることを示しています。私たちの基準ケースは、重い（>=30M_Earth）コアとそれほど大きくない（いくつかのM_Earth）未臨界エンベロープを使用してCSSを再現します。また、同等の質量のコアを継続的にマージすると、コアとエンベロープの質量比とエンベロープの不透明度の範囲が広いCSSが生成される他の限定的なケースについても調査します。私たちの結果は、CSS、天王星、海王星が十分に研究されたプロセスの枠組みの中で出現する可能性があり、以前に想定されていたよりも一般的である可能性があることを示しています。
| Title |
A_Jovian_analogue_orbiting_a_white_dwarf_star |
| Authors |
J.W._Blackman,_J-P._Beaulieu,_D.P._Bennett,_C._Danielski,_C._Alard,_A.A._Cole,_A._Vandorou,_C._Ranc,_S.K._Terry,_A._Bhattacharya,_I._Bond,_E._Bachelet,_D._Veras,_N._Koshimoto,_V._Batista,_J-B._Marquette |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.07934 |
研究によると、破壊された惑星と塵円盤の微惑星の残骸は、白色矮星へのホスト星の揮発性の進化に耐えることができますが、白色矮星の周りの無傷の惑星体の検出はほとんどありません。シミュレーションでは、$\lt8M_\odot$の星の周りの木星のような軌道にある惑星は、恒星のホストの強い潮汐力による破壊を回避すると予測していますが、そのような生存者の観測による確認はまだありません。ここでは、ケック天文台からの近赤外線観測を使用して、マイクロレンズイベントMOA-2010-BLG-477Lbで主系列レンズ星が検出されなかったことを報告します。このシステムには、$1.4\pm0.3$木星質量惑星が周回する$0.53\pm0.11$太陽質量白色矮星ホストが含まれており、空の平面上で$2.8\pm0.5$AUの間隔があります。これは、半これより大きい主軸。このシステムは、白色矮星の周りの惑星がホストの進化の巨星および漸近巨星分を生き残ることができるという証拠であり、白色矮星の半分以上が木星の惑星の仲間を持っていると予測されるという予測をサポートします。私たちの銀河の中心に向かって約2.0kpcに位置し、それはおそらく私たち自身の太陽系の太陽と木星の最終段階に類似しています。
土星の赤道上層大気におけるエネルギー沈着
| Title |
Energy_deposition_in_Saturn's_equatorial_upper_atmosphere |
| Authors |
J._M._Chadney,_T._T._Koskinen,_X._Hu,_M._Galand,_P._Lavvas,_Y._C._Unruh,_J._Serigano,_S._M._H\"orst,_R._V._Yelle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.08014 |
カッシーニのイオン中性質量分析計（INMS）の測定値を使用して、H、H$_2$、He、およびCH$_4$の土星赤道中性温度および密度プロファイルを10$^{-12}$から1バールの間で構築します。2017年9月15日の土星の大気への宇宙船の最後の突入は、カッシーニ複合赤外線分光計（CIRS）およびUltraVioletImagingSpectrograph（UVIS）からの以前のより深い大気測定と組み合わされました。これらの中性プロファイルは、さまざまなスペクトル分解能（$\Delta\lambda=4\times10^{-3}$nm〜1nm）で軟X線および極紫外線（EUV）太陽フラックスを使用するエネルギー堆積モデルに供給されます。TIMED/SEE、SOHO/SUMER、およびWholeHeliosphereInterval（WHI）の静かな太陽キャンペーンから組み立てられました。私たちのエネルギー沈着モデルは、光イオン化および電子衝撃イオン化プロセスによるイオン生成速度プロファイル、およびCH$_4$の光解離速度を計算します。私たちが決定するイオン反応速度プロファイルは、正確なイオン密度プロファイルを取得するために重要ですが、メタンの光解離は、複雑な有機化学プロセスを開始するための鍵です。高解像度のH$_2$光吸収断面積を使用して、エネルギー堆積モデルにおけるスペクトル解像度の重要性を評価します。これは、高度800km付近に追加のイオン化ピークを生成する効果があります。これらのピークは、高解像度の断面積である限り、低解像度（$\Delta\lambda=1$nm）または中解像度（$\Delta\lambda=0.1$nm）の太陽スペクトルを使用した場合でも形成されることがわかります。モデルに含まれています。
陸生マグマオーシャンと炭素に富む初期の大気中の水分の保持
| Title |
Retention_of_water_in_terrestrial_magma_oceans_and_carbon-rich_early_atmospheres |
| Authors |
Dan_J._Bower_and_Kaustubh_Hakim_and_Paolo_A._Sossi_and_Patrick_Sanan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.08029 |
地球と地球型惑星のマグマオーシャンのガス放出のために、大規模な蒸気とCO$_2$の大気が提案されています。しかし、そのような雰囲気の形成は、揮発性の溶解度と酸化還元反応によって支配される、溶融内部との揮発性の交換に依存します。マグマオーシャン-大気システムの進化を、水素（H$_2$-H$_2$O）、炭素（CO-CO$_2）の酸化還元反応を含む、さまざまな酸素空孔率、C/H比、および水素収支について決定します。$）、メタン（CH$_4$）、およびケイ酸塩溶融物のH$_2$OとCO$_2$の溶解度の法則。水素の初期収支が小さく、C/H比が高く、酸化条件があると、マグマオーシャンの結晶化の後期まで水素のガス放出が抑制されることがわかります。したがって、マグマオーシャンと平衡状態にある初期の大気は、最も酸化的な条件を除いて、主に炭素に富み、特にCOに富んでいます。H$_2$Oの高い溶解度は、ガス放出を$\sim$30\％未満の溶融画分に制限します。マントルが溶融パーコレーションを伴う激しい対流から緩慢な対流に移行する割合。非効率的な溶融パーコレーションは、表面の蓋が形成される前にさらなる結晶化を妨げる可能性があり、ほとんどの水（$>$75\％）のガス放出を遅らせたり妨げたりして、表面の海洋の形成を妨げる可能性があります。あるいは、効率的な溶融パーコレーションまたは蓋を壊すメカニズムにより、溶融表面を維持し、結晶化の後期段階でCOに富む雰囲気から水に富む雰囲気への移行を可能にすることができます。地球型惑星に降着の歴史を超えて供給された水の大部分は、マグマオーシャンの段階で安全に内部に溜まり、地質学的なタイムスケールで徐々にガス放出する可能性があると結論付けています。
チェコ共和国での2019年の爆発の観測からのアルファモノセロチド隕石の特性
| Title |
Properties_of_Alpha_Monocerotid_meteors_from_the_observation_of_the_2019_outburst_in_the_Czech_Republic |
| Authors |
Luk\'a\v{s}_Shrben\'y,_Ji\v{r}\'i_Borovi\v{c}ka,_Pavel_Koten,_Pavel_Spurn\'y,_Rostislav_\v{S}tork,_Kamil_Hornoch,_and_Vlastimil_Voj\'a\v{c}ek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.08071 |
2019年11月22日に、最新のビデオカメラと写真カメラを使用して、予測されるいっかくじゅう座（AMO）流星群の爆発を観測しました。爆発の持続時間が短く、強度が中程度であるため、大気の軌道と放射は10個の流星でしか得られず、そのうちの7個には速度、光度、軌道が含まれていました。さらに、1つの不完全なビデオスペクトルがキャプチャされました。放射と軌道は1995年の爆発のそれと互換性があることがわかりました。スペクトルは、AMO流星物質がナトリウムを欠いていることを確認しました。他の流星群とは異なり、流星の端の高さは、マグニチュードが+4〜-2で、大気の軌道長が最大40kmのすべての流星について、90kmの一定レベルに沿って分布していることがわかりました。いっかくじゅう座は、比較的大きな基本粒子からなる、脱気された壊れやすい彗星の地殻から形成されたと提案します。
水星の最も初期の大気の進化
| Title |
Evolution_of_Mercury's_Earliest_Atmosphere |
| Authors |
Noah_J\"aggi,_Diana_Gamborino,_Dan_J._Bower,_Paolo_A._Sossi,_Aaron_S._Wolf,_Apurva_V._Oza,_Audrey_Vorburger,_Andr\'e_Galli,_Peter_Wurz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.08093 |
MESSENGERの観測は、原水星上に形成されたマグマオーシャンを示唆しており、その間に金属の蒸発とCおよびH含有揮発性物質のガス放出が初期の大気を生み出しました。その後、プラズマ加熱、光蒸発、ジーンズの脱出、および光イオン化によって大気散逸が発生しました。大気損失を定量化するために、表面メルトの寿命、メルト組成、および大気組成に対する制約を組み合わせます。2つの初期水銀サイズと4つのマグマオーシャン組成を考慮すると、特定の表面温度での大気のスペシエーションが決まります。結合された内部大気モデルは、冷却速度を決定し、したがって表面溶融物の寿命を決定します。溶融寿命とエスケープフラックスの計算を組み合わせることで、初期のマーキュリーからの総質量損失の推定値が得られます。ジーンズの脱出による損失率はごくわずかです。プラズマの加熱と光イオン化は、$\sim10^{6}$kg/sのホモポーズ拡散速度によって制限されます。光蒸発による損失は、水銀形成のタイミングと想定される加熱効率に依存し、$\sim10^{6.6}$から$\sim10^{9.6}$kg/sの範囲です。光蒸発用の材料は、ホモポーズの下から供給されるため、拡散が制限されるのではなく、エネルギーが制限されます。効率的な内部大気化学交換のタイムスケールは1万年未満です。したがって、脱出プロセスは、2.3km未満の地殻（水星の質量の$0.3\％$）の同等の損失のみを説明します。したがって、H$_2$OとNaの総質量の$\leq0.02\％$が失われます。したがって、累積損失は、マグマオーシャンの段階で水星のバルクマントル組成を大幅に変更することはできません。水星の高いコア：マントル比と揮発性物質に富む表面は、代わりに、太陽近位降着環境に起因するビルディングブロックの化学的変動を反映している可能性があります。
太陽系外惑星の直接イメージングターゲット付近の銀河系および銀河系外の背景の特性評価
| Title |
Characterizing_the_Galactic_and_Extragalactic_Background_Near_Exoplanet_Direct_Imaging_Targets |
| Authors |
M._Cracraft,_R.J._De_Rosa,_W._Sparks,_V.P._Bailey,_M._Turnbull |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.08097 |
より多くのミッションが近くの太陽のような星を周回する太陽系外惑星を直接画像化して特徴付けようとするにつれて、汚染の可能性のある背景源の事前の特徴付けがより重要になり、ターゲットの選択に影響を与える可能性があります。この論文では、ナンシーグレースローマンの観測の予想される時間枠で、一連の固有運動星の背景に汚染源がある可能性を判断するために、ハッブルソースカタログ、ガイアカタログ、およびベサンコン銀河シミュレーションの調査について説明します。宇宙望遠鏡コロナグラフ計器。分析によると、ほとんどのターゲットでは、CGIの視野内に星が入る可能性は非常に低いですが、銀河の緯度が低く、ソースの密度が高い場合は、かすかな恒星の背景ソースが問題になる可能性があります。。
ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡で可能なもののような分光学的日食観測は、太陽系外惑星のデイサイドの3Dマッピングを可能にするはずです。ただし、完全に柔軟な3D惑星モデルは、データに対して非常に複雑であり、データフィッティングの目的では計算上実行不可能です。ここでは、最初に各波長で2D熱マップを取得し、次にそれらを大気中に垂直に配置することによって、日食観測から太陽系外惑星の3D熱構造を取得する方法であるThERESAを紹介します。このアプローチにより、3Dモデルに、管理可能な数のパラメーターを持つ複雑な熱構造を含めることができ、フィットの収束を早め、過剰適合を制限できます。分析は数日で実行されます。2Dマップの垂直配置を対応する寄与関数と比較することにより、3Dモデルの一貫性を強化します。このアプローチをテストするために、WASP-76bの全球循環モデルを使用して、単一のホットジュピター日食の合成JWSTNIRISSのような観測を生成し、その3D熱構造を取得しました。緯度と経度に応じて異なる深度に2Dマップを配置するモデルは、2Dマップごとに単一の圧力を持つモデルよりも優先されることがわかり、ThERESAがJWST観測から3D大気構造を取得できることを示しています。惑星の昼間の温度、ホットスポットの東向きのシフト、および熱の逆転をうまく回復しました。ThERESAはオープンソースであり、コミュニティ向けのツールとして公開されています。
COSMOSフィールドにおける20,000個の銀河の多波長イメージングの有限分解能デコンボリューション：宇宙時間にわたる塊状銀河の進化
| Title |
Finite_Resolution_Deconvolution_of_Multi-Wavelength_Imaging_of_20,000_Galaxies_in_the_COSMOS_Field:_The_Evolution_of_Clumpy_Galaxies_Over_Cosmic_Time |
| Authors |
Visal_Sok,_Adam_Muzzin,_Pascale_Jablonka,_Z._Cemile_Marsan,_Vivian_Tan,_Leo_Alcorn,_Danilo_Marchesini,_Mauro_Stefanon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.07612 |
遠方の銀河で観測されたコンパクト星形成の塊は、銀河の集合に重要な役割を果たすことがしばしば示唆されています。この論文では、COSMOSフィールドの地上画像に有限解像度デコンボリューションを適用する新しいアプローチを使用して、0.5<z<2の20,185個の星形成銀河（SFG）を0.3"の角度解像度に分解し、それらを研究します。塊状の割合。4つの異なるフィルターにわたるデコンボリューション画像とHST画像の比較は、良好な一致を示し、デコンボリューションを検証します。デコンボリューションされた14バンド画像を使用してスペクトルエネルギー分布をモデル化し、これらの銀河の解像された表面輝度と星の質量密度マップを提供します。塊状銀河の割合は、星の質量が増加し、レッドシフトが増加すると減少することがわかります。z〜0.7で約30％からz〜1.7で約50％になります。存在量マッチングを使用して、z〜0.7で銀河の前駆体も追跡します。そして、それらの総質量収支に対する塊の部分質量寄与を測定します。塊は、より高いレッドシフトで銀河に対してより高い部分質量寄与を有することが観察されます：〜1％から増加します。tz〜1.7でz〜0.7〜〜5％。最後に、塊状のSFGの大部分は、固定された恒星の質量での平均的なSFGと比較して、より高い特定の星形成率（sSFR）を持っています。ディスクの不安定性によるその場での凝集塊の形成に対するこの結果の影響について説明します。
ポイントマスIIによってレンズ化されたFRB。マイクロレンズの観点から見たマルチピークFRB
| Title |
FRBs_Lensed_by_Point_Masses_II._The_multi-peaked_FRBs_from_the_point_view_of_microlensing |
| Authors |
Xuechun_Chen,_Yiping_Shu,_Guoliang_Li,_Wenwen_Zheng |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.07643 |
マイクロレンズ効果は、太陽系外惑星の発見、天の川の構造、MASsiveCompactHaloオブジェクトの制約、クエーサー降着円盤のサイズとプロファイルの測定など、さまざまなアプリケーション向けの強力な手法に発展しました。この論文では、レンズと光源の間の相対運動が無視できる、持続時間が$\sim$ミリ秒（ms）の高速電波バーストである特殊なタイプのマイクロレンズイベントについて考察します。このシナリオでは、個々のマイクロイメージを一時的に解決することが可能です。その結果、すべてのマイクロイメージの合計倍率のみを評価する逆光線撮影（IRS）法を超える方法が必要になります。したがって、個々のマイクロイメージを識別し、それらの倍率と相対的な時間遅延を計算するためのアルゴリズムを実装します。単一のマイクロレンズの場合の分析予測と比較することによってアルゴリズムを検証し、優れた一致を見つけます。個々のマイクロイメージからのパルスの重ね合わせが、マルチピークFRBとして表示される光度曲線を生成することを示します。パルス間の相対的な時間遅延は、恒星質量レンズでは0.1〜1ミリ秒に達する可能性があるため、現在の設備ではすでに時間的に解決できます。まだ発見されていませんが、FRBのマイクロレンズは定期的なイベントになり、近い将来、$10^{4-5}$FRBが毎日発見されると予想されるクエーサーマイクロレンズイベントの数を上回ります。私たちのアルゴリズムは、遠方の銀河の恒星の質量分布を制約するために使用できるマイクロレンズ光度曲線を生成する方法を提供します。
Ooty電波望遠鏡を使用したBlazarJ1415 +1320の長期メーター波長変動研究
| Title |
Long-term_meter_wavelength_variability_study_of_Blazar_J1415+1320_using_the_Ooty_Radio_Telescope |
| Authors |
Sravani_Vaddi,_P.K._Manoharan,_Anish_Roshi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.07705 |
1989年から2018年までの期間にウーティ電波望遠鏡を使用して327MHzで監視されたJ1415+1320ブレーザーの光度曲線を示します。ソースは、平均フラックス密度（2.70$\pm$0.02Jy）を超える5$\sigma$値を超える変動を示しました。）2008年と2009年頃の2つのエポックで。ここで$\sigma$は、エポック全体のフラックス密度のRMS変動です。変動性分析手法は、変動性が弱いことを示していますが、それが内因性または外因性のメカニズムによるものかどうかを定量化するには不十分です。
| Title |
New_insights_on_the_nebular_emission,_ionizing_radiation_and_low_metallicity_of_Green_Peas_from_advanced_modelling |
| Authors |
Vital_Fern\'andez,_R._Amor\'in,_E._P\'erez-Montero,_P._Papaderos,_C._Kehrig,_J._M._V\'ilchez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.07741 |
グリーンピース（GP）と呼ばれる低金属量のコンパクトなスターバースト銀河は、宇宙の時代を超えた銀河の進化を研究するためのユニークなウィンドウを提供します。この作業では、最先端の方法論を使用して研究されている10mGranTelescopioCanarias（GTC）でのOSIRISからの3つのGPの新しい深部光学スペクトルを提示します。星の種族の合成は、1098のスペクトルテンプレートを使用して実行されます。この方法論は、0.5Myrsから10Gyrsまでの星の種族を特徴づけることに成功しています。配光は、分析されたGPサンプルで$log\left（age\right）>8.5yr$の単一母集団からの大きな赤の過剰を示しています。これは、ガスの光度の不完全な特性評価を示しており、その連続体はすでに銀河サンプルで$7.4\％$から$27.6\％$の間を占めています。発光スペクトルは、直接法パラダイムの下で、電子温度、電子密度、対数吸光係数、および11のイオン種からなる最大のベイジアン化学モデルに適合しています。さらに、以前の作業に基づいて、光イオン化モデルグリッドからの各ソースの有効温度とイオン化パラメータを制約するニューラルネットワークサンプラーを提案します。最後に、両方の方法論を16次元モデルに組み合わせます。これは、初めて、直接法と光イオン化パラメーター空間を同時に探索します。どちらの手法も、以前の研究と一致して、強い放射線場によってイオン化された低金属量ガス、$7.76<12+log\left（\frac{O}{H}\right）<8.04$を一貫して示しています。
スローンデジタルスカイサーベイからの16番目のデータリリースにおけるクエーサーのスペクトル多様性のモデル化
| Title |
Modeling_the_Spectral_Diversity_of_Quasars_in_the_Sixteenth_Data_Release_from_the_Sloan_Digital_Sky_Survey |
| Authors |
Allyson_Brodzeller_and_Kyle_Dawson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.07748 |
クエーサースペクトルの輝線と連続体の特性の幅広い多様性をキャプチャするための新しいアプローチを提示します。$1.57<z<2.4$の赤方偏移範囲でスローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）からの12,968の高信号対雑音スペクトルのピクセルレベルのクラスタリングを通じて、スペクトル的に類似したクエーサーの集団を識別します。クラスタリング分析では、どの母集団にも割り当てられていない396個のクエーサースペクトル、15個の誤って分類されたスペクトル、および誤った赤方偏移を持つ6個のクエーサーが見つかりました。クエーサーの母集団を、MgII輝線によって赤方偏移空間に固定された684個の高信号対雑音比の複合スペクトルのライブラリに圧縮します。ライブラリの主成分分析の結果、1067〜4007$\r{A}$の固有スペクトルベースになります。SDSSクエーサースペクトルの独立したサンプルを固有基底でモデル化し、自由な赤方偏移パラメーターを可能にします。私たちのモデルは、SDSS分光パイプラインからの固有スペクトルを使用したモデルと比較して8.5％減少した、非BALクエーサースペクトルの中央値の減少したカイ2乗を達成します。相対的な改善への重要な貢献は、輝線の変動の範囲を再構築する能力からです。私たちのモデルからの赤方偏移の推定値は、SDSS固有スペクトルと比較して51.4％少ない赤方偏移依存の変動を示す平均オフセットを持つMgII輝線赤方偏移と一致しています。クエーサースペクトルモデルを開発するための私たちの方法は、自動分類を改善し、Ly$\alpha$、CIV、MgIIなどの介在する吸収体の影響を受ける領域の固有スペクトルを予測できるため、大規模構造の研究に役立ちます。
ギ酸メチルの効率的な形成経路：氷塵に対するOHラジカルの役割
| Title |
Efficient_formation_pathway_of_methyl_formate:_the_role_of_OH_radicals_on_ice_dust |
| Authors |
A._Ishibashi,_H._Hidaka,_Y._Oba,_A._Kouchi,_N._Watanabe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.07765 |
C2H4O2分子の3つの構造異性体、すなわちギ酸メチル（MF;HCOOCH3）、酢酸（AA;CH3COOH）、およびグリコールアルデヒド（GA;HOCH2CHO）は、星間分子の複雑さへの経路を理解するためのターゲットとしてかなりの注目を集めています。中（ISM）。これらの異性体の中で、MFはさまざまな天体に決定的に豊富に含まれています。MFのさまざまな形成経路では、宇宙塵の表面反応が重要な役割を果たします。ただし、観測と比較した場合、MFの形成は、メタノール（CH3OH）が優勢な氷が紫外線（UV）光子と宇宙線類似体によって処理された実験室実験では比較的非効率的であることがわかっています。ここでは、10Kの水氷上でのCH3OHの光分解によるMFの効果的な形成に関する実験結果を示します。MFの効率的な形成につながる重要なパラメーターは、H2Oの光分解によるOHラジカルの供給であることがわかりました。CH3OHが豊富な実験条件とは大きく異なります。さらに、超高感度表面分析法を使用して、メトキシメタノール（MM;CH3OCH2OH）の光分解を介して、MFの決定的な形成経路を制限することに成功しました。これにより、ISMにおける化学進化の現在の理解が向上します。
マーチソン広視野アレイによって検出されたコンパクトな惑星間シンチレータのVLBI特性
| Title |
VLBI_properties_of_compact_interplanetary_scintillators_detected_by_the_Murchison_Widefield_Array |
| Authors |
Sumit_Jaiswal,_Tao_An,_Ailing_Wang,_Steven_Tingay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.07802 |
惑星間シンチレーション（IPS）は、電波源のサブアークセック構造の存在を特定するためのアプローチを提供し、超長基線干渉法（VLBI）技術は、IPSソースがミリ秒角（mas）スケールで微細構造を持っているかどうかを検証するのに役立ちます。利用可能なVLBIアーカイブで、マーチソン広視野アレイによって162〜MHzで検出された244個のIPSソースを検索し、63個のクロスマッチを見つけました。63のソースのVLBIデータを分析し、超大型アレイスカイサーベイ（VLASS）を使用して推定されたフラックス密度に対する4.3〜GHzでVLBIで測定されたフラックス密度の比率$R$の観点からコンパクト性指数を特徴付けました。〜GHzおよび1.4〜GHzでのNRAOVLAスカイサーベイ（NVSS）（$S_{\rmVLBI}/S_{\rmSA}$）。11の発生源は、それらの平坦なスペクトルと強い変動性に基づいてブレーザーとして識別されます。それらは、$R>0.4$の高いコンパクト性指数、コンパクトなコアジェット構造、および正規化されたシンチレーション指数（NSI）の幅広い分布を示しています。他のソースは多様な形態を示しています（コンパクトコア、コアと片面ジェット、コアと両面ジェット）が、相関係数$r=0.47$で$R$とNSIの間に相関があります。同様の$R$-NSI相関は、単一の急なべき乗則または凸スペクトルを示すソースに見られます。VLBIで検出されたIPSソースからブレーザー（コンパクトソースであることがすでに知られている）を除外した後、残りのサンプルのコンパクトさとシンチレーションインデックスの間に強い相関が見られ、より強いシンチレーションソースがよりコンパクトであることを示しています。このパイロット研究は、IPSが、多くの場合かなりの観測時間を必要とする高解像度の画像観測を呼び出す必要なしに、コンパクトな電波源を識別する便利な方法を提供することを示しています。
おとめ座銀河団周辺のフィラメント構造における星形成矮小銀河：フィラメント環境における化学的前処理のプロービング
| Title |
Star-forming_Dwarf_Galaxies_in_Filamentary_Structures_around_the_Virgo_Cluster:_Probing_Chemical_Pre-processing_in_Filament_Environments |
| Authors |
Jiwon_Chung,_Suk_Kim,_Soo-Chang_Rey,_Youngdae_Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.07836 |
フィラメント環境は銀河の前処理と密接に関連していることが提案されており、銀河団に落ちる前にフィラメントの環境効果によってそれらの特性が変化した可能性があります。スローンデジタルスカイサーベイの光学分光データを使用して、おとめ座銀河団の周りの5つのフィラメント構造（おとめ座III、マイナー、レオIIA、レオIIB、および杖ベナティチ）の星形成矮小銀河（SFDG）の化学的性質を示します。ギャラクシーエボリューションエクスプローラーの紫外線測光データ。おとめ座銀河団やおとめ座銀河団と比較して、おとめ座フィラメントのSFDGの恒星質量、気相金属量、特定の星形成率（sSFR）の関係を調べます。与えられた恒星の質量で、おとめ座フィラメントのSFDGは、おとめ座銀河団のSFDGよりも平均して低い金属量と高いsSFRを示すことがわかります。おとめ座IIIフィラメントのSFDGは、おとめ座銀河団と同等の金属量の増加と星形成活動の抑制を示していますが、他の4つのフィラメントのSFDGは、フィールドの対応物と同様の特性を示しています。さらに、VirgoIIIフィラメントの銀河の約半分は、形態学的に遷移する矮小銀河であり、静止した矮小銀河に変化する途中であると考えられています。銀河摂動パラメータの分析に基づいて、銀河相互作用によって表される局所環境が、おとめ座フィラメントに見られる「化学的前処理」の対照的な特徴の原因である可能性があることを提案します。
NGC〜3227IIでキャプチャされた一時的な不明瞭化イベント。アーカイブXMM-NewtonおよびNuSTAR観測における暖かい吸収体と不明瞭化イベント
| Title |
Transient_obscuration_event_captured_in_NGC~3227_II._Warm_absorbers_and_obscuration_events_in_archival_XMM-Newton_and_NuSTAR_observations |
| Authors |
Yijun_Wang,_Jelle_Kaastra,_Missagh_Mehdipour,_Junjie_Mao,_Elisa_Costantini,_Gerard_A._Kriss,_Ciro_Pinto,_Gabriele_Ponti,_Ehud_Behar,_Stefano_Bianchi,_Graziella_Branduardi-Raymont,_Barbara_De_Marco,_Sam_Grafton-Waters,_Pierre-Olivier_Petrucci,_Jacobo_Ebrero,_Dominic_James_Walton,_Shai_Kaspi,_Yongquan_Xue,_St\'ephane_Paltani,_Laura_di_Gesu,_Zhicheng_He |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.07861 |
AGNのウォームアブソーバー（WA）の流出と、視線を横切る光学的に厚い雲（覆い隠し）によって引き起こされる核の覆い隠し活動との関係は不明です。NGC3227は、次の選択基準に一致するため、WAとオブスキュラーの両方の特性を研究するのに適したターゲットです。UV（UV）とX線の両方でWA、適切に可変、UVとX線で明るい、良好なアーカイブスペクトル不明瞭なスペクトルと比較するため。NGC〜3227のWAと不明瞭化を調査するために、PaperIに組み込まれた広帯域スペクトルエネルギー分布モデルとSPEXソフトウェアの光イオン化コードを使用して、2006年と2016年のアーカイブXMM-NewtonおよびNuSTAR観測に適合させました。イオン化状態が異なる4つのWAが見つかります（log$\xi$[ergcm/s]〜-1.0、2.0、2.5、3.0）。イオン化が最も高いWAは、他の3つのWA（〜$10^{21}$/cm$^2$）よりも水素カラム密度が高くなります（〜$10^{22}$/cm$^2$）。それらの流出速度は100〜1300km/sの範囲であり、イオン化パラメータと正の相関を示します。これらのWAは、外側のブロードライン領域（BLR）とナローライン領域の間にあると推定されます。その上、2006年にX線不明瞭化イベントが見つかりましたが、これは以前の研究では見逃されていました。それは単一の曖昧さによって説明することができます。また、2016年に以前に公開されたオブスキュレーションイベントについても調査します。このイベントでは、2つのオブスキュラーが必要です。高イオン化オブスキュラー（log$\xi$〜2.80;カバーファクター$C_f$〜30％）は、列密度が高い（〜$10^{23}$/cm$^2$）2016年にのみ表示されます。低イオン化オブスキュラー（log$\xi$〜1.0-1.9;$C_f$〜20％-50％）は、2006年と2016年の両方に存在し、カラム密度が低くなっています（〜$10^{22}$/cm$^2$）。これらの覆い隠しは、横方向の動きの交差時間によってBLRにあると推定されます。NGC3227のオブスキュラーとWAは、距離と数密度が異なります。これは、それらが異なる起源を持っている可能性があることを示しています。
SDSS-IVMaNGA調査における星形成S0銀河
| Title |
Star-Forming_S0_Galaxies_in_SDSS-IV_MaNGA_Survey |
| Authors |
Ke_Xu,_Qiusheng_Gu,_Shiying_Lu,_Xue_Ge,_Mengyuan_Xiao_and_Emanuele_Contini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.07935 |
初期型銀河の星形成活動を調査するために、SDSS-IVMaNGA調査から52個の星形成S0銀河（SFS0）のサンプルを選択します。SFS0は、MaNGAの通常のS0と比較して恒星の質量が小さいことがわかります。恒星の質量を一致させて対照サンプルを選択した後、SFS0のバルジの平均S\'{e}rsicインデックス（1.76$\pm$0.21）は、対照サンプルの平均S\'{e}rsicインデックス（2.57$\pm$0.20）よりも大幅に小さいことがわかりました。）、SFS0に疑似バルジが存在することを示唆しています。環境情報を導入した後、SFS0はグループよりもフィールドで小さいスピンパラメータを示しますが、コントロールサンプルは異なる環境で明らかな違いはなく、SFS0の異なる動的プロセスを示唆している可能性があります。さらに、導出されたN/OおよびO/H存在比により、フィールド内のSFS0は窒素濃縮を示し、フィールド環境での金属に乏しいガスの蓄積の証拠を提供します。星形成の関係を研究するために、空間的に分解された星形成の主系列の傾きがMaNGAIFUデータでほぼ1.0であることを示し、kpcスケールでの星形成活動の自己調整を確認します。
NGC 4151IIの軟X線エミッションラインの研究。内部プラズマ特性
専門のソフトウェアを必要とせずに活動銀河核（AGN）に軟X線スペクトルをフィッティングできるツールスイートを紹介し、学校の生徒がAGN物理学にアクセスできるようにします。これらの標準化されたPythonツールは速度の測定に役立ちましたが（注I）、NGC4151で見られる外風内の内部プラズマ特性を取得するために使用される、放射再結合連続体（RRC）とRおよびG比の機能が大幅に少なくなりました。。これらのツールをアウトリーチプロジェクトで使用するにはさらなる作業が必要ですが、15年間にわたるNGC4151のプラズマ温度と密度の調査結果を示します。
移動するグループの起源をたどる。 III。 LAMOSTDR7での移動グループの検出
| Title |
Tracing_the_Origin_of_Moving_Groups._III._Detecting_Moving_Groups_in_The_LAMOST_DR7 |
| Authors |
Yong_Yang,_Jingkun_Zhao,_Jiajun_Zhang,_Xianhao_Ye_and_Gang_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.08061 |
LAMOSTDR7から構築された91969の近くの星のサンプルを使用して、太陽の近くの移動グループ（MG）を再検討します。ウェーブレット手法とモンテカルロシミュレーションを使用して、$V\simeq$-130kms$^{-1}$にある新しい候補とともに5つのMGが$V-\sqrt{U^2+2V^で同時に検出されます。2}$スペース。他の既知のMGを考慮に入れると、銀河円盤内のMGは$V$速度に沿って約15$\sim$25kms$^{-1}$離れていると結論付けます。検出されたMGの起源は、[Fe/H]$-$[Mg/Fe]の分布と年齢によって分析されます。私たちの結果は、おそらく天の川の棒または渦巻腕によって引き起こされた連続的な共振メカニズムに起源を帰することを支持しています。
{\ it Gaia} EDR3によって検出されたIC4756の拡張潮汐尾
| Title |
Extended_Tidal_Tails_of_IC_4756_detected_by_{\it_Gaia}_EDR3 |
| Authors |
Xianhao_Ye,_Jinkun_Zhao,_Jiajun_Zhang,_Yong_Yang,_Gang_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.08104 |
{\itGaia}EDR3から特定された644のメンバーに基づいて、散開星団IC4756（$\sim$1Gyr）の周りに出現した潮汐尾の発見を報告します。3次元の空間位置、2次元の接線速度$\left（x、y、z、\kappa\cdot\mu_{\alpha}^{*}/\varpi、\kappa\cdot\mu_{\delta}/\varpi\right）$は、IC4756の共動メンバー候補を決定するために使用されます。ベイジアン法を使用して、各クラスターメンバーの距離を修正します。2つの潮汐尾は最大180個まで伸び、$X^{\prime}Y^{\prime}$空間にS字型を表示します（デカルト座標はクラスターの中心に焦点を合わせています）。Color-Absolute-MagnitudeDiagram（CAMD）のメンバーのクリーンなシーケンスは、同時代の人口を示し、Bossinietal。の年齢によるPARSEC等時線と完全に一致します。（2019）。このクラスターでも質量分離が検出されます。最後に、IC4756の潮汐半径とコア半径をそれぞれ約$12.13$pcと$4.33\pm0.75$pcから導き出します。
MEGARAの星の種族：NGC7025の内部領域
| Title |
Stellar_populations_with_MEGARA:_the_inner_regions_of_NGC_7025 |
| Authors |
M._Chamorro-Cazorla,_A._Gil_de_Paz,_A._Castillo-Morales,_B._T._Dullo,_J._Gallego,_E._Carrasco,_J._Iglesias-P\'aramo,_R._Cedazo,_M._L._Garc\'ia-Vargas,_S._Pascual,_N._Cardiel,_A._P\'erez-Calpena,_P._G\'omez-\'Alvarez,_I._Mart\'inez-Delgado_and_C._Catal\'an-Torrecilla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.08121 |
環境。星の種族を研究し、12.5"x11内の高スペクトル（R\sim6,000、12,000、20,000）と空間（0.62"）の解像度の組み合わせを活用するために、MEGARA@GTC機器の面分光ユニットの機能を決定することを目指しています。3"の視野。目的。私たちは、MEGARAで行われた観測、より具体的にはMEGADESレガシープロジェクト内での星の種族の特性、この論文では星の種族の特性を決定できる体系的な方法の確立を追求しています。NGC7025の種族。方法。銀河NGC7025のMEGARA観測を使用します。さまざまなアプローチを適用して、可能な限り高い確実性で星の種族の特性を推定します。研究の信頼性を確認するために、多数のテストも実行されました。結果。すべてNGC7025の星の種族について私たちが行った研究（完全なスペクトルフィッティングと吸収線指数の両方）は、その膨らみを形成する星が超太陽金属性を持っていることを示していますd一般的に、かなり古い年齢（\sim10Gyr）。NGC7025のバルジは、MEGARAスペクトル設定の3つの異なる組み合わせを使用して、軽度の負の質量加重年齢勾配を持っていると判断しました。そのより詳細な星形成の歴史に関して、我々の結果は、初期のエポックでのかなり一定の星形成に加えて、バルジの星の形成の歴史のピークも3.5-4.5Gyr前に見られ、質量加重年齢を部分的に説明していることを示しています測定された勾配。結論。NGC7025で提示されたシナリオは、約3.5〜4.5Gyr前に、星形成の増加を引き起こし、その外側の円盤の形態を混乱させるマイナーな合併（質量比1/10）を実験した可能性が高い、経年進化下の孤立した銀河のシナリオです。。GTCによるMEGADES調査の継続的な活用について学んださまざまな教訓について報告します。
バーの座屈とボクシー/ピーナッツバルジに対するダークマターハローの形状の影響
銀河の円盤に形成された後、棒が大幅に進化し、しばしば円盤面の内外で形状が変化することは十分に確立されています。場合によっては、ディスク面から曲がったり座屈したりして、箱型/ピーナッツ/X字型の膨らみが形成されることがあります。この論文では、暗黒物質のハロー形状がバーの形成と座屈に影響を与えることを示しています。非球形の暗黒物質ハローにおけるバーの座屈のN体シミュレーションを実行し、8Gyrのバーの進化を追跡しました。偏平ハローではバーの形成が遅れ、座屈が遅れるのに対し、扁長ハローではバーが早く形成されて座屈が早くなることがわかります。ただし、最初の座屈の持続時間はほぼ同等のままです。すべてのモデルは2つの座屈イベントを示していますが、最も極端な扁長ハローは3つの異なる座屈機能を示しています。扁長ハローのバーも、球形および扁平ハローと比較して、最も長い期間座屈の兆候を示します。進行中の座屈イベントはめったに観察されないので、私たちの研究は、ほとんどの棒渦巻銀河が扁長ハローではなく、より扁球または球形のハローを持っている可能性があることを示唆しています。BPX構造の測定では、扁長ハローが扁球および球形ハローよりもバーの肥厚とディスク加熱を促進することも示されています。
超大光度X線源候補のマルチミッションカタログ
| Title |
A_Multi-Mission_Catalogue_of_Ultraluminous_X-ray_Source_Candidates |
| Authors |
D._J._Walton,_A._D._A._Mackenzie,_H._Gully,_N._R._Patel,_T._P._Roberts,_H._P._Earnshaw,_S._Mateos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.07625 |
XMM-Newton、Swift、Chandraの各天文台からの最近のデータリリースに基づいて、超大光度X線源（ULX）候補の新しいマルチミッションカタログを提示します（それぞれ4XMM-DR10、2SXPS、CSC2カタログ）。。これは、これらのX線アーカイブのそれぞれを、主にHyperLEDAアーカイブから抽出された銀河の大規模なサンプルと相互相関させることによって編集されています。既知の非ULX汚染物質（前景の星、背景のAGN、超新星など）のサンプルを洗浄し、使用するさまざまなX線カタログに共通するULX候補を特定するために多大な努力が払われており、一意のソースの「マスター」リスト。私たちのサンプルには、951個の異なるホスト銀河に関連付けられた1843個のULX候補が含まれており、これまでにコンパイルされた最大のULXカタログになっています。これらのうち、689のソースが初めてULX候補としてカタログ化されています。私たちの主な動機は、詳細な追跡調査のための新しい関心のある情報源を特定することです。カタログ内で、アーカイブに高いS/Nデータを持つ新しい極端なULX候補が1つ見つかりました。NGC3044ULX1です。この光源のピーク光度は$L_{\rm{X、peak}}\sim10^{40}$ergs$^{-1}$であり、このピークフラックスでの光源のXMM-Newtonスペクトルがあります。スーパーエディントン降着の局所的な例であると現在理解されている他の、よりよく研究された極端なULXと非常に似ています。これは、NGC3044ULX1がスーパーエディントンレートで降着する別のソースであることを示している可能性があります。このカタログは、この謎めいた集団の理解をさらに深めるために、現在および将来のX線施設の両方でULXの将来の観測を計画するための貴重なリソースになると期待しています。
Swift / BAT短ガンマ線バーストにおける多様なセグメントを伴うプロンプト放出の全体的なスペクトル特性
| Title |
Overall_Spectral_Properties_of_Prompt_Emissions_with_Diverse_Segments_in_Swift/BAT_Short_Gamma-ray_Bursts |
| Authors |
X.J._Li,_Z.B._Zhang,_and_K._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.07791 |
短いガンマ線バースト（sGRB）での迅速な$\gamma$線放出の複数の成分がないため、これらの別個の成分がどのように相関しているかは依然として不明です。この論文では、GRB170817Aを含む26のsGRBにおける前駆体、メインピーク、および拡張放出のスペクトルおよび時間特性を調査します。各パルスのピークエネルギー（$E_p$）は、パルス持続時間（$t_{dur}$）と無相関であることがわかります。一方、ピークエネルギーとエネルギーフルエンスの間に明らかな相関関係はないことがわかります。興味深いことに、$t_{dur}$と$E_p$または低エネルギースペクトルインデックス$\alpha$との相関関係を考慮すると、以前の前駆体から後の拡張放出への明らかなスペクトル進化はありません。平均流束（$F_{p}$）とエネルギーフルエンス（$S_\gamma$）の間のべき乗則相関、$logF_p=（0.62\pm0.07）logS_\gamma+（0.27\pm0。07）$は、以前の平均ピークではなく、個々のセグメントに存在することがわかりました。さらに、メインピークは、平均してプリカーサーよりも明るいか、放出が約1桁拡大していることもわかります。上記のすべての分析に基づいて、3つの放射成分は同じ放射メカニズムを共有するが、それらは多様な物理的プロセスによって支配される可能性があると結論付けることができます。
HAWC J2227 + 610：北半球でのCTAの潜在的なPeVatron候補
| Title |
HAWC_J2227+610:_a_potential_PeVatron_candidate_for_the_CTA_in_the_northern_hemisphere |
| Authors |
G._Verna,_F._Cassol,_H._Costantini_(for_the_CTA_Consortium) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.07939 |
チベットAS+MDとLHAASOによるガンマ線源HAWCJ2227+610の最近の観測は、北半球の銀河系PeVatron候補としてのこの線源の特別な関心を確認しています。HAWCJ2227+610は、分子雲と一致し、近くのパルサーJ2229+6114から大幅に変位した領域から、最大500TeVの超高エネルギー（VHE）ガンマ線を放出します。この形態がハドロン起源を支持しているとしても、レプトンモデルとハドロンモデルの両方が現在のVHEガンマ線放出を説明することができます。ソースの形態は、現在の測定によって十分に制約されておらず、より良い特性評価は、基礎となる粒子加速メカニズムの理解に大いに役立ちます。チェレンコフ望遠鏡アレイ（CTA）は、将来最も感度の高いイメージング大気チェレンコフ望遠鏡であり、その前例のない角度分解能のおかげで、この光源の性質をより適切に制約することに貢献する可能性があります。本研究では、HAWCJ2227+610の形態とスペクトルを研究するためのCTAの可能性を調査します。この目的のために、最近多波長データに適合したチベットAS+MDコラボレーションによって提案されたハドロンモデルと、分子雲の近くのソースに関連付けられた2つの空間テンプレートを想定してソースをシミュレートします。さまざまなCTAレイアウトと観測時間が考慮されます。3Dマップベースの分析は、CTAがソースの拡張を大幅に検出し、代替のテンプレートと比較して、シミュレートされた分子雲テンプレートに高い検出の重要性を与えることができることを示しています。CTAデータでは、ハドロン放出モデルとレプトン放出モデルを解きほぐすことはできません。ただし、$\sim$500TeVカットオフを特徴とするシミュレートされた親陽子スペクトルを正しく再現することができます。
ペバトロンの狩り：超新星残骸の場合
銀河系ペバトロンの探索は、現在、非常に高エネルギーの領域で動作するすべての機器のよく知られた重要な科学プロジェクトです。実際、このエネルギー範囲では、ガンマ線の検出は、効率的な粒子加速が行われていることを明確に示しています。したがって、観測は、どの天体物理学的ソースが$\sim$PeV範囲まで、つまり$pevatrons$まで粒子にエネルギーを与えることができるかを特定するのに役立ちます。銀河宇宙線（CR）の起源の探索では、銀河CRの発生源がPeV粒子を加速すると予想されるため、PeV範囲は重要なマイルストーンです。これは、「CRの起源の謎を解く」という中心的な科学的目標がしばしば「（a）ペバトロンを見つける」ことに歪められてきた方法です。超新星残骸（SNR）がCRの起源の最も可能性の高い候補としてしばしば引用されるので、「（a）ペバトロンを見つけること」はしばしば「SNRがペバトロンであることを確認すること」になりました。喜ばしいことに、ペバトロンの最初の検出はSNRに関連付けられていませんでした。さらに、明確に検出されたすべてのSNRはまだペバトロンではないことが明らかになっており、SNRに関連付けられていない領域からのVHEガンマ線からの検出は、他の天体物理学的サイトがペバトロンである可能性があることを思い出させます。この短いレビューは、銀河系ペバトロンの検索に関するいくつかの重要な結果を強調することを目的としています。
Ia型SN2019einの分光偏光測定は、噴出物の重要なグローバル非球面性を除外します
| Title |
Spectropolarimetry_of_the_Type_Ia_SN_2019ein_rules_out_significant_global_asphericity_of_the_ejecta |
| Authors |
Kishore_C._Patra,_Yi_Yang,_Thomas_G._Brink,_Peter_H\"oflich,_Lifan_Wang,_Alexei_V._Filippenko,_Daniel_Kasen,_Dietrich_Baade,_Ryan_J._Foley,_Justyn_R._Maund,_WeiKang_Zheng,_Tiara_Hung,_Aleksandar_Cikota,_J._Craig_Wheeler,_Mattia_Bulla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.07980 |
詳細な分光偏光研究は、Ia型超新星（SNeIa）の爆発メカニズムと前駆体シナリオを精査するための鍵を握る可能性があります。SN2019ein、初期段階で高い膨張速度を示すSNIaのマルチエポック分光偏光測定とイメージング偏光測定を提示します。分光偏光測定シーケンスは、$B$バンドのピーク輝度に対して$\sim-11$から$+$10日までの範囲です。SN2019einの連続偏光のレベルは、推定された星間偏光を差し引いた後、SNeIaに典型的な$0.0-0.3\％$の範囲にあることがわかります。偏光位置角は、SN光度曲線のピークの前後でほぼ一定のままであり、内側の領域が外側の層と同じ軸対称性を共有していることを意味します。SiII$\lambda6355$とCaII近赤外線トリプレット機能の両方で高い偏光（$\sim1\％$）が観察されます。これらの2つの線は、複雑な偏光変調も表示します。SN2019einの分光偏光特性は、爆発後最大1か月間、噴出物の球対称性からの大幅な逸脱を除外します。これらの観察結果は、SN2019einの合併によるモデルと二重爆轟モデルを嫌います。イメージング偏光測定は、$B$バンドの最大値から$\sim20$日後に偏光がわずかに増加するという弱い証拠を示しています。この上昇が実際であり、同様のフェーズで他のSNeIaで観察された場合、SNeIIPで以前に観察されたものと同様の非球面内部が初めて見られた可能性があります。ピーク後のエポックにまで及ぶSNeIaの将来の分極観測は、爆発の内部構造を調べるのに役立ちます。
| Title |
Search_for_black_hole_hyperbolic_encounters_with_gravitational_wave_detectors |
| Authors |
Gonzalo_Morr\'as,_Juan_Garc\'ia-Bellido_and_Savvas_Nesseris |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.08000 |
近年、原始ブラックホールが密集して生息しているという提案が人気を集めています。これらの密集したクラスターの自然な結果の1つは、内部のブラックホールが双曲線の遭遇で互いに重力散乱し、電流検出器で観測できる重力波を放出することです。この論文では、一次スピン効果までを考慮に入れて、双曲線軌道のブラックホールから放出される重力波を計算する方法を導き出します。次に、これらの波が現在地球上にある重力波検出器のネットワークに残す信号を調べます。信号の特性を使用して、信号を検出器ノイズより上に立たせるために使用できるデータ処理技術について詳しく説明します。最後に、公開されているLIGO-Virgoデータで双曲線の遭遇からこれらの信号を探します。この目的のために、2ステップのトリガーを開発します。トリガーの最初のステップは、時間-周波数領域で検出器間の相関関係を探すことに基づいています。トリガーの2番目のステップでは、信号の理論的予測でトレーニングされた残余畳み込みニューラルネットワークを利用して、双曲線の遭遇を探します。このトリガーにより、分析された15。3日間の公開データで8つの双曲線遭遇候補が見つかります。これらの候補のいくつかは有望ですが、見つかった候補の総数は、トリガーから予想される誤警報の数と一致しています。
磁化された中性子星の周りの粘性円盤進化の物理的モデリング。 Aql X-12013爆発崩壊
| Title |
Physical_modeling_of_viscous_disc_evolution_around_magnetized_neutron_star._Aql_X-1_2013_outburst_decay |
| Authors |
Galina_Lipunova,_Konstantin_Malanchev,_Sergey_Tsygankov,_Nikolai_Shakura,_Andrei_Tavleev,_Dmitry_Kolesnikov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.08076 |
磁化された中性子星の周りで激しく進化する降着円盤のモデルを提示します。このモデルは、冷却によるディスクの高温イオン化部分の外半径の変化と、磁気圏との相互作用によるディスクの内半径の変化を特徴としています。また、遠心障壁による中性子星への降着の妨害や、中性子星と円盤からのX線による外側の円盤と伴星の照射も含まれます。内部境界条件を設定するとき、内部ディスクでのプロセスは、ディスク全体の粘性時間スケールよりもはるかに小さい時間スケールで発生することを考慮に入れます。ディスクの内縁からの流出には、ゼロ流出、MHD計算に基づくもの、および非常に効率的なプロペラメカニズムの3種類があります。バーストピーク後のX線トランジェントの光度曲線は、対応する公開されているコードで計算できます。X線および光学バンドでのAqlX-1の2013バーストの観測された光度曲線をモデル化されたものと比較します。$0.3-10$keVフラックスの急速な低下は、ホットディスクの半径方向の収縮によってのみ説明できることがわかります。同時に、中性子星磁場$>10^8$Gのモデルは、降着効率の振る舞いが光度曲線の「ひざ」を強調するため、より適切に適合します。また、プラトンの放出は、降着が停滞しているディスク貯留層によって生成される可能性があることもわかりました。
NuSTARを使用した若いパルサーJ1617-5055の正確なタイミングと位相分解分光法
| Title |
Precise_timing_and_phase-resolved_spectroscopy_of_the_young_pulsar_J1617-5055_with_NuSTAR |
| Authors |
J._Hare,_I._Volkov,_G._G._Pavlov,_O._Kargaltsev,_S._Johnston |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.08077 |
若くてエネルギッシュなパルサーPSRJ1617-5055のNuSTAR観測について報告します。パークス天文台のパルサーの3GHz電波観測（NuSTAR観測の約7年前に行われた）もここで報告されます。NuSTARは、$f\upperx14.4$Hz（$P\upperx69.44$ms）の周波数で脈動を検出し、さらに、観測は、ソースの周波数導関数$\dot{f}\approxを測定するのに十分な長さでした。-2.8\times10^{-11}$Hzs$^{-1}$。パルサーは、硬X線と電波の両方の波長で周期ごとに1つのピークを示しますが、硬X線パルスは電波パルス（デューティサイクルが$\sim0.7$）よりも広い（デューティサイクルが$\sim0.7$）ことがわかります。$\sim0.08$のデューティサイクル）。さらに、無線パルスは強く直線偏波されます。J1617の位相積分硬X線スペクトルは、吸収されたべき乗則モデルによく適合し、光子指数は$\Gamma=1.59\pm0.02$です。硬X線の脈動は、3つのフーリエ高調波によって十分に説明され、エネルギーとともに増加するパルス部分を持っています。また、位相分解されたNuSTARスペクトルを5つの位相ビンの吸収されるべき乗則モデルに適合させ、光子指数が最大フラックス付近の位相で$\Gamma=1.52\pm0.03$から$\Gamma=まで位相とともに変化することを確認します。フラックスの最小値付近で1.79\pm0.06$。最後に、磁気圏放射が硬X線エネルギーで検出される他のパルサーと結果を比較し、以前の研究と同様に、J1617の硬X線特性がGeVパルサーよりもMeVパルサーに類似していることを発見しました。
高質量マイクロクエーサーの相対論的ジェットに対する放射損失の影響
| Title |
Effects_of_radiative_losses_on_the_relativistic_jets_of_high-mass_microquasars |
| Authors |
A._Charlet,_R._Walder,_A._Marcowith,_D._Folini,_J._M._Favre,_M._E._Dieckmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.08116 |
環境。相対論的ジェットは、天体物理学に遍在しています。高質量マイクロクエーサー（HMMQ）は、比較的接近しており、観測可能な時間スケールで進化するため、このようなジェットを研究するのに役立つラボです。ただし、ジェットが伝播する周囲の媒体は均一にはほど遠いです。これまでの対応するシミュレーション研究では、さまざまな形態の風の形をした周囲媒体が考慮されていますが、通常、放射冷却と相対論的効果は無視されています。目的。ジェットの発射から数十の軌道分離にわたる伝播まで、HMMQの相対論的ジェットに対する放射損失とシステムパラメータの動的および構造的影響を調査します。メソッド。CygnusX-1とCygnusX-3に触発された2つの基準ケースに関するパラメーター研究を実行するために、相対論的熱プラズマ分布から導出されたパラメーター化された放射冷却を含む3D相対論的流体力学シミュレーションを使用します。結果。放射損失は、はくちょう座X-1よりもはくちょう座X-3の方が関連性が高いことがわかっています。変化するジェット出力、ジェット温度、またはドナー星の風は、ジェットが乱流状態に達した後の時間よりも、ジェットが形成されて不安定になる初期の時間に大きな影響を与える傾向があります。結論。放射損失は、少なくともCygnusX-3の場合、動的かつ構造的に関連している可能性があるため、より詳細に調査する必要があります。
ULXの熱駆動風
放射駆動の流出の存在は、超大光度X線源（ULX）で十分に確立されています。これらの流出は光学的に厚く、降着光度のかなりの部分を再処理することができます。等方性放射を想定すると、流出の光球から逃げる放射線は、外側の円盤を照射する可能性があります。ここでは、外側の円盤の大気がそのような照射にどのように反応するか、特に不安定な加熱が熱駆動風による大幅な質量損失につながる可能性があるかどうかを調査します。物理的に関連するシステムパラメータの範囲では、この質量損失が実際に流入を完全にオフにし、リミットサイクル動作を駆動する可能性があることがわかります（外側のディスクのタイムスケールで変調される可能性があります）。中性子星を含むULXでは、磁場がわずかに不安定になる傾向があります。最強の磁場と最高の降着率の場合、これにより、安定したシステムが不安定な状態に陥る可能性があります。バイナリ母集団合成計算から得られたULXのシミュレートされたサンプルにおける不安定性の有病率を調査します。エディントンスケールの降着率が$\dot{m}_0<100$のほぼすべての中性子星とブラックホールのULXは、外側の円盤からの強力な流出を促進できるはずです。いくつかの既知のULXがこの体制にあると予想されます。これらのソースでの降着の持続性は、照射が異方性である可能性があることを意味します。これは、その一部が風の光球または二次星の照射に起因する場合、推定される再処理された（光学）放射と調整できます。
ガンマ線で宇宙論と基本的な物理学を精査するためのCTA感度
| Title |
CTA_sensitivity_for_probing_cosmology_and_fundamental_physics_with_gamma_rays |
| Authors |
Ievgen_Vovk,_Jonathan_Biteau,_Humberto_Martinez-Huerta,_Manuel_Meyer,_Santiago_Pita_(for_the_CTA_Consortium) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.07864 |
次世代の地上ベースのガンマ線観測所であるチェレンコフ望遠鏡アレイ（CTA）は、前例のない感度を備え、ガンマ線宇宙論と基礎物理学の未解決の質問に対する答えを提供します。CTAキーサイエンスプログラムで予見される活動銀河核観測のシミュレーションを使用して、CTAが赤方偏移2まで15％未満の統計誤差で銀河外背景光のガンマ線吸収を測定し、ガンマの限界を検出または確立することを発見しました。少なくとも0.3pGの銀河間磁場によって誘発されたハロー。CTAを使用した銀河系外観測も、標準模型を超える物理をテストする可能性を示しています。天文ガンマ線観測によるローレンツ不変性違反に対する最新の制約は、少なくとも2倍から3倍改善されます。CTAはまた、アクシオンのような粒子が暗黒物質のかなりの割合（すべてではないにしても）を表すことができるパラメータ空間を精査します。他の将来の観測所と一緒に実施されるマルチ波長とマルチメッセンジャーの共同観測は、ガンマ線宇宙論の成長をさらに促進するでしょう。
ケイ酸ナトリウム溶液で接着された積み重ねられたサファイアプレートの機械的強度とミリ波透過率スペクトル
| Title |
Mechanical_strength_and_millimeter-wave_transmittance_spectrum_of_stacked_sapphire_plates_bonded_by_sodium_silicate_solution |
| Authors |
Takayuki_Toda,_Yuki_Sakurai,_Hirokazu_Ishino,_Tomotake_Matsumura,_Kunimoto_Komatsu,_Nobuhiko_Katayama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.07989 |
LiteBIRDの低周波望遠鏡用の偏光変調器ユニットは、アクロマティック半波長板（AHWP）を採用しています。それは、パンチャラトナムのレシピに基づいて積み重ねられた、5層のカットサファイアプレートで構成されています。このように、AHWPのリターダンスは、34〜161GHzの帯域幅にわたる半波です。サファイア1枚の直径は約500mm、厚さは5mmです。大口径のAHWPを宇宙ミッションに使用する場合、AHWPが打ち上げ振動に耐えることが重要です。予備調査によると、5層の積み重ねられたHWPは、5層が接着され、機械的に1つのディスクとして扱われない限り、打ち上げ時に破損するリスクがあることが示されています。サファイアプレートを接着できるケイ酸ナトリウム溶液を使用した調査を報告します。この手法は、重力波実験のサファイアを含むミラー材料の極低温結合の候補として以前に調査されました：LIGO、VIRGO、およびKAGRA。研磨されたものと研磨されていないものの2つの異なる表面条件について、接着界面の機械的強度を実験的に研究しました。表面が研磨されたサンプルでは、引張強度とせん断強度が20MPaを超えることを示しました。これは、30Gの発射荷重を想定した機械シミュレーションから導き出された5.5MPaの要件を満たしていました。研磨面に接着したサンプルは、未研磨のサンプルよりも引張強度が2倍、せん断強度が18倍高いことを確認しました。接合前後の直径50mmのサファイア板を使用して、90〜140GHzのミリ波透過率を測定しました。測定システムに起因する透過率の2％の誤差内で、結合された界面によって引き起こされる光学的影響は見つかりませんでした。
ナンシーグレースローマン宇宙望遠鏡赤外線検出器における量子収率と電荷拡散
| Title |
Quantum_yield_and_charge_diffusion_in_the_Nancy_Grace_Roman_Space_Telescope_infrared_detectors |
| Authors |
Jahmour_J._Givans,_Ami_Choi,_Anna_Porredon,_Jenna_K._C._Freudenburg,_Christopher_M._Hirata,_Robert_J._Hill,_Christopher_Bennett,_Roger_Foltz,_Lane_Meier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.08155 |
弱いレンズ効果の分析に必要なせん断信号は小さいため、天体画像を歪める検出器レベルの影響は、推定されるせん断を汚染する可能性があります。ナンシーグレースローマン宇宙望遠鏡（ローマ）は、18個のテレダインH4RG-10近赤外線（IR）検出器アレイを備えた焦点面を飛行します。これらは弱いレンズ効果に使用されたことがなく、機器のキャリブレーションに固有の課題があります。以前の2つの調査（Hirata＆Choi2020;Choi＆Hirata2020）は、フラットフィールドの時空間相関がより明るい脂肪効果（BFE）とピクセル間静電容量（IPC）を効果的に分離できることを示しました。その後の研究（Freudenburgetal。2020）は、これらの相関のフーリエ空間処理を導入し、著者がBFE、IPC、および古典的非線形性（CNL）の高次に拡張できるようにしました。この作業は、量子収率と電荷拡散を含むように以前の形式を拡張します。更新された形式をシミュレーションでテストし、入力特性値を復元できることを示します。次に、3つのローマの飛行候補検出器からの可視およびIRフラットフィールドデータに形式を適用します。2Dガウスモデルを0.5$\mu$m波長での電荷拡散に適合させ、水平方向に$C_{11}=0.1066\pm0.0011$pix$^2$の分散を見つけます。$C_{22}=0.1136\pm0.0012$pix$^2$垂直方向、およびSCA20829の共分散$C_{12}=0.0001\pm0.0007$pix$^2$（統計）。最後に、の非対称性を変換します。電荷の拡散を同等のせん断信号に変換し、せん断相関関数の汚染が各検出器で$\xi_+\sim10^{-6}$であることを確認します。これは、測定に割り当てられたローマンのエラーバジェットをパワー（振幅の2乗）で$\mathcal{O}（10）$の係数で上回っていますが、点像分布関数（PSF）をフィッティングするための標準的な方法で軽減できる可能性があります。これは、電荷の拡散が可能であるためです。PSFへの貢献として扱われます。
21cmエポックの再電離パワースペクトル観測におけるクロマチックデータ切除の結果の調査
| Title |
Exploring_the_consequences_of_chromatic_data_excision_in_21-cm_Epoch_of_Reionization_power_spectrum_observations |
| Authors |
Michael_J._Wilensky,_Bryna_J._Hazelton,_Miguel_F._Morales |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.08167 |
クロマチックRFIフラグが21cmのパワースペクトル測定にどのように影響するかを調べます。特に、分析解像度よりも粗いフラグを調査します。このようなRFIフラグは、残りのRFIとほぼ同じ方法で、EoRウィンドウに過剰な電力を生成することがわかります。シミュレーションを使用して、アレイの干渉サンプリング関数の色の乱れの結果としてこれを説明します。また、現在のフラグ戦略を変更したり、非常に正確な前景減算を実装したりしないと、21cmのEoR実験で有意な検出ができないことも示しています。
銀河調査データにおける混合ソース識別のためのディープトランスファー学習
| Title |
Deep_Transfer_Learning_for_Blended_Source_Identification_in_Galaxy_Survey_Data |
| Authors |
S._Farrens,_A._Lacan,_A._Guinot_and_A._Z._Vitorelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.08180 |
銀河調査データ内の混合ソースの自動化された堅牢な識別のためのディープトランスファー学習ベースのアプローチの概念実証であるBlendHunterを紹介します。事前にトレーニングされた畳み込み層を使用してVGG-16ネットワークを取得し、COSMOS画像のパラメトリックモデルで完全に接続された層をトレーニングします。パラメトリックモデルで学習した重みを取得し、それらを使用してより現実的なCFISのような画像のブレンドを識別することにより、転移学習の有効性をテストします。このメソッドのパフォーマンスを、ノイズレベルとソース間の分離の関数としてSEP（SExtractorのPython実装）と比較します。BlendHunterは、トレーニングに使用されるノイズレベルに関係なく、近接ブレンド（ソース間の$<10$ピクセル間隔）の分類精度の点でSEPよりも$\sim15\％$優れていることがわかります。さらに、この方法は、ネットワークがターゲット画像に比較的近いノイズ標準偏差を持つデータでトレーニングされている場合、離れたブレンド（ソース間の$\geq10$ピクセル分離）に対してSEPに一貫した結果を提供します。結果の再現性を確保するために、コードとデータは公開されています。
CIRASA視覚分析プラットフォーム用の天文ソース検索サービス
| Title |
Astronomical_source_finding_services_for_the_CIRASA_visual_analytic_platform |
| Authors |
S._Riggia,_C._Bordiu,_F._Vitello,_G._Tudisco,_E._Sciacca,_D._Magro,_R._Sortino,_C._Pino,_M._Molinaro,_M._Benedettini,_S.Leurini,_F._Bufano,_M._Raciti,_U._Becciani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.08211 |
スクエアキロメートルアレイ（SKA）やその前身など、電波天文学の次世代施設で予想されるデータの大洪水に対処するには、データ処理、アーカイブ、分析、および視覚化の革新的な開発が避けられません。これに関連して、ソース抽出および分析アルゴリズムをデータ視覚化ツールに統合すると、大面積調査のカタログ化プロセスが大幅に改善および高速化され、天文学者の生産性が向上し、公開時間が短縮されます。この目的のために、CAESARソースファインダー、ViaLacteaVisualAnalytic（VLVA）、ナレッジベース（VLKB）などの最先端のツールを統合して、高度なソース検索と分類のためのビジュアル分析プラットフォーム（CIRASA）を開発しています。）。この作業では、実装されたソース検索サービスに焦点を当てて、プロジェクトの目的とプラットフォームアーキテクチャを紹介します。
提案された白色矮星パルサーASASSN-VJ205543.90 +240033.5の分光法
| Title |
Spectroscopy_of_the_Proposed_White_Dwarf_Pulsar_ASASSN-V_J205543.90+240033.5 |
| Authors |
R._Mark_Wagner_(1_and_2),_Peter_Garnavich_(3),_John_R._Thorstensen_(4),_Colin_Littlefield_(3_and_5),_Paula_Szkody_(6)_((1)_LBTO,_(2)_OSU,_(3)_Notre_Dame,_(4)_Dartmouth,_(5)_BAER_Institute,_(6)_U._Washington) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.07626 |
白色矮星（WD）パルサーAR蠍座（加藤らarXiv：2109.03979）と同様の測光変動を示すシステムであるASASSN-VJ205543.90+240033.5（J2055）のスペクトルを取得しました。私たちのスペクトルは、青に向かって急上昇する連続体と輝線の配列を示しています。分解されたバルマー系列とパッシェン系列は、中央の吸収機能を持つH$\alpha$とH$\beta$で見られます。最強の線は、未分解のCII、CIII、NIII、および二重イオン化ヘリウムです。スペクトルはYYHya（Kimeswengeretal。arXiv：2110.03935）のスペクトルと類似しており、J2055が未知のスペクトル型の二次星の面を照射する高温のコンパクト星からなる共通外層バイナリであることを示唆しています。輝線から検出された速度変動は、J2055のバイナリの性質を確認します。10分間の測光変動の原因は不明なままです。
ローカルボリュームIを超えて：深いHST / WFC3平行場における超低温矮星の表面密度
| Title |
Beyond_the_Local_Volume_I:_Surface_Densities_of_Ultracool_Dwarfs_in_Deep_HST/WFC3_Parallel_Fields |
| Authors |
Christian_Aganze_(1),_Adam_J_Burgasser_(1),_Mathew_Malkan_(2),_Christopher_A_Theissen_(1),_Roberto_A_Tejada_Arevalo_(3),_Chih-Chun_Hsu_(1),_Daniella_C_Bardalez_Gagliuffi_(4),_Russell_E_Ryan_Jr_(5),_Benne_Holwerda_(6)_(_(1)_University_of_California,_San_Diego,_(2)_University_of_California,_Los_Angeles,_(3)_Princeton_University,_Princeton,_(4)_American_Museum_of_Natural_History,_NY_(5)_Space_Telescope_Science_Institute,_Baltimore,_(6)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Louisville_) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.07672 |
超低温矮星と褐色矮星は、大規模な銀河の構造と進化のユニークなプローブを提供します。ただし、最近まで、十分なサイズ、深さ、および忠実度の分光サンプルは利用できませんでした。ここでは、\textit{HubbleSpaceTelescope}広視野カメラ3機器で取得した、深さ、低解像度、近赤外線分光データの0.6〜deg$^2$での164〜M7--T9超低温矮星の識別を示します。WFC3赤外線分光平行測量および3D-HST測量の一部として。超低温矮星候補を200,000を超えるスペクトルから分離する方法論について説明し、機械学習分類による選択が、完全性と汚染の点でスペクトルインデックスベースの方法よりも優れていることを示します。スペクトルを使用して、分類と分光光度距離を正確に決定します。後者は、Lドワーフの場合は$\sim$2〜kpcに、Tドワーフの場合は$\sim$400〜pcに達します。
太陽フィラメントの大振幅振動のMHD研究
| Title |
An_MHD_Study_of_Large-Amplitude_Oscillations_in_Solar_Filaments |
| Authors |
Ernesto_Zurbriggen,_Mariana_C\'ecere,_Mar\'ia_Valeria_Sieyra,_Gustavo_Krause,_Andrea_Costa,_C._Guillermo_Gim\'enez_de_Castro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.07687 |
静止フィラメントは通常、さまざまな種類の振動を引き起こす内部および/または外部の摂動の影響を受けます。特に、外部の大規模な冠状波は、遠隔の静止フィラメントを混乱させ、大振幅の振動を引き起こす可能性があります。観測報告によると、振動の活性化時間は、フィラメントを通る大規模な冠状波面の通過と一致しますが、妨害波は必ずしも容易に検出されるとは限りません。コロナ波がフィラメントの振動をどのように、そしてどの程度まで励起できるかを理解することに貢献することを目的として、ここでは、コロナ衝撃波によって乱された重力成層コロナに浮かぶフィラメントを2.5MHDシミュレーションでモデル化しました。この単純化されたシナリオでは、フィラメントの2つの結合された振動パターンが数サイクルで減衰し、詳細な分析が可能になります。フィラメントの高さ、サイズ、質量など、シナリオのさまざまなパラメーターを使用して、パラメトリックスタディを実行しました。振動解析では、振動の周期、振幅、および減衰時間が高さとともに増加するのに対し、半径が大きいフィラメントは周期が短く、振幅が小さいという一般的な傾向が明らかになります。フィラメントにかかる力の計算は、主な復元力が磁気張力であることを示しています。
内側太陽圏におけるイオン駆動不安定性I：統計的傾向
| Title |
Ion-Driven_Instabilities_in_the_Inner_Heliosphere_I:_Statistical_Trends |
| Authors |
Mihailo_M._Martinovic,_Kristopher_G._Klein,_Tereza_Durovcova,_Benjamin_L._Alterman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.07772 |
線形理論によって記述された不安定性は、太陽風における波動粒子相互作用の重要な形態を特徴づけます。ナイキスト基準を介して太陽風プラズマの不安定な振る舞いを0.3〜1auで診断し、\emph{HeliosI}および\emph{II}。太陽からの半径方向の距離に伴う不安定な間隔の割合の変化は線形であり、不安定なモードの活動が徐々に低下していることを示しています。太陽風の速度とクーロン数の関数として計算すると、衝突がVDFに顕著な影響を及ぼしているように見える領域で、より極端で指数関数的な傾向が得られます。不安定性の成長率は同様の動作を示し、クーロン数とともに大幅に減少します。無視できない部分の観測では、陽子ビームまたは二次成分が機器の解像度の制限のために検出されない可能性があることがわかり、この問題の影響がこの作業の主な結論に影響を与えないことを示しています。
太陽フレアプラズマループの初期進化
プラズマループは、フレア噴火の全過程を支配する太陽フレア活動領域の基本構造です。標準的なフレアモデルは、プラズマループの上部の上の熱いカスプ構造の周りの磁気リコネクション後の進化と噴火についてよく説明されていますが、磁気リコネクションの開始前のプラズマループの初期の進化はよくわかっていません。磁気勾配が太陽プラズマループに遍在していることを考慮して、この作業は、磁気勾配ポンピング（MGP）メカニズムを適用して、フレアプラズマループの初期の進化を研究します。結果は、初期の進化は、磁場分布と、ループトップ周辺のエネルギーの蓄積と散逸の間のバランスを支配するプラズマループの形状に依存することを示しています。MGPプロセスによって駆動され、密度と温度の両方、およびループトップ周辺のプラズマベータ値は、プラズマループの進化の初期段階で増加します。実際、太陽プラズマループは2つの明確な進化的結果をもたらします。比較的強い磁場を持つ低く初期の高密度プラズマループは、最大ベータ値が常に臨界値よりも小さいため安定する傾向がありますが、より高い初期希薄太陽プラズマは比較的弱い磁場のループは、太陽磁化プラズマループの形成後約1時間の時点で、ベータ値が臨界値を超えるために不安定になる傾向があります。後者はバルーニングの不安定性を生み出し、最終的に次の磁気リコネクションと噴火を引き起こす可能性があります。これらの物理的シナリオは、太陽フレアの性質と起源を理解するための新しい視点を私たちに提供するかもしれません。
マイクロ波およびデシメトリック太陽電波バーストにおける準周期的脈動の一般的な起源
| Title |
Common_origin_of_quasi-periodic_pulsations_in_microwave_and_decimetric_solar_radio_bursts |
| Authors |
Larisa_Kashapova,_Dmitrii_Kolotkov,_Elena_Kupriyanova,_Anastasiia_Kudriavtseva,_Chengming_Tan,_Hamish_Reid |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.07880 |
シベリアラジオヘリオグラフ48（SRH-48、4-8GHz）とミンガンツスペクトルによる同時観測を使用して、SOL2017-09-05T07：04太陽フレアのマイクロ波およびデシメートル電波放射で検出された準周期的脈動（QPP）を分析します。ラジオヘリオグラフ（MUSER-I、0.4-2GHz）。マイクロ波放射は、典型的なジャイロシンクロトロンスペクトルで広帯域でしたが、デシメトリック放射の準周期的な増強は、コヒーレントプラズマ放射メカニズムと一致して、狭いスペクトル帯域（500〜700MHz）で現れました。マイクロ波で見つかった周期性は約30秒で、通常の高さが約31Mmのコンパクトなループ状の光源に由来します。デシメトリック発光は約6秒の周期性を示しました。インコヒーレントとコヒーレントの両方のスペクトルバンドで観察されたQPPとそれらの生成メカニズムをリンクする定性的なシナリオを提案しました。マイクロ波信号に見られるQPPの特性は、高速電磁流体力学（MHD）波のスタンディングソーセージモードによるフレアループの摂動に典型的です。私たちの分析は、このソーセージを振動させるフレアループが議論されたイベントの振動の主な原因であることを示しました。提案されたシナリオは、基本波のソーセージ高調波がマイクロ波放射で観測されたQPPの主な原因であるというものです。デシメトリックエミッションの振動の開始は、ソーセージ振動フレアループとより高い高度に伸びた外部コロナルループとの間の界面で形成された、現在のシートの加速プロセスの周期的および非線形トリガーを介した第3ソーセージ高調波によって引き起こされます。私たちの結果は、太陽フレア中のエネルギーの放出と輸送におけるMHD波動プロセスの可能な役割を示しており、コヒーレントとインコヒーレントの電波放射メカニズムを結び付けています。
LTD064402 + 245919：LAMOST-TDデータから特定された1〜3 M $ _ {\ odot} $の未検出の準巨星
| Title |
LTD064402+245919:_A_Subgiant_with_a_1-3_M$_{\odot}$_Undetected_Companion_Identified_from_LAMOST-TD_Data |
| Authors |
Fan_Yang,_Bo_Zhang,_Richard_J._Long,_You-Jun_Lu,_Su-Su_Shan,_Xing_Wei,_Jian-Ning_Fu,_Xian-Fei_Zhang,_Zhi-Chao_Zhao,_Yu_Bai,_Tuan_Yi,_Ling-Lin_Zheng,_Ze-Ming_Zhou,_Ji-Feng_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.07944 |
単一線分光連星は最近、X線過渡法とは無関係に恒星質量ブラックホールの発見に貢献しています。公転周期が14。50日の単一行バイナリシステムLTD064402+245919の識別を報告します。観測された成分は、質量2.77$\pm$0.68M$_{\odot}$、半径15.5$\pm$2.5R$_{\odot}$、有効温度$T_{\rmeff}$4500の準巨星です。$\pm$200K、および表面重力ログ\emph{g}2.5$\pm$0.25dex。この発見は、LAMOST時間領域（LAMOST-TD）とZTF調査を利用します。当社の汎用ソフトウェアパイプラインは、Lomb-Scargleピリオドグラムを適用して公転周期を決定し、機械学習を使用して、折りたたまれた光度曲線から変数タイプを分類します。結合モデルを適用して、一次星の質量、質量関数、および二次光度の検出限界の制約を考慮に入れて、光速度曲線と視線速度曲線の両方から軌道パラメーターを推定します。視線速度の半振幅は44.6$\pm$1.5kms$^{-1}$、質量比は0.73$\pm$0.07、未検出の成分質量は2.02$\pm$0.49M$_{\odot}$検出されないコンポーネントのタイプが設定されていない場合。傾斜は十分に制約されておらず、検出されないコンポーネントがコンパクトオブジェクトとしてモデル化されている場合、二次質量は1M$_{\odot}$よりも大きいと結論付けます。MCMCシミュレーションを使用した調査によると、スペクトルのSNRを3倍に増やすと、2次光を区別できるようになります（存在する場合）。この作業のアルゴリズムとソフトウェアは、X線で静止しているコンパクトオブジェクトを識別するための汎用ツールとして機能することができます。
中世のいじめっ子としての$ \ theta ^ 1 $ Ori C：台形でのごく最近の放出の可能性
| Title |
$\theta^1$_Ori_C_as_a_medieval_bully:_a_possible_very_recent_ejection_in_the_Trapezium |
| Authors |
J._Ma\'iz_Apell\'aniz,_M._Pantaleoni_Gonz\'alez,_and_R._H._Barb\'a |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.08022 |
ガイアEDR3位置天文学を使用して、複数のシステム$\theta^1$OriCと$\theta^1$OriFの間の動的相互作用が、約1100年前（減速なし）またはそれより少し後に、後者をウォークアウェイスターとして放出したことを提案します。（より可能性の高い減速が含まれています）。$\theta^1$OriFの最終的な3D速度が、オリオン大星雲クラスターから逃れるのに十分な大きさになるかどうかは不明です。
新規の安定した明示的な数値ソルバーを備えた恒星進化コードATONの太陽金属量のAGB星におけるs過程の最初のモデル
| Title |
First_models_of_s_process_in_AGB_stars_of_solar_metallicity_for_the_stellar_evolutionary_code_ATON_with_a_novel_stable_explicit_numerical_solver |
| Authors |
A._Yag\"ue_L\'opez,_D._A._Garc\'ia-Hern\'andez,_P._Ventura,_C._L._Doherty,_J._W._den_Hartogh,_S._W._Jones,_M._Lugaro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.08035 |
目的。恒星進化コードatonからの入力を使用して計算された、太陽金属量（Z=0.018）での質量3、4、および5Mの漸近巨星分枝（AGB）星の最初のs過程後処理モデルについて説明します。メソッド。モデルは、新しいコードsnuppat（atonのSプロセス元素合成後処理コード）を使用して計算されます。これには、主な中性子源である13Cの形成につながる対流オーバーシュートの移流スキームが含まれます。各モデルは、3つの異なる値のフリーオーバーシュートパラメータで後処理されます。コードsnuppatには、微分方程式の核ネットワークシステムを解くために使用する新しいPatankar-Euler-Deflhard明示的数値ソルバーが含まれています。結果。結果は、他のs-process元素合成コード（Monash、fruity、およびNuGrid）の結果、およびAGB星、惑星状星雲、およびバリウム星におけるs-process強化の観測結果と比較されます。この比較は、Heリッチインターシェル内の12Cの存在量が比較的高いため、調査したすべての質量について、最初のsプロセスピークよりも2番目のピークを優先するプロセスとしての存在量パターンが得られることを示しています。また、対流オーバーシュートに対して拡散数値スキームではなく移流数値スキームを選択すると、5Mモデルでも重要なプロセス元素合成が発生し、観測と矛盾する可能性があります。
天体物理学におけるキラリティー
キラリティー、または利き手は、3つの異なる方法で天体物理学に入ります。磁場と渦の線はらせん状になる傾向があり、星や銀河の北半球と南半球で系統的にねじれています。ヘリシティはここでは外的要因によって引き起こされます。キラリティーは微物理的レベルでも入り、パリティを破る弱い力にまでさかのぼることができます。最後に、キラリティーは自発的に発生する可能性がありますが、これには不安定性の存在だけでなく、非線形性の作用も必要です。例は、電磁流体力学と宇宙生物学の両方で見つけることができます。そこでは、生体分子間のホモキラリティーがおそらく生命の起源で確立されました。このレビューでは、3つのタイプのキラリティー生成すべてを調査して比較します。
超重力における急速なターンインフレーションはまれであり、タキオン的です
| Title |
Rapid-turn_inflation_in_supergravity_is_rare_and_tachyonic |
| Authors |
Vikas_Aragam,_Roberta_Chiovoloni,_Sonia_Paban,_Robert_Rosati,_Ivonne_Zavala |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.05516 |
マルチフィールドインフレーションにおける非常に非測地線的、または急速に変化する軌道は、理論的および現象学的観点の両方から最近多くの関心を集めています。たとえば、このような軌道は、すべてのインフラトンがハッブルスケールよりも重い脂肪インフレーションのイータ問題を回避できます。文献で回転率が大きいほとんどのモデルは、有効場の理論として定式化されています。この論文では、弦理論でそれらを理解するための第一歩として、超重力における急速なターンインフレーションを調査します。広いフィールド空間の曲率を犠牲にして、幅広いクラスのモデルで大きな回転速度を生成できることがわかりました。ただし、これらのモデルでは、1つのフィールドは常にインフレーション軌道に沿ってタキオンであり、脂肪のインフレーションは超重力では実行できない可能性があることを意味します。曲率が高いことは、現実的なストリング理論モデルで急速に回転するインフレーションを取得することの難しさを強調しています。
場の重力：そしてその重力系のダイナミクスへの影響
場の古典論は理論物理学の至る所にあります。彼らは、物性物理学や素粒子物理学から宇宙論や天体物理学まで、物理学のほぼすべての分野で応用されています。特にスカラー場は、ボソン星、オシラトン、Qボールなどの閉じ込められた構造を引き起こす可能性があります。これらのオブジェクトは、興味深い架空の新しい「暗黒物質の星」ですが、フィールドが超軽量の場合の暗黒物質のコアの優れた説明でもあります。この論文では、その周辺の外部物質（星、惑星、またはブラックホール）によって励起されたときの、そのような閉じ込められたボソン構造の動的応答を研究します。このような摂動体は、ボソン構成を貫通しているか、その中心で周期的な動きをしている可能性があります（バイナリなど）。私たちのセットアップは、動く巨大なブラックホールと周囲の環境との間の相互作用を効率的に説明することもできます。また、暗黒物質のコア内の刺激的なバイナリへの反応として暗黒物質の枯渇を示しています。私たちの結果は、ブラックホールまたは星とそれらが住む可能性のある超軽量暗黒物質コア環境との間の相互作用の全体像を提供します。この論文は、コンパクトの運動（または最終的には生存）に対するいくつかの古典的なフィールド環境の影響も扱いますブラックホールのようなオブジェクト。
マグネターは、現在および将来の地上および地上ベースの重力波検出器によって検出される可能性のある重力波源として、すでに潜在的な候補となっています。この記事では、歪んだ回転中性子星からの重力波放射に焦点を当てます。変形は、回転軸に垂直な軸を中心に対称であると想定されます。この形式は、磁場が自然に変形した中性子星のコンテキストで適用されます。ポロイダル、トロイダルなど、提案されているさまざまな磁場構成に基づいて、宇宙のすべてのマグネターからの効果を導入することによって。確率的重力波バックグラウンド（SGWB）を生成できます。マグネターの離心率の制限に基づいて、確率論的重力波バックグラウンドの観測を使用して、マグネターの振る舞いと相関する物理学についてさらに理解する方法を正確に理解することを選択します。
高エネルギーの太陽フレアとコロナ質量放出は、地球の地上と衛星のインフラストラクチャを破壊する可能性があり、数兆ドルの損害と大量の人間の苦痛を引き起こします。これらの重要なシステムが破壊されると、電力網と衛星が無効になり、通信と輸送が損なわれます。これは食糧不足と緊急事態への対応不能につながるでしょう。この差し迫った問題の解決策は、太陽を継続的に監視し、人工知能と機械学習を使用してこの感知されたデータから大規模な太陽爆発の確率を計算し、脅威を軽減する防御メカニズムを通知する太陽軌道の衛星を使用して、ここで提案されます。最新のテクノロジーでは、十分な警告を発して実装できるセーフガードしかない場合があります。そのため、偽陰性を最小限に抑えながら真陽性率を最大化するには、既存のデータと新しいデータを使用して最適なアルゴリズムを特定し、継続的にトレーニングする必要があります。この論文では、オープンソースの太陽フレア予測データを使用して、現在の機械学習モデルの調査を実施します。エッジコンピューティングの台頭により、機械学習ハードウェアをセンサーアレイと同じ衛星に配置できるようになり、広大な空間にリモートセンシングデータを送信する必要がなくなるため、重要な時間を節約できます。システムアプローチのシステムは、災害のリスクを軽減するための安全対策を実施するための十分な警告を可能にします。
ブラックホール連星における重力波記憶の永久ひずみオフセット成分の検出
| Title |
Detection_of_the_Permanent_Strain_Offset_Component_of_Gravitational-Wave_Memory_in_Black_Hole_Mergers |
| Authors |
Jeffrey_D._Scargle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.07754 |
この手紙は、ブラックホール連星の合併イベントに伴う一般相対性理論によって予測された、重力波メモリー効果の永続的な時空ひずみ成分の最初の直接測定を報告します。このアプローチは、メモリ効果が時間の経過とともにどのように発生するかの詳細を無視することにより、非メモリ、線形メモリ、および非線形メモリ信号の正確なモデリングの必要性を回避します。LIGO/Virgo重力波過渡カタログのブラックホール合併イベントの選択64の観測に適用され、この分析は、可能性のある検出と上限の混合をもたらします。これらの結果は、合併イベントの分析に基づく個々の統計的有意性分析とアンサンブルの統計的有意性分析の両方によってサポートされており、多数の時間間隔がまったく同じ方法でそれらからシフトしています。
生命のための宇宙の微調整
物理学者が理論が微調整されていると言うとき、それらは特定の観察を説明するためにそれが疑わしいほど正確な仮定をしなければならないことを意味します。これは、理論が不十分または不完全であることの証拠です。微調整の1つの特定のケースは、特に印象的です。問題のデータは、宇宙論や素粒子物理学の正確な測定値ではなく、私たちの宇宙のより一般的な特徴です。それは生命の存在をサポートします。この章では、この生命のための宇宙の微調整について概説します。
ハイゼンベルグ限定線形検出器の設計：ボトムアップアプローチ
| Title |
Designing_Heisenberg-limited_linear_detectors:_a_bottom-up_approach |
| Authors |
Joe_Bentley,_Hendra_Nurdin,_Yanbei_Chen,_Xiang_Li,_Haixing_Miao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.07942 |
ハイゼンベルグ限界を飽和させる線形検出器を実現するための体系的なアプローチを開発します。まず、線形検出器の入出力伝達行列に対する一般的な制約を検討します。次に、量子ネットワーク合成技術を使用して、最も一般的な伝達行列の物理的実現を導き出します。これにより、入出力伝達行列から直接物理的設定を推測できます。内部モードの数が最小である最小の実現を調査することにより、ハイゼンベルグ限界を飽和させるそのような検出器が内部スクイーズスキームであることを示します。次に、パリティ時間対称システムによって動機付けられた非最小実現を調査し、一般的な量子非破壊測定に到達します。
| Title |
Performance_of_a_Kinetic-Inductance_Traveling-Wave_Parametric_Amplifier_at_4_Kelvin:_Toward_an_Alternative_to_Semiconductor_Amplifiers |
| Authors |
M._Malnou_and_J._Aumentado_and_M._R._Vissers_and_J._D._Wheeler_and_J._Hubmayr_and_J._N._Ullom_and_J._Gao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.08142 |
量子コンピューティングまたはセンシングにおけるほとんどのマイクロ波読み出しアーキテクチャは、4Kの半導体増幅器、通常は高電子移動度トランジスタ（HEMT）に依存しています。その驚くべきノイズ性能にもかかわらず、従来のHEMTは数ミリワットの電力を消費し、これらのアーキテクチャで扱われるキュービットまたはセンサーの数をスケールアップするという実際的な課題を提起します。別の方法として、4Kに配置された動的インダクタンス進行波パラメトリック増幅器（KI-TWPA）とそれに続く70Kに配置されたHEMTで構成される増幅チェーンを提示し、チェーン追加ノイズ$T_\Sigmaを示します。=3.5〜5.5GHzの間で6.3\pm0.5$K。原則として、どのパラメトリック増幅器も4Kでも量子制限できますが、実際には、KI-TWPAの性能は、入力の温度と過剰なノイズによって制限されることがわかります$T_\mathrm{ex}=1.9$K.KI-TWPAのrfポンプの消費電力は、4Kでの主電力負荷を構成し、HEMTの約1パーセントです。これらの組み合わされたノイズと消費電力の値は、半導体アンプの代わりとしてKI-TWPAを使用するための道を開きます。
