eROSITA最終赤道深度調査（eFEDS）：銀河団と銀河団のX線特性とスケーリング関係
| Title |
The_eROSITA_Final_Equatorial-Depth_Survey_(eFEDS):_X-ray_Properties_and_Scaling_Relations_of_Galaxy_Clusters_and_Groups |
| Authors |
Y.Emre_Bahar,_Esra_Bulbul,_Nicolas_Clerc,_Vittorio_Ghirardini,_Ang_Liu,_Kirpal_Nandra,_Florian_Pacaud,_I-Non_Chiu,_Johan_Comparat,_Jacob_Ider-Chitham,_Mathias_Klein,_Teng_Liu,_Andrea_Merloni,_Konstantinos_Migkas,_Nobuhiro_Okabe,_Miriam_E._Ramos-Ceja,_Thomas_H._Reiprich,_Jeremy_S._Sanders,_Tim_Schrabback |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.09534 |
選択効果と宇宙時間による観測量の分布を考慮に入れて、Spectrum-Roentgen-Gamma/eROSITA観測を使用して、eFEDSフィールドで検出されたクラスターのX線観測量間のスケーリング関係を調査します。eFEDSフィールドの542クラスターのサンプルについて、R500内のX線観測量（Lx、Lbol、T、Mgas、Yx）を抽出します。検出と範囲の尤度を適用することにより、スケーリング関係分析で使用される汚染レベルが10％未満（AGNとスプリアス変動を含む）の265クラスターのサブサンプルを構築します。eROSITAの空の最先端のシミュレーションに基づく選択関数は、私たちの仕事で完全に説明されています。eFEDSフィールドで検出された542個の銀河団とグループに対して、コアを含む<R500およびコアを切除した0.15*R500-R500アパーチャでX線観測量を提供します。さらに、Lx-T、Lx-Mgas、Lx-Yx、Lbol-T、Lbol-Mgas、Lbol間のX線スケーリング関係の正規化、勾配、赤方偏移の進化、および固有の散布パラメーターの最適な結果を示します。-YxおよびMgas-T。最適な勾配は、3シグマを超える信頼水準で自己類似モデルから大幅に逸脱していることがわかりますが、私たちの結果は、非重力物理学を含むシミュレーションおよび選択効果を考慮した最近の結果とよく一致しています。自己類似シナリオからの大きな逸脱は、非重力効果が、観測されたクラスターの物理的状態を形成する上で重要な役割を果たしていることを示しています。この作業は、eFEDS観測を使用して、スケーリング関係を低質量、低光度の銀河団およびグループ体制に拡張し、調査深度の露出でR500までのICM放出を測定し、広い質量-光度-赤方偏移範囲でスケーリング関係を制約するeROSITAの能力を示します。。
単一クロックの対称性を破る：単一フィールドインフレーションの非ガウス特徴の測定
| Title |
Breaking_the_Single_Clock_Symmetry:_measuring_single-field_inflation_non-Gaussian_features |
| Authors |
Daniele_Bertacca,_Raul_Jimenez,_Sabino_Matarrese,_Licia_Verde |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.09549 |
宇宙は、冷たい暗黒物質と暗黒エネルギーだけでなく、バリオン、放射線、ニュートリノも含んでいます。これらの成分の存在は、圧力のない冷たい暗黒物質と準均一な暗黒エネルギーの成分を超えて、インフレーションからの単一クロックの仮定がもはや保存されていないことを意味します。ここでは、この効果を定量化し、バリオン効果、ニュートリノ効果、または音速がゼロのスケールでのみ1クロック対称性が保証されることを示します。これらのスケールは、宇宙の時代と宇宙の構成に依存します。したがって、最先端の調査および場合によっては今後の調査を解釈するためのすべての使用および目的のために、アクセス可能なスケールでは、単一クロックの対称性が満たされているとは言えません。単一クロックの対称性を破ることは、ローカルタイプの非ガウス性を生成するメトリックの非線形性から生じる純粋な単一フィールドインフレーションによって生成される非ガウス特徴の研究に重要な結果をもたらします：$n_{s}-1$と相対論的な$-5/3$の項。
$ H_0 $と$ S_8 $の緊張により、$ \ Lambda $ CDMへの早い時間と遅い時間の変更が必要になります
| Title |
The_$H_0$_and_$S_8$_tensions_necessitate_early_and_late_time_changes_to_$\Lambda$CDM |
| Authors |
Steven_J._Clark,_Kyriakos_Vattis,_JiJi_Fan,_Savvas_M._Koushiappas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.09562 |
$\Lambda$CDMの初期または後期の変更だけでは、$H_0$と$S_8$の両方の緊張を同時に解決するには不十分でした。ただし、$\Lambda$CDMの初期および後期の変更を組み合わせることで、両方の緊張を解消できます。実例として、我々は結合された初期の暗黒エネルギー-崩壊する暗黒物質モデルを調べます。初期のダークエネルギーには$H_0$の緊張を解消する能力がありますが、$S_8$の測定値に不一致が生じます。崩壊する暗黒物質の追加は、初期の暗黒エネルギーモデルで強化されるはずの$S_8$の不一致を解決するのに役立ち、後者は$H_0$の不一致を95パーセンタイル間隔内に緩和できることを示します。私たちの結果は、$\Delta\rm{AIC}=-6.72$の$\Lambda$CDMよりも結合モデルの方が優先されることを示しており、宇宙論的緊張に対処するために初期と後期の両方の宇宙修正が必要になる可能性があることを示唆しています。
自己重力無衝突流の最大エントロピー分布からの暗黒物質ハローの質量関数
| Title |
Mass_functions_of_dark_matter_halos_from_maximum_entropy_distributions_for_self-gravitating_collisionless_flow |
| Authors |
Zhijie_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.09676 |
ハローを介した逆質量カスケードは、自己重力無衝突流（SG-CFD）の中間の統計的に定常状態の重要な機能です。エントロピーを最大化するために、長距離相互作用システムの逆質量カスケードから形成するには、ハローとハローグループの広いスペクトルが必要です。無衝突粒子の限界速度（$\textbfX$）、速度（$\textbfZ$）、およびエネルギー（$\textbfE$）の分布は、最大エントロピー原理から解析的に取得できます。ハロー質量関数、つまりハロー質量のスペクトルは、構造の形成と進化の基本的な量です。単純化された球形/楕円形の崩壊モデルに基づいて質量関数を作成する代わりに、質量関数を固有の分布として再定式化して、永遠の統計的定常状態でシステムエントロピーを最大化することができます。非平衡無衝突流のハローベースの記述から始めて、粒子ビリアル分散の分布（$\textbfH$）、粒子速度の2乗（$\textbfP$）、およびハローの数（$\textbfJ$）は次のとおりです。提案された。それらの統計的特性と限界速度分布（$\textbfX$）との関係は十分に研究され、確立されています。$\textbfH$は本質的にハロー質量関数であるため、$\textbfH$分布の2つの限定的なケースが、それぞれ大きなハロー（$\textbfH_\infty$）と小さなハロー（$\textbfH_s$）について分析されます。大きなハローの場合、$\textbfH_\infty$も最大エントロピー分布であることが示されています。小さなハローの場合、$\textbfH_s$は$\textbfP$分布を近似し、Press-Schechter質量関数を復元します。$\textbfH$分布の完全な解は、システムエントロピーとハロー速度分散の正確なモデルを最大化する制限分布（$\textbfX$）に依存します。
サイモンズ天文台：マルチトレーサーBモードデレンシングによるインフレーション重力波の抑制
| Title |
The_Simons_Observatory:_Constraining_inflationary_gravitational_waves_with_multi-tracer_B-mode_delensing |
| Authors |
Toshiya_Namikawa,_Anton_Baleato_Lizancos,_Naomi_Robertson,_Blake_D._Sherwin,_Anthony_Challinor,_David_Alonso,_Susanna_Azzoni,_Carlo_Baccigalupi,_Erminia_Calabrese,_Julien_Carron,_Yuji_Chinone,_Jens_Chluba,_Gabriele_Coppi,_Josquin_Errard,_Giulio_Fabbian,_Simone_Ferraro,_Alba_Kalaja,_Antony_Lewis,_Mathew_S._Madhavacheril,_P._Daniel_Meerburg,_Joel_Meyers,_Federico_Nati,_Giorgio_Orlando,_Davide_Poletti,_Giuseppe_Puglisi,_Mathieu_Remazeilles,_Neelima_Sehgal,_Osamu_Tajima,_Grant_Teply,_Alexander_van_Engelen,_Edward_J._Wollack,_Zhilei_Xu,_Byeonghee_Yu,_Ningfeng_Zhu,_Andrea_Zonca |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.09730 |
SimonsObservatory（SO）のデレンシングフレームワークを紹介し、検証します。これは、CMB偏光の$B$モードの測定でレンズノイズを低減することにより、インフレーション重力波（IGW）の制約を改善するために使用されます。SOは、最初に3つの小口径望遠鏡と1つの大口径望遠鏡を使用してCMBを観測します。小口径望遠鏡からの偏光マップはIGWを制約するために使用されますが、デレンに使用される内部CMBレンズマップは大口径望遠鏡からのデータから再構築されます。SOデータから取得したレンズマップはサブディグリースケールでノイズが支配的であるため、SOレンズフレームワークは、内部CMBレンズマップをPlanckの宇宙赤外線背景放射のマップと組み合わせることにより、レンズ誘導$B$モードのテンプレートを構築します。LSST調査からの銀河密度マップと同様に。観測された$B$モードとレンズ化$B$モードテンプレート間の自動スペクトルとクロススペクトルを含むテンソル対スカラー比$r$を制約する可能性を構築します。調査の非理想性を含むマップベースのシミュレーションでデレンシング分析パイプラインをテストしますが、この最初の調査では、銀河系および銀河系外の前景からの汚染は含まれていません。SOサーベイのマスキングと不均一な大気ノイズは、デレンシングのパフォーマンスにほとんど影響を与えず、$r$制約は$\sigma（r）\approx0.0015$になります。これは、の理想的な予測から得られたものに近いものです。銀河系の前景がないため、デレンズを使用しない場合よりも2倍近くタイトになります。また、マルチトレーサーデレンシングパイプラインで使用されている外部の大規模構造トレーサーの不確実性により、$1\、\sigma$の統計的不確実性よりもはるかに小さいバイアスが発生することもわかりました。
宇宙せん断とKiDS-1000への応用のための純粋モード相関関数
| Title |
Pure-mode_correlation_functions_for_cosmic_shear_and_application_to_KiDS-1000 |
| Authors |
Peter_Schneider,_Marika_Asgari,_Yasaman_Najafi_Jozani,_Andrej_Dvornik,_Benjamin_Giblin,_Joachim_Harnois-D/'eraps,_Catherine_Heymans,_Hendrik_Hildebrandt,_Henk_Hoekstra,_Konrad_Kuijken,_HuanYuan_Shan,_Tilman_Tr\"oster,_Angus_H._Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.09774 |
重力レンズ調査における系統的効果の1つのプローブは、宇宙せん断2点相関関数\xi_\pm（\vt）にいわゆるBモードが存在することです。これは、レンズがEモードせん断のみを生成すると予想されるためです。さらに、EモードまたはBモードのせん断に一意に割り当てることができないあいまいなモードが存在します。純粋モードせん断相関関数\xi_\pm^E/B（\vt）とそのあいまいなコンポーネント\xi_\pm^amb（\vt）の明示的な方程式を導出します。これは、測定された\xi_\pmから導出できます。（\vt）有限の角度間隔\tmin\le\vt\le\tmaxで、後者を\xi_+=\xi_+^E+\xi_+^B+\xi_のような純粋モード関数に一意に分解できるようにします。+^ambおよび\xi_-=\xi_-^E-\xi_-^B+\xi_-^amb。導出は、明示的な関係が取得され、COSEBIモード間の共分散が小さくなる新しいCOSEBIのセットを定義することによって取得されます。\xi_\pm^E/B/ambと基礎となるE-/Bモードパワースペクトルの間の関係を導き出します。純粋モード相関関数は、構成空間の分類学の診断を提供できます。次に、結果をSLICSシミュレーションとKiDS-1000宇宙せん断データに適用し、新しいCOSEBIと純粋モード相関関数、および対応する共分散を計算し、新しい統計が最適に等しく適合することを示します。以前のKiDS-1000分析と同じ宇宙論的モデルであり、同じレベルの（重要でない）Bモードを回復します。また、1次および2次レベルでのあいまいなモードを詳細に検討し、いくつかの驚くべき結果を見つけます。たとえば、点質量のせん断場は、中心を通る線に沿って切断された場合、Eモードせん断に一意に帰することができないため、あいまいであり、点質量のランダムな集合から生じるせん断相関関数は、有限の角度範囲で測定した場合、あいまいなモードに対応します。
修正された重力における小規模な赤方偏移空間歪みの正確なモデルに向けて
| Title |
Towards_an_accurate_model_of_small-scale_redshift-space_distortions_in_modified_gravity |
| Authors |
Cheng-Zong_Ruan_(ICC,_Durham),_Carolina_Cuesta-Lazaro_(ICC_and_IDS,_Durham),_Alexander_Eggemeier_(ICC,_Durham),_C\'esar_Hern\'andez-Aguayo_(MPA,_Excellence_Cluster_ORIGINS),_Carlton_M._Baugh_(ICC_and_IDS,_Durham),_Baojiu_Li_(ICC,_Durham)_and_Francisco_Prada_(IAA,_Granada) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10033 |
次世代の銀河調査では、これまでにない精度とデータサイズで銀河団の測定が可能になり、これまでに達成できたよりもはるかに高い精度で宇宙モデルをテストできるようになります。これは、将来の観測データと比較するために、より正確な理論的予測が必要であることを意味します。修正重力（MG）宇宙論における小規模銀河団の赤方偏移空間歪み（RSD）のより正確なモデリングに向けた最初のステップとして、いわゆるSkew-T（ST）確率分布関数（PDF）の有効性を調査します。）これらのモデルにおけるハローペアワイズ固有速度の。STPDFは、RSDのストリーミングモデルと組み合わせて、$\Lambda$CDMと2つの主要なMGモデル（$f（R）$重力とDGPブレーンワールドモデル。STモデルは、MG$N$-bodyシミュレーションから測定された速度PDFと赤方偏移空間ハロークラスタリングを$\sim5\、h^{-1}\mathrm{Mpc}$まで非常によく再現します。特に、以前の作品よりも広範囲のMGバリアントについて、$\Lambda$CDMに関するハローペアワイズ速度モーメントの強化を調査し、観察された動作の簡単な説明を示します。単純なフィッシャー分析を実行することにより、RSD分析に小規模な情報を導入することにより、一般相対性理論の変更を検出するための制約力が大幅に増加することがわかります。
一般化チャプリギンガスモデルのハミルトン-ヤコビ形式
この作業では、一般化チャプリギンガスモデルのスカラー場の実装に対するハミルトン-ヤコビ形式の適用について説明します。これは、スカラー場の一般化されたボルン・インフェルト作用に対応します。これは、最初の高速回転段階で物質のような振る舞いを模倣し、最後の低速回転段階で宇宙定数を模倣します。モデルの現象論を豊かにするために、フィールドのスカラーポテンシャルによって指定された機能の自由度を追加します。興味深いことに、非標準の運動項によって引き起こされるリフティングのために、負のポテンシャルに対しても漸近的なド・ジッターのような構成が得られることがわかりました。バックグラウンドレベルで、このモデルが独立したバリオン成分と放射成分の有無にかかわらず、{\Lambda}CDMモデルを簡単に模倣できることを示します。
| Title |
Dark_Energy_Survey_Year_3_results:_Cosmology_with_peaks_using_an_emulator_approach |
| Authors |
D._Z\"urcher,_J._Fluri,_R._Sgier,_T._Kacprzak,_M._Gatti,_C._Doux,_L._Whiteway,_A._Refregier,_C._Chang,_N._Jeffrey,_B._Jain,_P._Lemos,_D._Bacon,_A._Alarcon,_A._Amon,_K._Bechtol,_M._Becker,_G._Bernstein,_A._Campos,_R._Chen,_A._Choi,_C._Davis,_J._Derose,_S._Dodelson,_F._Elsner,_J._Elvin-Poole,_S._Everett,_A._Ferte,_D._Gruen,_I._Harrison,_D._Huterer,_M._Jarvis,_P.F._Leget,_N._Maccrann,_J._Mccullough,_J._Muir,_J._Myles,_A._Navarro_Alsina,_S._Pandey,_J._Prat,_M._Raveri,_R.P._Rollins,_A._Roodman,_C._Sanchez,_L.F._Secco,_E._Sheldon,_T._Shin,_M._Troxel,_I._Tutusaus,_B._Yin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10135 |
物質密度$\Omega_{\mathrm{m}}$と密度変動の振幅$\sigma_8$を、$\Lambda$CDM宇宙論モデル内で、せん断ピーク統計と角度収束パワースペクトルを使用して、ダークエネルギーサーベイ（DESY3）の最初の3年間のデータ。クロスピークを含む断層撮影せん断ピーク統計を使用します。2つの断層撮影赤方偏移ビンの収束の調和空間積を取ることによって作成されたマップで計算されたピークカウント。私たちの分析は、ガウスプロセスエミュレーターを使用して、N体シミュレーションを使用してこれらの統計の尤度を作成するためのフォワードモデリングスキームに従います。次のレンズ分類学が含まれています：乗法せん断バイアス、測光赤方偏移の不確実性、および銀河固有の整列。モデル化されていないバリオン物理学からのバイアスを回避するために、厳密なスケールカットが適用されます。追加の非ガウス情報により、構造成長パラメーターの制約が厳しくなり、$S_8〜\equiv〜\sigma_8\sqrt{\Omega_{\mathrm{m}}/0.3}〜=〜0.797_が生成されることがわかります。{-0.013}^{+0.015}$（68\％信頼限界）、1.8\％の精度で、角度パワースペクトルのみの場合と比較して〜38\％の改善。角度パワースペクトルとピークカウントで得られた結果は互いに一致していることがわかり、$S_8$に有意差は記録されていません。私たちの調査とPlanck2018の結果の間には、$1.5\thinspace\sigma$の穏やかな緊張が見られ、分析の結果、$S_8$は低くなっています。さらに、角度パワースペクトルと断層撮影のピークカウントの組み合わせにより、銀河固有の整列$A_{\mathrm{IA}}$と$S_8$の間の縮退が解消され、宇宙論的制約が改善されることがわかります。一連のテストを実行して、結果が堅牢であり、DESY3データを使用した他の調査の結果と一致していると結論付けました。
| Title |
Dark_Energy_Survey_Year_3_results:_cosmology_with_moments_of_weak_lensing_mass_maps |
| Authors |
M.Gatti,_B._Jain,_C._Chang,_M._Raveri,_D._Z\"urcher,_L._Secco,_L._Whiteway,_N._Jeffrey,_C._Doux,_T._Kacprzak,_D._Bacon,_P._Fosalba,_A._Alarcon,_A._Amon,_K._Bechtol,_M._Becker,_G._Bernstein,_J._Blazek,_A._Campos,_A._Choi,_C._Davis,_J._Derose,_S._Dodelson,_F._Elsner,_J._Elvin-Poole,_S._Everett,_A._Ferte,_D._Gruen,_I._Harrison,_D._Huterer,_M._Jarvis,_E._Krause,_P.F._Leget,_P._Lemos,_N._Maccrann,_J._Mccullough,_J._Muir,_J._Myles,_A._Navarro,_S._Pandey,_J._Prat,_R.P._Rollins,_A._Roodman,_C._Sanchez,_E._Sheldon,_T._Shin,_M._Troxel,_I._Tutusaus,_B._Yin,_M._Aguena,_S._Allam,_F._Andrade-Oliveira,_J._Anni,_E._Bertin,_D._Brooks,_D._L._Burke,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_R._Cawthon,_M._Costanzi,_L._N._da_Costa,_M._E._S._Pereira,_J._De_Vicente,_S._Desai,_H._T._Diehl,_J._P._Dietrich,_et_al._(43_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10141 |
ダークエネルギーサーベイ（DES）の最初の3年間のデータ（Y3）データからの弱いレンズ質量（収束）マップの2番目と3番目のモーメントを使用した宇宙論的分析を提示します。調査は4139平方度の有効領域にまたがり、1億個を超える銀河の画像を使用して収束フィールドを再構築します。平滑化スケールの関数としての収束の2次モーメントには、標準のせん断2点統計と同様の情報が含まれています。3次モーメント、つまり歪度には、追加の非ガウス情報が含まれています。データは$\Lambda$CDMモデルのコンテキストで分析され、天体物理学と測定体系をモデル化する5つの宇宙論的パラメーターと19の迷惑パラメーターを変化させます。オブザーバブルのモデリングは完全に分析的であり、以前の方法論研究のシミュレーションでテストされています。変動パラメータ$S_8\equiv\sigma_8（\Omega_m/0.3）^{0.5}=0.784\pm0.013$の振幅の1.7\％測定値を取得します。測定値は、赤方偏移ビン、角度スケール間、および2番目と3番目のモーメントの間で内部的に一貫していることが示されています。特に、測定された3次モーメントは、$\Lambda$CDMモデルでの重力クラスタリングの期待値と一致しています。3次モーメントを追加すると、2次モーメントのみを使用する解析と比較して、$S_8$と$\Omega_{\rmm}$の制約が$\sim$15\％と$\sim$25\％改善されます。結果を宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の{\itPlanck}制約と比較し、考慮されるモーメントの組み合わせに応じて、パラメーター空間全体で$2.2$\textendash$2.8\sigma$の張力を見つけます。3番目の瞬間は、独立して{\itPlanck}と$2.8\sigma$の緊張関係にあり、2点相関の分析のクロスチェックを提供します。
TESS Hunt for Young and Maturing Exoplanets（THYME）VI：Lower
CentaurusCruxで非常に低質量の星を通過する11Myrの巨大惑星
| Title |
TESS_Hunt_for_Young_and_Maturing_Exoplanets_(THYME)_VI:_an_11_Myr_giant_planet_transiting_a_very_low-mass_star_in_Lower_Centaurus_Crux |
| Authors |
Andrew_W._Mann,_Mackenna_L._Wood,_Stephen_P._Schmidt,_Madyson_G._Barber,_James_E._Owen,_Benjamin_M._Tofflemire,_Elisabeth_R._Newton,_Eric_E._Mamajek,_Jonathan_L._Bush,_Gregory_N._Mace,_Adam_L._Kraus,_Pa_Chia_Thao,_Andrew_Vanderburg,_Joe_Llama,_Christopher_M._Johns-Krull,_L._Prato,_Asa_G._Stahl,_Shih-Yun_Tang,_Matthew_J._Fields,_Karen_A._Collins,_Kevin_I._Collins,_Tianjun_Gan,_Eric_L._N._Jensen,_Jacob_Kamler,_Richard_P._Schwarz,_Elise_Furlan,_Crystal_L._Gnilka,_Steve_B._Howell,_Kathryn_V._Lester,_Dylan_A._Owens,_Olga_Suarez,_Djamel_Mekarnia,_Tristan_Guillot,_Lyu_Abe,_Amaury_H._M._J._Triaud,_Marshall_C._Johnson,_Reilly_P._Milburn,_Aaron_C._Rizzuto,_Samuel_N._Quinn,_Ronan_Kerr,_George_R._Ricker,_Roland_Vanderspek,_David_W._Latham,_Sara_Seager,_Joshua_N._Winn,_Jon_M._Jenkins,_Natalia_M._Guerrero,_Avi_Shporer,_Joshua_E._Schlieder,_Brian_McLean,_Bill_Wohler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.09531 |
成熟したスーパーアースとサブネプチューンは、10Myr未満の場合、$\simeq$Jovian半径であると予測されます。したがって、古い星が何も持っていなくても、若い星の周りに5〜15$R_\oplus$の惑星が見つかると予想されます。TOI1227bの発見と検証を報告します。これは、27。4日ごとに非常に低質量の星（$0.170\pm0.015M_\odot$）を通過する$0.85\pm0.05R_J$（9.5$R_\oplus$）惑星です。TOI1227の運動学と強いリチウム吸収は、それが以前に発見された、Muscaグループと呼ばれるLowerCentaurusCruxOB協会のサブグループのメンバーであることを確認しています。リチウム、回転、およびMuscaメンバーの色と大きさの図に基づいて、Muscaの11$\pm$2Myrの年齢を導き出します。TESSデータと地上ベースのフォローアップは、深い（2.5％）トランジットを示しています。IGRINS分光器からの多波長通過観測と視線速度を使用して、信号が本質的に惑星であると検証し、惑星の質量の上限$\simeq0.5M_J$を取得します。このような大きな惑星は成熟した低質量星の周りでは非常にまれであるため、TOI1227bはまだ収縮しており、最終的にはより一般的な$<5R_\oplus$惑星の1つになることをお勧めします。
TOI-216：惑星移動に対する共鳴制約
TOI-216は、2：1の平均運動共鳴の深い軌道を持つ一対の近接惑星です。内側のネプチューンクラスの惑星（TOI-216b）は0.12au（軌道周期$P_{\rmb}\simeq17$d）に近く、かなりの軌道離心率（$e_{\rmb}\simeq0.16$）、および共振における大きな秤動振幅（$A_\psi\simeq60^\circ$）。外惑星（TOI-216c）は、ほぼ円軌道上の巨大ガスです。TOI-216惑星の軌道構成を説明するために、原始惑星系円盤内の惑星移動の$N$体シミュレーションを実行します。TOI-216bの移動は、2つの惑星の共鳴への収束移動を可能にするために、現在の軌道半径の近くで停止されたに違いないことがわかります。推定される減衰と移行のタイムスケール比$\tau_e/\tau_a\simeq0.02$の場合、共振の不安定な秤動により、$A_\psi\simeq80^\circ$と$e_{\rmbのリミットサイクルが発生します。}<0.1$。システムは、原始惑星系円盤の寿命の大部分の間、この構成のままであった可能性があります。ガスディスクが裏返しに取り外された場合、これは秤動振幅を$A_\psi\simeq60^\circ$に減少させ、TOI-216cとの共鳴相互作用を介して$e_{\rmb}$をブーストします。私たちの結果は、比較的高速な内部ディスクの削除（$\sim10^5$yr）を示唆しています。大きな秤動振幅を説明する別の手段は、（乱流）ガスディスクからの確率的攪拌です。それが機能するためには、不安定な秤動を抑制する必要があり、$\tau_e/\tau_a\simeq0.05$、そして非常に強い乱流攪拌（または他の大きな確率的強制の原因）がガスの減衰効果を克服する必要があります。流体力学的シミュレーションを実行して、これらのモデルをテストできます。
OSSOS。 XXIII。 2013VZ70と巨大惑星の一時的な軌道
| Title |
OSSOS._XXIII._2013_VZ70_and_the_Temporary_Coorbitals_of_the_Giant_Planet |
| Authors |
Mike_Alexandersen_(1,_2),_Sarah_Greenstreet_(3,_4,_5,_6),_Brett_J._Gladman_(7),_Michele_T._Bannister_(8),_Ying-Tung_Chen_(2),_Stephen_D._J._Gwyn_(9),_JJ_Kavelaars_(9,_10),_Jean-Marc_Petit_(11),_Kathryn_Volk_(12),_Matthew_J._Lehner_(2,_13,_1),_Shiang-Yu_Wang_(2)_((1)_Center_for_Astrophysics_ |
_Harvard_&_Smithsonian,_(2)_Academia_Sinica_Institute_of_Astronomy_&_Astrophysics,_(3)_B612_Asteroid_Institute,_(4)_University_of_Washington,_(5)_Las_Cumbres_Observatory,_(6)_University_of_California_Santa_Barbara,_(7)_University_of_British_Columbia,_(8)_University_of_Canterbury,_(9)_National_Research_Council_of_Canada,_(10)_University_of_Victoria,_(11)_Univ._Bourgogne_Franche-Comt\'e,_(12)_University_of_Arizona,_(13)_University_of_Pennsylvania) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.09627 |
土星の最初の既知の馬蹄形の軌道上の仲間である2013VZ70の発見を紹介します。アウターソーラーシステムオリジンサーベイ（OSSOS）によって4。5年間観測された、2013VZ70の軌道は高精度であると決定されており、現在、惑星と「馬蹄形」の秤動状態にあることが明らかになっています。この共有軌道運動は少なくとも数千年続くでしょうが、今から約10キロで終わります。したがって、2013VZ70は、巨大惑星の既知の「一時的な軌道」集団の別の例であり、これは土星の最初の既知の順行の例です（一時的な逆行軌道は木星と土星で知られています）。4つの巨大惑星の一時的な軌道集団を含む、巨大惑星領域（2--34au）におけるトランスネプチューン起源の散乱集団の理論的定常状態モデルを提示します。このモデルを、よく特徴付けられた一連の外部太陽系調査によって行われた実際の検出と比較するために、調査シミュレーションを使用して観測バイアスにさらします。散乱集団に対する観測された共軌道の数は予測よりも多いが、我々は、互いに対する各巨大惑星の観測された一時的な軌道の数が太陽系外縁天体の源と一致していることを示す。
FUオリディスクの内側10auの昇華温度に耐えるミリメートルサイズのダスト粒子が現れる
| Title |
Millimeter-sized_Dust_Grains_Appear_Surviving_the_Water-sublimating_Temperature_in_the_Inner_10_au_of_the_FU_Ori_Disk |
| Authors |
Hauyu_Baobab_Liu,_An-Li_Tsai,_Wen_Ping_Chen,_Jin_Zhong_Liu,_Xuan_Zhang,_Shuo_Ma,_Vardan_Elbakyan,_Joel_D._Green,_Antonio_S._Hales,_Sheng-Yuan_Liu,_Michihiro_Takami,_Sebasti\'an_P\'erez,_Eduard_I._Vorobyov,_Yao-Lun_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.09684 |
以前の観測では、典型的な降着爆発の若い恒星状天体であるFUOriの$\lesssim$10au、$\gtrsim$400Kの高温の内部円盤は、粘性加熱によって支配されていることが示されています。この地域の塵の性質を制限するために、2020年6月から7月、9月、11月にカールG.ヤンスキー超大型干渉電波望遠鏡（JVLA）を使用してこのディスクに向けて電波観測を行いました。また、補完的な光学測光モニタリング観測も実施しました。FUOriの高温の内部ディスク中央面からのダストの熱放射はほぼ静止しており、この領域での最大ダスト粒子サイズは$\gtrsim$1.6mmであることがわかりました。150〜170Kの水雪線の内側にあるFUOriの高温の内部ディスクが乱れている場合（たとえば、Sunyaev＆Shakuraの粘性$\alpha_{t}\gtrsim$0.1に対応）、または実際の最大粒子サイズが私たちが現在制約している下限よりもまだ大きいので、最近の分析計算と実験室での測定によって示唆されているように、水氷を含まないダスト粒子は、原始惑星系円盤の水氷でコーティングされたダスト粒子よりも粘着性がある可能性があります。さらに、これらの連星の自由自由放射とジョンソンBおよびVバンドの光度は、2016年から2020年にかけて明るくなっていることがわかります。光学的および電波の変動性は、動的に進化する原始星またはディスクの降着活動に関連している可能性があります。私たちの結果は、爆発する物体の高温の内部ディスクが、ダスト粒子成長のモデルをテストするための重要な実験室であることを強調しています。このようなシステムのアクティブな性質を考えると、最大ダスト粒子サイズを確実に診断するには、調整された多波長無線観測を実行することが重要です。
褐色矮星大気の近赤外スペクトル（1.0-5.0 $ \ mu $ m）に対するダストサイズの影響
| Title |
Effect_of_Dust_Size_on_the_Near-Infrared_Spectra_(1.0-5.0_$\mu$m)_of_Brown_Dwarf_Atmospheres |
| Authors |
Satoko_Sorahana,_Hiroshi_Kobayashi,_Kyoko_K._Tanaka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.09700 |
この研究では、大気中のダストサイズが10個のL型褐色矮星の近赤外線スペクトルに依存することを示し、各L型褐色矮星の大気中のダスト粒子のサイズを制限します。以前の研究では、観測されたスペクトルとモデル化されたスペクトルを比較することにより、理論的予測からのスペクトル形状の偏差が一般的な特性であることが示唆されました。ここでは、褐色矮星の大気中のダストサイズに焦点を当てて、観測されたスペクトルを理解します。ダストサイズを変えると、それに応じてスペクトルの形が変わることで、大気の温度-圧力構造が変わることを確認します。ダストが放射の主な吸収体である波長（ダストが支配的な領域）では、大きなダストの不透明度と中程度の粒子サイズ、たとえば0.1$\mu$mが組み合わさると、光球の温度が低くなり、したがって、小さなフラックス。逆に、ガス吸収が支配的な波長（ガスが支配的な領域）では、ダストの不透明度が大きいと温度と圧力の構造が変化し、光球の温度が高くなります。これは、大きなフラックス放出に対応します。サイズ効果を考慮して、波長範囲1〜5$\mu$mのモデルスペクトルフラックスを観測スペクトルフラックスと比較して、AKARIおよびSpeXで観測された10個のL型褐色矮星のそれぞれの大気中の主なダストサイズを制約します。またはCGS4。最終的に、観測されたデータは、これらのL型褐色矮星のうち6つについて、0.1〜3.0$\mu$mの中程度のダストサイズに基づくモデルによってより忠実に再現されることを明らかにします。したがって、このような大気中の塵のサイズは、L型褐色矮星の大部分に当てはまることが示唆されています。
HD23079システムの太陽系外衛星に関する最新の研究
HD23079システムで発見された視線速度惑星を周回する可能性のある太陽系外衛星について、軌道安定性の外縁を再評価します。このシステムでは、太陽型の星が、外側の恒星のハビタブルゾーンのほぼ円軌道にある木星質量惑星をホストしています。太陽系外衛星の外側の安定限界は、順行軌道と逆行軌道の両方を含む広範囲の初期条件を考慮して、$N$-bodyおよび潮汐移動シミュレーションを使用して推定されます。特に、衛星平均近点角の多くの値を評価して、準安定領域を特定して除外することにより、以前の研究を拡張します。このシステムの将来の観測は、現在測定されている最小質量に関連するスケールファクターを通じて私たちの結果を利用することができます。一定のタイムラグ潮汐モデル（Hut1981）を使用して、システム内のもっともらしい潮汐相互作用は、理論的な安定限界に向かって有意な外向きの移動を誘発するには不十分であることがわかります。現在の技術ではこのシステムで太陽系外衛星を検出することはできませんが、将来の研究能力を考慮して、直接イメージング観測内のドップラーモニタリングによる推定衛星の検出可能性についてコメントします。
NGC1052の環境における低表面輝度銀河の発見と分析
NGC1052の環境は、エキゾチックな特性を主張する低表面輝度銀河（LSBG）の存在により、最近大きな注目を集めており、この領域での新しい物体の検出が非常に重要になっています。DECaLSからの公開深部測光データを使用して、NGC1052の距離で2x2Mpcに相当する6x6度の広い領域にわたってLSBGの包括的な検索を実行しました。r_e>5"およびmu_g（0）>24magarcsec-2の42個のLSBGを検出しましたが、そのうち20個は以前は検出されなかったオブジェクトです。新しく検出されたすべてのオブジェクトの中で、RCP32は極端なプロパティで際立っています：r_e=23.0"および<mu_g>_e=28.6magarcsec-2。これにより、RCP32は、広範囲に研究されたNGC1052-DF2からわずか10分角に位置し、統合測光によってこれまでに検出された中で最も低いLSBGの1つになります。LSBG内の球状星団（GC）の存在を調査しました。RCP32でGCシステムをわずかに検出し、バリオン密度が非常に低いことを考えると、RCP32の追跡観測に大きな関心があると主張します。利用可能な分光法で銀河の分布を分析した後、NGC1052を中心に、赤方偏移空間で十分に分離された約1Mpcの大規模構造を特定しました。LSBGとこの大規模構造の間の空間相関分析は、それらの関連性を示唆しています。ただし、有効半径の分布を調べると、NGC1052の視線の近くに大きなLSBG（r_e>15"）の過密が見つかりました。これは、視線投影で同様の視線速度を持つ下部構造を示唆していると主張しますが、これらの明らかに大きなLSBGのいくつかが関連付けられる可能性のあるより近い距離では、潮汐相互作用から生じる可能性のある影響をさらに調査する価値があります。私たちの作業は、LSBGのカタログを新しい興味深いオブジェクトで拡張し、この領域のLSBG。
銀河置換技術（GRT）：宇宙論的文脈における銀河団ガスのストリッピングと形成を研究するための新しいアプローチ
| Title |
The_Galaxy_Replacement_Technique_(GRT):_a_New_Approach_to_Study_Tidal_Stripping_and_Formation_of_Intracluster_Light_in_a_Cosmological_Context |
| Authors |
Kyungwon_Chun,_Jihye_Shin,_Rory_Smith,_Jongwan_Ko,_Jaewon_Yoo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.09532 |
非常に質量の大きい銀河の潮汐ストリッピングをモデル化できる銀河置換技術（GRT）を紹介します（m$_{\rm{star}}=5.4\times10^4$〜M$_\odot$/h）そして、効率的で高速な技術を使用した、完全に宇宙論的な文脈での高空間分解能（10pc/h）。この手法は、基本宇宙論シミュレーションの複数の低解像度DMハローを、DMハローや恒星円盤などの高解像度モデルに置き換えることで機能します。赤方偏移$\sim8$から現在まで、銀河の階層的降着を通じて、個別に、または銀河群などの下部構造で、クラスターの階層的構築を追跡する方法を適用します。赤方偏移$\sim$1以降、観測されたクラスターの観測された全恒星質量を正常に再現できることがわかりました。高解像度により、潮汐ストリッピングプロセスを正確に解決し、クラスター内の超低表面輝度特徴（$\mu_{V}<32$magarcsec$^{-2}$）の形成を適切に説明できます。クラスター内光（ICL）、シェル、潮流。いくつかの異なる方法を使用して、ICLと最も明るい銀河団（BCG）の光の割合の進化を測定します。クラスターの質量成長履歴に対するそれらの幅広い応答は類似していますが、方法は体系的な違いを示しています。つまり、異なる方法を使用する研究を比較する場合は注意が必要です。GRTは、銀河への潮汐効果を研究し、完全な宇宙論的文脈で、シミュレートされたグループとクラスターの大規模なサンプルを使用してICLの形成チャネルを探索するための強力な新しいツールを表しています。
紫外線近赤外光学北部調査（UNIONS）での強レンズクエーサーの発見
| Title |
Discovery_of_Strongly_Lensed_Quasars_in_the_Ultraviolet_Near_Infrared_Optical_Northern_Survey_(UNIONS) |
| Authors |
J._H._H._Chan,_C._Lemon,_F._Courbin,_R._Gavazzi,_B._Cl\'ement,_M._Millon,_E._Paic,_K._Rojas,_E._Savary,_G._Vernardos,_J.-C._Cuillandre,_S._Fabbro,_S._Gwyn,_M._J._Hudson,_M._Kilbinger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.09535 |
最初から選択された紫外線近赤外光学北部調査（UNIONS）のコンポーネントである進行中のカナダ-フランス画像調査（CFIS）の最初の2500平方度から、5つの新しい二重画像レンズクエーサーの発見を報告します。$Gaia$ペアまたはMILLIQUASクエーサーのカタログ。CFISの0.6秒角の中央値を見る深い$r$バンドイメージングを利用して、点広がり関数のラプラシアンの畳み込みを介して、$u-r$の同様の色を持つ複数の点光源の存在を確認します。$r$バンドでフラックス比が2.5等未満の同色の点光源を必要とすることで、候補の数が256314から7815に減少します。目視検査の後、30の高品位候補を取得し、分光学的フォローアップを優先します。点光源を差し引いたときにレンズ銀河の兆候を示しているもの。2.56m北欧光学望遠鏡（NOT）でALFOSCを使用して18の候補のロングスリットスペクトルを取得し、$1.21<z<3.36$で、角度間隔が0.8〜2.5秒角の5つの新しい二重レンズクエーサーを確認します。追加のシステムの1つは、CFISイメージングと既存のSDSSスペクトルに基づくレンズ付きクエーサーの可能性です。さらに、6つのオブジェクトをほぼ同一のクエーサーとして分類します。レンズはまだ可能ですが、レンズ銀河は検出されません。CFISフットプリント内の既存の光学的に明るいレンズの回復率（$83\％$）を考えると、CFISのみからの$ur$色選択と組み合わせた同様の戦略により、小さな分離の効率的で完全な発見が得られると期待しています。24.1等のCFIS$r$バンドの大きさの制限内で$z=2.7$未満のソース赤方偏移のレンズ付きクエーサー。
いくつかのMpcスケールでの銀河の適合性
| Title |
Galactic_conformity_at_few_Mpc_scales |
| Authors |
Ivan_Lacerna,_Facundo_Rodriguez,_Antonio_D._Montero-Dorta,_Ana_L._O'Mill,_Sof\'ia_A._Cora,_M._Celeste_Artale,_Andr\'es_N._Ruiz,_Tom\'as_Hough_and_Cristian_A._Vega-Mart\'inez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.09536 |
暗黒物質ハロー内の環境は、銀河の星形成を抑えることができます。ただし、ハローのビリアル半径（$\gtrsim$1Mpc）を超える環境への影響はあまり明白ではありません。一例は、中央銀河の色または星形成と、2つのハロー銀河適合性と呼ばれるいくつかのMpcの大きな間隔での隣接するハローの隣接銀河との間の議論された相関関係です。MDPL2宇宙論的シミュレーションとIllustrisTNG300宇宙論的流体力学シミュレーションに適用された半解析モデルSAGの異なるバージョンから生成された2つの銀河カタログを使用して、隣接する銀河のクエンチされた割合を実際の関数として測定することにより、2つのハロの適合性を研究します。中央銀河からの空間距離。大規模なシステムの近くにある低質量の中央銀河（$M_{\rm200c}$$\geq$10$^{13}$$h^{-1}〜\rmM_{\odot}$）最大5$h^{-1}$Mpcは、他の中央銀河と比較して、固定恒星質量$M_{\star}$または固定ホストハロー質量$M_{\rm200c}$で$z$〜で優先的にクエンチされます。0.すべての銀河カタログで、低質量（$M_{\star}<10^{10}$$h^{-1}〜\rmM_{\odot}$または$M_{\rm200c}<10^{11.8}$$h^{-1}〜\rmM_{\odot}$）銀河のグループとクラスターの近くにある中央の銀河は、主に2つのハロー銀河の適合性を生み出します。平均して、急冷された低質量の中心銀河は、通常、同じ質量の星形成中心銀河よりもはるかに大きなハローに近いです（約5倍）。私たちの結果は、巨大なハローの環境への影響がビリアル半径を超えて広がり、近くの低質量の中央銀河に影響を与える可能性があることを裏付けています。
統計的な強いレンズ。 IV。個々のソースの赤方偏移がない推論
| Title |
Statistical_strong_lensing._IV._Inferences_with_no_individual_source_redshifts |
| Authors |
Alessandro_Sonnenfeld_(1)_((1)_Leiden_Observatory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.09537 |
環境。強いレンズの質量測定には、レンズと光源銀河の両方の赤方偏移に関する知識が必要です。伝統的に、分光学的赤方偏移はこの目的のために使用されます。ただし、今後の調査では、$\sim10^5$の強力なレンズが発見され、それらのほとんどの分光学的赤方偏移を取得することは非常に困難になります。レンズと光源の光が混ざり合うため、測光赤方偏移の測定も非常に困難になります。目的。この作業の目的は、個々のソースの赤方偏移測定を行わない一連の強力なレンズの分析から銀河集団の構造特性を推測する方法を示し、次の場合と比較して精度の低下を評価することです。どの分光赤方偏移が利用可能か。メソッド。ペーパーIIIで紹介された形式に基づいて、ソースの赤方偏移を無視しながら、統計的に強いレンズの推論を実行できる方法を開発しました。この方法は、レンズのないバックグラウンドソース母集団のプロパティと調査の選択関数の知識に依存しており、強いレンズレガシー調査のコラボレーションによって最初に導入された光幾何学的赤方偏移として知られるアプローチを一般化します。私は、観測空間のカットの上で完全な137個の強力なレンズのサブセットで構成されるシミュレーションデータでこの方法をテストしました。結果。この方法は、個々のソースの赤方偏移がわかっている場合に達成可能な精度に匹敵する精度で、銀河集団の特性を回復します。結論。光幾何学的赤方偏移法は、バックグラウンドソースポピュレーションプロパティとレンズ選択関数がよく知られている場合、強力なレンズの大規模なセットの分析のための実行可能なアプローチです。
eROSITA最終赤道深度調査（eFEDS）：銀河団と変装したグループ
| Title |
The_eROSITA_Final_Equatorial-Depth_Survey_(eFEDS):_Galaxy_Clusters_and_Groups_in_Disguise |
| Authors |
Esra_Bulbul,_Ang_Liu,_Thomas_Pasini,_Johan_Comparat,_Duy_Hoang,_Matthias_Klein,_Vittorio_Ghirardini,_Mara_Salvato,_Andrea_Merloni,_Riccardo_Seppi,_Julien_Wolf,_Scott_F._Anderson,_Y._Emre_Bahar,_Marcella_Brusa,_Marcus_Brueggen,_Johannes_Buchner,_Tom_Dwelly,_Hector_Ibarra-Medel,_Jacob_Ider_Chitham,_Teng_Liu,_Kirpal_Nandra,_Miriam_E._Ramos-Ceja,_Jeremy_S._Sanders,_Yue_Shen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.09544 |
スペクトルレントゲンガンマ（SRG）/eROSITA望遠鏡の性能検証フェーズ中に実行されたeROSITA最終赤道深度調査（eFEDS）は、2019年11月に完了しました。この調査の科学目標の1つは、eROSITAの能力を実証することです。eROSITAAll-SkySurveyの最終深度でクラスターとグループのサンプルを検出します。eROSITAのかなりの点像分布関数により、銀河の高赤方偏移クラスターまたは明るい活動銀河核（AGN）をホストするコンパクトな近くのグループは、光源検出アルゴリズムによって点光源として誤って分類される可能性があります。eFEDS点光源カタログの赤いシーケンスに基づいて、合計357個の銀河団とグループが特定されました。この作業では、これらのクラスターとグループの多波長特性を調べて、選択プロセスの潜在的なバイアスと、範囲が選択されたサンプルの完全性を理解します。点光源サンプルのクラスターとグループの大部分は、範囲が選択されたサンプルと比較して、実際には明るさが不足していてコンパクトであることがわかります。範囲選択されたeFEDSクラスターのフラックス制限をはるかに下回るそれらのかすかなX線放射、およびそれらのコンパクトなX線放射が、この誤分類の背後にある主な理由である可能性があります。サンプルでは、ソースの11％が最も明るい銀河団（BCG）でAGNをホストしていることを確認しています。X線、光学、赤外線、および無線の特性を研究することにより、BCGでAGNをホストする最も異常なクラスターおよびグループを特定する方法を確立します。現在の点源カタログでSDSS光学分光法を使用してこの方法をテストし、アクティブなラジオラウドAGNを持つ4つの低質量クラスターとグループを見つけます。私たちが開発した方法は、将来のeROSITAAll-SkySurveyポイントソースカタログで誤って分類された高赤方偏移クラスターとAGN優勢グループおよび低質量クラスターを識別するために使用されます。
G24.33 +0.13およびG359.6-0.243のフレア6.7GHzメタノールメーザーに向けた分子ライン探索：まれなメーザー遷移が検出されました
| Title |
Molecular_line_search_toward_the_flaring_6.7-GHz_methanol_masers_of_G24.33+0.13_and_G359.6-0.243:_rare_maser_transitions_detected |
| Authors |
Tiege_McCarthy,_Gabor_Orosz,_Simon_Ellingsen,_Shari_Breen,_Maxim_Voronkov,_Ross_Burns,_Mateusz_Olech,_Yoshinori_Yonekura,_Tomoya_Hirota,_Lucas_Hyland_and_Pawel_Wolak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.09669 |
オーストラリア望遠鏡コンパクトアレイを使用して、フレア6.7GHzメーザーG24.33+0.13およびG359.62-0.24に向けて分子直線探索を実行しました。これらのソースに対する6.7GHzクラスIIメタノールおよび22.2GHzウォーターメーザーのスペクトルを提示し、これらのソースが経験した他の最近のフレアイベントとの比較を提供します。また、23.4GHzクラスIメタノールメーザーの4番目の例と、G24.33+0.13に向けた4.8GHzホルムアルデヒドメーザーの11番目の例を検出します。これらの結果に加えて、以前に検出されたアンモニア（3,3）放出を観察し、他のさまざまなcm波長のメタノール、アンモニア、およびOH遷移の存在の上限を報告します。私たちの結果は、ホストの高質量の若い恒星状天体の可変降着率によって駆動されるG24.33+0.13のフレアリングと一致しています。
銀河系外クラスIメタノールメーザーの変動性：NGC4945およびNGC253に向けた新しいメーザーコンポーネント
| Title |
Variability_in_extragalactic_class_I_methanol_masers:_New_maser_components_toward_NGC4945_and_NGC253 |
| Authors |
Tiege_McCarthy,_Simon_Ellingsen,_Shari_Breen,_Maxim_Voronkov,_Xi_Chen_and_Hai-Hua_Qiao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.09690 |
オーストラリア望遠鏡コンパクトアレイ（ATCA）を使用して、NGC4945およびNGC253への36.2GHz（$4_{-1}\rightarrow3_0$E）メタノール遷移の新しい観測を行いました。これらの観測により、新しいメーザーの存在が明らかになりました。これらの銀河に向けた成分であり、銀河系外のクラスIメタノールメーザーの変動性に関する最初の明確な証拠を提供しました。NGC4945とNGC253の新しい観測に加えて、12個の銀河に対する最近の36.2GHzのメタノールメーザー検索の結果を示し、36.2GHzのクラスI遷移と37.7GHz（$7_{2}\rightarrow8_1$E）これらのソースに向けたclass〜IIメーザーライン。該当する場合は、これらの線源への7mm連続放射のフラックス密度値も報告されます。検索の一部として行われたArp220の公開された36.2GHzメタノール観測の再分析により、以前のイメージング手順に関するいくつかの問題が明らかになりました。再分析は、独立した追跡観測での非検出と組み合わされて、10kms$^{-1}$チャネル（5$\）で3.5mJyより強いArp220への36.2GHzのメタノール放出がないことを示唆しています。sigma$上限）。
| Title |
The_Ionization_and_Destruction_of_Polycyclic_Aromatic_Hydrocarbons_in_Powerful_Quasars |
| Authors |
Yanxia_Xie,_Luis_C._Ho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.09705 |
86個の低赤シフト（$z<0.5$）パロマー-グリーンクエーサーの中赤外線（5-40$\mu$m）スピッツァースペクトルを再分析して、多環芳香族炭化水素（PAH）放出の性質とその有用性を調査します。発光活動銀河核（AGN）のホスト銀河の星形成率（SFR）指標。最近開発したテンプレートフィッティング手法を使用してスペクトルを分解し、PAHフラックスと上限を測定します。これは、AGN希釈の効果をシミュレートする模擬スペクトルを使用して解釈します。発光クエーサーは輝線の検出可能性に深刻な影響を与える可能性がありますが、PAHは、ガスが豊富で活発に星を形成している一部の光源では本質的に弱く、強力なAGNがPAH分子を破壊することを決定的に示しています。PAHベースのSFRを、中赤外線の微細構造のネオン線と全赤外線の光度から導出された独立したSFRと比較すると、PAHは、ボロメータの光度を持つクエーサーの星形成活動を追跡できることがわかります$\lesssim10^{46}\、\rmerg\、s^{-1}$ですが、より強力なクエーサーのSFRをますます過小評価しており、通常は$\sim0.5$dexです。星形成銀河や低光度AGNと比較して、クエーサーは同等のPAH11.3$\mu$m/7.7$\mu$m比を持っていますが、6.2$\mu$m/7.7$\mu$mという特徴的に低い比を持っています。8.6$\mu$m/7.7$\mu$m、および11.3$\mu$m/17.0$\mu$m。これらの傾向は、強力なAGNが小さな粒子を優先的に破壊し、PAHイオン化率を高めることを示していることを示唆しています。
強力な電波銀河PKS0409-75のローブに対するz〜0.7でのHI吸収
| Title |
HI_absorption_at_z~0.7_against_the_lobe_of_the_powerful_radio_galaxy_PKS_0409-75 |
| Authors |
Elizabeth_K._Mahony,_James_R._Allison,_Elaine_M._Sadler,_Sara_L._Ellison,_Sui_Ann_Mao,_Raffaella_Morganti,_Vanessa_A._Moss,_Amit_Seta,_Clive_N._Tadhunter,_Simon_Weng,_Matthew_T._Whiting,_Hyein_Yoon,_Martin_Bell,_John_D._Bunton,_Lisa_Harvey-Smith,_Amy_Kimball,_B\"arbel_S._Koribalski_and_Max_A._Voronkov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.09737 |
オーストラリアのスクエアキロメーターアレイパスファインダー（ASKAP）の6アンテナコミッショニングアレイを使用して、16個の明るい電波源に向かって吸収されるHI21cm線を検索した結果を示します。私たちのターゲットは、2Jyのサンプルから選択されました。これは、広範囲にわたる多波長の追跡調査を伴う、南の電波の空のフラックス制限調査です。z=0.674の赤方偏移で、明るいFRII電波銀河PKS0409-75に向けた新しい検出を含む、2つのソースがHI吸収で検出されました。HI吸収線は、z=0.693でのPKS0409-75のホスト銀河の光学的赤方偏移と比較して約3300km/sだけ青方偏移しています。Gemini-South望遠鏡のGMOS機器による詳細な光学イメージングと分光学的フォローアップにより、HI吸収は、3.2〜6.8\times10^{11}の恒星質量を持つ南の電波ローブの前にある銀河に関連していることが明らかになりました。M_\odot$、星形成率$\sim1.24M_\odot$yr$^{-1}$、推定HIカラム密度$2.16\times10^{21}$cm$^{-2}$、スピン温度を$T_{\rmspin}=500$K、ソースカバーファクターを$C_{\rmf}=0.3$と仮定します。文献からのPKS0409-75の偏光測定を使用して、吸収銀河の磁場は〜14.5$\mu$Gであると推定します。これは、近くの渦巻銀河で観測された磁場強度と一致しますが、楕円銀河で予想されるよりも大きいです。このパイロット研究の結果は、新しい広視野望遠鏡により、より小さなターゲットサンプルではなく、すべての明るい電波源に対する21cmHI吸収を検索できるため、将来の調査に役立つ可能性があります。
非拡散性の粒子表面および氷マントル化学による高温分子コアでの複雑な有機分子の形成
| Title |
Formation_of_complex_organic_molecules_in_hot_molecular_cores_through_nondiffusive_grain-surface_and_ice-mantle_chemistry |
| Authors |
Robin_T._Garrod,_Mihwa_Jin,_Kayla_A._Matis,_Dylan_Jones,_Eric_R._Willis,_Eric_Herbst |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.09743 |
高温分子コアにおけるガス粒子化学の新しい、より包括的なモデルが提示されます。このモデルでは、ダスト粒子表面および氷マントルでの非拡散反応プロセスが、従来の拡散表面/バルク氷化学とともに実装されます。コールドソースの化学に使用される非拡散処理に基づいて、ホットコアの標準的な崩壊/ウォームアップ物理モデルを採用しています。他の多くの新しい化学モデルの入力と処理も詳細に調査され、従来の拡散では再現できなかったいくつかの分子（例：メトキシメタノール）を含む多くの分子の気相観測量との優れた一致を示す最終モデルに至ります。メカニズム。構造異性体であるギ酸メチル、グリコールアルデヒド、酢酸の観察された比率は、モデルによってよく再現されています。さまざまな複雑な有機分子（COM）が形成される主な温度レジームが特定されます。非拡散化学は、多くのCOMの生産を、以前のモデルの実装よりもはるかに早い時期と低い温度に進めます。これらの種は、単純な氷の生成の副産物として、または外部のUV光子がまだ浸透できる間に氷内の初期の光化学を介して形成される可能性があります。宇宙線によって誘発される光化学は、過去のモデルほど重要ではありませんが、長い時間スケールで一部の種に強く影響します。別の生産体制は、固体水の高温脱着中に発生し、それによって氷に閉じ込められたラジカルが粒子/氷の表面に放出され、そこで急速に反応します。最近提案されたいくつかの気相COM生成メカニズムも導入されていますが、それらが支配することはめったにありません。CHとCH$_2$が関与する新しい表面/氷反応は、特定のCOMの形成に大きく寄与することがわかっています。
W33メインのUCHII地域におけるイオン化ガスの運動学と構造
質量の大きいプロトスターは、ほとんどの降着が終了した進化の段階で超小型Hii領域（UCHII）を作成しますが、スターはまだ分子材料に深く埋め込まれています。UCHII領域の形態は、分子雲内の恒星風、恒星運動、密度構造の相互作用を反映しています。それらは複雑であり、それらを解釈することは非常に困難でした。ここでは、W33メインの若いOB星のプロトクラスター内の[NeII]輝線のNASAIRTFでTEXESを使用して取得したデータを示します。データキューブの空間分解能は約1.4秒角、真の速度分解能は約5km/sです。A〜0.02Avの場合、消滅の影響は比較的受けません。冥王星とRADMC-3Dを使用して、周囲の雲の中を相互に移動する複数の風の強い星によって作成されたガス構造の3D流体力学およびラインプロファイルシミュレーションを実行しました。データキューブとシミュレーションを繰り返し比較することにより、W33メインの各UCHII領域の異なる形態と運動学的構造を再現するモデルに到達します。結果は、各サブソースがおそらく複数の刺激的な星を保持し、星の種族の改善されたビューを可能にし、星の軌道を見つけ、それがプロトクラスターの動的な発達を決定する可能性があることを示しています。
3C84の永続的な二重核構造
| Title |
A_persistent_double_nuclear_structure_in_3C_84 |
| Authors |
Junghwan_Oh,_Jeffrey_A._Hodgson,_Sascha_Trippe,_Thomas_P._Krichbaum,_Minchul_Kam,_Georgios_Filippos_Paraschos,_Jae-Young_Kim,_Bindu_Rani,_Bong_Won_Sohn,_Sang-Sung_Lee,_Rocco_Lico,_Elisabetta_Liuzzo,_Michael_Bremer,_Anton_Zensus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.09811 |
3C84（NGC1275）は、ペルセウス座銀河団の中心にある電波源であり、明るい電波ジェットを示しています。2008年から2015年の間にGlobalMillimeterVLBIArray（GMVA）を使用して、通常の角度分解能が$\sim$50$\mu$asであるソースを観測しました。観測により、ブラックホールの質量が3.2$\times10^{8}$$M_{\odot}$であると仮定して、$\sim$770の重力半径で分離された一貫した二重核構造が明らかになりました。この領域は、降着円盤またはブラックホールエルゴ球に固定された真のジェットベースには広すぎて明るい可能性があります。円錐と放物線は、核領域の積み重ねられた（時間平均された）画像に適合しました。データはどちらの適合も強く好まなかったが、ジェット/カウンタージェット比分析と組み合わせて、$\leq$35$^{\circ}$の内側ジェット領域に対する視野角の上限が見つかりました。これは、ジェット発射領域の$\sim$0.5パーセク内のジェット（したがって曲がったジェット）に沿った視角の変化の証拠を提供します。円錐ジェットの場合、頂点は明るい核領域の上流に$\sim$2400の重力半径にあり、放物線の場合には最大$\sim$600の重力半径にあります。我々は、輝度温度と二重核成分の相対位置角との間に可能な相関関係があることを発見しました。これは、ジェット内の回転を示している可能性があります。
遠赤外線/サブmmでの固有のAGN放射について
AGNで加熱されたダストに関連する遠赤外線（遠赤外線）/サブmm放射は、長年にわたって論争の的となっています。結果は多様であり、さまざまな見解が示されています。Symeonidisらによって導出された経験的なAGNSED。（2016年、以下S16）は、文献の他のSEDよりも遠赤外線/サブmm放射が多いため、スペクトルのその部分での光度が過大評価されていると主張する他の研究によって争われています。ここでは、このトピックとS16AGNSEDに関して提起された懸念を調査します。また、S16AGNSEDと他の一般的に使用されている経験的AGNSEDの違いについても調べます。私の調査結果は、S16AGNSEDが遠赤外線/サブmmでのAGN放射の合理的な表現ではない理由に関して他の研究によって提案された理由が成り立たないことを示しています。
| Title |
Momentum_deposition_of_supernovae_with_cosmic_rays |
| Authors |
Francisco_Rodr\'iguez_Montero,_Sergio_Martin-Alvarez,_Debora_Sijacki,_Adrianne_Slyz,_Julien_Devriendt_and_Yohan_Dubois |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.09862 |
超新星としての巨大な星の激変的な爆発は、銀河形成の重要な要素の1つです。ただし、それらの進化は、磁場または宇宙線（CR）の存在下ではよく理解されていません。RAMSESを使用して生成された3D流体力学（HD）、電磁流体力学（MHD）、およびCRMHDシミュレーションのスイートを使用して、個々の超新星残骸（SNR）の拡張を研究します。宇宙線の異方性拡散とストリーミングを考慮して、複数の周囲密度、磁場、およびCR（$\chi_{\rmCR}$）として蓄積された超新星エネルギーの割合を調査します。Sedov-Taylorフェーズが終了するまで、すべての実行で同等の進化が見られます。ただし、CRエネルギーがSNR内で支配的になると、CRMHDシミュレーションでは追加のCR圧力駆動除雪機フェーズが発生します。この新しいフェーズをキャプチャする超新星によって堆積された最終的な運動量のモデルを提示します：$p_{\rmSNR}=2.87\times10^{5}（\chi_{\text{CR}}+1）^{4.82}\left（\frac{n}{\text{cm}^{-3}}\right）^{-0.196}M_{\odot}$kms$^{-1}$。CRのSNエネルギーの10％の割合が、最終的な運動量の50％のブーストにつながると仮定すると、私たちのモデルは、より低い周囲密度でさらに高い影響を予測します。最初に均一な磁場を仮定したCRの異方性拡散は、超新星極から逃げるガスと宇宙線の流出を拡大させます。また、磁場のもつれた初期構成を研究し、代わりにCRの準等方性拡散と初期の運動量堆積をもたらします。最後に、POLARISコードを使用したシミュレーションの合成シンクロトロン観測は、星間物質の局所磁場構成が全体的な電波放射形態と偏光を変更することを示しています。
1つのソース、2つのソース：リブとテザー
| Title |
One_Source,_Two_Source(s):_Ribs_and_Tethers |
| Authors |
Lawrence_Rudnick,_William_Cotton,_Kenda_Knowles,_Konstantinos_Kolokythas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.09961 |
ミーアキャット銀河団レガシー調査の一環として観測された、エイベル3266の電波銀河のユニークで挑戦的な事例を紹介します。それは尾に沿って準周期的な明るいパッチを持っており、これは私たちが「リブ」と呼んでいる、これまでに見たことのない薄い横方向の延長に接続し、最大で約に達します。尾の中心軸から50kpc。約の距離で。ホストから400kpc（Abell3266のz=0.0594赤方偏移を想定）、0.78の測光赤方偏移で独自の見かけのホストを持つトリプルソースのように見えるものが見つかります。不思議なことに、ホストから遠く離れた尾の部分とトリプルは、「テザー」と呼ばれる一連の細いフィラメントで接続されています。遠い尾、テザー、トリプルも同様のスペクトルとファラデー回転測定値を持っており、トリプルに偶然の背景AGNがある、非常に複雑なソースが1つしかないことを示唆しています。「リブ」と「テザー」構造の考えられる原因、および電波銀河に関連する銀河団ガスフィラメントの新たな現象を調べます。
グレートスランプ：Mrk926は、急激な衰退期に離散的で変化するバルマー系列衛星コンポーネントを明らかにします
| Title |
The_Great_Slump:_Mrk926_reveals_discrete_and_varying_Balmer_line_satellite_components_during_a_drastic_phase_of_decline |
| Authors |
Wolfram_Kollatschny,_Martin_W._Ochmann,_Shai_Kaspi,_Claas_Schumacher,_Ehud_Behar,_Doron_Chelouche,_Keith_Horne,_Bjoern_Mueller,_Stephen_E._Rafter,_Rolf_Chini,_Martin_Haas,_Malte_A._Probst |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10051 |
Mrk926は、非常に幅広いラインプロファイルを持つ非常に可変的なAGNであることが知られています。そのブロードライン領域構造を決定し、そのBH質量を導出するために、このオブジェクトの連続体とラインプロファイルの変動を高い時間分解能で研究しました。ワイズ天文台で撮影された測光Vバンドデータを利用して、10mHET望遠鏡でMrk926の高ケイデンス分光変動キャンペーンを約5か月間実施しました。分光学的連続体と線の光度曲線を抽出し、結合された連続体のVバンド光度曲線に関してCCFと速度分解CCFを計算しました。Mrk926の連続光度は、キャンペーン中に大幅に減少しました。わずか2.5か月で元の値の50％未満に低下しました。スペクトルは、+-5000から+-13,000kms-1の範囲の外側のバルマー衛星を含む、複雑で非常に広いバルマー系列プロファイルを示しています。Ha、Hb、およびHeI5876の線の光度曲線は、連続光度曲線に比べて遅れています。Ha線とHb線は、線プロファイルの中央部分（+-5000kms-1以内）に、それぞれ〜10と〜57ld、および〜5と〜48ldの2つの速度遅延構造を示しています。これらの構造は、視線に対して約50度傾斜し、半径Rが33.5および26.5ldでBHを周回する線放出リングの特徴として解釈される可能性があります。確立されたR_（BLR）-L_（AGN）の関係とよく一致する、43.68から44.13の連続光度log（lambda\、L_（lambda）/ergs-1）を決定しました。1.1+-0.2*10^8M_solarのブラックホール質量を導き出します。これは、エディントン比率が低く、キャンペーン中に8％から3％に減少したことを示しています。バルマー衛星コンポーネントは、わずか3〜5日のオーダーの連続体変動に対する応答を示します。これは、中心線分と、空間的に異なる起源の領域を持つバルマー衛星に起因すると考えられます。
3C84でジェット頂点を特定する
| Title |
Pinpointing_the_jet_apex_in_3C_84 |
| Authors |
G._F._Paraschos,_J.-Y._Kim,_T._P._Krichbaum,_J._Oh,_J._A._Hodgson,_M._A._Gurwell_and_J._A._Zensus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10092 |
AGNを動力源とするジェットは、中央のブラックホール（BH）とその周辺の研究において重要な要素です。このようなジェットの形成は、主に2つの主要なジェット発射シナリオ$-$によって提示された二分法に基づいて集中的な研究の対象となっています。1つはBlandford＆Payne（1982）からのもので、もう1つはBlandford＆Znajek（1977）からのものです。この作業では、15、43、および86GHzの準同時VLBI観測を使用して、著名で近くの電波銀河3C84（NGC1275）を研究します。これらから、2次元相互相関分析を適用して、ジェット頂点が86GHzVLBIコアの上流$83\pm7\、\mu$as（$0.028-0.11$pc）にあると判断します。この分析の副産物は、スペクトルインデックスマップです。このマップでは、43〜86GHzのペアについて、このような高解像度で初めて南北方向の堅牢なスペクトルインデックス勾配を特定します。NGC1052やM87などの他の著名なAGNの文献（$\sim10$シュワルツシルト半径）の測定値に匹敵するVLBIコアからの距離での磁場強度は、$70-100$Gと計算されます。磁場トポロジーへの影響についても説明します。
銀河核からの天体物理学的重力波エコー
銀河核（GN）は、LIGO、VIRGO、およびKAGRAの重力波（GW）ソースが豊富な高密度の恒星環境です。GWは、重力制動放射、動的散乱遭遇、中央の超大質量ブラックホール（SMBH）によって駆動されるコザイ・リドフ型振動、または存在する場合はガス支援合体に続く恒星質量ブラックホール（BH）または中性子星合体によって生成される可能性があります。この論文では、煙を吐く銃の署名を調べて、GNのソースを特定します。中央のSMBHによって分散されたGWです。これにより、二次信号である天体物理学のGWエコーが生成されます。これは、一次信号と非常によく似た時間周波数の変化を示しますが、時間遅延後に到着します。SMBHからのソース距離の関数としてGWエコーの振幅と時間遅延分布を決定します。$10-10^4\、r_{\rmS}のソースのプライマリGWの後、$10\％-90\％$の検出可能なエコーが$（1-100）M_6\、\mathrm{sec}$以内に到着します。$、ここで$r_{\rmS}=2GM/c^2$、$M$はオブザーバーフレームのSMBH質量、$M_6=M/（10^6\、M_{\odot}）$です。エコーの到着時間は、GWエコー光線が大きな偏向角で散乱される高信号対雑音比（SNR）のプライマリGWの場合、体系的に長くなります。特に、分布の$10\％-90\％$は、ソースの場合は$（5-1800）M_6\、\mathrm{sec}$にシフトされます。ここで、エコー検出の下限は一次信号振幅の$0.02$です。。SMBHからのソース距離が$rの場合、GWソースの$5\％-30\％$（$1\％-7\％$）のエコー振幅は、プライマリ信号の振幅の$0.2-0.05$倍よりも大きいことがわかります。=50\、r_{\rmS}$（$200\、r_{\rmS}$）。非検出は、GWソースがSMBHの近くにあることを除外できます。
SN 2011fhの性質を明らかにする：若くて巨大な星が明るいSN2009ipのようなイベントを盛り上げる
| Title |
Unveiling_the_Nature_of_SN_2011fh:_a_Young_and_Massive_Star_Gives_Rise_to_a_Luminous_SN_2009ip-like_Event |
| Authors |
Thallis_Pessi,_Jose_L._Prieto,_Berto_Monard,_Christopher_S._Kochanek,_Greg_Bock,_Andrew_J._Drake,_Ori_D._Fox,_Stuart_Parker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.09546 |
近年、多くのタイプIIn超新星が、その真の性質がまだ議論されている独特のSN2009ipと著しい類似点を共有していることがわかっています。ここでは、SN2009ipとの分光学的および測光的類似性を備えた相互作用するトランジェントであるSN2011fhの10年間の観測を紹介します。SN2011fhではM$_r\sim-16$magの増光イベントが発生し、2011年8月にさらに明るいM$_r\sim-18$magの爆発が発生しました。SN2011fhのスペクトルは、その全体にわたって狭いから中間のバルマー輝線によって支配されています。進化、PCygniプロファイルは、$\sim6400\\textrm{kms}^{-1}$で動きの速い素材を示しています。2016年10月のHST/WFC3観測では、$\textrm{M}_{F814W}\upperx-13.3$magの明るい光源が明らかになり、2011年の明るい爆発から5年後に星が噴火期を迎えている可能性があることを示しています。SN2011fh周辺の星団のHST測光を使用して、前駆体の年齢を$\sim4.5$Myrと推定しました。これは、$\sim60$M$_\odot$の星の質量を意味します。VLT/MUSEの観測によると、ソースは星形成領域にあり、酸素量は$12+\textrm{log}_{10}（\textrm{O/H}）\約8.39$です。また、SN2011fhの前駆体は、2011年の明るい爆発の前の数か月で、古典的なエディントン限界を大幅に上回ったことを示しています。これは、観測された質量損失のメカニズムとして、強い超エディントン風が存在することを示唆しています。これらの発見は、若くて巨大な星、おそらく高光度青色変光星のエネルギッシュな爆発を支持しています。
EASシャワーの最大値を決定する際の空気蛍光技術の不合理な有効性
| Title |
The_Unreasonable_Effectiveness_of_the_Air-Fluorescence_Technique_in_Determining_the_EAS_Shower_Maximum |
| Authors |
P._Sokolsky,_R._D'Avignon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.09588 |
1017eVを超える大規模なエアシャワーの伸び率（平均EASシャワー最大値の傾き（Xmax）とシャワーエネルギーEの対数）の既存のすべての空気蛍光測定値を確認します。1017〜3x1018eVのエネルギー範囲で、30年間にわたるすべての現在および過去の実験で注目に値する一致が見られます。このエネルギー間隔での平均伸び率は80gm/cm2/decadeに近いです。このエネルギーを超えると、北半球での実験は平均伸び率48+/-10gm/cm2/decimalとよく一致しますが、南半球での実験では26+/-2gm/cm2/decadeのより平坦な伸び率低エネルギーでの一致を考えると、この違いの考えられる体系的な理由はありそうにないことを指摘します。これを考えると、世界の離角率データだけでも、北半球と南半球でのUHECRの組成の違い、したがって北と南の空でのUHECRソースの多様性を示している可能性があります。
重力波（GW）放射を介してブラックホールと中性子星（BH-NS）の融合を検出するという、LIGO/Virgo/Kagra（LVK）のコラボレーションによる約束は、最近、GW200105とGW200115の検出によって実現されました。BH-NSバイナリの合併は、マルチメッセンジャーの可能性について特にエキサイティングです。GW検出の後に、状態方程式に関する重要な情報を明らかにできる電磁（EM）対応物（キロノバ、ガンマ線バースト、残光）が続く可能性があるためです。NSの（EOS）とBHスピンの性質。これは、NSがBHに直接突入するのではなく、きちんと破壊されて残骸が堆積するときに発生する可能性があります。進化してBH-NS連星を形成する連星の統計的研究を実施し、EMの対応物が従うことができる合併イベントの割合を計算します。合併の$\gtrsim50\％$は、BHが高度に回転して生まれた場合にのみ、EMの対応物につながる可能性があることがわかります。そうでない場合、この割合は、硬いNSEOSでは約$30\％$を超えず、柔らかいNSでは数パーセントを超えません。EOS。ただし、BHがほぼ最大のスピンで生まれ、NSの内部構造が硬いEOSによって記述される可能性は、現在のLVKの制約によって嫌われています。これらの値は、明るさの感度や空の位置特定のように、現在の観測制限のためにEMの対応物を観測するための上限を表すだけであることを考えると、BH-NSの合併はマルチメッセンジャーソースではない可能性があります。
エネルギッシュなパルサーPSRの無線固有運動〜J1813 $-$ 1749
PSRJ1813--1749には、非常に興味深い研究対象となる特性があります。これは、知られている中で最もエネルギッシュで最も散乱したパルサーの1つです。これは、空で最も明るくコンパクトなTeV光源の1つであるHESSJ1813--178に関連付けられています。最近、ホー等。10年以上離れたアーカイブX線チャンドラ観測を使用し、PSRJ1813--1749の固有運動の合計が$\sim66$〜mas〜yr$^{-1}$であり、速度$\に対応することを確認しました。sim$1900kms$^{-1}$、6.2kpcの距離。これらの結果は、このパルサーが銀河で知られている最速の中性子星であり、関連する超新星残骸の中心に対する角距離を推定することにより、わずか$\sim300$年の年齢であり、知られている最年少のパルサー。12年以上にわたって行われたアーカイブの高角度分解能VLA観測を使用して、PSR〜J1813--1748の無線固有運動ははるかに小さいと推定しました：（$\mu_{\alpha}\cdot\cos（\delta）、\、\mu_\delta$）=（$-5.0\pm3.7、\、-13.2\pm6.7$）〜mas〜yr$^{-1}$、または合計固有運動$14.8\pm5.9$〜mas〜yr$^{-1}$。クエーサーに対して参照される位置は、私たちの結果を信頼できるものにします。PSRJ1813--1749はあまり動きの速いソースではないと結論付けます。新しい固有運動の合計を使用した運動学的年齢は$\sim1350$〜年です。この年齢は、パルサーの特徴的な年齢、HESSJ1813--178の広帯域スペクトルエネルギー分布から推定された年齢、および関連するSNRの年齢と数倍以内で一致しています。
| Title |
Quiescent_luminosities_of_transiently_accreting_neutron_stars_with_neutrino_heating_due_to_charged_pion_decay |
| Authors |
He-Lei_Liu,_Zi-Gao_Dai,_Guo-Liang_Lv,_Akira_Dohi,_Gao-Chan_Yong_and_Masa-aki_Hashimoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.09729 |
ニュートリノ加熱は、中性子星の活発な降着中に中性子星の表面での核衝突から崩壊する荷電パイ中間子によって生成される、追加の深部地殻加熱のためのニュートリノ加熱としての新しいメカニズムによって、降着する中性子星の静止輝度を研究します。低質量中性子星（$\lesssim1.4〜M_{\odot}$）の場合、ニュートリノの加熱が少ない（降着核子あたり$\lesssim1$MeV）か、ニュートリノの加熱がないため、静止光度は低くなります。影響を受けるか、わずかに影響を受けます。大規模な中性子星（$\gtrsim2〜M_{\odot}$）の場合、静止核子あたり2〜6MeVの範囲のニュートリノ加熱により、静止光度がより明らかに向上します。1H19605+00、SAXJ1808.4-3658などの冷たい中性子星での観測は、急速な冷却と重元素の表面を考慮すれば、ニュートリノ加熱で説明できます。RXJ0812.4-3114のような高温中性子星での観測は、軽い元素の表面を持つ巨大な星に対して直接ウルカ過程が禁止されている場合、ニュートリノ加熱で説明できます。これは、高温観測が必要であるという以前の研究とは異なります。小さな質量の中性子星と超流動の影響で説明されました。
| Title |
Multimodal_analysis_of_Gravitational_Wave_signals_and_Gamma-Ray_Bursts_from_binary_neutron_star_mergers |
| Authors |
Elena_Cuoco,_Barbara_Patricelli,_Alberto_Iess_and_Filip_Morawski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.09833 |
宇宙の理解の大きな後押しは、2つの中性子星（GW170817）の最初の合体イベントの暴露と、電磁スペクトル全体にわたる同じイベントの観測によって与えられました。第3世代の重力波検出器と新しい天文施設により、同じタイプのマルチメッセンジャーイベントが数多く発生することが予想されます。このようなイベントによって提供されたデータを分析して、リアルタイム分析の要件を満たすだけでなく、機械学習を使用してさまざまなメッセンジャーで送信された情報を通じてイベント全体を解読する必要があると予想しています。宇宙の暴力現象によって生成された完全な情報を同時に使用して、マルチメッセンジャー天文学を行う方法のパラダイムの変更を提案します。私たちが提案するのは、これらのイベントを特徴づけるためのマルチモーダル機械学習アプローチの適用です。
EuCAPTホワイトペーパー：次の10年における理論的宇宙素粒子物理学の機会と課題
| Title |
EuCAPT_White_Paper:_Opportunities_and_Challenges_for_Theoretical_Astroparticle_Physics_in_the_Next_Decade |
| Authors |
R._Alves_Batista,_M._A._Amin,_G._Barenboim,_N._Bartolo,_D._Baumann,_A._Bauswein,_E._Bellini,_D._Benisty,_G._Bertone,_P._Blasi,_C.G._B\"ohmer,_\v{Z}._Bo\v{s}njak,_T._Bringmann,_C._Burrage,_M._Bustamante,_J._Calder\'on_Bustillo,_C._T._Byrnes,_F._Calore,_R._Catena,_D._G._Cerde\~no,_S._S._Cerri,_M._Chianese,_K._Clough,_A._Cole,_P._Coloma,_A._Coogan,_L._Covi,_D._Cutting,_A.C._Davis,_C._de_Rham,_A._di_Matteo,_G._Dom\`enech,_M._Drewes,_T._Dietrich,_T._D._P._Edwards,_I._Esteban,_R._Erdem,_C._Evoli,_M._Fasiello,_S._M._Feeney,_R._Z._Ferreira,_A._Fialkov,_N._Fornengo,_S._Gabici,_T._Galatyuk,_D.Gaggero,_D._Grasso,_C._Gu\'epin,_J._Harz,_M._Herrero-Valea,_T._Hinderer,_N._B._Hogg,_D._C._Hooper,_F._Iocco,_J._Isern,_K._Karchev,_B._J._Kavanagh,_M._Korsmeier,_K._Kotera,_K._Koyama,_B._Krishnan,_J._Lesgourgues,_et_al._(75_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10074 |
宇宙素粒子物理学は、IceCubeによる高エネルギー宇宙ニュートリノの発見、LIGOやVirgoによる重力波の直接検出など、一連の驚くべき新しい結果により、大きな変革を遂げています。このホワイトペーパーは、欧州宇宙素粒子理論コンソーシアム（EuCAPT）の調整の下、数百人の理論的な宇宙素粒子物理学者と宇宙論者が関与した共同作業の結果です。宇宙素粒子物理学コミュニティ全体を対象に、さまざまなサブフィールド間の相乗効果の可能性と、マルチメッセンジャー観測による最も基本的な未解決の質問を解決するための展望に特に重点を置いて、私たちの研究分野の今後の理論的機会と課題を探ります。
光度曲線フィンガープリント：特徴集約によるX線変動パターンの抽出への自動化されたアプローチ-GRS 1915 +105へのアプリケーション例
| Title |
Light_curve_fingerprints:_an_automated_approach_to_the_extraction_of_X-ray_variability_patterns_with_feature_aggregation_--_an_example_application_to_GRS_1915+105 |
| Authors |
Jakub_K._Orwat-Kapola,_Antony_J._Bird,_Adam_B._Hill,_Diego_Altamirano_and_Daniela_Huppenkothen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10063 |
時系列データマイニングは、「ビッグデータ」の時代における重要な研究分野です。次世代の天文調査では、前例のない速度でデータが生成されるため、データ分析の自動化された方法が必要になります。長短期記憶変分オートエンコーダアーキテクチャとガウス混合モデルを備えたニューラルネットワークで構成されるパイプラインを使用する光度曲線の特性評価の方法を提案します。パイプラインは、光度曲線セグメントから固定長の特徴ベクトルへの特徴の抽出と集約を実行します。これを光度曲線の「指紋」と呼びます。この表現は、下流の機械学習アルゴリズムの入力として簡単に使用できます。観測された複雑なX線変動のために選択された銀河ブラックホールX線連星GRS1915+105のロッシX線タイミングエクスプローラー観測のデータセットで提案された方法を示します。提案された方法は、観測を特徴づけ、GRS1915+105X線フラックス変動の異なるクラスの存在を反映する表現を生成できることがわかります。この表現を使用して、光度曲線の効率的な分類を実行できることがわかります。また、表現を使用してさまざまな光度曲線の類似性を定量化する方法を示し、中間クラスの動作を考慮しないGRS1915+105観測の一般的な分類システムの問題を強調します。
ウォルフ・ライエ型の中心星を持つ惑星状星雲-III。 NGC6905とその中心星の詳細図
| Title |
Planetary_nebulae_with_Wolf-Rayet-type_central_stars_--_III._A_detailed_view_of_NGC_6905_and_its_central_star |
| Authors |
V._M._A._G\'omez-Gonz\'alez,_G._Rubio,_J._A._Toal\'a,_M._A._Guerrero,_L._Sabin,_H._Todt,_V._G\'omez-Llanos,_G._Ramos-Larios,_Y._D._Mayya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.09551 |
惑星状星雲（PN）NGC6905とその[Wolf-Rayet]タイプ（[WR]）中央星（CSPN）HD193949の多波長特性を示します。北欧光学望遠鏡（NOT）アルハンブラ微弱物体分光器とカメラ（ALFOSC）のスペクトルと画像は、NGC6905の高イオン化構造を前例のない詳細で明らかにします。HD193949の高品質スペクトルにより、特徴的なOバンプ、青いバンプ、赤いバンプなど、20を超えるWR機能を検出できました。これは、遅くとも[WO2]サブタイプまでのスペクトルタイプを示唆しています。さらに、NeVIIおよびNeVIIIの幅広い輝線を検出し、HD193949を、$T_\mathrm{eff}\lesssim150$kKがそのような恒星の輝線を示すさらに別のCSPNにします。低イオン化凝集塊を含むNGC6905内のさまざまな領域の物理的特性（$T_\mathrm{e}$および$n_\mathrm{e}$）と化学的存在量を調査しました。存在量は均一であることがわかります。PoWR恒星大気コードを使用して、HD193949のスペクトルをモデル化しました。これは、その後、0.31〜0.47M$_{\odot}$の総質量の星雲と塵の特性を再現するCloudyで実行される光イオン化モデルで使用されます。$\sim$2$\times10^{-3}$M$_{\odot}$の範囲とCに富む塵の質量。0.6M$_{\odot}$の現在の恒星の質量を採用して、私たちのモデルは、観測と一致して、HD193949の初期質量$\sim$1M$_\odot$を提案します。
トリプルスターシステムKOI-126における魅力的な日食の光力学的モデリング
| Title |
Photodynamical_Modeling_of_the_Fascinating_Eclipses_in_the_Triple-Star_System_KOI-126 |
| Authors |
Mitchell_E._Yenawine,_William_F._Welsh,_Jerome_A._Orosz,_Allyson_Bieryla,_William_D._Cochran,_Michael_Endl,_David_W._Latham,_Samuel_N._Quinn,_Donald_R._Short,_and_Gur_Windmiller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.09661 |
コンパクトな階層型トリプルスターシステムKOI-126（KIC5897826）の魅力的な日食とダイナミクスを探ります。このシステムは、34日ごとにF型星（KOI-126A）を中心に回転する1。74日の軌道にある1対のM型矮星（KOI-126BおよびC）で構成されています。複雑な日食の形状は、次の2つの効果により、M星がF星を通過するときに作成されます。（i）日食の持続時間はM星の公転周期のかなりの部分であるため、M星の順行または逆行運動はそれらの軌道は、異常に短いまたは長い期間の日食につながります。（ii）3体のダイナミクスにより、M-star軌道は、近点（近点）歳差運動で1。74年、傾斜角と節角歳差運動で2。73年という驚くほど速いタイムスケールで歳差運動します。地上測光を補足した完全なケプラーデータセットと、6年間にわたる29の視線速度測定を使用すると、光力学モデリングにより、$M_{A}=1.2713\pm0.0047M_{\odot}$（0.37％）の質量が得られます。、$M_{B}=0.23529\pm0.00062M_{\odot}$（0.26％）、および$M_{C}=0.20739\pm0.00055M_{\odot}$（0.27％）および半径$R_{A}=1.9984\pm0.0027R_{\odot}$（0.14％）、$R_{B}=0.25504\pm0.00076R_{\odot}$（0.3％）、および$R_{C}=0.23196\pm0.00069R_{\odot}$（0.3％）。また、内部質量分布を特徴付けるパラメータであるM-矮星の近点移動定数を推定します。特に正確ではありませんが、$0.046^{+0.046}_{-0.028}$の平均近点移動定数$\overline{k_{2}}$を測定します。これは、約2$\sigma$よりも低くなります。0.150の理論モデル予測。この不一致の考えられる原因を調査します。
| Title |
The_Ultramassive_White_Dwarfs_of_the_Alpha_Persei_Cluster |
| Authors |
David_R._Miller,_Ilaria_Caiazzo,_Jeremy_Heyl,_Harvey_Richer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.09668 |
ガイアEDR3候補の白色矮星カタログ全体を調べて、クラスターの年齢である過去81〜Myr以内にアルファペルセウス座クラスターから脱出した星と一致する固有運動と位置を持つ星を探しました。この検索では、アルファペルセウス座から5つの白色矮星の候補が見つかり、5つすべてのスペクトルを取得しました。3つは、クラスターに由来するのに十分な若さの巨大な白色矮星であることを確認します。3つすべては、ガイアの位置天文学を使用して以前にクラスターに関連付けられていた白色矮星よりも大きく、最も巨大な前駆体のいくつかを持っています。特に、クラスター中心から25〜pc以内にある白色矮星ガイア〜EDR3〜4395978097863572は、約1.20太陽質量の質量を持ち、8.5太陽質量星から進化したもので、白色矮星形成の上限を押し上げています。結果として生じる白色矮星の質量とチャンドラセカール質量の間にかなりのギャップを残しながら、単一の巨大な星。
太陽放射照度予測への周期的情報の埋め込み
| Title |
Embedding_Cyclical_Information_in_Solar_Irradiance_Forecasting |
| Authors |
T._A._Fathima,_Vasudevan_Nedumpozhimana,_Yee_Hui_Lee,_and_Soumyabrata_Dev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.09761 |
この論文では、太陽放射照度を正確に予測するために時間情報を埋め込むことの重要性を示します。日射量の予測には、2セットのモデルを使用しました。1つ目は、将来の値を予測するために太陽放射照度の時系列データのみを使用します。2つ目は、対応するタイムスタンプとともに、過去の太陽放射照度値を使用します。シンガポールの南洋理工大学（NTU）にある気象観測所のデータを使用しています。太陽放射照度の値は、1ドルの期間、1ドル分の時間分解能で記録されます。太陽放射照度の予測には、多層パーセプトロン回帰（MLP）手法を使用します。タイムスタンプ情報が予測フレームワークに埋め込まれている場合、過去の太陽放射照度値のみを使用する場合と比較して、大幅に優れた予測精度が得られました。
たて座デルタ型変数
たて座デルタ型星に関する最近の研究を観測者の視点からレビューします。まず、たて座デルタ型ジャングルを通り抜ける道を案内する道標がいくつか配置されています。次に、星震学の枠組みの中で個々のパルセータを研究する際のいくつかの問題が、これらの変数の研究が過去と現在の高精度の星震学宇宙ミッションからどのように利益を得たか（またはされなかったか）についての見解が提示される前に与えられます。脈動振幅の動的範囲が広いデータの分析におけるいくつかの考えられる落とし穴が指摘されており、たて座デルタ型星の星震学研究の結果を最適化するための戦略が提案されています。「ハイブリッド」パルセータと興味深い個々の高振幅たて座デルタ型星についてのいくつかの見解を続けてから、いくつかの異なる種類の恒星系のたて座デルタ型星を見ていきます。前主系列星のたて座デルタ型星に関する最近の結果は、これらの変数の不安定帯に関連する質問と同様に議論されています。最後に、いくつかの注目に値する新しい理論的結果が強調され、一連の古典的な結論の代わりに、将来解決される問題が提起されます。
熱的非平衡サイクル中の冠状雨形成における非対称性の役割
| Title |
The_role_of_asymmetries_in_coronal_rain_formation_during_thermal_non-equilibrium_cycles |
| Authors |
Gabriel_Pelouze,_Fr\'ed\'eric_Auch\`ere,_Karine_Bocchialini,_Clara_Froment,_Zoran_Miki\'c,_Elie_Soubri\'e,_Alfred_Voyeux |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.09975 |
コンテキスト：熱非平衡（TNE）は、太陽コロナ加熱の空間的および時間的分布を制約するために使用できるいくつかの観測量を生成します。その症状には、プロミネンスの形成、コロナの雨、コロナループの長周期の激しい脈動などがあります。Auch\`ereetal。による強度脈動に関連する豊富な周期的冠状雨の最近の観測。TNEの凝縮と蒸発のサイクルの結果として、これら2つの現象を統合することができます。一方、Fromentetal。によって観察された多くの強度脈動イベント。冠状雨の形成をほとんどまたはまったく示さない。目的：私たちの目標は、一部のTNEサイクルでこのような大量の冠状雨が発生するのに対し、他のサイクルではほとんどまたはまったく雨が発生しない理由を理解することです。方法：STEREO/SECCHI/EUVIの画像とSDO/HMIのマグネトグラムを使用して、Auch\`ereetal。によって報告されたイベントのジオメトリを再構築します。次に、さまざまな加熱パラメータとループジオメトリのバリエーションについて、このイベントの1D流体力学シミュレーションを実行します（合計9000シミュレーション）。結果として得られた動作を、FromentetalによるTNEサイクルのシミュレーションと比較します。冠状雨を発生させません。結果：私たちのシミュレーションは、プロミネンスとTNEサイクル（冠状雨の有無にかかわらず）の両方が同じ磁気構造内で形成される可能性があることを示しています。TNEサイクル中の冠状雨の形成は、ループと加熱の非対称性に依存することを示します。非対称ループは、加熱に関係なく、全体的に冠状雨を発生させる可能性が低くなります。対称ループでは、加熱も対称である場合に冠状雨が形成されます。非対称ループでは、加熱によって非対称性が補償された場合にのみ雨が発生します。
2011年2月9日のデシメトリックタイプU太陽電波バーストと関連するEUV現象
| Title |
Decimetric_type_U_solar_radio_bursts_and_associated_EUV_phenomena_on_2011_February_9 |
| Authors |
Guannan_Gao_(corr-auth),_Qiangwei_Cai,_Shaojie_Guo,_Min_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10012 |
GOESM1.9フレアは、2011年2月9日にアクティブ領域AR11153で発生しました。200kHzの分解能と80msの時間リズムで、逆ドリフト（RS）タイプIIIバースト、タイプUバーストの断続的なシーケンス、ドリフト脈動構造（DPS）、および微細構造が雲南天文台ソーラーラジオによって観測されました。分光計（YNSRS）。多波長データによって明らかにされた結合情報は、YNSRSによって観測されたDPSの後、タイプUバーストの生成率が以前の5倍に突然増加したことを示しました。この場合、タイプUバーストの生成率は、磁気リコネクション率に依存する可能性があります。私たちの観察は、以前の数値シミュレーションの結果と一致しています。最初のプラズモイドが生成された後（プラズマの不安定性が発生した）、磁気リコネクション率は以前より5〜8倍突然増加しました。さらに、DPS後、タイプUバーストのターンオーバー周波数の周波数範囲は明らかに以前の3倍に広がり、ループトップの密度の変動振幅を示しています。私たちの観測は、フレア衝動フェーズ中の数値シミュレーションもサポートしています。乱流はフレアループの上部で発生し、プラズモイドは非熱粒子をトラップし、ループ上部で密度の変動を引き起こす可能性があります。観測結果は一般的に数値シミュレーションの結果と一致しており、噴火の物理的プロセス全体の特徴をよりよく理解するのに役立ちます。
微細構造を持つ冠状ループにおける高速ソーセージ振動
フレアループの高速ソーセージモード（FSM）は、フレア光度曲線の秒単位の周期を持つ急速な準周期的脈動（QPP）を説明するために長い間呼び出されてきました。ただし、太陽冠状シリンダー内のFSMのほとんどの理論は、完全に軸対称の平衡を想定しており、理想的な構成は明らかに現実からかけ離れています。特に、FSMが微細構造の冠状円柱に存在するかどうかを調べる必要があります。理想的な電磁流体力学（MHD）のフレームワークで作業し、かなりの数のランダムに分布した微細構造が軸対称の背景に重ね合わされている冠状円柱の軸対称摂動に対する応答を数値的に追跡します。バックグラウンドコンポーネントのパラメータは、主にFeXXI1354\AA〜観測での候補FSMの最近のIRIS識別によって動機付けられています。複合シリンダーは、標準的なトラップされたFSMとほぼ互換性のある振動挙動に急速に落ち着くことがわかります。これは、微細構造でキンクのような動きが発生するにもかかわらず発生します。さらに、FeXXI1354\AA〜エミッションを合成し、横方向のAlfv\'en時間が強度、ドップラーシフト、およびドップラー幅信号の周期性を特徴づけることを発見しました。微細な構造化されていない場合とは異なり、頂点でも消えないドップラーシフトが見られます。密度が強化された平衡は、一般にFSMのような動きをホストするために厳密に軸対称である必要はなく、FSMは太陽フレアの高速QPPの解釈の候補であり続けると結論付けます。
80〜200MHzの電波バーストのスナップショットイメージングを使用した冠状乱流の特性評価
メートル波太陽タイプIII電波バーストは、冠状面の高さ全体の乱流の特性を研究するための独自の手段を提供します。理論モデルは、バースト源の見かけの強度とサイズが、局所的な乱流の影響下で1秒未満のスケールで進化することを示しています。進化の特性は頻度によって異なります。しかし、広いスペクトル帯域にわたって同時にこれらの細かい時間スケールでの高忠実度のイメージング機能が不足しているため、観察研究は依然として困難でした。80〜200MHz帯域にわたるタイプIIIバーストイベントの分光スナップショットイメージング（0.5秒、160kHz解像度）研究を提示します。すべての観測周波数でのソースサイズと強度の時間的変動、冠状乱流の特性をモデル化することによって〜1.54〜1.75$R_\odot$の地動説の高さの範囲で研究されています。タイプIIIソースの形態学的進化を理解するために、2Dガウスフィッティング手順が使用されます。ソース領域と統合フラックス密度で観測された傾向は、理論モデルとデータ駆動モデルのフレームワークで分析されます。結果。コロナの密度変動の強さ（$\deltaN/N$）は、高さ（NS）。アーカイブの低頻度データと組み合わせると、〜1.5〜2.2$R_\odot$全体の$\deltaN/N$値はいくつかの要因の範囲内で一致します。バースト減衰時間（$\tau_{decay}$）とソースのFWHMは、周波数によるべき乗則依存性を示し、データ駆動モデルの結果とほぼ一致しています。ただし、周波数全体の$\tau_{decay}$の値は予想よりも高くなっています。バースト源の固有のサイズは、散乱の広がりを補正して導き出されました。これは、調査したコロナハイツでのフラックスチューブの予想サイズとほぼ一致しました。また、発生源の面積と磁束密度における固有の逆位相脈動の観測についても報告します。
約10年前に報告された超新星残骸カシオペアA（CasA）の表面温度の異常な着実な低下は、多くの議論を引き起こしました。この中性子星（NS）の物理学と進化についての非標準的な仮定を使用して、いくつかのエキゾチックな冷却シナリオが提案されています。現在、観測データに大幅な修正が加えられており、最小限のニュートリノ冷却のシナリオの枠組みの中で、CasANS冷却プロセスを数値的にシミュレートすることが可能になっています。アクシオン放出などの追加の冷却源がある場合、CasANS表面温度降下の急峻さは、アクシオン-核子相互作用強度の増加とともに増加します。これにより、NS表面温度が観測データから得られた99％信頼区間内にあるという条件を使用して、アクシオン減衰定数$f_a$の最小値を制限することができます。アクシオンモデルには、キム-シフマン-ワインスタイン-ザカロフ-KSVZモデルとディーン-フィシュラー-スレドニツキー-ジトニツキー-DFSZモデルの2種類があります。上記の基準は、アクシオン減衰定数の下限、KSVZおよびDFSZアクシオンに対してそれぞれ$f_a>3\times10^7$GeVおよび$f_a>4.5\times10^8$GeVを示します。
フリードマン・ロバートソン・ウォーカーの空間的に平坦な時空の空間的向き付け可能性の調査
時空多様体の重要なグローバルトポロジー特性の1つは、向き付け可能性です。空間的な向き付け可能性は、向きを逆転させる閉じた経路をチェックするための宇宙の周りのグローバルな旅によってのみテストできると広く信じられています。このようなグローバルな旅は実現可能ではないため、物理実験の普遍性とローカルの時間の矢、CP対称性の破れ、CPT不変性を組み合わせた理論的議論は、通常、時間および空間指向の時空多様体の選択をサポートするために提供されます。向き付け不可能な時空にグローバルに定義されたスピノル場が存在しないことは、向き付け可能性のもう1つの理論的議論です。ただし、局所的な物理的効果によって向き付け可能性をテストできると考えられます。この論文では、量子真空電磁変動を介して、空間的に平坦なフリードマン・ロバートソン・ウォーカー時空の空間的向き付け可能性に局所的にアクセスできることを示します。空間的に平坦なFRW時空の空間セクションの推定上の方向付け不可能性は、量子真空電磁変動下での荷電粒子または点電気双極子の確率的運動の研究によって確認できると主張します。特に、双極子の確率的運動は、それ自体で$3-$spaceの推定された方向付け不可能性の認識を可能にします。
| Title |
Dark_Matter_from_Entropy_Perturbations_in_Curved_Field_Space |
| Authors |
Hassan_Firouzjahi,_Mohammad_Ali_Gorji,_Shinji_Mukohyama_and_Alireza_Talebian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.09538 |
複数のフィールドインフレーションシナリオにおける励起エントロピーモードの累積エネルギー密度は、暗黒物質の役割を果たす可能性があります。回転軌道のない平坦なフィールド空間の通常の場合、重力の不安定性によって励起できるのは、軽いスーパーホライズンエントロピーモードだけです。負に湾曲した像面空間の場合、サブホライズンエントロピーモードは、像面湾曲によって引き起こされるタキオン不安定性によっても励起される可能性があることを示します。後者は、インフレーション中のハッブル膨張率以上の質量を持つエントロピーモードの生成を可能にし、新しい暗黒物質シナリオにつながります。サブホライズンモードの寄与により、対応するスペクトル密度は、フラットフィールドスペースに基づくモデルの対応するものよりも小さいスケールでピークを持ちます。この違いにより、モデルは観察的に区別できます。
4PN次数の偏心非回転コンパクトバイナリおよび関連するIMR波形の一般化された準ケプラー解
| Title |
Generalized_quasi-Keplerian_solution_for_eccentric,_non-spinning_compact_binaries_at_4PN_order_and_the_associated_IMR_waveform |
| Authors |
Gihyuk_Cho,_Sashwat_Tanay,_Achamveedu_Gopakumar_and_Hyung_Mok_Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.09608 |
奇行で回転しないコンパクトなバイナリの保守的なダイナミクスに関連するケプラー型パラメトリックソリューションへの4番目のポストニュートン（4PN）の寄与を導き出します。解は、4PNテール効果によって発生する特定のゼロ平均の振動項を無視して計算されています。保存されたエネルギー、角運動量、対称質量比の観点から、パラメトリック解とさまざまな軌道要素の明示的な表現を提供します。正準摂動理論（パデ近似の手法とともに）を使用して、4PN非局所時間テール効果を作用角フレームワーク内に組み込みます。次に、得られたソリューションを使用して、arXiv：1709.02007の影響を受けた、回転しない、適度に偏心したブラックホール連星の合体をモデル化する更新されたインスパイラルマージャーリングダウン（IMR）波形を取得します。更新された波形は、上記のリファレンスと同様のパラメータ範囲で有効であると予想されます。また、ポストニュートン方程式のみを使用するため、インスピレーション段階でのみ有効な関連波形を示します。この波形は、完全なIMR波形（マージに近いバイナリの循環を想定）よりもはるかに広い範囲の離心率（$e_t\lesssim0.85$）で機能すると予想されます。最後に、予備的なデータ分析研究を追求して、奇行合併のための重力波形テンプレートを構築しながら、バイナリダイナミクスへの4PNの寄与を含めることの重要性を調査します。
$ J $-速度に依存する暗黒物質の係数
暗黒物質がサブハロ内の速度に依存する断面積で消滅する場合、結果として生じる光子信号の大きさと角度分布が変化します。これらの効果は$J$ファクターでエンコードされます。この作業では、断面速度依存性のさまざまな選択肢、および一般化されたNavarro-Frenk-White（NFW）、Einasto、Burkertを含む暗黒物質プロファイルのさまざまな選択肢の$J$係数を計算します。とムーア。カスピプロファイルの場合、将来の信号の角度分布を使用して、消滅断面積の速度依存性を決定できる可能性があり、これらの結果はプロファイルの形式の変化に対してロバストであることがわかります。コアプロファイルの場合、断面の速度依存性を決定することはより困難ですが、それでも可能である可能性があります。興味深いことに、内部勾配のべき乗則が4/3よりも急な密度プロファイルの場合、クーロン極限でのSommerfeldで強化された消滅により、中心で発散が発生し、クーロン極限からの逸脱をより詳細に処理する必要があります。
求電子性ブースト暗黒物質からの地球遮蔽と毎日の変調
| Title |
Earth_Shielding_and_Daily_Modulation_from_Electrophilic_Boosted_Dark_Matter |
| Authors |
Yifan_Chen,_Bartosz_Fornal,_Pearl_Sandick,_Jing_Shu,_Xiao_Xue,_Yue_Zhao,_Junchao_Zong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.09685 |
ブーストされた暗黒物質は、高速で移動する暗黒物質粒子を含む魅力的なクラスのモデルを表しており、直接検出実験で非標準の核または電子反跳信号を引き起こす可能性があります。この解釈は、XENON1T実験によって最近観察された過剰なkeV電子反跳イベントをうまく説明し、検出器内の信号の毎日の変調が期待されることが示されています。このホワイトペーパーでは、変調機能をより詳細に、より一般的なフレームワークで調査します。検出器への経路上で地球を構築する原子内の電子と暗黒物質の相互作用のシミュレーションを実行し、XENON1T、PandaX、およびLUX-ZEPLIN。
暗黒物質消滅からジェットへの粒子スペクトルの不確実性のQCDモデリングの研究
| Title |
Studying_QCD_modeling_of_uncertainties_in_particle_spectra_from_dark-matter_annihilation_into_jets |
| Authors |
Adil_Jueid |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.09747 |
Fermi-LATとAMSのコラボレーションによって観察されたさまざまな過剰に動機付けられて、暗黒物質の消滅（または崩壊）からジェットへの粒子スペクトルに関するQCDの不確実性の詳細な分析を実行します。SM粒子に消滅すると、最終状態の消滅生成物は、QEDおよびQCD制動放射、ハドロン化、ハドロン崩壊などのさまざまな複雑なプロセスを経ます。これらのプロセスには、通常はモデル化が困難であり、物理分析では無視されるいくつかの固有の不確実性が含まれています。まず、フラグメンテーション関数パラメーターのいくつかの再調整を実行します。次に、2種類の不確実性を推定します。QCDシャワーからの{\it（i）}摂動と、ハドロン化関数からの{\it（ii）}非摂動です。結果は、広範囲の暗黒物質の質量、$m_\chi\in[10、10^5]〜{\rmGeV}$、および消滅チャネルについて表にされています。それらはZenodoで見つけることができます：https：//doi.org/10.5281/zenodo.3764809
超軽量暗黒物質：重力波および他の天体物理学的観測からの制約
コンパクト連星系の公転周期損失は、重力波の最初の間接的な証拠であり、アインシュタインの一般相対性理論と非常によく一致しています。ただし、一般的な相対論的予測からの公転周期損失の測定には、1パーセント未満の不確実性があります。惑星の近点移動、重力光の曲がり、シャピロ遅延は、一般相対性理論の他の3つの成功したテストです。一般的な相対論的予測からのそれらの観測の測定にも不確実性がありますが。これらの不確実性を解決するために、ファジー暗黒物質の候補となる可能性のあるシステムからの$L_i-L_j$タイプの超軽量アクシオンと光ゲージボソン粒子の放射を想定しています。この記事では、これらの天体物理学的観測から新しい物理パラメータの限界を取得します。
ニュートリノと暗黒物質（DM）の間に相互作用がある場合、DMはニュートリノセクターからの凍結によって生成される可能性があります。このようなシナリオが宇宙初期のDMとニュートリノの両方の進化に与える影響を調査し、将来の宇宙ニュートリノ検出実験PTOLEMYがこのモデルのDM消滅に起因するニュートリノ信号に敏感である可能性があることを示します。
高度に斜めの非相対論的衝撃における非熱的粒子加速
斜めの非相対論的衝撃波での電子とイオンの非熱的加速は、1つの空間次元での大規模なパーティクルインセル（PIC）シミュレーションを使用して研究されます。物理的パラメータは、高いマッハ数の衝撃での粒子の注入とその後の加速における電子予熱の役割を強調するために選択されます。シミュレーション結果は、非常に斜めの管腔下衝撃での電子とイオンの両方の拡散衝撃加速プロセスの早期開始の証拠を示しています。$\lesssim5\％$のイオン加速効率は遅い時間に測定されますが、これは飽和値ではありません。
宇宙で運ばれる原子干渉計による重力波の検出II：暗いサイレンとその発見
| Title |
Space-borne_Atom_Interferometric_Gravitational_Wave_Detections_II:_Dark_Sirens_and_Finding_the_One |
| Authors |
Tao_Yang,_Hyung_Mok_Lee,_Rong-Gen_Cai,_Han-gil_Choi,_Sunghoon_Jung |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.09967 |
この論文では、ハッブル定数を調べるために、宇宙で運ばれる原子干渉計重力波検出器によってダークサイレンの可能性を調査します。中周波数帯では、音源は長生きします。太陽の周りや地球の軌道での検出器の動きは、大きなドップラー効果と再配向効果を引き起こし、正確な角度分解能を提供します。GWソースのこのような正確な位置特定により、「ゴールデンダークサイレン」と呼ばれる潜在的なホスト銀河が1つしかないダークサイレンを観測することができます。ゴールデンダークサイレンのカタログを作成し、5年間でAEDGEの検出しきい値を超える連星中性子星（BNS）と連星ブラックホール（BBH）のゴールデンダークサイレンが約79個と35個あると推定しています。私たちの結果は、AEDGEによって追跡された5、10、および79のすべてのゴールデンダークBNSを使用して、$H_0$を5.5\％、4.1\％、および1.8\％の精度レベルで制約できることを示しています。5、10、および35個すべてのゴールデンダークBBHを使用すると、$H_0$をそれぞれ2.2\％、1.8\％、および1.5\％の精度レベルに制限できます。これは、AEDGEによる5〜10個のゴールデンダークBBHのみが、$H_0$のローカル測定値と高$z$測定値の間の現在の緊張を調停するのに十分であることを示唆しています。
バリオン過剰と新世代の安定クォーク過剰のバランスにおける電弱相転移（EWPT）の影響を研究した。SU（2）の対称性やその他の量子数を保存することで、バリオン、レプトン、および新しいレプトンとクォークの間のスファレロン遷移が可能になります。バリオン非対称性に対する過剰の間の明確な関係が確立されます。通りすがりに、スファレロン遷移による既存の暗黒物質密度の小さいが無視できる希釈も示します。
ニュートリノと電子の間の非標準相互作用（NSI）は、プラズマからのニュートリノのデカップリングを大幅に変更する可能性があります。これらの相互作用は、全体像に2つの影響を及ぼします。（i）物質の影響によってニュートリノ振動を変化させることと、（ii）ニュートリノと電子および陽電子を含む散乱および消滅プロセスを変更することです。デカップリングにおける非普遍的でフレーバーを変えるNSIの役割と、それらがニュートリノの有効数$N_{eff}$の決定にどのように影響するかを研究します。NSIパラメータ間の縮退を調べ、将来の宇宙論的調査から期待される感度を地上実験からの現在の限界と比較します。両方のアプローチ間の相補性について概説します。
玄武岩、花崗岩、大理石、砂岩の動的分割引張強度：ひずみ速度依存性と変形
| Title |
Dynamic_Split_Tensile_Strength_of_Basalt,_Granite,_Marble_and_Sandstone:_Strain_rate_dependency_and_Fragmentation |
| Authors |
Vivek_Padmanabha,_Frank_Schaefer,_Auriol_S._P._Rae_and_Thomas_Kenkmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10072 |
この研究の範囲は、間接的、準静的、および動的引張試験中の岩石の強度挙動と破片サイズを理解することです。玄武岩、花崗岩、砂岩、大理石の岩相特性の異なる4つの岩石を選択します。ブラジルのディスク実験は、油圧ローディングフレームとスプリットホプキンソンバーを使用して、10-5/sから2.7x101/sの範囲のひずみ速度で実行されます。ひずみ速度の範囲全体で、動的強度増加の測定値は、キンバリーらの普遍的な理論的スケーリング関係とよく一致しています。（2013）。スプリットテンションモード中の動的フラグメンテーションはほとんど注目されておらず、生成されたフラグメントサイズ分布に関する情報はあまりありません。フラグメントは、障害の性質に基づいて、粗い一次フラグメントと細かい二次フラグメントの2つの異なるグループに分類されます。断片化の程度は、特徴的なひずみ速度の観点から評価され、既存の理論的な引張断片化モデルと比較されます。一次フラグメントサイズは、特に低いひずみ速度では、ひずみ速度に対する感度が低くなります。二次フラグメントのサイズは、試験範囲全体にわたって強いひずみ速度依存性を持っています。大理石と砂岩は、玄武岩や花崗岩と比較して、より多くの粉砕された二次破片を生成することがわかっています。さらに、一次および二次フラグメントの平均フラグメントサイズは、ひずみ速度のべき乗則関数によって十分に記述されることが示されています。
主成分分析を使用したポストニュートン理論のパラメーター化されたテスト
| Title |
Parametrized_tests_of_post-Newtonian_theory_using_principal_component_analysis |
| Authors |
Muhammed_Saleem,_Sayantani_Datta,_K._G._Arun,_and_B._S._Sathyaprakash |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10147 |
\emph{マルチパラメータテスト}と呼ばれる、複数のポストニュートン（PN）位相係数で一般相対性理論（GR）からの逸脱を検索することは、現世代の重力波（GW）検出器。パラメータ空間の強い縮退は、テストの結果を有益なものにしません。主成分分析（PCA）は、重力波観測によってより適切に制約される元のPNパラメーターの特定の線形結合を構築することによってこの問題を解決できると主張します。LIGO/Virgoの1回目と2回目の観測実行（O1とO2）中に検出された連星ブラックホールイベントを分析することにより、2つの主要な主成分がマルチパラメーターテストの本質を捉えることができることを示します。O1/O2の間に5つのバイナリブラックホールの合併を組み合わせると、PCAから得られたPN係数の支配的な線形結合が事後分布の0.38標準偏差内のGRと一致していることがわかります。さらに、設計された感度を持つ3検出器LIGO-Virgoネットワークでシミュレートされた\emph{non-GR}信号のセットを使用すると、この方法でGRを高い信頼度で除外し、注入された値を回復できることがわかります。精度の高い非GRパラメータ。
