BCGは、300プロジェクトで質量バイアスとハロー三軸性をトレースします。最も明るいクラスター銀河は、弱いレンズ効果の質量バイアスとハロー三軸性をトレースします。
| Title |
BCGs_Trace_Mass_Bias_and_Triaxiality_Brightest_Cluster_Galaxies_Trace_Weak_Lensing_Mass_Bias_and_Halo_Triaxiality_in_The_Three_Hundred_Project |
| Authors |
Ricardo_Herbonnet,_Adrian_Crawford,_Camille_Avestruz,_Elena_Rasia,_Carlo_Giocoli,_Massimo_Meneghetti,_Anja_von_der_Linden,_Weiguang_Cui,_Gustavo_Yepes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.01673 |
銀河団は三軸物質分布を持っています。宇宙学研究の重要な部分である弱いレンズ効果の信号は、視線に沿ったすべての物質の投影された質量を測定するため、クラスターの向きによって変化します。研究によると、銀河団の中心にある最も明るい銀河団（BCG）の形状は、下にあるハローの形状をトレースしており、投影効果を説明する方法が可能になっています。「TheThreeHundredProject」の0.1から0.6までの4つの赤方偏移で324のシミュレートされたクラスターを使用して、BCGとハローの方向と形状の間の相関を定量化します。ハローとその埋め込みBCGは、主軸間で平均$\sim$20度の角度で整列していることがわかります。弱いレンズ効果のクラスター質量推定値のバイアスは、ハローとBCGの両方の方向と相関しています。観測を模倣して、BCGの方向の尺度として、BCGの投影された形状を計算し、それが緩和されたクラスターの弱いレンズ効果の質量と最も強く相関していることを発見します。また、BCG質量等高線から測定された2次元クラスター緩和プロキシをテストします。全恒星質量と比較した、投影されたBCGコア内の恒星質量の集中は、BCG方向の代替プロキシを提供します。濃度は弱いレンズ効果の質量バイアスとは相関していませんが、真のハロー質量とは相関していることがわかります。これらの結果は、緩和されたクラスターの大きなサンプルのBCGの形状と方向が、弱いレンズ効果の質量推定を改善するための情報を提供できることを示しています。
| Title |
Connecting_the_Extremes:_A_Story_of_Supermassive_Black_Holes_and_Ultralight_Dark_Matter |
| Authors |
Hooman_Davoudiasl_and_Peter_B._Denton_and_Julia_Gehrlein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.01678 |
宇宙の最初の10億年の間に、質量が$\mathcalO（10^9\、M_\odot）$の超希少な超大質量ブラックホール（SMBH）の形成は、天体物理学の未解決の問題のままです。同時に、$\mathcalO（10^{-20}〜\text{eV}）$の近くに質量を持つ超軽量暗黒物質（DM）は、小規模なDM分布によって動機付けられています。このタイプのDMは、さまざまな天体物理学的考察によって制約されていますが、特定の観測は、それについてのささやかな証拠を示している可能性があります。$\sim10$keV温度で一次相転移を制限し、$\mathcalO（10^9\、M_\odot）$原始SMBHの生成を容易にするモデルを提示します。このような相転移は、やる気のある超軽量アクシオンDM候補の暗黙の質量にも自然につながる可能性があり、SMBHと超軽量DMが同じ宇宙コインの両面である可能性があることを示唆しています。超放射からの発見と$N_{\rmeff}$への変更に対する制約と手段を検討します。一般的な理由から、$\mathcalO（10^{-12}-10^{-9}〜\text{Hz}）の周波数によって特徴付けられる、仮定された1次相転移からの原始重力波も予想されます。$。この周波数レジームはほとんど未知ですが、仮定された閉じ込め相転移の場合のように、原始重力波がこの周波数範囲の上限にある場合、パルサータイミングアレイにアクセスできる可能性があります。
まず、最初の2つの宇宙論的パラダイム、ホットビッグバンモデルと$\Lambda$CDMについて簡単に説明します。3番目のパラダイムについて説明する際に、私はそれが対処しなければならない問題、その願望はどうあるべきか、そしてそれがどのように開始されるかについて焦点を当てます。最後に、フランク・ウィルチェックとのコラボレーションの簡単な歴史を紹介します。
$ \ Lambda $ CDM：予想をはるかに上回っていますが、今では私たちが望んでいるものよりも少なくなっています
$\rm\Lambda$CDM宇宙論モデルは注目に値します。わずか6つのパラメーターで、すべての構造が素粒子スケールの量子ゆらぎであった非常に早い時期から現在までの宇宙の進化を記述し、豊富な実験室での測定と天文観測の両方の高精度データ。ただし、$\rm\Lambda$CDMの基礎には、粒子物理学の標準モデルを超える物理学が含まれます。粒子暗黒物質、暗黒エネルギー、宇宙のインフレーションです。この「新しい物理学」が明らかになるまで、$\rm\Lambda$CDMはせいぜい不完全であり、最悪の場合、データを収容する現象論的構造です。私は、発見と混乱の両方、いくつかの壮大な課題、そして最後に科学的宇宙論の限界を含む、前進する道について議論します。
Schr \ "{o} dinger-Poisson Solitons：摂動論
| Title |
Schr\"{o}dinger-Poisson_Solitons:_Perturbation_Theory |
| Authors |
J._Luna_Zagorac,_Isabel_Sands,_Nikhil_Padmanabhan,_and_Richard_Easther |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.01920 |
自己重力量子物質は、非常に初期の宇宙から現在のボソン星まで、宇宙論的および天体物理学的な環境の広い範囲に存在する可能性があります。このような量子物質は、ペッチェイ・クインのアクシオンや超軽量（ULDM）またはファジー（FDM）の暗黒物質のシナリオなど、さまざまな理論で発生します。これらすべてのシナリオに共通するSchr\"{o}dinger-Poissonシステムの基底状態解である球対称ソリトンへの摂動の動的進化を検討します。Schr\"{o}dinger方程式の固有状態を構築します。重力ポテンシャルを基底状態の値に固定して保持します。固有状態は、ソリトンの「呼吸」モード、ソリトン中心のランダムウォーク、ソリトンの四重極歪みなど、完全なULDMシミュレーションで見られる特性を定性的に捉えていることがわかります。次に、重力ポテンシャルの時間発展とその摂動への影響が、時間依存摂動理論の枠組みの中で十分に説明できることを示します。合成ULDMハローに私たちの形式を適用すると、全体的な密度プロファイルが比較的安定しているにもかかわらず、固有状態のかなりの混合が明らかになります。私たちの結果は、これらのシステムの進化を理解するための新しい分析的アプローチと、より高速な近似シミュレーションの可能性を提供します。
Farpoint：Gpcスケールでの高解像度宇宙論シミュレーション
| Title |
Farpoint:_A_High-Resolution_Cosmology_Simulation_at_the_Gpc_Scale |
| Authors |
Nicholas_Frontiere,_Katrin_Heitmann,_Esteban_Rangel,_Patricia_Larsen,_Adrian_Pope,_Imran_Sultan,_Thomas_Uram,_Salman_Habib,_Silvio_Rizzi,_Joe_Insley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.01956 |
この論文では、ハードウェア/ハイブリッド加速宇宙論コード（HACC）重力のみのシミュレーションファミリーの最新メンバーであるFarpointシミュレーションを紹介します。ドメインは（1000$h^{-1}$Mpc）$^3$のボリュームをカバーし、$m_p\sim4.6\cdot10^7h^{-の質量分解能に対応する2兆個の粒子近くに進化します。1}$M$_\odot$。これらの仕様により、銀河とハローの接続を包括的に調査し、ハローを小さな質量まで捉えることができます。さらに、大容量は、高質量ハローの良好な統計的カバレッジを備えた最新の調査に典型的なスケールを解決します。シミュレーションは、現在利用可能な最速のスーパーコンピューターの1つであるGPUアクセラレーションシステムSummitで実行されました。Farpointの実行に関する詳細を提供し、最初の一連の結果を示します。高い質量分解能により、ハロー濃度と質量の関係や相関関数などの重要なグローバル統計の正確な測定が容易になります。シミュレーションデータ製品の選択されたサブセットは、HACCシミュレーションデータポータルを介して公開されています。
| Title |
Cosmological_constraints_from_HII_starburst_galaxy,_quasar_angular_size,_and_other_measurements |
| Authors |
Shulei_Cao,_Joseph_Ryan,_Bharat_Ratra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.01987 |
HIIスターバースト銀河（HIIG）データの2つの（2019年と2021年）編集からの制約を比較し、6つの空間的に平坦な宇宙モデルと非平坦な宇宙モデルを使用してクエーサー角サイズ（QSO）データのモデル非依存性をテストします。HIIGデータの新しい2021コンパイルは、一般に、より厳しい制約を提供し、2019HIIGデータからのものよりも宇宙論的パラメーターのより低い値を好むことがわかります。QSOデータ自体は、サンプル内のQSOの特徴的な線形サイズ$l_{\rmm}$に比較的モデルに依存しない制約を与えます。また、ハッブルパラメータ（$H（z）$）、バリオン音響振動（BAO）、パンテオンIa型超新星（SNIa）の見かけの等級（SN-パンテオン）、およびDES-3年のビン化されたSNIaの見かけの等級（SN-DES）も使用します。）HIIGとQSOの角度サイズデータを使用して共同分析を実行するための測定。これらの制約は、私たちが研究する6つの宇宙モデル内で相互に矛盾していないためです。$H（z）$、BAO、SN-Pantheon、SN-DES、QSOの共同分析、およびHIIGデータの最新の編集により、ハッブル定数$H_0=69.7\pm1.2のほぼモデルに依存しない要約推定値が提供されます。\\rm{km\s^{-1}\Mpc^{-1}}$、非相対論的物質密度パラメーター、$\Omega_{\rmm_0}=0.293\pm0.021$、および$l_{\rmm}=10.93\pm0.25$pc。
| Title |
Galaxy-Scale_Test_of_General_Relativity_with_Strong_Gravitational_Lensing |
| Authors |
Xiao-Hui_Liu,_Zhen-Hua_Li,_Jing-Zhao_Qi,_Xin_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02291 |
一般相対性理論（GR）は太陽系スケールで正確にテストされていますが、銀河系または宇宙論スケールでの正確なテストはまだ比較的不十分です。ここでは、銀河スケールでGRをテストするために、新しくコンパイルされた銀河スケールの強い重力レンズ（SGL）サンプルを使用して、パラメーター化されたポストニュートン（PPN）形式のパラメーター$\gamma_{PPN}$を制約します。Ia型超新星観測のパンテオンサンプルを使用して、ガウス過程法を使用してSGLシステムの距離を較正します。これにより、GR内の宇宙モデルを仮定してSGLサンプルの距離を決定することによって引き起こされる論理的な問題が回避されます。さらに、フィッティング結果に対するレンズの質量分布の影響を調査するために、この作業では3つの典型的なレンズモデルを検討します。レンズモデルの選択は、PPNパラメーター$\gamma_{PPN}$の制約に大きな影響を与えることがわかりました。ベイズ情報量基準を評価ツールとして使用して、3つのレンズモデルのフィッティング結果を比較すると、最も信頼性の高いレンズモデルで$\gamma_{PPN}=1.065^{+0.064}の結果が得られることがわかります。_{-0.074}$。これは、GRによる$\gamma_{PPN}=1$の予測とよく一致しています。私たちの知る限り、6.4％の制約結果は、SGLメソッドを使用した最近の作業の中でこれまでで最高の結果です。
将来の測光銀河調査に対する調査ジオメトリとスーパーサンプル共分散の影響
| Title |
Impact_of_survey_geometry_and_super-sample_covariance_on_future_photometric_galaxy_surveys |
| Authors |
S._Gouyou_Beauchamps,_F._Lacasa,_I._Tutusaus,_M._Aubert,_P._Baratta,_A._Gorce,_and_Z._Sakr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02308 |
測光銀河調査は、密度場が非常に非ガウスである後期の宇宙を調査します。結果として、調査ウィンドウよりも大きいスケールの変動に敏感な非ガウス共分散項であるスーパーサンプル共分散（SSC）が出現します。この作業では、SSCに対する調査ジオメトリの影響を調査し、その後、宇宙論的パラメータの推論について調査します。調査ジオメトリを考慮した高速SSC近似を考案し、そのパフォーマンスを、調査でカバーされた空の割合で結果を再スケーリングする一般的な近似、$f_\mathrm{SKY}$、吹き替え'全天近似と比較します。'。「partial-sky」と呼ばれる新しいSSCレシピの影響を測定するために、3x2ポイント分析で$（w_0、w_a）$-CDMモデルのパラメーターに対してフィッシャー予測を実行し、調査領域、赤方偏移ビン内のマスクと銀河分布。周縁化された予測誤差の違いは、全天近似が小さな調査地域では不十分であるが、ステージIVのような地域では優れているため、銀河バイアスの妨害パラメータの周縁化によって吸収されることがわかります。大規模な調査地域では、考慮されたすべてのプローブで、マージナライズされていないエラーが約10％過小評価されています。これは、ステージIVのような調査であっても、これらの厄介なパラメータに厳密な事前確率が適用される場合、この作業で導入された部分空法が必要になることを示唆しています。
初期の宇宙における原始ブラックホール（PBH）の存在の証拠は永久に更新されます。それらの質量スペクトルの新しい制限は、PBH形成の既存のモデルに挑戦します。既知のモデルの1つは、インフレ時代の後に閉じた壁が崩壊することに基づいています。その本質的な特徴は、近い将来の観測と矛盾する可能性のある少量のPBHの複数の生産です。インフレーション段階での量子ゆらぎとともにスカラー場の古典的な運動を考慮に入れると、壁崩壊のメカニズムを適用して、実質的に異なるPBH質量スペクトルを生成できることを示します。
スカラー場暗黒エネルギーモデルと最近の観測データとの比較
3つのスカラー場暗黒エネルギーモデル（つまり、$\phi$CDMモデル）に焦点を当てます。これらは、ポテンシャル$V（\phi）\propto\phi^{-\alpha}$（逆べき乗則）を持つ宇宙論的トラッカーのように動作します。（IPL）モデル）、$V（\phi）\propto\coth^{\alpha}{\phi}$（Lモデル）および$V（\phi）\propto\cosh（\alpha\phi）$（振動トラッカーモデル）。パラメータ$\alpha\to0$で$\Lambda$CDMモデルに還元される3つの$\phi$CDMモデルが調査され、Ia型超新星（SNeIa）、バリオン音響振動の最近の観測と比較されます。（BAO）および宇宙マイクロ波背景放射（CMB）。結合サンプル（SNeIa+BAO+CMB）からの観測制約は、3つの$\phi$CDMモデルのいずれも$68.3\％$信頼水準で$\Lambda$CDMモデルを除外せず、閉じた宇宙が強くサポートされていることを示しています3つの$\phi$CDMモデルのシナリオ（68.3\％信頼水準）。さらに、ベイズの証拠を適用して、$\phi$CDMモデルと$\Lambda$CDMモデルを結合サンプルの分析と比較します。一致$\Lambda$CDMモデルは、依然として最もサポートされているモデルです。さらに、3つの$\phi$CDMモデルの中で、IPLモデルが最も競争力のあるモデルですが、Lモデル/振動タッカーモデルは中程度/非常に嫌われています。
Ia型超新星マグニチュードステップを決定するための環境トレーサーの精度と結果
| Title |
Accuracy_of_environmental_tracers_and_consequence_for_determining_the_Type_Ia_Supernovae_magnitude_step |
| Authors |
M._Briday,_M._Rigault,_R._Graziani,_Y._Copin,_G._Aldering,_M._Amenouche,_V._Brinnel,_A._G._Kim,_Y.-L._Kim,_J._Lezmy,_N._Nicolas,_J._Nordin,_S._Perlmutter,_P._Rosnet,_M._Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02456 |
Ia型超新星（SNeIa）は、宇宙の最近の膨張率を測定できる標準化可能なキャンドルです。前駆体の物理学の不確実性のために、潜在的な天体物理学的依存性は、適切に説明されていない場合、宇宙論的測定にバイアスをかける可能性があります。SNeIaの固有の光度とそれらのホスト銀河環境との依存性は、SNeIaの光度を標準化するためによく使用され、一般にステップ関数としてパラメーター化されます。この関数形式は、SNeIaの2つの母集団を暗黙的に想定しています。文献では、複数の環境指標が検討されており、異なる、場合によっては互換性のないステップ関数の振幅が見つかります。2つの母集団を区別する能力に基づいて、2つの母集団モデルのコンテキストでこれらの指標を比較します。ローカルH$\alpha$ベースの特定の星形成率（lsSFR）とグローバルな星の質量が、たとえば、ホスト銀河の形態よりも優れたトレーサーであることを示します。トレーサーの精度が、文献に見られる観測されたSNeIaステップ振幅間の不一致を説明できることを示します。lsSFRまたはグローバルマスを使用して2つの母集団を区別することで、他のすべての観察結果を説明できますが、lsSFRが優先されます。lsSFRは年齢と強く関連しているため、私たちの結果は、迅速で遅延した人口モデルを支持しています。いずれにせよ、標準化された大きさが少なくとも$0.121\pm0.010\、\mathrm{mag}$異なる2つの母集団が存在します。
KiDS-1000：明るい赤い銀河の本質的な整列に関する制約
| Title |
KiDS-1000:_Constraints_on_the_intrinsic_alignment_of_luminous_red_galaxies |
| Authors |
Maria_Cristina_Fortuna,_Henk_Hoekstra,_Harry_Johnston,_Mohammadjavad_Vakili,_Arun_Kannawadi,_Christos_Georgiou,_Benjamin_Joachimi,_Angus_H._Wright,_Marika_Asgari,_Maciej_Bilicki,_Catherine_Heymans,_Hendrik_Hildebrandt,_Konrad_Kuijken,_Maximilian_Von_Wietersheim-Kramsta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02556 |
Kilo-DegreeSurvey（KiDS-1000）の4回目の公開データリリースから選択された、ほぼ体積が制限された明るい赤銀河のサンプルの固有配列（IA）の光度と赤方偏移依存性を制約します。銀河の形状を測定するために、2つの補完的なアルゴリズムを使用して、重なり合う銀河サンプルの一貫したIA測定値を見つけました。2つの独立した明るい赤銀河サンプル全体でのIA検出のグローバルな重要性は、私たちが好む形状推定方法を使用して、$\sim10.7\sigma$です。$0.2<z<0.8$の範囲でのIA信号の赤方偏移との有意な依存性も、$L_r\lesssim2.9\times10^{10}h^{-2}L_{r、\odot}$。ただし、この光度を超えると、IA信号がべき乗則として増加することがわかりますが、結果は現在の不確実性の範囲内での線形成長とも互換性があります。この振る舞いは、宇宙せん断研究でIA汚染の光度依存性を説明するときに、べき乗則モデルの使用を動機付けます。
回転するスカラー場とボーズ星の形成
有限の角運動量を持つ自己重力ボソン暗黒物質の初期雲の数値進化を研究します。最初に回転するスカラー雲が重力凝縮を受けて、システム内にボーズ星を形成する可能性があることが実証されています。結果は、重力凝縮の時間が有限の角運動量の存在下で大幅に変化することを意味します。それはまた、ボソン雲における自己相互作用の魅力的または反発的な性質に強く依存します。私たちの研究で形成されたボーズ星は、重力凝縮後のすべての渦度が星の外側の領域に存在するため、有意な回転を持っていないことが実証されています。さらに、雲の角運動量と自己相互作用がボーズ星の密度と半径に大きく影響する可能性があることを示します。また、私たちの結果と、以前の研究者によって実行された作業との一貫性についても説明します。
ねじれを探す：弱いレンズ効果を介した宇宙論的重力磁気効果の検出-kSZ相互相関
| Title |
Looking_for_a_twist:_detecting_the_cosmological_gravitomagnetic_effect_via_weak_lensing-kSZ_cross_correlations |
| Authors |
Cristian_Barrera-Hinojosa,_Baojiu_Li,_Yan-Chuan_Cai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02632 |
一般相対性理論は、物質の回転運動量フラックスが、宇宙論ではこれまで検出されていないベクトル重力電磁気（慣性系の引きずり）場を介して時空をねじることを予測しています。このベクトル場は、追加の重力レンズ効果を誘発します。同時に、運動量場は動的なスニヤエフ・ゼルドビッチ（kSZ）効果をもたらします。これら2つの効果の共通の起源により、相互相関を介して重力磁気信号を調べることができます。この論文では、弱いレンズ収束場をkSZ信号で刻印されたCMB温度マップと相互相関させることにより、$\Lambda$CDMの重力電磁気場を検出する可能性を探ります。このアプローチでは、弱いレンズ収束場への標準的なニュートンの寄与$\kappa_\Phi$とkSZ効果の間の相互相関がなくなると予想されるため、重力磁気効果を抽出できます。一連の大容量ニュートン$N$-bodyシミュレーションと、少量、高解像度、一般相対論的$N$-bodyシミュレーションの対応物との相互相関を研究します。シミュレーションの解像度が不十分な場合、$\kappa_\Phi$とkSZの間に有意な疑似相関が生じる可能性があることを示します。高解像度シミュレーションに基づいて、kSZ-重力磁気収束場の累積信号対雑音比（SNR）は、次の場合に$\ell\simeq5000$（$10^4$）でほぼ15（30）に達する可能性があることがわかります。宇宙分散のみが考慮されます。\textsc{euclid}や\textsc{lsst}などの次世代レンズ調査、およびSimonsObservatoryや\textsc{cmb}-\textsc{s4}などのCMB実験の予測を行い、累積SNRが$\ell\simeq5000$（$10^4$）で5（9）を超えると、いくつかの前景の汚染を確実に除去できれば、宇宙論的な重力磁気効果を検出できることを示します。
大偏差理論による修正重力と暗黒エネルギーの物質密度PDF
| Title |
The_matter_density_PDF_for_modified_gravity_and_dark_energy_with_Large_Deviations_Theory |
| Authors |
Matteo_Cataneo,_Cora_Uhlemann,_Christian_Arnold,_Alex_Gough,_Baojiu_Li,_Catherine_Heymans |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02636 |
修正された重力と暗黒エネルギーの平滑化された3次元物質密度フィールドの確率分布関数（PDF）の分析的説明を提示します。大偏差理論の原理に基づく私たちのアプローチは、標準の$\Lambda$CDM宇宙論の一般的な拡張に適用できます。アインシュタイン・ド・シッター球崩壊ダイナミクスと線形理論計算および単純な数値からの平滑化密度場の非線形分散の較正測定を組み合わせることにより、重力の法則とバックグラウンド膨張の遅い時間の変化を含めることができることを示します。シミュレーション。$f（R）$、DGP、および進化する暗黒エネルギー理論の$N$-bodyシミュレーションと比較すると、穏やかな非線形領域での予測の分布のピーク付近のパーセントレベルの精度がわかります。ユークリッドのような調査ボリュームを使用した理想的な実験のフィッシャー予測は、3DマターPDFの測定値を3Dマターパワースペクトルと組み合わせる力を示しています。この組み合わせは、それ自体のパワースペクトル分析と比較して、進化するダークエネルギーモデルのパラメーターの不確実性を半減させることが示されています。PDFはまた、一般相対性理論からのわずかな逸脱の検出の重要性を大幅に向上させ、パワースペクトルのみと比較して最大6倍の改善が見られます。したがって、この分析は、高価な高解像度シミュレーションおよびエミュレーターへのこれらの分析の依存を軽減する可能性があるため、非ガウス統計を含む将来の研究にとって非常に有望です。
この簡単なレビューは、太陽系外惑星の大気をモデル化する方法と応用に焦点を当てています。さまざまな種類の最先端の自己無撞着モデルと1DおよびマルチDの検索モデルについて、フィールドでの未解決の質問と短期および長期の目標に焦点を当てて説明します。涼しい恒星大気のモデリングと太陽系の惑星大気のモデリングで以前に開発された専門知識は、この分野にとって価値があることが証明されており、今後もそうしていきます。大気の理解を深めるための今後の機会について説明し、この分野の課題として私たちが見ているものを締めくくりました。
C / 2020 F3彗星（NEOWISE）のコマ形態とダスト放出パターン
| Title |
Coma_morphology_and_dust_emission_pattern_of_comet_C/2020_F3_(NEOWISE) |
| Authors |
F._Manzini_(1),_V._Oldani_(1),_P._Ochner_(2,3),_E._Barbotin_(4),_L._R._Bedin_(3),_R._Behrend_(5),_and_G._Fardelli_(6)_((1)_Stazione_Astronomica_di_Sozzago,_Cascina_Guascona,_(2)_INAF-Osservatorio_Astronomico_di_Padova,_Vicolo_dell'Osservatorio_5,_(3)_Department_of_Physics_and_Astronomy-University_of_Padova,_(4)_GVO,_Etriac,_(5)_Geneva_Observatory,_Sauverny_and_(6)_Ascoli_Piceno) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02039 |
彗星C/2020F3（NEOWISE）の最近の接近により、その内部コマの形態を研究することができました。核の周りを膨張するらせん構造のダスト放出速度の測定から、平均の非投影膨張速度Vd=1.11+/-0.08kms^-1を推定しました。彗星が回転するたびに新しい殻が形成されたと仮定すると、7.8+/-0.2時間の自転周期が導き出されました。スピン軸の向きは、RA210+/-10d、12月+3+/-10dと推定されました。共形態学は、核の中緯度に位置する2つの強い正反対の放出に関連しているように見えます。コマ収差の定性的モデリングでは、密度が逆相関（0.003〜3.0gcm^-3）で、さまざまなダストサイズ（0.80〜800micro-m）で一貫した結果が得られました。Vjおよびr-Sloanフィルターで撮影された画像は、最初の2つのシェルでのダストの濃度が高く、BおよびVバンドパスで放出されるラジカルの密度が3番目のシェルから外側に向かって増加していることを示しています。尾の脈理のような構造は、塵の粒子が異なるサイズを持っていることを示唆しています。
OGLE-2019-BLG-0304：惑星バイナリモデルとバイナリソース+バイナリレンズモデル間の競合する解釈
| Title |
OGLE-2019-BLG-0304:_Competing_Interpretations_between_a_Planet-binary_Model_and_a_Binary-source_+_Binary-lens_model |
| Authors |
Cheongho_Han,_Andrzej_Udalski,_Chung-Uk_Lee,_Doeon_Kim,_Yoon-Hyun_Ryu,_Michael_D._Albrow,_Sun-Ju_Chung,_Andrew_Gould,_Kyu-Ha_Hwang,_Youn_Kil_Jung,_Hyoun-Woo_Kim,_In-Gu_Shin,_Yossi_Shvartzvald,_Jennifer_C._Yee,_Weicheng_Zang,_Sang-Mok_Cha,_Dong-Jin_Kim,_Seung-Lee_Kim,_Dong-Joo_Lee,_Yongseok_Lee,_Byeong-Gon_Park,_Richard_W._Pogge,_Przemek_Mr\'oz,_Micha{\l}_K._Szyma\'nski,_Jan_Skowron,_Rados{\l}aw_Poleski,_Igor_Soszy\'nski,_Pawe{\l}_Pietrukowicz,_Szymon_Koz{\l}owski,_Krzysztof_Ulaczyk,_Krzysztof_A._Rybicki,_Patryk_Iwanek,_Marcin_Wrona,_Mariusz_Gromadzki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02209 |
マイクロレンズイベントOGLE-2019-BLG-0304を分析します。このイベントの光度曲線は、ピーク領域の偏差と、メインピークの61日後に現れる2番目のバンプという2つの特徴を示しています。バイナリレンズモデルは全体的な特徴を説明できますが、ピーク領域に微妙ではあるが顕著な残差を残します。残差は、バイナリレンズのプライマリの近くにある惑星のコンパニオン（3L1Sモデル）またはソースの近くにある追加のコンパニオン（2L2Sモデル）のいずれかの存在によって説明できることがわかります。$\Delta\chi^2\sim8$の3L1Sモデルは2L2Sモデルよりも好まれていますが、現在利用可能な測光データでは、2つのモデル間の縮退を安全に解決することは困難です。3L1Sの解釈によると、レンズは惑星系であり、質量$0.51^{+0.51}_{-0.23}〜M_{\rmJ}$の惑星が合成されたバイナリの周りのS型軌道にあります。質量が$0.27^{+0.27}_{-0.12}〜M_\odot$および$0.10^{+0.10}_{-0.04}〜M_\odot$の星の数。一方、2L2Sの解釈によれば、光源はG型とK型の巨星で構成され、レンズは低質量のM矮星と質量$0.12^{+0.12}_の褐色矮星で構成されています。それぞれ{-0.05}〜M_\odot$と$0.045^{+0.045}_{-。019}〜M_\odot$。このイベントは、光度曲線に複雑な特徴を持つレンズイベントの解釈におけるモデルテストの必要性を示しています。
KMT-2021-BLG-0322：トリプルレンズと高次のバイナリレンズの解釈の間の深刻な縮退
| Title |
KMT-2021-BLG-0322:_Severe_degeneracy_between_triple-lens_and_higher-order_binary-lens_interpretations |
| Authors |
Cheongho_Han,_Andrew_Gould,_Yuki_Hirao,_Chung-Uk_Lee,_Michael_D._Albrow,_Sun-Ju_Chung,_Kyu-Ha_Hwang,_Youn_Kil_Jung,_Doeon_Kim,_Shude_Mao,_Yoon-Hyun_Ryu,_In-Gu_Shin,_Yossi_Shvartzvald,_Jennifer_C._Yee,_Weicheng_Zang,_Sang-Mok_Cha,_Dong-Jin_Kim,_Hyoun-Woo_Kim,_Seung-Lee_Kim,_Dong-Joo_Lee,_Yongseok_Lee,_Byeong-Gon_Park,_Richard_W._Pogge,_Fumio_Abe,_Richard_Barry,_David_P._Bennett,_Aparna_Bhattacharya,_Ian_Bond,_Martin_Donachie,_Hirosane_Fujii,_Akihiko_Fukui,_Yoshitaka_Itow,_Rintaro_Kirikawa,_Iona_Kondo,_Naoki_Koshimoto,_Man_Cheung_Alex_Li,_Yutaka_Matsubara,_Yasushi_Muraki,_Shota_Miyazaki,_Cl\'ement_Ranc,_Nicholas_J._Rattenbury,_Yuki_Satoh,_Hikaru_Shoji,_Takahiro_Sumi,_Daisuke_Suzuki,_Yuzuru_Tanaka,_Paul_J._Tristram,_Tsubasa_Yamawaki,_Atsunori_Yonehara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02210 |
光度曲線が3つの特徴的な苛性アルカリ交差特性のセットを示すマイクロレンズイベントKMT-2021-BLG-0322を調査します。光度曲線の全体的な特徴は、バイナリレンズ（2L1S）モデルによってほぼ記述されていますが、モデルにはかなりの残差が残っていることがわかります。残差を説明する目的で、さまざまな解釈をテストします。残差は、マイクロレンズの視差とレンズの軌道効果によって引き起こされる非直線的なレンズ源の動きを考慮するか、バイナリレンズ（3L1Sモデル）に低質量のコンパニオンを追加することによって説明できることがわかります。高次の2L1Sモデルと3L1Sモデルの間の縮退は非常に深刻であり、測光データに基づいて正しい解を特定することは困難です。この縮退は、以前の2つのイベント（MACHO-97-BLG-41とOGLE-2013-BLG-0723）で知られており、連星系の惑星の誤検出につながり、KMT-2021の縮退が特定されました。-BLG-0322は、縮退が一般的であるだけでなく、非常に深刻である可能性があることを示しており、2L1Sモデルからの逸脱の両方の解釈をチェックする必要があることを強調しています。イベントのタイムスケール、アインシュタイン半径、およびマイクロレンズ視差の測定されたレンズ観測量を使用して実行されたベイジアン分析から、バイナリレンズコンポーネントの質量は$（M_1、M_2）=（0.62^{+0.25}_{-0.26}〜M_\odot、0.07^{+0.03}_{-0.03}〜M_\odot）$、2L1Sと3L1Sの両方のソリューションで、3L1Sソリューションによる3次レンズコンポーネントの質量は$M_3=6.40です。^{+2.64}_{-2.78}〜M_{\rmJ}$。
新しい異常検出法による太陽系外惑星の居住性の仮定
| Title |
Postulating_Exoplanetary_Habitability_via_a_Novel_Anomaly_Detection_Method |
| Authors |
Jyotirmoy_Sarkar,_Kartik_Bhatia,_Snehanshu_Saha,_Margarita_Safonova_and_Santonu_Sarkar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02273 |
宇宙論の研究における大きな変化は、何千もの太陽系外惑星の発見と、私たちの銀河に何十億もの太陽系外惑星が存在する可能性によってもたらされました。これらの検索の最大の目標は、他に生命を宿す惑星があるかどうかです。しかし、これらの検出された惑星のどれが居住可能であるか、潜在的に居住可能であるか、あるいはおそらく居住可能であるかという質問はまだ答えられていません。いくつかの潜在的に居住可能な太陽系外惑星が仮定されていますが、地球は唯一の既知の居住可能な惑星であるため、居住可能性の尺度は必然的に地球を基準として決定されます。最近のいくつかの研究では、最適化手法に基づく新しい居住性指標が導入されました。教師あり学習を使用した潜在的に居住可能な太陽系外惑星の分類は、もう1つの新しい研究分野です。ただし、モデリングと教師あり学習の両方のアプローチには欠点があります。異常検出方法であるMulti-StageMemeticAlgorithm（MSMA）を提案して、異常を検出し、それを教師なしクラスタリングアルゴリズムMSMVMCAに拡張して、潜在的に居住可能な太陽系外惑星を異常として検出します。このアルゴリズムは、地球が異常であり、数千のデータポイントの中に他の異常がほとんど存在しない可能性があるという仮定に基づいています。居住可能な候補を異常（地球を含む）として検出するための新しい距離関数を使用したMSMAベースのクラスタリングアプローチについて説明します。結果は、惑星居住可能性研究所（PHL）の居住可能な太陽系外惑星カタログ（PHL-HEC）と、潜在的に居住可能な太陽系外惑星の楽観的および保守的なリストの両方と照合されます。
回転するバイポリトロープとしての木星
ポリトロープは、さまざまな天体物理学的オブジェクトをモデル化するために長い間使用されてきました。バイポリトロープ（複合ポリトロープ）は、明確なコアエンベロープ構造を持つボディに使用できます。この短い論文では、回転するバイポリトロープが木星の内部の妥当な近似であることを示しています。同様のモデルを使用して、回転する太陽系外惑星を精査し、それらの内部構造を直感的に理解することができます。
薄層近似におけるエネルギー節約：VI。泡とスーパー泡
2種類の星間物質（ISM）の薄層近似の枠組みで、エネルギー保存の法則をモデル化します。特に、自己重力の存在下でのISMと、前進するシェルに非対称性を生成するガウスISMを分析します。シミュレートされる天体物理学的ターゲットは、フェルミバブル、ローカルバブル、およびW4スーパーバブルです。画像の理論はPiriform曲線に適用され、光学的に薄い媒体の場合に観測された強度のいくつかの分析式を導き出すことができます。
冷暖房機能は実際に存在しますか？
冷却および加熱機能は、放射プロセスがガスの温度およびその他の物理的特性の関数としてガスの熱状態にどのように影響するかを表します。最も一般的なケースでは、それらは多数のイオン種のレベル集団の詳細な分布と放射スペクトルに依存します。したがって、これらの関数は、非常に広範囲の空間的および時間的スケールで変化する可能性があります。この論文では、CosmicReionizationOnComputers（CROC）プロジェクトのシミュレートされた銀河における$5\leqz\leq10$間の冷却および加熱機能について説明します。シミュレーションでさまざまな温度のガスが経験する実際の冷却（加熱）速度は、単一の冷却（加熱）関数に対応していないことがわかります。約$T\gtrsim10^{4}$Kのガスは、密度、金属量、および光イオン化率の組み合わせが低温のガスとは十分に異なるため、高温のガスが突然低温になった場合でも、$Tよりも効率的に冷却および加熱されます。\lesssim10^{4}$Kガス。言い換えると、シミュレーションでのガスの熱力学は、Cloudyなどの一般的なツールで計算できる冷却関数と加熱関数の単一のセットでは説明できません。
バックスプラッシュ軌道に由来するフィールド内の静止超拡散銀河
| Title |
Quiescent_Ultra-diffuse_galaxies_in_the_field_originating_from_backsplash_orbits |
| Authors |
Jos\'e_A._Benavides,_Laura_V._Sales,_Mario._G._Abadi,_Annalisa_Pillepich,_Dylan_Nelson,_Federico_Marinacci,_Michael_Cooper,_Ruediger_Pakmor,_Paul_Torrey,_Mark_Vogelsberger_and_Lars_Hernquist |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.01677 |
超拡散銀河（UDG）は、既知の最低表面輝度銀河であり、矮小銀河の典型的な恒星の質量を持ちますが、サイズは天の川のようなより大きな銀河に似ています。それらの拡張されたサイズの理由は、角運動量、フィードバックまたは合併対外部メカニズムまたは両方の組み合わせのような提案された内部プロセスで議論されています。観察すると、UDGはグループやクラスターでは赤く静止しているのに対し、フィールドの対応するUDGは青で星を形成していることがわかります。この二分法は、主な原因として環境への影響を示唆しています。ただし、このシナリオは、フィールドで孤立した静止UDGの最近の観測によって挑戦されています。ここでは、$\Lambda$CDM宇宙論的流体力学シミュレーションを使用して、孤立したクエンチされたUDGが、かつては別の銀河、グループ、またはクラスターハローの衛星であったが、現在はそれらから数Mpc離れているバックスプラッシュ銀河として形成されることを示しています。これらの相互作用は、短時間ではありますが、ガスを除去し、今や急冷された一見孤立したUDGの暗黒物質ハローの周辺を整然と剥ぎ取ります。これらは、矮星質量の暗黒物質ハローを占める星形成フィールドUDGとして生まれます。したがって、静止状態のUDGは、フィラメントとボイドに無視できない数で見られる可能性があり、同様の恒星含有量の矮星と比較して、暗黒物質とガスのない剥ぎ取られた外側のハローとして過去の相互作用の痕跡を残しています。
高赤方偏移クエーサーとそのホスト銀河II：多相ガスと星の運動学
| Title |
High-redshift_quasars_and_their_host_galaxies_II:_multiphase_gas_and_stellar_kinematics |
| Authors |
Alessandro_Lupi,_Marta_Volonteri,_Roberto_Decarli,_Stefano_Bovino,_and_Joseph_Silk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.01679 |
$z\gtrsim6$クエーサーの観測は、最も巨大なブラックホール（MBH）と銀河の初期段階に関する情報を提供します。サブmm波長での現在の観測は冷たいガスと暖かいガスを追跡し、将来の観測は他の気相と恒星の特性に情報を拡張するでしょう。この研究の目的は、$z\gtrsim6$クエーサーのガスのライフサイクルを調べることです。ハローから銀河、そしてMBHに至るまでの降着から、星形成とMBH自体がガスの特性にどのように影響するかまでです。。最先端の非平衡化学、MBH形成、成長、フィードバックを含む$z=7$クエーサーの非常に高解像度の宇宙論的ズームインシミュレーションを使用して、宇宙時間にわたる星間物質。さまざまなトレーサー（星ベースまたはガスベース）を使用してクエーサーホストの形態進化とMBH降着駆動流出の熱力学的分布を評価し、ディスク内の不明瞭化は主に分子ガスによるものであり、原子成分が寄与していることを発見しましたより大きなスケールおよび/またはディスク面の上/下。さらに、我々の結果は、分子の流出が存在する場合、熱の不安定性のために、風の中での生成よりも、ガスがMBHの近くで持ち上げられた結果である可能性が高いことも示しています。最後に、さまざまな気相を使用してMBH質量を動的に制約する方法についても説明し、$\sim100$pc未満の解像度では、大規模なポテンシャルに対する核恒星成分の強い寄与のため、信頼性の低い推定値が得られると主張します。
ZELDA：ディープラーニングを使用したライマンα線プロファイルのフィッティング
| Title |
ZELDA:_fitting_Lyman-alpha_line_profiles_using_deep_learning |
| Authors |
Siddhartha_Gurung-Lopez,_Max_Gronke,_Shun_Saito,_Silvia_Bonoli_and_Alvaro_A._Orsi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.01680 |
ライマンアルファ（Lya）ラインプロファイルに適合するオープンソースコードであるzELDA（遠方ライマンアルファエミッターのラインプロファイルの赤方偏移推定器）を紹介します。主な動機は、ライマンα線プロファイルを均一に分析してライマンα線の控えめな表現を改善するための使いやすく高速なツールをコミュニティに提供することです。zELDAは、完全なモンテカルロ放射伝達コードLyaRTで事前に計算された一般的に使用される「シェルモデル」のラインプロファイルに基づいています。これらのスペクトル間の補間とノイズの追加により、深いニューラルネットワークのトレーニングに使用する一連の現実的なLyaスペクトルを組み立てます。ニューラルネットワークがモデルパラメータを高精度で予測できることを示します（たとえば、R=12000の場合は0.34dexHIカラム密度）。したがって、既存のフィッティング方法よりも大幅に高速化できます。概念実証として、LASDデータベースから97個の観測されたライマンα線プロファイルをフィッティングすることにより、zELDAの可能性を示します。適合値をこれらの光源の測定された全身赤方偏移と比較すると、Lyaは0.3A（75km/s）という非常に優れた精度で静止フレームのLya波長を決定していることがわかります。予測された流出特性と観測されたLyaの光度および等価幅を比較すると、いくつかの可能な傾向が見つかります。たとえば、Lyaの光度と流出中性水素柱密度の間に反相関が見られます。これは、銀河内の放射伝達プロセスによって説明される可能性があります。
異常な炭素と窒素の存在比からのGSN069の潮汐破壊現象の証拠
| Title |
Evidence_of_a_tidal_disruption_event_in_GSN_069_from_the_abnormal_carbon_and_nitrogen_abundance_ratio |
| Authors |
Zhenfeng_Sheng,_Tinggui_Wang,_Gary_Ferland,_Xinwen_Shu,_Chenwei_Yang,_Ning_Jiang,_Yang_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.01683 |
GSN069は、以前は巨大なX線の爆発とその後の長期的な崩壊を示した、超軟X線の活動銀河核です。最近、X線の準周期的噴火（QPE）が発生しました。強い窒素線が検出されたが、遠紫外線スペクトルでは弱いまたは検出できない炭素線が検出されたことを報告します。詳細な光イオン化モデルを使用して、\civ/\niv\比および窒素ライン間のその他の比を使用して、GSN069の[C/N]存在量を$-3.33$から$-1.91$に制限します。部分的に破壊された赤色巨星は、UVスペクトルの異常なC/N存在量を自然に説明できる一方で、ブラックホールを周回する生き残ったコアがQPEを生成する可能性があると主張します。
Q1700-MD94の分子ガス特性：$ z \ upperx2 $にある巨大な主系列銀河
| Title |
Molecular_gas_properties_of_Q1700-MD94:_a_massive,_main-sequence_galaxy_at_$z\approx2$ |
| Authors |
K._Henr\'iquez-Brocal,_R._Herrera-Camus,_L._Tacconi,_R._Genzel,_A._Bolatto,_S._Bovino,_R._Demarco,_N._F\"orster_Schreiber,_M._Lee,_D._Lutz,_and_M._Rubio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.01684 |
補助的なCO（1-0）とCO（1-0）に加えて、[CI]遷移のペア、CO（7-6）線、およびダスト連続体の新しいNOrthernExtendedMillimeterArray（NOEMA）観測の組み合わせを使用します。3-2）データ、Q1700-MD94の分子ガス特性を研究するために、$z\upperx2$にある巨大な主系列銀河。典型的な大規模な星形成銀河の合理的な一連の仮定では、CO（1-0）、[CI]（1-0）、およびダストの連続体が、次の係数内で一貫した分子ガス質量を生成することがわかります。$\sim2$。[CI]およびCO遷移によって追跡される分子ガスの全体的な励起特性は、$z\sim2$にある他の巨大な星形成銀河で観察されるものと同様です。COのRADEXと[CI]スペクトル線エネルギー分布（SLED）を使用した大速度勾配（LVG）モデリングは、比較的暖かい（$T_{\rmkin}=41$K）、密な（$n_{\rmH_2}=8\times10^{3}〜{\rmcm}^{-3}$）分子ガス、主系列の星形成銀河で観測された高励起分子ガス成分に匹敵する$z\sim1$。CO（1-0）とCO（7-6）の輝線放出における銀河のサイズは同等であり、これは、高励起の分子ガスが、強い星形成活動によって動力を与えられたディスク全体に分布していることを示唆しています。このシナリオを確認するには、CO線と[CI]線の空間的に分解された観測が必要になります。これは、NOEMAのアップグレードされた機能で取得できるようになりました。
光学および近赤外暗黒物体の広範なレンズ調査（El Sonido）：101個のレンズクラスターの背後にあるHSTH-Faint銀河
| Title |
Extensive_Lensing_Survey_of_Optical_and_Near-Infrared_Dark_Objects_(El_Sonido):_HST_H-Faint_Galaxies_behind_101_Lensing_Clusters |
| Authors |
Fengwu_Sun,_Eiichi_Egami,_Pablo_G._P\'erez-Gonz\'alez,_Ian_Smail,_Karina_I._Caputi,_Franz_E._Bauer,_Timothy_D._Rawle,_Seiji_Fujimoto,_Kotaro_Kohno,_Ugn\.e_Dudzevi\v{c}i\=ut\.e,_Hakim_Atek,_Matteo_Bianconi,_Scott_C._Chapman,_Francoise_Combes,_Mathilde_Jauzac,_Jean-Baptiste_Jolly,_Anton_M._Koekemoer,_Georgios_E._Magdis,_Giulia_Rodighiero,_Wiphu_Rujopakarn,_Daniel_Schaerer,_Charles_L._Steinhardt,_Paul_Van_der_Werf,_Gregory_L._Walth,_John_R._Weaver |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.01751 |
101個のレンズクラスターフィールドにおけるH-faint（$H_{160}\gtrsim26.4$、$<5\sigma$）ソースのスピッツァー/IRAC調査を提示します。CANDELS/Wide-likeSurveyareaof$\sim$648arcmin$^2$（実質的にはソースプレーンで$\sim$221arcmin$^2$）全体で、IRACチャネル2バンドで53のソースを安全に発見しました（CH2、4.5$\mathrm{\mum}$;中央値CH2$=22.46\pm0.11$ABmag）、堅牢なHST/WFC3-IRF160Wの対応物がありません。私たちのサンプルで最も注目に値するソース、つまりAbell2813の分野のES-009は、これまでに知られている4.5$\mathrm{\mum}$の最も明るいHかすかな銀河です（$\mathrm{CH2}=20.48\pm0.03$AB等）。サンプルのHかすかなソースは、質量が大きく（中央値$M_\mathrm{star}=10^{10.3\pm0.3}$$M_\odot$）、星形成（中央値の星形成率$=100_）であることを示しています。{-40}^{+60}$$M_\odot$yr$^{-1}$）および$z=3.9の中央値の測光赤方偏移の周りの塵で隠された（$A_V=2.6\pm0.3$）銀河\pm0.4$。14個のHかすかな銀河の恒星の連続体は、CH2バンドで解像でき、円形化された有効半径の中央値（$R_\mathrm{e、circ}$;レンズ補正済み）が$1.9\pm0.2$kpcおよび$<1.5であることを示唆しています。解決されたサンプルとサンプル全体に対してそれぞれ$kpc。これは、$z\sim4$にある巨大な覆い隠されていない銀河のサイズと一致しており、Hかすかな銀河がより広い銀河集団の分布のほこりっぽい尾を表していることを示しています。以前に報告された同様の銀河のALMAダスト連続体サイズと比較すると、H微弱銀河における重いダストの不明瞭化は、恒星とダスト連続体の両方のコンパクトさに関連していると結論付けます（$R_\mathrm{e、circ}\sim1$kpc）。これらのHかすかな銀河は、$z=で$10^{10}-10^{11.2}$$M_\odot$の恒星質量範囲の銀河の$16_{-7}^{+13}$％を構成します。3\sim5$、この時代の宇宙の星形成率密度の$8_{-4}^{+8}$％に寄与し、大規模な銀河形成の初期段階をたどる可能性があります。
多相乱流における速度構造関数：クールコアクラスターにおけるH $ \ alpha $フィラメントの運動学の解釈
| Title |
Velocity_structure_functions_in_multiphase_turbulence:_interpreting_kinematics_of_H$\alpha$_filaments_in_cool_core_clusters |
| Authors |
Rajsekhar_Mohapatra,_Mrinal_Jetti,_Prateek_Sharma,_Christoph_Federrath |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.01771 |
クールコア銀河団の中央領域には、$10\\mathrm{K}$-$10^7\\mathrm{K}$の範囲の温度の多相ガスがあります。AGNジェットからのフィードバックは、ガスが壊滅的な冷却流を受けるのを防ぎます。ただし、このフィードバックエネルギー入力の正確なメカニズムは不明です。これは主に、熱速度が大きい高温相ガスの速度測定が不足しているためです。ただし、最近の観測では、より低温の相（$10\\mathrm{K}$および$10^4\\mathrm{K}$）の速度構造関数（$\mathrm{VSF}$s）を測定し、それらを使用して高温相の動きを間接的に推定します。この研究の最初の部分では、放射冷却なしで、均一な等方性亜音速乱流の高解像度（$384^3$-$1536^3$解像度要素）シミュレーションを実行します。これらのシミュレーションで2次速度構造関数（$\mathrm{VSF}_2$）を分析し、さまざまな空間分解能の影響、磁場の導入、および$に対する視線（LOS）投影の影響を調べます。\mathrm{VSF}_2$。研究の第2部では、Mohapatraetal2021の銀河団ガス（ICM）における多相乱流の高解像度（$768^3$解像度要素）の理想化されたシミュレーションを分析します。$\mathrm{VSF}_2$を比較します。ホット（$T\sim10^7\\mathrm{K}$）フェーズとコールド（$T\sim10^4\\mathrm{K}$）フェーズの両方。また、LOSプロジェクションの効果も調べます。放射冷却のない乱流の場合、投影時に$\mathrm{VSF}_2$の傾斜が急勾配になることが観察されます。放射冷却と多相ガスを使用した実行では、高温相と低温相の$\mathrm{VSF}_2$のスケーリングは類似していますが、磁場を導入すると、低温相の$\mathrm{VSF}_2$が急勾配になります。それだけ。また、LOSに沿った射影は、高温相では$\mathrm{VSF}_2$を急勾配にし、低温相ではほとんど平坦にすることもわかりました。
自己重力崩壊中の乱流の増幅と生成
星、コンパクトな物体、さらには銀河などの天体物理学的構造の形成は、重力崩壊によって発生する数桁の密度の向上を伴います。この過程で乱流が果たす役割は重要です。乱流は密度の変動を生成し、重力に逆らってサポートを発揮し、角運動量を提供する可能性があります。乱流が崩壊中にどのように正確に振る舞い、増幅されるかは、調査の問題のままです。流体方程式の球形平均化が実行され、平均量、特に平均視線速度と平均半径方向および横方向の乱流速度の変化を表す1D流体方程式が導き出されます。これらの方程式は、文献で通常使用されている方程式とは異なります。次に、2つのポリトロープ状態方程式$P\propto\rho^\Gamma$、$\Gamma=1$および1.25を使用して、広範囲の熱および乱流サポートに対して崩壊する雲の一連の3D数値シミュレーションを実行します。3Dシミュレーションごとに、球形に平均化された方程式を使用し、同じ初期条件で一連の1Dシミュレーションを実行します。3Dシミュレーションと1Dシミュレーションを詳細に比較することで、観察された動作を詳細に分析できます。全体として、2つのアプローチは非常によく一致しており、乱流が最初に強い場合、球面幾何学からの大きな逸脱は確かに定量的な比較を不可能にしますが、推論された方程式の有効性を示しています。詳細な比較により、乱流散逸パラメータの推定値が導き出されます。このパラメータは、乱流が最初は低いときに、非自己重力超音速乱流の以前の推定値とよく一致していることがわかります。簡略化。
ラジオギャラクシー53W002の近くの$ z = 2.39 $でのLAEのプロトクラスターにおける大規模なギャラクシー集団の検索
| Title |
A_Search_for_Massive_Galaxy_Population_in_a_Protocluster_of_LAEs_at_$z_=_2.39$_near_the_Radio_Galaxy_53W002 |
| Authors |
Naoki_Yonekura,_Masaru_Kajisawa,_Erika_Hamaguchi,_Ken_Mawatari,_and_Toru_Yamada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02019 |
$B、〜V、〜i^\primeを使用して、ラジオ銀河53W002の近くの$z=2.39$にあるライマン$〜\alpha$エミッター（LAE）の既知の大規模高密度構造で大規模な銀河集団を検索しました。、〜J、〜H、$および$〜K_s$-すばる望遠鏡でSuprime-CamおよびMOIRCSを使用して撮影されたバンドイメージングデータ。$70.2〜{\rm{arcmin}}^{2}$の調査フィールドで、$JHK_s$バンドの色と測光赤方偏移分析（$JHK_s$で選択された銀河）によって62個のプロトクラスターメンバー候補を選択し、それらの物理的比較を行いました。COSMOSフィールドの比較サンプルを使用してSEDフィッティングから推定されたプロパティ。$K_s<22.25、〜J-K_s>2、$または$V-K_s>4$の53W002フィールドで、$JHK_s$で選択された銀河の数密度が大幅に超過していることがわかりました。特に、53W002フィールドで$K_s<22.25$および$J-K_s>2$の$JHK_s$で選択された銀河の数密度は、比較サンプルの8倍です。$K_s<22.25$と$J-K_s>2$を持つもののほとんどは、$M_s>10^{11}〜M_\odot$の巨大な銀河であり、それらのsSFRは$10^{-11}$-$10^{-10}〜\rm{yr^{-1}}$は、星形成がまだ完全に停止していないことを示しています。また、$M_s=5\times10^{10}$-$10^{11}〜M_\odot$および${\rm{sSFR}}<10^{-11}〜の静止銀河の密度が過剰であることがわかりました。\rm{yr^{-1}}$と、$M_s=10^{9.75}$-$10^{10}〜M_\odot$およびさまざまなsSFRを持つ低質量銀河の銀河。$M_s>10^{11}〜M_\odot$の巨大な銀河は、LAEの密度のピークにはありませんが、LAEの構造が$\sim15$-$20を超えると、同様の方向に沿って広い分布を示します。$共動Mpc。一方、${\rm{sSFR}}<10^{-11}〜\rm{yr^{-1}}$の静止銀河は、LAEの構造を明らかに回避します。私たちの結果は、LAEの中程度の過密度によって発見されたこのプロトクラスターにも巨大な銀河が存在し、それらの星形成活動はプロトクラスター内の場所に依存することを示唆しています。
UV /光学的連続体残響マッピングにおける周波数分解ラグ
| Title |
Frequency-resolved_lags_in_UV/optical_continuum_reverberation_mapping |
| Authors |
Edward_M._Cackett,_Abderahmen_Zoghbi,_Otho_Ulrich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02155 |
近年、近くの活動銀河核の高ケイデンスUV/光学モニタリングキャンペーンを含む連続体残響マッピングが、降着円盤のサイズを推測するために使用されています。これらのキャンペーンの主な結果の1つは、多くの場合、降着円盤が標準モデルと比較して2〜3倍大きすぎるように見えることです。これの一部は、バルマージャンプの周りの過剰な遅れによって示されるブロードライン領域（BLR）からの拡散連続放射が原因である可能性があります。標準的な相互相関ラグ分析手法は、通常、ピークまたはセントロイドラグを回復するために使用され、ディスクからの再処理とBLRを簡単に区別することはできません。ただし、各フーリエ周波数でラグが決定される周波数分解ラグ分析では、異なるサイズスケールでの再処理を分離できる可能性があります。ここでは、この方法の可能性を実証するためのシミュレーションを提示し、最尤法を適用してNGC5548の周波数分解ラグを決定します。NGC5548のラグは、一般に周波数の増加とともにスムーズに減少し、降着によって簡単に説明できないことがわかります。ディスクの再処理のみ。標準の相互相関ラグは、1日あたり0.1未満の頻度でのラグと一致しており、約10光日を超えるサイズスケールでの再処理が支配的であることを示しています。BLRと一致する、より離れたリプロセッサと標準サイズの降着円盤の組み合わせは、より大きなディスクだけの場合よりも、観測されたラグとの一致が高くなります。
複合銀河SDSSJ103911-000057の長期変動：真のタイプ2AGNの候補
| Title |
Long-term_variability_of_the_composite_galaxy_SDSS_J103911-000057:_A_candidate_of_true_Type-2_AGN |
| Authors |
Zhang_XueGuang_(NNU),_Zhang_YingFei_(NNU),_Cheng_PeiZhen_(NNU),_Wang_BaoHan_(NNU),_Lv_YiLi_(nnu),_Yu_HaiChao_(NNU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02189 |
原稿では、複合銀河SDSSJ103911-000057（=SDSSJ1039）が、隠れたBLRのない真のタイプ2AGNのより良い候補として報告されています。SDSSJ1039で検出された広い輝線はありませんが、狭い輝線のみがF検定手法と、99\％の信頼水準でEWが13.5\AA〜よりも小さいと予想される広い輝線の両方で十分に確認できます。一方、SDSSJ1039では、信頼水準が7sigmaを超える、信頼性の高いAGNべき乗則コンポーネントが推奨されます。さらに、CSSからのSDSSJ1039の長期変動は、通常のクエーサーと同様に、固有の変動タイムスケール$\tau\sim100{\rmdays}$を使用したDRWプロセスによって十分に説明できます。そして、msig関係によるSDSSJ1039のBH質量と、AGN連続体の光度と総H$\alpha$の光度との相関に基づいて、予想される広いH$\alpha$があれば、線で再構築できます。幅は約$300-1000{\rmkm〜s^{-1}}$、ラインフラックスは約$666\times10^{-17}{\rmerg〜s^{-1}〜cm^{-2}}$は、BLRに対するVirializationの仮定の下で、SDSSJ1039のSDSSスペクトルのノイズによって固有の可能性のある広いH$\alpha$が圧倒される可能性を拒否する強力な証拠を提供します。さらに、SDSSJ1039は、連続光度と[O〜{\sciii}]線光度の間で、通常のブロードラインAGNの場合と同じ相関関係に従います。これは、SDSSJ1039が薄暗い状態で変化する外観のAGNとして分類されることを示しています。除外する。したがって、現在の知識では、SDSSJ1039は真のタイプ2AGNのより良い候補です。
赤方偏移2のガラス化したクラスター内の静止銀河：加速されたサイズ成長の証拠
| Title |
Quiescent_galaxies_in_a_virialized_cluster_at_redshift_2:_Evidence_for_accelerated_size-growth |
| Authors |
E._Noordeh,_R._E._A._Canning,_J._P._Willis,_S._W._Allen,_A._Mantz,_S._A._Stanford,_G._Brammer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02200 |
赤方偏移$z=1.98$で、X線で選択されたガラス化クラスターであるXLSSC122の銀河集団の分析を示します。HSTWFC3測光を利用して、分光的に確認されたクラスターメンバーの活動と形態を特徴付けます。静止率は、0.5$r_{500}$内で$88^{+4}_{-20}$パーセントであることがわかり、フィールド値$20^{+2}_{-2}$あたりよりも大幅に向上しています。$z\sim2$でセント。フィールドに対してセルシックインデックス$n>2$の「バルジのような」静止クラスターメンバーが過剰に見つかりました。これらの銀河は、99.6％の信頼度で、フィールドの対応する銀河よりも大きく、$M_\star=5\times10^{の固定質量で平均$63^{+31}_{-24}$％大きくなっています。10}M_\odot$。これは、これらのクラスターメンバー銀河が$z>2$のフィールドに比べて加速されたサイズ進化を経験したことを示唆しています。この不均衡なサイズの成長の根底にある考えられるメカニズムとして、マイナーな合併について説明します。
z〜2クエーサーの周りの巨大な分子ハロー（SUPER VI）
| Title |
A_giant_molecular_halo_around_a_z~2_quasar_(SUPER_VI) |
| Authors |
C._Cicone,_V._Mainieri,_C._Circosta,_D._Kakkad,_G._Vietri,_M._Perna,_M._Bischetti,_S._Carniani,_G._Cresci,_C._Harrison,_F._Mannucci,_A._Marconi,_E._Piconcelli,_A._Puglisi,_J._Scholtz,_C._Vignali,_G._Zamorani,_L._Zappacosta,_F._Arrigoni_Battaia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02269 |
放射フィードバックの物理と効果を明らかにするためのSINFONI調査（SUPER）の一部として研究されたz=2.2クエーサーであるcid346のハローでの大量の分子ガスの発見を紹介します。新しいAtacamaCompactArray（ACA）CO（3-2）観測は、以前のスナップショットAtacamaLargeMillimeter/を使用してkpcスケール（$r\lesssim8$kpc）で測定されたものよりもはるかに高いフラックス（$14\pm5$の係数）を検出します。サブミリ波アレイ（ALMA）データ。このような追加のCO（3-2）放出は、直接イメージングによって推測され、UV可視性の分析によって確認されたように、投影サイズが$r\sim200$kpcまで広がる構造をトレースします。これは、これまでにマッピングされた中で最も拡張された銀河系周囲媒体（CGM）リザーバーです。これは複雑な運動学を示しており、全体的な幅の広いラインプロファイル（FWHM=1000km/s）は、少なくとも$v\sim1000$km/sまで赤方偏移した速度に向かって歪んでいます。光学的に薄い仮定を使用して、ACAによって観測された総分子CGM質量の厳密な下限を$M_{mol}^{CGM}>10^{10}〜M_{\odot}$と推定します。ただし、$\alpha_{\rmCO}で光学的に厚いCO放出が発生すると、最大$M^{CGM}_{mol}\sim1.7\times10^{12}$$M_{\odot}$の余地があります。=3.6〜M_{\odot}〜（K〜km〜s^{-1}〜pc^2）^{-1}$および$L^{\prime}_{CO（3-2）}/L^{\prime}_{CO（1-0）}=0.5$が想定されます。cid346はAGN駆動のイオン化された流出をホストし、コンパニオンのマージや過密度の証拠がないため、ハロースケールで金属に富む高密度ガスをシードする際に流出が重要なルールを果たした可能性があることを示唆します。ただし、そのような拡張分子CGMの起源は不明であります。
コンパクトなアモルファス固体水上での硫化カルボニルと水素原子との表面反応に関する実験的および計算的研究
硫化カルボニル（OCS）は、星間物質に豊富に含まれる硫黄（S）を含む種です。それは気相だけでなく、固体として星間粒子にも存在します。したがって、OCSは、非常に低い温度で氷の表面で物理化学的プロセスを経る可能性が非常に高くなります。本研究は、低温でのアモルファス固体水中での固体OCSと水素（H）原子との反応を実験的および計算的に調査します。結果は、OCSへのHの添加が量子トンネリングを介して進行し、さらにHの添加が一酸化炭素（CO）、硫化水素（H2S）、ホルムアルデヒド（H2CO）、メタノール（CH3OH）、およびチオギ酸（HC（O）NS）。これらの実験結果は、OCSのS原子への最初のH付加が最も優勢であり、OCS-Hラジカルの形成につながることを示す量子化学計算によって説明されます。形成されたOCS-Hラジカルが氷上で安定すると、S原子にさらにHを加えると、COとH2Sが生成され、C原子にさらにHを加えると、HC（O）SHが生成されます。また、別の実験で、SHラジカルとのHCO反応によるHCOSHの形成を確認しました。現在の結果は、H+0.693-0.027に向けたHC（O）SHの最近の検出に重要な意味を持っています。
安定した水素燃焼によるM13の白色矮星の徐冷
| Title |
Slowly_cooling_white_dwarfs_in_M13_from_stable_hydrogen_burning |
| Authors |
J._Chen_(1,2),_F._R._Ferraro_(1,2),_M._Cadelano_(1,2),_M._Salaris_(3),_B._Lanzoni_(1,2),_C._Pallanca_(1,2),_L._G._Althaus_(4,5),_E._Dalessandro_(2)_-_(1_Bologna_University,_Italy,_2_INAF-OAS,_Bologna,_Italy,_3_Liverpool_John_Moores_University,_UK,_4_Universidad_Nacional_de_La_Plata,_Argetina,_5_CONICET,_Argentina) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02306 |
白色矮星（WD）は、宇宙の大多数の星の最終的な進化の産物です。それらは安定した熱核活動がないことを特徴とする電子縮退構造であり、それらの進化は一般に純粋な冷却プロセスとして説明されます。それらの冷却速度は、ディスク、球状星団、散開星団を含むいくつかの銀河集団の年齢を制限するために宇宙クロノメーターとして採用されています。2つの双子の銀河球状星団（M3とM13）の高解像度測光データを分析することにより、M13に明確で予想外の明るいWDが過剰に存在することがわかります。理論モデルは、水平分枝の形態と一致して、この過剰量は、M13のWDの約70％での冷却プロセスの減速によるものであり、残留水素リッチエンベロープでの安定した熱核燃焼によって引き起こされることを示唆しています。これは、WDの冷却で発生する静止熱核活動の最初の観測証拠であり、低金属量環境の宇宙クロノメーターとしてのWD冷却速度の使用に新たな注目を集めています。
7パラメーター分布関数（DF）は、位置天文データのみが利用可能な$20\、000$RR-Lyrae星に適合します。観測データは、ダークハロー、バルジ、および4成分ディスクのDFによって定義された自己無撞着モデル銀河の重力ポテンシャルと併せてDFによって予測されます。見通し内速度の欠落を処理するために開発された手法のテストは、そのような速度を追加すると、DFに対する制約がわずかに厳しくなることを示しています。RR-Lyrae集団の復元されたモデルは、集団が平坦化され、放射状に強くバイアスされた速度分布を持っていることを確認します。大きな半径では、その密度プロファイルは$\rho\simr^{-4.5}$になる傾向がありますが、べき乗則は太陽球内に適切に適合しません。モデルは、$\delta=-30\、$degに近づくにつれて、赤緯を伴ってかすかな星がPanSTARRSカタログから継続的に消える修正選択関数を採用する場合に、データによく適合することが示されています。DFは、空間速度が利用可能なBHB星の速度分布を予測するために使用されます。$\theta$コンポーネントは正常に予測されますが、異方性が大きすぎると$v_rv_\phi$平面が予想されます。
ダークマターハロー内の巨大な物体による重力レンズ。 II。せん断、位相、および画像のジオメトリ
| Title |
Gravitational_Lensing_By_a_Massive_Object_in_a_Dark_Matter_Halo._II._Shear,_Phase,_and_Image_Geometry |
| Authors |
Michal_Karamazov,_David_Heyrovsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02495 |
球形のナバロ$-$フレンク$-$ホワイトハローに埋め込まれた点質量の単純なモデルを使用して、暗黒物質ハロー内の巨大な物体の重力レンズ効果を研究します。この作業の最初の部分（Karamazovetal。2021）で提示された臨界曲線とコースティクスの分析に基づいて、レンズによって形成された画像のジオメトリの調査に進みます。最初に、せん断、位相、およびそれらの弱いレンズ効果の近似を含むいくつかのレンズ効果の量を分析し、画像平面マップによって結果を示します。式を導き出し、2つの軸対称の質量分布の組み合わせのせん断と位相の幾何学的解釈を提示します。私たちのレンズモデルの場合、ゼロせん断点の発生を説明し、それらが臍点になる条件を指定します。次に、レンズ方程式のヤコビ行列の逆行列の固有値分解を使用して、レンズ画像の倍率と平坦化を計算します。これに基づいて、収束$-$せん断図を紹介します。これは、特定の重力レンズによって形成された画像の可能なジオメトリの多くの側面を視覚化するための斬新でコンパクトな方法です。点質量の摂動効果と弱レンズ近似の適用性を評価するために、分析されたレンズ量の相対偏差を調べます。位置と質量のさまざまな組み合わせについてプロットのグリッドを調べることにより、結果の点質量パラメーターへの依存性を調査します。これらのプロットで発生する重要なパターンの分析的説明を提供し、暗黒物質ハローにおける孤立したコンパクトボディのレンズ効果への影響について説明します。
IRAS 04416 +1215で活動銀河核を降着する近くのハイパーエディントンの極端な特性
| Title |
The_extreme_properties_of_the_nearby_hyper-Eddington_accreting_Active_Galactic_Nucleus_in_IRAS_04416+1215 |
| Authors |
Alessia_Tortosa,_Claudio_Ricci,_Francesco_Tombesi,_Luis_C._Ho,_Pu_Du,_Kohei_Inayoshi,_Jian-Min_Wang,_Jinyi_Shangguan,_Ruancun_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02573 |
極端なエディントン速度で降着する超大質量ブラックホールにおける降着流とX線放出プラズマの物理的性質はまだ非常に不明です。ここでは、2020年に実施されたハイパーエディントンセイファート1銀河IRAS04416+1215のXMM-NewtonとNuSTARの同時観測の分析を示します。これらの観測の主な目的は、X線コロナの特性を調査することです。極端な付着のこの体制における、付着流と核周囲環境の構造と同様に。IRAS04416+1215は、ローカルユニバースで最も高いエディントン比（$\lambda_{\rmEdd}\simeq472$）の1つです。これは、3つの相で構成される多相吸収構造の存在を伴う興味深いスペクトル形状を示しています。その最小距離と最大距離の推定は、2つの異なる解釈を示唆しています。磁気流体力学的プロセスによって、多相風と一致する他のものもマルチスケールです。IRAS04416+1215のX線スペクトルにも、顕著な軟過剰成分と、反射成分が支配的な硬X線放射があります。さらに、私たちの詳細なスペクトル分析は、IRAS04416+1215がNuSTARによってこれまでに測定された最低の冠状動脈温度を持っていることを示しています（モデルに応じて$kT_e=3-22$keV）。これは、非熱電子のエネルギー分布の高エネルギーテールによる対生成によって一次連続発光が駆動されるハイブリッドコロナプラズマと一致しています。
赤い間欠泉の無線形態
| Title |
Radio_Morphology_of_Red_Geysers |
| Authors |
Namrata_Roy,_Emily_Moravec,_Kevin_Bundy,_Martin_J._Hardcastle,_G\"ulay_G\"urkan,_Ranieri_D._Baldi,_Sarah_K._Leslie,_Karen_Masters,_Joseph_Gelfand,_Rogerio_Riffel,_Rogemar_A._Riffel,_Beatriz_Mingo,_Alexander_Drabent |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02609 |
150MHz、1.4GHz、および3GHzの無線イメージング（LoTSS、FIRST、およびVLASS）と、140個のローカル（$z<0.1$）初期型「赤い間欠泉」銀河の空間分解イオンガス特性（SDSSIV-MaNGA）を紹介します。。これらの銀河は星形成活動が低い（SFR$\sim\rm0.01\M_{\odot}yr^{-1}$）が、大規模と解釈されている空間分解輝線マップに独特の拡張パターンを示している活動銀河核（AGN）によって駆動されるイオン化された風。この作業では、赤い間欠泉が低輝度の電波源（$\rmL_{1.4GHz}\sim10^{22}WHz^{-1}$）をホストしていることを確認します。無線で検出された42個の間欠泉のうち、32個はLoTSSとFIRSTで空間的に分解され、無線サイズは$\sim5-25$kpcの間で変化します。3つのソースの無線サイズは40kpcを超えています。大多数はコンパクトな電波形態を示し、低電力のコンパクトな電波源（「FR0」銀河）または「静かな中性子星」のいずれかと一致しています。それらは、無線データの現在の$5"$の解像度では未解決のままである、小規模のAGN駆動ジェットによって駆動される可能性があります。「コンパクトな」形態学的クラスに属さない拡張電波源は、スペクトルインデックスの中央値が$-0.67$は、ローブ成分の優位性を示しています。拡張電波源をホストしている赤いガイザーも、特定の星形成率が最も低く、周囲の星間物質に大きな影響を与えるか、平均してより大きなハローに見られることを示唆しています。イオン化されたウィンドコーンと拡張電波機能の整列度は0$^{\circ}$または90$^{\circ}$のいずれかであり、星間物質と中央電波AGNの間の相互作用の可能性を示しています。
銀河で観測された質量面密度プロファイルへの物理的に動機付けられた適合
| Title |
Physically_motivated_fit_to_mass_surface_density_profiles_observed_in_galaxies |
| Authors |
J._Sanchez_Almeida_(1_and_2),_I._Trujillo_(1_and_2),_A.R._Plastino_(3)_((1)_Instituto_de_Astrofisica_de_Canarias,_La_Laguna,_Tenerife,_Spain,_(2)_Departamento_de_Astrofisica,_Universidad_de_La_Laguna,_(3)_CeBio_y_Departamento_de_Ciencias_Basicas,_Universidad_Nacional_del_Noroeste_Prov._de_Buenos_Aires,_UNNOBA,_CONICET,_Junin,_Argentina) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02615 |
ポリトロープは、銀河のいくつかの一見切り離された観測特性を説明しているため、新たな関心を集めています。ここでは、ポリトロープが銀河内の恒星の質量分布を説明できるかどうかを調べます。空の平面に投影されたポリトロープ（プロポール）を使用して、面密度プロファイルに適合するコードを開発します。セルシックプロファイルは、銀河の全体的な形状の優れたプロキシであることが知られており、中心コアを無視すると、プロポールとセルシックプロファイルは、観測誤差内で区別できません（表面密度が5桁以上5％以内）。物理的に意味のあるポリトロープの範囲は、0.4から6のセルシック指数をもたらします。コードは、注意深く測定された質量密度プロファイルを持ち、すべての形態学的タイプと恒星質量を含む約750個の銀河に体系的に適用されています（7<log（Mstar/Msun）<12）。プロポールフィットは、log（Mstar/Msun）<9の場合、セルシックプロファイルよりも体系的に優れており、log（Mstar/Msun）>10の場合、体系的に最悪です。=5。最も巨大な銀河の場合、プロポールはそれらの中心部分を再現するのに非常に優れていますが、それらは完全にコアと周辺をうまく処理しません。ポリトロープは、ツァリスエントロピーによって定義される熱メタ平衡状態の自己重力システムです。したがって、上記の結果は、矮小銀河と巨大銀河の中央領域の内部構造を決定する最大ツァリスエントロピーの原理と互換性があります。
SHARDSフロンティアフィールドの輝線銀河I：候補の選択とバースト性H {\ alpha}エミッターの発見
| Title |
Emission_Line_Galaxies_in_the_SHARDS_Frontier_Fields_I:_Candidate_Selection_and_the_Discovery_of_Bursty_H{\alpha}_Emitters |
| Authors |
Alex_Griffiths,_Christopher_J._Conselice,_Leonardo_Ferreira,_Daniel_Ceverino,_Daniel_Rosa-Gonz\'alez,_Marc_Huertas-Company,_Bel\'en_Alcalde_Pampliega,_Pablo_G._P\'erez-Gonz\'alez,_Helena_Dominguez_Sanchez,_Olga_Vega |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02620 |
エミッションライン銀河は、銀河の形成と進化を研究するための重要なツールを提供し、銀河の星形成の歴史や金属の濃縮を追跡し、さまざまな恒星の質量で銀河を特定する手段を提供します。この論文では、SHARDSフロンティアフィールド中帯域調査における輝線銀河の研究を紹介します。詳細なフラックスキャリブレーションを通じて、SHARDS-FF調査の最初の結果を既存のハッブルフロンティアフィールドデータと組み合わせて、ハッブルフロンティアファイリングクラスターAbell370およびMACSJ1149.5+2223から1,098個の候補輝線銀河を選択します。さらに、この深部中帯域イメージングを実装して、測光赤方偏移の推定値と星の種族のパラメーターを更新し、赤方偏移0.24<z<0.46で38個の主に低質量のH{\alpha}エミッターを発見します。全体として、これらのソースのうち27は、ハッブル宇宙望遠鏡からの対応するUVデータを持っています。これにより、これらのソースを区別し、それらの星形成履歴のバースト性を調査できます。サンプルの50％以上が、UVよりもH{\alpha}の増強を示していることがわかりました。これは、数メガ年から数十メガ年の時間スケールでの星形成の最近のバーストを示唆しています。これらのソースを調査したところ、通常は通常のサイズの低質量の円盤状銀河であることがわかりました。それらの構造と星形成は、それらが合併を受けていないが、ガス降着などの代替の原因のために破裂していることを示唆しています。
合併によって引き起こされたコア崩壊超新星と一致する一時的な電波源
| Title |
A_transient_radio_source_consistent_with_a_merger-triggered_core_collapse_supernova |
| Authors |
Dillon_Z._Dong,_Gregg_Hallinan,_Ehud_Nakar,_Anna_Y._Q._Ho,_Andrew_K._Hughes,_Kenta_Hotokezaka,_Steve_T._Myers,_Kishalay_De,_Vikram_Ravi,_Assaf_Horesh,_Mansi_M._Kasliwal,_Shri_R._Kulkarni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.01752 |
コア崩壊超新星は、通常は核燃料の枯渇が原因で、巨大な星のコアで発熱融合が停止したときに発生します。理論は、星をコンパクトな連星コンパニオンとマージすることによって、融合がより早く中断される可能性があると予測しています。超大型干渉電波望遠鏡の調査で見つかった、明るい電波過渡現象、VTJ121001+495647を報告します。電波放射は、爆発前の何世紀にもわたってバイナリ相互作用によって放出される可能性のある、物質の高密度シェルと衝突する超新星放出と一致しています。超新星をアーカイブX線トランジェントと関連付けます。これは、爆発中に相対論的ジェットが発射されたことを意味します。初期の相対論的ジェットと遅い時間の密な相互作用の組み合わせは、合併主導の爆発への期待と一致しています。
| Title |
Investigating_possible_unification_of_Seyfert_galaxies_and_blazars_in_Fermi-LAT_sample |
| Authors |
E.U._Iyida,_I.O._Eya,_F._C._Odo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.01759 |
統計分析は、固有の放射プロセスと銀河系外の電波源の統合を理解するために使用される非常に貴重な方法です。この論文では、INTEGRAL調査からFermi-LAT銀河とSeyfert銀河からのブレーザーのラジオ、X線、および{\gamma}線データを収集し、セイファート銀河の放出特性とフラットのブレーザーサブクラスとの関係を調査しました。スペクトルラジオクエーサー（FSRQ）とBLラックサブクラス（BLラック）。結果は、平均値から、これらの天体がセイファート銀河-BLラック-FSRQの統一の可能性を示すシーケンスに従っていることを示しています。セイファート銀河、BLラック、FSRQは、X線の光度（LX線）で同様の発光特性を共有していることを発見しました。これは、{\ガンマ}線と電波の光度（L{\ガンマ}線とセイファート銀河のLradio）は最も強力ではなく、進化する構造を意味します。2次元のコルモゴロフ-スミルノフ銀河テスト（KSテスト）から、セイファート銀河はLradioのブレーザーサブクラスとは異なりますが、LX線とL{\gamma}線では有意差がないことがわかりました。これは、高いことを意味します。セイファート銀河とブレーザーサブクラスのエネルギー放出は、同じ放出メカニズムから来る可能性があります。ブレーザーとセイファート銀河のサンプル全体内の高エネルギー光度（X線および{\ガンマ}線バンド）と低エネルギー成分（無線）の間には、有意な正の相関が存在し、それらの間の接続の形式を意味します。これらの結果は、ブレーザーの統一スキームの予測と一致しているだけでなく、セイファート銀河がブレーザーのサブクラスと進化的に関連していることも示しています。
| Title |
Dark_matter_admixed_neutron_star_as_a_possible_compact_component_in_the_GW190814_merger_event |
| Authors |
H._C._Das,_Ankit_Kumar,_S._K._Patra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.01853 |
イベントの観測データを分析することにより、GW190814の2次コンポーネントに制約を課します。相対論的平均場モデルは、コンパクトな物体の質量半径プロファイルと潮汐変形性を計算するために使用され、内部に暗黒物質粒子が存在する巨大な中性子星と見なされます。暗黒物質の割合が増えると、中性子星の最大質量、半径、および潮汐変形性が低下します。予測された特性はGW190814の観測データとよく一致しており、基礎となる核の状態方程式が十分に硬い場合、暗黒物質が混合した中性子星の可能性を示唆しています。
バースト上昇フェーズ中のGX339-4の状態遷移
| Title |
State_transitions_of_GX_339-4_during_its_outburst_rising_phase |
| Authors |
Q._C._Shui,_H._X._Yin,_S._Zhang,_J._L._Qu,_Y._P._Chen,_L._D._Kong,_P._J._Wang,_H._F._Zhang,_J._X._Song,_B._Ning,_Y._F._Wang,_Z._Chang,_P._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02088 |
スペクトル領域とタイミング領域の両方でロッシX線タイミングエクスプローラー（RXTE）によって観測されたブラックホールシステムGX339-4の4つの爆発を体系的に調査し、これらの爆発にはいくつかの共通の特性がありますが、硬度-強度図（HID）。スペクトルインデックスは、低ハード状態（LHS）で約1.5、ソフト中間状態（SIMS）および高ソフト状態（HSS）で2.4ですが、熱成分、非熱成分、および反射成分のスペクトルパラメータは、LHSからHIMS。また、準周期的振動（QPO）は、LHSとHIMSの間の状態遷移中に特有の動作を示します。タイプCの基本波QPOのRMS低下には、2次高調波の出現が伴います。興味深いことに、QPORMSは、さまざまな爆発における非熱的放出率と同様の線形関係を持っていることがわかりました。これらの発見は、ブラックホールX線連星系の爆発を理解するためのより多くの手がかりを提供します。
PGIR 20eid（SN2020qmp）：PalomarGattini-IR調査によって発見された15.6MpcのタイプII-P超新星
| Title |
PGIR_20eid_(SN2020qmp):_A_Type_II-P_Supernova_at_15.6_Mpc_discovered_by_the_Palomar_Gattini-IR_survey |
| Authors |
G._P._Srinivasaragavan,_I._Sfaradi,_J._Jencson,_K._De,_A._Horesh,_M._M._Kasliwal,_S._Tinyanont,_M._Hankins,_S.Schulze,_M._C._B._Ashley,_M._J._Graham,_V._Karambelkar,_R._Lau,_A._A._Mahabal,_A._M._Moore,_E._O.Ofek,_Y._Sharma,_J._Sollerman,_J._Soon,_T._Travouillon,_and_R._Walters |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02159 |
銀河UGC07125でのPalomarGattini-IR（PGIR）調査によって発見された、近くのタイプII-Pコア崩壊超新星（CCSN）であるSN2020qmpの詳細な分析を提示します。このイベントの多波長研究が、CCSNeにおける星の前駆体と星周円盤（CSM）の相互作用の一般的な理解にどのように役立つかを説明します。また、ほこりの多い環境でSNeを早期に検出するための近赤外線（NIR）調査の重要性を強調します。SN2020qmpは、タイプII-PSNの特徴である、光学スペクトルに特徴的な水素線を表示し、光学LCにプラトーを表示します。プラトーフェーズでは直線偏光は検出されず、3シグマの上限は0.78％です。流体力学的LCモデリングとその星雲スペクトルの分析を通じて、約12太陽質量の前駆体質量、および約0.5e51ergの爆発エネルギーを推定します。スペクトルエネルギー分布は、一定の衝撃速度と安定した質量損失率を仮定すると、単純なCSM相互作用モデルでは説明できず、シンクロトロン電波光度と比較した過剰なX線光度は等分配からの逸脱を示唆していることがわかります。最後に、我々は、局所宇宙における塵で隠されたCCSNeの検出のための光学的調査に対するNIR調査の利点を示します。具体的には、私たちのシミュレーションは、広視野赤外線トランジェントエクスプローラーが40Mpc以内のフットプリントで予想される75のうち約14のCCSNeを、ツビッキートランジェントファシリティと同等の光学調査が検出するよりも5年間で検出することを示しています。SN2020qmpとその前駆体の主な特性を決定または制約し、近くのCCSNeの多波長追跡観測の価値を強調しました。今後のNIR調査により、最終的にローカルユニバースでCCSNeのほぼ完全な国勢調査を行うことができるようになることを示しました。
LOFARを使用した144MHzでのBLLacsの拡張形態の特性評価
| Title |
Characterising_the_extended_morphologies_of_BL_Lacs_at_144_MHz_with_LOFAR |
| Authors |
Se\'an_Mooney,_Francesco_Massaro,_John_Quinn,_Alessandro_Capetti,_Ranieri_D._Baldi,_G\"ulay_G\"urkan,_Martin_J._Hardcastle,_Cathy_Horellou,_Beatriz_Mingo,_Raffaella_Morganti,_Shane_O'Sullivan,_Urszula_Pajdosz-\'Smierciak,_Mamta_Pandey-Pommier,_Huub_R\"ottgering |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02175 |
LOFAR2メートルの空の調査の2番目のデータリリース（LDR2）を使用して、99個のBLラックのサンプルの形態学的およびスペクトル研究を提示します。BLラック周辺のギガヘルツ周波数で拡張放射が確認されていますが、LDR2を使用すると、より拡散した放射が予想される144MHzでの形態を体系的に調査できるようになりました。LDR2は、BLLac核の66/99付近に拡張された無線構造が存在することを示しており、角度範囲は最大115秒角で、空間範囲は410kpcに相当します。拡張放出は、ジェットの相対論的バルク運動に関連する非ビーム拡散放出とビーム放出の両方である可能性があります。拡張放射の空間範囲と光度は、BLラックが視線に沿って整列したジェット軸を持つ低励起電波銀河に対応するAGN統合スキームと一致しています。BLラックの大部分で拡張発光が検出されますが、中央値144-1400MHzのスペクトルインデックスと144MHzでのコアの優位性は、コアコンポーネントが低周波フラックス密度全体に平均で約42％寄与していることを示しています。144MHzの拡張フラックス密度とガンマ線フォトンフラックス（r=0.42）と比較して、144MHzのコアフラックス密度とガンマ線フォトンフラックス（r=0.69）の間に強い相関が見られました。これは、ガンマ線フラックスを発生させる粒子の集団が、空間的に拡張された特徴に関連する拡散シンクロトロン放射を生成する電子とは異なるため、無線からガンマ線への接続が低い無線周波数で弱くなることを示唆しています。
超高エネルギーでの$ X _ {\ rm max} $分布の一部のフィッティング
超高エネルギー宇宙線（UHECR）の質量組成は、$X_{\rmmax}$分布の測定値から、各エネルギー間隔でのさまざまな主要な原子核種のモンテカルロ（MC）予測に適合させることで推測できます。モンテカルロ（MC）シミュレーションに基づいて、適切なアプローチは、観測された$X_{\rmmax}$分布を、多数の原色のセット（この場合はp、He）からの要素のすべての可能な組み合わせに適合させることであることを示します。、C、N、O、Ne、Si、Fe）、および観測された$X_{\rmmax}$分布を最もよく表す要素の「最良の組み合わせ」を見つける。この方法を、ピエールオージェ（2014）およびテレスコープアレイ（TA）（2016）観測所によって記録された$X_{\rmmax}$分布に適用します。エネルギー範囲は$\lgE（\rmeV）=$[17.8--19.3]および$\lgE（\rmeV）=$[18.2-19.0]、それぞれ、QGSJETII-04ハドロン相互作用モデルのMC予測を使用します。両方のデータセットから得られた結果は、UHECRの質量組成が陽子とHe原子核（$\gtrsim70\％$）によって支配されていることを示唆しています。これらは、一次エネルギーの関数として存在量の変調を示しますが、それらの合計はほぼ一定に保たれます。。2つの実験で測定された2つのデータセットを間接的に比較したところ、\textit{ankle}（$\lgE（\rmeV）\sim18.7$）の前後のいくつかのエネルギービンで良好な互換性が見つかりました。、しかし、より低いエネルギーで悪化します。さまざまなハドロン相互作用モデルの予測で完成した現在のアプローチは、実験に基づいてエネルギーの関数として核の個々の部分の進化のより正確な画像を取得するために、質量組成に関するさらなる研究で使用できると考えます。$X_{\rmmax}$分布。
IceTop表面アレイのミューオンベースの質量感度パラメータの研究
| Title |
Studies_of_a_muon-based_mass_sensitive_parameter_for_the_IceTop_surface_array |
| Authors |
Donghwa_Kang,_Sally-Ann_Browne,_Andreas_Haungs_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02506 |
IceTopは、南極にあるIceCubeNeutrinoObservatoryの表面計装です。これは、PeVからEeVまでの一次エネルギー範囲の宇宙線の広範な空気シャワーを測定するように設計されています。より重い一次粒子によって引き起こされた空気シャワーは、大気中でより早く発達し、同じ一次エネルギーを持つより軽い宇宙線よりも地上で観測可能なミューオンをより多く生成します。したがって、IceTopによって測定されたすべての荷電粒子に対するミューオンの割合は、一次粒子の質量を特徴づけます。この分析では、個々の宇宙線イベントの電荷信号分布を使用して、ミューオンベースの質量に敏感なパラメータを探します。この寄稿では、質量に敏感なパラメータの分析方法と、IceTop表面アレイを使用した宇宙線の質量組成の測定へのその可能な応用の研究を紹介します。
中性子星合体の動的噴出物と元素合成I：元素合成
| Title |
Dynamical_ejecta_of_neutron_star_mergers_with_nucleonic_weak_processes_I:_Nucleosynthesis |
| Authors |
I._Kullmann,_S._Goriely,_O._Just,_R._Ardevol-Pulpillo,_A._Bauswein,_H.-T._Janka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02509 |
ニュートリノ相互作用がr過程元素の元素合成に及ぼす影響と、中性子星と中性子星（NS-NS）の合体の動的噴出物で合成された放射性元素によって生成される加熱速度の一貫した研究を提示します。Ardevol-Pulpilloetal。の流体力学的シミュレーションに基づいて、4つのNS-NS合併システムから放出された物質を研究しました。（2019）光学的に厚い領域での物質とのニュートリノ平衡と光学的に薄い領域での再吸収を含めることにより、ニュートリノ効果を精巧に処理します。動的噴出物の中性子の豊富さは、特にすべてのニュートリノ相互作用を無視した場合と比較した場合、合併後の残骸によって放出されたニュートリノによって大きく影響を受けることがわかります。私たちの元素合成の結果は、質量数$A\gtrsim90$のrプロセス元素の太陽のような分布が生成されることを示しています。これには、核の弱いプロセスを含まないシミュレーションと比較して、Srの大幅な濃縮とアクチニドの生成の減少が含まれます。放出された物質の組成とそれに対応する放射性崩壊加熱の速度は、システムの質量の非対称性と採用された状態方程式とはかなり無関係であることがわかります。存在量パターンと加熱速度におけるこのおおよその縮退は、キロノバ観測から噴出物の特性を抽出するのに有利である可能性があります。この作業のパートIIでは、4つのNS合併モデルの動的イジェクタによって生成される光度曲線を研究します。
KASCADE-Grandeデータ分析の結果
| Title |
Results_from_the_KASCADE-Grande_Data_Analysis |
| Authors |
D._Kang,_W.D._Apel,_J.C._Arteaga-Vel\'azquez,_K._Bekk,_M._Bertaina,_J._Bl\"umer,_H._Bozdog,_E._Cantoni,_A._Chiavassa,_F._Cossavella,_K._Daumiller,_V._de_Souza,_F._Di_Pierro,_P._Doll,_R._Engel,_D._Fuhrmann,_A._Gherghel-Lascu,_H.J._Gils,_R._Glasstetter,_C._Grupen,_A._Haungs,_D._Heck,_J.R._H\"orandel,_T._Huege,_K.-H._Kampert,_H.O._Klages,_K._Link,_P._{\L}uczak,_H.J._Mathes,_H.J._Mayer,_J._Milke,_C._Morello,_J._Oehlschl\"ager,_S._Ostapchenko,_T._Pierog,_H._Rebel,_D._Rivera-Rangel,_M._Roth,_H._Schieler,_S._Schoo,_F.G._Schr\"oder,_O._Sima,_G._Toma,_G.C._Trinchero,_H._Ulrich,_A._Weindl,_J._Wochele,_J._Zabierowski_(for_the_KASCADE-Grande_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02518 |
KASCADE-GrandeとそのオリジナルのKASCADEアレイは、100TeVから1EeVまでの一次エネルギー範囲で宇宙線の個々のエアシャワーを詳細に測定することに専念しました。この実験は、宇宙線の銀河系から銀河系外の起源への遷移領域における宇宙線のエネルギースペクトルと化学組成の調査、およびKASCADE-グランデ。2013年にデータの蓄積は完了しましたが、データ分析は継続中です。最近、KaSCADEとKASCADE-Grandeのデータを組み合わせて、Sibyllバージョン2.3dの新しいハドロン相互作用モデルの信頼性を調査し、さまざまなハドロン相互作用モデルの予測と比較します。さらに、KASCADE宇宙線データセンター（KCDC）のWebベースのプラットフォームを更新します。ここでは、KASCADEおよびKASCADE-Grandeの完全なデータセットと、対応するモンテカルロシミュレーションイベントを利用できます。
高速電波バースト（FRB）の発生源である可能性が高いマグネターは、安定した高度に相対論的な磁化された風と、時折発生する放出イベントの両方を生成します。磁束の保存の要件が磁気爆発の全体的なダイナミクスを支配することを示します。これは、パラメトリックに追加された磁場を伴う膨張シェルとしての放出の従来の流体力学モデル、および磁気擾乱の1次元モデルでは見落とされています。爆発の初期の自由エネルギーのほとんどは、実際には、周囲に対して最小限の$pdV$の作業を行いながら、それ自体の内部磁場を伸ばすことに費やされます。マグネターからの磁気爆発は、ライトシリンダーに近いプレフレア風と力のバランスを取ります。その後、風とともに静かに移流するか、電磁擾乱として伝播します。風に強い衝撃波は発生しません。
AstroSatを使用して環礁ソース4U1705-44のタイムラグを調査することにより、冠状構造を調査します。
| Title |
Investigating_the_coronal_structure_by_studying_time_lags_in_the_Atoll_source_4U_1705-44_using_AstroSat |
| Authors |
S._Malu,_S._Harikrishna,_K._Sriram,_Vivek._K._Agrawal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02577 |
降着円盤の形状を理解するために、環礁ソース4U1705-44の詳細なタイミング調査を実施しました。相互相関関数（CCF）の研究は、AstroSatLAXPCデータを使用して、ソフト（3〜5keV）バンドとハードエネルギー（15〜30keV）バンドの間で実行されました。数十秒から数百秒程度のハードラグとソフトラグを検出しました。動的CCF研究は、光度曲線の1つについて同じエネルギー帯域で実行され、数十秒（$<$50秒）の小さなラグが見つかりました。これは、変動がおそらくコロナに起因していることを示唆しています。10〜20keV帯域には存在しない、3〜10keV帯域の$\sim$13Hz付近に幅広いノイズ成分が見つかりました。観測されたラグは、コロナまたは中性子星の周りの境界層の再調整タイムスケールとして解釈され、この構造の高さを数十kmに制限します。PDSの13Hzの特徴が中性子星の周りの粘性シェルの振動に起因すると仮定して、コロナの高さを約15kmと独自に推定しました。
Astro-COLIBRI-マルチメッセンジャー天体物理学のリアルタイム照会のための一致ライブラリ
| Title |
Astro-COLIBRI_--_The_COincidence_LIBrary_for_Real-time_Inquiry_for_multimessenger_astrophysics |
| Authors |
P._Reichherzer,_F._Sch\"ussler,_V._Lefranc,_A._Yusafzai,_A.K._Alkan,_H._Ashkar,_J._Becker_Tjus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.01672 |
Astro-COLIBRIは、一時的な観測のアラートをリアルタイムで評価し、ユーザー指定の基準でフィルタリングして、マルチ波長およびマルチメッセンジャーのコンテキストに配置する新しいツールです。Astro-COLIBRIは、永続的なソースの概要と関連する位相空間での一時的なイベントの高速生成を通じて、一時的な空の偶然の観測と追跡観測の両方の発見の可能性を高めます。このソフトウェアのアーキテクチャは、静的データベースとリアルタイムデータベースの両方である、RepresentationalStateTransferアプリケーションプログラミングインターフェイス、クラウドベースのアラートシステム、およびユーザーのクライアントとしてのiOSとAndroid用のWebサイトとアプリで構成されています。後者は、関連データの要約を含むグラフィック表現を提供し、世界中の多数の観測所での観測条件の評価とともに、興味深い現象の迅速な識別を可能にします。
データプロセスからデータ製品へ：天文学における知識インフラストラクチャ
| Title |
From_Data_Processes_to_Data_Products:_Knowledge_Infrastructures_in_Astronomy |
| Authors |
Christine_L._Borgman_and_Morgan_F._Wofford |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.01707 |
天文学者が望遠鏡から観測データを取得し、それらを使用可能な科学データ製品に処理し、後で使用するためにそれらをキュレートし、さらに調査するためにデータを再利用する方法を探ります。天文学者は知識インフラストラクチャに多額の投資を行ってきました。これは、人間と自然界に関する特定の知識を生成、共有、維持する人、人工物、機関の堅牢なネットワークです。この記事では、10年間のインタビューと民族誌を利用して、3つの天文学グループがどのようにデータをキャプチャ、処理、アーカイブするか、そして誰のためにデータをアーカイブするかを比較します。スローンデジタルスカイサーベイは専用の望遠鏡と機器を備えたミッションであり、ブラックホールグループと統合天文学グループ（両方とも仮名）は大学を拠点とする研究者主導のコラボレーションです。調査結果は、次の4つのテーマに編成されています。これらのプロジェクトがワークフローを開発および維持する方法。データをどのようにキャプチャしてアーカイブするか。知識インフラストラクチャをどのように維持および修復するか。また、データ製品を長期にわたってどのように使用および再利用するか。天文学者は、パイプラインと呼ばれるソフトウェアで研究方法をエンコードしていることがわかりました。アルゴリズムは、望遠鏡をターゲットに向け、アーティファクトを除去し、機器を較正し、無数の検証タスクを実行するのに役立ちます。観測は何度も再処理されて、新しい科学的目的に役立つ新しいデータ製品になる可能性があります。科学出版物の形での知識生産は、これらのプロジェクトの主な目標です。データ製品へのアクセスを維持するためのインセンティブとリソースはさまざまです。ソフトウェアパイプラインは天文知識インフラストラクチャの不可欠なコンポーネントですが、壊れやすく、保守と修復が難しく、多くの場合目に見えないと結論付けています。データ製品の再利用は、それらのリソースが公開されているかどうかに関係なく、天文学の科学の基本です。天文学などの科学分野でデータ製品へのアクセスを維持するための推奨事項を作成します。
| Title |
Calibration_of_the_MaGIXS_experiment_II:_Flight_Instrument_Calibration |
| Authors |
P.S._Athiray,_Amy_R._Winebarger,_Patrick_Champey,_Ken_Kobayashi,_Sabrina_Savage,_Brent_Beabout,_Dyana_Beabout,_David_Broadway,_Alexander_R._Bruccoleri,_Peter_Cheimets,_Leon_Golub,_Eric_Gullikson,_Harlan_Haight,_Ralf_K._Heilmann,_Edward_Hertz,_William_Hogue,_Steven_Johnson,_Jeffrey_Kegley,_Jeffery_Kolodziejczak,_Chad_Madsen,_Mark_L._Schattenburg,_Richard_Siler,_Genevieve_D._Vigil,_and_Ernest_Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.01720 |
マーシャルグレージング入射X線分光計（MaGIXS）は、観測ロケット実験であり、太陽の軟X線スペクトルを6.0〜24オングストローム（0.5〜2.0keV）で観測し、2021年7月30日に打ち上げられました。NASAマーシャル宇宙飛行センターのX線および極低温施設（XRCF）を使用して、飛行機器の端部調整と校正実験を行います。本稿では、波長校正、点像分布関数の測定、有効面積の決定など、MaGIXSの校正実験を紹介します。最後に、測定された機器の応答関数を使用して、典型的な太陽活動領域を調べたMaGIXS飛行観測の予想カウント率を予測します。
非常に高エネルギーのニュートリノを検出するためのEUSO-SPB2搭載のチェレンコフ望遠鏡の概要
| Title |
Overview_of_Cherenkov_Telescope_on-board_EUSO-SPB2_for_the_Detection_of_Very-High-Energy_Neutrinos |
| Authors |
Mahdi_Bagheri_(1),_Peter_Bertone_(2),_Ivan_Fontane_(3),_Eliza_Gazda_(1),_Eleanor_G._Judd_(4),_John_F._Krizmanic_(5),_Evgeny_N._Kuznetsov_(3),_Michael_J._Miller_(6),_Jane_Nachtman_(6),_Yasar_Onel_(6),_A._Nepomuk_Otte_(1),_Patrick_J._Reardon_(3_and_7),_Oscar_Romero_Matamala_(1),_Andrew_Wang_(1)_and_Lawrence_Wiencke_(8)_(for_the_JEM-EUSO_Collaboration)_((1)_School_of_Physics_&_Center_for_Relativistic_Astrophysics,_Georgia_Institute_of_Technology,_(2)_Marshall_Space_Flight_Center,_(3)_The_University_of_Alabama_in_Huntsville,_(4)_UC_Berkeley,_(5)_University_of_Maryland,_(6)_University_of_Iowa,_(7)_Center_for_Applied_Optics,_(8)_Colorado_School_of_Mines) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.01789 |
長時間の気球飛行を行うチェレンコフ望遠鏡、エクストリームユニバース宇宙天文台超高圧気球2（EUSO-SPB2）の開発状況を紹介します。EUSO-SPB2は、承認されたNASA気球ミッションであり、2023年に飛行する予定であり、天体物理学プローブクラスミッションの候補である極限マルチメッセンジャー天文学のプローブ（POEMMA）の前身です。EUSOSPB2に搭載されたチェレンコフ望遠鏡の目的は、将来の宇宙ベースのニュートリノ検出器の背景の既知および未知のソースを分類することです。さらに、地球スキミング技術を使用して、手足の下の超高エネルギー（VHE）タウニュートリノ（E>10PeV）を検索し、手足の上の宇宙線からの空気シャワーを観察します。0.785m^2のチェレンコフ望遠鏡には、12.8{\deg}x6.4{\deg}（水平x垂直）の視野をカバーする512ピクセルのSiPMカメラが装備されています。カメラ信号は、100MS/sの読み出しシステムでデジタル化されます。この論文では、望遠鏡の開発状況、カメラの統合、およびカメラ応答のシミュレーション研究について説明します。
スキャンファブリ--6m SAORAS望遠鏡のペロー干渉計
走査型ファブリペロー干渉計（FPI）は、光学3D分光法の最も古い方法です。広い視野にわたって高いスペクトル分解能を提供するため、現在も使用されています。拡張された天体（星雲と銀河）の研究のためのこの方法の適用の歴史とデータ削減と分析の技術が議論されます。この論文は、ロシア科学アカデミー（SAORAS）の特殊天体物理観測所の6m望遠鏡でスキャンFPIを使用して観測を実行することに焦点を当てています。この機器は現在、SCORPIO-2マルチモードフォーカルレデューサーの一部として使用されています。6m望遠鏡でFPIをスキャンして、さまざまな銀河系および銀河系外の天体を研究した結果-星形成領域と若い恒星状天体、渦巻き、リング、矮星と相互作用銀河、活動銀河核のイオン化円錐、銀河風など。簡単に説明します。SAORASのスキャンFPIを使用した研究のさらなる展望について説明します。
ライマン紫外線で天文測光を可能にするライマンアルファフィルタープロトタイプ
| Title |
Lyman-alpha_Filter_Prototype_to_Enable_Astronomical_Photometry_in_the_Lyman_Ultraviolet |
| Authors |
Isu_Ravi,_Stephan_R._McCandliss,_Russell_Pelton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02113 |
地球の軌道から遠紫外線（FUV波長は900-1800{\AA}）での天体の観測は、明るいライマン-{\alpha}ジオコロナ放射のために妨げられています。ジョンズホプキンスロケットグループは、狭帯域のライマン-{\alpha}除去フィルターとして機能する水素吸収セルを開発しており、ジオコロナ線の手前のライマン紫外線領域にまたがるバンドパスでの宇宙ベースの測光観測を可能にします。この技術は、単一元素の光電子増倍管検出器を備えたさまざまな惑星ミッションに適用されてきましたが、多元素検出器を備えた地球周回軌道衛星ではまだ使用されていません。私たちは、将来のライマン紫外線ミッションに簡単に組み込むことができるセルの開発に取り組んでいます。プロトタイプセルは、1150{\AA}までの透過を可能にする、1対のMgF2ウィンドウの間に密閉された低圧（〜数トル）チャンバーです。それは、ライマン-{\alpha}光子の吸収を可能にする、高温のタングステンフィラメントの存在下で中性の原子形態に変換される水素分子で満たされています。水素分子は、完全に飽和した非蒸発性ゲッターモジュール（St707TM）に保存されます。これにより、適度な熱を加えてセルの圧力を上げることができます（室温から20度上昇すると、圧力が0.6から10トルに上昇します）。）。現在、真空紫外線モノクロメーターを使用して、圧力とタングステンフィラメント電流の関数としてライマン-{\alpha}光子に対する細胞の光学的厚さを特徴付けるテストが進行中です。これらの結果を、ブロードバンド測光アプリケーションで有効な科学について説明するとともに紹介します。
画像から測光赤方偏移推定値を取得するための深層学習法の調査
| Title |
Investigating_Deep_Learning_Methods_for_Obtaining_Photometric_Redshift_Estimations_from_Images |
| Authors |
Ben_Henghes,_Connor_Pettitt,_Jeyan_Thiyagalingam,_Tony_Hey,_and_Ofer_Lahav |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02503 |
銀河の赤方偏移を知ることは、多くの宇宙論的実験の最初の要件の1つであり、観測されているすべての銀河に対して分光法を実行することは不可能であるため、測光赤方偏移（photo-z）推定は依然として特に興味深いものです。ここでは、画像から直接photo-z推定値を取得するためのさまざまな深層学習方法を調査し、これらを測光によって取得された大きさを利用する従来の機械学習アルゴリズムと比較します。畳み込みニューラルネットワーク（CNN）と開始モジュールCNNをテストするだけでなく、推定赤方偏移をさらに改善する方法として、画像とマグニチュードデータの両方を同じモデルで使用できる新しい混合入力モデルを紹介します。また、さまざまなアルゴリズムのパフォーマンスとスケーラビリティを実証する方法として、ベンチマークを実行します。この研究で使用されたデータは、100万個の銀河が使用されたスローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）から完全に取得され、それぞれが完全な測光とグラウンドトゥルースとして採用された分光赤方偏移を備えた5フィルター（ugriz）画像を持っています。混合入力開始CNNは、平均二乗誤差（MSE）=0.009を達成しました。これは、従来のランダムフォレスト（RF）よりも大幅に改善（30％）であり、モデルは、MSE=0.0007（MSE=0.0007を達成するより低い赤方偏移でさらに優れたパフォーマンスを示しました。z<0.3の範囲でRFよりも50％向上します。この方法は、VeraC.RubinObservatoryのLegacySurveyofSpaceandTime（LSST）など、可能な限り迅速かつ正確に作成された膨大な数のphoto-z推定値を必要とする今後の調査に非常に役立つ可能性があります。
画像デフリングへの低ランクのアプローチ
この作業では、チップ内の複数の光反射によって近赤外帯域で発生するCCDチップの干渉縞パターンの問題を再検討します。科学画像からこれらのパターンを取り除くために開発された従来のアプローチについて簡単に説明し、それらの制限について説明します。次に、追加の外部データなしで科学画像のコレクション内のフリンジパターンをグローバルに推定する新しい方法を紹介します。これにより、画像間のパターンの変動が可能になります。CFHT広視野イメージャMegacamによって撮影された近赤外線画像でこの新しい方法を示します。
入れ子になった惑星状星雲ハッブル12の形態学的研究
| Title |
Morphological_study_of_the_nested_planetary_nebula_Hubble_12 |
| Authors |
Chih-Hao_Hsia,_Yong_Zhang,_SeyedAbdolreza_Sadjadi,_Wayne_Chau,_Hui-Jie_Han,_Jian-Feng_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.01793 |
ハッブル宇宙望遠鏡（HST）のアーカイブデータと私たち自身のカナダ-フランス-ハワイ望遠鏡（CFHT）で得られた若い惑星状星雲（PN）ハッブル12（Hb12;PNG111.8-02.8）の可視赤外線イメージング研究を紹介します。測定。この星雲の深いHSTとCFHTの観測は、Hb12の西腰近くに3対の双極構造と弧状のフィラメントを明らかにします。入れ子になった双極ローブの存在とH2ノットの存在は、これらの構造がいくつかの質量に由来することを示唆しています。プレPNフェーズ中の排出イベント。Hb12の固有の構造を理解するために、さまざまな方向でこのPNを視覚化できる3次元モデルを構築しました。モデリングの結果は、Hb12がHen2-320やM2-9などの他の入れ子になった砂時計星雲に似ている可能性があることを示しています。これは、このタイプのPNが一般的であり、PNの形態が視覚的に示されるほど多様ではないことを示唆しています。外観。赤外線スペクトルは、このPNが混合化学を持っていることを示しています。未確認の赤外線放射を引き起こす可能性のある材料について説明します。赤外線スペクトルとスペクトルエネルギー分布の分析は、この物体の核にクールな仲間が存在することを示唆しています。
| Title |
Theory_of_magnetic_flux_tubes_in_strong_fields_and_the_phenomenon_of_dark_matter_axions_identical_to_solar_axions |
| Authors |
Vitaliy_D._Rusov,_Vladimir_P._Smolyar,_Margarita_E._Beglaryan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.01833 |
タコクラインから太陽の表面まで、B〜10^7Gのほぼ空のアンカー磁束管（MFT）の理論の一般法則を開発します。この理論の主な結果は、タコクライン近くのMFT内に太陽アクシオンと磁気Oループが形成されることです。この磁気Oループ（コルモゴロフ乱流カスケードに基づく）では、アクシオンが光子に変換され、タコクラインの近くにアクシオン起源の光子が生成されます。一方、放射層からの高エネルギー光子は、Oループのアクシオン-光子振動を介して、黒点の下に光子起源の軸を生成します。これは、このような強い磁場では、パーカーの対流熱輸送の「消失」により、MFTのパーカー-ビアマン冷却効果が発生し、その結果、タコクライン近くのフォトニック起源。その結果、アクシオン起源の光子の自由行程がタコクラインから光球に開かれます！放射層から通過する高エネルギー光子がアクシオンに変わることを示します。これにより、ほとんど空のMFTの放射加熱がほぼ完全に排除されます。放射層からタコクラインを通って来る光子の特定のフラックスは、対流加熱によって強力な磁気管の「リング」を通過します。これにより、タコクラインから太陽の表面までの再接続前のMFTの速度と寿命、およびタコクライン付近のMFT再接続の速度を決定できます。最後に、太陽スポット周期の形成が暗黒物質の現れであることを示します-太陽の中心部の太陽アクシオン、その変調は太陽内部の非対称暗黒物質密度の11年間の変調によって制御されます。
GGタウリングの偏りのないNOEMA2.6〜4 mm調査：原始惑星系円盤におけるCCSの最初の検出
| Title |
An_unbiased_NOEMA_2.6_to_4_mm_survey_of_the_GG_Tau_ring:_First_detection_of_CCS_in_a_protoplanetary_disk |
| Authors |
N.T._Phuong_(1,2),_A._Dutrey_(3),_E._Chapillon_(3,4),_S._Guilloteau_(3),_J._Bary_(5),_T._L._Beck_(6),_A._Coutens_(7),_O._Denis-Alpizar_(8),_E._Di_Folco_(3),_P.N._Diep_(2),_L._Majumdar_(9),_J-P._Melisse_(3,4),_C-W._Lee_(1,10),_V._Pietu_(4),_T._Stoecklin_(11),_Y-W._Tang_(12)_((1)_Korea_Astronomy_and_Space_Science_Institute,_776_Daedeokdae-ro,_Yuseong-gu,_Daejeon,_Korea,_(2)_Department_of_Astrophysics,_Vietnam_National_Space_Center,_Vietnam_Academy_of_Science_and_Techonology,_18_Hoang_Quoc_Viet,_Cau_Giay,_Hanoi,_Vietnam_(3)_Laboratoire_d'Astrophysique_de_Bordeaux,_Universit\'e_de_Bordeaux,_CNRS,_B18N,_All\'ee_Geoffroy_Saint-Hilaire,_F-33615_Pessac_(4)_IRAM,_300_rue_de_la_piscine,_F-38406_Saint_Martin_d'H\`eres_Cedex,_France_(5)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Colgate_University,_13_Oak_Drive,_Hamilton,_New_York_13346,_USA_(6)_Space_Telescope_Science_Institute,_3700_San_Martin_Drive,_Baltimore,_Maryland_21218,_USA_(7)_Institut_de_Recherche_en_Astrophysique_et_Plan\'etologie,_Universit\'e_de_Toulouse,_UPS-OMP,_CNRS,_CNES,_9_av._du_Colonel_Roche,_31028_Toulouse_Cedex_4,_France_(8)_Instituto_de_Ciencias_Qu\'imicas_Aplicadas,_Facultad_de_Ingenier\'ia,_Universidad_Aut\'onoma_de_Chile,_Av._Pedro_de_Valdivia_425,_7500912_Providencia,_Santiago,_Chile_(9)_School_of_Earth_and_Planetary_Sciences,_National_Institute_of_Science_Education_and_Research,_HBNI,_Jatni_752050,_Odisha,_India_(10)_University_of_Science_and_Technology,_217_Gajeong-ro,_Yuseong-gu,_Daejeon_34113,_Republic_of_Korea_(11)_Institut_des_Sciences_Mol\'eculaires,_UMR5255-CNRS,_351_Cours_de_la_libration,_F-33405_Talence_France_(12)_Academia_Sinica_Institute_of_Astronomy_and_Astrophysics,_PO_Box_23-141,_Taipei_106,_Taiwan) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.01979 |
分子線調査は、惑星の発祥の地である原始惑星系円盤（PPD）の構造と物理的状態を調査するための主要なツールの1つです。これらのPPDの大きな半径方向および垂直方向の温度と密度勾配は、複雑な化学組成をもたらし、化学をさまざまな惑星系を理解するための重要なステップにします。よく知られているトリプルTおうし座T星系であるGGタウAを取り巻く原始惑星系円盤の化学物質含有量を研究することを目的とした。NOEMAと新しい相関器PolyFixを使用して、数十の分子から2.6〜4mmの回転線を観察しました。放射伝達コードを使用してデータを分析し、$^{13}$COに関連する分子密度と存在量を導き出し、TMC1クラウドとLkCa15ディスクのものと比較しました。PPDでのCCSの最初の検出を報告します。また、OCSをわずかに検出し、GGタウリの外側の円盤で16個の他の分子を見つけます。それらのうちの10個は以前に発見されていましたが、他の7個（$^{13}$CN、N$_2$H$^+$、HNC、DNC、HC$_3$N、CCS、およびC$^{34}$S）はこのディスクでの新しい検出です。分析により、硫黄の化学的性質がまだ適切に理解されていないことが確認されました。DCO$^{+}$/HCO$^{+}$、DCN/HCN、およびDNC/HNC比から導出されるD/H比は、低温化学を示します。希少種CCSの検出は、GGTauがその大きなディスクサイズと質量のおかげで、原始惑星系円盤の化学を研究するための優れた実験室であることを確認しています。
ソーラーオービター/ EUIによって観測された極端なUVクワイエットサンブライトニングの立体視
| Title |
Stereoscopy_of_extreme_UV_quiet_Sun_brightenings_observed_by_Solar_Orbiter/EUI |
| Authors |
A._N._Zhukov,_M._Mierla,_F._Auch\`ere,_S._Gissot,_L._Rodriguez,_E._Soubri\'e,_W._T._Thompson,_B._Inhester,_B._Nicula,_P._Antolin,_S._Parenti,_\'E._Buchlin,_K._Barczynski,_C._Verbeeck,_E._Kraaikamp,_P._J._Smith,_K._Stegen,_L._Dolla,_L._Harra,_D._M._Long,_U._Sch\"uhle,_O._Podladchikova,_R._Aznar_Cuadrado,_L._Teriaca,_M._Haberreiter,_A._C._Katsiyannis,_P._Rochus,_J.-P._Halain,_L._Jacques,_D._Berghmans |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02169 |
利用可能な観測のほとんどは単一の視点から行われているため、太陽大気の3D微細構造はまだ完全には理解されていません。この論文の目的は、ソーラーオービターに搭載された極端紫外線イメージャ（EUI）によってEUVの静かな太陽で発見された小規模な増光イベント（「キャンプファイヤー」）の3D分布を研究することです。2020年5月30日にEUIの高解像度EUV望遠鏡によって174{\AA}通過帯域で取得された最初の試運転データセットを使用し、ソーラーダイナミクス天文台に搭載された大気イメージングアセンブリ（AIA）によって取得された同時データと組み合わせました。同様の171{\AA}通過帯域。2つの望遠鏡の2ピクセルの空間分解能はそれぞれ400kmと880kmであり、両方のデータセットでキャンプファイヤーを識別するのに十分です。2つの宇宙船は、約31.5度（基本的にはヘリオグラフィック経度）の角距離を持っていたため、キャンプファイヤーの位置を3Dで再構築できました。これらの観察結果は、このような小規模な明るさで立体視が達成されたのは初めてのことです。キャンプファイヤーのデータを特徴づけるために、手動および自動の三角測量法が使用されました。キャンプファイヤーの高さは、光球から1000kmから5000kmの間にあり、手動による方法と自動による方法がよく一致しています。キャンプファイヤーの内部構造は、ほとんどAIAによって解決されていません。ただし、特に大規模なキャンプファイヤーの場合、2500〜4500kmの狭い範囲にあるいくつかのピクセルを三角測量することができました。EUIキャンプファイヤーの高さが低いことは、それらが遷移領域のこれまで解決されていなかった微細構造と静かな太陽の低いコロナに属していることを示唆しています。それらはおそらく、内部で冠状温度に加熱された小規模の動的ループの頂点です。この作品は、太陽大気中の構造物の高解像度立体視が実現可能になったことを示しています。
弱い太陽エネルギー粒子イベントに関連する連続的なコロナ質量放出
| Title |
Successive_Coronal_Mass_Ejections_Associated_with_Weak_Solar_Energetic_Particle_Events |
| Authors |
Bin_Zhuang,_No\'e_Lugaz,_Tingyu_Gou,_and_Liuguan_Ding |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02225 |
ツインコロナ質量放出（CME）のシナリオ、つまり、以前のCME（preCME）が先行する高速で幅の広いプライマリCME（priCME）は、大きな太陽エネルギー粒子（SEP）でのより効率的な粒子加速に有利であることがわかっています。イベント。ここでは、ツインCMEの噴火に関連するが、L1ポイントでの大規模なSEP観測がない、2007年から2014年の間に19のイベントを調査します。複数の宇宙船からのリモートセンシングとその場観測を組み合わせて、SEP検出における磁気接続の役割と3次元（3D）空間のCME情報を調査します。priCME3D速度、フレア強度、超熱バックグラウンド、およびCME-CME相互作用の高さとSEP強度の1対1の相関関係を研究します。これらの中で、priCME速度は最高レベルでのSEPピーク強度と相関することがわかっています。射影相関法を使用して、これらの複数の独立した要因の組み合わせとSEPピーク強度の間の相関を分析します。CME速度よりもSEPピーク強度との相関が高い2つ以上のパラメーターの唯一の組み合わせは、伝播方向と組み合わされたCME速度であることがわかります。これは、SEP拡張の制御におけるpriCMEの主要な役割をさらにサポートし、緯度効果の考慮を強調します。全体として、経度、緯度、および比較的低いpriCME速度での磁気接続は、ツインCMESEPに乏しいイベントの存在を説明している可能性があります。preCMEのバリア効果の役割は、2013年10月28日のイベントで議論されています。
急速に振動する{\ it TESS} A--F主系列星
セクター1--40{\emTESS}の観測から、20個の新しいroAp星、97個の表面上はroApのような周波数を持つ非特異星（「roA」変数）、および617個の$\delta$〜Scuti星（典型的な独立した周波数）roAp星が見つかりました。roAp/roA星と$\delta$〜Sct星を区別できる基準はありません。便宜上、$\delta$〜SctクラスとroAp/roAクラスの間の境界として60\、d$^{-1}$の任意の低頻度が選択されました。未知のモード選択プロセスが$\delta$〜Sct星に明らかに存在するため、「roAp/roA」星は、高周波が優先的に選択される$\delta$〜Sct星と見なすことができます。この解釈は、Ap星の間の$\delta$〜Sct星とroAp星の合計比率が、非Ap星の間と同じであるという事実によってサポートされています。モデルとは対照的に、観測は、Ap星の低周波が抑制されていないことを示しています。roAp星の最も不可解な側面の1つは、モード寿命が短い大部分です。現在のモデルがこれらの結果を説明できないのは、これらの星の外層の不適切な取り扱いが原因である可能性があります。
ELCVn型食変光星の脈動と回転1SWASPJ024743.37-251549.2
| Title |
Pulsation_and_Rotation_of_the_EL_CVn-type_Eclipsing_Binary_1SWASP_J024743.37-251549.2 |
| Authors |
Seung-Lee_Kim,_Jae_Woo_Lee,_Chung-Uk_Lee,_Yongseok_Lee,_Dong-Joo_Lee,_Kyeongsoo_Hong,_Sang-Mok_Cha,_Dong-Jin_Kim,_and_Byeong-Gon_Park |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02262 |
ELCVn型食変光星は、巨大なA型主系列星とより高温のB型二次星で構成されています。この論文は、ELCVn型星1SWASPJ024743.37-251549.2の時系列測光および星震学の結果を示しています。明確に定義された日食光度曲線は、新しい高ケイデンス$BV$データとアーカイブ{\itTESS}データを使用して作成され、各バイナリコンポーネントの物理パラメータは光度曲線をモデル化することによって導出されました。バイナリコンポーネントの脈動特性を調査するために、複数の周波数分析が実行されました。信頼できる信号は、100〜300日$^{-1}$の高周波領域では検出できませんでした。これは、200日$^{-1}$前後の3つの周波数の以前の発見とは異なります。これは、プレヘリウム白色矮星の二次成分の脈動振幅が大幅に減少したことを示しています。対照的に、33〜53日の範囲で12の頻度が検出されました$^{-1}$。それらのほとんどは、主星から発生する$\delta$Sctタイプの脈動として分類されました。地震解析の理論周波数は、GYREからの非回転モデル周波数と、完全な計算アプローチからのそれらの回転シフトを追加することによって得られました。グリッドベースのフィッティングは、さまざまな恒星のプロパティに対して実行されました。最良の解の理論的な頻度と恒星のパラメータは、観測とよく一致しました。自転速度は1.50$\pm$0。02日$^{-1}$に制限されており、主星の自転が同期していることを示しています。この結果は、ポリトロープモデルに基づく完全なアプローチが、高速回転する$\delta$Sct星の地震解析に適用できることを意味します。
冠状ループにおけるシミュレートされた横振動のフォワードモデリングとバックグラウンド放出の影響
| Title |
Forward_Modeling_of_Simulated_Transverse_Oscillations_in_Coronal_Loops_and_the_Influence_of_Background_Emission |
| Authors |
Mijie_Shi,_Tom_Van_Doorsselaere,_Patrick_Antolin,_Bo_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02338 |
放射冷却コロナループの横振動をシミュレートし、バックグラウンド放出の影響に注意を払いながら、それらの分光学的およびイメージングシグネチャをフォワードモデル化します。横振動は、周期的な速度ドライバーによって1つのフットポイントで駆動されます。その後、立っているキンク波が形成され、ケルビン・ヘルムホルツ不安定性のためにループ断面が変形し、エネルギー散逸と小規模な加熱が発生します。横方向の動きに加えて、ポンデロモーティブ力によって引き起こされる徐波により、長周期の縦波も生成されます。次に、シミュレートされた直線ループをセミトーラスループに変換し、分光計とイメージングエミッションをフォワードモデル化して、Hinode/EISとSDO/AIAの観測を模倣します。強度の振動振幅はスリット位置によって異なりますが、スペクトル線またはチャネルによってほぼ同じであることがわかります。ドップラー速度とドップラー幅の両方のX-tダイアグラムは、周期的な信号を示しています。また、バックグラウンド放出によってドップラー速度が劇的に低下し、推定された運動エネルギーが実際の値より2桁小さくなることもわかりました。私たちの結果は、バックグラウンド減算が実際の振動速度の回復に役立つことを示しています。これらの結果は、コロナルループの横振動とその観測シグネチャをさらに理解するのに役立ちます。しかし、彼らはドップラー速度を使用して横波の分光学的に推定されたエネルギー量に疑問を投げかけました。
ソーラーアルマサイエンスアーカイブ（SALSA）
| Title |
The_Solar_ALMA_Science_Archive_(SALSA) |
| Authors |
Vasco_M._J._Henriques,_Shahin_Jafarzadeh,_Juan_Camilo_Guevara_G\'omez,_Henrik_Eklund,_Sven_Wedemeyer,_Miko{\l}aj_Szydlarski,_Stein_Vidar_H._Haugan1,_and_Atul_Mohan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02374 |
2016年12月、アタカマ大型ミリ波サブミリ波アレイ（ALMA）は、最初の定期的な太陽観測を実施しました。これらの初期の観測とそれぞれのデータの削減は、ALMAで太陽を観測することの目新しさと複雑さのために課題を提起しました。ALMAが提供する測定セットに基づいて、太陽物理学者が使い慣れた、使用可能な形式で科学対応の時間分解イメージング製品を作成することの難しさは、これまでのところ、そのようなデータの可用性を制限していました。ソーラーアルマパイプライン（SoAP）の開発により、このようなデータセットを日常的に削減することが可能になりました。その結果、科学に対応したソーラーALMAデータセットの数が増え、ソーラーALMAサイエンスアーカイブ（SALSA）の形で提供されるようになりました。これまでのところ、SALSAには、主に1秒または2秒のリズムでの単一ポインティング干渉画像の時系列が含まれています。データ配列はFITS形式で提供されます。また、将来の拡張に対応し、ALMAScienceArchive自体やSOLARNETなどの他の標準の範囲内に収まる、標準化されたヘッダー形式の最初のバージョンも紹介します。ヘッダーには、生データからのイメージング製品の複製を支援するために設計された情報も含まれています。可能であれば、インターフェイス領域イメージングスペクトログラフ（IRIS）の観測に焦点を当てた、共同観測へのリンクも提供されます。SALSAには、SALSAデータのロードとクイックルック分析に便利なIDLおよびPythonルーチンを含むSolarALMALibraryofAuxiliaryTools（SALAT）が付属しています。
STEREOコロナホールを使用して遠方のオープンフラックスを推定する方法
| Title |
How_to_Estimate_the_Far-Side_Open_Flux_using_STEREO_Coronal_Holes |
| Authors |
Stephan_G._Heinemann,_Manuela_Temmer,_Stefan_J._Hofmeister,_Aleksandar_Stojakovic,_Laurent_Gizon,_Dan_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02375 |
グローバル磁場モデルは、入力総観データとして使用します。これは、縦方向の360{\deg}情報が同時に取得されないため、通常は「経年変化」を示します。特に太陽活動が増加しているときは、磁場の進化によって大きな不確実性が生じる可能性があります。不確実性の重要な原因は、観測者には見えない太陽側の太陽の磁場です。総観図、フラックス輸送モデル、向こう側の日震学など、さまざまな方法で全体像を完成させてきました。この研究では、STEREOEUV観測を使用して、コロナホール内の向こう側の開放フラックスを推定する新しい方法を提示します。まず、ソーラーダイナミクスオブザーバトリー（HMI/SDO）に搭載された日震学および磁気イメージャーで観測された光球磁場の構造を遷移領域の特徴と相関させます。コロナホールに固有であることがわかった304A強度分布から、オープンフラックスの経験的推定値を導き出します。次に、313個のSDOコロナホール観測の大規模なサンプルを使用して、この関係を検証します。最後に、SDOからSTEREOデータへの機器間キャリブレーションを実行して、地球からは見えない太陽経度での開放フラックスの推定を可能にします。コロナホールの開放フラックスを決定する、光球内の強力な単極磁性元素の特性は、遷移領域の開放磁場によって近似できることがわかります。304Aフィルターグラムに見られるように、ソーラーディスクの中央値強度の78％（STEREO）または94％（SDO）のしきい値を下回る構造は、コロナホールの平均磁束密度とかなりよく相関していることがわかります（cc=0.59）。これらの構造で覆われた面積（A_of）とコロナホールの面積（A_ch）を使用して、コロナホールの開放磁束を|Phi_ch|としてモデル化します。=0.25A_chexp（0.032A_of）、推定不確実性は40〜60％。
巨大な星の進化を理解する
星がそのように進化する理由を直感的に理解するために、スナップショットの恒星構造モデルのシーケンスを計算します。これらのモデルにより、さまざまな段階で星の進化を推進する主要な内部特性を適切に分離することができます。私たちのモデルは、金属量、内部混合、バイナリ相互作用、質量損失など、非常に広範囲の物理プロセスの影響を模倣できます。主系列星、HRダイアグラム全体の拡大、およびコアヘリウム燃焼中の大質量星に焦点を当てます。私たちの新しいアプローチでは、さまざまな進化段階で表面特性を設定するいくつかの重要な内部特性を分離して定量化します。主系列星については、同じ質量と非常に類似した表面特性を持つモデルが、水素と対流コア質量の異なる内部分布を持つ可能性があることがわかります。主系列星の後に星が拡大する理由と、星が赤、青、または黄色の超巨星になる基本的な理由について説明します。主系列星後のシーケンスでは、存在量プロファイルの小さな変化が表面特性に非常に大きな影響を与える可能性があることを示し、エンベロープ質量が大きい星が青色超巨星になる傾向がある理由を説明し、ブルーループの原因を研究します。また、金属量が低い大質量星は、燃焼領域でのCNOの存在量が少ないことと、エンベロープの不透明度が低いことの2つの理由でよりコンパクトになる傾向があることも示しています。
| Title |
Large_power_spectrum_and_primordial_black_holes_in_the_effective_theory_of_inflation |
| Authors |
Guillermo_Ballesteros,_Sebasti\'an_C\'espedes,_Luca_Santoni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.00567 |
原始ブラックホールの形成に必要な大きなパワースペクトルの生成を、単一場インフレーションの効果的な理論の範囲内で研究します。私たちが検討するメカニズムには、ゴーストインフレのようなフェーズへの移行と、指数関数的に成長するモードが一時的にオンになるシナリオが含まれます。私たちが議論するケースでは、パワースペクトルの強化は、いくつかの効果的な結合の迅速な変化または摂動の分散関係の変更のいずれかから生じますが、バックグラウンドの進化は変化せず、インフレーション全体でほぼドジッターです。ガリレオンの対称性が弱く壊れているため、結果の堅牢性が保証されます。これにより、大きな量子補正から効果的な結合が保護されます。パワースペクトルの強化が、ガリレオンの不変性が弱く壊れている演算子のエネルギースケールにどのように関連しているかについて説明し、強い結合によって課せられる制限と摂動展開の妥当性を研究します。
駆動量子系としての宇宙：周期的宇宙論における無制限の加熱
進化する宇宙のハミルトニアンは、駆動される量子システムのハミルトニアンと形式的に同等であることが示されています。その駆動は、時空計量の時間依存性に基づいています。このアナロジーにより、駆動量子システムの分野からの洞察を宇宙論の設定に適用することができます。特に、周期的に駆動される量子システム（通常、無限の将来に無制限の加熱を経験すると予想される）との対応のために、周期的な周期的宇宙論は一般的に禁止されていることが示されています（特定の制限制約の下を除く）。この結果は、より一般的な周期的宇宙論のダイナミクスを完全に説明するために、非周期的に駆動される量子システムでの将来の作業がどのように必要であるかを強調しています（定性的な図について簡単に説明します）。
ベクトル相互作用を伴うMITバッグモデルで、クォーク物質の表面張力$\sigma$と曲率エネルギー$\gamma$を調査します。状態密度の有限サイズ補正は、多重反射展開（MRE）形式を使用して実装されます。$\sigma$と$\gamma$は、ベクトルの相互作用から生じる新しい項によって強力に強化されていることがわかります。相互作用しない場合に関しては、それらは大きな係数で増加します。これは、ベクトル結合定数$g$が文献で使用されている範囲内で変化する場合、$\sim10$まで高くなる可能性があります。この振る舞いは、中性子星（NS）内部に存在すると推測されるハドロン-クォーク混合相に大きな影響を与える可能性があり、完全に抑制されるか、その広がりが大幅に減少する可能性があります。
ハイペロンスターの$ f $モード振動に対する暗黒物質の影響
相対論的カウリング近似内で暗黒物質混合ハイパーオン星の$f$モード振動を調査します。巨視的特性は、暗黒物質粒子がその内部にあると仮定することにより、相対論的平均場（RMF）状態方程式を使用して計算されます。ハイペロンとスカラー中間子の間の結合定数は、ハイペロンポテンシャルの深さでフィッティングすることによって固定されますが、ハイペロンとベクトル中間子の場合は、SU（6）対称群法を使用します。$f$モードの振動周波数（$l=2$の場合のみ）は、4つの異なる中性子星の状態方程式を使用して計算されます。また、質量（$M$）、半径（$R$）、コンパクトさ（$M/などのさまざまな天体物理学的量によって変化する$f$モード振動に対するハイペロン/暗黒物質および暗黒物質EOSを持つハイペロンの影響を確認します。R$）、表面の赤方偏移（$Z_s$）、平均密度（$\bar{\rho}$）、中性子星の無次元の潮汐変形性（$\Lambda$）。ハイペロン/暗黒物質またはハイペロン+暗黒物質がある場合とない場合の$f$モード周波数にいくつかの重要な変化が見られました。正規の頻度と$\Lambda$（$f_{1.4}-\Lambda_{1.4}$）と、最大頻度と正規の$\Lambda$（$f_{max}-\Lambda_{1.4}$）の間には、実質的な相関関係が見られます。
外側の放射線帯におけるドリフト軌道分岐とクロスフィールド輸送：グローバルMHDと統合された試験粒子シミュレーション
| Title |
Drift_Orbit_Bifurcations_and_Cross-field_Transport_in_the_Outer_Radiation_Belt:_Global_MHD_and_Integrated_Test-Particle_Simulations |
| Authors |
R._T._Desai,_J._P._Eastwood,_R._B._Horne,_H._J._Allison,_O._Allanson._E._J._Watt,_J._W._B._Eggington,_S._A._Glauert,_N._P._Meredith,_M._O._Archer._A._Staples,_L._Mejnertsen,_J._K._Tong,_J._P._Chittenden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.01913 |
外側の磁気圏のエネルギー粒子フラックスは、太陽風の運転条件に応じて桁違いに変化する可能性があるため、モデリングの取り組みに大きな課題をもたらします。この記事では、グローバルMHDシミュレーションを通じてテスト粒子を高レベルの精度で伝播する機能を示し、これを使用して、ドリフト軌道分岐（DOB）を受ける相対論的電子に関連するクロスフィールド放射状輸送をマッピングします。シミュレーションは、DOBが主に磁気圏境界面損失円錐の地球半径内で発生し、南向きと北向きの惑星間磁場の向きで大きく異なるように見えることを予測しています。2番目の不変量への変更は、ピッチ角が90$^\circ$に近い粒子フラックスのドロップアウトとして現れることが示され、DOBが夜間セクター内のバタフライピッチ角分布の原因であることを示しています。以前のDOB研究に含まれていなかった対流電場は、結果として生じる長期輸送に大きな影響を与えることがわかり、磁気圏境界面と大気への損失は、フォッカープランク輸送モデルにDOBを組み込むための潜在的な方法として特定されています。
| Title |
Equation_of_state_and_composition_of_proto-neutron_stars_and_merger_remnants_with_hyperons |
| Authors |
Armen_Sedrakian,_Arus_Harutyunyan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.01919 |
中性子星二元合体残骸と超新星に特徴的な条件下での有限温度状態方程式（EoS）と高密度核および超核物質の組成について議論する。ニュートリノのフリーストリーミングと、数MeVの温度で分離されたトラップ領域の両方を考慮します。形式主義は、密度依存結合を持つ完全バリオンオクテットの共変密度汎関数（CDF）理論に基づいており、超核セクターで適切に調整されています。ハイペロンの導入によるEoSの軟化は、レプトンの割合と温度のさまざまな条件下で定量化されます。$\Lambda$、$\Xi^-$、および$\Xi^0$ハイペロンが指定された順序で表示され、しきい値でのゼロ温度での急激な密度の増加が、広い密度範囲にわたる拡張された増分に置き換えられていることがわかります。高温で。$\Lambda$ハイペロンは、核内の深い領域で生き残ります。$\Sigma$sのトリプレットは、核飽和密度の約7倍までの冷たい超核物質で抑制されますが、超新星と合併残差物質の両方で、高温で$T\geq20$MeVのかなりの割合で現れます。（近似）アイソスピン対称性の結果として、3つのアイソスピン多重項のそれぞれ内のバリオン存在量が互いに等しい特別なアイソスピン縮退点が存在することを指摘します。その時点で、システムの電荷化学ポテンシャルは消えます。合併の残骸条件下では、ニュートリノ上の電子と$\mu$-の割合は近く、約1\％であるのに対し、超新星の場合は、のかなりの割合（$\sim$10\％）しか見つかりません。この場合、$\mu$-onレプトン数がゼロであるとすると、電子ニュートリノ。
超新星ニュートリノバーストは銀河系外の距離から観測されています。このメモは、重力レンズがバースト内の情報をどのように歪める可能性があるかという問題に対処します。SN1987Aニュートリノ観測の時間と明るさの構造を理解するために、重力レンズ仮説を適用します。可能なレンズの質量と位置合わせの見積もりが行われます。これらの見積もりは、検証への道を示唆しています。
ゲージ場理論スカラー場のない真空と宇宙のインフレーション
効果的なラグランジアンアプローチを使用して、ゲージ場理論の量子エネルギー運動量テンソルと対応する量子状態方程式を導出します。エネルギー運動量テンソルは、時空メトリックに比例する項を持ち、有効な宇宙定数への有限の非発散寄与を提供します。これにより、ゲージ場理論の真空がフライドマン宇宙論、インフレーション、原始重力波の進化に与える影響を調べることができます。ゲージ場理論の真空によって引き起こされるフライドマン方程式のタイプI-IV解は、代替のインフレーションメカニズムと遅い時間の加速の可能性を提供します。Freidmann方程式のタイプIIソリューションは、有限期間の宇宙の初期指数関数的膨張を生成し、タイプIVソリューションは遅い時間の加速を示します。これらのソリューションは、原始重力波の増幅に必要な条件を満たす。
LISAとアインシュタイン望遠鏡による極端な質量比のインスピレーションにおける太陽直下質量原始ブラックホールの検出
| Title |
Detecting_Subsolar-Mass_Primordial_Black_Holes_in_Extreme_Mass-Ratio_Inspirals_with_LISA_and_Einstein_Telescope |
| Authors |
Susanna_Barsanti,_Valerio_De_Luca,_Andrea_Maselli,_Paolo_Pani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02170 |
初期の宇宙で形成された可能性のある原始ブラックホールは、暗黒物質のかなりの部分を提供する可能性があり、インフレーションのユニークなプローブとなるでしょう。彼らの発見のための煙を吐く銃は、太陽直下の質量コンパクト物体の検出でしょう。極端な質量比のインスピレーションは、LISAだけでなく、CosmicExplorerやEinsteinTelescopeなどの第3世代の地上ベースの検出器でも太陽直下質量のブラックホールを検索するのに理想的であると主張します。これらの光源は、${\calO}（0.01）M_\odot$の光度距離から、LISAとEinsteinの光度距離が数百メガパーセクまでの原始ブラックホールのサブパーセントレベルでの二次物体の質量の比類のない測定値を提供できます。それぞれ、相補的な周波数範囲の望遠鏡。これにより、非常に高い統計的信頼性で、太陽直下質量のブラックホールの検出を主張することができます。これにより、第3世代の検出器に新しい（現在は検出できない）ソースファミリーも提供されます。
磁化されたカーブラックホールの周りの荷電粒子のカオスを研究するために明示的なシンプレクティック積分器を適用する
| Title |
Applying_explicit_symplectic_integrator_to_study_chaos_of_charged_particles_around_magnetized_Kerr_black_hole |
| Authors |
Wei_Sun,_Ying_Wang,_Fuyao_Liu,_Xin_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02295 |
Wu、Wang、Sun、Liuの最近の研究では、可積分カー時空幾何学のために2次の明示的なシンプレクティック積分器が提案されました。それでも、外部磁場に埋め込まれたカーブラックホールの周りを移動する荷電粒子の積分不可能なダイナミクスをシミュレートするのに適しています。その成功した建設は、時間変換の貢献によるものです。このアルゴリズムは、安定したハミルトニアン誤差と計算効率において、優れた長期的な数値パフォーマンスを示します。その応用として、荷電粒子の秩序とカオスのダイナミクスが調査されます。状況によっては、時空の引きずり効果の増加が、ポアンカレセクションのグローバルな位相空間構造からのカオスの程度を弱めるように思われます。ただし、磁気パラメータの増加はカオス特性を強化します。一方、高速リアプノフ指標は、異なる動的レジーム間の遷移がブラックホールスピンに依存するという普遍的な規則がないことを示しています。時空の引きずり効果は、局所的な観点から、常に混乱の程度を弱めるわけではありません。
裸の特異点の周りの浮揚する雰囲気
球対称の裸の特異点の幅広いクラスには、重力が効果的に反発する球があります。そのような時空では、降着物質は特異点に到達することができず、代わりに重力だけによって浮遊し続ける空中浮揚大気を形成します。大気の密度は、一定の半径で最大になります。その質的特性において、大気は、明るい中性子星の上の放射圧によって支えられている最近議論された大気に類似していますが、裸の特異点の周りの浮揚大気の場合、放射は存在する必要はありません。
連星ブラックホールをマージするためのより良いスピンモデルの構築：非スピンおよび急速にスピンするほぼ整列したサブ母集団の証拠
| Title |
Building_better_spin_models_for_merging_binary_black_holes:_Evidence_for_non-spinning_and_rapidly_spinning_nearly_aligned_sub-populations |
| Authors |
Shanika_Galaudage_and_Colm_Talbot_and_Tushar_Nagar_and_Deepnika_Jain_and_Eric_Thrane_and_Ilya_Mandel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02424 |
最近の研究は、重力波で測定されたバイナリのマージにおけるブラックホールスピンの分布の相反する肖像画を描いています。一部の分析では、マージするバイナリのかなりの部分に、軌道角運動量ベクトルに対してスピン傾斜$>90^\circ$のブラックホールが少なくとも1つ含まれていることがわかりました。これは、動的アセンブリのシグネチャとして解釈されています。他の分析では、データは、一部のバイナリにはごくわずかなスピンのブラックホールが含まれ、残りのバイナリには軌道角運動量ベクトルと優先的に整列したスピンベクトルのブラックホールが含まれるバイモーダル母集団と一致していることがわかります。この作業では、ブラックホールスピンの分布についてモデルを精査し、モデルが誤った結論をもたらす可能性のある故障モードを特定します。改訂されたスピンモデルを使用して、2番目のLIGO--Virgo重力波過渡カタログ（GWTC-2）からのデータを再分析します。これにより、スピンが無視できるブラックホールのサブポピュレーションが可能になります。Rouletetal。による最近の結果と一致して、GWTC-2の検出が2つの異なる亜集団と一致していることを示しています。マージするバイナリの$70-90\％$（90\％信頼区間）には、ごくわずかなスピン$\chi\約0$のブラックホールが含まれていると推定されます。残りのバイナリは、スピンベクトルが優先的に（正確ではありませんが）軌道角運動量に整列する2番目のサブ母集団の一部です。この2番目のサブ母集団のブラックホールは、$\chi\sim0.5$のスピンによって特徴付けられます。推定されたスピン分布は、すべてのマージバイナリがフィールド形成シナリオを介して形成されるという仮説と一致していることをお勧めします。
| Title |
Scalar_and_Gravitational_Transient_"Hair"_for_Near-Extremal_Black_Holes |
| Authors |
Kevin_Gonzalez-Quesada,_Subir_Sabharwal,_Gaurav_Khanna |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.02607 |
アレタキスの「髪の毛」の存在と性質、および近極ブラックホールの背景で地平線から有限の距離（オリ係数）で観察できる可能性のある痕跡を研究します。具体的には、近極値のライスナー・ノルドストローム（NERN）とカー（NEK）をコンパクトにサポートして、地平線を貫通するスカラーと重力の摂動の時間発展を検討します。これを行うには、トゥコルスキー方程式を数値的に解き、地平線上およびブラックホールから有限の距離にあるアレタキスの電荷値を決定します。これらの値は、非極値の場合にはもはや厳密に保存されていないことを示しています。ただし、ブラックホールが極限に近づくにつれて、それらの減衰速度は任意に遅くなる可能性があり、一時的な髪の毛として観察される可能性があります。
