| Title |
Modelling_galaxy_clustering_in_redshift_space_with_a_Lagrangian_bias_formalism_and_$N$-body_simulations |
| Authors |
Marcos_Pellejero-Ibanez,_Jens_Stuecker,_Raul_E._Angulo,_Matteo_Zennaro,_Sergio_Contreras_and_Giovanni_Arico |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.08699 |
小規模な銀河団の理論的記述を改善することは、宇宙論における重要な課題です。これは、今後の銀河調査の科学的利益を大幅に増加させる可能性があるためです。ニュートリノの質量と一般相対性理論からの逸脱の限界を厳しくします。この論文では、赤方偏移空間の歪みを小さなスケールまで正確に記述することができる銀河団の新しいモデルを提案し、テストします。このモデルは、$N$-bodyシミュレーションから抽出された変位場を使用してオイラー空間に移流される2次の摂動ラグランジアンバイアス展開に対応します。次に、オイラー座標は、さまざまな可能な衛星の割合とハロ内の小規模な速度をキャプチャする迷惑パラメータで補強されたシミュレートされた速度場を直接使用することにより、赤方偏移空間に変換されます。複数の存在量で、$z=0$と$1$で、恒星質量（SM）または星形成率（SFR）のいずれかに従って選択された、物理的に動機付けられた模擬銀河のサンプルに対するアプローチの精度を定量化します。私たちのモデルは、シミュレーションの精度の範囲内で、銀河パワースペクトルの単極子、四重極子、および十六極子を$k\約0.6[h/$Mpc]のスケールまで記述していることがわかります。このアプローチは、将来の銀河調査から抽出される宇宙論的情報の量を大幅に増やす道を開く可能性があります。
高赤方偏移PBH-$ \ Lambda $ CDM宇宙の探索：初期のブラックホールの種まき、最初の星、宇宙線の背景
| Title |
Exploring_the_high-redshift_PBH-$\Lambda$CDM_Universe:_early_black_hole_seeding,_the_first_stars_and_cosmic_radiation_backgrounds |
| Authors |
Nico_Cappelluti_(1,2),_G\"unther_Hasinger_(3)_and_Priyamvada_Natarajan_(4,5,6)_((1)_Department_of_Physics,_University_of_Miami,_(2)_INAF_Osservatorio_di_Astrofisica_e_Scienza_dello_Spazio_di_Bologna,_(3)_European_Space_Astronomy_Centre_(ESA/ESAC),_(4)_Department_of_Astronomy,_Yale_University,_(5)_Department_of_Physics,_Yale_University,_(6)_Black_Hole_Initiative,_Harvard_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.08701 |
太陽質量の一部から$\sim$10$^6$M$_{\odot}$までの質量範囲の広い出生質量関数を持つ原始ブラックホール（PBH）が存在するモデルの観測的意味を探ります。現在の観測限界と一致して、宇宙の暗黒物質成分を構成します。このPBH-$\Lambda$CDM〜宇宙における暗黒物質とバリオン物質の形成と進化が示されています。この写真では、PBHDMミニハロが標準の\LambdaCDMよりも早く崩壊し、バリオンが冷えて$z\sim15-20$で星を形成し、これらの初期の時代に成長するPBHがボンダイ捕獲によって降着し始めます。これらの光源の体積放射率は$z\sim20$でピークに達し、赤方偏移が低くなると急速に減衰します。結果として、PBHDMはまた、初期のブラックホールシードを作成するためのチャネルを提供し、基礎となる暗黒物質ハローの起源を自然に説明することができます-ホスト銀河と中央のブラックホール接続は$M_{\rmbh}-\sigma$相関。これらの高赤方偏移PBHDMハローからの光度関数と統合された発光パワースペクトルへの寄与を推定するために、HaloOccupationDistribution（HOD）モデルを開発します。星形成と再イオン化の歴史を追跡することに加えて、それは私たちが宇宙赤外線とX線背景放射（CIBとCXB）を評価することを可能にします。PBH/AGNへの付着は、追加のIR恒星放射成分を含めることで、検出されたバックグラウンドとそれらの相互相関をうまく説明していることがわかります。JWSTによる深赤外線源数分布の検出は、高赤方偏移の星形成および降着PBHDMのこの集団の存在を明らかにする可能性があります。
ガウス確率場のトポロジーと幾何学II：臨界点、エクスカーションセット、および永続的な相同性について
| Title |
Topology_and_geometry_of_Gaussian_random_fields_II:_on_critical_points,_excursion_sets,_and_persistent_homology |
| Authors |
Pratyush_Pranav |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.08721 |
この論文は、Pranavetal。に続くシリーズの2番目です。（2019）、3Dガウス確率場の幾何学的および位相的特性の特性評価に焦点を当てています。エクスカーションセットの形式化のコンテキストで、トポロジカルデータ分析（TDA）の主力である永続的な相同性の形式化に焦点を当てます。また、確率論的場の臨界点の構造、およびそれらと宇宙の構造の形成と進化との関係にも焦点を当てます。トポロジカルな背景には、LCDMスペクトルに基づくガウスフィールドシミュレーションの調査と、さまざまなスペクトルインデックスのべき乗則スペクトルが伴います。持続性図から作成された強度マップと差分マップ、およびそれらの分布関数の観点から統計的特性を示します。強度マップは、ベッチ数やオイラー標数よりも詳細に、構造の階層全体の電力の分布に関する情報をカプセル化することを示しています。特に、フラットスペクトルのホワイトノイズ（$n=0$）の場合は、正と負のスペクトルインデックスを持つモデル間の分割として際立っています。重要度の低い機能の割合が最も高くなります。このレベルの情報は、幾何学的ミンコフスキー汎関数やトポロジカルオイラー標数、さらにはベッチ数からは入手できず、階層的トポロジカル手法の有用性を示しています。もう1つの重要な結果は、ガウスフィールドのトポロジ特性が、パワースペクトル特性に影響されない幾何学的測度とは対照的に、パワースペクトルに依存するという観察結果です。
超低質量ボソン暗黒物質のねじり天秤探索
| Title |
A_torsion-balance_search_for_ultra_low-mass_bosonic_dark_matter |
| Authors |
E._A._Shaw,_M._P._Ross,_C._A._Hagedorn,_E._G._Adelberger,_J._H._Gundlach |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.08822 |
ベリリウム-アルミニウム組成ダイポールを備えた固定ねじり天秤を使用して、バリオンからレプトン数を引いたものと結合した超低質量のボソン暗黒物質を検索しました。質量が$10^{-18}$から$10^{-16}$eV/$c^2$のボソンの結合定数$g_{\rmBL}$に95％の信頼限界を設定し、最高の性能を発揮します。$m_{\rmDM}=8\times10^{-18}$eV/$c^2$制約$g_{BL}（\hbarc）^{-1/2}<1\times10^{-25}$。これは、力を媒介する粒子として超低質量ボソンを検索する等価原理実験に補完的な制限を提供します。
ガンマ線銀河による暗黒物質の制約Nとの相互相関スケール
| Title |
Dark_matter_constraint_with_gamma-ray_galaxies_cross_correlation_scales_with_N |
| Authors |
Daiki_Hashimoto,_Atsushi_J._Nishizawa,_Masahiro_Takada_and_Oscar_Macias |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.08832 |
ガンマ線拡散マップと銀河の相互相関を取ることによって暗黒物質消滅断面積を制約する新しい方法が提案されています。結果として、消滅断面積を制約する統計的検出力は、銀河の質量と銀河までの距離の逆二乗に比例します。したがって、矮小銀河を使用した解析では、矮小銀河までの距離を測定することが厳しい制約のために重要です。しかし、銀河までの距離を測定することは、特にかすかな銀河や拡散した銀河の場合、一般に観測的に費用がかかります。N個の銀河が積み重なっている状況では、個々の銀河の測定までの距離は必要ありませんが、全体的な距離分布は断面積の制約に対して十分であることを示しています。さらに、実際の大面積望遠鏡（LAT）データに基づいて、近くにある2つの銀河間の共分散の影響は、通常、フェルミ-LATの点像分布関数のサイズに匹敵するほど小さいことを示しています。N個の銀河の可能性を個別に積み重ねることができるため、計算コストが大幅に削減されます。LATガンマ線の空の実際のデータセットとHyperSuprime-Camによって発見された約800個のかすかな天体を使用することにより、消滅断面積の上限が1/Nに比例することがわかります。したがって、時空のレガシー調査ですぐに利用できる100,000を超える銀河を積み重ねることは、消滅信号の最も強力で堅牢なプローブの1つになる可能性があります。
宇宙論的シミュレーションのための銀河特性の検証における模擬観測の重要性
| Title |
Importance_of_Mock_Observations_in_Validating_Galaxy_Properties_for_Cosmological_Simulations |
| Authors |
Tang_Lin,_Lin_Weipeng,_Wang_Yang,_N._R._Napolitano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.08838 |
銀河の光度関数と銀河の恒星質量関数は、銀河形成モデルをテストするための基本的な統計です。宇宙論的シミュレーションに基づく理論的予測は、特に明るい端と暗い端で、観測から逸脱する可能性があります。この場合、不一致は、物理学の欠落、モデルレシピの単純化または不正確さ、またはシミュレーションから基本的な天体物理学の量を抽出する不適切な方法に起因する可能性があります。後者は、シミュレーションと観測値を比較するときに誤解を招く結論を回避するために考慮すべき重要な側面です。この論文では、流体力学シミュレーションの模擬イメージングで識別された「観測された」銀河を生成するための新しい方法を適用しました。IllustrisTNGのTNG100-1シミュレーションから低赤方偏移の模擬銀河を生成し、標準的な「観測」手法を使用してそれらを分析し、それらの主要な構造パラメーターを抽出しました。私たちの手法が、渦巻腕や棒などの古典的な形態学的下部構造を含む、シミュレートされた銀河の現実的な表面輝度分布を生成できることを示します。特に、模擬観測と実際の銀河の間では、全光度と恒星質量対ハロー質量の関係、および銀河の恒星質量対サイズの関係が非常によく一致していることがわかります。また、模擬銀河サンプルの光度関数と質量関数を文献データと比較し、すべての光度と質量スケールで良好な一致を見つけます。特に、銀河の光度関数の明るい端に大きな張力は見られません。これは、単純化されたレシピを使用して銀河の光度を特定する多くの分析で報告されており、実際、大きな銀河の周りの拡張された銀河の光度の寄与を誤ってカウントしています。これは、シミュレーション分析に観測駆動型アプローチを使用して、観測と比較するための現実的な予測を生成することの重大な影響を示しています。
低赤方偏移宇宙における銀河団の豊富さは、重要な宇宙論的テストを提供し、変動の初期振幅とそれらが初期から成長した量の積を制約します。これらの2つの要因に関するテストの縮退は、豊富な研究の限界のままです。ただし、クラスターの平均アセンブリ時間は、初期変動の振幅とその後の成長の相対的な重要性に応じて異なります。したがって、濃度、形状、下部構造などのクラスター年代の構造プローブは、数カウントの主な縮退を打破する新しい宇宙論的テストを提供する可能性があります。平均組み立て時間が宇宙論的パラメーターにどのように依存するかについての分析的予測をレビューし、宇宙論的シミュレーションを使用してこれらの予測をテストします。予想される全体的な感度を考慮して、ユークリッド、ナンシーグレースローマン宇宙望遠鏡、eROSITA、CMB-S4などの今後の調査のクラスターカタログから導き出される可能性のある宇宙論的パラメーターの制約を推定します。クラスターサンプルの構造特性を考慮することにより、このような調査では$\Delta\sigma_8$=0.01以上のエラーを簡単に達成できることを示します。
量子補正された自己相互作用インフラトンポテンシャルを伴う非最小結合温かいインフレーション
| Title |
Non-minimal_coupled_warm_inflation_with_quantum-corrected_self-interacting_inflaton_potential |
| Authors |
Daris_Samart_(Khon_Kaen_U.),_Patinya_Ma-adlerd_(Khon_Kaen_U.),_Peeravit_Koad_(Walailak_U.),_Phongpichit_Channuie_(Walailak_U.) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.09153 |
この作業では、量子補正された自己相互作用の可能性を伴う温かいインフレのコンテキストで、非最小結合シナリオを調査します。ジョーダンフレームのポテンシャルをアインシュタインフレームに変換し、$\Gamma=C_{T}T$の形式の散逸パラメーターを検討します。$C_T$は結合パラメーターです。インフラトンと放射線流体の相互作用が考慮されている強力な体制に焦点を当てています。インフレ観測量を計算し、現在のPlanck2018データを使用してモデルのパラメーターを制約します。かなりの数の{\ite}フォールドと適切なパラメーターの選択により、$C_T$の許容値が$0.014\lesssimC_{T}\lesssim0.020$の範囲にあり、予測がよく一致していることがわかります。最新のPlanck2018の結果は、$2\、\sigma$の信頼できるレベルです。
最新の高速電波バースト観測と原始ブラックホールの存在量に対する制約からレンズ署名を検索します
| Title |
Search_for_lensing_signatures_from_the_latest_fast_radio_burst_observations_and_constraints_on_the_abundance_of_primordial_black_holes |
| Authors |
Huan_Zhou,_Zhengxiang_Li,_Kai_Liao,_Chenhui_Niu,_He_Gao,_Zhiqi_Huang,_Lu_Huang,_Bing_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.09251 |
原始ブラックホール（PBH）が暗黒物質の一部を形成する可能性は長い間考えられてきましたが、広い質量範囲にわたって十分に拘束されていません。しかし、$1-100〜M_{\odot}$（または恒星の質量範囲）におけるPBHの新たな特別な関心は、LIGO-Virgo重力波観測所によるブラックホール連星の合併イベントの発見によって引き起こされました。高速電波バースト（FRB）は、ミリ秒の持続時間を持つ明るい電波トランジェントであり、それらのほとんどすべてが宇宙論的な距離にあります。これらのバーストのレンズ効果は、恒星の質量ウィンドウ内のPBHの存在を制限するための最もクリーンなプローブの1つとして提案されています。この論文では、最初に正規化相互相関アルゴリズムを適用して、最新の公開FRB観測でレンズ付きFRBの候補を検索および識別します。つまり、主に最初のカナダの水素強度マッピング実験FRBカタログで構成される$593$FRBであり、次に制約を導き出します。レンズ署名のヌル検索結果からのPBHの存在量について。単色の質量分布の場合、PBHで構成される暗黒物質の割合は$\geq150〜M_{\odot}$に対して$\leq10\％$に制限される可能性があることがわかります。さらに、いくつかの一般的なインフレーションモデルの自然な予測であり、重力波検出で調査されることが多い対数正規質量関数を使用して、PBHの制約を導き出します。この質量分布シナリオでは、現在公開されているFRB観測からの制約は、重力波検出からの制約よりも比較的弱いことがわかります。今後の補完的なマルチメッセンジャー観測は、この興味深い質量ウィンドウでのPBHの可能性にかなりの制約をもたらすことが予想されます。
地元の宇宙におけるアンチハロとしてのボイドのカタログ
最近提案されたアルゴリズムは、シミュレーションのボイドを、初期の過密度フィールドが否定されたときにハローに関連付けられた領域として識別します。この方法を実際の宇宙に適用するには、BORGアルゴリズムによって推定された初期条件と、対応する反転セットを使用して、2M++ボリュームの一連の制約付きシミュレーションを実行します。BORG後方にまたがる、101個の反転および非反転シミュレーションは、それぞれ、$z=0で質量が$4.36\times10^{11}\：\mathrm{M_\odot}$（100粒子）を超える約150,000個の「ボイドをアンチハロ」として識別します。天の川の周りの半径155Mpc/hの全天球での$。サイズ関数、体積充填率、楕円率、中心密度と平均密度、比角運動量、ボイドのクラスタリングとスタック密度プロファイルを計算し、同じシミュレーションでVIDEによって生成されたものと相互相関させます。アンチハロとVIDEのカタログを公開しています。
SNeIaおよび宇宙クロノメーターからの運動学的パラメーターの決定
| Title |
Determination_of_the_Kinematic_Parameters_from_SNe_Ia_and_Cosmic_Chronometers |
| Authors |
D._Benndorf,_J._F._Jesus_and_S._H._Pereira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.09542 |
この作業では、空間的に平坦な宇宙を想定することにより、宇宙クロノメーターからの$H（z）$データとパンテオンコンパイルからのSNeIaを使用して8つの運動学的パラメーター化モデルをテストしました。私たちの目的は、動的モデルとは独立して、ハッブル定数（$H_0$）、減速パラメーター（$q_0$）、ジャーク（$j_0$）、スナップ（$s_0$）パラメーターの現在の値を取得することです。ベイジアンモデル比較を使用することにより、3つのモデルが優先されます。赤方偏移に線形依存する減速パラメーター（$q$）を持つモデル、スケールファクターに線形依存する$q$を持つモデル、および一定のジャークを持つモデルです。一定のジャークを持つモデルは、この分析でわずかに支持され、$H_0=68.8^{+3.7}_{-3.6}$km/s/Mpc、$q_0=-0.58\pm0.13$、$j_0=1.15^を提供します。{+0.56}_{-0.53}$および$s_0=-0.25^{+0.40}_{-0.30}$。他のモデルは、スナップパラメータを除いて、定数ジャークモデルと互換性があります。スナップパラメータでは、$q$がスケール係数に線形依存するモデルの$s_0=4.0^{+3.4}_{-3.0}$が見つかりました。
大規模構造ブートストラップ：摂動論と対称性からのバイアス拡張
| Title |
The_Large_Scale_Structure_Bootstrap:_perturbation_theory_and_bias_expansion_from_symmetries |
| Authors |
Guido_D'Amico,_Marco_Marinucci,_Massimo_Pietroni,_Filippo_Vernizzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.09573 |
大規模構造の摂動展開において対称性が果たす役割を調査する。特に、摂動理論カーネルのどの係数が対称性によって決定され、どれがそうではないかを確立します。摂動の3次まで、暗黒物質の密度のコントラスト（および暗黒物質の速度）の場合、3つの係数のみが対称性によって固定されず、特定の宇宙論に依存します。数/質量および運動量保存を一般に課すことができない一般的なバイアストレーサーの場合、この数は、文献で説明されている他のバイアス拡張と一致して7に上昇します。私たちの分析における重要な役割は、非相対論的極限におけるディフェオモルフィズム不変性に続く拡張ガリレイ不変性によって提供されます。拡張されたガリレイ不変性制約の完全な階層を識別します。これは、摂動理論カーネルの分析構造を、増加する外部運動量の合計が消えるときに修正します。私たちのアプローチは、$\Lambda$CDMと同じ対称性を尊重し、暗黒エネルギーや修正重力シナリオなど、高次の摂動理論が徹底的に調査されていない非標準モデルに特に関係があります。このコンテキストでは、私たちの結果を使用して、バイアス拡張をより高次に体系的に拡張し、モデルに依存しない分析を設定できます。
銀河系外ガンマ線バックグラウンド観測による超小型ミニハロの制約
| Title |
Constraints_on_ultracompact_minihalos_with_the_Extragalactic_Gamma-ray_Background_observation |
| Authors |
Xing-Fu_Zhang,_Ji-Gui_Cheng,_Ben-Yang_Zhu,_Tian-Ci_Liu,_Yun-Feng_Liang_and_En-Wei_Liang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.09575 |
超小型ミニハロ（UCMH）は、非常に急な密度プロファイルを持つ特殊なタイプのダークマターハローであり、過密領域または原始ブラックホールによってシードされた初期の宇宙で形成される可能性があります。その存在量に対する制約は、原始摂動のパワースペクトルに関する貴重な情報を提供します。この作業では、銀河系外ガンマ線バックグラウンド（EGB）観測を使用して、宇宙におけるUCMH存在量の制約を更新します。以前の研究と比較して、更新されたフェルミ-LATEGB測定を採用し、天体物理学的寄与を十分に考慮して制約を導き出します。これらの改善により、以前の結果よりも1〜2桁優れたUCMHの存在量に制約を課します。バックグラウンドコンポーネントを考慮して、既知の天体物理学的寄与を超えて可能な追加コンポーネントの検索を試みることもできます。
ダークエネルギーサーベイ3年目の結果：離散的実現のランキングを使用した、レッドシフト分布の不確実性に対する周縁化
| Title |
Dark_Energy_Survey_Year_3_results:_Marginalisation_over_redshift_distribution_uncertainties_using_ranking_of_discrete_realisations |
| Authors |
Juan_P._Cordero,_Ian_Harrison,_Richard_P._Rollins,_G._M._Bernstein,_S._L._Bridle,_A._Alarcon,_O._Alves,_A._Amon,_F._Andrade-Oliveira,_H._Camacho,_A._Campos,_A._Choi,_J._DeRose,_S._Dodelson,_K._Eckert,_T._F._Eifler,_S._Everett,_X._Fang,_O._Friedrich,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_W._G._Hartley,_E._M._Huff,_E._Krause,_N._Kuropatkin,_N._MacCrann,_J._McCullough,_J._Myles,_S._Pandey,_M._Raveri,_R._Rosenfeld,_E._S._Rykoff,_C._S\'anchez,_J._S\'anchez,_I._Sevilla-Noarbe,_E._Sheldon,_M._Troxel,_R._Wechsler,_B._Yanny,_B._Yin,_Y._Zhang,_M._Aguena,_S._Allam,_E._Bertin,_D._Brooks,_D._L._Burke,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_F._J._Castander,_R._Cawthon,_M._Costanzi,_L._da_Costa,_M._E._da_Silva_Pereira,_J._De_Vicente,_H._T._Diehl,_J._Dietrich,_P._Doel,_J._Elvin-Poole,_I._Ferrero,_B._Flaugher,_et_al._(34_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.09636 |
弱いレンズ効果の調査からの宇宙論的情報は、赤方偏移分布が推定される断層撮影サブサンプルにソース銀河を分割することによって最大化されます。これらの赤方偏移分布の不確実性は、宇宙論の結果に正しく伝播する必要があります。可能なすべての赤方偏移分布の空間からの離散サンプルを使用して、宇宙論的分析における赤方偏移分布の不確実性を無視するための新しい方法であるハイパーランクを提示します。これは、赤方偏移分布の不確実性に関する以前の非常に単純化されたパラメトリックモデルとは対照的に示されています。ハイパーランクでは、提案された赤方偏移分布のセットは、少数（この作業では1〜4）の要約値に従ってランク付けされ、推論に使用されるモンテカルロチェーン内の他の迷惑パラメータおよび宇宙論パラメータとともにサンプリングされます。これは、迷惑なパラメータを使用してデータベクトルの変動を離散的に実現するための一般的な方法と見なすことができます。その結果、対象の主要なパラメータとは別にサンプリングできるため、計算効率が向上します。弱いレンズ効果の宇宙せん断解析の場合に焦点を当て、ダークエネルギーサーベイ（DES）用に作成されたシミュレーションを使用して私たちの方法を示します。この方法が、赤方偏移分布の不確実性について、さまざまなモデルにわたって正しく効率的にマージナル化できることを示します。最後に、ハイパーランクを、レッドシフトの不確実性をマージナル化する一般的な平均シフト法と比較し、この単純なモデルが、コンパニオンペーパーで提示されたDES3年目の宇宙論の結果で使用するのに十分であることを検証します。
銀河距離インジケーターのエラーによって引き起こされるハッブル定数値のバイアス
現代の宇宙におけるハッブルパラメータとハッブル定数の決定におけるバイアスについて説明します。これは、銀河の赤方偏移に関するデータの統計処理と、精度が制限されたいくつかの統計的関係に基づく推定距離が原因で発生する可能性があります。これにより、統計処理の任意の方法、主に最小二乗法（LSM）を使用するときに、ハッブルパラメーターの過小評価または過大評価につながる多くの影響が発生します。サンプル全体を処理する場合、ハッブル定数の値は過小評価されます。サンプルが距離によって制約されている場合、特に上から制約されている場合、データの選択により、サンプルは大幅に過大評価されます。バイアスは、LSM式によって計算されたハッブル定数の誤差の値を大幅に上回っています。これらの効果は、分析とモンテカルロシミュレーションの両方を使用して示されます。モンテカルロシミュレーションは、ハッブルの法則によって記述された元のデータセットへの速度と推定距離の両方に偏差をもたらします。偏差の特性は、実際の観測と同様です。推定距離の誤差は最大20％です。これらは、LSMを使用して同じモックサンプルを処理する場合、サンプル全体を処理する場合の真の値の96％から、上から距離が制限されたサブサンプルを処理する場合の110％までのハッブル定数の推定値を取得できるという事実につながります。。これらの影響の影響により、実際のデータから取得したハッブル定数にバイアスがかかり、この値を決定する精度が過大評価される可能性があります。これは、ハッブル定数を決定する精度に疑問を投げかけ、昨年に活発に議論された初期と現代の宇宙での観測から得られた値の間の緊張を大幅に減らすかもしれません。
COSMOSライマンアルファマッピングと断層撮影観測の2回目のデータリリース：2.05
| Title |
Second_Data_Release_of_the_COSMOS_Lyman-alpha_Mapping_and_Tomographic_Observation:_The_First_3D_Maps_of_the_Large-Scale_Cosmic_Web_at_2.05 |
| Authors |
Benjamin_Horowitz,_Khee-Gan_Lee,_Metin_Ata,_Thomas_M\"uller,_Alex_Krolewski,_J._Xavier_Prochaska,_Joseph_F._Hennawi,_Martin_White,_David_Schlegel,_R._Michael_Rich,_Peter_E._Nugent,_Nao_Suzuki,_Daichi_Kashino,_Anton_M._Koekemoer,_Brian_C._Lemaux |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.09660 |
Keck-I望遠鏡でLRIS分光器を使用して実施されたCOSMOSライマンアルファマッピングおよびトモグラフィー観測（CLAMATO）調査の2番目のデータリリースを紹介します。このプロジェクトでは、銀河間物質の中性水素を追跡するために、z〜2〜3のかすかな星形成銀河とクエーサーのスペクトルで\lyaf{}吸収を使用しました。特に、約0.2deg^2のフットプリントで377個のオブジェクトを使用して、2.05<z<2.55での吸収場を再構築します。観測データにウィーナーフィルタリング技術を適用して、4.1x10^5（h^{-1}Mpc）^3のボリュームにわたるフィールドの3次元マップを再構築します。フィルタリングされたフラックスマップに加えて、銀河と\lyaf{}データの共同尤度から、フォワードモデリングフレームワークを通じて基礎となる暗黒物質フィールドを初めて推測し、宇宙のボイド、フィラメント、ノードの明確な例を見つけます。この作品は、大規模な宇宙ウェブの最高の赤方偏移の識別を構成します。従来の図に加えて、データの調査と既知の銀河調査との定性的な比較を可能にするために、いくつかのインタラクティブな3次元モデルを提示します。推定された過密度は、散在銀河から見つかったものと一致していることがわかります。縮小されたすべてのスペクトル、抽出されたライマンαの森のピクセルデータ、および再構成された断層撮影マップは、公開時に公開されます。
「文字列からのより多くのアクシオン」へのコメント
アクシオンストリングは、ハッブル体積あたりのハッブル長の数の長期的な対数増加を示し[arXiv：2007.04990]、それによってO（1）定数の標準的な「スケーリング」期待値に違反するという主張についてコメントします。[arXiv：2007.04990]に示されている文字列密度データは、標準のスケーリングと一致しており、[arXiv：1908.03522、arXiv：2102.07723]および他のグループによって取得された文字列密度と一致していることを示しています。ハッブルボリュームあたりのハッブル長が一定のスケーリング値に向かって一時的にゆっくりと増加することは、標準のネットワークモデリング[arXiv：2102.07723]によって説明されています。
ResUNet-CMBによる宇宙偏光回転子の再構築
パリティ違反の新しい物理学または原始磁場の存在から生じる可能性のある宇宙偏光回転は、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の$E$モード偏光を$B$モード偏光に変換します。異方性宇宙偏光回転は、CMB偏光の統計的異方性につながり、CMBの重力レンズ用に設計されたものと同様の2次推定技術を使用して再構築できます。今後のCMB調査の感度では、レンズによって引き起こされる$B$モードの偏光は、異方性宇宙偏光回転の検索における制限要因として機能します。つまり、何らかの形のデレンニングを組み込んだ分析が、将来の調査による影響。この論文では、ResUNet-CMB畳み込みニューラルネットワークを拡張して、重力レンズとパッチ状の再電離の存在下で異方性宇宙偏光回転を再構築し、ネットワークが標準の2次からの分散よりも低い分散で3つの効果すべてを同時に再構築することを示します反復再構成法の性能にほぼ一致する推定量。
機械学習を使用した周連星の居住可能ゾーンの分析
| Title |
Analyzing_the_Habitable_Zones_of_Circumbinary_Planets_Using_Machine_Learning |
| Authors |
Zhihui_Kong,_Jonathan_H._Jiang,_Remo_Burn,_Kristen_A._Fahy,_Zonghong_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.08735 |
NASAのケプラーやTESSミッションなどの取り組みによる過去10年間の太陽系外惑星の検出は、バイナリまたはマルチスターシステムを周回する150以上の太陽系外惑星を含む、私たち自身の太陽系の惑星とは大幅に異なる多くの世界を発見しました。これは、太陽系外惑星の多様性についての理解を広げるだけでなく、複雑な連星系における太陽系外惑星の研究を促進し、それらの居住性を探求する動機を提供します。この研究では、惑星の軌道と動的に通知されたハビタブルゾーンに基づいて、周連星のハビタブルゾーンを調査します。私たちの結果は、連星の質量比と軌道離心率が惑星系の軌道の安定性と居住性に影響を与える重要な要因であることを示しています。さらに、惑星の軌道と動的に情報を与えられた居住可能ゾーンは、惑星の居住可能性を、居住可能、部分居住可能、および居住不可能の3つのカテゴリーに分類します。したがって、これらの惑星系を迅速かつ効率的に分類するための機械学習モデルをトレーニングします。
停滞した蓋の金星の初期の居住性と地殻の脱炭素化
| Title |
Early_habitability_and_crustal_decarbonation_of_a_stagnant-lid_Venus |
| Authors |
Dennis_H\"oning,_Philipp_Baumeister,_John_Lee_Grenfell,_Nicola_Tosi,_Michael_J._Way |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.08756 |
金星の初期の進化と最初の10億年の間の潜在的な居住可能期間についてはほとんど知られていません。特に、プレートテクトニクスと活発な炭酸塩-ケイ酸塩サイクルが存在したかどうかは不明である。液体の水の存在下でプレートテクトニクスがなければ、風化は新たに生成された玄武岩質の地殻に限定され、初期の炭素循環は地殻と大気に限定されていたでしょう。地表水の蒸発により、風化は止まります。火山活動が続くと、炭酸塩堆積物が埋もれて下に沈んでいきます。これにより、炭酸塩は不安定になるまで加熱され、地殻は炭酸塩が枯渇します。大気へのCO$_2$の供給により、表面温度がさらに上昇し、それより下で脱炭酸が発生する深さが減少し、さらに多くのCO$_2$が放出されます。CO$_2$のデガッシング、風化、炭酸塩の埋没、および地殻の脱炭素化を説明する結合された内部大気進化モデルを採用することにより、初期の停滞した蓋の金星の居住可能期間を評価します。初期の表面状態が液体の水を許容する場合、風化は惑星を最大900Myrまで居住可能に保つことができ、その後、水の蒸発と急速な地殻炭酸塩の枯渇が続くことがわかります。停滞した太陽系外惑星の大気中のCO$_2$については、これらの惑星がその歴史の中で暴走温室効果を経験したかどうかに応じて、二峰性の分布を予測します。大気中のCO$_2$が高い惑星は、暴走温室効果の結果として地殻の炭酸塩の枯渇と関連している可能性がありますが、大気中のCO$_2$が低い惑星は、活発なケイ酸塩の風化とそれによる居住可能な気候を示します。
TESSデータでホットジュピターの近くの惑星の仲間を一律に検索すると、ホットジュピターはまだ孤独であることが明らかになります
| Title |
A_Uniform_Search_for_Nearby_Planetary_Companions_to_Hot_Jupiters_in_TESS_Data_Reveals_Hot_Jupiters_are_Still_Lonely |
| Authors |
Benjamin_J._Hord,_Knicole_D._Col\'on,_Veselin_Kostov,_Brianna_Galgano,_George_R._Ricker,_Roland_Vanderspek,_S._Seager,_Joshua_N._Winn,_Jon_M._Jenkins,_Thomas_Barclay,_Douglas_A._Caldwell,_Zahra_Essack,_Michael_Fausnaugh,_Natalia_M._Guerrero,_Bill_Wohler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.08790 |
南黄道半球のサイクル1調査で、トランジット系外惑星探査衛星（TESS）によって観測された、確認されたホットジュピターを含む、すべての星の周りの追加の惑星の均一な検索の結果を示します。私たちの検索は、$R_{p}$>8$R_\oplus$で、公転周期が10日未満のホットジュピターが確認された合計184の惑星系で構成されています。TransitLeastSquares（TLS）アルゴリズムを使用して、他の惑星検索パイプラインで見逃された可能性のある周期的な信号を検索しました。これらの確認されたホットジュピターのうち169個を回収しましたが、検索したパラメーター空間で統計的に検証された新しい惑星候補は見つかりませんでした（P<14日）。TESSデータのホットジュピターの近くに惑星候補がないことは、個々のシステムの以前のトランジット検索からの結果をサポートし、現在はTESSの測光精度にまで及んでいます。これは、離心率の高い移行形成シナリオからの期待と一致していますが、明確な確認には追加の形成指標が必要です。ホットジュピターサンプルの光度曲線にトランジット信号を注入して、ターゲットパラメータ空間に対するパイプラインの感度を調べ、0.3$以内の惑星の$R_{p}^{2.32}P^{-0.88}$に比例する依存関係を見つけました。\leq$$R_{p}$$\leq$4$R_\oplus$および1$\leq$$P$$\leq$14日。この感度を説明する統計分析は、$7.3\substack{+15.2の中央値と$90\％$信頼区間を提供します
HD 36546塵円盤のマルチバンドイメージング：SCExAO / CHARISからの洗練されたビュー
| Title |
Multiband_imaging_of_the_HD_36546_debris_disk:_a_refined_view_from_SCExAO/CHARIS |
| Authors |
Kellen_Lawson,_Thayne_Currie,_John_P._Wisniewski,_Motohide_Tamura,_Jean-Charles_Augereau,_Timothy_D._Brandt,_Olivier_Guyon,_N._Jeremy_Kasdin,_Tyler_D._Groff,_Julien_Lozi,_Vincent_Deo,_Sebastien_Vievard,_Jeffrey_Chilcote,_Nemanja_Jovanovic,_Frantz_Martinache,_Nour_Skaf,_Thomas_Henning,_Gillian_Knapp,_Jungmi_Kwon,_Michael_W._McElwain,_Tae-Soo_Pyo,_Michael_L._Sitko,_Taichi_Uyama,_Kevin_Wagner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.08984 |
コロナグラフ高角度分解能イメージング分光器（SCExAO）システムとコロナグラフ高角度分解能イメージング分光器を組み合わせて使用した、HD36546の塵円盤の最初の多波長（近赤外線;$1.1-2.4$$\mum$）イメージングを紹介します。CHARIS）。3-10Myrの古いTTauriスターとして、HD36546は非常に早い段階で塵円盤を研究するまれな機会を提供します。SCExAO/CHARIS画像は、$\rho\sim0.25"-1.0"$（$\rm{r_{proj}}\sim25-101$$\rm{au}$の投影分離）の角度間隔でディスクを解決します。ディスクの最初の分光光度分析を可能にします。ディスクの明るさは、東と西の範囲で対称に見え、平均してわずかに青い近赤外線色を示します（例：$J-K=-0.4\pm0.1$）$-$は、サブミクロンサイズまたは非常に多孔性の粒子が豊富であることを示しています。より一般的なHenyey-Greenstein関数の代わりにHong散乱位相関数（SPF）を採用し、差分進化最適化アルゴリズムを使用した詳細なモデリングを通じて、HD36546のディスクの更新された回路図を提供します。ディスクの半径方向のダスト密度プロファイルは浅く（$\alpha_{in}\upperx1.0$および$\alpha_{out}\upperx-1.5$）、基準半径は$r_0\upperx82.7$au、傾斜角は$です。私は\約79.1^\circ$で、位置角は$\rmPA\約80.1^\circ$です。スパイントレースを通じて、モデリングと一致するだけでなく、「後退翼」ジオメトリとも一致するスパインを見つけます。最後に、限界ヒッパルコス-ガイア加速の原因となるコンパニオンを$\lesssim0.2''$の予測分離と、$\lesssim11$$\rmM_{Jup}の最小質量に制限するなどのコンパニオンに対する制約を提供します。$。
GaiaEDR3でSco-CenのK型星の広軌道コンパニオンを発表
| Title |
Unveiling_wide-orbit_companions_to_K-type_stars_in_Sco-Cen_with_Gaia_EDR3 |
| Authors |
Alexander_J._Bohn,_Christian_Ginski,_Matthew_A._Kenworthy,_Eric_E._Mamajek,_Tiffany_Meshkat,_Mark_J._Pecaut,_Maddalena_Reggiani,_Christopher_R._Seay,_Anthony_G._A._Brown,_Gabriele_Cugno,_Thomas_Henning,_Ralf_Launhardt,_Andreas_Quirrenbach,_Emily_L._Rickman_and_Damien_S\'egransan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.09185 |
省略形。ガイア宇宙ミッションと補完的なVLT/SPHEREデータによって提供される位置天文測定を使用して、若い星の新しい低質量コンパニオンを特定することを目指しています。ガイア宇宙ミッションの3番目のデータリリースの初期バージョンを使用して、さそりケンタウルス協会のK型主系列星のサンプルからコンパニオン候補を特定します。提供された位置、固有運動、および大きさに基づいて、事前定義された半径内のすべてのオブジェクトを識別します。これらの固有運動の微分は、重力によって拘束されたシステムと一致しています。進化の軌跡との比較を通じて、コンパニオンマスを導き出します。識別された7つのコンパニオン候補について、VLT/SPHEREおよびVLT/NACOで収集された追加データを使用して、ガイア測光のみに基づいてコンパニオンのプロパティの精度を評価します。$95\、\％$を超えるコンパニオンシップの可能性がある110人の共動コンパニオンを特定します。褐色矮星体制で$20\、M_\mathrm{Jup}$までの質量を持つ10人の特に興味をそそる仲間を特定します。私たちの高コントラストの画像データは、ガイアだけから得られた位置天文学と測光の両方の質量を確認します。新しい褐色矮星の仲間であるTYC8252-533-1Bを発見しました。これは、太陽のようなプライマリーから約$570\、\mathrm{au}$の分離が見込まれています。SEDモデリングは、$52^{+17}_{-11}\、M_\mathrm{Jup}$のコンパニオンマスを提供します。Gaiaデータベースが、ホスト星から大きく離れた低質量のコンパニオンを識別できることを示します。KタイプのSco-Cenメンバーの場合、ガイアは$300\、\mathrm{au}$を超える投影間隔で亜恒星天体を検出でき、感度は$1,000\、\mathrm{au}$を超えて制限され、質量制限は$20\、M_\mathrm{Jup}$。他の星形成領域の同様の分析は、そのようなオブジェクトのサンプルサイズを大幅に拡大し、惑星系の形成と進化の理論をテストする可能性があります。
TWHyaの円盤における分子線分極の発見
| Title |
Discovery_of_Molecular_Line_Polarization_in_the_Disk_of_TW_Hya |
| Authors |
Richard_Teague,_Chat_L._H._Hull,_St\'ephane_Guilloteau,_Edwin_A._Bergin,_Anne_Dutrey,_Thomas_Henning,_Rolf_Kuiper,_Dmitry_Semenov,_Ian_W._Stephens_and_Wouter_H._T._Vlemmings |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.09247 |
アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイを用いたTW〜Hyaの円盤からの偏光線と連続発光の観測を報告します。Goldreich-Kylafisによる直線偏光を検索するために、$^{12}$CO（3-2）、$^{13}$CO（3-2）、およびCS（7-6）の3つの輝線をターゲットにします。効果は、332\、GHz（900\、\micron{}）で連続偏光形態を同時にトレースしながら、0.5\arcsec{}（30〜au）の空間分解能を達成します。ダスト連続発光の直線偏光を検出します。偏光位置角は方位角形態を示し、偏光率の中央値は$\sim$\、0.2\％であり、以前の低周波観測に匹敵します。データの感度を高めるために「シフトアンドスタック」手法を採用し、方位角依存性を説明するために$Q$コンポーネントと$U$コンポーネントの線形結合を組み合わせて、$^{12の弱い直線偏光を検出します。}$COおよび$^{13}$COの線放射は、それぞれ$\sim10\sigma$および$\sim5\sigma$の重要度で発生します。分極はラインウィングで検出され、ディスク半径0.5"と1"の間の2つの分子について、$\sim5\％$と$\sim3\％$のピーク分極率に達しました。偏光の符号は、発光の青方偏移側から赤方偏移側に反転することがわかりました。これは、複雑で非対称な偏光形態を示唆しています。CS放射では、偏光は確実に検出されません。ただし、$^{12}$COおよび$^{13}$CO放出で見つかったものと形態が同等の暫定信号は、$\lesssim3\sigma$の有意性で見つかります。これも方位角対称であるという仮定の下で、方位角平均プロファイルと一致する偏光形態を再構築することができます。これは、将来の高感度観測と比較できます。
TESSとSOPHIEで観測されたTOI-1296bとTOI-1298b：金属が豊富な星の周りの密度が異なる2つの熱い土星質量の太陽系外惑星
| Title |
TOI-1296b_and_TOI-1298b_observed_with_TESS_and_SOPHIE:_Two_hot_Saturn-mass_exoplanets_with_different_densities_around_metal-rich_stars |
| Authors |
C._Moutou,_J.M._Almenara,_G._H\'ebrard,_N.C._Santos,_K.G._Stassun,_S._Deheuvels,_S._Barros,_P._Benni,_A._Bieryla,_I._Boisse,_X._Bonfils,_P.T._Boyd,_K.A._Collins,_D._Baker,_P._Cort\'es-Zuleta,_S._Dalal,_F._Debras,_M._Deleuil,_X._Delfosse,_O._Demangeon,_Z._Essack,_T._Forveille,_E._Girardin,_P._Guerra,_N._Heidari,_K._Hesse,_S._Hoyer,_J.M._Jenkins,_F._Kiefer,_P._C._K\"onig,_D._Laloum,_D._Latham,_T._Lopez,_E._Martioli,_H.P._Osborn,_G._Ricker,_S._Seager,_R._Vanderspek,_M._Vezie,_J._Villase\~nor,_J._Winn,_B._Wohler,_C._Ziegler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.09252 |
トランジット系外惑星探査衛星（TESS）によってTOI-1296.01とTOI-1298.01として識別された2つの新しいトランジット太陽系外惑星候補の発見を紹介します。これらの候補の惑星の性質は、視線速度法でコンパニオンの質量を測定することにより、SOPHIE高精度分光器で確保されています。両方の惑星は、質量が土星に似ており、数日の同様の公転周期を持っています。ただし、半径が異なるため、密度が異なります。半径の不一致は、ホスト星によるさまざまなレベルの照射によって説明される可能性があります。準巨星TOI-1296は、1.2RJupの低密度惑星をホストし、低輝度でサイズの小さい星TOI-1298は、0.84RJup半径のはるかに密度の高い惑星をホストし、かさ密度は0.198および0.743g/cm3になります。それぞれ。さらに、両方の星は重元素に強く富んでおり、それぞれ0.44および0.49dexの金属量を持っています。惑星の質量と公転周期は、TOI-1296bで0.298（0.039）MJupと3。9443715日、TOI-1298bで0.356（0.032）MJupと4。537164日です。
潮汐散逸の影響下で、太陽型の前主系列星と主系列星を周回するホットジュピターの移動を研究します。探索された恒星の質量の範囲は、0.6から1.3$M_{\odot}$に及びます。最近開発された処方箋を適用して、広いパラメーター空間で軌道の進化を調べることができます。平衡潮汐、慣性波、重力波の3種類の潮汐が考えられます。シミュレーションの結果を、観測された恒星および惑星パラメータの分布と組み合わせて、天の川銀河におけるホットジュピターの落下率を評価します。特に、最初のホットジュピターの人口の11〜21％で、ホスト星の主系列星が終了する前に合体が発生することがわかります。惑星が十分に大きい場合、そのようなイベントは、新しい施設で検出可能な強力な過渡現象を伴う可能性があります。軌道減衰自体は、トランジットタイミング変化によって観察できます。しかし、銀河で得られた合体率は低すぎて（100万年あたり340-650イベント）、観測の可能性について前向きな予測をすることはできません。与えられた質量間隔に対応する星によって形成された潜在的に識別可能な崩壊システムは、10年のベースライン内でTESSのような現代の宇宙望遠鏡で検出するにはあまりにもまれかもしれません。同時に、PLATOのような今後のミッションは、この点でより有望に見えます。
TOI-1201 b：明るく適度に若いM矮星を通過するミニネプチューン
| Title |
TOI-1201_b:_A_mini-Neptune_transiting_a_bright_and_moderately_young_M_dwarf |
| Authors |
D._Kossakowski,_J._Kemmer,_P._Bluhm,_S._Stock,_J._A._Caballero,_V._J._S._B\'ejar,_C._Cardona_Guill\'en,_N._Lodieu,_K._A._Collins,_M._Oshagh,_M._Schlecker,_N._Espinoza,_E._Pall\'e,_Th._Henning,_L._Kreidberg,_M._K\"urster,_P._J._Amado,_D._R._Anderson,_J._C._Morales,_D._Conti,_D._Galadi-Enriquez,_P._Guerra,_S._Cartwright,_D._Charbonneau,_P._Chaturvedi,_C._Cifuentes,_M._Cortes_Contreras,_S._Dreizler,_C._Hellier,_C._Henze,_E._Herrero,_S._V._Jeffers,_J._M._Jenkins,_E.L.N._Jensen,_A._Kaminski,_J.F._Kielkopf,_M._Kunimoto,_M._Lafarga,_D.W._Latham,_J._Lilo-Box,_R._Luque,_K._Molvaerdikhani,_D._Montes,_G._Morello,_E.H._Morgan,_G._Nowak,_A._Pavlov,_M._Perger,_E.V._Quintana,_A._Quirrenbach,_S._Reffert,_A._Reiners,_G._Ricker,_I._Ribas,_C._Rodriguez_Lopez,_M.R._Zapatero_Osorio,_S._Seager,_P._Schoefer,_A._Schweitzer,_T._Trifonov,_S._Vanaverbeke,_R._Vanderspek,_R._West,_J._Winn,_M._Zechmeister |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.09346 |
TOI-1201の周りを通過するミニ・ネプチューンの発見を紹介します。これは、比較的明るく適度に若い初期M矮星（$J\約$9.5等、$\sim$600-800Myr）で、等質量$\sim$8です。トランジット系外惑星探査衛星（TESS）からのデータと、その後のトランジット観測を使用した、秒角幅のバイナリシステム。公転周期が2.49dのTOI-1201bは、半径$R_\mathrm{b}=2.415\pm0.090R_\oplus$の暖かいミニネプチューンです。この信号は、CARMENESからの正確な視線速度測定にも存在し、惑星の存在を確認し、$M_\mathrm{b}=6.28\pm0.88M_\oplus$の惑星質量を提供します。したがって、推定かさ$2.45^{+0.48}_{-0.42}$gcm$^{-3}$の密度。分光観測はさらに、19日の周期と未決定の起源の長い周期的変動を伴う信号の証拠を示しています。WASP-SouthおよびASAS-SNからの地上測光モニタリングと組み合わせて、19d信号を恒星の自転周期（$P_{rot}=$19-23d）に帰しますが、変動を除外することはできません。測光で見られるのは、視覚的に近いバイナリコンパニオンに属しています。TOI-1201とそのコンパニオンの両方の正確な恒星パラメータを計算します。通過する惑星は、次のジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡での大気特性評価（透過分光法の測定基準は$97^{+21}_{-16}$）の優れたターゲットです。また、サブメートル/秒の視線速度精度を備えた最新の分光器を使用して、ロシター-マクラフリン効果を介してスピン軌道相互作用を測定することも可能です。
RRCae食変光星連星の2つの周連星惑星
| Title |
Two_circumbinary_planets_in_RR_Cae_eclipsing_binary_system |
| Authors |
R._Rattanamala,_S._Awiphan,_S._Komonjinda,_A._Phriksee,_P._Sappankum,_N._A-thano,_S._Chitchak,_P._Rittipruk,_U._Sawangwit,_S._Poshyachinda,_D.E._Reichart,_and_J.B._Haislip |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.09397 |
M型矮星の伴星によって食された白色矮星からなる食変光星RRCaeの連星モデルと食のタイミング変動を提示します。スプリングブルック天文台にある0.7mのタイのロボット望遠鏡、0.6mのPROMPT-8望遠鏡、トランジット系外惑星探査衛星（TESS）からの多波長光学測光と、超大型望遠鏡（VLT）からのアーカイブH-アルファ放射速度の組み合わせ。TESSの光度曲線は、M-矮星のコンパニオンの温度変化によって引き起こされる可能性のある大きなスポットを示しています。430の新しい最小時間を使用すると、O-C曲線は、振幅がそれぞれ$12\pm1$sと$20\pm5$sの2つの周期的変動を示します。周期的な変動は、システム内の3番目と4番目のコンパニオンの重力の影響から発生する可能性があります。RRCaebの質量は、$15.0\pm0の周期でバイナリの周りを周回する$M_{3}\sin{i_3}$=$3.0\pm0.3$M$_{\text{Jup}}$に修正されます。.5$年4番目のコンパニオンは、$39\pm5$年の周期で星を周回する新しく発見された惑星です。2番目の惑星は、木星質量惑星$M_{4}\sin{i_4}$=$2.7\pm0.7$M$_{\text{Jup}}$です。
原始惑星系円盤でのCH $ _2 $ CNの最初の検出
| Title |
The_First_Detection_of_CH$_2$CN_in_a_Protoplanetary_Disk |
| Authors |
Alessandra_Canta,_Richard_Teague,_Romane_Le_Gal,_and_Karin_I._\"Oberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.09564 |
原始惑星系円盤でのシアノメチル分子CH$_2$CNの最初の検出を報告します。これまで、CH$_2$CNは、巨大な分子雲TMC-1とSgr2、および星前のコアL1544で、初期の進化段階でのみ観察されていました。おうし座T星TWHyaの近くの円盤に向かうオルソCH$_2$CNの6つの遷移を検出します。励起分析により、オルソCH$_2$CNのディスク平均列密度$N$は$（6.3\pm0.5）\times10^{12}$cm$^{-2}$であることがわかります。これは、3：1のオルソパラ比を反映するように再スケーリングされ、合計列密度$N_{\rmtot}$が$（8.4\pm0.7）\times10^{12}$cm$^{-2}になりました。$。ディスク平均回転温度$T_{\rm{rot}}$=$40\pm5$Kを計算しますが、放射状に分解された分析では、$T_{\rm{rot}}$が半径全体で比較的一定のままであることが示されています。ディスクの。この高い回転温度は、静的ディスクでは、垂直混合を無視できる場合、CH$_2$CNは、粒子表面での固相反応ではなく、ディスクの上層での気相反応によって主に形成されることを示唆しています。ディスクミッドプレーンで。統合された強度放射状プロファイルは、CNやDCNなどの分子と一致するリング構造を示しています。これは、TWHyaディスクに向かって中央でピークに達したCH$_3$CN放射の以前の低解像度の観測とも一致します。これは、観測をより大きなビームサイズで畳み込むと、観測された放射ギャップがなくなるためです。4から10の範囲のCH$_2$CN/CH$_3$CN比が得られます。この高いCH$_2$CN/CH$_3$CNは、標準の静的を採用するTWHyaディスクの代表的な化学モデルで再現されます。ディスクケミストリーモデルの仮定、つまり追加の調整なし。
原始惑星系円盤における惑星形成の足跡としてのダストリング
| Title |
Dust_rings_as_a_footprint_of_planet_formation_in_a_protoplanetary_disk |
| Authors |
Kazuhiro_D._Kanagawa,_Takayuki_Muto,_Hidekazu_Tanaka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.09579 |
原始惑星系円盤の惑星によって引き起こされたギャップの外縁には、比較的大きなダスト粒子（小石と呼ばれる）が蓄積し、ダストとガスの比率が高いリング構造を形成することができます。そのようなリングは、惑星の軌道のすぐ外側にあると考えられてきました。二流体（気体と塵）の流体力学シミュレーションを実行することにより、移動する惑星によって形成された塵の輪の進化を調べました。$\alpha\sim10^{-4}$の低粘度の場合、最初のダストリングは移動する惑星に追随せず、惑星の最初の位置にとどまることがわかりました。最初のリングは粘性拡散によって徐々に変形し、移動する惑星の近くに新しいリングが形成されます。これは、最初のリングから漏れるダスト粒子のトラップから発生します。この段階では、2つのリングが惑星の軌道の外側に共存します。このフェーズは、100〜auから移動する惑星の場合、$\sim1$〜Myrを超えて継続できます。最初のリングが消えた後、後のリングだけが残ります。リングの形態のこの変化は、惑星がいつどこで形成されたかについての手がかりを提供することができ、惑星の足跡です。また、大量に成長する惑星でシミュレーションを実行しました。これらのシミュレーションは、ダストリングのより複雑な非対称構造を示しています。原始惑星系円盤で観測された非対称構造は、移動し、大量に成長している惑星に関連している可能性があります。
Dawn / VIRから見た可視光での（4）ベスタの表面
| Title |
The_surface_of_(4)_Vesta_in_visible_light_as_seen_by_Dawn/VIR |
| Authors |
B._Rousseau,_M._C._De_Sanctis,_A._Raponi,_M._Ciarniello,_E._Ammannito,_A._Frigeri,_F._G._Carrozzo,_F._Tosi,_P._Scarica,_S._Fonte,_C._A._Raymond,_C._T._Russel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.09727 |
ドーン宇宙船に搭載された可視および赤外線マッピング分光計（VIR）のデータを使用して、可視波長でベスタの表面を分析しました。小惑星の表面全体にさまざまなスペクトルパラメータの変動をマッピングし、岩相のマップも導き出しました。最近修正されたVIR可視データを利用して、550nmでの放射輝度係数、3つのカラーコンポジット、2つのスペクトル勾配、および輝石の930nm結晶場シグネチャに関連するバンド面積パラメータをマッピングしました。ホワルダイト-ユークライト-ダイオジェナイト（HED）隕石データを参照として使用し、VIRデータセットで観測された930nmおよび506nm（スピン禁制）バンド中心の変動を使用してベスタの岩相を導き出しました。私たちのスペクトルパラメータは、ベスタの表面での重要なスペクトルの多様性を強調しています。この多様性は主に衝突クレーターによって証明されており、ベスタの不均一な地下と上部地殻を示しています。衝突クレーターはまた、暗い外因性物質をほぼ半球全体にもたらすことによって、このスペクトルの多様性に直接関与しています。私たちが導き出した岩相は、赤外線データと可視データの組み合わせを使用して得られた以前の結果と一致しています。したがって、可視波長のみから重要な鉱物学的情報を取得できることを示します。506nmのバンドに加えて、550nmのスピン禁制バンドを特定しました。合成輝石の実験室研究で報告されているように、この特徴のバンド中心がベスタの表面全体、したがって異なる鉱物学全体にシフトすることも観察されておらず、岩相の導出に550nmのスピン禁制バンドを使用できません。。最後に、以前に特定された最大のかんらん石リッチスポットは、2つのカラーコンポジットで特有の動作を示しますが、他のスペクトルパラメータでは示しません。
ろ座銀河団VLT分光調査III-ろ座銀河団全体の球状星団の速度論的特性
| Title |
The_Fornax_Cluster_VLT_Spectroscopic_Survey_III_--_Kinematical_characterisation_of_globular_clusters_across_the_Fornax_galaxy_cluster |
| Authors |
Avinash_Chaturvedi,_Michael_Hilker,_Michele_Cantiello,_Nicola_R._Napolitano,_Glenn_van_de_Ven,_Chiara_Spiniello,_Katja_Fahrion,_Maurizio_Paolillo,_Massimiliano_Gatto,_Thomas_Puzia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.08694 |
ろ座銀河団は、密集した環境での初期型銀河の形成と進化を詳細に調査する比類のない機会を提供します。クラスターのコアで測光的に検出された球状星団（GC）候補を運動学的に特徴づけることを目指しています。ろ座銀河団でのFVSS調査のVLT/VIMOS分光データを使用し、中央の巨大銀河NGC1399の周囲1平方度をカバーしました。ポタの同じデータセットを使用して、以前に検出されたGCのほぼ2倍の合計777のGCを確認しました。etal。（2018）。FornaxでのGCの以前の文献の視線速度測定と組み合わせて、この環境で2341個のオブジェクトの最も広範な分光GCサンプルを編集しました。赤いGCは主に主要な銀河の周りに集中しているのに対し、青いGCは運動学的に不規則であり、クラスターのコア領域全体に広く広がっていることがわかりました。青と赤のGCの速度分散プロファイルは、まったく異なる動作を示しています。青いGCは、中央銀河から5分以内（NGC1399の29kpc/1reff）で、速度分散プロファイルが250から400km/sに急激に増加します。赤いGCの速度分散プロファイルは、8分角（46kpc/1.6reff）まで200〜300km/sの一定値に従い、その後10分角（58kpc/2reff）で350km/sに上昇します。10分を超えて40分（230kpc/8reff）まで、青と赤のGCは300+/-50km/sの一定速度分散を示し、両方のGC集団がクラスターの可能性を追跡していることを示しています。以前に測光的に発見されたクラスター内GCの過密度を運動学的に確認および特性評価しました。Fornaxのこれらのサブ構造化されたクラスター内領域は、主に青いGCによって支配されていることがわかりました。
ろ座VLT分光調査。 IV。 COSTAのFornaxコアの冷たい運動学的下部構造
| Title |
Fornax_VLT_Spectroscopic_Survey._IV._Cold_kinematical_substructures_in_the_Fornax_core_from_COSTA |
| Authors |
N._R._Napolitano,_M._Gatto,_C._Spiniello,_M._Cantiello,_M._Hilker,_M._Arnaboldi,_C._Tortora,_A._Chaturvedi,_R._D'Abrusco,_R._Li,_M._Paolillo,_R._Peletier,_T._Saifollahi,_M._Spavone,_A._Venhola,_V._Pota,_M._Capaccioli,_G._Longo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.08695 |
COldSTreamfinderAlgorithm（COSTA）は、惑星状星雲（PNe）と球状星団（GC）の集団の位相空間でストリームを見つけるための新しいアルゴリズムです。COSTAは、定義された数の隣接粒子に対して反復シグマクリッピングを使用して、速度分散が小さい粒子のグループを分離します。COSTAを、クラスターコアから200kpc以内にあるFornaxClusterVLTSpectroscopicSurvey（FVSS）の約2000のPNeおよびGCのカタログに適用して、冷たい下部構造を検出し、それらの運動学を特徴付けました。速度分散が20〜100kms^{-1}の13個の冷たい下部構造が見つかりました。これらは、大きな銀河またはろ座コアの超小型矮星（UCD）銀河に関連している可能性があります。これらのストリームは、それらの光度と内部速度分散、およびそれらを生成する散逸プロセスと互換性のあるサイズとクラスター中心からの距離との表面輝度の明確な相関関係を示しています。しかし、これらの下部構造のいくつかが、最終的に中央銀河に統合された巨大な衛星の激しい緩和によって形成されたことを排除することはできません。これらの下部構造の中には、NGC1387を中央銀河NGC1399に接続するストリームがあります。これは以前に文献で報告されています。NGC1382とNGC1380、そしておそらくNGC1381との相互作用によって生成された新しい巨大な流れ。近くの超コンパクトな矮小銀河に運動学的に接続された一連の小川。クラスターメンバーを閉じるための明確な運動学的関連性のないトレーサーの塊。シミュレーションで予測されたさまざまな低温下部構造の証拠を示します。ほとんどのストリームは運動学的にUCDに接続されており、破壊された矮星システムの残骸である可能性があるというシナリオをサポートしています。[要約]
超新星以前のフィードバックの影響とその環境への依存
| Title |
The_impact_of_pre-supernova_feedback_and_its_dependence_on_environment |
| Authors |
Anna_F._Mcleod,_Ahmad_A._Ali,_M\'elanie_Chevance,_Lorenza_Della_Bruna,_Andreas_Schruba,_Heloise_F._Stevance,_Angela_Adamo,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Steven_N._Longmore,_Daniel_R._Weisz,_and_Peter_Zeidler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.08703 |
面分光器は、近くの銀河全体にわたる多数の星形成領域の解決された研究を可能にし、ガスの星への変換と、空間スケール、星形成の観点から前例のない動的範囲にわたる新たな星の種族からのフィードバックに関する洞察を提供します地域のプロパティ、および環境。近くの銀河NGC300の中央の$35$arcmin$^{2}$（${\sim}12$kpc$^{2}$）をカバーするVLT/MUSEレガシーデータセットを使用して、恒星フィードバックの効果を定量化します。局所的な銀河環境の関数として。樹状図内で特定された輝線領域からスペクトルを抽出し、輝線比と線幅を組み合わせて、HII領域、惑星状星雲、超新星残骸を区別し、それらのイオン化ガス特性、気相酸素存在量、およびフィードバック関連の圧力項を計算します。。HII領域では、直接放射圧（$P_\mathrm{dir}$）とイオン化ガスの圧力（$P_{HII}$）が、より大きなガラクトセントリック半径に向かって、つまり銀河に沿って（負の）弱く増加することがわかります。）存在量と（正の）絶滅勾配。ガラクトセントリック半径による$P_{HII}$の増加は、金属量の低い星の種族からのより高い光子フラックスが原因である可能性がありますが、$P_\mathrm{dir}$の増加は、より高い光子の組み合わせによって引き起こされる可能性が高いことがわかります。より大きなガラクトセントリック半径でのフラックスと強化されたダスト含有量。上記に照らして、我々は、より大きなガラクトセントリック距離（より低い金属性と増加したダスト質量表面密度）での超新星前フィードバックの増加がISMに及ぼす影響を調査し、より低い金属性の超新星がより低密度の環境に拡大し、それによって超新星フィードバックの影響。
固有運動で洗浄された色-マグニチュード図からの9つの内部天の川球状星団の相対年齢
| Title |
Relative_Ages_of_Nine_Inner_Milky_Way_Globular_Clusters_from_Proper_Motion_Cleaned_Color-Magnitude_Diagrams |
| Authors |
Roger_E._Cohen,_Andrea_Bellini,_Luca_Casagrande,_Thomas_M._Brown,_Matteo_Correnti,_Jason_S._Kalirai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.08708 |
天の川球状星団（MWGC）の年齢と金属量の関係についての私たちの図は、まだ非常に不完全であり、MWGCの大部分は自己無撞着な年齢測定を欠いています。ここでは、ほとんどの場合初めて、それらの相対的な年齢を測定するために、内側の天の川に向かって配置された9つのMWGCの深く均質なマルチエポックハッブル宇宙望遠鏡（HST）イメージングを利用します。私たちの相対的な年齢測定値は、VandenBergらによって提示されたMWGC年齢の大規模なセットに直接匹敵するように設計されています。（2013、V13）は、同一のフィルター、進化モデル、および放射補正を使用して、ターゲットクラスターに関連するより高い消滅値に拡張されました。V13MWGC年齢スケールを採用し、相対年齢測定値は、ターゲットクラスターが一貫して非常に古く、平均年齢が12.9$\pm$0.4Gyrであることを示しています。ただし、若い金属が豊富なMWGCNGC6342を除きます。2つのテストを実行します。私たちの方法論の精度を検証し、MWGCの年齢-金属量平面におけるターゲットクラスター遺伝子座の影響について議論します。さらに、完全に自己無撞着な放射補正を使用して、相対年齢測定値に対する合計対選択的消光比$R_{V}$の変動の体系的な影響を評価します。
$ z $ = 0.7での銀河と銀河団の共進化の極端なケース
| Title |
An_extreme_case_of_galaxy_and_cluster_co-evolution_at_$z$=0.7 |
| Authors |
Harald_Ebeling,_Johan_Richard,_Ian_Smail,_Alastair_Edge,_Anton_Koekemoer,_and_Lukas_Zalesky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.08798 |
eMACSJ0252.4$-$2100（eMACSJ0252）の発見を報告します。これは、$z=0.703$にある巨大で高度に進化した銀河団です。システムのハッブル宇宙望遠鏡イメージングとVLT/MUSEおよびKeck/DEIMOS分光法の分析では、1020$^{+180}_{-190}$kms$^{-1}$の高速分散と高速度分散が見つかりました。（暫定的な場合）X線の輝度$（1.2\pm0.4）\times10^{45}$ergs$^{-1}$（0.1$-$2.4keV）。極端なのは、システムで最も明るい銀河団であり、85〜300M$_\odot$yr$^{-1}$の割合で星を形成し、拡散[OII]放出の拡張ハローを特徴とする巨大なcD銀河です。ほこりの証拠と同様に。ただし、その最も顕著な特性は、非常に高い楕円率と周囲の銀河団ガス内の放射状に対称なガスの流れであり、冷却流の潜在的な直接運動学的証拠です。分光学的赤方偏移を伴う2つのマルチイメージシステムによって固定された強いレンズ分析により、総質量が$（1.9\pm0.1）\times10^{14の単一のクラスタースケールハローで構成される最適なレンズモデルが見つかります。}$M$_\odot$は、クラスターコアから250kpc以内にあり、ここでも、$e=0.8$という非常に高い楕円率です。さらに、システムの動的状態を決定的に決定するには、電磁スペクトル全体（特にX線領域）での詳細な研究が必要ですが、これまでに確立された特性は、eMACSJ0252が$zよりかなり前にすでに高度に進化しているに違いないことを示唆しています\sim1$は、クラスター形成の時代における共進化または暗黒物質のハローとバリオンの物理的メカニズムと歴史を制約するための主要なターゲットになります。
重要なことは何ですか？形態学的非対称性は、SDSSストライプ82における星形成銀河の星形成率の有用な予測因子です。
| Title |
What_is_Important?_Morphological_Asymmetries_are_Useful_Predictors_of_Star_Formation_Rates_of_Star-forming_Galaxies_in_SDSS_Stripe_82 |
| Authors |
Hassen_M._Yesuf,_Luis_C._Ho,_and_S.M._Faber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.08882 |
銀河の形態と構造は、それらの星形成と集合の歴史を反映しています。相互情報量のフレームワーク（$\mathrm{MI}$）を使用して、いくつかの構造変数間の相互依存性を定量化し、$\mathrm{MI}$を比較することにより、特定の星形成率（SSFR）を予測するための関連性に従ってランク付けします。SSFRを使用した予測変数と、冗長なペナルティ変数の比較。このフレームワークを適用して、さまざまな程度のバルジ優勢と中心濃度を持ち、恒星の質量が$M_\star\約10^9\、M_\odot-5の$\sim3,700$の対面星形成銀河（SFG）を研究します。\times10^{11}\、M_\odot$atredshift$z=0.02-0.12$。SloanDigitalSkySurvey（SDSS）Stripe82ディープ$i$バンド画像データを使用して、非対称性とバルジ優勢指標の測定を改善します。星形成銀河はマルチパラメータファミリーであることがわかります。$M_\star$に加えて、非対称性がSFGのSSFR残差の最も強力な予測因子として浮上し、次にバルジの隆起/集中が続きます。より高い非対称性とより強いバルジを持つ星形成銀河は、与えられた$M_\star$でより高いSSFRを持っています。非対称性は、一見孤立したSFGの不規則な渦巻腕と偏り、および銀河の相互作用または合併による構造的摂動の両方を反映しています。
天の川銀河のような銀河におけるパンスペルミア説のプロセスを、潜在的に居住可能な惑星を含む星の間の有機化合物の移動が成功する確率をモデル化することによって研究します。この目的のために、Gobat＆Hong（2016）の修正された居住性レシピを、MUGSスイートのズームイン宇宙論シミュレーションからのモデル銀河に適用します。銀河全体にわたって狭いダイナミックレンジしか占めない居住性とは異なり、パンスペルミア説の確率は、内側のディスク（$R、b=1-4{\rmkpc}$）と外側のディスクの間で桁違いに変化する可能性があることがわかります。ただし、パンスペルミア説の確率の値が非常に大きい星粒子の割合はごくわずかであり、その結果、パンスペルミア説のプロセスがプレバイオティクスの進化よりも効果的である星粒子の割合は、パンスペルミア説の確率と自然の居住性。
力学的摩擦と潮汐相互作用
離れた外部ソースによって引き起こされる潮汐相互作用の存在下での$N$-bodyシステムの力学的摩擦について説明します。遠潮近似を使用して、潮汐効果を線形秩序に考慮した力学的摩擦を計算するための摂動スキームを開発します。この問題に対する最初の分析的アプローチでは、背景の恒星系における星の分布関数に対する潮汐の影響を無視します。適切な限界での力学的摩擦力の結果は、潮汐がない場合のチャンドラセカールの公式と一致しています。力学的摩擦力への潮汐の寄与の予備的な推定値を提供します。私たちの結果の天体物理学的意味について簡単に説明します。
非理想的な自己重力と宇宙論：宇宙の大規模構造のダイナミクスにおける相関の重要性
| Title |
Non-ideal_self-gravity_and_cosmology:_the_importance_of_correlations_in_the_dynamics_of_the_large-scale_structures_of_the_Universe |
| Authors |
P._Tremblin,_G._Chabrier,_T._Padioleau,_S._Daley-Yates |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.09087 |
相互作用する粒子のアンサンブル（BBGKY階層）の統計力学に触発され、分解を使用して非理想的なビリアル定理と非理想的なナビエ・ストークス方程式を導出することにより、自己重力天体物理流体の小規模な不均一性を説明することを提案します。重力を近距離および遠距離場の成分に変換します。これらの方程式には、液体の相互作用エネルギーと状態方程式と同様に、ペアの動径分布関数（2点相関関数と同様）が含まれます。小規模な相関関係は、重力相互作用エネルギーの理想的ではない増幅につながり、その省略は、たとえば銀河や銀河団での質量の欠落の問題につながります。また、非理想的な領域でのフリードマン方程式の拡張を提案します。バリオンの重力相互作用エネルギーの非理想的な増幅率は5から20の間にあると推定し、ハッブルパラメーターの観測値を説明する可能性があります。この枠組みの中で、重力崩壊によって引き起こされる下部構造の数が増えるため、膨張の加速が自然に現れ、それが総重力エネルギーへの寄与を高めます。単純な推定では、理想的ではない減速パラメータqni〜-1が予測されます。これは、直感的に物理的な議論に基づいて観測値を最初に決定する可能性があります。相関と重力相互作用が粘性領域への遷移を生成し、それが平坦な回転曲線につながる可能性があることを示します。この遷移は、（ケプラーの）LSB楕円銀河と（非ケプラーの）渦巻銀河の回転プロファイルの間の二分法を説明することもできます。全体として、私たちの結果は、銀河と大規模宇宙の重力ダイナミクスを適切に決定するために、不均一性によって引き起こされる非理想的な影響を考慮に入れる必要があることを示しています。
NGC6240の核領域の分子ガス
NGC6240は、大規模な合併の真っ只中にあるローカル宇宙の高光度赤外線銀河です。アタカマ大型ミリ波アレイによって撮影されたNGC6240の中央の数kpcで、COJ=3-2および6-5を使用して、温かい分子ガスの高解像度干渉観測を分析します。これらのCO線観測を使用して、銀河の原子核間の分子ガスの密度分布と運動学をモデル化します。私たちのモデルは、ディスクモデルがデータを適切に表現していないことを示唆しています。代わりに、我々は、観測が2つの核の間の潮汐橋と一致していると主張します。また、モデルによって捕捉されない高速の赤方偏移ガスも観察されます。これらの発見は、銀河の進化とそれに対応する星形成に影響を与える可能性のある小規模なプロセスに光を当てています。
天の川の薄い円盤における平坦化金属量勾配
$\sim$400万のLAMOSTおよびGaia星のサンプルの年齢、軌道、および位相空間座標を計算します。年齢はクロスマッチされ、異なる方法を使用して年齢を導き出す他の2つの人気のある年齢カタログの値と比較されます。これらの$\sim$400万の星から、130万の星のサンプルを選択し、それらの年齢の関数としての半径方向の金属量勾配（軌道半径によって決定される）を調査します。この分析は、化学および軌道パラメータによって分割されたデータのさまざまなサブセットに対して実行されます。「薄い円盤」の星（低$\alpha$の化学的性質や垂直方向に薄い軌道など）に一般的に使用される選択は、放射状の金属量勾配をもたらし、最も古い星では一般に浅くなることがわかります。これは、放射状の移行（チャーニング）の特徴であると解釈します。サンプルを非常に小さい軌道Z$_{max}$（星の統合軌道の最大高さ）に制限すると、この傾向が最も顕著になります。$\alpha$-poor星の化学ベースの「薄いディスク」の選択は同じ傾向を示しますが、程度は低くなります。興味深いことに、化学とZ$_{max}$での「厚い円盤」の選択により、すべての年齢で大きさが同じように見えるわずかに正の放射状金属量勾配が明らかになります。これは、シックディスクの母集団の年齢が十分に混在しているが、半径は混合していないことを意味している可能性があります。この発見は、天の川形成の初期の時代の条件を制約するのに役立ち、さまざまな金属量のガスの降着や再降着などのプロセスに光を当てることができます。
大規模な星形成領域（MagMaR）の磁場II。 NGC 6334I（N）におけるダストおよび分子線分極によるトモグラフィー
| Title |
Magnetic_Fields_in_Massive_Star-Forming_Regions_(MagMaR)_II._Tomography_Through_Dust_and_Molecular_Line_Polarization_in_NGC_6334I(N) |
| Authors |
Paulo_C._Cortes,_Patricio_Sanhueza,_Martin_Houde,_Sergio_Martin,_Charles_L._H._Hull,_Josep_M._Girart,_Qizhou_Zhang,_Manuel_Fernandez-Lopez,_Luis_A._Zapata,_Ian_W._Stephens,_Hua-bai_Li,_Benjamin_Wu,_Fernando_Olguin,_Xing_Lu,_Andres_E._Guzman,_and_Fumitaka_Nakamura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.09270 |
ここでは、高質量星へのダスト、CS（$J=5\rightarrow4$）、およびC$^{33}$S（$J=5\rightarrow4$）からの偏光放出のALMA検出を報告します-形成領域NGC6334I（N）。明確な「砂時計」磁場形態は、分極が磁場に平行であるように見える速度全体の分極CS放出からも直接見られる分極ダスト放出から推測されました。以前の調査結果を考慮することにより、フィールドは、ALMAによってトレースされたエンベロープスケールから塊の長さスケールにトレースできるピンチ形状を保持します。これは、フィールドがこの領域の複数の長さスケールにわたって動的に重要であることを示唆しています。CSの全強度発光は光学的に厚いことがわかり（$\tau_{\mathrm{CS}}=32\pm12$）、C$^{33}$Sの発光は光学的に薄いように見えます（$\tau_{\mathrm{C^{33}S}}=0.1\pm0.01$）。これは、ALMAによって見られるCSからの偏光放射を説明するために、大きな速度勾配以外の異方性のソース、つまり放射場の異方性が必要であることを示唆しています。Davis-Chandrasekhar-Fermi手法の4つの変形と角度分散関数法（ADF）を使用することにより、$\left<\mathrm{B}_の空の平面への磁場強度の推定値の平均を取得します。{\mathrm{pos}}\right>=ほこりから16$mG、$\left<\mathrm{B}_{\mathrm{pos}}\right>\simCS排出量から2$mG、ここでそれぞれ放出は、異なる分子水素数密度をトレースします。これにより、単一のALMA観測内の磁場の断層撮影ビューが効果的に可能になります。
VLBIグローバル観測システムの周波数に対する画像アライメントの影響
| Title |
Impacts_of_the_image_alignment_over_frequency_for_VLBI_Global_Observing_System |
| Authors |
Ming_H._Xu,_Tuomas_Savolainen,_James_M._Anderson,_Niko_Kareinen,_Nataliya_Zubko,_Susanne_Lunz,_Harald_Schuh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.09315 |
次世代の測地VLBIであり、VGOSと呼ばれるVLBIグローバル観測システムは、3.0〜10.7GHzの範囲の4つの周波数帯域で同時に観測します（14GHzに拡張される予定です）。ソース構造は周波数によって変化するため、この新しいVLBIシステムの観測からソース位置の推定値を調査することを目指しています。理想的な点光源モデルに基づいて、シミュレーションが行われ、VGOS観測によって決定された光源の位置と4つの帯域での電波放射の位置との関係が決定されます。群遅延と位相遅延の両方について、4つの周波数帯域でのソース位置の関数としてVGOS観測によって決定されたソース位置を取得しました。結果は、ある帯域での電波放射の位置が他の帯域での電波放射の位置に対してオフセットされている場合、位置推定は反対方向に、さらにはそのオフセットの3倍を超えてシフトできることを明らかにしています。VGOSのソース位置は、ソース構造の影響がモデル化されていない場合、時間とともに非常に変動し、4つの帯域での無線放射の位置に関連するという意味で非常に不正確になります。VGOS観測におけるソース構造の影響をモデル化するには、周波数に対する画像の位置合わせが不可欠です。これは、VGOSソース位置に対するこれらの強い周波数依存の影響を軽減する唯一の方法です。
| Title |
Galaxy_Deblending_using_Residual_Dense_Neural_networks |
| Authors |
Hong_Wang_(1,2),_Sreevarsha_Sreejith_(2),_An\v{z}e_Slosar_(2),_Yuewei_Lin_(2)_and_Shinjae_Yoo_(2)_((1)_Stony_Brook_University,_(2)_Brookhaven_National_Laboratory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.09550 |
残差高密度ニューラルネットワーク（RDN）アーキテクチャを使用して、天文データ内の銀河画像をデブレンドするための新しいニューラルネットワークアプローチを紹介します。有限点像分布関数（PSF）と現実的なノイズレベルを備えた散在銀河の典型的な配置に類似した合成銀河画像でネットワークをトレーニングします。私たちのアプローチの主な目新しさは、2つの異なるニューラルネットワークの使用です。i）単一の銀河切手をコンポジットから分離する\emph{デブレンディングネットワーク}とii）残りの数をカウントする\emph{分類器ネットワーク}銀河。デブレンディングは、分類子または他の停止基準によって決定されたオブジェクトが画像に含まれなくなるまで、コンポジットから一度に1つの銀河を繰り返し剥離することによって進行します。2つのネットワークの出力の一貫性を調べることで、デブレンディングの品質を評価できます。さまざまな品質のビンでのフラックスと形状の再構成を特徴づけ、デブレンダーを業界標準の\texttt{SExtractor}と比較します。また、可変PSFとノイズレベルを使用したプロジェクトの将来の拡張の可能性についても説明します。
G305巨大分子雲複合体の高解像度LAsMA $ ^ {12} $ COおよび$ ^ {13} $ CO観測：II。凝集塊の特性に対するフィードバックの影響
| Title |
High_resolution_LAsMA_$^{12}$CO_and_$^{13}$CO_observation_of_the_G305_giant_molecular_cloud_complex_:_II._Effect_of_feedback_on_clump_properties |
| Authors |
P._Mazumdar,_F._Wyrowski,_J._S._Urquhart,_D._Colombo,_K._M._Menten,_S._Neupane,_M._A._Thompson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.09615 |
G305星形成複合体は、複合体に対する中央のOB星からのフィードバックの影響を調査するために、12および13COの3-2ラインで観察されました。樹状図分析を使用して、領域を凝集塊に分解した。クランププロパティのカタログが作成されました。凝集塊の表面質量密度は、入射する8umフラックスの関数としてプロットされました。8umフラックス>100MJy/srの領域のマスクが作成され、マスクとの重なりの程度に基づいて、「大部分が内側」、「部分的に内側」、「外側」にクランプが分類されました。これらの各集団の表面質量密度分布をプロットしました。続いて、G305の塊を、ATLASGALおよびCHIMPSの塊から取得した銀河系の平均と比較しました。最後に、G305の凝集塊の累積分布関数（CDF）とそのL/M比を、銀河系サンプルの累積分布関数と比較しました。凝集塊の表面質量密度は、入射する8umフラックスと正の相関を示した。データには、凝集塊の線幅に対するフィードバックの影響を識別するのに十分な速度分解能がありませんでした。「大部分が内側」と名付けられた凝集塊のサブサンプルは、最も高い表面質量密度を有し、「部分的に内側」および「外側」のサブサンプルがそれに続いた。3つのサブサンプル間のこれらの違いは、KS検定を使用して統計的に有意であることが示されました。「ほとんど内部」のサンプルも、他の2つと比較して最高レベルの断片化を示しました。これらは、G305領域内の凝集塊がトリガーされたことを証明します。G305の塊の個体数は、フィードバックの結果として再分配を拒否する銀河系の平均的な個体数とも統計的に異なります。塊の質量のCDFとそれらのL/M比は両方とも銀河系の平均よりも平坦であり、G305のフィードバックが星形成を引き起こしたことを示しています。収集と折りたたみの方法は、G305で機能する主要なメカニズムです。
銀河系ポテンシャルの複雑で不安定な周期軌道付近のカオス
| Title |
Chaoticity_in_the_vicinity_of_complex_unstable_periodic_orbits_in_galactic_type_potentials |
| Authors |
P.A._Patsis,_T._Manos,_L._Chaves-Velasquez,_Ch._Skokos_and_I._Puerari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.09656 |
2つの銀河型ポテンシャルにおける複雑で不安定な周期軌道に近い位相空間の進化を調査します。それらは、円盤銀河の特徴的な形態学的タイプ、すなわち棒渦巻銀河と通常の（棒渦巻銀河ではない）渦巻銀河を表しています。これらの可能性は、前者の場合はピーナッツ、またはX字型の膨らみ、後者の場合は渦巻腕などの観察された特徴をサポートするビルディングブロックを提供することで知られています。これらの構造は、通常の軌道は別として、複雑で不安定な周期軌道の近くの軌道によっても強化されている可能性を調査します。家族の安定性が、エネルギーが増加するにつれて、安定性から複雑な不安定性へ、そして再び安定性へと連続的に移行する場合の、周期軌道のすぐ近くの位相空間構造の進化を調べます。遷移点の近くで不変構造が徐々に再形成されていることがわかり、両方のモデルでこの進化を追跡します。銀河のダイナミクスにとって重要な時間スケールでは、複雑で不安定な周期軌道に関連する弱く混沌とした軌道があり、これは私たちが研究する形態学的特徴を強化するため、構造をサポートすると見なす必要があります。
超高輝度超新星：爆発的な10年
超高輝度超新星、従来の恒星爆発の100倍明るい不思議な出来事についての私たちの現在の理解をレビューします。
平均場ダイナモ項を伴う一般相対論的抵抗性電磁流体力学における中性子星合体残骸の長期進化
| Title |
Long-term_evolution_of_neutron-star_merger_remnants_in_general_relativistic_resistive-magnetohydrodynamics_with_a_mean-field_dynamo_term |
| Authors |
Masaru_Shibata,_Sho_Fujibayashi,_Yuichiro_Sekiguchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.08732 |
巨大な中性子星と二元中性子星合体の残骸として形成されたトーラスからなるシステムに対して、完全な一般相対性理論での長期ニュートリノ放射抵抗性磁気流体力学シミュレーションが実行されます。シミュレーションは、磁場強度の仮想増幅のための平均場ダイナモ項を組み込んだ軸対称で実行されます。まず、ブラックホールディスクシステムの進化の結果を粘性流体力学の結果と比較することにより、平均場ダイナモパラメータを較正します。次に、残りの巨大な中性子星とトーラスのシステムのシミュレーションを実行します。粘性流体力学の場合と同様に、質量放出は主に巨大な中性子星を取り巻くトーラスから発生します。新しいシミュレーションでの総噴出物の質量と電子の割合は、粘性流体力学の場合と同様です。ただし、噴出物の速度は、グローバル磁場によって引き起こされる電磁流体力学効果によって大幅に向上する可能性があります。
Blazar 4C + 28.07の多波長観測
| Title |
Multi-wavelength_observations_of_the_Blazar_4C_+28.07 |
| Authors |
Davit_Zargaryan,_Jonathan_Mackey,_Thibault_Barnouin_and_Felix_Aharonian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.08752 |
活動銀河核4C+28.07は、フラットスペクトルの電波クエーサーであり、$\gamma$線エネルギーで最も明るいものの1つです。$\gamma$線帯の\textit{Fermi-LAT}データの$\sim12.3$年とX線の\textit{Swift-XRT/UVOT}利用可能データを分析することにより、その多波長放射を研究します。および光学から紫外線へのバンド。$\gamma$線帯では、5つのフレア期間が検出されました。その間、フラックスは平均静止期と比較して数倍（>5）劇的に増加します。フレアリング時間とほぼ同時に、\textit{Swift-XRT/UVOT}によって検出されたX線およびUVOTデータも分析されました。最も明るいフレア期間の1つ（フレア5、2018年10月12日に観測）で、$\gamma$線束は$（6.7\pm0.81）\times10^{-6}$光子/cm^2/に達しました。s（$\sim31\times$は12。3年間の平均フラックスよりも高い）、検出の有意性は$\sigma=6.1$です。このフレアの見かけの$\gamma$線の光度は、$3.6\times10^{49}$erg/s（8.38Gpcの距離の場合）に対応します。これは、ブレーザーで観測された最高の$\gamma$線の光度の1つです。フレア5には推定$\sim2$時間の時間ブロックがあり、これは平均$\gamma$線変動時間と見なすことができます。変動時間は、$\gamma$線放出領域のサイズを<9e14cmに制限します。これは、ブラックホールの半径に近い値です。$\sim12.3$年間のデータの$\gamma$光線バンドのスペクトルエネルギー分布（SED）は、$\sim14$GeVでの早期カットオフを示しています。ただし、$\sim60$GeVを超えると、スペクトルが硬化し、$\sim316$GeVまで検出されます。同様のスペクトルの振る舞いは、フレアのSEDでも顕著です。これは、発光領域の内部および外部の狭帯域放射場による光子吸収に関連している可能性があります。4C\、+28.07から得られた結果の重要性を考慮して、パラメーターを3C\、279およびM87と比較し、さらなる研究の動機付けを行いました。
ブラックホールX線連星候補AT2019weyの長寿命コンパクトジェット
| Title |
A_long-lived_compact_jet_in_the_black_hole_X-ray_binary_candidate_AT2019wey |
| Authors |
Hong-Min_Cao,_Giulia_Migliori,_Marcello_Giroletti,_S\'andor_Frey,_Jun_Yang,_Krisztina_\'E._Gab\'anyi,_Lang_Cui,_Tao_An,_Xiao-Yu_Hong,_and_Wen-Da_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.08866 |
AT2019weyは、2019年12月の小惑星地球衝突最終警報システム（ATLAS）調査によって発見された一時的なものです。追跡光学、無線、およびX線観測により、このソースは銀河ブラックホールX線連星として分類されました。1エポック6.7GHzヨーロッパVLBI（超長基線干渉法）ネットワーク（EVN）と2エポック多重周波数（1.6、4.5、6.7GHz）超長基線アレイ（VLBA）観測を、その後1年以内に実施しました。最初に発見されました。これらの観測は、識別可能な動きのないフェージングとフラットスペクトルの電波源を明らかにします。これらの特徴は、コンパクトジェットの検出を示唆しています。ソースはミリアーク秒スケールで解決されているように見え、ソースの角度サイズと周波数の傾向は散乱の広がりと一致しています。これにより、散乱媒体が銀河渦巻腕にある場合、光源距離の下限を6kpcに制限することができます。3kpcを超えるソース位置の場合、局所静止標準と比較した固有速度の推定上限は、ブラックホール形成段階で非対称の出生キックが発生する可能性があることを示唆しています。
イメージング大気チェレンコフ望遠鏡による量子重力のプロービング
| Title |
Probing_Quantum_Gravity_with_Imaging_Atmospheric_Cherenkov_Telescopes |
| Authors |
Tomislav_Terzi\'c_and_Daniel_Kerszberg_and_Jelena_Stri\v{s}kovi\'c |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.09072 |
天体物理学の源からの高エネルギー光子は、量子重力（QG）の候補理論のいくつかの予測のためのユニークなプローブです。特に、イメージング大気チェレンコフ望遠鏡（IACT）は、数十GeVから約100TeVまでのエネルギー範囲での天文観測用に最適化された機器であり、QGの影響を検索するための優れた機器になります。この記事では、IACTでテストできるQG効果、特にローレンツ不変性違反とその結果について説明します。多くの場合、エネルギー依存項を導入することによって修正された光子分散関係で表され、モデル化されます。さまざまな研究で採用された分析方法について説明し、20年以上にわたってIACTで得られた結果の慎重な議論と比較を可能にします。この分野の歴史的発展に大まかに続いて、分析方法が時間の経過とともにどのように洗練され改善されたかを観察し、いくつかの研究が他の研究よりも敏感であった理由を分析します。最後に、この分野の将来について議論し、分析の感度を向上させるためのアイデアと、研究が発展する可能性のある方向性を示します。
パルサー加速のタイミング効果による球状星団の暗い内容の調査
| Title |
Probing_Dark_Contents_in_Globular_Clusters_With_Timing_Effects_of_Pulsar_Acceleration |
| Authors |
Li-Chun_Wang_and_Yi_Xie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.09098 |
パルサー横加速度とR$\rm{\ddot{o}}$mer遅延の結合効果によるパルサータイミング残差を調査します。影響は比較的小さく、通常は無視できます。球状星団のパルサーについてのみ、それはおそらく重要です。クラスターのコアの表面近くのパルサーからの最大残留振幅は約数十ナノ秒であり、現在ほとんどの球状星団でほとんど識別されていない可能性があります。ただし、クラスターの中心にある中間質量ブラックホールは、明らかにタイミング残差の大きさを増加させる可能性があります。特に最も内側のコア領域のパルサーの場合、それらの残留マグニチュードは重要である可能性があります。各クラスターの臨界線より上にある高マグニチュードの残差は、クラスターの中心にブラックホールまたは同等の総質量の暗い残骸が存在することの強力な証拠です。また、パルサーの視線加速度のタイミング効果についても調査しました。測定された見通し内加速度の分布は、モンテカルロ法でシミュレートされます。2次元のコルモゴロフ-スミルノフ検定を実行して、クラスターのパラメーターのさまざまな値について、シミュレートおよび報告されたデータの分布の一貫性を再調査します。測定された見通し内加速度の分布をモンテカルロシミュレーションからの分布と比較することにより、Terzan5の構造パラメータを十分に制約できることが示されています。クラスターには、中央のブラックホール/暗い残骸の質量の上限が$\sim6000M_{\odot}$であると規定しています。
完全な硬X線サンプルからのセイファート銀河のジェットディスク結合
完全な硬X線セイファートサンプルからのさまざまなサブサンプルのジェットディスク結合を分析して、結合指数とそれらの降着率との関係を研究します。結果は次のとおりです。（1）べき乗則結合指数は、電波の大きいセイファートのほぼ1（線形相関）から、電波の静かなセイファートの1よりも大幅に小さい範囲です。結合指数のこの減少傾向は、より大きなソースからコンパクトなソースまでも当てはまります。（2）中程度から高い降着率（エディントン比$\lambda\sim$0.001から0.3）のセイファートは線形ジェットディスク結合を示しますが、近くからスーパーエディントン（$\lambda\sim$0.3から10）まで浅くなります。）、そして前者は後者よりもラジオの音量が大きい。（3）ジェットディスク相関では、セイファート1はセイファート2よりもわずかに急勾配です。線形結合レジームでは、放射効率に対するジェット効率の比率（$\eta/\varepsilon$）はほぼ不変ですが、低降着または超降着レジームでは、$\eta/\varepsilon$は$\lambda$によって変化します。私たちのモデル。降着が支配的な活動銀河核の電波活性サイクルは、低光度セイファートの$\lambda<0.001$の弱いジェットディスク結合から、$0.001<\lambda<0.3$の線形結合までであることに注意してください。電波が大きい明るいセイファート銀河と強力な電波銀河/クエーサー、そして$0.3<\lambda<10$のものの弱い結合。
$ r $-コンパクトなバイナリマージからの元素合成のプロセス
| Title |
$r$-process_nucleosynthesis_from_compact_binary_mergers |
| Authors |
Albino_Perego,_Friedrich-Karl_Thielemann_and_Gabriele_Cescutti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.09162 |
2つの中性子星または中性子星とブラックホールの融合は、しばしば、宇宙で高速に膨張する物質の太陽質量の数パーセントの放出をもたらします。中性子星の激しい破壊から来る物質であるため、これらの噴出物は最初は非常に密度が高く、熱く、中性子が非常に豊富です。利用可能な少数の陽子は重い核（「シード」）を形成し、より豊富な自由中性子を吸収してサイズを大きくします。中性子密度が非常に高いため、結果として生じる不安定な核がより安定した構成に向かって崩壊する前に、かなりの数の中性子捕獲が発生します。、中性子を陽子に変換します。このメカニズムは、主に初期の中性子の豊富さに応じて、自然界で観察される重元素の最大半分の形成につながり、高速中性子捕獲プロセス（「$r$-プロセス」と呼ばれます））。噴出物の正確な組成を予測するには、実験室で生成されたことのない非常にエキゾチックな核の特性に関する詳細な知識が必要です。長い間投機的なシナリオでしたが、今日、いくつかの観測的証拠は、宇宙で重元素が形成される主要な場所の1つとしてコンパクトな連星合併を示しています。最も印象的なのは、中性子星連星の合併後のキロノバの検出でした。この天文学的過渡現象によって放出される光は、実際に、新たに合成された中性子に富む原子核の放射性崩壊によって駆動され、コンパクトな連星の合併の実際の性質を証明しています。宇宙の鍛造。
高速電波バースト20201124Aの繰り返しによる突然の高活動
| Title |
A_sudden_period_of_high_activity_from_repeating_Fast_Radio_Burst_20201124A |
| Authors |
Adam_E._Lanman,_Bridget_C._Andersen,_Pragya_Chawla,_Alexander_Josephy,_Victoria_M._Kaspi,_Kevin_Bandura,_Mohit_Bhardwaj,_Patrick_J._Boyle,_Charanjot_Brar,_Daniela_Breitman,_Tomas_Cassanelli,_Fengqi_Dong,_Emmanuel_Fonseca,_Bryan_M._Gaensler,_Deborah_Good,_Jane_Kaczmarek,_Calvin_Leung,_Kiyoshi_W._Masui,_Bradley_W._Meyers,_Cherry_Ng,_Chitrang_Patel,_Aaron_B._Pearlman,_Emily_Petroff,_Ziggy_Pleunis,_Masoud_Rafiei-Ravandi,_Mubdi_Rahman,_Pranav_Sanghavi,_Paul_Scholz,_Kaitlyn_Shin,_Ingrid_Stairs,_Shriharsh_Tendulkar,_Andrew_Zwaniga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.09254 |
繰り返されるFRB20201124Aは、2020年11月にCHIME/FRBによって最初に発見され、その後、数か月にわたって数回繰り返されることが確認されました。FRB20201124Aは、2021年4月に活発な活動の期間に入り、その時点で、いくつかの天文台がソースからさらに数十から数百のバーストを記録しました。これらの追跡観察により、正確な位置特定とホスト銀河の識別が可能になりました。この論文では、FRB20201124AからのCHIME/FRBで検出されたバーストについて、それらの最適な形態、フルエンス、および到着時間を含めて報告します。このソースの場所へのCHIME/FRB望遠鏡の長い露出時間は、私たちがその活動の速度を制限することを可能にします。さまざまな期間にわたる繰り返し率を分析し、発見前の率を$<3.4$日$^{-1}$（3$\sigma$）に制限し、最初の検出後のイベント率の大幅な変化を示します。最後に、べき乗則の光度関数の最尤推定を実行し、フルエンスしきい値$F_{\rmでブレークして、最適なインデックス$\alpha=-4.5\pm1.5\pm0.7$を見つけます。min}\sim17$〜Jy〜ms、観測のフルエンス完全性限界と一致します。このインデックスは、不確実性の範囲内で、それが決定された他の繰り返しFRBのインデックスと一致しています。
O3LIGOデータで20個の降着ミリ秒X線パルサーからの連続重力波を検索します
| Title |
Search_for_continuous_gravitational_waves_from_20_accreting_millisecond_X-ray_pulsars_in_O3_LIGO_data |
| Authors |
The_LIGO_Scientific_Collaboration,_the_Virgo_Collaboration,_the_KAGRA_Collaboration:_R._Abbott,_T._D._Abbott,_F._Acernese,_K._Ackley,_C._Adams,_N._Adhikari,_R._X._Adhikari,_V._B._Adya,_C._Affeldt,_D._Agarwal,_M._Agathos,_K._Agatsuma,_N._Aggarwal,_O._D._Aguiar,_L._Aiello,_A._Ain,_T._Akutsu,_S._Albanesi,_A._Allocca,_P._A._Altin,_A._Amato,_C._Anand,_S._Anand,_A._Ananyeva,_S._B._Anderson,_W._G._Anderson,_M._Ando,_T._Andrade,_N._Andres,_T._Andri\'c,_S._V._Angelova,_S._Ansoldi,_J._M._Antelis,_S._Antier,_S._Appert,_Koji_Arai,_Koya_Arai,_Y._Arai,_S._Araki,_A._Araya,_M._C._Araya,_J._S._Areeda,_M._Ar\`ene,_N._Aritomi,_N._Arnaud,_S._M._Aronson,_K._G._Arun,_H._Asada,_Y._Asali,_G._Ashton,_Y._Aso,_M._Assiduo,_S._M._Aston,_P._Astone,_F._Aubin,_C._Austin,_S._Babak,_F._Badaracco,_M._K._M._Bader,_C._Badger,_et_al._(1575_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.09255 |
AdvancedLIGOおよびAdvancedVirgo検出器の3回目の観測実行からのデータを使用して、正確に測定されたスピン周波数と軌道パラメーターを使用して、20個の蓄積ミリ秒X線パルサーからの連続重力波の検索結果が表示されます。検索アルゴリズムは隠れマルコフモデルを使用します。このモデルでは、遷移確率により、バイアスのないランダムウォークに従って周波数が変動し、$\mathcal{J}$統計最尤整合フィルターがバイナリ軌道位相を追跡します。測定されたスピン周波数の高調波を中心に、ターゲットごとに3つの狭いサブバンドが検索されます。検索により16の候補が生成され、サブバンドおよび検索されたターゲットごとに30％の誤警報確率と一致します。これらの候補は、観測実行の1か月間に爆発したSAXJ1808.4$-$3658に対して行われた追加の臨機目標検索からの1つの候補とともに、既知のノイズ源と自信を持って関連付けることはできません。追加のフォローアップは、いずれかが真の天体物理学的信号であるという説得力のある証拠を提供しません。すべての候補が非天体物理学であると想定される場合、95％の信頼度で検出可能な最大波ひずみ$h_0^{95\％}$に上限が設定されます。最も厳しい制約は、IGRJ17062$-$6143から$h_0^{95\％}=4.7\times10^{-26}$です。各ターゲットからの検出可能な波のひずみに対する制約は、中性子星の楕円率と$r$モードの振幅に対する制約につながります。最も厳密なものは、$\epsilon^{95\％}=3.1\times10^{-7}$です。$\alpha^{95\％}=1.8\times10^{-5}$それぞれ。この分析は、ミリ秒のX線パルサーの降着から現在までの連続重力波の最も包括的で感度の高い検索です。
超高エネルギー$ \ gamma $線の現在記録されている信号は、銀河のEeVatronsから来る可能性があります
| Title |
The_current_recorded_signals_of_ultrahigh-energy_$\gamma$-rays_may_come_from_EeVatrons_in_the_galaxy |
| Authors |
Wei_Zhu,_Peng_Liu,_Zhiyi_Cui_and_Jianhong_Ruan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.09319 |
超新星残骸G106.3+2.7の硬い$\gamma$線スペクトルは、グルーオン凝縮効果のあるハドロンモデルを使用して説明できます。これは、PeVatronだけでなく、EeVatronも一般に私たちの銀河を含む宇宙に存在し、陽子を「足首」（$10^{19}〜eV$）を超えて加速できることを意味します。これらの陽子ビームは銀河系では非常に弱く、地球上で個別に観測することはできませんが、グルーオン凝縮効果により陽子-陽子断面積が大幅に向上し、弱い陽子フラックスを補って観測された$\gamma$-を生成できます。光線。また、陽子のグルーオン凝縮効果が、宇宙の運動エネルギーを$\gamma$線に効率的に変換するメカニズムを提供することも示しています。
コンパクトな縮退星の液体層における核融合反応のプラズマスクリーニング：第一原理研究
| Title |
Plasma_screening_of_nuclear_fusion_reactions_in_liquid_layers_of_compact_degenerate_stars:_a_first-principle_study |
| Authors |
D._A._Baiko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.09445 |
白色矮星の内層と中性子星のエンベロープにおける核融合反応の信頼できる記述は、中性子星の蓄積からIa型超新星までの広範囲の観測可能な天体物理学的現象の現実的なモデリングにとって重要です。核融合を取り巻くプラズマによる、反応を妨げるクーロン障壁のスクリーニングの問題を研究します。スクリーニング係数の数値計算は、コンパクトな縮退星の高密度液体層に典型的な温度と密度の原子核の一成分プラズマのモデルにおける量子力学的経路積分の助けを借りて、第一原理から実行されます。トンネリングプロセスの因数分解、平均球対称平均力ポテンシャルでのトンネリング、古典的な自由エネルギーとペア相関関数の使用、線形混合規則など、文献で広く使用されているさまざまな準古典的近似に依存しません。。一般に、$\Gamma\sim100$への熱核制限からの以前の結果との良好な一致が見られます。非常に強く結合した液体$100\lesssim\Gamma\leq175$の場合、現在使用されている反応速度のパラメーターからの偏差が発見され、単純な分析式で近似されます。プラズマスクリーニングを考慮して開発された核反応速度計算の方法は、イオン混合物および恒星物質の結晶相に拡張することができます。
VHEへのFermi-LATスペクトルのデータ駆動型外挿スキーム
フェルミ衛星に搭載された高エネルギー対生成望遠鏡である大面積望遠鏡（LAT）の10年間の運用の後、フェルミコラボレーションは4FGLと3FHLの2つの主要なカタログを作成しました。これらのカタログは、ImagingAtmosphericCherenkovTelescopes（IACT）によって研究される可能性のある潜在的な超高エネルギー（VHE）エミッターの最良のサンプルを表しています。Fermi-LATスペクトルをTeVエネルギーに外挿するために、一般に単純な分析関数を使用して、いくつかの方法が使用されます。IACTの最近の成功は、これらの実験の発見をリストしたカタログの作成を動機付けました。これらのイニシアチブの中で、gamma-catは、カタログ、スペクトル、光度曲線など、VHE分野の高レベルの結果をアーカイブするためのオープンアクセスツールとして優れています。これらのリソースを使用することにより、文献で使用されているさまざまなVHE外挿スキームの信頼性をテストし、実際のVHE観測を再現する精度を評価するためのデータ駆動型の方法論を提示します。
核仮説の下で機能する核物質密度
| Title |
The_nuclear_matter_density_functional_under_the_nucleonic_hypothesis |
| Authors |
Hoa_Dinh_Thi,_Chiranjib_Mondal,_Francesca_Gulminelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.09675 |
最近のLIGO-VirgoおよびNICERの測定を通じて通知された、高密度物質の状態方程式の可能な動作のベイズ分析は、現在のすべての観測が、最も巨大なパルサーPSRJ0740+6620。核組成の仮説の下で、対称物質の粒子あたりのエネルギーの最も一般的な振る舞いと対称エネルギーの密度依存性を抽出し、有効場の理論から低エネルギー核物理学の現在の知識と同様に天体物理学的観測と互換性があります予測と実験的核質量データ。これらの結果は、可能性のあるエキゾチックな自由度を検索するために、高密度物質に対する将来の制約に直面する帰無仮説として使用できます。
$ \ rm {zELDA} $を使用してコンパクトなバイナリマージホスト銀河と環境を探索する
| Title |
Exploring_compact_binary_merger_host_galaxies_and_environments_with_$\rm{zELDA}$ |
| Authors |
S._Mandhai,_G._P._Lamb,_N._R._Tanvir,_J._Bray,_C._J._Nixon,_R._A._J._Eyles-Ferris,_A._J._Levan,_B._P._Gompertz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.09714 |
二重中性子星やブラックホールと対になった中性子星などのコンパクトなバイナリは、合体中の重力波の強力な発生源であり、さまざまな電磁現象、特に短時間のガンマ線バースト（SGRB）やキロノバの前駆体である可能性があります。。この作業では、合成バイナリの集団を生成し、それらを大規模な流体力学的銀河進化シミュレーション$\rm{EAGLE}$から銀河に配置します。$\rm{zELDA}$コードでは、星形成率に比例してバイナリがシードされ、$\rm{BPASS}$と$\rm{COSMIC}$の両方のバイナリ恒星進化コードを使用して、それらの進化に従ってマージされます。。合併時のガラクトセントリック距離を推定するために、ホスト銀河ポテンシャル内での動的進化を追跡します。最後に、観測選択基準を適用して、このモデル母集団をSGRBのレガシーサンプルと比較できるようにします。赤方偏移分布（$0.5<z<1$でピーク）、ホストの形態、および予測されるガラクトセントリックオフセット（モーダル衝突パラメーター$\sim10$kpc）との合理的な一致が見られます。使用したバイナリシミュレーションに応じて、SGRBイベントの$16-40\％$が「ホストレス」、つまり、影響の大きいパラメータとマージするソース、または検出限界（$H>26$）よりも暗いホストを持つソースが表示されると予測します。
| Title |
Tests_of_Gravitational-Wave_Birefringence_with_the_Gravitational-Wave_Catalog |
| Authors |
Yi-Fan_Wang,_Stephanie_M._Brown,_Lijing_Shao,_Wen_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.09718 |
コンパクトなバイナリ合体からの重力波イベントの日常的な検出により、強磁場、動的磁場、および高エネルギー領域での重力の正確なテストが可能になりました。現在までに、合計57の重力波イベントが第3のオープン重力波カタログ（3-OGC）によって報告されています。この作業では、3-OGCからのイベントを使用して重力波複屈折をテストした結果を報告します。重力波の左回りと右回りの偏光が異なる運動方程式に従う効果である複屈折は、重力のパリティ対称性が破られたときに発生します。これは、一般相対性理論の有効場の理論の拡張で自然に発生します。最先端の波形モデリングでベイズ推定を使用して、3-OGCのすべてのイベントを使用して、パリティ違反の影響が発生するエネルギースケールの下限を制限します。全体として、一般相対性理論の違反の証拠は見つからないため、パリティ違反のエネルギースケールを$90\％$の信頼水準で$M_\mathrm{PV}>0.14$GeVに制限します。これは、以前の結果よりも改善されています。1桁ずつ。興味深いことに、より高い整合フィルタリング信号対雑音比と$7.84$の自然対数ベイズ因子を使用して、一般相対性理論に対する双屈折の存在をサポートする外れ値GW190521を見つけました。GW190521から推測された$M_\mathrm{PV}$は、組み合わされた制約と緊張関係にあるため、これは、波形のマージフェーズ中の系統的エラーなど、既存の波形近似の制限によって引き起こされる可能性があると仮定します。現在の波形近似では考慮されていない偏心などの物理的影響の存在。
ナトリウムレーザーガイド星の副産物レイリープルームの光子リターンオンスカイテスト
| Title |
Photon_return_on-sky_test_for_by-product_Rayleigh_plume_of_sodium_laser_guide_star |
| Authors |
Jian_Huang,_Lu_Feng,_Kai_Jin,_Min_Li,_Gongchang_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.08826 |
ナトリウムレーザーガイド星（sLGS）補償光学（AO）システムは、大型の地上ベースの光学/赤外線望遠鏡に不可欠なコンポーネントになっています。AOシステムのパフォーマンスは、そのsLGSのオンスカイスポットプロファイルが、レーザー発射アップリンクパスに沿った乱気流によって劣化した場合に大幅に妨げられる可能性があります。この問題を克服するための効果的な方法の1つは、レーザーが空に発射される前にリアルタイムの事前補正を実行して、特に乱気流が強い低高度でこの乱気流の影響に対抗することです。sLGSを投影するときに、低高度で高分子とエアロゾルによって生成される副産物のレイリー後方散乱は、低高度の乱気流をリアルタイムで検出するのに最適な候補です。したがって、ナトリウムレーザーガイド星のこの副産物が波面センシングに適した性能を達成できるかどうかを評価することが重要です。この論文では、そのようなレイリー後方散乱プルームの達成可能な光子リターンに関する質問に答えることを試みます。私たちのフィールドテストの結果とMSISE-90の理論モデルとの比較が提示されました。最大の差は20％未満であることを示しました。これは、さまざまな乱流強度の波面検知信号として、焦点がぼけたレイリープルームを使用することの適用可能性を示唆しています。結果はまた、強い（揚げパラメータ（r0）5cm）または中程度（r010cm）の乱流の場合、レンジゲーティングの最適な中心は9kmであり、レンジゲートの深さの対応する値は3kmであることを示しました。、1.1km、0.56km、0.28km（サブアパーチャのサイズが3cm、5cm、7cm、10cmの場合、最大パルス繰り返し周波数は1500Hz）。
トラックレット抽出エンジンの開発
観測機器の進歩に伴い、膨大なデータから移動物体（小惑星、衛星、スペースデブリ）を抽出するには、効率的なアルゴリズムが必要です。3次元空間から線分として整列した点を迅速に検出するアルゴリズムtraceeを開発しました。アルゴリズムは2つのステップで構成されています。まず、与えられた点のkに最も近い隣接グラフを作成し、次にグループ化して同一線上の線分を抽出します。提案されたアルゴリズムは、気を散らすものに対してロバストであり、線分が交差している場合でも適切に機能します。このアルゴリズムは元々移動物体検出用に開発されましたが、他の目的にも使用できます。
デコラス：深層学習を使用した放射性天文源の検出と特性評価
| Title |
DECORAS:_detection_and_characterization_of_radio-astronomical_sources_using_deep_learning |
| Authors |
S.Rezaei,_J.P.McKean,_M.Biehl,_A.Javadpour |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.09077 |
非常に長いベースライン干渉法（VLBI）の観測から、ポイントソースと拡張ソースの両方を検出するためのディープラーニングベースのアプローチであるDECORASを紹介します。私たちのアプローチは、少数の畳み込み層を使用してソース検出のためのスケーラブルなソリューションを提供するエンコーダーデコーダーニューラルネットワークアーキテクチャに基づいています。さらに、DECORASは、検出された光源の位置、有効半径、およびピーク輝度の観点から光源の特性評価を実行します。20cmでの現実的なVeryLongBaselineArray（VLBA）観測に基づく画像を使用して、ネットワークをトレーニングおよびテストしました。また、これらの画像は以前のデコンボリューションステップを経ておらず、フーリエ変換を介して可視性データに直接関連付けられています。DECORASによって生成されたソースカタログは、従来のソース検出アルゴリズムと比較して、全体的な完全性と純度が優れていることがわかります。DECORASは7.5$\sigma$レベルで完了し、5.5$\sigma$で信頼性がほぼ2倍向上します。DECORASは、検出されたソースの位置を0.61$\pm$0.69mas以内に回復でき、有効半径とピーク表面輝度は、ソースの98％と94％でそれぞれ20％以内に回復することがわかります。全体として、DECORASは、将来の広視野VLBI調査に信頼性の高いソース検出および特性評価ソリューションを提供することがわかりました。
画像減算は、時間領域天文学における一時的な検出に不可欠です。地上の光学望遠鏡からの画像の点像分布関数（PSF）は、一般に、大気の見え方と機器の光学的歪みのために画像フィールド全体で変化します。画像減算は、画像フィールド全体のPSFと感度の変化に一致する必要があります。完全に並列化できるアルゴリズムは、将来の調査にも非常に望ましいものです。ここでは、画像差分のためのサッケード高速フーリエ変換（SFFT）アルゴリズムを示します。このアルゴリズムは、さまざまな望遠鏡で取得された実際の天文データで広範囲にテストされています。他の一般的な方法とは異なり、提案された方法は、PSFマッチングのために孤立した星に依存しません。代わりに、SFFTは、画像マッチングの構築のために画像内のすべての統計的に有効なピクセルを利用できます。また、画像の時系列のPSFとフラックススケールを参照画像のPSFと一致させることにより、画像を同時追加するために使用することもできます。これにより、マイクロレンズとピクセルレンズの観察に不可欠な時間領域調査用の堅牢な差分測光測定が可能になります。。
TAIGA-HiSCOREアレイで天体物理学のナノ秒光学トランジェントを検索
| Title |
Search_for_Astrophysical_Nanosecond_Optical_Transients_with_TAIGA-HiSCORE_Array |
| Authors |
A._D._Panov,_I._I._Astapov,_A._K._Awad,_G._M._Beskin,_P._A._Bezyazeekov,_M._Blank,_E._A._Bonvech,_A._N._Borodin,_M._Bruckner,_N._M._Budnev,_A._V._Bulan,_D._V._Chernov,_A._Chiavassa,_A._N._Dyachok,_A._R._Gafarov,_A._Yu._Garmash,_V._M._Grebenyuk,_O._A._Gress,_T._I._Gress,_A._A._Grinyuk,_O._G._Grishin,_D._Horns,_A._L._Ivanova,_N._N._Kalmykov,_V._V._Kindin,_S._N._Kiryuhin,_R._P._Kokoulin,_K._G._Kompaniets,_E._E._Korosteleva,_V._A._Kozhin,_E._A._Kravchenko,_A._A._Krivopalova,_L._A._Kuzmichev,_A._P._Kryukov,_A._A._Lagutin,_M._V._Lavrova,_Yu._Lemeshev,_B._K._Lubsandorzhiev,_N._B._Lubsandorzhiev,_A._D._Lukanov,_R._R._Mirgazov,_R._Mirzoyan,_R._D._Monkhoev,_E._A._Osipova,_A._L._Pakhorukov,_A._Pan,_L._V._Pankov,_A._A._Petrukhin,_D._A._Podgrudkov,_V._A._Poleschuk,_E._G._Popova,_A._Porelli,_E._B._Postnikov,_et_al._(32_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.09637 |
広角チェレンコフアレイTAIGA-HiSCORE（FOV$\sim$0.6sr）は、元々、高エネルギーガンマ線天文学および宇宙線物理学のためのTAIGAインストールの一部として作成されました。アレイは現在、1km$^2$の領域にある100近くの光学ステーションで構成されています。光学ステーションの時間同期の高い精度と安定性（$\sim$1ns）により、EAS到着方向の再構築の精度は0.1$^\mathrm{o}$に達します。このアレイは、光学範囲のナノ秒イベントの検索にも使用できることが証明されました。このレポートでは、HiSCOREアレイを使用して光トランジェントを検索する方法について説明し、人工衛星からの信号を検出する実際の例でのパフォーマンスを示しています。2018〜2019年の冬季のHiSCOREデータでこの短いフレアの検索が実行されます。ダブルリピーターの候補が1つ検出されましたが、バックグラウンドEASイベントによるこのような過渡現象のランダムシミュレーションの推定確率は10％以上であり、検出された候補が実際の天体物理学的過渡現象に対応するとは言えません。磁束密度が$10^{-4}\mathrm{erg/s/cm}^2$を超え、持続時間が5\、nsを超える光スパイクの周波数の上限は、$\sim2として確立されます。\times10^{-3}$イベント/sr/時間。
太陽のような若い星V530Perの表面磁気と隆起の短期変動
目的：散開星団$\alpha$Perseiのクールなメンバーである超高速回転子（$P\sim0.32d$）V530Perの光球と彩層の磁気トレーサーを調査して、短期間の変動性を特徴付けます。この典型的な若い、急速に回転する太陽のような星の磁気活動と大規模な磁場の分析。方法：時間分解分光偏光観測を4つの近くの夜に広げて、Zeeman-Dopplerイメージングを通じてV530Perの輝度分布と大規模磁場ジオメトリを再構築しました。同時に、緯度差回転による表面の短期変動を推定しました。同じデータセットを使用して、H$\alpha$放射のトモグラフィーを介してプロミネンスの空間分布もマッピングしました。結果：以前の研究と同様に、大きなダークスポットがV530Perの極域を占め、低緯度では小さく、暗く、明るいスポットがあります。大規模な磁場は、トロイダルでほとんど軸対称の成分によって支配されます。最大ラジアル電界強度は$\sim1$kGに等しくなります。表面の差動回転は、太陽のせん断レベルに近い、滑らかな太陽のようなせん断d$\Omega=0.053\pm0.004$rad.d$^{-1}$と一致しています。プロミネンスパターンは、共回転半径の近くに閉じ込められた安定したコンポーネントを表示します。また、数分から数日の範囲のタイムスケールで、急速に進化するH$\alpha$放出構造を観察します。速いH$\alpha$の進化は、スポットまたは磁気カバレッジで検出された光球の変化とは関連していませんでした。
分光データと測光データを分析して、プレアデス星団、プレセペ星団、M35の3つの散開星団の星の投影傾斜角を決定します。各クラスターの42、35、67個の星の$\sini$値をそれぞれ決定し、それらの分布から、等方性スピンと適度な整列の両方がプレアデス星団とプレセペ星団のデータと一致していることがわかります。単一のクラスターでこれらのシナリオを区別することは困難ですが、そのような分布のアンサンブルは区別を容易にする場合があります。M35の傾斜分布は、等方性スピンと異方性スピンの重ね合わせと最も一致しており、その原因は系統的誤差または整列した星の物理的グループ化である可能性があります。また、視線速度と固有運動を使用して、内部クラスターの運動学を研究します。私たちの運動学分析は、反時計回りの方向に$0.132\pm0.022$kms$^{-1}$の平均速度で、Praesepeの重要な空の平面の回転を明らかにします。
TESS分野の4つの新しい食連星システム：CD-34 13220、HD 295082、TYC 6484-426-1、TYC 6527-2310-1
TESSフィールドの4つのターゲットの二値性の最初の証拠を提示します。温度はSED分析によって推定され、軌道周期が決定されます。システムのTESS光度曲線が分析され、軌道および絶対パラメータが導出されます。ターゲットはまた、同じ形態学的タイプを持つよく研究された連星システムと比較され、それらの進化状態が議論されます。私たちの結果は、星が食の分離した連星系のクラスに属していることを示しています。
2003年から2020年の間に観測されたSORCESIM放射照度から計算された太陽温度変動
| Title |
Solar_Temperature_Variations_Computed_from_SORCE_SIM_Irradiances_Observed_During_2003-2020 |
| Authors |
Robert_F._Cahalan,_Paulino_Ajiquichi,_Gaspar_Yataz_(_(1)_Goddard_Space_Flight_Center_and_CHEARS,_(2)_Universidad_del_Valle_de_Guatemala_) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.08736 |
サイクル23と24の間の最小の太陽活動の「基準日」について、各波長の太陽スペクトル放射照度から輝度温度を計算します。基準日の値に関する放射照度と温度の小さな変動を考慮し、基準値に関するテイラー展開によって線形および2次の分析温度近似を導き出します。近似精度を決定するために、毎日計算された正確な明るさの温度と比較します。二次解析的近似は正確な結果を過小評価しているのに対し、線形解析的近似は過大評価していることがわかります。Rソフトウェアを使用して、二乗平均平方根誤差が最小の統計的適合モデルを見つけます。二次統計適合モデルが最小の二乗平均平方根誤差を与え、正確に非常に近い結果を与えることを示します。
歪んだ円盤の観測は、さまざまな天体物理学の文脈におけるワープの遍在性を浮き彫りにしました。これは、ワープの進化のダイナミクスを理解するための理論的な取り組みによって補完されています。ワープディスクのダイナミクスを理解するための多大な努力にもかかわらず、以前の研究では、おそらく最も一般的な体制、つまり軌道、遊星、垂直の振動周波数の間に共振があるケプラーディスクの非線形ワープに対処できていません。この作業では、このような共振ワープダイナミクスを理解するためのフレームワークとして、FairbairnとOgilvieによって最近開発された新しい非線形リングモデルを実装します。ここでは、ワープの振幅が増加するにつれて、2つの異なる非線形領域が明らかになります。最初に、ディスクの振動する垂直運動の平均ラグランジアンの観点からワープの進化を説明する滑らかな変調理論を見つけます。これは、一般化された世俗的な枠組みの下で以前のワープ理論を結び付ける可能性を示唆しています。ワープの振幅が、リングのアスペクト比の平方根としてスケーリングされる臨界値を超えると、ディスクは、軌道ごとに2回の極端な垂直圧縮を伴うバウンド体制に入ります。完全な方程式セットを使用して数値的に識別される、特別な逆行および順行歳差運動の歪んだ解を予測する衝動的な理論を開発します。このようなソリューションは、ディスク内の非線形垂直振動の本質的な活性化を強調し、エネルギーとワープ散逸に重要な影響を与える可能性があります。今後の作業では、反ったディスクの内部流れ構造の詳細な数値研究でこの動作を検索する必要があります。
内側の原始惑星系円盤の時間依存の長期流体力学シミュレーションI：恒星の磁気トルクの重要性
| Title |
Time-dependent,_long-term_hydrodynamic_simulations_of_the_inner_protoplanetary_disk_I:_The_importance_of_stellar_magnetic_torques |
| Authors |
D._Steiner,_L._Gehrig,_B._W._Ratschiner,_F._Ragossnig,_E._I._Vorobyov,_M._G\"udel,_E._A._Dorfi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.08919 |
原始惑星系円盤（PPD）の内部領域のシミュレーションを実行して、原始星の磁場がそれらの長期的な進化に及ぼす影響を調査します。恒星磁場の影響を取り入れた内部境界モデルを使用しています。内側のディスクの位置は、質量降着率と磁場の強さに依存します。このモデルを使用して、一時的な降着イベントに対する磁気的に切り詰められた内部ディスクの応答を研究します。さらに、原始星の磁場の強さを変化させ、PPDの長期的な振る舞いに対する磁場の影響を調査します。軸対称流体力学方程式を自己無撞着に解く完全に暗黙的な1+1DTAPIRコードを使用します。私たちのモデルは、星に近いディスクのダイナミクスを調査し、同時に長期的な進化シミュレーションを実行することを可能にし、定常拡散限界に放射状放射輸送を含みます。TAPIRコードには、恒星の磁気トルク、圧力勾配の影響、および可変の内側ディスク半径を含めて、最も内側のディスク領域をより自己矛盾のない方法で記述し、このアプローチがディスクのダイナミクスを特に爆発時の単純化された拡散進化方程式。規定された恒星磁場、局所的な圧力勾配、および可変の内側ディスク半径の影響により、PPDの最も内側の領域でのガスダイナミクスのより一貫した記述が得られます。最も内側のディスク領域に作用する磁気トルクとPPDの長期的な進化を組み合わせると、これまでにない結果が得られ、ディスク構造全体がその寿命全体にわたって影響を受けます。さらに、1+1Dモデルとより洗練された多次元コードを組み合わせることで、PPDの理解をさらに深めることができることを強調したいと思います。
ステラルーメン階層システムに関する新しいデータの蓄積とそれらの形成の数値シミュレーションの進歩は、これらのシステムの遺伝的分類への扉を開きます。そこでは、オブジェクトの特定のグループ（ファミリー）のプロパティがそれらの形成メカニズムと初期の進化に暫定的に関連しています。既知の恒星階層の構造と統計的傾向の簡単なレビューが与えられます。バイナリのように、それらは、連続的または同時に発生するディスクとコアの断片化イベントによって形成され、その後、ガスの継続的な降着と星間の動的相互作用によって駆動される質量と軌道の進化が続きます。いくつかの基本的な形成シナリオが提案され、実際のシステムのアーキテクチャに定性的に関連付けられていますが、これらのシナリオの定量的な予測はまだ保留中です。システムサイズの減少に伴って軌道整列が増加するという一般的な傾向は、降着駆動の軌道移動の重要な役割を示しています。これは、同じシステムに属する通常比較可能な星の質量も説明しています。一部の階層のアーキテクチャには、混沌とした動的な相互作用の痕跡があります。各ファミリの特徴は、いくつかの実際のシステムによって示されています。
日震および磁気イメージャ（HMI）ベクトル磁場反転コードの改善
| Title |
Improvement_of_the_Helioseismic_and_Magnetic_Imager_(HMI)_Vector_Magnetic_Field_Inversion_Code |
| Authors |
Ana_Bel\'en_Gri\~n\'on-Mar\'in,_Adur_Pastor_Yabar,_Yang_Liu,_J._Todd_Hoeksema,_Aimee_Norton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.09131 |
スペクトル線反転コードであるストークスベクトルの超高速反転（VFISV）は、2010年5月から、太陽力学観測所（SDO）に搭載された日震磁気イメージャ（HMI）によって行われた分光偏光観測から太陽大気パラメーターを推測するために使用されています。）。磁気充填率、つまり磁場が占める解像度要素を持つ表面の割合は、現在のバージョンのVFISVでは一定の値1になるように設定されています。このレポートでは、空間的に完全に分解されていない領域の中間値の磁場強度について、HMIで観測された分光偏光データの改善された反転戦略について説明します。VFISV反転コードが変更され、1つは磁性でもう1つは非磁性の2つの異なるコンポーネントでストークスプロファイルを反転できるようになりました。このスキームでは、磁場の強さ、傾き、方位角を除いて、両方のコンポーネントが大気コンポーネントを共有します。新しい戦略が有用かどうかを判断するために、ベイズ分析を使用して、1つの磁気コンポーネント（HMI反転の元のバージョン）と2つのコンポーネント（改良バージョン）で反転された推定パラメーターを評価します。中程度の磁場強度を持つピクセル（プラージュなど）では、新しいバージョンは、充填率と磁場ベクトルの統計的に有意な値を提供します。ストークスプロファイルのフィッティングが改善されるだけでなく、磁気パラメータと視線速度の推測が独自に取得されます。新しい戦略は、中程度の磁場領域の東西磁場成分の異常な半球バイアスを緩和するのにも効果的であることが証明されています。
ファン脊椎磁気システム内の交感神経フィラメントの噴火
| Title |
Sympathetic_Filament_Eruptions_within_a_Fan-spine_Magnetic_System |
| Authors |
Chengrui_Zhou,_Yuandeng_Shen,_Xinping_Zhou,_Zehao_Tang,_Yadan_Duan,_and_Song_Tan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.09285 |
短い時間間隔内の異なるサイトでの連続したフィラメントの噴火が物理的に接続されているかどうかは不明です。ここでは、冠状磁場がファンスパイン磁気システムとして示された三極磁場領域での大小のフィラメントの連続的な噴火の観察を提示します。ソーラーダイナミクスオブザーバトリー（SDO）による多波長観測と外挿された3次元コロナ磁場を分析することにより、2つのフィラメントがそれぞれファンスパインの内部ファン構造を構成する2つのローブに存在することがわかります。磁気システム。さらに、小さな扇状地系は、大きな扇状地系の扇状構造の東葉に位置する押しつぶし係数Qマップによっても明らかになりました。小さなフィラメントの噴火は失敗したフィラメントの噴火であり、3つのフレアリボンと3つの磁気極性を接続する2つのポストフレアループシステムを除いて、コロナ質量放出（CME）を引き起こしませんでした。大きなフィラメントの噴火は、小さなフィラメントの噴火で観察されたのと同様のポストフレアループシステムとフレアリボンを引き起こしただけでなく、大規模なCMEも引き起こしました。我々の分析結果に基づいて、我々は、2つの連続するフィラメントの噴火が物理的に接続されており、小さなフィラメントの噴火によって引き起こされたトポロジーの変化が物理的なつながりであると考えられると結論付けます。さらに、小さな扇状の背骨構造の噴火は、大きなフィラメントの不安定性と激しい噴火をさらに加速させました。
MUSE面分光器による個々の星の信頼できる恒星の存在量
| Title |
Reliable_stellar_abundances_of_individual_stars_with_the_MUSE_integral-field_spectrograph |
| Authors |
Zixian_Wang_(Purmortal),_Michael_R._Hayden,_Sanjib_Sharma,_Maosheng_Xiang,_Yuan-Sen_Ting,_Joss_Bland-Hawthorn,_Boquan_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.09327 |
データ駆動型の機械学習手法を利用して、MUSEフィールドで観測された星の恒星ラベルを導出するための新しいアプローチを紹介します。LAMOSTとMUSEの機器の同等のスペクトル特性（分解能、波長範囲）を利用して、LAMOST観測で使用されるデータ駆動型ペイン（DD-Payne）モデルを採用し、MUSEフィールドで観測される星に適用します。驚くべきことに、機器の違いにもかかわらず、$T_{\rmeff}$で70K以上、$\logg$で0.15dex、いくつかの存在量で0.1dex（[Fe/H]）の恒星ラベルを決定できます。、[Mg/Fe]、[Si/Fe]など）現在のMUSE観測用。MUSEは、6年前に最初に運用されて以来、現在までに南天の13,000のフィールドをターゲットにするために使用されており、球状星団や天の川バルジなどの密集した星のフィールドを研究する能力がユニークです。私たちの方法は、これらの分野のすべての星の恒星パラメータの自動決定を可能にします。さらに、LAMOSTと同様の解像度を持つ他の分光器によって収集されたデータへのアプリケーションへの扉を開きます。今後のBlueMUSEとMAVISにより、まったく新しい範囲の化学物質の存在量に、より高い精度でアクセスできるようになります。特に、[Y/Fe]や[Ba/Fe]など、恒星のターゲットの主要な年齢診断を提供する重要なsプロセス要素にアクセスできます。。
将来の重力波検出器に対するポイントアブソーバーの制限
| Title |
Point_Absorber_Limits_to_Future_Gravitational-Wave_Detectors |
| Authors |
W._Jia,_H._Yamamoto,_K._Kuns,_A._Effler,_M._Evans,_P._Fritschel,_R._Abbott,_C._Adams,_R._X._Adhikari,_A._Ananyeva,_S._Appert,_K._Arai,_J._S._Areeda,_Y._Asali,_S._M._Aston,_C._Austin,_A._M._Baer,_M._Ball,_S._W._Ballmer,_S._Banagiri,_D._Barker,_L._Barsotti,_J._Bartlett,_B._K._Berger,_J._Betzwieser,_D._Bhattacharjee,_G._Billingsley,_S._Biscans,_C._D._Blair,_R._M._Blair,_N._Bode,_P._Booker,_R._Bork,_A._Bramley,_A._F._Brooks,_D._D._Brown,_A._Buikema,_C._Cahillane,_K._C._Cannon,_X._Chen,_A._A._Ciobanu,_F._Clara,_C._M._Compton,_S._J._Cooper,_K._R._Corley,_S._T._Countryman,_P._B._Covas,_D._C._Coyne,_L._E._H._Datrier,_D._Davis,_C._Di_Fronzo,_K._L._Dooley,_J._C._Driggers,_P._Dupej,_S._E._Dwyer,_T._Etzel,_T._M._Evans,_J._Feicht,_A._Fernandez-Galiana,_V._V._Frolov,_P._Fulda,_M._Fyffe,_J._A._Giaime,_K._D._Giardina,_et_al._(137_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.08743 |
高品質の光共振キャビティは、通常100万分の1のスケールで、低い光損失を必要とします。ただし、キャビティ内を循環する光を吸収する共振器ミラー上の意図しないミクロンスケールの汚染物質は、表面を熱弾性的に変形させる可能性があり、したがって、共振モードから光を散乱させることによって損失を増加させます。ポイントアブソーバー効果は、一部の高出力キャビティ実験、たとえばAdvancedLIGO重力波検出器の制限要因です。このレターでは、第一原理からのポイントアブソーバー効果への一般的なアプローチを提示し、散乱の増加への寄与をシミュレートします。現在および将来の重力波検出器で達成可能な循環電力は、さまざまなポイントアブソーバー構成を指定して統計的に計算されます。私たちの定式化は、その場フォトダイオードによって測定されたAdvancedLIGOのアームキャビティ内の散乱パワーと比較して実験的にさらに確認されています。ここで紹介する理解は、高い光パワーをサポートし、量子ノイズを低減する将来の重力波検出器を設計するための世界的な取り組みにおける重要なツールを提供します。
重力波標準サイレンによる宇宙論的余分な次元の制約：理論から現在および将来のマルチメッセンジャー観測まで
| Title |
Constraining_cosmological_extra_dimensions_with_gravitational_wave_standard_sirens:_from_theory_to_current_and_future_multi-messenger_observations |
| Authors |
Maxence_Corman,_Abhirup_Ghosh,_Celia_Escamilla-Rivera,_Martin_A.Hendry,_Sylvain_Marsat_and_Nicola_Tamanini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.08748 |
宇宙論的距離での重力波（GW）の伝播は、最大規模で重力相互作用をテストするための新しい方法を提供します。観測された宇宙の加速を説明するために通常導入される多くの修正された重力理論は、標準的な電磁（EM）観測に関して代替的かつ補完的な方法で精査することができます。この論文では、大規模で余分な空間次元を持つ均質で等方性の宇宙論を検討します。これは、余分な次元の修正重力宇宙論モデルの単純な現象論的プロトタイプを表しています。重力が高次元時空を伝播すると仮定することにより、光子は一般相対性理論の通常の4次元に制約されますが、第一原理から、GW検出器によって測定された光度距離とEM観測によって推定された光度距離の関係を導き出します。次に、この関係を使用して、連星中性子星イベントGW170817と連星ブラックホール合併GW190521で宇宙論的な余分な次元の数を制限します。さらに、大規模なブラックホール連星（MBHB）の合併のマルチメッセンジャー観測をシミュレートすることにより、レーザー干渉計宇宙アンテナ（LISA）の予測を提供します。このホワイトペーパーでは、高赤方偏移でのマルチメッセンジャーGWイベントから得られる結果、特にLISAMBHBから予想される制約に影響を与える、GW-EM光度距離関係の追加の赤方偏移依存性を決定的に無視した以前の分析を拡張および更新します。
| Title |
Spectral_splits_and_entanglement_entropy_in_collective_neutrino_oscillations |
| Authors |
Amol_V._Patwardhan,_Michael_J._Cervia,_A._B._Balantekin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.08995 |
コア崩壊超新星、中性子星合体、またはニュートリノフラックスが非常に高くなる可能性がある初期宇宙などの環境では、ニュートリノとニュートリノの相互作用が認められ、それらのフレーバーの進化に大きく貢献します。このような相互作用するニュートリノのシステムは、量子多体システムと見なすことができ、相互作用するニュートリノのガス中で発生する、自明でない量子相関、すなわちエンタングルメントの見通しが以前に調査されています。この研究では、個々のニュートリノと残りのアンサンブルとの絡み合いのエントロピーと、集合的なニュートリノ振動の結果として発生するこれらのニュートリノのエネルギースペクトルにおけるスペクトル分割の発生との間の興味深い関係を明らかにします。特に、さまざまなタイプのニュートリノスペクトルについて、エネルギースペクトル内の位置がスペクトル分割に最も近いニュートリノでエンタングルメントエントロピーが最も高いことを示します。この傾向は、これらの分裂に近いニュートリノの中で量子もつれが最も強いことを示しています。これは、多体系のサイズが大きくなっても持続するように見える振る舞いです。
温密物質における衝撃物理学-量子流体力学の展望
| Title |
Shock_Physics_in_Warm_Dense_Matter--a_quantum_hydrodynamics_perspective |
| Authors |
F._Graziani,_Z._Moldabekov,_B._Olson,_M._Bonitz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.09081 |
温密物質（WDM）-固相とプラズマ相の間のエキゾチックで高度に圧縮された物質の状態は、特に天体物理学と慣性閉じ込め核融合の場合、現在非常に重要です。後者の場合、特に圧縮衝撃の伝播が重要です。WDMの衝撃伝播における主な未知数は、電子の振る舞いです。これは、電子が同時に説明する必要のある相関、量子効果、およびスピン効果によって支配されているためです。ここでは、量子流体力学モデルを使用して、温かい高密度電子ガスの衝撃ダイナミクスについて説明します。数値流体力学シミュレーションから、量子ボーム圧力がせん断力を誘発し、衝撃の形成と強度を弱めることがわかります。これは、衝撃波形成の初期段階の理論的分析によって確認されています。私たちの理論的および数値的分析により、ボーム力の影響が重要となる特徴的な無次元の衝撃伝播パラメータを特定することができます。
| Title |
Kaniadakis_holographic_dark_energy |
| Authors |
Niki_Drepanou,_Andreas_Lymperis,_Emmanuel_N._Saridakis,_Kuralay_Yesmakhanova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.09181 |
相対論的統計理論から生じるボルツマン-ギブスエントロピーの一般化であり、標準式からの偏差を定量化する単一のパラメーター$K$によって特徴付けられる、カニアダキスエントロピーに基づいてホログラフィックダークエネルギーシナリオを構築します。有効な暗黒エネルギー密度パラメーターの展開を決定する微分方程式を抽出し、対応する状態方程式および減速パラメーターの解析式を提供します。宇宙は、物質と暗黒エネルギーの時代のシーケンスを伴う標準的な熱履歴を示し、加速への移行は$z\upperx0.6$で行われることを示します。ダークエネルギーの状態方程式パラメーターに関しては、クインテッセンスのような、ファントムのような、または過去または将来のファントム分割交差を経験する、豊かな動作をすることができることを示します。最後に、遠い将来、暗黒エネルギーが完全に支配的になり、その状態方程式の漸近値は2つのモデルパラメーターの値に依存します。
反射的行動：出版圧力が天文学の研究の質にどのように影響するか
リフレクティブメトリクスは、科学における説明責任とパフォーマンス測定の需要がここ数十年の研究文化をどのように形作ったかを調査する科学研究の一分野です。過度の競争と出版圧力は、この新自由主義文化の一部です。科学者はこれらの圧力にどのように対応しますか？研究公正性と組織文化に関する研究は、組織によって不当に扱われていると感じる人々は、科学的不正行為などの逸脱した行動に従事する可能性が高いことを示唆しています。この研究は、組織文化が研究の完全性に与える影響に関する研究と組み合わせて、再帰的な指標に基づいて構築することにより、天文学者の研究行動を反映しています。圧力と分配的および組織的正義？2）科学的不正行為は研究の質にどのような影響を及ぼしますか？この反省を行うために、私たちは世界中の学術および非学術の天文学者の包括的な調査を実施し、3,509の回答を受け取りました。出版圧力は、違法行為の発生における差異の10％、分配的および組織的正義の認識の差異の7〜13％、ならびに仕事への過剰なコミットメントを説明していることがわかりました。科学的不正行為が研究の質に与える影響についての私たちの結果は、疑わしい研究慣行の認識論的危害を過小評価してはならないことを示しています。これは、ポリシーを変更する必要があることを示しています。特に、助成金、望遠鏡の時間、制度的報酬の割り当てにおける測定基準（出版率など）への注意が少ないと、より良い科学的行動、ひいては研究の質が促進されます。
湾曲した時空の状態方程式からの中性子星のより高い質量限界
| Title |
Higher_mass_limits_of_neutron_stars_from_the_equation_of_states_in_curved_spacetime |
| Authors |
Golam_Mortuza_Hossain_and_Susobhan_Mandal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.09606 |
中性子星のトルマン-オッペンハイマー-ボルコフ方程式を解くために、ミンコフスキー時空で計算される状態方程式を日常的に使用します。第一原理アプローチを使用して、中性子星の湾曲した時空内で計算される状態方程式が重力時間の遅れの影響を含むことが示されています。これは、星の長さスケール全体で放射状に変化する内部メトリックが原因で発生し、その結果、はるかに高い質量制限につながります。例として、核物質の$\sigma-\omega$モデルのパラメータの特定のセットについて、最大質量制限が$1.61M_{\odot}$から$2.24M_{\odot}$に増加することが示されています。重力時間の遅れの包含。
