銀河相互相関を使用したSPHERExによる宇宙赤外線背景放射
| Title |
Cosmic_Near-Infrared_Background_Tomography_with_SPHEREx_Using_Galaxy_Cross-Correlations |
| Authors |
Yun-Ting_Cheng,_Tzu-Ching_Chang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.10914 |
銀河系外の背景光（EBL）は、宇宙の歴史を通してすべての放射源からの統合された光で構成されています。近赤外線波長では、EBLは宇宙時間全体の恒星放射によって支配されます。ただし、発光源のスペクトル情報と赤方偏移情報は絡み合っており、絶対測光や変動測定で直接測定することはできません。EBL放射は同じ赤方偏移からの外部トレーサーとのみ相関するため、近赤外線マップを既知の赤方偏移のトレーサーと相互相関させると、EBL赤方偏移トモグラフィーが可能になります。ここでは、今後の近赤外線スペクトルイメージング調査であるSPHERExを現在および将来のいくつかの銀河赤方偏移調査と相互相関させることにより、赤方偏移の関数としてEBLスペクトルエネルギー分布を調査する感度を予測します。モデル銀河の光度関数を使用して、クロスパワースペクトルのクラスタリング振幅を大規模に推定し、近赤外EBLスペクトルを断層撮影で$z\sim6$まで検出できると予測します。また、$z\sim10$までの小規模なクロスパワースペクトルの有意性の高い測定値（$\sim10^2-10^4\sigma$）を予測します。大規模なクロスパワースペクトルの振幅は、連続体と線放射の両方を介して恒星合成プロセスの宇宙進化を制約する可能性がありますが、非線形およびポアソンノイズスケールでは、高感度測定により平均スペクトルをプローブできます赤方偏移全体のトレーサー母集団に関連付けます。
これらの講義では、過去数年間に開発された暗黒物質の超流動の理論について説明します。暗黒物質の粒子はアクシオンのようなもので、質量はeV程度です。それらはボーズ・アインシュタインが銀河ハローの中央領域で超流動相に凝縮します。超流動フォノン励起は次にバリオンに結合し、（ニュートン重力を超えて）長距離力を媒介します。超流動状態方程式を適切に選択するために、この力はミルグロムの法則で具体化されたさまざまな銀河のスケーリング関係を再現します。したがって、暗黒物質と修正された重力現象は、超流動の豊富でよく研究された物理学を通して統一された、単一の基礎となる物質の異なる段階を表しています。
コンパクトな原子勾配計による洗練された超軽量スカラー暗黒物質検索
原子干渉法は、超軽量スカラー暗黒物質（ULDM）によって引き起こされる原子遷移エネルギーの振動を検索するために使用できる強力な実験手法です。以前の研究では、原子干渉計が非常に長いベースラインの端に配置されている、km長の原子勾配計のULDMに対する感度に焦点が当てられていました。この作業では、任意の長さの垂直原子勾配計の線形結合スカラーULDM候補によって誘導される時間依存信号の処理を一般化し、短いベースライン勾配計構成でULDM信号に特に影響を与える補正係数を見つけます。これらの結果を使用して、オックスフォードで運用されるコンパクトな10m勾配計であるAION-10の感度推定値を改良し、線形結合スカラーULDMに対する感度を高める最適な実験パラメーターについて説明します。ブロードバンドモードと共振モードで動作するデバイスの感度範囲を比較した後、適切に設計されたコンパクトな原子勾配計が、まだ制約されていない暗黒物質パラメーター空間の領域を探索できることを示します。
弱いレンズ効果からの深層学習を介して宇宙論とバリオン物理学を同時に制約する
| Title |
Simultaneously_constraining_cosmology_and_baryonic_physics_via_deep_learning_from_weak_lensing |
| Authors |
Tianhuan_Lu,_Zolt\'an_Haiman,_Jos\'e_Manuel_Zorrilla_Matilla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11060 |
進行中および計画中の弱いレンズ効果（WL）調査は、数分角までの角度スケールに関する情報を含むのに十分な深さになりつつあります。これらの小さなスケールから情報を完全に抽出するには、バリオン効果を正確に考慮しながら、宇宙論的なWL信号で非ガウスの特徴をキャプチャする必要があります。この作業では、銀河の形成とフィードバックの効果を模倣して、暗黒物質のみの$N$体シミュレーションで物質分布を変更するバリオン補正モデルを介してバリオン物理学を説明します。このモデルは、$\Omega_\mathrm{m}-\sigma_8$空間の宇宙論モデルのグリッドにまたがる、レイトレーシングシミュレーションの大規模なスイートに実装されています。次に、畳み込みニューラルネットワーク（CNN）アーキテクチャを開発して、シミュレートされたWL収束マップから宇宙論的パラメーターとバリオンパラメーターを同時に学習して制約します。Hyper-SuprimeCam（HSC）のような調査では、CNNは$\Omega_\mathrm{m}-\sigma_8$スペース（$1\sigma$領域）で1.7$\times$より厳しい制約を達成していることがわかりました。パワースペクトルとピークカウントよりも2.1$\times$タイトであり、CNNがバリオン効果を無視しながらも非ガウス宇宙論情報を効率的に抽出できることを示しています。CNNをパワースペクトルと組み合わせると、バリオン効果により、$\Omega_\mathrm{m}-\sigma_8$空間の制約が2.4倍低下します。これに対して、どちらかの方法だけ。
屈折重力の共変定式化
標準的なポアソン方程式に重力誘電率（局所質量密度の単調関数）を導入することに基づく古典的な重力理論である屈折重力（RG）の共変定式化を提案します。重力誘電率は暗黒物質の現象学を模倣しています。RG（CRG）の共変定式化は、スカラーテンソル理論のクラスに属します。ここで、スカラー場$\varphi$は自己相互作用ポテンシャル$\mathcal{V}（\varphi）=-\Xi\varphi$、$\Xi$を使用して正規化定数。スカラー場が弱場限界の重力誘電率の2倍であることを示します。密度の球形のソース$\rho_s（r）$から遠く離れて、ニュートンとRGレジーム間の遷移は加速スケール$a_\Xi=（2\Xi-8\piG\rho/\varphi）^の下に表示されます。{1/2}$、$\rho=\rho_s+\rho_\mathrm{bg}$および$\rho_\mathrm{bg}$は等方性で均質な背景です。制限$2\Xi\gg8\piG\rho/\varphi$で、$a_\Xi\sim10^{-10}$〜m〜s$^{-2}$を取得します。この加速度は、修正ニュートン力学（MOND）で最初に導入された加速度$a_0$に相当します。また、CRGから、拡大する均質で等方性の宇宙の修正フリードマン方程式を導き出します。暗黒物質を模倣する同じスカラー場も宇宙の加速膨張を駆動することがわかります。$\Xi$は、標準模型の宇宙定数$\Lambda$とほぼ同様の役割を果たし、同等の値を持っているため、CRGは既知の関係$a_0\sim\Lambda^{1/2}$の自然な説明を提案します。。したがって、CRGは、単一のスカラー場で宇宙構造と膨張宇宙の両方のダイナミクスを記述しているように見え、2つの暗黒物質を統合するモデルのファミリーに属し、現在暗黒物質と暗黒エネルギーに起因する現象間の深い関係の可能性を強調しています。別々に。
フェルミ大面積望遠鏡による矮小不規則銀河の暗黒物質探索
| Title |
Dark_Matter_search_in_dwarf_irregular_galaxies_with_the_Fermi_Large_Area_Telescope |
| Authors |
V._Gammaldi,_J._P\'erez-Romero,_J._Coronado-Bl\'azquez,_M._Di_Mauro,_E._V._Karukes,_M.A._S\'anchez-Conde,_P._Salucci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11291 |
7つの矮小不規則（dIrr）銀河の空の領域に対応する11年間のFermi-LATデータを分析します。DIrrは暗黒物質（DM）が支配的なシステムであり、ガンマ線によるDMの間接探索の興味深いターゲットとして提案されています。銀河は、観測と数値シミュレーションから推測された密度プロファイル（コアとカスプ）の間に強い不一致がある興味深いケースを表しています。この作業では、回転曲線への適合（この場合はBurkertコアプロファイル）とN体宇宙論シミュレーションの結果（つまり、NFWカスピープロファイル）の両方に基づいて、2つの異なるDMプロファイルを検討することで問題に対処しました。また、分析にはハローの下部構造を含めます。これにより、dIrrのようなハローのDM信号が10倍になると予想されます。各DMモデルとdIrrについて、Fermi-LATデータの分析に使用されると予想されるDM誘導ガンマ線信号の空間テンプレートを作成します。サンプルのどのターゲットからも有意な発光は検出されません。したがって、DM消滅断面積と質量パラメータ空間の上限を計算します。7つのdIrrの中で、採用されたDMプロファイルとは関係なく、IC10とNGC6822が最も厳しい個別の制約をもたらすことがわかりました。また、サンプル内のすべてのオブジェクトに対して結合されたDM制限を生成します。これは、すべてのDMモデルと消滅チャネル（$b\bar{b}$、$\tau^+\tau^-$、および$W^+W^-$。最も強い制約は$b\bar{b}$で取得され、$\langle\sigmav\rangle\sim7\times10^{-26}\text{cm}^{3}\textのレベルにあります。{s}^{-1}$at$m_\chi\sim6$GeV。これらの制限は、WIMPの質量が小さい場合の熱遺物の断面積よりも3倍高くなりますが、他のターゲットによって得られる制限とは独立しており、補完的です。
| Title |
Relaxation_times_for_Bose-Einstein_condensation_by_self-interaction_and_gravity |
| Authors |
Jiajun_Chen,_Xiaolong_Du,_Erik_Lentz,_David_J._E._Marsh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11474 |
この手紙では、重力相互作用がある場合とない場合の両方で、魅力的な自己相互作用を持つスカラー場のボーズ・アインシュタイン凝縮を研究しています。完全な動力学シミュレーションにより、自己相互作用による凝縮時間スケールが、数密度$n$と自己結合定数$g$の2乗に反比例することを確認します（$\tau\propton^{-2}g^{-2}$）。私たちの結果は、カークパトリックらによる最近の予測を反証します。（2020）\cite{Kirkpatrick：2020fwd}は、自己相互作用緩和時間が$n|g|$に反比例することを示しています。Kirkpatricketal。がなぜかについて説明します。間違っている可能性があります。また、グロス-ピタエフスキー-ポアソン方程式を解き、結果を理論モデルと比較することにより、自己相互作用と重力の両方が重要な場合の凝縮時間スケールを調査します。
その形成の文脈におけるTRAPPIST-1システムのダイナミクス
TRAPPIST-1は0.09$M_{\odot}$の星で、地球サイズの7つの惑星からなるシステムがあります。2つの主な特徴が際立っています。（i）すべての惑星は同様の半径、質量、および組成を持っています。（ii）すべての惑星が共鳴している。以前の作品は、同様の組成の惑星がH$_2$O雪線（この低質量星の場合は${\sim}0.1$au）で連続して形成される小石駆動の形成シナリオを概説しています。その後の形成と移動が現在の共振構成につながると仮定された。ここでは、シーケンシャル惑星形成モデルが、2体および3体の平均運動共鳴構造を特徴とする現在の共鳴構成を実際に生成できるかどうかを調査します。N体シミュレーションを実行し、タイプIの移動、恒星の潮汐減衰、ディスクの離心率の減衰を考慮し、ディスクの内縁に移動バリアを配置します。TRAPPIST-1システムの現在の動的構成がシーケンシャルフォーメーション/マイグレーションモデルと一致していることを示します。最初に、一次共振のチェーンが収束移動によってディスクの内側の端に形成されました。TRAPPIST-1bとcは、ガスディスクの分散中に、移行バリアを越えてガスのない空洞に移動したと主張します。次に、分散ディスクは、惑星bとcを、観測された共振に近い構成に落ち着くまで内側に押し込みました。その後、恒星の潮汐トルクもまた、内部システムの適度な分離に起因しました。私たちのシナリオは、他のコンパクトな共鳴惑星系にも適用できると主張します。
私たちの太陽系によって捕獲された星間天体の運命について
太陽系を横断する星間天体`オウムアムアとボリソフの最近の発見により、星間天体のダイナミクスを理解することはこれまで以上に急務となっています。これらの検出は、捕獲された星間物質が私たちの太陽系に閉じ込められる可能性を浮き彫りにしました。この問題を厳密に調査するための最初のステップは、恒星間天体の捕獲断面積を双曲線過剰速度の関数として計算することです。これは、任意の速度分散と畳み込み、捕獲率を計算できます（Napieret。al.2021）。断面積は、太陽系に存在するエイリアンの岩石の質量を計算するための最初のステップを提供しますが、キャプチャされたオブジェクトの寿命も知る必要があります。N体シミュレーションのアンサンブルを使用して、キャプチャされた恒星間天体の動的寿命を特徴付け、（キャプチャ以降の）時間の関数として生き残ったオブジェクトの割合を決定します。また、彼らの世俗的な進化を推進する主要な効果を明らかにします。最後に、結果として得られる動的寿命関数を使用して、太陽系で捕捉された星間物質の現在の在庫を推定します。フィールドからのキャプチャでは、定常状態の質量が$\sim10^{-13}M_{\oplus}$しかないのに対し、出生クラスターのキャプチャイベントから残っている質量はおよそ$10^{-9}M_であることがわかります。{\oplus}$。
位相依存スペクトル主成分分析による太陽系外惑星上の海洋の検出
| Title |
Detecting_Oceans_on_Exoplanets_with_Phase-Dependent_Spectral_Principal_Component_Analysis |
| Authors |
Dominick_J._Ryan_and_Tyler_D._Robinson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11062 |
安定した表面の液体の水は、太陽系外惑星の居住性の重要な指標です。ただし、潜在的に地球のような太陽系外惑星上の海洋を直接検出するためのアプローチはほとんどありません。ほとんどの場合、海の輝きと呼ばれる水面からのホストの星の光の鏡面反射は、居住可能な状態の検出を可能にする液体の重要な側面であることが証明されています。ここでは、地球のような太陽系外惑星の軌道位相依存観測に適用されるスペクトル主成分分析（PCA）が、海洋の輝き、したがって居住性を検出する簡単な手段を提供できることを提案します。地球の忠実度の高い軌道分解スペクトルモデルを使用し、提案された地球外直接イメージングコンセプトミッションに適用可能な機器機能について、三日月相の海洋グリントの極端な赤化効果が、位相依存を説明する主要なスペクトル成分として示されます60〜90度にわたる軌道傾斜角の変動。より極端な三日月相にアクセスできない小さな軌道傾斜角では、グリントは惑星の明るさを大幅に増加させることができますが、赤みの影響はそれほど顕著ではなく、その結果、グリントは位相依存スペクトルPCAによって明確に示されません。将来の太陽系外惑星の直接イメージングミッションの概念のための機器モデルを使用して、システム距離とミッションアーキテクチャに応じて、数時間から数週間で測定される典型的な露出時間で、グリントによる明るさの向上が広範囲の軌道傾斜角で検出できることを示します。したがって、グリントによる明るさの増加は、ほとんどのシステム傾斜の地球のような太陽系外惑星で潜在的に検出可能であり、位相依存スペクトルPCAは、これらの傾斜のサブセットのグリントによる赤化を示している可能性があります。
長い周期の彗星の運動における非重力加速度の検出と分布について
ほとんどの長周期彗星の軌道運動は重力の法則に準拠していることがわかっていますが、これらの天体の急速に増加している少数派は、検出可能なガス放出による偏差を示していることがわかります。長周期彗星の運動における非重力効果の体系的な研究は、1950年代のホイップルの氷礫彗星モデルをサポートすることを目的としたハミド＆ホイップルの研究から始まり、1970年代の分割彗星の断片の根本的に新しい結果から利益を得ました。マースデンらによるスタイルII非重力軌道決定モデルの開発以来、拡大を続けています。（1973）。また、過去数十年の位置天文観測の質の劇的な改善のおかげで繁栄しました。明るい彗星と大きな非重力効果のある彗星への偏りが考慮されると、導出された非重力加速度と近日点距離が2AU未満の78個の長周期彗星のセットが組み立てられ、その累積分布は核の寸法の分布を反映することが示されています。。原則として、重力の法則からの逸脱が検出可能な長周期彗星は、小さなサブキロメートルサイズの原子核を持っているように見えます。彗星C/1995O1ヘールボップ彗星とおそらく他のいくつかは挑戦のままです。
HAT-P-12bの透過スペクトルにおける恒星汚染の証拠
| Title |
Evidence_for_stellar_contamination_in_the_transmission_spectra_of_HAT-P-12b |
| Authors |
C._Jiang,_G._Chen,_E._Palle,_F._Murgas,_H._Parviainen,_F._Yan,_Y._Ma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11235 |
透過分光法は、通過深度の波長依存性を特徴づけ、惑星ターミネーター領域の大気吸収特性を明らかにします。これに関連して、以前の研究で報告されたHAT-P-12bの異なる光透過スペクトルは、矛盾した大気の特徴（たとえば、レイリー散乱、アルカリ吸収）を示しました。GranTelescopioCANARIAS（GTC）による2つのトランジット分光観測を使用して、HAT-P-12bの大気を理解し、不一致の背後にある理由である可能性がある透過スペクトルを汚染する恒星活動の証拠を検索することを目指しています。トランジット光度曲線の系統的ノイズを説明するためにガウス過程を使用し、ベイズ推定にネストされたサンプリングを使用しました。GTCOSIRISによって取得された2つの透過スペクトルと、以前に公開された結果を、さまざまな観測の恒星汚染補正と組み合わせて使用して、共同大気検索を実行しました。検索された大気モデルは、アルカリ吸収の兆候を示していませんが、$\rmH_2O$、$\rmCH_4$、$\rmNH_3$などの暫定的な分子吸収機能を示しています。結合された追加の公開データ分析を共同で取得すると、同様の結果が取得されますが、金属量が高くなります。ベイズモデルの比較に基づいて、HAT-P-12bの透過スペクトルの不一致は、さまざまなレベルの隠されていない恒星の斑点と白斑の影響によって説明できます。さらに、共同分析からは、曇りやかすんでいる大気の強力な証拠は見つかりませんでした。これは、ハッブル宇宙望遠鏡の観測に基づく以前の研究と一致していません。
TESSトランジット測光データの批判的分析：5つの太陽系外惑星の改善された物理的特性
4つのホットジュピター：KELT-7b、HAT-P-14b、WASP-29b、WASP-95b、およびホットネプチューン：WASP-156bの改善された物理パラメーターを、批判的かつ厳密な分析を実行することによって提示します。トランジット系外惑星探査衛星（TESS）からの時系列観測。宇宙ベースの望遠鏡であるため、TESSによって取得されたトランジット測光データには、地球の大気の干渉によるノイズ成分が含まれていません。観測データの分析では、さまざまな機器効果や恒星の活動など、他のソースから発生するノイズ成分を効果的に低減するために、ウェーブレットノイズ除去やガウス過程回帰などの重要なノイズ低減手法を使用しました。脈動。TESSからのより良い品質の測光データは、最先端のノイズリダクションおよび分析技術と組み合わされて、以前の研究で報告されたものよりも、ターゲットの太陽系外惑星の物理的特性のより正確で正確な値をもたらしました。
惑星胚のトルク駆動収束移動による地球型惑星形成
| Title |
Terrestrial_planet_formation_by_torque-driven_convergent_migration_of_planetary_embryos |
| Authors |
M._Bro\v{z},_O._Chrenko,_D._Nesvorn\'y,_N._Dauphas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11385 |
巨大惑星の巨大なコアは、小石サイズの粒子の降着によってガスディスク内に形成されたと考えられており、その降着断面積は空力ガス抗力によって強化されています[1][2]。一般的に考えられているのは、地球型惑星システムは、火星サイズの原始惑星数十個の巨大な衝突によって後で形成された（ガスディスクの分散後30-200Myr）というものです[3]。ここでは、代わりに、プロトプラネットの$\sim\！1\、{\rmau}$へのガス駆動収束移動によって以前に形成された陸生惑星を提案します（関連する参考文献[4]は、惑星を集中させるために別のプロセスを呼び出しました）。収束移動が発生する状況を調査するために、現実的な不透明度を備えた放射流体力学モデルを開発し[5][6]、地球型惑星ゾーンのガスと小石の円盤の熱構造を決定しました。原始惑星は相互衝突とペブル集積によって急速に成長し、重力散乱とホットトレイル効果によって軌道離心率を獲得することがわかりました[7][8]。地球型惑星システムの軌道構造は、0.7-1auでのタイトな質量濃度や、水星と火星の小さなサイズなど、シミュレーションでよく再現されています。初期段階のプロトソーラーディスク温度は0.4au内で1500Kを超えており、これは、水銀が鉄とケイ酸塩の蒸発ラインの隣の高度に還元された環境で成長し、水銀のバルク組成に影響を与えたことを意味します[9]。後期のコールドガスディスクでは、氷/水和した小石の降着が地球の水収支に貢献します。
TRAPPIST-1ハビタブル雰囲気相互比較（タイ）。パートI：ドライケース-GCMのフェローシップ
| Title |
The_TRAPPIST-1_Habitable_Atmosphere_Intercomparison_(THAI)._Part_I:_Dry_Cases_--_The_fellowship_of_the_GCMs |
| Authors |
Martin_Turbet,_Thomas_J._Fauchez,_Denis_E._Sergeev,_Ian_A._Boutle,_Kostas_Tsigaridis,_Michael_J._Way,_Eric_T._Wolf,_Shawn_D._Domagal-Goldman,_Fran\c{c}ois_Forget,_Jacob_Haqq-Misra,_Ravi_K._Kopparapu,_F._Hugo_Lambert,_James_Manners,_Nathan_J._Mayne,_Linda_Sohl |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11457 |
JWSTやELTなどの強力な新世代望遠鏡の試運転により、温帯の岩石系外惑星周辺の高分子量大気の最初の特性評価が差し迫っています。これらの望遠鏡にアクセスできる潜在的に居住可能な惑星のこれまでのところ最良のターゲットはTRAPPIST-1eです。このようなターゲットの数値大気シミュレーションと合成観測量は、これらの観測を準備し、最終的に解釈するために不可欠です。ここでは、THAI（TRAPPIST-1HabitableAtmosphereIntercomparison）プロジェクトの最初の部分の結果を報告します。このプロジェクトでは、4つの最先端の全球気候モデル（ExoCAM、LMD-Generic、TRAPPIST-1e用のROCKE-3D、統合モデル）。この最初の部分では、乾燥大気シミュレーションの結果を示します。これらのシミュレーションは、放射伝達、サブグリッドスケールの混合（乾燥乱流と対流）、および大規模なダイナミクスがTRAPPIST-1eの気候にどのように影響し、その結果、JWSTで見られるトランジット分光法の特徴にどのように影響するかをテストするベンチマークとして機能します。一次的には、4つのモデルはかなり良い一致で結果を出します。全球平均表面温度のモデル間拡散は、N2優勢（それぞれCO2優勢）大気で7K（6K）になります。放射フラックスも、表面から最大5ミリバールまで非常に類似しています（モデル間の変動<5％）。モデル間の中程度の違いは、大気循環パターンと（成層圏）熱構造に現れます。これらの違いは、（1）大規模ダイナミクスのモデル間で発生します。TRAPPIST-1eは、モデルを交互にトラップできる2つの異なる循環レジーム（高速回転子とライン回転子）の間の転換点にあるためです。（2）数値減衰など、上層大気で使用されるパラメータ化（たとえば、スポンジ層の存在と定式化）。
TRAPPIST-1ハビタブル雰囲気相互比較（タイ）。パートII：湿ったケース-2つのウォーターワールド
| Title |
The_TRAPPIST-1_Habitable_Atmosphere_Intercomparison_(THAI)._Part_II:_Moist_Cases_--_The_Two_Waterworlds |
| Authors |
Denis_E._Sergeev,_Thomas_J._Fauchez,_Martin_Turbet,_Ian_A._Boutle,_Kostas_Tsigaridis,_Michael_J._Way,_Eric_T._Wolf,_Shawn_D._Domagal-Goldman,_Francois_Forget,_Jacob_Haqq-Misra,_Ravi_K._Kopparapu,_F._Hugo_Lambert,_James_Manners,_Nathan_J._Mayne |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11459 |
大気の特性評価のための有望な太陽系外惑星を特定し、観測データを最大限に活用するには、それらの大気を完全に理解する必要があります。3D大循環モデル（GCM）は、このタスクに利用できる最も包括的なツールの1つであり、温帯の岩石系外惑星の観測を解釈するために使用されます。GCMで行われるさまざまなパラメーター化の選択により、同じ惑星であっても、異なる結果を生成する可能性があります。広く使用されている4つの太陽系外惑星GCM（ExoCAM、LMD-Generic、ROCKE-3D、UM）を使用して、窒素または炭素が支配的な湿った大気でTRAPPIST-1eの水惑星気候をモデル化することにより、TRAPPIST-1居住可能大気相互比較を継続します。二酸化物。GCMは、シミュレートされた体制の詳細については意見が一致していませんが、2つのケースのいずれも居住可能な状態から押し出されることなく、温帯気候を予測しています。それにもかかわらず、全球平均表面温度のモデル間拡散は無視できません。窒素と二酸化炭素が優勢な場合、それぞれ14Kと24Kです。湿った変数にはモデル間の大きな違いがあり、LMD-Genericで雲の量が最小で、ROCKE-3Dで最大です。ExoCAMは、両方のケースで最も温暖な気候を予測するため、水蒸気含有量が最も高く、雲の凝縮物の量と変動が最も大きくなります。UMは、TRAPPIST-1eの日中の強い負の雲放射効果のために、特に窒素が支配的な場合に、より低温の条件を生成する傾向があります。私たちの研究は、GCMのさまざまなバイアスを強調し、太陽系外惑星の気候を理解するために1つのモデルだけに依存しないことの重要性を強調しています。
TRAPPIST-1ハビタブル雰囲気相互比較（タイ）。パートIII：シミュレートされた観測量-スペクトルの戻り
| Title |
The_TRAPPIST-1_Habitable_Atmosphere_Intercomparison_(THAI)._Part_III:_Simulated_Observables_--_The_return_of_the_spectrum |
| Authors |
Thomas_J._Fauchez,_Geronimo_L._Villanueva,_Denis_E._Sergeev,_Martin_Turbet,_Ian_A._Boutle,_Kostas_Tsigaridis,_Michael_J._Way,_Eric_T._Wolf,_Shawn_D._Domagal-Goldman,_Francois_Forget,_Jacob_Haqq-Misra,_Ravi_K._Kopparapu,_James_Manners_and_Nathan_J._Mayne |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11460 |
TRAPPIST-1HabitableAtmosphereIntercomparison（THAI）は、大循環モデル（GCM）の違いが、TRAPPIST-1eの気候予測にどのように影響し、その後、輸送中の大気特性にどのように影響するかを定量化することを目的としたコミュニティプロジェクトです。これまでに、ExoCAM、LMD-Generic、ROCKE-3D、UMの4つのGCMがTHAIに参加しています。シミュレートされた観測に焦点を当てたこの論文は、2つの陸惑星シナリオ（パートI）と2つの水惑星シナリオ（パートII）の分析に続く、三部作の3番目の部分です。ここでは、シミュレートされたスペクトルと、陸の惑星の大気を検出するために推定されたトランジットの数との間の強固な一致を示します。アクアプラネットのものの場合、4つのGCMのいずれかからの大気データを使用するには、少なくとも17回のトランジットが必要になります。この予測は、最も低く最も薄い雲を生成するUMシミュレーションデータに対応します。ExoCAMまたはLMD-Gでは、ターミネータークラウドが厚いため、35〜40％多くのクラウドが予測されます。この作業により、透過スペクトルの将来の分析で考慮する必要のある35〜40％の「GCM不確実性エラーバー」が初めて提供されます。また、気象パターンとトランジット間のターミネーターの曇りの変化によって引き起こされるトランジット間の変動を分析しました。その大きさはGCM間で大幅に異なりますが、透過スペクトルへの影響は測定の不確かさの範囲内です。タイは、太陽系外惑星のモデル相互比較の重要性を実証し、また、太陽系外惑星研究のためにネストされた相互比較のインタラクティブスイートを使用した気候（CUISINES）などの相互比較メタフレームワークを開発するためのより大きなプロジェクトへの道を開きました。
結合された再配向-気候モデルからの冥王星のスプートニク平原氷床に対する新しい制約
真の極放浪（TPW）と大気凝縮がどのように連携してスプートニク平原（SP）氷床を作成し、冥王星の現在の場所に再配向するかを理解するために、再配向と気候モデルを組み合わせて提示します。SPは18N、178Eに位置し、反カロンポイントに非常に近く、この場所はN2氷で満たされる衝突盆地のTPW再配向によって説明できることが以前に示されています。冥王星の気候と軌道傾斜角のより正確な処理を含めながら、その仮説を再検討します。私たちのモデルは、TPWがSPの形成と現在の場所の実行可能なメカニズムであることを再び発見しました。最初の衝突盆地は、現在の場所の北、緯度35N〜50Nに位置していた可能性があることがわかります。空の盆地は、深さが2.5〜3kmに制限されており、最大で十分なN2を形成できます。1〜2kmの厚さの氷床。より大きなN2インベントリは、反カロンポイントに近すぎる方向に向きを変えます。最終的な場所に到達した後、冥王星の変動する赤道傾斜角サイクルにより、氷床は10メートル程度の短時間の昇華と再凝縮を経て、数kmの短期間の再配向を引き起こします。傾斜サイクルは、充填の開始にも役割を果たします。一部の初期流域の場所では、傾斜サイクル中の特定の時点でのみN2氷の蓄積を開始できます。また、結合モデルのアルベド、初期傾斜角、および冥王星の軌道に対する感度についても調査します。
閉じ込められた暗黒物質による銀河バーの力学的摩擦の振動
標準の$\Lambda$CDMモデルにおける銀河系バーの動的進化は、力学的摩擦による暗黒物質ハローへの角運動量損失によって支配されます。力学的摩擦の従来の近似は、線形化された無衝突ボルツマン方程式を使用して定式化され、高速領域、つまり急速に減速するバーで有効であることが示されています。しかし、線形の仮定は、典型的なゆっくりと進化するバーのいくつかの動的期間内に崩壊します。これは、共鳴の中でかなりの量の円盤状の星と暗黒物質をトラップします。銀河棒の最近の観測は、この遅い体制を暗示しています。解析的手法と試験粒子手法を使用して、低速領域での力学的摩擦の基本的なメカニズムを調査します。ここで、角運動量交換は、共鳴の周りをゆっくりと解放する共鳴的にトラップされた軌道によって支配されます。典型的な平衡ハローでは、トラップされたゾーン内の初期位相空間密度は、角運動量が小さいほど高くなります。秤動周波数がセパラトリックスに向かって低下するため、この密度コントラストは位相空間スパイラルになり、$\sim$Gyr周期で振動し、経年的なタイムスケールで減衰する力学的摩擦が発生します。このトルクの長期的な振る舞いを経年摂動理論で定量化し、2つの観察可能な結果を予測します。i）位相空間スパイラルは、巻線の数がバーの年齢をエンコードする恒星円盤で検出できる場合があります。ii）トルクにより、全体的な減速に重なるバーのパターン速度が振動します。説明はしていませんが、この機能は以前のシミュレーションで確認できます。
分子雲でのHI観測の精度について-思ったよりも冷たいHI？
| Title |
On_the_accuracy_of_HI_observations_in_molecular_clouds_--_More_cold_HI_than_thought? |
| Authors |
D._Seifried,_H._Beuther,_S._Walch,_J._Syed,_J._D._Soler,_P._Girichidis,_R._W\"unsch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.10917 |
SILCC-Zoomプロジェクト内で自己無撞着にシミュレートされた分子雲の低温原子水素（HI）含有量の研究を提示します。HI自己吸収（HISA）と観測効果を含む21cmでのHIの合成観測を作成します。$\gtrsim$10$^{22}$cm$^{-2}$のHIカラム密度$N_\textrm{HI}$は、分子雲で頻繁に到達し、HIガスは同じくらい低い温度に到達することがわかります。$\sim$10Kとして。HISA観測は、分子雲内の冷たいHIの量を3〜10倍過小評価する傾向があり、観測された$N_\textrm{HI}$値の約10$の人為的な上限を生成することを示します。^{21}$cm$^{-2}$。これに基づいて、分子雲内の冷たいHI質量は、以前に推定されたものよりも数倍高い可能性があると主張します。また、$N_\textrm{HI}$-HISA観測から取得されたPDFは、観測バイアスの影響を受ける可能性があるため、注意して検討する必要があります。HISA観測におけるコールドHIの過小評価は、大きなHI温度変動と、光学的厚さが高い領域でのノイズの影響の両方によるものです。コールドHIの光学的厚さは約1〜10であるため、光学的厚さの補正が不可欠です。高いHIカラム密度（$\gtrsim$10$^{22}$cm$^{-2}$）は、部分的に、最大10個の個別のHI-H$_2$遷移の発生に起因する可能性があることを示します。視線。ただし、単一のHI-H$_2$遷移の場合も、$N_\textrm{HI}$は10$^{21}$cm$^{-2}$の値を超えることが多いため、1D、半分析に挑戦します。モデル。これは、モデルに含まれている非平衡化学効果と、HI-H$_2$遷移領域が通常1Dジオメトリを持たないという事実に起因する可能性があります。最後に、HIが適度に超音速でマッハ数が数であることを示します。対応する非熱速度分散は、$\sim$2の係数の不確実性でHISA観測を介して決定できます。
なぜ平方根を取るのですか？星間磁場強度推定法の評価
| Title |
Why_take_the_square_root?_An_assessment_of_interstellar_magnetic_field_strength_estimation_methods |
| Authors |
R._Skalidis,_J._Sternberg,_J._R._Beattie,_V._Pavlidou_and_K._Tassis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.10925 |
星間雲の磁場の強さは、塵の偏光角の広がり（$\delta\theta$）を使用して間接的に推定できます。Davis1951およびChandrasekharandFermi1953（DCF）によって開発された方法は、非圧縮性電磁流体力学（MHD）の変動が、観測された分極角の分散を引き起こし、$B\propto1/\delta\theta$（または$\delta\theta\proptoM_{A}$、Alfv\'{e}nicマッハ数の観点から）。しかし、観測によれば、星間物質（ISM）は非常に圧縮性が高いことが示されています。最近、Skalidis＆Tassis2021（ST）は非圧縮性の仮定を緩和し、代わりに$B\propto1/\sqrt{\delta\theta}$（$\delta\theta\proptoM_{A}^2$）を導出しました。数値シミュレーションを使用して、圧縮性および磁化された乱流における正しいスケーリングとは何かを調査しました。さまざまなタイプの強制を使用して、26個の磁化された理想的なMHD数値シミュレーションを使用しました。探索された$M_{A}$とソニックマッハ数$M_{s}$の範囲は、$0.1\leqM_{A}\leq2.0$と$0.5\leqM_{s}\leq20$です。合成偏光マップを作成し、2つの方法の仮定と精度をテストしました。合成データは、STによって推測される$\delta\theta\proptoM_{A}^{2}$スケーリングと非常に一貫性がありますが、DCFスケーリングはデータに追従しません。STメソッドは、調査した$M_{A}$の全範囲で$50\％$よりも優れた精度を示しています。DCFは、「ファッジファクター」を使用して最適化された$M_{A}$の範囲でのみ適切に機能します。$M_{A}$が低い場合、DCFは数十倍不正確になります。ST法の仮定は、圧縮性および磁化された乱流を伴う雲の物理的現実をよりよく反映しているため、この方法はDCF法よりもはるかに優れた磁場強度の推定値を提供します。
過去100億年にわたる銀河の過密度全体にわたる金属に富むハローガス
| Title |
Metal-enriched_halo_gas_across_galaxy_overdensities_over_the_last_10_billion_years |
| Authors |
Rajeshwari_Dutta_(University_of_Milano-Bicocca),_Michele_Fumagalli,_Matteo_Fossati,_Richard_M._Bielby,_John_P._Stott,_Emma_K._Lofthouse,_Sebastiano_Cantalupo,_Fergus_Cullen,_Robert_A._Crain,_Todd_M._Tripp,_J._Xavier_Prochaska,_Fabrizio_Arrigoni_Battaia,_Joseph_N._Burchett,_Johan_P._U._Fynbo,_Michael_T._Murphy,_Joop_Schaye,_Nicolas_Tejos,_Tom_Theuns |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.10927 |
銀河周辺のガスのMUSE分析調査とクエーサー視線および銀河進化調査において、z<2でのMgIIおよびCIV吸収によって追跡された金属に富むハローガスの研究を提示します。クエーサーフィールドでのこれらの大規模で完全な銀河調査を使用して、750kpcの物理的に投影された間隔まで、銀河の特性と過密度に対する金属分布の依存性を研究します。低温の低イオン化ガスは、調査した赤方偏移の全範囲にわたって環境の影響を大きく受け、過密度の高いグループ環境や、全体的な星の質量と星の数が多い地域では、MgIIの吸収が約2〜3倍強くなることがわかりました。形成率。これらの結果を補完するものとして、CIV吸収によって追跡される、より高度にイオン化されたガスをさらに調査し、MgIIガスよりも拡張される可能性が高く、特定の距離でカバー率が約2倍になることを発見しました。CIV吸収の強度と被覆率は、MgII吸収よりも銀河の特性と環境への依存度が低いことを示していますが、それでも、より質量の大きい星形成銀河は、CIV吸収の発生率が約2倍高いことも示しています。ビリアル半径内でのMgIIおよびCIV吸収の発生率は、赤方偏移とともに暫定的に増加し、z>1でそれぞれ約1.5倍および約4倍高くなります。私たちの結果から明らかなように、環境プロセスは銀河周辺の金属の分布に大きな影響を及ぼし、ガス状のハローと銀河の特性との相関関係を分析する際には十分に考慮する必要があります。
重力レンズによるz = 1.15の楕円銀河の内部密度プロファイル
| Title |
The_inner_density_profile_of_an_elliptical_galaxy_at_z=1.15_from_gravitational_lensing |
| Authors |
H._R._Stacey,_C._M._O'Riordan,_S._Vegetti,_D._M._Powell,_M._W._Auger_and_G._Despali |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.10929 |
レンズ銀河の密度プロファイルは、通常、等温に近い対数勾配を持つ特異なべき乗則モデルによってパラメーター化されます（$\zeta=2$）。これは、アインシュタイン半径の近くのレンズ放射を適合させるのに十分ですが、大規模な密度プロファイルがより複雑な場合、より小さなまたはより大きな半径に外挿すると十分ではない可能性があります。ここでは、強力な重力レンズシステムSPT0532$-$50のアタカマ大型（サブ）ミリメータアレイでの観測を使用して、$z=1.15$での楕円銀河の密度プロファイルのべき乗則モデルを検討します。これは、このようなモデルを実際のデータに適用した最初のアプリケーションです。レンズ放射は、アインシュタイン半径の近くで準等温（$\zeta=1.87^{+0.02}_{-0.03}$）であり、超等温（$\zeta=2.14^{+0.03}_{-0.02}$）は、アインシュタイン半径の約半分で、レンズデータがレンズ画像によってプローブされた領域内の質量分布をプローブしていることを示しています。破られたべき乗則が根本的な真実であると仮定すると、単一のべき乗則は、時間遅延宇宙誌からのハッブル定数の$10\pm1$パーセントの過小評価をもたらすことがわかります。我々の結果は、壊れたべき乗則が、精密なレンズモデリングと楕円銀河の構造進化の調査に役立つ可能性があることを示唆しています。
オメガ星団球状星団の運動学
ガイアEDR3とHSTからの固有運動データを視線速度データと組み合わせて、オメガ星団の球状星団の星の運動学を研究します。定常状態の軸対称動的モデルを使用して、暗い質量成分と明るい質量成分の両方の分布を測定します。データセットに応じて、指数関数とNFWの両方の質量プロファイルを想定して、明るい恒星成分とは異なる暗い成分について、オメガ星団の半光半径内で$10^4-10^6M_\odot$の積分質量を測定します。。非発光質量成分を持つモデルは、恒星の質量のみのモデルと比較して、統計的に強く好まれます。矮小楕円体銀河の周りの暗黒物質の分布と比較して、オメガ星団の暗黒物質成分ははるかに中央に集中しています。非発光質量分布を粒子暗黒物質として解釈し、これらの結果を使用して、消滅断面積に対する感度を設定するJファクターを取得します。検討したデータセットの場合、Jファクターの中央値の範囲は$\sim10^{22}-10^{24}$GeV$^2$cm$^{-5}$であり、これは他のデータセットで得られたものよりも大きくなります。矮小楕円銀河。
はくちょう座OB2複合体のスバルハイパースープライムカム調査-I：はじめに、測光およびソースカタログ
| Title |
Subaru_Hyper_Suprime-Cam_Survey_of_Cygnus_OB2_Complex_--_I:_Introduction,_Photometry_and_Source_Catalog |
| Authors |
Saumya_Gupta,_Jessy_Jose,_Surhud_More,_Swagat_R._Das,_Gregory_J._Herczeg,_Manash_R._Samal,_Zhen_Guo,_Prem_Prakash,_Belinda_Damian,_Michihiro_Takami,_Satoko_Takahashi,_Katsuo_Ogura,_Tsuyoshi_Terai,_Tae-Soo_Pyo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11009 |
巨大なクラスター内の低質量の星形成は、星周円盤の進化、惑星、褐色矮星の形成などのプロセスに対するクラスター環境の影響を理解するために重要です。はくちょう座OB2の若い大規模な関連は、大規模な星からの強いフィードバックとともに、その広範な低質量集団に対する極限環境条件の影響を研究するための理想的なターゲットです。私たちは、この地域のIMF、褐色矮星の割合、星周円盤の特性に対する恒星のフィードバックの役割を理解するために、深い多波長研究を行うことを目指しています。ここでは、スバルハイパーサプリムを使用した、r$_{2}$、i$_{2}$、zおよびYフィルターのCygnusOB2を中心とする直径1.5$^\circ$の最も深く広い光学測光を紹介します。カム（HSC）。この作業では、データ削減、ソースカタログの生成、データ品質チェック、および前主系列星に関する予備的な結果を示します。合計713,529の光源を取得し、r$_{2}$、i$_{2}$、z、Yバンドでそれぞれ$\sim$28等、27等、25.5等、24.5等まで検出します。これは、既存のパンスターズおよびGTC/OSIRIS測光よりも$\sim$3-5等深いです。中央の18$^\prime$領域の統計的フィールド減算により、明確な前主系列星分岐の存在を確認します。この地域の年齢の中央値は$\sim$5$\pm$2Myrsで、平均ディスク部分は$\sim$9$\％$です。この年齢で、A$_V$$\sim$6〜8等と組み合わせると、質量範囲$\sim$0.01〜0.17M$_\odot$までの光源を検出します。深いHSCカタログは、この著名なアクティブな若いクラスターに関するさらなる研究の基礎として役立ちます。
中期から後期のM型星の運動学と楕円体運動
| Title |
Kinematics_And_Ellipsoidal_Motion_Of_The_Mid_To_Late_M-Type_Stars |
| Authors |
W._H._Elsanhoury,_M._I._Nouh,_Richard_L._Branham_Jr.,_and_Amnah_S._Al-Johani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11056 |
確かに、ソーラー地区の運動学は、20世紀初頭以来、銀河の構造と進化の両方に重要な情報を提供してきました。オールト定数と速度分散の比率の関係は、運動星団の重要な量です。本論文では、後期から中期のM型星の様々なサンプルの運動パラメータとオールト定数を計算した。調査中のサンプルについて、速度分散（{\sigma}_1、{\sigma}_2、{\sigma}_3）をkms-1の単位で計算しました。分析で負の値を持つ頂点（l_2）の経度。つまり、プログラムI（538つ星）、l_2=-0_。^o5410、プログラムII（100つ星）、l_2=-0_。^o4937、プログラムIII（60つ星）、l_2=-0_。^o9495。オールト定数は、A=14.69+-0.61kms-1kpc-1およびB=-16.70+-0.67kms-1kpc-1として計算され、回転速度V_o=257.38+-9.40kms^（-1）。2番目のオールト定数の過大評価された値の考えられる説明が提示されています。
MaNGA銀河ペアの活動銀河核のIFUビュー
| Title |
An_IFU_View_of_the_Active_Galactic_Nuclei_in_MaNGA_Galaxy_Pairs |
| Authors |
Gaoxiang_Jin,_Y._Sophia_Dai,_Hsi-An_Pan,_Lihwai_Lin,_Cheng_Li,_Bau-Ching_Hsieh,_Shiyin_Shen,_Fang-Ting_Yuan,_Shuai_Feng,_Cheng_Cheng,_Hai_Xu,_Jia-Sheng_Huang_and_Zhang_Kai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11084 |
銀河相互作用中の活動銀河核（AGN）の役割と、それらがシステム内の星形成にどのように影響するかについては、まだ議論が続いています。MaNGA調査からの銀河ペアまたは合併（以下「ペア」）の1156個の銀河のサンプルを使用します。このペアサンプルは、速度オフセット、投影された分離、および形態によって選択され、形態学的シグネチャに基づいて、マージシーケンスに沿ってさらに4つのケースに分類されます。次に、輝線診断に基づいて、ペアで合計61（5.5％）のAGNを識別します。合併シーケンスに沿って、または孤立した銀河（5.0％）と比較して、AGN部分の進化は見られません。特に合併前のケースでは、銀河ペアの受動銀河の割合が高いことが観察され、それらの環境依存性に高い割合が関連付けられています。孤立したAGNとAGNのペアは、それらの全体的な恒星の質量、星形成率（SFR）、および中央の[OIII]表面輝度において同様の分布を示しています。ペアのAGNは、特定のSFRが増加し、Dn4000が中心から周辺に向かって減少する放射状プロファイルを示し、孤立したAGNとの有意差はありません。これは、以前に報告されたように、強化された中心星形成を示すペアサンプルの星形成銀河（SFG）とは明らかに異なります。ペアのAGNは、外側の領域でバルマーの減少が少なく、ダストの減衰が少ないことを示している可能性があります。私たちの調査結果は、AGNは裏返しの消光に従う可能性が高く、AGNの星形成に対する合併の影響はSFGよりも目立たないことを示唆しています。
赤方偏移したOHとミリ波帯の分子吸収の不足について
多くの検索にもかかわらず、分子ガスによる赤方偏移したデシメートルとミリ波帯の吸収は非常にまれであり、z>0.05でわずか6つのシステムに制限されています。これらの遷移を検出すると、初期の宇宙の星形成ガスの状態を正確に診断できます。18cmの基底状態では、HI21-の近くに4つの異なる遷移があるため、ヒドロキシル（OH）ラジカルが特に重要です。cmであるため、SquareKilometerArrayとそのパスファインダーで検出できます。OHの4つの遷移は、基本定数への依存度が大きく異なるため、長いルックバック時間にわたってこれらの変化をテストする可能性が高くなります。測光を均一に照合することにより、正規化されたOH吸収強度が視線の光学的近赤外赤色と相関しているという以前の仮説を確認します。これを公開された検索に適用すると、1つ（J0414+054）を除くすべてが、十分に深く検索されていないことがわかります。これは、分子ガスを遮蔽するのに十分なダストを含むソースに対してバイアスを導入する、信頼性の高い光学赤方偏移を備えたソースの標準的な選択によるものであることをお勧めします。十分な深さまで検索された単一のソースの場合、高度な赤みが視線に沿った別のシステムから発生していると疑う理由があり、したがって、私たちの仮説と矛盾していません。また、同じ光赤方偏移バイアスがミリ波吸収の不足を説明できることも示しています。
極度の外側の銀河における高温の分子コアの検出
低金属量環境での星間化学は、過去の金属量の少ない宇宙の化学プロセスを理解するために重要です。近くの低金属量銀河の星間分子に関する最近の研究は、金属量が星形成コアの化学的性質に大きな影響を与えることを示唆しています。ここでは、銀河系の低金属量環境での星形成と星間物質を研究するための優れた実験室である、極度の外側の銀河での高温分子コアの最初の検出を報告します。ターゲットの星形成領域WB89-789は、19kpcのガラクトセントリック距離にあります。241-246、256-261、337-341、および349-353GHzでのALMA観測では、複雑な有機分子（COM）を含む、さまざまな炭素、酸素、窒素、硫黄、およびシリコンを含む種が検出されました。）原始星（〜8x10^3L_sun）に関連付けられた暖かい（>100K）およびコンパクト（<0.03pc）領域に向かって、最大9個の原子を含みます。HDO、HDCO、D2CO、CH2DOHなどの重水素化種も検出されます。銀河系の外側のホットコアと銀河系の内側の対応するコアの間のCH3OHと比較したCOMの存在量の割合の比較は、顕著な類似性を示しています。一方、現在のソースの分子量は、大マゼラン雲の低金属量ホットコアの分子量とは似ていません。結果は、極端な外側の銀河の原始的な環境においてさえ、大きな分子の複雑さが存在することを示唆しています。高速SiO流出に関連する別の埋め込まれた原始星の検出も報告されています。
SUBAR Hyper Suprime-Camは、z = 0.3-0.6で360度$ ^ 2 $を超える銀河形態への大規模な環境依存性を再考します。
| Title |
Subaru_Hyper_Suprime-Cam_revisits_the_large-scale_environmental_dependence_on_galaxy_morphology_over_360_deg$^2$_at_z=0.3-0.6 |
| Authors |
Rhythm_Shimakawa,_Takumi_S._Tanaka,_Seiji_Toshikage,_Masayuki_Tanaka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11131 |
この研究では、$\Deltaz=0.1$の3つの赤方偏移ビンにスライスされた$z=$0.3-0.6の渦巻銀河の割合に対する大規模環境の役割を調査します。ここでは、2回目の公開データリリースから得られた、360度$^2$を超える$5\times10^{10}$太陽質量（$\simM^\ast$）の限られた恒星質量で276220個の巨大な銀河をサンプリングします。HyperSuprime-Camスバル戦略プログラム（HSC-SSP）。投影された2次元密度情報（Shimakawaetal。2021）とCAMIRAクラスターカタログ（Ogurietal。2018）を組み合わせることにより、大規模な過密度全体および赤いシーケンスクラスターの近くのスパイラルフラクションを調査します。渦巻銀河のラベリングのコストを大幅に削減するために転移学習を採用し、サンプルサイズの制限を克服するためにフィールド全体でスタッキング分析を実行します。ここでは、GalaxyZooHubble（Willetetal。2017）による形態学的分類カタログを使用して、深層学習モデルをトレーニングします。スパイラルとして分類された74103のソースに基づいて、HSC-SSPの広視野カバレッジのおかげで、10個の共動Mpcスケールで中程度の形態密度関係が見つかりました。渦巻銀河の明らかな欠陥も、1136個の赤いシーケンスクラスターとその周辺で確認されています。さらに、渦巻銀河の静止フレームの$u-r$色に大規模な環境依存性があるかどうかを検証します。ただし、このような傾向はサンプルでは観察されませんでした。
EAGLEシミュレーションにおける銀河の合成HI輝線プロファイルの非対称性の推進要因
| Title |
Drivers_of_asymmetry_in_synthetic_H_I_emission_line_profiles_of_galaxies_in_the_EAGLE_simulation |
| Authors |
Aditya_Manuwal_(1),_Aaron_D._Ludlow_(1),_Adam_R._H._Stevens_(1),_Ruby_J._Wright_(1)_and_Aaron_S._G._Robotham_(1)_((1)_International_Centre_for_Radio_Astronomy_Research,_The_University_of_Western_Australia,_Crawley,_WA,_Australia) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11214 |
プロファイルの非対称性の3つの別々の測定値を使用して、EAGLEシミュレーションで銀河の空間的に統合されたHI輝線プロファイルの形状を研究します。ガスの割合と恒星の質量がxGASS調査のものと一致しているEAGLE銀河のサブセットも、同様のHI線の非対称性を持っていることを示します。対称的なHI線プロファイルを持つ中央銀河は、通常、回転支持されたHIと恒星円盤に対応しますが、非対称な線プロファイルを持つ中央銀河は、分散が支配的なシステムに対応する場合と対応しない場合があります。対称的なHI輝線を持つ銀河は、平均して、非対称な線を持つ銀河よりもガスが豊富であり、特定の星形成率にも系統的な違いを示します。これは、恒星またはAGNフィードバックによって生成される乱流がHI線の非対称性に寄与する1つの要因である可能性を示唆しています。。線の非対称性は、銀河のホスト暗黒物質ハローの動的状態とも強く相関します。古くてリラックスしたハローは、リラックスしていない銀河よりも対称的な銀河をホストします。固定されたハロー質量では、非対称の中心部は、対称の対応物よりも多数の巨大なサブハローに囲まれる傾向があり、ガスの降着と流出の割合も高くなります。固定された恒星の質量では、中央の銀河は平均して衛星よりも対称的なHI輝線を持っています。後者の場合、ラム圧と潮汐ストリッピングが非対称性の重要な原因です。
CANDELSの0.5
| Title |
The_effect_of_environment_on_star_formation_activity_and_morphology_at_0.5_ |
| Authors |
Yizhou_Gu_(1_and_2),_Guanwen_Fang_(3),_Qirong_Yuan_(1),_Shiying_Lu_(4),_Shuang_Liu_(1)_((1)_School_of_Physics_Science_and_Technology,_Nanjing_Normal_University,_China,_(2)_School_of_Physics_and_Astronomy,_Shanghai_Jiao_Tong_University,_China,_(3)_School_of_Mathematics_and_Physics,_Anqing_Normal_University,_China,_(4)_School_of_Astronomy_and_Space_Science,_Nanjing_University,_China) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11261 |
高赤方偏移銀河の星形成と形態変換に対する環境の影響を調査するために、ベイズ確率フレームワーク内の密度推定量を使用して、局所的な銀河の過密度のロバスト推定を提示します。$0.5<z<2.5$での環境過密度のマップ5つのCANDELSフィールド用に作成されます。一般に、静止率は過密度と恒星の質量とともに増加します。恒星の質量は、大規模な銀河の星形成の消光を支配しますが、環境の消光は、$0.5<z<1$の低質量の銀河に対してより効果的である傾向があります。最も巨大な銀河（$M_*>10^{10.8}M_{\odot}$）の場合、環境消光の効果は$z\sim2.5$までまだ重要です。SFGとQGを別々に使用した場合、S\'{e}rsicインデックスと有効半径の分布に有意な環境依存性は見られません。環境の主な役割は、静止率を制御することかもしれません。そして、形態学的パラメータは主に星形成の状態に関連しています。静止画分とS\'{e}rsicインデックスの傾向の類似性は、恒星の質量とともに、形態学的変換が星形成の消光を伴うことを示しています。
ビリアル雲の進化-I：最後の散乱の表面から集団の形成まで-III星
| Title |
Evolution_of_virial_clouds-I:_from_surface_of_last_scattering_up_to_the_formation_of_population-III_stars |
| Authors |
Noraiz_Tahir,_Asghar_Qadir,_Muhammad_Sakhi,_and_Francesco_De_Paolis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11322 |
WMAPとプランクCMBデータの分析は、いくつかの銀河のハローに向かって温度の非対称性の存在を示しました。これはおそらく、銀河の回転軸の周りのこれらのハローに存在する雲の回転によるものです。これらは水素雲であり、{\それは}CMBと平衡状態にあるべきであると提案されていました。しかし、標準的な理論では、非常に低いCMB温度でこのような雲の平衡をとることはできませんでしたが、最近、平衡が安定していることが示されました。これは、雲の濃度と観測された温度の非対称性がCMBと平衡状態にある雲によるものであることをまだ証明していません。さらに詳しく調べるには、このような雲（いわゆる「ビリアル雲」）の形成時期から現在までの進化をたどり、観測データと対峙させる必要があります。このタスクは2つのステップで実行されます。（1）第1世代の星が形成される前の雲の形成から。（2）その時から現在まで。このホワイトペーパーでは、最初のステップを扱い、2番目のステップを後続の分析に任せます。
遅延無線フレアは潮汐破壊現象で一般的ですか？ TDEiPTF16fnlのケース
| Title |
Are_Delayed_Radio_Flares_Common_in_Tidal_Disruption_Events?_The_Case_of_the_TDE_iPTF16fnl |
| Authors |
Assaf_Horesh,_Itai_Sfaradi,_Rob_Fender,_David_A._Green,_David_R._A._Williams,_Joe_Bright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.10921 |
潮汐破壊現象（TDE）からの電波放射は、流出と超大質量ブラックホール（SMBH）の核物質（CNM）との相互作用から発生します。次に、この電波放射を使用して、イベントで開始された流出とCNMの両方のプロパティを調べることができます。最近まで、電波放射は比較的少数のイベントでのみ検出されていました。観測された電波放射は、異なる性質の相対論的または準相対論的流出のいずれかを示していましたが、それはまた、恒星の崩壊の直後に流出が開始されたことを示しました。しかし、最近、TDEASASSN-15oiの場合、恒星の崩壊から数か月と数年後の遅延電波フレアが報告されました。これらの遅れたフレアは、流出の開始の遅れを示唆しており、したがって、SMBH降着物理学への新しい洞察を提供する可能性があります。ここでは、別のTDE、iPTF16fnlの新しい無線データセットを提示し、この場合でも、光学的発見から約5か月後に遅延無線フレアが観察された可能性について説明します。これは、この現象がTDEで一般的である可能性を示唆しています。ASASSN-15oiとは異なり、iPTF16fnlのデータはまばらであり、遅延無線フレアはいくつかの代替モデルで説明できます。その中には、複雑に変化するCNM密度構造と遅延流出放出があります。
AT2018lqhと日単位の持続時間の光トランジェントの新たな人口の性質
| Title |
AT2018lqh_and_the_nature_of_the_emerging_population_of_day-scale_duration_optical_transients |
| Authors |
E._O._Ofek,_S._M._Adams,_E._Waxman,_A._Sharon,_D._Kushnir,_A._Horesh,_A._Ho,_M._M._Kasliwal,_O._Yaron,_A._Gal-Yam,_S._R._Kulkarni,_E._Bellm,_F._Masci,_D._Shupe,_R._Dekany,_M._Graham,_R._Riddle,_D._Duev,_I._Andreoni,_A._Mahabal,_A._Drake |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.10931 |
AT2018lqh（ZTF18abfzgpl）の発見について報告します。これは、242Mpcの星形成ホストで急速に進化する銀河系外の過渡現象です。最大光の半分を超える過渡gバンド光度曲線の持続時間は約2。1日であり、それぞれ0.4/1。7日が上昇/減衰に費やされます。このオブジェクトの推定ボロメータ光度曲線は、約7x10^42erg/sでピークに達しました。これは、AT2017gfoの約7倍の明るさです。このイベントは、主に放射性元素で構成される高速（v〜0.08c）の低質量（〜0.07Msun）の噴出物による爆発によって説明できることを示しています。たとえば、ガンマ線に対してエジェクタが光学的に薄くなるための時間スケールがt_0=1。6日のNi-56が優勢なエジェクタは、データによく適合します。このようなシナリオでは、中性子星のエンベロープまたは白色矮星のコアに通常見られる密度での燃焼が必要です。早い時期の星周物質（CSM）の相互作用力と遅い時期の衝撃冷却の組み合わせは、測光観測と一致していますが、観測されたイベントのスペクトルは、このシナリオにいくつかの課題をもたらす可能性があります。観測は恒星のエンベロープからの衝撃の発生と一致していませんが、低質量のCSMに衝突する低質量の噴出物を含むモデルでは、初期と後期の両方の観測を説明することはできません。
究極の高速ジャイロシンクロトロンコード
過去10年間で、プラズマ診断や太陽フレアやその他の天体物理学的オブジェクトの3次元モデリングのためのマイクロ波ジャイロシンクロトロン放射の実用化が劇的に増加しました。このブレークスルーは、計算の精度を維持しながら、単一のスペクトルを計算するために必要な計算時間を大幅に短縮した、高速ジャイロシンクロトロンコードの明らかにマイナーな技術開発によって可能になったことが判明しました。ただし、利用可能な高速コードは、エネルギーとピッチ角にわたる因数分解された分布にのみ使用できるという点で制限されていますが、エネルギーまたはピッチ角にわたる電子の分布は、いくつかの事前定義された分析関数に制限されています。現実的なシミュレーションでは、これらの仮定は成り立ちません。したがって、前述の制限のないコードが必要です。この状況を改善するために、高速コードを拡張して、電子を放射する任意の入力分布関数で動作するようにしました。これは、任意の数値定義配列で記述された分布関数の高速コードを実装することで実現しました。さらに、利用可能な高速コードの他のいくつかの制限を取り除き、フリーフリーコンポーネントの処理を改善しました。ここで紹介するUltimateFastCodesは、分析的および数値的に定義された分布の任意の組み合わせを可能にし、高速コードの最も柔軟な使用を提供します。いくつかの簡単な例でコードを説明します。
LISAの観測的に駆動される銀河系の二重白色矮星の個体数
| Title |
Observationally_driven_Galactic_double_white_dwarf_population_for_LISA |
| Authors |
Valeriya_Korol,_Na'ama_Hallakoun,_Silvia_Toonen_and_Nikolaos_Karnesis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.10972 |
銀河系の二重白色矮星（DWD）集団の現実的なモデルは、将来の欧州宇宙機関の重力波観測所であるレーザー干渉計宇宙アンテナ（LISA）の科学的目的をテストし、定量的に定義するために重要です。個別に検出可能な多数のDWDに加えて、LISAは、基礎となる銀河集団によって生成された未解決の混乱の前景も検出します。これは、数mHz未満の周波数ですべてのLISAソースの検出可能性に影響します。これまでのところ、LISAのDWD母集団のモデリングは、バイナリ母集団合成（BPS）手法に基づいています。この研究の目的は、観察によって駆動される母集団を構築することです。これを達成するために、Maoz、Hallakoun、およびBadenes（2018）によって開発されたモデルを使用して、2つの補完的な大規模なマルチエポック分光サンプルを使用したローカルDWD母集団の統計分析を行います。超新星Ia前駆体調査（SPY）。LISAで検出可能なDWDの数と銀河系の混乱の前景を、それらの仮定と結果に基づいて計算します。観測に基づく推定では、1）さまざまなBPS予測よりも2〜5倍多くの個別に検出可能なDWDが得られ、2）DWDの混乱の前景の形状が大幅に異なることがわかります。どちらの結果も、LISAミッションにとって重要な意味を持っています。基礎となる仮定に対するいくつかのバリエーションを比較すると、観測駆動モデルは堅牢であり、LISAで検出可能なDWDの総数の不確実性は20％程度であることがわかります。
宇宙線輸送理論と天の川データによって動機付けられた現象論的モデルとの調和
| Title |
Reconciling_Cosmic-Ray_Transport_Theory_with_Phenomenological_Models_Motivated_by_Milky-Way_Data |
| Authors |
Philipp_Kempski,_Eliot_Quataert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.10977 |
天の川（MW）における宇宙線（CR）輸送の現象論的モデルは、CRが乱流磁場変動のほぼコルモゴロフスペクトルから散乱すると仮定して、広範囲の観測を再現することができます。このような現象論的モデルが、CR輸送の現在の微物理理論、特にストリーミング不安定性による自己閉じ込めおよび/または高速モードのカスケードによる外因性乱流とどの程度調和できるかを研究します。私たちは、それ自体ではどちらの理論も観察と互換性がないことを示しています。ただし、CR輸送は、銀河の多相星間物質（ISM）全体で劇的に変化する局所的なプラズマ条件に敏感に依存します。その結果、CR輸送は、一部の地域での乱流のために拡散し、銀河の他の部分での自己閉じ込めのためにストリーミングする可能性があります。自励波による散乱と弱い高速モードカスケードの多相の組み合わせが、原則として陽子スペクトルとホウ素対炭素比（B/C）の主な傾向を再現できることを示します。この解釈では、MWCRの観測量と現象論的なコルモゴロフカスケード散乱の間の一致は部分的に偶然です。私たちの多相モデルは、CR輸送を支配し、MHD高速モードカスケードのまだ不確実な性質に依存する領域でプラズマ条件の微調整を必要とします。代替の可能性は、MHD乱流の理解に重大な理論的ギャップがあることです。最後に、MHD乱流理論の最前線で、この（可能性のある）ギャップに関係し、CR散乱に関連する可能性のあるいくつかのトピックについて説明します。
急峻なスペクトルによる銀河宇宙線の加速
銀河宇宙線（CR）は、CRのべき乗則エネルギー分布を予測する効率的なメカニズムである拡散衝撃加速（DSA）を介して、天体物理学的衝撃、主に超新星残骸（SNR）によって加速されます。ただし、非熱SNR放射と銀河CRの両方の観測は、標準のDSA予測$\proptoE^{-2}$よりも急なCRスペクトルを意味します。最近の動的ハイブリッドシミュレーションは、そのような急峻なスペクトルが「ポストカーサー」、または衝撃の背後にある熱プラズマに関するCRと磁気構造のドリフトの結果である可能性があることを示唆しています。非線形DSAの半解析モデルを使用して、この結果を広範囲の天体物理学的ショックに一般化します。ポストカーサーの存在を考慮することにより、$E^{-2}$よりも大幅に急勾配で、観測値と一致するCRエネルギー分布を生成します。私たちの形式は、銀河系SNRの適度に急なスペクトル（$\proptoE^{-2.2}$）と若い電波超新星の非常に急なスペクトル（$\proptoE^{-3}$）の両方を再現します。
新生児の磁化された中性子星の周囲の円盤の意味としてのマグネター高原で発生するX線フレア
| Title |
X-ray_Flares_Raising_upon_Magnetar_Plateau_as_an_Implication_of_a_Surrounding_Disk_of_Newborn_Magnetized_Neutron_Star |
| Authors |
Tian-Ci_Zheng,_Long_Li,_Le_Zou,_Xiang-Gao_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11114 |
X線フレアは通常、ガンマ線バースト（GRB）の中央エンジンの長期的な活動、たとえばフォールバック降着に起因します。ただし、GRBX線プラトーは、ミリ秒のマグネター中央エンジンを優先します。マグネターのプロペラ効果により、フォールバック降着を大幅に抑えることができます。したがって、プロペラ体制がマグネターの表面への質量の流れに効率的に抵抗できない場合、マグネタープラトーで発生するX線フレアが示唆されます。この作品では、そのような特異なケースがマグネターの降着過程に関連しており、マグネターディスク構造への影響が与えられています。マルチフレアGRB050730を用いた繰り返し降着過程を調査し、GRB111209Aにおける磁場の降着誘起変動について議論します。2つ以上のフレアがGRB050730、GRB060607A、およびGRB140304Aに表示されます。磁気質量$M=1.4〜M_\odot$と半径$R=12〜\rmkm$を採用することにより、対応する周囲のディスクの平均質量流量は$3.53\times10^{-4}〜M_\odot〜になります。\rms^{-1}$、$4.23\times10^{-4}〜M_\odot〜\rms^{-1}$、および$4.33\times10^{-4}〜M_\odot〜\rms^{-1}$であり、対応する磁気圏の平均サイズは$5.01〜\rm\times10^{6}cm$、$6.45〜\rm\times10^{6}cm$、および$1.09〜\rm\それぞれ、times10^{7}cm$。12フレア内に8つのGRBを含む統計分析は、単一フレアの総質量負荷が$\sim2\times10^{-5}〜M_{\odot}$であることを示しています。ディスクの失われた質量には、コリメートされたジェットを供給するために使用される約0.1％があります。
SGR 1900 +14からの40.5ks硬X線パルス位相変調の発見
| Title |
Discovery_of_40.5_ks_Hard_X-ray_Pulse-Phase_Modulations_from_SGR_1900+14 |
| Authors |
K._Makishima,_T._Tamba,_Y._Aizawa,_H._Odaka,_H._Yoneda,_T._Enoto,_and_H._Suzuki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11150 |
マグネターSGR1900+14のX線タイミング特性は、2009年にSuzakuで、2016年にNuSTARで取得されたデータを使用して、それぞれ114ksと242ksのタイムラプスで研究されました。どちらの場合も、オブジェクトは特徴的な2成分スペクトルを示しました。$\sim5$keV未満のエネルギーで支配的なソフトコンポーネントは、SuzakuXISで決定された$P=5.21006$s、NuSTARで決定された$P=5.22669$の周期で、規則的な脈動を示しました。しかし、ハードコンポーネントが支配的な$\gtrsim6$keVでは、データが$T=40-44$の周期で周期的なパルス位相変調に対して補正された後にのみ、脈動がSuzakuHXDとNuSTARで検出可能になりました。ksおよび$\approx1$sの振幅。位相変調パラメータの複雑なエネルギー依存性について2つのデータセットをさらに修正すると、硬X線の脈動は、HXDでは12〜50keV、NuSTARでは6〜60keVで、共通の値$を使用して完全に検出可能になりました。T=40.5\pm0.8$ks。したがって、SGR1900+14は、4U0142+61および1E1547$-$5408に続く3番目の例になり、硬X線パルス位相変調と変調パラメーターのエネルギー依存性の2番目のケースを示します。このシステムの中性子星は、おそらく$\sim10^{16}$Gトロイダルのために、$\upperxP/T=1.3\times10^{-4}$によって軸方向に変形するため、自由歳差運動を実行すると推測されます。磁場。反例として、連星パルサー4U1626-67のすざくデータを解析したが、同様の効果は見られなかった。これらの結果は、マグネターの降着シナリオに完全に反論しています。
| Title |
Diffuse_Supernova_Neutrino_Background_Search_at_Super-Kamiokande |
| Authors |
Super-Kamiokande_Collaboration:_K._Abe,_C._Bronner,_Y._Hayato,_K._Hiraide,_M._Ikeda,_S._Imaizumi,_J._Kameda,_Y._Kanemura,_Y._Kataoka,_S._Miki,_M._Miura,_S._Moriyama,_Y._Nagao,_M._Nakahata,_S._Nakayama,_T._Okada,_K._Okamoto,_A._Orii,_G._Pronost,_H._Sekiya,_M._Shiozawa,_Y._Sonoda,_Y._Suzuki,_A._Takeda,_Y._Takemoto,_A._Takenaka,_H._Tanaka,_S._Watanabe,_T._Yano,_S._Han,_T._Kajita,_K._Okumura,_T._Tashiro,_J._Xia,_G._D._Megias,_D._Bravo-Bergu,_L._Labarga,_Ll._Marti,_B._Zaldivar,_B._W._Pointon,_F._d._M._Blaszczyk,_E._Kearns,_J._L._Raaf,_J._L._Stone,_L._Wan,_T._Wester,_J._Bian,_N._J._Griskevich,_W._R._Kropp,_S._Locke,_S._Mine,_M._B._Smy,_H._W._Sobel,_V._Takhistov,_J._Hill,_J._Y._Kim,_I._T._Lim,_R._G._Park,_B._Bodur,_K._Scholberg,_C._W._Walter,_S._Cao,_L._Bernard,_A._Coffani,_O._Drapier,_S._El_Hedri,_et_al._(154_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11174 |
スーパーカミオカンデ（SK）で、拡散超新星ニュートリノ背景（DSNB）フラックスの新しい検索が行われ、4番目の運用フェーズIVから$22.5\times2970$-kton$\cdot$dayの露出がありました。新しい分析は、既存のバックグラウンド削減手法と体系的な不確実性を改善し、改善された中性子タグ付けアルゴリズムを利用して、SKの前のフェーズと比較してエネルギーしきい値を下げます。これにより、31.3MeV未満のニュートリノエネルギーに対して、地球外$\bar{\nu}_e$フラックスに世界で最も厳しい上限を設定することができます。SK-IVの結果は、SKの最初の3つのフェーズの結果と組み合わされ、$22.5\times5823$kton$\cdot$daysのデータを使用して共同分析を実行します。この分析は、DSNB$\bar{\nu}_e$フラックスに対して世界最高の感度を持ち、さまざまなモデルからの予測に匹敵します。17.3MeVを超えるニュートリノエネルギーの場合、新しい合計$90\％$C.L.DSNB$\bar{\nu}_e$フラックスの上限は約$2.7$cm$^{-2}$$\cdot$$\text{sec}^{-1}$であり、最も楽観的な予測を強く嫌います。最後に、SKのガドリニウム相の可能性と将来のハイパーカミオカンデ実験について説明します。
GRBプロンプトエミッションにおけるピークエネルギーの進化パターン
ガンマ線バースト（GRB）の迅速な放出段階で示されるピークエネルギー（$E_\text{p}$）には、2つの異なる進化パターンがあります。つまり、ソフト化が困難で強度追跡です。物理的な起源は不明のままです。GRBプロンプトスペクトルの低エネルギー指数を除いて、$E_\text{p}$の進化パターンは、GRBの放射メカニズム（シンクロトロンや光球など）を区別するためのもう1つの重要な指標となる可能性があります。シンクロトロン放射の枠組みの中でピークエネルギーの異なる進化パターンを生成する可能性のある条件を見つけるために、パラメーター空間を探索します。電子の3つの冷却過程（シンクロトロン、シンクロトロン自己コンプトン（SSC）、断熱）、減衰磁場の影響、バルク加速の影響を考慮して、簡略化されたシェルからの放射光を数値的に計算するコードを開発しました。放出シェルの効果、および放出領域で加速された電子を記述する可変ソース関数の効果。GRBシンクロトロンシナリオのパラメータ空間を調査した後、$E_\text{p}$の強度追跡パターンが2つの状況で達成できることがわかりました。1つは、電子の冷却プロセスが同時に断熱冷却またはSSC+断熱冷却によって支配されることです。もう1つは、SSC冷却が支配的な冷却プロセスに加えて、放出領域が加速していることです。それ以外の場合は、通常、$E_\text{p}$のハードからソフトへのパターンが予想されます。さらに、$E_\text{p}$の色強度追跡パターンは、可変ソース関数の効果によって誘発される可能性があります。
2つのBLLacオブジェクトの散逸領域における磁場強度の進化の抑制
| Title |
Constraining_Evolution_of_Magnetic_Field_Strength_in_Dissipation_Region_of_Two_BL_Lac_Objects |
| Authors |
Xu-Liang_Fan,_Da-Hai_Yan,_Qing-Wen_Wu,_Xu_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11229 |
光学的変動のタイムスケールがBLLacオブジェクトのシンクロトロンプロセスの冷却時間によって支配されると仮定して、2つのBLLacオブジェクトの発光領域の時間依存磁場強度を推定します。平均磁場強度は、コアシフト測定とスペクトルエネルギー分布モデリングから推定されたものと一致しています。散逸領域における磁場強度の変動が発見されました。磁束と磁場強度の変動は明確な相関関係を示さず、これは磁場の変動が変動の原因の主な理由ではないことを示しています。磁場強度の進化は、ジェットのエネルギー散逸メカニズムを制約するための別のアプローチを提供することができます。
近地球超新星からの噴出物に同伴された$ ^ {60} $ Feのシミュレーション：観測者の動きの影響
| Title |
Simulations_of_$^{60}$Fe_entrained_in_ejecta_from_a_near-Earth_supernova:_Effects_of_observer_motion |
| Authors |
Evgenii_Chaikin,_Alexander_A._Kaurov,_Brian_D._Fields,_Camila_A._Correa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11242 |
最近の研究では、生きている（腐敗していない）放射性$^{60}$Feが深海のサンプル、南極の雪、月のレゴリス、宇宙線に存在することが示されています。$^{60}$Feは、太陽系に約$3\、\rmMyr$前に沈着した超新星（SN）噴出物を表し、最近、以前のパルス$\approx7\\rmMyr$前が発見されました。これらのデータは、おそらくローカルバブルの形成に関与した1つまたは複数の地球に近いSN爆発を示しています。均一な星間物質（ISM）内のイジェクタトレーサーを備えた孤立した超新星の3D高解像度平滑粒子流体力学シミュレーションを使用してこの理論を探求します。シミュレーションにより、超新星の噴出物をガスの形で追跡し、それらがガスに同伴されたダスト粒子に噴出するのを追跡することができます。拡散した噴出物の2つのケースを考えます：噴出物が衝撃でよく混合されている場合とそうでない場合です。後者の場合、これらの噴出物は前方衝撃のはるか後ろにとどまり、同伴された噴出物が$n_\mathrm{H}=0.1\のISMで$\約100$pcに送られる距離を制限していることがわかります。\rmcm^{-3}$は水素密度を意味します。$^{60}$Fe降着の強度と持続時間は、ISM密度と太陽系の軌道に依存することを示します。さらに、$30$-kms$^{-1}$の速度で太陽系の2つの線形軌道を仮定することにより、このモデルで$^{60}$Fe濃度で観測された2つのピークを再現する可能性を示します。観測された2つのピークを再現できるという事実は、$^{60}$Fe信号が地球近傍SNeから発生したという理論をさらに裏付けています。
圧縮性電磁流体力学的乱流におけるエネルギー粒子加速
| Title |
Energetic_Particle_Acceleration_in_Compressible_Magnetohydrodynamic_Turbulence |
| Authors |
Jianfu_Zhang_(Xiangtan_Univ.)_and_Fuyuan_Xiang_(Xiangtan_Univ.) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11357 |
電磁流体力学（MHD）乱流は、エネルギー粒子加速の重要な要因です。磁気乱流の圧縮性に焦点を当て、現実的な天体物理環境に現れる可能性のある4つの乱流レジームにおけるAlfv\'en、低速および高速モードからの粒子加速を研究するために、テスト粒子法を採用します。私たちの研究は、（1）衝撃波が現れるかどうかに関係なく、2次フェルミメカニズムが粒子-乱流相互作用によって3つのモードのカスケードプロセスで粒子の加速を駆動することを示しています。（2）最大加速率のパワースペクトルは、圧縮性乱流の慣性範囲を明らかにするだけでなく、モード間のスケーリングとエネルギー比の関係を回復することもできます。（3）高速モードは、特に超Alfv\'enicおよび超音速乱流の場合、粒子の加速を支配し、低速モードは、非常に高いエネルギー範囲でのsub-Alfv\'enic乱流の加速を支配します。Alfv\'enモードは、加速の初期段階で重要です。（4）3つのモードからの粒子加速は、特定の範囲の進化時間でべき乗則分布をもたらします。粒子と波動モードの相互作用の観点から、この論文は乱流の特性と粒子加速の振る舞いの両方の理解を促進し、MHD乱流に関与する天体物理学的プロセスへの洞察を助けます。
| Title |
Non-Radial_Neutrino_Emission_upon_Black_Hole_Formation_in_Core_Collapse_Supernovae |
| Authors |
Jia-Shian_Wang,_Jeff_Tseng,_Samuel_Gullin,_Evan_P._O'Connor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11430 |
コア崩壊超新星でのブラックホール形成は、主要なニュートリノ生成領域の巻き込みと、逃げる残りのニュートリノの強い重力赤方偏移のために、ニュートリノの輝度の特徴的な急激な低下につながると予想されます。カットオフの形状の以前の分析は、特定の軌道またはバルクニュートリノ輸送の単純化されたモデルに焦点を合わせていました。この記事では、単純な「弾道」測地線を統合して、シュワルツシルト計量の崩壊面からの、およびカー計量の収縮赤道質量リングからのすべてのニュートリノ放出角度を含めることのカットオフプロファイルへの潜在的な影響を調査します。非放射測地線は、どちらの場合もカットオフの軟化に寄与することがわかります。さらに、極端な回転は、将来のニュートリノ検出器、または検出器の組み合わせで観察できる可能性のある尾の形状に大きな変化をもたらします。
PSR J0538 + 2817の誕生にはガンマ線バーストが伴いますか？
最近、500メートル球面電波望遠鏡（FAST）が、関連する超新星残骸S147でPSRJ0538+2817の3次元速度を測定し、このパルサーでスピン速度の整列の可能性を発見しました。ここでは、このパルサーの高速とスピン速度の整列が、いわゆる電磁ロケットメカニズムによって説明できることを示します。このフレームワークでは、パルサーはスピン軸の方向に蹴られます。これは、スピン速度の整列を自然に説明します。このパルサーの進化を精査し、パルサーキックがキック速度の反対方向に非常に相対論的なジェットを生成できることを示します。ジェットの寿命とエネルギーが推定されます。ジェットはガンマ線バースト（GRB）を生成する可能性があると主張されています。ジェットの長期的な動的進化が計算されます。ジェットの衝撃半径は現在約32pcに拡大するはずであり、これは超新星残骸S147の観測半径（$32.1\pm4.8$pc）とよく一致しています。さらに、私たちの計算では、GRBの残骸の現在の速度は約440kms$^{-1}$である必要があり、これはS147の残骸の観測された爆風速度（500kms$^{-1}$）。
単一中性子星の殻における非平衡化学組成形成の動的モデル
| Title |
Dynamic_model_of_a_non-equilibrium_chemical_composition_formation_in_the_shell_of_single_neutron_stars |
| Authors |
A._Yu._Ignatovskiy,_G._S._Bisnovatyi-Kogan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11489 |
ニュートリノのエネルギー損失による冷却中に、生まれたばかりの中性子星の地殻における非平衡化学組成形成のプロセスが考慮されます。大量の原子力エネルギーの蓄積を説明するためのモデルを構築し、このようなコンパクトな物体のX線輝度を長期間維持することができます。モデルのさまざまなパラメータに対する最終的な化学組成の依存性を数値的に研究しました。
繰り返し高速電波バースト源からの円偏波電波放射FRB20201124A
| Title |
Circularly_polarized_radio_emission_from_the_repeating_fast_radio_burst_source_FRB_20201124A |
| Authors |
Pravir_Kumar,_Ryan_M._Shannon,_Marcus_E._Lower,_Shivani_Bhandari,_Adam_T._Deller,_Chris_Flynn,_Evan_F._Keane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11535 |
高速電波バースト（FRB）の放射を生成するメカニズムはよくわかっていません。繰り返されるFRBソースのターゲットを絞った監視は、1回限りのバーストでは不可能な方法で放出特性を完全に特徴づける機会を提供します。ここでは、パークスの64m電波望遠鏡（\textit{Murriyang}）にあるオーストラリアの正方形キロメートルアレイパスファインダー（ASKAP）と超広帯域低（UWL）受信機を使用して、FRB〜20201124Aのソースの観測を報告します。ソースは2021年4月初旬に明るいバーストを放出する期間に入りました。このソースから16個のバーストが検出されました。ASKAPで検出されたバーストの1つは、$640\pm70$Jy〜msの推定フルエンスを持つ繰り返しFRBソースからこれまでに観測された中で最も明るいバーストです。UWLで検出された5つのバーストのうち、1.1〜4GHzの範囲の放射を表示するものはありません。すべてのUWLバーストは高度に分極化されており、このソースの平均ファラデー回転測定値は$-613\pm2$〜radm$^{-3}$です。UWLバーストの1つで、$47\％$の部分的な範囲で有意な円偏光放射の証拠が見られます。このような高度な円偏光は、FRBソースの繰り返しによるバーストではこれまで見られませんでした。また、このUWLバーストの偏光位置角の変動の証拠も見られます。繰り返しバースト放出のモデルは、バースト偏光特性の多様性の増加を考慮する必要があります。
TMTSを使用したLAMOSTフィールドの分周期観測：I。短周期変数を検出する方法と1年目の調査の結果
| Title |
Minute-cadence_Observations_of_the_LAMOST_Fields_with_the_TMTS:_I._Methodology_of_Detecting_Short-period_Variables_and_Results_from_the_first-year_Survey |
| Authors |
Jie_Lin,_Xiaofeng_Wang,_Jun_Mo,_Gaobo_Xi,_Jicheng_Zhang,_Xiaojun_Jiang,_Jianrong_Shi,_Xiaobin_Zhang,_Xiaoming_Zhang,_Zixuan_Wei,_Limeng_Ye,_Chengyuan_Wu,_Shengyu_Yan,_Zhihao_Chen,_Wenxiong_Li,_Xue_Li,_Weili_Lin,_Han_Lin,_Hanna_Sai,_Danfeng_Xiang_and_Xinghan_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11155 |
NAOCのXinglong駅にある清華大学-馬化騰望遠鏡（TMTS）は、最大18度^2の視野を持っています。TMTSは、2020年からLAMOSTの空の領域の監視を開始しました。中断のない観測は、各空の領域で平均約6時間続き、リズムは約1分です。ここでは、188個のLAMOSTプレート（約1970度^2）をカバーした1年目の観測のデータ分析と予備的な科学的結果を紹介します。これらの観測により、490万を超える途切れのない光度曲線が生成され、それぞれに少なくとも100エポックがあります。これらの光度曲線は426万のガイア-DR2光源に対応し、そのうち285,000の光源がLAMOSTからのマルチエポックスペクトルを持っていることがわかります。これらの光度曲線をLomb-Scargleピリオドグラムで分析することにより、主に食変光星とたて座デルタ型星からなる、7.5時間未満の周期を持つ3700を超える周期的な変光星候補を特定します。これらの短周期バイナリは、バイナリ進化の理論と将来の宇宙重力波実験の可能なソースに重要な制約を提供します。さらに、光度曲線で急速に進化する信号を検索することにより、42個の閃光星を特定しました。TMTSからの密にサンプリングされた光度曲線により、これらのフレアの形状と持続時間をより正確に定量化できます。
MEXARTのデジタル化-システムの概要と検証
| Title |
Digitizing_MEXART_--_System_Overview_and_Verification |
| Authors |
Alessio_Magro,_Josef_Borg,_Riccardo_Chiello,_Denis_Cutajar,_Kristian_Zarb_Adami,_J._Americo_Gonzalez,_Ernesto_Andrade_Mascote,_Ernesto_Aguilar_Rodr\'iguez,_Julio_Cesar_Mejia_Ambriz,_Pablo_Villanueva |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11329 |
メキシコのミチョアカン州にあるメキシカンアレイラジオ望遠鏡（MEXART）は、創業以来、バトラーマトリックスを利用して空に固定ビームを生成するアナログ方式で運用されてきました。この機器の校正は困難であることが証明されており、感度が低下します。また、これは厳格な設定であり、さまざまな観察要件に合わせて手動で介入および調整する必要がありました。RFシステムはデジタルシステムに置き換えられました。このデジタルバックエンドは、FPGAベースのテクノロジーとGPUアクセラレーションの両方を利用するハイブリッドシステムであり、アレイのさまざまな行を自動的にキャリブレーションするだけでなく、空の選択した場所に向けて構成可能な数の周波数領域合成ビームを生成することができます。。フル機能のWebベースのフロントエンドとともに監視および制御システムも開発されており、機器との対話が大幅に簡素化されています。このホワイトペーパーでは、システムのパフォーマンスと安定性の予備分析を含め、新しいデジタルバックエンドの設計、実装、および展開について説明します。
GaiaEDR3の恒星と亜恒星のコンパニオン-固有運動の異常と解決された共通の固有運動のペア
| Title |
Stellar_and_substellar_companions_from_Gaia_EDR3_--_Proper_motion_anomaly_and_resolved_common_proper_motion_pairs |
| Authors |
Pierre_Kervella,_Fr\'ed\'eric_Arenou,_Fr\'ed\'eric_Th\'evenin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.10912 |
亜恒星体制に至るまでの星の多様性は、星形成、進化、および惑星学にとって基本的に重要なパラメーターです。しかし、太陽の近くにある複数の星の人口調査は不完全です。星の周りの軌道に仲間がいると、その固有運動に影響を与えます。ヒッパルコス星のコンパニオンを、ホスト星に誘発する固有運動異常（PMa）、つまり、長期のヒッパルコスガイアと短期のガイア固有運動ベクトルの違いから検出することを目的としています。また、ヒッパルコスの星（117,955個の星）と100個未満のガイアEDR3の星（542,232個の星）の、重力によって結合された分解されたコンパニオンを検出することも目的としています。ヒッパルコスとEDR3のデータを使用して、ヒッパルコス星のPMaカタログを改訂します。重力によって拘束された視覚的なコンパニオンを特定するために、EDR3カタログで一般的な固有運動（CPM）の候補を検索します。距離のパーセクあたり26cm/sの精度の中央値での接線速度異常の検出は、EDR3で実証されています。DR2と比較して2.5倍のこの改善により、多くのターゲットの惑星質量レジームへの検出限界が十分に得られます。PMaS/N>3の37,515個のヒッパルコス星、つまり、CPMにバインドされた候補コンパニオンをホストしている32％（DR2では30％）と12,914（11％）の割合を識別します。追加の指標としてRUWE>1.4を含めると、ヒッパルコスカタログの50,720個の星（43％）は、少なくとも1つの二値性の信号を示します。100個以内にあるEDR3星の中には、39,490個の星（サンプルの7.3％）のCPMにバインドされた候補コンパニオンがあります。PMa、CPM、およびRUWEインジケーターの組み合わせにより、多重度調査の網羅性が大幅に向上します。非常に明るい星のCPMコンパニオンの検出は、ヒッパルコスよりも高い精度でそれらの距離を推定するための有用なプロキシを提供します。
一次元の大質量星超新星前駆体モデルに対する三次元の崩壊と三次元爆発
| Title |
The_Collapse_and_Three-Dimensional_Explosion_of_Three-Dimensional,_vis_\`a_vis_One-Dimensional,_Massive-star_Supernova_Progenitor_Models |
| Authors |
David_Vartanyan,_Matthew_S.B._Coleman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.10920 |
コア崩壊超新星の爆発の結果と診断は、恒星の前駆体の性質に敏感に依存しますが、これまでのほとんどの研究は、一次元の球対称の大質量星の前駆体にのみ焦点を当ててきました。3次元の大質量星超新星前駆体の最初のコア崩壊超新星シミュレーションのいくつかを紹介します。12.5および15-M$_{\odot}$モデルは、崩壊から爆発まで3次元で進化しました。放射流体力学コードF{\sc{ornax}}。3次元の前駆体から始まる結果を、同じ質量の球対称の1次元の前駆体の3次元シミュレーションと比較します。大規模な星の進化の最終段階で3次元に進化したモデルは、爆発しやすいことがわかります。これらの多次元初期モデルで発生する乱流は、衝撃波の復活を促進するシード乱流として機能します。重力波とニュートリノ信号の検出は、跳ね返り前の乱流の兆候を明らかにする可能性があります。
亜恒星準矮星の最初の検索：雲のないSDSS J125637.13-022452.4
| Title |
The_first_retrieval_of_a_substellar_subdwarf:_A_cloud-free_SDSS_J125637.13-022452.4 |
| Authors |
Eileen_C._Gonzales,_Ben_Burningham,_Jacqueline_K._Faherty,_Channon_Visscher,_Mark_Marley,_Roxana_Lupu,_Richard_Freedman,_and_Nikole_K._Lewis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11000 |
ブリュースター検索コードベースを使用した、亜恒星準矮星SDSSJ125637.13-022452.4（SDSSJ1256-0224）の最初の検索分析を示します。SDSSJ1256-0224は、イオン[Fe/H]=-1.5に対応するイオン（中性H、H-、および電子）の存在量を持つ雲のないモデルに最適であることがわかります。ただし、このモデルは、太陽直下の炭素対酸素比を想定した、イオン[Fe/H]=-2.0の雲のないモデルおよびイオンFe/H]=-1.5の雲のないモデルと区別できません。SDSSJ1256-0224の金属量が低いため、炭素含有種を制限することはできませんが、水、FeH、およびCrHの存在量を制限することができます。また、更新されたスペクトルエネルギー分布（SED）と半経験的基本パラメーターを示します。私たちの検索ベースおよびSEDベースの基本パラメータは、Baraffeの低金属量進化モデルと一致しています。「拒否された」モデル（$\Delta$BIC>45のモデル）を調べると、最適なモデルと一致するガスの存在量を取得できることがわかります。これらの適合性の低い「曇り」モデルの雲は、大気の底に押し出されるか、光学的に薄くなっていることがわかります。
古典的なBeスターHD6226の爆発と恒星の特性
| Title |
Outbursts_and_stellar_properties_of_the_classical_Be_star_HD_6226 |
| Authors |
Noel_D._Richardson,_Olivier_Thizy,_Jon_E._Bjorkman,_Alex_Carciofi,_Amanda_C._Rubio,_Joshua_D._Thomas,_Karen_S._Bjorkman,_Jonathan_Labadie-Bartz,_Matheus_Genaro,_John_P._Wisniewski,_Luqian_Wang,_Douglas_R._Gies,_S._Drew_Chojnowski,_Andrea_Daly,_Thompson_Edwards,_Carlie_Fowler,_Allison_D._Gullingsrud,_Nolan_Habel,_David_J._James,_Emily_Kehoe,_Heidi_Kuchta,_Alexis_Lane,_Anatoly_Miroshnichenko,_Ashish_Mishra,_Herbert_Pablo,_Maurice_Peploski,_Joshua_Pepper,_Joseph_E._Rodriguez,_Robert_J._Siverd,_Keivan_G._Stassun,_Daniel_J._Stevens,_Jesica_L._Trucks,_James_Windsor,_Mackenna_Wood,_\'Etienne_Bertrand,_Jean-Jacques_Broussat,_Erik_Bryssinck,_Christian_Buil,_St\'ephane_Charbonnel,_Arnold_de_Bruin,_Joe_Daglen,_Valerie_Desnoux,_James_Dull,_Olivier_Garde,_Keith_Graham,_Kevin_Gurney,_Alun_Halsey,_Patrik_Fosanelli,_et_al._(13_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11026 |
明るく、十分に研究されていない古典的なBeスターHD6226は、過去数年間に複数の爆発を示し、その間に星は粘性のある減少ディスクを成長させました。2017年から2020年に収集されたシステムの659の光学スペクトルを、ハッブル宇宙望遠鏡からのUVスペクトル、およびTESSとKELT調査の両方からの高ケイデンス測光とともに分析します。星のスペクトル型はB2.5IIIeで、回転速度は臨界の74％であることがわかります。星はほぼ極上にあり、13.4ドルの傾斜角を持っています。以前に報告された分光学的脈動特性を確認し、KELT測光からの3つの測光振動について報告します。爆発挙動は、H$\alpha$とH$\beta$の等価幅測定で研究され、これらの両方の変動は、フーリエ解析を通じて2つの周波数で定量的に説明できます。放出バーストの周波数の1つは、2つの測光振動の差に等しく、これらの脈動モードをいくつかの爆発の質量放出メカニズムにリンクします。2019年10月7日から2019年11月2日までのTESS観測期間中、星はディスクを構築していました。H$\alpha$およびH$\beta$分光法の大規模なデータセットを使用して、光学測光で行われたBe星に関する過去の研究と同様に、これらの線の両方で散逸のタイムスケールを決定できます。HD6226は、その明らかな周期的性質を考慮して、Beディスクの進化を研究するための理想的なターゲットであり、将来、他の施設でターゲットを絞った観測を可能にします。
赤色矮星の近くの硬い放射線の領域の光学範囲内の物体の識別
| Title |
Identification_of_objects_in_the_optical_range_in_areas_of_hard_radiation_near_red_dwarf_stars |
| Authors |
Aleksey_A._Shlyapnikov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11095 |
X線および光学スペクトル範囲におけるTeVガンマ線源の局在領域の分析が実行されます。高エネルギーフラックスの分布における最大値の位置から赤色矮星との識別の可能性のある候補までの距離が示されています。より弱いTeVソースおよび他のフィールドオブジェクトの可能な識別も考慮されます。
活性領域における高度に分画された血漿の特徴と脱出
| Title |
Signature_and_escape_of_highly_fractionated_plasma_in_an_active_region |
| Authors |
David_H._Brooks_and_Stephanie_L._Yardley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11157 |
宇宙天気を正確に予測するには、太陽エネルギー粒子（SEP）と噴火イベントが発生する発生源地域の知識が必要です。最近の作業により、2014年1月のいくつかの主要なSEPイベントが、ホストアクティブ領域（AR11944）の特定の機能にリンクされました。特に、活動領域のコアにある高温の恒星コロナループのフットポイント内およびその周辺のプラズマ組成測定は、後で風力宇宙船によってその場で測定された値を説明することができました。SEPと太陽風の間の元素組成の重要な違いにより、Si/S元素存在比の大きさは、SEPシードの個体数と太陽風源の位置の重要な診断として浮上しました。太陽風源やSEPの生産性が高くなくても、結果が他の活動地域に典型的なものであるかどうかを理解しようとしています。この論文では、典型的な太陽活動領域（AR11150）を調査し、高度に分別された（Si/S存在比が高い）場所を特定するための新しいアプローチで、進化的磁場モデルとともに新しい組成分析手法を使用します。）プラズマ。AR11944のように、冠状ループの足元近くに閉じ込められた物質は、この場合はARの周辺にまで拡大し、特徴を示し、AR境界での再接続によって開かれた磁場から解放されます。AR境界で開かれる閉体ループの基本的な特性はアクティブ領域に典型的であるため、このプロセスは一般的である可能性があります。
陰影閃光から推定される振動中心の空間分布に基づく黒点の地下構造の調査
| Title |
Investigation_of_the_subsurface_structure_of_a_sunspot_based_on_the_spatial_distribution_of_oscillation_centers_inferred_from_umbral_flashes |
| Authors |
Kyuhyoun_Cho,_Jongchul_Chae,_and_Maria_S._Madjarska |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11185 |
太陽黒点の地下構造は、黒点の安定性とその中のエネルギー輸送において重要です。モノリシックモデルとクラスターモデルの2つの地下構造モデルが提案されていますが、これまでのところ、特定のモデルを裏付ける明確な観測証拠は見つかりませんでした。黒点の地下構造についての手がかりを得るために、IRISMgII2796オングストロームスリットジョー画像（SJI）によって登録された黒点をマージする際の陰影フラッシュを分析しました。アンブラルフラッシュは、光球の下の対流セルから発生する電磁流体力学（MHD）衝撃波の観測的兆候と見なされます。個々の傘の閃光の動きを追跡することにより、傘の下にある振動の中心である対流セルの位置を決定しました。振動中心は、明るい橋や傘の点などの明るい領域ではなく、傘のコアの暗い核に優先的に配置されることがわかりました。さらに、振動中心は、激しい対流が発生すると予想される合流する黒点の収束界面から逸脱する傾向があります。また、対流セルの推定深度には、顕著な地域依存性がないこともわかりました。これらの結果は、アンブラの地下が収束境界面よりも対流が発生しやすい環境であり、したがってクラスターモデルをサポートしていることを示唆しています。より具体的な結果を得るには、下層大気の傘下速度振動に基づくさらなる研究が必要です。
2つの同種磁束ロープの噴火とねじれの解きほぐしの多波長および二重透視観測
| Title |
Multi-wavelength_and_Dual-perspective_Observations_of_Eruption_and_Untwisting_of_Two_Homologous_Magnetic_Flux_Ropes |
| Authors |
De-Chao_Song,_Y._Li,_Y._Su,_M._D._Ding,_and_W.Q._Gan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11187 |
この論文では、2012年7月8日から9日までのNOAA11515からの2つの相同磁束ロープ（MFR）の詳細な形態学的、運動学的、および熱分析を提示します。この研究は、ソーラーダイナミクス天文台とソーラー地上関係天文台の前方宇宙船からの多波長およびデュアルパースペクティブイメージング観測に基づいており、2つのMFRの構造と進化を十分に明らかにすることができます。両方のMFRが複数の通過帯域に現れ、それらの放出は主に$\sim$0.4--0.6MKの温度でピークに達する低温成分と$\sim$7--8MKでピークに達する高温成分で構成されていることがわかります。2つのMFRは、2つの異なる視点から特徴的な特徴を示す、噴出、拡大、およびねじれのない動きを示します。それらの進化は2つの段階に分けることができます。MFR-1の速度が約105〜125kms$^{-1}$の高速噴火段階と、MFR-1の速度が50〜65kms$^{-1}$です。MFR-2と、MFR-1の場合は約10〜35kms$^{-1}$、MFRの場合は10〜30kms$^{-1}$の速度の低速拡張（またはねじれ解除）ステージ-空の平面で2。また、2段階の進化の間に、高温の特徴が主にMFRと周囲の磁気構造の間の界面領域、およびMFRの中心に現れることもわかります。これは、磁気リコネクションやプラズマ圧縮。これらの観測結果は、MFRの噴火とねじれの解消プロセスが加熱プロセスと結びついており、その中にエネルギー変換が存在することを示しています。
軟X線ループ状マイクロフレアのフットポイントシグネチャに関するALMA-Hinode-IRISの同時観測
マイクロフレアは、アクティブな太陽コロナを形成するための主要なエネルギー入力源の1つであると考えられています。2017年3月19日に、低層大気のイベントへの応答を調査するために、IRISおよびひので観測と連携して3mmでALMA観測を実施しました。観測中、軟X線ループ型マイクロフレア（活動領域過渡）明るくなる）は、HinodeX線望遠鏡を使用して高い時間ケイデンスでキャプチャされました。明るくなるループのフットポイントは、ALMA、IRISスリットジョーイメージャー、およびHinode分光偏光計の狭い視野内にあります。フットポイントでのマイクロフレアの対応物は、SiIVおよびALMA画像で検出されましたが、対応するものは、CIIおよびMgIIk画像ではあまり目立ちませんでした。それらの衝動的な時間プロファイルは、軟X線強度の進化に関連するニューパート効果を示します。ALMAを使用して測定された熱エネルギーの大きさは、コロナで測定されたものの約100分の1でした。これらの結果は、非熱粒子の衝突によってプラズマが熱的に加熱される遷移領域と上部彩層で、衝撃的な対応物を検出できることを示唆しています。私たちのエネルギー評価は、小さなクラスの軟X線マイクロフレアのフットポイントに衝突する加速粒子の不足を示しています。フットポイントの対応物は、いくつかの明るいカーネルで構成されており、それらはすべて、光球レベルでの強い磁束の斑点状の分布で形成された弱い（ボイド）磁気領域にあります。カーネルは、コロナ内の磁束束のシース上の複数の場所で過渡エネルギー放出が発生する概念的なイメージを提供します。
冠状ループのキンク振動
| Title |
Kink_oscillations_of_coronal_loops |
| Authors |
V._M._Nakariakov,_S._A._Anfinogentov,_P._Antolin,_R._Jain,_D._Y._Kolotkov,_E._G._Kupriyanova,_D._Li,_N._Magyar,_G._Nistico,_D._J._Pascoe,_A._K._Srivastava,_J._Terradas,_S._Vashegani_Farahani,_G._Verth,_D._Yuan,_I._V._Zimovets |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11220 |
コロナループのキンク振動、つまり立っているキンク波は、太陽コロナで最も研究されている動的現象の1つです。振動は、低冠状噴火などの衝撃的なエネルギー放出によって励起されます。振動の典型的な周期は数分から数分であり、振動するループの主半径の増加とともに直線的に増加することがわかります。これは、キンク振動がループの自然モードであることを明確に示しており、ループの長さによって決定される波長の高速磁気音響波として説明できます。キンク振動は、2つの異なるレジームで観察されます。急速に減衰する領域では、見かけの変位振幅はループのいくつかの小さな半径に達します。約数振動周期である減衰時間は、振動振幅の増加とともに減少し、減衰の非線形性を示唆している。減衰のない領域では、振幅はマイナー半径よりも小さく、ドライバーはまだ議論されています。このレビューは、過去10年間に得られた主要な調査結果を要約し、観察結果と理論結果の両方をカバーしています。観測結果には、振動イベントの包括的なカタログの作成と分析、およびEUVおよびマイクロ波帯域のイメージングおよびスペクトル機器によるキンク振動の検出が含まれます。理論的な結果には、電磁流体力学的波動理論の観点からモデリングするためのさまざまなアプローチが含まれます。キンク振動の特性は、磁気ねじれ、成層、定常流、温度変化などの振動ループのパラメータに依存することがわかっており、電磁流体力学的地震学の方法によってキンク振動をこれらのパラメータの自然なプローブにします。
太陽風で局所的に複数の陽子集団とビームを生成するメカニズムとしての磁気リコネクション
| Title |
Magnetic_reconnection_as_a_mechanism_to_produce_multiple_protonpopulations_and_beams_locally_in_the_solar_wind |
| Authors |
B._Lavraud,_R._Kieokaew,_N._Fargette,_P._Louarn,_A._Fedorov,_N._Andr\'e,_G._Fruit,_V._G\'enot,_V._R\'eville,_A._P._Rouillard,_I._Plotnikov,_E._Penou,_A._Barthe,_L._Prech,_C._J._Owen,_R._Bruno,_F._Allegrini,_M._Berthomier,_D._Kataria,_S._Livi,_J._M._Raines,_R._D'Amicis,_J._P._Eastwood,_C._Froment,_R._Laker,_M._Maksimovic,_F.Marcucci,_S._Perri,_D._Perrone,_T._D._Phan,_D._Stansby,_J._Stawarz,_S._Toledo_Redondo,_A._Vaivads,_D.Verscharen,_I._Zouganelis,_V._Angelini,_V._Evans,_T._S._Horbury,_and_H._O'brien |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11232 |
環境。宇宙船の観測は、太陽風に頻繁に複数の陽子が存在することを早期に明らかにしました。それらの起源に関する数十年の研究は、低コロナでの磁気リコネクションやコロナでの波動粒子相互作用や太陽風での局所的な相互作用などのプロセスに焦点を当ててきました。目的。この研究は、複数の陽子集団とビームが太陽風の中で局所的に発生する磁気リコネクション。メソッド。2020年7月16日の遅いAlfv\'enic太陽風の期間中の磁気リコネクションと複数の陽子集団とビームの関連を分析するために、電子と磁場のデータによって補完された高解像度ソーラーオービター陽子速度分布関数測定を使用します。結果。この日中に、スイッチバック境界での磁気リコネクションの場合を含め、関連する複数の陽子集団とビームを伴う少なくとも6つの再接続電流シートが見つかります。これは、測定された分布関数の2％に相当します。この比率がどのように過小評価される可能性があるか、そしてそれが太陽風のタイプと太陽からの距離にどのように依存する可能性があるかについて説明します。結論。おそらく小さな寄与を示唆しているが、それはまだ定量的に評価されていないが、ソーラーオービターの観測は、磁気リコネクションが太陽風で局所的に複数の陽子集団とビームを生成するメカニズムの1つとして考慮されなければならないことを示している。
両極拡散とハイブリッド放射伝達を伴う乱流塊状コアの崩壊II。流出
| Title |
Collapse_of_turbulent_massive_cores_with_ambipolar_diffusion_and_hybrid_radiative_transfer_II._Outflows |
| Authors |
R._Mignon-Risse_(1_and_2),_M._Gonz\'alez_(1),_B._Commer\c{c}on_(3)_((1)_AIM,_CEA_Saclay,_France,_(2)_AstroParticule_et_Cosmologie,_Paris,_France,_(3)_CRAL-ENS,_Lyon,_France) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11241 |
（要約）ほとんどの大規模な原始星は双極流出を示します。それにもかかわらず、これらの流出の起源でのメカニズムについても、あまり頻繁に観察されない単極流出の原因についても、コンセンサスはありません。乱流媒体における放射伝達と磁場の複合効果に焦点を当てて、初期の大規模な原始星流出の起源を特定することを目指しています。ラムセスコードで巨大な100Msunの恒星前核が崩壊した後、4つの最先端の放射電磁流体力学シミュレーションを使用します。乱流は、初速度分散によって考慮されます。ハイブリッド放射伝達法を使用し、両極拡散を含みます。乱流は、主に電磁流体力学的プロセスによって駆動されるように見える流出の開始を遅らせることがわかります。磁気タワーフローと磁気遠心加速が加速に寄与し、前者は後者よりも大きな体積で動作します。私たちの最高の解像度である5AUでは、磁気遠心加速された流出で収束した結果を得ることができません。放射加速も起こり、星の近くで優勢になり、流出範囲を拡大し、磁気流出の開始に悪影響を与えません（M〜17Msun、L〜1e5Lsunまで）。関連する開き角（磁場が支配的な場合は20〜30度）は、観測上の制約を満たすための追加の（非）コリメート効果を示唆しています。いくつかの観測研究と一致して、流出はディスクに対してほぼ垂直に開始され、初期のコアスケールの磁場とずれています。最も乱れた実行では、流出は単極です。我々は、磁気プロセスが、放射プロセスに対して、最大17Msunまでの大規模な原始星流出の加速を支配すると結論付けています。乱流は流出の開始を混乱させ、単極流出の考えられる説明です。
V899月：爆発の終わりに近い独特の噴火する若い星
| Title |
V899_Mon:_a_peculiar_eruptive_young_star_close_to_the_end_of_its_outburst |
| Authors |
Sunkyung_Park,_\'Agnes_K\'osp\'al,_Fernando_Cruz-S\'aenz_de_Miera,_Micha{\l}_Siwak,_Marek_Dr\'o\.zd\.z,_Bernadett_Ign\'acz,_Daniel_T._Jaffe,_R\'eka_K\"onyves-T\'oth,_Levente_Kriskovics,_Jae-Joon_Lee,_Jeong-Eun_Lee,_Gregory_N._Mace,_Waldemar_Og{\l}oza,_Andr\'as_P\'al,_Stephen_B._Potter,_Zs\'ofia_Marianna_Szab\'o,_Ramotholo_Sefako,_and_Hannah_L._Worters |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11283 |
V899Monは、FUorsとEXorsの両方の特徴を示す噴火する若い星です。2010年にピークの明るさに達し、2011年に一時的に薄れ、2回目の爆発が続きました。マルチフィルター光学測光モニタリング、およびV899Monの光学および近赤外分光観測を実施しました。光度曲線と色-マグニチュード図は、V899Monが2018年の2回目の爆発ピークの後、徐々に衰退していることを示していますが、より小さな降着バーストがまだ発生しています。Gemini/IGRINSおよびVLT/MUSEで行われた分光観測では、爆発段階とは異なり、多数の輝線が示されています。輝線フラックスを使用して降着率を推定したところ、爆発段階と比較して大幅に減少していることがわかりました。質量損失率も弱まっています。輝線の2D分光天文分析により、V899Monのジェットおよびディスク放出が回復しました。許可された金属線からの放出とCOバンドヘッドは、ケプラー回転のディスクで適切にモデル化できることがわかりました。これにより、2${M_{\odot}}$の動的恒星質量にも厳しい制約が与えられます。V899Monの観測された特性の変化につながった物理的変化について議論した後、このオブジェクトが2回目の爆発を終えていることを示唆します。
2021年の爆発中の再発する新星へびつかい座RS星のHα分光法
| Title |
H-alpha_spectroscopy_of_the_recurrent_nova_RS_Oph_during_the_2021_outburst |
| Authors |
R._K._Zamanov,_K._A._Stoyanov,_Y._M._Nikolov,_T._Bonev,_D._Marchev,_S._J._Stefanov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11306 |
最近の爆発の間に2021年8月12日から23日の間に得られた再発性新星RS〜Ophの$H\alpha$輝線の分光観測を報告します。強いHα線放射に重ね合わされた鋭いP〜Cygプロファイルに基づいて、へびつかい座RS星を取り巻く物質の流出速度は32km/s<V_{out}<68km/sの範囲にあると推定されます。新しいGAIA距離は、赤色巨星がおそらくIIとIIIの輝度クラスに分類されるべきであることを示しています。スペクトルは、著者からの要求に応じて、Zenodoで入手できます。
DA白色矮星の降着の新しいシミュレーション：表面汚染からの降着率の推測
| Title |
New_simulations_of_accreting_DA_white_dwarfs:_infering_accretion_rates_from_the_surface_contamination |
| Authors |
F._C._Wachlin,_G._Vauclair,_S._Vauclair,_L._G._Althaus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11370 |
白色矮星のごくわずかな部分は、それらの大気中に重い元素が存在することを示しています。この汚染について最も受け入れられている説明は、星の周りに塵円盤を形成する、潮汐によって破壊された微惑星から来る物質の降着です。重い物質を降着させる水素に富む白色矮星のモデルのグリッドを提供します。さまざまな有効温度、エンベロープの水素含有量、および付着率を含む3Dパラメーター空間をスイープします。グリッドは、重元素の存在を示す白色矮星の降着率を決定するのに適しています。白色矮星の降着の完全な進化的計算は、関連するすべての物理的プロセス、特に、現実的な推定を得るために考慮しなければならない、これまでのほとんどの研究で無視されていたプロセスである運指（熱塩）対流を含めて計算されました。降着は連続プロセスとして扱われ、降着した物質にはバルク地球組成が想定されます。さまざまな降着率で提出された、さまざまな有効温度と水素含有量の水素に富む白色矮星を表すモデルのグリッドについて、最終的な（静止またはほぼ静止した）存在量を取得します。私たちの結果は、進化した惑星系のさらなる研究に使用される降着率の現実的な推定値を提供します。
| Title |
Evolution_of_Kelvin-Helmholtz_Instability_in_the_Fan-Spine_Topology |
| Authors |
Sudheer_K._Mishra,_Balveer_Singh,_A.K._Srivastava,_Pradeep_Kayshap,_B.N._Dwivedi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11416 |
太陽力学観測所（SDO）に搭載された大気イメージングアセンブリ（AIA）からの多波長イメージング観測を使用して、ファンスパイン磁場構成におけるケルビンヘルムホルツ（K-H）不安定性の進化を研究します。この磁気トポロジーは、アクティブ領域AR12297の近くに存在し、近くの黒点に根ざしています。この磁気構成では、2層の低温プラズマが平行に流れ、細長いスパイン内で相互作用します。遅いプラズマフロー（5$kms^{-1}$）は、脊椎の力線に沿った上からの反射ストリームであり、インパルスプラズマの上昇フロー（114-144kms$^{-1}$）と相互作用します。下から。このプロセスは、せん断運動とそれに続くK--H不安定性の進展を生成します。K-H不安定渦の振幅と特徴的な波長が増加し、この不安定性の最も急速に成長するモードの基準を満たします。また、2つの層の間の速度差とK-H不安定渦の速度は、K-H不安定性の成長の基準も満たす、2番目の密度の高い層のアルフベン速度よりも大きいことを説明します。ファンスパイントポロジーで観察される磁場とせん断された逆流プラズマの存在下で、速度せん断の優位性と線形位相の進化を確認するパラメトリック定数$\Lambda\ge$1を推定します。KHの不安定性。この観察結果は、複雑な磁場の構造化と流れが存在する場合、ファンスパイン構成が急速な加熱に発展する可能性がある一方で、K-H不安定性による断片化により接続性が変化することを示しています。
MACHO 80.7443.1718の潮汐励起振動：振幅と周波数の変化、高周波潮汐励起モード、および軌道周期の減少
| Title |
Tidally-excited_oscillations_in_MACHO_80.7443.1718:_changing_amplitudes_and_frequencies,_high-frequency_tidally-excited_mode_and_decrease_of_the_orbital_period |
| Authors |
P._A._Ko{\l}aczek-Szyma\'nski,_A._Pigulski,_M._Wrona,_M._Ratajczak_and_A._Udalski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11508 |
偏心楕円体状変光星（別名ハートビート星）は、近接効果、特に時間依存の潮汐ポテンシャルによる潮汐歪みが、周星期の通過に近い測定可能な測光変動につながる、偏心バイナリのクラスです。変動する潮汐電位はまた、潮汐励起振動（TEO）を引き起こす可能性があります。TEOは、大規模なエキセントリックシステムの動的進化において重要な役割を果たす可能性があります。私たちの研究は、青色超巨星と後期O型の巨大な矮星からなる極限振幅のハートビート星MACHO80.7443.1718における、TEOの検出とその振幅と周波数の長期的な振る舞いの特性評価を目的としています。ターゲットのトランジット系外惑星探査衛星（TESS）観測の2シーズンを使用して、TESSフルフレーム画像の差分画像分析によって新しい30分のケイデンス測光を取得します。分析をより長い時間スケールに拡張するために、TESSデータを30年の長さのターゲットの地上測光で補足します。既知の$n=23$、25、および41TEOの検出を確認し、MACHO80.7443.1718の測光で、$n=24$および230の2つの新しいTEOの検出を発表します。すべてのTEOの振幅は、年または月の時間スケールで変化することがわかりました。$n=25$の場合、TEOの振幅と周波数の変化は関連しています。これは、TESS観測におけるこのTEOの振幅低下の主な原因が、周波数の変化と離調パラメーターの増加であることを示している可能性があります。$n=230$TEOの光度曲線は非常に非正弦波です。その高周波は、振動が奇妙なモードであることを示している可能性があります。また、システムの公転周期が約11s（yr）$^{-1}$の割合で減少することもわかりました。これは、潮汐による寄与の可能性があるシステム内の大幅な質量損失または物質移動によって説明できます。散逸。
クラスIバイナリソースSer-emb11のホットコアリングケミストリー
| Title |
Hot_coring_chemistry_in_the_Class_I_binary_source_Ser-emb_11 |
| Authors |
Rafael_Martin-Domenech,_Jennifer_B._Bergner,_Karin_I._Oberg,_John_Carpenter,_Charles_J._Law,_Jane_Huang,_Jes_K._Jorgensen,_Kamber_Schwarz,_and_David_J._Wilner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11512 |
8つの複雑な有機分子（CH3OH、CH3CH2OH、CH3OCH3、CH3OCHO、CH3COCH3、NH2CHO、CH2DCN、およびCH3CH2CN）と3つのアイソトポログ（CH2DOH、13CH3CN、およびCH3C15N）に対応する120を超える輝線の検出を報告します。アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイを約1mmで観測した、Ser-emb11バイナリ若い恒星状天体（YSO）。複雑な有機放出は、中央の原始星の周りのコンパクトな領域で〜0.5"ビーム（〜220au）で解決されず、人口図分析により、すべてのCOMで100Kを超える励起温度が明らかになり、高温のコリノの存在が示されました。推定カラム密度は、O含有COMでは10^17〜10^18cm^-2の範囲であり、N含有種では3桁低かった。また、H2COおよびCH3OH放出の検出についても報告している。以前にカタログ化されていなかった近くのミリメートルソース。Ser-emb11は、文献ではクラス0/Iカットオフに近いクラスIソースとして分類されています。Ser-emb11Wおよび他の3つのクラスIの推定COM相対存在量文献で報告されている高温のコリノ源は、クラス0の高温のコリノのものと一致しており、原始星の進化中の高温のコリノの化学組成の連続性を示唆しています。
大きな重力子の非ガウス性をブートストラップする
| Title |
Bootstrapping_Large_Graviton_non-Gaussianities |
| Authors |
Giovanni_Cabass,_Enrico_Pajer,_David_Stefanyszyn,_Jakub_Supe{\l} |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.10189 |
重力干渉計と宇宙マイクロ波背景放射の宇宙論的観測は、原始宇宙の重力の法則を精査する見通しを私たちに提供します。これらのデータセットを研究および解釈するには、重力子の非ガウス性の可能性を知る必要があります。この目的のために、スケール不変性を仮定して、導関数のすべての次数に対する質量のない重力子の最も一般的なツリーレベルの3点関数（バイスペクトル）を導出します。明示的なラグランジアンを使用する代わりに、ブートストラップアプローチを採用し、ユニタリー性、局所性、および真空の選択から最近導出された制約を使用して結果を取得します。ド・ジッターブーストについては何も仮定していないため、結果は、インフレの有効場の理論や固体インフレなど、大規模なクラスのモデルの現象論を捉えています。無限の数のパリティ、さらにはバイスペクトルの公式を示します。注目すべきことに、パリティ奇数バイスペクトルの場合、ユニタリー性が可能な形状はほんの一握りであることが示されています。3つは重力子-重力子-重力子、3つはスカラー-重力子-重力子、1つはスカラー-スカラー-重力子であり、明示的にブートストラップします。これらのパリティ奇数の非ガウス性は、たとえば堅実なインフレでは大きくなる可能性があり、したがって、将来の観測のための具体的で意欲的なターゲットを構成します。
CAMELSマルチフィールドデータセット：人工知能による宇宙の基本パラメータの学習
| Title |
The_CAMELS_Multifield_Dataset:_Learning_the_Universe's_Fundamental_Parameters_with_Artificial_Intelligence |
| Authors |
Francisco_Villaescusa-Navarro,_Shy_Genel,_Daniel_Angles-Alcazar,_Leander_Thiele,_Romeel_Dave,_Desika_Narayanan,_Andrina_Nicola,_Yin_Li,_Pablo_Villanueva-Domingo,_Benjamin_Wandelt,_David_N._Spergel,_Rachel_S._Somerville,_Jose_Manuel_Zorrilla_Matilla,_Faizan_G._Mohammad,_Sultan_Hassan,_Helen_Shao,_Digvijay_Wadekar,_Michael_Eickenberg,_Kaze_W.K._Wong,_Gabriella_Contardo,_Yongseok_Jo,_Emily_Moser,_Erwin_T._Lau,_Luis_Fernando_Machado_Poletti_Valle,_Lucia_A._Perez,_Daisuke_Nagai,_Nicholas_Battaglia,_Mark_Vogelsberger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.10915 |
MachinELearningSimulations（CAMELS）MultifieldDataset（CMD）を使用した宇宙論と天体物理学を紹介します。これは、宇宙ガス、暗黒物質、星のさまざまな特性を含む数十万の2Dマップと3Dグリッドのコレクションで、いくつかの2,000の異なるシミュレートされた宇宙からのものです。宇宙の時代。2Dマップと3Dグリッドは、1億光年に及ぶ宇宙領域を表しており、CAMELSプロジェクトの何千もの最先端の流体力学および重力のみのN体シミュレーションから生成されています。機械学習モデルをトレーニングするように設計されたCMDは、70テラバイトを超えるデータを含むこの種の最大のデータセットです。このホワイトペーパーでは、CMDについて詳しく説明し、そのアプリケーションのいくつかについて概説します。私たちは、そのようなタスクの1つであるパラメーターの推論に注意を向け、コミュニティへの挑戦として直面する問題を定式化します。https://camels-multifield-dataset.readthedocs.ioですべてのデータをリリースし、技術的な詳細を提供します。
超放射は、静的ブラックホール時空の文脈で非常に広範囲に研究されてきました。この論文では、最小結合スカラー場の場合、リングダウン相のブラックホールの吸収断面積が超放射になる可能性があることを初めて報告します。私たちの現在の結果は、他の基本的な分野を通してブラックホールの融合現象を観察する興味深い可能性を開きます。
昼間の磁気圏境界面でのイオンスケールの逆平行再結合の端での電子冷イオン成分再結合の観測
| Title |
Observations_of_an_Electron-cold_Ion_Component_Reconnection_at_the_Edge_of_an_Ion-scale_Antiparallel_Reconnection_at_the_Dayside_Magnetopause |
| Authors |
S._Q._Zhao,_H._Zhang,_Terry_Z._Liu,_Huirong_Yan,_C._J._Xiao,_Mingzhe_Liu,_Q.-G._Zong,_Xiaogang_Wang,_Mijie_Shi,_Shangchun_Teng,_Huizi_Wang,_R._Rankin,_C._Pollock,_G._Le |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.10943 |
太陽風パラメータは、地球の磁気圏境界面での太陽風と磁気圏の結合効率を制御する再結合率において支配的な役割を果たします。さらに、磁気圏境界面の磁気圏側で頻繁に検出される電離層からの低エネルギーイオンも、磁気リコネクションに影響を与えます。ただし、再接続における低エネルギーイオンの特定の役割は、活発な議論の下で未解決の問題です。本研究では、2015年9月11日のNASAの磁気圏マルチスケールデータを使用して、低エネルギーイオンの存在下でのマルチスケール、マルチタイプの磁気圏境界面再結合のその場観測を報告します。この研究では、イオンを低温と高温の集団に分割します。観測は、イオンスケールの再結合の端に位置する電子と冷イオンによって支配される二次再結合として解釈することができます。この分析は、ホットイオンの応答なしに二次再接続におけるコールドイオンの支配的な役割を示しています。冷たいイオンと電子は、二次プロセスによって加速および加熱されます。ケーススタディは、逆平行とコンポーネントの再接続の同時操作の観察証拠を提供します。我々の結果は、二次再結合における予加速および加熱された冷イオンと電子が、太陽風と磁気圏境界面の結合に影響を与える一次イオンスケールの再結合に関与し、複雑な磁場トポロジーが再結合率に影響を与える可能性があることを示唆している。
1AUの太陽風における再結合排気での磁場乱流の複雑さ
| Title |
Complexity_of_magnetic-field_turbulence_at_reconnection_exhausts_in_the_solar_wind_at_1_AU |
| Authors |
Rodrigo_A._Miranda,_Juan_A._Valdivia,_Abraham_C.-L._Chian,_and_Pablo_R._Mu\~noz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.10987 |
磁気リコネクションは、磁気エネルギーを宇宙および天体プラズマの粒子運動エネルギーとプラズマ熱エネルギーに変換する複雑なメカニズムです。さらに、磁気リコネクションと乱流はプラズマで密接に関連しているように見えます。イェンセン・シャノン複雑度エントロピー指数を使用して、太陽風で検出された4つの再結合イベントの排気時の磁場乱流を分析します。惑星間磁場は、ハイブリッド最小分散手法を使用してLMN座標に分解されます。最初のイベントは、磁場変動の高次構造関数のスケーリング指数を取得できるようにする、延長された排気期間によって特徴付けられます。複雑さ-エントロピーインデックスを計算することにより、より高い程度の間欠性が慣性サブレンジのより低いエントロピーとより高い複雑さに関連していることを示します。また、他の3つの再接続排気イベントの複雑さ-エントロピーインデックスも計算します。4つのイベントすべてについて、磁場の$B_L$コンポーネントは、$B_M$および$B_N$コンポーネントよりも、エントロピーの程度が低く、複雑さの程度が高くなっています。私たちの結果は、コヒーレント構造が、磁場乱流における再接続排気内のエントロピーの減少と複雑さの増加の原因となる可能性があることを示しています。
自己重力多体システムにおけるカオス：$ N $のリャプノフ時間依存性と一般相対性理論の影響
| Title |
Chaos_in_self-gravitating_many-body_systems:_Lyapunov_time_dependence_of_$N$_and_the_influence_of_general_relativity |
| Authors |
Simon_F._Portegies_Zwart_(Leiden_Observatory),_Tjarda_C.N._Boekholt_(Clarendon_Laboratory,_Oxford),_Emil_Por_(STScI),_Adrian_S._Hamers_(MPI),_Steve_L.W._McMillan_(Drexel) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11012 |
自己重力$N$-bodyシステムでは、開始時に導入された小さな摂動、または数値積分器によって、またはコンピューターの精度が制限されているために生成される微小エラーは、時間とともに指数関数的に増大します。ニュートンの重力については、\cite{1992ApJ...386..635K}と\cite{1993ApJ...415..715G}による以前の結果を確認します。比較的均質なシステムの場合、交差時間あたりのこの成長率は次のように増加します。$N$から$N\sim30$までですが、大規模なシステムの場合、成長率は$N$との依存関係が弱くなります。ただし、集中型システムの場合、指数関数的成長率は引き続き$N$に比例します。相対論的自己重力システムでは、成長率は$N$にほとんど依存しません。ただし、この効果は、システムの平均速度が光速に3桁以内に近づいた場合にのみ顕著になります。アインシュタイン-インフェルト-ホフマン運動方程式のペアワイズ相互作用のみを解くという通常採用されている近似に対して$\apgt10$ボディを持つシステムのカオス的振る舞いは、相互作用項（またはクロス項）を取り入れた場合とは質的に異なります。アカウント。この結果は、軌道カオスに対する一般相対性理論の微視的効果、およびEIH運動方程式のテイラー級数展開における高次交差項の影響に関する追跡調査の強力な動機を提供します。
凝固方程式の数値ソルバーのCourant-Friedrichs-Lewy条件について
固体骨材のサイズ分布を進化させることは、若い恒星状天体のシミュレーションに挑戦します。他の困難の中でも、明示的なソルバーの安定条件の一般式は、天体物理学的オブジェクトの凝固方程式を統合するときに厳しい制約を提供します。最近の数値実験では、これらの一般的な条件が厳しすぎる可能性があることが最近報告されています。ラプラス空間での凝固方程式を分析することにより、これが実際に当てはまる理由を説明し、時間のオーバーサンプリングを回避する新しい安定条件を提供します。
因果的にコヒーレントな原始量子摂動の角度相関
量子重力の基本的な対称性には、世界線間の原始的なスカラー曲率摂動の相関が、それらの膨張範囲内の因果的にコヒーレントなエンタングルメントと一致する必要があるという仮説を検討します。この制約によって支配される共動球面上の原始曲率の角パワースペクトル${C}_\ell$は、インフレーションの標準量子モデルによって予測されるよりもはるかに少ない宇宙分散を持っています。2点角度相関関数${C}（\Theta）$は、$\Theta>90^\circ$での新しい正確な因果制約、および${C}（\Theta）の近似分析モデルに従うと予測されます。$は、因果関係を考慮して作成されます。因果的制約と分析的近似は、大きな角度スケールでのCMBマップの測定された相関と一致していることが示され、測定されていない固有の双極子と銀河の前景の減算からの不確実性を考慮に入れています。宇宙分散がないため、前景の減算が改善され、大きな角度スケールでの忠実度が高くなるという仮説の強力なテストが可能になります。
初期宇宙に対する中間質量ステライルニュートリノ個体群の影響
| Title |
Effects_of_an_Intermediate_Mass_Sterile_Neutrino_Population_on_the_Early_Universe |
| Authors |
Hannah_Rasmussen_(1),_Alex_McNichol_(1),_George_M._Fuller_(2),_Chad_T._Kishimoto_(1_and_2)_((1)_Department_of_Physics_and_Biophysics,_University_of_San_Diego,_(2)_Center_for_Astrophysics_and_Space_Sciences,_University_of_California,_San_Diego) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11176 |
高温で高密度の初期宇宙は、高精度の宇宙論的観測の約束と組み合わされて、標準模型を超える（BSM）物理学のための興味深い実験室を提供します。初期の宇宙をシミュレートして、熱的に生成されたステライルニュートリノ状態が弱いデカップリングの前後に標準模型製品に崩壊する影響を調べます。これらの崩壊は、プラズマにかなりの量のエントロピーを堆積させるだけでなく、高エネルギーの非平衡活性ニュートリノの集団を生成します。結果として、これらのモデルは、相対論的自由度の有効数である$N_{\rmeff}$の推定値によって制約できます。この作業では、CMB観測と一致する$N_{\rmeff}{}$値を持つが、標準的な宇宙論モデルに挑戦し、自由核子のレプトン捕獲率に影響を与える非常に異なるアクティブニュートリノスペクトルを持つさまざまなモデルを探索します。ビッグバン元素合成（BBN）に大きな影響を与える可能性があります。
密集したクラスターにおける原始ブラックホールの接近した双曲線遭遇からの確率的重力波背景
| Title |
The_stochastic_gravitational_wave_background_from_close_hyperbolic_encounters_of_primordial_black_holes_in_dense_clusters |
| Authors |
Juan_Garc\'ia-Bellido,_Santiago_Jaraba,_Sachiko_Kuroyanagi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11376 |
原始ブラックホールの密集したクラスターの内部は、多重散乱過程が起こる活発な環境です。それらのいくつかは時々有界ペアを生じさせ、残りは単一の散乱イベントで終わります。前者は最終的には周期的な重力波（GW）を放出するブラックホール連星（BBH）に進化し、後者は近接双曲線遭遇（CHE）と呼ばれる短い距離で強力なGWバーストを放出します。CHEからの重複したGWに由来する確率的GWバックグラウンドの最初の計算を行います。CHEがLISA周波数帯域でBBHの寄与を支配する可能性があることがわかります。また、アインシュタイン望遠鏡やコズミックエクスプローラーなどの第3世代の地上ベースのGW検出器でもテストできます。
ヒッグスポータルおよびベクトルポータルモデルにおける暗黒物質直接検出のキャンセルメカニズム
U（1）対称疑似ナンブ-ゴールドストーン-ボソン暗黒物質（pNGBDM）モデルのキャンセルメカニズムの2つの代替証明を提示します。それらは、マルチアングルからメカニズムをよりよく理解するのに役立ち、いくつかの興味深い一般化を提案するように促します。最初の証明では、非線形表現法を再検討し、相互作用固有状態を使用して引数を言い換えます。この図では、位相モード（DM）は、DMがオンシェルの場合に、ラジアルモードに作用する微分二乗とのトリリニア相互作用のみを持つことができます。したがって、ラジアルモードとヒッグスボソンの間の質量混合によって生成されたDMクォーク散乱は、ゼロ運動量伝達の限界で消滅します。同じ方法を使用して、モデルを一般的なソフトブレイク構造を持つSO（N）モデルに簡単に一般化できます。特に、ソフトブレイクキュービックタームを研究し、DM候補のキャンセルメカニズムを維持するタームを特定します。2番目の方法の説明では、キャンセルは質量項の特別な構造とメディエーターの相互作用に依存していることがわかります。この条件は、ベクトルポータルモデルに簡単に一般化できます。最初のモデルがSU（2）_L\timesU（1）_Y\timesU（1）_Xモデルで、2番目のモデルがSU（2）_L\timesUであるベクトルポータルの場合の2つの例を示します。（1）_Y\timesU（1）_（BL）\timesU（1）_Xモデル。最初のモデルでは、ベクトルメディエーターはZ_nuボソンと新しいU（1）_XゲージボソンX_nuであり、2番目のモデルではメディエーターはU（1）_（B-L）とU（1）_Xゲージボソンです。ゲージボソンの一般的な運動混合項がない場合、キャンセルメカニズムは両方のモデルで機能します。一般的な動的混合項が含まれると、最初のモデルでは、厳密な直接検出限界を回避するために混合パラメーターを微調整する必要がありますが、2番目のモデルでは自然にそれを回避できます。
