クラスタリング手法によるBモード検出のための改善された銀河前景除去
| Title |
Improved_Galactic_Foreground_Removal_for_B-Modes_Detection_with_Clustering_Methods |
| Authors |
Giuseppe_Puglisi,_Gueorgui_Mihaylov,_Georgia_V._Panopoulou,_Davide_Poletti,_Josquin_Errard,_Paola_A._Puglisi,_Giacomo_Vianello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11562 |
サブmm銀河放射の特性評価は、特に宇宙マイクロ波背景放射（CMB）によって放射されたものからその偏光寄与を識別して除去する際にますます重要になっています。この作業では、スペクトルクラスタリングによって天球で識別されたサブパッチに対して実行されるパラメトリック前景除去を提示します。私たちのアプローチは、測定とそれに伴うエラーによって引き起こされる幾何学的な親和性と類似性の両方を効率的に考慮に入れています。次に、最適なパーティションを使用して、熱ダストとシンクロトロンをエンコードする銀河放射を、地上と宇宙からの今後の実験の2つの名目上の観測に適用されたCMBからパラメトリックに分離します。クラスタリング派生領域のそれぞれに対してパラメトリックフィットを単独で実行すると、全体的な改善がもたらされます。つまり、CMB$B-$modeで復元されたマップのバイアスと不確実性の両方を制御します。最後に、視線に沿った雲の数のマップ$\mathcal{N}_c$を使用してこの手法を適用し、HI放出データから推定し、このマップ上のクラスタリングによって導出されたパッチにパラメトリックフィッティングを実行します。熱ダスト放出に関連するパッチのトレーサーとして$\mathcal{N}_c$マップを採用すると、コンポーネント分離後の$B-$mode残留物が減少することを示します。コードは公開されています。
| Title |
Cooling_Improves_Cosmic_Microwave_Background_Map-Making_When_Low-Frequency_Noise_is_Large |
| Authors |
Bai-Chiang_Chiang_and_Kevin_M._Huffenberger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11622 |
宇宙マイクロ波背景放射データ分析のコンテキストでは、スキャンデータをマップに変換する方程式の解を研究します。線形システムを解くための「メッセンジャー」法で最初に提案されたように、ノイズ共分散を均一部分と不均一部分に分割し、反復解法中にそれらの相対的な重みを調整します。シミュレーションを使用して、さまざまなノイズ特性を持つ模擬機器データを調査し、この「冷却」または摂動アプローチが、タイムストリームに重大な低周波ノイズがある場合に特に効果的であることを発見しました。このような場合、この修正されたシステムに適用される共役勾配アルゴリズムは、標準の共役勾配アプローチよりも速く、より忠実な解に収束します。解の過程で線形システムがどの程度徐々に変化するかを制御するパラメーターの分析的推定値を示します。
密度フーリエモードの位相と弾性率における非ガウス性の数値的調査
| Title |
Numerical_investigation_of_non-Gaussianities_in_the_phase_and_modulus_of_density_Fourier_modes |
| Authors |
Jian_Qin,_Jun_Pan,_Yu_Yu,_Pengjie_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11714 |
フーリエ空間における後期宇宙論的密度場における非ガウス性を数値的に調査する。位相とモジュラスの2点と3点の確率分布関数（PDF）、位相とモジュラスの2点と3点の相関関数など、さまざまな統計を調べます。特定の構成で重大な非ガウス性を検出します。シミュレーション結果を\citet{2007ApJS..170....1M}の理論的展開級数と比較します。$\mathcal{O}（V^{-1/2}）$の次数項だけでも、PDFだけでなく相関関係でも、測定されたすべての非ガウス性を記述するのに十分正確であることがわかります。また、位相モジュラス相互相関がバイスペクトルに$\sim50\％$を与えることも数値的にわかり、$\mathcal{O}（V^{-1/2}）$次数予測の精度をさらに検証します。この研究は、宇宙密度場の非ガウス性がフーリエ空間でより単純であり、精密宇宙論の時代のデータ分析を容易にする可能性があることを示しています。
弾丸銀河団の無線データを使用したアクシオン-光子結合の抑制
アクシオンは、宇宙論的暗黒物質の最も人気のある候補の1つです。アクシオンのミスアライメント生成を考慮した最近の研究は、$m_a\sim20$$\mu$eVに近いいくつかのベンチマークアクシオン質量範囲を示唆しています。このようなアクシオンの質量の場合、アクシオンの自発的な減衰により、電波望遠鏡で検出できる無線帯域周波数$\nu\sim1-3$GHzの光子が得られます。この記事では、銀河団の電波データを使用することが、アクシオン暗黒物質を抑制するのに優れていることを示します。具体的には、弾丸銀河団（1E0657-55.8）の無線データを使用することにより、アクシオン-光子結合定数の上限を$g_{a\gamma\gamma}\sim10^{-12に制限できることがわかります。}-10^{-11}$GeV$^{-1}$for$m_a\sim20$$\mu$eV、これはCERNAxionSolarTelescope（CAST）によって得られる制限よりも厳しいです。
XMMクラスター調査：eFEDS銀河団データ製品の忠実度の独立したデモンストレーションと将来の研究への影響
| Title |
The_XMM_Cluster_Survey:_An_independent_demonstration_of_the_fidelity_of_the_eFEDS_galaxy_cluster_data_products_and_implications_for_future_studies |
| Authors |
D._J._Turner,_P._A._Giles,_A._K._Romer,_R._Wilkinson,_E._W._Upsdell,_S._Bhargava,_C._A._Collins,_M._Hilton,_R._G._Mann,_M._Sahl,_J._P._Stott,_P._T._P._Viana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11807 |
eROSITA最終赤道深度調査（eFEDS）とXMM-NewtonX線望遠鏡によって検出された銀河団の特性間の最初の比較を示します。eFEDSX線カタログ（542候補）のプロパティを、UltimateXMMeXtragaLactic（またはXXL）調査プロジェクト（100クラスター）のプロパティとアンサンブル形式で比較しました。赤方偏移と$T_{\rmX}$の分布は、2つの調査間でほぼ類似しており、XXL-100-GCサンプルでは4keVを超えるクラスターの割合が高いことがわかります。ただし、小数の$\DeltaT_{\rmX}$値は、XXLと比較してeFEDSで大幅に大きくなります。eFEDSおよびXMMデータを持つ37個のクラスターのサンプルを作成し、eFEDSX線および光学的に確認されたサンプルでそれぞれ${\sim}$18％および${\sim}$1％の最小汚染率を計算します。eFEDSの調査結果。次に、XMMクラスター調査（XCS）用に開発されたツールを使用して、個々のクラスターについてeFEDSおよびXMMによって測定されたプロパティを直接比較します。両方の望遠鏡で測定された$T_{\rmX}$を持つ8つのクラスターを比較すると、XMMの温度は（平均して）対応するeROSITAの温度より25％高いことがわかります。eFEDSとXCSで測定された29個のX線光度（$L_{\rmX}$）を比較し、それらが非常によく一致していることを確認します。また、緊張状態にあるeFEDSおよびXCS測定に基づいて、$L_{\rmX}$-$T_{\rmX}$スケーリング関係を構築します。校正されたXCS温度で3番目のスケーリング関係を測定すると、張力が減少します。
模倣DBIモデルにおける実行可能な中間インフレ
模倣的なDirac-Born-Infeldモデルで中間インフレを研究します。スケールファクターを$a=a_{0}\exp（bt^{\beta}）$と見なすことにより、中間パラメーター$b$と$\beta$の一部の範囲で、モデルにゴーストと勾配の不安定性。このモデルでスカラースペクトルインデックス、テンソルスペクトルインデックス、およびテンソルとスカラーの比率を調べ、その結果をPlanck2018TT、TE、EE+lowE+lensing+BAO+BK14データと$68\％$および$95\で比較します。％$CL。この点で、摂動パラメーターの観測的に実行可能な値につながる中間パラメーターにいくつかの制約があります。また、正三角形の構成における原始摂動の非ガウス的特徴を求めます。この構成で非線形パラメーターの数値解析を実行することにより、中間模倣DBIモデルの非ガウス性の振幅が$-16.7<f^{equil}<-12.5$の範囲にあると予測されることを示します。$0<b\leq10$と$0.345<\beta<0.387$を使用すると、観測的に実行可能な摂動と非ガウス性パラメーターを与える不安定性のない中間模倣DBIモデルがあることを示します。
BAHAMASプロジェクト：非線形物質のパワースペクトルを予測する際のハローモデルの精度の評価
| Title |
The_BAHAMAS_project:_Evaluating_the_accuracy_of_the_halo_model_in_predicting_the_non-linear_matter_power_spectrum |
| Authors |
Alberto_Acuto,_Ian_G._McCarthy,_Juliana_Kwan,_Jaime_Salcido,_Sam_G._Stafford,_Andreea_S._Font |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11855 |
ハローモデルの形式は、宇宙の大規模構造の成長を予測するための宇宙論的研究で広く採用されています。ただし、これまでのところ、ハローモデルとより正確な（ただし計算コストがはるかに高い）宇宙論的シミュレーションとの直接比較は比較的少ないです。ハローモデルの主な入力（具体的には、物質密度プロファイル、ハロー質量関数、および線形バイアス）がから直接取得される場合、非線形物質パワースペクトルP（k）を再現する際のハローモデルの精度をテストします。BAHAMASシミュレーションと、ハローモデルが同じシミュレーションからP（k）をどれだけうまく再現するかを評価します。ハローモデルは、一般に、深い非線形領域（1-ハロー）でP（k）を通常数パーセントの精度で再現しますが、中間スケールでP（k）を再現するのに苦労することを示します（約15％のエラー）。0.1<k[h/Mpc]<3（z=0）で、1-ハロ項と2-ハロ項の間の遷移を示します。この誤差の大きさは、ハローの質量定義（ハローの半径方向の範囲への影響による）と赤方偏移の強力な関数であることを示します。さらに、P（k）に対するバリオンの相対的な影響を回復する際のハローモデルの精度をテストします。バリオンの相対的な影響を考慮すると、絶対P（k）を回復する際の系統的なエラーが大幅にキャンセルされることを示します。これは、ハローモデルがバリオン抑制の正確な予測を行うことができ、バリオンと関連するプロセスの存在について無衝突物質のパワースペクトルを調整するための高速で正確な方法を提供できることを示唆しています。
今後の宇宙シアー調査による小規模でのLCDMの拡張のテスト
| Title |
Testing_extensions_to_LCDM_on_small_scales_with_forthcoming_cosmic_shear_surveys |
| Authors |
Sam_G._Stafford,_Ian_G_McCarthy,_Juliana_Kwan,_Shaun_T._Brown,_Andreea_S._Font_and_Andrew_Robertson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11956 |
宇宙せん断力スペクトルへの影響を介して、小規模なLCDMモデルへの拡張について、今後のステージIV弱レンズ効果調査（Euclid、LSST、およびNGRST）の制約力を調査します。高解像度の宇宙論的シミュレーションを使用して、ウォームダークマター（WDM）、自己相互作用暗黒物質（SIDM）、およびスペクトルインデックスの実行が、非線形物質のパワースペクトルP（k）にどのように影響するかを次の関数として計算します。スケールと赤方偏移。これらのパワースペクトルから導出され、今後の調査で予想されるソース密度、形状ノイズ、および宇宙分散誤差を考慮に入れた合成弱いレンズ効果観測を使用して、宇宙論的制約パワーを評価します。今後のステージIV調査では、WDMモデル（粒子質量が0.5keV未満のモデルを除外）とSIDMモデル（速度に依存しない断面積のモデルを除外）の両方に、有用で独立した制約を課すことができることを示します。>10cm^2g^-1）は、小規模な宇宙せん断パワースペクトルへの影響によるものです。同様に、彼らは実行中のスペクトルインデックスで宇宙論を強く制約することができます。最後に、断層撮影ビン間の宇宙せん断クロススペクトルに関連するエラーを調査し、ポアソンノイズの影響を大きく受ける可能性があることを発見しました（標準的な仮定では、ポアソンノイズは断層撮影ビン間でキャンセルされます）。この効果を正確に捉えるクロススペクトルのエラーの新しい解析形式を提供します。
KiDS-DR3のAMICO銀河団：光度と質量のスケーリング関係に対する推定量統計の影響
| Title |
AMICO_galaxy_clusters_in_KiDS-DR3:_the_impact_of_estimator_statistics_on_the_luminosity-mass_scaling_relation |
| Authors |
Merijn_Smit,_Andrej_Dvornik,_Mario_Radovich,_Konrad_Kuijken,_Matteo_Maturi,_Lauro_Moscardini,_Mauro_Sereno |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.12009 |
現代の精密宇宙論はパーセントレベル以下の統計的不確実性を目指しているため、プロセスの各ステップでの推定量の仮定と、科学的結果の統計的変動に対するそれらの結果を再考することがますます重要になっています。多くの場合、クラスターのサンプル周辺のバックグラウンド楕円率測定のカタログから弱い重力せん断信号を推測するために、$L^1$回帰統計を加重平均（ガウス仮定に基づく正規の$L^2$法）と比較します。最近では、プロセスの標準的なステップを分析しています。KiDSの3番目のデータリリースで検出された6925AMICOクラスター周辺のバックグラウンドソースの形状測定値を使用します。結果のロバスト性と、バックグラウンドソース検出の信号対雑音比への不確実性の依存性を調査します。ハローモデルアプローチを使用して、推定された過剰面密度プロファイルからレンズ質量を導き出します。非常に重要なせん断信号により、$r$バンドクラスターの光度$L_{200}$と導出されたレンズ質量$M_{200}$の間のスケーリング関係を調べることができます。$L_{200}$の13個のビンで導出されたスケーリング関係の結果を示します。厳密に制約されたべき乗則の傾きは、$\sim1.24\pm0.08$です。2つの回帰法の間で、回復された過剰面密度プロファイルに数パーセントの小さいが有意な相対バイアスが観察されます。これは、$M_{200}$の$1\sigma$の違いに相当します。$L^1$の効率は、少なくとも加重平均の効率であり、信号対雑音比の形状測定が高くなると比較的高くなります。我々の結果は、背景の楕円率の分布から重力せん断を推測するための推定量の最適化の関連性を示しています。測定された相対バイアスの解釈は、より深い観察によって測定できますが、計算時間の増加は依然として実現可能です。
アクシオンや他の軽い粒子は、標準模型を超える物理学で遍在的に現れ、通常の物質とのさまざまな可能な結合を伴います。宇宙論は、これらの粒子が初期宇宙の高温環境で熱化してそのような結合を行うことができるため、これらの粒子の独自のプローブを提供します。サブMeV粒子の場合、それらのエントロピーは、通常、相対論的粒子の有効数$N_\mathrm{eff}$を介して、測定可能な宇宙論的信号を残す必要があります。この論文では、電弱スケール以下の熱化によるアクシオンと他の疑似南部ゴールドストーンボソンの標準模型フェルミ粒子への結合に関する宇宙論的制約を再検討します。これらの結合は限界であり、$\Deltaの放射密度に寄与します。N_\mathrm{eff}>0.027$。不必要な近似を排除するために生産率の計算を更新し、これらの相互作用の宇宙論的限界が天体物理学的制約を補完することを発見しました。超新星SN1987Aから。さらに、これらの境界とそれらの関係について定量的な説明を提供します。
若い、孤立した褐色矮星の12CO / 13COアイソトポログ比。スーパージュピターと褐色矮星のおそらく異なる形成経路
| Title |
The_12CO/13CO_isotopologue_ratio_of_a_young,_isolated_brown_dwarf._Possibly_distinct_formation_pathways_of_super-Jupiters_and_brown_dwarfs |
| Authors |
Yapeng_Zhang,_Ignas_A.G._Snellen,_Paul_Molli\`ere |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11569 |
惑星の大気特性をそれらの形成経路に関連付けることは、太陽系外惑星の研究の中心的なテーマです。12C/13C同位体比は太陽系にほとんど変化を示さないが、スーパージュピターの大気は最近、おそらくその形成中のCO雪線を超えた支配的な氷の付着の結果として、13COが豊富であることが示された。この論文では、若い、孤立した褐色矮星の12CO/13COアイソトポログ比を測定することを目指しています。若い低質量褐色矮星の一般的な大気特性はスーパージュピターのものと非常に似ていると予想されますが、それらの形成経路は異なる可能性があり、明確なアイソトポログ比につながります。ケック望遠鏡でNIRSPECを使用して撮影したL型褐色矮星2MASSJ03552337+1133437のアーカイブKバンドスペクトルを分析します。大気中のアイソトポログ比12CO/13COを決定するために、無料の検索分析がデータに適用されます。アイソトポログ13COは、相互相関法により、信号対雑音比が約8.4で大気中で検出されます。検出の有意性は、2つの検索モデル間のベイズモデル比較を使用して約9.5シグマであると決定されます。アイソトポログ比12CO/13CO97（+25/-18）を取得します。これは、ローカルの星間標準よりわずかに高い値です。そのC/O比は約0.56であり、太陽の値と一致しています。現在、12CO/13CO比が測定されているのは、1つのスーパージュピターと1つの褐色矮星だけですが、それらが異なることは興味深いことであり、おそらく異なる形成経路を示唆しています。分光学的類似性にもかかわらず、孤立した茶色の矮星は、星の形成に似た重力崩壊を介してトップダウンの形成を経験する可能性がありますが、巨大な外惑星はコアの付着によって有利に形成され、原始惑星ディスクから付着する材料に応じて大気中のアイソトポログ比を変える可能性があります。（要約）
エウロパの選択されたガリレオ/ NIMS観測の包括的な再訪
| Title |
A_comprehensive_revisit_of_select_Galileo/NIMS_observations_of_Europa |
| Authors |
Ishan_Mishra,_Nikole_Lewis,_Jonathan_Lunine,_Kevin_P._Hand,_Paul_Helfenstein,_R.W._Carlson_and_Ryan_J._MacDonald |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11650 |
ガリレオ近赤外線マッピング分光計（NIMS）は、0.7〜5.2$\mu$mの波長領域でエウロパのスペクトルを収集しました。これは、この月の表面組成の理解を深めるために重要です。ただし、水氷、水和硫酸、水和塩、酸化物などの種の存在量を制限するために行われた作業のほとんどは、スペクトル特性の吸収強度や実験室で生成されたスペクトルの線形混合物のフィッティングなどの代理方法を使用しています。このような手法では、粒子の平均粒径やレゴリスの多孔性など、存在量に応じて縮退するパラメータの影響を無視します。この作業では、エウロパの後続半球の観測から収集された3つのガリレオNIMSスペクトルを再検討し、ベイズ推定フレームワークとハプケ反射率モデルを使用して、エウロパの表面組成を再評価します。私たちのフレームワークには、以前の分析と比較していくつかの定量的な改善があります。（1）アモルファスおよび結晶性の水氷、硫酸八水和物（SAO）、CO$_2$、およびSO$_2$を同時に含める。（2）レゴリスの多孔性や放射線によるバンド中心シフトなどの物理的パラメータ。（3）モデルに含まれる各種の存在の信頼性を定量化し、それらのパラメーターを制約し、ソリューションの縮退を調査するためのツール。この研究で検討したスペクトルでは、SAOが組成を強く支配しているのに対し、両方の形態の水氷がさまざまな信頼水準で検出されていることがわかります。どのスペクトルにもCO$_2$またはSO$_2$の証拠は見つかりません。さらに、理論的分析を通じて、これらの種が1〜2.5$\mu$mのガリレオNIMSデータで検出される可能性は非常に低いことを示しています。
極地の周連星惑星の形成
現在検出されているすべての周連星惑星は、バイナリ軌道とほぼ同一平面上にある軌道にあります。不整列の周連星は検出がより困難ですが、偏心バイナリの周りの極整列周連星ガスと塵円盤の観測は、極惑星の形成が可能であるかもしれないことを示唆しています。極に整列した惑星は、バイナリの離心率ベクトルに整列した角運動量ベクトルで、バイナリの軌道面に対して90度傾斜した安定した軌道を持っています。n体シミュレーションでは、流体力学的ガスディスクシミュレーションを使用して極地の地球型惑星の形成をモデル化し、初期の粒子分布を動機付けます。偏心バイナリの周りの地球型惑星の形成は、共面整列よりも極軸合わせの方が可能性が高いです。同様の惑星系は、偏心バイナリの周りの極軸合わせと円形バイナリの周りの共面配列で形成されます。極惑星系は一般相対性理論の影響があっても安定しています。離心率バイナリの周りの惑星軌道は、すべての傾斜で傾斜と離心率の振動を示しますが、共面の場合の振動は極の場合よりも大きくなります。極に整列した地球型惑星が将来発見されることを提案します。
宇宙から広く分離された太陽系外惑星の直接イメージングは、それらの反射光スペクトルを取得し、それらの大気特性を測定し、小さくて温帯の惑星が次世代望遠鏡の焦点となるでしょう。この作業では、ベイズ検索アルゴリズムExoReL$^{\Re}$を使用して、HabExのような望遠鏡で行われた観測から海王星以下の惑星の大気特性に対する制約を決定しました。小さくて温帯の惑星は、H$_2$が優勢でない大気を持っている可能性があるため、事前の知識がなくてもバルク大気化学組成を調査するために、フレームワークに組成分析手法を導入しました。組成分析の自由パラメーターのための新しい一連の事前関数を開発しました。フレームワークのパフォーマンスをフラットプライアおよびノベルプライアと比較し、ノベルプライアセットを使用した場合のパフォーマンスが向上したことを報告しました。検索アルゴリズムは、大気の主要なガスを特定できるだけでなく、組成に関する事前情報がなくても、統計的信頼性の高い他の少量のガスを制約できることを発見しました。ここに提示された結果は、反射光分光法が多様な大気組成を持つ小さな太陽系外惑星を特徴づけることができることを示しています。ベイジアンフレームワークは、将来、太陽系外惑星の直接イメージング実験の機器と観測計画を設計するために適用されるべきです。
円形ホドグラフ定理の小さな変化と惑星の最良の楕円軌道
| Title |
A_Small_Variation_of_the_Circular_Hodograph_Theorem_and_the_Best_Elliptical_Trajectory_of_the_Planets |
| Authors |
Carman_Cater,_Oscar_Perdomo,_Amanda_Valentine |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11664 |
ホドグラフの定理の円形のわずかな変化は、2体問題のすべての楕円解に対して、物体の速度が一定になるような適切な慣性系を見つけることが可能であることを示しています。この結果とNASAJPLHorizonWebインターフェイスのデータを使用して、水星、金星、地球、火星、木星の軌道に最適な楕円を見つけます。このプロセスでは、空間内の点のコレクションに最適な平面と楕円を取得する手順を見つける必要があります。与えられた点から未知の平面までの二乗距離の合計を最小にする平面を目指す場合、点のセットを八分円に均等に分割するように見える3つの平面が得られることを示します。これらの平面の1つが目的の平面です。最適です。ホドグラフの定理の詳細な証明を提供します。
1つの出現からの地球近傍小惑星2021DW1の測光とモデル
| Title |
Photometry_and_model_of_near-Earth_asteroid_2021_DW1_from_one_apparition |
| Authors |
T._Kwiatkowski_(1),_P._Kole\'nczuk_(1),_A._Kryszczy\'nska_(1),_D._Oszkiewicz_(1),_K._Kami\'nski_(1),_M._K._Kami\'nska_(1),_V._Troianskyi_(1,_3),_B._Skiff_(2)N._Moskowitz_(2),_V._Kashuba_(3),_M.-J._Kim_(4),_T._Kim_(5),_S._Mottola_(6),_T._Santana-Ros_(7,_8),_T._Kluwak_(9),_L._Buzzi_(10),_P._Bacci_(11),_P._Birtwhistle_(12),_R._Miles_(13),_J._Chatelain_(14)_((1)_Astronomical_Observatory_Institute,_A._Mickiewicz_University,_Poznan,_Poland,_(2)_Lowell_Observatory,_Flagstaff,_USA,_(3)_Astronomical_Observatory_of_Odessa,_I.I.Mechnikov_National_University,_Odessa,_Ukraine,_(4)_Korea_Astronomy_&_Space_Science_Institute,_Daejeon,_Republic_of_Korea,_(5)_National_Youth_Space_Center,_Jeollanam-do,_Korea,_(6)_Deutsches_Zentrum_f\"or_Luft-_und_Raumfahrt_(DLR),_Institute_of_Planetary_Research,_Berlin,_Germany,_(7)_Departamento_de_F\'isica,_Ingenier\'ia_de_Sistemas_y_Teor\'ia_de_la_Se\~nal,_Universidad_de_Alicante,_Alicante,_Spain,_(8)_Institut_de_Ciencies_del_Cosmos_(ICCUB),_Universitat_de_Barcelona,_Barcelona,_Spain,_(9)_Platanus_Observatory,_Lus\'owko,_Poland,_(10)_"G.V.Schiaparelli"_Astronomical_Observatory,_Varese,_Italy_(11)_Osservatorio_di_San_Marcello_Pistoiese,_GAMP_Gruppo_Astrofili_Montagna_Pistoiese,_Italy,_(12)_Great_Shefford_Observatory,_Berkshire,_United_Kingdom,_(13)_British_Astronomical_Association,_London,_United_Kingdom,_(14)_Las_Cumbres_Observatory,_Goleta,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11689 |
2021年3月4日9UTCに、直径30mの地球近傍小惑星2021DW1が570000kmの距離で地球を通過し、V=14.6等の最大輝度に達しました。V=16.5等で見えた3月2日から3月7日（V=18.2等）まで測光的に観測した。その間、2021年のDW1は、北の空で170度の長さの弧を描き、36度から86度の範囲の太陽位相角にまたがっていました。これにより、スピン軸や形状の導出など、物理的特性評価の優れたターゲットになりました。小惑星の光度曲線の凸反転は、恒星時の自転周期P=0.013760+/-0.000001h、およびスピン軸黄道座標の2つの解を与えます：（A）lambda_1=57+/-10、beta_1=29+/-10（B）lambda_2=67+/-10、beta_2=-40+/-10。マグニチュード-位相曲線は、H=24.8+/-0.5等の標準的なH、G関数、および仮定されたG=に適合させることができます。0.24。小惑星の色指数はg-i=0.79+/-0.01等、i-z=0.01+/-0.02等であり、平均幾何アルベドp_V=0.23+/-0.02のS分類群を示しています。Hとp_Vから導き出される小惑星の有効直径は、D=30+/-10mです。2021DW1のスピン軸の傾きは、軌道面に垂直ではないことがわかりました（傾斜イプシロン=54+/-10またはイプシロン=123+/-10）。2021DW1が例外であるか典型的なケースであるかを確認するために、VSAのより多くのスピン軸を決定する必要があります。
単一レンズモデルの可視度：薄弧近似
| Title |
Interferometric_visibility_of_single-lens_models:_the_thin-arcs_approximation |
| Authors |
A._Cassan_(Institut_d'Astrophysique_de_Paris,_Sorbonne_Universit\'e) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11947 |
マイクロレンズイベントの長いベースライン干渉法は、レンズによって生成された光源の個々の画像を解決でき、マイクロレンズ光度曲線のモデリングと組み合わせて、正確なレンズの質量と距離を導きます。したがって、干渉観測は、マイクロレンズによって検出された外惑星の質量を制限し、星、褐色矮星、白色矮星、中性子星、恒星ブラックホールなどの恒星の残骸などの離れた孤立した物体の質量を正確に測定するユニークな機会を提供します。ターゲットの数は近い将来大幅に増加すると予想されるため、正確なモデルと信頼できる数値手法を持つことは特に重要です。この作業では、単一レンズの重要なケースのフリンジコンプレックスの可視性を計算するためのさまざまなアプローチについて説明します。正確な可視性を計算するためのロバストな統合スキームを提案し、「薄弧近似」と呼ばれる新しい近似を導入します。これは、広範囲のレンズと光源の分離に適用されます。この近似は、イベントの特性と必要な精度に応じて、正確な計算よりも$\times6$から$\times10$倍速く実行されることがわかります。この近似は、ピークの周りで観察された中倍率から高倍率のマイクロレンズイベント、つまり潜在的な観測ターゲットの大部分に対して正確な結果を提供します。
USP惑星が著しくずれている多惑星系の一般的な起源
| Title |
A_General_Origin_for_Multi-Planetary_Systems_With_Significantly_Misaligned_USP_Planets |
| Authors |
Lucas_Brefka_and_Juliette_Becker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.12054 |
超短周期（USP）惑星は、公転周期が1日未満の太陽系外惑星であり、ホスト星の名目上の磁気打ち切りギャップ内を周回するため、独特です。場合によっては、USP惑星は、近くの惑星に対する傾斜角の著しい不整合など、固有の動的パラメーターを示すことも観察されています。この論文では、USP惑星をホストする多惑星系の形状が、星が古くなるにつれてどのように進化することが期待できるかを探ります。特に、USP惑星の相互傾斜とホスト星の四重極モーメント（$J_2$）との関係を調べます。経年摂動理論を使用して、TOI-125システムの例の過去の進化を予測し、長期のN体シミュレーションを使用して結果の妥当性を確認します。候補USP惑星とTOI-125システムの他の3つの短周期惑星との間の不整合がどのように発生したかを調査することにより、不整合なUSP惑星を持つシステムの母集団と、それらの観測されたパラメーターをどのように説明できるかについての理解を深めるつもりです。彼らの動的な歴史の文脈で。
天の川の小人のガイアEDR3固有運動。 II：速度、総エネルギー、角運動量
| Title |
Gaia_EDR3_proper_motions_of_Milky_Way_dwarfs._II:_Velocities,_Total_Energy_and_Angular_Momentum |
| Authors |
Francois_Hammer,_Jianling_Wang,_Marcel_Pawloswki,_Yanbin_Yang,_Piercarlo_Bonifacio,_Hefan_Li,_Carine_Babusiaux,_Frederic_Arenou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11557 |
ここでは、正確なガイアEDR3の固有運動が、40個の天の川の小人の3D速度、角運動量、および総エネルギーのロバストな推定値を提供したことを示しています。結果は統計的にロバストであり、天の川の質量プロファイルとは無関係です。ドワーフは、速度、角運動量、総エネルギーが大きすぎるため、天の川の長寿命衛星のようには動作しません。それらを他のMWハロー集団と比較すると、多くは最初の通過である$\le$2Gyr前、つまり射手座の通過よりも最近では$\sim$4-5Gyr前であることがわかります。これは、すべての小人の星の種族と一致していることをお勧めします。このため、若い星のごく一部を除外することはできません。また、重力によってのみ運動が制御される衛星システムと比較した場合、矮星の視線速度は運動エネルギーにほとんど寄与せず、ラム圧などの他のメカニズムが機能している必要があることもわかりました。後者は、矮星の前駆体がガスを失うまでハローに入ったときに、視線速度を優先的に低下させた可能性があります。また、ほとんどの小人が中心付近にいる理由を説明することもできます。また、いて座矮星と軌道を回る、または逆軌道を回る小人の20％によって作られる、天の川円盤に垂直な新しい大規模構造を発見しました。
SDSS-IV MaNGA：近くの銀河における恒星の金属量の推進力
| Title |
SDSS-IV_MaNGA:_drivers_of_stellar_metallicity_in_nearby_galaxies |
| Authors |
Justus_Neumann_(1),_Daniel_Thomas_(1,2),_Claudia_Maraston_(1),_Daniel_Goddard_(1),_Jianhui_Lian_(3),_Lewis_Hill_(1),_Helena_Dom\'inguez_S\'anchez_(4,5),_Mariangela_Bernardi_(4),_Berta_Margalef-Bentabol_(4),_Jorge_K._Barrera-Ballesteros_(6),_Dmitry_Bizyaev_(7),_Nicholas_F._Boardman_(3),_Niv_Drory_(8),_Jose\'e_G._Fern\'andez-Trincado_(9,10),_Richard_Lane_(11)_((1)_Institute_of_Cosmology_and_Gravitation,_University_of_Portsmouth,_UK,_(2)_School_of_Mathematics_and_Physics,_University_of_Portsmouth,_UK,_(3)_Department_of_Physics_&_Astronomy,_University_of_Utah,_USA,_(4)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Pennsylvania,_Philadelphia,_USA,_(5)_Institute_of_Space_Sciences_(ICE,_CSIC),_Barcelona,_Spain,_(6)_Instituto_de_Astronom\'ia,_Universidad_Nacional_Aut\'onoma_de_M\'exico,_M\'exico,_(7)_Apache_Point_Observatory,_USA,_(8)_McDonald_Observatory,_The_University_of_Texas_at_Austin,_USA,_(9)_Instituto_de_Astronom\'ia,_Universidad_Cat\'olica_del_Norte,_Antofagasta,_Chile,_(10)_Instituto_de_Astronom\'ia_y_Ciencias_Planetarias_de_Atacama,_Universidad_de_Atacama,_Copiap\'o,_Chile,_(11)_Centro_de_Investigaci\'on_en_Astronom\'ia,_Universidad_Bernardo_O'Higgins,_Santiago,_Chile) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11564 |
銀河内および銀河全体の恒星の金属量の分布は、宇宙時間にわたる化学進化の優れた遺物です。SDSS-IVMaNGA調査で、近くの7439個の銀河からの260万ドルを超える空間ビンに基づいて、空間的に分解された星の種族の詳細な分析を示します。正確な傾斜補正を説明するために、銀河の傾斜を形態に依存して決定するための方程式を導き出します。私たちの研究は、恒星の金属量$[Z/H]$、恒星の表面質量密度$\Sigma_\star$、ガラクトセントリック距離の間の局所的な関係の統計的に健全な調査を提供することにより、よく知られているグローバルな質量-金属量関係と放射状金属量勾配を超えていますグローバルな質量形態面で。$10^{9.8}\、\mathrm{M_\odot}$を超えるすべてのタイプと質量の銀河について、有意な分解された質量密度と金属量の関係$\rmr\Sigma_\starZR$が見つかりました。異なる半径距離は、関係の広がりに重要な貢献をします。特に、低質量銀河と中間質量銀河では、固定された$\Sigma_\star$で、形態に関係なく半径とともに金属量が増加することがわかります。質量が大きい場合、この半径方向の依存性は、渦巻銀河の高い$\Sigma_\star$領域でのみ観察されます。この結果は、銀河の内側よりも外側の部分の化学的濃縮を促進する$\Sigma_\star$に加えて、金属量のドライバーを必要とします。考えられるシナリオとして、ガスの降着、流出、リサイクル、放射状の移動について説明します。
シングルディッシュCOマッピング調査とPHANGS-ALMAからの低JCOライン比
| Title |
Low-J_CO_Line_Ratios_From_Single_Dish_CO_Mapping_Surveys_and_PHANGS-ALMA |
| Authors |
Adam_K._Leroy,_Erik_Rosolowsky,_Antonio_Usero,_Karin_Sandstrom,_Eva_Schinnerer,_Andreas_Schruba,_Alberto_D._Bolatto,_Jiayi_Sun,_Ashley._T._Barnes,_Francesco_Belfiore,_Frank_Bigiel,_Jakob_S._den_Brok,_Yixian_Cao,_I-Da_Chiang,_M\'elanie_Chevance,_Daniel_A._Dale,_Cosima_Eibensteiner,_Christopher_M._Faesi,_Simon_C._O._Glover,_Annie_Hughes,_Maria_J._Jim\'enez_Donaire,_Ralf_S._Klessen,_Eric_W._Koch,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Daizhong_Liu,_Sharon_E._Meidt,_Hsi-An_Pan,_J\'er\^ome_Pety,_Johannes_Puschnig,_Miguel_Querejeta,_Toshiki_Saito,_Amy_Sardone,_Elizabeth_J._Watkins,_Axel_Weiss,_and_Thomas_G._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11583 |
低JCOライン比R21=CO（2-1）/CO（1-0）、R32=CO（3-2）/CO（2-1）、およびR31=CO（3-2）を測定します。/CO（1-0）近くの銀河の全ディスクCOマップを使用。PHANGS--ALMA、HERACLES、およびフォローアップIRAM調査からCO（2-1）を抽出します。COMINGのCO（1-0）と近くの渦巻銀河の野辺山COアトラス。JCMTNGLSおよびAPEXLASMAマッピングからのCO（3-2）。全体として、これにより、20"\sim1.3kpcの解像度でR21、R32、およびR31の76、47、および29のマップが生成され、43、34、および20の銀河がカバーされます。星の質量が大きい円盤銀河、log10M_*[Msun]=10.25-11と星形成率、SFR=1-5Msun/yrがサンプルを支配し、銀河統合平均値とR21=0.65（0.50-0.83）、R32=0.50（0.23-0.59）、およびR31=0.31（0.20-0.42）。銀河統合線比を、SFR/M_*やSFR/L_COなど、励起と相関すると予想される特性に関連付ける弱い傾向を特定します。銀河内では、中心的な増強を測定します。銀河の平均値である\sim0.18^{+0.09}_{-0.14}dex（R21の場合）、0.27^{+0.13}_{-0.15}dex（R31の場合）、0.08^{+0.11}_{-0.09}dexforR32。3つの線の比率はすべて、銀河中心の半径と反相関し、局所的な星形成率の表面密度と特定の星形成率と正の相関関係があり、これらの関係に近似的に適合します。観測された比率が理由である可能性があります。低温、中程度の不透明度、中程度の密度のモデルでうまく再現され、コールドISMへの期待とよく一致しています。線比はCO（1-0）からH_2への変換係数alphaCO^（1-0）と反相関すると予想されるため、これらの結果は銀河からのCO放出の解釈に一般的な影響を及ぼします。
コールドダークマターモデルにおけるM101に似た銀河の形成
ホスト銀河の伴銀河の数は、サブハロの累積的な蓄積とそれに関連する星形成効率の組み合わせであるため、衛星の輝度分布は、暗黒物質の特性と星形成の物理学の両方の貴重な情報を提供します。最近、近くの天の川銀河の衛星の光度関数は、$M_{V}\sim-8$でレオIと同じくらい暗い衛星でよく測定されています。衛星の光度関数の多様性の発見に加えて、M101などの一部のホスト銀河では衛星の大きさに大きなギャップがあり、ギャップの大きさは約5であり、ハロー存在量マッチング法からの予測。このギャップの理由はまだ不明です。この論文では、銀河形成の半解析モデルを高解像度のN体シミュレーションと組み合わせて使用して、M101に似た銀河におけるこのような大きなギャップの確率と起源を調査します。M101アナログは、ローカルユニバースで\sim0.1％〜0.2％の確率で非常にまれですが、それらの形成はCDMモデルの自然な結果であることがわかりました。マグニチュードのギャップは主に、それらの中にある確率的な星形成からではなく、付着したサブハロの質量によるものです。また、ギャップは衛星の総質量とホストのハロー質量と相関していることもわかりました。M101型銀河の形成履歴をたどると、新しく付着した明るい衛星のために、$z\sim1$の後に形成された可能性が高いことがわかります。ギャップは安定した状態ではなく、明るい衛星と中央銀河の合併により、約7Gyrで消滅します。
$ 2 \ lesssim z <6 $での銀河からの電離放射線の脱出率の上限
| Title |
Upper_limits_on_the_escape_fraction_of_ionizing_radiation_from_galaxies_at_$2\lesssim_z_ |
| Authors |
U._Me\v{s}tri\'c,_E._V._Ryan-Weber,_J._Cooke,_R._Bassett,_L._J._Prichard,_M._Rafelski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11625 |
この作業では、次のように特徴付けられるライマン連続体（LyC）放出についてプローブされた銀河のサンプルから、電離光子のグローバルエスケープ率（$f_{\rmesc/global}^{\rmabs}$）の上限を調査します。非LyCおよびLyCリーカー。880\AA\$<\の間に有意な（$>$$3\sigma$）LyCフラックスを示さない、汚染されていない（赤方偏移の低い侵入者、CCDの問題、および機器の内部反射による）9つのきれいな銀河のサンプルを示します。lambda_{rest}<$910\AA。9銀河の積み重ねられたスペクトルは、上限が$f_{\rmesc}^{\rmabs}\leq0.06$の有意なLyCフラックスを明らかにしていません。分析の次のステップでは、最後の$\で報告された文献からの$2\lesssimz<6$銀河のさまざまなサンプルから導出された$f_{\rmesc}^{\rmabs}$上限のすべての推定値を結合します。sim$20年で、この作業で提示されたサンプルが含まれています。非LyCリーカーとして認識された銀河の$f_{\rmesc}^{\rmabs}$上限$\leq$0.084が見つかりました。文献からのすべての既知の検出を含めた後、LyCフラックスについて調べたすべての銀河の$f_{\rmesc/global}^{\rmabs}$上限$\leq$0.088。さらに、銀河のさまざまなグループの$f_{\rmesc}^{\rmabs}$の上限は、最強のLyCエミッターがライマンアルファエミッターとして分類された銀河である可能性があることを示しています。また、観測された磁束密度比$（F_{\nu}^{LyC}/F_{\nu}^{UV}）_{\rmobs}$とライマンアルファ等価幅EWの間に相関関係が存在する可能性についても説明します。（Ly$\alpha）$、ここでは、非LyCリーカーとして分類された銀河間に中程度に有意な相関関係が存在することを確認します。
超音速乱流プラズマにおけるゆらぎダイナモの飽和メカニズム
いくつかの天体物理学的物体の磁場は、乱流運動エネルギーを磁気エネルギーに変換するダイナモメカニズムによって増幅および維持されます。乱流の駆動スケール$<$のスケールで磁場を増幅するダイナモは、変動ダイナモとして知られています。超音速乱流プラズマにおける変動ダイナモの特性を研究します。これは、ISM、構造形成、およびレーザープラズマ乱流の実験室実験に関連しています。シミュレーションを使用して、亜音速および超音速乱流の変動ダイナモの指数関数的に成長および飽和状態の特性を調査します。圧縮率とともに変動ダイナモ効率が低下することを確認しました。変動ダイナモによって生成された磁場は空間的に断続的であり、磁場が飽和するにつれて間欠性のレベルが減少することを示します。超音速の場合と比較して、亜音速の場合の速度に対する磁場の強い逆反応が見られます。局所的には、亜音速の場合の指数関数的に成長する相と比較して、渦度と速度、速度と磁場、および飽和段階の電流密度と磁場の間の整列のレベルが向上することがわかりますが、電流密度と磁気のみです超音速の場合、磁場の整列が強化されます。磁場が飽和すると、磁場の増幅（力線の伸びが弱いため）と拡散の両方が減少するが、拡散は増幅に比べて増強されることを示します。これは、亜音速乱流のボリューム全体で発生しますが、主に超音速の場合の強磁場領域で発生します。これは、変動ダイナモの飽和につながります。全体として、磁場の増幅と拡散の両方が影響を受けるため、飽和のためにどちらかを大幅に変更する必要はありません。[要約]
赤方偏移調査で描写された宇宙ウェブ（PAC）周辺の測光オブジェクト。 I.方法
| Title |
Photometric_objects_Around_Cosmic_webs_(PAC)_delineated_in_a_redshift_survey._I._Methods |
| Authors |
Kun_Xu_(1),_Yun_Zheng_(1)_and_Yipeng_Jing_(1)_((1)_SJTU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11738 |
赤方偏移サーベイで、分光オブジェクトの周囲の測光オブジェクトの投影密度分布$\bar{n}_2w_p（r_p）$を推定する方法を提供します。この量は、分光オブジェクトによってトレースされた宇宙ウェブ（PAC）の周囲の特定の物理的特性（光度、質量、色など）を持つ測光光源の分布を表します。この方法では、現在および将来の深部および幅広の測光調査を最大限に活用して、かなり限られた種類のオブジェクトのみをサンプリングする宇宙論的赤方偏移調査を利用して、中程度の赤方偏移（$z_s<2$）までの銀河の形成を調査できます（例：エミッションライン銀河）。例として、PAC法をCMASS分光およびHSC-SSPPDR2測光サンプルに適用して、$10^{9.0}{\rmM_\odot}$から$10^までの広範囲の恒星質量の銀河の分布を調査します。{12.0}{\rmM_\odot}$は、$z_s\約0.6$の大規模なものの周りにあります。アバンダンスマッチング法を使用して、MCMCサンプリングを使用したN体シミュレーションで$\bar{n}_2w_p（r_p）$をモデル化し、全体の恒星-ハロ質量関係（SHMR）と恒星質量関数（SMF）を正確に測定します。質量範囲。また、質量の異なる中心銀河の衛星の条件付き恒星質量関数（CSMF）を測定することもできます。PAC法には、銀河の進化を研究するための多くの潜在的な用途があります。
最後の散乱から最初の星の形成までのビリアル雲の進化
| Title |
Virial_clouds_evolution_from_the_last_scattering_upto_the_formation_of_first_stars |
| Authors |
Noraiz_Tahir,_Asghar_Qadir,_Muhammad_Sakhi,_and_Francesco_De_Paolis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11843 |
プランクのデータによって検出されたいくつかの近くの銀河に対する宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の非対称性は、おそらく銀河ハローに存在する「冷たいガス」雲の回転によるものです。1995年に、銀河ハローはCMBと平衡状態にある純粋な分子水素雲によって占められることが提案されました。最近では、平衡が安定している可能性があることが示されました。それにもかかわらず、雲の化学組成はまだ研究されるべき問題です。この問題を調査するには、これらのビリアル雲の形成時から現在までの進化を追跡し、モデルを観測データと対峙させる必要があります。本論文は論文の短い要約である[1]。ここでは、最後の散乱面（LSS）から第1世代の星（人口IIIの星）の形成までのこれらの雲の進化にのみ焦点を当てます。
動的モデルの微分エネルギー分布と総統合結合エネルギー
| Title |
The_differential_energy_distribution_and_the_total_integrated_binding_energy_of_dynamical_models |
| Authors |
Maarten_Baes_and_Herwig_Dejonghe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11846 |
定常状態の動的モデルの微分エネルギー分布を再検討します。定常状態の球形モデルの微分エネルギー分布は異方性プロファイルによって大きく変化しないため、主にモデルの密度分布によって決定されることが示されています。この類似性をさらに詳しく調べます。実例と簡単な証明を通して、単位質量あたりの平均結合エネルギー$\langle{\cal{E}}\rangle$、または同等に統合された結合エネルギーの合計$B_{\text{tot}}=M\langle{\cal{E}}\rangle$は、球形モデルだけでなく、定常状態の動的モデルでも、軌道構造に依存しません。微分エネルギー分布の高次モーメントのみが軌道構造の詳細に依存します。球形動的モデルの微分エネルギー分布の標準偏差は、異方性プロファイルによって体系的に変化することを示します。放射状異方性モデルは、より平均的な結合エネルギーを好む傾向がありますが、接線方向の軌道分布が多いモデルは、より極端な結合エネルギーをわずかに好む傾向があります。最後に、統合された結合エネルギーの合計が、運動エネルギーの合計、位置エネルギーの合計、および等しい足場のエネルギーの合計で構成されるよく知られたトリオを補完することがわかります。これらの4つのエネルギーのうちの1つについての知識は、他の3つを計算するのに十分です。
星間フィラメントの表面密度プロファイルをフィッティングする際の体系的なバイアス
| Title |
A_systematic_bias_in_fitting_the_surface-density_profiles_of_interstellar_filaments |
| Authors |
Anthony_Whitworth_(1),_Felix_Priestley_(1),_Doris_Arzoumanian_(2)_((1)_Cardiff_University,_(2)_Aix_Marseille_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11924 |
高密度フィラメントの表面密度プロファイル、特にダスト放出によって追跡されたプロファイルは、プラマープロファイルとよく一致しているように見えます。つまり、Sigma（b）=Sigma_B+Sigma_O{1+[b/w_O]^2}^{[1-p]/2}。ここで、Sigma_Bは背景の面密度です。Sigma_B+Sigma_Oは、フィラメントスパインの面密度です。bは、フィラメントスパインに対する視線の衝突パラメータです。w_Oは、プランマのスケール長です（固定pの場合、半値全幅に正確に比例します。w_O=FWHM/2{2^{2/[p-1]}-1}^{1/2}）;pはプラマー指数（スパインから離れた面密度プロファイルの傾きを反映します）。}信号対雑音比を改善するために、フィラメントのセクションに沿って観測された面密度を平均化するのが標準的な方法です。、またはプロファイルをフィッティングする前に、その全長に沿ってさえ。フィラメントが実際に指数p_INTRINSICの固有のプラマープロファイルを持っているが、フィラメントの長さに沿ってw_O値の範囲（および次にSigma_B値の範囲）がある場合、プラマー指数の値p_FITが推定されることを示します。平均化されたプロファイルをフィッティングすることにより、p_INTRINSICよりも大幅に少なくなる可能性があります。減少、Deltap=p_INTRINSIC--p_FITは、p_INTRINSICの増加とともに単調に増加します。w_O値の範囲が広がると;および-ただし、w_O値の範囲が有限である場合に限り、Sigma_B値の範囲が増加します。典型的なフィラメントパラメータの場合、p_INTRINSIC=2（0.05<〜Deltap<〜0.10）の場合、減少は重要ではありませんが、p_INTRINSIC=3の場合、減少は大きく（0.18<〜Deltap<〜0.50）、p_INTRINSIC=4の場合はかなり大きくなります。（0.50<〜デルタp<〜1.15）。この効果だけでは、p_FIT〜2よりもはるかに大きいp_INTRINSICの値をサポートするにはおそらく不十分ですが、他の効果と組み合わせて重要になる可能性があります。
同様の偏平回転楕円体座標系の解析解
大気のダイナミクスから銀河内の星の動きに至るまで、さまざまなサイズのスケールで広範囲の物理的問題を適切にモデル化するには、重力ポテンシャルと重力ポテンシャルの十分な説明が必要です。場合によっては、SimilarOblateSpheroidal（SOS）座標系は、主に扁平回転楕円体オブジェクト（惑星、星、銀河）の内部または近傍で、このようなモデリングタスクに有利な場合があります。SOSシステムに関連する式の解は閉じた形式で書くことはできませんが、解析式、つまり収束無限べき級数として導出できます。曲線の類似した扁平回転楕円体座標に関するデカルト座標の明示的な分析式は、一般化された二項係数を持つ無限のべき級数の形式で導出されます。対応する偏導関数は適切な形式で検出され、微分演算に必要なメトリックスケール係数の導出をさらに可能にします。SOS座標系の運動量方程式の速度移流項にメトリックスケールファクターの導関数を含む項が表されます。ヤコビ行列式も導出されます。提示されたSOS座標系ソリューションの分析ソリューションは、同様の偏平回転楕円体に似た密度、重力、または重力レベルを示すさまざまなオブジェクトに適用できるツールです。このような天体は、扁平率の小さい天体（そもそも地球そのもの）から楕円銀河、円盤銀河のようなかなり平らな天体までさまざまです。
Galaxy And Mass Assembly（GAMA）：銀河群のSFRと金属量に対する環境の影響
| Title |
Galaxy_And_Mass_Assembly_(GAMA):_The_environmental_impact_on_SFR_and_metallicity_in_galaxy_groups |
| Authors |
D._Sotillo-Ramos,_M._A._Lara-Lopez,_A.M._Perez-Garcia,_R._Perez-Martinez,_A._M._Hopkins,_B._W._Holwerda,_J._Liske,_A._R._Lopez-Sanchez,_M._S._Owers,_K._A._Pimbblet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.12078 |
銀河と質量の集合（GAMA）調査から、赤方偏移0.35までのグループの700を超える銀河について、恒星の質量、星形成率、およびガスの金属量の間の関係と環境依存性の研究を提示します。主な推進要因を特定するために、私たちのサンプルは、グループ中心の距離、投影された銀河の数密度、および恒星の質量の関数として分析されました。16000を超える星形成散在銀河の対照サンプルと体積制限サンプルを使用することにより、SFR（0.3dex）の最大の向上は、局所密度が最も低い銀河で発生することがわかります。以前の研究とは対照的に、私たちのデータは、最高の局所密度またはグループ中心の距離にある銀河のSFRで$\sim$0.1dexの小さな強化を示しています。私たちのデータは、巨大な銀河に対してのみSFRでの消光を示しており、星形成銀河の消光プロセスの主な推進力は恒星の質量である可能性があることを示唆しています。グループ銀河と対照銀河のセルシック指数分布は類似しているため、形態学的に駆動される消光を破棄できます。ガスの金属量は大きく変化しません。以前の研究と一致して、最高の局所密度の銀河では$\sim$0.08dexが増加し、最高のグループ中心距離の銀河では減少します。全体として、グループ中心の距離ではなく、局所密度が、SFRとガスの金属量の両方を強化する上でより強い影響を示しています。IllustrisTNGシミュレーションから銀河に同じ方法を適用し、一般的な観測傾向を再現することはできましたが、グループサンプルとコントロールサンプルの違いは、観測と部分的にしか一致していません。
地下ミューオン強度計算の精度について
深部地下または水中検出器によって検出された宇宙線ミューオンは、ほぼ1世紀の間、高エネルギー宇宙線スペクトルおよび空気シャワーにおけるハドロニック相互作用に関する情報源として機能してきました。宇宙での実験が宇宙線スペクトルをより直接的に調査し、加速器がハドロン収量の正確な測定を提供するため、地下ミューオンへの理論的関心はほとんど薄れてきました。ただし、地下ミューオンは、固有のハドロン相互作用エネルギーと位相空間をプローブします。これらは、加速器実験を提示するためにまだアクセスできません。宇宙線の核子エネルギーは100TeVとPeVの範囲に達し、宇宙での実験ではほとんどアクセスできません。私たちの新しい計算は、表面ミューオンフラックス用のMCEqと地下輸送用のPROPOSALの2つの最新の計算ツールを組み合わせたものです。推定誤差内の地下の宇宙線ミューオン強度の測定値との優れた一致を示しています。それを超えると、履歴データの精度は、エラーの見積もりよりも大幅に小さいことがわかります。この結果は、地表または地下での高エネルギー大気レプトンフラックスの不確実性の原因が、より多くのデータを取得したり、新しい検出器を構築したりすることなく、大幅に制約できることを示しています。不確実性の低減は、大容量ニュートリノ望遠鏡でのデータ分析に影響を与え、将来のトンスケールの直接暗黒物質検出器の設計に影響を与えることが期待できます。
ラジオラウドマグネターXTEJ1810-197の多周波ラジオ観測
| Title |
Multi-frequency_radio_observations_of_the_radio-loud_magnetar_XTE_J1810-197 |
| Authors |
Sujin_Eie,_Toshio_Terasawa,_Takuya_Akahori,_Tomoaki_Oyama,_Tomoya_Hirota,_Yoshinori_Yonekura,_Teruaki_Enoto,_Mamoru_Sekido,_Kazuhiro_Takefuji,_Hiroaki_Misawa,_Fuminori_Tsuchiya,_Shota_Kisaka,_Takahiro_Aoki_and_Mareki_Honma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11739 |
マグネターXTEJ1810-197の、10年間の休止期間の後、2018年12月から電波爆発を示したマルチ周波数マルチエポック電波観測について報告します。日本にあるVERA（22GHz）、日立（6.9GHzおよび8.4GHz）、鹿島（2.3GHz）、飯舘（0.3GHz）電波望遠鏡で準同時観測を行い、磁気電波脈動の変動を追跡しました。2018年12月13日から2019年6月12日までの観測期間。通常のパルサーの一般的なプロファイル狭小化動作と同様に、観測周波数が高くなるにつれてパルス幅は狭くなります。2.3GHzから8.7GHzの範囲の単純なべき乗則を仮定すると、マグネターの無線スペクトルは、最初の4か月の平均スペクトルインデックス$\langle\alpha\rangle\upperx-0.85$で急勾配になります。私たちの観測と文献から推測される広帯域無線スペクトルは、XTEJ1810-197が22〜150GHzの谷点を持つ二重ピークスペクトルを持ち、最初のスペクトルピークがギガヘルツピークスペクトル（GPS）を推測することを示唆しています。数GHzにピークがある機能。GPSと高周波ピークは、他のラジオラウドマグネターのスペクトルで識別されているため、ラジオマグネターのさまざまな放射メカニズムと周囲の環境を理解するための新しい洞察を与えることができる固有の機能である可能性があります。私たちの研究は、不可解なスペクトルの特徴を捉え、他のタイプの中性子星へのリンクを確立するために、ラジオラウドマグネターに向けた同時の長期広帯域観測の重要性を強調しています。
H.E.S.S.、MAGIC、VERITAS望遠鏡によるガンマ線バイナリHESS J0632 +057の観測
| Title |
Observation_of_the_gamma-ray_binary_HESS_J0632+057_with_the_H.E.S.S.,_MAGIC,_and_VERITAS_telescopes |
| Authors |
C._B._Adams,_W._Benbow,_A._Brill,_J.H._Buckley,_M._Capasso,_A._J._Chromey,_M._Errando,_A._Falcone,_K._A._Farrell,_Q._Feng,_J_P._Finley,_G._Foote,_L._Fortson,_A._Furniss,_A._Gent,_G._H._Gillanders,_C._Giuri,_O._Gueta,_D._Hanna,_T._Hassan,_O._Hervet,_J._Holder,_B._Hona,_T.B._Humensky,_W._Jin,_P._Kaaret,_M._Kertzman,_D._Kieda,_T._K._Kleiner,_F._Krennrich,_S._Kumar,_M._J._Lang,_M._Lundy,_G._Maier,_C._E._McGrath,_P._Moriarty,_R._Mukherjee,_D._Nieto,_M._Nievas-Rosillo,_S._O'Brien,_R._A._Ong,_A._N._Otte,_N._Park,_S._Patel,_K._Pfrang,_A._Pichel,_M._Pohl,_R._R._Prado,_J._Quinn,_K._Ragan,_P._T._Reynolds,_D._Ribeiro,_E._Roache,_A._C._Rovero,_J._L._Ryan,_M._Santander,_S._Schlenstedt,_G._H._Sembroski,_R._Shang,_D._Tak,_V.V._Vassiliev,_A._Weinstein,_D._A._Williams,_T.J._Williamson_(VERITAS_Collaboration),_et_al._(348_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11894 |
2004年から2019年までの15年間の450時間に収集されたバイナリシステムHESSJ0632+057のガンマ線観測の結果が示されています。350GeVを超えるエネルギーで大気チェレンコフ望遠鏡H.E.S.S.、MAGIC、およびVERITASで取得されたデータは、Swift-XRT、Chandra、XMM-Newton、NuSTAR、およびSuzakuで取得されたX線エネルギーでの観測とともに使用されました。これらの観測のいくつかは、H{\alpha}輝線の測定を伴っていました。X線データの洗練された分析で得られた317。3+-0。7日の期間と一致して、316。7+-4。4日の期間でのVHEガンマ線フラックスの変調の有意な検出が報告されています。高密度の観測範囲を持つ4つの軌道サイクルのデータの分析は、非常に高いエネルギーで20日未満のフラックス減衰タイムスケールで、短いタイムスケール変動を明らかにします。数年の時間スケールで観測されたフラックスの変動は、軌道間の変動を示しています。分析により、以前に報告されたシステムからのX線とガンマ線の放出の相関が非常に高いことが確認されましたが、光学H{\alpha}パラメータとX線またはガンマ線のエネルギーフラックスとの相関は同時に見つかりませんでした。観察。重要な発見は、X線およびガンマ線エネルギーバンドでのHESSJ0632+057の放出は、さまざまな時間スケールで大きく変動することです。X線束に対するガンマ線の比率は、ガンマ線エネルギー範囲の同等性または優位性さえ示しています。この豊富な新しいデータは、システムの天体暦に関する知識が不十分であることを考慮して解釈され、他のガンマ線バイナリシステムで報告された結果との関連で説明されています。
4つのタイプIbn超新星のダスト形成の研究
この論文では、4つのタイプIbn超新星（SNe）の初期の光学$-$近赤外線（NIR）スペクトルエネルギー分布（SED）を調査します。SN〜2010al、LSQ13ddu、およびSN〜2015GのSEDは、単一コンポーネントの黒体モデルで十分に説明できますが、OGLE-2012-SN-006のSEDでは説明できません。SEDがSN光球と加熱されたダストによって生成されて4つのSNeIbnの光学$-$NIRSEDに適合すると仮定して、二重成分モデルを呼び出し、ダストの導出温度がOGLE-2012-に関連していることを発見しました。SN-006は、ダストがグラファイト粒子で構成され、ダストの質量と温度が$\sim$$0.5-2.0\times10^{-3}〜M_\odot$および$\sim$$1200-1300であるというシナリオを支持します。それぞれ$K。さらに、SN〜2010al、LSQ13ddu、およびSN〜2015Gの適合は、3つのSNeIbnに関連するダストの質量の上限がそれぞれ$1.45\times10^{-5}〜M_\odot$、$5.9であることを示しています。\times10^{-7}〜M_\odot$、および$2.4\times10^{-7}〜M_\odot$。さらなる分析は、OGLE-2012-SN-006を取り巻くダストシェルの推定半径が初期のエポックでのSN噴出物の半径よりも大幅に大きいことを示しており、OGLE-2012-SN-006のSEDのNIR超過が既存のダストシェルによって生成されます。4つのSNeIbnの初期SEDに関する私たちの研究は、以前の研究と、一部のSNeが後期SEDでダスト形成の証拠を示したという事実とともに、SNeIbnの少なくとも$\sim$1/3を示しています。ほこりの形成の証拠を示します。
MeerKATのThousand-Pulsar-Arrayプログラム：-VI。ラジオパルサーの大きくて多様なサンプルのパルス幅
| Title |
The_Thousand-Pulsar-Array_programme_on_MeerKAT:_--_VI._Pulse_widths_of_a_large_and_diverse_sample_of_radio_pulsars |
| Authors |
B._Posselt,_A._Karastergiou,_S._Johnston,_A._Parthasarathy,_M._J._Keith,_L._S._Oswald,_X._Song,_P._Weltevrede,_E._D._Barr,_S._Buchner,_M._Geyer,_M._Kramer,_D._J._Reardon,_M._Serylak,_R._M._Shannon,_R._Spiewak,_V._Venkatraman_Krishnan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.12007 |
MeerTimeプロジェクトのThousand-Pulsar-Array（TPA）プログラムの一部として、MeerKAT望遠鏡で観測された電波パルサーのサンプルのパルス幅測定値を示します。中心周波数が1284MHzの場合、775MHzの全帯域幅で762$W_{10}$の測定値が得られます。ここで、$W_{10}$はパルスピークの10％レベルでの幅です。また、4つまたは8つの周波数サブバンドのそれぞれで約400の$W_{10}$値を測定します。幅が自転周期Pの関数であると仮定すると、この関係は、べき乗則インデックス$\mu=-0.29\pm0.03$のべき乗則で記述できます。ただし、直交距離回帰を使用して、$\mu=-0.63\pm0.06$でより急なべき乗則を決定します。周期幅データの密度プロットは、最高密度の輪郭とうまく整列するような適合を示しています。以前の人口合成モデルに基づいて、パルサーの回転軸に対する磁気軸の傾斜の人口ベースの推定値を取得します。周波数による幅の変化を調査し、より高い周波数で幅が広がるパルサーのグループを明確に特定します。測定された幅の変化は、周波数の増加に伴ってパルスが狭くなるか広くなるかにかかわらず、TPAパルサー集団全体の周波数で単調な動作を示します。これらの幅の変化の説明として、感度バイアス、散乱、およびパルス成分数の顕著な違いを除外し、回転位相に依存する磁束密度スペクトルを持つ5つの寄与ガウスパルス成分の定性モデルを使用して説明を試みます。
AlH $ _3 $ OH $ _2 $、SiH $ _3 $ OH、およびSiH $ _3 $ NH $ _2
$の星間検出の可能性に関する振動および回転スペクトルデータ
| Title |
Vibrational_and_Rotational_Spectral_Data_for_Possible_Interstellar_Detection_of_AlH$_3$OH$_2$,_SiH$_3$OH,_and_SiH$_3$NH$_2$ |
| Authors |
A._G._Watrous,_B._R._Westbrook,_M._C._Davis,_and_Ryan_C._Fortenberry |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11605 |
この作業は、天体物理学またはシミュレートされた実験室環境でAlH$_3$OH$_2$、SiH$_3$OH、およびSiH$_3$NH$_2$の検出を支援するために必要な振動および回転スペクトルデータの最初のフルセットを提供しますCCSD（T）-F12bレベルの理論で量子化学計算を使用して、対象の3つの分子に四次力場を使用します。以前の研究では、SiH$_3$OHとSiH$_3$NH$_2$には、宇宙で最も豊富な元素の最も強い結合がいくつか含まれていることが示されています。AlH$_3$OH$_2$も非常に豊富な原子を含み、H$_2$OおよびAlH$_3$からAlH$_2$OHへの反応経路に沿った中間体を表します。これらの3つの分子はすべて極性もあり、AlH$_3$OH$_2$は4.58Dの最大の双極子を持ち、他の2つは1.10-1.30Dの範囲の双極子モーメントを持ち、これらの分子の検出を可能にするのに十分な大きさです。回転分光法による空間。分子はまた、かなりの赤外線強度を持ち、周波数の多くは90kmmol$^{-1}$を超え、スペクトルの現在不確実な12-17$\mu$m領域内にあります。AlH$_3$OH$_2$の最も強い周波数は$\nu_9$で、777.0cm$^{-1}$で412kmmol$^{-1}$の強度があります（12.87$\mu$m）。SiH$-3$OHは、$\nu_5$の場合1007.8cm$^{-1}$（9.92$\mu$m）で183kmmol$^{-1}$の強度を持ち、SiH$_3$NH$_2$は、$\nu_7$に対して1000.0cm$^{-1}$（10.00$\mu$m）で215kmmol$^{-1}$の強度を持ちます。
天体物理学のための氷室-天体化学（ICA）：天体物理学の氷類似体のイオン衝撃研究のための新しい実験施設
| Title |
The_Ice_Chamber_for_Astrophysics-Astrochemistry_(ICA):_A_New_Experimental_Facility_for_Ion_Impact_Studies_of_Astrophysical_Ice_Analogues |
| Authors |
P\'eter_Herczku,_Duncan_V._Mifsud,_Sergio_Ioppolo,_Zolt\'an_Juh\'asz,_Zuzana_Kanuchov\'a,_S\'andor_T._S._Kov\'acs,_Alejandra_Traspas_Muina,_Perry_A._Hailey,_Istv\'an_Rajta,_Istv\'an_Vajda,_Nigel_J._Mason,_Robert_W._McCullough,_B\'ela_Parip\'as,_B\'ela_Sulik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11670 |
天体物理学-天体化学（ICA）の氷室は、ハンガリーのデブレツェンにある原子核研究所（Atomki）にある新しい実験室のエンドステーションです。ICAは、天体物理学の氷類似体の物理化学的特性と、電離放射線および熱処理を受けたときのそれらの化学的進化の研究のために特別に設計されました。ICAは、20Kまで冷却可能なクローズドサイクルクライオスタットに接続された銅製ホルダーに取り付けられた一連のIR透過基板を含む超高真空互換チャンバーであり、それ自体が360{\deg}回転ステージに取り付けられています。そしてz-線形マニピュレーター。氷は、投与されたガスのバックグラウンド堆積を介して基板上に堆積されます。氷の構造と化学組成は、透過モードでFTIR吸光分光法を使用して監視されますが、反射モードの使用は金属基板を使用することで可能です。事前に準備された氷は、さまざまな方法で処理できます。2MVタンデトロン加速器は、宇宙線、太陽風、または磁気圏イオンによる氷処理をシミュレートするICAにさまざまな高エネルギーイオンを供給することができます。ICAには、氷の電子衝撃放射線分解に使用できる電子銃も装備されています。堆積した氷と処理された氷の両方の熱処理は、FTIR分光法と四重極質量分析法の両方によって監視できます。このホワイトペーパーでは、ICAセットアップの詳細な説明、および得られた予備的な結果と将来の計画の概要を示します。
ICA天体化学施設での星間および惑星の氷類似体の電子照射および熱化学研究
| Title |
Electron_Irradiation_and_Thermal_Chemistry_Studies_of_Interstellar_and_Planetary_Ice_Analogues_at_the_ICA_Astrochemistry_Facility |
| Authors |
Duncan_V._Mifsud,_Zolt\'an_Juh\'asz,_P\'eter_Herczku,_S\'andor_T._S._Kov\'acs,_Sergio_Ioppolo,_Zuzana_Kanuchov\'a,_M\'at\'e_Czentye,_Perry_A._Hailey,_Alejandra_Traspas_Muina,_Nigel_J._Mason,_Robert_W._McCullough,_B\'ela_Parip\'as,_B\'ela_Sulik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11674 |
天体化学に関連する分子の励起および解離プロセスのモデリングには、実験室での実験から生成されたデータと比較することによる理論の検証が必要です。新たに委託された天体物理学-天体化学用氷室（ICA）は、エネルギー処理を受けたときの天体物理学の氷類似体とその進化の研究を可能にし、星間氷粒マントルと氷の外側太陽系体が受けるプロセスと変化をシミュレートします。ICAは、一連のIR透過基板を含む超高真空互換チャンバーであり、その上に氷類似体を20Kまでの温度で堆積させることができます。氷の処理は次の3つの方法のいずれかで実行できます。（i）イオン2MVタンデトロン型加速器によって送達される発射体との衝突、（ii）チャンバーに直接取り付けられた銃からの電子照射、および（iii）20〜300Kの温度範囲にわたる熱処理。氷は、FTIR吸収分光法と四重極質量分析法を使用してその場で研究されます。この論文では、電子衝撃研究に使用される電子ビームの特性評価に焦点を当てたICA施設の概要を示し、選択した氷の電子照射および熱処理中に得られた予備的な結果を報告します。
111MHzと1400MHzの周波数での高速電波バーストの観測特性の比較分析
| Title |
Comparative_Analysis_of_the_Observational_Properties_of_Fast_Radio_Bursts_at_the_Frequencies_of_111_and_1400_MHz |
| Authors |
V._A._Fedorova,_and_A._E._Rodin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11881 |
周波数111および1400MHzでの高速電波バーストの観測特性の比較分析が実行されます。分散測定による電波バーストの分布が構築されます。両方の周波数で、パラメーター$\mu=6.2$$\sigma=0.7$の対数正規分布で表されます。111MHzおよび1400MHzでの分散測定値に対する散乱値の依存性$\tau_{sc}（DM）$も構築されます。この依存性は、パルサーの依存性とは根本的に異なります。パルスの散乱と1400MHzおよび111MHzでの分散測定値との関係の比較分析では、両方の周波数で$\tau_{sc}（DM）\simDM^k$の形式であることが示されました。ここで、$k=周波数111および1400MHzの場合、それぞれ0.49\pm0.18$および$k=0.43\pm0.15$。得られた依存性は、高速電波バーストの銀河系外発生と銀河間空間における物質のほぼ均一な分布の仮定の枠組みの中で説明されています。依存関係$\tau_{sc}（DM）$から、$DM$への私たちとホスト銀河のハローの問題への寄与の合計推定値が得られます$DM_{halo}+\frac{DM_{host}}{1+z}\約60\;{\rmpc/cm}^3$。LogN-LogS依存性に基づいて、111MHzと1400MHzでのこれらのサンプルの統計的特性が同じである場合、電波バーストの平均スペクトルインデックスは$\alpha=--0.63\pm0.20$で導出されます。
BayesicFittingは、シンプルで標準化されたモデルフィッティングのための包括的な汎用ツールボックスです。そのフィッティングオプションは、単純な最小二乗法から最尤法、完全ベイズ推定まで、多数の利用可能なモデルで機能します。BayesicFittingはオープンソースであり、1990年代から開発および使用されています。これは、主に天文学におけるさまざまな科学アプリケーションに適用されてきました。BayesicFittingは、非常に複雑な推論の問題を解決するために組み合わせることができるPYTHONクラスのコレクションで構成されています。クラスの中には、モデル、フィッター、事前確率、エラー分布、エンジン、サンプル、そしてもちろん、ネストされたサンプリングアルゴリズムの汎用実装であるNestedSamplerがあります。ネストされたサンプリングは、ベイズ計算を実行するための新しい方法です。これは、測定データを適合させるためのパラメーター化されたモデルで構成される推論問題に適用できます。NestedSamplerは、ベイズの証拠を、問題の（ハイパー）パラメーターの事後確率の数値積分として計算します。パラメータに関する解は、後方から抽出された重み付きサンプルのセットとして取得されます。このホワイトペーパーでは、ネストされたサンプリングと、それに直接接続されているすべてのクラスに重点を置いています。さらに、最小二乗法または最尤法によってデータを近似するフィッターを紹介します。また、ベイズの証拠をガウス近似として計算することもできます。ツールボックスのアーキテクチャについて説明します。どのクラスが存在するか、それらの機能は何か、それらがどのように関連しているか、そしてそれが複雑になる実装の詳細。
SKA1-Lowプロトタイプステーションのアパーチャアレイ検証システム2の特性評価
| Title |
Characterization_of_the_SKA1-Low_prototype_station_Aperture_Array_Verification_System_2 |
| Authors |
Giulia_Macario_(1),_Giuseppe_Pupillo_(2),_Gianni_Bernardi_(2),_Pietro_Bolli_(1),_Paola_Di_Ninni_(1),_Giovanni_Comoretto_(1),_Andrea_Mattana_(2),_Jader_Monari_(2),_Federico_Perini_(2),_Marco_Schiaffino_(2),_Marcin_Sokolowski_(3),_Randall_Wayth_(3),_Jess_Broderick_(3),_Mark_Waterson_(4),_Maria_Grazia_Labate_(4),_Riccardo_Chiello_(5),_Alessio_Magro_(6),_Tom_Booler_(3),_Raunaq_Bhushan_(3)_((1)_INAF,_Osservatorio_Astrofisico_di_Arcetri,_Italy,_(2)_INAF,_Istituto_di_Radioastronomia,_Italy,_(3)_ICRAR_Curtin,_Australia,_(4)_SKA_Observatory,_UK,_(5)_University_of_Oxford,_UK,_(6)_Institute_of_Space_Sciences_and_Astronomy,_University_of_Malta) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11983 |
スクエアキロメートルアレイ（SKA1-Low）の低周波成分は、西オーストラリアのマーチソン電波天文台（MRO）サイトにある開口フェーズドアレイになります。これは512のステーションで構成され、各ステーションは256の対数周期二重偏波アンテナで構成され、SKA帯域幅の低周波数範囲（50MHz〜350MHz）で動作します。2019年後半から運用されているApertureArrayVerificationSystem2（AAVS2）は、SKA1-Low建設フェーズの開始前にMROサイトに配備された最後のフルサイズエンジニアリングプロトタイプステーションです。この論文の目的は、活動の最初の年に収集された6つの異なる周波数（55、70、110、160、230、および320MHz）での試運転観測を通じて、ステーションのパフォーマンスを特徴づけることです。キャリブレーション手順を説明し、結果として得られる全天画像とその分析を提示し、ステーションのキャリブレーション可能性とシステムの安定性について説明します。差分イメージング法を使用して、同じ周波数のSKA1-Low感度の推定値を導き出し、望遠鏡の帯域幅全体にわたる電磁シミュレーションで得られた推定値と比較して、良好な一致を見つけます（$\leq13％$以内）。さらに、私たちの見積もりは、考慮されたすべての周波数でSKA1-Low要件を最大$\sim$2.3の係数で上回っています。私たちの結果は非常に有望であり、AAVS2プロトタイプステーションの性能の初期検証を可能にします。これは、今後のSKA-Low望遠鏡の建設と科学に向けた重要なステップです。
Pythonワークフローを使用した極端な規模の調査シミュレーション
VeraC.RubinObservatoryLegacySurveyofSpaceandTime（LSST）は間もなく、複数の光学バンドで前例のない広く、速く、深い空の調査を実施します。LSSTからのデータは、天文学と宇宙論の新しい発見スペースを開き、同時に、ダークエネルギーの起源や暗黒物質の性質など、その日の燃焼問題に対処するための手がかりを提供すると同時に、順番に、新鮮な新しい質問を提起します。この注目に値するデータセットの差し迫った到着に備えるために、関連する科学コミュニティがそれを分析するために必要なソフトウェアを開発できることが重要です。現在利用可能な計算能力により、そのような取り組みの現実的なトレーニングの場として使用できる合成データセットを生成できます。この取り組みには、独自の課題があります。夜空の非常に大規模なシミュレーションを生成し、シミュレーションキャンペーンを、アーキテクチャが異なる複数のコンピューティングセンターにまたがる多数のコンピューティングノードにスケールアップし、メモリ要件とさまざまな壁に関連する複雑なワークロードを最適化する必要があります。時計時刻。ここでは、Pythonコードを組み合わせてワークフローを操作する大規模なワークフロー、Parslを使用してワークフローコンポーネントの大規模な分散実行を管理し、コンテナーを使用して複数のサイトで画像シミュレーションキャンペーンを実行する方法について説明します。これらのツールを利用して、極端なスケールの計算フレームワークを開発し、それを使用して、300平方度の空の領域に対する5年間の観測をシミュレートしました。このワークフロー機能の開発で学んだ経験と教訓を説明し、アプローチのスケーラビリティと移植性により、2台のスーパーコンピューターの最大4000の計算ノードで効率的に実行できることを強調します。
J-PLUS：SPEEMパイプラインを使用して非常に金属の少ない星候補を検索する
| Title |
J-PLUS:_Searching_for_very_metal-poor_star_candidates_using_the_SPEEM_pipeline |
| Authors |
Carlos_Andr\'es_Galarza_(1),_Simone_Daflon_(1),_Vinicius_M._Placco_(2),_Carlos_Allende-Prieto_(3_and_4),_Marcelo_Borges_Fernandes_(1),_Haibo_Yuan_(5),_Carlos_L\'opez-Sanjuan_(6),_Young_Sun_Lee_(7),_Enrique_Solano_(8),_F._Jim\'enez-Esteban_(8),_David_Sobral_(9),_Alvaro_Alvarez_Candal_(1_and_17),_Claudio_B._Pereira_(1),_Stavros_Akras_(10),_Eduardo_Mart\'in_(3_and_8),_Yolanda_Jim\'enez_Teja_(16),_Javier_Cenarro_(6),_David_Crist\'obal-Hornillos_(6),_Carlos_Hern\'andez-Monteagudo_(6),_Antonio_Mar\'in-Franch_(6),_Mariano_Moles_(6),_Jes\'us_Varela_(6),_H\'ector_V\'azquez_Rami\'o_(6),_Jailson_Alcaniz_(1),_Renato_Dupke_(1_and_13_and_14_and_15),_Alessandro_Ederoclite_(11),_Laerte_Sodr\'e_Jr._(11),_Raul_E._Angulo_(12)_((1)_Observat\'orio_Nacional_-_MCTI_ON,_Rio_de_Janeiro,_Brazil,_(2)_NSF's_NOIRLab,_Tucson,_AZ_85719,_USA,_(3)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Canarias,_Tenerife,_Spain,_(4)_Universidad_de_La_Laguna,_Departamento_de_Astrof\'isica,_Tenerife,_Spain,_(5)_Department_of_Astronomy,_Beijing_Normal_University,_Beijing,_People's_Republic_of_China,_(6)_Centro_de_Estudios_de_F\'isica_del_Cosmos_de_Arag\'on_CEFCA,_Unidad_Asociada_al_CSIC,_Teruel,_Spain,_(7)_Department_of_Astronomy_and_Space_Science,_Chungnam_National_University,_South_Korea,_(8)_Departamento_de_Astrof\'isica,_Centro_de_Astrobiolog\'ia_CSIC-INTA,_ESAC_Campus,_Villanueva_de_la_Ca\~nada,_Madrid,_Spain,_(9)_Department_of_Physics,_Lancaster_University,_Lancaster,_UK,_(10)_Institute_for_Astronomy,_Astrophysics,_Space_Applications_and_Remote_Sensing,_National_Observatory_of_Athens,_GR_Penteli,_Greece,_(11)_Universidade_de_S\~ao_Paulo,_Instituto_de_Astronomia,_Geof\'isica_e_Ci\^encias_Atmosf\'ericas,_S\~ao_Paulo,_Brazil,_(12)_Ikerbasque,_Basque_Foundation_for_Science,_Bilbao,_Spain,_(13)_Department_of_Astronomy,_University_of_Michigan,_Ann_Arbor,_MI_USA,_(14)_Eureka_Scientific_Inc.,_Oakland,_CA,_USA,_(15)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Alabama,_Tuscaloosa,_AL,_USA,_(16)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Andaluc\'ia-CSIC,_Glorieta_de_la_Astronom\'ia,_Granada,_Spain,_(17)_Universidad_de_Alicante,_San_Vicente_del_Raspeig,_Alicante,_Spain) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11600 |
JavalambrePhotometricLocalUniverseSurvey（J-PLUS）データリリース2の恒星の内容を調査し、アンサンブル手法（SPEEM）パイプラインに基づく恒星パラメーター推定を使用して低金属量の星を特定する可能性を示します。SPEEMは、独自のJ-PLUS測光システムを使用して、星の大気パラメータを決定し、恒星のソースをクエーサーから分離するためのツールです。適切な選択基準を採用することで、分光学的フォローアップに適した金属の少ない星の候補を特定することができます。SPEEMは、J-PLUSとSEGUE分光調査の両方で観察されたトレーニングサンプルを使用する一連の機械学習モデルで構成されています。トレーニングサンプルの温度Teffは4\、800Kから9\、000Kです。$\logg$1.0〜4.5、および$-3.1<[Fe/H]<+0.5$。パイプラインのパフォーマンスは、同じパラメータ範囲内でLAMOST調査によって観測された星のサンプルでテストされています。SEGUEとJ-PLUSで観測された星のサンプルのパラメーター間の平均差は、それぞれSEGUEStellarParameterPipelineとSPEEMで取得され、$\DeltaTeff\sim41$K、$\Delta\loggです。\sim0.11$dex、および$\Delta[Fe/H]\sim0.09$dex。177個の星のサンプルが$[Fe/H]<-2.5$の新しい候補として特定され、そのうち11個がウィリアムハーシェル望遠鏡のISIS分光器で観測されました。分光分析により、$64\％$の星は$[Fe/H]<-2.5$であり、$[Fe/H]<-3.0$の新しい星が1つ含まれていることが確認されています。J-PLUSフィルターシステムと組み合わせたSPEEMは、恒星の大気パラメーター（Teff、$\logg$、および[Fe/H]）を推定する可能性を示しています。候補の分光学的検証は、SPEEMが$[Fe/H]<-2.5$の非常に金属の少ない星候補の識別で$64\％$の成功率をもたらすことを示しています。
磁化プラズマにおけるプラズマ発光のシミュレーション
タイプIIIの電波バーストに関する最近のパーカーソーラープローブ（PSP）の観測は、有限のバックグラウンド磁場の影響がデータの解釈において重要な要因になる可能性があることを示しています。本論文では、太陽冠状および惑星間タイプIII電波バーストの主な放出メカニズムであると考えられているプラズマ放出プロセスに対するバックグラウンド磁場の影響を、パーティクルインセルシミュレーション法によって調査します。プラズマ周波数と電子ジャイロ周波数の比を変化させることにより、周囲磁場の影響を体系的に調査します。本研究は、十分に強い周囲磁場の場合、波動粒子相互作用プロセスが、第2高調波プラズマ周波数での大幅に強化されたプラズマ放出を伴う、高度に磁場整列した縦モード励起と異方性電子速度分布関数をもたらすことを示しています。このような場合、高調波放射の偏光はほぼ完全に異常モードの意味になります。一方、周囲磁場の強さが中程度の場合、シミュレーション結果の解釈は明確ではありません。基礎となる非線形モード結合プロセスは、シミュレーション結果を適切に理解および解釈するには、磁気活性プラズマの2つの横モード、つまり異常モードと通常モード、および電子を含む磁化プラズマの通常モード間の相互作用を含む高度な分析が必要であることを示しています。サイクロトロンホイスラ、プラズマ振動、およびアッパーハイブリッドモード。現在、磁化プラズマにおけるこのような複雑なモード結合過程を定量的に分析するのに適した非線形理論は不完全であり、さらなる理論的研究が必要ですが、現在のシミュレーション結果は将来の理論的取り組みのガイドを提供する可能性があります。
SPIRouとTESSの目から見たTTauriスターV410Tau
| Title |
The_T_Tauri_star_V410_Tau_in_the_eyes_of_SPIRou_and_TESS |
| Authors |
Benjamin_Finociety,_Jean-Fran\c{c}ois_Donati,_Baptiste_Klein,_Bonnie_Zaire,_Lisa_Lehmann,_Claire_Moutou,_J\'er\^ome_Bouvier,_Silvia_H.P_Alencar,_Louise_Yu,_Konstantin_Grankin,_\'Etienne_Artigau,_Ren\'e_Doyon,_Xavier_Delfosse,_Pascal_Fouqu\'e,_Guillaume_H\'ebrard,_Moira_Jardine,_\'Agnes_K\'osp\'al,_Fran\c{c}ois_M\'enard_and_the_SLS_consortium |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11755 |
カナダ-フランス-ハワイ望遠鏡の一部として最近設置された近赤外線（NIR）分光偏光計であるSPIRouで主に収集されたデータに基づいて、弱線TTauri星V410Tauの分光偏光および光度モニタリングの結果を報告します。SPIRouLegacySurveyの大規模プログラム、および2019年10月から12月までのTESS。Zeeman-DopplerImaging（ZDI）を使用して、NIR分光偏光データから導出されたこの若い星の表面での光球輝度と大規模磁場の最初のマップを取得しました。ZDIは、初めて、高解像度の分光偏光データと非常に高精度の測光にも同時に適用されます。V410Tauは、目立つ暗い極点がないことを除いて、光学データからZDIで以前に画像化されたものと同様の暗い表面と明るい表面の両方の特徴と磁気領域をホストします。輝度分布は、波長の違いから予想されるように、光学的同等物よりも大幅にコントラストが低くなっています。主にポロイダルであることがわかっている大規模磁場（〜410G）は、〜390Gの双極子を特徴としており、これも光波長での以前の研究と互換性があります。NIRデータは、前のエポックで光学系で推定されたものよりもわずかに弱い表面差動回転をもたらします。最後に、星の視線速度を測定し、ZDIとガウス過程回帰の両方を使用して星の活動ジッターを約0.15と0.08の精度までフィルターで除去しました$\mathrm{km\、s^{-1}}$RMS、それぞれ、V410タウの周りの潜在的な近接する巨大な惑星の質量に関する以前に公開された上限を確認します。
134Csの恒星ベータ崩壊率とs過程におけるバリウム元素合成へのその影響
| Title |
The_stellar_beta-decay_rate_of_134Cs_and_its_impact_on_the_Barium_nucleosynthesis_in_the_s_process |
| Authors |
Kuo-Ang_Li,_Chong_Qi,_Maria_Lugaro,_Andr\'es_Yag\"ue_L\'opez,_Amanda_I._Karakas,_Jacqueline_den_Hartogh,_Bing-Shui_Gao,_Xiao-Dong_Tang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11766 |
最先端のシェルモデル計算に基づいて、重要なs過程分岐点${}^{134}$Csの恒星$\beta$崩壊率を計算しました。典型的な$s$プロセス温度（$T\sim$0.2-0.3GK）では、新しいレートは、高橋と横井（以下TY87）で広く使用されているレートよりも1桁低くなっています。AGB星の元素合成への影響は、さまざまな質量と金属量で調査されます。私たちの新しい崩壊率は、${}^{134}$Ba/${}^{136}$Ba比の全体的な減少につながり、$i$プロセスを導入せずに流星で測定された比をよく説明します。また、初期の太陽系を汚染した最後のAGB元素合成イベントからの経過時間は、${}^{135}$Cs/${}^{133}$Cs比に基づいて、$>$28Myrになります。${}^{107}$Pdおよび${}^{182}$Hfから導出された経過時間と一致します。${}^{135}$Baと${}^{135}$Csの$s$プロセスの存在量の合計が増加し、${}^{135の$r$プロセスの寄与が小さくなります。}太陽系の$Ba。
重力若い星状天体調査。 VII。おうし座T星の内側のほこりっぽい円盤
| Title |
The_GRAVITY_Young_Stellar_Object_survey._VII._The_inner_dusty_disks_of_T_Tauri_stars |
| Authors |
The_GRAVITY_Collaboration:_K._Perraut_(1),_L._Labadie_(2),_J._Bouvier_(1),_F._M\'enard_(1),_L._Klarmann_(3),_C._Dougados_(1),_M._Benisty_(1,4),_J.-P._Berger_(1),_Y.-I._Bouarour_(5,11),_W._Brandner_(3),_A._Caratti_o_Garatti_(5,15),_P._Caselli_(6),_P.T._de_Zeeuw_(6,9),_R._Garcia-Lopez_(3,5,11),_T._Henning_(3),_J._Sanchez-Bermudez_(3,7),_A._Sousa_(1),_E._van_Dishoeck_(6,9),_E._Al\'ecian_(1),_A._Amorim_(12,13),_Y._Cl\'enet_(8),_R._Davies_(6),_A._Drescher_(6),_G._Duvert_(1),_A._Eckart_(2,10),_F._Eisenhauer_(6),_N.M._F\"orster-Schreiber_(6),_P._Garcia{\i}nst_(12,14),_E._Gendron_(8),_R._Genzel_(6),_S._Gillessen_(6),_R._Grellmann_(2),_G._Heissel_(8),_S._Hippler_(3),_M._Horrobin_(2),_Z._Hubert_(1),_L._Jocou_(1),_P._Kervella_(8),_S._Lacour_(8),_V._Lapeyr\`ere_(8),_J.-B._Le_Bouquin_(1),_P._L\'ena_(8),_et_al._(15_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11826 |
おうし座T星のこれらの原始惑星系円盤は、星と惑星の形成において中心的な役割を果たしています。おうし座T星の円盤のサンプルの最も内側の領域をサブauスケールで空間的に分解して、それらの形態と組成をよりよく理解します。27個のハービッグ星の同種データセットを拡張し、おうし座T星17個の近赤外Kバンド観測を収集しました。有効温度と明るさは、4000〜6000Kから0.4〜10Lsunの範囲です。連続発光に焦点を当て、干渉計データに適合する半物理的幾何学的モデルを開発し、ディスクの特性と中心星の間の傾向を検索します。ディスクの内側の縁の最適なモデルは、幅の広いリングに対応しています。半径と光度の関係を最小の光度（0.4-10Lsun）に拡張すると、GRAVITYで測定されたKバンドのサイズが予測サイズよりも大きいため、R〜L^（1/2）の傾向が無効になっていることがわかります。昇華半径の計算から。Kバンドの半フラックス半径と質量降着率の間に明確な相関関係は見られません。Kバンドの重力サイズと一致する磁気トランケーション半径を持つには、数kGの強さの磁場が必要であり、これは検出されるべきであり、降着が内部の半フラックス半径の位置を支配する主要なプロセスではないことを示唆しています。ほこりっぽいディスク。私たちの測定値は、散乱光を考慮したモデルと一致しています。Ｎ対Ｋバンドサイズ比は、弱いケイ酸塩特徴を有するディスクからの放出および／または吸収ケイ酸塩特徴におけるケイ酸塩特徴を有するディスクを解きほぐすための代用であり得る。サンプルの9つのオブジェクトで、内側のディスクの傾きとPAを外側のディスク（ALMA）の傾きとPAと比較すると、4つのオブジェクトのずれが検出されます。
暑いときと寒いとき：フレア後の冠状雨
ほとんどの太陽フレアは、多くの極紫外線（EUV）通過帯域で見られるアーケードのようなポストフレアループ（PFL）を特徴とする、長時間の1時間のポストフレア（または段階的）フェーズを示します。これらのコロナループは、高温の-$\sim30\、\mathrm{MK}$-と高密度プラズマで満たされ、フレアの衝撃段階で彩層から蒸発し、非常にゆっくりと通常のコロナ密度と温度に回復します。条件。$\sim1\、\mathrm{MK}$レジームへのこの段階的な冷却の間、はるかに涼しくなります-$\sim0.01\、\mathrm{MK}$-そしてより密度の高い冠状雨がPFL内で頻繁に観察されます。この長期間の段階的なフェーズでのPFLダイナミクスを理解することは、コロナ-彩層の質量とエネルギーサイクル全体にとって非常に重要です。ここでは、太陽フレアがプレフレアから衝動的な段階を経て段階的な段階に至るまで進化し、フレア後の冠状雨をうまく再現するシミュレーションを報告します。この雨は、熱の不安定性によって引き起こされる壊滅的な冷却に起因します。この突然の凝縮現象を引き起こす全体の質量とエネルギー収支の変化を分析します。EUVチャネルで観察されるように、暴走する冷却と雨の形成も、暗いポストフレアループシステムの出現を引き起こすことがわかります。熱伝導と放射損失が交互にPFLの冷却を支配することを示唆して、以前の観測結果を確認および補強します。
高質量近接二元形成に対する磁気ブレーキの影響
| Title |
Impact_of_Magnetic_Braking_on_High-mass_Close_Binary_Formation |
| Authors |
Naoto_Harada,_Shingo_Hirano,_Masahiro_N._Machida,_Takashi_Hosokawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11886 |
数値シミュレーションと分析モデリングを組み合わせて、磁気ブレーキの効果によって近接連星系が形成されるかどうかを調査します。電磁流体力学シミュレーションを使用して、シンクを使用して雲の進化を計算します。このシンクでは、バイナリシステムまたはバイナリ軌道運動を解決して長期的な時間積分を実現しません。次に、シミュレーションから得られた付着質量と角運動量を使用して、バイナリ分離を分析的に推定します。磁化されていない雲では、100auを超える間隔の幅の広い連星系で、主降着段階で連星の分離が増加し続けます。対照的に、100au未満の間隔を持つ近接連星系は、磁化された雲の中で形成される可能性があります。磁気ブレーキの効率は磁場の強さと構成の両方に強く依存するため、それらは近接バイナリの形成条件にも影響を与えます。さらに、原始星の流出は、特に前星雲の回転軸が全球磁場と整列している場合、近接したバイナリ形成に悪影響を及ぼします。流出は、雲から放出される小さな角運動量のガスの降着を中断しますが、大きな角運動量のガスは、流出側からバイナリシステムに優先的に落下し、バイナリ分離を広げます。この研究は、回転軸に平行ではない磁場を持つ雲が、近接連星系の形成に好ましい環境であることを示しています。
ヒッパルコスとガイアEDR3で解決された248個の長周期連星の位置天文質量比
| Title |
Astrometric_mass_ratios_of_248_long-period_binary_stars_resolved_in_Hipparcos_and_Gaia_EDR3 |
| Authors |
Valeri_V._Makarov,_Claus_Fabricius |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11951 |
平均エポックで24。75年離れたヒッパルコスとガイアのカタログの一般的な星の絶対位置天文位置と固有運動を使用して、内部連星の存在を除いて天体物理学的仮定や依存関係のない、長周期の解決された連星システムの質量比を計算します観測された平均固有運動を混乱させる可能性のあるサブシステム。ヒッパルコスダブルおよびマルチプルシステムアネックス（DMSA）のバイナリコンパニオンの平均エポック位置が最初のエポックとして使用されます。GaiaEDR3で注意深く交差適合した対応物の平均位置と固有運動は、2番目のエポックデータを構成します。十分に高い信号対雑音比の結果のみを選択し、多数の光学ペアを破棄して、オンラインで公開されている248個のバイナリシステムのカタログを作成します。異常な特性または結果を伴ういくつかのケースについても説明します。
歪んだディスクダイナミクスの方程式について
ワープディスクの1次元展開方程式には、2つの種類があります。非常に粘性のあるディスクの場合、内部トルクベクトルGはディスクの局所的な条件によって一意に決定され、ワープは連続的に駆動されない場合、急速に減衰する傾向があります。一方、非常に非粘性のディスクの場合、Gは動的な量になり、ワープは波としてディスク全体に伝播します。両方の体制を支配する方程式は通常別々に扱われます。連立方程式のセットは、マーティンらによって最近仮定されました。（2019）、しかしまだ基礎となる物理学から派生していません。これらの方程式を導出するための標準的な方法は、摂動級数展開に基づいています。これは、強力ですが、やや抽象的な手法です。より簡単な方法は、OgilvieandLatter（2013）のワープシャーリングボックスフレームワークを使用することです。これは、波状領域の方程式を導出するためにこれまで使用されていません。この論文の目的は、ワープシャーリングボックスフレームワークを使用して両方のレジームでワープディスク方程式を分析し、小さなワープに有効な統一された方程式のセットを導出し、アフィン傾斜の観点から結果をどのように解釈できるかを説明することです。-Ogilvie（2018）のスラブアプローチ。
暗黒閉じ込めとキラル相転移：重力波対物質表現
| Title |
Dark_Confinement_and_Chiral_Phase_Transitions:_Gravitational_Waves_vs_Matter_Representations |
| Authors |
Manuel_Reichert,_Francesco_Sannino,_Zhi-Wei_Wang,_Chen_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11552 |
ダークキラル相転移と閉じ込め相転移の両方を特徴とする強結合モデルから生じる重力波信号を研究します。したがって、一次相転移を特徴とする可能性のある強く結合した理論を特定します。Polyakov-Nambu-Jona-Lasinioモデルを使用して、基本、随伴、および2つのインデックスの対称表現でフェルミ粒子を特徴とするSU（3）ヤンミルズ理論に注目します。重力波信号の分析では、さまざまな表現の間に有意差があることがわかりました。興味深いことに、2つのインデックスの対称表現により、最強の1次相転移が発生し、ビッグバンオブザーバー実験で検出される可能性が高くなることもわかりました。閉じ込めとキラル相転移の研究は、複合ダイナミクスを特徴とする標準モデルの拡張にさらに適用できます。
自然なチェーンインフレ
チェーンインフレーションでは、宇宙は絶えず減少するエネルギーの一連の偽の真空に沿ってトンネルを掘ります。この論文の主な目標は、チェーンインフレーションを高エネルギー素粒子物理学に組み込むことです。チェーンインフレーションで観測可能な宇宙マイクロ波背景放射（CMB）を計算するための単純で効果的な形式を説明することから始めます。異方性の種となる密度摂動は、（インフレーションの量子ゆらぎからではなく）トンネリングの確率的性質から生じます。スカラーパワースペクトルとスカラースペクトルインデックスの正しい正規化を取得するために、CMBスケールの地平線交差時のインフレスケールの上限を見つけます。$V_*^{1/4}<10^{12}$〜GeV。次に、チェーンインフレーションの明示的な実現を提供します。この場合、インフラトンは超重力のアクシオンで識別されます。アクシオンは、インスタントンによって離散的な残骸に分割される摂動シフト対称性を享受します。「自然連鎖インフレーション」と名付けたこのモデルは、すべての宇宙論的制約を満たし、標準の$\Lambda$CDM宇宙論に組み込むことができます。私たちの仕事は、弦理論におけるチェーンインフレーションの紫外完成に向けた大きな一歩を提供します。
NANOGrav 12。5年のデータに照らして、ベクトル暗黒物質を伴う一次暗黒$ SU（2）_D $相転移
| Title |
A_first_order_dark_$SU(2)_D$_phase_transition_with_vector_dark_matter_in_the_light_of_NANOGrav_12.5_yr_data |
| Authors |
Debasish_Borah,_Arnab_Dasgupta,_Sin_Kyu_Kang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11558 |
NANOGrav12。5年のデータに照らして、電弱スケールの下で強い一次相転移（FOPT）が発生する可能性がある、標準モデル（SM）の暗い$SU（2）_D$ゲージ拡張を研究します。NANOGravの共同研究によって最近指摘されたように、適切な強度と核形成温度を持つそのようなFOPTからの重力波（GW）は、それらの12。5年のデータを説明することができます。SMHiggsとの結合が無視できる複雑なスカラーダブレットのみを含む、$SU（2）_D$セクターのスカラーポテンシャルに古典的な共形不変性を課します。サブGeV温度でのFOPTは、NANOGravの発見と一致して、ナノHz周波数の周りに確率的GWを引き起こす可能性がありますが、暗黒セクターでのFOPTの結果として質量を獲得する$SU（2）_D$ベクトルボソンは宇宙では暗黒物質（DM）としても機能します。このようなベクトルDMの熱的残存粒子は、スカラーポータルミキシングを介してSMバスから非熱的方法で生成できます。また、モデルパラメータ空間に対する重力波実験の将来の感度についても説明します。
中性子星（NS）の巨視的特性間の普遍的な関係（つまり、状態方程式に影響されない）は、データから観測量を抽出する直接的な手段の提供から、一般相対性理論のテストを妨げる縮退の破壊まで、さまざまなアプリケーションに役立つことが証明されています。。同様に、NSの巨視的特性と微視的特性を直接結び付ける状態方程式の影響を受けない関係は、核物質の振る舞いへの明確な窓を提供する可能性があります。このレターでは、NSの特定の巨視的特性（コンパクトさ、慣性モーメント、または潮汐変形性）と、中心エネルギー密度に対する中心圧力の比率との密接な相関関係を明らかにします。これは、剛性の平均概念として解釈できます。NS内の核物質の。この剛性測定の興味深い特性を説明し、その普遍性を定量化し、最近のNS観測に直面してその結果を調査します。
重力メモリとコンパクトな追加寸法
任意のリッチ平坦内部空間を持つ理論で、$\mathscr{I}^{+}$付近の放射自由度を処理するための一般的な形式を開発します。これらの放射モードは、重力、電磁気、およびスカラー成分に分解される一般化されたニューステンソルでエンコードされます。完全な非線形アインシュタイン方程式の漸近解析を単純化し、漸近対称群を透明にする好ましいゲージを見つけます。この漸近対称群は、BMS群を拡張して、内部空間の角度依存の等長写像を含めます。この形式を適用して、高次元の重力放射のバーストから生じる、将来の実験で観察されると予想される記憶効果を研究します。重力波観測所によって行われた測定が、コンパクトな追加寸法の特性をどのように調査するかについて概説します。
GRMHDの不連続Galerkin-有限差分ハイブリッド法をキャプチャする高次ショック
| Title |
A_high-order_shock_capturing_discontinuous_Galerkin-finite-difference_hybrid_method_for_GRMHD |
| Authors |
Nils_Deppe,_Fran\c{c}ois_H\'ebert,_Lawrence_E._Kidder,_Saul_A._Teukolsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11645 |
一般相対論的電磁流体力学のための不連続ガラーキン法による高次の衝撃捕捉を可能にする不連続ガラーキン有限差分ハイブリッドスキームを提示します。ハイブリッド方式は、概念的には非常に単純です。無制限の不連続Galerkin候補解が、次のタイムステップで計算されます。候補解が許容できない場合、時間ステップはロバストな有限差分法を使用して再取得されます。事後的な性質のため、ハイブリッドスキームは両方の方法の最良の特性を継承します。不連続性を確実に処理しながら、滑らかな領域で指数関数的に収束する高次です。不連続Galerkinソルバーと有限差分ソルバーの間で解を転送する方法と、動きの遅い不連続性を確実に処理し、磁化された中性子星をシミュレートするために必要な問題のあるセルインジケーターについて詳しく説明します。標準的で非常に挑戦的な1d、2d、および3d相対論的電磁流体力学テスト問題のスイートを使用して、提案された方法の有効性を示します。ハイブリッドスキームは、2つの中性子星の吸気、合体、融合などの天体物理学的問題を効率的にシミュレートするようにゼロから設計されています。
太陽からの時間依存の暗黒物質信号の抑制
太陽によって捕獲された暗黒物質（DM）粒子は、準安定メディエーターに消滅することにより、太陽の外で高エネルギー電子を生成する可能性があります。宇宙ベースの実験によって観測された対応する宇宙線電子信号は、宇宙ベースの検出器の軌道運動のために時間に依存します。この時間依存性の形状は、検出器の軌道情報が与えられれば予測可能です。高エネルギーCR電子（エネルギーE>100GeV）フラックスは時間的に一定であると予想されるため、このような時間変化を観察しないことで、DM消滅断面積に上限を設けることができます。3つの宇宙ベースの実験で暗黒物質宇宙線信号の時間依存性を分析します：AMS-02、DAMPEおよびCALET。時間依存の信号が観察されないという仮定の下で、95％C.L。現在のデータからの信号強度の除外制限。極限を暗光子モデルのパラメーター空間にマッピングし、制約が超新星SN1987Aから導出されたものと同等であることを確認します。
幾何学的インフレーションによる宇宙の進化の実行可能性について
幾何学的インフレーションの宇宙論的実行可能性の一般的な分析を実行します。インフレーションから現在までの宇宙の進化は、ヒルベルト-アインシュタイン作用に曲率不変量の無限の塔を追加することから見ることができることを示します。宇宙の主な時代を再現することができます：インフレーション、ビッグバン元素合成、そして宇宙定数によって駆動される後期加速。スローロール条件は、理論のロバストな予測です。インフレは、プランク密度によって課せられた限界と、地平線問題を解決するための指数関数的展開の出口との間に十分な数の$e-$foldがあり、位相的欠陥がないという優雅な出口を持っています。また、理論のエネルギースケールを調整できるシナリオもいくつか提供します。
陸域前震域における磁気リコネクションの観測的証拠
| Title |
Observational_Evidence_of_Magnetic_Reconnection_in_the_Terrestrial_Foreshock_Region |
| Authors |
K._Jiang,_S._Y._Huang,_H._S._Fu,_Z._G._Yuan,_X._H._Deng,_Z._Wang,_Z._Z._Guo,_S._B._Xu,_Y._Y._Wei,_J._Zhang,_Z._H._Zhang,_Q._Y._Xiong,_L._Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11696 |
バウショックに遭遇する前に電子が熱エネルギーを超えてエネルギーを与えられる前震での電子の加熱/加速は、バウショックのダイナミクスにとって非常に重要です。そして、これらの電子は、拡散衝撃加速のようなプロセスにより簡単に注入されます。前震における電子の加熱/加速を説明するために、多くのメカニズムが提案されてきました。磁気リコネクションは1つの可能な候補です。磁気圏マルチスケールミッションを利用して、夜明け側と夕暮れ側のイオン前震領域でそれぞれ2つの磁気リコネクションイベントを提示します。サブイオンスケールの電流シートでは、超Alfv\'enic電子の流出、電子とイオンの減磁、および磁場に垂直な平面での三日月形の電子分布が観察されます。さらに、フィールドからプラズマへの強力なエネルギー変換と大幅な電子温度の向上が観察されます。私たちの観察は、磁気リコネクションが前震領域で発生し、その中の電子を加熱/加速する可能性があるという直接的な証拠を提供します。
火星の磁気圏シースにおける速度論的サイズの磁気穴のその場検出
| Title |
In_Situ_Detection_of_Kinetic-Size_Magnetic_Holes_in_the_Martian_Magnetosheath |
| Authors |
S._Y._Huang,_R._T._Lin,_Z._G._Yuan,_K._Jiang,_Y._Y._Wei,_S._B._Xu,_J._Zhang,_Z._H._Zhang,_Q._Y._Xiong,_L._Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11697 |
陽子ジャイロ半径が1未満のスケールでの磁場強度の低下は、運動サイズ磁気ホール（KSMH）と呼ばれます。KSMHは、地球型宇宙環境の近くで頻繁に観測され、宇宙プラズマの電子エネルギー化とエネルギー散逸に重要な役割を果たしていると考えられています。最近、KSMHが金星の磁気圏シースで証明されました。ただし、他の惑星環境でのKSMHの観測はまだ不足しています。この研究では、火星大気と揮発性進化（MAVEN）を初めて使用して、火星磁気圏シース内のKSMHのその場検出を提示します。KSMHの分布は、北半球南部では非対称であり、夜明けの夕暮れ半球では明らかな非対称性はありません。観測されたKSMHは、垂直方向の電子フラックスの増加を伴い、トラップされた電子の手がかりとKSMH内の電子渦の形成を示しています。これらの特徴は、テレストレールマグトシースとマグネトテールプラズマシートおよび金星マグネトシースでの観測に似ています。これは、KSMHが宇宙の普遍的な磁気構造であることを意味します。
非常に初期の宇宙における粘性の微物理的兆候と異方性の結果
散逸性の粘性効果を説明する不完全流体は、特異点への異方性の高いカオスミックスマスターアプローチを回避できることが知られています。多くの場合、粘度はこのコンテキストで単純にパラメータ化されるため、物理的に動機付けられたコンテキストで等方性化が実際に発生するかどうかは不明です。重力的に、またはたとえばスカラー場の場合、ポテンシャルの自己結合項を介して相互作用する流体の粘度の微物理的兆候のいくつかの例を示します。いずれの場合も、粘度係数を導き出し、散逸性の不完全流体を扱うときに含まれる近似の適用可能性についてコメントします。宇宙論の文脈で流体を埋め込むと、次に、これらのモデルが特異点へのアプローチで宇宙の等方性化を可能にする程度を示します。最初にこれを拡張異方性のコンテキストでのみ行います。つまり、BianchiタイプIユニバースの場合です。次に、BianchiタイプIXメトリックによってモデル化された異方性3曲率を含めます。有限温度での自己相互作用スカラー場は、BianchiタイプIまたはタイプIX時空のいずれにおいても、モデルが特異点まで扱いにくいものの、効率的な等方性化を可能にすることがわかります。異方性3曲率を含む異方性モデルで発生することがよく知られているMixmasterカオス的振る舞いは、後者の場合にも抑制されることがわかります。等方性特異点を許容する唯一のモデルは、ブラックホールの高密度ガスのモデルであることがわかります。
GW170817以降の高次模倣重力
2017年8月17日、2つの中性子の合体による重力波イベントGW170817とその光学的対応物GRB170817Aの盛んな発見により、${\calO}（10^{-16}）付近のごくわずかな違いが明らかになりました。光の移動速度と重力波の速度の間の$（$C_{T}$）。この小さな偏差は、修正された重力モデルに対する強い制約として使用できます。投影可能なHo\v{r}ava-Lifshitz重力の低エネルギー限界を明らかにする、模倣重力の高階展開（HOMimG）モデルに焦点を当てます。したがって、$C_の2つの理論的制約に加えて、$C_{T}$のGW170817-GRB170817Aからの観測制約を利用して、モデルの3つのパラメーター（$a$、$b$、および$c$）のパラメトリック空間を指定します。{T}^{2}$および$C_{s}^{2}$は、モデルの安定性の保証と、スカラーおよびテンソル摂動の管腔下公布によるものです。その後、以前のものに加えて、$\gamma$パラメータ（宇宙の年齢の最新の観測値に関連する）のさらなる制限を課すことにより、パラメトリック空間の精度を高めます。モデルの他のパラメーター（$\lambda$）を決定するために、モデルのポテンシャルが指定され、暗黒エネルギーの状態方程式（EoS）パラメーターに関連する別の観測限界が考慮されます。かつてのもの。結果として、観測的および理論的制約の数に限定された4つのパラメーター（$a$、$b$、$c$、および$\lambda$）を持つ実行可能なHOMimGモデルを実現します。最後に、モデルパラメーターの結論の数値範囲に関して、2つの異なるポテンシャル（2次および4次ポテンシャル）をかき混ぜて$\lambda$パラメーターを指定し、モデルパラメーターの値がポテンシャルの形式に依存しないことを示します。
核物理学が改善された中性子星クラストの性質：キラルEFT相互作用と実験的核質量の影響
| Title |
Properties_of_neutron_star_crust_with_improved_nuclear_physics:_Impact_of_chiral_EFT_interactions_and_experimental_nuclear_masses |
| Authors |
Grams,_G._and_Margueron,_J._and_Somasundaram,_R._and_Reddy,_S |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11857 |
カイラルEFT相互作用に基づく均一物質多体計算と実験的核質量に調整された圧縮性液滴アプローチを使用して、中性子星クラストの特性を調査します。8つのキラルEFTハミルトニアンと代表的な現象論的力（SLy4）が直面しています。地殻のいくつかの特性を示します。クラスターの質量、電荷、および非対称性は、ほとんどが飽和密度に近い対称物質の特性によって決定されるため、主に実験的な核の質量によって制約されますが、粒子あたりのエネルギー、圧力、音速などの他の特性は、主に低質量の影響を受けます。カイラルEFTと現象論的力が大幅に異なる中性子物質の密度予測。
PREX-2およびNICERデータを使用した核物質パラメータと中性子星観測量の制約
| Title |
Constraining_nuclear_matter_parameters_and_neutron_star_observables_using_PREX-2_and_NICER_data |
| Authors |
S._K._Biswal,_H._C._Das,_Ankit_Kumar,_S._K._Patra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.11895 |
PREX-2の最近の推定データから、対称エネルギー（$J$）やその傾き（$L$）などの核物質パラメーターのいくつかを制約しようとします。他の核物質パラメータは{\bf[Phys。Rev.C85035201（2012）、Phys。Rev.C90055203（2014）]}論文とそれらの間の線形相関は、ピアソンの公式を使用してチェックされます。$J-L$、$K_\tau-J$、および$K_\tau-L$の間には、それぞれ係数0.85、0.81、0.76の相関関係があります。質量や半径などの中性子星の特性は、50の統一された状態方程式で計算されます。結果は、いくつかの例外を除いて、最近観測されたパルサーとNICERデータと一致しています。半径の制約から、新しいNICERデータでは、広い範囲のPREX-2とは対照的に狭い半径範囲が可能であり、古いNICERデータでは、中性子星の半径の決定が不確定であることがわかります。
星と地球の電子数密度は、原子電子のために不均一です。原子スケールでの大きな不均一性は、星のそれぞれの層の上部に形成される傾向があり、Oの1s電子は、高MSW共鳴よりも高い弱い電位を局所的に生成します。次に、超新星ニュートリノは、膨大な数の非断熱遷移を経験します。この不均一な電子ポテンシャルは、3つの伝搬固有状態すべての有限振幅を生成し、波束は効果的に分離します。次に、3つのフレーバー間のスペクトルの違いは、伝播後に大幅に減少します。
不連続ガラーキン法による磁化された中性子星のシミュレーション
| Title |
Simulating_magnetized_neutron_stars_with_discontinuous_Galerkin_methods |
| Authors |
Nils_Deppe,_Fran\c{c}ois_H\'ebert,_Lawrence_E._Kidder,_William_Throwe,_Isha_Anantpurkar,_Crist\'obal_Armaza,_Gabriel_S._Bonilla,_Michael_Boyle,_Himanshu_Chaudhary,_Matthew_D._Duez,_Nils_L._Fischer,_Francois_Foucart,_Matthew_Giesler,_Jason_S._Guo,_Yoonsoo_Kim,_Prayush_Kumar,_Isaac_Legred,_Dongjun_Li,_Geoffrey_Lovelace,_Sizheng_Ma,_Alexandra_Macedo,_Denyz_Melchor,_Marlo_Morales,_Jordan_Moxon,_Kyle_C._Nelli,_Eamonn_O'Shea,_Harald_P._Pfeiffer,_Teresita_Ramirez,_Hannes_R._R\"uter,_Jennifer_Sanchez,_Mark_A._Scheel,_Sierra_Thomas,_Daniel_Vieira,_Nikolas_A._Wittek,_Tom_Wlodarczyk,_Saul_A._Teukolsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.12033 |
不連続ガラーキン法は、解がスムーズな場所で高次を達成できること、最近傍通信のみを必要とするときに衝撃を捉えることができること、および複雑なメッシュ上で比較的簡単に定式化できることから、人気があります。一般相対論的電磁流体力学の方程式に適用される文献に示されているさまざまな制限戦略の詳細な比較を実行します。標準のminmod/$\Lambda\Pi^N$リミッター、Krivodonovaの階層リミッター、単純なWENOリミッター、HWENOリミッター、および不連続ガラーキン有限差分ハイブリッド法を比較します。最終的な目標は、パラメータを微調整することなく、磁化されたTOV星をロバストにシミュレートできる制限戦略を理解することです。ここで検討したリミッターの中で、私たちが支持できる唯一の制限戦略は、不連続ガラーキン-有限差分ハイブリッド法です。
暗黒物質または実行中の重力結合と相互作用する実行中の真空。現象学的意味
アインシュタイン方程式の宇宙論用語$\Lambda$は、宇宙論の「一致」$\Lambda$CDMモデルの重要な要素です。このミニレビューのプレゼンテーションでは、$\Lambda$が動的な量、より具体的には曲がった時空の場の量子論における「実行量」である可能性を評価します。過去数年間に多くの現象論的研究により、このオプション（重力結合の実行を伴う場合もある）が$\Lambda$CDMを苦しめている緊張の一部を治す可能性があることが示されています。「実行中の真空モデル」（RVM）は、ハッブル率とその時間微分の一連の（偶数）累乗である真空エネルギー密度$\rho_{\rmvac}$によって特徴付けられます。ここでは、FLRW時空におけるRVM構造の技術的な場の量子論の理論的起源について説明します。これは、元の半定性的くりこみ群の議論をはるかに超えています。特に、断熱正則化手順を使用して繰り込みされたエネルギー運動量テンソルを計算し、それがRVM形式につながることを示します。言い換えれば、繰り込まれた真空エネルギー密度$\rho_{vac}（H）$は、（一定の）加法項と主要な動的成分${\calO}（H^2）$として進化することがわかります。${\calO}（H^4）$の貢献もあり、これは初期の宇宙に関連している可能性があります。驚くべきことに、繰り込まれた$\rho_{\rmvac}（H）$は、フィールドの質量の四次パワー（$\simm^4$）に比例する危険な項を示しません。これらの用語は、極端な微調整、そして最終的には宇宙定数の問題の原因となるため、問題の主な原因となっていることはよく知られています。このコンテキストでは、現在の$\rho_{vac}（H）$は、当然のことながら定数項によって支配されますが、穏やかな動的成分$\sim\nuH^2$（$|\nu|\ll1$）これにより、RVMは真髄を模倣します。
