| Title |
Detailed_Calculation_of_Primordial_Black_Hole_Formation_During_First-Order_Cosmological_Phase_Transitions |
| Authors |
Michael_J._Baker,_Moritz_Breitbach,_Joachim_Kopp,_Lukas_Mittnacht |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00005 |
我々は最近、宇宙初期における一次相転移中の原始ブラックホール形成の新しいメカニズムを提示しました。これは、進行する気泡壁から主に反射される粒子の蓄積に依存しています。このコンパニオンペーパーでは、サポートする数値計算の詳細を提供します。一般的なメカニズムを説明した後、ブラックホールが形成されるために満たす必要のある基準について説明します。次に、関連する位相空間分布関数の展開を説明するボルツマン方程式を設定し、リウヴィル演算子と衝突項の処理を注意深く説明します。最後に、広範囲のパラメータに対してブラックホールが形成されることを示します。
神の指のない宇宙論的制約
| Title |
Cosmological_constraints_without_fingers_of_God |
| Authors |
Mikhail_M._Ivanov,_Oliver_H._E._Philcox,_Marko_Simonovi\'c,_Matias_Zaldarriaga,_Takahiro_Nishimichi,_and_Masahiro_Takada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00006 |
非線形の赤方偏移空間の歪み（「神の指」）は、分析的にモデル化するのが困難です。これは、実空間と比較して、赤方偏移空間での摂動理論の適用を制限するという事実です。赤方偏移空間クラスタリングデータから簡単に推定でき、実際の空間パワースペクトルにほぼ等しい新しい観測量$Q_0$を使用して、この問題をどのように軽減できるかを示します。新しい統計は神の指に悩まされることはなく、摂動理論で$k_{\rmmax}\simeq0.4〜h〜\text{Mpc}^{-1}$まで正確に記述できます。これは、ごくわずかな追加の計算コストで可能性に直接含めることができ、標準のパワースペクトル多重極解析と比較して宇宙論的パラメーターの顕著な改善をもたらします。シミュレーションとバリオン振動分光調査の観測データの両方を使用して、考慮される宇宙論的パラメーター、銀河サンプル、および調査量に応じて、改善が$10\％$から$100\％$まで変化することを示します。
| Title |
Neutrino_Properties_with_Ground-Based_Millimeter-Wavelength_Line_Intensity_Mapping |
| Authors |
Azadeh_Moradinezhad_Dizgah,_Garrett_K._Keating,_Kirit_S._Karkare,_Abigail_Crites,_and_Shouvik_Roy_Choudhury |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00014 |
線強度マッピング（LIM）は、宇宙の大規模構造をマッピングし、広範囲の赤方偏移と空間スケールにわたって宇宙論を精査するための強力な手法として登場しています。フィッシャー予報を実行して、ニュートリノと光遺物の特性を制約するための広視野地上ベースのミリ波長LIM調査の最適設計を決定します。いくつかのCO回転線（J=2-1からJ=6-5まで）と[CII]微細構造線の赤方偏移範囲$0.25<z<12$での自動パワースペクトルの測定を検討します。分析では、ノイズの原因として、および$\Lambda$CDMのいくつかの1パラメーターおよびマルチパラメーター拡張について、侵入者ラインがある場合とない場合の制約を調査します。この10年間に展開可能なLIM調査は、既存のCMB（プライマリ）データと組み合わせて、$N_{\rmeff}$および$M_\nu$のプランク制約よりも桁違いに改善できることを示しています。次世代のCMBや銀河の調査と比較して、この規模のLIM実験では、EUCLID（銀河団）などの調査で予測されたものよりも$\sim3$倍優れた限界を達成でき、CMBの拘束力を超える可能性があります。-S4は、$N_{\rmeff}$と$M_\nu$に対して、それぞれ$\sim1.5$と$\sim3$の係数で表されます。パラメータ空間を拡大しても、予測された制約は実質的に影響を受けないことを示し、さらに、そのような調査を使用して$\Lambda$CDMパラメータと暗黒エネルギーの状態方程式を非常によく測定できることを示します。
EFTofLSSにおける赤方偏移空間歪み効果の制御とそのデータへの応用
大規模構造の有効場の理論（EFTofLSS）を使用したBOSSデータの以前の分析では、最大の対抗項は赤方偏移空間歪みのものであることが測定されています。これにより、理論のパワーカウント規則を調整し、主要な次の項が視線と観測量の波数の間の角度の余弦に特定の依存関係があることを明示的に識別することができます。\mu$。このような特定の$\mu$依存性により、データ多重極の線形結合$\slashed{P}$を構築できます。ここで、これらの寄与が効果的に予測されるため、$\slashed{P}$のEFTofLSS予測は次のようになります。理論上の誤差がはるかに小さく、$k$リーチがはるかに高くなります。残りのデータは$\mu$スペースのウェッジに編成され、$\mu$に依存する$k$リーチがあります。これは、主要な次次の寄与によって等しく影響を受けないため、$k$が高くなる可能性があるためです。-多重極よりもリーチします。さらに、最高の次次項を明示的に含めることにより、ウェッジの$k$リーチがさらに高くなる「one-loop+」プロシージャを定義します。いくつかのシミュレーションセットとBOSSデータで、これら2つの手順の有効性を調査します。結果として得られる分析は、多重極ベースの分析と同じ計算コストを伴いますが、調査のプロパティに応じて、$10\％$から$100\％$の範囲のいくつかの宇宙論的パラメーターの決定に改善をもたらします。
大円分散のホログラフィック普遍性からの宇宙異方性の異常
| Title |
Anomalies_of_Cosmic_Anisotropy_from_Holographic_Universality_of_Great-Circle_Variance |
| Authors |
Nathaniel_Selub,_Frederick_Wehlen,_Craig_Hogan,_and_Stephan_S._Meyer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00120 |
全天宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の温度マップを大きな角度スケールで調べて、仮定された宇宙対称性との整合性をテストします。大円上の原始曲率摂動の普遍的な分散です。この対称性は、標準的な量子インフレーションの特性ではありませんが、ヌル表面に因果的な量子コヒーレンスがあるホログラフィックモデルの自然な仮説である可能性があります。この対称性が原始的な曲率摂動に対して仮定される場合、観測されない固有の双極子（つまり、観測されない$\ell=1$高調波）の振幅と方向は、測定された$\ell=2、3$高調波から、大円分散の分散。大円分散の普遍性には、前述の$\ell=3$コンポーネントの異常に高いセクター性、および$\ell=2$と$\ellの主軸の密接な配置などの異常なパターンが必要であることが示されています。=3$コンポーネント。シミュレーションを使用して、標準的な量子インフレーションでは、実現のごく一部のみが、推定された実際の空と同じくらい均一な大円分散を持つ双極子、四重極子、および八重極子の高調波を組み合わせます。固有の双極子を追加すると、ホログラフィックによって独立して動機付けられたヌルの反半球対称性と一致して、$\Theta=[90^\circ、135^\circ]$の範囲でほぼヌルの角度相関関数が得られることがわかります。因果関係のある議論ですが、標準的な宇宙論では非常に異常です。これらの結果の精度は、主に銀河系の前景のモデルによって導入されたエラーによって制限されているようです。
振動追跡ポテンシャルを伴う暗黒エネルギー：観測上の制約と摂動効果
| Title |
Dark_energy_with_oscillatory_tracking_potential:_Observational_Constraints_and_Perturbative_effects |
| Authors |
Albin_Joseph_and_Rajib_Saha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00229 |
トラッカー特性を示す宇宙モデルは、広範囲の初期条件から暗黒エネルギー密度の現在値に到達できるため、暗黒エネルギーのコンテキストで非常に重要であり、それによって微調整と宇宙の一致の問題の両方が軽減されます。もともとインフレーションの文脈で議論された$\alpha$-アトラクターは、初期には宇宙トラッカーのように振る舞い、宇宙定数の遅い時間の振る舞いを示すことができるため、ダークエネルギーの特性を示すことができます。本論文では、$\alpha$-アトラクタ暗黒エネルギーモデルのファミリーに属する振動トラッカーモデル（OTM）を研究します。宇宙マイクロ波背景放射（CMB）、バリオン音響振動（BAO）、Ia型超新星データ（パンテオンコンパイル）などの現在の観測データセットを使用して、モデルのパラメーターを制約し、平均値と最適値の両方を推定します。振動トラッカーモデルには通常のLCDMモデルよりも多くのパラメーターのセットが含まれていますが、両方のパラメーターの共通セットは$1\、\sigma$エラー制限内で一致しています。高赤方偏移と低赤方偏移の両方のデータを使用した観測では、ハッブルパラメーター値$H_0=67.4$Kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$がサポートされています。CMBの温度と偏光パワースペクトル、物質パワースペクトル、および$f\sigma_8$に対するOTMの影響を調べます。CMBパワースペクトルと物質パワースペクトルの分析は、振動トラッカーの暗黒エネルギーモデルが通常のLCDM予測とは顕著な違いがあることを示唆しています。しかし、ほとんどの場合、合意は非常に緊密です。
コア崩壊、蒸発、潮汐効果：自己相互作用する暗黒物質サブハロのライフストーリー
| Title |
Core-collapse,_evaporation_and_tidal_effects:_the_life_story_of_a_self-interacting_dark_matter_subhalo |
| Authors |
Zhichao_Carton_Zeng,_Annika_H._G._Peter,_Xiaolong_Du,_Andrew_Benson,_Stacy_Kim,_Fangzhou_Jiang,_Francis-Yan_Cyr-Racine_and_Mark_Vogelsberger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00259 |
最近、自己相互作用暗黒物質（SIDM）宇宙論に関する研究により、低密度コアの開発から高密度コアに至るまで、固定SIDMモデルで非常に多様な暗黒物質（DM）ハロー密度プロファイルが可能であることが示されました。-崩壊した心臓弁膜尖。ハローがより大きなシステムのサブハローである場合に加速される、低質量ハローでの高い中心密度の成長の可能性は、下部構造レンズを使用した小さなハロー検索に興味深い結果をもたらします。ただし、レンズ質量システム（$\sim10^{13}M_\odot$）での$\lesssim10^8M_\odot$サブハロの進化に続いて、従来のN体シミュレーションでは計算コストが高くなります。この作業では、段階的なシミュレーションで、コア形成からコア崩壊まで、忠実度の高いSIDMサブハロの進化を研究するための新しいハイブリッド半分析+N体法を開発します。この方法では、ホストハロー粒子との相互作用によるサブハロー粒子の蒸発を捉えることができます。これは、サブハローコア崩壊のコンテキストではまだ十分に検討されていない効果です。サブハロの進化を推進する3つの主要なプロセスが見つかります：サブハロ内部熱流出、ホスト-サブハロ蒸発、および潮汐効果。サブハロ中心密度は、熱の流出が蒸発と潮汐加熱によるエネルギーの増加を上回った場合にのみ増加すると結論付けます。したがって、蒸発はサブハロコア崩壊を遅らせるか、さらには混乱させます。サブハロのパラメータ空間をコア崩壊にマッピングし、一定の断面積を持つSIDMモデルのサブハロでコア崩壊を駆動することはほぼ不可能であることがわかりました。将来の下部構造レンズ観測による超小型の暗い下部構造の発見は、一定の断面積を持つSIDMモデルを嫌い、代わりに速度依存性やエネルギーの散逸などの追加の自由度の存在を示します。
一般的な修正重力の高速全N体シミュレーション：共形結合モデル
| Title |
Fast_full_N-body_simulations_of_generic_modified_gravity:_conformal_coupling_models |
| Authors |
Cheng-Zong_Ruan_(ICC,_Durham),_C\'esar_Hern\'andez-Aguayo_(MPA),_Baojiu_Li_(ICC,_Durham),_Christian_Arnold_(ICC,_Durham),_Carlton_M._Baugh_(ICC_and_IDS,_Durham),_Anatoly_Klypin_(NMSU),_and_Francisco_Prada_(IAA,_Granada) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00328 |
MG-GLAMを紹介します。これは、修正重力（MG）モデルで完全な$N$体の宇宙論的シミュレーションを非常に高速に生成するために開発されたコードです。共形結合項を持つMGモデルの3つのクラス（$f（R）$重力、シンメトロン、および結合された典型的なモデル）の宇宙論的シミュレーションの大規模なスイートの実装、数値テスト、および最初の結果について説明します。並列粒子メッシュコードGLAMから派生したMG-GLAMは、効率的なマルチグリッド緩和手法を組み込んで、これらのモデルの特徴的な非線形偏微分方程式を解きます。$f（R）$重力については、モデルの動作を多様化するための新しいバリアントを含め、高い計算効率を維持するためにこれらに合わせて緩和アルゴリズムを調整しました。コンパニオンペーパーでは、VainshteinタイプとK-mouflageタイプのモデルを含む、微分結合MGモデル用に開発されたこのコードのバージョンについて説明します。MG-GLAMは、対象となるほとんどのMGモデルのプロトタイプをモデル化でき、幅広く用途が広いです。コードは高度に最適化されており、以前の$N$-bodyコードと比較して、100倍以上の大幅な高速化を実現しながら、物質のパワースペクトルと暗黒物質のハローの存在量を正確に予測できます。MG-GLAMは、模擬銀河カタログの作成や、進行中および将来の銀河調査用の正確なエミュレーターの作成に使用できる多数のMGシミュレーションの生成に最適です。
| Title |
Cosmological_forecasts_on_thermal_axions,_relic_neutrinos_and_light_elements |
| Authors |
William_Giar\`e,_Fabrizio_Renzi,_Alessandro_Melchiorri,_Olga_Mena,_Eleonora_Di_Valentino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00340 |
将来の宇宙マイクロ波背景放射とバリオン音響振動測定の目標の1つは、ニュートリノセクターの現在の精度を改善し、初期宇宙の超暗放射に対してはるかに優れた感度に到達することです。この論文では、これらの改善が、グルーオンによる散乱によってQCD相転移の前に熱化されたアクシオンを含む素粒子の標準模型の動機付けられた拡張のための拘束力にどのように変換できるかを研究します。基準となる$\Lambda$CDM宇宙論モデルを想定して、CMB-S4のような調査とDESIのような調査の将来のデータをシミュレートし、アクシオンとニュートリノのホットダークマターの混合シナリオを分析します。さらに、ビッグバン元素合成によって予測される軽元素の存在量に対するこれらのQCDアクシオンの影響についても説明します。ホットレリックの質量に対する最も制約のある予測限界は、95％CLで$m_{\rma}\lesssim0.92$eVと$\summ_\nu\lesssim0.12$eVであり、将来の宇宙観測が現在の宇宙観測を大幅に改善できることを示しています。境界、アクシオン、ニュートリノ、および原始的な軽元素の特性のマルチメッセンジャー分析をサポートします。
BICEP / Keck XIII：2018年の観測シーズンを通じて、Planck、WMAP、およびBICEP /
Keckの観測を使用した原始重力波の制約の改善
| Title |
BICEP_/_Keck_XIII:_Improved_Constraints_on_Primordial_Gravitational_Waves_using_Planck,_WMAP,_and_BICEP/Keck_Observations_through_the_2018_Observing_Season |
| Authors |
BICEP/Keck_Collaboration:_P.A.R._Ade_(1),_Z._Ahmed_(2),_M._Amiri_(3),_D._Barkats_(4),_R._Basu_Thakur_(5),_D._Beck_(2,7),_C._Bischoff_(6),_J.J._Bock_(5,8),_H._Boenish_(4),_E._Bullock_(9),_V._Buza_(10),_J.R._Cheshire_IV_(9),_J._Connors_(4),_J._Cornelison_(4),_M._Crumrine_(11),_A._Cukierman_(7,2),_E.V._Denison_(12),_M._Dierickx_(4),_L._Duband_(13),_M._Eiben_(4),_S._Fatigoni_(3),_J.P._Filippini_(14,15),_S._Fliescher_(11),_N._Goeckner-Wald_(7),_D.C._Goldfinger_(4),_J._Grayson_(7),_P._Grimes_(4),_G._Halal_(7),_G._Hall_(11),_M._Halpern_(3),_E._Hand_(6),_S._Harrison_(4),_S._Henderson_(2),_S.R._Hildebrandt_(5,8),_G.C._Hilton_(12),_J._Hubmayr_(12),_H._Hui_(5),_K.D._Irwin_(7,2,12),_J._Kang_(7,5),_K.S._Karkare_(4,10),_E._Karpel_(7),_S._Kefeli_(5),_S.A._Kernasovskiy_(7),_J.M._Kovac_(4,16),_C.L._Kuo_(7,2),_et_al._(46_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00483 |
2018年の観測シーズンまでに、BICEP2、KeckArray、およびBICEP3CMB分極実験によって取得されたすべてのデータの分析結果を示します。以前の95/150/220GHzデータセットに、220GHzでのKeckArray観測と95GHzでのBICEP3観測を追加します。$Q/U$マップは、$\約600$平方度の有効領域にわたって、それぞれ95、150、および220GHzで2.8、2.8、および8.8$\mu{\mathrmK}_{cmb}$アークミンの深さに達します。95GHzで、150GHzと220GHzで$\約400$平方度。220GHzマップは、353GHzでのPlanckの放射を超える偏光ダスト放射の信号対雑音比を実現します。23〜353GHzの周波数で、これらのマップと公開されているWMAPおよびPlanckマップの間で自動スペクトルとクロススペクトルを取得し、レンズ付きの多成分モデルに対するスペクトルの結合尤度を評価します-$\Lambda$CDM+$r$+dust+シンクロトロン+ノイズ。前景モデルには7つのパラメーターがあり、空の他の領域での測定から取得されたダスト放出の周波数スペクトルインデックスの事前設定は不要になりました。このモデルは、現在のノイズレベルでのデータの適切な説明です。尤度分析により、95％の信頼度で制約$r_{0.05}<0.036$が得られます。シミュレーションで最尤検索を実行すると、偏りのない結果が得られ、$\sigma（r）=0.009$であることがわかります。これらは、原始重力波に対するこれまでで最も強い制約です。
スパクセル相互相関と反復平滑化を使用して銀河の回転曲線を計算するための新しいアプローチ
| Title |
A_novel_approach_for_calculating_galaxy_rotation_curves_using_spaxel_cross-correlation_and_iterative_smoothing |
| Authors |
Satadru_Bag,_Arman_Shafieloo,_Rory_Smith,_Haeun_Chung,_Eric_V._Linder,_Changbom_Park,_Y._Sultan_Abylkairov_and_Khalykbek_Yelshibekov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00486 |
銀河の内部ダイナミクスの正確な測定は、銀河の内部暗黒物質分布を理解するために非常に重要であることが証明されています。スペクトルピクセル（スパクセル）の相互相関と平滑化の反復法により、銀河の表面全体の視線（LOS）速度を測定するための新しい方法を紹介します。シミュレートされたデータでは、このメソッドは、さまざまなタイプのスペクトル（吸収線が支配的、輝線が支配的、および連続体のさまざまな形状）の入力LOS速度を正確に回復でき、星の種族の放射状勾配を処理できます。何よりも重要なのは、スペクトルが非常に低い信号対雑音比（$\sim1$に近づく）であっても、LOS速度の信頼性の高い測定を提供し続けることです。これは、従来のテンプレートフィッティングアプローチの課題です。この方法を実際のMaNGA銀河のデータにデモンストレーションとして適用し、有望な結果を高い精度で見つけます。この新しいアプローチは、主にテンプレートフィッティングに基づく既存の方法を補完することができます。
無線シンクロトロンバックグラウンドの異方性パワースペクトルの測定
| Title |
Measurement_of_the_Anisotropy_Power_Spectrum_of_the_Radio_Synchrotron_Background |
| Authors |
A.R._Offringa,_J._Singal,_S._Heston,_S._Horiuchi,_and_D.M._Lucero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00499 |
圧倒的に支配的な光子バックグラウンドである140MHzで、無線シンクロトロンバックグラウンドの異方性のパワースペクトルの最初のターゲット測定を提示します。この測定は、$\nu$$\sim$0.5GHz未満の周波数での急峻なスペクトルの放射光によって支配され、生成できる周波数よりも大幅に高いことが測定されている、電波の空の明るさのバックグラウンドレベルを理解するために重要です。銀河外放射源の既知のクラスと銀河ハロー放射のほとんどのモデルによる。2つの18度$^2$フィールドのLOFAR観測を使用して、2$^{\circ}$から0.2分角の範囲のスケールで異方性パワースペクトルを決定します。1つは、銀河系の寄与がある北半球の最も冷たい電波空のパッチを中心にしています。は最小で、その場所から15$^{\circ}$オフセットされています。異方性パワーは、100$\mu$Jyを超えるフラックスの点光源の分布に起因するものよりも高いことがわかります。このレベルの電波異方性パワーは、それが点源に起因する場合、それらの線源は低フラックスで信じられないほど多数であり、特定の方法でクラスター化されている可能性が高いことを示しています。
最近、MHzイベントが惑星の質量原始ブラックホールの合併について報告されましたか？
高周波重力波アンテナとしてのバルク音波空洞は、最近、$5.5$MHzで2つのまれなイベントを検出しました。検出されたイベントが重力波によるものであると仮定すると、それらの特徴的なひずみ振幅は約$h_c\約2.5\times10^{-16}$にあります。高周波波によって運ばれる大きなエネルギーのために宇宙論的信号は画像から外れていますが、信号は2つの惑星の質量の原始ブラックホール（$\約4\回10^{-4}M_\odot$）は、およそ$0.025$pc（$5300$AU）離れたOortクラウド内にあります。この短いメモでは、そのような土星のような質量の原始ブラックホールが暗黒物質の$1\％$である場合、このボリューム内で1年に1つのそのようなイベントが発生する確率は約$1：10^{24}$であることを示します案件。したがって、検出された信号は、惑星の質量の原始ブラックホールの合併によるものである可能性はほとんどありません。それにもかかわらず、このシナリオは、DECIGOとBBOによる確率的背景の将来の測定によって改ざんされる可能性があります。
一般的な修正重力の高速完全$ N $体シミュレーション：微分結合モデル
| Title |
Fast_full_$N$-body_simulations_of_generic_modified_gravity:_derivative_coupling_models |
| Authors |
C\'esar_Hern\'andez-Aguayo_(MPA,_Excellence_Cluster_ORIGINS),_Cheng-Zong_Ruan_(ICC,_Durham),_Baojiu_Li_(ICC,_Durham),_Christian_Arnold_(ICC,_Durham),_Carlton_M._Baugh_(ICC,_Durham),_Anatoly_Klypin_(NMSU),_Francisco_Prada_(IAA,_Granada) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00566 |
MG-GLAMを紹介します。これは、修正重力（MG）モデルで完全な$N$体の宇宙論的シミュレーションを非常に高速に生成するために開発されたコードです。微分結合項を持つ2つの幅広いクラスのMGモデル（VainshteinおよびKmouflageタイプのモデル）の実装、数値テスト、および宇宙論的シミュレーションの最初の結果について説明します。これらはそれぞれ、VainshteinおよびKmouflageのスクリーニングメカニズムを備えています。並列粒子メッシュコードGLAMから派生したMG-GLAMは、効率的なマルチグリッド緩和手法を組み込んで、これらのモデルの特徴的な非線形偏微分方程式を解きます。Kmouflageについては、緩和ソルバーの新しいアルゴリズムを提案し、モデルの最初のシミュレーションを実行して、その宇宙論的振る舞いを理解しました。コンパニオンペーパーでは、$f（R）$重力のいくつかのバリアント、シンメトロンモデル、結合された真髄を含む、等角結合されたMGモデル用に開発されたこのコードのバージョンについて説明します。全体として、MG-GLAMはこれまで、関心のあるほとんどのMGモデルのプロトタイプを実装しており、幅広く汎用性があります。コードは高度に最適化されており、実行時間を以前の$N$-bodyコードと比較すると、物質のパワースペクトルと暗黒物質のハローの存在量を正確に予測しながら、大幅に（2桁以上）高速化されます。MG-GLAMは、現在および将来の銀河調査のための模擬銀河カタログおよび正確なエミュレーターの構築に使用できる多数のMGシミュレーションの生成に理想的です。
紫外線からミリメートルまでの惑星形成のテスト
原始惑星系円盤に画像化されたギャップは、惑星によって開かれた疑いがあります。ディスクガスの表面密度$\Sigma_{\を組み合わせることにより、7つの仮定されたギャップ埋め込み惑星とPDS70の2つの確認された惑星の現在の質量降着率$\dot{M}_{\rmp}$を計算します。rmgas}$fromC$^{18}$O観測と惑星質量$M_{\rmp}$は、観測されたギャップに適合したシミュレーションからのものです。降着がボンダイのようなものであると仮定すると、9つのケースのうち8つで、$\dot{M}_{\rmp}$が現在の惑星の質量とシステム年齢によって与えられる時間平均値$M_{と一致していることがわかります。\rmp}/t_{\rmage}$。システムの年齢は星周円盤の寿命に匹敵するため、これらのギャップを開く惑星は、最後の質量が2倍になり、最終的な質量が$M_{\rmp}\sim10-10^2\、M_\oplus$に達する可能性があります。-PDS70惑星、およびPDS70惑星の場合は$M_{\rmp}\sim1-10\、M_{\rmJ}$。C$^{18}$Oデータのない別の15のギャップについては、惑星が時間平均$\dot{M}_{\rmp}$で降着していると仮定して、$\Sigma_{\rmgas}$を予測します。。PDS70bおよびcのボンディ降着率は、測定されたUバンドおよびH$\alpha$フラックスによって示される降着率よりも桁違いに高く、降着衝撃光度のほとんどがまだ観測されていない波長帯に現れるか、惑星が囲まれていることを示唆しています。ほこりっぽい、非常に消光性の、準球形の周惑星円盤による。このようなエンベロープまたは周惑星円盤からの熱放射は、ヒル球スケールで、中赤外線から遠赤外線の波長でピークに達し、観測されたミリ波の超過を再現できます。
スバル/ハイパースプライムカムによって得られた青みがかった赤みがかった小さなメインベルト小惑星のサイズ分布
| Title |
Size_distributions_of_bluish_and_reddish_small_main-belt_asteroids_obtained_by_Subaru/Hyper_Suprime-Cam |
| Authors |
Natsuho_Maeda,_Tsuyoshi_Terai,_Keiji_Ohtsuki,_Fumi_Yoshida,_Kosuke_Ishihara,_and_Takuto_Deyama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00178 |
8.2mのすばる望遠鏡に搭載されたハイパースプライムカムを用いて、小惑星の広域調査観測を行いました。rバンドで検出限界24.2等の3,000個以上の小惑星を検出し、各小惑星のgr色で2つのグループ（青みがかったC様と赤みがかったS様）に分類し、サイズ分布を得た。各グループの。小惑星のC型とS型のサイズ分布の形状は、直径0.4〜5kmのサイズ範囲で一致していることがわかりました。このサイズ範囲の小惑星集団が衝突平衡下にあると仮定すると、我々の結果は、少なくとも数百メートルから数キロメートルのサイズ範囲では、組成の違いが衝撃強度のサイズ依存性にほとんど影響を与えないことを示しています。このサイズ範囲は、回転速度分布で観察される上限である「スピンバリア」のサイズ範囲に対応します。私たちの結果は、このサイズ範囲のほとんどの小惑星が瓦礫の山の構造を持っているという見解と一致しています。
iSyMBA：惑星補間を備えたシンプレクティックマッシブボディインテグレーター
| Title |
iSyMBA:_A_Symplectic_Massive_Bodies_Integrator_with_Planets_Interpolation |
| Authors |
Fernando_Roig_and_David_Nesvorn\'y_and_Rogerio_Deienno_and_Matias_J._Garcia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00184 |
私たちの太陽系に巨大な惑星が形成された後の$<100$Myの時間に発生する惑星の不安定性は、内部の太陽系のいくつかの特性の原因となる可能性があります。しかし、地球型惑星の形成に対する不安定性の実際の影響はよく理解されていません。地球型惑星形成のシミュレーションはCPUに非常にコストがかかるため、さまざまな不安定シナリオの探索が制限されます。実行可能な方法で地球型惑星形成のシミュレーションに巨大惑星の不安定性の影響を含めるために、2つのステップで問題にアプローチします。まず、現在の太陽系の外側を最終的に複製する巨大惑星の進化をモデル化して記録します。次に、適切に補間されたその軌道記録を、地球型惑星形成への影響をシミュレートするための2番目のステップの入力として使用します。この2番目のステップでは、シンプレクティックマスボディアルゴリズムであるiSyMBAを開発しました。ここで、「i」は補間を表します。iSyMBAは、惑星の不安定性が小さな物体の貯留層に及ぼす影響を正確に評価すると同時に、巨大な物体間の接近した遭遇を説明するための非常に便利なコードです。地球型惑星の形成を研究するためにiSyMBAがどのように開発され、実装されたかについての詳細な説明を提供します。以前のシミュレーションからの補間を必要とする他の問題にiSyMBAを適合させることは、ここで説明する方法に従って行うことができます。
地球型惑星間の衝突連鎖。 II。地球と金星の間の非対称性
| Title |
Collision_Chains_among_the_Terrestrial_Planets._II._An_Asymmetry_between_Earth_and_Venus |
| Authors |
Alexandre_Emsenhuber,_Erik_Asphaug,_Saverio_Cambioni,_Travis_S._J._Gabriel,_Stephen_R._Schwartz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00221 |
地球型惑星形成の後期段階では、予想される速度と巨大な衝突の角度について、ヒットアンドラン衝突は付加体の合併とほぼ同じくらい一般的です。平均的なひき逃げは、2つの主要な残骸と破片を残します。ターゲットとインパクターは、侵食によって多少変更され、より低い相対速度で逃げます。ここでは、そのような衝突の動的効果の研究を続けます。ひき逃げから始まる無傷のランナーの動的な運命を、0.7AUのプロトヴィーナスと1.0AUのプロトアースと比較します。N体コードで、他の地球型惑星、木星、土星を含むランナーの軌道進化を追跡します。これらのランナーの降着は（最初の衝突の出口速度に応じて）$\gtrsim$10Myrかかる可能性があり、元のターゲット惑星または他の惑星との連続した衝突を伴う可能性があることがわかります。ランナーが機械学習の代理モデルを使用して経験する連続した衝突を前の作業と同様に扱い、同様の方法で後続のひき逃げを進化させます。金星と地球の成長におけるランナーの捕獲、喪失、交換の非対称性を特定します。ひき逃げは原始金星でより可能性の高い結果であり、原始地球よりも小さく、より速い軌道を回っています。しかし、金星はシンクとして機能し、典型的なイベントを想定して、最終的にほとんどのランナーを降着させます。一方、原始地球は約半分を失い、それらの多くは金星に続きます。これは、後期付加のスタイルの不一致につながり、地球と金星の地質、組成、衛星形成に大きな違いをもたらす可能性があります。
地球型惑星間の衝突連鎖。 III。月の形成
| Title |
Collision_Chains_among_the_Terrestrial_Planets._III._Formation_of_the_Moon |
| Authors |
Erik_Asphaug,_Alexandre_Emsenhuber,_Saverio_Cambioni,_Travis_S._J._Gabriel,_Stephen_R._Schwartz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00222 |
月の形成の標準モデルでは、火星サイズの原始惑星「Theia」が、相互脱出速度$v_{\rmesc}$と共通の衝突角度45{\deg}の近くで原始地球と衝突します。「放牧と合流」の衝突は、テイアのマントルの一部を軌道に乗せ、地球はテイアとその勢いの大部分を降着させます。シミュレーションは、これが月の地質学、地球化学、およびダイナミクスと実質的に一致して、高温で高角運動量のケイ酸塩が優勢な原月系を生成することを示しています。しかし、角運動量が示すように、主にTheiaのマントルに由来する月は、O、Ti、Cr、放射性W、およびその他の元素が地球と月の石で区別できないという事実によって挑戦されます。さらに、モデルはおそらく低い初速度を必要とします。ここでは、proto-Theiaがproto-Earthに〜1.2$v_{\rmesc}$、これも約45{\deg}で衝突するときに、やや速い衝突で始まる月形成のシナリオを開発します。融合する代わりに、体は30分間激しく接触し、それらの主要なコンポーネントは「ひき逃げ衝突」から逃げます。N体の進化は、「ランナー」が2番目の巨大な衝撃のために〜0.1-1Myrを返すことが多く、$v_{\rmesc}$に近いことを示しています。これにより、SmoothedParticleHydrodynamicsシミュレーションで約2〜3個の月の質量の衝突後の円盤が生成され、角運動量は標準的なシナリオに匹敵します。ほとんどの場合、端末の衝突はランダムに最初の衝突に向けられるため、ディスクは実質的に傾斜してしまいます。ケイ酸塩ディスクへの原始地球の寄与は、衝突連鎖の複合混合とより大きなエネルギーによって強化されます。
67P彗星のVLT分光偏光測定：その激しい南の夏の終わり頃の塵の環境
| Title |
VLT_spectropolarimetry_of_comet_67P:_Dust_environment_around_the_end_of_its_intense_Southern_summer |
| Authors |
Yuna_Kwon,_Stefano_Bagnulo,_Johannes_Markkanen,_Jessica_Agarwal,_Kolokolova_Ludmilla,_Anny-Chantal_Levasseur-Regourd,_Colin_Snodgrass,_Gian_P._Tozzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00266 |
2016年1月から3月にESO/超大型望遠鏡（位相角$\sim$26--5度）を使用して4,000〜9,000オングストロームを超える67Pダストの新しい分光偏光観測を報告し、67Pとそこから、彗星の南の夏の終わり頃のコマと地表近くの層の塵の環境を診断します。ダストの光学的振る舞いを調べました。これは、ロゼッタカラーデータとともに、彗星中心距離でのダストの進化を検索するために使用されました。結果と互換性のあるダスト属性を特定するために、モデリングも実施されました。67Pダストの偏光度のスペクトル依存性は、同様の観測ジオメトリの他の動的な彗星グループに見られるよりも平坦です。その負の偏光分岐の深さは、長周期彗星よりも少し浅いように見え、67Pがその出現を繰り返すにつれて浅くなる可能性があります。そのほこりの色は、波長の短短と長さで、約5,500オングストローム（17.3$\pm$1.4）と（10.9$\pm$0.6）％（1,000オングストローム）$^{\rm-1}$の傾きの変化を示しています。、それぞれ、わずかに赤くなりますが、木星-家族彗星の平均とほぼ一致しています。この研究での67Pダストの観測は、2016年の初めにRosettaによって検出されたサイズが$\sim$100$\mu$mのダスト凝集体に起因する可能性があります。60％の多孔度は、偏光測定結果と最もよく一致し、ダスト密度が得られます。$\sim$770kgm$^{\rm-3}$の。ロゼッタと私たちのデータの編集は、核の距離が増加するにつれて塵が赤くなることを示しています。これは、塵が核から移動するときに水氷の昇華によって引き起こされる可能性があります。最初に放出されたダスト中の水氷の可能な体積分率は、$\sim$6％（つまり、耐火物と氷の体積比$\sim$14）と推定されます。
重い雰囲気の断面積：H $ _2 $ O連続体
| Title |
Cross-sections_for_heavy_atmospheres:_H$_2$O_continuum |
| Authors |
Lara_O._Anisman,_Katy_L._Chubb,_Jonathan_Elsey,_Ahmed_Al-Refaie,_Quentin_Changeat,_Sergei_N._Yurchenko,_Jonathan_Tennyson_and_Giovanna_Tinetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00403 |
これまでに検出された太陽系外惑星のほとんどは、ホスト星の前を通過し、透過スペクトルの生成を可能にします。太陽系外惑星の大気の研究は、これらのスペクトルの正確な分析に大きく依存しています。最近の発見は、低質量で温帯の世界からの大気信号の研究がますます一般的になっていることを意味します。これらの惑星で観測された通過深度は小さく、分析がより困難です。2つの小さな温帯惑星（GJ1214bおよびK2-18b）のシミュレートされた透過スペクトルの分析が提示され、水蒸気の連続体が考慮された場合、それを省略したモデルと比較した場合のシミュレートされた通過深度の有意差の証拠が得られます。これらのモデルは、最大10,000cm$^{-1}$の水の自己連続体に対するCAVIARラボ実験の断面積を使用しています。これらの断面積は温度と反比例の関係を示すため、低温の大気が最も大きな影響を受けます。水の連続体を含めると、通過深度に強く影響し、値が最大80ppm増加します。両方の惑星の違いは、将来の宇宙ミッションであるアリエルとJWSTで検出できます。太陽系外惑星スペクトルのモデルが適応断面積に向かって移動し、H$_2$Oが豊富な大気に対してますます最適化されることが不可欠です。これには、水蒸気の連続体から大気シミュレーションへの吸収の寄与を含める必要があります。
プレバイオティクス地球上の天然水中のUV透過
| Title |
UV_Transmission_in_Natural_Waters_on_Prebiotic_Earth |
| Authors |
Sukrit_Ranjan,_Corinna_L._Kufner,_Gabriella_G._Lozano,_Zoe_R._Todd,_Azra_Haseki,_Dimitar_D._Sasselov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00432 |
紫外線（UV）光は、生命の起源の表面理論において重要な役割を果たしており、多くの研究が、初期の地球でのUV放射の大気透過を制限することに焦点を合わせてきました。しかし、生命の起源の化学（プレバイオティクス化学）が発生したと仮定されている天然水のUV透過は、十分に制約されていません。この作業では、潜在的な水相プレバイオティクスUV吸収体の実験室および文献由来の吸収スペクトルを、初期地球上のそれらの濃度の文献推定値と組み合わせて、海洋および陸生の天然水中のプレバイオティクスUV環境を制約し、プレバイオティクス化学への影響を検討します。。プレバイオティクス化学のいくつかのモデルによる仮定に反して、プレバイオティクス淡水はUVで大部分が透明であることがわかります。一部の水、たとえば炭酸塩湖のような高塩分水は、短波（$\leq220$nm）のUVフラックスが不足している可能性があります。さらに劇的なことに、特にFe$^{2+}$がFe（CN）$_6^{4-}$のような高度に紫外線吸収性の種を形成する場合、鉄水は強力に紫外線遮蔽される可能性があります。このような水域は、UVを嫌う生命の起源のシナリオにとって魅力的な場所である可能性がありますが、一部のUV依存のプレバイオティクス化学物質には不利です。UV光は、吸収体の光化学変換（たとえば、ハロゲン化物照射からの$e^{-}_{aq}$生成）によって減衰された場合でも、光化学を引き起こす可能性があります。これは、プレバイオティクス合成に建設的および破壊的な影響を与える可能性があります。そのような吸収剤を含む水を呼び出すプレバイオティクス化学は、これらの変換の化学的効果を自己無撞着に説明しなければなりません。地球初期の天然水中のFe$^{2+}$のスペシエーションと存在量は大きな不確実性であり、プレバイオティクス天然水中のUV透過に主要な役割を果たすため、さらなる調査のために優先する必要があります。
TIC〜257060897b：急速に進化する準巨星を通過する、膨張した低密度のホットジュピター
| Title |
TIC~257060897b:_an_inflated,_low-density,_hot-Jupiter_transiting_a_rapidly_evolving_subgiant_star |
| Authors |
M._Montalto_(1_and_2),_L._Malavolta_(1_and_2),_J._Gregorio_(3),_G._Mantovan_(1_and_2),_S._Desidera_(2),_G._Piotto_(1_and_2),_V._Nascimbeni_(1_and_2),_V._Granata_(1),_E._E._Manthopoulou_(1_and_2),_R._Claudi_(2)_((1)_Dipartimento_di_Fisica_e_Astronomia_"Galileo_Galilei",_Universit\`a_di_Padova,_Padova,_Italy,_(2)_INAF_Osservatorio_Astronomico_di_Padova,_Padova,_Italy,_(3)_Atalaia_group,_Crow_Observatory-Portalegre,_Portalegre,_Portugal) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00489 |
星TIC〜257060897を周回し、{\itTESS}フルフレーム画像を使用して検出された新しいトランジット系外惑星の発見を報告します。HARPS-N時系列分光データと、通過する物体の惑星の性質を確認するための地上測光追跡観測を取得しました。ホストスターについて、T$\rm_{eff}$=（6128$\pm$57）K、log〜g=（4.2$\pm$0.1）および[Fe/H]=（+0.20$\pm$0.04）を決定しました。）。ホストは中年（$\sim$3.5〜Gyr）で、金属が豊富で準巨星で、M$_{\star}$=（1.32$\pm$0.04）M$_{\odot}$とR$_です。{\star}$=（1.82$\pm$0.05）R$_{\odot}$。通過する物体は、質量m$\rm_p=$（0.67$\pm$0.03）M$\rm_{j}$、半径r$\rm_p=$（1.49$\pm$0.04）R$$の巨大惑星です。rm_{j}$は密度$\rho_p$=（0.25$\pm$0.02）gcm$^{-3}$を生成し、$\sim$3。66日ごとにその星の周りを回転します。TIC〜257060897bは、これまでに知られている最小密度の1つを持つ極端なシステムです。惑星の半径の膨張は、主系列星の外で進化するときのホスト星の光度の急速な増加に関連している可能性があり、TIC〜257060897bのようなシステムは、低光度赤色の周りに見られる膨張半径の短周期惑星の前兆である可能性があると主張しました最近文献で議論されているように、巨大な分岐星。
Alfnoor：惑星集団研究によるアリエルの低解像度スペクトルの情報量の評価
| Title |
Alfnoor:_assessing_the_information_content_of_Ariel's_low_resolution_spectra_with_planetary_population_studies |
| Authors |
Lorenzo_V._Mugnai,_Ahmed_Al-Refaie,_Andrea_Bocchieri,_Quentin_Changeat,_Enzo_Pascale,_Giovanna_Tinetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00503 |
ARIEL宇宙望遠鏡は、太陽系外惑星スペクトルの大きくて多様なサンプルを提供し、波長範囲$0.5\から7.8\で約1000個の太陽系外惑星の分光観測を実行します。\mum$。この論文では、ARIELの偵察調査の低解像度透過スペクトルの情報内容を調査します。ARIEL偵察調査の目標の中には、大気中に分子的特徴のない惑星を特定することもあります。この作業では、（1）ARIELの高解像度層で再観測される候補惑星を選択できるようにする戦略を提示します。（2）大気検索を実行せずに、太陽系外惑星を大気組成によって予備的に分類するためのメトリックを提案します。（3）データ科学コンテンツをより有効に活用するための他の方法を見つける可能性を紹介します。
星形成銀河のサイズ進化に対する空間的に分解された主系列星の意味
| Title |
Implications_of_a_spatially_resolved_main_sequence_for_the_size_evolution_of_star_forming_galaxies |
| Authors |
Gabriele_Pezzulli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00004 |
銀河の進化において現在議論されている2つの問題、星形成の主なシーケンスの基本的に局所的またはグローバルな性質と、星形成銀河（SFG）の質量とサイズの関係の進化は、互いに密接に関連していることが示されています。準備段階として、成長関数$g$が定義されます。これは、恒星の質量の単位増加あたりの半質量半径の変化の差を定量化します（$g=d\logR_{1/2}/d\logM_\star$）星形成による。一般的な導出では、$g=K\Delta（sSFR）/sSFR$であることが示されています。つまり、$g$は銀河の外側と内側の半分の間の特定の星形成率の相対的な差に比例し、$K$は無次元です。便利な表現が提供される構造的要因。アプリケーションとして、基本的にローカルな主系列に従う銀河も、適切な近似で$g\simeq\gamman$に従うことが示されています。ここで、$\gamma$は正規化されたローカル主系列（$sSFR\propto\Sigma_\star^{-\gamma}$）および$n$セルシックインデックス。正確な表現も提供されます。定量的には、基本的に局所的な主系列星は、定常的な質量サイズの関係に沿って成長するSFGと一致しますが、より高い$z$で導出された進化則の$z=0$での継続とは一致しません。これは、主系列星が基本的に局所的ではないか、SFGの質量とサイズの関係が過去のある有限時間で平衡状態に収束したか、またはその両方であることを示しています。
z〜0.85での静止銀河におけるユビキタス[OII]放出
| Title |
Ubiquitous_[OII]_Emission_in_Quiescent_Galaxies_at_z_~_0.85 |
| Authors |
Michael_V._Maseda,_Arjen_van_der_Wel,_Marijn_Franx,_Eric_F._Bell,_Rachel_Bezanson,_Adam_Muzzin,_David_Sobral,_Francesco_D'Eugenio,_Anna_Gallazzi,_Anna_de_Graaff,_Joel_Leja,_Caroline_Straatman,_Katherine_E._Whitaker,_Christina_C._Williams,_and_Po-Feng_Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00009 |
ESO超大型望遠鏡でVIMOSを使用して実施された、大規模初期銀河天体物理センサス（LEGA-C）調査のディープレストフレーム光学分光法を使用して、スペクトル内の低イオン化[OII]3726,3729放射を体系的に検索します。z〜0.85銀河の質量完全サンプル。興味深いことに、サンプル内のUVJ静止（つまり、星形成ではない）銀河の59％が、[OII]放出によって追跡されるように、イオン化ガスを持っており、完全性の限界である1.5オングストロームを超えて検出されています。最も低い等価幅の静止銀河の中央値の積み重ねられたスペクトルも[OII]放射を示しています。[OII]が等価幅の制限を超えるソースの全体的な割合は、おそらく最も高い恒星の質量（logMstar/Msol>11.5）を除いて、GAMAおよびMASSIVEの低赤方偏移宇宙で見られるものに匹敵します。ただし、個々の低等価幅システムの積み重ねられたスペクトルは、高zLEGA-Cサンプルの遍在する[OII]発光を一意に示しており、単位恒星質量あたりの典型的な[OII]光度は低等価幅システムの3倍です。zGAMAサンプル。これらの静止銀河での星形成は、電離光子の大部分を提供する可能性は低いですが、より高いzで[OII]放出を生成する役割を果たしている可能性があります。観測されたスペクトルに対する進化した星の種族または活動銀河核の寄与を完全に定量化するには、さらに多くの作業が必要です。
HASHTAGプロジェクト：地上からのアンドロメダ銀河の最初のサブミリ波画像
| Title |
The_HASHTAG_project:_The_First_Submillimeter_Images_of_the_Andromeda_Galaxy_from_the_Ground |
| Authors |
Matthew_W._L._Smith,_Stephen_A._Eales,_Thomas_G._Williams,_Bumhyun_Lee,_Zongnan_Li,_Pauline_Barmby,_Martin_Bureau,_Scott_Chapman,_Brian_S._Cho,_Aeree_Chung,_Eun_Jung_Chung,_Hui-Hsuan_Chung,_Christopher_J._R._Clark,_David_L._Clements,_Timothy_A._Davis,_Ilse_De_Looze,_David_J._Eden,_Gayathri_Athikkat-Eknath,_George_P._Ford,_Yu_Gao,_Walter_Gear,_Haley_L._Gomez,_Richard_de_Grijs,_Jinhua_He,_Luis_C._Ho,_Thomas_M._Hughes,_Sihan_Jiao,_Zhiyuan_Li,_Francisca_Kemper,_Florian_Kirchschlager,_Eric_W._Koch,_Albert_K._H._Kong,_Chien-Hsiu_Lee,_En-Tzu_Lin,_Steve_Mairs,_Michal_J._Michalowski,_Kate_Pattle,_Yingjie_Peng,_Sarah_E._Ragan,_Mark_G._Rawlings,_Dimitra_Rigopoulou,_Amelie_Saintonge,_Andreas_Schruba,_Xindi_Tang,_Junfeng_Wang,_Anthony_P._Whitworth,_Christine_D._Wilson,_Kijeong_Yim,_and_Ming_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00011 |
サブミリ波望遠鏡を地上に置いて近くの銀河を観測することには、2つの大きな課題があります。第一に、サブミリ波の長い波長では、粉塵放出のピーク時の輝度と比較して、輝度が大幅に低下します。第二に、ハイパス空間フィルターを使用して、大規模な角度スケールで大気ノイズを除去する必要があります。これには、銀河の大規模構造も除去するという望ましくない副産物があります。地上の望遠鏡を使って小規模な構造（大きなフーリエ成分）を決定し、宇宙望遠鏡（ハーシェルまたはプランク）を使って決定することにより、大きな角度サイズの銀河の高解像度サブミリ波画像を生成する技術を開発しました。大規模構造（小さなフーリエ成分）。この手法を使用して、ジェームズクラークマクスウェル望遠鏡の国際大規模プログラムであるHARPおよびSCUBA-2高解像度テラヘルツアンドロメダ銀河調査（HASHTAG）を実施しています。その目的のひとつは、最初の高忠実度高解像度サブミリ波を生成することです。アンドロメダの画像。この論文では、宇宙ベースのデータと地上ベースのデータを組み合わせるために開発した調査である調査について説明し、アンドロメダの最初のハッシュタグ画像を450および850umで提示します。また、850umバンドを汚染するM31を横切るCO（J=3-2）ラインフラックスを予測する方法を作成しました。通常、汚染は感度限界を下回っていますが、10kpcリングの最も明るい領域のいくつかでは、汚染が重大（最大28％）になる可能性があることがわかりました。したがって、予測された輝線放射を取り除いた画像も提供します。
| Title |
Radio_Emission_from_Direct-Collapse_Black_Holes |
| Authors |
Daniel_J._Whalen,_Mar_Mezcua,_Samuel_J._Patrick,_Avery_Meiksin_and_Muhammad_A._Latif |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00012 |
$z\sim$20で形成される直接崩壊ブラックホール（DCBH）は現在、最初のクエーサーのシードの主要な候補であり、そのうち200以上が$z>$6で発見されています。JamesWebbSpaceTelescope、Euclid、RomanSpaceTelescopeによって近赤外線で検出されます。ただし、スクエアキロメートルアレイ（SKA）や次世代超大型アレイ（ngVLA）など、前例のない感度を備えた新しい電波望遠鏡は、今後10年間でDCBHの特性に関する別のウィンドウを開く可能性があります。ここでは、ブラックホール降着のいくつかの基本平面を使用して、出生時のDCBHからの電波フラックスを$z=$8-20で推定します。SKA-FIN全天観測により、$z\sim$8で検出できることがわかりました。さらに、SKAとngVLAは、10$^6$-10$^7$$M_{\odot}$BHを$z\sim$20まで発見し、宇宙の最初のクエーサーの形成経路を調べました。
環境全体で分光的に確認された超拡散銀河の性質について
| Title |
On_the_Properties_of_Spectroscopically-Confirmed_Ultra-Diffuse_Galaxies_Across_Environment |
| Authors |
Jennifer_Kadowaki,_Dennis_Zaritsky,_R._L._Donnerstein,_Pranjal_RS,_Ananthan_Karunakaran,_Kristine_Spekkens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00015 |
大双眼望遠鏡で23の候補に対してロングスリットの分光学的追跡キャンペーンを実施した後、体系的に測定する超拡散銀河（SMUDG）調査からの19の候補の超拡散銀河（UDG）の新しい赤方偏移測定を提示します。これらの結果を、29個のSMUDGおよび20個の非SMUDG候補UDGの他のソースからのレッドシフト測定と組み合わせます。一緒に、このサンプルは44の分光学的に確認されたUDG（$r_e\geq1.5$kpcと$\mu_g（0）\geq24$magarcsec$^{-2}$不確実性の範囲内）を生成し、クラスター環境とフィールド環境にまたがります。しかし、1つはかみのけ座銀河団とその周辺に投影されました。軸比分布の間に違いのヒントがありますが、クラスターと非クラスターで確認されたUDGの構造パラメーターに統計的に有意な違いは見つかりません。同様に、局所的に密な環境または疎な環境にあるものの間に有意な構造上の違いは見つかりません。ただし、予測されたクラスター中心の半径に関して色の有意差が観察され、統計的なUDGサンプルで以前に観察された傾向が確認されました。この傾向は、UDGがクラスター環境にあるのか、局所的に密集した環境にあるのかを考えるとさらに強くなり、高密度環境と低密度環境にあるUDGの星形成履歴が大きく異なることを示唆しています。サンプルの16個の大きな（$r_e\geq3.5$kpc）UDGのうち、初期型の銀河の赤いシーケンスの近くにある散在銀河は1つだけです。低密度環境で見つかった他のフィールドUDGは、赤いシーケンスの近くにありません。この発見は、まばらな環境のUDGのほぼ半分でのGALEXNUVフラックスの検出と組み合わせて、フィールドUDGがゆっくりと進化する銀河の集団であることを示唆しています。
LMCの存在下での天の川の質量分布の測定
天の川（MW）とその最大の衛星である大マゼラン雲（LMC）の間で進行中の相互作用は、遠方のハロー星、球状星団、伴銀河の分布と運動学に大きな摂動を引き起こし、MW質量の偏りにつながります。これらのトレーサー集団からの推定。LMCとMWの過去の軌道を計算し、LMCの影響が無視できるようになるまで、トレーサーオブジェクトの軌道を過去に統合することにより、MWポテンシャルの選択に対してこれらの摂動を補正する方法を示します。この時点で、平衡近似は次のようになります。標準の動的モデリングアプローチで使用できます。この軌道巻き戻しステップを、ポテンシャルとトレーサーの分布関数の同時フィッティングに基づく質量推定アプローチに追加し、6d位相空間座標の最新のGaiaEDR3測定値を持つ2つのデータセット（球状星団と伴銀河）に適用します。。LMC質量が（1-2）x10^11Msunの範囲にあるモデルは、観測されたトレーサーの分布によりよく適合し、MW質量のビリアル質量と半径を（1.2+-0.4）x10^として測定します。12Msunおよび275+-35kpc、LMC摂動を無視すると、ビリアル質量の推定値が15〜20％増加します。
| Title |
Multi-phase_outflows_in_high_redshift_quasar_host_galaxies |
| Authors |
Andrey_Vayner,_Nadia_Zakamska,_Shelley_A._Wright,_Lee_Armus,_Norman_Murray,_Gregory_Walth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00019 |
アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）による、6つのラジオラウドクエーサーホスト銀河の観測値を$z=1.4-2.3$で提示します。kpcスケールの分解能のALMA観測を、イオン化ガスの高空間分解能の補償光学積分フィールド分光器データと組み合わせます。5つのクエーサーホスト銀河で分子ガス放出を検出し、CO（3-2）またはCO（4-3）回転遷移を使用して分子星間物質を分解します。塊状の分子流出は、4つのクエーサーホスト銀河と1つのクエーサーから21kpc離れた合併システムで検出されます。イオン化された気相と低温分子気相の間では、流出する質量の大部分が分子相にあり、検出された4つの多相ガス流出のうち3つでは、動的輝度と運動量フラックスの大部分がイオン化相にあります。多相流出のエネルギーを組み合わせると、それらの駆動メカニズムは、クエーサージェットと銀河内のガスとの衝突によって生成されるエネルギー節約ショックと一致していることがわかります。流出のダイナミクスに対する分子ガスの質量を評価することにより、数Myrの分子ガス枯渇時間スケールを推定します。ガスの流出速度は星形成速度を上回っており、クエーサーのフィードバックが現時点でのガス枯渇の主要なメカニズムであることを示唆しています。流出の動的光度とクエーサーのボロメータ光度0.1〜1％の間の結合効率は、理論的予測と一致しています。高赤方偏移での多相ガス流出を研究することは、巨大な銀河の進化を形作る上での負のフィードバックの影響を定量化するために重要です。
z <0.5での後期型銀河におけるダストスター相互作用：JWSTの予報
| Title |
The_dust-star_interplay_in_late-type_galaxies_at_z_ |
| Authors |
Ciro_Pappalardo_(IA-FCUL,_Lisbon),_George_J._Bendo,_Mederic_Boquien,_Maarten_Baes,_Sebastien_Viaene,_Simone_Bianchi,_Jacopo_Fritz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00022 |
近年、天文学者が利用できるデータ量の大幅な増加により、銀河の塵の成分をその星形成率（SFR）に関連付けて、基本的な相関関係を明らかにする可能性が開かれました。この論文では、これらの相関関係を再検討し、観測された散乱の起源と、初期の宇宙でそのような関係を調査するジェームズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）の能力を調査します。0.15<$\lambda$<500ミクロンの範囲の測光を備えた約800個の通常の星形成銀河のサンプルを定義し、さまざまなスペクトルエネルギー分布（SED）フィッティング法で分析しました。抽出されたSEDを使用して、JWSTに搭載されたMId-InfraredInstruments（MIRI）を使用して、さまざまな赤方偏移での検出率を調査しました。ほこりの光度（L$_d$）とSFRは強い相関を示しますが、SFR<2M$_\odot$yr$^{-1}$の場合、相関のばらつきは劇的に増加します。ほこりに吸収された紫外線（UV）の割合、つまりUVの消滅に基づいて選択すると、データの分散が大幅に減少することを示します。宇宙進化早期放出科学調査（CEERS）の感度を再現し、SFRと恒星の質量（M$_\ast$）に従って銀河を分類し、銀河の物理的特性の関数としてMIRI検出率を調査しました。$z$=6でSFR$\sim$1M$_\odot$yr$^{-1}$のオブジェクトの50％がF770で検出され、$z$=8で20％に減少します。このような銀河では、サブサンプルの5％のみが5$\sigma$で検出され、F770およびF1000は$z$=8で検出され、F770、F1000、およびF1280では$z$=6で10％のみが検出されます。ほこりや星の形成は複雑であり、多くの側面が完全に理解されていないままです。これに関連して、JWSTはこの分野に革命をもたらし、宇宙の再電離の時代における塵と星の相互作用の調査を可能にします。
KLEVER調査：$ z \ sim $ 2での窒素の存在量と基本的な窒素関係の存在の調査
| Title |
The_KLEVER_survey:_Nitrogen_abundances_at_$z\sim$2_and_probing_the_existence_of_a_fundamental_nitrogen_relation |
| Authors |
Connor_Hayden-Pawson,_Mirko_Curti,_Roberto_Maiolino,_Michele_Cirasuolo,_Francesco_Belfiore,_Michele_Cappellari,_Alice_Concas,_Giovanni_Cresci,_Fergus_Cullen,_Chiaki_Kobayashi,_Filippo_Mannucci,_Alessandro_Marconi,_Massimo_Meneghetti,_Amata_Mercurio,_Yingjie_Peng,_Mark_Swinbank_and_Fiorenzo_Vincenzo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00033 |
KMOSLensedEmissionLinesandVElocityReview（KLEVER）Surveyから取得した$z\sim$2の37個の高赤方偏移銀河の窒素対酸素比（N/O）と、ローカル銀河の比較サンプルとの比較を示します。、スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）から取得。KLEVERサンプルは、特定の気相金属量（O/H）での局所銀河と比較した場合、$+$0.1dexのN/Oのわずかな濃縮のみを示しますが、比較した場合、$-$0.36dexのN/Oの減少を示します。固定された恒星の質量（M$_*$）で。質量金属量関係（MZR）に見られるO/HとSFRの間の反相関と同様に、M$_*$-N/O平面のN/OとSFRの間の局所銀河に強い反相関が見られます。）。この反相関を使用して、基本的な金属量関係（FMR）に類似した基本的な窒素関係（FNR）を構築します。KLEVER銀河はFMRとFNRの両方と一致していることがわかります。これは、固定M$_*$で考慮した場合の高$z$銀河のN/Oの枯渇は、ほぼ赤方偏移不変のN/OOと組み合わせた質量金属量関係の赤方偏移進化によって引き起こされることを示唆しています。/H関係。さらに、基本的な窒素関係の存在は、基本的な金属量関係を支配するメカニズムをO/Hだけでなく、N/Oによっても調査する必要があることを示唆しており、純粋な原始ガスの流入がFMRの主要な推進力ではないことを示唆しています。銀河の年齢や星形成効率の変動などの他の特性も重要である必要があります。
FRのように曲げる：COSMOS分野の拡張無線AGNとその大規模環境
| Title |
Bent_it_like_FRs:_extended_radio_AGN_in_the_COSMOS_field_and_their_large-scale_environment |
| Authors |
Eleni_Vardoulaki,_Franco_Vazza,_Eric_F._Jim\'enez-Andrade,_Ghassem_Gozaliasl,_Alexis_Finoguenov,_and_Denis_Wittor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00034 |
電波天文学の魅力的なトピックの1つは、観測された電波構造の複雑さを環境に関連付ける方法です。これにより、電波天文学の相互作用と、調査で見つかった電波構造が多すぎる理由を理解できます。このプロジェクトでは、3GHzでのVLA-COSMOS大規模プロジェクトにおけるFanaroff-Riley（FR）タイプの電波源の電波構造の歪みを調査し、それらの大規模環境に関連付けます。両面FRのジェット/ローブ間に形成される角度、つまり曲げ角度（BA）を使用して、歪みを定量化します。サンプルには、赤方偏移範囲0.08$<z<$3の108個のオブジェクトが含まれています。これらのオブジェクトは、COSMOSフィールドのさまざまな大規模環境（X線銀河群、密度フィールド、宇宙ウェブプローブ）と相互相関しています。。$z_{\rmmed}\sim$0.9でのCOSMOSのFRの中央値BAは167.5$^{+11.5}_{-37.5}$度です。BAとCOSMOS内の大規模環境の間には、数kpcから数百Mpcまでのスケールをカバーする有意な相関関係はなく、BAとホストプロパティの間にも有意な相関関係はありません。最後に、観測データを$z$=0.5および$z$=1での2つのFRソースの電磁流体力学（MHD）適応メッシュシミュレーションENZO-MHDと比較します。観測データのBAのばらつきは大きいですが、BAによる穏やかな赤方偏移の進化に続いて、FRの曲がった角度での観測とシミュレーションの間の一致を参照してください。FRの無線構造に影響を与える主要なメカニズムは、周囲の媒体の進化である可能性があると結論付けています。この場合、密度が高く、赤方偏移が小さいほど深度が長くなるため、ジェット相互作用のためのスペースが増えます。
本物のコアと偽造コア：フィードバックがどのようにハローを拡大し、矮小銀河の内部重力ポテンシャルのトレーサーを破壊するか
| Title |
Real_and_counterfeit_cores:_how_feedback_expands_halos_and_disrupts_tracers_of_inner_gravitational_potential_in_dwarf_galaxies |
| Authors |
Ethan_D._Jahn,_Laura_V._Sales,_Federico_Marinacci,_Mark_Vogelsberger,_Paul_Torrey,_Jia_Qi,_Aaron_Smith,_Hui_Li,_Rahul_Kannan,_Jan_D._Burger,_Jes\'us_Zavala |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00142 |
ラムダコールドダークマター（$\Lambda$CDM）シミュレーションでの発散密度プロファイルと、観測された銀河の一定密度の内部領域との間の緊張は、「コアカスプ」問題として知られる長年の課題です。\textsc{Arepo}移動メッシュコードに実装された\texttt{SMUGGLE}銀河形成モデルが、$M_\star\約8\times10^7$M$_{の理想的な矮小銀河で一定密度のコアを形成することを示します。\odot}$で、最初は$M_{200}\approx10^{10}$M$_{\odot}$の暗黒物質ハローがあります。SpringelandHernquist（2003;SH03）フィードバックモデルで実行された同一の初期条件は、尖った状態を維持します。この主題に関する文献は、バリオンによって引き起こされるコア形成の障害として、SH03のようなモデルにおける星形成の低密度しきい値$\rho_\text{th}$を指摘しています。SH03と等しい$\rho_\text{th}$で実行される\texttt{SMUGGLE}を使用して、コア形成が低密度のしきい値で進行できることを示します。これは、$\rho_\text{th}$だけでは不十分であることを示しています。銀河がコアを発達させるかどうかを決定するため。十分に高い密度で多相星間物質を分解する能力は、個々のモデルパラメータよりもコア形成のより信頼できる指標であることをお勧めします。\texttt{SMUGGLE}では、コアの形成に大きな程度の非円運動が伴い、ガスの回転速度プロファイルは常に円速度$v_\text{circ}=\sqrt{GM/R}$を下回ります。$\sim2$kpc。これは、暗黒物質の分布（$\sim0.5$kpc）から測定されたサイズと比較して、観測可能な量から導き出された場合、人工的に大きなコアサイズを模倣する可能性があり、暗黒物質の真の分布を推測するために矮星の内部領域で注意深くモデリングする必要があることを強調しています。案件。
L483のディスク/エンベロープシステムの分子分布：イメージキューブデータの主成分分析
| Title |
Molecular_Distributions_of_the_Disk/Envelope_System_of_L483:_Principal_Component_Analysis_for_the_Image_Cube_Data |
| Authors |
Yuki_Okoda,_Yoko_Oya,_Shotaro_Abe,_Ayano_Komaki,_Yoshimasa_Watanabe,_and_Satoshi_Yamamoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00150 |
低質量の原始星源のディスク/エンベロープシステムにおける分子分布の偏りのない理解は、物理的および化学的進化プロセスを調査するために重要です。ALMAを使用してクラス0原始星源L483に向かう23の分子線を観測し、それらのキューブデータ（PCA-3D）の主成分分析（PCA）を実行して、原始星付近の分布と速度構造を特徴付けました。最初の3つのコンポーネントの寄与の合計は63.1％です。ほとんどの酸素含有複合有機分子線は、原始星の周りのディスク/エンベロープシステムの全体的な構造を表す最初の主成分（PC1）と大きな相関関係があります。逆に、C18OとSiOの放出は、PC1とは小さく負の相関関係を示しています。NH2CHOラインは、2番目の主成分（PC2）で顕著に目立ち、よりコンパクトな分布を示しています。HNCOラインとCH3OHの高励起ラインは、PC2とNH2CHOで同様の傾向があります。一方、C18Oは第3主成分（PC3）とよく相関しています。このように、PCA-3Dを使用すると、分子線間の分布と速度構造の類似点と相違点を同時に解明できるため、酸素含有複合有機分子と窒素含有有機分子の化学的差異がこのソースで明らかになります。。また、瞬間0マップ（PCA-2D）とスペクトル線プロファイル（PCA-1D）のPCAを実行しました。それらは分子線データの特性の一部を抽出できますが、PCA-3Dは包括的な理解に不可欠です。分子線分布の特徴はNH2CHOで議論されています。
MIGHTEE：全強度無線連続体イメージングとCOSMOS / XMM-LSS初期科学分野
| Title |
MIGHTEE:_total_intensity_radio_continuum_imaging_and_the_COSMOS_/_XMM-LSS_Early_Science_fields |
| Authors |
I._Heywood,_M._J._Jarvis,_C._L._Hale,_I._H._Whittam,_H._L._Bester,_B._Hugo,_J._S._Kenyon,_M._Prescott,_O._M._Smirnov,_C._Tasse,_J._M._Afonso,_P._N._Best,_J._D._Collier,_R._P._Deane,_B._S._Frank,_M._J._Hardcastle,_K._Knowles,_N._Maddox,_E._J._Murphy,_I._Prandoni,_S._M._Randriamampandry,_M._G._Santos,_S._Sekhar,_F._Tabatabaei,_A._R._Taylor,_K._Thorat |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00347 |
MIGHTEEは、南アフリカのMeerKAT望遠鏡からの同時電波連続体、分光偏光測定、およびスペクトル線観測を使用した銀河進化調査です。完了すると、調査は中心周波数1284MHzのCOSMOS、E-CDFS、ELAIS-S1、およびXMM-LSS銀河系外深部フィールド上で$\sim$20deg$^{2}$を画像化します。これらは、多数の既存および今後の観測キャンペーンからの広範な多波長データセットに基づいて選択されました。ここでは、COSMOS（1.6deg$^{2}$）の単一のディープポインティングとXMM-LSS（3.5deg$^）の3ポインティングモザイクを使用して、MIGHTEEの全強度連続体アスペクトのデータ処理戦略を説明および検証します。{2}$）。処理には方向依存効果の補正が含まれ、両方のフィールドで2〜$\mathrm{\mu}$Jyビーム$^{-1}$未満の熱雑音レベルが発生しますが、中央領域では古典的な混乱により制限されます。$\sim$8$''$角度分解能、および調査仕様を満たしています。また、$\sim$5$''$の解像度で$\sim$3倍浅い画像を生成します。結果として得られる画像製品は、MIGHTEEの初期科学連続データリリースの基礎を形成します。これらの画像から、COSMOSとXMM-LSSのそれぞれ9,896と20,274の無線コンポーネントを含むカタログを抽出します。また、COSMOSで14個の追加ポインティングの密集したモザイクを処理し、これらをアーリーサイエンスポインティングと組み合わせて使用して、ブロードバンド無線画像の一次ビーム補正の方法を調査します。これは、すべてのフルバンドMeerKAT連続体観測に関連する分析です。、および一般的な広視野干渉イメージング。この記事には、MIGHTEEEarlyScienceの連続データ製品の公開リリースが付属しています。
極端に反転したピークスペクトル電波源
極度に反転したスペクトルのコンパクトな電波銀河の継続的な調査を報告します。電波スペクトルの特徴はスペクトルピークではなく、高不透明度（つまり低周波数）部分のスペクトル（アルファ）の傾きです。無線スペクトルの。具体的には、スペクトルインデックスがアルファ>+2.5のスペクトル領域に焦点を当てています。私たちの研究の動機は、第一に、そのような極端なスペクトル指数を持つ銀河系外の源は、低周波数の範囲にわたって感度と解像度の正しい組み合わせが利用できないため、非常にまれであるということです。2番目の理由は、アルファ=+2.5がシンクロトロン放射を放出する標準的な電波源に対して理論的に可能な最大勾配であるため、より物理的に動機付けられています。したがって、そのようなソースは、放射銀河の進化におけるジェット-ISM相互作用の重要性を強調する自由自由吸収（FFA）のような、シンクロトロン自己吸収（SSA）のいくつかのすでに提案された代替シナリオのテストベッドになる可能性があります。
原子：大規模な星形成領域のALMA3ミリメートル観測-IV。電波再結合線と星形成効率の進化
| Title |
ATOMS:_ALMA_Three-millimeter_Observations_of_Massive_Star-forming_regions_-IV._Radio_Recombination_Lines_and_evolution_of_star_formation_e?ciencies |
| Authors |
C._Zhang,_Neal_J._Evans_II,_T._Liu,_J.-W._Wu,_Ke_Wang,_H.-L._Liu,_F.-Y._Zhu,_Z.-Y._Ren,_L._K._Dewangan,_Chang_Won_Lee,_Shanghuo_Li,_L._Bronfman,_A._Tej,_D._Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00370 |
146のアクティブな銀河系星形成領域のATOMS調査でのACA観測から得られたデータを使用して、75のソースに対する電波再結合線（RRL）H40Uの検出を報告します。H40U輝線放出によるイオン化ガス質量と星形成率を計算しました。イオン化ガスの質量は分子ガスの質量よりも大幅に小さく、ATOMSサンプルの星形成の塊ではイオン化ガスが無視できることを示しています。RRLH40Uで推定された星形成率（SFRH40U）は、SFR>5Mのときの総放射光度（Lbol）で計算された星形成率（SFRLbol）とよく一致していますか？MyA？1は、ミリメートルRRLが初期質量関数（IMF）の上部を十分にサンプリングできるため、SFRの優れたトレーサーになる可能性があることを示唆しています。また、146個のATOMSソースすべてについて、LbolとCSJ=2-1およびHC3NJ=11-10の分子線光度（L0mol）との関係を調べます。CSJ=2-1とHC3NJ=11-10の両方の線のLbol-L0mol相関はほぼ線形に見え、これらの遷移は、より一般的に使用される遷移と同様にLbolを予測することに成功しています。Lbol対L0mol比またはSFR対質量比（星形成効率;SFE）は、ガラクトセントリック距離（RGC）によって変化しません。H40U放出（またはH??領域）のあるソースは、H40U放出のないソースよりも高いLbolからL0molを示します。これは、進化の影響である可能性があります。
シミュレートされた銀河における星とガスの不整合の起源
| Title |
The_origin_of_star-gas_misalignments_in_simulated_galaxies |
| Authors |
Catalina_I._Casanueva,_Claudia_del_P._Lagos,_Nelson_D._Padilla_and_Thomas_A._Davison |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00408 |
EAGLEシミュレーションで、シミュレートされた銀河の恒星と星形成ガス成分の間の不整合の原因を研究します。私たちは、0$\leq$z$\leq$1にある恒星の質量$\geq10^9$M$_\odot$を持つ銀河に焦点を当てています。ミスアラインメントの頻度をSAMI調査の観測結果と比較すると、全体として、EAGLEはフィールドとクラスターでのミスアラインメントの発生率、および不確実性の範囲内での恒星の質量と光学色への依存を再現できることがわかります。内部銀河の特性と銀河の合体および恒星と星形成ガスの質量の突然の変化に関連するさまざまなプロセスとの運動学的不整合への依存を研究します。星形成ガスを不整合にする条件の設定に関連する環境にもかかわらず、内部銀河の特性は、ガスが恒星成分と迅速に整列するかどうかを決定する上で重要な役割を果たすことがわかりました。したがって、より三軸でより分散が支配的な銀河は、星形成ガスを恒星の角運動量ベクトルに向けて再整列させるのに非効率的であるため、より多くのミスアライメントを示します。
HII領域の金属量における確率論的不確実性の定量化
| Title |
Quantifying_stochasticity-driven_uncertainties_in_H_II_region_metallicities |
| Authors |
Raghav_Arora,_Mark_R._Krumholz,_Christoph_Federrath |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00457 |
積分フィールドユニット（IFU）の出現により、調査では、近くの銀河の円盤全体の金属量を$\lesssim100〜$pcのスケールで測定できるようになりました。このような小さなスケールでは、これらの領域の多くには星が少なすぎて、考えられるすべての恒星の質量と進化の状態を完全にサンプリングできず、電離連続体の確率的変動につながります。銀河の金属量を推測するために使用されるライン診断に対するこれらの変動の影響はよくわかっていません。このホワイトペーパーでは、最も一般的に使用される6つの診断についてこの影響を定量化します。星形成率が1000ドル以上変動する銀河パッチの確率的な星の種族を生成し、これらの星が広範囲の密度、金属量でガスをイオン化したときに生じる星雲の放出を計算し、推定される金属量が変動に伴ってどの程度変化するかを決定します。駆動星のスペクトル。ターゲット元素の複数のイオン化状態を測定する診断（電子温度法など）から得られた金属量は弱い影響を受けますが（変動$<0.1$dex）、診断ではより大きな変動（$\sim0.4$dex）が発生することがわかります。単一のイオン化状態に依存します。推定される金属量の散乱は、一般に、星形成率と金属量が低いときに最大になり、浅い観測よりも感度の高い観測の方が大きくなります。変動の主な原因は、$\gtrsim2-3$Ryd光子の生成を支配するWolf-Rayet星の不在に応じた星雲のイオン化状態の確率的変動です。私たちの結果は、線の明るさと診断精度の間のトレードオフを定量化し、将来のIFUキャンペーンの観測戦略を最適化するために使用できます。
HIでの最初の大規模吸収調査（FLASH）：I。科学の目標と調査の設計
| Title |
The_First_Large_Absorption_Survey_in_HI_(FLASH):_I._Science_Goals_and_Survey_Design |
| Authors |
J._R._Allison,_E._M._Sadler,_A._D._Amaral,_T._An,_S._J._Curran,_J._Darling,_A._C._Edge,_S._L._Ellison,_K._L._Emig,_B._M._Gaensler,_L._Garratt-Smithson,_M._Glowacki,_K._Grasha,_B._S._Koribalski,_C._del_P._Lagos,_P._Lah,_E._K._Mahony,_S._A._Mao,_R._Morganti,_V._A._Moss,_M._Pettini,_K._A._Pimbblet,_C._Power,_P._Salas,_L._Staveley-Smith,_M._T._Whiting,_O._I._Wong,_H._Yoon,_Z._Zheng_and_M._A._Zwaan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00469 |
中性宇宙論的赤方偏移における中性原子水素（HI）の21cm線吸収の広視野調査であるHIでの最初の大吸収調査（FLASH）の科学的目標と調査設計について説明します。FLASHは、オーストラリアのスクエアキロメーターアレイパスファインダー（ASKAP）電波望遠鏡で実行され、711.5〜999.5MHzの周波数で$\delta\upperx+40$degの南の空をカバーするように計画されています。$z=0.4$と$1.0$の間の赤方偏移（4〜8Gyrの振り返り時間）では、かすかな21cm線放射の無線調査を実行することが困難であるため、宇宙のHIコンテンツは十分に調査されていません。紫外線波長、クエーサースペクトルでの減衰ライマン-$\alpha$吸収の宇宙搭載検索。ASKAPの広い視野と広いスペクトル帯域幅は、電波が静かな場所と組み合わせることで、空の80％を超える明るい連続光源の電波スペクトルの吸収線の検索を可能にします。この調査は、少なくとも数百の介在する21cmの吸収体を検出することが期待されており、HI吸収によって選択された、冷たい星形成ガスが豊富な銀河のカタログを作成します。その一部は、光学調査から隠されている可能性があります。同様に、少なくとも数百の関連する21cm吸収体が、電波源のホスト銀河内で$0.4<z<1.0$で検出されると予想され、電波源のガス降着とジェット駆動フィードバックのモデルに貴重な運動学的情報を提供します。銀河核。FLASHは、拡散分子ガス、メガメーザーOH放射、無線再結合ライン、およびスタックHI放射内のOH18cm吸収体も検出します。
面分光観測への機械学習アプローチ：III。 Hii領域で複数のコンポーネントを解きほぐす
| Title |
A_Machine_Learning_Approach_to_Integral_Field_Unit_Spectroscopy_Observations:_III._Disentangling_Multiple_Components_in_Hii_regions |
| Authors |
Carter_Lee_Rhea,_Laurie_Rousseau-Nepton,_Simon_Prunet,_Julie_Hlavacek-Larrondo,_R._Pierre_Martin,_Kathryn_Grasha,_Natalia_Vale_Asari,_Th\'eophile_B\'egin,_Benjamin_Vigneron,_Myriam_Prasow-\'Emond |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00569 |
このシリーズの最初の2つの論文（Rheaetal。2020;Rheaetal。2021）では、ニューラルネットワークを使用して運動パラメータと輝線比を直接抽出することにより、光学スペクトル分析に適用される機械学習のダイナミズムを示しました。カナダ-フランス-ハワイ望遠鏡にあるSITELLE機器によって観測されたスペクトル。この第3回では、合成スペクトルでトレーニングされた畳み込みニューラルネットワークを使用してフレームワークを開発し、SITELLEのSN3フィルター（656--683nm）スペクトル範囲に存在する見通し内コンポーネントの数を決定します。この方法論を、ベイズ推定を使用した標準的な方法と比較します。私たちの結果は、ニューラルネットワークアプローチがより正確な結果を返し、スペクトル解像度の範囲にわたってより少ない計算リソースを使用することを示しています。さらに、このネットワークを、融合銀河系NGC2207/IC2163のSITELLE観測に適用します。銀河の最も近い相互作用セクターと中央領域は、2つの視線コンポーネントによって最もよく特徴付けられますが、周辺と渦巻腕は1つのコンポーネントによって十分に制約されていることがわかります。分解可能な成分の数を決定することは、システムをマージし、それぞれの運動学を適切に抽出する際に、さまざまな銀河成分を解きほぐすために重要です。
活動銀河核における円盤トーラス系：高度に回転するブラックホールの可能性のある証拠
| Title |
The_disk-torus_system_in_active_galactic_nuclei:_possible_evidence_of_highly_spinning_black_holes |
| Authors |
Samuele_Campitiello,_Annalisa_Celotti,_Gabriele_Ghisellini,_Tullia_Sbarrato |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00010 |
スローンデジタルスカイサーベイカタログからの約2000の光度で選択された電波が静かなタイプI活動銀河核のサンプルについて、相対論的モデルKERRBBから推定された、トーラスの光度と降着円盤の光度の比率$R$を調べます。。平均比率$R\約0.8$と、$R\gtrsim1$のかなりの数のソースが見つかります。観測された比率の分布に関する統計分析は、ソースの電波が静かな性質にもかかわらず、最大値が大きなブラックホールスピン（$a>0.8$）による強い相対論的効果に関連している可能性があることを示唆しています。$R$の平均値は、平均トーラス開口角（$30^{\circ}<\theta_{\rmT}<70^{\circ}$の範囲）に制約を設定し、約3分の1の場合ソースのうち、スピンは$a>0.7$でなければなりません。さらに、我々の結果は、ディスク放射の強さ（すなわち、エディントン比）がトーラスの形状と相対光度比$R$を形作る可能性があることを示唆しています。この統計調査に関連する不確実性の重要性を考慮して、結果の堅牢性を評価するために広範な分析と議論が行われました。
マルチパス伝搬によるファラデー脱分極とFRBへの適用
| Title |
Faraday_depolarization_by_multi-path_propagation_and_application_to_FRBs |
| Authors |
Paz_Beniamini,_Pawan_Kumar,_Ramesh_Narayan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00028 |
天体の観測された偏光特性が、その固有の偏光特性と、観測デバイスの有限の時間的およびスペクトル分解能にどのように関連しているかを説明します。さらに、ソースとオブザーバーの間のゼロ以外の磁場を持つ散乱スクリーンが、観測された偏光特性に与える影響について説明します。偏光特性は、散乱スクリーンの観測帯域幅とコヒーレンス帯域幅の比率、および機器の時間分解能とスクリーンの変動時間の比率によって決定されることを示します。$\sim\pi$による画面の変化は、観察者に見える画面のサイズよりも小さくなります。本質的に100％直線偏光された光源が部分的に偏光解消されたものとして観察される条件と、光源の時間的変動を散乱スクリーンによって引き起こされる時間的変動と区別する方法について説明します。一般に、磁化された散乱スクリーンを通過する直線偏波は、かなりの円偏波を発生させる可能性があります。いくつかの高速電波バースト（FRB）の観測された偏波特性に作業を適用します。
ガンマ線バーストに関連する高輝度超新星II。 GRB140506Aの残光のルミナスブルーバンプ
| Title |
Highly_luminous_supernovae_associated_with_gamma-ray_bursts_II._The_Luminous_Blue_Bump_in_the_Afterglow_of_GRB_140506A |
| Authors |
D._A._Kann,_S._R._Oates,_A._Rossi,_S._Klose,_M._Blazek,_J._F._Ag\"u\'i_Fern\'andez,_A._de_Ugarte_Postigo,_C._C._Th\"one |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00110 |
ガンマ線バースト（GRB）に関連する超新星（SNe）は、一般に均質な集団と見なされますが、光度とスペクトルエネルギー分布（SED）の両方の観点から、少なくとも1つの例外が存在します。ただし、このイベントSN2011klは、超長GRB111209Aに関連付けられていました。そのような外れ値は、より典型的なGRBにも存在しますか？GRB関連SNeの測光シグネチャの体系的な分析のコンテキスト内で、GRB140506Aに続く遅い時間の過渡現象に異常な隆起を発見しました。これにより、このバンプがGRBに続く通常のSNeよりも大幅に明るく青いことを示すことを目指しています。文献から入手可能なすべてのデータを編集し、SwiftUVOTデータの完全な分析を追加します。これにより、最初の数分からホスト銀河までの光度曲線を追跡し、残光の幅広いSEDを構築できます。これは、地上ベースの分光法に基づく以前のSED分析を拡張します。強い色の変化の証拠を示す残光に続く遅い時間の隆起/プラトーの確固たる証拠を見つけます。スペクトルの傾斜はスペクトルの青い領域でより平坦になります。このバンプは、典型的なGRB-SNeとスペクトル的に異なる明るいSNバンプとして解釈できます。大きな視線の消滅を補正すると、極端な値になり、GRB140506Aに関連付けられたSNがこれまでに検出された中で最も明るいものになります。それでも、GRB-SNeの光度と持続時間の関係と一致します。分光学的証拠によってサポートされていませんが、GRB140506Aに続く青い隆起は、古典的なGRB-SNeとスペクトル的に異なり、SN2011klにさらに類似しているSNの特徴である可能性がありますが、平均的なGRBに関連付けられており、GRBを示しています-SN集団はこれまで考えられていたよりも多様であり、超高輝度SNeに匹敵する光度に達することができます。
| Title |
Observations_of_Forbush_Decreases_of_cosmic_ray_electrons_and_positrons_with_the_Dark_Matter_Particle_Explorer |
| Authors |
Francesca_Alemanno,_Qi_An,_Philipp_Azzarello,_Felicia_Carla_Tiziana_Barbato,_Paolo_Bernardini,_XiaoJun_Bi,_MingSheng_Cai,_Elisabetta_Casilli,_Enrico_Catanzani,_Jin_Chang,_DengYi_Chen,_JunLing_Chen,_ZhanFang_Chen,_MingYang_Cui,_TianShu_Cui,_YuXing_Cui,_HaoTing_Dai,_Antonio_De_Benedittis,_Ivan_De_Mitri,_Francesco_de_Palma,_Maksym_Deliyergiyev,_Margherita_Di_Santo,_Qi_Ding,_TieKuang_Dong,_ZhenXing_Dong,_Giacinto_Donvito,_David_Droz,_JingLai_Duan,_KaiKai_Duan,_Domenico_D'Urso,_RuiRui_Fan,_YiZhong_Fan,_Fang_Fang,_Kun_Fang,_ChangQing_Feng,_Lei_Feng,_Piergiorgio_Fusco,_Min_Gao,_Fabio_Gargano,_Ke_Gong,_YiZhong_Gong,_DongYa_Guo,_JianHua_Guo,_ShuangXue_Han,_YiMing_Hu,_GuangShun_Huang,_XiaoYuan_Huang,_YongYi_Huang,_Maria_Ionica,_Wei_Jiang,_Jie_Kong,_Andrii_Kotenko,_Dimitrios_Kyratzis,_._Li,_ShiJun_Lei,_et_al._(94_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00123 |
フォーブッシュ減少（FD）は、コロナ質量放出（CME）またはコロナホールからの高速ストリームに伴う荷電粒子の強度の急激な減少を表します。これは主に、大気原子と宇宙線の相互作用から生成される二次中性子をカウントすることにより、すべての種類の宇宙線の積分強度を間接的に測定する地上の中性子モニターネットワークで調査されてきました。宇宙ベースの実験では粒子の種類を解明できますが、エネルギー範囲は、陽子やヘリウムなどの最も豊富な粒子を除いて、比較的小さな許容範囲によって制限されます。したがって、宇宙線の電子と陽電子のFDは、限られた統計で低エネルギー範囲（$<5$GeV）でのPAMELA実験によって調査されたばかりです。この論文では、2017年9月に発生したFDイベントを、DarkMatterParticleExplorerによって記録された電子と陽電子のデータを使用して調査します。6時間の時間分解能での2GeVから20GeVへのFDの進化が示されています。宇宙線の強度の時間プロファイルで2つの太陽エネルギー粒子イベントを観測します。以前のイベントと弱いイベントは、中性子モニターデータには示されていません。さらに、電子と陽電子のフラックスの振幅と回復時間の両方が明確なエネルギー依存性を示しています。これは、コロナ質量放出による惑星間環境の乱れを調べるのに重要です。
超新星残骸がある場合とない場合の若い電波パルサーの統計的検定：中性子星の2つの起源を示唆する
| Title |
Statistical_tests_of_young_radio_pulsars_with/without_supernova_remnants:_implying_two_origins_of_neutron_stars |
| Authors |
Xiang-Han_Cui,_Cheng-Min_Zhang,_Di_Li,_Jian-Wei_Zhang,_Bo_Peng,_Wei-Wei_Zhu,_Qing-Dong_Wu,_Shuang-Qiang_Wang,_Na_Wang,_De-Hua_Wang,_Yi-Yan_Yang,_Zhen-Qi_Diao,_Chang-Qing_Ye,_and_Hsiang-Kuang_Chang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00179 |
若いパルサーの特性と超新星残骸（SNR）との関係は興味深いトピックです。現在、天の川銀河で383個のSNRが公開されており、これらは64個の電波パルサーと46個の高エネルギー放出パルサーに関連付けられています。しかし、スピン周期が0.5秒未満の630個の若い電波パルサーが周囲または近くのSNRでまだ観測されていないことに気づきました。これにより、SNRの有無にかかわらず2種類の若い電波パルサーが特徴的である可能性があるという疑問が生じます。特徴？ここでは、SNRがある（52）とない（630）の若い電波パルサーの2つのグループの統計的検定を使用して、それらが異なる起源を共有しているかどうかを明らかにします。コルモゴロフ-スミルノフ（KS）およびマン-ホイットニー-ウィルコクソン（MWW）検定は、2つのサンプルが、スピン周期（$P$）、スピン周期の導関数（$\dotP$）、表面磁気のパラメーターを持つ異なる分布を持っていることを示しています。磁場の強さ（$B$）、およびエネルギー損失率（$\dotE$）。一方、異なるスピンダウン年齢でのSNRがある場合とない場合のパルサー間の累積数比は、$\rm10-20\、Kyr$後に大幅に減少します。そこで、SNRの寿命に対応する2種類の超新星（SNe）の存在を提案します。これは、大まかに低エネルギーと高エネルギーのSNeに帰することができます。さらに、低エネルギーSNeは、$\rm8-12\、M_{\odot}$前駆体から形成される可能性があります。たとえば、電子捕獲を経験している可能性がありますが、$\rm12-25\、M_{の主系列星は\odot}$は、おそらく鉄心の崩壊によって高エネルギーSNeを生成する可能性があります。
フェルミ-LATによるかみのけ座銀河団付近の拡張ガンマ線形態の詳細な研究
| Title |
Detailed_study_of_extended_gamma-ray_morphology_in_the_vicinity_of_the_Coma_cluster_with_Fermi-LAT |
| Authors |
Vardan_Baghmanyan,_Davit_Zargaryan,_Felix_Aharonian,_Ruizhi_Yang,_Sabrina_Casanova,_and_Jonathan_Mackey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00309 |
環境。銀河団は、最高エネルギーまでの粒子の効率的な加速により、高エネルギー（HE）$\gamma$線放射の源となる可能性があります。これまで、$\gamma$線を放出する唯一の候補は、かみのけ座銀河団であり、フェルミ大面積望遠鏡（LAT）によって検出された$\gamma$線の放出が過剰になっています。目的。特に、この過剰の原因とかみのけ座銀河団との関係を理解することを目指しています。メソッド。$\mathrm{\sim12.3}$年のFermi-LATデータを使用して、詳細なスペクトルおよび形態素解析により、エネルギー100MeVと1TeVの間のかみのけ座銀河団の領域を分析しました。結果。かみのけ座銀河団の領域で、100MeVから1TeVのエネルギーの拡散$\gamma$線放出が検出され、拡張の重要性は$5.4\sigma$、封じ込め半径は$0.82^{+0.1}_{-0.05}でした。2D同種ディスクモデルで導出された$度。対応する$\gamma$線スペクトルは$\sim50$GeVまで拡張され、べき乗則スペクトルインデックス$\mathrm{\Gamma=2.23\pm0.11}$およびエネルギーフラックス$\mathrm{（3.48\pm0。68）\times10^{-12}\、erg\、cm^{-2}\、s^{-1}}$。さらに、$\mathrm{2.44\pm0.28}$、$\mathrm{2.56\pm0.32}$、および$\mathrm{1.99のべき乗則インデックスを持つバックグラウンドの3つの点のようなソースも見つかりました。\pm0.30}$は、$\mathrm{\Delta_{AIC}}=-7.2$による近似の改善を示しています。結論。背景のAGNと星形成銀河からの寄与は、観測された総$\gamma$線の光度と形態を提供するのに十分ではないため、観測された$\gamma$線の放出はかみのけ座銀河団内で生成できることをお勧めします。ただし、この提案を確認するには、モデル内の各コンポーネントの統計が低いため、より多くのデータが必要です。
陽子-陽子相互作用における二次エネルギースペクトル
| Title |
Energy_spectra_of_secondaries_in_proton-proton_interactions |
| Authors |
S._Koldobskiy,_M._Kachelrie\ss,_A._Lskavyan,_A._Neronov,_S._Ostapchenko,_D._V._Semikoz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00496 |
陽子-陽子衝突で生成された二次光子、ニュートリノ、電子、陽電子のスペクトルに対するAAfragの予測を、Kamaeetal。、Kelneretal。、およびKafexhiuetal。のパラメーター化の予測と比較します。光子エネルギースペクトルの正規化の違いは、伝達されたエネルギーの割合$x$の中間値で20$-$50％に達し、$x\rightarrow\、$1では2倍に成長することがわかります。ニュートリノスペクトルではさらに大きくなります。光子の順方向生成に関するLHCfの結果は、AAfragが基づいているQGSJET-II-04mモデルの使用を支持すると主張します。正規化の違いは、マルチメッセンジャー天文学の文脈で、特にガンマ線フラックス測定に基づくニュートリノフラックスの予測、またはガンマ線データに基づく宇宙線スペクトルの推定に関して重要な意味を持っています。。また、ハドロン相互作用からの陽電子-電子比は、カットオフに向かうエネルギーとともに増加することにも注意してください。これは、Kelneretal。の平均電子-陽電子スペクトルを使用すると見落とされる効果です。最後に、光子、ニュートリノ、電子、陽電子の二次スペクトルを提供する、公開されているPythonパッケージaafragpyについて説明します。このパッケージは、4GeVを超えるエネルギーを持つ陽子のAAfragの結果を、低エネルギー陽子の粒子スペクトルの以前の分析パラメーター化で補完します。
宇宙線の原子核と電子の最適な局所源を統計的に研究する
| Title |
Statistically_study_the_optimal_local_sources_for_cosmic_ray_nuclei_and_electron |
| Authors |
Qing_Luo,_Bing-qiang_Qiao,_Wei_Liu,_Shu-wang_Cui_and_Yi-qing_Guo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00501 |
ゲミンガSNRなどのローカルソースは、過去の研究における陽子、電子、異方性の異常に重要な役割を果たしている可能性があります。実際、$1$kpc以内に太陽系の周りに12のSNRが存在します。1つの質問は、他のSNRも原子核と電子のスペクトルに寄与し、異方性の特殊な構造を説明できる可能性があるということです。この研究では、空間依存伝搬の下で、太陽の周りの1kpc内のすべてのローカルSNRの、原子核と電子のスペクトルへの寄与、および異方性のエネルギー依存性を体系的に研究します。その結果、Geminga、Monogem、およびVelaのSNRのみが、原子核と電子のスペクトルおよび異方性に定量的に寄与します。ここでは、GemingaSNRが唯一の最適な候補であり、MonogemSNRは、モデルの計算と観測の間の異方性の緊張のために物議を醸しています。VelaSNRは、HESS、VERITAS、DAMPE、およびCALETの測定によって示唆される、TeVエネルギーを超えた新しいスペクトル構造に貢献します。さらに興味深いのは、電子異方性がTeVエネルギー未満のFermi-LAT制限を満たしているが、大幅に上昇し、数TeVで$10\％$に達することです。この新しい構造は、モデルをチェックするための新しい光を当てます。近い将来、電子スペクトルと異方性の新しい構造が、宇宙でのDAMPEとHERD、および地上でのHAWCとLHAASOの実験によって観察されることを期待しています。
| Title |
Mining_for_strong_gravitational_lenses_with_self-supervised_learning |
| Authors |
George_Stein,_Jacqueline_Blaum,_Peter_Harrington,_Tomislav_Medan,_Zarija_Lukic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00023 |
自己教師あり表現学習を使用して、DarkEnergySpectroscopicInstrument（DESI）LegacyImagingSurveysのデータリリース9から7,600万個の銀河画像から情報を抽出します。新しい強力な重力レンズ候補の特定を対象として、最初に高速類似性検索ツールを作成します。ラベル付けされた例を1つだけ挙げて、新しい強力なレンズを発見します。次に、CPUで数分しかかからない、自己教師あり表現で単純な線形分類器をトレーニングすることで、強力なレンズを非常に効率的に自動的に分類できることを示します。簡単な視覚的識別キャンペーンで識別した1192個の新しい強いレンズの候補を提示し、インタラクティブなWebベースの類似性検索ツールと上位のネットワーク予測をリリースして、追加の強い重力レンズやその他の希少なオブジェクトのクラウドソーシングによる迅速な発見を促進します：github.com/georgestein/ssl-legacysurvey
| Title |
A_machine_learning_algorithm_for_direct_detection_of_axion-like_particle_domain_walls |
| Authors |
Dongok_Kim,_Derek_F._Jackson_Kimball,_Hector_Masia-Roig,_Joseph_A._Smiga,_Arne_Wickenbrock,_Dmitry_Budker,_Younggeun_Kim,_Yun_Chang_Shin,_Yannis_K._Semertzidis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00139 |
エキゾチック物理学検索用の光学磁力計のグローバルネットワーク（GNOME）は、同期された原子磁力計のグローバルアレイに刻印された時空間シグネチャに基づいて、特定の形態の暗黒物質の実験的検索を実行します。ここで説明する実験では、磁壁などの局所的に密な暗黒物質オブジェクトのシグネチャとして、アクシオンのような粒子（ALP）と陽子スピンの勾配結合を探します。この作業では、GNOMEデータに基づくALPドメインウォールの検索で使用するために、機械学習による確率的最適化を提案します。この方法の有効性と信頼性は、二項分類を使用して検証されました。ALPドメイン-壁交差イベントのこの新しい分析方法の予測感度が提示されます。
BICEP / Keck XV：BICEP3CMB旋光計と最初の3年間のデータセット
| Title |
BICEP_/_Keck_XV:_The_BICEP3_CMB_Polarimeter_and_the_First_Three_Year_Data_Set |
| Authors |
BICEP/Keck_Collaboration:_P.A.R._Ade_(1),_Z._Ahmed_(2),_M._Amiri_(3),_D._Barkats_(4),_R._Basu_Thakur_(5),_D._Beck_(2,7),_C._Bischoff_(6),_J.J._Bock_(5,8),_H._Boenish_(4),_E._Bullock_(9),_V._Buza_(10),_J.R._Cheshire_IV_(9),_J._Connors_(4),_J._Cornelison_(4),_M._Crumrine_(11),_A._Cukierman_(7,2),_E.V._Denison_(12),_M._Dierickx_(4),_L._Duband_(13),_M._Eiben_(4),_S._Fatigoni_(3),_J.P._Filippini_(14,15),_S._Fliescher_(11),_N._Goeckner-Wald_(7),_D.C._Goldfinger_(4),_J._Grayson_(7),_P._Grimes_(4),_G._Halal_(7),_G._Hall_(11),_M._Halpern_(3),_E._Hand_(6),_S._Harrison_(4),_S._Henderson_(2),_S.R._Hildebrandt_(5,8),_G.C._Hilton_(12),_J._Hubmayr_(12),_H._Hui_(5),_K.D._Irwin_(7,2,12),_J._Kang_(7,5),_K.S._Karkare_(4,10),_E._Karpel_(7),_S._Kefeli_(5),_S.A._Kernasovskiy_(7),_J.M._Kovac_(4,16),_C.L._Kuo_(7,2),_et_al._(46_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00482 |
BICEP3機器の設計と性能、および2016年から2018年に収集された最初の3年間のデータセットについて報告します。BICEP3は52cmの開口部で、宇宙マイクロ波背景（CMB）の偏光を角度スケールで観測するように設計された屈折望遠鏡です。95GHzで。2016年に南極で2400個のアンテナ結合遷移エッジセンサー（TES）ボロメータを使用して科学観測を開始しました。レシーバーは、大径アルミナ光学系、Zotefoam赤外線フィルター、フラックス活性化SQUIDなどの新技術を最初に実証し、Keck設計と比較して$\sim10\times$高い光スループットを可能にしました。BICEP3は、9.2、6.8、および7.1$\mu\text{K}_{\text{CMB}}\sqrt{\text{s}}$の機器ノイズ相当温度を達成し、ストークス$Q$および$U$マップに到達しました。2016年、2017年、2018年の深さはそれぞれ5.9、4.4、4.4$\mu$K-arcminです。結合された3年間のデータセットは、585平方度の有効領域にわたって2.8$\mu$K-arcminの偏波マップ深度を達成しました。これは、95GHzでこれまでに作成された最も深いCMB偏波マップです。
CHIME / FRBアウトリガー用の時計安定化システム
| Title |
A_clock_stabilization_system_for_CHIME/FRB_Outriggers |
| Authors |
J._Mena-Parra,_C._Leung,_S._Cary,_K._W._Masui,_J._F._Kaczmarek,_M._Amiri,_K._Bandura,_P._J._Boyle,_T._Cassanelli,_J.-F._Cliche,_M._Dobbs,_V._M._Kaspi,_T._L._Landecker,_A._Lanman,_J._L._Sievers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00576 |
カナダの水素強度マッピング実験（CHIME）は、高速電波バースト（FRB）を検出するための主要な望遠鏡として登場しました。CHIME/FRBアウトリガーは、大陸ベースラインのアウトリガー望遠鏡で構成される専用の超長基線干渉法（VLBI）機器であり、CHIMEとその特殊なリアルタイム過渡探索バックエンド（CHIME/FRB）を使用して、50個のFRBを検出およびローカライズします。質量精度。この論文では、CHIMEデジタルバックエンド基準クロックを元のGPS制御のオーブン化水晶発振器からパッシブ水素メーザーに効果的に転送する低侵襲クロック安定化システムを紹介します。これにより、GPSクロックの長期安定性と絶対時間タグ付けをメーザーの短期および中期安定性と組み合わせて、VLBIキャリブレーション観測間のクロックタイミングエラーを減らすことができます。CHIMEとCHIMEパスファインダーの間の400mベースラインを超えるはくちょう座AのVLBIスタイルの観測でシステムを検証し、1分から最大までのタイムスケールで30psrmsレベルでの空ベースとメーザーベースのタイミング測定値の一致を示します9日間で、CHIME/FRBアウトリガーの安定性要件を満たしています。さらに、パッシブ水素メーザーをサポートするインフラストラクチャが不足しているアウトリガーステーション用の代替基準クロックソリューションを紹介します。
LAMOSTDR7からのスペクトルによるガイアEDR3からの白色矮星の識別
GaiaEDR3の130万個の白色矮星（WD）候補を、3秒角以内にLAMOSTDR7のスペクトルデータと交差適合試験しました。前の作業で説明した機械学習を適用して、目視検査後に6,190個のWDオブジェクトを分光的に識別しました。そのうち、1,496個のターゲットが最初に確認されました。DABやDB+Mを含むがこれらに限定されない、32の詳細なクラスが採用されました。Levenberg-Marquardt最小二乗アルゴリズム（LM）を使用して、DAおよびDBタイプWDの大気パラメーターを推定しました。最後に、LAMOSTのWDスペクトルのカタログがオンラインで提供されました。
$ Chandra $最も近いドワーフ炭素星の観測
| Title |
$Chandra$_Observations_of_the_Nearest_Dwarf_Carbon_Stars |
| Authors |
Benjamin_R._Roulston_(1_and_2),_Paul_J._Green_(1),_Rodolfo_Montez_(1),_Joseph_Filippazzo_(3),_Jeremy_J._Drake_(1),_Silvia_Toonen_(4),_Scott_F._Anderson_(4),_Michael_Eracleous_(6),_Adam_Frank_(7)_((1)_Center_for_Astrophysics_ |
_Harvard_&_Smithsonian,_(2)_Boston_University,_(3)_Space_Telescope_Science_Institute,_(4)_Anton_Pannekoek_Institute,_University_of_Amsterdam,_(5)_University_of_Washington,_(6)_The_Pennsylvania_State_University,_(7)_University_of_Rochester) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00013 |
C$>$Oの主系列星として、矮性炭素（dC）星は決して単独で生まれることはありませんが、以前の漸近巨星分枝（AGB）の仲間から炭素に富む物質を継承します。物質移動後のバイナリのM矮星とは対照的に、C$_2$および/またはCN分子バンドにより、AGBの残骸が検出可能性を超えて冷却された後でも、適度な分解能の光学分光法でdCを識別できます。AGB星からの実質的な物質の降着は、dCをスピンアップさせ、X線で検出可能な活動の若返りを引き起こす可能性があります。実際、最近、数十のdCが、1日未満の期間で測光変動を示すことがわかっています。ただし、それらのほとんどは、降着によってスピンアップするだけでなく、潮汐力によってスピン軌道相互作用がロックされた、共通外層後のバイナリ（PCEB）である可能性があります。ここでは、$Chandra$を使用して最も近い5つの既知のdCのサンプルのX線特性を調べます。X線で2つが検出され、短周期の測光変動も検出されたのは2つだけです。これまでにdCで検出された冠状動脈活動は、共通外層フェーズの後、以前のC-AGBプライマリ（TP-AGB）。TP-AGB星の半径は、C巨星相に達すると急速に拡大するため、短周期dCを形成するために必要な物質移動バランスにつながる可能性のある公転周期の初期範囲は謎のままです。
三項系の内部バイナリへの三次星の安定および不安定なロッシュローブオーバーフローに関する統計的見解
| Title |
A_statistical_view_on_stable_and_unstable_Roche_lobe_overflow_of_a_tertiary_star_onto_the_inner_binary_in_triple_systems |
| Authors |
Adrian_S._Hamers,_Hila_Glanz,_Patrick_Neunteufel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00024 |
コンパクトな恒星の三項系では、進化した三項系の星が、内側のバイナリの周りのロッシュローブをあふれさせる可能性があります。その後、三次星は安定した方法で質量を内側のバイナリに転送することができます。または、ロッシュローブオーバーフロー（RLOF）が不安定になり、共通外層（CE）の進化につながる可能性があります。後者の場合、内側のバイナリは第三紀の星の拡張されたエンベロープに入り、ドナーのコアに向かってらせん状になり、合併や放出につながる可能性があります。個々のシステムについて詳細に研究されていますが、トリプルRLOFのさまざまな結果に関する包括的な統計的見解が欠けています。ここでは、恒星進化論、バイナリ相互作用、および重力ダイナミクスを自己無撞着に考慮して、タイトトリプルの10^5集団合成シミュレーションを実行します。また、安定したトリプル物質移動の長期的な進化、およびトリプルCEの進化のための処方箋も含まれています。単純で流体力学的効果を無視していますが、これらの処方箋は定性的な統計的研究を可能にします。トリプルRLOFはトリプルの約0.06％で発生し、約64％が安定した物質移動につながり、約36％がトリプルCEの進化につながることがわかります。トリプルCEは、ほとんどの場合（〜76％）、1つまたは複数の合併が短時間で続き、おそらく2つの主系列星の内部バイナリ合併です。トリプルCEの他の結果は、バイナリ+シングルシステム（〜23％、そのほとんどは交換相互作用を含まない）、および安定したトリプル（〜1％）です。また、トリプルRLOFに続く白色矮星の合併を伴うIa型超新星の割合を推定しますが、寄与はごくわずかです。
極地太陽風のマイクロストリームとスイッチバックおよびコロナルX線ジェットとの関係
1994年と2007年の太陽活動が最小の期間に高い太陽緯度で得られたユリシーズデータを調べて、マイクロストリームと呼ばれる速度構造とスイッチバックと呼ばれる磁場の折り畳みとの関係を決定します。高い相関が見られます。冠状X線ジェットから発生するマイクロストリームの速度ピークの可能性が再検討されます。マイクロストリームは、スイッチバックのパッチと静かな期間の交互の結果であり、コロラドジェットを引き起こすミニフィラメント/フラックスロープの噴火によってスイッチバックが生成される可能性があることを示唆しています。
スパイト高原の金属の少ない端。 II。詳細な化学的調査
| Title |
The_metal-poor_end_of_the_Spite_plateau._II._Detailed_chemical_investigation |
| Authors |
A._Matas_Pinto_(GEPI),_M._Spite_(GEPI),_E._Caffau_(GEPI),_P._Bonifacio_(GEPI),_L._Sbordone_(ESO),_T._Sivarani_(IIA),_M._Steffen_(AIP),_F._Spite_(GEPI),_P._Francois_(GEPI,_UPJV),_P._Di_Matteo_(GEPI) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00243 |
環境。古い、金属の乏しい星の研究は、宇宙の初期段階に関する私たちの知識を深めます。特に、これらの星の研究は、最初の巨大な星の質量とそれらの電離光子の放出についての貴重な洞察を私たちに与えてくれます。目的。11個の矮星のサンプルの運動学的および軌道特性の詳細な化学分析と決定を提示します。これらは金属の少ない星であり、それらのいくつかは低リチウム含有量を示します。他の要素にも異常があるかどうかを調べました。メソッド。Turbospectrumコードを使用して、いくつかの金属の少ない星の高解像度UVESスペクトルを分析し、スペクトル線プロファイルを合成しました。これにより、Feの詳細な化学分析を導き出すことができました。
| Title |
Properties_of_the_ionisation_glitch:_I._Modelling_the_ionisation_region |
| Authors |
Pierre_S._Houdayer,_Daniel_R._Reese,_Marie-Jo_Goupil_and_Yveline_Lebreton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00246 |
太陽のような振動する星の特性を決定することは、多くのバイアスの影響を受ける可能性があります。特に重要な例は、内部物理学に関する不確実性が質量と表面ヘリウム含有量の両方の不十分な決定を引き起こす可能性があるヘリウム-質量縮退です。したがって、この縮退を克服するには、独立したヘリウム推定値が必要です。このような推定値を取得するための有望な方法は、いわゆるイオン化グリッチ、つまり、Heイオン化ゾーンの急速な構造変化によって引き起こされる漸近振動周波数パターンからの逸脱を利用することです。グリッチベースのアプローチは次第に洗練されてきていますが、現実的な恒星モデルによるキャリブレーションの必要性など、現在のモデリングに固有の問題に直面しています。これには、表面ヘリウムの存在量$Y_s$などの対象のパラメータを明示的に含むイオン化領域の物理モデルが必要です。イオン化領域の熱力学的処理を通じて、最初の断熱指数$\Gamma_1$の分析近似が提示されます。誘導された恒星構造は、表面ヘリウム存在量$Y_s$と対流領域の電子縮退$\psi_\textrm{CZ}$を含む3つのパラメーターのみに依存することがわかります。このように定義されたモデルにより、さまざまな構造を記述することができ、特に、イオン化領域の現実的なモデルを近似することができます。実施されたモデリング作業により、グリッチの原因となる構造的摂動を研究することができます。通常想定されているものよりも複雑な形の摂動が見られます。また、ヘリウム自体の量ではなく、対流層の電子縮退とイオン化領域の位置の両方に構造が強く依存している可能性があることも示唆されています。
合成非熱線幅を使用した冠状波エネルギー推定の調査
| Title |
Investigating_coronal_wave_energy_estimates_using_synthetic_non-thermal_line_widths |
| Authors |
Lianne_Fyfe,_Thomas_Howson,_Ineke_De_Moortel,_Vaibhav_Pant_and_Tom_Van_Doorsselaere |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00257 |
目的。エネルギーの大部分が輝線の非熱線幅に隠されている可能性が高いため、冠状波エネルギーの推定値は不確実なままです。これらの波のエネルギーを推定するために、以前の多くの研究では、二乗平均平方根の波の振幅は、非熱線幅よりも$\sqrt{2}$大きい係数であると見なされていました。ただし、他の研究では異なる要因が使用されています。この問題を調査するために、さまざまな3D電磁流体力学（MHD）シミュレーション内の波の振幅と非熱線幅の関係を検討します。メソッド。次の3D数値モデルを検討します。均一磁場でのアルフベン波、複雑な編組磁場での横波、およびアーケードでの冠状動脈加熱の2つのシミュレーション。フォワードモデリングコードFoMoを適用して、非熱線幅の分析に必要な合成排出量データを生成しました。結果。非熱線幅と二乗平均平方根波の振幅の比率の単一の値を決定することは、複数のシミュレーションにわたって不可能です。視線角度、速度の大きさ、波の干渉、露出時間など、さまざまな要因に依存することがわかりました。実際、私たちのモデルのいくつかは最近の記事で主張されている値を達成しましたが、他のより複雑なモデルはこれらの比率から逸脱しました。結論。波のエネルギーを推定するには、非熱線幅と二乗平均平方根波の振幅との適切な関係が必要です。ただし、この比率を特異値として評価したり、下限または上限を提供したりすることは、さまざまなMHDモデルおよび要因に対する感度を考えると、現実的には不可能です。波の振幅と非熱線幅の比率はモデル全体で一定ではないため、波エネルギーを推定するために広く使用されているこの方法は堅牢ではないことをお勧めします。
高速回転する白色矮星における物質の降着と磁気変形による重力波放出
| Title |
Gravitational_Wave_Emission_by_Accretion_of_Matter_and_Magnetic_Deformation_in_Fast_Rotating_White_Dwarfs |
| Authors |
Manoel_F._Sousa,_Jos\'e_C._N._de_Araujo,_Jaziel_G._Coelho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00344 |
高速回転する白色矮星（WD）における重力波（GW）放出の2つのメカニズム、つまり物質の降着と磁気変形に関するSousaetal。（2020a、2020b）のいくつかの側面について説明します。どちらの場合も、GW放射は、星の回転軸の周りの非対称性によって生成されます。ただし、前者の場合、非対称性は磁極内の付着物質の量によるものであり、後者の場合、それは強磁場によるものです。高速回転する磁化されたWDを持つ3つの連星システム、つまりAEAquarii、ARScorpii、RXJ0648.0-4418のGW振幅と光度を推定しました。さらに、WDパルサーと呼ばれるSGR/AXPに磁気変形メカニズムを適用しました。最初のメカニズムでは、システムAEAquariiとRXJ0648.0-4418は、付着質量が$\deltam\geq10^{-5の場合、スペース検出器BBOとDECIGOで観測できることがわかりました。}M_{\odot}$。2番目のメカニズムでは、調査した3つのシステムで、BBOが検出できるGWを放出するために、WDが$\sim10^{9}$Gを超える磁場を持っている必要があります。さらに、WDパルサーとしてのSGR/AXPの中には、BBOとDECIGOで検出できるものもありますが、高度に磁化された中性子星としてのSGR/AXPは、これらの検出器の感度曲線をはるかに下回っています。
脈動する極端なヘリウム星V652Herculisの改良された流体力学的脈動モデル
| Title |
Improved_hydrodynamic_pulsation_models_for_the_pulsating_extreme_helium_star_V652_Herculis |
| Authors |
C._Simon_Jeffery,_Pilar_Monta\~n\'es-Rodr\'iguez,_Hideyuki_Saio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00427 |
極端なヘリウム星V652Herで観測された半径方向の脈動をシミュレートするために、新しい非線形流体力学モデルが構築されました。これらは、以前のシミュレーションよりも高い半径方向の解像度を可能にするために、より細かいゾーニングを使用しています。モデルには、更新されたOPALおよびOP不透明度テーブルが組み込まれており、これまでで最高の大気分析に基づいた構成が採用されています。周期、速度振幅、衝撃加速度などの主要な脈動特性が、平均恒星パラメータ（質量、光度、有効温度）の関数として調べられます。新しいモデルは、大振幅の脈動の場合、最小半径で強い衝撃が発生し、最大輝度と最小半径の間の大きな位相遅延に関連していることを確認しています。観測された脈動周期を使用してパラメータ空間を1次元に制約し、他の脈動特性を使用してモデル空間をさらに制約し、観測測定について批判的に議論します。同様のモデルは、脈動駆動の衝撃を示す可能性のある他の青い大振幅パルセータの解釈に役立つ場合があります。
SteParSyn：スペクトル合成を使用して恒星の大気パラメータを推測するベイズコード
| Title |
SteParSyn:_A_Bayesian_code_to_infer_stellar_atmospheric_parameters_using_spectral_synthesis |
| Authors |
H._M._Tabernero,_E._Marfil,_D._Montes,_J._I._Gonz\'alez_Hern\'andez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00444 |
コンテキスト：SteParSynは、Python3.Xで記述された自動コードであり、スペクトル合成法に従ってFGKMタイプの星の恒星大気パラメーターTeff、log（g）、および[Fe/H]を推測するように設計されています。目的：SteParSynコードの説明を提示し、1.2mのメルカトル望遠鏡に取り付けられたHERMES分光器で観測された後期型の星のサンプルに対してその性能をテストします。このサンプルには、分光法とは独立して決定されたよく知られた恒星パラメータを持つ35個の後期型ターゲットが含まれています。このコードは、GitHubリポジトリの天文学コミュニティで利用できます。方法：SteParSynは、マルコフ連鎖モンテカルロ（MCMC）サンプラーを使用して、オンザフライで生成された合成モデルスペクトルを観測値と比較することにより、パラメーター空間を探索します。合成スペクトルは、スペクトルエミュレーターで生成されます。結果：サンプルスターのTeff、log（g）、および[Fe/H]を計算し、コードのパフォーマンスについて説明しました。これらのターゲットの内部散乱は、Teffで-12+-117K、log（g）で0.04+-0.14dex、[Fe/H]で0.05±0.09dexと計算されました。さらに、SteParSynで得られたlog（g）値は、0.1dexレベルまでの三角法の表面重力と一致していることがわかります。最後に、SteParSynは、テフ、log（g）、およびvsini<=30km/sの星の[Fe/H]について、50K、0.1dex、および0.05dexまで正確な恒星パラメーターを計算できます。
TIC 308396022：$ \ delta $ Scuti- $ \ gamma $
Doradusハイブリッド、大振幅ラジアルファンダメンタルモードと通常のgモード周期間隔
| Title |
TIC_308396022:_a_$\delta$_Scuti--$\gamma$_Doradus_hybrid_with_large-amplitude_radial_fundamental_mode_and_regular_g-mode_period_spacing |
| Authors |
Tao-Zhi_Yang_(School_of_Physics,_Xi'an_Jiaotong_University),_Zhao-Yu_Zuo_(School_of_Physics,_Xi'an_Jiaotong_University),_Gang_Li_(IRAP,_Universit\'e_de_Toulouse),_Timothy_R_Bedding_(Sydney_Institute_for_Astronomy_(SIfA),_School_of_Physics,_University_of_Sydney,_Stellar_Astrophysics_Centre,_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Aarhus_University),_Simon_J_Murphy_(Sydney_Institute_for_Astronomy_(SIfA),_School_of_Physics,_University_of_Sydney,_Stellar_Astrophysics_Centre,_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Aarhus_University),_and_Meridith_Joyce_(Space_Telescope_Science_Institute,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00485 |
TESSミッションで観測されたTIC308396022の脈動挙動を解析します。星は高振幅の$\delta$Sct星（HADS）であり、3年間の光度曲線を使用して非常に豊富な振幅スペクトルを示します。これらの周波数の中で、$f_{1}=13.20362567（12）\rm{d^{-1}}$の最も強いピークが放射状基本モードとして識別され、1番目と2番目の倍音（$f_2$）も見つかります。および$f_3$）。低周波数範囲（<2.5$\rm{d^{-1}}$）では、22個のピークが重力モードであると識別されます。重力モードは約2460\、sの規則的な周期間隔を示し、角度度は$lです。=1$。周期間隔のパターンは、有意な下降傾向を示さず、星がゆっくりと回転していることを示唆しています。これは、高振幅の放射状基本モードと通常のgモード周期間隔パターンを含む$\delta$Sct-$\gamma$Dorハイブリッド星であることに注意してください。O-C分析では、星がかなりの時間遅延を示していることがわかります。これは、星に白色矮星である可能性が高い仲間がいることを意味します。可能な物質移動の歴史は、バイナリ進化、物質移動、および脈動の現在の理論をテストする絶好の機会を提供します。
カー・ニューマンブラックホールの準正規スペクトルにおける固有値反発
| Title |
Eigenvalue_repulsions_in_the_quasinormal_spectra_of_the_Kerr-Newman_black_hole |
| Authors |
Oscar_J.C._Dias,_Mahdi_Godazgar,_Jorge_E._Santos,_and_Gregorio_Carullo,_Walter_Del_Pozzo,_Danny_Laghi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2109.13949 |
カーニューマン（KN）ブラックホールメトリックの重力電磁摂動を研究し、KNブラックホールの準法線モード（QNM）の2つの$-$光子球と近水平$-$ファミリーを特定し、周波数を計算します。減衰率が最も遅いモードのスペクトル（すべてのKNパラメーター空間）。KNシステムに固有のQNMの新しい現象、つまりQNMファミリ間の固有値反発を明らかにします。このような機能は、特定のシュロディンガーポテンシャルで移動する電子のスペクトルのエネルギーバンド/ギャップの原因となる固体物理学で一般的です。近極KNの近水平限界の強化された対称性を利用します。ジオメトリはまた、変数の分離を使用して摂動問題を解決し、極値近くのKNQNMスペクトルへの優れた近似を提供するマッチング漸近展開を開発します。ここで導出されたKNQNMスペクトルは、LIGO、Virgo、LISAによってプローブされたものなどの漸近環境だけでなく、ミニチャージされた暗黒物質や特定の修正された重力理論など、いくつかの新しい物理シナリオでの観測的影響を抽出することもできます。バイナリマージのスケール。
| Title |
Self-interacting_Dark_Matter_via_Right_Handed_Neutrino_Portal |
| Authors |
Debasish_Borah_(1),_Manoranjan_Dutta_(2),_Satyabrata_Mahapatra_(2),_Narendra_Sahu_(2)_((1)_Indian_Institute_of_Technology_Guwahati,_(2)_Indian_Institute_of_Technology_Hyderabad) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00021 |
標準模型（SM）への右手ニュートリノ（RHN）ポータルを備えた自己相互作用暗黒物質（DM）シナリオを提案します。暗いセクターは、ディラックフェルミオンであると想定される粒子DMと、天体物理学的観測と一致して必要な速度依存の自己相互作用を引き起こす暗いアベリアンベクトルボソンに関する明るいメディエーターで構成されています。そのようなDMの熱的または非熱的生成に関係なく、大きな自己相互作用結合による軽いメディエーターへのDMの効率的な消滅率のために、その最終的な遺物は豊富ではありません。次に、RHNを介したDM-SM相互作用の弱いポータルが、RHNの遅い崩壊を介してDMの遺物の不足を埋める可能性を提供することを示します。RHNは、軽いニュートリノ質量の起源を説明するシーソーモデルでも自然に発生するため、ニュートリノ質量への接続や補完的な発見の見通しなどの他の現象論について説明する、スコットジェニックおよびゲージ付きB-Lフレームワークの観点から最小設定の2つのUV完全実現について概説します。
暗黒物質-電子断面積（$\sigma_{\chie}$）と暗黒物質-ニュートリノ断面積（$\sigma_{\chi\nu}$）の組み合わせに関する新しい制約を、速度論のゲインを利用して導き出します。宇宙線電子と拡散超新星ニュートリノバックグラウンド（DSNB）による散乱による暗黒物質（DM）粒子のエネルギー。DSNBニュートリノのフラックスはエネルギー範囲$\sim1\、{\rmMeV}-50\、{\rmMeV}$のCR電子フラックスに匹敵するため、DSNBニュートリノでの散乱も低エネルギーを高めることができます-宇宙線電子との相互作用によるブーストに加えて、質量DMが大幅に増加します。XENON1Tとスーパーカミオカンデデータを使用して、$\sigma_{\chie}$と$\sigma_{\chi\nu}$の境界を導き出します。$\sigma_{\chie}$の限界は文献の限界に匹敵しますが、スーパーカミオカンデ実験は、数個未満のDM質量に対して$\sigma_{\chi\nu}$に最も強い制約を与えることを示しています。MeV。
| Title |
Separating_Astrophysics_and_Geometry_in_Black_Hole_Images |
| Authors |
Guillermo_Lara,_Sebastian_H._V\"olkel_and_Enrico_Barausse |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00026 |
イベントホライズンテレスコープ（EHT）による超大質量ブラックホールM87$^{*}$の影の観測は、円形光子軌道の近くおよびそれ以降の時空形状に敏感であるため、一般相対性理論をテストする可能性があります。強力なフィールド体制。ただし、このプログラムの障害には、一般相対性理論からの推定偏差と、降着流の説明と「キャリブレーションパラメータ」の不確実性の両方の間の縮退が含まれます。ブラックホールの質量とスピン。この作業では、主成分分析に基づいて、ブラックホールメトリック（つまり「信号」）を不可知論的な方法で再構築できる一方で、キャリブレーションパラメータの不確実性による「前景」を差し引くことができる形式を紹介します。降着流のモデリング。厚い降着円盤に囲まれた球対称のブラックホールの模擬モックデータに私たちの手法を適用します。信号と前景の分離は、次世代のEHTのような実験で可能である可能性があることを示します。
集団ニュートリノフレーバーの不安定性にはスペクトル交差が必要
超相対論的標準模型ニュートリノのフレーバー進化における集団的不安定性には、スペクトル交差が必要であることを証明します。私たちの議論は、遅い不安定性と速い不安定性の両方、および衝突による減衰の存在下で、任意の数のフレーバーに適用されます。この結果は、恒星のダイナミクス、元素合成、およびニュートリノ現象学にとって重要であると考えられている集合的なフレーバー変換のための単純ですが厳密な条件を提供します。
タグチベースのグレイ関係分析によるCCD-in-CMOSTDI検出器の動作クロック電圧の最適化
| Title |
Optimization_of_a_CCD-in-CMOS_TDI_detector's_operating_clock_voltages_by_Taguchi_based_Grey_relational_analysis |
| Authors |
Swaraj_Bandhu_Mahato_and_Pierre_Boulenc |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00299 |
近年、CCD-in-CMOSTDIイメージセンサーは、低軌道観測のための宇宙への高速で手頃なアクセスを保証するために、多くの小型衛星ミッションでますます人気が高まっています。当社のモノリシックCCD-in-CMOSTDIイメージャは、従来のCCDTDIの利点とCMOSシステムオンチップ（SoC）設計の利点を組み合わせた特別に開発された技術を特徴としています。CCDと同様に、この検出器も多数のクロック電圧によって制御されます。これらの電圧を最適化すると、フルウェル容量（FWC）、暗電流、直線性、暗信号不均一性（DSNU）、電荷移動効率（CTE）などの複数の特性パラメーターを改善することにより、検出器のパフォーマンスを向上させることができます。従来、より良い画像を得るために試行錯誤の方法でCCD電圧を調整するのが標準的な方法でした。パラメータ空間が大きいため、このような主観的な手順では、最適なパフォーマンスからはほど遠い場合があります。この論文は、検出器の複数の性能パラメータを改善するためにクロック電圧に適用される実験計画（DOE）技術を報告します。この方法では、タグチの直交配列の実験を利用して、さまざまな電圧の組み合わせでの実験の数を減らします。最後に、クロック電圧の最適な組み合わせは、検出器の複数の性能パラメータを単一のグレーリレーショナルグレードに変換することによって得られます。このプロセスでは、パラメータ値を取得するシーケンスは、パフォーマンス特性に従って分類されます。条件Higher-the-betterはFWCやCTEなどのパラメーターに使用され、条件Lower-the-betterは暗電流、線形性エラー、DSNUなどのパラメーターに適用されます。
低密度の核物質の状態方程式は核の性質によって強く制約されますが、高密度の状態方程式を制約するには、中性子星の観測から得られた間接的な情報に頼る必要があります。核物質飽和密度の倍、$n_0$。$n_0$に近い核物質特性を満たし、一次相転移を含まない巨大な状態方程式のセットを生成するためにメタモデリングアプローチを採用して、高密度の状態方程式を制約する可能性を調査しました。$\tilde{\Lambda}$の確率分布に関するGW170817イベントから取得したすべての情報を使用して、核物質のプロパティによって課せられた制約を超えたEOSの確率的推論を行いました。$2n_0$未満の飽和に近い核物質の特性では、さまざまな中性子星（NS）の最大質量を予測する状態方程式を区別できません。ただし、GW170817に関連するNS合併の潮汐変形可能性によって状態方程式が低密度で制約されている場合、これは当てはまりません。$3n_0$を超えると、両方のアプローチで差が大きくなる可能性があり、特に、調査したセットの音の圧力と速度が重ならないことから、NSの最大質量に関する知識が高密度に関する重要な情報を提供する可能性があることがわかります。EOS。最大質量不確かさの間隔を狭めることは、高密度EOSの制約にかなりの影響を及ぼします。
中国のFAST望遠鏡は地球外のフォンノイマン探査機を検出できますか？
本論文では、Type-2.xおよびType-3.xの地球外フォンノイマン探査機を検討し、世界最大の電波望遠鏡である500メートル球面電波望遠鏡（FAST）によるそれらの検出可能性の問題を研究します。。この目的のために、無線スペクトルパラメータを推定し、FASTの技術的特性のコンテキストで得られた結果を分析します。その結果、FASTは銀河系および銀河系外の自己複製プローブとして高精度で検出できることが示されています。
シミュレーションベースの推論のための任意の限界神経比推定
| Title |
Arbitrary_Marginal_Neural_Ratio_Estimation_for_Simulation-based_Inference |
| Authors |
Fran\c{c}ois_Rozet_and_Gilles_Louppe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00449 |
科学の多くの分野では、複雑な現象は確率的パラメトリックシミュレーターによってモデル化され、多くの場合、高次元のパラメーター空間と扱いにくい尤度を特徴としています。このコンテキストでは、ベイズ推定の実行は困難な場合があります。この作業では、数値積分に頼ることなく、パラメータの任意のサブセットに対する償却推論を可能にする新しい方法を提示します。これにより、事後の解釈がより便利になります。私たちの方法は効率的であり、任意のニューラルネットワークアーキテクチャで実装できます。重力波観測からのブラックホール連星系のパラメータ推論に対するこの方法の適用可能性を示します。
非磁性不純物とサブギャップ状態が動的インダクタンス、複素伝導率、品質係数、およびデペア電流密度に及ぼす影響
| Title |
Effects_of_nonmagnetic_impurities_and_subgap_states_on_the_kinetic_inductance,_complex_conductivity,_quality_factor_and_depairing_current_density |
| Authors |
Takayuki_Kubo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.00573 |
非磁性不純物散乱率$\gamma$とDynes$\Gamma$によってパラメータ化された有限サブギャップ状態の組み合わせが、超伝導デバイスに関連するさまざまな物理量にどのように影響するかを調査します。動的インダクタンス$L_k$、複素伝導率$\sigma$、表面抵抗$R_s$、品質係数$Q$、およびデペアリング電流密度$J_d$。すべての計算は、BCS理論のアイレンバーガー形式に基づいています。デバイスの材料は極端なタイプII$s$波超伝導体であると想定しています。最適な不純物濃度（$\gamma/\Delta_0\sim1$）が$R_s$を最小化することはよく知られています。ここで、$\Delta_0$は、温度$T\to0$の理想化された（$\Gamma\to0$）超伝導体のペアポテンシャルです。最適な$\Gamma$は、クリーンな超伝導体（$\gamma/\Delta_0<1$）の場合は$R_s$を1桁、ダーティな超伝導体（$\gamma）の場合は数十ドルも削減できることがわかります。/\Delta_0>1$）。また、ほぼ理想的な（$\Gamma/\Delta_0\ll1$）クリーンリミット超伝導体は、広範囲の周波数$\omega$に対して周波数に依存しない$R_s$を示し、$Q$を大幅に改善できることがわかりました。数十GHzの周波数を持つ非常にコンパクトな空洞の。$\Gamma$または$\gamma$が増加すると、プラトーが消え、$R_s$は$\omega^2$の依存関係に従います。サブギャップ状態に起因する残留表面抵抗$R_{\rmres}$も調べられます。これは、SRFグレードの高$Q$3D共振器で検出できます。$L_k（\gamma、\Gamma、T）$と$J_d（\gamma、\Gamma、T）$を計算します。これらは、それぞれ$（\gamma、\Gamma、T）$の単調増加関数と減少関数です。デバイス材料の$（\gamma、\Gamma）$の測定は、材料処理を介したエンジニアリング$（\gamma、\Gamma）$に関する有用な情報を提供します。これにより、$Q$、エンジニア$L_k$、を改善することができます。$J_d$を改善します。
