| Title |
Cross-correlation_of_the_Polarizations_of_the_21-cm_and_Cosmic_Microwave_Backgrounds |
| Authors |
Lingyuan_Ji,_Selim_C._Hotinli,_and_Marc_Kamionkowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.01619 |
宇宙の再電離の時代からの21cm放射の偏光は、自由電子からの21cm光子のトムソン散乱から生じ、強度変動からのそれを補完する情報を提供します。以前の研究では、この信号を直接検出することは困難であることが示され、他のトレーサーとの相関によって信号が強化される可能性があることが示唆されました。ここでは、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）偏光と21cm偏光の間の相互相関について説明します。半数値シミュレーションによって較正されたパラメータを使用した分析モデルを使用して、再イオン化を処理します。次に、全角運動量形式を使用して相互相関角パワースペクトルを導出します。また、密接に関連しているが微妙に異なる2つの帰無仮説に対してテストするためのノイズ分析も提供します。まず、帰無仮説として再電離がないと仮定し、観測された21cm-CMB偏光相関によってこの帰無仮説をどれだけうまく除外できるかを判断します。次に、CMBから再電離が確立されていると仮定して、相互相関を求めることにより、21cmの分極がないという帰無仮説をどれだけうまく除外できるかを判断します。最初の質問は、野心的な次世代の21cmとCMBのミッションの相乗効果によって答えられる可能性がありますが、2番目の質問はまだ手の届かないところにあります。
| Title |
Inferring_dark_matter_substructure_with_astrometric_lensing_beyond_the_power_spectrum |
| Authors |
Siddharth_Mishra-Sharma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.01620 |
位置天文学（天体の位置と動きの正確な測定）は、私たちの銀河の暗黒物質集団を特徴づけるための有望な手段として浮上しています。シミュレーションベースの推論とニューラルネットワークアーキテクチャの最近の進歩を活用することにより、位置天文データセット内のグローバルな暗黒物質によって誘発された重力レンズの特徴を検索するための新しい方法を紹介します。神経尤度比推定に基づく私たちの方法は、2点相関統計に基づく既存のアプローチと比較して、コールドダークマター集団に対する感度が大幅に向上し、測定ノイズによるスケーリングがより良好であることを示しています。天体測定データ。
THESANプロジェクト：銀河間物質の特性とその再電離時代の銀河との関係
| Title |
The_THESAN_project:_properties_of_the_intergalactic_medium_and_its_connection_to_Reionization-era_galaxies |
| Authors |
Enrico_Garaldi,_Rahul_Kannan,_Aaron_Smith,_Volker_Springel,_R\"udiger_Pakmor,_Mark_Vogelsberger_and_Lars_Hernquist |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.01628 |
高赤方偏移銀河間媒体（IGM）と原始銀河集団は、急速に銀河系外天文学の新しいフロンティアになりつつあります。電離光子の脱出と暗黒物質の性質に関するさまざまな仮定の下で、IGMの特性と、$z\geq5.5$での銀河への接続を調査します。このスイートを使用して、完全な再電離の文脈での銀河の出現。私たちのシミュレーションには、現実的な「後期」の再電離履歴があり、グローバルIGMプロパティで利用可能な制約と一致し、最近観測された電離光子の平均自由行程の急速な進化を再現します。さらに、高zライマン-$\alpha$伝送を調べます。光学的厚さの変化はデータと一致しており、その分布は、ソースモデルに対する感度は高いものの、シミュレーションよりもさらに遅い再電離を示唆しています。ライマン-$\alpha$透過領域のスペクトル形状と分離を特徴づけることにより、これら2つの未知数の影響を解きほぐし、両方を観測的に制約する可能性を開くことができることを示します。THESANは、シミュレーションで初めて、銀河距離の関数としてライマン-$\alpha$フラックスの変調を再現し、現実的な銀河形成モデルを適切な放射流体力学と結合する力を示しています。この機能は、再電離のタイミングに非常に敏感である一方で、ソースモデルには比較的鈍感であることがわかります。全体として、THESANは現実的なIGMと銀河の集団を生成し、高z宇宙の将来の分析のための堅牢なフレームワークを提供します。
暗黒物質ハローの密度プロファイルの普遍的なモデルに向けて
| Title |
Towards_a_universal_model_for_the_density_profiles_of_dark_matter_haloes |
| Authors |
Shaun_T._Brown,_Ian_G._McCarthy,_Sam_G._Stafford_and_Andreea_S._Font |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.01632 |
暗黒物質ハローは正確に自己相似ではなく、それらの球形平均質量密度プロファイルを正確に記述するために、それらの濃度を超えた追加のパラメーターが必要であることは、宇宙論的シミュレーションから十分に確立されています。初めて、与えられた質量のハローと指定された宇宙論の赤方偏移について、ハロー濃度$c$とこの追加の「形状」パラメーター$\alpha$の両方を一貫して予測するモデルを提示します。最近の研究に続いて、質量、赤方偏移、宇宙論への依存を「ピーク高さ」への依存に作り直しました。いわゆる球形トップハット（STH）ウィンドウ関数を使用するピーク高さの標準定義を採用する場合、濃度とピーク高さの関係は宇宙論に強く依存することを示します（つまり、一意に決定されません）。ピーク高さによる）、一方、$\alpha$-ピーク高さの関係は、STHウィンドウ関数を使用する場合はほぼ普遍的です。窓関数の選択の自由を考慮して、STH関数の単純な変更を検討し、その形式を制約して、宇宙論的シミュレーションの大規模なスイートを使用して、濃度とピーク高さの関数として$\alpha$の普遍的な関係を生成します。2つの密度プロファイルパラメータの普遍的な関係を実際に導き出すことができ、これらのパラメータは、異なるスケールでフィルタリングされた線形パワースペクトル$P（k）$によって設定されることがわかります。この作業の結果は、$P（k）$とバックグラウンド拡張履歴$H（z）$の任意の（合理的な）組み合わせに一般化され、広範囲の暗黒物質ハローの密度プロファイルの正確な予測が得られることを示します。宇宙論の。
宇宙論的シミュレーションにおける銀河速度バイアス：パーセントレベルの較正に向けて
| Title |
Galaxy_Velocity_Bias_in_Cosmological_Simulations:_Towards_Percent-level_Calibration |
| Authors |
Dhayaa_Anbajagane,_Han_Aung,_August_E._Evrard,_Arya_Farahi,_Daisuke_Nagai,_David_J._Barnes,_Weiguang_Cui,_Klaus_Dolag,_Ian_G._McCarthy,_Elena_Rasia,_Gustavo_Yepes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.01683 |
宇宙論的情報が豊富な銀河団の質量は、内部暗黒物質（DM）の速度分散から推定できます。これは、伴銀河の速度から観測的に推測できます。ただし、銀河はDMのバイアスされたトレーサーであり、バイアスはホストのハローと銀河の特性、および時間によって変化する可能性があります。巨大なハロー（M200c>1e13.5）について、赤方偏移、ホストハロー質量、銀河恒星質量しきい値（Mstarsat）の関数として、速度バイアスb_v（銀河とDMの速度分散の比率として定義）を正確に較正します。msun）5つの宇宙論的シミュレーションから：IllustrisTNG、Magneticum、Bahamas+Macsis、TheThreeHundredProject、およびMultiDarkPlanck-2。まず、シミュレーション全体で銀河とDM速度分散のスケーリング関係を比較します。前者は、ハローあたりの銀河数が少ない場合にバイアスがかからない新しいアンサンブル速度尤度法を使用して推定されますが、後者は局所線形回帰を使用します。シミュレーションは、b_vがM200cで増加し、redshiftとMstarsatで減少するという一貫した傾向を示しています。b_vのアンサンブルで推定された理論上の不確実性は2〜3％ですが、3つの最高解像度のシミュレーションのみを考慮するとパーセントレベルになります。Farahietal。によって以前に推定された質量リッチネスの正規化を更新します。（2016）SDSSredMaPPerクラスターサンプルの場合。b_v推定の精度が向上すると、質量正規化の不確実性が22％から8％に減少します。これは、動的推定手法が、母集団の平均質量のキャリブレーションにおいて弱いレンズ効果と競合できることを示しています。この精度をさらに向上させるために必要な手順について説明します。b_v（M200c、Mstarsat、z）の見積もりは公開されています。
スローロールインフレーションに対する宇宙論的制約：最新情報
| Title |
Cosmological_constraints_on_slow-roll_inflation:_an_update |
| Authors |
Matteo_Forconi,_William_Giar\`e,_Eleonora_Di_Valentino,_Alessandro_Melchiorri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.01695 |
最新の宇宙論的観測に照らして、$\Lambda\rm{CDM}$宇宙論モデルを超えたさまざまな拡張シナリオで、スローロールインフレーションに関する新しい更新された制約を提供します。通常の6つのパラメーターに加えて、スカラースペクトルインデックス$\alpha_s$の実行、実行中の$\beta_s$の実行、テンソル振幅$r$、空間曲率$\など、追加パラメーターのさまざまな組み合わせを同時に変更します。Omega_k$。Planck2018のデータから、スカラー実行または実行の実行の証拠は見つかりませんでしたが、AtacamaCosmologyTelescopeデータをWMAPの9年間の観測データと組み合わせて分析すると、ゼロ以外の$\alpha_s$および$\が優先されることがわかりました。それぞれ2.9$\sigma$および2.7$\sigma$のレベルのbeta_s$。とにかく、テンソル振幅がモデル内で変化する可能性がある場合、または$\beta_s$がゼロに固定されている場合、この設定は減少します。$r$の上限は、追加のパラメーターの影響をわずかに受けますが、データセットの違いにより、さまざまなインフレーションモデル間の互換性が著しく変化し、結論が一致しない場合があります。
ナンシーグレースローマ宇宙望遠鏡の高緯度分光調査
| Title |
The_High_Latitude_Spectroscopic_Survey_on_the_Nancy_Grace_Roman_Space_Telescope |
| Authors |
Yun_Wang,_Zhongxu_Zhai,_Anahita_Alavi,_Elena_Massara,_Alice_Pisani,_Andrew_Benson,_Christopher_M._Hirata,_Lado_Samushia,_David_H._Weinberg,_James_Colbert,_Olivier_Dor\'e,_Tim_Eifler,_Chen_Heinrich,_Shirley_Ho,_Elisabeth_Krause,_Nikhil_Padmanabhan,_David_Spergel,_Harry_I._Teplitz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.01829 |
ナンシーグレースローマ宇宙望遠鏡は、近赤外グリズム（1.0-1.93$\mu$m、$R=435-865$）と0.28度$^2$広視野カメラ。2000deg$^2$をマッピングし、6.5$\sigma$で10$^{-16}$erg/s/cm$^2$の輝線フラックス制限を達成する参照HLSSを提示します。$\sim$0.6が必要です。観察時間の年。ローマの科学目標のHLSSの科学的および技術的要件へのフローダウンを要約します。半解析的銀河形成モデルを宇宙のN体シミュレーションに適用することにより、HLSSの全体積に対して模擬赤方偏移調査を構築し、この模擬調査を使用して、HLSSグリズム分光法の4度$^2$のピクセルレベルのシミュレーションを作成します。。参照HLSSは、$z=1-2$で大規模構造を密にマッピングする$\sim$1,000万H$\alpha$銀河赤方偏移と、$zで構造をまばらにマッピングする200万[OIII]銀河赤方偏移を測定することがわかります。=2-3$。バリオン音響振動を伴う宇宙膨張履歴の測定と、赤方偏移歪みを伴う大規模構造の成長について、この調査のパフォーマンスを予測します。また、リファレンスデザインからの逸脱の可能性を調査し、$f_{\rmline}>7\times10^{-17}$erg/s/cm$^2$で4000deg$^2$を超える深いHLSSを見つけました。（$\sim$1。5年の観測時間を必要とします）は、ローマだけからの暗黒エネルギーに対する最も説得力のあるスタンドアロンの制約を提供します。これは、将来の最適化に役立つリファレンスを提供します。ここに示されている参照調査、シミュレートされたデータセット、および予測は、ローマのHLSSの最終的な範囲と設計に関するコミュニティの決定に役立ちます。
銀河団ZwCl2341 +0000の融合に関するチャンドラの深い観測
| Title |
Deep_Chandra_observations_of_merging_galaxy_cluster_ZwCl_2341+0000 |
| Authors |
X._Zhang,_A._Simionescu,_C._Stuardi,_R._J._van_Weeren,_H._T._Intema,_H._Akamatsu,_J._de_Plaa,_J._S._Kaastra,_A._Bonafede,_M._Br\"uggen,_J._ZuHone,_Y._Ichinohe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.02094 |
銀河団の併合におけるX線ショックと電波遺物の接続に関する知識は、過去10年間で、観測と理論の両方の観点から大幅に拡張されました。ZwCl2341+0000は、二重遺物の融合銀河団です。以前の研究では、S遺物の半分がX線表面輝度の不連続性に関連しているのに対し、残りの半分は関連していないことが示されています。不連続性は衝撃的な前線であると信じられていました。したがって、それは部分的な衝撃と遺物の接続だけの不思議なケースです。206.5ksの深さのチャンドラ観測を使用することにより、Sの不連続性の性質を調査することを目指しています。その間、私達は新しい形態学的および熱力学的特徴を探求することを目指しています。さらに、GMRTおよびJVLA画像を利用して、無線スペクトルインデックス（SI）マップを計算します。深い観測では、以前に報告されたS表面輝度の不連続性は、傾斜の急激な変化またはキンクとしてより適切に説明されます。これは、Sサブクラスターのコアの破壊が原因である可能性があります。ラジオSIマップは、SレリックのSEエッジでのスペクトルの平坦化を示しており、衝撃波面の位置がキンクから640kpc離れていることを示唆しています。注入SIに基づいて、SおよびN無線遺物の無線衝撃マッハ数をそれぞれ$2.2\pm0.1$および$2.4\pm0.4$に更新します。また、SショックのX線マッハ数に3シグマの下限を>1.6に設定しました。一方、深い観察により、Nサブクラスターは完全な円錐形であり、両側に約400kpcの線形寒冷前線があることがわかります。このタイプの円錐サブクラスターはシミュレーションによって予測されていますが、ここで初めて観察されます。これは、鈍い体の寒冷前線とパチンコの寒冷前線の間の移行段階を表しています。驚くべきことに、コーンの頂点に400kpcの長さのガストレイルが取り付けられていることがわかりました。これは、ガスのストリッピングが原因である可能性があります。さらに、過圧された高温領域がクラスターの南西側面に見られます。
LCDMハロー下部構造の特性が高解像度と大容量の宇宙論的シミュレーションで明らかに
| Title |
LCDM_halo_substructure_properties_revealed_with_high_resolution_and_large_volume_cosmological_simulations |
| Authors |
\'Angeles_Molin\'e,_Miguel_A._S\'anchez-Conde,_Alejandra_Aguirre-Santaella,_Tomoaki_Ishiyama,_Francisco_Prada,_Sof\'ia_A._Cora,_Darren_Croton,_Eric_Jullo,_R._Benton_Metcalf,_Taira_Oogi,_Jos\'e_Ruedas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.02097 |
N体宇宙論シミュレーションのPhi-4096およびUchuuスイートを使用して、LCDM暗黒物質サブハロの構造特性、分布、および存在量を調査します。それらの大容量、高質量分解能、および優れた統計の組み合わせのおかげで、サブハロ対ホストハロ質量の比率で70年以上にわたって初めて、サブハロ特性の依存性を定量化することができます。質量、最大円速度、Vmax、ホストハローの質量、ホストハローの中心までの距離。また、宇宙時間にわたるこれらの依存関係の進化を分析します。サブハロの質量関数と速度関数の正確な適合を提供します。どちらも、期待される値の範囲でべき乗則の傾きが減少し、レッドシフトに大きく依存することはありません。また、サブハロの存在量は、ホストのハロー質量に弱く依存していることがわかります。宿主内のサブハロの分布と、宿主のビリアル半径の約0.1％の深さに位置するサブハロについて、宇宙時間にわたるその進化を調査します。サブハロ構造特性は、特定の事前定義された密度プロファイルに依存せず、Vmaxのみに依存する濃度パラメーターcVを介して体系化されます。Molin\'eetal。ですでに説明されているように、7〜1500km/sの範囲でcV-Vmaxの関係を導き出し、サブハロからホストハローの中心までの距離に重要な依存関係があることを発見しました。（2017）。興味深いことに、同じ質量のサブハロが、より質量の大きいホストに大幅に集中していることもわかりました。最後に、cVの赤方偏移の進化を調査し、言及されたすべての依存関係を考慮に入れた正確な適合を提供します。私たちの結果は、サブハロとホストハローの質量、および宇宙時間の広い範囲にわたって一貫した、サブハロ集団の前例のない詳細な特性を提供します。私たちの仕事は、暗黒物質ハロー下部構造を含む将来の研究での精密な仕事を可能にします。
ディスクの外部光蒸発へのスリムディスクアプローチ
それらの誕生クラスターに存在する近くの巨大な星による原始惑星系円盤の光蒸発は、それらの進化において重要な役割を果たします。以前のモデリングでは、ディスクが光蒸発流出が開始される半径まで、古典的なケプラー降着円盤のように動作することを前提としています。次に、角速度プロファイルに急激な変化があり、流体小包に特定の角運動量を保存させることによって流出をモデル化します。代わりに、スリムディスク形式を使用して外部光蒸発ディスクをモデル化します。スリムディスクアプローチは、半径方向および角運動量の移流と、内部粘性トルクによる角運動量の再分布を一貫して含みます。結果として得られるモデルは、回転支持されたケプラー円盤から光蒸発駆動の流出へのスムーズな遷移を生成します。この遷移は通常、約4〜5スケールの高さで発生します。UVフォトンの浸透は主に遷移の半径を設定し、粘度の強度は小さな役割を果たします。流出におけるダスト粒子の同伴を研究することにより、存在する急なガス密度勾配による遷移領域でのダストサイズと表面密度分布の急速な変化を発見します。ダスト特性のこの急速な変化は、mm波長でのディスクの連続スペクトルインデックスに潜在的に観察可能なサインを残します。将来の進化計算でスリムディスク形式を使用すると、ガスとダストの両方が外側の領域でどのように進化するか、および外部の光蒸発プロセスの観察可能な痕跡が明らかになります。
| Title |
Measuring_titanium_isotope_ratios_in_exoplanet_atmospheres |
| Authors |
Dilovan_B._Serindag,_Ignas_A._G._Snellen,_Paul_Molli\`ere |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.01908 |
[要約]相対的な同位体存在量の測定は、天体の形成と進化の歴史へのユニークな洞察を提供することができます。チタンの5つの安定同位体は、太陽系の初期の歴史を研究し、銀河系の化学モデルを制約するために使用されます。チタンのマイナーな同位体は他の元素のものと比較して比較的豊富であり、挑戦的な観測のためにそれらをより利用しやすくしています。太陽系外惑星の大気中でチタン同位体測定を実行することの実現可能性、特に、高分解能分光法に使用される処理技術が導出された同位体比に影響を与えるかどうかを評価しました。非常に高い信号対雑音比で観測された太陽系外惑星の代理として、M-矮星GJ1002のアーカイブ高分散CARMENESスペクトルを使用しました。petitRADTRANSモデルを使用したスペクトル検索は、狭い波長領域（7045-7090{\AA}）と広い波長領域（7045-7500{\AA}）の両方で実行されたため、同位体比と不確実性が生じました。これらの検索は、典型的な高分散系外惑星の観測を模倣するために、その連続体が削除された状態でスペクトル上で繰り返されました。すべてのマイナーなTi同位体の相対的な存在量は、陸域の値と比較してわずかに強化されていることがわかります。広帯域スペクトルフィルタリングからの連続体情報の損失は、同位体比にほとんど影響を与えません。その後、CARMENESスペクトルは、将来の太陽系外惑星の大気観測のための信号対雑音比の要件を推定するために、さまざまなレベルのガウスノイズを追加することによって劣化しました。広い波長範囲の場合、相対誤差$\lesssim$10％の同位体比を決定するには、信号対雑音比が5のスペクトルが必要です。ホスト星から大きな角度で離れているスーパージュピターは、最もアクセスしやすい太陽系外惑星であり、8メートルクラスの望遠鏡で約1時間の観測時間を必要とし、将来の超大型望遠鏡での観測時間は1分未満です。
チョコレートを使用したHD209458bの透過スペクトルの取得：新しいクロマティックドップラートモグラフィー技術
| Title |
Retrieving_the_transmission_spectrum_of_HD_209458b_using_CHOCOLATE:_A_new_chromatic_Doppler_tomography_technique |
| Authors |
E._Esparza-Borges,_M._Oshagh,_N._Casasayas-Barris,_E._Pall\'e,_G._Chen,_G._Morello,_N.C._Santos,_J.V._Seidel,_A._Sozzetti,_R._Allart,_P._Figueira,_V._Bourrier,_J._Lillo-Box,_F._Borsa,_M.R._Zapatero_Osorio,_H._Tabernero,_O.D.S._Demangeon,_V._Adibekyan,_J.I._Gonz\'alez_Hern\'andez,_A._Mehner,_C._Allende_Prieto,_P._Di_Marcantonio,_Y._Alibert,_S._Cristiani,_G._Lo_Curto,_C.J.A.P._Martins,_G._Micela,_F._Pepe,_R._Rebolo,_S.G._Sousa,_A._Su\'arez_Mascare\~no_and_S._Udry |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.02028 |
マルチバンド測光通過観測または低解像度分光法（分光測光）は、通常、通過する外惑星の広帯域透過スペクトルを取得して、大気の化学組成を評価するために使用されます。この論文では、SOAPツールを介した物理モデリングに基づくクロマティックドップラートモグラフィーを使用して広帯域透過スペクトルを回復するための代替アプローチを提示します：CHOCOLATE（CHrOmatiClineprOfiLetomogrAphyTEchnique）。メソッドを検証し、そのパフォーマンスを調べるために、ESPRESSO機器で最近取得した観測データを使用して、典型的なホットジュピターHD209458bの透過スペクトルを取得します。私たちの調査結果は、回復された透過スペクトルが、スペクトルを抽出するために異なる方法論を使用し、同様の精度を達成した以前の研究で提示された結果とよく一致していることを示しています。いくつかの大気モデルを調査し、スペクトル検索から、H2OとNH3を含むモデルが好ましいシナリオであると推測しました。CHOCOLATE方法論は、恒星の活動領域をモデル化するSOAPの能力と、スペクトル線の回転の広がりがその応用に有利であるという事実を考慮すると、若くて活動的な星または中程度から速い回転星の周りの太陽系外惑星の将来の研究にとって特に興味深いものです。さらに、CHOCOLATEを使用すると、低解像度の分光法に常にアクセスできるとは限らない次世代の超大型望遠鏡（ELT）で、高い信号対雑音比の高解像度分光法を使用して、惑星の広い透過スペクトルを取得できます。。
局所渦巻銀河における放射状運動と放射状ガス流
水素原子の輝線の高解像度で高感度のデータをモデル化することにより、54個の局所渦巻銀河のサンプルの視線速度と質量流量を決定します。放射状の流入運動は流出運動よりもわずかに好ましいように見えますが、それらの大きさは一般に小さいことがわかりました。ほとんどの銀河は、HIディスク全体で、内側または外側のいずれかでわずか数km/sの半径方向の流れを示しますが、連続的な半径方向の降着が予想されるように、最も外側の領域でマグニチュードが明確に増加することはありません。ほとんどの銀河のガス質量流量は1M$_\odot$/年未満です。サンプル全体で、光ディスクの外側では0.3M$_\odot$/年、HIディスクの郊外では0.1M$_\odot$/年の平均流入速度を推定しました。これらの流入速度は、平均的な星形成速度である1.4M$_\odot$/yrの約5〜10分の1です。私たちの研究は、単独で現在の速度で局所渦巻銀河の内部領域の星形成プロセスを供給し、維持することができる体系的な放射状降着流入の明確な証拠がないことを示唆しています。
ライマンアルファ参照サンプルXII：星形成銀河における拡張ライマンアルファ放射の形態
| Title |
The_Lyman_Alpha_Reference_Sample_XII:_Morphology_of_extended_Lyman_alpha_emission_in_star-forming_galaxies |
| Authors |
Armin_Rasekh,_Jens_Melinder,_G\"oran_\"Ostlin,_Matthew_Hayes,_Edmund._C._Herenz,_Axel_Runnholm,_Daniel_Kunth,_J._Miguel_Mas_Hesse,_Anne_Verhamme,_John_M._Cannon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.01626 |
近くにある45個の星形成銀河のハッブル宇宙望遠鏡データを使用して、ライマンアルファ（Ly$\alpha$）ハローの特性、Ly$\alpha$形態、および銀河の星形成特性を調査します。Ly$\alpha$放出の形態が他のLy$\alpha$観測量とどのように関連しているかを研究します。さらに、Ly$\alpha$の形態学的量の相互依存性を研究します。i）円形の開口部を使用し、ii）かすかなLy$\alpha$アイソフォット内で、表面輝度プロファイルを使用してLy$\alpha$の空間範囲を調査しました。星形成率密度の高い領域の平均強度とサイズを測定しました。銀河の形態は、Ly$\alpha$、紫外線連続体、およびIバンドマップの重心位置、軸比、および位置角を計算することによって定量化されました。より拡張された星形成領域を持つ銀河は、より大きなLy$\alpha$ハローを持っていることがわかりました。さらに、Ly$\alpha$の形態がより細長い銀河は、Ly$\alpha$でもさらに拡張されます。私たちのデータは、Ly$\alpha$の明るい銀河がLy$\alpha$の形態で丸く見え、Ly$\alpha$のハローから全体的な光度への寄与が少ないことを示唆しています。私たちの結果を高赤方偏移での研究と比較したところ、サンプルの銀河の内部領域のLy$\alpha$範囲は、高$-z$Ly$\alpha$エミッター（LAE）、Lyに類似していることがわかりました。$\alpha$ハローは、high$-z$LAEでさらに拡張されます。私たちの分析は、Ly$\alpha$の形態が、Ly$\alpha$放出に関する他の観測可能な量の測定に影響を及ぼし、高赤方偏移LAEから導き出された結論のいくつかは、特定のLy$\alpha$形状の銀河に偏っている可能性があることを示唆しています。特に、かすかなLy$\alpha$エミッターは、Ly$\alpha$スケールの長さとハローの割合が大きくなります。これは、かすかなLy$\alpha$エミッターが、以前に信じられていたよりも高い赤方偏移で検出するのが難しいことを意味します。
54MHzのLOFARを使用したクールコアクラスターRXJ1720.1 +2638で観測された超急峻な拡散電波放射
| Title |
The_ultra-steep_diffuse_radio_emission_observed_in_the_cool-core_cluster_RX_J1720.1+2638_with_LOFAR_at_54_MHz |
| Authors |
N._Biava,_F._de_Gasperin,_A._Bonafede,_H._W._Edler,_S._Giacintucci,_P._Mazzotta,_G._Brunetti,_A._Botteon,_M._Br\"uggen,_R._Cassano,_A._Drabent,_A.C._Edge,_T._En{\ss}lin,_F._Gastaldello,_C.J._Riseley,_M._Rossetti,_H.J.A._Rottgering,_T.W._Shimwell,_C._Tasse,_R.J._van_Weeren |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.01629 |
銀河団の中心での拡散電波放射は、巨大な電波ハローと呼ばれるMpcのスケールでのクラスターの統合と、ミニハローと呼ばれる小規模のクールコアを備えたリラックスしたシステムの両方で観察されています。ジャイアントラジオハローとミニハローは、異なるクラスのソースであると考えられています。ただし、最近の観測では、強い動的活動を示さないクラスター内のMpcスケールでの拡散電波放射の存在が明らかになっています。RXJ1720.1+2638はクールコアクラスターであり、明るい中央のミニハローと、巨大な電波ハロー放射に似たクラスターコアを超えて広がるかすかな拡散の急峻なスペクトル放射の両方を示します。この論文では、54MHzでLOFAR低帯域アンテナ（LBA）を使用して実行された新しい観測結果を示します。これらの観測は、より高い周波数のデータと組み合わされて、電波放射のスペクトル特性を制約することを可能にします。大規模な発光は、$\alpha_{54}^{144}\sim3.2$の超急峻なスペクトルを示します。スペクトルインデックスに正味の変化があり、異なる電波-X線表面輝度相関に従うため、クラスターコアの内側と外側の電波放射は厳密に異なる特性を持っています。大規模な拡散放出は、マイナーな合併後の粒子の再加速によって生成されると私たちは主張します。中央のミニハローについては、再加速モデルの代わりに、相対論的原子核と高密度のクールコアガスとのハドロン相互作用から二次電子と陽電子によって生成される可能性があることを示唆しています。
3D空間内の位置ではなく、視線速度によって銀河系ガスを特定することがOVI測定にどのように影響するか
| Title |
How_identifying_circumgalactic_gas_by_line-of-sight_velocity_instead_of_the_location_in_3D_space_affects_O_VI_measurements |
| Authors |
Stephanie_H._Ho,_Crystal_L._Martin,_Joop_Schaye |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.01633 |
低赤方偏移の$\sim$$L^*$星形成銀河の周りのOVI$\lambda\lambda$1032,1038吸収の高い発生率は、銀河系周辺媒体の研究への関心を生み出しました。高解像度のEAGLE宇宙論シミュレーションを使用して、$z\upperx0.3$の星形成銀河の周りの銀河周辺のOVIガスを分析します。観測ではガスが視線に沿ってどこにあるかが明らかにならないという制限に動機付けられて、銀河の周りの固定距離内のガスと、によって一般的に採用されている視線速度カットを使用して選択されたガスによって生成されたOVI測定値を比較します。オブザーバー。$\pm300$kms$^{-1}$または$\pm500$kms$^{-1}$の速度カットによって選択されたガスは、より高いOVIカラム密度、よりフラットなカラム密度プロファイルを生成することを示します。、および銀河のウイルス半径（$r_\mathrm{vir}$）の1、2、または3倍以内のガスと比較して高い被覆率。不一致は衝突パラメータとともに増加し、質量の小さい銀河では悪化します。たとえば、2$r_\mathrm{vir}$内のガスと比較して、200〜500kms$^{-1}$の速度カットを使用してガスを識別すると、OVIカラム密度が0.2dex（0.1dex）増加します。恒星の質量が$10^{9}$-$10^{9.5}$の銀河の場合、1$r_\mathrm{vir}$から0.75dex（0.7dex）以上$\approx2$$r_\mathrm{vir}$$\rmM_\odot$（$10^{10}$-$10^{10.5}$$\rmM_\odot$）。さらに、$r_\mathrm{vir}$の外側のOVIを除外すると、Tumlinsonetalによって測定された銀河系周囲の酸素質量が減少すると推定されます。（2011）50％以上。私たちの結果は、視線の間隔が大きいが従来の速度ウィンドウによって選択されたガスは、OVI測定に大きな影響を及ぼし、銀河の近くのガスと観測的に区別できない可能性があることを示しています。
分子雲（GEMS）の気相元素存在量V.おうし座のメタノール
| Title |
Gas_phase_Elemental_abundances_in_Molecular_cloudS_(GEMS)_V._Methanol_in_Taurus |
| Authors |
S._Spezzano,_A._Fuente,_P._Caselli,_A._Vasyunin,_D._Navarro-Almaida,_M._Rodr\'iguez-Baras,_A._Punanova,_C._Vastel,_and_V._Wakelam |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.01675 |
星間物質（ISM）で最も単純な複雑な有機分子の1つであるメタノールは、星のないコアなどの低温環境に存在し、拡散することが示されています。いくつかの星のないコア全体のメタノール放出を研究し、メタノールが効率的に形成され始める物理的条件、およびコアの物理的構造とその周囲の環境がその分布にどのように影響するかを調査することを目的としています。おうし座分子雲の12個の星のないコアの66の位置に向けて、大規模なプログラム「分子雲の気相元素存在量」（GEMS）内のIRAM30m望遠鏡で3mmのメタノールとC$^{18}$Oの輝線が観測されました。クラウド。非LTE放射伝達コードを使用して、すべての位置の列密度を計算しました。次に、最先端の化学モデルを使用して、観察結果を再現しました。観測されたすべてのオフセットについてN（CH$_3$OH）/N（C$^{18}$O）列密度比を計算しました。2つの異なる動作を認識できます。比がダストピークでピークになるコアです。、および比率がダストピーク（$\sim$10000AU）に対してわずかなオフセットでピークに達するコア。この振る舞いの原因は、近くの原始星が流出に沿ってエネルギー粒子を加速することによるコアへの照射であると示唆します。照射変動を考慮しない化学モデルは、観察されたメタノールの全体的なカラム密度をかなりよく再現できますが、観察された2つの異なる放射状プロファイルを再現することはできません。スターレスコア内のメタノールの分布に対する環境の実質的な影響を確認します。原始星の流出によって生成された塊状の媒体は、分子雲内の星間放射場のより効率的な浸透を引き起こし、星のないコア内のメタノールの分布に影響を与える可能性があることを示唆します。
彫刻家dSphの星形成の歴史と元素合成に対する同時の制約
| Title |
Simultaneous_Constraints_on_the_Star_Formation_History_and_Nucleosynthesis_of_Sculptor_dSph |
| Authors |
Mithi_A._C._de_los_Reyes,_Evan_N._Kirby,_Alexander_P._Ji,_Evan_H._Nu\~nez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.01690 |
最大7つの恒星存在比を使用すると、SculptordSphをテストケースとして使用して、ローカルグループdSphの星形成履歴（SFH）に観測上の制約を課すことができることを示します。ワンゾーン化学進化モデルを使用して、$\alpha$要素（星形成の直後に発生するコア崩壊超新星をプローブする）、$s$プロセス要素（中間でAGB元素合成をプローブする）の全体的な存在量パターンを適合させます遅延時間）、および鉄ピーク要素（遅延タイプIa超新星をプローブする）。私たちの最適なモデルは、SculptordSphが古代のSFHを持っていることを示しており、深部測光からの以前の推定と一致しています。ただし、測光で導出されたSFHよりも短い$\sim0.9$Gyrの合計星形成期間を導出します。さまざまなモデルの仮定が測定に与える影響を調査し、これらの仮定を変更しても、持続時間が$\lesssim1.4$Gyrの比較的短いSFHが生成されることを確認します。私たちのモデルはまた、超新星とAGB星の予測される元素合成収量のセットを比較することができ、SculptordSphの個々の元素の元素合成への洞察を提供することができます。観測された[Mn/Fe]および[Ni/Fe]の傾向は、サブ$M_{\mathrm{Ch}}$タイプIa超新星モデルと最も一致しており、「プロンプト」（遅延時間はコア崩壊超新星）および「遅延」（最小遅延時間$\gtrsim50$Myr）$r$-観測された[Ba/Mg]および[Eu/Mg]の傾向を再現するには、プロセスイベントが必要になる場合があります。
機械学習技術による銀河の遠赤外線マップの予測
銀河の紫外線（UV）からサブミリ（submm）のスペクトルエネルギー分布は、大まかに2つのセクションに分けることができます。UVから近赤外線波長での恒星放射（ダストによって減衰）と、より長い波長でのダスト放射です。Dobbelsetal。（2020）、これら2つのセクションが強く関連していることを示し、機械学習技術の助けを借りて、統合されたUVから中赤外線放射までのグローバルなダスト特性を予測できます。これらの機械学習手法を解決されたスケールに拡張できるかどうかを調査します。私たちの目的は、UVから中赤外波長までの一連の表面輝度画像から始めて、特定のダストの光度、特定のダストの質量、およびダストの温度の分解されたマップを予測することです。M31とM33に加えて、DustPediaサンプルから取得した近くの銀河の選択を使用しました。これらは畳み込まれ、150pcから3kpcの範囲のピクセルサイズの範囲にリサンプリングされました。各ピクセルを個別に考慮するランダムフォレストモデルをトレーニングしました。予測は分解されたスケールでうまく機能し、ダストの質量と温度はグローバルスケールと同様の二乗平均平方根誤差（18"スケールでそれぞれ0.32dexと3.15K）を持ち、ダストの光度は著しく優れていることがわかります（0.11ピクセルスケールへの有意な依存性は見られません。個々の銀河の予測にはバイアスがかかる可能性があり、散乱の約3分の2は、（銀河内ではなく）銀河間の散乱に起因する可能性があることがわかります。機械学習アプローチダストマップの作成に使用でき、その解像度は入力帯域のみに制限されるため、ハーシェルよりも高い解像度を実現します。これらのダストマップは、ダスト特性のグローバルな推定を改善するために使用でき、ダストのより良い推定につながる可能性があります。減衰し、それらは塵を追跡する宇宙シミュレーションの制約として使用できます。
ハーシェルと一緒に銀河ハローのダスト含有量を調査する。 IV。 NGC 3079
| Title |
Exploring_the_Dust_Content_of_Galactic_Halos_with_Herschel._IV._NGC_3079 |
| Authors |
S._Veilleux,_M._Melendez,_M._Stone,_G._Cecil,_E._Hodges-Kluck,_J._Bland-Hawthorn,_J._Bregman,_F._Heitsch,_C._L._Martin,_T._Mueller,_D._S._N._Rupke,_E._Sturm,_R._Tanner,_C._Engelbracht |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.01766 |
エッジオン円盤銀河NGC3079の深部ハーシェル遠赤外線観測の分析結果を示します。100および160umでのPSFで洗浄されたPACS画像は、核を中心とする25kpcx25kpcX字型構造を示しています。これは、Halpha、X線、および遠紫外線で見られるものと範囲と方向が似ています。この構造を構成するほこりっぽいフィラメントの1つは、核から約25kpcまでのSPIRE250umマップで検出されます。遠赤外線フィラメントと他の波長で検出されたフィラメントとの一致は、このオブジェクトの他の構造を生成したのと同じ大規模な銀河風によって、ほこりっぽい物質がディスクから持ち上げられたことを示唆しています。中央の10kpcx10kpc領域を詳しく見ると、このシナリオの追加サポートが提供されます。この領域の100対160umのフラックス比によって追跡されたダスト温度は、活動銀河核を中心とし、銀河の短軸に沿って整列し、よく知られているダブルローブcmと一致する双円錐領域内で強化されます。-波動無線構造とHalpha-X線核スーパーバブル。内側の6kpc領域のPACSイメージング分光法は、銀河の短軸に沿った広い[CII]158um輝線プロファイルとOH79um吸収特性を明らかにし、幅はディスク回転運動のビームスミアリングから予想される幅をはるかに超えています。。これは、[CII]およびOHの特徴によって追跡された冷たい物質が、Hα線、X線、および電波放射によって追跡された核イオン化および相対論的流出と直接相互作用するという説得力のある証拠を提供します。
ISMでのアミンの化学的複雑性の調査：ビニルアミンの検出（C $ _2 $ H $ _3 $ NH $ _2
$）およびエチルアミンの暫定的な検出（C $ _2 $ H $ _5 $ NH $ _2 $）
| Title |
Probing_the_chemical_complexity_of_amines_in_the_ISM:_detection_of_vinylamine_(C$_2$H$_3$NH$_2$)_and_tentative_detection_of_ethylamine_(C$_2$H$_5$NH$_2$) |
| Authors |
Shaoshan_Zeng,_Izaskun_Jim\'enez-Serra,_V\'ictor_M._Rivilla,_Jes\'us_Mart\'in-Pintado,_Lucas_F._Rodr\'iguez-Almeida,_Bel\'en_Tercero,_Pablo_de_Vicente,_Fernando_Rico-Villas,_Laura_Colzi,_Sergio_Mart\'in,_Miguel_A._Requena-Torres |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.01791 |
アミン、特に第一級アミン（R-NH$_2$）は、同じ構造骨格を共有しているため、アミノ酸の原始合成と密接に関連しています。ただし、ISMで特定されているアミンの数は限られているため、それらの化学や、生命の起源につながる可能性のあるプレバイオティクス種との関係を研究することはできません。この手紙では、銀河中心雲に向けたビニルアミン（C$_2$H$_3$NH$_2$）の最初の星間検出とエチルアミン（C$_2$H$_5$NH$_2$）の暫定的な検出を報告しますG+0.693-0.027。H$_2$に関して導出された存在量は、それぞれ（3.3$\pm$0.4）$\times$10$^{-10}$および（1.9$\pm$0.6）$\times$10$^{-10}$です。。メチルアミン（CH$_3$NH$_2$）に対するC$_2$H$_3$NH$_2$とC$_2$H$_5$NH$_2$の推定存在比は、$\sim$0.02とそれぞれ$\sim$0.008。C$_2$H$_3$NH$_2$、C$_2$H$_5$NH$_2$、およびその他のいくつかのNH$_2$含有種の派生量を、高質量および低質量で得られたものと比較します。-質量星形成領域。最近の化学的および実験室での研究に基づいて、C$_2$H$_3$NH$_2$およびC$_2$H$_5$NH$_2$の星間合成の可能な化学的経路について説明します。
最終的なKiloDegree調査のフットプリントにおける高品質の強力なレンズ候補
| Title |
High-quality_strong_lens_candidates_in_the_final_Kilo_Degree_survey_footprint |
| Authors |
R._Li,_N._R._Napolitano,_C._Spiniello,_C._Tortora,_K._Kuijken,_L._V._E._Koopmans,_P._Schneider,_F._Getman,_L._Xie,_L._Long,_W._Shu,_G._Vernardos,_Z._Huang,_G._Covone,_A._H._Dvornik,_C._Heymans,_H._Hildebrandt,_M._Radovich,_and_A.H._Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.01905 |
キロ度調査の$\sim1350\、\rmdeg^2$領域全体を完了した、最終的な$\sim350\、\rmdeg^2$で見つかった97個の新しい高品質の強いレンズ候補を紹介します。（KiDS）。以前の調査結果と合わせて、KiDSからの高品質の候補者の最終リストは合計で268システムになります。新しいサンプルは、$r$バンド（最もよく見える）と$g、〜r、〜i$の色合成画像に別々に適用される新しい畳み込みニューラルネットワーク（CNN）分類器を使用して組み立てられます。これにより、強いレンズ候補の識別に関する形態と色の情報の相補性が最適化されます。新しい分類器を明るい赤銀河（LRG）のサンプルと明るい銀河（BG）のサンプルに適用し、CNN（$P_{\rmCNN}$）からレンズになる可能性が高い候補を選択します。特に、LRGに$P_{\rmCNN}>0.8$を設定すると、$1$バンドのCNNは1213の候補を予測しますが、$3$バンドの分類器は$\sim$30\％のオーバーラップのみで1299の候補を生成します。BGの場合、誤検知を最小限に抑えるために、両方のCNN分類子に対してより保守的なしきい値$P_{\rmCNN}>0.9$を採用します。これにより、3740個の新しく選択されたオブジェクトが生成されます。2つのサンプルからの候補は、7人の共著者によって視覚的に検査され、最終的に、平均スコアが6より大きい（0〜10のスケールで）97個の「高品質」レンズ候補が選択されます。最後に、地上と宇宙からの次世代調査の準備として、CNN分類の精度とマルチバンド分類器の効率を高めるための可能な手段に対するシーイングの影響について説明します。
シンバ宇宙論のシミュレーションと観測で急速に急冷された銀河
| Title |
Rapidly_quenched_galaxies_in_the_Simba_cosmological_simulation_and_observations |
| Authors |
Yirui_Zheng,_Romeel_Dave,_Vivienne_Wild_and_Francisco_Rodr\'iguez_Montero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.01935 |
宇宙時間による銀河の星形成の抑制を説明するために、さまざまなメカニズムが提唱されてきましたが、責任のあるメカニズムの真のバランスは不明なままです。さまざまなタイムスケールで星形成を停止した銀河の特定と研究により、さまざまな時代と質量でどのメカニズムが支配的であるかが解明される可能性があります。ここでは、SIMBA宇宙流体力学シミュレーションで$0.5<z<2$で急速に急冷された銀河（RQG）の集団を研究し、色分布と質量関数を介してUKIDSS超深部調査で観測されたスターバースト後の銀河と直接比較します。SIMBAで急速に急冷される静止銀河の割合は59％（または恒星の質量で48％）であり、観測されたものよりも高いことがわかります。RQGの同様の「ダウンサイジング」がSIMBAとUDSの両方で観察され、より高いレッドシフトのRQGはより高い平均質量を持ちます。ただし、SIMBAは$1<z_q<1.5$で生成するRQGが多すぎ、$0.5<z_q<1$で生成される低質量RQGが少なすぎます。観測と比較したSIMBA銀河の正確な色分布は、短くて強いスターバーストがないことを含め、星形成と化学濃縮の履歴にさまざまな矛盾があることも示しています。私たちの結果は、特に採用されている消光メカニズムに関して、次世代の銀河進化モデルに情報を提供するのに役立ちます。
小マゼラン雲の前景の恒星下部構造における赤色巨星集団の存在
| Title |
Presence_of_red_giant_population_in_the_foreground_stellar_sub-structure_of_the_Small_Magellanic_Cloud |
| Authors |
Dizna_James,_Smitha_Subramanian,_Abinaya_O._Omkumar,_Adhya_Mary,_Kenji_Bekki,_Maria-Rosa_L._Cioni,_Richard_de_Grijs,_Dalal_El_Youssoufi,_Sreeja_S._Kartha,_Florian_Niederhofer,_Jacco_Th._van_Loon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.02039 |
小マゼラン雲（SMC）の東部領域は、前景の恒星の下部構造を持っていることがわかります。これは、レッドクランプ（RC）星を使用した以前の研究では、距離の二峰性（12kpc離れている）として識別されます。興味深いことに、SMC東部の赤色巨星分枝（RGB）星の研究は、二峰性の視線速度（RV）分布を示しています。この研究では、東部SMCの前景恒星下部構造の性質と起源をよりよく理解するために、これら2つのバイモーダル分布間の関係を調査します。この研究では、ガイアEDR3の位置天文データとRGB星のアーカイブRVデータを使用します。東部と南西部（SW）の外側の領域で、RGB星のバイモーダルRV分布（35〜45km/sで区切られている）が見つかりました。東部地域で観測された低RVRGB成分と高RVRGB成分の固有運動値は、それぞれ前景と本体のRC星の固有運動値と類似しています。これは、東部地域の2つのRGB集団が、RC星と同様の距離で隔てられており、下部RVコンポーネントのRGB星が前景下部構造の一部であることを示唆しています。2つのコンポーネントの距離とRVの違いに基づいて、この下部構造の形成のおおよその時間は307+/-65Myr前と推定されました。これは、マゼラン雲間の潮汐相互作用の最近の時代のシミュレーションによって予測された値に匹敵します。外側のSW領域で観測されたRGB星の特性を、N体シミュレーションと比較すると、SW領域のより高いRV成分が本体よりも遠い距離にあり、恒星のカウンターブリッジの存在を示しています。SMCのSW領域。
銀河SNRG18.95-1.1の空間分解X線スペクトル：SRG / eROSITAビュー
| Title |
Spatially_resolved_X-ray_spectra_of_the_Galactic_SNR_G18.95-1.1:_SRG/eROSITA_view |
| Authors |
A.M._Bykov,_Y.A._Uvarov,_E.M._Churazov,_M.R._Gilfanov_and_P.S._Medvedev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.02051 |
目的。銀河系超新星残骸（SNR）G18.95-1.1のX線放射を、SpectrumRentgenGamma（SRG）軌道天文台に搭載されたeROSITA望遠鏡で研究します。ASCAとチャンドラによって以前に識別および調査されたパルサー風星雲に加えて、いくつかの明るい塊に分解される明るいSNRリッジのX線スペクトルを研究します。メソッド。SRG/eROSITAの0.2〜2.3keVのエネルギー範囲における広い視野と広い収集領域により、G18.95-1.1の空間分解分光法を実行することができました。結果。G18.95-1.1のX線隆起は非対称であり、超新星噴出物の非対称性またはそれらの雲との相互作用のいずれかを示しています。パルサー風星雲の外側のX線が薄暗い北部地域は、温度が約0.3keVで太陽の組成が薄い熱プラズマ発光によって説明できます。南の尾根に沿って位置するいくつかの明るい塊のX線スペクトルは、約0.3keVの温度での衝突イオン化平衡におけるSiに富む噴出物の単一の熱成分によって十分に近似される可能性があります。明るい尾根は、代わりに、T〜0.6keVの平衡エジェクタによって支配されない単一のコンポーネントに適合させることができます。導出されたSi/O存在量の比率が高いことは、噴出物が前駆星の深層で発生したことを示しています。南部のSiに富む塊と明るい尾根のプラズマ組成は、ベラの榴散弾AとGで以前に発見されたものと類似しています。
外観の変更AGNMrk 590：測光残響マッピングからのブロードライン領域とブラックホール質量
| Title |
Changing_look_AGN_Mrk_590:_Broad_line_region_and_black_hole_mass_from_photometric_reverberation_mapping |
| Authors |
Amit_Kumar_Mandal,_Malte_Schramm,_Suvendu_Rakshit,_C._S._Stalin,_Bovornpratch_Vijarnwannaluk,_Wiphu_Rujopakarn,_Saran_Poshyachinda,_Vladimir_V._Kouprianov,_Joshua_B._Haislip,_Daniel_E._Reichart,_Ram_Sagar,_Blesson_Mathew |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.02055 |
z=0.026で変化する活動銀河核Mrk590の測光残響マッピング観測の結果を提示します。観測は、2018年7月から12月にかけて、広帯域B、R、狭帯域H{\alpha}およびSIIフィルターを使用して実施されました。Bバンドは降着円盤からの連続発光をトレースします。Rバンドは降着円盤からの連続発光とブロードライン領域（BLR）からのレッドシフトH{\alpha}線の両方を含み、SIIバンドはレッドシフトH{を含みます。\alpha}放射とH{\alpha}バンドは、SIIバンドの下の連続放射をトレースします。すべての光度曲線は強い変動を示し、二乗平均平方根の変動はBバンドで0.132（+/-）0.001、H{\alpha}線で0.321（+/-）0.001でした。相互相関関数分析から、光源の残りのフレームで21.44（+1.49/-2.11）日の光学Bバンド連続発光に対するH{\alpha}線発光の遅延応答が得られました。これは、0.018個のBLRの線形サイズ。これは、H{\beta}を使用した以前の見積もりと一致しています。スバル望遠鏡で得られたシングルエポックスペクトルから測定されたBLRサイズとH{\alpha}線の半値全幅6478（+/-）240km/sを組み合わせることにより、1.96のブラックホール質量を導き出しました。（+0.15/-0.21）X10^8Msun。
遠方のカリーナアームにおけるOB星の固有運動
銀河円盤の大縮尺の地図では、カリーナアームは明確な渦巻き状の特徴として際立っており、著名な星団や巨大な星が豊富な連想をホストしています。私たちは、空の領域内で、主に太陽から4kpcを超える距離で、遠いカリーナアームで最も可能性が高い4199Oと初期Bの固有運動を研究します。$282^{\circ}<\ell<294^{\circ}$および$-3^{\circ}<b<+1^{\circ}$（銀河座標）。サンプルは、既存の青で選択されたカタログを拡張し、GaiaEDR3位置天文学とクロスマッチングすることによって構築されます。固有運動の観測されたパターンは鋸歯状のパターンに変調され、全振幅は1masyr$^{-1}$に近づき、経度の2〜3度ごとにほぼ繰り返されます（中央値OBで200〜300pc-星の距離は5.8kpc）。基礎となる円回転の運動学的摂動が存在する可能性が最も高いです。データはまた、遠方の腕のメインランの後ろの$\ell\sim286^{\circ}$、$b\sim-1^{\circ}.4$に$>50$OB星を含む移動グループを明らかにしています。相対的な固有運動の分析が実行され、少なくとも10\％の暴走O型星の発生率が得られます（全空間運動が利用可能になると、潜在的に$>20$\％）。暴走が逃げ出した場所をマッピングするために、線形軌道を想定する領域のシミュレーションを設定し、軌道衝突パラメータをテストして、放出の可能性のあるホットスポットを特定します。現在、この方法では最大$\sim$4Myrの飛行時間で良好な結果が得られることがわかりました。これは、NGC3603とWesterlund2だけがかなりの数のOB星を放出したことを説得力を持って示しています。確かに、両方のクラスターは、それぞれ0.6-0.9と0.5-0.8Myr前の間に激しい放出の呪文を経験しました。
銀河の合体シミュレーションによる、二重活動銀河核とそのホスト銀河における巨大ブラックホールの共進化の調査
| Title |
Investigating_the_co-evolution_of_massive_black_holes_in_dual_active_galactic_nuclei_and_their_host_galaxies_via_galaxy_merger_simulations |
| Authors |
Chao_Yang,_Junqiang_Ge,_and_Youjun_Lu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.02139 |
主要な銀河の合体は核活動を引き起こす可能性があり、高光度の準恒星オブジェクト/活動銀河核（QSO/AGN）の原因となります。特定の状況では、そのような合併は二重活動銀河核（dAGN）現象を引き起こす可能性があります。この研究では、流体力学コードGADGET-2を使用して、赤方偏移$z=2$と$3$でそれぞれガスが豊富ないくつかの主要な合併をシミュレートする、合併プロセス中のdAGNトリガーと大規模ブラックホール（MBH）の進化を調査します。結果は、ガスが豊富な大規模な合併が、2回目と3回目のペリセントリック通過とかなりの期間（$\sim10-390$\、Myr）でのdAGNの形成の後に重要な核活動を引き起こす可能性があることを明らかにしています。融合プロセスの間、銀河バルジは、各（または両方の）銀河中心での急速な星形成と、激しい緩和による銀河円盤での星の最初の混合のために、時間とともに進化します。MBHは降着により大幅に成長し、最終的にはより大きなブラックホールに融合します。銀河バルジの成長とそれに対応する速度分散の増加は、dAGN段階でのMBHの成長よりも前に発生します。これらの段階のMBHは、MBH質量とバルジ質量（または速度分散）の関係を下回り、最終的な合併後、主に数kpc未満の間隔で発生する大幅な降着のために関係に戻ります。次に、2つのMBHが互いにマージされます。
銀河中心電波アークの固有磁場の分析
| Title |
Analyzing_the_Intrinsic_Magnetic_Field_in_the_Galactic_Center_Radio_Arc |
| Authors |
Dylan_M._Par\'e,_Cormac_R._Purcell,_Cornelia_C._Lang,_Mark_R._Morris,_James_A._Green |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.02145 |
ラジオアークは、天の川の銀河中心（GC）領域内にある組織化された非熱フィラメント（NTF）のシステムです。ラジオアークNTFの最近の観察は、フィラメントの配向に関して平行と回転を交互に繰り返す磁場を明らかにしました。このパターンは、他のGCNTFで観察された主に平行な磁場の向きとはまったく対照的です。このパターンの起源を解明するために、2MHzのスペクトル分解能で$\sim$4〜11GHzの連続周波数範囲をカバーするオーストラリアの望遠鏡コンパクトアレイデータセットを使用して、RadioArcNTFの分光偏光データを分析します。偏光解消モデルをスペクトル偏光データに適合させて、視線に沿ったファラデー効果を特徴付けます。RadioArcNTFに局所的な構造が、異常な磁場配向に寄与する可能性があるかどうかを評価します。外部ファラデー効果は、RadioArcNTFで観測された回転の最も可能性の高い原因として識別されます。ただし、内部ファラデー効果は、平行磁場の領域でも発生する可能性があります。平行磁場領域における内部ファラデー効果の可能性の増加は、GCに局所的な構造の効果に起因する可能性があります。そのような構造の1つは、RadioArcNTFにローカルなRadioShellである可能性があります。この交番磁場パターンが他のマルチストランドNTFに存在するのか、それともラジオアークNTFに局所的な複雑な星間領域に起因する独特の特性であるのかを判断するには、将来の研究が必要です。
銀河の渦巻腕の圧倒的多数は、銀河の回転に関して追跡しますが、主要な渦巻腕の小さなサンプルが観察されています。これらの主要なスパイラルの形成はよく理解されていません。ここでは、衝突のない$N$体シミュレーションを使用して、逆行性暗黒物質ハロー内の禁止された円盤銀河が長寿命（$\sim3$Gyr）の主要な渦巻腕を生成できることを示します。ディスクとハローの強い共振結合により、バーは急速に減速し、スパイラル摂動がバーの前に強制されます。このようなシステムは、観測された場合、恒星バーに垂直に向けられた暗黒物質の伴流もホストすると予測します。より一般的には、星の棒を急速に減速させるメカニズムは、主要な渦巻腕が繁栄することを可能にすることを提案します。
冬の望遠鏡によるキロノヴァの赤外線捜索。 I.連星中性子星合体
| Title |
An_Infrared_Search_for_Kilonovae_with_the_WINTER_Telescope._I._Binary_Neutron_Star_Mergers |
| Authors |
Danielle_Frostig,_Sylvia_Biscoveanu,_Geoffrey_Mo,_Viraj_Karambelkar,_Tito_Dal_Canton,_Hsin-Yu_Chen,_Mansi_Kasliwal,_Erik_Katsavounidis,_Nathan_P._Lourie,_Robert_A._Simcoe,_Salvatore_Vitale |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.01622 |
広視野赤外線過渡エクスプローラー（WINTER）は、新しい1$\text{deg}^2$の視界が制限された時間領域調査機器で、バイナリ中性子星（BNS）からのキロノバの専用近赤外線追跡用に設計されています。中性子星とブラックホールの合併。冬は、パロマー天文台の専用1メートル望遠鏡で、近赤外線Y、J、および短Hバンド（0.9〜1.7ミクロン、$\text{J}_{AB}=21$マグニチュード）で観測します。今日まで、最も迅速なキロノバの追跡調査は光波長で行われてきました。ただし、近赤外線放射は、光放射よりもフェードが遅く、ジオメトリと視野角への依存度が低くなります。LIGO、Virgo、およびKAGRA干渉計の4回目の観測実行（O4）中のフォローアップキャンペーンのエンドツーエンドのシミュレーションを提示します。これには、625BNSの合併、重力波での検出、低遅延、および完全なシミュレーションが含まれます。パラメータ推定スカイマップ、および2つの異なるモデルグリッドからの一連のキロノバライトカーブ。現実的なBNSの合併率を考えると、O4の間にWINTERによって独立して発見された最大5つの新しいキロノバを予測します。キロノバパラメータのより大きなグリッドを使用すると、キロノバの放出は寿命が$\約$2倍長く、赤いキロノバは光学系よりも赤外線で$\約$1.5倍検出されます。150（450）$\rm{deg}^{2}$よりも小さい90％のローカリゼーション領域の場合、WINTERは350（200）Mpcまでのキロノバモデルグリッドの10％以上に敏感になります。電磁望遠鏡で最適なBNSフォローアップ戦略を作成するための一般化されたツールキットを開発し、このフレームワークでWINTERの観測戦略を提示します。このツールキット、シミュレートされたすべての重力波イベント、およびスカイマップは、コミュニティで使用できるようになっています。
潮汐破壊現象（TDE）は、星が超大質量ブラックホールの近くを通過するときに発生し、宇宙線とニュートリノを放出すると長い間予測されてきました。最近、TDEAT2109dsgは、掃天観測（ZTF）ニュートリノ追跡プログラムの一部として高エネルギーニュートリノIC191001Aと空間的および時間的に一致して識別され、マルチメッセンジャーソースとしてこれらのオブジェクトをサポートする最初の直接観測証拠を提供します。これらの議事録では、私たちのZTFニュートリノフォローアッププログラムの最近の結果を、TDEとニュートリノ天文学の発展のより広い文脈に置きます。
| Title |
The_redshift_evolution_of_the_binary_black_hole_merger_rate:_a_weighty_matter |
| Authors |
L._A._C._van_Son,_S._E._de_Mink,_T._Callister,_S._Justham,_M._Renzo,_T._Wagg,_F._S._Broekgaarden,_F._Kummer,_R._Pakmor,_and_I._Mandel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.01634 |
重力波検出器は、ブラックホール連星（BBH）の併合率$R_{\mathrm{BBH}}（z）$の赤方偏移の進化を明らかにし始めています。孤立したバイナリから発生するシステムのブラックホール質量の関数として、$R_{\mathrm{BBH}}（z）$の予測を行います。この目的のために、バイナリ母集団合成シミュレーションのスイートであるCOMPASを使用して、遅延時間とブラックホール質量の相関関係を調査します。2つのチャネルを区別します。共通外層（CE）と、システムが共通外層を経験したかどうかによって特徴付けられる安定したロッシュローブオーバーフロー（RLOF）チャネルです。CEチャネルは、質量が約$30\rm{M}_{\odot}$未満で、遅延時間が短い（$t_{\rmdelay}\lesssim1$Gyr）BHを優先的に生成しますが、安定したRLOFチャネルは主にBH質量が$30\rm{M}_{\odot}$を超え、遅延時間が長い（$t_{\rmdelay}\gtrsim1$Gyr）システムを形成します。IllustrisTNGシミュレーションに基づいて、金属量固有の星形成率密度に新しい適合を提供し、これを使用して、遅延時間分布を$R_{\mathrm{BBH}}（z）$の予測に変換します。これにより、プライマリBHの質量が高い場合と低い場合の$R_{\mathrm{BBH}}（z）$の明確なレッドシフトの進化がもたらされます。さらに、高赤方偏移では、$R_{\mathrm{BBH}}（z）$がCEチャネルによって支配されているのに対し、低赤方偏移では、安定した赤方偏移からの大きな寄与（$\sim40\％$）が含まれていることがわかります。RLOFチャネル。私たちの結果は、赤方偏移が増えると、コンポーネントの質量が$30\rm{M}_{\odot}$を超えるBBHは、質量の小さいBBHシステムに比べてますます少なくなると予測しています。さまざまなBH質量に対する$R_{\mathrm{BBH}}（z）$のこの明確な進化の証拠は、将来の検出器でテストできます。
| Title |
The_Observation_of_High-Energy_Neutrinos_from_the_Cosmos:_Lessons_Learned_for_Multimessenger_Astronomy |
| Authors |
Francis_Halzen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.01687 |
IceCubeニュートリノ望遠鏡は、私たちの銀河を越えて発生するPeVエネルギーニュートリノを、GeVエネルギーガンマ線やEeVエネルギー宇宙線に匹敵するエネルギーフラックスで発見しました。これらのニュートリノは、宇宙から私たちに到達する最高のエネルギー放射に電力を供給する宇宙加速器の唯一の遮るもののないビューを提供します。宇宙からの拡散マルチフレーバーニュートリノフラックスの測定と、宇宙ニュートリノ、したがって宇宙線の発生源としての超大質量ブラックホールTXS0506+056の特定に重点を置いて、IceCubeの最初の10年間の運用の結果を確認します。マルチメッセンジャー天文学で学んだ教訓について推測します。その中には、銀河系外ニュートリノ源が高エネルギーガンマ線で観測される宇宙加速器の比較的小さなサブセットである可能性があり、それらが放出するときにガンマ線が不明瞭になる可能性があるというものがあります。ニュートリノ。
PG 1553 + 113のX線爆発：超大質量ブラックホール連星系における2つのジェットの歳差運動効果
| Title |
The_X-ray_outburst_of_PG_1553+113:_A_precession_effect_of_two_jets_in_the_supermassive_black_hole_binary_system |
| Authors |
Shifeng_Huang,_Hongxing_Yin,_Shaoming_Hu,_Xu_Chen,_Yunguo_Jiang,_Sofya_Alexeeva,_and_Yifan_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.01769 |
BlazarPG1553+113は、超大質量ブラックホール連星（SMBHB）システムのホストであると考えられています。$\gamma$線の光度曲線に2。2年の準周期性が検出されました。これは、ジェット歳差運動の結果である可能性があります。$\gamma$線データに基づく以前の研究に動機付けられて、2012年から2020年の間に観測されたX線光度曲線とスペクトルを分析しました。2。2年の準周期性は、X線光度曲線のメインフレアの再発と一致している可能性があります。$\gamma$線の弱い再増光が観察された場合、X線光度曲線の対応する比較的強い増光を識別できます。X線メインフレアと弱いフレアの両方で「明るくなると硬くなる」傾向が示され、静止状態では「明るくなると柔らかくなる」動作が弱くなりました。X線バンドの変動が2ジェット歳差運動シナリオで解釈できる可能性を探ります。ジェットと降着円盤の関係を使用して、一次ブラックホールの質量$\simeq3.47\times10^8M_{\odot}$と二次ブラックホールの質量$\simeq1.40\times10^8M_{\odot}$を導き出します。、およびそれらの質量比$\sim0.41$。
ガンマ線放出放射性活動銀河核の新しいサンプル-予備的結果
| Title |
A_New_Sample_of_Gamma-Ray_Emitting_Jetted_Active_Galactic_Nuclei_--_Preliminary_Results |
| Authors |
L._Foschini,_M._L._Lister,_S._Ant\'on,_M._Berton,_S._Ciroi,_M._J._M._March\~a,_M._Tornikoski,_E._J\"arvel\"a,_P._Romano,_S._Vercellone,_E._Dalla_Bont\`a |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.01995 |
フェルミ大面積望遠鏡（LAT）の点源の4番目のカタログから始めて、ガンマ線噴射活動銀河核（AGN）の新しいリストを編集しています。私たちの目的は、ジェットパワーのキャリブレーションに使用される既知の赤方偏移と分類を備えたジェットAGNのリストを作成することです。入手可能な文献で、ソースの特性評価に役立つすべての公開された光学スペクトルと多波長研究を検索しました。赤方偏移の値と多くのソースの分類に大幅な変更をもたらす、新しい情報、見逃された情報、または忘れられた情報が見つかりました。ここでは、この分析の予備的な結果と、$0^{\rmh}-12^{\rmh}$（J2000）の間隔内で赤経を伴うガンマ線源に基づくいくつかの統計を示します。フラットスペクトルラジオクエーサーとBLLac天体は依然として支配的な集団ですが、不整合なAGN、狭線のセイファート1銀河、セイファート銀河などの他の天体の数が大幅に増加しています。また、2つの新しいクラスのオブジェクトを導入しました。外観の変更AGNとあいまいなソースです。ソースの約3分の1は未分類のままです。
大マゼラン雲のXMM-Newton観測における4つの超軟X線源の発見
| Title |
Discovery_of_four_super-soft_X-ray_sources_in_XMM-Newton_observations_of_the_Large_Magellanic_Cloud |
| Authors |
Chandreyee_Maitra_and_Frank_Haberl |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.02165 |
超軟X線源は、大マゼラン雲（LMC）の観測から、異種クラスのオブジェクトとして確立されました。LMCのXMM-Newton調査と追加のアーカイブ観測から得られたX線画像でこのクラスの新しいソースを検索しました。まず、画像を目視検査して候補を選択し、超軟X線源を模倣できるアーティファクトやCCD画像に光学的負荷をかける明るい前景の星を選別しました。最終的に、4つの新しい超軟X線源を入手し、詳細なX線タイミングとスペクトル分析を実行し、それらの性質を特定するために可能な光学的対応物を検索しました。XMMUJ050452.0-683909は、LMCの惑星状星雲SMPLMC21の中心星として識別されます。X線スペクトルの性質から、XMMUJ051854.8-695601およびXMMUJ050815.1-691832を新しいソフト中間ポーラーとして提案します。それらの推定された吸収補正された光度と黒体半径は、それらがLMCではなく私たちの銀河に位置していることを示しています。XMMUJ044626.6-692011から497秒のコヒーレント脈動を発見しました。これは、ソースの磁気激変星の性質を示しています。LMCまたは私たちの銀河におけるXMMUJ044626.6-692011の位置はあまり明確ではありません。それは、エディントン限界近くの表面で核燃焼を伴うLMCの白色矮星か、銀河の別の柔らかい中間ポーラーのいずれかである可能性があります。新しい超軟X線源の発見は、私たち自身の銀河の既知の人口に大きく貢献しています。マゼラン雲の方向で観測されたより高密度の線源は、それらの方向での比較的低い銀河柱密度と、低X線エネルギーで敏感な多数の既存の観測によって説明できる可能性があります。
恒星イメージング用のngVLAリビジョンDアレイ構成の評価
| Title |
Evaluation_of_the_ngVLA_Revision_D_array_configuration_for_stellar_imaging |
| Authors |
Catherine_G._Petretti,_Kazunori_Akiyama,_Lynn_D._Matthews |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.01625 |
提案されている次世代超大型アレイ（ngVLA）の革新的な科学事例は、ミリ秒スケールの解像度と熱電波放射に対する前例のない感度の組み合わせによって可能になる、空間的および時間的の両方で近くの星の表面を解決しています。以前の研究では、従来のCLEAN手法と、画像再構成のために新しく開発された正則化最尤（RML）イメージング手法の両方を使用して、近くの星のシミュレーション観測による恒星イメージングの実現可能性を示しました。このメモでは、ngVLAを使用した恒星イメージングの継続的な研究を紹介し、以前のリビジョンC（以下RevC）構成と比較したリビジョンD（以下RevD）メインアレイ構成のイメージング機能を評価します。より均一なカバレッジとより良い円対称性を備えたRevD構成は、合成されたビームを改善し、特にロバストな重み付けで、複雑な形態を持つ進化した星のシミュレートされた画像のより良いCLEAN再構成をもたらすことがわかります。ただし、合成されたビームの非常に非ガウス性は、RevD構成のロバストな重み付けと自然な重み付けの両方で存続し、不均一な重み付けによる画像再構成の画像忠実度を制限し続けます。RMLメソッドは、以前の作業と一致して、提示されたシミュレーションのCLEANメソッドと同等またはそれ以上の画質で、さまざまなアレイ構成に対して復元力のある安定したパフォーマンスを示します。私たちのシミュレーション結果は、RevD構成がRevC構成と比較してより良いデコンボリューションビームを提供し、不均一な重み付けのイメージング機能を強化することを示唆しており、RMLメソッドが魅力的な選択肢であることを示し続けています。アレイ構成の改善。
MeerKATによる広視野ビームフォーミング観測
| Title |
Wide_field_beamformed_observation_with_MeerKAT |
| Authors |
Weiwei_Chen,_Ewan_Barr,_Ramesh_Karuppusamy,_Michael_Kramer,_Benjamin_Stappers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.01667 |
無線干渉計を使用した大規模なビームフォーミングは、これらのソースの調査効率を向上させることにより、パルサーと高速電波バーストで行われる科学に革命をもたらす可能性があります。MeerKAT電波望遠鏡用の広視野ビームフォーマーについて説明し、そのような調査を最適に設計するための戦略の概要を説明します。これらの技術のソフトウェア実装である${\rmM{\smallOSAIC}}$が紹介され、MeerKAT望遠鏡でのそのアプリケーションが紹介されています。球状星団を観測して複数のパルサーを同時に追跡することにより、ビームフォーマーを使用した初期結果を示し、この観測のソースローカリゼーション機能を示します。
APFおよびW.M.用のアダプティブセカンダリミラーコンセプトの開発HVR技術に基づくケック天文台
| Title |
Developing_Adaptive_Secondary_Mirror_Concepts_for_the_APF_and_W.M._Keck_Observatory_Based_on_HVR_Technology |
| Authors |
Philip_M._Hinz,_Rachel_Bowens-Rubin,_Christoph_Baranec,_Kevin_Bundy,_Mark_Chun,_Daren_Dillon,_Brad_Holden,_Wouter_Jonker,_Molly_Kosiarek,_Renate_Kupke,_Stefan_Kuiper,_Olivier_Lai,_Jessica_R._Lu,_Matthew_Maniscalco,_Matthew_Radovan,_Sam_Ragland,_Stephanie_Sallum,_Andrew_Skemer,_Peter_Wizinowich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.01692 |
補償二次ミラー（ASM）は、補償光学（AO）を望遠鏡自体に統合することを可能にします。TNOによって開発されたハイブリッド可変磁気抵抗（HVR）アクチュエータ技術に基づく適応二次ミラーは、望遠鏡に統合されたAOへの有望な道を提供します。HVRアクチュエータには、同様のボイスコイルベースのASMよりも剛性が高く、電力効率が高く、複雑さが軽減される可能性のあるミラーを使用できるという利点があります。私たちは、技術的アプローチを検証する実験室のテストベッドを介して、この技術の応用を模索しています。並行して、自動惑星検出望遠鏡（APF）やケック天文台などのいくつかの望遠鏡でASMの概念設計を開発しています。ASMforAPFは、視線速度測定用のスリットを通過する光を2倍にする可能性があり、画像の安定性を劇的に向上させます。WMKO用のASMは、地上層のAO補正と低バックグラウンドの赤外線AO観測を可能にし、カセグレン焦点の位置を調整する機能を介して機器のより柔軟な展開を提供します。
ハイブリッド可変リラクタンスアクチュエータIIで構築された大判変形可能ミラーの性能：FLASHからの最初の実験結果
| Title |
Performance_of_Large-Format_Deformable_Mirrors_Constructed_with_Hybrid_Variable_Reluctance_Actuators_II:_Initial_Lab_Results_from_FLASH |
| Authors |
Rachel_Bowens-Rubin,_Daren_Dillon,_Philip_M._Hinz,_Stefan_Kuiper |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.01693 |
高効率ハイブリッド可変磁気抵抗（HVR）アクチュエータの進歩は、適応型二次ミラーを含む次世代の大判変形可能ミラーを構築するための技術です。オランダ応用科学研究機構（TNO）は、従来のスタイルのボイスコイルアクチュエータと比較して、動作に必要な電力が約75分の1である新しいスタイルのハイブリッド可変磁気抵抗アクチュエータを開発しました。TNOの最新の19アクチュエータプロトタイプ変形可能ミラー、FLASHの実験室試験からの初期性能結果を提示します。Zygo干渉計と4つの静電容量センサーのセットで測定されたアクチュエータのクロスカップリング、直線性、ヒステリシス、自然な形状の平坦化、およびドリフトを報告します。また、ミリ秒未満のタイムスケールでのFLASHの動的性能の結果を示し、高コントラストのイメージング補償光学に対するこの技術の限界を推定します。この技術は、アクティブな冷却を必要とせずに、オンスカイアダプティブセカンダリミラーで使用できる可能性が高いことを確認しています。
Quokka：GPUでの2モーメントAMR放射流体力学のコード
グラフィックスプロセッシングユニット（GPU）用に最適化された新しいサブサイクリングインタイムのブロック構造適応メッシュリファインメント（AMR）放射流体力学コードであるQuokkaを紹介します。Quokkaは、区分的放物線法（PPM）を使用して流体力学の方程式を線法の定式化で解き、局所的な閉包を伴う可変エディントンテンソル（VET）放射モーメント方程式を介して放射伝達を処理します。GPUのパフォーマンスを最大化するために、放射モーメント方程式の時間発展を明示的に、光速の近似値を下げて組み合わせます。流体力学、放射、および結合放射流体力学のさまざまなテスト問題の結果を示します。3Dの均一グリッドでは、GPUあたり1秒あたり9,300万の流体力学的更新、およびGPUあたり1秒あたり2,200万の放射流体力学的更新のピークを達成します。3Dの均一グリッドでの放射流体力学の問題については、コードも4GPUから256GPUにスケーリングされ、効率は80％です。コードは、GitHubのオープンソースライセンスの下で公開されています。
ソーラーラインエミッションドップラーメータープロジェクト
| Title |
The_Solar_Line_Emission_Dopplerometer_project |
| Authors |
J.-M._Malherbe,_P._Mein,_F._Sayede,_P._Rudawy,_K._Phillips,_F._Keenan,_J._Rybak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.01645 |
宇宙天気現象とコロナの地球規模の加熱を調査するには、太陽コロナ構造のダイナミクスの観測が必要です。高温プラズマによって放出された高温ラインのプロファイルは、通常、狭帯域フィルターによって統合されるか、古典的な分光法によって記録されます。この論文では、イメージング分光法用の新しい可搬型機器（建設中）の詳細を紹介します：ソーラーライン発光ドップラーメーター（SLED）。マルチチャネルサブトラクティブダブルパス（MSDP）技術を使用します。これは、フィルターと狭いスリット分光器の両方の利点、つまり、高い時間的、空間的、およびスペクトル分解能を組み合わせたものです。SLEDは、FeX637.nmおよびFeXIV530.3nmの禁制線で、高温のコロナループの見通し内速度（ドップラーシフト）を高ケイデンス（1Hz）で測定します。フレアやコロナ質量放出（CME）などの太陽活動の急速に進化するイベントのダイナミクスを追跡し、短周期波によるコロナ加熱についても研究します。観測は、LomnickyStitObservatory（LSO、スロバキア）で、または皆既日食の間にコロナグラフを使用して実行されます。SLEDは、ビャウクフコロナグラフ（ポーランド、ヴロツワフ近郊）に取り付けられた場合、Halpha656.3nmまたはHeD3587.6nmラインの紅炎のダイナミクスも観察します。さまざまな手法による偏光測定と完全に互換性があります。
中程度の解像度でのM矮星スペクトル指数：178個の南の星の正確な$ T _ {\ mathrm {eff}} $と[Fe / H]
| Title |
M_dwarf_spectral_indices_at_moderate_resolution:_accurate_$T_{\mathrm{eff}}$_and_[Fe/H]_for_178_southern_stars |
| Authors |
E._Costa-Almeida,_G._F._Porto_de_Mello,_R._E._Giribaldi,_D._Lorenzo_Oliveira,_M._L._Ubaldo-Melo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.01658 |
中程度の解像度$R\simで測定された147のスペクトル指標の主成分分析に基づいて、M矮星の有効温度$T_{\mathrm{eff}}$と金属量[Fe/H]を導出するための分光および測光キャリブレーションを提示します。11\、000$）、$\lambda\lambda$8390-8834領域の高S/N（$>100$）スペクトル、およびJ$-$Hカラー。残差によって推定される内部不確かさは、$T_{\mathrm{eff}}$と[Fe/H]でそれぞれ81Kと0.12dexであり、キャリブレーションは3050K$<T_{\mathrm{eff}}<$4100Kおよび$-$0.45$<$[Fe/H]$<$$+$0.50dex。PCAキャリブレーションは、M矮星の大きなサンプルの$T_{\mathrm{eff}}$と[Fe/H]を導出するための競合モデルに依存しない方法であり、利用可能な遠赤色スペクトルのデータベースに適しています。不確実性の中央値は、モンテカルロシミュレーションによって推定された$T_{\mathrm{eff}}$と[Fe/H]のそれぞれ105Kと0.23dexです。測光および分光技術に基づいて他の作品と値を比較し、$T_{\mathrm{eff}}$および[Fe/H]の中央値の差75$\pm$273Kおよび0.02$\pm$0.31dexを見つけます。それぞれ、良好な精度を達成しますが、比較的低い精度を達成します。共通の星の大気パラメータ間の文献にはかなりの不一致が見られます。新しいキャリブレーションを使用して、これまで研究されていなかった178個のK7-M5ドワーフの$T_{\mathrm{eff}}$と[Fe/H]を導出します。近くのM矮星の金属量分布関数は、[Fe/H]$\sim$-0.10dexでピークに達し、GK矮星のRAVE分布とよく一致しています。以前の測定なしで99個のオブジェクトの視線速度（内部精度1.4km/s）を示します。サンプルの運動学は、よく知られている高速のカプタイン星を除いて、薄い/厚い円盤の星によって完全に支配されていることを示しています。
原始惑星系円盤の中間領域と外側領域におけるダスト散逸のタイムスケール
| Title |
Dust_dissipation_timescales_in_the_intermediate_and_outer_regions_of_protoplanetary_disks |
| Authors |
Hiroshi_Maeshima,_Takao_Nakagawa,_Takuya_Kojima,_Satoshi_Takita,_and_Jungmi_Kwon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.01733 |
原始惑星系円盤の塵とガスは、中心の星が進化するにつれて散逸します。原始惑星系円盤のダスト散逸タイムスケールを推定するために、既知のTタウリ星のWISE12、22、およびAKARI90$\mu$m調査画像を積み重ね、平均フラックスを導き出しました。90$\mu$mバンド。4,783個のTタウリ星を若い（$<$2Myr）、中年（2-6Myr）、古い（$>$6Myr）の3つの年齢グループに分類し、WISE12と22を積み重ねました。AKARI各グループに90ドル\mu$mの画像。積み重ねられた画像の測光は、12、22、および90$\muで1.4$\pm$0.2、1.38$\pm$0.05、および1.4$^{+0.6}_{-0.5}$Myrのフラックス減衰タイムスケールを示していますそれぞれ$mバンド。1太陽光度の中心星を持つ光学的に薄いディスクでは、12および22$\mu$mフラックスは中間（$\sim$1au）領域からの放射に起因し、90$\mu$mフラックスはに対応します。ディスクの外側（$\sim$10au）領域からのものです。したがって、ダスト散逸のタイムスケールは、中間ディスクでは$\tau_{\rmmed、dust}\sim$1.4Myrであり、$\tau_{\rmouter、dust}=$1.4$^{+0.6}_{-0.5であると結論付けます。}$外部ディスクのMyr。外部ディスクと中間ディスクのダスト散逸時間差は$\Delta\tau_{\rmdust}=\tau_{\rmoutside、dust}-\tau_{\rmmed、dust}=0.0^{+0.6}_{-0.5}$Myr、中間ディスクと外側ディスクのほこりがほぼ同じタイムスケールで散逸することを示します。
散開星団NGC2516とNGC2422のコアにある37個のFGK星の軌道パラメータとバイナリプロパティ
| Title |
Orbital_Parameters_and_Binary_Properties_of_37_FGK_stars_in_the_Cores_of_Open_Clusters_NGC_2516_and_NGC_2422 |
| Authors |
Isabel_Lipartito,_John_I._Bailey,_Timothy_D._Brandt,_Benjamin_A._Mazin,_Mario_Mateo,_Meghin_E._Spencer,_and_Ian_U._Roederer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.01815 |
散開星団NGC2516（〜150Myr）の分野で24バイナリ、散開星団NGC2422（〜130Myr）の分野で13バイナリの軌道を、クラスターコアの複数年の視線速度調査の結果を使用して示します。これらのシステムのうち6つは、二重線分光連星（SB2）です。これらのRV変数システムを、ケプラーの軌道をモデル化するMCMCベースのフィッティングプログラムであるorvaraにフィッティングします。クラスターのメンバーシップを決定するために、ガイアEDR3からの正確な年周視差と固有運動を使用します。すべてのクラスターメンバーに事前に重心半径速度を課します。これにより、軌道の制約が大幅に改善されます。私たちのシステムのうちの2つには、5〜15日の期間があります。これは、潮汐が軌道離心率を効率的に減衰させる重要なウィンドウです。これらのバイナリは、同様の年齢のクラスター間の循環の将来の分析に含める必要があります。また、以前の研究と一致して、バイナリ質量比の比較的平坦な分布が見つかりました。利用可能なすべてのターゲットにTESS光度曲線を含めることで、ターゲット378-036252を新しい食変光星として識別します。また、二次星の質量が褐色矮星の範囲にあるフィールドスターと、RVが追加のコンパニオンの存在を示唆している2つのクラスターメンバーを特定します。私たちの軌道適合は、恒星の年齢と恒星の環境全体でバイナリの割合とバイナリのプロパティを制約するのに役立ちます。
惑星間コロナ質量放出の衝撃による太陽エネルギー粒子の加速
| Title |
Acceleration_of_Solar_Energetic_Particles_by_the_shock_of_Interplanetary_Coronal_Mass_Ejection |
| Authors |
Shanwlee_Sow_Mondal,_Aveek_Sarkar,_Bhargav_Vaidya_and_Andrea_Mignone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.01828 |
惑星間コロナ質量放出（ICME）ショックは、粒子を加速し、太陽エネルギー粒子（SEP）イベントに大きく寄与することが知られています。加速メカニズムを理解するために、ICME衝撃の電磁流体力学-ParticleinCell（MHD-PIC）シミュレーションを実行しました。これらの衝撃は、Alfv\'enicマッハ数と磁場の向き（平行\＆準垂直）で異なります。拡散衝撃加速（DSA）は、並列ICME衝撃で粒子を加速する上で重要な役割を果たしていることがわかります。対照的に、ShockDriftAcceleration（SDA）は、準垂直衝撃において極めて重要な役割を果たします。ハイマッハショックは、粒子をより効率的に加速することが見られます。私たちのシミュレーションは、衝撃波の周りの背景の乱流と局所的な粒子速度分布が、加速メカニズムを間接的に示唆している可能性があることを示唆しています。私たちの結果はまた、トピックの理解を検証する可能性のあるいくつかの可能な\textit{insitu}観察を示しています。
太陽コロナモデルの検証スキーム-EUVおよび白色光での多視点観測からの制約
| Title |
Validation_scheme_for_solar_coronal_models_--_constraints_from_multi-perspective_observations_in_EUV_and_white-light |
| Authors |
A._Wagner._E._Asvestari,_M._Temmer,_S.G._Heinemann,_J._Pomoell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.01893 |
コンテキスト：この論文では、複数のソースからの観測データとの比較に基づいて、冠状磁場モデルの品質を調査するための検証スキームを提示します。目的：これらのコロナルモデルの多くは、物理的に妥当なフィールド構成を多数生成する一連の初期パラメータを使用する場合があります。ただし、これは、これらの結果が信頼でき、観察結果に準拠していることを意味するものではありません。適切な検証スキームを使用すると、冠状モデルの品質を評価できます。方法：検証スキームは、EUropean太陽圏予測情報資産（EUHFORIA）コロナルモデルの例に基づいて開発されています。観測の比較のために、EUVと白色光のデータを使用して、複数の視点（地球ビューと太陽地球関係観測所-STEREO）から表面（開放磁場領域）とオフリム（ストリーマーとループ）構造のコロナ特徴を検出します。検証スキームは、磁力線トポロジーを生成する任意のコロナルモデルに適用できます。結果：モデル構成の大規模なセットでその検証スキームを使用することにより、その適用性を示します。これは、観測データと最もよく一致する理想的なパラメーターのセットに効率的に減らすことができます。結論：経験的視覚分類とトポロジーメトリックの数学的スキームを組み合わせて使用することにより、冠状モデルの非常に効率的で客観的な品質評価を実行できると結論付けます。
進化の初期段階でのクラスター化された星形成。若い星形成領域ISOSSJ22478 +6357およびISOSSJ23053 +5953の物理的および化学的分析
| Title |
Clustered_star_formation_at_early_evolutionary_stages._Physical_and_chemical_analysis_of_the_young_star-forming_regions_ISOSS_J22478+6357_and_ISOSS_J23053+5953 |
| Authors |
C._Gieser,_H._Beuther,_D._Semenov,_S._Suri,_J._Soler,_H._Linz,_J._Syed,_Th._Henning,_S._Feng,_T._M\"oller,_A._Palau,_J.M._Winters,_M.T._Beltr\'an,_R._Kuiper,_L._Moscadelli,_P._Klaassen,_J.S._Urquhart,_T._Peters,_S.N._Longmore,_\'A._S\'anchez-Monge,_R._Galv\'an-Madrid,_R._Pudritz,_K.G._Johnston |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.01896 |
私たちは、非常に若い星形成領域ISOSSJ22478+6357およびISOSSJ23053+5953の初期の進化段階における断片化されたコアの物理的および化学的特性を特徴づけることを目指しています。NOEMA1.3mmデータは、アーカイブの中赤外線および遠赤外線観測と組み合わせて使用され、個々の断片化されたコアのSEDを構築および適合させます。半径方向の密度プロファイルは1.3mmの連続体の可視性プロファイルから推測され、半径方向の温度プロファイルはH2CO回転温度マップから推定されます。分子カラム密度は、ラインフィッティングツールXCLASSを使用して導き出されます。いくつかのラインリッチコアの化学的タイムスケールを制約するために、物理化学的モデルMUSCLEを適用することにより、物理的および化学的特性が組み合わされます。分子発光の形態と空間相関は、HOG法を使用して分析されます。中赤外線データは、両方の領域に若い恒星状天体のクラスターが含まれていることを示しています。双極分子の流出は、原始星の活動を示す強いmmコアへのCO2-1遷移で観察されます。mmコアに関連付けられていない場所で、SO、SiO、H2CO、およびCH3OHの強い分子放出が見られます。これらの衝撃を受けた結び目は、双極流出に関連するか、ISOSSJ23053+5953の場合、mmコア間に大きな衝撃領域を作成する衝突流に関連する可能性があります。コアの平均化学的タイムスケールは、より進化したCOREサンプルのソース（60000年）と比較して低い（20000年）。HOG法では、拡張放出を追跡する種の空間放出と衝撃追跡分子の空間放出が、これらのグループの遷移内で十分に相関していることがわかります。
OCCASOIV。視線速度と散開星団の運動学
| Title |
OCCASO_IV._Radial_Velocities_and_Open_Cluster_Kinematics |
| Authors |
R._Carrera_(1),_L._Casamiquela_(2),_J._Carbajo-Hijarrubia_(3),_L._Balaguer-N\'u\~nez_(3),_C._Jordi_(3),_M._Romero-G\'omez_(3),_S._Blanco-Cuaresma_(4),_T._Cantat-Gaudin_(3,5),_J._Lillo-Box_(6),_E._Masana_(3),_E._Pancino_(7,8)((1)_INAF-Osservatorio_Astronomico_di_Padova,_Padova,_Italy,_(2)_Laboratoire_d'Astrophysique_de_Bordeaux,_Univ._Bordeaux,_CNRS,_Pessac,_France,_(3)_Institut_de_Ci\`encies_del_Cosmos,_Universitat_de_Barcelona_(IEEC-UB),_Barcelona,_Spain,_(4)_Harvard-Smithsonian_Center_for_Astrophysics,_Cambridge,_MA,_USA,_(5)_Max-Planck-Institut_f\"ur_Astronomie,_Heidelberg,_Germany,_(6)_Centro_de_Astrobiolog\'ia_(CAB,_CSIC-INTA),_Depto._de_Astrof\'isica,_ESAC_campus_Villanueva_de_la_Ca\~nada_(Madrid),_(7)_INAF-Osservatorio_Astrofisico_di_Arcetri,_Florence,_Italy,_(8)_Space_Science_Data_Center-ASI,_Via_del_Politecnico_SNC,_Roma,_Italy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.02110 |
コンテキスト：散開星団（OC）は、恒星進化から銀河進化まで、さまざまな天体物理学的現象を調査するためのテスト粒子として広く使用されています。ガイアと補完的な大規模な分光調査は、これらのシステムに関する前例のない豊富な情報を提供しています。目的：スペインの天文台からの散開星団の化学的存在量（OCCASO）調査は、高解像度のR$\geq$60\、000スペクトルから、OCの正確な視線速度と化学的存在量を決定することにより、このすべての作業を補完することを目的としています。方法：視線速度は、観測されたスペクトルを、初期のMからAのスペクトルタイプをカバーする合成スペクトルのライブラリと相互相関させることによって取得されています。結果：いくつかのガイアベンチマーク星と51個の散開星団に属するオブジェクトを含む336個の星の視線速度を提供します。導出された視線速度の内部不確かさは、使用される機器構成の関数として10m/sから21m/sになります。導出された視線速度は、ガイア固有運動とともに、観測された星のクラスターメンバーシップを調査するために使用されています。この注意深いメンバーシップ分析の後、47個の散開星団の平均速度を取得します。私たちの知る限り、これはこれらのクラスターのうち5つに対する最初の視線速度の決定です。最後に、視線速度、固有運動、距離、および年齢を使用して、観測されたクラスターの運動学とそれらの軌道の統合を調査しました。
太陽から土星への2つの相互作用するCMEの磁気構造と伝播
| Title |
Magnetic_Structure_and_Propagation_of_Two_Interacting_CMEs_from_the_Sun_to_Saturn |
| Authors |
Erika_Palmerio,_Teresa_Nieves-Chinchilla,_Emilia_K._J._Kilpua,_David_Barnes,_Andrei_N._Zhukov,_Lan_K._Jian,_Olivier_Witasse,_Gabrielle_Provan,_Chihiro_Tao,_Laurent_Lamy,_Thomas_J._Bradley,_M._Leila_Mays,_Christian_M\"ostl,_Elias_Roussos,_Yoshifumi_Futaana,_Adam_Masters,_Beatriz_S\'anchez-Cano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.02190 |
太陽物理学における大きな課題の1つは、コロナ質量放出（CME）の磁気構造の特性評価と、太陽圏の伝播による太陽の噴火からの進化です。現在、主な問題は、冠状磁場の直接測定の欠如と惑星間空間におけるCME本体の3Dその場測定の欠如に関連しています。それにもかかわらず、CME磁気構造の進化は、モデリングだけでなく、マルチポイントリモートセンシング観測とマルチ宇宙船の現場測定の組み合わせを使用して追跡することができます。したがって、この研究では、2012年4月28日に太陽から噴出した2つのCMEの分析を示します。リモートセンシングデータを使用してそれらの噴火と初期の進化を追跡し、CMEとCMEの相互作用の兆候を見つけて、惑星間の対応物を分析します。（s）金星、地球、土星での現場測定を使用する。私たちはすべての場所で一見単一のフラックスロープを観察しますが、高ケイデンスのプラズマデータが利用できる地球での相互作用の可能性のある兆候を見つけます。その場でのフラックスロープの再構築は、金星と地球でほぼ同じ結果をもたらしますが、土星ではより大きな不一致を示し、CMEが大きく歪んでいること、および/または近くの太陽風構造とのさらなる相互作用が10AUより前に起こったことを示唆しています。この作品は、太陽から外側の太陽圏に構造を接続することの難しさを強調し、CMEの磁気構成のより深い理解を達成するためのマルチ宇宙船研究の重要性を示しています。
スライディングの自然さ：弱いスケールの宇宙論的選択
電弱階層性問題の宇宙論的解決策を提示します。自然への宇宙論的アプローチの一般的な特徴を議論した後、ヒッグスに非常に弱く結合した2つの軽いスカラーで標準模型を拡張し、電弱階層と強いCP問題を一緒に説明するためにコンパニオンペーパーで最近紹介したメカニズムを提示します。この作業では、このソリューションを強いCP問題から切り離すことができることを示し、その可能な実装と現象論について説明します。このメカニズムは、標準的なインフレセクターで機能し、弱いスケールのインフレや多数のeフォールドを必要とせず、永遠のインフレに関連するあいまいさをもたらしません。理論のカットオフは、宇宙定数とヒッグスセクターの両方でプランクスケールと同じくらい大きくなる可能性があります。観測された暗黒物質の遺物密度を再現すると、2つの新しいスカラーの標準モデルへの結合が修正され、将来のアクシオンまたは第5の力の検索のターゲットが提供されます。スカラーと標準模型との特定の相互作用に応じて、このメカニズムは衝突型加速器で豊富な現象論を生み出すか、強いCP問題に対する新しい共同解を提供します。弱いスケールの宇宙論的選択のほとんどの実現に共通する予測を強調し、近い将来、この一般的なフレームワークをテストできるようにします。
不完全流体のモード構造について
この論文は、相対論的非平衡熱力学におけるモード構造のいくつかの側面の簡単な図を取得しようとしています。その教育学的焦点は、因果的M\"{u}ller-Israel-Stewart（MIS）理論の長波長摂動モードと伝統的なEckart理論のそれとの関係にあります。主に、この問題は一連の論文で明らかにされました。HiscockとLindblomによる（[8-10]を参照）。ここでは、完全理論の完全な形式主義を必要としないいくつかの重要な機能をまとめました。
重力波の空の局在化のための半解析的アプローチ
| Title |
Semi-analytical_Approach_for_Sky_Localization_of_Gravitational_Waves |
| Authors |
Qian_Hu,_Cong_Zhou,_Jhao-Hong_Peng,_Linqing_Wen,_Qi_Chu,_and_Manoj_Kovalam |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.01874 |
重力波源の迅速な空の位置特定は、迅速な電磁フォローアップを可能にするために重要です。この記事では、コンパクトな連星合体からの重力波の空の局在化のための新しい半分析的アプローチを提示します。与えられた天体物理学モデルの事前分布の分析的近似を伴うベイズフレームワークを使用します。ソース方向の事後分布に対する半分析的解を導き出します。この方法では、ベイジアンローカリゼーション法で必要とされる5倍の数値積分と比較して、合併期間中に限界に達する1倍の数値積分のみが必要です。このメソッドのパフォーマンスは、LIGO-Virgoの設計とO2感度を使用して、ガウスノイズに対する一連のバイナリ中性子星（BNS）注入を使用して示されます。O2感度の90％信頼区間の中央値は$\mathcal{O}（10^2）〜\mathrm{deg}^2$であり、既存のLIGO-Virgoオンラインローカリゼーション手法Bayestarおよびパラメーターの中央値に匹敵します。推定ツールキットLALInference。最後に、この方法を適用してBNSイベントGW170817をローカライズし、11$\mathrm{deg}^2$（50$\mathrm{deg}^2$）の50％（90％）信頼領域を見つけます。GW170817の検出された光学的対応物は、50％の信頼領域内にあります。
生物学者はまだ生命の定義についてコンセンサスに達していないが、ホモキラリティー（生体分子の特定の分子の利き手）は生命によってのみ生み出される現象である。その起源を解明するには、基礎物理学、化学、天体物理学、生物学を探求することによる学際的な研究が必要です。ここでは、天体物理学と素粒子物理学の文脈で生物学的ホモキラリティーの起源を考察します。自然界で作用する基本的な力の1つである弱い力は、パリティ違反です。地球上では、地上レベルで、私たちの宇宙線線量のほとんどは、弱い力を伴う崩壊で形成された偏極ミューオンから来ています。生命の起源を探すための主要なターゲットであるいくつかの異なる環境内の宇宙シャワーで磁気分極がどのように伝達されるかについて説明します。この分極化が、あるタイプのキラリティーを他のタイプよりも生物学的に優先する可能性があることを検討し、他の世界での生命の探索への影響について説明します。
2色の密なQCDにおける音速のピーク：クォーク飽和効果と半短距離相関
| Title |
Peaks_of_sound_velocity_in_two_color_dense_QCD:_quark_saturation_effects_and_semishort_range_correlations |
| Authors |
Toru_Kojo_and_Daiki_Suenaga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.02100 |
ハドロンが中間子とダイクォークバリオンである2色QCD（QC$_2$D）での高密度物質の硬化について説明します。低密度のボーズ・アインシュタイン凝縮レジームから高密度のバーディーン・クーパー・シュリーファーレジームへの物質の遷移を説明する2つのモデルを研究します。最初のモデルはダイクォークのコヒーレント状態に基づいており、2番目のモデルはダイクォークペアリング項を持つNambu-Jona-Lasinioモデルです。特に、バリオン密度が増加するにつれてクォーク状態がどのように占有されるかに焦点を当てます。占有されたクォークレベルのために、ダイクォークの理想気体像は、バリオンコアが重なる密度よりもかなり低い密度で崩壊することがわかります。低運動量でのクォーク状態の飽和は、状態方程式を固めます。また、クォークの占有確率に依存する相互作用の影響についても研究します。クォークのフェルミ面の大部分が有効な反発力を持っているが、フェルミ面は魅力的な相関関係を享受している場合、状態方程式は非常に硬くなると主張します。異なる運動量ドメインに対するこの不一致は、$0.2-1$GeVの運動量移動を伴うグルーオン交換における強いチャネル依存性のために可能です。これらの概念は、QC$_2$DからQCDに任意の数の色で転送できます。
