弱いレンズ効果、X線、および運動学的スニヤエフ・ゼルドビッチ観測によるバリオンフィードバックと宇宙論の制約
| Title |
Constraining_baryonic_feedback_and_cosmology_with_weak-lensing,_X-ray,_and_kinematic_Sunyaev-Zeldovich_observations |
| Authors |
Aurel_Schneider,_Sambit_K._Giri,_Stefania_Amodeo,_and_Alexandre_Refregier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.02228 |
現代の弱いレンズ効果の観測は、まだ十分に理解されていないバリオンフィードバックプロセスにますます敏感になっています。これまでのところ、この新しい課題は、データにスケールカットを課すことによって、または単純な1パラメーターモデルを使用してバリオン効果をモデル化することによって直面してきました。この論文では、バリオンフィードバック効果のより一般的な7パラメータの処方に依存しています。これは主に観測によって動機付けられ、多数の流体力学的シミュレーションと一致することが示されています。Kilo-DegreeSurvey（KiDS-1000）からの弱いレンズ効果のデータを銀河群や銀河団の周りのガスの観測と組み合わせることにより、バリオンモデルのパラメーターを制約し、フィードバックと宇宙論についてさらに学ぶことができます。特に、X線データとアタカマ宇宙望遠鏡（ACT）によってキネマティックスニヤエフゼルドビッチ（kSZ）効果を介して測定された積み重ねられたガスプロファイルの組み合わせからの銀河団ガス（および恒星）画分を使用して、ほとんどの流体力学的シミュレーションで予測されるよりも強いバリオニックフィードバック。物質パワースペクトルのバリオン抑制に関して、$k\sim0.1-0.4$h/Mpcを超える波動モードでパーセントを超える効果を報告し、$k>5$で最大15-35パーセントの抑制を報告します。h/Mpc（68パーセントCL）。結合されたパラメータ$\Sigma_8=\sigma_8（\Omega_m/0.3）^{0.58}$によってパラメータ化された宇宙論的クラスタリング強度に関して、プランク衛星データの既知の張力が3.8から3.2$\sigma$に減少していることがわかります。バリオン効果が分析パイプラインに完全に含まれるようになったら。弱いレンズ効果のデータをX線およびkSZ効果からの観測と組み合わせると、張力はさらに2.8$\sigma$に減少します。バリオンフィードバック効果は現代の弱いレンズ効果の調査でより重要になりますが、観測された$\Sigma_8$張力の主な原因として除外できると結論付けています。
オートエンコーダーを使用した銀河団のスニヤエフ・ゼルドビッチ画像のエミュレート
| Title |
Emulating_Sunyaev-Zeldovich_Images_of_Galaxy_Clusters_using_Auto-Encoders |
| Authors |
Tibor_Rothschild,_Daisuke_Nagai,_Han_Aung,_Sheridan_B._Green,_Michelle_Ntampaka,_John_ZuHone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.02232 |
ハロー質量と質量降着率のみが与えられた新しい銀河団の高解像度熱スニヤエフゼルドビッチ（SZ）マップを生成する機械学習アルゴリズムを開発します。このアルゴリズムは、畳み込みニューラルネットワークの形式で条件付き変分オートエンコーダー（CVAE）を使用し、IllustrisTNGシミュレーションから生成されたSZマップでトレーニングされます。私たちの方法は、流体力学シミュレーションと同様の解像度で非球面乱流銀河団の詳細を再現すると同時に、半解析的マップの計算の実現可能性を実現し、ラップトップで30秒で$10^5$を超える模擬SZマップを生成できます。モデルによって生成された個々の画像が新しいクラスターであり（つまり、トレーニングセットにはない）、モデルが散乱、非対称性、濃度など、SZ画像に対する質量と質量降着率の影響を正確に再現していることを示します。マージするサブクラスターのモデリングに加えて。この作業は、将来のSZ調査から統計的制約を達成するために必要な、銀河団の現実的で高解像度のマップの数を生成するための機械学習ベースの方法の実行可能性を示しています。
減衰不足のアキシオンブルー等曲率摂動の解析的処理
| Title |
An_Analytic_Treatment_of_Underdamped_Axionic_Blue_Isocurvature_Perturbations |
| Authors |
Daniel_J._H._Chung_and_Sai_Chaitanya_Tadepalli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.02272 |
強く青色に傾斜した軸方向等曲率スペクトルの以前の計算は、最も軽い時間依存質量がインフレーション中のハッブル膨張率よりも小さく、過減衰時間発展につながるパラメトリック領域で計算されました。ここでは、減衰が不十分な時間発展のパラメトリック領域で、強く青色に傾斜した軸方向の等曲率スペクトルを示します。やや意外なことに、強い等曲率スペクトル形状につながる強い共鳴スペクトル挙動を持つパラメトリック領域が存在します。このような計算に適した大きなパラメトリック領域で、この共鳴スペクトルを分析的に計算することに焦点を当てています。スペクトルは非摂動的な古典場のダイナミクスに敏感であるため、高周波変動を積分することによって得られる時空間有効ポテンシャルを含む、さまざまな分析手法が使用されます。
DESブライトアークサーベイ：ダークエネルギーサーベイ5,000Sqからの候補の強力にレンズ化されたギャラクシーシステム。 Deg。フットプリント
| Title |
The_DES_Bright_Arcs_Survey:_Candidate_Strongly_Lensed_Galaxy_Systems_from_the_Dark_Energy_Survey_5,000_Sq._Deg._Footprint |
| Authors |
J._H._O'Donnell_(1),_R._D._Wilkinson_(2),_H._T._Diehl_(3),_C._Aros-Bunster_(4),_K._Bechtol_(5),_S._Birrer_(6,_7),_E._J._Buckley-Geer_(3,_8),_A._Carnero_Rosell_(9,_10),_M._Carrasco_Kind_(11,_12),_L._N._da_Costa_(9,_10),_S._J._Gonzalez_Lozano_(5),_R._A._Gruendl_(11,_12),_M._Hilton_(13,_14),_H._Lin_(3),_K._A._Lindgren_(3),_J._Martin_(15,_16),_A._Pieres_(9,_10),_E._S._Rykoff_(6),_I._Sevilla-Noarbe_(17),_E._Sheldon_(15),_C._Sif\'on_(4),_D._L._Tucker_(3),_B._Yanny_(3),_T._M._C._Abbott_(18),_M._Aguena_(9),_S._Allam_(3),_F._Andrade-Oliveira_(19,_9),_J._Annis_(3),_E._Bertin_(20,_21),_D._Brooks_(22),_D._L._Burke_(6,_23),_J._Carretero_(24),_M._Costanzi_(25,_26,_27),_J._De_Vicente_(17),_S._Desai_(28),_J._P._Dietrich_(29),_K._Eckert_(30),_S._Everett_(31),_I._Ferrero_(32),_B._Flaugher_(3),_P._Fosalba_(33,_34),_et_al._(41_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.02418 |
5,000平方度全体で強い重力レンズシステムを8回検索した結果をまとめて報告します。ダークエネルギーサーベイ（DES）の観測結果。3番目の観測シーズンの終わりまでに蓄積された観測は、5つのフィルター（grizY）でDESフットプリントを完全にカバーし、$i-$バンド制限マグニチュード（$10\sigma$）は23.44でした。4回の検索で、最初の3つの観測シーズンから作成されたオブジェクトカタログからの色と大きさの選択を使用して、潜在的な候補のリストが特定されました。以前に特定された銀河団の場所で、他に3つの検索が行われました。次に、潜在的な候補の切り抜き画像を、オブジェクトビューアを使用して視覚的にスキャンしました。候補の追加セットは、完全なDES6シーズンデータセットから作成されたカラーコアッド「タイル」のサブセットのデータ品質チェックから得られました。次に、最も有望な強力なレンズ候補の短いリストが、数値に従ってランク付けされました。これらの検索により、247個の強力なレンズ候補システムの多様なセットが発見され、そのうち81個が初めて特定されました。レンズとソースオブジェクト、および81の新しいシステムと以前に報告された166のアインシュタイン半径の推定値。このカタログは、詳細なフォローアップ、銀河クラスターとグループの質量プロファイルの研究、および自動化された強力なレンズ検索のためのトレーニング/検証セット。
重力放射を放出する連星系の合体時間が楕円軌道の初期サイズと形状によってどのように決定されるかを示すピーターズの公式は、原始ブラックホールの合体率と合体からの重力波背景の推定によく使用されます。。LIGO-Virgoイベントの分析など、いくつかの興味深いシナリオで有効であるため、バイナリの軌道周期が式で指定された値を超える場合、Peters式は合体時間を記述できません。これは、宇宙時間$t\sim10^{13}\\text{s}$の前に発生する合併のイベント率を過小評価する可能性があります。その結果、重力波バックグラウンドのエネルギー密度スペクトルにピークが発生する可能性があります。これは、$t\sim10^{13}\\text{s}$（質量$M\のブラックホールの場合）のいずれかで発生するマージによるものです。gtrsim10^8M_\odot$）または$t\sim10^{26}（M/M_\odot）^{-5/3}\\text{s}$（$10^5M_\odot\lesssimの場合）M\lesssim10^8M_\odot$）。これは、潜在的なプローブ（SKA、LISA、BBOなど）がそのようなバックグラウンドを検出しない場合に、原始ブラックホール（$f$で示される）の暗黒物質の割合を制限するために使用でき、結果は$f\lesssim10^質量範囲$10\text{-}10^9M_\odot$の場合は{-5}\text{-}10^{-4}$。次に、赤方偏移$z\sim10$での大量降着の影響を検討し、降着期間中に合併率が増加し、赤方偏移が低いと大幅に低下する可能性があることを確認します。したがって、重力波のバックグラウンドのスペクトルは、低周波数でわずかに強調され、高周波数端で抑制されます。この機能は、初期質量$M=\mathcal{O}（10\text{-}100）M_\odot$と$f\gtrsim10^{-4}$のETやCEなどの将来の検出器によってキャプチャされる可能性があります。
ダークエネルギーは、効果的な陰圧を生み出し、銀河と銀河団を加速的に互いに遠ざけることができる候補です。宇宙の構造は、いくつかの初期の原始ゆらぎから進化しており、暗黒物質、暗黒エネルギーなどの宇宙のさまざまなコンポーネントの背景のダイナミクスに依存しています。この論文の動機は、いくつかの暗黒エネルギーモデルが宇宙の構造の形成にどのように現れるかを調査することです。
原始ブラックホール（PBH）の形成と蒸発、および暗黒物質へのそれらの可能な寄与をレビューします。さまざまな制約から、マスウィンドウ$10^{17}$-$10^{23}\、$gまたは$10$-$10^{2}\、M_{\odot}$でしか提供できないことが示唆されています。最後の可能性は、おそらくLIGO/Virgoの観測によって示唆されています。ただし、PBHは、宇宙論的密度が低くても、重要な結果をもたらす可能性があります。十分に大きいものは宇宙構造を生成し、銀河核の超大質量ブラックホールの種を提供するかもしれません。PBH蒸発のプランク質量の遺物、または$10^{12}\、M_{\odot}$を超える途方もなく大きなブラックホールも、興味深い暗い成分である可能性があります。
高レッドシフトクエーサーのウェーブレット解析を使用したIGM温度制約の改善
| Title |
Improving_IGM_temperature_constraints_using_wavelet_analysis_on_high-redshift_quasars |
| Authors |
Molly_Wolfson,_Joseph_F._Hennawi,_Frederick_B._Davies,_Jose_O\~norbe,_Hector_Hiss,_and_Zarija_Luki\'c |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.02828 |
銀河間媒体（IGM）の熱状態には、若い宇宙で最も変容しているがよく理解されていない時期の1つである、再電離の時代に関する重要な情報が含まれています。この熱状態は、クエーサースペクトルのライマン-$\alpha$（Ly$\alpha$）吸収の小規模構造にエンコードされています。1Dフラックスパワースペクトルは、クエーサーの視線に沿った平均的な小規模構造を測定します。不透明度が大きい高赤方偏移では、平均化により、高い信号対雑音比の伝送スパイクとノイズの多い吸収トラフが混合されます。ウェーブレット振幅は、パワースペクトルと同じ空間周波数での変動を定量化しながら空間情報を維持する代替統計であり、小規模構造をより高感度に測定する可能性を提供します。ウェーブレット振幅確率密度関数（PDF）を使用した以前のLy$\alpha$森林研究では、限られた空間周波数を使用し、PDFビン間およびウェーブレットスケール全体の強い相関を無視していたため、パラメーターの推測が最適ではなく、信頼性が低くなりました。ここでは、パワースペクトルによってプローブされた空間周波数の全範囲にまたがり、これらの相関関係を完全に説明するウェーブレット振幅PDFを使用して統計的推論を実行するための新しい方法を紹介します。この手順を、平均密度$T_0$の温度によってパラメーター化された単純な熱モデルから引き出された現実的な模擬データに適用し、ウェーブレットが$T_0$に1$\sigma$制約を提供し、平均で7％感度が高いことを確認しました。パワースペクトルからのものよりも$z=5$（$z=6$で12％）。ウェーブレットPDFをパワーと組み合わせる可能性を検討しますが、これは感度の向上にはつながらないことがわかりました。
惑星の赤外線超過を使用した太陽系外惑星の大気の取得：WASP-43bおよび他のホットジュピターのナイトサイドの見通し
| Title |
Retrieving_Exoplanet_Atmospheres_using_Planetary_Infrared_Excess:_Prospects_for_the_Nightside_of_WASP-43_b_and_other_Hot_Jupiters |
| Authors |
Jacob_Lustig-Yaeger,_Kevin_B._Stevenson,_L._C._Mayorga,_Kristin_S._Sotzen,_Erin_M._May,_Noam_R._Izenberg,_Kathleen_Mandt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.02247 |
将来の大気特性評価の取り組みのサンプルサイズを増やすために、十分に広い波長範囲を使用して、通過および非通過の太陽系外惑星の熱スペクトルを検出および特性評価する手段として提案されている惑星赤外線超過（PIE）技術に基づいて独自に構築します。空間的に未解決の観測から恒星と惑星のスペクトル成分を制約します。原型の惑星WASP-43bの恒星と惑星のスペクトルを元の構成と非通過構成で同時に取得して、典型的な外の大気の熱構造と組成を特徴付けるPIE手法の有効性を判断しました。トランジットJWST観測。JWSTでPIEを使用すると、2つのフラックス源の間に縮退が見られることなく、恒星と惑星のスペクトルを解きほぐすことができ、惑星の夜側の熱構造と水の存在量に対する強い制約を取得できることがわかりました。NIRISS、NIRSpec、およびMIRIからのスペクトルを組み合わせることによって達成される広い波長範囲により、従来の二次日食測定を使用して達成される精度の10％以内のPIE検索が可能になりますが、MIRIのみを使用した中赤外観測では最大3.5倍の精度が低下する可能性があります。惑星の照射温度。半径の事前制約がない非通過惑星の場合、恒星スペクトルと惑星スペクトルの両方のピークを解決したデータを使用して、惑星半径と照射温度の間の縮退を特定して破壊することができました。これにより、大気の特性評価に適した惑星の数が増える可能性があります。JWSTと他の将来のミッションの概念で。
Raining Rocks：惑星系における衝突タイムスケールの分析的定式化
| Title |
Raining_Rocks:_An_analytical_formulation_for_collision_timescales_in_planetary_systems |
| Authors |
Santiago_Torres,_Smadar_Naoz,_Gongjie_Li,_and_Sanaea_C._Rose |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.02269 |
小さな物体（彗星や小惑星など）と惑星との衝突は、惑星系の進化において重要な役割を果たします。任意のジオメトリについて、惑星に衝突するマイナーボディの衝突タイムスケールを決定するための分析定式化（$\Gamma_{\rmcoll}$）を提示します。概念実証として、木星のような惑星の周りの小体の衝突率に焦点を当てます。\texttt{REBOUND}パッケージを使用して、一連の詳細なN体シミュレーションを実行して衝突をモデル化し、解析式（$\Gamma_{\rmcoll}$）が数値結果と一致していることを示します。一方、太陽系の衝突率によく使用される「Opik法」（$\Gamma_{\rmopik}$）は、衝突率を桁違いに過大評価しており、解析式とは質的に異なります（$\Gamma_{\rmcoll}$）と数値シミュレーション。したがって、関数$\Gamma_{\rmcoll}$は、数値計算の簡潔で正確な代替手段を提供すると結論付けます。
デブリディスク内のガスの検索：HD36546でのCOガスのALMA検出
| Title |
The_search_for_gas_in_debris_discs:_ALMA_detection_of_CO_gas_in_HD_36546 |
| Authors |
Isabel_Rebollido,_\'Alvaro_Ribas,_Itziar_de_Gregorio-Monsalvo,_Eva_Villaver,_Benjam\'in_Montesinos,_Christine_Chen,_H\'ector_Canovas,_Thomas_Henning,_Attila_Mo\'or,_Marshall_Perrin,_Pablo_Rivi\`ere-Marichalar_and_Carlos_Eiroa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.02308 |
デブリディスクは惑星形成の最終段階を表しているため、原始ガスが枯渇すると予想されます。それにもかかわらず、過去数年間で、遠赤外線から（サブ）mmの観測まで$\sim$20のデブリディスクで低温ガスの存在が報告され、数十年にわたってデブリディスクの光学スペクトルで高温ガスが観測されました。このガスの起源はまだ不明ですが、ほとんどの証拠は、ディスク内の小天体の衝突と蒸発の結果として、二次起源を示しています。この論文では、光学ガス検出を備えた8枚のデブリディスクのサンプルからCOガスを検出することを目的としたALMA観測を紹介します。サンプルで最も明るく最も若いディスクであるHD36546でのCO（$^{12}$COおよび$^{13}$CO）ガスの検出を報告し、残りの7つのガスの存在に上限を設けます。ディスク。
多流体グローバルシミュレーションにおける原始惑星の3Dダストと不透明度の分布
| Title |
The_3D_dust_and_opacity_distribution_of_protoplanets_in_multi-fluid_global_simulations |
| Authors |
Leonardo_Krapp,_Kaitlin_M._Kratter_and_Andrew_N._Youdin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.02428 |
ヒル球内の固体の存在量と分布は、木星型惑星の二分法を理解する上で中心的な役割を果たします。ここでは、サブサーマルおよびスーパーサーマルの質量惑星のエンベロープ内のダスト密度、質量流束、および平均不透明度の3次元特性を示します。ダストフィードバックを説明するグローバル原始惑星系円盤モデルで、複数のダスト種のダイナミクスをシミュレートします。子午線の流れは、ボンダイ球のスケールでダスト粒子を効果的に攪拌しないことがわかります。したがって、恒星の重力ポテンシャルによって駆動されるダスト沈降は、惑星エンベロープ内の緯度方向のダスト密度勾配を設定します。惑星の可能性はこの勾配を強化するだけでなく、らせん状の伴流も非対称性の別の原因として機能します。これらの非対称性は、推定される平均ロッセランドとプランクの不透明度を大幅に変更します。中程度から強いダストの沈降がある場合、不透明度の勾配は、ボンダイ球の中央平面と極域の間で数パーセントから2桁以上の範囲になります。最後に、この強い緯度の不透明度勾配が、惑星エンベロープのスケールで光学的に厚い領域と薄い領域の間の遷移を導入できることを示します。この遷移は、100ミクロンサイズの粒子の平衡スケールハイトが形成中の惑星の丘の半径よりも小さい場合に発生する可能性が高いことを示唆しています。この研究は、十分に混合された分布から導き出された一定の不透明度の採用に疑問を投げかけ、塵のダイナミクスを説明する巨大惑星形成のグローバルな放射流体力学モデルの必要性を示しています。
通過する惑星系の恒星傾斜を解きほぐす：恒星の差動回転を組み込んだロシター-マクラフリン効果への完全に分析的なアプローチ
| Title |
Disentangling_the_stellar_inclination_of_transiting_planetary_systems:_fully_analytic_approach_to_the_Rossiter-McLaughlin_effect_incorporating_the_stellar_differential_rotation |
| Authors |
Shin_Sasaki_and_Yasushi_Suto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.02561 |
ロシター-マクラフリン（RM）効果は、通過する惑星系の空に投影されたスピン軌道相互作用$\lambda$を推定するために広く使用されています。これまでの分析のほとんどは、ホスト星が剛体回転子であり、RM速度異常の振幅が$v_\star\sini_\star$に比例することを前提としています。それらの緯度差回転を考慮に入れると、縮退を破り、赤道回転速度$v_\star$とホスト星の傾き$i_{\star}$を別々に決定することができます。恒星の差動回転のパラメータ化されたモデルを採用して、RM効果の完全に分析的な近似式を導き出します。太陽と同様の回転差を示す星の場合、対応するRM速度変調は数m/sになります。緯度差回転は、RMデータ分析のみから$i_\star$、したがって完全なスピン軌道角$\psi$を推定する方法を提供すると結論付けます。
崇高な機会：遷移する彗星体のダイナミクスとそれらの活動の進化の$ \ textit {In Situ} $観測の実現可能性
| Title |
A_Sublime_Opportunity:_The_Dynamics_of_Transitioning_Cometary_Bodies_and_the_Feasibility_of_$\textit{In_Situ}$_Observations_of_The_Evolution_of_Their_Activity |
| Authors |
Darryl_Z._Seligman,_Kaitlin_M._Kratter,_W._Garrett_Levine,_Robert_Jedicke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.02822 |
太陽系における小体の組成的および形態学的進化は、入射太陽放射のレベルが彗星活動を調節するため、主にそれらの太陽周回距離の進化によって推進されます。木星と土星との平均運動共鳴によって促進された、ケンタウロスの内部太陽系への動的移動を調査します。最近発見されたオブジェクト、P/2019LD2は、2063年にケンタウロス地域から内部太陽系に移行します。LD2をコンテキスト化するために、ケンタウロスとJFCの集団のN体シミュレーションを実行します。Tisserandパラメータ$T_J\sim$3を持つ木星と土星の間のオブジェクトは、次の1000年以内にペリヘリア$q<4$auの軌道に非常に高い効率で転送されます。私たちのシミュレーションは、近い将来、追加のLD2のようなオブジェクトが内部の太陽系に移行する可能性があることを示しています。これらはすべて、木星に対して$\Delta$Vが低くなっています。木星との1回の遭遇から生じる軌道要素の分布を計算し、木星に近い初期ペリヘリアを持つオブジェクトが効率的に$q<4$auに散乱することを示します。さらに、シミュレートされた母集団の遷移オブジェクトの約$55\％$は、$q<4$auに達する前に少なくとも1回の木星との遭遇を経験します。木星の近くに配置された宇宙船は、ランデブー、軌道の一致に適した位置にあり、LD2を内側の太陽系に同行し、手付かずの彗星$\textit{insitu}$で激しい活動の開始を観察する機会を提供することを示します。。最後に、今後の観測施設で同様の測定の追加ターゲットを特定する可能性について説明します。
金属量と活動銀河核、および銀河適合性によって追跡された銀河団の星形成消光
| Title |
Star-formation_quenching_of_cluster_galaxies_as_traced_by_metallicities_and_active_galactic_nuclei,_and_galactic_Conformity |
| Authors |
C._Maier_(1),_C._P._Haines_(2),_B._L._Ziegler_(1)_((1)_University_of_Vienna,_Department_of_Astrophysics,_Austria,_(2)_Instituto_de_Astronomia_y_Ciencias_Planetarias_de_Atacama,_Copiapo,_Chile) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.02231 |
（要約）質量が完全なサンプルで、R<R200の〜1800クラスターメンバーのACReSスペクトルを使用して、z〜0.2のLoCuSSから18クラスターを探索しました。R<R200のSF銀河団の金属量は、同時代のSF銀河のMZRに関して強化されていることがわかった。この金属量の強化は、パッシブBCGを備えた9つのクラスターの低質量衛星に限定されています。金属量が強化されたSF銀河の多くは、ガラス化された集団に期待される位相空間図のコア領域に見られます。銀河の適合性のシグナルであるパッシブBCGを備えたクラスターと比較して、アクティブBCGを備えたクラスターではR<R500でより高い質量のSF銀河の割合が高いことがわかります。対照的に、活動銀河のクラスターと比較して、パッシブBCGのクラスターでは、AGNのはるかに高い割合、特に最近クエンチされた銀河（RQG）がR<R500で見られます。SF衛星銀河がR200を通過すると、ISMを希釈し、同様の赤方偏移の散在銀河と同様の値で金属量を維持する元のガスの流入を停止することにより、パッシブBCGを備えたクラスターで絞扼が開始されると推測します。パッシブBCGを備えたクラスターのR<R500に移動したときにSFであるために生き残ったより高い質量の銀河の場合、おそらくクラスター中心に向かってRPSが増加することによって引き起こされるAGNが原因で、星形成が急速に抑制されると考えられます。ガスと燃料のAGNを圧縮します。これらのAGNは、急冷された伴銀河を急速に急冷し、維持することができます。一方、アクティブなBCGの周りに残っているSFの巨大な伴銀河は、質量が大きく、同時代の散在銀河に典型的な金属性を持つR<R500のSF銀河を観測するため、R<R500に入るときに環境の影響を受けにくいことがわかりました。この観察された銀河の適合性は、アクティブなBCGが少なくとも約1Gyrのタイムスケールにわたってそれらの活動を維持しなければならないことを意味します。
EAGLE銀河の観測された構造パラメータ：シミュレーションでの質量とサイズの関係の局所観測との調整
| Title |
Observed_structural_parameters_of_EAGLE_galaxies:_reconciling_the_mass-size_relation_in_simulations_with_local_observations |
| Authors |
Anna_de_Graaff,_James_Trayford,_Marijn_Franx,_Matthieu_Schaller,_Joop_Schaye,_Arjen_van_der_Wel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.02235 |
100MpcEAGLEシミュレーションで$z=0.1$銀河のモック画像を使用して、恒星の質量分布と光学光分布から推測されるサイズと形態の違いを確立します。使用された光学的な$r$バンド画像は、塵の影響を説明するために放射伝達法で作成されました。Galfitを使用して画像にセルシックモデルを当てはめることにより、銀河の構造パラメーターを測定します。導出された$r$バンドの半光半径は、恒星の半質量半径とは体系的に異なることがわかります。これは、$r$バンドのサイズが通常0.1dex大きく、$\approx0.5も逸脱する可能性があるためです。$dex。このサイズの不一致の大きさは、銀河内の塵の減衰と星形成活動、および使用される測定方法に強く依存します。その結果、$r$バンドのサイズが、シミュレートされた恒星の質量と観測された質量とサイズの関係の一致を大幅に改善することを示します。EAGLEの星形成銀河と静止銀河は、通常、GAMA調査で観測された銀河よりもわずかに大きいだけです（0.1デックス）。）、および局所的な質量とサイズの関係の傾きとばらつきは、両方の母集団でよく再現されています。最後に、得られた形態をGAMAからの測定値と比較し、ローカルの初期型銀河（セルシック指数$n\sim4$）に似た光プロファイルを持つEAGLE銀河が少なすぎることを発見しました。シミュレートされた銀河の中に三軸系のかなりの数が存在するにもかかわらず、表面輝度と恒星の質量密度プロファイルは指数関数的な円盤（$n\sim1-2$）に近い傾向があります。私たちの結果は、観測との有意義な比較を実行するために、一般的な観測方法を使用してシミュレートされた銀河のサイズと形態を測定する必要性を強調しています。
| Title |
An_Intensity_Mapping_Constraint_on_the_CO-Galaxy_Cross_Power_Spectrum_at_Redshift_~_3 |
| Authors |
Ryan_P._Keenan,_Garrett_K._Keating,_and_Daniel_P._Marrone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.02239 |
冷たい分子ガスの豊富さは、銀河の進化のモデルにおいて重要な役割を果たします。CO輝線の詳細な分光学的調査は、この存在量を測定するための主要なツールでしたが、これらの観察の難しさは、分子ガス含有量を研究するための代替アプローチを動機付けました。1つの手法である線強度マッピングは、CO輝度パワースペクトルを通じて、個々に検出できない銀河の大きなサンプルの平均分子ガス特性を制約しようとします。ここでは、CO強度マップと光学銀河カタログ間のクロスパワースペクトルに対する制約を示します。この相互測定により、CO強度マッピングデータの体系的な問題をチェックし、CO電力スペクトル調査の自動電力スペクトル測定を使用したデータ分析を検証できます。$P_x<540$uKMpc$^3$/h$^3$のバンド平均CO銀河クロスパワーに2シグマの上限を設定します。私たちの測定では、約90％の信頼度でゼロ以外の平均CO輝度温度が優先され、z〜2.6での平均分子ガス密度の上限は$7.7\times10^8$Msun/Mpc$^3$になります。一連のモックライトコーンに対するハロー質量の関係に対するCOの光度に関する多くの文献の処方箋を適用することにより、予想されるクロスパワースペクトルを予測します。最も楽観的な予測では、ここで使用したデータを中程度に拡張するだけでクロススペクトルを検出できましたが、感度を10倍に上げるとより保守的なモデルを検出できました。進行中のCO強度マッピング実験は、広範な相互相関分析を可能にするフィールドを対象とし、クロススペクトル信号を検出するために必要な感度に到達する必要があります。
RSCAによる星の化学的類似性の測定
元素の存在量を使用して化学的に類似した星を特定することは、銀河考古学における多くの追求の中核です。ただし、存在量を直接使用して星の化学的類似性を測定することは、存在量の導出における不完全な合成スペクトルの体系的なインプリントによって制限されます。スペクトルのみから化学的に類似した星を識別することができる新しいデータ駆動型モデルを提示します。これをRelevantScaledComponentAnalysis（RSCA）と呼びます。RSCAは、恒星スペクトルから既知の散開星団の回復を最適化する表現へのマッピングを見つけます。設計上、RSCAは化学的存在量の変動の要因を増幅し、機器の系統分類学などの非化学的パラメータの要因を最小限に抑えます。したがって、結果として得られる恒星スペクトルの表現は、星間の化学的類似性の正確な測定に使用できます。APOGEE調査では、22個の散開星団の185個のクラスター星を使用してRSCAを検証します。151,145個のフィールドスターの参照セットを使用して、化学的類似性の測定におけるパフォーマンスを定量化します。私たちの表現は、恒星の存在量の測定よりも効果的に既知の恒星の兄弟を識別することがわかります。RSCAを使用すると、フィールドスターのペアの1.8％が出生兄弟と同じようになりますが、恒星の存在量ラベルを使用した場合は2.3％です。RSCAによって活用されるスペクトル内のほとんどすべての情報は、[Fe/H]およびアルファ元素の存在量にリンクする2次元ベースに適合していることがわかります。星の誕生クラスターへの化学的タグ付けは依然として禁止されていると結論付けます。ただし、スペクトルを使用すると顕著なゲインが得られ、私たちのアプローチは、より大きなデータセットと改善されたアルゴリズム設計の恩恵を受ける準備ができています。
太陽双子の年齢タグ付きの存在量に基づいて評価されたrプロセス生産の2つのサイト
太陽の近くにある太陽の双子、つまり、金属量を含めて太陽とほぼ同じ星は、0〜10Gyrの範囲で広く分布している年齢を示しています。この事実は、銀河のダイナミクスの新しいパラダイムにおける太陽双子の軌道の歴史と一致します。このパラダイムでは、星が一時的な渦巻腕に遭遇すると、円盤上を放射状に移動します。この発見は、化学的濃縮がより迅速に起こり、太陽の金属量が銀河中心距離の減少とともにより短い時間スケールで達成されるという仮説に従って、より古い双子が銀河中心の近くで生まれ、現在の場所に到達するためにより長い距離を移動したことを示唆しています（R_GC）。同様の年齢を共有する太陽双生児の広範囲の重元素をカバーする存在比パターンは同一であり、銀河の化学進化の枠組み内の年齢-R_GC接続に基づいて異なる年齢グループ間のそれらの変動を理解できることを示します。この研究は、銀河バルジを最古の太陽双子の発祥の地として特定しています。このスキームに基づいて、銀河系内部領域の[r-process/Fe]とR_GCの関係は、r-process生成の唯一のサイト、つまり、遅延時間が中性子星合体であるという仮説と矛盾することがわかります。分布は、べき乗則の形式（t^nに比例）で近似できます。あるいは、この関係は、rプロセス生成のための2つの異なるサイトの存在を示唆しています：特定のコア崩壊超新星で終わる短命の大質量星と、nで表されるように、より長い遅延時間で出現する傾向が強い中性子星合体=0-0.5。
Hyper Suprime-Cam $ gi $フィルターシステムにおける矮小銀河の表面輝度変動のキャリブレーション
表面輝度変動（SBF）の大きさは、局所宇宙の半分解銀河までの距離を測定するための強力な標準光源です。その大部分は、明るい初期型銀河よりも青い色をしていることが多い矮小銀河です。ブルーレジームでの経験的な$i-$bandSBFキャリブレーション、HyperSuprime-Cam（HSC）マグニチュードシステムでの$0.2\lesssim（g-i）_0\lesssim0.8$を示します。アーカイブHSCイメージングデータを使用して、さまざまな形態タイプの12個の近くの矮小銀河のSBFの大きさを測定し、赤色巨星の枝（TRGB）距離の先端を使用して、変動と色の関係を導き出します。若い星の種族による変動の寄与を差し引くために、5つの異なる$g-$バンドマグニチュードマスキングしきい値、$M_{g、{\rmthres}}=-3.5、-4.0、-4.5、-5.0、を使用します。$および$-5.5$等。$M_{g、{\rmthres}}=-4.0$mag、$\overline{M_i}=の場合、関係への線形フィットのrms分散が最小（rms=0.16mag）であることがわかります。（-2.65\pm0.13）+（1.28\pm0.24）\times（gi）_0$。この散乱は以前の研究（rms=0.26等）よりもはるかに小さく、真っ赤な銀河の値（rms=0.12等）に近いです。このキャリブレーションは、金属の少ない単純な星の種族モデルからの予測と一致しています。
円盤銀河と銀河団の一般化された質量速度関係について
BFJとBTF（MVD）の関係を、圧力で支えられた銀河団と回転で支えられた銀河の両方に適用できる一般化されたスケーリング質量速度関係に統合します。特徴的な加速スケールとその正規化係数を含むMONDに触発された関係とは異なり、私たちの提案は、観測された動的表面質量密度と不一致に依存しています。SPARC銀河（arXiv：2101.01537）での以前の研究で見つかった、HIFLUGCS銀河団（Tianetal、2021）のサンプルに対して同じ分析を実行します。この銀河団のサンプルでは、以前に銀河で認識されていたような普遍的な加速定数の証拠はほとんど見つかりません。最後に、現象学と一致する質量エネルギー関係を回復する、組み合わせたサンプルのビリアルエネルギーの調査を終了します。
星間ダスト粒子上でのOCSの水素化によるtrans-HC（O）SHのジアステレオ選択的形成
| Title |
Diastereoselective_Formation_of_trans-HC(O)SH_Through_Hydrogenation_of_OCS_on_Interstellar_Dust_Grains |
| Authors |
Germ\'an_Molpeceres_and_Juan_Garc\'ia_de_la_Concepci\'on_and_Izaskun_Jim\'enez_Serra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.02778 |
最近検出されている複雑なS含有分子の存在により、それらの化学形成経路に関する研究は、観察を合理化し、検出の新しい候補を提案し、化学進化モデルの入力を提供するためにペースを維持する必要があります。この論文では、アモルファス固体水上のOCSの水素化チャネルを、分子雲内の星間ダスト粒子類似体として理論的に特徴付けます。私たちの結果は、重要な反応結果が、G+0.693に向けて最近検出されたプレバイオティクス分子であるtrans-HC（O）SHであることを示しています。この反応はジアステレオ選択的であり、天文観測ではシス異性体が存在しないように見えることを説明しています。反応は高度に局在化したラジカル中間体（cis-OCSH）を介して進行することがわかりました。これは、アモルファス固体水上での異性化ダイナミクスが遅いため、他の硫黄含有複合有機分子の形成に不可欠である可能性があります。
銀河の合体による核活動の誘発の流体力学的シミュレーション
| Title |
Hydrodynamical_Simulations_of_the_Triggering_of_Nuclear_Activities_by_Minor_Mergers_of_Galaxies |
| Authors |
Chao_Yang,_Jun-Qiang_Ge,_and_You-Jun_Lu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.02832 |
銀河の大規模な合体は、活動銀河核を誘発する効率的な方法であると考えられており、クエーサーの現象の原因であると考えられています。しかし、これは最近、明らかな主要な合併の兆候なしに、低赤方偏移（$z\lesssim1$）での多数の低光度活動銀河核の観測によって挑戦されました。これらの活動銀河核の存在を説明するために、マイナーな合併が頻繁に提案されています。この論文では、マイナーな銀河の合体の9つの高解像度流体力学シミュレーションを実行し、それらの合併の前駆銀河にさまざまなプロパティを設定することによって、核活動がマイナーな合併によって効率的にトリガーされるかどうかを調査します。マイナーな銀河の合体スキャンは、$f_{\rmEdd}>0.01$と$>0.05$（またはボロメータの光度$>10^{43}$と$>10^{44}\mathrm{erg\、s^{-1}}$）、期間はそれぞれ$2.71$と$0.49$Gyr（または$2.69$と$0.19$Gyr）です。一次銀河の核活動は核の分離に強く依存し、2つの核が互いに近づくにつれて核はより活発になります。デュアル活動銀河核システムは、銀河の合体によって形成される可能性があります。デュアル活動銀河核の期間は、エディントン比が$f_{\rmEdd}>で$\sim0.011$Gyrと$\sim0.017$Gyrだけです。0.05$およびボロメータの光度$>10^{44}\mathrm{erg\、s^{-1}}$。この期間は通常、銀河の主要な合併によって引き起こされた二重活動銀河核の期間よりも短いです。
初期型銀河の星の種族と元素存在比の勾配
| Title |
Stellar_Population_and_Elemental_Abundance_Gradients_of_Early-type_Galaxies |
| Authors |
A._Feldmeier-Krause,_I._Lonoce_and_W._L._Freedman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.02860 |
銀河の進化は、それらの星の種族に刻印されています。巨大な初期型銀河のいくつかの星の種族の特性は、銀河の中心速度分散のような固有の銀河の特性と相関することが示され、星がガスの最初の崩壊で形成されたことを示唆しています（z〜2）。しかし、星の種族は銀河の半径の関数として変化し、個々の銀河の局所的な勾配が全体的な銀河の特性と銀河環境によってどのように影響を受けるかは明らかではありません。この論文では、半径の関数として、8つの初期型銀河の星の種族を研究します。光学分光法（〜4000-8600\r{A}）とフルスペクトルフィッティングを使用して、星の種族の年齢、金属量、IMF勾配、および9つの元素の存在量（O、Mg、Si、Ca、Ti、C、N、Na、Fe）各銀河に対して個別に1R_eまで。年齢は3〜13Gyrの範囲で、さまざまな物件があります。一部の銀河は放射状に一定のサルペターのようなIMFを持ち、他の銀河は中央にスーパーサルペターIMFを持ち、約0.5R_eでサブサルペターIMFに減少します。中央[Z/H]と中央IMFのグローバルな相関関係、および8つの銀河のIMFの半径方向の勾配が見つかりましたが、IMFの傾きと他の星の種族のパラメーターとのローカルな相関関係は、私たちの銀河のサブセットにのみ当てはまります。サンプル。いくつかの元素の存在量はまた、銀河内で互いに局所的に相関しており、共通の生産チャネルを示唆しています。これらの局所的な相関関係は、私たちの銀河のサブセットにのみ現れ、異なる銀河間での恒星の内容の変化を示しています。
| Title |
Jets_in_Common_Envelopes:_a_low_mass_main_sequence_star_in_a_red_giant |
| Authors |
Diego_Lopez-Camara,_Fabio_De_Colle,_Enrique_Moreno_Mendez,_Sagiv_Shiber,_Roberto_Iaconi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.02227 |
0.88Msun赤色巨星のエンベロープ内で2つの垂直ジェットを発射する0.3Msun主系列星の進化の小規模な3次元流体力学的シミュレーションを提示します。Shiberらの大規模シミュレーションに基づいています。（2019）、二次星が赤色巨星のエンベロープをかすめているとき、またはそれがエンベロープに突っ込んだときのジェットのダイナミクスを研究します。共通外層（CE）を通過するジェットのダイナミクスは、環境の条件とジェット出力に依存します。ジェットは、初期のグレージングエンベロープフェーズと最初のプランジインCEフェーズでエンベロープの除去に成功します。CEの奥深くで、ジェットは溺死します。ジェットがCEから放出されると、X線からUVおよび光学への高光度放射が予想されます。MS星への質量降着は、ボンダイホイルリトルトン率の1-10\％であることがわかります。二次側に蓄積される角運動量の量は、ディスクを形成するのに十分な大きさではありません。私たちの研究は、グローバルな進化が小規模な現象に決定的に依存する可能性があるため、大規模なモデルと小規模なモデルを結合することの利点を示しています。
局所宇宙のコア崩壊超新星の1％未満が楕円銀河で発生します
| Title |
Less_than_1%_of_Core-Collapse_Supernovae_in_the_local_universe_occur_in_elliptical_galaxies |
| Authors |
I._Irani,_S._J._Prentice,_S._Schulze,_A._Gal-Yam,_Jacob_Teffs,_Paolo_Mazzali,_J._Sollerman,_E._P._Gonzalez,_K._Taggart,_Kishalay_De,_Christoffer_Fremling,_Daniel_A._Perley,_Nora_L._Strotjohann,_Mansi_M._Kasliwal,_A._Howell,_S._Dhawan,_Anastasios_Tzanidakis,_Daichi_Hiramatsu,_Erik_C._Kool,_J._P._Anderson,_T._E._Muller-Bravo,_Richard_Dekany,_Mariusz_Gromadzki,_Roberta_Carini,_L._Galbany,_Andrew_J._Drake,_Jamison_Burke,_Craig_Pellegrino,_Massimo_Della_Valle,_Michael_S._Medford,_Ben_Rusholme,_D._R._Young,_L._Galbany,_Claudia_P._Gutierrez,_Cosimo_Inserra,_Rafia_Omer,_David_L._Shupe,_T.-W._Chen,_Kyung_Min_Shin,_Ofer_Yaron,_Curtis_McCully,_Matt_Nicholl,_Reed_Riddle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.02252 |
掃天観測施設のブライトトランジェントサーベイ（BTS）によって検出された、楕円形のホストにおける3つのコア崩壊超新星（CCSNe）の観測結果を示します。SN2019apeは、典型的な楕円銀河の本体で爆発したSNIcです。その特性は、通常のSNIc前駆体の爆発と一致しています。二次的なgバンド光度曲線のピークは、噴出物と星周物質（CSM）との相互作用を示している可能性があります。爆発現場のH$\alpha$放出源は、残留する局所的な星形成の起源を示唆しています。SN2018fshとSN2020uikは、楕円銀河の郊外で爆発したSNeIIです。SN2020uikはSNeIIの典型的なスペクトルを示し、SN2018fshはCSM相互作用の特徴である箱型の星雲H$\alpha$プロファイルを示しています。これらの3つのSNeを文献の7つのイベントと組み合わせて、それらのホストをサンプルとして分析します。ホストの多波長測光を提示し、これをすべてのBTSホストのアーカイブ測光と比較します。分光的に完全なBTSを使用して、すべてのCCSNeの$0.3\％^{+0.3}_{-0.1}$が楕円銀河で発生すると結論付けます。ホスト銀河の星形成率と恒星質量を導き出し、他のSNホストの特性と比較します。楕円銀河のCCSNeは、楕円銀河のSNeIaと比較して、ホストからの物理的分離が大きいことを示し、楕円銀河の星形成活動への影響について説明します。
| Title |
Triangulating_Black_Hole_Forming_Stellar_Collapses_through_Neutrinos |
| Authors |
Lila_Sarfati,_Rasmus_S._L._Hansen_and_Irene_Tamborra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.02347 |
ブラックホール（BH）が恒星の崩壊を形成する場合、ニュートリノ信号は、着実な降着の段階の後、BH形成の瞬間に突然終了するはずです。ニュートリノは電磁信号の数時間前に地球に到達すると予想されるため、複数のニュートリノ望遠鏡によるニュートリノバーストの複合検出により、空の近くの恒星崩壊の角度位置を高精度で迅速に特定できます。この論文では、文献でよく考えられているニュートリノ曲線の立ち上がり時間に依存する三角測量ポインティング手順を、BH形成の瞬間のニュートリノ曲線のカットオフを利用する手順と対比します。IceCubeニュートリノ天文台、ハイパーカミオカンデ、砂丘で予想されるニュートリノ信号を予測することにより、ニュートリノ曲線の立ち上がり時間とカットオフ時間の識別を最適化する戦略を考案します。ニュートリノ曲線のエンドテールを採用することによって開発された三角測量法は、ニュートリノ混合シナリオに鈍感でありながら、銀河バーストのポインティング精度の少なくとも1桁の改善を達成できることを示します。ニュートリノ曲線のカットオフに基づく三角測量ポインティング法はまた、私たち自身の銀河を超えて発生する崩壊を形成するBHのより良い性能を保証します。
中性子星は、極限状態で物質を探査するためのユニークな実験室であり、地上の実験室ではアクセスできません。ここでは、特に核物理学（実験とab-initio計算）と天体物理学的観測の両方から来る最近の制約に関連して、中性子星の状態方程式のモデリングについて説明します。
ピエールオージェ天文台は、超高エネルギー宇宙線（UHECR）の世界最大の検出器です。地上にある一連の蛍光望遠鏡と粒子検出器を使用して、一次宇宙線（$10^{17}$eVのエネルギー以上）のエネルギースペクトル、質量組成、および到達方向の詳細な測定値を、これまで達成できなかった精度で取得します。ピエールオージェ天文台によって実行された大規模な空気シャワーの観測は、人工加速器ではアクセスできない運動およびエネルギー領域で、高エネルギーでのハドロン相互作用を調べるためにも使用できます。実際、オージェのデータを利用して、最大400TeVの重心エネルギー、つまりLHCで達成可能なエネルギーの30倍以上に到達し、原子量14のターゲット上の位相空間の非常に前方の領域での相互作用を調べます。さらに、地上のエアシャワーのミューオン成分の正確な測定は、二次エネルギーの多様性や電磁成分の割合など、カスケード開発の多くのステップに沿ったハドロン相互作用の詳細に敏感です。総信号。一方、固有のミューオンの変動は、主に最初の相互作用に依存します。この論文では、エアシャワーのダイナミクスと多粒子生成の関係を探る新しいオージェ研究の概要と、この知識を高エネルギーハドロンモデルの制約や直接測定に変換する方法について概説します。そして、手の届かないところに、加速器実験。
ミリ秒パルサーの長続きする降着動力化学加熱
| Title |
Long-lasting_accretion-powered_chemical_heating_of_millisecond_pulsars |
| Authors |
Elena_M._Kantor_and_Mikhail_E._Gusakov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.02881 |
ミリ秒パルサー（MSP）の化学加熱に対する超伝導中性子星コアの磁場の影響を分析します。我々は、磁場が恒星の核のある体積分率の陽子超伝導を破壊し、それによってそこでの粒子相互変換の抑制されていない非平衡反応を可能にすると主張する。この反応は、低質量X線連星の段階で中性子星のコアによって蓄積された化学エネルギーを熱に変換します。この加熱は、回転化学加熱メカニズムに訴えることなく、降着停止後10億年以上の間、MSP段階（表面温度$\sim10^5\、\rmK$）でNSを暖かく保つ可能性があります。
数時間ください：ルービン天文台ケイデンスシミュレーションで短いタイムスケールを探索する
| Title |
Give_Me_a_Few_Hours:_Exploring_Short_Timescales_in_Rubin_Observatory_Cadence_Simulations |
| Authors |
Eric_C._Bellm,_Colin_J._Burke,_Michael_W._Coughlin,_Igor_Andreoni,_Claudia_M._Raiteri,_Rosaria_Bonito |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.02314 |
過渡的な振る舞いを検出する際の時間領域調査の限界時間分解能は、同じ空の領域の観測間の時間によって設定されます。一連のVeraC。RubinObservatoryケイデンスシミュレーションの訪問間隔の分布を分析します。現在のシミュレーションは、22分の訪問ペアの分離で強くピークに達し、夜間の時間発展に事実上制約を与えません。この選択は必然的に、ルービンが迅速なフォローアップを引き起こすのに間に合うように広範囲の天体物理学的現象を発見することを防ぎます。科学にとらわれない指標を提示して、急速に進化する過渡現象と変数の詳細なシミュレーションを補足し、調査するタイムスケールの範囲を改善するための潜在的なアプローチを提案します。
NEVODチェレンコフ水検出器を使用した新しいQSM-6M光学モジュールのテスト
| Title |
Testing_the_new_QSM-6M_optical_module_with_the_NEVOD_Cherenkov_water_detector |
| Authors |
S.S._Khokhlov,_T.A._Karetnikova,_V.V._Kindin,_N.A._Pasyuk,_A.A._Petrukhin_and_I.A._Shulzhenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.02676 |
チェレンコフ水検出器NEVODのボリュームに登録されたさまざまなクラスのイベントに対するニュートリノ望遠鏡の光学モジュールの応答の特性を研究するための方法について説明します。シングルミューオンイベントおよび高エネルギー堆積のイベントでの浜松R877光電子増倍管を使用した光モジュールのテスト結果が示されています。
準矮星の合成スペクトルのグリッド：非LTEラインブランケット大気モデル
| Title |
A_Grid_of_Synthetic_Spectra_for_Subdwarfs:_Non-LTE_line-blanketed_atmosphere_models |
| Authors |
Thayse_A._Pacheco_and_Marcos_P._Diaz_and_Ronaldo_S._Levenhagen_and_Paula_R._T._Coelho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.02229 |
高温および中程度に低温の準矮星の詳細な大気モデルスペクトルの新しいグリッドが表示されます。高解像度スペクトルと合成測光は、非LTEの完全にラインブランケットされた大気構造を使用して1000{\AA}から10,000{\AA}の範囲で計算されます。私たちのグリッドは、10,000<Teff[K]<65,000内の8つの温度、4.5<logg[cgs]<6.5の範囲の3つの表面重力、2つの極端なヘリウムリッチおよびヘリウムプアシナリオに一致する2つのヘリウム存在量、および2つの制限金属量境界をカバーします。太陽（[Fe/H]=0）と銀河ハロー（[Fe/H]=-1.5および[{\alpha}/Fe]=+0.4）の両方に関して。準矮星の基本的なパラメータを分離してバイナリで決定する際のアプリケーションに加えて、結果として得られるデータベースは、さまざまな恒星系での個体群合成手順にとっても興味深いものです。
極低質量白色矮星GD278における脈動の発見、TESS特性評価、およびモデリング
| Title |
Discovery,_TESS_Characterization,_and_Modeling_of_Pulsations_in_the_Extremely_Low_Mass_White_Dwarf_GD_278 |
| Authors |
Isaac_D._Lopez,_J._J._Hermes,_Leila_M._Calcaferro,_Keaton_J._Bell,_Adam_Samuels,_Zachary_P._Vanderbosch,_Alejandro_H._C\'orsico,_Alina_G._Istrate |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.02230 |
地上および宇宙ベースの測光を介して、超低質量（ELM）、おそらくヘリウムコア白色矮星GD278の脈動の発見を報告します。GD278は、セクター18のトランジット系外惑星探査衛星（TESS）によって、2分間のケイデンスで約24日間観測されました。TESSデータは、2447〜6729秒の間に少なくとも19の有意な周期性を示しており、そのうちの1つは、白色矮星でこれまでに検出された最長の脈動周期です。以前の分光法では、この白色矮星は4.61時間の軌道にあり、目に見えない>0.4の太陽質量コンパニオンがあり、Teff=9230+/-100Kおよびlog（g）=6.627+/-0.056であり、これは0.191+/-0.013太陽質量。回転分裂によるTESS脈動周波数のパターンは、およそ10時間の恒星の自転周期を示しているように見え、GD278を測定された回転速度を持つ最初のELM白色矮星にします。このパターンは、星震学的適合のモード識別を通知しますが、残念ながら、グローバルな最適なソリューションは明らかになりません。星震学は、このELM白色矮星の分光学的パラメーターとほぼ一致するが、水素層の質量が大きく異なる2つの主要な解決策を明らかにしています。将来の耐震適合は、年周視差を使用することによってさらに改善される可能性があります。GD278は現在、10番目に知られている脈動するELM白色矮星です。これは、短周期バイナリであることがわかっているのは5番目にすぎませんが、拡張された空間ベースの測光を備えた最初のものです。
いて座の40個の変光星の分類と性質のレビュー
| Title |
Review_of_the_Classification_and_Properties_of_40_Variable_Stars_in_Sagittarius |
| Authors |
G._Agli'_(1),_G._Arcomano_(1),_G._Bello_(1),_V._Bocchino_(1),_G._Bruno_(1),_C._Carro_(1),_M._Charrier_(1),_F._Fantino_(1),_G._Hu_(1),_M._Ricco_(1),_M._Ughetto-Monfrin_(1),_C._Benna_(2),_D._Gardiol_(2),_G._Pettiti_(2)_-_((1)_Liceo_Scientifico_Maria_Curie,_Pinerolo_(TO),_Italy,_(2)_INAF-Osservatorio_Astrofisico_di_Torino,_Pino_Torinese_(TO),_Italy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.02354 |
この研究は、いて座の40個の変光星の特性と分類を評価することを目的としています。それらの発見以来ほとんど研究されておらず、変光星に関する情報速報（IBVS）985と更新で報告されています。以前の研究といくつかの天文データベースからのデータを使用して、主に周期分析ソフトウェアを使用し、色絶対等級図の変数の測光特性を比較して分析を実行しました。すべての星について、変動性が確認されています。15個の変数の期間および/またはタイプについて新しい重要な結果を発見し、5つ星の天文データベースで誤った相互参照名を強調表示しました。この評価では、変光星のASAS-SNカタログの結果が元の光度曲線と体系的に一致していない9つのケースも特定されています。NSV10522の正しい識別が提供されます。
銀河バルジに向かうOGLE-IV食変光星の日食タイミング変動分析。 II。短い周期的なトリプルステラシステム
| Title |
Eclipse_timing_variation_analysis_of_OGLE-IV_eclipsing_binaries_toward_the_Galactic_Bulge._II._Short_periodic_triple_stellar_systems |
| Authors |
Tam\'as_Hajdu,_Tam\'as_Borkovits,_Emese_Forg\'acs-Dajka,_J\'anos_Sztakovics_and_Attila_B\'odi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.02391 |
測光測光OGLE-IV中に監視された食変光星に近い、恒星の質量コンパニオンを特定するための食タイミング変動（ETV）研究を報告します。また、日食の最初と最後の接触を決定するための代替の自動方法を提示します。位相分散最小化法を適用して潜在的なトリプルを特定すると、23のシステムで外部周期が1500日未満の近い3番目のコンポーネントが見つかります。23システム中21システムの外部軌道ソリューションを紹介します。10個の最もタイトなトリプルの場合、ETVは光移動時間効果（LTTE）とサードボディ摂動の組み合わせでのみモデル化できることがわかりますが、別の11個のシステムの場合、純粋なLTTEソリューションで十分であることがわかります。。残りの2つのシステムでは、外側のコンポーネントに接続されている余分な日食を識別しますが、不完全でノイズの多いETV曲線の場合、現実的な3体のソリューションを見つけることができません。したがって、これらの場合、外側の期間のみを示します。
HE1005-1439の独特の存在量。 s-およびi-プロセス元素合成の両方の生成物で汚染された、炭素が強化された非常に金属の少ない星
| Title |
The_peculiar_abundances_of_HE_1005-1439._A_carbon-enhanced_extremely_metal-poor_star_contaminated_with_products_of_both_s-and_i-process_nucleosynthesis |
| Authors |
Partha_Pratim_Goswami_and_Aruna_Goswami |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.02559 |
R〜50000のSUBARU/HDSスペクトルに基づいてHE1005-1439の詳細な高分解能分光分析を実行しました。CからNiまでの10個の軽元素と12個の重元素Sr、Y、Ba、La、Ce、Pr、Nd、Eu、Dy、Er、Hf、およびPbが決定されました。また、観測された存在量パターンの起源を理解するために、重元素の存在量のパラメトリックモデルベースの分析を実行しました。初めて、低速（s）と中間（i）の両方の中性子捕獲元素合成からの寄与を示す表面化学組成を持つ物体に出くわしました。観測された存在量パターンは独特であり、CEMP星では観測されたことがありません。星は、CEMP星の分類基準に基づいて、CEMPの星であることがわかります。しかし、観察された存在量パターンは、理論的なsプロセスモデルの予測に基づいて説明することはできませんでした。それどころか、私たちのパラメトリックモデルベースの分析は、その表面の化学組成が、sプロセスとiプロセスの両方からの同様の寄与によって影響を受けていることを明確に示しています。観察された存在量を批判的に調べ、文献で利用可能なsプロセスとiプロセスを含む形成シナリオを注意深く調査したところ、観察された存在量を説明できないことがわかりました。いくつかのエポックから得られた視線速度の推定値に見られる変動は、バイナリコンパニオンの存在を示している可能性があることに注意してください。したがって、連星系を考慮して、iプロセス元素合成をトリガーする効果的なプロトン摂取エピソード（PIE）と、それに続くいくつかの3番目のドレッジアップを伴うsプロセス漸近巨星分枝（AGB）元素合成を含むこのオブジェクトの形成シナリオを提案します（TDU）現在絶滅したコンパニオンAGBスターのエピソード。パラメトリックモデルベースの分析から得られた結果は、既存の恒星進化モデルに照らして説明されています。
SB2システムHD60803のコンポーネントの基本的なパラメータと存在量の分析
| Title |
Fundamental_parameters_and_abundance_analysis_of_the_components_in_the_SB2_system_HD_60803 |
| Authors |
T._Ryabchikova,_S._Zvyagintsev,_A._Tkachenko,_V._Tsymbal,_Yu._Pakhomov,_E._Semenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.02637 |
さまざまな分光器で得られた高分解能スペクトルに基づいて、SB2システムHD60803の詳細な分光学的研究を実施しました。分析は、2つの独立した方法で行われました。a）一連の自由パラメーターを変化させ、観測されたスペクトルと理論上のスペクトルの差を最小限に抑える合成スペクトルの合計による、観測されたバイナリスペクトルの直接モデリング。b）スペクトルのもつれを解き、個々のコンポーネントの独立したモデリング。異なる分光器からのバイナリスペクトルに適用されると、両方の方法は、HD60803コンポーネントの基本パラメータの一貫したソリューションに収束します：$T_{\rmeff}$=6055$\pm$70K、$\log{g}$=4.08$\pm$0.12、$\zeta_{\rmRT}$=1.45$\pm$0.18kms$^{-1}$、[M/H]=0.03$\pm$0.06（プライマリ）、および$T_{\rmeff}$=6069$\pm$70K、$\log{g}$=4.14$\pm$0.09、$\zeta_{\rmRT}$=1.48$\pm$0.18kms$^{-1}$、[M/H]=0.03$\pm$0.06（セカンダリ）。成分の存在量の差異分析では、化学組成に有意差は見られませんでした。Liに加えて、両方のコンポーネントは太陽大気の豊富さを持っています。Liの存在量は、太陽の存在量を$\sim$2dexだけ上回っていますが、主系列後期のF型星のLiの存在量と一致しています。両方の成分の太陽に対する相対的な存在量は、検出された巨大惑星がある場合とない場合の太陽アナログで見られたのと同じように、凝縮温度とわずかに相関しています。システムの推定年齢は5.5$\pm$0.5Gyrです。
太陽コロナ質量放出における乱流カスケードとエネルギー伝達率
| Title |
Turbulent_cascade_and_energy_transfer_rate_in_a_solar_coronal_mass_ejection |
| Authors |
Luca_Sorriso-Valvo,_Emiliya_Yordanova,_Andrew_P._Dimmock,_and_Daniele_Telloni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.02664 |
乱流特性は、2012年7月に6Wind宇宙船によって検出されたコロナ質量放出（CME）の前、最中、および後に調べられます。構造関数のべき乗則スケーリングは、7乗スペクトル密度と速度の平坦性、磁場および密度に関する情報を提供します。変動を調べた。非圧縮性の等方性電磁流体力学的乱流の3次モーメントスケーリング則は、前後の太陽風、およびCMEシースと磁気雲で観察されました9。これは、衝撃波の後に乱流が十分に発生する可能性があること、または太陽風プラズマとの混合中であっても、鞘と雲の領域の乱流がしっかりと保存されていることを示唆しています。このように、乱流エネルギー伝達率12が各地域で評価されました。CMEシースは、Alfv\'enic変動の低レベルから予想されるように、エネルギー伝達率の増加を示し、乱流カスケードの追加のエネルギー源としての衝撃と風の相互作用の役割を示唆しています。
セッションの報告ループ量子重力：第16回マルセルグロスマン会議の宇宙論とブラックホール
| Title |
Report_on_the_session_Loop_Quantum_Gravity:_Cosmology_and_Black_Holes_of_the_16th_Marcel_Grossmann_Meeting |
| Authors |
Jorge_Pullin,_Parampreet_Singh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.02242 |
7月からオンラインで開催された第16回マルセルグロスマン会議のQG3セッション（ループ量子重力：宇宙論とブラックホール）で発表された19の講演の主な結果を要約します$5^{\mathrm{th}}$-10$^{\mathrm{th}}$、2021年。
一次元軸対称ニュートリノガスにおけるフレーバーアイソスピン波
| Title |
Flavor_isospin_waves_in_one-dimensional_axisymmetric_neutrino_gases |
| Authors |
Huaiyu_Duan_(UNM),_Joshua_D._Martin_(LANL),_Sivaprasad_Omanakuttan_(UNM) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.02286 |
フレーバー振動は、コア崩壊超新星（CCSN）またはバイナリ中性子星合体（BNSM）イベントで、高密度ニュートリノ媒体の非常に短い空間的および時間的スケールで発生する可能性があります。高速ニュートリノ振動の分散関係（DR）は、有意なフレーバー変換が発生する前に運動方程式（EoM）を線形化することで取得できますが、非線形領域でのこの興味深い現象を理解するには、数値計算に大きく依存します。この研究では、一次元の軸対称ニュートリノガスの高速振動を支配するフレーバーEoMに対する重要な解決策が存在することを示しています。これらのソリューションは、磁気双極子の格子内の磁気スピン波に似たコヒーレントフレーバーアイソスピン波を表しています。また、線形領域で得られた高速ニュートリノ振動のDRに密接に関連するいくつかの例の場合、そのような波のDRを計算します。この結果は、CCSNおよびBNSMイベントにさまざまな影響を与える可能性のある高速ニュートリノ振動の長期的な振る舞いに新たな光を当てます。
不均一な電気伝導率の存在下でのトロイダル速度の反ダイナモ定理について
準ケプラー回転則と不均一な伝導率を持つ層流導電性クエット流れが、ダイナモの不安定性について調べられます。球面幾何学では、ポロイダルおよびトロイダルフィールド成分の方程式が完全に分離され、電気伝導率の空間分布に関係なく自由に減衰します。円柱状の流れの場合、デカップリングはなくなりますが、ここでも、電気伝導率が半径のみに依存するか、さらに複雑な場合は方位角のみに依存する2つの場合のダイナモ励起は見つかりません。したがって、Busse＆Wicht（1992）の平面流ダイナモモデルの円柱または球面幾何学への変換は失敗します。両方の符号の軸方向の流れを含めることでさえ、ダイナモメカニズムをサポートしないことも示されています。したがって、Elsasserのトロイダル速度の反ダイナモ定理は、視線速度成分のないダイナモが機能しなくなるため、不均一な導電率分布によって軟化することはありません。
拡散流による磁場発生を説明する輸送ダイナモメカニズムをレビューする。このメカニズムでは、流体のランダムな動きによって引き起こされるクロスフィールド輸送が凍結フラックス近似を破り、その結果、磁場を生成する可能性のあるクロスフィールド拡散が発生します。乱流は、そのようなランダムな動きを誘発する上で重要な役割を果たすことができます。従来のダイナモメカニズムと比較して、この輸送メカニズムには、拡散によって媒介されるため、フィールド生成が非常に遅い時間スケールで発生する可能性があり、このメカニズムは密度の不均一性がある場合にのみ実際に意味があるといういくつかの特別な機能があります。乱流は、衝突輸送をはるかに超えて、クロスフィールド拡散を大幅に強化できます。拡散によって生成された磁場の物理的意味について詳しく説明します。
高精度宇宙船追跡実験におけるアンテナ位相中心運動効果
| Title |
The_antenna_phase_center_motion_effect_in_high-accuracy_spacecraft_tracking_experiments |
| Authors |
D._A._Litvinov,_N._V._Nunes,_A._I._Filetkin,_N._Bartel,_L._I._Gurvits,_G._Molera_Calves,_V._N._Rudenko,_M._V._Zakhvatkin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.02437 |
不完全なアンテナポインティングを考慮に入れた、高ゲインの機械的に操縦可能な地上ベースおよび宇宙船搭載アンテナのアンテナ位相中心運動効果の改良モデルを提示します。RadioAstron宇宙船の追跡データを使用して、モデルが、周波数シフトの割合に関して最大$2\times10^{-14}$の効果の計算値を修正できることを示します。これは、高周波数シフトにとって重要です。精度の宇宙船追跡実験。位相中心運動効果による周波数シフトの合計は、宇宙船の軌道とアンテナのパラメータに応じて、地上アンテナと宇宙アンテナの両方で$1\times10^{-11}$を超える可能性があります。また、効果の計算値の誤差を分析したところ、宇宙船のアンテナ軸の位置、地上アンテナの軸のオフセットとミスアライメントなどの不確実性により、$4\times10^{-14}$まで大きくなる可能性があることがわかりました。最後に、地上アンテナと宇宙アンテナの両方の位相中心運動の影響を数桁減らす方法を示します。RadioAstronの場合、一方向ダウンリンクモードと双方向フェーズロックループモードで同時に宇宙船を追跡することにより、つまり通信リンクの重力プローブA構成を使用して、$1\times10^{-16}$未満にします。
熱核17O（n、gamma）18O反応速度とその天体物理学的意味
| Title |
Thermonuclear_17O(n,gamma)18O_reaction_rate_and_its_astrophysical_implications |
| Authors |
Li-Yong_Zhang,_Jian-Jun_He,_Motohiko_Kusakabe,_Zhen-Yu_He,_Toshitaka_Kajino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.02447 |
新しい熱核$^{17}$O（$n$、$\gamma$）$^{18}$Oレートは、直接捕獲（DC）と共鳴捕獲の寄与の完全な計算に基づいて導き出されます。天体物理学的に関心のある最大2GKの温度領域。最初に、最大1MeVのエネルギー領域でのDCとしきい値以下の寄与を計算し、モンテカルロアプローチによって関連する不確実性を推定しました。これは、現在のレートが、0.01$\sim$2GKの温度領域でJINAREACLIBで採用されているレートよりも、最大$\sim$80の係数で著しく大きいことを示しています。私たちのレートの天体物理学的影響は、$s$プロセスモデルと$r$プロセスモデルの両方で調べられています。金属欠損漸近巨星分枝星のフラッシュ駆動対流混合をシミュレートするメインの$s$プロセスモデルでは、パルス間相の$^{18}$Oと$^{19}$Fの両方の存在量が次の要因によって劇的に強化されます。$\sim20$-$40$は、新しい大きな$^{17}$O（$n$、$\gamma$）$^{18}$Oレートによるものです。ただし、$^{17}$Oの存在量が大質量星で大幅に大きくなることはないため、この反応は大質量星の弱い$s$過程にほとんど影響を与えないことを示しています。$r$プロセスの元素合成については、崩壊モデルと中性子バーストモデルの両方で速度の影響を調べたところ、新しい速度が向上したために興味深い「抜け穴」効果が見られましたが、影響は無視できることがわかりました。これは、核分裂のリサイクルがモデルに含まれていない場合、最終的な核の存在量を大幅に変更しますが、核分裂のリサイクルを考慮すると、これらの重要な違いはほぼ完全に洗い流されます。
星雲リレー仮説：分子雲における生体分子のキラリティー
生命の分子のキラリティーの起源は、生命の起源と密接に関連していると考えられており、長い間未解決の謎が残っています。以前、私たちは生命の起源の新しいモデルを提案しました。これは、地球上の生命が太陽の前身の星の惑星系で始まり、その死後に太陽系前の星雲を埋めると仮定した、星雲リレー星雲リレーと呼ばれます。。太陽系が形成されるまで分子雲の中に原始的な生命が存在していたので、この期間に生体分子のキラリティーが起こったのでしょうか？この研究でそのような可能性を探求し、超低温環境が生体分子のキラルポリマー鎖を生成するのに非常に有益であることを発見しました。
強く放射するネガティブリーダーの干渉イメージング
| Title |
Interferometric_imaging_of_Intensely_Radiating_Negative_Leaders |
| Authors |
Olaf_Scholten,_Brian_M._Hare,_Joe_Dwyer,_Ningyu_Liu,_Chris_Sterpka,_Ivana_Kolmasov,_Ondrej_Santolik,_Radek_Lan,_Ludek_Uhlir,_Stijn_Buitink,_Tim_Huege,_Anna_Nelles,_Sander_ter_Veen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.02547 |
雷の一般的な現象にはまだ多くの秘密があり、ネガティブリーダーに対して新しい伝播モードが観察されたのはごく最近のことです。この「強烈に放射する負のリーダー」（IRNL）モードで伝搬している間、負のリーダーは、より通常の負のリーダーよりも100倍多くの超短波（VHF）および広帯域放射を放出します。このモードは、マップしたすべての稲妻のフラッシュの開始直後、および場合によってはその後ずっと発生することを報告しました。VHFが大量に放出されるため、リーダー構造を画像化するのは非常に困難です。この作業では、主に電波天文学の観測用に構築された機器であるLOFAR電波望遠鏡で行われた測定について報告します。このため、本研究の一環として、アンテナ機能を考慮に入れて、時間分解干渉3次元（TRI-D）イメージングを改良しました。TRI-Dイメージャからの画像は、IRNL中に、強いコロナバーストが発生する直径500mを超えるイオン化フロントがあることを示しています。これは、コロナバーストが通常直径10mの領域である先端で発生する通常のネガティブリーダーで見られるものとは大きく異なります。観測された大規模なイオン化波は、このモードが高密度の電荷ポケットを示しているという考えを裏付けています。
パラティーニアプローチと大規模な磁気発生
大規模な磁気発生は、重力作用がアインシュタイン-ヒルベルト項で非線形の寄与によって補完される場合、パラティーニアプローチ内で分析されます。非線形項の項の追加は、インフレーション段階でのジオメトリのスカラーモードに影響を与えませんが、それでもテンソルとスカラーの比率は抑制されます。この文脈では、ポテンシャルが典型的な形をしているという条件で、標準的なインフレ段階に続いて堅い段階を持つことはもっともらしいです。大規模な磁場は、原始銀河の重力崩壊の前に、Mpcのオーダーの典型的な長さスケールにわたるnGのフランクションでさえありえます。
流れに逆らう磁気圏境界面の波紋は、方位角方向に静止した表面波を形成します
表面波は、地球の磁気圏の外側の境界である磁気圏境界面とともに、多くの宇宙、天体物理学、実験室のプラズマシステムでダイナミクスを駆動する乱流擾乱を処理し、それらを研究するためのアクセス可能な環境を提供します。水の上の波のように、磁気圏境界面の表面波は、駆動する太陽風の方向に進むと考えられているため、後方伝搬のグローバル磁気圏ダイナミクスのパラダイムは十分に確立されています。ここでは、複数の宇宙船の観測、グローバルシミュレーション、および分析理論を通じて、地上磁場に沿って立っている構造を持つ最低周波数の衝動的に励起された磁気圏境界面波が境界の外側の流れに逆らって伝播することを示します。広いローカル時間範囲（09〜15時間）にわたって、波のポインティングフラックスは流れの移流効果のバランスを正確に取り、正味のエネルギーフラックスがないため、フィールド全体で静止構造になります。しかし、赤道側面のさらに下では、移流が支配的であるため、波はダウンテールに伝わり、共振周波数で変動をシードし、その後、ケルビン・ヘルムホルツ不安定性を介して振幅が大きくなり、磁気圏実体波に結合します。このグローバルな応答は、受け入れられているパラダイムとは反対に、放射帯、電離層、オーロラのダイナミクス、および他のダイナミクスシステムへの潜在的なアプリケーションに影響を及ぼします。
挑戦的な重力理論：暗黒物質、コンパクトオブジェクト、重力波
重力相互作用を説明するための最も正確なモデルは、一般相対性理論のよく知られた理論です。いくつかの観測的証拠は、古いニュートン重力と比較して理論の正当性を裏付けています。一般相対性理論はさらに、重力波、つまり加速された質量によって生成される時空リップルの存在を予測します。LIGO/Virgoと呼ばれる干渉計の接続されたネットワークのおかげで、巨大でコンパクトな天体物理学体の合体からの重力波が直接測定されました。これらの最近の観測は、重力相互作用をテストするための完全に新しいルートへの道を開きました。一般相対性理論内の未解決の問題のより深い理解を得るために重力波を使用する可能性は、この論文で開発された仕事を動機づけます。各部分は本質的に重力の現在のモデルに挑戦することに専念しており、時にはまだ発見されていない新しい物質分野を含み、他の時には一般相対性理論の理論的枠組みを修正します。この原稿の最初の部分では、銀河に浸透するスカラー場の存在の天体物理学的結果について説明します。巨大なブラックホールとスカラー暗黒物質構造の相互作用の詳細な図が提供されています。第2部は、重力波の生成と伝播の分析に専念しています。例として、私は極限コンパクトオブジェクトの衝突を調査するための有望なツールとして極限近似を調べます。この論文の最後の部分は、代わりに、重力の2つの代替モデルで、ブラックホールと星の周りの不安定なメカニズム（スカラー化とベクトル化）に焦点を当てています。
ベクトル場センサーのネットワークの品質を評価する
センサーのネットワークで構成される実験は、単一のセンサーでの実験に比べて、感度の向上、エラー修正、空間分解能など、いくつかの利点をもたらすことができます。結果。ここでは、特定の軸に沿ったベクトル場を測定するデバイスのネットワークについて考えます。つまり、エキゾチック物理検索用の光学磁力計のグローバルネットワーク（GNOME）の磁力計用です。ネットワークがどの程度適切に配置されているかを定量化し、理想的なネットワークの特性と例を調査し、GNOMEの最適な構成を特徴付けます。既存の磁力計の敏感な軸の向きを変えることにより、ネットワークの感度を約2倍改善できることがわかりました。
