小規模での銀河団の正確なモデリングに向けて：最適な統計による銀河ハロー接続の制約
| Title |
Toward_Accurate_Modeling_of_Galaxy_Clustering_on_Small_Scales:_Constraining_the_Galaxy-Halo_Connection_with_Optimal_Statistics |
| Authors |
Adam_O._Szewciw,_Gillian_D._Beltz-Mohrmann,_Andreas_A._Berlind,_Manodeep_Sinha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.03701 |
ハローモデルを適用して銀河の小規模なクラスター化を分析することは、銀河とそのホストハローの間の接続を特徴づけるための実証済みの方法です。このような作業は、多くの場合、体系的なエラーに悩まされているか、分析的に予測できるクラスタリング統計に限定されています。この作業では、数値モックベースのモデリング手順を使用して、SDSSDR7銀河のクラスタリングを調べます。LCDM宇宙論を用いた暗黒物質のみのシミュレーションに、標準的なハロー占有分布（HOD）モデルを適用します。理論モデルを制約するために、銀河数密度と、投影相関関数、赤方偏移空間相関関数、グループ多重度関数、平均グループ速度分散、マーク相関関数、およびセル内カウント統計の選択されたスケールの組み合わせを利用します。モデルパラメータに厳密で正確な制約を与える測定の最適な組み合わせを選択するアルゴリズムを設計します。より少ないクラスタリング統計を使用した以前の作業と比較して、2つの異なる光度しきい値銀河サンプルのハローモデルのすべてのパラメーターに対する制約が大幅に改善されていることがわかります。最も興味深いことに、銀河の光度とハローの質量との関係における散乱について、前例のない高精度の制約が得られます。ただし、最適なモデルでは、両方のサンプルに大きな緊張（>4シグマ）が生じ、標準のHODモデルに2次の特徴を追加する必要があることを示しています。これらの結果のロバスト性を保証するために、バリオンによるハロー質量関数の変化に対する制約の感度の初めての研究を含む、モデリング手順の体系的および統計的エラーの広範な分析を実行します。物理。
| Title |
Validating_Synthetic_Galaxy_Catalogs_for_Dark_Energy_Science_in_the_LSST_Era |
| Authors |
Eve_Kovacs,_Yao-Yuan_Mao,_Michel_Aguena,_Anita_Bahmanyar,_Adam_Broussard,_James_Butler,_Duncan_Campbell,_Chihway_Chang,_Shenming_Fu,_Katrin_Heitmann,_Danila_Korytov,_Fran\c{c}ois_Lanusse,_Patricia_Larsen,_Rachel_Mandelbaum,_Christopher_B._Morrison,_Constantin_Payerne,_Marina_Ricci,_Eli_Rykoff,_F._Javier_S\'anchez,_Ignacio_Sevilla-Noarbe,_Melanie_Simet,_Chun-Hao_To,_Vinu_Vikraman,_Rongpu_Zhou,_Camille_Avestruz,_Christophe_Benoist,_Andrew_J._Benson,_Lindsey_Bleem,_Aleksandra_\'Ciprianovi\'c,_C\'eline_Combet,_Eric_Gawiser,_Shiyuan_He,_Remy_Joseph,_Jeffrey_A._Newman,_Judit_Prat,_Samuel_Schmidt,_An\v{z}e_Slosar,_Joe_Zuntz,_The_LSST_DESC_Dark_Energy_Science_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.03769 |
進行中および今後の宇宙論調査のために合成銀河カタログを提供するには、大規模なシミュレーション作業が必要です。これらの銀河系外カタログは、幅広い科学的トピックをカバーする多くの多様な目的に使用されています。有用であるために、彼らは彼らが含んでいる銀河について現実的に複雑な情報を提供しなければなりません。したがって、シミュレートされた銀河の特性が観測を忠実にキャプチャし、カタログによって達成されたリアリズムのレベルの評価を提供することを保証する厳密な検証手順を実装することが重要です。ここでは、ルービン天文台の時空レガシー調査（LSST）ダークエネルギーサイエンスコラボレーション（DESC）によって開発された一連の検証テストを紹介します。各テストの包含が、静的な地上ベースのダークエネルギー科学の科学的目標と適切な検証データの可用性によってどのように推進されるかについて説明します。カタログのパフォーマンスを評価するために使用される検証基準は柔軟であり、科学の目標によって異なります。LSSTDESCの2番目のデータチャレンジ用に最近リリースされた銀河系外カタログであるcosmoDC2の検証の例を示すことにより、このスイートの有用性を説明します。
宇宙マイクロ波背景放射と大規模構造の$ 13 \ times2 $ポイント分析の組み合わせ：$ S_8 $-張力とニュートリノの質量制約への影響
| Title |
Combined_$13\times2$-point_analysis_of_the_Cosmic_Microwave_Background_and_Large-Scale_Structure:_implications_for_the_$S_8$-tension_and_neutrino_mass_constraints |
| Authors |
Raphael_Sgier,_Christiane_Lorenz,_Alexandre_Refregier,_Janis_Fluri,_Dominik_Z\"urcher,_Federica_Tarsitano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.03815 |
合計13の断層撮影の自動および交差角度パワースペクトルのマルチプローブ分析を実行することにより、ニュートリノ質量の合計を含むフラット$\Lambda$CDMモデルの宇宙論的制約を提示します。これは、マップレベルで、Planck2018データリリースからの最新のプライマリCMBおよびCMBレンズ測定、BOSSDR12からの分光銀河サンプル、および最新のKilo-DegreeSurvey（KiDS-1000）断層撮影弱を組み合わせることによって達成されます。レンズ効果データのリリース。私たちの分析には、すべての宇宙論的プローブの自動相関と相互相関、およびキャリブレーションパラメータが含まれているため、結合されたデータセットの自己キャリブレーションが提供されます。キャリブレーションパラメーターが公称値とわずかに異なるだけの組み合わせプローブに適している（$\chi^2$=1.7が削減されている）ことがわかり、初期宇宙プローブと後期宇宙プローブの間の張力を解釈できる可能性があります。構造成長パラメーターの結果の値は、$S_8=0.754\pm0.016$（68\％CL）です。また、$\summ_\nu=0.51^{+0.21}_{-0.24}$eV（68\％CL）のニュートリノ質量合計に対する$\sim$2.3$\sigma$制約を取得します。これは、と互換性があります。現在の素粒子物理学の限界。ニュートリノの質量和を低い値に固定し、宇宙せん断の乗法バイアスパラメータの事前確率を狭くし、すべてのキャリブレーションパラメータを期待値に固定することにより、いくつかのテストを実行します。これらのテストでは、特にすべてのキャリブレーションパラメータが固定されている場合に、基準実行と比較して適合度が低くなります。この後者のテストでは、ニュートリノの質量合計の下限も得られます。宇宙論的パラメーターとキャリブレーションパラメーターの間の相互作用が$S_8$張力とニュートリノ質量和の制約にどのように影響するかについて説明します。[要約]
完成したSDSS-IV拡張バリオン振動分光調査：銀河とボイドを用いたマルチトレーサーBAO分析からの宇宙論的意味
| Title |
The_completed_SDSS-IV_extended_Baryon_Oscillation_Spectroscopic_Survey:_Cosmological_implications_from_multi-tracer_BAO_analysis_with_galaxies_and_voids |
| Authors |
Cheng_Zhao,_Andrei_Variu,_Mengfan_He,_Daniel_Forero_Sanchez,_Am\'elie_Tamone,_Chia-Hsun_Chuang,_Francisco-Shu_Kitaura,_Charling_Tao,_Jiaxi_Yu,_Jean-Paul_Kneib,_Will_J._Percival,_Huanyuan_Shan,_Gong-Bo_Zhao,_Etienne_Burtin,_Kyle_S._Dawson,_Graziano_Rossi,_Donald_P._Schneider,_Axel_de_la_Macorra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.03824 |
SDSSBOSSDR12およびeBOSSDR16銀河サンプルにBAO再構成を適用して、DIVEボイドファインダーを使用して宇宙ボイドカタログを作成し、さまざまなタイプの銀河と対応するボイドを使用して共同BAO分析を実行します。BAOピークは、明るい赤銀河と輝線銀河のサンプルを相互相関させるものを含む、すべてのデータセットの銀河-銀河、銀河-ボイド、およびボイド-ボイド相関関数で明らかです。次に、2つのマルチトレーサーBAOフィッティングスキームがテストされます。1つは銀河とボイドの相関関数をボイドに適用される重みと組み合わせ、もう1つは異なるトレーサーのすべてのクラスタリング測定に単一のBAO膨張パラメーターを使用します。どちらの方法でも、模擬カタログで一貫した結果が得られ、銀河のみの結果と比較して、すべてのサンプルで平均してBAOの統計的不確実性が約10％向上しています。銀河とボイドのクラスター化を組み合わせることにより、SDSSデータからのBAO測定の不確実性が5〜15％減少し、距離$D_{_{\に0.9、0.8、1.1、2.3、および2.9％の制約が生じます。rmV}}（z）$、それぞれ0.38、0.51、0.70、0.77、0.85の実効赤方偏移。SDSSMGS、QSO、Ly$\alpha$サンプルからのBAO測定値、およびBBN結果と組み合わせると、$H_0=67.58\pm0.91\、{\rmkm}\、{\rms}^が得られます。{-1}\、{\rmMpc}^{-1}$、$\Omega_{\rmm}=0.290\pm0.015$、および$\Omega_\Lambdah^2=0.3241\pm0.0079$フラット-$\Lambda$CDMフレームワーク。1$\、\sigma$の不確実性は、ボイドおよびLRG-ELG相互相関のない対応する異方性BAO測定からの制約と比較して、それぞれ約6、6、および17パーセント小さくなっています。
最小限の暗黒エネルギー：ステライルニュートリノとハッブル定数張力の鍵？
| Title |
Minimal_dark_energy:_key_to_sterile_neutrino_and_Hubble_constant_tensions? |
| Authors |
Eleonora_Di_Valentino,_Stefano_Gariazzo,_Carlo_Giunti,_Olga_Mena,_Supriya_Pan,_Weiqiang_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.03990 |
コールドダークマターと暗黒エネルギー成分をパラメーター化するための宇宙定数を備えた標準宇宙モデルと同じ数の自由パラメーターによって記述される最小暗黒エネルギーモデルは、長期にわたる保留中の緊張を解決する可能性のある非常に魅力的なシナリオを構成します。一方では、それらは宇宙論的観測と短いベースライン異常によって動機付けられた1つのステライルニュートリノの存在との間の緊張を大幅に緩和します：場合によっては、完全に熱化された4番目のステライルニュートリノの質量に結合した95％CL宇宙論が緩和されます$m_s<1.3$eVまで。興味深いことに、この制限は、短いベースラインの実験での観察結果と一致しています。一方、ハッブルの緊張は、ここで検討したほとんどすべての最小暗黒エネルギースキームで十分に解決されます。したがって、これらの現象論的シナリオは、近宇宙プローブと遠宇宙プローブから生じる違い、および宇宙論的検索と実験室でのステライルニュートリノ検索の間の不一致に光を当てる可能性があります。
ライマンにおける暗黒物質とニュートリノの相互作用のヒント-$ \ alpha $データ
この手紙では、暗黒物質と（大規模な）ニュートリノが単純で一定の断面積を介して相互作用する可能性を調査します。以前の数値的な取り組みに基づいて、このモデルをCMB、BAO、特にLyman-$\alpha$データで制約します。後者は、ゼロから約3$\sigma$離れた相互作用強度を優先して、$\Lambda$CDMからの大幅な逸脱を示唆していることがわかります。この選好の起源は、相互作用するシナリオがライマン-$\alpha$フラックスに刻印できる追加の傾きにまでさかのぼり、初期のプローブとライマン-$\alpha$プローブの間のよく知られた緊張を解決します。これらの結果をテストするには、補完的なライマン-$\alpha$データを含む将来の作業が重要になります。
| Title |
A_Cosmological_Underdensity_Does_Not_Solve_the_Hubble_Tension |
| Authors |
Sveva_Castello,_Marcus_H\"og{\aa}s_and_Edvard_M\"ortsell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.04226 |
ハッブルの緊張に対する潜在的な解決策は、天の川が物質の密度の低い中心近くにあるという仮説です。このシナリオは、宇宙定数（$\Lambda$LTB）を含めたルメートル・トルーマン・ボンディ形式でモデル化し、物質密度プロファイルの一般化されたガウスパラメーター化を検討します。Ia型超新星のパンテオンサンプル（完全なカタログとそのレッドシフトビンバージョンの両方）、バリオン音響振動データポイントのコレクション、および抽出された事前距離のデータセットの組み合わせを使用して、低密度と背景宇宙論を制約します。最新のPlanckデータリリースから。ビニングされた超新星を使った分析は、約300Mpcのサイズで$-13\％$の密度低下を好むことを示唆しており、銀河分布を使用した独立した分析に基づいてすでに特定されたいわゆるKBCボイドの予測と興味深い一致を示しています。完全なパンテオンサンプルで得られた制約は、代わりに均質宇宙論と互換性があり、この根本的に異なる結果を、ビン化された超新星データセットを使用することによって導入される潜在的なバイアスについての警告として解釈します。超新星のBバンド絶対等級の制約を分析することにより、ハッブル張力の改善レベルを定量化します。これにより、$H_0$の局所測定のキャリブレーションが提供されます。標準の$\Lambda$CDM宇宙論で実行された類似の適合に関して有意差は観察されないため、局所的な低密度の潜在的な存在は張力を解決せず、$H_0$の現在の超新星制約を大幅に低下させないと結論付けます。。
湿った惑星気候モデルにおける物質移動
惑星気候モデル（PCM）は、地球以外の惑星気候を調査するために開発されました。したがって、実装される方法は、多種多様な条件に適している必要があります。重要な大気を持つすべての惑星には凝縮可能なサイクル（例えば、水循環）があり、それは惑星の外観と環境において重要な役割を果たすことができます。強力な惑星気候予測子を構築するには、惑星シミュレーションで凝縮可能なサイクルを正確に表現する必要があります。OASISは、惑星の環境を駆動する主要な物理プロセスを自己無撞着に表現できる3DPCMです。この作業では、OASISでの物質移動の表現を改善します。これは、凝縮性サイクルの完全で柔軟な実装に向けた最初のステップです。質量輸送方程式を解くために、フラックスリミッターを使用した区分的線形近似に風上バイアススキームを実装します。最初に、パフォーマンス、精度、および形状を維持する質量分布の点で、中央の有限体積法よりも新しい方法の優れた特性を確認する2D問題で新しいスキームのベンチマークを行います。新しいスキームは分散性が低いため、モデルを安定させるために非物理的な拡散を適用する必要はありません。OASISには、総質量とトレーサー（雲/ヘイズ、個々のガス化学種など）の輸送に新しく改良されたソルバーが含まれています。新しい定式化を物理スキームと組み合わせて、海洋の地球のような惑星と海洋の自転と公転の惑星の2つの3Dシミュレーションで新しいコードを検証します。新しいOASISシミュレーションは堅牢であり、ダイナミクスと物理の結合による既知の問題は示されていません。2つのシミュレーションが海洋惑星の大気の主な特徴を捉えており、設定が簡単であることを示しています。これらの2つのシミュレーションは、湿った惑星環境を探索するために構築されたモデルの最初の標準ベンチマークテストになることを提案します。
パルスレーザー照射によって誘発された3ミクロンのフィロシリケート特徴の宇宙風化
| Title |
Space_Weathering_of_the_3-micron_Phyllosilicate_Feature_induced_by_Pulsed_Laser_Irradiation |
| Authors |
B.S_Prince_and_M.J._Loeffler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.03729 |
ここでは、微小隕石の衝突による空気のない物体の宇宙風化をシミュレートするために、CIおよびCM模擬サンプルのパルスレーザー照射の結果を示します。この研究では、水和小惑星の表面レゴリスの組成情報を確認するためにこの領域が重要であるため、3ミクロンの吸収領域でどのタイプの変化が発生するかを決定することに焦点を当てました。一般に、完全にその場でのスペクトル分析を使用すると、レーザーが両方のサンプルで同様の効果を生み出すことがわかります。具体的には、照射により、青色のスペクトル勾配が比較的平坦になるまで減少し、サンプルは最初はレーザー照射で暗くなりますが、照射の終わりまでに元のレベルの約半分に戻ります。さらに、レーザー照射により、3ミクロンの吸収帯のバンドの深さが30％も増加することもわかりましたが、吸収バンド全体の形状は変化せず、2.72ミクロンのバンドの最小値はより小さくシフトします。レーザー照射後0.001ミクロン。組成分析にとって最も重要となる後者の2つのパラメーターの不変性は、このスペクトル領域が、表面が広範囲の水変質を受けた場合でも、水和小惑星の表面の小惑星組成を決定するのに非常に役立つ可能性があることを示唆しています。かなりの量の宇宙風化。同じ結論が、広範囲の水性変質を伴う鉱物を含む他の表面に一般的に適用できるかどうかは現在不明ですが、将来の研究でテストされる予定です。
ナウヤカ：トランジットタイミング分析を通じて惑星の質量と軌道要素を決定するための新しいツール
| Title |
Nauyaca:_a_new_tool_to_determine_planetary_masses_and_orbital_elements_through_transit_timing_analysis |
| Authors |
Eliab_F._Canul,_H\'ector_Vel\'azquez_and_Yilen_G\'omez_Maqueo_Chew |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.03830 |
トランジットタイミング変化法（TTV）は、現在、地球サイズのトランジット惑星の動的質量と軌道要素を決定するための最も成功した方法です。正確な質量決定は、惑星の密度を制限し、惑星の組成を推測するための基本です。この作業では、N体アプローチから観測された中間通過時間のフィッティングを通じて惑星の質量と軌道要素を見つけるための専用のPythonパッケージであるNauyacaを紹介します。フィッティング戦略は、パラメーター空間内の高確率領域を識別するために使用される一連の最小化アルゴリズム（オプティマイザー）を実行することで構成されます。オプティマイザからのこれらの結果は、適応型並列テンパリングアルゴリズムを使用したマルコフ連鎖モンテカルロ（MCMC）法の初期化に使用されます。惑星の質量と軌道要素の事後分布を取得するために、一連の実行が実行されます。ツールをテストするために、すべてが通過する惑星の数が異なる合成惑星系の模擬カタログを作成しました。通過中の時間を計算して、ナウヤカへの入力として提供し、カタログから惑星パラメータを回復する際の効率を統計的にテストします。回収された惑星の場合、質量の場合は$\sim$1-14M$_{\oplus}$、周期の場合は10〜110秒、偏心の場合は$\sim$0.01〜0.03の実数値の周りに典型的な分散が見られます。また、惑星パラメータの正しい決定における信号対雑音比と通過数の影響を調査します。最後に、問題の複雑さと計算機能に応じて、実際の惑星で使用するために、ツールを管理するパラメーターを選択することをお勧めします。
移動するダストトラップからの幅広のexoKuiperベルトの形成
| Title |
The_formation_of_wide_exoKuiper_belts_from_migrating_dust_traps |
| Authors |
E._Miller,_S._Marino,_S._M._Stammler,_P._Pinilla,_C._Lenz,_T._Birnstiel,_and_Th._Henning |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.04007 |
何がカイパーベルト類似体（exoKuiperベルト）の幅を決定するのかという問題は未解決です。解決されれば、この理解は、太陽系外惑星システムのアーキテクチャ、ダイナミクス、および形成への貴重な洞察を提供するでしょう。ALMAによる最近の観測は、この分野における明らかなパラドックス、微惑星の発祥の地である可能性が高い原始惑星系円盤の放射状に狭い帯の存在、および成熟したシステムのほぼ4倍の幅のexoKuiper帯を明らかにしました。このタイプの塵円盤の親微惑星が、ダストがトラップされるストリーミング不安定性を介してこれらの狭い原始惑星系円盤に実際に形成される場合、これらのダストトラップが放射状に移動する間に微惑星を形成する場合、この幅の二分法が自然に発生する可能性があることを提案します。移動する惑星によって引き起こされるように。ダスト進化ソフトウェアDustPyを使用すると、最初の原始惑星系円盤とトラップの状態が微惑星の形成に有利である場合でも、トラップが移動するときにダストが効果的に蓄積して微惑星を形成できることがわかります。これにより、内向きの視線速度と最終的な微惑星ベルト幅の間に正の相関関係が生じ、10Myrの進化で最大$\sim$100auのベルトが形成されます。微惑星の形成は、ストリーミングの不安定性を引き起こす急なダストトラップを備えた低粘度（$\alpha=10^{-4}$）のディスクで最も効率的ですが、ほとんどの観測された微惑星ベルトの幅が広いため、$\alpha$は値$\geq4\times10^{-4}$は、数十auです。そうでない場合、トラップは十分に移動できません。さらに、exoKuiperベルトの幅と半径の大きな広がりは、それぞれ異なるトラップ移動速度（または原始惑星系円盤の寿命）と異なる開始位置が原因である可能性があります。私たちの仕事は、原始惑星系円盤のexoKuiperベルトとリングをリンクするための最初のステップとして機能します。
タイタンの急速な移動によって説明される土星の大きな傾斜
惑星の赤道傾斜角は、その赤道とその軌道面の間の傾きです。巨大惑星は、ほぼゼロの傾斜角で形成されると予想されます。したがって、その形成後、何らかの動的メカニズムが土星を現在の傾斜角26.7{\deg}まで傾けたに違いありません。このイベントは、土星の回転軸歳差運動とネプチューンのノード軌道歳差運動モードの間の共鳴の交差のために、4Gyrs以上前の惑星移動後期に起こったと伝統的に考えられています。ここでは、Laineyetal。によって測定されたTitanの高速潮汐移動を示します。（2020）はこのシナリオと互換性がなく、土星の現在の傾斜について新しい説明を提供します。タイタンの大幅な移動は、初期の共鳴を防ぎ、土星の傾斜によって設定された後期の惑星移動に対する以前の制約を無効にします。代わりに、最近、約1Gyr前に共鳴が発生し、土星の傾斜角が小さい値（おそらく3{\deg}未満）から現在の状態まで増加することを余儀なくされたことを提案します。このシナリオは、土星の正規化された極慣性モーメントが0.224から0.237の間にあることを示唆しています。私たちの発見は、土星、木星、そしておそらく複数のシステムにおける巨大な太陽系外惑星のスピン軸進化の新しいパラダイムをもたらします。それによって、赤道傾斜角は一度に解決されるのではなく、衛星の移動の結果として継続的に進化します。
TOI-530b：TESSによって検出されたM矮星を通過する巨大惑星
| Title |
TOI-530b:_A_giant_planet_transiting_an_M_dwarf_detected_by_TESS |
| Authors |
Tianjun_Gan,_Zitao_Lin,_Sharon_Xuesong_Wang,_Shude_Mao,_Pascal_Fouqu\'e,_Keivan_G._Stassun,_Steven_Giacalone,_Akihiko_Fukui,_Felipe_Murgas,_David_R._Ciardi,_Steve_B._Howell,_Karen_A._Collins,_Avi_Shporer,_Luc_Arnold,_Thomas_Barclay,_David_Charbonneau,_Jessie_Christiansen,_Ian_J._M._Crossfield,_Courtney_D._Dressing,_Ashley_Elliott,_Emma_Esparza-Borges,_Phil_Evans,_Crystal_L._Gnilka,_Erica_J._Gonzales,_Andrew_W._Howard,_Keisuke_Isogai,_Kiyoe_Kawauchi,_Seiya_Kurita,_Beibei_Liu,_John_H._Livingston,_Rachel_A._Matson,_Norio_Narita,_Enric_Palle,_Hannu_Parviainen,_Benjamin_V._Rackham,_David_R._Rodriguez,_Mark_Rose,_Alexander_Rudat,_Joshua_E._Schlieder,_Nicholas_J._Scott,_Michael_Vezie,_George_R._Ricker,_Roland_Vanderspek,_David_W._Latham,_Sara_Seager,_Joshua_N._Winn,_Jon_M._Jenkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.04220 |
トランジット系外惑星探査衛星（TESS）によって配信された、M0.5V矮星の周りを通過する巨大惑星であるTOI-530bの発見を報告します。ホスト星は$147.7\pm0.6$pcの距離にあり、半径は$R_{\ast}=0.54\pm0.03\R_{\odot}$、質量は$M_{\ast}=0.53\pm0.02\M_{\odot}$。地上ベースの多波長測光、SPIRouからの高解像度分光法、および高角度解像度イメージングを組み合わせることにより、通過信号の惑星の性質を検証します。TOI-530bは、$V=15.4$等で、地上分光法でアクセスできる最も暗い星の1つを周回しています。私たちのモデルは、TOI-530bの半径が$0.83\pm0.05\R_{J}$で、質量が6.39-d軌道上で$0.4\pm0.1\M_{J}$であることを示しています。TOI-530bは、M型星がホストする6番目の通過する巨大惑星であり、コア降着理論によれば頻度が低いと予測されており、同様の惑星の形成と移動の歴史をさらに研究するための貴重なオブジェクトとなっています。そのようなシステムの潜在的な形成チャネルについて説明します。
Centaur 2013 VZ70：土星の不規則衛星の人口の残骸？
| Title |
Centaur_2013_VZ70_:_Saturn's_irregular_moon_population_debris? |
| Authors |
C._de_la_Fuente_Marcos_and_R._de_la_Fuente_Marcos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.04264 |
環境。土星には不規則衛星が過剰にあります。これは過去の衝突事件の結果であると考えられています。ホスト惑星の近くでそのようなエピソードの間に生成された破片は、準衛星および/または馬蹄形の共鳴状態に閉じ込められた共軌道に進化する可能性があります。最近発表されたケンタウロス、2013VZ70は、順行土星の共同軌道の軌道と互換性のある軌道をたどっています。目的。土星との共有軌道関係を確認または拒否するために、2013VZ70の短期的な動的進化の調査を実行します。土星の不規則衛星の人口との可能な関係も調査されます。メソッド。2013VZ70の進化を、N体シミュレーションを使用して時間の前後に研究し、計算に不確実性を考慮しました。このケンタウロスと衛星のサンプルとの間の相互ノード距離の分布を計算しました。結果。2013VZ70は現在、土星に関して馬蹄形の共鳴状態に閉じ込められていることを確認していますが、これは一時的な共軌道です。また、2013VZ70は将来、土星の準衛星になる可能性があり、一時的な不規則衛星として短期間捕獲される可能性があることもわかりました。このケンタウロスは、土星の既知の不規則衛星の比較的近くを通過する可能性もあります。結論。ネプチューン横断空間での起源は可能ですが、2013VZ70は非常に低い相対速度で土星との遭遇を経験する可能性があるため、土星の近隣に特徴的な敵対的な共鳴環境は、衝撃、断片化、または潮汐破壊によるその場形成のシナリオを支持します。土星の衛星の軌道のコンテキスト内でのその軌道の分析は、2013VZ70がイヌイットグループに関連している可能性があることを示唆しています。また、2013VZ70と月のフォルニョートとスリュムの相互ノード距離は、分布の1パーセンタイルを下回っています。
銀河の合体におけるガスの流れ：橋の超音速乱流、銀河周辺媒体からの降着、および金属量の希釈
| Title |
Gas_flows_in_galaxy_mergers:_supersonic_turbulence_in_bridges,_accretion_from_the_circumgalactic_medium,_and_metallicity_dilution |
| Authors |
Martin_Sparre,_Joseph_Whittingham,_Mitali_Damle,_Maan_H._Hani,_Philipp_Richter,_Sara_L._Ellison,_Christoph_Pfrommer,_Mark_Vogelsberger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.03702 |
主要な銀河の合体では、星の軌道が激しく乱され、ガスが中心にトルクをかけられ、ガスの金属量が希釈され、スターバーストが点火されます。この論文では、一連の宇宙論的磁気流体力学（MHD）ズームインシミュレーションを使用して、合体する銀河内およびその周辺のガスダイナミクスを研究します。合体前の銀河をつなぐガスブリッジは乱流圧力によって支配されており、乱流マッハ数は1.6〜3.3の値でピークに達していることがわかります。これは、橋が超音速乱流によって支配されていることを意味し、したがって、星形成に対する極限環境の影響を研究するための理想的な候補です。また、合併中に銀河系媒体（CGM）から降着したガスが、合体時の星形成率（SFR）に大きく寄与し（27〜51％）、その後の合併の残骸における星形成の再点火を促進することもわかりました。。実際、z=0でのSFRの19〜53％は、合併前のCGMに属するガスに由来しています。最後に、銀河の合体の中心にある金属量希釈ガスの起源を調べます。このガスは、通常の星形成銀河よりもはるかに短い時間スケールで銀河中心に急速に付着していることを示しています。これは、合体する銀河が基本的な金属量の関係によってうまく捕らえられない理由を説明しています。
火から：フェニックスストリームの詳細
| Title |
From_the_Fire:_A_Deeper_Look_at_the_Phoenix_Stream |
| Authors |
K._Tavangar,_P._Ferguson,_N._Shipp,_A._Drlica-Wagner,_S._Koposov,_D._Erkal,_E._Balbinot,_J._Garc\'ia-Bellido,_K._Kuehn,_G._F._Lewis,_T._S._Li,_S._Mau,_A._B._Pace,_A._H._Riley,_T._M._C._Abbott,_M._Aguena,_S._Allam,_F._Andrade-Oliveira,_J._Annis,_E._Bertin,_D._Brooks,_D._L._Burke,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_M._Constanzi,_L._N._da_Costa,_M._E._S._Pereira,_J._De_Vicente,_H._T._Diehl,_S._Everett,_I._Ferrero,_B._Flaugher,_J._Frieman,_E._Gaztanaga,_D._W._Gerdes,_D._Gruen,_R._A._Gruendl,_J._Gschwend,_G._Gutierrez,_S._R._Hinton,_D._L._Hollowood,_K._Honscheid,_D._J._James,_N._Kuropatkin,_M._A._G._Maia,_J._L._Marshall,_F._Menanteau,_R._Miquel,_R._Morgan,_R._L._C._Ogando,_A._Palmese,_F._Paz-Chinch\'on,_A._Pieres,_A._A._Plazas_Malag\'on,_M._Rodriguez-Monroy,_E._Sanchez,_V._Scarpine,_S._Serrano,_I._Sevilla-Noarbe,_M._Smith,_E._Suchyta,_M._E._C._Swanson,_G._Tarle,_C._To,_T._N._Varga,_A._R._Walker_(DES_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.03703 |
ダークエネルギーサーベイの6年間のデータを使用して、南半球にある15度の長さ、薄く、動的に冷たい、低金属量の恒星系であるフェニックス恒星系の詳細な測光特性評価を実行します。ノンパラメトリックモデリング手法である自然スプラインを使用して、ストリームトラック、幅、および線密度を同時に適合させます。この更新されたストリームモデルにより、地動説の距離（$17.4\pm0.1\、{\rm（stat。）}\pm0.8\、{\rm（sys。）}$kpc）と距離勾配（$-フェニックスの0.009\pm0.006$kpcdeg$^{-1}$）。これは、ストリームの長さに沿った地動説の距離の$0.13\pm0.09$kpcの小さな変化に対応します。線形強度の変動を度スケールで測定し、ストリームトラックの偏差を$\sim2$度スケールで測定します。これは、ストリームがその形成および/または進化中に乱された可能性があることを示唆しています。ストリームトラックの変動とともに、線形強度の3つのピークと1つのギャップを回復します。他の細い小川と比較して、フェニックスの小川はより多くの変動を示し、その結果、フェニックスの研究は恒星の小川の重力摂動に関する独自の視点を提供します。銀河のバリオン構造や暗黒物質のサブハロなど、フェニックスへの摂動の考えられる原因について説明します。
銀河団IIZW108の2つの印象的なヘッドテール銀河：乱流への遷移、磁場、粒子の再加速への洞察
| Title |
Two_striking_head-tail_galaxies_in_the_galaxy_cluster_IIZW108:_insights_into_transition_to_turbulence,_magnetic_fields_and_particle_re-acceleration |
| Authors |
Ancla_M\"uller,_Christoph_Pfrommer,_Alessandro_Ignesti,_Alessia_Moretti,_Ana_Lourenco,_Rosita_Paladino,_Yara_Jaffe,_Myriam_Gitti,_Tiziana_Venturi,_Marco_Gullieuszik,_Bianca_Poggianti,_Benedetta_Vulcani,_Andrea_Biviano,_Bj\"orn_Adebahr,_and_Ralf-J\"urgen_Dettmar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.03705 |
1.4GHzと2.7GHz（全偏波）での深いJVLA観測と、z=0.04889でのIIZW108銀河団の2つの拡張電波銀河の光学OmegaWINGS/WINGSとX線観測を示します。それらは、クラスターポテンシャルに陥る電波ローブ銀河と一致する曲がった尾の形態を示しています。両方の銀河は、それらが低質量クラスターの一部であるにもかかわらず、文献の{狭角}尾銀河に匹敵する特性を持っていることがわかっています。銀河ジェットと、ジェットの方向にほぼ一致する秩序化された磁場成分を介して、スペクトルインデックスの急峻化と分数分極の増加が見られます。これは、銀河団ガスとジェット流体の速度差によるせん断、および/または銀河団ガスを横切る銀河団ガスの磁気ドレープのいずれかによって引き起こされる可能性があります。1つの情報源が2つの活動銀河核（AGN）の爆発を示しており、AGNが完全にオフになったことがないと予想されるという明確な証拠が見つかりました。純粋な標準電子冷却ではジェット長を説明できないことを示します。したがって、これらの銀河を実験室として使用して、層流から乱流への遷移を介した銀河ジェット内の相対論的電子の穏やかな再加速を研究できることを示します。
PHANGS-MUSE調査-円盤銀河の化学力学的進化の調査
| Title |
The_PHANGS-MUSE_survey_--_Probing_the_chemo-dynamical_evolution_of_disc_galaxies |
| Authors |
Eric_Emsellem,_Eva_Schinnerer,_Francesco_Santoro,_Francesco_Belfiore,_Ismael_Pessa,_Rebecca_McElroy,_Guillermo_A._Blanc,_Enrico_Congiu,_Brent_Groves,_I-Ting_Ho,_Kathryn_Kreckel,_Alessandro_Razza,_Patricia_Sanchez-Blazquez,_Oleg_Egorov,_Chris_Faesi,_Ralf_S._Klessen,_Adam_K._Leroy,_Sharon_Meidt,_Miguel_Querejeta,_Erik_Rosolowsky,_Fabian_Scheuermann,_Gagandeep_S._Anand,_Ashley_T._Barnes,_Ivana_Be\v{s}li\'c,_Frank_Bigiel,_M\'ed\'eric_Boquien,_Yixian_Cao,_M\'elanie_Chevance,_Daniel_A._Dale,_Cosima_Eibensteiner,_Simon_C._O._Glover,_Kathryn_Grasha,_Jonathan_D._Henshaw,_Annie_Hughes,_Eric_W._Koch,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Janice_Lee,_Daizhong_Liu,_Hsi-An_Pan,_J\'er\^ome_Pety,_Toshiki_Saito,_Karin_M._Sandstrom,_Andreas_Schruba,_Jiayi_Sun,_David_A._Thilker,_Antonio_Usero,_Elizabeth_J._Watkins,_Thomas_G._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.03708 |
PHANGS-MUSE調査を紹介します。これは、ESOVLTでMUSEIFSを使用して、近くの（D<20Mpc）星19個の巨大な$（9.4<\log（M_{*}/M_\odot）<11.0）$をマッピングするプログラムです。-円盤銀河を形成します。この調査は、168個のMUSEポインティング（それぞれ1'x1'）で構成され、合計で約1,500万個のスペクトルがあり、約150万個の独立したスペクトルをカバーしています。PHANGS-MUSEは、外部銀河のさまざまなローカル環境（銀河の中心、棒、渦巻腕を含む）での星形成の最初のIFSビューを、イオン化された星間物質の平均雲間距離よりも優れた中央値50〜pcで提供します。。この「クラウドスケール」の解像度により、HII領域やその他のイオン化星雲の詳細な人口統計と特性評価が可能になります。PHANGS-MUSEはさらに、関連するガスと星の運動学に関する独自のビューを提供し、星形成の履歴に制約を与えます。PHANGS-MUSE調査は、専用のALMACO（2-1）とマルチバンドHST観測によって補完されているため、分子雲からHII領域、星団までの星形成プロセスの重要な段階を調べることができます。このホワイトペーパーでは、PHANGS-MUSE調査の科学的動機、サンプルの選択、観測戦略、データ削減、および分析プロセスについて説明します。ESOが提供する削減レシピに基づいて構築されているが、さらに点像分布関数のモザイク化と均質化を可能にする、特注の自動データ削減フレームワークを紹介します。さらに、詳細な品質評価と、データ分析フレームワークによって生成されたPHANGS-MUSEデータ製品の大規模なセットの潜在的な科学的アプリケーションの簡単な図を示します。このホワイトペーパーで説明するデータキューブと分析データ製品は、ESOアーカイブとCanadianAstronomyDataCentreで利用できるようになる次のPHANGS-MUSE公開データリリースの基礎を表しています。
ボイドの探索：光度関数と磁場
ボイド銀河からの流出によるボイド銀河間媒体（IGM）の磁化の半解析モデルを提示します。密度の低い領域（つまり、ボイド）の暗黒物質ハローの数密度は、このような低密度環境に拡張されたエクスカーションセット法を使用して取得されます。このようなハローの星形成は、超新星による負のフィードバックを考慮して推定されています。銀河形成/進化モデルは、$r$バンドの光度関数、恒星の質量関数、および最近の観測から得られたボイド銀河の色を提供するように調整されています。この星形成モデルは、高温の熱ガスと宇宙線の圧力によって引き起こされるボイド銀河からの可能な流出を研究するために使用されます。これらの流出は、それらの銀河に存在する磁場をボイドIGMに引きずります。このようなモデルは、磁束の凍結条件のみを考慮しながら、$10^{-12}-10^{-10}$Gの磁場強度でボイドIGMの$\sim30\％$を磁化できることを示します。これに加えて、個々の流出のメガパーセックサイズは、Mpcコヒーレント長スケールのボイドIGM磁場に$10^{-16}$Gの下限を設定するTeVブレーザーでのGeV光子の非検出を説明することができます。
星間3-シアノプロパルギルラジカル、CH2CCCNの発見
| Title |
Discovery_of_interstellar_3-cyano_propargyl_radical,_CH2CCCN |
| Authors |
Carlos_Cabezas,_Marcelino_Agundez,_Nuria_Marcelino,_Belen_Tercero,_Juan._R._Pardo,_Pablo_de_Vicente_and_Jose_Cernicharo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.03779 |
3-シアノプロパルギルラジカル（CH2C3N）の星間空間での最初の検出を報告します。この種は、イェベス40m望遠鏡を使用して冷たい暗い雲TMC-1で観察されました。オルトCH2C3N種とパラCH2C3N種の両方で、31.0〜50.4GHzの範囲で合計7つの回転遷移が観察されました。総カラム密度（1.6+/-0.4）e11cm-2とオルト/パラ比2.4+/-1.2を導き出します。これは、小さい類似体とは対照的に、存在比CH2C3N/CH3C3Nが約0.1であることを意味します。この場合、CH2CN/CH3CN=3です。これは、シアン化物CH2C3NおよびCH3C3Nの化学的性質が、より小さな類似体CH2CNおよびCH3CNの化学的性質とは異なる動作をすることを示しています。化学モデルの計算によると、ラジカルCH2C3Nは主に、中性中性反応C+CH2CHCN、C2+CH3CN、およびCN+CH2CCHと、CH3C3NH+イオンの電子との解離性再結合によって形成されます。ニュートラルニュートラル反応N+C4H3もCH2C3Nにつながる可能性がありますが、その役割は非常に不確実です。同定されたラジカルCH2C3Nは、ベンゾニトリル（c-C6H5CN）や窒素複素環などの大きな有機N含有分子の合成に役割を果たす可能性があります。
| Title |
Machine_Learning_interpretation_of_the_correlation_between_infrared_emission_features_of_interstellar_polycyclic_aromatic_hydrocarbons |
| Authors |
Zhisen_Meng,_Xiaosi_Zhu,_Peter_Kovacs,_Enwei_Liang,_Zhao_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.03834 |
教師あり機械学習モデルは、星間多環芳香族炭化水素の赤外線発光スペクトルを予測するために、さまざまな分子記述子でトレーニングされています。ランダムフォレストアルゴリズムに基づく特徴重要性分析を利用して、放出特徴間の物理的相関を調査できることを示します。赤外線バンド間の天文学的相関は、異なるバンドの原因となる共通の分子フラグメントを見つけることによるデモンストレーションの例として分析されます。これにより、長い間観察されてきた相関の現在の理解が向上します。異なるバンドの特徴重要度配列の類似性を測定することによってバンド相関を定量化する方法を提案します。これにより、面外曲げ領域の放射の相関マップが取得されます。さらに、記述子のさまざまな組み合わせを使用した予測間の比較は、拡張接続性分子フィンガープリントの強力な予測力を強調し、他のタイプの複数の記述子の組み合わせが一般に予測性の向上につながることを示しています。
宇宙の夜明けと正午の間のクエーサー光度関数進化の物理モデル
| Title |
A_Physical_Model_for_the_Quasar_Luminosity_Function_Evolution_between_Cosmic_Dawn_and_High_Noon |
| Authors |
Keven_Ren,_Michele_Trenti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.03853 |
クエーサーの光度関数（QLF）を介してクエーサーの数密度分布の進化をモデル化することは、ブラックホール、銀河、およびそれらのハローの間の接続についての理解を深めるために重要です。ここでは、自由パラメーター、内部デューティサイクル、$\varepsilon_{DC}$を他の最小限の仮定とともに指定した後に完全に定義される、QLFの進化に関する新しい半経験的モデルを示します。残りのすべてのモデルパラメータは、$z=4$と$z=5$の2つの赤方偏移でのQLFに対するキャリブレーション時に固定されます。私たちのモデリングは、明るい端での進化は、クエーサーの光度の中央値とハローの質量の関係の確率論に起因するのに対し、かすかな端の形状は、赤方偏移を伴うハロー質量関数（HMF）の進化によって決定されることを示しています。さらに、私たちのモデルは、$\varepsilon_{DC}$の値に関係なく、全体的なクエーサー密度がHMFの進化によって決定されることを示唆しています。モデルの$z\ge4$QLFは、すべての$\varepsilon_{DC}$の現在の観測値と非常によく一致しており、モデルの予測では、異なる$\varepsilon_を区別するには、$z\gtrsim7.5$での観測値が必要であることが示唆されています。{DC}$。モデルを$z\le4$でさらに拡張し、$\Sigma$と$\varepsilon_{DC}$に関する追加の仮定はありますが、$1\lez\le4$の間のQLFを正常に記述します。クラスタリングからのクエーサーデューティサイクルの既存の測定値を使用して$\varepsilon_{DC}$を制約し、使用した観測データセットに応じて$\varepsilon_{DC}\sim0.01$または$\varepsilon_{DC}\gtrsim0.1$を見つけます。参考のために。最後に、ナンシーグレースローマン望遠鏡が$z\sim8$で$N\gtrsim10$、明るい、$m_{UV}<26.5$クエーサーを発見することを期待して将来の広域調査の予測を提示します。
EAGLEシミュレーションを使用して、質量と環境の関数としてのディスク表面輝度プロファイルの破損の原因を解明する
| Title |
Using_the_EAGLE_simulations_to_elucidate_the_origin_of_disc_surface_brightness_profile_breaks_as_a_function_of_mass_and_environment |
| Authors |
Joel_L._Pfeffer,_Kenji_Bekki,_Duncan_A._Forbes,_Warrick_J._Couch,_B\"arbel_S._Koribalski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.03856 |
銀河の質量と環境が銀河のプロファイルタイプに与える影響を調査するために、EAGLEシミュレーションでディスクタイプの銀河の表面輝度プロファイルを分析します。観測作業に続いて、我々はシミュレートされた銀河をそれらの円盤表面輝度プロファイルによって単一の指数（タイプI）、切り捨てられた（タイプII）および反切り捨てられた（タイプIII）プロファイルに分類します。以前の観測と理論的研究と一致して、タイプIIディスクは、星の種族の半径方向の勾配を駆動する切り詰められた星形成ディスクから生じることがわかりました。対照的に、タイプIIIのプロファイルは、銀河の合体、拡張された星形成円盤、またはより急な内側の円盤の形成の遅れから生じます。EAGLEシミュレーションは、プロファイルタイプの頻度と銀河の質量、形態、環境の間に見られる観測された傾向を定性的に再現していることがわかります。たとえば、タイプIIIの銀河の割合は銀河の質量とともに増加し、タイプIIの銀河の割合はハッブルタイプとともに増加します。銀河団におけるタイプII銀河の発生率が低いことを調査し、観測された銀河と非常に類似していることから、クラスター内のS0様銀河にはタイプIIプロファイルがほとんどないことがわかりました。同様に、クラスター内の円盤が優勢な銀河のタイプIIプロファイルの割合は、散在銀河と比較して大幅に減少しています。フィールド銀河とクラスター銀河のこの違いは、星形成の抑制によって引き起こされます。銀河団に入ると星形成が停止した後、タイプII銀河の若い星の種族は単に衰退し、タイプI銀河を残します。
南半球の狭線セイファート1赤外線調査
南半球の狭線セイファート1銀河の近赤外分光法による調査（ESO-NTT望遠鏡のSOFI機器を使用）を、光学調査からサンプリングして提示します。水素の輝線幅（Pa$\alpha$およびH$\beta$）で調べて、ブロードライン領域の運動学を調べます。57個のオブジェクトを観察しましたが、そのうち49個のケースでPa$\alpha$をしっかりと測定できました。ラインプロファイルへの多成分ガウスフィットよりも、単一のローレンツフィット（理論的根拠で好ましい）が好ましいことがわかりました。ブロードライン領域（BLR）ライトのポールオンビューに圧倒される、ナローライン領域の発光の欠如がこれをサポートしています。カタログ値と再適合されたローレンツ値の両方から、FWHMの値とH$\beta$の光度を使用して、カタログのブラックホール（BH）の質量推定値を再計算します。カタログ値と比較して、1より大きい関係勾配が見つかりました。これは、銀河系の光による汚染または線束測定の難しさに起因します。ただし、フィッティングされたローレンツ測定とガウス測定によって計算された質量の比較は、1に近い勾配を示しています。Pa$\alpha$とH$\beta$の両方から推定されたBH質量を比較すると、線幅と流束は予想からの偏差を示しています。ただし、一般的に、計算されたBH質量は同等です。ほこりの多い雲とほこりのない雲（または構造化された大気）の混合物が、ほこりの吸収と水素の束縛のない吸収のために、BLRの線放射を差別的に吸収するシナリオを想定します。
銀河スケールジェットのスペクトルと物理的性質の調査
| Title |
Investigating_the_spectra_and_physical_nature_of_galaxy_scale_jets |
| Authors |
B._Webster,_J._H._Croston,_J._J._Harwood,_R._D._Baldi,_M._J._Hardcastle,_B._Mingo,_H._J._A._Rottgering |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.04018 |
以前の研究では、物理的に小さく、低光度の電波銀河（銀河スケールジェット（GSJ）と呼びます）が、ホスト銀河の進化に大きな影響を与える可能性があることが示されています。LOFARTwoMeterSkySurvey（LoTSSDR1）の最初のリリースから取得した6アーク秒の解像度の画像を使用して、KarlG.Janskyを使用して高解像度の2〜4GHzのデータを取得した9つの潜在的なGSJの代表的なサンプルを特定しました。超大型アレイ（VLA）。これらのデータを使用して、これらのソースのGSJの性質を検証し、フィードバックの潜在的な役割を調査することを目的としています。私たちのVLA画像は、構造の多様性を明らかにし、4つのソースのホストを確認し、5番目が銀河規模の残骸の最初の既知の例であり、一部の電波銀河がGSJステージを超えて成長しないことを示しています。また、スペクトル年齢とGSJのローブ拡張速度の最初の推定値を導き出します。私たちのGSJの最大スペクトル年齢は60Myrで、ほとんどが約5〜20Myrであり、コンパクトなソースとより大きな電波銀河を結ぶ進化の道に沿って配置されていることがわかります。ローブの前進速度はローカルの音速の数倍であり、ほとんどのGSJは環境に強い衝撃を与え、ホストの進化に大きな影響を与えると予測されています。最終的にすべてのエネルギーをローカル環境に直接転送する残りのGSJの発見は、AGNライフサイクルの重要かつ以前は隠されていた側面を表しています。
星間物質のUV照射領域におけるアセトニトリルCH3CNの光脱離：実験的証拠
| Title |
Photodesorption_of_acetonitrile_CH3CN_in_UV-irradiated_regions_of_the_Interstellar_Medium:_an_experimental_evidence |
| Authors |
Romain_Basalg\`ete,_Antonio_Jesus_Oca\~na,_G\'eraldine_F\'eraud,_Claire_Romanzin,_Laurent_Philippe,_Xavier_Michaut,_Jean-Hugues_Fillion,_Mathieu_Bertin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.04021 |
純粋なアセトニトリル（CH3CN）と混合CO：CH3CNおよびH2O：CH3CN氷は、シンクロトロン放射を使用して7〜13.6eVの範囲の真空ウルトラバイオレット（VUV）光子で15Kで照射されています。CH3CNおよび光生成物のVUV光脱離収率は、入射光子エネルギーの関数として導き出されています。CH3CNとCOおよびH2O分子との共吸着は、星間氷の主成分の1つであると予想され、CH3CN、CHCN、HCN、CN、およびCH3のVUV光脱離スペクトルに大きな影響を与えないことがわかります。ほとんどの凝縮分子で一般的に証明されていることとは反対に、これらの発見は、VUV光子を吸収するCH3CN分子が脱着する脱着プロセスを示しています。それは、無傷のCH3CNとして、またはその光解離フラグメントの形で気相に放出することができます。さまざまな場所に適用可能な天体物理学的VUV光脱離収率が導き出され、天体化学モデリングに組み込むことができます。それらは、考慮される領域に応じて、CH3CNの0.67（+/-0.33）.10^{-5}から2.0（+/-1.0）.10^{-5}分子/光子まで変化します。これは、他の有機物と比較して高いです。メタノールなどの分子。これらの結果は、星間物質のさまざまな領域での気相CH3CNの複数の検出を説明する可能性があり、馬頭星雲と原始惑星系円盤（TWHyaやHD163296など）の天体物理学的観測とよく相関しています。
ウィグル不安定性の局所シミュレーションにおけるアームスパー/フェザーの形成
| Title |
Formation_of_Arm_Spurs/Feathers_in_Local_Simulations_of_the_Wiggle_Instability |
| Authors |
Yash_Mandowara,_Mattia_C._Sormani,_Emanuele_Sobacchi_and_Ralf_S._Klessen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.04108 |
円盤銀河の渦巻腕の風景には、羽や拍車などのガス状の下部構造が点在しています。それらの形成を説明する候補の1つは、銀河渦巻衝撃波の小刻みに動く不安定性です。外部から課せられたスパイラルポテンシャルを流れる非自己重力ガスの局所2D等温流体力学シミュレーションを使用して、ウィグルの不安定性を研究します。論文の最初の部分では、シミュレーションの結果を分析的線形安定性分析からの予測と比較し、2つの間に良好な一致を見つけます。さまざまなタイプの境界条件でシミュレーションを繰り返すことにより、特にガス音速が小さくスパイラルポテンシャルが強いシステムでは、ウィグル不安定性に加えて、明確な寄生ケルビンヘルムホルツ不安定性が発生する可能性があることも示しています。論文の第2部では、パラメータ空間を調査し、小刻みに動く不安定性によって生成された下部構造の特性を研究します。スパー/フェザー間の予測される分離は、音速、スパイラルポテンシャル強度、およびアーム間距離に非常に敏感であることがわかります。音速が低下し、潜在的な強度が増加し、アーム間の距離が減少すると、羽の分離が減少し、成長率が増加します。LaVigneetal。のHSTアーカイブ調査からの20個の銀河のサンプルと私たちの結果を比較し、小刻みに動く不安定性が観測で見られる典型的な羽の間隔の範囲を再現できることを発見します。ウィグル不安定性が、マグネトジーンズ不安定性や相関する超新星フィードバックによるガスの確率的蓄積など、スプリアス/フェザー形成の競合メカニズムとどのように関連しているかは不明です。
ダスト粒子上のH2Sの光処理：半透明の雲と彗星にSチェーンを構築する
| Title |
Photoprocessing_of_H2S_on_dust_grains:_building_S_chains_in_translucent_clouds_and_comets |
| Authors |
S._Cazaux,_H._Carrascosa,_G._M._Munoz_Caro,_P._Caselli,_A._Fuente,_D._Navarro-Almaida,_P._Rivi\'ere-Marichalar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.04230 |
環境。硫黄は、星間雲から星系への進化のトレーサーとして使用されます。ただし、分子雲で予想される硫黄のほとんどは検出されないままです。硫黄は2段階で気相から消失します。最初の枯渇は半透明相の間に発生し、気相硫黄を7〜40倍減少させます。一方、次の凍結ステップは分子雲で発生し、さらに1桁減少します。この長年のジレンマは説明を待っています。目的。この研究の目的は、失われた硫黄がどのような形で分子雲に隠れているかを理解することです。ダスト粒子の枯渇が考慮されます。メソッド。分子雲におけるH2S氷のUV光処理を模倣した実験シミュレーションを実施しました。氷は赤外分光法を使用して監視され、脱離分子は四重極質量分析法によって測定されました。理論的なモンテカルロシミュレーションは、実験結果の解釈と天体物理学的条件への外挿のために実行されました。結果。H2S2の形成は、8Kでの照射中に観察されました。x>2の分子H2Sxも特定され、ウォームアップ中にS2からS4種とともに脱着することがわかりました。S8までのより大きなSx分子は室温で耐火性であり、基板上に残り、残留物を形成します。モンテカルロシミュレーションでは、ウォームアップ中に脱離する分子を再現することができ、残留物は6〜7個の原子からなる鎖または硫黄であることがわかりました。結論。半透明の雲の中のS+は、10^4年の数回で塵の上に長いS鎖を形成することにより、より密度の高い領域でのSの枯渇に寄与することで有名です。彗星で観測されたS2からS4の分子は、これらの大きな鎖の断片化によって生成されたものではないことを示唆しています。代わりに、それらはおそらく分子雲で生成されたH2S含有氷のUV光処理、または半透明の雲相の間に形成された短いS鎖のいずれかから来ています。
天の川の9つの拡張された緑色の物体のVLA観測：CH $ _3 $ OH、H $ _2 $ O、およびNH $ _3
$メーザーからのユビキタス弱、コンパクト連続放射、およびマルチエポック放射
| Title |
VLA_Observations_of_9_Extended_Green_Objects_in_the_Milky_Way:_Ubiquitous_Weak,_Compact_Continuum_Emission,_and_Multi-Epoch_Emission_from_CH$_3$OH,_H$_2$O,_and_NH$_3$_Masers |
| Authors |
A._P._M._Towner,_C._L._Brogan,_T._R._Hunter,_C._J._Cyganowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.04270 |
これらの巨大なプロトクラスターに最初に現れるセンチメートルの連続放射を特徴づけるために、サブ秒の解像度と〜7-14uJy/ビーム感度のVLAを使用して、1.3および5cmで9つの拡張グリーンオブジェクト（EGO）のサンプルを観察しました。。EGOに関連する連続発光（拡張された4.5umの発光から1秒以内）がすべてのフィールドで見つかります。これは通常、微弱（10^1-10^2uJyのオーダー）でコンパクト（0.3-0.5秒で未解決）です。36の合計検出から得られたスペクトルインデックスは、非熱的プロセス（検出の19％）と熱的フリーフリープロセス（イオン化ジェットとコンパクトHII領域、サンプルの78％など）の両方を含む、さまざまな物理プロセスと一致しています。、および暖かいほこり（1つのソース）。また、サンプルの100％でEGO関連の6.7GHzCH$_3$OHおよび22GHzH$_2$Oメーザー放出が見られ、約45％でNH$_3$（3,3）メーザーが見られます。ビーム感度が約5.6mJyのNH$_3$（6,6）メーザーは検出されません。イオン化ジェットからの熱放射と一致する、2つの物理スケールと3つの周波数での電波距離とボロメータの光度の間に統計的に有意な相関が見られますが、サンプルの水メーザーと電波距離の光度の間に相関はありません。これらのデータから、EGOは複数の異なるセンチメートルの連続体生成プロセスを同時にホストする可能性が高いと結論付けます。さらに、約1000auの解像度では、G18.89$-$0.47を除くすべてのEGOに、メタノールメーザーグループの存在に基づいて1〜2個の大規模なソースが含まれていることがわかります。これは、これらが典型的な大規模なプロトクラスターであることを示唆する以前の作業と一致しています。YSOの1つから数個だけが巨大です。
活動銀河核の円盤における動的遭遇における対称性の破れ
| Title |
Symmetry_Breaking_in_Dynamical_Encounters_in_the_Disks_of_Active_Galactic_Nuclei |
| Authors |
Yihan_Wang,_Barry_McKernan,_Saavik_Ford,_Rosalba_Perna,_Nathan_W._C._Leigh_and_Mordecai-Mark_Mac_Low |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.03698 |
活動銀河核（AGN）ディスクは、ブラックホール連星（BBH）の合併の重要な場所である可能性があります。ここでは、高精度、高精度のコード{\ttSpaceHub}を使用した数値実験により、AGNディスクでの動的な遭遇における対称性の破れが、順行と逆行のBBHマージの非対称性につながる可能性があることを示します。硬化の非対称性の方向は、最初の2値の準主軸に依存します。したがって、AGNディスクからのBBHマージのLIGO-Virgo検出では、質量加重投影スピン$\chi_{\rmeff}$の非対称分布が予想されます。このチャネルはさらに、負の$\chi_{\rmeff}$BBH合併が大規模なバイナリで発生する可能性が最も高いことを予測しています。
スターフォール：「AGNをオンにする」での星の大雨
| Title |
Starfall:_A_heavy_rain_of_stars_in_'turning_on'_AGN |
| Authors |
B.McKernan,_K.E.S._Ford,_M._Cantiello,_M.J._Graham,_A.S._Jermyn,_N.W.C._Leigh,_T._Ryu,_D._Stern |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.03741 |
活動銀河核（AGN）が「オン」になると、一部の星は、逆行軌道上の超大質量ブラックホール（SMBH）の周りの降着円盤に埋め込まれることになります。そのような星は、短い時間スケールで強い逆風、空気力学的抗力、アブレーション、軌道進化を経験します。AGNの最初の$\sim0.1$〜Myrで軌道角運動量が失われると、内側の円盤とSMBHに大雨（「スターフォール」）が発生します。大きなAGN損失コーン（$\theta_{\rmAGN、lc}$）は、内部ディスクでのバイナリ散乱に起因し、潮汐破壊現象（TDE）を引き起こす可能性があります。スターフォールの兆候には、特に内側のディスクで、時間の経過とともに光度が上昇する光学/UVフレアが含まれます。SMBHの質量が$M_{\rmSMBH}\ge10^{8}M_{\odot}$の場合、フレアは突然切り捨てられ、星は飲み込まれます。$M_{\rmSMBH}<10^{8}M_{\odot}$であり、落下軌道が$\theta_{\rmAGN、lc}$内にある場合、フレアの後にTDEが続きます。AGN内部ディスクに対して順行または逆行します。逆行性AGNTDEは、面内エジェクタが内部ディスクと衝突し、AGNの状態が低くなるため、明るすぎて寿命が短くなります。プログレードAGNTDEは、内部ディスクガスに角運動量を追加するため、通常のTDEのように見えますが、その後にAGNハイ状態が続きます。このようなフレアシグニチャの検索は、AGNの「オン」、SMBH質量、およびディスクのプロパティと埋め込まれた母集団のモデルをテストします。
ピエールオージェ天文台からの最近の結果
ピエールオージェ天文台は、これまでに$10^5〜{\rmkm}^2$sryrの露出を達成し、空の約85％を探索しています。この講演では、宇宙線スペクトルの特徴の詳細な測定、大規模および中規模の角度スケールでの宇宙線到達方向の異方性の研究、推定された質量組成など、最近の結果のいくつかを確認します。マルチメッセンジャー検索。
真空中で回転する回転楕円体の磁気星
ニュートンの理論における重力引力の等方性のために、重力は星をほぼ球形になるように形作ります。ただし、いくつかのメカニズムは、たとえば、遠心力、磁力、または異方性状態方程式を生成する回転など、この等方性を破ります。したがって、恒星の表面は、これらの異方性摂動の強さに応じて、球からわずかにまたは大幅にずれます。この論文では、偏平または扁長の性質の回転楕円体星によって生成される電磁場の解析的および数値的解を計算します。この研究は、回転または強い磁場によって強い変形が生じ、極域キャップの熱X線放射の間接的な観測特性につながるミリ秒パルサーに特に関係があります。まず、恒星境界条件に適合した扁球および扁球の球形座標を使用して、真空中の時間調和マクスウェル方程式を解きます。ソリューションは、一連の放射状および角度の球面波動関数で拡張されます。磁気双極子放射に特に重点が置かれています。次に、回転楕円体座標で時間依存のマクスウェル方程式を数値積分することにより、近似解を計算します。完全な球と比較したスピンダウン光度補正は、$（a/r_L）^2$および$（a/R）^2$を含む項によって与えられる主要な順序であることを示します。ここで、$a$は恒星の扁平率または扁平率です。、$R$は最小の星の半径、$r_L$は光の円柱の半径です。電磁界の対応する摂動は、表面の近くでのみ知覚可能であり、極冠の縁を変形させます。遠距離$r\gga$では、解は漸近的に回転双極子の完全な球形の場合になります。
一連の硬いBLLacオブジェクトのTeV放出の予測
| Title |
Predictions_of_TeV_emission_for_a_set_of_hard_BL_Lac_objects |
| Authors |
Simona_Paiano,_Aldo_Treves,_Alberto_Franceschini,_Renato_Falomo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.04051 |
フェルミガンマ線スペクトルが硬く、赤方偏移またはその下限が以前の研究によって決定された55個のBLLacオブジェクトに分析の焦点を合わせます。4FGLカタログによって与えられたスペクトルフィットをVHEバンド（>0.1TeV）に外挿します。これは、大気中のチェレンコフ望遠鏡を画像化することで調べることができます。さらに、赤方偏移に強く依存する銀河系外の背景光による吸収を考慮に入れています。最後に、現在稼働中または建設中のイメージング大気チェレンコフ望遠鏡アレイの選択について、公開されている感度曲線と結果を比較します。私たちの外挿とシミュレーションから、次のチェレンコフ望遠鏡アレイ天文台での観測のための有望な候補が多数見つかります。
4FGL非関連ソースへのカウンターパートの多波長スペクトル分析とニューラルネットワーク分類
| Title |
Multiwavelength_Spectral_Analysis_and_Neural_Network_Classification_of_Counterparts_to_4FGL_Unassociated_Sources |
| Authors |
Stephen_Kerby,_Amanpreet_Kaur,_Abraham_D._Falcone,_Ryan_Eskenasy,_Fredric_Hancock,_Michael_C._Stroh,_Elizabeth_C._Ferrara,_Paul_S._Ray,_Jamie_A._Kennea,_and_Eric_Grove |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.04100 |
フェルミ-LATに関連付けられていない線源は、空で最も謎めいたガンマ線源のいくつかを表しています。Swift-XRTおよび-UVOT望遠鏡での観測により、関連のない光源の不確実な楕円の中に、数百の可能性のあるX線およびUV/光学の対応物が特定されました。この作業では、4FGLの関連付けられていないターゲットに対応する205の可能なX線/UV/光学のスペクトルフィッティング結果を示します。関連付けられていないソースに主にパルサーとブレーザーが含まれていると仮定して、ガンマ線、X線、およびUV/光学スペクトルパラメーターを適用して、関連付けられていないスペクトルをパルサーとブレーザーに記述的に分類するニューラルネットワーク分類子アプローチを開発します。単一のX線/UV/光学対応物を備えた174個のフェルミ光源の主要なサンプルから、132個のP_bzr>0.99の可能性のあるブレーザーと、14個のP_bzr<0.01の可能性のあるパルサーを示し、28個はあいまいなままです。関連付けられていないソースのこれらのサブセットは、ガンマ線パルサーとブレーザーのカタログへの体系的な拡張を示唆しています。以前の分類アプローチと比較して、ニューラルネットワーク分類器は大幅に高い検証精度を達成し、より分岐したP_bzr値を返します。これは、多波長分析がフェルミの関連のないソースを確実に分類するための貴重なツールであることを示唆しています。
ヒステリシス効果とフォールバックを伴う中性子星の磁気回転進化
| Title |
Magneto-rotational_evolution_of_neutron_stars_with_hysteresis_effect_and_fallback |
| Authors |
A._D._Khokhriakova,_S._B._Popov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.04152 |
近年、超新星残骸のX線連星系に降着する中性子星（NS）が発見されました。それらの年齢（$\lesssim10^5$年）は、前のエジェクターおよびプロペラ段階の予想期間よりもはるかに短いため、NSの標準的な磁気回転進化のパズルです。このようなシステムを説明するために、エジェクターステージとプロペラステージの間の直接/後方遷移におけるフォールバック降着と非対称性を伴うNSの回転進化を検討します。初期周期と磁場の特定の値では、若い中性子星はその進化の間にエジェクター段階に入らないかもしれないことが示されています。
eROSITAバブルを含む星間シェルおよびスーパーシェルにおける時間依存のレイリーテイラー不安定性
| Title |
The_time-dependent_Rayleigh-Taylor_instability_in_interstellar_shells_and_supershells,_including_the_eROSITA_bubbles |
| Authors |
Michael_Mathias_Schulreich_and_Dieter_Breitschwerdt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.04166 |
レイリー・テイラー（RT）不安定性は、効果的な重力加速度を受ける逆密度成層流体の物理学に遍在しています。天体物理学では、周囲媒体の急な成層は、時間に強く依存するRTの不安定性のために、バブルシェルをより速く断片化し、古典的な定重力モデルを失敗させる可能性があります。一定、指数、べき乗則の加速の場合の時間依存の不安定性基準を分析的に導き出し、高解像度の数値シミュレーションを通じてそれらを検証します。私たちの結果は、（1）線形段階でも指数関数的成長に反対する項があり、（2）非線形成長は、フェルミとフォンノイマンによって発見された解に漸近的に近づき、（3）相互貫入スパイクと気泡が有意な混合を促進することを示しています、インターフェイスのフラクタル次元が1.6に近づき、数値拡散によってのみ制限されます。（4）混合を研究するためのパッシブスカラーの確率密度関数（PDF）は、べき乗則と指数関数的加速のピークがますます鋭くなります。恒星風バブル、若い超新星残骸（SNR）、およびスーパーバブル（SB）にソリューションを適用すると、RT不安定性の成長率は、べき乗則成層媒体内の風吹きバブルのシェルで一般的に高いことがわかります。べき乗則が上昇する恒星の機械的輝度、CasAのようなSNRよりもTychoのようなもの、対称のSBよりも片側のもの。最近観察されたeROSITA気泡は、滑らかなリム表面を示しており、外殻がRT不安定性の影響を受けていないことを示しています。したがって、気泡の動的進化は、現在の年齢を大幅に上回る最大最終年齢を示唆しており、これは約20Myrと推定されます。
Gmunuの拡張：楕円洗浄を伴う千鳥メッシュ拘束輸送に基づく一般相対論的抵抗性電磁流体力学
| Title |
An_extension_of_Gmunu:_General-relativistic_resistive_magnetohydrodynamics_based_on_staggered-meshed_constrained_transport_with_elliptic_cleaning |
| Authors |
Patrick_Chi-Kit_Cheong,_Anson_Ka_Long_Yip_and_Tjonnie_Guang_Feng_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.03732 |
一般相対論的抵抗性電磁流体力学ソルバーの実装と、一般相対論的マルチグリッド数値（Gmunu）コードで採用されている3つの発散のない処理アプローチを紹介します。特に、暗黙的-明示的ルンゲクッタ法は、抵抗率が小さい場合の進化方程式の厳密な項を処理するために使用されます。3つの発散のない処理方法は次のとおりです。（i）一般化ラグランジュ乗数（GLM）による双曲線発散クリーニング。（ii）千鳥メッシュ拘束輸送（CT）スキーム、および（iii）セル中心および面中心（千鳥グリッド）磁場の両方に適用可能なマルチグリッド（MG）ソルバーによる楕円形のクリーニング。実装は、特殊相対論的ケースから一般相対論的ケースまで、いくつかの数値ベンチマークでテストされています。コードが非常に広範囲の抵抗率を確実に回復できることを示します。また、磁化された中性子星のモデリングにおけるアプリケーションを説明し、さまざまな発散のない処理が星の進化にどのように影響するかを比較します。さらに、スタッガードメッシュ拘束輸送スキームの場合の磁場の発散のない状態の維持は、楕円形のクリーニングを適用することによって大幅に改善できることを示します。
天文学的なアプリケーションのための30GHzモード間隔のエルビウムドープファイバベースの広い可視範囲周波数コム
| Title |
Erbium-doped-fiber-based_broad_visible_range_frequency_comb_with_a_30_GHz_mode_spacing_for_astronomical_applications |
| Authors |
Keisuke_Nakamura_and_Ken_Kashiwagi_and_Sho_Okubo_and_Hajime_Inaba |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.03823 |
光周波数コムは、天体の視線速度測定の精度を向上させる可能性があり、太陽系外惑星探査などの分野でブレークスルーをもたらします。これらの目的のために、コームは、可視波長領域で広いスペクトル範囲、高分散分光器で解決できる広いモード間隔、および遠隔地でも長期間動作するのに十分な堅牢性を備えている必要があります。堅牢なエルビウムドープファイバーベースのフェムト秒レーザー、モードフィルタリングと新しく設計された光共振器を組み合わせることにより、30GHzのモード間隔、可視領域で62％の利用可能な波長範囲、40dBのスペクトルコントラストを備えたコームシステムを実現しました。チャープされた周期的にポーリングされたLiNbO3リッジ導波路を使用した広帯域可視範囲コーム生成。システムの耐久性と信頼性も、ほぼすべての偏光維持光ファイバーの使用による安定したスペクトル、適度な光パワー、および波長安定化レーザーで得られる優れた周波数再現性のために有望です。
HETDEX計装：ホビー・エバリー望遠鏡の広視野アップグレードとウイルス
| Title |
The_HETDEX_Instrumentation:_Hobby-Eberly_Telescope_Wide_Field_Upgrade_and_VIRUS |
| Authors |
Gary_J._Hill,_Hanshin_Lee,_Phillip_J._MacQueen,_Andreas_Kelz,_Niv_Drory,_Brian_L._Vattiat,_John_M._Good,_Jason_Ramsey,_Herman_Kriel,_Trent_Peterson,_D._L._DePoy,_Karl_Gebhardt,_J._L._Marshall,_Sarah_E._Tuttle,_Svend_M._Bauer,_Taylor_S._Chonis,_Maximilian_H._Fabricius,_Cynthia_Froning,_Marco_Haeuser,_Briana_L._Indahl,_Thomas_Jahn,_Martin_Landriau,_Ron_Leck,_Francesco_Montesano,_Travis_Prochaska,_Jan_M._Snigula,_Gregory_R._Zeimann,_Randy_Bryant,_George_Damm,_J._R._Fowler,_Steven_Janowiecki,_Jerry_Martin,_Emily_Mrozinski,_Stephen_Odewahn,_Sergey_Rostopchin,_Matthew_Shetrone,_Renny_Spencer,_Erin_Mentuch_Cooper,_Taft_Armandroff,_Ralf_Bender,_Gavin_Dalton,_Ulrich_Hopp,_Eiichiro_Komatsu,_David_L._Lambert,_Harald_Nicklas,_Lawrence_W._Ramsey,_Martin_M._Roth,_Donald_P._Schneider,_Chris_Sneden_and_Matthias_Steinmetz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.03843 |
ホビー・エバリー望遠鏡（HET）ダークエネルギー実験（HETDEX）は、540平方度の空のブラインド広視野低解像度分光調査を実施して、赤方偏移範囲1.9<z<3.5。究極の目標は、この時代の宇宙の膨張率を測定し、宇宙論的パラメーター、したがって暗黒エネルギーの性質を鋭く制約することです。HETの主要な複数年にわたるワイドフィールドアップグレード（WFU）は、2016年に完了しました。これにより、光学補正装置、トラッカー、プライムフォーカス機器パッケージを交換することにより、視野が直径22分角に、瞳孔が10メートルに大幅に拡大されました。新しい望遠鏡制御システムを開発することによって。新しい広視野HETは、新しい低解像度面分光器（LRS2）であるVisibleIntegral-fieldReplicableUnitSpectrograph（VIRUS）と、高精度の近赤外線視線速度であるHabitableZonePlanetFinder（HPF）に給電します。分光器。VIRUSは、アップグレードされたHETの焦点に配置された78個の面分光器のほぼ35,000本のファイバーによって供給される156個の同一の分光器で構成されています。VIRUSは、3500〜5500オングストロームのバンドパスで動作し、分解能はR〜800です。VIRUSは、非常に広い空の領域の分光学的調査を実現するために、光学天文学の計装に適用された大規模複製の最初の例です。このホワイトペーパーでは、HETDEXの科学要件から流された、HETWFUとVIRUSの技術的な詳細を、この主要な望遠鏡のアップグレードとHETDEXの革新的な計装スイートの試運転の経験とともに紹介します。
Athenaシリコンポアオプティクスサンプルからのかすめ入射でのソフトプロトンの散乱効率測定
| Title |
Scattering_efficiencies_measurements_of_soft_protons_at_grazing_incidence_from_an_Athena_Silicon_Pore_Optics_sample |
| Authors |
R._Amato,_S._Diebold,_A._Guzman,_E._Perinati,_C._Tenzer,_A._Santangelo,_T._Mineo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.04122 |
軟陽子は、かすめ入射光学系を使用するX線ミッションにとって潜在的な脅威です。検出器に焦点を合わせると、バックグラウンドの増加に寄与し、放射線による損傷を引き起こす可能性があるためです。これらの望ましくない影響の評価は、その広い収集領域のために、将来のESAX線ミッションAthenaに特に関連しています。最終的にミッションの科学的目標のいくつかを損なう可能性のある機器の性能の低下を防ぐために、アドホック磁気ダイバータの採用が想定されています。専用の実験室測定は、陽子前方散乱のメカニズムを理解し、既存の物理モデルのアテナケースへの適用を検証し、ダイバータの設計をサポートするための基本です。この論文では、EXACRADプロジェクトの枠組みで実施された、シリコンポアオプティクスサンプルへのかすめ入射で衝突するソフトプロトンの散乱効率測定について報告します。測定は、2つの異なるエネルギー（約470keVと約170keV）、および0.6度から1.2度の間の4つの異なる散乱角で行われました。結果は、eROSITAミラーサンプルで実施された以前の測定と概ね一致しており、予想通り、散乱効率のピークは鏡面反射の角度の周りに見られます。
脈動駆動MRI決定ディスクの3DMHDシミュレーション
等温、3D電磁流体力学（MHD）および流体力学シミュレーションを使用して、Be星ディスク形成のための脈動駆動軌道質量放出メカニズムを調査します。非放射状の脈動は、ガスをドメインに供給する内部境界条件として、臨界の95\％で回転する星に追加されます。MHDでは、星内の初期磁場は弱いです。流体力学シミュレーションでは、角運動量の輸送が制限されているため、小さな半径で回転支持されたディスクに質量が蓄積され、その後スターにフォールバックするサイクルが繰り返されます。逆に、MHDシミュレーションは、乱流磁場とコヒーレント磁場の両方によって提供される効率的な（Maxwell$\alpha_{\rmM}$$\sim$0.04）角運動量輸送を備えています。磁気回転不安定性によって駆動されるゆっくりと減少するミッドプレーンと、グローバルな磁気トルクによって駆動されるディスクの表面上の超音速風。ミッドプレーン付近の角度と時間平均の特性は、ガスが亜音速の薄いディスクから臨界点で超音速の球形風に遷移する、修正された$\tilde\alpha=0.5$を使用した1D粘性デクリションディスクモデルとかなりよく一致します。点。ただし、1Dモデルでは、シミュレーションで見られる多相の減少/角度構造をキャプチャできません。私たちの結果は、少なくとも特定の条件下では、急速に回転し、弱く磁化された星の表面の非放射状の脈動が、ミッドプレーン。Be星円盤の将来のモデリングでは、そのような地表風の存在の可能性を考慮する必要があります。
初期型恒星ダイナモの磁気考古学
初期型の星は磁場強度の二峰性分布を示し、非常に強い磁場（$\gtrsim1\、\mathrm{kG}$）と非常に弱い磁場（$\lesssim10\、\mathrm{G}）を示すものもあります。$）。最近、我々はこれが地下対流層による化石場の処理または欠如を反映していることを提案した。化石場が弱い星は、これらを表面でさらに弱いダイナモ生成場に処理しますが、化石場が強い星では、磁気が対流を抑制し、化石場をそのまま維持します。ここで、この理論を拡張し、地表近くの磁場の進化に関与する時間スケールを調査します。質量損失は、磁場がそれらを介して拡散するよりも速く表面近くの領域をストリップすることがわかります。その結果、表面磁気の観測は、対流ダイナモの凍結した残骸を直接調査します。これは、磁場が非常に弱い星の磁気のゆっくりとした進化を説明しています。これらのダイナモ-\emph{生成}磁場は、ダイナモの磁場ではなく、質量損失の時間スケールで進化します。
低無線周波数で観測されたM矮星の集団
| Title |
The_population_of_M_dwarfs_observed_at_low_radio_frequencies |
| Authors |
J._R._Callingham,_H._K._Vedantham,_T._W._Shimwell,_B._J._S._Pope,_I._E._Davis,_P._N._Best,_M._J._Hardcastle,_H._J._A._Rottgering,_J._Sabater,_C._Tasse,_R._J._van_Weeren,_W._L._Williams,_P._Zarka,_F._de_Gasperin,_A._Drabent |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.03713 |
星からのコヒーレントな低周波（$\lesssim200$MHz）電波放射は、外側のコロナ、質量放出イベント、および宇宙天気の状態をエンコードします。電波を放射する恒星システムの以前の低周波検索は、一般的な集団を検出する感度に欠けていました。代わりに、異常に活動的な星の対象を絞った研究に主に焦点を合わせていました。ここでは、ブラインドフラックス制限低周波調査からの既知のM〜矮星に関連するコヒーレント電波放射の19の検出を提示します。私たちの検出は、コヒーレントな電波放射が赤色矮星の主系列全体に遍在していること、および電波の光度が既知の冠状および彩層活動指標とは無関係であることを示しています。プラズマ発光は、私たちのサンプルの最も色球的に活動的な星からの低周波放射を生成することができますが、最も静止しているソースからの電波放射の起源はまだ確認されていません。ガス巨大惑星に見られる磁気圏プロセスの大規模な類似物は、これらの静止星に関連する電波放射を駆動する可能性があります。このサンプルの中で最も回転の遅い星は、星と惑星の相互作用の特徴を検索するための候補システムです。
ESPRESSOによる高原星にもかかわらず$ ^ 6 $ Liの非検出
| Title |
Non-detection_of_$^6$Li_in_Spite_plateau_stars_with_ESPRESSO |
| Authors |
Ella~Xi~Wang,_Thomas~Nordlander,_Martin~Asplund,_Karin~Lind,_Yixiao~Zhou,_Henrique~Reggiani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.03822 |
にもかかわらず高原星での$^6$Liの検出は、2番目の宇宙論的リチウム問題として知られている標準的なビッグバン元素合成の予測と矛盾します。3つのSpite高原星（HD84937、HD140283、およびLP815-43）で同位体比$^6$Li/$^7$Liを測定します。3DNLTE放射伝達を使用し、これを超安定VLT/ESPRESSOスペクトログラフからの高解像度、高S/Nデータに初めて適用します。これらは、金属の少ない星の中でこれまでに取られた中で最高のスペクトルの1つです。$^6$Li/$^7$Liの測定値は他の物理的な恒星パラメータで縮退しているため、マルコフ連鎖モンテカルロ法を使用して、測定されたパラメータの確率分布を見つけます。分類学のテストとして、3つの異なるフィッティング方法も使用します。3つの星のいずれにも$^6$Liは検出されず、異なる方法間で一貫した結果が得られます。HD84937、HD140283、LP815-43の場合、2$\sigma$の上限は$^6$Li/$^7$Liでそれぞれ0.7％、0.6％、1.7％と推定されます。私たちの結果は、にもかかわらず高原の星に$^6$Liの証拠がないため、2番目の宇宙論的リチウム問題がないことを示しています。
プレアデス星団と太陽を取り巻く800万立方パーセクのボリュームを検索して、ガイアEDR3データセット内のプレアデス星団の現在と過去の両方のメンバーを特定します。現在のクラスターメンバーは約1,300人、以前のクラスター候補は289人です。これらの候補の多くは、私たちの観点からはクラスターの前または後ろに位置しているため、以前はクラスターメンバーと見なされていましたが、視差により、現在はクラスターの中心から10個以上離れています。過去100Myrの間に、クラスターは2つの巨大な白色矮星と$\alpha^2$CanumVenaticorumタイプの変光星41タウを含めて、その質量の20パーセントを失ったと推定しています。クラスターに関連する3つの白色矮星はすべて巨大で（$1.01-1.06〜\textrm{M}_\odot$）、主系列の質量が約6太陽質量の前駆細胞を持っています。巨星を星団と関連付けることはしませんでしたが、最古の白色矮星である60〜Myrの冷却時間は、星団の年齢にしっかりとした下限を与えています。
YYHyaとその星間環境
| Title |
YY_Hya_and_its_interstellar_environment |
| Authors |
Stefan_Kimeswenger_(1_and_2),_John_R._Thorstensen_(3),_Robert_A._Fesen_(3),_Marcel_Drechsler_(4),_Xavier_Strottner_(5),_Maicon_Germiniani_(6),_Thomas_Steindl_(1),_Norbert_Przybilla_(1),_Kathryn_E._Weil_(7)_and_Justin_Rupert_(8)_((1)_Univ._Innsbruck_/_Austria,_(2)_UCN_Antofagasta_/_Chile,_(3)_Dep._of_Physics_and_Astronomy_Dartmouth_/_USA,_(4)_Sternwarte_Baerenstein_/_Germany,_(5)_Montfraze_/_France,_(6)_Serra_Alta_/_Brazil,_(7)_Purdue_Univ._/_USA,_(8)_MDM_Observatory_/_USA_) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.03935 |
これまで知られていなかった銀河輝線星雲の探索中に、周期変数YYHyaを中心とする直径36フィートのかすかなHα輝線星雲を発見しました。この星はRR-Lyr変数として分類されていますが、そのような分類は、約450pcの一貫性のないガイア距離です。GALEXの画像データは、YYHyaが強いUV過剰を持っていることも示しており、ホットでコンパクトな連星コンパニオンの存在を示唆しています。発見画像データに加えて、MDM天文台でCHILESCOPE時系列分光法を用いてこの地域の画像を取得しました。また、さまざまな宇宙ミッションのデータを使用して、正確な公転周期とSEDを導き出しました。YYHyaは、熱いWDコンパニオンによって強く照射されるK型矮星を含むコンパクトな連星であることがわかります。完全に正弦波の光学的光度曲線の最大光の間にのみ見える輝線のスペクトル特性は、BEUMa変数ファミリーのメンバーによく似た特徴を示しています。これらは、共通外層の激変星前の変数です。しかし、ここのコンパニオンスターは他のグループメンバーに見られるよりも大きく、白色矮星の祖先は3から4Moのスターだったに違いありません。星雲は、1Mo程度の質量で、500000年の年齢を持つ、放出された共通外層の殻のようです。これにより、これまでに知られているそのようなシェルの中で最大のものになります。YYHyaの北東と南西に約45フィートの隣接する星雲の整列は、システムが強い双極流出を持っていたことを示唆しています。古代中国の記録でも報告されている1065BPの「ゲスト出演者」に関連しているのではないかと簡単に推測します。
新しい粒状セグメンテーションアルゴリズムによる太陽光球顆粒のサイズと動的運動の調査
| Title |
Investigations_of_Sizes_and_Dynamical_Motions_of_Solar_Photospheric_Granules_by_a_Novel_Granular_Segmenting_Algorithm |
| Authors |
Liu_Yanxiao,_Jiang_Chaowei,_Yuan_Ding,_Zuo_Pingbing,_Wang_Yi_and_Cao_Wenda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.03951 |
太陽光球で観測された粒子は対流と乱流であると考えられていますが、粒子の動的過程の物理的画像は不明なままです。ここでは、1メートルの新真空太陽望遠鏡（NVST）と1.6メートルのグード太陽望遠鏡（GST）によって得られたデータに基づいて、全長スケールの粒状の動的運動の調査を行いました。小さなかすかな顆粒と大きな明るい顆粒の両方を検出できる新しい顆粒セグメンテーション法を開発しました。多数の顆粒が検出され、265kmと1420kmの2つの臨界サイズが、顆粒を3つの長さの範囲に分離していることがわかりました。サイズが1420kmを超える顆粒は、ガウス分布に従い、平坦度関数で「平坦」を示します。これは、それらが断続的ではなく、したがって対流運動によって支配されていることを示しています。サイズが265〜1420kmの小さな顆粒は、べき乗則関数とガウス関数の組み合わせによって適合され、平坦度関数に非線形性を示します。これは、それらが対流と乱流の混合運動にあることを示しています。サイズが265km未満のミニグラニュールは、べき乗則の分布に従い、平坦度関数の線形性を示します。これは、それらが断続的で強く乱流であることを示しています。これらの結果は、カスケードプロセスが発生することを示唆しています。大きな粒子は対流不安定性のために崩壊し、エネルギーを小さな粒子に輸送します。次に、乱流が誘発されて成長し、対流と競合し、さらに小さな顆粒が連続的に分裂します。最終的には、さらに小さなスケールの運動が乱流が支配的な体制に入ります。
連星系で剥ぎ取られた大質量星の宇宙カーボンフットプリント
生命の基本的な構成要素である炭素の宇宙起源はまだ不明です。大部分が連星と相互作用する場合でも、大質量星の収量予測は、ほとんどが単一星モデルに基づいています。MESA恒星進化コードを使用して、太陽の金属量で単一およびバイナリストリップ星の風と超新星に放出された炭素を予測します。バイナリストリップされた星は、炭素の生成に2倍の効率があることがわかります（初期質量関数の傾きとブラックホール形成の選択に応じて、1.5〜2.6倍）。これは、前述のように、水素エンベロープを失った星の対流ヘリウムコアが後退するためであることを確認します。コアの収縮により、ヘリウム燃焼の初期段階で作成された最も外側の炭素に富む層が、より中央の燃焼領域から切り離されます。超新星の衝撃波が通過しても、同じ効果で炭素の破壊を防ぎます。収量は、特に炭素殻燃焼中の対流境界での混合の処理に敏感であり（最大40％の変動）、これを改善することが、より信頼性の高い収量予測の中心的な優先事項となるはずです。爆発の仮定の範囲全体で、歩留まりは堅牢です（変動は0.5％未満）。ブラックホール形成の仮定も重要であり、重力波検出によって現在探索されている恒星の墓地が、宇宙の炭素生成をよりよく理解するための手がかりを生み出す可能性があることを意味します。私たちの調査結果はまた、化学収率の予測においてバイナリストリップ星を説明することの重要性を強調し、バイナリ相互作用の他の生成物のさらなる研究を動機付けます。
太陽フレアにおける再結合ガイドフィールドの変動性
| Title |
Variability_of_the_Reconnection_Guide_Field_in_Solar_Flares |
| Authors |
Joel_T._Dahlin,_Spiro_K._Antiochos,_Jiong_Qiu,_C._Richard_DeVore |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.04132 |
太陽フレアは、磁気エネルギーのバルク運動への爆発的な変換、プラズマ加熱、および磁気リコネクションによる粒子加速の最もよく知られた例である可能性があります。すべてのフレアのエネルギー源は、極性反転線（PIL）の上のフィラメントチャネルの高度にせん断された磁場です。フレアの間、このせん断場はいわゆる再結合ガイド場（すなわち、非再接続成分）になり、粒子加速の効率を含む再接続の重要な特性を決定する上で主要な役割を果たすことが示されています。噴火フレア全体の磁気シア/ガイドフィールドの詳細な進化を明らかにする、新しい高解像度の3次元電磁流体力学シミュレーションを紹介します。磁気シアーは3つの異なるフェーズで進化します。シアーは最初にPILの周りの狭い領域に蓄積し、次に外側に拡大して薄い垂直電流シートを形成し、最後にフレア再結合によってせん断フレアループのアーケードと噴出フラックスに移動します。ロープ。せん断されたフレアループの観測からガイドフィールドがどのように推測されるかを示します。私たちの結果は、最初はガイドフィールドが再接続コンポーネントよりも約5倍大きいが、フレアの過程で1桁以上弱くなることを示しています。瞬時に、ガイドフィールドも3次元電流シートに沿って同様の範囲で空間的に変化します。フレア粒子加速の観測を理解するための結果の意味について説明します。
シンプレクティック法における力勾配演算子の調整
多くの力勾配明示的シンプレクティック積分アルゴリズムは、運動エネルギー$T（\mathbf{p}）=\のハミルトニアン$H=T（\mathbf{p}）+V（\mathbf{q}）$用に設計されています。既存の参照のmathbf{p}^2/2$。力勾配演算子が新しい演算子として適切に調整されている場合でも、ハミルトニアン問題のクラスに適しています$H=K（\mathbf{p}、\mathbf{q}）+V（\mathbf{q}）$with\emph{integrable}パート$K（\mathbf{p}、\mathbf{q}）=\sum_{i=1}^{n}\sum_{j=1}^{n}a_{ij}p_ip_j+\sum_{i=1}^{n}b_ip_i$、ここで$a_{ij}=a_{ij}（\textbf{q}）$および$b_i=b_i（\textbf{q}）$はの関数です$\textbf{q}$を調整します。新しく調整された演算子は、力勾配演算子ではありませんが、潜在的な$V$に関連付けられた運動量バージョン演算子に似ています。新しく拡張された（または調整された）アルゴリズムは、元のハミルトニアンのソルバーではなく、わずかに変更されたハミルトニアンのソルバーです。それらは、時間の可逆性と時間の対称性を備えた明示的なシンプレクティック積分器です。数値テストは、新しい演算子のない標準的なシンプレクティック積分器は、計算の精度と効率において、新しい演算子を使用した対応する拡張メソッドよりも一般的に劣っていることを示しています。最適化されたメソッドは、対応する最適化されていないメソッドよりも精度が高くなります。テストされたシンプレクティックメソッドの中で、Omelyan、Mryglod、Folkの2つの拡張された最適化された7ステージ4次メソッドは、最高の数値パフォーマンスを示します。その結果、2つの最適化されたアルゴリズムの1つを使用して、修正されたH\'{e}非ハイルシステムとばね振り子の軌道力学特性を研究します。これらの拡張積分器は、回転銀河の自己無撞着モデルの渦巻構造や銀河の渦巻腕など、ハミルトン閉路問題への統合を可能にします。
輝くALPダークラディエーション
ストリングシナリオは通常、アクシオン様粒子（ALP）を予測するだけでなく、インフラトンの崩壊またはより一般的な弾性率から発生するかなりの量のALPダークラディエーションも予測します。この論文では、そのような非熱的に生成された相対論的（しかし大規模な）ALPの光子への崩壊を研究します。ALPが十分にエネルギーが高い場合、$\DeltaN_{\rmeff}\gtrsim{\calO}（0.001）$に寄与し、質量$m_a\gtrsim$MeVを持つ場合、X-の観測を使用して、そして、$\gamma$線、CMBおよびBBN、ALP-光子結合の非常に小さな値をプローブできます。これは、ストリング（またはプランク）スケールでのこの結合の起源に対応します。
| Title |
The_physicist_Enrique_Loedel_Palumbo_in_the_Montevideo-Buenos_Aires-La_Plata_scientific_corridor:_1920-1930 |
| Authors |
Alejandro_Gangui,_Eduardo_L._Ortiz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.03799 |
この論文では、19世紀の終わりに向けたモンテビデオのリベラルで進歩的な雰囲気と、その中で、若い科学生のエンリケ・レーデル・パルンボの軌跡について考察します。アルゼンチンでの彼の活動のいくつかについて説明します。そこで彼は、ラプラタ国立大学の新しい設備の整った物理学研究所で物理学を学び、後に主役になりました。LoedelPalumboは当初、磁気的、電気的、光学的特性に基づいて複雑な分子の構造に取り組みました。その後、1925年にアインシュタインがアルゼンチンを訪れたとき、彼はアイデアを交換する機会があり、それがドイツの主要な科学雑誌のいくつかに相対性理論に関する一連の論文の最初の出版につながりました。LoedelPalumboは、養子縁組国の知的生活と完全に統合し、当時のアルゼンチンのトップの物理学者および科学哲学者の1人になりました。彼は、20世紀前半のウルグアイとアルゼンチンの知的生活の深い絡み合いの貴重な例です。彼のアルゼンチンの同僚のように、彼はまた、複雑な歴史的時代を生きることの結果を経験しました。
SO（10）最小限の暗黒物質とカラーオクテットスカラーによる大統一
| Title |
SO(10)_Grand_Unification_with_Minimal_Dark_Matter_and_Color_Octet_Scalars |
| Authors |
Gi-Chol_Cho,_Kana_Hayami,_Nobuchika_Okada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.03884 |
最小暗黒物質（MDM）シナリオは、標準模型（SM）を超える非常に単純な物理フレームワークであり、SMにDM候補を追加します。この論文では、ニュートリノ振動データに照らして動機付けられたフレームワークであるSO（10）大統一理論に対するシナリオの紫外完成を検討します。成功したSMゲージ結合の統合、プロトンの安定性、直接/間接のDM検出の制約、絶対的な電弱真空の安定性など、さまざまな現象論的制約を考慮して、最初にMDMシナリオの最小粒子含有量を低い値で特定しました。エネルギー。SM粒子含有量に加えて、MDMシナリオには、質量9.4TeVのSU（2）$_L$クインテットスカラーDMと、質量2TeVの3つの縮退カラーオクテットスカラーが含まれています。次に、最小粒子含有量をSO（10）表現に埋め込む方法を見つけました。この方法では、SO（10）対称性の破れの後の残りの$Z_2$対称性により、DM粒子の安定性が保証されます。大型ハドロン衝突型加速器でのカラーオクテットスカラーの生成断面積は、現在の実験限界よりも数桁低いことがわかります。
パラティーニ-ヒッグスインフレーションのUV完了について
メートル法とパラティーニ形式でヒッグスインフレーションのUV完了を調査します。これらのインフレモデルの摂動ユニタリー性のカットオフスケールは、観測と一致するようにプランクスケールよりもはるかに小さくなることが知られています。低いカットオフスケールがヒッグス場にまたがる場空間の曲率に起因することを期待して、湾曲した場空間をより高次元の平坦な空間に埋め込むことを検討し、この手順をメトリックヒッグスおよびパラティーニヒッグスシナリオに適用します。。このように導入された新しいフィールドは、フィールド空間を正常に平坦化し、メートル法のヒッグスインフレーションをUVで完了します。ただし、パラティーニ形式では、新しいフィールドはカットオフをプランクスケールまで引き上げることはできません。また、局所的な共形対称性の文脈で、パラティーニ形式における避けられない低いカットオフについても説明します。
$ f（T、B）$重力のブラックホール：正確で摂動された解
| Title |
Black_Holes_in_$f(T,B)$_Gravity:_Exact_and_Perturbed_Solutions |
| Authors |
Sebastian_Bahamonde,_Alexey_Golovnev,_Mar\'ia-Jos\'e_Guzm\'an,_Jackson_Levi_Said,_Christian_Pfeifer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.04087 |
重力理論の球対称解は、ブラックホールや星のようなコンパクトオブジェクトを記述するための1つの基本的な解のクラスを構築しました。さらに、それらは、回転するコンパクトオブジェクトを記述することができる、より現実的な軸対称解を探すための出発点として機能します。すべての観測上の制約を満たす球対称の解を持たない重力理論は、簡単に改ざんされます。この記事では、$f（T、B）$-重力における正確で摂動的な球対称解のクラスについて説明します。摂動解は、すでに文献で見つかっている解に追加されますが、正確な解はここで初めて提示されます。さらに、一般化されたビアンキアイデンティティのような一般的な方法と戦略を提示して、修正されたテレパラレル重力理論の球形解を見つけます。
電弱相転移前の乱流超磁場における重力波の生成
電弱相転移（EWPT）前の初期宇宙の対称相における乱流超磁場（HMF）における遺物重力波（GW）の生成を研究します。HMFのノイズは、磁気流体力学乱流のアナログによってモデル化されます。HMFの進化は、レプトンとヒッグス粒子の非ゼロ非対称性の存在下で、類似体のキラル磁気効果とアドラー異常を駆動します。$10\、\text{TeV}$からEWPTまでのGWのエネルギー密度の変化を追跡し、システムのパラメーターへの依存性を分析します。また、現在のGW検出器によって予測されたGWバックグラウンドを観測する可能性についても説明します。
一次相転移における気泡相関
トンネリング現象への確率論的アプローチとしきい値統計の両方を利用して、重要なバブルが一次相転移で相関し、基礎となるスカラー場の空間分布と比較してバイアスがかかる可能性があることを示す簡単な議論を提供します。ただし、これは、相転移の一般的なエネルギースケールが十分に高い場合にのみ発生します。この結果の考えられる影響について簡単に説明します。バブル衝突による原始ブラックホールの形成。
