宇宙クロノメーターのより良い理解に向けて：$ z \ sim0.7 $での$ H（z）$の新しい測定
| Title |
Towards_a_Better_Understanding_of_Cosmic_Chronometers:_A_new_measurement_of_$H(z)$_at_$z\sim0.7$ |
| Authors |
Nicola_Borghi,_Michele_Moresco_and_Andrea_Cimatti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.04304 |
この研究では、Borghietal。のLickインデックスの組み合わせから得られた恒星の年代を分析します。（2021）[arXiv：2106.14894]LEGA-C調査で選択された140個の巨大で受動的な銀河。推定年齢と赤方偏移の関係の中央値を使用して、宇宙論モデルを仮定せずに、宇宙クロノメーターアプローチで$H（z）$の新しい直接測定値を取得します。リックインデックスの組み合わせの選択、ビニング方法、想定される星の種族モデル、採用された星形成の歴史など、この分析に関係する主な分類学を徹底的に研究します。これらの影響は合計エラーバジェットに含まれ、$H（z=0.75）=98.8\pm33.6$km/s/Mpcが得られます。並行して、銀河のダウンサイジングの文脈で年齢と赤方偏移の関係を説明するために、宇宙論的モデルに基づいた単純なフレームワークも提案します。これにより、ハッブル定数$H_0$と銀河形成時間に関する制約を導き出すことができます。私たちの結果は、個々の受動銀河の星の種族の詳細な研究を宇宙の拡大の歴史の研究と結合することによって、宇宙クロノメーターのアプローチに新しい基本的な要素を追加し、今後の分光学的調査に照らしてその可能性を示しています。
非最小結合スカラー場を潜在的なコールドダークマター候補と見なします。これらのモデルは、最小結合スカラー場に基づく超軽量アクシオン（ULA）モデルの自然な拡張です。非最小結合場の場合、スカラー場のエネルギー密度は初期の放射として振る舞い、原始元素合成理論から結合定数$\xi\lesssim10$の限界をもたらします。断熱初期条件を伴う非最小結合場の一次摂動は、重力ポテンシャルを大規模に減衰させます。宇宙論的データを理論的物質パワースペクトルと比較すると、結合定数に次の制約が生じます：$\xi\lesssim0.01$。また、解析では等曲率モードも考慮します。非最小結合スカラー場の断熱初期条件と等曲率初期条件を組み合わせると、通常の断熱CDMパワースペクトルを取得できる可能性があると主張します。
ハッブル危機の解決のための遅い遷移対滑らかな$ H（z）$変形モデル
| Title |
Late-transition_vs_smooth_$H(z)$_deformation_models_for_the_resolution_of_the_Hubble_crisis |
| Authors |
George_Alestas,_David_Camarena,_Eleonora_Di_Valentino,_Lavrentios_Kazantzidis,_Valerio_Marra,_Savvas_Nesseris_and_Leandros_Perivolaropoulos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.04336 |
最近、ハッブルと成長の緊張に対する解決策として、低赤方偏移（$z_t<0.1$）での重力遷移が提案されました。このような遷移は、当然、$z_t$（後期$M$遷移-$LMT$）でのIa型超新星（SnIa）の絶対等級$M$の遷移につながり、場合によっては暗黒エネルギーの状態方程式パラメーター$w$になります。（後期$wM$遷移-$LwMT$）。ここでは、このクラスのモデルの宇宙論データへの適合度を、宇宙定数モデル（$\Lambda$CDM）およびいくつかの最も滑らかな$H（z）$変形モデル（$\Lambda$CDM）の対応する適合度と比較します。$w$CDM、CPL、PEDE）。また、赤池情報量基準とベイズ因子によるモデル選択も行っています。完全なCMB温度異方性スペクトルデータ、バリオン音響振動（BAO）データ、パンテオンSnIaデータ、Cepheidキャリブレータによって決定されたSnIa絶対マグニチュード$M$、およびローカルによって決定されたハッブル定数$H_0$の値を使用します。Cepheidsを使用して校正されたSnIa。滑らかな$H（z）$変形モデルは、次の理由で遷移モデルよりもパフォーマンスが悪いことがわかります。1）低$z$の幾何学的プローブ（BAOおよびSnIaデータ）への適合性が低い。2）それらは$z<0.01$でローカルCepheidキャリブレータで得られた値$M_c$と比較して低いSnIa絶対等級$M$の値を支持します。3）$\Omega_\mathrm{m、0}-\sigma_\mathrm{8,0}$の成長の緊張を悪化させる傾向があります。また、$wM$遷移モデル（$LwMT$）は、$w$が\lcdm値に固定されている純粋な$M$遷移モデル（$LMT$）よりも優れた宇宙データへの適合品質を提供しないこともわかりました。すべての赤方偏移で$w=-1$。$LMT$モデルは、ハッブル危機に対処する上で、スムーズな後期$H（z）$変形モデルよりも統計的に有意な利点があると結論付けています。
原始的な非ガウス性の強度マッピングプローブから侵入者を削除する
| Title |
Removing_Interlopers_From_Intensity_Mapping_Probes_Of_Primordial_Non-Gaussianity |
| Authors |
Chang_Chen,_Anthony_R._Pullen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.04460 |
線強度マッピング（LIM）は、銀河調査から得られるよりもはるかに大きなボリュームをマッピングできるため、原始的な非ガウス性（PNG）からのスケール依存バイアスの非常に正確な測定値を生成する可能性があります。$f_{NL}$によってパラメータ化されたPNGは、バイアスのスケール依存の補正につながり、したがって、ライン強度パワースペクトルの補正につながります。ただし、LIMは、これらのスケールでマップのパワースペクトルを変更する他の赤方偏移からの輝線のインターロッピングを含む、前景放射による汚染を経験し、$f_{NL}$の測定にバイアスをかける可能性があります。ここでは、インフレからの原始的な非ガウス性（PNG）の今後のライン強度マッピングプローブに対するライン侵入者の影響をモデル化します。例として、ターゲット赤方偏移$z_t=3.6$の$[\rmCII]$ラインを考慮してPNGをプローブします。重要な体系的な懸念は、ターゲット赤方偏移とは異なる赤方偏移にあるCOラインからの前景汚染です。侵入者の線は、PNG制約の大きなバイアスとエラーの増加につながる可能性があり、非標準のインフレモデルの誤検知につながる可能性があることがわかりました。相互相関手法がこの侵入者の汚染をどれだけうまく減らすことができるかをモデル化します。$f_{NL}$の不確実性は、ローカル形状と直交形状のPNGでそれぞれ2倍と6倍、7つの侵入者ラインを考慮するとローカル形状で5分の1に減少し、侵入者の影響をほぼ排除します。この作業は、ライン強度マップのクロスパワースペクトルとオートパワースペクトルを一緒に使用すると、非ガウス性を測定するときに侵入者の影響を取り除くことができる可能性があることを示しています。
銀河銀河の強いレンズ摂動：視線ハロー対レンズサブハロー
| Title |
Galaxy-galaxy_strong_lens_perturbations:_line-of-sight_haloes_versus_lens_subhaloes |
| Authors |
Qiuhan_He,_Ran_Li,_Carlos_S._Frenk,_James_Nightingale,_Shaun_Cole,_Nicola_C._Amorisco,_Richard_Massey,_Andrew_Robertson,_Amy_Etherington,_Aristeidis_Amvrosiadis,_Xiaoyue_Cao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.04512 |
銀河系-銀河系の強いレンズ観測では、レンズのサブハローと比較して、介在する視線ハローの数密度を再現します。これらの摂動因子は、検出可能な画像変動を生成する可能性があります。以前の研究では、視線の小さな質量の暗いハローの検出限界を、それが引き起こすレンズのたわみ角を、レンズ内のサブハローによって引き起こされるものと比較することによって計算しました。ただし、これにより、サブハローと視線ハローの観測結果の違いが単純化されすぎます。さらに、余分なサブハロとメインレンズの不確実な特性との間の縮退は考慮されていません。より現実世界の観測の分析と一致して、見通し内ハローを滑らかなモデルに追加することで再構成された画像に統計的に有意な改善が生じる場合にのみ、視線ハローを検出可能と見なします。以前の文献では、検出可能な見通し内摂動体の数密度が2倍も過大評価されていることがわかりました。典型的なレンズの形状と構成では、非常に深いイメージングはサブハロの2倍の視線摂動に敏感ですが、中程度の深さのイメージングはサブハロよりわずかに多い視線摂動に敏感です。
銀河とレンズの相互相関の測定に対するファイバー割り当ての影響の緩和
| Title |
Mitigating_the_impact_of_fiber_assignment_on_the_measurement_of_galaxy-lensing_cross_correlation |
| Authors |
Ryu_Makiya_and_Tomomi_Sunayama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.04883 |
銀河団の測定に対するファイバー割り当ての影響と、弱いレンズ効果場との相互相関を調べます。バリオン振動分光調査（BOSS）などの過去の分光銀河調査とは異なり、プライムフォーカス分光グラフ（PFS）やダークエネルギー分光機器（DESI）などの現在進行中の分光銀河調査は、より多くのターゲットがあるため、ファイバー割り当てアーティファクトにさらに深刻な影響を受けます。利用可能な繊維よりも銀河。以前の研究では、ファイバーの割り当てにより、すべてのスケールで銀河のパワースペクトルの振幅が抑制されることがわかりました。ファイバーの割り当てにより、さまざまな赤方偏移で構造の人為的な相関関係が導入され、銀河レンズのクロスパワースペクトルの振幅が抑制されることが新たにわかりました。観測された銀河を観測される確率でアップウェイトすることにより、クロスパワースペクトルに対するファイバー割り当ての影響を$\sim1\％$よりも高い精度ですべてのスケールで軽減できることを示します。これは、$k\gtrsim0.2$[$h$/Mpc]で完全に補正されていない銀河のパワースペクトルには当てはまりません。銀河レンズのクロスパワースペクトルは、観測される銀河のペアワイズ確率の影響を受けないため、すべてのスケールで個々の確率に基づく補正方法で十分であることがわかります。
球形崩壊からの$ f（R）$重力における非線形密度-速度ダイナミクス
| Title |
Non-linear_density-velocity_dynamics_in_$f(R)$_gravity_from_spherical_collapse |
| Authors |
Sharvari_Nadkarni-Ghosh_and_Sandip_Chowdhury |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.05121 |
非線形領域の代用として滑らかで補正された球形のシルクハットを使用して、$f（R）$重力における同時密度-速度の進化を調査します。実用的な例としてHu-Sawickiモデルを使用し、反復ハイブリッドラグランジュ-オイラースキームを使用して、連成連続性、オイラー方程式、アインシュタイン方程式を解きます。このスキームの新しい側面は、メートル法のポテンシャルがオイラーフレームで解析的に解かれることです。進化は、非常に早いエポックでGRに従うと想定され、事前に決定されたエポック$a_{switch}$で$f（R）$に切り替わります。$a_{switch}$の選択が早すぎると、周波数が振動するため、計算コストが高くなります。選択が遅すぎると、$\Lambda$CDMとの整合性が失われる可能性があります。$a_{switch}$を十分な情報に基づいて選択するために、バックグラウンドモデルの固有値分析を実行して、振動の大きさを大まかに推定します。この問題には2つの長さスケールがあります。シルクハットの幅と、修正に関連するスカラー場の共動コンプトン波長です。進化はそれらの比率$Q$によって決定されます。トップハットの幅を変えて、$Q>>1$（強い）、$Q\sim1$（中程度）、$Q<<1$（弱い）の3つのレジームを検討します。平滑化パラメーターの2つの値は、結果のプロファイル依存性をキャプチャするために考慮されます。$Q>>1$の場合、進化はスケールに依存せず、密度-速度発散関係（DVDR）は一意であり、そのためのフィッティング式を示します。$Q<<1$の場合、シルクハットの端の近くにスパイクが形成されることを除いて、進化はGRに非常に近くなります。これは、カメレオンメカニズムのコンテキストで以前の文献に記載されている機能です。メトリックの可能性の分析ソリューションの観点から、この機能を定性的に説明することができます。$Q\sim1$の場合、進化はプロファイルに大きく依存し、固有のDVDRは存在しません。
マルチバンドダーク標準サイレン検出を使用して、ハッブル定数を約1％の精度に制限します
| Title |
Constraining_the_Hubble_constant_to_a_precision_of_about_1%_using_multi-band_dark_standard_siren_detections |
| Authors |
Liang-Gui_Zhu,_Ling-Hua_Xie,_Yi-Ming_Hu,_Shuai_Liu,_En-Kun_Li,_Nicola_R._Napolitano,_Bai-Tian_Tang,_Jian-dong_Zhang,_Jianwei_Mei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.05224 |
恒星質量ブラックホール連星からの重力波信号は、宇宙論的推論を実行するための標準的なサイレンとして使用できます。このようなインスピレーションは、ミリヘルツ帯域から高周波帯域までの幅広い周波数帯域をカバーしているため、宇宙からの重力波検出器と地上からの重力波検出器の両方を観測できます。この作業では、ハッブル定数を暗い標準サイレンで制約する能力、または電磁対応物なしで重力波イベントを制約する能力について包括的な研究を行います。赤方偏移情報を取得するために、マルチバンド測光情報に従ってローカリゼーションエラーボックス内の銀河に重みを付け、それらをブラックホール連星の赤方偏移のプロキシとして使用します。TianQinは、10回の重力波イベントの検出を通じて、ハッブル定数を約30％の精度に制限することが期待されていることがわかりました。最も楽観的なケースでは、TianQinI+IIが想定されている場合、ハッブル定数を10％未満の精度に制限できます。TianQinとLISAのマルチ検出器ネットワークは、楽観的な場合にハッブル定数を5％以内の精度に制限することができます。TianQinとEinsteinTelescopeのマルチバンドネットワークは、ハッブル定数を1％に近い精度に制限できることを強調する価値があります。photo-zを使用してハッブル定数を推測することは可能であると結論付けます。これについては、P-Pプロットを通じて自己無撞着も示しています。一方、高品質の分光赤方偏移は、推定精度の向上に重要な役割を果たす可能性があります。
ウォームダークマターシナリオにおける再電離の時代
この論文では、さまざまな宇宙論的シナリオにおいて、再電離プロセスが初期の銀河形成によってどのように影響を受けるかを調査します。初期パワースペクトルが抑制された半解析モデルを使用して、熱ウォームダークマターとステライルニュートリノ宇宙論におけるUV光度関数を取得します。固定および可変光子エスケープフラクションモデル（$f_{esc}$）を利用して、銀河間物質のイオン化履歴を高温の恒星放出のみで遡ります。宇宙論ごとに、固定された$f_{esc}$の上限が見つかります。これにより、$z<6.7$でのプロセスの完了が保証されます。分析は、高zイオン化水素体積分率に関する2つの限界仮説を使用してテストされ、予測と観測結果が比較されます。
SDSSデータの異方性準規則構造の痕跡
この研究の目的は、中程度の宇宙論的赤方偏移$z\la0.5$で準周期的構造を検索することです。主に、赤方偏移が$0.16\leqz\leq0.47$の明るい赤銀河（LRG）のSDSSDR7データを使用します。最初に、空の個別の角度セクターを使用して、放射状（シェルのような）分布のパワースペクトルの特徴（ピーク）を分析し、各セクター内のパワースペクトルを計算します。その結果、合計144セクターのうち、6セクターで検出可能な大規模な異方性準周期構造の兆候が見られました。これらのセクターは、$0.05<k<0.07$〜h〜Mpc$^{-1}$の狭い間隔内の波数$k$でのラジアルパワースペクトルの支配的なピークの大きな振幅によって区別されます。次に、球面座標系からデカルト座標系に移ると、その上のLRG投影の全体的な分布に、有意な（$\ga$5$\sigma$）準周期成分が含まれるような特別な方向が見つかりました。特徴的なスケール$116\pm10$〜h$^{-1}$〜Mpcの準規則的構造の署名を扱っていると仮定します。私たちの仮定は、SDSSDR12データの予備分析によって確認されています。
マルチストリームインフレーションの格子シミュレーション
マルチストリームインフレーションの性質を調査するための最初の格子シミュレーションを提示します。シミュレーションは、マルチストリームインフレーションの物理的状況を確認し、パラメータ空間とフィールドの動作に新しい発見をもたらします。私たちのシミュレーションは、勾配エネルギーがマルチストリームインフレにおいて重要な役割を果たすことを示しています。シフトされたガウス障壁を持つ二重場ポテンシャルの場合、分岐確率は、誤差関数の関係を持つシフト距離によって制御されます。分岐によって作成された気泡は、分岐確率が低下するにつれて、より球形になる傾向があります。また、分岐は、気泡の外側よりも内側の電界値の振動を導入する可能性が高くなります。
セファイド距離梯子からの局所$ H_0 $に対する空間曲率感度
| Title |
Spatial_curvature_sensitivity_to_local_$H_0$_from_the_Cepheid_distance_ladder |
| Authors |
Ella_Zuckerman_and_Luis_A._Anchordoqui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.05346 |
過去数年にわたって、低赤方偏移と高赤方偏移の観測は、現在の膨張率$H_0$の測定に緊張を引き起こしました。謎に加えて、プランクミッションポイントからの観測データは、閉じた宇宙の$3.4\sigma$の証拠を示しており、宇宙論の$\Lambda$CDM一致モデルにさらに挑戦しています。最近、宇宙論モデルにおける空間的湾曲の影響を識別するために、直接観測試験が提案されました。このテストは、光度距離係数$\Delta\mu$の基本的な距離-フラックス-赤方偏移の関係に基づいています。このテストの結果を再検討し、宇宙論モデルを区別するために必要な$\Delta\mu$感度を達成することは、以前に考えられていたよりもはるかに困難であることを示しています。Cepheidの測定距離を使用して較正された超新星タイプIa（SNIa）データで武装し、$H_0$張力を改善し、$\Delta\muの$3\sigma$輪郭を示す典型的な空間的に非平坦なモデルにテストを適用します。これらのモデルによって予測された$は、$\Lambda$CDMに関して68\％CLSNIa残差と重複しています。これは、空間曲率が、ケフェイド距離梯子からのローカル$H_0$測定値に影響されないままであることを意味します。
| Title |
Priors_on_Lagrangian_bias_parameters_from_galaxy_formation_modelling |
| Authors |
Matteo_Zennaro,_Raul_E._Angulo,_Sergio_Contreras,_Marcos_Pellejero-Ib\'a\~nez,_Francisco_Maion |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.05408 |
ハイブリッドラグランジュバイアス拡張モデルのパラメーター間の関係を調べ、バイアスされた自動スペクトルとクロスパワースペクトルを$k_{\rmmax}=0.7\、h\、\mathrm{Mpc}^{-1}$までフィッティングします。$\sim8000$のハローと銀河のサンプルを検討します。ハローの質量、赤方偏移、銀河の数密度が異なり、銀河形成モデルのパラメーターが異なります。銀河のサンプルは、最先端の拡張サブハロ存在量マッチング技術によって取得され、星の質量と星形成率の両方の選択された銀河が含まれています。これらの合成銀河のサンプルはすべて、https：//bacco.dipc.org/galpk.htmlで公開されています。ハイブリッドラグランジアンバイアスモデルは、すべてのハローと銀河のサンプルに正確に適合していることがわかります。銀河バイアスパラメータ間の共進化関係は、ハローで得られたものとほぼ互換性がありますが、系統的なシフトとより大きな散乱を示しています。各サンプルのハロー占有とアセンブリバイアスへの依存の観点から、この違いの考えられる原因を調査します。この作業で表示されるバイアスパラメーターの関係は、ハイブリッドラグランジアンバイアス拡張モデルを使用する将来のベイズ分析の事前確率として使用できます。
ユークリッドの準備：XIX。測光銀河団に対する倍率の影響
| Title |
Euclid_preparation:_XIX._Impact_of_magnification_on_photometric_galaxy_clustering |
| Authors |
F._Lepori,_I._Tutusaus,_C._Viglione,_C._Bonvin,_S._Camera,_F.J._Castander,_R._Durrer,_P._Fosalba,_G._Jelic-Cizmek,_M._Kunz,_J._Adamek,_S._Casas,_M._Martinelli,_Z._Sakr,_D._Sapone,_A._Amara,_N._Auricchio,_C._Bodendorf,_D._Bonino,_E._Branchini,_M._Brescia,_J._Brinchmann,_V._Capobianco,_C._Carbone,_J._Carretero,_M._Castellano,_S._Cavuoti,_A._Cimatti,_R._Cledassou,_G._Congedo,_C.J._Conselice,_L._Conversi,_Y._Copin,_L._Corcione,_F._Courbin,_A._Da_Silva,_H._Degaudenzi,_M._Douspis,_F._Dubath,_X._Dupac,_S._Dusini,_A._Ealet,_S._Farrens,_S._Ferriol,_E._Franceschi,_M._Fumana,_B._Garilli,_W._Gillard,_B._Gillis,_C._Giocoli,_A._Grazian,_F._Grupp,_L._Guzzo,_S.V.H._Haugan,_W._Holmes,_F._Hormuth,_P._Hudelot,_K._Jahnke,_S._Kermiche,_A._Kiessling,_M._Kilbinger,_T._Kitching,_M._K\"ummel,_H._Kurki-Suonio,_S._Ligori,_et_al._(121_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.05435 |
銀河団の推定のためのレンズ倍率の重要性と、ユークリッドの測光サンプルのせん断との相互相関を調査します。更新された仕様を使用して、制約に対するレンズ倍率の影響と、この影響を無視した場合に予想される最適な宇宙論的パラメーターの推定のシフトを調査します。測光銀河団の分析と、測光銀河団と宇宙剪断の組み合わせについては、公式のユークリッドフィッシャーマトリックス予測の規定に従います。レンズ倍率の振幅を調整する光度関数の傾き（ローカルカウントの傾き）、および銀河の偏りは、ユークリッドフラッグシップシミュレーションから推定されています。倍率は、宇宙論的パラメーターの最適な推定と、測光サンプルの銀河団分析における制約の両方に大きく影響することがわかります。特に、分析に倍率を含めると、$\Omega_{\text{m}、0}、w_{0}、w_a$の1$\sigma$エラーが20〜35\％のレベルで減少します。さて、ローカルカウントスロープを独立して測定できるようになります。さらに、クラスタリング分析で倍率を無視すると、最適なパラメーターで最大1.6$\sigma$のシフトが発生することがわかります。銀河団の共同分析では、拡大を含む宇宙シアーと銀河-銀河レンズ効果は精度を改善しませんが、無視すると最大6$\sigma$のバイアスにつながります。したがって、この研究で検討されているすべてのモデルについて、正確なパラメーター推定のために、倍率を銀河団の分析とせん断信号との相互相関（$3\times2$pt分析）に含める必要があります。
降着するコンパニオンGQおおかみ座Bの原月円盤の特徴
| Title |
Characterizing_the_protolunar_disk_of_the_accreting_companion_GQ_Lupi_B |
| Authors |
Tomas_Stolker,_Sebastiaan_Y._Haffert,_Aurora_Y._Kesseli,_Rob_G._van_Holstein,_Yuhiko_Aoyama,_Jarle_Brinchmann,_Gabriele_Cugno,_Julien_H._Girard,_Gabriel-Dominique_Marleau,_Gabriele_Cugno,_Michael_R._Meyer,_Julien_Milli,_Sascha_P._Quanz,_Ignas_A._G._Snellen,_Kamen_O._Todorov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.04307 |
GQLupBは、ホスト星の星周円盤でらせん状の腕を駆動しているように見える、若くて降着している亜恒星の仲間です。4-5$\mu$mのVLT/NACOを使用したGQLupBの高コントラストイメージング観測とVLT/MUSEを使用した中解像度の面分光法を報告します。光学スペクトルはM9スペクトル型と一致しており、低重力大気の特性を示し、強いH$\alpha$放射を示します。$H-M'$の色は、同様のスペクトルタイプのフィールドドワーフよりも$\gtrsim$1等赤く、光から中赤外線の波長までのスペクトルエネルギー分布（SED）の詳細な分析により、$L'$の過剰放射が明らかになります。、NB4.05、および$M'$バンド。過剰フラックスは、$T_\mathrm{disk}\approx460$Kおよび$R_\mathrm{disk}\approx65\、R_\mathrm{J}$の黒体成分によって十分に説明され、連続放出を追跡することが期待されます。原始月円盤の小さな粒子から。コンパニオンの近くに起源が疑われるブロードバンドSEDから、$A_V\約2.3$magの絶滅を導き出します。また、15年間の位置天文測定を組み合わせて、星周円盤との相互傾斜を$84\pm9$degに制限します。これは、激動の動的進化または星のような形成経路を示しています。測定されたH$\alpha$フラックスと推定されたコンパニオン質量$M_\mathrm{p}\約30\、M_\mathrm{J}$から、降着率$\dot{M}\約10を導き出します。^{-6.5}\、M_\mathrm{J}\、\mathrm{yr}^{-1}$。おおかみ座GQループBがその形成の最終段階にある間、ディスクは小石の貯水池からの衛星の集合が中央の空洞を開いた過渡期にあると推測します。
居住可能なM-Earthsの未知の土地分布によって引き起こされる気候の不確実性
| Title |
Climate_uncertainties_caused_by_unknown_land_distribution_on_habitable_M-Earths |
| Authors |
Evelyn_Macdonald,_Adiv_Paradise,_Kristen_Menou_and_Christopher_Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.04310 |
惑星の表面状態は、その気候と居住性に大きな影響を与える可能性があります。この研究では、3D大循環モデルExoPlaSimを使用して、2つの極端で反対の大陸構成の下で、同期して回転する温帯の岩石惑星の昼間の土地被覆を体系的に変化させます。亜恒星点。私たちは、水蒸気と海氷を気候の競合する推進力として特定し、どちらかが支配する土地依存の体制を分離します。土地の量と構成によって、惑星の世界平均の表面温度が最大20K変化し、大気中の水蒸気含有量が数桁変化する可能性があることがわかりました。最も矛盾するモデルは、反対の大陸構成で部分的な昼間の土地被覆を持っています。トランジット分光法は、準惑星の大気の観測を許可するが、その表面は許可しない可能性があるため、これらの土地関連の気候差は、その大気組成がわかっている場合でも、特定の惑星の気候における限定的な不確実性を表す可能性があります。私たちの結果は、大気中のCO2濃度、恒星の温度、および星座の変動に対してロバストです。
塵円盤
塵円盤は、実際の惑星ではない惑星系の任意のコンポーネントを指すために使用できる包括的な用語です。太陽系では、これは小惑星とカイパーベルトの小惑星と彗星、および小惑星雲などのそれらに由来する塵とガスを指します。太陽系外惑星の塵円盤の構造を研究することは、基礎となる惑星系と惑星形成と原始惑星系円盤の進化のプロセスに独特の制約を提供します。塵円盤はまた、大気を剥ぎ取ったり揮発性物質を放出したりする可能性のある衝突イベントなど、惑星に影響を与えるプロセスに重要な影響を及ぼします。それらの存在または不在はまた、システム内の太陽系外惑星の検出可能性にプラスとマイナスの両方の結果をもたらします。ここでは、塵円盤が今後数年間で太陽系外惑星系の理解に貢献する最も重要な5つの方法について説明します。
ディスクの不安定性による巨大惑星形成のフラックス制限拡散近似モデルII。 4倍の空間分解能
| Title |
Flux-Limited_Diffusion_Approximation_Models_of_Giant_Planet_Formation_by_Disk_Instability._II._Quadrupled_Spatial_Resolution |
| Authors |
Alan_P._Boss |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.04373 |
衝突の蓄積は、岩石と氷の世界の形成メカニズムとしてほぼ普遍的に受け入れられていますが、ガス巨大惑星の形成に関する状況はより微妙です。衝突蓄積によって形成された固体コアによるガス降着は、一般的に好まれるメカニズムですが、観測は、ガスディスクの重力不安定性が少なくとも大規模または広軌道のガス巨大太陽系外惑星の形成を説明するかもしれないことをますます示唆しています。この論文は、ガスの熱力学の取り扱いが重要な要素である、ディスクの不安定性の3次元（3D）流体力学モデルを改良することを目的としたシリーズを続けています。Boss（2017、2019、2021）は、$\beta$冷却近似（Gammie2001）を使用して、初期質量が0.091$M_\odot$で4から20auまでの1$M_\odot$原始星の周りのディスクの3Dモデルを計算しました。。ここでは、ディスクガスの熱力学の優れた処理を提供するために、同じディスクの3Dフラックス制限拡散（FLD）近似モデルを採用しています。新しいモデルは、半径方向と方位角方向の両方の球面座標で、以前の3DFLDモデル（Boss2008、2012）と比較して4倍の空間解像度を持ち、これまでで最高の空間解像度3DFLDモデルをもたらします。新しいモデルは、そのようなディスクが収縮してガス巨大原始惑星を形成できる自己重力の高密度の塊を形成できるという仮説を引き続き支持し、FLDモデルが$\betaの$\beta$冷却モデルと同じ数の塊を生成することを示唆しています\sim$1から$\sim$10、Gammie（2001）によって提案された断片化の$\beta$=3の臨界値を含みます。
| Title |
The_Hubble_PanCET_program:_Transit_and_Eclipse_Spectroscopy_of_the_Hot_Jupiter_WASP-74b |
| Authors |
Guangwei_Fu,_Drake_Deming,_Erin_May,_Kevin_Stevenson,_David_Sing,_Joshua_Lothringer,_Hannah_Wakeford,_Nikolay_Nikolov,_Thomas_Evans,_Vincent_Bourrier,_Leonardo_Dos_Santos,_Munazza_Alam,_Gregory_Henry,_Antonio_Garcia_Munoz,_Mercedes_Lopez-Morales |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.04415 |
惑星は子供のようで、それぞれがユニークで特別です。それらの集合的な特性をよりよく理解するには、各惑星をより深く理解する必要があります。ここでは、ホットジュピターWASP-74bの通過スペクトルと日食スペクトルを、増え続ける太陽系外惑星大気スペクトルライブラリのデータセットに追加します。ハッブル宇宙望遠鏡（HST）とスピッツァー宇宙望遠鏡（\textit{Spitzer}）を使用した6回のトランジットと3回の日食で、WASP-74bの最も完全で正確な大気スペクトルを示します。以前の研究で報告されたTiO/VOまたはスーパーレイリー散乱の証拠は見つかりませんでした。トランジットは、赤外線に広がる強いレイリー散乱を伴う落ち着いた水の特徴を示しています。日食は、特徴のない黒体のようなWFC3/G141スペクトルと、スピッツァー3.6$\mum$バンドの弱いメタン吸収特徴を示しています。これらの結果を確認するには、将来のジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）の追跡観測が必要です。
小惑星偏向のための質量最適化重力トラクター
小惑星の周りのケプラー軌道のセグメント上を前後に移動する宇宙船を利用する小惑星偏向の方法は、宇宙船の初期総質量を最適化することを目的として研究されている。対応する最適化問題は、軌道セグメントのパラメーターが制御変数である離散非線形最適制御問題として定式化されます。仮想小惑星のたわみ問題は、動的計画法を使用して数値的に解かれ、宇宙船の単位質量あたりに達成されるたわみに関して、文学。
太陽系外惑星WASP-43bの軌道は本当に崩壊していますか？ TESSおよびMuSCAT2の観測により、検出されないことが確認されました
| Title |
Is_the_orbit_of_the_exoplanet_WASP-43b_really_decaying?_TESS_and_MuSCAT2_observations_confirm_no_detection |
| Authors |
Z._Garai,_T._Pribulla,_H._Parviainen,_E._Pall\'e,_A._Claret,_L._Szigeti,_V._J._S._B\'ejar,_N._Casasayas-Barris,_N._Crouzet,_A._Fukui,_G._Chen,_K._Kawauchi,_P._Klagyivik,_S._Kurita,_N._Kusakabe,_J._P._de_Leon,_J._H._Livingston,_R._Luque,_M._Mori,_F._Murgas,_N._Narita,_T._Nishiumi,_M._Oshagh,_Gy._M._Szab\'o,_M._Tamura,_Y._Terada,_N._Watanabe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.04761 |
これまで、WASP-12bは、軌道が減衰していることが確認された唯一のホットジュピターです。WASP-43bのケースはまだ議論中です。最近の研究では、軌道減衰シナリオが好まれるか除外されましたが、WASP-43bの周期変化を明確に確認または反論するには、さらに正確なトランジットタイミング観測が必要です。この可能性は、トランジット系外惑星探査衛星（TESS）宇宙望遠鏡によってもたらされます。この作業では、利用可能なTESSデータ、トランジット系外惑星2（MuSCAT2）の大気を研究するための多色同時カメラで取得した多色測光データ、および文献データを使用して、WASP-43bの周期変化率を計算し、その精度を向上させました。WASP-43惑星系のパラメータを改良します。約10年の時間ベースラインをカバーする、合計129の中間通過時間の観測マイナス計算データに基づいて、$\dot{P}=-0.6\pm1.2$msyrの改善された期間変化率が得られました。$^{-1}$は、$1\sigma$内の一定期間と一致しています。新しいTESSおよびMuSCAT2の観測では、WASP-43bの軌道減衰が検出されなかったことが確認されたと結論付けています。
ALMA Iで観測された原始惑星系円盤から予測された惑星系の構造：ダストギャップに埋め込まれた可能性のある惑星の質量
| Title |
Architecture_of_planetary_systems_predicted_from_protoplanetary_disks_observed_with_ALMA_I:_mass_of_the_possible_planets_embedded_in_the_dust_gap |
| Authors |
Shijie_Wang,_Kazuhiro_D._Kanagawa_and_Yasushi_Suto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.04827 |
最近のALMAの観測では、原始惑星系円盤のさまざまなダストギャップが特定されています。これらは、観測されていない惑星によって生成されると一般に解釈されています。そのような埋め込まれた惑星の質量を予測することは、それらのディスクアーキテクチャを太陽系外惑星の観測された多様性と比較する上で基本的に重要です。ただし、予測は、同じギャップ構造がダスト成分のみに存在するのか、ガス成分にも存在するのかという仮定に依存します。惑星は、コア降着シナリオを考慮して、その質量が小石の分離質量を超えた場合にのみ、ガス成分のギャップを開くことができると仮定します。次に、ガスプロファイルの観測データが利用できない場合に、ダストディスクだけでギャップが開いているのか、ガスギャップでも開いているのかを区別するための2つの基準を提案します。以前の調査からコンパイルされた合計55のギャップを持つ35のディスクシステムに基準を適用し、各ギャップを4つの異なるグループに分類します。観測されたギャップの分類により、小石の隔離質量と一貫した方法で、埋め込まれた惑星の質量を予測することができます。外側のギャップはほとんどがほこりだけであるのに対し、内側のギャップはガスギャップにも関連している可能性が高いことがわかります。そのような埋め込まれた惑星の分布は、観測された惑星系の構造とは非常に異なり、それらの進化にはかなりの内向きの移動が必要であることを示唆しています。
静止衛星の大気圏処分のための再突入予測と解散性分析
| Title |
Re-entry_prediction_and_demisability_analysis_for_the_atmospheric_disposal_of_geosynchronous_satellites |
| Authors |
Mirko_Trisolini_and_Camilla_Colombo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.04862 |
この論文は、地球の扁平率と月面摂動の影響を強化する廃棄軌道上の静止軌道（GSO）衛星の再突入分析を示しています。これらのタイプの軌道は、20年以内に宇宙船の自然な再突入につながる可能性があります。これらの衛星の侵入条件と、再侵入による廃棄が使用された場合に地上の人々にもたらす可能性のあるリスクを特徴づけるために、分析が行われました。この論文は、最初に、廃棄軌道の進化を研究するために使用される長期伝播と、宇宙船の死傷者リスクを評価するために使用される破壊的な再突入シミュレーションをインターフェースする方法論を提案します。これは、オーバーシュート境界の概念を再検討することによって達成されます。この論文はまた、代表的な宇宙船構成の可燃性と死傷者のリスク分析を提示し、死傷者のリスクが10$^{-4}$のしきい値よりも大きいこと、および万が一の場合にこれらの衛星のコンプライアンスを改善するためにさらなる措置を講じる必要があることを示しています再突入による処分が使用されます。
高コントラスト領域の全波レーダートモグラフィーにおける位相および波長誘起誤差の調査：小さな太陽系小天体への応用
| Title |
Investigation_of_Phase_and_Wavelength-induced_Errors_in_Full-Wave_Radar_Tomography_of_High_Contrast_Domain:_an_Application_to_Small_Solar_System_Bodies |
| Authors |
Yusuf_Oluwatoki_Yusuf,_Astrid_Dufaure,_Liisa-Ida_Sorsa,_Christelle_Eyraud,_Sampsa_Pursiainen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.05106 |
この論文は、複雑なドメイン構造に続く、搬送波によって引き起こされる（キャリアによって引き起こされる）不確実性の存在下で、数値的にシミュレートされた全波時間領域レーダートモグラフィーを介して、2次元テストオブジェクトの内部構造を再構築することを目的としています。ターゲットオブジェクトの直径と比較した信号。特に、任意の高コントラストの太陽系小天体（SSSB）、つまり小惑星の内部構造を、機器とミッションのペイロードの制限に続く小波長のプロービング信号で再構築する惑星科学研究への応用を検討します。私たちの不確実性低減モデルは、複数のデータセットを介して再構成を見つけることにより、統計的観点から考案されました。再構成におけるキャリア誘導偏差は、各データセットに対して独立して同一分布（IID）であるランダム偏差に対応すると仮定します。空間および周波数ベースのエラーマージナリゼーションが実装されているため、信号のベースバンド周波数と、信号およびドメインパラメータによって決定されるモデリング精度の位相の不一致との関係が検査されます。数値実験は、CubeSatベースのレーダー用に提案された20MHzおよび60MHzの中心周波数に対して実行されます。これらのうち、後者は、バイナリシステム65803ディディモスの小惑星月である小惑星ディモルフォスの内部構造を調査するためのHERAミッションに搭載されるユウェンタースレーダーの中心周波数と一致します。
太陽系外惑星における大気散逸の観測的特徴に対する磁場の影響：二重尾部構造
| Title |
The_Effects_of_Magnetic_Fields_on_Observational_Signatures_of_Atmospheric_Escape_in_Exoplanets:_Double_Tail_Structures |
| Authors |
S._Carolan,_A._A._Vidotto,_G._Hazra,_C._Villarreal_D'Angelo,_D._Kubyshkina |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.05200 |
3D放射MHDシミュレーションとLyman-$\alpha$トランジット計算を使用して、太陽系外惑星の大気散逸の観測シグネチャに対する磁場の影響を調査します。同じ恒星風を使用して、惑星の双極子場の強さ（$B_p$）を0から10Gまで変化させます。$B_p<3$Gの場合、軌道面の上下でより多くの吸収物質が見られるため、逃げる大気の構造は惑星に続く彗星のような尾から離れ始めます（$B_p=0$）。$B_p\geq3$Gの場合、赤道の周りに「デッドゾーン」があり、低速の物質が閉じた磁力線に閉じ込められています。不感帯は、吸収物質が開いた力線に沿って逃げる2つの極性流出を分離し、軌道面の上下にダブルテール構造をもたらします。我々は、磁化されていないモデルの主に夜側の脱出とは対照的に、磁化された惑星の大気散逸が極の流出を通して起こることを示しています。$B_p$を使用すると、脱出率がわずかに増加することがわかりますが、これは大気損失のタイムスケールに影響を与えることはありません。不感帯のサイズが$B_p$とともに増加すると、ライマン-$\alpha$の線中心吸収も増加します。これは、輸送中に低速の中性水素が恒星円盤を覆うためです。$B_p<3$Gの場合、恒星風によって逃げる大気が視線に沿って流れにくくなるため、青い翼での吸収が減少します。赤い翼では（そして青い翼では$B_p>3$Gの場合）、磁気圏の体積の増加によって吸収が増加します。最後に、ミッドディスクの上下のトランジットが、ダブルテール構造の非対称性によって異なることを示します。
単一のホットスポットを備えた、潮汐によって加熱された太陽系外衛星からの強化された熱放射
| Title |
Enhanced_thermal_radiation_from_a_tidally_heated_exomoon_with_a_single_hot_spot |
| Authors |
Zolt\'an_J\"ager,_Gyula_M_Szab\'o |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.05353 |
完全に円形ではない軌道上の太陽系外衛星は、月の熱的明るさに大きく寄与することができる潮汐加熱を経験します。ここで、熱熱は月の表面に不均一に分布しており、潮汐熱の放出は表面のいくつかのホットスポットに限定されていると主張します。よく知られている例は、潮汐によって加熱されたイオです。ホットスポットは温度が大幅に上昇するため、熱波長でのエネルギー放出を強化します。モンテカルロ法を使用してシミュレーションを行い、この寄与を調べ、そのような斑点のある太陽系外衛星の検出可能性について予測しました。赤色矮星の周りの木星の大規模な地球サイズのコンパニオンの場合、最も好ましい構成で$\約$100ppmを超える可能性がある測光信号により、月の直接検出を可能にする熱流束を示すことがわかりました。
若返りは近くの銀河で核活動を引き起こします
| Title |
Rejuvenation_triggers_nuclear_activity_in_nearby_galaxies |
| Authors |
Ignacio_Martin-Navarro_(1_and_2),_Francesco_Shankar_(3),_and_Mar_Mezcua_(4_and_5)_((1)_Instituto_de_Astrofisica_de_Canarias_(2)_Universidad_de_La_Laguna_(3)_University_of_Southampton_(4)_Institute_of_Space_Sciences_(5)_Institut_d'Estudis_Espacials_de_Catalunya) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.04305 |
特に活動銀河核（AGN）からのフィードバックは、銀河の進化において重要な役割を果たすと考えられています。地元の宇宙では、AGNを持つ多くの銀河が、いわゆる緑の谷に存在することが実際に観察されています。これは通常、青い星形成から赤い急冷状態への遷移段階として解釈されます。スローンデジタルスカイサーベイのデータを使用して、そのような解釈には大幅な修正が必要であることを示しています。光学的に選択された近くのAGN銀河は、同様の恒星と暗黒物質のハロー質量の通常の銀河として、指数関数的に減少する星形成履歴に従い、最近（$\sim$0.1Gyr前）に静止人口と一致する星形成率レベルに達します。しかし、局所的なAGN銀河は、星形成率の突然の増加を経験しており、AGN活動に典型的なものと同様のタイムスケールで展開しており、星形成とAGN活動の両方が同時に引き起こされたことを示唆しています。この消光とそれに続く星形成率の向上は、AGN銀河に共通しており、初期型銀河でより顕著であることがわかります。私たちの結果は、局所的なAGN銀河が、以前に仮定されていたように、星形成銀河と静止銀河の間の単純な遷移タイプではないことを示しています。
0.2
| Title |
A_New_Census_of_the_0.2 |
| Authors |
Joel_Leja,_Joshua_S._Speagle,_Yuan-Sen_Ting,_Benjamin_D._Johnson,_Charlie_Conroy,_Katherine_E._Whitaker,_Erica_J._Nelson,_Pieter_van_Dokkum,_Marijn_Franx |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.04314 |
パンクロマティックSEDフィッティングコードプロスペクターを使用して、COSMOS-2015および3D-HSTUV-IRフォトメトリックを使用して、$0.2<z<3.0$にわたる銀河logM$^*$-logSFR関係（「星形成シーケンス」）を測定します。カタログ。星形成銀河を特定するために選択した方法は、推定される正規化と星形成シーケンスの幅に体系的な不確実性をもたらし、それぞれ$\sim0.5$dexと$\sim0.2$dexで大規模な銀河のピークに達することを示します。この体系的な回避のために、代わりに、正規化フローと呼ばれる柔軟なニューラルネットワークを使用して、logM$^*$-logSFR-赤方偏移平面内の全銀河集団の密度をパラメーター化します。結果として得られる星形成シーケンスは、1に近い低質量の傾きと、より高い質量ではるかに平坦な傾きを持ち、正規化は、文献の一般的な推論よりも$0.2〜0.5$dex低くなります。この違いは、プロスペクターの星の種族モデリングの洗練度によるものであることを示しています。ノンパラメトリックな星形成履歴は自然に高い質量を生成しますが、個別の金属量、塵、星形成履歴の制約の組み合わせは、通常のUV+IR式よりも低い星形成率を生成します。。スペクトルエネルギー分布フィッティングから推測されるSFRと、UV+IRSFRなどの標準的なテンプレートベースのアプローチとの違いを理解するための簡単な形式を紹介します。最後に、推測された星形成シーケンスが銀河形成の理論モデルからの予測と一致し、$0.5<z<3$での観測で長年の$\sim0.2-0.5$dexオフセットを解決することを示します。$\rho（\log{\rmM}^*、\log{\rmSFR}、z）$のノンパラメトリック記述を含む、完全にトレーニングされた正規化フローがオンラインで利用可能になり、将来の作業との直接的な比較が容易になります。
青い雲から赤いシーケンスへ：星形成の急冷前の形態学的遷移の証拠
| Title |
From_Blue_Cloud_to_Red_Sequence:_Evidence_of_Morphological_Transition_Prior_to_Star_Formation_Quenching |
| Authors |
V._M._Sampaio,_R._R._de_Carvalho,_I._Ferreras,_A._Arag\'on-Salamanca_and_L._C._Parker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.04342 |
SDSS-DR7ヤンカタログからの254個のクラスターのサンプルと散在銀河の補助サンプルの研究を提示して、銀河の消光が環境と銀河の恒星質量の両方にどのように依存するかについて詳細な調査を行います。サンプルは0.03$\leq$z$\leq$0.1に制限されており、$\rmlog（M_{halo}/M_{\odot}）\geq14$のクラスターのみを考慮します。ブルークラウド、グリーンバレー、レッドシーケンスの散在銀河と銀河団の特性を比較すると、レッドシーケンスの散在銀河が星形成イベントを主催したという証拠が見つかりました$\rm2.1\pm0.7$Gyr前、平均して、銀河よりも最近クラスター環境で。星形成率と星の質量の図を分析すると、星形成率が減少し続けている間、緑の谷の領域に到達した後、形態がどのように急速に変化するかを示します。さらに、投影された位相空間内の位置と落下時間の関係を使用して、形態学的および特定の星形成率の変動間の時間遅延を調査します。後期型から初期型への移行は$\rm\Deltat_{inf}\sim$1Gyrで起こると推定されますが、星形成の消光には$\sim$3Gyrかかります。形態学的遷移について推定する時間スケールは、遅延後急速消光モデルで予想されるものと同様です。したがって、遅延段階は主に形態学的遷移によって特徴付けられ、それが銀河進化の追加成分として形態学的消光に寄与することを示唆します。
J-PLUS：銀河系外球状星団の検出と研究-NGC1023の場合
| Title |
J-PLUS:_Detecting_and_studying_extragalactic_globular_clusters_--_the_case_of_NGC_1023 |
| Authors |
D._Brito-Silva,_P._Coelho,_A._Cortesi,_G._Bruzual,_G._Magris_C.,_A._L._Chies-Santos,_A._Ederoclite,_J._A._Hernandez-Jimenez,_I._San_Roman,_J._Varela,_D._A._Forbes,_J._Cenarro,_D._Crist\'obal-Hornillos,_C._Hern\'andez-Monteagudo,_C._L\'opez-Sanjuan,_A._Mar\'in-Franch,_M._Moles,_H._V\'azquez-Rami\'o,_J._Alcaniz,_R._Dupke,_L._Sodr\'e_Jr._and_R._E._Angulo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.04423 |
銀河系外球状星団（GC）は、銀河の形成と進化を研究するための重要なオブジェクトです。JavalambrePhotometricLocalUniverseSurvey（J-PLUS）などの広視野調査の登場により、GCの研究に新しい可能性がもたらされました。それにもかかわらず、GCはJ-PLUSのデータ削減パイプラインによって事前に検出されておらず、そのピクセルスケールのために、GC検出の標準的な手法に挑戦しています。このギャップを埋めるために、J-PLUSでGCを検出するための半自動パイプラインを開発します。これは、同様の調査にも適用できます。ケーススタディとして、S0銀河NGC1023からのデータを使用し、銀河内のGC候補の星の種族の内容も調査します。GCを検出するために、私たちの方法論はSourceExtractorに基づいており、ホスト銀河の事前のフィルタリングやモデリングを必要としません。色を研究し、最終的なGC候補カタログでスペクトルエネルギー分布（SED）分析を実行して、星の種族パラメーターを取得します。NGC1023では、GCFinderは523個のGC候補を識別します。いくつかの広帯域色では色の二峰性の証拠が観察されますが、狭帯域色では観察されません。SED分析により、明確な金属量の二峰性が明らかになり、狭帯域フィルターが金属量を抑制するのに非常に役立つことがわかりました。また、NGC1023が過去に降着イベントを経験した証拠である、幅広い年齢と金属量の関係、および広い金属量分布を特定しました。この種の研究がJ-PLUSデータで行われるのは初めてです。銀河の光をモデル化せずに広視野画像でGC候補を検出することにより、GCFinderはかなり高速になり、中央に配置されたGC候補のわずかな損失が約7％になります。GCFinderは完全にSourceExtractorに基づいているため、広範囲の調査を処理する自動ソフトウェアに簡単に組み込むことができます。
宇宙論的流体力学的シミュレーションにおける円盤銀河の銀河サイズとハロースピンの関係
| Title |
The_galaxy_size_to_halo_spin_relation_of_disk_galaxies_in_cosmological_hydrodynamical_simulations |
| Authors |
Hang_Yang,_Liang_Gao,_Carlos_S._Frenk,_Robert_J._J._Grand,_Qi_Guo,_Shihong_Liao,_Shi_Shao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.04434 |
標準的な円盤銀河形成モデルでは、銀河円盤のサイズは、暗黒物質ハローのスピンパラメーター$\lambda$と密接に関連しています。このモデルは、さまざまな半解析的銀河形成モデルに広く採用されており、大量の観測データの解釈に非常に成功しています。ただし、サイズ-$\lambda$の相関関係は、銀河形成の最新の流体力学的シミュレーションではめったに見られませんでした。この短い論文では、4セットの大規模な流体力学的シミュレーションを使用して、シミュレートされた円盤銀河の大規模なサンプルとのサイズとスピンのパラメーターの関係を調査し、Moらの一般的な円盤銀河形成モデルと比較します。（1998）。興味深いことに、銀河ハローのサイズは、IllustrisTNGコラボレーションによって開発されたシミュレーションで、暗黒物質ハローのスピンパラメータと強く相関していますが、この関係は、調査したすべての恒星質量範囲にわたるMMW98モデルの予測と常に一致するとは限りません。EAGLEシミュレーションでは、天の川のアナロジーにもサイズとスピンの相関関係がありますが、IllustrisTNGの対応するものよりも比較的弱いです。EAGLEコラボレーションのシミュレーションのドワーフには、NULLの相関関係があります。詳細なサブグリッド物理学または流体力学ソルバーのいずれかがサイズとスピンの関係を説明していると結論付けます。これについては、今後の作業で検討します。
ソーラー近隣のスパイラル構造
太陽の近くの渦巻き構造は天文学の重要な問題です。過去数年間で、観測に大きな進歩があります。多数の優れたスパイラルトレーサー、すなわち巨大分子雲、高質量星形成領域メーザー、HII領域、O型星、若い散開星団の距離が正確に推定されており、詳細な特性を描写することができます。近くのらせん状の腕の。この作品では、まず、さまざまな種類のトレーサーに基づいた銀河の渦巻構造の研究状況について概説します。次に、距離の不確実性が15\％および$<$0.5kpcを超えるオブジェクトが収集され、組み合わされて、ソーラー近傍のスパイラル構造が描かれます。ペルセウス座、ローカル、射手りゅう座-カリーナ、たて座-ケンタウルス座、じょうぎ腕に関連する5つのセグメントがトレースされます。大規模なデータセットを使用すると、近くの腕のセグメントのパラメータが調整および更新されます。支配的な渦巻腕に加えて、おそらく腕の拍車または羽に関連するいくつかの下部構造も注目され、議論されています。
TNG50シミュレーションにおける棒渦巻銀河集団の進化
| Title |
The_evolution_of_the_barred_galaxy_population_in_the_TNG50_simulation |
| Authors |
Yetli_Rosas-Guevara,_Silvia_Bonoli,_Massimo_Dotti,_David_Izquierdo-Villalba,_Alessandro_Lupi,_Tommaso_Zana,_Matteo_Bonetti,_Dylan_Nelson,_Volker_Springel,_Lars_Hernquist,_Mark_Vogelsberger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.04537 |
磁気流体力学シミュレーションTNG50を使用して、禁止された巨大な円盤銀河の進化を研究します。巨大なスパイラルはすでに$z=4$で存在しており、安定したバーはこれらの初期の時代に発達し始めます。バーは時間とともに長く強くなり、ディスクスケールの長さと同じペースでサイズが大きくなります。バーの割合は、$M_{*}\geq10^{10}M_{\odot}$の銀河のレッドシフトで穏やかに進化し、$0.5<z<3$および$\sim30\で$\sim40\％$を上回ります。$z=0$で％$。ただし、特定の物理的サイズまたは角度分解能の制限を超えるバーを考慮すると、赤方偏移が増えるとバーの割合が大幅に減少し、理論上の予測と観測結果が一致します。棒渦巻銀河は、同じ星の質量を持つ非棒状渦巻銀河と比較して、星の種族が古く、ガスの割合が低く、星形成が少ないことがわかります。確かに、棒渦巻銀河の円盤は、一般に、棒渦巻銀河の円盤よりも早く、速く組み立てられました。これらの銀河のホストハローを見ると、棒渦巻銀河は一般に、より高い濃度とより小さなスピンパラメータを持つハローにあります。棒渦巻銀河の内側の領域は、棒状渦巻銀河の内側の領域よりもバリオンが支配的ですが、同様のグローバルな恒星の質量分率を持っています。私たちの調査結果は、円盤銀河とそのホストハローの蓄積の潜在的なトレーサーとしてバーの個体数を使用できることを示唆しています。また、TNG50の棒渦巻銀河のカタログを、$z=4$と$z=0$の間の$6$の赤方偏移で、対応するプロパティとともにリリースします。
GaiaEDR3を使用したJAGBメソッドの予備キャリブレーション
| Title |
A_Preliminary_Calibration_of_the_JAGB_Method_Using_Gaia_EDR3 |
| Authors |
Abigail_J._Lee,_Wendy_L._Freedman,_Barry_F._Madore,_Kayla_A._Owens,_In_Sung_Jang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.04576 |
最近開発されたJ領域漸近巨星分枝（JAGB）法は、銀河系外標準光源として並外れた可能性を秘め、局所的にアクセス可能なIa型超新星の絶対等級を較正できるため、ハッブル定数の独立した決定につながります。ガイア初期データリリース3（EDR3）視差を使用して、炭素が豊富なAGB星の色で選択されたサブセットの平均光度に基づいて、JAGB法のゼロ点を較正します。文献から銀河系の炭素星を特定し、それらの近赤外測光とGaiaEDR3視差を使用してそれらの絶対Jバンドの大きさを測定します。これらの天の川の視差に基づいて、JAGB法のゼロ点をM_J=-6.14+/-0.05（stat）+/-0.11（sys）magと決定します。この銀河キャリブレーションは、JAGBゼロポイントの整合性チェックとして機能し、LMCおよびSMCまでの幾何学的な分離食変光星（DEB）距離に基づく、以前に公開された独立したJAGBキャリブレーションとよく一致します。ただし、この研究で使用されたJAGB星は、EDR3の明るい星と赤い星を苦しめる高い視差の不確実性に悩まされているため、以前のキャリブレーションのより高い精度を達成することはできず、最終的には将来の改善されたDR4およびDR5リリースに依存します。。
二元中性子星の形成と進化：合併とそのホスト銀河
| Title |
Formation_and_Evolution_of_Binary_Neutron_Stars:_Mergers_and_Their_Host_Galaxies |
| Authors |
Qingbo_Chu,_Shenghua_Yu,_and_Youjun_Lu_(NAOC_and_UCAS) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.04687 |
この論文では、バイナリ恒星進化論（BSE）の集団合成モデルを宇宙銀河形成および進化モデルと組み合わせることにより、バイナリ中性子星（BNS）の特性とそれらの合併を調査します。観測された銀河BNSと重力波（GW）観測から推測されたローカルBNSマージレート密度（$R_0$）を使用して、BSEモデルパラメータの制約を取得し、その結果、BNSマージのホスト銀河分布を推定します。銀河系のBNS観測は、共通外層（CE）フェーズでの効率的なエネルギー枯渇、二峰性のキック速度分布、および二次超新星爆発中の低質量放出を意味することがわかります。ただし、推測された$R_0$は、主に最新の推測された$R_0$がより低い値（$320_{-240}^）に狭められているため、前の主張とは異なり、必ずしも非常に高いCE排出効率と低いキック速度を必要としません。{+490}\、{\rmGpc^{-3}\、yr^{-1}}$）。優先モデルから生じるBNSマージ率密度は、$R_0\を使用した低赤方偏移（$z\lesssim0.5$）での$R（z）\simR_0（1+z）^{\zeta}$で表すことができます。sim316$-$784\、{\rmGpc^{-3}\、yr^{-1}}$および$\zeta\sim1.34$-$2.03$、それぞれ。私たちの結果は、$R_{0}$と$\zeta$がBSEモデルパラメータの設定に依存することも示しています。したがって、将来のGW検出によるこれらのパラメータの正確な推定は、BSEモデルに強い制約を課します。さらに、$z\sim0$で渦巻銀河と楕円銀河でホストされているBNS合併の割合は、それぞれ$\sim81$％-$84$％と$\sim16$％-$19$％であると推定します。銀河ごとのBNSの併合率は、ホスト銀河の恒星の質量、星形成率、および金属量によって適切に決定できます。これは、BNSホスト銀河の最も可能性の高い候補を検索するためのガイダンスを提供します。
Swimmyはどこにありますか？：スバルハイパーSuprime-Camデータを使用した深い異常検出によって、銀河に埋もれている独特の色の特徴をマイニングします
| Title |
Where's_Swimmy?:_Mining_unique_color_features_buried_in_galaxies_by_deep_anomaly_detection_using_Subaru_Hyper_Suprime-Cam_data |
| Authors |
Takumi_S._Tanaka,_Rhythm_Shimakawa,_Kazuhiro_Shimasaku,_Yoshiki_Toba,_Nobunari_Kashikawa,_Masayuki_Tanaka,_Akio_K._Inoue |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.05011 |
Swimmy（SubaruWIde-fieldMachine-learninganoMalY）調査プログラムを紹介します。これは、HyperSuprime-CamSubaruStrategicProgram（HSC-SSP）のマルチカラー（$grizy$）イメージングデータを使用した、固有のソースのディープラーニングベースの検索です。。このプログラムは、HSC-SSPの広視野カバレッジから取得したディープイメージングデータを利用して、予期しない、斬新で、まれな集団や現象を検出することを目的としています。この記事は、Swimmyシリーズの最初の論文として、データセットから「外れ値」として一意の母集団を選択する異常検出手法について説明しています。モデルは、既知の極端な輝線銀河（XELG）とクエーサーでテストされました。その結果、提案された方法が、ラベル付けされたトレーニングデータなしでクエーサーの60〜70％とXELGの60％を正常に選択したことを確認しました。スローンデジタルスカイサーベイから得られた$z=$0.05〜0.2のローカル銀河のスペクトル情報を参照して、選択した異常の物理的特性を調査し、それらの外れ値の重要性に基づいて比較しました。その結果、XELGは最も異常な銀河の顕著な部分を構成し、特定の銀河は独特の形態的特徴を示していることが明らかになりました。要約すると、深い異常検出は、まれなオブジェクト、そして最終的には大きなデータセットを持つ未知の未知のオブジェクトを検索できる効果的なツールです。提案されたモデルのさらなる開発と選択プロセスは、特定の科学的目標を達成するために必要な実用的なアプリケーションを促進することができます。
スバル/ FOCASIFUは、局所的な金属量の少ない銀河の金属量勾配を明らかにしました
| Title |
Subaru/FOCAS_IFU_revealed_the_metallicity_gradient_of_a_local_extremely_metal-poor_galaxy |
| Authors |
Yuri_Kashiwagi,_Akio_K._Inoue,_Yuki_Isobe,_Kimihiko_Nakajima,_Masami_Ouchi,_Shinobu_Ozaki,_Seiji_Fujiimoto,_Yoshiaki_Ono,_Takashi_Kojima |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.05030 |
極度に金属の少ない銀河（EMPG）における金属量勾配の最初の測定を提示します。スバル/微光天体カメラと分光器（FOCAS）の面分光器（IFU）を使用して、近くの低質量EMPG、HSCJ1631+4426を観測しました。このEMPGの酸素量と恒星質量は、12+log（O/H）それぞれ$=6.9$および$\log_{10}（M_*/{\rmM}_\odot）=5.8$。測定された金属量勾配は$-0.36\pm0.04$dexkpc$^{-1}$であり、連続体の有効半径の$-0.049\pm0.006$dexR$_\mathrm{e}^{-1}$に対応します。$R_\mathrm{e}=0.14$kpcの。私たちの観測は、8mクラスの望遠鏡による3次元分光法が、局所EMPGの金属量分布を明らかにするのに十分強力であり、初期宇宙の原始銀河の局所類似体におけるバリオンサイクルの貴重な情報を提供することを実証しました。
（ブラックホールの質量）-（回転楕円体の恒星密度）の関係：$ M _ {\ rm BH} $-$ \ mu $（および$ M _ {\
rm BH} $-$ \ Sigma $）および$ M _ {\ rm BH} $-$ \ rho $
| Title |
The_(Black_Hole_Mass)-(Spheroid_Stellar_Density)_Relations:_$M_{\rm_BH}$--$\mu$_(and_$M_{\rm_BH}$--$\Sigma$)_and_$M_{\rm_BH}$--$\rho$ |
| Authors |
Nandini_Sahu,_Alister_W._Graham,_Benjamin_L._Davis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.05037 |
この論文は、（銀河の形態、したがって銀河の形成）に依存するブラックホールの質量、$M_{\rmBH}$、スケーリング関係を示すシリーズの4番目です。直接測定された$M_{\rmBH}$と、主に$3.6\、\mu$mスピッツァー画像の多成分分解から得られたホスト回転楕円体パラメーターを持つ119個の銀河のサンプルを使用しました。ここでは、$M_{\rmBH}$と投影された光度密度$\mu$、投影された恒星の質量密度$\Sigma$、および投影されていない（内部）恒星の質量密度$\rho$との相関関係を調査します。さまざまな回転楕円体の半径。予測された$M_{\rmBH}$-$\mu_{\rm0、sph}$関係を発見し、最初の$M_{\rmBH}$-$\mu_{\rme、sph}を提示します。$と$M_{\rmBH}$-$\rho_{\rme、int、sph}$の図は、初期型と後期型の銀河（ETGとLTG）のわずかに異なる（おそらく湾曲した）傾向とオフセットを示していますディスクがある（高速回転子、ES/S0）とない（低速回転子、E）ETG間。さまざまな$M_{\rmBH}$-$\langle\Sigma\rangle_{\rmR、sph}$（および$\langle\rho\rangle_{\rmr、sph}$）関係に関する分散が表示されます囲んでいるアパーチャ（およびボリューム）が増加するにつれて体系的に減少し、回転楕円体\enquote{compactness}、$\langle\Sigma\rangle_{\rm1kpc、sph}$を使用する場合の0.69〜dexから使用する場合の0.59〜dexに低下します。$\langle\Sigma\rangle_{\rm5kpc、sph}$。また、$M_{\rmBH}$は、BHの勢力圏半径で、コア-セルシック（高S\'ersicindex、$n$）および（low-$n$）S\'ersic銀河は、それぞれ総rms散乱0.21〜dexおよび0.77〜dexとの異なる関係を定義します。（要約）
XookSuut2D速度マップで循環および非循環フローをモデル化するためのコード
XookSuutは、IFSデータやHI〜データなどの分解された速度マップ上で円形および非円形の流れをモデル化するように設計されたツールです。XookSuutは、モデルのさまざまな速度成分の分析関数を想定せずに、ノンパラメトリック近似を実行して運動学的モデルを導出します。このツールは、動的平衡状態にある銀河の円運動と半径運動を回復するのに役立ちます。恒星の棒によって生成されるような、楕円形の歪みによって引き起こされる非円運動を導出することも有用です。XookSuutは、カイ2乗分析とメトロポリス・ヘイスティングス法を組み合わせて、事後確率に基づいて最も可能性の高いモデルに収束します。このコードは、傾斜角が$25^\circ<i<75^\circ$の範囲の銀河で最高のパフォーマンスを発揮します。コードによって導出されたさまざまなパラメータの中で、バーの位置角$\pm5^{\circ}$の推定でより大きな誤差が生成されます。XookSuutは、銀河の運動学的分析に焦点を当てたさまざまなプログラムの代替プログラムです。最後に、今日の天文学コミュニティで最も人気のある言語の1つであるPython言語で記述されているため、任意の分析パッケージで配布、インストール、および実装するのは簡単です。
局所宇宙における赤外線と無線の関係
スクエアキロメートルアレイ（SKA）は、ハーシェルの調査よりも最大2桁低い星形成率（SFR）の高赤方偏移銀河を検出することが期待されており、したがって電波天文学が銀河系外の源を研究する能力を高めます。緊密な赤外線と電波の相関関係は、塵のない星形成診断として電波放射を使用する可能性を提供します。しかし、電波放射と星形成との関連を支配する物理学は十分に理解されておらず、最近の研究では、電波を星形成トレーサーとして使用するために必要な正確なキャリブレーションの違いが指摘されています。局所的な電波の光度と星形成率の関係のキャリブレーションを改善し、それに非線形性があるかどうかをテストすることを目指しています。HerschelAstrophysicalTerahertzLargeAreaSurvey（H-ATLAS）ソースのサンプルを使用し、NVSSおよびFIRSTマップを使用して導出されたそれらの電波光度を調査します。赤外線光度とSFRのビンでのスタッキングを採用し、モンテカルロシミュレーションを使用してテストされたアプローチである生存分析フィッティングを使用して、スタックされた画像で検出されないビンを考慮します。核電波活動を示す過剰な電波放射を伴うサンプルソースから削除した後、電波光度とSFRまたは赤外線光度のいずれかとの間の平均関係の線形性からの偏差は見つかりませんでした。核電波活動の証拠のない星形成銀河の局所サンプルを使用して、電波放射と星形成率またはIR光度との関連を分析し、線形性からの逸脱は見つかりませんでしたが、データは小さな非線形性とも一致しています。いくつかの最近の分析によって報告された}。これらの関係の正規化は、以前の研究で報告されたものの中間です。
拡張電波源の相互識別におけるリッジラインの適用
| Title |
The_Application_of_Ridgelines_in_Extended_Radio_Source_Cross-Identification |
| Authors |
B._Barkus,_J._H._Croston,_J._Piotrowska,_B._Mingo,_P._N._Best,_M._J._Hardcastle,_R._I._J._Mostert,_H._J._A._R\"ottgering,_J._Sabater,_B._Webster_and_W._L._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.05254 |
拡張電波源は、活動銀河やその環境などの電波放射領域を支配する物理学の詳細な調査を可能にするため、現代の深部電波調査では重要な少数民族です。電波源と光ホスト銀河との相互識別は、それらの形態学的複雑さと複数の潜在的な対応物のために、この拡張された集団にとって困難です。低周波アレイ（LOFAR）の2メートルの空の調査（LoTSSDR1）の最初のデータリリースでは、コンパクトなソースの自動尤度比が、拡張されたソースの市民科学の視覚的識別プロセスによって補完されました。この論文では、最高フラックス密度のポイントを通る流体の流れの想定方向を追跡する稜線を使用して、拡張ソースのホスト識別を自動化するための新しい方法を提示します。新しいコードRL-XidをLoTSSDR1に適用して、稜線が多用途であることを示します。空間構造と明るさの分布に関する情報を提供することにより、それらは光学ホストの識別と無線調査の形態学的研究の両方に使用できます。RL-Xidは、10mJyより明るく15秒角を超える光源の85％に稜線を描画し、30mJyを超え60秒角を超えるサブセットのパフォーマンスを96％向上させます。LoTSSDR1の既知のホストを持つソースのサンプルを使用して、RL-Xidが正常に描画された稜線を持つソースの98％のホストを正常に識別し、市民科学による視覚的な識別と同等のレベルで実行されることを示します。また、稜線の輝度プロファイルが形態学的分類のための有望な自動化手法を提供することも示しています。
重力トルクは、$ z> 2 $で付着ガスのダイナミクスを支配します
| Title |
Gravitational_torques_dominate_the_dynamics_of_accreted_gas_at_$z>2$ |
| Authors |
Corentin_Cadiou,_Yohan_Dubois,_Christophe_Pichon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.05384 |
銀河は、宇宙論的なガスの落下の降着から形成されます。高赤方偏移の宇宙では、このガスの流入のほとんどは、ハローの内側、つまり銀河の近くに深くつながる冷たいフィラメント状の流れによって支配されると予想されます。このようなコールドフローは、高赤方偏移で回転支持されたディスクを構成できる質量と角運動量の取得を支配するため、重要です。星形成の物理学と超新星および超大質量ブラックホールからのフィードバックを含む、$z=2$での数ドルの$10^{11}\、\rmM_\odot$ハローの高解像度ズームインハローの流体力学的宇宙シミュレーションでは、銀河へのガスの角運動量獲得、特に降着流に作用するトルクを研究しました。トルクは、重力起源のトルクと、圧力勾配によって駆動される流体力学的トルクに分けることができます。コヒーレント重力トルクが低温相の圧力トルクよりも支配的であり、したがってこのガスのスピンダウンと再整列の原因であることがわかります。圧力トルクは、かなりの振幅の小規模な変動を示しますが、関連する銀河またはハロースケールでのコヒーレンスはほとんどなく、そうでなければガスの流れを効果的に再配向することができます。暗黒物質のトルクは銀河の外側の重力トルクを支配しますが、銀河の内部ではバリオニック成分が支配します。銀河系周辺の媒体は、中央銀河の中央面に向かって冷たい成分の角運動量の再配向のための遷移領域として現れます。
初期の太陽系における$ ^ {129} $ Iと$ ^ {247} $ Cmからの$ R $プロセス元素合成の制約
| Title |
Constraints_on_$R$-process_Nucleosynthesis_from_$^{129}$I_and_$^{247}$Cm_in_the_Early_Solar_System |
| Authors |
Projjwal_Banerjee,_Meng-Ru_Wu,_Jeena_S._K |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.05449 |
GW170817は、連星中性子星合体（BNSM）が、高速中性子捕獲（$r$）プロセスによって生成される核の発生源の1つであることを確認しています。ただし、BNSMから出現する元素合成パターンの詳細と$r$プロセスの物理的状態は不明なままです。さらに、提案された$r$-processの追加サイトを除外することはできず、$r$-process要素の進化に関連するすべての観察結果を説明するために必要になる場合もあります。ほぼ独占的に$r$プロセスによって合成される、初期太陽系（ESS）の特定の短寿命放射性同位体（SLRI）の存在量の測定は、$r$プロセスイベントの性質に関する独立した手がかりを提供できます。SSの形成中に発生しました。この作業では、$r$プロセスSLRI$^{129}$Iと$^{247}$Cmの進化、および対応する参照同位体$^{127}$Iと$^{235}を研究します。ソーラーロケーションで$U。さまざまな天体物理学的シナリオでのさまざまな$r$プロセス条件に対応する、明確な$^{129}$I/$^{247}$Cm生成比を持つ最大3つの異なるソースを検討します。Coteらによって発見された結果とは対照的に。（2021）、ESSの$^{129}$Iと$^{247}$Cmは、完全に1つの主要なイベントからのものではなく、少なくとも2人のマイナーな貢献者から追加の貢献を得ていることがわかります。これは、$^{129}$I/$^{247}$Cm比の進化に劇的な影響を及ぼし、隕石で測定されたESS値が「最後の」主要な$r$-の値に対応しない可能性があります。プロセスイベント。[要約]
遠いブルース：Bo \ "otesI超かすかな矮小銀河の最も遠い範囲を探る
| Title |
The_Far-Away_Blues:_Exploring_the_Furthest_Extents_of_the_Bo\"otes_I_Ultra_Faint_Dwarf_Galaxy |
| Authors |
Carrie_Filion_and_Rosemary_F.G._Wyse |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.05468 |
矮小銀河の外側の星の種族の空間的広がりと性質を確立することは、それらの総質量、現在の力学状態、および過去の進化を決定するために必要な要素です。ここでは、天の川銀河の衛星であるブーテスI超微弱矮小銀河の外側の星の内容の調査について説明します。ブーテスIの候補メンバーである青色はぐれ星と青色はぐれ星を特定します。マルチバンドPan-STARRS測光とガイア天文測定の組み合わせを使用した、基礎となる古代の星の種族のトレーサー。Bo\"otesIのメンバーシップと一致する、見かけの等級と固有運動を備えた合計24個の候補の青い水平分枝メンバーの星が見つかりました。そのうちの9個は、測光への以前の適合から導出された公称キングプロファイル潮汐半径を超える投影距離にあります。。また、適切な見かけの等級の4つの青いストラグラー星がBo\"otesIの距離にあることを確認しましたが、4つすべてが薄すぎて、ガイアからの高品質の測光を行うことができません。私たちが特定した外側の青い水平分枝星は、Bo\"otesIの星の種族の空間分布がかなり拡張されていることを確認しています。これらの外側のエンベロープ候補メンバーの星の空の形態は、潮汐相互作用を引き起こしている可能性があります。単純な動的モデルを使用してさらに調査します。
それらすべての中で最も暗い：ZTF 21aaoryiz / SN2021fcg-超低光度タイプのIax超新星の発見
| Title |
Faintest_of_them_all_:_ZTF_21aaoryiz/SN_2021fcg_--_Discovery_of_an_extremely_low_luminosity_type_Iax_supernova |
| Authors |
Viraj_R._Karambelkar_(1),_Mansi_M._Kasliwal_(1),_Kate_Maguire_(2),_Shreya_G._Anand_(1),_Igor_Andreoni_(1),_Kishalay_De_(1),_Andrew_Drake_(1),_Dmitry_A._Duev_(1),_Matthew_J._Graham_(1),_Erik_C._Kool_(3),_Russ_R._Laher_(4),_Mark_R._Magee_(2),_Ashish_A._Mahabal_(1),_Michael_S._Medford_(5),_Daniel_Perley_(6),_Mickael_Rigault_(7),_Ben_Rusholme_(5),_Steve_Schulze_(3),_Yashvi_Sharma_(1),_Jesper_Sollerman_(3),_Anastasios_Tzanidakis_(1),_Richard_Walters_(1)_and_Yuhan_Yao_(1)_((1)_Caltech,_(2)_University_of_Dublin,_(3)_Stockholm_University,_(4)_IPAC,_(5)_UC_Berkeley,_(6)_Liverpool_John_Moores_University,_(7)_Univ_Lyon) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.04306 |
ZTF21aaoryiz/SN2021fcgの発見を紹介します。これは非常に低光度のタイプIax超新星です。SN2021fcgは、星形成銀河IC0512のZwickyTransientFacilityによって$\upperx$27Mpcの距離で発見されました。絶対等級$M_{r}=$$-12.66\pm0.20$magに達し、これまでに発見された中で最も光度の低い熱核超新星となっています。基礎となるホスト銀河からのE（B-V）の寄与には制約がありません。ただし、0.5等の大きさであっても、絶対等級のピークは$M_{r}=-13.78\pm0.20$等となり、最低光度SNと一致します。最大値の37日後と65日後に取得されたSN2021fcgの光学スペクトルは、強い[CaII]、CaII、およびNaID発光と、いくつかの弱い[FeII]輝線を示しています。2つのスペクトルの[CaII]放出は、それぞれ$\upperx1300$と$1000$kms$^{-1}$の非常に低い速度を持っています。スペクトルは、同様のフェーズで取得された非常に低光度のタイプIax超新星SN2008ha、SN2010ae、およびSN2019gscのスペクトルに非常によく似ています。SN2021fcgのピークボロメータ光度は$\approx$$2.5^{+1.5}_{-0.3}\times10^{40}$ergs$^{-1}$であり、SNの場合よりも3分の1です。2008ha。SN2021fcgのボロメータ光度曲線は、非常に低い放出ニッケル質量（M$_{\rm{Ni}}\約0.8^{+0.4}_{-0.5}\times10^{-3}$M$_）と一致しています。{\odot}$）。SN2021fcgの低光度とニッケル質量は、低光度SNeIaxがほぼM$_{\rm{ch}}$ハイブリッド炭素-酸素-ネオン白色矮星の爆燃に由来するという画像に挑戦をもたらします。代わりに、炭素-酸素と酸素-ネオン白色矮星の合併は、SN2021fcgを説明するための有望なモデルです。
へびつかい座RS星の2006年の噴火後の双極X線構造の拡大
| Title |
Expanding_Bipolar_X-ray_Structure_After_the_2006_Eruption_of_RS_Oph |
| Authors |
R._Montez_Jr.,_G._J._M._Luna,_K._Mukai,_J._Sokoloski,_and_J._H._Kastner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.04315 |
2006年に再発した新星へびつかい座RS星の噴火に起因する、{\itChandra}X線天文台による拡張X線放射の検出と分析について報告します。延長された放出は、2006年の噴火の開始から1254日と1927日後に検出され、約$70^{\circ}$の開き角で空の東西方向に向けられた双極流と一致しています。両方のローブの長さは、2009年の1.3秒角から2011年の2.0秒角に拡大するように見えました。これは、1.1\pm0.1{\rm〜mas〜day}^{-1}$の予測拡大率と4600ドルの拡大速度を示唆しています。\{\rmkm〜s}^{-1}\（D/2.4\{\rmkpc}）$空の平面で。この膨張率は、同様の方向での材料の光学的および無線観測からの以前の推定と一致しています。X線放射は、2009年から2011年の間に冷却の証拠を示さず、材料の自由な膨張と一致しています。この発見は、いくつかのメカニズムが赤道面から離れて噴出物をコリメートし、その物質が赤色巨星の風を通過した後、1985年の噴火によって残された空洞に自由に膨張することを示唆しています。同様の構造が最近の噴火から生じ、2006年の噴火によって形作られた空洞に拡大すると予想されます。
スロッシングでAGNバブルをラジオの遺物に変える：現実的な物理学でCR輸送をモデル化する
| Title |
Turning_AGN_bubbles_into_radio_relics_with_sloshing:_modeling_CR_transport_with_realistic_physics |
| Authors |
John_ZuHone_(CfA),_Kristian_Ehlert_(AIP),_Rainer_Weinberger_(CITA),_Christoph_Pfrommer_(AIP) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.04443 |
電波遺物は、銀河団の周辺にある弧状のシンクロトロン源であり、合併ショックフロントによって（再）加速されたと考えられている$\mu$G磁場内の宇宙線電子によって生成されます。しかし、X線で見られるように、すべての遺物が衝撃と同じ場所に現れるわけではありません。以前の研究では、いくつかの遺物の形状が宇宙線電子の既存の空間分布に起因する可能性があることを示唆し、以前に生成されたスロッシングガス運動でクラスター大気にAGNジェットを発射することによるシミュレーションを使用してこの仮説をテストしました合併イベント。これらの運動が、AGN気泡の宇宙線に富む物質を大きな半径に輸送し、それを接線方向に伸ばして、電波の遺物に似たフィラメント状の形状を生成できることを示しました。この作業では、宇宙線を拡散とAlfv\'en損失を受ける別個の流体としてモデル化することにより、宇宙線の物理的記述を改善します。この追加の宇宙線物理学を含めると、これらのフィラメント状の特徴の外観が大幅に減少することがわかります。これは、元の仮説が銀河団ガスの宇宙線物理学のモデリングに敏感であることを示しています。
TianQinでGW190521のようなバイナリブラックホールを検出する機能
| Title |
The_capability_for_detection_of_GW190521-like_binary_black_holes_with_TianQin |
| Authors |
Shuai_Liu,_Liang-Gui_Zhu,_Yi-Ming_Hu,_Jian-dong_Zhang,_and_Mu-Jie_Ji |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.05248 |
GW190521の検出は、LIGOとVirgoがこれまでに自信を持って検出した中で最も大規模なバイナリであり、合併の残骸は中間質量ブラックホール（IMBH）であると考えられているため、大きな注目を集めています。さらに、一次ブラックホール質量はブラックホール質量ギャップに分類され、対不安定型超新星（PISN）がこの範囲での天体物理学的ブラックホールの形成を防ぎます。この論文では、GW190521のようなソースの検出に関するTianQinの見通しを体系的に調査します。軌道離心率が小さいソースの場合、（i）TianQinは、信号対雑音比（SNR）が8より大きい最大12のソースを解決できます。SNRしきい値が12に増加しても、TianQinはGW190521のようなバイナリを検出できます。。（ii）数年以内にマージするソースのパラメータは正確に回復されます。合体時間と空の位置特定の精度は、それぞれ$1{\rms}$と$1{\rmdeg^{2}}$に近くなります。これは、TianQinが地上のGW検出器と、これらのソースの電磁（EM）望遠鏡に早期警告を提供できることを示しています。さらに、TianQinは、軌道離心率を$10^{-4}$の相対精度で測定することにより、これらのソースの形成チャネルを区別できます。（iii）TianQinは、GW190521のようなソースを使用して、ハッブル定数を$10\％$の精度で制約できます。最後に、非常に風変わりなGW190521のようなソースの場合、GW信号は弱すぎて天琴が検出できない可能性がありますが、天琴のヌル検出でさえ、基礎となる科学の理解に大きく貢献する可能性があります。
ブレーザー放出を研究するための拡大する1ゾーンモデル
活動銀河核のサブカテゴリーであるContext.Blazarsは、非熱的可変放射によって特徴付けられます。この放出は電磁スペクトル全体に広がり、相対論的ジェット内の粒子加速の結果です。ただし、特に無線放射とより高い周波数での放射との関係は未解決の問題のままです。目的。ブレーザー放射の観測は、無線の場所が残りのスペクトルが生成される場所とは非常に異なる可能性があり、多くの場合、個別のモデリングが必要であることを示しています。私たちは、1つのモデルのコンテキスト内で両方の排出量を生成することを目指しています。メソッド。電波放射とより高い周波数での放射との関係を研究するための自己無撞着な1ゾーン拡大レプトンモデルを構築し、それをブレーザーのフレア状態に適用します。線源がジェットを下って膨張するときに加速するエピソードを想定して、断熱膨張とシンクロトロン/逆コンプトン放射によってエネルギーが失われるときの電子の進化を数値的に調べます。結果。高周波放射は電子注入を模倣し、主に冷却が強い加速サイトの近くで生成されることがわかります。対照的に、放射領域が膨張によりシンクロトロンの自己吸収に対して光学的に薄くなった場合、電波放射はジェットのさらに下流で生成されます。磁場の強さ、電子の光度、膨張速度などの初期パラメータが、電波放射サイトの位置を特定する際の役割について簡単に説明します。拡大する1ゾーンモデルは、拡大しないモデルとは本質的に異なり、さらに、より多くのパラメーターが必要であることを示します。たとえば、2013年に観測されたMrk421$\gamma$-ray-ラジオフレアの観測データに私たちのアプローチを適用します。
NuSTARによるX線パルサーXTEJ1946 +274の研究
| Title |
Study_of_the_X-ray_Pulsar_XTE_J1946+274_with_NuSTAR |
| Authors |
A._S._Gorban_(1,_2),_S._V._Molkov_(1),_S._S._Tsygankov_(3,_1)_and_A._A._Lutovinov_(1,2)_((1)_Space_Research_Institute,_Russian_Academy_of_Sciences,_Moscow,_Russia,_(2)_Higher_School_of_Economics,_National_Research_University,_Moscow,_Russia,_(3)_Tuorla_Observatory,_University_of_Turku,_Turku,_Finland) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.05337 |
2018年6月に実施された0.3〜79keVの広いエネルギー範囲でのNuSTARとSwift/XRTの同時観測に基づいた、過渡X線パルサーXTEJ1946+274からの放射のスペクトルおよびタイミング分析の結果を示します。明るい爆発。私たちのスペクトル分析は、ソースの平均スペクトルと位相分解スペクトルの両方で、エネルギー$\sim38$keVのサイクロトロン吸収線の存在を確認しました。位相分解分光法はまた、周期が$\simeq15.755$sである中性子星回転位相によるスペクトルパラメータの変動を研究することを可能にしました。サイクロトロン線のエネルギーは、パルスのスケールで大幅に（$\simeq34$から$\simeq39$keVに）変化することが示され、線幅と光学的厚さも変動を示します。サイクロトロン線パラメータの観測された振る舞いは、小さな降着柱からの放出の反射のモデルの観点から解釈することができます（観測時の光源の光度は$\sim3\times10^{37}$ergでしたs$^{-1}$）中性子星表面から離れています。鉄線の等価幅もパルス位相によって大幅に変化することがわかっています。パルスと等価幅プロファイルの間の時間遅延は、外側の降着円盤領域からの中性子星放出の反射によって説明することができます。
ホビー・エバリー望遠鏡ダークエネルギー実験（HETDEX）調査の設計、削減、および検出
| Title |
The_Hobby-Eberly_Telescope_Dark_Energy_Experiment_(HETDEX)_Survey_Design,_Reductions,_and_Detections |
| Authors |
Karl_Gebhardt,_Erin_Mentuch_Cooper,_Robin_Ciardullo,_Viviana_Acquaviva,_Ralf_Bender,_William_P._Bowman,_Barbara_G._Castanheira,_Gavin_Dalton,_Dustin_Davis,_Roelof_S._de_Jong,_D._L._DePoy,_Yaswant_Devarakonda,_Sun_Dongsheng,_Niv_Drory,_Maximilian_Fabricius,_Daniel_J._Farrow,_John_Feldmeier,_Steven_L._Finkelstein,_Cynthia_S._Froning,_Eric_Gawiser,_Caryl_Gronwall,_Laura_Herold,_Gary_J._Hill,_Ulrich_Hopp,_Lindsay_R._House,_Steven_Janowiecki,_Matthew_Jarvis,_Donghui_Jeong,_Shardha_Jogee,_Ryota_Kakuma,_Andreas_Kelz,_W._Kollatschny,_Eiichiro_Komatsu,_Mirko_Krumpe,_Martin_Landriau,_Chenxu_Liu,_Maja_Lujan_Niemeyer,_Phillip_MacQueen,_Jennifer_Marshall,_Ken_Mawatari,_Emily_M._McLinden,_Shiro_Mukae,_Gautam_Nagaraj,_Yoshiaki_Ono,_Masami_Ouchi,_Casey_Papovich,_Nao_Sakai,_Shun_Saito,_Donald_P._Schneider,_Andreas_Schulze,_Khavvia_Shanmugasundararaj,_Matthew_Shetrone,_Chris_Sneden,_Jan_Snigula,_Matthias_Steinmetz,_Benjamin_P._Thomas,_Brianna_Thomas,_Sarah_Tuttle,_Tanya_Urrutia,_Lutz_Wisotzki,_Isak_Wold,_Gregory_Zeimann,_Yechi_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.04298 |
ホビー・エバリー望遠鏡暗黒エネルギー実験（HETDEX）の調査設計、校正、試運転、および輝線検出アルゴリズムについて説明します。HETDEXの目標は、10.9Gpc^3の共移動体積を含む540deg^2の領域で、1.88<z<3.52の間の100万を超えるLy$\alpha$放出銀河の赤方偏移を測定することです。ターゲットの事前選択は含まれません。代わりに、HETDEX測定は、望遠鏡の焦点面に分散された一連の広視野面積分フィールドユニットを使用した分光調査によって行われます。この調査では、ハッブル膨張パラメータと角径距離を測定し、最終的に期待される精度は1％を超えています。プロジェクトの観測戦略、削減パイプライン、ソース検出、およびカタログ生成について詳しく説明し、COSMOS、ExtendedGrothStrip、およびGOODS-Nフィールドでの科学検証の初期結果を示します。私たちのデータは、スループット、位置天文精度、フラックス制限、およびオブジェクト検出で必要な仕様に達していることを示しています。最終製品は、輝線源、それらのオブジェクト分類、およびフラックス校正スペクトルのカタログです。
VIRUPは、観測とシミュレーションの両方から取得した大規模な科学的天体物理学的データセットをナビゲートするためのインタラクティブな仮想現実環境を提供する新しいC++オープンソースソフトウェアです。テラバイトのデータを視覚化するように調整されており、最適な没入体験を保証するために、毎秒90フレームでレンダリングされます。VIRUPは当初、ゲーム用バーチャルリアリティヘッドセットで動作するように設計されていましたが、180度の3D画面などのさまざまな最新の没入型システムをサポートしています。ドームまたは360度。パノラマ。VIRUPは、Python言語のおかげでスクリプト化できます。これは、事前に選択されたシーンを通して訪問者を没頭させたり、シーケンスを事前にレンダリングして映画を作成したりできる機能です。SDSS2020の最後のリリースのコンパニオンビデオ（https://www.youtube.com/watch?v=KJJXbcf8kxA）と、21分間のドキュメンタリー、TheArcheologyofLight、https：//go.epfl.ch/ArchaeologyofLightは両方ともVIRUPを使用して100％生産されています。
天文学II用の統合フォトニックスペクトログラフの設計、シミュレーション、および特性評価：3つのスティグマポイントを備えた低収差ジェネレーションIIAWGデバイス
| Title |
Design,_simulation_and_characterization_of_integrated_photonic_spectrographs_for_Astronomy_II:_Low-aberration_Generation-II_AWG_devices_with_three_stigmatic_points |
| Authors |
Andreas_Stoll,_Kalaga_Madhav,_Martin_Roth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.04856 |
天文学用の統合フォトニックスペクトログラフに関するシリーズの第2部では、3つのスティグマティックポイントを使用して構築されたカスタム製造のシリカオンシリコンアレイ導波路回折格子（AWG）の設計、シミュレーション、および特性評価に関する理論的および実験的結果を示します。方法。光路関数の微分係数の反復計算により、天文学的なHバンドで11,000〜35,000の分解能を目標として、いくつかの中高解像度のフィールドフラット化AWG設計を導き出します。数値シミュレーションを使用して、1500nm〜1680nmの広い波長範囲で設計のイメージング特性を研究します。理論的には、中心から離れた波長でのスペクトル分解能の設計固有の劣化について説明し、考えられる解決策を提案します。実験セクションでは、さまざまな自由スペクトル範囲と分解能の7つの製造されたAWGデバイスの特性評価結果を提供します。チャネル伝送帯域幅の測定から、1550nmでの偏光入力の最大27,600のスペクトル分解能の推定値を取得します。さらに、スペクトルの直接連続イメージングのために、偏光モードで最大36,000、非偏光モードで最大24,000の予想分解能を数値的に予測します。
無線アンテナを使用した干渉計エアシャワー測定の期待される性能
大規模な空気シャワーの電波放射の干渉測定により、宇宙線の特性を再構築できます。理想化された検出器を使用した最近のシミュレーション研究では、シャワーの深さの最大値$X_\mathrm{max}$を、10$\、$g$\、$cm$^{-2}$よりも高い精度で測定することが約束されています。この寄稿では、現実的な寸法のまばらなアンテナアレイを備えた（シミュレートされた）傾斜エアシャワーの干渉計$X_\mathrm{max}$測定の可能性を評価します。個々のアンテナ間の不完全な時間同期を説明し、アンテナ密度との相互依存性を詳細に調査します。アンテナの多重度（イベントごと）と、個々のアンテナの時間同期における最大許容精度との間に強い相関関係があることがわかります。この結果から、干渉測定を適用するためのアンテナアレイを設計するための前提条件を結論付けることができます。30$\、$MHzから80$\、$MHzの一般的に使用される周波数帯域内で1$\、$nsの精度で記録されたデータの場合、アンテナの多重度$\gtrsim50$が必要です。20$\、$g$\、$cm$^{-2}$の精度での$X_\mathrm{max}$再構成。この多様性は、1$\、$km間隔のアンテナアレイを備えた天頂角$\theta\geq77.5^\circ$の傾斜エアシャワーを測定することで達成されますが、天頂角$\theta\leq40^\circ$の垂直エアシャワーは100$\、$m未満のアンテナ間隔。さらに、干渉計の再構成をより高い周波数、つまり最大数百MHzでの測定に適用しても、$X_\mathrm{max}$の解像度に改善は見られません。
GaiaEDR3を使用した近くの若いクラスターの再構築
| Title |
Reconstructing_Nearby_Young_Clusters_with_Gaia_EDR3 |
| Authors |
Jeremy_Heyl,_Ilaria_Caiazzo,_Harvey_Richer,_David_R._Miller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.04296 |
GaiaEDR3データセット内のクラスターの現在のメンバーと過去のメンバーの両方を特定するために、40〜80Myrの年齢の4つの最も近い若い散開星団のそれぞれを囲む700万立方パーセクのボリュームを検索しました。1,700を超える現在のクラスターメンバーと1,200を超える候補エスケープが見つかりました。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後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。アルファペルセウス座クラスターから脱出した可能性のある2つの候補の高質量白色矮星と、若いクラスターに関連するいくつかの候補の主系列白色矮星、NGC2451A、IC2391、IC2602が見つかりました。これらのオブジェクトはすべて分光学が必要です。確認。逃亡者候補のこれらのサンプルを使用して、$5〜7$Myrの典型的な不確実性を伴う運動学を使用して、これらのクラスターとプレアデス星団の年齢を決定するための新しい手法を開発および実装します。5つのクラスターすべてについて、この運動学的年齢は等時線で推定された年齢よりも若いですが、等時性フィッティングの不確実性の範囲内です。銀河面から遠く離れて移動するクラスター（プレアデス星団、NGC2451AおよびIC2602）の場合、クラスターの形成は、クラスターが数Myr以内の銀河面にあったときと一致し、これらの年齢決定をサポートします。
落下によって引き起こされたディスクのずれ
ハービッグ星の周りの円盤に関連する弧状および尾状の構造は、形成中の星の最初の崩壊段階の後に発生する落下イベントの結果である可能性があります。ガスと星との遭遇イベントは、最初の原始星崩壊段階の後に第2世代の円盤の形成につながる可能性があります。さらに、ディスク内の影の観察は、内側のディスクが外側のディスクに影を落とすように、内側と外側のディスクの位置がずれている構成によって十分に説明できます。移動メッシュコードAREPOを使用して全部で11の3D流体力学モデルを実行し、ガスの雲と既存のスターディスクシステムの遅い遭遇が原始内部に対してずれている外部ディスクの形成につながる可能性があるかどうかをテストしますディスク。私たちのモデルは、落下角度が大きい場合、既存の原始ディスクに対して大きなミスアライメントを持つ第2世代のディスクが簡単に形成される可能性があることを示しています。第2世代の外側の円盤はより偏心していますが、非対称の落下は内側の円盤の偏心を$e\約0.05$から$0.1$まで引き起こします。逆行性の落下は、逆回転する円盤の形成と降着の増加につながる可能性があります。内側のディスクの角運動量が減少すると、内側のディスクが収縮し、2つのディスクの間にギャップが形成されます。結果として生じる不整合なディスクシステムは、$\sim10^{-4}$M$_{\odot}$の落下質量が与えられた場合、原始的なディスクの質量が小さい場合でも、互いに整列することなく$\sim100$kyr以上存続できます。合成画像は、内側のディスクの位置がずれているために発生する、複数のトランジションディスクで観察されるものと同様の外側のディスクの影を示しています。我々は、スターディスクシステムへの遅い傾斜した落下が、不整列の外側ディスクの形成につながると結論付けます。したがって、Infallは、少なくとも一部の遷移ディスクの影の観測に関与している可能性があります。
球状星団NGC2298のAstroSat研究：熱いHB星のありそうな進化シナリオ
| Title |
AstroSat_study_of_the_globular_cluster_NGC_2298:_probable_evolutionary_scenarios_of_hot_HB_stars |
| Authors |
Sharmila_Rani,_Gajendra_Pandey,_Annapurni_Subramaniam,_Chul_Chung,_Snehalata_Sahu,_and_N._Kameswara_Rao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.04528 |
アストロサットでUVITを使用して取得した画像の遠紫外線（FUV）測光を提示し、銀河球状星団NGC2298の水平分枝（HB）集団を調査します。UV光学色-マグニチュード図（CMD）は、中央領域とガイアのHSTUV球状星団調査（HUGS）データ、および外側領域の地上測光データとの組み合わせ。広がりと4つのホットHBスターを持つ青いHB（BHB）シーケンスは、すべてのFUV光学CMDで検出され、理論的に更新されたBaSTIアイソクロンおよびヘリウム存在量の範囲を持つ合成HBモデルと比較され、ホットHBスターがヘリウム強化されていることを示唆していますBHBと比較した場合。最良のSED適合を使用して、HB星の推定有効温度、半径、および光度をさまざまなHBモデルと比較しました。BHB星の温度範囲は7,500〜12,250Kです。3つのホットHB星の温度範囲は35,000〜40,000Kですが、1つの星の温度範囲は約100,000Kです。次の進化シナリオをお勧めします。2つの星は、初期のホットフラッシャーシナリオで形成された極端なHB（EHB）星の子孫である可能性があります。1つはヘリウムが濃縮されている可能性のあるEHB星である可能性が高く、最も高温のHB星がWD冷却段階に入り、BHB段階から進化した可能性があります。それにもかかわらず、これらは進化の後期段階を理解するための興味深い分光学的ターゲットです。
銀河星雲のLAMOST中解像度スペクトル調査のデータ処理（LAMOST MRS-Nパイプライン）
| Title |
The_Data_Processing_of_the_LAMOST_Medium-Resolution_Spectral_Survey_of_Galactic_Nebulae_(LAMOST_MRS-N_Pipeline) |
| Authors |
Chao-Jian_Wu,_Hong_Wu,_Wei_Zhang,_Yao_Li,_Juan-Juan_Ren,_Jian-Jun_Chen,_Chih-Hao_Hsia,_Yu-Zhong_Wu,_Hui_Zhu,_Bin_Li,_Yong-Hui_Hou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.04547 |
銀河星雲（MRS-N）の大空域多目的ファイバー分光望遠鏡（LAMOST）中解像度スペクトル調査は、2018年9月から3年間実施され、19万個以上の星雲スペクトルと2万個の恒星スペクトルを観測しました。ただし、星雲データのデータ処理パイプラインはまだありません。星雲の分類とその物理的パラメータの精度を大幅に向上させるために、MRS-Nパイプラインを開発しました。この記事では、宇宙線の除去、単一露光のマージ、天窓の輝線のフィッティング、天窓の減算、波長の再校正、星雲パラメータの測定、カタログの作成、スペクトルのパッキングなど、MRS-Nパイプラインの各データ処理ステップについて詳しく説明しました。最後に、ネブラースペクトルファイルやパラメータカタログなどのデータ製品について説明します。
静止フィラメントの交感神経発疹につながる振動と大量排出
| Title |
Oscillations_and_mass-draining_that_lead_to_a_sympathetic_eruption_of_a_quiescent_filament |
| Authors |
Jun_Dai,_Qingmin_Zhang,_Yanjie_Zhang,_Zhe_Xu,_Yingna_Su,_Haisheng_Ji |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.04695 |
この論文では、2015年4月28日に噴火が成功する前の、大きな静止フィラメントの質量排出と振動に関する多波長分析を示します。平行で近接した小さなフィラメントの噴火は、縦方向の振動を誘発し、対象のフィラメント内の質量排出を強化します。振幅25Mm、23kmの縦振動は、観測可能なサイクル中に減衰を受けませんでした。その後、わずかに強化された排出が四肢の後ろの噴火を刺激し、フィードバックをさらに促進し、対象のフィラメント内で同時振動を誘発した可能性があります。横方向の振動が15Mmと14kmの振幅で進行し、縦方向の振動がより大きな変位と速度の振幅（57Mm、43km）を伴う場合、これらの同時振動に大きな減衰が見られます。振動の2番目のグループは2サイクル続き、2時間の同様の期間がありました。このことから、フィラメントを支持する伏角の曲率半径と横磁場強度は、355Mmと34Gと推定できます。対象のフィラメント内の大量排出は14時間続きました。見かけの速度は35kmから85kmに増加し、遷移は振動の発生と一致していました。我々は、2つのフィラメントの噴火は同情的であると結論付けます。つまり、静止フィラメントの噴火は、近くの小さなフィラメントの噴火によって引き起こされました。
LOFARラジオ放射星のTESSビュー
| Title |
The_TESS_View_of_LOFAR_Radio-Emitting_Stars |
| Authors |
Benjamin_J.S._Pope,_Joseph_R._Callingham,_Adina_D._Feinstein,_Maximilian_N._G\"unther,_Harish_K._Vedantham,_Megan_Ansdell,_Timothy_W._Shimwell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.04759 |
LOFARを使用した144MHzの低無線周波数でのM矮星GJ1151の最近の検出は、太陽系外惑星がそのホスト星と磁気的に相互作用している証拠として解釈されています。これは、電波望遠鏡によって主系列星の周りで検出された最初の太陽系外惑星です。そのような惑星の視線速度の確認は決定的ではないことが証明されており、電波放射が恒星の冠状突起によって生成される可能性があります。TESSからのデータを使用して、GJ1151の恒星活動とフレア、およびLOFARによって検出された他の14個のM矮星を調査することにより、この質問に光を当てました。GJ1151と他の3つの星と惑星の相互作用の候補は、回転変調がなく、フレアがあったとしてもごくわずかで、非アクティブであることがわかりました。LOFARの残りの部分は、M個の矮星のフレアを頻繁に検出しました。恒星の活動がGJ1151とその3つの類似体からの明るい円偏光放射の原因である可能性は低いと考えられ、星と惑星の磁気相互作用の解釈をサポートします。
ソーラーオービター/ RPWで観測された0.5AUから1AUのホイスラ波
| Title |
Whistler_waves_observed_by_Solar_Orbiter_/_RPW_between_0.5_AU_and_1_AU |
| Authors |
M._Kretzschmar,_T._Chust,_V._Krasnoselskikh,_D._Graham,_L._Colomban,_M._Maksimovic,_Yu._V._Khotyaintsev,_J._Soucek,_K._Steinvall,_O._Santolik,_G._Jannet,_J.Y._Brochot,_O._Le_Contel,_A._Vecchio,_X._Bonnin,_S._D._Bale,_C._Froment,_A._Larosa,_M._Bergerard-Timofeeva,_P._Fergeau,_E._Lorfevre,_D._Plettemeier,_M._Steller,_S._Stverak,_P._Travnicek,_A._Vaivads,_T._S._Horbury,_H._OBrien,_V._Evans,_V._Angelini,_C._Owen,_and_P._Louarn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.05080 |
私たちの研究の目的は、ホイッスラー波に特に注意を払いながら、電子分布関数を変更できる電磁波を検出して特性を明らかにすることです。太陽周回軌道の最初の軌道である0.5〜1AUの間に、ソーラーオービター宇宙船によって観測された電場と磁場の変動を詳細に分析します。ラジオプラズマ波（RPW）機器スイートの両方の部分であるサーチコイル磁力計と電気アンテナのデータを使用して、3Hzを超える周波数の電磁波を検出し、それらの振幅、周波数、偏波、およびk-の統計的分布を決定します。距離の関数としてのベクトル。また、電気測定と磁気測定の間の位相と電気アンテナの有効長に関する関連する機器の問題についても説明します。観測された波の圧倒的多数は、太陽風フレーム内で右円偏光されており、外向きに伝播する準平行ホイスラ波として識別されます。それらの発生率は、1AUから0.5AUに少なくとも2倍に増加します。これらの結果は、ホイスラ熱流束の不安定性による熱流束の調節と一致しています。0.5AU付近では、ホイッスラー波は1AUの場合よりもフィールドに整列し、正規化された周波数（$f/f_{ce}$）が小さく、振幅が大きく、帯域幅が広いことがわかります。
中程度の質量の若い巨人回転と混合の証拠
| Title |
Young_giants_of_intermediate_mass_Evidence_of_rotation_and_mixing |
| Authors |
Linda_Lombardo_(GEPI),_Patrick_Fran\c{c}ois_(GEPI,_UPJV),_Piercarlo_Bonifacio_(GEPI),_Elisabetta_Caffau_(GEPI),_A._Matas_Pinto_(GEPI),_Corinne_Charbonnel_(ObsGE),_Georges_Meynet_(ObsGE),_Lorenzo_Monaco_(UNAB),_Gabriele_Cescutti_(OAT),_Alessio_Mucciarelli_(UNIBO) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.05229 |
環境。Str{\"o}mgren測光を使用して金属量の少ない輝巨星のサンプルを検索したところ、偶然にも26個の若い（1Gyr未満の年齢）金属量の多い巨星のサンプルが見つかりました。そのうちのいくつかは高い回転速度を持っています。目的：これらの星の化学組成と回転速度を決定して、恒星進化モデルからの予測と比較しました。これらの星は、メインシーケンス上でスペクトルタイプAからBであるため、それらの存在量パターンを主系列のA星とB星の質量。方法。恒星の質量は、色と大きさの図の星の位置を理論上の進化の軌跡と比較することによって導き出されました。これらの質量は、ガイア測光と視差とともに、恒星パラメータ。スペクトル合成とモデル大気を使用して、16個の元素（C、
磁気ホットスター風におけるライン駆動不安定性のシミュレーション
熱くて明るい星の線駆動風は、線の影を落とす不安定性（LDI）のため、本質的に不安定です。非磁性の熱い星では、LDIは、観測診断に大きな影響を与える可能性のある、小規模で空間的に分離された塊からなる不均一な風の形成につながります。ただし、磁気ホットスターの場合、LDIで生成された構造、風のダイナミクス、および観測診断への影響は、これまで直接調査されていません。典型的なO超巨星の磁力線駆動風におけるLDI生成構造とダイナミクスの非線形発達を調査した。仮定された1次元の電気力を評価するために、SmoothSourceFunction近似を使用して、LDIの2次元軸対称磁気流体力学（MHD）シミュレーションを採用しました。これらの磁気モデルの解釈を容易にするために、対応する非磁気LDIシミュレーション、およびLDIを無視した磁気シミュレーションと比較しました。得られた中心的な結果は、風の形態と風の凝集特性が、風の磁気閉じ込めの増加に伴って大きく変化することです。最も注目すべきは、磁気的に閉じ込められた流れでは、LDIは、非磁性の線駆動風の空間的に分離された小規模な塊とはまったく異なる大規模なシェル状シート（「パンケーキ」）につながります。磁気ホットスターの観測診断研究と恒星進化モデルに対するこれらの発見の影響について議論します。
球殻におけるオーバーシュート対流のダイナミクスについて：密度成層と回転の影響
| Title |
On_the_dynamics_of_overshooting_convection_in_spherical_shells:_Effect_of_density_stratification_and_rotation |
| Authors |
Lydia_Korre_and_Nicholas_A._Featherstone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.05432 |
対流領域から隣接する安定した成層ゾーンへの乱流運動のオーバーシュートは、このプロセスが化学種の混合につながり、角運動量と磁場の輸送に寄与する可能性があるため、恒星内部のダイナミクスに重要な役割を果たします。球殻内のオーバーシュート対流の一連の完全に非線形な3次元（3D）非弾性シミュレーションを提示します。これらは、オーバーシュートのダイナミクスの密度成層と回転への依存性に焦点を当てています。グローバルシミュレーションを介して体系的に一緒に研究されていません。オーバーシュートの長さスケールは、対流領域の密度成層の単調関数ではなく、2つのゾーンの密度成層の比率に依存することを示しています。さらに、オーバーシュートの長さスケールはロスビー数Roの減少とともに減少し、Ro$^{0.23}$としてスケールしますが、緯度に依存し、ロスビー数が多いほど緯度の変動が弱くなることがわかります。回転によって生じる平均流を調べて、それらが対流層の底を越えて安定領域に伸びていることを発見します。私たちの発見は、恒星の対流領域と放射領域の間の動的相互作用のより良い理解を提供し、特に太陽タコクラインとそのオーバーシュート領域との重なりの意味に関連する将来の研究を動機付けるかもしれません。
原始ブラックホール（PBH）によって引き起こされる初期の物質支配を伴うアクシオン様粒子（ALP）暗黒物質の現象論的結果を調査します。ビッグバン元素合成の前に完全に蒸発する、質量が$\sim10^9〜$g未満の軽いBHに焦点を当てます。グレイボディ係数とBH角運動量を注意深く考慮して、結合されたボルツマン方程式を数値的に解きます。PBH蒸発からのエントロピー注入により、元々真空ミスアラインメントメカニズムによって生成されたALP熱的残存粒子が希釈され、パラメータ空間がより大きなスケール$f_a$、または同等に、より小さなALP-光子結合$g_{a\gamma}$で開かれることがわかります。ABRACADABRA、KLASH、ADMX、DM-Radioなどの将来の検出器の範囲内。さらに、初期の宇宙がPBHが支配的な時代を特徴としている場合、ALPミニクラスターの質量は数桁大きくなる可能性があります。ホーキング放射から直接生成された相対論的ALPの場合、ダークラディエーションへの寄与は次世代CMB実験の感度の範囲内であることがわかります。完全を期すために、QCDアクシオンの特定のケースについても再検討します。
ミラーツインヒッグス宇宙論：$ H_0 $と$ S_8 $の緊張に対する制約と可能な解決策
| Title |
Mirror_Twin_Higgs_Cosmology:_Constraints_and_a_Possible_Resolution_to_the_$H_0$_and_$S_8$_Tensions |
| Authors |
Saurabh_Bansal,_Jeong_Han_Kim,_Christopher_Kolda,_Matthew_Low,_Yuhsin_Tsai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.04317 |
ミラーツインヒッグスモデル（MTH）は、ヒッグス階層性問題のソリューションであり、ツインセクターの温度、ツインバリオンの存在量、および真空期待値（VEV）の3つの追加パラメーターのみで十分に予測された宇宙的シグネチャを提供します。ツイン電弱対称性の破れの。これらのパラメータは、双子の放射の振る舞いと双子のバリオンの音響振動を指定します。これにより、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）と大規模構造（LSS）にテスト可能な効果がもたらされます。コライダー検索はツインVEVのみをプローブできますが、宇宙論データへの適合を通じて、既存のCMB（Planck18TTTEEE+lowE+lowT+lensing）およびLSS（KV450）データが残りのMTHパラメーターにすでに有用な制約を提供していることを示します。さらに、このモデルに双子の放射が存在するとハッブル定数$H_0$が上昇し、散乱する双子のバリオンが物質の変動$S_8$を低減できることを示します。これにより、観測された$H_0$と$S_8$の張力を同時に緩和できます。。このシナリオは、通常の$\Lambda$CDM+$\DeltaN_{\rmeff}$モデルとは異なります。このモデルでは、追加の放射がハッブルの張力を助けますが、$S_8$の張力を悪化させます。たとえば、SH0ESおよびPlanck〜SZデータを近似に含めると、$\gtrsim20\％$の暗黒物質が双子のバリオンで構成される宇宙が、$\Lambda$CDMよりも$\sim4\によって優先されることがわかります。sigma$。双子のセクターが実際に$H_0$と$S_8$の緊張を解決する責任がある場合、Euclid衛星とCMBステージ4実験からの将来の測定では、双子のパラメーターをさらに$O（1-10\％）$レベルの精度で測定します。。私たちの研究は、隠された自然性を持つモデルが、精密な宇宙論的データを使用してどのように潜在的に調査できるかを示しています。
極端な磁気嵐の間の熱圏密度増強をモデル化する現在の状態と将来の方向
| Title |
The_current_state_and_future_directions_of_modeling_thermosphere_density_enhancements_during_extreme_magnetic_storms |
| Authors |
Denny_M._Oliveira,_Eftyhia_Zesta,_Piyush_M._Mehta,_Richard_J._Licata,_Marcin_D._Pilinski,_W._Kent_Tobiska,_and_Hisashi_Hayakawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.04360 |
低軌道（LEO）の衛星、有人宇宙船、およびステーションは、大気の抗力に非常に敏感です。磁気嵐の間、衛星の寿命と軌道追跡はますます不正確または不確実になります。LEOにおける政府および民間衛星のプレゼンスの計画的な増加を考えると、特に極端なイベント中の衝突回避および寿命最適化のための正確な密度予測の必要性は緊急の問題になり、包括的な国際協力が必要です。さらに、長期の太陽活動モデルと過去のデータは、太陽活動が今後数年と数十年で大幅に増加することを示唆しています。この記事では、特に高精度密度を決定できる最先端の加速度計を備えた多くの衛星の打ち上げ後に発生する極端な磁気嵐に対する熱圏応答の研究における主な成果を簡単に要約します。データ同化を使用した経験的モデルのパフォーマンスは、すべての極端な嵐の段階でデータ同化を使用しない場合のパフォーマンスよりも高いことがわかります。2つの方向を検討することにより、予測モデルをどのように改善できるかについて説明します。1つは、過去の極端な嵐のデータセットを密度予測に適合させること、もう1つは、将来に向けて、大規模な熱圏データセットの同化を促進することです。将来のイベントで収集されます。したがって、このトピックは、科学界、衛星を運用する政府機関、およびLEOで運用されている資産を持つ民間部門に関連しています。
太陽風シミュレーションのための流れに沿った電磁流体力学
磁場ベクトル$\mathbf{B}が存在する基準系が存在するという仮定によって制約された、凍結磁場を伴う高伝導プラズマの動的挙動を説明する電磁流体力学（MHD）数学モデルを提示します。$は、各ポイントでプラズマ速度ベクトル$\mathbf{u}$と整列します。このソリューションを「ストリームアラインMHD」（SA-MHD）と呼びます。このモデルのフレームワーク内で、誘導方程式の電界$\mathbf{E}=-\mathbf{u}\times\mathbf{B}\equiv0$は同じように消滅し、電磁エネルギーフラックスも同様に消滅します（ポインティングフラックス）、$\mathbf{E}\times\mathbf{B}\equiv0$、エネルギー方程式。同時に、プラズマ運動に対する磁場からの力の影響（\amp力）は、運動量方程式で完全に考慮されます。提案されたモデルの定常状態の解は、完全なMHD連立方程式の正当な解です。ただし、逆の記述は正しくありません。任意の定常状態の磁場では、電場が同じように消滅する必要はありません（ただし、そのカールは消滅する必要があります）。具体的には、いわゆる\cite{Parker：1958a}スパイラルの形で、定常状態（「周囲」）の太陽大気の現実的なツリー次元ソリューションを、ストリーム整列MHD（SA-MHD）内で効率的に生成できます。一般性を失うことなく
暗黒物質：DAMA / LIBRAとその展望
| Title |
The_dark_matter:_DAMA/LIBRA_and_its_perspectives |
| Authors |
R._Bernabei_(1),_P._Belli_(1),_V._Caracciolo_(1),_R._Cerulli_(1),_V._Merlo_(1),_F._Cappella_(2),_A._d'Angelo_(2),_A._Incicchitti_(2),_C.J._Dai_(3),_X.H._Ma_(3),_X.D._Sheng_(3),_F._Montecchia_(1,4),_Z.P._Ye_(3,5)_((1)_Univ._Roma_Tor_Vergata_and_INFN_Roma_Tor_Vergata,_(2)_Univ._Roma_and_INFN_Roma,_(3)_IHEP_CAS_Beijing,_(4)_Univ._Tor_Vergata,_(5)_Univ._Jinggangshan) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.04734 |
実験的観察と理論的議論は、暗黒物質（DM）粒子が宇宙の最も顕著な成分の1つであることを指摘しています。これは、銀河ハローにおけるこれらの粒子の存在を調査するための先駆的なDAMA実験の動機となりました。これは、DMの年次変調率のモデルに依存しないシグネチャと、地下サイトの非常に高純度の装置を利用することによって行われました。この論文では、DAMA/LIBRA-phase2の他の2つの年次サイクルによって得られた結果を示し、I.N.F.N。のGranSassoNationalLaboratory（LNGS）の地下深部でDAMAによって測定された長年のモデルに依存しない年次変調効果を示します。さまざまな実験構成で要約されています。DAMA/LIBRA-phase2の改良された実験構成、$\simeq$250kgの非常に高純度のNaI（Tl）により、ソフトウェアのエネルギーしきい値を下げることができました。8年間のサイクルにわたるDAMA/LIBRA-phase2の総曝露量は、1.53トン$\times$年です。DAMA/LIBRA-phase2は、11.8$\sigma$C.L.で、モデルに依存しない暗黒物質の年間変調署名のすべての要件を満たす信号の証拠を確認します。エネルギー領域（1-6）keVで。DAMA/NaIおよびDAMA/LIBRA-phase1（2.86トン$\times$yr）からもデータが入手できる2〜6keVのエネルギー領域では、達成されたC.L.は13.7$\sigma$;シングルヒットシンチレーションイベントの変調振幅は$（0.01014\pm0.00074）$cpd/kg/keV、測定位相は$（142.4\pm4.2）$日、測定周期は$（0.99834\pm0.00067）です。）$yr、これらの値はすべて、DM粒子に期待される値とよく一致しています。悪用されたDMシグニチャを模倣できる（つまり、測定された変調振幅全体を説明し、同時にシグニチャのすべての要件を満たす）系統学または副反応は、これまでの数十年にわたって誰にも発見または示唆されていません。
地下実験室で観測されたWIMP散乱ターゲット核の角反跳フラックス/エネルギー分布の年次変調
| Title |
Annual_modulations_of_the_angular_recoil-flux/energy_distributions_of_WIMP-scattered_target_nuclei_observed_at_an_underground_laboratory |
| Authors |
Chung-Lin_Shan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.05027 |
この記事では、さまざまな地下実験室で観測されたWIMP散乱ターゲット核の反跳フラックスとエネルギーの角度分布のターゲットとWIMP質量に依存する「年間変調」を比較します。読者の参考のために、さまざまなWIMP質量と、機能するすべての地下実験室で頻繁に使用されるターゲット核を使用したシミュレーションプロットを、オンライン（インタラクティブ）デモンストレーションWebページ（http://www.tir.tw/phys/hep/dm）で見つけてダウンロードできます。/amidas-2d/）。
LISAと重力波空間検出器による暗い重力磁気
| Title |
Dark_gravitomagnetism_with_LISA_and_gravitational_waves_space_detectors |
| Authors |
Angelo_Tartaglia,_Massimo_Bassan,_Giuseppe_Pucacco,_Valerio_Ferroni,_Daniele_Vetrugno |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.05135 |
ここでは、暗黒物質ハローによる寄与を含め、天の川の回転による重力磁場を検出するためにLISA干渉計を使用する提案を提示します。銀河系の信号は、太陽の重力磁場に重ね合わせられます。使用する手法は、空間干渉計の閉じた輪郭に沿った光の非対称伝搬に基づいています（サニャックのようなアプローチ）。提案された実験の原理的側面と実際的側面の両方について説明します。適切な回転と軌道運動により、求められている信号を運動学的項から解きほぐすための戦略は、飛行時間の非対称性の時間変調に基づいています。このような変調は、銀河面に対する干渉計の面の年次振動によって発生します。また、電磁信号の分極に対する重力磁場の影響は、原則として検出可能な現象として提示されます。
暗黒物質探索のための液体アルゴン検出器のシンチレーション時間応答の特性化
| Title |
Characterization_of_the_scintillation_time_response_of_liquid_argon_detectors_for_dark_matter_search |
| Authors |
P._Agnes,_S._De_Cecco,_A._Fan,_G._Fiorillo,_D._Franco,_C._Galbiati,_C._Giganti,_G._Korga,_M._Lebois,_A._Mandarano,_C._J._Martoff,_L._Pagani,_E._Pantic,_A._Razeto,_A._L._Renshaw,_Q._Riffard,_B._Schlitzer,_A._Tonazzo,_H._Wang,_J._N._Wilson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.05350 |
液体アルゴンのシンチレーション時間応答は、暗黒物質探索実験における電子的背景の識別において重要な役割を果たします。ただし、その並外れた除去力は、最も一般的に使用される波長シフターであるテトラフェニルブタジエンの遅延発光やタイムプロジェクションチェンバーに適用される電界ドリフトなど、さまざまな検出器効果の影響を受ける可能性があります。この作業では、テトラフェニルブタジエンの遅延応答とパルス形状弁別の電界依存性を特徴づけ、単色中性子およびガンマ線源にさらされた小規模単相液体アルゴン検出器であるARISで取得したデータを活用しました。オルセーにあるIJCラボのALTO施設。
高赤方偏移のための$ f（T、B）$宇宙誌
| Title |
$f(T,B)$_cosmography_for_high_redshifts |
| Authors |
Celia_Escamilla-Rivera,_Geovanny_A._Rave-Franco_and_Jackson_Levi_Said |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.05434 |
宇宙論的観測の統計的性能に照らして、この研究では、$f（T、B）$重力で宇宙誌を提示します。このシナリオでは、すでに文献で提案されているいくつかの$f（T、B）$モデル間の縮退を減らすことができる宇宙論的に実行可能な標準的なケースを見つけました。さらに、PantheonSNeIaコンパイル、CosmicChronometers、および新しくGRBでキャリブレーションされたデータサンプルを使用して、このモデルを制約します。宇宙論的パラメーターを含めるための適切な戦略により、$f（T、B）$重力内でモデルを使用して実行可能な宇宙論を生成できることがわかりました。
