Magneticumシミュレーションにおける宇宙論への伴銀河存在量の依存性
コンテキスト：銀河団（GC）での伴銀河の存在量$N_s$のモデリングは、HaloOccupationDistribution（HOD）のモデリングにおける重要な要素であり、それ自体が観測研究と数値シミュレーションを結び付ける強力なツールです。目的：宇宙論的シミュレーションと模擬観測の両方で、衛星の存在量に対する宇宙論的パラメーターの影響を研究すること。方法：宇宙論的パラメーター$\Omega_m、\Omega_b、\sigma_8、h_0$、および赤方偏移$zに基づいて、衛星の存在量のエミュレーター（HODEmu、\url{https://github.com/aragagnin/HODEmu/}）を構築します。$15の異なる宇宙論にまたがる\magneticum流体力学シミュレーションを使用してエミュレーターをトレーニングします。それぞれ$0<z<0.5、$の間の$4$の赤方偏移スライスを超え、セットアップごとに正規化$A$、ログスロープ$\beta$、Gaussianを適合させます。$N_s-M$関係のフラクショナルスキャッター$\sigma$。エミュレーターは、多変量出力のガウス過程回帰（GPR）に基づいています。結果：$A$と$\beta$は、たとえ弱くても、特に$\Omega_m、$$\Omega_bに依存していることがわかります。この依存関係は、異なる宇宙シミュレーションの衛星HOD間の文献に見られるいくつかの矛盾を説明できます。（Magneticum、Illustris、BAHAMAS）。また、衛星の存在量の宇宙論の依存性が、完全物理（FP）シミュレーション、暗黒物質のみ（DMO）、および非放射シミュレーションの間で異なることも示しています。結論：この作業は、高質量ハローの衛星存在量の宇宙論的依存性の予備的なキャリブレーションを提供し、宇宙論的パラメーターを使用したHODのモデル化が衛星存在量の解釈に必要であることを示し、この依存性のモデル化にFPシミュレーションを使用することの重要性を示しました。。
フルシェイプ情報と再構築後のBAOを含むBOSS調査の新しい分析
| Title |
A_new_analysis_of_the_BOSS_survey,_including_full-shape_information_and_post-reconstruction_BAO |
| Authors |
Shi-Fan_Chen,_Zvonimir_Vlah_and_Martin_White |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.05530 |
BOSS調査の再構築前と再構築後の2点関数の一貫した共同分析のための新しい方法を提示します。再構成後の相関関数は、距離と赤方偏移の関係と拡張履歴を正確に測定するために使用されますが、再構成前のパワースペクトル多重極は、大規模構造の広帯域形状と成長率を制約します。私たちの手法では、ラグランジュ摂動理論を使用して、2点関数のレベルで自己無撞着に動作します。つまり、ドラッグスケールで正規化された要約統計量で制約を近似することなく、測定データを直接操作します。赤方偏移の全範囲と両方の半球にわたって銀河を組み合わせると、$\Lambda$CDMのコンテキスト内で、$\Omega_m=0.304\pm0.0084$、$H_0=69.22\pm0.79$、および$\sigma_8=0.783\pm0.047$を制約します。これらの制約は、プランクの一次CMB異方性データと最近の宇宙せん断調査の両方とよく一致しています。
フィールド密度と高z光度関数を同時に測定するためのフレームワーク
| Title |
A_Framework_for_Simultaneously_Measuring_Field_Densities_and_the_High-z_Luminosity_Function |
| Authors |
A.C._Trapp,_Steven_R._Furlanetto,_Jinghong_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.05591 |
大規模構造からの宇宙の変動は、z>6での銀河調査の不確実性の主な原因になりますが、その同じ構造は、初期の宇宙の密集した環境を特定して研究する機会も提供します。銀河団のロバストなモデルを使用して、大規模な密度を推論フレームワークに直接組み込みます。推論フレームワークは、調査で高z（z>6）UV光度関数と各個別ボリュームの平均物質密度を同時に測定します。このフレームワークを通じて、私たちはいくつかの主要な今後のジェームズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）銀河調査のパフォーマンスを予測します。それらは、ポアソンノイズによって課せられる理論的限界までフィールド物質密度を制限し、数十の共動Mpcの横方向スケールで過密（および低密度）領域を明確に識別できることがわかります。また、JWSTは、z=8での既存のハッブル宇宙望遠鏡の制約に匹敵するz=12での精度で光度関数を測定すると予測します（そして、かすかな端の傾斜ではさらに優れています）。また、広視野調査は、光度関数モデルを区別する上で特に重要であることがわかります。
最も単純な$ \ alpha $ -attractor $ T $モデルの新しい一般化
最も単純な$\alpha$-attractor$T$モデルは、ポテンシャル$V=V_0\tanh^2（\lambda\phi/M_{pl}）$によって与えられます。ただし、タイプ$V=V_0\tanh^p（\lambda\phi/M_{pl}）$のモデルのクラスへの一般化は、$p$のほとんどの値のインフレモデルとして解釈するのが困難です。基本モデルを維持しながら、新しい一般化を提案します。ここで、最終的なポテンシャルは$V=V_0（1-\sech^p（\lambda\phi/M_{pl}））$の形式であり、元の一般化を悩ませている問題。$p$の任意の値のインフレのモデルとしての解釈を成功させると同時に、任意の$p$の再加熱が発生する可能性のある領域を提供します（奇数および分数値）問題なく。$p=1、2、4$の場合、解$r（n_s、N_{ke}）$が得られます。ここで、$r$はテンソル対スカラー比、$n_s$はスペクトル指数、$N_{ke}$インフレ中の$e$倍の数。また、これらのソリューションが$\phi^2$単項式にどのように接続するかを示します。
拡大する背景と一般化された安定クラスター仮説（GSCP）における暗黒物質の重力崩壊のための非放射状二体崩壊モデル（TBCM）
| Title |
A_non-radial_two-body_collapse_model_(TBCM)_for_gravitational_collapse_of_dark_matter_in_expanding_background_and_generalized_stable_clustering_hypothesis_(GSCP) |
| Authors |
Zhijie_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.05784 |
分析ツールは、重力崩壊を研究するのに役立ちます。ただし、非線形性が高いため、解決策を見つけるのは困難です。これまでのところ、シンプルで強力なツールはごくわずかです。2つの例は、球形崩壊モデル（SCM）と安定クラスタリング仮説（SCH）です。質量カスケードの基本ステップに基づく新しいツール、つまり2体崩壊モデルを紹介します。TBCMは、ダイナミクスにおいて調和振動子と同じ役割を果たし、構造の進化を理解するための基礎となる可能性があります。便宜上、TBCMは、固定減衰の静的バックグラウンドで任意の指数$n$を使用して重力用に定式化されています。重力、拡大するバックグラウンド（または減衰）、および角運動量の間の競合は、2体の崩壊を次のように分類します。1）弱い角運動量の自由落下崩壊。同じシステムがより早い時間に崩壊し始めると、自由落下時間が長くなります。2）時間の経過とともに持続する弱い減衰の平衡崩壊。摂動解は、システムのエネルギーと運動量のべき乗則の進化につながります。減衰と重力の間の競合を定量化する2つの臨界値$\beta_{s1}=1$と$\beta_{s2}=1/3\pi$が識別されます。値$\beta_{s2}$は、整数mのn=（2-6m）/（1+3m）=-1、-10/7...の離散値に対してのみ存在します。臨界密度比（$18\pi^2$）は、SCMと一致する$n$=-1に対して取得されます。TBCMは、rを使用して角速度$\proptoHr^{-3/2}$を予測します。等温密度は、ごくわずかなハロー寿命の結果です。TBCMは、SCP、つまり平均ペアワイズ速度（最初のモーメント）$\langle\Deltau\rangle=-Hr$を示すことができます。一般化されたSCHは、高次モーメント$\langle\Deltau^{2m+1}\rangle=-（2m+1）\langle\Deltau^{2m}\rangleHr$用に開発されています。TBCMのエネルギー進化は質量に依存せず、エネルギー等分配は適用されません。TBCMは非ラジアルSCMと見なすことができます。どちらのモデルも同じ臨界比率を予測しますが、TBCMにははるかに豊富な情報が含まれています。
DHOSTインフレにおける非ガウス性
純粋なド・ジッター背景からの逸脱がアクシオンのようなポテンシャルによって引き起こされるDHOSTインフレーションモデルは、大きな非ガウス性につながる可能性があります。これらのモデルの非ガウス性の性質を調査し、プランク実験で得られた結果と比較します。DHOSTの非ガウス性と、等辺、直交、およびローカルのテンプレート間のオーバーラップは、任意に小さくすることができます。一方、これは、DHOSTモデルが、バイスペクトルの減少によって例示されるように、大きな非ガウス性を示すことを妨げるものではありません。結果として、それらは将来の実験によって、また既存のプランクデータのより徹底的な分析によって調査される可能性があります。
SDSS-III BOSSのミンコフスキー汎関数：密度場で起こりうる異方性のヒント？
| Title |
Minkowski_Functionals_of_SDSS-III_BOSS_:_Hints_of_Possible_Anisotropy_in_the_Density_Field? |
| Authors |
Stephen_Appleby,_Changbom_Park,_Pratyush_Pranav,_Sungwook_E._Hong,_Ho_Seong_Hwang,_Juhan_Kim,_Thomas_Buchert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06109 |
SDSS-IIIBOSSカタログから抽出されたミンコフスキー汎関数の測定値を示します。ミンコフスキー汎関数を定義した後、ガウス確率場と模擬銀河スナップショットデータを使用して方法論を検証し、マスクされた領域と調査境界を持つフィールドからこれらの統計の偏りのない再構成を取得する方法について説明します。BOSS銀河データから、LOWZおよびCMASSカタログの北と南の空に対応する3次元の4つの密度フィールドのセットを生成し、フィールドが摂動的に非ガウスになるように大規模に平滑化します。各データセットからミンコフスキー汎関数を個別に抽出し、エルミート多項式展開をフィッティングすることによってそれらの形状と振幅を測定します。フィールドのバイスペクトルに関連するミンコフスキー汎関数曲線$a_0$の形状パラメーターの場合、LOWZ-Southデータは、北の空よりも体系的に低い値$a_0=-0.080\pm0.040$を示すことがわかります。対応する$a_0=0.032\pm0.024$。この不一致の重要性は低いですが、データに系統的なものがあること、または物質密度フィールドが低赤方偏移で異方性を示すことを示している可能性があります。標準の等方性フラット$\Lambda$CDM宇宙論を仮定することにより、北と南の空のデータの組み合わせからのミンコフスキー汎関数の振幅は、制約$\Omega_{\rmc}h^2n_{\rms}=0.110\を与えます。CMASSとLOWZの場合はそれぞれpm0.006$と$0.111\pm0.008$であり、Planck$\Lambda$CDMの最適な$\Omega_{\rmc}h^{2}n_{\rms}と一致しています。=0.116\pm0.001$。
第3世代重力波観測所によるバリオン音響振動の検出
| Title |
Detecting_Baryon_Acoustic_Oscillations_with_third_generation_gravitational_wave_observatories |
| Authors |
Sumit_Kumar,_Aditya_Vijaykumar,_and_Alexander_H._Nitz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06152 |
バリオン音響振動（BAO）を、CosmicExplorerやEinsteinTelescopeなどの第3世代（3G）重力波（GW）検出器とのバイナリ中性子星合体の重力波観測からのみ検出する可能性を探ります。これらの測定は、宇宙論の新しい独立したプローブを提供します。現世代のGW検出器（GW観測のみから）でBAOピークを検出することはできません。これは、i）銀河とは異なり、GWのマージのローカライズが不十分であり、ii）BAOの長さスケールをプローブするのに十分なマージイベントがないためです。3GGW検出器ネットワークを使用すると、赤方偏移$z\leq0.3$で、空の1平方度以内に十分に局在する年間$\sim\mathcal{O}（1000）$のバイナリ中性子星合体を観測できます。3G観測所が、大規模な2点相関関数でBAO機能の正確な測定を可能にすることを示します。BAOの効果は、さまざまなリシフトで個別に検出できます。ログエビデンス比は$\sim$23、17、または3で、赤方偏移のBAOピークがそれぞれ0.2、0.25、または0.3のモデルを優先します。厚さ$〜150h^{-1}$Mpcのシェルに対応する赤方偏移ビン。
| Title |
SKA-Low_Intensity_Mapping_Pathfinder_Updates:_Deeper_21_cm_Power_Spectrum_Limits_from_Improved_Analysis_Frameworks |
| Authors |
Nichole_Barry,_Gianni_Bernardi,_Bradley_Greig,_Nicholas_Kern_and_Florent_Mertens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06173 |
SquareKilometerArray（SKA）は、前例のない規模の計画された無線干渉計であり、完成すると低周波無線天文学に革命をもたらします。特に、その中心的な科学の推進力の1つは、宇宙の最初の星と銀河の誕生とそれに続く原始銀河間水素のイオン化をそれぞれ示す、宇宙の夜明けと再電離の時代の体系的なマッピングです。SKAは、銀河間水素からの赤方偏移した21cmの超微細信号を使用して、これらのよく理解されていない時代の最も感度の高いビューを提供します。しかし、この科学的な約束を実現する上で、重大な技術的課題が立ちはだかっています。これらは主に、天体物理学の前景、地上波電波干渉、および機器の応答から来る系統分類学の緩和を含みます。低周波アレイ、マーチソン広視野アレイ、および再電離アレイの水素エポックは、これらの課題に対処するためのさまざまな戦略を開発したSKAパスファインダー実験であり、それぞれが主に異なる機器設計に由来する独自の特性を備えています。これらのさまざまな方向性の概要を説明し、主な違いと相乗効果を強調し、SKAを使用した低周波強度マッピングの将来とこれらがどのように関連しているかについて説明します。また、21cm信号のモデリングに関連する課題を簡単に要約し、天体物理モデルの制約を推測するために提案されている方法論について説明します。
GLADE +：高度な重力波検出器を使用したマルチメッセンジャー検索用の拡張Galaxyカタログ
| Title |
GLADE+:_An_Extended_Galaxy_Catalogue_for_Multimessenger_Searches_with_Advanced_Gravitational-wave_Detectors |
| Authors |
G._D\'alya,_R._D\'iaz,_F._R._Bouchet,_Z._Frei,_J._Jasche,_G._Lavaux,_R._Macas,_S._Mukherjee,_M._P\'alfi,_R._S._de_Souza,_B._D._Wandelt,_M._Bilicki,_P._Raffai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06184 |
高度な重力波検出器を使用したマルチメッセンジャー検索のために、以前の論文で紹介したGLADE銀河カタログの拡張バージョンであるGLADE+を紹介します。GLADE+は、GWGC、2MPZ、2MASSXSC、HyperLEDA、WISExSCOSPZ銀河カタログ、およびSDSS-DR16Qクエーサーカタログの6つの別個の天文カタログからのデータを組み合わせたものです。固有の動きに対するCMBフレームの赤方偏移の補正を可能にするために、「銀河からのベイジアン起源の再構築」形式を使用して、赤方偏移$z=0.05$内に$B$バンドの大きさのデータを持つすべての銀河の標準偏差とともに固有速度を計算しました。GLADE+は、銀河の累積$B$バンド光度に関して、光度距離$d_L=47^{+4}_{-2}$Mpcまで完全であり、合計$の半分を与える最も明るい銀河をすべて含んでいます。$d_L\simeq250$MpcまでのB$バンドの光度。GLADE+に$W1$の光度を持つ銀河の恒星質量と個々のバイナリ中性子星合体率の推定値が含まれています。これらのパラメータは、ホストである可能性の観点から、特定の重力波局在化ボリューム内の銀河をランク付けするのに役立ちます。これにより、電磁対応物を見つけるために必要なポインティングの数と合計積分時間が削減される可能性があります。
K2-182bのもう1つの超高密度サブネプチューンとK2-199bおよびcの洗練された質量測定
| Title |
Another_super-dense_sub-Neptune_in_K2-182_b_and_refined_mass_measurements_for_K2-199_b_and_c |
| Authors |
Joseph_M._Akana_Murphy,_Molly_R._Kosiarek,_Natalie_M._Batalha,_Erica_J._Gonzales,_Howard_Isaacson,_Erik_A_Petigura,_Lauren_M._Weiss,_Samuel_K._Grunblatt,_David_R._Ciardi,_Benjamin_Fulton,_Lea_A._Hirsch,_Aida_Behmard,_Lee_J._Rosenthal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.05502 |
K2測光の複数のキャンペーンを、Keck-HIRESからの正確な視線速度測定と組み合わせて、3つのサブネプチューンサイズの惑星の質量を測定します。大規模なサブネプチューンK2-182b（$P_\mathrm{b}=4.7$日、$R_\mathrm{b}=2.69$$R_\oplus$）の惑星の性質を確認し、K2の洗練されたパラメーターを導出します。-199bおよびc（$P_\mathrm{b}=3.2$日、$R_\mathrm{b}=1.73$$R_\oplus$、および$P_\mathrm{c}=7.4$日、$R_\mathrm{c}=2.85$$R_\oplus$）。これらの惑星は、特にTESSがサブネプチューンのますます多様化するサンプルを明らかにし続けているため、質量半径平面に貴重なデータポイントを提供します。K2-182（EPIC211359660）は、K2キャンペーン5および18で観測された適度に明るい（$V=12.0$mag）初期K型矮星です。K2-182bは、これまでに知られている最も密度の高いサブネプチューンの1つである可能性があります（$20\pm5$$M_\oplus$および$5.6\pm1.4$gcm$^{-3}$）。K2-199（EPIC212779596;$V=12.3$mag）は、最近確認された2つの惑星をホストするK2キャンペーン6および17で観測されたK5Vドワーフです。K2測光の両方のキャンペーンをモデル化し、既存の視線速度データセット（$N$=33）に12個のKeck-HIRES測定値を追加することにより、K2-199bおよびcの軌道および惑星パラメーターを改良します。K2-199bは、$6.9\pm1.8$$M_\oplus$および$7.2^{+2.1}_{-2.0}$gcm$^{-3}$で、岩が多い可能性が高いことがわかります。K2-199cの中間密度は、$12.4\pm2.3$$M_\oplus$と$2.9^{+0.7}_{-0.6}$gcm$^{-3}$です。これらの惑星を質量半径平面上で文脈化し、「超高密度」サブネプチューンの小さいが興味をそそる集団について議論します（$R_\mathrm{p}<3$$R_\oplus$、$M_\mathrm{p}>20$$M_\oplus$）、そして惑星の大気特性の見通しを考慮してください。
速度-ドップラー断層撮影法を使用して、白色矮星HE1349-2305の周りで急速に歳差運動する惑星円盤を画像化する
| Title |
Velocity-imaging_the_rapidly_precessing_planetary_disc_around_the_white_dwarf_HE_1349-2305_using_Doppler_tomography |
| Authors |
Christopher_J._Manser,_Erik_Dennihy,_Boris_T._G\"ansicke,_John_H._Debes,_Nicola_P._Gentile_Fusillo,_J.J._Hermes,_Mark_Hollands,_Paula_Izquierdo,_B.C._Kaiser,_T.R._Marsh,_Joshua_S._Reding,_Pablo_Rodr\'iguez-Gil,_Dimitri_Veras,_David_J._Wilson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.05533 |
微惑星の潮汐破壊によって生成されたほこりっぽい塵円盤から付着すると考えられている、白色矮星の大気中の惑星物質の存在は一般的です。これらのディスクの約5％は、原子遷移からの放出を介して検出可能な共軌道ガス成分（通常は8600オングストロームCaIIトリプレット）をホストしています。これらの発光プロファイルは、形態と強度の両方で大きく変動する可能性があります。さらに、いくつかのシステムの形態学的変化は周期的であることが示されており、おそらく歳差運動する非対称ディスクによって生成されます。既知のガス状デブリディスクの中で、HE1349-2305付近の輝線形態が最も急速に進化しており、このシステムのCaIIトリプレットの最新の分光法を紹介します。追加の観察結果は、輝線の形態が周期的かつ一貫して変化することを示しており、期間を459$\pm$3dと502$\pm$3dの2つのエイリアスに制限します。ドップラートモグラフィーを使用して、速度空間でのディスクからのCaIIトリプレット放出の画像を生成します。これは、白色矮星の塵円盤の2番目の画像です。これらの速度画像の非対称性は、白色矮星からの光イオン化を介して、放射状に依存する励起条件で離心率軌道を移動するガスによって生成されることをお勧めします。また、微惑星の存在によるディスクの公転周期（〜時間）の時間スケールでの変動を検索し、〜1.4％のレベルでの変動を除外するために、短いケイデンス（〜4分）分光法を取得しました。。
TESS拡張ミッションの最初の1年間に観測された910万個の星のクイックルックパイプライン光度曲線
| Title |
Quick-Look_Pipeline_Lightcurves_for_9.1_Million_Stars_Observed_Over_the_First_Year_of_the_TESS_Extended_Mission |
| Authors |
Michelle_Kunimoto,_Chelsea_Huang,_Evan_Tey,_Willie_Fong,_Katharine_Hesse,_Avi_Shporer,_Natalia_Guerrero,_Michael_Fausnaugh,_Roland_Vanderspek,_George_Ricker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.05542 |
MITのクイックルックパイプライン（QLP）によってフルフレーム画像（FFI）から抽出された、TESS拡張ミッションで観測された星の光度曲線の大きさが制限されたセットを提示します。QLPは、マルチアパーチャ測光を使用して、27。4日セクターごとに約100万個の星の光度曲線を作成し、太陽系外惑星の通過を検索します。拡張ミッションの最初の年（セクター27〜39）に観測された910万の固有のターゲットのセクターごとの光度曲線は、宇宙望遠鏡のミクルスキーアーカイブ（MAST）で高レベル科学製品（HLSP）として入手できます。TESSPrimaryMissionQLPHLSP配信（Huangetal。2020）と同様に、利用可能なデータ製品には、TESSマグニチュードT=13.5より明るい観測されたすべての星の生フラックス時系列とトレンド除去フラックス時系列の両方が含まれ、コミュニティに最大のソースの1つを提供します。これまでのFFI抽出光度曲線の数。
土星の傾斜の結果としてのタイタンの将来の不安定化
コンテキスト：タイタンの移動と土星の長期的なスピン軌道共鳴における捕捉の可能性の結果として、最近の研究は、土星の傾斜角が今日着実に増加し、今後数十億年で大きな値に達する可能性があることを示しています。赤道傾斜角の高い惑星の周りの衛星は、ラプラス半径の近くで不安定であることが知られていますが、これまでに使用された近似は、この体制では無効になっています。目的：惑星が経年的なスピン軌道共鳴でロックされている間に衛星がラプラス半径を横切るときの惑星とその衛星の振る舞いを調査することを目的としています。方法：以前の作品を拡張し、ラプラス表面の概念を再検討します。これを使用して、惑星のスピン軸と衛星のダイナミクスを結合する平均化された分析モデルを構築します。結果：ダイナミクスが臨界点S1の周りに組織化されていることを示します。この臨界点では、位相空間構造が特異であり、90{\deg}の傾斜角とラプラス半径の近くにあります。惑星のスピン軸歳差運動速度が、衛星が外向きまたは内向きに移動する間、共鳴によって固定されたままである場合、S1は、システムが進化するように強制されるアトラクターとして機能します。それがS1の近くに達すると、惑星が共鳴から追い出されるか、衛星が惑星に放出されるか衝突するために、システム全体が故障します。結論：タイタンの移動が将来停止されない場合、タイタンと土星は、タイタンの移動率に応じて、数ギガ年から数十ギガ年の間で不安定になる可能性があります。進化はタイタンを不安定にし、土星を90{\deg}の傾斜角に向かわせるでしょう。私たちの発見は天王星に重要な結果をもたらすかもしれません。それらはまた、いくつかのスーパーパフ太陽系外惑星を説明するためにしばしば提唱される構成である、正面を向いた巨大なリングを備えた通過する太陽系外惑星を生成するための簡単なメカニズムを提供します。
| Title |
Modeling_the_high-resolution_emission_spectra_of_clear_and_cloudy_non-transiting_hot_Jupiters |
| Authors |
Isaac_Malsky,_Emily_Rauscher,_Eliza_M._R._Kempton,_Michael_Roman,_Deryl_Long,_Caleb_K._Harada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.05593 |
太陽系外惑星の大気特性評価の方法としての高分解能分光法の出現により、非通過惑星を研究する能力が拡大し、観測にアクセスできる惑星の数が増えました。大気特性評価の最も好ましいターゲットの多くはホットジュピターです。ホットジュピターでは、温度、風速、雲の範囲などの物理的条件に大きな空間的変動が予想されるため、ジオメトリの表示が重要になります。三次元モデルは、一般に、エッジオン軌道の近くにない惑星を無視するエッジオンビューイングを想定したホットジュピターの観測特性をシミュレートしています。軌道傾斜角が高解像度の発光スペクトルにどのように現れるかについての最初の調査として、大循環モデルを使用して、非通過性のホットジュピターであるアンドロメダ座ウプシロンの大気構造をシミュレートします。雲からの散乱を正確にキャプチャするために、不均一な多重散乱大気に対して一般化された2ストリーム放射伝達ルーチンを実装します。雲量が空間的変動を強めるため、雲がある場合とない場合のモデルを比較します。雲量は、惑星の軌道の過程で正味のドップラーシフトと連続体フラックス振幅の変動の両方を増加させます。軌道傾斜角が減少すると、4つの主要な特徴もクリアモデルと曇りモデルの両方で減少します：1）平均連続体フラックスレベル、2）軌道位相を伴う連続体の変動の振幅、3）スペクトル線の正味ドップラーシフト、および4）スペクトルのドップラー広がり。不均一な雲量とさまざまな表示ジオメトリを処理できるモデルは、高解像度の発光スペクトルを理解する上で重要であり、これらの極端な大気を調査するための追加の手段を可能にします。
TESS-Keckサーベイ。 VI。 HIP-97166を周回する2つの奇行サブネプチューン
| Title |
The_TESS-Keck_Survey._VI._Two_Eccentric_sub-Neptunes_Orbiting_HIP-97166 |
| Authors |
Mason_G._MacDougall,_Erik_A._Petigura,_Isabel_Angelo,_Jack_Lubin,_Natalie_M._Batalha,_Corey_Beard,_Aida_Behmard,_Sarah_Blunt,_Casey_Brinkman,_Ashley_Chontos,_Ian_J._M._Crossfield,_Fei_Dai,_Paul_A._Dalba,_Courtney_Dressing,_Benjamin_Fulton,_Steven_Giacalone,_Michelle_L._Hill,_Andrew_W._Howard,_Daniel_Huber,_Howard_Isaacson,_Stephen_R._Kane,_Andrew_Mayo,_Teo_Mo\v{c}nik,_Joseph_M._Akana_Murphy,_Alex_Polanski,_Malena_Rice,_Paul_Robertson,_Lee_J._Rosenthal,_Arpita_Roy,_Ryan_A._Rubenzahl,_Nicholas_Scarsdale,_Emma_Turtelboom,_Judah_Van_Zandt,_Lauren_M._Weiss,_Elisabeth_Matthews,_Jon_M._Jenkins,_David_W._Latham,_George_R._Ricker,_S._Seager,_Roland_K._Vanderspek,_Joshua_N._Winn,_C._E._Brasseur,_John_Doty,_Michael_Fausnaugh,_Natalia_Guerrero,_Chris_Henze,_Michael_B._Lund,_Avi_Shporer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.05628 |
地球から68個のK0矮星の周りの10。3日の軌道で通過するサブネプチューンであるHIP-97166b（TOI-1255b）の発見を報告します。この惑星は、観測された通過時間と円軌道の予想時間との不一致に基づいて、離心率のある惑星のTESS対象オブジェクトの体系的な検索で特定されました。地上ベースの視線速度測定でHIP-97166bの惑星の性質を確認し、半径$R_{b}=とともに$M_{b}=$20$\pm$2$M_\bigoplus$の質量を測定しました。測光から$2.7$\pm$0.1$R_\bigoplus$。16。8日の軌道で、$M_{c}$sin$i=$10$\pm$2$M_\bigoplus$の追加の非通過惑星コンパニオンを検出しました。内惑星の短い通過期間は最初は高い離心率を示唆していましたが、共同RV測光分析は、高い衝突パラメータ$b=0.84\pm0.03$と中程度の離心率を明らかにしました。システムが$>$10$^5$軌道にわたって安定しているという条件でダイナミクスをモデル化すると、離心率制約$e_b=0.16\pm0.03$および$e_c<0.25$が得られました。惑星bで見つかった離心率は、離心率が十分に測定されたサブネプチューンの小さな集団では平均を上回っています。私たちはこのシステムのもっともらしい形成経路を調査し、初期の不安定性と合併イベントを提案して、$5.3\pm0.9$g/ccでの内惑星の高密度と、その適度な離心率と5：3平均値への近接性を説明しました。運動共鳴。
磁化された原始惑星系円盤における定常状態の降着
| Title |
Steady-state_accretion_in_magnetized_protoplanetary_disks |
| Authors |
Timmy_N._Delage,_Satoshi_Okuzumi,_Mario_Flock,_Paola_Pinilla,_Natalia_Dzyurkevich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.05639 |
[要約]3Dグローバル非理想MHDシミュレーションに頼ることなく、MRI駆動降着の本質を捉えた1+1Dグローバル磁気駆動ディスク降着モデルを紹介します。ガスのダイナミクスは、MRIと流体力学的不安定性によってのみ制御されると想定されています。与えられた恒星と円盤のパラメータについて、Shakura-Sunyaev粘度パラメータ$\alpha$は、非理想的なMHD効果（オーム抵抗と両極拡散）を伴うMRIの詳細な考察から、粘性駆動降着の枠組みの下で自己無撞着に決定されます。恒星照射によるディスク加熱、非熱的イオン化源、およびイオン化化学に対するダストの影響を説明します。さらに、磁場の強さは、MRI活動を最大化するために制約され、採用されます。太陽型星の周りの基準原始惑星系円盤モデルにおける定常状態のMRI駆動降着を調査することにより、フレームワークの使用法を示します。ディスクが定常状態の降着レジームに達する前に十分な量のダスト粒子がそこに蓄積した場合を除いて、平衡解は不感帯の外縁で最大圧力を示さないことがわかります。さらに、定常降着ソリューションは、空間的に拡張された長寿命の内部ディスクガスリザーバー（デッドゾーン）を表示するディスクを記述し、数ドルの$10^{-9}\、M_{\odot}。\rm{yr}を降着させます。^{-1}$。詳細なパラメータ研究を実施することにより、MRIが効率的な降着を促進できる範囲は、主に総ディスクガス質量、代表的な粒子サイズ、垂直方向に積分されたダスト対ガス質量比、および恒星によって決定されることがわかります。X線の明るさ。デッドゾーンの形成とダスト粒子をトラップする可能性を完全に理解するには、ガス、ダスト、恒星進化モデルと、100万年のタイムスケールでの一般的なフレームワークとの間の自己無撞着な時間依存結合が必要です。
\ textit {Roman}マイクロレンズ調査における居住可能な惑星への感度
ハビタブルゾーン（HZ）の太陽系外惑星に対する\textit{Roman}の感度を調べます。居住可能な惑星を検出するための\textit{Roman}〜効率は、密接な苛性トポロジーを持つ3つのクラスの惑星マイクロレンズイベントで最大化されます。（a）レンズ距離が$D_{\rml}\gtrsim7$kpc、ホストレンズの質量が$M_{\rmh}\gtrsim0.6M_{\odot}$のイベント。HZに木星質量の惑星があると仮定すると、これらのイベントは$q\lesssim0.001$と$d\gtrsim0.17$になります（$q$はそれらの質量比、$d$は正規化された天空面に投影された惑星とホストの距離ですアインシュタイン半径まで）。プライマリレンズのイベント$M_{\rmh}\lesssim0.1M_{\odot}$、レンズシステムは（b）$D_{\rml}\lesssim1$kpcで観測者に近いか（c）銀河バルジの近く、$D_{\rml}\gtrsim7$kpc。一次レンズのHZにある木星質量惑星の場合、これら2つのクラスのイベントには$q\gtrsim0.01$、$d\lesssim0.04$があります。クラス（a）のイベントは、より大きなコースティクスを作成します。\textit{Roman}によって検出可能な惑星マイクロレンズイベントをシミュレートすることにより、〜OptimisticHZ（OHZ、$[0.5、太陽のような星の周りの〜2]$AU）は、それぞれ$0.01\％$と$5\％$です。\textit{Roman}〜（つまり、$\sim27000$）で検出可能なマイクロレンズイベントで1つの太陽系外惑星が各マイクロレンズを周回すると仮定すると、この望遠鏡は、惑星とホストの距離が予測された$35$の太陽系外惑星を検出する可能性があります。質量が$\lesssim10M_{\oplus}$のOHZが1つだけです。シミュレーションによると、これらの太陽系外惑星の27ドルは実際にはOHZにあります。
木星の環系におけるテーベ拡張の形成
木星の希薄なダストリングシステムは、惑星の内部磁気圏に埋め込まれており、他の構造の中でも、Thebeエクステンションと呼ばれる非常に希薄な突起を含んでいます。ハミルトンとクルーガー（2008）は、テーベの軌道を超えたこの粒子の帯の存在を説明する試みで、木星の昼と夜の帯電によって引き起こされる影の共鳴によって、塵の粒子の動きが駆動されることを提案しました。しかし、Divine（1983）によるモデルと、Juno宇宙船による最近の観測は、木星の暖かくてかなり密度の高い内部磁気圏を示しています。これは、影の共鳴のメカニズムが機能しないことを意味します。代わりに、Thebeから放出されたダスト粒子を主張します。微小隕石の衝撃により、Thebeエクステンションではダストの発生源になります。Thebeエクステンションでは、大きな初期速度を持つ大きな（数マイクロメートルから数マイクロメートルまでの粒子半径）帯電したダスト粒子が振動することを示しています。-マイクロメートル半径）Thebeから放出されたものは、Thebe拡張にあまり時間をかけず、Thebeリングに移動します。同時に、そのような粒子が大きな粒子から放出された場合断片化によるThebeエクステンション内のダスト粒子は、Thebeエクステンション内で何年も振動し続けます。Thebeエクステンションでの大きなダスト粒子の断片化が、Thebeエクステンションで検出されたサブマイクロメートルの粒子の主な原因である可能性があると主張します。
物理実験用の彗星ダスト類似体
| Title |
Cometary_dust_analogues_for_physics_experiments |
| Authors |
A._Lethuillier,_C._Feller,_E._Kaufmann,_P._Becerra,_N._H\"anni,_R._Diethelm,_C._Kreuzig,_B._Gundlach,_J._Blum,_A._Pommerol,_G._Kargl,_E._K\"uhrt,_H._Capelo,_D._Haack,_X._Zhang,_J._Knollenberg,_N._S._Molinski,_T._Gilke,_H._Sierks,_P._Tiefenbacher,_C._G\"uttler,_K._A._Otto,_D._Bischoff,_M._Schweighart,_A._Hagermann,_N._J\"aggi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.05832 |
CoPhyLab（CometaryPhysicsLaboratory）プロジェクトは、一連の地球ベースの実験を通じて彗星の物理学を研究するように設計されています。これらの実験では、彗星に見られる不揮発性ダストに匹敵する物理的特性を備えたダストアナログが作成されました。この「CoPhyLabダスト」は、水とCO$_2$の氷と混合され、彗星の核で起こる物理的プロセスを研究するために、真空チャンバー内で彗星の条件下に置かれる予定です。このダスト類似体を開発するために、彗星の核に存在する不揮発性物質を代表する2つの成分を混合しました。鉱物相の代表としてシリカダストを、有機相の代表として木炭を選びました。これは暗色剤としても機能します。この論文では、2つの材料の異なる混合物の8つの物理的特性の測定値と、これらの測定値と既知の彗星値との比較を示す前に、既知の彗星類似体の概要を示します。対象となる物理的特性は、粒子サイズ、密度、ガス透過性、分光光度法、機械的、熱的、電気的特性です。彗星物質の最も多くの物理的特性に一致するアナログダストは、質量で60\％/40\％または70\％/30\％のシリカダスト/木炭の混合物で構成されていることがわかりました。これらの最適なダストアナログは、将来のCoPhyLab実験で使用されます。
巨大な太陽系外惑星と褐色矮星におけるより大きな雲の多様性のための新しい堆積モデル
| Title |
A_New_Sedimentation_Model_for_Greater_Cloud_Diversity_in_Giant_Exoplanets_and_Brown_Dwarfs |
| Authors |
Caoimhe_M._Rooney,_Natasha_E._Batalha,_Peter_Gao,_Mark_S._Marley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.05903 |
太陽系外惑星と褐色矮星の観測された大気スペクトルは、大気凝縮物の存在と分布に決定的に依存しています。凝縮物粒子の垂直分布を予測するためのAckerman＆Marley（2001）の方法論は、曇りの大気を研究するために広く使用されており、最近、オープンソースのpythonパッケージvirgaに実装されました。このモデルは、これまで一定に保たれていた沈降効率である入力パラメーター$f_{\text{sed}}$に依存しています。このモデルは比較的単純であるため、迅速に達成できるソリューションにより、検索研究に役立ちます。ただし、CARMAなどのより複雑な微物理モデルとの比較では、2つのアプローチ間の不一致、つまり、尾流雲によって生成される放射伝達に必要な雲のパラメーターがCARMAによって生成されるものとは異なることが明らかになりました。これらの不一致に対処するために、尾流雲の元のAckermanとMarleyの方法論を拡張して、一定でない$f_{\text{sed}}$値、特に高度によって変化する値を許可しました。そのようなパラメータ化の1つについて説明し、一定および可変の$f_{\text{sed}}$プロファイルを使用してvirgaによって生成された雲の質量混合比を、CARMAによって生成されたものと比較します。変数$f_{\text{sed}}$の定式化は、不均一な核生成を伴うCARMAによって生成されたプロファイルをより適切にキャプチャしますが、均一な核生成では一定の$f_{\text{sed}}$と比較して実行されます。一般に、virgaには、明示的な不定積分を使用して$f_{\text{sed}}$を処理する能力があり、定数$f_{\text{sed}}$では達成できない多数の代替クラウドプロファイルを許可します。値。その後の柔軟性は、ますます複雑になるモデルや観測データとよりよく一致する可能性があります。
平面（制限なし）4体問題におけるシャノンエントロピーの適用：ケプラー60太陽系外惑星システムの長期安定性
| Title |
Application_of_the_Shannon_entropy_in_the_planar_(non-restricted)_four-body_problem:_the_long-term_stability_of_the_Kepler-60_exoplanetary_system |
| Authors |
Emese_K\H{o}v\'ari,_B\'alint_\'Erdi,_Zsolt_S\'andor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.05971 |
この論文では、平面（非制限）4体問題の場合のシャノンエントロピーの適用を提示します。具体的には、ケプラー60太陽系外惑星が、5：4：3の比率で一連の平均運動の釣り合いを示す惑星の共鳴構成に主な関心を持って調査されています。提供される動的マップでは、シャノンエントロピーを使用して位相空間の一般的な構造を調査し、エントロピーの時間発展に基づいて、カオス拡散の範囲と速度、およびの特徴的な時間を決定します。惑星の安定性。2つのケースが考慮されます。（i）2体共振の臨界角が循環し、3体共振の臨界角が解放されるときの純粋なラプラス共振。（ii）すべての臨界角が解放されたときの2つの2体共振の連鎖。私たちの結果は、ケース（ii）がより好ましい構成であることを示唆していますが、どちらの場合でも、関連する共振がシステムを安定させるために重要な役割を果たすことも述べています。導出された安定時間は、共振の中央部分で$10^8$年以上です。
超新星核の統計的平衡起源の鉄同位体異常から推測される地球の降着
| Title |
Earth's_accretion_inferred_from_iron_isotopic_anomalies_of_supernova_nuclear_statistical_equilibrium_origin |
| Authors |
Timo_Hopp,_Nicolas_Dauphas,_Fridolin_Spitzer,_Christoph_Burkhardt,_Thorsten_Kleine |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06045 |
隕石の元素合成Fe同位体異常は、太陽系の初期の動的進化を再構築し、惑星を構築した物質の起源と性質を特定するために使用できます。9つの主要な化学グループからの23の鉄隕石の高精度鉄隕石データを使用して、すべての鉄隕石が他の元素で以前に観察された非炭素質（NC）と炭素質（CC）隕石の間で同じ基本的な二分法を示すことを示します。Fe同位体異常は、主に54Feの変動によって生成され、すべてのCC鉄隕石は、NC鉄隕石と比較して54Feが過剰であることを特徴としています。この54Feの過剰は、同じCC隕石グループで観察された58Niの過剰を伴います。一緒に、54Feと58Niのこれらの過剰は、Ia型超新星またはコア崩壊超新星のSi/Sシェルのいずれかで核統計平衡によって生成されます。新しいFe同位体データは、地球のマントルが鉄隕石のFe、Mo、およびRu同位体異常によって定義された相関関係にあるか、それに近いことを示しています。これは、地球の付着を通じて、その構成要素の同位体組成が大幅に変化しなかったことを示しています。地球のマントルはCIコンドライトと同様のFe同位体組成を持っていますが、後者は、地球への供給がFeと一致した他の元素（CrやNiなど）の地球のマントルとは明らかに異なります。したがって、CIコンドライトが地球のマントルに比べて大きなCrおよびNi同位体異常を示すという事実は、CIコンドライトが地球に有意なFeを与えた可能性が低いことを示しています。
火星でInSightが経験した昼間と夜間の大気乱気流の季節変動
| Title |
Seasonal_Variability_of_the_Daytime_and_Nighttime_Atmospheric_Turbulence_Experienced_by_InSight_on_Mars |
| Authors |
Audrey_Chatain,_Aymeric_Spiga,_Don_Banfield,_Francois_Forget,_Naomi_Murdoch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06113 |
継続的な高周波高感度圧力測定を特徴とするInSightミッションは、火星の活発な大気乱流を研究するのに理想的な位置にあります。火星の1。25年の間に取得されたデータにより、乱気流の季節的進化とその日周期を研究することができます。渦（急激な圧力降下）、局所的な乱流（周波数範囲0.01〜2Hz）、および対流セルとプルームによって引き起こされることが多い非局所的な乱流（周波数範囲0.002〜0.01Hz）を調査します。非局所的な乱気流とは対照的に、局所的な乱気流は、すべての現地の時間と季節で周囲の風に非常に敏感です。北の秋がInSightの着陸地点に到着したことで、多くの注目すべきイベントを報告します。昼間の渦の壮大なバースト、夜間の渦の出現、および昼間の対応物と同じくらい激しい夜間の局所的な乱気流の発生です。このほこりっぽい季節の夜間の乱流は、より強い低レベルのジェット、せん断駆動の乱流、およびより弱い安定性の組み合わせの結果として現れます。
TIFRGMRT空の調査からの尾のある電波銀河
150MHzでTIFRGMRTスカイサーベイオルタナティブデータリリース1（TGSSADR1）を使用して、尾のある電波銀河候補のリストを提示します。5336の画像フィールドを視覚的に調べ、尾のある銀河の268の候補を見つけました。テール付き電波銀河は、銀河の2つのジェット間の角度に基づいて、広角テール付き（WAT）銀河と狭角テール付き（NAT）銀河に分類されます。189個の「WAT」タイプと79個の「NAT」タイプのソースを含む尾のある電波銀河のサンプルを見つけました。これらの新たに特定された尾のある源は、既知の尾のある電波銀河のリストに重要に含まれています。さまざまな候補銀河の光源の形態、光度の特徴、およびそれらの光学的識別が論文に示されています。その他の無線特性とソースの一般的な機能についても説明します。
近くの19個の渦巻銀河にまたがる6000個のHII領域のSNe前のフィードバックと環境圧力の比較
| Title |
Comparing_the_pre-SNe_feedback_and_environmental_pressures_for_6000_HII_regions_across_19_nearby_spiral_galaxies |
| Authors |
A._T._Barnes,_S._C._O._Glover,_K._Kreckel,_E._C._Ostriker,_F._Bigiel,_F._Belfiore,_I._Be\v{s}li\'c,_G._A._Blanc,_M._Chevance,_D._A._Dale,_O._Egorov,_C._Eibensteiner,_E._Emsellem,_K._Grasha,_B._A._Groves,_R._S._Klessen,_J._M._D._Kruijssen,_A._K._Leroy,_S._N._Longmore,_L._Lopez,_R._McElroy,_S._E._Meidt,_E._J._Murphy,_E._Rosolowsky,_T._Saito,_F._Santoro,_E._Schinnerer,_A._Schruba,_J._Sun,_E._J._Watkins,_T._G._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.05492 |
若い星（すなわち、超新星以前）からのフィードバックは、分子雲の破壊に重要な役割を果たしていると考えられています。この論文では、近くにある19個の（$<$20Mpc）星形成主系列渦巻銀河（log（$M_\star$）のPHANGS-MUSE調査から特定された5810個のHII領域のサンプル内で作用するフィードバックメカニズムを評価します。/M$_\odot$）=9.4$-$11）。これらの光学分光マップは、HII領域の物理的特性を制約するために不可欠であり、HII領域の内圧項を調査するために使用します。光イオン化ガス（$P_\mathrm{therm}$）、直接放射（$P_\mathrm{rad}$）、および機械的風圧（$P_\mathrm{wind}$）を推定し、閉じ込めと比較します。ホスト環境のプレッシャー（$P_\mathrm{de}$）。HII領域は、${\sim}50{-}100$pc解像度の観測値内で未解決のままであるため、上限（$P_\mathrm{max}$）と下限（$P_\mathrm{min}$）を設定します。最小（すなわち塊状構造）および最大（すなわち滑らかな構造）サイズをそれぞれ使用することによる各圧力。$P_\mathrm{max}$の測定値はおおむね類似しており、$P_\mathrm{min}$の場合、$P_\mathrm{therm}$がやや優勢であることがわかります。HII領域の大部分が過圧であることがわかります。$P_\mathrm{tot}/P_\mathrm{de}=（P_\mathrm{therm}+P_\mathrm{wind}+P_\mathrm{rad}）/P_\mathrm{de}>1$であり、拡張していますが、$P_\mathrm{tot、max}/P_\mathrm{de}<1$（$\sim$1％）のコンパクトなHII領域の小さなサンプルがあります。サンプルの）。これらは主に銀河中心（$R_\mathrm{gal}<1$kpc）、または具体的にはガス面密度の高い環境に存在します。log（$\Sigma_\mathrm{gas}/\mathrm{M_\odot}\mathrm{pc}^{-2}$）$\sim$2.5（kpcスケールで測定）。最後に、$P_\mathrm{therm}$と$P_\mathrm{rad}$の文献測定のサンプルと比較して、支配的な圧力項が空間ダイナミックレンジで約5dex、圧力で10dexでどのように遷移するかを調査します。
ドワーフ恒星ハロー：小規模な銀河形成と暗黒物質の性質の強力なプローブ
| Title |
Dwarf_stellar_haloes:_a_powerful_probe_of_small_scale_galaxy_formation_and_the_nature_of_dark_matter |
| Authors |
Alis_J._Deason_(Durham),_Sownak_Bose_(Durham),_Azadeh_Fattahi_(Durham),_Nicola_C._Amorisco_(Durham),_Wojciech_Hellwing_(Warsaw),_Carlos_S._Frenk_(Durham) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.05499 |
N体宇宙論シミュレーションと経験的銀河モデルを使用して、矮星-質量銀河（M_halo〜10^10M_Sun）の合併履歴を研究します。私たちの入力銀河モデルは、恒星の質量とハローの質量の関係、および銀河の占有率を記述しています。大規模な合併と小規模な合併の数は、暗黒物質の種類によって異なります。特に、ウォームダークマターモデルではマイナーな合併が大幅に抑制されています。さらに、星をもたらす合併の数は、銀河の占領モデルに強く依存しています。たとえば、銀河形成の質量しきい値が高いモデル（つまり、z=0で10^9.3M_Sun）の恒星ハローの成長については、マイナーな合併は無視できます。さらに、銀河形成のこのしきい値は、衛星とフィールドドワーフの恒星のハローの間の相対的な違い（もしあれば）を決定することもできます。ドワーフとドワーフの合併の分離シミュレーションを使用して、メジャーとマイナーの合併の相対頻度が非常に異なる恒星ハローを予測することを示します。通常、「中間」暗黒物質合併比（〜1：5）は遠方の恒星ハローの成長を最大化します。矮星のハローの可観測性について議論し、これらの特徴の表面輝度が信じられないほど弱いことを発見しました。しかし、いくつかの小人が一緒に積み重ねられると、特に豊かな恒星のハローを形成するモデルが検出される可能性があります。最後に、既知の矮星衛星と位相空間で重なっている銀河ハローの恒星ストリームが、それらの剥ぎ取られた恒星ハローの残骸である可能性が高いことを示します。矮星のハローが存在するだけで、すでにいくつかの小規模モデルに制約が課せられる可能性があるため、観測プローブを優先する必要があります。
高周波マイクロレンズ変動と連続体残響を使用したクエーサー構造の制約
| Title |
Constraining_quasar_structure_using_high-frequency_microlensing_variations_and_continuum_reverberation |
| Authors |
E._Paic,_G.Vernardos,_D._Sluse,_M._Millon,_F._Courbin,_J.H._Chan,_V._Bonvin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.05500 |
重力マイクロレンズ法は、強くレンズ化されたクエーサーの内部構造を調べ、レンズ銀河の恒星質量関数のパラメーターを制約するための強力なツールです。これは、3つの主要な可変成分の影響下で、強くレンズ化されたクエーサーの複数の画像間のマイクロレンズ光度曲線を分析することによって行われます：1-光源の連続フラックス、2-レンズ銀河内の星によるマイクロレンズ効果、3-残響ブロードラインリージョン（BLR）による連続体。後者は、最先端のマイクロレンズ技術によって無視され、BLRサイズに関するキャリー情報を示す高周波変動を導入する可能性があります。これらすべてのコンポーネントを同時に含み、観測された光度曲線自体ではなく、フーリエ空間のデータのパワースペクトルに適合する新しい方法を提示します。この新しいフレームワークでは、高周波変動を表示することが知られている2画像システムQJ0158-4325のCOSMOGRAIL光度曲線を分析します。パワースペクトルの低周波数部分のみを使用すると、降着円盤の半径に対する制約は、実空間のマイクロレンズ光度曲線に適合する薄いディスクモデルの推定値および以前の作業と一致します。ただし、高周波の変動も考慮に入れると、データは以前のマイクロレンズ測定よりも大幅に小さいディスクサイズを優先します。この場合、マイクロレンズ母集団の平均質量が非常に低い、つまり<M>=0.01$M_\odot$であると仮定した場合にのみ、結果は薄いディスクモデルの予測と一致します。最終的に、BLRによる差動マイクロレンズ連続残響を含めると、そのような低質量マイクロレンズを必要とせずに高周波をうまく説明できます。これにより、シングルバンド測光モニタリングを使用して、初めてBLRのサイズを測定できます。$R_{BLR}$=$1.6^{+1.5}_{-0.8}\times10^{17}$cm、BLRのサイズと光度の関係を使用した推定値と一致しています。
原始星円盤の統計的性質とそれらの金属量への依存性
星団形成の4つの放射流体力学的シミュレーションで形成された原始星円盤の大きなサンプルの特性の分析を提示します。4つの計算の金属量は、太陽の金属量の0.01、0.1、1、および3倍です。計算では、塵とガスの温度を別々に扱い、拡散した星間物質の熱化学モデルを含めます。束縛された原始星系の円盤の半径は、金属量の減少とともに減少する傾向があり、太陽金属量の0.01倍と3倍の計算における円盤の特徴的な半径の中央値はそれぞれ$\upperx20$と$\upperx65$auであることがわかります。孤立した原始星の円盤の質量と半径も、金属量の減少とともに減少する傾向があります。星周円盤と結合した原始星のペアの軌道、および2つの原始星の2つのスピンはすべて、高い金属量よりも低い金属量で互いにうまく整列していないことがわかります。金属量によるこれらの変動は、より低い不透明度による小規模な断片化の増加と、より低い金属量によるより大きな冷却速度によるものであり、これにより、恒星の多重度が増加し、動的相互作用が増加します。太陽の金属量計算からの原始星系の円盤の質量と半径を、オリオン座とペルセウス座の星形成領域にあるクラス0とIの天体の周りの円盤の最近の調査と比較します。シミュレートされたディスクの質量と半径は、観測されたクラス0およびIのディスクと同様の分布を持っています。
恒星風フィードバックによる星形成調節と自己汚染
| Title |
Star_Formation_Regulation_and_Self-Pollution_by_Stellar_Wind_Feedback |
| Authors |
Lachlan_Lancaster,_Eve_C._Ostriker,_Jeong-Gyu_Kim,_Chang-Goo_Kim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.05508 |
恒星風には、発生期の星団を取り巻く親雲を容易に破壊するのに十分なエネルギーが含まれているため、星形成を制御する候補と見なされてきました。しかし、直接の観察はほとんどの風力が失われていることを示唆しており、ランカスター21a、bは最近、これは効率的な混合および冷却プロセスによるものであると提案しました。ここでは、乱流の自己重力雲における風のフィードバックを伴う星形成をシミュレートし、以前の作業を拡張します。私たちのシミュレーションは、初期面密度$10^2-10^4$$M_{\odot}\、{\rmpc}^{-2}$の雲をカバーし、星形成と残留ガス分散が2-以内に完了することを示しています。8つの初期雲の自由落下時間。恒星風バブルの進化に関する「効率的に冷却された」モデルは、バブルが運動量駆動になるのに十分なエネルギーが失われることを予測しています。これはシミュレーションで満たされていることがわかります。また、乱流の放射混合層からの風力エネルギーの損失が、星形成に関連するタイムスケールでの「雲の漏れ」による損失を支配していることもわかりました。シミュレーションでの正味の星形成効率（SFE）は、風の運動量を適用して雲のガスを分散させ、非常に不均一な内部の雲の構造を可能にする理論によって説明できることを示します。非常に密度の高い雲の場合、SFEは極端な星形成環境で観察されるものと似ています。最後に、中程度の密度の雲の状態（風に由来する恒星の質量の$\lesssim10^{-4}$のみ）では、風の物質による自己汚染は重要ではありませんが、より典型的な条件でのシミュレーションでは、超星団には、風の物質の質量の1\％もの大きさで形成される星団があります。
連続体の残響マッピングとAGNの新しいラグと光度の関係
活動銀河核（AGN）の高ケイデンス、高品質の観測は、波長とともに増加する、観測された最短の可変UV連続体と比較して、ラグのある連続体の変動を明確に示しています（「ラグスペクトル」）。これらは、中央のX線放射コロナによる中央の降着円盤の照射と加熱に起因している。観測されたラグスペクトルをブロードライン領域（BLR）のガスからのラインおよび連続体放出に接続する別の説明も提案されています。この論文では、6AGNのラグスペクトルにおける時間依存拡散ガス放出の明確なスペクトルシグネチャを示します。また、AGNでよく知られているラグ（H-ベータ）-L（5100A）関係の縮小版である、9つのオブジェクトの新しいラグ-光度関係も示します。ラグスペクトルの形状とその正規化は、カバーファクターが約0.2のBLR内の放射圧でサポートされた雲からの拡散放射で完全に構成されています。照射されたディスクからの連続体の遅れへのいくつかの寄与を排除することはできませんが、この説明の必要はありません。
$ z = 1.6 $の超高輝度サブミリ波銀河における天の川のようなガス励起
| Title |
Milky_Way-Like_Gas_Excitation_in_an_Ultrabright_Submillimeter_Galaxy_at_$z=1.6$ |
| Authors |
Nikolaus_Sulzenauer,_Helmut_Dannerbauer,_Anastasio_D\'iaz-S\'anchez,_Bodo_Ziegler,_Susana_Iglesias-Groth,_Rafael_Rebolo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.05537 |
IRAM30m望遠鏡とYebes40m望遠鏡での観測に基づいて、遷移CO（$J=5-4$）までの天の川のような低励起分子ガスの検出の証拠を報告します。$z_{CO}=1.60454$にある遠くのほこりっぽい星形成銀河。WISEJ122651.0+214958.8（別名SDSSJ1226、宇宙のタツノオトシゴ）は、$z=0.44$の前景銀河団によって、光源倍率$\mu=9.5\pm0.7$で強くレンズされています。この銀河は、元々、典型的な強レンズのサブミリ波銀河SMMJ2135-0102、宇宙まつげの珍しい類似物を発見することを目的として、全天AllWISE調査内の近から中赤外線の色を相互相関させることによって選択されました。$\muL_\mathrm{IR}=1.66^{+0.04}_{-0.04}\times10の見かけの（つまり、レンズ倍率が補正されていない）レストフレーム8-1000$\mu$m赤外線光度を導出します。^{13}$L$_\odot$と見かけの星形成率$\mu\mathrm{SFR}_\mathrm{IR}=2960\pm70$M$_\odot$yr$^{-1}$。SDSSJ1226は$S_{350\mum}\simeq170$mJyで非常に明るく、SMMJ2135-0102と同様に明るい低$J$CO線強度を示しますが、CO（$J=5-4$）強度。さまざまなシナリオを検討して、観測結果を高$z$のスターバーストの典型的な発見と一致させ、宇宙の正午のサブミリ銀河におけるこれまでに見られなかった星形成メカニズムの存在について推測します。結論として、驚くべき低線光度比$r_{5,2}=0.11\pm0.02$は、拡張された主系列星形成モードによって最もよく説明されます-スターバーストと低光度システムの間の欠落したリンクを表しますピーク星形成の歴史の時代の間に。
確率的にサンプリングされたIMFを使用したOB星団の合成測光：モデルの分析とHST観測
| Title |
Synthetic_photometry_of_OB_star_clusters_with_stochastically_sampled_IMFs:_analysis_of_models_and_HST_observations |
| Authors |
Rogelio_Orozco-Duarte,_Aida_Wofford,_Alba_Vidal-Garc\'ia,_Gustavo_Bruzual,_Stephane_Charlot,_Mark_R._Krumholz,_Stephen_Hannon,_Janice_Lee,_Timothy_Wofford,_Michele_Fumagalli,_Daniel_Dale,_Matteo_Messa,_Eva_K._Grebel,_Linda_Smith,_Kathryn_Grasha,_David_Cook |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.05595 |
確率的にサンプリングされたIMFと初期質量のイオン化ガスを使用した星団の合成NUV、U、B、V、およびI測光のパイロットライブラリを提示します。$M_i=10^3$、$10^4$、および$10^5$M$_{\odot}$;$t=1$、3、4、および8Myr;$Z=0.014$および$Z=0.002$;およびlog（U$_{\rmS}$）=-2および-3。ライブラリを、決定論的モデルからの予測と、共空間コンパクトH\2領域を持つ孤立した低質量（$<10^4$M$_{\odot}$）星団の観測と比較します。クラスターは、\hstLEGUSおよびH$\alpha$-LEGUS調査の一部として観測された最も近い銀河の1つであるNGC7793にあります。1）星のみを説明するモデルの光度の場合：a）残差|決定論的マグ-中央値確率的マグ|$M_i=10^5$M$_{\odot}$の場合でも、$\ge0.5$magにすることができます。b）確率的マグニチュードの最大の広がりは、ウォルフ・ライエ星が存在するときに発生します。2）$M_i=10^5$M$_{\odot}$の場合：a）ガスを含む確率的マグニチュードの中央値は、ガスを含まない確率的マグニチュードの中央値よりも$>$1.0マグ明るくなる可能性があります。b）輝線星雲は、VバンドとIバンドの総輝線にそれぞれ$>50\％$と$>30\％$で寄与する可能性があります。3）UB対VI平面の決定論的トラックを介した年代測定OB星団は、$M_i\sim10^3$M$_{\odot}$および$Z=0.002$の$Z=0.014$で非常に不確実です。$M_i\sim10^3-10^5$M$_{\odot}$の場合。4）低質量クラスターの場合、確率モデルで導出されたVバンドの消滅は、log（U$_{\rmS}$）の値に大きく依存します。5）最年少のクラスターは、より高い絶滅を示す傾向があります。6）クラスターの大部分はマルチピークの年齢のPDFを持っています。7）最後に、自然界の質量ビンあたりの星の数の真の分散を特徴づけることの重要性について説明します。
銀河の渦巻銀河
銀河の渦巻銀河は、円盤の恒星成分の重力の不安定性によって引き起こされると長い間考えられてきましたが、正確なメカニズムはとらえどころのないことが証明されました。潮汐の相互作用、そしておそらくバーは、いくつかのスパイラル応答を引き起こす可能性がありますが、それでも多くの銀河には自己励起メカニズムが必要です。関連する観測データとディスク力学理論の側面を調査します。孤立した円盤銀河のシミュレーションにおける繰り返しの渦巻きパターンの起源は最近明らかになり、この仮定を確認する証拠を得るのは難しいが、メカニズムは実際の銀河でも同じであるように思われる。一時的なスパイラル活動がランダムな動きを増加させるので、ディスクに散逸性ガス成分も含まれていない限り、パターンは時間とともにフェードする必要があります。らせん状の活動を続けると、他の方法でディスクの構造が変化します。金属量の勾配を減らすことと回転曲線を平らにすることは、最も重要な2つです。銀河の渦巻銀河の圧倒的多数は、2回または3回の回転対称性を持っており、クールで薄いディスクコンポーネントが巨大であることを示しています。ハローが支配的なディスクのシミュレーションにおけるスパイラルは、代わりに多くの腕を示し、その結果、期待される完全なスパイラル駆動の進化を捉えません。最後に、さらに作業が必要な領域を特定します。
強度マッピング観測による3次元銀河分布の深層学習再構築
| Title |
Deep_learning_reconstruction_of_three-dimensional_galaxy_distributions_with_intensity_mapping_observations |
| Authors |
Kana_Moriwaki,_Naoki_Yoshida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.05755 |
線強度マッピングは、遠方の銀河からの原子/分子線放射の集合的な強度変動を測定できる新しい方法として登場しています。さまざまな波長のいくつかの観測プログラムが進行中であり、計画されていますが、線の混乱という重大な問題が残っています。異なる距離にある銀河から発生する輝線は、観測された波長で混同されます。ノイズの多い3次元データから指定された輝線信号を抽出する生成的敵対的ネットワークを考案します。私たちの新しいネットワークアーキテクチャは、異なる波長で2つの入力データを許可するため、2つのターゲットライン$\rmH\alpha$と[OIII]の共存と相関を識別します。多数の現実的な模擬カタログで訓練された後、ネットワークは$z=1.3-2.4$で輝線銀河の3次元分布を再構築することができます。明るい銀河は82％の精度で識別され、真の強度マップと再構築された強度マップの間の相互相関係数は0.8と高くなっています。私たちの深層学習法は、計画された宇宙での実験や地上での実験からのデータに簡単に適用できます。
赤方偏移調査で描写された宇宙ウェブ（PAC）周辺の測光オブジェクト。 II。高質量での恒星-ハロ質量関係の形態と色依存性
| Title |
Photometric_objects_Around_Cosmic_webs_(PAC)_delineated_in_a_redshift_survey._II._Morphology_and_color_dependences_of_the_stellar-halo_mass_relation_at_high_mass |
| Authors |
Kun_Xu_(SJTU)_and_Yipeng_Jing_(SJTU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.05760 |
この手紙では、高質量端（$10^{11.3}{\rmM_{\odot}}<M_{\star）での恒星-ハロ質量関係（SHMR）の形態と色依存性のロバストな測定を報告します。}<10^{11.7}{\rmM_{\odot}}$）赤方偏移$z_s\sim0.6$。以前の研究で開発された私たちの方法である宇宙ウェブ周辺の測光オブジェクト（PAC）をCMASSおよびHSC-SSP観測に適用して、大規模な中央周辺の衛星の過剰面密度（$\bar{n}_2w_p（r_p）$）を測定します。S\'ersicインデックス$n$で示されるさまざまな形態の銀河。よりコンパクトな（より大きな$n$）中央銀河がより多くの衛星に囲まれていることがわかります。アバンダンスマッチング法を使用して、中央銀河のハロー質量を推定し、ハロー質量が$n$で単調に増加することを発見しました。これは、SHMRの形態依存性の確かな証拠です。具体的には、私たちの結果は、最もコンパクトな銀河（$n>6$）のハロー質量が円盤銀河（$n<2$）の約5.5倍であることを示しています。同様に、残りのフレームの$u-r$色を使用すると、赤い銀河は青い銀河をホストしている銀河よりも$2.6$大きいハローに存在することがわかります。
ガイアは何百ものよく特徴付けられた恒星ブラックホールを検出するかもしれない
| Title |
Gaia_May_Detect_Hundreds_of_Well-characterised_Stellar_Black_Holes |
| Authors |
Chirag_Chawla,_Sourav_Chatterjee,_Katelyn_Breivik,_Chaithanya_Krishna_Moorthy,_Jeff_J._Andrews,_and_Robyn_E._Sanderson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.05979 |
分離した発光コンパニオン（LC）によるブラックホール（BH）の検出は、LCの観測可能な特性から推測できるため、BHの特性をそれらの前駆体と結び付けるのに役立ちます。過去の研究では、BH-LCバイナリの検出におけるガイア位置天文学の可能性が示されました。これらの研究に基づいて、1）天の川（MW）の現実的な金属量依存の星形成履歴に基づいてゼロエイジのバイナリプロパティを初期化し、2）これらのバイナリを現在の時代に進化させてBHの現実的なMW集団を生成します。-LCバイナリ、3）これらのバイナリをMWに分散させ、複雑な年齢-金属量-銀河の位置相関を維持する、4）3次元ダストマップを使用して絶滅と赤化を説明する、5）拡張ガイアミッションのBH-LCを解決する能力を調べるバイナリ。Gaiaが少なくとも1つの完全な軌道を観測できるように、軌道周期が10年未満の分離されたBH-LCバイナリに制限します。1）拡張ガイアミッションは、超新星物理学と位置天文検出しきい値の仮定に応じて、30〜300個の分離されたBH-LCバイナリを位置天文学的に解決できます。2）ガイアの位置天文学だけでも、3Msunを超える暗い一次質量を制限することにより、10〜100個のBH-LCバイナリのBH候補を示すことができます。3）公転周期、離心率、成分質量などの観測量の分布は、採用されたバイナリ進化モデルに敏感であるため、バイナリ進化モデルに直接情報を与えることができます。最後に、視線速度の測定とX線の対応物の観察を通じて、これらのBHバイナリをさらに特徴づける可能性についてコメントします。
結晶性水氷モデルにおける星間硫黄含有種の結合エネルギーの非経験的計算
| Title |
Ab_initio_Calculation_of_Binding_Energies_of_Interstellar_Sulphur-Containing_Species_on_Crystalline_Water_Ice_Models |
| Authors |
Jessica_Perrero,_Albert_Rimola,_Marta_Corno_and_Piero_Ugliengo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06010 |
星間物質（ISM）には、密度、温度、化学組成に応じてさまざまな環境があります。その中で、分子雲は、しばしば星のゆりかごと呼ばれ、化学的な多様性と空間の複雑さに関連するパラダイム環境です。実際、そこでは、赤外線から遠赤外線への観察により、気相にいくつかの分子が存在することが明らかになりましたが、近赤外線分光法では、H2Oが優勢な氷のマントルで覆われたサブミクロンサイズのダスト粒子の存在が検出されました。気相種と水氷の表面との間の相互作用は、結合エネルギー（BE）によって測定されます。これは、宇宙化学モデリングの重要なパラメーターです。この作業では、水氷マントル上の硫黄含有種のセットのBEが、結晶表面モデルを使用した周期的なabinitioアプローチを採用することによって計算されました。密度汎関数理論（DFT）ベースのB3LYP-D3（BJ）汎関数は、構造とエネルギーの予測に使用されました。DFTBEは、ONIOMのような手順を採用して、CCSD（T）レベルで完全な基底関数系の外挿に向けて推定することで改良されました。この場合、値の間に非常に良い相関関係が見られます。さらに、計算コストの低いHF-3c法とそれに続くDFTでの単一点エネルギー計算による形状最適化がBEを計算するために、完全なDFTレベルで計算されたものと同じ品質のBE値に到達するための適切な費用効果の高いレシピであることを示します。。最後に、計算されたデータが利用可能な文献データと比較されました。
銀河の回転曲線とそれらの形態と恒星質量への依存性
| Title |
Rotation_Curves_of_Galaxies_and_Their_Dependence_on_Morphology_and_Stellar_Mass |
| Authors |
Yongmin_Yoon,_Changbom_Park,_Haeun_Chung,_and_Kai_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06033 |
SloanDigitalSkySurveyIVMaNGAデータの最終リリースを使用して、銀河の恒星の自転曲線（RC）が平均して形態および恒星の質量（$M_\mathrm{star}$）とどのように相関しているかを調べます。形態インジケーターには視覚的に割り当てられた$T$タイプを使用し、大半径で非フラットRCをモデル化できるRCの関数形式を採用しています。MaNGAデータの半径範囲内で、大きな半径で一般的に知られている平坦な回転曲線は、特定のクラスの銀河、つまり大規模な後期型（$T$タイプ$\geq1$、$M_\mathrm）にのみ適用されることがわかりました。{star}\gtrsim10^{10.8}M_\odot$）およびS0タイプ（$T$-type$=-1$または$0$、$M_\mathrm{star}\gtrsim10^{10.0}M_\odot$）。大きな半径での後期型銀河のRCは、$M_\mathrm{star}$が減少するにつれてより急激に上昇し、その傾きは約$+9$kms$^{-1}$kpc$^{-1}に増加します。$M_\mathrm{star}\upperx10^{9.7}M_\odot$で$。対照的に、楕円銀河（$T$タイプ$\le-2$）は、大きな半径で下降するRCを持っています。それらの傾きは、$M_\mathrm{star}$が減少するにつれてより負になり、$M_\mathrm{star}で$-15$kms$^{-1}$kpc$^{-1}$と同じくらい負になります。\approx10^{10.2}M_\odot$。また、RCの内側の傾きは、$M_\mathrm{star}\approx10^{10.5}M_\odot$の楕円銀河で最も高く、$T$タイプが増加または$M_\mathrm{star}$は$10^{10.5}M_\odot$から変更されます。ターンオーバー半径$R_t$での速度は、$M_\mathrm{star}$が高いほど高く、$M_\mathrm{star}$以降の$T$タイプほど$R_t$は大きくなります。RCの内側の傾斜が中央表面の恒星の質量密度と結合していることを示します。これは、銀河の中央領域の重力ポテンシャルがバリオン物質によって支配されていることを意味します。物質分布の単純なモデルを使用して、RCの形状を決定するものについて説明します。
SEDIGISM調査：内側の天の川の分子ガス分布に対する渦巻腕の影響
| Title |
The_SEDIGISM_survey:_The_influence_of_spiral_arms_on_the_molecular_gas_distribution_of_the_inner_Milky_Way |
| Authors |
D._Colombo,_A._Duarte-Cabral,_A._R._Pettitt,_J._S._Urquhart,_F._Wyrowski,_T._Csengeri,_K._R._Neralwar,_F._Schuller,_K._M._Menten,_L._Anderson,_P._Barnes,_H._Beuther,_L._Bronfman,_D._Eden,_A._Ginsburg,_T._Henning,_C._Koenig,_M.-Y._Lee,_M._Mattern,_S._Medina,_S._E._Ragan,_A._J._Rigby,_A._Sanchez-Monge,_A._Traficante,_A._Y._Yang,_M._Wienen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06071 |
天の川の形態はまだ議論の余地があります。銀河の構造を取り巻く不確実性に光を当てるために、この論文では、その分子ガスの分布と特性に対する渦巻腕の痕跡を研究します。そのために、$^{13}$CO（2-1）線の内側の銀河の広い領域を28"の角度分解能で観測したSEDIGISM調査を最大限に活用します。完全な調査から作成された経度-速度マップ全体の分子ガス放出の特徴を考慮してスパイラルアームを検討します。さらに、スパイラルアームの分子雲の特性をインターの対応するものの特性と比較して調べます。-アーム領域。フラックスと輝度の確率分布関数により、スパイラルアームに関連する分子ガス放出はアーム間の放出と大きく異ならないことがわかります。平均して、スパイラルアームは単位長さあたりの質量が$\sim10^です。5-10^6$M$_{\odot}$kpc$^{-1}$。これは、放出分布が分子雲にセグメント化されたデータセットから推測された値に似ています。銀河全体の雲の分布を調べることによって平面、私たちは分子が渦巻腕の質量は、局所宇宙の他の渦巻銀河に見られるものと同様に、腕間媒体の質量よりも1.5倍高くなっています。スパイラルアームの雲の質量表面密度とアスペクト比の分布のみが、アーム間媒体の分布と比較して有意差を示していることがわかります。他の観察された違いは、代わりに距離バイアスによって引き起こされているように見えます。私たちの結果を近くの銀河のシミュレーションや観測と比較することにより、測定された量は天の川を壮大な設計のものではなく羊毛状渦巻銀河として分類すると結論付けます。
ZTF20acigmelからの発光ミリメートル、ラジオ、およびX線放射（AT2020xnd）
| Title |
Luminous_Millimeter,_Radio,_and_X-ray_Emission_from_ZTF20acigmel_(AT2020xnd) |
| Authors |
Anna_Y._Q._Ho_(1_and_2),_Ben_Margalit_(3),_Michael_Bremer_(4),_Daniel_A._Perley_(5),_Yuhan_Yao_(6),_Dougal_Dobie_(7_and_8),_David_L._Kaplan_(9),_Andrew_O'Brien_(9),_Glen_Petitpas_(10),_and_Andrew_Zic_(11_and_12)_((1)_UC_Berkeley,_(2)_Miller_Institute,_(3)_TAC,_UC_Berkeley,_(4)_IRAM,_(5)_LJMU,_(6)_Caltech,_(7)_Swinburne,_(8)_OzGrav,_(9)_UW-Milwaukee,_(10)_Harvard-Smithsonian_CfA,_(11)_ATNF,_(12)_Macquarie) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.05490 |
ZTF20acigmel（AT2020xnd）のミリメートル（80-230GHz）、ラジオ（6-45GHz）、およびX線（0.2-10keV）の観測値、$z=0.2433$での短期間の発光光過渡現象を示します。100GHzのピーク光度は、長時間のガンマ線バースト（$2\times10^{30}$ergsec$^{-1}$Hz$^{-1}$）の光度と似ていますが、光度曲線は上に上昇します。はるかに長いタイムスケール（1か月）。べき乗則のエネルギー分布における電子のシンクロトロン自己吸収の標準的なフレームワークでは、データは大きなエネルギー（$U\gtrsim10^{49}$erg）を伴う高速（$v\upperx0.2c$）衝撃を意味します。密度プロファイルが急な（$n_e\proptor^{-3}$）媒体で伝播します。前方衝撃特性は、高速発光過渡AT2018cowの特性と類似しており、どちらの場合も、低速（$\Deltat>70$d）低周波（$\nu<40$GHz）のモデルです。データは、初期（$\Deltat<40$d）の高周波（$\nu>70$GHz）放射と一致していません。ミリメートル帯域にわたる急峻なスペクトル指数（$f_\nu\propto\nu^{-2}$）の観測に動機付けられて、シンクロトロン放射のための熱電子集団（相対論的マクスウェル分布）を支持します。宇宙爆発。$L_X\approx10^{43}$ergsec$^{-1}$のX線光度は、ラジオとUVOIRの光度からの単純な予測を超えており、中央エンジンなどの別個の物理的起源を持っている可能性が高いことがわかります。私たちの研究は、発光ミリメートル、ラジオ、およびX線放射が、高速（$\約3$日）および発光（$M\約-21$mag）の光度曲線を持つトランジェントの一般的な機能であることを示唆しています。AT2018cowやAT2020xndのようなトランジェントが、CMB-S4のような将来の広視野ミリメートルトランジェント調査によって検出される速度を推定し、密集した環境でのエネルギー爆発は、100GHzの空の銀河系外トランジェントのかなりの集団を表す可能性があると結論付けます。
次世代CMB調査の時代における銀河系外ミリメートルトランジェント
| Title |
Extragalactic_Millimeter_Transients_in_the_Era_of_Next_Generation_CMB_Surveys |
| Authors |
T._Eftekhari,_E._Berger,_B._D._Metzger,_T._Laskar,_V._A._Villar,_K._D._Alexander,_G._P._Holder,_J._D._Vieira,_N._Whitehorn,_P._K._G._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.05494 |
次世代の広視野宇宙マイクロ波背景放射（CMB）調査は、ミリ波帯の時間領域天文学の新しいウィンドウを開く独自の態勢を整えています。ここでは、予想される人口を特徴づけるために、短期および将来のCMB実験を使用して、銀河系外の過渡現象の発見位相空間を探索します。既知のトランジェント（ガンマ線バースト、潮汐破壊現象、高速青色光トランジェント、中性子星合体）の既存のミリ波帯光度曲線と理論モデルを、既知および推定の体積率と組み合わせて使用します。さまざまなCMB調査設計（面積、ケイデンス、深さ、期間）のモンテカルロシミュレーションを使用して、検出率と結果の光度曲線特性を推定します。既存および短期の調査では、主に逆衝撃放射の検出によって駆動され、軸外LGRBを含む、数十から数百の長期ガンマ線バースト（LGRB）が見つかることがわかりました。次世代の実験（CMB-S4、CMB-HD）は、近くの宇宙で数十の高速青色光過渡現象（FBOT）を検出し、いくつかの潮汐破壊現象を検出します。CMB-HDはさらに、少数の短いガンマ線バーストを検出します。これらは、CosmicExplorerのような次世代の重力波実験の検出ボリューム内で検出されます。
きょしちょう座47球形星団におけるコンパクトオブジェクトモデリング
| Title |
Compact_Object_Modeling_in_the_Globular_Cluster_47_Tucanae |
| Authors |
Claire_S._Ye_(Northwestern/CIERA),_Kyle_Kremer,_Carl_L._Rodriguez,_Nicholas_Z._Rui,_Newlin_C._Weatherford,_Sourav_Chatterjee,_Giacomo_Fragione,_Frederic_A._Rasio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.05495 |
きょしちょう座47星団（47Tuc）は、天の川銀河で最も巨大な星団の1つであり、エキゾチックな星の種族が非常に豊富です。数十年の間、それは観測者のお気に入りのターゲットでしたが、それでも、その多数の星（$N\gtrsim10^6$）と高密度のために、モデル化することは計算上非常に困難です。ここでは、\texttt{ClusterMonteCarlo}コード（\texttt{CMC}）で計算された詳細で自己無撞着な47Tucモデルを紹介します。モデルには、恒星とバイナリの進化に関連するすべての関連する動的相互作用が含まれ、表面輝度と速度分散プロファイル、パルサー加速度、コンパクトオブジェクトの数などのさまざまな観測を再現します。47Tucの現在の特性は、標準的な仮定\citep[as、eg、][]{Kroupa2001}と比較して、ボトムヘビーとトップライトの両方である初期恒星質量関数を採用することによって最もよく再現されることを示します。クラスターの潮汐半径を埋めすぎている初期Elsonプロファイル\citep{Elson1987}。\texttt{CMC}には、巨星の衝突と潮汐捕獲による連星の形成に関する新しい処方箋が含まれています。これらのメカニズムが、47Tucでの中性子星の連星とミリ秒パルサーの形成に重要な役割を果たしていることを示しています。私たちの最適なモデルには$\sim50$ミリ秒パルサーが含まれており、そのうちの$80\％$は巨大な衝突と潮汐捕獲によって形成されます。私たちのモデルはまた、47Tucが現在最大$\sim200$の恒星質量ブラックホール、$\sim5$連星ブラックホール、$\sim15$低質量X線連星、および$\sim300$を含むことを示唆しています。激変星。
| Title |
Back_to_the_future:_gravitational-wave_population_inference_at_past_time_infinity |
| Authors |
Matthew_Mould,_Davide_Gerosa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.05507 |
恒星質量ブラックホール連星の集団研究は、重力波天文学の主要なプレーヤーになっています。基礎となる仮定は、対象となるソースパラメータがカタログ内のすべてのイベントで同じ量を参照し、選択効果をモデル化するときに含まれるというものです。ブラックホールスピンの方向を推定するとき、これらの点は両方ともこれまで無視されてきました。特に、周波数に依存する量（たとえば、20Hz）を定義するために使用される検出器フレームの重力波周波数は、母集団レベルでのイベント間に一貫性のない参照を導入します。明確に定義された0Hzの基準周波数に対応する、過去の無限大における連星ブラックホール集団と選択効果をモデル化することにより、両方の問題を解決します。現在の重力波測定の不確かさは、集団推論における参照周波数の影響を曖昧にする一方で、選択効果を推定するときにスピンを無視すると、マージするブラックホールの基礎となる天体物理学的分布におけるスピン整列の過大予測につながることを示します。
発光ファストブルー光学トランジェントAT2020xndの電波およびX線観測
| Title |
Radio_and_X-ray_observations_of_the_luminous_Fast_Blue_Optical_Transient_AT2020xnd |
| Authors |
Joe_S._Bright,_Raffaella_Margutti,_David_Matthews,_Daniel_Brethauer,_Deanne_Coppejans,_Mark_H._Wieringa,_Brian_D._Metzger,_Lindsay_DeMarchi,_Tanmoy_Laskar,_Charles_Romero,_Kate_D._Alexander,_Assaf_Horesh,_Giulia_Migliori,_Ryan_Chornock,_E._Berger,_Michael_Bietenholz,_Mark_J._Devlin,_Simon_R._Dicker,_W._V._Jacobson-Gal\'an,_Brian_S._Mason,_Dan_Milisavljevic,_Sara_E._Motta,_Tony_Mroczkowski,_Enrico_Ramirez-Ruiz,_Lauren_Rhodes,_Craig_L._Sarazin,_Itai_Sfaradi,_Jonathan_Sievers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.05514 |
爆発後の$13$dから$269$dまでの$z=0.2433$でのFastBlueOpticalTransient（FBOT）AT2020xnd/ZTF20acigmelの深部X線および無線観測を示します。AT2020xndは、典型的なイベントAT2018cowと類似した光学的に明るいFBOTのカテゴリに属しています。AT2020xndは、20GHzおよび爆発後に$75$dで、発光および$L_{X}\upperx6\times10^{42}$ergs$^{-1}$でピークに達する急速に減衰する軟X線放射。爆発の衝撃と環境との相互作用からのシンクロトロン放射の文脈で電波放射を解釈すると、AT2020xndが高密度の恒星周囲媒体（有効な$\）に伝播する高速流出（$v\sim$0.1-0.2$c$）を開始したことがわかります。ドットM\approx10^{-3}M_{\rm{sol}}$yr$^{-1}$、想定される風速$v_w=1000$kms$^{-1}$）。AT2018cowと同様に、検出されたX線放射は、外挿されたシンクロトロンスペクトルと比較して過剰であり、新たに形成されたブラックホールまたは中性子星への降着によって電力が供給される可能性のある異なる放射成分を構成します。これらの特性により、AT2020xndはAT2018cowの高赤方偏移アナログになり、AT2020xndは、発光多波長対応物を備えた光学発光FBOTのクラスの4番目のメンバーとして確立されます。
GW190814の二次成分はボソン暗黒物質混合コンパクト星になることができますか？
| Title |
Can_the_GW190814_secondary_component_be_a_bosonic_dark_matter_admixed_compact_star? |
| Authors |
Billy_K._K._Lee,_Ming-chung_Chu,_Lap-Ming_Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.05538 |
重力波イベントGW190814で最近観測された2.6$M_\odot$コンパクトオブジェクトが、ボソン暗黒物質混合コンパクト星である可能性があるかどうかを調査します。このような物体の質量、半径、安定性の3つの制約を考慮すると、暗黒物質がQCDアクシオンでできている場合、それらの粒子質量$m$は、独立した制約によってすでに除外されている範囲に制約されていることがわかります。恒星質量ブラックホール超放射プロセスによって課せられます。2.6$M_\odot$オブジェクトは、$2\times10^の場合、アクシオンのような粒子（または純粋なアクシオンのような粒子の星）でできた少なくとも2.0$M_\odot$の暗黒物質と混合された中性子星である可能性があります。{-11}$eV$\leqm\leq2.4\times10^{-11}$eV（$2.9\times10^{-11}$eV$\leqm\leq3.2\times10^{-11}$eV）および減衰定数$f\geq8\times10^{17}$GeV。
相対論的乱流によって誘発されたコア崩壊超新星に対する核状態方程式の効果
| Title |
Effect_of_the_Nuclear_Equation_of_State_on_Relativistic-Turbulence_Induced_Core-Collapse_Supernovae |
| Authors |
Luca_Boccioli,_Grant_J._Mathews,_In-Saeng_Suh,_Evan_P._O'Connor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.05544 |
核の状態方程式は、コア崩壊超新星の進化における重要な要素です。この論文では、文献のさまざまな状態方程式を調査し、3次元乱流の影響が次元削減における超新星乱流（STIR）の一般的な相対論的定式化によってモデル化される球形コア崩壊モデルへの影響を分析します。。爆発の実行可能性はEOSに大きく依存し、陽子中性子星の初期の内部エントロピー密度と最もよく相関することを示します。低質量の前駆体は崩壊前の核組成が異なるため、異なる爆発特性を示しますが、この結果が前駆体に依存しないことを確認します。より大きな中心エントロピーはまた、私たちの一次元乱流モデルにおいてより活発な原始中性子星対流と、より広い対流層を誘発します。
M81のFRB20200120Eからの過去の高エネルギー活動に対する統合制限
繰り返される高速電波バーストFRB20200120Eは、近くのM81銀河に属する球状星団にあります。その短い距離（3.6Mpc）と正確な位置特定により、高エネルギーでのバースト活動を検索するための興味深いターゲットになります。2003年11月から2021年9月まで、INTEGRAL衛星はM81空域で18Msの露出時間を取得しました。これらのデータを使用して、IBIS/ISGRI装置を使用してFRB20200120Eからの硬X線バーストを検索しました。重要な候補は見つかりませんでした。平均フルエンス制限$\sim10^{-8}$ergcm$^{-2}$（20-200keV）。持続時間$\Deltat$のバーストの等方性光度の対応する制限は$\sim10^{45}\left（\frac{10〜ms}{\Deltat}\right）$ergs$^{-1}$、硬X線範囲の銀河系外FRBで得られた最も深い限界。これにより、若いハイパーアクティブマグネターを呼び出すモデルで予想される0。1年$^{-1}$を超える速度での強力なフレアの放出が除外されます。
磁気的に変形した中性子星からの連続重力波の検出可能性
中性子星の内部には非常に強力な磁場が含まれています。それらの効果は、星の形を変形させ、連続的な重力波の放出につながることです。中性子星の磁気変形は、それらの磁場の詳細、つまりその形状と強度に依存します。さらに、それは状態方程式によって記述されるそれらの組成に依存します。残念ながら、磁場の構成と中性子星の状態方程式の両方が不明であり、中性子星からの連続重力波の検出可能性を評価することは、これらの不確実性に悩まされています。中性子星の磁気変形をその質量と半径に関連付ける最近の結果を使用し、銀河のパルサー集団を考慮して、銀河内のパルサーからの連続重力波の検出可能性を評価します。核物理学の制約-重力波検出器による。
時間領域で重力レンズの物体を観測することは困難であり、よく観測された時変光源はまれです。レンズ付きガンマ線バースト（GRB）は、クエーサーや超新星の観測を補完するこのクラスのオブジェクトのタイミング精度を向上させます。レンズ付きGRBの割合は非常に不確実で、約1000分の1です。フェルミガンマ線宇宙望遠鏡に搭載されたガンマ線バーストモニター（GBM）は、3000を超えるGRBを観測しており、レンズ付きバーストを発見するための理想的な機器です。ここでは、33.3秒間隔で、フラックス比が約4.5の2つの放出エピソードを示すGRB210812Aの観測結果を示します。徹底的な時間およびスペクトル分析は、2つの放出エピソードが同じパルスおよびスペクトル形状を持っていることを示しています。これはGRBモデルに課題をもたらします。重力レンズの起源に関する証拠の複数の行を報告します。特に、ネストされたサンプリングを使用して光度曲線をモデル化すると、レンズシナリオを支持する強力な証拠が明らかになります。点質量レンズを想定すると、レンズ物体の質量は約100万太陽質量です。将来のレンズ候補がより厳しい制約を導き出すには、高解像度のラジオイメージングが必要です。
宇宙線と冷却を伴う波の存在下での流出
宇宙線による重力ポテンシャル井戸からのプラズマ流出と、冷却および波動減衰を伴う自励アルフベン波が、流体力学レジームで研究されています。宇宙線とアルヴェーン波の存在下での流出を、冷却と波の減衰の効果を含めて研究します。物理的に許容できる定常状態の亜音速-超音速遷音速ソリューションを求めています。宇宙線プラズマシステムには多流体流体力学モデルを採用しました。熱プラズマ、宇宙線、および自励アルヴェーン波は流体として扱われます。宇宙線ストリーミングの不安定性、冷却、波の減衰などの相互作用が完全に考慮されました。1次元のジオメトリを検討し、定常状態のソリューションを検討しました。モデルは常微分方程式のセットに還元され、重力ポテンシャル井戸の基部に与えられた境界条件を持つ亜音速-超音速遷音速解について解きました。物理的に許容できる亜音速-超音速遷音速解が広範囲のパラメータに存在することがわかります。3流体システム（前方に伝播するアルヴェーン波のみを考慮）を詳細に研究しました。宇宙線拡散のある場合とない場合を別々に調べた。同じ一連の境界条件（密度、熱ガスの圧力、宇宙線、波）について、冷却がある場合とない場合、および波の減衰がある場合とない場合のソリューションの比較が示されています。また、4流体システム（前方および後方に伝播するアルフベン波の両方が含まれる）の興味深い事例を紹介し、さまざまなコンポーネント間の興味深い関係を強調します。
天文学における科学論文の執筆
書くことは、天文学研究における現代のキャリアの重要な要素です。しかし、高品質の書面による作品を効率的に作成する方法についてトレーニングを受けている研究者はほとんどいません。天文学で書くためのステップバイステップガイドを提示します。科学論文の書き方に力を入れ、研究プロジェクトの根底にあるアイデアを具体化する方法や、読者や選ばれたジャーナルを考慮して論文を構成する方法など、さまざまな側面に取り組んでいます。また、英語を母国語としない人にとっては特に習得が難しいものも含め、ライターに問題を引き起こすことが多い文法やスペルの問題についても説明します。この論文は主に、最初の科学論文を書くという困難な課題を提示された修士および博士レベルの学生を対象としていますが、より多くの上級研究者または執筆インストラクターは、ここに提示されたアイデアが役立つと思うかもしれません。
重力波光過渡観測器（GOTO）：プロトタイプの性能と過渡科学の展望
| Title |
The_Gravitational-wave_Optical_Transient_Observer_(GOTO):_prototype_performance_and_prospects_for_transient_science |
| Authors |
D._Steeghs,_D._K._Galloway,_K._Ackley,_M._J._Dyer,_J._Lyman,_K._Ulaczyk,_R._Cutter,_Y.L._Mong,_V._Dhillon,_P._O'Brien,_G._Ramsay,_S._Poshyachinda,_R._Kotak,_L._K._Nuttall,_E._Palle,_R._P._Breton,_D._Pollacco,_E._Thrane,_S._Aukkaravittayapun,_S._Awiphan,_U._Burhanudin,_P._Chote,_A._Chrimes,_E._Daw,_C._Duffy,_R._Eyles-Ferris,_B._Gompertz,_T._Heikkila,_P._Irawati,_M._R._Kennedy,_T._Killestein,_H._Kuncarayakti,_A._J._Levan,_S._Littlefair,_L._Makrygianni,_T._Marsh,_D._Mata-Sanchez,_S._Mattila,_J._Maund,_J._McCormac,_D._Mkrtichian,_J._Mullaney,_K._Noysena,_M._Patel,_E._Rol,_U._Sawangwit,_E._R._Stanway,_R._Starling,_P._Strom,_S._Tooke,_R._West,_D._J._White,_K._Wiersema |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.05539 |
重力波光トランジェントオブザーバー（GOTO）は、次世代の重力波検出器（LIGO、Virgo、KAGRA）からの新しい発見を活用し、急速に進化するトランジェントを研究し、マルチメッセンジャーを活用するように設計された一連の広視野光学望遠鏡です。ニュートリノと非常に高エネルギーのガンマ線トリガーから生じるメッセンジャーの機会。迅速な応答モードに加えて、アレイは数日のケイデンスで高感度の全天過渡調査も実行します。この施設は、単一のマウントに複数の40cm広視野リフレクターを備えた斬新なモジュラー設計を特徴としています。2017年6月、GOTOコラボレーションは、カナリア諸島のラパルマにあるロケデロスムチャチョス天文台（ORM）に、4つの望遠鏡ユニットを備えた最初のプロジェクトプロトタイプを配備しました。ここでは、プロトタイプハードウェアの展開、試運転、およびパフォーマンスについて説明し、これらの調査結果が最終的なGOTO設計に与える影響について説明します。また、2つのサイトに32台の望遠鏡ユニットを採用しているGOTO施設全体の科学的展望の初期評価も提供しています。
| Title |
Estimation_of_Photometric_Redshifts._I._Machine_Learning_Inference_for_Pan-STARRS1_Galaxies_Using_Neural_Networks |
| Authors |
Joongoo_Lee_and_Min-Su_Shin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.05726 |
Pan-STARRS1データリリース1で、銀河の精度を向上させて測光赤方偏移を推定するための新しい機械学習モデルを紹介します。赤方偏移の推定範囲に応じて、ニューラルネットワークに基づくこのモデルは測光赤方偏移の推定の難しさを処理できます。さらに、推定の難しさに対処する新しいモデルの能力によって引き起こされるバイアスを減らすために、それはアンサンブル学習の力を利用します。トレーニングされたモデルの長所と短所を発見するために、モデルが有効に適用できる入力特徴とターゲット赤方偏移空間の間のマッピングを広範囲に調べます。トレーニング済みのモデルは十分に調整されているため、このモデルは、壊滅的ではない推定を使用して、オブジェクトに関する信頼できる信頼性情報を生成します。私たちのモデルは、トレーニングサンプルが密集している入力空間にあるほとんどのテスト例で非常に正確ですが、トレーニング中のまばらなサンプルや観測されていないオブジェクト（つまり、見えないサンプル）では精度が急速に低下します。モデルの分布外（OOD）サンプルには、物理的にOODオブジェクト（つまり、星とクエーサー）と、トレーニングデータで表されていない観測された特性を持つ銀河の両方が含まれていることを報告します。モデルのコードは、https：//github.com/GooLee0123/MBRNNで入手できます。これは、モデルの他の用途や、さまざまなデータを使用してモデルを再トレーニングするためのものです。
NectarCAM光検出器の性能の測定
| Title |
Measurement_of_performance_of_the_NectarCAM_photodetectors |
| Authors |
A._Tsiahina,_P._Jean,_J.-F._Olive,_J._Kn\"odlseder,_C._Marty,_T._Ravel,_C._Jarnot,_B._Biasuzzi,_J._Bolmont,_F._Brun,_S._Caroff,_E._Delagnes,_S._Fegan,_G._Fontaine,_D._Gascon,_J.-F._Glicenstein,_D._Hoffmann,_S._Karkar,_J.-P._Lenain,_J._Paredes,_P.-O._Petrucci,_J._Prast,_M._Rib\'o,_S._Rivoire,_A._Sanuy,_P._Sharma,_T._Suomijarvi,_L.A._Tejedor,_F._Toussenel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06030 |
NectarCAMは、チェレンコフ望遠鏡アレイ（CTA）の中型望遠鏡用のカメラで、100GeV〜30TeVのエネルギー範囲をカバーします。カメラには265のフォーカルプレーンモジュール（FPM）が装備されています。各FPMは7ピクセルで構成され、各ピクセルは光電子増倍管、プリアンプ、独立して制御される電源、および共通の制御システムで構成されます。産業用FPMの生産を検証および認定し、カメラに統合する前に暗い部屋で各FPMのパフォーマンスを測定するために、専用のテストベンチを開発しました。実験のセットアップで得られた61のFPMプロトタイプの測定されたパフォーマンスを報告します。光電子増倍管のゲインが安定しており、パルス幅、通過時間の広がり、アフターパルスレート、および電荷分解能がNectarCAMの仕様の範囲内であることを示します。
暗闇の計量II：ガイアによる部分軌道の位置天文測定
| Title |
Weighing_the_Darkness_II:_Astrometric_Measurement_of_Partial_Orbits_with_Gaia |
| Authors |
Jeff_J._Andrews,_Katelyn_Breivik,_Chirag_Chawla,_Carl_Rodriguez,_Sourav_Chatterjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.05549 |
数年の間に、星は固有運動と視差の複合効果により、空を横切るときにらせん軌道をたどります。目に見えない仲間の引力がこれらのトラックへの逸脱を引き起こす可能性があることはよく知られています。いくつかの研究は、位置天文ミッションのガイアが、数十日からガイアの寿命までの軌道周期を持つ多数の新しい太陽系外惑星、恒星のバイナリ、およびコンパクトオブジェクトのコンパニオンを特定できることを指摘しています。ここでは、模擬位置天文観測を使用して、ガイアがガイアの寿命よりも長い軌道周期を持つ明るい星のブラックホールの仲間を識別して特徴づけることができることを示します。このような位置天文連星は、軌道周期が長すぎて完全な軌道を示すことができず、代わりに、特徴的ならせん経路の曲率によって識別されます。この曲率の半径と軌道速度を同時に測定することにより、下にある軌道に制約を課すことができます。ガイアが軌道加速度を測定できる精度を定量化し、それを恒星近傍の星を周回するブラックホールの集団のモデル予測に適用します。軌道の縮退は、隠れたブラックホールによって引き起こされた加速の多くがかすかな低質量星によっても説明できることを意味しますが、ガイアデータだけを使用して特定の推定ブラックホールコンパニオンの性質を高い信頼性で確認する方法について説明します。
曇った褐色矮星からの偏波信号のモデリング：Luhman 16AおよびBの3次元
| Title |
Modeling_Polarization_Signals_from_Cloudy_Brown_Dwarfs:_Luhman_16_A_and_B_in_Three_Dimensions |
| Authors |
Sagnick_Mukherjee,_Jonathan_J._Fortney,_Rebecca_Jensen-Clem,_Xianyu_Tan,_Mark_S._Marley_and_Natasha_E._Batalha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.05739 |
HバンドでのLuhman16AおよびBからのディスク統合偏光の検出、およびその後のモデリングは、これらの物体の帯状雲バンドのフレームワークで解釈されています。最近、TanandShowman（2021）は、褐色矮星の3次元大気循環と雲構造を大循環モデル（GCM）で調査し、それらのシミュレーションにより、帯状ジェットのいくつかの側面を示す複雑な雲分布だけでなく、捕捉できない複雑な渦も生成されました。単純なモデルによって。ここでは、Luhman16AおよびBに固有のこれらの3DGCMを、3次元モンテカルロ放射伝達コードARTESとともに使用して、それらの偏光信号を計算します。入力大気構造として、GCMからの3D温度-圧力および雲プロファイルを採用します。1.6$\mu$mでの偏光計算は、Luhman16AとBの両方で測定された直線偏光度とよく一致します。計算では、雲の粒子サイズが0.5〜1\、$\muの両方のオブジェクトで測定された偏光が再現されます。Luhman16Aの場合は$m、Luhman16Bの場合は5\、$\mu$mです。直線偏光の程度は、回転期間中に1時間のタイムスケールで変化する可能性があることがわかります。また、褐色矮星の偏光観測の解釈に通常使用される、方位角対称の帯状の雲の形状を持つモデルが、雲のパターンにこれらの帯内の複雑な渦が含まれていない場合、偏光信号を過大に予測することも示します。この探索的研究は、GCMが褐色矮星の偏光信号のモデリングと解釈に有望であることを示しています。
ASASカタログからの食変光星の軌道および物理パラメータ-XII。 $ K2 $測光を備えたシステムのサンプル
| Title |
Orbital_and_physical_parameters_of_eclipsing_binaries_from_the_ASAS_catalogue_--_XII._A_sample_of_systems_with_$K2$_photometry |
| Authors |
K._G._He{\l}miniak,_A._Moharana,_T._Pawar,_N._Ukita,_P._Sybilski,_N._Espinoza,_E._Kambe,_M._Ratajczak,_A._Jord\'an,_H._Maehara,_R._Brahm,_S._K._Koz{\l}owski_and_M._Konacki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.05961 |
全天自動捜索システムによって観測された、8つの分離した食変光星の光および視線速度（RV）曲線の分析結果を示します。これは、高解像度分光法で追跡され、後に$Kepler$衛星によって観測されました。$K2$ミッションの一部として。RV測定は、OAO-188/HIDES、MPG-2.2m/FEROS、SMARTS1.5m/CHIRON、Euler/CORALIE、ESO-3.6m/HARPS、およびOHP-1.93/ELODIE機器で得られたスペクトルから得られました。$K2$時系列測光は、異なる起源の日食外変調を考慮に入れて、JKTEBOPコードで分析されました。個々の成分スペクトルはFD3コードで取得され、有効温度と金属量を決定するためにコードiSpecで分析されました。質量、半径、およびその他の恒星パラメータの絶対値が計算され、年齢だけでなく、等時線フィッティングによって検出されます。5つのシステムについて、このような分析が初めて行われました。提示されたサンプルは、低質量の矮星から、G型およびF型主系列星、進化したアクティブなサブジャイアントまで、さまざまな星で構成されており、そのうちの1つがヘルツシュプルングギャップを横切っていることがわかります。1つのターゲットには$\gamma$Dorタイプのパルセータが含まれ、さらに2つは高次の倍数の一部であり、それらの3次スペクトルも取得され、これらのシステムのプロパティを制約するために使用されます。
若い太陽における磁気活動周期の時間発展：くじら座カッパ星の奇妙な事例
| Title |
Time_evolution_of_magnetic_activity_cycles_in_young_suns:_The_curious_case_of_kappa_Ceti |
| Authors |
S._Boro_Saikia,_T._Lueftinger,_C._P._Folsom,_A._Antonova,_E._Alecian,_J._-F._Donati,_M._Guedel,_J._C._Hall,_S._V._Jeffers,_O._Kochukhov,_S._C._Marsden,_Y._T._Metodieva,_M._Mittag,_J._Morin,_V._Perdelwitz,_P._Petit,_M._Schmid,_A._A._Vidotto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06000 |
若い太陽のような星の磁気特性の詳細な調査は、私たちの太陽の磁気の過去と初期の地球への影響に関する貴重な情報を提供することができます。50年の彩層活動データと6エポックの分光偏光観測を使用して、適度に回転する若い太陽のような星のくじら座カッパ星の磁気と活動のサイクルの特性を決定します。彩層活動は、CaIIHおよびKラインのフラックスを測定することによって決定されました。一般化されたLomb-Scargleピリオドグラムとウェーブレット分解が彩層活動データで使用され、関連する周期性が確立されました。星のベクトル磁場は、分光偏光観測でのゼーマンドップラーイメージングの技術を使用して再構築されました。私たちの周期分析アルゴリズムは、星のよく知られている約6年の周期に加えて、3。1年の彩層周期を検出します。2つのサイクル期間の比率は約1：2ですが、異常な時間発展を示します。さらに、分光偏光データ分析は、星の大規模磁場の極性反転を示しており、約10年の磁気またはヘイルサイクルを示唆しています。星の彩層サイクルの異常な進化と、磁気サイクルとの直接的な相関関係の欠如により、くじら座カッパ星は好奇心旺盛な若い太陽として確立されています。磁気活動のそのような複雑な進化は、適度に活動的な若い太陽と同義である可能性があります。これは、私たち自身の太陽がたどることができた進化の道です。
組成データとモデリングを使用して太陽を太陽圏にリンクする。コロナルジェットを使用したテストケース
| Title |
Linking_the_Sun_to_the_Heliosphere_Using_Composition_Data_and_Modelling._A_Test_Case_with_a_Coronal_Jet |
| Authors |
Susanna_Parenti,_Iulia_Chifu,_Giulio_Del_Zanna,_Justin_Edmondson,_Alessandra_Giunta,_Viggo_H._Hansteen,_Aleida_Higginson,_J._Martin_Laming,_Susan_T._Lepri,_Benjamin_J._Lynch,_Yeimy_J._Rivera,_Rudolf_von_Steiger,_Thomas_Wiegelmann,_Robert_F._Wimmer-Schweingruber,_Natalia_Zambrana_Prado,_Gabriel_Pelouze |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06111 |
コロナと太陽圏の形成と進化についての私たちの理解は、リモートセンシングとその場観測からのデータを適切に解釈する私たちの能力に関連しています。この点で、その場での観測を太陽のソース領域に正しく接続できることが、この問題を解決するための鍵となります。この作業では、この接続の診断方法をテストすることを目的としています。この論文では、2010年8月2日にアクティブ領域11092で観測されたコロナルジェットを、接続方法のテストとして使用します。これは、太陽EUVおよびその場データを、磁場外挿、大規模MHDモデリング、およびFIP（FirstIonizationPotential）バイアスモデリングと組み合わせて、ジェットのソース領域から1AUでの可能なシグネチャまでのグローバルな画像を提供します。私たちのデータ分析は、開いた磁束領域内にあり、FIPモデルの結果と一致するFIPバイアスを示すジェットの近くの流出領域の存在を明らかにします。私たちの写真では、これらのオープンエリアの1つがジェットソースの候補です。バックマッピング技術を使用して、ACE宇宙船へのこの太陽プラズマの到着時間を特定しました。その場のデータは、プラズマと磁場のパラメータの変化の兆候を示しており、FIPバイアスはジェット材料の通過の可能性と一致しています。私たちの結果は、接続性の問題を解決するための鍵として、リモートセンシングとその場で調整された観測の重要性を強調しています。現在、このような独自のデータを提供している最近のソーラーオービターの打ち上げを考慮して、結果について説明します。
最も明るく最も明るい非熱衝突風バイナリアペプの無線モデリング
Apepは、1桁以上も明るく、最も明るい非熱衝突風バイナリです。赤外線観測から、アペプのウォルフ・ライエ星の1つが異方性風を放出していることが示唆されています。ここでは、33年間にわたって撮影された0.2〜20GHzのApepの電波観測を紹介します。スペクトルは、低周波数での磁束密度の非常に急なターンオーバーを示しています。磁束密度は、わずか325MHzの帯域幅で2桁減少します。この指数関数的な低下は、ターンオーバー周波数が0.54$\pm$0.01GHzのフリーフリー吸収によって最もよく説明されます。ターンオーバーを超えると、スペクトルはべき乗則と逆コンプトン冷却によって引き起こされる可能性のある高周波カットオフによって十分に説明されます。Apepの光度曲線は、観測期間中に大きな変動を示し、Apepは1.4GHzで25年間で50mJy以上明るくなります。球形の風を想定したモデルは、電波の光度曲線に見られるすべての構造を再現しているわけではありません。システム内の風の1つが異方性になることを可能にするモデルを導出しました。この異方性モデルは、光度曲線の構造の大部分を回復し、球形の風モデルよりもデータへの統計的適合性が大幅に向上しています。このような結果は、アペプのウォルフ・ライエ星の1つが異方性風を放出しているという独立したサポートであることをお勧めします。異方性風モデルが正しければ、今後5年間でApepの1.4GHzフラックス密度が約25％減少すると予測します。
プレソーラーSiC粒子の新しい多元素同位体組成：それらの恒星起源への影響
| Title |
New_Multielement_Isotopic_Compositions_of_Presolar_SiC_Grains:_Implications_for_Their_Stellar_Origins |
| Authors |
Nan_Liu,_Jens_Barosch,_Larry_R._Nittler,_Conel_M._O_D._Alexander,_Jianhua_Wang,_Sergio_Cristallo,_Maurizio_Busso,_Sara_Palmerini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06205 |
60MS、8AB1、8X、7つのAB2、および2つのY粒子。MSおよびY粒子データは、（1）CおよびN汚染が主に表面汚染として現れ、固有のCおよびN信号を取得するためにきれいな粒子表面を露出するために十分なプレスパッタが必要であり、（2）MgおよびAl汚染が次のように現れることを示しています。隣接する粒子とリム、高解像度のイメージング、およびデータ削減中の関心のある小さな領域の選択は、汚染を抑制するのに効果的です。私たちの結果は、プレソーラーSiC粒子に関する以前の研究では、C、N、Mg、およびAlのさまざまな程度の汚染をサンプリングできた可能性があることを強く示しています。文献データと比較して、私たちの新しいMSおよびY粒子は、CおよびN同位体比の両方で炭素星の観測結果とよく一致しています。MSおよびY粒子の12C/13C、14N/15N、および初期の26Al/27Al比の新しい、より厳密な分布をFRUITYAGB恒星モデルと比較することにより、クールボトム処理の発生と26Alの生成に対してより厳しい制約を提供します。N型炭素星では、古典的な漸近巨星分枝星。
| Title |
Relativistic_second-order_dissipative_hydrodynamics_from_Zubarev's_non-equilibrium_statistical_operator |
| Authors |
Arus_Harutyunyan,_Armen_Sedrakian,_Dirk_H._Rischke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.04595 |
ズバレフの非平衡統計演算子形式を使用して、量子システムの相対論的二次散逸流体力学の新しい導出を提示します。これは、エネルギー運動量テンソルと電荷電流を平衡から逸脱して2次に系統的に拡張することによって実現されます。具体的な例として、相対論的な2次散逸流体力学の一連の運動方程式を閉じるために必要なせん断応力テンソル、体積粘性圧力、および電荷拡散電流の緩和方程式を取得します。また、散逸過程の2次への緩和を表す新しい輸送係数を特定し、それらを平衡相関関数で表現して、2次輸送係数の新しい久保型式を確立します。
インフレーション後、インフラトンが標準模型の熱浴と熱平衡に達し、最終的に非相対論的領域で凍結する可能性を研究します。インフラトンの崩壊が（非熱的）暗黒物質の唯一の原因である場合、その遺物密度は自動的に抑制されます。正しい暗黒物質の存在量につながるパラメータ空間を描きます。このモデルは、LHCで目に見えないヒッグス粒子がインフラトン対に崩壊する可能性のある重要なヒッグス-インフラトン結合を考慮に入れています。
最近、\cite{Henry_2014、Akshaya_2018,2019MNRAS.489.1120A}が、拡散遠紫外線（FUV）背景の強い成分があり、これは、塵が散乱する星の光の観点から従来の物理学では説明が難しいと主張されています。このFUV放射の過剰は、いわゆるアクシオンクォークナゲット（AQN）暗黒物質モデル内の暗黒物質消滅イベントの結果である可能性があることを提案します。宇宙の目に見えるコンポーネント、すなわち$\Omega_{\rmDM}\sim\Omega_{\rmvisible}$。AQN誘導放出の強度とスペクトル特性が、観測された過剰なFUV放射の対応する特性と一致していることを示すことにより、この提案を支持します。
カーターの多流体アプローチによるイスラエルとスチュワートの流体力学の相対論的超流動への拡張
超流動における体積粘度と熱伝導の相対論的モデルを構築します。統一された拡張不可逆熱力学の原理に基づいて、モデルは、準粒子電流が独立した流体力学的自由度である3つの電流を持つ理論に対するカーターの多流体アプローチから導出されます。局所的な熱力学的平衡からのわずかな逸脱の場合、モデルはイスラエル-スチュワート理論の超流動システムへの拡張に還元されます。したがって、微視的入力が正確であれば、双曲線的、因果的、安定的にすることができます。モデルの非散逸限界は、カーター、カラトニコフ、グサコフの相対論的二流体モデルです。モデルのニュートン極限は、ランダウの2流体モデルの拡張-不可逆-熱力学的拡張です。モデルは、4つのバルク粘度係数の存在を予測し、それらの微視的起源を説明し、準粒子生成率の観点から正確な式を提供します。さらに、平衡の周りの小さな振幅の速い振動が考慮されるとき、バルク粘度の電信タイプの方程式の緩和時間項は、周波数へのそれらの予想される依存性を直接説明します。
| Title |
Evaporating_Primordial_Black_Holes_in_Gamma_Ray_and_Neutrino_Telescopes |
| Authors |
Antonio_Capanema,_AmirFarzan_Esmaeili,_Arman_Esmaili |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.05637 |
蒸発の最終段階にあり、局所的な近傍にある原始ブラックホールは、ガンマ線望遠鏡とニュートリノ望遠鏡で検出可能な信号を生成する可能性があります。これらの過渡点イベントから予想されるガンマ線とニュートリノフラックスを再評価し、既存の制約の結果について説明します。ガンマ線の場合、電流境界を数倍改善しますが、ニュートリノの場合、既存の文献とは大幅に異なる結果が得られます。原始ブラックホールの探索におけるニュートリノ望遠鏡の能力と利点が徹底的に議論されています。ガンマ線とニュートリノのエネルギーと時間のプロファイルの相関関係は、検出の場合に原始ブラックホールを特定するための強力なツールとして促進されます。
有限温度相対論的枠組みにおける核殻構造
温度による中性子に富む原子核の殻の進化は、中間子核子ラグランジアンに根ざした平均場を超えた枠組みで研究されています。粒子-振動結合（PVC）を考慮した動的カーネルを使用した温度依存ダイソン方程式は、熱相対論的平均場ディラックスピノルに基づいてフェルミオン伝搬関数に対して解かれます。計算は、$^{68-78}$Niに対して、広範囲の温度$0\leqT\leq4$MeVで実行されます。単一粒子状態の断片化パターンに特に焦点が当てられており、これは、強く切り捨てられたモデル空間のおもちゃモデル内でさらに調査されます。このようなモデルにより、フォノン周波数、PVC強度、および平均場レベル密度に対するフラグメンテーションの感度を定量化できます。モデル研究は、天体物理学的環境で発生する可能性のある条件下での実際の原子力システムにおけるPVCメカニズムの温度変化への洞察を提供します。
TiNKIDにおける近赤外吸収に可視なブロードバンド用の光スタックのモデルと測定
| Title |
Model_and_Measurements_of_an_Optical_Stack_for_Broadband_Visible_to_Near-IR_Absorption_in_TiN_KIDs |
| Authors |
K._Kouwenhoven,_I._Elwakil,_J._van_Wingerden,_V._Murugesan,_D._J._Thoen,_J._J._A._Baselmans_and_P._J._de_Visser |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.05787 |
光学キネティックインダクタンス検出器（KID）の代表的な材料は、可視および近赤外で30〜50％の自然吸収を持つ金属です。高い吸収効率（90〜100％）を達成するには、KIDを光スタックに埋め込む必要があります。60nmTiN膜の光学スタック設計を示します。光スタックは、伝送線路のセクションとしてモデル化されます。各セクションのパラメータは、各層の光学特性に関連しています。スペクトルエリプソメトリー測定からTiN膜の複素誘電率を導き出します。設計された光学スタックは、広帯域吸収用に最適化されており、上（照明側）から下まで、85nmSiOx、60nmTiN、23nmのSiOx、および100nm厚のAlミラーで構成されています。このスタックのモデル化された吸収と反射を示します。このスタックは、400nmから1550nmで80％を超える吸収を示し、500nmから800nmでほぼ単一の吸収を示します。このスタックの透過と反射を市販の分光光度計で測定します。結果はモデルとよく一致しています。
オシロン/ Iボール崩壊後のアクシオン様粒子の自由ストリーミング長
| Title |
Free_Streaming_Length_of_Axion-Like_Particle_After_Oscillon/_I-ball_Decays |
| Authors |
Kaname_Imagawa,_Masahiro_Kawasaki,_Kai_Murai,_Hiromasa_Nakatsuka,_and_Eisuke_Sonomoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.05790 |
アクシオン様粒子（ALP）は、弦理論によって予測された擬スカラーボソンです。ALPは、2次式よりもポテンシャルが浅いため、不安定性を引き起こし、オシロン/Iボールと呼ばれる孤立したオブジェクトを形成する可能性があります。オシロンの寿命は、ある種のポテンシャルでは非常に長くなる可能性がありますが、最終的には現在まで崩壊します。数値格子シミュレーションを実行して、オシロンの崩壊プロセスを調査し、オシロン崩壊から放出されたALPの平均運動量を評価します。初期宇宙でオシロンが崩壊すると、ALPのフリーストリーミング長が長くなりすぎて、物質パワースペクトルの小規模な観測を説明できないことがわかります。寿命の長いオシロンは、密度の変動を小規模に変化させる可能性があり、ALPの質量とオシロンの寿命に厳しい制約が生じることを示しています。
| Title |
Searching_for_low-mass_dark_matter_via_Migdal_effect_in_COSINE-100 |
| Authors |
G._Adhikari,_N._Carlin,_J._J._Choi,_S._Choi,_A._C._Ezeribe,_L._E._Franca,_C._Ha,_I._S._Hahn,_S._J._Hollick,_E._J._Jeon,_J._H._Jo,_H._W._Joo,_W._G._Kang,_M._Kauer,_H._Kim,_H._J._Kim,_J._Kim,_K._W._Kim,_S._H._Kim,_S._K._Kim,_W._K._Kim,_Y._D._Kim,_Y._H._Kim,_Y._J._Ko,_H._J._Kwon,_D._H._Lee,_E._K._Lee,_H._Lee,_H._S._Lee,_H._Y._Lee,_I._S._Lee,_J._Lee,_J._Y._Lee,_M._H._Lee,_S._H._Lee,_S._M._Lee,_D._S._Leonard,_B._B._Manzato,_R._H._Maruyama,_R._J._Neal,_S._L._Olsen,_B._J._Park,_H._K._Park,_H._S._Park,_K._S._Park,_S._D._Park,_R._L._C._Pitta,_H._Prihtiadi,_S._J._Ra,_C._Rott,_K._A._Shin,_A._Scarff,_N._J._C._Spooner,_W._G._Thompson,_L._Yang_and_G._H._Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.05806 |
COSINE-100実験でナトリウムおよびヨウ素核と相互作用し、ミグダル効果を介して反跳核に伴う高エネルギー電子を生成する銀河ハロー内の弱く相互作用する質量粒子（WIMP）暗黒物質候補の探索について報告します。弾性WIMP-原子核散乱からリコイルするターゲット核によって生成されるイオン化信号の検出に依存していた以前のCOSINE-100検索のWIMP質量感度は、検出器によって$\sim$5GeV/$c^2$を超えるWIMP質量に制限されていました。1keVeeのエネルギー-電子等価しきい値。ここで報告されている検索では、散乱プロセス中に放出されるミグダル電子によって強化された反跳信号を探します。これは、結晶のナトリウム核からの低質量WIMP散乱の検出に特に効果的であり、WIMPのエネルギーの比較的大きな部分が核反跳エネルギーとその軌道電子の励起に伝達されます。この分析では、COSINE-100実験の低質量WIMP検索ウィンドウが200\、MeV/$c^2$までのWIMP質量に拡張されています。多変数分析手法に基づいて分析しきい値を下げることにより、低質量WIMP感度がさらに向上します。これらの改善と検出器性能の最近の開発の影響を考慮して、将来のCOSINE-200実験の感度を再評価します。0.2keVee分析しきい値と高光収量NaI（Tl）検出器（22光電子/keVee）を備えたCOSINE-200実験では、20MeV/$c^2$までの低質量WIMPを探索し、これまで探索されていなかった領域をプローブできます。パラメータ空間。
時代のしるし
時間は自然の定数の共役であるという最近の提案をより詳細に検討します。基本的に異なる時間は異なる定数に関連付けられており、各領域またはエポックのダイナミクスを支配する定数に関連する時間を選択する必要があります。単一の定数が支配的な領域で、ハミルトニアン制約を対応する時間にシュレディンガー方程式として再構成し、チャーンを一般化する「空間」内を移動する発信のみの単色平面波によって接続表現で解決する方法を詳細に示します。サイモンズは機能的です。ユニタリー性の問題と内積に採用されている対策に特に注意を払っています。ソリトン、「光線」、および定数とその時間の間のハイゼンベルクの不確定性関係を飽和させるコヒーレント/スクイーズド状態を含む、正規化可能な重ね合わせを構築できます。健全な古典極限は、因数分解可能なコヒーレント状態に対して得られ、古典宇宙論は、従来の拡張係数（メートル法）ではなく、接続のプリズム（共動ハッブル長）を通して見られます。このフレームワーク内の時間の矢についての簡単な説明が含まれています。このマルチタイム設定では、ある時間から別の時間にバトンを渡す遷移領域を処理する方法を示し、サブドミナントクロックの運命を調査します。この目的のために、ミニスーパースペースは、パケットが位相速度とは異なる群速度で移動する分散媒体として最もよく見られます。パケットのピークの動きが、遷移期間中であっても、遷移が終了するとサブドミナントクロックの場合でも、古典極限を再現することを示します。ただし、これらの場合、コヒーレント/半古典的限界からの大きな逸脱が予想されます。これらは、特に私たちが住んでいる移行期間（物質からラムダ支配へ）にアクセスできる「時代のしるし」である可能性がありますか？
QSNET、基本定数の安定性を測定するためのクロックのネットワーク
| Title |
QSNET,_a_network_of_clocks_for_measuring_the_stability_of_fundamental_constants |
| Authors |
G._Barontini,_V._Boyer,_X._Calmet,_N._J._Fitch,_E._M._Forgan,_R._M._Godun,_J._Goldwin,_V._Guarrera,_I._R._Hill,_M._Jeong,_M._Keller,_F._Kuipers,_H._S._Margolis,_P._Newman,_L._Prokhorov,_J._Rodewald,_B._E._Sauer,_M._Schioppo,_N._Sherrill,_M._R._Tarbutt,_A._Vecchio,_S._Worm |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.05944 |
QSNETコンソーシアムは、微細構造定数$\alpha$と電子対プロトン質量比$\mu$の変動をテストする際に前例のない感度を達成する、次世代の原子時計と分子時計の英国ネットワークを構築しています。これにより、標準模型を超える広範囲の基本的および現象論的理論と暗黒物質モデルに対して、より厳しい制約が提供されます。
異方性完全流体の原始ブラックホール形成：初期条件と閾値の推定
| Title |
Primordial_black_hole_formation_for_an_anistropic_perfect_fluid:_initial_conditions_and_estimation_of_the_threshold |
| Authors |
Ilia_Musco,_Theodoros_Papanikolaou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.05982 |
この作業では、異方性圧力の放射流体内の原始ブラックホールの形成を調査します。圧力とエネルギー密度勾配の観点から状態方程式の共変形式を使用して、スーパーホライズン体制での宇宙論的摂動を説明する初期条件に注意を向けます。異方性の効果は、等方性の場合に関して宇宙論的摂動の初期形状を変更することです。原始ブラックホールのしきい値$\delta_\mathrm{c}$の等方性限界で導出された宇宙論的摂動の形状への依存性を使用して、ここでしきい値$\delta_\mathrm{c}$がどのように変化するかを推定します。異方性の振幅に関して。異方性が十分に大きい場合、これはPBHの存在量の大幅な変動につながる可能性があります。
主成分分析に基づくモデルに依存しない時間遅延干渉法
| Title |
Model-independent_time-delay_interferometry_based_on_principal_component_analysis |
| Authors |
Quentin_Baghi,_John_Baker,_Jacob_Slutsky,_James_Ira_Thorpe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06024 |
独立した自由飛行宇宙船のレーザー干渉重力波検出器では、検出を達成する唯一の方法は、後処理によってレーザーの周波数変動から生じる支配的なノイズを軽減することです。ノイズは、宇宙船間の時間遅延の測定とレーザーノイズが干渉計データに入る方法の注意深いモデリングに依存する時間遅延干渉法（TDI）と呼ばれる特定の技術によって、地上で効果的にフィルターで除去できます。最近、この手法は数人の著者によってマトリックスベースの形式に作り直され、特に主成分分析（PCA）に関連付けることにより、TDIに関する異なる視点を提供しています。この作業では、シングルリンク測定とノイズの関係や時間遅延についての事前の知識がなくても、シフトされたデータサンプルのセットにPCAを直接適用することで、レーザー周波数ノイズをキャンセルできることを示します。この完全にデータ駆動型のアルゴリズムが、従来のTDIと同様の重力波感度を実現することを示します。
インフレの拡張EFTにおける非ガウス性
以前の研究では、初期条件が分散関係$\omega^2\proptok^6$で設定されている領域で、拡張有効場のインフレ理論（EEFToI）の有効性を研究しました。また、パラメータ空間のいくつかの興味深いコーナーのパワースペクトルを評価および調査しました。この論文では、EEFToIでバイスペクトルを計算し、強い結合制約を詳しく調べて、パラメーター空間のこれらの領域の非ガウス性のサイズを計算します。また、この体制で非ガウス性の強化に寄与する三角形の形状を調査します。$\omega^2\proptok^6$で設定された初期条件でのEEFToI記述が賢明で興味深いパラメータ空間の許可された部分があることがわかります。
天体物理学的観測からの電磁界の非最小結合に対する制約
| Title |
Constraints_on_the_non-minimal_coupling_of_electromagnetic_field_from_astrophysical_observations |
| Authors |
Susmita_Jana,_S._Shankaranarayanan_(IIT_Bombay) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06056 |
リーマン曲率と電磁場の間の非最小結合は、重力が素粒子物理学の標準モデルに結合されている場合、量子補正として表示されます。非最小結合は、ブラックホールの近くや初期の宇宙などの強重力領域で支配的であると予想されます。より良い機器がまもなく計画されているので、電磁界は、強い重力領域での一般相対性理論をテストするための天体物理学的観測の重要な情報源です。ただし、電磁界を使用して強重力の一般相対性理論を正確にテストするには、電磁界への非最小結合パラメータの制約を取得することが\emph{必須}です。この方向へのステップとして、Sultana-Dyerメトリックによって記述された動的な球対称ブラックホールの近くの非最小結合電磁界の偏向角を計算します。Sultana-DyerブラックホールとSchwarzschildブラックホールの光子モードの偏向角を比較します。シュワルツシルトブラックホールの偏向角の差は常に負であるのに対し、スルタナダイアーの場合は常に正であることを示します。したがって、我々の分析は、2つのブラックホールがブラックホールの質量に関係なく明確な特徴を提供することを指摘しています。結果が将来の天体物理学的観測に与える影響について説明します。
$ 3.3 \ text {-} 4.2〜 {\ mu} $ eV質量範囲で「見えない」アクシオン暗黒物質を検索する
| Title |
Search_for_"Invisible"_Axion_Dark_Matter_in_the_$3.3\text{-}4.2~{\mu}$eV_Mass_Range |
| Authors |
ADMX_Collaboration:_C._Bartram,_T._Braine,_E._Burns,_R._Cervantes,_N._Crisosto,_N._Du,_H._Korandla,_G._Leum,_P._Mohapatra,_T._Nitta,_L._J_Rosenberg,_G._Rybka,_J._Yang,_John_Clarke,_I._Siddiqi,_A._Agrawal,_A._V._Dixit,_M._H._Awida,_A._S._Chou,_M._Hollister,_S._Knirck,_A._Sonnenschein,_W._Wester,_J._R._Gleason,_A._T._Hipp,_S._Jois,_P._Sikivie,_N._S._Sullivan,_D._B._Tanner,_S._Hoof,_E._Lentz,_R._Khatiwada,_G._Carosi,_N._Robertson,_N._Woollett,_L._D._Duffy,_C._Boutan,_M._Jones,_B._H._LaRoque,_N.,_S._Oblath,_M._S._Taubman,_E._J._Daw,_M._G._Perry,_J._H._Buckley,_C._Gaikwad,_J._Hoffman,_K._W._Murch,_M._Goryachev,_B._T._McAllister,_A._Quiskamp,_C._Thomson,_and_M._E._Tobar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06096 |
$3.3\text{-}4.2〜{\mu}$eVの質量範囲でアクシオン暗黒物質をハロスコープで検索した結果を報告します。この検索では、「見えない」アクシオン暗黒物質のベンチマークモデルの1つであるKSVZモデルによって予測されたアクシオン-光子結合は除外されています。この感度は、大容量の空洞、超伝導磁石、超低ノイズのジョセフソンパラメトリック増幅器、およびサブケルビン温度を使用して実現されます。私たちの検出手順の有効性は、ブラインド合成アクシオン信号を注入して検出することによって保証されます。
ADBSat：衛星の迅速な空力解析のための新しいパネル法の検証と妥当性確認
| Title |
ADBSat:_Verification_and_validation_of_a_novel_panel_method_for_quick_aerodynamic_analysis_of_satellites |
| Authors |
Luciana_Sinpetru,_Nicholas_H._Crisp,_Peter_C._E._Roberts,_Valeria_Sulliotti-Linner,_Virginia_Hanessian,_Georg_H._Herdrich,_Francesco_Romano,_Daniel_Garcia-Alminana,_Silvia_Rodriguez-Donaire,_Simon_Seminari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06118 |
ADBSatの検証を紹介します。これは、高速疑似シェーディングアルゴリズムを含むパネルメソッドの新しい実装であり、自由分子流の衛星にかかる力とトルクを迅速かつ正確に決定できます。私たちの主な検証方法は、直接シミュレーションモンテカルロ（DSMC）の現在のデファクトスタンダードであるADBSatと公開されている文献の間でテストケースを比較することです。ADBSatは、衛星モデルに深い凹みが存在する場合を除いて、広く良好に機能します。シェーディングアルゴリズムは、衛星の表面積の大部分が流れと平行に向けられている場合にも問題が発生しますが、この構成に対して小さな角度で物体を調べることで軽減できます（${\pm}$0.1{\deg}）。ADBSat出力のエラー間隔は1〜3％であると判断しましたが、同等の方法よりも大幅に短い実行時間を示しています。したがって、ADBSatは、さまざまな形状やケースを含む予備設計研究のためのDSMCの実行可能な代替手段として使用できます。また、DSMCなどの方法を使用してさらに調査する必要があるケースを特定するために、補完的な方法で使用することもできます。したがって、これはVLEOへの将来のミッションの空力特性を決定するための理想的なツールです。
| Title |
Constraints_on_planetary_and_asteroid-mass_primordial_black_holes_from_continuous_gravitational-wave_searches |
| Authors |
Andrew_L._Miller,_Nancy_Aggarwal,_S\'ebastien_Clesse,_and_Federico_De_Lillo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06188 |
最初に孤立したコンパクトオブジェクトの全天探索から導出された連続波（準単色、準無限持続時間信号）の制限を使用して、惑星質量と小惑星質量の原始ブラックホール連星のマージ率に関する新しい制約を提示します。LIGO/Virgoの3回目の観測実行（O3a）の6か月。モデルに依存しない方法でこれらのバイナリのマージ率を計算し、最小限のモデリングの仮定で原始ブラックホールの存在量の制約に変換します。私たちの結果は、重力でチャープ質量が$\mathcal{O}（10^{-5}M_\odot）$のシステムでは、最大で$\mathcal{O}（10$pc）離れたソースに敏感であることを示しています。30〜40Hz付近の波の周波数。これらの結果はまた、連続波探索が将来、惑星質量および小惑星質量の原始ブラックホール、特に非対称質量比のバイナリーの存在を直接調査できることを示しています。さらに、彼らは、原始ブラックホールの制約を改善するために、完全な非線形重力波周波数の進化を説明する新しい方法が必要であることを示しています。
