銀河団Abell2029とAbell2033の間の過剰なX線放射の橋の詳細な研究
| Title |
A_detailed_study_of_the_bridge_of_excess_X-ray_emission_between_the_galaxy_clusters_Abell_2029_and_Abell_2033 |
| Authors |
M._S._Mirakhor,_S._A._Walker,_J._Runge |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06224 |
2つの銀河団をつなぐX線放射の橋の性質を調査するために、Abell2029/2033システムのSuzaku、XMM-Newton、およびChandraの観測を調べます。2つのクラスターの周辺からの寄与をモデル化し、南部の落下グループとバックグラウンドグループのLOS9からの放出を除外することにより、6.5〜7.0$\のレベルで2つのクラスター間のX線放出が大幅に過剰であることがわかります。sigma$は、モデルの選択によっては、クラスターのオーバーラップでは説明できません。表面輝度に対するこの過剰な成分は、幅が約1.0Mpcのフィラメントからの放出と一致しています。フィラメントに関連するガスの導出された放出測定値は、$3.7^{+1.0}_{-0.7}\times10^{-5}$cm$^{-3}$の平均ガス密度をもたらし、これはおよそ160に相当します。宇宙の平均バリオン密度の倍。過剰放射のすざくX線スペクトルは、統計的に、2つのクラスターからのクラスター周辺の放射（$\sim$5keV）よりもかなり冷たい（$1.4_{-0.5}^{+0.7}$keV）ことを示しています。ウォームホット銀河間媒体（WHIM）の最も高温で最も密度の高い部分から予想される温度と一致します。形状、密度、および温度は、Abell222/223フィラメントのX線研究から見つかったものと同様です。
銀河団の強いレンズ宇宙誌：通常の銀河団のサンプルからの宇宙論的制約
| Title |
Galaxy_cluster_strong_lensing_cosmography:_cosmological_constraints_from_a_sample_of_regular_galaxy_clusters |
| Authors |
G._B._Caminha,_S._H._Suyu,_C._Grillo,_P._Rosati |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06232 |
クラスターの強いレンズ宇宙誌は、宇宙の背景形状の有望なプローブであり、宇宙望遠鏡と地上望遠鏡を使用した観測の質の向上のおかげで、いくつかの研究が浮上しています。初めて、5つのクラスターストロングレンズのサンプルを使用して、宇宙論的パラメーターの値を測定し、それらを古典的なプローブからの値と組み合わせます。宇宙の背景形状を制約する際の強いレンズ宇宙誌の縮退と有効性を評価するために、4つの宇宙論的シナリオを採用します。宇宙の総物質密度（$\Omega_{\rmm}$）と暗黒エネルギーパラメーター$w$の状態方程式に優れた拘束力があります。フラットな$w$CDM宇宙論の場合、$\Omega_{\rmm}=0.30_{-0.11}^{+0.09}$および$w=-1.12_{-0.32}^{+0.17}$が強いレンズのみ。興味深いことに、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）からの制約は、この宇宙モデルの事後分布と組み合わせると、$\Omega_{\rmm}$と$w$でそれぞれ2.5倍と4.0倍改善されることを示しています。。暗黒エネルギーの状態方程式が赤方偏移とともに進化するシナリオでは、強いレンズの制約は宇宙定数（つまり、$w=-1$）と互換性があります。湾曲した宇宙論では、私たちの強いレンズ分析は、$\Omega_{\rmk}=0.28_{-0.21}^{+0.16}$の宇宙の曲率の広範囲の値に対応できます。すべての宇宙論的シナリオにおいて、強いレンズの制約が補完的であり、CMB、バリオン音響振動、Ia型超新星からの測定値とよく一致していることを示しています。私たちの結果は、クラスターの強いレンズ宇宙誌が将来の調査の宇宙論的分析に含まれる可能性のある強力なプローブであることを示しています。
暗黒物質の宇宙論的Vlasov-Poisson方程式：最近の開発と選択されたプラズマ問題への接続
宇宙の宇宙の大規模構造は、主に暗黒物質分布の最初の小さな密度変動の重力不安定性の結果です。暗黒物質は最初は冷たく見え、宇宙論的スケールで連続的で衝突のない媒体として振る舞い、進化は重力のウラソフ-ポアソン方程式によって支配されます。コールドダークマターは、集中した場所に非常に効率的に蓄積する可能性があり、極端な物質密度を持つ高度に非線形のフィラメント状ネットワークにつながります。従来、非線形のVlasov--Poisson方程式の調査は、通常、大規模に並列化された数値シミュレーションのために予約されていました。最近、理論の進歩により、暗黒物質分布の最初の無限密度の数学的構造を基本的な手段で分析できるようになりました。関連する進歩をレビューし、ビームプラズマの不安定性などの古典的なプラズマ問題への興味深い関係を提供します。
赤方偏移測定に対する銀河団のSNeIaの固有速度の影響
| Title |
The_Influence_of_the_Peculiar_Velocities_of_SNe_Ia_in_Clusters_of_Galaxies_on_the_Redshift_Measurements |
| Authors |
E.A._Balakina_and_M.V._Pruzhinskaya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06351 |
現代の天文学の最も興味深い問題は、私たちの宇宙形成の問題です。Ia型超新星（SNeIa）によるハッブル図解析は、宇宙論的パラメーターを高精度で推定するために広く使用されています。宇宙論的測定により、私たちは宇宙の進化の初期段階をよりよく理解することができます。それにもかかわらず、SNIaハッブル図の赤方偏移には、そのような測定の精度を低下させる未知の固有速度からの寄与が含まれています。銀河団で爆発したSNeについて、ホスト銀河の固有速度の汚染を考慮します。この目的のために、私たちはパンテオン宇宙論的サンプルを使用し、そのような不確実性の影響を最小限に抑えるための手順を提供します。
ダイヤモンドコースティクスの推定領域におけるマルムクイストのようなバイアスと、重力レンズクエーサーの推定時間遅延における結果として生じるバイアス
| Title |
A_Malmquist-like_bias_in_the_inferred_areas_of_diamond_caustics_and_the_resulting_bias_in_inferred_time_delays_for_gravitationally_lensed_quasars |
| Authors |
Derek_Baldwin_and_Paul_L._Schechter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06378 |
四重レンズクエーサーは、ソースクエーサーがレンズ銀河のダイヤモンドコースティック内にある場合にのみ表示されます。この条件は、観測された4重レンズのクエーサーの集団にマルムクイストのような選択効果を生み出し、真のコースティックス領域を増やします。したがって、推定された領域は、領域の自然対数$\sigma_{\ln{A}}$の不確実性の2乗に比例する量だけ低くバイアスされます。推定される時間遅延$\tau$は、レンズ銀河のコースティックス領域によって$\sqrt{A}$として変化します。結果として、モデルの時間遅延は低くバイアスされ、ハッブル定数の過小評価につながります。古典的なマルムクイストバイアスも役割を果たし、推定倍率は低くバイアスされます。倍率は苛性アルカリの面積と強く反相関しているため、この古典的なマルムクイストバイアスは、面積バイアスの効果とは反対ですが、それよりも小さい効果があります。全体的な影響は小さいと推定されますが（バイアスの中央値は1％未満）、大きくなる可能性があります。現在の事後プロットには、バイアスを正確に推定する機能を制限する苛性領域が含まれていません。サンプルサイズの増加が予想されるため（特にLSSTの完了に伴い）、これらのバイアスの修正がますます重要になります。
暗黒時代の全球21cm信号に対する原始ブラックホールの降着の影響
バリオン物質は、初期の宇宙で形成された原始的なバックホール（PBH）に付着する可能性があります。降着するPBHからの放射線は、銀河間媒体（IGM）の進化を変えることができ、暗黒時代の世界的な21cmの信号に痕跡を残します。質量$M_{\rmPBH}=10^{3}（10^{4}）〜M_{\odot}$および質量分率$f_{\rmPBH}=10^{-1}（10^{-3}）$、輝度温度偏差$\Delta\deltaT_{b}$は赤方偏移$z\sim90$（$\nu\sim16〜\rmMHz$）、輝度温度の勾配$d\deltaT_{b}/d\nu$は$\sim0.8〜（0.5）〜\rmmK〜MHz^{-1}$に達します周波数$\nu\sim28〜\rmMHz$（$z\sim50$）で。質量分率が高い大きなPBHの場合、輝度温度偏差は赤方偏移範囲$z\sim30-300$（$\nu\sim5-46〜\rmMHz$）で大きく、周波数での勾配は小さくなります。範囲$\nu\sim20-60〜\rmMHz$（$z\sim23-70$）。地球の電離層の影響により、地球からのこれらの低周波無線信号を検出することは不可能です。ただし、重要な要素を適切に処理した後、たとえば前景と干渉、月軌道または月の向こう側の表面にある将来の電波望遠鏡は、PBHの降着によって影響を受けるグローバル21cm信号を検出し、それらを標準モデルと区別する機会があります。
ハッブル定数値で張力を解決するための標準的な宇宙論モデルへの可能な修正
| Title |
Possible_modification_to_standard_cosmological_model_to_resolve_tension_with_Hubble_constant_values |
| Authors |
S.L._Parnovsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06505 |
宇宙の初期と後期のデータから得られたハッブル定数の値の間の緊張は、現代の宇宙論に重大な挑戦をもたらします。宇宙が暗黒エネルギー、冷たいバリオン物質、暗黒物質を含んでいる、平らで均質な等方性宇宙論的{\Lambda}CDMモデルの可能な修正が考慮されます。それらは一般相対性理論に基づいており、2つの要件を満たしています。（1）フラット{\Lambda}CDMモデルの式による再結合時のハッブルパラメーターの値から計算されたハッブル定数の値は、92％に等しくなければなりません。低リシフト観測に基づくものの;（2）{\Lambda}CDMモデルからの逸脱は、天文観測およびそれから得られた推定と矛盾する影響をもたらすべきではありません。分析は、選択の機会がほとんどないことを示しました。陰圧-\r{ho}_{dm}c^2<<p_{dm}<0のDMを検討する必要があります。これは、宇宙の進化と観察されたDMの兆候に弱く影響します。たとえば、DEの崩壊による新しい物質の生成のメカニズム。
原始ブラックホール（PBH）は初期の宇宙で形成される可能性があり、暗黒物質のかなりの部分を構成する可能性があります。興味深いことに、それらは重力波（GW）信号の生成を伴い、LIGO/VirgoCollaboration（LVC）によって現在観察されている合併イベントに寄与する可能性があります。この論文では、PBHシナリオを研究し、形成エポックでのさまざまなプロパティとガウスパラダイムを超えた存在量の計算に対処すると同時に、降着と合併によるPBH進化の理論的記述を開発し、特にGWシグネチャのモデリングに焦点を当てます。第2部では、原始シナリオを現在のGWデータと比較し、LVC信号へのPBHバイナリの寄与の可能性を把握し、アインシュタイン望遠鏡やLISAなどの将来のGW検出器の可能性を予測して、原始バイナリと確率論のマージを検出します。PBH形成メカニズムによって2次で誘導されたGWバックグラウンド。
インフレポテンシャルにおける減衰振動の影響
減衰振動がほぼ平坦なインフレーションポテンシャルに及ぼす影響と、それらがパワースペクトルとバイスペクトルで生成する特徴を調査します。PlikunbinnedおよびCamSpecクリーン尤度を使用して、モデルをPlanckデータと比較し、べき乗則$\Lambda$CDMモデルと比較してフィットの顕著な改善を得ることができます。使用された2つの可能性について、それぞれ3つのもっともらしい候補を特定することができます。PlikとCamSpecの尤度に最適であることが互いに密接に一致していることがわかります。改善は、中規模から小規模で考えられるさまざまな外れ値に起因します。また、最適なバイスペクトルを計算します。すべての限界において、バイスペクトルの振幅$f_{NL}$は本質的に振動性であり、そのピーク値は、予想どおり、電位の振動の振幅と周波数によって決定されます。バイスペクトルの一貫性の関係は、すべての最適な候補者のすべてのスケールで厳密に成り立つことがわかります。
大きなHI光学的厚さと宇宙の夜明けからの赤方偏移した21cmの信号
| Title |
Large_HI_optical_depth_and_Redshifted_21-cm_signal_from_cosmic_dawn |
| Authors |
Kanan_K._Datta,_Raghunath_Ghara,_Ariful_Hoque,_Suman_Majumdar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06925 |
銀河間媒体（IGM）の運動およびスピン温度は宇宙の夜明けの間非常に低いと予想されるため、HI21cmの光学的厚さ（$\tau_b$）はかなり大きくなる可能性があります。HIが過密度の地域では特に高くなります。$\tau_b<<1$を想定し、$[1-\exp（{-\tau_b}）]を概算する、HI21cmの輝度差温度（$T_b$）を推定するために広く使用されている線形化方程式の妥当性を再検討します。$as$\tau_b$。2つのシナリオを検討します。1つは追加の冷却メカニズムまたは無線バックグラウンドなし（標準シナリオと呼ばれます）、もう1つ（過剰冷却}シナリオと呼ばれます）はEDGESのような吸収プロファイルと過剰冷却メカニズムを想定しています。標準（過剰冷却）シナリオと一致する測定されたグローバル吸収信号が与えられると、線形化された方程式はスピン温度を$\sim5\％（10\％）$だけ過大評価することがわかります。さらに、数値シミュレーションを使用して、大きな光学的厚さがさまざまな信号統計に与える影響を調べます。シミュレーション解像度（$\sim0.5h^{-1}\、{\rmMpc}$）で計算された分散、歪度、尖度は、$\sim30\％$、$30まで過大に予測されていることがわかります。標準の場合はそれぞれ\％$と$15\％$、過冷却シナリオの場合はそれぞれ最大$\sim90\％$、$50\％$、$50\％$。さらに、$T_b$の確率分布関数が圧縮され、近似が行われない場合、形状がよりガウス分布になることがわかります。球形に平均化されたHIパワースペクトルは、標準シナリオと過冷却シナリオのすべてのスケールで、それぞれ最大$\sim25\％$と$80\％$によって過大予測されます。
原始惑星系円盤における重力不安定性の反り返り
ワープした非共面の重力的に不安定なディスクの3DSPHシミュレーションを実行して、ワープが自己重力ディスクを伝播するときにディスクを加熱して重力的に安定させることを示します。したがって、スパイラル構造を失い、完全に軸対称に見えます。彼らの若い頃、原始惑星系円盤は巨大で自己重力であると予想され、その結果、非軸対称のらせん構造になります。しかし、ALMAによる若い原始惑星系円盤の最近の観測では、大規模な渦巻き構造の円盤がミッドプレーンでめったに観察されないことが明らかになりました。代わりに、リング＆ギャップ構造を持つ軸対称ディスクがより一般的に観察されます。若いディスクで一般的に発生すると予想されるワープ、非同一平面上のディスク構造を含む私たちの仕事は、観察と理論的予測の間のこの不一致を解決する可能性があります。それらが自己重力原始惑星系円盤の大規模な渦巻き構造を抑制することができることを示します。
| Title |
Super_stellar_abundances_of_alkali_metals_suggest_significant_migration_for_Hot_Jupiters |
| Authors |
Tom_Hands_and_Ravit_Helled |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06230 |
我々は、それらのホスト星とそれらの大気中の水の存在量の両方と比較して、高温ガス巨人の大気中のアルカリ金属の測定された過剰量の起源を調査します。我々は、水雪線の外側の形成とそれに続く内側の円盤駆動の移動が、雪線内からの酸素に乏しく、耐火物に富む物質の過剰な付着をもたらすことを示す。これは自然に、そのホスト星のバルク組成と比較して惑星大気中のアルカリ金属の濃縮につながりますが、恒星ホストと同様の比較的豊富な水につながります。これらの相対的な存在量は、耐火性元素を大気ではなく惑星の深い内部に配置するその場での形成では説明できません。したがって、ホットジュピターの大気の測定された組成は、少なくとも一部のホットガスジャイアントの有意な移動と一致していることを示唆します。私たちのモデルは、JWSTとアリエルからの将来のデータで確認できる大気組成についてのロバストな予測を行います。
複数のダスト種によるストリーミング不安定性：II。非線形飽和時の乱流とダストガスのダイナミクス
| Title |
Streaming_Instability_with_Multiple_Dust_Species:_II._Turbulence_and_Dust-Gas_Dynamics_at_Nonlinear_Saturation |
| Authors |
Chao-Chin_Yang_and_Zhaohuan_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06248 |
ストリーミングの不安定性は、原始惑星系円盤のダストガスダイナミクスと最終的に微惑星形成を促進する可能性のある基本的なプロセスです。線形不安定性として、ダストサイズの分布に伴うその成長は、ダストサイズ分布と総ダスト対ガス密度比に応じて、2つの異なるレジーム、高速成長と低速成長に分類できることが示されています。$\epsilon$。層化されていないディスクの数値シミュレーションを使用して、異なるレジームの3つのケースを非線形飽和状態にします。2つの急速に成長するケースの飽和状態は、単一種の対応するケースと類似していることがわかります。最大の無次元停止時間$\tau_\mathrm{s、max}=0.1$および$\epsilon=2$を持つものは、乱流の垂直ダストガス渦を駆動し、もう1つは$\tau_\mathrm{s、max}=2$および$\epsilon=0.2$は、放射状のトラフィックジャムおよびダスト粒子のフィラメント構造につながります。前者のダスト密度分布は低密度でフラットですが、後者のダスト密度分布はローエンドカットオフを持っています。対照的に、1つの成長の遅いケースでは、実質的に静止状態になります。さらに、急速成長レジームでは、サイズによる有意なダスト分離が発生し、大きな粒子は高密度領域に向かって移動し、小さな粒子は拡散領域に残り、各ダスト種の平均半径方向ドリフトは（初期）抗力平衡。前者の影響は、多波長観測から得られたスペクトル指数を歪め、微惑星形成のための小石雲の初期サイズ分布を変える可能性があります。後者は、乱流拡散とともに、若い原始惑星系円盤における固体物質の半径方向の輸送と混合に影響を与える可能性があります。
二次平均運動共鳴に近い周期比スカルプティング
| Title |
Period_Ratio_Sculpting_Near_Second-Order_Mean-Motion_Resonances |
| Authors |
Nora_Bailey,_Gregory_Gilbert,_Daniel_Fabrycky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06317 |
二次平均運動共鳴は、周期比/離心率空間での形状と幅のために、周期比分布の彫刻に興味深い現象をもたらします。接触周期が共振して解放されると、時間平均周期比は正確な通約可能性に近づきます。二次共振の幅は、離心率の増加とともに増加します。したがって、十分な時間にわたって平均すると、より多くの離心率システムは通約可能性でより強いピークを持ちます。秤動期間は十分に短いので、この時間平均行動はケプラーミッションのタイムスケールに現れると予想されます。5：3および3：1の平均運動共鳴の近くでシミュレートされた惑星ペアのN体積分を使用して、ケプラーによって観測された惑星ペアと一致する離心率分布を調査します。この分析は、以前の研究とは独立したアプローチであり、3：1共振で統計的に有意なピークがなく、5：3共振で小さなピークがあり、離心率のレイリースケールパラメーター$\sigma$に上限があります。観測されたケプラー惑星の$\sigma=0.245$（3：1）および$\sigma=0.095$（5：3）で、95％の信頼度で、他の方法からの以前の結果と一致しています。
小惑星の回転加速（10115）1992 SK、（1685）トロ、（1620）YORP効果によるジオグラフォス
| Title |
Rotation_acceleration_of_asteroids_(10115)_1992_SK,_(1685)_Toro,_and_(1620)_Geographos_due_to_the_YORP_effect |
| Authors |
J._Durech,_D._Vokrouhlicky,_P._Pravec,_Yu._N._Krugly,_M._J._Kim,_D._Polishook,_V._V._Ayvazian,_T._Bonev,_Y._J._Choi,_D._G._Datashvili,_Z._Donchev,_S._A._Ehgamberdiev,_K._Hornoch,_R._Ya._Inasaridze,_G._V._Kapanadze,_D._H._Kim,_H._Kucakova,_A._V._Kusakin,_P._Kusnirak,_H._J._Lee,_I._E._Molotov,_H._K._Moon,_S._S._Mykhailova,_I._V._Nikolenko,_A._Novichonok,_J._Oey,_Ch._T._Omarov,_J._T._Pollock,_I._V._Reva,_V._V._Rumyantsev,_A._A._Zhornichenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06548 |
小さな小惑星の回転状態は、ヤルコフスキー-オキーフ-ラジエフスキー-パダック（YORP）効果の影響を受けます。これは、表面から直接反射されて熱的に再放出される太陽放射によって引き起こされる正味のトルクです。この効果により、回転周期はゆっくりと変化します。これは、回転位相のシフトが時間の経過とともに2次関数的に蓄積されるため、光度曲線で最も簡単に測定できます。アーカイブされた光度曲線を収集し、小惑星（10115）1992SK、（1620）ジオグラフォス、および（1685）トロの新しい測光観測を実行しました。光度曲線反転の方法を適用して、凸形状モデルで観測を適合させました。YORP効果は、回転周波数$\upsilon\equiv\mathrm{d}\omega/\mathrm{d}t$の線形変化としてモデル化され、他のスピンおよび形状パラメーターと一緒に最適化されました。小惑星（10115）の回転の加速度$\upsilon=（8.3\pm0.6）\times10^{-8}\、\mathrm{rad}\、\mathrm{d}^{-2}$を検出しました。1992SK。この観測値は、私たちの形状とスピンモデルに対して計算されたYORPによって誘発されたスピンアップの理論値とよく一致しています。（1685）Toroの場合、$\upsilon=（3.3\pm0.3）\times10^{-9}\、\mathrm{rad}\、\mathrm{d}^{-2}$を取得しました。これにより、以前の暫定的なYORP検出。（1620）ジオグラフォスについては、以前に検出されたYORP加速度を確認し、より小さな不確実性で$\upsilon$の更新値を導き出しました。また、太陽歳差運動の影響を反転アルゴリズムに含め、ジオグラフォスのデータにこの影響のヒントがあることを示しています。（10115）1992SKのスピン速度の検出された変化は、YORP検出で小惑星の総数を10に増やしました。10のケースすべてで、$\mathrm{d}\omega/\mathrm{d}t$の値は正であるため、これらの小惑星の回転が加速されます。単なる統計的なまぐれである可能性は低いですが、おそらく説明が必要な実際の機能です。
| Title |
Machine_Learning_applied_to_asteroid_dynamics:_an_emerging_research_field |
| Authors |
V._Carruba,_S._Aljbaae,_R._C._Domingos,_M._Huaman,_W._Barletta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06611 |
機械学習（ML）は、経験を通じて自動的に向上するコンピューターアルゴリズムの研究です。これは、コンピューターにエントリの例が表示される教師あり学習と、入力を出力にマップする一般的なルールを学習する教師あり学習と、学習アルゴリズムにラベルが提供されず、そのままにしておく教師なし学習に分けられます。構造を見つける。ディープラーニングは、脳内のニューロンの単純化に触発された、相互接続されたノードのグループである人工ニューラルネットワークに基づく機械学習のブランチです。小惑星のダイナミクスでは、機械学習法が最近、小惑星族のメンバー、天文分野の小天体画像、および3体共鳴における小惑星の共鳴引数画像を識別するために使用されています。ここでは、この分野で利用可能な文献の完全なレビューを実施し、他の天文学のサブフィールドでの機械学習のアプリケーションの最先端を評価するために他の著者が最近使用したメトリックの観点から分類します。小天体のイメージングと分光光度法を含む領域である太陽系小天体への機械学習の適用は、より確立された研究コミュニティと方法論、およびMLの使用が新しい発見につながる記事で、すでに進歩していると分類される状態に達しています。天体や特徴、またはこの地域の新しい洞察に適用されるMLは、小惑星のダイナミクスに適用されるMLがまだ出現段階にあり、グループが小さく、方法論がまだ確立されておらず、新しい発見や洞察を生み出す論文が少なくなっています。この分野での研究のまだ先駆的な性質は、まだ多くの改善の余地があり、今後数年間でこれらの新しい技術の適用によっていくつかの新しい魅力的な科学的発見が急増する可能性があることを意味します。
SLOAN移動物体カタログからの小天体の位相曲線
| Title |
Phase_Curves_of_Small_Bodies_from_the_SLOAN_Moving_Objects_Catalog |
| Authors |
A._Alvarez-Candal,_P._G._Benavidez,_A._Campo_Bagatin,_T._Santana-Ros |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06621 |
広範な測光調査は、小天体に関する大量のデータを生成しており、今後も生成し続けます。通常、これらのデータは、任意の（そして未知の）回転フェーズでまばらに取得されます。したがって、これらの大規模なカタログを最大限に活用するには、このようなデータを処理するための新しい方法を開発する必要があります。マグニチュードの公称誤差によってもたらされる不確実性と回転変動によってもたらされる影響を考慮して、小天体の位相曲線を作成する方法を作成することを目指しています。SLOAN移動オブジェクトカタログデータをベンチマークとして使用して、u'、g'、r'、i'、およびz'フィルター内のすべての小さな物体の位相曲線を作成します。位相曲線から絶対等級を取得し、位相角の変化の影響を受けない小惑星の色である絶対色を設定します。少なくとも1つのフィルターで取得され、位相角が5度以上に及ぶ$\geq3$の観測値を持つオブジェクトを選択します。モンテカルロシミュレーションとベイズ推定を組み合わせて、HG$_{12}^*$測光システムを使用して絶対等級を推定する方法を開発しました。5つのフィルターすべてを含めて約12,000の、ほぼ15\、000の位相曲線が得られました。絶対等級と絶対色は以前に公開されたデータと互換性があり、私たちの方法をサポートしています。私たちが開発した方法は完全に自動化されており、大量のデータを実行するのに適しています。さらに、それは、大きさの名目上の不確実性と、おそらくより正確でない値、すなわちより大きな不確実性を生み出すが、より正確である、すなわち実際の値に近い、物体の可能な回転状態の全体的な分布を含む。私たちの知る限り、この作品は、このような方法で回転変動の影響を含む最初のものです。
デッドゾーン内縁での内部太陽系形成の早期開始
| Title |
Early_Initiation_of_Inner_Solar_System_Formation_at_Dead-Zone_Inner_Edge |
| Authors |
Takahiro_Ueda,_Masahiro_Ogihara,_Eiichiro_Kokubo_and_Satoshi_Okuzumi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06739 |
内側の太陽系は、水星軌道の内側に惑星がなく、質量が金星と地球の軌道の周りに集中しているという独特の軌道構造を持っています。これらの機能の起源はまだ不明です。原始太陽系星座の進化の初期段階で、ディスクの降着によってディスクが効果的に加熱される、デッドゾーンの内側の端に形成された内部太陽系のビルディングブロックという新しい概念を提案します。まず、不感帯のあるガスディスクのダスト進化を計算し、岩石微惑星の空間分布を取得します。ディスクは、粘性拡散と磁気駆動風の両方によって進化することができます。岩石の微惑星は$\sim$1au前後の濃度で形成され、総質量は$\lesssim0.1$Myr内のディスク進化の初期段階における現在の内部太陽系の質量に匹敵することがわかります。微惑星分布とガスディスク構造に基づいて、その後、原始惑星の\textit{N}体シミュレーションを実行して、惑星系の動的構成を調査します。磁気駆動の円盤風によって内側の円盤が急速に通過するため、原始惑星は大きな軌道移動なしに惑星に成長できることがわかります。私たちのモデルは、内部太陽系の軌道構造の起源を説明することができます。岩石の組成などの他のいくつかの特徴は、岩石の微惑星の初期の形成によっても説明できます。
TKSV。近くのGスターHD63935を通過するツインサブネプチューン
| Title |
TKS_V._Twin_sub-Neptunes_Transiting_the_Nearby_G_Star_HD_63935 |
| Authors |
Nicholas_Scarsdale,_Joseph_M._Akana_Murphy,_Natalie_M._Batalha,_Ian_J._M._Crossfield,_Courtney_D._Dressing,_Benjamin_Fulton,_Andrew_W._Howard,_Dnaiel_Huber,_Howard_Isaacson,_Stephen_R._Kane,_Erik_A._Petigura,_Paul_Robertson,_Arpita_Roy,_Lauren_M._Weiss,_Corey_Beard,_Aida_Behmard,_Ashley_Chontos,_Jessie_L._Christiansen,_David_R._Ciardi,_Zachary_R._Claytor,_Karen_A._Collins,_Kevin_I._Collins,_Fei_Dai,_Paul_A._Dalba,_Diana_Dragomir,_Tara_Fetherolf,_Akihiko_Fukui,_Steven_Giacalone,_Erica_J._Gonzales,_Michelle_L._Hill,_Lea_A._Hirsch,_Eric_L._N._Jensen,_Molly_R._Kosiarek,_Jerome_P._de_Leon,_Jack_Lubin,_Michael_B._Lund,_Rafael_Luque,_Andrew_W._Mayo,_Teo_Mo\v{c}nik,_Mayuko_Mori,_Norio_Narita,_Grzegorz_Nowak,_Enric_Pall\'e,_Markus_Rabus,_Lee_J._Rosenthal,_Ryan_A._Rubenzahl,_Joshua_E._Schlieder,_Avi_Shporer,_et_al._(10_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06885 |
HD63935を周回する、ほぼ同じサイズの2つのサブネプチューン通過惑星、49pcの明るい（$V=8.6$mag）、太陽のような（$T_{eff}=5560K$）星の発見を紹介します。TESSは、セクター7と34で最初の惑星HD63935b（TOI-509.01）を特定しました。フォローアップキャンペーンの一環として、KeckHIRESとLickAPFの視線速度データで2番目の信号（HD63935c）を特定しました。その後、セクター34のTESS測光でTOI-509.02として確認されました。測光および視線速度データの分析により、周期が$9.0600\pm0.007$および$21.40\pm0.0019$日、半径が$2.99\pm0.14$および$2.90\pm0.13$$R_\oplus$の両方の惑星のロバストな検出が得られます。、および$10.8\pm1.8$および$11.1\pm2.4$$M_\oplus$の質量。水素/ヘリウムエンベロープ内の惑星の質量の数パーセントと一致する惑星bとcの密度を計算します。また、JWST大気フォローアップの最適なターゲットを選択するための調査の取り組みについても説明します。これらの努力は、HD63935bがそのクラスで最もはっきりと見える雰囲気を持つことを示唆しています。これは、サブネプチューンサイズ（2.6$R_\oplus$$<$$R_p$$<$4$R_\oplus$）、Gスターの周りに適度に照射された（100$F_\oplus$$<$$F_p$$<$1000$F_\oplus$）惑星。惑星cは透過分光法の実行可能なターゲットでもあり、2つの惑星の質量と半径が区別できないことを考えると、このシステムは、サブネプチューン惑星の進化を形作るプロセスを調べるための自然な実験室として機能します。
| Title |
Low_frequency_radio_properties_of_the_$z>5$_quasar_population |
| Authors |
A._J._Gloudemans,_K._J._Duncan,_H._J._A._R\"ottgering,_T._W._Shimwell,_B._P._Venemans,_P._N._Best,_M._Br\"uggen,_G._Calistro_Rivera,_A._Drabent,_M._J._Hardcastle,_G._K._Miley,_D._J._Schwarz,_A._Saxena,_D._J._B._Smith,_W._L._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06222 |
$z>5$の光学的に明るいクエーサーは、超大質量ブラックホール（SMBH）形成の重要なプローブです。新しい将来の電波設備では、この時代に最も明るい低周波電波源を発見することは、21cmの吸収実験による宇宙の再電離の重要な新しいプローブとなるでしょう。この作業では、低周波アレイ（LOFAR）2メートルスカイサーベイ（LoTSS-DR2）の2番目のデータリリースを使用して、分光的に確認された115個の既知の$z>5$クエーサーのサンプルの低周波無線特性を体系的に研究します。$\sim5720$deg$^2$の領域で、$\sim$80$\mu$Jyビーム$^{-1}$（144MHz）のノイズレベルに達します。LoTSS-DR2で41のソース（36％）が$>2\sigma$の有意性で検出され、赤方偏移と休息の関数としてのそれらの無線特性（電力、スペクトルインデックス、および無線ラウドネス）の進化を調査します。フレームの紫外線特性。LoTSS-DR2と1.4GHzのラジオスカイの微弱画像（FIRST）データを使用して93個のクエーサーを積み重ねることにより、スペクトルインデックスの中央値$-0.29^{+0.10}_{-0.09}$を取得します。$z<3$でのクエーサーの観測。高い$z$クエーサーサンプルのラジオラウドネスを$z\sim2$の低い$z$クエーサーサンプルと比較し、2つのラジオラウドネス分布は進化がないことと一致していることがわかります。zクエーサーは、弱い進化を排除できないことを意味します。さらに、$z=6$クエーサー電波光度関数の1次経験的推定を行います。これは、完了したLoTSS調査で検出される高$z$ソースの予想数を導出するために使用されます。この研究は、新しい深部電波観測が、恒星矮星の汚染を減らし、厳密なカラーカットによってもたらされる可能性のある選択バイアスを減らすことによって、フォローアップ分光観測のための高$z$クエーサー候補を選択する際の貴重なツールになり得るという事実を強調しています。
GOODSフィールドでのスピッツァー/
IRACレガシー：GOODS再電離時代のスピッツァー宇宙の再電離時代の広域財務省からのz〜3.5-10での9000を超える銀河の全深度3.6、4.5、5.8、および8.0umのモザイクと測光（GREATS）
| Title |
The_Spitzer/IRAC_Legacy_over_the_GOODS_Fields:_Full-Depth_3.6,_4.5,_5.8_and_8.0um_Mosaics_and_Photometry_for_>_9000_Galaxies_at_z~3.5-10_from_the_GOODS_Re-ionization_Era_wide-Area_Treasury_from_Spitzer_(GREATS) |
| Authors |
Mauro_Stefanon,_Ivo_Labb\'e,_Pascal_A._Oesch,_Stephane_de_Barros,_Valentino_Gonzalez,_Rychard_J._Bouwens,_Marijn_Franx,_Garth_D._Illingworth,_Brad_Holden,_Dan_Magee,_Renske_Smit_and_Pieter_van_Dokkum |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06226 |
GOODS再電離時代の広域財務省の一環として、GOODS-NおよびGOODS-Sフィールド上に、最も深いスピッツァー/IRAC$3.6$、$4.5$、$5.8$、および$8.0\mu$mの広域モザイクを提示します。スピッツァー（GREATS）プロジェクト。私たちは、12年間のスピッツァー極低温および暖かいミッションデータから2つのGOODSフィールドにわたって11の異なるスピッツァー/IRACプログラムによって行われた観測を一貫した方法で削減し、モザイク化しました。$3.6\mu$mおよび$4.5\mu$mバンドの累積深度は$\sim4260$時間に達し、そのうち$\sim1220$時間は、GREATSプログラム自体からの新しい非常に深い観測です。最も深い領域では、完全な深さのモザイクが$\sim100$arcmin$^2$の領域で$\gtrsim200$hrに達します。これは、$3.6\mu$m（$1\）での$\sim29$ABマグニチュードの感度に対応します。ポイントソースの場合はsigma$）。アーカイブの極低温$5.8\mu$mおよび$8.0\mu$mバンドデータ（累積976時間）もリリースに含まれています。モザイクは、CANDELS/GOODSの接平面に$0.3''$ピクセル$^{-1}$のスケールで投影されます。このホワイトペーパーでは、モザイクサイエンス画像の公開を可能にする方法論とその特徴、4つのIRACバンドの対応するカバレッジマップ、および経験的な点像分布関数（PSF）について説明します。これらのPSFは、IRAC画像の複雑な位置依存の変動を考慮に入れることにより、ソースブレンディング効果の軽減を可能にします。GREATSデータ製品は、InfraredScienceArchive（IRSA）にあります。また、$z\sim3.5-10$で$9192$ライマンブレーク銀河のデブレンドされた$3.6$から$8.0\mu$mの測光をリリースします。GREATSは、JWSTまでの最も深い中赤外線画像であり、そのため、初期の銀河の集合を特徴づけるための主要なリソースを構成します。
Lstar円盤銀河の動的バランスと円盤-ハロー相互作用に対する宇宙線の影響
| Title |
The_impact_of_cosmic_rays_on_dynamical_balance_and_disk-halo_interaction_in_Lstar_disk_galaxies |
| Authors |
T._K._Chan,_Dusan_Keres,_Alexander_B._Gurvich,_Philip_Hopkins,_Cameron_Trapp,_Suoqing_Ji,_Claude-Andre_Faucher-Giguere |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06231 |
宇宙線（CR）は、星間物質（ISM）の重要なコンポーネントですが、ディスクとハロのインターフェイス（ディスクから10kpc未満）のダイナミクスへの影響はまだ不明です。赤方偏移がゼロ付近にある後期型Lstar銀河の高解像度FIRE-2宇宙論シミュレーションを使用して、ディスク上のガスに対するCRの影響を研究します。CRフィードバックがある場合とない場合の実行を比較します（3e29cm^2/s付近の一定の異方性拡散とストリーミングあり）。私たちのシミュレーションは、流出、流入、銀河の噴水など、関連するディスクハローの相互作用をキャプチャします。すべての実行での平面外ガスは、全圧が上にあるガスの重量と釣り合う動的バランスを満たします。ミッドプレーンでは、不均一な運動（>1kpcスケール）による運動圧力が支配的ですが、熱圧力とバルク圧力（または含まれている場合はCR圧力）が大きな高さで引き継がれます。CRフィードバックを使用すると、（1）暖かい（1e4K）ガスがCRによってゆっくりと加速されることがわかります。（2）高温（>5e5K）ガススケールの高さが抑制されます。（3）ウォームホット（2e4-5e5K）媒体は、ディスク-ハロインターフェイスで最もボリュームを埋めるフェーズになります。低赤方偏移のLstar銀河におけるディスクに近いガスダイナミクスの新しい概念モデルを開発します。CRを使用すると、ディスクとハロの境界面は、CRによって駆動される暖かい風と、小さな気泡でCGMに伝播する高温の超気泡で満たされます。ディスクにフォールバックする割合。CRがないと、高温のスーパーバブルからのほとんどの流出は、既存の高温のハローと重力によってトラップされるため、通常、銀河の噴水を形成します。
こと座II：不均一な集団IIIの濃縮を伴う宇宙論的矮小銀河形成
| Title |
LYRA_II:_Cosmological_dwarf_galaxy_formation_with_inhomogeneous_Population_III_enrichment |
| Authors |
Thales_A._Gutcke,_R\"udiger_Pakmor,_Thorsten_Naab,_Volker_Springel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06233 |
$2\times10^9M_\odot$ハロー質量宇宙論的矮小銀河が4太陽質量ガス分解能で$z=0$まで実行され、超新星フィードバックが解決されたシミュレーションを示します。ポピュレーションIIIの星からの不均一な化学物質の濃縮について、3つの単純なサブグリッドの実装を比較し、それらをローカルグループの矮小銀河からの制約と比較します。採用されたモデルLYRAは、移動メッシュコードAREPO用に構築された新しい高解像度銀河形成モデルであり、解決された多相星間物質、単一の星、および個々の超新星イベントによって特徴づけられます。結果として生じる再電離の遺物は、短い（$<1.5$Gyr）星形成の歴史によって特徴づけられ、激しいフィードバックのバーストによって繰り返し停止します。星形成は、$z\upperx4$での合併により、短期間に再点火され、持続的なガス降着後、$z\approx0.2-0$で再び点火されます。私たちのモデル$z=0$銀河は、局所銀河群の矮小銀河の恒星の質量、サイズ、恒星の運動学、および金属量の関係とよく一致しています。暗黒物質プロファイルは、どのバージョンのモデルでもコアを示していません。集団IIIの星のホストハロー質量が矮小銀河の集合履歴に影響を与えることを示します。これは、前駆ハローの最初のガス崩壊によって現れ、恒星成分の中心密度に影響を及ぼし、発光下部構造の降着によって現れます。
明るいz〜7個のライマンブレーク銀河におけるレストフレームUVカラーグラデーションと多様なダスト形態の発見
| Title |
The_discovery_of_rest-frame_UV_colour_gradients_and_a_diversity_of_dust_morphologies_in_bright_z_~_7_Lyman-break_galaxies |
| Authors |
R.A.A._Bowler,_F._Cullen,_R.J._McLure,_J.S._Dunlop,_A._Avison |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06236 |
$z\simeq7$にある明るい（$M_{\rmUV}<-22$）星形成銀河のサンプルについて、深いALMAダスト連続体観測を示します。遠赤外線（FIR）で6つのソースのうち5つを検出し、不明瞭な星形成率（SFR）と赤外線超過-$\beta$（IRX-$\beta$）の関係に重要な制約を提供します。スタッキングの必要性。青いレストフレームUVスロープ（$\beta\simeq-2$）を示す銀河にもかかわらず、総SFRの35〜75パーセントが隠されていることがわかります。これらの$z\simeq7$ソースに対して導出されたIRX-$\beta$関係は、ローカルのスターバースト銀河で見つかったものと一致していることがわかります。比較的高解像度（FWHM$\simeq0.7\、{\rmarcsec}$）の観測を使用して、サンプル内のさまざまなダストの形態を特定します。隠されていないコンポーネントに対してオフセットされているように見えるコンパクトな放射と、レストフレームのUV光と共空間的な拡張されたダスト放射の両方が見つかります。大部分のソースでは、マルチバンドUltraVISTA地上ベースのデータによってプローブされたように、強いレストフレームUVカラーグラデーション（最大$\Delta\beta\simeq0.7$-$1.4$）を検出します。観察されたより赤い色は、FIR検出の場所と空間的に相関しています。私たちの結果は、$z\simeq7$の明るいライマンブレーク銀河でさえ、星形成の大部分が実際には残りのフレームのUVの最も暗い成分内で発生しており、$f_{の一部が不明瞭になっていることを示しています。\rmobs}\ge0.8$。これらの観測は、宇宙の再電離の時代における塵によって隠された星形成の重要性を示すだけでなく、これらの赤方偏移でのJWSTと高解像度ALMAフォローアップから得られる豊富な空間分解データセットの刺激的なテイスターを提供します。
GALAH DR3の残留量：元素合成とユニークな星の種族の同定への影響
| Title |
Residual_Abundances_in_GALAH_DR3:_Implications_for_Nucleosyntheis_and_Identification_of_Unique_Stellar_Populations |
| Authors |
Emily_J._Griffith,_David_H._Weinberg,_Sven_Buder,_Jennifer_A._Johnson,_James_W._Johnson,_Fiorenzo_Vincenzo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06240 |
GALAH+DR3の82,910個の銀河円盤星の16元素の[X/Mg]存在量を調査します。低Iaと高Iaの個体群の中央値の傾向を、2つのプロセスモデルに適合させます。このモデルは、迅速なコア崩壊と遅延したIa型超新星成分の観点から恒星の存在量を表します。サンプルの星ごとに、これら2つの成分の振幅をフィッティングし、この2つのパラメーターのフィッティングから残りの$\Delta$[X/H]存在量を計算します。よく測定された元素のRMS残差$\lesssim0.07$dexと、一般的な濃縮源を示すいくつかの元素（Ba、Y、Znなど）間の相関残差が見つかります。大きな残差を持つ星の詳細な調査から、大きな偏差のおよそ$40\％$は物理的であり、$60\％$は、フラグのない2値、不十分な波長解、不十分な地電流減算などの問題のあるデータによって引き起こされると推測されます。特徴的な存在比パターンを持つ集団の一例として、Naが0.3〜0.6dex増強されているが、OからNiまでの他の元素が通常存在し、Cu、Zn、Y、およびBaの平均残差が正である15個の星を特定します。14個の散開星団の元素残差の中央値を測定し、若いクラスターでO、Ca、K、Y、およびBaの系統的な$\sim0.1-0.4$dexの強化とCuの$\sim0.2$dexの枯渇を見つけます。最後に、漸近巨星分枝（AGB）コンポーネントを追加して、BaとYをより適切に適合させる、制限付きの3プロセスモデルを示します。3番目のプロセスを追加すると、多くの星が優先的に若い星の集団を特定します。SNIa濃縮から予想されるよりも高いAGB濃縮。
長いGMC寿命：Meidtらの方法とデータの使用。 2015年修正あり
Meidtetal。2015年には、M51の巨大分子雲（GMC）の寿命が20〜30Myrと短くなりました。彼らの斬新なアプローチは、あるスパイラルアームから次のスパイラルアームへのアーム間通過中のGMC人口の減少を利用しています。アーム間の移動時間「t_travel」を基準時計として使用して、減少率をGMCの寿命に変換しました。彼らはスパイラルアームのパターン速度として暗黙的にゼロを採用したため、t_travelが非常に短くなりました。ただし、M51のスパイラルアームパターンが回転していることは十分に確立されており（Meidtetal。2008、2013）、t_travelは回転するスパイラルパターンに対して測定する必要があります。ここでは、Meidtらと同じ方法とデータを使用します。2015年、Meidtetal。によって与えられたパターン速度を考慮してGMCの寿命を再評価します。2013.この修正により、t_travelが長くなり、その結果、GMCの寿命が60〜500Myr長くなります。
拡張グリーンオブジェクトG19.01 $-$ 0.03のALMA観測：I。大規模な原始星系のケプラー円盤
| Title |
ALMA_observations_of_the_Extended_Green_Object_G19.01$-$0.03:_I._A_Keplerian_disc_in_a_massive_protostellar_system |
| Authors |
Gwenllian_M._Williams,_Claudia_J._Cyganowski,_Crystal_L._Brogan,_Todd_R._Hunter,_John_D._Ilee,_Pooneh_Nazari,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Rowan_J._Smith,_Ian_A._Bonnell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06262 |
アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）とカールG.ヤンスキー超大型アレイ（VLA）を使用して、1.05mmから5.01cmのサブ秒分解能で拡張グリーンオブジェクト（EGO）G19.01$-$0.03を観測しました。波長。私たちの$\sim0.4''\sim1600$AU角度分解能ALMA観測は、ミリメートルコアMM1を横切る速度勾配を明らかにします。これは、以前から知られている双極分子の流出に垂直に向けられ、範囲を持つ8つの分子種の20本の線によって一貫して追跡されます。複雑な有機分子（COM）を含む励起温度の変化。運動学的モデリングは、データがケプラーの回転と落下のディスクを含むモデルによって十分に記述されていることを示しています。ディスクの囲まれた質量は$40-70\mathrm{M}_{\odot}$（2000AUの外角内）です。$i=40^{\circ}$の傾斜角、そのうち$5.4-7.2\mathrm{M}_{\odot}$はディスクに起因します。私たちの新しいVLA観測は、MM1に関連付けられた6.7GHzクラスIIメタノールメーザーが、熱ガスの速度勾配と一致する速度勾配で、傾斜リングと一致する部分的な楕円を形成することを示しています。ディスクと星の質量比は、ディスクが不安定である可能性が高く、まだ検出されていない低質量の恒星の仲間に断片化している可能性があることを示唆しています。MM1のセンチメートル-ミリメートルのスペクトルエネルギー分布をモデル化すると、ALMA1.05mmの連続発光がダストによって支配され、VLA$\sim$5cmの発光を説明するには、超小型HII領域として解釈されるフリーフリーコンポーネントが必要であることがわかります。中程度のボロメータ光度（$\sim$10$^{4}\mathrm{L}_{\odot}$）を持つソースに対して導出された高い密閉質量は、MM1ディスクが未解決の高質量バイナリシステムに給電する可能性があることを示唆しています。
天の川銀河の若い、低密度の恒星の流れ：Theia 456
| Title |
A_Young,_Low-Density_Stellar_Stream_in_the_Milky_Way_Disk:_Theia_456 |
| Authors |
Jeff_J._Andrews,_Jason_L._Curtis,_Julio_Chanam\'e,_Marcel_A._Ag\"ueros,_Simon_C._Schuler,_Marina_Kounkel,_and_Kevin_R._Covey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06278 |
地元の天の川に広がるさまざまな恒星構造の私たちの見方は、ガイアカタログへのクラスタリングアルゴリズムの適用によって変換されました。特に、数百から数千の星で構成され、数百パーセクにまたがるいくつかの恒星の流れが最近発見されました。そのような構造の1つであるTheia456を分析します。これは、ほぼ200pcと20$^{\circ}$が空を横切って伸びる低密度の恒星の流れです。ガイアの位置天文データをLAMOSTの分光金属と掃天観測施設（ZTF）およびトランジット系外惑星探査衛星（TESS）の光度回転周期で補足することにより、Theia456の視線速度コヒーレンスを確立し、Theia456のメンバーであるという強力な証拠を見つけました。共通の年齢（$\simeq$175Myr）、共通の動的起源を持ち、化学的に均質な星前物質（[Fe/H]=$-$0.07dex）から形成されます。そのハローにある天の川のよく知られた恒星の流れとは異なり、Theia456はしっかりと薄い円盤の一部です。Theia456に関する結論を、Theiaカタログの残りの$\simeq$8300の独立した構造のごく一部にも適用できる場合、そのような低密度の恒星の流れは至る所に存在する可能性があります。これが銀河全体の星形成の性質に与える影響についてコメントします。
ワープで形成された星がどのように厚い円盤に落ち着く（そして汚染する）か
| Title |
How_stars_formed_in_warps_settle_into_(and_contaminate)_thick_discs |
| Authors |
Tigran_Khachaturyants,_Leandro_Beraldo_e_Silva_and_Victor_P._Debattista |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06471 |
近年、天の川のワープで星形成が発見されました。ワープで形成されたこれらの星（ワープ星）は、最終的にはディスクの平面に落ち着く必要があります。ワープ銀河の$N$-body$+$SmoothParticleHydrodynamicsモデルを使用して、ワープ星がディスクにどのように定着するかを研究します。角運動量空間でワープ星を追跡することにより、それらが最初に傾斜して、$\sim1$Gyrの時間スケールでメインディスクと部分的に整列することを示します。次に、歳差運動の差がこのプロセスを停止すると、それらは$\sim6$Gyrの時間スケールで軸対称分布に位相混合します。ワープスターは、幾何学的な厚い円盤を汚染することになります。基準シミュレーションのワープが大きくなっているため、{\itワープスター}は、若い星が中央平面から離れるにつれて、垂直方向の年齢勾配が負の分布に落ち着きます。垂直方向に伸びている間、ワープスターの軌道はまだほぼ円形であるため、それらは半径方向の移動の影響を受け、正味の動きは内側になります。その結果、ワープスターがディスク全体に見られます。ワープスターの特定の集団の密度分布は、トーラスからますます中央に埋められた密度分布に進化します。したがって、天の川銀河では、ワープ星は太陽の近隣にあるはずだと私たちは主張します。さらに、定住したワープ星は、天の川の郊外に見られる若いフレア集団の一部を構成している可能性があります。
分光学的相関とほこりっぽいイモガイ殻のモデルによるAGN配向
| Title |
AGN_orientation_through_the_spectroscopic_correlations_and_model_of_dusty_cone_shell |
| Authors |
Ma\v{s}a_Laki\'cevi\'c,_Jelena_Kova\v{c}evi\'c-Doj\v{c}inovi\'c_and_Luka_\v{C}._Popovi\'c |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06687 |
ナローラインセイファート1銀河（NLS1）とブロードラインAGN（BLAGN）の違いは完全には理解されていません。それらは異なる傾向および/または物理的特性を持っている可能性があると考えられています。FWHM（Hb）-光度の相関関係はNLS1で見られ、その起源は議論の余地があります。ここでは、AGNのほこりっぽい円錐モデルを考慮して、分光パラメータとそれらの相関関係を調査しました。モデルの観測された表面がMIR放射と良好な相関関係にあると仮定して、単純な円錐形のダスト分布（広い線領域、BLRから広がる）を適用します。BLRと組み合わせたほこりっぽい円錐モデルは、円錐の傾きに対する光度の依存性を推定する可能性を提供します。観測データと比較してモデルから得られたFWHM（Hb）-光度相関は、この相関に対するAGNの傾きと構造の影響を示している可能性のある類似性を示しています。FWHM（Hb）-光度相関の別の説明は、ブラックホールの質量による選択効果です。これらのFWHM（Hb）-光度の相関関係は、AGNのスターバーストにも関連している可能性があります。NLS1とBLAGNのスペクトル特性の違いは、複数の影響によって引き起こされる可能性があります。NLS1とBLAGNの物理的な違い（NLS1はBLAGNよりもブラックホールの質量が軽い）に加えて、円錐形のAGNジオメトリの傾斜も重要な役割を果たします。より低い傾斜角で見られるかもしれません。
ガイア超高速星からの銀河中心環境への制約
いて座A*との動的な遭遇に続いて、銀河中心（GC）のバイナリーはきちんと分離され、1つのメンバーの星が天の川の脱出速度を超える速度で超高速星（HVS）として放出されます。空のより観測的にアクセス可能な領域にあるGC生まれのオブジェクトとして、HVSは天の川の内部パーセクの星の種族への洞察を提供します。GCからHVSを排出する一連のシミュレーションを実行し、検出可能なHVS集団が、GCの星の種族に関する仮定にどのように依存するかを調査し、Galaxyから重力的に束縛されておらず、現在および/または将来のデータリリースに現れるものに焦点を当てます。正確な位置天文学と測定された視線速度を備えた\textit{Gaia}宇宙ミッション。予測は、特に2つのパラメーターに敏感であることを示します。GCの恒星の初期質量関数（IMF）の形状と、HVSの放出率です。\textit{Gaia}データリリース2に自信のあるHVS候補がないため、HVS排出率が$\gtrsim3\times10^{-2}\、\mathrm{yr^{-1}}$であるシナリオは除外されます。今後の\textit{Gaia}データリリースでより多くのHVS候補が発掘されると、これらのパラメータに厳しい制約が課せられます。GCIMF形状の最近の決定を前提とすると、\textit{Gaiaに少なくとも1つの自信のあるHVS\textit{が期待されます。}HVS排出率が$\sim10^{-3}\、\mathrm{yr^{-1}}$および$\sim10^{-5}\、\mathrm{より大きい限り、DR3およびDR4それぞれyr^{-1}}$。
ブラックホール-中性子星バイナリーの合体に関する一般相対論的研究の現状をレビューします。最初に、準平衡円軌道におけるブラックホール-中性子星バイナリーの高精度計算が、準平衡シーケンスと質量放出限界に焦点を合わせて要約されます。次に、ブラックホールと中性子星のバイナリーの合併に関する数値相対論シミュレーションの現状について説明します。合併プロセス、潮汐破壊とその基準、合併の残骸と放出された物質の特性、重力波形、および重力波スペクトルについての私たちの理解を要約します。また、ブラックホールに予想される電磁気の対応物である中性子星の合体についても説明します。
X線源の4XMM-DR10カタログにある孤立した中性子星の候補
ほとんどの孤立した中性子星は、電波からガンマ線に及ぶ波長でのパルス化された非熱放射の検出のおかげで発見されました。ただし、ビームされた非熱放射が視線を遮らない場合、またはそれが薄すぎるか存在しない場合は、孤立した中性子星も熱放射によって検出できます。熱放射は、軟X線バンドでピークに達し、ほぼ等方的に放出されます。。過去30年間で、X線全天観測、超新星残骸の中心を対象とした観測、または偶然のX線源のおかげで、いくつかの熱放射性の孤立した中性子星が発見されました。これらの比較的まれなX線源の特徴的な特性は、非常に柔らかいスペクトルと、X線と光フラックスの比率が高いことです。最近リリースされた4XMM-DR10カタログには、2000年から2019年に実施された観測でXMM-Newton望遠鏡で0.2〜10keVの範囲で検出された50万を超えるX線源が含まれています。これらのスペクトル特性の研究に基づくソースと可能な対応物のカタログとの相互相関について、私たちは孤立した中性子星の検索を実行し、4つの潜在的な候補を見つけました。ChandraおよびSwift-XRTデータも使用した、これらの候補のスペクトルおよび長期変動分析により、さらに多波長調査に値する最も興味深い情報源を指摘することができました。
IceCubeで観測された候補ニュートリノ源の時間変動試験
| Title |
A_Time-Variability_Test_for_Candidate_Neutrino_Sources_Observed_with_IceCube |
| Authors |
Pranav_Dave_(for_the_IceCube_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06294 |
IceCubeを使った最近の研究では、TXS0506+056やNGC1068などの点状のソースからの天体物理ニュートリノの時間積分フラックスの兆候が示されています。TXS0506+056からのこのニュートリノ放出の時間変動性は、可能性のあるフレアの時間的プロファイル、または他の電磁的対応物との時間的ニュートリノ相関の検索。ただし、TXS0506+056ソースに加えて、天体物理学的ニュートリノ信号の時間的プロファイルの実験的証拠は不足しています。この研究では、時間変動を調査するための新しいKSテストベースの方法を提示します。この新しい方法は、既存の時間依存検索方法を、想定される時間プロファイルまたは電磁的対応物とは無関係に、任意の時間変動性のテストで補完します。さらに、この方法は、変動するニュートリノ放出と定常ニュートリノ放出を区別することにより、IceCubeの点状のソース候補を特徴付ける診断ツールを提供し、候補ブレーザーの小さなカタログにこの方法を適用した結果を示します。
軸外ガンマ線バーストにおける歳差運動を伴う新生マグネターの孤立双極子放射としてのGRB101225A
| Title |
GRB_101225A_as_Orphan_Dipole_Radiation_of_a_Newborn_Magnetar_with_Precession_Rotation_in_an_Off-Axis_Gamma-Ray_Burst |
| Authors |
Le_Zou,_Tian-Ci_Zheng,_Xing_Yang,_Hai-ming_Zhang,_Xiao-Yan_Li,_Jia_Ren,_Da-Bin_Lin,_En-Wei_Liang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06422 |
GRB101225Aの異常な多波長光度曲線は、それが新生児マグネターによって動力を供給される軸外GRBからのものであると仮定することによって再考されます。ジェットコアの半開き角を$1.67^{\rmo}$として、ジェット構造をガウス関数としてパラメーター化することにより、その光学残光光度曲線が前方衝撃モデルに適合していることを示します。導出された初期ローレンツ因子（$\Gamma_0$）は120であり、ジェット軸に対する視野角は$\theta_v=3.7^{\rmo}$です。$[4900、\7500]の時間間隔で観察されたX線フレアを分析することにより、$P=488$秒および$P=250\sim300$秒の暫定的なQPOシグネチャが90\％の信頼水準で検出されます。$秒。そのグローバルガンマ線/X線光度曲線とQPOシグネチャは、マグネタースピンダウンがGW放射によって支配されていると仮定して、マグネター歳差運動を考慮したマグネター双極子放射（DR）モデルで表されます。DRイジェクタのバルクローレンツ因子は8に制限されており、$\Gamma_0$よりもはるかに低くなっています。GRB101225Aと極端に軸外れのGRB170817Aを比較すると、GRB170817Aの2成分ジェットの性質は、同軸GRBジェットとDRエジェクタの組み合わせであると考えられます。GRB101225Aは、新生児マグネターによって駆動されるX線過渡集団のようなCDF-SXT2の中で最も明るいものの1つです。その重力波放出の検出可能性に関する議論も提示されます。
ステラr過程の存在量から推測される核状態方程式
| Title |
A_Nuclear_Equation_of_State_Inferred_from_Stellar_r-Process_Abundances |
| Authors |
Erika_M._Holmbeck,_Richard_O'Shaughnessy,_Vera_Delfavero,_and_Krzysztof_Belczynski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06432 |
連星中性子星合体（NSM）は、高速中性子捕獲（r-）プロセスによって作成された最も重い観測可能な元素の1つのソースとして確認されています。ただし、NSM流出のモデル化（総噴出物質量からそれらの元素収量まで）は、中性子星構造を支配する未知の核状態方程式（EOS）に依存します。この研究では、NSMがr過程の存在比パターンを持つ金属の少ない星の重元素材料の主要な供給源であると仮定することにより、現象論的EOSを導き出します。まず、母集団合成モデルから始めて、併合する中性子星バイナリの母集団を取得し、それらのEOS依存の元素収量を計算します。これらの合併が金属の少ない星のrプロセス要素の大部分の原因であるという仮定の下で、理論的なNSMの収量が金属の少ない星の観測から導き出された存在量を再現するEOSを表すパラメーターを見つけます。概念実証の仮定では、EOSは現在の制約よりもわずかにソフトですが、それでも一致しています。たとえば、NeutronStarInteriorCompositionExplorer（NICER）による$R_{1.4}=12.25\pm0.03$〜kmおよび$M_{\textrmTOV}$の$2.17\pm0.03$〜M$_\odot$（統計的不確実性、モデリング体系を無視）。
NDAFの重力不安定性によって引き起こされるGRB変動とそれに続く重力波
本研究は、ニュートリノの不透明度が十分に高く、閉じ込められたニュートリノをエネルギーと角運動量の輸送における支配的な要因にする自己重力を考慮することにより、ニュートリノが支配的な降着流（NDAF）の内部領域の新しい形式を提案します。磁気回転不安定性に対する運動量。ガンマ線バースト（GRB）の即発放出の非常に可変的な構造をモデル化するために、重力の不安定性と断片化の可能性を調査します。結果は、これらの内部領域に、$\beta$-粘度の処方と同じ関数形式である新しい粘度のソースとして重力不安定性を導入することにつながります。このような考慮事項は、不安定な内部ディスクに断片化をもたらします。さらに、この領域の結果として生じる塊状の構造は、GRBの光度曲線の時間的変動、特にパラメーター$\beta$、$\sim10^{-5}$の低い選択を説明できることがわかります。最後に、潮汐によって破壊される前に、フラグメントの移動による重力波の形成を予測します。これらの波は、LIGOからCosmicExplorerまでの現在および将来のさまざまな検出器を介して検出できるようです。
NLS1 AGN 1H0707-495における風光度の進化
| Title |
Wind-luminosity_evolution_in_NLS1_AGN_1H_0707-495 |
| Authors |
Yerong_Xu,_Ciro_Pinto,_Stefano_Bianchi,_Peter_Kosec,_Michael_L._Parker,_Dominic_J._Walton,_Andrew_C._Fabian,_Matteo_Guainazzi,_Didier_Barret,_Giancarlo_Cusumano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06633 |
超高速流出（UFO）は、かなり高い降着率を持つ多くの活動銀河核（AGN）の高品質X線スペクトルで検出されており、AGNフィードバックに大きく貢献していると考えられています。10年間の熱心な研究の後、それらの発射メカニズムと構造はまだよく理解されていませんが、変動技術は有用な制約を提供するかもしれません。したがって、この作業では、UFOの構造を研究するために、すべてのアーカイブXMM-Newton観測を使用して、高度に蓄積された可変NLS1AGN、1H0707-495でフラックス分解X線分光法を実行します。風のスペクトル線は、より高い光度で弱くなることがわかります。これは、いくつかの同様のソースで以前に見つかったイオン化パラメータの増加が原因である可能性があります。代わりに、速度は光度と反相関しており、NLS1IRAS13224-3809で観察された傾向とは逆です。さらに、IRAS13224-3809で観測されていない輝線の検出は、おそらく降着率が高いために、1H0707-495でより大きな開口角を持つ風を示しています。放出ガスは、光度に対してほぼ一定のままであることがわかります。スーパーエディントンコンパクトオブジェクトと同様に、強い放射が発射半径を外側に伸ばし、外部放出ガスを遮蔽するシナリオで風の変動性を説明しますが、他の考えられる説明についても説明します。私たちの仕事は、1H0707-495の多相流出に関するいくつかのヒントを提供します。
X線パルサー2Sの広帯域分析1845 $-$ 024
| Title |
Broad-band_analysis_of_X-ray_pulsar_2S_1845$-$024 |
| Authors |
Armin_Nabizadeh,_Sergey_S._Tsygankov,_Sergey_V._Molkov,_Dmitri_I._Karasev,_Long_Ji,_Alexander_A._Lutovinov,_Juri_Poutanen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06642 |
2017年のタイプIの爆発中に$NuSTAR$天文台で得られたデータに基づいて、十分に研究されていないX線パルサー2S1845$-$024の詳細な調査の結果を示します。ソースは、サイクロトロン吸収機能の証拠を示しています。また、他のX線天文台（$Swift$、$XMM-Newton$、$Chandra$）から取得したデータを使用して、軌道位相の関数としてのスペクトル特性を研究しました。分析により、ソースの水素カラム密度が高く、ペリアストロン周辺で$\sim$10$^{24}$cm$^{-2}$に達していることが明らかになりました。高品質の$Chandra$データを使用して、R.A。で2S1845$-$024の正確なローカリゼーションを取得することができました。=18$^{h}$48$^{m}$16$^{s}$。8および12月=$-$2$^{\circ}$25'25".1（J2000）赤外線の使用を許可（IR）データは、ソースの光学的対応物を$\gtrsim$15kpcの距離にあるOB超巨星として大まかに分類します。
宇宙線スペクトルに対する乱流依存拡散の意味
| Title |
Implications_of_turbulence-dependent_diffusion_on_cosmic-ray_spectra |
| Authors |
J._D\"orner,_P._Reichherzer,_L._Merten,_J._Becker_Tjus,_H._Fichtner,_M._J._Pueschel,_E._G._Zweibel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06676 |
宇宙線の伝播は、ほとんどの銀河環境での拡散運動として説明できます。フェルミによって測定された高エネルギーガンマ線は、モデルによって予測されていない、ミルキーウェイの宇宙線密度とスペクトルエネルギーの振る舞いの勾配の推論を可能にしました。ここでは、乱流依存拡散モデルを使用して、さまざまなタイプの宇宙線拡散テンソルを調べます。重要なことに、観測された勾配は、拡散テンソルの乱流依存のエネルギースケーリングによって説明できることが実証されています。
| Title |
Modeling_intrinsic_time-lags_in_flaring_blazars_in_the_context_of_Lorentz_Invariance_Violation_searches |
| Authors |
Christelle_Levy,_H\'el\`ene_Sol,_Julien_Bolmont |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06734 |
一般相対性理論と量子力学を統一することを目的としたいくつかの量子重力（QG）理論は、ローレンツ不変性（LIV）の違反につながる真空中の光子のエネルギー依存の修正分散関係を予測します。これらの理論をテストする1つの方法は、活動銀河核のフレアなど、遠くにある非常にエネルギーが高く、変動性の高い天体物理学源から放出されるTeV光子の飛行時間を監視することです。これまでに報告されたタイムラグ検出は1つだけです。しかし、最近、重大な固有のタイムラグがTeVエネルギーでのその場でのブレーザー放出プロセスから発生し、その結果、LIV検索に干渉することを示しました。この寄稿では、固有の時間遅延とLIVによって引き起こされる伝搬効果が、ブレーザーの観測されたスペクトルエネルギー分布と光度曲線に同時にどのように影響するかを確認します。時間依存のアプローチを使用して、標準的な1ゾーンシンクロトロン-自己-コンプトン（SSC）モデルのフレームで、さまざまなケースの両方の寄与に関する予測を提供します。また、LIV効果を強調するために、内因性の時間遅延を外因性の時間遅延から解きほぐす方法に関するヒントと方法を紹介します。
広視野無線干渉計の方向依存キャリブレーションは、空の複数の方向に沿った系統誤差を推定します。これが必要なのは、電離層やレシーバービームの形状などの影響によって引き起こされるほとんどの系統的なエラーでは、大きな空間的変動があるためです。幸いなことに、ほとんどの状況でこれらのバリエーションには決定論的な振る舞いがあります。スペクトル的に制約された方向依存キャリブレーションへの追加の制約として、系統的エラーのこの根底にある滑らかな空間的振る舞いを強制します。分析とシミュレーションの両方を使用して、この追加の空間制約が複数周波数の方向依存キャリブレーションのパフォーマンスを向上させることを示します。
回転するF型およびB型の矮星の重力モード星震学から推定されるロスビー数と剛性値：混合、輸送、磁気、および対流浸透の結果
| Title |
Rossby_numbers_and_stiffness_values_inferred_from_gravity-mode_asteroseismology_of_rotating_F-_and_B-type_dwarfs:_consequences_for_mixing,_transport,_magnetism,_and_convective_penetration |
| Authors |
C._Aerts,_K._Augustson,_S._Mathis,_M._G._Pedersen,_J._S._G._Mombarg,_V._Vanlaer,_J._Van_Beeck,_T._Van_Reeth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06220 |
恒星内部の物理プロセスの多次元（磁気）流体力学シミュレーションは、計算の空間スケールと時間スケールを設定する、キャリブレーションされていない多数の自由パラメーターに依存します。波動と対流ロスビー数、および対流コアと中間質量星の放射エンベロープとの間の境界面での剛性のアステレオ地震校正を提供することを目指しています。回転する矮星のこれらの量は、それらの識別された重力および重力慣性モードの観測された特性から推定されます。対流および波のロスビー数を推定するために、4年間のケプラー宇宙測光、高分解能分光法、およびガイア位置天文学から導出された26個のB型および37個のF型矮性パルセータのコア付近の回転速度とアステレオ地震モデルに依存しています。界面での推定最大浮力周波数とコアの対流ターンオーバー周波数から、対流/放射界面での剛性を計算します。これらの星状地震によって推定された量を使用して、対流浸透レベル、対流コアによってトリガーされる重力慣性波の局所フラックスレベル、およびコアの潜在的な回転状態と磁気状態を予測します。63個の重力慣性モードパルセータのサンプルは、ほぼゼロから臨界速度までのコア付近の回転速度をカバーしています。それらの識別されたモードの周波数は、B型パルセータの剛性値が$10^{2.69}$から$10^{3.60}$のモデルにつながりますが、F型星の周波数は$10^{3.47}$の範囲をカバーします。$10^{4.52}$に。混合長理論とこれらのパルセータに関連する混合長係数の値に基づいて、対流コアの最大対流拡散係数から導出された対流ロスビー数は、$10^{-2.3}$から$10^{-0.8}の間で変化します。B型星の場合は$、F型星の場合は$10^{-3}$と$10^{-1.5}$。（要約）
LAMOST調査からの初期型星：大気パラメータ
| Title |
The_Early-type_Stars_from_LAMOST_survey:_Atmospheric_parameters |
| Authors |
YanJun_Guo,_Bo_Zhang,_Chao_Liu,_Jiao_Li,_JiangDan_Li,_LuQian_Wang,_ZhiCun_Liu,_YongHui_Hou,_ZhanWen_Han,_and_XueFei_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06246 |
巨大な星は、多くの天体物理学的プロセスで重要な役割を果たします。巨大な星の大気パラメータを導出することは、それらの物理的特性を理解するために重要であり、したがって、それらの進化を追跡するための重要な入力です。ここでは、初期型星のLAMOST光学スペクトルの恒星パラメータを推定するためのトレーニングデータセットとして、非LTETLUSTY合成スペクトルを使用したデータ駆動技術StellarLAbelMachine（{\ttSLAM}）の採用に関する作業を報告します。2つの一貫性テストを適用して、この機械学習方法を検証し、{\ttSLAM}によって与えられた恒星ラベルを、高解像度スペクトルを持ついくつかのオブジェクトの文献のラベルと比較します。有効温度（$T_\mathrm{eff}$）、表面重力（$\log{g}$）、金属量（[M/H]）、および予測回転速度（$v\sin{i}$）LAMOST低解像度調査（LAMOST-LRS）および中解像度調査（LAMOST-MRS）からのそれぞれ3,931および578個の初期型星。結果の平均的な統計的不確実性を推定するために、高解像度スペクトルから、予測された恒星ラベルと事前にラベル付けされた公開値との間の標準偏差を計算しました。4つのパラメーターの不確実性は、$\sigma（T_\mathrm{eff}）=2,185$K、$\sigma（\log{g}）=0.29$dex、および$\sigma（v\sin{i}）です。=11\、\rmkm\、s^{-1}$（MRSの場合）、および$\sigma（T_\mathrm{eff}）=1,642$K、$\sigma（\log{g}）=0.25$dex、および$\sigma（v\sin{i}）=42\、\rmkm\、s^{-1}$（LRSスペクトルの場合）。$T_\mathrm{eff}$、$\log{g}$、および[M/H]のパラメーターは、MRSスペクトルを使用するよりも、LRSスペクトルを使用する方が、より適切に制約できることがわかります。$v\sin{i}$は、おそらくMRSスペクトルの比較的正確なラインプロファイルのために、LRSスペクトルよりもMRSスペクトルによってより適切に制約されます。
3Heが豊富なイベントの50年
1970年代初頭には、太陽エネルギー粒子（SEP）の組成に新しい驚くべき特徴が見られ、3He/4Heの比率で最大10,000倍の共鳴増強が見られ、まれに3HeがHよりも優勢になる可能性がありました。これらのイベントには、Fe/Oの約10倍の強化など、より重い元素の存在量も強化されていることがすぐにわかりました。これは、後で、質量電荷比に対する強化のスムーズな増加の一部であることがわかりました。HからPbへの比率A/Qは、約1000倍に上昇します。これらのイベントは、タイプIIIの電波バーストを生成する10〜100keVの電子のストリーミングにも関連していました。近年、これらの「衝動的な」SEPイベントは、ソーラージェットのオープン磁力線上の2〜3MKのプラズマ温度からの磁気リコネクションの島で加速されることがわかりました。閉ループでの同様の再接続により、粒子のエネルギーがトラップされ、高温（>10MK）の明るいフレアが生成されます。ジェットが高速のコロナ質量放出を開始すると、衝撃波によって衝動的なSEP強度が増強されることがあります。3Heの鋭い共鳴と、より重い元素までの滑らかな増加の両方を説明する単一の理論はまだありません。2つのプロセスが発生しているようです。時々、効率的な加速は、ソース領域のまれな3Heを使い果たし、そのフルエンスを制限します。
恒星表面のマッピングIII：効率的でスケーラブルなオープンソースのドップラーイメージングモデル
| Title |
Mapping_stellar_surfaces_III:_An_Efficient,_Scalable,_and_Open-Source_Doppler_Imaging_Model |
| Authors |
Rodrigo_Luger,_Megan_Bedell,_Daniel_Foreman-Mackey,_Ian_J._M._Crossfield,_Lily_L._Zhao,_David_W._Hogg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06271 |
恒星の表面を研究することで、星の化学組成、内部構造、磁気特性に関する情報を明らかにすることができます。また、太陽系外惑星、特に極精度の視線速度（EPRV）検索の対象となる惑星の検出と特性評価にも重要です。これは、惑星の信号よりも桁違いに強い恒星の変動と戦わなければなりません。星の表面をマッピングするための最も成功した方法の1つは、ドップラーイメージングです。このイメージングでは、高解像度の恒星スペクトルの微妙な線形状の変化から不均一性の存在が推測されます。この論文では、恒星表面のドップラーイメージングの問題に対する新しい効率的な閉形式の解を提示します。私たちのモデルは、ローカル（レストフレーム）恒星スペクトルの不完全な知識を明示的に許可し、恒星表面を同時にマッピングしながら、スペクトルテンプレートからの違いを学習できるようにします。したがって、それは、混合された線、線形成メカニズムがよく理解されていないスペクトルの領域、またはスポットが光球の他の部分と本質的に異なるスペクトルを持っている星で機能します。モデルはオープンソースの星空フレームワーク内に実装されており、最適化と事後推論の両方の設定で高速で差別化可能で使いやすいものになっています。概念実証として、モデルを使用して褐色矮星WISE1049-5319Bの表面マップを推測し、Crossfieldetal。のソリューションとの密接な一致を見つけました。（2014）。また、EPRV研究のコンテキストでドップラーイメージングについて説明し、EPRV太陽系外惑星の検索で重要になると予想される恒星のスペクトル変動に対する解釈可能なスペクトル時間ガウス過程について説明します。
| Title |
Solar_Flare_Irradiance:_Observations_and_Physical_Modeling |
| Authors |
Jeffrey_W._Reep,_David_E._Siskind,_and_Harry_P._Warren |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06310 |
SDO/EVEデータを調べて、太陽フレアの放射照度と、その放射照度が大規模なイベントでどのように変化するかをよりよく理解します。GOESフレアクラスをSDO/EVEで測定された21のラインの放射照度に関連付けるスケーリング則を測定し、広範囲の温度で形成されました。このスケーリングはライン形成温度に依存することがわかりました。これらの放射照度値を、X10を超える大きなイベントに外挿します。ただし、完全なスペクトルを作成するには、放射照度の物理モデルが必要です。太陽フレア放射照度の新しい物理モデルであるNRLFLAREの最初の結果を示します。これは、一連のフレアループを合計して、X線から遠紫外線（〜0〜1250オングストローム）までの範囲のスペクトル放射照度を計算します。GOES/XRS観測。このモデルをSDO/EVEデータに対してテストします。モデルのスペクトルと時間発展は、高温の発光でよく比較されますが、より冷たい線は大きな不一致を示します。不一致は、フレアループの不均一な断面と不透明度の影響の両方が原因である可能性が高いと推測されます。次に、断面積を高さとともに変化させることで、観測との一致が大幅に向上することを示します。したがって、特に4.7<logT<6.0からの遷移領域で、スペクトル線の強度を正確にモデル化するために必要な重要なパラメーターです。
地上からの連続太陽観測-GONG観測からのデューティサイクルの評価
| Title |
Continuous_Solar_Observations_from_the_Ground_--_Assessing_Duty_Cycle_from_GONG_Observations |
| Authors |
Kiran_Jain,_Sushant_C._Tripathy,_Frank_Hill_and_Alexei_A._Pevtsov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06319 |
継続的な観測は、太陽変動の研究において重要な役割を果たします。このような観測は、ほぼ100％のデューティサイクルで宇宙から行うことができますが、地上から非常に高いデューティサイクルを行うことは困難です。これに関連して、同一機器の6ステーションネットワークであるGlobalOscillationNetworkGroup（GONG）の観測を分析することにより、地上から達成されたデューティサイクルを評価します。18年以上にわたるGONG観測を使用して、デューティサイクルの詳細な分析を提供します。また、個々のサイトのデューティサイクルについて説明し、個々のサイトまたはネットワークのデューティサイクルに影響を与える可能性のあるさまざまな要因を指摘します。ネットワークの平均デューティサイクルは93％ですが、すべての画像が厳格な品質管理チェックを通過すると、約5％減少します。月次および年次のデューティサイクル値の標準偏差は、それぞれ1.9％および2.2％であることがわかります。これらの結果は、将来の地上ベースのネットワークの計画に使用できるベースラインを提供します。
若い低質量星と褐色矮星の近赤外スペクトルの青年分析
| Title |
Youth_analysis_of_near_infrared_spectra_of_young_low-mass_stars_and_brown_dwarfs |
| Authors |
V._Almendros-Abad,_K._Mu\v{z}i\'c,_A._Moitinho,_A._Krone-Martins_and_K._Kubiak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06368 |
重力に敏感な特徴とそれらの経年変化を研究することにより、低解像度の近赤外スペクトルから若い低質量星と褐色矮星を効率的に識別する方法を構築することを目指しています。M0とL3の間のスペクトル型を持つ矮星のすべての公的に利用可能な（$\sim$2800）近赤外線スペクトルで構成されるデータセットを構築しました。まず、スペクトルテンプレートとの比較、およびさまざまなスペクトルインデックスを使用して、スペクトルタイプと消滅の導出方法を調査します。次に、重力に敏感なスペクトルインデックスを調べ、機械学習手法を適用して、若い（$\lesssim$10Myr）オブジェクトをフィールドから効率的に分離します。2つの新しく定義されたもの（TLI-JとTLI-K）を含むスペクトルタイピング用の6つのスペクトルインデックスのセットを使用して、スペクトルタイプ範囲全体にわたって1スペクトルサブタイプ未満の精度を達成できます。ヤングとフィールドオブジェクトを一貫して分離する新しい重力に敏感なスペクトルインデックス（TLI-g）を定義し、文献の他のインデックスよりも優れたパフォーマンスを示します。NIRスペクトル全体を入力として使用する機械学習手法により、2つのクラスをさらに適切に分離できます。さらに、この目的にはHバンドとKバンドだけで十分であることを示します。最後に、機械学習モデルによって返される重力分類のためのさまざまなスペクトル領域の相対的な重要性を評価します。Hバンド広帯域形状が最も関連性の高い特徴であり、1.2$\mum$と1.24$\mum$のFeH吸収帯、1.24$\mum$のKIダブレットがそれに続きます。
太陽フレアの部分的に噴出するフィラメントに沿ったコロナ磁場測定
| Title |
Coronal_Magnetic_Field_Measurements_along_a_Partially_Erupting_Filament_in_a_Solar_Flare |
| Authors |
Yuqian_Wei,_Bin_Chen,_Sijie_Yu,_Haimin_Wang,_Ju_Jing_and_Dale_E.Gary |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06414 |
磁束ロープは太陽の噴火の目玉です。フラックスロープの磁場を直接測定することは、トリガーとエネルギー放出のプロセスを理解するために重要ですが、これまでとらえどころのないままです。ここでは、拡張オーエンスバレーソーラーアレイによって取得されたデータを使用して、2017年9月6日に発生したM1.4クラスの太陽フレアのマイクロ波イメージング分光観測を報告します。このフレアイベントは、ビッグベア太陽天文台のグード太陽望遠鏡によってH{\alpha}で観測されたねじれたフィラメントの部分的な噴火に関連しています。イベントの極紫外線（EUV）およびX線の特徴は、明るいフレアアーケードで接続されたダブルフレアリボンの存在により、一般に噴火フレアの標準シナリオと一致しています。興味深いことに、この部分的な噴火イベントは、マイクロ波の対応物を特徴としており、その空間的および時間的進化は、H{\alpha}およびEUVで見られるフィラメントに厳密に従います。マイクロ波源のスペクトル特性は、非熱ジャイロシンクロトロン放射と一致しています。空間的に分解されたマイクロ波スペクトル分析を使用して、フィラメントの背骨に沿った磁場の強さを導き出します。これは、頂点から脚まで600〜1400ガウスの範囲です。結果は、フレア前の光球マグネトグラムから外挿された非線形の力のない磁気モデルとよく一致しています。噴出するフィラメントのマイクロ波対応物は、新たに再接続された磁力線に続いてフィラメントをホストする磁束ロープキャビティに注入されたフレア加速電子による可能性が高いと結論付けます。
オリオン座星形成複合体におけるおうし座T星の恒星の自転
| Title |
Stellar_Rotation_of_T_Tauri_stars_in_the_Orion_Star-Forming_Complex |
| Authors |
Javier_Serna,_Jes\'us_Hern\'andez,_Marina_Kounkel,_Ezequiel_Manzo-Mart\'inez,_Alexandre_Roman-Lopes,_Carlos_G._Rom\'an-Zu\~niga,_Maria_Gracia_Batista,_Giovanni_Pinz\'on,_Nuria_Calvet,_Cesar_Brice\~no,_Mauricio_Tapia,_Genaro_Su\'arez,_Karla_Pe\~na_Ramirez,_Keivan_G._Stassun,_Kevin_Covey,_Jaime_Vargas-Gonz\'alez,_Jos\'e_Gregorio_Fern\'andez-Trincado |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06431 |
オリオン座星形成複合体におけるおうし座T星の恒星の自転に関する大規模な研究を紹介します。ガイア-EDR3視差と測光を考慮して、APOGEE-2コラボレーションによって報告された予測回転速度（$v\sin（i）$）の推定値と、HR図の星の位置から導出された個々の質量と年齢を使用します。加えて、多様な進化モデル。$v\sin（i）$の経験的傾向は、低質量星（$0.4M_{\odot}<M_{\ast}<1.2M_{\odot}$）の年齢とともに減少することがわかります。私たちの結果は、$v\sin（i）$を、おうし座T星のほとんどが失うタイムスケールである、約6Myrのタイムスケールで恒星の自転を調節する原因となる原始惑星系円盤の降着の存在にリンクするメカニズムの存在をサポートしています。彼らの内側のディスク。私たちの結果は、若い星とその円盤の進化の初期段階における回転のモデルに重要な制約を提供します。
円形リボンソース領域からの2つのコロナ質量放出の調査：起源、太陽地球伝搬および地理的有効性
| Title |
Investigation_of_two_coronal_mass_ejections_from_circular_ribbon_source_region:_Origin,_Sun-Earth_propagation_and_Geo-effectiveness |
| Authors |
Syed_Ibrahim,_Wahab_Uddin,_Bhuwan_Joshi,_Ramesh_Chandra,_Arun_Kumar_Awasthi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06547 |
この記事では、2つのコロナ質量放出（CME）の特性を比較します。これらの特性は、ソース領域の特性は似ていますが、後のフェーズでの進化の振る舞いが異なります。太陽に近い特性、惑星間進化、および地理的有効性の観点から2つのイベントについて説明します。これらのイベントの開始パラメータと伝播パラメータを注意深く分析して、正確なCME-ICME接続とそれらの地球に近い結果を確立しました。最初のイベントは、不十分な地磁気嵐擾乱指数（Dst$\approx$-20nT）に関連し、2番目のイベントはDST$\approx$-119nTの激しい地磁気嵐に関連していました。活動領域の黒点の構成とその進化は、日震学および磁気イメージャ（HMI）によって観察されます。ソース領域のイメージングについては、ソーラーダイナミクスオブザーバトリー（SDO）に搭載された大気イメージングアセンブリ（AIA）から取得したデータと、アリャバッタ観測科学研究所（ARIES）のソーラータワー望遠鏡からのH$\alpha$フィルターグラムに依存しています。両方のCMEについて、ソース領域からのフラックスロープの噴火は、同様の強度のフレアを引き起こしました（$\upperx$M1）。噴火の太陽源領域では、両方のケースで円形リボンフレア（CRF）が観察され、活動領域コロナの扇状地と脊椎の磁気構成が示唆されました。
X線/ FUV光蒸発によるフレア{\ alpha}ディスクでのリング状構造の形成
原始惑星系円盤は複雑な力学系であり、いくつかのプロセスがリング状の構造や惑星の形成につながる可能性があります。これらのディスクは、垂直スケールの高さが半径とともに増加するプロファイルに従ってフレア状になっています。この作業では、リングと穴の形成におけるこのディスクフレア形状の役割を調査します。平坦化の法則の変更をX線およびFUVの光蒸発風と組み合わせます。半分析的な1D粘性{\alpha}アプローチを使用して、代表的なシステムのグリッドでディスクの質量と質量流量の変化を示しました。私たちの結果は、フレアディスクのプロファイルを変更すると、適切なディスク質量と降着率の値で、適切な進化の時期に実際のシステムで観察されたものに似たリング状の特徴の形成に有利に働く可能性があることを示しています。ただし、これらの機能は短命であるように思われ、実際のシステムで見られるすべての機能とのマッチングを向上させるには、さらに拡張が必要です。
5つの若い太陽型星のZeeman-Dopplerイメージング
| Title |
Zeeman-Doppler_imaging_of_five_young_solar-type_stars |
| Authors |
T._Willamo,_J._J._Lehtinen,_T._Hackman,_M._J._K\"apyl\"a,_O._Kochukhov,_S._V._Jeffers,_H._Korhonen,_and_S._C._Marsden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06729 |
太陽の磁気活動は太陽周期によって変化します。同様の周期が他の星にも見られますが、それらの詳細は同じ程度には知られていません。恒星の磁気サイクルを特徴づけることは、磁気活動を推進している恒星と太陽ダイナモを理解するために重要です。太陽周期の恒星等価物を特定して特徴づけることを目的として、5つの若い太陽型星の分光偏光観測を提示し、それらを以前の観測と比較します。Zeeman-DopplerImaging（ZDI）を使用して、ターゲットの表面磁場と明るさをマッピングします。磁場は球面調和関数展開に分解され、そこから軸対称成分と非軸対称成分、およびポロイダル成分とトロイダル成分の強度を報告し、それらを星のロスビー数と比較します。2017年12月からの若い太陽型星の5つの新しいZDIマップを提示します。特に興味深いのは、私たちの観測と以前の観測との間で極性が逆転したV1358Oriの場合です。HD35296でも、あまり明白ではない極性反転が発生した可能性があります。ロスビー数が低い、よりアクティブな星には、より軸対称のフィールド、場合によってはより多くのトロイダルフィールドが優先されますが、強力な結論を引き出すには、より大きなサンプルを調査する必要があります。これから。個々の星のほとんどについて、トロイダルおよびポロイダルフィールドの量は以前の観測と同様のレベルにとどまっています。V1358Oriで磁気極性反転が発生した証拠が見つかりました。\c{hi}1Oriは、数年の短い磁気サイクルの可能性があるため、将来の観測の興味深いターゲットになる可能性があります。輝度マップと磁場の間の相関はほとんど不十分です。これは、異なる極性の小規模な磁気的特徴の存在を示している可能性があり、それらは互いに打ち消し合っており、マップでは解決されていません。
横方向のMHD波動による乱流は、太陽コロナの密度充填率にどのように影響しますか？
| Title |
How_transverse_MHD_wave-driven_turbulence_influences_the_density_filling_factor_in_the_solar_corona? |
| Authors |
Samrat_Sen_and_Vaibhav_Pant |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06844 |
横方向のMHD波が太陽コロナに遍在していることは十分に確立されています。太陽コロナの開いた（例：コロナホール）と閉じた（例：コロナループ）磁場領域の両方を加熱するための可能なメカニズムの1つは、MHD波駆動乱流によるものです。この研究では、横方向のMHD波動乱流の生成による太陽コロナの過密構造の充填率の変動を研究しました。3DMHDシミュレーションを使用して、シミュレーション領域の全体積に対する過密プラズマ構造が占める体積分率を計算することにより、開放磁気構造の密度充填率を推定します。次に、フォワードモデリングを実行し、FoMoを使用してFeXIII10749\AA\および10800\AA\密度に敏感なラインペアの合成スペクトルを生成します。合成画像を使用して、再び充填率を推定します。両方の方法から得られた推定充填率は、合理的に一致しています。また、私たちの結果は、コロナホールとループの充填率の観察結果とかなりよく一致しています。私たちの結果は、乱流の生成が太陽コロナの充填率を増加させることを示しています。
| Title |
The_Magnetic_Origin_of_Solar_Campfires |
| Authors |
Navdeep_K._Panesar,_Sanjiv_K._Tiwari,_David_Berghmans,_Mark_C._M._Cheung,_Daniel_Muller,_Frederic_Auchere,_and_Andrei_Zhukov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06846 |
ソーラーキャンプファイヤーは、ソーラーオービターに搭載されたExtremeUltravioletImager（EUI）によって最近観測された、大規模な暖房イベントです。ここでは、EUI174\AA\画像、SDO/AIAからのEUV画像、およびSDO/HMIからの視線マグネトグラムを使用して、静かな太陽コロナでランダムに選択された52のキャンプファイヤーの磁気起源を調査します。（i）キャンプファイヤーは光球磁気ネットワークレーンの端に根ざしていることがわかります。（ii）キャンプファイヤーのほとんどは、多数派の磁束パッチと結合する少数派の磁束パッチの間の中性線より上にあり、磁束キャンセル率は$\sim$10$^{18}$Mxhr$^{-1}$;（iii）キャンプファイヤーのいくつかは同じ中立線から繰り返し発生します。（iv）ほとんどの場合、キャンプファイヤーの前には、コロナルジェットのミニフィラメントに類似したクールプラズマ構造があります。（v）多くのキャンプファイヤーは「複雑な」構造を持っていますが、ほとんどのキャンプファイヤーは小規模のジェット、ドット、またはループに似ています。したがって、「キャンプファイヤー」は、さまざまなタイプの小規模な太陽の動的機能を含む一般的な用語です。それらは、太陽大気を局所的に0.5〜2.5MKに加熱するのに十分な磁気エネルギー（$\sim$10$^{26}$-10$^{27}$erg）を含んでいます。それらの寿命は約1分から1時間以上の範囲であり、ほとんどのキャンプファイヤーの寿命は$<$10分です。キャンプファイヤーの平均の長さと幅は、それぞれ5400$\pm$2500kmと1600$\pm$640kmです。私たちの観察によれば、（a）磁束ロープの存在は太陽大気中に遍在し、CMEを作るコロナジェットや大規模な噴火に限定されない可能性があり、（b）磁束のキャンセルは形成の基本的なプロセスであり、ほとんどのキャンプファイヤーのトリガー。
暗黒物質-核束縛状態の形成からの低エネルギー信号
| Title |
Low-Energy_Signals_from_the_Formation_of_Dark_Matter-Nuclear_Bound_States |
| Authors |
Asher_Berlin,_Hongwan_Liu,_Maxim_Pospelov_and_Harikrishnan_Ramani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06217 |
十分な強さの引力が存在する場合、暗黒物質粒子は原子核と結合する可能性があります。$\sim10^{-3}$のレベルで標準模型電磁気学と動的に混合する質量$\sim（10-100）$MeVの暗黒光子メディエーターが、暗黒物質と重い要素、軽い要素と結合する能力を禁止します。地下直接検出実験では、このような束縛状態の形成により、電子と光子の形でkeVスケールのエネルギーが解放され、毎日および季節的な変調を含む可能性のある時間構造を持つ単一エネルギーの電子信号が生成されます。液体キセノン検出器からのデータがこのシナリオに絶妙な感度を提供し、そのような暗い粒子の銀河の存在量を銀河の暗黒物質の最大$\sim10^{-18}-10^{-12}$に制限することを示します$\sim（1-10^5）$GeVにまたがる質量の密度。ただし、これらの暗い粒子の指数関数的に小さい部分的な存在量は、XENON1Tで観測された電子反跳過剰を説明するのに十分です。
次の10年間で、1つまたは複数の宇宙ベースの重力波検出器が発売されると予想されています。ヨーロッパの主要なレーザー干渉計宇宙アンテナ（LISA）です。そして1つ以上の中国の任務の概念、TaijiとTianQin。これらのミッションの主要な科学的目標の1つは、質量が$10^3M_\odot$から$10^8M_\odot$のブラックホールの合併です。これらのシステムは、各ブラックホールの周りのミニディスクとシステムを取り巻く周連星ディスクにガスが存在するため、重力波に加えて検出可能な電磁特性を生成する可能性があります。電磁放射は、合併前、合併中、合併後に発生する可能性があります。放射のすべてのフェーズをキャプチャする可能性を最大限に高めるには、重力波信号を低遅延で検出し、対応するものの検索をガイドするために空の位置と距離の信頼できる推定値を生成するために使用できることが不可欠です。低遅延検出は、データに同時に存在する無数の信号の「グローバルフィット」の開始点も提供します。ここでは、過去10年間のラップトップを使用して、わずか数時間で数か月のデータを分析できる低遅延分析パイプラインを紹介します。グローバルフィットを実行する問題は、近くの銀河のバイナリによって生成された明るい前景を白くすることによって回避されます。パイプラインのパフォーマンスは、LISAデータチャレンジからのシミュレートされたデータを使用して示されています。
大正準多元宇宙と小さな宇宙定数
多元宇宙は宇宙の集合体と見なされます。標準的な統計物理分析を使用すると、宇宙定数（CC）が指数関数的に小さいことがわかります。小さくて有限のCCは、人間原理的な理由なしに実現されます。次に、CCを量子化します。量子化により、可能な寄与の正確な合計が可能になり、CCの測定値を使用して、定義した多元宇宙の温度に関する予測が得られます。さらに、量子化により、単一の宇宙を、実際の多元宇宙の存在ではなく、異なるエネルギーレベルを持つ異なる固有状態の重ね合わせとして解釈することができます。
次元がゼロのスカラー場を持つ標準モデルの真空エネルギーとワイル異常をキャンセルする
| Title |
Cancelling_the_vacuum_energy_and_Weyl_anomaly_in_the_standard_model_with_dimension-zero_scalar_fields |
| Authors |
Latham_Boyle,_Neil_Turok |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06258 |
標準模型は非常に一貫性のある完全な場の量子論ですが、宇宙定数問題、ワイル異常、階層パズルに反映されているように、重力とヒッグス場への結合には問題が残っています。ヒッグス場と重力子場が出現した場合、36個の等角結合された次元ゼロのスカラー場が真空エネルギーとワイル異常の両方の項を同時にキャンセルできることを指摘します。キャンセルは非常に重要です。標準モデルゲージグループ$SU（3）\timesSU（2）\timesU（1）$を考えると、正確に48個のワイルフェルミ粒子が必要です。右巻きニュートリノ。次元ゼロのスカラーには4導関数のラグランジアンがあり、通常は真空の不安定性を意味すると解釈されます。ただし、最近の提案arXiv：2109.06204のコンテキストで自然なユークリッド内積を使用すると、負のノルムまたは負のエネルギー状態は見つかりません。したがって、真空は安定しています。さらに、スカラーは長波長に及ぶスケール不変のパワースペクトルを持っており、インフレーションを必要とせずに、宇宙論における原始的なスカラー摂動の新しい説明を示唆しています。広範囲のスケールにわたるこれらの興味深い結果は、次元ゼロのスカラーが基本的な物理学で重要な役割を果たす可能性があることを示唆しています。この文脈でヒッグスと重力子場がどのように出現するかについて議論します。
高次モードを使用したレンズシステムの個々の画像タイプの識別について
| Title |
On_the_identification_of_individual_image_types_of_a_lensed_system_using_higher-order_modes |
| Authors |
Justin_Janquart,_Eungwang_Seo,_Otto_A._Hannuksela,_Tjonnie_G._F._Li,_Chris_Van_Den_Broeck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06873 |
光と同様に、重力波は、銀河、星、ブラックホールなどの巨大な天体物理学の物体の近くを伝播するときに重力レンズでレンズ化することができます。近年の予測では、設計感度でLIGO-Virgo-Kagra検出器ネットワークを使用した強力な重力波レンズ検出の妥当な可能性が示唆されています。結果として、レンズ検出を分析する方法は急速に発展してきました。ただし、レンズ分析に対する高次モードの影響はまだ調査中です。この作業では、高次モードの存在により、2つのレンズ画像が検出されたときに、観測された重力波イベントの個々の画像タイプの識別が可能になり、レンズの明確な識別につながることを示します。さらに、強くレンズ化された重力波イベントを使用して、高次モードのコンテンツをより正確に分析できることを示します。
単光子および単Zチャネルにおける将来の電子-陽電子衝突型加速器での親油性暗黒物質のモデルに依存しない分析
| Title |
A_model-independent_analysis_of_leptophilic_dark_matter_at_future_electron-positron_colliders_in_the_mono-photon_and_mono-Z_channels |
| Authors |
Saumyen_Kundu,_Atanu_Guha,_Prasanta_Kumar_Das,_P._S._Bhupal_Dev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.06903 |
暗黒物質（DM）が標準模型レプトンとのみ相互作用し、ツリーレベルでクォークと相互作用しない可能性を検討し、単光子と単$Z$（両方）におけるそのようなレプトン親和性DMの将来のレプトンコライダーの見通しを分析します。レプトンおよびハドロン）チャネル。モデルに依存しない有効場の理論フレームワークを採用し、フェルミオンDMのスカラー-擬スカラー（SP）、ベクトル-軸ベクトル（VA）、テンソル-軸テンソル（T-AT）タイプのすべての可能な次元6演算子を検討し、コライダーを導出します。DM質量の関数としての有効カットオフスケール$\Lambda$の感度。具体的な例として、$\sqrts=1$TeVと1000fb$^{-1}$の積分輝度を備えた国際リニアコライダーのビーム構成を取り上げ、ビーム偏光の影響を含めて、プローブできることを示します。$3\sigma$レベルの親油性DMから$\Lambda$の値は、SP、VA、およびT-ATタイプのオペレーターでそれぞれ4.8TeV、6.5TeV、および5.3TeVです。これは、親油性DMの直接的および間接的な検索をほぼ補完するものであり、低質量DMレジームでこれまでで最高の感度を提供できる可能性があります。
