宇宙論的電波背景のプローブとしての電波SZ効果
かなりの宇宙論的電波背景がある場合、それに伴う電波スニヤエフ・ゼルドビッチ（SZ）効果があるはずです。無線バックグラウンドのコンプトン化は、すべての波長でわずかな光子過剰をもたらしますが、低周波数でのCMBのコンプトン化は減少をもたらします。観測と一致する無線バックグラウンドのレベルの場合、これらの効果は$\nu\simeq735〜$MHz付近で互いに打ち消し合い、低周波数では過剰になり、高周波数では減少します。観測されたARCADE無線過剰の純粋な宇宙論的起源を想定すると、$\nu\lesssim20\、{\rmGHz}$で、信号は$\DeltaT/T_{\rmCMB}\simeq2\、y\leftとしてスケーリングされます。[（\nu/735\、{\rmMHz}）^{-2.59}-1\right]$、周波数とCompton-クラスターの$y$パラメーター。一般的なクラスターの場合、無線SZ信号の合計はヌル付近で$\DeltaT\simeq1\、{\rmmK}$のレベルにあり、無線周波数に向かって急激にスケーリングします。これは、これらの波長での多くの無線施設の現在の生の感度限界を超えており、ARCADE過剰の宇宙論的起源を確認し、その特性（たとえば、赤方偏移依存性や等方性）を調べるための独自の方法を提供します。また、運動学的SZ効果の電波アナログを計算する式を示し、これが大規模な速度場と電波背景の宇宙進化を調査するための新しいツールを提供する可能性があることを強調します。
宇宙の再電離調査のMWAロングベースラインエポック：I。EoR0フィールドの改善されたソースカタログ
| Title |
The_MWA_Long_Baseline_Epoch_of_Reionisation_Survey:_I._Improved_Source_Catalogue_for_the_EoR_0_field |
| Authors |
C._R._Lynch,_T._J._Galvin,_J._L._B._Line,_C._H._Jordan,_C._M._Trott,_J._K._Chege,_B._McKinley,_M._Johnston-Hollitt,_S._J._Tingay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.08400 |
エポックオブリイオン化（EoR）実験の主要な体系的制約の1つは、前景キャリブレーションモデルの精度です。最近の結果は、拡張された前景光源の非常に正確なモデル、および一次ビームとそのサイドローブの両方の光源のモデルを含むことが、前景電力を低減するために必要であることを示しています。マーチソン広視野アレイ（MWA）によって観測されたEoRフィールドのソースモデルの精度を向上させるために、MWAのロングベースラインの再電離エポック調査（LoBES）を実施しました。この調査は、MWAフェーズII拡張アレイを使用した、主要なMWAEoRフィールドとその隣接する8つのフィールドの複数周波数観測で構成されています。この調査の前半の結果は、MWAEoR0観測フィールド（RA（J2000）0時間、Dec（J2000）-27度を中心）を中心に提示されます。調査のこの半分は、3069度$^2$の領域をカバーし、平均rmsは2.1mJyビーム$^{-1}$です。結果のカタログには、合計80824のソースが含まれ、100〜230MHzの16の個別のスペクトル測定と、これらのソースの78$\％$のスペクトルモデリングが含まれます。この地域では、カタログは32mJyで90$\％$完了し、10.5〜mJyで70$\％$完了すると推定されます。全体的な正規化されたソースカウントは、同様の感度での以前の低頻度調査とよく一致していることがわかります。新しいソースモデルのパフォーマンスをテストするために、MWAフェーズIデータのセットで、剥離されたソース、特に拡張されたソースの低い残留rms値を測定します。これらのデータ残差の2次元パワースペクトルは、小さな角度スケールでも改善を示しています。これは、LoBESカタログの角度分解能の向上と一致しています。LoBESスカイモデルが、オーストラリアのMWAEoRグループがEoR0フィールドに使用している現在のスカイモデルを改善していることは明らかです。
更新された赤方偏移-空間歪みデータに照らした$ S_8 $張力
標準的なラムダコールドダークマター（$\Lambda$CDM）宇宙論に対する最も顕著な課題の1つは、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）データによって制約される構造成長パラメーター$S_8$と、宇宙によって示唆される小さいパラメーターとの間の緊張です。せん断データ。最近の研究によると、$\Lambda$CDM宇宙論の場合、赤方偏移空間歪み（RSD）データも、CMB値よりも$\sim2$-$3\sigma$低い小さい$S_8$を優先しますが、結果は次のようになります。宇宙モデルに敏感です。現在の作業では、$S_8$のRSD制約を、データポイント間の相関が適切に考慮されている最新のRSDデータセットで更新します。モデルの依存性を減らすために、モンテカルロマルコフ連鎖計算に、RSDとの相関も考慮されているIa型超新星（SN）とバリオン音響振動（BAO）の最新のデータセットを追加します。背景ジオメトリを制約します。$\Lambda$CDM宇宙論の場合、$S_8=0.812\pm0.026$が見つかります。これは、以前の研究よりも$\sim2\sigma$大きいため、CMB制約と一致しています。$\Lambda$CDMを、後期宇宙のほぼモデルに依存しない記述である宇宙年齢（PAge）に基づくパラメーター化に置き換えることにより、$S_8$に対するRSD+SN+BAO制約が宇宙モデルに影響されないことがわかります。
LMC古典的セファイドの鉄と酸素の含有量と銀河外距離スケールとハッブル定数に対するその意味
| Title |
The_iron_and_oxygen_content_of_LMC_Classical_Cepheids_and_its_implications_for_the_Extragalactic_Distance_Scale_and_Hubble_constant |
| Authors |
Martino_Romaniello,_Adam_Riess,_Sara_Mancino,_Richard_I._Anderson,_Wolfram_Freudling,_Rolf-Peter_Kudritzki,_Lucas_Macri,_Alessio_Mucciarelli,_Wenlong_Yuan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.08860 |
古典的セファイド星は、主要な距離指標であり、現在のハッブル定数Hoを、LCDM一致宇宙モデルからの見かけの偏差を制限するために必要な精度と精度に決定するための重要な足がかりです。ローカル距離スケールのアンカーの1つであるLMCの90個のセファイドのサンプルの鉄と酸素の存在量を測定しました。これは前のサンプルの4倍であり、SH0ESプログラムによってHoを拘束するために使用された70個のセファイドのうち68個を含みます。目標は、ケフェイド変光星の光度が化学組成によって影響を受ける程度を制限することです。これは、Ho自体の決定の不確実性の重要な要因であり、距離梯子の内部一貫性の重要な要素です。吸収線の等価幅に基づく自己無撞着な分光分析から、恒星のパラメーターと存在量を導き出しました。LMCセファイドの[Fe/H]分布は、平均が-0.407+-0.003dexおよびシグマ0.076+-0.003dexの単一のガウス分布で非常に正確に記述できます。後者は測定誤差と完全に互換性があり、低値をサポートします。NIRHSTLMCの周期-光度関係で見られる0.069等の分散。存在量の均一性は、LMCセファイドだけでは、任意の波長での化学組成に対するセファイド周期-光度関係の依存性に意味のある制約を与えることができないという重要な結果をもたらします。これは、22個のLMCセファイドの小さなサンプルに基づいて、組成とNIRの光度の間にほとんど依存性（または不確実性）がなかったという以前の主張を修正します。LMCCepheid集団の化学的均一性により、金属量の少ないSMCと金属量の多い天の川およびNGC4258の間の金属量依存性を較正するのに理想的な環境になります。
半離散最適輸送による正確なバリオン音響振動の再構築
| Title |
Accurate_Baryon_Acoustic_Oscillations_reconstruction_via_semi-discrete_optimal_transport |
| Authors |
Sebastian_von_Hausegger,_Bruno_L\'evy,_Roya_Mohayaee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.08868 |
最適な輸送理論は、最近、物理学とコンピューターサイエンスにまたがる洗練されたアプリケーションを備えた、非常に機知に富んだ数学の分野として再登場しました。幾何学処理からの方法を利用して、宇宙論の特定の問題、特に低赤方偏移からの線密度場の再構築、特にバリオン音響振動（BAO）スケールの回復の効率的な実装について報告します。宇宙分散をキャンセルするためのノイズのない宇宙論的シミュレーションでBAOスケールを取得することにより、アルゴリズムの精度を示します。不確実性は、再構築を実行しない場合と比較して4.3倍、標準的な再構築と比較して3.1倍減少することがわかります。
プランクPR4データからの新しい全天コンプトンパラメータマップで宇宙論を制約する
| Title |
Constraining_cosmology_with_a_new_all-sky_Compton_parameter_map_from_the_Planck_PR4_data |
| Authors |
Hideki_Tanimura,_Marian_Douspis,_Nabila_Aghanim,_and_Laura_Salvati |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.08880 |
Planckデータリリース4内で提供される100〜857GHzの周波数チャネルマップからの熱スニヤエフゼルドビッチ（tSZ）効果の新しい全天コンプトンパラメーターマップ（yマップ）を作成しました。ノイズに関する改善体系的な効果は、2015年にリリースされたマップと比較してノイズレベルが約7％小さく、調査の縞模様が大幅に減少したyマップに変換されました。作成された2020年のyマップは、主に大きな角度スケールでの熱ダスト放出と、小さな角度スケールでのCIBおよび銀河系外の点光源による残留前景汚染によっても特徴付けられます。新しいプランクデータを使用して、tSZ角度パワースペクトルを計算し、tSZ信号が多重極範囲60<l<600でyマップを支配することを発見しました。tSZ角度パワースペクトルで宇宙解析を実行し、S8=を見つけました。0.764+0.015-0.018（stat）+0.031-0.016（sys）、静水圧質量バイアスおよび圧力プロファイルモデルからの系統的な不確実性を含みます。S8値は、静水圧質量バイアスモデルに応じて+-0.016、解析に使用された圧力プロファイルモデルに応じて+0.021異なる場合があります。得られた値は、最近のKiDSおよびDESの弱いレンズ効果の観測結果と完全に一致しています。私たちの結果はプランクCMBのものよりわずかに低いですが、2シグマ以内で後者と一致しています。
重力波観測による宇宙の大規模構造の調査
重力波（GW）ネットワークの感度の向上により、第3世代のGW検出器によるいくつかの大きな赤方偏移GWソースの検出が可能になります。これらの進歩は、ブラックホール連星のクラスター化を使用して、宇宙の大規模構造を精査するための独立した方法を提供します。ブラックホールカタログは、GWイベントの赤方偏移が大きいため、銀河カタログを補完します。これは、宇宙の大規模構造と大規模な宇宙の進化を調べるには、銀河よりもブラックホール連星（BBH）の方が適していることを意味します。赤方偏移の範囲。大規模構造を精査するために、第3世代GW検出器によって観測されたブラックホール連星の空の位置を使用して、ブラックホール連星の母集団の角度相関関数（ACF）とバイアス係数を計算しました。5000のBBHがシミュレートされるため、この方法も統計的に有意です。さらに、第3世代のGW検出器の場合、バイアス係数は10年の観測時間で33$\％$以内に回復できることがわかりました。この方法は、GWのソースと場所の事後確率にのみ依存します。したがって、電磁的方法と比較して、BBH合併の形成メカニズムと起源を明らかにすることは独立した方法である可能性があります。
ファジー暗黒物質銀河ハローのディープズームインシミュレーション
超軽量ボソン粒子で作られたファジー暗黒物質（FDM）は、崩壊した構造物に明確に区別できる小規模な特徴を備えたコールドダークマター（CDM）の実行可能な代替手段です。大規模では、それは初期パワースペクトルのカットオフによってのみ逸脱するCDMのように重力的に振る舞い、N体法を使用して研究することができます。対照的に、ドブロイスケール付近の波の干渉効果は、FDMに特有の新しい現象をもたらします。フィラメントとハローの干渉モードは、確率的に振動する粒状構造を生成し、ハロー形成中に凝縮して孤立性コアになります。これらの高度に非線形な波動現象を調査するには、シュレディンガー方程式の空間分解数値積分が必要です。以前の論文では、N体法を組み合わせて周囲の大規模重力ポテンシャルとこれらのハロー内の波のような効果をキャプチャするためのシュレディンガー-ポアソン方程式のシミュレーションを使用して、事前に選択されたハローへの質量付着。この作業では、以前に崩壊した構造物の内部の波動関数の新しい、大幅に改善された再構成方法を提示します。宇宙論的な初期条件からのよく研究されたサブ$L_\ast$サイズの銀河ハローの深いズームインシミュレーションで、その機能を示します。粒子質量$m=2.5\times10^{-22}\、$eVおよびハロー質量$M_{\text{vir}}=1.7\times10^{11}\、M_{\odot}$（$60$h${^{-1}}$共動距離Mpc）${}^{3}$宇宙論的ボックスでは、20共動距離pcの有効解像度に達します。これにより、シミュレーションにアクセスできる$m$と$M$の値が、許容範囲のFDM質量での銀河の進化の研究に関連する値に大幅に近づきます。
スカラー誘起重力波バックグラウンドにおける膨張履歴に依存する振動
| Title |
Expansion_history-dependent_oscillations_in_the_scalar-induced_gravitational_wave_background |
| Authors |
Lukas_T._Witkowski,_Guillem_Dom\`enech,_Jacopo_Fumagalli,_S\'ebastien_Renaux-Petel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.09480 |
確率的重力波バックグラウンドへのスカラー誘起寄与の周波数プロファイルの振動は、膨張中の小規模な特徴の特徴的な信号です。この振動周波数プロファイルが、インフレーション後の宇宙の膨張履歴によってどのように影響を受けるかを調査します。私たちの結果は、重力波が生成されている期間中、宇宙の状態方程式が一定であると見なすことができる限り適用可能であり、それぞれ$k$と$\log（k）$。共振機能の場合、重力波スペクトルへの振動の寄与の周波数は状態方程式の影響を受けませんが、相対的な振幅の影響を受けないため、振動パターンから膨張物理学と膨張後の膨張履歴の両方に関する情報を抽出できます。鋭い特徴の場合、重力波スペクトルは、密度変動の伝播速度が$c_s<1$であり、周波数がスカラーの周波数よりも$c_s^{-1}$大きい限り、顕著な変調を示すだけであることがわかります。パワースペクトル。状態方程式が硬いほど、振動の相対振幅が大きくなることがわかります。特に、$20\％$を大幅に超える相対振幅は、放射線支配の「標準的な」ケースでは達成できず、小規模での自明でないインフレダイナミクスとインフレ後の宇宙の両方の煙を吐く銃の信号になります。放射線が支配的。
| Title |
Establishing_the_Non-Primordial_Origin_of_Black_Hole-Neutron_Star_Mergers |
| Authors |
Misao_Sasaki,_Volodymyr_Takhistov,_Valeri_Vardanyan,_Ying-li_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.09509 |
初期の宇宙からの原始ブラックホール（PBH）は、魅力的な暗黒物質の候補を構成します。LIGO/VirgoのコラボレーションであるGW200105とGW200115によるブラックホール-中性子星（BH-NS）候補の重力波イベントの最初の検出は、すでに非天体物理学的起源についての推測を促しました。初めて、PBH-NSバイナリの総体積合併率を分析し、それらが天体物理学のBH-NS率よりも優勢であることを発見しました。暗黒物質ハローまたは初期宇宙のいずれかで形成された、そのかなりの部分が原始起源である可能性があるブラックホール連星とは対照的に、PBH-NS率は、星形成に先行する寄与によって大幅に高めることはできません。私たちの調査結果は、PBH-PBHイベントがGW観測に大きく貢献している場合でも、特定されたBH-NSイベントが天体物理学的起源であることを示唆しています。
コンドリュールリムの初期内部構造のダストサイズ分布への依存性
| Title |
Dependence_of_the_initial_internal_structure_of_chondrule_rim_on_dust_size_distribution |
| Authors |
Hiroaki_Kaneko,_Sota_Arakawa,_and_Taishi_Nakamoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.08564 |
コンドリュールやCAIなどのコンドライトの粗いオブジェクトは、ほとんどが細粒リム（FGR）でコーティングされています。FGRは、乱流星雲内の浮遊コンドリュールの表面に形成される可能性があり、そこでは塵の凝集も発生します。以前の研究では、コンドリュールに付着するダスト集団の形態がFGRの初期構造に影響を与えることが報告されています。モノマー粒子がコンドリュールに付着すると、コンドリュールの表面近くに小さな粒子が蓄積する傾向があり、FGRは下から上に向かって粒子サイズが粗くなることが明らかになりました。ただし、この研究では、ダスト凝集体の一時的な成長がFGR形成に及ぼす影響は考慮されていません。この研究では、多分散モノマー粒子の凝集とコンドリュールへのそれらの付着を計算します。ダスト凝集の次の2つの異なる段階を特定できます。モノマー凝集段階とBCCAのような段階です。モノマー凝集段階では、平均凝集体サイズがモノマーのサイズに達すると、モノマー粒子が凝集体に組み込まれます。BCCAのような段階では、凝集体は単一サイズのモノマー粒子と同様の方法でフラクタルに進化します。以前の研究の結果に基づいて、コンドリュールがいくつかのコンドライトで観察された粒子サイズの粗大化を伴うモノマー降着FGRを取得するために必要な条件を取得します。星間物質（ISM）と同様のサイズ分布の場合、$>$$1$$\mu$mの最大粒度は広くなります（$\alpha$$<$$10^{-3}$）モノマーの降着に必要ですが、星雲の乱流強度が非常に弱い場合（$\alpha$$<$$10^{-5}$）、最大粒子サイズ$\sim$$10$$\mu$mが必要です。有効な粒子サイズの粗大化には、ISMと比較して大きな粒子の質量分率が大きいモノマーサイズ分布が必要な場合があります。
HD207897 b：近くの明るいK型星を通過する高密度のサブネプチューン
| Title |
HD207897_b:_A_dense_sub-Neptune_transiting_a_nearby_and_bright_K-type_star |
| Authors |
N._Heidari,_I._Boisse,_J._Orell-Mique,_G._Hebrard,_L._Acuna,_N._C._Hara,_J._Lillo-Box,_J._D._Eastman,_L._Arnold,_N._Astudillo-Defru,_V._Adibekyan,_A._Bieryla,_X._Bonfils,_F._Bouchy,_T._Barclay,_C.E._Brasseur,_S._Borgniet,_V._Bourrier,_L._Buchhave,_A._Behmard,_C._Beard,_N._M_.Batalha,_B.Courcol,_P._Cortes-Zuleta,_K._Collins,_A._Carmona,_I._J._M._Crossfield,_A._Chontos,_X._Delfosse,_S._Dalal,_M.Deleuil,_O._D._S._Demangeon,_R._F._Diaz,_X._Dumusque,_T._Daylan,_D._Dragomir,_E._Delgado_Mena,_C._Dressing,_F._Dai,_P._A._Dalba,_D._Ehrenreich,_T._Forveille,_B._Fulton,_T._Fetherolf,_G._Gaisne,_S._Giacalone,_N._Riazi,_S._Hoyer,_M._J._Hobson,_A._W._Howard,_D._Huber,_M._L._Hill,_L._A._Hirsch,_H._Isaacson,_J._Jenkins,_S._R._Kane,_F._Kiefer,_R._Luque,_D._W._Latham,_J._Lubin,_T._Lopez,_O._Mousis,_C._Moutou,_G._Montagnier,_L._Mignon,_A._Mayo,_T._Mocnik,_J._M._A._Murphy,_E._Palle,_F._Pepe,_E._A._Petigura,_J._Rey,_G._Ricker,_P._Robertson,_A._Roy,_R._A._Rubenzahl,_L._J._Rosenthal,_A._Santerne,_N._C._Santos,_S._G._Sousa,_K._G._Stassun,_M._Stalport,_N._Scarsdale,_P._A._Strom,_S._Seager,_D._Segransan,_P._Tenenbaum,_R._Tronsgaard,_S._Udry,_R._Vanderspek,_F._Vakili,_J._Winn,_L._M._Weiss |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.08597 |
近く（28個）と明るい（V=8.37）K0VスターHD207897（TOI-1611）の周りを16。20日の周期で周回する、通過するサブネプチューンの発見と特性評価を示します。この発見は、トランジット系外惑星探査衛星（TESS）ミッションからの測光測定と、SOPHIE、自動惑星検出望遠鏡（APF）、およびHIRES高精度分光器からの視線速度（RV）観測に基づいています。EXOFASTv2を使用して、惑星とそのホストスターのパラメーターを同時にモデル化し、測光データとRVデータを組み合わせて惑星系パラメーターを決定しました。惑星の半径が2.50+/-0.08REで、質量が14.4+/-1.6MEまたは15.9+/-1.6MEで、ほぼ等しい確率であることを示します。2つの解決策は、恒星の活動期間の2つの可能性に対応しています。したがって、密度は5.1+/-0.7gcm^-3または5.5^{+0.8}_{-0.7}gcm^-3のいずれかであり、比較的まれな高密度サブネプチューンの1つになります。現在観測されているサブネプチューン（2<RE<4）の集団では、ホスト星からわずか0.12AUのところにこのような高密度の惑星が存在することは珍しいことです。最も可能性の高いシナリオは、この惑星が現在の位置に移動したことです。
時間の黄道系外惑星（ZEIT）XII：若いトーラスM矮星への直接画像化された惑星質量コンパニオン
| Title |
Zodiacal_Exoplanets_in_Time_(ZEIT)_XII:_A_Directly-Imaged_Planetary-Mass_Companion_to_a_Young_Taurus_M_Dwarf_Star |
| Authors |
E._Gaidos,_T._Hirano,_A._L._Kraus,_M._Kuzuhara,_Z._Zhang,_R._A._Lee,_M._Salama,_T._A._Berger,_S._K._Grunblatt,_M._Ansdell,_M._C._Liu,_H._Harakawa,_K._W._Hodapp,_S._Jacobson,_M._Konishi,_T._Kotani,_T._Kudo,_T._Kurokawa,_J._Nishikawa,_M._Omiya,_T._Serizawa,_M._Tamura,_A._Ueda,_S._Vievard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.08655 |
解決された（0".9）亜恒星コンパニオンの発見を、1-5MyrTaurus星形成領域のメンバーに報告します。ホスト星（2M0437）は、単一のmid-Mタイプ（$T_{eff}\おうし座のメンバーシップをサポートする位置、空間の動き、色の大きさ、および$\sim$2.5Myr-oldサブグループとの提携の可能性を備えた約$3100K）の矮星。恒星モデルとの比較は、2-5Myrの年齢と質量0.15〜0.18M$_{\odot}$。K2は、近くの星周塵からの準周期的な減光を検出しましたが、星は、星周円盤からの検出可能な過剰な赤外線放射を欠いており、そのH$\alpha$放射は検出されません。3年間のAOイメージングに基づく星形成は、コンパニオン（2M0437b）が共動していることを示していますが、他の2つの光源をより大きな間隔で測光すると、それらは赤みがかった背景の星である可能性が高いことがわかります。2M0437bの明るさの比較モデルを使用すると、3-5$M_{\rmjup}$の質量が示唆され、重水素燃焼限界をはるかに下回り、後期Lスペクトル型の特徴である1400〜1500Kの有効温度。$H$-$K$の色は、典型的なL型褐色矮星よりも赤いですが、他の直接検出された若い惑星に匹敵します。非常に若く、非常に質量の小さい星の周りのスーパージュピターの発見は、コアの降着（時間がかかる）またはディスクの不安定性（質量が必要）のいずれかによって惑星形成のモデルに挑戦します。また、共動距離が広く分離された2番目の（75"）天体を検出しました。これは、非常に消滅した星のようです。これは確かにこのトーラスサブグループの仲間であり、統計的には拘束された仲間である可能性があります。
二重小惑星におけるバレルの不安定性
ほとんどの近接する惑星衛星は同期回転しており、これは通常、潮汐のスピン除去の安定した終点です。土星の月のハイペリオンは、混沌とした回転をすることによる注目すべき例外です。Hyperionの動的状態は、その高い離心率と非常に扁長な形状の結果です（Wisdometal.1984）。多くの二元小惑星も細長い二次小惑星を持っているので、偏心二次の月には無秩序な回転が予想され（\'CukandNesvorn\'y、2010）、少数の小惑星二次小惑星がその状態にある可能性があります（Pravecetal.2016）。二次回転の問題は、同期（非同期ではない）二次の軌道を迅速に進化させることができるBYORP効果の作用にとっても重要です（\'CukandBurns、2005）。ここでは、同期および古典的なカオス回転とは別に、接近した不規則な形状の小惑星二次回転が追加の中間回転状態を占める可能性があることを示す、一連の短い数値シミュレーションの結果を報告します。この「バレルの不安定性」では、セカンダリはその長軸に沿ってゆっくりと回転しますが、最長の軸はプライマリ-セカンダリラインとほぼ整列したままです。この動作は、完全に無秩序な回転よりも光度曲線で検出するのが難しい場合がありますが、同様にBYORPをシャットダウンします。バイナリの離心率、二次半径で測定された分離、および二次形状はすべて、システムが同期回転、無秩序なタンブリング、またはバレルの不安定性で落ち着くかどうかを判断するために重要であることを示します。合成小惑星の結果を既知のバイナリペアと比較して、これらの動作のどれが地球近傍小惑星のバイナリ集団に存在する可能性があるかを判断します。
昼夜の雲の非対称性は、金星では初期の海洋を防ぎますが、地球では防ぎません
| Title |
Day-night_cloud_asymmetry_prevents_early_oceans_on_Venus_but_not_on_Earth |
| Authors |
Martin_Turbet,_Emeline_Bolmont,_Guillaume_Chaverot,_David_Ehrenreich,_Jeremy_Leconte,_Emmanuel_Marcq |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.08801 |
地球には40億年近く前から海があり、火星には35〜38億年前に湖や川がありました。しかし、金星の表面に水が凝縮したことがあるかどうかはまだ不明です。これは、現在完全に乾燥している惑星が、その歴史のほとんどを覆い隠す地球規模の表面再建イベントを経験したためです。太陽系の地球型惑星の表面に水が最初に凝縮するのに必要な条件は、これまで大気循環と雲の影響を説明できない一次元の数値気候モデルでしか研究されていないため、非常に不確実です。主要な気候安定剤。ここでは、初期の金星と地球の3次元地球気候モデルシミュレーションを使用して、太陽下の水蒸気吸収が強いために夜間に優先的に形成される水雲が、適度な場合でも表面の結露を抑制する強力な正味の温暖化効果を持っていることを示します。日射量（325W/m2まで、つまり地球の太陽定数の0.95倍）。これは、水が決して凝縮せず、その結果、金星の表面に海が形成されなかったことを示しています。さらに、これは、地球の海洋の形成が今日よりもはるかに低い日射量を必要としたことを示しています。これは、かすかな若い太陽によって可能になりました。これはまた、現在の地球に別の安定状態が存在することを意味します。それは、海洋からのすべての水が大気中に蒸発する「蒸気地球」です。
SOLES II：NEIDとHIRESの、近くに暖かい木星の仲間がいる唯一の既知のホットジュピターであるWASP-148bの整列軌道
| Title |
SOLES_II:_The_Aligned_Orbit_of_WASP-148b,_the_Only_Known_Hot_Jupiter_with_a_Nearby_Warm_Jupiter_Companion,_from_NEID_and_HIRES |
| Authors |
Xian-Yu_Wang,_Malena_Rice,_Songhu_Wang,_Bonan_Pu,_Gu{\dh}mundur_Stef\'ansson,_Suvrath_Mahadevan,_Steven_Giacalone,_Zhen-Yu_Wu,_Thomas_M._Esposito,_Paul_A._Dalba,_Arin_Avsar,_Bradford_Holden,_Brian_Skiff,_Tom_Polakis,_Kevin_Voeller,_Sarah_E._Logsdon,_Jessica_Klusmeyer,_Heidi_Schweiker,_Dong-Hong_Wu,_Corey_Beard,_Fei_Dai,_Jack_Lubin,_Lauren_M._Weiss,_Chad_F._Bender,_Cullen_H._Blake,_Courtney_D._Dressing,_Samuel_Halverson,_Andrew_W._Howard,_Daniel_Huber,_Howard_Isaacson,_James_A._G._Jackman,_Michael_W._McElwain,_Jayadev_Rajagopal,_Paul_Robertson,_Christian_Schwab,_Evgenya_L._Shkolnik,_Jason_Wright,_Gregory_Laughlin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.08832 |
WIYN/NEIDおよびKeck/HIRES機器から、近くに暖かい木星の仲間がいる唯一の既知のホットジュピターであるWASP-148bのロシター-マクラフリン効果の分光測定を示します。これは、新たに委託されたNEIDスペクトログラフから報告された最初の科学的結果の1つであり、近くにあるコンパニオンを備えたホットジュピターシステムの2番目の傾斜制約でもあります。WASP-148bは、$\lambda=-8.2^{{+8.7}}_{-9.7}$度で、ホスト星の空に投影されたスピン軸と一致していることと一致しています。WASP-148システムで観測された低傾斜角は、太陽系を含む、傾斜角の制約がある涼しい星の周りの最もコンパクトな多惑星系の整然とした整列構成と一致しており、これらのよく組織化されたシステムの初期の歴史を示している可能性があります移動と降着が単独で発生し、妨害は比較的少なかった。対照的に、高質量で熱い星は、より一般的に、単一の熱い木星だけでなく、複数のスーパーアースを備えたコンパクトなシステムなど、さまざまな不整合な惑星をホストしているように見えます。コンパクトな多惑星系と単一惑星系の両方で高質量星と高温星を周回するスピン軌道の不整合の割合が高いことを説明するために、スピン軌道の不整合は、最も多い遠方の巨大惑星摂動によって引き起こされる可能性があることを示唆します。これらの恒星型の周りに共通しています。
月の不況と一日の長さの関係について
月レーザー測距（LLR）による月の後退の観測値と、1日の長さ（LOD）の増加の観測値との間の一貫性の問題を確認します。最近のIERSデータによって完了した月食の観測から、1680年から2020年までの1.09ms/cyに等しいLODの変動率を導き出します。これは、McCarthyandBabcock（1986）およびSidorenkov（2005）とよく比較されます。この速度は、Stephensonetalによって導出された平均速度1.78ms/cyよりも低くなっています。（2016）古代と中年の日食に基づいて。観測された2つのレートの違いは、望遠鏡による観測によるデータ精度の大きな変化の時代から始まります。観測された月の後退は、古代および中年の日食から決定された地球の潮汐減速と比較すると大きすぎるように見え、1680年から2020年までの月食とIERSデータから決定された場合はさらに大きく見えます。潮汐の適切な説明影響と、大気の影響、氷原からの融解、海面の変化、氷河のアイソスタティック調整、およびコアとマントルの結合に関する詳細な研究から、局所的な宇宙の拡大はまだ未解決の問題です。
透過分光法の多次元解析に向けて。パートII：ホットジュピターから超ホットジュピターへの検索における昼夜誘発バイアス
| Title |
Towards_multi-dimensional_analysis_of_transmission_spectroscopy._Part_II:_Day-night_induced_biases_in_retrievals_from_hot_to_ultra-hot_Jupiters |
| Authors |
William_Pluriel_and_Jeremy_Leconte_and_Vivien_Parmentier_and_Tiziano_Zingales_and_Aurelien_Falco_and_Franck_Selsis_and_Pascal_Borde |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.09080 |
ホットジュピターは、透過分光分析の非常に優れたターゲットです。それらの大気は大規模な高さを持っており、高い信号対雑音比を意味します。これらの惑星はそれらの星の近くを周回するので、それらはしばしばそれらの大気の昼と夜の側の間に強い熱的および化学的不均一性を示します。最も高温のものの場合、いくつかの種の熱解離がそれらの大気中で起こり、2つの半球間のより強い化学的二分法につながります。1Dフォワードモデルを使用している現在の検索アルゴリズムは、超高温の木星で偏った分子量を見つけることがすでに示されています。ここでは、これらのバイアスが存在する有効温度領域を定量化します。Teq=1000KからTeq=2100Kまでの典型的なホットジュピターの12のシミュレーションのセットを使用して、星下および惑星の大気放射および循環全球気候モデルで実行し、Pytmosph3Rで大気の3D構造を完全に説明する透過スペクトルを生成します。。これらのスペクトルは、1DTauREx検索コードを使用して分析されます。JWSTのようなデータの場合、全温度範囲にわたって非等温垂直温度プロファイルを考慮する必要があることがわかります。さらに、可視域に高温の成層圏を生成できる吸収体がある場合、1D検索コードが平衡温度が1400Kを超える惑星の誤ったパラメーター値を推定し始めることを発見しました。低圧での高温は確かに種の熱解離を伴い、それは強い化学的昼夜二分法を生み出します。副産物として、ベイジアンフレームワークを使用して特定の機能またはプロセスの検出可能性を評価するために合成観測を使用する場合、予想される観測の不確実性が正しく考慮されている限り、ランダム化されていない入力データを使用することが有効であることを示しますアカウント。
サブネプチューンとスーパーアースをホストする12のシステムの恒星の自転と惑星の大気進化の制約
| Title |
Constraining_stellar_rotation_and_planetary_atmospheric_evolution_of_a_dozen_systems_hosting_sub-Neptunes_and_super-Earths |
| Authors |
A._Bonfanti,_L._Fossati,_D._Kubyshkina,_P.E._Cubillos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.09106 |
原始惑星系円盤の分散時の惑星の大気質量分率と、サブネプチューンおよび/またはスーパーアースをホストする12の多惑星系の恒星の自転速度の進化を制約します。太陽系外惑星の大気進化をモデル化するためにベイズフレームワーク内で実行されるパスタ（惑星大気と恒星の自転回転）と名付けたカスタム開発のPythonコードを採用しています。このコードは、MESAの恒星進化論の軌跡、惑星の構造を説明するモデル、恒星の自転と活動レベルに関連するモデル、および流体力学シミュレーションの結果に基づいて惑星の大気の質量損失率を予測するモデルを組み合わせたものです。MCMCスキームを通じて、考慮されたすべてのパラメーターの事後PDFを取得しました。約2Gyrより古い年齢の場合、スピンダウンの中央値（つまり、$P（t）\proptot^y$）が$\bar{y}=0.38_{-0.27}^{+0.38}$であることがわかります。回転の減衰は、古典的な文献の値（$\approx$0.5）よりもわずかに遅いことを示していますが、それでも$1\sigma$の範囲内です。若い年齢では、スピンダウンの中央値（つまり、$P（t）\proptot^x$）が$\bar{x}=0.26_{-0.19}^{+0.42}$であり、これは$1\sigma$以内ですが、若い散開星団で観察されます。ただし、これら2つの結果は、パスタによる分析に適したシステムに水素が支配的な大気を持つ惑星が少なくとも1つ含まれているため、選択バイアスが原因である可能性があります。これは、ホスト星が低速回転子として進化した可能性が高いことを意味します。さらに、考慮された惑星の初期大気質量分率とシステムパラメータの間の相関関係を探しますが、何も見つかりません。TESS、CHEOPS、およびPLATOのミッションは、パスタの分析に適したシステムを識別して正確に測定するのに役立ち、したがって、惑星の形成と恒星の進化を潜在的に制約する可能性があります。
3DアニメーションソフトウェアBlenderを使用したKepler-20システムでの軌道傾斜角サンプリング
複数の惑星系における相互軌道整列は、それらの形成を理解するための重要なパラメーターです。測光データまたは分光データを使用してアライメントパラメータを決定するための精巧な手法がいくつかあります。惑星-複数の通過システムで発生する可能性のある惑星掩蔽（PPO）は、直感的な例の1つです。PPOの存在は軌道の整列を制約しますが、一見しただけでは制約しません。従来の技術による軌道傾斜角の測定がとらえどころのないままである惑星系は、整列に関する少なくともいくつかの情報を得ることができる新しい方法を必要とします。ここでは、測光データを使用して、マルチトランジットイベントからこの種の情報を取得する方法を開発します。私たちのアプローチでは、すべてのトランジットパラメータを一定に保ちながら、投影された軌道傾斜角$\alpha$のグリッドを構築することにより、問題の太陽系外惑星のマルチトランジット光度曲線を合成します。これらのモデルの光度曲線には、$\alpha$の一部の値のPPOが含まれています。モデルの光度曲線を計算するために、トランジットシミュレーションに3DアニメーションソフトウェアBlenderを使用します。これにより、モデルの大気からの周縁減光など、星の任意の表面輝度分布を使用できます。結果として得られるモデルの光度曲線は、実際の測定値と比較されます。通過する惑星のパラメータ適合と恒星活動の分析を含む、マルチトランジット惑星系ケプラー20の詳細な研究を提示します。私たちの方法をケプラー20bとcに適用します。そこでは、いくつかの軌道幾何学を除外することができ、これらの惑星が異なる恒星半球の前で順行方向に食い込む傾向を見つけます。[...]
TOI-849bの進化に対するホスト星の回転履歴の重要な影響
TOI-849bは、ホットネプチューン砂漠に生息する数少ない惑星の1つであり、これまでに発見された中で最も密度の高い海王星サイズの惑星です。$40.8〜M_{\oplus}$の岩のコアの上に巨大なH/Heエンベロープがないことと相まって、ホストスターへのその並外れた近接性は、システムの進化においてホストスターが果たした役割に疑問を投げかけています。私たちは、恒星の対流層で散逸する動的な潮汐による惑星移動と高エネルギー放出に焦点を当てて、TOI-849bの進化に対するホスト星の回転履歴の影響を研究することを目指しています。TOI-849の回転する恒星モデルは、惑星軌道の進化を研究するために、私たちの軌道進化コードに結合されています。惑星大気の進化は、回転する恒星モデルによって提供される現実的なXUVフラックスを使用するJADEコードによって研究されます。惑星が原始惑星系円盤の分散で現在の位置（$a=0.01598\rmAU$）にあり、質量が$40.8〜M_{\oplus}$であると仮定し、広範囲のホスト星の初期表面回転速度を考慮します（$\Omega_{\rmin}$）$[3.2、18]〜\Omega_{\odot}$の範囲では、$\Omega_{\rmin}\leq5\Omega_{\odot}の場合のみであることがわかります。$5\Omega_{\odot}$より大きい$\Omega_{\rmin}$の場合、その軌道は動的な潮流によって効率的に偏向されるため、惑星の現在の位置を再現しますか。惑星の初期質量を増やすことによる潮汐の効率への影響をテストしたところ、初期質量（$1〜M_{\rmJup}$）が高くても上記の結果は変わらないことがわかりました。これらの結果に基づいて、$40.8〜M_{\oplus}$のコア質量を超える広範囲の初期質量について、JADEコードを使用して惑星大気の進化を計算し、惑星が受け取る強力なXUVフラックスが可能であることを発見しました。木星質量の惑星として形成されたとしても、最初の50Myr内のエンベロープ全体を削除します。
塵の進化からの原始惑星系円盤の質量決定
| Title |
Mass_determination_of_protoplanetary_disks_from_dust_evolution |
| Authors |
Riccardo_Franceschi,_Tilman_Birnstiel,_Thomas_Henning,_Paola_Pinilla,_Dmitry_Semenov,_Apostolos_Zormpas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.09406 |
原始惑星系円盤の質量は、間違いなく、惑星系への進化を形作る最も重要な量の1つですが、この量を決定することは依然として課題です。アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）などの望遠鏡で現在利用可能な高い空間分解能を使用して、最近の研究では、ディスクの面密度と「ダストライン」の位置との関係が導き出されました。これは、さまざまな連続波長でのディスクサイズを、さまざまなサイズの粒子集団の動径分布と関連付ける、この分野の新しい概念です。ダスト進化モデルを使用して、ダストラインの位置のディスクガス質量への依存性をテストすることを目指しています。特に、最近の高解像度の観測が明らかにしたように、放射状の下部構造を示すディスクの方法の信頼性に関心があります。私たちのモデルは、ダストラインの位置の決定が原始惑星円盤の質量推定への有望なアプローチであることを示していますが、ダストラインの位置とディスクの質量の正確な関係は特定のディスクの構造に依存します。放射状構造の証拠がないディスクの関係を調整しましたが、より複雑な構造の場合は、単純なダスト進化モデルを実行しました。ただし、強力なダストトラップの形跡がある場合、この方法は失敗します。ダストの発生がトラップによって支配されている場合を明らかにすることが可能であり、この方法を注意して適用する必要がある場合に必要な情報を提供します。
渦度ダイナミクスによって説明される木星の周極サイクロンの数と位置
| Title |
The_number_and_location_of_Jupiter's_circumpolar_cyclones_explained_by_vorticity_dynamics |
| Authors |
Nimrod_Gavriel_and_Yohai_Kaspi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.09422 |
ジュノーミッションは、木星の両極が周極サイクロンの輪に囲まれた極サイクロンを持っていることを観察しました。北極には8つの周極サイクロンがあり、南極には5つの周極サイクロンがあり、両方の周極リングが緯度〜84{\deg}N/Sに沿って配置されています。ここでは、サイクロンの背景の渦度勾配のために発生する、それらに作用する主要な力を確立することによって、木星の周極サイクロンの位置、安定性、および数を説明します。子午線方向では、背景の渦度は、惑星の球形度と極サイクロンの存在によって異なります。帯状方向では、渦度はリング内の隣接するサイクロンの存在によって変化します。私たちの分析は、それぞれの極サイクロンのサイズとスピンに応じて、両方の極の周極サイクロンの緯度と数をうまく予測しています。さらに、分析は、木星が周極サイクロンを保持できるのに対し、土星は現在保持できないことをうまく予測しています。理論と観測の一致は、巨大惑星の極域の渦が順圧ダイナミクスによって主に支配されており、高緯度での他の渦の動きも背景の渦度との相互作用によって駆動されることを意味します。
電波掩蔽実験によって測定された中性大気特性の不確実性プロファイルの決定
| Title |
Determination_of_uncertainty_profiles_in_neutral_atmospheric_properties_measured_by_radio_occultation_experiments |
| Authors |
Adrien_Bourgoin_(1_and_2),_Edoardo_Gramigna_(3),_Marco_Zannoni_(3_and_4),_Luis_Gomez_Casajus_(4),_Paolo_Tortora_(3_and_4)_((1)_SYRTE,_Observatoire_de_Paris,_PSL_Research_University,_CNRS,_Sorbonne_Universit\'es,_UPMC_Univ._Paris_06,_LNE,_Paris,_France,_(2)_D\'epartement_d'Astrophysique-AIM,_CEA/DRF/IRFU,_CNRS/INSU,_Universit\'e_Paris-Saclay,_Universit\'e_de_Paris,_Gif-sur-Yvette,_France,_(3)_Dipartimento_di_Ingegneria_Industriale,_Alma_Mater_Studiorum_-_Universit\`a_di_Bologna,_Forl\`i,_Italy,_(4)_Centro_Interdipartimentale_di_Ricerca_Industriale_Aerospaziale_(CIRI_AERO),_Alma_Mater_Studiorum_-_Universit\`a_di_Bologna,_Forl\`i,_Italy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.09448 |
電波掩蔽は、太陽系内の惑星や衛星の遠隔大気特性を評価するために一般的に使用されます。データ処理には通常、いわゆるアーベル反転法または数値レイトレーシング技術が含まれます。どちらも現在十分に確立されていますが、大気特性の不確実性プロファイルを簡単に決定することはできず、結果を統計的に解釈することは困難です。最近、時間伝達関数形式に基づく純粋に分析的なアプローチが、電波掩蔽データをモデル化するために提案されました。この定式化を使用して、周波数シフトと、温度、圧力、中性数密度などの中性大気特性との間の不確実性の関係を導き出します。これらの表現は、過去の電波掩蔽実験からの以前の結果を解釈し、厳密な方法で将来のミッションのシステム要件を導き出すために、そして大気特性の検索に関する科学的要件と一貫して関連しています。
不感帯のある光蒸発遷移ディスクの大きなギャップと高い降着率
| Title |
Large_gaps_and_high_accretion_rates_in_photoevaporative_transition_disks_with_a_dead_zone |
| Authors |
Mat\'ias_G\'arate,_Timmy_N._Delage,_Jochen_Stadler,_Paola_Pinilla,_Til_Birnstiel,_Sebastian_M._Stammler,_Giovanni_Picogna,_Barbara_Ercolano,_Raphael_Franz,_Christian_Lenz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.09449 |
遷移ディスクをホストしている若い星の観測は、それらのディスクがそれらのダスト成分に拡張された空洞を示しているにもかかわらず、それらのいくつかが高い降着率を持っていることを示しています。これは、両方の機能を再現するのに苦労している理論モデルにとっての課題です。X線光蒸発によるデッドゾーンとディスク分散を含むディスク進化モデルが、遷移ディスクで測定された高い降着率と大きなギャップ（または空洞）を説明できるかどうかを調査します。ガスとダストの数値シミュレーションに、不感帯乱流プロファイルと光蒸発質量損失プロファイルを実装します。ガス成分の母集団合成研究を行い、放射伝達計算によりダスト成分の合成画像とSEDを取得します。このモデルにより、長寿命の内部ディスクと高速分散の外部ディスクが得られ、遷移ディスクで観察される降着率とギャップサイズの両方を再現できます。乱流の不感帯$\alpha_{dz}=10^{-4}$および範囲$r_{dz}$=10AUの場合、人口合成研究では、遷移ディスクの$63\％$が$で降着していることが示されています。ギャップを開いた後の\dot{M}_g>10^{-11}M_\odot/yr$。それらの降着遷移ディスクの中で、半分は$5\times10^{-10}M_\odot/yr$より高い降着率を表示します。これらのディスクのダスト成分は、デッドゾーン内のコンパクトな内部ディスクと、20AUから100AUの間にある光蒸発ギャップの外縁のリングの2つの領域に分布しています。私たちの放射伝達計算は、ディスクがミリメートルの連続体で内側のディスクと外側のリングを表示することを示しています。これは、一部の遷移ディスクで見られる特徴です。デッドゾーンと組み合わせたX線光蒸発分散を考慮したディスクモデルは、高い降着率、大きなギャップ、mm放射での長寿命の内部ディスクなど、遷移ディスクで観察されたいくつかの特性を説明できます。
初期の太陽系における円盤下部構造の古地磁気学的証拠
| Title |
Paleomagnetic_evidence_for_a_disk_substructure_in_the_early_solar_system |
| Authors |
Cau\^e_S._Borlina,_Benjamin_P._Weiss,_James_F._J._Bryson,_Xue-Ning_Bai,_Eduardo_A._Lima,_Nilanjan_Chatterjee,_Elias_N._Mansbach |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.09500 |
隕石の天文観測と同位体測定は、下部構造が原始惑星系円盤で一般的であり、原始太陽系星雲にさえ存在した可能性があることを示唆しています。ここでは、CO炭素質コンドライト中のコンドリュールの古地磁気測定を行い、これらのディスク下部構造の存在と性質を調査します。CO炭素質コンドライトのコンドリュールの古地磁気は、太陽系外（太陽から$\sim$3〜7AU）の原始太陽系星雲に101$\pm$48$\mu$Tフィールドが存在することを示しています。内側の太陽系（$\lesssim$3AU）の隕石から推測されるものと比較して、このフィールドの強度が高いことは、2つの貯水池間の星雲降着の$\sim$5から150の不一致の要因を示しています。これは、おそらく磁化されたディスク風のために、主要なディスク下部構造に関連するディスクからのかなりの質量損失を示唆しています。
測定誤差が存在する場合に球状星団内の複数の星の種族を識別するためのロバスト統計ツール。ケーススタディ：NGC 2808
| Title |
Robust_statistical_tools_to_identify_multiple_stellar_populations_in_globular_clusters_in_the_presence_of_measurement_errors._A_case_study:_NGC_2808 |
| Authors |
G._Valle,_M._Dell'Omodarme,_E._Tognelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.08269 |
星の元素の存在量のパターンによって定義される複数の星の種族（MP）の発見は、今日では球状星団の特徴的な特徴と見なされています。ただし、過去数十年でデータの可用性と品質は向上しましたが、これは分析に採用された手法に常に当てはまるとは限らず、クレームの客観性と再現性の問題が高まっています。テストケースとしてNGC2808を使用して、十分に確立された統計的クラスタリング手法の使用を示します。分析をRGBフェーズに集中させます。ここでは、低解像度および高解像度の分光法に関する最近の文献から2つのデータセットを入手できます。階層的クラスタリングとパーティション方式の両方を採用しています。通常無視されている測定誤差の問題に明示的に対処します。クラスタリングアルゴリズムの結果は、異なる数のMPへの分割のパフォーマンスを比較するためにシルエット幅分析にかけられました。両方のデータセットについて、結果は文献で報告されているものとは異なります。両方のデータセットで2つのMPが検出されますが、文献では、高分解能分光法と低分解能分光法からそれぞれ5MPと4MPが報告されています。シルエット分析は、母集団の下部構造が高解像度の分光データに対して信頼できることを示唆していますが、MPの実際の存在は低解像度の分光データに対しては疑わしいものです。文献の主張との不一致は、MPの特性評価に採用された方法の違いのために説明できます。モンテカルロシミュレーションとマルチモダリティ統計検定によって、いくつかの重要な要素の違いのヒストグラムの頻繁に採用された研究は、複数の誤検出の結果になりやすいことを示しています。データをサブセット化し、データの不確実性の問題に明示的に対処するために利用可能なすべての情報を採用する統計的に根拠のある方法の採用は、より堅牢で再現性のある研究を提示するために最も重要です。
$ \ Lambda $ CDMにおける後期形成矮小銀河の尾
堅牢な分析モデルと高解像度の流体力学的宇宙論シミュレーションを使用して、$\Lambda$CDM宇宙で、質量範囲$3\times10^{の暗黒物質（DM）ハローに生息する矮小銀河のごく一部を示します。9}\lesssimM_{200}/M_{\odot}\lesssim10^{10}$は、銀河の大部分の集団と比較して、異常に遅く（$z<3$）形成されます。これらの銀河は、DMハローの確率的成長と、それ以下では銀河が形成されない時間依存のDMハロー質量の存在との間の相互作用に起因します。シミュレートされた後期形成銀河の形成エポックは、それらのホストDMハローが最初に重要な（しかしよく理解されている）時間依存の臨界質量を超えた時間を非常によく追跡し、したがって後期形成の矮星を拘束力のある魅力的な宇宙論的プローブにします彼らのホストハローの過去の成長の歴史にわたって。私たちのモデルとシミュレーション結果の間の一致は、シミュレートされた後期形成矮星の集団が堅牢な宇宙論的結果であり、提供されたシミュレーションに含まれる特定の銀河形成モデルとはほとんど無関係であることを示しています。\rmre}\sim8$;2）星形成は自己重力するガスの中で進行します。3）銀河の形成は、$z_{\rmre}$の前の原子冷却ハローに大きく制限されています。$\Lambda$CDMで予想される大規模な後期形成の矮星の不足は、私たちの地元の宇宙で観察された明るく、金属が少なく、活発に星形成の小人の大多数を意味します-これらの後期形成銀河の最も明白な候補-$\Lambda$CDMユニバースで、現在初めてそれらの形成を受けることはできません。
水とHCO $ ^ + $アイソトポログで原始星の周りの水の雪線を画像化する
| Title |
Imaging_the_water_snowline_around_protostars_with_water_and_HCO$^+$_isotopologues |
| Authors |
Merel_L.R._van_'t_Hoff,_Daniel_Harsono,_Martijn_L._van_Gelder,_Tien-Hao_Hsieh,_John_J._Tobin,_Sigurd_S._Jensen,_Naomi_Hirano,_Jes_K._J{\o}rgensen,_Edwin_A._Bergin,_and_Ewine_F._van_Dishoeck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.08286 |
原始星のエンベロープ内の水雪線の位置は、最近の（$\lesssim$1、000年）降着バーストの発生について通知できるため、熱構造と質量降着プロセスに関する重要な情報を提供します。さらに、水の放出を画像化する機能により、これらのソースは、H$^{13}$CO$^+$などの間接的な雪線トレーサーをテストするための優れた実験室になります。アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）で$\sim$0.2$^{\prime\prime}-$0.7$^{\primeで行われた一連の分子線観測を使用して、ペルセウスの5つの原始星エンベロープの水雪線を研究します。\prime}$（60--210au）の解像度。B1-cは、コンパクトなH$_2^{18}$O（$3_{1,3}-2_{2,0}$）とHDO（$3_{1,2}-2_{2、1}$）H$^{13}$CO$^+$（$J=2-1$）とHC$^{18}$O$^+$（$J=3-2$）。H$^{13}$CO$^+$に囲まれたコンパクトHDOもB1-bSに向かって検出されます。光学的に厚いメインアイソトポログHCO$^+$は雪線のトレースには適しておらず、HC$^{18}$O$^+$はH$^{13}$CO$^+$よりも優れたトレーサーです。外側のエンベロープからの寄与が少ない。ただし、H$^{13}$CO$^+$またはHC$^{18}$O$^+$の排出量から雪線の位置を導出するには詳細な分析が必要であるため、雪線トレーサーとしての真の価値は次のようになります。水を容易に検出できないソースでのアプリケーション。原始星のエンベロープの場合、水雪線を見つける最も簡単な方法は、H$_2^{18}$OまたはHDOの観測によるものです。文献からのすべてのサブ秒分解能の水観測を含めて、$\sim$10、000年の平均バースト間隔を導き出しますが、バースト頻度をより適切に制限するには、より多くの原始星の高分解能の水観測が必要です。
低質量銀河における恒星元素存在量の複雑な分布の予測
| Title |
Predictions_for_Complex_Distributions_of_Stellar_Elemental_Abundances_in_Low-Mass_Galaxies |
| Authors |
Preet_B._Patel,_Sarah_R._Loebman,_Andrew_Wetzel,_Claude-Andr\'e_Faucher-Gigu\`ere,_Kareem_El-Badry,_Jeremy_Bailin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.08287 |
現実的な環境でのフィードバック（FIRE-2）宇宙シミュレーションで、8つの低質量（M_*=10^6-10^9M_sun）銀河のz=0での恒星の元素存在比パターンを調査します。代表的なアルファ元素としてマグネシウム（Mg）を使用して、[Mg/Fe]と[Fe/H]の恒星の存在比パターンを調べます。これは、時間の経過とともにゆっくりと進化する全体的な単調な傾向に従います。これに加えて、銀河の合体またはバースト性の星形成から生じる濃縮の3つの注目すべき二次的特徴（3つの異なるケーススタディ銀河に見られる）を探求します。まず、メイントレンドよりも[Mg/Fe]が低いセカンダリトラックを観察します。z=0では、このトラックの星は主に中心から2〜6kpc以内にあります。それらは、1：3の総質量比の合併で約0.4Gyr前に付加されました。第二に、t_lookback〜10Gyrの銀河での星形成の強いバーストに続いて形成される、明確な元素のバイモダリティを見つけます。このバーストは約0.66Gyrの間星形成を抑制し、星形成が再開する前にIa超新星が鉄でシステムを豊かにすることを可能にしました。第三に、支配的な[Mg/Fe]対[Fe/H]の傾向にほぼ直交する濃縮の縞模様を調べます。これらの縞模様は、星形成の短いバーストに対応し、その間にコア崩壊超新星が短い時間スケールで周囲の媒体をMg（およびFe）で濃縮します。観察された場合、これらの特徴は、矮小銀河の集合と星形成の歴史を明らかにする上での元素の豊富さの有用性を実証するでしょう。今後の分光学的研究のために、これらの機能の可観測性を調査します。私たちの結果は、元素の存在比のパターンを正確に測定することで、低質量銀河の形成履歴における重大なイベントを明らかにできることを示しています。
ボンダイ降着におけるイオン化フロントの安定性
球状ボンディ降着は、天体物理学で多くの種類の降着過程を調査するための近似として使用されます。中性から電離に移行する二相降着流は、高質量星形成を観測的にサポートし、あらゆる電離源周辺の降着流に適用できますが、二相ボンディ降着の流体力学的安定性は理解されていません。半解析的手法と完全数値的手法の両方を使用すると、これらのフローは、初期条件に応じて、安定、条件付きで安定、または不安定になる可能性があることがわかります。RタイプからDタイプのイオン化フロントへの移行は、条件付きで安定した流れと不安定な流れで重要な役割を果たします。
1321 + 045：クールコア銀河団のコンパクトな急峻なスペクトル電波源
| Title |
1321+045:_a_Compact_Steep_Spectrum_radio_source_in_a_cool-core_galaxy_cluster |
| Authors |
Ewan_O'Sullivan,_Magdalena_Kunert-Bajraszewska,_Aneta_Siemiginowska,_D.J._Burke,_Francoise_Combes,_Philippe_Salome,_Simona_Giacintucci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.08358 |
クラスター中心のギガヘルツピークとコンパクトな急峻なスペクトル（CSS）のソースは、AGNフィードバックの初期段階を研究する機会を提供しますが、まだ詳細に検討されているものはほとんどありません。z=0.263の4.4keVクラスターのCSSソースである1321+045の電波およびX線観測の結果を示します。クラスターは強力に冷却するコアを持っており、マイナーなクラスターの合併による乱れが、2.0[+0.3、-0.2]Myr前に16kpc電波銀河を形成したジェット活動の期間を引き起こした可能性があります。ただし、新しいVLBAイメージングでは、異なる投影軸上に約20pcのジェットが表示されます。これは、おそらく数百年前のものです。ジェット活動の1つまたは2つの期間で、システムの可能な履歴を検討します。この単一のシステムは有益ですが、最年少のクラスター中央電波源のより広範な研究が望まれます。
MBHBM $ ^ {\ star} $プロジェクト-II。レンズ状銀河NGC3593の分子ガス運動学は超大質量ブラックホールを明らかにする
| Title |
The_MBHBM$^{\star}$_Project_--_II._Molecular_Gas_Kinematics_in_the_Lenticular_Galaxy_NGC_3593_Reveal_a_Supermassive_Black_Hole |
| Authors |
Dieu_D._Nguyen,_Martin_Bureau,_Sabine_Thater,_Kristina_Nyland,_Mark_den_Brok,_Michelle_Cappellari,_Timothy_A._Davis,_Jenny_E._Greene,_Nadine_Neumayer,_Masatoshi_Imanishi,_Takuma_Izumi,_Taiki_Kawamuro,_Shunsuke_Baba,_Phuong_M._Nguyen,_Satoru_Iguchi,_Takafumi_Tsukui,_Lam_N._T.,_Than_Ho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.08476 |
天の川銀河の下のブラックホールの測定（M$^\star$）プロジェクト（MBHBM$^\star$）プロジェクトの一環として、近くのレンチキュラーの超大質量ブラックホール（SMBH）の質量の動的測定を示します。銀河NGC3593、冷たい分子ガス$^{12}$CO（2-1）の放出を使用して、アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイで$\approx0''。3$（$\approx10$pc）の角度分解能で観測されました（アルマ）。私たちのALMA観測は、銀河の主軸に沿って伸び、SMBHの周りを回転している核周囲分子ガスディスク（CND）を明らかにしています。動的モデリングを使用して、分子ガス運動学により、SMBH質量$M_{\rmBH}=2.40_{-1.05}^{+1.87}\times10^6$M$_\odot$を推測できます（統計的不確実性のみ$3\sigma$レベル）。また、質量$M_{\rmCMC}=（5.4\pm1.2）\times10^6$M$_\odot$および有効（半質量）半径$の冷たい分子ガス（CMC）の巨大なコアを検出します。r_{\rmCMC、e}=11.2\pm2.8$pc、質量$M_{\rmNSC}=（1.67\pm0.48）\times10^7$の核星団（NSC）と共空間M$_\odot$および有効半径$r_{\rmNSC、e}=5.0\pm1.0$〜pc（または$0''。15\pm0''。03$）。CMCとNSCの質量プロファイルは、インデックス$1〜1.4$のS\'{e}rsic関数によって十分に説明されています。NGC3593の$M_{\rmBH}$と$M_{\rmNSC}$の見積もりは、最近コンパイルされた$M_{\rmBH}$-$M_{\rmNSC}$スケーリング関係とよく一致しています。$M_{\rmNSC}$の不確実性は推定$M_{\rmBH}$の2倍ですが、CNDの回転速度の急激な中央上昇（半径が減少するにつれて）は明らかにSMBHを示唆しています。実際、私たちの動的モデルは、$M_{\rmNSC}$が許容範囲の上限にある場合でも、ブラックホールの証拠は消えず、$M_{\rmBHの下限のままであることを示しています。}>3\times10^5$M$_\odot$。
ブラックホールは、重力が非常に強く、粒子や電磁放射が逃げられない時空の領域として定義されます。それらの質量によって、それらは3つのタイプに分類されます：恒星質量ブラックホール、中間質量ブラックホール、および超大質量ブラックホール。このエントリでは、これら3種類のブラックホールの重み付けと検出方法について説明し、ブラックホールの降着の普遍性やブラックホールと銀河の共進化などの主要な研究結果を要約し、次世代の観測施設が提供するものの見通しを示します。。
| Title |
Polycyclic_aromatic_hydrocarbons_and_the_ionized_gas |
| Authors |
A._Silva-Ribeiro_and_A._C.Krabbe_and_C._M._Canelo_and_A.F._Monteiro_and_Dinalva_A._Sales_and_J._A._Hernandez-Jimenez_and_D._P._P._Andrade |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.08663 |
光学と赤外線を組み合わせることにより、これらの天体に存在する主なタイプのPAH分子とそれらの照射源の局所的な物理的条件、および存在するイオン化ガスの特性を特徴付ける、活性核を持つ銀河のサンプルの研究を提示します。データ。光イオン化モデルは、PAH強度比と組み合わせて光輝線比を再現するために{\scCLOUDY}コードを使用して構築されました。サンプルでは、10$-$82の炭素原子を含む化学種が最も豊富であることがわかります。小さな芳香族アミドなど、2つまたは3つの縮合環と窒素がぶら下がっている種のファミリーは、将来の実験/理論および観察研究で検討する価値のある重要なターゲットであることをお勧めします。AGN光イオン化モデルは、ログ（6.2/11.3）対ログ（[\ion{N}{ii}]$\lambda$6584/H$\alpha$）ダイアグラムの観測データのほとんどを、$\alpha_{\rmox}=-1.4$のX線スペクトルインデックス。小さなPAHのフラックス、およびイオン化されたPAHとPANHのフラックスは、イオン化パラメータの対数（log$U$）が増加するにつれて減少します。6.2/11.3PAH強度比は、酸素存在比とlog$U$が増加するにつれて、6.2/11.3比が減少するという意味で、酸素存在比とlog$U$の間に線形の反相関を示します。最後に、結果は、小さな種が私たちのサンプルの主要な放出分子であることを示唆しています。
局所銀河群の12個の低質量銀河における赤色超巨星のサンプル
| Title |
The_Sample_of_Red_Supergiants_in_Twelve_Low-Mass_Galaxies_of_the_Local_Group |
| Authors |
Yi_Ren_(1_and_2),_Biwei_Jiang_(1),_Ming_Yang_(3),_Tianding_Wang_(1),_Tongtian_Ren_(1)_((1)_Department_of_Astronomy,_Beijing_Normal_University,_(2)_College_of_Physics_and_Electronic_Engineering,_Qilu_Normal_University,_(3)_Institute_for_Astronomy,_Astrophysics,_Space_Applications_&_Remote_Sensing,_National_Observatory_of_Athens) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.08793 |
この作品は、12個の低質量銀河（WLM、IC10、NGC147、NGC185、IC1613、レオA、セクスタンB、セクスタンA、NGC6822、ペガサスドワーフ、SMC）で最も完全な赤いスーパージャイアント（RSG）のサンプルを確立します。銀河の星形成率（SFR）と初期質量関数（IMF）だけでなく、RSGの特性を研究するための確固たる基盤を形成するローカルグループのLMC）。UKIRT/WFCAMおよび2MASS測光、ならびに固有運動のGaia/EDR3測定を使用して、近赤外色-色図（$（JH）_0/（HK）_0$）の明らかな分岐によって前景の矮星を削除した後運動と視差、RSGは、特定の銀河のメンバー星の二色図$（JK）_{0}/K_{0}$の位置から識別されます。合計2,190個のRSGが10個の矮小銀河で発見され、さらにLMCとSMCでそれぞれ4,823個と2,138個のRSGが発見されています。$（J-K）_{0}/K_{0}$ダイアグラムの赤色巨星の先端の位置は、銀河の金属量と距離係数の指標として機能するように決定されています。
静止銀河サイズ、速度分散、および動的質量進化
| Title |
Quiescent_Galaxy_Size,_Velocity_Dispersion,_and_Dynamical_Mass_Evolution |
| Authors |
Ivana_Damjanov_(1,_2),_Jubee_Sohn_(3),_Yousuke_Utsumi_(4),_Margaret_J._Geller_(3),_Ian_Dell'Antonio_(5)_((1)_Department_of_Astronomy_and_Physics,_Saint_Mary's_University,_Canada,_(2)_Canada_Research_Chair_in_Astronomy_and_Astrophysics,_Tier_II,_(3)_Harvard-Smithsonian_Center_for_Astrophysics,_USA,_(4)_SLAC_National_Accelerator_Laboratory,_USA,_(5)_Department_of_Physics,_Brown_University,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.08839 |
赤方偏移の範囲$0.05<z<3.8$をカバーする調査を使用して、静止銀河のスケーリング関係と、固定された恒星の質量での速度分散、サイズ、および動的質量の赤方偏移の進化を調査します。赤方偏移$z<0.6$の場合、質量が制限されたサンプルを導出し、これらの大きなサンプルが静止集団の進化に対する制約を強化することを示します。制約には、SHELSF2調査からの2985個の新しい速度分散が含まれます（Gelleretal.2014）。レッドシフトによるサイズの既知の実質的な変化とは対照的に、速度分散の変化はごくわずかです。高赤方偏移データとSDSSを組み合わせた最近の結果と一致して、力学対恒星の質量比は、宇宙が古くなるにつれて大幅に増加します。他の研究者と同様に、この結果は、サイズの拡大の原因となるマイナーな合併の影響の結果として、有効半径内の暗黒物質の割合が増加することを示していると解釈します。$0.07<z<1$の範囲をカバーする密な赤方偏移調査と、強いレンズ効果と弱いレンズ効果の測定により、静止集団の進化的研究における多くのあいまいさを取り除くことができることを強調します。
野辺山45mローカルスパーCO調査。 I. VulpeculaOBアソシエーションにおける巨大な分子フィラメントとクラスター形成
| Title |
Nobeyama_45_m_Local_Spur_CO_survey._I._Giant_molecular_filaments_and_cluster_formation_in_the_Vulpecula_OB_association |
| Authors |
Mikito_Kohno,_Atsushi_Nishimura,_Shinji_Fujita,_Kengo_Tachihara,_Toshikazu_Onishi,_Kazuki_Tokuda,_Yasuo_Fukui,_Yusuke_Miyamoto,_Shota_Ueda,_Ryosuke_Kiridoshi,_Daichi_Tsutsumi,_Kazufumi_Torii,_Tetsuhiro_Minamidani,_Kazuya_Saigo,_Toshihiro_Handa,_and_Hidetoshi_Sano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.08841 |
VulpeculaOBアソシエーション（$l\sim60）に対して、新しい大規模な$^{12}$CO、$^{13}$CO、およびC$^{18}$O$J=$1-0の観測を実行しました。^\circ$）野辺山45mLocalSpurCO調査プロジェクトの一環として。分子雲は$\sim100$pcに分布しており、Vulpecula複合体のSh2-86、Sh2-87、およびSh2-88の高質量星形成領域に局所的なピークがあります。分子ガスは、ローカルアームとサジタリウスアームの間にある最も近いアーム間領域に対応するローカルスパーに関連付けられています。Sh2-86で、長さが$\sim30$pc、幅が$\sim5$pc、分子量が$\sim4\times10^4\M_の新しい巨大分子フィラメント（GMF）を発見しました。{\odot}$。また、Sh2-86には、22、27、および33kms$^{-1}$の3つの速度成分が含まれていることがわかりました。これらの雲とGMFは、$^{12}$CO$J=$2-1から$J=$1-0の強度比が高く、赤外線ダスト放出と一致するため、Sh2-86と物理的に関連している可能性があります。。散開星団NGC6823は、これらの雲の共通の交差点に存在します。GMFを含む複数のクラウド相互作用シナリオは、VulpeculaOBアソシエーションにおけるクラスター形成を説明できると主張します。
星形成雲における密度場と質量不変量の自己共分散関数の一般化された輸送方程式
| Title |
Generalised_transport_equation_of_the_Autocovariance_Function_of_the_density_field_and_mass_invariant_in_star-forming_clouds |
| Authors |
Etienne_Jaupart_and_Gilles_Chabrier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.09090 |
この手紙では、星形成雲の密度場変動の自己共分散関数（ACF）の進化、したがってこれらの変動の相関長$l_c（\rho）$の進化を研究します。これは、の平均サイズとして識別できます。クラウド内で最も相関のある構造。Chandrasekhar（1951）によって導出された静的で均一な乱流の輸送方程式を一般化すると、これらの構造に含まれる質量は不変であることがわかります。つまり、最も相関のある構造に含まれる平均質量は、雲の進化中に一定のままです。グローバルダイナミクス（重力または乱流）を支配します。重力が乱流に与える影響が大きくなると、密度変動の分散が増加し、相関長が大幅に減少することを示します。理論的な関係は、数値シミュレーションとうまく比較されます。この図は、乱流の星形成雲の質量濃度が、最初は大きく、弱く相関したフィラメント構造から、より小さく、より密度の高い、より相関のあるものに、そして最終的には小さく、密に相関した星形成前のコアに進化する星形成パラダイムを強力にサポートします。現在の結果は密度変動の純粋な統計的アプローチに依存しており、星前コアの形成のための特定の条件を含まないことを強調します。興味深いことに、天の川の分子雲に典型的な平均的な条件下では、この不変の平均質量は太陽質量についてであり、そのような環境下でのIMFの見かけの普遍性について魅力的な説明を提供します。
TMC-1におけるエチニルシクロペンタジエンの2つの異性体の発見：炭化水素サイクルのCCHおよびCN誘導体の豊富さ
| Title |
Discovery_of_two_isomers_of_ethynyl_cyclopentadiene_in_TMC-1:_Abundances_of_CCH_and_CN_derivatives_of_hydrocarbon_cycles |
| Authors |
J._Cernicharo,_M._Agundez,_R._I._Kaiser,_C._Cabezas,_B._Tercero,_N._Marcelino,_J._R._Pardo,_P._de_Vicente |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.09105 |
エチニルシクロペンタジエン（c-C5H5CCH）の2つの異性体、すなわち1-および2-エチニル-1,3-シクロペンタジエンがTMC-1の方向に検出されたことを報告します。これらの2つのシクロペンタジエン誘導体について、それぞれ（1.4+/-0.2）e12cm-2および（2.0+/-0.4）e12cm-2のカラム密度を導き出します。これは、シクロペンタジエンの約10分の1の量であることを意味します。。また、エチニルベンゼン（C6H5CCH）の暫定的な検出についても報告します。この場合、カラム密度は（2.5+/-0.4）e12cm-2と推定されます。シクロペンタジエンとベンゼンの対応するシアノ誘導体の存在量を導き出し、以前に報告された値よりも大幅に低い値を見つけました。これらのサイクルのエチニルおよびシアノ誘導体の回転温度は約9Kであり、これは雲のガス運動温度に非常に近い温度です。エチニルシクロペンタジエンの1-および2-異性体の存在比は1.4+/-0.5ですが、シアノシクロペンタジエンの2つの異性体の場合は2.4+/-0.6です。CN誘導体に対するCCHの相対存在量は、シクロペンタジエンで7.7+/-2.2であり、これはおそらくラジカルCCHとCNの存在比を反映しています。この比率はベンゼンではわずか2.1+/-0.5であり、これは、シアノラジカル以外のベンゼンとの追加反応がベンゾニトリルの形成に関与していることを示唆しています。これらのサイクルの形成は、ニュートラルニュートラル反応に基づく化学スキームによってかなりよく説明されています。ベンゼンはTMC-1のシクロペンタジエンと同じくらい豊富であると予測されています。
光イオン化による銀河系の流れの収束における大規模な星団の形成
| Title |
The_formation_of_massive_stellar_clusters_in_converging_galactic_flows_with_photoionisation |
| Authors |
C._L._Dobbs,_T._J._R._Bending,_A._R._Pettitt,_M._R._Bate |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.09201 |
光イオン化フィードバックを含む、グローバルな天の川シミュレーションから取得したスパイラルアームの2つの領域に沿ったクラスター形成のシミュレーションを実行しました。一方の領域は強く収束する流れによって特徴付けられ、もう一方の領域はより典型的なスパイラルアーム領域を表します。フローが強く収束する領域では、より大規模なクラスターをより短いタイムスケールで形成できることがわかります。強く収束するフローの場合、クラスター間のマージが頻繁に発生し、大規模なクラスターの形成が可能になります。イオン化がある場合とない場合のシミュレーションで形成された同等のクラスターを比較します。光イオン化は大規模なクラスター形成を妨げませんが、クラスターの質量を制限することがわかります。平均して質量は約20％減少しますが、イオン化による差が最小で、質量が50％減少するまでの大きな広がりが見られます。光イオン化は、Myrタイムスケールでクラスターの近くのガスを取り除くこともできます。これにより、より大きな恒星のハローに囲まれた、より大きな半径のクラスターを生成できます。電離フィードバックは、密度が低く、流れの収束が少ない2番目の領域でより大きな影響を与えることがわかります。
調査の調査I：銀河の視線速度の最大のカタログ
| Title |
Survey_of_Surveys_I:_The_largest_catalogue_of_radial_velocities_for_the_Galaxy |
| Authors |
M._Tsantaki,_E._Pancino,_P._Marrese,_S._Marinoni,_M._Rainer,_N._Sanna,_A._Turchi,_S._Randich,_C._Gallart,_G._Battaglia,_T._Masseron |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.09316 |
大規模な分光調査の現在のパノラマでは、利用可能なデータの量、多様性、および複雑さが継続的に増加しています。APOGEE、GALAH、Gaia-ESO、RAVE、LAMOSTなど、これまでで最大の地上分光調査の視線速度（RV）の決定を均一にマージすることによって構築された、包括的なカタログであるSurveyofSurveys（SoS）を紹介します。、Gaiaを参照として使用します。私たちは、次のような多段階の手順を考案しました：i）ガイアと公式のガイアクロスマッチアルゴリズムを使用した分光調査とのクロスマッチ、ii）繰り返し測定または三隅ハット法を使用した不確実性の正規化iii）傾向とゼロ点オフセットを除去するためにRVが依存する主なパラメーター（大きさ、有効温度、表面重力、金属性、および信号対雑音比）の関数としてのRVの相互校正、およびiv）外部との比較GaiaRV標準やGeneva-Copenhagen調査などの高解像度サンプル。均質化手順を検証し、SoSカタログのRVゼロポイントをキャリブレーションします。ほぼ1,100万個の星を含む、これまでで最大の均質化されたRVカタログを提供します。そのうちの約半分はガイアからのもので、残りの半分は地上調査と組み合わせて使用されます。星の種類とその来歴に応じて、RVゼロ点の精度は約0.16〜0.31km/s、RV精度は0.05〜1.50km/sの範囲であると推定されます。高解像度の均質なサンプルからの散開星団でSoSRVを検証し、Gaiaデータによって最近発見された532クラスターの中央値RVを提供します。SoSは公開されており、いくつか例を挙げると、星団、銀河考古学、恒星の小川、または惑星をホストする星の特性評価など、さまざまな研究プロジェクトに適用する準備ができています。
超新星残骸近くの高圧縮性乱流における宇宙線の鏡面拡散
最近のガンマ線観測は、星間物質（ISM）における宇宙線（CR）の不均一な拡散を明らかにしています。CRの拡散は乱流の特性に依存するため、これは予想されます。乱流は、多相ISMで大きく変化する可能性があります。超新星残骸（SNR）の周りの分子雲（MC）の高圧縮性乱流で発生するミラー拡散に焦点を当てます。ここで、磁気ミラー効果により、CRソース付近のCRの拡散が大幅に抑制されます。遅い拡散による陽子-陽子相互作用による有意なエネルギー損失は、低エネルギーCRスペクトルを平坦化しますが、高エネルギーCRスペクトルは、ミラー拡散がCRエネルギーに強く依存するために急峻になります。結果として得られるCRのべき乗則スペクトルは、SNR/MCシステム（IC443やW44など）から観測されたガンマ線スペクトルとよく一致します。
MHD乱流における宇宙線の拡散
CRの垂直超拡散、Alfv\'{e}nによる非効率的なジャイロ共鳴散乱、低速など、電磁流体力学（MHD）乱流の数値テストモデルを採用することによって得られた電磁流体力学（MHD）乱流における宇宙線（CR）の拡散に関する最近の調査結果をレビューします。スケールに依存する乱流異方性、共鳴拡大トランジットタイムダンピング（TTD）相互作用、およびミラー拡散を伴うモード。CRの拡散挙動はMHD乱流の特性に強く依存するため、CR拡散の理論的モデリング、その数値テスト、およびCR関連の観測の解釈には、MHD乱流の適切なモデリングが必要です。
| Title |
Accretion_onto_black_holes_inside_neutron_stars_with_realistic_nuclear_equations_of_state:_analytic_and_numerical_treatments |
| Authors |
Sophia_C._Schnauck,_Thomas_W._Baumgarte,_and_Stuart_L._Shapiro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.08285 |
現実的な冷核状態方程式（EOS）によって支配される中性子星の中心にある小さな、おそらく原始ブラックホールへの球対称降着を検討します。区分的ポリトロープで近似された、このようなEOSの相対論的ボンダイ解を一般化し、それによって定常状態の物質プロファイルと降着率の分析式を取得します。これらの速度を、緩和時の時間依存の一般相対論的流体力学シミュレーションによって検出された速度と比較し、優れた一致を見つけます。いくつかの異なる候補EOS、中性子星の質量、中心密度を検討したところ、降着率の変化はごくわずかであり、降着率は主にブラックホールの質量に依存し、中性子星の特性にはわずかしか依存しないことがわかりました。ただし、結果として得られる流体プロファイルのいくつかは、ブラックホールの地平線の外側で超光速音速を特徴とし、対応するEOSまたはそれらの区分的ポリトロープ表現のいずれかがこれらの流れで遭遇する核上密度に対してもはや適切ではないことを示しています。
回転するコア崩壊超新星における高速フレーバーニュートリノ変換の見通し
ニュートリノがコア崩壊超新星（CCSN）で高速フレーバー変換（FFC）を受けるという証拠が増えています。この手紙では、完全なボルツマンニュートリノ輸送を用いて軸対称CCSNシミュレーションを実行することにより、FFCの発生に対する恒星の自転の役割を調査します。我々の結果は、FFCをトリガーするための必要十分条件である電子ニュートリノレプトン数（ELN）の角度交差が、CCSNeを回転させるための赤道領域で発生することが好ましいことを示唆しています。ニュートリノと物質の相互作用とニュートリノ放射場を精査することにより、恒星の自転がFFCの発生を促進するといういくつかの証拠を見つけます。ショック後の層の低電子分率領域は遠心力によって拡大し、電子型ニュートリノ（$\nu_{\rme}$）とそれらの反粒子（$\bar{\nu}_{\rme}$）。これは、運動量空間におけるニュートリノの角度分布に大きな影響を及ぼします。この場合、$\nu_{\rme}$は$\bar{\nu}_{\rme}$よりも等方性になる傾向があります。その結果、ELN交差点が出現します。この研究で見つかったELN交差は明らかに回転と関連しており、これは、その後のFFCが回転CCSNeの爆発ダイナミクス、元素合成、およびニュートリノ信号にどのように影響するかについてのさらなる調査の動機となります。
Ia型超新星モデル：非対称残骸と超新星残骸G1.9 + 0.3
| Title |
Type_Ia_Supernova_Models:_Asymmetric_Remnants_and_Supernova_Remnant_G1.9+0.3 |
| Authors |
Alice_G._Stone,_Heather_T._Johnson,_John_M._Blondin,_Richard_A._Watson,_Kazimierz_J._Borkowski,_Carla_Frohlich,_Ivo_R._Seitenzahl,_and_Stephen_P._Reynolds |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.08360 |
おそらくIa型超新星の結果である最年少の銀河系超新星残骸G1.9+0.3は、空間と速度におけるその噴出物の分布に驚くべき異常を示しています。特に、高速の衝撃を受けた鉄は、残留中心から遠く離れたいくつかの場所で見られ、場合によっては、顕著なシリコンと硫黄の放出を超えています。これらの非対称性は、非常に非対称な爆発を強く示唆しています。均一な媒体に拡大する2つの非対称タイプIaモデルの100秒から数百年までの進化の2次元および3次元での高解像度流体力学シミュレーションを提示します。G1.9+0.3（約100年）の年齢で、私たちの2Dモデルは、X線で見えるようになるためにショックを受けた鉄をほとんど示していません。はるかに高密度の環境でのみ、かなりの鉄に衝撃を与えることができました。そのとき、モデルの膨張速度は、G1.9+0.3の観測と完全に一致していません。Seitenzahletal。〜（2013）のタイプIaSNモデルのスイートの中で最も非対称なものを進化させた3Dモデルは、G1.9+0.3に似たいくつかの機能を示しています。CとO、中間質量要素（IME）、鉄族元素（IGE）の3つのクラスの組成の画像でその進化を特徴づけます。13歳から1800歳まで、爆発の非対称性が相対強度で減少し、進化的な流体力学的不安定性のために非対称性に置き換わるにつれて、高度に非対称な初期の残骸の進化を追跡します。約100歳の時点で、私たちの3Dモデルには、C+O、IME、およびIGEの同等の衝撃質量があり、それぞれ約0.03$M_\odot$です。進化の変化は十分に速いように思われるので、チャンドラX線天文台で継続的に監視すると大きな変動が見られる可能性があります。
マグネターの磁気圏からの高速電波バーストの脱出
マグネターの磁気圏、FRBの推定遺伝子座からの高速電波バースト（FRB）の生成と脱出中に発生する散逸プロセスについて説明します。FRBの全体的なエネルギーを説明するため、および電波放射粒子の「通常の」（非コヒーレント）放射損失を抑制するために、放射領域には高磁場が必要です。これにより、放出半径が$\leq{\rmsome}\times10R_{NS}$に制限されます。強いFRBパルスの粒子による放射損失は、磁気圏の外側の領域で、より長い自転周期、$P\geq1$秒で発生する可能性があります。これらの損失は、いくつかの効果によって抑制されます。（i）波の伝播方向に沿ったバックグラウンドプラズマの動揺による事前加速（損失はおよそ$\gamma_\parallel^{3}$として減少します：より小さな周波数、$\propto\gamma_\parallel^2$のパワー、および時間スケールが引き伸ばされた、$\propto\gamma_\parallel$）;この加速は非散逸性であり、パルスの減少部分で逆転します。（ii）Landau-Pomeranchuk-Migdal効果（長い放射線形成長とそれに続く散乱波の破壊的干渉）。場合によっては、FRBパルスが外部摂動（たとえば、アルヴェーン波の入力パルス）で放散されることがあります。これにより、FRBの白鳥の歌であるUV/軟X線のパルスが生成される可能性があります。
SN 2015bq：初期フラックス過剰を伴う発光型Ia超新星
| Title |
SN_2015bq:_A_Luminous_Type_Ia_Supernova_with_Early_Flux_Excess |
| Authors |
Liping_Li,_Jujia_Zhang,_Benzhong_Dai,_Wenxiong_Li,_Xiaofeng_Wang,_Qian_Zhai,_Jinming_Bai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.08752 |
初期のフラックス過剰を特徴とする発光型Ia超新星（SNIa）SN2015bqの光学および紫外線（UV）観測を提示します。このSNは、$M_B=-19.68\pm0.41$magでBバンドの絶対等級に達し、$L=（1.75\pm0.37）\times10^{43}$ergs$^{-1でピークボロメータ光度に達します。}$、最大後の減少率は比較的小さい[$\Deltam_{15}（B）=0.82\pm0.05$mag]。爆発の数日後のSN2015bqの光度曲線で観察された、特にUVバンドで見られたフラックス過剰は、表面に混合された$^{56}$Niの放射性崩壊が原因である可能性があります。表面$^{56}$Niの崩壊からの放射は、このSNの外層を加熱します。それは青い$U-B$色を生成し、その後、初期段階で単調に赤くなり、鉄族線が優勢になり、初期スペクトルで中間質量元素の吸収特性が弱くなります。表面の強化された$^{56}$Niのシナリオは、大量の$^{56}$Ni（$M_{\rm^{56}{\rmNi}}$=0.97$\pm）と一致しています。0.20$$M_{\odot}$）爆発中に合成されました。SN2015bqの特性はSN1991TとSN1999aaの間に位置することがわかり、SNeIaの後者の2つのサブクラスが共通の起源を持っている可能性があることを示唆しています。
現在および将来の$ \ gamma $線装置による銀河宇宙線密度の調査
| Title |
Probing_the_galactic_cosmic-ray_density_with_current_and_future_$\gamma$-ray_instruments |
| Authors |
Giada_Peron_and_Felix_Aharonian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.08778 |
高密度分子雲（MC）を伝搬する宇宙線（CR）は、銀河全体のCR分布に関する直接的な情報を運ぶガンマ線を生成します。さまざまなエネルギーバンドのガンマ線を観測することで、銀河円盤の平均CR密度、いわゆる「CR海」のレベルを調べることができます。フェルミ-LATの観測は、私たちの銀河系の20のMCに基づいた方法の実現可能性を示しています。ただし、Fermi-LATの可能性は、最も大規模で比較的近くにあるMCによって制限されます。したがって、現在の観測は天の川のごく一部しかカバーしていません。この論文では、現在および次世代の検出器を使用して、CR測定を超高エネルギーおよび銀河の遠隔部分に拡張する可能性を研究します。MCから予想されるフラックスの計算に基づいて、銀河円盤内のGeV-TeVCRをマッピングするために、フェルミLAT後の検出器の感度に対する要件を定式化します。また、CR研究をマルチTeVおよびPeVエネルギーバンドに拡張するための、現在および将来のエアシャワーおよび大気チェレンコフ望遠鏡アレイの可能性についても調査します。Fermi-LATの感度が数倍向上すると、銀河のほぼ全体をカバーする検出可能なMCの数が劇的に増加することを示しています。最近完成したLHAASOは、今後5年ほどでPeVエネルギーで最初のCRプローブを取得できるようになるはずです。
eROSITAで中年パルサー周辺のX線ハローを検出する見通し
HAWCコラボレーションによるゲミンガパルサーとモノジェムパルサーからの拡張TeV$\gamma$線放出（「TeVハロー」と呼ばれる）の検出は、中年のパルサーの周りのハローのような形態が一般的である可能性があることを意味します。10TeVを超える$\gamma$線は、宇宙マイクロ波背景放射から離れたパルサーハロー内の相対論的電子/陽電子の逆コンプトン（IC）散乱から生じると考えられています。一方、これらの電子と陽電子は、星間磁場でX線シンクロトロン放射を生成し、X線バンド（つまりX線ハロー）で拡散放射を生成する可能性があります。ここでは、ATNFパルサーカタログで特徴的な年齢が数万年を超える10個の中年パルサーからeROSITAでX線ハローを検出する可能性を研究します。磁場のベンチマーク値（つまり、$B=3\rm\、\muG$）を想定すると、ほとんどのX線ハローはeROSITAが0.5-のエネルギー範囲で検出できるほど明るいことがわかります。4年間の全天観測で2keV。これらのパルサーハローのうち、3つは、最初の全天観測のeROSITA感度を超えるX線フラックスを生成すると考えられています。優れた角度分解能と広い視野を考えると、eROSITAはサブPCスケールから数十PCスケールまでのX線ハローの空間分布を測定できると期待されています。X線ハローの強度プロファイルは、パルサーハローの拡散係数の磁場とエネルギー依存性を制限するのに非常に役立ちます。
繰り返されないFRBの源としての地球質量原始ブラックホールの合併
高速電波バースト（FRB）は、固有の持続時間が非常に短い、神秘的な天文学的な電波トランジェントです。今まで、それらの物理的な起源は、特に繰り返しのないFRBについては、いまだにとらえどころのないままです。地球質量原始ブラックホールの可能性のある証拠に関する最近の進歩に強く影響を受けて、非反復FRBのソースとしての地球質量原始ブラックホールの合併のモデルを再検討します。観測された非反復FRBは、地球質量原始ブラックホールの合併に由来するという帰無仮説の下で、非反復FRBの4つの独立したサンプルを分析して、モデルパラメータ、つまり典型的な電荷値$q_{\rm{を研究しました。c}}$と原始ブラックホール集団の電荷分布関数のパワーインデックス$\alpha$$\phi（q）\propto（q/q_{\rm{c}}）^{-\alpha}$これは、料金が人口にどのように分配されたかを説明しています。$q$は、$\sqrt{G}M$の単位での穴の電荷です。ここで、$M$は穴の質量です。このモデルは、観測されたデータをうまく説明できることがわかります。{原始ブラックホールの単色質量スペクトルを仮定}、典型的な電荷の平均値$\bar{q}_{\rm{c}}/10^{-5}=1.59^{+0.08}_{-0.18}$とパワーインデックス$\bar{\alpha}=4.53^{+0.21}_{-0.14}$は、4つの非反復FRBサンプルによって与えられたフィッティング結果を組み合わせたものです。電荷$q\gtrsim10^{-6}$の原始ブラックホール集団の存在量が$10^{-5}より大きい場合、非反復FRBのイベント率はこのモデルのコンテキストで説明できます。$は、地球質量の原始ブラックホールの存在量に関する現在の観測によって与えられた上限をはるかに下回っています。将来的には、地球質量の原始ブラックホールの合併によって生成されたFRBと高周波重力波の同時検出は、このモデルを直接確認または否定する可能性があります。
相対論的ジェットの物理学
相対論的ジェットの分野のハイライトがレビューされ、批判的に分析されます。入手可能な文献の範囲を考えると、このエッセイは、Blandford、Meier、およびReadhead（2019）による傑出した最近のレビューから象徴的にバトンを取ります。したがって、私は主に活動銀河核からのジェットに特に関連して、最近数年間に発表された結果に焦点を合わせています。私はいくつかの批判とアドバイスで締めくくりますが、それは現在の科学全般に拡張することができます。
汚れた波形：ガスが埋め込まれた重力波源のマルチバンド高調波成分
| Title |
Dirty_waveforms:_multiband_harmonic_content_of_gas-embedded_gravitational_wave_sources |
| Authors |
Lorenz_Zwick,_Andrea_Derdzinski,_Mudit_Garg,_Pedro_R._Capelo,_Lucio_Mayer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.09097 |
中程度および極端な質量比のガス埋め込みソースの軌道進化と重力波（GW）放出に対する確率的トルク変動の影響を分析します。ガス駆動の変動が、バイナリシステムのGWに追加の高調波成分を刻印し、ダーティ波形（DW）をダビングすることを示します。トルク変動が実際に現在の流体力学的シミュレーションの分解能限界を超えて持続するという条件で、DWの3つの興味深い観測の見通しが見つかります。まず、DWは、他のGWノイズ源に匹敵する、有意な確率的GWバックグラウンドを生成できます。第二に、追加の高調波によって暗示されるエネルギーフラックスは、軌道時間スケールで平均したときに正味のトルク変動が消えたとしても、レーザー干渉計宇宙アンテナ（LISA）ソースで検出可能な経年位相シフトを引き起こす可能性があります。最後に、パルサータイミングアレイ（PTA）によって検出可能な中程度の赤方偏移のnHz超大質量バイナリのDWは、mHzの範囲で検出可能であり、新しいタイプのPTA-LISAマルチバンド重力源を生成します。私たちの結果は、DWとその効果を検索することは、最も重いブラックホールとそれらを取り巻く降着円盤の物理学を精査するための新しい方法である可能性があることを示唆しています。これらの結果は、将来のGW検出器のデータストリーム内で環境への影響を積極的に検索するという多くのエキサイティングな見通しをさらに裏付けるものであることがわかりました。
銀河系の超高エネルギー$ \ gamma $線源の集団を探索する
| Title |
Exploring_the_population_of_Galactic_very-high-energy_$\gamma$-ray_sources |
| Authors |
Constantin_Steppa,_Kathrin_Egberts_(for_the_CTA_Consortium) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.09100 |
非常に高いエネルギー（VHE）では、$\gamma$線の放出は離散的な線源によって支配されます。現世代の機器の解像度と感度が限られているため、VHE$\gamma$線源の全銀河集団のごく一部しか有意に検出されていません。人口の大部分は、伝播する宇宙線から発生する放射と並んで拡散信号として寄与することが期待できます。ソース母集団を定量化しないと、これら2つのコンポーネントを解きほぐすことはできません。H.E.S.S.に基づく銀河面調査では、観測バイアスを正確に説明することが示されている銀河VHE$\gamma$線源の母集団のモデルを開発するために数値的アプローチが採用されています。銀河面内の線源の絶対数の推定値と、5つの異なる空間線源分布のVHE$\gamma$線放出の合計に対するそれらの寄与を示します。CTAの見通しと、モデルを制約する能力について説明します。最後に、機械学習を使用して利用可能なデータセットからより多くの情報を抽出するモデリングアプローチの拡張の最初の結果を示します。
最も古いAGNフィードバックフェーズのスナップショット
| Title |
A_snapshot_of_the_oldest_AGN_feedback_phases |
| Authors |
M._Brienza,_T._W._Shimwell,_F._de_Gasperin,_I._Bikmaev,_A._Bonafede,_A._Botteon,_M._Br\"uggen,_G._Brunetti,_R._Burenin,_A._Capetti,_E._Churazov,_M._J._Hardcastle,_I._Khabibullin,_N._Lyskova,_H._J._A._R_\"ottgering,_R._Sunyaev,_R._J._van_Weeren,_F._Gastaldello,_S._Mandal,_S._Purser,_A._Simionescu,_C._Tasse |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.09189 |
活動銀河核（AGN）は、ホスト銀河とその周辺環境に大量のエネルギーを注入し、それらの特性と進化を形作ります。特に、AGNジェットは宇宙線ローブを膨張させます。宇宙線ローブは、周囲の媒体内の軽い「泡」として浮力で上昇し、遭遇した熱ガスを置換および加熱して、その自発的な冷却を停止します。これらの気泡は、さまざまなシステムで確認されています。しかし、電子のシンクロトロン寿命が短いため、それらの進化の最も進んだ段階は観測的に制約されておらず、外部媒体との結合、したがってAGNフィードバックを完全に理解することができません。単純な亜音速流体力学モデルは、浮力で上昇する気泡の周囲に自然に存在する圧力勾配が、それらをトロイダル構造に変換し、成層大気中のキノコ雲に似ていると予測します。これらのトーラスが最終的に破壊される方法とタイムスケールは、磁場やプラズマ粘度などのさまざまな要因によって異なります。ここでは、最も古い電波放射粒子に敏感な200MHz未満のLOFAR観測を報告し、前例のない詳細レベルで銀河群における複数世代の宇宙線AGNバブルの遅い進化を示します。気泡の浮力は、グループ内媒体の放射冷却を効率的に相殺することができます。しかし、数億年後、おそらく磁場の作用下で、気泡はまだ熱ガスと完全に混合されていません。
超新星残骸CTB109の3DMHDシミュレーション
| Title |
3D_MHD_simulations_of_the_supernova_remnant_CTB_109 |
| Authors |
A._Castellanos-Ram\'irez,_P._F._Vel\'azquez,_and_J._Cant\'o |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.09227 |
超新星残骸（SNR）CTB109の進化と放出を、3次元電磁流体力学シミュレーションを使用して調べます。SNRは、平面界面によって分割された媒体内で、密度と圧力平衡が異なる2つの媒体に進化します。我々の結果は、超新星（SN）爆発がより密度の低い媒体で起こり、星間磁場（ISMF）がほぼ均一である場合、CTB109の特性を備えた残骸が形成されることを明らかにしています。最後に、準平行メカニズムは、以前の研究で報告された輝度シンクロトロン放射と投影されたISMFの位置角を説明できると結論付けます。
バルマーが優勢な殻を含むIa型超新星残骸からの禁制線放射
| Title |
Forbidden_Line_Emission_from_Type_Ia_Supernova_Remnants_Containing_Balmer-Dominated_Shells |
| Authors |
Chuan-Jui_Li,_You-Hua_Chu,_John_C._Raymond,_Bruno_Leibundgut,_Ivo_R._Seitenzahl,_Giovanni_Morlino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.09250 |
超新星残骸（SNR）のバルマーが優勢な殻は、部分的に中性の媒体に進む無衝突の衝撃によって生成され、Ia型超新星に最も頻繁に関連付けられます。ハッブル宇宙望遠鏡（HST）の画像と、LMCにバルマーが優勢なシェルを含む5つのタイプIaSNR（0509-67.5、0519-69.0、N103B、DEML71、および0548-70.4）のVLT/MUSEまたはAAT/WiFeS観測を分析しました。。予想に反して、これらのSNRの4つに埋め込まれた小さな密な結び目からの明るい禁制線放射が見つかりました。一部のノットの電子密度は10$^4$cm$^{-3}$よりも高くなっています。これらの結び目のサイズと密度は、星間物質（ISM）に特徴的ではありません。おそらく、SN前駆体によって放出された星間物質（CSM）に由来します。SNRの密な結び目の物理的特性の変化は、進化の影響を反映しているように見えます。高密度の再結合タイムスケールは短く、3。5年間隔で撮影されたN103BのHST画像は、すでにいくつかのノットで明るさの変化を示しています。VLT/MUSE観測は、SNイジェクタへの逆衝撃からの[FeXIV]線放射と、密な結び目への順衝撃を検出します。かすかな[OIII]線放射は、0519-69.0、N103B、およびDEM\、L71のバルマーシェルからも検出されます。[OIII]の線が狭いため、ショック後の原点は除外します。衝撃前の起源については、光イオン化前駆体、宇宙線前駆体、および中性前駆体の3つの可能性を検討しました。[OIII]放出は、[HeII]$\lambda$304光子によって光イオン化され、主に宇宙線によって加熱された衝撃前駆体で衝突励起された酸素から生じると結論付けます。
偏心バイナリの重力波インスピレーション持続時間への正確な分析的適合
私は、重力波の放出によって駆動される2つの点の質量の吸気の持続時間への分析的適合を提示します。はめあいは、0から0.99999までの初期偏心の全範囲にわたって3％以内の精度です。
PSR B1919 +21からのドリフトサブパルスの偏光
| Title |
The_polarization_of_the_drifting_sub-pulses_from_PSR_B1919+21 |
| Authors |
N._Primak,_C._Tiburzi,_W._van_Straten,_J._Dyks,_S._Gulyaev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.09300 |
目的。アレシボ天文台で記録されたPSR〜B1919+21の高感度観測で、ドリフトするサブパルスの偏極を研究することにより、パルサー磁気圏での電波放射と伝搬の理解を深めることを目指しています。メソッド。ストークスパラメータ間の経度分解共分散の固有値分析を含む、分析と視覚化のいくつかの方法を適用して比較します。ポアンカレ球の正規化されたストークスベクトルの経度分解散布図。パルス経度のオフセットとパルス数の遅れの関数としてのストークスパラメータ間の自動相関と相互相関。ストークスパラメータとそれらから導出された量をドリフトサブパルス変調周期と同期して平均することによって形成された、偏光状態の平均ドリフトバンド。結果。直交分極モードの重ね合わせがインコヒーレントとして最もよく説明されるパルス経度の領域と、重ね合わせが少なくとも部分的にコヒーレントであるように見える領域を観察します。コヒーレントな重ね合わせの領域内で、$\sim2\circ$にまたがるパルス経度の範囲にわたって、ストークス偏光ベクトルの分布は、ポアンカレ球の原点近くを中心とするトーラスを形成します。さらに、偏光ベクトルは、トーラスの回転軸を中心に、全強度のドリフトサブパルス変調と同期して回転します。結論。ストークス偏光ベクトルのトロイダル分布とストークスパラメータの平均ドリフトバンドの両方で明確に明らかな、偏光状態のほぼ均一な円形変調は、パルサー放射の現在の理論モデルでは予測されていません。直交分極モードのインコヒーレントまたは位相コヒーレントの重ね合わせに基づいて、トーラスの生成を説明するためのさまざまなシナリオを提案します。
パルサーからの非常に高エネルギーの放出
エアチェレンコフ望遠鏡は、ますます多くのフェルミパルサーから50GeVを超えるエネルギーで脈動を検出しました。これらには、カニ、ベラ、PSRB1706-44、ゲミンガが含まれ、最初の2つは1TeVを超えるパルス検出を備えています。場合によっては、フェルミスペクトルを高エネルギーに拡張した超高エネルギー（VHE）放出があるように見えますが、別の場合には、別個の放出メカニズムを必要とする追加の高エネルギースペクトル成分が存在する可能性があります。グローバル磁気圏フィールドと、加速粒子（一次）からのシンクロ曲率（SC）および逆コンプトン散乱（ICS）放射、および下部からのシンクロトロン自己コンプトン（SSC）放射を含む複数の放出メカニズムを使用した広帯域スペクトルモデリングの結果を示します。-エネルギーペア。私たちのモデルは、3つの異なるVHE成分を予測します：高エネルギーテールが100GeVに拡張できるプライマリからのSC、数TeVに拡張できるペアからのSSC、および現在のシートで加速されたプライマリ粒子からのICS、散乱ペアシンクロトロン放射、10TeV。私たちのモデルは、H.E.S.S.-IIとMAGICが、ベラ、ゲミンガ、PSRB1706-44でフェルミスペクトルを生成する主要なSCコンポーネントの高エネルギーテールを検出したことを示唆しています。Velaから10TeVを超えてピークに達するICSコンポーネントがH.E.S.Sによって見られたと私たちは主張します。カニや他のパルサーからのこの放出成分の検出は、HAWCとCTAで可能であり、パルサーの最大粒子エネルギーを直接測定します。
教師なし機械学習で隠された繰り返しの高速電波バーストのクローキングを解除する
| Title |
Uncloaking_hidden_repeating_fast_radio_bursts_with_unsupervised_machine_learning |
| Authors |
Bo_Han_Chen,_Tetsuya_Hashimoto,_Tomotsugu_Goto,_Seong_Jin_Kim,_Daryl_Joe_D._Santos,_Alvina_Y._L._On,_Ting-Yi_Lu_and_Tiger_Y.-Y._Hsiao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.09440 |
ミリ秒のタイムスケールを持つ天文学的な過渡現象である高速電波バースト（FRB）の起源は不明のままです。困難の1つは、観測されたFRBの起源が不均一である可能性に起因します。それらのいくつかは繰り返されることが観察されており、他はそうではありません。限られた観測期間と望遠鏡の感度のために、いくつかのバーストは非リピーターとして誤って分類される可能性があります。したがって、FRBをリピーターと非リピーターに明確に区別して、その起源をよりよく理解することが重要です。この作業では、教師なし機械学習を使用して、高価な監視観測に依存することなく、リピーターと非リピーターを分類します。均一マニホールド近似と投影（UMAP）に基づく繰り返しFRB認識方法を提示します。この作業の主な目標は、（i）監視されていないUMAPが、繰り返しに関する事前の知識がなくても、繰り返しのFRB集団を分類できることを示し、（ii）繰り返しのないFRBが繰り返しのFRBによって汚染されているという仮定を評価することです。）観測を監視せずにFRBリピーター候補を認識し、対応するカタログをリリースします。カナダの水素強度マッピング実験の高速電波バースト（CHIME/FRB）データベースにこの方法を適用します。教師なしUMAP分類は、95％の繰り返しFRB完全性を提供し、474の非リピーターソースから188のFRBリピーターソース候補を識別します。この作業は、FRBの単一のエポック観測に基づいて、リピーターと非リピーターの新しい分類への道を開きます。
AugerPrime-ピエールオージェ天文台のアップグレード
| Title |
AugerPrime_--_The_upgrade_of_the_Pierre_Auger_Observatory |
| Authors |
Jaroslaw_Stasielak_(for_the_Pierre_Auger_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.09487 |
超高エネルギー宇宙線（UHECR）は、大気中の宇宙線粒子によって誘発された大規模な空気シャワーを記録する巨大な地上ベースの検出器システムで研究されています。ピエールオージェ天文台（これまでに構築されたそのような検出器の中で最大のもの）での研究は、多くのブレークスルーに大きく貢献し、UHECRの理解を劇的に進歩させました。それにもかかわらず、宇宙で知られているこれらの最もエネルギーの高い粒子の発生源が特定されておらず、40EeVを超える明確に確立された宇宙線フラックス抑制の起源が完全に理解されていないため、これまでの結果はまだ決定的ではありません。同時に、地上の大規模な空気シャワーのミューオン成分の正確な測定は、ハドロン相互作用モデルの予測との不一致を示しています。互いに密接に関連しているこれらのパズルの説明は、現代の天体物理学の最も重要な目標の1つです。ピエールオージェ天文台によって得られた結果は、UHECRの理解をさらに進めるには、既存の検出器の測定機能の改善が必要であることを示しています。重要な機能は、エアシャワーの磁気成分と電磁成分の優れた分離です。ピエールオージェ天文台の継続的なアップグレードであるAugerPrimeは、このタスクのために設計されました。AugerPrimeの主な目的は、宇宙線の質量に対する分析の感度を高めることです。これは、UHECRの起源を解明するのに役立ちます。このホワイトペーパーでは、AugerPrime設計の主な機能とその現在のステータスを概説し、アップグレードされた天文台の目標と潜在的な機能について説明します。
顕著性マッピングによる銀河形態の深層学習の説明
| Title |
Explaining_deep_learning_of_galaxy_morphology_with_saliency_mapping |
| Authors |
Prabh_Bhambra,_Benjamin_Joachimi,_Ofer_Lahav |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.08288 |
銀河の棒渦巻銀河の長さを測定することにより、天文データセットでの説明可能な人工知能（XAI）技術の使用を成功裏に示しています。この方法は、一般的な銀河の形態を予測するために、GalaxyZooからの人間が分類したデータで畳み込みニューラルネットワークをトレーニングし、SmoothGrad（顕著性マッピング手法）を使用して、特注のアルゴリズムによる測定用のバーを抽出することで構成されます。これを、畳み込みニューラルネットワークを使用して銀河バーの長さを直接予測する別の方法と対比します。これらの方法は、人間の測定値に対してそれぞれ0.76と0.59の相関係数を達成しました。この場合、モデルのトレーニング時に利用できるデータセットが大きいため、XAIメソッドは従来の深層学習よりも優れていると結論付けます。新しいデータセットを収集したり、新しいモデルをトレーニングしたりすることなく、XAIメソッドを使用して他の銀河の特徴（バルジとディスクの比率など）を抽出できることをお勧めします。また、これらの手法を使用して、深層学習モデルを改良し、データセット内のバイアスを特定して排除できることをお勧めします。
電波天文画像用の畳み込みディープノイズ除去オートエンコーダ
畳み込みノイズ除去オートエンコーダとして知られる機械学習技術を適用して、最先端の電波望遠鏡の合成画像のノイズを除去し、電波宇宙ウェブを特徴付けると予測されるかすかな拡散電波源を検出することを目的としています。私たちのアプリケーションでは、ノイズ除去は、ランダムな機器ノイズの低減と、開口合成技術に起因するサイドローブなどの追加のスプリアスアーティファクトの最小化の両方に対処することを目的としています。この方法の有効性と精度は、さまざまな種類の破損した入力画像について、その計算パフォーマンスとともに分析されます。宇宙論的数値シミュレーションの結果を利用して、トレーニング用の現実的な模擬観測を作成し、150MHzでのLOFARHBA8時間観測に対応する画像を生成することに特別な注意が払われています。当社のオートエンコーダーは、機器の感度の限界でかすかな物体を識別および抽出する複雑な画像のノイズを効果的に除去できます。この方法は、完全に自動化された方法で、高性能コンピューティングソリューションを活用して、大規模なデータセットを効率的に拡張できます（つまり、トレーニング後に人間による監視は必要ありません）。画像セグメンテーションを正確に実行し、拡散源の低輝度の周辺を識別し、ノイズの多い無線観測に隠された困難な拡張オブジェクトを検出するための実行可能なソリューションであることが証明されています。
極地の氷中のニュートリノの無線検出における信号偏光に対する二軸複屈折の影響
南極の氷床は二軸複屈折性であり、これは超高エネルギーニュートリノの氷内無線検出に影響を与える可能性があることが知られています。以前の研究には、氷内ニュートリノ実験における異なる偏光のパルス間の時間遅延、および極地氷における斜めの角度でのレーダーエコーのパワーに対する二軸複屈折の影響が含まれていました。私は初めて、放出された信号の源が氷の中にある高エネルギーニュートリノ実験における異なる偏光での受信電力への影響について報告します。このモデルについて説明し、サウスポールのSPICEcore氷内キャリブレーションパルサーシステムから公開された結果と照らし合わせて検証します。サウスポールでは、一部のジオメトリで予想外に高い交差偏波パワーが報告されています。データは、信号偏光の自明でない回転を誘発する二軸複屈折と一致する動作を示しています。これらの動作には、パワースペクトルに痕跡を残す干渉効果が含まれますが、これに限定されません。これは、氷内のニュートリノの特徴と相互作用までの距離の測定の両方として機能します。さらなる研究が必要ですが、ここに提示された効果を適切に処理することで、超高エネルギーニュートリノ実験の科学的可能性が高まり、次世代検出器の最適設計に影響を与える可能性があると思います。
| Title |
Inference_of_cosmic-ray_source_properties_by_conditional_invertible_neural_networks |
| Authors |
Teresa_Bister,_Martin_Erdmann,_Ullrich_K\"othe,_Josina_Schulte |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.09493 |
測定された分布からの物理パラメータの推論は、物理データ分析のコアタスクを構成します。最近の深層学習法の中で、いわゆる条件付き可逆ニューラルネットワークは、確率を維持する全単射マッピング特性により、洗練されたアプローチを提供します。これらは、1つのマッピング方向でパラメーターと観測値の対応をトレーニングし、逆方向でパラメーターの事後分布を評価することを可能にします。ここでは、広範な天体物理シミュレーションを使用して、地球上の宇宙線観測からの宇宙線源特性の推論を研究します。条件付き可逆ニューラルネットワーク（cINN）のパフォーマンスを、頻繁に使用されるマルコフ連鎖モンテカルロ（MCMC）法と比較します。cINNは、パラメーターの事後分布を直接予測するようにトレーニングされていますが、MCMC法では、シミュレーションと観測値を一致させる尤度関数を使用して事後分布を抽出します。全体として、2つの異なる方法で導出された物理パラメータ間には良好な一致が見られます。その計算効率の結果として、cINNメソッドは推論品質の迅速な評価を可能にします。
整列していない連星系におけるBeスターディスクの成長と散逸
3次元のSmoothedParticleHydrodynamicsコードを使用して、バイナリ軌道が主星のスピン軸に対してずれているシステムでのBe星ディスクの成長と散逸をシミュレートします。公転周期とミスアラインメント角度を変化させ、100軌道周期で一定の速度でディスクに給電し、次に100軌道周期でディスクを消散させるという6つの異なるシナリオを調査します。ディスクの成長段階では、バイナリコンパニオンがディスクを一次星の赤道で最初の平面から傾けてから、40〜50の公転周期の後に一定の方向に落ち着くことがわかります。ディスクへの大量注入が進行している間、ディスクが傾くと、物質が一次星に時期尚早に再付着する可能性があります。ディスクの散逸が始まると、通常、ディスクは、20から50の軌道周期の範囲の歳差運動周期で、バイナリコンパニオンの軌道軸を中心に歳差運動します。特別な場合には、ディスクの引き裂きの現象、およびディスクの古在-リドフ振動を検出します。これらの振動は、最大離心率が約0.6に達し、バイナリの軌道に対して最小傾斜角が約\ang{20}に達します。また、遷移半径の内側へのほぼ円運動とは対照的に、ディスク材料は遷移半径を超えて高度に偏心した軌道を持ち、ディスクは粘性力によって支配される状態からコンパニオンスターによって厳しく制御されるように変化します。最後に、これらの変化がBestarの観測量にどのように影響するかについての予測を提供します。
「ステルス」コロナ質量放出に関連する問題の地磁気嵐の起源を理解する
| Title |
Understanding_the_Origins_of_Problem_Geomagnetic_Storms_Associated_With_"Stealth"_Coronal_Mass_Ejections |
| Authors |
Nariaki_V._Nitta,_Tamitha_Mulligan,_Emilia_K._J._Kilpua,_Benjamin_J._Lynch,_Marilena_Mierla,_Jennifer_O'Kane,_Paolo_Pagano,_Erika_Palmerio,_Jens_Pomoell,_Ian_G._Richardson,_Luciano_Rodriguez,_Alexis_P._Rouillard,_Suvadip_Sinha,_Nandita_Srivastava,_Dana-Camelia_Talpeanu,_Stephanie_L._Yardley,_Andrei_N._Zhukov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.08408 |
地磁気嵐は宇宙天気の重要な側面であり、宇宙および地上の資産に重大な影響を与える可能性があります。強い嵐の大部分は、地球近傍環境での惑星間コロナ質量放出（ICME）の通過に関連しています。多くの場合、これらのICMEは、特定のコロナ質量放出（CME）と太陽の前面での太陽活動に明確にさかのぼることができます。したがって、CMEと太陽活動の定期的な観測から地球へのICMEの到着を予測することは、現在、地磁気嵐の予測に大きく貢献しています。ただし、地磁気活動の強化を引き起こす可能性のある一部のICMEは、観測されたCMEまでさかのぼることができないことは明らかです。または、CMEが特定された場合、その起源は冠状画像ではとらえどころのないかあいまいな場合があります。このようなCMEは「ステルスCME」と呼ばれています。このレビューでは、太陽/CME前駆体が謎めいてステルスであるという意味で、これらの「問題のある」地磁気嵐に焦点を当てます。まず、過去の研究で議論されたステルスCMEの証拠を確認します。次に、太陽周期24で、関連する太陽源やCMEが不明確で、明らかにステルスである、中程度から強い地磁気嵐（最小Dst<-50nT）をいくつか特定します。これらのイベントの太陽とその場の状況について議論し、それらのとらえどころのない太陽の特徴を説明するかもしれないいくつかのシナリオを特定します。これらの範囲は、観測上の制限（たとえば、地球の近くのコロナグラフは、拡散していて十分な幅がない場合、入ってくるCMEを検出できない可能性があります）から、太陽からの大量放出のクラスが弱いか難しいだけである可能性まであります。コロナの署名を観察します。特に、これらの情報源のいくつかは、通常考えられているよりも長い時間間隔での冠状構造の進化を考慮することによってのみ明確に明らかにされます。また、さまざまな数値モデリングアプローチを確認します...
パーカーソーラープローブによる太陽風の観測における磁気圧力バランスの領域
| Title |
Domains_of_Magnetic_Pressure_Balance_in_Parker_Solar_Probe_Observations_of_the_Solar_Wind |
| Authors |
David_Ruffolo_(1),_Nawin_Ngampoopun_(1),_Yash_R._Bhora_(2),_Panisara_Thepthong_(3),_Peera_Pongkitiwanichakul_(3),_William_H._Matthaeus_(4)_and_Rohit_Chhiber_(4,5)_((1)_Mahidol_University,_(2)_Wells_International_School,_(3)_Kasetsart_University,_(4)_University_of_Delaware,_(5)_NASA_Goddard_Space_Flight_Center) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.08506 |
パーカーソーラープローブ（PSP）宇宙船は、太陽から0.2au以内で太陽風の最初のその場探査を行っています。最初の観測では、ほぼ一定の磁場の大きさ$|{\bfB}|$の領域で、太陽に近い太陽風プラズマの磁場Bと速度Vの整列した変動のAlfv\'enicの性質が確認されました。磁気圧力バランス。このようなドメインは、スイッチバックとして知られるラジアルフィールド（極性）の反転を含むがこれに限定されない、特に強い変動によって中断されます。非線形ケルビン・ヘルムホルツ不安定性が発生期の太陽風の磁気境界近くに形成され、広範なせん断駆動ダイナミクス、スイッチバックを含む強い乱流変動、およびおおよその磁気圧力バランスの領域を含む混合層につながることが提案されています。この作業では、最初の5つのPSPソーラー遭遇からのデータを使用して、そのようなドメインのさまざまな側面を識別および分析します。Alfv\'enicityの尺度であるドメインの充填率は、0.2au内の90％の中央値から0.9au外の38％まで変化し、大きな変動があります。平均ドメイン期間とプラズマ$\beta$の間に逆相関が見られます。アスペクト比の極端な場合について、平均ドメイン期間が太陽風の流れに凍結された空間構造の交差時間にも関連しているかどうかを調べます。私たちの結果は、半径方向またはパーカーのらせん方向に沿って整列した長くて薄いドメインと一致せず、等方性ドメインと互換性があります。これは、太陽風の等方性密度変動または「塊」の以前の観測と一致しています。
ガイド磁場を伴う2.5D減衰乱流におけるエネルギー変換に対する平行ソレノイド電場の役割
| Title |
Role_of_Parallel_Solenoidal_Electric_Field_on_Energy_Conversion_in_2.5D_Decaying_Turbulence_with_a_Guide_Magnetic_Field |
| Authors |
Peera_Pongkitiwanichakul,_David_Ruffolo,_Fan_Guo,_Senbei_Du,_Piyawat_Suetrong,_Chutima_Yannawa,_Kirit_Makwana,_and_Kittipat_Malakit |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.08519 |
ガイド（面外）バックグラウンド磁場の存在下で、減衰する乱流の2.5Dパーティクルインセルシミュレーションを実行します。変動する磁場は、最初は低波数（長波長）のフーリエモードで構成されています。時間の経過とともに、電磁エネルギーは、電流密度${\ppJ}$に対して${\ppJ}\cdot{\ppE}$の単位体積あたりの速度でプラズマ運動エネルギー（バルクフロー+熱エネルギー）に変換されます。および電界${\ppE}$。このような減衰する乱流は、プラズマ電流が強く断続的な状態に向かって進化することがよく知られています。ここでは、電界を非回転のコンポーネント${\ppE}_{\rmir}$とソレノイド（発散のない）${\ppE}_{\rmso}$に分解します。${\ppE}_{\rmir}$は電荷分離に関連付けられており、${\ppJ}\cdot{\ppE}_{\rmir}$はイオンと電子の間のエネルギー移動率です。プラズマ運動エネルギーの正味の変化はほとんどありません。したがって、電磁エネルギーからプラズマ運動エネルギーへの正味の変換率は、${\ppJ}\cdot{\ppE}_{\rmso}$によって強く支配され、強いガイド磁場の場合、これには主に次のものが含まれます。成分${\ppE}_{\rmso、\parallel}$は全磁場${\ppB}$に平行です。磁気リコネクションに関連するエネルギー伝達率{\bfJ$_\parallel\cdot$E$_{so、\parallel}$}の空間分布のさまざまな指標を調べます。その中で最も優れているのは、1）面外電場と面内磁場の比、2）非理想電場の面外成分、および3）電流ヘリシティの推定値の大きさ。
太陽フレアループの上部にあるマグネティック島の消滅
| Title |
Annihilation_of_Magnetic_Islands_at_the_Top_of_Solar_Flare_Loops |
| Authors |
Yulei_Wang,_Xin_Cheng,_Mingde_Ding,_Quanming_Lu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.08526 |
太陽電流シート（CS）の磁気リコネクションのダイナミクスは、高解像度の2.5次元MHDシミュレーションによって研究されています。磁気リコネクションが始まると、多数の磁気島が断続的に形成され、CSに沿って上下にすばやく移動します。フレアループのセミクローズドフラックスと衝突すると、ダウンフローアイランドはメインCSと同等の速度で2回目の再接続を引き起こします。時間積分された磁気エネルギー放出は依然としてメインCSでの再接続によって支配されますが、2回目の再接続はかなりの磁気エネルギーを放出し、メインアイランドを消滅させ、フレアループ上部にさまざまなスケールのセカンダリアイランドを生成します。2番目の島の流束の分布関数は、$f\left（\psi\right）\sim\psi^{-1}$（小規模）から$\psi^{まで変化するべき乗則に従うことがわかります。-2}$（大規模）。これは、バックグラウンドプラズマ$\beta$とは独立しており、熱伝導を含む場合は独立しているようです。ただし、$\beta$が増加するか、熱伝導が含まれる場合、主な再接続の流出または島によって引き起こされる終端衝撃の空間スケールと強度は減少します。標準のフレアモデルに含まれていないフレアループ上部の磁気アイランドの消滅は、フレアプラズマを加熱して粒子を加速するために磁気エネルギーを放出する上で無視できない役割を果たしていることをお勧めします。
パーカーソーラープローブは、手足の後ろのアクティブ領域に関連する太陽電波バーストを検出します
| Title |
Parker_Solar_Probe_detects_solar_radio_bursts_related_with_a_behind-the-limb_active_region |
| Authors |
Aleksander_A._Stanislavsky,_Igor_N._Bubnov,_Artem_A._Koval,_Serge_N._Yerin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.08644 |
パーカーソーラープローブ（PSP）が遭遇段階で観測した太陽電波バーストの解釈は、太陽コロナの放出メカニズムの固有の特性を理解する上で重要な役割を果たします。PSP受信機のより低い時間周波数分解能は、より高度なアンテナと受信機を使用した地上ベースの同時観測によって克服できます。この論文では、タイプIII、J、およびUの太陽バーストのベゲッターであるアクティブアクティブ領域12765が、地上の機器の視界内にあり、PSP宇宙船の太陽の肢の後ろにあるような観測を提示します。巨大ウクライナ電波望遠鏡（GURT）のサブアレイを使用して、8〜80MHzの周波数範囲での電波バーストのスペクトル特性と、10.5kHz〜19.2MHzの帯域幅のPSP電波機器を太陽光発電中に取得しました。2020年6月5日の観測。PSP側からの活動領域がないため、太陽コロナの特別な条件を使用して、PSP宇宙船の太陽肢の後ろの活動領域によって開始された電波イベントを直接検出しました。太陽電波放射の生成メカニズムに従って、電波バーストの原因となるアクティブ領域12765の上の太陽コロナの密度モデルを改良しました。太陽の近くのPSP宇宙船の位置と、宇宙ベースの記録と地上ベースの記録の間の電波の遅延に基づいて、PSPスペクトログラムで対応する無線応答を見つけました。PSP側に黒点がないことは、太陽の密集したループから低密度の静かな領域への電波の伝播に寄与し、それを通してPSP機器が放射線を検出することができます。
パーカーソーラープローブによって観測された陽子ビームの強い垂直速度空間
| Title |
Strong_perpendicular_velocity-space_in_proton_beams_observed_by_Parker_Solar_Probe |
| Authors |
J._L._Verniero,_B._D._G._Chandran,_D._E._Larson,_K._Paulson,_B._L._Alterman,_S._Badman,_S._D._Bale,_J._W._Bonnell,_T._A._Bowen,_T._Dudok_de_Wit,_J._C._Kasper,_K._G._Klein,_E._Lichko,_R._Livi,_M._D._McManus,_A._Rahmati,_D._Verscharen,_J._Walters,_P._L._Whittlesey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.08912 |
パーカーソーラープローブ（PSP）のSWEAP機器スイートは、PSPのFIELDS機器スイートによって観測されたコヒーレントな円偏波のイオンスケール波に関連する多数の陽子ビームを検出しました。PSPエンカウンター4〜8での測定により、陽子速度分布関数（VDF）の顕著な複雑な形状が明らかになりました。この場合、ビームの先端が強い垂直拡散を受け、「ハンマーヘッド」に似たVDFレベルの等高線が生成されます。これらの陽子ビームは、それに付随する「ハンマーヘッド」機能とともに、イオンストラールと呼ばれます。7時間のイオンスケールの波の嵐と同時に発生するこれらの観測の例を示し、3成分イオン-VDFフィッティングによるイオン-ストラール広がりの発生を定量化する予備的な試みの結果を示します。また、準線形理論に基づくイオン垂直散乱と、平行伝搬する右円偏光の高速磁気音波/ホイスラ波によるビームイオンの共鳴散乱についても説明します。
高速遷移モード切り替えを表示する降着白色矮星
| Title |
An_accreting_white_dwarf_displaying_fast_transitional_mode_switching |
| Authors |
S._Scaringi_(1),_D._de_Martino_(2),_D.H._Buckley_(3,4,5),_P.J._Groot_(6,3,4),_C._Knigge_(7),_M._Fratta_(1),_K._Ilkiewicz_(1),_C._Littlefield_(8,9),_A._Papitto_(10)_((1)_Durham_University,_(2)_INAF-Capodimonte,_(3)_SAAO,_(4)_University_of_Cape_Town,_(5)_University_of_the_Free_State,_(6)_Radboud_Nijmegen,_(7)_University_of_Southampton,_(8)_University_of_Notre_Dame,_(9)_University_of_Washington,_(10)_INAF-Rome) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.09124 |
白色矮星の降着は、軌道周期が数十分から数時間の近接連星系でよく見られます。ほとんどの場合、降着プロセスは比較的安定しており、大幅な変調は〜日以上の時間スケールでのみ発生します。ここでは、降着する白色矮星バイナリシステムTWPictorisの光学的光度の急激な低下が、30分という短い時間スケールで最大3.5倍に低下したことを報告します。トランジット系外惑星探査衛星（TESS）によって得られたこのバイナリシステムの光度曲線は、白色矮星への質量降着率の変化を追跡する可能性が高い2つの異なる強度モード間の高速切り替えを明確に示しています。低モードでは、システムは磁気ゲート降着バーストも表示します。これは、白色矮星の弱い磁場が、このモードの共回転半径で内部ディスクを切り捨てることを意味します。TWPictorisで観察されたモード切り替えの特性は、数十秒のタイムスケールではありますが、同様の遷移が発生する遷移ミリ秒パルサーで観察されたものと類似しているように見えます。私たちの発見は、白色矮星の降着においてこれまで認識されていなかった現象を確立し、中性子星への磁気降着を支配する物理学との密接な関係を示唆しています。
銀河系RRd星のK2観測
| Title |
K2_Observations_of_Galactic_RRd_Stars |
| Authors |
Pawe{\l}_Moskalik,_James_M._Nemec,_L\'aszl\'o_Moln\'ar,_Emese_Plachy,_R\'obert_Szab\'o,_Katrien_Kolenberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.09279 |
キャンペーン1〜18の間にNASAのKepler-K2ミッションによって観測された77個のダブルモードRRLyrae（RRd）星の高精度測光を分析しました。それらの星の中で、「異常な」RRd星のサブクラス（Soszy\'nskietal。、2016）またはPrudiletalによって最近特定された別のより短い周期のサブクラスのいずれかに属するいくつかの低周期比変数を特定しました。。（2017）。サンプルのほとんどのRRd星で、周期比が$P_{\rmx}/P_{\rm1}\sim0.615$の非放射状モードが検出されました。これらの変数の大部分では、非放射周波数の少なくとも1つの分数調波も存在します。私たちの発見は、非ラジアルモードの励起がRRd星の一般的な特性であることを示しています。同じ非放射状の脈動は、RRc星でも一般的に検出されます。この不可解なモードの特性は、RRライレ型パルセータの両方のグループで本質的に同じであることを示します。
天の川銀河ハローとその矮星衛星の形成：NLTE-1D存在量分析。 V.ろくぶんぎ座銀河
| Title |
The_formation_of_the_Milky_Way_halo_and_its_dwarf_satellites:_A_NLTE-1D_abundance_analysis._V._The_Sextans_galaxy |
| Authors |
L._Mashonkina,_Yu.V._Pakhomov,_T._Sitnova,_P._Jablonka,_S.A._Yakovleva,_A.K._Belyaev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.09402 |
ろくぶんぎ座矮小楕円銀河（dSph）と非局所熱力学的平衡にある11個の非常に金属の少ない（-3.32<=[Fe/H]<=-2.61）星のサンプルについて、正確な大気パラメータの均一なセットを提示します。（NLTE）高分解能UVES/VLTおよびHDS/Subaruスペクトルに基づく少なくとも7つの化学元素の存在量。各星について、その有効温度と表面重力はスペクトルエネルギー分布と既知の距離から導き出され、Feの存在量はFeIとFeIIの線からの平均として得られました。Mg、Ca、Tiの存在量に基づいて、調査したすべての星が0.4〜dexから0.2〜dexのアルファ増強を示し、[Fe/H]>のアルファ/Feの低下のヒントがあることを示します。-2.8。ろくぶんぎ座の星はBaが不足しています。新しい結果は、BaとMgの間の非常に緊密な関係であり、標準的な超新星のタイムスケールでのr過程イベントにおける大質量星とBa合成におけるそれらの共通の起源を示唆しています。例外は、Baで強く強化されたC強化星S〜15-19です。この星は、Baと同じくらい効率的にs過程で生成されるSrとYの量が少なく（[Y/Fe]$<-1$）、変動が検出されないため、CEMP-s星である可能性は低いです。視線速度で。天の川のハローと彫刻家およびこぐま座のdSphとの区別は、NaとNiの初期の濃縮の歴史では見つかりませんでした。つまり、ろくぶんぎ座の星はNaが不足しており、太陽に近いNi/Feを持っています。
クライン-ゴルドン固有状態としての宇宙
\noindentフリードマン方程式を2階線形微分方程式として定式化します。これは、$\beta$-times$t_\beta：=\int^ta^{-2\beta}$を選択するシュヴァルツ微分に関連する手法を使用して行われます。ここで、$a$はスケール係数です。特に、フリードマン方程式は固有値問題と同等であることがわかります$$O_{1/2}\Psi=\frac{\Lambda}{12}\Psi\、\qquadO_1a=-\frac{\Lambda}{3}a\、$$これは測定の問題を示唆しています。$O_{\beta}（\rho、p）$は、エネルギー密度と圧力のみに依存し、クライン-ゴルドンハミルトン-ヤコビ方程式に関連する、空間に依存しないクライン-ゴルドン演算子です。$O_\beta$も空間曲率に依存せず、$k$でラベル付けされ、$$\Psi=\sqrtae^{\frac{i}{2}\sqrt{k}\etaに吸収されます。}\。$$上記の方程式のペアは、$k=0$でない限り、フリードマン方程式の一意の可能な線形形式です。$k=0$の場合、線形方程式のペアは無限に多くなります。このような一意性は、曲率項を吸収するための鍵となる$t_\beta$の中から等角時間$\eta\equivt_{1/2}$を選択するだけです。線形形式の直接の結果は、フラットスペースでのフリードマン方程式の新しい対称性を明らかにすることです。
ワープファクターに鋭い特徴がある場合に、ディラック-ボルン-インフェルド（DBI）インフラトンによって膨張中に生成される曲率摂動の可能な増幅メカニズムを研究します。スカラーパワースペクトルをもたらす大きな成長は、音速の低下の結果です。スローロールフェーズと増幅につながる過渡フェーズの両方で、関連する動的量の解析的近似式を取得します。最後に、近似を正確な数値進化と比較し、そのような状況で、その後の放射線が支配的な時代に、豊富な原始ブラックホールの形成につながる実行可能なインフレーションモデルを構築するための一般的なルールを示します。
（高密度および低温の）核物質、中性子星、およびそれらの合併のホログラフィックモデルをレビューします。まず、冷たいクォーク物質と中性子星の現在の知識に関する簡単な一般的な議論から始め、ゲージ/重力の二重性を使用して冷たい核とクォーク物質をモデル化するさまざまなアプローチについて議論し、それらの長所と短所を指摘します。次に、複雑なボトムアップホログラフィックフレームワーク（V-QCD）の最近の結果に焦点を当てます。これは、格子QCDの結果、有効場の理論、および摂動QCDからの入力も受け取ります。高密度核物質は、均一な非アーベルバルクゲージ場を介してV-QCDでモデル化されます。冷たい核（およびクォーク）物質の実現可能な「ハイブリッド」状態方程式は、低密度で従来の方法（有効場の理論など）を使用し、高密度でホログラフィックV-QCDモデルを使用して構築できます。このアプローチから、核からクォーク物質への遷移の特性、および中性子星の特性への制約について説明します。このようなハイブリッド状態方程式を中性子星合体の数値シミュレーションの入力として使用して、生成された重力波のスペクトルの予測も導き出します。
ブートストラップされたニュートン重力の軌道
| Title |
Orbits_in_bootstrapped_Newtonian_gravity |
| Authors |
Anna_D'Addio,_Roberto_Casadio,_Andrea_Giusti,_Mariafelicia_De_Laurentis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.08379 |
ブートストラップされたニュートン重力は、ニュートンの法則の非線形バージョンであり、修正されたポテンシャルから始まる完全に幾何学的な重力理論に持ち上げることができます。ここでは、真空中のブートストラップされたニュートン有効計量で測地線を研究し、太陽系データと銀河中心近くの$S$星軌道から自由パラメーターの限界を取得します。これらの境界により、{\em真空}ブートストラップされたニュートン重力は実験的に一般相対性理論と区別できなくなります。
GP-MOOD：双曲線保存則のための正保存高次有限体積法
| Title |
GP-MOOD:_A_positive-preserving_high-order_finite_volume_method_for_hyperbolic_conservation_laws |
| Authors |
R\'emi_Bourgeois_and_Dongwook_Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.08683 |
複数の空間次元で高次の解の精度（たとえば、3次、5次、および7次）で圧縮性双曲線保存系を解くGP-MOODと呼ばれる事後衝撃捕捉有限体積法アルゴリズムを提示します。GP-MOOD法は、GP（ガウス過程）の多項式のない空間再構成法とMOOD（多次元最適次数検出）の事後検出アルゴリズムの2つの方法を組み合わせたものです。私たちのGP-MOOD法の空間近似は、Reyesetal。、JournalofScientificComputing、76（2017）およびJournalofComputationalPhysics、381（2019）で報告されたGPに関する以前の研究に基づいたGPの無制限の空間再構成を使用します。この論文は、空間精度のGPの柔軟な変動性を、MOODアプローチに基づく事後検出形式に拡張することに焦点を当てています。GPの多項式のない再構成は、GP半径Rで定義される多次元GPステンシルでGPの可変（2R+1）次空間精度という新しいプロパティを利用することにより、MOODの次数カスケード形式へのシームレスな経路を提供することを示します。標準の多項式MOOD法よりも小さい。結果として得られるGP-MOODメソッドは、陽性を維持するメソッドです。数値的安定性を維持するために従来の計算コストの高い先験的非線形制限メカニズムに頼ることなく、複数の空間次元での滑らかで不連続な流れに対するGP-MOODの数値的安定性と精度を調べます。
非線形シグマモデルにおけるインフレ対数の合計
| Title |
Summing_Inflationary_Logarithms_in_Nonlinear_Sigma_Models |
| Authors |
S._P._Miao_(National_Cheng_Kung_University),_N._C._Tsamis_(University_of_Crete)_and_R._P._Woodard_(University_of_Florida) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.08715 |
量子重力と同じ微分相互作用を含むがゲージの問題がない、ド・ジッター背景上の2つの非線形シグマモデルを検討します。最初のモデルには単一の体しか含まれていません。これは、局所体の再定義によって自由理論に還元できます。2番目のフィールドには2つのフィールドが含まれているため、これを減らすことはできません。両方のモデルのループ補正は、大きな時間的および空間的対数を生成します。これにより、摂動理論が遅い時間および遠い距離で崩壊します。これらの対数の多くは、プロパゲーターの「テール」部分に由来し、曲率に依存する有効ポテンシャルを含むスタロビンスキーの確率的形式の変形を使用して合計できます。残りの対数は紫外線に由来し、曲率に依存するくりこみの特別なクラスに基づくくりこみ群の変形を使用して合計できます。明示的な結果は、1ループおよび2ループの順序で導出されます。
巨大惑星磁気圏の拡散効果と移流効果を組み合わせた乱流加熱モデル
| Title |
A_Turbulent_Heating_Model_Combining_Diffusion_and_Advection_Effects_for_Giant_Planet_Magnetospheres |
| Authors |
C._S._Ng,_B._R._Neupane,_P._A._Delamere,_P._A._Damiano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.08767 |
木星と土星の磁気圏のイオン温度は、約10から30の惑星半径に大幅に上昇することが観察されました。フラックスチューブ拡散を伴うMHD乱流に基づく木星の加熱モデルを含む、このような観測を説明するために、さまざまな加熱メカニズムが提案されています。最近では、移流に基づくMHD乱流加熱モデルが、木星と土星の温度上昇も説明することが示されました。拡散と移流の両方の効果を組み合わせることにより、この乱流加熱モデルをさらに開発します。結合されたモデルは、半径方向の流速が小さい場合は拡散が移流よりも支配的であり、速度が大きい場合はその逆であるという物理的一貫性の要件を解決します。観測との比較は、移流のみのモデルを使用した以前の合意が、より大きな半径距離に対しても有効であることを示しています。さらに、拡散による追加の加熱により、半径距離が小さい場合の温度観測との一致が向上します。
最近、さまざまな後期の宇宙論的問題を解決するために、実行可能な光速変動（VSL）モデルが提案されました。このモデルには、光速の時間変化をスケール係数$c=c_0a^{b/4}$の関数として特徴付けるための1つの自由パラメーター$b$があります。さまざまな物理定数と量の時間変化も、$b$の関数としてのさまざまなスケールファクターの累乗によって与えられます。このパラメータの符号と大きさはどちらも一般的に任意です。この自由パラメーターの値、宇宙観測からの$b$を制約することができます。ただし、ブラックホールの熱力学の一般的な第2法則を使用することにより、このパラメーターの符号を理論的に決定できる可能性があります。$b$の値は、天体物理学的ブラックホールを除いて、ブラックホールの一般化された熱力学の第二法則を満たします。ブラックホールのペア生成電荷がエントロピーの変化に寄与する場合、$b$の正の値が必要です。
宇宙線加速を含めることによる非弾性暗黒物質の直接検出の修正
| Title |
Revising_inelastic_dark_matter_direct_detection_by_including_the_cosmic_ray_acceleration |
| Authors |
Jie-Cheng_Feng,_Xian-Wei_Kang,_Chih-Ting_Lu,_Yue-Lin_Sming_Tsai,_and_Feng-Shou_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.08863 |
衝突型加速器と暗黒物質（DM）の直接検出器実験からのヌル信号により、DMと可視物質の間の相互作用が小さすぎて、多くの熱DMモデルの正しい遺物密度を再現できません。最も一般的な説明の1つは、非弾性DMシナリオであり、暗黒セクターの2つのほぼ縮退した状態間の共消滅を可能にします。残念ながら、近くのハローからのビリアライズされたDMコンポーネントは相対論的ではなく、関連する結合がかなりある場合でも、DM基底状態を励起することはできません。したがって、軽い質量または大きな質量分割のいずれかを備えたDMは、従来のビリアライズされたDM検索を回避できます。この作業では、天の川（MW）の宇宙線加速DMの概念と、地下検出器での非弾性散乱の直接検出を結び付けて、非弾性DMのいくつかの相互作用タイプから生じるスペクトルを探索します。質量範囲$1〜{\rmMeV}<m_{\chi_1の宇宙線加速DMでも、質量分割$\delta<\mathcal{O}（1〜{\rmGeV}）$に到達できることがわかります。}<100〜{\rmGeV}$およびサブGeVライトメディエーター、最新のPandaX-4Tデータを使用しますが、天体物理学的パラメーター（有効長）$D_{\rmeff}=1$kpcを控えめに取ります。
拡張FCMモデルのカラー超伝導コアを備えたハイブリッド星
| Title |
Hybrid_stars_with_color_superconducting_cores_in_an_extended_FCM_model |
| Authors |
Daniela_Curin,_Ignacio_F._Ranea-Sandoval,_Mauro_Mariani,_Milva_G._Orsaria_and_Fridolin_Weber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.08892 |
クォーク物質の記述のためのフィールド相関法（FCM）の拡張バージョンを使用して、中性子星の構造に対する斥力ベクトル相互作用と色超伝導の影響を調査します。ハイブリッド状態方程式は、鋭いハドロン-クォーク相転移を想定したマクスウェル記述を使用して構築されます。ハドロン物質の状態方程式は、SW4L核モデルによって与えられたパラメーターを使用して、平均場近似で処理された密度依存の相対論的ラグランジアンに対して計算されます。このモデルは、$\sigma、\omega、\rho、\sigma^*$、および$\phi$中間子の観点からバリオン間の相互作用を記述しました。クォーク物質は、CFLまたは2SC+の色超伝導段階にあると想定されています。超高密度物質における連続（ハドロン-クォーク、クォーク-クォーク）遷移の可能性が調査されています。大規模なパルサー、重力波イベント、およびNICERに関連する観測データは、拡張FCMモデルのパラメーターを制約するために使用されます。成功した状態方程式は、ハイブリッド星の質量と半径の関係、半径、および潮汐変形性を調査するために使用されます。クォーク-ハドロン物質の遅いまたは速い変換がハイブリッド星の安定性と質量-半径の関係に与える結果を調査することに特別な焦点があります。遅い変換が起こった場合、同じ質量の従来の中性子星よりも半径が最大1.5km小さいメンバーを持つ安定した大質量星の新しい枝が存在することがわかります。このような天体は、GW190425バイナリシステムの恒星の高質量天体の候補となる可能性があります。
| Title |
Analysis_of_Bose-Einstein_condensation_times_for_self-interacting_scalar_dark_matter |
| Authors |
Kay_Kirkpatrick_and_Anthony_E._Mirasola_and_Chanda_Prescod-Weinstein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.08921 |
重力井戸内の自己相互作用するアクシオンのような粒子の凝縮時間を調査し、ウィグナー形式が凝縮スカラー場を記述するための優れた分析アプローチであることを示した以前の研究[arXiv：2007.07438]を拡張します。現在の研究では、この形式を使用して、$\phi^4$の自己相互作用が構造形成に関連する時間スケールをサポートするのに必要以上に時間がかかることを確認し、重力をアクシオン暗黒物質を取り込むプロセスの必要な部分にします。孤独な形。ここでは、軸のビリアル速度を考慮に入れると、自己相互作用に関連する時間スケールが$\lambda^2$としてスケーリングされることを示します。これは最近の数値推定と一致しており、以前の作業〜\cite{Relax}で説明されているウィグナー形式が、潜在的な数値アーティファクトの計算作業をチェックするための有用な分析フレームワークであることを確認しています。
強く磁化された平行衝撃波の速度論的シミュレーション：MHDジャンプ条件からの逸脱
| Title |
Kinetic_Simulations_of_Strongly-Magnetized_Parallel_Shocks:_Deviations_from_MHD_Jump_Conditions |
| Authors |
Colby_C._Haggerty,_Antoine_Bret,_Damiano_Caprioli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.08957 |
衝撃波は、多くの天体プラズマシステムの遍在する特徴であり、エネルギーの散逸と伝達のための重要なプロセスです。これらの衝撃波の物理学は、衝突のない領域で多くの衝撃が発生するという事実にもかかわらず、衝突する流体MHDの不連続性として扱われる/モデル化されることがよくあります。これに照らして、電子-陽電子プラズマで構成される非相対論的で平行に伝播する無衝突衝撃の完全に動的な3Dシミュレーションを使用して、さまざまな磁化/Alfv\'enicマッハ数のMHD予測からの無衝突衝撃の偏差を詳しく説明します。音波マッハ数よりもはるかに小さいAlf\'enicマッハ数を持つシステムに焦点を当てます。Bret＆Narayan（2018）の予測と一致して、十分に大きな上流磁場に対して衝撃圧縮比が減少することを示します。さらに、衝撃波面の幅に対する磁場の強さの役割を調べます。この作業は、流体プラズマの記述のみで多くの天体物理学システムをモデル化することで、潜在的に重要な物理学が省略されることを示唆する、増え続ける一連の作業を補強します。
高密度環境からのニュートリノは、巨大な星がどのように爆発するか、そして$r$プロセス要素が作られる場所は何かという長年の未解決の質問に関連しています。フレーバーの進化とニュートリノの特性は、元素合成の存在量に影響を与える可能性があります。GW170817は、バイナリ中性子星合体におけるr過程元素の間接的な証拠を示しています。このようなサイトでの非標準的な相互作用の影響について説明します。コンパクトな物体の近くには、強い重力場があります。ニュートリノ伝播の波束処理におけるニュートリノデコヒーレンスへの影響について議論します。最後に、拡散超新星ニュートリノ背景の今後の測定について言及します。
ダークフレーバーセクターに対する超新星の制約
コア崩壊超新星の数秒後に形成されるプロト中性子星は、弱いプロセスによってハイペロンを効率的に生成できる高温で高密度の環境です。$\Lambda$ハイペロンを含む状態方程式の適切な拡張と組み合わせたさまざまな最先端の超新星シミュレーションを利用することにより、暗い粒子$X^0$の放出によって引き起こされる星の冷却を計算します。崩壊$\Lambda\tonX^0$を介して。この新しいエネルギー損失プロセスをSN1987Aのニュートリノ冷却と比較すると、分岐率BR$（\Lambda\tonX^0）\leq8\times10^{-9}$に厳しい上限を設定できます。、クォークへのフレーバー違反の結合を持つ質量のない暗い光子とアクシオンに適用します。新しい超新星の限界は、ダークセクターモデルの他の限界よりも桁違いに強い可能性があることがわかります。
自己注意による強い重力レンズの発見
| Title |
Finding_Strong_Gravitational_Lenses_Through_Self-Attention |
| Authors |
Hareesh_Thuruthipilly,_Adam_Zadrozny,_and_Agnieszka_Pollo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.09202 |
今後の大規模な調査では、現在の時代よりも何桁も大きいデータを分析することにより、約$10^5$の強力な重力システムを見つけることが期待されています。このシナリオでは、自動化されていない手法は非常に困難で時間がかかります。強い重力レンズを見つけるために、自己注意の原理に基づいた新しい自動化アーキテクチャを提案します。畳み込みニューラルネットワークに対する自己注意ベースのエンコーダモデルの利点が調査され、エンコーダモデルが分析されてパフォーマンスが最適化されます。ボローニャレンズチャレンジから重力レンズを識別するためにトレーニングされた21の自己注意ベースのエンコーダモデルと4つの畳み込みニューラルネットワークを構築しました。各モデルは、18,000のシミュレーション画像を使用して個別にトレーニングされ、2000の画像を使用して相互検証され、100000の画像を含むテストセットに適用されます。評価には、分類精度、受信者動作特性曲線（AUROC）の下の領域、$TPR_0$スコア、および$TPR_{10}$スコアの4つの異なるメトリックを使用しました。自己注意ベースのエンコーダモデルとチャレンジに参加したCNNのパフォーマンスを比較します。エンコーダモデルはCNNよりもパフォーマンスが高く、ボローニャレンズチャレンジに参加したCNNモデルを$TPR_0$と$TPR_{10}$で高いマージンで上回りました。AUROCに関しては、エンコーダーモデルは、CNNの6分の1のパラメーターのみを使用することにより、トップCNNモデルと同等のスコアを獲得しました。自己注意ベースのモデルには、単純なCNNと比較して明らかな利点があります。計算コストが低く複雑であるため、現在使用されている残差ニューラルネットワークと非常に競合するアーキテクチャになっています。さらに、エンコーダーレイヤーを導入することで、効果的なフィルターとして機能することで、CNNに存在する過剰適合の問題に取り組むこともできます。
FELICEを使用したPAHカチオンのIRMPD分光法：ジベンゾ[a、l]ピレンの赤外スペクトルと光解離
| Title |
IRMPD_spectroscopy_of_a_PAH_cation_using_FELICE:_The_infrared_spectrum_and_photodissociation_of_dibenzo[a,l]pyrene |
| Authors |
Sandra_Denise_Wiersma,_Alessandra_Candian,_Mathias_Rapacioli_and_Annemieke_Petrignani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.09249 |
不規則なカチオン性PAHジベンゾ[a、l]ピレン（C$_{24}$H$_{14}^+$）の実験的赤外線多光子解離（IRMPD）スペクトルとフラグメンテーション質量スペクトルを6つで示します。-40$\mu$m/250-1650cm$^{-1}$の範囲。空洞内実験用の自由電子レーザー（FELICE）を使用することで、初めて遠赤外線（FIR）スペクトルを記録することができました。不規則性がPAHの赤外スペクトルとフラグメンテーション化学にどのように影響するかを理解することを目的としています。ジベンゾ[a、l]ピレンは非対称の非平面分子であり、すべての振動モードは原則としてIR活性です。計算された調和密度汎関数理論（DFT）および非調和密度汎関数ベースのタイトバインディング分子動力学（DFTB-MD）スペクトルは、実験とよく一致するが、いくつかの違いがある、非常に豊富なバンドを示しています。分子の周辺にはいくつかのエッジ形状が含まれていますが、11〜14$\mu$mの面外C-H曲げ領域で可能なすべてのモードのうち、13.5$\mu$mの1つのバンドのみが目立ちます。この事実とC-C伸縮範囲の豊富さにより、不規則なPAHがDクラスの恒星間スペクトルに寄与する可能性があります。フラグメンテーション質量スペクトルは、容易な2H損失を示し、[2C、2H]損失はありません。これは、不規則なPAHを放射線による損傷から保護できる立体障害のある非平面の入り江領域に起因します。
| Title |
Quasi-universality_of_the_magnetic_deformation_for_neutron_stars_in_general_relativity_and_beyond |
| Authors |
J._Soldateschi,_N._Bucciantini,_L._Del_Zanna |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.09301 |
中性子星は非常に強力な磁場を持っており、その形が変形します。それらの磁気変形は、それらの内部磁場の形状（および強度）と、状態方程式によってエンコードされたそれらの組成の両方に依存します。しかし、内部磁気構造の詳細と中性子星の最も内側の部分の状態方程式の両方はほとんど知られていない。一般相対性理論とその最も有望な拡張の1つであるスカラーテンソル理論における磁化された静的な軸対称中性子星の数値モデルの研究を行いました。ストレンジクォーク星の状態方程式も考慮して、観測および原子核物理学の制約によって現在許可されているいくつかの現実的な状態方程式を使用してこれを行いました。ベルヌーイ形式の平衡基準を満たす純粋なポロイダルおよび純粋なトロイダル磁気構成の場合、中性子星の磁気変形、そのコマール質量、およびその円周半径の間の単純な関係を見つけることが可能であることを示します。これらの関係は、状態方程式にほとんど依存しないという意味で、準普遍的です。潜在的に観測可能な量の観点から定式化された我々の結果は、状態方程式とは無関係に、中性子星内部の磁気特性と孤立した中性子星による連続重力波の検出可能性を理解するのに役立つ可能性があります。スカラーテンソル理論の場合、これらの関係は中性子星のスカラー電荷にも依存するため、重力理論に制約を設定する新しい方法を提供する可能性があります。
LHC実験で曲率結合を持つ暗いヒッグスインフラトンを検索する
| Title |
Search_for_dark_Higgs_inflaton_with_curvature_couplings_at_LHC_experiments |
| Authors |
Lucia_Aurelia_Popa_(Institute_of_Space_Science_Bucharest-Magurele,_Ro-077125_Romania) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.09392 |
曲率補正を使用してダークヒッグスインフレーションモデルを分析し、LHCでの素粒子物理学実験によってその予測をテストする可能性を探ります。曲率補正を伴うダークヒッグスインフレーションモデルが、現在の宇宙論的観測によって強く支持されていることを示します。暗いヒッグス結合定数の量子補正と再加熱温度の推定の不確実性を含むこのモデルの宇宙論的予測は、暗いヒッグス質量$m_{\phi}=0.919\pm$0.211GeVと混合角$につながります。\theta=1.492\pm$0.045（68\％CLで）。100\％の検出を想定して、13TeVLHCで3ab$^{-1}$の積分輝度について、95\％CL宇宙論的信頼領域での暗いヒッグスインフラトン質量と混合角に対するFASERおよびMAPP-1実験の到達範囲を評価します。効率。曲率補正を伴うダークヒッグスインフレーションモデルは、LHCのダークヒッグスボソンサーチャーに痕跡を残す現在の宇宙論的測定によって支持された素粒子物理学理論に基づく説得力のあるインフレーションシナリオであると結論付けます。
相対論的重イオン衝突におけるQCD加速器の証拠
| Title |
Evidence_for_a_QCD_accelerator_in_relativistic_heavy-ion_collisions |
| Authors |
L.C._Bland,_E.J._Brash,_H.J._Crawford,_A._Drees,_J._Engelage,_C._Folz,_E._Judd,_X._Li,_N.G._Minaev,_R.N._Munroe,_L._Nogach,_A._Ogawa,_C._Perkins,_M._Planinic,_A._Quintero,_G._Schnell,_G._Simatovic,_P._Shanmuganathan,_B._Surrow,_A.N._Vasiliev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.09432 |
相対論的重イオン衝突型加速器での$\sqrt{s_{NN}}=200$GeVでのCu+Au衝突で生成された前方ジェットの測定値を報告します。ジェットエネルギー分布は、ファインマンスケーリングで予想されるよりもはるかに大きなエネルギーにまで及びます。これは、重イオン衝突におけるファインマンスケーリング違反の最初の明確な証拠を構成します。このような高エネルギー粒子の生成は、QCDストリングの相互作用を介したモデルで行われていますが、これまでのところ実験ではテストされていません。そのようなモデルの1つは、これをハドロン加速器と呼びます。特定の重イオンイベントジェネレーター（HIJING）を使用した研究では、光子と中間子が重イオン衝突で非常に高エネルギーの生成を示すことが示されているため、{\itQCDアクセラレータ}はそのようなQCDストリング相互作用に関連する物理を適切にキャプチャします。宇宙線からの大規模な空気シャワーの研究でハドロン相互作用に使用されるHIJING以外のすべてのモデルは、これらのQCDストリング相互作用を含まないか、QCDアクセラレータからの影響が小さくなります。
MSSM WIMPs-E $ _ \ chi <$ 500GeVの核子断面積
暗黒物質の候補の中には、WIMP（WeeklyInteractingMassiveParticles）があります。低閾値検出器は、粒子によって蓄積されたエネルギーを測定することにより、暗黒物質を直接検出することができます。この作業では、スピン依存チャネルとスピン非依存チャネルでの核子上のWIMPの弾性散乱の断面積を調べます。WIMPは、標準モデル（MSSM）の最小の超対称拡張のコンテキストではニュートラリーノと見なされます。採用されたMSSMパラメータによる結果の依存性について説明します。
| Title |
Black_hole_and_cosmological_analysis_of_BF_sequestered_gravity |
| Authors |
Stephon_Alexander,_Steven_J._Clark,_Gabriel_Herczeg,_and_Michael_W._Toomey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.09503 |
宇宙定数問題の側面を解決するために位相的場の理論からの概念を利用する一般相対性理論の最近提案された修正の最小限の拡張を研究します。元のモデルでは、一般相対性理論の場の内容は、古典的な重力のダイナミクスを変更することなく、ゲージ場と随伴値の2つの形式を含むように拡張されました。ここでは、宇宙定数の変動を引き起こすゲージ場の運動項を含めます。次に、球対称ブラックホールと、拡張理論によって予測された単純で均質な等方性宇宙論モデルを研究します。ブラックホールの場合、事象の地平線付近の偏差と、ゲージ場によって引き起こされる「電荷」のような振る舞いが観察されます。宇宙論の場合、$\dot{H}$は常に正であり、いくつかの解は次のように漸近します。定数$H$。
