| Title |
Precision_analysis_of_the_redshift-space_galaxy_bispectrum |
| Authors |
Mikhail_M._Ivanov,_Oliver_H._E._Philcox,_Takahiro_Nishimichi,_Marko_Simonovi\'c,_Masahiro_Takada,_and_Matias_Zaldarriaga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10161 |
角度平均（単極）赤方偏移宇宙銀河バイスペクトルの情報量を研究します。私たちのアプローチの主な目新しさは、銀河バイアス、IR再開を含み、非線形赤方偏移空間歪み、ビニング、および投影効果も考慮した体系的なツリーレベルの摂動理論モデルの使用です。PTチャレンジシミュレーションからのデータを分析します。その累積ボリュームは566$h^{-3}$Gpc$^3$であるため、理論上の予測と正確に比較できます。シミュレートされたデータのパワースペクトルとバイスペクトルをフィッティングし、一貫したマルコフ連鎖モンテカルロ分析で必要なすべての宇宙および迷惑パラメータを変化させると、ツリーレベルのバイスペクトルモデルが$k_{\max}=0.08〜まで有効であることがわかります。h{\rmMpc}^{-1}$（$z=0.61$）。また、バイスペクトルモノポールを含めると、宇宙論的パラメーターの制約がパワースペクトルに対して$（5-15）\％$改善されることもわかりました。この改善は、シミュレートされた銀河の2次バイアスパラメーターにとってより重要です。これは、$\sim3\sigma$レベルでのホスト暗黒物質ハローのバイアスから逸脱していることも示しています。最後に、共分散とスケールカットを調整して、BOSS調査の量に一致させ、最小の$\Lambda$CDMモデル内で、バイスペクトルデータが質量変動振幅$\sigma_8$の制約を約$10\引き締めることができると推定します。％$。
弱いレンズ効果のピークのクラスター化による宇宙論的予測
| Title |
Cosmological_forecasts_with_the_clustering_of_weak_lensing_peaks |
| Authors |
Christopher_T._Davies_(LMU,_USM),_Marius_Cautun_(Leiden),_Benjamin_Giblin_(Edinburgh,_ifA),_Baojiu_Li_(Durham,_ICC),_Joachim_Harnois-D\'eraps_(LJMU_and_Newcastle)_and_Yan-Chuan_Cai_(Edinburgh,_ifA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10164 |
弱いレンズ効果の測定から抽出できる情報を最大化することは、LSSTやEuclidなどの今後の調査の重要な目標です。これは通常、宇宙せん断2点相関関数を補完する統計によって達成されます。その中で最も確立されているのは、弱いレンズ効果のピーク存在量です。この作業では、弱いレンズ効果のピークのクラスタリングを研究し、LSSTのような調査のためのパラメーター制約予測を提示します。cosmoslics$w$CDMシミュレーションを使用して、一連の宇宙パラメータのピーク2点相関関数を測定し、シミュレーションデータを使用して、ガウス過程回帰エミュレーターをトレーニングします。模擬観測。ピーク2点相関関数のピーク高さへの依存性を調査し、低振幅ピークのクラスタリングが高振幅ピークのクラスタリングを補完することを発見しました。その結果、それらの組み合わせは、高いピークのみのクラスタリングよりも大幅に厳しい制約を与えます。ピーク2点相関関数は、ピーク存在量よりも宇宙論的パラメーター$h$および$w_0$に非常に敏感であり、プローブを組み合わせると、$\Omega_{\rmm}$、$S_8$、$h$と$w_0$は、ピークアバンダンスのみと比較して、少なくとも2倍向上します。最後に、弱いレンズ効果のピークと弱いレンズ効果のボイドの予測を比較し、2つも相補的であることを示します。どちらのプローブも、せん断相関関数よりも$S_8$と$w_0$に対して、約2倍優れた制約を提供できます。
| Title |
Angular_systematics-free_cosmological_analysis_of_galaxy_clustering_in_configuration_space |
| Authors |
Romain_Paviot,_Sylvain_de_la_Torre,_Arnaud_de_Mattia,_Cheng_Zhao,_Julian_Bautista,_Etienne_Burtin,_Kyle_Dawson,_St\'ephanie_Escoffier,_Eric_Jullo,_Anand_Raichoor,_Ashley_J._Ross,_Graziano_Rossi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10184 |
銀河の赤方偏移サーベイは、分光観測に固有のさまざまな制約のために、不完全で不均一なサンプリングの影響を受けます。これにより、対象の要約統計量に体系的なエラーが発生する可能性があります。これは、高精度を実現するために宇宙論的分析で軽減する必要があります。標準的な方法では、調査フットプリント全体の完全性の見積もりに基づいて重み付けスキームを適用し、密度に依存する影響を説明する追加の重み付けスキームを追加する場合があります。この作業では、純粋な角度体系に焦点を当て、角度モードがゼロになっている銀河の2点相関関数を分析することからなる代替アプローチについて説明します。構造上、この手順では、角度観測体系の考えられるすべての既知および未知のソースだけでなく、宇宙信号の一部も削除します。角度位置が追加のランダムカタログに依存する2点相関関数には、修正されたLandy-Szalay推定量を使用します。銀河カタログからランダムに抽出され、この修正された統計を説明するための分析モデルを提供します。0.43<z<1.1の発光赤銀河と輝線銀河の模擬カタログで、完全な異方性クラスタリングの分析を実行することにより、モデルをテストします。モデルは、新しい迷惑パラメータを導入することなく、赤方偏移空間で変更された相関関数を完全に説明していることがわかります。バリオン音響振動と赤方偏移空間歪みの分析から導き出された宇宙論的パラメーターは、わずかに大きな統計的不確実性を示します。これは主に、50％の統計誤差の増加を示す構造パラメーターfs8の成長率ですが、角度の系統誤差はありません。
サイクリック宇宙の証拠としてNANOGravによって発見された重力波の背景
コンソーシアムNANOGravは、ミリ秒パルサーの観測を使用して、振幅が$h\sim10^{-15}$、周波数が$f\sim10^{-8}$Hzの等方性重力波バックグラウンド（GWB）を発見しました。GWBは、$z\sim10^{10}$でのビッグクランチ中に、結合する恒星質量ブラックホール（SBH）から残された遺物放射であると仮定します。遺物の重力波は、2015年にLIGOによって発見された$f\sim10^2$Hzの重力波に似ていますが、大宇宙。LIGO天文台で発見された139個のSBHの観測スペクトルを基礎としています。私たちのモデルは、GWBの観察されたすべての機能をよく説明しています。他のすべてのGWBモデルとは異なり、このモデルは、質量$<4M_\odot$のSBHの不足を反映して、周波数$f>3.5*10^{-8}$HzでGWB振幅の急激な減少を予測します。ビッグクランチでのSBMHの合併により、周波数が$f\sim10^{-（14-17）}$Hzの未発見のGWBが生成されるはずです。
| Title |
Scalar_field_dark_matter_with_two_components:_combined_approach_from_particle_physics_and_cosmology |
| Authors |
Er\'endira_Guti\'errez-Luna,_Belen_Carvente,_V\'ictor_Jaramillo,_Juan_Barranco,_Celia_Escamilla-Rivera,_Catalina_Espinoza,_Myriam_Mondrag\'on_and_Dar\'io_N\'u\~nez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10258 |
素粒子物理学に動機付けられたスカラー場を暗黒物質宇宙モデルに組み込む可能性を探求し、古典的な複雑なスカラー場によって実行された成功したモデリングとともに、このモデルが与える利点、特に特定の存在に関連するものを損なうことはありませんビッグバン元素合成（BBN）で生成された軽元素の観測された存在量と一致するために、初期宇宙で必要な正しい量のニュートリノ種$N_{\text{eff}}$の数を増やすパラメーター空間の領域。。また、これらのモデルと宇宙の距離梯子の端で考慮される事前確率との違いを調べて、考慮される2つのスカラー場の組み合わせに応じて明らかに異なる動作をすることを確認します。このような場合、CMBPlanck2018データから推測されたハッブル定数の値に応じて、またはこの定数のローカル値を考慮すると、初期または後期のエポックで物質密度の異なる分布に気付くことができます。最初の例として、暗黒物質のヒッグスのような候補の1つを取り上げ、それを古典的な複素スカラー場と一緒に追加すると、重いスカラー場が58ドル未満で構成されている場合、BBN制約内で一貫した結果が得られることを示します。暗黒物質全体の\％$。また、負の自己相互作用を持つアクシオン場を使用し、（対称性の破れのスケール$f_a$がプランクスケールを下回っている限り）少なくとも2つの場のシステムが一致する領域があることを示します。制約。最後に、アクシオンとヒッグスのようなスカラー場を組み合わせる可能性を探り、BBN制約からの$N_{\text{eff}}$との整合性を可能にするパラメーターのセットがないことを示します。私たちの結果は、直接暗黒物質検出プログラムに関連している可能性があります。
赤方偏移空間銀河団分析に対するレンズ倍率の影響について
| Title |
On_the_impact_of_lensing_magnification_on_redshift-space_galaxy_clustering_analysis |
| Authors |
Michel-Andr\`es_Breton,_Sylvain_de_la_Torre_and_Jade_Piat |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10421 |
観測された赤方偏移空間の3次元銀河団に対するレンズ倍率の影響を研究します。このために、$N$-bodyシミュレーションのRayGalスイートを使用します。このスイートから、将来の大規模な赤方偏移調査のために、対象の赤方偏移レジームの暗黒物質粒子とハローのサンプルを抽出します。$s=0$から$s=1.2$までの範囲のさまざまなレベルの倍率バイアスを再現するいくつかの倍率制限サンプルが作成されます。ここで、$s$は、$1<内の3つの赤方偏移間隔で、累積倍率数カウントの対数勾配です。z<1.95$。実際のデータと同じ方法で、さまざまなケースで2点相関関数の多重極モーメントを調べ、構造パラメーターの成長率をどれだけうまく回復できるかを調べます。分析では、非線形の赤方偏移歪みと線形の湾曲した空のレンズ倍率を組み合わせたハイブリッドモデルを使用します。モデリングで倍率バイアスが考慮されていない場合、成長率が過小評価されていることがわかります。このバイアスは、$z>1.3$の場合は無視できなくなり、ターゲットサンプルのプロパティに応じて、$z\simeq1.8$で10\％に達する可能性があります。ただし、レンズ線形補正を追加すると、基準宇宙論がデータの宇宙論ではない場合でも、ほとんどの場合、成長率の偏りのない推定値を復元できます。この場合、エラーバーが大幅に増加するため、このパラメーターをフラットな事前分布で解放するのではなく、事前に$s$を知ることの重要性を結果は示しています。$s$の値が大きい場合、赤方偏移が大きい場合は適切な近似値ではない可能性があるため、弱いレンズ効果の制限に注意する必要があることがわかります。
インフレポテンシャルとパワースペクトル形状の分析的相関：妥当性の限界、およびスモールフィールドモデル分析の「ノーゴー」
| Title |
Analytic_Correlation_of_Inflationary_Potential_to_Power_Spectrum_Shape:_Limits_of_Validity,_and_`No-Go'_for_Small_Field_Model_Analytics |
| Authors |
Ira_Wolfson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10557 |
原始的なパワースペクトルは、私たちの宇宙の可能なインフレの歴史を知らせます。パワースペクトルが与えられると、その後の宇宙マイクロ波背景放射が計算され、観測されたものと比較されます。したがって、現代の宇宙論の焦点の1つは、観測可能な原始パワースペクトルを予測する意欲的なインフレモデルを構築することです。一般的な方法では、スカラースペクトルインデックス$n_s$と$\alpha$を実行するインデックスに分析用語を使用し、モデルを数値的に評価するために必要な労力を省きます。ただし、これらの用語の有効性は厳密に調査されたことがなく、摂動法に依存しているため、大きな摂動に対しては有効性が失われる可能性があります。より正確な理論的予測の要件は、高感度の測定機器の出現により重要になります。この論文は、インフレの潜在的なパラメータを原始的なパワースペクトルの観測量に結び付ける摂動処理の限界を精査します。スカラーインデックスの分析的近似の妥当性は、大まかに大視野/小視野の二分法を尊重することを示します。相対摂動振幅の簡単に計算できる測定値を提供し、大規模フィールドモデルの場合、分析項の有効性がべき乗則インフレーションモデルと比較して$\sim3\％$摂動にまで及ぶことを示します。逆に、分析処理は、小視野テストケースと比較してわずか$0.1\％$の摂動で小視野モデルの有効性を失います。20度までの最も一般的な人工ニューラルネットワークと多項関数を使用し、それらの欠点を示すことにより、小さなフィールドモデルを観測量に相関させる合理的な分析式が存在しないことを示します。最後に、この作業の考えられる影響について説明し、大小のフィールドモデルの妥当性ヒューリスティックを提供します。
確率的インフレと原始ブラックホールへの数値的アプローチ
宇宙のインフレーションの特定のモデルは、短い長さのスケールで強い宇宙論的摂動を生み出し、それは後で原始ブラックホールに崩壊する可能性があります。これらの強い摂動とそれに続くブラックホールの統計を見つけるには、線形摂動理論を超える必要があります。確率的インフレは、主要な非線形効果を考慮に入れる方法を提供します。この寄稿では、確率的インフレの数値計算における最近の進歩について説明します。数値的アプローチには、分析計算よりも多くの非線形性を含めることができ、あらゆる可能性のある単一フィールドのインフレモデルに適用できます。
EoRからのライン強度マッピングパワースペクトルに対する[CII] $ _ {158 \ mu \ text {m}} $光度散乱の影響
| Title |
Implication_of_the_[C_II]$_{158_\mu_\text{m}}$_Luminosity_Scatter_on_the_Line-intensity_Mapping_Power_Spectrum_from_the_EoR |
| Authors |
Chandra_Shekhar_Murmu,_Karen_P._Olsen,_Thomas_R._Greve,_Suman_Majumdar,_Kanan_K._Datta,_Bryan_R._Scott,_T._K._Daisy_Leung,_Romeel_Dave,_Gergo_Popping,_Raul_Ortega_Ochoa,_David_Vizgan,_and_Desika_Narayanan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10687 |
赤方偏移した[CII]$_{158\mu\text{m}}$宇宙の再電離の時代（EoR）の線強度マッピング（LIM）と、CONCERTO、TIME、FYSTなどの進行中および今後の実験は新しいツールです宇宙の再電離における初期銀河の役割を制約する。これらの実験によって、LIM信号のパワースペクトルなどの統計が検出可能であることが期待されます。これは、[CII]ラインエミッターのクラスタリングおよび天体物理学的特性を理解するのに役立ちます。LIM信号の変動は、通常、1対1の$L_{\text{[CII]}}$-$M_{\text{halo}}$の関係を仮定してモデル化されますが、[CII]個々の銀河内のさまざまな環境下で進行中のさまざまな天体物理学的プロセスによって生じる光度も、パワースペクトルに影響を与えます。この研究では、初期の銀河の流体力学的および放射伝達シミュレーションの結果を使用して、この散乱がLIMパワースペクトルを$\sim2.7-2.9$（$z=6$）の係数まで強化できることを発見しました。したがって、将来の観測から[CII]LIMパワースペクトルを解釈する際には、[CII]光度散乱の影響を考慮することが重要です。
インフレーション中にアクシオンに結合されたアーベルゲージ場の格子シミュレーション
| Title |
Lattice_Simulations_of_Abelian_Gauge_Fields_coupled_to_Axion_during_Inflation |
| Authors |
Angelo_Caravano,_Eiichiro_Komatsu,_Kaloian_D._Lozanov,_Jochen_Weller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10695 |
非線形格子シミュレーションを使用して、インフラトンがチャーン・サイモン相互作用を介してU（1）ゲージ場に結合されているアクシオンインフレーションのモデルを研究します。この種のモデルは、再加熱のコンテキストでの格子シミュレーションですでに研究されています。この作業では、深いインフレ段階に焦点を当て、このレジームでゲージ場をシミュレートするために考慮する必要のある新しい側面について説明します。私たちの主な結果は、アクシオンがそのポテンシャル上で回転することによって引き起こされる格子上のゲージ場の成長を正確に再現することであり、このモデルの線形摂動理論の結果を回復します。そうするために、我々は、格子上の空間導関数の選択を通して、空間離散化がゲージ場のダイナミクスにどのように影響するかを詳細に研究します。ゲージ場の進化は、空間離散化スキームの選択に非常に敏感であることがわかります。それにもかかわらず、格子上のゲージ場の成長が連続空間のものを高精度で再現する離散化スキームを特定することができます。
BICEP /ケックと宇宙論的アトラクター
現在利用可能なすべてのインフレ関連の観測データを記述できる宇宙論的アトラクターに特に重点を置いて、インフレモデルに対する最新のBICEP/Keckデータリリースの影響について説明します。
ベイジアンvs頻度主義：反復平滑化法を使用したベイジアンモデル選択と頻度主義アプローチの比較
| Title |
Bayesian_vs_Frequentist:_Comparing_Bayesian_model_selection_with_a_frequentist_approach_using_the_iterative_smoothing_method |
| Authors |
Hanwool_Koo,_Ryan_E._Keeley,_Arman_Shafieloo,_Benjamin_L'Huillier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10977 |
反復平滑化法からの尤度の分布を使用して、宇宙論的モデルとデータの間の一貫性を決定するモデル選択のための頻度主義的アプローチを開発しました。このアプローチを使用して、別のモデルと比較せずに、データが特定のモデルをサポートしているかどうかをどれほど自信を持って結論付けることができるかを示しました。この現在の作業では、ネストされたサンプリングを使用したベイズ証拠の推定に基づいて、従来のベイズアプローチと私たちのアプローチを比較します。分析では、シミュレートされた将来のローマ（以前のWFIRST）のようなIa型超新星データを使用します。モデル選択のためのベイズアプローチの限界について説明し、提案された頻度論的アプローチが個々のモデルの改ざんにおいてどのように優れたパフォーマンスを発揮できるかを示します。つまり、真のモデルがベイジアンアプローチでテストされている候補の中にある場合、そのアプローチは正しいモデルを選択できます。すべてのオプションがfalseの場合、ベイジアンアプローチは最も誤りの少ないものを選択するだけです。私たちのアプローチはそのような場合のために設計されており、すべてのモデルが誤りであると結論付けることができます。
銀河団における多成分DHOST分析
スカラーの自由度が追加された拡張重力理論は、一般相対性理論を復元するすべての変更を小規模（太陽系スケールなど）で抑制できるスクリーニングメカニズムの存在により、最近ますます関心を集めています。この作業では、Vainshteinスクリーニングメカニズムの部分的な破壊を特徴とする縮退高次スカラーテンソル理論（DHOST）のファミリーに属する2次拡張重力理論を検討します。このモデルを、暗黒エネルギーのみの説明として、および暗黒物質と暗黒エネルギーの両方の説明として、2つの異なるシナリオで研究します。このようなシナリオは、2つの補完的なプローブ、つまりX線と強弱重力レンズ効果の観測を使用して、ハッブルによるクラスターレンズ効果と超新星探査（CLASH）プログラムの対象となる16個の高質量銀河団のサンプルを分析することによってここでテストされました。質量モデリングでは、高温ガスと銀河系の恒星の寄与を含む多成分アプローチを採用しています。サンプルのクラスターの大部分について、結果は、一般相対性理論よりも暗黒エネルギーの説明としてDHOSTモデルを支持する穏やかなベイズの証拠を示しています。このモデルはまた、X線静水圧とレンズ質量の推定値の間の一般相対性理論に存在する不一致を軽減するように見えます。クラスタースケールでのVainshteinスクリーニングメカニズムの部分的な破壊により、重力が暗黒エネルギーと暗黒物質の両方として機能する2番目のシナリオでは、モデルは一般相対性理論と比較して統計的に不利です。
暗黒エネルギーと重力に対する幾何学的および動的な制約の強化：銀河団、固有の整列、および動的なスニヤエフ・ゼルドビッチ効果
| Title |
Tightening_geometric_and_dynamical_constraints_on_dark_energy_and_gravity:_galaxy_clustering,_intrinsic_alignment_and_kinetic_Sunyaev-Zel'dovich_effect |
| Authors |
Teppei_Okumura,_Atsushi_Taruya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11127 |
従来、銀河の調査では、宇宙の成長と拡大の歴史に対する宇宙論的制約は、大規模な銀河密度場に埋め込まれた赤方偏移空間の歪みとバリオン音響振動の測定から得られてきました。この論文では、速度論的スニヤエフ・ゼルドビッチ（kSZ）および銀河固有整列（IA）効果を介して観測される、銀河密度場と速度および潮汐場の組み合わせから宇宙論的制約をどれだけ改善できるかを研究します。、それぞれ。説明のために、スバルプライムフォーカススペクトログラフによる深銀河調査を検討します。その調査フットプリントは、ハイパーサプライムカムの画像調査およびCMB-S4実験と完全に重複しています。kSZ効果とIA効果を追加すると、特に暗黒エネルギーの状態方程式の時間変化と一般相対性理論からの重力法則の逸脱の両方を可能にする非平坦なコールドダークマターモデルを採用した場合に、宇宙論的制約が大幅に改善されることがわかります。このモデルでは、従来の銀河団のみの分析の場合と比較して、成長指数$\gamma$で$31\％$の改善が達成され、曲率パラメーターを除く他のパラメーターで$>35\％$の改善が達成されます。別の例として、{\itEuclid}衛星による広い銀河の調査も検討します。この調査では、銀河の形状はノイズが多くなりますが、調査量ははるかに大きくなります。上記のモデルを採用した場合、深部調査のkSZとIAを組み合わせたクラスタリング分析は、広域調査のクラスタリングのみの分析よりも厳しい宇宙論的制約を達成できることを示しています。
大規模構造のシミュレーションのための相対論的二次初期条件
| Title |
Relativistic_second-order_initial_conditions_for_simulations_of_large-scale_structure |
| Authors |
J._Adamek,_J._Calles,_T._Montandon,_J._Nore\~na,_C._Stahl |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11249 |
構造の進化に対する相対論的補正は、宇宙論的スケールで一般相対性理論をテストするために使用できます。それらはまた、原始的な非ガウス信号の検索においてよく知られている体系的な汚染です。密度摂動の一般的な（必ずしも分離可能ではない）2次カーネルに基づいてRELativistic2次初期条件（$\texttt{RELIC}$）を生成するための数値フレームワークを提示します。時間計算量を管理しやすくするために、長いスケールと短いスケールを分離するスケールカットを導入し、制御不能な高次効果によって最終的に圧倒される「短い-短い」結合を無視します。私たちのアプローチをテストするために、2次アインシュタイン-ボルツマンコード$\texttt{SONG}$を使用して、$\Lambda$CDMモデルで数値2次カーネルを提供し、$\textttによって生成された実現を示します。{RELIC}$は、スケールの少なくとも1つが「ロング」モードである場合は常に、バイスペクトルを適切に再現します。次に、摂動密度フィールドを入力として受け取り、この入力を特定の粒子メッシュスキームの摂動の任意の順序に一致させる粒子初期データを提供する一般的なアルゴリズムを示します。このアルゴリズムを相対論的N体コード$\texttt{gevolution}$に実装して、フレームワークを使用して大規模構造の宇宙論的シミュレーションの正確な初期条件を設定する方法を示します。
TOI-2285b：近くのM矮星の周りのハビタブルゾーン近くの1.7地球半径の惑星
| Title |
TOI-2285b:_A_1.7_Earth-radius_Planet_Near_the_Habitable_Zone_around_a_Nearby_M_Dwarf |
| Authors |
Akihiko_Fukui,_Tadahiro_Kimura,_Teruyuki_Hirano,_Norio_Narita,_Takanori_Kodama,_Yasunori_Hori,_Masahiro_Ikoma,_Enric_Pall\'e,_Felipe_Murgas,_Hannu_Parviainen,_Kiyoe_Kawauchi,_Mayuko_Mori,_Emma_Esparza-Borges,_Allyson_Bieryla,_Jonathan_Irwin,_Boris_S._Safonov,_Keivan_G._Stassun,_Leticia_Alvarez-Hernandez,_V\'ictor_J._S._B\'ejar,_N\'uria_Casasayas-Barris,_Guo_Chen,_Nicolas_Crouzet,_Jerome_P._de_Leon,_Keisuke_Isogai,_Taiki_Kagetani,_Peter_Klagyivik,_Judith_Korth,_Seiya_Kurita,_Nobuhiko_Kusakabe,_John_Livingston,_Rafael_Luque,_Alberto_Madrigal-Aguado,_Giuseppe_Morello,_Taku_Nishiumi,_Jaume_Orell-Miquel,_Mahmoudreza_Oshagh,_Manuel_S\'anchez-Benavente,_Monika_Stangret,_Yuka_Terada,_Noriharu_Watanabe,_Yujie_Zou,_Motohide_Tamura,_Takashi_Kurokawa,_Masayuki_Kuzuhara,_Jun_Nishikawa,_Masashi_Omiya,_S\'ebastien_Vievard,_Akitoshi_Ueda,_David_W._Latham,_Samuel_N._Quinn,_Ivan_S._Strakhov,_Alexandr_A._Belinski,_Jon_M._Jenkins,_George_R._Ricker,_Sara_Seager,_Roland_Vanderspek,_Joshua_N._Winn,_David_Charbonneau,_David_R._Ciardi,_Karen_A._Collins,_John_P._Doty,_Etienne_Bachelet,_and_Daniel_Harbeck |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10215 |
近くの（42pc）M矮星を27。3日で通過するサブネプチューンサイズの惑星であるTOI-2285bの発見を報告します。マルチバンドイメージャMuSCAT2およびMuSCAT3を使用した地上測光観測で確認したTESS測光データから通過信号を特定しました。これらのデータを、TRESを使用した高解像度分光法、SAI2.5m/SPPを使用した高解像度イメージング、Subaru/IRDを使用した視線速度（RV）測定などの他の追跡観測と組み合わせると、惑星の半径は1.74$\であることがわかります。pm$0.08$R_\oplus$、質量<19.5$M_\oplus$（95％cl）、および地球のそれの0.14倍の1.54$\pm$の日射フラックス。惑星は岩石惑星のハビタブルゾーンのすぐ外側にありますが、惑星が水素に富む大気下でH2O層を持っている場合、惑星の質量と水の質量の割合によっては、H2O層の表面に液体の水が存在する可能性があります。近赤外線（Ks=9.0）の明るいホスト星は、この惑星を、ネプチューン以下のサイズの惑星の構成、形成、および居住性に関する理解を深めるために、さらなるRVおよび大気観測の優れたターゲットにします。
暖かい土星以下のHD332231bの適度にずれた軌道
| Title |
Moderately_misaligned_orbit_of_the_warm_sub-Saturn_HD_332231_b |
| Authors |
Elyar_Sedaghati_and_Alejando_S\'anchez-L\'opez_and_Stefan_Czesla_and_Manuel_L\'opez-Puertas_and_Pedro_Amado_and_Enric_Palle_and_Karan_Molaverdikhani_and_Jos\'e_Caballero_and_Lisa_Nortmann_and_Andreas_Quirrenbach_and_Ignasi_Ribas_and_Ansgar_Reiners |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10282 |
さまざまなクラスの惑星について、太陽系外惑星の軌道傾斜角を測定することは、さまざまな惑星形成理論をテストする上で不可欠なツールです。比較的大きな公転周期（$P>10$d）で通過する惑星の測定は、かなり難しい観測上の課題を提示します。ここでは、セクター14と15のTESS測光によって発見された、暖かい土星下の惑星HD332231bの傾斜角測定を示します。以前に取得した分光データと新しく取得したCARMENES通過観測の共同分析を通じて、スピン軌道を推定します。ミスアラインメント角度$\lambda$は$-42.0^{+11.3}_{-10.6}$度であり、これは惑星形成のラプラシアンの理想に挑戦します。CARMENESで取得したこれらの新しいデータポイントを追加することにより、以前に公開された値と比較して、惑星の他の軌道およびバルクパラメータのわずかな改善も導き出します。整列した軌道とのモデル比較を通じて、傾斜角測定のロバスト性を示します。最後に、精度が不足しているために、取得したデータが惑星の拡張された可能性のある大気を調査できず、大気をパラメータ検出空間のコンテキストに配置できないことを示します。
タイタンの大気地質と居住性の将来の探査のための科学目標と新しいミッションの概念：タイタンポーラースカウト/
orbitErとその場の湖着陸船とドローンエクスプローラー（POSEIDON）
| Title |
Science_goals_and_new_mission_concepts_for_future_exploration_of_Titan's_atmosphere_geology_and_habitability:_Titan_POlar_Scout/orbitEr_and_In_situ_lake_lander_and_DrONe_explorer_(POSEIDON) |
| Authors |
S\'ebastien_Rodriguez,_Sandrine_Vinatier,_Daniel_Cordier,_Gabriel_Tobie,_Richard_K._Achterberg,_Carrie_M._Anderson,_Sarah_V._Badman,_Jason_W._Barnes,_Erika_L._Barth,_Bruno_B\'ezard,_Nathalie_Carrasco,_Benjamin_Charnay,_Roger_N._Clark,_Patrice_Coll,_Thomas_Cornet,_Athena_Coustenis,_Isabelle_Couturier-Tamburelli,_Michel_Dobrijevic,_F._Michael_Flasar,_Remco_de_Kok,_Caroline_Freissinet,_Marina_Galand,_Thomas_Gautier,_Wolf_D._Geppert,_Caitlin_A._Griffith,_Murthy_S._Gudipati,_Lina_Z._Hadid,_Alexander_G._Hayes,_Amanda_R._Hendrix,_Ralf_Jauman,_Donald_E._Jennings,_Antoine_Jolly,_Klara_Kalousova,_Tommi_T._Koskinen,_Panayotis_Lavvas,_S\'ebastien_Lebonnois,_Jean-Pierre_Lebreton,_Alice_Le_Gall,_Emmanuel_Lellouch,_St\'ephane_Le_Mou\'elic,_Rosaly_M._C._Lopes,_Juan_M._Lora,_Ralph_D._Lorenz,_Antoine_Lucas,_et_al._(20_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10466 |
ESAVoyage2050の機会の発表に応えて、私たちは、太陽系で最もエキサイティングな物体の1つである土星最大の衛星タイタンを探索するという野心的なLクラスミッションを提案します。「2つの海のある世界」であるタイタンは、地球に匹敵する複雑さの内面-表面-大気の相互作用を持つ有機物が豊富な体です。タイタンはまた、居住性の可能性がある太陽系の数少ない場所の1つです。タイタンの驚くべき性質は、カッシーニ-ホイヘンスの使命によって部分的にのみ明らかにされ、さまざまな乗り物や楽器を使用して完全な探査を必要とする謎を今でも保持しています。提案されたミッションコンセプトPOSEIDON（TitanPOlarScout/orbitErおよびInsituレイクランダーDrONeexplorer）は、Titanの軌道およびinsitu調査を共同で実行します。これは、カッシーニ-ホイヘンスの範囲と科学的/技術的成果に基づいて構築され、それを超えるように設計されており、特に長期間にわたる完全なクローズアップとその場でのカバレッジを通じて、これまで不可能だった方法でタイタンを探索します。提案されたミッションアーキテクチャでは、POSEIDONは2つの主要な要素で構成されています。タイタンを、できれば低離心率の極軌道で周回する多数の機器を備えた宇宙船と、一連の現場調査コンポーネント、つまりレイクランダー、極地の探査に専念する「重い」ドローン（おそらく水陸両用）および/またはミニドローンの艦隊。タイタンへの理想的な到着時間は、次の春分点北部（2039）の少し前です。分点は、まだほとんど知られていない大気と地表の季節変化を監視するための最も活発な期間だからです。オービターとその場の要素を使用したタイタンの北緯の探査は、2030年代半ばにタイタンの赤道地域の現場での探査を提供する次のNASAニューフロンティアドラゴンフライミッションと非常に補完的です。
原始惑星系円盤の縁の形状に対する塵の拡散の影響
環境。複数のメカニズムが原始惑星系円盤に乱流を引き起こし、それが中心星への降着を促進することが知られています。ガスとよく結合している小さなダスト粒子は、この乱流運動によって拡散します。目的。この論文は、原始惑星系円盤の平衡に及ぼす乱流誘起ダスト拡散の影響を調査した。メソッド。このモデルは、ダスト昇華、フラックス制限拡散近似による放射伝達、およびダスト拡散を考慮しています。これは、ディスクの密度と温度のプロファイル、およびダストとガスの比率を予測します。結果。ダストの拡散は大きな影響を与える可能性があることが示されています。ダストが蒸発する前に104秒以上存続すると仮定すると、ダストの拡散によって内部ディスクが大幅に広がります。後者の効果は、拡散長がディスク幅よりもはるかに小さいため、フィードバックメカニズムによって生成されます。塵の拡散が増えると、星の放射に向かう内側の縁の傾斜は、ほぼ垂直になるまで急になります。ダストの組成に関連する蒸発と凝縮の温度範囲は、この効果に影響を与えません。結論。現実的なパラメータの場合、ディスクの平衡を決定するときにダストの拡散を無視することはできません。ディスク内のより強い乱流は、より多くの塵の拡散を引き起こします。したがって、ダスト密度は距離が長くなるにつれて徐々に増加し、ディスク表面に到達する放射線は少なくなります。ディスクの新しい平衡形状は、星に向かってより傾いています。この効果は普遍的であり、特定のダスト組成とは無関係です。
最小二乗デコンボリューションのための異なるラインリストによる恒星活動ジッターの軽減：パラメトリックおよびランダム化されたライン選択の分析
| Title |
Mitigating_stellar_activity_jitter_with_different_line_lists_for_least-squares_deconvolution:_analysis_of_a_parametric_and_a_randomised_line_selection |
| Authors |
Stefano_Bellotti,_Pascal_Petit,_Julien_Morin,_Gaitee_Hussain,_Colin_Folsom,_Andres_Carmona,_Xavier_Delfosse,_Claire_Moutou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10633 |
恒星の活動は、データセットにスプリアスジッターを導入し、惑星信号の正しい取得を妨げるため、太陽系外惑星の視線速度の検索と特性評価を制限します。これは、M矮星が高い活動レベルを示し、居住可能な地球のような惑星の現在および将来の探索の主要なターゲットであることを考えると、M矮星にとって重要です。活動の効果的なフィルタリングは、小さな惑星の検出に必要な感度を達成するために重要です。ここでは、最小二乗デコンボリューション用に異なるラインリストを選択した場合のRVデータセットの分散への影響を分析し、ジッターを最も効果的に低減するラインリストを特定します。ESPaDOnSとNARVALで収集されたアクティブなM矮星EVラックの光学観測を採用し、2つのライン選択アプローチを研究します。ラインプロパティに基づくパラメトリックアプローチと、ライン結合空間をサンプリングするランダム化アルゴリズムです。後者をさらにテストして、他のノイズ源からのアクティビティ信号を特定するラインリストを見つけ、ADLeoとDSLeoで、さまざまなアクティビティレベルのジッターを軽減する際の一貫性を調べます。分析は、惑星注入テストで補完されます。パラメトリック選択では、RVRMSが10％未満減少しますが、ランダム化選択では、調べた星の活動レベルに関係なく、体系的に50％を超える改善が見られます。さらに、活動が主なノイズ源である場合、このアプローチにより、主に活動に敏感な線を含むリストの構築が可能になります。これを使用して、結果のデータセットの回転変調を強化し、恒星の自転周期をより確実に決定できます。最後に、出力ラインリストにより、中程度（20m/sの半振幅）と高（200m/s）の両方の活動レベルが存在する場合に、合成惑星（10d軌道で0.3-0.6MJup）を回復できます。惑星信号に実質的に影響を与えることなく。
光蒸発風におけるダストの巻き込み：密度とイメージング
| Title |
Dust_entrainment_in_photoevaporative_winds:_Densities_and_imaging |
| Authors |
R._Franz,_B._Ercolano,_S._Casassus,_G._Picogna,_T._Birnstiel,_S._P\'erez,_Ch._Rab,_and_A._Sharma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10637 |
若いおうし座T星の周りの原始惑星系円盤に作用するX線およびEUV-（XEUV-）駆動の光蒸発風は、円盤の進化に重大な影響を及ぼし、ガスと塵の両方の分布に影響を与える可能性があります。典型的なXEUV駆動の流出におけるダスト密度を制限し、これらの風が散乱光と偏光の波長で$\mu\mathrm{m}$で観測できるかどうかを判断します。$M_*=0.7\、\mathrm{M}_\odot$T-Tauri星の周りのXEUV駆動の流出の場合$L_X=2\cdot10^{30}\、\mathrm{erg/s}$、ダストの質量損失率$\dot{M}_\mathrm{dust}\lesssim4.1\cdot10^{-11}\、\mathrm{M_\odot/yr}$は、ダストの楽観的な推定値です。風の密度（$\dot{M}_\mathrm{gas}\approx3.7\cdot10^{-8}\、\mathrm{M_\odot/yr}$と比較して）。合成された散乱光画像は、$\lambda_\mathrm{obs}=1.6で強度$I/I_{\max}<10^{-4.5}$（$10^{-3.5}$）で出現する明確な煙突構造を示唆しています。$（$0.4$）$\mu\mathrm{m}$ですが、偏光画像の特徴はさらに暗いです。私たちのモデルから合成された観測は、SPHEREIRDISの明確な特徴を示していませんが、最適な条件下でのJWSTNIRCamのかすかな風の特徴を示しています。結論として、原始円盤から発射された光蒸発XEUV風の明確な検出は、現在の計装では少なくとも困難です。これは、ディスクの風が散乱光または偏光で日常的に検出されない理由についての考えられる説明を提供します。
EXPRES。 III。測光と干渉法で$ \ epsilon $ Eridaniの恒星活動の視線速度の特徴を明らかにする
| Title |
EXPRES._III._Revealing_the_Stellar_Activity_Radial_Velocity_Signature_of_$\epsilon$_Eridani_with_Photometry_and_Interferometry |
| Authors |
Rachael_M._Roettenbacher,_Samuel_H._C._Cabot,_Debra_A._Fischer,_John_D._Monnier,_Gregory_W._Henry,_Robert_O._Harmon,_Heidi_Korhonen,_John_M._Brewer,_Joe_Llama,_Ryan_R._Petersburg,_Lily_Zhao,_Stefan_Kraus,_Jean-Baptiste_Le_Bouquin,_Narsireddy_Anugu,_Claire_L._Davies,_Tyler_Gardner,_Cyprien_Lanthermann,_Gail_Schaefer,_Benjamin_Setterholm,_Catherine_A._Clark,_Svetlana_G._Jorstad,_Kyler_Kuehn,_and_Stephen_Levine |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10643 |
クールな主系列星の表面での光球の明るさの変化によって引き起こされる吸収線プロファイルの歪みは、太陽系外惑星の存在による視線速度（RV）シフトを模倣または圧倒する可能性があります。最新世代の高精度RVスペクトログラフは、速度振幅$\lesssim10$cms$^{-1}$を検出することを目的としていますが、恒星信号の緩和が必要です。ケプラーの速度摂動と活動関連の速度摂動を区別するための統計的手法が開発されています。ただし、2つの重要な課題は、RVモデルがより高度になるにつれて、恒星活動コンポーネントの解釈可能性と、恒星活動の柔軟なモデルで最低振幅のケプラーの署名が誤って考慮されないようにすることです。K2V太陽系外惑星ホスト$\epsilon$Eridaniの場合、地上ベースの測光を個別に使用して、RVをモデル化するためのガウス過程と光度曲線反転アルゴリズムを使用したTESS測光を制約して恒星表面を再構築します。TESS測光の再構成から、EXPRESで取得したRVのrms散乱を4.72ms$^{-1}$から1.98ms$^{-1}$に減らすアクティビティモデルを作成します。TESS測光で見られる星黒点を直接画像化するために、CHARAアレイとMIRC-Xビームコンバイナーを使用したパイロット研究を紹介します。位相範囲が限られているため、現在のデータではスポット検出はわずかですが、将来の専用の観測キャンペーンでは、画像化、および塵円盤に対する恒星の傾きと向きを明確に決定できるはずです。この作業は、高ケイデンス、時系列測光および干渉計データで取得された恒星表面マップが、RV散乱を正確に低減するために必要な制約を提供できることを示しています。
時間の黄道系外惑星（ZEIT）XIII：初期の惑星進化の研究の要であるV1298タウシステムの惑星軌道と大気
| Title |
Zodiacal_Exoplanets_in_Time_(ZEIT)_XIII:_Planet_Orbits_and_Atmospheres_in_the_V1298_Tau_System,_a_Keystone_in_Studies_of_Early_Planetary_Evolution |
| Authors |
E._Gaidos,_T._Hirano,_C._Beichman,_J._Livingston,_H._Harakawa,_K._W._Hodapp,_M._Ishizuka,_S._Jacobson,_M._Konishi,_T._Kotani,_T._Kudo,_T._Kurokawa,_M._Kuzuhara,_J._Nishikawa,_M._Omiya,_T._Serizawa,_M._Tamura,_A._Ueda,_S._Vievard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10689 |
星形成領域と若いクラスターにおける星の惑星系の研究は、惑星の進化の形成段階についての窓を開きます。10R$_{\oplus}$サイズの「b」惑星の通過中に、太陽質量おうし座協会のメンバーであるV1298タウの高ケイデンス高分解能赤外分光法を取得しました。全身の視線速度を測定したところ、V1298Tauの運動学は、$\gtrsim$6Myr-oldサブグループとの提携を示唆していることがわかりました。V1298タウと近くの共動星2M0405を恒星進化モデルと比較すると、$\sim$10-25Myrの年齢が示唆されます。見かけのRVシフトを使用して、「b」の投影スピン軌道相互作用を$\lambda=15_{-16}^{+15}$および$\lambda=2_{-4}^{+12}$度として測定しました。惑星による回転星の一時的な掩蔽によって引き起こされた線プロファイルの変化。これらの値は、V1298タウの内部「c」惑星のような順行軌道を示し、ディスク内に形成された同一平面上の多惑星系を指します。また、「b」周辺の拡張/脱出雰囲気のプローブとして、中性オルトヘリウムの1083nmトリプレットの強度の変動を測定しました。恒星またはその惑星系から生じているように見える通過中の吸収の着実な減少を検出します。この変動は「b」またはおそらく「d」の直前の通過に起因する可能性がありますが、これがトリプレット内の恒星ディスク統合フラックスの急速な変動によるものであることを排除することはできません。変動の振幅（$\sim$0.04nm）は、中心星からのXUV放射によって引き起こされる大気散逸の適度な推定値と一致しています。
ハイケイデンスTESSデータでプロキシマケンタウリ惑星のトランジットなし
| Title |
No_Transits_of_Proxima_Centauri_Planets_inHigh-Cadence_TESS_Data |
| Authors |
Emily_A._Gilbert,_Thomas_Barclay,_Ethan_Kruse,_Elisa_V._Quintana,_and_Lucianne_M._Walkowicz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10702 |
プロキシマケンタウリは、私たちの最も近い恒星の隣人であり、空で最もよく研究されている星の1つです。2016年には、視線速度測定によって惑星の伴侶が検出されました。プロキシマケンタウリbは、その恒星のホストから0.05AUで11。2日の周期で、1.3の地球質量と軌道の最小質量を持ち、星のハビタブルゾーン内に存在します。最近の研究では、プロキシマケンタウリbはトランジットしない可能性が高いことが示されていますが、可能な限り最も近いハビタブルゾーン惑星の透過分光法による潜在的な大気観測の価値を考えると、トランジット系外惑星からのデータを使用して、プロキシマケンタウリbがトランジット系外惑星である可能性を再評価します。サーベイサテライト（TESS）。TESSからの観測の3つのセクター（2分のリズムでセクター11、12、および38）を使用して、惑星を検索します。プロキシマケンタウリは非常に活発なM5.5星であり、頻繁に白色光のフレアを放出します。惑星探索アルゴリズムで恒星の活動をモデル化することを含む新しい方法を採用しています。惑星の信号は検出されません。合成通過惑星をTESSに注入し、この分析を使用して、プロキシマケンタウリbが半径0.4R$_\oplus$を超える通過系外惑星にはなり得ないことを示しました。さらに、火星よりも大きいハビタブルゾーンの惑星がプロキシマケンタウリを通過する可能性は低いことを示しています。
若い惑星V1298タウbのための整列した軌道
| Title |
An_Aligned_Orbit_for_the_Young_Planet_V1298_Tau_b |
| Authors |
Marshall_C._Johnson,_Trevor_J._David,_Erik_A._Petigura,_Howard_T._Isaacson,_Judah_Van_Zandt,_Ilya_Ilyin,_Klaus_Strassmeier,_Matthias_Mallonn,_George_Zhou,_Andrew_W._Mann,_John_H._Livingston,_Rodrigo_Luger,_Fei_Dai,_Lauren_M._Weiss,_Teo_Mo\v{c}nik,_Steven_Giacalone,_Michelle_L._Hill,_Malena_Rice,_Sarah_Blunt,_Ryan_Rubenzahl,_Paul_A._Dalba,_Gilbert_A._Esquerdo,_Perry_Berlind,_Michael_L._Calkins,_Daniel_Foreman-Mackey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10707 |
恒星の自転に関する惑星軌道の整列は、それらの動的な歴史に関する情報を保存します。若い惑星のこの角度を測定すると、古い惑星の軌道がずれてしまうメカニズムを明らかにするのに役立ちます。これは、さまざまなプロセスが数MyrからGyrまでのタイムスケールで動作する可能性があるためです。若い太陽系外惑星V1298Taubの分光学的通過観測を提示します。GaiaEDR3の測定値に基づいて、V1298Tauの年齢を$28\pm4$Myrに更新します。Keck/HIRESとLBT/PEPSIで部分通過を観測し、ロシター-マクラフリン効果による視線速度異常を検出しました。V1298Tau〜bは、$\lambda=4_{-10}^{+7\circ}$で、順行性のよく整列した軌道を持っています。分光的に測定された$v\sini_{\star}$と、光度的に測定されたホスト星の自転周期を組み合わせることにより、軌道が3Dで整列していることもわかります。$\psi=8_{-7}^{+4\circ}$度最後に、傾斜角の制約を内部惑星V1298Taucの以前の測定値と組み合わせて、2つの惑星間の相互傾斜を$i_{\mathrm{mut}}=0^{\circ}\pm19^{に制約します。\circ}$。この測定値は、若い年齢でよく整列した惑星の数を増やしており、数十Myrより長いタイムスケールで不整列が生成される可能性があることを示唆しています。しかし、測定の数はまだ少なく、この人口はこれまでに観測された古い惑星を代表していない可能性があります。また、2つの惑星の$i_{\mathrm{mut}}$、$\lambda$、および$i$間の関係の導出についても説明します。
その断片の運動から1882年の大彗星の核の寸法を推定する
クロイツ群の著名なメンバーである1882年の大彗星（C/1882R1）のヘリオン周辺の断片化に関するデータを使用して、分裂時の半径ベクトルに沿った核のサイズを推定します。扁長球形核は、この方向に垂直な平面に沿って近日点で潮汐的に断片化すると想定されています。Sekanina＆Chodas（2007）が、Kreutz（1888）によって最初に収集された6つのフラグメントの位置分離データの改訂から導き出された相対速度は、分裂、したがってヘリオセントリック距離の関数。それらの合計7.8m/sは、半径ベクトルに沿った重心の距離の合計で約38kmに相当し、核のサイズは約60kmに相当します。観察された拡散物質の鞘、6つの断片の列を包むことになった核の崩れかけた部分の残骸には、より質量の小さい断片の集団が含まれていました。彼らは、遠い将来、何世紀にもわたって、SOHOクロイツ彗星の現在の流れを彷彿とさせる矮性サングレーザーの流入を供給することが期待されています。C/1882R1の親彗星は、12世紀初頭に同様の断片化を経験し、その主要な断片の1つである明るいサングレーザーが21世紀半ばに戻ってくる可能性があると推測されています。
大循環モデルの誤差は、Exoclimateパラメーター空間全体で変動します
| Title |
General_Circulation_Model_Errors_are_Variable_across_Exoclimate_Parameter_Spaces |
| Authors |
Pushkar_Kopparla,_Russell_Deitrick,_Kevin_Heng,_Jo\~ao_M._Mendon\c{c}a,_Mark_Hammond |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10925 |
大循環モデルは、外気候パラメータ空間を探索し、大気循環レジームを分類するためによく使用されます。モデルは、Held-Suarezテストなどの標準的なテストケースに適した気候状態を提供するように調整され、回転速度、星座、大気の光学特性、摩擦タイムスケールなどの入力パラメータを変更することにより、さまざまな異化をシミュレートするために使用されます。このような研究では、標準のテストケースで適切に機能するモデルが、任意の広いパラメーター空間のすべての点で信頼できるという暗黙の仮定があります。ここでは、オープンソースの大循環モデルTHORを使用してこの仮定をテストし、自転周期が0。1〜100日の自転と公転の地球のような惑星の大気循環をシミュレートします。角運動量バランスへの物理的および偽の数値的寄与の比率によって定量化されるモデル誤差は、数値誤差が主要な要素である場合もあり、この回転周期の範囲全体で非常に変動することがわかります。モデルグリッドの解像度を上げるとエラーは改善されますが、高次の数値拡散スキームを使用すると、有限体積動的ソルバーのエラーが拡大する場合があります。さらに、エラーを最小限に抑え、モデル内で角運動量のバランスをより物理的にするには、表面摩擦のタイムスケールを回転のタイムスケールよりも小さくする必要があることを示します。
組成の多様性の証拠を持つユニークなホットジュピタースペクトルシーケンス
| Title |
A_unique_hot_Jupiter_spectral_sequence_with_evidence_for_compositional_diversity |
| Authors |
Megan_Mansfield,_Michael_R._Line,_Jacob_L._Bean,_Jonathan_J._Fortney,_Vivien_Parmentier,_Lindsey_Wiser,_Eliza_M.-R._Kempton,_Ehsan_Gharib-Nezhad,_David_K._Sing,_Mercedes_L\'opez-Morales,_Claire_Baxter,_Jean-Michel_D\'esert,_Mark_R._Swain,_Gael_M._Roudier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11272 |
近くにある巨大な太陽系外惑星（「ホットジュピター」）の出現スペクトルは、同様の有効温度を持つ自発光物体のスペクトルとは異なると予想されます。これは、ホットジュピターが放出から内部的にではなく、主にホスト星によって上から加熱されるためです。それらの形成からのエネルギーの。理論モデルは、ホットジュピターの昼間のスペクトルの連続体を照射レベルの関数として予測します。最も冷たい惑星はスペクトルに吸収特性を持ち、中温の惑星は熱反転による放出特性を持ち、最も熱い惑星は黒体のようなスペクトルを持ちます。H-イオンからの分子解離と連続体の不透明性による。吸収と放出の特徴は、多くの個々のホットジュピターのスペクトルで検出されており、人口レベルの傾向が測光測定で観察されています。しかし、より冷たい褐色矮星やホットジュピターの透過スペクトルに対して行われたような、ホットジュピターの熱放射スペクトルの統一された人口レベルの研究はありませんでした。ここでは、1.4ミクロンの吸水帯を中心とするホットジュピターの二次日食スペクトルが、温度による水の特徴強度の一般的な傾向に従うことを示します。観測された傾向は、太陽組成惑星の熱構造が照射レベルによってどのように変化するかについてのモデル予測とおおむね一致しています。それにもかかわらず、惑星の集団は、太陽組成惑星の平均傾向の周りにある程度のばらつきを示しています。惑星が金属量および/または元素存在比に適度な変動を持っている場合、広がりは説明できます。これは、惑星形成モデルから予想されます。（要約）
超大質量ブラックホールの重力反跳キックに続く偏心核円盤の形成について
| Title |
On_the_Formation_of_an_Eccentric_Nuclear_Disk_following_the_Gravitational_Recoil_Kick_of_a_Supermassive_Black_Hole |
| Authors |
Tatsuya_Akiba,_Ann-Marie_Madigan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10163 |
2つの超大質量ブラックホールの合体中の重力波の異方性放出は、合体した残骸の反跳キックをもたらす可能性があります。ここでは、奇行核円盤（奇行で後陣に整列した軌道の恒星円盤）が結果として直接形成される可能性があることを示します。最初は円形の星の円盤がブラックホールのキック方向に直交して整列し、特徴的な「目盛り」の離心率分布と平均近点角のスパイラルパターンを示します。
巨大なブラックホール（MBH）は、銀河中心、パワー発光クエーサー、活動銀河核（AGN）に生息し、それらが生成するエネルギーで宇宙環境を形成します。MBHの起源は謎のままであり、LIGO/Virgoによる最近の150近くの太陽質量ブラックホールの検出により、「恒星」と「大規模」ブラックホールの間に連続体があるかどうか、そして何がMBHのシードはです。シードは最初の銀河で形成された可能性があり、または初期の宇宙の地平線サイズの領域の崩壊に関連している可能性もあります。MBHの起源を理解することは、基本的な物理学、宇宙論、天体物理学にまたがり、重力波物理学と伝統的な天文学の分野を橋渡しします。今後10〜15年の間にいくつかの施設があり、MBHの形成の道を発見する可能性を予見しています。この記事では、ブラックホールシード形成のチャネル、シードから大規模なブラックホールへの道のり、MBHの起源に関する診断という3つの主要なトピックをリンクします。現在の未解決の問題を強調して批判的に議論し、コミュニティを刺激した最近の進展に触れます。
高赤方偏移クエーサーの探求は、現在の記録保持者が$z=7.642$である、一連の記録破りの情報源につながりました。ここでは、$z>8$クエーサーの将来の検出が、ブラックホールの成長とシードモデルのパラメーターの制約にどのように影響するかを示します。成長パラメータ（エディントン比$\、f_{\rmEdd}$、デューティサイクル${\calD}$、シード質量$M_{\rm\bullet、シード}$、および放射効率$\に幅広いフラット事前確率を使用します。epsilon$）、クエーサーの検出赤方偏移が$z=9$から$z=12$になると、決定の大きな不確実性が係数$\sim5$減少することを示します。この高赤方偏移体制では、$\epsilon$は許容される最低値になる傾向があり、$M_{\rm\bullet、seed}$の分布はヘビーシードドメイン内でピークに達します。注目すべきことに、降着率が低く、$z>7$で検出された2つのクエーサー（J1243+0100およびJ0313-1806）は、すでに利用可能なパラメータースペースを狭め、$M_{\rm\bullet、seed}>10^{3.5}\、{\rmM_\odot}$および$\epsilon<0.1$。放射効率は重要な未知数であり、係数$\sim2$の変更により、予測された質量を$z\sim9$ですでに$\sim3$桁変更できます。非効率的な降着（$\epsilon$の減少）とブラックホールのスピンアップ（$\epsilon$の増加）の競合する役割は、成長モデルに大きな影響を与えます。最後に、今後のクエーサー調査（Euclidなど）によって現在予測されている収量が、最も可能性の高いシード質量レジームを決定するのに役立つことをお勧めします。たとえば、薄いディスクの降着を想定すると、$z\sim9-10$による$M_\bullet\sim10^{10}\、{\rmM_\odot}$でのクエーサーの検出は、パラメーター全体を除外します。軽い種子のために利用可能なスペースと重い種子のためのスペースを劇的に減らします。
提案されたデュアルAGNSDSS J101022.95 +141300.9のヨーロッパVLBIネットワーク観測
| Title |
European_VLBI_Network_Observations_of_the_Proposed_Dual_AGN_SDSS_J101022.95+141300.9 |
| Authors |
Patrik_Mil\'an_Veres,_Krisztina_\'E._Gab\'anyi,_S\'andor_Frey,_Zsolt_Paragi,_Emma_Kun_and_Tao_An |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10182 |
銀河の合体イベントの間、銀河の中心にある超大質量ブラックホールは、kpcスケールまたはpcスケールの分離を伴う活動銀河核（AGN）のペアを形成する可能性があります。最近、光学観測により、銀河SDSSJ101022.95$+$141300.9（以下J1010$+$1413）の中心に有望なデュアルAGN候補が明らかになりました。$\sim430$pcの分離が予測される2つの異なる[OIII]放出点光源の存在は、デュアルAGNシステムを示しています。ハッブル宇宙望遠鏡（HST）の点光源から発生する、AGNが優勢な電波放射を検索するために、非常に長いベースライン干渉計観測を実行しました。J1010$+$1413の無線構造を解決し、HSTポイントソースおよびオブジェクトのガイア光学位置からの単一の特徴オフセットを検出しました。J1010$+$1413の多波長分析は、提案されたデュアルAGN分類に挑戦する観測された特性の2つの可能な解釈を推測しました。
X-shooter Spectral Library（XSL）を使用した、近紫外線から近赤外線までの単純な星の種族のモデリング
| Title |
Modelling_simple_stellar_populations_in_the_near-ultraviolet_to_near-infrared_with_the_X-shooter_Spectral_Library_(XSL) |
| Authors |
Kristiina_Verro,_S._C._Trager,_R._F._Peletier,_A._Lan\c{c}on,_A._Arentsen,_Y.-P._Chen,_P._R._T._Coelho,_M._Dries,_J._Falc\'on-Barroso,_A._Gonneau,_M._Lyubenova,_L._Martins,_P._Prugniel,_P._S\'anchez-Bl\'azquez,_A._Vazdekis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10190 |
近紫外線（NUV）から近赤外線（NIR）の波長までの経験的なXシュータースペクトルライブラリ（XSL）に基づく単純な星の種族モデルを提示します。XSLポピュレーションモデルの比較的高い解像度と拡張された波長範囲（350〜2480nm、R〜10000）の比類のない特性により、中間および古い星のポピュレーションの光学的研究とNIR研究の橋渡しに近づくことができます。星の主系列星と初期の巨大相をよく理解しているため、現在では、観測および予測されたNUVと星団の光学特性の間に良好な一致が見られることが一般的です。ただし、中年および古い星の種族のNIRスペクトルは、クールなKおよびMの巨人に敏感です。漸近巨星分枝、特に熱的に脈動する漸近巨星分枝（TP-AGB）は、0.5〜2Gyrの古い星の種族のNIRスペクトルを形成します。赤色巨星の枝の先端は、それよりも年齢が大きい集団のNIRスペクトルを定義します。したがって、静的巨人、可変Oリッチ巨人、およびCリッチ巨人の平均スペクトルのシーケンスを構築して、モデルに個別に含めます。モデルは、金属量の範囲$-2.2<\mathrm{[Fe/H]}<+0.2$にまたがり、50Myrを超える年齢であり、経験的なスペクトルライブラリに基づく他のモデルよりもNIRの範囲が広くなっています。年齢と金属量の関数としての色と吸収線指数の振る舞いに焦点を当てます。私たちのモデルは、かみのけ座銀河団の統合された光学色とNIR色を再現しています。さらに、XSLモデルは、経験的ライブラリに基づく他のモデルと比較して、NIRインデックスの予測値の範囲を拡大します。私たちのモデルは、星の種族における進化したクールスターの役割を明らかにするために、光学およびNIR範囲全体で一貫して色とスペクトルの特徴の詳細な研究を実行することを可能にします。
プロトクラスターOMC-2FIR4に向けた窒素分別
| Title |
Nitrogen_Fractionation_towards_the_Protocluster_OMC-2_FIR4 |
| Authors |
Lucy_Evans,_Francesco_Fontani,_Charlotte_Vastel,_Cecilia_Ceccarelli,_Paola_Caselli,_Ana_L\'opez-Sepulcre,_Roberto_Neri,_Felipe_Alves,_Layal_Chahine,_Cecile_Favre_and_Valerio_Lattanzi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10427 |
同位体分別は、太陽系（SS）の化学履歴を調査するための重要なツールです。特に、窒素の同位体分率（14N/15N）は、彗星やその他の自然のままのSS体では、原始太陽星雲で測定された値よりも低く、SS形成中の15Nの局所的な化学的濃縮を示唆しています。したがって、SS前駆体の窒素分別の干渉法による研究は、天体化学的起源についての手がかりを得るために不可欠です。この作業では、SSが生まれた環境の最も近い類似体の1つであるプロトクラスターOMC-2FIR4における14N/15N比の変動を調査しました。干渉計データを使用して、HCNとN2H+の間の高角度分解能での最初の比較を示します。OMC-2FIR4プロトクラスター内のHCNアイソトポログH13CNおよびHC15Nの観測、特にIRAMSeedsOfLifeInSpaceLargeProgramのコンテキスト内でのNOEMAからの遷移H13CN（1-0）およびHC15N（1-0）を分析しました。。N2H+のALMAとその15Nアイソトポログで得られたアーカイブデータの分析と結果を組み合わせました。私たちの結果は、HCNの比率が約250から500までわずかに地域的に変動していることを示しています。候補原始星が位置するFIR4の中央地域の比率は、ほぼ一貫しています（約300）。それらはまた、高い宇宙線イオン化率を宿すことが知られているプロトクラスターの部分から、より低い率の部分への変化をほとんど示さない。また、N2H+の比率には、200から400までのさまざまな領域でわずかなばらつきがあることがわかりました。これらの結果は、我々の観察によって精査された小さな線形スケールで発生する物理的パラメーターの局所的変化は、HCNまたはN2H+のいずれにおいても14N/15N比に影響を与えないようであり、したがってこれは使用される分子とは無関係であることを示唆している。また、宇宙線による高レベルの照射もN分別に影響を与えません。
M31の4つの球状星団の統合スペクトルの研究
銀河M31の4つの球状星団の中程度の分解能スペクトルによって、金属量、年齢、ヘリウム質量分率（Y）、および元素C、N、Mg、Ca、Mn、Ti、およびCrの存在量を決定した結果：Bol6、Bol20、Bol45、Bol50が表示されます。Bol20とBol50の化学組成、および4つのクラスターのYが初めて決定されます。調査対象のスペクトルは、2020年にSAORASの6メートル望遠鏡で取得されました。調査中のすべてのクラスターは、11Gyrより古いことが判明しました。決定された金属量[Fe/H]は、-1.1〜-0.75dexの範囲です。それらは、銀河中心から与えられた距離（R_M31<10kpc）でのM31ハローの星の金属量よりも低いです。4つのクラスターのアルファプロセスα=（[O/Fe]+[Mg/Fe]+[Ca/Fe]）/3の元素の存在量は、内部の星の存在量に対応します。M31のハロー。
大マゼラン雲での過去の合併イベントの遺物
| Title |
A_relic_from_a_past_merger_event_in_the_Large_Magellanic_Cloud |
| Authors |
A._Mucciarelli,_D._Massari,_A._Minelli,_D._Romano,_M._Bellazzini,_F.R._Ferraro,_F._Matteucci,_L._Origlia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10561 |
標準的な宇宙論的シナリオによれば、今日私たちが観測している大きな銀河は、小さな銀河衛星との合併によって現在の質量に達しています（Mooreetal.1999）。この階層的プロセスは、衛星自体の小規模で行われると予想され、より小さなビルディングブロックの降着から構築されるはずです（D'Onghia＆Lake2008）。この予測をテストしなければならない最良のチャンスは、天の川（MW）の最も巨大な衛星である大マゼラン雲（LMC）を見ることです。より小さな銀河がLMCの周りを周回することが明らかになっていますが（Erkal＆Belokurov2020、Pateletal。2020）、これまでのところ、相互作用の唯一の証拠は、近くの小マゼラン雲（SMC）との軌道相互作用に関連しています。最も巨大なLMC衛星。この研究では、LMCが星形成効率の低い銀河で経験し、矮小楕円体銀河と同様の恒星質量を持っている可能性が高い過去の合併イベントの発見の可能性を報告します。この以前のLMC衛星は完全に溶解し、古い球状星団（GC）NGC2005をその破片の一部として堆積させました。このGCは、この古代の合併イベントの唯一の生き残った目撃者であり、その独特の化学組成から認識できます。この発見は、階層的な組み立てのプロセスが私たちの最も近い衛星の形成にも働いたという観測的証拠です。
星団の生態学：鉄と時代の複雑なクラスターの起源を再考する
典型的な球状星団（GC-老いも若きも）は、重元素（Ca、Feなど）や年齢の星ごとの変動がほとんどまたはまったくない星の種族をホストしています。一方、核星団（NSC）は、おそらく大きな銀河ポテンシャル井戸の中心にあるという独特の位置のために、Feで、そしてしばしば年齢でマルチモーダル分布を示す複雑な星の種族をホストします。しかし、最近、新しいクラスのクラスターが発見されました。たとえば、銀河系の内側の領域にある2つの高質量、高金属量のクラスターであるTerzan〜5とLiller〜1です。これらは真のGCではなく、銀河バルジの形成の残りの断片を表していることが示唆されています。ここでは、このシナリオを批判的に評価し、力学的摩擦の役割によってそれが受け入れられなくなる可能性があり、凝集塊の初期質量を推定するために使用された方法が無効であることがわかりました。代わりに、以前に示唆されたように、これらのクラスターは、既存のGCがガスを降着させて第2世代を形成するという比較的まれな現象を表す可能性が高いようです。
初期のバルジ形成中のシードブラックホールの急速な成長
星のバルジコンポーネントが組み立てられている原始銀河核での降着を介した大規模なシードブラックホール（BH）の初期成長を研究し、軸対称の2次元放射流体力学シミュレーションを実行します。$M_\bullet\sim10^5〜M_\odot$のシードBHが、密度$\gtrsim100〜の高密度の金属に乏しいガス（$Z=0.01〜Z_\odot$）に埋め込まれていることがわかります。{\rmcm}^{-3}$と総質量が$M_\star\gtrsim100〜M_\bullet$の膨らんだ星、巨大なガス状ディスクが$\gtrsim0.3-1〜の速度でBHに効率的に供給します。M_\odot〜{\rmyr}^{-1}$およびBH質量は$\sim2$Myr内でほぼ10倍に増加します。この急速な降着段階は、バルジ内に境界を定められたガスのかなりの部分がBHに降着するまで続きますが、降着するBHから放出される電離放射線によって駆動される強い流出のために供給速度が調整されます。一時的な成長モードは、$z\sim15-20$で$\gtrsim10^9〜M_\odot$の質量を持つ巨大な暗黒物質ハローで形成されたシードBHに対してトリガーできます（ビリアル温度は$T_{\rmvir}\simeq10^5〜{\rmK}$）。ホストハローは、典型的な最初の銀河のものよりも重くてまれですが、$z\simeq6$によってクエーサーホストに到達する可能性が高くなります。このメカニズムは、当然、ローカル宇宙で見られる値よりも高い$M_\bullet/M_\star>0.01$の質量比をもたらし、そのような過大なBHの存在は、$z\で高度に蓄積するシードBHを検出するユニークな機会を提供します。ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡とナンシーによる今後の観測による$2〜\mu{\rmm}$（レストフレーム10eV）でのABマグニチュード$m_{\rmAB}\sim26-29$magのsim15$グレースローマン宇宙望遠鏡。
SDSS-IV DR17：MaNGAPyMorph測光および深層学習形態カタログの最終リリース
| Title |
SDSS-IV_DR17:_Final_Release_of_MaNGA_PyMorph_Photometric_and_Deep_Learning_Morphological_Catalogs |
| Authors |
H._Dom\'inguez_S\'anchez,_B._Margalef,_M._Bernardi,_M._Huertas-Company |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10694 |
SDSSデータリリース17（SDSSデータリリース17（DR17）。MPP-VAC-DR17は、S\`ersicおよびS\`ersic+Exponentialフィットから、$g$、$r$、および$i$バンドのMaNGADR17銀河サンプルの2D表面輝度プロファイルへの測光パラメーターを提供します（例：全フラックス、半光半径、バルジディスクフラクション、楕円率、位置角など）。MDLM-VAC-DR17は、同じ銀河に対してディープラーニングベースの形態学的分類を提供します。MDLM-VAC-DR17には、Tタイプ、楕円銀河と棒渦巻銀河のより細かい分離、エッジオン銀河と棒渦巻銀河の識別など、いくつかの形態学的特性が含まれています。MPP-VAC-DR17は、SDSSデータリリース15（MPP-VAC-DR15）で公開されているMaNGAPyMorph測光VACを拡張して、最終的なDR17を作成するために追加された銀河を含めるだけですが、MDLM-VAC-DR17はいくつかの変更を実装しています。以前のリリース（MDLM-VAC-DR15）と比較して改善されています。つまり、この新しいバージョンでは、Tタイプのローエンドがより適切に回復されます。カタログには、初期型または後期型の銀河（ETG、LTG）の分離も含まれています。これは、特に中間型（-1<T型<2）で、T型を補完する方法で2つの集団を分類します。、ここで、Tタイプの値は大きなばらつきを示しています。さらに、分類に関する$k-$foldベースの不確実性も提供されます。堅牢性と信頼性を確保するために、すべての画像を視覚的に検査しました。カタログの内容を説明し、それらを組み合わせることができるいくつかの興味深い方法を示します。
近くの銀河の二次元金属量分布と混合スケール
| Title |
The_Two-Dimensional_Metallicity_Distribution_and_Mixing_Scales_of_Nearby_Galaxies |
| Authors |
Thomas_G._Williams,_Kathryn_Kreckel,_Francesco_Belfiore,_Brent_Groves,_Karin_Sandstrom,_Francesco_Santoro,_Guillermo_A._Blanc,_Frank_Bigiel,_M\'ed\'eric_Boquien,_M\'elanie_Chevance,_Enrico_Congiu,_Eric_Emsellem,_Simon_C._O._Glover,_Kathryn_Grasha,_Ralf_S._Klessen,_Eric_Koch,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Adam_K._Leroy,_Daizhong_Liu,_Sharon_Meidt,_Hsi-An_Pan,_Miguel_Querejeta,_Erik_Rosolowsky,_Toshiki_Saito,_Patricia_S\'anchez-Bl\'azquez,_Eva_Schinnerer,_Andreas_Schruba,_Elizabeth_J._Watkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10697 |
銀河内の金属の空間分布を理解することで、星間物質（ISM）での化学物質の濃縮と混合のプロセスを研究することができます。この作業では、PHANGS-MUSEの一部として超大型望遠鏡/マルチユニット分光エクスプローラー（VLT-MUSE）で観測された19個の星形成銀河のガウス過程回帰（GPR）を使用して、金属の2次元分布をマッピングします。調査。19個の銀河のうち12個が、2次元の金属量の大きな変動を示していることがわかります。大きな変動がないものは、通常、金属量の測定値が少なく、これは、高次の変動がないというよりも、これらの銀河のHII領域が不足しているためであることを示しています。線形の半径方向の勾配を差し引いた後、渦巻腕と円盤に濃縮は見られません。これらの放射状に差し引かれたマップの2点相関関数から50％の相関スケールを測定し、通常、近似されたGPRカーネルスケールの長さよりも1桁小さいことがわかります。2点相関スケールの長さのいくつかのグローバル銀河特性との依存性を研究します。既存の理論モデルとの緊張関係において、50％の相関スケールと全体的なガス乱流との間に関係は見られません。また、より活発に星形成銀河を見つけ、初期のタイプの銀河はより大きな50パーセントの相関スケールを持っています。サイズと恒星の質量面密度は50％の相関スケールと相関していないようであり、おそらく銀河の進化状態とその現在の星形成活動が金属分布の均一性の最も強力な指標であることを示しています。
CAPOS：バルジクラスターAPOgee調査III。 Tonantzintla2の分光トモグラフィー
| Title |
CAPOS:_The_bulge_Cluster_APOgee_Survey_III._Spectroscopic_Tomography_of_Tonantzintla_2 |
| Authors |
Jos\'e_G._Fern\'andez-Trincado,_Sandro_Villanova,_Doug_Geisler,_Beatriz_Barbuy,_Dante_Minniti,_Timothy_C._Beers,_Szabolcs_M\'esz\'aros,_Baitian_Tang,_Roger_E._Cohen,_Cristian_Moni_Bidin,_Elisa_R._Garro,_Ian_Baeza,_Cesar_Mu\~noz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10700 |
（ABRIDGED）アパッチポイント天文台銀河進化で収集された高解像度の近赤外スペクトルを使用して、比較的高金属量の球状星団（GC）Tononzintla〜2（Ton〜2）の赤色巨星メンバーの最初の詳細なスペクトル分析を実行しましたバルジクラスターAPOgee調査の一部として取得された実験II調査（APOGEE-2）。7つの巨大メンバーの高S/Nスペクトルから、光、奇数Z、$\alpha$-、Feピーク、および中性子捕獲元素を含むさまざまな種の化学的存在量を調査します。導出された平均クラスター金属量は[Fe/H]$=-0.70\pm0.05$であり、固有の金属量の広がりの証拠はありません。Ton〜2は、47〜きょしちょう座とNGC〜6380に見られるものと同様に、高金属量銀河系GCの傾向に従う典型的な$\alpha$濃縮を示します。かなりの窒素の広がり（$>0.87$dex）と、クラスターに存在する窒素が豊富な星の大部分が見つかります。Ton〜2の比較的高い金属量を考えると、これらの窒素に富む星は、典型的な銀河レベルをはるかに上回っています。。また、Ton〜2に広がる[Ce/Fe]存在量の存在を特定します。これは、窒素の増強と相関しており、このクラスターの\textit{s}プロセスの濃縮が比較的低質量の漸近線によって生成された可能性が高いことを示しています。ジャイアントブランチスター。さらに、クラスターの平均視線速度$-178.6\pm0.86$kms$^{-1}$で、速度分散が小さい2.99$\pm$0.61kms$^{-1}$、これはGCの典型です。また、Ton〜2の順行バルジのような軌道があり、放射状で非常に偏心しているように見えます。
ディープリアリスティック銀河系外モデル（DREaM）銀河カタログ：ローマの超深層フィールドの予測
| Title |
Deep_Realistic_Extragalactic_Model_(DREaM)_Galaxy_Catalogs:_Predictions_for_a_Roman_Ultra-Deep_Field |
| Authors |
Nicole_E._Drakos,_Bruno_Villasenor,_Brant_E._Robertson,_Ryan_Hausen,_Mark_E._Dickinson,_Henry_C._Ferguson,_Steven_R._Furlanetto,_Jenny_E._Greene,_Piero_Madau,_Alice_E._Shapley,_Daniel_P._Stark_and_Risa_H._Wechsler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10703 |
次の10年間で、ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡やローマン宇宙望遠鏡などの望遠鏡による深部銀河調査は、再イオン化の時代（EoR）における銀河形成の理解を大幅に高める変換データセットを提供します。この作品では、合成銀河カタログを作成するためのディープリアリスティック銀河系外モデル（DREaM）を紹介します。私たちのモデルは、暗黒物質シミュレーション、サブハロ存在量マッチング、および経験的モデルを組み合わせており、銀河の位置、形態、およびスペクトルエネルギー分布（SED）を含んでいます。結果として得られる合成カタログは、赤方偏移$z\sim12$に拡張され、銀河の質量$\log_{10}（M/M_{\odot}）=5$は、$1\、{\rmdeg}^2$の領域をカバーします。空に。DREaMを使用して、$1\、{\rmdeg}^2$\emph{Roman}UDFの科学的利益を調査し、超深度調査設計を最適化するためのリソースを提供します。\emph{Roman}UDFから$\sim30\、m_{\rmAB}$は、$10^6$$M_{\rmUV}<-17$を超える銀河を、$10を超える銀河で検出する可能性があることがわかりました。赤方偏移$z>7$で^4$、EoR中に銀河の特性を制約するための比類のないデータセットを提供します。当社の合成カタログとシミュレーション画像は、今後のデータに備えるためのツールをコミュニティに提供するために公開されています。
PHANGS-HST銀河における明るく比較的孤立した星団：開口補正、定量的形態、および合成星の種族モデルとの比較
| Title |
Bright,_Relatively_Isolated_Star_Clusters_in_PHANGS-HST_Galaxies:_Aperture_Corrections,_Quantitative_Morphologies,_and_Comparison_with_Synthetic_Stellar_Population_Models |
| Authors |
Sinan_Deger,_Janice_C._Lee,_Bradley_C._Whitmore,_David_A._Thilker,_M\'ed\'eric_Boquien,_Rupali_Chandar,_Daniel_A._Dale,_Leonardo_Ubeda,_Rick_White,_Kathryn_Grasha,_Simon_C._O._Glover,_Andreas_Schruba,_Ashley_T._Barnes,_Ralf_Klessen,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Erik_Rosolowsky,_Thomas_G._Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10708 |
近くにある17個の渦巻銀河のPHANGS-HSTNUV-UBVIイメージングを使用して、3つの目的で、明るく比較的孤立するように視覚的に選択された星団と星団のサンプルを研究します。銀河団とアソシエーションの分析における定量的形態の分析、および合成星の種族モデルとの比較。星団候補カタログの作成における標準的なステップであるアパーチャ補正を決定し、以前の作業と比較するための手順の技術的な要約を提供します。また、この特殊なサンプルを使用して、星団の光プロファイルの測定に関する分析を開始します。銀河の形態を研究するために以前に適用された1つの測定値$M_{20}$（ピクセルの最も明るい20％の正規化された2次モーメント）に焦点を当てます。$M_{20}$をUB-VIカラーと組み合わせると、単一ピークの対称クラスター、単一ピークの非対称クラスター、および複数ピークの関連付けによって別個の遺伝子座が形成されるパラメーター空間が生成されることがわかります。$M_{20}$を使用して、クラスターとアソシエーションの形成と進化に関する洞察を得るための潜在的なアプリケーションについて説明します。最後に、このサンプルの色分布をさまざまな合成星の種族モデルと比較します。最も古い球状星団は最近形成された銀河団に比べて金属が少ないため、単一金属量のSSPトラックを使用して特定の銀河の銀河団全体に適合させる標準的な手順を再検討する必要があるという発見があります。
非常にブロードラインのMgIIラジオラウドおよびラジオクエーサーの特性
| Title |
Properties_of_Very_Broad_Line_MgII_Radio-Loud_and_Radio-Quiet_Quasars |
| Authors |
Avinanda_Chakraborty,_Anirban_Bhattacharjee_and_Suchetana_Chatterjee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10764 |
親から選択されたMgIIの広い輝線（iバンドの大きさ$\leq19.1$およびz$\leq1.9$）を使用して、ラジオラウド（RL）およびラジオクワイエット（RQ）クエーサーの特性の分析を実行します。SDSSDR7カタログのサンプル。半値全幅（FWHM）が\mbox{15,000kms$^{-1}$}（非常に幅の広いラインサンプル;VBL）より大きいソースの場合、ラジオラウドフラクション（RLF）は約40\％であることがわかります。。この結果をさらに調査するために、RLクエーサーとRQクエーサーのVBLサンプルのボロメータ光度、光学連続光度、ブラックホール（BH）質量、およびエディントン比を比較します。私たちの分析は、私たちのVBLサンプル空間では、RLクエーサーはRQクエーサーよりも高い光度とBH質量を持っていることを示しています。それらの被覆率（CF）の分布の類似性は、VBLRLクエーサーとRQクエーサーの間でダスト分布に違いがなく、したがってダストが結果に影響を与えていないことを示しています。また、RLクエーサーの特性と光学的連続体の光度およびBH質量との間に相関関係がないこともわかりました。
宇宙ウェブのライマン$ \ alpha $吸収体は、ガスが豊富な銀河とどのように関連していますか？
ライマン$\alpha$吸収体と近くの宇宙のHI銀河（$0.01\lez\le0.057$）の間の2点相互相関関数を示します。ライマン$\alpha$吸収体は、$\le$0.5Mpcの予測分離と$\le50〜km〜s^{-1}$の速度分離で、ライマン$\alpha$銀河と強く相関していることがわかります。ライマン$\alpha$吸収体は、ランダムな分布と比較して、HI銀河の近くで見つかる可能性が7.6倍高くなっています。予測および/または速度分離が増加すると、相関は減少します。また、ライマン$\alpha$吸収体とHI銀河の間の相関は、ライマン$\alpha$吸収体と光学的に選択された銀河の間で観察された相関よりも強いことがわかります。ウイルスの半径よりも遠い距離にあるHI銀河からの速度分離が$\le30〜km〜s^{-1}$の場合、吸収体の数が増加します。私たちの銀河のほとんどが強い流出を推進していないという事実と相まって、低速分離の吸収体は銀河の周りのより冷たい銀河間ガスを追跡していると結論付けます。この結論は、銀河間媒体からのかすかなガスが銀河の円盤に流れ込み、銀河の成長につながる宇宙論的シミュレーションからの予測と一致しています。
MUSEを使用したz = 3.15でのライマンα選択星雲の形態と運動学のマッピング
| Title |
Mapping_the_Morphology_and_Kinematics_of_a_Lyman-alpha-selected_Nebula_at_z=3.15_with_MUSE |
| Authors |
Kelly_N._Sanderson_(1),_Moire_K._M._Prescott_(1),_Lise_Christensen_(2_and_3),_Johan_Fynbo_(2_and_3),_Palle_M{\o}ller_(3_and_4)_((1)_New_Mexico_State_University,_(2)_Cosmic_Dawn_Center_(DAWN),_(3)_Niels_Bohr_Institute,_(4)_European_Southern_Observatory) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10865 |
最近の広視野面分光法は、活動銀河核（AGN）の存在のために最も頻繁に標的とされる、高赤方偏移のライマンアルファ（Lya）星雲の詳細な特性を明らかにしました。ここでは、VLT/MUSEを使用して、$z\sim3.2$での強いLya放出のために最初に識別された星雲の形態と運動学を解決します（LABn06;Nilssonetal.2006）。私たちの観測では、直径が少なくとも$\sim$173pkpcの2葉のリア星雲があり、中赤外線源の近くに軽量の重心があり（$\upperx$17.2pkpc以内）、不明瞭なAGNをホストしているように見えます。AGN付近のLya放射も、速度が星雲の運動学的中心と一致しており、星雲が形態学的にも運動学的にもAGNの中心にあることを示唆しています。AGNで選択されたLya星雲と比較すると、この星雲の表面輝度プロファイルは、大きな半径（$>$25pkpc）での典型的な指数プロファイルに従いますが、小さな半径では、プロファイルはAGNの位置で異常な落ち込みを示します。運動学と非対称性は類似しており、CIVとHeIIの上限は他のAGNを動力源とするLya星雲と一致しています。二重ピークの非対称ラインプロファイルは、Lya共鳴散乱がこの星雲で重要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、おおよそ空の平面に向けられたリア星雲に電力を供給する責任があるAGNの画像をサポートしています。さらなる観測により、中央の表面輝度の低下が、異常なガスまたはダストの分布、あるいはAGNの電離出力の経時変化を示しているかどうかを調査します。
z = 4.026の小さな電波銀河
| Title |
A_small_radio_galaxy_at_z=4.026 |
| Authors |
Krisztina_\'E._Gab\'anyi,_S\'andor_Frey,_Tao_An,_Hongmin_Cao,_Zsolt_Paragi,_Leonid_I._Gurvits,_Yingkang_Zhang,_Tullia_Sbarrato,_M\'at\'e_Krezinger,_Krisztina_Perger,_Gy\"orgy_Mez\H{o} |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10964 |
赤方偏移$4$を超えると、$200$未満のラジオラウド活動銀河核（AGN）が知られています。それらの約$40$は、超長基線干渉法（VLBI）技術を使用して、ミリ秒（mas）スケールの分解能で観測されています。それらのいくつかは、未解決の、コンパクトで、相対論的にビームされたオブジェクトであり、観測者の視線に対して小さな角度を指すジェットを備えたブレーザーです。しかし、相対論的ビーミングの兆候がなく、ジェットの傾斜角が大きい可能性のある物体もあります。いくつかのケースでは、X線観測は、ヨーロッパVLBIネットワーク（EVN）で行われたVLBI測定とは対照的に、相対論的ビーミングの存在を示しています。J1420$+$1205は顕著な例であり、$30-100$のマススケールで強化されたマルチエレメントリモートリンク干渉計ネットワーク（e-MERLIN）の電波観測により、小さな電波銀河を彷彿とさせる豊かな構造が明らかになりました。それは、初期の宇宙論的時代の若い銀河の周りのより密度の高い星間物質に関連しているかもしれない明るいホットスポットを示しています。
異方性恒星系におけるノイズ、摩擦および動径軌道不安定性：確率的N体シミュレーション
| Title |
Noise,_friction_and_the_radial-orbit_instability_in_anisotropic_stellar_systems:_stochastic_N-body_simulations |
| Authors |
Pierfrancesco_Di_Cintio,_Lapo_Casetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11026 |
数値シミュレーションにより、ノイズの影響下での異方性自己重力$N-$bodyシステムの動径軌道不安定性を研究します。加法性または乗法性ノイズの存在は、軌道異方性の初期値に応じて、不安定性の開始に異なる影響を与えることがわかります。
パルサータイミングアレイの球状星団のコア内にミリ秒パルサーを含める
| Title |
Including_Millisecond_Pulsars_inside_the_Core_of_Globular_Clusters_in_Pulsar_Timing_Arrays |
| Authors |
Michele_Maiorano,_Francesco_de_Paolis,_and_Achille_Nucita |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11046 |
パルサータイミングアレイ実験では、球状星団のコア内にミリ秒パルサーを含める可能性を示唆しています。それらは互いに非常に近いので、それらの重力波によって誘発されたタイミング残差は、地球とパルサーの両方の項が相関しているため、ほぼ同じであると予想されます。球状星団コア内のミリ秒パルサー上で、均一な超大質量ブラックホール連星集団によって放出される重力波信号に起因する、予想されるタイミング残差をシミュレートします。この点で、Terzan5は球状星団のプロトタイプとして採用されており、シミュレーションでは、同様の距離、コア半径、およびそれに含まれるミリ秒パルサーの数を採用しました。我々の結果は、球状星団のコアミリ秒パルサーのタイミング残差の間に強い相関関係が存在することで、顕著な重力波の特徴を提供できることを示しています。したがって、この結果は、特にパルサータイミングアレイのコラボレーションによって実行される標準的な相互相関検索と組み合わせて、パルサータイミングによる重力波の検出に利用できます。
| Title |
Searching_for_Intermediate_Mass_Black_Holes_in_the_Milky_Way's_galactic_halo |
| Authors |
A._Franco,_A.A._Nucita,_F._De_Paolis,_F._Strafella_and_M._Maiorano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11047 |
中間質量ブラックホール（IMBH）は、質量が$10^2\div10^5$$M_\odot$の範囲にあるブラックホールのクラスであり、恒星進化論から直接導き出すことはできません。これらの天体を探してその存在量を推定することは、それらの起源をより深く理解するためだけでなく、銀河ハロー内の暗黒物質の性質と分布を明らかにするためにも重要です。2018年2月から2020年1月まで、大小マゼラン雲は、おそらくIMBHに起因するマイクロレンズイベントを発見することを主な目的として、4mV.Blanco望遠鏡（CTIO、チリ）に設置されたDECAM機器によって集中的に監視されています。ここでは、開発されたデータ分析パイプラインの概要を説明します。これを既知の変数ソースと比較してテストし、これまで知られていなかった多くの変数オブジェクトを見つけました。いくつかの光源は、マイクロレンズイベントで予想されるものと同様の光度曲線を示していますが、これらのイベントのマイクロレンズの性質を確認するには、さらに分析が必要です。これらのソース、特にカタログ化されていない変光星については、ピリオドグラム分析によってそれらが周期的であるかどうかを判断しようとします。
GGCHEMPY：星間化学の効率的なシミュレーションのための純粋なPythonベースのガス粒子化学コード
この論文では、純粋なPython（GGCHEMPY）で記述された星間雲の新しいガス粒子化学コードを紹介します。高性能のPythonコンパイラNumbaと組み合わせることにより、GGCHEMPYはFortranベースのバージョンと同じくらい効率的です。Pythonの機能により、柔軟な計算ワークフローと拡張機能が可能になります。ショーケースとして、GGCHEMPYは、より複雑なケースに簡単に拡張できる2コアシステムを使用して、分子分布に対する3次元投影の一般的な効果を研究するために適用されます。2つの重なり合うコアと2つのマージコアの間の分子分布の違いを比較することにより、分子雲の3D構造を解釈するために使用できるN2H+、HC3N、C2S、H2CO、HCN、C2Hなどの典型的な化学的違いを要約しました。
s過程の寄与による放射性同位元素の銀河化学進化
| Title |
Galactic_Chemical_Evolution_of_Radioactive_Isotopes_with_an_s-process_Contribution |
| Authors |
T._C._L._Trueman,_B._C\^ot\'e,_A._Yag\"ue_L\'opez,_J._den_Hartogh,_M._Pignatari,_B._So\'os,_A._I._Karakas,_M._Lugaro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11126 |
原始隕石中の含有物の分析は、半減期が$0.1-100$Myrのいくつかの短寿命放射性核種（SLR）が初期の太陽系（ESS）に存在したことを明らかにしています。$^{107}$Pd、$^{135}$Cs、および$^{182}$HfのESS起源を調査します。これらは、漸近的な$slow$中性子捕獲（$s$プロセス）によって生成されます。巨星分枝（AGB）の星。OMEGA+銀河化学進化（GCE）コードと、質量および金属量に依存する2セットのAGB元素合成収量（MonashおよびFRUITY）を使用して、これらのSLRの銀河の存在量をモデル化しました。SLRの平均寿命$\tau$と、AGB前駆体$\gamma$の形成間の平均時間の比率に応じて、太陽の誕生に関連するタイムスケールを計算します。$\tau/\gamma\gtrsim2$の場合、GCEで予測された$^{107}$Pd/$^{108}$Pd、$^{135}$を減衰させることにより、9〜26Myrの自己無撞着な分離時間を予測します。Cs/$^{133}$Cs、および$^{182}$Hf/$^{180}$Hfの比率とそれぞれのESS比率。予測された$^{107}$Pd/$^{182}$Hf比は、GCEモデルにESSの$^{107}$Pdと$^{108}$Pdの$9-73\％$が欠落していることを示しています。この欠落しているコンポーネントは、GCEコードのESSに寄与したものよりも金属量が高いAGBスターに由来している可能性があります。$\tau/\gamma\lesssim0.3$の場合、代わりに、SLRを太陽前物質に追加した最後の元素合成イベントから最も古い固体の形成までの時間（$T_{\rmLE}$）を計算します。ESS。2M$_\odot$、$Z=0.01$Monashモデルの場合、$T_{\rmLE}=25.5$Myrの自己無撞着解が見つかります。
高質量星形成と低質量星形成のリンク：観測に基づく連続体モデリングと物理的条件
| Title |
Linking_High-_and_Low-Mass_Star_Formation:_Observation-Based_Continuum_Modelling_and_Physical_Conditions |
| Authors |
R._L._Pitts,_L._E._Kristensen,_J._K._J{\o}rgensen,_and_S._J._van_der_Walt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11132 |
天文学者は、高質量の原始星が、それらの低質量の対応物と同様に高質量の原始星のコアから形成されるのか、それとも大規模な崩壊を受けている原始星前のクラスターの中心にある低質量の断片から形成されるのかをまだ確立していません。不確実性の一部は、数十個の太陽質量の原始星のエンベロープ構造データの不足によるものであり、中間質量星形成から高質量プロセスへの移行が見られると予想されます。Cygnus-Xの8つの光源の質量、光度、およびエンベロープ密度プロファイルを導き出そうとしました。これらの光源の文献での質量推定により、それらはサンプリングギャップに配置されました。これらのソースを文献で同様に進化したソースと組み合わせることで、60年以上にわたってソースの光度で原始星のエンベロープパラメータのメタ分析を実行することができました。1.2〜850$\mu$mのアーカイブブロードバンドフォトメトリック連続体データに対してスペクトルエネルギー分布（SED）フィッティングを実行し、8つの光源のボロメータ光度に加えて、放射伝達パッケージを使用して密度と温度プロファイルをモデル化するための初期質量と半径の推定値を導出しました。トランスフィア。エンベロープの質量、1000AUでの密度、外側のエンベロープ半径、およびボロメータの光度の関数としての密度べき乗則のインデックスはすべて、60年間の光度にまたがる文献で確立された傾向に従います。私たちのソースのほとんどは、中程度から中程度に高い範囲の質量と光度を占めており、これは、低質量と高質量の星形成メカニズム間の連続性をよりしっかりと確立するのに役立ちます。私たちの密度べき法則指数は、文献で観察された値と一致しており、光度に関する識別可能な傾向は示されていません。最後に、高質量原始星のすべてのエンベロープパラメータの傾向が、低質量および中間質量原始星の同じ変数の傾向と統計的に区別できないことを示します。
Cepheidsからの銀河の薄い円盤の半径方向のスケールの長さと垂直方向のスケールの高さの推定
| Title |
Estimation_of_the_Radial_Scale_Length_and_Vertical_Scale_Height_of_the_Galactic_Thin_Disk_from_Cepheids |
| Authors |
V._V._Bobylev_and_A._T._Bajkova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11203 |
2214古典的セファイドに関する最新のデータが使用されています。銀河系の薄い円盤における指数関数的な物質密度分布のモデルが適用されました。ラジアルディスクスケールの長さ$h_R、$対称面からの太陽の距離$z_\odot$、および垂直ディスクスケールの高さ$h_z$の新しい推定値が取得されました。120Myrより若い1087Cepheidsと120Myrより古い1127Cepheidsのサンプルに基づいて、それぞれ$h_R=2.30\pm0.09$kpcと$h_R=1.96\pm0.12$kpcが見つかりました。$h_R$の明確な推定値は、それらの全体的な動径分布からは得られないことが判明しました。ただし、出生時にさまざまな年齢の806個のセファイドの動径分布を作成しました。そこから$h_R=2.36\pm0.24$kpcが見つかりました。$h_z$は星の年齢に強く依存することを示しています。たとえば、地動説の距離が$r<6$kpcの120Myr未満の705個のCepheidから、$z_\odot=-17\pm4$pcと$h_z=75\pm5$pcが見つかりました。$r<6$kpcで120Myrより古い393個のCepheidから、$z_\odot=-39\pm11$pcと$h_z=131\pm10$pcが見つかりました。
球対称コア崩壊超新星の力爆発条件
| Title |
A_Force_Explosion_Condition_for_Spherically_Symmetric_Core-collapse_Supernovae |
| Authors |
Mariam_Gogilashvili,_Jeremiah_W._Murphy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10173 |
どの星が爆発して中性子星を残し、どの星が崩壊してブラックホールを形成するかを理解することは、基本的な天体物理学の問題のままです。球対称コア崩壊超新星の解析的爆発条件を導き出します。導出は、正確な支配方程式から始まり、積分力のバランスを考慮し、重要な無次元パラメーターを含み、自己無撞着近似の明示的なセットを含みます。力の爆発条件は$\tilde{L}_\nu\tau_g--0.06\tilde{\kappa}>0.38$であり、2つの無次元パラメーターのみに依存します。1つ目は、ゲイン領域に蓄積されたニュートリノパワーを降着パワーと比較します。$\tilde{L}_\nu\tau_g=L_{\nu}\tau_gR_{\rmNS}/（G\dot{M}M_{\rmNS}）$。2番目の$\tilde{\kappa}=\kappa\dot{M}/\sqrt{GM_{\rmNS}R_{\rmNS}}$は、中性子の近くの付着物質のニュートリノ光学的厚さをパラメーター化します。-星の表面。何年にもわたって、多くの人がおおよその爆発条件を提案してきました：臨界ニュートリノ光度、前音、およびタイムスケール条件。これらの他の条件は、それらすべてを統合する力爆発条件から導き出すことができます。数値的、定常状態、および完全な流体力学的ソリューションを使用して、爆発条件をテストします。これらのテストの成功は、2つの点で有望です。1つは、強制爆発条件は、爆発の基礎となる物理学を明らかにするのに役立ちます。第2に、この条件は、より現実的な3次元の放射流体力学的コア崩壊シミュレーションに役立つ爆発診断となる可能性があります。
異常に高いカルシウム量を伴う超新星残骸G306.3 $-$ 0.9の空間分解X線研究
| Title |
Spatially_Resolved_X-ray_Study_of_Supernova_Remnant_G306.3$-$0.9_with_Unusually_High_Calcium_Abundance |
| Authors |
Jianbin_Weng,_Ping_Zhou,_Yang_Chen,_Shing-Chi_Leung,_Silvia_Toonen,_Hagai_B._Perets,_Ken'ichi_Nomoto,_Yossef_Zenati,_Jacco_Vink |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10181 |
G306.3$-$0.9は非対称銀河超新星残骸（SNR）であり、その前駆体はIa型超新星（SN）であると考えられていますが、その高いCa存在量はIa型起源と一致していないようです。その非対称性の理由とこのSNRの起源を明らかにすることを期待して、XMM-NewtonおよびChandra観測データの空間分解X線分光分析を実行しました。SNRを13の領域に分割し、2つの温度モデル（0.2keV+1keV）を使用してスペクトルを分析しました。南西部の地域と比較して、北東部の地域は金属の存在量が多く、ガス密度が低くなっています。これは、非対称の形態が不均一な周囲環境に起因することを示唆しています。タイプIaモデルもコア崩壊SNモデルも、Ar/Si、Ca/Siの異常に高い存在比、または存在曲線の形状を説明できないことがわかりました。Caに富む過渡モデルとの比較は、元素Sの理論的生産は低いものの、G306.3$-$0.9が最初に特定された銀河系の「Caに富む過渡」である可能性が高いことを示しています。また、SNRの起源の結論は、測定された存在比と既存の元素合成モデルに依存していることにも注意してください。Caに富む過渡爆発モデルの2つのグループ間では、白色矮星と中性子星の融合よりも、降着するWDのHeシェル爆発を好みます。
Iharm3D：ベクトル化された一般相対論的電磁流体力学
| Title |
Iharm3D:_Vectorized_General_Relativistic_Magnetohydrodynamics |
| Authors |
Ben_S._Prather,_George_N._Wong,_Vedant_Dhruv,_Benjamin_R._Ryan,_Joshua_C._Dolence,_Sean_M._Ressler,_Charles_F._Gammie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10191 |
Iharm3Dは、理想的な一般相対論的電磁流体力学（GRMHD）を使用して、任意の静止時空でブラックホール降着システムをシミュレートするためのオープンソースCコードです。これは、Gammieetal。で概説されているHARM（「高精度相対論的電磁流体力学」）アルゴリズムの実装です。（2003）McKinney＆Gammie（2004）およびNobleetal。（2006）。このコードは、Ryanetalから最も直接的に派生しています。（2015）ただし、放射伝達部分は削除されています。HARMは、偏微分方程式の双曲線システムである理想的なGRMHDの方程式を、任意の座標の論理デカルトメッシュ上で解くための保守的な有限体積スキームです。
星間物質の放射性成分は、星間物質の研究にまったく異なる新しい側面を提供します。元素合成源から注入された不安定な原子核は、その軌道に沿って崩壊します。測定は、崩壊とともに放出される特徴的なガンマ線を介して、または崩壊とともに変化する親と娘の同位体の存在量を介して宇宙物質サンプルで発生する可能性があります。したがって、星間物質内のダイナミクスと物質の流れは、放射性崩壊が提供する固有の時計を利用して、測定にアクセスできます。放射能の特性と不安定な原子核の発生源を最初に要約した後、放射性崩壊の測定が星間物質の研究においてどのようにブレークスルーを獲得したかを説明します。
Blazar 0716 +714の長期変動の期間とヘリカルジェットモデルにおけるそれらの相互相関
| Title |
Periods_of_the_Long-Term_Variability_of_the_Blazar_0716+714_and_Their_Inter-Correlations_in_a_Helical_Jet_Model |
| Authors |
Marina_S._Butuzova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10222 |
ブレーザー0716+714のパーセクスケールジェットの内部の電波放射、光放射、および構造位置角の長期変動のさまざまな準周期が検出されています。これらの準周期間の関係は、ジェットのらせん構造が原因で変動が生じると仮定して解釈されます。これは、ジェットベースの近くの領域から無線干渉計観測で観測されたコアから少なくとも1ミリ秒まで保存されます。放射ジェットコンポーネントは、ローレンツ因子が$\approx3$の半径方向の動きを表示し、ジェットベースからの距離とともに減速する必要があります。データとの最良の一致は、一定の物理的速度でのこれらのコンポーネントの非放射状の動きの場合に与えられます。ジェットのらせん形状が、異なるスペクトル範囲で観測されたフラックス間、およびパーセクスケールジェットの内部のフラックスと位置角の間の相関に強く影響することも示されています。
合体連星中性子星系の潮汐変形性に対する熱効果
| Title |
Thermal_effects_on_tidal_deformability_of_a_coalescing_binary_neutron_star_system |
| Authors |
A._Kanakis-Pegios,_P.S._Koliogiannis,_Ch.C._Moustakidis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10270 |
放出された重力波の検出による中性子星合体の研究は、高密度で高密度の核物質の特性を研究するための最も有望なツールの1つです。現時点では、合体する前の最後の軌道で星の温度がゼロであるという強力な証拠は存在しないと主張する価値があります。逆に、星の温度が数MeVでさえあるかもしれないことを示唆するいくつかの理論的予測があります。主な理論によれば、潮汐は、軌道を犠牲にして機械的エネルギーと角運動量を星に伝達し、星内の摩擦が機械的エネルギーを熱に変換します。インスピレーションの間、これらの影響は潜在的に検出可能です。力学的エネルギーの伝達と潮汐摩擦の大きさを推定するためにさまざまな処理が使用されており、合併前の潮汐効果の重要性についてさまざまな結論が導き出されています。本研究は、合併直前の中性子星系の吸気中の中性子星の潮汐変形性に対する温度の影響の研究に専念している。さまざまな核モデルに由来する高温状態方程式のクラスを適用し、温度の値が低い場合（$T<1$MeV）でも、潮汐変形能の基本成分への影響が無視できないことを発見しました。しかし、主な発見によれば、潮汐の変形性に対する温度の影響は区別できません。この予期しない結果の結果について説明し、分析します。
| Title |
High-entropy_ejecta_plumes_in_Cassiopeia_A_from_neutrino-driven_convection |
| Authors |
Toshiki_Sato,_Keiichi_Maeda,_Shigehiro_Nagataki,_Takashi_Yoshida,_Brian_Grefenstette,_Brian_J._Williams,_Hideyuki_Umeda,_Masaomi_Ono,_John_P._Hughes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10384 |
最近の多次元シミュレーションは、高エントロピーの浮力プルームが巨大な星の爆発を助けることを示唆しています。銀河系の超新星残骸カシオペアAの外側に突き出た鉄分が豊富な指は、この写真を独自に示唆しています。高エントロピーの核燃焼体制で合成された特定の元素のシグネチャを検出すること（つまり、$\alpha$が豊富なフリーズアウト）は、最も強力な実証的証拠の1つです。ここでは、カシオペアAの衝撃を受けた高速鉄に富む噴出物で、5$\sigma$を超える信頼レベルでそのような元素である安定したTiとCrが発見されたことを報告します。観測されたTi/FeとCr/Feが見つかりました。質量比には$\alpha$に富む凍結が必要であり、爆発時の衝撃波を後押しした高エントロピーの噴出物プルームの存在についての最初の観測的デモンストレーションを提供します。プルームの金属組成は、強くニュートリノ処理された陽子に富む噴出物の予測とよく一致しています。これらの結果は、カシオペアAを生成した超新星でのニュートリノ加熱による対流超新星エンジンの動作をサポートしています。
マグネターは、強い磁場と長いスピン周期を持つ中性子星の特別な集団を形成します。現在知られている約30個のマグネターとマグネター候補がおそらく孤立している。しかし、マグネターがバイナリーにある可能性は排除されていません。この研究では、風で供給された高質量X線連星で異なる磁場を持つ中性子星のスピン進化を実行し、連星でマグネターを見つけることを目的として、スピン周期分布を観測と比較します。私たちのシミュレーションは、長いスピン周期を持っているか、広い分離システムにあるいくつかの中性子星が、それらのスピン進化を説明するために強い磁場を必要とすることを示しています。これは、おそらく高質量X線連星にマグネターがあることを意味します。さらに、これは、連星系のマグネターからの周期的な高速電波バーストの発生の可能性など、いくつかの不明確な天文現象の理論的基礎をさらに提供することができます。
SN 2018hfm：星周相互作用とダスト形成の顕著な特徴を備えた低エネルギーII型超新星
| Title |
SN_2018hfm_:_A_Low-Energy_Type_II_Supernova_with_Prominent_Signatures_of_Circumstellar_Interaction_and_Dust_Formation |
| Authors |
Xinghan_Zhang,_Xiaofeng_Wang,_Hanna_Sai,_Maria_Niculescu-Duvaz,_Alexei_V._Filippenko,_WeiKang_Zheng,_T._G._Brink,_Han_Lin,_Jicheng_Zhang,_Yongzhi_Cai,_Jun_Mo,_Jujia_Zhang,_E._Baron,_J._M._DerKacy,_F._Huang,_T.-M._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10440 |
非常に低い星形成率（0.0270Myr-1）で近く（d=34.67Mpc）の矮小銀河PGC1297331で爆発した、異常なII型超新星SN2018hfmのマルチバンド光学測光および分光観測を提示します。太陽下の金属量環境（〜0.5Z）。SN2018hfmのVバンド光度曲線は、-18.69+/-0.64等の値でピークに達し、その後急速に低下します（4.42+/-0.13等（100d）-1）。約50日後、大きなフラックス降下（Vで約3.0等）を経験し、その後、異常にかすかな尾部に入ります。これは、爆発中に合成された56Niの量が比較的少ないことを示しています。ボロメータの光度曲線から、SN2018hfmは、通常のSNeIIと比較して、イジェクタの質量が小さく（〜1.3M）、爆発エネルギーが小さい（〜1050erg）と推定されます。SN2018hfmの光球スペクトルは、他のSNeIIのスペクトルと類似しており、バルマー系列のPCygniプロファイルと金属線がありますが、後期のスペクトルはHU発光のボックス状のプロファイルによって特徴付けられ、SN間の有意な相互作用を示唆しています。噴出物と星の周りの問題。これらの箱のような放出の特徴は、時間とともに非対称性が増し、赤い側の成分が徐々に弱くなることを示しており、塵が噴出物に継続的に形成されていることを示しています。粉塵推定ツールのダモクレスに基づいて、爆発後+66。7日から+389。4日の間で粉塵が約10-6Mから10-4-10-3Mに増加することがわかりました。
Swift衛星に搭載されたBAT機器で観測された、急激な線形上昇とそれに続くガンマ線プロンプト放出の指数関数的減衰を示す長いガンマ線バースト（GRB）を調査します。これらの特定の特性を説明できる単純な電気力学的モデルを提供します。急激な上昇と、恒星の前駆体の内部に形成された高速回転コアによる磁場の巻き上げを関連付けます。また、その後の指数関数的減衰を、恒星内部からの電磁ジェットの放出に続くコアの電磁スピンダウンと関連付けます。回転するコアに非軸対称の歪みがあると、周波数が指数関数的に減少する重力波、いわゆる「ダウンチャープ」が生成されます。時空の歪みがバーストのその特定の段階での磁場の非軸対称成分の巻き上げによるものである場合、重力波プロファイルの詳細な推定値を取得します。解釈をテストするために、特定の予測波形の存在についてLIGOアーカイブデータを調べることができる7つの特定の時間間隔を提供します。
バイナリ中性子星合体からのキロノバと光学残光。 I.光度関数と色の進化
このシリーズの最初の作業では、AT2017gfoのような視角に依存するキロノバモデルと、宇宙の短いガンマ線バースト残光に基づく光度曲線分布を持つ標準残光モデルを採用して、両方のキロノバの光度関数と色の進化をシミュレートします。バイナリ中性子星合体からの光学残光放出。（$\sim20\％$）の軸上の残光のごく一部だけが、キロノバのピーク時に関連するキロノバよりも暗くなります。$\sin\theta_{\rmv}\gtrsim0.40$などの非常に大きな視野角では、ピーク時のほとんどのキロノバは、関連する残光よりもはるかに明るくなります。したがって、検出可能なキロノバの大部分は、関連する残光放出によって著しく汚染されます。宇宙論的キロノバの見かけの等級の最大値は$\sim27-28$\、magであることがわかります。残光放射は、キロノバ放射と比較して、より広い光度関数を持っています。$\sim25-26$\、magよりも暗い明るさでは、光度関数によると、残光の数はキロノバの数よりもはるかに多くなります。現在および予測可能なほとんどすべての調査プロジェクトの検索深度は$<25$\、magであるため、偶然の観測によって検出された残光イベントの数は、現在の観測と一致して、キロノバイベントの数よりもはるかに多くなります。特に観測がピーク時間を逃した場合、偶然の調査によって、さまざまな急速に進化する過渡現象の中のキロノバと残光を直接識別するために、単一のバンドのフェージングレートを使用することは難しいかもしれません。ただし、光学バンドと赤外線バンドの間の色の変化は、他の急速に変化するトランジェントの色の変化パターンと比較して独特であるため、それらを識別できます。
バイナリ中性子星合体からのキロノバと光学残光。 II。重力波トリガーの偶然の観測と臨機目標の観測のための最適な検索戦略
| Title |
Kilonova_and_Optical_Afterglow_from_Binary_Neutron_Star_Mergers._II._Optimal_Search_Strategy_for_Serendipitous_Observations_and_Target-of-opportunity_Observations_of_Gravitational-wave_Triggers |
| Authors |
Jin-Ping_Zhu,_Shichao_Wu,_Yuan-Pei_Yang,_Bing_Zhang,_Hao-Ran_Song,_He_Gao,_Zhoujian_Cao,_Yun-Wei_Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10469 |
このシリーズの2番目の作業では、キロノバ（KNe）と光学的短期ガンマ線バースト（sGRB）残光（AG）の偶発的および重力波トリガーの機会ターゲット観測のための最適な検索戦略を探索します。宇宙論的KNeがAT2017gfoに似ている（ただし、視角依存性がある）こと、およびAGの特性が宇宙論的sGRBAGの特性と一致していることを前提として、バイナリ中性子星（BNS）が合併します。露出時間が$\sim30\、$sの1日のケイデンスの偶然の検索戦略は、さまざまな調査プロジェクトに対してKNeとAGの最適な検索戦略を常に達成できます。KNが支配的な（AGが支配的な）イベントの最適な検出率は$\sim0.2/0.5/0.8/20\、$yr$^{-1}$（$\sim500/300/600/ZTF/Mephisto/WFST/LSSTの場合はそれぞれ3000\、$yr$^{-1}$）。SiTianのより良い検索戦略は、露出時間を増やすことです。SiTianは、$\sim5（6000）\、$yr$^{-1}$KNが支配的な（AGが支配的な）イベントを見つけることができます。軸外の孤立したAGが豊富にあると予測されますが、特定されていませんが、調査データベースに記録される可能性があります。臨機目標の観測では、最大BNS重力波（GW）検出率をシミュレートします。これは、$\sim27/210/1800/2.0\times10^5\、$yr$^{-1}$です。2nd/2.5th/3rd（Voyager）/3rd（ET\＆CE）世代のGW検出器のネットワーク。今後の第2世代ネットワークでは、制限の大きさが$m_{\rmlimit}\gtrsim22-23\、$magの追跡観測により、BNSGWイベントからのすべてのEM信号を検出できます。これらの検出されたGWイベントの中で、$\sim60\％$イベント（$\sim16\、$yr$^{-1}$）は明確なKN信号を検出できますが、AGが支配的なイベントは他の$\sim40\％を占めます。$イベント（$\sim11\、$yr$^{-1}$）。第2.5世代と第3世代（ボイジャー）の時代では、すべてのBNSGWイベントからのEM放射を検出するための重要な大きさは、それぞれ$\sim23.5\、$magと$\sim25\、$magになります。
| Title |
Free_electron_gas_and_electron-positron_pair_equilibrium_in_magnetic_field |
| Authors |
Gennady_S._Bisnovatyi-Kogan,_Ilya_A._Kondratyev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10495 |
高温、高物質密度、および/または強い磁場の極端な条件下での電子ガスの熱力学的特性は、主に、二元系の中性子星の上層および磁化された中性子星の降着柱における物質の挙動を決定します。これらの物体の強い磁場は、磁場を横切る電子の動きを本質的に量子にします。考えられる電子縮退と電子の相対主義も重要です。連星系のマグネターへの降着を研究するときは、量子化磁場での電子-陽電子対の集中的な生成も考慮に入れる必要があります。強磁場中の自由電子ガスの熱力学的特性を、それらの相対性と縮退、および量子化磁性の存在下での高温プラズマにおける電子-陽電子対の平衡生成を考慮に入れて詳細に検討します。分野。
複数のブラックホールX線連星のスペクトルタイミングモデリングに基づく拡大するコロナの証拠
| Title |
Evidence_for_an_expanding_corona_based_on_spectral-timing_modelling_of_multiple_black_hole_X-ray_binaries |
| Authors |
Zheng_Cao,_Matteo_Lucchini,_Sera_Markoff,_Riley_M._T._Connors,_Victoria_Grinberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10547 |
銀河系ブラックホールX線連星（BHXB）は、比較的急速に進化するため、人間のタイムスケールで流入および/または流出する物質の大きな変化を監視できるため、降着を研究するための優れた実験室を提供します。ただし、BHXBバースト中に流入-流出カップリングがどのように進化するかについての詳細は、活発な議論の領域のままです。この作業では、3つのBHXBソース（XTEJ1752-223、MAXIJ1659-152、およびXTEJ1650-500）の多波長データの体系的な分析を実行することにより、システムの進化の根底にある物理的変化を調査しようとします。ハード中間状態。X線変動特性を特徴付けるパワースペクトル色相を使用して、BHXBエポックのいくつかのクラスターを識別し、共同多波長スペクトルモデリングを実行して、物理ジェットモデルとの共通性をテストします。コロナがジェットのベースに関連しているという仮定の下で、パワースペクトルの色相は、ハードおよびハード中間状態での複数のBHXBにおけるコロナ半径の変化（〜10Rg〜〜40Rg）をトレースすることがわかります。データは、ハード中間状態の間、中程度に切り捨てられた降着円盤（<25Rg）と一致しています。また、低ディスク反射のすべてのエポックは、ハード中間からソフト中間の状態遷移の近くに高い色相を持っていることがわかります。これは、これらの状態でコロナの垂直範囲および/またはそのバルク速度が増加していることを示しています。私たちの結果は、複数のBHXBソース間のコロナの幾何学的類似性をそれらのタイミング特性に関連付け、爆発中のハード状態と中間状態でのディスクジェット相互作用に応答するコロナを調べます。
忘却からの救出：SN〜1993Jのアーカイブ{\ itSpitzer}データの詳細な分析
スピッツァー宇宙のアーカイブ$-$のほとんど未発表の$-$測光データに基づいて、爆発後10年から26年までのタイプIIbSN1993Jの後期中赤外線（mid-IR）進化の広範な分析を提示します。アーカイブIRSスペクトルと組み合わせた望遠鏡。SN1993Jは、さまざまな論文で発表された10年にわたる大規模な多波長データセットを備えた、最もよく研究された超新星（SNe）の1つです。ただし、その詳細な後期中赤外分析はまだ文献から欠落しています。中赤外データは、継続的に冷却するSN噴出物だけでなく、後期の塵の形成と星周相互作用のプロセスも追跡します。SN1993Jの観測された後期中赤外過剰は、$\sim（3.5-6.0）\times10^{-3}M_のダスト質量を持つ2成分の局所ダストの存在によって説明できるという証拠を提供します。部分的にケイ酸塩ベースのダスト組成の場合は{\odot}$。これらの成分の発生源は、新しく形成されたダスト粒子、または他の波長でも検出された進行中のCSM相互作用による既存のダストの加熱のいずれかです。新たに形成された場合、カシオペアAの残骸に見られるように、衝撃を受けていない内側の噴出物と外側の冷たい高密度の殻の両方にダストが存在すると想定され、爆発後数年で他のダスト形成SNeにも存在すると想定されます。
二重中性子星PSRJ1537 + 1155の6年間のVLBA位置天文学による2％レベルへの一般相対性理論の軌道減衰試験
| Title |
The_orbital-decay_test_of_general_relativity_to_the_2%_level_with_6-year_VLBA_astrometry_of_the_double_neutron_star_PSR_J1537+1155 |
| Authors |
Hao_Ding,_Adam_Deller,_Emmanuel_Fonseca,_Ingrid_Stairs,_Benjamin_Stappers,_Andrew_Lyne |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10590 |
PSRB1534+12としても知られるPSRJ1537+1155は、2番目に発見された二重中性子星（DNS）バイナリです。PSRJ1537+1155の20年以上のタイミング観測は、強磁場レジームにおける一般相対性理論（GR）の最も正確なテストのいくつかを提供してきました。これらのテストの1つとして、GRによって予測された重力波放射は、PSRJ1537+1155の有意な軌道減衰（$\dot{P}_\mathrm{b}$）で調査されました。ただし、ケプラー後のパラメータで提供されるほとんどのGRテストと比較して、軌道減衰テストは、PSRJ1537+1155の不確実な距離によって制限され、GRとの精度と一貫性の両方の点で遅れをとっていました。ベリーロングベースラインアレイを使用した6年間にわたる位置天文キャンペーンでは、PSRJ1537+1155の年間幾何視差を$1.063\pm0.075$masと測定しました。これは、$0.94^{+0.07}_{-0.06}の距離に相当します。$kpc。これは、これまでにDNSで達成された最も厳密に制約されたモデルに依存しない距離です。4つの銀河質量分布モデルの組み合わせで$\dot{P}_\mathrm{b}^\mathrm{Gal}$（つまり、銀河の重力ポテンシャルによって引き起こされる軌道減衰）を取得した後、観測された比率を更新しました。$0.977\pm0.020$へのGR予測に対する固有の軌道減衰は、PSRJ1537+1155で行われた以前の軌道減衰テスト（$0.91\pm0.06$）よりも3倍正確です。
「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」へのコメント
私たちは、新しいLOFAR無線観測に基づく、混合が銀河群Nest200047のグループ内媒体を加熱しないというごく最近の主張に異議を唱えています。反対に、主な加熱プロセスは混合であると主張し、この銀河群のフィラメントの放射形態が、主な加熱プロセスが混合によるものであることも示した過去の3次元流体力学シミュレーションによって定性的に再現されたことを示します。銀河団ガス（または銀河団ガス）によるジェット膨張気泡からの高温ガスの放出。
電波パルサー信号の幾何学：脈動モードとヌルの起源
ラジオパルサーは、脈動モードの突然の変化と数十または数百のスピン周期のタイムスケールで発生するヌルを含む、非常に多様な単一パルスの振る舞いを示します。脈動は混沌とした準規則的なものの両方に見え、それが何十年にもわたってそれらの解釈を妨げてきました。ここで、単一パルスの疑似カオス的複雑さは、磁気圏の電荷分布に追跡可能なセクター構造を持つ比較的単純な無線ビームの表示によって引き起こされることを示します。セクタービームの遅いExBドリフトは、視線によってサンプリングされると、観測から知られている古典的なドリフト周期で折りたたまれたパターンを生成します。ビームのドリフト方位角ゾーンは、脈動モードの変化と、ドリフトとスタースピンの間のビートのタイムスケールでのインターモーダルおよび散発的なヌルの両方を生成します。したがって、軸対称の円錐ビームは表面的な幾何学的錯覚であり、パルサー無線ビームの標準カルーセルモデルは適用されません。ビームは、内向きの放出の可能性がある内向きの動きを伴う粒子の流れの構造を示唆しています。
低光度降着円盤状態中の候補遷移ミリ秒パルサー3FGLJ1544.6-1125の準同時電波/ X線観測
| Title |
Quasi-Simultaneous_Radio/X-ray_Observations_of_the_Candidate_Transitional_Millisecond_Pulsar_3FGL_J1544.6-1125_During_its_Low-Luminosity_Accretion-Disc_State |
| Authors |
Amruta_Jaodand,_Adam_T._Deller,_Nina_Gusinskaia,_Jason_W._T._Hessels,_James_C._A._Miller-Jones,_Anne_M._Archibald,_Slavko_Bogdanov,_Cees_Bassa,_Rudy_Wijnands,_Alessandro_Patruno,_Sotiris_Sanidas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10706 |
3FGLJ1544.6-1125は、移行ミリ秒パルサー（tMSP）の候補です。確立されたtMSP（PSRJ1023+0038、IGRJ18245-2452、およびXSSJ12270-4859）と同様に、3FGLJ1544.6-1125は、$\gamma$線の放出と個別のX線の「低」および「高」を示します。「低輝度降着円盤状態の間のモード。現在の低光度降着円盤状態でのPSRJ1023+0038の調整された電波/X線観測は、急速に変化する電波連続放射を示しました-おそらくコンパクトな自己吸収ジェット、降着物質の「推進」、および/またはパルサー改造。3FGLJ1544.6-1125は現在、この状態にある唯一の他の（候補）tMSPシステムであり、tMSPが他の中性子星バイナリと比較して通常は電波が大きいかどうかを調べるために調べることができます。この作品では、3FGLJ1544.6-1125での準同時超大型アレイとSwift無線/X線キャンペーンを紹介します。3週間にわたる4つのエポックで、フラックス密度が$47.7\pm6.0$$\mu$Jyから$\sim$15$\mu$Jy（3$\sigma$上限）まで変化する10GHz無線放射を検出します。最も明るいエポックでは、電波の光度は$L_{5GHz}$$=（2.17\pm0.17）\times10^{27}$ergs$^{-1}$で、準同時X線の光度です。$L_{2-10keV}$$=（4.32\pm0.23）\times10^{33}$ergs$^{-1}$（3.8kpcの想定距離の場合）。これらの光度はPSRJ1023+0038の光度に近く、結果は3FGLJ1544.6-1125がPSRJ1023+0038と同様の現象を示すtMSPであるというケースを強化します。
高速電波バーストの時間周波数構造のおもちゃモデル：CHIMEバースト二分法への影響
| Title |
A_Toy_Model_for_the_Time-Frequency_Structure_of_Fast_Radio_Bursts:_Implications_for_the_CHIME_Burst_Dichotomy |
| Authors |
Brian_D._Metzger,_Navin_Sridhar,_Ben_Margalit,_Paz_Beniamini,_Lorenzo_Sironi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10738 |
高速電波バースト（FRB）の時間周波数構造のトイモデルを紹介します。このモデルでは、観測された放射は、時間のべき乗則として、機器のバンドパス全体で周波数がスイープダウンする狭いピークの固有スペクトルエネルギー分布として生成されます。。もともとは相対論的ショックを引き起こす放出モデルによって動機付けられていましたが、このモデルは原則として、より広い範囲の放出シナリオに適用できます。信号対雑音比（SNR）の大部分が蓄積される周波数帯域幅を使用して、バーストの検出可能性を定量化します。トイモデルの単一のパラメーター（周波数ドリフト率のべき乗則インデックス\beta）を変更するだけで、時間積分された狭いスペクトルを持つ長い（したがって優先的に時間分解された）バーストをに変換できることを示します。広いべき乗則の時間積分スペクトルによる短いバースト。\betaの値のバースト間の多様性は、CHIMEによって最近発見されたバースト期間と周波数幅の間の二分法を生成する可能性があることをお勧めします。衝撃モデルでは、\betaの値は外部媒体の半径方向の密度プロファイルに関連しており、繰り返し発生源からのバーストの持続時間が優先的に長くなることを考慮すると、繰り返し発生源と1回限りのFRB発生源を取り巻く外部環境の多様性を示している可能性があります。
UHECR異方性観測から何を学ぶことができますか？論文I：大規模な異方性と組成の特徴
| Title |
What_can_be_learnt_from_UHECR_anisotropies_observations?_Paper_I_:_large-scale_anisotropies_and_composition_features |
| Authors |
D._Allard,_J._Aublin,_B._Baret_and_E._Parizot |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10761 |
大規模な異方性に関する現在のデータの影響を調査し、UHECRの起源とソースシナリオの天体物理学的パラメーターを制約するためにそれらをどの程度使用できるかを調べます。組成の関連する異方性を観測する可能性、さまざまな核成分の分離の潜在的な利点、およびより大きな露出の将来の観測所でUHECRの空を観測することの関心について説明します。UHE陽子と原子核のエネルギー損失と、介在する磁場によるそれらの偏向を考慮に入れて、現在の観測上の制約を満たすさまざまな天体物理シナリオのUHECR星図をシミュレートします。UHECRの線源分布が銀河の分布に従い、線源の組成とスペクトル、線源の密度、磁場モデルを変化させるシナリオを調査します。Augerコラボレーションで使用されたものと同様の分析を適用します。i）観測された双極子異方性とそのエネルギー進化を再現することは、私たちの仮定の範囲内で比較的簡単です。ii）この合意は、天体物理学的パラメーターに関するさまざまな仮定のセットで取得できるため、この段階では、UHECRソースシナリオをあまり制約しません。iii）双極子の実際の再構築された方向は、調査された本質的にすべてのシナリオで不自然に見え、特に銀河系で、ソース分布または仮定された磁場構成に関するそれらの主な仮定に挑戦します。iv）陽子を除いて、GZKの地平線が大幅に減少するエネルギー範囲は、与えられた各核種の異方性探索の重要なターゲットです。v）観測された振幅が本質的に弱い信号の強い正の統計的変動でない限り、モデルで自然に予想される組成異方性が、オージェによって最近報告されたものを説明する可能性は低いです。
潮汐破壊現象の候補におけるX線準周期的噴火の可能性
| Title |
Possible_X-ray_Quasi-Periodic_Eruptions_in_a_Tidal_Disruption_Event_Candidate |
| Authors |
Joheen_Chakraborty,_Erin_Kara,_Megan_Masterson,_Margherita_Giustini,_Giovanni_Miniutti,_Richard_Saxton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10786 |
X線準周期的噴火（QPE）は、銀河の中心にある超大質量ブラックホールに関連して最近発見された現象です。それらは数時間のタイムスケールで繰り返される高振幅の軟X線フレアですが、これらのフレアの原因は不明なままです。最初の発見から2年間で、さまざまな特性と活動レベルを持つ4つの既知のQPEホスティング銀河が発見されました。XMM-NewtonSourceCatalogのブラインドアルゴリズム支援検索を実行し、5番目のQPE候補であるXMMSL1J024916.6-041244を見つけました。これは、比較的低質量の核ブラックホールをホストしている星形成銀河であり、以前は潮汐破壊現象の候補として特定されていました。2006年のXMM-Newtonで指摘された線源の観測では、軟X線でほぼ2つのQPEのようなフレアが見られ、他のQPE線源とは異なり、UV光曲線に対応するディップのヒントがあります。その後、一連のスイフト観測により、光源の急速な調光が観察されました。その後、2021年8月に、2回目のXMM-Newton観測をトリガーしました。これにより、ソースが検出されましたが、QPEは存在しなくなりました。ここでは、（I）XMM-Newtonアーカイブデータを体系的に検索するために使用した戦略について報告します。（II）J0249とそのQPEフレアのプロパティ。（III）これまでのQPEサンプルの相対的な動作とプロパティ。現在は5人のメンバーがいます。
ブラックホール連星イベントの質量と効果的なスピン分布：活動銀河核ディスクにおける階層的ブラックホール合併の集団の証拠
| Title |
Mass_and_effective_spin_distributions_of_binary_black_hole_events:_Evidence_for_a_population_of_hierarchical_black_hole_mergers_in_active_galactic_nuclei_disks |
| Authors |
Yuan-Zhu_Wang,_Yi-Zhong_Fan,_Shao-Peng_Tang,_Ying_Qin_and_Da-Ming_Wei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10838 |
高度なLIGO/Virgoによって検出された合体連星ブラックホール（BBH）の起源はまだ議論中であり、これらの合併イベントの質量および有効スピン（$\chi_{\rmeff}$）分布に手がかりが存在する可能性があります。ここでは、GWTC-1およびGWTC-2.1BBHイベントを分析し、一次質量依存の$\chi_{\rmeff}$分布の証拠を見つけます。$\sim50M_\odot$の質量より下（上）では、ほぼゼロ（比較的高い）の有効スピンが一般的です。一次質量分布と$\chi_{\rmeff}$分布の共同分析では、$\sim100M_\odot$に及ぶ隆起のような一次質量分布と比較的高い$\chi_{\rmeff}\sim0.3$、活動銀河核（AGN）のディスクでの$\geq2$gマージイベントの予想と一致します。私たちの結果は、AGNディスクの合併率が約$1.7〜{\rmGpc}^{-3}{\rmyr}^{-1}$であることを示唆しています。
孤立した集団I、II、IIIの連星進化による連星ブラックホールの合併率密度
| Title |
Merger_rate_density_of_binary_black_holes_through_isolated_Population_I,_II,_and_III_binary_star_evolution |
| Authors |
Ataru_Tanikawa,_Takashi_Yoshida,_Tomoya_Kinugawa,_Alessandro_A._Trani,_Takashi_Hosokawa,_Hajime_Susa_and_Kazuyuki_Omukai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10846 |
人口（ポップ）I、II、およびIII連星の前例のない広い金属量範囲をカバーする連星母集団合成（BPS）計算によって、孤立した連星進化を通じてマージする連星ブラックホール（BH）の形成を調査します。予測された合併率密度と一次BH質量（$m_1$）分布は、重力波（GW）の観測結果と一致していることがわかります。特に、PopIII連星を含む非常に金属の少ない（$<10^{-2}$$Z_\odot$）連星は、$m_1=65$-$130の対不安定（PI）質量ギャップイベントのほとんどを生成します。$$M_\odot$。ポップIII連星は、赤方偏移が増えるにつれてイベントにさらに貢献し、すべてのイベントは赤方偏移$\gtrsim8$でのポップIIIの起源です。私たちのモデルの妥当性は、次の2つのポイントで将来のGW観測によって評価することができます。まず、結果に$m_1=100$-$130$$M_\odot$のバイナリBHがないため、プライマリBHの質量分布は$m_1=100$-$130$$の範囲で突然低下するはずです。M_\odot$。第二に、これらのイベントは主にポップIII連星から発生するため、PI質量ギャップイベント率は$\sim11$までのより高い赤方偏移に向かって増加するはずです。私たちの基準モデルは3つの仮定に基づいています：$<10^{-2}$$Z_\odot$連星のトップヘビー恒星初期質量関数、$<10^{-2}の近い連星の存在$$Z_\odot$連星、および恒星進化の主系列星における非効率的な対流オーバーシュート。上記のいずれも行わないと、PI質量ギャップイベントの数が少なくなりすぎて、現在のGW観測を再現できなくなります。
FRB121102の双子に近いFRBの繰り返しであるFRB190520Bは、そのホストに起因する約900pc-cm$^{-3}$の銀河間および銀河の寄与を超える分散測定値を持つことが発見されました。銀河または近源環境。この超過分は$\sim30\、$yの時間スケールで変化し、数十年前の超新星残骸によって説明される可能性があります。残骸の膨張と等分配の磁場は${\calO}（1\、\text{G}）$になります。
BLラックオブジェクトOJ287：相対論的ジェットと付加に関する問題の完全なスペクトルの調査
| Title |
The_BL_Lac_Object_OJ_287:_Exploring_a_Complete_Spectrum_of_Issues_Concerning_Relativistic_Jets_and_Accretion |
| Authors |
Pankaj_Kushwaha_(ARIES,_Nainital,_India) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10851 |
BLLacertaeオブジェクトOJ287は、直接アクセス可能な観測ウィンドウ（スペクトル、タイミング、偏光、イメージング）全体で最も動的なブレーザーの1つです。ブレーザーの特性と見なされる動作に加えて、光フラックスの準周期性、無線検出されたノット位置などの特有のタイミング機能を示し、新しい広帯域放射成分であるセイファートのようなソフトによって支配されるスペクトル位相のような多様な過渡スペクトル機能を示しています-X線過剰、鉄線吸収、熱のような放射が支配的な光学位相、ブレーザーではまれであり、現在のBLラックの一般的な見方に反するタイミング機能の1つに関連する大きな偏光スイングなど。既存の観測によってサポートされている理論的考察は、衝撃によって誘発されたジェットとジェット活動のみに対するバイナリ超大質量ブラックホール（SMBH）シナリオでの降着および/または強い重力によって誘発されたイベント（潮汐力）の動的相互作用を含むシナリオを呼び出します。これらのモデルのいくつかは、いくつかの明確で非常に特徴的な観測的にテスト可能な予測さえ行います。これらの考慮事項により、OJ287は、降着および/または降着摂動によって誘発されるジェット活動に関連する活動段階を持つ唯一のブレーザー/ジェットAGNになります。ユニークなスペクトル特徴の簡単な概要を提示し、相対論的ジェット物理学だけでなく、降着から降着制御ジェット活動までの問題、すなわちジェットSMBHのジェット降着パラダイムに関連する問題の全範囲を探索する際のこれらの特徴の意味について説明します。他の可能性のある放出機能/コンポーネントをシャドウイングするジェット放出のためにこれまで不可能であったシステム。
スターディスク衝突によって引き起こされるX線準周期的噴火：GSN069への適用と巨大ブラックホールのスピンの調査
| Title |
X-ray_Quasi-periodic_Eruptions_driven_by_Star-Disc_Collisions_:_Application_to_GSN069_and_Probing_the_Spin_of_Massive_Black_Holes |
| Authors |
Jingtao_Xian,_Fupeng_Zhang,_Liming_Dou,_Jiasheng_He_and_Xinwen_Shu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10855 |
X線準周期的噴火（QPE）は、駆動メカニズムが不明な活動銀河で最近発見されました。QPEは星と円盤の衝突によって引き起こされるという仮定の下で、完全な相対論的方法を採用し、星の軌道パラメータと巨大ブラックホール（MBH）の質量と回転の両方が次の時間を使用して明らかにできることを示します。QPEの到着（TOA）。GSN069の観測されたQPEにモデルを適用することにより、星がほぼ円軌道（$e_\bullet=0.05^{+0.02}_{-0.02}$）にあり、半主軸が$\sim365であることがわかります。^{+54}_{-49}r_{\rmg}$MBHの周り、$M_\bullet=3.0^{+0.9}_{-0.6}\times10^5M_\odot$。GSN069のQPEの代替の短い繰り返し時間と長い繰り返し時間は、星の小さな離心率と軌道歳差運動によってよく説明できます。GSN069のQPEは、MBHの周りの部分的な潮汐破壊現象の後で、降着円盤と衝突する縞模様の恒星の核によって駆動される可能性があることがわかります。GSN069のような銀河の場合、QPEイベントの継続的なX線モニタリングがTOA$\lesssim100-150$sの不確実性で蓄積できる場合、巨大なブラックホールのスピンはQPEに適合させることによって制約できます。私たちの結果は、QPEのタイミングが、MBHの回転を測定し、ブラックホール脱毛定理をテストするための独自のプローブを提供できることを示しています。
II型超新星の薄化噴出物で明らかにされた高速散乱体
| Title |
A_High-Velocity_Scatterer_Revealed_in_the_Thinning_Ejecta_of_a_Type_II_Supernova |
| Authors |
Douglas_C._Leonard,_Luc_Dessart,_D._John_Hillier,_Giuliano_Pignata,_G._Grant_Williams,_Jennifer_L._Hoffman,_Peter_Milne,_Nathan_Smith,_Paul_S._Smith,_Harish_G._Khandrika |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10875 |
ヨーロッパ南天天文台の超大型望遠鏡で爆発の167日後に得られたタイプII-P/LSN2013ejの深い星雲相分光偏光測定法を紹介します。偏光フラックススペクトルは、全フラックススペクトルのほぼ完全な（92％の相関）、赤方偏移（〜4,000km/秒）のレプリカとして表示されます。このような顕著な対応は、これまで星雲相超新星分光偏光測定法では観察されたことはありませんが、それを明らかにすることができるデータはこれまでほとんど得られていませんでした。恒星爆発の2D偏光放射伝達シミュレーションとの比較を通じて、放射性56-Niの高速で空間的に閉じ込められた塊の崩壊によって生成された局所的なイオン化が、最終的な視線速度で爆発によって合成され、爆発の一部として開始されることを示します。4,500km/秒を超えると、電子散乱を強化して観測を再現できます。星雲相（134日目）の初期に取得された追加データは、同様に強い相関（84％）と赤方偏移をもたらしますが、8日目から97日目をサンプリングする光球相エポックはそうではありません。これは、高速散乱源の一次偏光シグネチャが、厚く、最初は不透明な水素エンベロープが十分に透明になったときにのみ支配的になることを示唆しています。他の点ではかなり典型的なコア崩壊超新星でのこの検出は、自然の最も一般的なタイプの恒星爆発全体の強い非対称性をサポートする証拠の増加を追加し、偏光フラックスの力を確立します-そしてそれによってラインフォトンでエンコードされた特定の情報星雲の時代-今後のそのような調査における重要なツールとして。
提案されている重力波観測所の次世代ネットワークには、提案されているNeutronStarExtremeMatterObservatory、NEMOなど、中性子星科学を対象とした専用のキロヘルツ機器が含まれています。NEMOの最初の提案は、検出の信頼性とソースの空の位置特定を確実にするために、重力波観測所のネットワークに存在する必要性を強調していました。NEMOのような天文台は、同時の電磁気観測が検出の重要性と空の位置特定を提供できるため、それ自体で重要な有用性があることを示します。単一のNEMOのような検出器と、2020年代後半から2030年代初頭にかけて、VeraC.Rubin天文台やSVOMなどの予想される電磁天文台を使用すると、重力波で検出されたすべてのバイナリ中性子星合体の約$40\％$が同時マルチメッセンジャー検出として自信を持って識別されます。$2^{+10}_{-1}\rm{yr}^{-1}$の同時観測による、重力波とガンマ線バーストのプロンプト放出、$13^{+23}_{の同時観測を期待していることを示します。-10}\rm{yr}^{-1}$はキロノバ観測で検出され、$4^{+18}_{-3}\rm{yr}^{-1}$は広帯域の残光とキロノバで検出されます。不確実性は、現在の合併率の見積もりの不確実性から生じる$90\％$の信頼区間です。合計すると、これは、$14^{+25}_{-11}\rm{yr}^{-1}$から$300\rm{Mpc}$までの同時検出率を意味します。これらの数値は、他の重力波観測所のグローバルネットワークなしで動作する単一キロヘルツの重力波検出器の重要な科学的可能性を示しています。
PSRJ1727-2739でのヌルおよびサブパルスドリフト
この論文では、2014年4月の間に中心周波数1369MHzのパークス64m電波望遠鏡を使用して行われた5つの単一パルス観測を分析することにより、平均パルスプロファイルが2つの主要成分を持つPSRJ1727-2739の放射特性を調査します。と10月。総観測時間は約6.1時間で、無線周波数干渉（RFI）を除去した後の16718パルスが含まれます。以前の研究では、PSRJ1727-2739がヌルとサブパルスドリフトの両方を示すことが明らかになっています。ヌル率は66％と推定され、これは以前に公開された結果と一致しています。先行コンポーネントでの既知のサブパルスドリフトに加えて、後続コンポーネントのドリフト特性も調査します。垂直ドリフトバンド分離（$P_{3}$）が以前の研究と一致している2つの異なるドリフトモードを観察します。特定のドリフトモードでは、両方のプロファイルコンポーネントが同じドリフト周期$P_{3}$を共有していることがわかりますが、測定された水平方向の間隔（$P_{2}$）はまったく異なります。つまり、PSRJ1727-2739は、異なるドリフトモード間のドリフト周期性$P_{3}$の変化と、特定のドリフトモードにおけるコンポーネント間のドリフト率の変動の両方を示すパルサーです。PSRJ1727-2739のように、ドリフトモードの変化とともにヌルを示すパルサーは、これらの現象の物理的メカニズムを調査するユニークな機会を提供します。
超大質量ブラックホールの周りの標準的な薄いディスクからの線力によって駆動される電磁流体力学的風：II。ラジオラウドAGNにおける超高速流出の可能なモデル
| Title |
Magnetohydrodynamic_winds_driven_by_line_force_from_the_standard_thin_disk_around_supermassive_black_holes:_II._a_possible_model_for_ultra-fast_outflows_in_radio-loud_AGNs |
| Authors |
Xiao-Hong_Yang_(Chongqing_U.) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10954 |
ラジオラウド活動銀河核（AGN）では、ジェットから離れた$\sim10^{\rmo}$-$\sim70^{\rmo}$の傾斜角で超高速流出（UFO）が検出されました。。UFOの傾斜角を除いて、ラジオラウドAGNのUFOは、ラジオクワイエットAGNと同様の特性を持っています。このように傾斜が小さいUFOは、線力メカニズムでは説明できません。磁気駆動メカニズムは、放射伝達計算による自己相似解に基づいてUFOを説明するために提案されています。ただし、数値シミュレーションに基づいて、自己相似解のエネルギーをさらに確認する必要があります。ラジオラウドAGNにおけるUFOの形成と加速を理解するために、この論文は、線力と磁場の両方によって駆動されるディスク風のモデルを提示し、数値シミュレーションを実装します。最初に、磁場はディスク表面のガス圧の10倍に設定されます。シミュレーション結果は、電気力線と磁場の両方によって駆動されるディスク風が、ラジオラウドAGNのUFOの特性を説明できることを示唆しています。純粋な電磁流体力学（MHD）シミュレーションも実装されています。初期条件が同じである場合、磁場と線力のハイブリッドモデルは、純粋なMHDモデルよりもUFOを形成するのに役立ちます。この結果を確認するために、より強い磁場の場合を研究することは価値があります。
宇宙時間にわたるブラックホールと星形成のつながり
| Title |
The_black_hole-star_formation_connection_over_cosmic_time |
| Authors |
Chandra_B._Singh,_Nelitha_Kulasiri,_Max_North,_David_Garofalo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10993 |
低赤方偏移での観測は、活動銀河（AGN）の星形成率を引き出し始めました。これは、宇宙時間にわたるブラックホールと星形成のつながりの始まりを示しています。星形成は、AGNの種類、クラスターの豊富さ、ブラックホールの降着に依存しているように見えますが、直接的ではなく、まだ理解されていない方法です。混乱の多くは、いくつかのAGNが星形成を強化しているように見える一方で、他のAGNはそれを抑制しているように見えるということです。星形成に関するAGNフィードバックについての単純化された、しかし情報に基づいた仮定を実装することにより、ジェットを伴うAGNが、星形成が最初に強化され、次に抑制される2つのフェーズによってどのように支配されるかを示します。この新しい要素をモデルに組み込むことで、AGNの星形成率-恒星質量（SFR-SM）平面での電波およびクエーサーモードの振る舞いを理解できます。星形成に関するジェットフィードバックにより、ジェットされたAGNは、SFR-SM平面内で上向きおよび右向きに移動し、次に下向きおよび右向きに移動し、星形成主系列（SFMS）と電波が静かなAGNの両方を通過する傾向があります。この写真は、宇宙の歴史を通して、環境の関数としての星形成へのブラックホールのつながりを予測することを可能にします。
強いジェット雲衝突による3C84のコンパクトな電波ローブの形態変化
| Title |
Morphological_transition_of_the_compact_radio_lobe_in_3C84_via_the_strong_jet-cloud_collision |
| Authors |
Motoki_Kino,_Kotaro_Niinuma,_Nozomu_Kawakatu,_Hiroshi_Nagai,_Gabriele_Giovannini,_Monica_Orienti,_Kiyoaki_Wajima,_Filippo_D'Ammando,_Kazuhiro_Hada,_Marcello_Giroletti,_Mark_Gurwell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11082 |
2016年から2020年にかけての電波銀河3C84（NGC1275）のコンパクト電波ローブのマルチエポック超長基線干渉法（VLBI）観測を報告します。3C84の画像シーケンスは、電波ローブのホットスポットが1年の長さを示したことを示しています。約0.07パーセックのコンパクトな領域内での2017年のフラストレーションは、ジェットとコンパクトな高密度雲との強い衝突を示唆しており、推定平均密度は約$（4\-6）\times10^{5}〜{\rmcm^{-3}}$。ホットスポットと電波ローブは、ブレイクアウト後に再び南に移動し始めましたが、電波ローブはFRIIクラスからFRIクラスの電波ローブへの形態学的遷移を示し、その電波フラックスは弱くなりました。これは、雲からジェットへの動的フィードバックの最初の検出であり、ジェット軸上にある雲が、活動銀河核の中央の1パーセク領域でのジェットの伝播と進化を大幅に妨害します。
| Title |
Electromagnetic_signatures_of_strong-field_gravity_from_accreting_black_holes |
| Authors |
Vladimir_Karas,_Michal_Zajacek,_Devaky_Kunneriath,_Michal_Dovciak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11136 |
銀河核の観測は、一般相対性理論をテストするのに役立ちます。ブラックホール脱毛定理は、古典的な孤立したブラックホールが最終的には少数のパラメーターによって特徴付けられる定常状態に落ち着くと述べていますが、宇宙のブラックホールは孤立しておらず、安定していません。代わりに、それらは環境と相互作用し、非常に異なる時間スケールで進化します。したがって、天体物理学的に現実的なモデルはより多くのパラメータを必要とし、それらの値は時間とともに変化する可能性があります。これらの追加パラメーターに対する独立した制約を取得できるようにするには、新しい手法が必要です。これに関連して、非電磁メッセンジャーが出現し、さまざまな新しい電磁観測が近い将来、従来の技術を補完する予定です。この概要では、今後の衛星ミッションと地上望遠鏡の見通しにおける、強重力体制での降着円盤からの電磁署名のいくつかの実りある側面を要約します。興味深い例として、ブラックホール事象の地平線の近くで発生する、光の伝播に対する偏光角の変化の純粋な幾何学的効果について説明します。数値シミュレーションだけが降着過程を現実的な方法で捉えることができますが、単純化されたおもちゃモデルと半解析的推定は、回転するブラックホールの事象の地平線近く、特に下の急降下領域内の強い重力の複雑な影響を理解するのに役立ちます。最内安定円軌道。
| Title |
PeV_photon_and_neutrino_flares_from_galactic_gamma-ray_binaries |
| Authors |
A._M._Bykov,_A._E._Petrov,_M._E._Kalyashova,_S._V._Troitsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11189 |
コンパクトな相対論的コンパニオンを持つ巨大な星を含む短周期バイナリからの高エネルギー放射が、ラジオからTeVガンマ線まで検出されました。ここでは、PeVレジーム陽子が、これらのシステムの恒星風とコンパクトオブジェクトの相対論的流出の衝突領域で効率的に加速できることを示します。提示されたモンテカルロモデルの加速されたプロトンスペクトルは、PeVレジームに上向きであり、恒星放射場の光中間子プロセスによってサブPeV光子とニュートリノの非常に硬いスペクトルを提供できます。高エネルギーニュートリノと一致する可能性のあるサブPeVガンマ線フレアの最近の報告は、このモデルのフレームで理解することができます。ガンマ線バイナリは、検出された高エネルギーニュートリノフラックスの銀河成分に実質的に寄与する可能性があります。
観測されたULXの母集団に対する歳差運動の影響
| Title |
The_impact_of_precession_on_the_observed_population_of_ULXs |
| Authors |
Norman_Khan,_Matthew._J._Middleton,_Grzegorz_Wiktorowicz,_Thomas_Dauser,_Timothy_P._Roberts,_Joern_Wilms |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11318 |
いくつかの超大光度X線源（ULX）に電力を供給する中性子星の発見は、基礎となる母集団の性質についての重要な疑問を提起します。この論文では、超臨界流入によって作成された歳差運動する幾何学的にビームされたウィンドコーンから放出が発生するモデルを組み込むことにより、シミュレートされた集団を研究する以前の研究に基づいています。ブラックホールや中性子星の相対的な存在量など、さまざまな根本的な要因について潜在的に見える（永続的または一時的な）ULXの相対的な数について、風の歳差運動期間の処方とは関係なく、推定値を取得します。集団内、最大歳差運動角、およびLMXBデューティサイクル。XMM-Newtonからコンパイルされたカタログを使用して、既存のデータとの初期比較を行います。最後に、歳差運動期間の推定に基づいて、eROSITA全天観測（eRASS）が基礎となる人口統計をどのように制約できるかを決定します。
太陽重力レンズを使用したプロキシマおよびアルファケンタウリとのレーザー通信
プロキシマとアルファケンタウリの反対側の空の領域から、1秒未満のパルスと連続放射の両方のレーザー信号の検索が行われました。これらの領域は、太陽によって引き起こされる重力レンズの焦点に位置しており、太陽系とそれらの2つの最も近い恒星の隣人との間の透過を増幅するのに理想的です。2020年と2021年の6か月間に、プロキシマセンで88000回、アルファセンで47000回の曝露が得られました。380〜950nmの波長範囲での光パルスまたは連続レーザー放射の証拠は検出されませんでした。わずか100ワットの出力のレーザーを検出したはずです。
PAPYRUSの現状：LAM / OHPでのピラミッドベースの補償光学システム
| Title |
Current_status_of_PAPYRUS_:_the_pyramid_based_adaptive_optics_system_at_LAM/OHP |
| Authors |
Muslimov_E.,_Levraud_N.,_Chambouleyron_V.,_Boudjema_I.,_Lau_A.,_Caillat_A.,_Pedreros_F.,_Otten_G.,_El_Hadi_K.,_Joaquina_K.,_Lopez_M.,_El_Morsy_M.,_Beltramo_Martin_O.,_Fetick_R.,_Ke_Z.,_Sauvage_J-F.,_Neichel_B.,_Fusco_T.,_Schmitt_J.,_Le_Van_Suu_A.,_Charton_J.,_Schimpf_A.,_Martin_B.,_Dintrono_F.,_Esposito_S.,_Pina_E |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10263 |
プロヴァンス補償光学ピラミッドランシステム（PAPYRUS）は、ピラミッドベースの補償光学（AO）システムであり、オートプロヴァンス天文台（OHP）の1.52m望遠鏡（T152）のクードフォーカスに設置されます。このプロジェクトは、既存の専門知識とハードウェアをR＆Dテストベッドに統合するスタッフのサポートを受けて、フランス全土の博士課程の学生とポスドクによって開発されています。このテストベッドを使用すると、さまざまなピラミッド波面センシング（WFS）制御アルゴリズムを空で実行し、波面制御の新しい概念を実験して、この望遠鏡で利用できる夜の数が多いという利点を得ることができます。また、OHPで予定されているAOサマースクールでの学生向けの教育ツールとしても機能します。私たちの知る限り、これは空に浮かぶ最初の教育ピラミッドベースのAOシステムの1つです。PAPYRUSの主要コンポーネントは、AlpaoRTCを備えた17x17アクチュエーターAlpao変形可能ミラー、超低ノイズカメラOCAM2k、および4面ガラスピラミッドです。PAPYRUSは、空にピラミッドWFSを使用して波面制御を探索するためのシンプルでモジュール式のシステムになるように設計されています。PAPYRUSの概要、オプトメカニカル設計の説明、およびプロジェクトの現在の状況を示します。
| Title |
Characterizing_the_All-Sky_Brightness_of_Satellite_Mega-Constellations_and_the_Impact_on_Astronomy_Research |
| Authors |
Harrison_Krantz,_Eric_C._Pearce,_Adam_Block |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10578 |
測光輝度の測定は、衛星の特性を評価するための一般的なツールです。ただし、衛星のメガコンステレーションとその天文学研究への影響を特徴づけるには、新しいアプローチと方法論が必要です。単一の衛星のいくつかの測定は、メガコンステレーションを完全に記述し、現代の天文システムへの影響を評価するのに十分ではありません。衛星メガコンステレーションの明るさを特徴づけるには、重要な変数のセット全体にわたって多数の観測を行う包括的な測定プログラムが必要です。小口径で広視野のアストログラフであるポメニスを利用して、メガコンステレーション衛星の測光輝度を測定する自動観測プログラムを開発しました。スターリンク、バイザードスターリンク、スターリンクダークサット、ワンウェブ衛星の7631個の個別観測の要約結果と明るさの統計的分布を報告します。
ANAIS-112の3年間の曝露に適用される機械学習技術
| Title |
Machine-learning_techniques_applied_to_three-year_exposure_of_ANAIS-112 |
| Authors |
I._Coarasa,_J._Apilluelo,_J._Amar\'e,_S._Cebri\'an,_D._Cintas,_E._Garc\'ia,_M._Mart\'inez,_M._A._Oliv\'an,_Y._Ortigoza,_A._Ortiz_de_Sol\'orzano,_J._Puimed\'on,_A._Salinas,_M._L._Sarsa_and_P._Villar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10649 |
ANAISは、同じターゲットと手法を使用して、低エネルギー検出率でのDAMA/LIBRA正の年間変調信号の確認または反論を目的とした直接暗黒物質検出実験です。スペインのCanfrancUndergroundLaboratoryにあるANAIS-112は、2017年8月以降、総質量112.5kgの3$\times$3の超高純度NaI（Tl）結晶のアレイを運用しています。関心領域でのトリガー率（1-6keV）は、非バルクシンチレーションイベントによって支配されます。これらのノイズイベントをバルクシンチレーションイベントから区別するために、堅牢なフィルタリングプロトコルが開発されました。このフィルタリング手順は2keVを超えると非常にうまく機能しますが、1〜2keVの測定レートはバックグラウンドモデルによると予想よりも約50％高く、その過剰の原因として非バルクシンチレーションイベントを破棄することはできません。ノイズイベントの除去を改善するために、ブーストされた決定木が開発され、適用されました。この新しいPMT関連のノイズ除去アルゴリズムにより、1〜2keVのANAIS-112バックグラウンドがほぼ30％減少し、年間変調信号に対する感度が向上します。この手法による3年間のANAIS-112データの再分析も提示されます。
アルカナムミッション：海王星、トリトン、KBOの科学的目的と手段
| Title |
The_Arcanum_Mission:_Scientific_Objectives_and_Instruments_for_Neptune,_Triton_and_KBOs |
| Authors |
James_McKevitt,_Christina_Bornberg,_Tom_Dixon,_Louis_Ayin-Walsh,_Jonathan_Parkinson-Swift,_James_Morgan,_Shayne_Beegadhur,_Franco_Criscola,_Carina_Heinreichsberger,_Bharath_Simha_Reddy_Pappula,_Sophie_Bulla,_Kuren_Patel,_Aryan_Laad,_Ethan_Forder,_Jaspreet_Singh,_Ois\'in_Moore,_Madalin_Foghis,_Paul_Wedde,_Thomas_Mcdougall,_Jack_Kent,_Utkarsh_Raj |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10808 |
アルカナムミッションは提案されたLクラスの宇宙船であり、将来の宇宙ミッションの設計に現在採用できる革新的なアプローチを強調しています。SpaceXスターシップビークルのケース、特にこのランチャーの高い質量と体積の特性を使用して、高いデルタV転送要件があっても、実行可能な大きなサイズの将来のミッションが分析されます。複数のコンポーネントを備えた大規模で有能な科学プラットフォームをサポートするように設計されたデモンストレータービークルが詳細に説明されており、超重量打ち上げロケットの現在の革命のおかげで答えられる科学目標の範囲と深さを明確に示しています。
電波干渉法におけるアレイ要素の結合I：半解析的アプローチ
| Title |
Array_Element_Coupling_in_Radio_Interferometry_I:_A_Semi-Analytic_Approach |
| Authors |
Alec_T._Josaitis,_Aaron_Ewall-Wice,_Nicolas_Fagnoni,_Eloy_de_Lera_Acedo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10879 |
干渉計の可視性の一般的な形式を導き出します。これは、1次アンテナとアンテナの結合を考慮し、定常状態の入射放射を想定しています。コンパクトで冗長な間隔のアレイ上で、偏光されていない空のこのような結合機能をシミュレートし、結合機能の現象論的分析を示します。以前の研究とは対照的に、相互結合機能はゼロ以外のフリンジレートで現れることがわかりました。結合データと非結合（ノイズレス、シミュレーション）データの両方のパワースペクトルの結果を比較し、結合効果がLST、ベースラインの長さ、およびベースラインの方向に大きく依存していることを確認します。すべてのLST、長さ、および方向について、結合機能は、前景の「ウェッジ」の外側にある遅延で表示されます。これは、広範囲に研究されており、結合されていない天体物理学的前景機能を含んでいます。さらに、一次結合効果は、同じ長さと方向のベースラインからのデータを平均化する能力を脅かしていることがわかります。このような結合体系を緩和する可能性のある2つのフィルタリング戦略が提案されています。ここに提示された半分析的結合モデルは、LST、ベースラインの長さ、およびベースラインの向きの関数として相互結合の系統分類学を研究するために使用することができます。このようなモデルは、21cmの宇宙論の分野だけでなく、干渉測定を含むあらゆる研究に役立ちます。干渉測定では、10^4の少なくとも1つの部分のレベルでの結合効果が科学的結果を損なう可能性があります。私たちのモデルは、既存の無線干渉計の結合体系を緩和し、アレイ要素の構成が本質的に望ましいLSTと角度分解能での結合効果を緩和する将来のアレイを設計するために使用できます。
チェレンコフ望遠鏡アレイのプロトタイプオープンイベント再構成パイプライン
| Title |
Prototype_Open_Event_Reconstruction_Pipeline_for_the_Cherenkov_Telescope_Array |
| Authors |
Maximilian_N\"othe_and_Karl_Kosack_and_Lukas_Nickel_and_Michele_Peresano_(for_the_CTA_Consortium) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11097 |
チェレンコフ望遠鏡アレイ（CTA）は、現在建設中の次世代ガンマ線観測所です。現世代のイメージング大気チェレンコフ望遠鏡（IACT）に比べて、感度が5〜10倍向上し、スペインのラパルマ島の北部にある2つのサイトの組み合わせから全天を観測できるようになります。チリのパラナルにある南部のもの。CTAは、最初のオープンガンマ線観測所にもなります。したがって、データ分析パイプラインはオープンソースソフトウェアとして開発されています。イベント再構築パイプラインは、望遠鏡の生データを受け取り、それを処理して、より高レベルの科学ツールに適した入力を生成します。その主なタスクには、記録された各シャワーの物理的特性の再構築と、対応する機器応答機能の提供が含まれます。ctapipeは、生データのキャリブレーション、画像抽出、画像パラメーター化、イベント再構築を容易にするアルゴリズムとツールを提供するフレームワークです。現在の主な焦点はシミュレーションデータの分析ですが、大型望遠鏡1（LST-1）などの最初のCTAプロトタイプ望遠鏡で得られたデータの分析にもうまく適用されています。pyirfは、再構築されたイベントリストからスペクトルや光度曲線などの物理結果を取得するために必要なIACT機器の応答関数を計算するためのライブラリです。これら2つに基づいて構築されたプロトパイプは、CTAのイベント再構築パイプラインのプロトタイプです。これらのソフトウェアパッケージの最近の開発について説明します。
強く照射された大気の圧力依存の昼夜温度コントラストのHST分光位相曲線によるマッピング
| Title |
Mapping_the_pressure-dependent_day-night_temperature_contrast_of_a_strongly_irradiated_atmosphere_with_HST_spectroscopic_phase_curve |
| Authors |
Ben_W._P._Lew_(1_and_2),_D\'aniel_Apai_(1_and_3),_Yifan_Zhou_(4),_Mark_Marley_(1_and_5),_L._C._Mayorga_(6),_Xianyu_Tan_(7),_Vivien_Parmentier_(7),_Sarah_Casewell_(8),_Siyi_Xu_(9)_((1)_Lunar_and_Planetary_Laboratory,_The_University_of_Arizona_(2)_Bay_Area_Environmental_Research_Institute_and_NASA_Ames_Research_Center_(3)_Department_of_Astronomy_and_Steward_Observatory,_The_University_of_Arizona_(4)_Department_of_Astronomy,_University_of_Texas_(5)_NASA_Ames_Research_Center_(6)_The_Johns_Hopkins_University_Applied_Physics_Laboratory_(7)_Atmospheric,_Oceanic_and_Planetary_Physics,_Department_of_Physics,_University_of_Oxford_(8)_School_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Leicester_(9)_Gemini_Observatory/NSF's_NOIRLab) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10158 |
多くの褐色矮星は、白色矮星のホストの周りの超短周期で自転と公転の軌道にあります。これらの小さな軌道分離のために、褐色矮星はホットジュピターと同様のレベルで照射されます。それでも、白色矮星は近赤外波長で主系列星よりも暗いため、ホットジュピターよりも観測が容易です。したがって、照射された褐色矮星は、強い照射と速い回転の下での大気応答を研究するための理想的なホットジュピター類似体です。SDSSJ141126.20+200911.1褐色矮星白矮星バイナリーの照射された褐色矮星（SDSS1411-B）の1.1--1.67$\rm\mum$分光位相曲線を、近赤外G141グリズムとともに提示します。ハッブル宇宙望遠鏡広視野カメラ3。SDSS1411-Bは$50〜\rmM_{\rmJup}$褐色矮星で、照射温度は1300K、軌道周期は2.02864時間です。私たちの最適なモデルは、1.4$\％$の位相曲線振幅を提案し、二次日食からの位相オフセットに11度の上限を設定します。白色矮星のスペクトルをフィッティングした後、位相分解された褐色矮星の発光スペクトルを抽出します。波長に大きく依存する昼夜のスペクトル変動を報告します。水バンドフラックスの変動は約$360\pm70\％$で、Jバンドフラックスの変動は比較的小さい$37\pm2\％$です。大気モデリングの結果と昼夜の明るさ-温度変化を組み合わせることにより、圧力に依存する温度コントラストを導き出します。SDSS1411-BとホットジュピターWASP-43bのスペクトル特性の違い、およびJ4111-BDの予測よりも低い昼夜の温度コントラストについて説明します。私たちの研究は、さまざまな軌道位相で照射された褐色矮星の大気構造に対する高精度の観測制約を提供します。
HST / WFC3白色矮星-褐色矮星バイナリーWD0137およびEPIC2122の完全な位相分解分光法
| Title |
HST/WFC3_Complete_Phase-resolved_Spectroscopy_of_White_Dwarf-Brown_Dwarf_Binaries_WD_0137_and_EPIC_2122 |
| Authors |
Yifan_Zhou,_D\'aniel_Apai,_Xianyu_Tan,_Joshua_D._Lothringer,_Ben_W._P._Lew,_Sarah_L._Casewell,_Vivien_Parmentier,_Mark_S._Marley,_Siyi_Xu,_and_L._C._Mayorga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10162 |
白色矮星の周りの近接軌道にある褐色矮星は、高速回転、自転と公転、および高度に照射された大気の特性を調査する絶好の機会を提供します。ハッブル宇宙望遠鏡広視野カメラ3G141の2つの褐色矮星-白色矮星バイナリの位相分解観測を示します：WD0137-349およびEPIC212235321。それらの1.1〜1.7$\mu$m位相曲線は、半振幅の回転変調を示しています。$5.27\pm0.02$％および$29.1\pm0.1$％;どちらも、多次フーリエ級数モデルにうまく適合できます。高次フーリエ成分は一次と同じ位相を持ち、亜恒星点にあるホットスポットが原因である可能性が高く、昼/夜の熱伝達が非効率的であることを示唆しています。褐色矮星の位相分解スペクトルは両方とも、昼側と夜側のスペクトルの線形結合によって正確に表すことができます。照射された褐色矮星モデルグリッドを昼側のスペクトルに適合させるには、約50％の充填率が必要であり、昼側の放射を支配するホットスポットをさらにサポートします。WD0137-349Bの夜側のスペクトルは、非照射の亜恒星モデルに適度に適合しており、EPIC212235321Bのスペクトルはプランク関数で近似できます。褐色矮星の昼/夜フラックスと輝度温度のコントラストに強いスペクトル変動が見られます。これは、照射された物体の熱伝達を調べる際のバンド積分測定の限界を浮き彫りにします。色と大きさの図では、WD0137-349Bは、初期Lと中期Tのスペクトル型を接続する雲のないモデルトラックに沿って進化し、雲と不均衡の化学的性質がこのオブジェクトに与える影響はごくわずかであることを示しています。これらの高品質の位相分解スペクトルの完全な解釈には、高照射条件下での大気循環と放射伝達を結合する新しいモデルが必要です。
X-shooter Spectral Library（XSL）：データリリース3
| Title |
The_X-shooter_Spectral_Library_(XSL):_Data_Release_3 |
| Authors |
Kristiina_Verro,_S._C._Trager,_R._F._Peletier,_A._Lan\c{c}on,_A._Gonneau,_A._Vazdekis,_P._Prugniel,_Y.-P._Chen,_P._R._T._Coelho,_P._S\'anchez-Bl\'azquez,_L._Martins,_A._Arentsen,_M._Lyubenova,_J._Falc\'on-Barroso,_M._Dries |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10188 |
X-shooterSpectralLibrary（XSL）の3番目のデータリリース（DR3）を紹介します。この中高解像度の近UVから近IR（350-2480nm、R〜10000）スペクトルライブラリは、683個の星の830個の恒星スペクトルで構成されています。DR3は、350〜2480nmの全波長範囲にわたって、3つのXシューターセグメントの赤みを取り除いたスペクトルを組み合わせて提供することにより、以前のデータリリースを改善します。また、ESOアーカイブからの追加の20M矮星スペクトルも含まれています。このライブラリとGaiaEDR3、MILES、NGSL、CaTライブラリ、および（E-）IRTFとの詳細な比較を提供します。正規化された二乗平均平方根偏差は、MILES（180の144スペクトル）、NGSL（112/116）、および（E-）IRTF（55/77）に共通するスペクトルの大部分で、D=0.05または5％よりも優れています。ライブラリ。これらのスペクトルの合成色を比較すると、UVBアームの（box1-box2）色の中央値offset（rms）0.001$\pm$0.040mag、-0.004$\pm$0.028など、ごくわずかなオフセットと小さなrms散乱のみが明らかになります。MILESと共通の星を比較すると、VISアームのマグイン（box3-box4）、およびUVBアームとVISアーム間の-0.001$\pm$0.045magin（box2-box3）の色。また、ガイアが公開した（BP-RP）色と、XSLDR3スペクトルから測定された色との間に優れた一致が見られ、449個の変光星の中央値オフセットがゼロでrms散乱が0.037等です。比較的高い解像度、多数の星、および拡張された波長範囲を組み合わせたこのライブラリの比類のない特性は、中間および古い星の種族の光学的および近赤外研究を橋渡しし、調査するのに役立ちます低質量の恒星系。
IWと星STChaの観測から推測される、SSCyg星の長い爆発に埋め込まれた前駆体の性質について
| Title |
On_the_nature_of_embedded_precursors_in_long_outbursts_of_SS_Cyg_stars_as_inferred_from_observations_of_the_IW_And_star_ST_Cha |
| Authors |
Taichi_Kato_(Kyoto_U),_Franz-Josef_Hambsch_(GEOS,_BAV,_VVS_Belgium) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10321 |
IWAnd型矮新星STChaを観測したところ、停止中に一定の輝度レベルで明るくなることで停止が終了することがわかりました。この発見は、二次からの物質移動速度の繰り返しの増強を仮定したIWおよびタイプの矮新星のモデルと一致していません。STChaでの1回の爆発は、同じレベルの上昇分岐の間に肩があり、停止が明るくなることによって終了したことがわかりました。この現象は、SSCyg星の「埋め込まれた前駆体」と呼ばれるものと非常によく似ています。SSCyg星とIWおよび星STChaの両方に埋め込まれたこれらの前駆体は、ディスクが潮汐打ち切り半径に達したときに発生することを提案します。この場合、SSCyg星とSUUMa星の前駆体は、Cannizzo（2012）によって提案された考えとは反対に、起源が異なります。
Gaia-ESO調査：3D運動学からの63個の開いたクラスターと7個の球状星団の星のメンバーシップ確率
| Title |
The_Gaia-ESO_Survey:_Membership_probabilities_for_stars_in_63_open_and_7_globular_clusters_from_3D_kinematics |
| Authors |
R._J._Jackson_(Keele_University,_UK),_R._D._Jeffries,_N._J._Wright,_S._Randich,_G._Sacco,_A._Bragaglia,_A._Hourihane,_E._Tognelli,_S._Degl'Innocenti,_P._G._Prada_Moroni,_G._Gilmore,_T._Bensby,_E._Pancino,_R._Smiljanic,_M._Bergemann,_G._Carraro,_E._Franciosini,_A._Gonneau,_P._Jofr\'e,_J._Lewis,_L._Magrini,_L._Morbidelli,_L._Prisinzano,_C._Worley,_S._Zaggia,_G._Tautvai\v{s}iene,_M._L._Guti\'errez_Albarr\'an,_D._Montes,_F._Jim\'enez-Esteban |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10477 |
Gaia-ESOサーベイ（GES）の最終内部データリリースからの分光法をGaiaEDR3と組み合わせて、63個の銀河散開星団と7個の球状星団に対して観測されたターゲットにメンバーシップ確率を割り当てました。メンバーシップの確率は、主にターゲットの3D運動学の最尤モデリングに基づいており、ターゲットをクラスターとフィールドの母集団に分離します。観測された43211のターゲットから、13985が可能性の高いクラスターメンバー（$P>0.9$）として識別され、平均メンバーシップ確率は0.993です。GESの視線速度を追加することで、誤検出の割合を減らすことができ、特に長距離の位置天文データのみを使用するよりも、ほとんどのクラスターでより良いレベルの識別を実現できます。メンバーシップの選択はほぼ純粋に運動学的であるため、このカタログとGESおよびGaiaの結合は、恒星の質量、年齢、銀河の位置の関数としてクラスターの測光および化学的特性を調査するのに理想的です。
異方性プラズマ粘度を持つ動的にねじれたフラックスチューブのフルートとキンクの不安定性
| Title |
Flute_and_kink_instabilities_in_a_dynamically_twisted_flux_tube_with_anisotropic_plasma_viscosity |
| Authors |
James_Quinn,_Radostin_D._Simitev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10516 |
太陽コロナにあるような磁束管は、多くの不安定性の影響を受けます。それらの中で重要なのは、コロナ加熱のナノフレア理論で中心的な役割を果たすキンク不安定性です。このため、数値シミュレーションでは、通常、厳密に制御された摂動によって引き起こされ、単独で研究されます。対照的に、電磁流体力学的磁束管シミュレーションに外乱が導入されると、境界での流れの動的ねじれにより、不安定性のフルーティングモードが容易に励起されることがわかります。また、プラズマ粘度が異方性であると仮定すると、理論化されているが冠状面ではめったに観察されないフルートの不安定性が大幅に強化されることもわかりました。抵抗率の値の範囲と、粘度の異方性モデルと等方性モデルのパラメーターについて、フルートとキンクの不安定性の共存と競合の調査を進めます。フルートの不安定性はキンクが最終的に支配するのを防ぐことはできませんが、特に強い磁場によって引き起こされる強い粘性異方性では、その発達を大幅に遅らせることができると結論付けます。
輝線バイナリの確率的軌道と動的質量
輝線星の観測された軌道は、それらの広い輝線が複雑で拡張された環境で形成されるため、系統分類学の影響を受ける可能性があります。これは、視線速度データがケプラー運動とガウスホワイトノイズのみで構成されていると仮定して軌道パラメータの確率分布を推定する場合に問題となり、推定される動的質量、したがって進化モデルに影響を与える、自信過剰で不正確な軌道解につながります。これらのシステムを有意義に分析できるフレームワークを紹介します。さまざまなアルゴリズムのパフォーマンスをテストするために、それぞれが異なる困難なノイズ定式化を使用してベンチマークデータセットを合成します。モデルの検証をこの分野で簡単かつ標準化された方法にすることを目的として、これらのデータセットを自由に利用できるようにします。次に、ガウス過程のアプリケーションを開発して、輝線バイナリの視線速度分類をモデル化します。これは、マージナル化された$\mathcal{GP}$という名前です。このアルゴリズムを現在の標準化されたアルゴリズムとともに合成データセットでベンチマークし、マージナライズされた$\mathcal{GP}$アルゴリズムが、系統分類学によって汚染されたデータの標準アルゴリズムよりも大幅に優れていることを確認します。最後に、マージナル化された$\mathcal{GP}$アルゴリズムを4つの典型的な輝線バイナリ（EtaCarinae、GGCarinae、WR140、およびWR133）に適用します。これらのケーススタディのいくつかに分類学が存在することがわかります。その結果、予測された軌道パラメータの分布と動的質量は、以前に決定されたものから変更されます。
X9.3フレアでバックライトされた扇形ジェットの物理的性質
| Title |
Physical_properties_of_a_fan-shaped_jet_backlit_by_an_X9.3_flare |
| Authors |
A.G.M._Pietrow,_M._Druett,_J._de_la_Cruz_Rodriguez,_F._Calvo,_D._Kiselman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10541 |
扇形のジェットは、ライトブリッジの上で観察でき、ライトブリッジの上のより水平なフィールドと垂直のアンブラルフィールドの再接続によって駆動されます。これらのジェットは彩層線では完全に不透明ではないため、ファンの背後の大気からのスペクトル線の放射伝達を非常に複雑に考慮することなく、スペクトルを研究することはできません。これを回避するには、H$\alpha$線の独自の観測セットと、扇形のジェットがバックライトで照らされたスウェーデンの1m太陽望遠鏡で得られたCaII8542およびCaIIK線を利用します。X9.3フレア。ファンの後ろからのH$\alpha$フレアリボンの放射プロファイルは非常に広く、平らになっているため、連続放射によって逆光で照らされているかのようにファンを調査できます。このモデルを使用して、ジェット内の材料の不透明度と速度、および扇形のジェット内の材料の質量と密度の最初の観測的に導出された推定値を導き出しました。STiCを介したCaII8542放出の反転を使用して、ジェット内の温度を推定することもできました。最後に、質量とPOSおよびLOS速度を時間の関数として使用して、このジェットの崩壊における光球へのエネルギーと運動量の下方供給を調査し、それを下の太陽地震の潜在的な推進力として評価します。ファン材料の物理的特性は、本質的に適度に彩層であり、温度は7050$\pm$250K、平均密度は2$\pm$0.3$\times$10$^{-11}$であることがわかりました。gcm$^{-3}$。\halpha〜で観測された総質量は3.9$\pm$0.7$\times$10$^{13}$gであり、ファンの崩壊時にファンのベースに供給される運動エネルギーはほぼ2桁でした。典型的な太陽の地震エネルギー以下。したがって、このジェットをサンクエイクドライバーとして除外しますが、より大きなファンジェットを潜在的なドライバーとして完全に除外することはできません。
太陽大気中の針状体と質量流のダイナミクスについて
人気のある科学的要約-太陽の大気は、本質的に複雑で、不均一で、動的な層で構成されていると想定されています。これらの層に含まれる物理的プロセスの詳細な理解はまだ不足しています。たとえば、太陽の大気の最外層（太陽コロナ）が光球よりも数百万度もはるかに高温である理由はほとんどわかっていません。天体物理学者は、光球とコロナの間に挟まれた、界面領域として知られる層が、この謎の性質をよりよく理解するための鍵を握っていると考えています。スペインのラパルマ島にあるスウェーデンの1m太陽望遠鏡（SST）と、NASAのインターフェース領域イメージングスペクトログラフ（IRIS）およびソーラーダイナミクス天文台（SDO）による、高解像度の地上および宇宙ベースの協調観測の助けを借りて、高度な数値シミュレーションのサポートとともに、「スピキュール」と呼ばれる小規模なジェットに焦点を当てて、界面領域のダイナミクスを取り巻く謎のいくつかを解き明かすことを目指しています。針状体は太陽の表面のほぼすべての場所に見られ、いつでも1,000万個もの針状体が急速に外側に向かって発射される可能性があります。それらはしばしば彩層温度を超えて加熱され、遷移領域と（さらに）冠状通過帯域に現れることがわかります。それらの「遍在性」のために、それらが太陽の外側の大気層にエネルギーを与えるのに主要な役割を果たしていることが示唆されます。この論文は、太陽大気の物質収支と加熱における針状体の役割とともに、針状体の物理的特性とダイナミクスに焦点を当てています。
OB星のスペクトル分類のための新しい自動化ツール
| Title |
A_new_automated_tool_for_the_spectral_classification_of_OB_stars |
| Authors |
E._Kyritsis,_G._Maravelias,_A._Zezas,_P._Bonfini,_K._Kovlakas,_P._Reig |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10669 |
（要約）OB星のサブタイプに応じた自動スペクトル分類のためのツールを開発します。通常のランダムフォレスト（RF）アルゴリズムである確率的RF（PRF）を使用し、カーネル密度推定とRFアルゴリズムを組み合わせたKDE-RF法を紹介します。大規模な銀河系（LAMOST、GOSSS）および銀河系外の調査（2dF、VFTS）からの高品質スペクトルで測定された特徴的な吸収線（特徴）の等価幅（EW）について、利用可能なスペクトルタイプと光度クラスを使用してアルゴリズムをトレーニングします。全体的な精度スコアは$\sim$70％であり、すべてのアプローチで同様の結果が得られています。スペクトルクラスごとに最大のパフォーマンスを達成するには、17本のスペクトル線のフルセットが必要であることを示します。モデルを他の観測データセットに適用して、実際の科学の事例に分類器を適用する可能性のある例を示します。BeX線連星の単一の大質量星とコンパニオンの大質量星の両方でうまく機能することがわかります。さらに、S/Nが低い大規模なデータセットに適用できる10個の機能を削減したスキームを提案します。モデルのパフォーマンスの類似性は、初期型の星のスペクトル分類に使用された場合のRFアルゴリズムの堅牢性と信頼性を示しています。$\sim$70％のスコアは、（a）このようなマルチクラス分類問題の複雑さ、（b）調べたスペクトルクラス内のEW分布の固有の分散、および（c）の多様性を考慮すると高くなります。さまざまな観測戦略でさまざまな調査から得られたデータを使用するため、トレーニングセット。さらに、この研究で提示されたアプローチは、さまざまな品質とさまざまな形式（絶対フラックスまたは正規化フラックスなど）のデータに適用できますが、分類器は星の光度クラスにとらわれず、可能な限り金属量に依存しません。
STEREO / PLASTICを使用した非ラジアルフローの研究によるコロナ質量放出の断面積の調査
| Title |
Investigating_The_Cross-section_of_Coronal_Mass_Ejections_Through_the_Study_of_Non-Radial_Flows_with_STEREO/PLASTIC |
| Authors |
N._Al-Haddad,_A._B._Galvin,_N._Lugaz,_C._J._Farrugia,_W._Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10682 |
太陽風は、1au近くで測定すると、ほとんど放射状に外側に流れることがわかります。ただし、東西方向と南北方向の両方で、流れが半径方向から最大15$^\circ$離れた角度をなす期間があります。河川相互作用領域（SIR）は、東西の流れのたわみの一般的な原因です。コロナ質量放出（CME）は、少なくとも2つの異なる方法で非放射状の流れに関連している可能性があります。流れ、2）磁気噴出物の膨張には、噴出物がその中心軸から離れるときに簡単に測定されるべき非放射状成分が含まれる場合があります。この作業では、最初に、太陽周期の変動に焦点を当てて、ミッションの最初の13年間を通じてSTEREO/PLASTICによって測定された非放射状の太陽風の流れの一般的な統計を示します。次に、より大きなたわみ流角に焦点を当て、これらのほとんどが太陽極小期に近いSIRと太陽極大期に近いCMEに関連していることを確認します。しかし、磁気噴出物または大きな離心率を持つ楕円形の断面を持つ噴出物の周りの大きなたわみが一般的である場合に予想されるように、強くたわんだ流れの明確な証拠は見つかりません。これらの結果を使用して、CMEの膨張と磁気噴出物の性質についての理解を深め、CMEの理解における欠点を指摘します。
ハイケイデンス測光および超高速UV分光法によるII型超新星2020fqvの前駆細胞および近接星周媒体
| Title |
Progenitor_and_Close-In_Circumstellar_Medium_of_Type_II_Supernova_2020fqv_from_High-Cadence_Photometry_and_Ultra-Rapid_UV_Spectroscopy |
| Authors |
Samaporn_Tinyanont,_Ryan_Ridden-Harper,_Ryan_Foley,_Viktoriya_Morozova,_Charles_Kilpatrick,_Georgios_Dimitriadis,_Lindsay_DeMarchi,_Alexander_Gagliano,_Wynn_V._Jacobson-Gal\'an,_Alexander_Messick,_Justin_Pierel,_Anthony_Piro,_Enrico_Ramirez-Ruiz,_Matthew_Siebert,_Kenneth_Chambers,_Karoli_Clever,_David_Coulter,_Kishalay_De,_Matthew_Hankins,_Tiara_Hung,_Saurabh_Jha,_Camilo_Jim\'enez-\'Angel,_David_Jones,_Mansi_Kasliwal,_Chien-Cheng_Lin,_Rui_Marques-Chaves,_Raffaella_Margutti,_Anna_Moore,_Ismael_Perez-Fournon,_Fr\'ed\'erick_Poidevin,_Armin_Rest,_Raphael_Shirley,_Carli_Smith,_Erika_Strasburger,_Jonathan_Swift,_Richard_Wainscoat,_Qinan_Wang,_Yossef_Zenati |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10742 |
トランジット系外惑星探査衛星（TESS）からの爆発の時間をカバーする高時間分解能の光度曲線を持つおとめ座銀河系II型超新星（CCSN）であるSN2020fqvの観測を提示します。ハッブル宇宙望遠鏡（HST）からの紫外（UV）分光法は、爆発後3。3日で始まります。爆発後1。1日から始まる地上の分光観測。広範な測光観測とともに。巨大な星は、CCSNeとしての死に至るまでの複雑な質量損失の履歴を持っており、SNeが相互作用する星周円盤（CSM）を作成します。爆発後の最初の数日間の観測は、恒星進化の後期段階での質量損失率に関する重要な情報を提供することができます。モデルはSN2020fqvの準ボロメータ光度曲線に適合し、その前駆星から〜1450$R_{\odot}$（$10^{14}$cm）内に閉じ込められたCSMの〜0.23$M_{\odot}$を明らかにします。HSTと地上の観測所の両方からの初期のスペクトル（爆発後4日未満）は、このCSMの外側の光学的に薄い部分からの高イオン化金属種からの放出の特徴を示しています。CSMは、爆発の300日前に$\sim$$5\times10^{46}$ergを恒星のエンベロープに注入したことによって引き起こされた噴火と一致していることがわかりました。酸素燃焼の開始。光度曲線フィッティング、星雲分光法、および爆発前の\textit{HST}イメージングは、一貫して$M_{\rmZAMS}$$\approx$$13.5$-$15\、M_{の赤色超巨星（RSG）前駆体を指し示します。\odot}$、SN〜IIの前駆星に典型的です。この発見は、SN2020fqvの前駆体のような典型的なRSGが、コア崩壊の直前に複雑な質量損失の履歴を持っていることを示しています。
GG Carinaeの周連星リング：B [e]超巨星の原子輝線におけるディスク離心率の成長の兆候
| Title |
The_circumbinary_rings_of_GG_Carinae:_indications_of_disc_eccentricity_growth_in_the_B[e]_supergiant's_atomic_emission_lines |
| Authors |
Augustus_Porter,_Katherine_Blundell,_Steven_Lee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10779 |
B[e]超巨星は、原子線の放出を示す薄い同心円状のリングを含む可能性のある異常な星周環境を持っています。GGCarinaeは、周連星環境でそのような幾何学を示すB[e]超巨星バイナリです。1998年から2015年の間に収集されたFEROSスペクトルで、GGCarinaeの周連星円盤から生じる原子輝線を研究します。禁止されている[O\、I]および[Ca\、II]の放出。$84.6\pm1.0$\、km\、s$^{-1}$と$27.3\pm0.6$\、km\、s$^{-1の予測速度で周回する2つの周連星リングがあることがわかります。}$。これらの速度を視線から投影解除し、\cite{Porter2021GGPhotometry}によって提示された更新されたバイナリ質量を使用すると、周連星リングの半径は$2.8^{+0.9}_{-1.1}$\、AUであることがわかります。内輪と外輪にそれぞれ$27^{+9}_{-10}$\、AU。データにまたがる17年間の内側周回リングの微妙な動的変化の証拠が見つかり、輝線の赤方偏移ピークに対する青方偏移ピークの強度の比率の変動と、中心速度がより青方偏移することを示しています。システムの平滑化粒子流体力学シミュレーションを実行します。これは、これらの観測された変化が、内側のバイナリによる放射状に薄い周連星リングの離心率のポンピングと一致していることを示唆しています。GGCarinaeシステムの全身速度は$-23.2\pm0.4$\、km\、s$^{-1}$であることがわかります。
内側太陽圏における太陽エネルギー粒子イベントの可変イオン組成：化合物注入による力線編組モデル
| Title |
Variable_Ion_Compositions_of_Solar_Energetic_Particle_Events_in_the_Inner_Heliosphere:_A_Field-line_Braiding_Model_with_Compound_Injections |
| Authors |
Fan_Guo,_Lulu_Zhao,_Christina_M._S._Cohen,_Joe_Giacalone,_R._A._Leske,_M._E._Wiedenbeck,_S._W._Kahler,_Xiaocan_Li,_Qile_Zhang,_George_C._Ho_and_Mihir_I._Desai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10880 |
パーカーソーラープローブ（PSP）によって最近観測された太陽エネルギー粒子（SEP）イベントの高度に変動するイオン組成比を0.3〜0.45ドルの天文単位で解釈するためのモデルを提案します。数値シミュレーションを使用して、大規模から高エネルギー粒子の旋回スケールまでのコルモゴロフパワースペクトルを使用して、乱流惑星間磁場でのSEP伝搬を計算します。異なる種のソース領域がソース領域のサイズに匹敵する距離だけオフセットされている場合、ソース比が公称値で。衝動的な$^3$Heリッチイベントでの$^3$He/$^4$Heソース比が$10\％$であり、ソース領域の空間オフセットが同じであると仮定すると、$^3$He/$^4観測地点での$He比もかなり異なります。イオン組成比の変動性は、半径方向の距離に依存します。これは、さまざまな半径方向の位置で行われた観測によってテストできます。これらの結果が衝動的なイベントのイオン組成の変動性と、太陽に近いPSPとソーラーオービターのさらなる観測に与える影響について説明します。
20 kHz〜410MHzのソーラーラジオタイプIIIバーストのスペクトル分析
| Title |
Spectral_Analysis_of_Solar_Radio_Type_III_Bursts_from_20_kHz_to_410_MHz |
| Authors |
K._Sasikumar_Raja,_Milan_Maksimovic,_Eduard_P._Kontar,_Xavier_Bonnin,_Philippe_Zarka,_Laurent_Lamy,_Hamish_Reid,_Nicole_Vilmer,_Alain_Lecacheux,_Vratislav_Krupar,_Baptiste_Cecconi,_Lahmiti_Nora_and_Laurent_Denis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10935 |
20kHz〜410MHzの広い周波数範囲にわたるソーラーラジオタイプIIIバーストのスペクトル応答の統計分析を示します。この目的のために、間隔ベース（風/波）と地上ベース（Nan\c{c}ayデカメートルアレイとNan\c{c}ayラジオヘリオグラフ）の両方の設備を使用して実行された観測を使用しました。さまざまな機器で観測されたフラックス密度を比較するために、データを注意深く校正し、ソーラーフラックスユニットに表示しました。私たちの研究の主な結果は、メートル法からヘクトメートル法の波長範囲で、タイプIIIバーストが、統計的に2MHz付近の電波束密度の中央値の明確な最大値を示すことです。この結果は、20kHz〜20MHzの周波数範囲でタイプIIIバーストのスペクトルプロファイルを検査することによってすでに報告されていますが、私たちの研究は、このような分析を初めてメトリック無線周波数（つまり、20kHz〜410MHz）に拡張し、確認します。2MHz付近の最大スペクトル応答。さらに、単純な経験的モデルを使用して、調査したデータセットの無線フラックス$S$の中央値が、$X=\の多項式形式$Y=0.04X^3-1.63X^2+16.30X-41.24$に従うことを示します。ln{（F_\text{MHz}）}$および$Y=\ln{（S_\text{SFU}）}$。コロナルストリーマ\citep{Sit1999}のSittlerandGuhathakurthaモデルを使用すると、タイプIIIの放射が基本波または高調波で。
磁気リコネクションとそれに伴う彩層蒸発とそれに続く冠状凝縮による太陽フィラメントの形成
| Title |
Formation_of_a_Solar_Filament_by_Magnetic_Reconnection_and_Associated_Chromospheric_Evaporation_and_Subsequent_Coronal_Condensation |
| Authors |
Bo_Yang,_Jiayan_Yang,_Yi_Bi,_Junchao_Hong,_and_Zhe_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10951 |
磁気リコネクションとそれに伴う彩層蒸発とそれに続く冠状凝縮によって形成された太陽フィラメントの最初の観測を提示します。フラックス出現中のせん断運動によって駆動され、連続的なテザー切断再接続プロセスが発生し、S状結腸構造の形成を伴うM1.3閉じ込めフレアをもたらしました。フレアは、S状結腸のフットポイントに対応する共役コンパクトフットポイントブライトニングを持っていたことがわかります。さらに、爆発的な蒸発の観測的証拠は、フレアの衝動的な段階での共役フットポイントの明るさで十分に診断されます。フレアの後、連続的な冷たい凝縮がシグモイドのほぼ中央部分で形成され、次にシグモイドに沿って反対方向に移動し、最終的にフィラメントの形成につながりました。これらの観察は、磁気リコネクションがフィラメントの磁場構造を形成するだけでなく、それらの形成中にそれらの彩層フットポイントを加熱し、彩層蒸発を促進する可能性があることを示唆している。結果として、加熱された彩層プラズマはフィラメントの磁場構造に蒸発する可能性があり、そこで蓄積された高温プラズマは熱不安定性または熱非平衡に苦しみ、壊滅的な冷却および冠状凝縮を引き起こして、フィラメント。この観察結果は、蒸発凝縮モデルを強力にサポートし、磁場構造とフィラメントの低温高密度材料の両方を形成する際の磁気リコネクションの重要な役割を浮き彫りにします。
最初のソーラーオービターの間にコロナの源から内部太陽圏への太陽風の調査-パーカーソーラープローブ直交
| Title |
Exploring_the_Solar_Wind_from_its_Source_on_the_Corona_into_the_Inner_Heliosphere_during_the_First_Solar_Orbiter_-_Parker_Solar_Probe_Quadrature |
| Authors |
Daniele_Telloni,_Vincenzo_Andretta,_Ester_Antonucci,_Alessandro_Bemporad,_Giuseppe_E._Capuano,_Silvano_Fineschi,_Silvio_Giordano,_Shadia_Habbal,_Denise_Perrone,_Rui_F._Pinto,_Luca_Sorriso-Valvo,_Daniele_Spadaro,_Roberto_Susino,_Lloyd_D._Woodham,_Gary_P._Zank,_Marco_Romoli,_Stuart_D._Bale,_Justin_C._Kasper,_Fr\'ed\'eric_Auch\`ere,_Roberto_Bruno,_Gerardo_Capobianco,_Anthony_W._Case,_Chiara_Casini,_Marta_Casti,_Paolo_Chioetto,_Alain_J._Corso,_Vania_Da_Deppo,_Yara_De_Leo,_Thierry_Dudok_de_Wit,_Federica_Frassati,_Fabio_Frassetto,_Keith_Goetz,_Salvo_L._Guglielmino,_Peter_R._Harvey,_Petr_Heinzel,_Giovanna_Jerse,_Kelly_E._Korreck,_Federico_Landini,_Davin_Larson,_Alessandro_Liberatore,_Roberto_Livi,_Robert_J._MacDowall,_Enrico_Magli,_David_M._Malaspina,_Giuseppe_Massone,_Mauro_Messerotti,_John_D._Moses,_Giampiero_Naletto,_Gianalfredo_Nicolini,_Giuseppe_Nistic\`o,_Olga_Panasenco,_Maurizio_Pancrazzi,_Maria_G._Pelizzo,_Marc_Pulupa,_Fabio_Reale,_Paolo_Romano,_Clementina_Sasso,_Udo_Sch\"uhle,_Marco_Stangalini,_Michael_L._Stevens,_Leonard_Strachan,_Thomas_Straus,_Luca_Teriaca,_Michela_Uslenghi,_Marco_Velli,_Daniel_Verscharen,_Cosimo_A._Volpicelli,_Phyllis_Whittlesey,_Luca_Zangrilli,_Gaetano_Zimbardo_and_Paola_Zuppella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11031 |
この手紙は、2021年1月18日に発生した最初のソーラーオービター（SO）-パーカーソーラープローブ（PSP）の求積法に対応し、拡張されたコロナから内部太陽圏への太陽風の進化を調査します。弾道伝搬を仮定すると、SOのメティスコロナグラフで太陽の四肢の上の3.5から6.3太陽半径の間の高度でコロナで遠隔観測された同じプラズマ体積は、0.1auで周回し、PSPまで追跡できます。それが発生した場所からコロナソース領域にリンクされます。太陽へのPSPの接近と太陽コロナの同時メティス観測のおかげで、流れに沿った磁場とバルク運動エネルギーフラックス密度は、前例のない精度でコロナ電流シートに沿って経験的に推測することができ、特にこのイベントの期間中の8.7太陽半径でのAlfv\'en半径の推定。したがって、これは、サブアルフベニック太陽コロナからアルフベン表面のすぐ上まで拡大する同じ太陽風プラズマの最初の研究です。
白色矮星の電子捕獲と安定性
| Title |
Electron_Captures_and_Stability_of_White_Dwarfs |
| Authors |
N._Chamel,_L._Perot,_A._F._Fantina,_D._Chatterjee,_S._Ghosh,_J._Novak,_M._Oertel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11038 |
高密度物質中の原子核による電子捕獲は、星の進化の後期を支配する最も重要なプロセスの1つであり、特に白色矮星の安定性を制限します。高密度クーロンプラズマの状態方程式の決定はかなり進歩していますが、しきい値の電子フェルミエネルギーは、一般に、真空中の対応する$Q$値から推定されます。さらに、ほとんどの研究は非磁化物質に焦点を合わせています。ただし、一部の白色矮星は$10^9$Gに達する磁場に恵まれています。SN2006gzやSN2009dcのような超新星Ia型超新星の前駆細胞である超チャンドラセカール白色矮星には、さらに極端な磁場が存在する可能性があります。電子捕獲の開始と白色矮星の構造に対する高密度の恒星媒体と磁場の役割を簡単にレビューします。任意の磁場に対する電子捕獲の開始のしきい値密度を評価するために、新しい分析式が導き出されます。白色矮星の構造に対するそれらの影響は、簡単な分析式と数値計算によって示されます。
| Title |
Bottom-up_dust_nucleation_theory_in_oxygen-rich_evolved_stars_I._Aluminium_oxide_clusters |
| Authors |
David_Gobrecht,_John_M._C._Plane,_Stefan_T._Bromley,_Leen_Decin,_Sergio_Cristallo,_Sanjay_Sekaran |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11139 |
酸化アルミニウム（アルミナ、Al$_{2}$O$_{3}$）は、酸素が豊富な進化した星の大気中の一次ダスト凝縮物として有望な候補です。したがって、アルミナの\textit{seed}粒子は、恒星の塵の形成と風の中での恒星の質量損失の開始を引き起こす可能性があります。しかし、アルミナダスト粒子の形成はよく理解されていません。}{量子化学的ボトムアップアプローチによって、酸素が豊富な環境での宇宙ダスト形成（すなわち核形成）の初期段階に光を当てること。}{元素気相組成、アルミニウム含有分子の形成と破壊、およびダスト形成（Al$_{2}$O$_{3}$）$_n$クラスターを説明する詳細な化学動力学ネットワークを構築します。四量体（$n=$4）に凝固する二量体（$n$=2）のサイズ。中間種には、一般的な気相分子AlOとAlOH、および$x=$1$-$5、$y=$1$-$6のAl$_x$O$_y$クラスターが含まれます。結果として得られる広範なネットワークは、半規則型変光星とミラ型変光星を表す2つのモデル星、および非脈動流出と脈動モデルを含む異なる星周ガス軌道に適用されます。$n=$4$-$10のより大きなサイズの（Al$_{2}$O$_{3}$）$_n$クラスターの成長は、最も好ましい構造の温度依存ギブズ自由エネルギーによって説明されます（つまり、大域的最適化手法から導出され、密度汎関数理論によって計算された大域的最小クラスター）。サイズ$n$の関数として、クラスターのエネルギー、結合特性、静電特性、および振動スペクトルを提供し、これらを結晶バルク限界（$n\rightarrow\infty$）に対応するコランダムと比較します。{酸素が豊富な巨人の星周アルミニウム気相化学は、主にAlOHとAlOによって制御されます。これらは、AlO+H$_2$、AlO+H$_2$O、およびその逆の反応によって緊密に結合されています。...}のモデル
ソーラーオービターのSPICEEUV分光計からの最初の観測
| Title |
First_observations_from_the_SPICE_EUV_spectrometer_on_Solar_Orbiter |
| Authors |
A._Fludra,_M._Caldwell,_A._Giunta,_T._Grundy,_S._Guest,_S._Leeks,_S._Sidher,_F._Auch\`ere,_M._Carlsson,_D._Hassler,_H._Peter,_R._Aznar_Cuadrado,_\'E._Buchlin,_S._Caminade,_C._DeForest,_T._Fredvik,_M._Haberreiter,_L._Harra,_M._Janvier,_T._Kucera,_D._M\"uller,_S._Parenti,_W._Schmutz,_U._Sch\"uhle,_S.K._Solanki,_L._Teriaca,_W.T._Thompson,_S._Tustain,_D._Williams,_P.R._Young,_L.P._Chitta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11252 |
ESA/NASAソーラーオービターミッションでのコロナル環境のスペクトルイメージング（SPICE）機器の試運転活動中に行われた最初の科学観測を紹介します。SPICEは、極紫外線（EUV）波長で動作する高解像度イメージング分光計です。このホワイトペーパーでは、将来のユーザーがSPICEの科学機能をよりよく理解できるように、可能な種類の観測について説明します。この論文では、さまざまなターゲットでの太陽の最初の観測について説明し、静かな太陽からの完全なスペクトルの例を示し、中性水素と炭素、酸素、窒素、ネオン、硫黄、マグネシウム、鉄のイオンから40本以上のスペクトル線を特定します。。これらの線は、20,000Kから100万K（フレアで10MK）の温度範囲をカバーし、狭い温度間隔で太陽の大気のスライスを提供します。23の最も明るいスペクトル線のカウント率のリストを提供します。いくつかの強い遷移領域線での静かな太陽のラスター画像の例を示します。ここでは、静かな太陽ネットワークで、画像全体の平均強度の最大25倍の極端な強度を持つ異常に明るくコンパクトな構造が見つかりました。これらの構造の寿命は2.5時間を超える可能性があります。それらを冠状輝点の遷移領域シグネチャとして識別し、それらの領域と強度の向上を比較します。また、CIII、OVI、およびNeVIII線では、極肢の上にSPICEを使用した最初の肢上測定値を示し、MgIX、NeVIII、およびOVI線では赤道面から遠く離れた肢測定値を示します。宇宙船の位置と太陽の表面との間の磁気接続を確認し、太陽風の発生源を特定するのに役立つ、その場測定と比較できる元素組成の変動性を研究するために、豊富な診断方法を使用する可能性について説明します。
HD144941：最も極端なヘリウム強い星
約50年前の発見以来、HD144941は一般に、非常にまれなクラスの低質量水素欠乏星である極端ヘリウム（EHe）超巨星の特異なメンバーとして分類されてきました。-9kGもの表面平均縦磁場強度を持つESOVLTでのFORS2による分光偏光測定に基づく強い縦磁場の検出を報告します。これは、少なくとも15kGの電界強度へのスペクトル線のゼーマン分割の検出によってさらに制約され、この星の表面スポットの最近の発見を説明しています。ハイブリッド非局所熱力学的平衡アプローチと新しい光学スペクトルに基づく恒星大気の定量分析により、22000$\pm$500Kの有効温度、4.20$\pm$0.10の対数表面重力、および番号で0.950$\pm$0.002。金属の存在量は絶対数で約10サブソーラーですが、金属と水素の比率は大規模な初期型の星に典型的であり、磁気の存在下での弱い分割された恒星風でのヘリウムのフォールバックを示していますフィールドが発生しました-ヘリウム強い現象の形成のための標準的なメカニズム。分光法とガイアEDR3視差の両方が、HD144941が明るい巨大な星であることを意味します。運動学的には、HD144941が逃走星として銀河系の高い緯度に到達したと主張します。HD144941は、比較的高重力で低質量のEHe星ではなく、磁気を帯びたヘリウムに強い星の中で群を抜いて最も極端なメンバーであり、ほとんどすべての大気中の水素がヘリウムに置き換えられていると結論付けています。
不均一磁場における相対論的ランダウ量子化とその白色矮星および量子情報への応用
| Title |
Relativistic_Landau_quantization_in_non-uniform_magnetic_field_and_its_applications_to_white_dwarfs_and_quantum_information |
| Authors |
Srishty_Aggarwal_(IISc),_Banibrata_Mukhopadhyay_(IISc),_Gianluca_Gregori_(Oxford) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.09543 |
磁気単極子条件を満たす「厳密に」空間的に変化する磁場の存在下での相対論的冷電子の二次元運動を調査します。一定の磁場の場合に生じるランダウ準位の縮退は、磁場が可変であり、スピンアップ電子とスピンダウン電子のエネルギー準位がの性質に応じて興味深い方法で整列するときに持ち上がることがわかります。フィールドの変更。また、変化する磁場は、正と負の角運動量の間でのみレベルを分割できる一定の磁場とは異なり、正の角運動量からゼロ角運動量の電子のランダウ準位を分割します。不均一な磁場でランダウ準位を探索することは、それ自体がユニークな試みであり、物性物理学から天体物理学、量子情報に至るまでの分野で学際的な意味合いを持っています。例として、ローレンツ力とランダウ準位が同時に関与し、基礎となる縮退電子ガスに影響を及ぼし、チャンドラセカール質量限界の重大な違反を示す、さまざまな磁場を持つ磁化白色矮星を示します。空間的に成長する磁場の存在下での電子の量子速度の増加。
RUNMON-RIFT：大規模なパラメータ推論のための適応構成と修復
| Title |
RUNMON-RIFT:_Adaptive_Configuration_and_Healing_for_Large-Scale_Parameter_Inference |
| Authors |
Richard_Udall,_Joshua_Brandt,_Grihith_Manchanda,_Adhav_Arulanandan,_James_Clark,_Jacob_Lange,_Richard_O'Shaughnessy,_Laura_Cadonati |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10243 |
重力波パラメータ推論パイプラインは、信頼性の低いパフォーマンスで分散ハードウェア上の未知のソースを含むデータで動作します。1つの特定の分析パイプライン（RIFT）について、これら2つの不確実性によってもたらされる最も一般的な課題を軽減するための柔軟なツール（RUNMON-RIFT）を開発しました。一方では、RUNMONは、信頼性の低いコンピューティング環境を識別して修正するためのいくつかのメカニズムを提供します。一方、RUNMONは、分析が完了し、物理ソースパラメータを確実に包含するように、以前の範囲を含むパイプライン固有の実行設定を調整するメカニズムを提供します。2つの制御された例を使用して、両方の一般的な機能を示します。
| Title |
Dark_Matter_Axion_Search_Using_a_Josephson_Traveling_Wave_Parametric_Amplifier |
| Authors |
C._Bartram,_T._Braine,_R._Cervantes,_N._Crisosto,_N._Du,_G._Leum,_P._Mohapatra,_T._Nitta,_L._J_Rosenberg,_G._Rybka,_J._Yang,_John_Clarke,_I._Siddiqi,_A._Agrawal,_A._V._Dixit,_M._H._Awida,_A._S._Chou,_M._Hollister,_S._Knirck,_A._Sonnenschein,_W._Wester,_J._R._Gleason,_A._T._Hipp,_S._Jois,_P._Sikivie,_N._S._Sullivan,_D._B._Tanner,_S._Hoof,_E._Lentz,_R._Khatiwada,_G._Carosi,_C._Cisneros,_N._Robertson,_N._Woollett,_L._D._Duffy,_C._Boutan,_M._Jones,_B._H._LaRoque,_N._S._Oblath,_M._S._Taubman,_E._J._Daw,_M._G._Perry,_J._H._Buckley,_C._Gaikwad,_J._Hoffman,_K._Murch,_M._Goryachev,_B._T._McAllister,_A._Quiskamp,_C._Thomson,_M._E._Tobar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10262 |
周波数範囲4796.7--にわたって$\mathrm{10^{-13}}$$\mathrm{GeV^{-1}}$を超えるアクシオン-光子結合を持つアクシオンのような粒子暗黒物質の新しい排除限界を提示します。4799.5MHz、19.84$\mu$eVを中心とする狭い範囲のアクシオン質量に対応します。この測定は、暗黒物質探索におけるジョセフソン進行波パラメトリック増幅器（JTWPA）の最初の実装を表しています。JTWPAは、0.588リットルの空洞に取り付けられた独立したレシーバーチェーンの一部として、AxionDarkMattereXperiment（ADMX）のインサートで操作されました。広い（3GHz）帯域幅で高ゲインを提供するJTWPAの機能は、この分野での長年の目標であるブロードバンドアクシオン検索の実行を目指す人々から関心を集めています。
| Title |
Evaporation_of_Black_Hole_Under_the_Effect_of_Quantum_Gravity |
| Authors |
Riasat_Ali,_Rimsha_Babar,_Muhammad_Asgher_and_Syed_Asif_Ali_Shah |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10579 |
この論文は、グローバルモノポールと$5$Dの荷電ブラックホールを備えたReissner-Nordstr$\ddot{o}$m-deSitter（RN-DS）ブラックホール（BH）のホーキング温度の拡張を提供します。ブラックホールメトリックを考慮し、ホーキング放射に対する量子重力（$\alpha$）の影響を調査します。ハミルトン-ヤコビ仮説現象を用いて、ブラックホールの地平線をトンネリングする荷電ボソン粒子を調べます。私たちの調査では、量子放射を研究して、一般化された不確定性原理を使用してラグランジアン波動方程式を分析し、ブラックホールの修正ホーキング温度を計算します。さらに、修正されたホーキング温度に対する電荷と補正パラメータの影響を分析し、グローバルモノポールと$5$Dの帯電ブラックホールを持つRN-DSBHの安定状態と不安定状態を調べます。
DANCEの最初の観測と分析：リングキャビティ実験による暗黒物質アクシオン探索
| Title |
First_observation_and_analysis_of_DANCE:_Dark_matter_Axion_search_with_riNg_Cavity_Experiment |
| Authors |
Yuka_Oshima,_Hiroki_Fujimoto,_Masaki_Ando,_Tomohiro_Fujita,_Jun'ya_Kume,_Yuta_Michimura,_Soichiro_Morisaki,_Koji_Nagano,_Hiromasa_Nakatsuka,_Atsushi_Nishizawa,_Ippei_Obata,_Taihei_Watanabe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10607 |
アクシオン暗黒物質を探索するために、リングキャビティ実験（DANCE）による暗黒物質アクシオン探索が提案された[Phys。レット牧師121、161301（2018）]。ボウタイキャビティとのアクシオン-光子結合によって引き起こされる光学直線偏光の回転と振動を検出することを目的としています。DANCEは、アクシオン質量$m_a<10^{-10}〜\rm{eV}$のアクシオン-光子結合定数$g_{a\gamma}$に対する感度を、での最良の上限と比較して数桁改善できます。現在。この方法の実現可能性を実証し、技術的ノイズを調査するために、プロトタイプ実験DANCEAct-1が進行中です。光学部品を組み立て、キャビティの性能を評価しました。最初の12日間の観測は、2021年5月に正常に実行されました。1回で$10〜\rm{Hz}$で$3\times10^{-6}〜\rm{rad/\sqrt{Hz}}$に達しました。直線偏光の回転角の両側振幅スペクトル密度。
$ 0 \ leq c _ {\ rm s} \ leq 1 $によるインフレ
$c_{\rms}$の次数が1のスローロールk-インフレと$c_{\rms}\simeq0$のゴーストインフレの間の遷移を可能にする新しい単一フィールドインフレシナリオを調査します。$c_{\rms}$は、曲率摂動の音速です。有効場の理論の観点からは常に存在するが、$c_{\rms}\simeq0$レジームでのみ重要になる、高微分スコルダトゥーラ項を適切に考慮して、2つのフェーズをスムーズに統合します。このモデルは、強い結合と勾配の不安定性を回避して$0\leqc_{\rms}\leq1$の全範囲を達成し、自己無撞着で$c_{\rms}\simeq0$体制にアクセスできるようにします。マナー。また、原始ブラックホールの形成への影響についても説明します。
火星の技術的に成熟したコロニーは、年間少なくとも100万トンの液体水素を生成し、低軌道（LEO）の1つ以上の推進薬貯蔵庫に供給することができます。マリアンコロニーで1$kg$の水素を生成し、LEOに供給するには、火星で1.4$GJ$のエネルギー消費が必要です。LEO推進薬貯蔵庫には、火星で生成された水素と、月または地球近傍小惑星で生成された酸素が含まれています。この推進剤は、LEOから火星を含む太陽系の多くの目的地にペイロードを運ぶために使用されます。LEOから火星への1$kg$ペイロードの配送には、火星、月、および地球近傍小惑星で3.5$GJ$のエネルギー消費が必要です。火星で生成された液体水素を使用して宇宙飛行士とペイロードを火星に運ぶことで、火星のコロニーの指数関数的なブートストラップ成長が保証されます。火星のコロニーと数百万トンの液体水素のLEOへの供給は、太陽系の植民地化の鍵です。％％火星のコロニーは、液体水素がかなりのサイズに成長した後にのみ、液体水素のLEOへの輸送を開始します。構造物や材料に約2000万トンの鋼と300万トンのプラスチック、そして数千人の宇宙飛行士が含まれている必要があります。それ以前は、LEO水素堆積物は月極から水素によって供給されます。
暴走アクシオンインフレーションにおけるゲージ場生産とシュウィンガー再加熱
| Title |
Gauge_Field_Production_and_Schwinger_Reheating_in_Runaway_Axion_Inflation |
| Authors |
Soichiro_Hashiba,_Kohei_Kamada,_and_Hiromasa_Nakatsuka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10822 |
（擬スカラー）インフレーションのクラスでは、インフレーションフェーズの後にキネーションフェーズが続きます。このフェーズでは、宇宙は、消滅するスカラーポテンシャルで逃げるインフラトンの運動エネルギーによって支配されます。宇宙のこのクラスの膨張後の進化では、宇宙の再加熱は、二次ポテンシャルでのコヒーレント振動を必要とするインフラトン粒子崩壊によって達成することはできません。この研究では、キネーション時代の疑似スカラーインフラトンとゲージ場の間のチャーンサイモン結合によるU（1）ゲージ場の生成を調査し、シュウィンガーとして知られる増幅されたゲージ場によって誘発されるその後のペア粒子生成を調べます。宇宙の再加熱につながる可能性のある効果。標準模型のハイパーU（1）ゲージ場のシュウィンガー効果の大まかな推定と、それに続くペア生成粒子の熱化により、宇宙の運動エネルギーに対する最終的な支配によって、宇宙の再加熱を成功させることができることがわかります。いくつかの合理的なパラメータセットを備えたインフラトン。これは、「シュウィンガー再加熱」の具体的な実現と理解することができます。後の宇宙論からの制約についても議論されています。
（方向性）直接暗黒物質検出物理学における弾性WIMP-原子核散乱の（二重）微分イベント率（の不完全性）に関するいくつかの考え
| Title |
Some_Thoughts_on_(the_Incompleteness_of)_the_(Double)_Differential_Event_Rates_for_Elastic_WIMP-Nucleus_Scattering_in_(Directional)_Direct_Dark_Matter_Detection_Physics |
| Authors |
Chung-Lin_Shan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10920 |
この論文では、弾性WIMP-原子核散乱の（二重）微分イベント率の式を再検討し、（方向性のある）直接暗黒物質検出物理学におけるこれらの式の使用（の不完全性）に関するいくつかの異常な考えについて説明します。あまり言及されない（しかし重要な）いくつかの問題が議論され、詳細に示されます。
| Title |
Cosmology_of_the_companion-axion_model:_dark_matter,_gravitational_waves,_and_primordial_black_holes |
| Authors |
Zhe_Chen,_Archil_Kobakhidze,_Ciaran_A._J._O'Hare,_Zachary_S._C._Picker,_Giovanni_Pierobon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11014 |
コンパニオンアクシオンモデルは、2番目のQCDアクシオンを導入して、色付き重力インスタントンの影響から強いCP問題のペッチェイクイン解を救出します。単一アクシオンモデルと同様に、コンパニオンアクシオンモデルによって予測された2つのアクシオンは、暗黒物質の魅力的な候補です。モデルは、2つの自由パラメーター、つまり2つのアクシオンの対称性の破れのスケールによって定義されるため、インフレのスケールに対するこれら2つのスケールの相対的なサイズの観点から生産シナリオを分類できます。我々は、好ましいアクシオン質量のウィンドウを予測するために、コンパニオンアクシオン暗黒物質の宇宙論的生成を研究し、2つの粒子の相対的な存在量を計算します。さらに、2番目のアクシオンの存在が、一方または両方のアクシオンがインフレーション後のシナリオで、宇宙論的な磁壁の問題を自動的に解決することを示します。また、$\sim$10nHz重力波背景の生成や、$\sim100\、M_\odot$原始ブラックホールなど、コンパニオンアクシオンモデルのユニークな宇宙論的特徴を提案します。
| Title |
Reconciling_multi-messenger_constraints_with_chiral_symmetry_restoration |
| Authors |
Micha{\l}_Marczenko,_Krzysztof_Redlich,_Chihiro_Sasaki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11056 |
バリオン物質がカイラル対称性の復元を受けるハドロン状態方程式（EoS）のコンテキストで、最近の核および天体物理学的制約を分析します。PREX-II実験による最近の中性子スキン厚測定に照らして、中性子星（NS）半径と潮汐変形性（TD）に対する最新の制約を調整することが可能であることを示します。EoSの軟化（TD制約で必要）とそれに続く硬化（$2〜M_\odot$制約で必要）は、カイラル対称性の部分的な復元による$\Delta$物質の出現によって引き起こされることがわかります。。$\Delta$物質の十分に早い発症は、PREX-II実験の結果とGW170817のTDの間の緊張を取り除きます。縮退した質量によるパリティ倍増の動的出現に関連する量子色力学（QCD）の基本的な特性を説明する純粋なハドロンEoSは、核および天体物理学的制約と完全に一致する可能性があると主張します。
炭素ベースの鎖分子における一重項状態と三重項状態の交代とその天体化学的意味広範な理論的研究の結果
| Title |
Alternation_of_Singlet_and_Triplet_States_in_Carbon-Based_Chain_Molecules_and_Its_Astrochemical_Implications._Results_of_an_Extensive_Theoretical_Study |
| Authors |
Ioan_Baldea |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11071 |
さまざまな同族炭素鎖（HCnH、HCnN、CnS、CnO、およびOCnO）は、魅力的な偶奇効果を示すことがわかっています。特定のパリティの多数の炭素原子を含む鎖は一重項基底状態を持ち、反対のパリティのメンバーは三重項基底状態を持ちます。一般的な観点から、この偶然の影響が単純な化学的直感を混乱させることが重要です。最も安定した形態がトリプレットであるかシングレットであるかは、問題の種が通常の（閉殻、非ラジカル）分子であるという事実にも、（ジ）ラジカルまたは（例えば、クムレンタイプ）にも単に関連していません。チェーン全体でのCC結合の継承。計算の観点から、現在の結果は、炭素ベースの鎖の電子相関が非常に強いことを示しているため、重要です。ゴールドスタンダードのCCSD（T）（単一および二重励起と三重励起補正を伴う結合クラスター展開）フレームワークが、このような強相関システムを説明するのに十分であるかどうかは、さらなる明確化を必要とする未解決の問題のままです。天体化学にとって最も重要なことは、現在の結果は、同じ同族列のより大きなメンバーが検出されたにもかかわらず、特定のメンバーが天体学的に観察されない理由を説明している可能性があります。欠落している種は、現在の計算で三重項基底状態を予測するものとまったく同じです。
| Title |
Leveraging_gravitational-wave_memory_to_distinguish_neutron_star--black_hole_binaries_from_black_hole_binaries |
| Authors |
Shubhanshu_Tiwari,_Michael_Ebersold,_Eleanor_Z._Hamilton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11171 |
コンパニオンの1つの質量が$\leq5〜M_{\odot}$であるコンパクトなバイナリ合体システムからの重力波（GW）の観測では、潮汐効果の測定が証拠を与えるまで、オブジェクトの性質はあいまいです。中性子星（NS）または低質量ブラックホール（BH）の存在。中性子星-ブラックホール（NSBH）バイナリシステムにおける潮汐効果の関連性は、コンパニオンBHの質量とスピンに決定的に依存します。これらの効果は、バイナリシステムの質量が同等であるか、スピンが大きく整列している場合に主に重要になります。質量とスピンによっては、最内安定円軌道（ISCO）に到達する前に、NSが整然と破壊されることさえあります。さまざまな潮汐効果の重力波シグネチャが信号の位相にエンコードされ、潮汐破壊の場合、信号振幅の突然のカットオフが発生します。この作業では、潮汐効果がGW信号の非線形メモリによってもキャプチャできることを示します。振幅は小さいですが、振動するGW信号とは対照的に、非線形メモリは低周波数で存在します。NSBHおよびバイナリブラックホール（BBH）波形モデルに非線形メモリを導入し、メモリの追加がパラメータ空間の大部分でNSBHシステムとBBHシステムを区別するのにどのように役立つかを示します。LIGO-Virgoによって最近検出された関心のあるイベントについて説明し、非線形メモリがGW信号のみからBBHまたはNSBHとしての合体の性質を推測する上で重要な役割を果たすことができる第3世代の検出器の将来の見通しを提供します。
宇宙での滞留時間の新しい解釈のための数値的および実験的証拠
| Title |
Numerical_and_experimental_evidence_for_a_new_interpretation_of_residence_times_in_space |
| Authors |
A._Vogt,_N._E._Engelbrecht,_B._Heber,_A._Kopp,_K._Herbst |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11213 |
木星の電子滞留時間のエネルギー依存性を調査します。これにより、荷電粒子の輸送中に発生する断熱エネルギーの変化と、シミュレーションアプローチにおけるそれらの重要性をより深く理解できます。これにより、以前の分析アプローチへの影響、および宇宙船データによって検出可能な影響を調査することにより、滞留時間を数値的に推定するための改善されたアプローチをさらに検証しようとしています。CUDAで記述された確率微分方程式（SDE）ソルバーに基づく伝搬モデルを利用して、木星電子の滞留時間は、木星電子源スペクトルが支配する全エネルギー範囲にわたって計算されます。オブザーバーとソースの間の磁気接続、および出口（シミュレーション）時間の分布と結果として生じる滞留時間の間の相互依存性を分析します。さまざまな運動エネルギーの滞留時間と、木星の電子で通常観察される13か月の周期性の縦方向のシフトとの線形関係を指摘し、これらの結果のデータへの適用性について説明します。さらに、シミュレートされた滞留時間は木星と銀河の電子のエネルギー損失にほぼ線形に関連しているという我々の発見を利用し、数値滞留時間と測定によって観察された縦方向のシフトと一致する改善された分析推定を開発します。
初期宇宙におけるニュートリノ進化の精密計算
原始宇宙では、ニュートリノのデカップリングは電子-陽電子消滅のほんの少し前に起こります。これは特に、ニュートリノ種の有効数$N_{\rmeff}$によってパラメーター化された、標準の瞬間デカップリング近似と比較してニュートリノエネルギー密度の増加につながります。ニュートリノの進化の正確な計算は、後の宇宙論的段階でのその結果を評価するために必要であり、真の数値的課題を表すニュートリノ振動などの複数の影響を考慮する必要があります。最近、いくつかの重要な改善により、このような正確な数値計算が可能になり、新しい参照値$N_{\rmeff}=3.0440$になりました。
