赤方偏移が$z=5$を超える多くのクエーサーの観測された光度は、光度$L_{\rmbol}>10^{14}\、L_\odot$に対応します。降着によるクエーサーエネルギー放出の標準的なメカニズムは、超高輝度クエーサーの質量が$10^{10}\、M_\odot$を超えるべきであることを示唆しています。一方、標準的な宇宙論モデルにおけるこれらの天体の年齢は10億年未満であり、初期の宇宙でのそれらの形成を説明するには短すぎます。多くのクエーサーは重力レンズで覆われていることが知られています。同じオブジェクトの複数の画像を表示します。複数の画像がない遠隔クエーサーの場合でも、球状星団や矮小銀河などの中間質量の前景オブジェクトによって重力レンズがかけられている可能性があります。そのようなメソレンズは、レンズとレンズ付き物体との間の幾何学的構成に応じて、クエーサーの明るさの本質的な増幅をもたらすであろう。ここでは、重力レンズによって明るさが増幅された可能性のあるクエーサーの割合を推定します。
$ \ texttt {Abacus} $宇宙論的$ N $-ボディコード
| Title |
The_$\texttt{Abacus}$_Cosmological_$N$-body_Code |
| Authors |
Lehman_H._Garrison,_Daniel_J._Eisenstein,_Douglas_Ferrer,_Nina_A._Maksimova,_Philip_A._Pinto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11392 |
静的多重極メッシュから重力ポテンシャルを計算するための新しい方法に基づいた、高速で正確な宇宙論的$N$-bodyコードである$\texttt{Abacus}$を紹介します。この方法は、近接場と遠方場の力を分析的に分離し、前者を直接$1/r^2$の合計に減らし、後者を多重極上の離散畳み込みに減らします。この方法では、サミットスーパーコンピューターのノードごとに1秒あたり7000万個の粒子の更新が達成され、力の誤差の中央値は$10^{-5}$に維持されます。シミュレーションのタイムステップは、コプロセッサー作業の完了、入出力、ネットワーク通信などの非同期イベントを組み込んだ、イベント駆動型の「パイプライン」として表現されます。$\texttt{Abacus}$は、これまでで最大の$N$体シミュレーションのスイート、60兆個の粒子の$\texttt{AbacusSummit}$スイート（Maksimovaetal。、2021）を作成するために使用されました。フライハローの発見。$\texttt{Abacus}$は、次世代の宇宙論的調査に必要な量と解像度の模擬カタログの作成を可能にします。
AbacusSummit：高精度で高解像度の$ N $-ボディシミュレーションの大規模なセット
| Title |
AbacusSummit:_A_Massive_Set_of_High-Accuracy,_High-Resolution_$N$-Body_Simulations |
| Authors |
Nina_A._Maksimova,_Lehman_H._Garrison,_Daniel_J._Eisenstein,_Boryana_Hadzhiyska,_Sownak_Bose,_Thomas_P._Satterthwaite |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11398 |
オークリッジリーダーシップコンピューティングファシリティのSummitスーパーコンピューターで$\texttt{Abacus}$$N$-bodyコードを使用して作成された、AbacusSummit宇宙$N$-bodyシミュレーションスイートの公開データリリースを紹介します。$\texttt{Abacus}$は、最高速で$\mathcal{O}\left（10^{-5}\right）$の中央値の分数力エラーを達成し、初期のノードごとに1秒あたり70Mの粒子更新を計算し、45Mの粒子を計算します。遅い時間にノードごとに1秒あたりに更新されます。シミュレーションスイートの合計は約60兆個の粒子であり、そのコアは、ボックスサイズ$2の粒子質量$2\times10^{9}\、h^{-1}\mathrm{M}_\odot$を使用した139回のシミュレーションのセットです。\、h^{-1}\mathrm{Gpc}$。このスイートは、Planck2018、以前の主力シミュレーション宇宙論、線形微分および宇宙エミュレーターグリッドを含む97の宇宙論モデルにまたがっています。サイズ$500\、h^{-1}\mathrm{Mpc}$の1883ボックスのサブスイートは、共分散推定に使用できます。AbacusSummitデータ製品は、$z=8$から$0.1$までの33エポックにまたがり、赤方偏移全体で一貫してサンプリングされたライトコーン、完全な粒子スナップショット、ハローカタログ、および粒子サブセットが含まれています。AbacusSummitは、これまでに作成された最大の高精度宇宙論的$N$-bodyデータセットです。
\ textsc {CompaSO}：球形の過密度への競争力のある割り当てのための新しいハローファインダー
| Title |
\textsc{CompaSO}:_A_new_halo_finder_for_competitive_assignment_to_spherical_overdensities |
| Authors |
Boryana_Hadzhiyska,_Daniel_Eisenstein,_Sownak_Bose,_Lehman_H._Garrison,_Nina_Maksimova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11408 |
宇宙論的な$N$-bodyシミュレーションで粒子のグループを識別するための新しい方法（\textsc{CompaSO}）について説明します。\textsc{CompaSO}は、粒子にハローメンバーシップを競合的に割り当てる前に、小さいハローの周りの潮汐半径を考慮して、既存の球形過密度（SO）アルゴリズムに基づいて構築されています。このように、\textsc{CompaSO}ファインダーを使用すると、近接するハローをより効果的にデブレンドしたり、大きなハローの周辺に新しいハローを形成したりできます。このハロー発見アルゴリズムは、$N$-bodyシミュレーションの\textsc{AbacusSummit}スイートで使用され、DarkEnergySpectroscopicInstrument（DESI）調査の宇宙論的シミュレーション要件を満たすように設計されています。\textsc{CompaSO}は、高効率のオンザフライグループファインダーとして開発されました。これは、GPUとCPUの間の適切な負荷分散を可能にし、高解像度のマージツリーを作成するために不可欠です。この論文では、ハロー発見手順とその特定の実装を\Abacus{Abacus}で説明し、ファインダーの定性分析を行います。{添付の論文に記載されているクリーニング方法を適用する前後で、\textsc{CompaSO}カタログの堅牢性をテストし、他の検証手法と比較してその有効性を示します。}次に、ハローとその密度プロファイルを視覚化し、次のことを発見します。それらはNFW形式によく適合します。最後に、半径と質量の関係や2点相関関数などの他のプロパティを、広く使用されている別のハローファインダー\textsc{ROCKSTAR}のプロパティと比較します。
AbacusSummitで忠実度の高いハローマージツリーを構築する
| Title |
Constructing_high-fidelity_halo_merger_trees_in_AbacusSummit |
| Authors |
Sownak_Bose,_Daniel_J._Eisenstein,_Boryana_Hadzhiyska,_Lehman_H._Garrison,_Sihan_Yuan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11409 |
暗黒物質ハローの形成と進化を追跡することは、宇宙論的な$N$体シミュレーションの分析の重要な側面です。特に、ハローとその前駆体の集合体は、そのマージツリーの形でカプセル化されており、銀河形成の半解析モデルを構築するための、より一般的には銀河調査をエミュレートする模擬カタログを構築するための基本的な入力として機能します。AbacusSummitからハローマージツリーを構築するためのアルゴリズムを提示します。これは、これまでに実行された60兆個近くの粒子からなる宇宙論的$N$-bodyシミュレーションの最大のスイートであり、暗黒エネルギー分光装置の宇宙論的シミュレーション要件を満たすように設計されています。（DESI）調査。私たちの方法は、ハローのコアを追跡して、複数のタイムスライスにわたるオブジェクト間の関連付けを決定し、スイート全体で識別された数百億のハローのハローの前駆体と子孫のリストを生成します。非単調な過去の合併履歴を示すと見なされるハローにフラグを付けて「マージ」することにより、AbacusSummitハローカタログの忠実度を高める手段として、これらの合併ツリーのアプリケーションを紹介します。このクリーニング手法は、ハローファインダーによる選択のためにデブレンドされたが、より大きな集合システムの一部である可能性があるハロー集団の部分を識別することを示します。この後処理ステップでハローカタログをクリーンアップすることにより、デフォルトのハローカタログの潜在的に非物理的な機能を削除し、AbacusSummitから高精度の模擬銀河の実現を作成するために使用できるより堅牢なハロー集団を残すことを示します。
AbacusHOD：非常に効率的な拡張マルチトレーサーHODフレームワークとそのBOSSおよびeBOSSデータへの適用
| Title |
AbacusHOD:_A_highly_efficient_extended_multi-tracer_HOD_framework_and_its_application_to_BOSS_and_eBOSS_data |
| Authors |
Sihan_Yuan,_Lehman_H._Garrison,_Boryana_Hadzhiyska,_Sownak_Bose,_and_Daniel_J._Eisenstein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11412 |
AbacusHODモデルを紹介し、AbacusHODとAbacusSummitシミュレーションの2つのアプリケーションを観測に提示します。AbacusHODは、Pythonで記述されたHODフレームワークであり、粒子ベース、マルチトレーサー、高度に一般化され、非常に効率的です。これは、次世代の大規模構造調査のためのマルチトレーサー/宇宙論分析を念頭に置いて特別に設計されており、新しい最先端のAbacusSummit宇宙論シミュレーションによって提供されるボリュームと精度を利用しています。このモデルは高度にカスタマイズ可能であり、今後の調査やさまざまな宇宙論的分析に広く適用できるはずです。このホワイトペーパーでは、2つのサンプルアプリケーションを通じて、AbacusHODフレームワークの機能を示します。最初の例は、中規模から小規模（<30Mpc/h）でのBOSS銀河のフルシェイプ赤方偏移空間クラスタリングの分析を通じて、高効率と大規模なHOD拡張機能セットを示し、二次銀河バイアス（アセンブリバイアス）を導入する必要性を評価します。）。二次銀河バイアスを追跡するために集中の代わりにハロー環境を使用することの強力な証拠を見つけます。その結果はまた、「レンズが低い」張力の適度な減少につながります。2番目の例は、3つの異なる銀河トレーサー、LRG、ELG、およびQSO間の拡張バリオン振動分光調査（eBOSS）相互相関測定の分析を通じて、AbacusHODパッケージのマルチトレーサー機能を示しています。AbacusHODフレームワークは、AbacusSummitシミュレーションスイートと組み合わせて、今後のDarkEnergySpectroscopicInstrument（DESI）データセットのシミュレーションベースの分析で重要な役割を果たすことを期待しています。
\ Abacus {AbacusSummit}のハローライトコーンカタログ
$N$-bodyシミュレーションの\Abacus{AbacusSummit}スイートを使用して、光円錐上にハローカタログを生成する方法について説明します。これらのカタログの主な用途は、現実的な模擬銀河カタログと空の弱いレンズ効果マップの構築です。私たちのアルゴリズムは、ハロー粒子をオンザフライの光円錐粒子に一致させることにより、粗い間隔のスナップショットのセットからのハローを光円錐交差時の位置に関連付けます。次に、ハローと粒子の情報を簡単にアクセスできる製品に記録します。これを\Abacus{AbacusSummit}ハローライトコーンカタログと呼びます。この製品の推奨される使用法は、\texttt{base}解像度シミュレーションの$M_{\rmhalo}>2.1\times10^{11}\M_\odot/h$のハロー質量レジームです。補間されたハロー特性が最も信頼できる少なくとも100個の粒子。得られたカタログの妥当性をテストするために、さまざまな目視検査と整合性チェックを実行します。特に、\Abacus{AbacusHOD}スクリプトの修正バージョンを採用することにより、$z\sim1$で輝線銀河（ELG）の銀河モックカタログを作成します。さまざまな拡張機能を含みます。自己相関関数の多重極は、フルボックススナップショットからの予測と一致しており、アルゴリズムを暗黙的に検証していることがわかります。さらに、CMB収束マップを計算して出力し、自動およびクロスパワースペクトルがサブパーセントレベルでの理論的予測と一致することを確認します。基準宇宙論での25個の\texttt{base}および2個の\texttt{huge}シミュレーション用のHalo光円錐カタログは、DOI：\href{https://www.doi.org/10.13139/OLCF/1825069}{10.13139/で入手できます。OLCF/1825069}
Euclid：$ \ Lambda $ CDMモデルの整合性テストの制約を予測します
| Title |
Euclid:_Forecast_constraints_on_consistency_tests_of_the_$\Lambda$CDM_model |
| Authors |
S._Nesseris,_D._Sapone,_M._Martinelli,_D._Camarena,_V._Marra,_Z._Sakr,_J._Garcia-Bellido,_C.J.A.P._Martins,_C._Clarkson,_A._Da_Silva,_P._Fleury,_L._Lombriser,_J.P._Mimoso,_S._Casas,_V._Pettorino,_I._Tutusaus,_A._Amara,_N._Auricchio,_C._Bodendorf,_D._Bonino,_E._Branchini,_M._Brescia,_V._Capobianco,_C._Carbone,_J._Carretero,_M._Castellano,_S._Cavuoti,_A._Cimatti,_R._Cledassou,_G._Congedo,_L._Conversi,_Y._Copin,_L._Corcione,_F._Courbin,_M._Cropper,_H._Degaudenzi,_M._Douspis,_F._Dubath,_C.A.J._Duncan,_X._Dupac,_S._Dusini,_A._Ealet,_S._Farrens,_P._Fosalba,_M._Frailis,_E._Franceschi,_M._Fumana,_B._Garilli,_B._Gillis,_C._Giocoli,_A._Grazian,_F._Grupp,_S.V.H._Haugan,_W._Holmes,_F._Hormuth,_K._Jahnke,_S._Kermiche,_A._Kiessling,_T._Kitching,_M._K\"ummel,_M._Kunz,_H._Kurki-Suonio,_S._Ligori,_P.B._Lilje,_et_al._(51_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11421 |
標準的な宇宙論的モデルは、大規模な空間的に均質で等方性の宇宙の単純化された仮定に基づいています。赤方偏移での違反の観測的検出は、前述の仮定の崩壊または新しい物理学の存在を即座に示します。赤方偏移の範囲$0<z<1.8$で、標準的な宇宙定数とコールドダークマター（LCDM）モデルのヌルテストの現在の感度を改善するために、Euclidミッションの能力を現代の調査とともに定量化します。LCDM基準モデル、Chevallier-Polarski-Linder（CPL）パラメーター化または不均一なLema\^{\i}tre-Tolman-を想定した進化する暗黒エネルギーモデルに基づいて、現在利用可能なデータとシミュレートされたEuclidおよび外部データ製品の両方を検討します。宇宙定数（LLTB）を使用したボンダイモデルで、補完的ではありますが2つの別々の分析を実行します。遺伝的アルゴリズムに基づく機械学習の再構築と、多項式の再構築とデータのビニングに基づく理論にとらわれないパラメトリックアプローチです。特定のモデルについて仮定を立てます。機械学習アプローチを使用すると、Euclidは（外部プローブと組み合わせて）LCDMのヌルテストの現在の制約を約2〜3倍改善できますが、ビニングアプローチの場合、Euclidはより厳しい制約を提供できます。LCDMモックの場合の遺伝的アルゴリズムはさらに2倍になりますが、CPLおよびLLTBモックの場合のように、LCDMから遠く離れたモデルの一部の機能に対してバイアスがかかったり欠落したりする場合があります。私たちの分析は、現在の宇宙論的パラダイムのいくつかの主要な仮定の多数の異なる一貫性テストのために、拡張された赤方偏移範囲にわたってより厳しい制約を提供するために重要であるユークリッドと他の調査の間の相乗効果の重要性を強調しています。
銀河団の高温ガス天体物理学と低温暗黒物質モデルを結び付ける2つの解析的関係
| Title |
Two_analytic_relations_connecting_the_hot_gas_astrophysics_with_the_cold_dark_matter_model_for_galaxy_clusters |
| Authors |
Man_Ho_Chan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11600 |
銀河団は、宇宙論の理解を調べるための良いターゲットです。数値シミュレーションや重力レンズとは別に、X線観測は銀河団の重力構造を分析するための最も一般的で従来の方法です。したがって、シミュレーションから導き出された、観測された高温のX線放出ガスの分布をクラスター内の暗黒物質の構造に関連付けることができる単純な分析関係を持つことは価値があります。この記事では、高温ガスの経験的パラメータを宇宙論的低温暗黒物質モデルの標準パラメータと分析的に結び付けることができる単純なフレームワークを適用します。理論的には、2つの重要な分析関係$r_s\approx\sqrt{3}r_c$と$\rho_s\approx9\betakT/8\piGm_gr_c^2$を導き出しました。これらは、銀河団の暗黒物質の特性を簡単に関連付けることができます。高温ガス特性を備えています。これにより、高温ガスモデルと低温暗黒物質モデルによる銀河団の重力天体物理学を説明する一貫した画像を得ることができます。
VIPERS銀河の高度な形態
VIPERS（VLTのVIMOS分光器で実行された分光銀河調査）から70821銀河の形態学的パラメーターを計算しました。これらのパラメータには、ジニ、M20、濃度、非対称性、滑らかさが含まれます。結果は、他のシミュレーションおよび観測されたサンプルのこれらのパラメーターの分布と相関しています。また、これらのパラメータの銀河画像の表面輝度の動径分布のセルシックパワーインデックスとの依存性を研究しました。私たちの目的は、楕円銀河と渦巻銀河のVIPERS銀河の明確な分離を見つけることでした。これは、statmorphプログラムでセルシックインデックス（ns）の計算方法をテストするために必要です。このようなバイモダリティを見つけるために、VIPERSデータベースのB-Vカラーインデックスを使用します。形態学的パラメータのエラー分析を実行するために、異なる大きさのランダムな背景を持つ銀河画像をシミュレートし、パラメータの分散としてエラーを推定しました。また、モック画像の数を増やすことにより、形態学的パラメータの誤差の漸近値を見つけました。銀河系の接近した画像の畳み込み中に発生する可能性のある各形態学的パラメータの変動を分析するために、それらをシミュレートして研究しました。この調査の結果、銀河中心間の距離からのCASおよびGini/M20統計からのすべての形態学的パラメーターの依存性を分析しました。Z<0.5でのPanStarrs銀河のVIPERSとGini-M20分布の結果の違いは、銀河の宇宙論的進化によって説明できます。現代の宇宙では、VIPERSサンプルに対応するz>0.5よりもはるかに多くの楕円銀河があることがわかりました。また、銀河の合体は初期の宇宙でより頻繁であったと結論付けました。
分離宇宙アプローチは、大規模な宇宙論的摂動の効果的な記述を提供します。宇宙は、独立した、局所的に均質で等方性のパッチの集合によって記述できます。位相空間を均一で等方性の自由度に縮小することにより、大規模な変動の分析が大幅に簡素化されます。これは、確率的インフレ形式の前提条件でもあります。この作業では、ハミルトニアン形式で分離宇宙アプローチを定式化します。これにより、摂動の完全な位相空間構造を分析できます。このような位相空間の記述は、バックグラウンドアトラクターの恩恵を受けない動的領域で、また宇宙論的摂動の量子特性を調査するために実際に必要です。検討中のモードの波長が私たちが導き出したいくつかの下限よりも大きい場合、分離宇宙アプローチは、完全な宇宙摂動理論と同じ自由度の均一で等方性の位相空間ダイナミクスを常に再現することに成功することがわかります。。また、ゲージマッチング手順のレベルで、分離宇宙アプローチと宇宙摂動理論を比較します。この場合、合意は常に保証されるわけではなく、提示する特定のマッチング処方が必要です。
LIGOとVirgoの非定常ノイズは$ H_0 $の推定に影響しますか？
| Title |
Does_non-stationary_noise_in_LIGO_and_Virgo_affect_the_estimation_of_$H_0$? |
| Authors |
Simone_Mozzon,_Gregory_Ashton,_Laura_K._Nuttall,_Andrew_R._Williamson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11731 |
バイナリ中性子星合体とそれらの電磁対応物の重力波観測は、標準サイレンアプローチを通じてハッブル定数$H_0$の独立した測定を提供します。初期宇宙からの測定や局所距離梯子など、$H_0$を決定する現在の方法は、互いに緊張関係にあります。重力波がこの緊張を解消するためには、重力波観測の体系的な不確実性を完全に理解する必要があります。LIGOとVirgoによって測定された重力波信号の特性を正確に推定するには、検出器のノイズの特性を理解する必要があります。非定常ノイズとして知られる、検出器データの非ガウス過渡現象と機器の急激な変化の両方が、推定結果に体系的な不確実性を追加する可能性があります。非定常ノイズが光源の光度距離、したがって$H_0$の推定にどのように影響するかを調査します。200個のシミュレートされたバイナリ中性子星信号の母集団を使用して、非定常ノイズが光度距離の推定に最大2.4\％バイアスをかける可能性があることを示します。ただし、バイナリ中性子星信号の$\sim$15\％のみが、LIGO-おとめ座の3回目の観測実行の前半で見られたのと同様のレベルの非定常ノイズで、それらの合併時間の前後に影響を受けます。予想されるバイアスを他の体系的な不確実性と比較すると、現世代の検出器の非定常ノイズは、標準サイレンを使用して$H_0$の張力を解決する際の制限要因にはならないだろうと主張します。ただし、重力波データの非定常性を評価することは、$H_0$の正確な推定値を取得するために重要です。
ファジィ暗黒物質モデルにおけるコアハロー構造の多様性
| Title |
The_Diversity_of_Core_Halo_Structure_in_the_Fuzzy_Dark_Matter_Model |
| Authors |
Hei_Yin_Jowett_Chan,_Elisa_G._M._Ferreira,_Simon_May,_Kohei_Hayashi,_Masashi_Chiba |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11882 |
ファジー暗黒物質（FDM）モデルでは、重力崩壊したオブジェクトは常に、ガラス化されたハロー内にある孤立したコアで構成されます。さまざまな数値シミュレーションにより、崩壊した構造は密度プロファイルのようなコア付きNFWで記述できることが確認されていますが、コア質量とハロー質量の関係については依然として意見の相違があります。この関係を完全に理解するために、理想化されたソリトンの合併とさまざまなボックスサイズの宇宙論的シミュレーションの両方に基づいて、コアハローの大規模なサンプルを集めました。コアとハローの質量の関係には、ハローの質量とともに増加するかなりの分散が存在することがわかります。これは、FDMモデルによってコアとハローがさまざまな構成で共存できることを示しています。分散で以前に見つかったすべての関係を包含することができる不確実性を伴うコアハロー質量関係の新しい実験式を提供し、厳密な1対1のコアハロー質量関係を使用した粒子質量の観測上の制約が影響を受けることを強調しますハロー質量の50％程度の追加の不確実性から$\ge10^9（8\times10^{-23}eV/（mc^2））^{3/2}M_\odot$。潮汐ストリッピングは、関係のばらつきに寄与する影響の1つである可能性があることをお勧めします。
銀河系ハロー内のダストが宇宙せん断パワースペクトルに及ぼす影響
弱い重力レンズ効果は、宇宙構造の成長を調べ、宇宙論的パラメーターを測定するための強力な統計ツールです。ただし、M\'enardetal。などの研究で示されているように。（2010）、ハローの銀河周辺領域の塵は薄暗くなり、背景の源を赤くします。弱いレンズ効果分析では、これは過密領域の背後にあるソースに対して選択します。密度の高い領域にはより多くの構造があるため、銀河系の塵の影響を補正しないと、密度の摂動$\sigma_8$の振幅を過小評価します。ダスト分布をモデル化するために、ハローモデルを採用しています。M\'enardetal。の測定に基づいた基準ダスト質量プロファイルを仮定します。（2010）、ナンシーグレースローマン宇宙望遠鏡の参照調査（2000度$^2$の面積、単一フィルターの有効光源密度30銀河分）と同様の調査の統計誤差に対する系統誤差の比率$Z$を計算します。$^{-2}$）。$1580$nm（$H$バンド）を中心とする波長帯の場合、$Z_{H}=0.47$であることがわかります。$620$nm（$r$-band）を中心とする波長帯を使用した同様の調査では、$Z_{r}=3.6$も計算しました。私たちの基準ダストモデル内では、$Z_{r}>1$であるため、弱いレンズ効果の画像調査では、ダストの体系的な影響が顕著になります。また、パワースペクトルの振幅$\sigma_{8}$のダストバイアスを計算し、それが各波長帯$\Delta\sigma_8/\sigma_8=-3.9\times10^{-4}$であることがわかりました。（$H$バンド）または$-2.9\times10^{-3}$（$r$バンド）他のすべてのパラメーターが固定されている場合（予測ローマ統計のみのエラー$\sigma（\sigma_8）/\sigma_8$は$9\times10^{-4}$）です。
サイクリック宇宙の問題の1つは、サイクルごとに蓄積する破壊不可能なブラックホールの膨大な数との互換性です。この記事では、特定の宇宙論とは無関係に、サイクリック宇宙におけるブラックホールの進化の単純な反復モデルについて考察しています。モデルには、ブラックホールの数の反復的な減少とそれらの個々の質量の増加を決定する2つの自由パラメーターがあります。このモデルは、パラメータが大きく変動しているため、銀河の中心で観測された超大質量ブラックホールの数と、異なるクラスのブラックホール間の関係を説明していることが示されています。宇宙の繰り返しの脈動の間に残っているブラックホールの蓄積のメカニズムは、LIGO観測によって検出されたブラックホール集団の原因である可能性があり、おそらく暗黒物質現象の原因である可能性があります。中間質量のブラックホールの数は、球状星団と矮星伴銀河の数に対応しています。これらの結果は、振動する宇宙のモデルを主張し、同時にそれらに実質的な要件を課します。脈動する宇宙のモデルは、宇宙の最大圧縮とブラックホールの質量融合の時に生成される高レベルの残存重力放射によって特徴付けられるべきであり、形成される最大のブラックホールの存在の問題を解決する必要があります。この合併の間。一部の中性子星は、過去の宇宙のサイクルから生き残り、暗黒物質に寄与することができるとの仮説が立てられています。これらの遺棄された中性子星は、宇宙の誕生の現在のサイクルで生まれた中性子星と区別できる一連の特徴を備えています。遺棄された中性子星の観測の兆候と、異なる波長範囲でのそれらの探索の可能性について説明します。
| Title |
A_new_perspective_on_cosmology_through_Supernovae_Ia_and_Gamma_Ray_Bursts |
| Authors |
Biagio_De_Simone,_Via_Nielson,_Enrico_Rinaldi,_Maria_Giovanna_Dainotti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11930 |
私たちの宇宙の構造と将来の進化に関する実際の知識は、宇宙論モデルの使用に基づいています。宇宙論モデルは、いわゆる「プローブ」、つまり天体物理学的現象、オブジェクト、またはそれらを区別するのに役立つ固有の特性を持つ構造を通じてテストできます。さまざまな宇宙論的モデル。既存のすべてのプローブの中で、特に重要なのは超新星Ia（SNeIa）とガンマ線バースト（GRB）です。前者はこれまでに発見された最高の標準光源の1つと見なされていますが、赤方偏移まで観測できるという事実に苦しんでいます。z=2.26$、後者は$z=9.4$まで観測された有望な標準化可能なキャンドルであり、これまでに知られている最も遠いクエーサーである$z=7.64$をも上回っています。標準光源を使用して、宇宙論モデルをテストし、宇宙論的パラメーターの期待値、特にハッブル定数値を与えることができます。ハッブル定数は、いわゆる\say{ハッブル定数張力}の影響を受けます。これは、ローカルプローブで測定された値と宇宙論的プローブで測定された値の間の4$\sigma$を超える不一致です。観測されたSNeIaの数の増加、およびそれらの相関によるGRBの将来の標準化は、ハッブル定数の張力を緩和し、より高い赤方偏移での宇宙の構造を説明するのに確かに役立ちます。将来の標準化のための有望なクラスのGRBは、超新星Ib/cに関連付けられたGRBによって表されます。これは、これらの現在の機能がSNeIaクラスと同様であり、X線のプラトー放射の終わりの光度とレストフレームのプラトーの終わりの時間。
原始惑星系円盤の不感帯に対する降着加熱と熱伝導の影響
| Title |
The_impact_of_accretion_heating_and_thermal_conduction_on_the_dead_zone_of_protoplanetary_disks |
| Authors |
B._N._Schobert,_A._G._Peeters_and_F._Rath |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11341 |
この論文は、原始惑星系円盤の平衡に対する降着加熱と乱流熱伝導の影響を調査し、Flockの2D軸対称パッシブディスクモデルを拡張しています（Flocketal。2016、ApJ827,144）。このモデルには、フラックス制限拡散近似によるダスト昇華と放射伝達が含まれており、ディスクの密度と温度プロファイル、およびダストとガスの比率を予測します。降着加熱が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。5*10^（-8）M_solar/yrを超える降着率の場合、ダストを昇華させてガス状の空洞を形成するのに十分な高温で、ケイ酸塩凝縮フロントの後ろにゾーンが形成されます。プラントル数を約0.7と仮定すると、温度プロファイルの評価では乱流熱伝導を無視できないことがさらに示されます。内側のリムの位置は粘性加熱の影響を受けませんが、不感帯のエッジは半径方向外側にシフトし、降着率が高くなります。
SkyMapper南部調査からの太陽系オブジェクトのマルチフィルター測光
| Title |
Multi-filter_photometry_of_Solar_System_Objects_from_the_SkyMapper_Southern_Survey |
| Authors |
A._V._Sergeyev_(1_and_7),_B._Carry_(1),_C._A._Onken_(2_and_3),_H._A._R._Devillepoix_(4),_C._Wolf_(2_and_3)_and_S.-W._Chang_(2_and_5_and_6)_((1)_Universite_Cote_d'Azur,_Observatoire_de_la_Cote_d'Azur,_CNRS,_Laboratoire_Lagrange,_France(2)_Research_School_of_Astronomy_and_Astrophysics,_Australian_National_University,_Canberra,_ACT_2611,_Australia,_(3)_Centre_for_Gravitational_Astrophysics,_College_of_Science,_The_Australian_National_University,_ACT_2601,_Australia,_(4)_School_of_Earth_and_Planetary_Sciences,_Curtin_University,_Perth_WA_6845,_Australia,_(5)_SNU_Astronomy_Research_Center,_Seoul_National_University,_1_Gwanak-rho,_Gwanak-gu,_Seoul_08826,_Korea,_(6)_Astronomy_program,_Dept._of_Physics_\&_Astronomy,_SNU,_1_Gwanak-rho,_Gwanak-gu,_Seoul_08826,_Korea,_(7)_V._N._Karazin_Kharkiv_National_University,_4_Svobody_Sq.,_Kharkiv,_61022,_Ukraine) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11656 |
環境。太陽系の小天体（小惑星、彗星、カイパーベルトオブジェクト）の集団は、太陽系の起源と進化を制約するために使用されます。それらの軌道分布と組成分布の両方が、それらの形成領域からそれらの現在の位置への動的経路を追跡するために必要とされます。目的。マルチフィルター測光と組成分類法を備えた太陽系オブジェクト（SSO）のサンプルを増やすことを目指しています。メソッド。SkyMapperSouthernSurveyで移動するオブジェクトを検索します。予測されたSSO位置を使用して、SkyMapperフレームから測光と位置天文学を抽出します。次に、一連のフィルターを適用して、誤検出がないかカタログをクリーンアップします。最後に、ほぼ同時の測光を使用して、分類学的クラスをオブジェクトに割り当てます。結果。205,515個の既知の一意のSSOで構成される、880,528個の個別の観測のカタログをリリースします。カタログの完全性は、V=18等まで約97％であり、既知のSSOの純度は95％を超えると推定されています。ほぼ同時の測光は、広く使用されているBus-DeMeo分類法と一致するスキームで117,356SSOを分類するために使用する、3色、2色、または1色のいずれかを提供します。結論。現在のカタログは、既知の表面特性を持つ小惑星のサンプルに大きく貢献しています（絶対等級16までのメインベルト小惑星の約40％）。今後のSkyMapperデータリリースで、SSOの観測値をさらにリリースする予定です。
EOS：HELIOSを使用した居住可能な世界での大気放射伝達
| Title |
EOS:_Atmospheric_Radiative_Transfer_in_Habitable_Worlds_with_HELIOS |
| Authors |
Paolo_Simonetti,_Giovanni_Vladilo,_Laura_Silva,_Michele_Maris,_Stavro_L._Ivanovski,_Lorenzo_Biasiotti,_Matej_Malik,_Jost_von_Hardenberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11702 |
温帯の岩石惑星の大気中に存在すると予想される広範囲の条件について、発信長波放射（OLR）と大気圏上部（TOA）のアルベドを決定する手順であるEOSを紹介します。EOSはHELIOSとHELIOS-Kに基づいています。これらは、GPUプロセッサを使用した高速計算用に最適化された、新規で公開されている大気放射伝達（RT）コードです。これらのコードは元々、巨大惑星の研究のために開発されました。この論文では、地球型の居住可能な惑星への応用への適応を提示し、ガスの不透明度と大気の垂直構造に関する特定の物理的レシピを追加します。手順の信頼性をテストするために、ライン不透明度プロファイル、連続体不透明度モデル、大気減率、対流圏界面位置の処方を変更した場合のOLRとTOAアルベドへの影響を評価しました。EOSで得られた結果は、従来のCPUプロセッサで実行されている他のRTコードの結果と一致していますが、少なくとも1桁高速です。帯状および季節気候モデルでEOSを使用して生成されたOLRおよびTOAアルベドデータの採用は、CERES宇宙船によって測定された現在の地球のフラックスを正しく再現します。この研究の結果は、居住可能な太陽系外惑星の大気を特徴づけることを目的とした気候モデルに高速RT計算を組み込む可能性を明らかにしています。
火星との平均運動共鳴に関与するハンガリア小惑星に関する調査
環境。主な小惑星帯の内側の端にある領域には、ハンガリア小惑星が生息しています。これらの天体の中で、ハンガリア群は、1億年前の（434）ハンガリア小惑星の壊滅的な破壊の結果として形成されました。ヤルコフスキー効果により、回転方向に応じた破片は、実際の衝突場所からゆっくりと内側または外側にドリフトします。このゆっくりとしたドリフトのために、これらの物体は火星との外側のタイプのさまざまな平均運動共鳴（MMR）の位置に近づく可能性があります。目的。火星を伴う外側型のさまざまなMMRによって主に形作られるハンガリア小惑星の実際の動的構造を研究することを目指しています。さらに、ハンガリア小惑星の軌道特性とその絶対等級との関係も模索しています。メソッド。ハンガリア群に属する小惑星の共鳴構造とダイナミクスをマッピングするために、重要な議論の先験的な知識なしにMMRを検出できる方法FAIR（平均運動共鳴のFAst識別として）を使用します。また、小惑星の偏心、半主軸、および傾斜の最大変動を使用して、MMR周辺の領域の安定性マップを編集します。JPLHorizonデータベースで利用可能なハンガリアグループに属するすべての小惑星の軌道を、太陽系の惑星と一緒に100万年から1000万年の間数値積分します。結果。ハンガリア群の共鳴構造を研究した結果、火星とのさまざまなMMRにいくつかの小惑星が関与していることがわかりました。短期および長期の両方のMMRを識別します。また、小惑星の絶対等級とそれらが関与するMMRとの関係も見出されます。
透過分光法の多次元分析に向けて。パートI：1D、2D、または3D大気構造を使用した透過スペクトルの計算
| Title |
Toward_a_multidimensional_analysis_of_transmission_spectroscopy._Part_I:_Computation_of_transmission_spectra_using_a_1D,_2D,_or_3D_atmosphere_structure |
| Authors |
Aur\'elien_Falco,_Tiziano_Zingales,_William_Pluriel,_J\'er\'emy_Leconte |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11799 |
将来の観測所が到達する比較的高い精度を考慮すると、最近、惑星の大気温度と組成が垂直方向でのみ変化すると考えられる1次元（1D）大気モデルでは不可能であることが明らかになりました。十分な精度で太陽系外惑星の透過スペクトルを表します。これは、大気が昼間に蓄積されたすべてのエネルギーを再分配することができず、惑星に強い熱的でしばしば組成的な二分法を作り出すため、暖かい太陽系外惑星から（超）熱い太陽系外惑星に特に当てはまります。この状況は、ターミネーター領域をプローブする透過分光法によって悪化します。これは、大気の中で最も不均一な領域です。ただし、現実的な観測量を予測するために（たとえば、全球気候モデルから）3D大気構造から透過スペクトルを計算できる必要がある場合は、データ反転フレームワークで使用するには計算コストがかかりすぎます。このため、十分に高速な実装で3Dモデルの最も顕著な特徴をキャプチャする中複雑度の2Dアプローチが必要です。これを念頭に置いて、最大3つの空間次元を持つ大気の透過スペクトルの計算を処理し、時間変動を説明できるPytmosph3Rの新しいオープンソースの文書化されたバージョンを提示します。超高温の木星を例にとると、通過中に惑星の向きが変化することで、大気の水平方向の変化をどのように調べることができるかを説明します。さらに、TauRExにアルゴリズムを実装して、コミュニティが2D検索を実行できるようにします。広範な相互検証ベンチマークについて説明し、各モデルの精度と数値パフォーマンスについて説明します。
ソノラ亜恒星大気モデル。 II。 Cholla：JWST時代の化学的不均衡における雲のない太陽金属量モデルのグリッド
| Title |
The_Sonora_Substellar_Atmosphere_Models._II._Cholla:_A_Grid_of_Cloud-free,_Solar_Metallicity_Models_in_Chemical_Disequilibrium_for_the_JWST_Era |
| Authors |
Theodora_Karalidi,_Mark_Marley,_Jonathan_J._Fortney,_Caroline_Morley,_Didier_Saumon,_Roxana_Lupu,_Channon_Visscher,_Richard_Freedman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11824 |
太陽系外惑星と褐色矮星の大気は、一般的に不均衡な化学的性質の兆候を示しています。ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡の時代には、直接画像化された太陽系外惑星の高解像度スペクトルにより、それらの大気の特性評価がより詳細になり、これらの大気の熱化学平衡から逸脱する化学種の存在を体系的にテストできます。有効温度や表面重力などのパラメータの関数としてこれらの大気中の不均衡化学の存在を制約することで、これらの大気を支配する物理学により良い制約を課すことができます。この論文は、大気モデルのソノラグリッドを提示する一連の作品の一部です（Marleyetal2021、Morleyetalinprep。）。この論文では、褐色矮星と、CH4、H2O、CO、NH3などの主要な分子種が不均衡になっている広い分離の巨大惑星のための雲のない太陽金属量大気のグリッドを提示します。私たちのグリッドは、Teff〜[500K、1300K]、logg〜[3.0,5.5]（cgs）、およびlogKzz=2、4、7（cgs）の渦拡散パラメーターを持つ大気をカバーしています。グリッド内のさまざまなパラメータが大気の温度と組成プロファイルに及ぼす影響を調べます。モデル大気の近赤外色への影響と、JWSTを使用したCH4、H2O、CO、NH3の検出可能性について説明します。モデルを褐色矮星の既存のMKOおよびスピッツァー観測と比較し、T矮星大気の不平衡化学の重要性を検証します。最後に、モデルがこれらの大気の垂直構造と化学組成を制約するのにどのように役立つかについて説明します。
太陽系外惑星の温度マップのための物理的に動機付けられた基底関数
| Title |
Physically-motivated_basis_functions_for_temperature_maps_of_exoplanets |
| Authors |
Brett_M._Morris,_Kevin_Heng,_Kathryn_Jones,_Caroline_Piaulet,_Brice-Olivier_Demory,_Daniel_Kitzmann,_H._Jens_Hoeijmakers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11837 |
太陽系外惑星の大気の熱位相曲線は、しばしば位相曲線の正弦波分解によって、惑星の経度の関数としての温度マップを明らかにしました。球面調和関数の一般化である、抗力/摩擦を伴う回転する加熱された球上の流体層に対して導出された数学的基底関数を使用して、外惑星の2次元温度マップを記述するためのフレームワークを構築します。これらの基底関数は、自由パラメーターがほとんどない太陽系外惑星の物理的に動機付けられた温度マップを自然に生成します。問題を2つの部分に分割することにより、このフレームワークをホットジュピターの温度マップに適用するためのベストプラクティスを調査します。（1）基本関数を調整して一般循環モデル（GCM）出力を再現することにより、緯度の関数として温度マップを制約します。ディスク統合位相曲線の観測はこの次元を制約しないためです。（2）いくつかのスピッツァー位相曲線の元の縮小を使用して、実際のホットジュピターの温度マップを推測します。これは、経度による温度変化を直接制約します。結果として得られる位相曲線は、バンドパスごとに3つの自由パラメーターのみで記述できます。これは、位相曲線の正弦波分解を記述するために使用される通常の5つ程度よりも効率が向上しています。半球平均の昼側と夜側の温度を取得すると、標準的なアプローチは、ゼロ次元ボックスモデルを使用してボンドアルベドと再分配効率を推測することです。夜間の温度の境界条件の選択により、負のボンドアルベドが得られる可能性があることを示すことにより、これらのボックスモデルの制限を解明します。2次元（2D）温度マップで使用するためのボンドアルベドと熱再分配効率の一般化された定義を提案します。これらの位相曲線を効率的に計算するために、昆布と呼ばれるオープンソースソフトウェアが提供されています。
超高温木星WASP-76bでのOHの検出
| Title |
Detection_of_OH_in_the_ultra-hot_Jupiter_WASP-76b |
| Authors |
Rico_Landman,_Alejandro_S\`anchez-L\'opez,_Paul_Molli\`ere,_Aurora_Kesseli,_Amy_Louca,_Ignas_Snellen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11946 |
超高温の木星は、ほとんどの分子が熱的に解離すると予想される日中の温度を持っています。水蒸気の解離により、ヒドロキシルラジカル（OH）が生成されます。OH吸収は、超高温木星と同様の有効温度を持つM矮星の近赤外スペクトルで容易に観察されますが、超高温木星の大気を研究する際には考慮されないことがよくあります。CARMENESを使用して得られたWASP-76bの通過の高解像度分光観測を使用して、OHの存在を研究します。OHラインリストを検証した後、petitRADTRANSを使用してWASP-76bのモデルトランジットスペクトルを生成します。データは恒星とテルルの汚染について補正され、モデルスペクトルと相互相関しています。トランジットからのすべての相互相関関数を組み合わせた後、検出マップが作成されます。OH吸収による惑星特性の制約は、マルコフ連鎖モンテカルロ分析から得られます。OHは、WASP-76bの大気中で、ピーク信号対雑音比6.1で検出されます。検索から、$K_p=232\pm12$km/sと$-13.2\pm1.6$km/sの青方偏移が得られます。これらは、予想される速度からオフセットされています。惑星の速いスピン回転を考えると、青方偏移は主に夕方のターミネーターから発生する信号と強い昼から夜への風の存在で最もよく説明されます。ただし、期待値（196.5km/s）を超える$K_p$の増加は、少し不可解です。信号は広く、半値全幅は$16.8^{+4.6}_{-4.0}$km/sであることがわかります。検索の結果、OH信号の圧力範囲で2700〜3700Kの平均温度に弱い制約が生じます。超高温木星の通過スペクトルでOHが容易に観測できることを示します。この分子を研究することは、そのような惑星の大気中の分子解離プロセスへの洞察を提供することができます。
20 kpcのマゼラニックストリーム：マゼラン雲の新しい軌道履歴
マゼラン雲の更新された最初の通過の相互作用の履歴に基づいて、マゼランストリームの形成の新しいシミュレーションを提示します。これには、銀河系とマゼラン雲の両方、および天の川の生きた暗黒物質ハローが含まれます。以前に成功した軌道は、マゼランコロナとマゼラングループの緩く束縛された性質を説明するために更新する必要があるため、この新しい相互作用の履歴が必要です。これらの軌道は、過去3.5Gyrsにわたる2つの潮汐相互作用を含み、空でのストリームの位置と外観、質量分布、および速度プロファイルを再現します。最も重要なことは、シミュレートされたストリームが太陽から最も近いポイントでわずか$\sim$20kpc離れているのに対し、以前の最初の落下モデルは$100-200$kpcの距離を予測していました。ストリームの3D位置におけるこの劇的なパラダイムシフトは、いくつかの重要な意味を持ちます。まず、観測された中性質量とイオン化質量の推定値は、$\sim$5の係数で減少します。第二に、ストリームの恒星成分も$<$20kpc離れていると予測されています。第三に、この小さな距離でのMWの高温コロナとの相互作用の強化は、ストリームの寿命を大幅に短縮します。最後に、MWのUV放射場ははるかに強く、ストリームの大部分に沿って観察されたH$\alpha$放射を説明する可能性があります。20kpcストリームの予測は、ストリームに投影された遠方のMWハロー星に向かうUV吸収線を検索することでテストできます。
中央分子帯雲の風に吹かれた泡G0.253 + 0.016
| Title |
A_wind-blown_bubble_in_the_Central_Molecular_Zone_cloud_G0.253+0.016 |
| Authors |
J._D._Henshaw,_M._R._Krumholz,_N._O._Butterfield,_J._Mackey,_A._Ginsburg,_T._J._Haworth,_F._Nogueras-Lara,_A._T._Barnes,_S._N._Longmore,_J._Bally,_J._M._D._Kruijssen,_E._A._C._Mills,_H._Beuther,_D._L._Walker,_C._Battersby,_A._Bulatek,_T._Henning,_J._Ott,_J._D._Soler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11367 |
一般に「レンガ」と呼ばれ、中央分子ゾーン内にあるG0.253+0.016は、銀河は、広範囲にわたる星形成の兆候を欠いています。雲の中にある弧状の分子線放出特徴の起源を制約することに着手しました。$\{l_{0}、b_{0}\}=\{0.248^{\circ}、0.18^{\circ}\}$を中心とする円弧の半径は$1.3$pcであり、$5.2^{+2.7}_{-1.9}$kms$^{-1}$で膨張するシェルの存在を示す運動学。拡張された電波連続放射は、アークと同様の速度でアークキャビティと再結合線放射ピークを満たします。これは、分子ガスとイオン化ガスが物理的に関連していることを意味します。推定されるライマン連続光子率は$N_{\rmLyC}=10^{46.0}-10^{47.9}$光子s$^{-1}$であり、スペクトル型B1-O8.5の星と一致します。$\approx12-20$M$_{\odot}$の質量に対応します。弧の起源について2つのシナリオを探ります。i）侵入者の高質量星の風によって押し上げられた部分的な殻。ii）その場での星形成に起因する恒星のフィードバックによって掃引された部分的な殻。後者のシナリオを支持し、その形態、ダイナミクス、およびエネルギーと、高質量星からの風によって駆動される膨張する気泡について予測されたものとの間の合理的な（数倍の）一致を見つけます。直接的な意味は、G0.253+0.016は一般的に受け入れられているほど静止していない可能性があるということです。雲が$\lesssim10^{3}$M$_{\odot}$星団$\gtrsim0.4$Myr前に生成した可能性があると推測し、G0に向かって高絶滅と恒星の混雑が観測されたことを示しています。253+0.016は、そのような星団を検出から隠すのに役立つかもしれません。
宇宙論的シミュレーションにおける天の川銀河の構造的および動的特性に対するAGNフィードバックの影響
| Title |
The_effects_of_AGN_feedback_on_the_structural_and_dynamical_properties_of_Milky_Way-mass_galaxies_in_cosmological_simulations |
| Authors |
Dimitrios_Irodotou,_Francesca_Fragkoudi,_Ruediger_Pakmor,_Robert_J.J._Grand,_Dimitri_A._Gadotti,_Tiago_Costa,_Volker_Springel,_Facundo_A._G\'omez,_Federico_Marinacci |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11368 |
活動銀河核（AGN）からのフィードバックは、最も巨大な銀河の進化における基本的なプロセスとして確立されています。しかし、天の川（MW）-質量システムへの影響は、比較的未踏のままです。この作業では、Aurigaシミュレーションを使用して、銀河の動的および構造特性に対するAGNフィードバックの影響を調査し、バー、バルジ、およびディスクに焦点を当てます。3つの銀河（2つは強く禁止され、1つは非常に弱く禁止されている）を3つの設定を使用して分析します：（i）無線モードとクエーサーモードの両方のフィードバックを含む基準Aurigaモデル、（ii）無線モードのない設定、および（iii）ラジオもクエーサーモードもないもの。無線モードを削除すると、銀河系周辺の媒体内のガスがより効率的に冷却され、その後、内側のディスクにほとんど影響を与えずに、拡張されたディスクに落ち着きます。以前の研究とは対照的に、クエーサーモードを削除すると中央のコンポーネントがより大きくなりますが、これらは回転楕円体の膨らみではなく、コンパクトなディスクの形をしています。したがって、クエーサーモードフィードバックのない銀河はバリオンが支配的であり、したがってより強くより短いバーを形成する傾向があり、AGNフィードバックの放出性とバー強度の間の反相関を明らかにします。したがって、AGNフィードバックの効果（つまり、放出音または予防音）がMWのような銀河の動的特性を大幅に変える可能性があることを報告します。したがって、MW質量銀河の観測された動的および構造特性は、AGNフィードバックモデルの効率を較正するための追加の制約として使用できます。
ベラパルサーの祖先
ガイア視差を使用すると、個々の銀河系超新星残骸（SNR）に関連する星の種族を研究して、爆発する星の質量を推定することができます。ここでは、ベラパルサーとSNRの近くの明るい星を分析して、その前駆体がおそらく（>90％）低質量（8.1-10.3Msun）であったことを発見します。Velaから100pcを少し超えるO型星gamma2Velの存在は、それを分析ボリュームに含めると、より高い質量（>20Msun）の前駆体の確率が大幅に（5％に）増加するため、主なあいまいさです。しかし、誕生時にgamma2Velの星団に関連する高質量の星であるためには、前駆細胞は、異常に速い速度で、束縛されていないバイナリから逃走星にならなければなりません。この方法で多数の銀河SNRを分析することの主な障害は、正確な距離がないことです。これは、距離の関数として星のSNRから吸収線を検索することで解決できる可能性があります。これは、直接パルサー視差と一致してヴェラまでの距離を算出する方法です。ヴェラが外部銀河の10Msun超新星であった場合、銀河系外研究で使用される50pcの検索領域には、誕生時に前駆体の周りの50〜pc領域で形成された星の〜10％と、検索領域は他の場所にあったでしょう。
粒子サイズのスペクトルによる音響共鳴抗力不安定性
| Title |
The_Acoustic_Resonant_Drag_Instability_with_a_Spectrum_of_Grain_Sizes |
| Authors |
Jonathan_Squire_and_Stefania_Moroianu_and_Philip_F._Hopkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11422 |
不安定性を引き起こすダスト粒子がさまざまなサイズの広い連続スペクトルを持っている場合の「音響共鳴抗力不安定性」（RDI）の線形成長と非線形飽和を研究します。この物理学は、一般に、赤色巨星、星形成領域、活動銀河核の周囲で発生するような、放射圧によって駆動されるほこりっぽい風に適用できます。風を駆動する放射場の波長と比較した粒子の物理的サイズに応じて、2つの質的に異なる体制が出現します。放射線の波長よりも大きい粒子の場合（一定ドリフトレジームと呼ばれます）、ガスを通過する粒子の平衡ドリフト速度は、粒子サイズにほぼ依存しないため、サイズの異なる粒子間に強い相関関係があり、飽和非線形乱流。放射の波長よりも小さい粒子（非一定ドリフト領域と呼ばれる）の場合、線形不安定性は単一粒子サイズのRDIよりもゆっくりと成長し、飽和状態では大きな粒子のみがRDIのような動作を示します。粒子の凝集と粒子と粒子の衝突の詳細な研究は、一定のドリフト領域での流出が、衝突率は大きいが衝突速度が遅い、衝突による粒子成長の効果的な場所である可能性があることを示しています。
光学/ IRフットプリントラインによるX線流出の追跡
| Title |
Tracking_X-ray_Outflows_with_Optical/IR_Footprint_Lines |
| Authors |
Anna_Trindade_Falcao,_S._B._Kraemer,_D._M._Crenshaw,_M._Melendez,_M._Revalski,_T._C._Fischer,_H._R._Schmitt,_T._J._Turner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11436 |
曇り光イオン化モデルを使用して、[FeX]6375Aや[SiX]1.43umなどのNGC4151のX線ガスのフットプリントをトレースする光学/IRエミッションラインのフラックスプロファイルを予測します。これらは、OVIIのイオン化ポテンシャル$\geq$、つまり138eVのイオンからのコロナルラインのサブセットです。フットプリントラインは、X線輝線の発生源でもあるOおよびNeイオンのHおよびHeのようなイオン化状態の同じ範囲のガスで形成されます。フットプリントラインは、ハッブル宇宙望遠鏡/STISやジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡/NIRSpecなどの光学望遠鏡とIR望遠鏡で検出できるため、拡張X線放射ガスの運動学を測定するために使用できる可能性があります。テストケースとして、フットプリントを使用して、セイファート1銀河NGC4151のX線流出の特性を定量化します。メソッドの精度を確認するために、モデルの予測をアーカイブSTISスペクトルおよび以前の測定されたフラックスと比較します。地上での研究、そして結果はよく一致しています。また、X線フットプリント法を使用してNGC4151のX線輝線ガスの質量プロファイルを予測し、空間的に統合されたX線の総質量を$7.8\times10^{5}〜M_{sunに導きます。}$、チャンドラX線分析から測定された$5.4\times10^{5}〜M_{sun}$と比較。私たちの結果は、光学および近赤外線の高イオン化フットプリント輝線を使用して、AGNイオン化X線輝線ガスの運動学および物理的条件を正確に追跡できることを示しています。
乙女座ラジアル合併とガイアソーセージの関係について
| Title |
On_the_Relationship_Between_the_Virgo_Radial_Merger_and_the_Gaia_Sausage |
| Authors |
Thomas_Donlon_II,_Bokyoung_Kim,_Heidi_Jo_Newberg,_Sebastien_Lepine |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11465 |
太陽から2kpc以内にある放射状軌道上の低質量ハロー星には、少なくとも2つの異なる成分があることがわかります。これらのコンポーネントの速度と測光的に決定された金属量分布は、単一の放射状合併イベント（RME）では説明できません。最初の成分は[Fe/H]〜-1.6で、太陽の近くのハロー星の3分の1を占め、おとめ座放射状合併（VRM）と一致しています。VRMが過去数Gyr以内に天の川のハローに付着したことが以前に示されていました。2番目の成分には、複数の起源を持つ星が含まれている可能性がありますが、これらの星の約半分は、[Fe/H]〜-1.0で低エネルギーのハローへの、2番目の初期の大規模な寄与と一致している可能性があります。「ガイアソーセージ」と「ガイア-エンケラドゥス」のハロー星の起源。「ガイアソーセージ」速度構造を構成するこれらの星は、VRMと放射状軌道上の他の星の組み合わせです。
天の川暗黒物質ハロースピンの最初の推定
宇宙論的シミュレーションにおける暗黒物質（DM）ハローのスピン$\lambda$は、対数正規分布に従い、銀河の観測量とはほとんど相関がありません。そのため、現在、観測された銀河をホストしている個々のハローの$\lambda$パラメーターを推測する方法はありません。ここでは、銀河構造ファインダーを使用した高解像度の宇宙論的シミュレーションで特定された動的に異なる恒星成分から始めて、$\lambda$を測定する最初の試みを紹介します。NIHAO銀河のサブサンプルでは、DMハローの全角運動量（AM）$J_h$と、次の形式の恒星成分の方位角AM（$J_z$）との間に密接な相関関係があります。log（$J_h$）=$\alpha$+$\beta\cdot$log（$J_z$）。恒星のハローは、$\alpha=9.50\pm0.42$および$\beta=0.46\pm0.04$と最も密接な関係があります。もう1つの緊密な関係は、ディスクとの関係です：$\alpha=6.15\pm0.92$および$\beta=0.68\pm0.07$。GaiaDR2とAPOGEEを使用して、運動学と豊富さの組み合わせの空間を生成しました。この空間では、Galaxyの薄い恒星と厚い恒星の星をきちんと分離し、それらの回転速度プロファイル$v_{\phi}（R）$を計算できます。両方のディスクで、$v_{\phi}（R）$は半径とともに減少し、$R\gtrsim5$kpcの場合は$\sim$2kms$^{-1}$kpc$^{-1}$となり、結果として$v_{\phi、thin}\backsimeq221$kms$^{-1}$および$v_{\phi、thick}\backsimeq188$kms$^{-1}$at$R_{\odot}$。これらの速度プロファイルは、Cautunetal。の銀河質量モデルと一緒になっています。（2020）2つのディスクのAMになります：$J_{z、thin}=（3.26\pm0.43）\times10^{13}$および$J_{z、thick}=（1.20\pm0.30）\times10^{13}$M$_{\odot}$kpckms$^{-1}$、ここで、DMハローは収縮したNFWプロファイルを持っていると想定されます。シミュレーションで見つかった相関を採用すると、銀河のDMハローのスピン推定値は$\lambda_{MW}=0.061^{+0.022}_{-0.016}$です。代わりにDMハローにNFWプロファイルがある場合、スピンは$\lambda_{MW}=0.088^{+0.024}_{-0.020}$になり、Galaxyはより極端な外れ値になります。
ガイアによって精査された分子星間物質の運動学：急な速度分散とサイズの関係、等方性乱流、および位置に依存するエネルギー散逸
| Title |
Kinematics_of_the_molecular_interstellar_medium_probed_by_Gaia:_steep_velocity_dispersion-size_relation,_isotropic_turbulence,_and_location-dependent_energy_dissipation |
| Authors |
Ji-Xuan_Zhou,_Guang-Xing_Li,_Bing-Qiu_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11595 |
分子星間物質の形態と運動学は、乱流、重力、星のフィードバック、銀河のせん断などのプロセスによって制御されます。ガイアデータリリース2（DR2）の位置天文測定で、15149個の若い恒星状天体（YSO）のサンプルを使用して、関連する分子ガスの形態と運動学的構造を研究します。距離$d\lesssim3\;\rmkpc$で150のYSOアソシエーションを識別します。YSOアソシエーションは、ディスクのミッドプレーンに平行に配置され、角度の中央値は30$^{\circ}$で、アスペクト比の中央値は1.97です。銀河の経度方向に沿って、速度分散は$\sigma_{v_l}=0.58{\;}（r_l/{\rmpc}）^{0.66\pm0.05}（{\rmkm\s^{-1}}）$、銀河の緯度方向に沿って、$\sigma_{v_b}=0.54{\;}（r_b/{\rmpc}）^{0.64\pm0.04}（{\rmkm\s^{-1}}）$、および全体$\sigma_{v、{\rm2D}}=0.74{\;}（r/{\rmpc}）^{0.67\pm0.05}（{\rmkm\s^{-1}}）$。傾斜はステッパー側にありますが、以前の測定値と一致しています。乱流のエネルギー散逸率$\dot{\epsilon}=\sigma_{v、{\rm3D}}^3/L$は、ガラクトセントリック距離$r_{\rmgal}$とともに$\dot{\epsilonだけ減少します。}=1.77\times10^{-4}e^{-0.45\;（r_{\rmgal}/{\rmkpc}）}{\;}（{\rmerg\g^{-1}\s^{-1}}）$$40\の雲の場合;{\rmpc}<r<130\;\rmpc$、これは0.2$\rmdex\;の勾配に対応します。kpc^{-1}$。内側の銀河に位置する雲はより小さな雲を降着する可能性が高いため、乱気流が雲の衝突によって引き起こされる場合、この減少は説明できます。複合体の密度構造は異方性ですが、乱流は等方性であることに一致しています。このように、雲は銀河の動きによって形作られた長寿命の静止した構造であり、乱流は連続的な注入によって維持されます。
LAMOSTスペクトル調査における銀河の星の種族
| Title |
Stellar_populations_of_galaxies_in_the_LAMOST_spectral_survey |
| Authors |
Li-Li_Wang,_Shi-Yin_Shen,_A-Li_Luo,_Guang-Jun_Yang,_Ning_Gai,_Yan-Ke_Tang,_Meng-Xin_Wang,_Li_Qin,_Jin-Shu_Han,_and_Li-Xia_Rong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11610 |
まず、星の種族の特性を導き出します。大空域マルチオブジェクトファイバー分光望遠鏡（LAMOST）調査の7番目のデータリリース（DR7）で、$\sim$43,000の低赤方偏移銀河の年齢と金属量です。スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）。LAMOST分光法の不確実なフラックスキャリブレーションによるバイアスの可能性を回避するために、銀河スペクトルの小規模な特徴に基づいたフィッティング手順を採用しています。私たちのアルゴリズムは、LAMOSTとそれに対応するSDSSを含む模擬銀河と実際の銀河の両方でテストすることにより、銀河の星の種族の平均年齢と金属量を信号対雑音比$\geq$5まで正常に回復できることを示します。オンラインで$\sim$43,000LAMOST銀河の年代と金属量のカタログを提供しています。このカタログの科学的応用のデモンストレーションとして、銀河ペアの銀河のサンプルの年齢と金属量の両方に対するホルムバーグ効果を示します。
$ \ rm H_ {2} $分光法によるIC63PDRの温度と密度の空間的変動
| Title |
Spatial_variation_in_temperature_and_density_in_the_IC_63_PDR_from_$\rm_H_{2}$_Spectroscopy |
| Authors |
Archana_Soam,_B-G_Andersson,_Janik_Karoly,_Curtis_DeWitt_and_Matthew_Richter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11703 |
SOFIA/EXECを使用した水素分子のS（1）およびS（5）純粋回転線を使用して、IC63光解離領域（PDR）のガス温度を測定しました。$\gamma$Casからの照明に基づいて分析するために、PDRを「晴れ」、「尾根」、「日陰」の3つの領域に分割します。さまざまな領域の回転図を作成すると、「尾根」に向かってT$_{ex}$=$562^{+52}_{-43}$Kの温度とT$_{ex}$=$495^{が得られます。+28}_{-25}$K「日陰」側。H$_2$の放出は、おそらくこのガス中のH$_2$の光解離が原因で、尾根の「日当たりの良い」側では検出されませんでした。私たちの温度値は、Thietalによって導出されたS（1）、S（3）、およびS（5）の純粋な回転線を使用したT$_{ex}$=685$\pm$68Kの値よりも低くなっています。（2009）IC63PDRの異なる場所でより低い空間分解能のISO-SWSデータを使用。この違いは、PDRが不均一であることを示しており、その物理を完全に理解するために、そのような領域の高解像度マッピングの必要性を示しています。雲への消滅と相関する温度勾配の検出は、H$_2$純粋な回転線分光法を使用してガス温度を小規模にマッピングする能力を示しています。PDRモデルを使用して、IC63のFUV放射と対応するガス密度を推定しました。この結果は、SOFIA/EXECがそのような領域の温度を解決し、詳細情報を提供できることを示しています。
| Title |
Modeling_extinction_and_reddening_effects_by_circumstellar_dust_in_the_Betelgeuse_envelope_in_the_presence_of_radiative_torque_disruption |
| Authors |
Bao_Truong,_Le_Ngoc_Tram,_Thiem_Hoang,_Nguyen_Chau_Giang,_Pham_Ngoc_Diep,_Dieu_Nguyen,_Nguyen_Thi_Phuong,_Thuong_Duc_Hoang,_Nguyen_Bich_Ngoc,_Nguyen_Fuda,_Hien_Phan_and_Tuan_Van_Bui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11777 |
星周塵は、漸近巨星分枝（AGB）や赤色超巨星（RSG）など、進化した星のエンベロープ内で形成され、進化します。星周塵による恒星光の消滅は、RSG/AGB観測を解釈し、コア崩壊超新星の高質量RSG前駆細胞を決定するために不可欠です。それにもかかわらず、星周塵の特性はよく理解されていません。塵の進化に関する現代の理解は、強い星の放射が、放射トルク破壊（RATD）メカニズムを通じて、星周エンベロープ全体の塵の特性を根本的に変える可能性があることを示唆しています。この論文では、星周塵の粒度分布（GSD）に対するRATDの影響を研究し、$\alpha$Orionis（Betelgeuse）の測光観測に対するその影響をモデル化します。RATD効果により、おそらくダスト形成ゾーンで形成された大きな粒子は、サイズ$a<0.5\、\rm\mum$の小さな種に破壊されます。RATD効果によって制約されたGSDを使用して、背景の星とベテルギウスの視覚的消滅をモデル化します。吸光度は、近紫外線、光学、および赤外線の波長で減少し、遠紫外線の波長で増加することがわかります。結果として得られるフラックスは、近紫外線から近赤外線の範囲での観測をよく再現しており、より小さな粒子で恒星風を駆動するシナリオを示唆しています$a\lesssim0.1\、\rm\mum$。私たちの結果は、他のRSG/AGB星に対する塵の減光と測光観測を説明するために使用できます。
BPT図で局所的な星形成銀河の散乱を駆動するものは何ですか？機械学習ベースの分析
| Title |
What_drives_the_scatter_of_local_star-forming_galaxies_in_the_BPT_diagrams?_A_Machine_Learning_based_analysis |
| Authors |
Mirko_Curti,_Connor_Hayden-Pawson,_Roberto_Maiolino,_Francesco_Belfiore,_Filippo_Mannucci,_Alice_Concas,_Giovanni_Cresci,_Alessandro_Marconi_and_Michele_Cirasuolo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11841 |
さまざまな機械学習（ML）アルゴリズムを使用して、BPT図上の局所的な星形成銀河の位置を最も予測する物理的特性を調査します。スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）の大規模な統計を利用して、星形成銀河の中央値シーケンスからの偏差を、さまざまな観測パラメーターの相対的な変動の観点から説明できるフレームワークを定義します。人工ニューラルネットワーク（ANN）とランダムフォレスト（RF）ツリーをトレーニングして、銀河がシーケンスの上または下にオフセットされているかどうかを予測し（分類によって）、オフセット自体の正確な大きさを推定します（回帰によって）。窒素対酸素存在比（N/O）の変動に関連するパラメーターが、[NII]-BPTダイアグラムを最も予測しているのに対し、星の形成に関連する特性（SFRまたはEW（H$\alpha$））は、[SII]-BPT図でパフォーマンスが向上します。前者は局所銀河のN/OO/H関係を反映していると解釈し、後者は主にS$^{+}$放出領域の有効サイズの変動を追跡していると解釈します。これは[SII]輝線。この分析は、ローカルBPTダイアグラムを形成する物理学が、高赤方偏移銀河で見られるオフセットの原因でもあるかどうか、または代わりに、異なるフレームワークまたは異なるメカニズムを呼び出す必要があるかどうかを評価する道を開きます。
グリシンアミドのミリ波実験室研究と射手座B2（N）に向けてALMAでそれを検索
| Title |
Millimetre-wave_laboratory_study_of_glycinamide_and_search_for_it_with_ALMA_toward_Sagittarius_B2(N) |
| Authors |
Z._Kisiel,_L._Kolesnikov\'a,_A._Belloche,_J.-C._Guillemin,_L._Pszcz\'o{\l}kowski,_E._R._Alonso,_R._T._Garrod,_E._Bia{\l}kowska-Jaworska,_I._Le\'on,_H._S._P._M\"uller,_K._M._Menten,_J._L._Alonso |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11871 |
グリシンアミドは、最も単純なアミノ酸であるグリシンの可能な前駆体の1つであると考えられています。これまでに報告されている唯一の回転スペクトルは、cm波領域にあります。この作業の目的は、ISMでの検索をサポートするために、実験室のスペクトルをミリ波領域に拡張することです。グリシンアミドは化学的に合成され、90-329GHz領域で広帯域回転分光法で研究されました。分子の2つの対称性に相当する構成間の低エネルギー障壁をトンネリングすると、各振動状態が分割され、関連する回転エネルギーレベルに多くの摂動が生じ、各振動ダブレットに注意深く結合状態を適合させる必要があります。SgrB2（N）に対してALMAを使用して実行されたイメージングスペクトル線調査ReMoCAで、グリシンアミドの発光を検索しました。グリシンアミドのミリ波回転スペクトルの最初の分析を報告します。これにより、基底状態のトンネリングダブレットの1200を超える遷移周波数、2つの単一励起振動状態のトンネリングダブレットの多くの線の実験的測定精度に適合し、各ダブレットの正確な振動分離。ホットコアSgrB2（N1S）ではグリシンアミドからの発光は検出されませんでした。このソースでは、グリシンアミドはアミノアセトニトリルの少なくとも7分の1の量であり、尿素の1.8分の1の量であることがわかりました。グリシンアミドに関連する種の天体化学反応速度モデルの結果との比較は、その存在量がSgrB2（N1S）に対して得られた上限より少なくとも1桁低い可能性があることを示唆しています。これは、このソースでのグリシンアミド放出が、ReMoCA調査でカバーされている周波数範囲のスペクトル混乱限界をはるかに下回っていることを意味します。銀河中心の衝撃を受けた領域G+0.693-0.027など、スペクトルの混乱のレベルが低いソースをターゲットにすることは、有望な方法である可能性があります。[要約]
HI-H $ _2 $遷移：磁場の役割を探る
| Title |
HI-H$_2$_transition:_exploring_the_role_of_the_magnetic_field |
| Authors |
R._Skalidis,_K._Tassis,_G._V._Panopoulou,_J._L._Pineda,_Y._Gong,_N._Mandarakas,_D._Blinov,_S._Kiehlmann_and_J._A._Kypriotakis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11878 |
拡散星間物質（ISM）の原子ガスは、フィラメント状の構造で構成されています。これらの構造は通常、冷たくて密度の高い分子の塊をホストします。銀河磁場は、これらの塊の形成に重要な役割を果たしていると考えられています。私たちの目標は、HI-H$_{2}$遷移プロセスにおける磁場の役割を調査することです。ガスが原子から分子に遷移するフィラメント状の雲をターゲットにしました。この雲は、北天の極ループ（NCPL）として知られる拡張構造の端にあります。雲の磁場特性を偏光観測で調べました。雲の気相特性を調べるために、さまざまな種の多波長分光観測を行いました。クラウド内の2つの異なるサブリージョンを特定しました。地域の1つは純粋に原子ガスをホストし、もう1つの地域は分子ガスが支配的ですが、そのほとんどはCOダークです。2つの領域間の推定空面磁場強度は、不確実性の範囲内で一定のままであり、20〜30$〜\mu$Gの範囲にあります。総磁場強度は密度に比例しません。これは、ガスが力線に沿って圧縮されることを意味します。また、乱気流はAlfv\'enic未満であることがわかりました。HI速度勾配は、それらが平行になる傾向があるCO凝集塊に近い領域を除いて、一般に平均磁場配向に垂直です。後者は、重力の落下を受けるガスに関連している可能性があります。ターゲット雲の磁場形態は、原子領域では雲のHIカラム密度構造に平行ですが、分子領域ではHI構造に垂直になる傾向があります。これがより多くの場合に検証された場合、HIデータを使用したISM磁場モデリングに重要な結果をもたらします。
放射状の移動に照らして散開星団によって示される銀河の金属量勾配
| Title |
The_Galactic_metallicity_gradient_shown_by_open_clusters_in_the_light_of_radial_migration |
| Authors |
Martin_Netopil,_\.Inci_Akkaya_Oralhan,_Hikmet_\c{C}akmak,_Ra\'ul_Michel_and_Y\"uksel_Karata\c{s} |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11893 |
過去数年から数十年の間に、いくつかの個別の研究と大規模な分光学的調査により、散開星団に基づく銀河の金属量分布に関する知識が大幅に向上しました。Gaiaデータの可用性は、私たちの知識をさらに前進させるものでした。ただし、観測された勾配の解釈に対する放射状の移動の影響など、まだいくつかの未解決の問題が残っています。個々の研究とAPOGEE調査からの分光学的金属量を使用して、GaiaDR2に基づくメンバーシップ検証を使用して、136個の散開星団のサンプルを編集しました。さらに、銀河系のやや外側の領域にある14個の散開星団の測光金属量の推定値を示します。8つの年齢層により、金属量勾配の進化を詳細に研究することができ、エラー内で約$-$0.06dex/kpcのほぼ一定の勾配が示されます。さらに、導出された勾配と個々のオブジェクトの分析を使用して、約2Gyrまでのオブジェクトの平均移動率を1kpc/Gyrと推定します。ここでは、ガイド半径の変更が明らかに主な要因です。6Gyrまでの古くて動的に高温のオブジェクトの場合、最大0.5kpc/Gyrの低い移行率を推測します。遊星エクスカーションの影響は年齢とともに増加し、6Gyr後の総移動距離にすでに約1kpc寄与しています。私たちの結果を利用可能なモデルと比較すると、良好な一致が見られます。ただし、古いオブジェクトの適切なカバレッジがまだ不足しているため、この点でより良いサンプリングを提供するには、今後の調査が必要です。
ジェット-ISM相互作用の解決されたシミュレーション：ガスダイナミクスと星形成への影響
| Title |
Resolved_simulations_of_jet-ISM_interaction:_Implications_for_gas_dynamics_and_star_formation |
| Authors |
Dipanjan_Mukherjee,_Geoffrey_V._Bicknell_and_Alexander_Y._Wagner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11900 |
相対論的ジェットは、より大きなスケールに分裂する前に、ホスト銀河の周囲のガス分布と相互作用する可能性があります。過去10年間に、いくつかの研究がジェット駆動の流出をシミュレートして、それらが近くの環境にどのように影響するか、そしてそのような相互作用がどのような空間的および時間的スケールで発生するかを理解しました。シミュレーションは、ジェットと乱流の塊状の星間物質との相互作用と、結果として生じるガスのエネルギーを捉えることができます。このレビューでは、そのような最近の研究の結果を要約し、ガス分布と星形成率のダイナミクスの進化に対するそれらの影響について議論します。
PISCOLA：データ駆動型の過渡光度曲線フィッター
| Title |
PISCOLA:_a_data-driven_transient_light-curve_fitter |
| Authors |
Tom\'as_E._M\"uller-Bravo,_Mark_Sullivan,_Mathew_Smith,_Chris_Frohmaier,_Claudia_P._Guti\'errez,_Philip_Wiseman_and_Zoe_Zontou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11340 |
RubinObservatoryLegacySurveyofSpaceandTimeなどの今後の時間領域調査では、超新星（SNe）やその他の光学的過渡現象のサンプルが大幅に増加し、測光光度曲線を分析するための新しいデータ駆動技術が必要になります。ここでは、「PythonforIntelligentSupernova-COsmologyLight-curveAnalysis」（PISCOLA）を紹介します。これは、ガウスプロセスを使用したオープンソースのデータ駆動型光度曲線フィッターで、基礎となるものを必要とせずにトランジェントのレストフレーム光度曲線を推定できます。光度曲線テンプレート。タイプIaSNe（SNeIa）の大規模シミュレーションでPISCOLAをテストして、そのパフォーマンスを検証し、最大7日間の平均調査ケイデンスのレストフレームピークマグニチュードを正常に取得できることを示します。また、実際のデータで既存のSNIa光度曲線フィッターSALT2と比較し、さまざまな光度曲線パラメーターに対して小さな（ただし重要な）不一致のみを見つけます。PISCOLAのアプリケーションの概念実証として、非負行列因子分解を使用して、パンテオンSNIaサンプルからのSNeIaのPISCOLAレストフレーム光度曲線を分解して分析しました。私たちの新しいパラメータ化は、SALT2などの既存の光度曲線フィッターと同様のパフォーマンスを提供します。さらに、PISCOLAからSNIaカラー法則を導出しました。$\sim$3500から7000\AAに適合し、SALT2カラー法則および全対選択的消光比$R_V\lesssim3.1$の赤化法則との一致を見つけました。
長期ガンマ線バースト（LGRB）前駆体の現在のシナリオを確認し、さらに、質量範囲$10\text{-}150\、\mathrm{M}_\odotの大質量星のモデルを提示します。$\Delta\mathrm{M}=10\、\mathrm{M}_\odot$、回転速度$v/v_{\rm{crit}}=0$から$0.6$、速度分解能$\Deltav/v_{\rm{crit}}=0.1$。さらに、観測されたLGRBレートとその金属量の進化を考慮して、成功するLGRB候補の作成に適している可能性のあるモデルからの可能な金属量と回転速度の分布について説明します。現在の理解では、LGRBはType-Ic超新星（SNe）に関連付けられています。LGRB-SN相関を確立するために、3つの観測パスについて説明します：（i）時空の一致、（ii）LGRB残光とSNType-Icの測光光度曲線からの証拠、（iii）LGRB残光とSNの両方の分光学的研究。超高輝度SNeもLGRBと同じ起源を持っていると考えられています。したがって、理論的な観点からこれら2つのイベントを分離する可能性のある前駆パラメータの制約について説明します。さらに、LGRBを作成するためのより可能性の高い経路として、単一星と連星のシナリオについて説明します。質量の限られたパラメータ空間、質量比、およびバイナリ内の2つのコンポーネント間の分離を考えると、バイナリチャネルは、観測されたLGRBレートに一致するLGRBを作成する可能性が低くなります。効果的に単一の巨大な星は相互作用連星と比較して数が少ないにもかかわらず、それらの化学的に均質な進化（CHE）はLGRB生産の主要なチャネルである可能性があります。
エキセントリックな潮汐破壊現象のエキセントリックな性質
超大質量ブラックホールの潮汐球に入ると、星は潮汐によって引き裂かれ、破片の流れに変わります。その破片の最終的な運命、および生成され観察される明るいフレアの特性は、元の星の重心のエネルギーを含む多くのパラメーターに依存します。ここでは、$1〜M_\odot$、$\gamma=5/3$ポリトロープが$10^6〜M_\odot$超大質量ブラックホールによって破壊された一連の平滑化粒子流体力学シミュレーションの結果を示します。各シミュレーションの中心間距離は$r_{\rmp}=r_{\rmt}$（つまり、$\beta\equivr_{\rmt}/r_{\rmp}=1$、$r_{\rmt}$潮汐半径）、そして離心率$e$を$e=0.8$から$e=1.20$まで変化させ、ブラックホールとブラックホールへの破片のフォールバックの性質を研究します。未結合の材料の長期的な運命。離心率が$e\lesssim0.98$のシミュレーションの場合、フォールバックカーブは、自己重力によって引き起こされる明確な3つのピーク構造を持ちます。偏心$e\gtrsim1.06$のシミュレーションの場合、破壊された星のコアは、最初の破壊に続いて再形成されます。私たちの結果は、例えば、超大質量ブラックホール連星によって生成された潮汐破壊現象に影響を及ぼします。
パルサーとブラックホールの磁気圏におけるキラル異常過程
パルサーとブラックホールの磁気圏のギャップ領域でカイラル非対称プラズマを生成できることを提案する。活動銀河核に位置する超大質量ブラックホールの場合、キラル電荷密度とキラル化学ポテンシャルは非常に小さく、観測可能な影響を与える可能性は低いことを示します。対照的に、マグネターの磁気圏で生成されるキラル非対称性はかなりのものになる可能性があります。それはキラルプラズマの不安定性を引き起こし、それが次にマグネターで観察可能な現象を引き起こす可能性があります。特に、不安定性は、無線から近赤外線に及ぶ広い周波数ウィンドウで円偏波電磁放射をトリガーする必要があります。そのため、生成されたキラル電荷は、高速電波バーストのいくつかの機能に影響を与える可能性があります。
光円偏光によるブレーザージェットの磁場と粒子含有量の制約
| Title |
Constraints_on_magnetic_field_and_particle_content_in_blazar_jets_through_optical_circular_polarization |
| Authors |
I._Liodakis,_D._Blinov,_S._B._Potter,_and_F._M._Rieger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11434 |
偏光は、宇宙ジェットの物理的プロセスに独自の見方を提供します。高い直線偏光状態での2つの有名なブレーザー、すなわち3C279とPKS1510-089の光学円偏光観測について報告します。PKS1510-089が光学円偏光で観測されるのはこれが初めてです。観測キャンペーンから抽出できるのは上限だけですが、光学円偏光が検出されないため、磁場の強さとジェットの組成に意味のある制約を与えることができます。高い磁場強度と低い陽電子分率を必要とする高エネルギー放出モデルを除外できることがわかりました。
ブラックホールX線での電波放射の起源を探るために、降着円盤の出力とディスクの輝度の関係、特にさまざまな降着円盤とブラックホール（BH）スピンのジェット効率とディスク放射効率の関係を調べました。バイナリ（BHXB）。ジェット効率は、観測されたラジオとX線の急勾配（$\mu>1$）の原因となる可能性がある、高降着領域での薄いディスクコンポーネントのほぼ一定のディスク放射効率よりも急速に（効率的に）増加することがわかりました。輝度の関係（$L_{\rmR}\proptoL_{\rmX}^{\mu}$）ですが、シンディスクコンポーネントは標準トラック（$\mu\upperx0.6$）を説明できない場合があります。BHXB。高温降着流（HAF）の場合、結果として生じるジェット効率は、静止状態からほぼエディントン状態までの広範囲の降着とともに変化します。これは、BHXBの標準的な軌道を説明する可能性があります。BHスピンジェットは、磁気停止ディスク（MAD）状態について説明されています。この状態では、スピンジェットパワーは、特定のソースのジェットパワーと質量降着率の間の線形相関に寄与する可能性があります。結果をテストするには、より正確な観察が必要です。
マルチショックシナリオからの無線遺物無線放射
| Title |
Radio_relics_radio_emission_from_multi-shock_scenario |
| Authors |
Giannandrea_Inchingolo,_Denis_Wittor,_Kamlesh_Rajpurohit,_Franco_Vazza |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11668 |
電波遺物は巨大な（$\sim$Mpc）シンクロトロン源であり、銀河団ガス内の衝撃による宇宙線電子（CRe）の（再）加速によって生成されると考えられています。この数値研究では、融合する銀河団の周辺で複数の衝撃が発生したときに電子が拡散衝撃加速を受けると、いくつかの電波遺物が発生する可能性に焦点を当てています。このマルチショック（MS）シナリオは、可視シンクロトロン放射を放出するCReを生成するために実行可能であるように見えます。複数回衝撃を受けた電子は、単一の衝撃シナリオの場合に予想されるべき乗則スペクトルとは大幅に異なるエネルギースペクトルを生成することを示します。結果として、複数回衝撃を受けたCReによって生成された電波放射は、1回だけ衝撃を受けたCReによって生成された放射よりも高くなります。このホワイトペーパーで検討したケースでは、2つのシナリオで生成される無線放射は1桁異なります。特にMSシナリオでは、シミュレートされた遺物はKGJPスペクトル形状に従い、観測と一致します。さらに、生成された電波放射は、現在の電波望遠鏡（LOFAR、JVLAなど）で検出できるほど十分に大きいです。
マルチメッセンジャー天文学は、間違いなく、近年最も重要な発展を遂げてきた天体粒子物理学分野の分野です。この原稿では、最新技術、最近の観察、および近い将来の見通しと課題を確認します。ニュートリノ望遠鏡で行われる観測に特に重点を置きます。
バイナリ中性子星源からの複数の重力波検出を組み合わせた場合のモデリングの不確実性の定量化
| Title |
Quantifying_modelling_uncertainties_when_combining_multiple_gravitational-wave_detections_from_binary_neutron_star_sources |
| Authors |
Nina_Kunert,_Peter_T._H._Pang,_Ingo_Tews,_Michael_W._Coughlin,_Tim_Dietrich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11835 |
重力波検出器の感度が上がるにつれ、近い将来、重力波を介して複数の連星中性子星系を観測することが期待されています。これらの重力波信号の組み合わせ分析は、前例のない精度で中性子星の半径と高密度核物質の状態方程式を制約する可能性を提供します。ただし、重力波モデルに固有の不確実性が、複数の検出からの情報を組み合わせたときに構造的偏りを引き起こさないようにすることが重要です。波形体系を定量化するために、バイナリ中性子星源の広範なシミュレーションキャンペーンを実行し、4つの異なる波形モデルのセットでそれらを分析します。約38回のシミュレーションによる分析に基づいて、中性子星半径の統計的不確実性は$\pm250\rmm$（$90\％$信頼区間で$2\％$）に減少しますが、現在採用されている間の系統的な違いがわかります。波形モデルは2倍の大きさにすることができます。したがって、将来の開発を利用する際に、中性子星の状態方程式の推論において構造的偏りが支配的にならないようにすることが不可欠です。
強く磁化された中性子星との高質量X線連星の衝突流出からの電波放射
| Title |
Radio_emission_from_colliding_outflows_in_high-mass_X-ray_binaries_with_strongly_magnetized_neutron_stars |
| Authors |
Margaritis_Chatzis,_Maria_Petropoulou,_Georgios_Vasilopoulos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11906 |
強力に磁化された中性子星（NS）を備えたHMXBでの電波放射のおもちゃモデルを提示します。ここで、風の衝突領域は、NSの流出と大規模なコンパニオンの恒星風によって形成されます。電波放射は、衝撃波で加速された電子の放射光と恒星風の自由放射から期待されます。GHzの光度（$L_R$）と降着X線の光度（$L_X$）の間の予測される関係は、ほとんどのパラメーターで$L_R\proptoL_X^b$として記述できることがわかりました。恒星風の熱放射が電波で支配的である場合、X線との相関は予想されません（$b=0$）。通常、サブエディントンX線光度では急な相関（$b=12/7$）が見られ、スーパーエディントンX線光度ではより浅い相関（$b=2（p-1）/7$）が見られます。ここで、$p$は加速された電子のべき乗則指数です。予測される最大の電波光度は、NSの特性とは無関係ですが、恒星風の運動量、2値分離距離、および最小電子ローレンツ因子に依存します。ベイジアンアプローチを使用して、広範囲の質量降着率をカバーする\sjの電波観測をモデル化しました。私たちの結果は、サブエディントンX線光度での電波検出の衝撃の起源を裏付けています。しかし、爆発のスーパーエディントン段階では物理的に意味のあるパラメータが見つからず、別の起源を示唆しています。より感度の高い機器での将来の観測により、無線で強く磁化されたNSを備えた多数のHMXBが明らかになり、$L_R-L_X$関係の傾きを決定し、風衝突シナリオをテストできるようになる可能性があります。
タイプIX線バーストによる降着円盤反射スペクトルの進化
| Title |
Evolution_of_accretion_disc_reflection_spectra_due_to_a_Type_I_X-ray_burst |
| Authors |
J._Speicher_(1),_D._R._Ballantyne_(1),_P._C._Fragile_(2)_((1)_Center_for_Relativistic_Astrophysics,_School_of_Physics,_Georgia_Institute_of_Technology,_(2)_Department_of_Physics_&_Astronomy,_College_of_Charleston) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11931 |
降着円盤の照射は、観測されたX線スペクトルに反射サインを引き起こし、円盤の構造と密度に関する重要な情報をエンコードします。タイプIX線バーストは降着円盤を強く照射し、その特性を変化させます。以前の数値シミュレーションは、X線バーストによる降着円盤の進化を予測していました。ここでは、6つの時間間隔の時間平均シミュレーションデータを処理して、バーストの開始からピークを過ぎたところまでの反射スペクトルの変化を追跡します。$r\lesssim50$km内のディスクの反射領域を時間間隔ごとに6〜7個の放射状ゾーンに分割し、各ゾーンの反射スペクトルを計算します。これらの反射スペクトルを統合して、時間間隔ごとの全反射スペクトルを取得します。バーストはディスクをイオン化して加熱し、それがすべての輝線を徐々に弱めます。コンプトン散乱と制動放射率はバースト上昇中にディスク内で増加し、$<$3keVでのソフト超過は、バーストピークでの総放出の$\approx4$％から$\approx38$％に上昇します。X線バーストの反射スペクトルでは、ソフト過剰が遍在すると予想されます。ポインティング・ロバートソン抗力による内側ディスクの加熱または排水による膨張などの構造ディスクの変化は、ソフト過剰の強度に影響を与えます。X線バースト中の降着円盤の変化に対する反射スペクトル特性の依存性に関するさらなる研究は、円盤形状のプローブにつながる可能性があります。
| Title |
GNC_Analysis_and_Robotic_Systems_Configuration_of_Collision-free_Earth_Observation_Satellites_(CfEOS)_Constellations |
| Authors |
Manuel_Ntumba,_Saurabh_Gore,_Pulkit_Jain,_Jean-Baptiste_Awanyo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11387 |
LEO内のオブジェクトの数が多いと、2つの衛星が地球を周回しているときに衝突したときに、軌道下または脱出速度のオブジェクトと衛星の軌道オブジェクトとの衝突が発生するリスクがあります。衝突を回避するためのアプローチの1つは、衛星コンステレーションのロボット構成です。衛星コンステレーションは、ほぼ同一の軌道で互いに近接して移動する衛星のグループである衛星クラスターと混同しないでください。また、連続して打ち上げられる衛星の世代である衛星シリーズや衛星プログラムもありません。また、独立したシステムを運用する同じメーカーまたはオペレーターの衛星のグループである衛星艦隊もありません。地理空間アプリケーションと地球観測用に設計されたCfEOS星座。単一の衛星とは異なり、星座は地球上のどこにでも恒久的なグローバルまたはほぼグローバルなカバレッジを提供できます。CfEOSコンステレーションは、補完的な軌道面のセットで構成され、世界中にある地上局に接続します。この論文では、衝突のない地球観測衛星（CfEOS）の星座のGNC分析、軌道伝搬、およびロボットシステムの構成について説明します。
2021年核分光望遠鏡ARray（NuSTAR）の有効面積校正
| Title |
2021_Effective_Area_calibration_of_the_Nuclear_Spectroscopic_Telescope_ARray_(NuSTAR) |
| Authors |
Kristin_K._Madsen_and_Karl_Forster,_Brian_W._Grefenstette_and_Fiona_A._Harrison_and_Hiromasa_Miyasaka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11522 |
ここでは、過去9年間に軌道上で蓄積されたカニのデータを使用して実行された核分光望遠鏡ARrayNuSTARの最新のキャリブレーションを紹介します。この新しいキャリブレーションの基礎には、250ksを超える集束カニ（光学系を介して画像化）と500ksを超える迷光カニ（光学系を介して画像化されていない）が含まれています。迷光カニデータのエポック平均カニスペクトルを測定し、1keVでガンマ=2.103+-0.001およびN=9.69+-0.02keV-1cm-2s-1の標準的なカニスペクトルを定義します。校正基準として。CALDBアップデート20211020でリリースされた新しいキャリブレーションは、1）検出器吸収コンポーネント、2）検出器応答関数、および3）有効面積ケラレ機能に重要な更新を提供します。キャリブレーションにより、検出器間でのFPMAとFPMBの一致が改善され、軸外角度が1〜4分角の間で繰り返し観測される場合の標準偏差は1.7％になり、測定されたフラックスは5〜15％増加し、1分角未満で5％オフになります。-軸角度、1〜2分角の間で10％、4分角より上で15。
天体画像の広角点広がり関数を特徴づける方法
| Title |
A_Method_To_Characterize_the_Wide-Angle_Point_Spread_Function_of_Astronomical_Images |
| Authors |
Qing_Liu,_Roberto_Abraham,_Colleen_Gilhuly,_Pieter_van_Dokkum,_Peter_G._Martin,_Jiaxuan_Li,_Johnny_P._Greco,_Deborah_Lokhorst,_Seery_Chen,_Shany_Danieli,_Michael_A._Keim,_Allison_Merritt,_Tim_B._Miller,_Imad_Pasha,_Ava_Polzin,_Zili_Shen,_Jielai_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11598 |
大角度（数十秒角以上）での広角点像分布関数（PSF）の不確実性は、観測天文学における多くの重要な量の誤差の主な原因の1つです。例としては、銀河ハローの恒星の質量と形状、近くの銀河の円盤における星の光の最大範囲などがあります。ただし、広角PSFのモデリングは、天体画像の課題として長い間使用されてきました。この論文では、画像内の広角PSFをモデル化するための自己無撞着な方法を提示します。複数の明るい星からの散乱光が背景モデルと同時に適合され、ピクセルごとのレベルで動作するベイジアンフレームワークを使用してPSFの拡張された翼を特徴付けます。この方法は、ソフトウェアelderflowerを使用して示され、DragonflyTelephotoArrayからのデータに適用されて、PSFを20〜25分にモデル化します。Dragonflyの広角PSFを、SDSSPSFを含む他の多くの望遠鏡のそれと比較し、分単位でDragonflyPSFの散乱光が他の広角イメージング望遠鏡よりも著しく低いことを示します。Dragonflyの点像分布関数の翼のエネルギーは十分に低いため、光学的清浄度はPSFを定義する上で重要な役割を果たします。PSFのこのコンポーネントは正確にモデル化でき、自己完結型のアプローチの力を強調しています。
| Title |
Molecular_Clump_Extraction_Algorithm_Based_on_Local_Density_Clustering |
| Authors |
Xiaoyu_Luo,_Sheng_Zheng,_Yao_Huang,_Shuguang_Zeng,_Xiangyun_Zeng,_Zhibo_Jiang,_Zhiwei_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11620 |
分子塊の検出とパラメータ化は、それらを研究するための最初のステップです。これらの凝集塊の物理的パラメータが多重ガウスモデルアルゴリズムを使用して測定されている間に、局所密度クラスタリングアルゴリズムに基づく方法を提案します。凝集塊の検出とセグメンテーションに局所密度クラスタリングを適用することの利点の1つは、さまざまな信号対雑音レベルでの高精度です。マルチガウスモデルは、パラメータを確実に導出できる重複する塊を処理できます。シミュレーションと合成データを使用して、提案されたアルゴリズムが分子塊の形態とフラックスを正確に特徴づけることができることを確認しました。M16の$^{13}\rmCO$（J=1-0）ラインでの総フラックス回収率は90.2\％と測定されます。検出率と完全性の限界は、M16の$^{13}\rmCO$（J=1-0）ラインでそれぞれ81.7\％と20Kkms$^{-1}$です。
GPU対応の粒子-粒子粒子-ツリースキームでNBODY6を加速
星団をシミュレートするためのNBODY6コードの修正バージョンについて説明します。これにより、精度をほとんど犠牲にすることなく、計算効率が大幅に向上します。遠隔力計算機はGPU対応のバーンズハットコードに置き換えられ、統合は標準のリープフロッグスキームで行われます。短距離部隊は、引き続きNBODY6のCPUベースの4次エルミート予測子修正子法を使用します。私たちのコードは、$3\times10^5$粒子を超えるシステムではNBODY6を上回り、同様のエネルギー節約を備えた$10^6$粒子のシステムでは2倍以上高速に実行されます。私たちのコードは、球状星団や銀河核などの現実的な高密度の星団をシミュレートするのに役立つはずです。
恒星の対流浸透：パラメータ化された理論と動的シミュレーション
| Title |
Stellar_convective_penetration:_parameterized_theory_and_dynamical_simulations |
| Authors |
Evan_H._Anders,_Adam_S._Jermyn,_Daniel_Lecoanet,_Benjamin_P._Brown |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11356 |
ほとんどの星は、熱が流体の動きによって直接輸送される対流層をホストしています。混合長理論のようなパラメータ化は、これらの領域の大部分の対流を適切に記述しますが、対流境界の動作はよく理解されていません。ここでは、浸透ゾーンを示す3D数値シミュレーションを示します。これは、全光度が放射によって運ばれる可能性があるが、温度勾配がほぼ断熱的で対流が存在する領域です。この効果をパラメータ化するために、シュワルツシルト対流境界の両側で放射勾配が断熱勾配からどれだけ逸脱しているかを比較する「浸透パラメータ」$\mathcal{P}$を定義します。Roxburgh（1989）とZahn（1991）に続いて、浸透の程度が$\mathcal{P}$によって制御されるエネルギーベースの理論モデルを構築します。この理論は、恒星対流の簡略化されたブシネスクモデルを使用する3D数値シミュレーションを使用してテストします。すべてのシミュレーションで、有意な対流浸透が見られます。私たちの単純な理論は、シミュレーションをよく説明しています。浸透ゾーンの開発には数千回の転倒時間がかかる可能性があるため、長いシミュレーションまたは加速された進化的手法が必要です。恒星の状況では、$\mathcal{P}\approx1$が予想され、このレジームでは、対流層が混合長の最大$\sim$20-30\％までシュワルツシルト境界を超えて広がる可能性があることが示唆されています。概念実証として対流浸透のパラメータ化を採用した太陽のMESA恒星モデルを提示します。これらの結果をより現実的な恒星のコンテキストに拡張するための見通しについて説明します。
{\ lambda} Orionisの年齢スプレッドと分類学とGaiaDR2およびSPOTSトラック
| Title |
Age_Spreads_and_Systematics_in_{\lambda}_Orionis_with_Gaia_DR2_and_the_SPOTS_tracks |
| Authors |
Lyra_Cao,_Marc_H._Pinsonneault,_Lynne_A._Hillenbrand,_Michael_A._Kuhn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11363 |
この論文では、若い前主系列星の年齢測定、年齢の広がり、恒星モデルのロバスト性を調査します。この取り組みのために、オリオン座の星形成複合体内にある若いクラスター$\lambda$Orionisを研究します。Gaiaデータを使用して、スペクトルタイプまたはAPOGEENetの自動分光パイプラインから分光温度を持つ357個のターゲットのサンプルを導出します。スペクトル型とAPOGEE温度システムの間の系統的なオフセットを考慮した後、両方のシステムで導出された星の特性は一貫しています。さまざまな局所的絶滅を伴う複雑なISMは、星ごとのデレッドデニングアプローチを動機付けます。クラスIIIの星の散開星団で較正されたスペクトルエネルギー分布（SED）フィッティング法を使用します。クラスIIの母集団には、ガイアG-RPの赤化除去法を使用して、ディスク、降着、および若者に関連するその他の物理学からの分類を最小限に抑えます。恒星黒点や磁場の構造的影響を組み込んだモデルでは、非磁性モデルとはクラスターの年齢が体系的に異なります。私たちの平均年齢は、2〜3Myr（非磁性モデル）からSPOTSモデルの3.9$\pm$0.2Myr（f=0.34）の範囲です。MS前のクラスを区別する星ごとのデレッドデニング方法は、均一な絶滅を使用する手法よりも年齢の広がりが小さく、畳み込み年齢分布をモデル化した後、最小年齢の広がり0.19dexと典型的な年齢の広がり0.35dexを推測します。観察されたエラー。これは、$\lambda$Oriクラスターが長い星形成タイムスケールを持っている可能性があり、発見された恒星モデルが若いクラスターの推定年齢を大幅に変更することを示唆しています。
M51の巨大でクールな超巨星のための例外的な調光イベント
| Title |
An_Exceptional_Dimming_Event_for_a_Massive,_Cool_Supergiant_in_M51 |
| Authors |
Jacob_E._Jencson_(1),_David_J._Sand_(1),_Jennifer_E._Andrews_(2),_Nathan_Smith_(1),_Jeniveve_Pearson_(1),_Jay_Strader_(3),_Stefano_Valenti_(4),_Emma_R._Beasor_(5),_Barry_Rothberg_(6_and_7)_((1)_University_of_Arizona,_(2)_Gemini_Observatory,_(3)_Michigan_State_University,_(4)_UC_Davis,_(5)_NSF's_NOIRLab,_(6)_LBT_Observatory,_(7)_George_Mason_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11376 |
ローカルボリュームスパイラルM51のクールな超巨星での例外的な調光イベントの発見を紹介します。M51-DS1と呼ばれるこの星は、失敗した超新星のハッブル宇宙望遠鏡（HST）検索の一部として発見されました。非常に若い（$\lesssim6$Myr）星の種族に関連していると思われる超巨星は、突然暗くなる前に、1995年から2016年の間に取得された多数のHST画像で明確な変動（振幅$\DeltaF814W\upperx0.7$mag）を示しました。2017年後半から2019年半ばまでの間に、$F814W$で$>2$等。2021年の追跡データでは、星は再び明るくなり、失敗した超新星を除外しました。ほぼ消える前は、星は明るく赤でした（$M_{F814W}\lesssim-7.6$mag、$F606W-F814W=1.9$-$2.2$mag）。星の調光前のスペクトルエネルギー分布のモデリングは、$T_{\mathrm{eff}}の非常に赤く、非常に明るい（$\log[L/L_{\odot}]=5.4$-$5.7$）星を支持します。\approx3700$-$4700$K、初期質量が$\approx26$-$40$$M_{\odot}$のクールな黄色または赤色超巨星を示します。ただし、局所的な星間減光と星周減光は不確実であり、より低くなる可能性があります。近赤外色は赤色超巨星と一致しており、より涼しく（$T_{\mathrm{eff}}\lesssim3700$K）、わずかになります。輝度が低く（$\log[L/L_{\odot}]=5.2$-$5.3$）、推定初期質量は$\upperx19$-$22$$M_{\odot}$になります。いずれの場合も、調光は、一時的に星を覆い隠す、強化された質量損失のまれなエピソードによって説明される可能性があります。これは、ベテルギウスの2019〜2020年の「グレート調光」に対応する可能性があります。大規模な進化した星は一般に、消える星を模倣できる変動性を示すという新たな証拠を考えると、私たちの研究は、真に失敗した超新星を特定する上での実質的な課題を浮き彫りにします。
KIC 12602250：振幅変調を備えた低振幅ダブルモード$ \ delta $ Scutiスター
| Title |
KIC_12602250:_A_low-amplitude_Double-mode_$\delta$_Scuti_star_with_Amplitude_Modulation |
| Authors |
Chenlong_Lv,_Ali_Esamdin,_Xiangyun_Zeng,_J._Pascual-Granado,_Taozhi_Yang_and_Junhui_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11389 |
KIC12602250が振幅変調を備えた低振幅ラジアルダブルモード$\delta$Scutiスターであることを初めて提案します。ケプラーミッションから提供されたKIC12602250の光度曲線について、詳細な周波数分析が行われます。長いケイデンスデータ（つまり、1471日にわたるQ0〜Q17）のフーリエ解析により、光度曲線の変動は、周波数F0=11.6141$\rm{d^{-1}}$の最頻モードによって支配されていることがわかります。KIC12602250が$\delta$Scutiスターであることを示唆しています。他の独立モードF1=14.9741$\rm{d^{-1}}$が新たに検出されました。\targetの光の変化の振幅は$\sim$0.06等であり、これはこれが低振幅の$\delta$Scuti星であることを示していますが、F0/F1の比率はHADSに典型的な0.7756と推定されています。F1と$f_{3}$で遅い振幅の成長が検出されました。これは、恒星進化が原因である可能性があり、KIC12602250が不安定帯を初めて横切るポストメインシーケンス$\delta$Scutiである可能性があることを示唆しています。。
c型RRLyrae変数BEDor、周期変調および考えられるメカニズムの再分析
いくつかの空の調査の測光データを使用して、周期的な周期変化を示すことが発見されたc型RRLyrae星BEDor（MACHO5.4644.8、OGLE-LMC-RRLYR-06002）を再分析しました。フーリエ解析から得られたO-Cダイアグラムと脈動周期は、BEDorに有意な周期変調があることを示しています。ただし、以前の視点とは異なり、変化は準周期的で急激です。したがって、コンパニオンモーションによって引き起こされる光の移動時間の影響は、変化を説明することはできません。同様の現象を伴う同じサブタイプの星KIC9453114はマクロ乱流速度が高く、OCの変化の程度はこれらの速度と正の相関があるように思われることに注意して、周期変調につながるメカニズムは乱流対流とイオン化ゾーンでの磁場活動、すなわちStothersモデル。このモデルは、一般的なブラツコ効果を説明できないかもしれませんが、BEDorや他のc型RRLyrae星の周期変調などの現象を説明する必要があります。
共生星St2-22：2019年の爆発後の軌道と恒星のパラメータとジェットの進化
| Title |
The_symbiotic_binary_St_2-22:_orbital_and_stellar_parameters_and_jet_evolution_following_its_2019_outburst |
| Authors |
Cezary_Galan,_Joanna_Mikolajewska,_Krystian_Ilkiewicz,_Berto_Monard,_Szymon_T._Zywica,_Radoslav_K._Zamanov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11677 |
St2-22は、赤色巨星の伴星によって供給された白色矮星への円盤降着の結果として、ジェット生成システムの小さなグループに属する、比較的よく研究されていないSタイプの共生システムです。
噴火フラックスロープにおけるプラズマ組成の進化
| Title |
Evolution_of_Plasma_Composition_in_an_Eruptive_Flux_Rope |
| Authors |
Deborah_Baker_(1),_Lucie_M._Green_(1),_David_H._Brooks_(2),_Pascal_D\'emoulin_(3),_Lidia_van-Driel-Gesztelyi_(1,_3,_4),_Teodora_Mihailescu_(1),_Andy_S._H._To_(1),_David_M._Long_(1),_Stephanie_L._Yardley_(1),_Miho_Janvier_(5),_Gherardo_Valori_(6)_((1)_UCL/MSSL,_UK_(2)_George_Mason_University,_USA,_(3)_LESIA,_Observatoire_de_Paris,_France,_(4)_Konkoly_Observatory,_Hungary,_(5)_Institut_d'_Astrophysique_Spatiale,_Orsay,_France,_(6)_MPS,_Gottingen,_Germany) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11714 |
磁束ロープは、中心軸を包むねじれた磁場の束です。それらは自由な磁気エネルギーを宿し、コロナ質量放出（CME）の前駆細胞になる可能性がありますが、太陽のフラックスロープを特定することは困難な場合があります。フラックスロープの存在を示すことが示されている重要な冠状観測量の1つは、S状結腸と呼ばれる独特の明るい冠状構造です。この作業では、シグモイドアクティブ領域10977のHinodeEUVImagingSpectrometer（EIS）観測を示します。シグモイド（フラックスロープ）が形成され、CMEとして噴出するときの、アクティブ領域のコロナプラズマ組成とその進化を分析します。光球組成を有するプラズマは、有意なフラックスキャンセルのエピソード中に主極性反転線に近い冠状ループで観察され、光球フラックスキャンセルによって駆動されるこれらのループへの光球プラズマの注入を示唆している。同時に、ますます剪断されるコアフィールドは、冠状組成のプラズマを含んでいた。フラックスキャンセルが減少し、シグモイド/フラックスロープが形成されると、プラズマは光球と典型的な活性領域の冠状組成の中間の組成に進化しました。最後に、フラックスロープは、CMEに先行する噴火の失敗中およびその後に、主に光球プラズマを含んでいました。したがって、活性領域10977のプラズマ組成観測は、最初に光球レベルで、次に冠状レベルで磁気リコネクションを強制する光球フラックスキャンセルによるフラックスロープ形成のモデルを強力にサポートします。
$ \ texttt {GRASS} $：合成スペクトルジェネレーターを使用して、惑星によって誘発されたドップラーシグネチャを造粒から区別する
| Title |
$\texttt{GRASS}$:_Distinguishing_Planet-induced_Doppler_Signatures_from_Granulation_with_a_Synthetic_Spectra_Generator |
| Authors |
Michael_L._Palumbo_III,_Eric_B._Ford,_Jason_T._Wright,_Suvrath_Mahadevan,_Alexander_W._Wise,_Johannes_L\"ohner-B\"ottcher |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11839 |
視線速度の計測と観測技術の最近の進歩により、太陽のような星の周りの地球質量惑星の検出は、すぐに主に固有の恒星の変動性によって制限される可能性があります。黒点、脈動、肉芽形成など、いくつかのプロセスがこの変動に寄与しています。これまでの多くの研究は、脈動や他のタイプの磁気活動からの信号を軽減する技術に焦点を当ててきましたが、これまで、造粒ノイズは、経験的に動機付けられた観測戦略と電磁流体力学シミュレーションによって部分的にしか対処されていません。この不足に対処するために、GRanulationAndSpectrumSimulator（$\texttt{GRASS}$）を紹介します。これは、太陽吸収線の空間的および時間的に分解された観測から、造粒によって引き起こされる変動を伴う時系列合成スペクトルを作成するように設計された新しいツールです。。この作業では、$\texttt{GRASS}$を提示し、その方法論を詳しく説明し、ディスク統合太陽観測に対してモデルを検証します。$\texttt{GRASS}$は、完全に既知の重心の視線速度の振る舞いを伴う星の肉芽形成によるスペクトル変動の初めての経験的モデルとして、もつれを解く新しい方法をテストするための重要なツールです。真のドップラーシフトからの粒状の線形状の変化。
偏光放射の線形伝達問題の数値解法I.代数定式化と定常反復法
| Title |
Numerical_solutions_to_linear_transfer_problems_of_polarized_radiation_I._Algebraic_formulation_and_stationary_iterative_methods |
| Authors |
Gioele_Janett,_Pietro_Benedusi,_Luca_Belluzzi,_Rolf_Krause |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11861 |
環境。偏光放射の生成と伝達の数値モデリングは、太陽および恒星物理学の研究における重要なタスクであり、線形システムとして再構成できる関連するクラスの離散問題につながりました。このような問題を解決するために、効率的な定常反復法に依存するのが一般的です。ただし、これらの方法の収束特性は問題に依存しており、偏光放射の伝達問題に適用した場合の収束条件の厳密な調査はまだ不足しています。目的。偏光放射の数値伝達で使用される最も広く採用されている反復法を要約した後、この記事は、これらの方法の収束が、形式ソルバーの選択、問題の離散化、または減衰係数の使用。主な目標は、安定性と収束率の観点から、さまざまな反復法の長所と短所を明らかにすることです。メソッド。まず、放射伝達問題の代数的定式化を紹介します。この定式化により、さまざまな定常反復法から生じる反復行列を明示的に組み立て、スペクトル半径を計算して収束率を導き出し、さまざまな離散化設定、問題パラメーター、および減衰係数の影響をテストできます。結論。この記事で使用されている一般的な方法論は、偏光放射の線形伝達問題の完全な代数的定式化に基づいており、さまざまな反復スキームの収束率の有用な推定値を提供します。さらに、新しいソリューションアプローチや、無極性の場合を含む幅広い設定の分析につながる可能性があります。
| Title |
Simulations_of_neutrino_and_gamma-ray_production_from_relativistic_black-hole_microquasar_jets |
| Authors |
Th._V._Papavasileiou,_O._T._Kosmas_and_J._Sinatkas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2011.12939 |
最近、マイクロクエーサージェットは、天体プラズマの流出とさまざまなジェットの放出に焦点を当てている多くの研究者の関心を呼んでいます。この研究では、ジェット中のハドロン含有量を特徴とする恒星ブラックホール連星系のジェットからの電磁放射と粒子放出の調査に焦点を当てています。このような放出は、相対論的電磁流体力学の文脈の中で確実に記述されます。私たちのモデル計算は、ジェットの一次粒子（主に陽子）が加速されるフェルミ加速メカニズムに基づいています。その結果、ジェットの熱陽子のごく一部が、ジェットプラズマに生成された衝撃波を介して相対論的エネルギーを獲得します。高速（非熱）陽子と熱（低温）陽子の非弾性衝突から、二次荷電および中性粒子（パイ中間子、K中間子、ミュー粒子、$\eta$粒子など）が生成され、電磁放射が電波波長帯、X線、さらには非常に高エネルギーの$\gamma$線放射まで。私たちの主な目標の1つは、輸送方程式を適切に解き、粒子にエネルギー損失を引き起こすさまざまなメカニズムを考慮に入れて、ハドロン宇宙ジェット内の二次粒子分布を研究することです。具体的な銀河系外連星系として銀河MQSS433とCygX-1でメソッドをテストした後、天の川銀河の伴銀河である大マゼラン雲にあるLMCX-1を調べます。LMCX-1システムのコンパニオンO型星（およびその拡張星雲構造）については、VLT/UVESからの分光データを使用した新しい観測が数年前に公開されたことは言及する価値があります。
将来のヌル無限大IIに近いヌル測地線の漸近的振る舞い：曲率、光子表面、および動的に横方向にトラップする表面
| Title |
Asymptotic_behavior_of_null_geodesics_near_future_null_infinity_II:_curvatures,_photon_surface_and_dynamically_transversely_trapping_surface |
| Authors |
Masaya_Amo,_Tetsuya_Shiromizu,_Keisuke_Izumi,_Hirotaka_Yoshino,_Yoshimune_Tomikawa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.10917 |
将来のヌル無限大に近いヌルジオデシックの漸近的振る舞いに関する以前の研究を念頭に置いて、ボンダイ座標における特定の外因性曲率やリーマンテンソルなどの幾何学的量の振る舞いを分析します。漸近的な意味で、$r$定数の超曲面が光子表面であるための条件は、角度方向に最初に放出される光子の運命を決定する重要な量によって制御されることが示されています。結果として、4次元では、このような非膨張光子表面は、短期間の巨大なエネルギーフラックスの存在下で、近い将来のヌル無限大でさえ実現することができます。対照的に、高次元の場合、そのような光子表面は存在できません。この結果はまた、光子表面の延長として提案されている動的に横方向にトラップする表面が、4次元で任意に大きな半径を持つことができることを意味します。
球状に分極したAlfv \ '{e} nic乱流における非線形相互作用
| Title |
Nonlinear_Interactions_in_Spherically_Polarized_Alfv\'{e}nic_Turbulence |
| Authors |
Trevor_A._Bowen,_Samuel_T._Badman,_Stuart_D._Bale,_Thierry_Dudok_de_Wit,_Timothy_S._Horbury,_Kristopher_G._Klein,_Davin_Larson,_Alfred_Mallet,_Lorenzo_Matteini,_Michael_D._McManus,_and_Jonathan_Squire |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11454 |
太陽風で観測される乱流磁場の変動は、球形に分極した速度変動を伴う一定の大きさの状態を維持することがよくあります。これらのシグニチャは、大振幅のAlfv\'{e}n波の特徴です。Alfv\'{e}nic乱流における非線形エネルギー伝達は、通常、一定の大きさの条件が無視される可能性のある小振幅の限界で考慮されます。対照的に、大振幅限界での非線形エネルギー伝達は比較的研究されていないままです。定在波（deHoffmann-Teller）フレーム内の一定の大きさの回転としての変動を研究することにより、有限振幅の乱流を分析する方法を開発します。これにより、有限振幅効果の兆候がMHD範囲の奥深くに存在することが明らかになります。支配的な変動は球偏光の大振幅Alfv\'{e}n波と一致しますが、サブ支配的なモードは比較的圧縮可能です。有限振幅の球面偏光モードとサブドミナント集団との間の非線形相互作用の兆候は、高度に整列した横方向成分を明らかにします。Alfv\'{e}nic乱流の理論モデルでは、整列によって非線形性が減少すると考えられています。私たちの観察では、非Alfv\'{e}nic相互作用が球偏光状態でのエネルギー伝達の原因となるようにせん断非線形性を低減するのに十分な位置合わせが必要であるか、逆伝播変動が異常なコヒーレンスを維持する必要があります。これは予測されるシグネチャです。反射駆動乱流の。
意図的な星間SETI信号の検索は無駄かもしれない
60年以上の間、主なSETI検索パラダイムは、意図的に地球を標的とするエイリアンの電磁信号を検出するために、星の観測を必要としてきました。ただし、ETの観点から検討すると、この戦略には課題が伴います。天文学的、生理学的、心理的、および知的問題が列挙されています。その結果、ETは、コミュニケーションを最適に確立するために、別の戦略を試みる可能性があります。それは、通信ノードの広大な星間ネットワークによって一緒にリンクされる物理的なAIロボットプローブを送信します。この戦略は、星間シグナリングに関連するほとんどまたはすべての問題を解決します。
遅い崩壊と$ H_0 $張力からの自己相互作用暗黒物質
WIMPのようなメッセンジャー状態が暗黒物質と再結合後に発生する暗黒放射に崩壊することに基づいて、自己相互作用する暗黒物質の生成のメカニズムを調査します。このような遷移は、ハッブル張力の穏やかな緩和につながり、同時に$\Lambda$CDMの小規模な構造の問題を解決する可能性があります。このメカニズムをヒッグスポータル暗黒物質モデルで説明します。これは有望なルートであることがわかります。
偏光放射の線形伝達問題の数値解法II。クリロフ法と行列のない実装
| Title |
Numerical_solutions_to_linear_transfer_problems_of_polarized_radiation_II._Krylov_methods_and_matrix-free_implementation |
| Authors |
Pietro_Benedusi,_Gioele_Janett,_Luca_Belluzzi,_Rolf_Krause |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11873 |
環境。太陽大気および恒星大気における偏光放射の問題を伝達するための数値解法は、一般に定常反復法に依存しており、大きな問題に適用するとパフォーマンスが低下することがよくあります。最近では、多くのアプリケーションで、定常反復法が最先端の前処理付きクリロフ反復法に置き換えられています。ただし、偏光放射伝達のコンテキストでのクリロフ法の一般的な説明と収束解析はまだ不足しています。目的。前処理付きクリロフ法の偏光放射の線形伝達問題への実際の適用について、おそらく行列のない状況で説明します。主な目的は、定常反復法に関するさまざまなクリロフ加速器の長所と短所を明らかにすることです。メソッド。偏光放射の1Dベンチマーク転送問題に適用した場合に、さまざまな形式ソルバーと組み合わせたさまざまなKrylov加速手法の収束率と実行時間を報告します。特に、Jacobiまたは（S）SORで前処理されたGMRES、BICGSTAB、およびCGSKrylovメソッドを分析します。結果。クリロフ法は、収束を加速し、実行時間を短縮し、標準的な定常反復法のロバスト性を向上させます。Jacobiで前処理されたKrylov法は、すべての点でSORで前処理された定常反復よりも優れています。特に、Jacobi-GMRES法は、使用中の問題設定に対して最高の全体的なパフォーマンスを提供します。結論。クリロフ法は、定常反復法よりも実装が難しい場合があります。ただし、放射伝達問題の代数的定式化により、わずかな労力でクリロフ加速戦略を適用および研究することができます。さらに、利用可能な多くの数値ライブラリは、マトリックスのないクリロフルーチンを実装しているため、クリロフ法への移行はほとんど簡単です。
新しい4次WENO補間手法。放射伝達のために設計された可能な新しいツール
| Title |
A_novel_fourth-order_WENO_interpolation_technique._A_possible_new_tool_designed_for_radiative_transfer |
| Authors |
Gioele_Janett,_Oskar_Steiner,_Ernest_Alsina_Ballester,_Luca_Belluzzi,_Siddhartha_Mishra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11885 |
環境。いくつかの数値問題では、さまざまなタイプの不連続性を示す離散データの内挿が必要です。放射伝達はそのような問題の典型的な例です。これには、滑らかなデータと不連続なデータの両方を内挿するための高次の行儀の良い手法が必要です。目的。最終的な目的は、数値放射伝達のコンテキストでのアプリケーションに適した新しい手法を提案することです。メソッド。2つの異なる手法を提案してテストしました。本質的に非振動（ENO）技術は、異なるサブステンシルに基づいていくつかの候補補間を生成します。最も滑らかな候補補間は、局所的な滑らかさの尺度から決定され、それによって本質的な非振動特性を可能にします。加重ENO（WENO）手法は、すべての候補サブステンシルの凸結合を使用して、本質的に非振動特性を維持しながら、滑らかな領域で高次の精度を取得します。特に、均一グリッドと不均一グリッドの両方に対して、新しい高性能の4次WENO内挿法の概要を説明してテストしました。結果。数値テストは、4次のWENO補間が、補間された関数の滑らかな領域で4次の精度を保証することを証明しています。不連続性が存在する場合、4次のWENO補間により、非振動特性が有効になり、振動が回避されます。B\'ezierおよび単調高次エルミート補間とは異なり、補間された関数の滑らかな極値の近くで線形補間に縮退しません。結論。新しい4次WENO補間は、不連続性を効果的に処理しながら、滑らかな領域で高精度を保証します。この内挿法は、多次元問題、マルチグリッド法、正式な解法など、多くの放射伝達アプリケーションを含むいくつかの問題に特に適している可能性があります。
完全な平均場効果と衝突を伴う原始ニュートリノ非対称進化
| Title |
Primordial_neutrino_asymmetry_evolution_with_full_mean-field_effects_and_collisions |
| Authors |
Julien_Froustey,_Cyril_Pitrou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11889 |
ニュートリノ振動と平均場効果は、初期の宇宙におけるニュートリノ進化の現象学をかなり豊かにします。これらの効果、特にニュートリノの自己相互作用の平均場の寄与を考慮に入れて、電子/陽電子による散乱と消滅を説明する衝突の完全な表現を含む、原始的なニュートリノの非対称性の進化の問題を再検討します。（反）ニュートリノ間の反応。ニュートリノ縮退なしで、この問題における時間スケールの大きな分離に基づいて以前に開発された数値的方法である平均振動の断熱伝達（ATAO）スキームの一般化は、完全な量子動力学と同じ精度に到達するのに十分であることを示します。方程式の統合ですが、特に高速です。この近似は、ニュートリノの化学ポテンシャルの進化において、特に2つのニュートリノの混合のみを伴う特定の場合に作用する同期振動の物理学を浮き彫りにします。特に、振動の開始と振幅を制御するものが何であるかを理解することができますが、より大きな周波数で集合的な振動のその後の体制が存在する理由も理解できます。また、衝突がこれらの同期振動をどのように低減するかを過大評価しないために、減衰のような近似に依存するのではなく、完全な衝突項を使用することが非常に重要であることがわかります。最後に、混合パラメーターが最終的なニュートリノ構成にどのように影響するかを定性的に研究します。特に、CP対称性の破れのディラック相が最終的な$N_{\rmeff}$にも最終的な電子（反）ニュートリノスペクトルにも実質的に影響しないことを示します。したがって、宇宙論的観測量に影響を与えるべきではありません。
シンマージェント重力のブラックホールシャドウ
シンマージェント重力は$R+R^2$重力理論であり、有効場の理論の紫外線カットオフによって明示的に破られたゲージ対称性を復元する方法で出現します。シンマージェント重力をテストするために、4次元で新しいブラックホールソリューションを構築し、真空およびプラズマ媒体でのそれらの影を研究します。私たちの詳細な分析は、地平線半径、ホーキング温度、ベッケンシュタイン-ホーキングエントロピー、影の角度半径、および光子偏向角が、基礎となる場の量子論のシンマージェント重力と粒子スペクトルの敏感なプローブであることを示しています。
SELCIE：任意のソースのカメレオンフィールドを調査するためのツール
| Title |
SELCIE:_A_tool_for_investigating_the_chameleon_field_of_arbitrary_sources |
| Authors |
Chad_Briddon,_Clare_Burrage,_Adam_Moss,_and_Andrius_Tamosiunas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11917 |
カメレオンモデルは、等角結合を介して物質に結合する追加のスカラー場を導入する修正重力理論です。この「カメレオンフィールド」は、非線形自己相互作用項によるスクリーニングメカニズムを備えており、現在の局所的な実験的制約と一致しながら、フィールドが拡散環境の宇宙論的観測量に影響を与えることを可能にします。自己相互作用項のため、場の運動方程式は非線形であり、したがって解析的に解くのは困難です。文献に存在する解析解は、近似解であるか、対称性の高いシステムにのみ適用されます。この作業では、ソフトウェアパッケージSELCIE（https://github.com/C-Briddon/SELCIE.git）を紹介します。このパッケージは、質量分布の任意のシステムを構築し、カメレオン場の方程式に対応する解を計算するためのツールをユーザーに提供します。これは、有限要素法とピカードまたはニュートンの非線形解法のいずれかを使用して実現されます。SELCIEによって生成された結果を、離散および連続密度分布を含む文献からの分析結果と比較しました。SELCIEによって計算されたソリューションと分析ソリューションの間には、強い（サブパーセンテージ）一致が見られました。
