暗黒物質IIの分子化学：原子暗黒物質における再結合、分子形成、およびハロー質量関数
| Title |
Molecular_Chemistry_for_Dark_Matter_II:_Recombination,_Molecule_Formation,_and_Halo_MassFunction_in_Atomic_Dark_Matter |
| Authors |
James_Gurian,_Donghui_Jeong,_Michael_Ryan,_and_Sarah_Shandera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11964 |
散逸性暗黒物質は、将来の大規模構造調査でテストできる豊富な観測可能な現象を予測します。具体的な例として、暗黒電磁気学の下で帯電した重い粒子と軽い粒子からなる原子暗黒物質を研究します。特に、暗黒再結合と暗黒分子形成に焦点を当てて、原子暗黒物質の宇宙論的進化を計算します。通常の水素の速度を再スケーリングすることにより、関連する相互作用速度係数を取得し、RecFAST++の修正バージョンを使用して、イオン化、原子、および分子状態の存在量を進化させました。また、最終的な存在量の分析的概算も提供します。次に、暗黒光子拡散と暗黒音響振動を介して入る線形パワースペクトルに対する原子暗黒物質の影響を計算します。形成時に、原子暗黒物質モデルは、ウォームダークマターモデルがフリーストリーミングスケールより下の存在量を抑制するのと同様に、拡散スケールよりも小さいスケールでハローの存在量を抑制します。しかし、放射冷却によるその後の進化は、ハロー質量関数をさらに変化させます。
暗黒物質IIIの分子化学：DarkKROME
散逸性のある暗黒物質は、ブラックホールを含むコンパクトな物体を形成するのに十分に冷却される可能性があります。これらのオブジェクトの存在量と質量スペクトルを決定するには、暗黒物質ガスの冷却に関連する化学の正確なモデルが必要です。ここでは、暗黒物質の化学ツールである、KROMEソフトウェアパッケージの拡張であるDarkKROMEを紹介します。DarkKROMEは、質量のない光子を介した$U（1）$力を介して相互作用する、2つの不等質量の基本フェルミ粒子を持つ暗黒物質に関連するすべての原子および分子プロセスを含むように設計されています。DarkKROMEを使用して、1ゾーン崩壊シミュレーションを実行し、さまざまなダークセクターパラメーターの温度密度状態図の進化を研究します。
紫外線近赤外光学北部調査（UNIONS）における銀河スケールの強い重力レンズの探索
| Title |
A_search_for_galaxy-scale_strong_gravitational_lenses_in_the_Ultraviolet_Near_Infrared_Optical_Northern_Survey_(UNIONS) |
| Authors |
E._Savary,_K._Rojas,_M._Maus,_B._Cl\'ement,_F._Courbin,_R._Gavazzi,_J._H._H._Chan,_C._Lemon,_G._Vernardos,_R._Ca\~nameras,_S._Schuldt,_S._H._Suyu,_J.-C._Cuillandre,_S._Fabbro,_S._Gwyn,_M._J._Hudson,_M._Kilbinger,_D._Scott,_C._Stone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11972 |
カナダ-フランス画像調査（CFIS）の最初の2500平方度で、銀河スケールの強い重力レンズの検索を提示します。畳み込みニューラルネットワーク（CNN）委員会を設計し、色で選択された明るい赤銀河（LRG）の2344002の精巧なrバンド画像の選択に適用します。模擬レンズシステムのデフレクターとソース画像は、実際のCFISrバンドとハッブル宇宙望遠鏡（HST）の画像から取得されるため、トレーニングセットは特に現実的です。レンズ効果のみがシミュレートされます。合計9,460人の候補者が、CNN委員会で0.5を超えるスコアを取得します。候補を目視検査したところ、合計133のレンズ候補が見つかり、そのうち104はまったく新しいものです。誤検知のセットには、主にリング銀河、スパイラル銀河、合体銀河が含まれていますが、近くに仲間がいる銀河も含まれています。レンズ候補のうち32を安全レンズとして分類し、101を多分レンズとして分類します。32の最高品質のレンズについては、レンズと光源の楕円セルシックプロファイルに加えて、外部せん断を伴う単一の等温楕円体質量プロファイルも適合させます。このモデリングステップは完全に自動化されており、光源とレンズの両方のプロパティの分布を提供します。また、オートエンコーダーを使用して、最適なレンズ候補のレンズ/ソースデブレンド画像を提供します。
原始ブラックホール（PBH）からのホーキング放射による等方性放射バックグラウンドを計算し、このバックグラウンドが$\lesssim1\、$GHzでのARCADE2およびLWA1実験によって観測された過剰な電波バックグラウンドを説明する上で実行可能なオプションであるかどうかを調べます。すべての暗黒物質がPBHの形であるという極端な仮定の下でさえ、PBHのホーキング蒸発によって引き起こされる電波輝度温度は$\mathcal{O}（10^{-46}）\、$Kであることがわかります。、宇宙マイクロ波背景放射と比較して非常に優勢です。これの主な理由は、ホーキング放射によって制約される可能性のある質量範囲$\sim10^{12}$-$10^{14}\、$kgのPBHの場合、スペクトルは$10^7$から$10でピークに達するためです。^5\、$eV。ホーキングスペクトルは低エネルギーに向かってべき乗則が抑制されているため、$\mu$eV光子のフラックスはごくわずかしか得られません。ホーキングスペクトルのピークは、質量が大きいほど低いエネルギーにシフトしますが、数密度が低く、比強度も低くなります。したがって、PBHからのホーキング放射は、観測された過剰な電波バックグラウンドを説明できないため、ガス降着から超大質量PBHへの電波放射の代替の可能性についても検討します。これらのPBHは、ARCADE2/LWA1の過剰を簡単に説明できる強力な電波放射を容易に生成できます。
冗長性がなく、アンテナビームと電波の空に関する知識がほとんどない21cm宇宙論用の電波干渉計の精密校正
| Title |
Precision_Calibration_of_Radio_Interferometers_for_21_cm_Cosmology_with_No_Redundancy_and_Little_Knowledge_of_Antenna_Beams_and_the_Radio_Sky |
| Authors |
Aaron_Ewall-Wice,_Joshua_S._Dillon,_Bharat_Gehlot,_Aaron_Parsons,_Tyler_Cox,_Daniel_C._Jacobs |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11994 |
天文干渉計用の精密バンドパス校正法であるCALAMITYを紹介します。CALAMITYは、前景またはアンテナビームの知識が最小限で、21cmの宇宙論に必要な高精度で、任意の周波数構造の方向に依存しないゲインを解決でき、冗長性を必要としません（同じベースラインの同一の測定を繰り返します）。私たちは2つの重要な革新を通じてこれを達成しました。まず、21cmモードとのオーバーラップが最小限で、キャリブレーションされた前景にスペクトルの滑らかさを適用する、柔軟で非常に効率的な基底関数のセットを使用して、各ベースラインで前景を個別にモデル化します。次に、既成のGPUアクセラレーションAPI（TENSORFLOW）を使用して、単一の最適化ループで周波数ごとのアンテナゲインと同時にベースラインごとの前景を解決します。GPUアクセラレーションは、$\gtrsim10$アンテナを備えた干渉計のすべての周波数で、多数の前景パラメータとゲインパラメータを妥当な時間で同時に解決できるようにするために重要です。この論文では、私たちの技術の概要と現実的なシミュレーションを使用して、宇宙の夜明けと再電離の間に水素ガスからの21cmの放出場の変動を測定するのに必要なレベルまで病理学的ゲイン構造を解いて除去する性能を示します。今すぐCALAMITYの使用を開始する場合は、https：//github.com/aewallwi/calamity/blob/main/examples/Calamity_Tutorial.ipynbにチュートリアルノートブックがあります。
銀河の3D分布を使用した宇宙論的パリティ違反のテスト
| Title |
A_Test_for_Cosmological_Parity_Violation_Using_the_3D_Distribution_of_Galaxies |
| Authors |
Robert_N._Cahn,_Zachary_Slepian,_and_Jiamin_Hou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.12004 |
銀河の4点相関関数（4PCF）が宇宙論的パリティ違反をテストできることを示します。宇宙論的パリティ違反の検出は、宇宙の初期の瞬間に存在するこれまで知られていなかった力を反映するでしょう。銀河の$N$ポイント相関関数（NPCF）の迅速な評価と、対応する共分散行列の決定の両方における最近の開発により、DarkEnergySpectroscopicInstrument（DESI）が実施する調査など、現在および今後の調査で4PCFのパリティ違反の検索が可能になります。）、$Euclid$衛星、およびVeraC.RubinObservatory（VRO）。
| Title |
Closing_the_cosmological_loop_with_the_redshift_drift |
| Authors |
C._J._A._P._Martins,_C._S._Alves,_J._Esteves,_A._Lapel,_B._G._Pereira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.12242 |
赤方偏移ドリフト（サンデージテストとしても知られています）は、基本的な宇宙論のモデルに依存しないプローブであり、宇宙がリアルタイムで膨張するのを見ることができ、それによってモデルなしで宇宙の最近の加速を確認する（またはしない）ことができます-依存する仮定。一方、基準モデルを選択することにより、それを使用してモデルパラメータを制約することもできます。これにより、他のプローブで得られた結果の整合性テストが提供されます。ドリフトは、超大型望遠鏡とフルSKAで測定できます。最近、2つの代替測定方法が提案されました。宇宙加速度計と微分赤方偏移ドリフトです。ここでは、FisherMatrixとMCMCの両方の手法を使用して、さまざまな方法とそれらの考えられる結果の比較分析を要約します。単一の方法が他の方法よりも均一に優れていることはありません。代わりに、それらの比較性能は、実験パラメータ（実験時間と測定が行われる赤方偏移を含む）と科学的目標（たとえば、統計的に有意なドリフト信号の検出、物質密度の制約、またはダークエネルギー特性）。言い換えれば、実験は好ましい科学的目標に合わせて最適化する必要があります。
宇宙論における単位変換と収集された数
このノートは、初期の宇宙宇宙論からの有用な単位変換と数値をまとめたものです。これは、桁違いの見積もりを簡単に行うために使用できるクイックリファレンスです。含まれているのは、単位変換、宇宙の熱履歴、および天体の収集されたプロパティのテーブルです。このノートでは、変更可能なMathematicaパッケージNaturalUnitsも紹介しています。これにより、自然単位と物理単位を簡単に変換できます。
$ B $ -CMBのモード予測-Bh $ \ overline {a} $ rat
| Title |
$B$-mode_forecast_of_CMB-Bh$\overline{a}$rat |
| Authors |
Debabrata_Adak,_Aparajita_Sen,_Soumen_Basak,_Jacques_Delabrouille,_Tuhin_Ghosh,_Aditya_Rotti,_Gin\'es_Mart\'inez-Solaeche,_Tarun_Souradeep |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.12362 |
宇宙の歴史と起源の探求（ECHO）は、一般に「CMB-Bh$\overline{a}$rat」として知られ、宇宙の科学的利用のためにインド宇宙研究機関（ISRO）に提案された宇宙ミッションです。次のレベルの精度と精度のマイクロ波背景放射（CMB）。非常に初期の宇宙で膨張重力波によって生成されたCMB偏波$B$モード信号の探求は、その実験計画の重要な科学的目標の1つです。この作業では、提案されたECHO機器構成が、$3\sigma$有意水準でターゲットテンソル対スカラー比$r\sim10^{-3}$を検出する可能性を研究します。これは、大規模なクラスのインフレの予測をカバーします。モデル。天体物理学の前景の異なる物理的に動機付けられたモデルの存在下で$r$を測定するために、2つの異なるコンポーネント分離パイプライン、NILCとCommanderのパフォーマンスを調査します。単純な前景モデル（偏光ダストとシンクロトロンのみ）の場合、両方のコンポーネント分離パイプラインは、ECHOの望ましい感度、つまり$\sigma（r=0）\sim（0.4-0.7）\times10^{-3}$を達成できます。。NILCは、放射光の複雑なスペクトルモデル（べき乗則と湾曲したべき乗則）と複雑なダストモデル（ダストの無相関化）の回復された$r$に対するバイアスの点で、コマンダーよりも優れています。84％のデレンシングを想定すると、レンズ補正なしで同じ構成で得られた結果と比較して、$\sigma（r=0）$の約50％の改善を達成できます。
| Title |
Constraints_on_small-scale_primordial_density_fluctuation_from_cosmic_microwave_background_through_dark_matter_annihilation |
| Authors |
Masahiro_Kawasaki,_Hiromasa_Nakatsuka_and_Kazunori_Nakayama |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.12620 |
プランク衛星による宇宙マイクロ波背景放射（CMB）観測は、$\mathcalO（1）\、\mathrm{Mpc}$よりも大きなスケールで原始曲率変動を正確に決定しますが、小規模な曲率変動はまだそれほど制約されていません。標準的な熱遺物暗黒物質シナリオを想定すると、小規模変動の制約が大幅に改善されます。小規模な変動が十分に大きい場合、超コンパクトミニハロと呼ばれる赤方偏移$z\gtrsim10^3$でも、密な領域が崩壊して小さなハローを形成します。これらのミニハロは暗黒物質の消滅を促進し、銀河系外ガンマ線やCMBなどの観測によって制約されます。小規模な密度変動によって形成されたミニハロの影響を再検討し、暗黒物質消滅によって修正されたイオン化履歴を計算します。マルコフ連鎖モンテカルロ法を実行して、CMBパワースペクトルによる小規模な曲率変動のサイズを制約します。CMBパワースペクトルからの制約は、銀河系外ガンマ線からの制約に匹敵することがわかります。私たちの制約は主に初期のエネルギー注入（$z\gtrsim100$）によるものであり、したがって、後期のミニハロ特性の不確実性とは無関係であることを確認します。
PlanckおよびWMAPデータからの偏極シンクロトロン放射の特性評価
| Title |
Characterization_of_the_polarized_synchrotron_emission_from_Planck_and_WMAP_data |
| Authors |
F._A._Martire,_R._B._Barreiro_and_E._Mart\'inez-Gonz\'alez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.12803 |
この作業の目的は、低周波での主要なCMB前景放射である拡散銀河偏光シンクロトロンを特徴づけることです。30％から94％をカバーする6つの空の領域のセットについて、WMAPKバンドとプランクの最低周波数チャネルによってそれぞれ観測された23GHzと30GHzの偏波周波数マップから推定されたEE、BB、およびEBパワースペクトルを示します。空の。シンクロトロン偏光角分布とスペクトルエネルギー分布（SED）を、NaMasterパッケージによって提供されるいわゆる疑似$C_\ell$形式を使用して、多重極間隔30$\leq$$\ell$$で研究します。\leq$300。最良の結果は、PlanckとWMAPデータを相互相関させて得られます。EEおよびBB角度パワースペクトルは、べき乗則$C^{EE、BB}\propto\ell^{\alpha_{EE、BB}}$で近似された、多重極の関数としてのスペクトル振幅の急激な減衰を示しています。$\alpha_{EE}=-2.79\pm0.05$および$\alpha_{BB}=-2.77\pm0.15$の場合。B/Eパワーの非対称性は、0.22$\pm$0.02のピボット多重極$\ell=80$での振幅比として計算されたB対E比で証明されます。EBクロスコンポーネントは、1$\sigma$のゼロと互換性があり、EB/EE比の上限は1.8％です。EB相互相関がヌルのEEおよびBBべき乗則モデルは、明るい銀河中心と点光源がマスクされている場合、全天の拡散シンクロトロン偏光放射をかなりよく説明していることを示します。復元されたSEDは、べき乗則スペクトルインデックス$\beta_{EE}$と$\beta_{BB}$の間で互換性があり、23〜30GHzの周波数範囲で-2.96$\pm$0.09の加重平均値を示します。。結果はまた、SEDが銀河緯度の低緯度から高緯度へと急勾配になることを示しているようです。
| Title |
Degeneracy_pressure_of_mass_dimension_one_fermionic_fields_and_the_dark_matter_halo_of_galaxies |
| Authors |
S._H._Pereira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.12890 |
この論文では、最近提案された質量次元の1つのフェルミオン場が、その場の量子縮退圧力効果を通じて、銀河核の周りの暗黒物質ハローの原因であると考えられています。矮小銀河の質量比の関係は、約100ドルから200ドルのeVの粒子暗黒物質の質量で十分に説明できることが示されます。ミルキーウェイのような大きな銀河の場合、回転曲線の観測データは、他の下部構造を追加することで、約23eVの粒子質量で十分に再現できます。
QLPデータリリースノート001：K2 + TESS分析
| Title |
QLP_Data_Release_Notes_001:_K2_+_TESS_Analysis |
| Authors |
Michelle_Kunimoto,_Chelsea_Huang,_Evan_Tey,_Willie_Fong,_Katharine_Hesse,_Avi_Shporer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11959 |
TESSは、セクター42〜46の黄道面をターゲットにします。これらのセクターは、K2ミッションのキャンペーンと重複しており、マルチミッションの光度曲線分析のユニークな機会を提供します。このデータリリースノートでは、クイックルックパイプライン（QLP）手順の一部としてのK2とTESSの光度曲線の組み合わせ分析について説明します。この手順では、TESSフルフレーム画像（FFI）のすべてのターゲットの光度曲線をTESSの大きさT=13.5まで処理します。。コードベースの更新、惑星通過検索、候補トリアージ、およびこの複合分析の影響を受けるレポート生成について説明します。
プルートのダークサイド
| Title |
The_Dark_Side_of_Pluto |
| Authors |
Tod_R._Lauer,_John_R._Spencer,_Tanguy_Bertrand,_Ross_A._Beyer,_Kirby_D,_Runyon,_Oliver_L,_White,_Leslie_A._Young,_Kimberly_Ennico,_William_B._McKinnon,_Jeffrey_M._Moore,_Catherine_B._Olkin,_S._Alan_Stern,_Harold_A._Weaver |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11976 |
ニューホライズンズは冥王星からの出発時に、LORRIカメラを使用して、冥王星の南半球の一部を撮影しました。この部分は、数十年にわたる季節的な冬の暗闇の中にありましたが、チャロンによって反射された太陽光によって非常にかすかに照らされていました。このかすかな信号の回復は技術的に困難でした。夜側の半球を取り巻くプルトニアン大気の霞によって前方散乱された明るい太陽光の輪は、LORRI画像に必要な標準のスミア電荷除去を破って、ひどく露出オーバーになりました。しかしながら、生画像の露出過度の部分の再構成は、適切な補正を達成することを可能にした。出発段階でのプルートの小さな太陽の伸びも、推定されたチャロン光フラックスよりも3桁強い画像に複雑な散乱太陽光バックグラウンドを生成しました（チャロン光フラックスは地球上の月光のフラックスに似ています）第1四半期の数日前）。冥王星画像と同一の太陽宇宙船の形状で撮影された散乱太陽光画像のアンサンブルに適用された主成分分析（PCA）に基づいて、冥王星画像ごとにモデル背景画像が作成されました。復元されたカロン光の画像は、南半球の高アルベド領域を明らかにしました。これはN_2またはCH_4氷の地域的な堆積物である可能性があると私たちは主張します。Charon-light画像はまた、南極地域が現在Plutoの北極地域よりも著しく低いアルベドを持っていることを示しています。これは、最近の南夏の間にN_2氷の昇華または煙霧粒子の堆積を反映している可能性があります。
| Title |
Volatile_transport_modeling_on_Triton_with_new_observational_constraints |
| Authors |
T._Bertrand,_E._Lellouch,_B._J._Holler,_L._A._Young,_B._Schmitt,_J._Marques_Oliveira,_B._Sicardy,_F._Forget,_W._M._Grundy,_F._Merlin,_M._Vangvichith,_E._Millour,_P._Schenk,_C._Hansen,_O._White,_J._Moore,_J._Stansberry,_A._Oza,_D._Dubois,_E._Quirico,_D._Cruikshank |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11992 |
海王星の衛星トリトンは、N2、CH4、COの揮発性サイクルなど、冥王星と多くの類似点を共有しており、揮発性物質が豊富なKBOでの表面大気相互作用の研究のベンチマークケースを表しています。冥王星のニューホライズンズ観測と最近の地球ベースのトリトン観測のコンテキスト内で、冥王星VTMをトリトンに適合させ、その揮発性サイクルをシミュレートする能力をテストし、それによってその気候の理解を支援します。さまざまなモデルパラメータについて、長期および季節のタイムスケールでTritonの揮発性サイクルを調査するVTMシミュレーションを紹介します。利用可能な観測値の最適な一致を可能にするシナリオとモデルパラメーターを調査します。特に、私たちの一連の観測制約には、ボイジャー2観測、地上ベースのNIR（0.8〜2.4{\mu}m）ディスク統合スペクトル、および恒星食から取得した表面圧力の進化が含まれます。私たちの結果は、トリトンの極が揮発性の氷のコールドトラップとして機能し、氷河の流れを通じて低緯度に伸びる極冠の形成に有利に働くことを示しています。他のVTMによって以前に証明されたように、表面特性の南北非対称性は、一方のキャップの開発を他方よりも優先する可能性があります。私たちの最良のシミュレーションは、200mより厚いN2氷の全球貯留層と500SIより大きい岩盤の熱慣性について得られたものです。大きなN2氷貯留層は、赤道まで伸びる恒久的なN2南キャップを意味します。我々の結果はまた、内部熱流束が放射性のままである場合（<3mWm-2）、北（現在は冬）の半球に小さな恒久的な極冠が存在することを示唆している。最後に、今後数十年間の氷の分布、表面圧力、COおよびCH4の大気混合比の進化の予測を提供します。また、2022年のTritonの熱光度曲線をモデル化します。これは、将来のJWST観測の予測として機能します。
LHS 1678システム：2つの地球サイズの通過惑星と20個の対流境界近くのM矮星を周回する位置天文コンパニオン
| Title |
The_LHS_1678_System:_Two_Earth-Sized_Transiting_Planets_and_an_Astrometric_Companion_Orbiting_an_M_Dwarf_Near_the_Convective_Boundary_at_20_pc |
| Authors |
Michele_L._Silverstein,_Joshua_E._Schlieder,_Thomas_Barclay,_Benjamin_J._Hord,_Wei-Chun_Jao,_Eliot_Halley_Vrijmoet,_Todd_J._Henry,_Ryan_Cloutier,_Veselin_B._Kostov,_Ethan_Kruse,_Jennifer_G._Winters,_Jonathan_M._Irwin,_Stephen_R._Kane,_Keivan_G._Stassun,_Chelsea_Huang,_Michelle_Kunimoto,_Evan_Tey,_Andrew_Vanderburg,_Nicola_Astudillo-Defru,_Xavier_Bonfils,_C._E._Brasseur,_David_Charbonneau,_David_R._Ciardi,_Karen_A._Collins,_Kevin_I._Collins,_Dennis_M._Conti,_Ian_J._M._Crossfield,_Tansu_Daylan,_John_P._Doty,_Courtney_D._Dressing,_Emily_A._Gilbert,_Keith_Horne,_Jon_M._Jenkins,_David_W._Latham,_Andrew_W._Mann,_Elisabeth_Matthews,_Leonardo_A._Paredes,_Samuel_N._Quinn,_George_R._Ricker,_Richard_P._Schwarz,_Sara_Seager,_Ramotholo_Sefako,_Avi_Shporer,_Jeffrey_C._Smith,_Christopher_Stockdale,_Thiam-Guan_Tan,_et_al._(5_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.12079 |
LHS1678（TOI-696）太陽系外惑星システムのTESS発見を紹介します。これは、ほぼ地球サイズの2つの通過惑星と、明るい（$V_J$=12.5、$K_s$=8.3）M2矮星を周回する可能性のある位置天文褐色矮星で構成されています。19.9個でTESSで検出された2つの惑星は、0。86日軌道と3。69日軌道でそれぞれ半径0.70$\pm$0.04$R_\oplus$と0.98$\pm$0.06$R_\oplus$です。両方の惑星は、地上での追跡観測によって検証され、特徴付けられています。HARPSRVモニタリングでは、惑星bとcについて、それぞれ0.35$M_\oplus$と1.4$M_\oplus$の97.7パーセンタイル質量の上限が得られます。CTIO/SMARTS0.9mによって検出された位置天文コンパニオンは、数十年のオーダーの公転周期を持ち、他の手段では検出されません。追加の地上観測は、コンパニオンを高質量の褐色矮星以下に制限します。それぞれの惑星は独自の関心を持っています。内惑星は超短周期で、外惑星は金星帯にあります。どちらも、JWSTによる大気の特性評価と、非常に正確な視線速度による質量測定の有望なターゲットです。4。97日の軌道で半径0.9$\pm$0.1$R_\oplus$の3番目の惑星候補も、将来の作業で検証するためにマルチサイクルTESSデータで識別されます。ホスト星は、ヘルツシュプルング・ラッセル図の下部主系列星で観測されたギャップに関連付けられています。このギャップは、M矮星の部分対流内部から完全対流内部への移行に関連しており、関連する恒星天体物理学が太陽系外惑星の進化に及ぼす影響は現在不明です。これらのシステム特性の集大成により、LHS1678は、比較太陽系外惑星科学のためのユニークで説得力のある遊び場となり、低質量星を周回する小さな短周期太陽系外惑星の形成と進化を理解します。
小惑星の4バンドWISE観測の分析
広視野赤外線サーベイエクスプローラー（WISE）の4バンドデータを使用して、4,420個の小惑星の82,548個の注意深くキュレーションされた観測を分析し、直径と赤外線放射率の推定値を生成しました。また、これらの直径値を絶対的な視覚的等級と組み合わせて使用して、可視帯域の幾何アルベドの推定値を推測しました。NEOWISEチームが分析していない131個の小惑星と、NEOWISEチームが4バンドデータで分析していない1,778個の小惑星にソリューションを提供します。私たちのプロセスは、正確な太陽フラックスを使用し、フラックスを実際のバンドパス応答と統合し、キルヒホッフの法則に従い、4つのバンドすべての放射率値を任意の値0.9に強制しないという点でNEOWISE分析とは異なります。データへの適合を改善する正規化されたモデル適合アルゴリズムを使用しました。私たちの結果は、NEOWISEの結果よりも約2倍、恒星食の直径の推定値とより厳密に一致しています。24の高品質な恒星食の結果をベンチマークとして使用すると、注意深くキュレーションされたデータセットの4赤外線バンド直径推定値の中央値誤差は9.3％であることがわかりました。私たちの結果はまた、小惑星のサイズ分布の推定値を汚染し、衝撃ハザードリスクの計算をわずかに膨らませる可能性がある、NEOWISE直径推定値にサイズ依存のバイアスが存在することを示唆しています。このサンプルの小惑星の90％以上について、アルベド推定値の誤差の主な原因は、絶対等級の誤差です。
急速に回転する惑星や星の動的潮汐ラブ数
潮汐の相互作用は多くの天体物理学システムで重要な役割を果たしますが、急速に回転し、遠心的に歪んだ星やガス状の惑星の潮汐に関する不確実性が残っています。潮汐ポテンシャルによって駆動されるノーマルモードからの寄与の合計に基づいて、回転する惑星や星の動的で非散逸的な潮汐応答を計算するための正確な方法を開発しました。臨界分裂回転速度の最大90％で回転する等エントロピーポリトロープのノーマルモードを計算し、周波数依存の潮汐応答を計算するために使用できるモード周波数と潮汐オーバーラップ係数への適合を表にします（潜在的なラブ数を介して）。基本モード（fモード）はすべての回転速度で潮汐を支配しますが、逆行慣性モード（iモード）と潮汐ポテンシャルのテッセラル（l>|m|）成分との強い結合により、次のような共振が発生することがわかります。木星や土星のような巨大ガスに関連しています。高速回転子のfモードが、駆動潮汐ポテンシャルと誘導重力場の両方の複数のコンポーネントに結合することも、テッセラル応答に影響を与え、遠心歪みと高次補正を無視する回転の処理からの大幅な逸脱につながります。非常に速い回転速度（分裂の>70％）の場合、順行fモードとiモードを混合すると、後者のセクター（l=|m|）の重なりが大幅に強化されます。非常に急速に回転し、遠心的に歪んだ惑星や星の潮汐応答は、チャンドラセカール-フリードマン-シュッツ（CFS）メカニズムを介して経年的に不安定な共鳴セクターfモードによっても変更できます。
多数のコンドライトインパクターと酸化されたマグマオーシャンが地球の揮発性の枯渇を引き起こしました
| Title |
Numerous_chondritic_impactors_and_oxidized_magma_ocean_set_Earth's_volatile_depletion |
| Authors |
Haruka_Sakuraba,_Hiroyuki_Kurokawa,_Hidenori_Genda,_and_Kenji_Ohta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.12195 |
地球の表面環境は、主要な揮発性元素である炭素（C）、窒素（N）、水素（H）の収支に大きく影響されます。地球上の揮発性物質はコンドライト物質によって供給されたと考えられていますが、バルクケイ酸塩地球（BSE）の元素組成は、N、C、Hの順に枯渇を示しています。以前の研究では、非コンドライト物質が必要であると結論付けています。この枯渇パターンのために。ここでは、元素の分配と衝撃による侵食を考慮して、降着の歴史を通じて、大気、海洋、地殻、マントル、コアの揮発性物質の進化をモデル化します。BSEの枯渇パターンは、主降着段階でのマグマオーシャンのコアとH貯蔵へのCの分配と、後期降着段階でのNの大気侵食によって、コンドライト体の連続降着から再現できることを示した。このシナリオでは、比較的酸化されたマグマオーシャン（$\log_{10}f_{\rmO_2}$$\gtrsim$$\rm{IW}$$-2$、ここで$f_{\rmO_2}$は酸素）が必要です。fugacity、${\rmIW}$は$\log_{10}f_{\rmO_2}^{\rmIW}$、$f_{\rmO_2}^{\rmIW}$は$f_{\鉄-w\"{u}stitebufferでのrmO_2}$）、降着後期における小さなインパクターの優勢、および降着後期における海洋水と炭酸塩中のHとCの貯蔵。居住可能ゾーンでの地球サイズの惑星の形成から自然に期待されます。
$ \ alpha $ Centauri A / Bのハビタブルゾーンにあるモデルの地球サイズの惑星
| Title |
A_model_Earth-sized_planet_in_the_habitable_zone_of_$\alpha$_Centauri_A/B |
| Authors |
Haiyang_S._Wang,_Charles_H._Linweaver,_Sascha_P._Quanz,_Stephen_J._Mojzsis,_Trevor_R._Ireland,_Paolo_A._Sossi,_Fabian_Seidler,_and_Thierry_Morel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.12565 |
岩石の太陽系外惑星のバルク化学組成と内部構造は、それらの長期的な進化と潜在的な居住性を理解するために基本的に重要です。太陽系の岩体や他の惑星系の化学組成の観察は、岩石惑星の化学組成が難治性元素のホスト星の化学組成を反映しているのに対し、この表現は揮発性物質では分解するという一致した図をますます示しています。この振る舞いは、惑星形成と初期進化の間の脱気によって説明されます。ここでは、太陽系本体で較正された脱蔵モデルを、最も近い太陽のような星（$\alpha$CentauriAおよびB）の化学組成に適用して、このハビタブルゾーンの岩石惑星のバルク組成を推定します。バイナリシステム（"$\alpha$-Cen-Earth"）。可能性のある惑星内部と初期の大気のさらなるモデリングを通じて、地球と比較して、そのような惑星は、（i）炭素含有種（グラファイト/ダイヤモンド）;（ii）コアの質量分率が$38.4_{-5.1}^{+4.7}$wt％のわずかに大きい鉄のコア（地球の32.5$\pm$0.3wt％を参照）。（iii）同等の貯水容量。（iv）始生代の地球に似たCO$_2$-CH$_4$-H$_2$Oが支配的な初期の大気。さらに、長寿命の放射性核種による固有の放射性加熱が25％低いことを考慮すると、古代の$\alpha$-Cen-Earth（$\sim$1.5-2.5Gyr地球より古い）の効率は低いと予想されます。マントル対流と惑星の表面再建、停滞した蓋の体制の潜在的に長い歴史。
太陽系小天体による太陽白色矮星の金属汚染
| Title |
Metal_pollution_of_the_solar_white_dwarf_by_solar_system_small_bodies |
| Authors |
Daohai_Li_and_Alexander_J._Mustill_and_Melvyn_B._Davies |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.12660 |
白色矮星（WD）は、スペクトルに金属線を示すことが多く、小惑星物質の降着を示しています。私たちの太陽は、いくつかのGyrでWDになる予定です。ここでは、太陽系WDが3つの主要な小天体集団（主帯小惑星（MBA）、木星のトロヤ小惑星（JTA）、および太陽系外縁天体（TNO））からどのように降着するかを調べます。巨大な枝の間の太陽質量の損失のために、JTAの40\％が失われますが、MBAとTNOの大部分は生き残ります。WDフェーズでは、3つの集団すべてからのオブジェクトが散発的にWDに分散し、継続的な降着を意味します。若い冷却年齢$\lesssim100$Myrの場合、MBAの増加が支配的です。予測された降着率$\sim10^6$g/sは、観測値を2桁下回っています。Gyrのタイムスケールでは、$\gtrsim100$Myrで開始するTNOの消費のおかげで、レートは数Gyrまで約$10^6-10^7$g/sで振動し、$\sim10^5$g/に低下します。s10Gyrで。1Gyr以降の太陽系WDの降着率は、太陽系外惑星の降着率とよく一致しています。ソーラーWDの場合、降着源領域が裏返しのパターンで進化することを示します。さらに、WD汚染物質として広範囲をカバーする個々のサイズを持つ現実的な小天体集団では、降着は最大の物体によって決定されます。結果として、降着率は、均一なサイズで同じ総質量の物体の集団からの降着率よりも1桁低く、より大きな散乱を示します。
VLT / SPHERE-IRDIS近赤外線観測からの海王星の環弧
| Title |
Neptune's_ring_arcs_from_VLT/SPHERE-IRDIS_near-infrared_observations |
| Authors |
D._Souami,_S._Renner,_B._Sicardy,_M._Langlois,_B._Carry,_P._Delorme,_and_P._Golaszewska |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.12669 |
海王星の不完全なリングアークは、1984年に恒星食によって発見されて以来、安定しています。これらの構造は、ケプラーの微分運動によって数か月で破壊されるはずですが、過去数十年にわたる画像データは、これらの構造が永続的であることを示しています。ここでは、2016年8月に超大型望遠鏡でIRDISカメラを使用して2.2$\mu$m（BB-Ks）で撮影されたネプチューンのリングアークの最初のSPHERE近赤外線観測を示します。画像は衛星のエフェメライドを使用して位置合わせされましたプロテウスとは、リング信号と衛星信号を強化するために適切に追加されました。補償光学給電カメラSPHERE-IRDISを使用して、ESOVLT-UT3で2016年に取得されたネプチューンのリングアークの高角度分解能近赤外画像を分析します。ここでは、アークと近くの衛星ガラテアの正確な平均運動値を導き出します。後続のアークFraternit\'eとEgalit\'eは、2007年に最後に観測されて以来安定しています。さらに、先行アークCourageとLibert\'eのフェードアウトを確認します。最後に、アークの位置と、ガラテアとの42:43の傾斜および偏心共回転共鳴との間の不一致を確認します。したがって、アークの物資の方位角閉じ込めを説明するために42:43の共回転モデルが機能しないことを示しています。
| Title |
Observed_tidal_evolution_of_Kleopatra's_outer_satellite |
| Authors |
M._Bro\v{z},_J._\v{D}urech,_B._Carry,_F._Vachier,_F._Marchis,_J._Hanu\v{s},_L._Jorda,_P._Vernazza,_D._Vokrouhlick\'y,_M._Walterov\'a,_R._Behrend |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.12702 |
（216）クレオパトラの外部衛星Alexheliosの軌道は、VLT/SPHERE機器で取得された補償光学位置天文学によってすでに制約されています。しかし、この衛星に起因する1980年の先行掩蔽イベントもあります。以下、1980年から2018年までのすべての観測をリンクしようとします。名目軌道は、真の経度で$+60^\circ$だけ説明のつかないシフトを示していることがわかります。ピリオドグラム分析と、不規則な物体の周りで相互作用する衛星の運動に適した$\ell=10$多重極モデルの両方を使用して、それぞれの振動周期$P_2$を調整できないことを確認しました。代わりに、シフトを説明するために、潮汐散逸（および軌道周期の増加）を伴うモデルを使用することを余儀なくされました。また、1977年から2021年にかけての光度曲線を分析し、クレオパトラの予想されるスピン減速を検索しました。最適なモデルによると、観測された期間レートは$\dotP_2=（1.8\pm0.1）\cdot10^{-8}\、{\rmd}\、{\rmd}^{-1}$および対応するタイムラグ$\Deltat_2=42\、{\rms}$の潮汐、ラブ数$k_2=0.3$の想定値。これは、100kmの小惑星を周回する月の潮汐進化の最初の検出です。対応する誘電正接$Q$は、より高い負荷周波数$2|\omega-n|$ではありますが、他の地球の物体と同等です。また、内なる月の経年進化、$\dotP_1=5.0\cdot10^{-8}$、およびクレオパトラのスピン減速、$\dotP_0=1.9\cdot10^{-12}も予測します。$。代替モデルでは、3：2の平均運動共鳴で捕捉された衛星、またはより大きな衛星では、$\Deltat_2$のそれぞれの値は2〜3倍低くなります。直接イメージングまたは掩蔽による将来の位置天文観測では、これらのモデルを区別できるはずです。これは、（216）クレオパトラの内部構造と機械的特性にとって重要です。
土星の電波放射に対する惑星間コロナ質量放出の影響
| Title |
Effect_of_an_interplanetary_coronal_mass_ejection_on_Saturn's_radio_emission |
| Authors |
Baptiste_Cecconi,_Olivier_Witasse,_Caitriona_M._Jackman,_Beatriz_S\'anchez-Cano,_M._Leila_Mays |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.12713 |
土星キロヘルツ放射（SKR）は、1980年のボイジャー宇宙船による土星のフライバイ中に初めて観測されました。これらの電波放射は、数kHzから1MHzの範囲で、オーロラル磁力線の周りを移動する電子によって放射されます。。彼らの研究は、磁気圏の変動性と太陽風との結合を理解するのに役立ちます。以前の研究では、太陽風の圧力とSKR強度の間に強い相関関係があることが示されています。しかし、これまで、惑星間コロナ質量放出（ICME）の効果は、ICMEを追跡でき、そのさまざまな部分を明確に識別できる時点でSKR観測が不足しているため、詳細に調べられていませんでした。この研究では、2014年11月中旬に土星に到達した大規模なICMEを利用します（Witasseetal。、2017）。当時、カッシーニ宇宙船は幸いにも太陽風の中を数日間移動しており、ICME構造の非常に正確なタイミングを提供していました。同じ期間のカッシーニデータの調査は、SKR放出の有意な増加を示し、13時間の遅れでICMEショックの通過後、および25-42時間の遅れで磁気雲通過後の良好な相関を示しました。。その間に、より小さなSKRバーストは、ICMEの噴出物の通過中に発生する陽子フラックスピークと相関する可能性があります。
LADEE-UVSデータを使用した低高度の月の塵の抑制
| Title |
Constraining_low-altitude_lunar_dust_using_the_LADEE-UVS_data |
| Authors |
H._Sharma,_M._M._Hedman,_and_D._H._Wooden,_A._Colaprete_and_A._M._Cook |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.12943 |
月の塵を研究することは、月や他の空気のない惑星体の探査に不可欠です。月の大気と塵の環境エクスプローラー（LADEE）宇宙船に搭載された紫外線と可視分光計（UVS）は、夜明けのターミネーター領域の近くの塵を探すために一連のほぼ四肢の活動を行いました。これらの活動の間、宇宙船が太陽に照らされた側から月の照らされていない側に逆行軌道で移動する間、機器は月の手足から離れた黄道帯の背景の固定点を見つめました。これらの活動から得られたスペクトルは、月面から数キロメートル以内の高度を調査します。この地域では、軌道を回る宇宙船からの以前のリモートセンシング観測によって塵の数が十分に制限されていませんでした。これらのスペクトルをフィルタリングしてさまざまな機器信号を除去すると、ダスト大気からの潜在的な信号に制約を課すことができます。これらのフィルタリングされたスペクトルは、さまざまな指数スケールの高さと粒子サイズ分布を持つダスト大気で予測されたスペクトルと比較され、これらの潜在的な集団のダスト数密度の上限が算出されます。$s^{-3}$（$s$は粒子サイズ）に比例し、スケールの高さが1kmの微分サイズ分布の場合、月面でのダスト粒子の数密度の上限を取得します。142$m^{-3}$。
若いHD73583（TOI-560）惑星系：750ミリ年前の明るくアクティブなK型矮星を通過する2つの10-M $ _ \ oplus $ミニネプチューン
| Title |
The_young_HD_73583_(TOI-560)_planetary_system:_Two_10-M$_\oplus$_mini-Neptunes_transiting_a_750-Myr-old,_bright,_and_active_K_dwarf |
| Authors |
O._Barrag\'an,_D._J._Armstrong,_D._Gandolfi,_I._Carleo,_A._A._Vidotto,_C._Villarreal_D'Angelo,_A._Oklop\v{c}i\'c,_H._Isaacson,_D._Oddo,_K._Collins,_M._Fridlund,_S._G._Sousa,_C._M._Persson,_C._Hellier,_S._Howell,_A._Howard,_S._Redfield,_N._Eisner,_I._Y._Georgieva,_D._Dragomir,_D._Bayliss,_L._D._Nielsen,_B._Klein,_S._Aigrain,_M._Zhang,_J._Teske,_J_D._Twicken,_J._Jenkins,_M._Esposito,_V._Van_Eylen,_F._Rodler,_V._Adibekyan,_J._Alarcon,_D._R._Anderson,_J._M._Akana_Murphy,_D._Barrado,_S._C._C._Barros,_B._Benneke,_F._Bouchy,_E._M._Bryant,_P._Butler,_J._Burt,_J._Cabrera,_S._Casewell,_P._Chaturvedi,_R._Cloutier,_W._D._Cochran,_J._Crane,_I._Crossfield,_N._Crouzet,_K._I._Collins,_F._Dai,_H._J._Deeg,_A._Deline,_O._D._S._Demangeon,_X._Dumusque,_P._Figueira,_E._Furlan,_C._Gnilka,_M._R._Goad,_E._Goffo,_F._Guti\'errez-Canales,_et_al._(45_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13069 |
若くて明るい（V=9.67）星HD73583（TOI-560）の光度曲線で、TESSによって発見された2つの通過する惑星の発見と特性評価を示します。システムを確認および特性評価するために、集中的な分光および測光の宇宙および地上ベースのフォローアップを実行します。HD73583は、自転周期が$12.1$d、質量と半径がそれぞれ$0.71M_\odot$と$0.66R_\odot$の若い（750Myr）アクティブスターであることがわかりました。HD73583b（$P_{\rmb}=$$6.4$d）の質量と半径はそれぞれ$10M_\oplus$と$2.83\pm0.10R_\oplus$であり、密度は$2.43{\rmg\、cm^{-3}}$。HD73583c（$P_{\rmc}=18.9$d）の質量と半径はそれぞれ$9.6M_\oplus$と$2.37R_\oplus$であり、これは$3.97{\rmg\、cmの密度に相当します。^{-3}}$。両方の惑星は、厚いエンベロープに囲まれた固体コアで作られた世界と一致しています。それらの若さとホスト星の明るさのために、それらは両方とも透過分光法研究を実行し、質量損失の兆候を探すための優れた候補です。大気中の質量損失率は、$2.4\times10^{10}\、{\rmg\、s^{-1}}$および$5.4\times10^{9}\、{\rmg\、sと予想されます。HD73583bおよびcの場合はそれぞれ^{-1}}$。HとHeで蒸発するシグネチャの検出は困難であると予想されますが、現在および将来の機器で実行可能です。
最初の星間宇宙飛行士は人間ではありません
| Title |
The_First_Interstellar_Astronauts_Will_Not_Be_Human |
| Authors |
Stephen_Lantin,_Sophie_Mendell,_Ghassan_Akkad,_Alexander_N._Cohen,_Xander_Apicella,_Emma_McCoy,_Eliana_Beltran-Pardo,_Michael_Waltemathe,_Prasanna_Srinivasan,_Pradeep_M._Joshi,_Joel_H._Rothman,_Philip_Lubin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13080 |
直接接触して宇宙を探索する私たちの能力は、少数の月面および惑星間ミッションに限定されています。しかし、NASAスターライトプログラムは、スタンドオフ指向性エネルギー推進力を介して、太陽系のはるか外側に小型の相対論的宇宙船を送るための道を示しています。これらの小型化された宇宙船は、ロボットによる探査が可能ですが、種子や生物を輸送することもでき、既知の生命の到達範囲を特徴づけ、拡大する能力に大きな変化をもたらします。ここでは、クリプトビオシスが可能な耐放射線性微生物に焦点を当てて、星間宇宙生物学の生物学的および技術的課題を探ります。さらに、惑星保護の懸念や、星に生命を送ることに関するその他の倫理的考慮事項についても説明します。
掃天観測の公開アーカイブを使用したプラネットナインの検索
| Title |
A_search_for_Planet_Nine_using_the_Zwicky_Transient_Facility_public_archive |
| Authors |
Michael_E._Brown_and_Konstantin_Batygin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13117 |
プラネットナインの特性の最近の推定は、それが当初の想定よりも近い可能性があることを示唆しています。そのようなプラネットナインはまた、当初の想定よりも明るく、広視野の中深度調査ですでに観測されている可能性を示唆しています。掃天観測の公開アーカイブでプラネットナインを検索しましたが、候補は見つかりませんでした。既知の小惑星を使用して調査のマグニチュード制限を計算すると、銀河面内を含む、予測軌道の北部のほとんどでプラネットナインを約$Vの95％の検出効率で検出する必要があることがわかりました。=20.5$。この分析および将来の分析の検出限界を理解するのに役立つように、予測されたプラネットナイン軌道の統計的サンプリングから抽出された全天の合成プラネットナイン母集団を提示します。この参照母集団を使用して、この調査で予測されるプラネットナイン位相空間の56％が除外されると推定し、将来の分析で同じ合成母集団を使用して、プラネットナインを効果的に検索するパラメーター空間の量を制限し続ける方法を示します。
Sun-Jupiterの閉形式摂動理論は降格なしで3体問題を制限しました
| Title |
Closed-form_perturbation_theory_in_the_Sun-Jupiter_restricted_three_body_problem_without_relegation |
| Authors |
Irene_Cavallari_and_Christos_Efthymiopoulos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13131 |
木星の軌道内の小天体の経年ダイナミクスの研究に適した閉形式の正規化法を提示します。この方法は、Lieシリーズの編成だけでなく、すべての摂動ステップで採用されているポアソンブラケット構造にも導入されている簿記パラメーターの便利な使用に基づいています。特に、ホモロジー方程式の形式解のすべてのステップで、上記のスキームが正規形の剰余の再定義にどのようにつながるかを示します。メインベルト小惑星の軌道の半解析的表現のためのアプリケーションが与えられます。
生産と脱出の同期：$ z \ upperx2 $の明るいLy $ \ alpha $エミッターの半分には、Lyman Continuum
Escape Fractions $ \ approx50 \％$があります。
| Title |
The_Synchrony_of_Production_&_Escape:_Half_the_Bright_Ly$\alpha$_Emitters_at_$z\approx2$_have_Lyman_Continuum_Escape_Fractions_$\approx50\%$ |
| Authors |
Rohan_P._Naidu,_Jorryt_Matthee,_Pascal_A._Oesch,_Charlie_Conroy,_David_Sobral,_Gabriele_Pezzulli,_Matthew_Hayes,_Dawn_Erb,_Ricardo_Amor\'in,_Max_Gronke,_Daniel_Schaerer,_Sandro_Tacchella,_Josephine_Kerutt,_Ana_Paulino-Afonso,_Jo\~ao_Calhau,_Mario_Llerena_and_Huub_R\"ottgering |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11961 |
星形成銀河の電離光子脱出率（LyC$f_{\rm{esc}}$）は、再電離収支で最も未知数の1つです。確率的視線効果により、大幅な赤方偏移でLyCリーカーを非リーカーから直接分離することができなくなります。ここでは、z=2（XLS-z2）でのX-SHOOTERLyA調査から解決された（R>4000）LyAプロファイルを使用して$f_{\rm{esc}}$を推測することにより、この不確実性を回避します。$>0.2L^{*}の代表的なサンプルから、リーカー（$f_{\rm{esc}}>20$％）と非リーカー（$f_{\rm{esc}}<5$％）を選択します。$LyAエミッター（LAE）。1000〜8000{\AA}（レストフレーム）をカバーするこれらのサブセットの中央値スタックスペクトルを使用して、LyC$f_{\rm{esc}}$の条件を調査します。漏出者と非漏出者の間には、次の違いがあります。（i）強い星雲CIVおよびHeII放出対非検出、（ii）O32〜8.5対〜3、（iii）Ha/Hbは、ほこりがないことを示します。E（BV）〜0.3、（iv）全身速度に近いMgII放出vs.赤方偏移した光学的に厚いMgII、（v）LyA$f_{\rm{esc}}$〜50％vs.〜10％。リーカーの極端なEW（O3+Hb〜1100{\AA}）は、最も硬い電離スペクトルを持つ短命の星が輝くときに、LyCエスケープの特徴的なタイムスケールを〜3-10Myrバーストに制限します。漏出者の明確な特徴（極端に電離する星の種族、低いカラム密度、ほこりのない、高い電離状態のISM）は、$f_{\rm{esc}}>20\％$スタックで同時に発生し、因果関係があり、O32のようなインジケーターがJWSTでz>6の$f_{\rm{esc}}$を制約するのに十分である理由を動機付けます。リーカーはサンプルの半分を構成し、中央値LyC$f_{\rm{esc}}$〜50％、およびイオン化生成効率$\log（{\xi_{\rm{ion}}/\rm{Hz\erg^{-1}}}）$〜25.9。これらの結果は、LAE（z=2ではまれな銀河のタイプですが、より高い赤方偏移で標準になるタイプ）は、極端な$\xi_{\rm{ion}}$と多産の$f_{\を備えた非常に効率的なイオナイザーであることを示しています。rm{esc}}$が同期して発生します。（要約）
中性子星合体による銀河のr過程濃縮に対する出生キックの影響
| Title |
The_impact_of_natal_kicks_on_galactic_r-process_enrichment_by_neutron_star_mergers |
| Authors |
Freeke_van_de_Voort_(1),_R\"udiger_Pakmor_(2),_Rebekka_Bieri_(2),_Robert_J._J._Grand_(3_and_4)_((1)_Cardiff,_(2)_MPA,_(3)_IAC,_(4)_La_Laguna) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11963 |
天の川銀河の宇宙論的、電磁流体力学的シミュレーションにおいて、高速中性子捕獲（r過程）元素による銀河の濃縮を研究します。中性子星合体またはまれなクラスのコア崩壊超新星のいずれかに基づくさまざまな濃縮モデルを、唯一のrプロセスソースとして含めます。宇宙論的シミュレーションで初めて、中性子星の出生キックをオンザフライで実装して、それらの影響を研究します。キックを使用すると、中性子星合体は銀河円盤の外側で発生する可能性が高くなりますが、合体する前にバイナリが移動する距離は、中性子星合体のキック速度分布と遅延時間分布の形状にも依存します。私たちの基準モデルでは、rプロセスの存在比の中央値はやや低く、キックを含めると金属量の傾向はわずかに急になります。観測とよりよく一致するように「最適化」されたモデルでは、初期の中性子星合体の割合が高く、rプロセスの存在量の中央値はキックの影響をほとんど受けません。どちらのモデルでも、特に金属量が低い場合、出生キックではrプロセスの存在量のばらつきがはるかに大きくなり、rプロセスが強化された星が増えます。さまざまなキック速度で実験したところ、速度が遅いと散乱は減少しますが、出生キックがない場合よりも大きくなります。観測されたrプロセスの存在量のばらつきは、主に出生キックによって引き起こされ、rプロセスのソースが出生場所から遠く離れており、ばらつきがその生産源。
| Title |
The_dark_matter_halo_masses_of_elliptical_galaxies_as_a_function_of_observationally_robust_quantities |
| Authors |
Alessandro_Sonnenfeld_(1),_Crescenzo_Tortora_(2),_Henk_Hoekstra_(1),_Marika_Asgari_(3),_Maciej_Bilicki_(4),_Catherine_Heymans_(3,_5),_Hendrik_Hildebrandt_(5),_Koen_Kuijken_(1),_Nicola_R._Napolitano_(6),_Nivya_Roy_(7),_Edwin_Valentijn_(8),_Angus_H._Wright_(5)_((1)_Leiden_Observatory,_(2)_INAF-OAC,_(3)_University_of_Edinburgh,_(4)_Polish_Academy_of_Sciences,_(5)_Ruhr_University_Bochum,_(6)_Sun_Yat-sen_University,_(7)_Carmel_College,_(8)_University_of_Groningen) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11966 |
環境。巨大な楕円銀河の恒星成分の組み立ての歴史は、その暗黒物質のハローの組み立ての歴史と密接に関連しています。銀河の特性がそれらのハロー質量とどのように相関するかを測定することは、それらの進化を理解するのに役立ちます。目的。弱い重力レンズ効果の観測を使用して、楕円銀河の暗黒物質ハロー質量がそれらの特性の関数としてどのように変化するかを調査します。偏りの可能性を最小限に抑えるために、ロバストに決定できる銀河の特性、つまり表面輝度プロファイルと色に焦点を当てています。メソッド。SDSS分光サンプルから2439個の中央高地楕円銀河を選択しました。まず、セルシックモデルをKilo-DegreeSurvey（KiDS）の測光データに適合させることにより、表面輝度プロファイルと色を測定しました。KiDS弱レンズ効果データとベイズ階層アプローチを使用して、赤方偏移、レストフレーム$r-$バンドの光度、半光半径、レストフレーム$u-g$の色の関数としてハロー質量分布を適合させました。表面輝度の大半径の振る舞いに関する仮定に対するロバスト性のために、総光度と半光度を10〜kpcの開口内の光度、$L_{r、10}$、および軽量の表面輝度勾配、$\Gamma_{10}$。結果。固定された赤方偏移と光度では、ハローの質量と半光の半径または色の間に相関関係は検出されませんでした。結論。私たちの結果は、巨大な楕円銀河の平均的な星形成効率は、それらの最終的なサイズや色にほとんど依存しないことを示しています。これは、これらのオブジェクトのサイズと色の分布の多様性の起源が、ハロー質量以外の特性にあることを示唆しています。
Ly {\ alpha}による再電離の（再）解決：明るいLy {\ alpha}エミッターが$ z \ upperx2-8
$宇宙の再電離の背景をどのように説明するか
| Title |
(Re)Solving_Reionization_with_Ly{\alpha}:_How_Bright_Ly{\alpha}_Emitters_account_for_the_$z\approx2-8$_Cosmic_Ionizing_Background |
| Authors |
Jorryt_Matthee,_Rohan_P._Naidu,_Gabriele_Pezzulli,_Max_Gronke,_David_Sobral,_Pascal_A._Oesch,_Matthew_Hayes,_Dawn_Erb,_Daniel_Schaerer,_Ricardo_Amor\'in,_Sandro_Tacchella,_Ana_Paulino-Afonso,_Mario_Llerena,_Jo\~ao_Calhau_and_Huub_R\"ottgering |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11967 |
星形成銀河からの宇宙電離放射率は、長い間、UV光度関数に固定されてきました。ここでは、Ly$\alpha$エミッター（LAE）に基づく放射率フレームワークを紹介します。これは、Ly$\alpha$とLyCの生成と脱出の間の密接な関係により、電離バックグラウンドの原因となる銀河のサブセットに自然に焦点を合わせます。フォトン。解決されたLy$\alpha$プロファイルから取得された$z\upperx2$での明るいLAE（$L_{\rm{Ly\alpha}}>0.2L^{*}$）のエスケープ率に対する制約を使用し、それらについて議論します。赤方偏移不変性、次のことを示します。（i）クエーサーとLAEが一緒になって、$z\approx2-6$で比較的平坦な放射率を再現します。これらのエポックと（ii）LAEは、もっともらしい仮定の下で$z\upperx6-9$の間で遅くて急速な再イオン化を引き起こします。このフレームワーク内で、UV人口の平均$f_{\rm{esc}}$の$>10\times$の上昇は、Ly$\の成長を促進するのと同じ現象が原因で自然に発生します。赤方偏移を伴うalpha$エミッターの割合。一般に、LAEが支配的な放射率は、最新のシミュレーションで報告されているように、UV光度を伴う電離収支の分布にピークをもたらします。採用したパラメータ（$f_{\rm{esc}}=50\％$、$\xi_{\rm{ion}}=10^{25.9}$Hzerg$^{-1}$を使用して明るい半分LAE）、$M_{\rmUV}<-17$の高度に電離する少数の銀河が、星形成銀河からの電離予算全体を占めることがわかりました。このような希少な銀河からのLyCの急速な閃光は、「ディスコ」電離バックグラウンドを生成し、$z>5$で大きな変動をもたらす可能性があることを提案します。提案されたLy$\alpha$アンカー形式をさらに発展させるために、提案された観測テストで締めくくります。
EMBERからFIREへ：ディープラーニングを使用した暗黒物質シミュレーションからの高解像度バリオンフィールドの予測
| Title |
From_EMBER_to_FIRE:_predicting_high_resolution_baryon_fields_from_dark_matter_simulations_with_Deep_Learning |
| Authors |
Mauro_Bernardini,_Robert_Feldmann,_Daniel_Angl\'es-Alc\'azar,_Mike_Boylan-Kolchin,_James_Bullock,_Lucio_Mayer,_Joachim_Stadel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11970 |
流体力学シミュレーションは、宇宙論的構造形成における暗黒物質とバリオンの相互作用を研究するための強力ですが、計算コストの高いアプローチを提供します。ここでは、暗黒物質のみのシミュレーションに基づいてバリオンフィールドを予測し、計算コストを削減するためのEMulatingBaryonicEnRichment（EMBER）ディープラーニングフレームワークを紹介します。EMBERは、暗黒物質フィールドから2次元ガス密度とHI密度を予測するために、U-NetとWassersteinGenerativeAdversarialNetworks（WGAN）の2つのネットワークアーキテクチャで構成されています。条件付きWGANを確率的エミュレーターとして設計し、同じ暗黒物質入力から複数のターゲットフィールドをサンプリングできるようにします。トレーニングでは、FeedbackinRealisticEnvironments（FIRE）プロジェクトの宇宙論的ボリュームとズームイン流体力学シミュレーションを組み合わせて、広範囲のスケールを表現します。当社の基準WGANモデルは、ガスおよびHIパワースペクトルを10％の精度で最大10kpcスケールまで再現します。さらに、アップサンプリング技術を通じて、低解像度の暗黒物質入力から高解像度のバリオンフィールドを予測するEMBERの機能を調査します。実用的なアプリケーションとして、この方法論を使用して、L=100Mpc/hの共動宇宙ボックスの暗黒物質シミュレーション用の高解像度HIマップをエミュレートします。暗黒物質ハローのガス含有量とEMBERによって予測されたHIカラム密度分布は、大量の宇宙論的シミュレーションと存在量マッチングモデルの結果とよく一致しています。私たちの方法は、物理的に一貫したバリオン場のマップで暗黒物質のみのシミュレーションを強化するための、計算効率の高い確率的エミュレーターを提供します。
SSA22 HIトモグラフィー調査（SSA22-HIT）。 I.データセットとコンパイルされたredshiftカタログ
| Title |
The_SSA22_HI_Tomography_Survey_(SSA22-HIT)._I._Dataset_and_compiled_redshift_catalog |
| Authors |
Ken_Mawatari,_Akio_K._Inoue,_Toru_Yamada,_Tomoki_Hayashino,_J._Xavier_Prochaska,_Khee-Gan_Lee,_Nicolas_Tejos,_Nobunari_Kashikawa,_Takuya_Otsuka,_Satoshi_Yamanaka,_David_J._Schlegel,_Yuichi_Matsuda,_Joseph_F._Hennawi,_Ikuru_Iwata,_Hideki_Umehata,_Shiro_Mukae,_Masami_Ouchi,_Yuma_Sugahara,_Yoichi_Tamura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11977 |
ケック望遠鏡のDEIMOSを使用して、SSA22フィールドでSSA22-HITという名前の詳細な分光調査を実施しました。これは、バックグラウンド銀河のスペクトルでのLy$\alpha$吸収の分析を通じて高$z$HIガスの断層撮影を行うように設計されています。合計で、203個の銀河が$26\times15$arcmin$^2$領域で$2.5<z<6$で分光的に確認され、そのうち150個がこの研究で新たに決定されました。私たちの赤方偏移の測定値は、SSA22フィールドの$34\times27$arcmin$^2$領域で利用可能な以前に確認された赤方偏移とマージされました。$z>2$のさまざまなタイプの$\sim740$銀河を含むこのコンパイル済みカタログは、さまざまなアプリケーションに役立ち、一般に公開されています。私たちのSSA22-HIT調査は、観測されたフィールドで$z>3.2$のソースの分光学的赤方偏移の数の約2倍に増加しました。これは、並行研究で提示する$z=3.1$でのプロトクラスター領域のHIトモグラフィーマッピングに大きなメリットをもたらします。公開されている赤方偏移カタログとの比較から、SSA22フィールドでコンパイルされた赤方偏移カタログは、$z>でのオブジェクトの広域と高表面数密度の組み合わせの点で、主要な銀河系外調査フィールドのカタログに匹敵することを示しています。2ドル。
大規模調査XVI。大規模な初期型銀河の中心における恒星の初期質量関数
| Title |
The_MASSIVE_SURVEY_XVI._The_Stellar_Initial_Mass_Function_in_the_Center_of_MASSIVE_Early-Type_Galaxies |
| Authors |
Meng_Gu,_Jenny_Greene,_Andrew_B._Newman,_Christina_Kreisch,_Matthew_Quenneville,_Chung-Pei_Ma_and_John_P._Blakeslee |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11985 |
恒星の初期質量関数（IMF）は、恒星の質量と銀河の星形成履歴の測定における基本的な特性です。この作品では、近くの宇宙で最も巨大な銀河$\log（M_{\star}/M_{\odot}）>11.2$に焦点を当てています。MASSIVE調査では、41個の初期型銀河（ETG）について、$0.4\mu{\rmm}-1.01\mu{\rmm}$の広い波長範囲を持つ高品質のマゼラン/LDSS-3ロングスリット分光法を取得しています。$R_{\rme}/8$のアパーチャ内で高いS/Nスペクトルを導き出します。詳細な恒星合成モデルを使用して、完全なスペクトルモデリングを通じて各銀河の元素存在量と恒星IMFを制約します。サンプルのすべてのETGには、MilkyWay（Kroupa）IMFよりも急勾配のIMFがあります。最適なIMFミスマッチパラメータ$\alpha_{\rmIMF}=（M/L）/（M/L）_{\rmMW}$は、1.12から3.05の範囲で、平均は$\langle\alpha_{\rmIMF}\rangle=1.84$は、平均して、IMFがSalpeterよりも底が重いことを示唆しています。推定された恒星の質量を動的質量と比較すると、ほとんどの銀河は、$1\sigma$の不確実性の範囲内で動的質量よりも小さい恒星質量を持っていることがわかります。サンプルを文献の低質量銀河で補完し、$\log（\alpha_{\rmIMF}）$が$\log（\sigma）$、$\log（M_{\star}）$、および$\log（M_{\rmdyn}）$。より大規模なETGの中心にあるIMFは、より底が重い。さらに、$\log（\alpha_{\rmIMF}）$は、[Mg/Fe]と推定総金属量[Z/H]の両方と正の相関があることがわかります。有効な恒星面密度$\Sigma_{\rmKroupa}$が$\alpha_{\rmIMF}$の変動の原因である可能性があるという示唆的な証拠が見つかりました。$\sigma$、[Mg/Fe]、[Z/H]が、世界的な恒星IMF変動の主要な推進力であると結論付けています。
TNG50シミュレーションで観測された巨大銀河の恒星スケーリング関係の構築とブラックホール成長との関係
| Title |
The_building_up_of_observed_stellar_scaling_relations_of_massive_galaxies_and_the_connection_to_black_hole_growth_in_the_TNG50_simulation |
| Authors |
S._Varma,_M._Huertas-Company,_A._Pillepich,_D._Nelson,_V._Rodriguez-Gomez,_A._Dekel,_S.M._Faber,_P._Iglesias-Navarro,_D.C._Koo,_J._Primack |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11989 |
[要約]TNG50宇宙論シミュレーションで、巨大な銀河の模擬観測された恒星の形態学的および構造的特性が$z=0.5$から$z=3$の間にどのように構築されるかを研究します。CANDELS調査のプロパティを使用してモック画像を生成し、通常の観測で行われるようにセルシックパラメータと光学レストフレーム形態を導き出します。全体として、シミュレーションは、星形成銀河と静止銀河のさまざまな銀河の形態学的タイプの存在量の観測された進化を再現します。シミュレートされた星形成銀河と急冷銀河の$\log{M_*}-\logR_e$と$\log{M_*}-\log\Sigma_1$の関係も、観測された勾配とゼロ点を1-$\以内に一致させます。sigma$。シミュレーションでは、銀河は観測された中央の恒星質量密度（$\Sigma_1$）を増加させ、特徴的な恒星質量$\sim10^で、星形成主系列星の不規則/塊状システムから通常のハッブル型システムに形態を変換します。{10.5}〜M_\odot$。この形態変化は、中央の超大質量ブラックホール（SMBH）の活動に関連しています。恒星の質量が小さい場合（$10^9$<$M_*/M_\odot$<$10^{10}$）、SMBHは急速に成長しますが、質量が大きい場合、SMBHは動的フィードバックモードに切り替わり、ゆっくりと成長します。この低降着段階では、SMBHフィードバックにより、$\Sigma_1$が同時に成長するとともに、星形成が抑制されます。よりコンパクトで巨大な銀河は、同じ質量の拡張された銀河よりも速くSMBHを成長させ、最終的には早く消光します。TNG50シミュレーションでは、SMBHは主に銀河が急冷する前にガス降着を介して成長し、$\Sigma_1$はSMBHの成長が遅くなった後に大幅に増加します。したがって、シミュレーションは、静止銀河が同じSMBH質量の星形成銀河よりも高い$\Sigma_1$値を持っていることを予測します。これは、代替モデルとは一致せず、一部の観測で緊張している可能性があります。
レオIの新しい固有運動の決定
| Title |
A_New_Proper_Motion_Determination_of_Leo_I |
| Authors |
Dana_I._Casetti-Dinescu,_Caitlin_K._Hansen,_Terrence_M._Girard,_Vera_Kozhurina-Platais,_Imants_Platais_and_Elliott_P._Horch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.12022 |
この衛星に使用された最長の時間ベースラインまで、最大10年にわたるWFPC2/HSTデータセットを使用して、レオIの絶対固有運動を測定します。測定は、銀河の光の中心近くにある約2300個のレオI星に依存しています。絶対固有運動の補正は、174個のガイアEDR3星と10個の銀河に基づいています。WFPC2の研究分野ですべてのガイアEDR3星に対して高精度で比較的適切な運動を生成したため、絶対EDR3システムへの修正は、これらのガイア星がLeoIメンバーであることに依存していません。この新しい決定は、WFPC2の最近改善された位置天文校正からも恩恵を受けています。結果として得られる固有運動値（mu_alpha、mu_delta）=（-0.007+-0.035、-0.119+-0.026）mas/yrは、最近の大面積のガイアEDR3ベースの決定と一致しています。レオIの固有運動の最近のすべての測定について説明し、（mu_alpha_3meas、mu_delta_3meas）=（-0.036+-0.016、-0.130+-0.010）mas/yrの複合マルチスタディ平均を採用します。レオIの絶対固有運動のこの値は、その軌道極が、天の川の最も明るい矮小楕円体衛星の大部分によって定義された広大な極構造の軌道極とよく一致していることを示しています。
オリオンバーでのPAHエミッションの特徴
スピッツァー宇宙望遠鏡に搭載された赤外線分光器で得られたオリオンバー光解離領域（PDR）全体の2つの異なる位置での5〜14〜$\mu$mスペクトルと、成層圏赤外線天体で得られた3.3〜$\mu$mPAH観測を示します。成層圏赤外線天文台（SOFIA）。多環芳香族炭化水素（PAH）、ダスト、原子および分子水素、アルゴン、硫黄、およびネオンからの放出を、一次照明源からの距離の関数として特徴付けることを目指しています。H$_{2}$でトレースされるように、すべての主要なPAHバンドは、イオン化フロントとPDRフロントの間でピークになりますが、これらのバンド間の変動は、このピークから離れて、PDRの前面と\HII\領域の背面。相対的なPAH強度は、確立されたPAH特性と一致していますが、異常な動作を報告し、これらをPDRの視野角とPDRに衝突するFUV放射場の強度に起因すると考えています。Orionバー全体で変化する平均PAHサイズを決定します。カチオン性PAHバンド間に見られる微妙な違いについて説明し、このPDR環境における炭素質種の光化学的進化を強調します。PAHは、FUV放射場の強度やPAHイオン化パラメータなどの環境特性の優れたトレーサーであることがわかります。
宇宙の再電離の時代における銀河のサイズに対する塵の影響
| Title |
The_Impact_of_Dust_on_the_Sizes_of_Galaxies_in_the_Epoch_of_Reionization |
| Authors |
Madeline_A._Marshall,_Stephen_Wilkins,_Tiziana_Di_Matteo,_William_J._Roper,_Aswin_P._Vijayan,_Yueying_Ni,_Yu_Feng,_and_Rupert_A.C._Croft |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.12075 |
宇宙の再電離の時代の銀河のサイズを、z=7から11までのBlueTides宇宙論的流体力学シミュレーションからの約100,000個の銀河のサンプルを使用して研究します。最も質量の大きい銀河は、質量分布がより平坦な低質量の銀河よりもコンパクトで密度が高くなっています。固有の遠紫外線の光度とサイズの間にはやや負の関係がありますが、ダスト減衰画像から測定すると、正のサイズと光度の関係があります。これは、ほこりが観測された正のサイズと光度の関係の主な原因であり、ほこりが明るい視線を優先的に減衰させ、より平坦な発光プロファイル、したがってより大きな測定サイズをもたらすことを示唆しています。残りのフレームの紫外線と光学のサイズと光度の関係を調べたところ、波長が長くなると傾きが減少することがわかりました。これは、関係がほこりによって引き起こされている結果であり、長波長での減衰が少なくなります。遠紫外線のサイズと光度の関係は、z=7から11への穏やかな進化を示し、銀河のサイズは赤方偏移とともに$R\propto（1+z）^{-m}$として進化します。ここで、$m=0.559\pm0.008$。最後に、z=7のクエーサーホスト銀河のサイズを調査し、クエーサーホストの固有のサイズは銀河サンプル全体に比べて小さいものの、ダスト減衰画像から測定すると同等のサイズであることがわかりました。
メーザーデータからの回転曲線に基づく銀河の3成分スタッケルモデル
バルジ、ディスク、ハローを含む銀河の3成分スタッケルモデルが構築されます。ポテンシャルのパラメーター推定値は、モデルの回転曲線を三角法の視差とメーザーの空間速度に関するデータから見つかった方位速度に適合させた結果として得られます。フィッティング方法は、方位角速度の測定と自然分散を考慮に入れ、過度の残差を持つオブジェクトを除外するためのアルゴリズムを使用します。より均一なサンプルを得るために、オブジェクトは2つのグループに分けられました：高質量の星形成領域に関連するメーザーと他のタイプのメーザーです。これらのグループの重大な運動学的不均一性が特定され、考慮されました。最初のグループでは、方位角速度分散は$\sigma_{0,1}=4.3\pm0.4$〜km\、s$^{-1}$です。2番目の$\sigma_{0,2}=15.2\pm1.3$〜km\、s$^{-1}$。銀河面ポテンシャルのモデルを構築した後、それは運動の3番目の2次積分の存在を仮定して空間全体に一般化されました。銀河の回転曲線を詳細に再構築する場合、使用されるアルゴリズムはスタッケルポテンシャルの解析式を提供します。これにより、スタッケル近似で銀河の位相密度モデルを構築するタスクが大幅に簡素化されます。Stackelモデルをより現実的にするために、銀河の密度の垂直分布に関するデータを直接説明する方法を開発する必要があります。
$ z = 5.66 $の候補キロパーセクスケールクエーサーペア
$z=5.66$、J2037--4537で近いクエーサーペア候補の発見を報告します。J2037--4537は、地上観測で同じ赤方偏移で2つのクエーサー画像に分解されます。フォローアップ分光法は、2つの画像の連続体の傾きと輝線の特性の両方に大きな違いがあることを示しています。2つのクエーサー画像の投影分離は$1\farcs24$（$7.3\text{〜kpc}$at$z=5.66$）で、赤方偏移の差は$\Deltaz\lesssim0.01$です。{\emハッブル宇宙望遠鏡}によって撮影された高解像度画像は、前景のレンズ銀河を検出しません。J2037--4537の観測的特徴は、レンズ仮説を強く否定します。J2037--4537が物理的なクエーサーペアである場合、$\sim10$の適切なkpc（pkpc）の間隔で$\sim10^5$のクエーサークラスタリング信号を示し、$のペアの割合に最初の観測制約を与えます。z>5$クエーサー、$f_\text{pair}（r<30\text{〜pkpc}）>0.3\％$。J2037--4537の特性は、銀河の合体の流体力学的シミュレーションにおける、合併によって引き起こされたクエーサーペアの特性と一致しています。
銀河団におけるX線データの投影：シミュレーションと観測の対峙
さまざまなリアリズムを備えた数値シミュレーションは、創発的な原理を示しています。自由落下時間に対する冷却時間の比率（$t_{\rmcool}/t_{\rmff}$）が下がると、多相凝縮と大きな空洞電力が発生します。しきい値は10に近い値です。この比率が20〜30を下回ると、観測では確かにクールコアのシグネチャが示されますが、シミュレーションと比較して、\tctf〜ratioが10未満のコアの普及率はまれです。X線観測では、放射状のガス密度と温度プロファイルを推測する必要がある投影スペクトルを取得します。コア内のX線空洞と多相ガスの理想化されたモデルと3DハイドロジェットICMシミュレーションを使用して、$t_{\rmcool}/t_{を決定する際の球対称性の仮定に基づいてデプロジェクションによって導入されたバイアスを定量化します。\rmff}$。使用された方法は、緩和されたクラスターの$t_{\rmcool}/t_{\rmff}$比を回復できますが、大きな空洞を含むシステムでは2〜3$の係数の不確実性があることを示します（$\gtrsim20$kpc）。また、これらの方法からの質量推定値は、ビリアル半径に近いX線スペクトルがない場合、ビリアル質量（$M_{200}$）と濃度パラメーター（$c$）の間の縮退に苦しむことを示します。$M_{200}\の形式：c^2\upperx$定数。さらに、軟X線（$\lesssim0.5$keV）のカバレッジがなく、空間分解能が低いため、クラスター内でmin（$t_{\rmcool}/t_{\rmff}$）を数倍過大評価しています。min（$t_{\rmcool}/t_{\rmff}$）$\lesssim5$を使用します。このバイアスは、min（$t_{\rmcool}/t_{\rmff}$）$\lesssim5$のクールコアクラスターの欠如を主に説明できます。
M17からの双極分子流出
星形成複合体M17の分子雲の運動学は、野辺山45m望遠鏡で解像度（$20"\sim0.2$pc）の高解像度CO線マッピングデータを使用して研究されています。分子を「ローブ」と呼び、上部が覆われた円筒形の空洞の周りに細長いシェル構造を持っていることが示されています。ローブは、短軸方向に$\sim5$\kmsで、および$\sim3/\で拡大しています。cos\i$kms$^{-1}$は主軸方向にあり、$i$は主軸の傾きです。膨張運動の運動エネルギーは、$\sim3\times10のオーダーです。^{49}$ergs。ローブは、NGC6618から南に向かって流れ出る、より密度の高い分子「ホーン」に共通の起源を持つ裏庭の構造であるため、ローブとホーンは双極流出を構成します。ローブとホーンは、空洞の周りのシリンダーに典型的なダブルピークプロファイルを示しています。ローブとホーン全体の位置-速度図（PVD）高速側および/または低速側が欠けているか、色あせているオープンリング構造を示します。この特定のPVD動作は、ローブ軸とホーン軸に向かって流速が増加する円錐形シリンダー内の流出に起因する可能性があります。
近くの進化した星の調査II：ボリュームが制限されたサンプルの作成とジェームズクラークマクスウェル望遠鏡からの最初の結果
| Title |
The_Nearby_Evolved_Stars_Survey_II:_Constructing_a_volume-limited_sample_and_first_results_from_the_James_Clerk_Maxwell_Telescope |
| Authors |
P._Scicluna,_F._Kemper,_I._McDonald,_S._Srinivasan,_A._Trejo,_S._H._J._Wallstr\"om,_J._G._A._Wouterloot,_J._Cami,_J._Greaves,_Jinhua_He,_D._T._Hoai,_Hyosun_Kim,_O._C._Jones,_H._Shinnaga,_C._J._R._Clark,_T._Dharmawardena,_W._Holland,_H._Imai,_J._Th._van_Loon,_K._M._Menten,_R._Wesson,_H._Chawner,_S._Feng,_S._Goldman,_F.C._Liu,_H._MacIsaac,_J._Tang,_S._Zeegers,_K._Amada,_V._Antoniou,_A._Bemis,_M._L._Boyer,_S._Chapman,_X._Chen,_S.-H._Cho,_L._Cui,_F._Dell'Agli,_P._Friberg,_S._Fukaya,_H._Gomez,_Y._Gong,_M._Hadjara,_C._Haswell,_N._Hirano,_S._Hony,_H._Izumiura,_M._Jeste,_X._Jiang,_T._Kaminski,_N._Keaveney,_J._Kim,_K._E._Kraemer,_Y.-J._Kuan,_E._Lagadec,_C.F._Lee,_D._Li,_S.-Y._Liu,_T._Liu,_I._de_Looze,_F._Lykou,_C._Maraston,_J._P._Marshall,_M._Matsuura,_C._Min,_M._Otsuka,_M._Oyadomari,_H._Parsons,_N._A._Patel,_E._Peeters,_T._A._Pham,_J._Qiu,_S._Randall,_G._Rau,_M._P._Redman,_A._M._S._Richards,_S._Serjeant,_C._Shi,_G._C._Sloan,_M._W._L._Smith,_K.-W._Suh,_J._A._Toal\'a,_S._Uttenthaler,_P._Ventura,_B._Wang,_I._Yamamura,_T._Yang,_Y._Yun,_F._Zhang,_Y._Zhang,_G._Zhao,_M._Zhu_and_A._A._Zijlstra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.12562 |
近くの進化した星の調査（NESS）は、CO$J=$（2$-$1）で観測された、（サブ）mmの波長で3\、kpc内の$\sim$850銀河の進化した星のボリューム完全なサンプルです。（3$-$2）回転線、およびサブmm連続体、ジェームズクラークマクスウェル望遠鏡とアタカマパスファインダー実験を使用。NESSは、距離と粉塵生成率（DPR）に基づいて、5つの層で構成されています。進化した星までの距離を推定するための新しいメトリックを定義し、その結果を\emph{Gaia}EDR3と比較します。他の研究を複製すると、銀河面で最も進化し、高度に覆われたオブジェクトが、私たちのソースから返される塵を支配し、最初に、合計DPRを$4.7\times10^{-5}$M$_\odot$yr$と見積もっています。サンプルから^{-1}$。私たちのサブmmフラックスは体系的に高く、スペクトル指数は通常、ダストモデルが通常予測するよりも浅いです。450/850$\mu$mスペクトル指数は、黒体のレイリージーンズ体制と一致しており、進化した星の大部分が予想外に大きな炭塵のエンベロープを持っていることを示唆しています。
コンパクトラジオAGNの光学特性とX線放射に関する調査
コンパクトな電波活動銀河核（コンパクトな電波AGN）はコンパクト（$\leq$20kpc）で、強力な電波源です。現在、好ましいシナリオは、それらがAGN進化の初期段階にあるということです。現在、コンパクト無線AGNの研究は主に無線帯域に焦点を合わせており、他の帯域は広く研究されていません。降着特性、AGNの進化、およびそれらのX線の起源を調査するために、コンパクトな無線AGNの全身光学特性とX線放射の研究を紹介します。コンパクト無線AGNには、降着率分析によって示されるさまざまな降着モードがあることがわかります。電波パワー-線形サイズ図では、それらは一般に、線形サイズが増加し、降着率が減少する大規模電波銀河への進化の傾向に従います。それらの硬X線放射は、ラジオ/X線の関係とブラックホール活動の基本平面に基づいて、ジェットからのものである可能性があります。
3D-HST / CANDELSにおける0.5
| Title |
Morphological_Transformation_and_Star_Formation_Quenching_of_Massive_Galaxies_at_0.5_ |
| Authors |
Shuang_Liu_(1),_Yizhou_Gu_(1),_Qirong_Yuan_(1),_Shiying_Lu_(1),_Min_Bao_(1_and_2),_Guanwen_Fang_(3),_Lulu_Fang_(4)((1)_Department_of_Physics_and_Institute_of_Theoretical_Physics,_Nanjing_Normal_University,_China,_(2)_School_of_Astronomy_and_Space_Science,_Nanjing_University,_China,_(3)_School_of_Mathematics_and_Physics,_Anqing_Normal_University,_China,_(4)_Department_of_Astronomy,_University_of_Science_and_Technology_of_China) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.12704 |
銀河の形態変化と星形成の消光に対する恒星の質量と局所環境の影響を理解するために、$0.5\leqz\の巨大な（$M_*\geq10^{10}M_{\odot}$）銀河を使用します。3D-HST/CANDELSの5つのフィールドでleq2.5$。{\itUVJ}の診断とスフェロイドを所有している可能性に基づいて、私たちの巨大な銀河のサンプルは、静止初期型銀河（qE）、静止後期型銀河（qL）、星形成初期の4つの集団に分類されます。型銀河（sE）、および星形成後期型銀河（sL）。静止率は、質量の上限と局所的な環境の過密度で大幅に上昇していることがわかります。これは、質量と局所的な環境の両方に対する消光の明確な依存性を示唆しています。宇宙時間の経過とともに、銀河の静止の質量依存性は減少し、局所的な環境依存性は増加します。初期型の割合は、高質量端でのみ大きくなることがわかり、形態変化の明らかな質量依存性を示しています。この質量依存性は、赤方偏移が低いほど顕著になります。4つの母集団の中で、qLの活動銀河核（AGN）の割合は、$2<z\leq2.5$でピークに達し、宇宙時間とともに急速に減少します。sEは、$0.5\leqz<2$で$20-30\％$の高いAGN比率を持っていることがわかります。qLとsEのAGNフラクションの赤方偏移の進化は、AGNフィードバックがqLとsEの形成に重要な役割を果たした可能性があることを示唆しています。
UNIONSのラム圧力候補
| Title |
Ram_Pressure_Candidates_in_UNIONS |
| Authors |
Ian_D._Roberts,_Laura_C._Parker,_Stephen_Gwyn,_Michael_J._Hudson,_Raymond_Carlberg,_Alan_McConnachie,_Jean-Charles_Cuillandre,_Kenneth_C._Chambers,_Pierre-Alain_Duc,_Hisanori_Furusawa,_Raphael_Gavazzi,_Vanessa_Hill,_Mark_E._Huber,_Rodrigo_Ibata,_Martin_Kilbinger,_Simona_Mei,_Yannick_Mellier,_Satoshi_Miyazaki,_Masamune_Oguri,_Richard_J._Wainscoat |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.12714 |
分光学的に選択された50以上のSDSSグループとクラスターにわたる乱れた候補ラム圧力ストリッピング銀河の検索を提示します。カナダ-フランスハワイ望遠鏡からの高品質のUNIONSイメージングを使用して、これらのシステムで48のラム圧力候補が視覚的に識別され、uバンドとrバンドでそれぞれ約6200平方度と約2800平方度をカバーします。ラム圧力候補は、ハロー質量の広い範囲にまたがるグループおよびクラスターに見られ、グループ体制（$M_h<10^{14}$）に約30のラム圧力候補が含まれます。ラム圧力候補の観測された頻度は、グループ/クラスターの質量によってかなりのばらつきを示していますが、平均して、クラスター（$M_h>10^{14}\、M_\odot$）の方がグループ（$M_h<10^{14}）よりも大きくなっています。\、M_\odot$）を約2倍にします。動圧候補は最も一般的には低質量銀河であり、星形成散在銀河に比べて星形成率が高いことがわかります。星形成の強化は、銀河の質量とはほとんど無関係であり、銀河団内の銀河で最も強くなります。UNIONSによる大きな調査フットプリントと優れた画質の結果として、広範囲のホスト環境にわたって、ラム圧力ストリッピングの影響を受ける可能性のある乱れた銀河を特定することができます。
GASP XXXVIII：クラゲ銀河の非熱側のLOFAR-MeerKAT-VLAビュー
| Title |
GASP_XXXVIII:_The_LOFAR-MeerKAT-VLA_view_on_the_non-thermal_side_of_a_jellyfish_galaxy |
| Authors |
Alessandro_Ignesti,_Benedetta_Vulcani,_Bianca_M._Poggianti,_Rosita_Paladino,_Timothy_Shimwell,_Julia_Healy,_Myriam_Gitti,_Cecilia_Bacchini,_Alessia_Moretti,_Mario_Radovich,_Reinout_J._van_Weeren,_Ian_D._Roberts,_Andrea_Botteon,_Ancla_M\"uller,_Sean_McGee,_Jacopo_Fritz,_Neven_Tom\v{c}i\'c,_Ariel_Werle,_Matilde_Mingozzi,_Marco_Gullieuszik,_Marc_Verheijen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.12719 |
動圧ストリッピングは、銀河団の重要な進化の推進力です。それらの星形成の進化を加速し、それらの中心活動銀河核（AGN）の活動と銀河と環境ガスの間の相互作用を引き起こし、そして最終的にそれらのガス貯蔵所を消散させることができると考えられています。0.144〜5.5GHzのLOFAR、MeerKAT、およびVLA観測を組み合わせて、クラスターAbell2626（$z=0.055$）内のクラゲ銀河JW100の非熱電波放射を研究することにより、ラム圧力ストリッピングの結果を調査しました。恒星円盤、剥ぎ取られた尾、AGNの統合スペクトルを研究し、銀河全体のスペクトルインデックスをマッピングし、磁場強度を円盤内で11〜18$\mu$G、$<10$に制限しました。尻尾に$\mu$G。恒星円盤の電波放射は、放射的に古いプラズマによって支配されており、おそらく高い星形成率の古い段階に関連しています。これは、星形成が数ドルの10^7$年で4倍に急速に抑制されたことを示唆しています。尾部での電波放射は、元々ディスクで加速されていた電波プラズマが尾部で変位するストリッピングシナリオと一致しています。電波とX線の放射の形態は、磁化された環境プラズマが銀河に降着するシナリオをサポートします。AGNの非熱スペクトルは、相対論的な電子加速が中央のイオン化ガスの流出と同時に発生した可能性があることを示しており、2つのプロセス間の物理的な接続を示唆しています。
深い教師あり表現学習からの実用的な銀河形態学ツール
| Title |
Practical_Galaxy_Morphology_Tools_from_Deep_Supervised_Representation_Learning |
| Authors |
Mike_Walmsley,_Anna_M._M._Scaife,_Chris_Lintott,_Michelle_Lochner,_Verlon_Etsebeth,_Tobias_G\'eron,_Hugh_Dickinson,_Lucy_Fortson,_Sandor_Kruk,_Karen_L._Masters,_Kameswara_Bharadwaj_Mantha,_Brooke_D._Simmons |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.12735 |
天文学者は通常、独自の表現を最初から作成することで、教師あり機械学習の問題を解決しようと試みてきました。すべてのGalaxyZooDECaLS質問に回答するようにトレーニングされた深層学習モデルが、モデルがトレーニングされたことのない新しいタスクに役立つ銀河の意味のある意味表現を学習することを示します。これらの表現を利用して、大きな銀河サンプルの調査に不可欠ないくつかの実用的なタスクで既存のアプローチを上回ります。最初のタスクは、クエリ銀河と同様の形態の銀河を特定することです。人間によってフリーテキストタグが割り当てられた単一の銀河（例：`#diffuse'）を考えると、ほとんどのタグでそのタグに一致する銀河を見つけることができます。2番目のタスクは、特定の研究者にとって最も興味深い異常を特定することです。私たちのアプローチは、（GalaxyZoo2のボランティアによって判断された）最も興味深い100の異常を特定するのに100\％正確です。3番目のタスクは、少数の新しくラベル付けされた銀河のみを使用して新しいタスクを解決するためにモデルを適応させることです。私たちの表現から微調整されたモデルは、地上画像（ImageNet）から微調整されたモデルやゼロから訓練されたモデルよりも、環状銀河をよりよく識別できます。非常に少ない新しいラベルで各タスクを解決します。1つ（類似性検索用）または数百（異常検出または微調整用）のいずれか。これは、深く監視された方法では、天文学で実際に使用するために新しい大きなラベル付きデータセットが必要であるという長年の見解に異議を唱えています。事前にトレーニングされたモデルからコミュニティが恩恵を受けるのを助けるために、微調整コードzoobotをリリースします。Zoobotは、ディープラーニングの経験がない研究者も利用できます。
UV選択銀河におけるAGNの寿命：超大質量ブラックホールとホスト銀河の共進化の手がかり
| Title |
AGN_lifetimes_in_UV-selected_galaxies:_a_clue_to_supermassive_black_hole-host_galaxy_coevolution |
| Authors |
Xiaozhi_Lin,_Yongquan_Xue,_Guanwen_Fang,_Lulu_Fan,_Huynh_Anh_N._Le,_and_Ashraf_Ayubinia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13009 |
超大質量ブラックホール（SMBH）とそのホスト銀河の間の共進化は、銀河の星形成を$z>1$で規制するブラックホール降着活動についての直接的な証拠はほとんどありませんが、10年以上にわたって提案されてきました。この論文では、$UV$で選択された赤いシーケンス（RS）、青い雲（BC）、緑の谷（GV）銀河における、X線活動銀河核（AGN）の寿命を調べ、AGN降着活動が最も多いことを発見しました。RS銀河やBC銀河と比較して、GV銀河では$z\sim1.5-2$で顕著です。また、AGN降着タイムスケールを、$UV$で選択された銀河の典型的な色遷移タイムスケールと比較します。$z\sim1.5-2$でのGV銀河の寿命は、それらに存在するAGNがこれらの赤方偏移で高降着率モードにとどまるときの典型的なタイムスケールに非常に近いことがわかります。BC銀河の場合、色遷移のタイムスケールとブラックホールの強い降着寿命の間の一貫性は、より低い赤方偏移（$z<1$）で発生する可能性が高くなります。私たちの結果は、AGN降着活動がホスト銀河の$UV$色遷移を支配し、銀河とその中央のSMBHが互いに共進化するシナリオをサポートしています。
しし座の三つ子のHIマッピング：尾と橋の形態と運動学
| Title |
HI_mapping_of_the_Leo_Triplet:_Morphologies_and_kinematics_of_tails_and_bridges |
| Authors |
Gang_Wu,_David_Mart\'inez-Delgado,_Christian_Henkel,_Pavel_Kroupa,_Fabian_Walter,_Nico_Krieger,_Alberto_D._Bolatto,_Timothy_Robishaw,_Joshua_D._Simon,_\'Alvaro_Ib\'a\~nez_P\'erez,_Karl_M._Menten,_and_Jarken_Esimbek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13015 |
しし座の三つ子（NGC3628、M65/NGC3623、およびM66/NGC3627）における中性水素（HI）の完全にサンプリングされた、これまでで最高の解像度と感度の観測は、3つの銀河を超えた6つのHI構造を明らかにします。これらの構造の形態と運動学の詳細な結果を提示します。これは、将来のシミュレーションに使用できます。特に、NGC3628のプルームで初めて2アーム構造を検出しました。これは、潮汐相互作用モデルによって説明できます。プルームの光学的対応物は、主に南腕に関連しています。プルーム（東向き）とNGC3628の接続部分（ベース）は、NGC3628の青方偏移（西）側にあります。2つのベースがプルームの2つのアームに関連付けられているように見えます。M66の南東に、速度勾配が逆になっている塊（M66の速度勾配に対して）と新たに検出された尾部、つまりM66SEが見つかりました。M66SEはMによって捕獲されたNGC3628からのガスを表していると思われます。2つの銀河間の最近の相互作用で66。その間、ガスはM66に向かって落下し、その結果、M66の南東部ですでに以前に観測された特徴が生じています。大きな線幅と二重のピーク。逆さまの「Y」字型のHIガス成分（M65S）がM65の南で検出されました。これは、M65も相互作用に関与している可能性があることを示唆しています。この相互作用する銀河群の最新の流体力学的シミュレーションを強くお勧めし、3つの銀河すべてを取り巻くガス状の破片の起源を明らかにします。
SatGen-II。サブハロ集団に対する椎間板電位の影響の評価
暗黒物質の下部構造の人口統計は、暗黒物質の性質に敏感に依存しています。このプローブを最適に活用するには、サブハロの存在量に関する正確な理論的予測が必要です。これらの予測は、数値シミュレーションにおける人為的な混乱、ハロー間の大きな分散、および結果が銀河形成のバリオン物理学に依存するという事実によって妨げられています。特に、数値シミュレーションは、中央ディスクの形成が、ディスクの衝撃による下部構造の破壊の強化に起因する暗黒物質のみのシミュレーションと比較して、下部構造の存在量を大幅に減らすことができることを示しています。半解析的サブハロモデルSatGenを使用して、ディスクが下部構造に与える影響を調べます。このモデルは、$N$-bodyシミュレーションを妨げる数値的混乱のない下部構造の潮汐進化を正確にモデル化します。天の川のようなハローの10,000の合併ツリーのサンプルを使用して、前例のない統計的検出力を持つ一連の複合ハローディスク電位の下で進化するサブハローの人口統計を研究します。全体的なサブハロの存在量は、その総質量を除いて、ディスクの特性に比較的鈍感であることがわかります。$M_\mathrm{vir}$の$5\％$を含むディスクの場合、$r_\mathrm{vir}$内の平均サブハロ存在量は、ディスクなしと比較して${\lesssim}10\％$抑制されます。ケース、ハローからハローへの分散によって矮小化された違い。同じディスク質量の場合、50kpc内のサブハロの存在量は${\sim}30\％$減少します。我々は、ディスクが主に小さなペリセントリック半径を持つサブハロの過剰な質量損失を引き起こし、ディスクの衝撃の影響は無視できると主張します。
ZTFとWISEからの矮小銀河における変動性によって選択された中間質量ブラックホール候補
| Title |
Variability-selected_intermediate_mass_black_hole_candidates_in_dwarf_galaxies_from_ZTF_and_WISE |
| Authors |
Charlotte_Ward,_Suvi_Gezari,_Peter_Nugent,_Eric_C._Bellm,_Richard_Dekany,_Andrew_Drake,_Dmitry_A._Duev,_Matthew_J._Graham,_Mansi_M._Kasliwal,_Erik_C._Kool,_Frank_J._Masci_and_Reed_L._Riddle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13098 |
この論文では、掃天観測（ZTF）の光学測光と、時間分解広視野赤外線サーベイエクスプローラー（WISE）の前方モデル化された中赤外測光を使用して、矮小銀河の親サンプルから変動性を選択したAGNのサンプルを示します。）画像を追加しました。25,714個の矮小銀河のうち44個が光学的に可変のAGN候補を持ち、79,879個の矮小銀河のうち158個が中赤外可変のAGN候補を持っていることがわかりました。これは、$0.17\pm0.03$％と$0.20\pm0.02$％の活動銀河に対応します。それぞれ。NSA164884とNSA451469の2つのオブジェクトのみ、ビリアル質量$M_{\text{BH}}=10^{6.9}M_\odot$と$M_{\text{BH}}=10^{6.3}M_のブロードラインAGN\odot$はそれぞれ、光学検索と中IR検索の両方で見つかりました。AGN識別への分光学的アプローチでは、ZTFIMBH候補の81％とWISEIMBH候補の69％を見逃していたことがわかります。矮小銀河AGNのラジオ、X線、および変動検索で以前に検出されたのは$9$の候補だけです。広いバルマー系列を持つIMBHのビリアル質量は$10^5M_\odot<M_{\text{BH}}<10^7M_\odot$ですが、残りのサンプルでは、ホスト銀河の質量範囲から予測されるBH質量は$10^です。{4.8}M_\odot<M_{\text{BH}}<10^7M_\odot$。親サンプルと共通のパロマートランジエントファクトリーから以前に報告された変動性選択AGN候補152のうち5つだけがZTFで変動性であることがわかりました。また、ZTFの矮小銀河について、核超新星の割合を$0.05\pm0.01$％year$^{-1}$と決定しました。私たちのZTFとWISEIMBHの候補者は、ヴェラC.ルービン天文台での時空のレガシー調査（LSST）に備えて、他の方法では隠された低質量AGNの発見のための変動性検索の可能性を示しています。
トランジェントで最初の星の初期質量関数を調べる
最初のいわゆるポピュレーションIII（PopIII）の出現は、初期質量関数（IMF）に決定的に依存する方法で初期の宇宙史を形作りました。ただし、直接的な観測上の制約がないため、詳細なIMFはとらえどころのないままです。それにもかかわらず、数値シミュレーションは、最初の星は通常巨大であり、しばしば暴力的で爆発的な死で彼らの人生を終わらせるべきであるということで大まかに同意します。これらの運命には、非常に明るい対不安定型超新星（PISNe）と明るいガンマ線バースト（GRB）が含まれます。後者は、急速に回転する前駆星がブラックホールに崩壊することから生じます。これらの高赤方偏移の過渡現象は、今後の宇宙望遠鏡ミッションの検出限界内にあると予想され、他のプローブでは簡単にアクセスできない原始IMFの形状に効果的な制約を課すことができます。この論文は、高赤方偏移のPISNeとGRBの宇宙論的ソース密度を利用して、PopIIIIMFを調査するためのフレームワークを提示します。これらのトランジェントを個別に検討することで、PopIIIIMFに有用な制約を与えることができますが、PISNカウントとGRBカウントを組み合わせることで、より厳しい境界を得ることができます。この組み合わされた診断は、基礎となるポップIII星形成率密度とは独立しているため、より堅牢です。将来の調査では、空全体でほとんどの高赤方偏移GRBをキャプチャすることが約束されていますが、高赤方偏移PISNは、将来の望遠鏡で検索します。ローマの宇宙望遠鏡は、おそらく実質的に不完全になるでしょう。それにもかかわらず、PISNカウントのそのような下限でさえ、特にそれがトップヘビーであるかどうかにかかわらず、原始IMFに重要な制約を提供できることを示しています。
磁化された連星と現実的な状態方程式の融合からのジェット発射
| Title |
Jet_Launching_from_Merging_Magnetized_Binary_Neutron_Stars_with_Realistic_Equations_of_State |
| Authors |
Milton_Ruiz,_Antonios_Tsokaros,_Stuart_L._Shapiro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11968 |
準円軌道にある二元中性子星の一般相対論的電磁流体力学（GRMHD）シミュレーションを実行します。これらの星は合体し、ブラックホール（BH）への遅延または迅速な崩壊を受けます。星は非回転であり、SLyまたはH4核状態方程式を使用してモデル化されます。初期磁場構成がジェット発射に与える影響を評価するために、最初は動的に重要ではなく、恒星の内部に限定されるか、通常のパルサーのように内部から外部に広がる純粋なポロイダル磁場を星に与えます。以前の結果と一致して、超大質量中性子星（HMNS）を形成し、崩壊が遅れるバイナリーに由来するBH+ディスクの残骸だけが、磁気動力ジェットを駆動できることがわかりました。バイナリの総質量が迅速な崩壊のしきい値に近いほど、重力波のピーク振幅とジェット発射の間の時間遅延が短くなることがわかります。この時間遅延は、初期磁場構成にも強く依存します。また、恒星内部に閉じ込められたシード磁場は、パルサーのような磁場を持つものよりも〜$\sim25\、\rmms$遅れてジェットを発射する可能性があることもわかりました。ジェットの寿命[$\Deltat\lesssim150\、\rmms$]とその出力ポインティング光度[$L_{\rmEM}\sim10^{52\pm1}\rmerg/s$]は、典型的な短いガンマ線バースト中央エンジンの寿命、およびジェットを発射するためのブランドフォード-ナエックメカニズムとそれに関連するポインティング光度と一致しています。我々の数値結果はまた、物質の動的放出が磁場によって増強され得ることを示唆している。したがって、GW170818のようなイベントからのキロノバ信号を完全に理解するには、GRMHD研究が必要です。
APLibraeの核周囲ダストとそのVHE放出源
| Title |
Circumnuclear_Dust_in_AP_Librae_and_the_source_of_its_VHE_emission |
| Authors |
Agniva_Roychowdhury,_Eileen_T._Meyer,_Markos_Georganopoulos,_Peter_Breiding,_Maria_Petropoulou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.12016 |
ブレーザーの広い高エネルギースペクトル成分は、通常、相対論的ジェットのさまざまな逆コンプトン散乱プロセスに起因しますが、物理モデルの縮退のため、ほとんどの場合、明確に識別されていません。2015年にH.E.S.S.によって検出された低シンクロトロンピークのBLLacオブジェクト（LBL）であるAPてんびん座非常に高いエネルギー（VHE;$>$0.5TeV）で、非常に広い高エネルギースペクトルを持ち、$\sim$90年のエネルギーをカバーします。標準的なシンクロトロン自己コンプトンモデルは、一般にVHE放射を再現できません。これは、ブレーザーコアからではなく、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）光子の逆コンプトン散乱からのキロパーセクスケールで発生する可能性があることを示唆しています。相対論的ジェット（IC/CMB）。以前の研究におけるAPLibraeのTeV放射のIC/CMBモデルは、kpcスケールのジェットからの高レベルの赤外線放射を暗示しています。新たに取得したハッブル宇宙望遠鏡の画像を使用して、予想レベルをはるかに下回る1.6$\mu$mでのkpcスケールのジェット放射の深い上限を取得します。バンド3〜9の高解像度ALMAイメージングは、コア減算後の残留ダストディスクの特徴を明らかにし、明確な熱スペクトルと、PSF減算後に見られる非ジェット残留放出と一致する範囲（$\sim$500pc）を示します。1.6$\mu$mHSTイメージング。APLibraeでの異常に広いGeVとVHEの放出は、ブレーザーコアとサブkpcジェットの両方の電子による、それぞれCMBとダストディスクからの光子の複合IC散乱によって再現できることがわかります。
中性子星ブラックホール合併GW200115の電磁気的対応物に対する制約
| Title |
Constraints_on_the_electromagnetic_counterpart_of_the_Neutron_Star_Black_Hole_merger_GW200115 |
| Authors |
S._Dichiara,_R._L._Becerra,_E._A._Chase,_E._Troja,_W._H._Lee,_A._M._Watson,_N._R._Butler,_B._O'Connor,_M._Pereyra,_K._O._C._L\'opez,_A._Y._Lien,_A._Gottlieb,_A._S._Kutyrev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.12047 |
AdvancedLIGOおよびAdvancedVirgo検出器のO3実行中に検出された中性子星-ブラックホール（NSBH）合併GW200115のフォローアップキャンペーンの結果を報告します。合併後約23時間で、全確率領域の約20％をカバーし、限界マグニチュード$w$=20.5ABまでカバーするDeca-DegreeOpticalTransientImager（DDOTI）を使用して広視野観測を取得しました。カウンターパートを検索すると、単一の候補（AT2020aeo）が返されますが、合併に関連していない可能性があります。合計で、25の関心のある情報源のみがコミュニティによって特定され、後でGWイベントとは無関係であるとして破棄されました。上限を最先端のキロノバシミュレーションによって予測された放出と比較し、大量の噴出物（>0.1$M_{\odot}$）を嫌い、システムのスピンが特に高くないことを示しています。光学的限界を$Swift$および$Fermi$からのガンマ線制約と組み合わせることにより、ジェット軸から$\lesssim$15度の角度を表示するための標準的な短時間バーストの存在を嫌います。しかし、私たちの結論は、このGWイベントの広いローカリゼーション領域によって制限されており、フォローアップ作業の効率を向上させるには、正確な迅速な位置が依然として重要です。
何も意味をなさない
2つの中性子星の合体に続いて検出された光学光のモデルは、偏光が重力波を伴うキロノバ爆発の幾何学のユニークなプローブであることを明らかにしています。
| Title |
Carnegie_Supernova_Project-II:_Near-infrared_Spectroscopy_of_Stripped-Envelope_Core-Collapse_Supernovae |
| Authors |
M._Shahbandeh,_E._Y._Hsiao,_C._Ashall,_J._Teffs,_P._Hoeflich,_N._Morrell,_M._M._Phillips,_J._P._Anderson,_E._Baron,_C._R._Burns,_C._Contreras,_S._Davis,_T._R._Diamond,_G._Folatelli,_L._Galbany,_C._Gall,_S._Hachinger,_S._Holmbo,_E._Karamehmetoglu,_M._M._Kasliwal,_R._P._Kirshner,_K._Krisciunas,_S._Kumar,_J._Lu,_G._H._Marion,_P._A._Mazzali,_A._L._Piro,_D._J._Sand,_M._D._Stritzinger,_N._B._Suntzeff,_F._Taddia,_and_S._A._Uddin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.12083 |
カーネギー超新星プロジェクト-II（CSP-II）によって得られた34個の剥ぎ取られたエンベロープコア崩壊超新星（SESNe）の75個の近赤外線（NIR;0.8$-$2.5$\mu$m）スペクトルを提示します。IIb、Ib、Ic、およびIc-BL。スペクトルの位相は、最大前から最大から80日後までの範囲です。このユニークなデータセットは、これまでのSESNeの最大のNIR分光サンプルを構成します。NIR分光法は、光学では利用できない追加情報を観測量に提供します。具体的には、NIRにはHeIの共鳴線が含まれており、Ic型超新星の外側のHe層が完全に剥ぎ取られているかどうかをより詳細に調べることができます。SESNeのNIRスペクトルには幅広い類似性がありますが、統計的手段による詳細な調査により、NIRの「He-rich」と「He-poor」のSNeの間に強い二分法があることがわかります。これらのNIRサブグループは、それぞれ光学IIb/IbおよびIc/Ic-BLタイプにほぼ完全に対応します。2つのグループ間の最大の違いは、HeI$\lambda$2.0581$\mu$mラインの近くの2$\mu$m領域で観察されます。2つのグループ間の分割は、連続シーケンスに沿った任意の分割ではありません。Heに富むSESNeの初期のスペクトルは、Heに乏しいグループと比較して、はるかに強いHeI$\lambda$2.0581$\mu$m吸収を示していますが、プロファイル形状の範囲が広いです。同じ行は、He-poorグループのSNeの半分に微量のHeがあることの証拠も提供します。
降着によって引き起こされた崩壊を伴う磁化された白色矮星+ヘリウム星のバイナリ進化
酸素/ネオン/マグネシウム組成の白色矮星（ONeMgWD）+剥ぎ取られたヘリウム（He）星のバイナリからの降着誘起崩壊（AIC）は、独特の中性子星オブジェクトを形成するための1つの有望なチャネルです。WDの磁場がWDバイナリ進化の降着段階を変える可能性があることが議論されています。非磁性で十分に磁化されたWDを検討することにより、詳細な恒星進化とバイナリ集団合成シミュレーションを使用して、ONeMgWD+Heスターバイナリの進化を調査します。ミリ秒パルサー（MSP）やマグネターなどの可能な形成経路における磁気的に閉じ込められた降着の役割も研究されています。球対称降着の場合と比較して、WDの物質蓄積効率は、磁気閉じ込めモデルの下で低い物質移動速度で向上します。潜在的なAIC前駆体システムの初期パラメーター空間は、磁気閉じ込めの影響により、より短い軌道周期とより低いドナー質量に向かって移動します（ただしそれほど重要ではありません）。これにより、最終的なMSPは、質量の小さいWDコンパニオンとより短い軌道周期を持つことができます。磁気閉じ込めがある場合とない場合で得られたAICの銀河系の出生数に有意差はありません。これは、WDの磁場がAICを生成できるONeMgWD+He星連星の数を劇的に変化させないことを意味します。ONeMgWDとCOWDの付着段階は類似しているため、これらの結論は、タイプIa超新星の前駆体としてCO（炭素/酸素）WD+Heスターバイナリに適用できることは注目に値します。高度に磁化されたWDのAICを介して形成される可能性のあるマグネターの銀河系の速度は$0.34\times10^{-4}\、{\rmyr}^{-1}$です。
SRG / eROSITAによって提供された超新星残骸とも座Aの衝撃を受けたプラズマの全体像
| Title |
A_global_view_of_shocked_plasma_in_the_supernova_remnant_Puppis_A_provided_by_SRG/eROSITA |
| Authors |
Martin_G._F._Mayer,_Werner_Becker,_Peter_Predehl,_Manami_Sasaki,_Michael_Freyberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.12220 |
環境。とも座Aは中年の超新星残骸（SNR）であり、非常に明るい拡張X線源として見ることができます。多くの研究がSNRの個々の特徴を調査しましたが、現時点では、そのX線放射全体の包括的な研究は存在しません。目的。校正と性能検証の段階でSRG/eROSITA望遠鏡によって取得されたフィールドスキャンデータを使用して、ショックを受けたプラズマの物理的状態ととも座A全体の元素の分布を調査することを目指しています。狭帯域光観察と狭帯域光観察を使用して、吸収とプラズマ温度の大規模な分布、および典型的な輝線を調査します。このアプローチは、とも座Aの衝撃を受けたプラズマの空間分解スペクトル分析によって補完されます。この分析では、SNRを約700の異なる領域に分割し、その範囲にわたる主要な物理量のマップを作成します。結果。南西の四分円に前景吸収の強いピークがあり、北東の縁の高温と相まって、とも座Aを横切るハードエミッションのよく知られたストリップが作成されます。さらに、観測されたイオン化年代の分布を使用して、再構築を試みます。個々の地域のショックの年齢。顕著な北東フィラメントとイジェクタノット、および明るい東ノットの外縁について、ごく最近の衝撃相互作用が見られます。最後に、元素存在量マップは、以前に報告された結び目と一致する、エジェクタ材料によるプラズマの単一の明確な増強のみを明らかにし、SNRの残りの部分で明らかなエジェクタ濃縮はありません。この領域内で、より軽い元素が支配的な噴出物からシリコンに富む噴出物が空間的に分離していることを確認します。
Iax型超新星の噴出物における層状化の分光学的特徴の分析
| Title |
An_analysis_of_the_spectroscopic_signatures_of_layering_in_the_ejecta_of_type_Iax_supernovae |
| Authors |
M._R._Magee,_J._H._Gillanders,_K._Maguire,_S._A._Sim,_F._P._Callan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.12294 |
いくつかのタイプのIax超新星の調査は、それらの噴出物がある程度層状にならなければならないという提案につながりました。このような噴出物の構造は、純粋な爆燃によって予測された十分に混合された組成と矛盾していると主張されてきました。爆発モデルに基づいて、噴出物を人工的に層状化し、均一な組成が得られるまで徐々に混合するおもちゃモデルを作成します。非常に混合され、すべての速度で燃焼および未燃焼の材料を含むモデルは、層状構造が提案されているSN2012Zとかなりよく一致することがわかります。また、タイプIax超新星に対して決定された既存の噴出物組成が、必ずしも純粋な爆燃モデルと矛盾せず、より急な密度プロファイルと一致する可能性があることについても説明します。異なるプラズマ状態を持つ一連のモデルを提示することにより、ラインプロファイル形状の違いが強い混合に起因する可能性があるという以前の主張を調査します。これらのモデルは、ブレンドが実際に観察されたプロファイルの違いを説明できることを示しています。あるいは、層別化もそのような違いを説明する可能性がありますが、すべてのモデルは、これが必ずしも豊富な層別化を必要としないことを示しています。十分に混合されたモデルでも、イオン化状態で十分な成層化を実現できます。私たちの分析に基づいて、Iax型超新星の噴出物を層状にする必要があることを示唆する証拠が不十分であることを示し、したがって、最も明るいIax型超新星であっても、純粋な爆燃シナリオが除外されないと主張します。私たちの分析では、噴出物をある程度層状にすることができないことは示されていませんが、外側の噴出物を層状にすることができる範囲を決定するには、爆発から数日以内の観察が必要です。
チャンドラ深部X線観測を用いたA1914における複数のショックフロントの検出について
ここでは、Abell1914でのアーカイブ\textit{Chandra}X線観測を使用した、3つのショックフロントの新しい検出について報告します。この観測では、電波ハロー、電波フェニックス、およびヘッドテール銀河もホストされています。この研究では、電波フェニックスの位置でのX線衝撃波面を報告します。これにより、電波フェニックスが衝撃波の通過によって圧縮されたときに点灯する古いプラズマを追跡するシナリオがさらに強化されます。さらに、クラスターの熱力学的構造を詳細に分析します。A1914の温度マップは、AdaptiveCircularBinning（ACB）、WeightedVoronoiTessellations（WVT）、およびContourbinning（Contbin）メソッドの3つの異なる手法を使用して作成します。これらの熱力学的マップは、クラスターの疑似圧力および疑似エントロピーマップとともに、複数の合併イベントによって生成された形態の乱れの証拠です。これらの合併イベントは、クラスター全体の乱気流を生み出し、相対論的粒子を再加速させ、クラスター内に電波ハローをもたらす可能性があります。さらに、X線画像と電波画像を比較すると、電波ハローが2つのX線ショックフロント内に含まれていることがわかります。私たちの分析は、A1914がクラスターのICM内に赤道衝撃と軸衝撃の両方を持っていることを示唆しています。より深い\textit{Chandra}X線観測から得られた熱力学的マップの衝撃位置と分析に基づいて、二重マージシナリオを提案しました。
コンパクトオブジェクトを使った宇宙素粒子物理学
標準模型を超える仮想粒子の存在を調べることは、しばしば極端なパラメータを扱います：大きなエネルギー、小さな断面積、大きな時間スケールなど。実験室での実験でパラメータ空間の必要な領域をテストできることもありますが、多くの場合、自然の制限により制限が不十分になります。上限。このような場合、天体物理学の研究は、値の範囲を大幅に拡大するのに役立ちます。基本的な物理学の利益のために使用される天文学的な情報源の中で、コンパクトオブジェクト（中性子星と白色矮星）が主導的な役割を果たします。これらの天体の観測と特性に関連する宇宙素粒子物理学研究のいくつかの側面をレビューします。暗黒物質の粒子はコンパクトな物体の中に集められ、さらに加熱されたり崩壊したりする可能性があります。粒子捕獲のレジームと速度、および起こりうる天体物理学的結果を要約します。次に、特定のタイプの仮想粒子であるアクシオンに焦点を当てます。それらの存在は、中性子星または白色矮星の磁気圏でのプリマコフ過程に起因する放出の観測によって明らかになる可能性があります。あるいは、これらはこれらのコンパクトな物体の冷却に寄与することができます。最近の観察に基づく上限を含め、これらの分野での結果を提示します。
GRB190114Cの超相対論的極限放出段階の性質
| Title |
Nature_of_the_ultrarelativistic_prompt_emission_phase_of_GRB_190114C |
| Authors |
R._Moradi,_J._A._Rueda,_R._Ruffini,_Liang_Li,_C._L._Bianco,_S._Campion,_C._Cherubini,_S._Filippi,_Y._Wang_and_S._S._Xue |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.12410 |
フェルミ-GBMが10keV-10MeVで、1.9〜3.99秒の間隔で観測したGRB190114Cの超相対論的極限放出（UPE）相の物理的起源について説明します。Fermi-GBMデータの高いS/N比のおかげで、時間分解スペクトル分析により、UPEフェーズ全体で時間間隔が減少し続けている、同様の黒体とカットオフのべき乗則スペクトルのシーケンスが証明されました。UPEフェーズでは、カーブラックホールとBH回転軸に沿った均一なテスト磁場B0で構成されるGRBの内部エンジンが、過臨界磁場で動作すると想定します。内部エンジンの真空偏極量子過程から発生するバリオン負荷、PEMBパルスの存在下で、$e^+e^-$ペアの電磁プラズマを推測します。この最初は光学的に厚いプラズマは自己加速し、透過半径でFerm-GBMによって観測されたMeV放射を生じさせます。trf>3.99sで、電界は臨界未満になり、内部エンジンは古典的な電気力学レジームで動作し、GeV放出を生成します。量子と古典的な電気力学プロセスの両方で、内部エンジンのカーBHの時間変化する質量とスピンを決定し、Christodoulou-Hawking-Ruffiniの質量エネルギー式を満たします。初めて、カーBHの回転エネルギーを抽出することにより、内部エンジンが一連のPEMBパルスを生成する方法を定量的に示します。時間ビンが減少するシーケンスで、量子真空偏極プロセスに従います。ローレンツ因子、バリオン荷重、透明度での半径、および各シーケンスで一定であると想定される磁場の値を計算します。量子電気力学レジームを古典電磁気レジームにリンクする基本的な階層構造は、タイムスケール$t=10^{-9}$sとエネルギー$E=10^{45}$のブラックホリック量子の放出によって特徴付けられます。エルグ。
レプトンによって引き起こされる非共振ストリーミング不安定性
完全運動プラズマシミュレーションを使用して、エネルギーレプトンによって駆動される非共鳴（ベル）ストリーミング不安定性を研究します。それを駆動するために必要な条件と、線形段階と飽和段階の両方での標準的な陽子駆動の場合との違いを特定します。シミュレーションを説明するために、簡単な分析理論が提示されます。私たちの発見は、電子だけが加速される可能性がある（たとえば、斜め衝撃波）、または相対論的なペアが生成される（たとえば、パルサー風星雲の周り）天体物理学的環境の現象学を理解するために重要です。
方位角に近い平均磁場を伴う磁気回転乱流におけるAlfv \ 'enicと圧縮変動の間のエネルギー分配
| Title |
Energy_partition_between_Alfv\'enic_and_compressive_fluctuations_in_magnetorotational_turbulence_with_near-azimuthal_mean_magnetic_field |
| Authors |
Y._Kawazura,_A._A._Schekochihin,_M._Barnes,_W._Dorland,_and_S._A._Balbus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.12434 |
電磁流体力学（MHD）乱流の理論は、Alfv\'enicおよび低速モードのような圧縮変動が慣性範囲の小規模でエネルギー的に分離されることを予測しています。しかし、磁気回転不安定性（MRI）が乱流を駆動する場合、MRIエネルギー注入は広範囲の波数で発生するため、両方のタイプの変動が分離し始めるスケールを数値的に解決することは困難であり、両方のタイプの変動は通常、比較的小規模でも結合されると予想されます。この研究では、ディスクの差動回転によって自然に生成される、方位角に近い平均磁場によってスレッド化されたMRI乱流に焦点を当てます。デカップリングスケールは、差動回転効果を含む縮小MHDモデルを使用して到達可能であることを示します。このモデルでは、Alfv\'enicと圧縮の変動は、降着円盤の角速度に比例する線形項によってのみ結合されます。このモデルの乱流を数値的に解き、非線形エネルギー伝達がMRI注入スケールより下の線形結合を支配するため、シミュレーションの小規模なスケールでAlfv\'enicと圧縮の変動が分離されることを示します。小規模に含まれる圧縮変動のエネルギー流束は、Alfv\'enic変動のエネルギー流束のほぼ2倍であることを示します。この発見をハイブリッドジャイロ運動論的シミュレーションで発見された最近の結果と組み合わせると、MHDスケールでのMRIによる乱流の駆動と運動スケールでの散逸の両方を考慮したイオンから電子への加熱処方が導き出されます。この処方箋は、イオンがほぼ方位角の磁場で付着ディスクの部分の電子の少なくとも2倍強く加熱されることを示唆しており、これはイベントホライズン望遠鏡による高温付着ディスクの観察を解釈する際の有用なモデルとなります。
天体物理学の高輝度源における放射線形成の長さ
相対論的粒子の放射形成長$l_c\sim\gamma^2\lambda$（$\gamma$はローレンツ因子、$\lambda$は放出波長）は、多くの粒子間距離よりもはるかに長いです。天体物理学的アプリケーション。これは、高エネルギー放出に対してもプラズマ効果の重要性につながります。結果は自明ではありません：（i）放出粒子の位相の平均化は電力を減少させます（別名、円電流は放出されません）。（ii）密度の変動は、コヒーレント放出の散発的な生成につながる可能性があります。（iii）光子の組み立て中のプラズマ効果は、放出の抑制（超光速モードのRazin-Tsytovich効果）、またはサブルミナスノーマルモードの反対の限界では、新しく議論されたシンクロトロン超放射につながる可能性があります。シンクロトロン放射の場合、放射形成の長さはすべての放射波で同じであり、$\simc/\om_B$（非相対論的ラーモア長）です。曲率放射の場合、それは$R/\gamma$です-パルサー磁気圏では巨視的に長いです（たとえば、ラジオの場合はキロメートル）。バンチによるコヒーレント曲率放出の一般的なモデル」、数キロメートルの長さの放射形成長、波の放出を完了する前に回転する磁気圏で粒子が揺れる、運動量の広がりに対する極端な要件、および維持するために必要な電気エネルギーの要求静電的に反発する電荷はすべて一緒になり、そのモデルは内部的に一貫性がなくなります。長い放射形成長は、PICシミュレーションからの放出の解釈方法に影響します。放出された波の位相は、の瞬間加速からのパワーだけでなく、放射形成長全体に追加する必要があります。各粒子。
ボソンとフェルミ粒子の暗黒物質からなるエキゾチックなコンパクト星を重力波イベントで拘束する
| Title |
Constraining_exotic_compact_stars_composed_of_bosonic_and_fermionic_dark_matter_with_gravitational_wave_events |
| Authors |
S._Wystub,_J._Schaffner-Bielich,_J._Christian,_Y._Dengler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.12972 |
コンパクトなエキゾチックオブジェクトのテストとして、中性子星-ブラックホール（NS-BH）の合併候補を調査します。NSマススペクトルの質量の幅広いプロファイルを表すLIGO-Virgoコラボレーションによって測定されたイベントGW190814、GW200105、およびGW200115を使用して、将来の測定のために暗黒物質からなるコンパクト星のパラメーター空間の拘束力を示します。暗黒物質星の3つの可能なケースを検討します：自己相互作用する、純粋にボソンまたはフェルミ粒子の暗黒物質星、相互作用するボソンとフェルミ粒子の混合物からなる星、および自己結合星の限定的なケース。これらの仮想オブジェクトのスケールは、強い相互作用の1つによって支配されていることがわかります。フェルミオン暗黒物質の存在にはGeV質量スケールの暗黒物質粒子が必要ですが、ボソン暗黒物質粒子の質量は任意に大きくても小さくてもかまいません。自己束縛線形状態方程式の限定的なケースでは、これらの構成の真空エネルギーはQCDのものと同様でなければならないことがわかります。
降着円盤の不安定性を使用した1Dでの変化する外観（CL）AGN現象のモデリング
| Title |
Modeling_changing-look_(CL)_AGN_phenomenon_in_1D_using_accretion_disk_instabilities |
| Authors |
Marzena_Sniegowska,_Mikolaj_Grzedzielski,_Bozena_Czerny,_Agnieszka_Janiuk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13013 |
通常の低レベルの確率的変動とは別に、一部のAGNは、光度、スペクトル形状、および/またはX線吸収に非常に大きな変化を示すことがあります。最も注目すべきは、セイファート1として分類された銀河がセイファート2銀河になるとき、またはその逆のときのスペクトル型の変化です。そのため、「Changing-LookAGN」（CLAGN）という名前が付けられました。この現象の原因はまだ不明ですが、ほとんどの情報源について、本質的な変化を支持する強い議論があります。変化のタイムスケールは標準のディスク粘性タイムスケールよりもはるかに短いため、このような急激な変化の性質を理解することは、ブラックホール降着流のモデルにとっての課題です。根底にあるメカニズムが支配的な放射圧のために不安定なブラックホール降着円盤の時間依存の進化であると仮定して、CLAGN現象をモデル化することを目指しています。1次元の垂直統合ディスクモデルを使用しますが、ディスクの上のホットコロナル層の存在と内部の純粋なホットフローの存在を考慮に入れています。大規模な磁場の作用、ディスクとコロナの結合の説明、移流が支配的な降着流（ADAF）のような内部の光学的に薄い流れの存在によって調整できる変動のタイムスケールと振幅に焦点を当てます。）。ブラックホール質量10$^7$M$_{\odot}$周辺の降着円盤のモデル予測を比較します。
ガンマ線バースト（GRB）の研究は、高エネルギーの天体物理学的現象の理解を向上させる可能性があります。この目的のためにGRBを確実に使用するには、まず、GRBジェット内で放射線を生成するメカニズムと、それがそれらの構造にどのように関連しているかを十分に理解する必要があります。GRBの放出メカニズムの1つのモデルは、ジェットの深部で生成された放射線を呼び出し、最終的にはその光球でジェットから逃げます。このモデルは、観測された多くのGRB特性を説明することができましたが、現在、予測力とGRBスペクトルを完全に再現する能力に欠けています。モデルのこれらの欠点に対処するために、流体力学的にシミュレートされたGRBジェットで伝播する光学からガンマ線への放射をシミュレートできる最先端の放射伝達コードであるMCRaTコードの機能を拡張しました。MCRaTコードを使用して、シミュレートされたGRBの模擬観測光度曲線、スペクトル、および光学エネルギーからガンマ線エネルギーまでの偏光を作成しました。これらの模擬観測量を使用して、光球放射のシミュレーションを観測と比較し、2つの間に多くの一致が見られました。さらに、流体力学シミュレーションと組み合わせたMCRaT計算により、これまで不可能だった方法で、模擬観測量をシミュレートされたGRBジェットの構造に接続することができます。解析には多くの改善を加えることができますが、ここで実行する手順は、特定のGRBジェットの構造とそこから予想される放射との関係を完全に理解するための道を開き始めます。
赤外線光子場上の電磁カスケードからの極端なTeVブレーザー1ES0229 +200の非熱放射
| Title |
Nonthermal_Radiation_of_the_Extreme_TeV_Blazar_1ES_0229+200_from_Electromagnetic_Cascades_on_Infrared_Photon_Field |
| Authors |
Timur_Dzhatdoev,_Vladimir_Galkin_and_Egor_Podlesnyi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13119 |
極端なTeVブレーザー（ETB）は活動銀河核であり、ジェットはおそらく1TeVを超えるエネルギーでピークに達する固有のスペクトルエネルギー分布（SED）を持つ観測者を指しています。これらの発生源は通常、他のクラスのブレーザーと比較して、比較的弱くて遅い変動と、非常に高い頻度の低エネルギーSEDピークを明らかにします。ETBのこれらすべての特有の特性を合理的な$\gamma$線放出モデルのフレームワークに組み込むことは非常に難しいことが判明しました。ETB物理学は最近、天体物理学のコミュニティで大きな注目を集めており、自己無撞着なETB放出モデルの開発の重要性の根底にあります。中央ブレーザーエンジンを取り巻く赤外線光子場で電磁カスケードが発生すると仮定して、ETBのX線および$\gamma$線スペクトルを形成するための新しいシナリオを提案します。このシナリオは、ETBの高速で強力な変動性が明らかに存在しないことと一致して、コンパクトで高速で移動する放射線源（いわゆる「ブロブ」）を呼び出しません。極端なTeVブレーザー1ES0229+200の場合、検討したシナリオの枠組みの中で特定の排出モデルを提案します。このモデルにより、測定された1ES0229+200のSEDに適切に適合できることを示します。
サーバーに優しくする：Pythonを使用した宇宙論的距離/速度計算機用のRESTAPIのラッピング
| Title |
Being_nice_to_the_server:_Wrapping_a_REST_API_for_a_cosmological_distance/velocity_calculator_with_Python |
| Authors |
Juan_Cabral,_Ehsan_Kourkchi,_Martin_Beroiz,_Erik_Peterson,_Bruno_S\'anchez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.12249 |
この論文では、宇宙論的距離速度計算機CosmicFlow-3のPythonクライアントであるPyCF3を紹介します。プロジェクトには、サーバーへのストレスを軽減し、計算におけるユーザーの待機時間を軽減することを目的として設計されたキャッシュと再試行システムがあります。また、品質保証コードの標準とコードの可用性についても説明します。
COSmicモノポールオブザーバー（COSMO）
| Title |
The_COSmic_Monopole_Observer_(COSMO) |
| Authors |
S._Masi,_E._Battistelli,_P._de_Bernardis,_A._Coppolecchia,_F._Columbro,_G._D'Alessandro,_M._De_Petris,_L._Lamagna,_E._Marchitelli,_L._Mele,_A._Paiella,_F._Piacentini,_G._Pisano,_M._Bersanelli,_C._Franceschet,_E._Manzan,_D._Mennella,_S._Realini,_S._Cibella,_F._Martini,_G._Pettinari,_G._Coppi,_M._Gervasi,_A._Limonta,_M._Zannoni,_L._Piccirillo,_C._Tucker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.12254 |
COSmicMonopoleObserver（COSMO）は、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の等方性成分の低レベルのスペクトル歪みを測定するための実験です。純粋な黒体スペクトルからの逸脱は、いくつかの天体物理学的および宇宙論的現象のために低レベル（$<$1ppm）で予想され、宇宙の初期および後期に関する重要な独立した情報を提供することを約束します。非常に高い精度が要求されるため、これらはまだ検出されていません。最高の上限は、COBE-FIRASミッションからのものです。COSMOは、極低温微分フーリエ変換分光計に基づいており、空と正確な極低温黒体との間のスペクトル輝度差を測定します。イタリアのPRINおよびPNRAプログラムによって資金提供されたCOSMOの最初の実装は、南極のドームCにあるコンコルディア基地から運用され、高速スカイディップ技術を利用して大気放出とその変動を取り除きます。空の明るさの単極成分からそれらを分離します。ここでは、機器の設計、その機能、現在の状況について説明します。また、イタリア宇宙機関のCOSMOSプログラム内で研究されている気球飛行でのその後の実装についても説明します。
NRAO提案レビューシステムにおけるジェンダー分類学
| Title |
Gender_Systematics_in_the_NRAO_Proposal_Review_System |
| Authors |
Gareth_Hunt,_Frederic_R._Schwab,_P._A._Henning,_and_Dana_S._Balser |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.12488 |
最近のいくつかの調査は、天文施設の観測に関する提案のピアレビューにジェンダー関連の体系的な傾向が存在することを示しています。これには、米国国立電波天文台（NRAO）が含まれ、女性のPIよりも男性の主任研究者（PI）が支持する提案のランクに性別の不均衡の証拠があります。2017A学期（17A）以降、NRAOは次の措置を講じています。（1）科学審査委員会（SRP）と望遠鏡時間配分委員会（TAC）に性別の不均衡について通知する。（2）コミュニティの人口統計を反映するために、SRPとTACでの女性の代表を増やす。ここでは、学期12A-21Aからの提案を観察するNRAOのPI性別による、SRP正規化ランク順スコアまたは線形ランクを分析します。ブートストラップリサンプリングを使用してモデル化された分布を生成し、アンダーソン-ダーリング（AD）検定を使用して、男性と女性のPIの線形ランク分布が同じ親サンプルから抽出される確率を評価します。学期12A-17Aの間では、男性のPIが女性のPIよりも優先される（ADp値0.0084）のに対し、学期17B-21Aの間では、女性のPIは男性のPIよりも優先されますが、有意性は低くなります（ADp値0.11）。。したがって、ジェンダーの不均衡は現在改善されていますが、この不均衡は逆転した可能性があります。いずれにせよ、バイアスが発生する可能性を減らすために、提案のレビューには二重匿名のアプローチを採用する予定です。
ポイントツーポイントトレンドエクストラクターであるPT-REXのご紹介
拡張された天体物理学的ソースにおける異なる放出間の空間的相関を調査することは、それらの物理的接続への重要な洞察を提供することができ、したがって、システムの性質を理解するための鍵となる可能性があります。表面輝度のポイントツーポイント分析は、そのような分析を行うための信頼できる方法です。この作業では、拡張ソースでの電波放射とX線放射の間でこれらの研究を実行するソフトウェアであるPT-REXを紹介します。この分析とその制限を確実に実行する方法について説明し、モンテカルロポイントツーポイント分析を紹介します。これにより、このアプローチを低解像度のソースに拡張できます。最後に、銀河団内の拡散電波放射を研究するためのツールの適用について説明します。
データベースを備えたGPUベースのシングルパルス検索パイプライン（GSP）とその共生電波天文学FAST調査（CRAFTS）への応用
| Title |
A_GPU_based_single-pulse_search_pipeline_(GSP)_with_database_and_its_application_to_the_commensal_radio_astronomy_FAST_survey_(CRAFTS) |
| Authors |
Shanping_You,_Pei_Wang,_Xuhong_Yu,_Xiaoyao_Xie,_Di_Li,_Zhijie_Liu,_Zhichen_Pan,_Youling_Yue,_Lei_Qian,_Bin_Zhang,_Zonghao_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.12749 |
候補者アーカイブデータベースを使用して、GPUベースのシングルパルス検索パイプライン（GSP）を開発しました。主にオープンソースのパルサー検索および分析ツールキット（PRESTO）のインフラストラクチャに基づいて、GSPは分散解除のGPUアクセラレーションを実装し、候補アーカイブデータベースを統合します。片利共生電波天文学FAST調査（CRAFTS）からのデータストリームにGSPを適用した結果、準リアルタイム処理が行われました。統合された候補データベースは、複数の機械学習ツールの相乗的な使用を容易にし、したがって、回転無線トランジェント（RRAT）や高速電波バースト（FRB）などの無線パルサーの効率的な識別を向上させます。最初に、FASTUltra-WideBand（UWB）受信機を使用したパイロットCRAFTS観測でGSPをテストしました。GSPは、FAST-UWBでカバーされているそれぞれの空の領域で、パークスマルチビームパルサー調査からわかっているすべてのパルサーを検出しました。GSPは13個の新しいパルサーも発見しました。GSPの計算効率は、元のPRESTOの約120倍、MPI並列バージョンのPRESTOの約60倍であると測定されました。
縮小ベースを使用した整合フィルタリングへの階層的アプローチ
| Title |
A_hierarchical_approach_to_matched_filtering_using_a_reduced_basis |
| Authors |
Rahul_Dhurkunde,_Henning_Fehrmann_and_Alexander_H._Nitz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13115 |
コンパクトなバイナリ合体（CBC）からの重力波の検索は、重力波観測所からの観測されたひずみデータを、予想される重力波信号を正確に近似するように設計された波形テンプレートの個別のセットに対して一致フィルタリングすることによって実行され、効率的にカバーするように選択されます。ターゲット検索領域。整合フィルタリングの計算コストは、パラメーター空間をカバーするために必要なテンプレートの数と波形の帯域内持続時間の両方に比例します。これらの要因は両方とも、現在の観測所が特に低周波数で感度を向上させるにつれて難易度が増し、第3世代の観測所に課題をもたらす可能性があります。整合フィルタリングのコストを削減すると、将来の検出器のデータの検索がより扱いやすくなります。さらに、離心率、歳差運動、またはターゲット光源（太陽直下など）の影響を組み込んだ検索を実行する方が簡単です。マッチドフィルターベースの検索を実行するための計算コストを削減するために、縮小ベース法に基づく階層スキームを提示します。現在の方法と比較すると、感度を損なうことなく、信号対雑音比（SNR）が少なくとも$=6.0$のソースで、$\sim$18倍、および$8倍の速度向上が見込まれます。SNRが5以上の場合は$。この方法は、高度に並列化可能な線形演算が主流です。したがって、グラフィカルプロセッシングユニット（GPU）を使用してアルゴリズムを実装し、商業的に動機付けられたメトリックを評価して、CBC検索におけるGPUの効率を実証します。私たちのスキームは、一般的なCBC検索に拡張でき、GPUを使用した効率的な整合フィルタリングを可能にします。
二重爆轟熱核超新星前駆体の発見
| Title |
Discovery_of_a_double_detonation_thermonuclear_supernova_progenitor |
| Authors |
Thomas_Kupfer,_Evan_B._Bauer,_Jan_van_Roestel,_Eric_C._Bellm,_Lars_Bildsten,_Jim_Fuller,_Thomas_A._Prince,_Ulrich_Heber,_Stephan_Geier,_Matthew_J._Green,_Shrinivas_R._Kulkarni,_Steven_Bloemen,_Russ_R._Laher,_Ben_Rusholme,_and_David_Schneider |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11974 |
P=76.34179（2）分の公転周期を持つ白色矮星の伴星を持つ熱い準矮星B（sdB）バイナリからなる新しい二重爆轟前駆体システムの発見を提示します。分光観測は、極端な水平分枝にあるヘリウムコア燃焼中のsdB星と一致しています。キメラの光度曲線は、sdB星の楕円体の変形と、伴星の白色矮星の弱い日食によって支配されています。分光学的フィットと光度曲線フィットを組み合わせると、低質量のsdB星、$M_{\rmsdB}=0.383\pm0.028$M$_\odot$と、巨大な白色矮星のコンパニオン、$M_{\rmWD}=0.725が見つかります。\pm0.026$M$_\odot$。日食から、白色矮星の黒体温度が26,800Kであることがわかり、冷却年齢は$\upperx$25Myrsになりますが、MESAモデルではsdB年齢が$\upperx$170Myrsと予測されます。sdBは、最初に安定した物質移動によって形成され、続いて共通外層によって形成され、白色矮星の仲間である$\upperx$25Myrs前に形成されたと結論付けます。MESA恒星進化論コードを使用すると、sdB星は$\approx$6Myrsで物質移動を開始し、$\approx$60Myrsで白色矮星は厚いヘリウムで総質量$0.92$M$_\odot$に達することがわかります。$0.17$M$_\odot$のレイヤー。これは爆発につながり、特異な熱核超新星の白色矮星を破壊する可能性があります。PTF12238+7430は、二重爆轟熱核超新星の2番目に確認された候補です。両方のシステムを使用して、白色矮星の熱核超新星の少なくとも$\約$1％が、ヘリウム層が厚いsdB+WDバイナリから発生していると推定します。これは、観測された特異な熱核爆発の数が少ないことと一致しています。
褐色矮星における熱核リチウム燃焼の最小質量に関する新しい制約
亜恒星の進化論は、リチウムと非リチウムの褐色矮星の間に、亜恒星の質量限界をはるかに下回る鋭い質量境界があることを予測しています。熱核燃焼の痕跡は、進化の最初の数億年の間に、表面のリチウムの豊富な亜恒星質量オブジェクトに刻まれ、リチウムと非リチウム褐色矮星の間の鋭い境界、いわゆるリチウムテストにつながります。ここでは、10.4mのカナリア大望遠鏡を使用して得られたバイナリDENIS+J063001.4-184014およびDENIS+J225210.7-173013の新しい光学分光観測を報告します。それらを使用すると、組み合わせた光学スペクトルタイプ（それぞれM9.5とL6.5）を再決定し、LiI共鳴ダブレットの存在を検索できます。DENIS\、J063001.4$-$184014ABの結合スペクトルでのLiI機能の非検出は、このバイナリシステムの個々のコンポーネントでのリチウムの枯渇の推定値に変換されます。DENIS\、J225210.7$-$173013ABでは、T3.5タイプのセカンダリの寄与から生じたと暫定的に帰する弱いLiI機能の検出を報告します。私たちの結果を、自己矛盾のない方法で扱われた文献の他の7つの褐色矮星バイナリのデータと組み合わせると、理論計算から予想されるように、褐色矮星のリチウム枯渇の質量に実際に急激な変化があることを確認します。このような質量境界は、観測的に51.48$^{+0.22}_{-4.00}$$M_\mathrm{Jup}$にあると推定されます。これは、理論上の決定よりも低くなっています。
角度に依存する部分周波数再分布を使用した太陽Cai 4227 {\ AA}線の散乱分極のモデリング
| Title |
Modeling_the_scattering_polarization_of_the_solar_Ca_i_4227_{\AA}_line_with_angle-dependent_partial_frequency_redistribution |
| Authors |
Gioele_Janett,_Ernest_Alsina_Ballester,_Nuno_Guerreiro,_Simone_Riva,_Luca_Belluzzi,_Tanaus\'u_del_Pino_Alem\'an,_and_Javier_Trujillo_Bueno |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11990 |
環境。いくつかの強い共鳴線で観測される散乱偏光信号を正しくモデリングするには、部分周波数再分配（PRD）現象を考慮する必要があります。目的。この作業は、太陽に焦点を当てて、強い共鳴線の散乱偏光のモデリングにおけるPRD効果の一般的な角度依存（AD）処理に関して、角度平均AA近似の影響と有効範囲を評価することを目的としています。Cai4227{\AA}行。メソッド。スペクトル線偏光は、任意の磁場を提示する静的な1次元の半経験的大気モデルで、PRD効果を考慮に入れて、非局所的な熱力学的平衡条件下で、偏光放射の放射伝達問題を解くことによってモデル化されます。この問題は、2段階のアプローチで解決されます。ステップ1では、マルチレベルの原子を考慮して、強度についてのみ問題を解決します。ステップ2では、分極を含む問題が解決され、分極されておらず、無限に鋭い低レベルの2レベル原子が考慮され、ステップ1で計算された低レベルの母集団が固定されます。結果。Cai4227{\AA}ラインの結果は、Q/IおよびU/Iウィング信号のAA計算とAD計算がよく一致していることを示しています。ただし、AA計算では、直線偏光プロファイルのラインコアピークに人工的な谷が見られますが、AD計算では、観測結果と一致してより鋭いピークが示されます。結論。PRD効果のAD処理は、Cai4227{\AA}ラインの散乱偏光信号のラインコアピークを正しくモデル化するために不可欠です。対照的に、考慮された静的な場合では、AA近似は、磁気光学効果を通じて翼の散乱偏光ローブとそれらの磁気感度をモデル化するのに適しているようです。
コロナ調光による恒星コロナ質量放出の兆候
| Title |
Indications_of_stellar_coronal_mass_ejections_through_coronal_dimmings |
| Authors |
Astrid_M._Veronig,_Petra_Odert,_Martin_Leitzinger,_Karin_Dissauer,_Nikolaus_C._Fleck,_Hugh_S._Hudson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.12029 |
コロナ質量放出（CME）は、太陽と星からの磁化された物質の巨大な放出であり、時速数百万キロメートルの速度で宇宙を横断します。太陽系CMEは、地球上で深刻な宇宙天気の乱れや消費者の停電を引き起こす可能性がありますが、恒星型CMEは、太陽系外惑星の居住性に危険をもたらす可能性さえあります。私たちの太陽によって放出されたCMEは、白色光コロナグラフによって直接画像化できますが、星の場合、これは不可能です。これまでのところ、恒星のCME検出の候補はごくわずかしか報告されていません。ここでは、CMEの質量損失によって引き起こされる極紫外線（EUV）およびX線放射の突然の調光に基づいた別のアプローチを示します。恒星のCMEを示し、Sun-as-a-starEUV測定によってベンチマークされた、クールな星のフレアに関連する調光検出を報告します。この研究は、惑星の居住性と恒星進化にとって重要な、星のCMEの包括的な検出と特性評価への道を開きます。
大規模な主系列星を含む偏心バイナリの動的潮汐：分析的表現
| Title |
Dynamical_Tides_in_Eccentric_Binaries_Containing_Massive_Main-Sequence_Stars:_Analytical_Expressions |
| Authors |
Yubo_Su_and_Dong_Lai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.12030 |
少なくとも1つの大規模な主系列（MS）星を含む奇行連星の潮汐進化は、コンパクトオブジェクト連星をマージする形成シナリオで重要な役割を果たします。このようなシステムの主な散逸メカニズムには、対流放射境界での発信内部重力波の潮汐励起と、恒星のエンベロープ/表面での波の散逸が含まれます。任意の軌道離心率と恒星の自転速度について、このようなバイナリでの潮汐トルクと潮汐エネルギー伝達率の分析式を導き出しました。これらの式は、中性子星連星の融合の前駆細胞など、大規模なMS星を含む偏心連星のスピンと軌道の進化を研究するために使用できます。巨大なBスターコンパニオンと観測された急速に減衰する軌道を持つPSRJ0045-7319システムに私たちの結果を適用すると、非回転恒星モデルに基づく対流コアの標準半径について、Bスターは観測された軌道減衰率を説明するために、有意な逆行および差動回転があります。あるいは、最近のパルサー前駆体のMS後の進化の間に、急速な恒星の自転および/またはB星への物質移動の結果として、対流コアが大きくなる可能性があることを示唆します。
5年間のBRITE-明るい青色変数Pはくちょう座の星座測光：確率的低周波変動の特性
| Title |
Five_years_of_BRITE-Constellation_photometry_of_the_luminous_bluevariable_P_Cygni:_properties_of_the_stochastic_low-frequency_variability |
| Authors |
Ashley_Elliott,_Noel_D._Richardson,_Herbert_Pablo,_Anthony_F._J._Moffat,_Dominic_M._Bowman,_Nour_Ibrahim,_Gerald_Handler,_Catherine_Lovekin,_Adam_Popowicz,_Nicole_St-Louis,_Gregg_A._Wade,_and_Konstanze_Zwintz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.12056 |
高光度青色変光星（LBV）は、O型星と水素を含まない古典的なウォルフ・ライエ星の間の移行期である可能性が高い巨大な星です。これらの星の変動性は、1世紀以上の間、プロとアマチュアの両方の天文学者にとって研究分野でした。この論文では、BRITE-Constellation超小型衛星で撮影された古典的なLBVPシグニの5年間の精密測光を紹介します。これらのデータをフーリエ解析で分析し、これらの星の変動の要因を解明できる周期性を探しました。これらのデータは、6暦年の観測すべてにわたって長期的な変動を示していますが、個々の光度曲線を再現するために必要な頻度は、1年ごとに一貫していません。これらの結果は、Pシグニに周期的な現象が存在しないことを示している可能性があります。これは、変動が主に確率的であることを意味します。データは、他の大質量星に見られるものと同様の内部重力波によって引き起こされていると解釈します。Pシグニは、以前に研究された主系列星または青色超巨星よりも大きな振幅と低い特性周波数を示します。これらの結果は、LBVが青色超巨星の外挿である可能性があることを示しています。これは、確率的低周波測光変動のコンテキストで主系列星の拡張であることが以前に示されています。
Si II6347 / 6371ダブレットラインに由来する上部主系列星の光球シリコン存在量
| Title |
Photospheric_silicon_abundances_of_upper_main-sequence_stars_derived_from_Si_II_6347/6371_doublet_lines |
| Authors |
Yoichi_Takeda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.12110 |
シリコンの存在量は、T_eff範囲が約7000〜14000Kの120個の主系列星（通常の星だけでなく非磁性星も含む）のサンプルについて、6347および6371AのSiIIダブレットラインにスペクトルフィッティング技術を適用することによって決定されました。非LTEを考慮に入れて注意が払われた、それらの振る舞い（例えば、恒星パラメータおよびFeやCなどの他の元素の存在量との相関）およびそれに含まれる背景の物理的メカニズムを調査することを目的とした化学的に特異な星）効果と微視的乱流の妥当な値を割り当てること。分析から次の傾向が明らかになりました。（i）結果として得られた[Si/H]値は、ほとんどが〜-0.5から〜+0.3の範囲であり、[Fe/H]と正の相関を示しています。（ii）[C/Si]が[Si/H]とともに急激に減少する傾向からわかるように、SiとCの間には一種の反相関が存在します。（iii）Siの存在量は、T_effまたはvsiniへの明確な依存性を示していませんが、AmおよびHgMnの星は、通常の星よりも比較的高い[Si/H]を示しているようです。これらの観測事実を説明するのは簡単ではありませんが、A後期からB後期の矮星の表面で、Si組成のこれらの特徴的な挙動を生み出すには、さまざまな物理的プロセス（ガスダスト分離と原子拡散）が複雑に関与している可能性があります。
古い星の原子拡散と混合VII。 M30中のMg、Ti、Feの存在量
| Title |
Atomic_diffusion_and_mixing_in_old_stars_VII._Abundances_of_Mg,_Ti,_and_Fe_in_M30 |
| Authors |
Alvin_Gavel_and_Pieter_Gruyters_and_Ulrike_Heiter_and_Andreas_J._Korn_and_Thomas_Nordlander_and_Kilian_H._Scheutwinkel_and_Olivier_A._Richard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.12391 |
私たちは、恒星大気中の原子拡散の影響を減らす追加の輸送または混合プロセスの効率を制限しようとしています。VLTのGIRAFFE分光器で観測されたスペクトルにスペクトル合成法を適用して、金属の少ない球状星団M30の星のMg、Ti、Fe、およびBaの存在量を推定します。存在量に、追加の輸送または混合プロセスのさまざまな効率を想定した恒星進化モデルによって予測された存在量の傾向に適合させます。フィッティング手順では、導出された存在量のパラメータに依存する系統的誤差の影響を考慮に入れようとします。追加の輸送または混合プロセスの効率を表すパラメーター$T_0$は、ほぼ確実に狭い範囲$\log_{10}{\left（T_0/\left[\mathrm{K}\right]\right）}$$6.09$から$6.2$の間。これは、赤色巨星分枝と比較して、主系列星のターンオフポイントでの星の存在量が、Mgの場合は$0.2\、\mathrm{dex}$、Feの場合は$0.1\、\mathrm{dex}$、Feの場合は$0.07\減少することに対応します。Tiの場合は\mathrm{dex}$。また、私たちの推定には、連続体の配置と想定される微視的乱流に起因する無視できない系統的誤差がありますが、私たちの方法ではそれらを考慮に入れることができます。私たちの結果は、$\log_{10}{\left（T_0/\left[\mathrm{K}\right]\right）}=6.0の値を暫定的に使用したこの一連の記事の以前の論文の結果を部分的に修正しています。リチウムのSpiteプラトーをモデル化するときの$。物理的影響と系統的誤差をより簡単に区別するために、この種の研究では、有効温度の関数として予想される表面存在量が明確な構造を持ち、広範囲をカバーする要素に焦点を当てることをお勧めします。
太陽磁気の輝点を説明する2成分分布の観測的証拠
| Title |
Observational_evidence_for_two-component_distributions_describing_solar_magnetic_bright_points |
| Authors |
G._Berrios_Saavedra,_D._Utz,_S._Vargas_Dominguez,_J._I._Campos_Rozo,_S._J._Gonz\'alez_Manrique,_P._G\"om\"ory,_C._Kuckein,_H._Balthasar_and_P._Zelina |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.12404 |
環境。太陽光球の高解像度観測は、微細構造、特にキロガウス（kG）のオーダーの強磁場領域に関連する小規模な特徴であるいわゆる磁気輝点（MBP）の存在を明らかにします。太陽大気の振る舞いへの寄与、そして最終的には冠状加熱問題におけるもっともらしい役割を確立するために、太陽周期のすべての瞬間に広範囲に検出されるこれらの磁気要素を研究することは特に重要です。目的。Gバンド（4308）で、太陽光学望遠鏡SOT/Hinodeと高解像度高速イメージャHiFI/GREGORで取得された静かな太陽画像の2つの異なるデータセットで、太陽光球内のMBPのサイズと速度分布を特徴づけることを目指しています。オングストローム）。メソッド。MBPを検出するために、自動セグメンテーションおよび識別アルゴリズムが使用されました。次に、特定された特徴を追跡して、固有運動を測定しました。最後に、数百のMBPの統計分析が実行され、面積、直径、および水平速度のヒストグラムが生成されました。結果。この作業により、MBPの面積と直径が、2つの異なる成分によく適合する対数正規分布を表示するのに対し、速度ベクトル成分はガウス分布に従い、ベクトルの大きさはレイリー分布に従い、すべてのベクトル要素の2成分組成が明らかになります。。結論。結果は、太陽光球に2つの異なるMBPの集団が存在するためと解釈できます。一方は、より強いネットワーク磁束要素に関連し、もう一方は、より弱いネットワーク内磁束要素に関連している可能性があります。特に、この作業は、GREGOR望遠鏡とHinode望遠鏡の異なる空間解像度の影響について結論を下し、検出と平均値に影響を与えます。
教師ありフレア予測研究の実装パラダイム：ビデオデータを使用した深層学習アプリケーション
| Title |
Implementation_paradigm_for_supervised_flare_forecasting_studies:_a_deep_learning_application_with_video_data |
| Authors |
Sabrina_Guastavino,_Francesco_Marchetti,_Federico_Benvenuto,_Cristina_Campi,_Michele_Piana |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.12554 |
太陽フレアの予測は、人工知能技術による磁気データの分析によって実現できます。目的は、磁気活性領域（AR）が特定の時間内に特定のクラスを超える太陽フレアを発生させるかどうかを予測することです。予測結果は、トレーニング、検証、およびテストセットに入力する基準に大きく依存するため、重要な問題は、採用された機械学習方法の実装方法に関係しています。この論文では、これらのセットを互いに独立し、ARフレア効果の観点から内部的にバランスの取れた方法で生成するための一般的なパラダイムを提案します。このセット生成プロセスは、機械学習アルゴリズムのパフォーマンス評価の比較の根拠を提供します。最後に、この実装パラダイムをディープニューラルネットワークの場合に使用します。これは、太陽力学観測所（SDO/HMI）に搭載された日震学および磁気イメージャーによって記録されたマグネトグラムのビデオを入力として受け取ります。私たちの知る限り、太陽フレア予測の問題が、HMIマグネトグラムからの特徴の事前抽出を必要としない、ビデオ分類のためのディープニューラルネットワークによって対処されるのはこれが初めてです。
コロナホールの下の低層大気における振動の伝播
| Title |
Propagating_Oscillations_in_the_Lower_Atmosphere_under_Coronal_Holes |
| Authors |
Andrei_Chelpanov,_Nikolai_Kobanov,_Maksim_Chelpanov,_Aleksandr_Kiselev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.12672 |
この研究の主題は、コロナホール領域の下層大気の振動であり、この条件は大気層間の伝播に適しています。光球と彩層の線の分光観測に基づいて、太陽大気の層間の伝播の兆候を示す振動の特徴を分析しました。クロススペクトルウェーブレットアルゴリズムを使用して、コロナホールの下の彩層信号と光球信号の両方が約5分の周期の有意な振動の範囲を共有する一方で、コロナホールの外側の信号は光球と彩層で相互振動を示さないことがわかりました。層間の位相シフトは、定在波が部分的に存在する主に上向きの伝搬を示しています。また、コロナを伝播するねじれアルフベン波が下層大気で発生するという仮定をテストしました。ただし、観測された線幅の振動は、オープンフィールド領域のコロナで以前に観測されたアルヴェーン波と周期が似ていますが、他のMHDモードに関連しているようです。私たちが観察した振動がアルヴェーン波に関連していると仮定すると、おそらくこれは遅いMHD波の変換のメカニズムによるだけです。
星としての太陽の日震学のための白鳥の歌はありません：個々のモードの特性評価のためのSolar-SONGプロトタイプのパフォーマンス
| Title |
No_swan_song_for_Sun-as-a-star_helioseismology:_performances_of_the_Solar-SONG_prototype_for_individual_mode_characterisation |
| Authors |
S.N._Breton,_P.L._Pall\'e,_R.A._Garc\'ia,_M._Fredslund_Andersen,_F._Grundahl,_J._Christensen-Dalsgaard,_H._Kjeldsen,_S._Mathur |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.12698 |
SoHOに搭載されているGOLF機器は、ほぼ25年間稼働していますが、機器の経年劣化により、特に低周波pモード領域での性能に大きな影響が出ています。SoHOミッションの終了時に、地上ベースのネットワークBiSONは、太陽統合日震観測を実行できる唯一の施設であり続けます。したがって、SONGのようなエシェル分光器の日震性能を評価したいと思います。確かに、そのような機器の高精度と星震学の目的で取得されたデータの品質は、ソーラーディスクのグローバル視線速度測定を実行する機器の能力の評価を必要とします。Teide天文台でのSolar-SONG2018観測キャンペーン中に取得されたデータは、中低周波pモードの研究に使用されます。従来のIDLiSONGパイプラインとこのホワイトペーパーで説明する新しいPythonパイプラインを組み合わせることで、30日間のSolar-SONG時系列が短縮されます。次に、ベイジアンアプローチに基づいて構築されたモードフィッティング方法が、Solar-SONGおよび同時期のGOLF、BiSON、およびHMIデータに対して実行されます。この同時時系列では、Solar-SONGはBiSONおよびGOLFよりも低い周波数でpモードを特徴付けることができます（それぞれ1946および2157{\mu}Hzに対して1750{\mu}Hz）が、HMIでは特徴付けることができます。1686{\mu}Hzのモード。次に、GOLF感度の低下は、その低周波pモード特性評価能力の長年にわたる進化を通じて評価されます。[要約]
太陽大気中の波の伝播を研究するための3分および5分の振動のフレア誘起変調の使用
| Title |
Using_Flare-Induced_Modulation_of_Three-_and_Five-Minute_Oscillations_for_Studying_Wave_Propagation_in_the_Solar_Atmosphere |
| Authors |
Andrei_Chelpanov,_Nikolai_Kobanov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.12732 |
微小な太陽フレアに起因する振動振幅のわずかな増加を使用して、太陽大気の物理的状態を診断する方法を提案します。例として、太陽大気の下層で3分および5分の振動の振幅の急激な短期間の増加を引き起こしたB2フレアを考えます。強化された3分と5分の振動が大気の下層からコロナに伝播しました。このような短い振動列は、層間の位相およびグループラグの測定で生じる不確実性を取り除くことを可能にしました。さらに、コロナに到達する振動の増幅は、繰り返されるフレアの可能性を高める可能性があります。小さなフレアイベントの振動を研究することには、環境の実質的かつ長期的な妨害を引き起こす強力なフレアとは対照的に、準静かな状態で大気を探索するという利点があります。さらに、小さなフレアは強力なフレアよりもはるかに一般的であり、観測材料のより大きなサンプルから選択することができます。
静かな太陽とコロナホールの上昇する領域の調査
| Title |
Probing_Upflowing_Regions_in_the_Quiet_Sun_and_Coronal_Holes |
| Authors |
Conrad_Schwanitz,_Louise_Harra,_Nour_E._Raouafi,_Alphonse_C._Sterling,_Alejandro_Moreno_Vacas,_Jose_Carlos_del_Toro_Iniesta,_David_Orozco_Su\'arez,_Hirohisa_Hara |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.12753 |
パーカーソーラープローブからの最近の観測は、太陽風が非常に変化しやすい構造を持っていることを明らかにしました。この複雑な振る舞いが太陽コロナでどのように形成されるかはまだわかっていません。それは、風を供給するために絶えず物質を放出する遍在する変動を必要とするからです。この記事では、太陽コロナの14の上昇流領域を分析して、プラズマ流の潜在的な発生源を見つけました。上昇流領域は、Hinodeに搭載されたEUVイメージング分光計（EIS）からの分光データから導き出され、ドップラー速度を決定し、$-6\、km\、s^{-1}$より強い青方偏移を持つ領域を定義します。この青方偏移データのソースを特定するために、太陽力学観測所（SDO）に搭載された大気イメージングアセンブリ（AIA）と日震磁気イメージャ（HMI）、およびHinodeに搭載されたX線望遠鏡（XRT）が使用されました。。分析の結果、上昇流の14のうち5つだけが、明らかなジェットや輝点などの頻繁な過渡現象に関連していることが明らかになりました。それとは対照的に、7つのイベントは、多種多様なダイナミクスを示す小規模な機能に関連付けられていました。小さな明るい点に似ているものもあれば、噴火性を示すものもあります。これらはすべてかすかで、数分間しか生きません。これらのソースのいくつかがより暗い可能性があり、したがって、あまり目立たないジェットである可能性があることを除外することはできません。太陽風の複雑な構造がわかっているので、これは、新しい発生源を検討するか、既知の発生源を分析するためにより良い方法を使用する必要があることを示唆しています。この研究は、以前は無視されていた小さくて頻繁な特徴が、太陽コロナに強い上昇流を引き起こす可能性があることを示しています。これらの結果は、ソーラーオービターに搭載された極紫外線イメージャー（EUI）からの最初の観測の重要性を強調しており、複雑な小規模の冠状構造が明らかになりました。
星の合体レムナントV838いっかくじゅう座の中赤外線環境
| Title |
The_mid-infrared_environment_of_the_stellar_merger_remnantV838_Monocerotis |
| Authors |
Muhammad_Zain_Mobeen,_Tomasz_Kami\'nski,_Alexis_Matter,_Markus_Wittkowski,_and_Claudia_Paladini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.12758 |
2002年、V838モノセロティス（V838月）は、恒星の合体であると解釈されている赤い新星イベントで噴火しました。ピーク光度に達した直後に、それは冷え始め、そのスペクトルは後のスペクトル型に進化しました。合併後の残骸にも粉塵が発生し、中赤外線で明るくなりました。これらの波長での干渉法の研究は、平らで細長い構造の存在を示唆しています。VLTIのMATISSE機器での最近の観測を使用して、$L$（2.8-4.2$\mu$m）バンドでV838Monを取り巻くほこりっぽいエンベロープの構造と方向を初めて調査します。基本モデル（ディスク、ガウス、点光源、およびそれらの組み合わせ）を使用して、干渉観測量の単純な幾何学的モデリングを実行します。また、画像を再構成し、対応する$L$バンドスペクトルを分析しました。この研究は、他の波長領域で観察されたものと同様に、3.5$\mu$mの近くに細長い円盤状の構造が存在することを示しています。特に、-40度の位置角での向きは、他のバンドでの以前の測定値と一致します。V838Monを取り巻くほこりっぽい細長い構造は、10年以上にわたってシステムに存在してきた、安定した長寿命の機能のようです。その下部構造と起源は不明なままですが、マージされたバイナリの軌道面で発生した質量損失現象に関連している可能性があります。
内側ヘリオスヒースの磁場の正確な時間依存解析ソリューション
| Title |
An_Exact,_Time-dependent_Analytical_Solution_for_the_Magnetic_Field_in_the_Inner_Heliosheath |
| Authors |
Christian_R\"oken,_Jens_Kleimann,_Horst_Fichtner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.12893 |
無限の電気伝導率の限界における理想的な電磁流体力学の誘導方程式と磁気発散の制約の両方を満たす、内側ヘリオシースの正確な時間依存の解析的磁場解を導き出します。この目的のために、我々は、磁場が、太陽風と局所的な星間物質との特徴的な相互作用に似たプラズマ流に凍結されると仮定します。さらに、磁気ベクトルポテンシャルと電気スカラーポテンシャルの理想的なオームの法則を利用します。ポテンシャルを関連付ける適切なゲージ条件を採用し、特徴的な座標表現を使用することにより、磁気ベクトルポテンシャルの常微分方程式の不均一な1次システムを取得します。次に、このシステムの一般解を使用して、磁気カール関係を介して磁場を計算します。最後に、対応するディリクレ境界値問題の適切性を分析し、境界値の互換性条件を指定し、境界条件の実装の概要を示します。
IRISバーストの発生と統計
より低い太陽大気での小さな再結合イベントはその加熱につながる可能性がありますが、そのような加熱がより高い大気層に伝播し、潜在的にコロナ加熱に寄与することができるかどうかは未解決の問題です。2013年と2014年のすべてのIRIS観測の大規模な統計分析を実行します。バーストの上にブレンドラインを重ね合わせたSiIVスペクトルを分類および選択することにより、k-means分析によって「IRISバースト」（IB）スペクトルを特定しました。低大気加熱。すべての観測値の約8％がIBを示し、記録されたすべてのIRISスペクトルの約0.01％がIBスペクトルであることがわかりました。さまざまなブレンド吸収レベルが見つかりました。これは、再接続イベントと加熱の深さが異なることを示している可能性があります。IBは、スペクトル線MgII、CII、およびSiIVで同様の特性とタイミングで統計的に表示されますが、FeXXIでは表示されません。共空間AIA光度曲線を統計的に分析することにより、AIA1600およびAIA1700で体系的な強化が見られましたが、他のすべてのAIA波長（94、131、171、193、211、304、335）のバーストに対する明確な応答はありませんでした。バーストの前後6$分。これは、IBによる加熱が低層大気内に限定され、より高温のAIAラインでカバーされる温度または地層の高さに達する前に放散することを示している可能性があります。私たちが開発した方法は、共同観測されたデータセットの統計分析に適用でき、数百万のスペクトルと光度曲線を同時に効率的に分析することができます。
nova V1674 Herculisの近赤外線研究：衝撃的な記録破り
| Title |
Near-infrared_studies_of_nova_V1674_Herculis:_A_shocking_record-breaker |
| Authors |
C._E._Woodward,_D._P._K._Banerjee,_T._R._Geballe,_K._L._Page,_S._Starrfield,_R._M._Wagner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13053 |
進化の最初の70日間に得られたNovaHerculis2021（V1674Her）の近赤外分光法を紹介します。この記録上の最速の新星は、複雑な構造を持つ強力な冠状線放射を含む、豊富な輝線スペクトルを示しています。水素線フラックスは、4.7（+1.3/-1.0）kpcの距離と組み合わされて、1.4（+0.8/-1.2）10^{-3}太陽質量の水素放出質量に上限を与えます。冠状線は、明らかな電離放射線源が存在する前の、古典的な新星でこれまでに観測された最も早い開始である11。5日目に現れました。少なくとも初期の段階では、ガスを光イオン化することはできず、ショックを与える必要があると私たちは主張します。その温度は11。5日目に10^{5.57+/-0.05}Kと推定されます。暫定的な分析は、噴出物の太陽の値に関して、シリコンと比較して、アルミニウムの太陽の豊富さとカルシウムの不足を示しています。さらに、衝突または光イオン化が古典的な新星の冠状放射の原因であるかどうかの厄介な問題は、X線超軟相と近赤外冠状線放射が現れる時間シーケンスを相関させることによって解決できることを示します。
散開星団NGC3532で新たに同定された2つの食変光星
人口が豊富な散開星団NGC3532の領域で、新しく識別された2つの分離した食変光星HD96609とHD303734の光度曲線分析を示します。HD96609は、質量と$M_{1}=2.66\pm0.02$$M_{\odot}$、$M_{2}=1.84\pm0.01$$M_{\odot}$、$R_{1}=2.740\の半径pm0.006$$R_{\odot}$、$R_{2}=1.697\pm0.005$$R_{\odot}$。$log〜M-log〜R$平面上のコンポーネントの位置は、log（age/yr）8.55を示唆しており、これは$350\pm40$Myrofageに対応し、以前に推定されたNGC3532の$300\pm100$Myr年齢と一致します。研究。HD96609の距離は$460\pm17$pcであることがわかります。これは、GAIA視差から推定されたNGC3532の$484^{+35}_{-30}$pcの距離と一致しています。HD303734は、非常に浅い二次食を伴う興味深い完全食変光星です。システムの測光特性を理論的なキャリブレーションと組み合わせて使用すると、HD303734はA6V+K3Vコンポーネントで構成されていると推定されます。HD96609とHD303734は、NGC3532の領域で発見された、最初のGVCarに続く2番目と3番目の食変光星です。
異常なU（1）有効場の理論における超高エネルギーニュートリノ散乱
| Title |
Ultra-high-energy_neutrino_scattering_in_an_anomalous_U(1)_effective_field_theory |
| Authors |
Chuan-Hung_Chen,_Cheng-Wei_Chiang,_Chun-Wei_Su |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.07517 |
対称性を破るために非常に軽いディラックニュートリノ質量が導入されると、異常なアベリア有効場の理論で、指数関数的に増大する散乱振幅の独特の特性が生じます。ゴールドストーンまたはシュテッケルベルク場の非線形表現の助けを借りて、低エネルギー有効ラグランジアンを明示的にゲージ不変にすることができることを示します。超高エネルギーニュートリノ核子非弾性散乱における指数関数的成長の特異な特徴を研究します。非弾性散乱断面積は、ゲージ結合とゲージボソン質量の比$g_X/m_X$に非常に敏感であることがわかります。$E_\nu\sim6$PeVまでの標準モデル予測と一致する超高エネルギーニュートリノのIceCube測定を考慮に入れると、$g_X/m_X$の推定制約はより厳しくなります。これは、LHCでのモノレプトン$+$の横方向エネルギーの欠落のイベントから得られたものです。衝突エネルギーが$10$TeVのミューオンコライダーは、ハドロン衝突型加速器以外の優れた環境であり、新しい効果を調べることができます。
一時的に降着する中性子星による物性物理学の調査：ソースMXB1659-29の場合
| Title |
Probing_dense_matter_physics_with_transiently-accreting_neutron_stars:_the_case_of_source_MXB_1659-29 |
| Authors |
Melissa_Mendes,_Farrukh_J._Fattoyev,_Andrew_Cumming,_Charles_Gale |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11077 |
一時的に降着する中性子星に関する最近の観測データは、中性子星MXB1659-29の場合のように、急速に冷却する源を明確に示しています。以前の計算では、ニュートリノの総光度と熱容量が推定されており、直接的なウルカ反応がコアの体積の1\％$で発生することが示唆されています。この論文では、状態方程式（EOS）と核ペアリングギャップの詳細なモデルを使用して、この光源の推定光度を再現します。3つの超流動ギャップモデルがすべてのEOSのデータと矛盾しており、他の3つは微調整の議論のために嫌われていることを示しています。また、構築されたすべての星の総熱容量を計算し、質量と光度の独立した観測が、対称エネルギーLの密度勾配だけでなく、ソースのコア超流動に制約を設定できることを示します。これは、定義に向けた重要なステップです。中性子星の普遍的な状態方程式、したがって、高密度での非対称物質の状態図のより良い理解に向けて。
準安定な偽の真空状態で生まれた宇宙の宇宙定数
宇宙定数$\Lambda$は、真空のエネルギー密度の尺度です。したがって、準安定真空状態のシステムのエネルギーの特性は、$\Lambda=\Lambda（t）$の特性を反映しています。崩壊過程のさまざまな段階で準安定状態にある一般的な量子系のエネルギー$E（t）$の特性を分析します。指数段階では、指数関数的減衰と後の段階の間の遷移段階で、ここで時間$t$の関数としての減衰則は、$1/t$の累乗の形式であり、この最後のフェーズでもあります。指数関数的減衰段階でのWeisskopf--Wigner理論から得られた近似値を持つこのエネルギーは、遷移段階でその漸近値$E（t）\simeqE_{min}+\alpha_{2に非常に速く減少することがわかりました。}/t^{2}+\ldots$は、減衰プロセスの最後のフェーズの後半にあります。（ここで$E_{min}$はシステムの最小エネルギーです）。この量子メカニズムは、不安定な状態のシステムのエネルギーを数十または数十オーダー以上削減します。宇宙が準安定な偽の真空状態で生まれたと仮定すると、この量子メカニズムによれば、宇宙定数$\Lambda$は、インフレーション時代の初期宇宙における場の量子論の計算から得られる非常に大きな値を持つことができます。、$\Lambda\simeq\Lambda_{qft}$を実行すると、後で非常に小さな値にすばやく減らすことができます。
リングキャビティ実験による暗黒物質アクシオン探索ダンス：直線偏光の同時共鳴のための補助キャビティの設計と開発
| Title |
Dark_matter_Axion_search_with_riNg_Cavity_Experiment_DANCE:_Design_and_development_of_auxiliary_cavity_for_simultaneous_resonance_of_linear_polarizations |
| Authors |
Hiroki_Fujimoto,_Yuka_Oshima,_Masaki_Ando,_Tomohiro_Fujita,_Yuta_Michimura,_Koji_Nagano,_Ippei_Obata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.12023 |
アクシオン様粒子（ALP）は、超軽量暗黒物質の候補である未発見の擬スカラー粒子です。ALPは光子とわずかに相互作用し、直線偏光の回転振動を引き起こします。リングキャビティ実験（DANCE）を使用した暗黒物質アクシオン検索は、蝶ネクタイリングキャビティを使用して回転振動を増幅することにより、ALP暗黒物質を検索します。キャリアフィールドとALP信号の両方を増幅し、設計感度を実現するには、直線偏波の同時共振が必要です。現在のプロトタイプ実験であるDANCEAct-1の感度は、蝶ネクタイリングキャビティ内のs偏波とp偏波の間の共振周波数の違いにより、予想よりも約3桁低くなっています。共振周波数差を調整するために、補助キャビティを導入する方法が提案されました。光損失を考慮し、共振周波数差を打ち消し、同時共振を実現できる補助キャビティを設計しました。また、補助キャビティを備えたDANCEAct-1の感度が元の感度に到達できることを確認しました。
Koopman演算子理論による3体秤動点付近のダイナミクス
| Title |
Dynamics_Near_the_Three-Body_Libration_Points_via_Koopman_Operator_Theory |
| Authors |
Simone_Servadio,_David_Arnas,_Richard_Linares |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.12119 |
この論文は、円形制限三体問題における秤動点についての衛星の運動へのクープマン演算子理論の適用を調査します。最近、Koopman演算子は、動的システムの幾何学的観点に代わる有望な代替手段として登場しました。Koopman演算子は、観測量の観点から分析と動的システムを定式化します。このホワイトペーパーでは、秤動点付近の2Dと3Dの両方の周期軌道を計算するためのKoopman演算子の使用について説明します。さらに、シミュレーション結果は、KoopmanOperatorが、リアプノフ軌道とハロー軌道の両方に対して高精度の分析ソリューションを提供し、それらがステーションキーピングアプリケーションに適用されることを示しています。
$ \ omega = -3 / 2 $ハミルトニアンブランス-ディッケ理論の観点から見たジョーダンとアインシュタインのフレーム
| Title |
Jordan_and_Einstein_Frames_from_the_perspective_of_$\omega=-3/2$_Hamiltonian_Brans-Dicke_theory |
| Authors |
Matteo_Galaverni_and_Gabriele_Gionti_S.J |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.12222 |
$\omega=-\frac{3}{2}$ブランズ-ディッケ理論のハミルトニアンディラックの制約分析を、ギボンス-ホーキング-ヨーク（GHY）境界項を使用して慎重に実行します。ポアソン括弧は、汎関数微分を介して計算されます。$\omega\neq-\frac{3}{2}$の場合の結果を簡単に要約した後、JordanフレームとEinsteinフレームの両方ですべてのハミルトニアンディラックの制約と制約代数を導出します。両方のフレームでディラックの制約代数に対峙して対比すると、それらが同等ではないことが示されています。これは、ヨルダンからアインシュタインのフレームへの変換がハミルトンの正準変換ではないことを強調しています。
生命の分子におけるキラリティーの起源
分子のキラリティーは生物学と細胞化学に固有のものです。このレポートでは、エナンチオマー選択性の起源を、ホルモース反応によって促進される単糖、特にリボースの前駆体としてのグリセルアルデヒドの自己触媒的自己複製に基づいて、「RNAワールド」モデルの観点から分析します。ホルムアルデヒドとグリコールアルデヒドの自己触媒カップリングによりグリセルアルデヒドが生成されます。グリセルアルデヒドには、リボース環の形成時に運ばれるキラル炭素中心が含まれています。パリティ非保存弱い相互作用は、本質的に唯一の本質的に手渡される特性であり、ここでは、地質学的に関連する時間スケールで実行される自己触媒反応において、2つのエナンチオマー形態を区別するのに十分であることが示されていますが、二価カルシウムまたはより高いZアルカリ土類元素として。この作業では、影響の大きさ、地質学的に利用可能なさまざまな金属イオンの影響、および生命分子のキラリティーの進化と優位性への影響の計算について詳しく説明します。
アインシュタイン-チャーン-サイモン重力におけるエキゾチックな運動項によるインフレーション
| Title |
Inflation_with_exotic_kinetic_terms_in_Einstein-Chern-Simons_gravity |
| Authors |
F.P._Fronimos_(Aristotle_U.,_Thessaloniki),_S.A._Venikoudis_(Aristotle_U.,_Thessaloniki) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.12457 |
原始宇宙の現象学についての別のシナリオはk-インフレーションです。この概念によれば、インフレーションは、スカラー場の非標準的な運動項、つまりインフラトンによって達成できます。このプロジェクトでは、高次の線形運動項が存在する場合のk-essenceモデルに焦点を当てます。さらに、超弦理論などの重力の量子論から生じる、ディラック-ボルン-インフェルトスカラー場を伴うインフレーション現象論を簡単に調べます。インフレ時代についての私たちのアプローチは、チャーン・サイモンストリングに触発された重力項に違反するパリティなどの量子補正を含むアインシュタインの重力の文脈で説明できるというものです。変分原理を利用して重力作用から運動方程式、すなわちフリードマン方程式、レイチャドゥリ方程式、クライン-ゴルドン方程式を抽出します。ハッブルのパラメーターとインフラトン場に関する微分方程式の結果システムは、分析的な方法で解くために非常に複雑でした。したがって、インフレ時代のスローロール条件が課され、数値的にわずかな寄与のある用語は無視されました。全体的な現象論的分析から、エキゾチックな運動項を持つモデルは、最新のプランクデータと一致して実行可能な結果を生成できることが証明されています。最後に、チャーン・サイモン量子補正の存在により、原始スペクトルテンソル指数が青にシフトします。青い重力波はまだ観測されていませんが、検出されれば、前述の理論との互換性が得られます。
観測ロケットおよびCubeSatミッション用のコンパクトシンチレータアレイ検出器（ComSAD）
| Title |
Compact_Scintillator_Array_Detector_(ComSAD)_for_sounding_rocket_and_CubeSat_missions |
| Authors |
Pu_Kai_Wang,_Chih-Yun_Chen,_Hsiang-Chieh_Hsu,_Mu-Hsin_Chang,_Wei_Tai_Liu,_Hui-Kuan_Fang,_Ting-Chou_Wu,_Wen-Hao_Chen,_Chin_Cheng_Tsai,_Alfred_Bing-Chih_Chen,_Yi_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.12500 |
観測ロケットとCubeSatの開発は、宇宙プログラムの完全なゲームチェンジャーであり、宇宙機器の構築をより達成可能で手頃な価格にすることができます。したがって、バルーン実験の限界を超える高さで宇宙線のフラックス、方向、さらにはエネルギーを測定する機能を備えた小さな宇宙線検出器を構築する良い機会を与えてくれます。宇宙線物理学。コンパクトシンチレータアレイ検出器（ComSAD）は、台湾国家宇宙センターの観測ロケットミッション専用です。論文では、将来のCubeSatミッションにも適したComSADのアイデア、設計、およびパフォーマンスを紹介します。
2.5ポストニュートン次数での準楕円軌道における刺激的なコンパクト連星からの線形運動量フラックス
| Title |
Linear_momentum_flux_from_inspiralling_compact_binaries_in_quasi-elliptical_orbits_at_2.5_Post-Newtonian_order |
| Authors |
Shilpa_Kastha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.12807 |
コンパクトな連星系からの異方性重力放射の放出は、線形運動量のフラックスにつながります。これにより、システムが反動します。さまざまな質量タイプと現在のタイプの多重極モーメントを使用して、ソースの遠方ゾーンでの線形運動量フラックスの損失率を調査し、2.5ポストニュートン次数の準楕円軌道でコンパクトな連星を刺激します。調和座標で$\mathcal{O}（e_t）$まで正確な線形運動量フラックスを計算します。ここでは、コンパクトバイナリシステムのポストニュートン運動方程式のパラメトリック解の2.5ポストニュートン準ケプラリアン表現が採用されています。また、遠い過去からバイナリ進化までの累積線形運動量の閉形式の式を提供します。
学習した辞書によるコア崩壊超新星爆発メカニズムの分類
| Title |
Classification_of_the_core-collapse_supernova_explosion_mechanism_with_learned_dictionaries |
| Authors |
Ainara_Saiz-P\'erez,_Alejandro_Torres-Forn\'e,_and_Jos\'e_A._Font |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.12941 |
コア崩壊超新星（CCSN）は、重力波の主要な発生源です。それらの典型的な周波数の推定は、それらを高度な地上ベースの検出器の現在のネットワークの完全なターゲットにします。検出が成功すると、波形の分析を通じて、根本的な爆発メカニズムが明らかになる可能性があります。これは、主成分分析とベイズモデル選択に基づくアルゴリズムであるSupernovaModelEvidenceExtractor（SMEE;Logueetal。（2012））を使用して説明されています。ここでは、（監視された）辞書学習に基づくSMEEへの補完的なアプローチを提示し、形態に従ってCCSN信号を再構築および分類できることを示します。私たちの波形信号は、（a）ニュートリノ駆動（Mur）および磁気回転（Dim）CCSN爆発の数値シミュレーションから作成された2つの公開カタログ、および（b）シミュレートされた正弦ガウス（SG）波形。これらの信号は、ブロードバンド構成でAdvancedLIGOのバックグラウンドノイズをシミュレートするために色付きのガウスノイズに注入され、自由に指定できる信号対ノイズ比（SNR）にスケーリングされます。私たちのアプローチが3つの辞書すべてからの信号を正しく分類することを示します。特に、SNR=15-20の場合、Dim信号とSG信号の両方に完全に一致し、Mur信号の約85％の真の分類が得られます。これらの結果は、1つのLIGO検出器にのみ注入された場合に同じCCSN信号についてSMEEによって報告された結果に匹敵します。私たちのアプローチの主な制限と可能な改善について説明します。
