銀河の形成と再電離：ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡による重要な未知数と予想される突破口
| Title |
Galaxy_Formation_and_Reionization:_Key_Unknowns_and_Expected_Breakthroughs_by_the_James_Webb_Space_Telescope |
| Authors |
Brant_E._Robertson_(UC_Santa_Cruz) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13160 |
2021年後半に予定されているジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）の打ち上げは、宇宙の再電離の時代の高赤方偏移z>〜6での銀河形成の研究の新たな始まりを示しています。JWSTは、赤外線で高感度の高解像度画像とマルチオブジェクト分光法をキャプチャできます。これにより、宇宙の歴史の最初の10億年の間に銀河形成の見方が変わります。このレビューは、ハッブル宇宙望遠鏡と、ケック、超大型望遠鏡、スバル、アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイなどの地上施設での観測を通じて達成された、JWSTに先立つ銀河間水素の再イオン化における銀河の役割に関する現在の知識をまとめたものです。計画されているJWSTサイクル1プログラムを含め、JWSTがミッションの存続期間中に対処できる分野の未解決の質問を特定します。（要約）
小規模宇宙への新しい道：高赤方偏移UV銀河光度関数による物質のクラスター化の測定
宇宙の夜明けと再電離の時代は、私たちの宇宙における暗黒物質（DM）の役割を理解するための有望な道を示しています。これらの時代に宇宙に住んでいた最初の銀河は、今日の対応する銀河よりもはるかに小さいDMハローに存在していました。その結果、そのような銀河の観測は、他の方法では現在アクセスできない体制でのDMのクラスター化のハンドルを私たちに提供することができます。この作業では、ハッブル宇宙望遠鏡からの高赤方偏移UV銀河光度関数（UVLF）データを使用して、DMのクラスタリング特性を小規模に研究します。特に、波数$0.5\、\mathrm{Mpc}^{-1}<k<10\、\mathrm{Mpc}^{-1}$での物質パワースペクトルの新しい測定値を約30\％の精度で提示します。、未知の天体物理学をマージナル化した後に得られた。これらの新しいデータポイントは、未知の赤方偏移範囲$4\leqz\leq10$をカバーし、宇宙マイクロ波背景放射や大規模構造の観測によって調査されたものを超えるスケールを網羅しています。この作業により、UVLFは、他の宇宙論的および天体物理学的データセットとは異なる体制でDMの性質を調査するための強力なツールとして確立されます。
GALLUMI：宇宙論と天体物理学のための銀河光度関数パイプライン
高赤方偏移銀河の観測は、宇宙の再電離の時代に作用している物理学を研究するための豊富なツールを私たちに提供してくれました。これらの天体の光度関数（LF）は、最初の暗黒物質構造の銀河形成を含む、銀河形成を支配する複雑なプロセスの間接的なトレーサーです。この作業では、宇宙論的および天体物理学的パラメーターを抽出するために、高赤方偏移でのUV銀河LFの広範な分析を提示します。UVLFのモデリングにおいて、いくつかの現象論的アプローチを提供し、宇宙分散、ダストの減光、ハロー銀河接続での散乱、Alcock-Paczyなど、さまざまな不確実性と系統分類の原因を考慮に入れています。}スキー効果。ハッブル宇宙望遠鏡からのUVLF測定値と物質密度に関する外部データを使用して、大規模な物質クラスタリングの振幅を$\sigma_8=0.76^{+0.12}_{-0.14}$と導出します。これは、未知の天体物理学的パラメータ。現在のデータでは、この結果は、天体物理学的モデリングの選択、および基礎となるハロー質量関数のキャリブレーションに対してわずかに敏感であることがわかります。クロスチェックとして、IllustrisTNG流体力学シミュレーションからの模擬データを使用して分析パイプラインを実行し、入力宇宙論との一貫した結果を見つけます。さらに、将来の宇宙望遠鏡の簡単な予測を実行します。現在の結果から約30\％の改善が見込まれます。最後に、ここで検討したモデルの天体物理学的パラメーターとハロー銀河接続に関する制約を取得します。この作業で説明するすべてのメソッドは、多目的な尤度コード\texttt{GALLUMI}の形式で実装されています。これは公開しています。
自己組織化マップを使用したモデルの分類：宇宙せん断によって精査された修正重力理論への応用
| Title |
Categorizing_models_using_Self-Organizing_Maps:_an_application_to_modified_gravity_theories_probed_by_cosmic_shear |
| Authors |
Agn\`es_Fert\'e,_Shoubaneh_Hemmati,_Daniel_Masters,_Brigitte_Montminy,_Peter_L._Taylor,_Eric_Huff,_Jason_Rhodes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13171 |
自己組織化マップ（SOM）を使用して、物理モデルの影響を観測量にマッピングすることを提案します。このアプローチを使用して、理論がそれらの署名を与えられて互いにどのように関連しているかを決定することができます。宇宙論では、これは、新世代の実験でテストする必要のある宇宙論モデル（暗黒エネルギー、修正重力、インフレーションモデルなど）を決定するのに特に役立ちます。最初の例として、このアプローチを、宇宙せん断によって精査された修正重力理論の空間のサブセットの表現に適用します。したがって、f（R）、ディラトン、およびシンメトロンモデルのせん断相関関数についてSOMをトレーニングします。結果は、これらの3つの理論は、パラメーターの値が小さい場合はせん断に関して同様のシグニチャを持っていますが、ディラトンは値が高い場合は異なるシグニチャを持っていることを示しています。また、修正された重力（特にディラトンモデル）は、動的暗黒エネルギーと比較して宇宙せん断に異なる影響を与えるため、両方とも銀河調査によってテストする必要があることも示しています。
| Title |
The_large-scale_21-cm_power_spectrum_from_reionization |
| Authors |
Ivelin_Georgiev,_Garrelt_Mellema,_Sambit_K._Giri_and_Rajesh_Mondal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13190 |
Low-FrequencyArray（LOFAR）や将来のSquareKilometerArray（SKA）などの無線干渉計は、宇宙の再電離の時代（EoR）から球形に平均化された21cmのパワースペクトルを測定しようとしています。したがって、各長さスケールでパワースペクトルに影響を与える主要な物理プロセスを理解することは、将来の検出を解釈するために重要です。21cmのパワースペクトルの分解を研究し、大容量に焦点を当てて、ボリューム$（714〜\mathrm{Mpc}）^3$の一連の数値および半数値シミュレーションの構成項の展開を定量化します。$k\lesssim0.3$〜Mpc$^{-1}$でスケーリング宇宙の$\sim10$パーセントがイオン化された後、21cmのパワースペクトルは、中性水素変動のパワースペクトルに従います。特定のスケールは、物質のパワースペクトルに従います。したがって、信号は2レジーム形式であり、大規模信号は宇宙論的密度場のバイアスバージョンであり、小規模電力スペクトルは再電離の天体物理学によって決定されます。バイアスパラメータを構築して、大規模な21cm信号のどの$k$スケールを宇宙論のプローブとして利用できるかを調査します。スケールに依存しないバイアスレジームとスケールに依存するバイアスレジームの間の遷移スケールは、電離光子の平均自由行程の値（$\lambda_{\mathrm{MFP}}$）に直接関連しており、実験式$k_{\mathrm{trans}}\approx2/\lambda_{\mathrm{MFP}}$。さらに、平均自由行程効果の数値実装がこの遷移の形状に大きな影響を与えることを示します。最も注目すべきは、平均自由行程効果がバリアとしてではなく吸収プロセスとして実装されている場合、遷移はより緩やかになります。
一般的な写真によるクラスタリング-$ z $の不確実性：バリオン音響振動への適用
| Title |
Clustering_with_general_photo-$z$_uncertainties:_Application_to_Baryon_Acoustic_Oscillations |
| Authors |
Kwan_Chuen_Chan,_Ismael_Ferrero,_Santiago_Avila,_Ashley_J._Ross,_Martin_Crocce,_Enrique_Gaztanaga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13332 |
測光データは、3次元相関関数$\xi_{\rmp}$を使用して分析し、バリオン音響振動（BAO）の測定などを介して宇宙論的情報を抽出できます。以前の研究では、ガウス写真-$z$近似を想定して$\xi_{\rmp}$をモデル化しました。この作業では、現実的な写真-$z$分布を組み込むことにより、モデリングを改善します。$\xi_{\rmp}$内のBAOスケールの位置は、写真-$z$分布と変換のヤコビアンによって決定されることを示します。後者は、分離$s_\perp$の横方向のスケールで発散し、写真の場合、$\xi_{\rmp}$が$s$ではなく$s_\perp$で基礎となる相関関数をトレースする理由を説明します。-$z$の不確実性$\sigma_z/（1+z）\gtrsim0.02$。$\xi_{\rmp}$のガウス共分散も取得します。写真と$z$の混合により、$\xi_{\mathrm{p}}$の共分散は強い非対角要素を示します。データの高い相関は、データフィッティングにいくつかの問題を引き起こします。それでも、共分散の最大固有値を抑制することで解決できるか、BAOに直接関係していないことがわかります。一連のモックカタログを使用して、BAOフィッティングパイプラインをテストします。データセットは、ダークエネルギーサーベイ3年目（DESY3）のBAO分析専用であり、現実的な写真-$z$分布が含まれています。理論テンプレートは、模擬測定とよく一致しています。DESY3モックに基づいて、$\xi_{\rmp}$統計は、BAOシフトパラメーター$\alpha$を$1.001\pm0.023$に制約すると予測されます。これは、角度相関から導出された対応する制約とよく一致しています。機能測定。したがって、$\xi_{\rmp}$は、測光データ分析の競争力のある代替手段を提供します。
原始ブラックホールの蒸発、弦の軸方向、および高温のダークラディエーション
原始ブラックホール（PBH）は、弦理論のコンパクト化に一般的に存在する多数のアクシオンのような粒子のホーキング放出を通じて、無視できないスピンを発生させることを示します。これは、角運動量がBHから除去されない単極子モード（$l=0$）でスカラーを放出できるため、十分な数のスカラーがフェルミ粒子、ゲージボソン、と重力子放出。$10^8$-$10^{12}$kgPBHの結果として得られる特徴的なスピン分布は、PBHの存在量が小さすぎない限り、将来のガンマ線観測所で測定できる可能性があります。これにより、既知の物質との相互作用がどれほど弱いかに関係なく、基本理論における光スカラーの総数の一意のプローブが得られます。このホーキング放出によって生成される高温のMeV-TeVアクシオンの現在の局所エネルギー密度は、$\rho_{\rmCMB}$を超える可能性があります。PBHの蒸発の制約もやや弱められています。
LiteBIRDCMB衛星ミッションの前景としての惑星間塵
| Title |
Interplanetary_Dust_as_a_Foreground_for_the_LiteBIRD_CMB_Satellite_Mission |
| Authors |
K._Ganga_(1),_M._Maris_(2_and_3),_M._Remazeilles_(4)_for_the_LiteBIRD_Collaboration_((1)_Universit\'e_de_Paris,_CNRS,_Astroparticule_et_Cosmologie,_F-75013_Paris,_France,_(2)_INAF/Trieste_Astronomical_Observatory,_Via_G.B._Tiepolo_11,_ZIP_I-34143_Trieste,_Italy,_(3)_Institute_for_Fundamental_Physics_of_the_Universe,_Via_Beirut,_2-4_I-34151,_Grignano,_Trieste,_Italy,_(4)_Jodrell_Bank_Centre_for_Astrophysics,_Department_of_Physics_and_Astronomy,_The_University_of_Manchester,_Manchester,_M13_9PL,_United_Kingdom) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13856 |
原始的なCMBBモードを求めてこれまで以上に感度の高い実験が行われるにつれて、潜在的に重要な天体物理学的汚染物質の数も多くなります。たとえば、惑星間塵からの熱放射は、プランク衛星によって検出されています。この黄道帯、または惑星間塵の放出（IPDE）の偏光率は低いと予想されますが、総電力で検出されるのに十分な明るさです。ここでは、LiteBIRD衛星によって見られる可能性のある影響の大きさの推定が行われます。KelsallらのCOBEIPDEモデル。（1998）LiteBIRD実験のスキャン戦略のモデルと組み合わせて、総パワーと偏光パワースペクトルの両方でCMBの潜在的な汚染を推定します。LiteBIRDは、40〜402GHzのすべての帯域でIPDEの温度を検出し、この周波数範囲の上限でIPDEの偏波部分の制限を改善する必要があります。IPDEの偏光率が中赤外線でのISO/CAM測定からの電流制限である1％のオーダーである場合、rが0.001オーダーの宇宙モデルに匹敵する大規模な偏光Bモードを引き起こす可能性があります。この場合、極性化されたIPDEもモデル化して削除する必要があります。CMBの前景として、IPDEは常に銀河系の放射に支配的ですが、IPDEは私たちに近い粒子からの放射によって引き起こされるため、地球が太陽の周りを移動するときに変動するように見え、データ分析を多少複雑にする可能性があります。しかし、放射の対称性のいくつかとデータ処理の柔軟性を理解していれば、それがCMB偏光測定の主な障害になることはありません。
若いミニネプチューンであるTOI560.01からヘリウムを脱出
| Title |
Escaping_Helium_from_TOI_560.01,_a_Young_Mini_Neptune |
| Authors |
Michael_Zhang,_Heather_A._Knutson,_Lile_Wang,_Fei_Dai,_Oscar_Barrag\'an |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13150 |
TOI560.01（HD73583b）、$R=2.8R_\oplus$、$P=6.4$dミニネプチューンが若い（$\sim$600Myr）K矮星を周回する大気からのヘリウム吸収を報告します。Keck/NIRSPECを使用して、ラインコアで平均深度$0.68\pm0.08$％の信号を検出します。吸収信号は、1か月後に得られた部分的な通過中に繰り返されますが、おそらく恒星風環境の変化を反映して、わずかに強く、青くなります。吸収は減少するよりもゆっくりと上昇しますが、入力は時間どおりに発生し、出力は白色光の出力から12分以内に発生します。これは、流出がわずかに非対称であり、惑星に近い領域に限定されていることを示唆しています。吸収信号は、予想される青方偏移ではなく、わずかに4km/sの赤方偏移も示します。これは、惑星が適度な軌道離心率を持っている場合に説明されるかもしれませんが、視線速度データはそのような説明を嫌います。XMM-Newton観測を使用して、高エネルギーの恒星スペクトルを再構築し、1Dおよび3Dの流体力学シミュレーションで惑星の流出をモデル化します。私たちのモデルは、一般に、輸送中の吸収の測定された大きさ、青方偏移のサイズ、またはその両方を過大に予測していることがわかります。金属量を100$\times$太陽に増やすと信号が抑制されますが、予測される信号強度の金属量への依存性は単調ではありません。想定される恒星EUVフラックスを3分の1に減らすと、同様に信号が大幅に抑制されます。
ガイアEDR3位置天文学からの51Eribの質量と初期エントロピーの制限
| Title |
Limits_on_the_Mass_and_Initial_Entropy_of_51_Eri_b_from_Gaia_EDR3_Astrometry |
| Authors |
Trent_J._Dupuy,_G._Mirek_Brandt_and_Timothy_D._Brandt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13173 |
51Eribは、コア降着による惑星形成のいくつかのモデルに関連するコールドスタートシナリオを含む、考えられるさまざまな初期エントロピー状態と一致する唯一の若い惑星の1つです。惑星の初期エントロピーを制約する最も直接的な方法は、初期条件が依然として重要である十分に若い年齢でその明るさと質量を測定することです。ヒッパルコスとガイアEDR3の位置天文学と軌道適合コードorvaraの相互校正を使用して、51Eribの質量のこれまでで最も厳しい上限（2$\sigma$でM<11Mjup）を示します。また、直接測光アプローチを使用してその光度を再評価し、log（Lbol/Lsun）=-5.5$\pm$0.2dexを見つけます。この光度を、51Eriがメンバーである$\beta$Pic移動グループの24$\pm$3Myr年齢と組み合わせて、広範囲の初期エントロピーにまたがる進化モデルのグリッドから質量分布を導き出します。51Eribは最もコールドスタートのシナリオと矛盾しており、97％の信頼度で>8$k_B$/バリオンの初期エントロピーが必要であることがわかります。この結果は、コールドスタートの可能性のある惑星の初期エントロピーに対する最初の観測上の制約を表しており、ウォームスタートまたはホットスタートの形成シナリオを指す直接画像化された惑星の動的質量の傾向を続けています。
CIタウ：ディスクと惑星の相互作用における制御された実験
CIタウは若い（〜2Myr）Tタウリシステムであり、SEDにかなりの近赤外線超過があり、原始惑星系円盤がその星の非常に近くまで伸びていることを示しています。これは、CITaubの視線速度の発見と矛盾しているように見えます。CITaubは、〜0.1auで〜12M_Jのコンパニオンであり、最も内側のディスクに広く深い空洞を刻むことが期待されます。この明らかな矛盾を調査するために、2D流体力学シミュレーションを実行して、ディスク上の惑星の影響を調査し、放射伝達で結果を後処理してSEDを取得します。〜0.1auでは、そのような大規模なコンパニオンでさえ、近赤外線の超過にほとんど影響を与えないことがわかります。この結果は、惑星の離心率やダストサイズの分布に関係なく当てはまります。これは、CITaubの存在を裏付けるものであり、ディスクの移行や\textit{in-situ}形成などのメカニズムによるホットジュピターの初期形成の調査を促進します。私たちのシミュレーションが明らかにするように、SEDの遷移ディスク署名は、ホスト星の将来の居住可能ゾーンの約1AUに位置する初期の「暖かい」木星の標識である可能性が高くなります。
L2からの単一エポック視差測定を使用した太陽系外縁天体の地上観測の強化
| Title |
Enhancing_Ground-Based_Observations_of_Trans-Neptunian_Objects_using_a_Single-Epoch_Parallax_Measurement_from_L2 |
| Authors |
Mark_R._Giovinazzi,_Cullen_H._Blake,_Pedro_H._Bernardinelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13327 |
2番目の太陽地球ラグランジュ点（L2）にある宇宙ベースの観測所は、ほぼ同時の地上および宇宙ベースの観測から生じる視差効果を利用することにより、遠方の太陽系オブジェクトの軌道を効率的に決定するユニークな機会を提供します。L2に関する天文台の典型的な軌道を考えると、L2と地球の間の観測ベースライン$\sim1.5\times10^6$kmは、ほとんどの場合でも、$\sim$10''-100''の瞬間視差をもたらします。私たちの太陽系で検出可能な太陽系外縁天体（TNO）から離れています。TNOの軌道を測定するための現在の地上ベースの戦略は非常に費用がかかり、数年の観測が必要です。ほぼ同時の地上および宇宙ベースの観測によってもたらされるTNOまでの距離の直接的な制約により、単一の観測エポックと組み合わせた24時間にわたるわずか3つの地上ベースの観測で軌道を自信を持って決定できることを示します。L2を周回する天文台から。
CosmoQuestムーンマッパーコミュニティサイエンスプロジェクト：月面クレーター分布に対する入射角の影響
| Title |
The_CosmoQuest_Moon_Mappers_Community_Science_Project:_The_Effect_of_Incidence_Angle_on_the_Lunar_Surface_Crater_Distribution |
| Authors |
Matthew_Richardson,_Andr\'es_A._Plazas_Malag\'on,_Larry_A._Lebofsky,_Jennifer_Grier,_Pamela_Gay,_Stuart_J._Robbins_and_The_CosmoQuest_Team |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13404 |
CosmoQuest仮想コミュニティサイエンスプラットフォームは、市民科学者によって実行される天文学研究プロジェクトの作成と実装を容易にします。ムーンマッパーと呼ばれるそのようなプロジェクトの1つは、月の表面のクラウドソーシングによるクレーター統計を作成する可能性を判断するのに役立ちます。月のクレーターの母集団統計は、月の表面の特徴の形成と進化の歴史を理解し、月の表面の領域の相対的および絶対的なモデル年齢を推定し、月の記録からの外挿によって他の惑星の表面の年代を確立するために使用される重要な指標です。太陽の入射角は、特にメートルスケールで、クレーターの識別に影響を与えることが示唆され、示されています。ルナーリコネサンスオービターのアポロ15号の着陸地点の狭角カメラで撮影された高解像度の画像データを、さまざまな太陽入射角で使用し、CosmoQuestに参加している一般市民の最小限の訓練を受けたメンバーが取得したクレーターIDのカタログをまとめました。ムーンマッパーズプロジェクト。約27.5度から約83度（以前の研究で調べた入射角の範囲を拡張）から最小クレーターサイズの10mまでの太陽入射角の影響を調べたところ、太陽入射角には大きな影響があることがわかりました。他の研究の対象分野の専門家によって決定されたように、クレーター識別プロセスへの影響。この分析の結果は、クラウドソーシングされたデータを使用して科学的分析を再現および検証する能力を強調するだけでなく、独自の研究を実行する可能性も示しています。
スペクトル検索コードARCiSへの不平衡化学の実装と16個の太陽系外惑星透過スペクトルへの適用：HD209458bおよびWASP-39bの不平衡化学の表示
検索アプローチは現在、太陽系外惑星の観測されたスペクトルから大気特性を導出するための標準的な方法です。ただし、このアプローチでは、現在のほとんどの検索コードで不均衡な化学的性質が無視されており、大気の金属量または元素存在比の誤解を招く可能性があります。水素/ヘリウムが支配的な雰囲気の主要な化学種、つまり$\mathrm{CH_4}$、$\mathrm{CO}$、$\mathrm{H_2O}$、$\に対して、垂直混合またはクエンチングの不均衡効果を実装しました。mathrm{NH_3}$、$\mathrm{N_2}$、および$\mathrm{CO_2}$は、化学緩和法を使用した物理的基礎を持つスペクトル検索コードARCiS用です。次に、このモジュールで更新されたARCiSを使用して、木星からミニ海王星までのサイズの16個の太陽系外惑星の観測された透過スペクトルの取得を実行しました。その結果、HD209458b（$\geq4.1\sigma$）およびWASP-39b（$\geq2.7\sigma$）の不均衡化学の兆候が見つかりました。取得されたHD209458bのスペクトルは、クエンチング効果により$\mathrm{NH_3}$の存在量が増加したため、JWSTがアクセスできる10.5$\mu$mで強力な$\mathrm{NH_3}$吸収機能を示します。この特徴は、平衡化学を仮定して取得されたスペクトルには存在しないため、HD209458bは、太陽系外惑星の大気における不平衡化学を研究するための理想的なターゲットになります。さらに、HAT-P-11bとGJ436bの場合、C/O比の$2.9\sigma$の差など、平衡仮定を使用した検索とは比較的異なる結果が得られます。また、取得した渦拡散係数についても検討しましたが、現在の観測精度の限界などにより、平衡温度の傾向を特定することができませんでした。
HD209458bの大気中のNaIの奇妙なケース：低解像度と高解像度の分光観測の調整G
| Title |
The_strange_case_of_Na_I_in_the_atmosphere_of_HD209458_b:_Reconciling_low-_and_high-resolution_spectroscopic_observations_G |
| Authors |
Giuseppe_Morello,_N\'uria_Casasayas-Barris,_Jaume_Orell-Miquel,_Enric_Pall\'e,_Gianluca_Cracchiolo_and_Giuseppina_Micela |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13548 |
目的。低解像度および高解像度の透過分光法に基づいて、HD209458bの大気中のNaIの存在に関する文献で報告されている矛盾した結果の原因を調査することを目的としています。メソッド。合成惑星大気モデルを生成し、それらを以前の研究で観察された透過光度曲線およびスペクトルと比較しました。私たちのモデルは、恒星の周縁減光とロシター-マクラフリン（RM）効果を説明し、惑星大気のさまざまな可能なシナリオを検討しています。結果。以前の低解像度および高解像度の分光観測と一致する惑星大気の範囲を特定することにより、矛盾する結果を調整しました。両方のデータセットが、惑星大気にNaIがまったく存在しないことと一致していると解釈されるか（ハッブル宇宙望遠鏡のデータが周縁減光の影響を受ける）、またはHD209458bのターミネーター温度の上限が約1000Kである必要があります。特に、平衡温度よりも低い1D透過スペクトルは、隣接するバンドの通過深度が異なるため、以前に報告された低解像度での吸収信号の検出を説明することもできますが、NaIDラインのコアは高解像度で見られる強いRM信号。また、不一致の原因として、低解像度で吸収信号をマスクする高高度の雲を除外します。結論。この作品は、トランジット系外惑星系を完全に特徴づけるために、異なる観測技術、特に低解像度と高解像度の分光法の間の相乗効果を強調しています。
カルメネスで観察されたHAT-P-32bでのH $ \ alpha $とHeIの吸収-ロッシュローブのオーバーフローと質量損失の検出
| Title |
H$\alpha$_and_He_I_absorption_in_HAT-P-32_b_observed_with_CARMENES_--_Detection_of_Roche_lobe_overflow_and_mass_loss |
| Authors |
S._Czesla,_M._Lamp\'on,_J._Sanz-Forcada,_A._Garc\'ia_Mu\~noz,_M._L\'opez-Puertas,_L._Nortmann,_D._Yan,_E._Nagel,_F._Yan,_J._H._M._M._Schmitt,_J._Aceituno,_P._J._Amado,_J._A._Caballero,_N._Casasayas-Barris,_Th._Henning,_S._Khalafinejad,_K._Molaverdikhani,_D._Montes,_E._Pall\'e,_A._Reiners,_P.C._Schneider,_I._Ribas,_A._Quirrenbach,_M._R._Zapatero_Osorio,_M._Zechmeister |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13582 |
CARMENESスペクトログラフで得られたホットジュピターHAT-P-32bの2つの高解像度スペクトル通過時系列を分析します。システムの新しいXMM-NewtonX線観測は、高速回転するFタイプのホスト星が、6.9のフラックスに対応する2.3e29〜erg/s（5-100A）の高いX線光度を示すことを示しています。惑星軌道でのe4erg/cm**2/s。これにより、惑星の質量損失率のエネルギー制限エスケープ推定値は約1e13g/sになります。スペクトル時系列は、最大深度が約3.3％および5.3％のHalphaおよびHeIトリプレットラインでの有意な時間依存吸収を示しています。Halpha線とHeI線の輸送中の吸収信号は、1次元の流体力学モデリングの結果と一致しており、1e13g/sのオーダーの質量損失率も得られます。伝送信号の赤方偏移成分の初期の侵入を観察します。これは赤方偏移吸収成分にまで広がり、光トランジットのほぼ中央まで持続します。超回転風は赤方偏移した侵入吸収を説明することができますが、惑星の質量を星の方向に輸送する上向きの流れも、通過前の信号のもっともらしい説明を提供することがわかります。これにより、HAT-P-32は透過分光法を介して大気ダイナミクスを探索するためのベンチマークシステムになります。
ヒアデス星団K2-136周辺の3つの惑星のX線照射
星K2-136の周りの3つの惑星のX線照射とおそらく光蒸発を研究します。これらは、地球サイズのK2-136b、ミニネプチューンK2-136c、およびスーパーアースK2-136dです。星のXMM-Newton観測は、0.15〜2.4keVの範囲で$（1.18\pm0.1）\times10^{28}$ergs$^{-1}$のX線光度を示し、活動をもたらします。$L_X/L_{\rmbol}=（1.80\pm0.68）\times10^{-5}$の。惑星の過去の蒸発は、ジョンストーンらによるXUV恒星トラックを使用してモデル化されました。（2021）、エネルギー制限質量損失定式化（LecavelierdesEtangsetal。2007、Erkaevetal。2007）、およびLopez＆Fortney（2014）による熱進化定式化。私たちの結果は、惑星bとdがおそらく純粋に岩だらけであり、それらのエンベロープが剥ぎ取られていることを示唆しています。一方、惑星cは、まだ総質量の0.8％からなるエンベロープを持っており、そのコアは比較的大きい（2.3$R_{\rmE}$）。
ケプラー223共鳴は、ガスディスクフェーズ中の乱流に関する情報を保持します
| Title |
The_Kepler-223_resonance_holds_information_on_turbulence_during_the_gas_disk_phase |
| Authors |
L.-A._H\"uhn,_G._Pichierri,_B._Bitsch,_K._Batygin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13835 |
原始惑星系円盤の惑星形成に関する多くの基本的な物理的プロセスはまだ完全には理解されておらず、そのような円盤の乱流というとらえどころのない現象があります。惑星系といくつかの原始惑星系円盤の観測が利用可能であり、これらはこれらの調査の出発点として役立つことができます。検出されたシステムは、惑星のさまざまなアーキテクチャを明らかにします。考慮すべき特に興味深いケースの1つは、ケプラー223システムです。これには、共鳴チェーン内の4つの惑星のまれな構成が含まれており、特定の移行履歴が含まれています。ケプラー223の惑星の軌道構成を使用して、ケプラー223の1つに似た平均運動共鳴の連鎖の形成を可能にする原始惑星系円盤のパラメーターを制約することを目指しています。私たちが調査しようとしているパラメータは、主にディスクの粘度と面密度です。惑星とディスクの相互作用を模倣するために、追加の散逸力を備えたswift_symbaN体積分器を使用します。ケプラー223のような共鳴鎖の形成を可能にする表面密度と粘度を制限します。最大数個の最小質量太陽系星雲（MMSN）の表面密度の表面密度と、数個の$10^{-3}$から最大$10^{-2}$のディスク粘度パラメーター$\alpha$が最も成功していることがわかります。この特定の惑星系のアーキテクチャを再現します。チェーンの再現の成功を考慮して、これら2つの量がどのように相互に関連しているかを説明し、ディスクの表面密度が高いほど、チェーンを構築するために必要な粘度が低くなることを発見します。私たちの結果は、よく特徴付けられた観測された惑星系が原始惑星系円盤におけるそれらの形成条件に関する情報を保持し、この情報、すなわち初期円盤表面密度と粘度を抽出することが可能であり、惑星形成を制約するのに役立つことを示しています。
ExoClockプロジェクトII：180個の更新された太陽系外惑星の天体暦を使用した大規模な統合研究
| Title |
ExoClock_project_II:_A_large-scale_integrated_study_with_180_updated_exoplanet_ephemerides |
| Authors |
A._Kokori,_A._Tsiaras,_B._Edwards,_M._Rocchetto,_G._Tinetti,_L._Bewersdorff,_Y._Jongen,_G._Lekkas,_G._Pantelidou,_E._Poultourtzidis,_A._W\"unsche,_C._Aggelis,_V._K._Agnihotri,_C._Arena,_M._Bachschmidt,_D._Bennett,_P._Benni,_K._Bernacki,_E._Besson,_L._Betti,_A._Biagini,_P._Brandebourg,_M._Bretton,_S._M._Brincat,_M._Cal\'o,_F._Campos,_R._Casali,_R._Ciantini,_M._V._Crow,_B._Dauchet,_S._Dawes,_M._Deldem,_D._Deligeorgopoulos,_R._Dymock,_T._Eenm\"ae,_P._Evans,_N._Esseiva,_C._Falco,_S._Ferratfiat,_M._Fowler,_S._R._Futcher,_J._Gaitan,_F._Grau_Horta,_P._Guerra,_F._Hurter,_A._Jones,_W._Kang,_H._Kiiskinen,_T._Kim,_D._Laloum,_R._Lee,_F._Lomoz,_C._Lopresti,_M._Mallonn,_M._Mannucci,_A._Marino,_J.-C._Mario,_J.-B._Marquette,_J._Michelet,_M._Miller,_T._Mollier,_D._Molina,_N._Montigiani,_F._Mortari,_M._Morvan,_et_al._(40_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13863 |
ExoClockプロジェクトは、ミッションの効率を高めるためにArielターゲットの天体暦を監視するために開発された、包括的で統合されたインタラクティブなプラットフォームです。このプロジェクトは、地上望遠鏡からの観測、文献からの中間値、そして最後に宇宙機器からの観測など、利用可能なすべてのリソースを最大限に活用します。現在、ExoClockネットワークには、現在知られているAriel候補ターゲットの85\％を観測できる望遠鏡を備えた280人の参加者が含まれています。この作業には、2020年12月31日までにExoClockネットワークから取得された$\sim$1600の観測結果が含まれています。これらのデータは、文献から収集された$\sim$2350の中間値と組み合わせて、180個の惑星の天体暦を更新するために使用されます。分析によると、更新されたエフェメライドの40\％は、精度が大幅に向上しているか、古いエフェメライドに偏りがあることが明らかになったため、将来のスケジューリングに影響を与えます。新しい観測により、サンプル内の惑星の半分の観測範囲と速度が2倍以上になりました。最後に、人口の観点から、古い天体暦と新しい天体暦の間の2028年の予測の違いは、ガウスの不確実性から予想されるものの2倍のSTDを持っていることを確認します。これらの調査結果は、予測の不確実性よりも潜在的に大きいドリフトを考慮する必要がある将来の観測の計画に影響を及ぼします。更新された天体暦はオープンであり、OpenScienceFramework（OSF）リポジトリとWebサイトの両方からより広い太陽系外惑星コミュニティにアクセスできます。
VROの時代におけるAGNの変動性
今後10年間で、ヴェラC.\ルービン天文台（VRO）は、定期的かつ高いケイデンスで$\sim$1,000万の活動銀河核（AGN）を観測します。この間、これらのAGNのほとんどの強度は確率的に変動します。ここでは、AGN光度曲線のVRO測定を使用して、これらの変動を正確に定量化するための見通しを探ります。そのために、各光度曲線は、与えられた変動振幅と相関時間を持つ減衰ランダムウォークによって記述されると仮定します。理論的な議論といくつかの現在の測定値は、各AGNの相関タイムスケールと変動振幅が他の観測量と相関している可能性があることを示唆しています。期待情報分析を使用して、測定された光度曲線からこれらのパラメーターが推測される精度を計算します。測定は非常に正確であるため、AGNを最大$\sim10$の異なる相関タイムスケールビンに分割できることがわかります。次に、相関時間が光度の累乗として変化する場合、その関係の正規化とべき乗則のインデックスが$\mathcal{O}（10^{-4}\％）$に決定されることを示します。これらの結果は、VROを使用すると、正確に測定された変動パラメータが、個々のAGNの詳細な特性評価およびAGN母集団統計の研究において分光法と並んで行われることを示唆しています。類似の分析は、CMB-S4などの他の時間領域プロジェクトによって可能になります。
TMC-1のGOTHAM調査におけるCH3末端炭素鎖：星間CH3C7Nの証拠
| Title |
CH3-Terminated_Carbon_Chains_in_the_GOTHAM_Survey_of_TMC-1:_Evidence_of_Interstellar_CH3C7N |
| Authors |
Mark_A._Siebert,_Kin_Long_Kelvin_Lee,_Anthony_J._Remijan,_Andrew_M._Burkhardt,_Ryan_A._Loomis,_Michael_C._McCarthy,_Brett_A._McGuire |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13152 |
GOTHAM調査の2回目のデータリリースと、より大きな種の検索を使用して、TMC-1に向けたすべての既知のメチル炭素鎖の体系的な研究を報告します。マルコフ連鎖モンテカルロシミュレーションと30を超える回転遷移のスペクトル線スタッキングを使用して、4.6$\sigma$の信頼水準でメチルシアノトリアセチレン（CH$_3$C$_7$N）からの統計的に有意な発光を報告し、それを使用して${\sim}$10$^{11}$cm$^{-2}$の列密度を導き出します。また、関連種であるメチルテトラアセチレン（CH$_3$C$_8$H）を検索し、この分子のカラム密度に上限を設定しました。私たちの調査で輝線を持つ他のすべての以前に検出されたメチル末端炭素鎖に対して上記の統計分析を実行することにより、メチルポリイン（CH3C$_{2n}$H）とメチルシアノポリインの存在量、励起条件、および形成化学を評価します（CH3C$_{2n-1}$N）TMC-1で、それらを化学モデルからの予測と比較します。AおよびE核スピン異性体のカラム密度と相対集団で観察された傾向に基づいて、メチルポリインとメチルシアノポリインファミリーは互いに大きな違いを示し、ガス粒子化学によって確認される別々の星間形成経路を示していることがわかります。ノーチラスによるモデリング。
巨大な塊から雲まで-II。高赤方偏移ガスに富む銀河における星形成の条件からの厚い円盤の運動学の出現
| Title |
From_giant_clumps_to_clouds_--_II._The_emergence_of_thick_disc_kinematics_from_the_conditions_of_star_formation_in_high_redshift_gas_rich_galaxies |
| Authors |
Floor_van_Donkelaar,_Oscar_Agertz_and_Florent_Renaud |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13165 |
高赤方偏移の円盤銀河は、ローカルの宇宙銀河よりもガスが豊富で、塊状で、乱流です。銀河形成のこの初期の時代は、私たちが今日観察している星の分布と運動学を刻印していますが、その方法はまだ十分に確立されていません。この研究では、孤立した天の川銀河のシミュレーションを使用して、ガスの割合を変化させたときに星の運動学的特性がどのように変化するかを研究します。これにより、内部プロセスが果たす役割を定量化できます。観測された恒星速度分散と軌道離心率を確立する際の、巨大なガス塊からのガス乱流と重力散乱。ガスの割合が$>20$パーセントのモデルは、乱流で塊状の星間物質（ISM）を特徴とし、ゼロ年齢の星の速度分散につながることがわかります$\sim20-30〜{\rmkm\、s}^{-1}$と高い平均軌道離心率。これらの物理的条件からは、低い偏心は発生しません。ガスの割合が$20$パーセント未満の場合、ISMの乱れは少なくなり、恒星の速度分散は$<10〜{\rmkm\、s}^{-1}$になり、若い星の軌道はほぼ円軌道になります。したがって、ガスが豊富な高赤方偏移銀河に存在する乱流は、薄い円盤の形成に対する「障壁」として機能します。私たちの発見を天の川の年齢と速度分散の関係と比較し、ISMによって星形成時にすでに刻印されている速度分散が常に大きく寄与していると主張します。最後に、天の川の厚い円盤と薄い円盤で観測された軌道離心率は、合併や経年過程ではなく、星形成ISMによる痕跡として完全に説明できることを示します。
CGM $ ^ 2 $調査：矮星から巨大な星形成銀河までの銀河系O VI
| Title |
The_CGM$^2$_Survey:_Circumgalactic_O_VI_from_dwarf_to_massive_star-forming_galaxies |
| Authors |
K._Tchernyshyov,_J._K._Werk,_M._C._Wilde,_J._X._Prochaska,_T._M._Tripp,_J._N._Burchett,_R._Bordoloi,_J._C._Howk,_N._Lehner,_J._M._O'Meara,_N._Tejos,_J._Tumlinson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13167 |
CGM$^2$調査からの126の新しい銀河-OVI吸収体ペアと文献から引き出された123ペアを組み合わせて、OVI吸収体（$N_{\rmOVI}$）の列密度の同時依存性を調べます。銀河の恒星の質量、星形成率、および衝突パラメータ。組み合わされたサンプルは、$z=0$-$0.6$をカバーする249個の銀河-OVI吸収体ペアで構成され、ホスト銀河の恒星質量は$M^*=10^{7.8}$-$10^{11.2}$$M_\odot$銀河吸収体の衝突パラメータ$R_\perp=0$-$400$適切なキロパーセク。この作業では、サンプル内の星形成銀河間の銀河の質量と衝突パラメータによる$N_{\rmOVI}$の変動に焦点を当てます。星形成銀河の1ビリアル半径内の平均$N_{\rmOVI}$は、$M^*=10^{9.2}$-$10^{10}$の星形成銀河で最大であることがわかります。$M_\odot$。$M^*$が$10^{8}$から$10^{11.2}$$M_\odot$の星形成銀河は、列密度が10$^{13.5}$cm$^を超えるほとんどのOVIシステムを説明できます。{-2}$。星形成銀河に関連するOVI質量の60％は、1つのビリアル半径内にあり、35％は1つから2つのビリアル半径の間にあります。一般に、観測されたOVIの量、銀河の質量依存性、および範囲を再現するには、CGMの静水圧平衡からの逸脱が必要であることがわかります。私たちの測定値は、広範囲のホスト銀河質量にわたるCGMモデルのテストセットとして機能します。
動的に熱くなる内部恒星ハローの質量は、古代の付着衛星の質量を予測します
| Title |
The_mass_of_the_dynamically-hot_inner_stellar_halo_predicts_the_ancient_accreted_satellite(s)_mass |
| Authors |
Ling_Zhu,_Annalisa_Pillepich,_Glenn_van_de_Ven,_Ryan_Leaman,_Lars_Hernquist,_Dylan_Nelson,_Ruediger_Pakmor,_Mark_Vogelsberger,_Le_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13172 |
銀河の動的構造は、銀河の集合の歴史の化石記録です。宇宙流体力学シミュレーションTNG50を分析することにより、「内部恒星ハロー」と呼ばれる動的構造が、真円度$\lambda_z<0.5$at$3.5\、{\rmkpc}<の動的に熱い軌道上の星によって定義されることがわかります。r\lesssim2\、R_e$は、付着した伴銀河の質量の強力な指標です。内側の恒星ハローは、大規模で典型的には古代の合併の産物であり、シミュレーションの内側のハロー星は、3つの主要な物理的起源を示しています。合併中に引き起こされた星形成から形成されました。この内側の恒星ハローの質量と、銀河がこれまでに降着した中で最も巨大な衛星の恒星質量との間には強い相関関係があることがわかります。相関は、これまでに付着したすべての衛星からの星の質量に対してより強くなります。これらのTNG50相関は、他のシミュレーションによって予測されたものと互換性があります。調査中の全質量範囲にわたるTNG100（$10^{10.3-11.6}M_{\odot}$範囲の銀河恒星質量$M_*$）、$M_*\gtrsim10^{11}M_{のTNG300による\odot}$およびEAGLEによる$M_*\gtrsim10^{10.6}M_{\odot}$銀河は、このように、さまざまな銀河形成、つまりフィードバック、モデル、および数値分解能に関係なく保持される銀河全体で予測がロバストであることを示しています。この論文で定義されている内部恒星ハローの質量は、面分光データに母集団軌道重ね合わせ法を適用することにより、実際の銀河に対してロバストに取得できる量です。したがって、この論文は、銀河の内部領域のIFU観測と動的モデルが、古代の付着衛星の質量を定量的に決定する方法を提供することを示しています。
ボイドで踊る：非常に金属の少ない銀河DDO68の流体力学的N体シミュレーション
| Title |
Dancing_in_the_void:_hydrodynamical_N-body_simulations_of_the_extremely_metal_poor_galaxy_DDO_68 |
| Authors |
R._Pascale,_F._Annibali,_M._Tosi,_F._Marinacci,_C._Nipoti,_M._Bellazzini,_D._Romano,_E._Sacchi,_A._Aloisi_and_M._Cignoni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13175 |
流体力学的$N$体シミュレーションを使用して、非常に金属が少ない矮小不規則銀河DDO68の観測された構造と運動学が、少なくとも2つの小さな伴銀河との合併イベントと互換性があることを示します。恒星成分の非常に非対称で乱れた形状、全体的なHI分布とその速度場、西側の弧状の恒星構造など、観測された特徴のいくつかを同時に再現する自己無撞着なモデルを取得することができました。、北への低表面輝度の恒星の流れ。このモデルは、DDO68の主な前駆体と動的質量$7\times10^8\、M_{\odot}$およびほぼ$10^8\、M_{\odot}$-1/20の2つのシステムとの相互作用を意味します。それぞれ、DDO68の動的質量の1/150倍。DDO68とその衛星の中で最も大規模な衛星との合併により、質量と金属量の関係からのDDO68の大きなオフセットを説明するルートが提供されることを示します。相互作用銀河が合併前に同様の恒星質量を持つ銀河の金属量と互換性があると仮定すると、ガス混合だけでは2つの成分のガスを希釈するのに十分ではないという定量的証拠を提供します。私たちのシミュレーションによると、彗星の尾に沿って観測されたHII領域は、DDO68の本体ではなく、付着した衛星の低い金属量をトレースしています。この場合、低金属量に対応する質量は二次体の質量であり、DDO68は質量-金属量の関係と一致するようになります。
分子雲のMHDシミュレーションの特徴的なタイムスケールに基づく解像度基準
| Title |
A_resolution_criterion_based_on_characteristic_timescales_for_MHD_simulations_of_molecular_clouds |
| Authors |
Guido_Granda-Mu\~noz,_Enrique_V\'azquez-Semadeni,_Gilberto_C._G\'omez,_and_Manuel_Zamora-Avil\'es |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13281 |
磁気的に支持された分子雲の電磁流体力学シミュレーションにおける数値磁気拡散の影響を調査します。この目的のために、限界未満の臨界分子雲の適応メッシュ等温シミュレーションに関する数値研究を実施しました。理論的に予想されるものとは逆に、低解像度と中解像度のシミュレーションが崩壊することがわかります。ただし、最高の数値分解能でのシミュレーションは、崩壊することなく平衡状態の周りで振動します。磁場の数値拡散を定量化するために、数値磁気拡散係数を直接測定できる電流シートシミュレーションの2番目のスーツを実行し、さまざまな数値解像度で対応する拡散時間を計算しました。これに基づいて、拡散時間が構造の動的進化に関与する物理的プロセスの特徴的なタイムスケールよりも大きいことを要求することに基づいて、MHDシミュレーションにおける磁場の分解能の基準を提案します。
宇宙フィラメントはクラスター内の消光を遅らせる
| Title |
Cosmic_filaments_delay_quenching_inside_clusters |
| Authors |
S._Kotecha_and_C._Welker,_Z._Zhou,_J._Wadsley,_K._Kraljic,_J._Sorce,_E._Rasia,_I._Roberts,_M._Gray,_G._Yepes,_W._Cui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13419 |
大規模な宇宙フィラメントが、TheThreeHundredプロジェクトの324個のシミュレートされたクラスターの1つのビリアル半径内の銀河の消光にどのように影響するかを調査します。用途が広く、観測に適したプログラムDisPerSEを使用して宇宙フィラメントを追跡し、VELOCIRaptorを使用して銀河をホストしているハローを特定します。フィラメントに近い銀河団は、フィラメントから離れた銀河団よりも星形成が多く、青く、冷たいガスを多く含んでいる傾向があることがわかりました。この効果は、すべての恒星の質量で回復します。これは、クラスターの外側にある銀河とはまったく対照的です。銀河は、フィラメントに近い銀河が、密度に関連する前処理の明確な兆候を示しています。最初に、フィラメントの密度コントラストが銀河団ガス内で減少することを示します。さらに、銀河団の周りや銀河団への流れを調べると、銀河団内のフィラメント内のガスの流れは冷たく、銀河団の真ん中で銀河と一緒に流れる傾向があり、高温で高密度の銀河団ガスによる絞扼から部分的に保護されています。これはまた、衛星への降着を維持し、ラム圧力を制限します。
SDSS-IV MaNGA：ライマン-$ \ alpha $エミッターの密度境界領域の観測的証拠
| Title |
SDSS-IV_MaNGA:_an_observational_evidence_of_density_bounded_region_in_a_Lyman-$\alpha$_emitter |
| Authors |
Abhishek_Paswan,_Kanak_Saha,_Claus_Leitherer_and_Daniel_Schaerer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13461 |
面分光法（IFU）分光法を使用して、[SII]$\lambda$6717,6731/H$\alpha$および[SII]$\lambda$6717,6731/[OIII]$\lambda$5007の空間的に分解された形態をここに示します。ブルーベリーライマン-$\alpha$エミッター（BBLAE）で初めてz$\sim$0.047の輝線比。私たちが導き出した形態は、若い（$\leqslant$10Myr）、巨大なウォルフ・ライエ星が住むBBLAEの極端なスターバースト領域は[SII]が不足しており、銀河の残りの部分は[SII]が強化されていることを示しています。。極端なスターバースト領域は密度に制限されており（つまり、電離光子に対して光学的に薄い）、銀河の残りの部分はイオン化に制限された$-$であり、ブリスター型の形態を示していると推測されます。以前に報告されたLy$\alpha$光子の小さな脱出率（10％）は、BBLAEの特定された密度境界HII領域からのものであることがわかります。この脱出率は、多孔質のダスト分布によって制約されている可能性があります。さらに、ここで研究したBBLAEを含む、文献で研究された確認済みのLyC漏出者のサンプルを使用して、[SII]欠損症と推定LymanContinuum（LyC）脱出率との間に中程度の相関関係があることを報告します。観測された相関関係はまた、漏れのある銀河の恒星の質量と気相の金属量への依存性を明らかにしています。最後に、私たちの仕事の将来の範囲と影響について詳しく説明します。
高赤方偏移DLAのCII * / CII比：ISM相分離は、[CII]冷却速度の観測された二峰性を促進します
| Title |
CII*/CII_ratio_in_high-redshift_DLAs:_ISM_phase_separation_drives_the_observed_bimodality_of_[CII]_cooling_rates |
| Authors |
S.A._Balashev,_K.N._Telikova,_P._Noterdaeme |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13591 |
クエーサーに向かう高赤方偏移の介在する減衰ライマン-$\alpha$システムにおける[CII]$\、$158$\mu$m放出によるCII*/CII比と冷却速度の観測について説明します。CII冷却速度で観察されたバイモダリティは、星形成シナリオの違いを引き起こすことなく、中性媒体の相分離によって自然に説明できるCII*/CII金属量平面のバイモダリティを実際に反映していることを示します。相図を計算するために物理パラメータの現実的な分布を仮定して、このバイモダリティの金属量依存性も定性的に再現します。高zDLAは主に低金属量ガス（$Z\lesssim0.1Z_{\odot}$）をプローブすることを強調します。この場合、加熱は光電加熱ではなく宇宙線（および/または乱流）によって支配されます。したがって、DLAのガスが主に冷たい場合（冷却が[CII]によって支配される場合）、CIIの励起を使用して、宇宙線のイオン化率（および/または乱流加熱）を導出できますが、UVフィールドは導出できません。以前に考えられていたように。あるいは、DLA内のガスが主に暖かい場合は、CII*/CIIを使用してその数密度を制限できます。最後に、イオン化された媒体の重要性についても説明します。イオン化された媒体は、視線に沿って存在する場合、平均CII*/CII比を大幅に増加させる可能性があります。
電波銀河の分類：ボックスではなくタグ
電波銀河を60年間研究した後、私たちは今、その指数関数的に拡大する数とその構造の複雑さに喜んで圧倒されています。同様に、電波銀河を分類する方法が爆発的に増加し、現在の物理的理解と一致する場合と一致しない場合がある、矛盾する用語、あいまいな分類、および歴史的スキームにつながることがよくあります。過去数年間に100人以上の電波天文学者と話し合い、彼らのアイデアや願望を聞いた後、電波銀河の分類を再概念化することを提案します。それらを「ボックス」に入れようとするのではなく、＃tagsを割り当てる必要があります。これは、理解と適用が簡単で、柔軟性があり、進化し、関連性と重要性に関する相反するアイデアに対応できるシステムです。ここでは、そのような#tagシステムの基礎について概説します。残りはコミュニティ次第です。
QUBRICS調査による再電離エポック終了時の超大光度QSOの空間密度と水素電離バックグラウンドへのAGNの寄与
| Title |
The_space_density_of_ultra-luminous_QSOs_at_the_end_of_reionization_epoch_by_the_QUBRICS_Survey_and_the_AGN_contribution_to_the_hydrogen_ionizing_background |
| Authors |
A._Grazian,_E._Giallongo,_K._Boutsia,_G._Calderone,_S._Cristiani,_G._Cupani,_F._Fontanot,_F._Guarneri,_Y._Ozdalkiran |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13736 |
z〜5.2-5.5で完了する急速で遅い水素再電離プロセスを支持する証拠に動機付けられ、主に希少な発光源によって駆動され、z〜5での超大光度QSOの空間密度の推定を再評価しました。QUBRICS調査。多波長選択とGAIA位置天文学のおかげで、M1450<-28.3および4.5<z<5.0で分光的に確認された14個のQSOの約90％完全なサンプルが、12,400平方度の領域で得られました。-29.3<M1450<-28.3内のz〜5QSOの空間密度は、以前の決定の3倍です。我々の結果は、赤方偏移と一致して、z〜5でのQSO光度関数の急な明るい端の傾きと3<z<5.5での超高輝度QSO（M1450〜-28.5）の空間密度の穏やかな赤方偏移の進化を示唆していますM1450〜-23でのはるかに暗いAGN集団の進化。これらの発見は、z>3でのAGN集団の純粋な密度の進化と一致しています。z〜4QSO光度関数を採用し、レッドシフトで穏やかな密度変化を適用すると、エスケープ率を仮定すると、z=4.75でGammaHI=0.46+0.17-0.09x10^-12s^-1の光イオン化率が得られました。〜70％で、AGN光度関数の急なかすかな端の傾き。導出された光イオン化率は、再電離エポックの終わりに測定された電離バックグラウンドの約50〜100％であり、AGNが宇宙の再電離プロセスで重要な役割を果たす可能性があることを示唆しています。
| Title |
Extragalactic_globular_clusters_with_Euclid_and_other_wide_surveys |
| Authors |
Ariane_Lan\c{c}on_(1),_S._Larsen_(2),_K._Voggel_(1),_J.-C._Cuillandre_(3),_P.-A._Duc_(1),_W._Chantereau_(1),_R._Jain_(1),_R._S\'anchez-Janssen_(4),_M._Cantiello_(5),_M._Rejkuba_(6),_F._Marleau_(7),_T._Saifollahi_(8),_C._Conselice_(9),_L._Hunt_(10),_A._M._N._Ferguson_(11),_E._Lagadec_(12),_P._C\^ot\'e_(13)_(for_the_Euclid_Consortium,_(1)_Observatoire_astronomique_de_Strasbourg,_UMR_7550,_Universit\'e_de_Strasbourg,_CNRS,_France,_(2)_Department_of_Astrophysics/IMAPP,_Radboud_University,_Nijmegen,_the_Netherlands,_(3)_AIM,_CEA,_CNRS,_Universit\'e_Paris-Saclay,_Universit\'e_Paris-Diderot,_Sorbonne_Paris_Cit\'e,_Observatoire_de_Paris,_PSL_University,_France,_(4)_UK_Astronomy_Technology_Centre,_Royal_Observatory,_Edinburgh,_UK,_(5)_INAF_Osservatorio_Astron._d'Abruzzo,_Teramo,_Italy,_(6)_European_Southern_Observatory,_Garching,_Germany,_(7)_Institute_f\"ur_Astro-_und_Teilchenphysik,_Universit\"at_Innsbruck,_Austria,_(8)_Kapteyn_Astronomical_Institute,_University_of_Groningen,_the_Netherlands,_(9)_Jodrell_Bank_Centre_for_Astrophysics,_University_of_Manchester,_UK,_(10)_INAF_Osservatorio_Astrofisico_di_Arcetri,_Firenze,_Italy,_(11)_Institute_for_Astronomy,_University_of_Edinburgh_Royal_Observatory,_UK,_(12)_Universit\'e_de_C\^ote_d'Azur,_Observatoire_de_la_C\^ote_d'Azur,_CNRS,_Laboratoire_Lagrange,_Nice,_France,_(13)_National_Research_Council_of_Canada,_Herzberg_Astronomy_and_Astrophys._Research_Centre,_Victoria,_Canada) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13783 |
球状星団は、恒星物理学から宇宙論に至るまで、天体物理学の多くの分野で役割を果たしています。前例のない近赤外線機能を備えた宇宙ベースの望遠鏡からの観測によって補完された新しい地上ベースの光学調査は、それらの形成履歴のパズルを解くのに役立ちます。これに関連して、ユークリッド宇宙ミッションのワイドサーベイは、空の約15000平方度にわたる赤と近赤外線のデータを提供します。地上からの光学測光と組み合わせることで、数十メガパーセクまでの密集した環境と希薄な環境の両方で球状星団の集団の全体像を構築することができます。これらのデータセットの均一な測光は、正確なスペクトルエネルギー分布に依存する星の種族の研究を活性化させます。これらの視点の概要を説明します。
おとめ座フィラメントII：銀河の特性に対するフィラメントの影響に関するカタログと最初の結果
| Title |
Virgo_Filaments_II:_Catalog_and_First_Results_on_the_Effect_of_Filaments_on_galaxy_properties |
| Authors |
G._Castignani,_B._Vulcani,_R._A._Finn,_F._Combes,_P._Jablonka,_G._Rudnick,_D._Zaritsky,_K._Whalen,_K._Conger,_G._De_Lucia,_V._Desai,_R._A._Koopmann,_J._Moustakas,_D._J._Norman,_and_M._Townsend |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13797 |
おとめ座は最も近い銀河団です。したがって、それはローカル宇宙の密集した環境での銀河の進化の研究に理想的です。それは、大規模なラニアケア超銀河団の骨格を表す銀河とグループの複雑なフィラメント状のネットワークに埋め込まれています。ここでは、おとめ座からの投影で最大12ビリアル半径に及ぶ銀河の包括的なカタログを集めて、その周りの宇宙ウェブ構造を再検討します。この作品は、おとめ座周辺の宇宙ウェブにおける銀河の多波長特性を調査する一連の論文の基礎となっています。HyperLeda、NASASloanAtlas、NED、ALFALFAなど、いくつかのデータベースと調査から分光学的に確認された情報源を照合します。サンプルは約7000個の銀河で構成されています。断層撮影アプローチを利用することにより、長さが数Mpcに及ぶ13本のフィラメントを特定します。長い>17Mpc/hフィラメントは、細く（半径<1Mpc/h）、密度コントラストが低い（<5）傾向がありますが、フィラメントが短いほど、構造特性のばらつきが大きくなります。全体として、フィラメントは、局所密度、銀河の形態、棒渦巻銀河の割合の観点から、フィールドとクラスターの間の移行環境であることがわかります。密度の高いフィラメントは初期型銀河の割合が高く、銀河がクラスター自体に落ちる前に、形態と密度の関係がフィラメント内にすでに存在していることを示唆しています。おとめ座周辺の銀河とそれに関連する特性の完全なカタログをリリースします。
ALMA-DOT VI：DGタウとHLタウのディスクの降着ショック
| Title |
ALMA-DOT_VI:_Accretion_shocks_in_the_disk_of_DG_Tau_and_HL_Tau |
| Authors |
A._Garufi,_L._Podio,_C._Codella,_D._Segura-Cox,_M._Vander_Donckt,_S._Mercimek,_F._Bacciotti,_D._Fedele,_M._Kasper,_J._E._Pineda,_E._Humphreys,_and_L._Testi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13820 |
惑星形成ディスクは孤立したシステムではありません。周囲の媒体との相互作用は、それらの質量収支と化学物質含有量に影響を与えます。ALMA-DOTプログラムのコンテキストでは、出生時のエンベロープにまだ部分的に埋め込まれている6つのディスクからさまざまな線の高解像度マップを取得しました。この作業では、DGTau、HLTau、IRAS04302+2247、およびTTauの4つのソースから検出されたSOおよびSO$_2$の放出を調べます。CO、HCO$^+$、およびCSマップとの比較により、SOおよびSO$_2$の放出は、拡張ストリーマーと惑星形成ディスクの交差点で発生していることがわかります。DGタウとHLタウの2つのターゲットは、ディスク材料に降着衝撃を引き起こす材料の流入の明確なケースを提供します。測定された回転温度と視線速度は、この見解と一致しています。若いクラス0のソースとは対照的に、これらのショックはストリーマーの影響を受ける特定のディスク領域に限定されます。おうし座HL星では、既知の降着ストリーマーがディスクの周辺に衝撃を与え、放出されたSOおよびSO$_2$分子が数百年で星に向かってらせん状になります。これらの結果は、後期降着物質によって引き起こされる衝撃が若い星形成領域の円盤で一般的であり、円盤の化学組成と質量含有量に影響を与える可能性があることを示唆しています。彼らはまた、より大きなサンプルからの降着ショックを調査するためのSOおよびSO$_2$ライン観測の重要性を強調しています。
Orion-KLのソースIディスクの構造
| Title |
Structure_of_the_Source_I_disk_in_Orion-KL |
| Authors |
Melvyn_Wright,_John_Baly,_Tomoya_Hirota,_Kyle_Miller,_Tyler_Harding,_Keira_Colleluori,_Adam_Ginsburg,_Ciriaco_Goddi,_and_Brett_A._McGuire |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13838 |
このホワイトペーパーでは、43〜340GHzの画像を分析して、$\sim$12AUの解像度でOrion-KLのソースIディスクの構造を追跡します。データは、内側から加熱された外径$\sim$100AUのほぼエッジオンのディスクを示しています。220〜340GHzの高い不透明度は、内部構造を隠し、表面温度$\sim$500Kを示します。43、86、および99GHzの画像は、ディスク内の構造を示しています。43GHzでは、輝度温度$\sim$1300Kの明るくコンパクトな放射があります。99GHzで最も顕著である別の機能は、放射の歪んだ隆起です。データは、より冷たい材料を通して見た、熱い内部構造を持つ単純なモデルによって説明することができます。SiO放出でマッピングされた広角流出は、ディスクの内部から材料を除去し、ディスクの回転軸に沿って1000AUを超える双極流出で広がります。SiO$v=0$$J=5-4$放出は、歪んだ尾根に局所的なフットプリントを持っているように見えます。これらの観察は、尾根がディスクの作業面であり、降着と流出によって加熱されていることを示唆しています。ディスク構造は進化している可能性があり、複数の降着および流出イベントが発生します。変動の2つの原因について説明します。1）ソースIがBNからのフィラメント状の破片を通過するときのディスクへの可変降着-550年前に遭遇したソース。2）ディスクから原始星への一時的な降着。これは、複数の流出を引き起こす可能性があります。歪んだ内部ディスク構造は、SrcIが一時的な降着を経験しているバイナリである可能性があることの直接的な証拠です。
自己重力衝突のない暗黒物質の流れのための運動エネルギーと位置エネルギーの逆および直接カスケードとエネルギーカスケードに対するハロー形状の影響
ハローを介した質量とエネルギーカスケードは、暗黒物質の流れを理解するための鍵です。両方のカスケードは、ハローとハロー外のサブシステム間の質量交換に由来します。運動エネルギーは、ハローの動きとハロー内の粒子の動きから発生する可能性があり、位置エネルギーは、ハロー間およびハロー内の相互作用から発生する可能性があります。ハロ内平衡は、ハロ間よりもはるかに速く確立されます。システム全体のすべてのエネルギー変化は、ハローでの男性化に起因します。統計的に定常状態では、ハローの総質量$M_h$〜$a^{1/2}$とエネルギー$E$〜$a^{3/2}$の成長を維持するには、継続的な質量交換が必要です。ここで、$a$スケールファクターです。逆カスケードは、最小スケールで注入され、ハローを成長させるために消費されるまで、より大きなスケールに転送される運動エネルギーに対して識別されます。これは、大規模から小規模への位置エネルギーの直接カスケードによって維持されます。両方のエネルギーは、質量流束に比例する伝播範囲でスケールおよび時間に依存しない流束を持っています。エネルギーカスケードは、主にマスカスケードによって促進されます。それは、一定の待機時間で成長する典型的なハローによって定量的に説明することができます。ハローの半径方向、回転モーメント、および角速度もモデル化され、ハロー内のコヒーレント運動に対して逆カスケードが識別されます。流体力学的乱流では、スピン軸に沿った渦の伸長（形状変化）により、大きな長さから小さな長さのスケールへのエネルギーカスケードが可能になります。ただし、ハローの形状変化は、形状変化から得られるハロー慣性モーメントが2回未満であるため、エネルギーカスケードにはあまり寄与しません。大きなハローは扁平率よりも扁平率を優先し、ほとんどのハローは主軸に垂直なスピン軸を持っています。質量カスケードは質量空間で局所的であるため、ハローの形状も質量空間で継続的に進化し、前駆体ハローから構造を段階的に継承することによって形成された大きなハローを伴います。ハロー構造のユニークな進化が見られ、サイズが大きくなるにつれて徐々に球に近づきます。
高銀河緯度での星間減光を推定するためのフィッティング手順
| Title |
Fitting_procedure_for_estimating_interstellar_extinction_at_high_galactic_latitudes |
| Authors |
Avdeeva_Aleksandra,_Kovaleva_Dana,_Malkov_Oleg,_Nekrasov_Alexey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13894 |
ガイアEDR3の位置天文学と測光、およびRAVE調査からの分光データに基づいて、空の選択された高緯度領域の星間減光を決定します。結果を各領域の余割法則で近似し、さまざまな視線の気圧式のパラメーターを導き出します。空全体にわたるパラメータの分布は、球面調和関数を使用して記述されます。その結果、星間減光の推定に使用できる、さまざまな視線と太陽からの距離に対する星間視覚減光の数学的記述が得られます。
| Title |
Photometric_redshifts_for_the_S-PLUS_Survey:_is_machine_learning_up_to_the_task? |
| Authors |
E._V._R._Lima,_L._Sodr\'e_Jr.,_C._R._Bom,_G._S._M._Teixeira,_L._Nakazono,_M._L._Buzzo,_C._Queiroz,_F._R._Herpich,_J._L._Nilo_Castell\'on,_M._L._L._Dantas,_O._L._Dors,_R._C._T._Souza,_S._Akras,_Y._Jim\'enez-Teja,_A._Kanaan,_T._Ribeiro,_W._Schoennell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13901 |
サザンフォトメトリックローカルユニバースサーベイ（S-PLUS）は、12個のフィルターシステムを使用して南半球をマッピングすることを目的とした新しいプロジェクトです。ローカルユニバース。このホワイトペーパーでは、最初のS-PLUSデータリリース（S-PLUSDR1）の測光と形態学的情報をunWISEデータとクロスマッチングし、SloanDigitalSkySurveyDR15の分光学的赤方偏移を使用します。3つの異なる機械学習手法（GPzを使用したガウス過程とTensorFlowを使用した2つのディープラーニングモデル）を調査し、それらをS-PLUSDR1で現在使用されているテンプレートフィッティング手法と比較して、機械学習手法が12を活用できるかどうかを検討します。フォトメトリックレッドシフト予測用のフィルターシステム。散乱、バイアス、外れ値の割合の計算などの単一点推定と、確率積分変換（PIT）、連続ランク確率スコア（CRPS）などの確率分布関数（PDF）の両方の精度のテストを使用します。確率分布から、ベイジアンニューラルネットワークと混合密度ネットワークの組み合わせを使用した深層学習法は、現在のテストサンプルに対して最も正確なフォトメトリックレッドシフトを提供すると結論付けます。散乱（$\sigma_\text{NMAD}$）が0.023、正規化されたバイアスが-0.001、r-autoの大きさが16〜21の銀河の外れ値の割合が0.64％の単一点測光赤方偏移を実現します。
二重爆轟サブチャンドラセカールモデルは、Ia型超新星の低光度抑制の自然な説明を提供しません
| Title |
Double-detonation_sub-Chandrasekhar_models_provide_no_natural_explanation_for_the_low-luminosity_suppression_of_Type_Ia_supernovae |
| Authors |
Arka_Ghosh_(BGU)_and_Doron_Kushnir_(WIS) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13169 |
Ia型超新星（SNeIa）は、炭素-酸素（CO）白色矮星（WD）星の熱核爆発である可能性が高いですが、それらの前駆体システムはとらえどころのないままです。最近、Sharon\＆Kushnir（2021）は、ZwickyTransientFacilityBrightTransientSurveyを使用して、SNeIaの合成された$^{56}$Ni質量、$M_\text{Ni56}$分布を構築しました。彼らは、低光度（$M_\text{Ni56}\approx0.15\、M_{\odot}$）SNeIaの割合がより一般的な$M_\textよりも$\sim10$の係数で低いことを発見しました。{Ni56}\upperx0.7\、M_{\odot}$イベント。ここでは、二重爆轟モデル（DDM、チャンドラセカール以下の質量COコアを囲む薄いヘリウムシェル内で伝播する熱核爆轟波TNDWがコア内のTNDWをトリガーする）がこの低エネルギーを説明するために示します。輝度抑制、低質量（$\approx0.85\、M_{\odot}$）WD爆発の確率は、高質量（$\approx1.05\）のそれよりも$\sim100$倍低くなければなりません。、M_{\odot}$）WD。考えられる理由の1つは、低質量COコアの着火が何らかの形で抑制されていることです。1次元数値シミュレーションを使用して、TNDWがヘリウムシェル内で伝播できる場合、非常に低質量の$0.7\、M_{\odot}$、WDの場合でも、COコア内の点火が保証されることを示します。。私たちの正確で効率的な数値スキームにより、初めて、フルスターシミュレーションでコア点火を数値的に解決することができます。多次元摂動が結果を大幅に変えることは期待できないため、DDMはSNeIaの低光度抑制について自然な説明を提供しないと結論付けます。低輝度抑制は、どのモデルにとっても課題となります。
VERITASとFermi-LATによって観測された3つのフレアガンマ線クエーサーの変動性とスペクトル特性
| Title |
Variability_and_Spectral_Characteristics_of_Three_Flaring_Gamma-ray_Quasars_Observed_by_VERITAS_and_Fermi-LAT |
| Authors |
C._B._Adams,_J._Batshoun,_W._Benbow,_A._Brill,_J._H._Buckley,_M._Capasso,_B._Cavins,_J._L._Christiansen,_P._Coppi,_M._Errando,_K._A_Farrell,_Q._Feng,_J._P._Finley,_G._M._Foote,_L._Fortson,_A._Furniss,_A._Gent,_C._Giuri,_D._Hanna,_T._Hassan,_O._Hervet,_J._Holder,_M._Houck,_T._B._Humensky,_W._Jin,_P._Kaaret,_M._Kertzman,_D._Kieda,_F._Krennrich,_S._Kumar,_M._Lundy,_G._Maier,_C._E_McGrath,_P._Moriarty,_R._Mukherjee,_D._Nieto,_M._Nievas-Rosillo,_S._O'Brien,_R._A._Ong,_A._Oppenheimer,_A._N._Otte,_S._Patel,_K._Pfrang,_M._Pohl,_R._R._Prado,_E._Pueschel,_J._Quinn,_K._Ragan,_P._T._Reynolds,_A._Rhatigan,_D._Ribeiro,_E._Roache,_J._L._Ryan,_M._Santander,_G._H._Sembroski,_D._A._Williams,_T._J_Williamson_(VERITAS_Collaboration),_J._Valverde,_D._Horan,_S._Buson,_C._C._Cheung,_S._Ciprini,_D._Gasparrini,_R._Ojha,_P._van_Zyl_(Fermi-LAT_Collaboration),_L._Sironi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13181 |
フラットスペクトル電波クエーサー（FSRQ）は、GeVエネルギーで最も明るいブレーザーですが、通常は明るいGeVフレアの間に、検出可能なTeVガンマ線のフラックスを放出することはめったにありません。フェルミ-LATとVERITASによってGeVとTeVのエネルギーで観測された3つのFSRQのガンマ線変動とスペクトル特性を調査します。10年間にわたるほぼ100時間のVERITAS観測を利用します：3C279、PKS1222+216、およびTon599。降着円盤内の磁場の変動を記述する確率的微分方程式から導出されたモデルの観点からソースのGeVフラックス分布を説明し、それらの降着円盤における磁束蓄積と確率的不安定性のタイムスケールを推定します。ディスク。ベイジアンブロックに基づく手順を使用して個別のフレアを識別し、それらの毎日および1日未満の変動とガンマ線エネルギースペクトルを分析します。VERITAS、Fermi、Swift、およびStewardObservatoryからの観測を使用して、2014年と2017年のVHE検出フレア中のPKS1222+216とTon599の広帯域スペクトルエネルギー分布をモデル化し、ジェットドップラー係数とこれらのイベント中のガンマ線放出領域の位置。最後に、これらのVHEフレア中のPeVスケールニュートリノの潜在的な生成に理論的な制約を課します。
欧州パルサータイミングアレイの24年高精度タイミングによる共通赤信号分析：確率的重力波バックグラウンド検索における推論
| Title |
Common-red-signal_analysis_with_24-yr_high-precision_timing_of_the_European_Pulsar_Timing_Array:_Inferences_in_the_stochastic_gravitational-wave_background_search |
| Authors |
S._Chen,_R._N._Caballero,_Y._J._Guo,_A._Chalumeau,_K.Liu,_G._Shaifullah,_K._J._Lee,_S._Babak,_G._Desvignes,_A._Parthasarathy,_H._Hu,_E._van_der_Wateren,_J._Antoniadis,_A.-S._Bak_Nielsen,_C._G._Bassa,_A._Berthereau,_M._Burgay,_D._J._Champion,_I._Cognard,_M._Falxa,_R._D._Ferdman,_P._C._C._Freire,_J._R._Gair,_E._Graikou,_L._Guillemot,_J._Jang,_G._H._Janssen,_R._Karuppusamy,_M._J._Keith,_M._Kramer,_X._J._Liu,_A._G._Lyne,_R._A._Main,_J._W._McKee,_M._B._Mickaliger,_B._B._P._Perera,_D._Perrodin,_A._Petiteau,_N._K._Porayko,_A._Possenti,_A._Samajdar,_S._A._Sanidas,_A._Sesana,_L._Speri,_B._W._Stappers,_G._Theureau,_C._Tiburzi,_A._Vecchio,_J._P._W._Verbiest,_J._Wang,_L._Wang,_H._Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13184 |
欧州パルサータイミングアレイ（EPTA）のデータリリース2（DR2）からの6つの無線ミリ秒パルサーを使用した一般相対性理論によって予測された確率的重力波バックグラウンド（GWB）の検索結果を提示します。24年まで。GWBは、特徴的なヘリングダウン（HD）空間相関を持つ、すべてのパルサーに共通の長期的な低周波確率信号、共通の赤色信号（CRS）として現れます。私たちの分析は、2つの独立したパイプライン\epires{}と\tn{}+\ftwo{}を使用して実行され、一貫した結果を生成します。空間相関の同時推定を伴うCRSの検索では、理論的なGWB予測と互換性のあるスペクトル特性が得られますが、GWB検出に必要なHD相関の必要な測定は行われません。GWBを含むさまざまなタイプのCRS間のベイズモデルをさらに比較すると、最も好ましいモデルは、$A=5.13_{-2.73}^{+4.20}\times10のべき乗則によって記述される一般的な無相関のレッドノイズであることがわかります。^{-15}$および$\gamma=3.78_{-0.59}^{+0.69}$（95\％信頼できる領域）。円形の刺激的な超大質量ブラックホール連星によってGWBから予想されるようにスペクトルインデックスを$\gamma=13/3$に固定すると、振幅は$A=2.95_{-0.72}^{+0.89}\times10^になります。{-15}$。太陽系エフェメリス（SSE）の系統分類に対処するために、BAYESEPHEM、LINIMOSS、EPHEMGPの3つの異なるモデルを実装し、結果がこれらの影響にわずかに依存する可能性があると結論付けています。この作業は、EPTADR1に関する研究の方法とモデルに基づいています。同じ分析フレームワークの下で、データセットの拡張後も結果が一貫していることを示します。
PalomarGattini-IRを使用した超高速NovaV1674Herの2番目のタイムスケール測光
| Title |
Second_Timescale_Photometry_of_the_Very_Fast_Nova_V1674_Her_with_Palomar_Gattini-IR |
| Authors |
Kylie_Y._Hansen,_Kishalay_De,_Michael_C._B._Ashley,_Mansi_M._Kasliwal,_Alexander_Delacroix,_Tim_Greffe,_David_Hale,_Matthew_J._Hankins,_Ryan_Lau,_Chengkui_Li,_Daniel_McKenna,_Anna_M._Moore,_Eran_O._Ofek,_Roger_M._Smith,_Jamie_Soon,_Roberto_Soria,_Gokul_P._Srinivasaragavan,_Tony_Travouillon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13253 |
PalomarGattini-IRを使用した新星V1674Herの2番目のタイムスケールの赤外線測光を報告します。これらの観測は、これまでに報告された新星の最初の赤外線および最高の時間分解能データ（約0.84秒の分解能）を構成します。PGIRは、この高速読み出しモードで、発見後3〜6日の3夜に1時間以上観測されました。Lomb-Scargleピリオドグラムを使用して周期変動を検索しましたが、0.093等の3シグマ上限までは何も検出されませんでした。これは、パターソンらによって新星で検出された周期的変動を示唆している。2021年は、噴火の最初の週に少なくとも約1.65倍低かった。
超新星残骸中の加速粒子の最大エネルギーに対する観測上の制約：低い最大エネルギーと多種多様
| Title |
Observational_constraints_on_the_maximum_energies_of_accelerated_particles_in_supernova_remnants:_low_maximum_energies_and_a_large_variety |
| Authors |
Hiromasa_Suzuki,_Aya_Bamba,_Ryo_Yamazaki,_and_Yutaka_Ohira |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13304 |
超新星残骸（SNR）は、銀河宇宙線の最も有望な源であると考えられています。主な質問の1つは、それらが銀河宇宙線の最大エネルギー（$\sim$PeV）まで粒子を加速しているかどうかです。この研究では、鈴木らの高度な研究として、ガンマ線放出SNRの体系的な研究が行われています。2021.私たちの目的は、統計を増やし、年齢の推定値を改善して、最大粒子エネルギーの変化を新たに測定することです。粒子加速パラメータを制約するために、それらのガンマ線スペクトルをモデル化します。新たに加速された粒子の最大エネルギーの2つの候補、ガンマ線カットオフエネルギーと破壊エネルギーは、PeVをはるかに下回ることがわかっています。また、最大エネルギーをより確実に推定するために、新たに加速された粒子と逃げる粒子の両方を含むスペクトルモデルをテストしますが、現在の統計ではより厳しい制約は得られません。カットオフエネルギー（$\proptot^{-0.81\pm0.24}$）とブレークエネルギー（$\proptot^{-0.77\pm0.23}$）の平均時間依存性は、最も単純な加速条件（ボーム限界）、そして衝撃とISM（星間物質）の相互作用が必要です。寿命中の平均最大エネルギーは$\lesssim20$TeV$（t_{\rmM}/1〜{\rmkyr}）^{-0.8}$であり、$t_{\rmM}$は最大年齢。$t_{\rmM}\lesssim10$yrの場合はPeVに達します。寿命中の最大エネルギーは、オブジェクトごとにさまざまな1.1〜1.8dexを持つことが示唆されています。この多様性の原因を特定することはできませんが、この研究は、SNRにおける粒子加速の微物理を理解するための重要な手がかりを提供します。
非同期極V1432AqlのX線放射の再検討
唯一の食の非同期極として、V1432Aqlは、付着物質と磁場の間の相互作用を研究するための優れた実験室を提供します。ここでは、同時期の\nustar\と\xrt\の観測からのX線データの分析を報告します。X線データは、公転周期のほぼ半分の低強度状態、0.6相でのディップ、0.75相でのピークのプロファイルを示しています。これは、観測中に降着領域が1つしかなく、主張がスペクトル分析によってサポートされています。前のデータとの比較は、X線データが\rosatで観測されたスピンではなく、\saxの場合のように軌道変調を持っていることを示しています。軌道とスピンの変調は、作業中のさまざまな降着形状に起因すると考えられます。広帯域データのスペクトル分析は、重要な反射効果、一般的に観察される軟X線温度、およびV1432Aqlのエネルギーバランスを示しています。さらに、1.3$\times$10$^{-10}$M$_{\odot}$yr$^{-1}$の低い総降着率と、3.8gcm$の高い比降着率が得られました。^{-2}$s$^{-1}$は、白色矮星の表面からの強い反射を説明しています。ただし、その複雑な放出のために、その降着形状のより物理的な理解は依然として優れています。
| Title |
Core-Collapse_Supernova_Search_Strategy:_GravitationalWaves_and_Low-Energy_Neutrinos |
| Authors |
Odysse_Halim,_Claudio_Casentini,_Marco_Drago,_Viviana_Fafone,_Kate_Scholberg,_Carlo_Vigorito,_Giulia_Pagliaroli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13545 |
コア崩壊超新星は、マルチメッセンジャー信号を生成することが期待されています。低エネルギーニュートリノと重力波は、これらのイベントの爆発メカニズムを研究するために重要です。これらのイベントからの重力波のシミュレーションと検出は、予想される前駆体の範囲が広く、確率論的であるため、依然として困難です。この研究では、低エネルギーニュートリノと重力波を組み合わせて、\cite{Halim2021}（arXiv：2107.02050）に基づくコア崩壊超新星を検索するための可能な方法を提示します。効率検索を改善するためにニュートリノ信号の時間プロファイルを活用する方法について説明します。さらに、いくつかの検出器からのニュートリノデータの組み合わせについて説明します。目標は、マルチメッセンジャー天文学としてニュートリノと重力波を組み合わせるための戦略を作成することです。
MAGICおよびFermi-LATデータを使用したアクシオン様粒子の検索
この作業では、ブレーザーMarkarian421（Mrk421）およびPG1553+113の$\gamma$線スペクトルにおけるアクシオン様粒子（ALP）-光子振動効果を、主要大気ガンマイメージングチェレンコフ望遠鏡（MAGIC）およびFermiLargeAreaTelescope（Fermi-LAT）データ。これらのデータは、これらのブレーザーの20の活動フェーズをカバーする一般的な操作時間中に収集されます。これらのフェーズのすべての観測値を個別に使用して、ALPパラメーター空間に95％信頼水準（$\rmC.L.$）制約を設定できるわけではありません。ただし、これらのフェーズの観測の分析を組み合わせると、制約を大幅に改善できます。ソースMrk421の15フェーズとPG1553+113の5フェーズの組み合わせ制約結果をそれぞれリリースします。Mrk421の場合、MAGICとFermi-LATの$\gamma$線観測により、$g_{a\gamma}\gtrsim2\times10^{-のALP-光子結合でALPパラメータ領域が除外されていることがわかります。11}$$\rmGeV^{-1}$、ALP質量$\sim8\times10^{-9}$eV$\lesssimm_a\lesssim2\times10^{-7}$eVat95％$\rmCL$ただし、ALP-光子振動により、PG1553+113の観測スペクトルへの適合が改善され、95％$\rmCL$でいくつかの好ましいパラメーター領域が見つかります。
新しい$ ^ {65 \！} $ As（p、$ \ gamma $）$ ^ {66 \！} $ Se反応速度が$ ^ {64} \！$
Geの2プロトンシーケンシャルキャプチャに与える影響、弱いGeAsサイクル、およびClocked Burster GS 1826 $-$
24などのタイプIX線バースト
| Title |
The_Impact_of_the_New_$^{65\!}$As(p,$\gamma$)$^{66\!}$Se_Reaction_Rate_on_the_Two-Proton_Sequential_Capture_of_$^{64}\!$Ge,_Weak_GeAs_Cycles,_and_Type-I_X-Ray_Bursts_such_as_the_Clocked_Burster_GS_1826$-$24 |
| Authors |
Yi_Hua_Lam,_Zi_Xin_Liu,_Alexander_Heger,_Ning_Lu,_Adam_Michael_Jacobs,_Zac_Johnston |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13676 |
$^{66}$Se、$S_\mathrm{p}$のプロトンしきい値のセットに基づいて、$^{65}$As（p、$\gamma$）$^{66}$Seの反応速度を推定します。（$^{66}$Se）、実験的なミラー核質量、理論的なミラー変位エネルギー、および完全な$pf$モデル空間シェルモデル計算から推定されます。自己無撞着な相対論的ハートリー-ボゴリューボフ理論を使用して、不確実性を大幅に低減したミラー変位エネルギーを取得し、AME2020評価と比較して陽子しきい値の不確実性を最大161keVまで低減します。この$S_\mathrm{p}$（$^{66}$Se）のセットが$^{65}$As（p、$\gamma$）$^{66}$Seの順方向と逆方向に与える影響反応速度が表示されます。観測されたGS1826$-$24クロックバーストを厳密に再現する1次元マルチゾーン陰的流体力学的コードKEPLERを使用して、現在の$^{65}$As（p、$\gamma$）$^{66}$選択した$S_\mathrm{p}$（$^{66}$Se）=2.469$\pm$0.054MeV、および最新の$^{22}$Mg（$\alpha$、p）$^{25}$Al、$^{56}$Ni（p、$\gamma$）$^{57}$Cu（p、$\gamma$）$^{58}$Zn、$^{55}$Ni（p、$\gamma$）$^{56}$Cu、および$^{64}$Ge（p、$\gamma$）$^{65}$反応速度として、GeAsサイクルは、GS1826$-$24バースターのクロックX線バースト中に高速陽子捕獲プロセスパスで弱く確立されますが、$^{65}$As（p、$\gamma$）$^{66}$Se反応は、Cyburtetal。によって発見されていない$^{64}$Geでの2陽子連続捕獲により、バーストテールエンドを依然として強く特徴づけます。（2016）感度研究。$^{65}$As（p、$\gamma$）$^{66}$Se反応は、原子核$A$=64、68、72、76、および80の存在量に最大1.4倍の影響を与えます。更新された$^{22}$Mg（$\alpha$、p）$^{25}$Alの反応速度を含めると、4.5倍までの$^{12}$Cの生成に影響します。タイプIX線スーパーバーストの主な燃料。$^{64}$Ge待機ポイントのステータスと他の$^{66}$Seの影響についても説明します。
B3 \、0749 + 460A：X線スペクトル勾配変動に関連する新しい「変化する外観」の活動銀河核
| Title |
B3\,0749+460A:_A_New_"Changing-Look"_Active_Galactic_Nucleus_Associated_with_X-ray_Spectral_Slope_Variations |
| Authors |
J._Wang,_W._K._Zheng,_D._W._Xu,_T._G._Brink,_A._V._Filippenko,_C._Gao,_S._S._Sun,_and_J._Y._Wei |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13810 |
ここでは、マルチエポック分光分析の観点から、新しい二重ピークの局所的な「変化する外観」の活動銀河核（CL-AGN）としてのB3\、0749+460Aの識別を報告します。2021年に取得した新しいスペクトルを、2004年のスローンデジタルスカイサーベイ、2013年のBOSS、2016年のMaNGAで取得したスペクトルと比較することにより、セイファート（Sy）1.9$\rightarrow$Sy1.8$\rightarrowのタイプ遷移を明らかにします。$Sy1.9。遷移では、古典的な広いH$\alpha$放射は、2013年以降消え去り、2021年のスペクトルでは消えますが、広いH$\beta$がないことは、少なくとも2016年までさかのぼることができます。{\itSwift}/XRTによるX線は、（1）X線放射レベルが2005年以降徐々に減少していることを示しています。（２）Ｘ線スペクトルは、光学的「ターンオフ」状態では柔らかく、「ターンオン」状態では硬い。古典的なブロードH$\alpha$放射の消失は、CL現象が個々のAGNの光度に敏感であるディスク風ブロードライン領域モデルによって説明できる可能性が高いと主張します。
| Title |
A_Simple_Model_of_Radiation_from_a_Magnetized_Neutron_Star:_Accreted_Matter_and_Polar_Hotspots |
| Authors |
D._G._Yakovlev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13848 |
磁化された中性子星からの熱放射スペクトルの単純でよく知られたモデルがさらに研究されています。このモデルは、星が内部で等温であり、外側の断熱層に双極子磁場（B<=1e14G）を持っていることを前提としています。この層を通る熱輸送により、表面温度分布が異方性になります。局所的な表面要素は、局所的な有効温度で黒体（BB）放射を放出すると想定されます。この熱放射は、断熱エンベロープの化学組成とはほとんど無関係であることが示されています（同じ平均実効表面温度で）。磁極のわずかな余分な加熱を追加すると、いくつかの孤立した中性子星の観測と定性的に一致することができます。
大規模な科学データセットの自己監視類似性検索
| Title |
Self-supervised_similarity_search_for_large_scientific_datasets |
| Authors |
George_Stein,_Peter_Harrington,_Jacqueline_Blaum,_Tomislav_Medan,_Zarija_Lukic |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13151 |
ラベルのない大規模なデータセットを探索および活用するための自己監視学習の使用について説明します。DarkEnergySpectroscopicInstrument（DESI）LegacyImagingSurveysの最新データリリースからの4,200万個の銀河画像に焦点を当て、最初に自己監視モデルをトレーニングして、それぞれの対称性、不確実性、およびノイズに対してロバストな低次元表現を抽出します。画像。次に、表現を使用して、インタラクティブな意味的類似性検索ツールを構築し、公開します。1つの例だけを挙げて、ツールを使用してレアオブジェクトを迅速に発見し、クラウドソーシングキャンペーンの速度を上げ、監視ありアプリケーションのトレーニングセットを構築および改善する方法を示します。空の調査からの画像に焦点を当てていますが、この手法は、あらゆる次元のあらゆる科学データセットに適用するのが簡単です。類似性検索ウェブアプリはhttps://github.com/georgestein/galaxy_searchで見つけることができます
SKAからSKAOへ：SKAO建設の初期の進歩
| Title |
From_SKA_to_SKAO:_Early_Progress_in_the_SKAO_Construction |
| Authors |
J._Santander-Vela_(1)_and_M._Bartolini_(1_and_2)_and,_M._Miccolis_(1)_and_N._Rees_(1)_((1)_1SKA_Observatory,_Jodrell_Bank,_United_Kingdom,_(2)_2INAF_Istituto_Nazionale_di_Astrofisica,_Roma,_Italy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13329 |
スクエアキロメートルアレイ望遠鏡は、何年にもわたる建設前の努力の末、最近建設段階を開始しました。新しいSKA天文台（SKAO）政府間組織が設立され、建設の開始（$\mathrm{T_0}$）はすでに行われています。この講演では、施設の建設の進捗状況と、アジャイルソフトウェア開発とオープンソースコラボレーション、特にTANGOベースの制御システムの開発が果たしている役割について要約します。
南極氷における垂直伝搬無線周波数信号の角度依存性
| Title |
Angular_Dependence_of_Vertically_Propagating_Radio-Frequency_Signals_in_South_Polar_Ice |
| Authors |
DaveZ_Besson,_Ilya_Kravchenko,_Krishna_Nivedita |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13353 |
超高エネルギーニュートリノ（UHEN）を測定するために設計された無線実験の機能に対する氷の特性の影響をよりよく理解するために、最近、主に水平方向に数キロメートルに沿って伝搬する無線周波数（RF）信号のタイミングと振幅の特性を検討しました。南極の冷たい極地の氷を通る軌道。その分析は、南極氷床コア実験（SPICE）から選別されたc軸データに基づく氷複屈折のモデルとの十分な一致を示しました。ここでは、古いRICE実験データの再分析によって補足された、AskaryanRadioArray（ARA）実験からの公開データを使用して、主に垂直軌道に沿って伝搬する信号の幾何学的に相補的なケースを調査します。これらのデータのタイミング特性は、同じ複屈折モデルと概ね一致しています。古いRICEデータの再分析でも、ドームふじから南極沿岸へのトラバースに沿って行われた以前の観測と同様に、内層から反射された信号振幅と氷の流れの方向との相関関係が確認されます。これらの結果は、無線ベースのUHEN実験に2つの重要な意味を持っています。i）複屈折により、ニュートリノと氷の相互作用から離れた受信機に伝搬する信号のタイミング特性を使用して、距離を推測できます。前駆ニュートリノのエネルギーを推定するために必要な頂点、ii）内部層の測定された反射率は、UHEN検索に対して以前は予期していなかった背景をもたらす可能性があり、推定するためにかなり多くのモデリングとシミュレーションが必要になります。
1。6年の太陽の準2年周期の振動が最大の太陽惑星の整列と同期しているという証拠
| Title |
Evidence_that_1.6-year_solar_quasi-biennial_oscillations_are_synchronous_with_maximum_Sun-planet_alignments |
| Authors |
Ian_R._Edmonds |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13143 |
太陽活動の記録では、0。6年から4年の周期範囲の太陽準2年周期振動が顕著です。ここでは、太陽活動の1。6年の準2年周期振動が、20から23の4つの太陽周期のシーケンスにおける各太陽周期間の位相反転という例外的な特徴を持っていることを示します。この特徴は太陽間の同期性によるものであるという仮説が進んでいます。活動と惑星の整列。地球と水星、金星、木星、土星の間の整列の指標は、各太陽周期で1。6年離れた整列の支配的なピークを持っていることが示されていますが、ピークの整列は、交互の太陽周期の間で半周期、0。8年シフトしています。惑星が整列するときに太陽活動が増加することを受け入れることは、1。6年の準2年周期振動で観察された交互の太陽周期の位相反転を説明するでしょう。この仮説をテストするために、2つの新しい方法が開発されました。（a）惑星の整列指数の周波数成分に基づく通過帯域による太陽活動の狭帯域フィルタリング。（b）最大惑星整列の時間を中心とした生の太陽活動データの間隔を重ね合わせます。どちらの方法も、仮説を強力にサポートしました。惑星の整列は複雑ですが、予測可能であり、太陽振動の間欠性と将来の振動スペクトルの内容を予測することができます。
単純なフレアのようなものはありません：20秒のケイデンスTESSフレアの統計サンプルで観察された下部構造とQPP
| Title |
No_Such_Thing_as_a_Simple_Flare:_Substructure_and_QPPs_Observed_in_a_Statistical_Sample_of_20_Second_Cadence_TESS_Flares |
| Authors |
Ward_S._Howard,_Meredith_A._MacGregor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13155 |
サイクル3の間に226個の低質量フレア星の20秒のケイデンスTESSモニタリングキャンペーンは、>10^32エルグの3792個の恒星フレアを記録しました。高いS/Nで観測された最大のフレアのうち440個の時間分解放出と下部構造を調査し、その97％が>10^33ergのエネルギーを放出しました。20秒のリズムがこれらの縮退を壊しますが、鋭いピークと弱いピークのフレアの間の2分のリズムで存在する縮退が一般的であることを発見します。立ち上がりフェーズをより適切に解決し、大きなフレアの46％が立ち上がりフェーズ中に下部構造を示すことを発見しました。49の準周期的脈動（QPP）の候補を観察し、3+シグマで17を確認します。ほとんどのQPPの期間は10分未満であり、短期間の光QPPが一般的であることを示唆しています。QPPは、フレアの立ち上がりフェーズと減衰フェーズの両方にあります。これには、ProximaCenからの大きなフレアの立ち上がりフェーズのQPPが含まれます。Davenportetal。を確認します。（2014）テンプレートは、高ケイデンスで観察されるほとんどの古典的なフレアによく適合しますが、9％は代わりにガウスピークを支持します。複雑なフレアの特性を特徴づけ、複雑なフレアの17％が、大きくて衝動的なピークとそれに続く2番目のより緩やかなガウスピークで構成される「ピークバンプ」形態を示すことを発見しました。また、フレアピークでの温帯惑星のUVC表面フルエンスを推定し、10^34エルグフレアの1/3が、大気がない状態でわずか20秒でD.RadioduransのD90線量に到達することを発見しました。
連星の共通外層進化からの双極惑星状星雲
| Title |
Bipolar_planetary_nebulae_from_common_envelope_evolution_of_binary_stars |
| Authors |
P._A._Ondratschek,_F._K._Roepke,_F._R._N._Schneider,_C._Fendt,_C._Sand,_S._T._Ohlmann,_R._Pakmor,_V._Springel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13177 |
非対称の形状と二元中心星の証拠は、多くの双極惑星状星雲の共通外層起源を示唆しています。星雲の双極成分は他の星雲よりも速く膨張することが観察されており、よりゆっくりと膨張する物質は、恒星のバイナリシステムの共通外層段階で放出されるエンベロープの大部分に関連付けられています。一般に、共通外層の進化は、連星進化における最大の不確実性の1つであり、高速流出の起源は十分に説明されていません。移動メッシュコードAREPOとの共通外層相互作用の3次元電磁流体力学シミュレーションを実行します。漸近巨星分枝星のエンベロープへのコンパニオンの突入から始まり、連星系の数百の軌道をカバーすることで、進化を追ってエンベロープの放出を完了することができます。磁場は2つの連続したエピソードで強く増幅されることがわかります。第一に、コンパニオンがエンベロープ内でらせん状になっているとき、そして第二に、それが前の巨星のコアと接触連星を形成しているとき。2番目のエピソードでは、磁気駆動の高速ガス流出がシミュレーションで一貫して開始されます。流出は双極であり、ガスは放出された共通外層によってさらにコリメートされます。結果として得られる構造は、若い惑星状星雲で観察される典型的な形態と速度を再現します。我々は、磁気駆動メカニズムが、観測された惑星状星雲のかなりの部分の原因となる共通外層相互作用の普遍的な結果であることを提案します。このようなメカニズムは、Ia型超新星、X線連星、重力波の合体イベントの形成につながる他の連星の共通外層相にも存在する可能性があります。
| Title |
Evaluating_Pointing_Strategies_for_Future_Solar_Flare_Missions |
| Authors |
Andrew_R._Inglis,_Jack_Ireland,_Albert_Y._Shih,_Steven_D._Christe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13208 |
太陽フレアは、科学的に非常に興味深いイベントです。特定の太陽条件がフレア活動に関連していることが知られていますが、太陽上の個々のフレアの正確な位置とタイミングは、まだ確実に予測することはできません。科学の目的が太陽フレアの観測に依存しているミッションは、太陽ディスク全体を観測しない場合、観測の対象となる場所について難しい決定を下さなければならないことがよくあります。それでも、フレアを観測する機会を最大化するためにこれらのミッションの作戦を導くかもしれない文献にはほとんど分析がありません。この研究では、2011年から2014年までの過去のフレアとアクティブ領域のデータを使用して、さまざまな観測戦略のパフォーマンスを分析およびシミュレートします。アクティブ領域の複雑さと最近のフレアアクティビティに基づいて、さまざまなターゲット選択戦略をテストします。運用上の前提条件の範囲。いずれの場合も、観測されたフレアの数、観測されたフレアのサイズ、必要な機器の再ポイントの数などの運用上の考慮事項など、さまざまなメトリックを調査します。全体として、最近のフレア活動に基づくターゲット選択方法は、全体として最高のパフォーマンスを示しましたが、他の方法よりも多くの再ポイントが必要でした。新しい情報に対するミッションの応答性は、フレア観測のパフォーマンスを決定する強力な要因として識別されます。また、アクティブ領域の複雑さに基づくターゲット選択方法は、西部の太陽半球に向けて有意なポインティングバイアスを示すことも示されています。観察されるフレアの数は、視野サイズとともに、アクティブ領域のおおよそのサイズに達するまで急速に増加しますが、アクティブ領域のサイズを超えるさらなる改善は、はるかに段階的です。これらの結果は、太陽フレアに焦点を当てた将来のミッションの貴重なパフォーマンスの見積もりを提供し、ミッションの成功を確実にする要件を通知します。
自己相関関数に基づいて恒星黒点の寿命を推定するための新しい方法
| Title |
A_New_Method_for_Estimating_Starspot_Lifetimes_Based_on_Autocorrelation_Functions |
| Authors |
Gibor_Basri,_Tristan_Streichenberger,_Connor_McWard,_Lawrence_Edmond_IV,_Joanne_Tan,_Minjoo_Lee,_Trey_Melton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13284 |
ケプラー星の2つの大きなサンプル（既知の回転周期がある星とない星）の星黒点グループの平均寿命を推定するために、長期の高精度広帯域微分光度曲線からの自己相関関数を利用する方法を提示します。私たちの方法は、さまざまな星黒点の寿命を持つモデルのアンサンブルを使用して、最初のいくつかの正規化された自己相関ピークの強度を比較することによって較正されます。モデルをケプラーデータと位置合わせするには、短寿命と長寿命のモデルを（ヒューリスティックに決定された比率で）混合する必要があることがわかりました。私たちの基本的な結果は、最初の正規化されたピークが約0.4より弱い場合、短い星黒点グループの寿命（1〜4回転）が暗示され、約0.7より大きい場合、長い寿命（15以上）が暗示され、その間に中間の場合。回転周期がわかっている場合は、回転寿命を物理寿命に変換できます。自転周期が短い星は、回転（物理的ではない）スポット寿命が長くなる傾向があり、より冷たい星は、同じ自転周期を持つ暖かい星よりも物理的スポット寿命が長くなる傾向があります。物理的寿命の分布は、両方のサンプルで対数正規分布であり、通常、最初のサンプルでは長くなります。既知の周期のない星のより短い寿命は、おそらくそれらの周期を測定するのが難しい理由を説明しています。一部の星は、平均的な物理的な星黒点の寿命よりも長くなります。それらのパーセンテージは、温度が3000Kのほぼ半分から6000Kよりも高温の場合はほぼゼロに上昇するにつれて低下します。
EMISSA-太陽星の活動のミリメートル指標の調査I.最初のmm-cm主系列星のサンプル
| Title |
EMISSA_--_Exploring_Millimeter_Indicators_of_Solar-Stellar_Activity_I._The_Initial_mm-cm_Main_Sequence_Star_Sample |
| Authors |
Atul_Mohan,_Sven_Wedemeyer,_Sneha_Pandit,_Maryam_Saberi,_Peter_H._Hauschildt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13339 |
ミリメートルからセンチメートル（mm-cm）の範囲にわたる広い波長範囲と感度の向上により、最新の干渉計アレイは、さまざまな恒星大気層からの熱放射と非熱放射の観測を容易にします。主系列星のスペクトルエネルギー分布（$S_{obs}（\nu）$）を、それらの大気成層を恒星型の関数として研究することを目的として、アーカイブmm-cmデータを使用して研究します。mmバンドで有意に検出された主系列星は、ALMAサイエンスアーカイブで特定されました。これらのデータは、さまざまなカタログや天文台のアーカイブから編集された紫外線からセンチメートルの範囲のスペクトルフラックスデータで補完されました。各星の結果の$S_{obs}（\nu）$を、PHOENIXコードで計算された光球放射モデル（$S_{mod}（\nu）$）と比較します。モデルからの$S_{obs}（\nu）$の逸脱は、サンプル内のすべての星の「スペクトルフラックス超過」パラメーター（$\DeltaS/S_{mod}（\nu）$）の観点から定量化されます。。最初のサンプルは、A1からM3.5までのスペクトルタイプの範囲にわたる12個の星と、参照としての星としての太陽で構成されています。$T_{eff}=4000-7000\、K$（F-Mタイプ）の星は、mm-cmの範囲で体系的に高い$\DeltaS/S_{mod}$を示し、値は$の減少とともに上昇しました。\nu$。この上昇の急峻さは、より冷たい星の方が高くなっていますが、サンプルの完全対流の3000K星は、この傾向から逸脱しています。A型星の場合、エラー内で$\DeltaS/S_{mod}\sim0$。涼しい星の高い$\DeltaS/S_{mod}$は、太陽のように、より高温の上部大気層、つまり彩層とコロナの存在を示しています。mm-cm$\DeltaS/S_{mod}$スペクトルは、さまざまな大気層にわたる加熱メカニズムの効率を推定し、それによってそれらの構造と活動を理解する方法を提供します。より多くのmm-cmデータの必要性を強調します。
| Title |
TESS_Eclipsing_Binary_Stars._I._Short_cadence_observations_of_4584_eclipsing_binaries_in_Sectors_1-26 |
| Authors |
Andrej_Prsa,_Angela_Kochoska,_Kyle_E._Conroy,_Nora_Eisner,_Daniel_R._Hey,_Luc_IJspeert,_Ethan_Kruse,_Scott_W._Fleming,_Cole_Johnston,_Martti_H._Kristiansen,_Daryll_LaCourse,_Danielle_Mortensen,_Joshua_Pepper,_Keivan_G._Stassun,_Guillermo_Torres,_Michael_Abdul-Masih,_Joheen_Chakraborty,_Robert_Gagliano,_Zhao_Guo,_Kelly_Hambleton,_Kyeongsoo_Hong,_Thomas_Jacobs,_David_Jones,_Veselin_Kostov,_Jae_Woo_Lee,_Mark_Omohundro,_Jerome_A._Orosz,_Emma_J._Page,_Brian_P._Powell,_Saul_Rappaport,_Phill_Reed,_Jeremy_Schnittman,_Hans_Martin_Schwengeler,_Avi_Shporer,_Ivan_A._Terentev,_Andrew_Vanderburg,_William_F._Welsh,_Douglas_A._Caldwell,_John_P._Doty,_Jon_M._Jenkins,_David_W._Latham,_George_R._Ricker,_Sara_Seager,_Joshua_E._Schlieder,_Bernie_Shiao,_Roland_Vanderspek,_Joshua_N._Winn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13382 |
この論文では、TESS調査の最初の2年間（26セクター）に観測された4584個の食変光星のカタログを提示します。食変光星候補の選択基準、これまで未知の食システムの検出、天体暦の決定、検証とトリアージプロセス、および天体暦のヒューリスティック推定の導出について説明します。広く使用されている離散クラスを維持する代わりに、次元削減アルゴリズムに基づく連星形態分類を提案します。最後に、サンプルの統計的特性を提示し、完全性を定性的に推定し、結果について説明します。ここで紹介する作業は、専門家および市民科学者のオープングループであるTESS食変光星ワーキンググループ内で編成および実行されます。最後に、グループの進行中の作業と将来の目標について説明します。カタログはhttp://tessEBs.villanova.eduおよびMASTから入手できます。
新星の個体数に対する金属量の影響
| Title |
The_impact_of_metallicity_on_nova_populations |
| Authors |
Alex_J._Kemp,_Amanda_I._Karakas,_Andrew_R._Casey,_Chiaki_Kobayashi,_Robert_G._Izzard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13396 |
星の金属量は、さまざまな方法でその進化に影響を与え、恒星の半径、光度、寿命、および残存特性を変化させます。この作業では、母集団合成コードbinary_cを使用して、バイナリ恒星進化のコンテキストで金属量が新星にどのように影響するかを研究します。$Z=10^{-4}$から0.03の範囲の金属量の16ポイントグリッドを計算し、16の両極端での新星白色矮星の質量、降着率、遅延時間、および初期システム特性の分布を示します。-ポイント金属量グリッド。金属量と生成された新星の数の間に明確な反相関が見られ、$Z=0.03$の新星の数は$Z=10^{-4}$の約半分です。白色矮星の質量分布は、金属量に伴う強い系統的変動を持っていますが、降着率分布の形状は比較的鈍感です。天の川銀河の現在の新星率は年間約33個と計算されます。これは、銀河系外の新星に依存する観測推定値と一致しますが、銀河系外天星に依存する観測推定値に比べて予測が不十分です。ただし、予測された銀河白色矮星の質量分布の形状は、おそらく基礎となる物理的仮定のために、既存の観測的に導出された分布とは大幅に異なります。M31では、年間約36の新星の現在の新星率を計算し、最新の観測推定値$65^{+15}_{-16}$を過小予測しています。最後に、渦巻銀河、または星形成が遠い過去に停止した恒星環境で現在観測可能な新星率について予測を行う場合、金属量は、二元恒星進化の不確実性と比較して二次的に重要であると見なすことができると結論付けます。
銀河系のダブルモード高振幅$ \ delta $ Scuti星とその統計的性質のカタログ
| Title |
A_catalogue_of_double-mode_high_amplitude_$\delta$_Scuti_stars_in_the_Galaxy_and_their_statistical_properties |
| Authors |
Tao-Zhi_Yang_(XJTU),_Zhao-Yu_Zuo_(XJTU),_Xin-Yue_Wang_(XJTU),_Xiao-Ya_Sun_(XJTU),_Rui-Xuan_Tang_(XJTU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13594 |
銀河系のダブルモードおよびマルチモードの高振幅$\delta$Scutiスター（HADS）の最初のカタログを紹介します。カタログには、ソース名、座標、基本（F、周期P0）、第1倍音（1O、周期P1）、第2倍音（2O、周期P2）、第3倍音（3O、周期）などの放射状モードが含まれています。P3）可能な場合は、周期比、大きさ、および関連文献。2021年3月までに合計155のソースが収集され、そのうち142のHADSがダブルモード（132がFと10、10が10と2O）、11がトリプルモード、2がクアッドモードでした。統計分析は明確な特徴を示しています：P0は0。05日から0。175日の範囲にあります（サンプル：Fと10で脈動する132のダブルモードHADS）。P1/P0は0.761$-$0.787（サンプル：P0とP1で142）の範囲にあり、0.765$-$0.785で約90\％であり、これは以前の研究よりも広いです。Petersenダイアグラムは、はるかに大きなサンプル（P0とP1で144HADS）を使用して作成され、0.05$-$0。1日の周期の星は、更新された線形関係（つまり、Eq.1）から大きく分散していることがわかります。ただし、さらに調査する必要があります。特に、比率P2/P1（サンプル：P1とP2で21HADS）が0.802$\pm$0.004に等しいことを発見しました。これは、マルチモードHADSのモード10と2Oを識別するための可能な指標と見なすことができます。さらに、いくつかの珍しい星が指摘されており、将来的にはそれらの脈動と恒星のパラメータにもっと注意を払う必要があるかもしれません。
| Title |
Galactic_cosmic_ray_propagation_through_M_dwarf_planetary_systems |
| Authors |
A._L._Mesquita,_D._Rodgers-Lee,_A._A._Vidotto,_D._Atri_and_B._E._Wood |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13712 |
M矮星の周りの太陽系外惑星に到達する宇宙線のフラックスを定量化することは、太陽系外惑星の居住性に対するそれらの可能な影響を理解するために不可欠です。ここでは、銀河系宇宙線が近くの5つのM矮星、つまりGJ15A、GJ273、GJ338B、GJ411、GJ887の恒星風（天球）を通過するときの銀河宇宙線の伝播を調べます。2つの太陽系外惑星が検出され、それらはすべて、ライマンアルファ観測によって制約された風の質量損失率を持っています。私たちのシミュレーションでは、1D電磁流体力学（MHD）Alfv\'en波駆動恒星風モデルと1D宇宙線輸送モデルを組み合わせて使用します。GJ411とGJ887には、ハビタブルゾーンで地球に匹敵する銀河宇宙線フラックスがあることがわかります。一方、GJ15A、GJ273、およびGJ338Bは、ハビタブルゾーンでより低い銀河宇宙線フラックスを受け取ります。私たちのサンプルのすべての太陽系外惑星は、GJ15AcとGJ411cを除いて、地球で観測された値よりも銀河宇宙線のフラックスが大幅に低くなっています。ここで見つかったフラックスは、惑星大気の化学モデリングにさらに使用できます。最後に、ハビタブルゾーン惑星GJ273bの表面での放射線量を、地球のような大気があると仮定して計算します。この惑星は、地球で観測された値の最大209分の1の15MeVエネルギー宇宙線フラックスを受け取ります。ただし、高エネルギー宇宙線（〜GeV）の場合、フラックスの差はわずか2.3倍小さいため、GJ273bは0.13mSv/年のかなりの表面放射線量（地球の表面の年間線量の40％）を受け取ることになります。）。
ダイソン球フィードバックの進化的および観察的結果
地球外技術の兆候、または技術署名の検索には、ダイソン球を構成するものなど、いくつかの技術的使用のために星の光を集めるオブジェクトの検索が含まれます。これらの検索は通常、周囲の構造の星の光と黒体の温度を説明します。しかし、そのような構造は、直接反射または熱再放出のいずれかから、必然的にその星の表面にいくらかの光を戻します。この作業では、このフィードバックが星の構造と進化にどのように影響するか、そしてそのようなフィードバックがいつ観測に影響するかを探ります。一般に、この戻された光が星を膨張させて冷やす可能性があることがわかります。私たちのMESAモデルは、このエネルギーが対流によって効果的に星のコアに向かって輸送されるだけであることを示しています。したがって、低質量の星は強く影響を受けますが、放射性の外部を持つ高質量の星は影響を受けません。最終的に、この効果は、非常に高い温度（多くの場合想定される約300Kよりもはるかに高い）および/または高い鏡面反射率を持つ球体に対してのみ、重大な観測結果をもたらします。最後に、さまざまな可能な構成について、星とダイソン球を組み合わせたシステムの色と大きさの図を作成します。
| Title |
Can_fermion-boson_stars_reconcile_multi-messenger_observations_of_compact_stars? |
| Authors |
Fabrizio_Di_Giovanni,_Nicolas_Sanchis-Gual,_Pablo_Cerd\'a-Dur\'an,_Jos\'e_Antonio_Font |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.11997 |
混合フェルミオン-ボソン星は、安定していて地平線がなく、どこでも結合されたアインシュタイン-（複雑で大規模な）クライン-ゴルドン-オイラー系の通常の解です。孤立した中性子星とボソン星はそれらの中心エネルギー密度によって一意に決定されますが、混合構成は、フェルミ粒子と（超光）ボソンの数の組み合わせに依存する拡張パラメーター空間に適合します。フェルミオンボソン星によって提供されるより広い可能性は、最近のマルチメッセンジャー観測と原子核物理学実験で報告された中性子星の質量と半径の測定における緊張を説明するのに役立つ可能性があります。この研究では、フェルミ粒子成分とさまざまな割合のボソン物質の現実的な状態方程式を使用して、混合フェルミオン-ボソン星の平衡構成を構築します。私たちのソリューションは、重力波イベントGW170817とGW190814、X線パルサーPSRJ0030+0451とPSRJ0740+6620を含むマルチメッセンジャーデータ、およびPREX-2の核物理学の制約と非常によく一致していることを示しています。実験。
観客のアクシオンゲージモデルにおけるダークラディエーション
アクシオンゲージ場モデルの枠組みでは、原始重力波摂動は、重力子の量子ゆらぎだけでなく、アクシオン場と結合した隠れたゲージ場のダイナミクスから、インフレーション時代に生成される可能性があります。追加の隠れたSU（2）ゲージグループのアクシオンとゲージ場の進化、およびインフレーション中とインフレーション後のそれらのエネルギー密度を調査します。アクシオン崩壊によって生成された隠れたゲージボソンの余分な放射成分は、追加の重力波を発生させるゲージ場が支配的である場合にかなり大きくなる可能性があることを示します。CMB-S4などの暗黒放射エネルギーの将来の測定は、この宇宙論的シナリオに重大な制約を課す可能性があることを指摘します。
画像の時間遅延の違いによるゆっくりと加速するブラックホールの識別
| Title |
Distinguishing_a_Slowly_Accelerating_Black_Hole_by_Differential_Time_Delays_of_Images |
| Authors |
Amjad_Ashoorioon_and_Mohammad_Bagher_Jahani_Poshteh_and_Robert_B._Mann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13132 |
宇宙ひもに接続された超大質量ブラックホールの加速は、構造形成に寄与し、銀河の速度が小さければ銀河に捕らえられる可能性があります。これは、これらのブラックホールの加速度も小さいことを意味します。そのような遅い加速は、そのような超大質量ブラックホールの影に大きな影響を与えません。また、ゆっくりと加速するブラックホールの場合、重力レンズ効果における画像の角位置は大きく変化しないことも示しています。重力レンズを通してこれらのブラックホールの加速を観測する方法を提案します。この方法は、画像に関連する時間遅延の差が、加速しないブラックホールの場合とは実質的に異なるという観察に基づいています。これは、ブラックホールの周りの強い重力場を支配する理論が一般相対性理論とは異なる場合とは対照的です。一般相対性理論では、時間遅延の差だけでなく、画像の角位置も異なります。画像の観測された角位置が一般相対性理論の予測と互換性がある場合、観測値と一般相対性理論によって予測された値との間の時間遅延の差の偏差の可能性は、ブラックホールの加速に起因する可能性があると結論付けます。
宇宙のインフレーションによって原始プラズマで生成された断熱変動は、アクシオンを低運動量モードから最大次数$\sqrt{3}m$のモードにポンピングすることにより、QCD相転移中にアクシオン場を共鳴的に励起することがわかります。$はアクシオンの質量です。励起されたアクシオンの運動量分布を導き出します。アクシオンの質量が数$\mu$eVより大きい場合、励起される冷たいアクシオンの割合は1次です。この効果は、ペッチェイ・クイン相転移の前または後にインフレが発生した場合に発生します。
アインシュタイン望遠鏡からの標準サイレンによる宇宙誌
| Title |
Cosmography_with_Standard_Sirens_from_the_Einstein_Telescope |
| Authors |
Josiel_Mendon\c{c}a_Soares_de_Souza,_Riccardo_Sturani_and_Jailson_Alcaniz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13316 |
アインシュタイン望遠鏡の特定のケースに焦点を当てて、電磁的に明るい標準サイレンの場合に宇宙線パラメータを制約する第3世代重力波検出器の能力について説明します。赤方偏移源の分布、検出数、光度距離の観測誤差が最初の宇宙線パラメータの推定に与える影響を分析し、数百回の検出でハッブル定数をサブパーセントで回復できることを示します。レベルに対して、減速パラメータは数パーセントレベルであり、どちらもバイアスは無視できます。
Goryachev etal。メガヘルツの重力波を検出しますか？
Goryachevetal。[1]は最近、バルク音波高周波重力波アンテナでの「2つの非常に重要なイベント」の検出を発表しました。彼らは、高周波メガヘルツ重力波を含む、これらのイベントの原因について多くの可能性を主張しています。これらのイベントは、2つの理由から重力波によるものではないことを示しています。1）これらのイベントから推定される確率的重力波バックグラウンドは、宇宙の重力波エネルギー密度が$\Omega_{\rmgw}\約10^8$であり、宇宙の閉鎖密度の約$10^8$倍であることを意味します。。2）現世代の高周波検出器で見える高周波重力波源に付随する低周波重力波メモリ信号は、信号対雑音比のある過渡バーストとしてLIGO/Virgoで見えるはずです。$\gtrsim10^6$。LIGO/Virgoの運用中、このような大音量のメモリバーストが検出されなかったため、Goryachevetalによって検出された高周波イベントの重力波の説明が除外されました。極超短波（MHz-GHz）重力波の進行中の実験的検索に対するこの作業のより広い意味について説明します。
地球のマグネトテールにおける自発的な磁気変動と乱流の衝突のない調節
| Title |
Spontaneous_Magnetic_Fluctuations_and_Collisionless_Regulation_of_Turbulence_in_the_Earth's_Magnetotail |
| Authors |
C._M._Espinoza,_P._S._Moya,_M._Stepanova,_J._A._Valdivia,_R._E._Navarro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13334 |
実験室、宇宙、および天体物理学のプラズマ物理学の基本的で最も困難な問題の中には、準定常状態へのほぼ無衝突のプラズマの緩和プロセスを理解することがあります。そして、電磁プラズマ乱流の結果として生じる状態。最近、太陽風プラズマ$\beta$と温度異方性の観測は、イオンサイクロトロン、ミラー、電子サイクロトロン、ファイアホース不安定性などの動的不安定性によって制御される可能性があると主張されています。そして、その磁気変動の観測は、動的不安定性のしきい値をはるかに下回っていても、揺らぎ散逸定理の予測と一致しています。ここでは、THEMIS衛星ミッションによるその場磁場とプラズマ測定を使用して、そのような調節がイオンと電子のスケールで地球のマグネトテールプラズマシートでも発生しているように見えることを示します。太陽風とマグネトテール環境の明確な違いにかかわらず、我々の結果は、自発的変動とそれらの無衝突調節が宇宙と天体プラズマの基本的な特徴であることを示しており、それによってプロセスが普遍的であることを示唆している。
線形状態方程式IIを使用したフリードマン-レマ\ ^ {i} tre-ロバートソン-ウォーカー解の完全な等角分類
| Title |
Complete_conformal_classification_of_the_Friedmann-Lema\^{i}tre-Robertson-Walker_solutions_with_a_linear_equation_of_state_II |
| Authors |
Tomohiro_Harada,_Takahisa_Igata,_Takuma_Sato_and_Bernard_Carr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13421 |
線形状態方程式$p=w\rho$を持つ完全流体について、空間曲率$K=0、\pm1$のフリードマン-レマ\^{i}tre-Robertson-Walker解を完全に分類します。ここで$\rho$と$p$は、エネルギー条件を想定しない完全流体のエネルギー密度と圧力です。平行に伝播する曲率特異点に重点を置いて、すべての測地線の定性的動作と等角境界の構造を研究し、すべての場合のペンローズ図を描きます。将来の特異点に関しては、$\rho>0$の場合、時空は通常、$w<-1$のビッグリップの宇宙のような特異点になりますが、$-5/3\leでは地理的に完全な将来のヌルです。w<-1$。$K=0、-1$の過去の特異点について、$\rho>0$の場合、時空は$w>-1/3$のビッグバン空間のような特異点、$のビッグバンヌル特異点で始まります。-1<w\le-1/3$および$-5/3<w<-1$の非スカラー多項式曲率ヌル特異点。したがって、$-5/3<w<-1/3$に対して$K=0、-1$のインフレーション宇宙は、$w=-1$でない限り、初期特異性を持ちます。ただし、$K=1$および$-1<w<-1/3$の場合、ソリューションは、最初の特異点が削除されたバウンドする宇宙を記述します。$K=-1$と$w\le-5/3$の時空は、最初のヌル境界を超えて拡張可能です。$K=0、-1$、$w>-5/3$、および$\rho>0$の場合、空間のような測地線は、空間のような無限大から発せられたり、終了したりすることはありません。
精密測定のための多層誘電体コーティングのグローバル最適化
| Title |
Global_optimization_of_multilayer_dielectric_coatings_for_precision_measurements |
| Authors |
Gautam_Venugopalan,_Koji_Arai,_Rana_X_Adhikari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13437 |
精密レーザー干渉法用に最適化された多層誘電体コーティングの設計について説明します。適切なコスト関数を設定し、グローバルオプティマイザーを使用してパラメーター空間の最小値を見つけることにより、スペクトル反射率、熱雑音、吸収、およびコーティング製造エラーに対する許容度の設計要件を満たすコーティング設計を実現できました。
シュワルツシルト背景時空に関するゲージ不変摂動理論パートI：-定式化と奇数モード摂動
| Title |
Gauge-invariant_perturbation_theory_on_the_Schwarzschild_background_spacetime_Part_I_:_--_Formulation_and_odd-mode_perturbations |
| Authors |
Kouji_Nakamura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13508 |
これは、シュワルツシルトの背景時空に関するゲージ不変摂動理論に関する一連の論文のパートIの論文です。ゲージ不変摂動理論の一般的な枠組みを検討した後、シュワルツシルト時空におけるゲージ不変摂動理論の戦略を提案します。上記の一般的な枠組みでは、「ゼロモード問題」は、一般的な背景時空に関するゲージ不変摂動理論を開発するための残りの重要な問題でした。シュワルツシルト背景時空の摂動論では、$l=0,1$モード問題は上記の「ゼロモード問題」に対応します。この論文で提案された上記の戦略は、シュワルツシルト背景時空の摂動におけるこの$l=0,1$モード問題の解決です。この提案に従って、$l\geq0$の任意のモードの線形化されたアインシュタイン方程式をゲージ不変の方法で導出します。線形化されたアインシュタイン方程式の奇数モード摂動方程式の解について説明し、これらの摂動がこれらの奇数モード摂動にカーパラメーター摂動を含むことを示します。これは物理的に合理的です。パートIIおよびパートIIIの論文[K.〜Nakamura、arXiv：21XX.XXXXX;この一連の論文のarXiv：21XX.XXXXX。]では、提案を通じて得られた線形化されたアインシュタイン方程式の偶数モードの解も物理的に合理的であることを示します。次に、$l=0,1$モード問題の解決の提案も物理的に合理的であると結論付けます。
シュワルツシルト背景時空に関するゲージ不変摂動理論パートII：-偶数モード摂動
| Title |
Gauge-invariant_perturbation_theory_on_the_Schwarzschild_background_spacetime_Part_II:_--_Even-mode_perturbations |
| Authors |
Kouji_Nakamura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13512 |
これは、シュワルツシルトの背景時空に関するゲージ不変摂動理論に関する一連の論文のパートIIの論文です。ゲージ不変摂動理論の一般的なフレームワークと、パートIの論文でシュワルツシルト背景時空の$l=0,1$モード摂動に対するゲージ不変処理に関する提案を検討した後[K.〜Nakamura、arXiv：21XX.XXXXX]、偶数モードの摂動について線形化されたアインシュタイン方程式を調べます。$l=0,1$モードを含むこれらの偶数モード摂動の線形化アインシュタイン方程式を解くための戦略について説明します。さらに、真空の場合と非真空の場合の両方で、線形化されたアインシュタイン方程式の$l=0,1$モードの解を明示的に導出します。$l=0$モードの摂動の解には、物理的に合理的な追加のシュワルツシルト質量パラメーター摂動が含まれていることを示します。次に、パートIの論文で追加のシュワルツシルト質量パラメーター摂動とカーパラメーター摂動が実現されているため、$l=0,1$モード問題の解決の提案は物理的に合理的であると結論付けます。
2つのスカラー場と2つのベクトル場のモデルの異方性双曲線インフレーション
この論文では、2つのスカラー場と2つのベクトル場の最近提案されたモデルを双曲インフレーションシナリオに拡張します。このシナリオでは、2つのスカラー場の場空間はフラット空間ではなく双曲空間です。このモデルでは、スカラー場の1つは放射状場であると想定され、もう1つは角度場として設定されます。さらに、両方のスカラー場は、それぞれ2つの異なるベクトル場に結合されます。その結果、このモデルに対する正確なBianchiタイプIソリューションのセットを取得できます。安定性分析も実行され、この一連の異方性ソリューションがインフレ段階で実際に安定していて魅力的であることを示します。この結果は、この異方性双曲線インフレーションモデルでは、宇宙の無毛予想が広範囲に違反していることを示しています。
シュワルツシルト背景時空に関するゲージ不変摂動理論パートIII：-正確な解の実現
| Title |
Gauge-invariant_perturbation_theory_on_the_Schwarzschild_background_spacetime_Part_III:_--_Realization_of_exact_solutions |
| Authors |
Kouji_Nakamura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13519 |
これは、シュワルツシルト背景時空に関するゲージ不変摂動理論に関する一連の論文のパートIIIの論文です。[K.〜Nakamura、arXiv：21XX.XXXXX]で、ゲージ不変摂動理論の一般的なフレームワークと、シュヴァルツシルトの背景時空における$l=0,1$モード摂動のゲージ不変処理に関する提案を検討した後、パートIIの論文[K.〜Nakamura、arXiv：21XX.XXXXX]で導出された$l=0,1$偶数モード解が物理的に合理的であるかどうかの問題を調べます。Lema\^itre-Tolman-BondiソリューションとC-metricの線形化バージョンを検討します。その結果、線形化されたアインシュタイン方程式に対して導出された偶数モードの解が、実際には上記の2つの線形化された解を実現することを示します。この事実は、導出された解が物理的に合理的であることを裏付けています。これは、$l=0,1$モード摂動に対するゲージ不変処理に関する提案も物理的に合理的であることを意味します。また、一連の論文の結論を簡単に要約します。
| Title |
Neutron_Stars_and_Gravitational_Waves:_the_Key_Role_of_Nuclear_Equation_of_State |
| Authors |
P.S._Koliogiannis,_A._Kanakis-Pegios,_Ch.C._Moustakidis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13557 |
中性子星は、宇宙で最も密度の高い既知の物体であり、超凝縮物質の奇妙な物理学にとって理想的な実験室です。孤立した中性子星や二元中性子星システムの最近の観測データに関連する理論的研究は、高密度核問題に関する強力な解決策を提供する絶好の機会を提供します。本研究では、バイナリ中性子星または中性子星ブラックホールシステムのいくつかの最近の観測に対するさまざまな理論的核モデルの適用に関する最近の研究をレビューします。特に、シンプルで確立されたモデルを使用して、音速の助けを借りて状態方程式の剛性をパラメーター化します。さらに、LIGO/VIRGOコラボレーションによる2つのイベント、GW170817とGW190425の最近の観測と比較して、可能なロバストな制約を提案します。また、システムのコンポーネントとして、質量$\sim2.59_{-0.09}^{+0.08}〜M_{\odot}$（GW190814イベント）を持つコンパクトオブジェクトの最近の観測に理論的研究を集中します。主な伴侶は質量$\sim23〜M_{\odot}$のブラックホールでした。低質量成分が中性子星（ブラックホールの質量ギャップ）に分類されるため、その同定に関して科学的な議論が始まりました。GW190814イベントの性質を理解することで、高密度物質の音速の上限や他の自由度への相転移の可能性に関する豊富な情報が得られるため、これは重要な問題です。個々の星として、または二元中性子星システムの構成要素として存在する可能性のある高質量候補の潮汐変形性を体系的に研究します。最後に、高温中性子星、陽子中性子星、および二元中性子星合体の残骸における高温で高密度の核物質の状態方程式のいくつかのアプリケーションを提供します。
超伝導トポロジカル欠陥との光子相互作用
欠陥形成場と欠陥コアで光子が大きくなる光子場との相互作用のトイモデル（2HDMの欠陥に関する最近の研究に動機付けられた）を使用して、背景の光子伝搬への影響を研究します。欠陥。光子周波数（自然単位）が対称性の破れのスケールよりもはるかに低い場合、磁壁は入射光子信号の大部分を反射し、潜在的な興味深い天体物理信号につながることがわかります。また、渦と単極子の計算を適応させます。文字列の場合は、大規模なスカラー粒子の標準的な場合と非常に似ていますが、単極子の場合、断面積は単極子の幾何学的面積に比例します。
重力波によるNieh-Yan修正テレパラレル重力への制約
LIGO/VirgoCollaborationによるコンパクトな連星成分からの重力波（GW）の発見は、強力で非常に動的な重力の場で重力をテストするための前例のない機会を提供します。現在、LIGO/VirgoCollaborationによってモデルに依存しないテストが多数実行されており、一般相対性理論からの有意な派生は見つかりませんでした。この論文では、パリティ違反のニーヤン項によって一般相対性理論を修正する理論である、ニーヤン修正テレパラレル重力におけるGWの伝播に対するパリティ違反の影響を研究します。コンパクト連星の合体によって生成されたGWの対応するパリティ違反波形を計算します。2つの円偏光モードを比較することにより、位相変更によってGW波形に明示的に示される、ニーヤン項によるパリティ違反によって引き起こされる伝搬におけるGWの速度複屈折の影響を見つけます。波形にこのような位相変更を加えて、オープンソースソフトウェア{\textttBilby}を使用して、LIGO-VirgoカタログGWTC-1およびGWTCのバイナリブラックホールマージ（BBH）のGWイベントに対して完全なベイズ推定を実行します。-2。Nieh-Yan項に違反するパリティによるパリティ違反の有意な証拠は見つからないため、エネルギースケールに上限を設定します$M_{\rmPV}<6.5\times10^{-42}\;{\rmGeV}$、90\％信頼水準。これは、これまでのNieh-Yan修正テレパラレル重力に対する最初の制約を表しています。
| Title |
Charged_particle_dynamics_in_the_surrounding_of_Schwarzschild_anti-de_Sitter_black_hole_with_topological_defect_immersed_in_an_external_magnetic_field |
| Authors |
Sidra_Shafiq,_Saqib_Hussain,_Muhammad_Ozair,_Adnan_Aslam,_Takasar_Hussain |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13897 |
本論文では、位相欠陥を伴うシュワルツシルト反ドジッターブラックホール（BH）の事象の地平線付近における荷電粒子の測地線運動を調査した。弱磁化環境は、粒子の動きにのみ影響し、BHの形状には影響しないBHの周囲で考慮されます。したがって、粒子は重力と電磁力の影響下にあります。粒子の軌道、さらに重要なことに最内安定円軌道の位置に対する磁場の影響を調査しました。BH周辺の粒子の軌道は無秩序であることが観察されます。重力電磁力の影響下での粒子の脱出条件についても説明します。さらに、粒子の脱出速度とそのさまざまな特徴が、磁場の存在下と非存在下で調査されました。事象の地平線のサイズ、BHの質量、および粒子の軌道の安定性に対する暗黒エネルギーの影響も詳細に調査されています。これらの研究は、BHの近くから発生した相対論的ジェットのパワーを推定するために使用できます。
