銀河団における磁気熱不安定性I：理論と2次元シミュレーション
| Title |
Magneto-Thermal_Instability_In_Galaxy_Clusters_I:_Theory_and_Two-Dimensional_Simulations |
| Authors |
Lorenzo_M._Perrone_and_Henrik_Latter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13918 |
銀河団の乱流の起源を特定し、その熱の輸送を定量化することは、それらの熱力学的歴史と構造の理解に影響を与える、未解決の問題です。銀河団ガス（ICM）の希薄プラズマが磁化されると、熱と運動量が磁力線に沿って優先的に移動します。この異方性は、ICMを不安定にする浮力の不安定性のクラスを引き起こし、その乱流運動が熱輸送を増大または妨害する可能性があります。銀河団の周辺で活動している可能性のある磁気熱不安定性（MTI）に焦点を当てます。問題を新たに検討し、MTI飽和メカニズムを説明し、乱流運動エネルギー、磁気エネルギー、および熱流束のスケーリングと推定を提供する一般理論を構築することを目指しています。BoussinesqコードSNOOPYを使用してMTI乱流をシミュレートします。これにより、以前の作業とは対照的に、パラメーター空間の広範なサンプリングを実行できます。二次元では、飽和メカニズムは、短いMTI注入スケールからより大きなスケールに運動エネルギーを運ぶ逆カスケードを含み、安定したエントロピー成層によって阻止されます。特徴的な「浮力スケール」では、エネルギーは大規模なgモードにダンプされ、その後散逸します。その結果、エントロピー成層は乱流渦のサイズと強度に上限を設定します。一方、MTIは、磁場の絡み合った形状にもかかわらず、かなりの部分の熱を伝達します。コンパニオンペーパーでは、これらの結果は3次元フローに拡張され、実際のクラスター観測と比較されます。
宇宙の夜明けと再電離に対する最初の銀河の影響
宇宙の夜明けと再電離（赤方偏移$z=5-30$）の間の最初の銀河の形成は、水素が冷たく中性から熱くてイオン化するにつれて、私たちの宇宙の最後の主要な相転移を引き起こしました。21cmの中性水素線により、まもなくこれらの宇宙のマイルストーンをマッピングし、それらを駆動した銀河を研究することができます。これらの観測の解釈を支援するために、公開コード21cmFASTをアップグレードし、分子冷却銀河におけるフィードバックの処理を改善します。以下からの加法フィードバックの新しい柔軟なパラメーター化を紹介します。（i）不均一な$H_2$-解離（Lyman-Werner;LW）背景。（ii）暗黒物質-バリオンの相対速度。柔軟なモデルが最近の小規模な流体力学シミュレーションから結果を回復できることを示します。私たちは、Evolutionof21-cmStructure（EOS）プロジェクトの2021年の記事として、大規模な（片側に1.5の共動Gpc）「最良の推測」シミュレーションを実行します。これは、観測されたUV光度関数（UVLF）を再現する更新された銀河モデルを使用し、分子冷却銀河の追加の母集団を含めることにより、以前のEOSリリースを改善します。結果として得られる21cmのグローバル信号とパワースペクトルは、UVLFと一致するために必要な星形成率密度のより急速な進化のために、2016年のEOSリリースよりも大幅に弱くなっています。それにもかかわらず、HERAとSKAの両方で高い信号対雑音比の検出が予測されます。21cmの変動の進化から、見えない最初の銀河の恒星とハローの質量の関係をどのように推測できるかを示します。最後に、相対速度によるX線加熱の空間変調が、基準モデルの$z\約10-15$で検出可能な独自の音響特性を提供することを示します。私たちのシミュレーションは、宇宙の夜明けと再電離にまたがる不均一なLWと相対速度のフィードバックを組み合わせた最初の公開シミュレーションです。
大規模構造の2ループバイスペクトル
バイスペクトルは、大規模構造における主要な非ガウス統計であり、パワースペクトルを補完する宇宙論に関する貴重な情報を運びます。この情報にアクセスするには、弱非線形領域でバイスペクトルをモデル化する必要があります。この作業では、最初の2つのループ、つまり、有効場の理論（EFT）フレームワーク内のバイスペクトルの次から次への次数の摂動記述を示します。$F_6$までの摂動カーネルの分析的拡張を使用して、UVカットオフに依存しないことが実証されている繰り込みバイスペクトルを導出します。1ループバイスペクトルから知られている4つの独立した2次EFT演算子に関連付けられているEFTパラメーターは、ダブルハード領域での2ループ寄与のUV感度を吸収するのに十分であることを示します。さらに、シングルハード領域の簡略化された処理を採用し、2ループの順序で1つの追加のEFTパラメーターを導入します。実現ベースのグリッドPT法を使用して、結果をN体シミュレーションと比較し、期待される範囲内で良好な一致と、EFTパラメーターの一貫した値を見つけます。2ループの項は、$k\upperx0.07h〜\mathrm{Mpc}^{-1}$で関連し始めます。形状に関係なく、パーセントレベルの一致を伴う波数の範囲は、1から移動すると$0.08h〜\mathrm{Mpc}^{-1}$から$0.15h〜\mathrm{Mpc}^{-1}$に拡張されます。$z=0$で2つのループに。さらに、1ループバイスペクトルにアインシュタインドシッターカーネルの代わりに正確なカーネルを使用した場合の影響を定量化し、それらの影響をEFTパラメーターのシフトにどの程度吸収できるかについて説明します。
RXJ1347.5-1145における相対論的スニヤエフゼルドビッチ補正の測定
| Title |
Measurement_of_the_Relativistic_Sunyaev-Zeldovich_Corrections_in_RX_J1347.5-1145 |
| Authors |
Victoria_Butler,_Richard_M._Feder,_Tansu_Daylan,_Adam_B._Mantz,_Dale_Mercado,_Alfredo_Montana,_Stephen_K._N._Portillo,_Jack_Sayers,_Benjamin_J._Vaughan,_Michael_Zemcov,_Adi_Zitrin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13932 |
Herschel-SPIREからのサブmm画像をmm-と組み合わせることにより、大規模な銀河団RXJ1347.5-1145に対する熱スニヤエフゼルドビッチ（SZ）効果スペクトルrSZ効果の相対論的補正の測定値を示します。ウェーブボロカムマップ。私たちの分析は、SZ効果信号、宇宙赤外線背景放射（CIB）銀河の集団、および銀河のサーラスダスト放出を、それらの空間的および周波数依存の相関を完全に説明する方法で同時にモデル化します。RXJ1347.5-1145による背景銀河の重力レンズ効果は、HST観測から導出された質量モデルに基づく方法論に含まれています。一連の現実的な模擬観測を利用して、観測された天体物理学的コンポーネント間の非ガウス共分散を説明するフォワードモデリングアプローチを採用して、観測されたデータと一致するSZ効果の輝度値の事後分布を決定します。R$_{2500}$内のクラスター内媒体（ICM）の平均Comptonizationパラメーターの最大事後（MAP）値を$\langley\rangle_{2500}=1.56\times10^{と決定します。-4}$、対応する68〜パーセントの信頼区間$[1.42,1.63]\times10^{-4}$、およびMAPICM電子温度$\langle\textrm{T}_{\textrm{sz}}\rangle_{2500}=22.4$〜keV、$[10.4,33.0]$〜keVにまたがる68〜パーセントの信頼区間。これは、{\itChandra}X線観測から得られた圧力加重温度とよく一致しています。$\langle\textrm{T}_{\textrm{x、pw}}\rangle_{2500}=17.4\pm2.3$〜keV。この方法論を39個の銀河団のサンプルの比較可能な既存のデータに適用することを目指しています。アンサンブルの推定不確実性は$\langle\textrm{T}_{\textrm{sz}}\rangle_{2500}$です。$\simeq1$〜keVレベル、ICM物理学を精査し、X線温度校正を通知するのに十分な精度。
統合されたザックス・ヴォルフェ効果：動的暗黒エネルギーに対するunWISEおよびPlanckの制約
CMB光子は、宇宙を伝播しながら重力ポテンシャル$\Phi$を移動するときに赤方偏移と青方偏移を起こします。ポテンシャルが時間的に一定でない場合、光子は統合ザックス・ヴォルフェ（ISW）効果として知られる正味の赤方偏移または青方偏移を拾います。$z\ll1000$宇宙では、宇宙が物質から暗黒エネルギー支配に移行するとき、$\dot{\Phi}$は大規模に非ゼロです。この効果は、$z\sim1$の大規模構造との相互相関でのみ検出できます。この論文では、unWISE赤外線銀河とプランクCMB温度マップ間の相互相関を使用したISW効果の3.2$\sigma$検出を示します。$0<z<2$にまたがる3つの断層撮影銀河サンプルを使用して、ダークエネルギー支配の時代と物質支配への移行を完全に調査することができます。この測定値は、$\Lambda$CDM（$A_{\rmISW}=0.96\pm0.30$）と一致しています。特定のクラスの動的暗黒エネルギーモデル（暗黒エネルギーの状態方程式が物質と暗黒エネルギーの支配で異なる）の制約を研究し、unWISE-ISWがタイプIa超新星からの制約を改善することを発見しました。ダークエネルギー。BAO測定と組み合わせると、特定の動的暗黒エネルギーモデルに対して最も厳しい制約が得られます。凍結の真髄の現象論的モデルであるモッカーモデルのコンテキストでは、ISW、BAO、および超新星を使用して、暗黒エネルギー密度を$z<2$で10％以内に制限します。さらに、ISW測定自体は、膨張履歴ではなく重力ポテンシャルに敏感であるため、重力理論に関する仮定を緩和するときに重要な独立したチェックを提供します。
宇宙構造の密度分布：弱いレンズ効果の収束に対する局所環境の影響
| Title |
The_density_distributions_of_cosmic_structures:_impact_of_the_local_environment_on_weak-lensing_convergence |
| Authors |
Sonia_Akter_Ema,_Md_Rasel_Hossen,_Krzysztof_Bolejko_and_Geraint_F._Lewis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.14089 |
フリードマン・ルマ・イトル・ロバートソン・ウォーカー（FLRW）宇宙論モデルの根底にある仮定は、物質が宇宙全体に均一に分布しているというものですが、宇宙の寿命に対する重力の影響により、さまざまなスケールで質量がクラスター化されています。したがって、私たちの不均一な宇宙では、観測者の視界は場所と地域の環境によって影響を受けると予想されます。ここでは、弱レンズ（WL）収束と倍率の1点確率分布関数と角度パワースペクトルを数値的に分析して、相対論的$N$体シミュレーションにおけるWL統計に対するローカル環境の影響を調査します。これを実現するために、今日から時間的に後方に光束の伝播を記述するヌル測地線方程式を数値的に解き、レイトレーシングアルゴリズムを開発し、これらからさまざまなWLプロパティを計算します。私たちの発見は、WLを介した大規模構造の宇宙論的観測が観測者の局所性によってどのように影響を受けるかを示しています。また、WL収束の角度パワースペクトルの理論的および数値的研究から、赤方偏移の関数として宇宙論的パラメーターの制約を計算します。この調査では、パラメーター$\Omega_m$（$H_0$）の制約の最小赤方偏移は$z\sim0.2$$（z\sim0.6）$であり、それを超えるとローカル環境の影響は無視でき、WL調査のデータは無視できると結論付けています。その赤方偏移よりも意味があります。この調査の結果は、パーセントレベルの精度が必要な将来の調査に直接的な影響を及ぼします。
半数値の光子保存コードSCRIPTを使用した再電離中の熱履歴の調査
宇宙の再電離の時代における銀河間媒体（IGM）の電離と熱状態は、最初の星と密接に関連しているため、最近注目されています。この論文では、宇宙の再電離から生じるこれらの量の斑点を説明する宇宙的に代表的な体積の大規模な温度とイオン化水素場を計算する半数値コードを提示します。このコードは、イオン化領域の成長を研究するために以前に開発されたバージョン、つまり、光子保存を伴う再電離のための半数値コード（SCRIPT）の拡張です。現在のバージョンでの主な追加は、温度計算に不可欠な不均一な再結合です。この拡張バージョンのSCRIPTは、放射フィードバックなど、再電離中の光加熱の物理的影響も実装します。これらの機能強化により、以前のバージョンでは実行できなかったオブザーバブルを予測できます。これらには、銀河の紫外線光度関数のかすかな端（放射フィードバックの影響を受ける可能性があります）や、$z\sim6$での低密度IGMの温度と密度の関係が含まれます。モデルの自由パラメーターと処方を変化させることによる、さまざまな観測量への影響を研究します。私たちの分析の結論は、自由パラメーターのすべての可能な変動を説明する利用可能な観測を使用して、IGMの熱およびイオン化状態の進展に制約を課すことが可能であるはずであるということです。パラメータ空間の詳細な調査は、将来取り上げられる予定です。
CMB実験における偏光角の決定とCMB成分分離分析への応用
| Title |
Determination_of_Polarization_Angles_in_CMB_Experiments_and_Application_to_CMB_Component_Separation_Analyses |
| Authors |
E._de_la_Hoz,_P._Diego-Palazuelos,_E._Mart\'inez-Gonz\'alez,_P._Vielva,_R._B._Barreiro_and_J._D._Bilbao-Ahedo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.14328 |
新世代のCMB偏光実験は、原始的なBモード信号を検出するためにこれまで達成されたことのない感度の限界に到達します。ただし、体系的な管理が不十分な場合、これらすべての取り組みは無駄になります。ここでは、偏光角のキャリブレーションの不確実性から生じる体系的なものに焦点を当てます。誤って校正された偏光角は、EモードとBモードの混合を引き起こし、原始的なBモード信号を覆い隠します。多周波信号から偏光角を計算するための反復角パワースペクトル最尤法を紹介します。この方法論の背後にある基礎は、EBパワースペクトルを無効にすることに基づいています。可能性を単純化するために、回転角が小さい（<6度）と仮定し、回転角の最大可能性の解は、共分散行列が反復ごとの角度に依存しない反復プロセスを適用することによって得られます。回転角は、前の反復で推定された角度に固定されています。これらの仮定により、非常に高速な計算の実装につながる分析線形システムが得られます。この方法論を使用すると、各周波数の回転角を十分に高い精度で決定できることを示します。後者の点を証明するために、2つの異なるアプローチでパラメトリック成分分離法B-SeCRETを使用して成分分離分析を実行します。最初のアプローチでは、角度の推定で逆回転した信号にB-SeCRETパイプラインを適用し、2番目のアプローチでは、回転角を事前情報として角度の推定を使用してモデルパラメーターとして扱います。2番目のアプローチを適用すると、回転角の推定が向上することがわかり、非ヌルのキャリブレーション偏光角による系統的な残差が、パワースペクトルレベルで1％のオーダーに軽減されることが示されます。
磁気発生の再加熱による一次非線形重力波
再加熱磁気発生シナリオで電磁（EM）ストレスによって生成される一次非線形重力波（GW）を研究します。非らせん磁場とらせん磁場の両方が考慮されます。線形および一次非線形GW方程式を数値的に解くことにより、後者からのGWエネルギーは通常大きいことがわかります。GWスペクトルの観点からそれらの違いを比較し、EMエネルギー$\mathcal{E}_の観点から非線形項$\Delta\mathcal{E}_{\rmGW}$によるGWエネルギーの違いをパラメーター化します。{\rmEM}$as$\Delta\mathcal{E}_{\rmGW}=（\tildep\mathcal{E}_{\rmEM}/k_*）^3$、ここで$k_*$は特徴的な波数であり、$\tildep=0.84$と$0.88$は、それぞれ非らせん状とらせん状の場合に見られ、QCDエネルギースケール付近で再加熱されます。一方、$\tildep=0.45$は、電弱エネルギースケールで見られます。。また、線形と非線形の場合の偏光スペクトルを比較し、非線形項を追加すると、通常、EMエネルギー密度に比例する偏光の減少が生じることがわかります。分数偏光抑制を$|\Delta\mathcal{P}_{\rmGW}/\mathcal{P}_{\rmGW}|=\tilder\mathcal{E}_{\rmEM}としてパラメータ化します。/k_*$で、再加熱を伴うらせん状の場合について、$\tilder=1.2\times10^{-1}$、$7.2\times10^{-4}$、および$3.2\times10^{-2}$を見つけます。温度$T_{\rmr}=300{\rmTeV}$、$8{\rmGeV}$、および$120{\rmMeV}$。パルサータイミングアレイ、宇宙ベースの干渉計、およびその他の新しい検出提案による観測の見通しについても説明します。
銀河団を使用した重力の偏りのないテストのための一般的なフレームワーク
銀河団観測を用いた偏りのない大規模重力試験に使用できるマルコフ連鎖モンテカルロパイプラインを紹介します。現在、クラスター数カウントを使用して、Hu-Sawicki$f（R）$重力の現在のバックグラウンドスカラー場$f_{R0}$を制約しているパイプラインは、クラスタープロパティに対する5番目の力の影響を完全に説明しています。動的質量、ハロー濃度、および観測可能な質量のスケーリング関係。これは、宇宙論の大規模なスイートを使用して、広く連続的な質量範囲（$10^{11}M_{\odot}\lesssimM\lesssim10^{15}M_{\odot}$）で較正された一般的なモデルを使用して実現されます。スクリーニングされた修正重力と完全なバリオン物理学の両方を同時に組み込んだ最初のものを含むシミュレーション。模擬クラスターカタログを使用して、$f（R）$重力での観測可能な質量のスケーリング関係の不完全な処理は、必ずしも通常のべき乗則の動作に従わないため、偏りのない不正確な制約につながる可能性があることを示します。したがって、進行中および今後の銀河調査からの膨大なクラスターカタログを利用する将来の重力の宇宙論的テストでこれらの影響を完全に説明することが不可欠です。私たちの制約フレームワークは、他の重力モデルに簡単に拡張できます。これを実証するために、非常に異なるスクリーニングメカニズムを特徴とする通常ブランチのDvali-Gabadadze-Porratiモデル（nDGP）でクラスタープロパティの同様のモデリングを実行しました。完全な物理シミュレーションを使用して、$f（R）$重力とnDGPにおける熱的および動的なスニヤエフゼルドビッチ効果の角度パワースペクトルも研究し、今後のCMBからのデータを使用して重力の正確な制約の可能性を示します実験。最後に、IllustrisTNGモデルに基づいて、再調整されたバリオン物理モデルを提示します。これは、大規模な宇宙論的ボリューム内の完全な物理シミュレーションに使用できます。
| Title |
A_new_mechanism_for_primordial_black_hole_formation_during_reheating |
| Authors |
Luis_E._Padilla,_Juan_Carlos_Hidalgo,_Karim_A._Malik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.14584 |
インフレーション終了時の再加熱プロセスは、背景の塵のような振る舞いを示す振動するスカラー場によってモデル化されることが多く、この時代の重力崩壊とブラックホール形成の分析は、標準的な構造形成の球形崩壊によってアプローチされます。スカラー場の暗黒物質構造形成過程では、ガラス化されたハローが直接崩壊を停止し、支配的なスカラー場のドブロイスケールで凝縮した中心コアを持つハローをもたらします。同様のプロセスが再加熱中に起こり、原始ブラックホール（PBH）の形成につながる可能性があることを示します。我々は、再加熱中にビリアル化された構造の重力によるさらなる崩壊によるPBHの形成を研究し、構造全体またはこれらの構成内の中心コアの崩壊のいずれかを調べます。自由スカラー場と自己相互作用スカラー場の両方について、このプロセスを受ける密度コントラストのしきい値振幅を計算します。マススペクトルの下端にあるPBHの存在量に対する結果の関連性について説明します。
PLATOフィールド選択プロセスI.ロングポインティングフィールドの識別と内容
| Title |
The_PLATO_field_selection_process_I._Identification_and_content_of_the_long-pointing_fields |
| Authors |
V._Nascimbeni,_G._Piotto,_A._B\"orner,_M._Montalto,_P._M._Marrese,_J._Cabrera,_S._Marinoni,_C._Aerts,_G._Altavilla,_S._Benatti,_R._Claudi,_M._Deleuil,_S._Desidera,_M._Fabrizio,_L._Gizon,_M._J._Goupil,_V._Granata,_A._M._Heras,_L._Malavolta,_J._M._Mas-Hesse,_S._Ortolani,_I._Pagano,_D._Pollacco,_L._Prisinzano,_R._Ragazzoni,_G._Ramsay,_H._Rauer,_S._Udry |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13924 |
PLATO（PLAnetaryTransitsandOscillationsofstars）は、2026年末までに打ち上げられる予定の、ESAMクラスの衛星で、明るい星や近くの星の周りを通過する惑星の広視野探索に専念しており、太陽のような星。指摘する分野の選択は、ミッションの科学的リターンに直接影響を与えるため、重要なタスクです。このホワイトペーパーでは、長期観測フェーズ（LOP）フィールドの選択で考慮に入れる必要のある正式な要件と主要な科学的優先順位付け基準について説明および説明し、定量的メトリックを適用してこの複雑な最適化プロセスをガイドします。各半球（LOPS1、LOPN1）に1つずつ、2つの暫定LOPフィールドを識別し、それらのプロパティと恒星の内容について説明します。最終的な選択（発売の2年前に行われる）の前にLOPの選択に追加の微調整が適用されますが、このペーパーで提案されていることに関して、LOPの位置は数度を超えて移動しないと予想されます。
高傾斜ケンタウロス2012DR30の反射スペクトルで観察された近紫外線赤化
| Title |
Near-UV_Reddening_Observed_in_the_Reflectance_Spectrum_of_High_Inclination_Centaur_2012_DR30 |
| Authors |
Tom_Seccull,_Wesley_C._Fraser,_and_Thomas_Puzia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13934 |
軌道傾斜角が高くペリヘリア（i>60度;q>=15au）のケンタウロスは、オールトの雲の内側から太陽系の巨大惑星領域に入ると予測される、よく理解されていない小惑星の小さなグループです。そのため、現在直接観測できる、比較的変更されていないオールトの雲の数少ないサンプルの1つです。ここでは、色と表面組成を制限するために、これらのオブジェクトの最大の1つである2012DR30の2つの新しい反射スペクトルを示します。2012DR30の光学色が可変であるという報告とは対照的に、0.55〜0.8ミクロンのほとんどの新規および公開されたデータセットからのスペクトル勾配の一貫した測定値は、S〜10+/-1％/0.1ミクロンのスペクトル勾配と一致することがわかります。不確実性。ただし、近紫外線/青および近赤外線波長での2012DR30のスペクトル変動は、依然として比較的制約がありません。これらの領域のスペクトル変動を特徴づけるには、自己無撞着な回転分解された追跡観測が必要です。2012DR30の表面での水氷の以前の検出を暫定的に確認し、また、約0.6ミクロンの波長から近紫外線波長に向かってそのスペクトルの勾配の着実な急勾配を一貫して観察します。観察された発赤の原因となるもっともらしい表面材料には、フィロケイ酸塩に含まれる酸化第二鉄、および芳香族耐火有機物が含まれる場合があります。
放牧惑星候補WD1856 +534のジェミニ/ GMOS透過分光法b
| Title |
Gemini/GMOS_Transmission_Spectroscopy_of_the_Grazing_Planet_Candidate_WD_1856+534_b |
| Authors |
Siyi_Xu,_Hannah_Diamond-Lowe,_Ryan_J._MacDonald,_Andrew_Vanderburg,_Simon_Blouin,_P._Dufour,_Peter_Gao,_Laura_Kreidberg,_S._K._Leggett,_Andrew_W._Mann,_Caroline_V._Morley,_Andrew_W._Stephens,_Christopher_E._O'Connor,_Pa_Chia_Thao,_Nikole_K._Lewis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.14106 |
WD1856+534bは、白色矮星WD1856+534を通過する木星サイズのクールな巨大惑星候補です。ここでは、ジェミニマルチオブジェクトスペクトログラフを使用して10回のトランジットから得られたWD1856+534bの光透過スペクトルを報告します。このシステムは、ホスト星がかすかになり、通過時間が短いため、観測が困難です。それにもかかわらず、フェーズフォールドされた白色光度曲線は0.12％の精度に達しました。WD1856+534bは、他の既知の太陽系外惑星と比較して、独自の輸送構成を提供します。惑星は、その星よりも$8\times$大きく、輸送中の間に恒星円盤の半分以上をオカルトします。したがって、多くの標準的なモデリングの仮定は成り立ちません。「周縁減光補正された時間平均透過スペクトル」の概念を紹介し、これが$（R_{\mathrm{p}、\lambda}/R_{\mathrm{s}}）^2よりも適していることを提案します。放牧トランジットのある惑星の大気モデルとの比較のための$。また、修正された放射伝達処方を提示します。透過スペクトルは顕著な吸収特性を示していませんが、WD1856+534bの質量を>0.84M$_\mathrm{J}$（$2\、\sigma$信頼区間）に制限するのに十分な精度があります。澄んだ雰囲気と木星の構図。高高度の雲のデッキは、より低い質量を可能にすることができます。WD1856+534bは、共通外層の進化または古在リドフメカニズムの下での移動の結果として形成された可能性があります。WD1856+534bのさらなる研究は、白色矮星の周りの亜恒星天体の新しい専用検索とともに、主系列星後の惑星系の謎にさらに光を当てるでしょう。
ロシター-マクラフリン効果革命：超短周期惑星と垂直軌道上の暖かいミニネプチューン
| Title |
The_Rossiter-McLaughlin_effect_Revolutions:_An_ultra-short_period_planet_and_a_warm_mini-Neptune_on_perpendicular_orbits |
| Authors |
V._Bourrier,_C._Lovis,_M._Cretignier,_R._Allart,_X._Dumusque,_J.-B._Delisle,_A._Deline,_S._G._Sousa,_V._Adibekyan,_Y._Alibert,_S._C._C._Barros,_F._Borsa,_S._Cristiani,_O._Demangeon,_D._Ehrenreich,_P._Figueira,_J.I._Gonz\'alez_Hern\'andez,_M._Lendl,_J._Lillo-Box,_G._Lo_Curto,_P._Di_Marcantonio,_C.J.A.P._Martins,_D._M\'egevand,_A._Mehner,_G._Micela,_P._Molaro,_M._Oshagh,_E._Palle,_F._Pepe,_E._Poretti,_R._Rebolo,_N._C._Santos,_G._Scandariato,_J._V._Seidel,_A._Sozzetti,_A._Su\'arez_Mascare\~no,_and_M._R_Zapatero_Osorio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.14214 |
太陽系外惑星と共通のホスト星とのアラインメントの比較は、同時進化のシナリオを区別するために使用できます。ただし、マルチプラネットシステムは通常、ミニネプチューンとスーパーアースをホストします。これらのサイズでは、軌道アーキテクチャの測定が困難になります。スペクトル通過時系列に含まれる完全な情報を利用することにより、小さな惑星のスピン軌道相互作用にアクセスできるロシター-マクラフリン効果革命技術を紹介します。ミニネプチューンHD3167cの公開されたHARPS-Nデータでこの手法を検証し、その高い空に投影されたスピン軌道角（-108.9+5.4-5.5度）を改良し、それをスーパーアースの新しいESPRESSO観測に適用しました。HD3167b、整列した軌道（-6.6+6.6-7.9度）を明らかにします。惑星によって隠された星の線のコントラストの驚くほど異なる変化は、星の線の形の緯度依存性と調和することができます。このシナリオでは、両方のデータセットへのジョイントフィットにより、星の傾斜角（111.6+3.1-3.3度）と、HD3167b（29.5+7.2-9.4度）およびHD3167c（107.7+5.1-4.9度）の3Dスピン軌道相互作用が制約されます。）。投影されたスピン軌道相互作用は、線のコントラストの変化のモデルに依存しないため、102.3+7.4-8.0度の相互傾斜で、2つの惑星は垂直軌道上にあると結論付けます。これは、HD3167bが星に強く結合し、その原始的な整列を保持しているのに対し、HD3167cは、外部の仲間との長期的な重力相互作用によってほぼ極軌道に運ばれたことで説明できます。このコンパニオンを検索してこのシナリオを探索するには、フォローアップ観察と動的進化シミュレーションが必要です。HD3167bは、分光学的ロシター-マクラフリン信号が確認された最小の太陽系外惑星です。私たちの新しい技術は、スーパーアースと地球サイズの惑星集団の軌道構造を決定する道を開きます。
TrES-5 bの再検討：短期間のトランジットタイミング変動の代わりに線形エフェメリスからの逸脱
| Title |
Revisiting_TrES-5_b:_departure_from_a_linear_ephemeris_instead_of_short-period_transit_timing_variation |
| Authors |
G._Maciejewski,_M._Fernandez,_F._Aceituno,_J._L._Ramos,_D._Dimitrov,_Z._Donchev,_J._Ohlert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.14294 |
通過するホットジュピターTrES-5bの軌道運動は、近くの軌道上の惑星の仲間によって摂動されたと報告されました。このようなコンパクトなシステムは自然界では頻繁に発生するものではなく、その軌道構造を学ぶことで、ホットジュピターの形成過程に光を当てることができます。2019年6月から2020年10月までのTrES-5bの12回の通過について、0.9〜2.0mの望遠鏡を使用して15個の新しい正確な測光時系列を取得しました。正確なトランジットタイミングの方法は、ケプラーの動きからの惑星の偏差を検証するために採用されました。私たちの結果は、TrES-5bの公転周期に検出可能な短時間の変動を示さず、追加の近くの惑星の存在は確認されていませんが、新しい通過は予想より約2分早く観測されました。惑星の公転周期は長い時間スケールで変化する可能性があると結論付けます。観測の最も可能性の高い説明は、大規模で広い軌道を回るコンパニオンによって引き起こされた軌道運動によるシステムの重心の視線加速であることがわかりました。
浅い太陽系外惑星通過のための地上ベースのメートルサイズの望遠鏡の検出能力
| Title |
Detection_capability_of_ground-based_meter-sized_telescopes_for_shallow_exoplanet_transits |
| Authors |
M._Mallonn,_K._Poppenhaeger,_T._Granzer,_M._Weber,_K._G._Strassmeier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.14344 |
メートルサイズの地上望遠鏡は、今日、太陽系外惑星の候補の追跡のために頻繁に使用されています。木星サイズの天体の通過信号は、通常、小さな望遠鏡の開口部でも高い信頼性で検出できますが、海王星以下のサイズの惑星の浅い通過ディップは、明らかにするのがより困難です。新しい観測データを使用して、浅い太陽系外惑星の通過に対するメートルサイズの望遠鏡の測光追跡機能を説明します。太陽系外惑星通過の測光信号を光度曲線の基礎となる傾向から区別する機能について詳しく説明します。私たちが観察した6つのターゲット、Kepler-94b、Kepler-63b、K2-100b、K2-138b、K2-138c、およびK2-138eの通過深度は、3.9pptから0.3pptの範囲です。このサンプルの5つのターゲットについて、最初の地上測光フォローアップを提供します。1.3ppt以上のトランジットを示すターゲットの単一の観測で、トランジット機能を大幅に検出または除外します。0.6および0.8pptの2つのターゲットのより浅い通過深度は、単一の光度曲線で暫定的に検出され、繰り返しの観測によって有意に検出されました。0.3pptの最も浅い通過深度のターゲットについてのみ、5つの個別の光度曲線を組み合わせたにもかかわらず、有意な結論を引き出すことができませんでした。実際のデータの注入回復テストでは、トランジットが完全にカバーされている場合、両側へのトランジット外データを含め、場合によっては0.7pptの深さまで、1.3pptの深さのトランジットが単一の光度曲線で大幅に検出されることが示されています。Kepler-94b、Kepler-63b、およびK2-100bについては、エフェメリスを検証することができました。深さ0.6pptのトランジットを備えたK2-138cの場合、それを改良することができ、K2-138eの場合、現在の文献の+-1.5シグマを超える時間間隔でのトランジットを除外しました。エフェメリス。
降格のない制限された3体問題における閉形式摂動理論
| Title |
Closed_form_perturbation_theory_in_the_restricted_three-body_problem_without_relegation |
| Authors |
Irene_Cavallari_and_Christos_Efthymiopoulos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.14489 |
小天体の軌道の外側の軌道を持つ惑星の潮汐ポテンシャルによって摂動された太陽周回軌道における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案します。この方法では降格を使用しないため、その手法に関連するすべての収束の問題を回避できます。この方法は、問題のすべての少量を同時に追跡する簿記パラメータの便利な使用に基づいています。簿記は、連続する摂動ステップで使用されるLieシリーズとPoisson構造の両方に影響します。特に、すべての正規化ステップでの正規形剰余の定義に影響します。木星を摂動惑星と仮定して得られた結果を示し、その方法の有効性と限界について議論します。
太陽系外縁天体（TNO）とカイパーベルト天体（KBO）の揮発性物質の粒径推定における不確実性
| Title |
Uncertainty_in_Grain_Size_Estimations_of_Volatiles_on_Trans-Neptunian_Objects_(TNOs)_and_Kuiper_Belt_Objects_(KBOs) |
| Authors |
A._Emran,_V._F._Chevrier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.14591 |
純粋なメタン（CH4）とメタン（N2：CH4）氷で飽和した窒素、太陽系外縁天体（TNO）とカイパーベルト天体（KBO）で最も豊富な揮発性物質の粒子サイズ推定の不確実性を分析します。放射伝達散乱モデル（RTM）で、ミー散乱モデルと他の2つのハプケ近似（Hapke、1993）を使用して、これらの氷の外側太陽系レゴリス（Hansen、2009）の粒子サイズ推定を決定する単一散乱アルベドを比較します。近赤外線（NIR）波長（1-5$\mu$m）で。同等のスラブ（HapkeSlab）近似モデルは、広範囲の粒子サイズでNIR波長にわたってミー散乱にはるかに近い結果を予測します。対照的に、内部散乱モデル（ISM）は、半径が10$\mu$mの粒子の三重モデルに近いおおよその粒子径を予測しますが、より大きな粒子サイズ（たとえば、100および1000$\mu$m半径）。単一散乱特性に対するレイリー効果のため、どちらのHapke近似モデルも、小さな粒子（半径$\leq$5$\mu$m）の正確な粒子サイズ推定を予測できませんでした。将来の研究では、太陽系外の膨大な数のTNOおよびKBOの粒子サイズを推定するためにRTMを使用する場合、同等のスラブ近似を優先することをお勧めします。
木星の温帯帯/帯のコントラストがJunoマイクロ波観測によって深さで明らかにされた
| Title |
Jupiter's_Temperate_Belt/Zone_Contrasts_Revealed_at_Depth_by_Juno_Microwave_Observations |
| Authors |
L.N._Fletcher,_F.A._Oyafuso,_M._Allison,_A._Ingersoll,_L._Li,_Y._Kaspi,_E._Galanti,_M.H._Wong,_G.S._Orton,_K._Duer,_Z._Zhang,_C._Li,_T._Guillot,_S.M._Levin,_S._Bolton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.14620 |
木星の中緯度のジュノマイクロ波放射計（MWR）の観測は、明るさの温度のコントラストと帯状の風との間に強い相関関係があることを明らかにし、帯状の構造が対流圏全体に広がっていることを確認しています。ただし、マイクロ波の明るさの勾配は、深さとともに符号が変化することが観察されます。ベルトは、$p<5$バーの範囲でマイクロ波が明るく、$p>10$バーの範囲でマイクロ波が暗くなります。遷移レベル（これをジョビクラインと呼びます）は、MWR11.5cmチャネルで明らかです。これは、すべての放射角度で周縁減光を使用した場合に5〜14バールの範囲をサンプリングします。遷移は4〜10バーの間にあり、ベルトが深さとともにNH$_3$が枯渇した状態からNH$_3$が豊富な状態に、または物理的に暖かい状態から物理的に冷たい状態に、または両方の組み合わせで変化することを意味します。。特性の変化は、結露に関連する静的に安定した層の近くで発生します。遷移の意味は、水凝縮層の上下で反対の流れを持つ子午面循環セルを介したアンモニアの再分配の観点から、およびベルトとゾーンのより急な垂直アンモニア勾配を予測する「マッシュボール」降水モデルの観点から説明されています。。湿った熱風の方程式を介して、温度とアンモニアの両方の解釈が帯状風の垂直せん断につながる可能性があることを示しますが、NH$_3$勾配のみを考慮した場合、せん断は$\sim50\times$弱くなります。逆に、MWR観測が動的温度勾配に関連付けられている場合、ガリレオプローブ測定と一致して、ジョビクラインまで強度が増加する帯状風が生成されます。その後、より高い圧力でゆっくりと減衰します。
XQR-30スペクトルを使用した$ z \ sim 6 $での明るいクエーサー周辺の密度場の測定
| Title |
Measuring_the_Density_Fields_around_Bright_Quasars_at_$z\sim_6$_with_XQR-30_Spectra |
| Authors |
Huanqing_Chen,_Anna-Christina_Eilers,_Sarah_E._I._Bosman,_Nickolay_Y._Gnedin,_Xiaohui_Fan,_Feige_Wang,_Jinyi_Yang,_Valentina_D'Odorico,_George_D._Becker,_Manuela_Bischetti,_Chiara_Mazzucchelli,_Andrei_Mesinger,_Andrea_Pallottini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13917 |
ライマンα線の吸収が飽和しているため、再電離の時代にクエーサーの視線を使用して銀河間物質の密度を測定することは困難です。ただし、明るいクエーサーの近くでは、強化された放射により、ライマン-$\alpha$吸収が飽和していないクエーサースペクトルで観測可能な近接ゾーンが作成されます。この研究では、拡張XQR-30サンプルからの$10$高解像度（$R\gtrsim10,000$）$z\sim6$クエーサースペクトルを使用して、クエーサー近接ゾーンの密度場を測定します。クエーサーから$3$pMpcの距離内にさまざまな環境があります。観測された密度累積分布関数（CDF）を$\textit{CosmicReionizationonComputers}$シミュレーションのモデルと比較し、クエーサーからの$1.5$から$3$pMpcの間の良好な一致を見つけます。この領域はクエーサーホストから遠く離れているため、宇宙の平均密度に近づいています。これにより、CDFを使用して、宇宙論的パラメーター$\sigma_8=0.6\pm0.3$に制約を設定できます。不確実性は主に、現在利用可能な高品質のクエーサー視線の数が限られていることによるものです。$z\gtrsim6$で$>200$を超える既知のクエーサーを利用することで、この方法により、将来、$\sigma_8$の制約をパーセントレベルに厳しくすることができます。$1.5$pMpc以内のクエーサーに近い領域では、密度がシミュレーションで予測されたものより$1.23\pm0.17$高いことがわかります。これは、明るいクエーサーの典型的なホスト暗黒物質ハロー質量（$M_{\rm1450}<-26.5$）$z\sim6$は$\log_{\rm10}（M/M_\odot）=12.5^{+0.4}_{-0.7}$です。
大規模な重力乱流による星形成の調節
超新星（SN）フィードバックと重力的に不安定なディスクの摂動の崩壊による重力加熱に基づく星形成の単純なモデルは、単位面積あたりの星形成率（SFR）間のシュミット-ケニカットの関係を再現します。$\Sigma_{SFR}$、およびガス面密度$\Sigma_g$は、非常に良好です。ガス速度分散$\sigma_g$は、$\Sigma_{SFR}$と組み合わせて自己無撞着に導出され、観測値と一致することがわかります。重力の不安定性は、最も安定性の低い摂動モードのスケールで{``gravito-turbulence"}をトリガーし、$\Sigma_g>\、\Sigma_g^\textrm{thr}=50\、{\rmM}で$\sigma_g$をブーストします。_\odot\、{\rmpc}^{-2}$、およびディスク重量を垂直に運ぶために必要な圧力に寄与します。$\Sigma_{SFR}$は、$\Sigma_g>\Sigma_gで観測されたレベルまで減少します。^\textrm{thr}$に対し、表面密度が低い場合は、SNフィードバックが一般的なエネルギー源です。提案されている星形成レシピでは、1\％程度の効率と、ガス状および恒星の結合に対するToomreパラメーター$Q$が必要です。ディスクは、$\Sigma_g<\、\Sigma_g^\textrm{thr}$の限界安定性の臨界値に近く、低い値に広がり、高い$\Sigma_g$でガス速度分散が大きくなると予測されます。
COSMOS2020：2つの補完的なカタログからの$ z \ sim10 $への宇宙のパンクロマティックビュー
| Title |
COSMOS2020:_A_panchromatic_view_of_the_Universe_to_$z\sim10$_from_two_complementary_catalogs |
| Authors |
J._R._Weaver,_O._B._Kauffmann,_O._Ilbert,_H._J._McCracken,_A._Moneti,_S._Toft,_G._Brammer,_M._Shuntov,_I._Davidzon,_B._C._Hsieh,_C._Laigle,_A._Anastasiou,_C._K._Jespersen,_J._Vinther,_P._Capak,_C._M._Casey,_C._J._R._McPartland,_B._Milvang-Jensen,_B._Mobasher,_D._B._Sanders,_L._Zalesky,_S._Arnouts,_H._Aussel,_J._S._Dunlop,_A._Faisst,_M._Franx,_L._J._Furtak,_J._P._U._Fynbo,_K._M._L._Gould,_T._R._Greve,_S._Gwyn,_J._S._Kartaltepe,_D._Kashino,_A._M._Koekemoer,_V._Kokorev,_O._Le_Fevre,_S._Lilly,_D._Masters,_G._Magdis,_V._Mehta,_Y._Peng,_D._A._Riechers,_M._Salvato,_M._Sawicki,_C._Scarlata,_N._Scoville,_R._Shirley,_A._Sneppen,_V._Smolcic,_C._Steinhardt,_D._Stern,_M._Tanaka,_Y._Taniguchi,_H._I._Teplitz,_M._Vaccari,_W.-H._Wang,_and_G._Zamorani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13923 |
宇宙進化調査（COSMOS）は、銀河系外天文学の基礎となっています。2015年の最後の公開カタログ以来、COSMOS分野で豊富な新しい画像および分光データが収集されています。このホワイトペーパーでは、この新しい画像データを収集、処理、分析して、新しい参照測光赤方偏移カタログを作成する方法について説明します。ソース検出と多波長測光は、COSMOSフィールドの$2\、\mathrm{deg}^{2}$全体で170万のソースに対して実行され、そのうち$\sim$966,000は、両方を使用して利用可能なすべての広帯域データで測定されます。従来のアパーチャ測光法と、私たちが開発した新しいプロファイルフィッティング測光抽出ツールであるTheFarmer。結果として得られた2つの測光カタログの詳細な比較が示されています。測光赤方偏移は、2つの独立した測光赤方偏移コードを使用して、各カタログのすべてのソースに対して計算されます。最後に、測光手法と赤方偏移コードのパフォーマンスを比較して、結果として得られる測光赤方偏移に並外れた程度の自己整合性があることを示します。$i<21$ソースは、サブパーセントの測光赤方偏移精度を持ち、$25<i<27$の最も弱いソースでさえ$5\、\％$の精度に達します。最後に、これらの結果は、COSMOS分野での以前、現在、および将来の調査のコンテキストで説明されています。COSMOS2015と比較すると、ほぼ1桁深く、同じ測光赤方偏移精度に達します。測光カタログとその測光赤方偏移ソリューションおよび物理パラメータの両方が、通常の天文アーカイブシステム（ESOフェーズ3、IPACIRSA、およびCDS）を通じて利用可能になります。
| Title |
Euclid_preparation:_XVIII._Cosmic_Dawn_Survey._Spitzer_observations_of_the_Euclid_deep_fields_and_calibration_fields |
| Authors |
Andrea_Moneti,_H.J._McCracken,_M._Shuntov,_O.B._Kauffmann,_P._Capak,_I._Davidzon,_O._Ilbert,_C._Scarlata,_S._Toft,_J._Weaver,_R._Chary,_J._Cuby,_A.L._Faisst,_D.C._Masters,_C._McPartland,_B._Mobasher,_D.B._Sanders,_R._Scaramella,_D._Stern,_I._Szapudi,_H._Teplitz,_L._Zalesky,_A._Amara,_N._Auricchio,_C._Bodendorf,_D._Bonino,_E._Branchini,_S._Brau-Nogue,_M._Brescia,_J._Brinchmann,_V._Capobianco,_C._Carbone,_J._Carretero,_F.J._Castander,_M._Castellano,_S._Cavuoti,_A._Cimatti,_R._Cledassou,_G._Congedo,_C.J._Conselice,_L._Conversi,_Y._Copin,_L._Corcione,_A._Costille,_M._Cropper,_A._Da_Silva,_H._Degaudenzi,_M._Douspis,_F._Dubath,_C.A.J._Duncan,_X._Dupac,_S._Dusini,_S._Farrens,_S._Ferriol,_P._Fosalba,_M._Frailis,_E._Franceschi,_M._Fumana,_B._Garilli,_B._Gillis,_C._Giocoli,_B.R._Granett,_A._Grazian,_et_al._(134_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13928 |
スピッツァーの赤外線アレイカメラ（IRAC）を使用して、3つのユークリッドディープフィールドと他の4つのユークリッドキャリブレーションフィールドをカバーする新しい赤外線調査を紹介します。これらの領域の可能な限り深いモザイクを生成するために、これらの新しい観測値をこれらのフィールドのすべての関連するIRACアーカイブデータと組み合わせました。合計すると、これらの観測値は、スピッツァーの総ミッション時間のほぼ11％に相当します。結果として得られるモザイクは、3.6および4.5umバンドで合計約71.5deg$^2$をカバーし、5.8および8umバンドで約21.8deg$^2$をカバーします。それらは、3.6umバンドで少なくとも24ABの大きさ（シグマまで測定、2.5秒角の開口部で）に達し、最も深い領域で最大5等深くなります。位置天文学はガイアの位置天文学参照システムに関連付けられており、16<[3.6]<19のソースの典型的な位置天文学の不確実性は<0.15秒角です。測光キャリブレーションは、以前のWISE測定と非常によく一致しています。3.6umバンドモザイクからソース番号カウントを抽出しました。これらは以前の測定値と非常によく一致しています。スピッツァー宇宙望遠鏡が廃止されたことを考えると、これらのモザイクはこれらのIRACデータの決定的な削減になる可能性があります。したがって、この調査は、2020年代に銀河系外天文学の主要なフィールドの一部になる予定のユークリッド深部フィールドに関する多波長データを収集するための重要な最初のステップを表しています。
高い空間分解能でのOrionKLの物理パラメータのマッピング
| Title |
Mapping_physical_parameters_in_Orion_KL_at_high_spatial_resolution |
| Authors |
Olivia_H._Wilkins_(1)_and_P._Brandon_Carroll_(2)_and_Geoffrey_A._Blake_(1_and_3)_((1)_Division_of_Chemistry_and_Chemical_Engineering,_California_Institute_of_Technology,_(2)_Center_for_Astrophysics_ |
_Harvard_&_Smithsonian,_(3)_Division_of_Geological_and_Planetary_Sciences,_California_Institute_of_Technology) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13929 |
オリオンクラインマン-ロウ星雲（オリオンKL）は複雑なことで有名で、さまざまな物理的および化学的成分を示します。$^13$CH$_{3}$OH$\nu=0$（$\sim$0.3$^{\prime\prime}$および$\sim$0.7$）の高角度分解能（サブ秒）観測を実施しました^{\prime\prime}$）およびCH$_3$CN$\nu_8=1$（$\sim$0.2$^{\prime\prime}$および$\sim$0.9$^{\prime\prime}$）アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）を使用したライン放射により、小さな空間スケール（${\le}350$au）でOrionKLの構造を調査します。ガスの動力学、励起温度、およびカラム密度は、画像キューブのピクセルごとのスペクトル線フィッティングを介して分子発光から導き出され、これらのパラメーターの小規模な変動を調べることができます。ホットコアのサブ領域は、0.2$^{\prime\prime}$ビームの励起温度が0.9$^{\prime\prime}$ビームよりも高く、内部加熱源の可能性を示しています。さらに、速度フィールドには、周囲の${\sim}4{-}5$kmに対して南東北西方向の双極${\sim}7{-}8$kms$^{-1}$フィーチャが含まれています。s$^{-1}$速度フィールド。これは流出が原因である可能性があります。また、北西クランプに向かう内部加熱の可能性のある原因の証拠も見つかります。これは、小さいビームの方が大きいビームよりも励起温度が高いためです。最後に、ホットコアの南西の領域（ホットコア-SW）は、ホットコアとコンパクトリッジをつなぐ特に不均一な領域として現れます。星雲とその化学的性質をよりよく理解するには、OrionKL内の（隠れた）光度と加熱の原因を特定するための追加の研究が必要です。
銀河群NGC1600の異常に高い暗黒物質濃度
近くの銀河群NGC1600を取り巻く暗黒物質（DM）ハローの特性を調査します。深い（252ks）チャンドラ観測と64.3ksのXMM-ニュートン観測を使用して、NGC1600内の高温プラズマの静水圧平衡解析を実行するため。想定されるDMモデルプロファイルに関係なく、$\Lambda$CDMの極端な正の外れ値であるハロー濃度（c$_{200}$）を測定します。c$_{200}$-M$_{200}$の関係。典型的なNFWDMプロファイルの場合、c$_{200}\！=\！26.7\pm1.4$およびM$_{200}\！=\！（2.0\pm0.2）\times10^{13を測定します。}$M$_\odot$;同様のハロー質量を仮定すると、理論上の$\Lambda$CDMc-M関係では、予想される平均濃度はc$_{200}=6-7$です。このような高濃度は、よく知られている化石グループMRK1216およびNGC6482の濃度と類似しています。NGC1600は化石グループのいくつかの特性を示しますが、L$_X>5\times10^のX線輝度しきい値を満たしていません。{41}$ergs$^{-1}$。それが化石群と見なされるかどうかにかかわらず、高濃度値はそれを銀河群の選択された群の一部にします。
宇宙紫外線バリオン調査（CUBS）IV：部分的なライマン限界システムによって明らかにされた複雑な多相銀河周囲媒体
| Title |
The_Cosmic_Ultraviolet_Baryon_Survey_(CUBS)_IV:_The_Complex_Multiphase_Circumgalactic_Medium_as_Revealed_by_Partial_Lyman_Limit_Systems |
| Authors |
Thomas_J._Cooper,_Gwen_C._Rudie,_Hsiao-Wen_Chen,_Sean_D._Johnson,_Fakhri_S._Zahedy,_Mandy_C._Chen,_Erin_Boettcher,_Gregory_L._Walth,_Sebastiano_Cantalupo,_Kathy_L._Cooksey,_Claude-Andr\'e_Faucher-Gigu\`ere,_Jenny_E._Greene,_Sebastian_Lopez,_John_S._Mulchaey,_Steven_V._Penton,_Patrick_Petitjean,_Mary_E._Putman,_Marc_Rafelski,_Michael_Rauch,_Joop_Schaye,_Robert_A._Simcoe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13933 |
中性水素カラム密度$N_\mathrm{H\、I}\approx（1-3）\times10^{16}\、\mathrm{cm}^の2つの部分ライマン限界システム（pLLS）の詳細な研究を紹介します。{-2}$は、CosmicUltravioletBaryonSurvey（CUBS）で$z=0.5$で発見されました。ハッブル宇宙望遠鏡の宇宙起源分光器から入手可能な遠紫外線スペクトルとマゼラン望遠鏡のMIKEからの光学エシェルスペクトルにより、5つの異なるイオン化段階にまたがる原子種の分解された運動学と存在比に基づいて拡散銀河周囲ガスの包括的なイオン化分析が可能になります。これらのデータは、単相構造を装った運動学的に整列した多相ガスの明白な証拠を提供し、観察されたイオン種の全範囲を同時に説明することによってのみ解決できます。両方のシステムは複数のコンポーネントに解決され、推定される$\alpha$-元素の存在量は、$[\alpha/\text{H}]\approx\！{-0.8}$から太陽に近く、密度は$\から20年以上にわたって変化します。ログn_\mathrm{H}\mathrm{cm}^{-3}\approx\！-2.2$から$<-4.3$。VLT/MUSE、Magellan/LDSS3-C、Magellan/IMACSで取得されたCUBSプログラムから入手可能な深部銀河調査データは、$z=0.47$システムが恒星質量の顕著なバルマー吸収を伴う星形成銀河から55kpcに位置していることを明らかにしています$M_\star\approx2\times10^{10}M_\odot$、$z=0.54$システムは、投影距離が750kpc以内の11個の銀河の過密環境にあり、最も重いのは明るい赤です。375kpcでの$M_\star\approx2\times10^{11}M_\odot$の銀河。これらの2つのpLLSの研究は、多様な銀河環境で小さな空間スケールで化学物質の存在量と密度が変化する複雑な多相銀河系ガスの新たな状況を追加します。観測で明らかになった金属の濃縮と密度の不均一な性質は、拡散ハローガスの理論モデルで考慮に入れる必要があります。
内側の銀河のKpcスケールの分子波：天の川の羽？
| Title |
A_Kpc_Scale_Molecular_Wave_in_the_Inner_Galaxy:_Feather_of_the_Milky_Way? |
| Authors |
V._S._Veena,_P._Schilke,_\'A._S\'anchez-Monge,_M._C._Sormani,_R._S._Klessen,_F._Schuller,_D._Colombo,_T._Csengeri,_M._Mattern,_J._S._Urquhart |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13938 |
銀河中心領域に向かって速度コヒーレントなkpcスケールの分子構造が発見されたことを報告します。角度範囲は30度、アスペクト比は60：1です。CO構造の運動学的距離は、4.4〜6.5kpcの範囲です。速度データの分析と既存のスパイラルアームモデルとの比較は、この構造の大部分がノルマアームのサブブランチまたはアーム間巨大分子フィラメントのいずれかであり、kpcスケールのフェザー（または近くの渦巻銀河で観測されたものと同様の天の川の拍車）。フィラメント状の雲は、運動学的距離の不確実性を考慮すると、少なくとも2.0kpcの範囲であり、4kpcにもなる可能性があります。この非常に細長い構造の垂直分布は、正弦波のパターンに似たパターンを示しています。このようなkpcスケールのフィラメントの起源とその波状の形態の原因となる正確なメカニズムは不明なままです。独特の波のような形とその独特の向きにより、この雲はガンゴトリ波と呼ばれ、天の川で特定された最大かつ最も興味深い構造の1つです。
6つの膨らんだ球状星団のOGLE-IVメンバーRRLyrae星からの正確な距離
| Title |
Precise_distances_from_OGLE-IV_member_RR_Lyrae_stars_in_six_bulge_globular_clusters |
| Authors |
R._A._P._Oliveira,_S._Ortolani,_B._Barbuy,_L._O._Kerber,_F._F._S._Maia,_E._Bica,_S._Cassisi,_S._O._Souza,_A._P\'erez-Villegas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13943 |
環境。こと座RR型変光星は、古い星団の正確な距離を導き出すことができる便利な標準光源です。OGLE-IVおよびGaiaEarlyDataRelease3（EDR3）の最近のカタログに基づいて、いくつかの膨らんだ球状星団の距離を改善することができます。目的。この作業の目的は、次の6つの中程度に金属が少なく、比較的赤みがかったバルジ球状星団の正確な距離を導出することです：NGC6266、NGC6441、NGC6626、NGC6638、NGC6642、およびNGC6717。平均I等級を含む変光星の新しく利用可能なOGLE-IVカタログと、平均V等級を含むクレメントの以前のカタログ、およびGaiaEDR3からの正確な固有運動を組み合わせました。クラスターの固有運動と互換性のあるものを選択するために、各RRLyraeの位置天文メンバーシップ確率が計算されました。BaSTI$\alpha$で強化されたモデル（NGC6441ではHeで強化され、他のクラスターでは正規のHe）から導出された光度-金属量の関係を適用して、比較的低い不確実性で距離を更新しました。結果。距離は、IバンドとVバンドを使用して、5〜8ドルの精度で導き出されました。NGC6266、NGC6441、NGC6626、NGC6638、NGC6642、NGC6717について、それぞれ6.6kpc、13.1kpc、5.6kpc、9.6kpc、8.2kpc、7.3kpcを取得しました。結果は、不確実性を考慮すると、すべてのサンプルクラスターの文献と非常によく一致しています。結論。メンバーのこと座RR型変光星の最近のデータ、更新されたBaSTIモデル、および堅牢な統計手法に基づく現在の距離導出方法は、一貫していることが証明されました。クラスターのより大きなサンプルは、将来の作業で調査されます。
円盤銀河の内部駆動ワープ
| Title |
Internally-driven_warps_in_disc_galaxies |
| Authors |
J._A._Sellwood_(Steward_Observatory)_and_Victor_P._Debattista_(UCLan) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13964 |
内側と外側の円盤の平面の間に不整合を生み出す円盤銀河への摂動は、外側の円盤でゆっくりと進化する曲げ波を励起します。硬い内側のディスクからのトルクは、逆行性の先導スパイラル曲げ波を駆動します。この波は、数Gyrの期間にわたって外側に伝播するにつれて、振幅が大きくなります。この振る舞いは、観察から確立された規則に従うワープを作成し、内側と外側のディスク間の不整合の元の原因が何であれ動作します。外向きに伝播する波によって残されたディスクの部分は、内側のディスクと整列させられます。ここでは、最近報告されたように、円盤銀河のシミュレーションにおける軽度のワープがハローのショットノイズによって励起される可能性があることを確認します。ノイズの四重極成分がディスクの歪みを最も効果的に生成することを示します。孤立した銀河の注意深く構築された平衡シミュレーションでショットノイズによって引き起こされる曲げ波は、観測するにはあまりにも穏やかですが、ハロー下部構造と銀河アセンブリからの摂動は、実際の銀河でより大きな振幅の曲げ波を励起する必要があります。
進化した原始星相における高密度SiOジェットの検出
| Title |
Detection_of_a_dense_SiO_jet_in_the_evolved_protostellar_phase |
| Authors |
Somnath_Dutta,_Chin-Fei_Lee,_Doug_Johnstone,_Tie_Liu,_Naomi_Hirano,_Sheng-Yuan_Liu,_Jeong-Eun_Lee,_Hsien_Shang,_Ken'ichi_Tatematsu,_Kee-Tae_Kim,_Dipen_Sahu,_Patricio_Sanhueza,_James_Di_Francesco,_Kai-Syun_Jhan,_Chang_Won_Lee,_Woojin_Kwon,_Shanghuo_Li,_Leonardo_Bronfman,_Hong-li_Liu,_Alessio_Traficante,_Yi-Jehng_Kuan,_Shih-Ying_Hsu,_Anthony_Moraghan,_Chun-Fan_Liu,_David_Eden,_Archana_Soam,_Qiuyi_Luo,_and_ALMASOP_Team |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.14035 |
ジェットと流出は、原始星の降着の歴史をたどります。高密度トレーサーSiOで検出された、星形成の初期のClass\、0フェーズで、いくつかの原始星から高速分子ジェットが観測されました。これまで、孤立した進化したClass\、I原始星系からのSiO放出による明確なジェットは検出されていません。Class\、IソースG205S3（HOPS\、315：T$_{bol}$$\sim$180K、スペクトルインデックス$\sim$0.417）からの、適度に高い質量の顕著な高密度SiOジェットを報告します-CO排出量から推定される損失率（$\sim$0.59$\times$10$^{-6}$M$_\odot$yr$^{-1}$）。総合すると、これらの機能は、G205S3が、Class\、0オブジェクトに期待されるものと同様に、まだ高降着段階にあることを示唆しています。G205S3を代表的なClass\、0システムG206W2（HOPS\、399）および文献Class\、0/Iソースと比較して、後のフェーズで見られるSiO放出の背後にある考えられる説明を調査します。CO放射からG205S3の高い傾斜角（$\sim$40$^\circ$）を推定します。これにより、中心コアからの赤外線放射が露出し、スペクトル分類が誤解される可能性があります。ただし、コンパクトな1.3\、mmの連続体、C$^{18}$O放射、サブミリメートルフラックス図へのボロメータ光度の位置、流出力（$\sim$3.26$\times$10$^{-5}$M$_\odot$kms$^{-1}$/yr）もClass\、Iシステムのそれに類似しています。したがって、G205S3はClass\、Iの非常に初期の段階であり、「高降着」の後期段階にあると考えられます。一時的な放出は、未知のバイナリ、惑星の伴星、または高密度の存在が原因である可能性があります。そのような高い降着に必要な質量が巨大な周連星円盤によって供給される可能性がある塊。
$ z \ gtrsim 5 $でのライマンブレーク銀河のダスト温度バイアスに関する簡単な数値実験
| Title |
A_simple_numerical_experiment_on_the_dust_temperature_bias_for_Lyman_break_galaxies_at_$z\gtrsim_5$ |
| Authors |
Yung_Ying_Chen,_Hiroyuki_Hirashita,_Wei-Hao_Wang,_Naomasa_Nakai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.14135 |
いくつかの研究は、高赤方偏移（$z\gtrsim5$）ライマンブレーク銀河（LBG）のダスト温度（$T_\mathrm{d}$）が高いことを示唆しています。ただし、$T_\mathrm{d}$で発生する可能性のある観測バイアスはまだ理解されていません。したがって、さまざまな恒星の質量、塵の温度、および塵と星の質量比を持つLBGのランダムな実現を使用して簡単なテストを実行し、ALMAによって検出されたサンプルが$T_\mathrm{d}$の観点からどのようにバイアスされているかを調べます。。ALMAは、塵の全光度であっても、高$T_\mathrm{d}$オブジェクトを見逃す傾向があることを示しています。ただし、LBGは、基本的に恒星のUV光度によって選択されます。高い$T_\mathrm{d}$と低いダスト量の間で競合する効果があるため、UVで選択されたサンプルのダスト温度バイアスは複雑です。ALMAバンド6の場合、実験で高$T_\mathrm{d}$LBGがより簡単に検出される傾向はありません。したがって、$z\gtrsim5$LBGで観察された高い$T_\mathrm{d}$の傾向は現実的であることが示唆されます。また、450$\mu$mバンドは、ダスト温度をさらに明確にするのに役立つことを提案します。現在の450$\mu$m観測の浅さを克服するために、波長$\lesssim450〜\mu$mに適した大気条件を備えた、将来の南極30mクラスの望遠鏡を調べます。ここでは、検出が混乱に限定されません。この望遠鏡では、$\log（L_\mathrm{IR}/\mathrm{L}_{\odot}）>11$の$L_\mathrm{IR}$で選択されたサンプルが$に対して構築されていることがわかります。z\gtrsim5$、および中間の検出-$M_\star$（恒星の質量）範囲[$9<\log（M_\star/M_{\odot}）<9.5$]は、特に高い$で大幅に改善されますT_\mathrm{d}$。
| Title |
The_ASTRID_simulation:_the_evolution_of_Supermassive_Black_Holes |
| Authors |
Yueying_Ni,_Tiziana_Di_Matteo,_Simeon_Bird,_Rupert_Croft,_Yu_Feng,_Nianyi_Chen,_Michael_Tremmel,_Colin_DeGraf,_Yin_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.14154 |
ブラックホール（BH）の進化と、アストリッドにおけるそれらのホスト銀河との関係を示します。これは、ボックスサイズ250$h^{-1}\rmMpc$で$2\times5500^3$粒子を含む大量の宇宙流体力学シミュレーションです。z=3に進化しました。Astridは、環境へのBHガス降着とAGNフィードバックを統計的にモデル化し、BHシード質量$M_{\rmsd}$にべき乗則分布を適用し、BHダイナミクスに力学的摩擦モデルを使用し、BH合併の物理的処理を実行します。BHの母集団は、BHの質量関数、光度関数の明るい端、およびBHの質量と降着率密度の時間発展に関する経験的な制約とほぼ一致しています。BHの質量と降着は、ホストの恒星の質量と星形成率と密接な相関関係を示しています。z>10より前にシードされたBHをz=3までトレースすると、$M_{\rmsd}$が最小のBHを除いて、BHには最初の$M_{\rmsd}$の痕跡がほとんどないことがわかります。\％それらの質量は2倍になりました。ガスの降着は、BHの合併と比較してBHの成長の主要なチャネルです。力学的摩擦により、アストリッドは、BHペアの最初の遭遇後のBH合併の大幅な遅延を予測し、通常の経過時間は約200Myrsです。Astridには合計$4.5\times10^5$BHの合併がz>3であり、そのうちの$\sim10^3$にはX線で検出可能なEMの対応物があります：$L_X>10^{の明るいkpcスケールのデュアルAGN43}$erg/s。$M_{\rmBH}\sim10^{7-8}M_{\odot}$のBHは、最も頻繁に合併を経験します。BHの合併をホストする銀河は、全体的な$M_{\rmBH}-M_{*}$関係の偏りのないトレーサーです。巨大な（$>10^{11}M_{\odot}$）銀河は、BHの占有数が多い（>10）ため、BHの合併の大部分をホストしています。
宇宙論的銀河形成シミュレーションのためのサブグリッド乱流平均場ダイナモモデル
| Title |
A_Subgrid_Turbulent_Mean_Field_Dynamo_Model_for_Cosmological_Galaxy_Formation_Simulations |
| Authors |
Yuankang_Liu,_Michael_Kretschmer_and_Romain_Teyssier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.14246 |
磁場は、数値技術の進歩と銀河形成の物理学のより良い理解のために、ごく最近になって銀河形成の宇宙論的シミュレーションに含まれました。この論文では、星形成銀河の超音速星間物質で発生する乱流ダイナモの新しいサブグリッドモデルを開発します。これは、未解決のスケール（いわゆるサブグリッドスケール）で乱流運動エネルギーを計算し、対応する$\alpha$ダイナモを説明するように誘導方程式を変更する平均場アプローチに基づいています。私たちのサブグリッドモデルは、サブグリッドダイナモの飽和を制御する1つの自由パラメーターである消光パラメーターに依存しています。この平均場アプローチのおかげで、人工的に強い初期磁場に依存したり、法外に高価な高解像度シミュレーションを使用したりすることなく、乱流星形成銀河内の磁場の高速増幅をモデル化できるようになりました。ズームインしたミルキーウェイのような銀河の磁場の変化は、磁場が星形成円盤内の乱流運動エネルギーと等分割であり、磁場の強さが周囲にある単純な図と一致していることを示します。低レッドシフトで10$\mu$Gであると同時に、強い銀河の流出がわずかに弱い磁場でハローを満たし、その強度（10nG）が一定であることが理想的なMHD希釈係数になります。私たちの結果は、最近の理論的および数値的予測とよく一致しています。また、シミュレーションを低赤方偏移と高赤方偏移の両方でのファラデー深度観測と比較し、いくつかの警告と全体的に良好な一致が見られます。私たちのモデルは、高赤方偏移（銀河では約100$\mu$G、ハローでは1$\mu$G）でより強い磁場を自然に予測しますが、初期のより強い乱流によるより強い偏光解消効果も予測します。
星団の複数の母集団を構築するためのリバウンドコア
星団の複数の集団の謎への新しいアプローチを提示します。星は分子コアから形成されます。しかし、すべてのコアが星を形成するわけではありません。最初の圧縮に続いて、そのような「失敗した」コアは崩壊するのではなく、再拡張します。それらの形成とその後の分散がクラスター形成塊のガス密度を調節し、したがってそれらのコアと星の形成速度を調節することを提案します。失敗したコアが支配的なコアタイプである塊は、山と谷のある星形成の歴史を経験します。対照的に、失敗したコアが少なすぎると、星形成率がスムーズに低下します。塊の星形成の歴史を形作る3つの主要なパラメーターを特定します。自由落下時間あたりの星とコアの形成効率、および故障したコアが塊ガスに戻る時間スケールです。塊の質量はスケーリング係数として機能します。モデルを使用して、オリオン大星雲クラスターの前駆体の塊の密度と質量を制約し、スターバーストクラスターの星形成履歴に星の年齢の不確実性によって隠された近くのピークが含まれている可能性があることに注意します。私たちのモデルは、多種多様な星形成の歴史を生み出します。興味深いことに、古い球状星団の染色体マップとO-Naの反相関も、多様な形態を示しています。これは、球状星団の複数の星の種族の文脈で私たちのモデルを議論するように促します。より大規模な球状星団は、より強い複数の星の種族パターンを示します。これは、汚染星の形成に特定の星の質量しきい値が必要かどうかをモデルで説明できます。
SILVERRUSH XI：スバル/ハイパーSuprime-CamによるLy $ \ alpha $光度関数と$ z = 7.3
$での宇宙の再電離に対する制約
| Title |
SILVERRUSH_XI:_Constraints_on_the_Ly$\alpha$_luminosity_function_and_cosmic_reionization_at_$z=7.3$_with_Subaru/Hyper_Suprime-Cam |
| Authors |
Hinako_Goto,_Kazuhiro_Shimasaku,_Satoshi_Yamanaka,_Rieko_Momose,_Makoto_Ando,_Yuichi_Harikane,_Takuya_Hashimoto,_Akio_Inoue,_Masami_Ouchi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.14474 |
Ly$\alpha$エミッター（LAE）のLy$\alpha$光度関数（LF）は、銀河間物質（IGM）の中性水素分率、したがって宇宙の再電離のタイムラインを制約するために使用されています。ここでは、スバル/ハイパーSuprime-Camを使用した$\sim3\\mathrm{deg}^2$の広い領域での$z=7.3$LAEの新しい狭帯域光観察の結果を示します。$\sim2\timesの有効宇宙体積で、$L_{\mathrm{Ly}\alpha}\simeq10^{43.2}\\mathrm{erg\s^{-1}}$までLAEは検出されません。10^6$Mpc$^3$、$z=7.3$Ly$\alpha$LFの明るい部分に初めて上限を設定し、明るいLAEが$z=7.0$から減少していることを確認します。この上限を、完全にイオン化されたIGMの場合のLy$\alpha$LFと比較することにより、固有のLy$\alpha$を仮定して、観測された$z=5.7$Ly$\alpha$LFを使用して予測されます。LFはUVLFと同じように進化し、相対IGM透過率を取得します$T^\mathrm{IGM}_{\mathrm{Ly}\alpha}（7.3）/T^\mathrm{IGM}_{\mathrm{Ly}\alpha}（5.7）<0.77$、次に体積平均中性分数$x_\mathrm{HI}（7.3）>0.28$。したがって、宇宙の再電離は$z=7.3$でまだ進行中であり、他の$x_\mathrm{HI}$推定方法の結果と一致しています。文献Ly$\alpha$LFを使用した同様の分析では、$z=6.6$および7.0で、観測されたLy$\alpha$LFが予測されたものと一致し、完全なイオン化と一致していることがわかります。
銀河-銀河の強いレンズモデリングで楕円べき乗則モデルによって引き起こされる系統的誤差
| Title |
Systematic_errors_induced_by_the_elliptical_power-law_model_in_galaxy-galaxy_strong_lens_modeling |
| Authors |
Xiaoyue_Cao,_Ran_Li,_J._W._Nightingale,_Richard_Massey,_Andrew_Robertson,_Carlos_S._Frenk,_Aristeidis_Amvrosiadis,_Nicola_C._Amorisco,_Qiuhan_He,_Amy_Etherington,_Shaun_Cole,_Kai_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.14554 |
銀河の質量の楕円べき乗則（EPL）モデルは、強い重力レンズ分析で広く使用されています。ただし、実際の銀河の質量分布はもっと複雑です。SDSS-MaNGA恒星系力学データから推定された質量分布を持つレンズの模擬{\itハッブル宇宙望遠鏡}イメージングをシミュレートして分析することにより、このモデルの不一致によるバイアスを定量化します。ソースが実際のサイズよりもコンパクトであると推測するわずかな傾向を除いて、ソース銀河の形態の正確な回復が見られます。レンズのアインシュタイン半径も、3.4％の固有分散と比較して、2.5％の相対的な系統誤差で、グローバルな密度勾配と同様に、0.1％の精度で確実に回復されます。ただし、実際のレンズの非対称性は、通常の強度$\gamma_{\rmext}=0.015$のスプリアスフィットの「外部せん断」にもつながります。さらに、恒星系力学の測定なしでレンズモデリングから推測される時間遅延は、通常、$\sim$5％過小評価されています。37個のレンズのサブサンプルからのこのような測定値を使用すると、ハッブル定数$H_0$の測定値に$\sim$9％のバイアスがかかります。この作品は特定のMaNGA銀河のセットに基づいており、検出されたバイアスの特定の値は別の強力なレンズのセットで変わる可能性がありますが、私たちの結果は、次世代の宇宙誌がより複雑なレンズ質量モデルを使用する必要があることを強く示唆しています。
球状星団の固有の鉄の存在比の広がり：II。天の川銀河の原始クラスター金属量と年齢-金属量関係
| Title |
Globular_Cluster_Intrinsic_Iron_Abundance_Spreads:_II._Protocluster_Metallicities_and_the_Age-Metallicity_Relations_of_Milky_Way_Progenitors |
| Authors |
Jeremy_Bailin,_Ryker_von_Klar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.14571 |
球状星団に広がる固有の鉄の存在量は、通常は小さいものの、非常に一般的であり、自己濃縮の兆候です。クラスター内の一部の星は、同じクラスター内の他の星からの超新星噴出物によって濃縮されています。Bailin（2018）自己濃縮モデルを使用して、プロトクラスターの特性（質量とプロトクラスターガス雲の金属量）と、今日の最終的な観測可能な特性（現在の金属量と内部の鉄の存在量の広がり）との関係を予測します。。このモデルを、初期質量および/または鉄の存在量の広がりが初期の金属量を再構築することが知られている天の川球状星団の更新されたカタログに適用します。既知の異常なバルジクラスターTerzan5と、剥ぎ取られた矮小銀河からの核星団であると強く疑われる3つのクラスターを除いて、モデルはそれらの鉄の広がりと初期の金属量を理解するための優れたレンズを提供することがわかります。次に、これらの初期金属量を使用して、天の川の歴史の中で運動学的に特定された主要な降着イベントの年齢と金属量の関係を構築します。現在の金属量の代わりに最初の金属量を使用しても、通常は差が小さいため、天の川の歴史の全体像は変わりませんが、運動学があいまいな個々の球状星団がどの降着イベントを行うべきかを区別するのに役立つ情報を提供します。関連付けられており、降着イベント自体の潜在的な複雑さを示しています。
| Title |
High-Energy_Neutrino_Production_in_Clusters_of_Galaxies |
| Authors |
Saqib_Hussain,_Rafael_Alves_Batista,_Elisabete_de_Gouveia_Dal_Pino,_Klaus_Dolag |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13958 |
この作業では、銀河団から拡散ニュートリノ背景への寄与を計算します。銀河団は、大規模な衝撃と乱流加速を介して、非常に高いエネルギーまでの宇宙線（CR）を生成する可能性があります。独自の磁場構成により、エネルギー$\leq10^{17}$eVのCRは、宇宙論的な時間スケールでこれらの構造内にトラップされ、バックグラウンドガスとの相互作用を通じてニュートリノやガンマ線などの二次粒子を生成できます。と光子。乱流銀河間媒体をモデル化するために、構造形成の3次元宇宙論的電磁流体力学シミュレーションを採用しています。この宇宙論的ボリューム内のクラスターの分布を使用して、この集団の特性を抽出します。関連するすべての光ハドロニック、光核、およびハドロ核の相互作用を考慮して、さまざまな赤方偏移（$z\sim5\;\text{to}\;z=0$から）にわたって多次元モンテカルロシミュレーションを使用して、この環境でCRを伝播します。また、CRソースの宇宙論的進化も含まれています。スペクトルインデックス$1.5〜2.7$およびカットオフエネルギー$E_{max}=10^{16}-10^{17}$eVで注入されたCRの場合、クラスターは、によって観測される拡散フラックスのかなりの部分に寄与することがわかります。IceCubeNeutrinoObservatoryであり、貢献のほとんどは$M>10^{14}\;のクラスターからのものです。M_{\odot}$および赤方偏移$z<0.3$。
ピエールオージェ天文台からの測定値とのハドロン相互作用の調査
| Title |
Probing_hadronic_interactions_with_measurements_from_the_Pierre_Auger_Observatory |
| Authors |
B._Andrada_(on_behalf_of_the_Pierre_Auger_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13960 |
ピエールオージェ天文台は、超高エネルギー宇宙線を研究する世界最大の施設です。それは、大規模な空気シャワーの縦方向の発達の観察と地上でのそれらの粒子の測定を組み合わせたハイブリッド検出技術を持っています。この機能により、人工の加速器がアクセスできるエネルギーをはるかに超えるエネルギーで発生するハドロン相互作用を調べる可能性が開かれました。このレポートでは、ピエールオージェ天文台からの測定値とのハドロン相互作用に関する最新の結果の選択を提示します。これらのデータは30年以上のエネルギーにまたがっており、エアシャワーのミューオン成分からのデータと最新のハドロン相互作用モデルに基づく予測との間の緊張関係を示しています。
ハイペロン星の高速冷却と内部加熱
| Title |
Fast_cooling_and_internal_heating_in_hyperon_stars |
| Authors |
F._Anzuini,_A._Melatos,_C._Dehman,_D._Vigan\`o,_J._A._Pons |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.14039 |
最大質量が$2\M_{\odot}$に近い中性子星モデルは、高い中心密度に達し、核およびハイペロンの直接的なウルカニュートリノ放出を活性化する可能性があります。適度に磁化され、孤立した熱放出星の高速理論冷却速度と熱光度観測の間の緊張を緩和するため（$L_{\gamma}\gtrsim10^{31}$ergs$^{-1}$at$t\gtrsim10^{5.3}$yr）、いくつかの内部熱源が必要です。内部ヒーターによって供給される電力は、異なる超流動モデルと外部恒星エンベロープの組成を仮定して、内部地殻の現象論的ソースと磁場減衰によるジュール加熱の両方について推定されます。$W（t）\approx10^{34}$ergs$^{-1}$の熱出力により、中性子星モデルは、年齢が$t\gtrsim10の中程度に磁化された孤立した星の観測と一致することがわかります。^{5.3}$年必要な$W（t）$は、（i）表面強度$B_{\textrm{dip}}=10^{13}の混合ポロイダル-トロイダル磁場を伴うクラストに閉じ込められた初期磁気構成により、ジュール加熱によって供給できます。双極子ポロイダル成分の極での$Gと、トロイダル成分に蓄積された磁気エネルギーの$\sim90$パーセント。（ii）$B_{\textrm{dip}}=10^{14}$Gのポロイダルのみの構成。
ノヴァヘラクレス2021の高度に脈動したスーパーソフトソースの顕著なスピンダウンと超高速流出
| Title |
The_Remarkable_Spin-down_and_Ultra-fast_Outflows_of_the_Highly-Pulsed_Supersoft_Source_of_Nova_Hercules_2021 |
| Authors |
Jeremy_J._Drake,_Jan-Uwe_Ness,_Kim_L._Page,_G._J._M._Luna,_Andrew_P._Beardmore,_Marina_Orio,_Julian_P._Osborne,_Przemek_Mroz,_Sumner_Starrfield,_Dipankar_P._K._Banerjee,_Solen_Balman,_M._J._Darnley,_Y._Bhargava,_G._C._Dewangan,_and_K._P._Singh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.14058 |
2021年6月12日に噴火したNovaHer2021（V1674Her）は肉眼の明るさに達し、ラジオから$\gamma$線まで検出されました。1。2日で2マグニチュードの非常に速い光学的低下と強いNe線は、高質量の白色矮星を意味します。501.42sの振動の光学的な爆発前の検出は、磁気白色矮星を示唆しています。この大きさの振動が爆発の前に古典的な新星で検出されたのはこれが初めてです。{\itSwift}と{\itChandra}からのX線爆発観測を報告します。これは、次のことを独自に示しています。（1）報告された光学周期とは異なる周期での超軟X線の非常に強い変調。（2）強いパルスプロファイルの変動と0.1〜0.3秒のオーダーの周期変動の存在の可能性。（3）変調位相によって変化し、$\sim3000$と9000kms$^{-1}$に2つの主要な青方偏移吸収成分を持つPシグニ型輝線を示す豊富なグレーティングスペクトルは、最大の膨張速度を示します。11000kms$^{-1}$。X線振動は、磁場に関連する不均一な光球放射から発生する可能性が最も高いです。報告された爆発前と爆発後の光学観測間の周期差は、他の周期ドリフトメカニズムによるものではない場合、$2\times10^{-5}$-$2\timesの範囲でそのような速い新星の大きな放出質量を示唆します10^{-4}M_\odot$。{\itChandra}データで見つかった周期と、報告された同時発生の爆発後の光学周期との違い、および周期ドリフトの存在は、光球の回転が弱く非剛体であることが原因である可能性があります。
弱い準垂直クラスター内衝撃での電子の予備加速：既存の非熱電子の影響
| Title |
Electron_Preacceleration_at_Weak_Quasi-perpendicular_Intracluster_Shocks:_Effects_of_Preexisting_Nonthermal_Electrons |
| Authors |
Ji-Hoon_Ha_(1),_Dongsu_Ryu_(1),_Hyesung_Kang_(2),_Sunjung_Kim_(1)_((1)_UNIST,_Korea,_(2)_Pusan_National_University,_Korea) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.14236 |
銀河団の郊外にある電波遺物は、銀河団ガス（ICM）のマッハ数$M_{s}\lesssim3-4$の合併駆動衝撃波での電子の拡散衝撃加速（DSA）を意味します。最近の研究では、DSAの前提条件である電子の事前加速と注入は、Alfv\'などの微小不安定性によるマルチスケール波の生成のおかげで、ICMで$M_{s}\gtrsim2.3$の超臨界衝撃で発生する可能性があることが示唆されています。イオンサイクロトロン（AIC）の不安定性、電子ファイアホースの不安定性（EFI）、およびホイスラの不安定性（WI）。一方、一部の遺物は$M_{s}\lesssim2.3$で未臨界の衝撃を持っていることが観察されており、DSAは未解決の問題としてそのような弱い衝撃にさらされています。既存の非熱電子の再加速は、そのパズルの可能な解決策の1つとして考えられてきました。このアイデアを探求するために、パワーのある高$\beta$（$\beta=P_{\rmgas}/P_{B}$）プラズマにおける弱い準垂直衝撃のParticle-in-Cell（PIC）シミュレーションを実行します。-マクスウェル熱電子に加えて超熱電子を法則化します。超熱電子がEFIとWIを介して電子スケール波の励起を増強することを発見しました。ただし、AICの不安定性を介して、イオン反射とそれに続くイオンスケール波の生成には影響しません。イオンスケール波の存在は、注入運動量までの電子の事前加速の鍵であるため、DSAへの電子注入の衝撃臨界条件が維持されます。結果に基づいて、プレショック領域に存在する非熱電子だけでは、亜臨界ICMショックでの電子の事前加速の問題は解決されないと結論付けます。
ガンマ線バーストは宇宙で最も強力な爆発であり、主に$z\simeq9$までの非常に大きな赤方偏移に配置されます。この短いレビューでは、最初にガンマ線バーストの分類と形態学的特性について説明します。次に、ガンマ線バーストと、ブラックホール、超新星、中性子星などの他の天体との関係の可能性を報告し、ガンマ線バーストの前駆体について詳しく説明します。長いガンマ線バーストと短いガンマ線バーストを分類し、それらのタイムスケールを計算して、標準の火の玉モデルを紹介します。その後、宇宙論へのガンマ線バーストの直接適用に焦点を当て、測光特性と分光特性の間の相関が\emph{真円度の問題}によって危険にさらされない場合、そのような光源が完全な標準光源として機能する条件を強調します。この点で、低$z$ガンマ線バーストの不足が、一次距離インジケーターを備えたアンカーガンマ線バーストをどのように防ぐかを強調します。さらに、最も採用されているガンマ線バースト相関を詳細に分析し、それらの主な違いを強調します。したがって、このような処理を非キャリブレーションシナリオと比較して、キャリブレーション手法を示します。完全を期すために、実験計算中に発生する相関散乱と系統分類学の物理的特性について説明します。最後に、最新の統計手法、星形成率、高赤方偏移ガンマ線バースト過剰を開発し、実験的分析から得られた最新の制約を示します。
SN 2008iy星周相互作用：明るくて少ない光の効果
超新星SN〜2008iyの発光型Iの光学測光とスペクトルを詳細に分析し、宇宙線の加速と電波放射に影響を与えます。光度曲線と膨張速度は、$3\times10^{51}$ergの運動エネルギーを持つ噴出物が$\sim10$Msun星周エンベロープと衝突することを示しています。明るいHaは、主に前方の衝撃と相互作用する星周雲に由来すると説明されています。初めて蛍光OI8446A発光を使用して、雲の断片化カスケードが2.3dexを超えるスケール範囲に及ぶことを示しました。狭い星周Haは、宇宙線の加速効率を推定することを可能にしました。見つかった値は、他の2つのSNe〜IIn、SN〜1997egおよびSN〜2002icについて同じ方法で推定された効率に近いです。宇宙線加速の効率を利用して、拡散衝撃加速メカニズムの飽和乱流磁場と一致する増幅磁場のSN〜2008iyからの電波束を再現します。
ニュートリノ検出用ジャイアントラジオアレイ（GRAND）プロジェクト
GRANDは、超高エネルギー宇宙粒子、特にニュートリノ、宇宙線、ガンマ線を無線アンテナを使用して検出するように設計されています。世界中に$\sim$20の山岳地帯があり、総面積は200,000km$^{2}$になります。$5\times10^{17}$eVを超える10$^{-10}$GeVcm$^{-2}$s$^{-1}$sr$^{-1}$の計画感度はおそらく確実になりますニュートリノ天文学を可能にする最も一般的なシナリオによって予測された宇宙線起源核種の検出。さらに、PeV--EeVニュートリノは、加速器で達成されるエネルギーを超えるエネルギーで粒子相互作用をテストできます。パスファインダーステージGRANDProto300は、2021年にデータの取得を開始する予定です。ニュートリノ物理学に重点を置いて、プロジェクトの現在の全体的な状況を示します。
AGNレッドノイズ光度曲線における周期信号の検出：自己相関関数と位相分散最小化に関する経験的テスト
| Title |
Detection_of_periodic_signals_in_AGN_red_noise_light_curves:_empirical_tests_on_the_Auto-Correlation_Function_and_Phase_Dispersion_Minimization |
| Authors |
S._Krishnan,_A.G._Markowitz,_A._Schwarzenberg-Czerny_and_M.J._Middleton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.14454 |
活動銀河核（AGN）の放出は、確率的で非周期的な変動によって支配され、周期的/準周期的な信号（QPO）が存在する場合はそれを圧倒します。自己相関関数（ACF）および位相分散最小化（PDM）技術は、以前はAGN光度曲線でのQPOの検出を要求するために使用されていました。この論文では、モンテカルロシミュレーションを実行して、レッドノイズの存在下でのQPO検出の実現可能性を実験的にテストします。コミュニティが大面積の監視プログラムを介して光度曲線を監視する大規模なデータベースにアクセスできることを考えると、私たちの目標は、データトロール網を介してQPOを検索する人々にガイダンスを提供することです。均等にサンプリングされた純粋な赤色のノイズ光度曲線をシミュレートして、誤警報の確率を推定します。両方のツールでの誤検知は、光度曲線の持続時間の（非常に大まかに）3分の1より長いタイムスケールに向かって発生する傾向があります。純粋な赤いノイズと混合されたQPOをシミュレートし、真陽性の検出感度を決定します。どちらのツールでも、レッドノイズに対するQPOの相対強度と、レッドノイズのPSDスロープの急峻さに強く依存します。99.7％の真陽性検出率には、レッドノイズに比べて非常に大きなピークQPOパワー（通常は$\sim10^{4-5}$）が必要であることがわかります。ACFまたはPDMを使用した真陽性の検出は一般に取得することがまれであるため、データ品質が良くない場合は、ACFまたはPDMに基づく期間検索を細心の注意を払って処理する必要があると結論付けます。高度に傾斜した、定期的に自己レンズ化する超大規模ブラックホール連星のコンテキストでのQPO検出の実現可能性を検討します。
AstroSat観測を使用したGRS1915 + 105の前兆の解明：広帯域スペクトルおよび時間特性
| Title |
Unraveling_the_foretime_of_GRS_1915+105_using_AstroSat_observations:_Wide-band_spectral_and_temporal_characteristics |
| Authors |
Athulya_M._P.,_Radhika_D.,_V._K._Agrawal,_Ravishankar_B._T.,_Sachindra_Naik,_Samir_Mandal,_Anuj_Nandi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.14467 |
$2016-2019$の期間中のAstroSat観測を使用して、広いエネルギー帯域（$0.5-60$keV）でのGRS1915+105の包括的な研究を提示します。光源のMAXIX線光度曲線は、標準的なバーストブラックホールと同様の上昇および減衰プロファイルを示しています。ただし、ソースは、硬度-強度図（HID）の例示的な「q」図には従いません。光度曲線のモデルに依存しない分析は、GRS1915+105がさまざまなタイプの変動クラス（$\delta、\chi、\rho、\kappa、\omega$および$\gamma$）を表示することを示唆しています。また、あるクラスから別のクラスへの可能な遷移（$\chi\rightarrow\rho、\rho\rightarrow\kappa$、「unknown」クラスおよび$\omega\rightarrow\gamma\rightarrow\omega+\gamma$）を報告します。数時間の期間。ブロードバンドエネルギースペクトルは、マルチカラーのディスク黒体とコンプトン化されたコンポーネントで適切にモデル化されています。さまざまな変動性クラスのソースの「スペクトル時間的」機能、クラス間の遷移、および$2016-2019$中の進化を調査します。詳細な分析では、フォトンインデックス（$\Gamma$）が$1.83$から$3.8$に、ディスク温度（$kT_{in}$）が$1.33$から$2.67$keVに、そして準周期的振動（QPO）周波数が徐々に増加することが示されています。（$\nu$）上昇中に$4$から$5.64$Hzになり、パラメータは$\Gamma$〜$1.18$、$kT_{in}$〜$1.18$keV、および$\nu$〜$1.38$Hzに減少しますそれぞれ衰退期にあります。ソースは、ピーク時にエディントン光度（L$_{EDD}$）の約$36$％で最大の放射光度（L$_{bol}$）を示し、最小で約$2.4$％のL$_{EDD}を示します。減衰フェーズ中の$。不明瞭化による光源の固有のボロメータ光度の減少を伴う、不明瞭化された低光度（L$_{bol}$〜1％L$_{EDD}$）相への光源のさらなる進化もあります。私たちの分析から示されました。私たちの結果の意味は、ブラックホールの周りの降着円盤のダイナミクスの文脈で説明されています。
拡張された超大光度X線源カタログ
環境。ULX（$L_\textrm{X}>10^{39}$ergs$^{-1}$）は、降着物理学、星形成、およびIMBH検索の優れたプローブです。現代の天文台からのX線データのサンプルサイズが増加するにつれて、ULXの広範なカタログを作成し、それらの集合的な特性を研究することが可能性と優先事項です。目的。最新のXMM-Newtonリリースの1つである4XMM-DR9と銀河カタログHECATEに基づいてULXカタログを作成し、拡張されたXMM-NewtonULX集団の特性が以前の調査結果と一致しているかどうかを調査します。メソッド。XMM-NewtonソースとHECATEオブジェクトの間でクロスマッチングを実行して、ホスト銀河を識別し、外部カタログおよびデータベース内の既知の侵入者にフラグを立てます。PanSTARRS1およびNASA/IPACデータベースからの画像データの手動検査が時々実行されます。ULX候補を識別するために、距離と光度の引数を使用します。候補者のスペクトル、存在量、および変動性の特性は、4XMM-DR9、HECATE、および4XMM-DR9sパラメーターから調査されます。結果。779のULX候補を特定します。渦巻銀河では、星形成率あたりのULX候補の数は以前の研究と一致しており、楕円形とレンズ状の重要なULX集団も見られます。後期型の銀河によってホストされている候補は、初期型のホストされている銀河よりも豊富で、より硬いスペクトルを示し、観測間の変動がますます極端になっています。$L_\textrm{X}>10^{41}$ergs$^{-1}$の約30の候補も識別されます。結論。ULXのスペクトルおよび存在量特性に関する私たちの結果は、XMM-NewtonおよびChandraデータに基づく以前の研究によってなされた発見を裏付けていますが、変動特性に関する私たちの集団規模の研究は前例のないものです。私たちの研究は、サンプルサイズが小さいため、最も明るいULX候補の特性に関する限られた洞察を提供します。
天文学における研究の影響の測定基準：博士号の10〜15年後に測定された測定基準から後の影響を予測する
| Title |
Metrics_of_research_impact_in_astronomy:_Predicting_later_impact_from_metrics_measured_10-15_years_after_the_PhD |
| Authors |
John_Kormendy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.14115 |
このホワイトペーパーでは、SAO/NASA天体物理データシステムから導出できるメトリックを使用して、天文学研究のキャリアの将来の影響を推定し、それによって、雇用や在職期間の決定などのリソース割り当てに関する決定を通知する方法を調整します。査読された論文の引用、共著者の数で正規化されたすべての出版物の引用、およびすべての筆頭著者の論文の引用の3つのメトリックが使用されます。それぞれは、本Kormendy（2020）、「MetricsofResearchImpactinAstronomy」（PublAstronSocPac、サンフランシスコ）の影響予測子として個別に調整されています。これがどのように行われるかは、このペーパーの前半で確認されています。次に、3つのメトリックからの結果を平均すると、より正確な予測が生成されることを示します。平均予測マシンは、1990〜2007年の博士号のさまざまなコホート用に構築され、博士号の10、12、および15年後に測定されたメトリックから2017年の影響を予測するために使用されます。予測が行われる期間は、博士号の10年後に測定されたメトリックを使用して、2007年の博士号の0年から1990年の博士号の17年までの範囲です。キャリブレーションは、世界中の17の高ランクの大学天文学部門の510人の教員に対して22人の経験豊富な天文学者が投票した2017年の影響の認識に基づいています。予測機構は、調査サンプルの人々のダイナミックレンジの1/8のRMS不確実性で投票された影響の推定値を再現します。この作業の目的は、科学研究で通常使用される厳密さの一部を、人々のキャリアを判断するという困難で主観的な仕事に役立てることです。
宇宙線ミューオンフラックス推定のための新しい半経験的モデル
宇宙線ミューオンは、高密度で大きな物体を監視するための非従来型の高エネルギー放射線プローブとして登場しました。ミューオンは地球上で最も豊富な宇宙線ですが、海面でのフラックスは、誘導放射能、つまりX線や電子ビームよりもはるかに少ない約10,000/min-m2です。宇宙線ミューオンフラックスは粒子の入射角によって変化し、高い天頂角で大きな誤差をもたらす可能性のある余弦二乗を使用して近似されることがよくあります。ただし、宇宙線ミューオンフラックスは、天頂角だけでなく、有効立体角や検出器の幾何学的特性にも依存します。ミューオンフラックスが低いと通常、測定時間が長くなるため、多くのミューオンアプリケーションでは、測定可能なミューオン数を正確に推定することが重要です。ここでは、検出器の幾何学的パラメーターを組み込むことにより、すべての天頂角でのミューオンフラックス推定の精度を向上させるための、シンプルで用途の広い半経験的モデルを提案します。これを有効立体角モデルと呼びます。モデルの機能を実証するために、i）宇宙線ミューオン測定、ii）余弦二乗モデル、およびiii）モンテカルロシミュレーションと比較します。私たちの結果は、ミューオンカウント率の推定能力が大幅に改善され、平均相対誤差が30％（余弦二乗モデルの場合）から有効立体角モデルの15％未満に減少したことを示しています。さらに、このモデルは十分に単純であり、すべての検出器の形状と構成で普遍的に機能します。適切な強度相関を選択することにより、モデルを簡単に拡張して、任意の高度および地下レベルでのミューオンフラックスを推定できます。最後に、単一のステップで予想される宇宙線ミューオン数を計算するために、単純な経験的相関が導き出されます。
チェレンコフ望遠鏡アレイの南部サイト用の小型望遠鏡
チェレンコフ望遠鏡アレイ（CTA）は、3つの望遠鏡サイズを使用して、数十GeVから数百TeVのエネルギー範囲の宇宙ガンマ線を効率的に検出します。小型望遠鏡（SST）は、チリのパラナルにあるCTA南部サイトの数平方キロメートルの領域をカバーするアレイの最大のセクションを形成します。最大70のSSTが、CTA天文台への現物寄付として、国際的な機関およびチームのコンソーシアムによって実装されます。SSTは、1TeVを超えるガンマ線に対して前例のない感度を提供し、硬X線帯域を超える機器の中で最高の角度分解能を提供します。CTAは最近、SSTに使用される技術を完成させました。望遠鏡は、直径約4mの主反射鏡を備えたデュアル反射鏡設計であり、$\sim$2000チャネルからの完全な波形読み出しを備えたSiPMベースのカメラを備えています。$\sim$9$^\circ$の視野をカバーします。Schwarzschild-Couderの光学構成により、プレートスケールが小さくなり、その結果、コンパクトでコスト効率の高いカメラになります。この寄稿では、CTAの準備段階で望遠鏡とカメラのプロトタイプを操作して得られた経験と、最終的なSST設計の開発について説明します。
| Title |
Stochastic_Low_Frequency_Variability_in_3-Dimensional_Radiation_Hydrodynamical_Models_of_Massive_Star_Envelopes |
| Authors |
William_C._Schultz,_Lars_Bildsten,_Yan-Fei_Jiang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13944 |
主系列星の光度を恒星の質量とともに増加させると、最終的には恒星のエンベロープ静水圧平衡における放射圧が優勢になります。光度がエディントン限界に近づくと、（従来の対流を超えて）追加の不安定性が発生する可能性があります。これらの不安定性は、OB星の外側のエンベロープにすぐに現れます。そこでは、鉄に関連する不透明度の増加により、1Dモデルで密度とガス圧の反転が生じます。さらに、最近の測光調査（TESSなど）では、確率的低周波変動（SLFV）と呼ばれる、OB星の光度曲線のパワースペクトルに過剰な広帯域低周波変動が検出されています。これは、2つの35$\、$M$_\odot$星のエンベロープ（恒星の半径範囲の外側の$\約$15$\％$）の新しい3DAthena++放射流体力学（RHD）シミュレーションを動機付けます。メインシーケンスの年齢とメインシーケンスの途中のもう1つ。どちらのモデルも、従来の鉄の不透明度のピーク対流層（FeCZ）のはるか上と下で乱流運動を示し、表面近くの領域の「静かな」部分をすべて消し去り、光球で10-100$\、$km$の速度をもたらします。\、$s$^{-1}$、分光データと直接一致します。表面乱流は、観測された星のものと著しく類似した振幅とべき乗則勾配を持つモデルライトカーブでもSLFVを生成します。私たちのモデルは、FeCZの熱時間（$\approx$3-7$\、$days$^{-1}$）に匹敵します。これらのシミュレーションは、自由なパラメーターがないため、観測によって直接検証されます。モデルが必要であるため、メインシーケンスのOスターエンベロープの3DRHDモデルがFeCZに由来するSLFVを示すことは引き続き楽観的です。
太陽の表面近くのせん断層の変化
2つの太陽周期にわたって得られた日震学データを使用して、地表近くのせん断層（NSSL）に変化があるかどうかを判断します。太陽の自転速度の半径方向の勾配を決定することによってこれを調べます。放射状勾配自体は太陽周期依存性を示しており、その変化は隣接する高緯度よりも活動緯度でより顕著です。最高緯度（約70度以上）での結果は信頼できません。NSSL内であっても、パターンは深さとともに変化します。地表近くのせん断層は、高緯度よりも低緯度の方が深く、層の範囲も太陽周期に関連した小さな変化を示していることがわかります。
オナガガモ太陽圏の発達と非理想的なプロセスの役割：BUモデルとモスクワモデルの比較
| Title |
The_development_of_a_split-tail_heliosphere_and_the_role_of_non-ideal_processes:_a_comparison_of_the_BU_and_Moscow_models |
| Authors |
M._Kornbleuth,_M._Opher,_I._Baliukin,_M._Gkioulidou,_J._D._Richardson,_G._P._Zank,_A._T._Michael,_G._Toth,_V._Tenishev,_V._Izmodenov,_D._Alexashov,_S._Fuselier,_J._F._Drake,_and_K._Dialynas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13962 |
太陽圏のグローバルモデルは、太陽圏観測の解釈に使用される重要なツールです。さまざまな戦略と仮定に依存するいくつかの3次元電磁流体力学（MHD）太陽圏モデルがあります。これまで、グローバルな太陽圏モデルを比較した論文は1つだけですが、磁場の影響はありません。2つの異なるMHDモデル、BUモデルとモスクワモデルの結果を比較します。両方のモデルは、同一の境界条件を使用して、異なる数値アプローチと物理的仮定が太陽圏解にどのように寄与するかを比較します。不連続性のさまざまな数値処理に基づいて、BUモデルは磁気リコネクションの存在を可能にしますが、モスクワモデルはそうではありません。どちらのモデルも、太陽磁場によるヘリオシース内の太陽流出のコリメーションを予測し、太陽磁場が帯電した太陽粒子をローブとなる別個の北と南の柱に閉じ込めるスプリットテールを生成します。BUモデルでは、ISMは、MHDの不安定性と再接続のために、2つのローブ間を長距離で流れます。ポートフランクでのBUモデルの再接続は、ヘリオポーズのすぐ近くの星間磁場のドレープに影響を与えます。モデルのドレープが異なると、ISM圧力も異なり、ヘリオシースの厚さと境界位置が異なり、高緯度で最大の影響があります。BUモデルのヘリオポーズは15％薄く、ヘリオポーズはモスクワモデルと比較して北極で7％内側にあります。2つのプラズマ溶液のこれらの違いは、太陽圏の中性原子のエネルギー測定に現れる可能性があります。
太陽磁場によって組織化されたヘリオテールの特徴とモデル化されたIBEXENAマップにおける非理想的なプロセスの役割：BUモデルとモスクワMHDモデルの比較
| Title |
Signature_of_a_heliotail_organized_by_the_solar_magnetic_field_and_the_role_of_non-ideal_processes_in_modeled_IBEX_ENA_maps:_a_comparison_of_the_BU_and_Moscow_MHD_models |
| Authors |
M._Kornbleuth,_M._Opher,_I._Baliukin,_M._A._Dayeh,_E._Zirnstein,_M._Gkioulidou,_K._Dialynas,_A._Galli,_J._D._Richardson,_V._Izmodenov,_G._P._Zank,_and_S._Fuselier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13965 |
エネルギー中性原子（ENA）モデルは通常、プラズマとH原子の分布をENAマップに変換するための後処理ルーチンを必要とします。ここでは、太陽圏の2つの異なる速度論的MHDモデル（BUモデルとモスクワモデル）が同じ処方を使用してモデル化されたENAマップにどのように現れるか、およびそれらが星間境界エクスプローラー（IBEX）観測とどのように比較されるかを調査します。どちらのMHDモデルも、太陽風を陽子の単一イオンプラズマとして扱います。これには、熱太陽風イオン、ピックアップイオン（PUI）、および電子が含まれます。私たちのENA処方は、プラズマを3つの異なるイオン集団（太陽熱、送信されたPUI、および終端衝撃波で励起されたもの）に分割し、マクスウェル分布で集団をモデル化します。両方の動的MHD太陽圏モデルは、太陽磁場によってヘリオテールを流れる高質量流束のローブになる2つの異なる北と南の列に編成されたヘリオシースプラズマを備えたヘリオテールを生成しますが、BUモデルではISMは2つのローブ間を流れます。300AUを超える太陽圏の距離。私たちの処方では、IBEX-Hiエネルギー範囲（0.5〜6keV）で2つの異なるプラズマおよびH原子ソリューションに対して同様のENAマップが生成されますが、モデル化されたENAマップでは、データと一致するために約2のスケーリング係数が必要です。この問題は、複数のイオン種のマクスウェル近似を使用する他のENAモデルに存在し、ヘリオシース内のPUIのより高い中性密度またはある程度の加速が必要であることを示しています。
惑星状星雲：悟りの源
このレビュー/チュートリアルでは、惑星状星雲を、低質量から中質量の星の進化の段階として、星間物質の質量と化学的濃縮への主要な貢献者として、そして天体物理学の実験室として探求します。惑星状星雲の多くの観測された特性について、元素存在比の決定と理論的予測との比較に特に重点を置いて説明します。惑星状星雲に関連する塵や分子も考慮されます。次に、距離、二値性、惑星状星雲の形態と進化を調べます。最後に、将来の監視機能によって可能になるいくつかの進歩について説明します。
2019年4月2日CMEの内部構造
パーカーソーラープローブ（PSP）に搭載された太陽PRobe用広視野イメージャ（WISPR）機器によって、太陽の非常に近くで観測された内部コロナ質量放出（CME）構造の最初の分析を示します。ここで研究された過渡現象は、PSPが太陽からわずか40R_sunであった、2019年4月2日のPSPの2回目の近日点通過中に観測されたCMEです。CMEは、1auからSTEREO-A宇宙船によってもよく観測されました。この宇宙船は、太陽から1auまでのイベントを追跡します。ただし、PSP/WISPRは、1auからの画像では明らかではない内部構造を観察します。特に、2つの線形特徴が観察されます。1つは明るい、もう1つは暗いです。これらの機能は、CMEフラックスロープチャネル内の2つのループとしてモデル化されています。ループは力線の束として解釈でき、明るいループの明るさはそれらの力線に大量の質量がロードされていることを示し、暗いループにはそのような質量ロードがありません。これらのループは、実際には、CMEの全体的なアウトライン内の2つの独立したフラックスロープ構造を表している可能性があります。
大マゼラン雲中の4つのWC型ウォルフ・ライエ星の物理的パラメータ：進化の証拠
| Title |
The_Physical_Parameters_of_Four_WC-type_Wolf-Rayet_Stars_in_the_Large_Magellanic_Cloud:_Evidence_of_Evolution |
| Authors |
Erin_Aadland,_Philip_Massey,_D._John_Hillier,_Nidia_Morrell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.14093 |
4つのLMCWCタイプのウォルフライエ（WR）星（BAT99-8、BAT99-9、BAT99-11、およびBAT99-52）のスペクトル分析を提示して、巨大な星を取り巻く2つの進化の質問に光を当てます。1つ目は、WOタイプのWR星は、WCタイプの星よりも酸素が豊富であり、さらなる化学進化を示しているか、WOタイプの星の強い高励起酸素線は、より高い温度を示しています。この研究は、WOタイプの星がWRの進化のどこに位置するかという質問に答えるためのベースラインとして機能します。1100〜\AA\から25000〜\AAまでの各星のスペクトルは、\cmfgen\を使用してモデル化され、光度、質量損失率、化学物質の存在量などの星の物理的特性が決定されました。酸素の存在量は重要な進化的診断であり、より高い解像度のデータと改善された恒星大気コードにより、酸素の存在量は以前の研究よりも最大5分の1になっていることがわかりました。2番目の進化論的質問は、WR星の形成を中心に展開しています。それらは、それ自体で進化するのでしょうか、それとも、それらの形成に必要な密接なコンパニオンスターであるのでしょうか。導出された物理パラメータを使用して、結果をジュネーブの単一星進化モデルおよびBPASSバイナリ進化モデルと比較しました。ジュネーブの太陽金属量モデルとBPASSLMCの金属量モデルの両方が、4つのWCタイプの星と一致しているのに対し、ジュネーブのLMC金属量モデルは一致していないことがわかりました。したがって、これらの4つのWC4星は、バイナリ進化または単一星進化のいずれかによって形成された可能性があります。
SOL2017-09-10 X8.2フレアのオフリムループの白色光連続観測：時間的および空間的変動
| Title |
White-light_Continuum_Observation_of_the_Off-limb_Loops_of_the_SOL2017-09-10_X8.2_Flare:_Temporal_and_Spatial_Variations |
| Authors |
Junwei_Zhao,_Wei_Liu,_and_Jean-Claude_Vial |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.14130 |
太陽のオフリムホワイトライト（WL）フレアの観測は、フレアループのエネルギー放出と輸送メカニズムを研究するまれな機会を提供します。そのような最高のイベントの1つはSOL2017-09-10でした。これは、2017年9月10日に太陽の西肢の近くで発生したX8.2フレアで、60分以上持続して30Mmを超える高度に到達するWLループシステムを生成しました。このイベントは、FeI6173A付近のWL連続体のオフリムループをキャプチャしたソーラーダイナミクス天文台/日震および磁気イメージャ（SDO/HMI）を含む、地上および宇宙ベースの一連の機器によってよく観察されました。紫外線（UV）および極紫外線（EUV）の対応物を観測した大気イメージャアセンブリ（SDO/AIA）。フレアループトップでのWLおよびUV放射に準周期的な脈動が見られ、周期は約8.0分でした。各脈動には、時間の早い段階で高度が高いEUV対応物があるように見えます。WLとUVの画像と光度曲線には多くの類似点がありますが、ループトップのWLフラックスは、UVフラックスが徐々に減衰する間、約16分間成長し続けます。これらの前例のない観察が謎めいたオフリムWLフレア放出メカニズムの理解に与える影響について議論します。
Aditya-L1に搭載されたVELCの分光偏光測定チャネルの太陽冠状磁場と感度要件
| Title |
Solar_Coronal_Magnetic_Fields_and_Sensitivity_Requirements_for_Spectropolarimetry_Channel_of_VELC_Onboard_Aditya-L1 |
| Authors |
K._Sasikumar_Raja,_Suresh_Venkata,_Jagdev_Singh,_B._Raghavendra_Prasad |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.14179 |
太陽コロナと太陽風の長年の謎に取り組むためには、太陽コロナ磁場を理解することが重要です。ルーチンの光球磁場（MF）は数十年にわたって利用可能ですが、冠状MFが報告されることはめったにありません。Aditya-L1ミッション（近い将来に打ち上げられる予定）に搭載された可視輝線コロナグラフ（VELC）は、内部の太陽コロナのMFを直接測定できます。これは、視野1.05R$_{\odot}$-1.5R$_{\odot}$上で1074.7nmを中心とする禁止された冠状輝線の分光偏光観測の助けを借りて達成できます。この記事では、さまざまな波長領域でMFを推定するために使用されるさまざまな直接的および間接的な手法を要約します。さらに、VELCの分光偏光測定チャネルを使用してMFを推定するために必要な予想精度を要約します。
高密度コアのどの部分が原始星に物質を供給するか？：L1489IRSの場合
| Title |
Which_Part_of_Dense_Cores_Feeds_Material_to_Protostars?:_The_Case_of_L1489_IRS |
| Authors |
Jinshi_Sai,_Nagayoshi_Ohashi,_Ana\"elle_J._Maury,_S\'ebastien_Maret,_Hsi-Wei_Yen,_Yusuke_Aso,_Mathilde_Gaudel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.14210 |
アタカマコンパクトアレイ（ACA）の7mアレイと$\mathrm{CのIRAM-30m望遠鏡を使用して、クラスI原始星L1489IRSのマッピング観測（$\sim2'\times2'$）を実施しました。^{18}O}$2-1排出量で、1000〜10,000auスケールのガス運動学を調査します。$\mathrm{C^{18}O}$放出は、流出にほぼ垂直な方向に原始星を横切る速度勾配を示しています。ピーク速度の半径方向のプロファイルは、ディスクの主軸に沿って切り取られた$\mathrm{C^{18}O}$の位置-速度図から測定されました。測定されたピーク速度は、半径$\sim$1400-2900auで半径とともに減少しますが、半径$r\gtrsim$2900auでわずかに増加するか、ほぼ一定です。ディスクとエンベロープのモデルを観測結果と比較して、ピーク速度の半径方向のプロファイルの性質を理解しました。測定されたピーク速度は、比角運動量が半径2900au内では一定であるが、半径2900au外では増加するモデルによって最もよく説明されます。測定されたピーク速度から比角運動量の半径方向プロファイルを計算し、それをコア崩壊の分析モデルと比較しました。分析モデルは、比角運動量の観測された半径方向のプロファイルをよく再現し、最初の高密度コアの半径$\sim$4000-6000au内の物質が中央の原始星に降着したことを示唆しています。高密度コアは通常半径$\sim$10,000-20,000auであり、L1489IRSは質量降着段階の終わりに近いため、我々の結果は、高密度コアのごく一部のみが最終的に星を形成することを示唆しています。
目的。アーケードでの冠状動脈加熱の数値モデルからの合成観測シグネチャを調査して、そのような加熱に関連する機能と、それらを識別するために使用できるツールを決定します。メソッド。特徴的なタイムスケールが異なるフットポイントの動きによって駆動されるコロナルアーケードの2つのシミュレーションを検討します。次に、フォワードモデリングが使用され、合成排出量データが分析されます。結果。総強度とドップラー速度は、コロナルアーケードの磁気構造を明確に示しています。ローカルドップラーシフトのコントラストも、セパラトリックス表面の位置を強調しています。ACモデルとDCモデルの際立った特徴は、周波数の特徴です。ドップラー速度のFFT分析により、短いタイムスケールのフットポイントの動きが存在する場合、より高い周波数が観察されます。より長いタイムスケールの動きの場合、支配的な信号はより低い周波数の信号です。ただし、より高い周波数も検出されました。これは、バックグラウンド磁場の自然なAlfv\'en周波数と一致していました。Alfv\'enic波のシグニチャは、ACモデルで観察可能な高速波のシグニチャとともに両方のモデルで識別されました。最後に、ドップラーシフトを使用した運動エネルギーの推定値は、これらのモデル内で大幅に過小評価されていることがわかりました。結論。この記事で特定された観測量は、アルヴェーン波、高速波、アーケード構造、セパラトリックス表面などの特徴からのものでした。2つのモデルは、存在する周波数を調べることによって区別されました。ドップラー速度は、総運動エネルギーまたはLOSに平行な成分の正確な推定値を提供できません。これは、イオンの形成温度範囲外のプラズマ、多方向ドライバー、およびLOSに沿った速度のキャンセルによるものです。各要因が推定に与える影響は、モデルの設定と選択した輝線によって異なります。
化学的に特異な星の研究-I：M44領域のAm星の高分解能分光法とK2測光
| Title |
Study_of_Chemically_Peculiar_Stars-I_:_High-resolution_Spectroscopy_and_K2_Photometry_of_Am_Stars_in_the_Region_of_M44 |
| Authors |
Santosh_Joshi,_Otto_Trust,_E._Semenko,_P._E._Williams,_P._Lampens,_P._De_Cat,_L._Vermeylen,_D._L._Holdsworth,_R._A._Garc\'ia,_S._Mathur,_A._R._G._Santos,_D._Mkrtichian,_A._Goswami,_M._Cuntz,_A._P._Yadav,_M._Sarkar,_B._C._Bhatt,_F._Kahraman_Ali\c{c}avu\c{s},_M._D._Nhlapo,_M._N._Lund,_P._P._Goswami,_I._Savanov,_A._Jorissen,_E._Jurua,_E._Avvakumova,_E._S._Dmitrienko,_N._K._Chakradhari,_M._K._Das,_S._Chowdhury,_O._P._Abedigamba,_I._Yakunin,_B._Letarte,_and_D._Karinkuzhi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.14275 |
散開星団M44の領域にある5つの化学的に特異な星の高分解能分光法とK2空間測光に基づく研究を提示します。高精度の測光K2データの分析により、HD73045およびHD76310の光の変化は本質的に回転であり、非定常で短命なスポットまたは雲のような共回転構造によって引き起こされることが明らかになりました。時間分解視線速度測定は、K2測光と組み合わせて、文献の以前の報告とは異なり、HD73045が1。3日より短いタイムスケールで周期的な変動を示さないことを確認します。これらの新しい回転変数に加えて、脈動の兆候が見られない新しい心拍システム、HD73619を発見しました。分光分析および分光偏光分析は、HD73619が特異なAmクラスに属し、我々の研究の200G検出限界を考慮すると弱い磁場または磁場がないことを示しています。HD76310の最小二乗デコンボリューション（LSD）プロファイルは、そのスペクトルの複雑な構造を示しており、この星が連星システムの一部であるか、雲の殻に囲まれていることを示唆しています。Hertzsprung-Russellダイアグラムに配置されると、研究されたすべての星は主系列星から進化し、$\delta$Scuti不安定帯に位置します。現在の研究は、磁場がない場合の不均一性（スポットを含む）や心拍システムの脈動変動の起源など、CP星のさらに詳細な研究に関連しています。
2つの広いO型準矮星バイナリの軌道および大気パラメータ：BD $-$ 11 $ ^ {\ rm {o}} $ 162およびFeige80
| Title |
Orbital_and_atmospheric_parameters_of_two_wide_O-type_subdwarf_binaries:_BD$-$11$^{\rm{o}}$162_and_Feige_80 |
| Authors |
Francisco_Molina,_Joris_Vos,_P\'eter_N\'emeth,_Roy_{\O}stensen,_Maja_Vu\v{c}kovi\'c,_Andrew_Tkachenko,_and_Hans_van_Winckel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.14339 |
これまでに発見された23個の長周期連星系には、軌道パラメータが完全に解決されたB型準矮星（sdB）が含まれています。ヘリウム燃焼がコアからHeシェルに移行すると、それらはO型準矮星（sdO）に進化します。彼らの研究は、これらのバイナリの形成と進化に関する制約パラメータを助け、それらの不可解な特徴のいくつかを説明します。この研究では、2つの長周期sdOバイナリの軌道および大気パラメータを解決することを目的とし、初めて、それらの主系列（MS）コンパニオンの化学組成を調査します。HERMESの高解像度スペクトルは、視線速度を取得し、それらの軌道を解くために使用されます。ステラパラメータコード（GSSP）のグリッド検索は、MSコンパニオンの大気パラメータと光球の化学的存在量を導出するために使用されます。恒星進化モデル（MIST）は、質量を導出するためにコンパニオン大気パラメーターに適合されます。二峰性の周期-離心率図では、軌道パラメータは、Feige80が大多数のシステムと同じ相関に一致することを示しています。分析は、Feige80が標準的な準矮星の質量を持ち、標準的な形成チャネルに従っていることを示唆しています。ただし、BD-11$^{\rm{o}}$162は、質量が小さい例外的なシステムです。それはまた、より高い前駆体の質量によって引き起こされる可能性がある炭素の過剰を示しています。両方のMSコンパニオンのイットリウム枯渇は、これらのシステムの過去に周連星円盤が存在したことを示している可能性があります。それにもかかわらず、強力な結論を引き出すには、より大きなサンプルの化学分析が必要です。
J-PLUS：PDF分析による白色矮星のスペクトル進化
| Title |
J-PLUS:_White_dwarf_spectral_evolution_by_PDF_analysis |
| Authors |
C._L\'opez-Sanjuan,_P.-E._Tremblay,_A._Ederoclite,_H._V\'azquez_Rami\'o,_J._M._Carrasco,_J._Varela,_A._J._Cenarro,_A._Mar\'in-Franch,_T._Civera,_S._Daflon,_B._T._G\"ansicke,_N._P._Gentile_Fusillo,_F._M._Jim\'enez-Esteban,_J._Alcaniz,_R._E._Angulo,_D._Crist\'obal-Hornillos,_R._A._Dupke,_C._Hern\'andez-Monteagudo,_M._Moles,_and_L._Sodr\'e_Jr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.14421 |
JavalambrePhotometricLocalUniverseSurvey（J-PLUS）の2番目のデータリリース（DR2）を使用して、有効温度での白色矮星のスペクトル進化を推定しました。これは、2176deg2を超える12の測光光通過帯域を提供します。GaiaEDR3とJ-PLUSDR2から定義された白色矮星カタログ間で共通してr<=19.5等の5926個の白色矮星を分析しました。観測されたJ-PLUS測光を、水素（H）およびヘリウム（He）が支配的な大気の理論モデルと比較することにより、ベイズ分析を実行しました。PDFを有効温度（Teff）、表面重力、視差、およびスペクトル型について推定しました。そして、各ソースのHが支配的な雰囲気（pH）を持つ確率。ガイアEDR3測定値を参照として使用して、視差の事前分布を適用し、テフの関数として大気組成の自己無撞着な事前分布を導き出しました。5000<Teff<30000KでTeffの線形関数を持つHeが優勢な大気白色矮星（fHe）の割合を説明しました。Teff=10000KでfHe=0.24±0.01であることがわかりました。これは、10kKあたり0.14±0.02、および高温端で0.08±0.02の最小He優勢画分。得られたpHを分光学的分類と比較してテストしたところ、信頼性が高いことがわかりました。距離d<100pc、質量M>0.45Msun、およびTeff>6000Kの351のソースの質量分布を推定しました。Hが優勢な白色矮星の結果は以前の研究と一致し、優勢なM=0.59MsunのピークとM〜0.8Msunでの過剰の存在。この高質量過剰は、単一のピークを示すHeが優勢な分布には存在しません。J-PLUS光学データは、白色矮星のHおよびHeが支配的な大気への信頼できる統計的分類を提供します。Teff=20000KからTeff=5000Kにかけて、Heが優勢な白色矮星の割合が21±3％増加することがわかります。
強磁場における修正重力の拡張低次元代理モデルと連星パルサーと重力波への応用
| Title |
Extended_reduced-order_surrogate_models_for_scalar-tensor_gravity_in_the_strong_field_and_applications_to_binary_pulsars_and_gravitational_waves |
| Authors |
Minghao_Guo,_Junjie_Zhao,_Lijing_Shao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2106.01622 |
強磁場領域でのスカラーテンソル重力理論の統計的に適切なテストには、通常、計算量の多い計算が含まれます。この研究では、中性子星（NS）のために開発された自発的スカラー化現象を用いて、DamourandEsposito-Far\`ese（DEF）のスカラーテンソル重力の低次元代理モデルを構築します。このモデルにより、質量、半径、慣性モーメント、有効なスカラー結合、および2つの追加の結合パラメーターを含むNSプロパティの迅速かつ包括的な予測を実行できます。以前の作業の拡張として、モデルをpySTGROMXパッケージにコーディングします。これにより、計算が2桁、さらには3桁高速になり、それでも$\sim1\％$の精度が維持されます。このモデルを使用すると、連星パルサーのタイミングでケプラー後のすべてのパラメーターを便利に計算できます。これにより、DEF理論に包括的な制約を課すための迅速なアプローチが提供されます。モデルを使用してマルコフ連鎖モンテカルロシミュレーションを実行し、タイミングの良い連星パルサーでDEF理論のパラメーターを制約します。5つのNS-白色矮星と3つのNS-NSバイナリを利用して、これまでのDEF理論で最も厳しい制約を取得します。私たちの仕事は、強磁場領域で重力をテストするためにNSの導出されたパラメータを迅速に評価するための公開ツールを提供します。
空の光源によって引き起こされるアクシオン暗黒物質の刺激された崩壊は、光源を後方に向けて、視線の継続に沿って光子束を生成する可能性があります。このいわゆるアクシオン「エコー」信号の強度は、ソースの履歴全体に依存し、超新星残骸（SNR）など、現在は薄暗いが過去に大きなフラックス密度を持っていたソースからは依然として強い可能性があります。このエコー信号は、無線帯域で最も観測可能であることがわかります。スクエア・キロメートル・アレイ（SKA）などの電波望遠鏡の、すでに観測されているSNRによって生成されたエコー信号に対する感度を研究しています。さらに、古いSNRからの信号と、将来検出される可能性のある新しく生まれた超新星からの信号の検出範囲の予測を示します。興味深いことに、観測可能なエコー信号は、以前は非常に明るかったが、現在は非常に暗く、観測されていない古い「ゴースト」SNRから発生する可能性があります。
| Title |
An_axion_dark_matter-induced_echo_of_supernova_remnants |
| Authors |
Yitian_Sun,_Katelin_Schutz,_Anjali_Nambrath,_Calvin_Leung,_Kiyoshi_Masui |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13920 |
アクシオンは理論的に有望な暗黒物質（DM）候補です。無線周波数の明るい天体物理源からの放射線が存在する場合、非相対論的DMアクシオンは、ほぼ連続した2つの光子への刺激減衰を受ける可能性があります。つまり、明るい電波源は、ほぼ対日照（「対日照」）を持ちます。正反対の空間方向。カウンターイメージは背景とスペクトル的に異なり、$\nu=m_a/4\pi$を中心とする細い無線線の形をとり、幅はDMハローのドップラー広がり$\Delta\nu/\nu\によって決定されます。sim10^{-3}$。この研究では、超新星残骸のアクシオン崩壊によって誘発されたエコーが、検出できるほど十分に明るい可能性があることを示しています。それらの非検出は、既存の実験からのカバレッジにギャップがある$\sim1-10\、\mu$eVの質量範囲でアクシオンDMにこれまでで最も強い制限を設定できる可能性があります。
宇宙のインフレーションを伴う最小ゲージB-Lモデルの熱keVニュートリノ暗黒物質
| Title |
Thermal_keV_neutrino_dark_matter_in_minimal_gauged_B-L_model_with_cosmic_inflation |
| Authors |
Debasish_Borah,_Suruj_Jyoti_Das,_Abhijit_Kumar_Saha |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13927 |
宇宙のインフレーションの文脈で、3つの右手ニュートリノを持つ標準模型の最小ゲージ$B-L$拡張におけるkeVスケールの熱暗黒物質の可能性を調査します。$B-L$ゲージ対称性の自発的対称性の破れの原因となる複雑な一重項スカラー場は、重力と非最小的に結合され、インフラトンの役割を果たします。最も軽い右巻きニュートリノ$N_1$は、レプトンへの結合が十分に抑制または禁止されている場合、暗黒物質の候補になる可能性があります。keVスケール$N_1$は暖かい暗黒物質の可能性を生じさせますが、その熱生成は過剰につながります。より重い右巻きニュートリノ崩壊によるその後のエントロピー希釈は、DM存在量を観測された限界内にもたらす可能性があります。モデルパラメータを、他の現象論的制約とともに、十分なエントロピー希釈、インフレ観測量を生成する要件から制約します。これらの要件は軽いニュートリノデータを満たすことはできませんが、最小モデルの適切な拡張はそれに対応できます。
外部磁場に浸されたベクトルテンソル重力理論からのブラックホール付近の荷電粒子動力学
| Title |
Charged_particle_dynamics_in_the_vicinity_of_black_hole_from_vector-tensor_theory_of_gravity_immersed_in_an_external_magnetic_field |
| Authors |
Azeem_Nazar,_Saqib_Hussain,_Adnan_Aslam,_Takasar_Hussain,_Muhammad_Ozair |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13936 |
軸対称磁場（Bfield）に浸された修正重力のベクトルテンサー理論のクラスからの重力磁気電荷を持つ回転荷電ブラックホール（BH）の事象の地平線の近くの荷電粒子のダイナミクスが研究されました。Bfieldの存在は、荷電粒子の最内安定円軌道（ISCO）の半径を減少させ、逆の現象は、ここで考慮される修正重力の通常のアインシュタインからの偏差を表すパラメーター$\beta$によって発生します-マクスウェル重力も増加するように作用しますISCOの半径。角運動量は、粒子の運動に関する役割も果たします。これは、角運動量が大きいほど、粒子が逃げやすくなることを意味します。リアプノフ特性指数を使用して軌道の安定性を研究します。これは、Bfieldの存在下でより安定していることを意味します。一般に、Bfieldが存在する場合、粒子が存在しない場合よりも粒子が逃げる方が簡単です。Bfieldの存在下でのBHのスピンにより、事象の地平線に近い荷電粒子の軌道にねじれが見られ、それがない場合はねじれはありません。最後に、相対論的ジェットと電磁流体力学的流出についての我々の発見の可能な利用についてコメントします。
惑星の居住性と気候変動について学ぶための気候アプリの使用
| Title |
Using_the_Climate_App_to_learn_about_Planetary_Habitability_and_Climate_Change |
| Authors |
Lan_Xi_Zhu,_Anthony_Courchesne_and_Nicolas_B._Cowan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.14087 |
単純な気候モデルは1世紀以上前から存在していましたが、最近流行に戻りました。それらは、地球温暖化と太陽系外惑星の居住性を説明するのに役立ちます。ClimateApp（https://www.climateapp.ca）は、惑星の気候を支配する放射伝達を説明するインタラクティブなWebベースのアプリケーションです。アプリは現在フランス語と英語で利用可能であり、大学生を通じて高校を教える、または公的なアウトリーチに適しています。初心者バージョンは、温室効果と惑星アルベドを探索するために使用できます。これは、人為的気候変動、暗い太陽のパラドックス、TRAPPIST惑星の居住性、およびその他の単純なシナリオを説明するのに十分です。大気層を増やし、短波放射の吸収と散乱を組み込んだ高度なオプションもあります。これは、大気放射伝達をさらに深く掘り下げたい学生や教育者向けです。多くの教育活動がベータテストされ、展開されています。
暗黒物質粒子の存在量が凍結された後にエントロピー生成が起こると、暗黒物質密度が低下します。宇宙初期の電弱相転移におけるエントロピー生成によるそのような減少の2つのシナリオを提案します。標準モデルでのエントロピー生成を研究し、続いて標準モデルの最も単純な拡張、つまり2つのヒッグスダブレットモデル（2HDM）を研究します。電弱相転移（EWPT）は、前者のシナリオでは2次または滑らかなクロスオーバーであり、後者では1次であると提案します。これらのシナリオでのエントロピー放出と、初期宇宙における既存の暗黒物質密度の対応する希釈を計算します。
テレパラレルおよび対称テレパラレル重力における重力レプトン数生成
| Title |
Gravitational_leptogenesis_in_teleparallel_and_symmetric_teleparallel_gravities |
| Authors |
Mingzhe_Li,_Yicen_Mou,_Haomin_Rao,_and_Dehao_Zhao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.14310 |
この論文では、テレパラレルおよび対称テレパラレル重力の枠組み内で熱平衡にバリオン数の非対称性を生成する可能性を検討します。ねじれスカラーまたは非計量スカラーのバリオンへの微分結合により、バリオン数の非対称性は実際に放射が支配的なエポックで生成されます。これらの2つのフレームワークにおける重力バリオン数生成メカニズムの場合、生成されたバリオン対エントロピー比は小さすぎて、観測結果と一致しません。しかし、両方のフレームワーク内の重力レプトン数生成モデルには、観測されたバリオンと反バリオンの非対称性を解釈する可能性があります。
| Title |
An_exact_model_for_evaporating_primordial_black_holes_in_cosmological_space-time |
| Authors |
Semin_Xavier_(IITB),_Alan_Sunny_(CUTN),_and_S._Shankaranarayanan_(IITB) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.14379 |
質量範囲$10^{17}-10^{23}〜{\rmgm}$の原始ブラックホール（PBH）は、ビッグバン元素合成の制約を受けず、冷たいように振る舞うため、暗黒物質の候補と見なされます。暗黒物質。PBHが実際に暗黒物質である場合、漸近的平坦な時空では孤立したオブジェクトとして扱うことはできません。さらに、恒星質量ブラックホールと比較した場合、ホーキング粒子がPBHから放射される速度は大幅に速くなります。この作業では、宇宙論的背景の蒸発するブラックホールをモデル化する正確な時間依存の解を取得します。その結果、このソリューションでは、ホーキング放射による質量損失、質量分布に囲まれたブラックホール、宇宙論的背景など、PBHの3つの側面すべてが考慮されます。さらに、私たちのモデルは、PBHの崩壊がより大きな質量でより速く起こることを予測しています。ただし、\emph{質量が小さいほど減衰率は低下します}。最後に、暗黒物質としてのPBHに対する理論的制約の影響について説明します。
効果的な作用からの強い結合における重力波
| Title |
Gravitational_Waves_at_Strong_Coupling_from_an_Effective_Action |
| Authors |
F\"eanor_Reuben_Ares,_Oscar_Henriksson,_Mark_Hindmarsh,_Carlos_Hoyos,_Niko_Jokela |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.14442 |
強結合でのスカラー演算子の量子有効作用のホログラフィック導出を使用して、単純なデュアルモデルの1次相転移からの重力波信号に関連する準平衡パラメーターを計算します。相転移のパラメータが、デュアルフィールド理論の有効自由度数によってどのように変化するかについて説明します。私たちのモデルは、臨界温度がTeV付近である場合、フィールド理論がほぼ共形対称であるパラメーター領域で、LISAで観測可能な信号を生成できます。
