インフラトンの上昇または下降による原始摂動の増幅
| Title |
Amplification_of_Primordial_Perturbations_from_the_Rise_or_Fall_of_the_Inflaton |
| Authors |
Keisuke_Inomata,_Evan_McDonough,_Wayne_Hu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.14641 |
次世代の宇宙マイクロ波背景放射、重力波、および大規模構造の実験は、小規模で原始パワースペクトルを精査する前例のない機会を提供します。小規模に潜んでいるもののエキサイティングな可能性は、原始パワースペクトルの急激な上昇です。これは、原始ブラックホールの形成につながる可能性があり、暗黒物質候補またはLIGO-Virgoコラボレーションによって観測されたブラックホールを提供します。この作業では、インフラトンポテンシャルに階段状の特徴がある単一フィールドインフレーションのコンテキストで、小規模な原始パワースペクトルを増幅するためのメカニズムを開発します。具体的には、ポテンシャルの上昇と下降の両方のステップを考慮します。また、ステップ状の特徴によって引き起こされる、時間依存の場の値による潜在的な導関数の急速な変化が結合をより強くする可能性があるため、摂動間の強い結合の可能性についても説明します。その結果、ステップがe-foldの一部で潜在的な導関数の急速な変化を実現する場合、摂動は弱く結合されたままでありながら十分に強化されることがわかります。$\mathcalO（\mathcalP_{\mathcalR}^{1/2}）\lesssim\DeltaN<1$、ここで$\mathcalP_\mathcalR$は、そのときの曲率摂動のパワースペクトルです。また、極小値でのインフラトントラップからのPBH形成率についても説明します。これは、上向きのステップでポテンシャル内で発生する可能性があります。
CMB $ E $モードと$ \ mu $歪み異方性の間の相互相関を通じて、小規模な原始的な非ガウス性を活用します。
| Title |
Leverage_on_small-scale_primordial_non-Gaussianity_through_cross-correlations_between_CMB_$E$-mode_and_$\mu$-distortion_anisotropies |
| Authors |
Mathieu_Remazeilles,_Andrea_Ravenni,_Jens_Chluba |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.14664 |
マルチフィールドインフレーションモデルと非バンチデイビス真空初期条件は両方とも、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）黒体のかなりの非ガウス原始摂動と異方性$\mu$タイプのスペクトル歪みを予測します。CMB異方性により、波数$k\simeq0.05\、{\rmMpc^{-1}}$で非ガウス性を調べることができますが、$\mu$-歪み異方性は、原始摂動モードの非ガウス性に関連しています。より大きな波数、$k\simeq740\、{\rmMpc^{-1}}$。したがって、CMBと$\mu$歪み異方性の間の相互相関を通じて、前述のインフレモデルに光を当てることができます。LiteBIRDのような将来のCMB衛星イメージャが異方性$\mu$歪みとCMB温度および$E$モード偏光異方性の間の$\muT$および$\muE$クロスパワースペクトルを測定する能力を調査します。前景が存在し、${f_{\rmNL}^\mu（k\simeq740\、{\rmMpc^{-1}}）}$でLiteBIRD予測を導き出します。CMB偏光との$\muE$相互相関は、前景の存在下での$\muT$相互相関よりも、$f_{\rmNL}^\mu$に対して、より多くの制約力を提供することを示します。$\muT$および$\muE$オブザーバブルは、小規模な原始的な非ガウス性の検出にさらに力を加えます。マルチフィールドインフレーションの場合、LiteBIRDは、前景の除去後に$5\sigma$の有意性で${f_{\rmNL}^\mu}=4500$を検出し、約${\sigmaの最小エラーを達成できることがわかります。（f_{\rmNL}^\mu=0）\simeq800}$、68\％CLで、CMB温度と偏光を組み合わせます。CMBと$\mu$-歪み異方性の間の波数のダイナミックレンジが非常に大きいため、$k\simeq740\、{\rmMpc^{-1}でのこのような大きな$f^\mu_{\rmNL}$値}$は、原始的なスケール依存性が非常に穏やかな場合でも、CMB制約$f_{\rmNL}\simeq5$at$k\simeq0.05\、{\rmMpc^{-1}}$と一致します。非ガウス性。[要約]
銀河団IIの磁気熱不安定性：3次元シミュレーション
| Title |
Magneto-Thermal_Instability_In_Galaxy_Clusters_II:_Three-Dimensional_Simulations |
| Authors |
Lorenzo_M._Perrone_and_Henrik_Latter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.14696 |
銀河団ガス（ICM）では、磁力線を横切る熱交換が強く抑制されています。この異方性熱伝導は、大規模な温度勾配の存在下で、磁気熱不安定性（MTI）を介して銀河団の周辺を不安定化し、観測されたICM乱流の原因を提供します。この論文では、ブシネスクコードSNOOPYを使用した3DシミュレーションによるMTIの調査を続けます。以前の2D研究に固有の2つの問題、つまり逆エネルギーカスケードとダイナモ作用の不可能性を修正します。2Dシミュレーションとは対照的に、スケール間でのエネルギーの輸送は重要ではなく（ほとんどのエネルギーは注入と同じスケールで散逸します）、乱流渦は熱伝導長以下で垂直方向に伸長しますが、大規模では比較的等方性です。ただし、2Dと同様に、飽和乱流エネルギーレベルと積分スケールは、熱拡散率、温度勾配、および浮力周波数に依存する明確なべき乗則に従います。また、MTI乱流の積分スケールが粘性散逸スケールよりも大きい場合、MTIが変動ダイナモを介して磁場を等分配強度に増幅することも示します。最後に、熱伝導率がスピッツァー値から$\sim10$の係数で減少した場合、スケーリング則がICM乱流の現存する観測と一致し、グローバルクラスタースケールで安定した成層が垂直伸びを大幅に減少させることを示します。MTIモーションの。
非最小結合の$ \ beta $-指数関数的インフレをCMBデータで制約する
| Title |
Constraining_non-minimally_coupled_$\beta$-exponential_inflation_with_CMB_data |
| Authors |
Felipe_Bruno_Medeiros_dos_Santos,_Simony_Santos_da_Costa,_Raimundo_Silva,_Micol_Benetti,_Jailson_Alcaniz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.14758 |
$\beta$-指数関数的インフレは、よく知られているべき法則のインフレを一般化する、ブレーンワールドシナリオのフレームワークで導出された原始的なポテンシャルのクラスによって駆動されます。この論文では、最小結合$\beta$指数モデル[1]の以前の制約を更新し、非最小結合シナリオの方程式を導出する結果も拡張します。両方のモデルの予測は、宇宙マイクロ波背景放射の最新の温度および偏光マップとクラスタリングデータに照らしてテストされています。また、逸脱度情報量基準（DIC）を使用して、これらのモデルの予測を標準の$\Lambda$CDMモデルと比較し、観測データが非最小結合の$\beta$指数インフレモデルに対して中程度の選好を示していることを確認します。。
ダイノッティ相関ガンマ線バーストを標準化し、それらを標準化されたアマティ相関ガンマ線バーストとともに使用して、宇宙モデルのパラメーターを制約する
| Title |
Standardizing_Dainotti-correlated_gamma-ray_bursts,_and_using_them_with_standardized_Amati-correlated_gamma-ray_bursts_to_constrain_cosmological_model_parameters |
| Authors |
Shulei_Cao,_Narayan_Khadka,_Bharat_Ratra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.14840 |
最近Wangらによって編集された3つのダイノッティ相関ガンマ線バースト（GRB）データセットのそれぞれを示します。そしてHuらは、赤方偏移の範囲$0.35\leqz\leq5.91$を一緒に調べ、宇宙論モデルに依存しないダイノッティ相関関係に従うため、標準化可能です。これらのGRBデータを、現在利用可能な最良のAmati相関GRBデータ（$0.3399\leqz\leq8.2$をプローブ）と組み合わせて使用して、宇宙論モデルのパラメーターを制約します。結果として生じる宇宙論的制約は弱く、非相対論的物質密度パラメーターの下限を提供し、ゼロ以外の空間曲率を穏やかに支持し、現在加速されている宇宙論的膨張およびより確立されたデータから決定された制約とほぼ一致します。
ROSAT All-Sky Survey（RXGCC）からの拡張銀河団のX線選択カタログ
| Title |
An_X-ray_selected_catalog_of_extended_galaxy_clusters_from_the_ROSAT_All-Sky_Survey_(RXGCC) |
| Authors |
Weiwei_Xu,_Miriam_E._Ramos-Ceja,_Florian_Pacaud,_Thomas_H._Reiprich,_Thomas_Erben |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.14886 |
一次CMBから得られた宇宙パラメータ制約と銀河団サンプルから得られた宇宙パラメータ制約の間には既知の緊張関係があります。考えられる理由の1つは、過去に特定の種類の銀河団や銀河団が見落とされたことである可能性があります。拡張ソース用に最適化された専用アルゴリズムを使用して、ROSATAll-SkySurveyから拡張銀河団の新しいX線選択カタログを作成することにより、特に拡張表面輝度分布を持つ銀河群と銀河団を検索することを目指しています。広範なシミュレーションを通じて、検出効率とサンプル純度が調査されます。クラスターの識別には、X線やその他の波長帯の以前のクラスターカタログ、および銀河の分光学的および測光的赤方偏移が使用されます。944のグループとクラスターを含むRXGCCと名付けられたROSAT全天調査に基づいて、高銀河緯度での銀河団のカタログを報告します。そのうち、641個のクラスターが以前にICM放射によって識別され（ブロンズ）、154個の既知の光学および赤外線クラスターが初めてX線クラスターとして検出され（シルバー）、149個が初めてクラスターとして識別されました（ゴールド）。200回のシミュレーションに基づくと、ICM放射によってクラスターとして識別された検出、および前の作業で光学クラスターと赤外線クラスターとして識別された検出の汚染率は、それぞれ0.008と0.100です。ブロンズサンプルと比較して、ゴールド+シルバーサンプルは、光度が低く、質量が小さく、表面輝度プロファイルが平坦です。具体的には、ゴールド+シルバーおよびブロンズサンプルの[0.1-2.4]keVバンドのフラックス中央値は、それぞれ2.496e-12erg/s/cm^2および4.955e-12erg/s/cm^2です。クラスタープロファイルの傾きの中央値は、ゴールド+シルバーとブロンズのサンプルでそれぞれ0.76と0.83です。このサンプル全体は、https：//github.com/wwxu/rxgcc.github.io/blob/master/table_rxgcc.fits（要約）で入手できます。
宇宙の状態を拡張することにより、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）における一般的な重力波の特徴を調査します。状態方程式は、減衰率を所有する重力波の進化に影響を与えます。テンソル摂動は、テンソルパワースペクトルに特徴を示す異方性と偏光を生成します。一般的な重力波がCMBパワースペクトルにどのように影響するかを検討し、一般的な状態の宇宙パラメータの制約を調査します$\omega=\{0,1/9,1/4,1/3,2/3,1\}$Planck+BK15+BAOデータセット。$\Lambda$CDM+$r$モデルでは、テンソルとスカラーの比率への影響は明らかです。また、それぞれLIGO、LISA、IPTA、FAST、SKAプロジェクト内の重力波観測から、一般的な状態のテンソルパワースペクトルパラメーターを測定します。
モデルに依存しないアプローチにおけるコスモグラフィックパラメータ
ハッブル関数のテイラー展開である宇宙論的アプローチは、宇宙論的データの存在下で宇宙の進化を調査するためのモデルに依存しない方法として使用されてきました。収束半径のような考えられる技術的な問題とは別に、いくつかの高赤方偏移の宇宙論的データを調査するときに現れる緊張についての継続的な議論があります。この作業では、2つの一般的なデータセット、つまりSNIa（パンテオンサンプル）とハッブルデータを検討して、宇宙望遠鏡アプローチの長所と短所を調査します。これを行うために、コスモグラフィック法と、他の2つのよく知られたモデルに依存しないアプローチ、つまりガウス過程と遺伝的アルゴリズムを使用して、コスモグラフィック関数の進化を取得します。また、前述のアプローチの結果を比較するための一致モデルとして$\Lambda$CDMモデルを想定しています。私たちの結果は、他のアプローチと比較した宇宙誌の結果が十分に正確ではないことを示しています。あまり確実ではないハッブルデータを考慮すると、宇宙誌で得られた$q_0$と$j_0$の結果は、$\Lambda$CDMの最良の結果から$3\sigma$以上離れたところに緊張をもたらします。異なるアプローチの両方のデータサンプルを想定すると、いくつかの偏った結果を提供するため、コスモグラフィックアプローチは、特に高赤方偏移で、コスモグラフィック関数の再構築に最適なアプローチではないことを示します。
インフレーション後の宇宙における重力崩壊
宇宙は、インフレーションとビッグバン元素合成の間の事実上物質が支配的な時代を通過する可能性があり、その間に重力的に結合した構造がサブホライズンスケールで形成される可能性があります。特に、インフラトンフィールドはインフラトンハローに崩壊し、非常に初期の宇宙で「大規模」構造を形成する可能性があります。N体シミュレーションを高解像度のズームイン領域と組み合わせます。この領域では、非相対論的なSchr\"odinger-Poisson方程式を使用して、インフラトンハローの詳細な波のような構造を解きます。その内部に孤立性コアが形成され、構造が一致します。後期宇宙における軸状粒子を用いた形成シミュレーション。これらのオブジェクトをボソン星との類推によって\textit{インフラトン星}と表記します。半解析的形式に基づいて、全体的な質量分布を計算します。これは、一部の領域が初期の物質が支配的な時代が20$e$倍続く場合、$10^{15}$の過密度に達します。最も巨大なインフラトン星の半径は、シュヴァルツシルト半径より下に縮小する可能性があり、前に原始的なブラックホールを形成する可能性があることを示唆しています。熱化。
LSS調査の時代における精密宇宙論とハッブル張力
ハッブル-レマ\^itre図の予測に対する確率的不均一性の影響を評価するために、完全に相対論的なフレームワークを提示します。この点で、宇宙一致モデルの光度距離と赤方偏移の関係の変動を、高赤方偏移調査（最大z=4）からの宇宙論的パラメーターの推定に関連する固有の不確実性に関連付けます。このフレームワーク内で、EuclidDeepSurveyおよびLSSTなどの今後の調査の詳細によれば、ハッブル定数の測定に関連する宇宙分散が0.1$\％$を超えないことを示しています。私たちの結果のおかげで、深い調査は、少なくとも不均一性の確率的分布に関連する固有の不確実性に関して、地元の情報源から得られたものよりも正確なハッブル定数$H_0$の推定を提供すると推測します。
レンズ付きクエーサーを特定し、未解決の光度曲線からそれらの時間遅延を測定する
| Title |
Identifying_lensed_quasars_and_measuring_their_time-delays_from_unresolved_light_curves |
| Authors |
Satadru_Bag,_Arman_Shafieloo,_Kai_Liao_and_Tommaso_Treu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.15315 |
多重画像化されたクエーサーを特定することは、空の密度が低く、広視野調査の角度分解能が限られているため、困難です。光度曲線テンプレートや事前情報を想定せずに、未解決の光度曲線を使用して、複数の画像化されたクエーサーを識別できることを示します。私たちの方法を説明した後、シミュレーションを使用して、光度曲線の変動性をはるかに下回る無視できるノイズで高品質のデータを検討すると、高精度と再現率を達成できることを示します。ノイズレベルが掃天観測（ZTF）望遠鏡のレベルまで増加すると、リコールが$\sim60\％$に低下する一方で、精度は$100\％$に近いままであることがわかります。また、時間遅延チャレンジ1（TDC1）のいくつかの例を検討し、現実的な観測シナリオで結合光度曲線データから時間遅延を正確に回復できることを示します。さらに、観測されたレンズ付きクエーサーJ1226-0006の公開されているCOSMOGRAILデータに適用することにより、この方法を示します。未解決の光度曲線に基づいてシステムをレンズ付きクエーサーとして識別し、個々の画像の光度曲線を使用してCOSMOGRAILによって測定されたものとよく一致する時間遅延を推定します。この技術は、特に間もなく委託されるヴェラルービン天文台で、広視野画像調査でレンズ付きクエーサーを特定する大きな可能性を示しています。
HR8799システムのバイナリ惑星と太陽系外衛星の最初のドップラー制限
直接画像化された太陽系外惑星のドップラーモニタリングから、バイナリ惑星と太陽系外衛星に最初の制約を課します。Ruffioetal。のHR8799b、c、およびdの視線速度観測をモデル化します。（2021）そして短周期連星と衛星の$m\sin{i}$の上限を決定します。95％の信頼度で、$m\sin{i}=2M_J$よりも大きく、公転周期が5日より短い3つの惑星を周回するコンパニオンを除外します。HR8799cを周回する月に対して最も厳しい制約を達成します。ここでは、95％の信頼度で、5日より短い期間では木星質量の端にあるコンパニオンを除外し、1日より短い期間では木星質量の半分の端にある月を除外します。。これらの視線速度観測は、通常の視線速度計器の20分の1の解像度のスペクトルから得られ、最初の直接画像化された太陽系外惑星が発見される前に設計された分光器を使用して行われました。新規および今後の機器からの同様のデータセットは、大幅に低い太陽系外衛星の質量を調査します。
小型地上望遠鏡による専用の月面トロヤ小惑星調査
| Title |
A_Dedicated_Lunar_Trojan_Asteroid_Survey_with_Small_Ground-Based_Telescopes |
| Authors |
Cole_R._Gregg_(1_and_2)_and_Paul_A._Wiegert_(1_and_2)_((1)_Dept._of_Physics_and_Astronomy,_The_University_of_Western_Ontario_London,_Canada,_(2)_Institute_for_Earth_and_Space_Exploration_(IESX),_The_University_of_Western_Ontario_London,_Canada) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.14743 |
共軌道小惑星は、その一次体の周りの二次体の軌道を共有します。太陽の周りの惑星の軌道を共有する小惑星としてより一般的に遭遇しますが、共軌道の小惑星は同様に地球の周りの月の軌道を共有することができます。そのような小惑星は地球に近く、比較的明るいですが、それらの急速な空の動きは、それらが地球近傍小惑星調査による検出を逃れるかもしれないようなものです。このような月の共軌道小惑星（ここでは総称して月のトロイの木馬またはLTと呼びます）の発見は、太陽系内部の軌道力学の理解を深め、月の宇宙に予定されているミッションの数の増加に研究の機会を提供します。LT小惑星は現在知られておらず、これらの小惑星に捧げられた最後の公開された調査は、ほぼ40年前にValdes＆Freitas（1983）によって実施されました。理論的には、Lissauer＆Chambers（2008）は、地球と月のL4およびL5ポイントの近くの軌道が数百万年生き残ることができると判断しました。このタイムスケールは太陽系の寿命よりも短いですが、小惑星が一時的にLT状態になる可能性があります。このプロジェクトは、最新の技術を使用してLTの個体数を観察的に評価することを目的としています。iTelescopeネットワークの4つの小型地上望遠鏡を使用して、空の$8340\;[deg^2]$を$16^{th}$の大きさまで調査しました。動きの速い地球近傍天体が1つ検出されましたが、LTは観測されませんでした。$H<27$の$\lesssim5$LTの上限を推定します。
ホットジュピター大気中の太陽C / Oとサブ太陽金属量
| Title |
A_solar_C/O_and_sub-solar_metallicity_in_a_hot_Jupiter_atmosphere |
| Authors |
Michael_R._Line,_Matteo_Brogi,_Jacob_L._Bean,_Siddharth_Gandhi,_Joseph_Zalesky,_Vivien_Parmentier,_Peter_Smith,_Gregory_N._Mace,_Megan_Mansfield,_Eliza_M.-R._Kempton,_Jonathan_J._Fortney,_Evgenya_Shkolnik,_Jennifer_Patience,_Emily_Rauscher,_Jean-Michel_D\'esert,_Joost_P._Wardenier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.14821 |
ホットジュピター（それらのホスト星と比較して）の水素（H）に対する大気中の炭素（C）と酸素（O）の測定は、それらの形成位置とその後の軌道移動への洞察を提供します。主要な揮発性（H2O/CO/CO2）アイスラインを超えて形成され、その後ディスク散逸後に移動するホットジュピターは、大気中の炭素対酸素比（C/O）が1に近く、太陽以下の金属性を持っていると予測されます。散逸前のディスクは、落下するOに富む氷の惑星によってひどく汚染され、C/O<0.5と超太陽金属性をもたらすと予測されています。ホットジュピターの以前の観測では、H2OまたはCOのいずれかに制限付きの制約を与えることができましたが、同じ惑星の両方ではなく、真の元素CおよびOインベントリと、その後のC/Oおよび金属量の決定が不確実になりました。ここでは、典型的な通過するホットジュピター、WASP-77Abの分光観測を報告します。これらから、H2OとCOの両方に対する大気ガスの体積混合比の制約を決定します（9.5$\times10^{-5}$-1.5$\times10^{-4}$および1.2$\times10^{-4}$-2.6$\times10^{-4}$、それぞれ）。これらの制限された制約から、大気のC/H（0.35$^{+0.17}_{-0.10}$$\times$Solar）とO/H（0.32$^{+0.12}_{-0.08}$$\times$ソーラー）存在量と対応する大気中の炭素対酸素比（C/O=0.59$\pm$0.08;ソーラー値は0.55）。太陽直下（C+O）/H（0.33$^{+0.13}_{-0.09}$$\times$ソーラー）は、木星のような惑星に期待されるものと比較して、金属が枯渇した大気を示唆しています。C/Oの太陽に近い値は、ディスクのない移行/Cが豊富な大気のシナリオを除外します。
小惑星リュウグウの明るい巨礫の高解像度観測：2。スペクトル特性
| Title |
High-Resolution_Observations_of_Bright_Boulders_on_Asteroid_Ryugu:_2._Spectral_Properties |
| Authors |
Chiho_Sugimoto,_Eri_Tatsumi,_Yuichiro_Cho,_Tomokatsu_Morota,_Rie_Honda,_Shingo_Kameda,_Yosuhiro_Yokota,_Koki_Yumoto,_Minami_Aoki,_Daniella_N._DellaGiustina,_Tatsuhiro_Michikami,_Takahiro_Hiroi,_Deborah_L._Domingue,_Patrick_Michel,_Stefan_Schr\"oder,_Tomoki_Nakamura,_Manabu_Yamada,_Naoya_Sakatani,_Toru_Kouyama,_Chikatoshi_Honda,_Masahiko_Hayakawa,_Moe_Matsuoka,_Hidehiko_Suzuki,_Kazuo_Yoshioka,_Kazunori_Ogawa,_Hirotaka_Sawada,_Masahiko_Arakawa,_Takanao_Saiki,_Hiroshi_Imamura,_Yasuhiko_Takagi,_Hajime_Yano,_Kei_Shirai,_Chisato_Okamoto,_Yuichi_Tsuda,_Satoru_Nakazawa,_Yuichi_Iijima,_and_Seiji_Sugita |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.14969 |
地球近傍小惑星162173リュウグウでは、平均反射率の1.5倍を超える反射率値を持つ小さな巨礫が数多く発見されています。それらの可視波長スペクトルの違いに基づいて、辰巳等。（2021）2つの明るいボルダークラスを定義しました：CタイプとSタイプ。明るい岩のこれらの2つの分類は、異なるサイズ分布とスペクトル傾向を持っています。この研究では、79個の明るい岩のスペクトルを測定し、それらの詳細なスペクトル特性を調査しました。分析により、多くの重要な結果が得られました。まず、リュウグウのS型の明るい巨礫は、同じ方法で実験的に宇宙風化された、異なる初期スペクトルを持つ2つの異なる普通コンドライトに見られるものと同様のスペクトルを持っています。これは、リュウグにS型の明るい巨礫の2つの集団が存在する可能性があることを示唆しています。これは、おそらくその親体に衝突した2つの異なるインパクターに由来します。第二に、以前に実験的に照射された普通コンドライトで得られたスペクトル変化率に基づく、メートルサイズのS型明るい岩石のモデル宇宙風化年代は0.1-1Myrであり、これはのクレーター保持年代（<Myr）と一致しています。リュグの深さ約1mの表層。この合意は、琉球表面が非常に若いことを強く示唆しており、琉球表面から取得されたサンプルは新鮮でなければならないことを意味します。第三に、大きな角礫岩の1つに埋め込まれたS型砕屑物に蛇紋石の吸収がないことは、角礫岩を生成した断片化とセメンテーションが水性変質の終了後に発生したことを示しています。第4に、C型の明るい巨礫は、CMやCIなどの低アルベド炭素質コンドライトの加熱トラックと同様の連続的なスペクトル傾向を示します。宇宙風化や粒子サイズの影響などの他のプロセスは、主にそれらのスペクトル変動を説明することはできません。
小惑星リュウグウの明るい巨礫の高解像度観測：1。サイズ度数分布と形態
| Title |
High-Resolution_Observations_of_Bright_Boulders_on_Asteroid_Ryugu:_1._Size_Frequency_Distribution_and_Morphology |
| Authors |
Chiho_Sugimoto,_Eri_Tatsumi,_Yuichiro_Cho,_Tomokatsu_Morota,_Rie_Honda,_Shingo_Kameda,_Yosuhiro_Yokota,_Koki_Yumoto,_Minami_Aoki,_Daniella_N._DellaGiustina,_Tatsuhiro_Michikami,_Takahiro_Hiroi,_Deborah_L._Domingue,_Patrick_Michel,_Stefan_E._Schr\"oder,_Tomoki_Nakamura,_Manabu_Yamada,_Naoya_Sakatani,_Toru_Kouyama,_Chikatoshi_Honda,_Masahiko_Hayakawa,_Moe_Matsuoka,_Hidehiko_Suzuki,_Kazuo_Yoshioka,_Kazunori_Ogawa,_Hirotaka_Sawada,_Masahiko_Arakawa,_Takanao_Saiki,_Hiroshi_Imamura,_Yasuhiko_Takagi,_Hajime_Yano,_Kei_Shirai,_Chisato_Okamoto,_Yuichi_Tsuda,_Satoru_Nakazawa,_Yuichi_Iijima,_and_Seiji_Sugita |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.14974 |
地球近傍小惑星（162173）リュウグウは、Cbタイプの平均スペクトルと、0.04という非常に低い平均正常アルベドを示しています。リュウグの巨礫の大部分は、リュウグの平均と同様の反射スペクトルとアルベドを持っていますが、ごく一部の巨礫は異常に高いアルベドと明確に異なるスペクトルを示しています。2.7kmの観測と、最初の接地の前に行われた一連の低高度（68mまで）の降下観測に基づく以前の研究（Tatsumietal。、2021）は、これらの異常な小惑星のスペクトルがS型とC型の小惑星に対応する2つの異なるグループに分類されます。前者はリュウグの親体と衝突したインパクターに由来する可能性が最も高いのに対し、後者はリュグの親体の大部分の岩石材料とは異なる温度履歴を経験した部分に由来する可能性があります。この研究では、最初のタッチダウン後にキャプチャされた画像を分析して、竜宮のこれらの明るい岩の定量的特性を決定しました。1000を超える明るい岩のサイズを測定し、最大のものの形態学的特性を特徴づけました。分析により、竜宮とその親体の進化に重要な明るい岩の多くの特性が明らかになりました。SタイプとCタイプの明るい岩のサイズ-度数分布はべき法則に従います。琉球表面の平均的な暗色の巨礫に対するS型の明るい巨礫の総体積と表面積の比率を求めた。また、明るい岩の多くはより大きな基質の岩に埋め込まれており、再蓄積による形成中または形成後に竜宮に穏やかに着陸するのではなく、親体の暗い断片との混合と集塊を経験したことを示唆しています。これは、Sタイプの明るい岩が壊滅的な混乱の最中および/または前に混合された可能性が高いという仮説と一致しています。
マグマオーシャンの太陽系外惑星に隠された水
マグマオーシャンの深い揮発性貯蔵容量は、太陽系外惑星の質量と半径のデータから推測されるバルク組成、内部および気候状態に重要な影響を与えることを示しています。実験的な岩石学は、水と溶融物が混合する能力に関する基本的な特性を提供します。これまでのところ、これらのデータは、太陽系外惑星の質量半径モデリングではほとんど無視されてきました。ここでは、水が豊富な岩石系外惑星の高度なインテリアモデルを紹介します。新しいモデルでは、計算された惑星の半径に対する、岩石の融解とマグマオーシャンと大気の間の水の再分配の影響をテストできます。岩石の融解と水の分配がある場合とない場合のモデルでは、固定されたバルク組成と惑星の質量に対して、惑星の半径が最大16％偏差します。これは、個々のシステムの現在の精度制限内であり、母集団レベルで統計的にテスト可能です。したがって、回収における認識されていないマントルの融解と揮発性の再分布は、推定された惑星のバルク含水量を最大1桁過小評価する可能性があります。
EPIC220208795を通過するCircumsecondaryディスクのK2発見
| Title |
K2_Discovery_of_a_Circumsecondary_Disk_Transiting_EPIC_220208795 |
| Authors |
L._van_der_Kamp,_D.M._van_Dam,_M.A._Kenworthy,_E.E._Mamajek,_G._Pojma\'nski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.15086 |
星EPIC220208795（2MASSJ01105556+0018507）の観測は、単一の深く非対称な日食を明らかにします。これは、V928タウとEPIC204376071の周りに見られるものと同様に、傾斜した不透明な円盤に囲まれた日食の伴侶によるものであると仮定します。私たちは、主星の周りのコンパニオンのディスクの物理的パラメーターと軌道パラメーターを導き出すことを目指しています。モデリングは、PythonパッケージpyPplusSの修正バージョンを使用して実行され、最適化はemceeを使用して実行されます。周期分析は、地上調査からの測光を利用します。そこでは、ディスクによる他の可能な日食の周期折り畳み検索を実行します。最適なモデル適合によって取得されたパラメータは、軌道パラメータのパラメータ空間を取得するために使用され、取得された最も可能性の高い期間は、これらのパラメータを制約するために使用されます。最良のモデルには、半径$1.14\pm0.03$$R_{\odot}$、衝突パラメータ$0.61\pm0.02$$R_{\odot}$、傾斜$77.01^{\の不透明なディスクがあります。circ}\pm0.03^{\circ}$、傾斜角$36.81^{\circ}\pm0.05^{\circ}$、横方向速度$77.45\pm0.05$kms$^{-1}$。最も可能性の高い2つの期間は$\sim290$日と$\sim236$日で、これは$\sim0.7$の離心率に対応し、次の日食のエポックを予測できるようにします。傾斜したディスクと傾斜したディスクを備えたすべてのモデルは、0.3の最小離心率をもたらします。これは、他の2つの既知の小さな通過ディスク候補V928TauおよびEPIC204376071と組み合わせて、それらの離心率軌道に共通の起源がある可能性があることを示唆しています。
SPAMの周縁減光係数を計算するためのショートカット
STAGGERモデルの大気に基づいて、ケプラー、U、B、V、およびR通過帯域の恒星周縁減光係数（LDC、2次、べき乗2、およびクラレット4の法則を使用）と強度プロファイルの新しいグリッドをリリースします。データはZenodo（doi：10.5281/zenodo.5593162）からダウンロードできます。ExoTETHySによって計算された新しくリリースされたLDCを、いわゆる「SPAM」手順を使用して同じ大気モデルに基づいて以前に公開された値と比較します。SPAM法は、太陽系外惑星通過の測光を最もよく表すLDCを計算するために、合成光度曲線に依存しています。ExoTETHySがはるかに単純なアルゴリズムで同じ目的を達成することを確認します。
太陽系外惑星の大気進化：ランダムフォレストによるエミュレーション
| Title |
Exoplanet_atmosphere_evolution:_emulation_with_random_forests |
| Authors |
James_G._Rogers,_Cl\`audia_Jan\'o_Mu\~noz,_James_E._Owen_and_Richard_A._Booth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.15162 |
大気中の質量損失は、小さくて接近した太陽系外惑星の人口統計を形作る上で主導的な役割を果たすことが知られています。このような質量損失による進化の影響を理解するには、観測された太陽系外惑星の分布と比較するために、惑星の大規模な集団をモデル化する必要があります。惑星観測の質が上がるにつれて、それらを理解するために使用されるモデルの精度も上がるはずです。ただし、これまで、このような比較では単純な半解析モデルのみが使用されてきました。これは、惑星の集団を高精度でモデル化するには高い計算コストが必要になるためです。これに対処するために、機械学習に目を向けます。XUV光蒸発を含む大気進化モデルでトレーニングされたランダムフォレストを実装して、特定の惑星の最終半径と大気質量を予測します。この進化エミュレーターは、元のモデルから1$\％$のRMS分数半径エラーを持っていることがわかり、評価するのに$\sim400$倍高速です。テストケースとして、エミュレータを使用してケプラー36bとcの初期特性を推測し、それらのアーキテクチャが大気中の質量損失と一致していることを確認します。私たちの新しいアプローチは、人口統計分析で使用されている大気進化の高度に洗練されたモデルへの扉を開きます。これにより、惑星の形成と進化についてさらに洞察が得られます。
回転する小惑星の安定性について
直径が$\sim300\{\rmm}$より大きいほとんどの小惑星は、瓦礫の山です。つまり、複数の固体物体で構成されています。すべての小惑星は回転していますが、$\sim300\{\rmm}$より大きいほとんどすべての小惑星は、遠心力が重力に等しい臨界周期である$2.3\{\rm時間}$より長い周期で回転します。これは、小惑星フラグメント間に接着相互作用力がほとんどないことを示しています。これは、小惑星粒子の表面粗さが原因で、粒子間のファンデルワールス相互作用がマイクロメートルサイズの粒子では100ドル、より大きな粒子ではさらに減少することを示しています。滑らかな表面を持つ粒子に期待される線形サイズ依存性とは対照的に、表面粗さが粒子のサイズに依存しない相互作用力をもたらすことを示します。したがって、サイズ$100\{\rmnm}$の2つの石の破片は、サイズ$10\{\rmm}$の2つの破片と同じ非重力で互いに引き付け合います。
日食の二重線分光バイナリとしてのKELT-9：システムに対する独自の一貫性のあるソリューション
| Title |
KELT-9_as_an_eclipsing_double-lined_spectroscopic_binary:_a_unique_and_self-consistent_solution_to_the_system |
| Authors |
Anusha_Pai_Asnodkar,_Ji_Wang,_B._Scott_Gaudi,_P._Wilson_Cauley,_Jason_D._Eastman,_Ilya_Ilyin,_Klaus_Strassmeier,_Thomas_Beatty |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.15275 |
ホットジュピターを通過することは、それらの視線速度信号の大きさと既知の軌道傾斜角のために、絶対的な惑星の質量を測定するユニークな機会を提供します。惑星の質量を測定することは、大気のダイナミクスを理解し、極端な恒星の照射の下で脱出するために重要です。ここでは、超高温木星システムKELT-9を二重線分光連星として紹介します。これにより、理論的な恒星進化モデルや経験的な恒星スケーリング関係を参照せずに、星とその惑星の仲間の質量を直接かつ経験的に制約することができます。複数のエポックにわたるPEPSI、HARPS-N、およびTRESスペクトログラフからのデータを使用して、最小二乗デコンボリューションを適用して、トランジット外の恒星の視線速度を測定します。PEPSIおよびHARPS-Nデータセットを使用して、透過分光法を使用して通過中の惑星の視線速度を測定します。これらのケプラーの運動を捉える円軌道解をフィッティングすることにより、2.17$\pm$0.56$\mathrm{M_J}$の惑星の動的質量と2.11$\pm$0.78$\mathrm{M_\odotの恒星の動的質量を回復します。}$、どちらも発見論文に同意します。さらに、このシステムとそのようなシステムは非常に制約が厳しく、システムパラメータに対するモデルに依存しないソリューションを経験的に相互検証するための複数の独立した手段を提供すると主張します。また、この改訂された質量が大気散逸の研究に与える影響についても説明します。
AlOの高解像度ラインリスト
| Title |
A_high-resolution_line_list_for_AlO |
| Authors |
Charles_A._Bowesman,_Meiyin_Shuai,_Sergei_N._Yurchenko_and_Jonathan_Tennyson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.15295 |
太陽系外惑星の大気中の一酸化アルミニウムの兆候が報告されています。高分解能分光法を使用した研究では、強力な検出が可能になるはずですが、高精度の実験データが必要です。\textsc{marvel}（測定されたアクティブな回転振動エネルギーレベル）分析は、$^{27}$Al$^{16}$Oの利用可能な分光データに対して実行されます。22\、473検証済みの遷移を使用して6を決定します。\、485の異なるエネルギーレベル。これらの経験的エネルギーレベルは、$^{27}$Al$^{16}$OのExoMolATPラインリストの改良された分光学的に正確なバージョンを提供するために使用されます。同時に、同位体置換種$^{26}$Al$^{16}$O、$^{27}$Al$^{17}$O、および$^{27のラインリストの精度}$Al$^{18}$Oは、$^{27}$Al$^{16}$Oに使用される修正に合わせてレベルを修正することで改善されます。これらのラインリストは、http：//www.exomol.comのExoMolデータベースから入手できます。
星団におけるエネルギー等分配への進化：潮汐場、原始バイナリー、および内部速度異方性の影響
| Title |
Evolution_towards_energy_equipartition_in_star_clusters:_effects_of_the_tidal_field,_primordial_binaries,_and_internal_velocity_anisotropy |
| Authors |
V\'aclav_Pavl\'ik,_Enrico_Vesperini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.14646 |
この論文は、エネルギー等分配（EEP）に向けた星団の進化を調査するシリーズの第2回です。ここでは、ホスト銀河の外部潮汐場、速度分布の初期異方性、および原始連星の種族の影響に焦点を当てます。$N$-bodyシミュレーションの結果は、潮汐場の強さや原始バイナリの割合に関係なく、次のことを示しています。（i）初期異方性システムの中間領域と外側領域でのEEPへの進化は等方性よりも速いシステム;（ii）この進化は、速度分散の接線成分と半径成分に対しても異なる速度で進行します。（iii）最初は等方性のシステムの外側の領域は、低質量の星が高質量の星よりも速度分散が小さい「逆」EEPの状態に向かって進化する傾向を示しています。また、原始的なバイナリを持つクラスターは、単一の星だけを含むシステムよりもEEPから遠く離れていることがわかります。最後に、これらすべての結果は、観察研究で行われているように投影で測定された量を使用してEEPの程度を計算した場合にも当てはまり、現在および今後の観察データで調査結果をテストできることを示します。
AGC226178およびNGVS3543：乙女座に対する2人の欺瞞的な小人
| Title |
AGC_226178_and_NGVS_3543:_Two_deceptive_dwarfs_towards_Virgo |
| Authors |
Michael_G._Jones,_David_J._Sand,_Michele_Bellazzini,_Kristine_Spekkens,_John_M._Cannon,_Bur\c{c}in_Mutlu-Pakdil,_Ananthan_Karunakaran,_Giacomo_Beccari,_Laura_Magrini,_Giovanni_Cresci,_John_L._Inoue,_Jackson_Fuson,_Elizabeth_A._K._Adams,_Giuseppina_Battaglia,_Paul_Bennet,_Denija_Crnojevi\'c,_Nelson_Caldwell,_Puragra_Guhathakurta,_Martha_P._Haynes,_Ricardo_R._Mu\~noz,_Anil_Seth,_Jay_Strader,_Elisa_Toloba,_Dennis_Zaritsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.14648 |
2つのソースAGC226178とNGVS3543は、非常にかすかな、塊状の青い恒星系と低表面輝度の矮小楕円体で、おとめ座銀河団の方向に隣接する系です。両方とも以前に詳細に研究されており、それらは無関係の通常の矮小銀河であるか、NGVS3543が最近ラム圧力ストリッピングによってガスを失い、AGC226178がこのストリッピングされたガスから形成されたことが示唆されています。ただし、HSTACSイメージングでは、NGVS3543の星の種族がおとめ座銀河団の距離にあることと矛盾しており、約7Mpcの前景オブジェクトである可能性が高いことを示しています。一方、AGC226178の星の種族は、おとめ座銀河団の非常に若い（10-100Myr）天体であることに一致しています。元のALFALFAHI検出の再分析を通じて、AGC226178は、近くの矮小銀河VCC2034から除去されたガスから形成された可能性が高いことを示しています。これは、MUSEVLT観測で測定された高い金属量によって強化された仮説です。ただし、ラム圧または潮汐相互作用がガスのストリッピングの原因であるかどうかは不明です。AGC226178は、おとめ座に対して現在知られている少なくとも5つの同様のオブジェクトの1つです。これらのオブジェクトはすべて若く、500Myrを超えて表示され続ける可能性は低く、クラスター内で継続的に生成されていることを示しています。
破壊されたハロードワーフからの、中性子星合体による$ r $プロセスの濃縮が$ \ gtrsim500 $ Myrsによって遅れているという証拠
| Title |
Evidence_from_Disrupted_Halo_Dwarfs_that_$r$-process_Enrichment_via_Neutron_Star_Mergers_is_Delayed_by_$\gtrsim500$_Myrs |
| Authors |
Rohan_P._Naidu,_Alexander_P._Ji,_Charlie_Conroy,_Ana_Bonaca,_Yuan-Sen_Ting,_Dennis_Zaritsky,_Lieke_A._C._van_Son,_Floor_S._Broekgaarden,_Sandro_Tacchella,_Vedant_Chandra,_Nelson_Caldwell,_Phillip_Cargile,_Joshua_S._Speagle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.14652 |
$r$プロセス要素の天体物理学的起源はとらえどころのないままです。中性子星合体（NSM）と特別なクラスのコア崩壊超新星（rCCSNe）が有力な候補です。これらのチャネルの明確な特徴的なタイムスケール（rCCSNe：プロンプト、NSM：遅延）により、同じ質量の銀河で$r$プロセスの濃縮度を測定しますが、星形成期間が異なると有益な場合があります。天の川の星のハローで最近発見された2つの破壊された小人、クラーケンと\textit{ガイア}-ソーセージエンケラドゥス（GSE）は、まさにこの機会を与えてくれます。\odot}}$ですが、星形成の持続時間は${\approx}2$Gyrsと${\approx}3.6$Gyrsで異なります。ここでは、これらのシステムからの31個の星の$R\upperx50,000$マゼラン/MIKE分光法を提示し、すべての星の$r$プロセス要素Euを検出します。両方のシステムの星の[Mg/H]$\approx-1$は似ていますが、Krakenの中央値は[Eu/Mg]$\upperx-0.1$で、GSEの[Eu/Mg]$\approx0.2$は高くなっています。。単純なモデルでは、この違いを生み出すには、NSMの濃縮を$500〜1000$Myrs遅らせる必要があると主張します。rCCSNeも、特に初期のエポックで貢献する必要があります。そうしないと、遅延期間中に形成された星はEuフリーになります。この写真では、rCCSNeはクラーケンのEuの$\approx50\％$、GSEの$\approx25\％$、射手座のように星形成期間が延長された矮星の$\approx15\％$を占めています。NSM濃縮の推定遅延時間は、星の種族合成からの合併遅延時間よりも$10-100\times$長くなります。濃縮遅延には、NSMイジェクタが次の世代の星に組み込まれるのにかかる時間が含まれるため、これは必ずしも驚くべきことではありません。たとえば、これは、星形成ガスから遠く離れて堆積した$r$に富む物質をもたらす出生キックが原因である可能性があり、これらの銀河で冷却するのに$\approx10^{8}-10^{9}$年かかります。。
アンドロメダ銀河におけるダスト放射率指数の変動の調査
| Title |
Investigating_variations_in_the_dust_emissivity_index_in_the_Andromeda_galaxy |
| Authors |
G._Athikkat-Eknath,_S._A._Eales,_M._W._L._Smith,_A._Schruba,_K._A._Marsh_and_A._P._Whitworth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.14668 |
過去10年間、アンドロメダ銀河（M31）の塵の研究は、塵の放射率指数（$\beta$）の放射状の変動を示しました。これらの放射状の変化の背後にある天体物理学的理由を理解することは、ダスト粒子の化学組成、それらの物理的構造、およびダストの進化についての手がかりを与えるかもしれません。ミリ波天文学研究のための複合アレイ（CARMA）によって取得された$^{12}$CO（J=1-0）観測と、\textit{Herschel}画像から導出されたダストマップを使用します。どちらも角度分解能は8"です。M31の$\approx$18.6kpc$^2$の領域全体での$\beta$の変動を調べるために、30pcの空間分解能。天文学的アルゴリズムをに適用することにより、分子雲として識別されるソースを抽出します。$^{12}$COとダストマップ。副産物として、分子雲を見つける別の方法として、ダストからの連続放出とCO放出を比較できます。次に、これらのカタログを使用して、$\beta$の証拠があるかどうかを調査します。は分子雲の内側と外側で異なります。私たちの結果は、以前の研究で見られた$\beta$の半径方向の変動を確認しています。ただし、モデルとは異なり、分子雲の内側と外側の平均$\beta$の間にほとんど違いはありません。密集した環境での$\beta$の増加を予測しますNS。最後に、COがほとんど含まれていない塵によって追跡された雲がいくつか見つかります。これは、原子ガスが支配的な雲か、COがほとんど含まれていない分子ガスの雲のいずれかです。
MW内の温かいガス：CIVの速度論モデルとそのSiIVとの関係
| Title |
The_Warm_Gas_in_the_MW:_the_Kinematical_Model_of_C_IV_and_its_Connection_with_Si_IV |
| Authors |
Zhijie_Qu_and_Ryan_Lindley_and_Joel_N._Bregman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.14715 |
既存のSiIVサンプルを補完するHST/COSアーカイブを使用して、265サイトラインMWCIVライン形状サンプルを作成します。CIVは、SiIV（$33-45$eV）よりも高いイオン化ポテンシャル（$47-64$eV）を持っているため、SiIVとほぼ共空間である暖かいガスもトレースします。CIVの空間密度分布と運動学は、$\約2\sigma$内のSiIVと同じです。CIVは、元素の存在量が多い大きな半径での暖かいガス密度分布に対してより敏感です。運動モデルをCIVサンプルに適用すると、密度分布の2つの可能な解決策が見つかります。これらは、ディスクの中央平面に沿った相対的な伸びと法線方向によって区別されます。2つのソリューションはどちらも既存のサンプルを再現でき、250kpc以内で$\logM（M_\odot）\approx8$のウォームガスディスク質量と$\logM（M_\odot）<9.3$の上限を提案します。、これはSiIVと一致しています。銀河中心から周辺へのCIV/SiIVカラム密度比は、0.2〜0.3$dex減少しています。これは、CIVとSiIVの相転移または異なるイオン化メカニズムを示唆している可能性があります。また、CIVとSiIVの違いは、小規模な特徴の優れたトレーサーであり、個々の雲内で発生する可能性のある乱気流の典型的なサイズは$5^\circ-10^\circ$であることがわかります（$\approx1\rm〜kpc$）。
間違いが少ない：乱流分子雲のシミュレーションのためのより現実的な初期条件
| Title |
Less_wrong:_a_more_realistic_initial_condition_for_simulations_of_turbulent_molecular_clouds |
| Authors |
Henry_B._Lane,_Michael_Y._Grudi\'c,_D\'avid_Guszejnov,_Stella_S._R._Offner,_Claude-Andr\'e_Faucher-Gigu\`ere,_and_Anna_L._Rosen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.14816 |
孤立した巨大分子雲（GMC）のシミュレーションは、星形成のダイナミクスを研究するための重要なツールですが、それらの乱流初期条件（IC）は不確実です。ほとんどのシミュレーションでは、滑らかな密度フィールドで指定されたパワースペクトルを使用して速度フィールドを初期化するか（乱流の完全な構造をモデル化できません）、周期境界条件を使用して「攪拌」乱流を初期化します（実際のGMC境界条件をモデル化しない場合があります）。両方のアプローチの利点を組み合わせた新しいGMCシミュレーションセットアップ（TURBSPHEREと呼ばれる）を開発およびテストします。孤立したクラウドを継続的に攪拌して大規模なエネルギーカスケードをモデル化し、静的ポテンシャルを使用してガスを閉じ込めます。結果として得られる雲と周囲のエンベロープは、超音速ISM乱流の望ましい特徴（密度PDFや$\simk^{-2}$速度パワースペクトルなど）を備えた準平衡状態を実現し、そのバルク特性は必要に応じて調整できます。最終的な攪拌状態を、それぞれ継続的な運転と原始星ジェットフィードバックの有無にかかわらず、自己重力を伴う星形成シミュレーションの初期条件として使用します。次に、乱流カスケード、シミュレーションジオメトリ、外部駆動、および重力/MHD境界条件が結果として生じる星形成に及ぼすそれぞれの影響を解きほぐします。外部駆動なしでは、新しいセットアップは以前の単純な球形雲セットアップと同様の結果を取得しますが、外部駆動は新しいセットアップで星形成を大幅に抑制することができます。同じ寸法と乱流パラメータを使用した定期的なボックスシミュレーションでは、星の形成が大幅に遅くなり、星形成計算の結果における境界条件の重要性とグローバル崩壊モードの有無が強調されます。
棒渦巻銀河の核リングにおける星形成に対するさまざまな質量流入の影響
| Title |
Effects_of_Varying_Mass_Inflows_on_Star_Formation_in_Nuclear_Rings_of_Barred_Galaxies |
| Authors |
Sanghyuk_Moon,_Woong-Tae_Kim,_Chang-Goo_Kim,_Eve_C._Ostriker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.14882 |
観測によると、核リングの星形成率（SFR）は時間とともにかなり変化し、リング全体で均一ではなく非対称である場合があります。リング星形成の時間的および空間的分布を制御するものを理解するために、時間変化および/または非対称の質量流入速度の影響を受ける核リングのセミグローバルな流体力学的シミュレーションを実行します。流入のこれらの制御された変動は星形成の変動につながりますが、リングの公転周期（$18\、{\rmMyr}$）と半径（$600\、{\rmpc}$）はほぼ一定のままです。質量流入速度と超新星フィードバックの両方がリングSFRに影響を与えることがわかります。周期$\Delta\tau_\text{in}$および振幅20の振動流入速度は、$\Delta\tau_\の場合、SFRの大振幅（$\gtrsim5$の係数）の準周期的変動を引き起こします。text{in}\gtrsim50\、{\rmMyr}$。時変ISM重量とミッドプレーン圧力が互いに密接に追跡し、瞬間的な垂直平衡を確立していることがわかります。測定された時変枯渇時間は、星形成と超新星フィードバックの間の時間遅延が考慮されている場合、自己調節理論からの予測と一致しています。超新星フィードバックは、タイムスケール$\lesssim40\、{\rmMyr}$でのSFRの小振幅（$\sim2$の係数）の変動にのみ関与します。流入速度の非対称性は、必ずしも核リングの非対称な星形成につながるとは限りません。1つのダストレーンからの流入速度が突然大きな要因で増加した場合にのみ、リングは一過性の偏った星形成の期間を経ます。
MGCLSで高z電波銀河を探す
| Title |
Searching_for_high-z_radio_galaxies_with_the_MGCLS |
| Authors |
Kenda_Knowles,_Sinah_M._Manaka,_Michael_F._Bietenholz,_William_D._Cotton,_Matthew_Hilton,_Konstantinos_Kolokythas,_S._Ilani_Loubser,_Nadeem_Oozeer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.14986 |
MeerKAT銀河団レガシー調査（MGCLS）から抽出されたAbell2751フィールドの1.28GHzデータを使用して、高赤方偏移電波銀河（H$z$RG）候補を検索した結果を示します。全天の光学および赤外線カタログで電波源が検出されず、非常に急峻な電波スペクトルを持つというH$z$RG基準を使用します。ラジオカタログをDECaLSおよびAllWISEの多波長銀河カタログとクロスマッチングします。多波長に対応するものがない電波源については、広帯域MeerKATデータからの帯域内スペクトルインデックス測定を使用して、$\alpha<-1$の電波スペクトルインデックス基準をさらに実装します。電波束密度の5$\sigma$信号対雑音比カットを使用すると、合計274のHzRG候補が見つかります。179の超急峻なスペクトルソースと、スペクトル情報がないため除外できない95の潜在的な候補です。利用可能。この作業でのスペクトルインデックスの割り当ては、0.3mJyの磁束密度を超えると完了します。これは、この周波数範囲での既存の研究よりも少なくとも1桁低く、または周波数の下限から外挿する場合です。帯域内スペクトルインデックス測定がある場合とない場合の最も弱いHzRG候補は、それぞれ57$\pm$8$\mu$Jyと68$\pm$13$\mu$Jyの1.28\、GHz磁束密度を持っています。私たちの研究はこれらのフラックス密度まで完全ではありませんが、MGCLSデータの感度と帯域幅により、MGCLSデータの20がポインティングされ、南の空でH$z$RG候補を検索するための強力な無線リソースになることが示されています。Abell〜2751フィールドと同様の画質を持ち、DECaLSとAllWISEの両方で完全にカバーされています。追加の無線周波数のデータは、最も弱いソース集団に必要になります。これは、近い将来、同様の解像度（$\sim$8-10arcsec）でMeerKATUHF帯域（580-1015MHz）によって提供される可能性があります。
アームタンジェントと天の川のらせん構造;年齢勾配
太陽から、私たちの天の川の各らせん状の腕の端を見ると（接線方向に、視線に沿って見られます）、多くの洞察を得ることができます。さまざまなアームトレーサー（ダスト、メーザー、放射光、COガス、オープンスタークラスター）を使用して、密度波理論によって予測されたように、ここで初めて年齢勾配（約12+/-2Myrs/kpc）を観察します。。これは、アームトレーサーが約81+/-10km/sの相対速度でダストレーンを離れていることを意味します。次に、スパイラルアームに関するガイア衛星から取得した最近の光学データと比較します。
Webskyのミリメートル波長での電波銀河のシミュレートされたカタログと地図
| Title |
Simulated_catalogs_and_maps_of_radio_galaxies_at_millimeter_wavelengths_in_Websky |
| Authors |
Zack_Li,_Giuseppe_Puglisi,_Mathew_S._Madhavacheril,_Marcelo_A._Alvarez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.15357 |
$z\lesssim4.6$と$M_{\rmhalo}\gtrsim10^でのWebskyシミュレーションからの暗黒物質ハローの非線形クラスタリングと進化を追跡する、全天にわたる電波銀河のシミュレートされたミリ波長マップとカタログを提示します。{12}M_{\odot}/h$、および位置、赤方偏移、質量のハローカタログから電波銀河の新しいサンプルを生成するための付随するフレームワーク。オブジェクトフラックスは、（1）文献からの電波銀河の既存の天体物理ハローモデルを組み合わせて、観測されたフラックスの位置とランク付けを決定するハイブリッドアプローチを使用して生成されます。フラックス密度の分布および（3）経験的に較正された周波数依存分布から引き出されたスペクトル指標。結果として得られる電波銀河の母集団は、\emph{Planck}、ALMA、SPT、および\emph{Planck}、ALMA、SPT、および行為。電波銀河は、既存の宇宙赤外線背景放射（CIB）、Compton-$y$（tSZ）、およびWebskyのCMBレンズマップと相関しているため、このモデルは、電波銀河の相互相関パワースペクトルとスタックプロファイルの新しい予測を行います。およびこれらの他のコンポーネント。これらのシミュレーションは、重力レンズやSZクラスターなどの大規模構造と相関する多種多様な観測量の偏りのない分析にとって重要です。
将来のDeci-Hz干渉計でのコア崩壊超新星からの重力記憶の観測がMtスケール検出器での超新星ニュートリノの時間トリガー検索を可能にすることを示します。$f\simeq0.3$Hzで少なくとも$\sim10^{-25}$の特性ひずみに対する感度を達成すると、たとえば、DECIGOのノイズを1桁改善することにより、距離$D\sim40-300$Mpcの超新星。その結果、10年間の運用あたりMtあたり$\sim3-70$ニュートリノイベントのほぼバックグラウンドフリーのサンプルが得られます。このサンプルは、まれな銀河系超新星バーストと宇宙論的拡散超新星ニュートリノ背景との間の感度ギャップを埋め、局所宇宙における超新星のニュートリノ放出の詳細な研究を可能にします。
| Title |
Multi-messenger_Time-domain_Signatures_Of_Supermassive_Black_Hole_Binaries |
| Authors |
Maria_Charisi,_Stephen_R._Taylor,_Jessie_Runnoe,_Tamara_Bogdanovic,_Jonathan_R._Trump |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.14661 |
超大規模ブラックホール連星（SMBHB）は、銀河の合体の自然な結果であり、銀河核で頻繁に形成されるはずです。サブパーセクバイナリは、それらの明るい電磁放射、たとえば、ドップラーシフトされた広い輝線を伴う活動銀河核（AGN）または周期的変動を伴うAGN、および強い重力放射の放射から識別できます。最も質量の大きいバイナリ（総質量>10^8M_sol）は、ナノヘルツバンドで放出され、パルサータイミングアレイ（PTA）のターゲットになります。ここでは、SMBHBの電磁波と重力波の特徴の相乗効果を調べます。両方の信号をバイナリの軌道力学に接続し、それらの間の共通のリンクを調べて、共同マルチメッセンジャー観測の基礎を築きます。相対論的ドップラーブーストから生じる周期的変動は、GWに接続するための最も有望な電磁的特徴であることがわかります。共同観測が可能なパラメータ空間（バイナリ総質量/チャープ質量対バイナリ周期/GW周波数）を描きます。現在、マルチメッセンジャーの検出は、PTAの感度によって制限されている、最も巨大で近くの銀河に対してのみ可能です。ただし、PTAが今後数年間でより多くのデータを収集するにつれて、重複するパラメーター空間が大幅に拡大すると予想されることを示しています。
2 +2と3+ 1の四重星系におけるブラックホールと中性子星合体の経年進化はどれほど重要ですか？
| Title |
How_important_is_secular_evolution_for_black_hole_and_neutron_star_mergers_in_2+2_and_3+1_quadruple-star_systems? |
| Authors |
Pavan_Vynatheya_and_Adrian_S._Hamers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.14680 |
ブラックホール（BH）と中性子星（NS）の融合により、LIGOで検出できる重力波が放出されます。この論文では、BHとNSの前駆細胞である大質量星に共通する2+2と3+1の4つ星系について考察します。MSEコードを使用して、4重システムの詳細な母集団合成を実行します。このコードは、恒星進化、2次および3次相互作用、$N$体のダイナミクス、および経年進化をシームレスに考慮します。世俗的な進化はコンパクトオブジェクト（BHとNS）の合併で役割を果たしますが、合併の（70--85）\％（モデルの仮定に依存）は、共通外層（CE）の進化のみによるものであることがわかります。LIGOバンド（0.01を超える）の有意な偏心は、超新星（SNe）キックがゼロの場合にのみ得られ、経年進化の役割に直接関連しています。同様の外れ値効果が$\chi_{\mathrm{eff}}$分布で見られ、SNeキックがゼロの場合にのみ負の値が得られます。キックを考慮に入れると、4つのコンパクトなオブジェクトで構成される4つに進化するシステムはありません。私たちの基準モデルでは、2+2四重極（3+1四重極）の合併率（$\Gpcyr$の単位）は10.8$\pm$0.9（2.9$\pm$0.5）、5.7$\と推定されます。BH-BH、BH-NS、NS-NSの合併では、それぞれpm$0.6（1.4$\pm$0.4）と0.6$\pm$0.2（0.7$\pm$0.3）です。BH-BHの合併率は、現在のLIGO率のかなりの部分を占めていますが、他の合併率はLIGOの見積もりを下回っています。
1.4 GHzでのアレシボドリフトスキャン観測を使用して、高速無線トランジェントを検索します
| Title |
Search_for_fast_radio_transients_using_Arecibo_drift-scan_observations_at_1.4_GHz |
| Authors |
B._B._P._Perera,_A._J._Smith,_S._Vaddi,_R._Carballo-Rubio,_A._McGilvray,_A._Venkataraman,_D._Anish_Roshi,_P._K._Manoharan,_P._Perillat,_E._Lieb,_D._R._Lorimer,_M._A._McLaughlin,_D._Agarwal,_K._Aggarwal,_S._M._Ransom |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.14698 |
2020年1月と3月に、激しい地震とCOVID-19パンデミックの最初の発生時に観測所が一時的に閉鎖されたときに、305mのアレシボ望遠鏡を使用したドリフトスキャン観測キャンペーンを実施しました。調査の主な目的は、高速電波バースト（FRB）や回転無線過渡現象（RRAT）などの高速電波過渡現象を検索することでした。7ビームALFA受信機を使用して、23夜、赤緯領域$\sim$（10$-$20）度内の空のさまざまなセクションを観測し、合計160時間のデータを収集しました。帯域幅全体にわたる分散遅延が観測の13秒の通過長に等しい、最大分散測定値11000pccm$^{-3}$までをカバーする、単一パルストランジェントのデータを検索しました。分析により、1800万人以上の候補者が生まれました。機械学習技術により、無線周波数干渉と、場合によっては天体物理学の候補が分類され、候補の過渡現象を視覚的に検査して確認できるようになりました。私たちのデータには、新しい天体物理学的過渡現象の証拠は見つかりませんでした。また、繰り返される過渡信号からの放射を検索しましたが、そのようなソースの証拠は見つかりませんでした。観測で2つの既知のパルサーから単一パルスを検出し、それらの測定されたフラックス密度は期待値と一致しています。観測と感度に基づいて、FRBレートの上限は0.16Jymsのフルエンスを超える$<$2.8$\times10^5$sky$^{-1}$day$^{-1}$であると推定しました。1.4GHzで、これは他の望遠鏡や調査からの速度と一致しています。
光球放出モデルによるGRB中央エンジンからの迅速放出の説明について
ガンマ線バースト（GRB）のプロンプト放出で観測されたスペクトルは十分に制約されていますが、基礎となる放射メカニズムはまだ十分に理解されていません。電子と陽子がクーロン衝突と同様に繰り返されるエネルギー散逸イベントによって非常に相対論的なエネルギーに加速される間、急速に冷却されたシンクロトロン光子のコンプトン化をモデル化することによって、GRBジェットの光球放出を調査します。以前のシミュレーションとは対照的に、相対論的ジェットの観測された放射効率と一致する、$N_{\gamma}/N_e\sim10^{5}$以上の現実的な光子対粒子数比を実装します。モンテカルロ放射伝達（MCRaT）コードを使用すると、$\sim30-50$の電力を供給された後、電子が瞬間的に非常に相対論的なエネルギー（ローレンツ因子$\sim50-100$）に加速されたときの即発発光スペクトルをモデル化できます。ジェット陽子とのクーロン結合に加えて、中程度の光学的厚さ$\sim20-30$から発生するバリオン流出の場合の一時的な散逸イベント。また、結果として得られる光子スペクトルの形状は、初期の光子エネルギー分布とジェットバリオンエネルギー含有量に実質的に依存せず、したがって放出メカニズムにも依存しないことを示します。
GeVおよびTeVエネルギーでのブレーザー光度曲線のフラックス変動の統計的性質
| Title |
Statistical_properties_of_flux_variations_in_blazar_light_curves_at_GeV_and_TeV_energies |
| Authors |
Sarah_M._Wagner,_Paul_R._Burd,_Daniela_Dorner,_Karl_Mannheim_and_Sara_Buson,_Andrea_Gokus,_Greg_Madejski,_Jeffrey_D._Scargle_(for_the_Fermi-LAT_Collaboration)_and_Axel_Arbet-Engels,_Dominik_Baack,_Matteo_Balbo,_Adrian_Biland,_Thomas_Bretz,_Jens_Buss,_Laura_Eisenberger,_Dominik_Elsaesser,_Dorothee_Hildebrand,_Roman_Iotov,_Adelina_Kalenski,_Dominik_Neise,_Maximilian_Noethe,_Aleksander_Paravac,_Wolfgang_Rhode,_Bernd_Schleicher,_Vitalii_Sliusar,_Roland_Walterg_(for_the_FACT_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.14797 |
個々のフレアの多数の検出にもかかわらず、ブレーザーから観察された急速な変動の物理的起源は不確かなままです。ベイジアンブロックとEisenstein-HutHOPアルゴリズムを使用して、ブレーザーの2つのサンプルの$\gamma$線光度曲線における重要度の高いフラックス変動を特徴付けます。最初のG-APDチェレンコフ望遠鏡（FACT）で観測されたTeV-明るいブレーザーの毎日のビンに入れられた長期光曲線は、$Fermi$ガンマ線宇宙望遠鏡に搭載された大面積望遠鏡で観察されたGeV-明るいブレーザーのものと比較されます（$Fermi$-LAT）。導出された上昇および減衰時間スケールに基づくフラックス変動の系統的な非対称性の証拠は見つかりません。さらに、毎日ビン化されたブレーザー光度曲線は、エネルギーに依存するパラメーターを使用した指数確率的オルンシュタイン-ウーレンベック（OU）プロセスによって記述できることを示します。私たちの分析は、両方のサンプルのフラックス変動がより速い変動の重ね合わせであることを示唆しています。これは、例えば、衝撃加速によって説明するのは難しいですが、磁気リコネクションが期待されています。
| Title |
Indications_of_a_Cosmic_Ray_Source_in_the_Perseus-Pisces_Supercluster |
| Authors |
Telescope_Array_Collaboration:_R.U._Abbasi_(1),_T._Abu-Zayyad_(1,2),_M._Allen_(2),_Y._Arai_(3),_R._Arimura_(3),_E._Barcikowski_(2),_J.W._Belz_(2),_D.R._Bergman_(2),_S.A._Blake_(2),_I._Buckland_(2),_R._Cady_(2),_B.G._Cheon_(4),_J._Chiba_(5),_M._Chikawa_(6),_T._Fujii_(7),_K._Fujisue_(6),_K._Fujita_(3),_R._Fujiwara_(3),_M._Fukushima_(6),_R._Fukushima_(3),_G._Furlich_(2),_N._Globus_(8),_R._Gonzalez_(2),_W._Hanlon_(2),_M._Hayashi_(9),_N._Hayashida_(10),_K._Hibino_(10),_R._Higuchi_(6),_K._Honda_(11),_D._Ikeda_(10),_T._Inadomi_(12),_N._Inoue_(13),_T._Ishii_(11),_H._Ito_(8),_D._Ivanov_(2),_H._Iwakura_(12),_A._Iwasaki_(3),_H.M._Jeong_(14),_S._Jeong_(14),_C.C.H._Jui_(2),_K._Kadota_(15),_F._Kakimoto_(10),_O._Kalashev_(16),_K._Kasahara_(17),_S._Kasami_(18),_H._Kawai_(19),_S._Kawakami_(3),_S._Kawana_(13),_et_al._(111_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.14827 |
TelescopeArrayCollaborationは、（RA、dec）=（$19^\circ$、$35^\を中心とするデータで、$E\ge10^{19.4}〜{\rmeV}$の過剰なイベントを観測しました。circ$）。これは、ペルセウス座-魚座超銀河団（PPSC）の中心近くにあります。PPSCは約$70〜{\rmMpc}$離れており、北半球で最も近いスーパークラスターです（私たちが参加しているVirgoスーパークラスターを除く）。$20^\circ$半径の円を使用したLi-Maオーバーサンプリング分析は、イベントの到着方向に超過があり、局所的な有意性が約4標準偏差であることを示しています。偶然にPPSCの近くにそのような超過がある確率は、3.5標準偏差であると推定されます。この結果は、宇宙線源がその超銀河団に存在する可能性が高いことを示しています。
カルベラからのパルス熱X線のNICER研究：銀河ハローで生まれた中性子星？
| Title |
NICER_study_of_pulsed_thermal_X-rays_from_Calvera:_a_neutron_star_born_in_the_Galactic_halo? |
| Authors |
S._Mereghetti,_M._Rigoselli,_R._Taverna,_L._Baldeschi,_S._Crestan,_R._Turolla,_and_S._Zane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.14930 |
カルベラ（1RXSJ141256.0+792204）は、熱X線放射によってのみ検出される孤立した中性子星です。自転周期（59ms）と周期導関数（$3.2\times10^{-15}）が示唆するように、カルベラが比較的若いパルサーである場合、銀河系の高緯度（$b=+37^\circ$）での位置は異常です。$Hzs$^{-1}$）。NeutronStarInteriorCompositionExplorer（NICER）を使用して、周波数$\ddot\nu=-2.5\times10^{-23}$の2次導関数を測定できる4年間にわたる位相接続タイミングソリューションを取得しました。Hzs$^{-2}$であり、通常の電波パルサーのタイミングノイズと一致するタイミングノイズを明らかにします。星の表面全体をカバーする磁化された水素大気モデルは、位相分解スペクトルとエネルギー依存のパルスフラクションの良い説明を提供します。ただし、双極子場によって生成される温度マップよりも異方性の温度マップが必要であり、より高温のゾーンが極に向かって集中していることがわかります。2つの小さな極冠を追加することにより、表面の有効温度とキャップの有効温度がそれぞれ約0.1と約0.36keVであることがわかります。推定距離は約3.3kpcです。星の表面全体からの放出に関連する0.7keVの吸収線の存在を確認します。これは、サイクロトロンの特徴として解釈するのが難しく、原子遷移に起因する可能性が高いです。X線天体暦を使用して7年間のフェルミ-LATデータを折りたたむことにより、パルス$\gamma$線放射を検索しましたが、脈動の証拠は見つかりませんでした。私たちの結果は、カルベラが通常の回転動力のパルサーであり、銀河円盤の上の大きな高さで生まれるという唯一の特徴があるという仮説を支持しています。
$ AstroSat $を使用した多波長観測からのOJ287ブレーザーのスペクトル状態
| Title |
Spectral_States_of_OJ_287_blazar_from_Multi-wavelength_Observations_with_$AstroSat$ |
| Authors |
K._P._Singh_(IISER-Mohali),_P._Kushwaha_(ARIES),_A._Sinha_(LUPM,_France),_Main_Pal_(CTP-JMI,_India),_G._Dewangan_(IUCAA,_India),_A._Agarwal_(RRI,_India) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.14978 |
2017年、2018年、2020年に実施されたブレーザーOJ〜287の{\itAstroSat}軟X線、近紫外線（NUV）、遠紫外線（FUV）観測を紹介します。NuSTARによる同時観測2017年には、NUV、FUV、軟X線および硬X線を含む広帯域の外観を提供します。3つの観測で3つの異なるブロードバンドスペクトル状態でキャプチャされたX線スペクトルは、2018年に最も困難であることがわかりましたが、同時光FUVスペクトルの高エネルギー端は、壊れたべき乗則でモデル化された急峻化を示しています-法則スペクトル。2017年のスペクトルエネルギー分布（SED）は、比較的平坦な光学FUVおよび軟X線スペクトルを示しており、追加の発光成分を示しています。2020年の光学FUVスペクトルは、2017年と2018年よりも硬く、非常に柔らかいX線スペクトルと、高エネルギーピークのBLLacオブジェクト（HBL）のSEDと同様に、$\sim$1GeVを超える硬化があります。この追加の放出成分がHBLのような特性を持っていることを確立します。{\itAstroSat}の多波長観測では、2017年のHBLコンポーネントの最終段階から、2018年に消滅し、2020年に復活するまでのスペクトルの変化を追跡します。単一ゾーンのレプトンモデルは、2017年に2018年のブロードバンドスペクトルを再現します。2020SEDには、追加のHBLのような放射ゾーンが必要です。2017年と2018年のFUV観測によって明らかにされた、光UVスペクトルの高エネルギー端のスペクトル進化は、OJ〜287の通常の広帯域スペクトル状態におけるX線スペクトルの変化が主に光学UVシンクロトロンスペクトルの進化。
66個の超新星のダスト形成の証拠を検索するための光学-NIRスペクトルエネルギー分布の使用
| Title |
Using_the_Optical--NIR_Spectral_Energy_Distributions_To_Search_for_the_Evidence_of_Dust_Formation_of_66_Supernovae |
| Authors |
Jing-Yao_Li,_Shan-Qin_Wang,_Wen-Pei_Gan,_Tao_Wang,_Ji-Shun_Lian,_Song-Yao_Bai,_En-Wei_Liang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.15197 |
この論文では、黒体モデルと黒体プラスダストモデルを使用して、66個の超新星（SNe）のダスト形成の証拠を検索し、初期の$-$時間光学$-$近赤外線（NIR）スペクトルエネルギー分布（SED）に適合させました。）。黒体モデルはサンプルのSNeのほとんどのSEDに適合できますが、モデルは一部のSNeのSEDに適合できないことがわかりました。この場合、3つのSNe（SNe〜2007ag、2010bq、および2012ca）のSEDはNIRの超過を示します。加熱された粉塵からの放出に起因する可能性があります。黒体とダストモデルを使用してNIR過剰を示すSEDに適合させ、グラファイトとケイ酸塩ダストモデルの両方がSEDに適合し、グラファイトモデルが妥当な温度以上に適合することを発見しました。ダストがグラファイトであると仮定すると、SNe〜2007ag、2010bq、および2012caのダストの最適な温度と質量は、$\sim600-1800$K、および$\sim1.3\times10^{-5です。}-1.2\times10^{-2}$〜M$_\odot$、それぞれ。3SNeのダストシェルの気化半径と黒体半径を最初のエポックでのSNeの噴出半径の上限と比較し、SNe〜2007agと2010bqのSEDのNIR超過が既存のほこりによって引き起こされます。
光磁気カスケードを介してFRB放出バンチの性質を制約する
コヒーレント曲率放射モデルの高速電波バースト（FRB）に電力を供給する粒子バンチの性質に制約を与えます。個々の粒子の運動に対する電流誘起摂動は、高エネルギーでインコヒーレントな放出成分をもたらすことが示されています。光磁気相互作用を考慮し、高エネルギー放射が加速電場を遮蔽するペアを生成できることを示します。放出を抑える壊滅的なカスケードを回避するには、FRBを生成できるバンチは、適度な密度$n_e\約10^{13-14}\、{\rmcm^{-3}}$である必要があり、それに沿って伝播する可能性が高いことがわかります。曲率半径が大きい力線、$\rho>10^8\、{\rmcm}$。これにより、コヒーレント曲率放射モデル内のFRBソースとして高速回転するマグネターが除外されます。
高速電波バーストと持続的な電波源の母集団について
正確にローカライズされた最初の高速電波バースト（FRB）は、発光持続電波源（PRS）に関連付けられていました。最近、FRBの別の繰り返しソースに対して2番目のFRB/PRSアソシエーションが発見されました。ただし、FRBまたはPRSを作成する理由、またはそれらがどのように関連しているかは明確ではありません。FRB/PRSソースの母集団を考慮するために、FRBおよびPRSプロパティをコンパイルします。PRSの実用的な定義は、ホスト銀河の星形成活動に起因しない、光度が$10^{29}$ergs$^{-1}$Hz$^{-1}$を超えるFRBアソシエーションとして提案します。。リピーターと非リピーターのFRSの割合の確率分布をPRSでモデル化し、リピーターがPRSに優先的に関連付けられるという証拠がまだないことを示しています。FRB/PRSソースが、アクティブな繰り返しとFRB環境にローカルな過剰分散測定の組み合わせによってどのように区別されるかについて説明します。CHIME/FRBイベント統計を使用して、FRBのソースごとの平均繰り返し率を25〜440年$^{-1}$に制限します。これを使用して、パルサーのようなビーム幅を想定して、ローカル宇宙のFRB放出源の密度を$2.2\times10^2$から$5.2\times10^4$Gpc$^{-3}$の範囲で制限します。FRB放出。この密度は、PRSがローカル宇宙で検出されたコンパクトで明るい電波源の1\％を構成する可能性があることを意味します。PRSの宇宙密度と現象論は、新しく発見された核外の「さまよう」AGNのものと似ています。一部のPRSはすでにAGNとして検出され、誤認されている可能性が高いと私たちは主張します。
DESHIMA 2.0：科学グレードの天文観測のための統合超伝導分光計の開発
| Title |
DESHIMA_2.0:_development_of_an_integrated_superconducting_spectrometer_for_science-grade_astronomical_observations |
| Authors |
Akio_Taniguchi,_Tom_J._L._C._Bakx,_Jochem_J._A._Baselmans,_Robert_Huiting,_Kenichi_Karatsu,_Nuria_Llombart,_Matus_Rybak,_Tatsuya_Takekoshi,_Yoichi_Tamura,_Hiroki_Akamatsu,_Stefanie_Brackenhoff,_Juan_Bueno,_Bruno_T._Buijtendorp,_Shahab_Dabironezare,_Anne-Kee_Doing,_Yasunori_Fujii,_Kazuyuki_Fujita,_Matthijs_Gouwerok,_Sebastian_H\"ahnle,_Tsuyoshi_Ishida,_Shun_Ishii,_Ryohei_Kawabe,_Tetsu_Kitayama,_Kotaro_Kohno,_Akira_Kouchi,_Jun_Maekawa,_Keiichi_Matsuda,_Vignesh_Murugesan,_Shunichi_Nakatsubo,_Tai_Oshima,_Alejandro_Pascual_Laguna,_David_J._Thoen,_Paul_P._van_der_Werf,_Stephen_J._C._Yates,_Akira_Endo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.14656 |
統合された超伝導分光計（ISS）技術は、（サブ）ミリ波天文学のための超広帯域の積分場分光法を可能にし、特に、宇宙の時間にわたる塵に覆われた宇宙の星の形成と銀河の進化を明らかにします。ここでは、高赤方偏移銀河に向けた超広帯域分光法のためのISSであるDESHIMA2.0の開発について紹介します。DESHIMA2.0は、220〜440GHzの帯域をシングルショットで観測するように設計されており、イオン化炭素放出の赤方偏移範囲$z$=3.3〜7.6に対応します（[CII]158$\mu$m）。332-377GHz帯域を使用したDESHIMA1.0の最初の光の実験は、空の測定、実験室の測定、および設計の間で優れた一致を示しました。DESHIMA1.0の後継として、2022年にASTE10m望遠鏡でDESHIMA2.0の試運転と科学観測キャンペーンを計画しています。フルオクターブ帯域幅システムの継続的なアップグレードには、広帯域347チャネルチップ設計と広帯域準が含まれます。-光学システム。効率的な測定のために、機械的な高速スカイポジションチョッパーと新しいデータ科学的アプローチに基づくスカイノイズ除去技術を使用した観測戦略も開発しています。この論文では、アップグレードの最近の状況と科学的観測キャンペーンの計画を示しています。
非常に高いコントラストでの宇宙ベースのセグメント化望遠鏡の波面公差：実験的検証
| Title |
Wavefront_tolerances_of_space-based_segmented_telescopes_at_very_high_contrast:_Experimental_validation |
| Authors |
Iva_Laginja_and_Jean-Fran\c{c}ois_Sauvage_and_Laurent_M._Mugnier_and_Laurent_Pueyo_and_Marshall_D._Perrin_and_James_Noss_and_Scott_D._Will_and_Keira_J._Brooks_and_Emiel_H._Por_and_Peter_Petrone_and_R\'emi_Soummer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.14685 |
コンテキスト：宇宙からの地球のような太陽系外惑星（exoEarths）の検出と特性評価には、$10^{-10}$のコントラストレベルでの絶妙な波面安定性が必要です。特にセグメント化された望遠鏡では、コフェージングエラーによって引き起こされる収差がコロナグラフからの光漏れを引き起こし、イメージング性能を低下させます。exoEarthsの直接イメージングを容易にするために、これらを制限する必要があります。目的：古典的なLyotコロナグラフを使用してセグメント化された生徒について、$10^{-6}-10^{-8}$コントラストレジームで波面誤差要件を決定できる分析公差モデルの実験室検証を実行します。結果をシミュレーションと比較する予定であり、複雑な開口望遠鏡（HiCAT）テストベッド用の高コントラストイメージャでセグメント化されたミラーのエラーバジェットを確立することを目指しています。方法：宇宙からのセグメント化望遠鏡イメージング（PASTIS）のペアベースの分析モデルを使用して、実際の高コントラスト機器のコントラスト影響マトリックスを測定し、分析モデルの反転を使用して、セグメントごとの波面誤差許容値を計算します。これらの要件に従うセグメント化されたミラー状態のコントラスト応答を測定することにより、HiCATテストベッドでこれらの許容誤差を検証します。結果：実験的に測定された光学的影響マトリックスは、HiCATテストベッドで正常に測定され、ターゲットのコントラストレベルを正しく生成する個々のセグメントの許容誤差を導き出します。さらに、与えられたセグメント共分散行列からコントラストの平均と分散を予測する分析式が実験的に確認されます。
| Title |
Photometric_Redshift_Estimation_of_BASS_DR3_Quasars_by_Machine_Learning |
| Authors |
Changhua_Li,_Yanxia_Zhang,_Chenzhou_Cui,_Dongwei_Fan,_Yongheng_Zhao,_Xue-Bing_Wu,_Jing-Yi_Zhang,_Jun_Han,_Yunfei_Xu,_Yihan_Tao,_Shanshan_Li,_Boliang_He |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.14951 |
BASSDR3カタログをALLWISEデータベースと相関させて、光学および赤外線情報からのデータを取得します。SDSSからのクエーサーはトレーニングおよびテストサンプルとして取得され、LAMOSTからのクエーサーは外部テストサンプルと見なされます。XGBoost、CatBoost、ランダムフォレストを使用して赤方偏移推定モデルを構築するための2つのスキームを提案します。1つのスキーム（つまり、ワンステップモデル）は、これら3つのアルゴリズムによって作成された最適なモデルに基づいて測光赤方偏移を直接予測することです。もう1つのスキーム（つまり、2ステップモデル）は、最初にデータを低赤方偏移データセットと高赤方偏移データセットに分類し、次にこれら2つのデータセットの測光赤方偏移を別々に予測することです。ワンステップモデルの場合、測光赤方偏移推定におけるこれら3つのアルゴリズムのパフォーマンスがさまざまなトレーニングサンプルと比較され、CatBoostはXGBoostおよびランダムフォレストよりも優れています。2段階モデルの場合、低赤方偏移と高赤方偏移のサブサンプルの分類に関するこれら3つのアルゴリズムのパフォーマンスが比較されますが、CatBoostは依然として最高のパフォーマンスを示しています。したがって、CatBoostは、2段階モデルにおける分類と回帰のコアアルゴリズムと見なされます。1ステップモデルとは対照的に、2ステップモデルは、クエーサーの測光赤方偏移を予測する場合、特に高赤方偏移クエーサーの場合に最適です。最後に、2つのモデルを適用して、BASSDR3のすべてのクエーサー候補の測光赤方偏移を予測します。高赤方偏移クエーサー候補の数は、2段階モデルで3938（赤方偏移$\ge3.5$）と121（赤方偏移$\ge4.5$）です。予測された結果は、クエーサーの研究と高赤方偏移クエーサーの追跡観測に役立ちます。
チェレンコフ望遠鏡アレイ中型望遠鏡のNectarCAMカメラ用の単一光電子校正システム
| Title |
A_single_photo-electron_calibration_system_for_theNectarCAM_camera_of_the_Cherenkov_Telescope_ArrayMedium-Sized_Telescopes |
| Authors |
Pooja_Sharma,_Barbara_Biasuzzi,_Jonathan_Biteau,_Martin_Bourgaux,_Sami_Caroff,_Giulia_Hull,_Micha\"el_Josselin,_Kevin_Pressard,_Patrick_Sizun,_Tiina_Suomij\"arvi,_Thi_Nguyen_Trung |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.14956 |
この寄稿は、チェレンコフ望遠鏡アレイ（CTA）の中型望遠鏡のカメラを較正するために設計された単一の光電子システムを紹介することを目的としています。このシステムにより、カメラの光検出チェーンのゲインを正確に測定し、CTAによって検出されたガンマ線のエネルギー再構成に関する体系的な不確実性を抑えることができます。このシステムは、白い塗装のスクリーン、フィッシュテールライトガイド、フラッシャー、および移動を可能にするXYモーター化で構成されています。フィッシュテールによって導かれるフラッシュは、チェレンコフ放射を模倣し、スクリーンの下の焦点面を均一に照らします。次に、XYモーター化により、1855個の光電子増倍管で構成されるNectarCAMカメラの焦点面全体にわたって画面が移動します。この寄稿では、キャリブレーションシステムと、カメラ全体を効果的にカバーするために必要な最適なスキャン位置に関する研究を紹介します。最後に、キャリブレーションデータ分析の結果を示し、システムのパフォーマンスについて説明します。
パルサータイミングアレイデータの複数の重力波源を解決するための反復時間領域法
| Title |
Iterative_time-domain_method_for_resolving_multiple_gravitational_wave_sources_inPulsar_Timing_Array_data |
| Authors |
Yi-Qian_Qian,_Soumya_D._Mohanty,_Yan_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.14959 |
パルサータイミングアレイ（PTA）を使用した超低周波領域（$10^{-9}$〜Hz〜$10^{-7}$〜Hz）での重力波（GW）ソースの継続的な検索の感度は、より多くのタイミングの良いパルサーがアレイに追加されるにつれて、将来的に増加します。次世代の電波望遠鏡、すなわち500メートル球面電波望遠鏡（FAST）とスクエアキロメートルアレイ（SKA）は、タイミングの良いパルサーの数を$O（10^3）に増やすことが期待されています。）$。感度が高いほど、GWソースの距離到達距離が長くなり、未解決の母集団に加えて、複数の解決可能なGWソースが明らかになります。したがって、PTAデータに同時に存在する複数の信号を検索して解決できるデータ分析技術が必要です。PTAデータ分析におけるマルチソース解像度の問題は、不均一にサンプリングされたデータ、多数のいわゆるパルサー位相パラメーター、および観測された波形。これらの課題に対処し、$10^2$から$10^3$のパルサーを使用したPTAからのシミュレーションデータでそのパフォーマンスを実証できる方法を紹介します。この方法では、複数の改良段階を繰り返し使用してデータからソースを推定および減算し、その後、クロス検証ステップを実行して、偽の識別されたソースを軽減します。この方法のパフォーマンスは、これまでに提案されているグローバルフィットアプローチと比べて遜色ありません。
APEXでのCONCERTO：オンスカイ試運転のインストールと最初のフェーズ
| Title |
CONCERTO_at_APEX:_Installation_and_first_phase_of_on-sky_commissioning |
| Authors |
A._Catalano,_P._Ade,_M._Aravena,_E._Barria,_A._Beelen,_A._Benoit,_M._B\'ethermin,_J._Bounmy,_O._Bourrion,_G._Bres,_C._De_Breuck,_M._Calvo,_F.-X._D\'esert,_C.A_Dur\`an,_G._Duvauchelle,_L._Eraud,_A._Fasano,_T._Fenouillet,_J._Garcia,_G._Garde,_J._Goupy,_C._Groppi,_C._Hoarau,_W._Hu,_G._Lagache,_J.-C._Lambert,_J.-P._Leggeri,_F._Levy-Bertrand,_J._Mac\`ias-P\'erez,_H._Mani,_J._Marpaud,_M._Marton,_P._Mauskopf,_A._Monfardini,_G._Pisano,_N._Ponthieu,_L._Prieur,_G._Raffin,_S._Roni,_S._Roudier,_D._Tourres,_C._Tucker,_L._Vivargent |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.14984 |
CONCERTO（ポストレイオン化およびReionisaTiOnのCarbONCIIライン）は、2021年4月にアタカマパスファインダー実験（APEX）望遠鏡のカセグレンキャビンに設置された広視野（FoV）分光画像装置です。CONCERTOは2つの焦点をホストします飛行機と合計4000のキネティックコンダクタンス検出器（KID）、130〜310GHzの範囲で18.6分角の瞬間視野。スペクトル分解能は、科学的なターゲットに応じて1GHzまで簡単に調整できます。CONCERTOの科学プログラムには多くの目的があり、2つの主要なプログラムは、再電離および再電離後のエポック（4.5<z<8.5）における[CII]線強度の変動のマッピングと、熱および動的Sunyaev-Zel'dovich（SZ）効果。CONCERTOはまた、局所および中間赤方偏移銀河の塵と分子ガスの含有量を測定し、銀河の星形成雲を研究し、最後に0.3<z<2銀河から生じるCO強度の変動を観測します。機器の設計、APEXでの設置、試運転段階の現在の状況、および科学的検証について説明します。また、2021年4月から6月の間に実行された展開と最初の空中テストについても説明します。
画像ベースの補償光学波面センサー参照の空上検証
| Title |
On-sky_validation_of_image-based_adaptive_optics_wavefront_sensor_referencing |
| Authors |
Nour_Skaf,_Olivier_Guyon,_Eric_Gendron,_Kyohoon_Ahn,_Arielle_Bertrou-Cantou,_Anthony_Boccaletti,_Jesse_Cranney,_Thayne_Currie,_Vincent_Deo,_Billy_Edwards,_Florian_Ferreira,_Damien_Gratadour,_Julien_Lozi,_Barnaby_Norris,_Arnaud_Sevin,_Fabrice_Vidal,_Sebastien_Vievard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.14997 |
太陽系外惑星の信号と残留スペックルノイズを区別することは、高コントラストのイメージングにおける重要な課題です。スペックルは、大気の乱気流と機器の光学系によってもたらされる高速、低速、静的の波面収差の組み合わせによるものです。過去10年間に開発された波面制御技術は、高速の大気残留物を最小限に抑えることで有望であることが示されていますが、非共通経路収差（NCPA）などの低速で静的な収差は、太陽系外惑星検出の重要な制限要因のままです。NCPAは、補償光学（AO）ループの波面センサー（WFS）からは見えないため、補正が困難です。これらの異常の識別と除去を改善することを提案します。アルゴリズムDrWHOは、静的および準静的収差の頻繁な補正を実行して、画像のコントラストを高めます。DrWHOは、アルゴリズムの反復ごとにWFS参照を変更することにより、AOの収束点を変更して、静的収差と低速収差の補正に導きます。参照は、反復ラッキーイメージングアプローチを使用して計算されます。反復ごとにWFS参照が更新され、最終的に高品質の焦点面画像が優先されます。この概念は、8.2mのすばる望遠鏡でのSCExAO機器の数値シミュレーションとオンスカイテストを通じて検証されます。シミュレーションは、NCPAの82％の修正に向けた急速な収束を示しています。空上テストは、可視（750nm）で10分間実行されます。点像分布関数（PSF）の品質を定量化し、15.7％の改善を測定するために、フラックス濃度（FC）メトリックを導入します。DrWHOアルゴリズムは、空で成功裏に実証された堅牢な焦点面波面センシングキャリブレーション方法です。モデルに依存せず、波面センサーのキャリブレーションや直線性も必要ありません。さまざまな波面制御方法と互換性があり、速度と効率をさらに最適化できます。
特徴空間回帰を使用した測光赤方偏移確率分布の再較正
| Title |
Re-calibrating_Photometric_Redshift_Probability_Distributions_Using_Feature-space_Regression |
| Authors |
Biprateep_Dey,_Jeffrey_A._Newman,_Brett_H._Andrews,_Rafael_Izbicki,_Ann_B._Lee,_David_Zhao,_Markus_Michael_Rau,_Alex_I._Malz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.15209 |
多くの天体物理学的分析は、測光（つまり画像化）データのみから決定された赤方偏移（距離の代用）の推定に依存しています。測光赤方偏移の不確実性の不正確な推定は、大きな系統的誤差をもたらす可能性があります。ただし、多くの測光赤方偏移法からの確率分布出力は、赤方偏移の確率密度関数（PDF）の頻繁な定義に準拠していません。つまり、真の赤方偏移が2つの制限$z_{1}$と$z_の間にある時間の割合です。{2}$は、これらの制限間のPDFの積分に等しくなければなりません。以前の研究では、確率積分変換（PIT）値のグローバル分布を使用して、PDFを再キャリブレーションしていましたが、特徴空間のさまざまな領域での不正確さを相殺すると、メソッドの有効性が制限される可能性があります。特徴空間の任意の場所でのローカルPIT分布を特徴付ける最近開発された回帰手法を利用して、測光赤方偏移PDFのローカル再キャリブレーションを実行します。天体物理学の例に焦点を当てていますが、私たちの方法では、あらゆるユースケースの機能空間のすべての場所でキャリブレーションされたPDFを生成できます。
銀河天体物理学のための第3世代重力波観測所の最適化
| Title |
Optimizing_the_third_generation_of_gravitational-wave_observatories_for_Galactic_astrophysics |
| Authors |
Sarah_E._Gossan_and_Evan_D._Hall_and_Samaya_M._Nissanke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.15322 |
重力波（GW）天体物理学は急速に拡大している分野であり、より大きく、より感度の高い天文台であるアインシュタイン望遠鏡とコズミックエクスプローラーを追加することで、地球規模の地上観測所ネットワークを強化する計画があります。これらの天文台は、私たちが空をより深く覗き込むことを可能にし、宇宙のより遠くからより早い時期からGWイベントを収集します。私たち自身の銀河の中には、コア崩壊超新星、孤立した中性子星やパルサーの現象、そして潜在的に新しい源を含む、興味深いGW源がたくさんあります。GW天文台は方向に敏感であるため、地球上のそれらの配置は銀河源の観測に影響を与えます。銀河中心のソースと銀河円盤に分布するソース母集団の両方について、1つ、2つ、および3つの天文台ネットワークのパフォーマンスを分析します。単一のコズミックエクスプローラーまたはアインシュタイン望遠鏡の天文台の場合、赤道付近の緯度に配置すると、銀河中心の最も信頼性の高い観測が提供されることがわかります。銀河円盤に分布するソース集団を考慮すると、赤道天文台はより極端な緯度の天文台よりも有利ですが、天文台の場所はそれほど影響を受けません。2ノードおよび3ノードのネットワークの場合、天文台の経度は、銀河を一貫して観測するためにさらに重要になります。
PSPからの太陽の近くの磁気変動の幾何学
太陽風の磁気変動は、パーカースパイラルの形の平均磁場の存在により異方性を示します。太陽の近くでは、最近開始されたパーカーソーラープローブ（PSP）ミッションまで、直接測定は利用できませんでした。異方性の性質と磁気変動の形状は、散逸プロセスと宇宙での高エネルギー粒子の輸送において基本的な役割を果たします。PSPデータを使用して、流体から運動スケールまで、太陽圏内部の磁気変動の形状と異方性の測定値を示します。結果は驚くべきものであり、1auの観測とは異なります。変動はサイズスケールとともに特徴的に進化することがわかります。ただし、1auの太陽風とは異なり、外側のスケールでは、変動は局所磁場に準平行な波数ベクトルによって支配されます。慣性範囲では、平均波数ベクトルはフィールドアラインメントが少なくなりますが、それでも地球に近い太陽風よりもフィールドアラインメントが多くなります。散逸範囲では、波数ベクトルは散逸範囲の局所磁場に対してほぼ垂直になり、1auの観測で示されるものよりもはるかに高くなります。外側のスケールと慣性範囲でのこの異方性の程度の減少は、太陽コロナの外側での大規模な強制の性質によるものであると提案します。
3つの共通外層バイナリのEclipseタイミングモデリング：ハイブリッドソリューション
2018年12月から2021年2月までの日食における3つの共通外層バイナリの88の新しい観測を報告します。最近の一次日食のタイミング観測を以前に公開された値と組み合わせて、線形エフェメリスからのタイミング変動と一致する星下周縁成分を検索します。ヒル軌道安定関数とそれに続くベイズ推定によって重み付けされた最小二乗最小化フィッティングアルゴリズムを使用して、最適な軌道パラメーターと関連する不確実性を決定しました。HS2231+2441の場合、タイミングデータが一定の周期と一致しており、軌道を回るコンポーネントを示唆する証拠がないことがわかります。HS0705+6700の場合、少なくとも10Myrで安定しているが、パラメーターが大きく異なる2成分ソリューションと3成分ソリューションの両方が見つかります。HWVirの場合、タイミングデータに適合するマルチコンポーネントソリューションが見つかりますが、それらは短いタイムスケールでは不安定であるため、非常にありそうにありません。逆に、最小二乗解とベイズ解はどちらも適合性が低くなります。どちらのシステムでも、最適な安定したソリューションは、アンサンブルのタイミングデータから大幅に逸脱しています。HS0705+6700とHWVirの両方で、観測されたすべての日食タイミングデータに適合する亜恒星コンポーネントソリューションは動的に不安定ですが、軌道が安定している最適なソリューションではO-C適合が不十分です。これらのシステム、そしておそらく他のsdBバイナリで観測されたタイミング変動は、亜恒星成分の摂動とApplegate-Lanzaメカニズムの組み合わせに起因する可能性があると推測しています。
時系列軌道解に基づく偏心分離食変光星KIC8098300のスポットおよび白斑活動の変動
| Title |
Spot_and_Facula_Activity_Variations_of_the_Eccentric_Detached_Eclipsing_Binary_KIC_8098300_Based_on_the_Time-series_Orbital_Solutions |
| Authors |
Hubiao_Niu,_Jianning_Fu,_Jiaxin_Wang,_Chunqian_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.14924 |
LAMOSTスペクトルと$\it{Kepler}$光度曲線を組み合わせて、スポット/白斑変調によって引き起こされるオコンネル効果を示す、分離した食変光星KIC8098300を調査します。視線速度（RV）の測定値は、断層撮影スペクトルのもつれを解く技術を使用して導き出されます。質量比$q=K_1/K_2=0.812\pm0.007$であり、軌道の準主軸$a\mathrm{\sin}i=14.984\pm0.048\R_\odot$は、RV曲線をフィッティングすることによって得られます。コードPHOEBEを使用してスポット/白斑活動に関するバイナリモデルを最適化し、離心率$e=0.0217\pm0.0008$、傾斜角$i=87.71\pm0.04^\circ$、および離心率$\omega=284.1\pm0.5^\circ$の角度。一次星と二次星の質量と半径は、$M_1=1.3467\pm0.0001\M_\odot$、$R_1=1.569\pm0.003\R_\odot$、および$M_2=1.0940\pm0.0001\M_\として決定されます。odot$、$R_2=1.078\pm0.002\R_\odot$、それぞれ。2つの構成星の温度比は$r_{teff}=0.924\pm0.001$です。また、$0.000024\pm0.000001\\mathrm{d}\cycle^{-1}$のペリアストロン歳差運動速度も取得します。日食外の残差は、自己相関関数（ACF）と離散フーリエ変換（DFT）を使用して分析されます。斑点/白斑の活動は比較的弱いですが、寿命は同じ温度範囲のほとんどの単一の主系列星の寿命よりも長くなります。スポットの平均回転周期$P_{rot}=4.32\d$は、軌道周期よりもわずかに長くなっています。これは、経度に沿ったスポット/白斑の移動または緯度方向の差動回転によって引き起こされる可能性があります。活動は、二次星ではスポットが優勢であり、一次星は白斑が優勢である可能性があります。
共通外層後の惑星状星雲のイオン化された分子量。不足している質量の問題
| Title |
The_ionised_and_molecular_mass_of_post-common-envelope_planetary_nebulae._The_missing_mass_problem |
| Authors |
M._Santander-Garc\'ia,_D._Jones,_J._Alcolea,_V._Bujarrabal,_R._Wesson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.15261 |
ほとんどの惑星状星雲（PNe）は、それらの前駆星が本質的に球形であるにもかかわらず、美しく、軸対称の形態を示します。共通外層（CE）として知られる漸近巨星分枝（AGB）星の包絡線内の二次星の巻き込みの短い段階の後、軸対称星雲を排出するのを助けるために、密接な二元性が広く呼び出されます。したがって、AGBの進化は突然中断され、そのエンベロープは急速に放出されてPNを形成します。これは、単一の場合、同じ星からのPNよりも先験的に大きくなります。既知の総人口の約1/5である21のCE後PNeのサンプルの質量を調査し、それらを「通常の」（つまり、近いバイナリをホストすることが知られていない）の大きなサンプルと比較することによって、この仮説をテストすることを目指します。PNe。サンプルのイオン化および分子含有量に関するデータを収集し、新しい分子観察を実施しました。体系的なアプローチにより、サンプルのイオン化された分子量と分子量を導き出します。イオン化された質量を見つけるために表形式の非赤化Hベータフラックスを使用し、分子量のCO2-1および3-2の観測値を使用します。いくつかの例外を除いて、CE後のPNeには一般的に分子含有量が不足しています。イオン化された分子量と分子量を導出すると、単一縮退（SD）システムから生じるCE後のPNeは、平均して「通常の」PNeと同じくらい大きいのに対し、二重縮退から生じるCE後のPNe（DD）システムはかなり質量が大きく、SDシステムや「通常の」PNeよりも大きな線形運動量と運動エネルギーを示します。4つの天体のCEの再構築は、SD星雲の質量が、実際にはそれらの前駆星のエンベロープのごく一部に相当することを示唆しています。これは、エンベロープの残りの部分がどこにあるのか、そしてなぜ星の近くでそれを検出できないのかという不快な質問につながり、したがってこれらの興味をそそるオブジェクトの理解に深刻な疑問を投げかけます。
100TeVを超える超冷却複合暗黒物質
| Title |
Supercool_Composite_Dark_Matter_beyond_100_TeV |
| Authors |
Iason_Baldes,_Yann_Gouttenoire,_Filippo_Sala,_G\'eraldine_Servant |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.13926 |
暗黒物質は、おおよそのスケール対称性を持つ閉じ込めセクターの複合状態である可能性があります。関連する疑似ゴールドストーンボソンであるディラトンが標準模型との相互作用を媒介する場合を考えます。初期宇宙の閉じ込め相転移が過冷却されると、そのダイナミクスにより、最大$10^6$TeVの暗黒物質の質量が可能になります。すべての実験的制約と互換性のある正確なパラメータ空間を導き出し、このシナリオは部分的に望遠鏡で、完全に重力波でテストできることを発見しました。
| Title |
Gravitational_Baryogenesis_and_Dark_Matter_from_Light_Black_Holes |
| Authors |
Nolan_Smyth,_Lillian_Santos-Olmsted,_Stefano_Profumo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.14660 |
バリオン非対称性が、動的に生成された化学ポテンシャルを介した原始ブラックホールからのホーキング放射によって作成されるシナリオを研究します。このメカニズムは、ブラックホールが完全に蒸発するかどうかに関係なく、観測された暗黒物質の存在量を生成するためにも使用できます。蒸発が止まった場合、観測された暗黒物質の存在量は、一般に、遺物のブラックホールと非対称の暗黒物質成分の両方で構成されます。この2成分暗黒物質シナリオは、観測されたバリオン非対称性と宇宙論的暗黒物質を同時に説明できることを示しています。これは、いずれかの個々の候補者に対する制約を回避する可能性です。
| Title |
TauRunner:_A_Public_Python_Program_to_Propagate_Neutral_and_Charged_Leptons |
| Authors |
Ibrahim_Safa,_Jeffrey_Lazar,_Alex_Pizzuto,_Oswaldo_Vasquez,_Carlos_A._Arg\"uelles,_Justin_Vandenbroucke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.14662 |
過去10年間で、IceCubeの観測は、$10^{7}〜\rm{GeV}$に及ぶ天体物理学的ニュートリノのフラックスを明らかにしました。次の世代のニュートリノ天文台は、高エネルギーのニュートリノの空へのさらなる洞察を与えることを約束し、感度は最大$10^{12}〜\rm{GeV}$に達します。このような高エネルギーでは、前世代のニュートリノ伝播ソフトウェアでは説明されていなかった新しい一連の効果が関連するようになります。したがって、このスケールでレプトンの挙動を効率的かつ正確にモデル化する新しいシミュレーションを開発することが重要です。TauRunnerは、中性および荷電レプトンを伝播するPYTHONベースのパッケージを提供します。TauRunnerは、$10〜\rm{GeV}$と$10^{12}〜\rm{GeV}$の間の伝播をサポートします。このパッケージは、荷電電流タウニュートリノ相互作用で生成されるすべての関連する二次ニュートリノを説明します。さらに、ニュートリノ相互作用で生成されたタウスのタウエネルギー損失が考慮され、確率的に処理されます。最後に、TauRunnerはダイバーの実験設定に幅広く適応できるため、ユーザー指定の軌道と伝搬媒体、ニュートリノ断面積、および初期スペクトルが可能になります。
スカラーテンソル重力理論における異なるエネルギーレジームにわたるメトリックおよびスカラー摂動の統一処理を提示します。そのために、2つの接続された対称性の破れのパターンを導入します。1つはフィールドによる自明でない真空期待値の取得によるもので、もう1つは背景とその上に存在する摂動の区別によるものです。ゲージ変換は異なるテンソルとスカラーセクターの次数を混合するため、この分離を実施するために一般的に使用される幾何光学近似は、高周波摂動に対して自己無撞着ではないことを示します。摂動の運動方程式を導き出し、低周波数限界と高周波数限界での解の振る舞いを説明します。カメレオンとシンメトロンの2つのスクリーニングメカニズムのコンテキストでこの現象論を説明することによって結論を下し、すべての周波数範囲のスカラー波がスクリーニングされるため、検出できないことを示します。
共形対称性の破れによる宇宙のインフレーション
急速に加速する膨張の期間は、現在のデータが好む漸近的に平坦なポテンシャルに沿ってゆっくりとロールダウンするスカラー場によって実装された初期の宇宙で予想されます。この論文では、漸近的に平坦なポテンシャルを持つ宇宙のインフレーションのこの図は、運動とポテンシャルの両方の観点から局所的なゲージ共形対称性を破るような方法で物質場を追加することにより、パラティーニ二次重力から現れる可能性があることを指摘します。正の宇宙定数を持つ計量アインシュタイン重力は、物質場がない場合、または局所的に測定された共形対称性を維持する方法で物質場を追加することによって回復することができます。
| Title |
Time_variation_of_the_atmospheric_neutrino_flux_at_dark_matter_detectors |
| Authors |
Yi_Zhuang,_Louis_E._Strigari,_Rafael_F._Lang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.14723 |
最も低いエネルギーである$\lesssim10$GeVでの宇宙線フラックスは、太陽周期によって変調され、これらのエネルギーで大気ニュートリノフラックスに持ち越されると予想される時間変動を引き起こします。ここでは、マルチトンスケールの暗黒物質検出器（CJPL、神岡、LNGS、SNOlab、SURF）の5つの予想される地下位置での大気ニュートリノフラックスのこの時間変化を推定します。太陽極小期と太陽極大期の間で、フラックスの正規化は、SURFなどの高緯度の場所では$\sim30\％$だけ変化しますが、$\lesssim10\％$、LNGSで。この時間変動を特定するには、太陽周期にまたがる期間にわたって実行される暗黒物質検出器が最も効果的です。これにより、このようなニュートリノによる核反跳と暗黒物質による核反跳を区別できるようになり、タイミング情報を利用して「ニュートリノの床」を突破できるようになります。
相対論的に高温のプラズマの磁場に平行に伝播する波の流体力学的記述における異方性圧力効果
| Title |
Anisotropic_pressure_effects_in_hydrodynamic_description_of_waves_propagating_parallel_to_the_magnetic_field_in_relativistically_hot_plasmas |
| Authors |
Pavel_A._Andreev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.14749 |
材料場の4つの方程式からなる相対論的温度を持つプラズマの新しい流体力学モデルの構造が、熱効果を説明する異方性圧力と他のテンソルの領域について提示されます。主な流体力学的変数と見なされる、濃度、速度場、平均逆相対論的$\gamma$関手、および逆相対論的$\gamma$関手の流束の進化の方程式で構築された提示モデル。4つの圧力のようなテンソル（2つの2番目のランクのテンソルと1つの4番目のランクのテンソル）が熱効果を表します。それらの中には、粒子電流のフラックスと逆相対論的$\gamma$ファンクターのフラックスの電流があります。高周波励起は、スペクトル内の圧力のようなテンソルの異方性の寄与を追跡するために分析的に考慮されます。
大きくて重い中性子星：高密度QCDの音速への影響
NASA望遠鏡NICERは最近、正確に知られている2つの太陽質量の中性子星の中で最も重いPSRJ0740+6620からのX線放射を測定しました。データの分析[Milleretal。、Astrophys。J.レット918、L28（2021）;Rileyetal。、Astrophys。J.レット918、L27（2021）]は、PSRJ0740+6620の半径が$68\％$の信頼性レベルで$R_{2.0}\approx（11.4-16.1）$kmの範囲であることを示しています。この記事では、次から次への状態方程式の最近のカイラル有効場の理論（$\chi$EFT）計算を使用して、高密度内核の音速に対するこの分析の影響を研究します。-適度な密度で星の外側の領域を説明するための次の順序。内核の最大音速の下限である$\textbf{min}\{c^2_{s、{\rmmax}}\}$は、大規模な中性子星の半径とともに急速に増加することがわかります。。$\chi$EFTが核飽和密度の約2倍までの核相互作用の効率的な拡張のままである場合、$R_{2.0}\geqslant13$kmには$\textbf{min}\{c^2_{s、{\rmmax}}\}\geqslant0.562$と$0.442$は、それぞれ$68\％$と$95\％$の信頼性レベルです。
二成分ミリチャージ暗黒物質とEDGES21cm信号
EDGES21cmの異常信号に対する2成分暗黒物質の説明を提案します。より重い暗黒物質成分は長寿命であり、その崩壊は主にミリチャージされたより明るい暗黒物質の熱的残存粒子の原因です。CMB、地下暗黒物質の直接検出、およびXQC実験からの制約を回避するには、より重い暗黒物質の寿命を$0.1\、\tau_U$より大きくする必要があります。ここで、$\tau_U$は宇宙の年齢です。私たちのモデルは、EDGES21cmを説明するためのミリチャージ暗黒物質モデルの実行可能な実現を提供します。これは、熱凍結によって遺物密度が生成される最小モデルがさまざまな制約によって除外されているためです。
IceCubeによるGlashow共鳴での粒子シャワーの検出
| Title |
Detection_of_a_particle_shower_at_the_Glashow_resonance_with_IceCube |
| Authors |
IceCube_Collaboration:_M._G._Aartsen,_R._Abbasi,_M._Ackermann,_J._Adams,_J._A._Aguilar,_M._Ahlers,_M._Ahrens,_C._Alispach,_N._M._Amin,_K._Andeen,_T._Anderson,_I._Ansseau,_G._Anton,_C._Arg\"uelles,_J._Auffenberg,_S._Axani,_H._Bagherpour,_X._Bai,_A._Balagopal_V.,_A._Barbano,_S._W._Barwick,_B._Bastian,_V._Basu,_V._Baum,_S._Baur,_R._Bay,_J._J._Beatty,_K.-H._Becker,_J._Becker_Tjus,_S._BenZvi,_D._Berley,_E._Bernardini,_D._Z._Besson,_G._Binder,_D._Bindig,_E._Blaufuss,_S._Blot,_C._Bohm,_S._B\"oser,_O._Botner,_J._B\"ottcher,_E._Bourbeau,_J._Bourbeau,_F._Bradascio,_J._Braun,_S._Bron,_J._Brostean-Kaiser,_A._Burgman,_J._Buscher,_R._S._Busse,_M._A._Campana,_T._Carver,_C._Chen,_E._Cheung,_D._Chirkin,_S._Choi,_B._A._Clark,_K._Clark,_L._Classen,_A._Coleman,_G._H._Collin,_J._M._Conrad,_P._Coppin,_P._Correa,_et_al._(321_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.15051 |
Glashow共鳴は、高エネルギー電子反ニュートリノと電子との相互作用中の$W^-$ボソンの共鳴形成を表し、電子の残りのフレームで6.3ペタエレクトロンボルト（PeV）の反ニュートリノエネルギーでピークに達します。このエネルギースケールは、現在稼働中および将来計画されている粒子加速器には届きませんが、自然の天体物理学的現象により、PeVスケールを超えるエネルギーの反ニュートリノが生成されると予想されます。ここでは、Glashow共鳴で生成されたものと一致する、高エネルギー粒子のカスケード（粒子シャワー）のIceCubeニュートリノ天文台による検出を報告します。$6.05_{-0.62}^{+0.63}$PeV（南極氷床のチェレンコフ放射から決定）のエネルギーのシャワーが測定されました。粒子シャワーでの二次ミューオンの生成と一致する特徴は、共鳴$W^-$ボソンのハドロン崩壊を示し、ソースが天体物理学的であり、方向性の局在化が改善されていることを確認します。グラショー共鳴の証拠は、天体物理学のフラックスに電子反ニュートリノが存在することを示唆している一方で、素粒子物理学の標準モデルのさらなる検証も提供しています。そのユニークな特徴は、ニュートリノと反ニュートリノを区別する方法を示しており、強い磁場の有無にかかわらず、ハドロ核または光ハドロニック相互作用を介してニュートリノを生成する天文加速器を識別する方法を提供します。このように、フレーバー（つまり、電子、ミューオン、またはタウニュートリノ）と電荷（ニュートリノまたは反ニュートリノ）の両方の知識は、ニュートリノ天文学の進歩を促進します。
CLASS_GWB：天体物理学的重力波バックグラウンド異方性のロバストモデリング
| Title |
CLASS_GWB:_robust_modeling_of_the_astrophysical_gravitational_wave_background_anisotropies |
| Authors |
Nicola_Bellomo,_Daniele_Bertacca,_Alexander_C._Jenkins,_Sabino_Matarrese,_Alvise_Raccanelli,_Tania_Regimbau,_Angelo_Ricciardone,_Mairi_Sakellariadou |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.15059 |
重力放射は、宇宙の大規模構造、重力波源、および伝播をまったく新しい方法で研究するためのユニークな可能性を提供します。重力波マップには天体物理学および宇宙論の情報が豊富に含まれていることを考えると、この信号を解釈するには、自明ではない学際的なアプローチが必要です。この作業では、天体物理学のソースの詳細なモデリングと宇宙論的摂動を説明するコンパクトオブジェクトのマージによって生成された信号の完全な計算を提示します。CLASS_GWBコードを開発します。これにより、天体物理学的重力波バックグラウンドの異方性の計算が可能になり、ソースと検出器のプロパティ、および重力波伝播の影響が考慮されます。数値ツールを適用して、LIGO-Virgo周波数帯域の天体物理源によって生成された重力波バックグラウンドの異方性の角度パワースペクトルをロバストに計算します。私たちが提示するエンドツーエンドの理論的フレームワークは、他の周波数帯域のさまざまなソースや検出器に簡単に適用できます。さらに、同じ数値ツールを使用して、解決されたイベントを使用して作成された空の重力波マップの異方性を計算できます。
| Title |
A_Cosmic_Ray_Muon_Spectrometer_Using_Pressurized_Gaseous_Cherenkov_Radiators |
| Authors |
Junghyun_Bae_and_Stylianos_Chatzidakis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.15061 |
この作業では、複数の加圧ガス状チェレンコフラジエーターを使用した宇宙線ミューオン運動量測定への新しいアプローチを提案します。宇宙線ミューオンの運動量に関する知識は、最近開発されたさまざまなミューオンベースのX線撮影技術の使用を大幅に改善および拡大する可能性を秘めています。ただし、既存のミュオグラフィシステムは、ミューオントラッキングのみに依存しており、運動量測定機能がないため、画像の解像度が低下し、測定時間が長くなります。ミューオン散乱トモグラフィーで使用するための運動量測定機能を備えたフィールド可能な宇宙線ミューオン分光計は現在不足しています。複数のガス状チェレンコフラジエーターの圧力を最適に変化させ、チェレンコフしきい値運動量よりも高い運動量を持つミューオンによってトリガーされるラジエーターを特定することで、この課題に対処します。Geant4シミュレーションを通じて提案された概念を評価し、宇宙線ミューオン運動量スペクトルが2つのシナリオ（（i）完全なチェレンコフミューオン分光計と（ii）ノイズが導入される実用的な分光計）に対して十分な精度と解像度で再構築できることを示します。シンチレーションおよび遷移放射フォトンの形式。分光計の精度を定量化するために、真と偽の分類の概念が導入されています。真の分類の割合は、実際のラジエーターの運動量レベルごとに調査されます。運動量範囲0.2〜7.0GeV/c、不確実性1GeV/cの平均分類率は約85％です。
バルク流体を使用する通常のbraneworlds
「圧力」と「密度」の状態方程式を持つ「完全流体」で満たされた5次元バルクに埋め込まれた3ブレーン（フラットまたはカーブ）の特異構造と漸近解析に関する研究をレビューします。5番目の空間座標に応じた流体。バルクで正のエネルギー条件を満たす通常の解は、EoSパラメーターが-1に等しいフラットブレーンの場合、または適切な間隔のEoSパラメーター値のAdSブレーンの場合にのみ存在します。ブレーンの位置に溶液の2つの通常の枝を接着することにより、より多くのケースを見つけることができます。ただし、EoSパラメータが-1に等しいフラットブレーンの場合のみ、ブレーン上のプランク質量が有限になり、重力が局所化されます。より最近の研究では、以前の発見を修正し、EoSパラメーターの有限範囲でフラットブレーンの解を得る方法を示しました。これは、有限距離の特異性がなく、エネルギーの物理的条件と互換性があります。4次元プランク質量の有限性は、非線形状態方程式を満たすバルク流体成分を導入することによるものです。
`オウムアムアの人工起源の可能性について
科学は、偏見ではなく、証拠に従うという特権を提供します。地球の近くで発見された最初の星間天体であるオウムアムアは、太陽系の彗星や小惑星に比べて半ダースの異常を示しました。オウムアムアの異常のすべての自然起源の解釈は、これまでに見たことのないタイプのオブジェクトを想定していました。たとえば、ダスト粒子の多孔質雲、潮汐破壊現象、純粋な水素または純粋な窒素でできたエキゾチックな氷山などです。これらの天然起源モデルにはそれぞれ大きな量的欠点があるため、オウムアムアの人工起源の可能性を考慮する必要があります。ガリレオプロジェクトは、今後数年間でオウムアムアのようなオブジェクトの性質を特定する新しいデータを収集することを目的としています。
目の輝き：写真乾板アーカイブはエイリアンの訪問を検索します
| Title |
A_glint_in_the_eye:_photographic_plate_archive_searches_for_alien_visitations |
| Authors |
Beatriz_Villarroel,_Lars_Mattsson,_Hichem_Guergouri,_Enrique_Solano,_Stefan_Geier,_Onyeuwaoma_Nnaemeka_Dom,_Martin_J._Ward |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.15217 |
地球を発見した高度な地球外文明は、ここに探査機を送ったかもしれません。この論文では、地球同期地球軌道（GEO）の非地球アーティファクト（NTA）を特定するための簡単な戦略を紹介します。1957年に最初の人間衛星が打ち上げられる前に露出した古い写真乾板材料の複数のトランジェントを検索することで、地球の周りの軌道にある反射する破片の小片でさえも識別できることを示します。実際の反射からの写真乾板では、$10\ast10$arcmin$^{2}$画像ボックス内の線に沿った少なくとも4つまたは5つの点光源が重要度レベルに対応するNTAの優れた指標であることを示す計算が含まれています$2.5$と$3.9\sigma$の。与えられた方法論は、静止軌道に反射面を持つNTAの普及率の上限を設定するために使用されます。
衛星は惑星である：惑星科学の分類法における科学的有用性と文化的目的論
| Title |
Moons_Are_Planets:_Scientific_Usefulness_Versus_Cultural_Teleology_in_the_Taxonomy_of_Planetary_Science |
| Authors |
Philip_T._Metzger,_William_M._Grundy,_Mark_Sykes,_S._Alan_Stern,_James_F._Bell_III,_Charlene_E._Detelich,_Kirby_D._Runyon,_Michael_Summers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.15285 |
科学のすべての分野と同様に、分類学的概念の開発は惑星科学にとって不可欠であると私たちは主張しますが、その重要性は独特の歴史的発展によって曖昧にされてきました。文献は、コペルニクス的転回の間に科学者によって開発された惑星の概念が理論に満ちていて、科学にとって実用的であったことを示しています。それは、それらの共通の固有の地質学的特徴のために、惑星として原色と衛星の両方を含んでいました。約2世紀後、非科学者は地動説を採用したばかりで、目的論や占星術の仮定を含む天動説の要素を保存するように動機付けられました。これは、科学的見解と矛盾する惑星の民俗概念の開発を動機づけました。フォーク分類法は、物体が周回するものに基づいており、衛星を非惑星にし、ほとんどの小惑星を無視していました。天文学者は、原色と衛星を惑星として一緒に分類し続け、1920年代までその分類法を教え続けました。天文学界は惑星への興味を失いました。1910年から1955年まで、そしてその期間中、民俗の概念を無頓着に受け入れました。現代の天文学者がこの歴史を忘れて、フォーク分類法がコペルニクスの科学者によって作成されたものであると主張するためにそれを書き直したので、十分な時間が経過しました。約開始。詳細な新しいデータを送り返すために宇宙船ミッションが開発された1960年、衛星を含む惑星に関する出版が爆発的に増加し、コペルニクス惑星の概念が復活しました。地質学的複雑性との分類学的整合が惑星にとって最も有用な科学的分類法であるという証拠を提示します。宇宙での生命の起源の連鎖の重要な部分であるのは、一次惑星と二次惑星の両方のこの複雑さです。
1.5ポストニュートン次数での任意の離心率、スピン、および質量を持つブラックホール連星の作用角変数
| Title |
Action-angle_variables_of_a_binary_black-hole_with_arbitrary_eccentricity,_spins,_and_masses_at_1.5_post-Newtonian_order |
| Authors |
Sashwat_Tanay,_Gihyuk_Cho,_Leo_C._Stein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.15351 |
バイナリブラックホール（BBH）のダイナミクスの正確で効率的なモデリングは、重力波（GW）を介した検出に不可欠であり、将来的にはLIGO/Virgo/KAGRAおよびLISAを使用します。閉じた形で単純化せずに任意のパラメーター（軌道または歳差運動の平均化など）を使用してBBHシステムのダイナミクスを解くことは、GWコミュニティにとって最も困難な問題の1つです。考えられるアプローチの1つは、可積分ハミルトン系の摂動されていないものから摂動された作用角変数を構築する標準的な摂動理論を使用することです。したがって、可積分1.5ポストニュートン（PN）BBHシステムの作用角変数を持つことが不可欠です。この論文では、arXiv：2012.06586で2人が開始した作業を続けます。ここでは、任意の離心率、質量、スピンを持つBBHシステムの5つのアクションのうち4つを1.5PNの順序で示しました。ここでは、測定不可能な位相空間座標を導入することによって位相空間を拡張する新しい方法を使用して、残りの5番目のアクションを計算します。すべての周波数を計算する方法を詳しく説明し、1.5PNでのダイナミクスを分析的に解決する角度変数に明示的に変換する方法をスケッチします。これは、標準的な摂動理論を使用して、より高いPN次数で、任意の質量、スピン、および離心率を持つBBHシステムの保守的なダイナミクスを分析的に解決するための基礎を築きます。
