宇宙ひも進化の標準的な速度依存1スケール（VOS）モデルには、最初から取得できない多くの自由パラメーターが含まれています。したがって、高解像度の数値シミュレーションを使用してキャリブレーションする必要があります。このモデルの統計的に堅牢なキャリブレーションを提供するために、ローカルのアーベル-ヒッグス文字列ネットワークの進化の最先端のグラフィカルに高速化された実装を活用します。そのために、さまざまな宇宙膨張率について、これまでに実行された高解像度シミュレーションの最大のセットを利用し、ダイナミックレンジ、格子間隔など、モデルのキャリブレーションに対する主要な数値選択の影響を調査します。、および平均弦速度の数値推定量の選択。この感度の調査は、特定の数値の選択が、ループチョッピングパラメーターなどの観測的に重要なパラメーターに実際に影響を与えることを示しています。結論として、私たちの結果が宇宙ひもの観測上の制約にどのように影響するかについても簡単に説明します。
スタロビンスキーインフレーションの高次拡張：初期条件、スローロール体制および再加熱段階
| Title |
A_higher-order_extension_of_Starobinsky_inflation:_initial_conditions,_slow-roll_regime_and_reheating_phase |
| Authors |
G._Rodrigues-da-Silva,_J._Bezerra-Sobrinho_and_L._G._Medeiros |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.15502 |
最新の観測データは、スタロビンスキーモデルがインフレ体制の説明における最有力候補の1つであることを裏付けています。そのような成功に動機付けられて、スタロビンスキーモデルの拡張は文献でますます繰り返されています。これの理論的正当性は十分に根拠があります。一般相対性理論の紫外線の完全性を求めて、高エネルギー物理学で高次の重力が発生します。この論文では、$R^{3}$項を含めることを特徴とするスタロビンスキーモデルの拡張によるインフレを調査することを提案します。モデルのポテンシャル空間と位相空間を完全に分析し、スカラー場のダイナミクスが異なる3つの領域の存在を観察します。再加熱の研究を通して、そして標準的な物質場と重力の通常の結合を考慮することによって、e-foldの数の制限的な制限を確立することができます。これにより、Planck、BICEP3/Keck、およびBAOからの観測データとモデルを適切に対峙させます。最後に、3次項を含めると、物理的インフレーションの発生に必要な初期条件がどのように制限されるかについて説明します。
宇宙フィラメントのスピン保存
宇宙フィラメントは、宇宙で最大の崩壊構造です。最近、観測とシミュレーションの両方で、宇宙フィラメントがコヒーレントな角運動量（スピン）を持っていることが推測されています。ここでは、フィラメントファインダーを使用して、宇宙論的シミュレーションでフィラメント構造を特定し、それらの物理的起源を研究します。これは、ラグランジュの対応する領域であるプロトフィラメントの原始潮汐トルクによって十分に説明されています。この初期角運動量は、低赤方偏移への方向を統計的に保持します。さらに、スピン再構成法がフィラメントのスピンを予測し、それらのスピンを宇宙の初期条件に関連付ける可能性があることを示します。この相関関係は、宇宙の初期摂動の追加情報を制約および取得する新しい方法を提供します。
| Title |
A_400_Trillion-Grid_Vlasov_Simulation_on_Fugaku_Supercomputer:_Large-Scale_Distribution_of_Cosmic_Relic_Neutrinos_in_a_Six-dimensional_Phase_Space |
| Authors |
Kohji_Yoshikawa,_Satoshi_Tanaka,_Naoki_Yoshida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.15867 |
宇宙ニュートリノのウラソフシミュレーションと、フガクスーパーコンピューターで行われた宇宙の大規模構造形成の文脈でのコールドダークマターのN体シミュレーションを組み合わせて報告します。ニュートリノの重力ダイナミクスは、初めて、ウラソフ方程式を6次元位相空間に直接積分することによって追跡されます。私たちの最大のシミュレーションは、400兆グリッドのVlasovシミュレーションと3300億体の計算を自己無撞着な方法で組み合わせ、宇宙のニュートリノの非線形ダイナミクスを正確に再現します。新しい高次のVlasovソルバーは、最先端の数値スキームの配列を組み合わせ、A64FXプロセッサのSIMD命令を十分に活用することで最適化されています。私たちのシミュレーションの解決までの時間は、最大のN体シミュレーションよりも1桁短くなっています。パフォーマンスは、Fugakuで最大147,456ノード（700万CPUコア）で優れた拡張性を発揮します。弱いスケーリング効率と強いスケーリング効率は、それぞれ82％〜96％と82％〜93％です。
金属に富む星形成への宇宙論的遷移が水素21cm信号に及ぼす影響
| Title |
Effect_of_the_cosmological_transition_to_metal-enriched_star-formation_on_the_hydrogen_21-cm_signal |
| Authors |
Mattis_Magg,_Itamar_Reis,_Anastasia_Fialkov,_Rennan_Barkana,_Ralf_S._Klessen,_Simon_C._O._Glover,_Li-Hsin_Chen,_Tilman_Hartwig,_Anna_T.P._Schauer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.15948 |
21cmのトモグラフィーで宇宙の夜明けをマッピングすることは、原始的な星形成の時代への刺激的な新しい窓を提供します。ただし、問題のマルチスケールの性質のため、星形成のプロセスと関連する21cm信号の両方の自己無撞着な実装は困難です。この研究では、最初の星の形成と、原始星から金属に富む星形成への段階的な移行のプロセスを追跡するための柔軟な半分析モデルを開発します。この移行では、最初の超新星と第2世代の星の形成の間の時間遅延（または回復時間）が異なるシナリオで異なるものを使用します。10から100\、Myrの回復時間を使用し、これらの遅延が、金属に富む星形成への移行が発生する赤方偏移に強い影響を与えることを発見しました。次に、この遷移が21cmの信号に与える影響を調べ、回復時間が信号に特徴的な痕跡を持っていることを確認します。この時間遅延がPopulation〜III星の特性にどのように関連するかについての理解が深まるとともに、将来の21cmの観測は、星形成の初期の時代に独立した制約を与える可能性があります。
星や惑星の形成の初期段階での恒星間天体の捕獲を調査します。私たちの結果は、恒星間天体の集団がよりよく特徴付けられるようになるにつれて絞り込まれる非常に広い範囲の可能な値を示しています。2$\cdot$10$^{15}$pc$^{-3}$（1I/'オウムアムア検出に基づく）のバックグラウンド数密度、30km/sの速度分散、および平衡サイズ分布を想定すると、分子雲によって捕獲され、その形成中に各原始惑星系円盤に組み込まれると予想される恒星間天体の数は、O（10$^{9}$）（50cm-5m）、O（10$^{5}$）（5m-50m）、O（10$^{2}$）（50m-500m）、O（10$^{-2}$）（500m-5km）。ディスクが形成された後、その寿命の間にISMからキャプチャできる恒星間天体の数は6$\cdot$10$^{11}$（50cm-5m）、2$\cdot$10$^{8}$です。（5m-50m）、6$\cdot$10$^{4}$（50m-500m）、20（500m-5km）;星の1％が惑星を形成した散開星団では、これらの値はO（10$^{2}$-10$^{3}$）の係数で増加します。これらの閉じ込められた恒星間天体は、原始惑星系円盤にサブcmサイズの塵粒が直接降着することで、ガスの引きずりによって漂流する前に、急速に大きな微惑星に成長するのに十分な大きさである可能性があります。惑星形成のための「種」。それらは、将来の星や惑星の形成モデルや、銀河全体への生物学的物質の潜在的な広がりにおいて考慮されるべきです。
若いシステムの内部領域での巨大な衝撃によって生成された一酸化炭素ガス
| Title |
Carbon_monoxide_gas_produced_by_a_giant_impact_in_the_inner_region_of_a_young_system |
| Authors |
Tajana_Schneiderman_(1),_Luca_Matr\`a_(2),_Alan_P._Jackson_(3,4),_Grant_M._Kennedy_(5,6),_Quentin_Kral_(7),_Sebasti\'an_Marino_(8,9),_Karin_I._\"Oberg_(10),_Kate_Y.L._Su_(11),_David_J._Wilner_(10),_Mark_C._Wyatt_(8)_((1)_Department_of_Earth,_Atmospheric,_and_Planetary_Sciences,_Massachusetts_Institute_of_Technology_(2)_Centre_for_Astronomy,_School_of_Physics,_National_University_of_Ireland_Galway_(3)_Centre_for_Planetary_Sciences,_University_of_Toronto_at_Scarborough_(4)_School_of_Earth_and_Space_Exploration,_Arizona_State_University_(5)_Department_of_Physics,_University_of_Warwick_(6)_Centre_for_Exoplanets_and_Habitability,_University_of_Warwick_(7)_LESIA,_Observatoire_de_Paris,_Universit\'e_PSL,_CNRS,_Sorbonne_Universit\'e,_Univ._Paris_Diderot,_(8)_Institute_of_Astronomy,_University_of_Cambridge_(9)_Jesus_College,_University_of_Cambridge_(10)_Center_for_Astrophysics,_Harvard_&_Smithsonian_(11)_Steward_Observatory,_University_of_Arizona) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.15377 |
地球型惑星形成のモデルは、若い原始惑星系円盤の分散を超えて数千万年続く惑星集合の最終段階が惑星衝突によって支配されると予測しています。若い地球のような惑星が最終的な質量に成長し、長期的に安定した軌道構成を達成するのは、これらの巨大な衝撃を通してです。重要な予測は、これらの影響が破片を生成することです。これまでのところ、衝突後の破片の最も説得力のある観測証拠は、近くの23Myr-oldAstarHD172555の周りの惑星系から来ています。このシステムは、以前は異常に急なサイズ分布と非定型のダスト組成を持つ大量の微細なダストを示しています超高速の影響または巨大な小惑星帯のいずれかに起因します。ここでは、太陽系の地球型惑星の外側の領域に類似した領域である、6〜9auの間のほこりっぽい破片と共周するCOガスリングのスペクトル分解検出を報告します。まとめると、ほこりとCOの検出は、揮発性物質が豊富な大きな物体間の巨大な影響を助長します。これは、月を形成する衝撃に類似した惑星規模の衝突が大量のガスと破片を放出する可能性があり、このガスが観測可能であり、若い惑星の構成への窓を提供することを示唆しています。
マーズ2020ミッションのパーサヴィアランスローバー用のSuperCam赤外線分光計
| Title |
The_SuperCam_Infrared_Spectrometer_for_the_Perseverance_Rover_of_the_Mars2020_mission |
| Authors |
Thierry_Fouchet,_Jean-Michel_Reess,_Franck_Montmessin,_Rafik_Hassen-Khodja,_Napol\'eon_Nguyen-Tuong,_Olivier_Humeau,_Sophie_Jacquinod,_Laurent_Lapauw,_J\'er\^ome_Parisot,_Marion_Bonafous,_Pernelle_Bernardi,_Fr\'ed\'eric_Chapron,_Alexandre_Jeanneau,_Claude_Collin,_Didier_Zeganadin,_Patricia_Nibert,_Sadok_Abbaki,_Christophe_Montaron,_Cyrille_Blanchard,_Vartan_Arslanyan,_Ourdya_Achelhi,_Claudine_Colon,_Cl\'ement_Royer,_Vincent_Hamm,_Mehdi_Bouzit,_Fran\c{c}ois_Poulet,_C\'edric_Pilorget,_Lucia_Mandon,_Olivier_Forni,_Agn\`es_Cousin,_Olivier_Gasnault,_Paolo_Pilleri,_Bruno_Dubois,_Cathy_Quantin,_Pierre_Beck,_Olivier_Beyssac,_St\'ephane_Le_Mou\'elic,_Jeffrey_R._Johnsson,_Timothy_H._McConnochie,_Sylvestre_Maurice_and_Roger_C._Wiens |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.15428 |
マーズ2020パーセベランスローバーがジェゼロクレーター内の火星鉱物学を遠隔で研究できるようにするSuperCamInstrumentSuiteの赤外線分光計を紹介します。SuperCamIR分光計は、5〜20nmの範囲のスペクトル分解能で1.3〜2.6$\mu$mドメインのスペクトルを取得するように設計されています。1.15mradの視野は、SuperCamが提供する他のリモートセンシング技術のボアサイトと一致しています。レーザー誘起破壊分光法、リモート時間分解ラマンおよび発光分光法、可視反射分光法、およびマイクロイメージングです。。IRスペクトルは、ジェゼロクレーターの鉱物学的多様性を調査し、そのサンプリングタスクでパーサヴィアランスローバーを導き、サンプルの環境を文書化するために、ロボットアームワークスペースから長距離まで取得できます。火星の表面での設計、性能、放射測定校正、および予想される操作を提示します。
7次までの図の理論と木星と土星の内部
| Title |
Theory_of_Figures_to_the_7th_order_and_the_interiors_of_Jupiter_and_Saturn |
| Authors |
N._Nettelmann,_N._Movshovitz,_D._Ni,_J.J._Fortney,_E._Galanti,_Y._Kaspi,_R._Helled,_C.R._Mankovich,_S._Bolton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.15452 |
木星と土星の内部モデリングは、多くのパラメータの不確実性空間をカバーする何千ものモデルが生成される状態に進んでいます。このアプローチでは、重力場と形状を計算する高速な方法が必要です。さらに、土星でのカッシーニミッションと進行中のジュノーミッションは、J12までの重力高調波を提供しました。ここでは、重力場と形状の計算の高速な方法である図の理論を、J14までの計算を可能にする7次（ToF7）に拡張したことを報告します。ポリトロープモデルを使用して精度を比較するために、3つの異なるコードを適用します。ToF7は、CMS-19H/He-EOSと組み合わせて木星と土星のインテリアモデルに適用されます。木星の場合、J6は、2〜2.5MbarでHeが枯渇したエンベロープからHeが豊富なエンベロープへの遷移に最もよく一致することがわかります。ただし、大気の金属量は、アディアバットが低密度に向かって摂動された場合、または表面温度がガリレオ値から約14K上昇した場合にのみ、太陽の1倍に達します。私たちのサターンモデルは、小さなコアの上に1.5〜4倍の太陽でほぼ均質なZエンベロープを意味します。木星の場合と同様に、アディアバットを摂動させると、0.4RSatまでの拡張された重い元素が豊富な深い内部（拡散コア）を持つ金属量プロファイルが得られます。深い内部が重元素に富んでいる限り、コンパクト、希薄、またはコアのない古典的なモデルは可能です。観測された風速に適合した熱風を含め、代表的な木星と土星のモデルは、観測されたすべてのJn値と一致しています。
太陽系外惑星大気の3D放射伝達。 gCMCRT：GPUアクセラレーションMCRTコード
| Title |
3D_radiative-transfer_for_exoplanet_atmospheres._gCMCRT:_a_GPU_accelerated_MCRT_code |
| Authors |
Elspeth_K.H._Lee,_Joost_P._Wardenier,_Bibiana_Prinoth,_Vivien_Parmentier,_Simon_L._Grimm,_Robin_Baeyens,_Ludmila_Carone,_Duncan_Christie,_Russell_Deitrick,_Daniel_Kitzmann,_Nathan_Mayne_and_Michael_Roman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.15640 |
放射伝達（RT）は、惑星体の大気を調査するための重要なコンポーネントです。太陽系外惑星の大気の3Dの性質は、それらの観測可能な特性を生み出す上で重要であるため、将来の多次元および時間データセットを満たすために、正確で高速な3Dメソッドを開発する必要があります。惑星大気RT問題で一般的に使用するためのオープンソースGPURTコードgCMCRT、モンテカルロRTフォワードモデルを開発します。直接全球循環モデル（GCM）の出力から合成スペクトルまで、後処理パイプラインの自動化を目指しています。3Dおよび1D入力構造のアルベド、発光および透過スペクトルモードを開発します。相関kおよび高解像度の不透明度テーブルを使用する機能が含まれています。後者はモデル内でドップラーシフトできます。ExoRad、SPARC/MITgcmTHOR、UKMetOfficeUM、Exo-FMS、RauscherモデルなどのいくつかのGCMグループからの結果を後処理します。したがって、ユーザーはデスクトップおよびHPCGPUコンピューティングソリューションを利用できます。gCMCRTは、コミュニティのメンバーによって作成された大規模なGCMモデルグリッドの後処理や、高解像度の3D調査に最適です。
JWST MIRIに搭載された中解像度イメージング分光計による太陽系外惑星の直接発光分光法：I。分子マッピングと機器効果に対する感度
| Title |
Direct_emission_spectroscopy_of_exoplanets_with_the_medium_resolution_imaging_spectrometer_on_board_JWST_MIRI:_I._Molecular_mapping_and_sensitivity_to_instrumental_effects |
| Authors |
P._Patapis,_E._Nasedkin,_G._Cugno,_A.M._Glauser,_I._Argyriou,_N._P._Whiteford,_P._Molli\`ere,_A._Glasse,_and_S._P._Quanz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.15756 |
JWST/MIRIに搭載されている中分解能分光計は、空間情報を保持しながら中赤外スペクトルへのアクセスを提供します。JWSTとMIRI検出器の比類のない感度により、MRSは、巨大な太陽系外惑星の大気の理解に革命をもたらす可能性を秘めています。分子マッピングは、直接画像化された太陽系外惑星のスペクトルを研究するために使用される有望な検出および特性評価技術です。この手法の実現可能性とMRS観測への応用を検討することを目指しています。機器シミュレーターMIRISIMを使用して、分解された星と太陽系外惑星システムの模擬観測を作成しました。シミュレーターの入力として、文献からの恒星と惑星のパラメーターを使用し、惑星のスペクトルは放射伝達コードpetitRADTRANSでモデル化されました。JWSTパイプラインで生データを処理した後、星の点像分布関数を説明するためにデータをハイパスフィルター処理し、フォワードモデリングアプローチを使用してコンパニオンを検出し、分子シグネチャーを通じて大気の化学組成を制約します。MRSを使用して直接画像化された太陽系外惑星の分光学的特性評価の制限要因を特定し、2つの代表的なシステムHR8799とGJ504の観測をシミュレートしました。どちらのシステムでも、大気の入力モデルに存在する複数の分子の存在を検出できました。主にH$_2$O、CO、CH$_4$、およびNH$_3$の検出に敏感な、文献で使用されている単一分子フォワードモデルで2つの異なるアプローチを使用し、完全なを使用する対数尤度比検定を使用しました。大気フォワードモデルであり、優勢でない多数の分子種に敏感です。MIRIMRSを使用して、分子マッピングを使用して、中赤外域で広く分離された巨大な太陽系外惑星を特徴付けることができることを示します。
CO2クラスレート粒子上の自己保存氷層：エンケラドス、冥王星および同様の海洋世界への影響
| Title |
Self-preserving_ice_layers_on_CO2_clathrate_particles:_implications_for_Enceladus,_Pluto_and_similar_ocean_worlds |
| Authors |
Mathias_Bostr\"om_and_Victoria_Esteso_and_Johannes_Fiedler_and_Iver_Brevik_and_Stefan_Yoshi_Buhmann_and_Clas_Persson_and_Sol_Carretero-Palacios_and_Drew_F._Parsons_and_Robert_W._Corkery |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.15769 |
地球と宇宙の工学的条件と自然条件の両方で、一部のガスハイドレートは、氷層の形成によって熱力学的安定性のウィンドウの外側で安定化されることがわかっています。これは自己保存と呼ばれる現象です。タイプICO2クラスレート構造の低占有表面領域と自己保存氷層は、これらの構造に効果的な浮力をもたらし、エンケラドス、冥王星、および同様の海洋世界の海に浮かぶ粒子のサイズ範囲を制限します。ここでの私たちの目標は、氷層形成による自己保存のためのクラスレート構造に対するリフシッツ力と低占有表面領域の影響を調査し、分散力による多層相互作用に基づくもっともらしいモデルを提示することです。CO2クラスレート表面での厚さ0.01〜0.2$\mu$mの氷層の成長は、占有率の低いガスハイドレートの表面領域の存在に依存すると予測します。有効粒子密度は、さまざまな海洋で浮力を持つ粒子の範囲を区切ると推定されます。地質学的な時間の経過とともに、浮遊CO2ハイドレートの堆積は、液体の貯水池の上、およびそれぞれの海洋世界の水氷クラストの下に、キロメートルの厚さのハイドレート層の蓄積をもたらす可能性があります。エンケラドスでは、地表近くのハイドレート堆積物の不安定化により、ガス圧が上昇し、プルームを駆動し、安定したハイドレートをエンケラドスの表面に再堆積するか、土星のEリングに放出する可能性があります。エンケラドス、特に冥王星などの海洋世界では、厚いCO2ハイドレート堆積物の蓄積により、海洋が凍結から保護される可能性があります。海洋世界の液体貯水池の凍結を防ぐために、CO2水和物層の存在は、私たちの太陽系や太陽系外惑星やその先の太陽系外惑星での海洋世界の居住性を高める可能性があります。
ミニハロにおける金属混合：対不安定型超新星の子孫
| Title |
Metal_Mixing_in_Minihalos:_The_Descendants_of_Pair-Instability_Supernovae |
| Authors |
Mattis_Magg,_Anna_T._P._Schauer,_Ralf_S._Klessen,_Simon_C._O._Glover,_Robin_G._Tress,_and_Ondrej_Jaura |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.15372 |
対不安定型超新星に由来する豊富なパターンの観測の欠如は、最初の星に関して長年の問題でした。このクラスの超新星は、強い奇偶効果を持つ豊富なパターンを持つことが期待されており、現在の超新星とは大きく異なります。この研究では、宇宙論的放射流体力学シミュレーションを使用して、そのような超新星とそれに続く第2世代の星の形成をモデル化します。ストリーミング速度を初めて取り入れました。$1\、\mathrm{Mpc}\、h^{-1}$ボックスには14個の星形成ミニハロがあり、赤方偏移$z=19.5$の前に14個の超新星が発生し、シミュレーションの複雑さを軽減し始めます。。爆発に続いて、内部および外部の濃縮によって10個のハローに非常に金属の少ない星が形成され、これが最も一般的な結果になります。シミュレーション中に1つのハローだけが再崩壊しません。この結果は、対不安定型超新星の存在量パターンを持つ金属の少ない星の現在の（欠如している）観測と緊張関係にあり、これらの非常に重い星は初期の宇宙でもまれである可能性があることを示唆しています。このシミュレーションの結果は、何が再崩壊のさまざまなモードを駆動し、何が非常にエネルギーの高い超新星の後の金属の混合挙動を決定するかについての洞察も与えてくれます。
ハードルのクリア：ホスト銀河の質量の関数としての球状星団システムの質量
| Title |
Clearing_the_hurdle:_The_mass_of_globular_cluster_systems_as_a_function_of_host_galaxy_mass |
| Authors |
Gwendolyn_M._Eadie,_William_E._Harris,_and_Aaron_Springford |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.15376 |
現在の観測証拠は、すべての大きな銀河には球状星団（GC）が含まれているのに対し、最小の銀河には含まれていないことを示唆しています。GCからGCなしへの移行は、どの銀河の質量範囲で発生しますか？この質問は、ローカルグループの銀河、近くの矮小銀河、おとめ座銀河団調査の銀河を使用して調査します。4種類の統計モデルを検討します。（1）恒星の質量$M_{\star}$の銀河が任意の数のGCを持つ確率をモデル化するロジスティック回帰。（2）GCの数と$M_{\star}$をモデル化するポアソン回帰、（3）GCシステムの質量（$\log{M_{gcs}}$）とホスト銀河の質量（$\log{M_{gcs}}$）の関係をモデル化する線形回帰$\log{M_{\star}}$）、および（4）データサンプル全体の銀河恒星質量の関数としてのGCシステム質量のベイジアン対数法線ハードルモデル。ロジスティック回帰から、銀河がGCを含む50％の確率ポイントは$M_{\star}=10^{6.8}M_{\odot}$であることがわかります。適合後の診断から、ポアソン回帰はデータの不適切な記述であることがわかります。最終的に、GCのない多くの銀河が存在する場合でも、GCシステムの質量が$M_{\star}$によってどのように変化するかを説明できるベイズ対数正規ハードルモデルが、私たちのデータの範囲。付録では、ローカルグループの矮星おおぐま座IIのあまり知られていないGCの測光も示しています。
熱スニヤエフ・ゼルドビッチ効果を用いた宇宙論的シミュレーションにおける銀河系周囲媒体の高温ガス成分のプロービング
| Title |
Probing_Hot_Gas_Components_of_Circumgalactic_Medium_in_Cosmological_Simulations_with_the_Thermal_Sunyaev-Zel'dovich_Effect |
| Authors |
Junhan_Kim,_Sunil_Golwala,_James_G._Bartlett,_Stefania_Amodeo,_Nicholas_Battaglia,_Andrew_J._Benson,_J._Colin_Hill,_Philip_F._Hopkins,_Cameron_B._Hummels,_Emily_Moser,_Matthew_E._Orr |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.15381 |
熱スニヤエフゼルドビッチ（tSZ）効果は、圧力、したがって熱エネルギー密度を測定するため、暗黒物質ハローを支配する高温ガスの特性を直接制約する可能性のある強力なツールです。銀河の星形成と活動銀河核（AGN）活動の影響を強く受け、銀河の星とブラックホールの質量成長を制御するフィードバックループに参加するため、銀河周囲媒体（CGM）のこの高温成分を研究することは重要です。3つの宇宙論的流体力学シミュレーション（Illustris-TNG、EAGLE、およびFIRE-2）を使用して、広いハロー質量範囲にわたるtSZ効果を研究します。具体的には、3つのシミュレーションすべてについて、tSZ信号とハロー質量のスケーリング関係、およびガス密度、温度、圧力の半径方向プロファイルを示します。分析には、PlancktSZ観測と、AtacamaCosmologyTelescope（ACT）測定から推測された熱圧力プロファイルとの比較が含まれます。これらのtSZデータをシミュレーションと比較して、CGMのフィードバックおよび付加プロセスの観点から測定値を解釈します。また、将来の測定で表示される可能性のある、これらのプロセスのまだ観測されていない潜在的なシグニチャを特定します。これにより、tSZ信号をさらに低い質量で測定できるようになります。また、物理的な仮定が異なる実行間の内部比較も実行します。（1）$R_{500}$でのフィードバックの影響についての強力な証拠がありますが、この影響は$5R_{500}$減少し、（2）CGMの熱力学的プロファイルは宇宙線やAGNフィードバック処方などの実装モデル。
ハロー質量でのAGN-CGM接続のシミュレーションにおける大気循環$ \ sim 10 ^ {13.5}、M_ \ odot $
| Title |
Atmospheric_Circulation_in_Simulations_of_the_AGN-CGM_Connection_at_Halo_Masses_$\sim_10^{13.5},_M_\odot$ |
| Authors |
Deovrat_Prasad,_G._Mark_Voit,_and_Brian_W._O'Shea |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.15382 |
活動銀河核（AGN）と銀河周辺媒体（CGM）の間の結合は、宇宙で最も巨大な銀河の大気における放射冷却とフィードバック加熱の間の相互作用にとって重要です。この論文は、強い運動量フラックスを伴う動的AGNフィードバックがCGMとどのように相互作用するかを示す数値シミュレーションの詳細な分析を提示します。私たちの分析は、大規模なCGM循環が、銀河大気を再構成し、大気の中央エントロピーレベルを調整する上で重要な役割を果たしていることを示しています。AGNエネルギー出力のほとんどは、銀河内の大気ガスの加熱ではなく銀河周囲ガスの持ち上げに使われ、その結果、シミュレーションで銀河周囲媒体（CGM）が再構成されていることがわかります。したがって、約10〜100kpcスケールでのCGMの大規模（数十kpc）循環は、これらのシミュレートされた銀河のガスの過冷却を防ぐ上で重要な役割を果たします。シミュレーションはまた、降着効率とジェット開口角の選択がAGN-CGM結合に大きく影響することを示しています。ジェット開口角を基準開口角の4分の1に減らすと、ジェット運動量フラックスが増加し、中央のCGMと効果的に結合することなくより大きな半径にドリルスルーできるようになります（$r<5$kpc）。運動量フラックスが低い流出は、より小さな半径（$r\lesssim10$）でエネルギーの大部分を減速および熱化します。
初期型銀河における大気圧と分子雲形成
| Title |
Atmospheric_pressure_and_molecular_cloud_formation_in_early-type_galaxies |
| Authors |
Iurii_Babyk,_Brian_McNamara,_Prathamesh_Tamhane,_Paul_Nulsen,_Hellen_Russell,_Alastair_Edge,_and_Leo_Blitz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.15410 |
大気圧と分子ガス質量の間の強い相関関係は、中央銀河団銀河と初期型銀河に見られます。分子雲が高温の大気から凝縮した場合、この傾向と大気ガス密度に関する同様の傾向が自然に発生します。これらのシステムにおける水素原子に対する分子の比率の制限は、1を超えています。データは、通常の渦巻銀河に見られるように、水素原子が分子に急速に変換される重要な要因である周囲圧力と一致しています。
非常に薄い銀河FGC1440のHI21cm観測と質量モデル
| Title |
HI_21_cm_observation_and_mass_models_of_the_extremely_thin_galaxy_FGC_1440 |
| Authors |
K._Aditya,_Peter_Kamphuis,_Arunima_Banerjee,_Sviatoslav_Borisov,_Aleksandr_Mosenkov,_Aleksandra_Antipova,_Dmitry_Makarov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.15478 |
光学軸比$a/b=20.4$の極薄銀河FGC1440における運動学と中性水素（HI）の分布の観測とモデルを提示します。巨大メーター波電波望遠鏡（GMRT）を使用して、1.7$\rmkms^{-1}$のスペクトル分解能と$15"\times13.5"$の空間分解能で銀河を画像化しました。FGC1440の漸近回転速度は141.8$\rmkms^{-1}$であることがわかります。FGC1440のHIディスクの構造は、視線に沿って歪んだ典型的な薄いディスクの構造ですが、中央の厚いHIディスクの存在を除外することはできません。FGC1440の暗黒物質ハローは、$\rmR_{c}/R_{d}<2$の疑似等温（PIS）プロファイルでモデル化できることがわかります。ここで、$R_{c}$はコア半径です。PISハローと$R_{d}$の指数恒星円盤スケール長。FGC1440の軸比が異常に大きいにもかかわらず、回転速度と恒星の鉛直速度分散の比、$\frac{V_{Rot}}{\sigma_{z}}\sim5-8$、これは他の極薄に匹敵します。興味深いことに、通常のバルジレス円盤銀河の$log_{10}（j_{*}）-log_{10}（M_{*}）$関係の外れ値である、以前に研究された極薄銀河とは異なり、FGC1440は同じ。FGC1440の星、ガス、バリオンの$j$の値は、同様の質量を持つ通常の渦巻銀河の値と一致しています。
中間の大質量星団の動的進化に対する原始バイナリの影響
| Title |
The_impact_of_primordial_binary_on_the_dynamical_evolution_of_intermediate_massive_star_clusters |
| Authors |
Long_Wang_(1_and_2),_Ataru_Tanikawa_(3),_Michiko_S._Fujii_(1)_((1)_Department_of_Astronomy,_School_of_Science,_The_University_of_Tokyo,_7-3-1_Hongo,_Bunkyo-ku,_Tokyo,_113-0033,_Japan,_(2)_RIKEN_Center_for_Computational_Science,_7-1-26_Minatojima-minami-machi,_Chuo-ku,_Kobe,_Hyogo_650-0047,_Japan_(3)_Department_of_Earth_Science_and_Astronomy,_College_of_Arts_ans_Sciences,_The_University_of_Tokyo,_3-8-1_Komaba,_Meguro-ku,_Tokyo_153-8902,_Japan) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.15555 |
観測によると、星団には大部分のバイナリが含まれています。タイトなバイナリは、星団の長期的な動的進化に影響を与える重要な熱源です。ただし、$N$-bodyツールの制限により、直接$N$-bodyシミュレーションを使用した球状星団（GC）の以前の理論的モデリングでは、原始バイナリの大部分が長期的な進化にどのように影響するかを調査していません。この作業では、高性能の$N$-bodyコードPeTarを使用して、0から1まで変化する原始バイナリ分数を持つ中間の大規模GC（$N=100000$）のスターごとのモデルを実行します。恒星質量ブラックホール（BH）サブシステムが存在する場合、GC（コアおよび半質量半径）の構造進化は、BHバイナリ（BBH）の数に影響を与えるため、質量の原始バイナリのプロパティにのみ依存することがわかります。、バイナリ加熱プロセスを支配します。二重白色矮星バイナリ（BWD）を含む低質量バイナリは、ダイナミクスにほとんど影響を与えません。一方、BBHからの重力波（GW）の合併のみが動的相互作用の影響を強く受けますが、BWDからの低質量の合併は、孤立した環境（フィールド）とGCで違いを示しません。低質量のバイナリは、ほとんどのBHが脱出し、軽い星のコア崩壊が起こった後にのみ重要になります。私たちの結果は、バイナリ加熱を支配するブラックホールサブシステムを備えたGCの$N$ボディモデリングでは、低質量バイナリを含める必要がないことを示唆しています。これらのバイナリは、スタンドアロンのバイナリ恒星進化コードを使用して個別に調べることができます。このようにして、コンピューティングコストを大幅に削減できます。
ガイアソーセージの銀河系恒星ハローへの貢献LAMOST、SDSS、ガイアのK巨人とBHB星によって明らかにされた
| Title |
Contribution_of_Gaia-Sausage_to_the_Galactic_stellar_halo_revealed_by_K_giants_and_BHB_stars_from_LAMOST,_SDSS,_and_Gaia |
| Authors |
Wenbo_Wu,_Gang_Zhao,_Xiang-Xiang_Xue,_Sarah_A._Bird,_and_Chengqun_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.15571 |
ガウス混合モデル（GMM）を利用し、LAMOSTKジャイアント、SEGUEKジャイアント、SDSSのハロースターサンプルに適用することで、天の川の恒星ハローへの\textit{Gaia}-Sausageの寄与を調査します。青い水平分枝の星。GMMは、恒星のハローを2つの部分に分割します。一方は、\textit{Gaia}-ソーセージと呼ばれる古代の正面衝突に関連する、より金属が豊富で放射状に偏ったコンポーネントを表します。もう一方は、より金属が少なく等方性のハロー。対称バイモーダルガウス分布を使用して、\textit{Gaia}-ソーセージの球形速度の分布を記述します。2つのローブの平均絶対視線速度は、ガラクトセントリック半径とともに減少することがわかります。\textit{Gaia}-Sausageは、内側（ガラクトセントリック半径$r_\mathrm{gc}<30$kpc）の恒星ハローの約$41\％-74\％$に寄与していることがわかります。\textit{Gaia}-ソーセージの星の割合は$r_\mathrm{gc}\sim$$25-30$kpcを超えて減少し始め、外側のハローは\textit{Gaiaによる影響が大幅に少ないことがわかります}-内側のハローよりもソーセージ。運動の積分によって見つかったハロー下部構造の除去後、\textit{Gaia}-ソーセージの寄与は$r_\mathrm{gc}\sim$25kpc内にわずかに収まりますが、それでも$30\％-63と同じくらい高いです。\％$。最後に、高度に偏心した軌道上の星からなる、ソーセージに関連する可能性のあるいくつかの下部構造を選択します。GMM/ソーセージコンポーネントは、化学力学的特性において選択された下部構造星とよく一致します。これにより、GMMフィットの信頼性に対する信頼が高まります。
| Title |
The_Black_Hole_Mass_Function_Across_Cosmic_Times_I._Stellar_Black_Holes_and_Light_Seed_Distribution |
| Authors |
Alex_Sicilia,_Andrea_Lapi,_Lumen_Boco,_Mario_Spera,_Ugo_N._Di_Carlo,_Michela_Mapelli,_Francesco_Shankar,_David_M._Alexander,_Alessandro_Bressan,_Luigi_Danese |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.15607 |
これは、恒星から中間、（超）大規模領域までのブラックホール（BH）質量関数のモデル化を目的としたシリーズの最初の論文です。現在の作業では、恒星のBHに焦点を当て、宇宙時間にわたるそれらの質量関数のab-initio計算を提供します。具体的には、最先端の恒星とバイナリの進化コード\texttt{SEVN}を活用し、その出力を、redshiftに依存する銀河統計と、銀河の金属量、星形成率、恒星の質量を含む経験的なスケーリング関係と組み合わせます。結果として得られる遺物の質量関数${\rmd}N/{\rmd}V{\rmd}\logm_\bullet$は、BHの質量$m_\bullet$の関数として、最大$までかなり平坦な形状を特徴としています。m_\bullet\upperx50\、M_\odot$の場合、質量が大きい場合は対数正規分布で減少しますが、特定の質量での全体的な正規化は、赤方偏移の減少とともに増加します。BHに進化する孤立した星から、および単一またはバイナリのBHで終わるバイナリ恒星システムからの局所質量関数への寄与を強調します。また、バイナリBHマージによって引き起こされる質量関数の歪みも含め、高質量端ではわずかな影響しか及ぼさないことがわかりました。局所的な恒星のBH遺物の質量密度は$\rho_\bullet\upperx5\times10^7\、M_\odot$Mpc$^{-3}$と推定されます。これは、超大規模の場合よりも2桁以上大きくなります。BH;これは、エネルギー密度パラメーター$\Omega_\bullet\approx4\times10^{-4}$に変換され、恒星BHの総質量が局所バリオン物質の$\lesssim1\％$になることを意味します。BHバイナリをマージするための質量関数が、LIGO/Virgoによる重力波観測からの最近の推定値とどのように比較されるかを示し、星団のような密集した環境でのBHバイナリの動的形成に対する考えられる影響について説明します。[要約]
TREX調査：M33の恒星円盤全体の運動学的複雑性と恒星ハローの証拠
| Title |
The_TREX_Survey:_Kinematical_Complexity_Throughout_M33's_Stellar_Disk_and_Evidence_for_a_Stellar_Halo |
| Authors |
Karoline_M._Gilbert,_Amanda_C._N._Quirk,_Puragra_Guhathakurta,_Erik_Tollerud,_Jennifer_Wojno,_Julianne_J._Dalcanton,_Meredith_J._Durbin,_Anil_Seth,_Benjamin_F._Williams,_Justin_T._Fung,_Pujita_Tangirala,_and_Ibrahim_Yusufali |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.15773 |
M33の恒星円盤全体の星の大規模な分光学的調査からの最初の結果を提示します。ディスクの平面内で、M33の中心から$\sim11$kpc（$\sim18$kpc、または$\sim10$スケール長）の投影距離まで伸びる1667個の赤色巨星分枝（RGB）星のサンプルを分析します。）。RGB星の視線速度は、2つの運動成分の存在を示しています。1つのコンポーネントは、M33のHIディスクの平面での回転と一致しており、若い星の比較サンプルで観察されたものと一致する速度分散（$\sim19$kms$^{-1}$）を持ち、2番目のコンポーネントは速度分散が大幅に高くなっています。RGB速度分布への2成分適合により、高分散成分の速度分散は$59.3^{+2.6}_{-2.5}$kms$^{-1}$であり、の平面内で非常にゆっくりと回転することがわかります。ディスク（$<1.5\sigma$レベルでの回転なしで一貫性があります）。これは、厚い円盤の集団ではなく、恒星のハローとして解釈することを支持します。空間分析は、高速分散成分のRGB星の割合が、分光サンプルがカバーする範囲で半径が大きくなるにつれて減少することを示しています。私たちの分光サンプルは、M33の中心付近から少なくともM33のHIディスクが30$'$（$\sim7.5$kpc）で反り始める半径まで、M33のRGB母集団に有意な高速分散成分が存在することを確認しています。ディスクの平面。これは、M33の内部領域全体で運動学的に高温の恒星成分の最初の検出と空間特性評価です。
Abell1569の複雑な銀河団ガスとその中央電波銀河との相互作用
| Title |
The_complex_intracluster_medium_of_Abell_1569_and_its_interaction_with_central_radio_galaxies |
| Authors |
Juhi_Tiwari_and_Kulinder_Pal_Singh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.15833 |
アーカイブ$Chandra$観測を使用して、近くの（$z\sim0.0784$）銀河団Abell1569からのX線放射の最初の詳細な研究を提示します。A1569は、2つの非結合サブクラスター$-$で構成され、中央にダブルローブ電波銀河1233+169をホストする北部サブクラスター（A1569N）と、広角（WAT）電波源1233+を収容する南部サブクラスター（A1569S）です。168。A1569NとA1569SからのX線放射は、それぞれ半径$r\sim248$kpcと$r\sim370$kpcに広がり、2つのガス塊がグループスケールのシステムであることを示しています。2つのサブクラスターのX線光度は低く（$\sim10^{42-43}$ergs$^{-1}$）、平均元素存在量$\sim$1/4Z$_\odot$、平均温度は低い（$\sim2$keV）であり、銀河団ガスに関連する大きな（$r\gtrsim40-50$kpc）クールコアがありません。A1569Nの1233+169の電波ローブと一致する1対の空洞を検出します。空洞ペアに関連する総機械的出力は、空洞占有領域でのX線放射損失よりも桁違いに大きく、A1569Nのグループ内ガスの空洞誘導加熱の裏付けとなる証拠を提供します。A1569Sは、その高い中央エントロピー、および1233+168の曲がったラジオテール間の局所的なガス伸長と密度の不連続性の存在によって示されるように、小規模なクラスターとサブクラスターの合併の可能性のある証拠を示しています。不連続性は、マッハ数$M\sim1.7$との弱い合併ショックを示しています。進行中の相互作用の最も妥当な形状は、A1569Sと、WATテールを二等分する線に沿って西から落下するサブクラスターとの間で発生する正面からの合併です。
z $ \ sim2 $での[OIII] $ \ lambda5007 $等価幅分布：極端な輝線銀河の赤方偏移の進化
| Title |
The_[OIII]$\lambda5007$_equivalent_width_distribution_at_z_$\sim2$:_The_redshift_evolution_of_the_extreme_emission_line_galaxies |
| Authors |
Kristan_N._K._Boyett,_Daniel_P._Stark,_Andrew_J._Bunker,_Mengtao_Tang,_Michael_V._Maseda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.15858 |
$1.700<\rm{z}<2.274$レストフレームUV選択（M$_{\rm{UV}}<-19$）星の[OIII]$\lambda5007$等価幅（EW）分布を決定します-GOODSの北と南のフィールドで銀河を形成します。選択にはディープHDUVブロードバンド測光カタログを使用し、ライン特性の測定には3D-HSTWFC3/IRグリズムスペクトルを使用します。[OIII]$\lambda5007$EW分布により、この集団内の極端な輝線銀河（EELG）の存在量を測定できます。位置パラメータ$\mu=4.24\pm0.07$と分散パラメータ$\sigma=1.33\pm0を使用して、サンプル内の銀河の[OIII]$\lambda5007$レストフレーム相当幅の対数正規分布をモデル化します。.06$。このEW分布の平均[OIII]$\lambda5007$EWは168$\pm1\r{A}$です。[OIII]$\lambda5007$EWが$500、750$、および$1000\r{A}$を超える$\rm{z}\sim2$rest-UV選択銀河の割合は$6.8^{+1.0と測定されます。}_{-0.9}\％$、$3.6^{+0.7}_{-0.6}\％$、および$2.2^{+0.5}_{-0.4}\％$。EELGの割合は、この論文で検討した範囲（$-21.6<M_{\rm{UV}}<-19.0$）のUV光度によって大きく変化することはなく、より高い赤方偏移での結果と一致しています。結果を$\rm{z}\sim5$および$\rm{z}\sim7$の研究と比較します。ここでは、候補EELGがスピッツァー/IRACの色で発見され、星の割合の赤方偏移を伴う急速な進化を特定しています。極端な輝線フェーズで観測された銀河の形成（$\rm{z}\sim2$と$\rm{z}\sim7$の間で$\sim10$の係数で上昇）。この進化は、宇宙の再電離時代の銀河集団における強いバーストの発生率の増加と一致しています。この人口は$\rm{z}\simeq2$で電離放射率のサブドミナントな貢献をしますが、EELGは再電離時代の電離出力を支配する可能性があります。
炭素原子と水素分子からの寒冷地でのメタン生成
| Title |
Methane_formation_in_cold_regions_from_carbon_atoms_and_molecular_hydrogen |
| Authors |
Thanja_Lamberts,_Gleb_Fedoseev,_Marc_van_Hemert,_Danna_Qasim,_Ko-Ju_Chuang,_Julia_C._Santos,_and_Harold_Linnartz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.15881 |
メタンは通常、炭素原子の連続的な原子水素化を介して、冷たい星間氷粒マントルの表面に固体状態で形成されると考えられています。現在の作業では、CH$_4$反応ネットワークにおける水素分子の潜在的な役割を調査します。H$_2$Oの氷上で、原子炭素原子ビームと水素および重水素の原子ビームおよび/または分子ビームの両方を組み合わせた超高真空極低温セットアップを利用します。これらの実験は、反射吸収赤外分光法によってその場で検出されたメタンアイソトポログの形成につながります。最も注目すべきことに、CH$_4$は、アモルファス固体水上でC原子とH$_2$を組み合わせた実験で形成されますが、H原子が存在する実験よりも遅くなります。さらに、CH$_2$D$_2$は、H$_2$O氷上でH$_2$とD$_2$を使用したC原子の実験で検出されます。ただし、CD$_4$は、実験にD原子が存在する場合にのみ形成されます。これらの調査結果は、計算による化学的洞察によって合理化されています。これにより、次の結論が導き出されます。a）反応C+H$_2$->CH$_2$は、水の存在下ではバリアレスではありませんが、発生する可能性があります。b）反応CH+H$_2$->CH$_3$はバリアレスですが、天体化学モデルにはまだ含まれていません。c）反応CH$_2$+H$_2$->CH$_3$+HおよびCH$_3$+H$_2$->CH$_4$+Hは、トンネリングメカニズムを介してのみ発生する可能性があり、d）水素分子は、これまで想定されていたよりも、メタンの固体形成においてより重要な役割を果たす可能性があります。
アモルファス固体水との炭素原子の反応性：H $ _2 $ O触媒によるH $ _2 $ COの形成
| Title |
Carbon_Atom_Reactivity_with_Amorphous_Solid_Water:_H$_2$O_Catalyzed_Formation_of_H$_2$CO |
| Authors |
Germ\'an_Molpeceres,_Johannes_K\"astner,_Gleb_Fedoseev,_Danna_Qasim,_Richard_Sch\"omig,_Harold_Linnartz,_and_Thanja_Lamberts |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.15887 |
ホルムアルデヒド（H$_2$CO）への効率的で星化学的に関連する形成経路の新しい計算および実験的証拠を報告します。この最も単純なカルボニル化合物は、冷たい星間雲での複雑な有機物の形成の中心であり、一般に、固体の一酸化炭素の水素化によって形成されると見なされています。炭素原子とアモルファス固体水との反応によるH$_2$COの形成を示します。私たちが提案するメカニズムにとって重要なのは、水水素結合ネットワークによって触媒される協調的なプロトン移動です。その結果、反応$^3$C+H$_2$O->$^3$HCOHおよび$^1$HCOH->$^1$H$_2$COは、バリアなしまたはバリアなしで発生する可能性があります。バリア性の高い従来の内部水素移動。これらの低い障壁またはその欠如は、H$_2$COの形成をD$_2$COと比較した場合の、実験における非常に小さな速度論的同位体効果を説明しています。私たちの結果は、反応経路に関する文献に見られる不一致を調整します：C+H$_2$O->H$_2$CO。
1-シアノプロパルギルラジカルHCCCHCNの実験室観察と天文学的検索
| Title |
Laboratory_observation_and_astronomical_search_of_1-cyano_propargyl_radical,_HCCCHCN |
| Authors |
C._Cabezas,_M._Nakajima,_C._H._Chang,_M._Agundez,_Y._Endo,_and_J._Cernicharo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.15890 |
炭素原子とシアン化ビニルCH2CHCNとの反応は、最近宇宙で発見された種である星間3-シアノプロパルギルラジカルCH2C3Nへの形成経路です。CH2C3Nの異性体である1-シアノプロパルギルラジカル（HC3HCN）は、同じ反応でCH2C3Nよりも少なくとも2倍効率的に生成されると予測されています。したがって、HC3HCNは、宇宙でも観測される可能性のある候補です。その回転スペクトルを調査するために、気相でHC3HCNラジカルを生成することを目指しています。この種の導出された分光パラメータは、宇宙での検出をサポートするための信頼できる周波数予測を取得するために使用されます。HC3HCNラジカルは放電によって生成され、その回転スペクトルはBalle-Flygare狭帯域型フーリエ変換マイクロ波を使用して特徴付けられました。4〜40GHzの周波数領域で動作する分光計。スペクトル分析は、高レベルの非経験的計算によってサポートされていました。HC3HCNラジカルについて、12の回転遷移（a型とb型）に由来する合計193個の超微細成分が測定されました。この分析により、回転および遠心歪み定数、ならびに微細および超微細定数を含む22の分子定数を正確に決定することができました。遷移周波数予測は、30.1〜50.4GHzのQUIJOTE調査を使用して、TMC-1のHC3HCNラジカルを検索するために使用されました。TMC-1ではHC3HCNは検出されず、カラム密度6.0e11cm-2の3シグマ上限が導き出されます。
星周相互作用は、急速に進化する発光光学トランジェントの光度曲線に電力を供給します
| Title |
Circumstellar_Interaction_Powers_the_Light_Curves_of_Luminous_Rapidly-evolving_Optical_Transients |
| Authors |
C._Pellegrino,_D._A._Howell,_J._Vink\'o,_A._Gangopadhyay,_D._Xiang,_I._Arcavi,_P._Brown,_J._Burke,_D._Hiramatsu,_G._Hosseinzadeh,_Z._Li,_C._McCully,_K._Misra,_M._Newsome,_E._Padilla_Gonzalez,_T._A._Pritchard,_S._Valenti,_X._Wang,_and_T._Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.15370 |
急速に進化する過渡現象、または典型的なタイプIaまたはタイプII超新星よりも2〜3倍短いタイムスケールで明るさが上昇および減衰するオブジェクトには、不確実な前駆システムと電力供給メカニズムがあります。最近の研究では、急速に進化する過渡現象と、Heに富む星周物質（CSM）と相互作用する噴出物を動力源とするタイプIbn超新星との類似性が指摘されています。この作品では、4つの急速に進化するタイプIbn超新星のラスクンブレス天文台とスウィフトからのマルチバンド測光および分光観測を提示します。これらの観察結果を、文献で特定されている急速に進化する過渡現象の観察結果と比較します。光度曲線と色の変化、スペクトルの特徴など、これら2つのサンプルに共通するいくつかの特性について説明します。一般的な電力供給メカニズムを調査するために、CSM相互作用からの光度入力と$^{56}$Ni放射性崩壊を使用して分析モデルの光度曲線のグリッドを構築します。イジェクタの質量が$\近似1〜3$M$_\odot$、CSMの質量が$\近似0.2〜1$M$_\odot$、CSMの半径が$\近似20〜65$のモデルであることがわかります。AUは、タイプIbn超新星と急速に進化する過渡現象で観測されたピーク光度、立ち上がり時間、および下降率の多様性を説明できます。これは、一般的な前駆細胞システム$-$高密度CSMシェル内の高質量星のコア崩壊$-$が、AT2018cowなどの最も明るく急速に進化するオブジェクトの光度曲線を再現できることを示唆しています。この作品は、SNeIbnと他の急速に進化するトランジェントの両方の光度曲線を単一のモデルで再現した最初の作品の1つです。
高度に磁化された白色矮星：影響と現在の状況
| Title |
Highly_magnetized_white_dwarfs:_implications_and_current_status |
| Authors |
B._Mukhopadhyay,_M._Bhattacharya,_A._J._Hackett,_S._Kalita,_D._Karinkuzhi,_C._A._Tout |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.15374 |
過去10年ほどにわたって、私たちは分析的な恒星構造モデルを使用して、高度に磁化された白色矮星の存在の可能性を開発してきました。主な目的は、特異な過発光型Ia超新星の性質を説明することでしたが、後に、これらの磁化された星は、白色矮星パルサー、軟ガンマ線リピーター、異常X線パルサーなどのより広い範囲の意味を持つことがわかりました。だけでなく、重力放射。特に、これらの磁化された星の質量と半径の関係を詳細に調査し、本質的に新しいスーパーチャンドラセカール質量制限につながるチャンドラセカール予測とは大幅に異なる可能性があることを示しました。最近、恒星進化コードSTARSを使用して、磁化された主系列星の前駆星から直接、それらの形成と冷却の進化をモデル化することに成功しました。ここでは、これらすべての調査結果について簡単に説明し、科学界における現在の状況で締めくくります。
4U1626--67のトルク反転について
| Title |
On_the_torque_reversals_of_4U_1626--67 |
| Authors |
Ali_Arda_Gencali,_Ndiogou_Niang,_Ozan_Toyran,_Unal_Ertan,_Ayse_Ulubay,_Sinem_Sasmaz,_Ebru_Devlen,_Armin_Vahdat,_Seyda_Ozcan_and_M._Ali_Alpar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.15392 |
最近開発されたディスク内部半径の包括的なモデルの枠組みの中で、4U1626--67の詳細なトルク反転挙動と、幾何学的に薄いディスクから降着する中性子星のトルク計算を調査しました。モデルは、4U1626--67のトルク反転全体でトルクとX線の輝度の関係を再現できます。私たちの結果は次のことを示唆しています。（1）ディスクの内側の半径が共回転半径$r_\mathrm{co}$に等しいときに回転平衡に達し、従来のアルフベン半径は$r_\mathrm{coより大きくて近い。}$、（2）スピンアップトルクとスピンダウントルクの両方がトルク反転のいずれかの側で動作している、（3）付着率の増加に伴い、星への付着に関連するスピンアップトルクが徐々に作用するスピンダウントルクを支配するディスクによって。トルクの逆転は、安定した幾何学的に薄い降着円盤を持つ星の明確に定義された弱いプロペラとスピンアップ段階の間の遷移の自然な結果です。
| Title |
Accretion_disk_luminosity_for_black_holes_surrounded_by_dark_matter_with_anisotropic_pressure |
| Authors |
Kuantay_Boshkayev,_Roberto_Giamb\`o,_Talgar_Konysbayev,_Ergali_Kurmanov,_Orlando_Luongo,_Daniele_Malafarina_and_Hernando_Quevedo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.15402 |
異方性圧力のある暗黒物質に囲まれた静的ブラックホールの降着円盤の光度を調べます。降着円盤内のテスト粒子のすべての基本的な軌道パラメーター（角速度、角運動量、エネルギー、最内安定円軌道の半径など）を、暗黒物質密度、半径方向の圧力、異方性パラメーターの関数として計算します。半径方向および接線方向の圧力。異方性圧力を持つ暗黒物質の存在がシュヴァルツシルトブラックホールの周りの幾何学に顕著な違いをもたらし、降着円盤の放射フラックス、微分光度、スペクトル光度に影響を与えることを示します。
グローバルスカイモデルはパルサーとFRB研究のフラックス推定を改善することができます
パルサーと高速電波バースト（FRB）の文献では、Haslametal。の周波数スケーリングによって空の温度を推定することは一般的です。（1982）408MHzマップ。拡散した前景のすぐに利用できるグローバルスカイモデルを使用することを支持して、この慣行をやめるべきであることを提案します。この実際的な変更により、脈拍フラックス推定の精度が向上します。
コア崩壊超新星を検出するための重力波と低エネルギーニュートリノの共同解析法
| Title |
Joint_Analysis_Method_on_Gravitational_Waves_and_Low-Energy_Neutrinos_to_Detect_Core-Collapse_Supernovae |
| Authors |
O_Halim,_C_Casentini,_M_Drago,_V_Fafone,_K_Scholberg,_C_F_Vigorito,_G_Pagliaroli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.15620 |
コア崩壊超新星は、大量の低エネルギーニュートリノを生成し、重力波を放射すると予測されています。これらの2人のメッセンジャーは、爆発メカニズムに関する情報を提供してくれます。これらのイベントからの重力波検出は、すでに高度な検出器を使用しても、まだとらえどころのないものです。ここでは、GWとニュートリノ天文台からのトリガーを組み合わせた新しい方法を簡潔かつタイムリーに紹介します。詳細については、次の論文[1]で説明します。キーワード：マルチメッセンジャー、超新星、コア崩壊、低エネルギーニュートリノ、重力波。
| Title |
On_measuring_the_Hubble_constant_with_X-ray_reverberation_mapping_of_active_galactic_nuclei |
| Authors |
Adam_Ingram,_Guglielmo_Mastroserio,_Michiel_van_der_Klis,_Edward_Nathan,_Riley_Connors,_Thomas_Dauser,_Javier_A._Garc\'ia,_Erin_Kara,_Ole_K\"onig,_Matteo_Lucchini_and_Jingyi_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.15651 |
X線残響マッピングを使用して、タイプ1活動銀河核（AGN）までの距離を測定できることを示します。これは、ブラックホールに近い「コロナ」から最初に放出されたX線光子が降着円盤を照射し、顕著な$\sim6.4$keV鉄輝線を含む特徴的な「反射」スペクトルで再放出されるためです。反射スペクトルの形状は照射フラックスに依存し、コロナから直接観測された連続光子と反射光子の間の光交差遅延がディスクのサイズを制約します。したがって、X線スペクトルと異なるエネルギーの光子間の時間遅延を同時にモデル化すると、固有の反射光度が制約され、観測された反射フラックスからの距離が決まります。あるいは、ブラックホールの質量がわかっている場合は、X線スペクトルのみから距離を測定することもできます。モデルパラメータとして距離を持つRTDISTと呼ばれるRELTRANSX線残響マッピングパッケージの新しいモデルを開発します。新しいモデルに適合する合成観測をシミュレートし、$\sim25$AGNのサンプルに適用されたこの手法を使用して、$3\sigma$の統計的不確かさ$\sim6でハッブル定数を測定できることを確認します。〜{\rmkm}〜{\rms}^{-1}{\rmMpc}^{-1}$。この技術は、従来の距離梯子や宇宙マイクロ波背景放射から完全に独立しているため、それらの間の現在の緊張に対処する可能性があります。モデリングの不確実性の原因と、近い将来それらに対処する方法について説明します。
マルチメッセンジャー-AthenaSynergyホワイトペーパー
| Title |
Multi-messenger-Athena_Synergy_White_Paper |
| Authors |
L._Piro,_M._Ahlers,_A._Coleiro,_M._Colpi,_E._de_O\~na_Wilhelmi,_M._Guainazzi,_P._G._Jonker,_P._Mc_Namara,_D._A._Nichols,_P._O'Brien,_E._Troja,_J._Vink,_J._Aird,_L._Amati,_S._Anand,_E._Bozzo,_F._J._Carrera,_A._C._Fabian,_C._Fryer,_E._Hall,_O._Korobkin,_V._Korol,_A._Mangiagli,_S._Mart\'inez-N\'u\~nez,_S._Nissanke,_J._Osborne,_P._Padovani,_E.M._Rossi,_G._Ryan,_A._Sesana,_G._Stratta,_N._Tanvir,_H._van_Eerten |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.15677 |
この論文では、アテナと、アテナと同時に機能する必要のあるいくつかの主要なマルチメッセンジャー施設との間の科学的相乗効果を探ります。これらの施設には、LIGOA+、AdvancedVirgo+、および重力波（GW）の地上観測用の将来の検出器、GWの宇宙ベースの観測用のLISA、ニュートリノ観測用のIceCubeおよびKM3NeT、および超高エネルギー観測用のCTAが含まれます。これらの科学テーマには、天体物理学、宇宙学、および基本物理学における差し迫った問題が含まれます。たとえば、コンパクト連星合併における中央エンジンとジェット物理学、超大規模連星ブラックホール（SMBBH）およびコンパクト連星連星におけるジェット物理学、方程式中性子星の状態、宇宙加速器、宇宙線（CR）の起源、宇宙の中間および高Z元素の起源、宇宙距離スケール、一般相対性理論と標準モデルのテスト。特定された科学トピックを実装するための観察戦略についても説明します。マルチメッセンジャー施設の対象となる情報源の重要な部分は、一時的な性質のものです。したがって、\textsl{Athena}と広視野の高エネルギー施設との相乗効果についても説明し、一時的な発見のケーススタディとしてTHESEUSを取り上げました。この議論は、外部観測所によって特定された高エネルギー過渡現象の追跡観測に依存するすべてのアテナ科学の目標をカバーし、失われたバリオンの探索やの観測など、マルチメッセンジャー観測に基づかないトピックも含みます。ガンマ線バースト（GRB）による宇宙の夜明けにおける初期の星の集団と金属の濃縮。
VHE観測によるBLLacオブジェクトのモデルに依存しない赤方偏移推定
| Title |
Model-independent_Redshift_Estimation_of_BL_Lac_Objects_through_VHE_Observations |
| Authors |
Malik_Zahoor,_Sunder_Sahayanathan,_Shah_Zahir,_Naseer_Iqbal,_Aaqib_Manzoor_and_Nilay_Bhatt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.15953 |
ブレーザーの非常に高エネルギー（VHE）のガンマ線スペクトル指数は、ソースの赤方偏移と強い相関関係を示しています。低エネルギーガンマ線とX線にこのような相関関係がないことは、銀河外背景光（EBL）によって誘発されたVHEガンマ線の吸収が存在することを示しています。線形回帰分析を採用することにより、ブレーザーのこの観測機能を使用して、以前は不明/不確実であったBLLacオブジェクトの赤方偏移を抑制します。さらに、観測されたVHEスペクトルインデックスとレッドシフトの相関関係を、一般的に採用されているEBLモデルから予測されたものと比較します。私たちの研究は、特に高赤方偏移での観測からのEBLモデルベースの予測の偏差を強調しています。
コロナグラフ画像から参照する高コントラストイメージング波面センサー
| Title |
High_contrast_imaging_wavefront_sensor_referencing_from_coronagraphic_images |
| Authors |
Nour_Skaf,_Olivier_Guyon,_Anthony_Boccaletti,_Vincent_Deo,_Sebastien_Vievard,_Julien_Lozi,_Kyohoon_Ahn,_Barnaby_Norris,_Thayne_Currie,_Eric_Gendron,_Arielle_Bertrou-Cantou,_Florian_Ferreira,_Arnaud_Sevin,_Fabrice_Vidal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.15361 |
ハイコントラストイメージング（HCI）の重要な課題は、スペックルと太陽系外惑星の信号を区別することです。スペックルの原因は、大気の残差と一般的でない経路の収差の組み合わせです。これらの非共通パス収差（NCPA）は、直接測定されておらず、静的、準静的、および動的なコンポーネントが含まれているため、補正が特に困難です。提案された方法は、NCPAを補償するという課題に直接対処します。アルゴリズムDrWHO（直接強化波面ヒューリスティック最適化）は、画像のコントラストを高めるための静的および動的NCPAの準リアルタイム補正です。これは、NCPAを含む波面センサー（WFS）の理想的な参照を見つけて継続的に更新し、この新しい参照をWFSに更新することを目的とした、画像ベースのラッキーイメージングアプローチです。そうすることで、AOループの収束点が変わります。ここでは、DrWHOのコロナグラフ後のアプリケーションの最初の結果を示します。DrWHOはモデルに依存せず、正確な波面センサーのキャリブレーションを必要とせず、非線形の波面センシング状況に適用できます。スバルコロナグラフエクストリームAO（SCExAO）機器を備えたピラミッドWFSセンサーを使用した空のパフォーマンスを紹介します。
宇宙の検出器からの宇宙線関連信号：スピッツァー/ IRACSi：IBCデバイスとして
| Title |
Cosmic-Ray-Related_Signals_from_Detectors_in_Space:_the_Spitzer/IRAC_Si:As_IBC_Devices |
| Authors |
Brendan_Hagan,_George_Rieke,_Ori_D._Fox,_Alberto_Noriega-Crespo,_Dean_C._Hines,_Misty_Cracraft,_Macarena_Garcia_Marin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.15509 |
スピッツァー宇宙望遠鏡のIRAC装置のSi：AsIBC検出器での宇宙線とその娘粒子のヒット率を評価します。ヒット率は周囲の陽子フラックスに厳密に従いますが、ヒットはこのフラックスから予想される速度の2倍以上で発生します。大きな振幅に向けて、単一荷電粒子（ミューオン）によるヒットのサイズ分布は、ランダウ分布に従います。ヒットの振幅は、検出器内のイオン化損失の統計的変動の結果として、従来の「平均最小イオン化陽子」のエネルギー損失をはるかに下回るように分布されます。それにもかかわらず、数百電子未満の振幅でのヒットはまれです。これにより、ほとんどすべてのヒットが、最新のソリッドステート検出器の読み取りノイズを考慮して容易に識別できる振幅範囲に配置されます。複数のピクセルにわたる個々のヒットの広がりは、幾何学的効果、つまり入射角の範囲によって支配されますが、おそらく次の理由により、適度な過剰を示します。（1）粒子のシャワーと散乱。（2）高エネルギー陽子によってイオン化生成物に与えられるエネルギー。（3）ピクセル間容量。この研究は特定の検出器タイプに焦点を合わせていますが、宇宙での最新の固体検出器の操作に一般的に適用できるはずです。
MATISSE、VLTI中赤外線イメージング分光干渉計
| Title |
MATISSE,_the_VLTI_mid-infrared_imaging_spectro-interferometer |
| Authors |
B._Lopez_(1),_S._Lagarde_(1),_R.G._Petrov_(1),_W._Jaffe_(2),_P._Antonelli_(1),_F._Allouche_(1),_P._Berio_(1),_A._Matter_(1),_A._Meilland_(1),_F.Millour_(1),_S._Robbe-Dubois_(1),_Th._Henning_(5),_G._Weigelt_(3),_A._Glindemann_(6),_T._Agocs_(4),_Ch._Bailet_(1),_U._Beckmann_(3),_F.Bettonvil_(4),_R._van_Boekel_(5),_P._Bourget_(7),_Y._Bresson_(1),_P._Bristow_(6),_P._Cruzal\`ebes_(1),_E._Eldswijk_(4),_Y._Fante\"i_Caujolle_(1),_J.C._Gonz\'alez_Herrera_(6),_U._Graser_(5),_P._Guajardo_(7),_M._Heininger_(5),_K.-H._Hofmann_(3),_G._Kroes_(4),_W._Laun_(5),_M._Lehmitz_(5),_C._Leinert_(5),_K._Meisenheimer_(5),_S._Morel_(1),_U._Neumann_(5),_C._Paladini_(7),_I._Percheron_(6),_M._Riquelme_(7),_M._Schoeller_(6),_Ph.Stee_(1),_L._Venema_(4),_J._Woillez_(6),_G._Zins_(6,7),_P._\'Abrah\'am_(8),_S._Abadie_(7),_R._Abuter_(6),_et_al._(105_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.15556 |
コンテキスト：光干渉法は重要な開発段階にあります。ESOのVLTIは、一般的な天文観測者向けの長基線干渉法のための安定した堅牢なインフラストラクチャを確立しています。現在の第2世代の機器は、広い波長範囲と改善された性能を提供します。それらの感度と測定精度は、信頼性の高いデータと画像につながります。目的：広いスペクトル領域で高解像度イメージングにアクセスし、次のようなトピックを探索するために、MATISSE（MultiAperTure中赤外分光実験）を開発しました。若い星の周りのガスとダストディスクにおける惑星の形成と進化;AGNの超大質量ブラックホール周辺の降着過程。方法：この機器は、VLTIの望遠鏡からの4つの光ビームを組み合わせて、2.8〜13.0muの3つの大気バンド（L、M、N）をカバーする分光干渉画像装置です。そのコンセプト、関連する観測手順、データ削減、およびキャリブレーションアプローチは、30年間の機器研究の成果です。この機器は、スペクトル的に分散したフリンジを提供する多軸ビームの組み合わせを利用しています。信号は、いくつかのスペクトル分解能で次の量を提供します：測光フラックス、コヒーレントフラックス、可視性、閉鎖位相、波長差の可視性と位相、および開口合成イメージング。結果：機器の物理的原理とその機能の概要、配信される信号の特性、観測モードとその性能限界の説明を提供します。データと再構成された画像のアンサンブルは、最初に取得された重要な観測を示しています。結論：この機器は、2018年からチリのESOのセロパラナルで運用されており、2019年4月から国際社会で科学的に使用できるようになっています。最初の科学的結果が現在公開されています。
マイクロ波アプリケーション用のオルソモードトランスデューサ検出器における光漏れの軽減
| Title |
Optical_leakage_mitigation_in_ortho-mode_transducer_detectors_for_microwave_applications |
| Authors |
Riccardo_Gualtieri,_Peter_S._Barry,_Thomas_Cecil,_Amy_N._Bender,_Clarence_.L._Chang,_John_C._Hood,_Margarita_Lisovenko,_Volodymyr_G._Yefremenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.15857 |
平面オルソモードトランスデューサ（OMT）は、導波路とオンチップ回路および検出器の間で光信号を結合するために一般的に使用される方法です。理想的なOMT-導波管結合は導波管への妨害を最小限に抑えますが、ミリ波アプリケーションに使用する場合、導波管は通常、OMTプローブを導波管に挿入できるように2つのセクションで構成されます。導波管のこの破損は信号漏れの原因であり、性能の低下や実験的な系統誤差の増加につながる可能性があります。ここでは、検出器のウェーハ界面での漏れを減らすことを目的とした、新しいOMTと導波路の結合構造の開発について報告します。カップリング導波路とバックショートの間のギャップによるピクセル間の光漏れは、OMTメンブレンを通過し、ウェーハの両側の2つの導波路セクションを電気的に接続する突起によって低減されます。高周波電磁シミュレーションは、これらの突起が、標準のOMT結合アーキテクチャと比較して、ギャップ内の光漏れを約80％パーセント、約60％の充填率で低減する効果的な方法であることを示しています。プロトタイプデバイスは、さまざまな充填率での相対測定を使用して、新しい設計のパフォーマンスを特徴づけるように設計されています。シミュレーションのセットアップと結果の概要を説明し、初期測定の実行に使用するチップレイアウトとサンプルボックスを示します。
V \ 'ia L \' actea調査でのVISTA変数による銀河バルジと円盤全体の変光星分類
| Title |
Variable_star_classification_across_the_Galactic_bulge_and_disc_with_the_VISTA_Variables_in_the_V\'ia_L\'actea_survey |
| Authors |
Thomas_A._Molnar,_Jason_L._Sanders,_Leigh_C._Smith,_Vasily_Belokurov,_Philip_Lucas_and_Dante_Minniti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.15371 |
銀河バルジと南方円盤のV\'iaL\'actea（VVV）赤外線調査で、Vista変数の自動分類パイプラインから抽出された変光星のカタログであるVIVACE（VIracVAriableClassificationEnsemble）を紹介します。この手順では、2段階の階層分類器を使用して、最初に単純な変動要約統計量とGaiaの初期の3番目のデータリリースからの非変数ソースのトレーニングセットを使用して可能性のある変数ソースを分離し、次に、より詳細な光度曲線統計とトレーニングラベルを使用して候補変数を分類します。主にOGLEとVSXから。この方法は、VIRACv2の天文および測光カタログからの$\sim490$百万の光曲線の点拡散関数測光に適用され、$\sim1.4$百万の変光星のカタログになり、そのうち$\sim39,000$は信頼性が高い（分類確率$>0.9$）RRLyrae変光星、$\sim8000$RRLyraec/d星、$\sim187,000$分離/半分離食変光星、$\sim18,000$連絡先食変光星、$\sim1400$古典的なケフェイド変光星、および$\sim2200$タイプIIケフェイド変光星。OGLE-4との比較は、RRabで約$90\、\％$、RRc/dで$\lesssim60\％$の完全性、および高信頼性サンプルで約$1\％$の既知のRRLyrae星の誤分類率を示唆しています。。最後に、新しいVIVACEカタログの2つの科学的デモンストレーションを行います。最初に、ディスク/バルジ内のRRライレ星の空間的および運動学的特性の簡単な調査で、バーバルジRRライレ星の空間的伸長が同じ意味であることを示します。$\sim40\、\mathrm{km\、s}^{-1}\mathrm{kpc}^{-1}$の遅い回転速度を持ちながら、より金属が豊富な赤色巨星の集団として;第二に、銀河円盤面とバルジを横切る接触食変光星を使用したガイアEDR3視差ゼロ点の調査。
太陽活性領域におけるロスコーン分布を伴う電子からの調和メーザー放出
| Title |
Harmonic_maser_emissions_from_electrons_with_loss-cone_distribution_in_solar_active_regions |
| Authors |
Hao_Ning,_Yao_Chen,_Sulan_Ni,_Chuanyang_Li,_Zilong_Zhang,_Xiangliang_Kong,_Mehdi_Yousefzadeh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.15514 |
電子サイクロトロンメーザー放射（ECME）は、太陽活動領域からのコヒーレント電波放射（太陽電波スパイクなど）のもっともらしいソースと見なされています。このレターでは、2D3Vの完全に動的な電磁粒子-インセル（PIC）シミュレーションを提示して、ロスコーン分布の高エネルギー電子によって誘発される波動励起とそれに続く非線形プロセスを調査します。プラズマ周波数と電子ジャイロ周波数の比${\omega}_{pe}/{\Omega}_{ce}$は0.25に設定されており、太陽活動領域の条件に適しています。主な結果として、2次高調波Xモード（X2）で強い放射が得られます。基本的なXモード（X1）とZモードは、電子サイクロトロンメーザーの不安定性を介して直接増幅されますが、X2放射は、2つのZモード間およびZモードとX1モード間の非線形合体によって生成されます。これは、${\omega}_{pe}/{\Omega}_{ce}$の値が低いプラズマの高調波放射の新しい生成メカニズムを表しており、太陽電波放射を説明する際の回避の難しさを解決する可能性があります。ECMEメカニズム。
極コロナホール内のH {\ alpha}ジェットの統計的性質とそれらのコロナ活動への影響
| Title |
Statistical_properties_of_H{\alpha}_jets_in_the_polar_coronal_hole_and_their_implications_in_coronal_activities |
| Authors |
Youqian_Qi,_Zhenghua_Huang,_Lidong_Xia,_Hui_Fu,_Mingzhe_Guo,_Zhenyong_Hou,_Weixin_Liu,_Mingzhe_Sun,_Dayang_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.15543 |
彩層ジェット、遷移領域ネットワークジェット、コロナプルーム、コロナジェットなどの動的な特徴は、太陽極コロナホールのネットワーク領域に豊富にあります。彩層ジェットとコロナ活動（コロナプルームやジェットなど）との関係を調査します。H{\alpha}-で新真空太陽望遠鏡（NVST）によって撮影されたフィルターグラムを含む、極コロナホールの観測を分析します。0.6{\AA}H{\alpha}ジェットを研究し、大気イメージングアセンブリ（AIA）171{\AA}画像をコロナ活動の進化を追跡します。H{\alpha}ジェットはネットワーク領域で永続的であり、一部の領域（R1-R5として示される）のみが識別可能な冠状プルームに根ざしています。自動化された方法で、ネットワーク内の1320H{\alpha}ジェットを識別および追跡します。地域。H{\alpha}ジェットの平均寿命、高さ、上昇速度は、それぞれ75.38s、2.67Mm、65.60kms$^{-1}$であることがわかります。R1-R5に根ざしたH{\alpha}ジェットは、他のジェットよりも高く、高速です。また、冠状プルームの伝播擾乱（PD）は、H{\alpha}ジェットと密接な関係があることもわかりました。PDに関連する29のH{\alpha}ジェットのうち28の速度は、約50kms$^{-1}$です。コロナルジェットの場合、コロナルジェットとH{\alpha}ジェットの両方の速度が150kms$^{-1}$を超えていることがわかります。これは、クールジェットとホットジェットの両方を結合できることを示しています。私たちの分析に基づくと、より動的なH{\alpha}ジェットがエネルギーをコロナに放出する可能性があることは明らかです。これは、ケルビンヘルムホルツ不安定性（KHi）または小規模な磁気活動の発生の結果である可能性があります。彩層ジェット、遷移領域ネットワークジェット、およびコロナの光線のような特徴はコヒーレントな現象であり、太陽大気のエネルギーと質量を循環させるための重要なトンネルであることを示唆します。
中赤外線で観測された熱伝導によって引き起こされる太陽フレア
| Title |
A_solar_flare_driven_by_thermal_conduction_observed_in_mid-infrared |
| Authors |
Fernando_M._L\'opez,_C._Guillermo_Gim\'enez_de_Castro,_Cristina_H._Mandrini,_Paulo_J._A._Sim\~oes,_Germ\'an_D._Cristiani,_Dale_E._Gary,_Carlos_Francile_and_Pascal_D\'emoulin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.15751 |
中赤外線（中赤外線）の範囲は、太陽フレアの調査ではほとんど調査されていません。新しい中赤外フレア観測が太陽彩層の応答と進化への新しい窓を開き始めたのはごく最近のことです。これらの新しい観測は、主にアルゼンチンとブラジルでそれぞれ運用されているAR30T望遠鏡とBR30T望遠鏡によって実行されました。地上望遠鏡AR30Tによって30〜THz（10$\\mu$m）で観測されたGOESクラスC2.0太陽フレアであるSOL2019-05-15T19：24の分析を提示します。私たちの目的は、中赤外線放射のコンテキストでフレア大気とエネルギー輸送メカニズムの進化を特徴づけることです。中赤外データを、アルゼンチンのH-$\alpha$太陽望遠鏡（HASTA）であるSolarDynamicsObservatory（SDO）からのさまざまな地上および宇宙ベースのデータで補完することにより、イベントの多波長分析を実行しました。、および拡張オーエンスバレーソーラーアレイ（EOVSA）。私たちの研究には、フレア領域の磁場の変化とフレアの発達の分析が含まれています。AR30Tからの中赤外画像は、SDOによって紫外線（UV）で観測されたフレアカーネルに空間的に関連付けられている2つの明るくコンパクトなフレアソースを示しています。強いフレアについて以前に報告された中赤外フラックスとUVフラックスの間の時間的関連が、この小さなフレアでも観察されることを確認します。EOVSAマイクロ波データは、熱のない自由放出と一致するフレアスペクトルを明らかにしました。これにより、かなりの数の非熱電子の存在を却下することになります。したがって、熱伝導はエネルギー輸送に関与する主要なメカニズムであると考えています。熱伝導エネルギーと総放射エネルギーの推定値は同じ桁内にあり、結論を裏付けています。
惑星間シンチレーションに基づく新しい3D太陽風の速度と密度モデル
| Title |
A_new_3D_solar_wind_speed_and_density_model_based_on_interplanetary_scintillation |
| Authors |
C._Porowski_(1),_M._Bzowski_(1),_M._Tokumaru_(2)_((1)_Space_Research_Centre_PAS_(CBK_PAN),_Warsaw,_Poland,_(2)_Institute_for_Space-Earth_Environmental_Research,_Nagoya_University,_Nagoya,_Japan) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.15847 |
太陽風（SW）は太陽コロナプラズマの流出であり、太陽圏全体に超音速で拡大します。SW粒子は、星間中性原子との電荷交換によって相互作用し、一方では惑星間空間でのこのガスの分布を変更し、他方では太陽圏ピックアップイオンと高エネルギー中性原子（ENA）のシード集団です。SWの速度と密度のヘリオ緯度プロファイルは、太陽活動のサイクル中に進化します。ENA、ピックアップイオン、太陽圏後方散乱グローなどの観測を解釈するには、SWの速度と密度の進化のモデルが必要です。惑星間シンチレーション（IPS）トモグラフィーマップに基づいて、ワルシャワ太陽圏イオン化モデル3DSW（WawHelIon3DSW）を導出します。SW速度。\citet{tokumaru_etal：21a}によって編集された1985年から2020年までのIPS断層撮影データを取得します。これらのデータを異常値に対してフィルタリングする新しい統計手法を導き出し、極に追加の拘束条件を備えたさまざまな次数のLegendre多項式に基づいて、SW速度の緯度プロファイルの柔軟な分析式を提示します。この式を毎年フィルタリングされたデータに適合させます。、および日食面で観測された、緯度方向に不変のSWエネルギーフラックスを使用して、年間のSW密度プロファイルを計算します。洗練されたIPSデータセット、より洗練されたデータフィルタリング方法、およびより柔軟な分析モデルの適用にもかかわらず、現在の結果は以前に得られた結果とほぼ一致しており、SW構造のIPS研究の堅牢性を示しています。
冠状磁場における太陽風源の衝撃波無線探査
| Title |
Shock-wave_radio_probing_of_solar_wind_sources_in_coronal_magnetic_fields |
| Authors |
A._Koval,_M._Karlicky,_A._Stanislavsky,_B._Wang,_M._Barta,_R._Gorgutsa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.15863 |
地球に近い環境や他の地球型惑星の大気における宇宙天気の影響は、太陽風として知られる太陽からの粒子放射線によって発生します。太陽磁場は太陽コロナ構造を支配します。太陽風源の磁場強度値（宇宙天気気候をモデル化および予測するための重要な情報）は、さまざまな太陽宇宙および地上ベースの観測から導き出されますが、これまでのところ、特定のタイプの電波バーストは考慮されていません。これらは、衝撃波と太陽風を放出する冠状構造物との衝突に起因する「破壊された」タイプII電波バーストです。ここでは、2つの「破壊された」タイプIIバーストの電波観測について報告し、太陽風源の磁場変動を調査するための新しいツールを示します。これらの結果は、このクラスのバーストの解釈に直接影響を及ぼし、太陽風エミッターの現在の研究に貢献しています。
涼しい光る巨人のダイナミックな雰囲気と風、II。風を駆動するケイ酸塩粒子の段階的なFe濃縮
| Title |
Dynamic_atmospheres_and_winds_of_cool_luminous_giants,_II._Gradual_Fe_enrichment_of_wind-driving_silicate_grains |
| Authors |
Susanne_H\"ofner,_Sara_Bladh,_Bernhard_Aringer,_Kjell_Eriksson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.15899 |
AGB星の周りで観測される風は、一般に、これらの長周期変光星の動的大気で形成された塵への放射圧に起因します。風を駆動する粒子の組成は、それらの光学特性と、星の放射による結果として生じる加熱との間のフィードバックの影響を受けます。M型AGB星の風を駆動するケイ酸塩粒子の段階的なFe濃縮を調査して、Fe/Mgの典型的な値を導き出し、風の特性と合成スペクトルへの影響をテストします。可変のFe/Mg比でケイ酸塩粒子の成長を可能にし、質量損失率、風速、および粒子特性を予測する新しいDARWINモデルを紹介します。合成スペクトルおよびその他の観測量は、COMAコードを使用して計算されます。粒子組成と放射加熱の間の自己調整フィードバックは、恒星風の密度が急速に低下することと相まって、Fe/Mgの値が低くなり、通常は数パーセントになります。それにもかかわらず、モデルは約10ミクロンと18ミクロンの明確なケイ酸塩の特徴を示しています。Feの濃縮は、視覚および近赤外測光に適度に影響し、新しいDARWINモデルは、（J-K）対（V-K）およびスピッツァーの色-色図の観察結果とよく一致します。ケイ酸塩ダストのFeによる濃縮は二次的なプロセスであり、流出を開始した大きなFeを含まない粒子の表面の恒星風の中で起こります。したがって、質量損失率は基本的に影響を受けませんが、風速は、Feを含まないケイ酸塩ダストを使用した対応するモデルよりもわずかに高くなる傾向があります。内風域でのケイ酸塩粒子の段階的なFe濃縮は、中赤外分光干渉測定で観察可能な特徴を生み出すはずです。質量損失率は、ケイ酸塩粒子にFeが含まれていても大きな影響を受けないため、Feを含まないケイ酸塩に基づく既存のDARWINモデルから導出された質量損失率を恒星進化モデルに適用できます。
$ T \ bar T + \ Lambda_2 $からのドジッターミクロ状態とホーキングページ遷移
| Title |
de_Sitter_Microstates_from_$T\bar_T+\Lambda_2$_and_the_Hawking-Page_Transition |
| Authors |
Evan_Coleman,_Edward_A._Mazenc,_Vasudev_Shyam,_Eva_Silverstein,_Ronak_M_Soni,_Gonzalo_Torroba_and_Sungyeon_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.14670 |
疎な光スペクトルを持つシードCFTの解決可能な$T\barT+\Lambda_2$変形から、サブリーディング対数補正とともに、$dS_3$のギボンズホーキングエントロピーを説明するミクロ状態を取得します。ミクロ状態は、ホーキング-ページ遷移に関連する、次元$\Delta=c/6$の近くのドレスされたCFT状態として発生します。それらは変形理論の実際のスペクトルを支配します。ド・ジッターのホーキング-ページ遷移の類似物を展示します。$T\barT+\Lambda_2$変形の適切な一般化は、モデルに依存する局所バルク物理学（大きな中心電荷でサブリード）およびより高い次元を処理するために必要です。これらの結果は、これらの方向の既存の結果から構築された$T\barT$型理論のより完全な特徴付けとともに、そのような一般化の継続的な追求に対するすでに強い動機をかなり追加します。
共形サイクリック宇宙論と測地線の完全性
ハッブルパラメータが時間的に周期的であるが、スケールファクターがエントロピーを放出するメカニズムとしてあるサイクルから次のサイクルへと成長する、最近提案されたバウンス宇宙論モデルを検討します。平らな宇宙のスケールファクターは全体的な共形ファクターと同等であるため、この成長は物理的に無関係な再スケーリングに対応し、そのような跳ね返る宇宙は完全に周期的になり、過去と未来に無限に広がる可能性があると主張されています。スケールファクターの成長を使用してエントロピーを散逸させるバウンドする宇宙は、必然的に地質学的に過去に不完全でなければならず、したがって、時間的に真に周期的であってはならないことを示します。
赤外線ドレッシングから宇宙論的に生成された超軽量暗黒物質または暗黒放射
それらが結合する質量のない粒子の雲によるボソニックまたはフェルミオンの重い粒子の赤外線ドレッシングは、放射線が支配的な宇宙論における超光暗黒物質または暗黒放射の可能な生成メカニズムとして研究されています。ハッブル半径よりもはるかに小さい波長に有効な断熱展開を、非摂動的で明らかに単一の動的再開法と組み合わせて実装し、初期の単一重粒子状態の時間発展を研究します。粒子崩壊のプロセスに非常によく似ていることがわかります。単一粒子の初期振幅は、指数関数的にではなく、異常な次元のべき乗則$\proptot^{-\Delta/2}$で時間とともに崩壊します。$t^{-\Delta}$は、ボソンとフェルミ粒子の両方の場合に重い粒子が非相対論的になるため、特定の普遍性を示唆しています。長い間、漸近状態は、重くて質量のない粒子のもつれ状態です。エンタングルメントエントロピーは、最初の単一粒子から最終的な多粒子状態への情報の流れを表す時間発展の下で成長することが示されています。漸近状態でのエネルギー運動量テンソルの期待値は、それぞれが共変保存に従う2つの独立した流体によって記述されます。一方は重い粒子で、もう一方は相対論的（質量のない）粒子（ダークラディエーション）です。両方の流体は、エンタングルメントの結果として、同じ凍結分布関数とエントロピーを共有します。
BabyIAXOで太陽の核を探る
アクシオンは、強いCP問題に対する最も説得力のある解決策であるペッチェイクインメカニズムの自然な結果です。同様のアクシオンのような粒子（ALP）は、標準模型のいくつかの可能な拡張、特に弦理論にも現れます。アクシオンとALPはどちらも、暗黒物質（DM）の非常に意欲的な候補であり、太陽核で大量に生成されます。過去20年間の関連する取り組みは、これまでで最も感度の高いアクシオンヘリオスコープであるCERNでのCAST実験です。InternationalAxionObservatory（IAXO）は、大規模な第4世代ヘリオスコープであり、その主な物理的目標は、最終的な信号対バックグラウンド比が約5桁高い太陽アクシオンまたはALPの検索をさらに拡張することです。ここでは、IAXOヘリオスコープ検索プログラムのコンテキスト内で太陽アクシオンを検索する際に到達する天体物理学のヒントとモデル、特に完全なIAXOに向けた中間ヘリオスコープステージであるBabyIAXOの到達範囲内の物理を簡単に確認します。
| Title |
Bayesian_reconstruction_of_nuclear_matter_parameters_from_the_equation_of_state_of_neutron_star_matter |
| Authors |
Sk_Md_Adil_Imam,_N._K._Patra,_C._Mondal,_Tuhin_Malik_and_B._K._Agrawal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.15776 |
中性子星物質の状態方程式（EoS）の構築の基礎となる核物質パラメーター（NMP）には、直接アクセスできません。ベイジアンアプローチは、中性子星物質のEoSからNMPの事後分布を再構築するために適用されます。有限核オブザーバブルによって課される低次パラメーターの制約は、適切に選択された事前分布を通じて組み込まれます。計算は、真のモデルがわかっているEoS上の2セットの疑似データを使用して実行されます。2次以上のNMPの中央値は、真の値からかなりの偏差を示し、関連する不確実性も大きくなります。これらの不確実性の原因は本質的に固有のものであり、（i）さまざまなNMP間の相関関係、および（ii）対称核物質のEoSの変動、対称エネルギー、および中性子がスターマターEoSはほとんど影響を受けません。
最小限にモデル化されたパイプラインによるコンパクトな連星合体からの重力波におけるより高い多極放射の探索
| Title |
The_search_of_higher_multipole_radiation_in_gravitational_waves_from_compact_binary_coalescences_by_a_minimally-modelled_pipeline |
| Authors |
O._Halim,_G._Vedovato,_E._Milotti,_G._A._Prodi,_S._Bini,_M._Drago,_V._Gayathri,_C._Lazzaro,_D._Lopez,_A._Miani,_B._O'Brien,_F._Salemi,_M._Szczepanczyk,_S._Tiwari,_A._Virtuoso,_S._Klimenko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.15820 |
コヒーレントWaveBurst（cWB）パイプラインは、最小限にモデル化された検索を実装して、時間周波数領域でLIGO-Virgoコラボレーションの重力波検出器のネットワークでコヒーレント応答を見つけます。この原稿では、コンパクトなバイナリ合体のインスピレーションフェーズ中に重力波の主な四重極放出を超えたスペクトルの特徴を検出するためのcWB分析の拡張についてのタイムリーな紹介を提供します。より詳細な議論は、次の論文[1]で提供されます。検索は、時間-周波数マップで特定の領域を定義して、インスパイアフェーズのメイン四重極モードの高調波のエネルギーを抽出することによって実行されます。この方法は、GW190814ディスカバリーペーパー（Astrophys。J.Lett。896L44）ですでに使用されています。ここでは、cWBフレームワーク内のGW190814で（3、3）多重極を検出する手順を示します。キーワード：重力波、解析、多重極、コンパクト連星合体
低閾値実験におけるタイミング情報を介した暗黒物質信号の発見とモデル選択の見通し
| Title |
Prospects_for_Dark_Matter_signal_discovery_and_model_selection_via_timing_information_in_a_low-threshold_experiment |
| Authors |
Riccardo_Catena,_Vanessa_Zema |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.15826 |
近年、多くの低閾値暗黒物質（DM）直接検出実験により、低エネルギーでの原因不明の過剰なイベントの観測が報告されています。これらの例として、実験CRESSTは、約200eV未満のエネルギーで未確認のイベントを検出しました。これは、GeVスケールのDMの検索における検出器のパフォーマンスを妨げる結果です。この作業では、低エネルギーイベントのこの集団に似ている未確認の背景の存在によって制限される低しきい値実験でのDM信号の発見とモデル選択の可能性に対する核反跳タイミング情報の影響をテストします。CRESSTコラボレーションによって調査されたさまざまなターゲットの中で、サファイア検出器が19.7eVという低いエネルギーしきい値に達することが示されたため、ここではAl2O3に焦点を当てます[1]。与えられたバックグラウンドを超える信号を発見する、またはp値の観点から磁気双極子（MD）結合を支持してスピン非依存（SI）相互作用を拒否する、低しきい値実験の能力をテストします。p値の計算を実行します。1）タイミング情報を考慮に入れます。2）後者が利用できないと仮定する。2つのアプローチを比較することにより、私たちの仮定の下では、タイミング情報がDM信号検出の可能性にわずかな影響を与える一方で、検討した2つのモデル間の選択に対してより重要な結果を提供することがわかります。ここで検討したモデルパラメータの場合、MD結合を優先してSI相互作用を拒否するためのp値は、実験的曝露が460gx年である場合は約0.11であり、タイミング情報が利用可能な場合はそれよりも小さくなります（約0.06）。タイミング情報の役割に関する結論は、1kgx年の暴露についても質的に変化していません。同時に、私たちの結果は、90％C.L。MD結合を支持するSI相互作用の拒絶は、CRESST実験のアップグレードの範囲内です[2]。
平均場モデルを使用して火星と地球上のバルハン砂丘の群れのサイズ分布を再現する
| Title |
Reproducing_size_distributions_of_swarms_of_barchan_dunes_on_Mars_and_Earth_using_a_mean-field_model |
| Authors |
Dominic_T_Robson,_Alessia_Annibale_and_Andreas_CW_Baas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.15850 |
移動するバルハン砂丘間の相互作用の平均場モデル、CAFEモデルを適用します。これには、子牛、凝集、断片化、および質量交換が含まれ、相互作用パラメーターのさまざまな選択に対して解決できる定常状態のサイズ分布が得られます。CAFEモデルは、火星の2つのバルハン群、モロッコの3つの群、モーリタニアの1つの群で経験的に測定された砂丘サイズの分布に適用され、それぞれが約1000のベッドフォームを含み、観測されたサイズ分布をCAFEモデルの定常状態と比較します。火星の群れの分布はモーリタニアで測定された群れと非常に類似していることがわかります。これは、2つの非常に異なる惑星環境が同様の砂丘相互作用のダイナミクスを共有していることを示唆しています。CAFEモデルの3つの特定の構成のモデルパラメーターの最適化は、理論的な定常状態の適合が、通常想定される対数正規よりも優れていることが多いことを示しています。すべての場合において、最適化されたパラメーターは、質量交換が最も頻繁なタイプの相互作用であることを示しています。分娩はほとんどの群れでめったに起こらず、イベントの9\％の割合が最も高く、自発的な分娩ではなく複数の砂丘間の相互作用がバルハンのサイズ分布の推進力であることを示しています。最後に、砂丘対衝突の3Dシミュレーションから導出された相互作用パラメーターの実装は、砂丘間の砂フラックスが、モーリタニアや火星よりもモロッコの群れのサイズ分布を生成する上でより重要であることを示しています。
初期宇宙における暗黒物質希釈シナリオ
標準模型内のヒッグスポテンシャルの真空様エネルギーが電弱相転移を受けると、原始プラズマへのエントロピーの流入により、相転移の開始前にすでに存在していた凍結した暗黒物質密度が大幅に希釈される可能性があります。初期の宇宙がビッグバン元素合成の期間の前に蒸発する小さな質量の原始ブラックホールによって支配されていた場合、同じ効果が起こる可能性があります。この論文では、上記のシナリオの希釈係数を計算します。
高精度リングダウンモデリング：マルチモードフィットとBMSフレーム
| Title |
High_Precision_Ringdown_Modeling:_Multimode_Fits_and_BMS_Frames |
| Authors |
Lorena_Maga\~na_Zertuche,_Keefe_Mitman,_Neev_Khera,_Leo_C._Stein,_Michael_Boyle,_Nils_Deppe,_Nils_Fischer,_Fran\c{c}ois_H\'ebert,_Dante_A._B._Iozzo,_Lawrence_E._Kidder,_Jordan_Moxon,_Harald_P._Pfeiffer,_Mark_A._Scheel,_Saul_A._Teukolsky,_and_William_Throwe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.15922 |
準ノーマルモード（QNM）モデリングは、強い重力を研究し、残りのブラックホールを特徴付け、一般相対性理論をテストするための非常に貴重なツールです。今日まで、ほとんどの研究は支配的な$（2、2）$モードに焦点を合わせており、数値相対論からの標準的なひずみ波形に適合しています。しかし、重力波観測所がより敏感になるにつれて、それらは高次モードを解決することができます。マルチモードフィットは非常に重要であり、$\mathscr{I}^+$での漸近フレームのより徹底的な処理が必要になります。この研究の最初の主な結果は、メモリー効果を示すことが知られているコーシー特性抽出を使用して生成された数値波形に、多くのモードを含むQNMモデルを体系的に適合させる方法です。数値波形とモデル波形の間の残差に対するパワーの寄与に基づいて、モデル化するモードを選択します。$（2、\pm2、n）$モードのみをフィッティングするのではなく、マルチモードフィッティングを使用すると、すべての角度の不一致が$\sim10^5$の係数で改善されることを示します。2番目の主な結果は、文献で見過ごされてきた重要なポイントに対処します。シミュレートされた重力波のボンダイファンデルブルクメッツナーサックス（BMS）フレームをQNMモデルのフレームに一致させることの重要性です。数値相対論波形をスーパーレストフレームにマッピングすることにより、BMSフレームが固定されていないひずみを使用する場合と比較して、全角度のひずみの不一致が$\sim10^5$改善されることを示します。これらのモデリングの強化の有効性を、数値相対論によって生成された波形のファミリーに適用し、その結果を以前の研究と比較することによって説明します。
IBEX-Hiデータによって明らかにされた終端衝撃波の下流のエネルギーピックアッププロトン集団
| Title |
Energetic_pickup_proton_population_downstream_of_the_termination_shock_as_revealed_by_the_IBEX-Hi_data |
| Authors |
I._I._Baliukin,_V._V._Izmodenov,_D._B._Alexashov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.15930 |
ピックアップ陽子は、超音速太陽風の水素原子のイオン化の結果として発生し、太陽圏の陽子の超熱成分を形成します。太陽圏の磁場によって拾われ、太陽圏の鞘に対流している間、拾い上げられた陽子は、太陽から太陽圏の終端衝撃波までの領域で太陽風の乱流によって確率的な加速を受ける可能性があります。クロスショックポテンシャルからの反射。これらのプロセスは、ピックアップイオンのエネルギー分布に高エネルギーの「テール」を作成します。このエネルギーピックアップ陽子集団の特性は、モデルがエネルギー中性原子フラックスをシミュレートするために不可欠であるにもかかわらず、まだ明確に定義されていません。太陽圏の終端衝撃波の下流での陽子速度分布のピックアップについて、2つのシナリオを検討しました（エネルギーのべき乗則「テール」とバイマクスウェル分布で満たされたシェル）。数値運動モデルとIBEX-Hi装置による内部ヘリオシースからの高エネルギー中性原子フラックスの観測に基づいて、ピックアップ陽子分布を特徴づけ、終端衝撃の下流の高エネルギー陽子集団の特性に関する推定を提供しました。
