ハッブル張力を理解するためのステップ
| Title |
A_Step_in_Understanding_the_Hubble_Tension |
| Authors |
Daniel_Aloni,_Asher_Berlin,_Melissa_Joseph,_Martin_Schmaltz,_Neal_Weiner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.00014 |
宇宙論のデータが改善されるにつれて、緊張が生じています。そのような緊張の1つは、局所的に測定されたハッブル定数$H_0$と宇宙マイクロ波背景放射（CMB）から推定された値との差です。相互作用する放射線が解決策として提案されていますが、研究によると、従来のモデルは高$\ell$CMB偏光データによって排除されています。高$\ell$多重極と低$\ell$多重極を区別する関連モデルによって解決策が提供される可能性があることは少なくとももっともらしいようです。強く結合された放射線の相互作用が非相対論的になる力担体によって媒介される場合、暗い放射線は、メディエーターがそのエントロピーをより軽い種に堆積するにつれて、その相対エネルギー密度が増加する「ステップ」を経ます。CMBで観測可能なモードが地平線内にあるときにこの遷移が発生すると、ステップの前後に地平線に入るモードに対応して、高$\ell$ピークと低$\ell$ピークの影響が異なります。これらのダイナミクスは、最も単純な超対称理論であるベス・ズミノモデルに自然にパッケージ化されており、スカラーメディエーターの質量はeVスケールに近くなっています。このような「ベス・ズミノダークラディエーション」（WZDR）の宇宙論的特徴を調査し、CMBのみへの適合性が向上し、$H_0$の値が大きくなることを確認しました。SH0ESコラボレーションからの超新星測定値も分析に含まれている場合、$H_0$の推定値はさらに大きくなりますが、ダークラディエーションの優先度と遷移の位置はほとんど変わりません。標準化された一連の測定値を利用して、他のモデルと比較し、WZDRが$H_0$の緊張に対処するのに最も成功し、ラグランジュ定式化で最も優れていることを発見しました。
水素とヘリウムのライマンαの森の性質から銀河間媒体の熱履歴を推測する
| Title |
Inferring_the_Thermal_History_of_the_Intergalactic_Medium_from_the_Properties_of_the_Hydrogen_and_Helium_Lyman-alpha_Forest |
| Authors |
Bruno_Villasenor,_Brant_Robertson,_Piero_Madau_and_Evan_Schneider |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.00019 |
遠方のクエーサーのスペクトルでライマンαの森に起源を与える銀河間媒体（IGM）ガスのフィラメント状ネットワークは、構造形成の物理学と拡散バリオン物質の初期の熱力学に関する情報をエンコードします。ここでは、グラフィックスプロセッシングユニットで高速化されたコードChollaを使用して実行される400を超える高解像度の宇宙論的流体力学シミュレーションの大規模なスイートを使用して、計算ボリューム全体にわたって維持される高空間解像度でIGMを研究します。シミュレーションは、星形成銀河と活動銀河核によって生成される光加熱と光イオン化のバックグラウンドの振幅とタイミングを変えることによって、銀河間ガスの可能な熱履歴の広い範囲をキャプチャします。合成スペクトルと、2.2<=z<=5.0の全範囲にわたる14個の赤方偏移ビンで観測された水素の1Dフラックスパワースペクトル、および2.4<z<の範囲にわたる5個の赤方偏移ビンでのヘリウムのライマンアルファ不透明度との統計的比較2.9は、IGMの光イオン化と光加熱の履歴を厳しく制限します。利用可能なライマンαの森データの拘束力を利用してモデルの縮退を打破することにより、IGMは1.2Gyrの宇宙時間にわたる水素とヘリウムの非平衡イオン化から2つの主要な再加熱イベントを経験したことがわかります。最適なモデルの場合、水素の再イオン化はz〜6.1で完了し、最初のIGM温度ピークはT_0〜1.3x10^4Kで、その後にHeIIの再イオン化が完了し、z〜3.0で完了し、T_0の2番目の温度ピークが生成されます。〜1.4x10^4K.水素とヘリウムの再電離のタイミングと発生源に関する情報を取得するために、結果をどのように使用できるかについて説明します。
重力に非最小結合されたスカラー場によって駆動される統一された宇宙論モデル
この論文は、対称性の破れのポテンシャルの作用下で、バリオン物質、放射、および非最小結合の大規模スカラー場によって支配される宇宙を考察します。インフレは、適切なスローロール値で自然に発生します。フィールドは、ゆっくりと変化するフェーズに入ると想定される遅い時間まで進化し、値$\phi_0$で静止したままになります。非最小結合$\xi$を介してスカラー場をバリオンおよび放射エネルギー密度に結合するメカニズムが提示され、暗黒物質および暗黒放射成分に自然につながります。用語のような宇宙定数も存在し、遅い時間に暗黒エネルギーとして機能します。すべての密度パラメータは、ハッブル測定の観測データと超新星Ia型データとよく一致しています。宇宙進化のすべての望ましい段階は、この単純なモデルに自然に現れます。
暗黒物質と暗黒エネルギーの理解における最近の進歩の簡単なレビュー
宇宙の約95パーセントを構成するダークセクターは、依然として多くの研究の対象となっています。暗黒物質と暗黒エネルギーに割り当てられた影響の原因を扱っているモデルはたくさんあります。この簡単なレビューは、これらの分野におけるごく最近の理論的進歩に専念しています。過去数年間に達成された進歩のみです。たとえば、粒子暗黒物質に関するセクションでは、無菌ニュートリノ、自己相互作用暗黒物質、ダイバリオン、原始気泡からの暗黒物質、暗黒物質としての原始ブラックホール、中性子星から逃げる軸、および暗黒物質と通常の物質に関する最近の出版物の概要を説明します。5次元を介して相互作用します。また、水素原子の2番目のフレーバーについても概説します。それらの存在は、原子実験を分析することによって証明され、初期の宇宙からの21cmのスペクトル線の最新の天体物理学的観測によっても証明されています。暗黒物質の影響の原因の非粒子モデルについて説明する際に、修正ニュートン力学と強い等価原理の修正について言及します。また、エキゾチックなコンパクトオブジェクト、原始ブラックホール、遅延効果についても検討します。最後に、ダークエネルギー効果の原因に関する最近の研究をレビューします。具体的には、以前は暗黒エネルギーの存在の証拠として解釈されていた超新星の観測が別の説明をすることができるかどうかについて、2019年と2020年に発生した2つの論争を取り上げます。さらに、暗黒エネルギーが磁気型相互作用を持つ新しい仮想型の暗黒物質に置き換えられた2021年の研究に注目します。また、非相対論的中性重力粒子のシステムの最近のモデルを参照して、宇宙膨張の全体的なダイナミクスの代替説明を提供します。ダークエネルギーや新しい重力の自由度を導入することなく。
多周波数法と幾何学的方法を組み合わせたCMBレンズ効果のための前景緩和の最適化
| Title |
Optimizing_foreground_mitigation_for_CMB_lensing_with_combined_multifrequency_and_geometric_methods |
| Authors |
Omar_Darwish,_Blake_D._Sherwin,_Noah_Sailer,_Emmanuel_Schaan,_Simone_Ferraro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.00462 |
現在および今後のCMBレンズ測定の重要な課題は、スニヤエフゼルドビッチ（SZ）信号や宇宙赤外線背景放射など、銀河系外の前景からのバイアスに対する感度です。これらのレンズの前景バイアスを軽減するためにいくつかの方法が開発されており、複数周波数のクリーニングアプローチと推定器の形状の変更に大きく分けられますが、これらの方法を最適に組み合わせる方法はまだ詳細に検討されていません。この論文では、最大の信号対雑音比を維持しながら、レンズの前景緩和戦略のどの組み合わせが、サイモンズ天文台のような実験の前景汚染の影響を最もよく減らすことができるかを調べます。得られる最適な組み合わせは、バイアス低減または分散低減が優先されるかどうか、および偏光データが使用されるかどうかによって異なりますが、一般に、幾何学的（プロファイル硬化、ソース硬化またはせん断）と多周波数（対称クリーニング）の両方の方法を含む組み合わせが実行されることがわかります一番。温度（偏光と温度）からのレンズパワースペクトル測定の場合、組み合わせた推定法により、レンズ振幅へのバイアスを$\sigma/4$または0.3％（0.1％）未満、16（30）倍低くすることができます。標準のQEバイアスよりも、わずか18％（12％）の適度な信号対雑音比で。対照的に、単一メソッドの前景緩和アプローチは、大きなノイズペナルティを発生させることなく、バイアスを$\sigma/2$未満の無視できるレベルに減らすのに苦労します。したがって、今後および現在の実験では、私たちの組み合わせた方法は、無視できる前景バイアスでレンズ測定を行うための有望なアプローチを表しています。
LSST時代の銀河団の摂動理論モデル：フーリエおよび配位空間でのサブパーセント模擬カタログ測定によるテスト
| Title |
Perturbation_theory_models_for_LSST-era_galaxy_clustering:_tests_with_sub-percent_mock_catalog_measurements_in_Fourier_and_configuration_space |
| Authors |
Samuel_Goldstein,_Shivam_Pandey,_An\v{z}e_Slosar,_Jonathan_Blazek,_Bhuvnesh_Jain,_The_LSST_Dark_Energy_Science_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.00501 |
大型シノプティックサーベイ望遠鏡（LSST）の分析方法を検証するために設計された、忠実度の高い合成銀河カタログであるCosmoDC2シミュレーションのz=1.006スナップショットを使用して銀河団を分析します。大きさが制限された銀河サンプルのフーリエ空間と構成空間における銀河の自己相関と銀河と暗黒物質の相互相関のサブパーセント測定値を示します。これらの精度レベルでは、測定の統計誤差は、シミュレーションおよび測定手順に存在する体系的な影響に匹敵します。それでも、ハイブリッドPTモデルを使用すると、$k_{\rmmax}=0.5\h/{\rmMpc}$および$r_{\のスケールまで、0.5％の精度で非線形銀河バイアスをモデル化できます。rmmin}=4\{\rmMpc}/h$。線形バイアスパラメーターは0.01％の精度で測定されますが、他のバイアスパラメーターは、かなり弱い制約と、場合によっては二峰性の事後分布で決定されます。基準モデルを、高次のバイアスパラメーターが共進化値に固定されている低次元モデルと比較し、これらのパラメーターを解放したままにしておくと、小規模な情報をモデル化する能力が大幅に向上することがわかります。また、異なるマグニチュードバンドを使用して定義された銀河サンプルのバイアスパラメータを比較し、同数の銀河を含むサンプル間の一致を見つけます。最後に、フーリエ空間と構成空間の間のバイアスパラメータを比較し、2つのアプローチの間に中程度の緊張を見つけます。私たちのモデルは、CosmoDC2銀河サンプルを測定の0.1％の精度内に収めることができないことがよくありますが、この分析で使用されたハイブリッドPTモデルは、必要なパーセントレベルの精度内で非線形銀河バイアスをモデル化できることを示唆しています。今後の銀河調査。
| Title |
Kaniadakis_holographic_dark_energy:_observational_constraints_and_global_dynamics |
| Authors |
A._Hern\'andez-Almada,_Genly_Leon,_Juan_Maga\~na,_Miguel_A._Garc\'ia-Aspeitia,_V._Motta,_Emmanuel_N._Saridaki,_Kuralay_Yesmakhanova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.00558 |
カニアダキス-ホログラフィックダークエネルギーを観測と対峙させて調査します。宇宙クロノメーター、超新星Ia型、およびバリオン音響振動データを使用して、マルコフ連鎖モンテカルロ分析を実行します。カニアダキスパラメータに関しては、ゼロ付近、つまりカニアダキスエントロピーが標準のベッケンシュタイン-ホーキングエントロピーを回復する値付近に制約されていることがわかります。さらに、現在の物質密度パラメーター$\Omega_m^{（0）}$の場合、$\Lambda$CDMシナリオと比較してわずかに小さい値が得られます。ただし、現在の無次元ハッブル定数の場合、結合されたデータセット分析により$h=0.722^{+0.010}_{-0.010}$が得られます。これは、$1\sigma$内で、Cepheidsを介した直接測定と一致しているため、Kaniadakis-holographicdarkエネルギーは$H_0$の緊張を緩和します。さらに、ハッブル、減速、ジャークのパラメーターの進化を再構築し、減速-加速遷移の赤方偏移を$z_T=0.65^{+0.13}_{-0.11}$として抽出します。最後に、詳細なローカルおよびグローバルな動的システム分析を実行すると、宇宙の過去のアトラクターが物質が支配的なソリューションであるのに対し、後期の安定したソリューションはダークエネルギーが支配的なソリューションであることがわかります。
強く非測地線運動によるインフレーション：理論的動機と観測的痕跡
| Title |
Inflation_with_strongly_non-geodesic_motion:_theoretical_motivations_and_observational_imprints |
| Authors |
S\'ebastien_Renaux-Petel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.00989 |
強く非測地線運動を特徴とする新しいクラスのインフレーションアトラクタが、過去数年で発見され、調査されました。私は、それらが負に湾曲した場の空間でどのように自然に発生するかを説明します。これにより、常に存在するインフレーションの自然性の問題を軽減することなく、プランク単位系で急勾配のポテンシャルを膨らませることができます。これらのシナリオでは、変動はしばしば一時的なタキオン不安定性を経験します。これは、想像上の音速を持つ単一場の有効場の理論によって説明できます。後者の正確な紫外線起源とは関係なく、これは、すべての高次相関関数に対して、平坦化されたタイプの高レベルの原始的な非ガウス性の形で独特の痕跡を残します。小規模では、強く非測地線運動の過渡相は、原始ブラックホールを生成するメカニズムを提供し、確率的重力波背景の周波数プロファイルに振動の形で特定の特徴を残すことができます。
次世代の宇宙論的調査では、ニュートリノフレーバーの振動から推定される最小値の58meVまで、ニュートリノの質量のゼロ以外の合計を測定することが期待されています。ニュートリノの物理学に対するそのような測定の意味は十分に文書化されています。対照的に、そのような測定の宇宙論的意味はあまり注目されていません。この論文では、宇宙の歴史と内容を理解するために、$\summ_\nu=58$meVと一致するニュートリノ質量検出の影響を調査します。私たちは主に、宇宙の熱履歴、さまざまなスケールでの物質のクラスター化、暗黒物質と暗黒物質への応用という3つの主要な領域に焦点を当てています。最初に、ゼロ以外のニュートリノ質量の検出が、重力で検出される宇宙ニュートリノ背景と地球上で測定されたニュートリノとの間に独特の関係を提供することを示します。次に、複数のプローブ間の検出の一貫性が構造形成の知識にどのように影響するかについて説明します。最後に、これらの測定値をダークセクター物理学のサブパーセントレベルのテストとしてどのように解釈できるかを示します。
| Title |
Testing_generalized_scalar-tensor_theories_of_gravity_with_clusters_of_galaxies |
| Authors |
Balakrishna_S._Haridasu,_Purnendu_Karmakar,_Marco_De_Petris,_Vincenzo_F._Cardone,_Roberto_Maoli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01101 |
静的システム、つまり銀河団で一般化されたスカラーテンソル理論をテストします。縮退高次スカラーテンソル（DHOST）理論は、有効なニュートン定数と静水圧平衡を変更する小規模の$\Xi_1$パラメーターを介して、ニュートンポテンシャルを変更します。各クラスターのSunyaev-Zeldovich効果データによる銀河団ガス（ICM）圧力プロファイルと、X線データによる温度プロファイルを備えた12個のクラスターで構成される十分にコンパイルされたX-COPカタログを利用します。質量プロファイルの完全ベイズ分析モデリングNavarro-Frenk-White（NFW）と、電子密度の簡略化されたVikhlininモデルを実行します。結果を提示するために適切なクラスターを注意深く選択すると、4つのクラスターの標準シナリオからの逸脱に対して、軽度から中程度、つまり$\sim2\sigma$の有意性が見つかります。ただし、ベイズの証拠に関しては、GRに対して同等または軽度の優先度が見られます。$\Lambda$CDMシナリオからの変更について、8つのクラスターを使用して$\Xi_1=-0.030\pm0.043$のジョイントコンストレイントを推定します。この制限は理論上の制限と非常によく一致しており、クラスターを使用して取得した以前の制約よりも1桁厳しくなります。また、より保守的な制限である$\Xi_1=-0.061\pm0.074$を引用します。最後に、暫定的な赤方偏移の依存関係（$\Xi_1（z）$）についてコメントし、同じものに対する穏やかな好み（$\lesssim2\sigma$）を見つけます。
CMB角度パワースペクトルのモード結合を補正するためのシミュレーションベースの方法
| Title |
A_Simulation-Based_Method_for_Correcting_Mode_Coupling_in_CMB_Angular_Power_Spectra |
| Authors |
J._S.-Y._Leung,_J._Hartley,_J._M._Nagy,_C._B._Netterfield,_J._A._Shariff,_P._A._R._Ade,_M._Amiri,_S._J._Benton,_A._S._Bergman,_R._Bihary,_J._J._Bock,_J._R._Bond,_J._A._Bonetti,_S._A._Bryan,_H._C._Chiang,_C._R._Contaldi,_O._Dor\'e,_A._J._Duivenvoorden,_H._K._Eriksen,_M._Farhang,_J._P._Filippini,_A._A._Fraisse,_K._Freese,_M._Galloway,_A._E._Gambrel,_N._N._Gandilo,_K._Ganga,_R._Gualtieri,_J._E._Gudmundsson,_M._Halpern,_M._Hasselfield,_G._Hilton,_W._Holmes,_V._V._Hristov,_Z._Huang,_K._D._Irwin,_W._C._Jones,_A._Karakci,_C._L._Kuo,_Z._D._Kermish,_S._Li,_D._S._Y._Mak,_P._V._Mason,_K._Megerian,_L._Moncelsi,_T._A._Morford,_M._Nolta,_R._O'Brient,_B._Osherson,_I._L._Padilla,_B._Racine,_A._S._Rahlin,_C._Reintsema,_J._E._Ruhl,_M._C._Runyan,_T._M._Ruud,_E._C._Shaw,_C._Shiu,_J._D._Soler,_X._Song,_A._Trangsrud,_C._Tucker,_R._S._Tucker,_A._D._Turner,_J._F._van_der_List,_A._C._Weber,_I._K._Wehus,_S._Wen,_D._V._Wiebe,_E._Y._Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01113 |
最新のCMB分析パイプラインは、星図とそれに対応する角度パワースペクトルの作成中に、複雑な時間領域フィルター、ビームモデル、マスキング、およびその他の手法を定期的に採用しています。ただし、これらのプロセスでは、通常の電力減衰に加えて、同じスペクトルおよび異なるスペクトルからの多重極間の結合を生成できます。疑似$C_\ell$ベースのMASTERスタイルの分析のコンテキスト内では、時間領域フィルタリングの正味の効果は、一般に、キャプチャモードに失敗する可能性のある乗法伝達関数$F_{\ell}$によって近似されます。ミキシングし、信号のスペクトルに依存します。これらの欠点に対処するために、モード減衰に加えてモード混合に関する情報を含む2次元伝達行列$J_{\ell\ell'}$を構築するシミュレーションベースのスペクトル補正アプローチを開発しました。SPIDER気球搭載CMB実験の最初の飛行からのデータにこのアプローチを適用する方法を示します。
金星はこれまで居住可能でしたか？結合された内部-大気-レドックス進化モデルからの制約
| Title |
Was_Venus_Ever_Habitable?_Constraints_from_a_Coupled_Interior-Atmosphere-Redox_Evolution_Model |
| Authors |
Joshua_Krissansen-Totton,_Jonathan_J._Fortney,_and_Francis_Nimmo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.00033 |
金星の過去の気候進化は不確かです。大循環モデルのシミュレーションでは、0.7Gaまでの居住可能な気候が可能であり、決定的ではありませんが、表面の地形学と鉱物学からの以前の液体の証拠が示唆されています。しかし、居住可能な過去が金星の推定された大気の進化と調和できるかどうかは不明です。特に、大気中の酸素が残っていないことは、最近の水の損失に反対している。ここでは、降着後のマグマオーシャンから現在までの金星の大気-内部-気候の進化の完全に結合されたモデルを適用します。このモデルは、金星の歴史全体を通して、C、H、およびOを含む揮発性物質と地表の気候を自己無撞着に追跡します。大気散逸、マントル対流、メルト生成、ガス放出、深層水循環、および炭素循環は、気候と酸化還元の進化と明確に結びついています。プレートテクトニクスと停滞した蓋の歴史が考慮されます。この結合モデルを使用して、居住可能な金星の過去と金星が液体の地表水を所有していなかった過去の両方を、既知の制約と調和させることができると結論付けます。具体的には、どちらのシナリオでも、バルク大気組成、推定表面熱流、および観測された$^{40}$Arと$^{4}$Heを再現できます。さらに、このモデルは、金星が既知の制約に違反することなく、遅くとも1Gaまでに約100mの全球海洋に居住可能であった可能性があることを示唆しています。実際、拡散が制限された水の損失が、CO$_2$が支配的な涼しい上層大気によって抑制されている場合、居住可能な過去が暫定的に私たちのモデルによって支持されます。この脱出スロットルにより、H脱出を強化するためにケイ酸塩風化によって内部の炭素を一時的に隔離せずに、現代の大気でごくわずかな水蒸気と約90バールのCO$_2$を同時に回収することは困難です。
スーパーアース形成のための「BreakingTheChains」移行モデル：衝突断片化の影響
| Title |
The_"Breaking_The_Chains"_migration_model_for_super-Earths_formation:_the_effect_of_collisional_fragmentation |
| Authors |
Leandro_Esteves,_Andr\'e_Izidoro,_Bertram_Bitsch,_Seth_A._Jacobson,_Sean_N._Raymond_and_Othon_C._Winter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.00059 |
公転周期が100日未満の地球半径が1〜4の惑星は、非常に一般的です。移動モデルは、スーパーアースが内側に移動し、平均運動共鳴の連鎖でディスクの内側の端に積み重なることを提案しています。ガスディスクの分散後、シミュレーションは、スーパーアースの重力相互作用がそれらの共鳴構成を自然に破壊し、巨大な衝撃の後期につながる可能性があることを示しています。不安定段階は、観測されたシステムの軌道間隔を一致させるための鍵です。それでも、以前のほとんどのシミュレーションでは、断片化を無視して、衝突を完全な降着イベントとしてモデル化しています。この作業では、不完全な降着がチェーンの切断シナリオに与える影響を調査します。惑星の胚の分布から始めて、ガスディスク内の小石の付着と移動の影響をモデル化するN体シミュレーションを実行しました。私たちのシミュレーションはまた、ガスディスクの散逸後のスーパーアースの長期的な動的進化を追跡します。衝突が完全なマージイベントとして扱われるシミュレーションの結果と、不完全な降着と断片化が許可されるシミュレーションの結果を比較しました。動的な観点から、完全な降着はこの体制における適切な近似であると結論付けました。断片化イベントは一般的ですが、典型的な「後期不安定段階」では、システム質量の約10％のみが断片化され、断片はほとんどが生き残った惑星によって再生成されます。フラグメント内のこの限られた総質量は、最終的なシステムの動的構成を定性的に変更するには不十分であることが判明しました。断片化が無視されるシミュレーションと比較して、強い力学的摩擦または残留移動を促進します。
彗星のような軌道にある小惑星の偏光測定研究
| Title |
A_polarimetric_study_of_asteroids_in_comet-like_orbits |
| Authors |
Jooyeon_Geem,_Masateru_Ishiguro,_Yoonsoo_P._Bach,_Daisuke_Kuroda,_Hiroyuki_Naito,_Hidekazu_Hanayama,_Yoonyoung_Kim,_Yuna_G._Kwon,_Sunho_Jin,_Tomohiko_Sekiguchi,_Ryo_Okazaki,_Jeremie_J._Vaubaillon,_Masataka_Imai,_Tatsuharu_Oono,_Yuki_Futamura,_Seiko_Takagi,_Mitsuteru_Sato,_Kiyoshi_Kuramoto,_and_Makoto_Watanabe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.00151 |
環境。彗星のような軌道（ACO）の小惑星は、小惑星と休眠中の彗星で構成されています。外観が似ているため、一般的な望遠鏡による観測で休眠彗星とACOを区別することは困難です。休眠彗星をACO集団から区別するための調査は、分光法または光学および中赤外線測光によって実施されています。ただし、偏光測定では実施されていません。目的。ACOの最初の偏光調査を実施しました。メソッド。3つのACO（（944）Hidalgo、（3552）DonQuixote、および（331471）1984QY1）に対して線形偏光パイロット調査を実施しました。これらのオブジェクトは、軌道要素の観点からACOに明確に分類されます（つまり、木星$T_\mathrm{J}$に関するTisserandパラメータは3より大幅に小さい）。2016年5月25日UTから7月22日UT2019（13泊）まで、1.6mのピルカ望遠鏡で3つのACOが観測されました。結果。ドン・キホーテとイダルゴは、彗星の核やD型小惑星（彗星の核の光学的類似体）と同様の偏光特性を持っていることがわかりました。しかし、1984年のQY1は、S型小惑星と一致する偏光特性を示しました。1984年第1四半期の起源を決定するために後方軌道積分を行ったところ、この天体は木星との3：1平均運動共鳴を介してメインベルトから現在の彗星のような軌道に輸送されたことがわかりました。結論。ACOの起源は、色とスペクトル情報に偏光データを追加することで、より確実に特定できると結論付けています。この研究は、氷を運ぶ小天体が太陽系の内部にどのように分布しているかを調査するのに役立ちます。
他の小惑星および隕石サンプルと比較した近太陽小惑星（155140）2005UDの偏光特性
| Title |
Polarimetric_Properties_of_the_Near--Sun_Asteroid_(155140)_2005_UD_in_Comparison_with_Other_Asteroids_and_Meteoritic_Samples |
| Authors |
Masateru_Ishiguro,_Yoonsoo_P._Bach,_Jooyeon_Geem,_Hiroyuki_Naito,_Daisuke_Kuroda,_Myungshin_Im,_Myung_Gyoon_Lee,_Jinguk_Seo,_Sunho_Jin,_Yuna_G._Kwon,_Tatsuharu_Oono,_Seiko_Takagi,_Mitsuteru_Sato,_Kiyoshi_Kuramoto,_Takashi_Ito,_Sunao_Hasegawa,_Fumi_Yoshida,_Tomoko_Arai,_Hiroshi_Akitaya,_Tomohiko_Sekiguchi,_Ryo_Okazaki,_Masataka_Imai,_Katsuhito_Ohtsuka,_Makoto_Watanabe,_Jun_Takahashi,_Maxime_Devogele,_Grigori_Fedorets,_Lauri_Siltala,_and_Mikael_Granvik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.00152 |
太陽の近くの小惑星の調査は、原始的な太陽系オブジェクトの最終的な進化段階を理解するために重要です。太陽に近い小惑星（155140）2005UDは、（3200）ファエトン（JAXAの$DESTINY^+$ミッションのターゲット小惑星）と同様の軌道要素を持っています。2005UDの測光および偏光観測を行ったところ、この小惑星は、観測された太陽の位相角の広い範囲（$\alpha=20-105^\circ$）で、フェートンと同様の偏光位相曲線を示していますが、それらとは異なります。（101955）ベンヌと（162173）リュウグウ（水和炭素質物質からなる小惑星）の。低位相角（$\alpha\lesssim30^\circ$）では、これらの太陽に近い小惑星（2005UDおよびPhaethon）の偏光特性は無水炭素質コンドライトと一致し、ベンヌの特性は含水炭素質と一致します。コンドライト。幾何アルベド$p_\mathrm{V}\sim0.1$（0.088-0.109の範囲）を導出しました。平均$V$-バンドの絶対等級、$H_\mathrm{V}=17.54\pm0.02$;シノディック自転周期、$T_\mathrm{rot}=5.2388\pm0.0022$時間（2つのピークを持つソリューションが想定されます）。有効平均直径、$D_\mathrm{eff}=1.32\pm0.06$km。大きな位相角（$\alpha\gtrsim80^\circ$）では、偏光位相曲線は、大きな粒子の優位性と小さなミクロンサイズの粒子の不足によって説明される可能性があります。これらの太陽に近い小惑星の偏光測定上の類似性は、それらのペリヘリアの周りの炭素質材料の強い太陽加熱に起因する可能性があり、そこでは小さな多孔性の大きな無水粒子が焼結によって生成される可能性があると結論します。
SimAb：巨大ガスの大気組成に対する惑星形成の影響を評価するための、シンプルで高速かつ柔軟なモデル
| Title |
SimAb:_A_simple,_fast_and_flexible_model_to_assess_the_effects_of_planet_formation_on_the_atmospheric_composition_of_gas_giants |
| Authors |
N._Khorshid,_M._Min,_J.M._D\'esert,_P._Woitke,_C._Dominik |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.00279 |
SimAb（SimulatingAbundances）と呼ばれる、基本的で高速かつ柔軟な惑星形成モデルを提示して、巨大惑星を形成し、形成直後の主要な大気組成を研究します。SimAbでは、惑星の形成に関係する複雑な物理学についての仮定を単純化するためのパラメーターを導入します。このアプローチにより、形成された惑星に対する複雑な物理的プロセスの影響を追跡して理解することができます。それらの組成の指標として、C/O比と惑星大気の金属量に焦点を当てています。私たちのモデルの文脈では、初期の原始惑星のコア質量が惑星大気の最終的な組成に影響を与えないことを示しています。初期軌道距離は、気相と固相の軌道距離が異なるため、C/O比に影響を与えます。さらに、初期軌道距離と降着した微惑星の量により、惑星は太陽直下または太陽直下の金属量を持ちます。さらに、C/O比は、ダスト粒子の割合と微惑星の割合の影響を受けます。塵の粒子を通してそれらの重い元素のほとんどを降着させる惑星は太陽のC/O比に近いC/O比を持ちますが、ディスクの微惑星からそれらの重い元素のほとんどを降着する惑星は最終的にC/Oになりますディスクの固相におけるC/O比に近い比。C/O比と金属量を一緒に使用することにより、超太陽金属量惑星が形成される初期軌道距離に下限と上限を設定できます。微惑星が超太陽金属量惑星に到達するための主な源であることを示します。一方、主に塵の粒子を降着させる惑星は、より太陽の組成を示します。CO氷線よりも遠くに形成を開始する超太陽金属量惑星は、太陽値に近いC/O比を持っています。
遠方散乱円盤天体の安定境界
| Title |
The_Stability_Boundary_of_the_Distant_Scattered_Disk |
| Authors |
Konstantin_Batygin,_Rosemary_A._Mardling,_David_Nesvorny |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.00305 |
散乱円盤天体は、非常に細長い長周期の軌道で太陽を周回する太陽系外縁天体の膨大な集団です。散乱円盤天体の安定性は、主に単一のパラメータ、つまり近日点距離によって制御されます。長周期軌道の無秩序な動きと規則的な動きを分離する近日点境界の存在は、数値実験によって十分に確立されていますが、その理論的根拠とその半主軸依存性はよくわかっていません。この作品では、遠方の太陽系外縁天体のダイナミクスの解析モデルの概要を説明し、散乱円盤天体の軌道構造がネプチューンとの$2：j$共鳴の無限の連鎖によって形成されていることを示します。これらの共振の幅は、近日点距離が海王星の準主軸に近づくにつれて増加し、それらの重なりが無秩序な動きを引き起こします。この図のコンテキスト内で、長周期軌道の不安定性の分析基準を導き出し、近日点が$q_{\rm{crit}}=a_{で与えられる臨界値を下回ると、急速な動的カオスが発生することを示します。\rm{N}}\、\big（\ln（（24^2/5）\、（m_{\rm{N}}/M_{\odot}）\、（a/a_{\rm{N}}）^{5/2}）\big）^{1/2}$。この表現は、遠方の太陽系外縁天体の「分離した」亜集団と活発に「散在する」亜集団の間の境界を構成します。さらに、確率論的層内で、散乱ディスクオブジェクトのリャプノフ時間が公転周期に近づくことを発見し、半主軸拡散係数が$\mathcal{D}_a\sim（8/（5\、\pi））\、（m_{\rm{N}}/M_{\odot}）\、\sqrt{\mathcal{G}\、M_{\odot}\、a_{\rm{N}}}\、\exp\big[-（q/a_{\rm{N}}）^2/2\big]$。数値シミュレーションで結果を確認し、散乱円盤天体とチリコフ標準写像の関係を強調します。遠方の太陽系の長期的な進化のための我々の結果の含意が議論されます。
太陽系外縁天体の太陽系を理解する：偶然の恒星食の結果とクレーターの記録からの推論の調整
| Title |
Understanding_the_trans-Neptunian_Solar_system:_Reconciling_the_results_of_serendipitous_stellar_occultations_and_the_inferences_from_the_cratering_record |
| Authors |
Andrew_Shannon,_Alain_Doressoundiram,_Fran\c{c}oise_Roques,_Bruno_Sicardy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.00391 |
太陽系の惑星形成エポックの最も手付かずの残骸は、太陽系外縁天体の小天体である海王星を越えて太陽を周回しています。質量の大部分は約100kmの物体にありますが、小さいサイズの物体は最小限の衝突処理を受けており、ニューホライズンズは最近、約20kmの有効直径の物体（486958）アロコスが衝突の断片ではなく原始的な物体であるように見えることを明らかにしました。これは、これらのサイズ（およびおそらくそれよりも小さい）のボディがそれらがどのように形成されたかの記録を保持しており、その時代の最も多くの記録であることを示しています。しかし、そのような物体は、輝度が非常に低いため、光学調査で見つけるのは実用的ではありません。それらの存在は、冥王星とカロンの観測されたクレーターの記録から推測することができ、偶然の恒星食によって直接測定されます。これらの2つの方法は相反する結果を生み出し、掩蔽はクレーターの記録から推測される〜kmの物体の数の約10倍を測定します。数値モデルを使用して、これらの観測を外側の太陽系の進化モデルとどのように調和させることができるかを探ります。物体の初期サイズが形成の半主軸の増加とともに減少するモデル、および物体の表面密度がネプチューンとの2：1平均運動共鳴を超えて増加するモデルは、さまざまな観測と比較しても、両方の観測セットを生成できることがわかります。テストは前者のメカニズムを支持します。これらのソリューションの天体物理学的妥当性を評価する方法について説明し、広い空をカバーする拡張された偶然の掩蔽調査が最も実用的なアプローチであると結論付けます。
近くにある太陽系外惑星の大気散逸は、ホスト星からの高エネルギー放射によって引き起こされる可能性があります。恒星風と相互作用する惑星の流出は、恒星風の強さに依存する観測可能な通過信号を生成する可能性があります。自己無撞着で動的に結合された方法でホスト星からの風を含めて、ホットジュピターの大気散逸の放射流体力学シミュレーションを実行します。惑星の流出は、その熱圧力と恒星風のラム圧力との間のバランスによって形作られていることを示します。シミュレーション出力を使用して、Lyman-$\alpha$およびH$\alpha$トランジットシグネチャを計算します。トランジットのピーク深度は$\sim10\、{\rmkm/s}$だけ青方偏移しますが、強風によって流出が制限され、ライマン-$\alpha$のトランジット深度が減少する可能性があります。対照的に、H$\alpha$に対する風の影響は、惑星の最上部の大気からの寄与が小さいために弱いです。大気の質量損失率は、風の強さにほぼ依存しません。また、フレアがトランジットシグネチャに与える影響についても説明し、1回の観測でライマン-$\alpha$トランジット深度を大幅に変更するフレアの確率は、太陽型のホスト星では低いと結論付けています。
孤独な月、二重小惑星、そして複数の衝突
チェリャビンスク隕石は、太陽よりも瞬間的に明るい光の筋で空を航海しました。Chelyabinsksuperbolideは、複雑で多面的な現象です。この本の付録では、月、二重小惑星、巨大惑星の不規則衛星などの太陽系の物体の形成と進化における宇宙衝突の役割を調べています。
惑星を超えた彗星活動
最近の観測では、天王星の軌道を超えた地動説の距離での長周期彗星C/2017K2の活動が示されています。これを動機として、ガス輸送モードを詳細に考慮し、入ってくる彗星核の多孔質マントルの下からの超揮発性氷の時間依存昇華をシミュレートする単純なモデルを構築しました。このモデルは、地動説の距離rH=150AU（局所的な黒体温度は約23K）に近い一酸化炭素（CO）昇華の局所的な増加、その後のプラトー、そしてより短い距離への活動のゆっくりとした増加を示しています。この局所的な増加は、核内の熱輸送が、より長い距離でのCOフロントの温度上昇と、より短い距離でのほぼ等温のCOによって特徴付けられる2つのレジーム間で遷移するときに発生します。この遷移は多孔質マントルを介した昇華の一般的な特性であるため、十分な感度の将来の観測は、インバウンド彗星（および星間侵入者）が太陽系の惑星領域をはるかに超えた距離で活動を示すことを示すと予測します。
明白な視界に隠れている：ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡で惑星と星黒点の交差点を観察する
| Title |
Hiding_in_plain_sight:_observing_planet-starspot_crossings_with_the_James_Webb_Space_Telescope |
| Authors |
Giovanni_Bruno,_Nikole_K._Lewis,_Jeff_A._Valenti,_Isabella_Pagano,_Tom_J._Wilson,_Everett_Schlawin,_Joshua_Lothringer,_Antonino_F._Lanza,_Jonathan_Fraine,_Gaetano_Scandariato,_Giuseppina_Micela,_Gianluca_Cracchiolo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.00828 |
アクティブな星を周回する太陽系外惑星の通過は、目に見える恒星の円盤上の恒星黒点や白斑を頻繁に覆い隠します。そのような掩蔽は、太陽系外惑星の大気の研究に関連する情報が含まれていないと想定されるため、分光光度トランジットから拒否されることがよくあります。ただし、アクティブなフィーチャの温度と透過スペクトルへの影響を取得するための有用な制約を提供できます。搭載されている光波長計がないにもかかわらず、掩蔽された恒星黒点のスペクトルの決定におけるジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡の能力を分析します。KおよびMスペクトル型に焦点を当て、恒星黒点の温度をさまざまな温度で、恒星円盤のさまざまな場所でシミュレートし、NIRSpec/Prismと提案されたNIRCam/F150W2$+$を使用して、恒星黒点の温度を数百ケルビン以内に決定できることを確認します。F322W2の幅広い波長機能。私たちの結果は、大きな温度コントラストを持つmag$_K\leq12.5$のKおよびM矮星の場合に特に有望です。
変光星によって明らかにされた天の川I：RRライレ星のサンプル選択と合併の歴史の証拠
| Title |
The_Milky_Way_Revealed_by_Variable_Stars_I:_Sample_Selection_of_RR_Lyrae_stars,_and_Evidence_for_the_Merger_History |
| Authors |
I._Ablimit,_G._Zhao,_U._Teklimakan,_J.-R._Shi,_K._Abdusalam |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.00028 |
天の川を研究するために、ガイア、ASAS-SN、およびZTFの空の調査プロジェクトによって特定されたこと座RR星（RRL）の変光星が、この作業のトレーサーとして分析されました。固有運動、視線速度、金属度など、3417RRLの測光および分光情報は、ガイア、ラモスト、ガラ、アポジー、レイブの観測データから取得されます。典型的な不確実性が3％未満のRRLの正確な距離は、最近の包括的な周期-光度-金属量の関係を使用して導き出されます。運動学的および化学的分析から得られた結果は、天の川の組み立ての歴史、特にガイア・ソーセージの古代の合併の重要な手がかりを提供します。この研究で見つかった運動学的および化学的傾向は、ガイア・ソーセージの合併が銀河の厚い円盤とハローの二重の起源であることを示した最近のシミュレーションの傾向と一致しています。最近の同様の研究で発見されたように、この研究のハローRRLサンプルには、より等方性の成分に加えて、放射状にバイアスされた軌道のサブセットが含まれています。このより高い軌道異方性成分は$\beta\simeq0.8$になり、$4<R（\rmkpc）<20$でハローRRLの42％から83％に寄与します。
ハッブル宇宙望遠鏡狭帯域光観察によるEridanus〜II超微弱矮小銀河の金属量分布関数
| Title |
Metallicity_Distribution_Function_of_the_Eridanus~II_Ultra-Faint_Dwarf_Galaxy_from_Hubble_Space_Telescope_Narrow-band_Imaging |
| Authors |
Sal_Wanying_Fu,_Daniel_R._Weisz,_Else_Starkenburg,_Nicolas_Martin,_Alexander_P._Ji,_Ekta_Patel,_Michael_Boylan-Kolchin,_Patrick_Cote,_Andrew_E._Dolphin,_Nicolas_Longeard,_Mario_L._Mateo,_Nathan_R._Sandford |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.00045 |
ハッブル宇宙望遠鏡（HST）で撮影した深狭帯域CaH＆K（$F395N$）イメージングを使用して、ローカルグループ（LG）超微弱矮星（UFD）銀河エリダヌスII（EriII）の金属量分布関数（MDF）を構築します。。アーカイブの$F475W$および$F814W$データと組み合わせると、現在の分光MDFよりも$\sim4$x多い星の係数である$m_{F475W}\sim24$magと同じくらい暗い60個の赤色巨星分枝の金属性を測定します。決定。EriIIの平均金属量は[Fe/H]$=$-2.50$^{+0.07}_{-0.07}$で、分散は$\sigma_{\mbox{[Fe/H]}}であることがわかります。=0.42^{+0.06}_{-0.06}$。これは分光MDFと一致しますが、サンプルが大きいため、より正確に制約されます。分光学的フォローアップに十分な明るさの非常に金属の少ない星候補（EMP;[Fe/H]$<-3$）をいくつか特定します。EriIIのMDFは、リークボックスの化学進化モデルによって十分に説明されているように見えます。また、ガイアeDR3の固有運動を使用して、EriIIの更新された軌道履歴を計算し、それが天の川への最初の落下である可能性が高いことを確認します。我々の発見は、エリIIが孤立した銀河のそれと同様の進化の歴史を経験したことを示唆している。同様の質量銀河の選択された宇宙論的シミュレーションのMDFと比較すると、EriIIは、[Fe/H]$<-3$の星の割合が低いことがわかりますが、シミュレーションが不足しているため、このような比較は現在注意して扱う必要があります。、選択効果、およびEMPのCaH＆Kの既知の制限。この研究は、UFDのMDFを測定するためのディープHSTCaHKイメージングの威力を示しています。
M33の星団の年齢と質量：多波長研究
近くの銀河M33（さんかく座銀河）の紫外線（UV）から赤外線（IR）までのアーカイブ画像を組み合わせて、若い星団の年齢、質量、絶滅を導き出し、物理的なパラメーターを公開されているものと比較します。私たちの目標は、クラスターの年齢と質量のロバスト性をテストし、スペクトルエネルギー分布（SED）フィットの波長範囲を拡大することと、より最近の母集団合成モデルを使用することの両方によって、既存のものを改善することです。この実験の理論的根拠は、文献に一般的に見られるものにまたがる観測設定とモデル選択に対するクラスターの物理パラメーターの感度を検証することです。GALEXと地上の画像から、Hα線を含む8つのUV-to-Iバンドで測定されたSEDを使用して、137個のクラスターの物理的パラメーターを導き出します。また、スピッツァー宇宙望遠鏡からの24ミクロンの画像を追加して、いくつかの年齢の縮退を打破するのに役立てています。導出されたクラスター年齢は、以前の決定との有意差を示していますが、質量は、採用されたフィッティングアプローチに比較的鈍感なままであることがわかります。また、SEDフィッティングコードは、絶滅が自由パラメーターである場合、より若く、より高い絶滅のソリューションを好む傾向があるため、古い低絶滅クラスターを回復する際の既知の困難を強調します。すべてのサンプル星団について、それらの測光とともに、更新された年齢、質量、および絶滅を不確実性とともに公開します。M33が近接していることを考えると、これは、星形成と渦巻き状のクラスター進化の研究のために確保する重要な集団を表しています。
NIKA2とNOEMAを使用した高zDSFGの検索
| Title |
Searching_for_high-z_DSFGs_with_NIKA2_and_NOEMA |
| Authors |
L._Bing,_R._Adam,_P._Ade,_H._Ajeddig,_P._Andr\'e,_E._Artis,_H._Aussel,_A._Beelen,_A._Beno\^it,_S._Berta,_M._B\'ethermin,_O._Bourrion,_M._Calvo,_A._Catalano,_M._De_Petris,_F.-X._D\'esert,_S._Doyle,_E._F._C._Driessen,_A._Gomez,_J._Goupy,_F._K\'eruzor\'e,_C._Kramer,_B._Ladjelate,_G._Lagache,_S._Leclercq,_J.-F._Lestrade,_J.-F._Mac\'ias-P\'erez,_A._Maury,_P._Mauskopf,_F._Mayet,_A._Monfardini,_M._Mu\~noz-Echeverr\'ia,_R._Neri,_A._Omont,_L._Perotto,_G._Pisano,_N._Ponthieu,_V._Rev\'eret,_A._J._Rigby,_A._Ritacco,_C._Romero,_H._Roussel,_F._Ruppin,_K._Schuster,_S._Shu,_A._Sievers,_C._Tucker_and_R._Zylka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.00090 |
z=2-3の受動銀河の可能な前駆細胞として、z>4のほこりっぽい星形成銀河（DSFG）は、初期宇宙における巨大な銀河の形成、集合、および早期消光を研究するための独自の視点を提供します。光学IRの極端な不明瞭さにより、（サブ）mmスペクトルスキャンは、候補のほこりっぽい星形成銀河の高zの性質を確認/除外するための最も普遍的で偏りのない方法になります。ここでは、NIKA2CosmologicalLegacySurvey（N2CLS）の状況を紹介します。これは、高zDSFGを検索するミリメートル単位で最も深い広域単一皿調査です。また、ノイズの多いスペクトルと測光データを使用して高zDSFGの分光学的赤方偏移を効率的に検索し、NIKA2科学検証データで見つかったDSFGの赤方偏移を特定することに成功した共同分析方法を紹介します。
z $ \ sim $ 0.5EDisCSクラスター内およびその周辺のH $ \ alpha $ベースの星形成率
| Title |
H$\alpha$-based_Star_Formation_Rates_in_and_around_z_$\sim$_0.5_EDisCS_clusters |
| Authors |
Jennifer_R._Cooper,_Gregory_H._Rudnick,_Gabriel_G._Brammer,_Tyler_Desjardins,_Justin_L._Mann,_Benjamin_J._Weiner,_Alfonso_Arag\'on-Salamanca,_Gabriella_De_Lucia,_Vandana_Desai,_Rose_A._Finn,_Pascale_Jablonka,_Yara_L._Jaff\'e,_John_Moustakas,_Damien_Sp\'erone-Longin,_Harry_I._Teplitz,_Benedetta_Vulcani_and_Dennis_Zaritsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.00263 |
よく研究されたクラスターにおける様々な宇宙密度での銀河の星形成率に対する環境の役割を調査します。0.4$<$z$<$0.7の範囲の4つのEDisCSクラスター内の163個の銀河の星形成主系列星を示します。{\emハッブル宇宙望遠鏡}/広視野カメラ3のH$\alpha$輝線の観測を使用して、クラスターコア、落下領域、外部散在銀河の3つの異なるローカル環境にまたがっています。私たちの観測から定義された主系列は、同様の赤方偏移で公開されている他のH$\alpha$分布と一致していますが、24$\mu$mなどの星形成トレーサーから得られたものとは異なります。M$_*>$10$^{9.75}$M\textsubscript{\（\odot\）}は環境への依存度がほとんどありません。額面どおり、3つの環境での星形成率の分布の類似性は、星形成を最終的にシャットダウンするプロセスが速いことを示している可能性がありますが、データの深さとサンプルのサイズにより、これを最終的にテストすることは困難です。シナリオ。かなりのH$\alpha$放出があるにもかかわらず、21個の銀河は{\emUVJ}静止として分類されており、この行為で捕らえられた星形成の抑制のデモンストレーションを表している可能性があります。
COキネマティクスは、NGC6328のギガヘルツピーク無線コアで若いジェットによって引き起こされたと思われる流出を明らかにします
| Title |
CO_kinematics_unveil_outflows_plausibly_driven_by_a_young_jet_in_the_Gigahertz_Peaked_Radio_Core_of_NGC6328 |
| Authors |
Michalis_Papachristou,_Kalliopi_Maria_Dasyra,_Juan_Antonio_Fern\'andez-Ontiveros,_Anelise_Audibert,_Ilaria_Ruffa,_Francoise_Combes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.00453 |
近くの（z=0.014）巨大電波銀河NGC6328の中心で流出する分子ガスの検出を報告します。銀河の電波コアであるPKSB1718-649は、コンパクトな（2個の）二重電波ローブ形態を備えたギガヘルツピークスペクトル源として識別されます。アルマCO（2-1）とCO（3-2）の観測を100pcの解像度で使用して、銀河中心から最大5kpcまでのガスの運動学を研究しました。分子ガスの大部分は非常に歪んだディスクに沈降しますが、ディスクの内側の300pcで、ラジオジェットの方向とともに、通常のガスに起因するものではない高励起および高速ガスを特定しました。ALMAデータの詳細な3Dモデリングに基づくキネマティックコンポーネント。ガス中の高速分散は、それが流入するシュレッダー構造の一部ではないことも示唆しています。これらの結果は、年間3〜8個の太陽質量の分子流出の存在を示唆しています。電波放射が流出よりも中心近くで検出されたとしても、流出はおそらくジェットと高密度の星間物質との相互作用に起因していました。この意味で、このソースはNGC1377、4C31.04、およびESO420-G13に似ており、流出はかすかなまたは過去のジェット活動に関連しています。
質量、モーフィング、金属量：落下する高速雲の進化
| Title |
Mass,_Morphing,_Metallicities:_The_Evolution_of_Infalling_High_Velocity_Clouds |
| Authors |
F._Heitsch_(1),_A._Marchal_(2),_M.-A._Miville-Desch\^enes_(3),_J.M._Shull_(4),_A.J._Fox_(5)_((1)_UNC_Chapel_Hill,_(2)_CITA,_(3)_CNRS_&_Universit\'e_Paris-Saclay,_(4)_CASA_U_of_Colorado_Boulder,_(5)_AURA_for_ESA_&_STScI) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.00546 |
流体力学的シミュレーションの助けを借りて、高速雲の金属量推定の信頼性を再検討します。吸収線から導き出された金属量の推定値に対する降着と視角の影響を定量化します。モデルパラメータは、周囲ガスによる雲の汚染に強い下限を提供するように選択されています。以前の結果と一致して、層状のハローを通過する雲は、中性水素中の質量の10％未満が元の雲の物質で構成されるまで、周囲の物質によって汚染されています。汚染は時間とともにほぼ直線的に進行し、頭から尾へと増加します。したがって、金属量の推定値は、雲の進化状態と位置に依存します。金属量は時間とともに10倍以上変化しますが、観測の不確実性をはるかに超えていますが、ほとんどの視線は、すべての位置で常にそれらの不確実性の範囲内にしかありません。金属量の推定値は、観測の不確実性の範囲内で雲の傾斜角によって異なります。周囲のガスが雲の伴流で継続的に凝縮および冷却し、したがって中性相に現れるため、雲はハローを介した落下に耐えます。したがって、一定の時間に観測される雲は、材料が絶えず交換されるため、時間の経過とともに明確に定義された構造ではありません。雲の熱相は主に周囲圧力によって決定されます。内部の雲のダイナミクスは、せん断不安定性によって引き起こされる抗力勾配から、ラム圧力シールドによる複雑なパターンに進化し、最初に遅れているガスが雲の頭に追いつき、追い越す可能性があるペロトン効果につながります。
マゼラン雲のISMにおける熱的および非熱的プロセスの役割
| Title |
Role_of_Thermal_and_Non-thermal_Processes_in_the_ISM_of_Magellanic_Clouds |
| Authors |
H._Hassani_(1_and_2),_F._Tabatabaei_(2),_A._Hughes_(3_and_4),_J._Chastenet_(5_and_6),_A._F._McLeod_(7_and_8),_E._Schinnerer_(9),_S._Nasiri_(1)_((1)_Shahid_Beheshti_University,_(2)_Institute_for_Research_in_Fundamental_Sciences,_(3)_CNRS,_(4)_Universit\'e_de_Toulouse,_(5)_University_of_California,_(6)_Ghent_University,_(7)_University_of_California_Berkeley,_(8)_Durham_University,_(9)_Max-Planck-Institut_f\"ur_Astronomie_) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.00583 |
電波連続放射は、星間物質の熱過程と非熱過程の両方の塵に偏らないトレーサーです。マゼラン雲（MC）の0.166、1.4、および4.8GHzでの自由放射光とシンクロトロン放射の新しいマップを、無線の非熱スペクトルに関する事前の仮定なしに提示します。マップは、赤みを帯びたH$\alpha$マップを熱電波放射のテンプレートとして使用して作成されました。これは、無線連続放射の合計のマップから差し引かれます。H$\alpha$放射を赤みを取り除くには、視線$f_\text{d}$に沿ってH$\alpha$放射を減衰させるダスト表面密度の割合を知ることが重要です。この割合は、赤外線発光スペクトルとバルマーデクリメント法によって得られたダストの不透明度を比較することによって得られます。星形成領域では、中央値$f_\text{d}$は約0.1であり、拡散領域の中央値より3分の1低くなっています。1.4GHzのLMC（SMC）で30％（35％）のグローバル熱無線の割合$f_\text{th}$を取得します。さらに、LMCでは$\simeq10.1\mu$G、SMCでは$\simeq\、5.5\、\mu$Gの平均値を持つ等分配磁場強度のマップを示します。磁場は、LMCとSMCで、それぞれ0.24と0.20の累乗の星形成率に比例します。この研究は、非熱的プロセスがMCの星間物質を制御していることを示しています。
銀河系のデュアル銀河のシステム（天体分光学）II：ロングスリット分光観測からの最初の結果
| Title |
A_SysTematic_seaRch_fOr_Dual_Agns_in_meRgINg_Galaxies_(ASTRO-DARING)_II:_first_results_from_long-slit_spectroscopic_observations |
| Authors |
Yang-wei_Zhang_(YNAO),_Yang_Huang_(YNU),_Jin-ming_Bai_(YNAO),_Xiao-wei_Liu_(YNU),_Jian-guo_Wang_(YNAO),_Xiao-bo_Dong_(YNAO) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.00635 |
結合する銀河の中でキロパーセク（kpc）スケールの二重活動銀河核（AGN）の大規模なサンプルを構築することは、ホスト銀河とその中央の超大質量ブラックホール（SMBH）との間の共進化を理解するために非常に重要です。そうすることで、そのようなサンプルだけで、kpcスケールのマージ銀河の中からデュアルAGNを体系的に検索および識別する革新的な方法を開発し、赤方偏移$\leqslant$0.25で222個の候補を選択しました。選択されたすべての候補は、最初の無線検出と、分光学的にAGNとして以前に明らかにされた2つのコアのうちの少なくとも1つを持っています。2014年11月から2017年2月の間に実施されたマージ銀河サンプルから選択された41個のターゲットの空間分解ロングスリット分光観測からなる、麗江銀河におけるデュアルアグのシステム（ASTRO-DARING）の最初の結果を報告します。雲南天文台の麗江にある2.4メートルの望遠鏡に搭載された雲南微弱天体分光器とカメラ（YFOSC）。これらのうち16はおそらくデュアルAGNであり、15は新たに特定されました。したがって、ASTRO-DARINGの効率はほぼ40％です。この方法では、一貫したアプローチを使用して構築された50を超えるデュアルAGNの最初の偶数サンプルを構築する予定です。デュアルAGNサンプルのさらなる分析は、銀河とSMBHの共進化を理解するための重要な手がかりを提供するはずです。
銀河系のデュアル銀河のシステム（ASTRO-DARING）III：SDSS分光法による調査の結果
| Title |
A_SysTematic_seaRch_fOr_Dual_Agns_in_meRgINg_Galaxies_(ASTRO-DARING)_III:_results_from_the_SDSS_spectroscopic_surveys |
| Authors |
Yang-wei_Zhang_(YNAO),_Yang_Huang_(YNU),_Jin-ming_Bai_(YNAO),_Xiao-wei_Liu_(YNU),_Jian-guo_Wang_(YNAO),_Xiao-bo_Dong_(YNAO) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.00636 |
合併する銀河の中から二重活動銀河核（AGN）を体系的に探索するシリーズの第3回として、SDSSファイバースペクトルを使用して見つかった20個の二重AGNの結果を示します。ファイバーの開口部とシーイング効果の両方からのフラックス汚染を減らすために、マージする銀河ペアのサンプルの2つのコアの角距離は、少なくとも3秒角より大きく制限されています。輝線を注意深く分析することにより、SDSS分光調査で観測された2つのコアを持つ61個の融合銀河から20個のデュアルAGNが特定されます。それらの15が初めて識別されます。識別効率は約32.79$\％$（20/61）であり、ロングスリット分光法に基づく以前の結果（41個の融合銀河から16個のデュアルAGNが識別された）に匹敵します。興味深いことに、20個のデュアルAGNのうち2個は、無線画像で2つの顕著なコアを示し、それらの無線パワーは、それらを無線過剰AGNとして示しています。これまでのところ、31個のデュアルAGNが私たちのプロジェクトによって発見されており、これは現在最大のデュアルAGNサンプルであり、一貫したアプローチで構築されています。このサンプルは、進行中の観測からのより多くの候補とともに、AGN物理学と、超大質量ブラックホールとそれらのホスト銀河の間の共進化を研究するために非常に重要です。
イベントホライズンテレスコープは、M \、87でミリ秒未満の管状ジェットのベースを検出しましたか？
| Title |
Did_the_Event_Horizon_Telescope_Detect_the_Base_of_the_Sub-Milliarsecond_Tubular_Jet_in_M\,87? |
| Authors |
Brian_Punsly_and_Sina_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.00692 |
M\、87の高感度、7mmの非常に長いベースラインアレイ画像は、よく特徴付けられた二重隆起カウンター間の非対称性を使用して、原点から0.4〜0.65masのバルクフロージェット速度を推定するために以前に分析されました。ジェット（この画像に固有）と二重隆起ジェット。この同じ画像を使用して、この管状ストリームの断面積を推定します。この流れに沿った速度、加速度、断面積、および磁束密度は、エネルギー保存、角運動量、および質量（ジェットに沿ったポインティング磁束から運動エネルギー磁束への単調変換）を満たす、独自の完全な磁気流体力学的ジェットソリューションを決定します。溶液はプロトン性であり、磁気的に支配的です。バイラテラルジェットは$\approx1.2\times10^{-4}M_{\odot}/\rm{yr}$と$\upperx1.1\times10^{42}$erg/secを輸送し、中央エンジンに強い制約を課します。事象の地平線望遠鏡（EHT）の放射環も生成するケプレリアンディスクソースは、赤道での垂直磁場が$\sim1-3.5$G（場所によって異なります）の場合、エネルギーと質量を供給することができます。風またはジェットの特徴であるパーカースパイラル磁場は、観測されたEHT分極パターンと一致しています。環に接続するジェットの画像はありませんが、これらの状況は偶然ではなく、EHT放射の分極部分は主に、下層からの放射によって希釈されたディスクの最上層でのジェット放射であると主張されています。乱流ディスク。これは、検出された比較的低い偏光レベルの要因です。
巨大銀河の形成と進化
高赤方偏移での巨大な銀河、特に受動的な銀河の発見は、現在の標準的な銀河形成モデルに大きな課題をもたらします。ここでは、Henriquesらによって開発された半解析的銀河形成モデルを使用します。巨大な銀河（MG、恒星質量$M_{*}>10^{11}$M$_{\odot}$）の形成と進化を探求する。以前の作品とは異なり、形成されたばかりの作品に焦点を当てます（たとえば、$\simeq10^{11}$M$_{\odot}$に到達するだけです）。ほとんどのMGは$z=0.6$付近で形成され、最も早い形成は$z>4$であることがわかります。興味深いことに、ローカルユニバースのほとんどのMGはパッシブですが、形成時にクエンチされるMGは$13\％$のみであることがわかります。形成時にクエンチされたMGのほとんどは、非常に大規模な超大質量ブラックホール（SMBH）をすでにホストしており、非常に効果的なAGNフィードバックに電力を供給することができます。星形成MGの場合、より大規模なSMBHを持つものは、より短いタイムスケールでクエンチすることを好みます。特に、$M_{\textrm{SMBH}}>10^{7.5}$M$_{\odot}$の場合、消光タイムスケールは$\sim0.5$Gyrで、特性は$M_{\textrm{SMBH}}$は、共進化の結果として、MGの定義で選択された恒星の質量しきい値に依存します。また、「その場で」の星形成が、MGが形成されるまでの恒星の質量成長を支配していることもわかりました。赤方偏移の全範囲にわたって、静止状態のMGは、より大規模な暗黒物質ハローに留まり、より大規模なSMBHを持ち、低温ガスの質量が少ないことを好みます。私たちの結果は、宇宙におけるMGの成長の全人生に新しい角度を提供します。
無線強力なAGNのための新しい赤方偏移指標の調査
| Title |
Exploring_New_Redshift_Indicators_for_Radio-Powerful_AGN |
| Authors |
Rodrigo_Carvajal,_Israel_Matute,_Jos\'e_Afonso,_Stergios_Amarantidis,_Davi_Barbosa,_Pedro_Cunha_and_Andrew_Humphrey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.00778 |
活動銀河核（AGN）は、初期の時代に宇宙を再イオン化するのに役立った可能性のある関連する放射線源です。彼らがホストする超大質量ブラックホール（SMBH）は、物質を降着させ、媒体に大量のエネルギーを放出するのに役立ちました。最近の研究によると、$z〜{\sim}〜5$より前のエポックでは、SMBHの数密度は1平方度あたり数百のオーダーです。最新の観測では、この値は全天で$z〜{\gtrsim}〜6$の$300$SMBHを下回っています。このギャップを克服するには、最も早い時期に多数のソースを検出する必要があります。そのような量を検出するために必要な広い領域を考えると、従来の赤方偏移決定技術（分光学的および測光的赤方偏移）を使用することはもはや効率的な作業ではありません。機械学習（ML）は、他の方法で使用される時間の何分の1かで、大きなサンプルの正確な赤方偏移を取得するのに役立つ場合があります。HETDEXスプリングフィールドでWISEで検出されたAGNの赤方偏移値を予測できるMLモデルを開発し、実装しました。$\sigma_{z}^{N}=1.48\times（z_{\mathrm{Predicted}}-z_{{\mathrm{True}}}）/（1+z_{\mathrm{True}}）=0.1162$および$（z_{\mathrm{Predicted}}での$\eta=11.58\％$の外れ値の割合-z_{{\mathrm{True}}}）/（1+z_{\mathrm{True}}）>0.15$、以前のMLからAGNへの適用に沿ったもの。また、モデルをStripe82領域のデータに適用して、$\sigma_{z}^{N}=0.2501$の予測誤差を取得しました。
z〜2.5でのプロトクラスターにおけるガス特性の環境依存性
| Title |
Environmental_dependence_of_gas_properties_in_a_protocluster_at_z~2.5 |
| Authors |
Kohei_Aoyama_(1),_Tadayuki_Kodama_(1),_Tomoko_L._Suzuki_(1,2,3),_Ken-ichi_Tadaki_(2),_Rhythm_Shimakawa_(2),_Masao_Hayashi_(2),_Yusei_Koyama_(4),_Jose_Manuel_P'erez-Mart'inez_(1)_((1)_Astronomical_Institute,_Tohoku_University,_(2)_National_Astronomical_Observatory_of_Japan,_(3)_Kavli-IPMU,_Univ,_of_Tokyo,_(4)_Subaru_Telescope,_NAOJ) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.00813 |
z=2.53のプロトクラスターUSS1558-003では、密度の高いコアの銀河は、密度の低い領域の銀河よりも体系的に上昇した星形成活動を示しています。その起源を理解するために、アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）で1.1mmの深部観測を行うことにより、高密度コアの銀河のガス特性を調べます。12個のメンバー銀河からの星間塵の連続放出を検出し、それらの分子ガス質量を推定します。これらのガス質量をCO（3-2）ラインからの以前の測定値と比較すると、後者は過大評価されている可能性があると推測されます。密なコアの銀河のガスと恒星の質量比は高くなる傾向があり（M*〜10^{10}M_sunで）、星形成活動の強化が見られます）。これは、このような大きなガス質量が可能であることを示唆しています。彼らの高い星形成活動を維持します。しかし、これらのプロトクラスター銀河のガス特性を、同様の宇宙時代の散在銀河に対して構築されたガススケーリング関係と比較すると、同じ恒星の質量と星形成率で有意な環境の違いは見つかりません。ガスの質量比と星形成活動の両方が大多数のメンバー銀河で強化されていますが、それらは散在銀河と同じスケーリング関係に従っているように見えます。私たちの結果は、冷たいガスがプロトクラスターコアと周囲のフィラメント構造に沿ってその中の銀河に効率的に供給されるというシナリオと一致しています。。
VERTICO：CO調査で追跡された乙女座環境
| Title |
VERTICO:_The_Virgo_Environment_Traced_In_CO_Survey |
| Authors |
Toby_Brown,_Christine_D._Wilson,_Nikki_Zabel,_Timothy_A._Davis,_Alessandro_Boselli,_Aeree_Chung,_Sara_L._Ellison,_Claudia_D.P._Lagos,_Adam_R.H._Stevens,_Luca_Cortese,_Yannick_M._Bah\'e,_Dhruv_Bisaria,_Alberto_D._Bolatto,_Claire_R._Cashmore,_Barbara_Catinella,_Ryan_Chown,_Benedikt_Diemer,_Pascal_J._Elahi,_Maan_H._Hani,_Mar\'ia_J._Jim\'enez-Donaire,_Bumhyun_Lee,_Katya_Leidig,_Angus_Mok,_Karen_Pardos_Olsen,_Laura_C._Parker,_Ian_D._Roberts,_Rory_Smith,_Kristine_Spekkens,_Mallory_Thorp,_Stephanie_Tonnesen,_Evan_Vienneau,_Vicente_Villanueva,_Stuart_N._Vogel,_James_Wadsley,_Charlotte_Welker,_Hyein_Yoon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.00937 |
$^{12}$CO（$2-1$）、$^{13}$CO（$2-1$）、およびC$^をマッピングする新しい取り組みであるVirgoEnvironmentTracedinCO（VERTICO）調査を紹介します。{18}$O（$2-1$）、アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）の一部であるアタカマコンパクトアレイを備えた51個のおとめ座銀河団。VERTICOの主な動機は、高密度環境で分子ガスディスクを混乱させ、したがって星形成と銀河の進化を混乱させる物理的メカニズムを理解することです。この最初のペーパーには、VERTICOの設計とサンプルの選択、$^{12}$CO（$2-1$）の観測、およびデータ削減手順の概要が含まれています。49個の検出されたVERTICO銀河のグローバル$^{12}$CO（$2-1$）フラックスと分子ガス質量を特徴付け、2つの非検出の上限を提供し、解決された$^{12}$CO（$2-1$）データ製品（中央値解像度$=8^{\prime\prime}\upperx640〜{\rmpc}$）。方位角方向に平均化された$^{12}$CO（$2-1$）の半径方向の強度プロファイルが、導出された分子ガスの半径とともに表示されます。銀河の分子ガスサイズと質量スケーリングの関係を散在銀河の対照サンプルと比較することにより、VERTICOの科学的能力を実証し、半径の定義がこの相関に与える強い影響を強調します。フォームの推進要因とサイズのばらつきについて説明します。質量の関係と、将来の作業のための領域を強調します。VERTICOは、銀河団内の分子ガスの運命と、星形成サイクルを混乱させる環境駆動プロセスの物理学を研究するための理想的なリソースです。公開されると、この調査は、最も近いクラスターで銀河の進化を研究するための同種のレガシーデータセットを提供します。
小マゼラン雲の北東部外側の分離した恒星構造の再考
| Title |
Revisiting_a_detached_stellar_structure_in_the_outer_northeastern_region_of_the_Small_Magellanic_Cloud |
| Authors |
Andr\'es_E._Piatti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.00959 |
小マゼラン雲（SMC）の北東部の外側の地域には、最近その性質が調査された貝殻のような過密度が存在します。MAgellanicStellarHistoryデータセットの調査から、それに投影された20個のカタログ化された星団を分析しました。星団の色度図（CMD）で野外星のクリーニングを行い、観測されたCMDと合成されたCMDの比較からそれらの天体物理学的特性を導き出した後、4つのオブジェクトは本物の星団ではなく、残りのオブジェクトは本物の星団ではないことがわかりました。それぞれ、若い星団（11、年齢$\sim$30-200Myr）と中年（5、年齢$\sim$1.7-2.8Gyr）の星団です。結果として得られた距離は、中年といくつかの若い星団がSMC本体に属していることを示していますが、残りの若い星団はSMCのものからほぼ13.0kpc離れており、殻のような過密度が以前考えられていたよりも視線。また、SMCから星団が遠ければ遠いほど、金属が豊富で質量が小さいという意味で、若いクラスターの視線に沿って明確な年齢傾向とぼやけた金属量相関が見つかりました。。これらの若いクラスターは、シェルのような過密度の古いクラスターよりもわずかに大きい星間赤化の影響も受けます。これらの結果は、シェルのような過密度が、大マゼラン雲または天の川との相互作用によって引き起こされた、その体から縞模様にされたガスからの別の潮汐摂動/形成されたSMC恒星構造である可能性があることを示唆しています。
| Title |
Robustness_of_deep_learning_algorithms_in_astronomy_--_galaxy_morphology_studies |
| Authors |
A._\'Ciprijanovi\'c,_D._Kafkes,_G._N._Perdue,_K._Pedro,_G._Snyder,_F._J._S\'anchez,_S._Madireddy,_S._Wild,_B._Nord |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.00961 |
ディープラーニングモデルは、特に高次元性と大量の科学データを処理するために、さまざまな科学分野でますます採用されています。ただし、これらのモデルは、複雑さとパラメータの過剰化、特に実際の科学データでよく見られる圧縮やぼかしなどの一般的な画像処理によって発生する可能性のある不注意な敵対的摂動のために、脆弱になる傾向があります。この脆弱性を理解し、これらの敵対的な摂動に対してロバストなモデルを開発することが重要です。この目的のために、我々は、曝露時間からの観測ノイズの影響、および異なる形態の銀河を区別するように訓練されたResNet18のパフォーマンスに対する圧縮または望遠鏡エラーのプロキシとしての1ピクセル攻撃の最悪のシナリオを研究します。LSSTモックデータ。また、このタイプの自然に発生する攻撃の場合に、ドメイン適応技術がモデルの堅牢性を向上させ、科学者がより信頼性が高く安定したモデルを構築するのにどのように役立つかについても説明します。
NGC6240の衝撃を受けたフィラメントのイオン化構造の追跡
| Title |
Tracing_the_Ionization_Structure_of_the_Shocked_Filaments_of_NGC_6240 |
| Authors |
Anne_M._Medling,_Lisa_J._Kewley,_Daniela_Calzetti,_George_C._Privon,_Kirsten_Larson,_Jeffrey_A._Rich,_Lee_Armus,_Mark_G._Allen,_Geoffrey_V._Bicknell,_Tanio_D\'iaz-Santos,_Timothy_M._Heckman,_Claus_Leitherer,_Claire_E._Max,_David_S._N._Rupke,_Ezequiel_Treister,_Hugo_Messias,_Alexander_Y._Wagner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01025 |
ハッブル宇宙望遠鏡、補償光学を備えたケックNIRC2、およびアルマ。NGC6240は、強い星形成および/または2つのアクティブな原子核の一方または両方によって駆動される超風をホストします。流出は、暖かい分子ガス（H$_2$2.12$\mu$m）から光イオン化ガス（[OIII]、[NII]、[SII]、[OI]）へのショックトレーサーに見られる気泡とフィラメントを生成します。および高温プラズマ（FeXXV）。最も明確なバブルでは、高い[OIII]/H$\beta$と[OIII]/[OI]によってトレースされた明確な衝撃波面が見られます。冷たい分子ガス（CO（2-1））は、気泡の基部近くにのみ存在し、核に向かって流出を開始します。バブルの外側に分子ガスがないことは、ショックフロントが分子ガスの解離に関与していないことを意味すると解釈し、分子雲は部分的にシールドされて流出に短時間同伴されるか、熱風が周りを流れる間は邪魔されないままであると結論付けます彼ら。銀河の他の場所では、衝撃励起されたH$_2$が原子核から少なくとも$\sim$4kpc伸びており、2つの銀河の星間物質が衝突している原子核間の分子ガスよりもさらに暖かい分子ガスを追跡しています。東の腕に沿った高い[OIII]/H$\beta$放出の稜線は、南の核の恒星円盤の短軸と一致します。WiFeSの光学面分光法は、この高度にイオン化されたガスが全身速度に集中しており、南AGNへの直接の見通し線によって光イオン化されている可能性があることを示唆しています。
「マギー」フィラメント：巨大な原子雲の物理的性質
| Title |
The_"Maggie"_filament:_Physical_properties_of_a_giant_atomic_cloud |
| Authors |
J._Syed,_J._D._Soler,_H._Beuther,_Y._Wang,_S._Suri,_J._D._Henshaw,_M._Riener,_S._Bialy,_S._Rezaei_Kh.,_J._M._Stil,_P._F._Goldsmith,_M._R._Rugel,_S._C._O._Glover,_R._S._Klessen,_J._Kerp,_J._S._Urquhart,_J._Ott,_N._Roy,_N._Schneider,_R._J._Smith,_S._N._Longmore,_H._Linz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01057 |
星間物質の原子相は、分子雲の形成過程で重要な役割を果たします。その遍在性に関連する銀河面の視線の混乱のために、原子状水素放出は研究するのが困難でした。THOR調査からの高角度分解能データを使用して、約-54km/sの視線速度で天の川にある最大のコヒーレントなほとんど原子のHIフィラメントの1つを特定します。全長1.2kpcの巨大な原子フィラメント「マギー」は、他のほとんどのトレーサーでは検出されず、活発な星形成の兆候を示していません。運動学的距離が17kpcの場合、マギーは銀河系HIディスクの下（500pc）に位置しますが、銀河系HIディスクと平行であり、経度と速度の空間で外腕の予測位置を5〜10km/s追跡しています。重心速度は、$\pm$3km/s/10pc未満の滑らかな勾配と、$\pm$6km/s以内のコヒーレント構造を示します。フィラメントのスパインに沿った10km/sの線幅は、非熱効果によって支配されます。光学的厚さの影響を補正した後、マギーの密な背骨の質量は$7.2\times10^5\、M_{\odot}$と推定されます。フィラメントの平均数密度は4$\rm\、cm^{-3}$です。これは、フィラメントが冷たい中性ガスと暖かい中性ガスの混合物であることによって最もよく説明されます。分子フィラメントとは対照的に、乱流マッハ数と速度構造関数は、マギーが遷音速から中程度の超音速に駆動され、自己重力や恒星フィードバックの影響を受けるのではなく、銀河ポテンシャルに関連している可能性が高いことを示唆しています。列密度PDFは、平均$N_{\rmHI}=4.8\times10^{20}\rm\、cm^{-2}$の周りに対数正規形状を表示します。これは、重力収縮。
NGC4945とコンパス座銀河における321GHzの水メーザー放射の第2エポックALMA観測
| Title |
Second_Epoch_ALMA_Observations_of_321_GHz_Water_Maser_Emission_in_NGC_4945_and_the_Circinus_Galaxy |
| Authors |
Yoshiaki_Hagiwara,_Shinji_Horiuchi,_Masatoshi_Imanishi,_and_Philip_G._Edwards |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01107 |
近くの2つの活動銀河核であるNGC4945とコンパス座銀河への321GHzH$_2$O放出の第2エポックALMA観測の結果と、22GHzH$_2$OメーザーのTidbinbilla70mモニタリングの結果を示します。2つのエポックALMA観測は、321GHz放射の強度が少なくとも数倍変動することを示しており、メーザーの起源を確認しています。2番目のエポックでは、NGC4945からの321GHzメーザー放射は検出されませんでしたが、コンパス座銀河では、フラックス密度が大幅に増加し、速度勾配と分散が測定されました。$\sim$110km/sにまたがる速度勾配を使用して、核の周りのディスクの回転を想定して、ディスクの半径を$\sim$28pcと計算します。また、中央の28個のPC内の動的質量は4.3$\times$10$^8$M$_{\odot}$と推定されます。これは、大規模な動的質量よりも大幅に大きく、速度勾配がトレースされていないことを示しています。そのスケールでの円運動。青方偏移した特徴の速度勾配と速度範囲の全体的な方向は、0.1〜0.4pcの小さな半径と中央から$\sim$1pc以内の分子流出を伴う薄いディスクでの22GHzメーザー放出の方向とほぼ一致しています。銀河のエンジン。これは、321GHzのメーザーが核周囲の円盤または核の流出の一部を追跡できることを意味します。
穏やかに相対論的なシンクロトロン爆風における熱電子
無衝突衝撃の数値モデルは、熱電子と非熱電子の両方で構成される電子分布を確実に予測します。ここでは、相対論的でない衝撃からの放射光に対する熱電子の影響を詳細に調べます。完全な「熱+非熱」シンクロトロンモデルを提示し、結果のスペクトルと光度曲線の特性を導き出します。これらの結果を使用して、準相対論的衝撃力シンクロトロン過渡現象に対する熱電子と非熱電子の相対的な重要性を説明します。衝撃速度が$\gtrsim0.2c$の場合、熱電子は当然ピーク放出に大きく寄与すると予想されますが、非相対論的衝撃ではほとんど検出できません。これは、典型的な電波超新星と新しいクラスの「AT2018cowのような」イベントとの間の二分法を説明するのに役立ちます。熱電子シンクロトロン放射の道標は、急勾配の光学的に薄いスペクトル指数と$\nu^2$の光学的に厚いスペクトルです。これらのスペクトルの特徴は、ピーク後の急激な光度曲線の低下率と相関すると予測されており、観測されたAT2018cowのようなイベントとほぼ一致しています。熱電子は、穏やかに相対論的な衝撃が存在する他の状況で観測できる可能性があると予想し、ガンマ線バーストの残光と連星の中性子星合体についてこの効果を簡単に推定します。私たちのモデルは、イベントのスペクトルと光度曲線を適合させるために使用でき、追加の物理的自由度なしで熱電子集団と非熱電子集団の両方を説明します。
Ia型SN2011feの星雲相スペクトルにおける急速なイオン化変化
| Title |
A_Rapid_Ionization_Change_in_the_Nebular-Phase_Spectra_of_the_Type_Ia_SN_2011fe |
| Authors |
M._A._Tucker,_C._Ashall,_B._J._Shappee,_C._S._Kochanek,_K._Z._Stanek,_P._Garnavich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.00016 |
近くのタイプIa超新星（SNIa）2011feの3つの新しいスペクトルを提示し、最大光の約480〜850〜$日後をカバーし、爆発後500〜$日で噴出物が急速なイオン化シフトを受けることを示します。$\approx4600〜$\r{A}の目立つ[FeIII]輝線は、$\sim4400〜$\r{A}および$\sim5400〜$\r{で許可されているFeI+FeIIブレンドに置き換えられます。NS}。爆発後400〜$日で[FeII]+[NiII]によって生成される$\upperx7300〜$\r{A}機能は、broad（$\upperx\pm15\、000）に置き換えられます。〜\rm{km}〜\rm{s}^{-1}$）対称[CaII]放出。放出特性の変化は、内部エジェクタの温度が高イオン化FeIII遷移を生成するために必要なレベルを下回ったことが原因である可能性があります。このイオン化シフトは、噴出物の明確な温度と密度に対応し、噴出物の時間発展のプローブとして役立つ可能性があります。モデルは、このイオン化遷移が観測されたものよりも100〜$日遅れて発生することを予測しています。最後に、イジェクタ診断機能としての[CaII]の信頼性について説明します。
前駆体回転の物理的効果：2つの長時間の3Dコア崩壊超新星シミュレーションの比較
| Title |
The_Physical_Effects_of_Progenitor_Rotation:_Comparing_Two_Long-Duration_3D_Core-Collapse_Supernova_Simulations |
| Authors |
Matthew_S._B._Coleman,_Adam_Burrows,_Christopher_J._White |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.00022 |
9M$_{\odot}$前駆体の2つの別々の長期3次元シミュレーションを比較することにより、コア崩壊超新星のコンテキストでの適度な前駆体回転の影響を分析および決定します。1つは初期スピン周期$で回転します。\sim$60秒と他の非回転。回転モデルは少し早く爆発しますが、両方のモデルが早く爆発すると判断します。この違いにもかかわらず、漸近爆発エネルギー（$\sim$10$^{50}$ergs）と残留中性子星バリオン質量（$\sim$1.3M$_{\odot}$）は類似しています。原始中性子星（PNS）コアは、デレプトン化と冷却を大幅に高速化できることがわかりました。回転モデルの進化の直後に、進化の初期にシェルだけでなく内部球全体を包み込む、より活発で拡張されたPNSコア対流を目撃します。さらに、$\nu_e$の光度と重力波ひずみの両方に対応するエクスカーションが見られます。これは、この観測された劇的な現象を診断する可能性があります。さらに、バウンス後、回転モデルの最も内側の領域は子午線循環を実行しているようです。対流PNS領域の回転誘起成長は、双極子場の実質的な成長のための臨界ロスビー数条件の達成を促進することにより、ダイナモメカニズムによるコアB場の成長を促進し、作成するための急速な回転速度の必要性を排除します。重要な双極子場。次のステップは、超新星爆発、ダイナミクス、PNS対流の進化の前駆体連続体全体の前駆体-質量とスピンの依存性、およびマグネターとパルサーの磁場の生成におけるその潜在的な役割を調査することです。
| Title |
X-ray_Simulations_of_Polar_Gas_in_Accreting_Supermassive_Black_Holes |
| Authors |
Jeffrey_McKaig,_Claudio_Ricci,_St\'ephane_Paltani,_Shobita_Satyapal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.00065 |
最近の観測では、活動銀河核（AGN）の中赤外線（MIR）スペクトルの大部分が極域に由来することが示されています。この論文では、レイトレーシングシミュレーションを使用して、AGNのX線スペクトルに対するこの極性ガスの影響を調査します。極性ガスの2つの形状が考慮されます。（1）最適なMIRモデルに対応する中空コーンと（2）充填コーンで、どちらもカラム密度が異なります（$10^{21}-10^{22.5}$の範囲）。cm$^{-2}$）と中央のX線源を囲むトーラス。極性ガスにより、$5$keV未満のいくつかの蛍光線（O、Ne、Mg、Siなど）の等価幅が増加することがわかります。多くのタイプ1AGNのX線スペクトルは不明瞭な兆候を示すため、塗りつぶされたジオメトリは極成分にはありそうにありません。また、不明瞭なAGNからの多くの光イオン化線を伴う散乱べき乗則、中空コーンのさまざまな開口角と物質組成など、狭い線領域からの余分な放射も考慮します。これらのシミュレーションは、XRISMやAthenaに搭載されているものなど、現在および将来の高スペクトル分解能X線装置の基本的なベンチマークを提供します。
老化した銀河泡のレプトン過程からの多波長放射
天の川銀河のフェルミバブルなど、銀河の周りのバブルの進化的振る舞いと多波長放出特性は不安定です。3D磁気流体力学シミュレーションを実行して、天の川のような銀河の核からの0.3Myrの激しい爆発的な爆発によって引き起こされるレプトン銀河の泡の進化を調査します。レプトン宇宙線のエージングモデルを採用し、シミュレーションを後処理して、これらの気泡の多波長発光特性を計算します。気泡から無線周波数から$\gamma$線に放出されたスペクトルを計算し、4つのエネルギーバンドで放出マップを作成して、気泡の空間放出構造の発達を示します。シミュレートされた気泡は、経年変化に伴ってスペクトル特性の進行を示します。特に、TeV$\gamma$線の放出は最初は強く、逆コンプトン散乱が支配的ですが、$\sim$1Myrの後で急速に低下します。対照的に、放射光放射光は比較的安定したままであり、気泡の寿命にわたってゆっくりと消えていきます。後処理されたシミュレーションの放出特性に基づいて、$\gamma$線の観測では、銀河の泡を検出する能力が制限され、近くの銀河の周りの若い泡だけが手の届くところにあることを示します。ただし、たとえば今後のSquareKilometerArrayは、はるかに長い距離でかなり古い気泡を検出できるようになり、銀河の気泡集団の進化の進行と多様性を捉えるのに適した場所になります。
高速電波バーストにおけるファラデー回転
高速電波バースト（FBR）は、非常に異なる偏波特性を示します。高/小RM、高/小円形/線形フラクションです。マグネターの風の内部における分極伝播の複雑な図を、数ドルから数百個の軽い円柱半径のスケールで概説します。重要な点は、高度に磁化された対称ペアプラズマにおける直線偏光のファラデー回転、$\proptoB^2$効果です。位置角（PA）の回転速度は、磁場を横切る伝播で最大になり、平行伝播でのみ消えます。高度に磁化された領域$\omega\ll\omega_B$では、磁場から独立します。PA（$\lambda$）の非常に特殊なプロパティ（観測された波長$\lambda$による回転角のスケーリング）は、伝播効果を識別/分類するのに役立ちます。ペアプラズマの2つの基本的なレジームは、PA$\propto\lambda$と$\propto\lambda^3$を予測します（磁気の優位性に依存します）。どちらも従来のプラズマのPA=RM$\lambda^2$とは異なります。これがモデルの主な予測です。基礎となるパラメータにすべて敏感な多くの効果が、観察された複雑な分極パターンに寄与します：ライトシリンダー近くの磁力線に沿ったプラズマの流れ、ファラデー脱分極、分極を制限する効果、線形-円形変換の関連効果、およびシンクロトロン吸収。
再発新星V3890Sgrの超軟X線源相
| Title |
The_Super-Soft_Source_Phase_of_the_recurrent_nova_V3890_Sgr |
| Authors |
J.-U._Ness,_A.P._Beardmore,_P._Bezak,_A._Dobrotka,_J.J._Drake,_B._Vander_Meulen,_J.P._Osborne,_M._Orio,_K.L._Page,_C._Pinto,_K.P._Singh,_S._Starrfield |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.00331 |
30年の共生新星V3890Sgrは、2019年8月28日に爆発し、複数のX線望遠鏡で観測されました。SSSフェーズ中のXMM-Newton観測は、観測の途中での深いディップ、同様の深さと形状の最初の上昇、および深いディップ後の10％の振幅の小さなディップを含む高度なX線変動を捉えました。、18.1分以上定期的に発生する可能性があります。ディップの日食モデルは、それぞれ0.5-8と5-150の白色矮星半径の塊サイズと軌道半径をもたらします。同時UV光度曲線は、ゆっくりとしたフェージング以外に大きな変化は見られません。RGSスペクトルには、短波長での残留衝撃放射と長波長でのSSS放射の両方が含まれています。衝撃温度は、以前のチャンドラ観測（6日目）と比較して明らかに低下しています。さそり座U星のように、ディップスペクトルは輝線によって支配されています。基礎となる黒体のような発光の強度ははるかに低く、黒体の正規化により明るいフェーズと同様の半径が得られますが、ボロメータの光度が低いのはT_effが低いためです。これは、連続発光のコンプトン散乱が光子エネルギーを減少させてより低い有効温度を模倣しない限り、凝集掩蔽と矛盾します。ただし、体系的な不確実性は高いです。明るいSSSスペクトルの吸収線は、ディップ前は870+/-10km/s、ディップ後は900+/-10km/sだけ青方偏移します。観測されたスペクトルの再現は驚くべきものです。特に、V2491CygのRGSスペクトルを再現するには、吸収層が1つだけ必要であり、そのような層が3つ必要です。したがって、V3890Sgrの噴出物は、他の多くのSSSスペクトルが示すよりも均一です。存在量の決定は原則として可能ですが、非常に不確実です。一般に、太陽の存在量は、NとおそらくOを除いて、桁違いに高くなっています。
NGC 6752でのかすかなチャンドラX線源、電波源、および光学的対応物の詳細な検索
| Title |
A_Deep_Search_for_Faint_Chandra_X-ray_Sources,_Radio_Sources,_and_Optical_Counterparts_in_NGC_6752 |
| Authors |
Haldan_N._Cohn,_Phyllis_M._Lugger,_Yue_Zhao,_Vlad_Tudor,_Craig_O._Heinke,_Adrienne_M._Cool,_Jay_Anderson,_Jay_Strader,_James_C._A._Miller-Jones |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.00357 |
近くのコア崩壊球状星団NGC6752で、かすかなチャンドラX線源、電波源、および光学的対応物を詳細に検索した結果を報告します。新しいチャンドライメージングとアーカイブチャンドライメージングを組み合わせて51個のX線源を検出しました（そのうち12個は新品です）1.9分角の半光半径内。深いATCA5および9GHz電波画像の3つの電波源は、チャンドラ電波源と一致します。B、R、H-アルファ、UV、およびUの深部ハッブル宇宙望遠鏡測光を使用して、拡張されたチャンドラソースリストの光学的識別を検索しました。51個のチャンドラソースのサンプル全体の中で、18個の大変動変数（CV）を識別します。9つの色圏活性バイナリ（AB）、3つの赤い巨人（RG）、3つの銀河（GLX）、および6つの活動銀河核（AGN）。ソースのうちの3つは、ミリ秒パルサー（MSP）に関連付けられています。NGC6752の以前の研究と同様に、2つの中間輝度CVのかすかなグループに含まれているため、効果は統計的に有意ではなくなっていますが、最も明るいCVは最も暗いCVよりも中央に集中しているように見えます。。明るいCVグループと暗いCVグループの動径分布のこの考えられる違いは、質量分離がそれらを分離したことを示しているように見えます。クラスターの混雑した中央領域の測光の不完全性も影響を与える可能性があることに注意してください。CVの両方のグループは、主系列のターンオフ星の質量を超える推定質量を持っています。CVコンポーネントの質量への影響について説明します。
無線データは、GRB160131A残光のブロードバンドモデリングに挑戦します
| Title |
Radio_data_challenge_the_broadband_modelling_of_GRB160131A_afterglow |
| Authors |
M._Marongiu_and_C._Guidorzi_and_G._Stratta_and_A._Gomboc_and_N._Jordana-Mitjans_and_S._Dichiara_and_S._Kobayashi_and_D.Kopac_and_C._G._Mundell |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.00359 |
環境。ガンマ線バースト（GRB）の残光は、相対論的噴出物と周囲の媒体との間の相互作用から発生します。その結果、それらの特性はいくつかの側面に依存します：放射メカニズム、相対論的衝撃微物理学、周回環境、および相対論的ジェットの構造と形状。標準の残光モデルは、多くのGRBの全体的なスペクトルおよび時間発展を説明しますが、その有効性の限界は、データセットが特に豊富で制約がある場合、特に無線帯域で発生します。目的。長いGRB160131A（赤方偏移$z=0.972$）の残光をモデル化することを目的とし、$6\times10^{8}$から$7\times10^{17までの豊富でブロードバンドで正確なデータセットを収集しました。}$Hzの周波数、およびバースト後330秒から160日までの時間。メソッド。このGRB残光のスペクトル的および時間的進化を、2つのアプローチでモデル化しました。1つは、光学/X線データセットをモデル化するための経験関数の採用であり、後で無線ドメインとの互換性を評価します。sAGa（SoftwareforAfterGlowAnalysis）という名前のPythonパッケージを介して、マルチ周波数データセット全体を同時に含めることで、残光の微物理、ジオメトリ、およびダイナミクスの網羅的で一貫性のある説明を作成します。結果。残光光度曲線の深い広帯域分析（無線からX線周波数まで）から、GRB160131Aの流出はジェット放射の証拠を示しています。さらに、光学スペクトルでのダストの消滅と、光学/X線データでのエネルギー注入を観察します。電波スペクトルは、星間シンチレーション（ISS）効果または多成分構造のいずれかが原因である可能性があるいくつかのピークによって特徴付けられます。結論。GRB160131Aのブロードバンドセットに無線データを含めると、GRB残光の標準モデル内で自己無撞着なモデリングを実現することはほとんど不可能になります。
集団ニュートリノ振動は、ニュートリノフレーバーの含有量を決定するために重要であり、コア崩壊超新星またはコンパクトなバイナリー合併の残骸に著しい影響を及ぼします。これまで主に平均場近似で研究されてきたのは、挑戦的な多体問題です。関連する物理学を捉え、多数のニュートリノの正確な解を可能にするセットアップを使用します。私たちは初めて、フレーバー空間における多体デコヒーレンスによる平均場進化からの量的偏差を発見しました。同様の特徴がスピン1ボース・アインシュタイン凝縮で観察されており、これは集合的なフレーバー現象の実験的調査の可能性を開きます。私たちの結果は、天体物理学的環境における集団ニュートリノ振動に対する可能な多体補正についてのより注意深い調査を必要としています。
大マゼラン雲におけるかすかな進化した超新星残骸の新しいXMM-Newton観測
| Title |
New_XMM-Newton_observations_of_faint,_evolved_supernova_remnants_in_the_Large_Magellanic_Cloud |
| Authors |
P._J._Kavanagh,_M._Sasaki,_M._D._Filipovic,_S._D._Points,_L._M._Bozzetto,_F._Haberl,_P._Maggi,_C._Maitra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.00446 |
大マゼラン雲（LMC）は、超新星残骸（SNR）の豊富な集団をホストしており、その知識は銀河の中で最も完全です。ただし、追加のX線データでSNRの性質を確認し、物理的特性の詳細を提供できる光学および無線観測によって特定された、多くの候補SNRが残っています。この論文では、8つの候補と2つの以前に確認されたSNRを含む10のオブジェクトの最初の深部X線カバレッジを提供するXMM-Newton観測を提示します。マゼラン雲輝線調査（MCELS）の追加データを使用して多周波研究を実行し、広帯域放射を調査し、スピッツァーデータを使用してオブジェクトが進化している環境を理解します。8つの候補のうち7つを善意のSNRとして確認します。残骸の位置とサイズを決定するために、多頻度の形態学的研究を使用しました。マゼラン雲（MC）の進化したFeに富む残骸のクラスの、2つの新しいメンバー、セドフ期に十分に移行したいくつかのSNR、HII領域に向かって投影された可能性が高い1つのSNR、およびハードXを伴うかすかな進化したSNRを特定します。-パルサー風星雲を示す可能性のある光線コア。全体として、新たに確認された7つのSNRは、LMCの残骸の数が約10％増加し、総数が71になり、X線SNRのより少ない集団へのさらなる洞察を提供します。
磁化されたブラックホール：力線をねじり、粒子を加速する際の回転、ブースト、および降着の役割
| Title |
Magnetized_black_holes:_the_role_of_rotation,_boost,_and_accretion_in_twisting_the_field_lines_and_accelerating_particles |
| Authors |
Ondrej_Kopacek,_Vladimir_Karas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.00493 |
ブラックホールの回転と周囲の磁場の複合的な影響は、質量の範囲全体の多くのシステムで観察される、物質の降着と流出の強力な天体物理学的プロセスの条件を作成します。連星系の恒星質量ブラックホールから活動銀河核の超大質量ブラックホールまで。大規模磁場に浸された回転（カー）ブラックホールの周りの降着円盤の内部領域からの荷電粒子の流出の単純化されたモデルを研究します。特に、磁場が回転軸とずれている非軸対称磁気圏を考えます。この貢献では、ブラックホールの周りの束縛された円軌道から逃げる粒子のジェットのような軌道の加速の以前の分析を拡張します。以前は順行（共回転）軌道の初期設定を想定していましたが、ここではこの想定を緩和し、逆行（逆回転）運動も考慮します。逆回転の効果により、システムからの脱出の可能性が大幅に高まる可能性があり、共回転ディスクと比較して、脱出する粒子をわずかに高いエネルギーに効率的に加速できることを示します。
近くの線源があるシナリオでの超高エネルギー宇宙線の異方性
| Title |
Anisotropies_of_ultrahigh-energy_cosmic_rays_in_a_scenario_with_nearby_sources |
| Authors |
Silvia_Mollerach_and_Esteban_Roulet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.00560 |
超高エネルギー宇宙線源の画像は、銀河系および銀河系外の磁場の影響により、エネルギーに依存して歪んでしまいます。これらの偏向は、特に光源が一時的な場合に、観測される宇宙線スペクトルにも影響を与える可能性があります。CenAやM81/M82などの1つまたはいくつかの近くの銀河系外源が、スペクトルの足首より上の宇宙線フラックスに支配的な寄与を提供するシナリオを研究します。乱流銀河外磁場によって引き起こされる角度分散の影響、および通常の銀河磁場によって引き起こされるコヒーレント偏向について、関連する複数のソースのイメージングとともに説明します。これらのソースから、8EeVを超えるピエールオージェ天文台によって発見された双極子分布、およびピエールオージェ天文台とテレスコープアレイ天文台による高エネルギーでの観測で示唆されたホットスポットへの寄与の可能性を考慮します。宇宙線組成の性質。
ペアプラズマにおける非線形電磁波相互作用：（I）非相対論的レジーム
| Title |
Nonlinear_electromagnetic-wave_interactions_in_pair_plasma:_(I)_Non-relativistic_regime |
| Authors |
Arka_Ghosh,_Daniel_Kagan,_Uri_Keshet,_and_Yuri_Lyubarsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.00656 |
この論文は、電磁波とプラズマの非線形相互作用の数値研究に焦点を当てたシリーズの最初のものです。まず、磁化されていないペアプラズマから始めます。ここでは、主要なプロセスが（コンプトン）散乱とフィラメント化の不安定性によって引き起こされます。この論文では、電子振動が非相対論的である波を考察します。ここでは、数値結果を分析理論と比較して、適切な数値ツールとフレームワークの開発を容易にすることができます。分析理論を抽出し、誘導散乱のプラズマと放射伝達画像を調整し、変調/線維化不安定性の運動論を詳細に開発します。単色波と波束の両方について、パーティクルインセルコードEPOCHとTristan-MPを使用して均一な数値シミュレーションを実行します。両方のプロセスのシミュレーションが理論的予測と一致していることを示し、高度に非線形な領域を分析するための段階を設定します。
Insight-HXMTからの銀河系ブラックホールのスピン
Insight-HXMTは、最初の中国のX線天文ミッションです。1〜250keVのバンドパス、6keVで150eVのエネルギー分解能を持ち、パイルアップ歪みの影響を受けないため、銀河系ブラックホールなどの明るいX線源の研究に適しています。本稿では、2017年と2020年の爆発時のX線連星MAXIJ1535-571と4U1630-472のInsight-HXMT観測をそれぞれ研究します。反射の特徴の分析から、2つのソースのブラックホールスピンパラメータを推測することができます。MAXIJ1535-571の場合、スピンパラメータが1に非常に近く、$a_*=0.9916\pm0.0012$（90％C.L。）であり、これは以前のNuSTAR測定と一致しています。4U1630-472の場合、ブラックホールスピンパラメーターの値が適度に高く、$a_*=0.817\pm0.014$（90％C.L。）であり、NuSTARデータで見つかったほぼ極値よりも低くなっています。
超発光X線パルサーNGC7793P13のタイミングとスペクトル特性の調査
| Title |
Investigation_of_the_timing_and_spectral_properties_of_an_Ultra-luminous_X-ray_pulsar_NGC_7793_P13 |
| Authors |
Lupin_Chun-Che_Lin,_Chin-Ping_Hu,_Jumpei_Takata,_Kwan-Lok_Li,_C._Y._Hui_and_A._K._H._Kong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.00769 |
2016年から2020年にかけてSwift、XMM-Newton、NICER、NuSTARで取得したアーカイブX線データを使用してタイミング解析とスペクトル解析の両方を実行し、長期間の超大光度パルサーNGC7793P13を研究しました。エディントンの降着。レイリー検定を使用して、さまざまなエポックでの脈動を調査し、有限ガウス混合モデリングと2サンプルのカイパー検定で脈拍プロファイルの変動を確認します。軌道ドップラー効果によって引き起こされるスピン周期の周期的変動を考慮して、さらに約65dの軌道周期を決定し、軌道位相とパルスフラクションの間に有意な相関が検出されないことを示します。0.5〜20keVのNGC7793P13のパルススペクトルは、高エネルギー指数カットオフのべき乗則を使用して簡単に説明できますが、同じエネルギー範囲の広帯域位相平均スペクトルには、熱降着円盤とコンプトン化光子が硬X線に散乱します。2019年末に光源が弱くなったとき、NGC7793P13は硬い超大光度状態にとどまり、パルススペクトルは比較的柔らかかったことがわかります。さらに、パルススペクトルから1.3keVに近い吸収特性がわずかに検出されています。サイクロトロン共鳴散乱機能に関連している可能性があります。
完全な一般相対性理論における等質量のバイナリ裸クォーク星の進化：超大規模な合併の残骸の経験は崩壊を促すことができるか？
| Title |
Evolution_of_equal_mass_binary_bare_quark_stars_in_full_general_relativity:_could_a_supramassive_merger_remnant_experience_prompt_collapse? |
| Authors |
Enping_Zhou,_Kenta_Kiuchi,_Masaru_Shibata,_Antonios_Tsokaros,_Koji_Uryu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.00958 |
完全に一般相対論的な流体力学的シミュレーションにおいて、合併後の結果を調査することを目的として、総質量が均一に回転する構成の質量放出限界に近い等質量のバイナリクォーク星の合併を発展させました。特に、合併シミュレーション中に最小経過関数と放出された物質の量を追跡することにより、合併後の迅速なブラックホール形成の閾値質量を特定しました。結果を検証するために、合併の残骸に含まれる角運動量に基づく半分析的調査も実行されます。この作業で検討されている状態方程式の場合、TOVソリューションの最大質量は2.10$M_\odot$であり、しきい値の質量は3.05〜3.10$M_\odot$の間にあります。この結果は、対称的な二元中性子星合体の数値結果から導き出された普遍的な関係と一致しています（1％未満の量的誤差で）。中性子星の場合とは異なり、閾値質量は均一に回転するクォーク星の質量放出限界に近い。その結果、中性子星の場合の長寿命の超巨大な残骸に対応する総質量を持つバイナリクォーク星は、動的タイムスケールの数倍以内にブラックホールへの崩壊を経験する可能性があり、一般に受け入れられている合併後のシナリオの例外としてクォーク星を作ることがわかりました二元中性子星合体のために。クォーク星と中性子星の類似点と相違点の両方について説明することを提案しました。
多成分流体の散逸性超流動相対論的電磁流体力学：粒子拡散と渦の複合効果
| Title |
Dissipative_superfluid_relativistic_magnetohydrodynamics_of_a_multicomponent_fluid:_the_combined_effect_of_particle_diffusion_and_vortices |
| Authors |
Vasiliy_A._Dommes_and_Mikhail_E._Gusakov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.00999 |
粒子拡散の影響と、システム内のファインマン-オンサーガーおよび/またはアブリコソフ渦の存在の可能性を考慮して、有限温度超流動および超伝導荷電相対論的混合物の散逸磁気流体力学的方程式を定式化します。方程式は、特に、さまざまな粒子種の相対運動とそれらの渦との相互作用を説明する、いくつかの現象論的輸送係数に依存します。これらの輸送係数を、微視的理論で生じる相互摩擦パラメーターおよび運動量伝達率に関連付ける方法を示します。結果として得られる方程式は、中性子星の動的過程に関連する非常に広範囲の現象、たとえば、磁気熱の進化、恒星の振動と減衰、およびさまざまな流体力学の発達と抑制を、統一された一貫した方法で研究するために使用できます。中性子星の不安定性。
明確なX線プラトーとフレアフェーズがガンマ線バースト（GRB）の残光で観察されており、それらのほとんどは中央エンジンの活動に関連しているはずです。この論文では、X線プラトー相を伴う174個のGRBとX線フレアを伴う106個のGRBを収集します。選択した2つのサンプルで重複する51個のGRBがあります。等方性の即発放出エネルギー$E_{\rm\gamma、iso}$に対する、プラトーエネルギー$E_{\rmプラトー}$とフレアエネルギー$E_{\rmフレア}$の比率の分布を分析します。結果は、それらがガウス分布をよく満たし、対数比の中央値が2つの場合で$\sim-0.96$と$-1.39$であることを示しています。さらに、$E_{\rmplateau}$（または$E_{\rmflare}$）と$E_{\rm\gamma、iso}$の間には、$\sim0.95$（または$\sim0）の傾きを持つ強い正の相関があります。.80$）が表示されます。重なり合うサンプルの場合、傾きは$\sim0.80$です。X線プラトーとフレアのほとんどは同じ物理的起源を持っているかもしれませんが、異なる状況と放射線メカニズムのために異なる特徴で現れるかもしれないと私たちは主張します。また、X線プラトーとフレアの起源について、2つのモデル、つまり、破砕された超付着ディスクとミリ秒マグネターに囲まれたブラックホールの適用性をテストします。
| Title |
Black_Hole_Images_as_Tests_of_General_Relativity:_Effects_of_Plasma_Physics |
| Authors |
Feryal_Ozel,_Dimitrios_Psaltis,_and_Ziri_Younsi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01123 |
事象の地平線望遠鏡で得られたブラックホールの地平線スケールの画像は、それらの測定基準の新しいプローブと一般相対性理論のテストを提供しました。画像は、高温プラズマからの重力レンズ放射からの明るい、ほぼ円形のリングと、ブラックホールによって投げかけられた深い中央のくぼみによって特徴付けられます。メトリックテストは、シミュレーションを使用して定量化された小さな変位で、明るいリングがブラックホールの影の境界を厳密にトレースするという事実に依存しています。この論文では、この結果の一般的な妥当性を探求するために、広範囲のプラズマ条件とブラックホール特性にまたがる降着流の自己無撞着な共変分析モデルを開発します。降着流の物理モデルでは、リングは常に影の輪郭を囲み、リング幅の半分を超えて変位しないことを示します。この結果は、保存則と基本的な熱力学的考察の結果であり、プラズマの微物理や数値シミュレーションの詳細には依存しません。また、分析モデルに基づいて、明るいリングと影の半径の間のバイアスの定量的測定を提示します。
大規模な一時的な調査における異常のリアルタイム検出
| Title |
Real-time_detection_of_anomalies_in_large-scale_transient_surveys |
| Authors |
Daniel_Muthukrishna,_Kaisey_S._Mandel,_Michelle_Lochner,_Sara_Webb,_Gautham_Narayan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.00036 |
RubinObservatoryLegacySurveyofSpaceandTime（LSST）などの新しい時間領域調査では、毎晩数百万の一時的なアラートが監視されるため、新しく興味深い一時的なものを視覚的に識別する標準的なアプローチは実行不可能になります。異常な過渡光度曲線をリアルタイムで自動的に検出する2つの新しい方法を紹介します。どちらの方法も、既知のトランジェントの母集団からの光度曲線を正確にモデル化できる場合、モデル予測からの逸脱は異常である可能性が高いという単純な考えに基づいています。最初のモデリングアプローチは、TemporalConvolutionalNetworks（TCN）を使用して構築された確率的ニューラルネットワークであり、2番目はトランジェントの解釈可能なベイズパラメトリックモデルです。掃天観測施設からの光度曲線上で、時間の関数として異常スコアを提供するメソッドの能力を示します。ニューラルネットワークの柔軟性は、多くの回帰タスクで非常に強力なツールとなるため、パラメトリックモデルと比較した場合に異常検出に適さないことを示しています。パラメトリックモデルは、キロノバ、潮汐などの最もまれなクラスで0.8を超える受信者動作特性（ROC）曲線（AUC）スコアの下の領域を達成する、低い偽異常率と高い真近点角を持つ一般的な超新星クラスに関する異常を識別できます。破壊イベント、中間の輝度過渡現象、および対不安定型超新星。異常を特定する能力は、光度曲線の存続期間にわたって向上します。トランジェント分類子と組み合わせて使用される当社のフレームワークにより、新しい大規模調査からの異常なトランジェントの迅速かつ優先順位の高いフォローアップが可能になります。
月軌道上の線形干渉計アレイのイメージング感度
| Title |
Imaging_sensitivity_of_a_linear_interferometer_array_on_lunar_orbit |
| Authors |
Yuan_Shi,_Yidong_Xu,_Li_Deng,_Fengquan_Wu,_Lin_Wu,_Qizhi_Huang,_Shifan_Zuo,_Jingye_Yan,_Xuelei_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.00165 |
30MHz未満の周波数での地上観測は、地球の電離層と無線周波数干渉によって妨げられます。これらの低周波数で空をマッピングするために、私たちは最長波長で空を発見するミッション（DSL、中国語で「原始宇宙」を意味する「Hongmeng」ミッションとしても知られています）の概念を提案しました。月を周回するマイクロサテライト。このようなアレイは、1回のロケット打ち上げで月軌道に展開でき、アンテナのサイズが小さいにもかかわらず、干渉計による観測を行って良好な角度分解能を実現できます。ただし、従来の地上干渉計アレイや以前の軌道干渉計とは多くの点で異なり、新しいデータ処理方法を開発する必要があります。この作業では、このようなアレイのイメージング品質と感度を評価するために一連のシミュレーションを行います。入力空モデルと単純な軌道モデルから始めて、模擬干渉視程を生成してから、空の地図を再構築します。システムノイズ、アンテナ応答、月の閉塞など、さまざまな観測効果と実際の問題を考慮します。復元された画像の品質に基づいて、さまざまな衛星番号とアレイ構成に対するアレイのイメージング機能を定量化します。初めて、このような月軌道アレイの点光源感度を実際に推定し、ミッションで検出可能な光源の予想数を予測します。これらの周波数ではまだ非常に不確実な電波源番号の分布に応じて、提案されたミッションは、運用中に$10^2\sim10^4$の電波源を検出できます。
Nanobeacon：KM3NeTニュートリノ望遠鏡の時間校正装置
| Title |
Nanobeacon:_A_time_calibration_device_for_the_KM3NeT_neutrino_telescope |
| Authors |
S._Aiello,_A._Albert,_M._Alshamsi,_S._Alves_Garre,_Z._Aly,_A._Ambrosone,_F._Ameli,_M._Andre,_G._Androulakis,_M._Anghinolfi,_M._Anguita,_M._Ardid,_S._Ardid,_J._Aublin,_C._Bagatelas,_B._Baret,_S._Basegmez_du_Pree,_M._Bendahman,_F._Benfenati,_E._Berbee,_A._M._van_den_Berg,_V._Bertine,_S._Biagi,_M._Boettcher,_M._Bou_Cabo,_J._Boumaaza,_M._Bouta,_M._Bouwhuis,_C._Bozza,_H._Branza,_R._Bruijn,_J._Brunner,_R._Bruno,_E._Buis,_R._Buompane,_J._Busto,_B._Caiffi,_D._Calvo,_S._Campion,_A._Capone,_V._Carretero,_P._Castaldi,_S._Celli,_M._Chabab,_N._Chau,_A._Chena,_S._Cherubini,_V._Chiarella,_T._Chiarusi,_M._Circella,_R._Cocimano,_J._A._B._Coelho,_A._Coleiro,_M._Colomer_Molla,_R._Coniglione,_P._Coyle,_A._Creusot,_A._Cruza,_G._Cuttone,_R._Dalliera,_B._De_Martino,_I._Di_Palma,_A._F._Diaz,_D._Diego_Tortosa,_C._Distefano,_et_al._(176_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.00223 |
KM3NeTコラボレーションは現在、地中海にマルチサイトの高エネルギーニュートリノ望遠鏡を構築しています。これは、それぞれが31個の小面積光電子増倍管のセットを保持する耐圧ガラス球のマトリックスで構成されています。望遠鏡の主な目的は、宇宙のニュートリノ源の観測と、大気ニュートリノによるニュートリノ振動パラメータの測定です。地球外ニュートリノと大気ニュートリノの両方が、周囲の媒体のニュートリノ相互作用で生成された荷電粒子によって海水に誘導されたチェレンコフ光によって検出されます。検出器に必要な角度分解能を保証するには、1ns程度の光電子増倍管間の相対的な時間同期が必要です。KM3NeTによって計測される検出器のボリュームが大きいため、さまざまなシステムのコスト削減が優先されます。この目的のために、安価なNanobeaconは、検出器の時間校正研究に使用するためにKM3NeTコラボレーションによって設計および開発されました。現在、600以上のナノビーコンがすでに生産されています。光パルスの特性評価とデバイスの波長発光プロファイルは、時間校正にとって重要です。この論文では、ナノビーコンの設計、製造、操作の主な特徴と、生成される光パルスの主な特性について説明します。
BISOU：CMBスペクトル歪みを測定するための気球プロジェクト
| Title |
BISOU:_a_balloon_project_to_measure_the_CMB_spectral_distortions |
| Authors |
B._Maffei,_M._H._Abitbol,_N._Aghanim,_J._Aumont,_E._Battistelli,_J._Chluba,_X._Coulon,_P._De_Bernardis,_M._Douspis,_J._Grain,_S._Gervasoni,_J._C._Hill,_A._Kogut,_S._Masi,_T._Matsumura,_C._O_Sullivan,_L._Pagano,_G._Pisano,_M._Remazeilles,_A._Ritacco,_A._Rotti,_V._Sauvage,_G._Savini,_S._L._Stever,_A._Tartari,_L._Thiele,_N._Trappe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.00246 |
BISOU（宇宙のスペクトル観測のための気球干渉計）プロジェクトは、CMBスペクトル歪みの測定に専念する将来の宇宙ミッションのパスファインダーである気球搭載分光計の実行可能性と展望を研究することを目的としています。ここでは、以前の宇宙ミッションの提案に基づく予備的な概念と、観測目標の感度計算結果を示し、y歪みの5シグマ測定が達成可能であることを示します。
CanariCam中赤外線ドリフトスキャン：感度と空間分解能の向上
| Title |
CanariCam_Mid-Infrared_Drift_Scanning:_Improved_Sensitivity_and_Spatial_Resolution |
| Authors |
Am\'ilcar_R._Torres-Quijano,_Christopher_Packham,_Sergio_Fernandez_Acosta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.00313 |
地上ベースの中赤外線（MIR）天文観測では、（a）空/背景の変動と（b）アレイの背景の高速時間変動成分を除去する必要があります。通常、これは望遠鏡の二次ミラーを1秒間に数回振動させることによって達成されます。これは「チョッピング」と呼ばれるプロセスです。ただし、チョッピングはオブジェクト上の光子収集時間を短縮し、二次ミラーに厳しい要求を課し、チョッピングによって刻印された放射オフセットを除去するために望遠鏡のうなずきを必要とし、実際の観察。30m望遠鏡の時代では、二次ミラーチョッピングは実用的ではありません。ただし、空と背景が十分に安定している場合、ドリフトスキャンはチョッピングの必要性を排除する可能性を秘めています。この論文では、10.4mのGranTelescopioCanariasでCanariCamMIR機器を使用した有望なドリフトスキャンの結果と、将来の機器および実験への影響について報告します。
高分解能スペクトルのキャリブレーションラインの傾き補正方法
技術の進歩により、天文分光器の設計能力が向上し、高精度の分光法が可能になり、それによって観測天文学の領域が拡大しました。高解像度分光器は、より高次で動作するエシェル回折格子を使用して、より詳細なスペクトルを提供します。多くの場合、それぞれの分光器の設計上のトレードオフが原因で発生する曲率と傾斜線がスペクトルで観察されます。これらのアーティファクトの除去は、誤ったフラックス計算とライン重心位置の誤解を回避するのに役立ち、波長キャリブレーションモデルのより良い予測に役立ちます。この論文では、スペクトルで観測された曲率と傾きを補正するために開発した後処理技術を紹介します。ハンレエシェルスペクトログラフ（HESP）、マゼラン稲森京セラエシェル（MIKE）スペクトロメーターおよびXシュータースペクトログラフから得られたファブリペローおよびTh-Arキャリブレーションスペクトルの補正技術を実証しました。
CCAT-prime：Prime-Cam用の最初の280 GHzMKIDアレイの特性評価
| Title |
CCAT-prime:_Characterization_of_the_First_280_GHz_MKID_Array_for_Prime-Cam |
| Authors |
Steve_K._Choi,_Cody_J._Duell,_Jason_Austermann,_Nicholas_F._Cothard,_Jiansong_Gao,_Rodrigo_G._Freundt,_Christopher_Groppi,_Terry_Herter,_Johannes_Hubmayr,_Zachary_B._Huber,_Ben_Keller,_Yaqiong_Li,_Phillip_Mauskopf,_Michael_D._Niemack,_Thomas_Nikola,_Kayla_Rossi,_Adrian_Sinclair,_Gordon_J._Stacey,_Eve_M._Vavagiakis,_Michael_Vissers,_Carole_Tucker,_Eric_Weeks,_Jordan_Wheeler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01055 |
CCAT-primeプロジェクト用のFredYoungサブミリ波望遠鏡（FYST）のPrime-Cam受信機は、高感度のブロードバンド、偏光測定、および分光測定により、重要な天体物理学および宇宙論の問題に対処することを目的としています。開発中の主要な周波数帯域には、偏波に敏感なブロードバンドチャネル用の280、350、および850GHzと、分光計用の210〜420GHzが含まれます。マイクロ波動的インダクタンス検出器（MKID）は、これらの高周波での大判アレイに必要な多重化された読み出しを単純化するための検出器技術の自然な選択です。ここでは、フィードホーン結合280GHz偏光測定MKIDアレイの最初のラボ特性を示し、後続のMKIDアレイの計画とそれらを特性評価するためのテストベッドの開発について概説します。
対流ウルカ過程に関するいくつかの考え
私は、特にチャンドラセカール近くの白色矮星で発生する可能性のある高密度の対流炭素燃焼中に、対流ウルカ過程が恒星進化にどのように影響するかという問題に繰り返し取り組んできました。この原稿は、さまざまな失敗した試みや放棄された試みからの断片的な考えを集めています。これは完全な作業ではなく、文献の包括的な概要を提供するものではなく、決定的な結論もありません。将来のある時点で、その一部が誰かに役立つことを期待して投稿されています。私はまた、この機会を利用して、より一般的な関心のある重要な結果を含めます（付録B）。
大規模な太陽噴火における禿げたパッチの急速な進化
禿げたパッチ（BP）は、U字型の力線が光球に接する磁気地形の特徴です。BPを通る力線は、再接続が優先的に発生する分離面をトレースします。ここでは、太陽周期24の最も激しいX9.3フレア中の活動領域12673における複数の強磁場BPの進化を研究します。最初のフレアリボンの間に位置する中央BPは、35分以内に大部分が「崩壊」しました。より遠く離れた南部のBPは生き残った。崩壊は、せん断角の中央値の9度の回転として現れました。水平フィールドの垂直成分（極性反転線に関して）の符号が変更されました。平行成分は、フレア関連の「磁気インプリント」の以前の観察と一致して、1kGの段階的で永続的な増加を示しました。観測結果は、大噴火中の磁気リコネクションがBPの分離全体を含み、磁気トポロジーがBPからせん断されたアーケードに変化する可能性があることを示唆しています。
コンパクト惑星状星雲Hb12の分光学的変動
| Title |
Spectroscopic_Variability_of_the_Compact_Planetary_Nebula_Hb_12 |
| Authors |
N.P._Ikonnikova,_I.A._Shaposhnikov,_V.F._Esipov,_M.A._Burlak,_V.P._Arkhipova,_A.V._Dodin,_S.A._Potanin,_and_N.I._Shatsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.00491 |
2011年から2020年にSAIMSU望遠鏡で実行された若いコンパクトな惑星状星雲Hb12の新しい低解像度分光観測の結果を提示します。スペクトル範囲$\lambda$3687-9532で50を超える星雲輝線の強度を測定し、星間吸収の特徴を検出し、中心星の可能な二次成分に属する吸収を検索しました。吸光係数は、バルマーの減少から$c$（H$\beta$）=1.15$\pm$0.07と推定されています。距離は、星間減光マップを分析することによって$D\upperx2400$pcであることがわかりました。1945年にAller（1951）によって取得された最初のスペクトルから始めて、Hb12の分光観測の履歴を追跡しました。星雲[OIII]$\lambda$4959および$の相対強度の系統的な増加を検出しました。\lambda$5007ラインとオーロラル[OIII]$\lambda$4363ラインの相対強度の減少。これにより、観測されたフラックス比$F（\lambda4959+\lambda5007）/F（\ラムダ4363）$1945年から現在まで$\sim$4の係数。[OIII]/[OII]の線比$F（\lambda4363）/F（\lambda3727+\lambda3729）$は一定のままであり、平均して星雲のイオン化の程度が不変であることを示唆しています。励起星の温度は$T\upperx41〜000$Kと推定されています。電子温度の低下、そしておそらく[OIII]線形成領域の電子密度の低下が主に分光学的変動。
$ \ gamma $ 〜Cassiopeiaeからのフィードバック：大きく拡大する空洞、加速する彗星の小球、および特異なX線放射
| Title |
Feedback_from_$\gamma$~Cassiopeiae:_Large_Expanding_Cavity,_Accelerating_Cometary_Globules,_and_Peculiar_X-ray_Emission |
| Authors |
Xuepeng_Chen_(1,2),_Weihua_Guo_(1,2),_Li_Sun_(1,2),_Jiancheng_Feng_(1,2),_Yang_Su_(1),_Yan_Sun_(1),_Shaobo_Zhang_(1),_Xin_Zhou_(1),_Qing-Zeng_Yan_(1),_Min_Fang_(1,2),_and_Ji_Yang_(1,2)_((1)_Purple_Mountain_Observatory_and_Key_Laboratory_of_Radio_Astronomy,_Chinese_Academy_of_Sciences,_(2)_School_of_Astronomy_and_Space_Science,_University_of_Science_and_Technology_of_China) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.00686 |
星間環境へのフィードバックを研究するために、$\gamma$Cassiopeiae（または略して$\gamma$〜Cas）の広視野多波長観測を提示します。中性水素（HI）画像の$\gamma$〜Casに向かって、約-10km/sの全身速度で大きな膨張空洞が発見されました。キャビティの測定寸法は約2.0度$\times$1.4度（または168pcの距離で6.0pc$\times$4.2pc）ですが、膨張速度は約5.0$\pm$0.5km/sです。CO観測により、IC63（約20km/s/pc）とIC59（約30km/s/pc）の系統的な速度勾配が明らかになり、$\gamma$〜Casで照らされた2つの彗星小球が、恒星下の小球の高速加速を証明しています。放射圧。ガスの運動学は、空洞が強い恒星風によって開かれていることを示しています。これは、$\gamma$〜Casで観測される特有のX線放射につながる可能性が高いです。私たちの結果は、$\gamma$〜Cas星のX線放射における恒星風と二元性の役割を強調する最近の新しいシナリオを支持しています。
太陽活動領域におけるツインフラックスロープの複合噴火
| Title |
Compound_eruptions_of_twin_flux_ropes_in_a_solar_active_region |
| Authors |
Ruisheng_Zheng,_Liang_Zhang,_Bing_Wang,_Xiangliang_Kong,_Hongqiang_Song,_Zhao_Wu,_Shiwei_Feng,_Huadong_Chen,_and_Yao_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.00713 |
複合噴火は、複数の近接した磁気構造が短い間隔で連続して噴火し、その後、単一のフレアと単一のCMEにつながることを表します。ただし、複数の噴火と関連する単一のフレアまたは/および単一のCMEとの間のリンクについては依然として微妙です。このレターでは、2つの近接フラックスロープ（FR1とFR2）が数分以内に複合噴火し、単一の軟X線ピークを持つフレアと2つのコアを持つCMEが発生したことを報告します。AIAの低温波長における拡大するループと強度フラックスの二重ピークの連続するグループは、複合噴火中の内部磁気リコネクションの2つのエピソードを示しています。FR2の噴火に続いて、噴火するFR1が加速され、FR2の上にある拡大するループが偏向しました。さらに、FR2の噴火は、上にある伸縮力線の下部と、FR1の噴火によって以前に押されたリバウンドループとの間の外部磁気リコネクションを伴う可能性があります。これは、新しく形成されたループのペアによって証明されました。すべての結果は、複合噴火が内部と外部の両方の磁気リコネクションを伴い、ツインFRの2つの噴火構造が初期段階で相互作用したことを示唆しています。内部磁気リコネクションの2つのエピソードが数分以内に結合して、単一のピークフレアの連続的な衝撃相を形成する可能性があり、CMEの2つの分離したコアは、後者のコアが遅すぎて前者と結合できないためである可能性があります。一。
球状星団の星がリチウムのにもかかわらず高原の枯渇をどのように明らかにするか
球状星団の星の表面存在量に関する15年間の研究の結果を要約します。球状星団は、誕生時に同じ組成を持つさまざまな進化段階の星を研究できるため、スパイト高原の内外で星の表面の存在量を形作る物理的プロセスのユニークなビューを提供します。主な結果は、〜0.1dex（[Fe/H]=-1.1でのM4）から〜0.3dexの範囲の重元素（Mg、Ca、Ti、Cr、Fe、Ba）の表面存在量の観測傾向の発見です。（[Fe/H]=-2.3でのM30）ターンオフと準巨星は、一般に巨星よりも存在量が少ないことを示しています。恒星物理学によって宇宙論的なリチウムの不一致を解決しようとするモデルは、矮星と巨人の間のこれらの体系的な重元素の傾向を同時に説明する必要があります。いくつかの追加の混合によって緩和された原子拡散のモデルは、実際に観察された存在量の傾向を説明し、リチウム枯渇の定量的予測を行うことができます。スパイトプラトー星の推定された誕生雲リチウム存在量は、〜0.3dex高く、原始値にわずかな（〜0.15dex）公称オフセットを残しています。
巨大な星の共通外層：赤色超巨星の放出における放射圧と再結合エネルギーの役割
| Title |
Common_envelopes_in_massive_stars:_The_role_of_radiation_pressure_and_recombination_energy_in_ejecting_red_supergiant_envelopes |
| Authors |
Mike_Y._M._Lau,_Ryosuke_Hirai,_Miguel_Gonz\'alez-Bol\'ivar,_Daniel_J._Price,_Orsola_De_Marco,_Ilya_Mandel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.00923 |
12太陽質量赤色超巨星ドナーが関与する共通外層イベントの3D流体力学的シミュレーションを実行します。質量の大きい星は、それらのエンベロープが放射圧からの重要なサポートを持っているため、低質量の星とは質的に異なると予想されます。これにより、共通外層の相互作用によって放出される最終的な分離と質量の量の両方が増加します。状態方程式による放射エネルギーを含むシミュレーションでは、理想気体を想定したシミュレーションと比較して、60％多くの質量が放出され（エンベロープの総質量の最大3分の2が非結合になるか、それ以上）、最終的な分離が10％大きくなります。。再結合エネルギーも含めると、エンベロープの少なくとも4分の3、場合によってはエンベロープ全体がバインドされていない可能性があることがわかります。最終的な分離はさらにほぼ20％増加します。放出される材料の追加量は、主にヘリウム再結合から注入されるエネルギーによるものです。水素の再結合は、主にすでに結合が解除されたガスで発生するため、比較的小さな役割を果たします。エンベロープの内部エネルギーは、共通エンベロープを排出するための重要なエネルギー源であると結論付けます。
遭遇7の間にパーカーソーラープローブによって観測された太陽圏電流シート交差付近の超熱イオンエネルギースペクトルと異方性
| Title |
Suprathermal_Ion_Energy_spectra_and_Anisotropies_near_the_Heliospheric_Current_Sheet_crossing_observed_by_the_Parker_Solar_Probe_during_Encounter_7 |
| Authors |
M._I._Desai,_D._G._Mitchell,_D._J._McComas,_J._F._Drake,_T._Phan,_J._R._Szalay,_E._C._Roelof,_J._Giacalone,_M._E._Hill,_E._R._Christian,_N._A._Schwadron,_R._L._McNutt_Jr.,_M._E._Wiedenbeck,_C._Joyce,_C._M._S._Cohen,_A._J._Davis,_S._M._Krimigis,_R._A._Leske,_W._H._Matthaeus,_O._Malandraki,_R._A._Mewaldt,_A._Labrador,_E._C._Stone,_S._D._Bale,_J._Verniero,_A._Rahmati,_P._Whittlesey,_R._Livi,_D._Larson,_M._Pulupa,_R._J._MacDowall,_J._T._Niehof,_J._C._Kasper,_and_T._S._Horbury |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.00954 |
太陽からの半径距離<0.1auでの太陽圏電流シート（HCS）の交差に関連する、>10-100keV/核子超熱（ST）H、He、O、およびFeイオンの観測結果を示します。主な調査結果は次のとおりです。1）1回目の完全交差では重イオンがほとんど検出されず、2回目の部分交差では重イオン強度が低下し、2回目の交差直後にピークになります。2）イオンの到着時間は速度分散を示しません。3）ピッチ角分布は、磁場の極性反転を追跡し、HCSから離れるとほぼ等方性になる、HCSに近い最大10：1の反太陽方向の磁場に沿った流れとビームを示します。4）HeスペクトルはHCSのいずれかの側を急勾配にし、He、O、およびFeスペクトルは〜E^4-6の形式のべき乗則を示します。5）最大エネルギーEXは、イオンの電荷対質量（Q/M）比とともに増加します。EX/EHは[（QX/MX）]^alphaに比例します。ここで、alpha〜0.65-0.76は、平均Q状態を想定しています。1auでの漸進的で衝動的な太陽エネルギー粒子イベントで測定されたものと同様です。HCSに近い強い磁場整列異方性と組み合わせた速度分散の欠如は、太陽フレアと太陽に近いコロナ質量放出によって引き起こされる衝撃を除外するように思われます。これらの新しい観察結果は、直接平行電場を使用し、E/Qに従って最大エネルギーを組織化するメカニズムだけでなく、局所拡散および磁気リコネクション駆動の加速モデルにも課題を提示します。エネルギーイオンの生成と輸送に関する現在の理解を再評価することは、この太陽に近い、電流シートに関連するSTイオンの集団を理解するために必要です。
ポロイダル磁場とトロイダル磁場が混合した自己無撞着回転中性子星の電磁流体力学シミュレーション
| Title |
Magnetohydrodynamic_simulations_of_self-consistent_rotating_neutron_stars_with_mixed_poloidal_and_toroidal_magnetic_fields |
| Authors |
Antonios_Tsokaros,_Milton_Ruiz,_Stuart_L._Shapiro,_K\=oji_Ury\=u |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.00013 |
超強混合ポロイダル磁場とトロイダル磁場を持つ自己無撞着回転中性子星（NS）の完全な一般相対性理論で最初の電磁流体力学シミュレーションを実行します。初期の均一に回転するNSモデルは、完全導体、定常性、および軸対称を想定して計算されます。混合場構成の特定の形状は、解析的摂動研究から知られているさまざまな不安定性の発生を遅らせたり加速させたりする可能性がありますが、すべてのモデルは最終的にそれらに屈します。マグネターのコアでは自発的に差動回転が発生し、十分な時間が経過すると、均一な回転に戻ります。急速に回転するマグネターはかなりの量の噴出物を示し、これが一時的なキロノバの兆候の原因となる可能性があります。ただし、シミュレーションが終了するまでに、ガンマ線バーストに必要な高度にコリメートされたらせん状の磁場や初期ジェットは、これらのマグネターの極には発生しません。
2つの混合流体として扱われる冷たいクォーク物質とフェルミオン暗黒物質からなるコンパクト星を調査します。弱い自己相互作用暗黒物質と強い自己相互作用暗黒物質の場合に、暗いフェルミ粒子のさまざまな質量の恒星構造と基本的な半径方向の振動周波数を計算します。基本周波数を劇的に変更することができ、場合によっては、安定した暗い奇妙な惑星や、質量と半径が非常に小さい暗いストレンジレットを形成できることがわかります。
2HDMの電弱相転移におけるエントピー放出
標準モデルの最も単純な拡張、すなわち2つのヒッグスダブレットモデルにおける電弱相転移と、このフレームワーク内でのエントロピー生成が研究されています。$vev/T_C>0.2$の制限内で、C++パッケージであるBSMPTを使用して呼び出されたいくつかのベンチマークポイントを検討し、対応するエントロピー生成をこのホワイトペーパーに示します。
この作業では、事象の地平線望遠鏡（EHT）などの超長基線干渉法（VLBI）を使用した時間依存測定によって、超大質量ブラックホールバイナリ（SMBHB）の軌道を推測する方法を研究します。点状の輝度画像モデルを想定して、EHTによる複数年の観測により、離心率、（再スケーリングされた）半主軸、軌道周波数、軌道角度などのSMBHB軌道パラメータをから復元できることを示します。バイナリの軌道周期が観測期間より数倍長い場合でも、それらの時変可視性。パルサータイミングアレイを使用したSMBHBの分解された光源の将来の重力波検出、および/または光度曲線の検出とともに、バイナリの個々の質量をさらに測定し、ハッブル定数を決定することができます。バイナリの総質量は、2つのブラックホールの光度曲線を介して、または別の方法で測定されます。
| Title |
Ultralight_dark_matter_searches_with_KAGRA_gravitational_wave_telescope |
| Authors |
Yuta_Michimura,_Tomohiro_Fujita,_Jun'ya_Kume,_Soichiro_Morisaki,_Koji_Nagano,_Hiromasa_Nakatsuka,_Atsushi_Nishizawa,_Ippei_Obata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.00420 |
さまざまな暗黒物質候補の中で、質量が1〜eV未満のボソン超光場が動機付けられています。最近、さまざまなスケールのレーザー干渉計を使用して超軽量暗黒物質候補を検索するために、多くの新しいアプローチが提案されています。それらには、レーザー干渉計重力波検出器を使用してアクシオンのような粒子（ALP）とベクトル場を検索するという私たちの提案が含まれています。ALPは、レーザー光の振動偏光回転を測定することで検索できます。干渉計の吊り下げられたミラーに作用する振動力を測定することにより、標準モデルセクターに弱く結合された巨大なベクトル場を検索することもできます。本論文では、日本の重力波検出器であるKAGRAを用いてこのような超軽量暗黒物質候補を探索する活動の現状をレビューする。ベクトル暗黒物質を検索するための2020年のKAGRAの観測実行からのデータの分析、および将来の観測実行でALPを検索するための干渉計のアームキャビティ透過ポートへの偏光光学系の設置が進行中です。
電磁ニュートリノ：基本的なプロセスと天体物理学的プローブ
ニュートリノの電磁特性について簡単に思い出した後、天体物理学におけるニュートリノの電磁相互作用の主なプロセスと、それに対応する粒子のミリチャージと有効磁気モーメントの制限について説明します。
電磁ニュートリノ：散乱実験からの理論と限界
ニュートリノの電磁特性の簡単な概要が、問題の最も重要な基本的な側面の議論とともに提示されます。次に、地上の原子炉と太陽ニュートリノ電子散乱実験からのデータを使用して、ニュートリノの有効磁気モーメントの最良の上限について説明します。
非最小微分インフレーションモデルの指数ポテンシャルと結合パラメータから生じる原始ブラックホール
| Title |
Primordial_black_holes_ensued_from_exponential_potential_and_coupling_parameter_in_nonminimal_derivative_inflation_model |
| Authors |
Soma_Heydari_and_Kayoomars_Karami |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.00494 |
ここでは、指数関数的なポテンシャルからの原始ブラックホール（PBH）の作成が、重力と場の微分セットアップの間の非最小結合から発生する重力によって上昇した摩擦によって調査されました。インフラトンフィールドの2つの部分からなる指数関数を結合パラメーターとして設定し、モデルの4つのパラメーターケースを微調整すると、超低速ロールフェーズでの高摩擦により、インフラトンを十分に減速できました。これにより、Mukhanov-Sasaki方程式の数値解法により、曲率摂動パワースペクトルの振幅を十分に向上させることができます。その後、4つのパラメータケースに対応する、RD時代の異なる質量を持つ4つのPBHの生成について説明します。恒星の${\calO}（10）M_{\odot}$と地球の${\calO}（10^{-6}）M_{\odot}$の質量を持つこれらのPBHの2つの標本は、説明するのに適切である可能性がありますLIGO-VIRGOイベント、およびOGLEデータの超短時間スケールマイクロレンズイベント。PBHの別の2つのケースでは、小惑星の質量が${\calO}（10^{-13}）M_{\odot}$と${\calO}（10^{-15}）M_{\odot}$の周りにあります。宇宙の暗黒物質（DM）コンテンツの$96\％$と$95\％$が豊富にあります。さらに、モデル内のPBHの生成から生じる誘導重力波（GW）を精査します。続いて、予測されたすべてのケースの現在の密度パラメータスペクトル$（\Omega_{\rmGW_0}）$に、GW検出器の感度スコープ内にあるアクメがあることを明らかにします。これにより、結論の信憑性を次の観点から検証できます。これらの検出器から推定されたデータ。長い間、私たちの数値結果は、$\Omega_{\rmGW_0}（f）\sim（f/f_c）^{としての周波数に関して、$\Omega_{\rmGW_0}$のスペクトルのべき乗則の振る舞いを示しています。n}$アクメス位置の近く。同様に、赤外線領域$f\llf_{c}$では、$n=3-2/\ln（f_c/f）$のような対数依存形式の電力指数が得られます。
放出されたガンマ光子の偏光パターンを介した超相対論的プラズマのその場電子ダイナミクスの解読
| Title |
Deciphering_in_situ_electron_dynamics_of_ultrarelativistic_plasma_via_polarization_pattern_of_emitted_gamma_photons |
| Authors |
Zheng_Gong,_Karen_Z._Hatsagortsyan,_Christoph_H._Keitel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.00563 |
超相対論的プラズマのダイナミクスの理解と解釈は課題であり、プラズマのダイナミクス特性をその場でプロービングする方法の開発が必要です。円偏光の強いレーザーパルスで照射された非前偏光プラズマから自発的に放出される$\gamma$-光子の偏光特性を利用して、新しいプロービング方法を提案します。$\gamma$-光子直線偏光の時間的および角度的パターンが、レーザーとプラズマの相互作用レジームに関する情報を提供する、放射電子の瞬間的なダイナミクスと明示的に相関していることを示します。さらに、電子放射スピンフリップに由来する$\gamma$-光子円偏光を使用して、量子電気力学プロセスに対するプラズマの感受性を測定します。私たちの研究は、超相対論的プラズマから放出された$\gamma$-光子の偏光信号が、レーザー駆動プラズマ、加速器科学、実験天体物理学の研究分野に有益な多用途の情報源になり得ることを示しています。
S2スターのシュワルツシルト歳差運動による拡張重力理論のパラメータの推定
| Title |
Estimating_the_Parameters_of_Extended_Gravity_Theories_with_the_Schwarzschild_Precession_of_S2_Star |
| Authors |
D._Borka,_V._Borka_Jovanovi\'c,_S._Capozziello,_A._F._Zakharov,_P._Jovanovi\'c |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.00578 |
恒星軌道による拡張重力（EG）の制約に関する以前の結果の概要を説明した後、一般相対性理論（GR）の予測との合同を仮定して、S2星のシュワルツシルト軌道歳差運動について説明します。現時点では、S2星の軌道は、GRの最初のポストニュートン（pN）近似に著しく適合しています。特に、KeckチームとVLT（GRAVITY）チームの両方が、S2星軌道の中心付近の通路付近の重力赤方偏移は、最初のpN近似で見つかった理論的推定値に対応すると宣言しました。2020年、GRAVITYコラボレーションは、銀河中心（GC）の超大質量ブラックホール（SMBH）の周りのS2星の軌道歳差運動を検出し、それがGR予測に近いことを示しました。この観測事実に基づいて、S2星のシュワルツシルト歳差運動でEG理論のパラメーターを評価しました。上記の方法を使用して、べき乗則f（R）、一般的な湯川のような補正、スカラーテンソル重力（STG）、および両方で定式化された非局所重力（NLG）理論を含むいくつかのEGモデルの軌道歳差運動角を推定します。メートル法とパラティーニ形式。この考察では、重力場は球対称であると仮定します。したがって、重力の代替理論は、いくつかのパラメータでのみ記述できます。具体的には、軌道歳差運動を考慮して、GRで軌道歳差運動が似ているこれらのEGモデルのパラメータの範囲を推定します。次に、これらの結果を、S2星のシミュレートされた軌道をその観測された位置天文位置にフィッティングすることによって得られた以前の結果と比較します。べき乗則f（R）、一般的な湯川のような補正、STGおよびNLG理論の場合、GRのように順行軌道歳差運動を得ることができました。これらの結果によると、このメソッドは、GCでの重力ポテンシャルのパラメータを評価するための便利なツールです。
縮退した電子-陽電子天体プラズマにおける電磁渦ビームのダイナミクス
| Title |
Electromagnetic_vortex_beam_dynamics_in_degenerate_electron-positron_astrophysical_plasmas |
| Authors |
V.I._Berezhiani,_Z.N._Osmanov_and_S.V._Mikeladze |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.00589 |
縮退した天体物理学的電子-陽電子プラズマについて、角運動量を運ぶ電磁ビームのダイナミクスを検討しました。ある臨界値を超えるパワーを持つビームが多くのフィラメントに分裂し、最終的に構造の中心にゼロ磁場を維持する安定した空間ソリトンの形成につながるような、任意のレベルの縮退が見られます。
DeWitt境界条件はHo \ v {r} ava-Lifshitz量子重力で一貫しています
| Title |
DeWitt_boundary_condition_is_consistent_in_Ho\v{r}ava-Lifshitz_quantum_gravity |
| Authors |
Hiroki_Matsui,_Shinji_Mukohyama,_Atsushi_Naruko |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.00665 |
量子宇宙論では、DeWitt境界条件は、宇宙の波動関数を古典的なビッグバン特異点で消滅するように設定する提案です。この手紙では、一般相対性理論を含む多くの重力理論で、均一で等方性の閉じた宇宙の周りのテンソル摂動が考慮されると、DeWitt波動関数が望ましい形をとらないことを示します：摂動による異方性と不均一性は抑制されません古典的な特異点の近く。次に、Ho\v{r}ava-Lifshitz重力が満足のいくDeWitt波動関数を提供することを示します。特に、$z=3$異方性スケーリングの限界では、スケール不変の摂動を伴う宇宙のDeWitt波動関数の正確な解析式が見つかります。関連する変形を伴う一般的なケースでは、摂動を制御しながら、DeWitt波動関数を古典的なビッグバン特異点の周りに体系的に拡張できることを示します。
メートル法とパラティーニ形式の非最小結合を持つモデルでの再加熱
| Title |
Reheating_in_Models_with_Non-minimal_Coupling_in_metric_and_Palatini_formalisms |
| Authors |
Dhong_Yeon_Cheong,_Sung_Mook_Lee,_Seong_Chan_Park |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.00825 |
一般的な非最小結合$K（\phi）R$と$K（\phi）\sim\sqrt{V（\phi）}$を使用したインフラトンモデルの再加熱を研究します。ここで、$R$はRicciスカラーおよび$Vです。$はインフラトンポテンシャルです。特に、単項式のポテンシャル$K（\phi）\propto\phi^m$を$m\in\mathbb{Z}_+$でとると、宇宙論的観測量の一般的な分析式が提供されます。メトリックおよびパラティーニ形式の非最小結合$\xi\in[0、\infty）$の広い範囲を考慮し、一般的な状態方程式パラメーター$w_\text{を使用して宇宙論的観測量と再加熱温度の予測を導き出します。reh}$。
深層学習シード重要度サンプリングを使用した重力波の迅速な空の位置特定
| Title |
Swift_sky_localization_of_gravitational_waves_using_deep_learning_seeded_importance_sampling |
| Authors |
Alex_Kolmus,_Gr\'egory_Baltus,_Justin_Janquart,_Twan_van_Laarhoven,_Sarah_Caudill,_and_Tom_Heskes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.00833 |
重力波の空の起源の高速で、非常に正確で、信頼できる推論は、リアルタイムのマルチメッセンジャー天文学を可能にするでしょう。現在のベイズ推定方法論は、非常に正確で信頼性がありますが、遅いです。深層学習モデルは、重力波の推論タスクに対して正確で非常に高速であることが示されていますが、ニューラルネットワークのブラックボックスの性質により、その出力は本質的に疑わしいものです。この作業では、多頭畳み込みニューラルネットワークによって生成された近似事後確率に重要度サンプリングを適用することにより、ベイズ推定と深層学習を結合します。ニューラルネットワークは、LIGOおよびVirgo検出器でシミュレートされた重力波注入に対して、空の座標と2つの質量のフォンミーゼスフィッシャー分布とガウス分布をパラメーター化します。数分でベイズ推定を使用して生成された予測に非常によく似た、目に見えない重力波イベントのスカイマップを生成します。さらに、ニューラルネットワークからの予測不良を検出し、それらにすばやくフラグを立てることができます。
星間水氷表面におけるH2CO + NH2 NH2CHO + Hの熱力学に関する計算による調査
| Title |
Computational_investigation_on_the_thermodynamics_of_H2CO_+_NH2_NH2CHO_+_H_on_interstellar_water_ice_surfaces |
| Authors |
Berta_Mart\'inez-Bachs,_Albert_Rimola |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.00904 |
ホルムアミドは、生物学的観点から最も重要な4つの原子、水素、炭素、窒素、酸素を含む最も単純な分子であるため、プレバイオティクス化学において重要な役割を果たします。その重要性のために、この分子の形成が研究されており、最初に検出されて以来、気相とダスト粒子の氷の両方でさまざまな経路が検討されてきました。本研究では、気相で発生することが提案されている反応チャネルであるNH2とH2COから始まるホルムアミドの形成経路の熱力学を、クラスターと定期的なアプローチ。反応に関与する機械的ステップの正確なエネルギー値を取得するために、さまざまなDFT汎関数が採用されています。
LISAデータからの大規模なブラックホール連星信号抽出のための完全に自動化されたエンドツーエンドパイプライン
| Title |
A_fully-automated_end-to-end_pipeline_for_massive_black_hole_binary_signal_extraction_from_LISA_data |
| Authors |
Michael_L._Katz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01064 |
LISAコンソーシアム内のLISAデータチャレンジワーキンググループは、コンソーシアムがミッションの立ち上げの準備をしているときに、LISAデータ分析インフラストラクチャのベンチマーク、比較、および構築のためのデータセットの公開を開始しました。単一の巨大なブラックホール連星信号を含むLISAデータチャレンジ（LDC）1Aからのデータセットに対するソリューションを提示します。このソリューションは、3つのセグメントで構成される完全に自動化されたGPUアクセラレーションパイプラインから構築されています。相対ビニング（ヘテロダインとも呼ばれる）の効率的な尤度計算手法を使用して最尤点を特定する絞り込み検索。また、相対ビニング法の速度を利用したパラメータ推定部分。このパイプラインは、前のボリューム全体のランダム化された初期パラメーターから収束した最終事後分布に進化するのに数十分かかります。LDC1Aの両方のデータセットの最終事後確率が示されています。1つはノイズのないデータストリームで、もう1つは加法性ノイズを含んでいます。元のLDC1Aデータセットで使用されているものと同じソースパラメータを使用して自己注入された波形について、高調波を含む事後分布も示されています。この高次モードの後方は、ソースのパラメータでより現実的な分布を提供するために示されています。
