単一のトレーニング画像からの現実的な前景を使用した単一周波数CMBBモード推論
| Title |
Single_frequency_CMB_B-mode_inference_with_realistic_foregrounds_from_a_single_training_image |
| Authors |
Niall_Jeffrey,_Fran\c{c}ois_Boulanger,_Benjamin_D._Wandelt,_Bruno_Regaldo-Saint_Blancard,_Erwan_Allys,_Fran\c{c}ois_Levrier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01138 |
単一のトレーニング画像とウェーブレット位相高調波増強を使用して、高次元の尤度のない（ベイジアン）フレームワークで偏光宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の前景周辺化を提示します。BICEPのようなスカイパッチのシミュレーションデータの単一周波数のみを使用して、ロバストな前景の除去を示します。モーメントネットワークを使用して、基礎となる{E、B}信号のピクセルレベルの事後確率を推定し、推定された周辺事後モーメントを使用した分位型テストで統計モデルを検証します。モーメントネットワークは、U-Net畳み込みニューラルネットワークの階層を使用します。この作業は、最も困難な限定的なケースであるこのようなアプローチを検証します。ピクセルレベルで、ノイズがなく、非常に非ガウスのダストの前景で、単一の周波数で単一のトレーニング画像を使用します。実際のCMB実験では、少数の代表的な空のパッチが、完全な宇宙論的推論に必要なトレーニングデータを提供します。これらの結果により、観測されたCMB偏光データを使用して、原始的なBモード検出のためのロバストな尤度のないシミュレーションベースのパラメーターとモデルの推論が可能になります。
任意の低質量でのコールドダークマターサブハロ
コールドダークマター（CDM）宇宙論モデルの明確な予測は、惑星サイズの質量に至るまで、非常に大きな質量のハローの集団の存在です。しかし、彼らがハローに付着するときの彼らの運命は、何桁も大きく、根本的に不確かなままです。多くの数値的調査により、サブハロは潮汐に対して非常に弾力性があることがわかりましたが、解像度の制限により、任意の低質量での潮汐進化を調査することは困難です。ひどく剥ぎ取られたサブハロの構造特性は何ですか？潮汐効果は低質量のCDMサブハロを破壊しますか？ここでは、CDMホストを周回する宇宙論的に動機付けられたサブハロに焦点を当て、任意の初期質量のサブハロを任意の小さな質量分率にストリッピングできることを示します。以前の数値結果は、潮汐の進化をエネルギー空間の漸進的な「剥離」とその後の再ウイルス化として説明する単純なモデルによって再現できることを示しています。潮汐加熱は、i）降着時に質量が減少するサブハロでは増加せず、ii）ストリッピングが進むにつれて減少するため、すべての質量で事実上無視できます。これにより、任意の初期質量と任意の程度の質量損失を持つサブハロの構造特性を分析的に予測できます。CDMハローは中心的に発散する密度プロファイルとほぼ等方性の位相空間分布を持っているという仮説の下で、我々の結果は、非常に低い質量のサブハローがCDMモデルのロバストな予測であることを証明しています。低質量。
レンズ質量モデルのプローブとしての重力波レンズの特徴
| Title |
Characteristic_features_of_gravitational_wave_lensing_as_probe_of_lens_mass_model |
| Authors |
Paolo_Cremonese_and_David_F._Mota_and_Vincenzo_Salzano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01163 |
重力波のレンズイベントを認識し、類似のレンズモデルを区別できることは、重力波のレンズイベントを1年に数回観測するようになると、非常に重要になります。この作業では、LISAソースと波動光学レジームのコンテキストで重力波のレンズ効果を研究します。私たちの前のさまざまな論文が、同時の強いレンズによって強化されたマイクロレンズ効果を研究しましたが、1つのレンズ画像だけで見える1つのレンズによって生成される周波数（時間）依存の位相効果に焦点を当てます。干渉レジーム（つまり、レンズ画像に干渉パターンが存在する場合）で、i）レンズ付き波形とレンズなし波形を区別し、ii）異なるレンズモデルを区別する方法を示します。一方、純粋な波動光学では、研究の実現可能性は、信号のSNRおよび/またはレンズ効果の大きさに依存します。これらの目標を達成するために、さまざまなレンズモデルの増幅率の位相と、レンズのない波形への影響を調査し、定性分析のために信号対雑音比の計算を活用します。
| Title |
Fuzzy_Dark_Matter_and_the_Dark_Energy_Survey_Year_1_Data |
| Authors |
Mona_Dentler,_David_J._E._Marsh,_Ren\'ee_Hlo\v{z}ek,_Alex_Lagu\"e,_Keir_K._Rogers,_Daniel_Grin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01199 |
暗黒物質ハローによる重力弱いレンズ効果は、銀河のせん断相関関数に測定可能な痕跡をもたらします。質量$m\sim10^{-22}\text{eV}$の超軽量アクシオンのような粒子で構成されるファジー暗黒物質（FDM）は、標準的なコールドダークマターに関して物質のパワースペクトルとせん断相関を抑制します。最適化されたハローモデルHMCodeを使用して、宇宙せん断に対するFDMの影響をモデル化し、$N$-bodyシミュレーションで観察されたFDMの質量関数とハロー濃度の追加抑制を説明します。ダークエネルギーサーベイ1年目（DES-Y1）のデータをプランク宇宙マイクロ波背景放射の異方性と組み合わせて、FDMによって引き起こされるせん断相関抑制を検索します。推奨されるコールドDMモデルと比較して抑制の証拠が見つからないため、FDM粒子の質量に新しい下限を設定します。ログフラット事前分布を使用し、FDMの非線形モデルに関連する不確実性を無視すると、新しい独立した95\％C.L。が見つかります。PlanckとDES-Y1せん断を組み合わせた下限$\log_{10}m>-23$は、CMBのみの制約と比較して質量限界がほぼ2桁改善されています。私たちの分析は、バリオンモデリング、およびこの質量範囲をカバーするFDMに対する以前の制限とはほとんど無関係です。私たちの分析は、将来の調査のためにFDM非線形モデルの最も重要な側面を強調しています。弱いレンズ効果によるFDMの限界は、ハローモデルでFDMとバリオンフィードバックを同時に高精度にモデル化できる場合、$\mathcal{O}（0.1）$arcmin宇宙せん断角分解能で最大3桁改善できます。。
初期宇宙でのHiggs真空期待値（Higgs-VEV）が上昇した非標準宇宙論は、$\Lambda$CDM体制内の既存の緊張に対する解決策を提供すると考えられています。最近、このフレームワークを調査するために、axi-Higgsと呼ばれる理論モデルを提案しました。axi-Higgsモデルは、質量$m_a\sim10^{-29}$eVの超軽量アクシオンを特徴とし、ヒッグスフィールドに結合して、ヒッグス-VEVがアクシオンバックグラウンドの進化によって駆動されるようにします。この論文では、修正されたボルツマンソルバーを使用してマルコフ連鎖モンテカルロ（MCMC）分析を実行し、$\Lambda$CDM、$\Lambda$CDM+$m_e$、$\Lambdaなどの他のモデルの横にあるaxi-Higgsのパラメーター空間を調査します。$CDM+$\omega_a$。宇宙マイクロ波背景放射（CMB）、バリオン音響振動（BAO）、弱レンズ（WL）宇宙せん断調査からの宇宙データを組み合わせると、$H_0=69.3^{+1.2}_{-1.4}$km/s/Mpcであることがわかりました。$S_8=0.797\pm0.012$。これにより、ハッブルの張力が約$2.5\sigma$に減少し、$S_8$の張力がわずかに緩和されます。このHiggs-VEV駆動アクシオンの存在と動作は、近い将来、実験室での原子時計測定および/またはクエーサースペクトル測定によってテストされる可能性があります。
| Title |
Morphological_analysis_of_SZ_and_X-ray_maps_of_galaxy_clusters_with_Zernike_polynomials |
| Authors |
Valentina_Capalbo,_Marco_De_Petris,_Federico_De_Luca,_Weiguang_Cui,_Gustavo_Yepes,_Alexander_Knebe,_Elena_Rasia,_Florian_Ruppin,_Antonio_Ferragamo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01411 |
観測データから銀河団の動的状態を評価するために、いくつかの方法が使用されています。その中でも、クラスター画像の形態素解析はこの目的に非常に適しています。直交関数のセットであるゼルニケ多項式（ZP）を使用して画像を分析的にモデル化することからなる、形態への新しいアプローチを報告します。THETHREEHUNDREDプロジェクトの合成銀河団の模擬高解像度コンプトンパラメータマップで、この方法を検証しました。マップの形態を分類するために、モデリングでいくつかのZPの寄与を組み合わせることにより、単一のパラメーター$\mathcal{C}$を定義しました。$\mathcal{C}$が、一般的な形態学的パラメーターの組み合わせ、および使用した合成クラスターで使用可能な適切な3D動的状態インジケーターと線形相関していることを確認します。また、$\textit{Planck}$衛星によって観測されたローカルクラスター（$z<0.1$）のコンプトンパラメーターマップに適用されたゼルニケモデリングの初期の結果も示しています。最後に、この種の形態素解析の予備的な結果を、THREEHUNDREDクラスターの模擬X線マップで報告します。
$ f（R）$重力シミュレーションにおける暗黒物質ハローの固有の整列
| Title |
Intrinsic_alignments_of_dark_matter_halos_in_$f(R)$_gravity_simulations |
| Authors |
Yao-Tsung_Chuang,_Teppei_Okumura,_Masato_Shirasaki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01417 |
宇宙論の幾何学的および動的なプローブとして銀河の形の固有の整列（IA）を利用することへの関心が高まっています。この論文では、$f（R）$重力シミュレーションからの暗黒物質ハローの重力せん断固有楕円率相関（GI）および固有楕円率-楕円率相関（II）関数を使用した修正重力モデルでのIAの最初の測定値を示します。。$\Lambda$CDMシミュレーションで測定された同じ統計と比較することにより、異なる重力モデルのIA統計は、従来の銀河クラスタリング統計の場合と同様の傾向で、識別可能な特徴を示すことがわかります。したがって、GIとIIの相関関係は、$\Lambda$CDMモデルと$f（R）$重力モデルを区別するのに役立つことがわかります。より定量的には、IA統計は、赤方偏移空間での従来のハロークラスタリングと組み合わせると、大規模構造でのf（R）重力のインプリントの検出可能性を$\sim20\％$向上させます。私たちの結果は、$\Lambda$CDMと一般相対性理論の一貫性テストを超えた重力のプローブとしてのIA統計の有用性を示しています。
NIKA2とMUSTANG-2の時代の銀河団ガスのマッピング
| Title |
Mapping_the_intracluster_medium_temperature_in_the_era_of_NIKA2_and_MUSTANG-2 |
| Authors |
F._Ruppin,_R._Adam,_P._Ade,_H._Ajeddig,_P._Andr\'e,_E._Artis,_H._Aussel,_A._Beelen,_A._Beno\^it,_S._Berta,_L._Bing,_O._Bourrion,_M._Brodwin,_M._Calvo,_A._Catalano,_B._Decker,_M._De_Petris,_F.-X._D\'esert,_S._Doyle,_E._F._C._Driessen,_P._R._M._Eisenhardt,_A._Gomez,_A._H._Gonzalez,_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,_M._McDonald,_A._Monfardini,_E._Moravec,_M._Mu\~noz-Echeverr\'ia,_L._Perotto,_G._Pisano,_N._Ponthieu,_V._Rev\'eret,_A._J._Rigby,_A._Ritacco,_C._Romero,_H._Roussel,_K._Schuster,_S._Shu,_A._Sievers,_S._A._Stanford,_D._Stern,_C._Tucker,_R._Zylka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01446 |
$Chandra$と高角度分解能Sunyaevによって得られた浅いX線データの共同分析を使用して、MaDCoWSサンプルからの高赤方偏移銀河団の銀河団ガス（ICM）温度をマッピングすることを目的とした進行中のプログラムからの予備的な結果を提示します。-NIKA2およびMUSTANG-2カメラで実現されたゼルドビッチ（SZ）観測。また、相対論的補正の解決された検出からSZスペクトルへの$z=0.45$での銀河団のICM温度のマッピングを目的とした、NIKA2コラボレーション内で進行中のオープンタイムプログラムからの予備的な結果を提示します。これらの研究は、次世代のX線天文台が登場する前に、高角度分解能のSZ観測が、ICMダイナミクスと非重力プロセスの調査を高赤方偏移に押し上げるために今後10年間でどのように主要な役割を果たすかを示しています。
銀河団との宇宙論：理論的および観測的な系統的不確実性の影響
| Title |
Cosmology_with_galaxy_clusters:_impact_of_theoretical_and_observational_systematic_uncertainties |
| Authors |
Laura_Salvati |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01458 |
この講演では、質量観測可能な関係とハロー質量関数のモデリングが、銀河団から推測される宇宙論的制約の精度と精度にどのように影響するかに焦点を当てます。プランク衛星によってmm波長で検出されたクラスターの新しい分析を提示し、質量観測可能な関係の説明とキャリブレーションを改善する必要性を強調します。
相対論的SZマップと電子ガス温度分光法
第3世代のCMB実験では、熱スニヤエフゼルドビッチ（SZ）効果によるコンプトン-$y$歪みの最初のマップをリリースできましたが、次世代のCMB実験では、電子ガス温度$T_{もマップできるはずです。\rme}$、熱SZ効果の相対論的補正の検出を通じて空を横切って。観測されたSZ強度の$y$-$T_{\rme}$縮退を打破するための実験要件について説明し、$y$と$T_{\rmを解きほぐすためのモーメント膨張に基づく新しい成分分離アプローチを提案します。e}$前景を軽減しながら、相対論的SZ効果の観測量。私たちのアプローチが、周波数全体だけでなく、温度全体にわたってクラスターの新しい分光学的ビューをどのように提供するかを示します。また、相対論的電子温度パワースペクトルが、コンプトン-$y$マップパワースペクトルを補完して、将来の宇宙論的SZ分析におけるパラメーターの縮退の一部を打破する可能性のある新しい宇宙論的観測量をどのように提供するかを示します。
インフレーション磁気発生における非共形結合関数の選択における課題について
| Title |
On_the_challenges_in_the_choice_of_the_non-conformal_coupling_function_in_inflationary_magnetogenesis |
| Authors |
Sagarika_Tripathy,_Debika_Chowdhury,_Rajeev_Kumar_Jain,_and_L._Sriramkumar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01478 |
原始磁場は、電磁場の共形不変性を破る作用を考慮することにより、膨張中に生成されます。共形不変性を破るために、電磁界はインフラトンまたはスカラー曲率のいずれかに結合されます。また、原始電磁場の振幅を増強するために、パリティ違反項がアクションに追加されることがよくあります。この作業では、非らせん電磁場とらせん電磁場のスペクトルに対する遅いロール膨張からの偏差の影響を調べます。スカラー曲率への結合の場合、ロールの膨張が遅い場合でも、目的の形状と強度の電磁場を生成する際に特定の課題が発生することがわかります。磁場がインフラトンに結合されると、モデルに依存する結合関数を構築することが可能になり、ゆっくりとしたロール膨張でほぼスケール不変の磁場が発生します。ただし、遅いロール膨張からの逸脱によって生成されたスカラーパワースペクトルの鋭い特徴は、必然的に電磁界のパワースペクトルの強い特徴につながることを示します。さらに、そのような効果はまた、宇宙論的関心のスケールにわたって生成された電磁界の強さをかなり抑制することができることを発見します。スカラーパワースペクトルで特定の特徴を生成すると考えられている特定のインフレモデルを使用して、これらの側面を説明します。さらに、そのような状況で、電磁パワースペクトルの強力な特徴を元に戻す場合、結合関数の選択にはかなりの微調整が必要であることがわかります。得られた結果のより広い意味について説明します。
銀河団のガス質量分率による静水圧質量バイアスと宇宙論的パラメーターの制約
| Title |
Constraining_hydrostatic_mass_bias_and_cosmological_parameters_with_the_gas_mass_fraction_in_galaxy_clusters |
| Authors |
Rapha\"el_Wicker,_Marian_Douspis,_Laura_Salvati_and_Nabila_Aghanim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01490 |
銀河団のガス質量分率は、宇宙論研究の文脈で使用するのに便利なツールです。実際、この量により、普遍的なバリオンの割合$\Omega_b/\Omega_m$や、物質密度$\Omega_m$、ハッブルパラメーター$h$、暗黒エネルギーの状態方程式$w$などの他のパラメーターを制約できます。このガスの質量分率は、考慮に入れる必要のあるバリオン効果にも敏感であり、それは厄介なパラメータに変換されます。それらのうちの2つは、枯渇係数$\Upsilon$と、静水圧質量バイアス$B=（1-b）$です。最初の1つは、普遍的なバリオンの割合に関してバリオンがクラスターでどのように枯渇するかを説明し、もう1つは、静水圧平衡の仮説の下で質量がX線観測から推定されるという事実から生じるバイアスをエンコードします。XMM-{\itNewton}によって観測された{\itPlanck}-ESZクラスターを使用して得られた予備的な結果を宇宙論的パラメーターとクラスターパラメーターの両方で示します。特に、$\Lambda$-CDMに基づく流体力学シミュレーションでは存在しないと考えられる、質量バイアスの赤方偏移依存性の可能性に関する調査について説明し、その結果を他の研究と比較します。
銀河団におけるバルクおよび乱流ガス運動の特徴づけ
| Title |
Characterizing_the_bulk_and_turbulent_gas_motions_in_galaxy_clusters |
| Authors |
Simon_Dupourqu\'e,_Etienne_Pointecouteau,_Nicolas_Clerc,_Dominique_Eckert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01637 |
宇宙で最も大規模な物質のハローは、宇宙時代を通して降着と合併のイベントを介して成長します。これらの暴力的なプロセスは、多くの規模で衝撃を発生させ、大規模なバルクおよび乱流運動を引き起こします。これらのプロセスは、運動エネルギーを大規模に注入し、それが粘性散逸スケールに輸送され、ハローの全体的な加熱とガラス化に寄与し、銀河団ガス内の非熱的圧力の源として機能します。これらのガス運動の物理的特性を特徴づけることは、私たちが巨大なハローの集合、したがってこれらの大規模構造の形成と進化をよりよく理解するのに役立ちます。この特性評価は、X線およびスニヤエフゼルドビッチ効果の輝度変動の研究に基づいています。私たちの仕事は、クラスターの広範囲の赤方偏移、質量、動的状態をカバーする3つの補完的なサンプルに依存しています。低レッドシフトサンプル、X-COP、および高レッドシフトクラスターのサブサンプルのX線分析の結果を示します。クラスターの動的状態、および再構築されたガス運動パワースペクトルとさまざまな形態学的指標との相関に基づく自己相似挙動の可能性に従って、導出された特性を調査します。
| Title |
CMB_at_small_scales:_Cosmology_from_tSZ_power_spectrum |
| Authors |
Marian_Douspis_and_Laura_Salvati_and_Ad\'elie_Gorce_and_Nabila_Aghanim |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01639 |
小規模なCMB角度パワースペクトルには、原始的なCMB情報だけでなく、二次異方性に由来する多くの汚染物質も含まれています。後者のほとんどは宇宙論的モデルに依存していますが、しばしば軽視されています。熱スニヤエフゼルドビッチ（tSZ）効果の宇宙論的寄与に焦点を当てたSPTデータの新しい分析を提案します。ハローモデルを使用してtSZ角度スペクトルをモデル化し、ランダムフォレストアルゴリズムをトレーニングして計算を高速化します。SPTデータに含まれている原始CMBの上にtSZの宇宙論的情報を使用すると、宇宙論的パラメーターにより多くの制約がもたらされることを示します。また、初めてPlancktSZ角度パワースペクトルをSPTスペクトルと組み合わせて、さらに制約を課します。この概念実証研究は、宇宙論的分析における前景の適切なモデリングがどれだけ必要かを示しています。
NIKA2SZ大規模プログラムからの$ Y_ {500} -M_ {500} $スケーリング関係の予測
| Title |
Forecasting_the_$Y_{500}-M_{500}$_scaling_relation_from_the_NIKA2_SZ_Large_Program |
| Authors |
Florian_K\'eruzor\'e,_Emmanuel_Artis,_Juan-Fancisco_Mac\'ias-P\'erez,_Fr\'ed\'eric_Mayet,_Miren_Mu\~noz-Echeverr\'ia,_Laurence_Perotto,_Florian_Ruppin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01660 |
クラスター調査の宇宙論的利用を実行するために必要な重要な要素の1つは、観測可能な調査とクラスターの質量との関係です。これらの観測量の中で、統合されたコンプトンパラメーター$Y$は、スニヤエフゼルドビッチ（SZ）調査で測定可能な量であり、クラスターの質量と密接に相関しています。コンプトンパラメータ$Y_{500}$と半径$R_{500}$内に囲まれた質量$M_{500}$の間の関係のキャリブレーションは、NIKA2SZラージプログラム（LPSZ）の科学的目標の1つです。大規模なプログラムサンプル、選択関数、および$Y_{500}$と$M_{500}$の典型的な不確実性を模倣する模擬シミュレーションデータセットを使用して、このプログラムの制約力を予測するための進行中の研究を提示します。体系的な効果の大きなパネルを考慮に入れることを可能にするベイズ階層モデリングを使用します。私たちの結果は、LPSZが現実的な入力パラメーター値のスケーリング関係パラメーターの偏りのない推定値を生成できることを示しています。これらのパラメーターの相対的な不確実性は、スケーリング関係の切片と傾きが$\sim10\％$であり、固有の分散が$\sim34\％$であり、LPSZによって提供される正確な推定値を示しています。
強力にレンズ化された超新星のターゲット検索とルービン時代のターゲット検索への期待
| Title |
A_targeted_search_for_strongly_lensed_supernovae_and_expectations_for_targeted_searches_in_the_Rubin_era |
| Authors |
Peter_Craig,_Kyle_O'Connor,_Sukanya_Chakrabarti,_Steven_A._Rodney,_Justin_R._Pierel,_Curtis_McCully,_and_Ismael_Perez-Fournon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01680 |
重力レンズ付き超新星（glSNe）は、時間遅延宇宙論とSN物理学にとって興味深いものです。ただし、SN爆発の本質的な希少性、前景レンズとの位置合わせの必要性、および検出可能性の比較的短いウィンドウのために、glSNeの検出はまれです。既知の強いレンズシステムでglSNeを検出するために設計されたターゲット調査であるLasCumbresObservatoryLensedSupernovaSearch、LCOLSSを紹介します。LCOLSSは、ケイデンスされた$r^\prime$バンドイメージングを使用して、推定された星形成率に基づいて、予想されるSN率が高い112個の銀河-銀河レンズシステムをターゲットにしました。2年間の観測で、LCOLSSによってもっともらしいglSNは検出されませんでした。ここで実行される分析は、これらの観測の検出効率を測定し、予測された超新星率を使用してモンテカルロシミュレーションを実行し、glSN検出の予想数を決定します。シミュレーションの結果は、予想される検出数と$68\％$ポアソン信頼区間、$N_{SN}=0.20、[0,2.1]$、$N_{Ia}=0.08、[0,2.0]$、$N_{CC}=0.12、[0,2.0]$、すべてのSN、タイプIa、およびコア崩壊（CC）SNeに対してそれぞれ。これらの結果は、私たちの調査で検出されなかったこととほぼ一致しています。調査戦略の分析は、ターゲットを絞ったglSN発見プログラムを開発するための将来の取り組みに対する洞察を提供することができます。これにより、このような対象を絞った調査でルービン天文台の予想検出率を予測し、ルービン天文台での1回の訪問深度が24.7等で、年間$0.63\pm0.38$SNeを検出し、$0.47\pm0.28$コア崩壊SNe/年および$0.16\pm0.10$タイプIaSNe/年。
銀河団のマルチプローブ分析CLJ1226.9 + 3332：静水圧質量と静水圧からレンズへのバイアス
| Title |
Multi-probe_analysis_of_the_galaxy_cluster_CL_J1226.9+3332:_hydrostatic_mass_and_hydrostatic-to-lensing_bias |
| Authors |
M._Mu\~noz-Echeverr\'ia,_R._Adam,_P._Ade,_H._Ajeddig,_P._Andr\'e,_M._Arnaud,_E._Artis,_H._Aussel,_I._Bartalucci,_A._Beelen,_A._Beno\^it,_S._Berta,_L._Bing,_O._Bourrion,_M._Calvo,_A._Catalano,_M._De_Petris,_F.-X._D\'esert,_S._Doyle,_E._F._C._Driessen,_A._Ferragamo,_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,_A._Paliwal,_L._Perotto,_G._Pisano,_E._Pointecouteau,_N._Ponthieu,_G._W._Pratt,_V._Rev\'eret,_A._J._Rigby,_A._Ritacco,_C._Romero,_H._Roussel,_F._Ruppin,_K._Schuster,_S._Shu,_A._Sievers,_C._Tucker,_G._Yepes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01685 |
NIKA2スニヤエフゼルドビッチ大規模プログラム（LPSZ）の枠組み内での多波長研究の概念実証として、よく知られている銀河団CLJ1226.9+3332のマルチプローブ分析を紹介します。CLJ1226.9+3332は、すでにいくつかの波長で観測されている、大規模で高赤方偏移（z=0.888）のクラスターです。NIKA2カメラを使用したミリメートル波長での熱SZ（tSZ）効果と、XMM-Newton衛星を使用したX線の共同分析により、静水圧平衡を仮定したクラスターの熱力学的特性と質量の再構築が可能になります。データ分析伝達関数のさまざまな定義に対して、質量推定値の堅牢性をテストします。CLASHプログラムのデータから再構築された収束マップを使用して、レンズ質量の推定値を取得し、推定静水圧質量と比較します。これにより、静水圧からレンズへの質量バイアスと、NIKA2測定に関連する関連する系統的効果を測定できます。M500HSE=（7.65+-1.03）1014MsunおよびM500lens=（7.35+-0.65）1014Msunを取得します。これは、HSEからレンズへのバイアスが20％以内で0と一致することを意味します。
LPSZ-CLASH銀河団サンプル：レンズ効果と静水圧質量推定の組み合わせ
| Title |
The_LPSZ-CLASH_galaxy_cluster_sample:_combining_lensing_and_hydrostatic_mass_estimates |
| Authors |
M._Mu\~noz-Echeverr\'ia,_R._Adam,_P._Ade,_H._Ajeddig,_P._Andr\'e,_M._Arnaud,_E._Artis,_H._Aussel,_I._Bartalucci,_A._Beelen,_A._Beno\^it,_S._Berta,_L._Bing,_O._Bourrion,_M._Calvo,_A._Catalano,_M._De_Petris,_F.-X._D\'esert,_S._Doyle,_E._F._C._Driessen,_A._Ferragamo,_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,_A._Paliwal,_L._Perotto,_G._Pisano,_E._Pointecouteau,_N._Ponthieu,_G._W._Pratt,_V._Rev\'eret,_A._J._Rigby,_A._Ritacco,_C._Romero,_H._Roussel,_F._Ruppin,_K._Schuster,_S._Shu,_A._Sievers,_C._Tucker,_G._Yepes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01691 |
NIKAサンプルとNIKA2スニヤエフゼルドビッチ大規模プログラム（LPSZ）に含まれているクラスターから始めて、ハッブル（CLASH）レンズデータを使用したクラスターレンズと超新星調査で6つの一般的なオブジェクトのサンプルを選択しました。LPSZクラスターについては、NIKAとNIKA2を使用した熱SZの高角度分解能観測と、静水圧質量の推定値を導き出すことができるXMM-Newtonを使用したX線観測の両方を自由に使用できます。さらに、CLASHデータセットには、クラスターの総質量のレンズ推定値に変換できるレンズ収束マップが含まれています。一次元の質量プロファイルは、体系的な効果（データ処理、モデリングなど）を説明する統合された質量推定値を導出するために使用されます。マップの2次元分析により、クラスター内の下部構造が明らかになるため、各システムの動的状態について通知されます。さらに、静水圧質量からレンズ質量へのバイアスを、さまざまな形態とさまざまなレッドシフトクラスターにわたって研究して、静水圧質量バイアスに関する洞察を深めることができます。この手続きで提示された分析は、フェラガモらで議論された研究に従います。2021年。
| Title |
Generalised_scalar-tensor_theories_of_gravity_and_pressure_profiles_of_galaxy_clusters |
| Authors |
Balakrishna_S._Haridasu,_Purnendu_Karmakar,_Marco_De_Petris,_Vincenzo_F._Cardone,_Roberto_Maoli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01720 |
現在の議事録では、\cite{Haridasu：2021hzq}の主な結果から、mmUniverse@NIKA2会議中に提示された結果を要約しています。銀河団スケールでのスカラーテンソル理論の一般化されたプラットフォームとして、縮退高次スカラーテンソル（DHOST）理論をテストし、このような静的システムで重力ポテンシャルの小規模な変更を予測します。{DHOST理論は、バックグラウンド進化のための$\Lambda$CDMの優れた代替手段であるだけでなく、銀河団などの静的システムにおける重力ポテンシャルの小規模な変更も予測します。}正確なX線を使用した12個のクラスターのサンプル銀河団内（ICM）データ（X-COPプロジェクト）とSunyaev-Zel'dovich（SZ）ICM圧力（Planck衛星）では、GRからの偏差を定義するDHOSTパラメーターに予備的な制約を課します。さらに、コース中に実行したいくつかの補足分析も収集します。i）パラメトリック仮定のないガウス過程の再構築、ii）X線データを使用しない$\Psz$のみのデータ分析。最後に、進行中のNIKA2カメラなど、将来の高感度および空間分解能の観測から恩恵を受ける可能性のある、現在の作業に対する可能な拡張を提示します。
速度分散とクラスター質量：300クラスターによる新しいスケーリング則
| Title |
Velocity_dispersion_vs_cluster_mass:_a_new_scaling_law_with_The_Three_Hundred_clusters |
| Authors |
Antonio_Ferragamo,_Marco_De_Petris,_Gustavo_Yepes,_Juan_Mac\'ias-P\'erez,_Weiguang_Cui_and_Alejandro_Jim\'enez-Mu\~noz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01724 |
プランクコラボレーションは、質量と赤方偏移の関数としてのクラスターの数が宇宙論的分析のための非常に強力なツールであることを示しました。ただし、真のクラスター質量は直接測定できません。可能なアプローチの中で、クラスターの質量は、自己相似スケーリング則を介してさまざまな観測量に関連付けることができます。これらの観測量は、クラスターを構成するバリオン成分に関連しています。ただし、これらのプロキシの使用を可能にする理論的な関係は、多くの場合、観測的および物理的なバイアスの影響を受け、クラスターの質量の決定に影響を与えます。幸いなことに、宇宙論的シミュレーションはこれらの問題を評価するための非常に強力なツールです。$10^{13}M_\odot$を超える質量を持つ\THP{}プロジェクトのシミュレートされたクラスターの研究から、銀河メンバーの質量と速度分散の間のスケーリング関係のキャリブレーションを提示します。赤方偏移依存性の存在を調査するために、$z=0$と$z=2$の間の16の異なる赤方偏移を分析しました。最後に、さまざまなAGNフィードバックモデルの影響を調査しました。
NIKA2スニヤエフゼルドビッチ大規模プログラム
| Title |
The_NIKA2_Sunyaev-Zeldovich_Large_Program |
| Authors |
L._Perotto,_R._Adam,_P._Ade,_H._Ajeddig,_P._Andr\'e,_M._Arnaud,_E._Artis,_H._Aussel,_I._Bartalucci,_A._Beelen,_A._Beno\^it,_S._Berta,_L._Bing,_O._Bourrion,_M._Calvo,_A._Catalano,_M._De_Petris,_F.-X._D\'esert,_S._Doyle,_E._F._C._Driessen,_A._Ferragamo,_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,_A._Paliwal,_G._Pisano,_E._Pointecouteau,_N._Ponthieu,_G._W._Pratt,_V._Rev\'eret,_A._J._Rigby,_A._Ritacco,_C._Romero,_H._Roussel,_F._Ruppin,_K._Schuster,_S._Shu,_A._Sievers,_C._Tucker,_G._Yepes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01729 |
NIKA2保証時間SZラージプログラム（LPSZ）は、プランク衛星またはアタカマ宇宙望遠鏡のカタログから抽出された45個のSZ選択銀河団の代表的なサンプルの高角度分解能SZマッピング専用です。LPSZサンプルは、$3$から$11\times10^{14}M_{\odot}$の質量範囲と$0.5$から$0.9$の赤方偏移範囲にまたがり、クラスター専用の以前のサンプルのより高い赤方偏移とより低い質量に拡張されます。質量校正と普遍的な特性の推定。LPSZの主な目標は、NIKA2をPlanckまたはACTデータと組み合わせることにより、$R_{500}$までのICM圧力の平均半径方向プロファイルを測定し、SZ観測量と質量の間のスケーリング則を使用して推定することです。NIKA2、XMM-ニュートンおよびプランク/ACTデータ。さらに、LPSZデータをレンズ、光学/NIR、または無線ドメインの既存または今後の公開データと組み合わせて、クラスター物理学の一貫した画像を構築し、クラスターの形態と動的状態の関数としての質量推定に関する知識をさらに獲得します。
銀河団の空洞におけるスニヤエフゼルドビッチ効果：熱的起源か非熱的起源か？
いくつかの銀河団はX線空洞をホストしており、多くの場合、無線帯域で放出される相対論的電子で満たされています。クラスターMS0735.6+7421では、スニヤエフゼルドビッチ（SZ）効果によって空洞が検出されましたが、この効果が熱的（空洞を満たす非常に高温のガスによって生成される）か非熱的かを判断することはできませんでした。-熱（空洞内で検出された拡散電波放射を生成する相対論的電子によって生成されます）。この論文では、支配的なSZ効果が熱的効果であるか非熱的効果であるかを決定する際のキャビティ内の高温ガスの密度の役割と、2つの可能性を区別する方法について説明します。より高いエネルギー帯域での観測の役割。
Juno重力データを使用した木星の深層大気における順圧帯状流の調査
| Title |
Investigating_Barotropic_Zonal_Flow_in_Jupiter's_Deep_Atmosphere_using_Juno_Gravitational_Data |
| Authors |
Laura_Kulowski,_Hao_Cao,_Rakesh_K._Yadav,_Jeremy_Bloxham |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01192 |
高精度のジュノ重力測定により、木星の深部大気帯状流の構造を推測することができます。この推論は一意ではないため、可能な解決策の空間を調査することが重要です。この論文では、木星の深部大気帯状流が順圧であるか、回転軸の方向に沿って不変であり、動的プロセス（レイノルズ応力、ローレンツ、粘性力など）によって深さで切り捨てられるモデルを検討します。熱風方程式を使用して、流れの$z$不変部分によって生成される密度摂動を計算し、関連する奇数の帯状重力高調波（$J_{3}$、$J_{5}$、$J_{7}）を比較します。$、$J_{9}$）をJunoから派生した値に変換します。Junoによって測定された反対称重力信号のほとんどは、観測された風を$20.9^{\circ}\rm{S}-26.4^{\circ}\rm{N}$から$\sim1000$kmの深さまで拡張することで説明できます。。中緯度/高緯度の帯状流の小規模な特徴は深さまで持続しない可能性があるため、この地域の帯状流は観測された地表風とは異なるようにします。Junoの奇数帯状重力高調波は、$20.9^{\circ}\rm{S}-26.4^{\circ}$Nとの間で観測された風を含む$\sim1000$kmの深さの順圧帯状流によって完全に説明できることがわかります。いくつかの広い中/高緯度ジェット。
暖かい海王星GJ3470bは極軌道を持っています
| Title |
The_Warm_Neptune_GJ_3470b_has_a_Polar_Orbit |
| Authors |
Gudmundur_Stefansson,_Suvrath_Mahadevan,_Cristobal_Petrovich,_Joshua_N._Winn,_Shubham_Kanodia,_Marissa_Maney,_Caleb_I._Ca\~nas,_John_Wisniewski,_Paul_Robertson,_Joe_P._Ninan,_Eric_B._Ford,_Chad_F._Bender,_Cullen_H._Blake,_Heather_Cegla,_William_D._Cochran,_Scott_A._Diddams,_Jiayin_Dong,_Michael_Endl,_Connor_Fredrick,_Samuel_Halverson,_Fred_Hearty,_Leslie_Hebb,_Teruyuki_Hirano,_Andrea_S.J._Lin,_Sarah_E._Logsdon,_Emily_Lubar,_Michael_W._McElwain,_Andrew_J._Metcalf,_Andrew_Monson,_Jayadev_Rajagopal,_Lawrence_W._Ramsey,_Arpita_Roy,_Christian_Schwab,_Heidi_Schweiker,_Ryan_C._Terrien,_Jason_T._Wright |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01295 |
暖かい海王星GJ\、3470bは、近くの（$d=29\unit{pc}$）明るいM1.5矮星を通過します。キットピーク天文台のWIYN3.5m望遠鏡で新しく委託されたNEID分光計を使用した、2回の通過中の分光観測を使用して、ロシター-マクラウリン効果をモデル化し、$\lambda=101_{-14}^{+の空に投影された傾斜角を取得します。29\：\circ}$。既知の恒星の自転周期、恒星の半径、および分析からの$v\sini$推定値を使用して、$\psi=97_{-11}^{+16\：\circ}$の真の赤道傾斜角を導き出します。そのGJ\、3470bは極軌道上にあります。HIRES、HARPS、およびハビタブルゾーン惑星ファインダーからの視線速度を使用して、データが$\dot{\gamma}=-0.0024\pm0.0011\unit{m/s/の長期RV勾配と互換性があることを示します。日}$。RVの傾きがシステム内の別のコンパニオンからの加速によるものである場合、そのようなコンパニオンは2つの異なる経年励起モデルを使用してGJ3470bの極軌道と軽度の離心率を説明できることを示します。外側のコンパニオンの存在は、追加のRV観測、ガイア位置天文学、および将来の高コントラスト画像観測によってさらに制約される可能性があります。
TOI-2076およびTOI-1807：TESSによって識別された50 pc内の2つの若い共動惑星系で、さらなるフォローアップの理想的な候補です。
| Title |
TOI-2076_and_TOI-1807:_Two_young,_comoving_planetary_systems_within_50_pc_identified_by_TESS_that_are_ideal_candidates_for_further_follow-up |
| Authors |
Christina_Hedges,_Alex_Hughes,_Steven_Giacalone,_George_Zhou,_Trevor_J._David,_Juliette_Becker,_Andrew_Vanderburg,_Joseph_E._Rodriguez,_Shaun_Atherton,_Samueln._Quinn,_Courtney_D._Dressing,_Allyson_Bieryla,_Tara_Fetherolf,_Adrian_Price-whelan,_Megan_Bedell,_David_W._Latham,_Georger._Ricker,_Roland_K._Vanderspek,_Sara_Seager,_Joshua_N._Winn,_Jon_M._Jenkins,_Rene_Tronsgaard,_Lars_A._Buchhave,_Karen_A._Collins,_Tianjun_Gan,_Eric_L._N._Jensen,_John_F._Kielkopf,_Richard_P._Schwarz,_Erica_J._Gonzales,_Ian_J._M._Crossfield,_E._Furlan,_Crysta_Ll._Gnilka,_Steve_B._Howell,_Kathryn_V._Lester,_Nicholas_J._Scott,_Dax_L._Feliz,_Michael_B._Lund,_Robert_J._Siverd,_Daniel_J._Stevens,_N._Narita,_A._Fukui,_F._Murgas,_Enric_Palle,_Phil_Sutton,_Keivan_G._Stassun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01311 |
共動星の周りの2つの惑星系の発見を報告します。TOI-2076（TIC27491137）およびTOI-1807（TIC180695581）。TOI-2076は、近くの（41.9pc）多惑星系で、若い（204$\pm$50Myr）、明るい（TICv8.1ではK=7.115）を周回しています。TOI-1807は、単一の通過する惑星をホストし、同様に近く（42.58pc）、同様に若く（180$\pm$40Myr）、明るいです。両方のターゲットは、若い年齢の特徴である星の斑点のために、有意な周期的な変動を示します。TESSによって収集された測光データを使用して、半径R$_b$=3.3$\pm$0.04$R_\oplus$、R$_c$=4.4$\pm$0.05$R_\oplus$のTOI-2076周辺の3つの通過惑星を特定します。およびR$_d$=4.1$\pm$0.07$R_\oplus$。惑星TOI-2076bの周期はP$_b$=10.356dです。TOI2076cとdの両方で、TESSは、データが収集されなかった2年間隔で区切られた、2つのトランジットのみを観測したため、一意の期間の決定ができませんでした。長期間（>17d）の範囲は、データと一致しています。TOI-1807の周りに、半径R$_b$=1.8$\pm$0.04$R_\oplus$、周期P$_b$=0.549dの短周期惑星を特定します。それらの近接性、明るくクールなホストスター、そして若い年齢は、これらの惑星をフォローアップの優れた候補にします。TOI-1807bは、日食分光法とJWSTによる位相曲線による特性評価で最もよく知られている小さな（$R<2R_\oplus$）惑星の1つです。TOI-1807bは、これまでに発見された最年少の超短周期惑星であり、短周期惑星の形成時間スケールに貴重な制約を与えます。特に複数の惑星系における若い惑星の希少性を考えると、これらの惑星は、形成理論の決定的な移行期に、太陽系外惑星の形成と若い惑星の大気を研究および比較する前例のない機会を提供します。
用途の広い高感度セットアップを使用したTsarevおよびChelyabinskコンドライトのスペクトル分解熱ルミネッセンスの研究
| Title |
Study_of_spectrally_resolved_thermoluminescence_in_Tsarev_and_Chelyabinsk_chondrites_with_a_versatile_high-sensitive_setup |
| Authors |
Alexander_Vokhmintsev,_Ahmed_Henaish,_Taher_Sharshar,_Osama_Hemeda_and_Ilya_Weinstein |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01405 |
熱ルミネッセンス（TL）研究は、地球外物質の放射線誘発プロセスを特徴づけるための強力なツールを提供します。石質隕石の自然TLのスペクトル特性を研究する際の課題の1つは、その強度が弱いことです。現在の作業は、チェリャビンスクとツァレフのコンドライトのスペクトル分解されたTL特性を測定するための高感度のオリジナルモジュールの機能を紹介しています。300〜650nmおよびRT〜873Kの範囲で自然および誘導TLの発光スペクトルとグロー曲線を分析しました。350〜650Kの範囲内でアクティブなトラップの準連続分布が、調査中の両方の隕石のケイ酸塩下部構造で見つかりました。一般的な次数の速度論的形式に基づいて、自然なTLデータを使用して、チェリャビンスクコンドライトとツァレフコンドライトの活性化エネルギーをそれぞれ0.86と1.08eVと推定しました。
原始惑星系円盤で昇華する氷の小石の運命
| Title |
The_fate_of_icy_pebbles_undergoing_sublimation_in_protoplanetary_discs |
| Authors |
Stefano_Spadaccia,_Holly_L._Capelo,_Antoine_Pommerol,_Philipp_Schuetz,_Yann_Alibert,_Katrin_Ros,_Nicolas_Thomas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01475 |
氷の小石は、原始惑星系円盤の水氷線に近い惑星形成に重要な役割を果たす可能性があります。そこでは、ほこりの凝固がより効率的になり、小石での蒸気の再凝縮が氷線の外側でのそれらの成長を促進する可能性があります。以前の理論的研究は、昇華による氷の小石の破壊が、ディスクのダストリザーバーに小さなケイ酸塩粒子を解放することによって、氷線の内側と外側の小石の成長速度を増加させることを示しました。ただし、惑星の降着は、降着する小石のストークス数に依存するため、昇華時に小石が破壊されていなければ、微惑星の成長は氷線の下流で強化される可能性があります。異なるケイ酸塩ダストを使用して氷の小石の2つの実験モデルを開発し、それらを真空チャンバー内で低温および低圧条件にさらしました。チャンバー内の温度を上げて、昇華によって小石が乱れることなく保存される条件を調べました。小さなケイ酸塩粒子（$<50$um）と少量の氷（約$15$％の小石の質量）が昇華によって小石を保存するための最適な条件であることがわかります。さらに、ダスト粒子のわずかな割合（$10-20$％の質量）が$50$umより小さい場合、粗いダスト分布（$100-300$um）の小石は破壊されません。私たちの調査結果は、昇華が必ずしも混乱を引き起こしているわけではなく、小石が高速昇華プロセスを効果的に生き延びているように見えることを強調しています。
VLT / SPHEREとLBTI / LMIRCamを使用したDRタウ周辺の遅い落下と惑星形成の可能性の兆候
| Title |
Signs_of_late_infall_and_possible_planet_formation_around_DR_Tau_using_VLT/SPHERE_and_LBTI/LMIRCam |
| Authors |
D._Mesa,_C._Ginski,_R._Gratton,_S._Ertel,_K._Wagner,_M._Bonavita,_D._Fedele,_M._Meyer,_T._Henning,_M._Langlois,_A._Garufi,_S._Antoniucci,_R._Claudi,_D._Defrere,_S._Desidera,_M._Janson,_N._Pawellek,_E._Rigliaco,_V._Squicciarini,_A._Zurlo,_A._Boccaletti,_M._Bonnefoy,_F._Cantalloube,_G._Chauvin,_M._Feldt,_J._Hagelberg,_E._Hugot,_A.-M._Lagrange,_C._Lazzoni,_D._Maurel,_C._Perrot,_C._Petit,_D._Rouan,_A._Vigan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01702 |
環境。若い星の周りの原始惑星系円盤には、円盤と形成する惑星の間の相互作用によって引き起こされる可能性のあるリング、ギャップ、スパイラルなどの下部構造が含まれていることがよくあります。目的。私たちは、近赤外線で若い（1-3Myr）星DRTauを研究し、ALMAとのサブミリメートル干渉法によって以前に解決されたそのディスクを特徴付け、それに埋め込まれている可能性のある亜恒星の仲間を探すことを目指しています。メソッド。偏光（Hブロードバンド）と全強度（Y、J、H、Kスペクトルバンド）の両方で、VLT/SPHEREを使用してDRタウを観察しました。また、大双眼望遠鏡（LBT）でLBTI/LMIRCamを使用してL'バンド観測を行いました。結果。星の北東と南にそれぞれ伸びる、以前は検出されなかった2つのらせんが見つかりました。さらに、星の北にある弧状の構造を検出しました。最後に、北東のスパイラルアームの根元で、303+/-10masの間隔と21.2+/-3.7度の位置角で、明るくコンパクトで細長い構造が検出されました。この特徴は偏光と全強度の両方で見え、スペクトルがフラットであるため、塵によって散乱された恒星の光が原因である可能性があります。結論。2つのスパイラルアームは、星からの距離が異なり、ピッチ角が大きく異なり、明らかな不連続性によって分離されているため、起源が異なる可能性があります。非常に開いた南のらせん状の腕は、雲との遅い遭遇から星自体の形成環境に物質が落下することによって引き起こされる可能性があります。コンパクトな特徴は、まだその塵のエンベロープに埋め込まれている形成中の惑星との相互作用によって引き起こされる可能性があり、それは北東のらせんを発射する原因となる可能性があります。数M_Jupのオーダーの推定埋め込みオブジェクトの質量を推定します。
TOI-2257 b：近くのM矮星を通過する非常に偏心した長周期サブネプチューン
| Title |
TOI-2257_b:_A_highly_eccentric_long-period_sub-Neptune_transiting_a_nearby_M_dwarf |
| Authors |
N._Schanche,_F._J._Pozuelos,_M._N._G\"unther,_R._D._Wells,_A._J._Burgasser,_P._Chinchilla,_L._Delrez,_E._Ducrot,_L._J._Garcia,_Y._G\'omez_Maqueo_Chew,_E._Jofr\'e,_B._V._Rackham,_D._Sebastian,_K._G._Stassun,_D._Stern,_M._Timmermans,_K._Barkaoui,_A._Belinski,_Z._Benkhaldoun,_W._Benz,_D._Charbonneau,_Jessie_L._Christiansen,_Karen_A._Collins,_B._-O._Demory,_M._D\'evora-Pajares,_J._de_Wit,_D._Dragomir,_G._Dransfield,_E._Furlan,_M._Ghachou,_M._Gillon,_C._Gnilka,_M._A._G\'omez-Mu\~noz,_N._Guerrero,_M._Harris,_K._Heng,_C._E._Henze,_K._Hesse,_S._B._Howell,_E._Jehin,_J._Jenkins,_Eric_L._N._Jensen,_M._Kunimoto,_D._W._Latham,_K._Lester,_Kim_K._McLeod,_I._Mireles,_C._A._Murray,_P._Niraula,_P._P._Pedersen,_D._Queloz,_E._V._Quintana,_G._Ricker,_A._Rudat,_L._Sabin,_B._Safonov,_U._Schroffenegger,_N._Scott,_S._Seager,_I._Strakhov,_A._H._M._J._Triaud,_R._Vanderspek,_M._Vezie,_and_J._Winn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01749 |
M矮星の周りの小さな惑星を見つけて特徴づけるのが比較的簡単なおかげで、これらの天体は太陽系外惑星研究の分野の基礎となっています。M矮星の周りの長周期軌道にある惑星の現在の不足は、それらがこれらのシステムの形成と進化についての手がかりを提供するので、そのようなオブジェクトを特に説得力のあるものにします。この研究では、TOI-2257b（TIC198485881）の発見を紹介します。これは、57.8pcでM3星を周回する長周期（35d）のサブネプチューンです。その通過深度は約0.4％で、中型の地上望遠鏡で検出するのに十分な大きさです。長い通過期間は、惑星が非常に偏心した軌道（$e\sim0.5$）にあることを示唆しており、M-矮星を通過することが知られている最も偏心した惑星になります。TESSと、1.0mSAINT-EX、0.60mTRAPPIST-North、1.2mFLWO望遠鏡で得られた地上データを組み合わせて、惑星サイズ2.2$R_{\oplus}$と公転周期35.19を見つけました。日々。さらに、私たちは、惑星の解釈をサポートするために、アーカイブデータ、高解像度イメージング、および審査パッケージを利用しています。TOI-2257bは、その長い周期と高い離心率により、パラメーター空間の新しいスライスに分類されます。惑星の低い平衡温度（$\sim$256K）にもかかわらず、そのホスト星の小さいサイズ（$R_*=0.311\pm{0.015}$）と相対的な赤外線の明るさ（K$_{mag}$=10.7）はそれを作ります透過分光法による大気探査の適切な候補。
ケプラー惑星の分布の形成における10のユニークな化学元素の影響
| Title |
The_Influence_of_10_Unique_Chemical_Elements_in_Shaping_the_Distribution_of_Kepler_Planets |
| Authors |
Robert_F._Wilson_(1_and_2),_Caleb_I._Ca\~nas_(3_and_4),_Steven_R._Majewski_(1),_Katia_Cunha_(5_and_6),_Verne_V._Smith_(7),_Chad_F._Bender_(6),_Suvrath_Mahadevan_(3_and_4),_Scott_W._Fleming_(8),_Johanna_Teske_(9),_Luan_Ghezzi_(10),_Henrik_J\"onsson_(11),_Rachael_L._Beaton_(12_and_13),_Sten_Hasselquist_(14),_Keivan_Stassun_(15),_Christian_Nitschelm_(16),_D._A._Garc\'ia-Hern\'andez_(17_and_18),_Christian_R._Hayes_(19),_Jamie_Tayar_(20_and_21)_((1)_University_of_Virginia_Department_of_Astronomy,_(2)_NASA_Goddard_Space_Flight_Center,_(3)_The_Pennsylvania_State_University_Department_of_Astronomy_&_Astrophysics,_(4)_The_Pennsylvania_State_University_Center_for_Exoplanets_and_Habitable_Worlds,_(5)_Observat\'orio_Nacional,_(6)_Steward_Observatory,_(7)_NSF's_NOIRLab,_(8)_Space_Telescope_Science_Institute,_(9)_Carnegie_Earth_and_Planets_Laboratory,_(10)_Universidade_Federal_do_Rio_de_Janeiro,_(11)_Malm\"o_University_Materials_Science_and_Applied_Mathematics,_(12)_Princeton_University_Department_of_Astrophysical_Sciences,_(13)_The_Observatories_of_the_Carnegie_Institution_for_Science,_(14)_University_of_Utah_Department_of_Physics_&_Astronomy,_(15)_Vanderbilt_University_Department_of_Physics_and_Astronomy,_(16)_Universidad_de_Antofagasta_Centro_de_Astronom\'ia,_(17)_Instituto_de_Astrof\'isica_de_Canarias,_(18)_Departamento_de_Astrof\'isica_Universidad_de_La_Laguna,_(19)_University_of_Washington_Department_of_Astronomy,_(20)_University_of_Hawai'i_at_Manoa_Institute_for_Astronomy,_(21)_University_of_Florida_Department_of_Astronomy) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01753 |
惑星をホストする星の化学的豊富さは、惑星形成環境の構成を垣間見ることができます。この関係をさらに理解するために、10の異なる元素（C、Mg、Al、Si、S、K、Ca、Mn、Fe、およびNi）について、惑星の発生と化学物質の存在量との相関関係を初めて測定します。アパッチポイント天文台銀河進化実験（APOGEE）とガイアからのデータを利用して、正確な恒星パラメータ（$\sigma_{R_\star}\approx2.3\％$、$\sigma_{M_\star}\upperx4.5\％$）1,018個のKeplerObjectofInterestのサンプルについて、正確に測定された半径（$\sigma_{R_p}\upperx3.4\％$）を使用して十分に吟味されたKepler惑星のサンプルを作成します。ケプラー検出パイプラインのバイアスとAPOGEE調査の選択機能を制御した後、惑星の発生と化学物質の存在量の関係を、星の光球の各元素の数密度を累乗した$\beta$として特徴付けます。。$\beta$は惑星の種類によって異なりますが、10の要素すべてにわたって不確実性の範囲内で一貫しています。熱い惑星（$P$=1-10日）の場合、0.1dexの任意の要素の強化は、スーパーアース（$R_p=1-1.9R_\oplus$）およびサブネプチューンの場合は$\約$60％（$R_p=1.9-4R_\oplus$）。傾向は、サブ土星（$R_p=4-8R_\oplus$）を除いて、すべてのサイズとすべての要素の暖かい（$P$=10-100日）惑星では弱くなります。最後に、銀河系の化学進化によって引き起こされた縮退による惑星の発生と恒星の年齢との間の傾向を解釈することに注意してこの作業を終了し、若い惑星系の人口統計学的研究を容易にするために近くのオープンクラスターでの惑星の発生率を予測します。
ラム圧によるガスの豊富な低質量円盤状銀河の超拡散銀河への変換
| Title |
Transforming_gas-rich_low-mass_disky_galaxies_into_ultra-diffuse_galaxies_by_ram_pressure |
| Authors |
Kirill_Grishin,_Igor_Chilingarian,_Anton_Afanasiev,_Daniel_Fabricant,_Ivan_Katkov,_Sean_Moran,_Masafumi_Yagi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01140 |
銀河団では、かすかに伸びた楕円形の超拡散銀河と、わずかに明るくコンパクトな矮小楕円銀河とレンチキュラー星系が一般的です。それらの制約が不十分な進化経路は、明るく巨大な星が存在する若い超拡散銀河と矮小楕円銀河を特定することによって研究できます。データマイニングを使用して、大きな半光半径（$2.0<r_e<5$〜kpc）を持つ11個のそのような低質量（$2\times10^8<M_*<2\times10^9M_{\odot}$）銀河を特定しました。最近、Coma銀河団とAbell〜2147銀河団で星形成が抑制されました。すべての銀河は、現在または最近の星形成の兆候を伴う、ラム圧力が剥ぎ取られた尾を持っています。深部分光観測により、質量で70〜95\％の暗黒物質を含む回転する恒星円盤が明らかになりました。180〜970〜Myr前に激しい星のバーストで形成された円盤状の星の大部分（10〜60\％）は、おそらくラムの圧力によって引き起こされたものです。星の年齢の観測されたグローバルな勾配は、このシナリオを裏付けています。次の10〜Gyrの受動的進化は、11個の銀河のうち9個を超拡散銀河に変換します。銀河の落下率が一定であると仮定すると、コマで最も明るい現在の超拡散銀河の44$\pm$16〜\％\は、円盤状の前駆体の動圧ストリッピングによって形成されたに違いありません。
カシオペア座A逆衝撃における粉塵破壊と生存
| Title |
Dust_destruction_and_survival_in_the_Cassiopeia_A_reverse_shock |
| Authors |
F._D._Priestley,_M._Arias,_M._J._Barlow,_I._De_Looze |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01151 |
コア崩壊超新星（CCSNe）は、大量の（$\gtrsim0.1\、{\rmM}_\odot$）ダストを生成し、宇宙の主要なダスト源となる可能性がありますが、このダストの多くは破壊される可能性があります星間物質に到達する前に。カシオペアA（CasA）は、現在、逆衝撃時のダスト破壊効率の観測測定が可能な唯一の超新星残骸です。大幅に改善されたダスト放出モデルを使用して、CasAのショック前後のダスト質量を決定します。私たちの好ましいモデルでは、衝撃を受けていない噴出物には$0.6-0.8\、{\rmM}_\odot$の$0.1\、{\rm\mum}$ケイ酸塩粒子が含まれ、衝撃後の噴出物には$0.02-0.09\、{\rmM}_\odot$of$5-10{\、{\rmnm}}$グレインの密集した塊、および$2\times10^{-3}\、{\rmM}_\odot$of$0.1\、{\rm\mum}$衝撃を受けた噴出物を放出する拡散X線の粒子。暗黙の粉塵破壊効率は、塊で$74-94\％$、全体で$92-98\％$であり、CasAの最終的な粉塵収量は$0.05-0.30\、{\rmM}_\odot$になります。衝撃を受けていない噴出物の粒子が$0.1\、{\rm\mum}$より大きい場合、ダストの質量は大きく、破壊効率は低く、最終的な収量は$0.5\、{\rmM}_\odot$を超える可能性があります。。CasAは星周環境が密集しており、通常よりもはるかに強い逆衝撃があるため、すべてのCCSNeでの平均ダスト破壊効率は低くなり、平均ダスト収量は高くなる可能性があります。これは、宇宙塵収支のほぼ恒星の起源をサポートしています。
COLDz：電波のない放射による宇宙の星形成の調査
| Title |
COLDz:_Probing_Cosmic_Star_Formation_With_Radio_Free-free_Emission |
| Authors |
Hiddo_S._B._Algera,_Jacqueline_A._Hodge,_Dominik_A._Riechers,_Sarah_K._Leslie,_Ian_Smail,_Manuel_Aravena,_Elisabete_da_Cunha,_Emanuele_Daddi,_Roberto_Decarli,_Mark_Dickinson,_Hansung_B._Gim,_Lucia_Guaita,_Benjamin_Magnelli,_Eric_J._Murphy,_Riccardo_Pavesi,_Mark_T._Sargent,_Chelsea_E._Sharon,_Jeff_Wagg,_Fabian_Walter,_Min_Yun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01153 |
電波のない放射は、銀河における星形成の最も信頼できるトレーサーの1つであると考えられています。ただし、電波スペクトルの最も弱い部分を構成しているため（電波調査で通常対象となるGHz周波数での放射光よりも約1桁少ない）、星形成率トレーサーとしての自由放射光の使用ほとんどが地元の宇宙に限定されたままです。ここでは、COSMOSおよびGOODS-Northフィールドで1.4、3、5、10、および34GHzで深いKarlG。Jansky超大型アレイ観測を使用して多周波無線スタッキング分析を実行し、宇宙の星形成のピーク。$z\sim0.5〜3$の星形成銀河は、$\sim65〜90$GHzの静止フレーム周波数で放射光を示します。これは、aから予想されるよりも$\sim1.5〜2\times$暗いです。原型的なスターバースト銀河M82のように、フリーフリー放射光とシンクロトロン放射光の単純な組み合わせ。これを高周波シンクロトロン放射光の不足と解釈しますが、自由放射光のレベルはM82から予想されるとおりです。さらに、$0.5\lesssimz\lesssim3$での自由放出を使用して、宇宙の星形成履歴に対する最初の制約を提供します。これは、高赤方偏移でより確立されたトレーサーとよく一致しています。将来的には、かすかな星形成銀河の電波スペクトルの形状を正確に決定し、高赤方偏移星形成のトレーサーとして電波のない放射をさらに確立するために、深い多周波電波調査が重要になるでしょう。
畳み込みニューラルネットワークを使用した測光画像からの分解された銀河特性の予測
| Title |
Predicting_resolved_galaxy_properties_from_photometric_images_using_convolutional_neural_networks |
| Authors |
Tobias_Buck,_Steffen_Wolf |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01154 |
銀河のマルチバンド画像は、銀河の形態と構造に関する膨大な量の情報を明らかにしています。ただし、これらの画像から年齢、金属量、運動学などの基礎となる星の種族の特性を推測することは、悪名高いほど困難です。伝統的に、そのような情報は、高価な分光観測から最もよく抽出されます。ここでは、$Painting\、IntrinsiC\、Attributes\、onto\、SDSS\、Objects$（PICASSSO）プロジェクトを紹介し、銀河の測光マルチバンド画像の情報コンテンツをテストします。27,558個の銀河画像ペアで畳み込みニューラルネットワークをトレーニングして、広帯域画像と、基礎となる物理的な恒星およびガス状銀河のプロパティマップとの間の接続を確立します。不確実性と体系性が正確にわかっているSDSS$ugriz$モックイメージを使用して、機械学習（ML）アルゴリズムをテストします。マルチバンド銀河画像には、星の質量、金属量、年齢とガスの質量、金属量、星形成率の2Dマップを再構築するのに十分な情報が含まれていることを示します。従来の質量光度比ベースの方法による$\sim50\％$の統計的不確かさと比較して、わずかな散乱で、ピクセルごとに真の恒星特性を回復します。$\lesssim20\％$。さらに、画像解像度、トレーニングサンプルサイズ、または波長範囲を使用して、アルゴリズムの体系をテストします。銀河の形態だけで恒星の特性が$\sim20\％$よりも優れていることがわかり、パラメータ推定に形態を含めることの利点が浮き彫りになります。機械学習アプローチでは、入力帯域の解像度によってのみ制限される高解像度のマップを予測できるため、IFU観測よりも高い解像度を実現できます。ネットワークアーキテクチャとすべてのコードは、GitHubで公開されています。
LCDMにおける衛星の質量関数と銀河の質量とハローの質量の関係のかすかな終わり
| Title |
Satellite_mass_functions_and_the_faint_end_of_the_galaxy_mass-halo_mass_relation_in_LCDM |
| Authors |
Isabel_M.E._Santos-Santos,_Laura_V._Sales,_Azadeh_Fattahi,_Julio_F._Navarro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01158 |
最も暗い銀河の豊富さは、暗黒物質の性質と矮小銀河形成の過程への洞察を提供します。LCDMシナリオでは、低質量ハローが非常に多いため、ローカルグループで観測された矮星と衛星の相対的な不足に対応するために、ハロー質量の減少に伴って矮星形成の効率が急激に低下する必要があります。この衰退の性質には、最も弱い系での銀河形成の開始を調節するメカニズムへの重要な手がかりが含まれています。ここでは、最新のLCDM宇宙論的流体力学シミュレーションのいくつかに動機付けられた、かすかな端での恒星質量（$M_*$）-ハロ質量（$M_{200}$）関係の2つの可能なモデルを調べます。1つのモデルには、水素冷却限界を超えるシステムでのみ銀河形成が進行する場合に予想されるように、それを下回ると発光銀河が形成されない鋭い質量しきい値が含まれます。2番目のモデルでは、最近の半分析作業で示唆されているように、$M_*$は$M_{200}$の急なべき乗則としてスケーリングされ、明示的なカットオフはありません。どちらのモデルも、現在の観測と一致する天の川のような銀河の周りの衛星数を予測していますが、それらは非常に異なる数の超微弱な矮小銀河と孤立した矮小銀河の周りの衛星を予測しています。私たちの結果は、矮星の周りの衛星質量関数を使用して、かすかな端で$M_*$-$M_{200}$の関係を調べ、どの低質量ハローが「点灯」または残るかを決定するメカニズムを解明する方法を示しています。LCDMシナリオでは暗い。
オリオン座の星形成の重力および力学モデル
| Title |
A_gravitational_and_dynamical_model_of_star_formation_in_Orion |
| Authors |
Marina_Kounkel,_Keivan_G._Stassun,_Kevin_Covey,_Lee_Hartmann,_Jonathan_Bird |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01159 |
オリオン大星雲クラスター（ONC）は、太陽のkpc内で最も大規模な星形成の領域です。ガイアEDR3視差と固有運動を使用して、クラスターの中心に対して放射状および接線方向に星のバルク運動を調べます。ONCの星までの距離に応じて、最も古い星の385pcから若い星の395pcまでの年齢勾配が見つかります。これは、前線を形成する星が雲の中に伝播していることを示しています。中央クラスターの回転の組織化されたサインを見つけますが、それは2Myrより若い星にのみ存在します。また、ONCの深い重力ポテンシャルの中心への若い星の正味の落下も観察しています。落下源はフィラメントに沿って優先的に存在しますが、一方、流出源はクラスターの周りに球形に分布しており、速度分散が大きくなっています。さらに、クラスターが束縛されている可能性があるにもかかわらず、ONCが膨張の弱い兆候を示す理由に関する長年の質問に対する解決策を提案します。この膨張の多くは、星間の不安定なN体相互作用によって引き起こされ、低速になる可能性があります。排出。最後に、おそらくオリオンの強い重力ポテンシャルのために、200pcまでの距離でオリオン座分子雲に向かってさまざまな低質量の星形成領域に星が著しく落下するのを観察します。これらの観測は、さまざまな空間スケールにわたる恒星のダイナミクスに刻印されたシグニチャを分析することにより、若いクラスターの形成と進化のシグニチャに新たな光を当てました。
ASTRIDシミュレーション：銀河の形成と再電離
| Title |
The_ASTRID_Simulation:_Galaxy_Formation_and_Reionization |
| Authors |
Simeon_Bird,_Yueying_Ni,_Tiziana_Di_Matteo,_Rupert_Croft,_Yu_Feng,_Nianyi_Chen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01160 |
ASTRIDシミュレーション、$2\times5500^3$粒子を含む$250$Mpc/hボックスでの大規模な宇宙流体力学シミュレーションを紹介します。ASTRIDには、将来の調査データと比較できる高赤方偏移銀河が多数含まれており、$2\times10^9M_\odot$よりも大きなハロー内の銀河を解決します。ASTRIDは$z=99$から$z=3$まで実行されました。特に焦点が高赤方偏移宇宙のモデリングであるため、不均一な水素とヘリウムの再電離、バリオンの相対速度、大量のニュートリノ、超新星とAGNフィードバックのモデルが含まれています。ブラックホールモデルには、再配置ではなく力学的摩擦によって駆動される合併が含まれます。実装されたモデルと、シミュレーションコードを開発するときに行った技術的な選択について簡単に要約します。モデルを検証し、観測されたUV光度関数、銀河の恒星質量関数、および特定の星形成率との良好な一致を示します。与えられた銀河が水素の再電離を受けた赤方偏移がハローガスの割合に大きな影響を与えることを示します。最後に、$z=6$で、再電離された$M\sim2\times10^9M_\odot$のハローは、まだ再電離されていないものよりも$1.5$倍高い星形成率を持っています。
LAGER調査からのz $ \ sim $ 7でのライマン-$ \ alpha $エミッターの新しい分光学的確認
| Title |
New_spectroscopic_confirmations_of_Lyman-$\alpha$_emitters_at_z_$\sim$_7_from_the_LAGER_survey |
| Authors |
Santosh_Harish,_Isak_G._B._Wold,_Sangeeta_Malhotra,_James_Rhoads,_Weida_Hu,_Junxian_Wang,_Zhen-ya_Zheng,_L._Felipe_Barrientos,_Jorge_Gonz\'alez-L\'opez,_Lucia_A._Perez,_Ali_Ahmad_Khostovan,_Leopoldo_Infante,_Chunyan_Jiang,_Crist\'obal_Moya-Sierralta,_John_Pharo,_Francisco_Valdes,_and_Huan_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01173 |
$z\sim7$で15個のライマンアルファ銀河の分光学的確認を報告します。これは、LAGER（再電離の時代のライマンアルファ銀河）から選択された候補の分光学的確認率が$\sim$80％であることを意味します。CTIOのDECamからの深狭帯域光観察を使用して、$z\sim7$でライマンアルファエミッター（LAE）を見つけることを目的とした24度$^2$）の調査。高赤方偏移のLAEは、宇宙の再電離の高感度プローブであり、狭帯域光観察は、多数のLAEを選択するための堅牢で効果的な方法です。この作業では、Keck/LRISからの観測を使用して、2つのLAGERフィールド、COSMOSおよびWIDE-12でのLAE候補の分光学的フォローアップの結果を示します。15の候補（COSMOSで11、WIDE-12フィールドで4）でLy$\alpha$放出の検出に成功したことを報告します。COSMOSのこれらのうちの3つは、以前のLAGER分光学的フォローアップからの一致する確認があり、過密領域LAGER-$z7$OD1の一部です。さらに、LRIS観測で検出されなかった2つの候補は、マゼランからの事前の分光学的確認があります。これらを含めると、LAGERLAE候補の分光学的確認成功率は$\sim$$80$％になります。Ly$\alpha$を除いて、LRISスペクトルで他のUVネブララインは検出されません。ただし、NV/Ly$\alpha$、$f_{NV}/f_{Ly\alpha}\lesssim0.27$の比率の上限は2$\sigma$と推定されます。これは、これらの線源からの電離放射線が主に星形成によって支配されています。この作業からの確認を含めて、現在LAGERからの合計33のLAEソースが分光学的に確認されています。LAGERは、分光学的に確認されたLAEソースのサンプルを$z\sim7$で2倍以上に増やしました。
シングルエポック測光からのブラックホールビリアル質量：miniJPASテストケース
| Title |
Black_hole_virial_masses_from_single-epoch_photometry:_the_miniJPAS_test_case |
| Authors |
Jon\'as_Chaves-Montero,_Silvia_Bonoli,_Benny_Trakhtenbrot,_Alejandro_Fern\'andez-Centeno,_Carolina_Queiroz,_Luis_A._D\'iaz-Garc\'ia,_Rosa_Mar\'ia_Gonz\'alez_Delgado,_Antonio_Hern\'an-Caballero,_Carlos_Hern\'andez-Monteagudo,_Carlos_L\'open-Sanjuan,_Roderik_Overzier,_David_Sobral,_L._Raul_Abramo,_Jailson_Alcaniz,_Narciso_Benitez,_Saulo_Carneiro,_A._Javier_Cenarro,_David_Crist\'obal-Hornillos,_Renato_A._Dupke,_Antonio_Mar\'in-Franch,_Claudia_Mendes_de_Oliveira,_Mariano_Moles,_Laerte_Sodr\'e_Jr.,_Keith_Taylor,_Jes\'us_Varela,_H\'ector_V\'azquez_Rami\'o_and_Tamara_Civera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01180 |
ブラックホール（BH）の質量の正確な測定は、これらのソースとそれらのホスト銀河の共進化を理解するために不可欠です。この作業では、クエーサーの部分的に重複する狭帯域観測からの連続光度と輝線幅の測定値を使用して、BHビリアル質量を計算するための新しいアプローチを開発します。この手法をシングルエポック測光と呼びます。この新しい方法は、フォワードモデリングクエーサー観測に依存して以前の特性を推定します。これにより、狭帯域データで十分に解像されていない線でも輝線幅を正確に測定できます。$\simeq1\、\mathrm{deg}^2を対象とするJ-PASコラボレーションの概念実証プロジェクトであるminiJPAS調査で観測されたスローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）のクエーサーを使用して、この手法のパフォーマンスを評価します。56個のJ-PAS狭帯域フィルターを使用した北の空の$。シングルエポックSDSSスペクトルとシングルエポックminiJPAS測光からのBH質量の間に顕著な一致が見られ、これらと$\log（M_\mathrm{BH}/\からの質量の0.4〜0.07dexの範囲の散布図との間に系統的な違いはありません。mathrm{M}_\odot）\simeq8$から9.75にそれぞれ。残響マッピング研究は、シングルエポック質量が約0.4dexの精度を示すことを示しており、私たちの新しい技術は、シングルエポック分光法よりもわずかに悪い精度でBH質量を提供すると結論付けることができます。J-PAS調査は、検出バンドの測光深度以外のソースの事前選択なしで数千平方度の観測をまもなく開始します。したがって、単一エポック測光は、事前選択を満たさないクエーサー集団の物理的特性の詳細を提供する可能性があります。以前の分光調査の基準。
機械学習を使用して可視物質から銀河のダークハロー特性を推測する
| Title |
Inferring_galaxy_dark_halo_properties_from_visible_matter_with_Machine_Learning |
| Authors |
Rodrigo_von_Marttens,_Luciano_Casarini,_Nicola_R._Napolitano,_Sirui_Wu,_Valeria_Amaro,_Rui_Li,_Crescenzo_Tortora,_Askery_Canabarro_and_Yang_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01185 |
次世代の調査は、前例のない精度で数百万から数十億の銀河の測光および分光データを提供します。これは、銀河の進化と暗黒物質（DM）の未解決の性質についての私たちの理解を向上させるユニークな機会を提供します。銀河スケールでは、DMの密度分布は、天体物理学的フィードバックプロセスの影響を強く受けます。これは、質量モデルを導出するための古典的な手法では完全に説明するのが困難です。この作業では、TNG100シミュレーションの公開カタログを使用して、明るい観測のようなパラメーターから銀河のDMコンテンツを予測する教師あり学習アルゴリズムの機能を調査します。特に、フォトメトリック、構造、および運動学的パラメーターを使用して、合計DM質量、DM半質量半径、1つおよび2つの恒星半質量半径内のDM質量を予測します。これらの予測の精度を評価するための参照メトリックとして、決定係数$R^2$を採用します。測光機能だけでDMの総質量をかなり正確に予測できるのに対し、構造機能と測光機能を組み合わせると、恒星の半質量半径内のDMと、恒星の半質量半径の2倍以内のDMを決定するのに効果的であることがわかります。ただし、すべての観測量（測光、構造、運動学）を一緒に使用すると、すべてのDM量の全体的な精度が大幅に向上します。この最初のテストは、機械学習ツールが実際の銀河のDMの予測を導き出すための有望なアプローチであることを示しています。次のステップは、典型的な観測された発光スケーリング関係を正確に再現するサンプルを厳密に選択することにより、トレーニングセットの観測のリアリズムを改善することです。訓練されたパイプラインは、Rubin/LSST、Euclid、CSST、4MOST、DESIなどの次世代調査から収集された実際の銀河データに適しており、たとえば、中央のDMフラクションの特性を導き出します。
ボックグロビュールCB17のVLAおよびNOEMAビュー：提案されたFHSC候補の星のない性質
| Title |
VLA_and_NOEMA_view_of_the_Bok_Globule_CB_17:_the_starless_nature_of_a_proposed_FHSC_candidate |
| Authors |
Stephanie_Spear,_Mar\'ia_Jos\'e_Maureira,_H\'ector_Arce,_Jaime_E._Pineda,_Michael_Dunham,_Paola_Caselli,_Dominique_Segura-Cox |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01217 |
最初の静水圧コア（FHSC）候補CB17MMSに向けて3mmの連続体NOEMAとNH$_3$VLA観測を使用して、600〜1,100auスケールまでのダスト構造とガス特性を明らかにし、その進化段階を制約します。最小の信号対雑音比が9であると予想されているにもかかわらず、以前に特定された1.3mmの点光源では、コンパクトな光源は検出されません。NH$_3$によってトレースされたガスは、平均温度10.4Kの亜音速運動を示します。アンモニア放出から得られたラジアルカラム密度プロファイルの結果から、半径$\sim$1,800auの平坦な内部領域と$\sim$6$\times10^5$cm$^{-3}$の中心密度が見つかります。ビリアルおよび密度構造分析により、コアがわずかに結合していることがわかります（$\alpha_{vir}$=0.73）。この地域は若い星のないコアと完全に一致しているため、CB17MMSをFHSC候補として除外しています。さらに、コアは主軸に沿った速度勾配を示し、p-vダイアグラムに弧状の構造を示し、2つの異なる速度ピークによって引き起こされる高速分散を伴う中心から外れた領域を示します。これらの特徴は、NH$_3$カラム密度のピーク近くの高密度ガスのために偏向しているように見える、近くの流出との相互作用が原因である可能性があります。スターレスコアの比角運動量プロファイルを調査し、クラス0ソースでのそのような放射状プロファイルの以前の研究と密接に一致していることを発見しました。より進化した物体とのこの類似性は、1,000auスケールでの動きが大規模な高密度の雲の動きによって決定され、星形成の初期段階を通して保存される可能性があることを示唆しています。
奇妙なラジオサークルとその環境
奇数電波円（ORC）は、最近の広範囲の深部電波調査で発見された、予想外のかすかな拡散電波放射の円です。それらは通常、直径が約1分角であり、直径が約100万光年のシンクロトロン放射の球殻であり、赤方偏移が約0.2〜0.6の銀河を取り囲んでいます。ここでは、既知のORCのプロパティと環境を調査します。3つの既知の単一ORCはすべて、かなりの過密度にあるか、密接な関係があります。ORCがホスト銀河のイベントによって引き起こされた場合、それらが過密度になる傾向がある、または密接な仲間がいるという事実は、おそらく周囲の増加のために、環境がORC現象を作成する上で重要であることを示している可能性があります密度または磁場。
重力乱流ガス中の宇宙塵の加速とクラスター化-I。ほぼジーンズの不安定なケースの数値シミュレーション
| Title |
Acceleration_and_clustering_of_cosmic_dust_in_a_gravoturbulent_gas_--_I._Numerical_simulation_of_the_nearly_Jeans-unstable_case |
| Authors |
Lars_Mattsson,_Robert_Hedvall |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01289 |
ガスの自己重力を含む強制圧縮性遷音速乱流の適度に高い解像度（$512^3$グリッドポイント）シミュレーションで星間塵粒子のダイナミクスを調査します。乱流は、時間的にデルタ相関する確率的圧縮強制によって引き起こされます。シミュレーションのスケーリングが不可逆的な崩壊のない統計的定常状態が得られるような、ほぼジーンズの不安定なケースを考慮することにより、ランダムに変化するポテンシャルを取得し、2番目の確率的強制として機能します。この設定では、低慣性粒子がガスの流れに追従し、自己重力のない統計的な定常状態の乱流の場合とほぼ同じ方法でクラスター化することを示します。ただし、大きな高慣性粒子は、自己重力の存在下ではるかに高い平均速度に加速されます。中間サイズの粒子も、クラスター化の程度の増加を示します。ジーンズに不安定ではない乱流系においても、自己重力効果がダストの凝集/凝固に重要な役割を果たす可能性があると結論付けています。特に、星間物質中の大きな粒子の衝突率は、以前の研究で予測されたものよりもはるかに高くなる可能性があります。
珍しい若いO型原始星W42-MME周辺のディスク流出システム
| Title |
The_disk-outflow_system_around_the_rare_young_O-type_protostar_W42-MME |
| Authors |
L._K._Dewangan,_I._I._Zinchenko,_P._M._Zemlyanukha,_S.-Y._Liu,_Y.-N._Su,_S._E._Kurtz,_D._K._Ojha,_A._G._Pazukhin,_Y._D._Mayya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01373 |
アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）、サブミリ波アレイ、および若いO型原始星W42-MME（質量：19-4ムスン）。ALMA1.35mm連続体マップ（解像度〜1）は、W42-MMEが3つのコア（質量〜1-4.4Msun）MM1に向かっていくつかの高密度/高温ガストレーサーが検出され、ガス温度が〜38-220〜Kの高温分子コアの存在を示唆しています。ALMA865ミクロン連続体マップ（解像度〜0.3"）は次のことを示しています。MM1に向かうほこりっぽいエンベロープ（範囲〜9000AU）内の少なくとも5つの連続ソース/ピーク（「AE」）。ここで、衝撃はSiO（8-7）放出で追跡されます。W42-MMEに関連するソース「A」は、ほこりっぽいエンベロープのほぼ中央に見られ、他の連続したピークに囲まれています。ALMACO（3-2）およびSiO（8-7）線の観測は、ソース「A」によって駆動される10000AU未満に拡張された双極流出を示しています。ALMAデータは、W42-MMEからの一時的な放出を示唆しています。速度勾配のある円盤状の特徴（範囲〜2000AU、質量〜1Msun）は、ALMAH13CO+放出を使用して、ソース「A」（動的質量〜9Msun）で調査され、CO流出に垂直です。おそらくO型星からのUV放射によって加熱された小規模な特徴（3000AU未満）も、ソース「A」に向かって調査されます。全体として、W42-MMEはそのディスクとほこりっぽいエンベロープから質量を獲得しているように見えます。
$ z = 2.3 $での巨大なLy $ \ alpha $星雲に関連するプロトクラスターコアの発見
| Title |
Discovery_of_a_protocluster_core_associated_with_an_enormous_Ly$\alpha$_Nebula_at_$z_=_2.3$ |
| Authors |
Qiong_Li,_Ran_Wang,_Helmut_Dannerbauer,_Zheng_Cai,_Bjorn_Emonts,_Jason_Xavier_Prochaska,_Fabrizio_Arrigoni_Battaia,_Roberto_Neri,_Chengpeng_Zhang,_Xiaohui_Fan,_Shuowen_Jin,_Ilsang_Yoon,_Shane_Bechtel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01384 |
$z=2.317$のMAMMOTH-1星雲は、極端な銀河過密度BOSS1441の中心で$\sim$440kpcスケールに拡張する巨大なLy$\alpha$星雲（ELAN）です。この論文では、観測結果を示します。IRAMNOrthernExtendedMillimeterArrayを使用したMAMMOTH-1からの$\rmCO（3-2）$および250GHzダスト連続放射の分析。私たちの観測は、このELANでの$\rmCO（3-2）$放出が、銀河系周辺および銀河間媒体への広範囲の放出を拡大していないことを示しています。また、ELANの中央の$\sim$100kpc領域の$\rmCO（3-2）$放出に、6つの巨大な銀河が著しく集中していることもわかりました。それらの速度分散は、総ハロー質量が$M_{200c}\sim10^{13.1}M_{\odot}$であることを示唆しており、ELANに関連する可能性のあるプロトクラスターコアを示しています。隠されたAGNからの$\rmCO（3-2）$線放射のピーク位置は、レストフレームUVバンドのMAMMOTH-1の強度ピークの位置と一致しています。$\rmCO（3-2）$と$\rmCO（1-0）$$r_{3,1}$の間の光度線比は0.61$\pm$0.17です。他の5つの銀河は、（2.1-7.1）$\times10^9$K$\rmkm\、s^{-1}$pc$^2の範囲の$\rmCO（3-2）$光度を持っています$、（$<$36）-224$M_{\odot}$yr$^{-1}$の250GHz連続体から導出された星形成率。フォローアップ分光観測は、より多くのメンバー銀河をさらに確認し、ハロー質量推定の精度を向上させます。
星形成の歴史の物理学とそこからの銀河の光度関数
星形成の歴史、再電離の歴史、銀河の光度関数は、$\Lambda$CDMレジーム内の単純な重力崩壊モデルで、物理的条件、ジーンズの基準、および冷却プロセスが考慮されます。再電離は赤方偏移$1+z\simeq7.5$付近で急激に発生し、結果の光度関数は$L_B\simeq10^{10.7}L_\odot$でオフになると予測されます。星形成の歴史と宇宙の再電離の間の一貫性。星の総数は、リサイクル係数$1.6$を含む観測値$0.0044$と比較して、臨界密度の単位で$\Omega_\mathrm{star}=0.004$になると予測されます。予測を成功させるために必要な追加の仮定は、星形成効率はハローの質量に依存しないが、ハローの質量$\simeq10^{12}M_\odot$で最大になり、より小さな質量のハローとより大きな質量のハローの両方で抑制されるということです。モデル内の星形成率の抑制以外に調整可能なパラメータがないことは根底にあります。
渦巻銀河のmmからcmのSED。 NIKA2とSRT機器間の相乗効果
| Title |
The_mm-to-cm_SED_of_spiral_galaxies._Synergies_between_NIKA2_and_SRT_instruments |
| Authors |
S._Bianchi,_M._Murgia,_A._Melis,_V._Casasola,_M._Galametz,_F._Galliano,_F._Govoni,_A._Jones,_S._Madden,_R._Paladino,_E._Xilouris,_N._Ysard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01428 |
渦巻銀河のスペクトルエネルギー分布のmmからcmの範囲は、ほとんど未踏のままです。そのカバレッジは、ダスト放出、フリーフリーおよびシンクロトロン放射の寄与を解きほぐすために必要であり、ダストモデル、星形成率、およびISM特性に制約を与える可能性があります。近くのスパイラルのNIKA2観測と、サルデーニャ電波望遠鏡で計画されている現在の計装からの観測との相乗効果の事例を提示し、おそらく関連しているとらえどころのない放射成分である異常なマイクロ波放射を検索するパイロットKバンドプログラムについて報告します。ほこりに。
$ z \ sim7.8 $でH $ \ alpha $エミッターを検索：H $ \ alpha $ベースの星形成率密度に対する制約
| Title |
Search_for_H$\alpha$_Emitters_at_$z\sim7.8$:_A_Constraint_on_the_H$\alpha$-based_Star_Formation_Rate_Density |
| Authors |
Y._Asada,_K._Ohta_(Department_of_Astronomy_Kyoto_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01447 |
ハッブルフロンティアフィールドプログラムで観測された4つの重力レンズフィールドで$z\sim7.8$のH$\alpha$エミッターを検索します。ライマンブレーク法を使用してターゲットの赤方偏移で銀河を選択し、{\itSpitzer}/IRAC5.8$\mu$mバンドで測光を行って、候補銀河からのH$\alpha$放射を検出します。IRAC5.8$\mu$mバンドで対応するものの有意な検出は見つかりません。これにより、$z\sim7.8$でのH$\alpha$光度関数（LF）に制約が与えられます。H$\alpha$の光度と星形成率の相関関係を使用して、静止フレームのUVおよびFIR観測に関する以前の研究と制約を比較します。さらに、H$\alpha$LFの制約を、LFの形状を想定したこのエポックでの星形成率密度（SFRD）の上限に変換します。LFの2種類のパラメーター化を調べ、SFRDの上限$\log_{10}（\rho_{\rmSFR}\[M_\odot\\mathrm{yr^{-1}\Mpc^{-3}}]）\lesssim-1.1$at$z\sim7.8$。SFRDに対するこの制約により、宇宙の再電離の時代における、塵によって隠された星形成と隠されていない星形成を含む、星形成活動全体に対する独立した調査を行います。
CaFeプロジェクトの下でのIZw1のスペクトルエネルギー分布の再検討
CaFeプロジェクトには、活動銀河のブロードライン領域（BLR）に関連する低電離中心核輝線（LIL）の特性の研究が含まれます。これらの輝線、特に光学系の単一イオン化鉄（FeII）と近赤外（NIR）の対応する単一イオン化カルシウム（CaII）は、それらの発光強度に強い相関関係を示すことがわかります。広いH$\beta$輝線に関しては、後者も同じカテゴリのLILに属しています。この相関関係の起源は、これらの線を放出するために必要な物理的条件の類似性に起因します-特に中央の連続体源からのイオン化の強さとこれらの領域で利用可能な物質の局所的な数密度に関して。この論文では、典型的なタイプ1狭線セイファート銀河（NLS1）-IZw1に特徴的なスペクトルエネルギー分布（SED）の問題に焦点を当てます。SEDを構築し、このソースで利用可能なアーカイブX線測定で補足するための近UV（$\sim$1200A）から近赤外線（$\sim$24000A）。光イオン化コードCLOUDYを使用して、SEDで見られる顕著な「ビッグブルーバンプ」と、アーカイブのマルチエポック測光測定から構築された前の作業で使用されたSEDの寄与を評価および比較します。以前の作業からの処方箋に従って、これらのLILからの放出を最適化するために物理パラメータ空間を制約し、「より良い」SEDの使用の意味について説明します。
銀河の鉛直密度構造における過去の反りの記憶はない
| Title |
No_memory_of_past_warps_in_the_vertical_density_structure_of_galaxies |
| Authors |
J._Garc\'ia_de_la_Cruz_(1_and_2),_M._Martig_(1),_I._Minchev_(3)_((1)_Astrophysics_Research_Institute,_Liverpool_John_Moores_University,_(2)_Institut_de_Ci\`ences_del_Cosmos,_Universitat_de_Barcelona,_(3)_Leibniz-Institut_f\"ur_Astrophysik_Potsdam) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01522 |
ゆがみは円盤銀河の大部分で観察され、多数の異なるプロセスが原因である可能性があります。これらのプロセスのいくつかは、垂直方向の加熱とフレアリングを引き起こす可能性もあります。宇宙論の文脈でシミュレートされた銀河のサンプルを使用して、ワーピングとディスク加熱の関係を研究します。ワープされた恒星円盤内の垂直恒星密度構造を分析し、ワープの存続期間中の単一年齢集団と幾何学的な薄い円盤と厚い円盤のスケールハイトの進化を監視します。また、ワープ前後のディスクの全体的な厚さと垂直方向の速度分散を比較します。面外にシフトした既存の恒星粒子でできたワープの場合、スケールの高さはディスクのワープ領域内で変化しないことがわかります。ディスクはしっかりと傾いています。面外の新しい恒星材料（その場で生まれた、または付着した）で作られたワープの場合、ディスクのワープ領域は、二重の$\mathrm{sech^2}$密度プロファイルでは十分に説明されません。しかし、反りがなくなると、薄い円盤構造と厚い円盤構造が回復し、スケールハイトは反りのない領域と同じ傾向に従います。最後に、ワープの起源に関係なく、ワープ中に全体の厚さと垂直方向の速度分散が増加しないことがわかります。これは、衛星との相互作用によって引き起こされるワープにも当てはまります。これにより、ディスクが加熱されますが、ワープが形成される前に発生します。私たちの発見は、銀河の垂直構造が過去のワープの記憶を保持していないことを示唆しています。
おとめ座銀河団超拡散銀河VCC615の距離と動的履歴
| Title |
The_Distance_and_Dynamical_History_of_the_Virgo_Cluster_Ultradiffuse_Galaxy_VCC_615 |
| Authors |
J._Christopher_Mihos,_Patrick_R._Durrell,_Elisa_Toloba,_Patrick_C\^ot\'e,_Laura_Ferrarese,_Puragra_Guhathakurta,_Sungsoon_Lim,_Eric_W._Peng,_and_Laura_V._Sales |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01553 |
深部ハッブル宇宙望遠鏡の画像を使用して、赤色巨星の枝（TRGB）距離推定器の先端を使用しておとめ座銀河団超拡散銀河（UDG）VCC615までの距離を導き出します。銀河内で5,023個の星を検出し、F814W=28.0の50％の完全性限界まで、背景のソースとおとめ座のクラスター内星による汚染を補正するために周囲のフィールドのカウントを使用します。$m_{\rmtip、0}=27.19^{+0.07}_{-0.05}$の消滅補正されたF814Wチップの大きさを導き出し、距離$d=17.7^{+0.6}_{-0.4を生成します。}$Mpc。これにより、おとめ座銀河団の向こう側（$d_{\rmVirgo}=16.5Mpc$）に、おとめ座中心距離1.3Mpcで、おとめ座本体のビリアル半径の近くにVCC615が配置されます。この距離を銀河の観測された視線速度と組み合わせると、VCC615がアウトバウンド軌道上にあり、クラスターの内部を最近通過した後も生き残っていることがわかります。確かに、私たちの軌道モデリングでは、銀河が過去のGyr内で乙女座コア（r<620kpc）内を通過する可能性が50％ありますが、クラスター中心を直接通過する可能性は非常に低い（r<200kpc）可能性は低いです。VCC615の乱されていない形態を考えると、銀河はクラスターの可能性のために最近の突然のUDGへの変換を経験しておらず、むしろ比較的広い軌道と大きな動的質量が銀河を剥ぎ取りや破壊から保護する長寿命のUDGであると主張します。おとめ座銀河団の潮汐。最後に、VCC615から90秒角（7.2kpc）離れて投影された近くのおとめ座矮小銀河の偶然の発見についても説明します。
銀河CMBの頂点について
私たちが参加している運動の階層は、太陽の周りの地球の運動や天の川の太陽の運動から、おとめ座超銀河団内のローカルグループの運動まで、よく知られています。宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の双極異方性により、CMBの「絶対」フレームに対する太陽の動きを定義できます。Planck2018データとGaiaEarlyDataRelease3を使用して、銀河内の太陽の動きによるCMB銀河双極子信号の証拠を示します。信号は弱く、周波数に依存します。最も強いのは30GHz、最大7.6\です。シグマの自信。ドップラーによって引き起こされたと解釈される信号の振幅は、銀河中心に対する太陽系の速度と一致して、速度$v\約225.5\pm16.2\、km\、sec^{-1}$に対応します。頂点の正確な座標を明らかにするには、さまざまな帯域でさらに洗練された分析が必要ですが、検出された弱い信号は、CMBでの新しい宇宙スケーリングの出現を示している可能性があり、したがって、一連の物理的効果へのリンクが開かれます。
MURALES調査。 V. 3C 277.3（コマA）におけるジェット誘起星形成
| Title |
The_MURALES_survey._V._Jet-induced_star_formation_in_3C_277.3_(Coma_A) |
| Authors |
A._Capetti_(1)_B._Balmaverde_(1)_C._Tadhunter_(2)_A._Marconi_(3,4)_G._Venturi_(14,4)_M._Chiaberge_(5,6)_R.D._Baldi_(7)_S._Baum_(8)_R._Gilli_(9)_P._Grandi_(9)_Eileen_T._Meyer_(10)_G._Miley_(11)_C._O'Dea_(8)_W._Sparks_(12)_E._Torresi_(8)_G._Tremblay_(13)_((1)_INAF_-_Osservatorio_Astrofisico_di_Torino,_Pino_Torinese,_Italy_(2)_Department_of_Physics_&_Astronomy,_University_of_Sheffield,_Sheffield,_UK_(3)_Dipartimento_di_Fisica_e_Astronomia,_Universit\`a_di_Firenze,_Sesto_Fiorentino,_Italy_(4)_INAF_-_Osservatorio_Astrofisico_di_Arcetri,_Firenze,_Italy_(5)_Space_Telescope_Science_Institute,_Baltimore,_MD,_USA_(6)_Johns_Hopkins_University,_Baltimore,_MD,_USA_(7)_INAF-_Istituto_di_Radioastronomia,_Bologna,_Italy_(8)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Manitoba,_Winnipeg,_(9)_INAF_-_Osservatorio_di_Astrofisica_e_Scienza_dello_Spazio_di_Bologna,_Bologna,_Italy_Canada_(10)_University_of_Maryland_Baltimore_County,_Baltimore,_MD,_USA_(11)_Leiden_Observatory,_Leiden_University,_Leiden,_the_Netherlands,_USA_(12)_SETI_Institute,_Mountain_View,_CA_(13)_Harvard-Smithsonian_Center_for_Astrophysics,_Cambridge,_MA_(14)_Instituto_de_Astrofisica,_Facultad_de_F\'isica,_Pontificia_Universidad_Cat\'olica_de_Chile,_Santiago,_Chile) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01615 |
赤方偏移0.085に位置し、銀河コマAに関連する電波源3C277.3のVLT/MUSE光学面分光器で得られた観測結果を示します。輝線領域は、ダブルローブ電波源を完全に覆っています。サイズは約60kpcx90kpcです。輝線比に基づいて、ガスイオン化がホストから約60kpcの距離にある若い星によって電力が供給される5つのコンパクトなノットを特定しました。電波放射を取り巻く輝線フィラメントは、高速衝撃（速度350〜500km/s）による電離と互換性がありますが、電波源の端で発生する星形成による寄与が考えられます。コマAは、拡大する流出が電波源全体で星形成を引き起こす、ローカル宇宙のユニークな例かもしれません。
NGC 6958でのSMBH質量推定値のクロスチェック-I：補償光学支援MUSE観測からの恒星力学
| Title |
Cross-checking_SMBH_mass_estimates_in_NGC_6958_--_I:_Stellar_dynamics_from_adaptive_optics-assisted_MUSE_observations |
| Authors |
Sabine_Thater,_Davor_Krajnovi\'c,_Peter_M._Weilbacher,_Dieu_D._Nguyen,_Martin_Bureau,_Michele_Cappellari,_Timothy_A._Davis,_Satoru_Iguchi,_Richard_McDermid,_Kyoko_Onishi,_Marc_Sarzi,_Glenn_van_de_Ven |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01620 |
超大質量ブラックホール質量（MBH）は、さまざまな方法で、さまざまな運動学的トレーサーを使用して動的に推定できます。さまざまな方法が少数の銀河についてのみクロスチェックされており、多くの場合、矛盾が見られます。これらの不一致を理解するには、追加の銀河の詳細な相互比較が必要です。近くの高速回転初期型銀河NGC6958での恒星ベースとガスベースのMBH推定値の相互比較の最初の部分を示します。ここに示す測定値は、地層補償光学支援マルチユニット分光法に基づいています。約0.6秒角の空間分解能でのエクスプローラー（MUSE）科学検証データ。空間分解能は測定の重要な要素であり、さまざまな波長の補償光学支援点広がり関数（PSF）のガウスパラメーターを提供します。MUSEデータから、運動星団を抽出し、力学モデルを構築しました。軸対称シュワルツシルト法を使用して、運動学的および動的な系統分類学（たとえば、放射状に変化する質量光度比）を考慮に入れて、3\シグマ有意で（3.6+2.7-2.4）\times10^8MsunのMBHを測定しました。ダークハローも追加しましたが、データでは暗黒物質の割合を制限することはできません。以前と一致する量の暗黒物質を追加すると、25％多くのブラックホールが発生します。ジーンズの異方性モデルは、速度楕円体の球形および円筒形の位置合わせに対して、それぞれ3\sigmaの信頼度で（4.6+2.5-2.7）\times10^8Msunおよび（8.6+0.8-0.8）\times10^8MsunのMBHを返します。追跡調査では、恒星ベースのMBHを、NGC6958のMBHに追加の制約を提供する、低温および高温のガストレーサーからのものと比較し、潜在的な体系的な不確実性につながる仮定への洞察を提供します。
NIKA2（GASTON）による銀河系の星形成：密集した塊への大量降着の証拠
| Title |
Galactic_Star_Formation_with_NIKA2_(GASTON):_Evidence_of_mass_accretion_onto_dense_clumps |
| Authors |
A._J._Rigby,_R.Adam,_P._Ade,_H._Ajeddig,_M._Anderson,_P._Andr\'e,_E._Artis,_H._Aussel,_A._Bacmann,_A._Beelen,_A._Beno\^it,_S._Berta,_L.Bing,_O._Bourrion,_A._Bracco,_M._Calvo,_A._Catalano,_M._De_Petris,_F.-X._D\'esert,_S._Doyle,_E._F._C._Driessen,_P.Garc\'ia,_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,_N._Peretto,_L._Perotto,_G._Pisano,_N._Ponthieu,_V.Rev\'eret,_I._Ristorcelli,_A._Ritacco,_C._Romero,_H._Roussel,_F.Ruppin,_K.Schuster,_S._Shu,_A._Sievers,_C.Tucker,_E._J.Watkins,_R.Zylka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01668 |
高質量星（$m_*\gtrsim8\、M_\odot$）は銀河の進化において重要な役割を果たしているため、それらがどのように形成されるかを理解することが不可欠です。InstitutdeRadioAstronomieMillim\'{e}trique（IRAM）30m望遠鏡の新しいIRAMKIDsArray2（NIKA2）カメラを使用して、$\sim2$deg$^2$の高感度連続体マッピングを実行しました。NIKA2（GASTON）大規模プログラムによる銀河星形成の一部としての銀河面（GP）の観測。深い1.15mmの連続体マップ内で合計1467の塊を特定し、重なり合う連続体、分子線、およびメーザー視差データを使用して、それらの距離と物理的特性を決定しました。8$\mu$m$\textit{Spitzer}$イメージングに基づくおおよその進化シーケンスにそれらを配置することにより、最も巨大な高密度の塊が、星形成として分散する前に、初期の進化中に周囲の環境から物質を降着させるという証拠を見つけます。進歩し、高質量星形成の凝集供給モデルをサポートします。
星震学を用いた銀河の合体の残星の年齢決定
| Title |
Age_Determination_of_Galaxy_Merger_Remnant_Stars_using_Asteroseismology |
| Authors |
Camilla_C._Borre,_V\'ictor_Aguirre_B{\o}rsen-Koch,_Amina_Helmi,_Helmer_H._Koppelman,_Martin_B._Nielsen,_Jakob_L._R{\o}rsted,_Dennis_Stello,_Amalie_Stokholm,_Mark_L._Winther,_Guy_R._Davies,_Marc_Hon,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Chervin_Laporte,_Claudia_Reyes,_Jie_Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01669 |
天の川は、過去にいくつかの銀河との合併によって形作られました。私たちは、これらの外国の銀河で生まれた残りの星を探し、それらの年齢を評価して、合併時間に上限を設け、それによって私たちの銀河の進化の歴史をよりよく理解しようとしています。GaiaeDR3からの6D位相空間情報とAPOGEEDR16からの化学情報を使用して、天の川と合流した元矮小銀河に属する23ドルの赤色巨星を運動学的および化学的に選択します。ケプラーとK2の星震学を追加して、23ドルの生息域外星と55ドルの生息域外星の年齢を非常に正確に決定します。すべての生息域外の星は、$8$Gyrより古いことと一致していることがわかります。すべての星を特定の矮小銀河に関連付けることはできませんが、そのうちの8つをガイア-エンセラダス/ソーセージ星として分類します。これは、銀河の歴史の中で最も大規模な合併の1つです。彼らの平均年齢は$9.5^{+1.2}_{-1.3}$Gyrであり、合併期間は$8$-$10$Gyr前でした。残りの星は、おそらくクラーケン、タムノス、セコイア、または別の銀河系外の前駆体に関連しています。生息域外の星の年齢決定は、合併イベントが発生したときをより正確に特定するための道を開き、したがって、これらのイベントがどのように展開するかをシミュレートするのに役立つ厳しい制約を提供します。
MOND臨界加速度スケールの起源
MONDの反駁できない成功は、重要な重力加速度スケール$a_0$が存在するという考えに基づいています。しかし、MONDでの役割を超えて、「なぜ重要な重力加速度スケールが存在する必要があるのか」という質問があります。未回答のままです。何が起こっているのかについての深い理解はありません。MONDが論争の的となっているのとほぼ同じ時期に、Baryshev、SylosLabini、Pietroneroなどは、以前は同じ論争で、少なくとも中規模では、宇宙の物質は準に分布していると主張してきました。-フラクタル$D\約2$ファッション。リンクがあります：中規模の準フラクタル$D\約2$宇宙のアイデアが真剣に受け止められる場合、関連する特徴的な質量面密度スケール、$\Sigma_F$と言う、および関連する特徴的な重力加速度スケールがあります、$a_F=4\piG\Sigma_F$。さらに、準フラクタル構造が銀河間媒体を含むように取られた場合、$a_0$と$a_F$が同じものである可能性を考慮することは明らかなステップです。Leibniz-Machの世界観に根ざした非常に古いアイデアのレンズを通して、恒星のMLRを持つ銀河のSPARCサンプルに適用された臨界加速度スケールの詳細な理解を得る$\Upsilon_*\in（0.5、1.0）$、および標準の測光質量モデルを使用して、$a_F\約1.2\times10^{-10}\、mtrs/sec^2$という情報を回復するための有限アルゴリズムを提供します。これは、バリオンタリーフィッシャー関係（BTFR）が同じソースから直接発生するが、$a_0$が$a_F$に置き換えられているという事実と相まって、$a_0$と$a_F$が次のようになっているという明確な結論につながります。実際、同じことです。
放射伝達による近くの渦巻銀河の冷たい塵のモデル化
| Title |
Modelling_the_cold_dust_in_nearby_spiral_galaxies_with_radiative_transfer |
| Authors |
Angelos_Nersesian,_Maarten_Baes,_Suzanne_C.Madden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01733 |
宇宙塵の粒子は、星間物質（ISM）の基本的な成分の1つです。総質量収支へのわずかな貢献にもかかわらず、ダスト粒子は銀河の物理的および化学的進化において重要な役割を果たします。過去数十年にわたって、UVから遠赤外線までの多数の多波長データにより、近くの銀河の塵の特性に関する知識が大幅に増加しました。それにもかかわらず、スペクトルの1つのレジームであるmm範囲は、比較的未踏のままです。NIKA2機器と放射伝達フレームワークで観測されたmm範囲の新しい高解像度データのおかげで、非常に冷たいダスト（<15K）の物理的特性をしっかりと特徴付け、さまざまな放出の重要性を定量化することを目指していますmmのメカニズム。これまでのところ、ダスト放射伝達モデリングを使用する方法論を開発し、それを小さなグループの対面渦巻銀河に適用しました。新しいNIKA2データと放射伝達技術の組み合わせは、空間的に分解された近くの銀河のかなりのサンプルにおける星の光と塵の間の相互作用の正確なモデルを生成するための適切な条件を提供します。
近くの銀河のミリメートル放射の調査：エッジオン銀河NGC891の分析
| Title |
Exploring_the_millimetre_emission_in_nearby_galaxies:_analysis_of_the_edge-on_galaxy_NGC_891 |
| Authors |
S._Katsioli,_R._Adam,_P._Ade,_H._Ajeddig,_P._Andr\'e,_E._Artis,_H._Aussel,_A._Beelen,_A._Beno\^it,_S._Berta,_L._Bing,_O._Bourrion,_M._Calvo,_A._Catalano,_I._De_Looze,_M._De_Petris,_F.-X._D\'esert,_S._Doyle,_E._F._C._Driessen,_G._Ejlali,_M._Galametz,_F._Galliano,_A._Gomez,_J._Goupy,_A._P._Jones,_A._Hughes,_F._K\'eruzor\'e,_C._Kramer,_B._Ladjelate,_G._Lagache,_S._Lecrercq,_J.-F._Lestrade,_J.-F._Mac\'ias-P\'erez,_S._C._Madden,_A._Maury,_P._Mauskopf,_F._Mayet,_A._Monfardini,_M._Mu\~noz-Echeverr\'ia,_A._Nersesian,_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,_M._W._L._Smith,_F._Tabatabei,_C._Tucker,_E._M._Xilouris,_R._Zylka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01734 |
IMEGIN（IRAMとNIKA2による銀河のミリメートル放射の解釈）大規模プログラムの枠組みの中で、IRAM30m望遠鏡とNIKA2カメラで得られた1.15mmと2mmのエッジオン銀河NGC891の新しい観測この作品で紹介されています。多波長マップ（中赤外からcm波長まで）を使用して、グローバルスケールとローカル（$\sim$kpc）スケールの両方で銀河の物理的特性を抽出するためにSEDフィッティングを実行します。観測値の解釈には、最先端のSEDフィッティングコードであるHerBIE（ダスト放出の階層ベイズ推定）を使用します。観測は、サブmmの観測によって追跡された冷たい塵の放出のそれと分子ガスのそれと同様の、mmの波長での銀河の形態を示しています。NIKA2帯域での電波放射の寄与は非常に小さいですが（1.15mmでは無視できます。2mmでは$\sim10\％$）、より長い波長（5mmを超える）では総エネルギー収支を支配します。局所的なスケールでは、自由放射光の分布は塵の熱放射の分布に似ていますが、シンクロトロン放射の分布は銀河の円盤の主軸に沿った欠陥を示しています。
H3調査からのワイドバイナリ：シックディスクとハローは同様のワイドバイナリ分数を持っています
| Title |
Wide_binaries_from_the_H3_survey:_the_thick_disk_and_halo_have_similar_wide_binary_fractions |
| Authors |
Hsiang-Chih_Hwang,_Yuan-Sen_Ting,_Charlie_Conroy,_Nadia_L._Zakamska,_Kareem_El-Badry,_Phillip_Cargile,_Dennis_Zaritsky,_Vedant_Chandra,_Jiwon_Jesse_Han,_Joshua_S._Speagle,_Ana_Bonaca |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01788 |
天の川の円盤とハローの環境は異なるため、円盤とハローの幅の広いバイナリを比較することは、幅の広いバイナリの形成と進化を理解するための鍵となります。GaiaEarlyDataRelease3を使用して、H3調査で解決されたワイドバイナリコンパニオンを検索します。これは、これまでにシックディスクとハロースターの約150,000個のスペクトルをまとめた分光調査です。800個の高信頼性（汚染率4％）のワイドバイナリと2つの解決されたトリプルを識別します。バイナリ分離は主に$10^3$-$10^5$AUで、最低[Fe/H]は-2.7です。それらの銀河運動学に基づくと、それらの33はハロー幅のバイナリであり、それらのほとんどは、付着したガイア-ソーセージ-エンケラドゥス銀河に関連しています。ディスク内の広いバイナリの割合は、ファンらと一致して、金属量の低い端に向かって減少します。（2021）。私たちの重要な発見は、ハロー幅の2進分数が、固定された[Fe/H]で厚い円盤の星と一致していることです。ワイドバイナリフラクションが$\alpha$キャプチャの存在量に大きく依存することはありません。したがって、広いバイナリの割合は主に鉄の存在量によって決定され、ディスクやハローの起源や$\alpha$で捕捉された存在量ではありません。私たちの結果は、ディスクスターにのみ適用される放射状の移動のような他のプロセスではなく、形成環境が広いバイナリ部分に主要な役割を果たすことを示唆しています。
自己生成宇宙線乱流はTeVハロの形態を説明できる
| Title |
Self-Generated_Cosmic-Ray_Turbulence_Can_Explain_the_Morphology_of_TeV_Halos |
| Authors |
Payel_Mukhopadhyay_and_Tim_Linden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01143 |
観測によると、空間的に拡張された「TeVハロー」は、若年および中年のパルサーを取り巻く一般的な（そして潜在的に一般的な）特徴です。しかし、それらの形態は理解されていません。それらは、星間物質の特性を支配する星の残骸が存在する「コンパクト」領域よりも大きいですが、標準的な星間物質を通る宇宙線拡散のモデルで予想されるよりも小さいです。いくつかの説明が提案されていますが、すべてに欠点があります。ここでは、中央のソースによって生成された宇宙線勾配が、宇宙線の母集団を「自己閉じ込め」するストリーミングの安定性を誘発するモデルのクラスを再検討します。以前の研究では、宇宙線の閉じ込めの程度が大幅に過小予測されており、特に一致する超新星残骸からの同様の寄与が含まれている場合、修正されたモデルがTeVハロー全体の宇宙線拡散を大幅に抑制できることが示されています。
強打のささやき：タイプIa SN 2011feの2400日は、$ ^ {55} $ Feの崩壊を明らかにします
| Title |
The_Whisper_of_a_Whimper_of_a_Bang:_2400_Days_of_the_Type_Ia_SN_2011fe_Reveals_the_Decay_of_$^{55}$Fe |
| Authors |
M._A._Tucker,_B._J._Shappee,_C._S._Kochanek,_K._Z._Stanek,_C._Ashall,_G._S._Anand,_P._Garnavich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01144 |
通常のIa型超新星（SNIa）2011feの新しいマルチフィルターハッブル宇宙望遠鏡（HST）測光を、最大光から約2400〜$日後に分析します。これは、SNIaのこれまでの最新の観測です。単純な放射性崩壊モデルを使用して疑似ボロメータ光度曲線をモデル化し、$^{57}$Coと$^{55}$Feの両方からのエネルギー入力が遅い時間の光度に電力を供給するために必要であることを見つけます。これは、SNIaでの$^{55}$Feの最初の検出です。コンパニオンスターの存続や$^{56}$Co陽電子の堆積タイムスケールの遅延など、潜在的な汚染源を検討しますが、これらのシナリオは最終的には好ましくありません。相対的な同位体の存在量は、白色矮星が経験する燃焼条件に直接的な制約を課し、$\rho_c\sim3\times10^8〜\rm{g}〜\rm{cm}^{-3}$の中心密度を必要とします。。現在、SN2011feのすべての観測と一致している爆発モデルのクラスは2つだけです。1）低$\rho_c$、近$\rm{M}_{\rm{Ch}}$（$1.2-1.3〜M_\odot$）WD、または2）サブ$\rm{M}_{\rm{Ch}}$（$1.0-1.1〜M_\odot$）WDで薄いシェルの二重爆発が発生しています。
宇宙X線背景放射の調査
宇宙X線背景放射（CXRB）とその構成源の性質について、X線調査とその多波長追跡によって明らかになった内容の非常に簡潔な概要を提供します。最初に、CXRBの初期のグローバルな調査、イメージングCXRB調査の開発、および解決されたCXRBの割合について説明します。次に、CXRB調査で検出されたソースについて詳しく説明し、それらの識別、分類、および基本的な性質について説明します。第三に、活動銀河核（AGN）がCXRBの主な要因であるため、CXRB調査から得られた人口統計学、物理学、および生態学に関するいくつかの重要な洞察について説明します。最後に、この分野の将来の見通しを強調します。
銀河宇宙線源の確率的性質について
近年の宇宙線核子とレプトンのスペクトルの正確な測定は、PAMELAとAMS-02によって見られ、最近ではDAMPEとAMS-02によって確認された$\sim300$GV剛性でのスペクトル破壊など、複数の特徴の存在を明らかにしました。CALET、DAMPEによって報告された$\sim10$TVでのHおよびHe原子核のスペクトルの軟化、NUCLEONおよびCREAMによる以前のヒント、電子スペクトルの$\sim40$GeVでの傾きの小さな変化を確認AMS-02、および合計（電子+陽電子）レプトンスペクトルの間接（HESS、MAGIC、およびVERITAS）および直接（DAMPE、CALET）測定によって報告された$\sim$TeVでの大きなスペクトルブレーク。これらすべての場合において、これらの特徴は、局所的な宇宙線源の時折の存在を反映し、平均的な予想スペクトルの顕著な再形成を引き起こす可能性が示唆されています。これらすべての提案は、そのような情報源が存在する可能性がどれほどあるかという問題に直面する必要があります。この問題は、ここで定量的に取り上げます。空間と時間における源のランダム分布の統計的性質、および異なるエネルギー領域の光核（pとHe）とレプトン（電子と陽電子）の両方のスペクトルに対する銀河のらせん構造の影響を研究します。
IACTを使用した基本的な物理検索
「超高エネルギー天体物理学の進歩」に含めるために提出された寄稿、Mukherjee＆Zanin、世界科学（2022）宇宙ガンマ線は、基本的な物理学を検索するための完璧なプローブです。これらのエキゾチックでエキサイティングなシナリオのいくつかは、本へのこの貢献の主題です。現在のすべてのイメージング大気チェレンコフ望遠鏡（IACT）は、これらを偵察するために多大な時間とリソースを費やしてきました。この章では、弱く相互作用する巨大粒子の間接探索（セクション8.1）とアクシオン様粒子の探索（セクション8.2）の場合に焦点を当てます。原始ブラックホール（セクション8.3）、タウニュートリノ（8.4）、および磁気単極子（8.5）の探索については、あまり議論されていませんが、興味深い研究を続けています。ローレンツ不変性違反の検索のような基本的な物理学の他のシナリオは、本の他の場所で扱われます。自己完結型の（ただし最小限の）理論的フレームワークと、検討中のトピックに対するすべてのIACTの公開された貢献の完全なレポートを提供する貢献を構成しました。私たちの目的は、リファレンスレビューを提供するとともに、次世代の機器であるチェレンコフ望遠鏡アレイの準備として、現世代のIACTの取り組みと取られた課題の写真を撮ることです。
銀河円盤と衝突する高速雲の中で再加速された宇宙線からのガンマ線
| Title |
Gamma_rays_from_reaccelerated_cosmic_rays_in_high_velocity_clouds_colliding_with_the_Galactic_disk |
| Authors |
Maria_Victoria_del_Valle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01286 |
ディスクに向かって移動する高速雲は銀河面に到達し、必然的にディスクと衝突します。これらの衝突では、2つの衝撃のシステムが生成され、1つはディスクを介して伝播し、もう1つは雲の中で発生します。これらの相互作用で雲の中で生成される衝撃は、毎秒数百キロメートルの速度を持っています。これらの衝撃が放射性である場合、それらは新鮮な粒子を加速するのに非効率的かもしれません、しかしそれらは背景から銀河宇宙線を再加速して圧縮することができます。この研究では、衝撃がディスクとの衝突によって引き起こされたときの、衝撃を受けた高速雲内の銀河宇宙線の相互作用を調査します。この研究は、放射ショックの場合に焦点を当てています。これらの相互作用が重大な非熱放出、特にガンマ線につながる条件を確立することを目指しています。宇宙線の陽子と電子の相互作用をモデル化し、非常に一般的な仮定の下で、雲内の衝撃波の圧縮によって再加速され、さらにエネルギーを与えられます。また、雲の物質と衝突したときに宇宙線陽子によって生成された二次電子-陽電子対についても検討します。局所的な衝撃で銀河宇宙線を再加速する近くの雲は、既存および将来のガンマ線検出器で検出できる可能性のある高エネルギー放射線を生成する可能性があると結論付けています。電子と二次ペアによって生成される放射は、電波波長で重要であり、場合によっては、硬X線で関連する可能性があります。より高いエネルギーに関しては、スペクトルエネルギー分布へのレプトンの寄与は、軟ガンマ線で重要です。
動的時間スケールでのM87のブラックホール画像の変動性
| Title |
The_Variability_of_the_Black-Hole_Image_in_M87_at_the_Dynamical_Time_Scale |
| Authors |
Kaushik_Satapathy,_Dimitrios_Psaltis,_Feryal_Ozel,_Lia_Medeiros,_Sean_T._Dougall,_Chi-kwan_Chan,_Maciek_Wielgus,_Ben_S._Prather,_George_N._Wong,_Charles_F._Gammie,_Kazunori_Akiyama,_Antxon_Alberdi,_Walter_Alef,_Juan_Carlos_Algaba,_Richard_Anantua,_Keiichi_Asada,_Rebecca_Azulay,_Anne-Kathrin_Baczko,_David_R._Ball,_Mislav_Balokovi\'c,_John_Barrett,_Bradford_A._Benson,_Dan_Bintley,_Lindy_Blackburn,_Raymond_Blundell,_Wilfred_Boland,_Katherine_L._Bouman,_Geoffrey_C._Bower,_Hope_A._Boyce,_Michael_Bremer,_Christiaan_D._Brinkerink,_Roger_Brissenden,_Silke_Britzen,_Avery_E._Broderick,_Dominique_Broguiere,_Thomas_Bronzwaer,_Sandra_Bustamente,_Do-Young_Byun,_John_E._Carlstrom,_Andrew_Chael,_Koushik_Chatterjee,_Shami_Chatterjee,_Ming-Tang_Chen,_Yongjun_Chen,_Ilje_Cho,_Pierre_Christian,_John_E._Conway,_et_al._(191_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01317 |
事象の地平線望遠鏡（EHT）で得られたブラックホール画像は、それらの地平線近くの動的タイムスケールで変動すると予想されます。M87銀河の中心にあるブラックホールの場合、このタイムスケール（5〜61日）は、2017年のEHT観測の6日間の範囲に匹敵します。ベースラインの三角形に沿った閉鎖フェーズは、画像の予想される構造変化に敏感であるが、ステーションベースの大気および機器のエラーがない堅牢な干渉観測量です。2017年の観測から形成できる、線形独立の6つの重要なベースライン三角形すべてについて、クロージャーフェーズ測定の日々の変動を調査しました。3つの三角形は、$\sim3-5^\circ$の分散で、非常に低い日々の変動を示すことを示しました。実質的に高い変動性（$\sim90-180^\circ$）を示す唯一の三角形は、理論的モデリングから予想されるように、$u-v$平面上で可視性の振幅の最小値と交差するベースラインを持つ三角形です。2セットの一般相対論的電磁流体力学シミュレーションを使用して、予測された変動性のさまざまなブラックホールおよび降着流パラメーターへの依存性を調査しました。磁場構成、電子温度モデル、またはブラックホールスピンを変更すると、観測された変動レベルとのモデルの一貫性にわずかな影響しか及ぼさないことがわかりました。一方、モデルの最も識別力のある画像特性は、明るい発光リングの部分的な幅です。観測された小さなレベルの変動を最もよく再現するモデルは、重力レンズ効果によって支配され、降着プラズマの乱流による影響が最も少ない構造を持つ薄いリング状の画像によって特徴付けられます。
銀河泡におけるハドロンおよびレプトン過程からの放出
天の川のフェルミバブルに類似した、銀河の周りのバブルにおけるハドロンおよびレプトン宇宙線（CR）からの多波長放射を調査します。気泡は、3D電磁流体力学（MHD）シミュレーションを使用してモデル化され、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駆動されます。シミュレーションを後処理することにより、進化全体のさまざまな段階（最大7Myr）での非熱放射特性を計算します。気泡のスペクトルおよび空間シグネチャを、ハドロン、レプトン、およびハイブリッドハドロンレプトンCR組成と比較します。これらはそれぞれ、無線シンクロトロン、逆コンプトン、制動放射成分で構成される、ほぼ同様の発光スペクトルを示しています。ただし、ハドロン気泡とハイブリッド気泡は、レプトンの気泡よりもわずかに暗いことがわかり、放出の大部分はハドロン相互作用で形成された二次電子によって駆動されます。ハドロンおよびハイブリッドバブルは、追加の$\pi^0$崩壊放出成分も示しました。これは、GeVエネルギーから数十TeVまでの$\gamma$線放出を支配していました。逆に、レプトン気泡からの高エネルギー$\gamma$線放出は、逆コンプトンが支配的であり、気泡が膨張して老化するにつれて急速に衰退することがわかりました。この違いは、他の銀河の周りのハドロンとレプトンの泡を区別するために使用できます。古いハドロンまたはハイブリッドの泡は、より遠い距離の$\gamma$線で検出できます。
Swift-XRTおよびXMM-Newtonカタログに適用されるX線源の確率的分類
| Title |
Probabilistic_classification_of_X-ray_sources_applied_to_Swift-XRT_and_XMM-Newton_catalogs |
| Authors |
Hugo_Tranin_(IRAP),_Olivier_Godet_(IRAP),_Natalie_Webb_(IRAP),_Daria_Primorac_(FER,_IAPS) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01489 |
環境。偶然のX線調査は、潮汐破壊現象、外観が変化する活動銀河核（AGN）、バイナリクエーサー、超大光度X線源（ULX）、中間質量ブラックホールなどのまれな物体を見つける効率的な方法であることが証明されています。。非常に大規模なX線調査の出現により、X線源の自動分類はますます価値のあるものになっています。この作品は、Swift-XRTおよびXMM-NewtonカタログのX線源をAGN、星、X線連星（XRB）、激変星（CV）の4つのクラスに再検討した単純ベイズ分類を提案しています。それらの空間的、スペクトル的およびタイミング特性およびそれらの多波長対応物。外れ値の測定値は、他の性質のオブジェクトを識別するために使用されます。分類器は、選択したクラス（ここではXRB）の分類パフォーマンスを最大化するように最適化されており、データマイニングの目的に適合しています。X線カタログを、多波長データ、ソースクラス、および変動特性で補強しました。次に、既知の性質の約25000のX線源の参照サンプルを作成しました。このサンプルから、各プロパティの分布が慎重に推定され、各クラスに属する確率を割り当てるための参照として使用されました。次に、各プロパティからの情報を組み合わせて、カタログ全体に対して分類が実行されました。Swift参照サンプルのアルゴリズムを使用して、AGN、星、XRB、およびCVのそれぞれ99％、98％、92％、および34％を取得し、偽陽性率は3％、1％、9％、および15％です。。XMMソースでも同様の結果が得られます。X線カタログの55％に相当する、慎重に選択されたテストサンプルに適用すると、分類により、線源特性の分布に関して一貫した結果が得られます。どのクラスにも属さないソースのかなりの部分は、外れ値メジャー、およびクラスの大部分から逸脱したプロパティを持つAGNと星を使用して効率的に取得されます。次に、私たちのアルゴリズムはランダムフォレスト法と比較されます。2つは同様のパフォーマンスを示しましたが、このペーパーで提示されたアルゴリズムは、各分類の根拠への洞察を改善しました。結論。この堅牢な分類方法は、追加または異なるソースクラスを含めるように調整でき、他のX線カタログに適用できます。他の方法と比較した分類の透明性により、同種の母集団またはマルチメッセンジャーイベントを含むまれなソースタイプの検索に役立つツールになります。このようなツールは、LSST、SKA、Athenaなどの前例のない規模の調査の開発、およびマルチメッセンジャーイベントの対応物の検索によってますます価値が高まります。
繰り返しFRB20201124Aのミリ秒ローカリゼーション
| Title |
Milliarcsecond_localisation_of_the_repeating_FRB_20201124A |
| Authors |
K._Nimmo,_D._M._Hewitt,_J._W._T._Hessels,_F._Kirsten,_B._Marcote,_U._Bach,_R._Blaauw,_M._Burgay,_A._Corongiu,_R._Feiler,_M._P._Gawro\'nski,_M._Giroletti,_R._Karuppusamy,_A._Keimpema,_M._A._Kharinov,_M._Lindqvist,_G._Maccaferri,_A._Melnikov,_A._Mikhailov,_O._S._Ould-Boukattine,_Z._Paragi,_M._Pilia,_A._Possenti,_M._P._Snelders,_G._Surcis,_M._Trudu,_T._Venturi,_W._Vlemmings,_N._Wang,_J._Yang,_J._Yuan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01600 |
高速電波バースト（FRB）を繰り返す超長基線干渉法（VLBI）のローカリゼーションは、近くの星形成領域から球状星団まで、さまざまなローカル環境を示しています。ここでは、ヨーロッパVLBIネットワーク（EVN）にも参加しているアドホックな料理の配列を使用して、FRB20201124AのVLBIローカリゼーションを報告します。私たちのキャンペーンでは、2つの別々のエポックでFRB20201124Aから合計18のバーストを検出しました。両方の観測エポックからの可視性を組み合わせることにより、4.5ミリ秒（mas）の1-$\sigma$エラーでFRB20201124Aをローカライズすることができました。比較的大きなバーストサンプルを使用して位置天文の精度を調査し、$\gtrsim20$ベースライン（$\gtrsim7$ディッシュ）の場合、シングルバーストデータセットを使用してもミリ秒の精度に確実に到達できることを発見しました。$\sim$の6つのベースライン（4つのディッシュ）しか使用できない場合でも、シングルバーストでサブ秒の精度が可能です。個々のバースト位置を決定するための2つの方法を検討します。ダーティマップのピークと、ダーティマップのクロスフリンジパターンへのガウスフィットです。FRB位置からのオフセットの平均と標準偏差が低いため、後者の方が信頼性が高いことがわかりました。私たちのVLBI作業は、FRB20201124A705$\pm$26mas（1-$\sigma$エラー）をホスト銀河の光学中心から配置し、星形成に関連する最近発見された拡張無線構造内から発生したものと一致しています。ホスト銀河。将来の高解像度光学観測、例えばハッブル宇宙望遠鏡を使用すると、FRB20201124AVLBIの位置が星形成の近くの結び目に近接していることを確認できます。
XTEJ1810-197からの巨大パルスのラジオおよびX線観測
| Title |
Radio_and_X-ray_observations_of_giant_pulses_from_XTE_J1810-197 |
| Authors |
M._Caleb,_K._Rajwade,_G._Desvignes,_B._W._Stappers,_A._G._Lyne,_P._Weltevrede,_M._Kramer,_L._Levin_and_M._Surnis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01641 |
2018年後半に無線が再アクティブ化されてからのマグネターXTEJ1810$-$197の2年間の無線およびX線モニタリングの結果を示します。1564MHzおよびEffelsbergでのLovellおよびMkII望遠鏡からの無線観測の単一パルス分析6GHzの望遠鏡により、MJD58858と59117の間で合計91個の巨大パルス（GP）が検出されました。これらのGPは、2つの特定の位相範囲（0.473<=\phi<=0.502$および0.541<=\phi<=0.567）。また、GP放出の最初の検出は、スピンダウン率の最小値に対応することも確認しました。MJD59009と59096で、電波とX線の同時観測が行われました。NICERからの0.5〜10keVのX線スペクトルは、中性子の極冠上の2つのホットスポットとして解釈できる2成分黒体モデルによって十分に特徴付けられます。星。黒体の温度は時間とともに低下し、前回の爆発と一致しますが、パルスフラクションの変化は前回の爆発で見られたのと同じ傾向には従いません。XTEJ1810-197の電波束とX線束は、爆発の初期段階（MJD58450-MJD58550）で相関し、後でGPの開始と相関する可能性のある電波束の増加が観察されます。前の爆発と比較した現在の爆発の進化の不一致は、中性子星の幾何学の変化に起因する可能性があると私たちは主張します。
Ia型超新星の爆発遅延時間分布（CEEDTD）に対する共通外層
| Title |
Common_envelope_to_explosion_delay_time_distribution_(CEEDTD)_of_type_Ia_supernovae |
| Authors |
Noam_Soker_(Technion,_Israel) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01648 |
Ia型超新星（SNeIa）の周りの星周物質の最近の観測を使用して、惑星状星雲（PN）に爆発するSNeIaの割合を推定し、共通外層進化（CEE）からSNへの新しい遅延時間分布を提案します。CEEの直後に発生するSNeIaのIa爆発。私は、すべてのSNeIaの約50％がPNe内のSNeIa（SNIP）であり、ほとんどのSNIPの爆発は、約1万年未満のCEEから爆発遅延（CEED）までの時間内に発生すると大まかに見積もっています。また、SNIPの爆発率、つまりCEED時間分布（CEEDTD）は、この1万年の時間スケール内でほぼ一定であると推定します。短いCEED時間は、SNIPの大部分、さらにはすべてが、CEEの最後にコアと白色矮星の結合が行われるコア縮退（CD）シナリオに由来することを示唆していると私は主張します。私の主張を支持または拒否する可能性のあるいくつかのさらなる観察と、最大1万年程度の爆発遅延（MED）時間への合併を説明するプロセスを見つけるための理論的研究への挑戦をリストします。長いMEDは、二重縮退シナリオにも適用されます。
パルサーの光円柱の近くでのアクシオン暗黒物質の超高密度ビーム
| Title |
Superdense_beaming_of_axion_dark_matter_in_the_vicinity_of_the_light_cylinder_of_pulsars |
| Authors |
Javier_De_Miguel_and_Chiko_Otani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01746 |
この記事では、パルサーのスペクトル密度関数を支配する曲率放射、シンクロトロン放射、および逆コンプトン散乱の非断熱共鳴光子からアクシオンへの変換を扱います。まず、最先端の放出モデルと参照観測データを紹介します。文献の繰り返しの理想化に依存して、中性子星のライトシリンダー全体の光子-アクシオン振動確率を推定することを可能にする分析式を導き出します。次に、光子からアクシオンへの変換によって引き起こされる暗黒物質フラックスを推定します。パルサーは、広いパラメータ空間内の銀河ハロー内の暗黒物質の占有数を超える数桁のアクシオン過密度を生成する可能性があることがわかりました。アクシオン天文学の見通しと異質な未来の線について議論します。
| Title |
Black_Hole_Images_as_Tests_of_General_Relativity:_Effects_of_Spacetime_Geometry |
| Authors |
Ziri_Younsi,_Dimitrios_Psaltis_and_Feryal_\"Ozel |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01752 |
事象の地平線望遠鏡で観測されたような、光学的に薄く、放射効率の悪い降着流に囲まれた超大質量ブラックホールの画像は、ブラックホールの影を囲む明るい放射リングによって特徴付けられます。カー時空では、この明るいリングは、狭い場合、影の境界を厳密にトレースし、適切なキャリブレーションを行うことで、そのプロキシとして機能できます。本論文は、2つの特定の時空幾何学を考慮することによってこのステートメントの有効性を拡張します：修正重力理論の場の方程式の解と、カーからパラメトリックに逸脱するが、その逸脱パラメータが消えるとカー時空を回復する別の解決策。保存則に基づいており、広範囲のプラズマ条件にまたがる降着流の共変軸対称解析モデルを利用して、合成の非カーブラックホール画像を計算し、それを分析して特性評価します。すべての時空で次のことがわかります。（i）事象の地平線や最内安定円軌道ではなく、ブラックホール画像で観測されるリングの直径を確立する上で重要な役割を果たすのは重力レンズの不安定な光子球です（（ii）これらの画像の明るいリングは、カーから大きく外れている場合でも、ブラックホールの影の境界に合わせてサイズが拡大縮小し、それを包含します。（iii）蓄積するプラズマの物理的特性の不確実性により、関係にサブドミナント補正が導入されます。画像の直径とブラックホールの影の直径の間。これらの結果は、ブラックホール画像を使用して超大質量ブラックホールの時空を調査およびテストするための理論的正当性を提供します。
低質量X線連星のスペクトル遷移を追跡するための時間スケール
| Title |
A_Temporal_Scale_to_Track_the_Spectral_Transitions_in_Low-Mass_X-ray_Binaries |
| Authors |
E._Sonbas,_K._Mohamed,_K._S._Dhuga_and_E._G\"o\u{g}\"u\c{s} |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01772 |
9つの低質量X線連星（LMXB）のサンプルの観測の時間分析の結果が提示されます。これらのソースのうち、5つは中性子星（NS）プライマリ（4U1608-52、AqlX-1、4U1705-44、GX17+2、およびCygX-2）をホストし、4つはブラックホール（BH）をホストします（GX339-4、XTEJ1859+226、H1743-322、およびMAXIJ1659-152）。NSグループには、3つの環礁と2つのZタイプのソースが含まれています。アーカイブの比例計数管（PCA）/RXTEデータを利用して、高解像度の光度曲線を作成しました。光度曲線のウェーブレット変換を展開して、光源のスペクトル状態に関連付けられた最小時間スケール（MTS）を抽出します。MTSは、二乗平均平方根（RMS）と硬度の比率とともに、ターゲットソースのスペクトル遷移の変化を直接比較できるRMS-MTSと硬度-MTSの図を作成するために使用されます。BH源とNS源が共同で占める広い領域での高フラクショナルRMSと高硬度クラスターの観測。低フラクショナルRMS観測の場合、MTSは（平均して）環礁をZタイプおよびBHソースから分離します。小さいMTSはZタイプ（およびBH）に対応し、大きいMTSは環礁ソースに対応します。さらに、硬度-MTS平面では、BHソースが低硬度の小さなMTS領域の唯一の占有者であるため、LMXB内のBHホストとNSホストを区別するための独自のプロパティを示す可能性があります。
ぽっちゃり画像の再構成のためのレッドノイズ固有基底
「赤」のパワースペクトルを持つランダムノイズ画像のアンサンブルに適用された主成分分析（PCA）から導出された固有基底の使用を示します。つまり、大きな空間スケールから小さな空間スケールに滑らかに減少するスペクトル。結果として得られる固有基底のパターンにより、広範囲の画像形態を備えた画像の再構成が可能になります。特に、この一般的な固有基底を使用して、干渉観測の可能な天文源に似た画像を効率的に再構成できることを示します。PCA基底を生成するために使用された元のアンサンブルの画像は、天体画像とは大幅に異なりますが。さらに、画像再構成の効率と忠実度は、画像のアンサンブルを生成するために使用されるレッドノイズパワースペクトルの特定のパラメータにわずかに依存することを示します。
泡箱内の核反跳の核形成効率
液体キセノン（および液体アルゴン）を使用する泡箱は、GeVスケールの暗黒物質検索および原子炉からのCE$\nu$NSのために、シンチレーション泡箱（SBC）のコラボレーションによって運用（または計画）されています。これには、これらのターゲット媒体における低エネルギー核反跳の核形成効率の堅牢なキャリブレーションプログラムが必要になります。このようなプログラムは、$\mathrm{C_3F_8}$泡箱を使用して暗黒物質を直接検出することを目的としたPICOコラボレーションによって実行されました。単一エネルギー中性子ビームとAm-Beソースからの中性子キャリブレーションデータが収集および分析され、熱力学的しきい値$2.45$および$3.29\、\mathrm{での炭素およびフッ素反跳の一般的な核生成効率モデルのグローバルフィットにつながりました。keV}$。多次元モデルをデータ（$34$の自由パラメーター）に適合させることは、自明ではない計算上の課題であり、提示されるカスタムマルコフ連鎖モンテカルロアプローチで対処されます。この方法論を検証するために実施されたパラメトリックMC研究についても説明します。PICOキャリブレーションで実証されたこの適合パラダイムは、既存および将来のシンチレーション泡箱キャリブレーションデータに適用されます。
さそり座、銀河のペアを視覚化するためのパッケージ
| Title |
SCORPIO,_a_package_for_the_visualization_of_galaxy_pairs |
| Authors |
Jose_A._Benavides,_Mart\'in_Chalela,_Juan_B._Cabral,_Bruno_O._S\'anchez,_Sebastian_Gurovich |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01260 |
プロジェクト\texttt{SCORPIO}の説明を示します。これは、銀河ペアの位置に基づいて画像と関連データを取得し、複数の典型的なシステムの視覚的分析とデータ照合を容易にするPythonパッケージです。このコードは、利用可能なバンドに基づいてSDSS、2MASS、およびWISE調査から情報を取り込み、銀河の潮汐力変形、圧力勾配によって引き起こされる星形成領域、形態変化などの複数の天体物理学的現象の自然実験室としての銀河ペアの研究用に設計されています。いくつか例を挙げると。
ウォームスピッツァーIRAC測光：観測モードと露光時間への依存性
| Title |
Warm_Spitzer_IRAC_Photometry:_dependencies_on_observing_mode_and_exposure_time |
| Authors |
Jessica_E._Kricka,_Patrick_J._Lowrance,_Sean_Carey,_Jason_Surace,_Carl_J._Grillmair,_Seppo_Laine,_Schuyler_D._Van_Dyk,_James_G._Ingalls,_Matthew_L._N._Ashby,_and_S.P._Willner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01307 |
観察戦略に依存するスピッツァー/IRAC3.6および4.5ミクロン測光の違いを調査します。アーカイブキャリブレーションデータを使用して、可能なすべての観測戦略で観測された、10個のキャリブレーションスターの測定されたフラックス密度（「フラックス」）の詳細な調査を実行します。次に、測定されたフラックスの違いを、1）アレイモード（フルまたはサブアレイ）、2）露光時間、および3）ディザリングと凝視の観測の関数として定量化します。フルアレイを使用して観測されたソースで測定されたフラックスの中央値は、[3.6]と[4.5]のサブアレイで観測されたものよりもそれぞれ1.6％と1％低いことがわかります。さらに、[3.6]の観測では、長いフレーム時間が短いフレーム時間よりもフルアレイで3.4％、サブアレイで2.9％の中央値だけ短いと測定されるように、露光時間への依存性が見つかりました。[4.5]の観測では、より長いフレーム時間は、フルアレイとサブアレイでそれぞれ0.6％と1.5％です。これらの非常に小さな変動は、複数の異なる観測モードからの高精度測光を必要とする科学ユーザーにのみ影響を与える可能性があります。ディザリングモードと凝視モードで得られたフラックスには、統計的に有意な差は見られません。サンプル内のすべての星を考慮すると、ピクセルの部分的な井戸の深さは、観測されたさまざまなフラックスと相関しています。原因は、以前は直線性からの逸脱が無視できると想定されていた、最も低い井戸の深さのピクセルの小さな非線形性であると推測されます。
Atacama Cosmology Telescope：バルク大気運動のモデリング
| Title |
The_Atacama_Cosmology_Telescope:_Modeling_Bulk_Atmospheric_Motion |
| Authors |
Thomas_W._Morris,_Ricardo_Bustos,_Erminia_Calabrese,_Steve_K._Choi,_Adriaan_J._Duivenvoorden,_Jo_Dunkley,_Rolando_D\"unner,_Patricio_A._Gallardo,_Matthew_Hasselfield,_Adam_D._Hincks,_Tony_Mroczkowski,_Sigurd_Naess,_Michael_D._Niemack,_Lyman_A._Page,_Bruce_Partridge,_Maria_Salatino,_Suzanne_T._Staggs,_Jesse_Treu,_Edward_J._Wollack,_Zhilei_Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01319 |
変動する大気放出は、角度スケール$\gtrsim0.5^{\circ}$でのCMB温度異方性の地上ベースのミリ波観測の主要なノイズ源です。大気のモデルを、水平風速で観測者に対して移動する放出乱流層の離散セットとして提示します。ペアラグと呼ばれる、アレイ内の検出器ペアのタイムラグ依存相関関数から導出された統計を導入した後、このモデルを使用して、アタカマからの時系列データから導出された大気の総角運動を推定します。宇宙望遠鏡（ACT）。ACTのCMB観測のみから得られた推定値は、高さに依存する水平風速と水蒸気密度を追加で含む衛星気象データから得られた推定値と一致することがわかります。また、測定された大気ノイズスペクトルの、風速と望遠鏡のスキャン方向との間の相対角度への依存性についても調査します。特に、スキャン速度を変えると、予測可能な方法でノイズスペクトルが変化することがわかります。ペアラグ統計を計算することで、大気の変動がCMB異方性の測定にどのように影響するかを理解するための新しい道が開かれます。
KID干渉計スペクトル調査（KISS）による観測
| Title |
Observations_with_KIDs_Interferometer_Spectrum_Survey(KISS) |
| Authors |
A._Fasano,_A._Catalano,_J._F._Mac\'ias-P\'erez,_M._Aguiar,_A._Beelen,_A._Benoit,_A._Bideaud,_J._Bounmy,_O._Bourrion,_G._Bres,_M._Calvo,_J._A._Castro-Almaz\'an,_P._de_Bernardis,_M._De_Petris,_A._P._de_Taoro,_M._Fern\'andez-Torreiro,_G._Garde,_R._G\'enova-Santos,_A._Gomez,_M._F._G\'omez-Renasco,_J._Goupy,_C._Hoarau,_R._Hoyland,_G._Lagache,_J._Marpaud,_M._Marton,_A._Monfardini,_M._W._Peel,_G._Pisano,_N._Ponthieu,_R._Rebolo,_S._Roudier,_J._A._Rubi\~no-Mart\'in,_D._Tourres,_C._Tucker,_C._Vescovi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01449 |
1度の視野（FoV）を備えたスペクトルイメージャであるKIDs干渉計スペクトル調査（KISS）の空での予備的な結果について説明します。この機器は、海抜2395mのテネリフェ島天文台（カナリア諸島テネリフェ島）にある2.25mQ-U-IJOintTEnerife望遠鏡から120〜180GHzの範囲で動作します。最大1.45GHzの低分解能のスペクトルは、高速（3.72Hzの機械的周波数）フーリエ変換分光計を使用して、集中定数回路の2つの316ピクセルアレイをホストする170mKの安定した温度の連続希釈クライオスタットと組み合わせて取得します。インダクタンス検出器。KISSは、観測中に1秒あたり3000を超えるスペクトルを生成し、大きなFoVでのスペクトルマッピングの可能性を示すパスファインダーを表します。この論文では、スペクトルマッピングパラダイムの全体的な説明を行い、観測からの最近の結果を示します。
画像融合技術を使用した地球近傍天体の位置天文観測
| Title |
Astrometric_observations_of_a_near-Earth_object_using_the_image_fusion_technique |
| Authors |
Yigong_Zhang,_Jiancheng_Wang,_Jie_Su,_Xiangming_Cheng,_Zhenjun_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01494 |
小さな地球近傍天体（NEO）の正確な天体観測は、位置天文学の重要な観測研究トピックであり、太陽系の起源と進化、小さなNEOの検出と早期警告など、学際的な研究を大いに促進します。と深宇宙ナビゲーション。微弱さや速い移動速度などの小さなNEOの特性は、位置天文観測の精度と精度を制限します。本論文では、画像融合技術に基づいてNEOの正確で正確な位置天文位置を改善する方法を提示します。散開星団M23の観測画像からのノイズ分析と位置天文試験が与えられます。画像融合技術を使用して、それぞれ参照星と移動ターゲットを含む重ね合わせた画像と元の画像のセットを取得します。最終的な融合画像セットには、高い信号対雑音比の背景星と理想的なNEO画像が同時に含まれ、背景星の飽和を回避します。融合画像を使用すると、望遠鏡の追跡とNEOエフェメリスエラーが位置天文観測に与える影響を減らすことができます。結果は、適切な画像融合モードを選択した後、NEOEros天体測定の精度と精度が明らかに向上することを示しています。
IACHEC2020 / 2021パンデミックレポート
| Title |
IACHEC_2020/2021_Pandemic_Report |
| Authors |
K._K._Madsen,_V._Burwitz,_K._Forster,_C._E._Grant,_M._Guainazzi,_V._Kashyap,_H._L._Marshall,_E._D._Miller,_L._Natalucci,_P._P._Plucinsky_and_Y._Terada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01613 |
本報告書では、国際高エネルギー校正天文コンソーシアム（IACHEC）の活動と、2019年5月に日本で開催された前回の対面会議（湘南村センター）以降に行われた作業を、11月に開催された2つの仮想会議を通じて要約します。2020年と2021年5月。オンラインのみの会議では、通常の対面ワークショップの内容がミッションの更新とワーキンググループの更新に分けられました。11月の会議は、ミッションキャリブレーションの更新と、明るいトランジェントの観測に頻繁に参加するNuSTAR、Swift、NICER間のクロスキャリブレーションの現在のステータス、およびXMM-NewtonとChandraのクロスキャリブレーションのレビューに専念しました。\nustar\と\swift\の間の結果は全体的に良好な一致を示していますが、大きなダスト散乱ハローを伴う明るい光源の場合、オーバーラップ領域3〜5keVで問題が解決しません。NICERの相互校正はまだ進行中であり、進化していますが、XMM-NewtonとChandraの相互校正では、絶対フラックスとスペクトル形状の決定の両方に系統的な違いがさまざまなクラスのソースに存在します。5月の会議は、ワーキンググループの進捗状況とここに要約されたレポートに焦点が当てられました。
スコアベースの生成モデルによる現実的な銀河画像シミュレーション
| Title |
Realistic_galaxy_image_simulation_via_score-based_generative_models |
| Authors |
Michael_J._Smith_(Hertfordshire),_James_E._Geach,_Ryan_A._Jackson,_Nikhil_Arora,_Connor_Stone,_St\'ephane_Courteau |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01713 |
スコアベースの生成モデルのクラスであるノイズ除去拡散確率モデル（DDPM）を使用して、銀河の観測を模倣する現実的でありながら偽の画像を生成できることを示します。私たちの方法は、測光および銀河外調査（PROBES）サンプルからの回転曲線観測からの銀河とスローンデジタルスカイ調査から選択された銀河の暗黒エネルギー分光計器grzイメージングでテストされています。主観的に、生成された銀河は、実際のデータセットからのサンプルと比較すると非常に現実的です。主観的および形態学的類似性をテストするために「Fr\'echetInceptionDistance」を使用して、深い生成学習の文献から借用することにより、類似性を定量化します。また、グラウンドトゥルースの親データセットと合成された子データセットの新たな物理的特性（合計の大きさ、色、半光半径など）を比較するために、「合成ギャラクシー距離」メトリックを導入します。DDPMアプローチは、敵対的ネットワークなどの他の生成方法よりも鮮明で現実的な画像を生成し（よりコストのかかる推論の欠点があります）、特定の画像調査に合わせた合成観測の大規模なサンプルを生成するために使用できると主張します。DDPMの2つの潜在的な用途を示します。（1）衛星証跡などの遮蔽されたデータの正確なインペインティングと（2）新しい入力画像を処理してDDPMトレーニングセットのプロパティを模倣できるドメイン転送です。ここでは、ドメイン移管の概念実証としての「DESI-fy」漫画画像を紹介します。最後に、天文学コミュニティ内でこのトピックに関するさらなる研究を動機付ける可能性のあるスコアベースのアプローチの潜在的なアプリケーションを提案します。
硝酸塩によるBAT-GUANOの収集（非イメージング過渡再構成と一時的検索）：尤度フレームワークを使用した最も弱いGRBの検出とローカライズ
| Title |
Harvesting_BAT-GUANO_with_NITRATES_(Non-Imaging_Transient_Reconstruction_And_TEmporal_Search):_Detecting_and_localizing_the_faintest_GRBs_with_a_likelihood_framework |
| Authors |
James_DeLaunay_and_Aaron_Tohuvavohu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01769 |
重力波の対応物であるGRB170817Aの検出は、宇宙論的なGRB集団と比較して10,000倍の明るさであり、短いGRBの薄暗い、近くの、わずかに軸外れの集団を検出して位置を特定することに多大な努力を促します。Swift/BATは、動作中の最も感度の高いGRB検出器であり、GRBを分単位の精度で定期的にローカライズする唯一の検出器であり、迅速な追跡調査に不可欠です。ただし、対象となるサブスレッショルド検索でのBATの有用性は、分析に必要な生データが利用できないため、歴史的に制限されていました。GUANOシステム（arXiv：2005.01751）からのタイムタグ付きイベント（TTE）データの新しい可用性により、これらのデータを最大限に活用するための機密性の高いターゲット検索分析手法の開発に新たな焦点が当てられます。計算は安価ですが、典型的なコード化マスクデコンボリューションイメージングは、いくつかの要因により感度が制限されていることを示しています。BATデータの分析のための最尤フレームワークを形式化し、信号は完全な機器応答を通じてフォワードモデル化され、新しい応答モデルの開発と相まって、アーカイブ比較、注入キャンペーン、そして、ターゲット検索として実装した後、これまでに多数の低遅延GRBの発見と、分単位のローカリゼーションの確認が行われました。また、いくつかのFOVGRBの独立したローカリゼーションを初めて示します。NITRATESの感度の向上により、BATでのGRB170817Aのようなイベントの発見率が、他のGRB、GW、ニュートリノ、およびFRB機器との共同分析と検索を可能にするとともに、少なくとも3〜4ドル倍になります。応答関数と検索パイプラインコードへのパブリックアクセスを提供します。
JKTEBOP食変光星における重力減光係数の正しい使用について
食変光星の光度曲線を解くためのJKTEBOPコードのユーザーは、重力減光係数$y（\lambda）$を、ボロメータ重力減光指数$\beta$と混同することがよくあります。JKTEBOPには、波長に依存する係数が必要です。$y（\lambda）$と$\beta$の数値はかなり異なる可能性があり、間違った量が使用された場合、ソリューションに潜在的なバイアスが生じる可能性があることを示します。
白色矮星の運動学的性質。銀河軌道パラメータと年齢-速度分散関係
| Title |
Kinematic_properties_of_white_dwarfs._Galactic_orbital_parameters_and_age-velocity_dispersion_relation |
| Authors |
R._Raddi_(1),_S._Torres_(1,2),_A._Rebassa-Mansergas_(1,2),_J._Maldonado_(3),_M._E._Camisassa_(4),_D._Koester_(5),_N._P._Gentile_Fusillo_(6),_P.-E._Tremblay_(7),_M._Dimpel_(8),_U._Heber_(8),_T._Cunningham_(7),_J.-J._Ren_(9)_((1)_Universitat_Politecnica_de_Catalunya,_(2)_Institut_d'Estudis_Espacials_de_Catalunya,_(3)_INAF_-_Osservatorio_Astronomico_di_Palermo,_(4)_University_of_Colorado_Boulder,_(5)_Christian-Albrechts-Universitat_Kiel,_(6)_European_Southern_Observatory,_(7)_University_of_Warwick,_(8)_Dr._Karl_Remeis-Sternwarte,_(9)_Chinese_Academy_of_Sciences) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01145 |
ガイアまたは地上の分光観測のいずれかによって測定された、ガイアの位置天文学と視線速度を使用する3133個の白色矮星のサンプルの最初の詳細な3D運動学的分析を提示します。研究されたサンプルには、直接視線速度測定値を持つ孤立した白色矮星、または利用可能な視線速度を持つ非縮退コンパニオンを含む一般的な固有運動ペアに属する白色矮星が含まれています。一般的な固有運動ペアのサブセットには、大規模な分光調査または独自の追跡観測によって測定された金属の存在量もあります。白色矮星を最新の進化モデルとの補間によって質量と総年齢を決定することにより、天体物理学の時計として使用し、人口の化学的タグ付けのための一般的な固有運動で非縮退コンパニオンを使用しました。正確な視線速度をガイアの位置天文学と固有運動と組み合わせて、銀河の静止フレーム内のサンプルの速度成分とそれらの銀河の軌道パラメータを導き出しました。調査対象のサンプルは、ほとんどの場合、太陽から約300pc以内にあります。それは主に（90-95％）円盤に近い銀河軌道を持つ薄い円盤の星を含み、残りの5-10％の星はより偏心した軌道を持ち、厚い円盤に属しています。7つの孤立した白色矮星と2つの一般的な固有運動のペアをハローメンバーとして識別しました。薄いディスクメンバーの年齢速度分散関係を決定しました。これは、公開された視線速度のないさまざまな白色矮星サンプルから得られた以前の結果と一致し、4〜6Gyr後の動的加熱と飽和の兆候を示しています。[要約]
恒星対流層とその境界でのダイナミクス：5つの3D流体力学コードの比較
| Title |
Dynamics_in_a_stellar_convective_layer_and_at_its_boundary:_Comparison_of_five_3D_hydrodynamics_codes |
| Authors |
R._Andrassy,_J._Higl,_H._Mao,_M._Moc\'ak,_D._G._Vlaykov,_W._D._Arnett,_I._Baraffe,_S._W._Campbell,_T._Constantino,_P._V._F._Edelmann,_T._Goffrey,_T._Guillet,_F._Herwig,_R._Hirschi,_L._Horst,_G._Leidi,_C._Meakin,_J._Pratt,_F._Rizzuti,_F._K._Roepke,_P._Woodward |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01165 |
星の構造と進化を予測する私たちの能力は、対流境界混合などの複雑な3D流体力学的プロセスによって部分的に制限されています。流体力学シミュレーションは、恒星の対流と対流境界のダイナミクスを理解するのに役立ちます。ただし、このようなシミュレーションの計算に使用されるコードは通常、非常に単純な問題でテストされ、乱流の予測の信頼性と再現性は不明です。平面平行ボックス内の乱流対流を含むテスト問題を定義します。これにより、安定した成層層からの質量エントレインメントと内部波の生成が発生します。恒星内部の流体力学的問題を研究するために広く使用されているコードFLASH、MUSIC、PPMSTAR、PROMPI、およびSLHからの出力を比較します。対流は、シミュレーションボックスに収まる最大のスケールによって支配されます。速度成分、変動振幅、およびエンタルピーと運動エネルギーのフラックスのすべての時間平均プロファイルは、特定のグリッド（$128^3$および$256^3$グリッドセル）でのすべてのシミュレーションの平均の$\lesssim3\sigma$以内にあります。）、ここで$\sigma$は、フローの時間依存性による統計的変動を表します。彼らはまた、$512^3$のリファレンスランにもよく同意します。$128^3$と$256^3$のシミュレーションは、対流層に同伴される総質量について、それぞれ$9\％$と$4\％$の範囲内で一致します。エントレインメント率は、セットアップで機能するように変換できるエネルギー量によって設定されるようであり、境界層内の小規模な流れの詳細はほとんど関係がないようです。私たちの結果は、恒星内部の流れの流体力学的シミュレーションに信憑性を与えています。シミュレーションのすべての出力と、調査を再現または拡張するために必要なすべての情報を電子形式で提供します。
KIC 8462852（Boyajian's Star）の類似体の検索：候補者の2番目のリスト
ケプラーミッションのデータでは、通常のF3VスターKIC8462852（ボヤジアンのスター）が、十分に説明されていない明るさのまれな低下を示すことが観察されました。以前の論文は、ケプラーフィールドの周りの空の限られた領域で他の同様の星を検索した最初の結果を報告しました。このペーパーでは、その検索を拡張して、+22度から+68度の赤緯の間の空全体をカバーします。ペーパーIで「スローディッパー」と呼ばれる、浸漬率の低い15の新しい候補が特定されました。ディッパーはHRダイアグラムの限られた領域を占めており、空間内に明らかなクラスター化が見られます。この後者の特徴は、これらの星がSETI検索の魅力的なターゲットであることを示唆しています。
SN 2020sck：炭素-酸素白色矮星の爆燃
| Title |
SN_2020sck:_deflagration_in_a_carbon-oxygen_white_dwarf |
| Authors |
Anirban_Dutta,_D.K._Sahu,_G.C._Anupama,_Simran_Joharle,_Brajesh_Kumar,_A._J._Nayana,_Avinash_Singh,_Harsh_Kumar,_Varun_Bhalerao,_Sudhansu_Barway |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01226 |
Bバンドの最大光から-5.5dから+67dに及ぶタイプIaxSN2020sckの光学UBVRI測光と低から中解像度の分光観測を提示します。測光分析から、$\Deltam_{\rm{B}}$（15）=2.03$\pm$0.05magおよび$M_{\rm{B}}$=-17.81$\pm$0.22magが見つかります。準ボロメータ光度曲線に適合する放射拡散モデルは、0.13$\pm$0.02$M_{\odot}$の$^{56}$Niと0.34$M_{\rm\odot}$の噴出物が爆発で合成されることを示しています。観測された準ボロメータ光度曲線を、$M_{\rm{ch}}$炭素-酸素白色矮星の3次元純粋爆燃爆発の角度平均ボロメータ光度曲線と比較すると、0.16$M_{\odot}$の$^{56}$Niと0.37$M_{\odot}$のエジェクタが形成されます。SN2020sckの+1。4日スペクトルをSYN++を使用して生成された合成スペクトルと比較することにより、CII、CIII、およびOIによる吸収特性を見つけます。これらは爆発で未燃の物質であり、C-O白色矮星を示します。TARDISを使用したスペクトルの1次元放射伝達モデリングでは、光球近くのエジェクタの密度が高く、エジェクタの組成が主にC、O、Si、Fe、およびNiである外層が急激に減少していることが示されています。H$\alpha$（$\lambda$6563）線の光度から計算されたホスト銀河の星形成率は0.09$M_{\odot}$yr$^{-1}$であり、比較的若い恒星環境を示しています。
ASASSN-19ax：おおぐま座SU星型矮新星で、スーパーハンプ期間が長く、スーパーバースト後の再輝があります。
| Title |
ASASSN-19ax:_SU_UMa-type_dwarf_nova_with_a_long_superhump_period_and_post-superoutburst_rebrightenings |
| Authors |
Taichi_Kato_(Kyoto_U),_Hiroshi_Itoh,_Seiichiro_Kiyota_(VSOLJ),_Tonny_Vanmunster_(CBA_Belgium),_Tamas_Tordai_(HAA),_Yusuke_Tampo,_Naoto_Kojiguchi,_Masaaki_Shibata,_Junpei_Ito_(Kyoto_U),_Roger_D._Pickard_(BAA_VSS),_Sjoerd_Dufoer_(VVS) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01304 |
私たちは、2021年9月から10月の長い爆発の間にASASSN-19axを観測しました。この天体は、おおぐま座SU星型の矮新星で、スーパーハンプ周期が0.1000〜0.1001dであることが確認されています。このオブジェクトは、2019年と2021年のスーパーバーストの両方で2回のスーパーバースト後の再輝を示しました。これらの観測により、ASASSN-19axは、複数の再輝を示す長周期SUUMa型矮新星のグループに属していることが確認されました。この現象は、おそらく、共鳴の安定境界近くの弱い3：1共鳴によるスーパーバーストの早期消光から生じ、スーパーバースト後にかなりの量のディスク質量をもたらします。ASASSN-19axは、公転周期が0.08316dで異常に高温で明るい二次星であるSUUMaタイプの矮新星であるQZSerと非常に似ており、両方の天体が少なくとも1回は複数のスーパーバースト後の再輝を示したことに注目しました。彼らは静止状態で明るいこと。ASASSN-19axのセカンダリのコアはQZSerのように進化する可能性があると予想しています。
最も金属が豊富な漸近巨星分枝星
モナッシュ恒星構造コードとMESAで進化した非常に金属が豊富な星の新しい恒星進化シーケンスを紹介します。モナッシュモデルには、金属量$Z=0.04$から$Z=0.1$の$1-8M_{\odot}$の質量が含まれ、主系列星から熱パルス漸近巨星分枝（AGB）に進化します。これらは、文献で最初の$Z=0.1$AGBモデルです。MESAモデルには、熱パルス相の開始まで進化した$Z=0.06$から$Z=0.09$の中間質量モデルが含まれます。3番目のドレッジアップは、中間質量モデル$Z\le0.08$でのみ発生します。ホットボトムバーニング（HBB）は、金属量への依存度が低く、最小質量が$Z=0.014$の4.5$M_{\odot}$からZ=0.04、$6の$\約5.5M_{\odot}$に増加します。M_{\odot}$for$0.05\leZ\le0.07$以上6.5$M_{\odot}$for$Z\ge0.08$。$Z=0.1$モデルの動作は異常です。AGBの初期の部分で急速な質量損失が発生したため、ほとんどの場合、Heシェルの不安定性は発生しません。質量損失をオフにすると、Heシェルが不安定になりますが、熱パルスは弱く、3回目のドレッジアップは発生しません。炭素点火の最小質量は、$Z=0.04$の8$M_{\odot}$から$Z=0.1$の7$M_{\odot}$に減少します。これは、コアの最小質量の減少を意味します-超新星を崩壊させます。同様に高い金属量（$Z=0.06-0.09$）のMESAモデルは、炭素点火の最小質量の同じ低下を示しています。炭素燃焼は、最高の金属量（$Z=0.09）で$6M_{\odot}$モデルで検出されます。$）および$Z\ge0.06$のすべての$7M_{\odot}$モデル。これは、コード全体で低下した炭素燃焼しきい値の堅牢性を示しています。
7 ONe nova V6595Sgrの爆発に参加する
| Title |
7Be_in_the_outburst_of_the_ONe_nova_V6595_Sgr |
| Authors |
P._Molaro,_L._Izzo,_V._D'Odorico,_E._Aydi,_P._Bonifacio,_G._Cescutti,_E.J._Harvey,_M._Hernanz,_P._Selvelli,_and_M._della_Valle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01469 |
発見から約2週間後、パンデミックによる困難な状況下で、2021年4月にESOVLTで行われた高解像度UVES観測による、古典的な新星V6595Sgrの爆発における7Be同位体の探索を報告します。7BeII313.0583、313.1228nmダブレット共鳴線のバーストスペクトル、およびCaIIなどの他のいくつかの要素で、速度が約-2620および-2820km/sの狭い吸収成分が、より広く浅い吸収に重ね合わされて観察されます。、FeI、MgI、NaI、HI、ただしLiI。CaIIK線を参照元素として使用して、7Beの崩壊を考慮に入れると、N（7Be）/N（H）〜7.4x10^{-6}、または〜9.8x10^{-6}を推測します。7Beの存在量は、新星で最も頻繁に測定される値の約半分です。7Beが検出された層に過剰イオン化が存在する可能性についても説明します。発見から91日後にラパルマのテレスコピオナツィオナーレガリレオ（TNG）で行われた観測は、新星をONeタイプとして分類することを可能にする酸素とネオンの顕著な輝線を示しました。したがって、7BeはCO新星でより高いと予想されますが、両方の新星タイプで同等のレベルで見られます。
CARMENESは、M矮星の周りの太陽系外惑星を検索します。光球と彩層の強いKI線の診断機能
| Title |
The_CARMENES_search_for_exoplanets_around_M_dwarfs._Diagnostic_capabilities_of_strong_K_I_lines_for_photosphere_and_chromosphere |
| Authors |
B._Fuhrmeister,_S._Czesla,_E._Nagel,_A._Reiners,_J.H.M.M._Schmitt,_S._V._Jeffers,_J._A._Caballero,_D._Shulyak,_E._N._Johnson,_M._Zechmeister,_D._Montes,_\'A._L\'opez-Gallifa,_I._Ribas,_A._Quirrenbach,_P._J._Amado,_D._Galad\'i-Enr\'iquez,_A._P._Hatzes,_M._K\"urster,_C._Danielski,_V._J._S._B\'ejar,_A._Kaminski,_J._C._Morales,_M._R._Zapatero_Osorio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01552 |
M矮星のスペクトルにはいくつかの強いKI線があり、その中には7700AA付近のダブレットと12500AA付近の別のダブレットがあります。カラルアルトの高解像度光学および近赤外分光器であるCARMENESで観測された、324Mの矮星のサンプルでこれらの光学および近赤外ダブレットを研究し、線が光球および彩層診断としてどれだけうまく使用できるかを調査します。両方のダブレットは、不活性な星の中で支配的な光球成分を持っており、有効温度と重力のトレーサーとして使用できます。光学ダブレットを使用した変動性の研究では、赤い線の成分に焦点を当てます。これは、個々のスペクトルのテルリック補正によるアーチファクトが発生しにくいためです。光学ダブレットラインは、特にラインが発光コアを発達させるM5.0Vより後のM矮星の活動に敏感です。以前のタイプMの矮星の場合、光学ダブレット線の赤色成分もH$\alpha$活動と相関しています。通常、放出にH$\alpha$がある星には正の相関が見られますが、吸収にH$\alpha$がある初期型のM星は反相関を示します。フレアの間、光学ダブレットラインは、最新のスペクトルタイプに対して強力なフィルインまたは発光コアを示す可能性があります。一方、近赤外線ダブレット線は、H$\alpha$との相関または反相関を示すことはめったになく、観測された最も強いフレアの間でも線の形状を大きく変えることはありません。それにもかかわらず、近赤外ダブレット線は、磁場Bを推定することを可能にする、約20個のアクティブな星の顕著な分解されたゼーマン分裂を示しています。
ワイドバイナリの離心率分布とそれらの個々の測定値
| Title |
The_eccentricity_distribution_of_wide_binaries_and_their_individual_measurements |
| Authors |
Hsiang-Chih_Hwang,_Yuan-Sen_Ting,_Nadia_L._Zakamska |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01789 |
幅の広いバイナリの離心率は、軌道周期が長いため測定が困難です。Gaiaの高精度の位置天文測定では、広いバイナリの離心率は、分離ベクトルと相対速度ベクトルの間の角度（$v$-$r$角度）によって制約されます。この論文では、GaiaEarlyDataRelease3のワイドバイナリの$v$-$r$角度を使用して、バイナリ分離の関数として離心率分布を測定するベイズアプローチを開発します。さらに、個々のワイドバイナリの離心率を推測し、公開します。私たちの結果は、$10^2$AUでの広いバイナリの離心率分布が均一に近く、$>10^{3}$AUで超熱になることを示しており、異なる分離レジームで支配的な2つの形成メカニズムを示唆しています。密接なバイナリ形成、おそらくディスクの断片化は、$<10^{2}$AUで均一な離心率分布をもたらします。$>10^{3}$AUで非常に偏心した幅の広いバイナリにつながる幅の広いバイナリの形成は、乱流の断片化および/またはコンパクトなトリプルの動的な展開である可能性があります。Gaiaを使用すると、多数の幅の広いバイナリの離心率を測定できるようになり、バイナリの形成と進化を理解するための新しいウィンドウが開きます。
カーブラックホールの周りの単極子磁気圏のAlfv \ 'enic超放射
| Title |
Alfv\'enic_superradiance_for_a_monopole_magnetosphere_around_a_Kerr_black_hole |
| Authors |
Sousuke_Noda,_Yasusada_Nambu,_Masaaki_Takahashi,_Takuma_Tsukamoto |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01149 |
力のない近似の範囲内で、カーブラックホールの軸対称回転磁気圏におけるAlfv\'en波の超放射（Alfv\'enic超放射）を調べます。カー時空の赤道面では、波動関数の変数を分離し、内側と外側をマッピングするべっ甲座標を導入することにより、アルヴェーン波動方程式を1次元のSchr\"{o}dinger型方程式に変換します。光はそれぞれ$-\infty$と$+\infty$に表面化し、アルヴェーン波の波動散乱問題を調査します。波動方程式の漸近解の分析とWronskianの保存により、超放射が得られます。Alfv\'en波の条件であり、Blandford-Znajekプロセスの条件と一致することが示されます。これは、Alfv\'enic超放射が発生すると、Blandford-Znajekプロセスも力のない磁気圏で発生することを意味します。次に、Alfv\'en波の反射率を数値的に評価し、Kerr時空でAlfv\'enic超放射が実際に可能であることを確認します。さらに、Alfv\'en波の共鳴散乱について説明します。「準通常モード磁気圏の。
| Title |
Kination_cosmology_from_scalar_fields_and_gravitational-wave_signatures |
| Authors |
Yann_Gouttenoire,_Geraldine_Servant_and_Peera_Simakachorn |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01150 |
キネーションは、状態方程式$\omega=+1$に対応する宇宙史の時代を示し、宇宙の総エネルギー密度がスケールファクターの6乗の逆乗として赤方偏移します。これは、宇宙がスカラー場の運動エネルギーによって支配されている場合に発生します。それはしばしば、放射線の時代の前に起こった、インフレ後の時代として文献で動機付けられてきました。この論文では、代わりに、キネーションが原始インフレから切り離され、標準模型の放射線時代のはるか後に発生する可能性を検討します。原始重力波のすべての主要な発生源への影響を研究します。これが、重力波の長期的な宇宙源の確率的背景、すなわち、膨張からの還元不可能な重力波、およびローカルとグローバルの両方の宇宙ひもからの重力波の非常に特徴的なピークスペクトルにどのようにつながるかを示し、有望な観測の見通しがあります。エネルギースケールとキネーション時代の期間の関数として、LIGO、LISA、ET、CE、BBOでモデルに依存しないシグネチャと検出可能性の予測を提示します。次に、そのような中間キネーション時代は、実際には、大規模なクラスのアクシオンモデルで対症療法であると主張します。スカラー場のダイナミクス、作業条件、および基礎となるモデルの制約を詳細に分析します。素粒子物理学パラメーターの関数として重力波予測を提示します。重力波信号とアクシオン暗黒物質の存在量、およびバリオン非対称性の間の一般的な関係を導き出します。QCDアクシオンの特殊なケースの予測を調査します。重要なメッセージは、原始起源の重力波がアクシオンモデルの代替実験プローブを表すということです。
回転衛星のための相関ベースのイメージング
低軌道衛星など、固定軸を中心に回転している、宇宙で高速で移動する小さな物体のイメージングを検討します。イメージングシステムは、地上ベースの非同期放射線源と、高密度大気上のいくつかのパッシブレシーバーで構成されています。受信信号の相互相関を使用して、周囲の媒体の変動による歪みを低減します。相関のあるイメージングには、プロービングパルスに関する知識を必要としないという利点もあり、エミッタの位置に弱く依存します。必要なドップラー補正を導入することにより、ターゲットの軌道速度を考慮します。高速で回転するオブジェクトを画像化するには、回転を補正する必要もあります。画像を形成する前に、データの自己相関から回転パラメータを直接抽出できることを示します。次に、相互相関データ構造を1つではなく2つのポイントに逆伝播して、干渉行列を形成するイメージング方法を調査および分析します。提案されたイメージング方法は、移行された相互相関データ干渉行列の上部固有ベクトルとして反射率を推定することで構成されます。これをランク1画像と呼び、高速で移動および回転するオブジェクトの通常のシングルポイント移行スキームと比較して優れた画像解像度を提供することを示します。さらに、回転によって解像度が大幅に向上し、回折限界の解像度が得られます。解像度の向上における2点マイグレーション法の役割と、逆アパーチャおよび回転の役割を示す理論的分析を実行します。広範な数値シミュレーションが理論結果をサポートします。
ミューオン$ g-2 $とスクリーニングされた修正重力
軽いスカラー場が（反）ミューオンの異常磁気モーメントの理論値と観測値の間の不一致をどのように説明できるかを示します。物質と光子の両方に結合すると、軽いスカラー場は荷電粒子の異常磁気モーメントの変化を引き起こします。これは、2つの同時効果から生じます。古典的に、軽いスカラーはサイクロトロン周波数の変化を引き起こし、実験的に使用された磁場と電場から来る電磁効果を補完します。軽いスカラーはまた、1ループレベルで機械的に異常磁気モーメント量子に寄与します。湯川相互作用と結合するスクリーニングされていないスカラー場の場合、ニュートン重力からの偏差にカッシーニ限界を適用した後、これらの寄与は無視できます。一方、カメレオンやシンメトロンなどのスクリーニングされたスカラーは、実験室では物質と強く結合し、太陽系では分離する可能性があります。これにより、最近測定された（反）ミューオンの異常磁気モーメントがカメレオンとシンメトロンの場合に説明できるパラメータ空間の分岐を調べることができます。これは、修正された重力が実験室で働いていることのヒントかもしれません。
位相空間分布による暗黒物質のフリーズインとフリーズアウトを再検討する
| Title |
Revisit_Dark_Matter_Freeze-in_and_Freeze-out_through_Phase-Space_Distribution |
| Authors |
Yong_Du,_Fei_Huang,_Hao-Lin_Li,_Yuan-Zhen_Li_and_Jiang-Hao_Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01267 |
位相空間分布$f（p、t）$のレベルでボルツマン方程式を解くことにより、フリーズインとフリーズアウトによる暗黒物質の生成を再検討します。説明のために$2\to2$消滅と$1\to2$崩壊プロセスを使用して、結果として得られる暗黒物質の遺物の存在量を、数密度アプローチからのそれと比較します。フリーズインとフリーズアウトの間の移行体制では、差は$2\to2$の場合は$\sim$10％、$1\to2$の場合は$\sim$50％、さらには$の係数になる可能性があることがわかります。\mathcal{O}（10）$暗黒物質粒子または崩壊するメディエーターの消滅が無視された場合。$2\to2$および$1\to2$プロセスでのフリーズイン生成は、非熱的位相空間分布、または非平衡崩壊を伴うマルチモーダル分布をもたらす可能性があり、構造形成に影響を与える可能性があります。遅い時間に。また、弾性散乱がこのような非熱的分布をどのように歪める可能性があるかについても調査します。
動的システム分析による相互作用する暗黒エネルギーにおける構造の背景進化と成長
| Title |
Background_evolution_and_growth_of_structures_in_interacting_dark_energy_through_dynamical_system_analysis |
| Authors |
Wompherdeiki_Khyllep,_Jibitesh_Dutta,_Spyros_Basilakos_and_Emmanuel_N._Saridakis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01268 |
動的システム分析の形式を適用して、バックグラウンドおよび摂動レベルで相互作用するダークエネルギーシナリオの進化を統一された方法で調査します。結果として得られる動的システムには、物質の過密度に関連する追加の摂動変数が含まれているため、バックグラウンド解析の臨界点が分割され、物質の摂動のさまざまな動作に対応し、したがって安定性の特性に対応します。組み合わせた分析から、物質構造の正しい成長を伴う非加速物質支配エポックを説明する臨界点を見つけ、それらがサドルであるという事実は、この段階からの自然な存在を提供します。さらに、観測で必要とされるように、一定の物質摂動を伴う暗黒エネルギーが支配的な加速解に対応する遅い時間に安定したアトラクターを見つけます。したがって、相互作用する宇宙論は、バックグラウンドレベルと摂動レベルの両方で、物質と暗黒エネルギーのエポックを正しく記述することができます。これは、標準、つまり非相互作用の真髄では不可能であるため、相互作用の決定的な効果を明らかにします。
非標準的な運動項を伴うヒッグスインフレーションからの原始ブラックホールとスカラー誘導二次重力波
| Title |
Primordial_black_holes_and_scalar_induced_secondary_gravitational_waves_from_Higgs_inflation_with_non-canonical_kinetic_term |
| Authors |
Jiong_Lin,_Shengqing_Gao,_Yungui_Gong,_Yizhou_Lu,_Zhongkai_Wang,_Fengge_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01362 |
非正準運動項と重力とヒッグス場の間の非最小結合を組み合わせることにより、新しい膨張メカニズムを提案し、宇宙マイクロ波背景放射全体を満たしながら、ヒッグス場の変動によって小規模での曲率摂動を強化できることを示します。スケール。最近のNANOGrav信号とLIGO-Virgoイベントのブラックホールは、ヒッグス場の真空ゆらぎに起因している可能性があることがわかりました。将来の宇宙ベースの重力波観測所によるヒッグス場の宇宙論的プローブが提案されている。また、原始ブラックホールとスカラー誘導二次重力波の存在量に対する非ガウス性の影響についても検討します。原始ブラックホールは原始ブラックホールを形成しやすくしますが、スカラー誘導重力波のエネルギー密度への影響は無視できることがわかります。
深宇宙ネットワークにおける時系列比較
ディープスペースネットワークは、惑星間宇宙船のミッションをサポートするNASAの国際的なアンテナアレイです。トラックは、ターゲット宇宙船とのDSN通信の開始から終了までの多次元時系列のブロックであり、0.2〜1Hzの周波数で数時間続く数千のモニターデータ項目が含まれています。各トラックのデータを監視して、特定の宇宙船の運用とDSN自体のパフォーマンスを報告します。DSNは、太陽系全体で32の宇宙船から信号を受信しています。DSNには、DSNミッションユーザーのサポートの品質を維持しながら、コストを削減するというプレッシャーがあります。DSNリンク制御オペレーターは、複数のトラックを同時に監視し、異常をリアルタイムで特定する必要があります。DSNは、ミッションの数が増えると、処理する必要のあるデータが時間の経過とともに増えることを認識しています。このプロジェクトでは、分析のために過去8年間のデータを調べます。トラックに異常がある場合は、宇宙船、DSN機器、または気象条件のいずれかに問題があることを示しています。DSNオペレーターは通常、さらに分析するために不一致レポートを作成します。異常をすばやく見つけて照合するには、巨大なデータベースから10個の同様の履歴トラックを特定することが非常に役立つことが認識されています。このツールには3つの機能があります：（1）上位10の類似した履歴トラックの識別、（2）参照通常トラックと比較した異常の検出、および（3）2つの特定のトラック間の統計的差異の比較。これらの機能の要件は、21人のDSNオペレーターおよびエンジニアからの調査回答によって確認されました。予備的な機械学習モデルは、有望なパフォーマンスを示しています（AUC=0.92）。データセットの数を増やし、追加のテストを実行してパフォーマンスをさらに向上させてから、DSNフィールドオペレーターとエンジニアを支援するためにトラックビジュアライザーインターフェイスに統合する予定です。
アインシュタイン-マクスウェル-ディラトン理論における荷電ブラックホールに衝突するボゾン場の散乱と吸収
| Title |
Scattering_and_absorption_of_a_bosonic_field_impinging_on_a_charged_black_hole_in_the_Einstein-Maxwell-dilaton_theory |
| Authors |
Mart\'in_G._Richarte,_\'Ebano_L._Martins,_and_J\'ulio_C._Fabris |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01595 |
この研究では、質量のないボゾン場が荷電した膨張性ブラックホールに衝突する吸収および散乱過程を再検討します。部分波法を使用して、$M\omega$と呼ばれるデカップリングパラメータの観点から全吸収断面積を数値的に決定し、ディラトンブラックホールの振幅がマイルドのライスナーノルドストロームのものよりも低いことを発見しました。高周波の限界では、吸収断面積は2種類の複雑な振る舞いを示します。1つは微細構造と呼ばれ、もう1つは超微細構造と呼ばれます。帯電したディラトンブラックの主な特性を完全に把握するために穴については、コンパクトな物体が帯電した巨大なボソン場に衝突する別のフレームワークを検討します。低周波限界では、吸収断面積が2つの異なる位相を示し、臨界速度の値で示されると主張します。。暗黒物質モデルとブラックホールの質量に応じて、両方の位相が関連していることを示します。より小さなスカラー場の質量bによって強化され、超放射散乱が発生することを確認します。スカラー場の電荷の値が大きい。中間周波数の場合、ライスナー・ノルドストロームの場合に比べて超放射効果は小さくなります。ただし、この効果は必ずしも不安定性の存在を意味するわけではありません。超放射不安定性をトリガーするには、2つの条件が満たされている必要があります。反射ミラー境界条件に基づくメカニズムで事象の地平線の外側に閉じ込められたままの不安定モードである必要があります。このメカニズムにより、荷電スカラーフィールドと荷電ブラックホールで構成されるシステムが荷電ブラックホール爆弾を生成できます。この超放射不安定性を引き起こす可能性のある電荷場の値の解析式（下限）。
メタニミンラジカルカチオン（H $ _2 $ CNH $ ^ {+ \ cdot} $）およびその異性体アミノメチレン（HCNH $
_2 ^ {+ \ cdot} $）とC $ _2 $ H $ _4 $との反応性
| Title |
The_reactivity_of_methanimine_radical_cation_(H$_2$CNH$^{+\cdot}$)_and_its_isomer_aminomethylene_(HCNH$_2^{+\cdot}$)_with_C$_2$H$_4$ |
| Authors |
David_Sundelin,_Daniela_Ascenzi,_Vincent_Richardson,_Christian_Alcaraz,_Miroslav_Pol\'a\v{s}ek,_Claire_Romanzin,_Roland_Thissen,_Paolo_Tosi,_Jan_\v{Z}abka,_Wolf_D._Geppert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01703 |
メタニミンおよびアミノメチレンカチオンとエテンとの反応性に関する実験的および理論的研究が提示されています。選択的異性体の生成は、適切な中性前駆体の解離性光イオン化を介して実行され、反応性断面積と分岐比は、光子と衝突エネルギーの関数として測定されます。
相互作用する真空からの非特異宇宙論
真空がエネルギー交換を通じて完全流体と相互作用するFLRW宇宙論のダイナミクスを調べ、周期的モデルやバウンスモデルを含む非特異な構成を探索します。エネルギー伝達のための2つの特定の選択を検討します。最初のケースでは、エネルギー伝達は真空と流体のエネルギー密度の線形結合に比例し、保存方程式を正確に積分可能にします。結果として得られるフリードマン方程式は、スケールファクターの有効ポテンシャルを持つエネルギー制約方程式として解釈できます。これには、スケールファクターの小さな値でバウンスを強制する無限の障壁と、サイクリングソリューションを可能にするポテンシャル井戸が含まれる場合があります。2番目のケースでは、エネルギー伝達は真空と流体のエネルギー密度の非線形の組み合わせです。それにもかかわらず、この場合でも、ダイナミクスを部分的に統合することができ、最初の積分につながり、自由度の数が減少します。この非線形の場合にも、跳ね返りと循環宇宙論が発生する可能性があることを示します。どちらの場合も、結果として生じる位相空間の構造により、単一の跳ね返りの周りの初期加速位相を伴う非特異軌道が可能になり、減速物質が支配的な時代を介して、有効な宇宙定数が支配する後期加速位相に接続されます。
