| Title |
The_galaxy_power_spectrum_on_the_past_lightcone_I:_deep_wide_angle_redshift_surveys_and_the_detectability_of_the_turnover_scale |
| Authors |
Daniel_Pryer,_Robert_E._Smith,_Robin_Booth,_Chris_Blake,_Alexander_Eggemeier,_Jon_Loveday |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01811 |
全天および深赤方偏移サーベイの実空間でのサーベイウィンドウ畳み込み銀河パワースペクトルの式を導き出しますが、幾何学的な光円錐効果を考慮に入れています。調査深度の関数として標準平均赤方偏移近似を使用することの影響を調査し、この仮定が「真の」スペクトルと比較した場合、全体的な振幅抑制とスケール依存エラーの両方につながる可能性があることを示します。ただし、慎重に選択された「有効な固定時間」を使用することにより、完全なモデルへの近似が非常に正確であるが、より制限されたスケールのセットでのみ、スケールの範囲を見つけることができることも示します。スナップショットの高いリズムで大規模な$N$体シミュレーションから暗黒物質と銀河の光円錐の模擬調査を構築することにより、理論を検証します。これを行うには、すべての粒子について光円錐方程式を正確に解きます。粒子の世界線は、隣接するスナップショット間の3次補間を使用して区分的に取得されます。スケール$（0.004\h\{\rmMpc}^{-1}\leqk\leq0.54\h\{\rmMpc}^{-1}）$およびさまざまな大きさの制限。また、基準電力$P_0$と見かけの等級カットのさまざまな選択について、一般的に使用されるFKPの重みが測定にどの程度影響するかをテストします。重み付け方式を含めると、信号対雑音比が数倍向上することがわかります。最後に、銀河のパワースペクトル$k_0$のターンオーバースケールをどれだけ正確に測定できるかを調べます。光円錐モックを使用して、見かけの等級$m_{\rmlim}\sim21$に制限された全天カタログで確率$P\geq95\％$で離職率スケールを検出できることを示します。また、$m_{\rmlim}\sim22$と$20\％$の空をカバーする調査では、検出の重要性が高いままであることも示しています。
| Title |
Many-probes_multi-object_spatially-resolved_analyses_of_galaxy_clusters_in_the_big_data_era |
| Authors |
Fabio_Castagna,_Stefano_Andreon,_Alberto_Trombetta,_and_Marco_Landoni |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01834 |
熱スニヤエフゼルドビッチ（SZ）効果とX線放射は、特に半径方向の依存性に基づいて、銀河団ガスの熱力学の個別の高度に相補的なプローブを提供します。質量を含む銀河団の熱力学的放射状プロファイルを導出するために、さまざまな機器からのSZおよびX線データを共同で適合させるように設計された最初の公開コードである\texttt{JoXSZ}をすでにリリースしました。\texttt{JoXSZ;}は、完全なベイズフォワードモデリングアプローチに従い、熱力学的プロファイルに柔軟なパラメーター化を採用し、ユーザーがニーズに応じてカスタマイズできる多くの便利なオプションを備えています。共同分析にせん断測定を含め、単一クラスター分析から複数クラスター分析に移行して、クラスター母集団内の熱力学的特性の不均一性を定量化できるようにします。同時に、現在および新世代の調査によってリリースされた大量のデータを効率的に保存し、最適に処理する適切なフレームワークを作成しています。
THREEHUNDREDプロジェクト：銀河団規模でのバリオンプロセスの影響
流体力学シミュレーションで演じられるバリオンモデルの役割はまだ不明です。クラスター統計を使用して宇宙論モデルを正確に制約する将来の調査では、それをよりよく理解する必要があります。THREEHUNDREDプロジェクトのさまざまなバリオンモデル（Gadget-MUSIC、Gadget-X、Gizmo-SIMBA）の水力シミュレーションされた銀河団を使用して、この質問の詳細を調べることができます。異なるバリオンモデルによる銀河団の質量変化は、数パーセントのレベルであることがわかります。ただし、質量の変化は正または負になる可能性があり、これはバリオンモデルによって異なります。このような小さな質量変化は、累積ハロー数と質量完全性を超える微分ハロー質量関数（HMF）の両方に弱い影響（質量変化と比較してわずかに大きい）を残します。ハロー質量の変化に同意すると、バリオンモデルに応じて、暗黒物質のみ（DMO）の実行に対してハロー質量（またはHMF）を増減できます。
300クラスターの静水圧質量バイアス
静水圧平衡（HE）は、銀河団の質量を推定するための観測でよく使用されます。TheThreeHundredProjectからの約300のシミュレートされたクラスターのセットを使用して、クラスターのHE質量とそれに由来するバイアスを推定します。0.07から1.3までの赤方偏移範囲にわたるいくつかの動的状態指標へのバイアスの依存性を研究し、それらの間に依存性がないことを発見しました。さらに、HEによる質量の過大評価により、バイアスが負の値に達する合併フェーズでのHEバイアスの変化に注目します。
300-NIKA2スニヤエフ-ゼルドビッチ大規模プログラムのツインサンプル：実際の観測をサポートする合成クラスター
| Title |
The_Three_Hundred-NIKA2_Sunyaev-Zeldovich_Large_Program_twin_samples:_Synthetic_clusters_to_support_real_observations |
| Authors |
A._Paliwal,_E._Artis,_W._Cui,_M._De_Petris,_F.-X._D\'esert,_A._Ferragamo,_G._Gianfagna,_F._K\'eruzor\'e,_J.-F._Mac\'ias-P\'erez,_F._Mayet,_M._Mu\~noz-Echeverr\'ia,_L._Perotto,_E._Rasia,_F._Ruppin,_G._Yepes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01920 |
NIKA2カメラのターゲットに近い特性を持つ銀河団の合成クラスターのツインサンプルSunyaev-Zeldovich（SZ）LargeProgramは、THREEHUNDREDProjectシミュレーションデータベースから生成されました。この大規模なSZプログラムは、中程度および高い赤方偏移$\left（0.5<z<0.9\right）$で、質量の1桁をカバーする銀河団の選択を観測しています。これらは、PlanckおよびAtacamaCosmologyTelescopeカタログからSZで選択されたクラスターであり、選択は、統合されたコンプトンパラメーター値$Y_{500}$：特性半径$R_{500}$内のパラメーターの値に基づいています。300の流体力学シミュレーションは、これらの赤方偏移、質量、および$Y_{500}$の要件を満たす数百のクラスターを提供します。標準的な後処理分析に加えて、銀河団のX線、光学、重力レンズ、ラジオ、およびSZ観測を模倣した模擬観測マップが利用可能です。ツインサンプルを使用する主な目的は、合成X線、SZ効果、およびクラスターの光学マップ（メンバー銀河の速度分散とレンズ$\kappa$-mapsを介して）からのさまざまなクラスター質量プロキシを比較することです。最終的に、異なる質量プロキシとクラスター質量の間のスケーリング則は相互相関して、推定質量のばらつきを減らし、質量バイアスはさまざまな物理的パラメーターに関連します。
| Title |
Mass_Estimation_of_Planck_Galaxy_Clusters_using_Deep_Learning |
| Authors |
Daniel_de_Andres,_Weiguang_Cui,_Florian_Ruppin,_Marco_De_Petris,_Gustavo_Yepes,_Ichraf_Lahouli,_Gianmarco_Aversano,_Romain_Dupuis,_and_Mahmoud_Jarraya |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01933 |
銀河団の質量は、間接的な観測によって推測できます。X線バンド、スニヤエフ・ゼルドビッチ（SZ）効果信号、または光学を参照してください。残念ながら、それらはすべて何らかのバイアスの影響を受けています。あるいは、機械学習法を使用して、銀河団のPlanckPLSZ2カタログからクラスター質量の独立した推定値を提供します。Planckクラスターの実際のマップからクラスターの質量を推測するために、ThreeHundred（the300）流体力学シミュレーションからの模擬SZ観測を使用して畳み込みニューラルネットワーク（CNN）モデルをトレーニングします。CNNの利点は、クラスターのガス分布の優先対称性に関する仮定や、クラスターの物理的状態に関する追加の仮説が作成されないことです。CNNモデルからのクラスター質量をPlanckによって導出されたものと比較し、質量バイアスの存在がシミュレーション結果と互換性があると結論付けます。
宇宙の再電離時の運動学的スニヤエフ・ゼルドビッチ効果からの宇宙マイクロ波背景放射レンズ再構成へのバイアス
| Title |
The_Bias_to_Cosmic_Microwave_Background_Lensing_Reconstruction_from_the_Kinematic_Sunyaev-Zel'dovich_Effect_at_Reionization |
| Authors |
Hongbo_Cai,_Mathew_S._Madhavacheril,_J._Colin_Hill,_and_Arthur_Kosowsky |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01944 |
再構成された宇宙マイクロ波背景放射（CMB）レンズマップのパワースペクトルは、ニュートリノ質量の合計や暗黒エネルギーの状態方程式などの宇宙パラメータを制約するための強力なツールです。考えられる複雑な問題の1つは、移動する電子によるCMB光子の散乱による運動学的スニヤエフゼルドビッチ（kSZ）効果です。これは、kSZレンズ相関との非ガウス性の両方を通じてCMBレンズパワースペクトルの再構成にバイアスをかける可能性があります。kSZ温度異方性。宇宙の再電離によって誘発されたkSZ信号による温度異方性からのCMBレンズ再構成へのバイアスを初めて調査し、現在の宇宙の再電離の数値シミュレーションに基づく進行中および今後の実験の両方で無視できることを示します。また、最近のkSZシミュレーションを使用して、遅い時間のkSZフィールドによって引き起こされるバイアスを再検討します。以前の研究で見つかった値の2倍になる可能性があり、CMBレンズパワースペクトル信号の数パーセントにも達することがわかりました。これは、今後のデータ分析でこのバイアスを軽減する必要があることを示しています。
SZプロファイルによるAGNフィードバックモデルの制約
| Title |
Constraining_AGN_feedback_model_with_SZ_profile |
| Authors |
Hideki_Tanimura_and_Gary_Hinshaw_and_Ian_G._McCarthy_and_Ludovic_Van_Waerbeke_and_Nabila_Aghanim_etc |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02088 |
AGNからの相対論的ジェットは、銀河群と銀河団に幅広い影響を及ぼし、それらの形成と物理的特性を理解するための鍵となります。ただし、この非重力プロセスはよく理解されていません。重力ポテンシャルが浅い銀河群は、AGNフィードバックモデルを研究および制約するための理想的な実験室です。PlancktSZマップを使用して、平均ハロー質量が3x10^13Msunの約66,000SDSSLRGハローの高温ガスを調査しました。約17シグマでの平均tSZ半径プロファイルを検出し、さまざまなAGNフィードバックモデルを使用したcosmo-OWLS宇宙論的流体力学シミュレーションと比較しました。シミュレーションでは、AGN8.0モデルで最良の一致が得られました。また、測定されたtSZプロファイルを、自己類似関係を仮定した普遍的な圧力プロファイルからの予測と比較し、モデルが2つのハロー項を介して隣接するハローのクラスター化を説明する場合、それらが一貫していることを発見しました。
NIKA2偏光計を使用した260GHzのかに星雲。将来のCMB実験の偏光角キャリブレーションへの影響
| Title |
Crab_nebula_at_260_GHz_with_the_NIKA2_polarimeter._Implications_for_the_polarization_angle_calibration_of_future_CMB_experiments |
| Authors |
A._Ritacco,_R._Adam,_P._Ade,_H._Ajeddig,_P._Andr\'e,_E._Artis,_J._Aumont,_H._Aussel,_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._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,_L._Perotto,_G._Pisano,_N._Ponthieu,_V._Rev\'eret,_A._J._Rigby,_C._Romero,_H._Roussel,_F._Ruppin,_K._Schuster,_S._Shu,_A._Sievers,_C._Tucker,_and_R._Zylka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02143 |
宇宙マイクロ波背景放射（CMB）偏波Bモード信号に囲まれた原始重力波の探求は、その痕跡を検出できる新世代の高感度実験（CMB-S4、LiteBIRDなど）の開発を動機付けます。これは、機器の系統的効果の高度な制御と偏光角の正確な絶対校正を保証することによってのみ可能になります。かに星雲は、CMB実験用の空の偏光キャリブレータであることが知られており、すでにプランク衛星に使用されており、マイクロ波波長で高い偏光信号を示します。この作業では、NIKA2機器を使用して260GHzの中心周波数で得られたクラブ偏波観測を提示し、CMB実験の絶対角度キャリブレーションの制約を改善するためにそのような測定に必要な精度について説明します。
インフレーションからの原始らせん磁場？
確率的インフレーションの形式を使用して、パリティ違反の相互作用を伴うインフレーション中のらせん状磁気発生のメカニズムを再検討します。ゲージ場の分極の1つはタキオン成長を起こし、らせん状の磁場を生成します。Ornstein-Uhlenbeck確率微分方程式の形式である電磁界に関連するランジュバン方程式を取得します。その結果、らせん状磁場のタキオン成長は、確率論的ノイズがない場合に得られる振幅よりも小さい振幅で磁場が平衡状態に落ち着くように、確率論的ダイナミクスの平均回帰プロセスによってバランスが取られます。逆反応と強い結合の問題の両方が制御されているモデルのパラメーター空間で作業すると、モデルは、宇宙論的スケールで観測される磁場の源として銀河ダイナモによって増幅されるのに十分な大きさのシードを提供しません。
膨張宇宙における銀河の相関関数の非線形方程式と線形近似の解
| Title |
The_nonlinear_equation_of_correlation_function_of_galaxies_in_the_expanding_universe_and_the_solution_in_linear_approximation |
| Authors |
Yang_Zhang_and_Bichu_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02171 |
$\Omega_\Lambda+\Omega_m=1$を使用して、膨張宇宙におけるニュートン自己重力流体の密度変動の分析的研究を提示します。これは、静的な場合の以前の作業を拡張したものです。フィールド理論手法を使用して、摂動の2点相関関数$\xi$の非線形双曲型方程式を取得します。Zel'dolvich近似では、方程式は積分微分方程式になり、3点および4点の相関関数も含まれます。Groth-PeeblesとFry-Peeblesの仮説を採用することにより、方程式は閉じられ、DavisとPeeblesのマイルストーン作業で無視された圧力項とデルタソース項が含まれます。この方程式には、流体の3つのパラメーターがあります。ソース内の粒子の質量$m$、過密度$\gamma$、および音速$c_s$です。一次方程式のみを解き、銀河系に適用します。$c_s$の2つのモデルを取り、赤方偏移$z=7$での初期パワースペクトルを選択します。これは、デカップリングでのバリオン音響振動のスペクトルから関連するインプリントを継承します。解$\xi（{\bfr}、z）$は拡張中に成長し、大規模な$100$Mpcの周期的な隆起と、主要な山（$\xi\proptor^{-1のグローバル最大値）を含みます。}$）小規模で$r\lesssim50$Mpc。$\xi$のプロファイルは、銀河とクエーサーの調査で観測されたものと一致しています。バンプの分離は、相関スケールとしてジーンズの長さ$\lambda_J$によって与えられ、$\gamma$と$c_s$によっても変更されます。メインの山は、主にクラスタリングスケールとしてソース$\proptom$によって生成されます。結果は初期条件やパラメータにも影響されるため、バリオン音響振動の痕跡を正確に推測することは困難です。距離定規としての健全な地平線の難しさが指摘されています。
ピノキオでのキュービックガリレオンモデルの数値実装
| Title |
Numerical_implementation_of_the_Cubic_Galileon_model_in_PINOCCHIO |
| Authors |
Yanling_Song,_Chiara_Moretti,_Pierluigi_Monaco_and_Bin_Hu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02240 |
この論文は、立方ガリレオン修正重力モデルの文脈における非線形クラスタリングの摂動処理を提示します。2次ラグランジアン摂動理論の修正重力バージョンをPINOCCHIOコードに数値的に実装し、Vainshteinスクリーニングを含む楕円体崩壊の拡張を実装します。次に、拡張コードを使用して、PINOCCHIOアルゴリズムに従って物質密度フィールドとハローカタログの実現を生成し、物質パワースペクトルとハロー質量関数を計算して、崩壊時間の計算のためのさまざまな近似を研究します。標準のLambdaCDMモデルに関する物質パワースペクトルの向上は、赤方偏移がz<1の場合、小規模で徐々に現れ、LambdaCDMとの最大相対差はk=1/Mpcおよびz=0で約23％です。ピノキオのVainshteinスクリーニングメカニズムは、崩壊時間の定義が異なるため、N体シミュレーションのメカニズムよりも効率が低いことがわかります。ハロー質量関数では、他の修正重力モデルで見られるものと同様に、修正重力効果は高質量端で大きくなります。私たちのコードは、「G3-PINOCCHIO」と呼ばれる専用のブランチで公開されています。
電弱気泡壁の膨張：標準模型のような熱プラズマにおける重力波とバリオン数生成
宇宙のバリオン非対称性と重力波のスペクトルを正しく予測するためには、電弱スケールで宇宙の一次相転移の気泡壁の特性を計算することが最も重要です。半古典的形式により、理論的フレームワークとして、パリティ対称性を持つSMのスカラー一重項拡張と次元6演算子によって補足されたSM有効場の理論を使用して壁の速度と厚さを計算します。これらのソリューションを使用して、バリオン非対称性と重力波信号を注意深く予測します。一重項シナリオは、観測された非対称性に簡単に対応できますが、これらのソリューションは、将来の重力波実験で観測可能な効果をもたらしません。対照的に、有効場の理論は、電気双極子モーメント実験からの厳しい制約のためにバリオンの存在量を説明できませんが、私たちが見つけた最も強力な解は、LISA実験の感度の範囲内にあります。遷移の強度と温度の計算のみを必要とし、テストされたすべてのモデルで適度に機能する壁速度の簡単な解析的近似を提供します。一般に、流体近似を使用して壁速度を計算し、バリオン数生成が将来の重力波実験で観察するには弱すぎる信号を生成することを確認できる弱い遷移が見つかります。したがって、将来の実験で見える単純なSM拡張によって生成されるGW信号は、相対論的な壁速度の爆発によって記述される強い遷移でのみ生成される可能性が高いと推測されます。
乱流円盤の粘性と惑星形成履歴の分岐
| Title |
Turbulent_Disk_Viscosity_and_the_Bifurcation_of_Planet_Formation_Histories |
| Authors |
Jessica_Speedie,_Ralph_E._Pudritz,_Alex_J._Cridland,_Farzana_Meru,_Richard_A._Booth |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01798 |
少数ではあるが原始惑星系円盤のサンプルが増加しているダストリング/ギャップ構造のALMA観測は、大きな円盤半径の惑星の存在によって説明できますが、これらの惑星の起源については議論が続いています。HLTauディスクの半解析モデルを使用して惑星形成シミュレーションを実行し、乱流の$\alpha$粘度が高いか低いかを想定して、ディスク全体に最初に分布した数百の惑星胚の成長と移動を追跡します。ディスクの粘性を変化させた結果として、惑星を形成する移動の歴史に分岐があることを発見しました。私たちの高粘度ディスクでは、内向きの移動が優勢であり、コンパクトな惑星系を生み出します。これは、5au付近の水氷線での惑星のトラップによってのみ緩和されます。しかし、私たちの低粘度モデルでは、低質量の惑星は、熱遷移の近くにある強い外向きの共回転トルクの半径方向に拡張された領域によって駆動され、最初の軌道半径の2倍まで外向きに移動できます（星によるディスクの放射加熱は同等です）粘性加熱へ）-最終的に内側に移動する前。共回転トルクが支配的な惑星の質量の解析式を導き出し、この「共回転質量」が$M_{\rmp、corot}\sim\alpha^{2/3}$としてスケーリングされることを発見します。ディスク風が共回転トルクを支配する場合、共回転質量は風の強さに比例して変化します。コンパクトダストディスクの大部分と拡張リング/ギャップシステムの少数へのディスク人口統計で観察された分岐は、ディスク母集団全体の粘度の分布の結果であると提案します。
けんびきょうシステムにおける軌道力学と惑星居住性の進化
| Title |
Orbital_Dynamics_and_the_Evolution_of_Planetary_Habitability_in_the_AU_Mic_System |
| Authors |
Stephen_R._Kane,_Bradford_J._Foley,_Michelle_L._Hill,_Cayman_T._Unterborn,_Thomas_Barclay,_Bryson_Cale,_Emily_A._Gilbert,_Peter_Plavchan,_Justin_M._Wittrock |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01816 |
発見された惑星系の多様性は、惑星の形成と進化への洞察を提供して、可能なアーキテクチャの過多を明らかにしています。また、惑星の居住性に影響を与える可能性のあるシステムパラメータ、およびそのような条件が初期条件によってどのように影響を受けるかについての理解を深めます。けんびきょうシステムは、近くにある若い多惑星通過システムであるという点で、既知の惑星系の中でユニークです。そのような若くてよく特徴付けられたシステムは、惑星の進化の非常に初期の段階で、惑星の軌道力学と居住性の研究を研究する機会を提供します。ここでは、システムが現在存在する前主系列星相を含む、時間の経過に伴うシステムのハビタブルゾーンの進化を計算します。この移行期間中に地球質量惑星で発生する惑星大気プロセスについて説明し、揮発性の豊富な初期条件と貧弱な初期条件の両方の気候状態収束年齢の計算。既知の惑星の急速な離心率の進化を実証するAU〜Micシステムの軌道力学解析の結果を提示し、システムのハビタブルゾーン内の地球型惑星が長期的な安定性を維持できることを示します。最後に、追跡観測の見通し、ハビタブルゾーンの可能性のある惑星の検出可能性、およびAUマイクシステムを惑星の居住性の進化の研究のテンプレートとして使用する方法について説明します。
この論文は、均質体のクリープ潮汐理論とダーウィンの一定のタイムラグ（CTL）によって与えられる、1つの星と1つの近接惑星によって形成されるシステムの回転要素と軌道要素の潮汐変動の研究で使用される基本方程式をレビューします。）仮説。最後に、軌道減衰、恒星の自転、年齢などの実際の観測に基づいて、ホスト星やホットジュピターの場合の緩和係数（およびタイムラグ）の決定を確認して説明します。また、恒星の風に伴う角運動量の漏れによるホスト星の自転の変化に関する基本的な事実。
タイタン内部のプローブとしての重力大気潮汐：トンボへの応用
| Title |
Gravitational_atmospheric_tides_as_a_probe_of_Titan's_interior:_Application_to_Dragonfly |
| Authors |
Benjamin_Charnay,_Gabriel_Tobie,_S\'ebastien_Lebonnois_and_Ralph_D._Lorenz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02199 |
コンテキスト：土星の巨大な重力は、タイタンの大気に潮汐を引き起こし、タイタンの軌道と対流圏の潮風によって表面圧力の変動を引き起こすと予想されます。将来のドラゴンフライミッションは、このエキゾチックな気象現象を分析する可能性があります。目的：土星の潮汐がタイタンの大気と内部に及ぼす影響を分析して、トンボによる圧力測定がタイタンの内部をどのように制約できるかを判断します。方法：分析計算と3D全球気候モデル（IPSL-TitanGCM）を使用して、大気潮汐をモデル化します。これには、内部の潮汐応答も含まれます。結果：タイタンの内部のラブ数は、1+Re（k2-h2）〜0.02-0.1およびIm（k2-h2）<0.04を検証する必要があると予測します。したがって、タイタンの内部の変形は、重力による大気潮汐を強く弱め、5〜20時間の位相シフトで、わずか〜5Paの残留表面圧力振幅をもたらすはずです。潮風は非常に弱く、対流圏下部では3*10^-4m/sのオーダーです。最後に、Dragonflyデータからの制約により、k2-h2の実数部と虚数部を約0.01〜0.03の精度で推定できる場合があります。結論：ミッション全体にわたるトンボによる圧力変動の測定は、タイタンの氷殻の厚さ、および地球物理学的モデルを介して、その熱流束とタイタンの内海の密度に貴重な制約を与える可能性があります。
はやぶさ2カプセル再突入の科学観測キャンペーン
| Title |
The_Scientific_Observation_Campaign_of_the_Hayabusa-2_Capsule_Re-entry |
| Authors |
E._K._Sansom,_H._A._R._Devillepoix,_M.-Y._Yamamoto,_S._Abe,_S._Nozawa,_M._C._Towner,_M._Cup\'ak,_Y._Hiramatsu,_T._Kawamura,_K._Fujita,_M._Yoshikawa,_Y._Ishihara,_I._Hamama,_N._Segawa,_Y._Kakinami,_M._Furumoto,_H._Katao,_Y._Inoue,_A._Cool,_G._Bonning,_R._M._Howie,_P._A._Bland |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02235 |
2020年12月5日17：28UTCに、宇宙航空研究開発機構のはやぶさ2サンプルリターンカプセルが地球に戻ってきました。それは南オーストラリアの大気圏に再び入り、ノーザンテリトリーの国境近くからウーメラに向かって火球として53秒間見え、そこでウーメラの軍事試験範囲に着陸しました。惑星間物体の侵入に関連する光学的、地震音響的、電波的および高エネルギー粒子現象を観測するために、科学的観測キャンペーンが計画されました。オーストラリアと日本の大学間の多施設共同研究により、49の機器が配備され、さらに13の常設観測サイトが設置されました。このキャンペーンは、このイベントの光学、地震音響、およびスペクトルデータの記録に成功しました。これにより、地球の大気に影響を与える惑星間物体によって生成される影響の詳細な分析が可能になります。これにより、将来の比較と洞察を自然の流星物質で行うことができます。
今まで、私たちの太陽系（太陽系外衛星）を超えて確認された月はありません。太陽系外衛星は、古典的な居住可能ゾーンの外にあるかもしれない新しいおそらく居住可能な場所を私たちに提供します。しかし、これまで、太陽系外衛星の検索には、古典的な統計手法が採用されているため、多くの計算能力が必要です。太陽系外衛星の特徴は、トランジットのない実際の光度曲線と組み合わせた合成光度曲線でトレーニングされた深層学習と畳み込みニューラルネットワーク（CNN）をそれぞれ使用して見つけることができることが示されています。合成光度曲線と観測光度曲線を組み合わせてトレーニングされたCNNを使用して、Keplerデータセットまたは同等のデータセットで地球の半径が約2〜3以上の月を見つけることができます。惑星通過や星の振動（PLATO）などの将来のミッションでニューラルネットワークを使用すると、太陽系外衛星の検出が可能になる可能性があります。
タイタンの大気をモデル化するためのCH $ _4- $ N $ _2 $の遠赤外線CIAプロファイルの軌道ベースのシミュレーション
| Title |
Trajectory-based_simulation_of_far-infrared_CIA_profiles_of_CH$_4-$N$_2$_for_modeling_Titan's_atmosphere |
| Authors |
Artem_Finenko,_Bruno_B\'ezard,_Iouli_Gordon,_Daniil_Chistikov,_Sergei_Lokshtanov,_Sergey_Petrov,_Andrey_Vigasin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02312 |
70〜400Kの温度でのCH$_4-$N$_2$ペアによる遠赤外線衝突誘起吸収（CIA）の軌道ベースのシミュレーションの結果を報告します。私たちの分析では、最近計算された高レベルポテンシャルを利用します。エネルギー（PES）および誘導双極子表面（IDS）[Finenko、AA、Chistikov、DN、Kalugina、YN、ConwayEK、Gordon、IE、Phys。化学。化学。Phys。、2021、doi：10.1039/d1cp02161c]。衝突パートナーを剛体回転子として扱い、相互作用によって引き起こされる双極子の時間発展は、古典的な軌道の広大な集団にわたって蓄積され、その後、フーリエ変換を介してCIAスペクトルに変換されます。私たちの計算では、バインドされた状態とバインドされていない状態の両方が適切に考慮され、シミュレーションされたプロファイルの精度をチェックするために、低次のスペクトルモーメントの厳密な理論が扱われます。古典的に導出された軌道ベースのプロファイルは、2つの近似非対称化手順の対象となるため、結果のプロファイルは詳細釣り合いの量子原理に準拠します。シミュレートされたプロファイルは、実験室での測定値と比較され、50〜500cm$^{-1}$の範囲でTitanのスペクトルをモデル化するために使用されます。非対称化されたシミュレートされたプロファイルに基づいて、CH$_4-$N$_2$CIAの新しい半経験的モデルがTitanの赤外線スペクトルをモデル化するために提案されています。このモデルを使用して導出された合成スペクトルは、カッシーニ宇宙船に搭載された複合赤外線分光計（CIRS）によって低および高放射角度で記録されたデータとの優れた一致をもたらします。
銀河形成シミュレーションにおけるブランドフォード-ナエックジェット：スピン駆動AGNジェットによって生成される流出の多様性の調査
| Title |
Blandford-Znajek_jets_in_galaxy_formation_simulations:_exploring_the_diversity_of_outflows_produced_by_spin-driven_AGN_jets |
| Authors |
Rosie_Y._Talbot,_Debora_Sijacki,_Martin_A._Bourne |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01801 |
セイファート銀河の最近の観測によると、低出力で位置がずれているジェットは、銀河円盤内のガスと大きな相互作用を起こし、大規模な多相流出を引き起こす可能性があります。ブランドフォード・ナエックジェットの新しいサブグリッドモデルをセイファート銀河の中央領域のシミュレーションに適用します。このモデルでは、ブラックホールが高密度の核周囲円盤（CND）に埋め込まれ、希薄な銀河周囲媒体（CGM）に囲まれています。降着流の変動は、ジェット出力とCND熱力学の両方に非常に敏感であり、最終的には、ジェット駆動の流出と逆流の間の複雑な相互作用によって決定されることがわかります。中程度のエディントン比でも、AGNジェットは、CNDの熱力学と運動学を大幅に変更し、それらの質量の最大10％を流出に取り込むことができます。暖かい流出成分の質量流出速度と運動力は、500km/sに達することができる流出速度を持つ同様のボロメータ光度を持つブラックホールの最近の観測と一致しています。ジェットは、その出力と方向に応じて、軽量で高温のコリメートされた構造から、高質量の多相双極風まで、さまざまな大規模な流出を駆動できます。ジェット駆動の流出のこの多様性は、現実的な銀河形成の文脈にAGNフィードバックの物理的に動機付けられたモデルを適用することの重要性を浮き彫りにします。このようなシミュレーションは、JWST、SKA、Athenaなどの次世代施設が提供する豊富なデータを正確に解釈する上で重要な役割を果たします。
宇宙論的シミュレーションにおける超大質量ブラックホールII：AGN集団と今後のX線ミッションの予測
| Title |
Supermassive_black_holes_in_cosmological_simulations_II:_the_AGN_population_and_predictions_for_upcoming_X-ray_missions |
| Authors |
Melanie_Habouzit,_Rachel_S._Somerville,_Yuan_Li,_Shy_Genel,_James_Aird,_Daniel_Angl\'es-Alc\'azar,_Romeel_Dav\'e,_Iskren_Y._Georgiev,_Stuart_McAlpine,_Yetli_Rosas-Guevara,_Yohan_Dubois,_Dylan_Nelson,_Eduardo_Ba\~nados,_Lars_Hernquist,_S\'ebastien_Peirani,_Mark_Vogelsberger |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01802 |
大規模な流体力学的宇宙論的シミュレーションでは、大規模な銀河の運命は、主に活動銀河核（AGN）からのフィードバックのモデリングによって決定されます。AGNフィードバックによって放出されるエネルギーの量は、BHに蓄積された質量に比例しますが、AGNフィードバックの正確なサブグリッドモデリングはすべてのシミュレーションで異なります。最新のシミュレーションでは、z<2で静止している巨大な銀河の集団が確実に生成されますが、責任のあるAGN集団の類似点と相違点を評価することも重要です。ここでは、Illustris、TNG100、TNG300、Horizon-AGN、EAGLE、およびSIMBAシミュレーションのAGN母集団を比較します。AGN光度関数（LF）は、シミュレーション間で大幅に異なります。z=0での現在の観測制約と一致していますが、より高い赤方偏移では、ほとんどのシミュレーションでL_{x、2-10keV}〜10^43-10^44erg/sのAGNが多すぎるため、LFの一致が悪化します。一部のシミュレーションでのAGNフィードバックは、L_{x、2-10keV}>=10^45erg/sの明るいAGNの存在を防ぎ（これはAGNの変動に敏感ですが）、大規模な銀河ではAGNの割合が少なくなります。z<=2での観測よりも。すべてのシミュレーションは、明るい（L_{x、2-10keV}〜10^43-10^45erg/s）と暗い（L_{x、2-10keV}〜10^42-10^43erg/s）AGN、および低赤シフトと高赤シフトの両方。これらの違いは、シミュレーションにおける将来のBHおよび銀河サブグリッドモデリングの改善に役立ちます。今後のX線ミッション（Athena、AXIS、LynXなど）では、かすかなAGNが軽くなり、新しい強力な制約が発生します。AGNの不明瞭さを考慮した後、将来の調査で検出可能なAGNの予測数密度は、任意の赤方偏移で、シミュレーション全体で少なくとも1桁に及ぶことがわかりました。
宇宙時代におけるHIとH $ _2 $のガス進化：ColdSIM
最先端の数値シミュレーション（ColdSIM）のセットを通じて得られた冷たい宇宙ガスの進化の最初の結果を提示します。HIおよびH$_2$自己遮蔽、最近の文献で示唆されているさまざまなUVバックグラウンド、H$_2$ダスト粒子触媒作用、光電加熱、宇宙線加熱、流体力学、星形成、フィードバック効果も同様です。このような非平衡計算により、最終的に最新のHIおよびH$_2$観測データを再現することができます。中性ガスの質量密度パラメータは、$\Omega_{\rmニュートラル}\！\sim\！10^{-3}$で、赤方偏移が低いものから高いものへと増加します（$z$）。分子ガスの質量密度パラメータは、$\Omega_{\rmH_2}\！のピーク値を示しています。\sim\！10^{-4}$、予想されるH$_2$の割合は、最新の高$z$の測定値と一致して、$z\！\sim$4-8での低温ガス質量の50％にもなる可能性があります。観測されたHIとH$_2$の両方の傾向は、非平衡H$_2$ベースの星形成モデリングによってよく再現されています。H$_2$の枯渇時間はハッブル時間よりも低く、すべてのエポックで動的時間に匹敵します。これらの発見は、HIに加えて、非平衡H$_2$分析が低温ガスとUVバックグラウンド放射の役割を評価するための重要なプローブであることを示唆しています。要約。
後期降着仮説のテストにおけるHIghMass銀河の非循環流
| Title |
Non-circular_flows_in_HIghMass_galaxies_in_a_test_of_the_late_accretion_hypothesis |
| Authors |
Dhruv_Bisaria,_Kristine_Spekkens,_Shan_Huang,_Gregory_Hallenbeck,_and_Martha_P._Haynes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01806 |
カナダ-フランス-ハワイ望遠鏡のSITELLEイメージングフーリエ変換分光計で得られたHIghMass銀河UGC7899、UGC8475、UGC9037、およびUGC9334のHアルファ速度マップを提示し、後期ガス降着の運動学的特徴を検索します。彼らの大きな原子ガス貯蔵所を説明する。UGC7899、UGC9037、およびUGC9334のマップは、DiskFitアルゴリズムを使用したディスク全体の放射状フロー検索に適しています。また、UGC7899およびUGC9037のマップは、ディスク内の運動学的分析にも適しています。UGC9037およびUGC9334ではVr〜20km/sまでの外側ディスクの半径方向の流れの証拠は見つかりませんが、UGC7899ではそのような流れのヒントが見つかります。逆に、UGCでは内側（r〜5kpc）の非円形の明確な兆候が見つかります。7899およびUGC9037は、双対称（棒によって生成される可能性があります）または放射状の流れとしてモデル化できます。これらのモデルを測光ディスクバルジバー分解によって暗示される構造と比較すると、UGC7899の内側ラジアルフローとUGC9037の内側バーが優先されます。外側ディスクラジアルフローと外側ディスクワープのヒントがある場合、UGC7899が最適です。調べた銀河の中で遅い降着の候補ですが、HIとH-アルファ速度マップのこれらのシグネチャ間の潜在的な縮退を解きほぐすために追加のモデリングが必要です。私たちの検索は、HIghMass銀河の異常に高いHI含有量を説明できるホットモード降着モデルに対する弱い=制約のみを提供します。
UMLAUTを使用した大規模な分光調査における単一スペクトル線の識別：偏りのないトポロジーに基づく教師なし機械学習アルゴリズム
| Title |
Identification_of_single_spectral_lines_in_large_spectroscopic_surveys_using_UMLAUT:_an_Unsupervised_Machine_Learning_Algorithm_based_on_Unbiased_Topology |
| Authors |
I._Baronchelli,_C._M._Scarlata,_L._Rodriguez-Mu\~noz,_M._Bonato,_L._Morselli,_M._Vaccari,_R._Carraro,_L._Barrufet,_A._Henry,_V._Mehta,_G._Rodighiero,_A._Baruffolo,_M._Bagley,_A._Battisti,_J._Colbert,_Y._S._Dai,_M._De_Pascale,_H._Dickinson,_M._Malkan,_C._Mancini,_M._Rafelski,_and_H._I._Teplitz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01807 |
同じスペクトルに複数のスペクトルの特徴がはっきりと見える場合、輝線の識別は明確です。ただし、多くの場合、検出されるラインは1つだけであるため、赤方偏移を正しく判断することは困難です。バイアスのないトポロジ（UMLAUT）に基づいて、自由に利用できる教師なし機械学習アルゴリズムを開発しました。これは、単一の輝線の識別など、非常にさまざまなコンテキストで使用できます。この目的のために、アルゴリズムは、放出源の見かけの等級、サイズ、色、検出された線の等価幅と波長など、さまざまな情報源を組み合わせます。特定のケースごとに、アルゴリズムは最も関連性の高いもの（つまり、出力パラメーターに関連する分散を最小限に抑えることができるもの）を自動的に識別します。出力はさまざまなアルゴリズムに簡単に統合できるため、教師あり手法と教師なし手法を組み合わせて、全体的な精度を向上させることができます。WISP（WFC3IRSpectroscopicParallel）調査データでソフトウェアをテストしました。WISPは、将来のユークリッドとローマのミッションによって実行される予定の近赤外分光調査に最も近い既存の類似物の1つです。これらのミッションは、近赤外スリットレス分光法で銀河系外の空の大部分を調査し、単一輝線の関連する部分を検出することによって、宇宙の大規模構造を調査します。私たちのテストでは、UMLAUTは83.2％のケースで実際の線を正しく識別します。教師なしアプローチと以前に開発した教師ありアプローチを組み合わせると、精度がわずかに高くなります（84.4％）。
中性子捕獲要素は、時間の経過とともにディスクの秩序だった化学進化を記録します
| Title |
Neutron-capture_elements_record_the_ordered_chemical_evolution_of_the_disc_over_time |
| Authors |
Danny_Horta,_Melissa_K._Ness,_Jan_Rybizki,_Ricardo_P._Schiavon,_Sven_Buder |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01809 |
星の存在量-運動学的年齢の共同測定は、化学物質を銀河の環境的および構造的進化に関連付ける手段を提供します。元素合成チャネルのアンサンブルを活用して、包括的な化学アカウントを構築できます。GALAHDR3を使用して、$\sim$50,000の赤い巨星の[Fe/H]、[$\alpha$/Fe]、[Ba/Fe]、および[Eu/Fe]の元素存在量をトレーサーとして研究します。超新星Ia、超新星II、漸近巨星分枝星、中性子星合体および/または崩壊星による濃縮。超新星の寄与の効果的な参照フレームとして機能する小さな[$\alpha$/Fe]-[Fe/H]セル内の[Ba/Fe]と[Eu/Fe]の存在年齢プロファイルを特徴づけます。年齢と豊度の関係は、[$\alpha$/Fe]-[Fe/H]平面全体で異なることがわかります。セル内では、負の年齢-[Ba/Fe]関係とフラットな年齢-[Eu/Fe]関係が見つかります。セル全体で、年齢と[Ba/Fe]の関係の傾きがスムーズに変化し、[Eu/Fe]の関係の振幅が変化することがわかります。その後、[Fe/H]、[Mg/Fe]、[Ba/Fe]、および年齢を使用した柔軟なChempyGalactic化学進化（GCE）コードを使用して、理論的な設定で経験的発見をモデル化し、1つに近づけます-ゾーンGCEモデルの概念。1ゾーンのフレームワーク内では、データを説明するために環境パラメーターのアンサンブルが異なることがわかります。\textit{Gaia}EDR3測定からの現在の軌道を使用して、化学物質の存在量の分布を設定する環境パラメーターが、ディスク内の出生地と時間にわたって体系的に変化することを推測します。私たちのモデリングの仮定の下では、データは、ディスク全体の初期質量関数（IMF）の高質量端の小さな勾配と一致しています。ここで、IMFは、内側のディスクに向かって上が重く、外側のディスクが下に重くなります。
Gaia EDR3での散開星団の探索：OCfinderで見つかった$ 664 $の新しい散開星団
| Title |
Hunting_for_open_clusters_in_Gaia_EDR3:_$664$_new_open_clusters_found_with_OCfinder |
| Authors |
A._Castro-Ginard,_C._Jordi,_X._Luri,_T._Cantat-Gaudin,_J.M._Carrasco,_L._Casamiquela,_F._Anders,_L._Balaguer-N\'u\~nez_and_R.M._Badia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01819 |
特に視差と固有運動について、\textit{Gaia}DR2に関して\textit{Gaia}EDR3で公開されたデータの精度が向上したことにより、天の川の既知の散開星団の数を検出する機会が提供されます。これまで見過ごされてきた、遠くて暗い天体。私たちの目的は、銀河円盤で新しい恒星群を検出して、天の川の散開星団の国勢調査を完了し続けることです。\textit{Gaia}EDR3をマグニチュード$G=18$magまで使用し、マグニチュード制限を1単位で増やして、以前の研究で調査した検索ボリュームを増やします。\texttt{OCfinder}メソッドを使用して、ビッグデータ環境を使用して\textit{Gaia}EDR3で新しい散開星団を検索します。最初のステップとして、\texttt{OCfinder}は、\texttt{DBSCAN}クラスタリングアルゴリズムを使用して、5次元の位置天文空間（位置、視差、固有運動）の恒星の統計的過密度を識別します。次に、これらの過密度は、よく特徴付けられた$G$、$G_{\rmBP}-G_{\rmRP}$の色と大きさの図でトレーニングされた深い人工ニューラルネットワークを使用して、ランダムな統計的過密度または実際の物理的な散開星団に分類されます。銀河円盤内で$664$の新しい散開星団が発見されたことを報告します。それらのほとんどは、太陽から$1$kpcを超えて位置しています。これらの散開星団の年齢、距離、視線の絶滅の推定から、若いクラスターは銀河渦巻腕に沿って整列し、古いクラスターは銀河円盤に分散していることがわかります。さらに、$1$Gyrより古いいくつかのグループを除いて、ほとんどの散開星団は低い銀河高度に位置していることがわかります。合計$1\、310$の散開星団の発見につながる\texttt{OCfinder}メソッドの成功を示します（ここでの発見を\textit{Gaia}DR2に基づく以前の発見と結合します）[要約]
ESO 137-002：尾部に星形成がほとんどない、エッジオンラム圧力ストリッピングを受ける大きなスパイラル
| Title |
ESO_137-002:_a_large_spiral_undergoing_edge-on_ram-pressure_stripping_with_little_star_formation_in_the_tail |
| Authors |
Sunil_Laudari,_Pavel_J\'achym,_Ming_Sun,_Will_Waldron,_Marios_Chatzikos,_Jeffrey_Kenney,_Rongxin_Luo,_Paul_Nulsen,_Craig_Sarazin,_Fran\c{c}oise_Combes,_Tim_Edge,_G._Mark_Voit,_Megan_Donahue,_Luca_Cortese |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01821 |
ラム圧力ストリッピング（RPS）は、銀河の進化にとって重要なメカニズムです。この作業では、最も近いリッチクラスターAbell3627にある1つのRPS銀河ESO137-002のHSTおよびAPEX観測の結果を示します。銀河は顕著なX線およびH$\alpha$テールをホストすることが知られています。HSTデータは、銀河内のダストの非対称分布、ラム圧力の方向に概ね整列したアブレーション中のダストフィラメントとダスト雲、および残留ダスト雲のすぐ上流にある若い星団を含む、銀河内のRPSを示す重要な特徴を明らかにしています。RPSによって引き起こされる星形成（SF）を提案します。分子ガスの分布は銀河内で非対称であり、上流にCOがなく、下流と内側の尾部に豊富なCOがあります。銀河とその尾部で、合計$\sim5.5\times10^{9}$M$_\odot$の分子ガスが検出されました。一方、ESO137-002のX線およびH$\alpha$テールではHSTデータを使用してアクティブなSFは検出されず、テールのSF効率に制限があります。したがって、光学またはUVで銀河の背後にあるSFによって選択された場合（たとえば、GASPのような調査またはGalexデータを使用）、ESO137-002は「クラゲ」銀河とは見なされません。したがって、ESO137-002のような銀河は、RPS銀河と剥ぎ取られた物質の進化を包括的に理解するために重要です。ESO137-002は、ほぼエッジオンのRPS風を経験しているエッジオン銀河の素晴らしい例も示しています。
VST XIIを使用したろ座深部調査（FDS）：ろ座銀河団の低表面輝度矮小銀河
| Title |
The_Fornax_Deep_Survey_(FDS)_with_VST_XII:_Low_surface_brightness_dwarf_galaxies_in_the_Fornax_cluster |
| Authors |
Aku_Venhola,_Reynier_F._Peletier,_Heikki_Salo,_Eija_Laurikainen,_Joachim_Janz,_Caroline_Haigh,_Michael_H._F._Wilkinson,_Enrichetta_Iodice,_Michael_Hilker,_Steffen_Mieske,_Michele_Cantiello,_and_Marilena_Spavone |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01855 |
この作業では、これまで検出されていなかった低表面輝度（LSB）銀河を検出するために、FDSデータでMax-TreeObjects（MTO）を使用します。このサンプルで既存のろ座矮星銀河カタログを拡張した後、私たちの目標は、クラスター内のLSB矮星の進化を理解することです。また、新たに検出された銀河の光度関数のかすかな端への寄与についても研究しています。MTOの検出完全性とパラメータ抽出精度をテストします。次に、MTOをFDS画像に適用して、LSB候補を識別します。識別されたオブジェクトは、GALFITを使用して2DS\'ersicモデルに適合され、それらの形態学的外観、色、および構造に基づいて分類されます。MTOを使用すると、以前のFDSドワーフカタログ（FDSDC）の完全性を、全体の光度と表面輝度の点で0.5〜1等深くすることができます。検出された天体のサイズ測定の精度が向上したため、以前は外側の部分が検出されなかったために除外されていた多くの小さな銀河もカタログに追加しました。ろ座銀河団で265個の新しいLSB矮小銀河を検出し、ろ座の既知の矮小銀河の総数を821個に増やしました。拡張カタログを使用して、光度関数のかすかな端の傾きが-1.38+/-0.02であることを示します。得られた光度関数を、以前に詳細なデータを使用して調査したさまざまな環境と比較しましたが、有意差は見つかりませんでした。一方、IllustrisTNG宇宙論シミュレーションでのろ座のようなシミュレートされたクラスターは、観測データに見られるよりも浅い傾斜を持っています。また、潮汐力と星の種族の年齢減光により、銀河の色、構造、形態にいくつかの傾向が見られ、クラスターの中心ではLSB銀河の数が多いという考えが裏付けられています。同じ結果は、大きなLSB銀河のサブグループ、いわゆる超拡散銀河にも当てはまります。
SOFIAによる天の川の巨大なHII領域の調査：III。 W49A
| Title |
Surveying_the_Giant_HII_Regions_of_the_Milky_Way_with_SOFIA:_III._W49A |
| Authors |
James_M._De_Buizer,_Wanggi_Lim,_Mengyao_Liu,_Nicole_Karnath,_and_James_Radomski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01859 |
銀河系で最も遠いが最も明るいGHII領域の1つであるW49Aの詳細な分析とともに、天の川銀河HII（GHII）領域の中赤外線画像調査からの3番目の結果セットを提示します。成層圏赤外線天文台（SOFIA）のFORCAST機器を使用して、W49Aの約5.0'x3.5'の赤外線放射領域全体の20および37$\mu$mの画像を約3"の空間分解能で取得しました。これらのSOFIAデータを、Spitzer-IRACおよびHerschel-PACSアーカイブデータを含む、近赤外線から無線までの以前の多波長観測と組み合わせて利用し、W49A内の個々の赤外線源およびサブコンポーネントの物理的性質を調査します。多波長測光データを使用してスペクトルエネルギー分布（SED）を構築し、それらを大規模な若い恒星オブジェクト（MYSO）SEDモデルに適合させ、MYSOである可能性が高い22のソースを見つけました。この作業の時間37$\mu$mでも、ウェルチリングと呼ばれるコンパクトな電波放射源の非常に消火されたリングの西側の光源からの赤外線放射を検出することはできません。マルチを利用するi波長データ、W49Aの拡張無線サブ領域の光度対質量比およびビリアルパラメータを導出して、それらの相対年齢を推定し、W49Aのサブコンポーネント全体が進化状態で非常に小さい広がりを持っていることを発見しました。以前に研究したGHII領域。
G = 18.5より明るいガイアEDR3星の位置天文距離、絶滅、および天体物理学的パラメーター
| Title |
Photo-astrometric_distances,_extinctions,_and_astrophysical_parameters_for_Gaia_EDR3_stars_brighter_than_G=18.5 |
| Authors |
F._Anders,_A._Khalatyan,_A._B._A._Queiroz,_C._Chiappini,_J._Ard\`evol,_L._Casamiquela,_F._Figueras,_\'O._Jim\'enez-Arranz,_C._Jordi,_M._Mongui\'o,_M._Romero-G\'omez,_D._Altamirano,_T._Antoja,_R._Assaad,_T._Cantat-Gaudin,_A._Castro-Ginard,_H._Enke,_L._Girardi,_G._Guiglion,_S._Khan,_X._Luri,_A._Miglio,_I._Minchev,_P._Ramos,_B._X._Santiago,_M._Steinmetz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01860 |
Pan-STARRS1、SkyMapper、2MASS、およびAllWISEの測光カタログとクロスマッチしたガイアの初期の第3データリリース（EDR3）から導出された、3億6,200万の恒星パラメータ、距離、および絶滅のカタログを提示します。GaiaEDR3データの高精度と、追加の測光調査の広い波長範囲、および{\ttStarHorse}コードの新しい恒星密度の事前分布により、以前の測光恒星よりも精度と精度を大幅に向上させることができます。-パラメータの推定。マグニチュード$G=14\、（17）$で、私たちの典型的な精度は、距離で3％（15％）、$V$バンドで0.13等（0.15等）、有効で140K（180K）になります。温度。私たちの結果は、散開星団との比較、星震学および分光測定との比較によって検証されており、大多数のオブジェクトの名目上の不確実性よりも小さい系統誤差を示しています。また、距離と絶滅が補正された色の大きさの図、絶滅マップ、および天の川とそれ以降の詳細な下部構造を明らかにする広範な恒星密度マップも提供します。新しい密度マップは、はるかに大きな体積をプローブし、銀河の棒を超えた領域とローカルグループの銀河にまで広がり、総数密度が大きくなっています。ADQLクエリインターフェイス（{\ttgaia.aip.de}）と、完全な事後分布の近似を含むテーブルを介して結果を公開します。私たちの多波長アプローチと深いマグニチュード制限により、次のGaiaリリースであるDR3を超えても結果が役立ちます。
NIKA2カメラでマッピングされたGJ526フィールドにおけるSubMillimiter銀河の過密度
| Title |
Overdensity_of_SubMillimiter_Galaxies_in_the_GJ526_Field_mapped_with_the_NIKA2_Camera |
| Authors |
J.-F._Lestrade,_R._Adam,_P._Ade,_H._Ajeddig,_P._Andre,_E._Artis,_H._Aussel,_A._Beelen,_A._Benoit,_S._Berta,_L._Bing,_O._Bourrion,_M._Calvo,_A._Catalano,_A._Coulais,_M._De_Petris,_F.-X._Desert,_S._Doyle,_E._F._C._Driessen,_A._Gomez,_J._Goupy,_F._Keruzore,_C._Kramer,_B._Ladjelate,_G._Lagache,_S._Leclercq,_J.-_F._Macias-Perez,_A._Maury,_P._Mauskopf,_F._Mayet,_A._Monfardini,_M._Munoz-Echeverria,_L._Perotto,_G._Pisano,_N._Ponthieu,_V._Reveret,_A._J._Rigby,_A._Ritacco,_C._Romero,_H._Roussel,_F._Ruppin,_K._Schuster,_S._Shu,_A._Sievers,_C._Tucker,_R._Zylka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01935 |
IRAM30m望遠鏡に取り付けられたNIKA2デュアルバンドミリメートルカメラを使用して、星GJ526の方向に比較的大きなフィールド（〜70arcmin^2）をマッピングし、1.2mm10のMAMBOカメラで見つかった光源の性質を調査しました。数年前。私たちは、それらが星の向こう側の背景にある塵で隠された銀河（SMG）でなければならないことを発見しました。1.15mmの新しいNIKA2マップは、追加のソースを明らかにし、実際、観測されたフィールド全体にわたって空に投影されたフィラメント状の構造に沿って主に分布したSMGの過密度を明らかにします。宇宙論的流体力学的シミュレーションで明らかにされたように、これは高赤方偏移の宇宙フィラメントである可能性があると推測しています。構造の性質を明確に確認するには、候補フィラメント内のSMGの分光学的赤方偏移の測定が必要です。
アレシボ-緑の銀行-冷たいHI雲に向けたLOFAR炭素無線再結合線観測
| Title |
Arecibo-Green_Bank-LOFAR_Carbon_Radio_Recombination_Line_observations_toward_cold_HI_Clouds |
| Authors |
D._Anish_Roshi_(Arecibo_Observatory/University_of_Central_Florida),_W._M._Peters_(Naval_Research_Laboratory),_K._L._Emig_(National_Radio_Astronomy_Observatory),_P._Salas_(Green_Bank_Observatory),_J._B._R._Oonk_(SURF/SURFsara),_M._E._Lebr\'on_(University_of_Puerto_Rico)_and_J._M._Dickey_(University_of_Tasmania) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01985 |
ロバートC.バードグリーンバンク望遠鏡（GBT）を使用した750MHzと321MHzの3つのHI自己吸収（HISA）雲、および327MHzの3つの銀河面位置での電波再結合線の検索結果を示します。アレシボ望遠鏡。DR4とDR21の方向、および銀河面の位置G34.94+0.0で炭素再結合線（CRRL）を検出します。さらに、6つの視線のうち5つで放出されている水素再結合線（HRRL）と、DR21に向かう750MHzのヘリウム線を検出します。新しいデータをDR4およびDR21へのCRRL吸収の150MHzLOFAR検出と組み合わせて、周波数の関数として線幅をモデル化することにより、線形成領域の電子密度を推定します。推定密度は、DR4に向かって1.4$\rightarrow$6.5cm$^{-3}$の範囲にあり、電子温度は200$\rightarrow$20Kです。密度が3.5$\rightarrow$24cmの二重線形成領域$^{-3}$および0.008$\rightarrow$0.3cm$^{-3}$は、DR21視線の周波数の関数として観測された線幅をもっともらしく説明できます。CRRLの中心速度は、これらの方向のCO放出およびHISA線とよく比較されます。CO線から推定された雲密度は、CRRL形成領域の雲密度よりも小さい（少なくとも5倍）。CRRL形成およびHI自己吸収ガスは、CO放出雲の境界または内部のいずれかで、より高密度の衝撃を受けた領域に位置している可能性があります。
6.7GHzのメタノールメーザーソースの化学環境
6.7〜GHzのメタノールメーザーは、若い大質量星の形成における優れた道標と見なされているクラスIIメタノールメーザーの中で最も明るいものです。ここでは、MMBカタログから選択された68個の6.7GHzメタノールメーザーホストの分子ライン研究を紹介します。これらのホストには、MALT90データがあります。（1）信号対雑音比が高い9つのメタノールメーザーソースのピクセルごとの調査、および（2）68のソース全体を考慮した統計調査を実行しました。N$_2$H$^+$（1-0）、HCO$^+$（1-0）、HCN（1-0）、およびHNC（1-0）ラインの分子カラム密度と存在量を推定しました。導出された存在量は、高質量の星形成領域に向けて見られる典型的な値と一致していることがわかります。メタノールメーザーソースの進化段階を明らかにする試みとして、これらの分子種間のカラム密度と存在比を導き出しました。化学モデルで示唆されているように、HCNとHNCのカラム密度と存在比は増加し、N$_2$H$^+$とHCO$^+$のカラム密度と存在比はソースの進化とともに減少することがわかりました。メタノールメーザーソースのHCN/HNC、N$_2$H$^+$/HCO$^+$、HNC/HCO$^+$、およびN$_2$H$^+$/HNC比はそれらと一致しています静止期およびおそらく原始星期よりも遅い進化状態にありますが、HII領域およびPDRよりも早い段階にあります。
星間およびクラスター内乱流における衝撃とエネルギー散逸に対する強制の影響
| Title |
Effects_of_Forcing_on_Shocks_and_Energy_Dissipation_in_Interstellar_and_Intracluster_Turbulences |
| Authors |
Hyunjin_Cho_(1,2),_Dongsu_Ryu_(1),_and_Hyesung_Kang_(2)_((1)_Department_of_Physics,_UNIST,_Korea,_(2)_Department_of_Earth_Sciences,_Pusan_National_University,_Korea) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02109 |
観測によると、星間物質（ISM）の乱流は超音速（$M_{\rmturb}\gg1$）で強く磁化され（$\beta\sim0.01-1$）、銀河団ガス（ICM）の乱流は超音速です。亜音速（$M_{\rmturb}\lesssim1$）で、弱く磁化されています（$\beta\sim100$）。ここで、$M_{\rmturb}$は乱流マッハ数であり、$\beta$はプラズマベータです。WENOスキームに基づく高次の正確なコードを使用した数値シミュレーションを通じて、衝撃マッハ数$M_s$の分布、衝撃時の乱流エネルギーの散逸など、これらの異なる環境で誘発される衝撃の特性を研究します。。特に、乱流を駆動する強制のさまざまなモード（ソレノイド、圧縮、および2つの混合）の影響を調査します。ISM乱流では、密度分布は強制力によって異なって見えますが、小規模の速度パワースペクトル$P_v$は弱い依存性しか示していません。したがって、ショックの統計は、どちらかを強制することに弱く依存します。$M_{\rmturb}\upperx10$および$\beta\sim0.1$を使用するISMモデルでは、衝撃で散逸する乱流エネルギーの割合は$\sim15〜\％$と推定され、強制モード。対照的に、ICM乱流では、$P_v$と密度分布が強制に強く依存していることを示しています。衝撃の頻度と平均マッハ数は、ソレノイド強制よりも圧縮強制の方が大きく、エネルギー散逸も大きくなります。その後の衝撃散逸の割合は、$M_{\rmturb}\upperx0.5$および$\beta\sim10^6$のICMモデルでは$\sim10-35〜\％$の範囲にあります。残りの乱流エネルギーは、乱流カスケードを介して散逸する必要があります。
ガイアEDR3で位置天文および中赤外線法によって特定されたクエーサー候補のカタログ
| Title |
A_catalog_of_quasar_candidates_identified_by_astrometric_and_mid-infrared_methods_in_Gaia_EDR3 |
| Authors |
Qiqi_Wu,_Shilong_Liao,_Zhaoxiang_Qi,_Hao_Luo,_Zhenghong_Tang,_and_Zihuang_Cao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02131 |
適切なALLWISE[W1-W2]色と、ガイアEDR3_AGNカタログと共通の990,525候補（88.5％）および129,281の新たに識別されたクエーサー候補を含む位置天文基準のさまざまな組み合わせを使用して、1,119,806ソースのクエーサー候補カタログを取得します。汚染と完全性とともに、これらの選択されたクエーサーのマグニチュード、位置天文特性、密度分布、および形態学的指標が評価されます。このカタログの完全性は約70％であり、信頼性は94％よりも優れていると推定されています。位置天文の残差が大きいクエーサー候補を削除した後、位置天文の振る舞いが最も優れた672,161個のクエーサー候補のカタログを取得します。GaiaEDR3フレームローテーターソースと比較して、このカタログには353,185のソースがあり、参照フレームとGaiaの位置天文ソリューションをより正確に特徴付けるために使用できます。
スロッシングクラスターAbell795の中央FR0：チャンドラデータからの機械的フィードバックの兆候
| Title |
The_central_FR0_in_the_sloshing_cluster_Abell_795:_Indications_of_mechanical_feedback_from_Chandra_data |
| Authors |
Francesco_Ubertosi,_Myriam_Gitti,_Eleonora_Torresi,_Fabrizio_Brighenti,_Paola_Grandi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02160 |
銀河団エイベル795とその中央のファナロフ-ライリータイプ0（FR0）電波銀河の詳細な研究を紹介します。アーカイブのチャンドラ観測から、銀河団ガスのスロッシングの証拠を伴う動的に乱れた環境を発見しました。同様の条件が拡張されたソースの周りにも見られるので、環境だけでは電波銀河のコンパクトさを説明できないと私たちは主張します。中心付近にある推定X線空洞のペアを特定しました。これらはFR0の過去の爆発で作成され、大規模なガスの動きによって引きずり出された可能性があります。FR0に関連するX線空洞の存在は、この最近発見されたクラスのコンパクト電波銀河のジェットパワーとフィードバック特性の研究に関する新しいウィンドウを開く可能性があります。
天の川の放射伝達モデル。 IIグローバルプロパティと大規模構造
| Title |
A_radiation_transfer_model_for_the_Milky_Way._II_The_global_properties_and_large_scale_structure |
| Authors |
Giovanni_Natale,_Cristina_C._Popescu,_Mark_Rushton,_Ruizhi_Yang,_Jordan_J._Thirlwall,_Dumitru_Pricopi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02180 |
既存の近赤外線（NIR）/中赤外線/サブム全天を説明できる放射伝達コードを使用して、天の川（MW）の星と塵の大規模な分布の軸対称モデルを取得しました。私たちの銀河の放射マップ。MWの星形成率は${SFR}=1.25\pm0.2\、{M}_{\odot}$/yr、恒星の質量は$M_{*}=（4.9\pm0.3）\times10^{10}\、{M}_{\odot}$、および半径に対して比較的一定である特定のSFR（内側の1kpcを除く）。内側の半径$R_{in}=4.5$\、kpcを特定しました。これを超えると、星の放射率とダスト分布が指数関数的に低下します。$R<R_{in}$の場合、放射率は中心に向かって直線的に低下します。ディスク内の古い星の種族は、NIRの$h_{s}^{disk}（K）=2.2\pm0.6$\、kpcから$h_{s}^{disk}まで単調に増加する指数スケール長を持っています。（B）=3.2\pm0.9$\、kpcは短い光帯域で、スケールの高さは半径方向の距離に応じて変化します。$z_{s}^{disk}（0）=140\pm20$\、pcin太陽半径で$z_{s}^{disk}（R_{\odot}）=300\pm20$\、pcの中心。若い星の種族のスケール長は$h_{s}^{tdisk}=3.2\pm0.9$\、kpcで、スケールの高さは$z_{s}^{tdisk}（0）=50\pm10$から変化します。中心の\、pcから太陽半径の$z_{s}^{tdisk}（R_{\odot}）=90\pm10$\、pcまで。中央の4.5kpc内に内側の恒星円盤を発見しました。これは、MWの延長された長い棒に関連付けられています。不明瞭な星形成のほとんどは、この内側の薄い円盤内で起こります。拡散ダストは主に、スケール長$h_{d}^{disk}=5.2\pm0.8$\、kpcおよびscaleheight$z_{d}^{disk}=0.14\pm0.02$\、kpcのディスクに分布しています。MW減衰曲線の最初の導出を行い、それをモデルデータへの関数適合として提示します。MWは、渦巻銀河の主系列星関係のグリーンバレーにあることがわかります。
原子：大規模な星形成領域のALMA3ミリメートル観測-V.IRDC G034.43 +00.24の階層的断片化とガスダイナミクス
| Title |
ATOMS:_ALMA_Three-millimeter_Observations_of_Massive_Star-forming_regions_--_V._Hierarchical_fragmentation_and_gas_dynamics_in_IRDC_G034.43+00.24 |
| Authors |
Hong-Li_Liu,_Anandmayee_Tej,_Tie_Liu,_Namitha_Issac,_Anindya_Saha,_Paul_F._Goldsmith,_Jun-Zhi_Wang,_Qizhou_Zhang,_Sheng-Li_Qin,_Ke_Wang,_Shanghuo_Li,_Archana_Soam,_Lokesh_Dewangan,_Chang_Won_Lee,_Pak-Shing_Li,_Xun-Chuan_Liu,_Yong_Zhang,_Zhiyuan_Ren,_Mika_Juvela,_Leonardo_Bronfman,_Yue-Fang_Wu,_Ken'ichi_Tatematsu,_Xi_Chen,_Di_Li,_Amelia_Stutz,_Siju_Zhang,_L._Viktor_Toth,_Qiu-Yi_Luo,_Feng-Wei_Xu,_Jinzeng_Li,_Rong_Liu,_Jianwen_Zhou,_Chao_Zhang,_Mengyao_Tang,_Chao_Zhang,_Tapas_Baug,_E._Mannfors,_Eswaraiah_Chakali,_Somnath_Dutta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02231 |
フィラメント状の赤外暗黒雲（IRDC）、G034.43+00.24（G34）にある巨大な原始星の塊MM1に向けた、ATOMS調査からの新しい3mmの連続体と分子線の観測結果を示します。観測された線は、高密度ガス（HCO+/H13CO+J=1-0など）または流出（CSJ=2-1など）のトレーサーです。MM1の7つのコアのこれまでで最も完全な全体像は、ダストの連続放出によって明らかにされています。これらのコアは、ビリアルパラメータ$\alpha_{vir}<2$で重力的に結合していることがわかります。MM1では少なくとも4つの流出が識別され、総流出質量は$\sim45M_\odot$、総エネルギーは$\sim1\times10^{47}$ergで、B0タイプからの流出に典型的です。星。乱流が熱圧力よりも支配的である階層的断片化の証拠は、雲と塊のスケールの両方で観察されます。これは、塊およびコアスケールでのスケール依存の動的な質量流入/降着に関連している可能性があります。したがって、G34雲は、マルチスケールの断片化に関連する動的な質量流入/降着プロセスを経ている可能性があり、これにより、最初の雲の断片、塊、そして最終的には星形成のサイトである高密度コアが順次形成される可能性があります。
銀河の分子ガス貯留層におけるC {\ sc i}線の亜熱励起：その重要性と潜在的な有用性
| Title |
The_subthermal_excitation_of_the_C{\sc_i}_lines_in_the_molecular_gas_reservoirs_of_galaxies:_its_significance_and_potential_utility |
| Authors |
Padelis_Papadopoulos,_Loretta_Dunne_and_Steve_Maddox |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02260 |
2つの微細構造線$^{3}P_1$$\rightarrow$$^{3}P_{0}$と$^{3}P_2$$\の合計光度を持つ106個の銀河のサンプルを調べます。右矢印$$^{3}P_{1}$の中性原子炭素（C）が利用可能であり、それらの平均励起条件は非常に亜熱的であることがわかります。これは、対応する3レベルシステムの正確な解によってモデル化されたCI（2-1）/（1-0）比（$R^{（ci）}_{21/10}$）から推定されます。付随する$\rmH_2$ガスの運動学的状態（したがって、対応する線形成メカニズム）に関する特別な仮定。CIラインのこの非LTE励起は、Valentinoetalによって最近報告された$\sim$25K付近の（CI、LTE）由来のガス温度の奇妙なクラスター化を引き起こす可能性があります。（2020）、これは実際のガス温度に相関していません。銀河のISMにおける非LTECI線励起は、分子ガス温度を推定するための簡単な方法から私たちを奪い、特にJ=2-1線が使用される場合、CIベースの分子ガス質量推定に不確実性を追加します。ただし、$\rmR^{（ci）}_{21/10}$=$\rmF（n、T_{k}）$比は、銀河のCO/CISLEDとダストSEDのジョイントモデルにとってより価値があります。、およびCO放射伝達モデルで使用される仮定（LVG近似など）とは無関係です。最後に、いくつかの極端なスターバーストで見られる低い比率$\rmR^{（ci）}_{21/10}\leq1$と高い$\rmT_{dust}$値の組み合わせは、大規模な低密度を示していると推測します。分子風および/または銀河系周辺のガス貯留層。画像観測によって検証された場合、これは銀河内のそのような貯留層の存在の有用な指標となり得る。
放射線媒介衝撃をガンマ線バーストデータに適合させるための効率的な方法：KompaneetsRMS近似
| Title |
An_efficient_method_for_fitting_radiation-mediated_shocks_to_gamma-ray_burst_data:_The_Kompaneets_RMS_approximation |
| Authors |
Filip_Samuelsson,_Christoffer_Lundman,_Felix_Ryde |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01810 |
ガンマ線バースト（GRB）ジェット光球の下で発生する衝撃は、放射線によって媒介されます。このような放射線媒介ショック（RMS）は、迅速なGRB放出の形成に関与している可能性があります。理論的には十分に研究されていますが、第一原理からRMSをシミュレートする計算コストのため、RMSモデルはまだデータに適合していません。ここでは、KompaneetsRMS近似（KRA）と呼ばれる、穏やかな相対論的（ショックフレーム内）またはより遅いRMSからの放射スペクトルを正確に再現できる近似法を開発することにより、理論と観測の間のギャップを埋めます。近似は、放射の熱コンプトン化とRMS内で発生するバルクコンプトン化の間の類似性に基づいています。シミュレートされたKRA放射スペクトルを第一原理放射流体力学シミュレーションと比較することによってメソッドを検証し、RMS内とRMSダウンストリームの両方で優れた一致を見つけます。次に、KRAはGRBジェット内の衝撃シナリオに適用され、GRBデータへの高速かつ効率的なフィッティングを可能にします。GRB150314Aで非熱スペクトルへの適合を実行することにより、開発された方法の機能を説明します。適合により、衝撃速度や上流のプラズマ温度など、迅速な放出の原因となるRMSの物理的特性を明らかにすることができます。
パルサーとマグネター磁場の起源について
| Title |
On_the_Origin_of_Pulsar_and_Magnetar_Magnetic_Fields |
| Authors |
Christopher_J._White,_Adam_Burrows,_Matthew_S._B._Coleman,_David_Vartanyan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01814 |
マグネターと電波パルサーの二分法に特に焦点を当てて、中性子星磁場の生成に取り組むために、他の天体物理系から推測されるダイナモの特性を検討します。ロスビー数が十分に低い（修正された）場合、対流ダイナモは、強度が対流フラックスに比例する双極子優勢場を生成することが知られており、これらの期待は、コア崩壊超新星の中心にある対流原中性子星に適用されるべきであると主張します。この文脈で、現実的な状態方程式と完全なニュートリノ輸送を特徴とする、コア崩壊の一連の3次元シミュレーションを分析します。修正されたロスビー数が臨界範囲。したがって、マグネター/ラジオパルサーの二分法は、大質量星のコア回転速度の分布から部分的に自然に発生する可能性があります。
超新星のコンパクトな残骸の統計的分布からの核状態方程式に対する新しい制約
| Title |
A_New_Constraint_on_the_Nuclear_Equation_of_State_from_Statistical_Distributions_of_Compact_Remnants_of_Supernovae |
| Authors |
Mikhail_M._Meskhi,_Noah_E._Wolfe,_Zhenyu_Dai,_Carla_Frohlich,_Jonah_M._Miller,_Raymond_K._W._Wong_and_Ricardo_Vilalta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01815 |
物質が最高の密度と温度でどのように振る舞うかを理解することは、原子核物理学と相対論的天体物理学の両方で大きな未解決の問題です。この物理学は、いわゆる高温核状態方程式にカプセル化されることが多く、コンパクトな連星合併、コア崩壊超新星、その他多くの現象に影響を与えます。そのようなケースの1つは、巨大な星のコア崩壊の残骸のタイプ（ブラックホールまたは中性子星のいずれか）と質量です。6つの候補状態方程式のそれぞれについて、球対称超新星モデルの非常に大きなスイートを使用して、そのような残骸の合成集団のスイートを生成します。次に、これらの合成集団を観察された残りの集団と比較します。したがって、高温核状態方程式に新しい制約を与え、どのEOS候補がこのメトリックによって多かれ少なかれ支持されるかを説明します。
ヴェラC.ルービン天文台による重力波イベントの臨時観測のターゲット
| Title |
Target_of_Opportunity_Observations_of_Gravitational_Wave_Events_with_Vera_C._Rubin_Observatory |
| Authors |
Igor_Andreoni,_Raffaella_Margutti,_Om_Sharan_Salafia,_B._Parazin,_V._Ashley_Villar,_Michael_W._Coughlin,_Peter_Yoachim,_Kris_Mortensen,_Daniel_Brethauer,_S._J._Smartt,_Mansi_M._Kasliwal,_Kate_D._Alexander,_Shreya_Anand,_E._Berger,_Maria_Grazia_Bernardini,_Federica_B._Bianco,_Peter_K._Blanchard,_Joshua_S._Bloom,_Enzo_Brocato,_Regis_Cartier,_S._Bradley_Cenko,_Ryan_Chornock,_Christopher_M._Copperwheat,_Alessandra_Corsi,_Filippo_D'Ammando,_Paolo_D'Avanzo,_Laurence_Elise_Helene_Datrier,_Ryan_J._Foley,_Giancarlo_Ghirlanda,_Ariel_Goobar,_Jonathan_Grindlay,_Aprajita_Hajela,_Daniel_E._Holz,_Viraj_Karambelkar,_E._C._Kool,_Gavin_P._Lamb,_Tanmoy_Laskar,_Andrew_Levan,_Kate_Maguire,_Morgan_May,_Andrea_Melandri,_Dan_Milisavljevic,_A._A._Miller,_Matt_Nicholl,_Antonella_Palmese,_Silvia_Piranomonte,_Armin_Rest,_Ana_Sagues-Carracedo,_Karelle_Siellez,_Leo_P._Singer,_Mathew_Smith,_D._Steeghs,_Nial_Tanvir |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01945 |
二元中性子星合体GW170817の電磁的対応物の発見は、重力波マルチメッセンジャー天文学の時代を切り開いた。光学/赤外線キロノバの迅速な識別により、光源の正確な位置特定が可能になり、深い多波長追跡とそれに関連する無数の科学的結果への道が開かれました。この新しい探査領域を十分に活用するには、中性子星合体やその他の重力波源のサンプルから電磁データを取得する必要があります。GW170817の後、フロンティアはキロノバ特性の多様性をマッピングし、ハッブル定数に対してより厳しい制約を提供し、基本的な物理学の新しいテストを可能にすることです。ヴェラC.ルービン天文台の時空レガシー調査（LSST）は、重力波検出器の改良されたネットワークが高感度の発見を可能にする感度に達すると予想される2020年代に、この分野で重要な役割を果たすことができます。数百Mpcの距離までの中性子星（年間約数十）が関与する合併イベントの割合。重力波トリガーのフォローアップのための包括的な機会ターゲット観測戦略を設計します。これにより、ルービン天文台は、中性子星やその他のコンパクトオブジェクトの合併、さらには未知のクラスの重力波イベントの発見と早期の特性評価のための最高の機器になります。。
パルサーの電波放射。 I.量子化磁場の遅い引き裂き
| Title |
Radio_Emission_of_Pulsars._I._Slow_Tearing_of_a_Quantizing_Magnetic_Field |
| Authors |
Christopher_Thompson_(CITA,_University_of_Toronto) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01958 |
回転する中性子星のパルス電波放射は、開回路内の不均一なねじれプロファイルを供給する遅い抵抗不安定性に関連しています。この論文は、電流が相対論的粒子の流れによって支えられている、弱く剪断された量子化磁場の安定性を考察している。電磁場はほぼ完全に力がなく、粒子は最も低いランダウ状態に閉じ込められ、感知できるほどの曲率ドリフトは発生しません。電荷中性プラズマでは、ゆっくりと成長する引き裂きモードの複数の分岐が見つかります。これは、二重引き裂きモードの相対論的類似体であり、ピーク成長率は$s\gtrsim4\pi\widetildek_yJ_z/B_z$です。ここで、$B_z$は強い（ほぼ電位の）ガイド磁場、$J_z$は磁場に沿った電流密度、$\widetildek_y$は電流勾配スケールで正規化されたモード波数です。これらのモードは、プラズマが正味の電荷を帯びている場合、安定しすぎます。実数周波数$\omega\sims\cdot|n_0^+--n_0^-|/（n_0^++n_0^-）$は、密度の不均衡に比例します。正と負の電荷。表皮深さよりも薄い孤立した現在のシートは、（シートの厚さ/表皮深さ）$^{-1/2}$のように成長率がスケーリングされる局所的な引き裂きモードをサポートします。パルサーでは、ピーク成長速度は回転の角周波数$s\gtrsim2\widetildek_y\Omega$に匹敵し、極ギャップ内の粒子と場の縦振動と比較して遅い。抵抗モードは、サブパルスドリフトを連想させる方位角ドリフトを経験し、パルス間の磁束変動の有望なドライバーです。コンパニオンペーパーは、相対論的粒子流を伴う薄い電流シート内の電流を運ぶAlfv\'en波のチェレンコフのような不安定性を示し、パルサー電波放射のソースとしてこれらの波によるコヒーレント曲率放射を提案します。
パルサーの電波放射。 II。チェレンコフによって触媒されるコヒーレンス-不安定なせん断アルヴェーン波
この論文は、回転する中性子星の周りの力のない電気力学からの小規模な逸脱を探求し、量子化磁場における抵抗不安定性の処理を拡張します。二次的なチェレンコフ不安定性が特定されます。薄い電流シートを流れる相対論的粒子は、シートの近くに局在する伝播する電荷摂動を励起します。逆周囲表皮深さ$k_{p、\rmex}$未満の波数で成長は急速です。小規模のAlfv\'enicウェーブパケットは、コヒーレントな曲率放射の有望なソースです。グループローレンツ因子$\gamma_{\rmgr}\lesssim（k_{p、\rmex}R_c）^{1/3}\sim100$の場合、ここで$R_c$は磁気曲率半径、分数$\sim10^{-3}$-$10^{-2}$の粒子運動エネルギーは、ピーク周波数で異常モードに放射されます$\sim10^{-2}ck_{p、\rmex}$。観測との整合性には、パルサー磁気圏での高いペア多重度（$\sim10^{3-5}$）が必要です。一次の遅い抵抗不安定性も二次のAlfv\'enic不安定性も、磁気圏の「ギャップ」の存在に直接依存せず、平均電流が共回転電荷の外向きドリフトによって完全に供給される場所で活性化する可能性があります。抵抗モードは不安定で、恒星のスピン周波数に匹敵する速度で成長します。このモデルは、パルス間の強い電波束の変動と調整されたサブパルスドリフトに直接対応します。Alfv\'enモードの成長は、局所的なプラズマ状態を追跡できるため、外部磁気圏からの低周波放射が可能になります。$\gamma_{\rmgr}\sim50-100$の帯電パケットからのビーム無線放射も、ミリ秒未満のタイムスケールで異なります。ここで特定されたモードは、マグネターの磁気圏内で励起され、磁気ねじれのテイラー緩和を仲介する可能性があります。
| Title |
Evolution_of_circumbinary_accretion_disk_around_supermassive_binary_black_hole:_post-Newtonian_hydrodynamics_versus_Newtonian_hydrodynamics |
| Authors |
Wenshuai_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02016 |
FARGO3Dで実行された非相対論的流体力学シミュレーションを使用して、等しい質量を持つ超大質量連星ブラックホールの周りの降着円盤の進化を研究します。ニュートン流体力学を用いた以前の研究と比較して、ここでは、バイナリブラックホールのニアゾーンメトリックを使用したポストニュートン流体力学を採用しています。ニュートンの調査とは対照的に、ポストニュートン体制には劇的な違いがあり、等しい質量のバイナリの周りの周縁降着円盤によって形成されるギャップは、ニュートン流体力学よりもポストニュートン流体力学の方が広いことがわかります。流体力学シミュレーションが、異なる粘度に関連する粘性タイムスケールのほぼ同じ係数で実行されることを考えると、はディスク粘度とは無関係です。これは、そのようなバイナリディスクシステムにおける連続発光のユニークな観測可能なサインを提示するかもしれません。
重力波傾斜角測定による短いGRBの残光モデリングの較正と、GW / GRB関連イベントによるハッブル定数張力の解決の見通し
| Title |
Prospects_of_calibrating_afterglow_modeling_of_short_GRBs_with_gravitational_wave_inclination_angle_measurements_and_resolving_the_Hubble_constant_tension_with_a_GW/GRB_association_event |
| Authors |
Yi-Ying_Wang,_Shao-Peng_Tang,_Xin-Yu_Li,_Zhi-Ping_Jin_and_Yi-Zhong_Fan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02027 |
GRB残光の数値モデリングでは、簡単にするために、いくつかの近似が行われ、さまざまなグループが独自のコードを開発しました。直接測定された物理的パラメータがないため、これらのモデリング/アプローチの堅牢なテストは困難です。幸いなことに、残光モデリングから推測される視角は、重力波（GW）データで評価できるバイナリ中性子星（BNS）の合体の傾斜角と同じであると広く予想されています。したがって、将来的には、GW傾斜角測定を使用して残光モデリングを較正することが可能です。傾斜角測定の不確実性を予測するために、分析的推定と直接シミュレーションの両方を含む3つの方法を採用しています。LIGO/Virgo/KAGRA/LIGO-インド検出器のO4/O5実行で検出された電磁対応物を伴ういくつかのBNSマージについて、傾斜角は$\leq0.1$radの不確実性の範囲内で決定できることを示します。ハッブル定数は$\leq3\％$の精度で知られています。軸外のGRB流出は残光放出を引き起こし、最もエネルギーの高いものは、$\geq0.3$radの視角でも$\sim100-200$Mpcの距離で検出できる可能性があります。したがって、このようなイベントは、残光モデリングアプローチの堅牢なテストとして機能します。また、単一のGW/GRBアソシエーションイベントでいわゆるハッブル定数張力を解決する可能性を評価しました。$\sim3\％$の精度のハッブル定数は、視角の不確実性を$\sim0.1$rad以内に制限できる場合に得られることがわかります。これは、近くの一部（$\leq250$Mpc）明るい/軸上GRBで、良好に動作する残光光度曲線があり、初期に明確な無彩色のブレークを示します。
ローレンツ不変性は、アインシュタインの一般相対性理論と場の量子論の両方の基本的な対称性です。しかし、プランクスケールに近づくエネルギーでのローレンツ不変性からの逸脱は、重力を他の3つの基本的な物質の力と統合しようとする多くの量子重力理論で予測されています。ローレンツ不変性の違反は、観測可能なエネルギーでは非常に小さいと予想されますが、エネルギーとともに増加し、長距離にわたって検出可能なレベルまで蓄積する可能性があります。したがって、高エネルギー放出と長いベースラインを含む天体物理学的観測は、ローレンツ不変性の非常に感度の高いテストを提供できます。天体物理学的現象の極端な特徴により、真空分散、真空双屈折、光子崩壊、光子分裂など、光子セクターにおけるローレンツ不変性違反（LIV）の兆候を効果的に検索することができます。これらの潜在的な署名はすべて、過去数十年にわたってさまざまな方法を使用して注意深く研究されてきました。この章では、LIVのエネルギースケールの下限を設定するために使用されてきたさまざまな天体物理学テストの要約に特に重点を置いて、LIVに関する現在の知識と理解の状況を確認します。
相対論的ジェットとその中央エンジンである$ Fermi $ blazars
| Title |
The_relativistic_jet_and_its_central_engine_of_$Fermi$_blazars |
| Authors |
Hubing_Xiao,_Zhihao_OuYang,_Lixia_Zhang,_Liping_Fu,_Shaohua_Zhang,_Xiangtao_Zeng,_Junhui_Fan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02082 |
ジェットの起源はAGNの最も重要な問題の1つですが、それでもあいまいなままです。この作業では、輝線、スペクトルエネルギー分布（SED）、\textit{Fermi}-LAT$\gamma$線放射の情報を利用して、667個の線源を含むブレーザーサンプルを作成しました。ジェットパワーの発生は、BLラックとFSRQで異なることがわかります。ジェットパワー$P_{\rmjet}$と正規化されたディスクの光度$L_{\rmDisk}/L_{\rmEdd}$の相関関係は、BLラックで-1.77の傾き、FSRQで1.16の傾きを示しています。結果は、BLLacジェットがブラックホール回転エネルギーを抽出することによって動力を供給されているのに対し、FSRQジェットは主に降着円盤によって動力を供給されていることを示唆しているようです。一方、降着比$\dot{M}/\dot{M}_{\rmEdd}$は、正規化された$\gamma$線の光度とともに増加することがわかります。これに基づいて、分割線${\rmlog}（L_{\rmBLR}/L_{\rmEdd}）=0.25\{\rmlog}（L_{\rm\gamma}/L_{\rmEdd}）-2.23$、$L_{\rm\gamma}/L_{\rmEdd}に対する$L_{\rmBLR}/L_{\rmEdd}$の図でFSRQとBLLacを分離します。$機械学習法を使用することにより、この方法では84.5\％の精度が得られます。さらに、強い相関に基づいてブラックホールの質量を推定するために、実験式$M_{\rmBH}/M_{\rm\odot}\simeqL_{\rm\gamma}^{0.65}/21.46$を提案します。$\gamma$線の光度とブラックホールの質量の間。強い$\gamma$線の放出はブレーザーで一般的であり、放出は常にドップラービーム効果によってブーストされます。この作業では、ドップラー係数$\delta$の下限を推定し、$\delta_{\rmBLLac}=7.94$および$\delta_{\rmFSRQ}=11.55$を与える新しいメソッドを生成します。
陽子中性子星におけるMRI駆動の$ \ alpha- \ Omega $ダイナモ
マグネターは高度に磁化された中性子星であり、X線および軟ガンマ線の放出を生成でき、双極子は$10^{14}$Gから$10^{15}$Gです。マグネターの形成を説明する有望なメカニズムは磁場です。高速回転する陽子中性子星（PNS）におけるMRIによる増幅。このシナリオは、小規模な乱流がマグネターのような強度の双極子を生成できることを示す最近のグローバルモデルによってサポートされています。ただし、双極子を生成する際のMRIの効率に対する浮力と密度成層の影響はまだ不明です。対流に対して安定した外側の層状領域に焦点を当てた高速回転PNSのグローバルモデルで、密度とエントロピープロファイルがMRIダイナモに与える影響を評価します。疑似スペクトルコードMagICを使用して、明示的な拡散係数を持つ球面幾何学で3次元ブシネスクおよび非弾性MHDシミュレーションを実行します。さまざまな近似と熱拡散の影響を調査するパラメータ調査を実行します。自立した乱流MRI駆動ダイナモを取得します。これにより、密度を再スケーリングすると、以前の非圧縮性結果のほとんどが確認されます。MRIはまた、非優勢な赤道双極子を生成します。これは、平均磁場強度の約4.3％に相当します。興味深いことに、密度勾配が存在する場合、大規模な軸対称磁場は時間とともに振動します。これは、平均場$\alpha-\Omega$ダイナモとして説明できます。浮力は赤道面の乱流を減衰させますが、現実的な高熱拡散により、全体的に比較的弱い影響を及ぼします。私たちの結果は、マグネターのような大規模な磁場を生成するMRIの能力をサポートしています。彼らはさらに、陽子中性子星における$\alpha-\Omega$ダイナモの存在を予測します。これは、コア崩壊超新星におけるその場磁場増幅をモデル化するために重要である可能性があります。[要約]
超大光度X線源における軟X線照射と硬X線照射の抑制
ほとんどの超大光度X線源（ULX）は、コンパクトオブジェクトへの超臨界降着によって電力が供給されると主張されています。これらのオブジェクトに関する重要な質問の1つは、硬X線が対称軸に向かって幾何学的に照射されるかどうかです。ディスク照射を使用してシナリオをテストし、外側の降着円盤が中央の硬X線をどれだけ見るかを確認することを提案します。11個の明るいULXのサンプルを収集し、固有の光学的対応物を特定し、2つの照射源を考慮してそれらの磁束をモデル化します。超臨界降着によって駆動される光学的に厚い風の光球からの軟X線と、必要に応じてさらに、Comptonizationコンポーネントからの硬X線。私たちの結果は、軟X線照射が大部分のULXの発光を説明でき、外側のディスクで再処理される硬X線の割合が$\sim$$10^{-以下に制限されることを示しています。2}$一般的に。このような上限は、ビームがない場合に予想される照射率とよく一致しています。したがって、現在のデータ品質に応じて、ビーム効果に厳しい制約を課すことはできません。
繰り返されるFRB20180916Bのマルチバンド検出
| Title |
Multiband_Detection_of_Repeating_FRB_20180916B |
| Authors |
Ketan_R._Sand,_Jakob_Faber,_Vishal_Gajjar,_Daniele_Michilli,_Bridget_C._Andersen,_Bhal_Chandra_Joshi,_Sanjay_Kudale,_Maura_Pilia,_Bryan_Brzycki,_Tomas_Cassanelli,_Steve_Croft,_Biprateep_Dey,_Hoang_John,_Calvin_Leung,_Ryan_Mckinven,_Cherry_Ng,_Aaron_B._Pearlman,_Emily_Petroff,_Danny_C._Price,_Andrew_Siemion,_Kendrick_Smith_and_Shriharsh_P._Tendulkar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02382 |
私たちは、16。3日の周期性を持つ繰り返しソースであるFRB20180916Bのマルチバンド研究を提示します。アップグレードされた巨大メガヘルツ電波望遠鏡（300-500MHz）、カナダの水素強度マッピング実験（400-800MHz）、およびグリーンバンク望遠鏡（600-1000MHz）を使用した、3日間にわたる観測からの4、1、および7バーストの検出を報告します。、それぞれ。800〜1000MHzの範囲でのソースの初めての検出と、より低い周波数での最も広い瞬間帯域幅検出（200MHz）の1つを報告します。800MHzのバーストの1つで30$\mu$s幅の構造を識別し、これまでのところ、このFRBのそのような構造の最低周波数検出になっています。活動サイクルの初期段階では、より高い頻度でソースの活動が高いことも明確に示されています。2年間でローテーション測定値が徐々に減少し、分散測定値に有意な変動がないことを確認しました。前駆体シナリオ、エネルギー分布、放出メカニズム、および周波数による放出の下方ドリフト率の変動について、有用な結論を導き出します。私たちの結果は、マルチバンド観測がリピーターや1回限りのイベントを研究して、それらのさまざまな活動やスペクトル異常をよりよく理解するための効果的なアプローチであることを裏付けています。
| Title |
Third-Generation_Calibrations_for_MeerKAT_observation |
| Authors |
V._Parekh,_R._Kincaid,_B._Hugo,_A._Ramaila,_and_N._Oozeer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01858 |
超銀河団と銀河団は、銀河、銀河団内磁化媒体、宇宙線加速、大規模拡散電波源の進化と分布をすべて1つの観測で研究することに関して、幅広い天体物理学のトピックを提供します。新しい電波望遠鏡と高度な校正ソフトウェアの最近の開発により、旧世代の望遠鏡では不可能だったデータ品質が完全に変わりました。したがって、超銀河団の電波観測は、大規模構造（LSS）とその形成メカニズムに関する豊富な情報を収集するための非常に有望な手段です。これらの新しい広帯域および広視野（FOV）観測では、研究に使用するディープおよびハイダイナミックレンジ（DR）画像を提供するために、キャリブレーションやイメージングを含む最先端のデータ分析手順が必要です。スーパークラスター環境での拡散および微弱な電波放射。時々、強点光源は電波観測を妨げ、高いDRの達成を制限します。この論文では、CubiCalとkillMSソフトウェアを使用した新しい第3世代キャリブレーション（3GC）技術を適用することにより、サラスワティ超銀河団のMeerKAT観測における強力な電波源周辺のDRの改善を示しました。また、強力な電波源周辺の改善を定量化するための統計パラメータも計算しました。この分析は、新世代の望遠鏡からの科学的利益を最大化するための新しい校正技術の使用を提唱しています。
主成分分析を使用したフォトンカウンティングマイクロ波キネティックコンダクタンス検出器のエネルギー分解能の改善
| Title |
Improving_the_energy_resolution_of_photon_counting_Microwave_Kinetic_Inductance_Detectors_using_principal_component_analysis |
| Authors |
Jacob_M._Miller,_Nicholas_Zobrist,_Gerhard_Ulbricht,_Benjamin_A._Mazin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01923 |
主成分分析（PCA）を使用して、検出器によって生成された信号（「光子パルス」）から入射光子のエネルギーを測定する、単一光子計数マイクロ波運動インダクタンス検出器（MKID）の光子エネルギー測定スキームを開発します。PCAは、任意の数の特徴を使用して光子パルスを特徴付けるために使用できるため、PCAベースのエネルギー測定は、標準のフィルタリング手法で行われるエネルギーに依存しないパルス形状の仮定に依存しません。エネルギー測定のためのPCAベースの方法は、検出器が飽和エネルギーの近くで動作し、パルス形状が光子エネルギーによって大きく変化するアプリケーションで特に役立ちます。2つの主成分を使用するPCAは、エネルギー測定スキームとして使用できることが以前に示されています。これらのアイデアを拡張し、任意の数の主成分と任意の数のキャリブレーションエネルギーを使用してパルス形状を特徴づけることにより、光子のエネルギーを測定する方法を開発します。この手法を50の主成分で適用すると、以前に報告された熱運動インダクタンス検出器（TKID）のエネルギー分解能が5.9keVで75eVから43eVに向上することがわかります。また、50の主成分を使用してこの手法を光学から近赤外MKIDまでのデータに適用し、既存の分析手法からの最良の結果と一致するエネルギー分解能を実現します。
IXPE機器校正機器
| Title |
The_IXPE_Instrument_Calibration_Equipment |
| Authors |
Fabio_Muleri,_Raffaele_Piazzolla,_Alessandro_Di_Marco,_Sergio_Fabiani,_Fabio_La_Monaca,_Carlo_Lefevre,_Alfredo_Morbidini,_John_Rankin,_Paolo_Soffitta,_Antonino_Tobia,_Fei_Xie,_Fabrizio_Amici,_Primo_Attin\`a,_Matteo_Bachetti,_Daniele_Brienza,_Mauro_Centrone,_Enrico_Costa,_Ettore_Del_Monte,_Sergio_Di_Cosimo,_Giuseppe_Di_Persio,_Yuri_Evangelista,_Riccardo_Ferrazzoli,_Pasqualino_Loffredo,_Matteo_Perri,_Maura_Pilia,_Simonetta_Puccetti,_Ajay_Ratheesh,_Alda_Rubini,_Francesco_Santoli,_Emanuele_Scalise,_Alessio_Trois |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02066 |
ImagingX-rayPolarimetryExplorerは、さまざまなクラスに属する数十の天体物理学ソースからのX線偏光の測定に特化したミッションです。2021年末に打ち上げられる予定で、ペイロードは3つのミラーと3つの焦点面イメージング偏光計で構成されています。後者はイタリアで設計および製造されています。キャリブレーションは常に高エネルギー宇宙ミッションの開発に不可欠なフェーズですが、IXPEの場合、IXPEに特有の偏光への応答をキャリブレーションすることと、期待される感度を下回る統計的不確かさを達成することの両方が特に広範囲にわたっています。この論文では、IXPEに搭載された偏光に敏感な焦点面検出器のキャリブレーションのために、イタリアのローマにあるINAF-IAPSで設計および構築されたキャリブレーション装置を紹介します。機器には、偏光および非偏光の両方の校正ソース、ビームを位置合わせおよび移動するためのステージ、テスト検出器、およびそれらの機械的アセンブリが含まれます。これらの機器はすべて、IXPEInstrumentキャリブレーションの特定のニーズに合うように設計されていますが、それらの汎用性は、将来、他のプロジェクトにも使用できる可能性があります。
自動分光光度画像削減（ASPIRED）-Pythonベースのスペクトルデータ削減ツールキット
| Title |
Automated_SpectroPhotometric_Image_REDuction_(ASPIRED)_--_A_Python-based_spectral_data_reduction_toolkit |
| Authors |
Marco_C._Lam,_Robert_J._Smith,_Iair_Arcavi,_Iain_A._Steele,_Josh_Veitch-Michaelis,_and_Lukasz_Wyrzykowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02127 |
時間領域の観測から迅速な科学的製品を促進するために、公的に利用可能なスペクトルデータ削減ソフトウェアのスイートを提供します。AutomatedSpectroPhotometricREDuction（ASPIRED）ツールキットは、さまざまな機器で動作できるように、可能な限り一般的で高い柔軟性を備えていることを目的としています。デフォルト設定は、一般的な低解像度のロングスリット分光計構成をサポートしますが、ユーザーが機器の個々の特性に合わせて自動パイプラインを改良および調整するための柔軟な機能セットも提供します。自動化により、データを即座に削減して、適応型の観測戦略を実現できます。これは、タイムドメイン天文学で特に重要です。ASPIREDは完全にPythonベースであり、irafから独立しています。
| Title |
A_Portuguese_radar_tracking_sensor_for_Space_Debris_monitoring |
| Authors |
Jo\~ao_Pandeirada,_Miguel_Bergano,_Paulo_Marques,_Domingos_Barbosa,_Bruno_Coelho,_Val\'erio_Ribeiro,_Jos\'e_Freitas,_Domingos_Nunes,_Jos\'e_Eduardo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02232 |
スペースデブリの増加は、宇宙資産、宇宙ベースの運用に対する脅威であり、この増加に対処するためのプログラムを開発するための共通の努力につながりました。ポルトガル国防省（MoD）が主導するポルトガル宇宙監視追跡（SST）プロジェクトの一環として、InstitutodeTelecomunica\c{c}\〜oes（IT）は電波望遠鏡パンピリョーザセラ（ATLAS）を開発しています。ポルトガルのパンピリョーザダセラ宇宙天文台（ErPoB）にある新しいモノスタティックレーダー追跡センサー。このシステムは5.56GHzで動作し、1000kmで断面積が10cm2を超える低軌道（LEO）軌道の物体に関する情報を提供することを目的としています。ErPoBには、IT-Aveiroの研究開発チーム、およびポルトガルのSST-PTネットワークとオペレーションセンターを介して欧州連合の宇宙監視および追跡（EU-SST）ネットワークに接続するために必要なすべての機器が収容されています。ATLASシステムは、デジタル波形合成、窒化ガリウム（GaN）テクノロジーを使用したパワーアンプ、完全デジタル信号処理、およびOpenSystems（OS）哲学に従い、Commercial-Off-The-Shelf（COTS）テクノロジーを使用する高度にモジュール化されたアーキテクチャを備えています。ATLASは、迅速かつ簡単な開発、研究、革新のための最新で用途の広いプラットフォームを確立します。システム全体（アンテナとパワーアンプを除く）は、明確に定義された範囲で機会の主要な反射器を備えたセットアップでテストされました。得られた範囲プロファイルは、ターゲットを簡単に検出できることを示しています。これは、システムの機能テストと、軌道上にある物体を検出できる運用システムに近づく上での大きな一歩です。
軌道の視線速度とスペクトル形状の変化を分離する新しいピリオドグラム
| Title |
New_Periodograms_Separating_Orbital_Radial_Velocities_and_Spectral_Shape_Variation |
| Authors |
Avraham_Binnenfeld,_Sahar_Shahaf,_Richard_I._Anderson,_Shay_Zucker |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02383 |
天体分光学におけるドップラーシフトとスペクトル形状の変動を区別するのに効果的な新しいピリオドグラムを提示します。これらのピリオドグラムは、部分的な距離相関の概念に基づいており、軌道運動によって引き起こされる周期的な視線速度（RV）変調を、恒星の活動によって引き起こされる変調から分離します。これらのツールは、スペクトル形状の変化が軌道運動を覆い隠すターゲットを探すために、大規模な分光データベースを探索するために使用できます。このようなシステムには、アクティブな惑星をホストする星や、本質的に可変の成分を持つ連星が含まれます。ピリオドグラムを計算するための詳細な処方箋を提供し、シミュレーションと実際のケーススタディを介してそれらのパフォーマンスを実証し、パブリックPython実装を提供します。
若い亜恒星コンパニオンHD984Bの動的質量
| Title |
Dynamical_Mass_of_the_Young_Substellar_Companion_HD_984_B |
| Authors |
Kyle_Franson,_Brendan_P._Bowler,_Timothy_D._Brandt,_Trent_J._Dupuy,_Quang_H._Tran,_G._Mirek_Brandt,_Yiting_Li,_Adam_L._Kraus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01803 |
亜恒星コンパニオンのモデルに依存しない質量は、惑星と褐色矮星の冷却のモデルを検証し、それらの入力物理学をテストし、これらのオブジェクトの形成と進化を決定するための重要なツールです。この作業では、若い亜恒星コンパニオンHD984Bの動的質量と軌道を測定します。相対位置天文学のベースラインを3年から8年に拡張するKeck/NIRC2を使用したHD984システムの新しい高コントラストイメージングを取得しました。また、ホビー・エバリー望遠鏡のハビタブルゾーン惑星ファインダー分光器を使用して、ホスト星の新しい視線速度を示します。さらに、HD984は、ヒッパルコスとガイアEDR3の間に有意な固有運動の違いを示します。相対位置天文学、固有運動、および視線速度の共同軌道適合により、HD984Bの動的質量は$61\pm4$$\mathrm{M_{Jup}}$になり、コンパニオンは褐色矮星体制にしっかりと配置されます。新しいフィットはまた、以前の軌道フィットと比較して、コンパニオンの離心率が高いことを示しています（$e=0.76\pm0.05$）。HD984の幅広い年齢制限を考えると、この質量は進化モデルからの予測と一致しています。HD984Bの動的質量は、直接質量測定を行う、小さいながらも増え続ける巨大惑星と褐色矮星の仲間のリストの中にあります。
活動領域出現後の最初の数日間の太陽表面フラックス輸送モデルのテスト
| Title |
Testing_solar_surface_flux_transport_models_in_the_first_days_after_active_region_emergence |
| Authors |
Nils_Gottschling,_Hannah_Schunker,_Aaron_C._Birch,_Robert_Cameron,_Laurent_Gizon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01896 |
活動領域（AR）は、太陽の磁気ダイナミクスにおいて重要な役割を果たします。太陽表面フラックス輸送モデル（SFTM）は、太陽表面での放射状磁場の進化を説明するために使用されます。ただし、ARの進化の初期段階でこれらのモデルを使用することについては不確実性があります。我々は、ARの出現後の最初の数日間にSFTMの適用性を、それらを観測と比較することによってテストすることを目指しています。私たちが採用しているモデルは、受動的な進化から、ARの周りへの流入が含まれているモデルまで多岐にわたります。局所表面フラックス輸送シミュレーションを使用して、17の新たな活性領域の表面磁場の進化をシミュレートします。堀の流れを示す本格的な黒点を形成しない地域を選択しました。シミュレーションには、拡散と移流が含まれます。太陽粒子の局所相関追跡から観測された流れ、およびAR周辺の流入のパラメーター化を使用します。シミュレーションを評価するために、観測された磁場とシミュレーションされた磁場の間の相互相関、およびARの符号なしフラックスの合計を経時的に測定します。また、フラックスの出現に関連して開始時間を変化させることにより、シミュレーションの妥当性をテストします。観測された表面流を使用したシミュレーションは、観測された磁束の変化を再現できることがわかります。スーパーグラニュレーションによるフィールドのバフェッティングの効果は、拡散プロセスとして説明できます。SFTMは、ARの符号なしフラックスのピーク合計の90％が出現した後に適用されます。$D=250$から$720$km$^2$/sの範囲の拡散係数は、この時間の後の最初の5日間のARフラックスの変化と一致しています。新たなARの周りの収束する流れは、これらの最初の5日間のARの総フラックスの進化にとって重要ではないことがわかります。フラックスキャンセルを増加させるそれらの効果は、ARから離れるフラックス輸送の減少によってバランスが取られます。
三裂星雲の若い星の種族、距離、および雲と雲の衝突によって引き起こされた星形成シナリオ
| Title |
The_Young_Stellar_Population,_Distance,_and_Cloud-Cloud_Collision_Induced_Star_Formation_Scenario_of_the_Trifid_Nebula |
| Authors |
Venu_M._Kalari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01902 |
三裂星雲は、分子雲の観測に基づいて、星形成が雲と雲の衝突（CCC）によって引き起こされたと提案されている、若い近くの星形成領域です。これは、CCC仮説が若い星の空間分布と星形成年表によってサポートされているかどうかをテストするユニークな機会を提供します。riH$\alpha$イメージングとガイア位置天文学を使用して、この地域の光学的に見える前主系列星（PMS）集団の最初の研究を紹介します。赤外線画像を使用した若い恒星状天体（YSO）の分析と組み合わせて、若い星の種族の空間分布と星形成の年表をキャプチャします。分析から、15個のフラット/クラスIYSO、46個のクラスIIYSO、および41個の降着PMS星が特定されます（ディスクレス/非降着ソースは分析に含まれていません）。ガイア視差に基づく距離は$\sim$1250pcであり、以前に報告されたものよりも大幅に近くなっています。クラスIIのYSOとPMSの星（$\sim$1.5Myrold）は、分子雲の端に向かって広がっています。それらは、推定交差時間$\sim$2.7Myrよりもわずかに若く、推定動的年齢$\sim$0.85Myrに近いです。若いクラスIYSOは、より空間的に集中しています。2つの雲が重なるところに若い星のない空洞が存在します。この証拠は、現在の世代の星が$\sim$1Myr前に2つの雲の衝突後に形成されたことを示唆しており、この結果は将来の分光学的研究を使用して裏付けることができます。
太陽型星$ \ epsilon $エリダヌス座の磁気サイクル中のコロナ質量放出とタイプII電波放射の変動
| Title |
Coronal_mass_ejections_and_type_II_radio_emission_variability_during_a_magnetic_cycle_on_the_solar-type_star_$\epsilon$_Eridani |
| Authors |
D\'ualta_\'O_Fionnag\'ain,_Robert_D._Kavanagh,_Aline_A._Vidotto,_Sandra_V._Jeffers,_Pascal_Petit,_Stephen_Marsden,_Julien_Morin,_Aaron_A_Golden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02284 |
$\epsilon$Eridani（18Eridani;HD22049）の磁気サイクルにわたって、考えられる恒星コロナ質量放出（CME）シナリオをシミュレートします。2008年、2011年、2013年の3つの別々のエポックを使用して、これらのイベントに関連する電波放射周波数を推定します。これらの恒星の噴火はとらえどころのないことが証明されていますが、これらの現象を検出して特徴づけるための有望なアプローチは、CMEによって誘発された衝撃が恒星コロナを伝播するときの潜在的なタイプIIバーストの低周波無線観測です。恒星タイプII電波バーストは、それらの太陽の対応物と同様に、450MHz未満を放射すると予想されます。これらのイベントが電離層のカットオフを超えたままでいる時間の長さは、必ずしも恒星の磁気サイクルに依存するのではなく、恒星の磁場に対する噴火の位置に依存することを示します。これらのタイプIIバーストは、極CMEの噴火後最大20〜30分（2次高調波の場合は50分）、LOFARの周波数範囲内にとどまることがわかります。赤道CMEが遅いという証拠が見つかりました。その結果、2008年と2013年のシミュレーションで観測可能なウィンドウがわずかに長くなりました。ステラルーメンの磁気形状と強度は、これらのイベントの検出可能性に大きな影響を及ぼします。CMEを恒星質量損失率（27-48$\times$太陽質量損失率）のコンテキストに配置し、$\の恒星風質量損失率の3-50％に達する可能性があることを示します。イプシロン$エリダニ。これらの一時的なイベントを検出するには、低周波電波望遠鏡を使用して、恒星の可能性が高いCME候補を継続的に監視する必要があります。
磁気音響波の活性媒体としての太陽コロナ
観測された100万Kの温度で太陽のコロナを維持する連続的な冷却および加熱プロセスの存在と相互作用は、磁気音響波のダイナミクスと安定性に決定的な影響を与えることが最近理解されました。これらの本質的に圧縮性の波は、冠状面の熱平衡を乱し、波によって引き起こされる熱の不均衡の現象を引き起こします。プラズマと波の間のエネルギー交換のための追加の自然なメカニズムを表す、熱の不均衡はコロナを磁気音響波の活性媒体にするので、波はコロナ熱源からエネルギーを失うだけでなく得ることもできます（燃焼と同様に）ガス、レーザー、メーザー）。この新たに出現した研究分野における最近の成果をレビューし、この摂動された冠状熱平衡の逆反応として低速モードの磁気音響波が経験する影響に焦点を当てます。新しい効果には、周波数に依存する徐波の減衰または増幅の強化、および冠状プラズマの不均一性、分散とは関係のない効果的な効果が含まれます。また、徐波の観測と熱不安定性の線形理論によって、未知の恒星コロナ加熱関数を調べる可能性についても説明します。徐波が太陽コロナの熱力学的に活性な性質から獲得する新しい特性の多様性は、プロミネンスとコロナ雨の形成と進化の伝統的な問題だけでなく、組み合わせたコロナ加熱/冷却プロセスの影響を説明する必要があることを明確に示しています、だけでなく、電磁流体力学的波の適切なモデリングと解釈のためにも。
ほこりっぽい新星V1280さそり座の光イオン化モデリング
| Title |
Photoionization_modeling_of_the_dusty_nova_V1280_Scorpii |
| Authors |
Ruchi_Pandey,_Ramkrishna_Das,_Gargi_Shaw,_and_Soumen_Mondal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02380 |
物理的および化学的パラメータの変化を研究することを目的として、ほこりっぽい新星V1280蠍座（V1280Sco）の光イオン化モデリングを実行します。2成分（低密度および高密度領域）モデルを考慮して、光イオン化コード\textsc{cloudy}、v.17.02を使用して、ダスト相の前後の光学および近赤外線（NIR）スペクトルをモデル化します。最適なモデルから、ダスト前段階の中央電離源の温度と光度は、1.32〜1.50$\times10^4$Kおよび2.95〜3.16$\times10^{の範囲にあることがわかります。36}$ergs$^{-1}$、それぞれ1.58〜1.62$\times10^4$Kおよび3.23〜3.31$\times10^{36}$ergs$^{-1}$、それぞれ、ダスト後の段階で。スペクトルを適切に生成するには、非常に高い水素密度（$\sim10^{13}-10^{14}$cm$^{-3}$）が必要であることがわかります。ダスト凝縮条件は、高エジェクタ密度（$\sim3.16\times10^{8}$cm$^{-3}$）およびイジェクタの外側領域の低温（$\sim$2000K）で達成されます。小さな（0.005〜0.25$\mu$m）アモルファスカーボンダスト粒子と大きな（0.03〜3.0$\mu$m）天体物理学的ケイ酸塩ダスト粒子の混合物が、ダスト後の段階の噴出物に存在することがわかります。私たちのモデルは、ダスト前の段階で、噴出物中の太陽と比較して、C/H=13.5-20、N/H=250、O/H=27-35のように、非常に高い元素存在量の値を生成します。ダスト後の段階で。
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 $ _2との反応性に関する実験的および計算的研究$
| Title |
Experimental_and_computational_studies_on_the_reactivity_of_methanimine_radical_cation_(H$_2$CNH$^{+\cdot}$)_and_its_isomer_aminomethylene_(HCNH$_2^{+\cdot}$)_with_C$_2$H$_2$ |
| Authors |
Vincent_Richardson,_Daniela_Ascenzi,_David_Sundelin,_Christian_Alcaraz,_Claire_Romanzin,_Roland_Thissen,_Jean-Claude_Guillemin,_Miroslav_Pol\'a\v{s}ek,_Paolo_Tosi,_Jan_\v{Z}abka,_Wolf_D._Geppert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01794 |
ラジカルカチオン異性体であるメタニミンおよびアミノメチレンとエチ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およびメタニミンの直接光イオン化を介して実行されます。反応性断面積と生成物の分岐比は、光子と衝突エネルギーの関数として測定されます。結果は、反応メカニズムの非経験的計算に照らして説明されています。両方の異性体の主なチャネルは、共有結合した付加物からのH原子の脱離による[C3NH4]+の生成です。理論計算によると、アミノメチレンとアセチレンの反応では、3つの最低エネルギー[C3NH4]+異性体のいずれかがバリアレスおよび発熱経路を介して形成されますが、メタニミン試薬の場合、バリアレス経路はプロトン化されたシアン化ビニルの生成につながる経路のみです。（CH2CHCNH+）、星形成領域およびタイタンの大気中の中間体として提案されている典型的な分岐ニトリル種。結果の天体化学的意味について簡単に説明します。
重力で結合されたミリチャージ粒子用のヘリオスコープ
粒子が十分に軽く、太陽プラズマと弱く結合している場合、粒子は太陽内部から効率的に放出される可能性があります。位相空間の狭い領域では、それらは太陽系の脱出速度よりも小さい速度で放出され、それによって「太陽盆地」と呼ばれる太陽の寿命にわたって蓄積できる重力的に束縛された密度を占めます。したがって、低粒子速度にもかかわらず成功する（またはそれによって強化される）検出戦略は、この太陽集団を考慮に入れると、パラメータ空間の新しい領域を探索する準備ができています。ここでは、このようなミリチャージ粒子の集団を検出するための強力な方法として「直接たわみ」を特定します。このアプローチには、振動する電磁場で重力的に束縛されたミリチャージの局所的な流れを歪ませ、共鳴LC回路でこれらの歪みを測定することが含まれます。ゆっくりと移動する粒子の流れを歪めるのは簡単なので、信号は地球の近くの小さな太陽の脱出速度によってパラメトリックに強化されます。提案されたセットアップは、100meVから100eVの範囲のミリチャージ質量に対して、他の方法よりも1桁小さい結合をプローブでき、サブGeVミリチャージ暗黒物質の検索として同時に動作できます。信号電力は、8乗へのミリチャージ結合としてスケーリングされます。つまり、控えめな仮定があっても、直接偏向がパラメータ空間の新しい領域を探索し始める可能性があります。また、位相空間分布に関連するものや、占有数が熱分布の占有数を大幅に超える可能性など、ミリチャージ太陽盆地の新しい機能についても説明します。
高分解能X線イメージング分光計用の37個の遷移エッジセンサーのMHz周波数ドメイン多重化読み出しのデモンストレーション
| Title |
Demonstration_of_MHz_frequency_domain_multiplexing_readout_of_37_transition_edge_sensors_for_high-resolution_x-ray_imaging_spectrometers |
| Authors |
H._Akamatsu,_D._Vaccaro,_L._Gottardi,_J._van_der_Kuur,_C.P._de_Vries,_M._Kiviranta,_K._Ravensberg,_M._D'Andrea,_E._Taralli,_M._de_Wit,_M.P._Bruijn,_P._van_der_Hulst,_R._H._den_Hartog,_B-J._van_Leeuwen,_A.J._van_der_Linden,_A.J_McCalden,_K._Nagayoshi,_A.C.T._Nieuwenhuizen,_M.L._Ridder,_S._Visser,_P._van_Winden,_J.R._Gao,_R.W.M._Hoogeveen,_B.D._Jackson,_J-W.A._den_Herder |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.01797 |
極低温遷移エッジセンサー（TES）X線マイクロ熱量計のアレイを読み取るためのMHz周波数ドメイン多重化（FDM）技術の開発とデモンストレーションについて報告します。私たちのFDMスキームでは、TESは、高$Q$LC共振器のアレイを介して、低MHz範囲のさまざまな共振周波数でACバイアスされます。すべてのTESの電流信号は、超伝導量子干渉デバイス（SQUID）で合計されます。室温の電子機器、SRONで開発された高$Q$LCフィルターとTESアレイ、およびVTTのSQUIDアレイを使用して、31ピクセルの読み出しの多重化を実証しました。37ピクセルの2番目のセットアップでこれを繰り返しました。合計されたX線スペクトル分解能$@$5.9keVは、$\DeltaE_{\rm31pix〜MUX}=2.14\pm0.03$eVおよび$\DeltaE_{\rm37pix〜MUX}=2.23\pm0です。.03$eV。実証された結果は、他の多重化アプローチと同等です。スペクトル分解能をさらに改善し、多重化されたTESの数を増やし、TESX線マイクロ熱量計のアプリケーションを開く可能性があります。
宇宙論的波長の重力波が重力レンズ効果に及ぼす影響を調べた。ソース、デフレクター、およびオブザーバーが高度に対称的な構成で整列されている場合、アインシュタインの環がオブザーバーによって観測されます。重力波がない場合、アインシュタインの環の異なる場所の間で時間遅延はありません。そうでなければ、宇宙論的な重力波がシステムを伝播する場合、アインシュタインの環の異なる場所の間の時間遅延が発生します。以前の研究は、宇宙論的波長の重力波の存在下での整列されたソースデフレクター-オブザーバー構成から生じる時間遅延が、重力波の非存在下での整列されていないソース-デフレクター-オブザーバー構成を備えた同様のレンズの時間遅延と同等である可能性があることを示した。この作業の結果は、光源-偏向器-観測者の構成が整列した重力レンズが、観測者によって観測されたアインシュタインの環全体を考慮に入れると、潜在的な重力波検出器として機能する可能性があることを示しています。
原子核物理学の消極的なパイオニア：エディントンと恒星エネルギーの問題
1917年から1921年の間に、A.S。エディントンは、アインシュタインの一般相対性理論と、理論の予測の1つを確認した壮大な日食遠征に熱心に取り組んでいました。同じ時期に、彼はなぜ星が輝くのかという古い問題を調査し、星のエネルギー源として2つの異なる素粒子メカニズムを提案するようになりました。それらの1つは物質の消滅であり、もう1つは水素からのヘリウムの蓄積でした。この論文は、この分野でのエディントンの仕事、1920年代に彼がオンとオフを繰り返したがその後放棄された一連の仕事に関係しています。恒星エネルギー問題への取り組みをやめるという彼の決定は、核物理学と量子力学の観点から問題を理解しようとした最初の試みと一致しました。エディントンが以前の研究をフォローアップしなかったのはなぜですか。また、1930年代後半に恒星エネルギー生産の最初の成功した理論をもたらした原子核物理学者の貢献を無視したのはなぜですか。
重力の代替理論における球形降着
M87銀河の中心にあるブラックホールの画期的な画像は、観測天文学とブラックホール物理学の交差点で疑問を投げかけています。ブラックホールの影の半径をどれだけうまく測定できますか？また、この測定値を使用して、一般相対性理論を他の重力理論と区別できますか？一般相対性理論の単純な球形流れモデル、スカラーガウス-ボンネ重力、およびRezzollaとZhidenkoのパラメーター化されたメトリックを使用してこれらの質問を調査します。半径にべき乗則放射率を持つ光学的に薄いプラズマを想定しています。その過程で、一般化されたボンダイフローと、冷たい流入の輝度プロファイルの区分的分析モデルを示します。合成画像の2次モーメントをEHTオブザーバブルのプロキシとして使用し、ブラックホールの影の半径に対する2次モーメントの比率を計算します。修正から一般相対性理論へのこの比率への修正は、臨界衝突パラメータへの修正と比較してサブドミナントであることを示し、これは一般的に真実であると主張します。天体物理学モデルのパラメータがこの計算の不確実性の主な原因であることがわかり、天体物理学モデルを理解することの重要性が強調されています。しかし、十分に正確な天体物理学モデルがあれば、ブラックホールの影の測定値を使用して、一般相対性理論と他の重力理論を区別することができます。
GW190814イベントの質量ギャップオブジェクトの性質について
この手紙では、GW190814イベントのマスギャップオブジェクトがさまざまなクラスのコンパクトオブジェクトである可能性について説明します：核のみのハドロン中性子星、核とハイペロンのハドロン星、核とクォークのハイブリッド星、核のハイブリッド星、ハドロンとクォーク、そしてBodmer-Wittenの推測を満足させる奇妙な星。観測制約の現在の制限については、これらの可能性のいずれも除外できないことを示します。
間隔の再帰的積に基づく適合度テスト
順序データの観測された間隔に基づいた新しい統計的検定を紹介します。統計は、ランダムサンプルの不均一性、またはイベント時系列の短命の特徴を検出するのに敏感です。一部の条件下では、この新しい検定は、特にサンプル数が少なく、帰無仮説分布の小さな分位数で差異が発生する場合に、よく知られているコルモゴロフ-スミルノフ検定やアンダーソン-ダーリング検定などの既存の検定よりも優れたパフォーマンスを発揮します。シミュレーションに基づく分布のパラメーター化とともに、図と例を含む検定統計量の詳細な説明が提供されます。
