THESANプロジェクト：再電離の時代におけるマルチトレーサー線強度マッピングの予測
| Title |
The_THESAN_project:_predictions_for_multi-tracer_line_intensity_mapping_in_the_Epoch_of_Reionization |
| Authors |
Rahul_Kannan,_Aaron_Smith,_Enrico_Garaldi,_Xuejian_Shen,_Mark_Vogelsberger,_R\"udiger_Pakmor,_Volker_Springel_and_Lars_Hernquist |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02411 |
線強度マッピング（LIM）は、高赤方偏移宇宙における銀河形成と宇宙論を研究するための強力な手法として急速に台頭しています。銀河の星間物質（ISM）に由来する選択されたスペクトル線のLIM推定値と、大容量の高解像度THESAN再電離シミュレーションを使用した宇宙の中性水素ガスからの21cm放射を提示します。HII領域のサブ解像度光イオン化モデリングとモンテカルロ放射伝達計算の組み合わせを使用して、高赤方偏移銀河（$z\gtrsim5.5$）のダスト減衰スペクトルエネルギー分布（SED）を推定します。紫外線（UV）光度関数やUV連続体の傾きなど、導出された測光特性が観測的に推定された値と一致することを示し、SEDモデリングの精度を示します。最も明るい輝線の光度と星形成率の関係（L-SFR）に適合し、導出されたスケーリング関係と広く使用されている低$z$の関係との間に重要な違いが存在することを発見しました。これは、再電離時代の星間物質であるためです。銀河は一般に、赤方偏移の少ない銀河よりも金属が豊富ではありません。これらの関係を使用して、輝線星雲の線強度マップを作成し、21cmの輝線と相互相関させます。興味深いことに、相関が符号を切り替える波数（$k_\mathrm{transition}$）は、再イオン化モデルに大きく依存し、ターゲットの輝線にはあまり依存しません。これは、$k_\mathrm{transition}$は、イオン化された領域の典型的なサイズを調べます。導出されたスケーリング関係と強度マップは、現在および今後のLIM実験の結果を予測および解釈するためのタイムリーな最先端のフレームワークを表しています。
人口IIIの星は、第一世代の星であり、ほぼ原始的な元素が豊富なミニハロで形成されているため、金属は含まれていません。それらは、濃い暗黒物質の雲の中心に形成されたと考えられています。したがって、バリオンと暗黒物質の間の相互作用は、それらの進化に重要な影響を及ぼした可能性があります。この論文では、これらの初期の巨大な星による、消滅しない、または弱く消滅する暗黒物質の捕獲について考察します。パラメータ空間の広い領域では、暗黒物質とバリオンの相互作用により、ブラックホールとしての星の早期死につながります。ポピュレーションIIIの星の標準的な進化の歴史のこの変更が、UV放出の量、ポピュレーションIIの星形成への移行、および降着からブラックへのX線と電波の放出を変更することにより、再電離の時代にどのように影響するかをスケッチします。穴の残骸。集団IIIの星に由来する巨大なブラックホールの信号は、それらの合併からの重力波を通して観察することができました。最後に、対不安定型超新星の観測は、質量が$m_{DM}\sim0.1\text{GeV}$から$m_{DM}\simまでの広範囲のパラメーター空間にわたって、ブラックホールの早期死を効果的に防ぐことができます。m_{\rmPl}$。
エミュレータベースのハローモデルIIからの宇宙論的推論：HSC-Y1とSDSSからの銀河-銀河弱いレンズ効果と銀河団の共同分析
| Title |
Cosmological_inference_from_the_emulator_based_halo_model_II:_Joint_analysis_of_galaxy-galaxy_weak_lensing_and_galaxy_clustering_from_HSC-Y1_and_SDSS |
| Authors |
Hironao_Miyatake,_Sunao_Sugiyama,_Masahiro_Takada,_Takahiro_Nishimichi,_Masato_Shirasaki,_Yosuke_Kobayashi,_Rachel_Mandelbaum,_Surhud_More,_Masamune_Oguri,_Ken_Osato,_Youngsoo_Park,_Ryuichi_Takahashi,_Jean_Coupon,_Chiaki_Hikage,_Bau-Ching_Hsieh,_Alexie_Leauthaud,_Xiangchong_Li,_Wentao_Luo,_Robert_H._Lupton,_Satoshi_Miyazaki,_Hitoshi_Murayama,_Atsushi_J._Nishizawa,_Paul_A._Price,_Melanie_Simet,_Joshua_S._Speagle,_Michael_A._Strauss,_Masayuki_Tanaka,_Naoki_Yoshida |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02419 |
HyperSuprime-CamYearから測定された銀河-銀河弱レンズ効果（$\Delta\！\Sigma$）と投影された銀河クラスタリング（$w_{\rmp}$）のブラインドジョイント分析から得られた忠実度の高い宇宙論の結果を示します。-1（HSC-Y1）データと赤方偏移範囲$0.15<z<0.7$の分光スローンデジタルスカイサーベイ（SDSS）銀河カタログ。SDSS銀河の輝度が制限されたサンプルを、3つの分光赤方偏移ビンの$w_{\rmp}$のトレーサーとして、および$\Delta\！\Sigma$のレンズサンプルとして定義します。$\Delta\！\Sigma$の測定では、HSC-Y1から140deg$^2$を超える400万個のソース銀河の単一サンプルを選択します。3つのレンズ赤方偏移ビンの$\Delta\！\Sigma$振幅を比較することにより、写真の$z$エラーを処理します。宇宙論的パラメータの推論には、{\ttDarkEmulator}パッケージ上に構築された入力銀河ハロー接続モデルを使用します。ハロー占有分布には、モデリングの不確実性を無視するための迷惑パラメータが含まれています。$\Delta\！\Sigma$と$w_{\rmp}$の測定値を、それぞれ$R\simeq3$と$2\、h^{-1}{\rmMpc}$からのスケールでモデル化します。平らな$\Lambda$CDM宇宙論を仮定すると、$30\、h^{-1}{\rmMpc}$になります。宮武らに記載されている模擬カタログを使用したさまざまなテスト。（2021）、銀河とハローの接続の不確実性によるクラスタリング振幅$S_8\equiv\sigma_8（\Omega_{\rmm}/0.3）^{0.5}$のバイアスが$\sim50未満であることを示します。$S_8$の統計的不確実性の$\％、{\それは}アセンブリバイアス効果が予想外に大きい場合を除きます。私たちの最適なモデルは、フラットな$\Lambda$CDMモデルに対して$S_8=0.795^{+0.049}_{-0.042}$（モードと68\％の信頼区間）を持っています。数量$S_8（\alpha=0.17）\equiv\sigma_8（\Omega_{\rmm}/0.3)^{0.17}=0.745^{+0.039}_{-0.031}$にはより厳しい制約があります。（略語）
クエーサー宇宙論：暗黒エネルギーの進化と空間的湾曲
| Title |
Quasar_cosmology:_dark_energy_evolution_and_spatial_curvature |
| Authors |
G._Bargiacchi,_M._Benetti,_S._Capozziello,_E._Lusso,_G._Risaliti,_and_M._Signorini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02420 |
Ia型超新星（SNe）およびバリオン音響振動（BAO）データと組み合わせて、最大$z\sim7.5$までの赤方偏移範囲をカバーする、最新のクエーサー（QSO）サンプルに照らして、宇宙論におけるいくつかの公開討論を分析します。。確かに、高赤方偏移データで宇宙論的分析を拡張することは、異なる宇宙論的モデルを区別し、暗黒エネルギー（DE）の進化に対するより良い制約を可能にするための鍵です。また、BAO、SNe、およびQSOデータのさまざまな組み合わせについて説明し、それらの互換性と、非平坦な宇宙および標準的な宇宙モデルの拡張に対するそれらの影響を理解します。具体的には、フラットおよび非フラット$\Lambda\mathrm{CDM}$宇宙論、定数DEEoSパラメーター（$w$）を持つフラットおよび非フラットDEモデル、および変数$wを持つ4つのフラットDEモデルを検討します。$：Chevallier-Polarski-Linder、Jassal-Bagla-Padmanabhan、「指数関数的」および「合理的」パラメーター化。QSO+SNeとBAOの共同分析は、フラットな宇宙のコンテキストでのみ可能であることがわかります。実際、BAOは湾曲した形状を想定して平坦性の状態を確認し、SNe+QSOは閉じた空間の証拠を示しています。また、フラットな$\Lambda\mathrm{CDM}$モデルを想定すると、すべてのデータセットで物質成分が$\Omega_{M、0}=0.3$と完全に一致していることがわかります。それでも、他のすべての分析モデルは、SNe+QSOサンプルを使用することにより、この予測から$>3\sigma$で統計的に有意な偏差を示しています。これは、SNe+を組み合わせても依然として有意（2-3$\sigma$）です。QSO+BAOデータセット。DE密度が時間とともに変化するモデルでは、SNe+QSO+BAOデータは常に$\Omega_{M、0}>0.3$、$w_{0}$、および$w_{a}$より大きいことを好みます。ただし、$w_{a}=0$よりも、統計的に一貫しています。このDEファントムの動作は、主にSNe+QSOの寄与によって駆動されますが、BAOはフラットな$\Lambda\mathrm{CDM}$モデルの予測に近づいています（不確実性が大きいため）。
| Title |
Modeling_the_galaxy-halo_connection_with_machine_learning |
| Authors |
Ana_Maria_Delgado,_Digvijay_Wadekar,_Boryana_Hadzhiyska,_Sownak_Bose,_Lars_Hernquist,_Shirley_Ho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02422 |
非線形スケールで銀河団から情報を抽出するには、銀河とハローの間の接続を正確かつ柔軟にモデル化する必要があります。標準的なハロー占有分布（HOD）モデルは、ハロー内の銀河の占有はその質量のみの関数であると想定していますが、実際には、占有はハロー濃度、アセンブリ履歴、環境、スピンなど、他のさまざまなパラメーターに依存する可能性があります。IllustrisTNG流体力学シミュレーションをターゲットとして使用して、機械学習ツールを使用してこの高次元の依存関係をキャプチャし、より正確な銀河占有モデルを提供できることを示します。具体的には、ランダムフォレストリグレッサを使用して、銀河ハロー接続とシンボリック回帰を最適にモデル化する2次ハローパラメータを特定し、これらのパラメータへの依存性、つまり局所的な環境過密度とせん断をキャプチャする簡単な方程式で標準HODモデルを拡張します。ハローの場所。これは、銀河形成の関係についての洞察を提供するだけでなく、さらに重要なことに、モデル化された銀河のクラスタリング統計を大幅に改善します。私たちのアプローチは、機械学習ツールが銀河とハローの関係をよりよく理解してモデル化するのに役立ち、したがって、今後の銀河調査からの銀河形成と宇宙論の研究に役立つことを示しています。
単一フィールドインフレにおける一貫性条件と原始ブラックホール
| Title |
Consistency_conditions_and_primordial_black_holes_in_single_field_inflation |
| Authors |
Ogan_\"Ozsoy,_Gianmassimo_Tasinato |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02432 |
原始ブラックホール（PBH）を生成できるインフレーションの単一フィールドモデルの新しい整合性関係、およびCMB$\mu$空間歪みに対するそれらの観測的影響について説明します。これらのインフレモデルには、短期間の非アトラクタ進化が含まれます。曲率摂動のスケール依存プロファイルは、顕著なディップとそれに続く急速な成長によって特徴付けられ、PBH形成の原因となるピークにつながります。ディップ周辺の曲率摂動の3点関数と4点関数の圧搾限界と崩壊限界を調査し、それらの値を曲率スペクトルの全増幅と非アトラクター時代の期間に結び付ける一貫性の関係を満たしていることを示します。さらに、対応する非ガウスパラメータは、ディップの近くでスケールに依存し、スペクトルの増幅に依存する特徴があります。大規模から小規模へのスペクトルの次数${\calO}（10^7）$の拡張を必要とする典型的なPBHシナリオの場合、通常、値$f_{\rmNL}^{\rmsq}\、=\、{\calO}（10）$および$\tau_{\rmNL}^{\rmcol}\、=\、{\calO}（10^3）$は、プローブ可能なスケールの範囲内にありますCMB$\mu$による-空間歪み。これらの一貫性の関係を使用して、非ガウスパラメーターのスケール依存性が$\langle\muT\rangle$および$\langle\mu\mu\rangle$相関器の特徴的な特徴にどのようにつながるかを注意深く分析し、インフレの特徴的なプローブを提供しますよく理解されているCMB物理学を使用してテストできるPBHシナリオ。
NECOLA：普遍的なフィールドレベルの宇宙論的エミュレーターに向けて
| Title |
NECOLA:_Towards_a_Universal_Field-level_Cosmological_Emulator |
| Authors |
Neerav_Kaushal,_Francisco_Villaescusa-Navarro,_Elena_Giusarma,_Yin_Li,_Conner_Hawry_and_Mauricio_Reyes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02441 |
畳み込みニューラルネットワークをトレーニングして、フィールドレベルで高速で近似的なN体シミュレーションの出力を修正します。私たちのモデルであるNeuralEnhancedCOLA--NECOLA--は、計算効率の高いCOLAコードによって生成されたスナップショットを入力として受け取り、完全なN体Quijoteシミュレーションの結果と一致するようにコールドダークマター粒子の位置を修正します。いくつかの要約統計量を使用してネットワークの精度を定量化し、NECOLAが$k\simeq1〜h{\rmMpc}^{-1}までのサブパーセント精度で完全なN体シミュレーションの結果を再現できることを発見しました。$。さらに、宇宙論的パラメーターの固定値を使用したシミュレーションでトレーニングされたモデルは、$\Omega_{\rmm}$、$\Omega_{\rmbの異なる値を使用してCOLAシミュレーションの出力を修正することもできます。}$、$h$、$n_s$、$\sigma_8$、$w$、および$M_\nu$は非常に高い精度で：パワースペクトルと相互相関係数は$\simeq1\％$以内にあります。$k=1〜h{\rmMpc}^{-1}$。私たちの結果は、高速/近似シミュレーションまたはフィールドレベルの摂動理論からのパワースペクトルへの補正がかなり普遍的であることを示しています。私たちのモデルは、原始モードの振幅と位相だけでなく、宇宙論的パラメーターの値によって定義されるパラメーター空間もサンプリングするための高速フィールドレベルエミュレーターの開発に向けた最初のステップを表しています。
EW真空不安定性の宇宙論的意味：インフレーションからのヒッグス-曲率結合に対する制約
| Title |
Cosmological_implications_of_EW_vacuum_instability:_constraints_on_the_Higgs-curvature_coupling_from_inflation |
| Authors |
Andreas_Mantziris |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02464 |
標準模型（SM）の現在の実験的に測定されたパラメーターは、私たちの宇宙が準安定電弱真空にあることを示唆しています。私たちの測定では、過去の光円錐でそれを引き起こした可能性のある多くの異なるメカニズムにもかかわらず、そのようなイベントはまだ発生していないことが示されています。私たちの仕事の焦点は、インフレーションの期間中に偽の真空が崩壊する確率を計算し、それを使用して、ヒッグス場を時空曲率と結合する最後の未知の再正規化可能なSMパラメーター$\xi$を制約することでした。より具体的には、3つのインフレーションモデル（2次および4次カオスインフレーション、およびスタロビンスキーのようなべき乗則インフレーション）の真空安定性から、より低い$\xi$境界を導き出しました。また、過去の光円錐の形状と、1ループの曲率補正を追加した3ループのくりこみ群の改善で近似されるヒッグスの有効ポテンシャルの両方で、ハッブル率の時間依存性を考慮しました。
電弱真空不安定性の宇宙論的意味について：インフレーションとの非最小結合の抑制
| Title |
On_the_cosmological_implications_of_the_electroweak_vacuum_instability:_constraining_the_non-minimal_coupling_with_inflation |
| Authors |
Andreas_Mantziris |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02497 |
標準模型パラメータの現在の測定値は、ヒッグス場が準安定電弱真空に存在することを意味します。この真空は、私たちの宇宙に破局的な影響を与えて、より低い基底状態に崩壊する可能性があります。私たちの観測によると、それを引き起こした可能性のあるさまざまなエネルギープロセスにもかかわらず、観測可能な宇宙ではそのようなイベントは発生していません。この作業は、宇宙のインフレーション中の偽の真空の準安定性を使用して、ヒッグス曲率結合$\xi$に制約を与える方法の概要として機能します。有効なヒッグスポテンシャルと過去の光円錐時空幾何学に対する時間依存ハッブル率の影響も考慮すると、二次および四次カオス的インフレーションからの最先端のより低い$\xi$境界が得られます。、およびスタロビンスキーのようなパワーローインフレーション。
LOFARデータの方向依存キャリブレーションにおける21cm信号抑制とノイズ増加の数値研究
| Title |
A_numerical_study_of_21-cm_signal_suppression_and_noise_increase_in_direction-dependent_calibration_of_LOFAR_data |
| Authors |
M._Mevius,_F._Mertens,_L._V._E._Koopmans,_A._R._Offringa,_S._Yatawatta,_M._A._Brentjens,_E._Chapman,_B._Ciardi,_H._Gan,_B._K._Gehlot,_R._Ghara,_A._Ghosh,_S._K._Giri,_I._T._Iliev,_G._Mellema,_V._N._Pandey,_S._Zaroubi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02537 |
低周波アレイ（LOFAR）21cmの再電離エポック（EoR）実験のコンテキストで、方向依存ゲインキャリブレーションの体系的な効果を調査します。LOFAREoRKeyScienceProjectは、干渉計のベースラインである$50-250\lambda$で中性水素の21cm信号を検出することを目的としています。長いベースラインのみを使用してこれらの短いベースラインを較正することにより、かすかな信号の抑制を効果的に回避できることを示します。ただし、このアプローチでは、キャリブレーション中の過剰適合によって引き起こされる小さなゲインエラーのために、短いベースラインで過剰な変動が発生します。コンセンサス最適化（sagecal-co）を使用した正規化された期待値最大化アルゴリズムを、シミュレートされた信号を使用した実際のデータに適用して、キャリブレーション中にスペクトル的に滑らかでないゲインソリューションにペナルティを課すことで過剰適合を大幅に軽減できることを示します。これにより、シミュレーションで約4分の1の過剰電力が削減されます。私たちの結果は、この偏りと分散のトレードオフに関する以前の理論的分析と一致し、LOFAR21cm信号データへのゲインキャリブレーションアプローチをサポートしています。
スーパーホライズン摂動：ハッブル-レマ\ ^ itre張力と宇宙の大規模異方性の考えられる説明
| Title |
Superhorizon_perturbations:_A_possible_explanation_of_the_Hubble--Lema\^itre_Tension_and_the_Large_Scale_Anisotropy_of_the_Universe |
| Authors |
Prabhakar_Tiwari_(Beijing_Observ.),_Rahul_Kothari_(Western_Cape_U.),_Pankaj_Jain_(Indian_Inst._Tech.,_Kanpur) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02685 |
現在の宇宙論的観測は、直接および宇宙マイクロ波背景放射（CMBR）測定を使用して得られた観測されたハッブルパラメーター間の深刻な不一致を示しています。これに加えて、いわゆるハッブル-レマ\^itreの緊張に加えて、宇宙原理の違反を示すさまざまな宇宙論的観測量にもかなりの証拠があります。この論文では、これらの不一致の両方が関連しており、宇宙でスーパーホライズン摂動を呼び出すことによって説明できることを提案します。これを実装するには、単一のスーパーホライズンモードを検討し、それが大規模構造の双極子とハッブル-レマ\^itreパラメーターのシフトの両方につながることを示します。さらに、シフトは、特定の距離までは赤方偏移とは無関係であることがわかります。これはデータとうまく一致しています。
強い原始磁場の存在下での$ e ^ \ pm $散乱からの原子核の分布関数
| Title |
Distribution_function_of_nuclei_from_$e^\pm$_scattering_in_the_presence_of_a_strong_primordial_magnetic_field |
| Authors |
Motohiko_Kusakabe,_Atul_Kedia,_Grant_J._Mathews,_Nishanth_Sasankan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02704 |
原始磁場（PMF）の振幅は、原始核存在量の観測限界から制約されます。この制約の範囲内で、核運動は電子と陽電子（$e^\pm$）によるクーロン散乱によって制御され、$e^\pm$は衝突ではなくPMFの影響を受ける可能性があります。たとえば、$10^9$Kの温度では、熱核は通常、1秒あたり$\sim10^{21}$散乱を経験します。これは、非常に小さな角度の散乱によって支配され、$\次の核運動エネルギーのわずかな変化につながります。mathcal{O}$（1）eV。この論文では、PMFによる$e^\pm$運動量の可能な離散化が核運動量分布に及ぼす影響の上限は、$e^\pm$の運動量が以前に緩和されているという極端な仮定の下で推定されています。ランダウ準位へのクーロン散乱後、およびクーロン散乱中のPMFは無視されます。この仮定は、クーロン散乱の時間反転不変性を明示的に破り、マクスウェル-ボルツマン分布は、これらの仮定の下でのボルツマン方程式の自明な定常状態の解ではありません。ボルツマン方程式の衝突項を数値的に評価し、PMFによる$e^\pm$分布に特別な方向を導入しても、原子核の衝突破壊項の方向依存性が生成されないことを示します。核分布関数の大きな異方性は、ビッグバン元素合成から制約されます。最終的に、PMFは等方性またはBBNに大きな影響を与えないと結論付けます。
| Title |
Misinterpreting_Modified_Gravity_as_Dark_Energy:_a_Quantitative_Study |
| Authors |
Yuewei_Wen,_Eva_Nesbit,_Dragan_Huterer_and_Scott_Watson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02866 |
標準的な宇宙論的データ分析は、通常、単純な現象論的暗黒エネルギーパラメーターを制約します。たとえば、状態方程式パラメーターの現在の値$w_0$と、スケールファクター$w_a$によるその変動です。しかし、そのような分析の結果は、修正された重力の存在を簡単に示すことはできません。一般相対性理論が成り立たない場合でも、実験データは、現象論的な$w_0w_a$CDM、未修正重力モデルによって十分に適合させることができます。したがって、標準的な分析で修正された重力の一般的なシグニチャがあるかどうかを知ることは非常に役立ちます。ここでは、私たちの知る限り、標準の未修正重力分析内で（誤って）解釈されたときに修正重力モデルがどのように見えるかを示す定量的マッピングを初めて提示します。修正重力（Horndeski）モデルの広い空間をスキャンし、CMB、BAO、およびSNIaの観測からなる近未来の調査を想定して、$（w_0、w_a）を含む宇宙論的パラメーターの最適なセットの値を報告します。修正された重力が働いていた場合に推測される$。標準重力になりすますことができる修正された重力モデルは、標準パラメーター空間に非常に特定のバイアスをもたらすことがわかります。また、パラメータ$S_8$で記述される質量変動の振幅の測定への影響についてもコメントします。
Planck-SPTデータを使用した遠方の銀河団の圧力プロファイル
| Title |
Pressure_profiles_of_distant_Galaxy_clusters_with_Planck-SPT_data |
| Authors |
Filippo_Oppizzi,_Federico_De_Luca,_Herv\'e_Bourdin,_Pasquale_Mazzotta,_the_CHEX-MATE_collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02913 |
Planckと南極点望遠鏡（SPT）の観測の共同分析から、銀河団の圧力プロファイルを抽出するための数値ツールのフルセットを紹介します。圧力プロファイルは、クラスターの熱力学的特性と内部構造の強力なトレーサーです。宇宙時代の圧力を追跡することで、クラスター構造の進化と天体物理学的現象の寄与を制限することができます。SPTとPlanckは、さまざまな空間スケールでクラスター構造を制約するために補完的です。SPTクラスターカタログは、redshift1.7までの677のクラスター候補をカウントします。これは、ほぼ質量が制限されたサンプルであり、クラスターの進化をテストするための理想的なベンチマークです。最初にクラスター信号をバックグラウンドおよびフォアグラウンドコンポーネントから分離し、次にPlanckデータとSPTデータの組み合わせにパラメトリックプロファイルモデルを共同で適合させるパイプラインを開発しました。SPTおよびCHEX-MATEカタログに共通する6つのクラスターのサブサンプルでアルゴリズムを検証し、XMM-Newtonを使用したX線観測から得られたプロファイルと結果を比較します。
| Title |
Unveiling_the_internal_structure_of_Hercules_supercluster |
| Authors |
R._Monteiro-Oliveira,_D._F._Morell,_V._M._Sampaio,_A._L._B._Ribeiro_and_R._R._de_Carvalho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.03053 |
スローンデジタルスカイサーベイSDSS-DR7から最初に抽出されたデータに基づいて、ヘルクレス座超銀河団（SCL160）の構造を調査しました。銀河の$r^\prime$-光度で重み付けされた数値密度によってフィールド内の質量分布を追跡し、それらの空間位置と赤方偏移に基づいて分類しました。これにより、スーパークラスター全体の運動学だけでなく、これまでこれ以上検討されていなかった各クラスターの内部運動学にも取り組むことができました。ヘルクレス座超銀河団は銀河団A2147、A2151、A2152で構成されていることを確認しました。A2151は5つのサブクラスターで構成され、2つはA2147、少なくとも2つはA2152です。それらはヘラクレススーパークラスターの心臓部を形成します。また、他の2つの重力結合クラスターが見つかったため、スーパークラスターの既知のメンバーが増加しています。ヘルクレス座超銀河団の総質量は$2.1\pm0.2\times10^{15}$M$_\odot$と推定されています。この作業で動的質量を決定するために、$M_{200}-\sigma$スケーリング関係と苛性技術に頼りました。両方の方法をバイモーダルマージクラスターのシミュレーションデータと比較すると、苛性アルカリと$\sigma$ベースの質量がマージ期間を通じてバイアスされており、ペリセントリック通過直後にブーストが示されていることがわかりました。これは、クラスターの動的状態に依存しないことを確認する苛性法の原理と一致していません。
超新星Iaからの宇宙静止フレームの推論
Ia型超新星（SNe）のパンテオンサンプルから太陽系の固有運動を決定します。太陽系の固有速度の事後分布、その方向、および関連する宇宙パラメータは、観測された距離係数、ヘリオセントリック赤方偏移、およびマルコフ連鎖モンテカルロ法によるSNeの位置に基づいて取得されます。線形理論から予想される共分散を含めることにより、SNeの未知の固有運動を説明します。太陽系は$v_o=249\pm51$km/sで$RA=166\pm16$deg、$Dec=10\pm19$deg（J2000）に向かって移動することがわかります（すべて68\％CL）。運動の方向は、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）で観測された双極子の方向と一致します（$RA=166$度、$Dec=-7$度）。推定される速度は、CMBダイポールの純粋な運動学的解釈から推定される値（$370$km/s）よりも$2.4\sigma$小さくなります。平らな$\Lambda$冷暗黒物質モデルを仮定すると、他の宇宙論的パラメーターによる太陽固有運動の縮退は見られません。無次元の物質密度は$\Omega_M=0.305\pm0.022$であり、CMB測定と非常によく一致しています。また、SNキャリブレーションの妨害パラメータを使用した場合、太陽の固有運動の縮退は見られません。SNeのサンプルが多いほど、CMB双極子の運動学的性質の独立した堅牢なテストが可能になると結論付けています。
メガパーセクスケールでの宇宙フィラメントスピンの最近の観測証拠（Wangetal、NatureAstronomy5、839-845（2021））は、暗黒物質の物理学における説明を要求しています。従来の無衝突の冷たい粒子の暗黒物質は、潮汐トルクによって宇宙フィラメントスピンを生成すると推測されますが、この説明では、準線形領域から非線形領域への外挿が必要です。一方、超軽量（アクシオンなど）の暗黒物質の文脈では代替の説明は存在せず、実際、これらのモデルは宇宙フィラメントのゼロスピンを素朴に予測します。この手紙では、超光アクシオンなどの超光暗黒物質、および超流動や超伝導体などのボソンおよびフェルミ凝縮の理論における宇宙フィラメントスピンを研究しています。これらのモデルは、暗黒物質の渦の可能性によって、従来の粒子暗黒物質モデルとは区別されます。モデルにとらわれないアプローチを採用し、暗い渦のコレクションがWangetal。で報告されたデータを説明できることを示しています。速度場の平均化に対応する単純な2パラメーター分析モデルを使用して渦のコレクションをモデル化すると、データへの優れた適合が見つかります。マルコフ連鎖モンテカルロ解析を実行し、超明暗黒物質が回転する宇宙フィラメントを説明するために、渦の数、暗黒物質の質量、および渦が分布する内部コア領域の半径に関する制約を見つけます。
太陽系小天体の光学観測の短すぎるアーク（TSA）に対する2つの初期軌道決定法をレビューします。これらの方法は、ケプラー問題の保存則を採用しており、観測対象の公転周期が1つ以上異なる、非常に遠いエポックを参照するTSAのリンクを試みることができます。最初の方法（{\ttLink2}）は、2つのTSAのリンケージに関係し、次数9の単変量多項式を導きます。この多項式の最適な特性は、グレブナー基底理論を使用して証明されます。2番目の方法（{\ttLink3}）は、3つのTSAのリンケージについて考えられており、次数8の単変量多項式になります。両方のアルゴリズムの数値テストが示されています。
| Title |
TOI-712:_a_system_of_adolescent_mini-Neptunes_extending_to_the_habitable_zone |
| Authors |
Sydney_Vach,_Samuel_N._Quinn,_Andrew_Vanderburg,_Stephen_R._Kane,_Karen_A._Collins,_Adam_L._Kraus,_George_Zhou,_Amber_A._Medina,_Richard_P._Schwarz,_Kevin_I._Collins,_Dennis_M._Conti,_Chris_Stockdale,_Bob_Massey,_Olga_Suarez,_Tristan_Guillot,_Djamel_Mekarnia,_Lyu_Abe,_Georgina_Dransfield,_Nicolas_Crouzet,_Amaury_H._M._J._Triaud,_Fran\c{c}ois-Xavier_Schmider,_Abelkrim_Agabi,_Marco_Buttu,_Elise_Furlan,_Crystal_L._Gnilka,_Steve_B._Howell,_Carl_Ziegler,_C\'esar_Brice\~no,_Nicholas_Law,_Andrew_W._Mann,_Alexander_Rudat,_Knicole_D._Colon,_Mark_E._Rose,_Michelle_Kunimoto,_Maximilian_N._G\"unther,_David_Charbonneau,_David_R._Ciardi,_George_R._Ricker,_Roland_K._Vanderspek,_David_W._Latham,_Sara_Seager,_Joshua_N._Winn,_Jon_M._Jenkins |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02416 |
全天観測として、NASAの$TESS$ミッションは、最初の10億年以内に発生する進化過程の研究を可能にする若い惑星を含む、最も明るく希少なタイプのトランジット惑星系を検出することができます。ここでは、明るいK4.5V星、TOI-712（$V=10.838$、$M_\star=0.733_{-0.025}^{+0.026}M_\）を周回する若い多惑星系の発見を報告します。odot$、$R_\star=0.674\pm0.016R_\odot$、$T_{\rmeff}=4622_{-60}^{+61}$K）。$TESS$の光度曲線から、12。48日の自転周期を測定し、約$500$Myrから1.1Gyrの間の年齢を導き出します。測光観測により、3つの通過するミニネプチューンが明らかになります（$R_b=2.049^{+0.12}_{-0.080}R_\oplus$、$R_c=2.701^{+0.092}_{-0.082}R_\oplus$、$R_d=2.474^{+0.090}_{-0.082}R_\oplus$）、公転周期は$P_b=9.531$日、$P_c=51.699$日、$P_d=84.839$日です。3惑星系をモデル化した後、追加の地球サイズの候補、TOI-712.05（$P=4.32$日、$R_P=0.81\pm0.11R_\oplus$）が特定されます。ハビタブルゾーンは0.339から0.844au（82.7から325。3日）の間にあり、TOI-712dをその内側の端の近くに配置すると計算します。温帯惑星を宿す惑星系の中で、TOI-712（$T=9.9$）は、さらなる特性評価を動機付けるのに十分明るい比較的若い星として際立っています。
K2-79bおよびK2-222b：周期的な磁気活動信号と重複する10日を超える周期の2つの小さな太陽系外惑星の質量測定
| Title |
K2-79b_and_K2-222b:_Mass_measurements_of_two_small_exoplanets_with_periods_beyond_10_days_that_overlap_with_periodic_magnetic_activity_signals |
| Authors |
Chantanelle_Nava,_Mercedes_L\'opez-Morales,_Annelies_Mortier,_Li_Zeng,_Helen_A._C._Giles,_Allyson_Bieryla,_Andrew_Vanderburg,_Lars_A._Buchhave,_Ennio_Poretti,_Steven_H._Saar,_Xavier_Dumusque,_David_W._Latham,_David_Charbonneau,_Mario_Damasso,_Aldo_S._Bonomo,_Christophe_Lovis,_Andrew_Collier_Cameron,_Jason_D._Eastman,_Alessandro_Sozzetti,_Rosario_Cosentino,_Marco_Pedani,_Francesco_Pepe,_Emilio_Molinari,_Dimitar_Sasselov,_Michel_Mayor,_Manu_Stalport,_Luca_Malavolta,_Ken_Rice,_Christopher_A._Watson,_A._F._Martinez_Fiorenzano,_Luca_Di_Fabrizio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02608 |
K2-79bとK2-222b、アクティブなG型星を周回する2つの通過する太陽系外惑星の質量と半径の測定値を示します。それらのそれぞれの10.99dと15.39dの公転周期は、恒星の磁気活動によって誘発された信号の周期の近くにあります。したがって、2つの信号が干渉し、太陽系外惑星の質量の推定が不正確になる可能性があります。視線速度と活動指標の観測が複数の観測シーズンにわたって利用可能であり、太陽系外惑星の公転周期がわかっている場合に、これらの影響を軽減する方法を提示します。完全なデータセットに加えて、各ターゲットの2つの観測シーズンで構成されるサブセットに対して相関分析とピリオドグラム分析を実行します。両方のターゲットについて、これらの分析は、既知の太陽系外惑星の公転周期で干渉がほとんどまたはまったくない最適な季節を明らかにします。完全な視線速度セットへの適合と最適な季節との間の一致を確認することにより、各太陽系外惑星の確実な質量検出を行います。K2-79bの場合、質量は11.8$\pm$3.6$M_{Earth}$、半径は4.09$\pm$0.17$R_{Earth}$です。K2-222bの場合、質量8.0$\pm$1.8$M_{Earth}$、半径2.35$\pm$0.08$R_{Earth}$を測定します。モデルの予測によると、K2-79bは高度に照射された天王星のアナログであり、K2-222bはかなりの量の水氷をホストしています。また、147.5dでK2-222を周回する候補の2番目のコンパニオンのRVソリューションを提示します。
散乱光におけるCQタウの星周エンベロープの見かけの動き
原始惑星系円盤のらせん構造の研究は、惑星形成を含む円盤のプロセスを理解するために非常に重要です。明るい渦巻腕は、宇山らによって若い星CQタウの円盤で検出されました。（2020）HおよびLバンド。渦巻腕はミリメートルサイズの塵の隙間の内側にあり、ALMA観測を使用して以前に回収されました（UbeiraGabellinietal.2019）。ギャップを説明するために、UbeiraGabellinietal。（2019）20AUの準主軸を持つ惑星の存在を提案しました。微分スペックル偏光測定の新しい技術を使用して、IcバンドのCQタウの星周エンベロープのスパイラル特徴のマルチエポック観測を取得しました。2015年から2021年までの期間をカバーする観測により、スパイラルのパターン速度を推定することができます：$-0.2\pm1.1^{\circ}$/yr（68％の信頼区間、正の値は反時計回りの回転を示します）-ディスクの向きについて。この速度は、摂動体の半主軸が20AUの場合、コンパニオンによって引き起こされるスパイラルの予想よりも大幅に小さくなります。スパイラル構造の形態は、Eisneretal。によって検出された不整合な内部ディスクの影によって強く影響を受ける可能性が高いことを強調します。（2004）。
67P彗星/チュリュモフゲラシメンコ彗星での彗星シースの発達：ロゼッタ観測の事例研究比較
| Title |
The_development_of_a_cometosheath_at_comet_67P/Churuyumov-Gerasimenko:_A_case_study_comparison_of_Rosetta_observations |
| Authors |
H._N._Williamson,_H._Nilsson,_G._Stenberg_Wieser,_A._Moslinger,_C._Goetz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02809 |
コンテキスト：彗星の電離層は、質量負荷によって太陽風を偏向させることが知られていますが、相互作用は彗星の活動に依存しています。ロゼッタイオン組成アナライザーを使用して、彗星67Pでこのプロセスの詳細を調査します。目的：この研究は、ロゼッタミッションの2つの異なる期間における太陽風と彗星イオンの相互作用を比較することを目的としています。方法：統合されたイオンモーメント（密度、速度、および運動量フラックス）と速度分布関数の両方を2日4か月間隔で比較します。速度分布関数は、磁場の方向に依存する座標系に投影され、7時間にわたって平均化されます。結果：最初のケースは、イオンモーメントと速度分布関数の両方で高度に散乱したH+を示しています。He2+は多少分散していますが、それほど分散しておらず、H2O+ピックアップイオンのように見えます。2番目のケースは、太陽風の種が偏向しているが、速度分布関数が大幅に変更されていない、質量負荷の特徴的な証拠を示しています。結論：最初のケースでのH+の分布は、He2+およびH2O+ピックアップイオンと比較した場合、H+ジャイロ半径のスケールで狭い彗星鞘を示しています。ジャイロ半径が大きいHe2+とH2O+は、主にこの彗星鞘を通過することができます。運動量フラックステンソルの調査は、最初のケースのすべての種が、2番目の質量負荷のケースよりも高い有意な非ジャイロトロピック運動量フラックス成分を持っていることを示唆しています。質量負荷は、最初のケースの分布関数と運動量フラックステンソルの十分な説明ではないため、バウショック形成の証拠です。
サイモンズ天文台：銀河科学の目標と予測
| Title |
The_Simons_Observatory:_Galactic_Science_Goals_and_Forecasts |
| Authors |
Brandon_S._Hensley,_Susan_E._Clark,_Valentina_Fanfani,_Nicoletta_Krachmalnicoff,_Giulio_Fabbian,_Davide_Poletti,_Giuseppe_Puglisi,_Gabriele_Coppi,_Jacob_Nibauer,_Roman_Gerasimov,_Nicholas_Galitzki,_Steve_K._Choi,_Peter_C._Ashton,_Carlo_Baccigalupi,_Eric_Baxter,_Blakesley_Burkhart,_Erminia_Calabrese,_Jens_Chluba,_Josquin_Errard,_Andrei_V._Frolov,_Carlos_Herv\'ias-Caimapo,_Kevin_M._Huffenberger,_Bradley_R._Johnson,_Baptiste_Jost,_Brian_Keating,_Heather_McCarrick,_Federico_Nati,_Mayuri_Sathyanarayana_Rao,_Alexander_van_Engelen,_Samantha_Walker,_Kevin_Wolz,_Zhilei_Xu,_Ningfeng_Zhu,_Andrea_Zonca |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02425 |
広い空の領域で27〜280GHzの6つの周波数帯で観測するサイモンズ天文台（SO）は、その主要な宇宙論的目標に加えて、銀河天体物理学の多くの質問に対処する態勢を整えています。この作業では、銀河系の科学のさまざまなケースについて、関心のある天体物理学的パラメーターに関する定量的な予測を提供します。SOは次のことができることがわかります：$\Delta\beta_d\lesssim0.01$のレベルで偏光ダスト放出の周波数スペクトルを制約し、したがって、偏光の$\beta_d$が総強度で測定されたものと異なることを予測するダスト組成のテストモデル;偏光ダストとシンクロトロン放射の間の相関係数を、現在の制約よりも2倍高い精度で測定します。真の割合が巨大惑星の検出率と類似している場合は、約2.9$\sigma$でエキソオールトの雲が存在しないことを除外します。1pcの解像度で少なくとも50の独立した偏光測定値を持つ850以上の分子雲をマッピングします。選択した領域で、CO（2-1）放射と異常なマイクロ波放射の偏光率を0.1％レベルで検出または上限を設定します。$N_{\rmH}\gtrsim2\times10^{20}$cm$^{-2を使用して、すべての視線の$1^\circ$パッチで光学スターライト偏光とマイクロ波偏光ダスト放出の間の相関係数を測定します。}$。ここで概説する目標と予測は、天の川天体物理学を介して科学的範囲を拡大するための他のマイクロ波偏光実験のロードマップを提供します。
2つの2mmで検出された光学的に隠された塵の多い星形成銀河の特性化
| Title |
Characterization_of_Two_2mm-detected_Optically-Obscured_Dusty_Star-Forming_Galaxies |
| Authors |
Sinclaire_M._Manning,_Caitlin_M._Casey,_Jorge_A._Zavala,_Georgios_E._Magdis,_Patrick_M._Drew,_Jaclyn_B._Champagne,_Manuel_Aravena,_Matthieu_B\'ethermin,_David_L._Clements,_Steven_L._Finkelstein,_Seiji_Fujimoto,_Christopher_C._Hayward,_Jacqueline_A._Hodge,_Olivier_Ilbert,_Jeyhan_S._Kartaltepe,_Kirsten_K._Knudsen,_Anton_M._Koekemoer,_Allison_W._S._Man,_David_B._Sanders,_Kartik_Sheth,_Justin_S._Spilker,_Johannes_Staguhn,_Margherita_Talia,_Ezequiel_Treister,_Min_S._Yun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02428 |
ALMAによる再電離への2mmマッピング不明瞭化（MORA）調査は、高赤方偏移（$z\gtrsim4$）、巨大でほこりっぽい星形成銀河（DSFG）を検出するように設計されました。ここでは、調査で特定された2つの、おそらく高赤方偏移のソースを示します。これらの物理的特性は、文献の他の場所にある光学/近赤外線（OIR）不可視DSFGのクラスと一致しています。まず、利用可能なすべての測光データの厳密な分析を実行して、スペクトルエネルギー分布に適合させ、赤方偏移を推定してから、調査結果に基づいて物理的特性を導き出します。私たちの結果は、MORA-5とMORA-9と呼ばれる2つの銀河が、DSFGの「OIR-dark」クラスの2つの極値を表していることを示唆しています。MORA-5（$z_{\rmphot}=4.3^{+1.5}_{-1.3}$）は、830$^{+340}_{-190}の星形成率で、はるかに活発なスターバーストです。$M$_\odot$yr$^{-1}$と、星形成率が中程度のMORA-9（$z_{\rmphot}=4.3^{+1.3}_{-1.0}$）との比較200$^{+250}_{-60}$M$_\odot$yr$^{-1}$。恒星の質量（M$_{\star}\approx10^{10-11}$M$_\odot$）、空間密度（$n\sim（5\pm2）\times10^{-6}$）に基づくMpc$^{-3}$は、他の2つの分光学的に確認されたOIR-darkDSFGをMORAサンプルに$z=4.6$および$z=5.9$で組み込んでおり、これらのガス枯渇タイムスケール（$<1$Gyr）情報源から、OIR-darkDSFGが最近発見された$3<z<4$の巨大な静止銀河の前駆体であるという理論を支持する証拠が見つかりました。
DECam測光は、天の川球状星団NGC 6864（M75）の周りの潮汐外の星を明らかにします
球状星団は、天の川を動き回っているときに星を失う傾向があります。これらの星はクラスターから逃げ出し、拡張されたエンベロープまたは潮汐の尾全体に分布しています。ただし、そのような潮汐外構造はすべての球状星団で観察されるわけではありませんが、それらの存在または不在を予測できる構造的または動的なパラメーターはありません。NGC\、6864は、外側のハロー球状星団であり、潮汐尾が観測されていないことが報告されています。主系列星のターンオフの下で$\sim$4等に達するダークエネルギーカメラ（DECam）測光を使用して、潮汐外のエンベロープと、クラスターの周辺に広がる恒星の破片を自信を持って検出しました。これらの機能は、観測されたクラスターの主系列の暗い方の端にロバストなフィールドスターフィルタリング技術が適用されると現れました。NGC\、6864は、{\itGaia}-Enceladus矮小銀河、とりわけ28個の球状星団に関連付けられています。最新では、それらのほぼ64$\％$が潮汐尾を探して標的にされており、それらのほとんどは潮汐尾を示すことが確認されています。したがって、現在の結果は、{\itGaia}-Enceladus球状星団が潮汐破壊による質量損失の共通パターンを共有している可能性について推測することを可能にします。
ローカルクラスターでのAGN-ram圧力ストリッピング接続の調査
| Title |
Exploring_the_AGN-ram_pressure_stripping_connection_in_local_clusters |
| Authors |
Giorgia_Peluso,_Benedetta_Vulcani,_Bianca_M._Poggianti,_Alessia_Moretti,_Mario_Radovich,_Rory_Smith,_Yara_L._Jaff\'e,_Jacob_Crossett,_Marco_Gullieuszik,_Jacopo_Fritz,_Alessandro_Ignesti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02538 |
銀河団ガス（ICM）による動圧ストリッピングは、銀河団の特性に影響を与える最も提唱されているメカニズムの1つです。小さなサンプルに基づく最近の研究では、動圧ストリッピングの強い兆候を示す多くの銀河が活動銀河核（AGN）も持っていることがわかり、2つの現象の間に相関関係がある可能性が示唆されています。この結果は、その後の研究では確認されていません。以前の発見に基づいて、ここでは、GASPプログラム内で実施されたMUSE観測と文献の一般的な調査を組み合わせて、BPT輝線図を使用してクラスターのラム圧力除去銀河のAGN割合を確実に測定します。恒星の質量が$\geq10^9\、M_{\odot}$の115個のラム圧力が除去された銀河のサンプルを考えると、AGNの割合は$\sim27\％$であることがわかります。この割合は恒星の質量に強く依存します。質量$M_*\geq10^{10}\、M_{\odot}$のラム圧力で剥ぎ取られた銀河のみを考慮すると、51\％に上昇します。次に、調査MaNGAによって観測された非クラスター銀河のサンプルを比較として使用して、AGN発生率が非ストリッピング銀河と比較してラム圧力ストリッピング銀河で過剰であるかどうかを調査します。質量が一致したサンプルを考慮すると、ラム圧力ストリッピングが実行されている場合、AGNアクティビティの発生率が大幅に高くなることがわかり（信頼水準$>99.95\％$）、AGN-ラム圧力接続の仮説が裏付けられます。
局所宇宙におけるX線AGNのホスト銀河特性
近くの宇宙（$\rmz<0.2$）のX線で検出された活動銀河核（AGN）のホスト銀河特性を研究します。そのために、ROSAT-2RXSが提供する0.1-2.4\、keVエネルギーバンドのカタログを使用します。これは、分光観測による最大のX線データセットの1つです。サンプルは$\sim900$X線AGNで構成されています。カタログは、光学スペクトルに基づいて、光源をタイプ1とタイプ2に分類します。AGNの$\sim25\％$はタイプ2です。SEDを構築するために、利用可能な光学、近赤外、および中赤外測光を使用します。これらのSEDをX-CIGALEコードに適合させることにより、AGNの恒星質量（$M_*$）と星形成率（SFR）を測定します。2つのAGN母集団の$M_*$とSFRを、それらの異なる赤方偏移と光度分布を考慮して比較します。私たちの結果に基づくと、タイプ2のAGNは、タイプ1の銀河に比べてより大きな銀河に住む傾向があります（$\rmlog\、[M_*（M_\odot）]=10.49^{+0.16}_{-0.10}$対$10.23^{+0.05}_{-0.08}$）、より高い赤方偏移での以前の研究と一致しています。SFRに関して、私たちの分析は、近くの宇宙では、静止系に住むX線AGNの数が、ローカル宇宙での以前の研究によると、より高い赤方偏移の場合と比較して増加していることを示しています。ただし、AGNの大部分（$\sim75\％$）は、メインシーケンスの内部または上部に存在します。
高赤方偏移銀河円盤における超新星駆動の乱流金属混合：星間物質の金属量変動と天の川の金属貧しい星へのその痕跡
| Title |
Supernova-driven_turbulent_metal_mixing_in_high_redshift_galactic_disks:_metallicity_fluctuations_in_the_interstellar_medium_and_its_imprints_on_metal_poor_stars_in_the_Milky_Way |
| Authors |
Anne_Noer_Kolborg,_Davide_Martizzi,_Enrico_Ramirez-Ruiz,_Hugo_Pfister,_Charli_Sakari_and_Risa_H._Wechsler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02619 |
超新星（SNe）による新鮮な金属の繰り返し注入に直面して乱流がガスを混合する程度は、局所的な星形成条件に重要な制約を与えるのに役立つ可能性があります。これには、金属の乏しい星の間の金属量の分散の予測が含まれます。これは、星間物質（ISM）がこれらの初期にはあまりよく混合されていなかったことを示唆しています。この手紙の目的は、一連の数値実験を通じて、銀河系ディスク内のSN元素の乱流混合を規制するいくつかの重要なプロセスを分離するのを助けることです。パーセクスケールでの金属の小規模な混合効果を解決することを目的として、銀河ディスクの小さなシミュレートされたパッチでのガス相互作用を研究します。これらのシミュレーションで$\alpha$元素の変動の統計を調査することにより、天の川（MW）の星形成履歴（SFH）に対する意味のある制約を導き出すことができます。金属の貧弱なハロー星の星の存在量の観測された分散は、矮星衛星または初期の低星形成MW前駆体で予想される星形成条件によって自然に説明されると主張します。位相混合星の金属の変化は、MWハローが主に破壊された矮星衛星によって組み立てられた可能性があるという考えにさらなる信憑性を与えます。
超新星率とニュートリノ背景で調べられた恒星の初期質量関数（IMF）：宇宙平均IMF勾配は$ \ simeq 2-3 $ SalpeterIMFに似ています
| Title |
Stellar_Initial_Mass_Function_(IMF)_Probed_with_Supernova_Rates_and_Neutrino_Background:_Cosmic_Average_IMF_Slope_is_$\simeq_2-3$_Similar_to_the_Salpeter_IMF |
| Authors |
Shohei_Aoyama,_Masami_Ouchi_and_Yuichi_Harikane |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02624 |
恒星の初期質量関数（IMF）は、$\phi（m）\proptom^{-\alpha}$で表され、傾きは$\alpha$であり、星の研究では制約が不十分ですが非常に重要な関数として知られています。と銀河の形成。天の川や近くの銀河を越えたIMFの斜面には、賢明な観測上の制約はありません。ここでは、2セットの観測結果を組み合わせます。1）コア崩壊超新星爆発（CCSNe）率の宇宙密度、および2）大規模な（$\simeq8-に敏感な宇宙遠紫外線（および赤外線再放射）密度）それぞれ50\、{\rmM}_\odot$）および適度に重い（$\simeq2.5-7\、{\rmM}_\odot$）星であり、IMF勾配を$m>1\に制限します。、{\rmM}_\odot$は、赤方偏移の進化の自由を持っています。不確実性を超えて赤方偏移の進展は確認されていませんが、$z=0$での宇宙平均IMF勾配はSalpeterIMF$\に匹敵する95\％信頼水準で$\alpha=1.8-3.2$であることがわかります。alpha=2.35$は、宇宙平均IMFの最初の制約を示します。ナンシーグレースローマン宇宙望遠鏡の超新星調査の予測を示します。これは、$z=0-2$を超える$\delta\alpha\simeq0.5$でIMFの傾きに非常に強い制約を提供します。さらに、1）の代わりに独立したIMFプローブについては、拡散超新星ニュートリノ背景（DSNB）、CCSNeからの遺物ニュートリノを使用することをお勧めします。将来の数値シミュレーションでDSNB生成物理学の体系的な不確実性が減少した場合、20年以上にわたるハイパーカミオカンデニュートリノ観測により、IMF勾配の制約と赤方偏移の進化が現在得られるものよりも大幅に改善されると予想されます。
最も近い電波銀河ケンタウルス座Aにおけるマルチスケールフィードバックと摂食
| Title |
Multi-scale_feedback_and_feeding_in_the_closest_radio_galaxy_Centaurus_A |
| Authors |
B._McKinley,_S._J._Tingay,_M._Gaspari,_R._P._Kraft,_C._Matherne,_A._R._Offringa,_M._McDonald,_M._S._Calzadilla,_S._Veilleux,_S._S._Shabala,_S._D._J._Gwyn,_J._Bland-Hawthorn,_D._Crnojevic,_B._M._Gaensler,_M._Johnston-Hollitt |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02683 |
活動銀河の中心での超大質量ブラックホールと超新星の爆発は、銀河の進化と宇宙の全体的な構造に影響を与える流出ガスと流入ガスのパワーサイクルに影響を与えます。シミュレーションと観察はこれが事実であるに違いないことを示していますが、物理的スケールの範囲（10桁以上）と利用可能なトレーサーの不足により、これらの影響のシミュレーションと観察の両方が困難になっています。セレンディピティによって、活動銀河、ケンタウルス座A（NGC5128）が、この全範囲のスケールと全電磁スペクトルにわたって観測できるように非常に近接して存在します。しかし、無線帯域では、超大質量ブラックホールからの10〜100kpcのスケールの詳細は、これまでのところ、機器の制限によって不明瞭になっています。ここでは、これらの制限を克服する低周波電波観測を報告し、これらのスケールで速度1100km/sおよび年間2.9太陽質量の質量流出率の幅広い双極流出の証拠を示します。私たちのデータをケンタウルス座Aの多数のマルチスケール、マルチ波長の歴史的観測と組み合わせて、摂食とフィードバックの統一されたビューを精査します。これは、混沌とした寒冷降着の自己調整シナリオと一致していることを示しています。
OGHReS：外側の銀河の大規模なフィラメント
| Title |
OGHReS:_Large-scale_filaments_in_the_outer_Galaxy |
| Authors |
D._Colombo,_C._K\"onig,_J._S._Urquhart,_F._Wyrowski,_M._Mattern,_K._M._Menten,_M.-Y._Lee,_J._Brand,_M._Wienen,_P._Mazumdar,_F._Schuller,_S._Leurini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02768 |
フィラメントは、分子星間物質の遍在する形態学的特徴であり、星形成の部位として識別されます。近年、天の川の内側で100本以上の大規模フィラメント（長さ$>10$\、pc）が観測されています。それらは銀河のダイナミクスに関連しているように見えるので、これらの構造を研究することは、キロパーセク規模の現象を、はるかに小さな規模で機能する星形成の物理学に関連付ける機会を表しています。この手紙では、新しく取得した外側銀河高解像度調査（OGHReS）$^{12}$CO（2-1）データを使用して、かなりの数の大規模フィラメントが外側銀河にも存在することを示しています。識別された37本のフィラメントは、腕間領域と密接に関連しているように見えます。さらに、それらの質量と線形質量は、平均して、内側の銀河にある同様のサイズの分子フィラメントよりも1桁小さく、天の川のダイナミクスは、ガス供給が少ないにもかかわらず、非常に細長い特徴を作成できることを示しています。銀河系の郊外。
M31の超新星残骸のダストマス
M31の超新星残骸（SNR）のダスト温度と質量は、スピッツァー/IRAC4とMIPS24、ハーシェル/PACS70、100、160、およびハーシェル/SPIRE250、350$の画像から計算された赤外線スペクトルエネルギー分布をフィッティングすることによって推定されます。\mu$mバンド。比較的信頼性の高い測光を備えた20個のSNRは、平均ダスト温度が$20.1^{+1.8}_{-1.5}$Kであり、周囲よりも高く、超新星爆発の加熱効果を示しています。これらのSNRのダスト質量は、約100〜800$M_{\odot}$の範囲であり、天の川のSNRよりもはるかに大きくなっています。一方、これにより、ダストの面密度は$0.10^{+0.07}_{-0.04}{M_{\odot}\rmpc^{-2}}$になります。これは、周囲の面積の約半分です。SNRの約半分の塵が超新星爆発によって破壊されます。塵の温度、半径、したがって塵の質量はすべて、研究されたSNRが古く、M31の遠距離と観測分解能による制限のために除雪車またはフェードアウト段階にある可能性が非常に高いことを示しており、結果は役立つ可能性があります周囲の塵に対する超新星爆発の最終的な影響への参照として。
大マゼラン雲のシェルレスSNRB0532-67.5
大マゼラン雲（LMC）の超新星残骸（SNR）B0532$-$67.5は、最初にその非熱的電波放射によって診断され、そのSNRの性質は拡散X線放射によって確認されました。ただし、光SNRシェルは検出されません。OBアソシエーションLH75、またはNGC2011は、このSNRの境界内に投影されます。SNRB0532$-$67.5とその周辺の大規模な星の種族を分析しました。光学測光データを使用して色-マグニチュード図（CMD）を作成し、恒星進化トラックを使用して星の質量を推定し、等時線を使用して星の年齢を評価しました。これらの分析から、LH75には20〜25Myrの人口があり、LH75の南西には10Myr未満の若い人口がいます。SNRB0532$-$67.5の中心は、南西にある巨大な星よりもLH75の中心に近い位置にあります。SN前駆体は、おそらく初期質量$\sim$15$M_\odot$のLH75のメンバーであると結論付けます。SNは、LH75のエネルギーフィードバックによって掘削されたHIキャビティ内で爆発しました。周囲媒体の密度が低いため、目に見える星状の殻の形成が妨げられます。周囲媒体の密度が低いにもかかわらず、SNR内部の高温ガスの物理的特性は、シェルが見えるSNRと2〜3倍以上の違いはありません。大規模なHIマップは、SNRB0532$-$67.5が、超巨星シェルLMC-4のはるかに大きな空洞に接続されているように見える空洞に投影されていることを示しています。
IRC +10216の超深度31.0-50.3GHzスペクトル調査
| Title |
Ultra-deep_31.0-50.3_GHz_spectral_survey_of_IRC+10216 |
| Authors |
J._R._Pardo,_J._Cernicharo,_B._Tercero,_C._Cabezas,_C._Berm\'udez,_M._Ag\'undez,_J._D._Gallego,_F._Tercero,_M._G\'omez-Garrido,_P._de_Vicente,_J._A._L\'opez-P\'erez |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02902 |
環境。漸近巨星分枝（AGB）の星CWレオの炭素が豊富なエンベロープであるIRC+10216は、空で最も豊富な分子源の1つです。51GHz未満で利用可能なスペクトル調査は25年以上前のものであり、新しい作業が必要です。目的。特に重い種の場合、このソースの豊富な分子含有量を特徴づけるには、低周波数で非常に感度の高いスペクトル調査を実行する必要があります。特にこの作業では、1MHzあたり0.2〜0.6mKの範囲のrmsを達成しました。メソッド。長いQバンド（31.0-50.3GHz）の単一皿の統合は、特別に構築された受信機を使用してYebes40m望遠鏡で実行されました。最先端のラインカタログは、ラインの識別に使用されます。結果。81種（異性体、アイソトポログ、オルト/パラ種は異なるものとして数えます）からの713の遷移に対応する合計652のスペクトル特徴がデータに存在します。信号対雑音比が3を超える未確認の回線は57本だけです。いくつかの新しい種および/または振動モードがこの調査で初めて発見されました。結論。このIRC+10216スペクトル調査は、これまでにQバンドで実施された最も感度の高い調査です。したがって、31.0〜50.3GHzのIRC+10216の最も完全なビューを提供し、特に重い種について、その分子含有量に関する独自の情報を提供します。データから作成された回転図は、この星周エンベロープの物理的条件と化学成分に関する貴重な情報を提供します。
スターバースト駆動流出の非平衡光イオン化と流体力学シミュレーション
| Title |
Non-equilibrium_Photoionization_and_Hydrodynamic_Simulations_of_Starburst-driven_Outflows |
| Authors |
A._Danehkar,_M._S._Oey,_W._J._Gray |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02905 |
星形成銀河におけるスターバースト駆動の銀河流出は、光イオン化平衡（PIE）と衝突イオン化平衡（CIE）の断熱流体モデルとプラズマでは説明が難しい複雑な熱構造と輝線の特徴を含むことが観察されています。以前、流体力学コードFLASHの非平衡原子化学および放射冷却機能用のMAIHEMモジュールを使用して、スターバースト駆動流出の流体力学シミュレーションを実行し、CIE条件とPIE条件を組み合わせた輝線を計算しました。本研究では、MAIHEMシミュレーションによって生成された時間依存の非平衡イオン化（NEI）状態を検討します。流体力学シミュレーションからのNEI状態で行われた広範なCLOUDY計算を通じて、時間の経過に伴う非平衡光イオン化条件でのスターバースト駆動流出のUVおよび光学輝線プロファイルを予測します。私たちの流体力学的結果は、冷たい流出をホストしているスターバースト銀河のHII領域に対する非平衡放射冷却の適用を示しています。
IRAS 05168 +3634星形成領域の構造
| Title |
Structure_of_IRAS_05168+3634_star-forming_region |
| Authors |
E.H._Nikoghosyan,_N.M._Azatyan,_D.H._Andreasyan,_and_D.S._Baghdasaryan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02906 |
この研究は、星間物質の主な物理的パラメータ（N（H2）水素柱密度とTdダスト温度）、およびIRAS05156+3643、05162+3639、05168を含む拡張星形成領域におけるそれらの分布を決定することを目的としています。+3634、05177+3636、および05184+3635ソース。また、星間物質と若い恒星状天体の特性の比較分析も提供します。結果の分析は、星間物質がフィラメント構造によって相互接続されているIRASソースの周りに相対性の密な凝縮を形成することを明らかにしました。一般に、サブ領域では、Tdは11〜24K、N（H2）は1.0〜4.0x10^23cm^（-2）です。ISMの質量は1.7x10^4から2.1x10^5Msolまで変化します。この星形成領域で識別されるすべてのBGPSv2オブジェクトは、N（H2）の最大値にあります。IRAS05168+3634と05184+3635の2つのサブ領域で見つかった流出の方向は、等密度の方向とよく相関しています。N（H2）が最も高く、星間物質の質量が最も高いサブ領域は、クラスIの進化段階にある若い恒星状天体の割合が最も高くなっています。すべてのサブ領域（10^5から10^7年）での星の進化年齢の広い広がりは、考慮された領域での星形成のプロセスが連続していることを示唆しています。初期の親分子雲の質量が大きいサブ領域では、このプロセスがより活発に進行する可能性があります。ガイアEDR3データベースでは、すべてのサブ領域が単一の分子雲に埋め込まれており、約1.9kpcの距離にある同じ星形成領域に属していると想定できます。
NGC 5128（ケンタウルス座A）の最も外側の恒星ハロー：放射状構造
| Title |
The_outermost_stellar_halo_of_NGC_5128_(Centaurus_A):_Radial_structure |
| Authors |
M._Rejkuba,_W._E._Harris,_L._Greggio,_D._Crnojevi\'c,_G._L._H._Harris |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02945 |
銀河の拡張された恒星のハローには、それらの集合の歴史と進化を調査するための重要な手がかりが含まれています。ガラクトセントリック距離の関数として、NGC5128の分解された恒星の内容と拡張されたハローを調査します。HST画像を使用して、28個の独立したポインティングで個々の赤色巨星分枝（RGB）星を解決しました。RGBの先端から少なくとも1.5等下に達する深いVIの色と大きさの図からの星の数を使用して、ハローの表面密度分布を導き出します。天の川の星による汚染は、新しい制御フィールド、モデル、および光学測光と近赤外測光を組み合わせて評価されます。WFC3F606W+F814W測光の新しいキャリブレーションを地上ベースのVI測光システムに提示します。測光は、NGC5128の恒星のハローが、すべてのフィールドに存在する古いRGB星によって支配されていることを示しています。Vバンドの表面輝度は、銀河中心から8.3kpcの間で、中心から長軸に沿って140kpc、短軸に沿って92kpcに位置する最も外側のハローフィールドまで23から32mag/arcsec$^2$に変化します。〜30kpc以内に、明るい漸近巨星分枝星によって追跡された2〜3Gyrの古い個体群の証拠も見つかります。この人口は、2Gyrの場合、全恒星質量の最大10％しか寄与しませんが、3Gyrの場合、30〜40％の大部分が必要です。恒星の面密度プロファイルは、半径範囲全体にわたってar$^{1/4}$曲線またはべき乗則$\simr^{-3.1}$によく適合し、傾斜に明らかな切れ目はありませんが、フィールド間の大きなばらつき。内部の統合光測光から測定された楕円率、$e=（b/a）=0.77$は、30kpcを超えると$e=0.54\pm0.02$に平坦化されます。外側のハローの平坦化を考慮すると、最も遠いフィールドの半主軸上の楕円アイソフォットの投影は、ほぼ30の有効半径に達します。[要約]
近くのX線と光学的に明るい初期型銀河のサンプルのVLAラジオ研究
| Title |
VLA_Radio_Study_of_a_Sample_of_Nearby_X-ray_and_Optically_Bright_Early-Type_Galaxies |
| Authors |
Romana_Grossov\'a,_Norbert_Werner,_Francesco_Massaro,_Kiran_Lakhchaura,_Tom\'a\v{s}_Pl\v{s}ek,_Krizstina_Gab\'anyi,_Kamlesh_Rajpurohit,_Rebecca_E._A._Canning,_Paul_Nulsen,_Ewan_O'Sullivan,_Steven_W._Allen,_and_Andrew_Fabian |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02430 |
多くの巨大な初期型銀河は、中央の電波源と高温のX線雰囲気をホストしており、電波機械活動銀河核（AGN）フィードバックの存在を示しています。無線モードAGNフィードバックのデューティサイクルと詳細な物理学はまだ議論の余地があります。これらの質問に対処するために、42個の最も近い光学的およびX線で最も明るい初期型銀河のサンプルの1〜2GHzKarlG.Jansky超大型アレイ（VLA）電波観測を提示します。41/42銀河で電波放射を検出します。しかし、電波源のない銀河であるNGC499は、最近、低周波アレイ（LOFAR）によって低周波で検出されました。さらに、私たちのサンプルの27/42銀河は、拡張された無線構造をホストし、34/42のソースは、X線空洞の形で環境相互作用を示しています。電波束密度と電波放射の最大線形サイズの間、および電波パワーと中央のX線点光源の光度の間には有意な相関関係があることがわかります。銀河の中央の電波スペクトル指数は広範囲の値に及び、システムの大部分は急峻なスペクトルを持ち、残りは平坦なスペクトルを持っています。これらの結果は、中央の電波源がほとんどオンになっているAGNアクティビティと一致しているため、デューティサイクルが非常に高くなります。点状の電波放射を伴う7/14銀河（Fanaroff-RileyClass0;FR0）も、X線空洞を示しています。これは、1〜2GHzで拡張された電波構造がないにもかかわらず、これらのAGNが膨張可能なジェットを発射することを示しています。ローブと空洞。
PKS 2131-021：ユニークな超大規模ブラックホール連星候補
| Title |
PKS_2131-021:_A_Unique_Super-Massive_Black_Hole_Binary_Candidate |
| Authors |
S._O'Neill,_S._Kiehlmann,_A._C._S._Readhead,_M._F._Aller,_R._D._Blandford,_I._Liodakis,_M._L._Lister,_P._Mr\'oz,_C._P._O'Dea,_T._J._Pearson,_V._Ravi,_M._Vallisneri,_K._A._Cleary,_M._J._Graham,_K._J._B._Grainge,_M._W._Hodges,_T._Hovatta,_A._L\"ahteenm\"aki,_J._W._Lamb,_T._J._W._Lazio,_W._Max-Moerbeck,_V._Pavlidou,_T._A._Prince,_R._A._Reeves,_M._Tornikoski,_P._Vergara_de_la_Para,_J._A._Zensus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02436 |
ほとんどの銀河は、原子核に超大質量ブラックホールをホストしており、合併の対象となります。これにより、超大質量ブラックホール連星（SMBHB）が生成されるため、軌道運動による周期的なシグネチャが生成されます。ブレーザーPKS2131-021のユニークな周期的フラックス密度の変動を報告します。これは、軌道分離が$\sim0.001-0.01$pcのSMBHBを強く示唆しています。十分にサンプリングされた45。1年の14.5〜15.5GHzの光度曲線は、同じ周期が2％以内、同じ位相が$\sim10\％$以内で、22にまたがる強い正弦波変動の2つのエポックを示しています。-この周期的な変動がなかった年の期間。このオブジェクトの電波光度曲線の「レッドノイズ」特性を正確に再現するシミュレートされた光度曲線を生成し、Lomb-Scargle、加重ウェーブレットZ変換、および最終的に実証する最小二乗正弦波分析を$4.6\で実行しました。sigma$有意水準、このオブジェクトの周期性はランダムな変動によるものではなく、ソースの物理的な周期性によるものです。観測の45。1年のスパン全体にわたって測定された観測期間は$4.758\pm0.007$年（つまり、$\deltaP/P\sim1.5\times10^{-3}$）であり、$2.082\pm0.003に変換されます。PKS2131-021の残りのフレームで$年。SMBHBからは周期的な変動が予想されますが、PKS2131-021の周期的な変動は著しく正弦波であり、このシステムに対する重要な洞察を提供するはずです。軌道運動が、接近する相対論的ジェットの強力なドップラーブーストと組み合わされたときに、観測された変調の振幅を容易に説明する磁束密度の正弦波変調を生成する、推定SMBHBのモデルを提示します。パルサータイミングアレイを用いた重力波実験の急速に発展している分野を考えると、PKS2131-021に近いものと、私たちが開発した技術を使用した検索が強く動機付けられています。
本当に降着円盤をMADにするもの
ブラックホール（BH）の周りの磁気的に拘束された降着円盤（MAD）は、強力なジェットの生成を刺激し、BH環境の最近の超高解像度の観測を説明する可能性があります。それらの主な特性は、通常、逮捕された領域全体に動的に有意な正味の磁気（垂直）フラックスが蓄積することに起因し、それはその後、交換の不安定性によって規制されます。ここでは、代わりに、MADのプロパティを定義および調整するのは、主に動的に重要なトロイダルフィールド（重要であるがまだ比較的弱い垂直フィールドによってトリガーされるダイナモアクションの結果）であることを提案します。トロイダルフラックスチューブの交換を含み、磁気回転不安定性（MRI）と同時に動作する急速な対流のような不安定性は、ディスクの構造と正味フラックスの脱出を調節できることを示唆している。対流安定度基準とディスク構造方程式を一般化して、強いトロイダル磁場の影響を含め、対流が2つの異なるわずかに安定した状態に向かって駆動される可能性があることを示します。そのうちの1つはMADに関連付けられています。定量的予測をMADとSANE（強く磁化されているが「停止」していない）ディスクの両方のシミュレーションと比較することにより、理論モデルの妥当性を確認し、MADを他の降着状態と区別するのに役立つ一連の基準を提案します。文献の以前の主張とは反対に、MRIはMADで抑制されておらず、おそらく強いトロイダル磁場の存在の原因であると主張します。
M87ジェットの発射場所の最先端のエネルギッシュで形態学的なモデリング
| Title |
State-of-the-art_energetic_and_morphological_modelling_of_the_launching_site_of_the_M87_jet |
| Authors |
Alejandro_Cruz-Osorio,_Christian_M._Fromm,_Yosuke_Mizuno,_Antonios_Nathanail,_Ziri_Younsi,_Oliver_Porth,_Jordy_Davelaar,_Heino_Falcke,_Michael_Kramer_and_Luciano_Rezzolla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02517 |
M87は、電磁スペクトル全体にわたる多数の天文観測のターゲットであり、超長基線干渉法（VLBI）はエッジが明るくなったジェットを解決しました。ただし、そのジェットの起源と形成は不明なままです。私たちの現在の理解では、ブラックホール（BH）がジェット形成の駆動エンジンであり、実際、最近のイベントホライズンテレスコープ（EHT）の観測により、回転するカーBHへの降着の理論モデルと一致するリング状の構造が明らかになりました。発射メカニズムの潜在的なエネルギー源であるBHのスピンに加えて、磁場は相対論的ジェットの形成において重要な役割を果たすと考えられています。先験的に、M87*のBHのスピン$a_\star$は不明ですが、X線の輝度とジェット出力の推定値を考慮すると、値$\left|a_\star\right|\gtrsim0.5$が優先されているようです。降着流とBHスピンの特性に加えて、粒子分布（熱および非熱）および粒子加速メカニズムを含む放射微物理が重要な役割を果たします。一般相対論的電磁流体力学シミュレーションと一般相対論的放射伝達計算により、無線から近赤外領域までの広帯域スペクトルを再現し、同時にM87の観測されたコリメーションプロファイルと一致させることができるため、無次元スピンに大まかな制約を設定できることを示します。M87*の$0.5\lesssima_{\star}\lesssim1.0$であり、より高いスピンが好まれる可能性があります。
M87のスペクトルおよび構造特性に対する非熱粒子の影響
| Title |
Impact_of_non-thermal_particles_on_the_spectral_and_structural_properties_of_M87 |
| Authors |
Christian_M._Fromm,_Alejandro_Cruz-Osorio,_Yosuke_Mizuno,_Antonios_Nathanail,_Ziri_Younsi,_Oliver_Porth,_Hector_Olivares,_Jordy_Davelaar,_Heino_Falcke,_Michael_Kramer_and_Luciano_Rezzolla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02518 |
事象の地平線望遠鏡（EHT）の最近の230GHz観測は、M87の最も内側の構造を画像化し、超大質量ブラックホールを取り巻くトーラスで生成された熱放射光と一致するリング状の構造を示すことができます。ただし、低周波数では、M87は、非熱放射の明確な兆候を伴う大規模でエッジが明るくなるジェットによって特徴付けられます。これらのスケール間のギャップを埋め、これらの観測の理論的解釈を提供するために、ブラックホールへの降着とジェット発射の一般相対論的電磁流体力学シミュレーションを実行します。M87は、電磁スペクトル全体にわたる複数の観測のターゲットとなっています。これらのVLBI観測の中で、いくつかの重力半径までのジェットのコリメーションプロファイルに関する独自の詳細が提供されます。この作業では、無線からNIRレジームまでのM87の観測された広帯域スペクトルをモデル化すると同時に、86GHzのグローバルmm-VLBIで観測されたジェット構造に適合させることを目指しています。一般相対論的電磁流体力学を使用し、磁化されたプラズマのカーブラックホールへの降着を3Dでシミュレートします。これらのシミュレーションの放射シグネチャは、さまざまな電子分布関数を考慮して計算され、観測値と一致させるために詳細なパラメータ調査が実行されます。私たちのシミュレーションの結果は、高速回転するブラックホール（$a_\star\geq0.5$）の周りの磁気的に拘束されたディスクが、熱粒子分布と非熱粒子分布の混合とともに、広帯域スペクトルとM87の最も内側のジェット構造
遷移ミリ秒パルサー連星XSSJ12270-4859のガンマ線軌道変調
フェルミ大面積望遠鏡（LAT）データで検出された遷移ミリ秒パルサー連星XSSJ12270-4859のガンマ線軌道変調について報告します。XMM-NewtonOpticalMonitorとSwiftUltraVioletOpticalTelescopeで取得した長期光学データを使用して、比較的短い時間間隔に制限されている無線タイミングソリューションを検査し、ソリューションの外挿が光学データの位相調整に適していることを確認します。15年以上。タイミングソリューションで折りたたまれたFermi-LATデータは、パルサーの下部結合でガンマ線が最小になる有意な変調（p=5x10^-6）を示します。興味深いことに、線源は低質量X線連星（LMXB）とミリ秒パルサー（MSP）の両方の状態で同様の変調を示しているようであり、2つの状態でのガンマ線放出のメカニズムが類似していることを意味します。バイナリ内ショックシナリオを使用して、これらの調査結果とその影響について説明します。
相対論的ジェットにおける磁気リコネクションからの放射と分極の特徴-II。 $ \ gamma $線との接続
| Title |
Radiation_and_Polarization_Signatures_from_Magnetic_Reconnection_in_Relativistic_Jets--II._Connection_with_$\gamma$-rays |
| Authors |
Haocheng_Zhang_(1_and_2),_Xiaocan_Li_(3),_Dimitrios_Giannios_(2),_Fan_Guo_(1_and_4),_Hannes_Thiersen_(5),_Markus_B\"ottcher_(5),_Tiffany_Lewis_(6_and_7),_Tonia_Venters_(7)_((1)_New_Mexico_Consortium,_(2)_Purdue_University,_(3)_Dartmouth_College,_(4)_Los_Alamos_National_Lab,_(5)_North-West_University,_(6)_NASA_Postdoctoral_Program_Fellow,_(7)_NASA_Goddard_Space_Flight_Center) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02578 |
ブレーザージェットは、超大質量ブラックホールからの相対論的な磁化プラズマの流出であると一般に考えられています。重要な問題の1つは、ジェットが磁気エネルギーを放散して粒子を加速し、強力な多波長フレアを駆動する方法です。相対論的磁気リコネクションは、ブレーザー放出領域における主要なプラズマ物理プロセスとして提案されています。最近の数値シミュレーションは、多波長フレアにつながる可能性のある非熱粒子の強い加速を示しています。それにもかかわらず、以前の研究では、第一原理シミュレーションからの$\gamma$線シグネチャを直接評価していません。この論文では、相対論的磁気リコネクションからのレプトニックシナリオの下で多波長放射と光偏光の特徴を研究するために、セル内粒子と偏光放射の伝達シミュレーションを組み合わせて使用します。光学および{\itFermi-LAT}$\gamma$線バンド、および密接に相関する光学フレアと$\gamma$線フレアには、より困難な傾向が見られます。偏光角の揺れには、わずかな時間遅延を伴う$\gamma$線フレアも伴います。興味深いことに、プラズモイドの合併中の不均一な粒子分布に起因する、非常に可変的なシンクロトロン自己コンプトンシグネチャが見つかりました。この機能により、レプトンシナリオでは、頻繁に検討されるミニジェットシナリオを補完する、高速の$\gamma$線フレアまたは孤立した$\gamma$線フレアが発生する可能性があります。また、プラズモイドの合併が陽子を非常に高いエネルギーに加速できる場合、ハドロンシナリオの下での二次シンクロトロンフラックスが低いニュートリノ放出を推測する可能性があります。
若い電波源PKS1718-649における高エネルギー放射の起源
| Title |
The_Origin_of_High_Energy_Emission_in_the_Young_Radio_Source_PKS_1718-649 |
| Authors |
Ma{\l}gosia_Sobolewska,_Giulia_Migliori,_Luisa_Ostorero,_Aneta_Siemiginowska,_{\L}ukasz_Stawarz,_Matteo_Guainazzi,_Martin_Hardcastle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02611 |
コンパクトな電波源PKS1718-649の広帯域電波から$\gamma$線へのスペクトルエネルギー分布のモデルを提示します。PKS1718-649は、その若い年齢（100歳）と近接性（$z=0.014$）により、最初の無線ジェット拡張時の核の状態とジェット/ホスト銀河のフィードバックプロセスを研究するユニークな機会を提供します。PKS1718-649は、フェルミ/LAT検出器で確認された$\gamma$線放射を伴う数少ない若い電波ジェットの1つです。この$\gamma$線の放出は、拡大する電波ローブ内の非熱電子からの、おそらく降着流からの紫外線光子の逆コンプトン散乱によってうまく説明できることを示しています。PKS1718-649のX線放射の起源はよりとらえどころのないです。拡大する電波ローブの近くで冷たいガスによって放出される赤外線光子の逆コンプトン散乱がX線帯域に大きく寄与する一方で、データは追加のX線放出メカニズムが機能していることを必要とします。PKS1718-649のようなLINERタイプの原子核から予想される、弱いX線コロナまたは放射的に非効率的な降着流。PKS1718-649のジェットは、出力が低く、$L_j\simeq2.2\times10^{42}$ergs$^{-1}$であり、密度が$n_0\simeq20$の環境で膨張することがわかります。cm$^{-3}$。50〜100pc以内の推定質量降着率とガス質量貯留層は、SINFONIとALMAを使用してホスト銀河の最も内側の領域の分子ガスを追跡することによって得られた文献からの推定値と一致しています。
ブラックウィドウPSRJ1720 $-$ 0533の日食付近の異常な放出変動
| Title |
Unusual_Emission_Variations_Near_the_Eclipse_of_A_Black_Widow_PSR_J1720$-$0533 |
| Authors |
S.Q.Wang,_J.B.Wang,_N.Wang,_J.M.Yao,_G.Hobbs,_S.Dai,_F.F.Kou,_C.C.Miao,_D.Li,_Y._Feng,_S.J._Dang,_D.H._Wang,_P._Wang,_J.P._Yuan,_C.M._Zhang,_L._Zhang,_S.B._Zhang,_and_W.W._Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02690 |
500メートル球面電波望遠鏡（FAST）を使用したPSRJ1720$-$0533の{異常な}明るい観測について報告します。パルサーは、{CommensalRadioAstronomyFASTSurvey（CRAFTS）によって発見された黒い未亡人システムにあります。偶然にも、明るいシンチレーションの最大値は、私たちの観測での食と同時であり、フラックス密度の変動、分散測定（DM）、および偏光の正確な測定を可能にしました。日食の侵入中の$\sim${22\、s}の変調周期。これは、プラズマレンズ効果によって引き起こされる可能性があります。{日食の退出中にそのような周期的な変調は見つかりませんでした。}{パルサーの直線偏光は、DMに視覚的に明らかな変化が生じる前であっても、日食の前に消えます。また、パルス散乱がPSRJ1720$-$0533の日食に重要な役割を果たしている可能性があることもわかりました。}
Qwind3：AGNフィードバック用のUVライン駆動降着円盤風モデル
| Title |
Qwind3:_UV_line-driven_accretion_disc_wind_models_for_AGN_feedback |
| Authors |
Arnau_Quera-Bofarull,_Chris_Done,_Cedric_G._Lacey,_Mariko_Nomura,_Ken_Ohsuga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02742 |
活動銀河核（AGN）の紫外線（UV）明るい降着円盤は、線の駆動を引き起こし、AGNフィードバックや、広い線領域のような構造の生成に重要な役割を果たす可能性のある強力な風を生成するはずです。ただし、結合された放射-流体力学コードは複雑で高価であるため、代わりに非流体力学アプローチ（Qwindフレームワーク）を使用して風を計算します。元のQwindモデルは、風の初期条件を想定しており、単純な放射輸送しかありませんでした。ここでは、風の初期条件を導き出し、レイトレーシングを大幅に改善して、UV放射の拡張された性質を考慮して、一貫して風の吸収を計算する改良版を紹介します。また、相対論的効果について放射フラックスを補正し、これが風速に与える影響を評価します。これらの変更は、モデルがより物理的であることを意味するため、その予測はより堅牢になります。相対論的効果を考慮した場合でも、風は定期的に速度$\simeq$（0.1-0.5）$c$を達成し、ブラックホール質量の降着質量の最大30％になる可能性がある質量損失率を運ぶことができます。$10^{7-9}$$\mathrm{M}_\odot$、およびエディントン率の50％の質量降着率。全体として、風力発電は、AGNフィードバックを含む現在の宇宙シミュレーションで一般的に想定されている弱いスケーリングとは異なり、ブラックホールの質量降着率のべき乗則としてスケーリングされます。更新されたコードQwind3は、GitHubで公開されています
他の変化する外観のAGNと比較したセイファート銀河NGC1566の核の変化する外観
2007年から2020年にスウィフト天文台で観測された近くの変化する外観（CL）セイファートNGC1566の変動性の長期光学、UV、およびX線研究の結果を提示します。以前に公開された分光および測光を要約します。結果と新しい観察結果を提示します。2018年のNGC1566のスペクトル型の変化について報告しました（REF1）。さらに、すべてのバンドが多少の変動を伴って低下した2018年7月以降の例外的な最大後の動作に焦点を当てました（REF2）。最大後の期間に4つの有意な再増光が観察されました。X線とUV/光学の変動性に違いがあることがわかりました。L_uv/L_x線比は、2018年から2020年の間に減少しました。2018年11月31日から2019年9月23日までの期間をカバーする新しいポスト最大スペクトルは、2018年8月2日と比較して劇的な変化を示し、太い線と[FeX]6374が2019年3月までフェードします（REF2）。事実上、このオブジェクトでは2つのCL状態が観察されました。タイプ1.2に変更してから、タイプ1.8Syとしてロー状態に戻ります。変化は主にエネルギー生成の変動によるものであることを示唆します。NGC1566の変動特性は、他のCLAGNの結果と比較されます。
エディントン限界を超えて降着する超大光度X線源の多波長放射のモデリング
| Title |
Modelling_multiwavelength_emission_of_Ultra-luminous_X-ray_Sources_accreting_above_the_Eddington_limit |
| Authors |
Elena_Ambrosi_and_Luca_Zampieri_and_Fabio_Pintore_and_Anna_Wolter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02879 |
超大光度X線源（ULX）の観測特性をよりよく理解することを目的として、超臨界速度で降着するバイナリの多波長特性をモデル化します。ロッシュローブオーバーフローを介して進化し、大規模なドナー（最大25Msol）から大規模なブラックホール（BH）（最大100Msol）へのケースAの物質移動を受けるバイナリシステムの拡張グリッドを計算します。流出による質量の放出に伴う角運動量の損失が組み込まれています。スーパーエディントン降着モデルをこれらのシステムに適用し、ジョンソンおよびHST測光システムの色-マグニチュード図（CMD）でそれらの進化の軌跡を計算します。ドナーとバイナリの進化段階に応じて、トラックがCMD上の特定の位置を占めることがわかりました。さらに、BHの質量に関係なく、それらの形状は類似しています。より大規模なBHは、より明るいトラックにつながります。さらに、ディスクの最も内側の領域を取り囲むコンプトン化コロナの影響を考慮して、X線による光学スペクトルエネルギー分布（SED）を計算します。モデルを4つのULX（NGC4559X-7、NGC5204X-1、HolmbergIIX-1、NGC5907ULX-2）に適用します。質量が35〜55Msolの範囲のBHへの付着は、これらの発生源の観測特性と一致していることがわかりました。最後に、降着パルサー（PULX）を搭載したULXにもモデルを拡張する可能性を探り、議論します。
重力波（GW）連星ブラックホール（BBH）イベントで観測された成分ブラックホール（BH）は、ブラックホールX線連星（BH-XRB）で観測されたものよりも質量が大きく、回転が遅い傾向があります。天体物理学モデルを使用せずに、これらの見かけの緊張がGW観測選択効果だけで説明できるかどうかを調査します。たった3つのHMXBの小さなサンプルサイズからの統計的不確かさを考慮すると、これはBBHのBH質量と観測された高質量X線連星（HMXB）の間の不一致の場合に実際に当てはまることがわかります。一方、観測された低質量X線連星（LMXB）のBHは、基礎となるBBH集団よりも大幅に軽いですが、これは、連星系の成分質量間の相関が原因である可能性があります。彼らの軽い恒星の仲間を考えると、LMXBには軽いBHが期待されます。ただし、HMXBおよびLMXBで観測されたスピンは、$>99.9\％$レベルで推定されたBBHスピン分布と緊張関係にあります。観測されたBH-XRBの大幅に大きなスピンの背後にある考えられるシナリオについて説明します。1つの可能性は、BBHの小さな亜集団（控えめに$<30\％$）が急速に回転する主要成分を持っていることであり、観察されたHMXBと同様の進化経路をたどった可能性があることを示しています。LMXBでは、BHが降着によってスピンアップする可能性があることが示唆されています。LMXBの出生スピンがBBHスピン分布に従う場合、LMXBは平均無次元スピン$0.47^{+0.10}_{-0.11}$を取得する必要がありますが、出生スピンが観測されたHMXBスピンに従う場合、平均スピンアップは$でなければなりません。<0.03$
ガンマ線銀河中心過剰の多親和性暗黒物質の説明：包括的な分析
| Title |
Muonphilic_Dark_Matter_explanation_of_gamma-ray_galactic_center_excess:_a_comprehensive_analysis |
| Authors |
Murat_Abdughani,_Yi-Zhong_Fan,_Chih-Ting_Lu,_Tian-Peng_Tang,_and_Yue-Lin_Sming_Tsai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02946 |
銀河中心のガンマ線過剰（GCE）は、長年の未解決の問題です。候補となる解決策の1つである暗黒物質（DM）消滅は、AMS-02電子-陽電子スペクトル、フェルミ矮小楕円銀河のガンマ線データなど、他の天体物理学的観測で最近テストされました。ミューオンペアへのDM消滅、すなわちミューオンフィリックDMのみが、対応するすべての天体物理学的測定値のヌル検出と互換性があると主張されています[DiMauroandWinkle（2021）]。一方、ミューオンフィリックDMモデルは、最近のミューオンg-2測定または最新のPandaX-4T制限の信号にもつながる可能性があります。この作業では、さまざまなDMとメディエータースピンを含む、DMとミューオン間の相互作用を包括的に研究します。GCE（$2\mu$だけでなく$4\mu$の最終状態）と一致して、すべての熱DM制約に対してこれらの相互作用をテストします。我々の結果は、メディエーター共鳴領域の近くのパラメーター空間のみがGCEと遺物密度を同時に説明できることを示しています。DMスピンに関係なく、スピン0メディエーターとの相互作用のみが、GCE、遺物密度、その他のDMおよびメディエーターの制約に加えて最近のミューオンg-2過剰を説明できます。
INTEGRAL /IBIS17年間のハードX線全天観測
| Title |
INTEGRAL/IBIS_17-year_hard_X-ray_all-sky_survey |
| Authors |
Roman_Krivonos,_Sergey_Sazonov,_Ekaterina_Kuznetsova,_Alexander_Lutovinov,_Ilya_Mereminskiy,_Sergey_Tsygankov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02996 |
2002年に立ち上げられた軌道国際ガンマ線天体物理学研究所（INTEGRAL）は、20keVを超えるエネルギーで空を観測することに成功した研究を続けています。増大するINTEGRALデータアーカイブにより、銀河系外の深いフィールドの数と銀河のこれまでで最も深い硬X線調査を含む硬X線全天調査を実施することができます。INTEGRALに搭載されたIBISコード化マスク望遠鏡で17年間にわたって収集されたデータを利用して、17〜60keV帯域の硬X線源の調査を実施し、最大290keVのさまざまなエネルギー帯域でフラックス情報を提供しました。ソースのカタログには929個のオブジェクトが含まれ、そのうち890個は4.5シグマの検出しきい値を超え、残りは4.0〜4.5シグマで検出され、既知のカタログ化されたINTEGRALソースおよびBAT望遠鏡による進行中の全天観測からのソースに属します。ニールゲーレルスウィフト天文台の。既知または疑わしい性質を持つ特定された発生源の中で、376は銀河およびマゼラン雲に関連しており、145の低質量X線連星、115の高質量X線連星、79の激変星、および37の他のタイプが含まれます。と440は銀河系外であり、429の活動銀河核（AGN）、2つの超大光度X線（ULX）、超新星残骸AT2018cow、8つの銀河団が含まれます。カタログからの113のソースは未分類のままです。硬X線帯で初めて46個の物体が検出されました。S/N>4.5シグマで検出された356のソースに基づく、非ブレーザーAGNの累積LogN-LogS分布は、フラックス2E-12erg/s/cm^2まで測定され、べき乗則によって記述できます。1.44+/-0.09の傾きと、1E-11erg/s/cm^2を超えるフラックスでのdeg^2あたりの8E-3ソースの正規化。分類されていないソースのLogN-LogS分布は、それらの大部分が銀河系外起源であることを示しています。
ブレーザーS50716 $ + $ 714のジェットでのラジオと$ \ gamma $線の活動
| Title |
Radio_and_$\gamma$-ray_activity_in_the_jet_of_the_blazar_S5_0716$+$714 |
| Authors |
Dae-Won_Kim,_Evgeniya_V._Kravchenko,_Alexander_M._Kutkin,_Markus_B\"ottcher,_Jos\'e_L._G\'omez,_Mark_Gurwell,_Svetlana_G._Jorstad,_Anne_L\"ahteenm\"aki,_Alan_P._Marscher,_Venkatessh_Ramakrishnan,_Merja_Tornikoski,_Sascha_Trippe,_Zachary_Weaver,_and_Karen_E._Williamson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.03006 |
15、37、および230GHzの無線と0.1$-$200GeV$\gamma$線の光度曲線を使用して、ブレーザー0716$+$714のジェットにおける$\gamma$線と電波放射の関係を調べます。10。5年（2008$-$2019）。さまざまな時間範囲で、電波フラックスと$\gamma$線フラックスの間に有意な正と負の相関が見られます。無線と$\gamma$線放射の間の時間遅延は、観測された$\gamma$線フレアが、中央エンジンから数パーセク以内の無線コアの上流の複数の領域から発生したことを示唆しています。時間分解43GHzVLBAマップを使用して、ジェットに沿って下流に移動する14個のジェットコンポーネントを特定しました。それらの見かけの速度は6〜26$c$の範囲であり、静止コンポーネントの上流での位置角の顕著な変化を示しています（コアから$\sim$0.53mas）。輝度温度は、固定コンポーネントの位置で浅くなるべき乗則に従って、コアからの距離の関数として低下します。また、電波と$\gamma$線の放出の間に有意な相関関係が発生する期間は、ジェットが北に向けられた時間と重なっていることもわかりました。我々の結果は、電波コアを通過する伝播擾乱（または衝撃）の通過とジェットの向きが、電波と$\gamma$線の変動性の間に観測された相関の原因である可能性があることを示しています。ジェット頂点からのさまざまな距離での強い移動衝撃によるフレアと$\gamma$線でのディップの生成を組み合わせることにより、正の相関と異常な反相関を結び付けるシナリオを提示します。
星惑星活動研究CubeSat（SPARCS）によるM矮星の高エネルギー放射の時間分解測光
| Title |
Time-Resolved_Photometry_of_the_High-Energy_Radiation_of_M_Dwarfs_with_the_Star-Planet_Activity_Research_CubeSat_(SPARCS) |
| Authors |
Tahina_Ramiaramanantsoa_(1),_Judd_D._Bowman_(1),_Evgenya_L._Shkolnik_(1),_R._O._Parke_Loyd_(1),_David_R._Ardila_(2),_Travis_Barman_(3),_Christophe_Basset_(2),_Matthew_Beasley_(4),_Samuel_Cheng_(2),_Johnathan_Gamaunt_(1),_Varoujan_Gorjian_(2),_Daniel_Jacobs_(1),_Logan_Jensen_(1),_April_Jewell_(2),_Mary_Knapp_(5),_Joe_Llama_(6),_Victoria_Meadows_(7),_Shouleh_Nikzad_(2),_Sarah_Peacock_(8),_Paul_Scowen_(1),_Mark_R._Swain_(2)_((1)_Arizona_State_University,_(2)_Jet_Propulsion_Laboratory_--_California_Institute_of_Technology,_(3)_University_of_Arizona,_(4)_Southwest_Research_Institute,_(5)_MIT,_(6)_Lowell_Observatory,_(7)_University_of_Washington,_(8)_NASA_Goddard_Space_Flight_Center) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02443 |
あなたの星を知って、あなたの惑星を知ってください...特に紫外線（UV）で。過去10年間で、これらの星からの強力で非常に変動するUV放射が惑星の居住性と大気損失に強い影響を与えると疑われることを考えると、そのモットーはM矮星体制における単なる願望から必要性へと成長しました。これにより、NASAが資金提供する6UCubeSat天文台であるStar-PlanetActivityResearchCubeSat（SPARCS）が開発されました。これは、居住可能な惑星をホストするM矮星のUVフレアの測光モニタリングに完全に専念しています。SPARCSサイエンスイメージングシステムは、ダイクロイックビームスプリッターを介して2つのデルタドープUV最適化CCDに給電する9cm望遠鏡を使用して、近UVと遠UVのターゲットフィールドを同時に監視できるようにします。専用のオンボードペイロードプロセッサは、科学観測を管理し、ほぼリアルタイムの画像処理を実行して、フレアイベント中のピクセル飽和を軽減するために必要な自律動的露出制御アルゴリズムを維持します。ミッションは現在、開発フェーズの途中です。ミッションの科学ドライバーの概要と、星と惑星の相互作用の理解への期待される貢献について説明します。また、宇宙ベースの恒星天体物理学天文台に搭載された初めての自律動的露出制御アルゴリズムの期待されるパフォーマンスを紹介します。
単純なシンチレータ検出器による広範囲のエアシャワーの検出能力の分析
| Title |
Analysis_of_capability_of_detection_of_extensive_airshowers_by_simple_scintillator_detectors |
| Authors |
Jerzy_Pryga,_Weronika_Stanek |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02526 |
CREDOプロジェクトの主な目的の1つは、いわゆる宇宙線アンサンブル（CRE）\cite{homola2020cosmic}を検索することです。このような現象の存在を確認するには、比較的低エネルギーの大規模な空気シャワー（EAS）の大規模な観測と、それらの時間的相関の分析を実行する必要があります。このような観測を可能にするためには、グローバルネットワークに接続された広く普及した検出器のインフラストラクチャを、長期間データを収集できる低コストのデバイスを使用して開発する必要があります。これらの検出器または小型検出器システムのそれぞれについて、EASの検出確率を決定する必要があります。このような情報は、収集されたデータの分析と解釈において非常に重要です。特性の異なる多数のシステムの場合、詳細で広範なシミュレーションに基づく標準的なアプローチは不可能であるため、より高速な方法が開発されています。より一般的なシミュレーションからEASの特性を知ることで、必要な確率は、EASスペクトル、粒子密度のエネルギー依存性、および天頂角依存性を考慮した適切なパラメーター化を使用して計算されます。これにより、一連の小さな検出器\cite{Karbowiak_2020}によって測定されたEASイベントの予想数を推定し、計算結果をこれらの測定値と比較できます。
ASTRI望遠鏡の分散画像によるチェレンコフカメラの位置合わせの評価
| Title |
Assessment_of_the_Cherenkov_camera_alignment_through_Variance_images_for_the_ASTRI_telescope |
| Authors |
Simone_Iovenitti,_Giorgia_Sironi,_Enrico_Giro,_Alberto_Segreto,_Osvaldo_Catalano,_Milvia_Capalbi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02745 |
チェレンコフ望遠鏡の独特の側面は、ナノ秒の時間スケールで大気の閃光を検出するように設計されており、恒星の光源をほとんど知らないことです。結果として、これらの機器のポインティングキャリブレーションは、一般に、焦点面の標準的な位置天文学を利用して行うことはできません。この論文では、INAFによって開発された革新的なASTRI望遠鏡の場合、その新しいチェレンコフカメラによって補助出力として生成された空の画像を利用して、この問題を克服する手順を検証します。実際、この機器は、スターフィールド（角度分解能$\sim11'$）を画像化する可能性を備えた「分散法」（VAR）と呼ばれる統計手法を実装しています。ここでは、VAR画像を利用して、チェレンコフカメラと望遠鏡の光軸との位置合わせを$\sim1''$まで評価できることを示します。この目的のために、点像分布関数とカメラのピクセル分布の間の畳み込みの詳細な調査のおかげで、サブピクセル精度で星の位置を評価し、シミュレーションで検証した変換行列を作成しました。その後、長時間の観測で視野の回転を考慮し、実際のデータでテスト済みの手順で、チェレンコフカメラの位置合わせを高精度で調査するために利用したライトアークを取得しました。光学天文学から受け継いだ私たちが採用した戦略は、これまでチェレンコフ望遠鏡からの分散画像に対して実行されたことがなく、ASTRI望遠鏡の着信MiniArrayの科学的精度を最適化することが重要になる可能性があります。
CHEX-MATEクラスターの動的および形態学的状態について
| Title |
On_the_dynamical_and_morphological_state_of_the_CHEX-MATE_clusters |
| Authors |
Maria_Giulia_Campitiello,_Stefano_Ettori_and_Lorenzo_Lovisari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02804 |
CHEX-MATEサンプルは、基礎となるクラスター母集団の統計的特性の概要を提供し、将来のX線ミッションの準備を整えるために作成されました。この作業では、コラボレーションの将来の研究に役立つ動的状態の分類を提供することを目的として、サンプルに含まれる118個のクラスターの形態素解析を実行します。
| Title |
prose:_A_Python_framework_for_modular_astronomical_images_processing |
| Authors |
Lionel_J._Garcia,_Mathilde_Timmermans,_Francisco_J._Pozuelos,_Elsa_Ducrot,_Micha\"el_Gillon,_Laetitia_Delrez,_Robert_D._Wells,_Emmanu\"el_Jehin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02814 |
天体画像を削減して分析するために、天文学者は、レガシーアルゴリズムの低レベルの実装を提供する幅広いライブラリに依存することができます。ただし、これらのルーチンを堅牢で機能的なパイプラインに組み合わせるには、多くの場合、機器固有の保守性の低いツールになり、再現性と移植性のレベルが低い製品を生み出すという大きな努力が必要になります。これに関連して、モジュール式で保守可能な画像処理パイプラインを構築するためのPythonフレームワークである散文を紹介します。天文学用に構築されており、機器に依存せず、事前に実装された、またはユーザー定義のさまざまなビルディングブロックを使用してパイプラインを構築できます。このアーキテクチャにより、当社のパッケージは、自動縮小や測光抽出などの一般的なタスクを処理するための基本的なツールを提供します。その可能性を実証するために、デフォルトの測光パイプラインを使用して、26のTESS候補の追跡観測を処理し、その製品を、そのような取り組みのリファレンスソフトウェアであるAstroImageJで取得した製品と比較します。散文は、ユーザーの操作が少なくて済み、レポート用の機能が豊富でありながら、白と赤のノイズが少ない光度曲線を生成することを示しています。
X線偏光測定へのディープアンサンブルアプローチ
X線偏光測定は、NASAのイメージングX線偏光測定エクスプローラー（IXPE）の発売により、間もなく高エネルギー宇宙に新しいウィンドウを開きます。偏光計は現在、トラック再構成アルゴリズムによって制限されています。このアルゴリズムは通常、線形推定量を使用し、個々のイベントの品質を考慮していません。IXPEで飛行するガスピクセル検出器（GPD）に焦点を当て、イメージング偏光計を使用してX線望遠鏡観測の感度を最大化するための最新の深層学習方法を紹介します。モンテカルロイベントシミュレーションでトレーニングされた、ResNetの深いアンサンブルからの予測の加重最尤法の組み合わせを使用します。トラック再構成アルゴリズムで偏波信号対雑音比（SNR）を最大化するために、最適なイベント重み付けを導出して適用します。典型的なべき乗則のソーススペクトルの場合、私たちの方法は現在の最先端技術を改善し、特定のSNRに必要な露光時間を約40％短縮します。
市民ASAS-SNデータリリースI：市民科学を使用した変光星分類
| Title |
Citizen_ASAS-SN_Data_Release_I:_Variable_Star_Classification_Using_Citizen_Science |
| Authors |
C._T._Christy,_T._Jayasinghe,_K._Z._Stanek,_C._S._Kochanek,_Z._Way,_J._L._Prieto,_B._J._Shappee,_T._W.-S._Holoien,_T._A._Thompson,_A._Schneider |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02415 |
ズーニバースプラットフォームでホストされている全天自動捜索システム（ASAS-SN）の市民科学プロジェクトであるCitizenASAS-SNの最初の結果を紹介します。シチズンASAS-SNは、より新しく、より深く、より高いケイデンスのASAS-SN$g$バンドデータを利用し、ボランティアにタスクを実行して、段階的な光度曲線に基づいて周期的な変光星候補を分類します。${\sim}740万個の星の入力リストから、$\delta<-60^\circ$の40,640個の新しい変数候補から開始し、ボランティアは10,420個の新しい発見を特定し、4,234個の脈動変数、3,132個の回転変数として分類しました。、2,923個の食変光星、および不明としてフラグが立てられた131個の変数。彼らは既知の変光星を脈動変光星で89％、食変光星で81％、回転変数で49％の精度で分類しました。ユーザーのパフォーマンス、ユーザー間の合意を調べ、市民科学の分類を、$g$バンドの光度曲線用に更新された機械学習分類器と比較します。一般に、ユーザーアクティビティは、より高い分類精度とより高いユーザー同意と相関します。ユーザーの「ジャンク」分類を使用して、実変数と偽変数を分離する効果的な機械学習分類器を開発しました。この「ジャンク」トレーニングセットを使用して、主要な機械学習分類器を大幅に改善するための明確な道筋があります。また、いくつかの例を使用して、異常な変数を識別するためのCitizenASAS-SNの値を示します。
観測と化学モデリングによるおうし座T星の周りのディスクの電波変動の可能性のテスト
| Title |
Testing_the_Potential_for_Radio_Variability_in_Disks_around_T_Tauri_Stars_with_Observations_and_Chemical_Modeling |
| Authors |
C._C._Espaillat,_E._Macias,_J._Wendeborn,_R._Franco-Hernandez,_N._Calvet,_A._Rilinger,_L._I._Cleeves,_and_P._D'Alessio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02454 |
Tタウリ星（TTS）GMAurの多波長観測キャンペーンが2019年12月に実施され、SwiftX線およびNUVフラックス、HSTNUVスペクトル、LCOGTugriおよびTESS測光、CHIRONHalphaスペクトル、ALMA13COおよびC18Oラインフラックスが取得されました。およびVLA3cm連続フラックスは1か月にわたって同時に撮影されました。X線から光学への観察は以前に提示されました。ここでは、ALMAおよびVLAデータを提示し、GMAurの降着およびX線特性と比較します。観測されたミリメートルCO排出量に変動はないことを報告します。ディスクケミストリーモデルを使用して、GMAurのFUV光度に見られる変化の大きさが、CO線放射の最大6％の変動につながる可能性があり、X線光度の変化が〜のより大きな変化につながる可能性があることを示します。25％。ただし、FUVおよびX線の輝度の増加は、変化を誘発するために少なくとも100年続く必要があります。これは、TTS段階では妥当ではないようです。また、これらの変化は小さすぎてALMAで検出できません。VLAによって観測された3cmの放射に変動はなく、TTSの降着率の約3倍未満の変化は、センチメートル波長でジェットによって追跡された質量損失率の検出可能な変化をもたらさないことを示しています。。TTSのFUVおよびX線光度の通常見られる変化は、ミリメートルCO線放射またはジェットセンチメートル連続放射の観測可能な変化につながらないと結論付けます。
V1405 Cas Nova 2021：マルチマキシマノバの性質について
コンテキスト：2021年3月18日に噴火したNovaV1405Casは、ほぼ2か月の最大前段階を示しました。主な最大値の後、数ヶ月の間、新星はわずかに弱まり、明るさの明らかな変動を示しました。目的：この作業の目的は、H{\alpha}輝線の明るさと半値幅（FWHM）および等価幅（EW）の関係を調査し、これから、ノヴァ。方法：オンラインデータベースのマグニチュードとスペクトルを使用し、スペクトルのH{\alpha}線を測定し、時間的な比較を確立するために2日間の正規値を作成しました。結果：主最大値の後、JD2459292から2459305によって調査された期間中、2〜5週間の間隔で、さまざまな特性を持つ二次最大値。等価幅の最大値は、それぞれの輝度の最大値から6〜14日後です。最大値は、その後の新星の発生として解釈されます。おそらくこれらは、新星のその後の弱い噴火またはエンベロープ内の密度の増加につながる他のメカニズムです。
C、N、O、Mg、およびSiの初期存在量が異なる金属の少ない星のモデル。
I.新しいMARCS合成スペクトルから導出された放射補正と観測された色-マグニチュード図に対するそれらの影響
| Title |
Models_of_Metal-Poor_Stars_with_Different_Initial_Abundances_of_C,_N,_O,_Mg,_and_Si._I._Bolometric_Corrections_Derived_from_New_MARCS_Synthetic_Spectra_and_Their_Implications_for_Observed_Colour-Magnitude_Diagrams |
| Authors |
Don_A._VandenBerg,_Bengt_Edvardsson,_Luca_Casagrande,_and_Jason_W._Ferguson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02620 |
新しい高分解能MARCS合成スペクトルが、12を超える金属混合物について計算され、C：N：O、[CNO/Fe]の変動、およびC、O、Mg、およびSi。現在使用されている多くの広帯域フィルターの放射補正（BC）は、これらのスペクトルから生成されています。C、N、およびOの原子を含む分子の処理が改善されているため、特にUVおよび青色の通過帯域のBCは、以前のMARCSモデルから導出されたものとは大幅に異なります。これらの違い、および金属の存在量を変化させることによるBCへの影響は、多くの有益なプロットに示されています。-2.5<=[Fe/H]<=-0.5の恒星進化グリッドも、さまざまな混合物に対して計算されています。これらのトラックに基づく等時線は、理論上のH-Rダイアグラムと、HST広視野カメラ3（WFC3）F336W、F438W、F606W、F814W、F110W、およびF160Wの観測から作成できるいくつかの色の大きさのダイアグラムで相互比較されます。これらのモデルの最初のアプリケーションでは、HSTUVLegacySurveyの球状星団NGC6496のWFC3測光に等時線が適合されており、非常に有望な結果が得られています。
C、N、O、Mg、およびSiの初期存在量が異なる金属の少ない星のモデル。 II。球状星団の色-大きさ図への適用47Tuc、NGC
6362、M5、M3、M55、およびM92
| Title |
Models_for_Metal-Poor_Stars_with_Different_Initial_Abundances_of_C,_N,_O,_Mg,_and_Si._II._Application_to_the_Colour-Magnitude_Diagrams_of_the_Globular_Clusters_47_Tuc,_NGC_6362,_M5,_M3,_M55,_and_M92 |
| Authors |
Don_A._VandenBerg,_Luca_Casagrande,_and_Bengt_Edvardsson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02623 |
C：N：O存在比の変動について計算された-2.5<=[Fe/H]<=-0.5の恒星モデル（[CNO/Fe]の2つの異なる値）をHST広視野カメラと比較します。球状星団（GC）の3（WFC3）観測47Tuc、NGC6362、M5、M5、M55、およびM92。モデルを観測された平面に転置するために使用される放射補正は、C、N、およびOの原子を含む分子の改善された処理を組み込んだ新しいMARCS合成スペクトルに基づいています。GCの連星に好まれる他のアルファ元素の[O/Fe]=0.6および[m/Fe]=0.4は、一般に、観測された色-マグニチュード図（CMD）の主な特徴を約0.03等以内で再現します。特に、それらは、観測された（M_F336W-M_F438W）_0色の広がりと一致しているように見えます。これらの色は、下部の巨星の枝に沿ってCNの弱い星とCNの強い星にまたがっていますが、最も青い巨星ではないと思われます。N-poor（[N/Fe]<〜-0.5）。絶対（M_F438W-M_F606W）_0色と、巨大な枝の特定のM_F606Wの大きさでのこれらの色の変化の両方は、最も赤い星がCに富んでいない限り、説明するのが困難です（[C/Fe]>〜+0.5）。中程度のHe存在量の変動（デルタY〜0.05）を考慮に入れると、観測への適合が改善されます。
J1832.4-1627、最初の食流供給中間ポーラー
| Title |
J1832.4-1627,_the_first_eclipsing_stream-fed_intermediate_polar |
| Authors |
K._Beuermann_(1),_P._Breitenstein_(2)_and_E._Schwab_(3)_((1)_Institut_f\"ur_Astrophysik,_Georg-August-Universit\"at_G\"ottingen,_(2)_Pascal_Gymnasium_M\"unster,_AiM_Astronomy_and_Internet_in_Muenster,_(3)_GSI_Helmholtzzentrum_f\"ur_Schwerionenforschung_GmbH_Darmstadt,_Volunteer_for_ESA/ESOC_Darmstadt) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02752 |
新たに発見された食IP$J183221.56-162724.25$（略して$J1832$）の公転周期が$8.87hr$の測光研究を紹介します。このシステムは、50％の深さで$1970\pm2s$の全幅を持つ箱のような深い日食と、$P_\mathrm{obs}\！=\！65.18min$のいずれかを表す大振幅のコヒーレント脈動を特徴としています。白色矮星（WD）のシノディック（ビート）周期または自転周期。期間の比率は、それぞれ$P_\mathrm{spin}\！/P_\mathrm{orb}=0.1091$または$0.1225$のいずれかです。重なり型の光は、ほぼ完全にWDの2つの降着スポットと柱から発生し、極の反転を示す特性を備えています。降着円盤の証拠はなく、J1832を最初の深く食されたストリーム供給中間ポーラーとして識別します。Eclipseでの$grizy$測光により、ロッシュローブを埋める二次星の$i$バンドABマグニチュード、18.98（3）、絶滅$E_\mathrm{BV}\！=\！0.54\！\pmが得られました。\！0.17$、およびスペクトル型$\sim\、K6$。測光に適合する動的モデルは、ガイアEDR3の信頼限界内で、二次星の質量$M_2$の距離を$0.16$から$1.0M_\mathrm{\odot}$の間に1270から2500pcに制限します。バイナリ母集団研究に触発された光度選択を採用すると、平均$M_2\！=\！0.32M_\mathrm{\odot}$が得られ、2$\sigma$の上限は$0.60M_\mathrm{\odot}$で平均距離d=1596pc、2$\sigma$の上限は1980pc。二次星は、ヘルツシュプルングラッセル図の平均$T_\mathrm{eff、2}\！=\！4120K$および$log（L_2/L_\mathrm{\odot}）\！=\！-にあります。0.92$、そこからバイナリは、高磁気プライマリを備えた極性または超コンパクトバイナリのいずれかに進化することができます。システムは可変降着率を表示し、無視できる降着の短期間の低状態に繰り返し経過し、現在、$\tau\！\sim\！3*10^5yr$のタイムスケールで減少する軌道周期を表示します。
オリオン大星雲クラスターにおける二元形成：亜恒星限界の探索
| Title |
Binary_Formation_in_the_Orion_Nebula_Cluster:_Exploring_the_Sub-stellar_Limit |
| Authors |
Matthew_De_Furio,_Michael_R._Meyer,_Megan_Reiter,_John_Monnier,_Adam_Kraus,_and_Trent_Dupuy |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02914 |
オリオン大星雲クラスター（ONC）の超低質量星と亜恒星天体の多重度を制約する結果を示します。私たちのサンプルは、複数のフィルターを使用した掃天観測用高性能カメラで取得したアーカイブハッブル宇宙望遠鏡データを使用して、一次質量0.012〜0.1M$_{\odot}$をカバーしています。クラスターのバイナリ集団を研究することは、出生環境がバイナリの形成と進化にどのように影響するかについての貴重な制約を提供します。以前の調査では、ONCのような高質量、高密度の星団のバイナリ集団は、低質量の関連のものとは大幅に異なる可能性があることが示されています。広い間隔での非常に低質量の恒星および亜恒星のバイナリ、$>$20AUは、銀河系の分野では統計的にまれであり、おうし座-オーリガやへびつかい座などの星の協会で確認されています。それらはまた、動的相互作用の影響を受けやすい可能性があり、進行中の星形成からのフィードバックによってそれらの形成が抑制される可能性があります。経験的な位置依存PSFモデルを使用して、二重点像分布関数（PSF）フィッティングアルゴリズムを実装し、投影された間隔$>$10AU（25mas）でバイナリコンパニオンを検索します。この手法を使用して、7つの非常に低質量のバイナリを識別します。そのうちの5つは新しい検出であり、0.5〜1.0の質量比と予測される分離に対して12$^{+6}_{-3.2}$％のバイナリ頻度が得られます。20〜200AU。銀河系のフィールドと比較して、ONCには非常に低質量のバイナリが過剰に存在し、人口が統計的に一貫している確率は10$^{-6}$です。ONCの星の種族は、フィールドの種族に似せるために、最も低い結合エネルギーのバイナリのさらなる動的処理を必要とする場合があります。
太陽周期25の黒点とプラージュの範囲の予測
| Title |
Prediction_of_sunspot_and_plage_coverage_for_Solar_Cycle_25 |
| Authors |
Valentina_Penza,_Francesco_Berrilli,_Luca_Bertello,_Matteo_Cantoresi,_Serena_Criscuoli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02928 |
太陽の変動は、その寿命にわたる太陽の明るさから、数分から数年にわたる磁気活動に一般的に関連する変動まで、広範囲の空間的および時間的スケールで発生します。後者の活動には、11年の黒点太陽周期とその変調が最も顕著に含まれています。太陽フレア、太陽エネルギー粒子、コロナ質量放出、および地磁気嵐の形での宇宙天気イベントは、太陽極小期よりも太陽極大期でより頻繁に発生する太陽周期にほぼ従うことが長い間知られています。これらのイベントは、当社の高度な技術と重要なインフラストラクチャに大きな影響を与える可能性があり、将来の太陽周期の強さの予測が特に重要になります。次の太陽周期である周期25の強度を予測するためにいくつかの方法が提案されており、その結果は一般的に常に一貫しているとは限りません。これらの方法のほとんどは、国際的な黒点数の時系列、または太陽活動の他の指標に基づいています。ここでは、黒点とプラージュで覆われた可視太陽円盤の100年以上の測定された部分領域と、偶数-奇数サイクルにおけるこれら2つの太陽活動の指標のそれぞれの経験的関係を使用する新しいアプローチを紹介します。サイクル25は2024年にピークに達し、サイクル24よりもわずかに長く約12年間続くと予想されます。また、黒点とプラージュ領域のカバレッジに関して、サイクル25の振幅は実質的に同じかわずかに高いことがわかりました。サイクル24。
| Title |
Detection_of_extremely_low_frequency_gravitational_wave_using_gravitational_lens:_The_general_case |
| Authors |
Wenshuai_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02404 |
位置合わせされた光源-偏向器-観測器構成を備えたレンズシステムのアインシュタインリング上の異なる位置間の時間遅延に対する超低周波の重力波の影響が調査されます。観察者は、高度に対称的な構成で整列されたレンズシステムからアインシュタインの環を観察します。アインシュタインの環の異なる場所間の時間遅延は、レンズシステムを伝搬する宇宙波長の重力波なしでは発生しません。それ以外の場合、アインシュタインの環のさまざまな場所で時間遅延が表示されます。私たちの以前の研究は、宇宙論的波長の重力波の存在下でのアインシュタイン環の異なる場所からの時間遅延が特別な関係を示すことを示しました。しかし、この結果は、ソースとオブザーバーがデフレクターから等距離にあり、重力波が特別な伝播方向と偏光方向を持っている、特定の整列されたソース-デフレクター-オブザーバー構成に限定されます。一般的な場合の特性を調査するために、ソースとオブザーバーがデフレクターから等距離ではなく、重力波の方向と偏光が本研究では任意であるという一般的な条件に拡張します。この作業の結果は、一般的な状態のアインシュタイン環の異なる場所間の時間遅延が、以前の研究と同じ関係を示していることを示しています。
NRPyElliptic：数値相対論のための高速双曲線緩和楕円ソルバー、I：共形平坦なバイナリパンクチャー初期データ
| Title |
NRPyElliptic:_A_Fast_Hyperbolic_Relaxation_Elliptic_Solver_for_Numerical_Relativity,_I:_Conformally_Flat,_Binary_Puncture_Initial_Data |
| Authors |
Thiago_Assumpcao,_Leonardo_R._Werneck,_Terrence_Pierre_Jacques,_Zachariah_B._Etienne |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02424 |
NRPy+フレームワーク内に構築された数値相対論（NR）の楕円ソルバーであるNRPyEllipticを紹介します。その最初のアプリケーションとして、NRPyEllipticは、広く使用されているTwoPuncturesコードと同様に、単一の数値ドメインに共形平坦なバイナリブラックホール（BBH）パンクチャ初期データ（ID）を設定します。TwoPuncturesとは異なり、NRPyEllipticは双曲線緩和スキームを採用しており、任意の楕円型PDEがPDEの双曲線システムに簡単に変換されます。NRIDの消費者は、一般に双曲型偏微分方程式の解法に関する専門知識をすでに持っているため、NRPyEllipticは、他のNR楕円ソルバーよりも微調整および拡張が容易であることがわかります。（疑似）時間で前方に進化すると、双曲線システムは指数関数的に定常状態に達し、楕円型偏微分方程式を解きます。特に、NRPyEllipticは緩和波を加速するため、通常の定波速度アプローチよりも桁違いに高速になります。フル3DBBHIDの設定ではTwoPuncturesよりも${\sim}12$x遅いですが、NRPyEllipticはEinsteinToolkitでのフルBBHシミュレーションに必要なランタイムの${\approx}0.3\％$のみです。今後の作業は、性能の向上と、バイナリ中性子星などの他のタイプのIDの生成に焦点を当てます。
マルチKIDフォノン媒介検出器におけるエネルギー分解能変動のドライバーの特定
| Title |
Identifying_drivers_of_energy_resolution_variation_in_multi-KID_phonon-mediated_detectors |
| Authors |
Karthik_Ramanathan,_Taylor_Aralis,_Ritoban_Basu_Thakur,_Bruce_Bumble,_Yen-Yung_Chang,_Osmond_Wen,_Sunil_Golwala |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02587 |
シリコン基板上にキネティックコンダクタンス検出器（KID）を採用したフォノン媒介粒子検出器は、O（10）eVエネルギー分解能とmm位置分解能の両方を実証しており、暗黒物質の探索やニュートリノ測定で。以前の研究では、Siウェーハ上の80-KIDアレイの性能が実証されていますが、現在のエネルギー分解能測定では、同じウェーハ上の他の点では同一のKID間で25倍の違いが示されています。KIDによって吸収されるエネルギーは5〜125eVです。ここでは、第一原理アプローチを使用して、解像度の変動の背後にある要因を特定しようとします。特に、隣接するKIDをパルスしてターゲットに信号を生成するという独自のアプローチを使用して、8つのKIDのサブセットを分析します。観察された変動の原因として、品質係数の用語の違いを暫定的に特定します。
NEWS-Gによるライトダークマターの検索
NEWS-G直接暗黒物質探索実験では、軽希ガスを使用した球形比例計数管（SPC）を使用して、低WIMP質量を探索します。LaboratoireSouterraindeModane（LSM）でNeガスを使用して操作されたSPCプロトタイプで得られた最初の結果は、低質量WIMPの競争力のある結果をすでに設定しています。実験の次のフェーズは、SNOLABに設置された直径140cmの大型SPCで構成され、検出器のパフォーマンスとデータ品質が向上した新しいセンサー設計が採用されています。SNOLABに設置する前に、検出器はLSMで純粋なメタンガスを使用し、一時的な水シールドを備えており、水素が豊富なターゲットとバックグラウンドの低減を提供していました。検出器の改善の概要を説明した後、UVレーザーやAr-37キャリブレーションデータなど、このキャンペーンの予備的な結果について説明します。
MC-ICP-MSによる高精度Sr同位体分析（87Sr / 86Srおよび{\ delta} 88 / 86Sr）に影響を与える要因の調査
| Title |
An_investigation_of_factors_affecting_high-precision_Sr_isotope_analyses_(87Sr/86Sr_and_{\delta}88/86Sr)_by_MC-ICP-MS |
| Authors |
Jiuyuan_Wang,_Dan_Asael,_Noah_J._Planavsky,_Lidya_G._Tarhan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.02942 |
安定したストロンチウム（Sr）同位体システムの豊富さと分別は、地質学的および宇宙論的プロセスにおける私たちの理解を前進させるためにますます利用されています。安定したSr同位体を測定するには、2つの分析手法が一般的に使用されます。1）ダブルスパイク熱イオン化質量分析（DS-TIMS）および2）Zrドープサンプル標準ブラケットマルチコレクター誘導結合プラズマ質量分析（ZrドープSSBMC-ICP-MS）。DS-TIMSと比較して、MC-ICP-MSを介したZrドープSSBにより、87Sr/86Srと88Sr/86Srの両方の比率を同時に測定できるため、測定効率とサンプルスループットが向上します。ただし、この手法は現在、測定の精度と精度の不確実性が大きくなっています。この研究では、ZrをドープしたSSB中のSr同位体測定の品質に影響を与える可能性のある潜在的な要因を評価しました。私たちのテストでは、クロマトグラフィー分離中の不完全なSr回収、SrとZr濃度の不一致、サンプルとブラケット標準間の酸モル濃度、および陽イオン汚染がすべてSr同位体測定の精度と精度に影響を与える可能性があることを示しています。更新された準備手順と入念な濃度チェックにより、長期的な再現性（2{\sigma}SD：87Sr/86Sr=+/-0.000015および{\delta}88/86Sr=+/-0.03パーミル）の証拠を提示します。MC-ICP-MCを介してZrドープSSB法を使用すると、DS-TIMSと同等の性能が得られます。
