ナンシーグレースローマン宇宙望遠鏡による超新星宇宙論の参照調査
| Title |
A_Reference_Survey_for_Supernova_Cosmology_with_the_Nancy_Grace_Roman_Space_Telescope |
| Authors |
B._M._Rose,_C._Baltay,_R._Hounsell,_P._Macias,_D._Rubin,_D._Scolnic,_G._Aldering,_R._Bohlin,_M._Dai,_S._E._Deustua,_R._J._Foley,_A._Fruchter,_L._Galbany,_S._W._Jha,_D._O._Jones,_B._A._Joshi,_P._L._Kelly,_R._Kessler,_R._P._Kirshner,_K._S._Mandel,_S._Perlmutter,_J._Pierel,_H._Qu,_D._Rabinowitz,_A._Rest,_A._G._Riess,_S._Rodney,_M._Sako,_M._R._Siebert,_L._Strolger,_N._Suzuki,_S._Thorp,_S._D._Van_Dyk,_K._Wang,_S._M._Ward,_W._M._Wood-Vasey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.03081 |
このメモは、ナンシーグレースローマン高緯度時間領域調査の初期調査設計を示しています。これは、すべての調査戦略の選択肢の最終的または網羅的なリストを意味するものではありませんが、代わりに、Ia型超新星（SNeIa）を使用してダークエネルギー測定の望ましい精度と精度を達成するための実行可能なパスを示します。6つのフィルター（RZYJHとF）とRomanWideFieldInstrumentのプリズムを使用する調査戦略について説明します。この調査には2つの層があります。1つは最大1の赤方偏移でSNeIaを対象とする「ワイド」で、もう1つは最大1.7の赤方偏移を対象とする「ディープ」です。それぞれに、4つのフィルターが使用されます（両方の層でYとJが使用されます）。北と南の連続表示ゾーンにそれぞれ1つのフィールドを提案し、z>1で$\sim$5,000の$\sim$12,000SNeIaの高品質な距離が得られることを期待します。$\simの広い層領域を提案します。$19deg$^2$と$\sim$5deg$^2$の深い層。露光時間は、イメージングの場合は100秒から900秒、プリズムの場合は900秒から3600秒の範囲です。これらの露出時間は、ワイド層とディープ層でそれぞれ$\sim$25.5magと$\sim$26.5magに達し、ディープコアドスタックは$\sim$28magと$\sim$29magに達します。合計調査は2年間で、合計割り当て時間は6か月、リズムは$\sim$5日です。
強くレンズ化された重力波イベントを識別するための改善された統計
重力波観測所の感度が上がるにつれて、検出される重力波源の数が増えるので、強くレンズ化された一対のイベントを観測することが現実的な可能性になります。レンズ付きGWイベントでは、時間遅延と倍率が非常に正確に測定されます。対応するレンズシステムを電磁的に識別でき、レンズとホスト銀河の赤方偏移を測定できる場合、そのようなイベントを使用して、レンズシステムの重要な天体物理学的パラメーターを制約できます。ほとんどのレンズイベントは、GWイベントのローカリゼーションの不確実性よりも大幅に小さい画像分離を持っているため、そのようなレンズイベントの堅牢な識別に役立つ診断を開発することが重要です。レンズ付きのオブザーバブルの同時確率に基づいて新しい統計を定義します。これを使用して、レンズ付きのイベントのペアとレンズなしのイベントを区別できます。この目的のために、レンズ付きGWイベントのシミュレーションを実行して、相対的な時間遅延の分布、レンズ付き画像のタイプによって細分化された相対的な倍率を推測します。この分布を、ランダムなレンズなしのイベントペアで得られた同様の分布と比較します。改善された統計を使用して、検索パイプラインで採用されている既存のランキングアプローチを改善し、共同パラメーター推定のイベントペアをダウン選択することができます。得られた分布は、候補レンズイベントの共同パラメーター推定分析でより有益な事前分布を定義するためにさらに使用できます。
| Title |
Robustness_of_non-standard_cosmologies_solving_the_Hubble_constant_tension |
| Authors |
Stefano_Gariazzo,_Eleonora_Di_Valentino,_Olga_Mena,_Rafael_C._Nunes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.03152 |
この原稿では、ハッブルの一定の張力を解く際に暗黒物質と暗黒エネルギーのモデルが相互作用する可能性を再評価します。これらのモデルは、主に後期の物理学を修正するものとして提案されていますが、$H_0$問題の可能な解決策としても疑問視されています。ここでは、超新星データのキャリブレーションが果たす重要な役割に焦点を当てて、宇宙論的観測に対していくつかの相互作用するシナリオを調べます。ハッブル定数の張力を緩和する際に暗黒物質と暗黒エネルギーのシナリオを相互作用させる能力を再評価するために、\textit{（a）ハッブル定数}と\textit{（b）固有の大きさ$M_B$}は、相互作用するシナリオ内で$H_0$のより高い値が常に回復されるため、事前の選択が無関係であることを明示的に示します。また、相互作用するシナリオの1つが、$\Lambda$CDMモデル自体よりも宇宙論データにより適していることもわかりました。
BOSSおよびeBOSSにおける異方性クラスタリング測定の完全な形状の宇宙論的意味
| Title |
Cosmological_implications_of_the_full_shape_of_anisotropic_clustering_measurements_in_BOSS_and_eBOSS |
| Authors |
Agne_Semenaite,_Ariel_G._S\'anchez,_Andrea_Pezzotta,_Jiamin_Hou,_Roman_Scoccimarro,_Alexander_Eggemeier,_Martin_Crocce,_Chia-Hsun_Chuang,_Alexander_Smith,_Cheng_Zhao,_Joel_R._Brownstein,_Graziano_Rossi,_Donald_P._Schneider |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.03156 |
拡張されたバリオン振動分光調査（eBOSS）クエーサーサンプルからの異方性クラスタリング測定の完全な形状の分析を、バリオン振動分光調査（BOSS）からの結合銀河サンプルと一緒に提示します。-線形物質のパワースペクトルと非局所バイアスパラメータ。ハッブルパラメーター$h$に依存しない宇宙論的パラメーターに焦点を当てて、フラットな$\Lambda$CDM宇宙論の制約を取得します。$12\、{\rmMpc}$のスケールで測定されたRMS線形摂動理論分散の回復値は$\sigma_{12}=0.805\pm0.049$ですが、従来の参照スケール$8\、hを使用しています。^{-1}{\rmMpc}$は$\sigma_{8}=0.814\pm0.044$を与えます。疑わしさの指標を使用して、測定値とPlanckからの最新のCMBデータとの間の一致を定量化し、それらが$0.64\pm0.07\sigma$内で一貫していることを確認します。クラスタリングの制約をダークエネルギーサーベイ（DES）の1年目のリリースからの$3\times2$ptデータサンプルと組み合わせると、Planckとの全体的な一貫性を示しながら、この合意が$1.54\pm0.10\sigma$のレベルにわずかに低下します。さらに、線形物質のパワースペクトルの形状を定義するパラメーターに以前のようにプランクを課す効果を研究し、密度変動の進展を制御するパラメーターに非常に厳しい制約を見つけます。特に、低赤方偏移データセットの組み合わせは、物理的な暗黒エネルギー密度$\omega_{\rmDE}=0.335\pm0.011$の値を優先します。これは、Planckが優先する値よりも1.7$\sigma$高くなります。
$ \ Lambda $ CDMモデルと$ f（R）$修正重力理論における不均一摂動の進化について
| Title |
On_the_evolution_of_inhomogeneous_perturbations_in_the_$\Lambda$CDM_model_and_$f(R)$_modified_gravity_theories |
| Authors |
Tiziano_Schiavone_(University_of_Pisa,_and_INFN_Sezione_di_Pisa),_and_Giovanni_Montani_(ENEA,_and_Sapienza_University_of_Rome) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.03197 |
Lema\^itre-Tolman-Bondi（LTB）メトリックによって記述される、低赤方偏移での宇宙の弱い不均一モデルに焦点を当てます。この作業の主な目的は、フラットなフリードマン-レマ\^itre-ロバートソン-ウォーカー（FLRW）を考慮して、$\Lambda$CDM宇宙論モデルと$f（R）$修正重力理論における不均一摂動の進化を比較することです。背景のメトリック。より具体的には、ジョーダンフレームで同等のスカラーテンソル形式を採用します。この形式では、$f（R）$関数の追加の自由度が非最小結合スカラー場に変換されます。線形摂動アプローチに従って、時間と空間における局所的な不均一性の進化を別々に調査します。次に、両方の宇宙論モデルで球対称の解を取得します。放射状摂動に対する湯川のような特異な解がヨルダンフレームで発生するため、我々の結果は、宇宙定数の存在と修正された重力シナリオを区別することを可能にします。さらに、摂動の半径方向のプロファイルは、$f（R）$関数の特定の選択に依存しないため、結果はすべての$f（R）$モデルに対して有効です。
磁壁が崩壊しているモデルの原始ブラックホールのスピン
宇宙論的放射が支配的な段階で崩壊する磁壁による角運動量（スピン）獲得を調査した。崩壊の間、原始ブラックホールとそれらのクラスターは様々な質量範囲で生まれることができます。スピンの蓄積は、磁壁が宇宙の地平線を横切るときのエポックでの周囲の密度の不均一性からの潮汐重力摂動の影響下で発生します。無次元スピンパラメータは、質量$M>10^{-3}M_\odot$の原始ブラックホールに対してのみ、小さな値$a_S<1$を持つことができますが、質量の小さいブラックホールは極端なスピン$a_S\を受け取ります。simeq1$。摂動のベクトルモードにより、原始ブラックホールが追加のスピンを獲得する可能性があります。
SZスペクトルによる宇宙論：銀河団による宇宙の温度の測定
| Title |
Cosmology_with_the_SZ_spectrum:_measuring_the_Universe's_temperature_with_galaxy_clusters |
| Authors |
Gemma_Luzzi,_Emanuele_D'Angelo,_Herv\'e_Bourdin,_Federico_De_Luca,_Pasquale_Mazzotta,_Filippo_Oppizzi,_Gianluca_Polenta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.03427 |
銀河団内の高温ガスは、スニヤエフ・ゼルドビッチ（SZ）効果を介して、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）に特有のスペクトル歪みを生成します。SZのスペクトルシグネチャを使用して、クラスター赤方偏移（$T_{\rmCMB}（z）$）でのCMB温度を測定し、CMBスペクトルのy型スペクトル歪みの単極子を制約できます。この作業では、Planck（PSZ2）によって生成された銀河団の第2カタログから抽出され、CHEX-MATEから選択された75個の銀河団を含むサンプルの$T_{\rmCMB}（z）$の測定値の表示を開始します。次に、SZEのスペクトルを介したCMBスペクトルのy型スペクトル歪みの単極への制約に関する将来のCMB実験の予測を示します。
GWTC-3からの宇宙膨張履歴に対する制約
3番目のLIGO-Virgo-KAGRA重力波過渡カタログ（GWTC-3）の47個の重力波源を使用して、現在の値であるハッブル定数$H_0$を含むハッブルパラメーター$H（z）$を推定します。各重力波（GW）信号は、光源までの光度距離を提供し、赤方偏移した質量と銀河カタログの2つの方法を使用して対応する赤方偏移を推定します。ブラックホール連星（BBH）の赤方偏移した質量を使用して、ソースの質量分布と$H（z）$を同時に推測します。ソースの質量分布は、$34\、{\rmM_\odot}$付近にピークを示し、その後にドロップオフが続きます。この質量スケールがredshiftで進化しないと仮定すると、$H（z）$の測定値が得られ、$H_0=68^{+13}_{-7}{\rmkm\、s^{-1}\、Mpcが得られます。^{-1}}$（$68\％$信頼区間）GW170817およびその電磁対応物からの$H_0$測定と組み合わせた場合。これは、GWTC-1からの$H_0$見積もりに対して13％の改善を表しています。2番目の方法は、各GWイベントを、カタログGLADE+内のその可能性のあるホスト銀河に関連付け、各イベントの潜在的なホストの赤方偏移を統計的に無視します。BBHの人口が固定されていると仮定すると、銀河で$H_0=68^{+8}_{-6}{\rmkm\、s^{-1}\、Mpc^{-1}}$の値を推定します。カタログ方式、GWTC-1の結果に関して41％、GWTC-2イベントを使用した最近の$H_0$研究に関して20％の改善。ただし、この結果は、BBHソースの質量分布に関する仮定の影響を強く受けていることを示しています。そのような仮定によって強く影響されない（したがって$H_0$について有益である）唯一のイベントは、十分にローカライズされたイベントGW190814です。
運動学的宇宙双極子張力について
宇宙を通過する私たちの動きは、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の温度異方性と、ソースの角度分布に双極子を生成します。宇宙原理が有効である場合、これらの2つの双極子は直接リンクされているため、一方の振幅が他方の振幅を決定します。しかし、低および中程度の赤方偏移での電波源とクエーサーの数のカウントが、CMBのそれとよく一致しているが、予想される振幅の約2倍の双極子を示し、最大4.9ドルに達する張力につながることは長年の問題です。sigma$。この論文では、ソース数カウントにおける双極子の理論的導出を再検討し、ソースの母集団の赤方偏移の進化を明示的に説明します。ソースのスペクトルインデックスと倍率バイアスが赤方偏移によって変化する場合、ダイポールの標準的な理論的記述が不正確になる可能性があると主張します。スペクトルインデックスに依存せず、代わりにソースの母集団の時間発展に依存する代替式を提供します。次に、CMBダイポールとの張力を取り除くために、この進化速度が持つべき値を決定します。
アーカイブスピッツァー/ IRAC画像を使用した直接画像化された惑星質量コンパニオンの中赤外線研究
| Title |
A_Mid-Infrared_Study_of_Directly-Imaged_Planetary-Mass_Companions_using_Archival_Spitzer/IRAC_Images |
| Authors |
Raquel_A._Martinez_and_Adam_L._Kraus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.03087 |
惑星質量と亜恒星の仲間の大気と降着円盤は、惑星と月の形成過程、特に周惑星円盤の頻度と寿命について前例のない見方を提供します。スピッツァー/赤外線アレイカメラ（IRAC）の3.6、4.5、5.8、および8.0$\mu$mの並外れた感度を活用して、回折限界近くの広い惑星質量および星下のコンパニオンを研究するための継続的な取り組みにおいて、ポイントを提示します。-$\rho=1.17^{\prime\primeの間隔でコンパニオンをホストする近くの星形成領域または星の関連における9つの星（G0からM4+M7）のアーカイブスピッツァー/IRAC画像の広がり関数（PSF）フィッティング測光}-12.33^{\prime\prime}$。4つのIRACチャネルすべてですべてのシステムプライマリを検出し、サンプルの少なくとも1つのIRACチャネルで8つの低質量コンパニオンを回復します。そのうちの5つはIRACイメージで以前に解決されていません。4つのシステムコンパニオン（DHタウB、2M0441B、SR12c、ROX42Bb）の非光球$[3.6]-[8.0]$色を測定し、星周または星周（サブ）の存在を確認または発見します。恒星円盤。ディスクをホストする可能性が低い他の4つのコンパニオン（ABPicb、CHXR73b、1RXSJ1609b、HD203030b）の光球放射と一致するフラックスを検出します。降着またはディスクインジケータの過去の検出と組み合わせて、重水素燃焼限界に近い質量を持つ若い（$<$15Myr）ワイドコンパニオンのグローバルディスク頻度を$56\％\pm12\％$と決定します。
シミュレートされた温室気候における一時的な大洪水
地球の遠い過去と潜在的にその未来には、非常に暖かい「温室」気候状態が含まれますが、そのような状態で大気がどのように振る舞うかについてはほとんど知られていません。温室気候の際立った特徴の1つは、水蒸気の赤外線ウィンドウ領域が閉じているため、冷却ではなく、対流圏の放射加熱が低いことです。以前の研究では、これが気温の逆転と雲量の大幅な変化につながる可能性があることを示唆していますが、温室体制の以前のモデリングでは、対流規模の乱気流と雲量を直接解決していないため、温室の放射加熱に関する多くの質問に答えられていません。ここでは、対流を明示的に解決するシミュレーションを実施し、温室気候における低対流圏の放射加熱により、水循環が準定常レジームから「弛緩発振器」レジームに移行することを発見します。数日間の乾いた呪文によって。振動レジームへの移行は、強く強化された局所降水フラックス、雲量の大幅な増加、および一時的に正の（不安定な）気候フィードバックパラメータを伴います。私たちの結果は、温室の気候が、雲量と侵食プロセスの両方に影響を与える、新しい形の「一時的な」対流自己組織化を特徴としている可能性があることを示しています。
以前の研究では、汚染された白色矮星の中には大陸のような花崗岩の地殻を記録しているという仮説が立てられています。これは地球上に豊富にあり、おそらくプレートテクトニクスを独自に示しています。しかし、これらの推論は、岩石の種類を定義するものではなく、いくつかの要素からのみ導き出されます。したがって、かつて汚染された白色矮星（大気組成が以前に軌道を回っていた惑星物体の落下を記録する星）を周回した太陽系外惑星の岩石タイプの最初の推定値を提示し、Mg、Si、Ca、Feが正確に測定される場合を調べます。コア形成を補正した後でも、大陸地殻や他の地殻タイプの証拠は見つかりません。しかし、そのような太陽系外惑星のケイ酸塩マントルは識別可能です。1つのケースは地球のようなものですが、ほとんどは組成と鉱物学においてエキゾチックです。これらの太陽系外惑星は、4,000を超える主系列星の組成の広がりを超えているため、それらの固有のケイ酸塩組成は、親星の組成の変動を反映している可能性は低いです。代わりに、汚染された白色矮星は、現在認識されているよりも太陽系の近隣でより多くの惑星の多様性を明らかにし、その結果、太陽系に直接対応するものがない独特の惑星の降着と分化の経路を示します。これらには、ここで提案されている石英+斜方輝石およびペリクレース+かんらん石群集の新しい岩石分類スキームが必要です。
Sco-CenスターHD141011の周りの狭い帯状の破片
| Title |
Narrow_belt_of_debris_around_the_Sco-Cen_star_HD_141011 |
| Authors |
M._Bonnefoy,_J._Milli,_F._Menard,_P._Delorme,_A._Chomez,_M._Bonavita,_A-M._Lagrange,_A._Vigan,_J.C._Augereau,_J.L._Beuzit,_B._Biller,_A._Boccaletti,_G._Chauvin,_S._Desidera,_V._Faramaz,_R._Galicher,_R._Gratton,_S._Hinkley,_C._Lazzoni,_E._Matthews,_D._Mesa,_C._Mordasini,_D._Mouillet,_J._Olofsson,_and_C._Pinte |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.03335 |
HR8799などの象徴的なシステムのアーキテクチャを彷彿とさせるデブリの暖かい内側と冷たい外側のベルトを予測して、さそり-ケンタウルスAF星のディープイメージング調査を開始しました。F5の周りのデブリの狭いリングの分解されたSPHERE画像を提示します。2015年、2016年、2019年の調査の一環として観測されたタイプスターHD141011。リングは、2016年と2019年に取得されたIRDISおよびIFSデータのスターから最大1.1インチ（〜141au）まで伸びています。ディスク品質の低い2015年のデータでは、ディスクは検出されません。ディスクは、$69.1\pm0.9^{\circ}$の傾き、$-の位置角度を持つ星を中心とする非偏心リングのモデルによって最もよく再現されます。24.6\pm1.7^{\circ}$、および$127.5\pm3.8$auの半主軸。半径方向の速度とイメージングデータの組み合わせは、0.1からディスクと同一平面上にある茶色の矮星（M>13.6MJup）のコンパニオンを除外します。0.9auおよび20auから最大500au（90％の確率）。HD141011は、解決されるデブリディスクの増加するリストに追加されます。さそりで編集。これは、地面から解像され、フォーマルハウトを彷彿とさせる半径方向の広がりと分数の幅（$\sim$12.5％）を持つ最も薄いディスクの1つです。その適度な傾斜と大きな半主軸は、ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡の良いターゲットになり、塵の分布を形作る推定上の仲間のより深い検索を可能にするはずです。
惑星WASP-43bの軌道減衰とグローバルモデリングの調査
WASP-43bは、軌道減衰を検出するための最も重要な候補の1つです。地上と宇宙の観測に基づいて、通過タイミングの変動としてこの期待の証拠を調査します。データセットには、トルコのTUBITAK国立天文台とトランジット系外惑星探査衛星（TESS）でのトランジット観測が含まれています。宇宙、地上、およびアーカイブの視線速度データからの最も正確な測光に基づいて、システムのグローバルモデルを提示します。均質化されたデータセットとモデル化された光度曲線を使用して、WASP-43bの中間通過時間を測定します。私たちの分析は、システムの将来の観測のために軽元素を改良する線形天体暦と一致しています。ただし、2つのセクター（9と35）のTESSデータから得られた通過タイミングには負の差があり、データセット全体で軌道周期の減少のヒントがあります。観測のベースラインが短いため、両方の調査結果は統計的に重要ではありません。これにより、この超短周期惑星の軌道減衰について確固たる結論を出すことができなくなります。ただし、惑星の軌道における周期のこの減少の影響を仮定すると、Q'_*>（4.01+_1.15）として減少した潮汐品質係数の下限を導き出します。最適な2次関数から10^5。最後に、このシステムの推定自転周期を、スポット変調によるTESS光度曲線の通過外フラックス変動から7。52日として計算します。
惑星系の第二世代の塵：HD163296の場合
観測によると、塵を含んだ大きな原始惑星系円盤が一般的です。ギャップ、リング、スパイラルなどのいくつかの機能は、それらが若い惑星をホストしている可能性があることを示唆しており、近くの残りの微惑星の軌道を励起する可能性があります。これらの物体間のエネルギー衝突は、第2世代のダストの生成につながる可能性があります。衝突によって生成された粒子は、微惑星や惑星が形成された第1世代の原始的な塵とは異なる動的な振る舞いをする可能性があります。私たちは、HD163296システムのこれらの違いを研究し、2つのダスト集団の混合物の動的シグネチャがそれらの寄与を分離するのに役立つかどうかを判断することを目指しています。3次元（3-D）流体力学モデルを使用して、土星から木星質量の3つの惑星が埋め込まれたガス状円盤を記述します。サイズが1um〜1mmのダスト粒子は、熱力学と質量損失が解決されたラグランジュ粒子として扱われます。初期の円盤と惑星の構成は、ガスの粘性が低いことを示す観測ベースの作業から導き出されています。3Dアプローチでは、ロスビー波によって引き起こされた渦の形成を検出することもできます。そこでは、塵が集中し、微惑星の形成に寄与する可能性があります。第1世代と第2世代のダストの動的挙動の主な違いは、垂直分布で発生することがわかります。第二世代の塵は惑星のガスギャップの半径方向の位置に近いより長い滞留時間を示しますが、2つの集団はディスクの中央平面の周りに同様の分布を持っています。umサイズの粒子の沈降速度は、微惑星の衝突による生成速度と同等かそれよりも低く、この集団を潜在的に観察可能にします。これらの結果は、巨大な惑星を宿す同様のシステムに拡張することができます。
| Title |
Polycyclic_Aromatic_Hydrocarbons,_the_Anomalous_Microwave_Emission,_and_Their_Connection_to_the_Cold_Neutral_Medium |
| Authors |
Brandon_S._Hensley,_Claire_E._Murray,_Mark_Dodici |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.03067 |
コールドニュートラルメディア（CNM）フラクションの新しい大面積マップ$f_{\rmCNM}$を使用して、CNM、多環芳香族炭化水素（PAH）の存在量、および異常マイクロ波放射（AME）の関係を調査します。。最初に、全天HI4PIデータに基づく$f_{\rmCNM}$マップを提示し、畳み込みニューラルネットワークを使用して分光HIデータを$f_{\rmCNM}$に変換します。$f_{\rmCNM}$は、中赤外線および遠赤外線のダスト放出から推定されるPAHのダストの割合と強く相関していることを示しています。対照的に、$f_{\rmCNM}$とダスト放出あたりのAMEの量の間、または$f_{\rmCNM}$とAMEのピーク頻度の間には相関関係はありません。これらの結果は、PAHが、おそらくより拡散した媒体での破壊が促進されたために、低温で比較的密度の高いガスに優先的に存在することを示唆しています。$f_{\rmCNM}$とAMEのピーク周波数の間に相関関係がないことは、冷たい中性媒体と暖かい中性媒体でAMEの異なるスペクトルエネルギー分布を仮定する理論モデルからの期待と緊張関係にあります。異なる星間環境における異なるPAH存在量と放出物理学は、PAHがAMEキャリアである場合でも、12$\mu$mPAH放出とAMEの間の予想よりも弱い相関を説明する可能性があることを示唆します。
OGLE調査による銀河バルジと円盤の24000を超えるたて座デルタ型星
| Title |
Over_24_000_Delta_Scuti_Stars_in_the_Galactic_Bulge_and_Disk_from_the_OGLE_Survey |
| Authors |
I._Soszy\'nski,_P._Pietrukowicz,_J._Skowron,_A._Udalski,_M._K._Szyma\'nski,_D._M._Skowron,_R._Poleski,_S._Koz{\l}owski,_P._Mr\'oz,_K._Ulaczyk,_K._Rybicki,_P._Iwanek,_M._Wrona,_M._Gromadzki |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.03072 |
天の川銀河系のたて座デルタ型星の最大のコレクションを紹介します。最近公開された銀河バルジ内のデルタSct変数のOGLEコレクションとともに、私たちのサンプルは、銀河系の経度が約-170度から+60度の範囲で、天の川の平面に沿って分布する24488個のオブジェクトで構成されています。収集データには、1997年以降、OGLE-II、OGLE-III、およびOGLE-IVの調査中に収集されたIバンドおよびVバンドの時系列測光が含まれます。銀河バルジと円盤におけるたて座デルタ型星の空中分布を示し、それらの周期、光度、振幅分布について議論し、マルチモードパルセータのピーターセン図を提示し、日食と楕円体のバイナリシステムで34個のたて座デルタ型星を区別し、可能性のあるメンバーをリストします球状星団の。
High-zクエーサーの最適な選択によるEuclidとJWSTへの道を開く
| Title |
Paving_the_Way_for_Euclid_and_JWST_via_Optimal_Selection_of_High-z_Quasars |
| Authors |
Riccardo_Nanni,_Joseph_F._Hennawi,_Feige_Wang,_Jinyi_Yang,_Jan-Torge_Schindler,_Xiaohui_Fan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.03073 |
光学的および近赤外測光が存在する高次元空間での密度推定に基づく、分光学的フォローアップのための6<z<8クエーサー候補を選択するための確率論的アプローチを紹介します。密度分布は、極端なデコンボリューション（XD）手法を使用してエラーを原理的に説明するガウス混合としてモデル化され、より低い赤方偏移（z<3）クエーサーを選択するために正常に使用されるアプローチを一般化します。DECaLS（z）、VIKING（YJHK）、およびunWISE（W1W2）イメージング調査から、DECaLSgおよびrのドロップアウトを要求した後、1076平方度のオーバーラップ領域からの733、6947日間フラックス測定で汚染物質の確率密度をトレーニングします。一方、高zクエーサーの分布は、合成モデル測光でトレーニングされます。これらの密度分布とクエーサー光度関数の現在の推定値に基づく広範なシミュレーションは、この方法が6<z<8でJ<21.5のクエーサーを選択するために>75％の完全性と>15％の効率を達成することを示しています。分類されたソースの中には、8つの既知の6<z<7クエーサーがあり、そのうち2/8が選択されて、完全性が約25％であることを示しています。一方、空全体からz>7にある6つの既知の（J<21.5）クエーサーを分類する場合は、5/6または約80％の完全性。6<z<7クエーサーの大部分を選択できないのは、クエーサーSEDのモデルがフラックスの分布のばらつきを過小評価しているためです。クエーサー選択へのこの新しい最適なアプローチは、地上望遠鏡とJWSTによるユークリッドクエーサー候補の効率的な分光学的フォローアップへの道を開きます。
z> 4での星間物質濃縮の増加
| Title |
The_ramp-up_of_interstellar_medium_enrichment_at_z>4 |
| Authors |
M._Franco_(1),_K._E._K._Coppin_(1),_J._E._Geach_(1),_C._Kobayashi_(1),_S._C._Chapman_(2_and_3),_C._Yang_(4),_E._Gonz\'alez-Alfonso_(5),_J._S._Spilker_(6),_A._Cooray_(7),_M._J._Micha{\l}owski_(8)_((1)_Centre_for_Astrophysics_Research,_School_of_Physics,_Engineering_and_Computer_Science,_University_of_Hertfordshire,_Hatfield,_UK,_(2)_Department_of_Physics_and_Atmospheric_Science,_Dalhousie_University,_Halifax,_Canada,_(3)_National_Research_Council,_Herzberg_Astronomy_and_Astrophysics,_Victoria,_BC,_Canada,_(4)_European_Southern_Observatory,_Santiago,_Chile,_(5)_Universidad_de_Alcal\'a,_Departamento_de_F\'isica_y_Matem\'aticas,_Madrid,_Spain,_(6)_Department_of_Astronomy,_University_of_Texas_at_Austin,_Austin,_USA,_(7)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_California,_USA,_(8)_Astronomical_Observatory_Institute,_Faculty_of_Physics,_Adam_Mickiewicz_University,_Pozna\'n,_Poland) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.03074 |
フッ素は、核および恒星の天体物理学にとって最も興味深い元素の1つです。フッ素の存在量は、1992年に太陽以外の星について最初に測定され、次に、初期の宇宙で形成された可能性が高い少数の金属の少ない星について測定されました。フッ素の主な生産場所は議論中であり、漸近巨星分枝（AGB）星、コア崩壊超新星の$\nu$プロセス、およびウォルフ・ライエ（WR）星が含まれます。前駆星の質量と寿命の違いにより、フッ素の高赤方偏移観測は、巨大な銀河でのフッ素生成のメカニズムを制約するのに役立ちます。ここでは、$N_{\rmHF}$/$N_{\rm{H_2}}を使用して、赤方偏移z=4.4で重力レンズのほこりっぽい星形成銀河の吸収におけるHF（S/N=8）の検出を報告します。$は$\sim2\times10^{-9}$と同じくらい高く、この高z銀河の化学物質の濃縮が非常に急速に増加していることを示しています。z=4.4では、いくつかの太陽質量のAGB星が、濃縮を支配する可能性はほとんどありません。代わりに、WR星がこの時点で観測されたフッ素の存在量を生成するために必要であり、他の生成メカニズムが後で重要になることを示します。したがって、これらの観測は、若い巨大な銀河における急速な恒星の質量の集合とともに、化学物質の濃縮の「ランプアップ」段階を推進する根本的なプロセスへの洞察を提供します。
AGNのトリガーメカニズムは無線電力によって異なりますか？ II。無線電力と光度の関数としての合併の重要性
| Title |
Do_AGN_triggering_mechanisms_vary_with_radio_power?_II._The_importance_of_mergers_as_a_function_of_radio_power_and_optical_luminosity |
| Authors |
J._C._S._Pierce,_C._N._Tadhunter,_Y._Gordon,_C._Ramos_Almeida,_S._L._Ellison,_C._O'Dea,_L._Grimmett,_L._Makrygianni,_P._S._Bessiere_and_P._Do\~na_Gir\'on |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.03075 |
電波AGNのトリガーメカニズムの調査は、銀河の進化に関する一般的な理解を深めるために重要です。このシリーズの最初の論文では、中程度の電波出力を持つ高励起電波銀河（HERG）の詳細な形態素解析により、銀河の合体と相互作用を介したトリガーの重要性がAGN電波出力で強く増加し、光輝線の光度で弱くなることが示唆されました。ここでは、オンライン分類インターフェースを使用して、形態素解析を、1.4GHzの電波出力と[OIII]$\lambda$5007輝線の光度。すべての活動銀河サンプルは、それらと一緒にランダムかつ盲目的に分類された378個の恒星質量および赤方偏移が一致する非活動銀河と比較して、形態学的擾乱の速度が過剰であることがわかります。これらの超過は、3CRHERG（4.7$\sigma$）とタイプ2クエーサーホスト（3.7$\sigma$）で最も高く、銀河の合体がこれらのサブグループの主要なトリガーメカニズムを提供するという考えを支持しています。完全な活動銀河サンプルを考慮すると、対照と比較した擾乱率の向上が[OIII]$\lambda$5007輝線光度で強く増加するが、1.4GHz無線出力では増加しないことを示唆する明確な証拠があります。優勢なAGNホストタイプが高無線出力の初期型銀河から低無線出力の後期型銀河に変化するという証拠も見られ、長期的なディスクベースのプロセスによるトリガーが低出力無線AGNにとってより重要であることを示唆しています。
FIREシミュレーションにおける速度依存の暗黒物質消滅のための銀河中心の増幅されたJファクター
| Title |
Amplified_J-factors_in_the_Galactic_Center_for_velocity-dependent_darkmatter_annihilation_in_FIRE_simulations |
| Authors |
Daniel_McKeown,_James_S._Bullock,_Francisco_J._Mercado,_Zachary_Hafen,_Michael_Boylan-Kolchin,_Andrew_Wetzel,_Lina_Necib,_Philip_F._Hopkins,_Sijie_Yu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.03076 |
天の川銀河ハローのFIRE-2ズーム宇宙論的シミュレーションを使用して、暗黒物質消滅と間接検出研究のための天体物理学的Jファクターを計算します。速度に依存しない（s波）消滅断面積$\sigma_v$に加えて、速度依存モデルの有効なJ係数も計算します。ここで、消滅断面積はp波（$\proptov^2）のいずれかです。/c^2$）またはd波（$\proptov^4/c^4$）。12組のシミュレーションを使用し、それぞれが暗黒物質のみ（DMO）の物理学とFIRE-2の物理学で実行されます。FIREの実行では、DMOの実行よりも$\sim2.5-4$の係数で体系的に大きい中心暗黒物質の速度分散が生成されることがわかります。また、DMOの実行（$\rho_{\rmFIRE}/\rho_{\rmDMO}\simeq0.5〜3$）よりも、中央（$\sim400$pc）の暗黒物質密度の範囲が広くなっています。バリオン収縮とフィードバックの競合する効果。銀河中心から3度の位置では、FIREJファクターはDMOの実行よりも5〜50ドル（p波）および15〜500ドル（d波）倍高くなります。3度でのs波信号の変化はより穏やかで、より高くまたはより低くなる可能性があります（$\sim0.3-6$）が、放射プロファイルの形状はより平坦で（銀河中心に向かってピークが少なく）、より円形になります。FIREの空が走ります。s波の結果は、ほとんどの間接検出研究における仮定の範囲とおおむね一致しています。過去のほとんどの推定値と比較して大幅に強化されたp波Jファクターを観察します。近い将来、p波消滅を伴う熱モデルが検出範囲内に入る可能性があることがわかりました。
IllustrisTNGと比較したSantaCruz半解析モデルの銀河形成-I.z = 0での銀河のスケーリング関係、分散、および残差
| Title |
Galaxy_Formation_in_the_Santa_Cruz_semi-analytic_model_compared_with_IllustrisTNG_--_I._Galaxy_scaling_relations,_dispersions,_and_residuals_at_z=0 |
| Authors |
Austen_Gabrielpillai,_Rachel_S._Somerville,_Shy_Genel,_Vicente_Rodriguez-Gomez,_Viraj_Pandya,_L._Y._Aaron_Yung,_Lars_Hernquist |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.03077 |
IllustrisTNG（TNG）シミュレーションの暗黒物質のみのバージョンから抽出された合併ツリーの銀河形成にSantaCruz半解析モデル（SAM）を適用した最初の結果を示します。恒星の質量、低温および高温のガスの質量、星の形成率（SFR）、および黒に焦点を当てて、z=0での中心銀河特性のサブセットに対するSantaCruzSAMとTNGの予測間の統計的比較を実行します。穴（BH）の質量。恒星質量関数の2つの方法の平均予測と恒星質量対ハロー質量（SMHM）の関係の間にはかなり良い一致が見られ、SFRまたは低温ガス質量対恒星質量の関係とクエンチされた割合の間には質的に良い一致が見られます。恒星の質量の関数。ハロー質量の関数としての高温（銀河系周辺）ガス質量とBH質量の予測の間には大きな違いがあります。平均関係を超えて、予測されたスケーリング関係の分散、およびハロー質量と銀河特性スケーリング関係の間のハローごとの残差の相関も比較します。興味深いことに、SAMとTNGのSMHMの残差間に同様の相関関係が見られ、これらの関係が同様の物理的プロセスによって形成される可能性があることが示唆されています。他のスケーリング関係は、残差に有意な相関関係を示さず、SAMとTNGの物理実装が大幅に異なることを示しています。
| Title |
Variability-Selected_Dwarf_AGNs_in_the_Dark_Energy_Survey_Deep_Fields |
| Authors |
Colin_J._Burke,_Xin_Liu,_Yue_Shen,_Kedar_A._Phadke,_Qian_Yang,_Will_G._Hartley,_Ian_Harrison,_Antonella_Palmese,_Hengxiao_Guo,_Kaiwen_Zhang,_Richard_Kron,_David_J._Turner,_Paul_A._Giles,_Christopher_Lidman,_Yu-Ching_Chen,_Robert_A._Gruendl,_Ami_Choi,_Alexandra_Amon,_Erin_Sheldon,_M._Aguena,_S._Allam,_F._Andrade-Oliveira,_D._Bacon,_E._Bertin,_D._Brooks,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_C._Conselice,_M._Costanzi,_L._N._da_Costa,_M._E._S._Pereira,_T._M._Davis,_J._De_Vicente,_S._Desai,_H._T._Diehl,_S._Everett,_I._Ferrero,_B._Flaugher,_J._Garc\'ia-Bellido,_E._Gaztanaga,_D._Gruen,_J._Gschwend,_G._Gutierrez,_S._R._Hinton,_D._L._Hollowood,_K._Honscheid,_B._Hoyle,_D._J._James,_K._Kuehn,_M._A._G._Maia,_J._L._Marshall,_F._Menanteau,_R._Miquel,_R._Morgan,_F._Paz-Chinch\'on,_A._Pieres,_et_al._(15_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.03079 |
ダークエネルギーサーベイ（DES）の3つの深部フィールド（E2、C3、およびX3）の4.64度の総面積で、光学測光変動から選択された318、$z<1.5$の活動銀河核（AGN）のサンプルを示します。$^2$。分解された光源の差分イメージングアパーチャ測光と未分解の光源の非差分イメージングPSF測光をそれぞれ使用して光度曲線を作成し、変動の重要性を特徴付けます。私たちのDES光度曲線は、平均ケイデンスが7日、ベースラインが6年、シングルエポックのイメージング深度が最大$g\sim24.5$です。スペクトルエネルギー分布フィッティングを使用すると、318個の可変銀河のうち181個が矮小銀河と一致していることがわかります（測光赤方偏移の中央値0.9で$M_{\ast}<10^{9.5}\M_\odot$）。しかし、私たちの恒星の質量推定値は、強いモデルの縮退とAGN光による汚染の影響を受けます。11の矮星AGN候補（中央値測光赤方偏移0.4のサブセット）を、矮星仮説を独立してサポートする光学変動の急速な特徴的なタイムスケール（$\sim$週）によって識別します。S/N光スペクトルが高い1つの光源の低質量AGNの性質を確認します。変動性が選択されたAGNのカタログを、光度曲線と、X線特性や光学スペクトルなどの補足データ（利用可能な場合）とともに提示します。$M_{\ast}\sim10^7\M_\odot$と$\sim10^{11}\M_\odot$の間で、$\sim0.008$の可変AGN割合を測定しますが、恒星の質量依存性の証拠はありません。。この作業は、光学的変動性を使用して、超大質量ブラックホール（SMBH）シードの「元の」類似物である可能性がある深部フィールドの他の方法よりもブラックホール質量が小さいAGNを識別する可能性を示しています。ドワーフAGNの変動特性を研究し、統計を改善してSMBHのシードメカニズムを確実に区別するには、さらなる作業が必要です。
活動銀河核におけるびまん性星状連続体放出の診断としてのパッシェンジャンプ
| Title |
The_Paschen_Jump_as_a_Diagnostic_of_the_Diffuse_Nebular_Continuum_Emission_in_Active_Galactic_Nuclei |
| Authors |
Hengxiao_Guo,_Aaron_J._Barth,_Kirk_T._Korista,_Michael_R._Goad,_Edward_M._Cackett,_Misty_C._Bentz,_William_N._Brandt,_D._Gonzalez-Buitrago,_Gary_J._Ferland,_Jonathan_M._Gelbord,_Luis_C._Ho,_Keith_Horne,_Michael_D._Joner,_Gerard_A._Kriss,_Ian_McHardy,_Missagh_Mehdipour,_Daeseong_Park,_Raymond_Remigio,_Vivian_U,_and_Marianne_Vestergaard |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.03090 |
活動銀河核（AGN）の光イオン化モデリングは、ブロードライン領域からの拡散連続体（DC）放射が、紫外線から近赤外波長までの全連続体放射に大きく寄与することを予測しています。このDC成分の証拠は、AGNスペクトルの強力なバルマージャンプ機能に存在し、おそらくディスク放射のみから予想されるよりも長いラグを検出する残響測定からも存在します。ただし、バルマージャンプ領域には多数の混合発光機能が含まれているため、DC発光強度を分離することは困難です。対照的に、8200\r{A}付近のパッシェンジャンプ領域は、他の強力な放出機能によって比較的汚染されていません。ここでは、近くの6つのセイファート1核のハッブル宇宙望遠鏡STISスペクトルを使用して、パッシェンジャンプがDC寄与の抑制に役立つかどうかを調べます。スペクトルはパッシェンエッジ全体で滑らかに見え、パッシェンスペクトルの中断または全フラックスのジャンプの証拠は見つかりません。$6800-9700$\r{A}の範囲で多成分スペクトルモデルを適合させ、DCPaschenジャンプがブレンドされた高-Paschen輝線を注文します。近似は、8000\r{A}で$\sim$10％から50％の範囲のDC寄与を意味しますが、近似結果は、他のモデルコンポーネントについて行われた仮定に大きく依存します。これらの縮退は、モデルがディスク連続体の形状、FeII発光、高次バルマー線発光、およびその他のコンポーネントを正確に表すことができれば、より広い波長範囲でフィットを実行することによって軽減できる可能性があります。
高赤方偏移銀河のUV光度と恒星質量集合に対するブラックホールフィードバックの影響
| Title |
The_impact_of_black_hole_feedback_on_the_UV_luminosity_and_stellar_mass_assembly_of_high-redshift_galaxies |
| Authors |
Olmo_Piana,_Pratika_Dayal,_Tirthankar_Roy_Choudhury |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.03105 |
Delphiの半解析モデルを使用して、観測されたUV光度と星形成率の両方の観点から、高赤方偏移銀河に対するブラックホールの成長の影響を研究します。これを行うために、最初に、星の質量と赤方偏移の関数として、銀河全体のUV光度に対するAGNの寄与を評価します。デューティサイクルとともに、AGNが優勢な銀河の観測された割合を推定し、$M_{UV}\leq-24$magおよび$z\upperx5〜6$で恒星が優勢な銀河を上回っていることを発見しました。次に、AGNと恒星の光度関数（LF）の進化を研究し、それらの特徴的な光度$M^*$の変化（つまり、銀河の固有の明るさの進化）と正規化$\の両方によって駆動されることを発見しました。考慮される光度範囲に応じて、phi^*$（つまり銀河の数密度の変化）。最後に、3つの異なるハロー質量ビンの質量アセンブリ履歴を追跡し、AGN駆動の流出の大きさがホストハロー質量に依存することを発見しました。AGNフィードバックは、降着するブラックホールによって放出されるエネルギーがハロー結合エネルギーの約$1\％$である場合に最も効果的であり、この条件が$M_h\sim10^{11.75}M_のハロー内の銀河で満たされることを示します。\odot$at$z=4$。このような場合、AGNフィードバックは、SN駆動の流出よりも最大100倍エネルギーのある流出を駆動でき、星形成率は、ブラックホール活動のない同じ質量の銀河の場合よりも3分の1になります。
星団における平均自由行程近似と天体衝突：連星合併における解析速度と摂動の役割の数値的調査
| Title |
The_mean_free_path_approximation_and_stellar_collisions_in_star_clusters:_Numerical_exploration_of_the_analytic_rates_and_the_role_of_perturbations_on_binary_star_mergers |
| Authors |
Basti\'an_Reinoso,_Nathan_W._C._Leigh,_Carlos_M._Barrera-Retamal,_Dominik_Schleicher,_Ralf_S._Klessen,_Amelia_M._Stutz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.03119 |
この論文では、平均自由行程（MFP）近似に基づいて解析モデルから導出された天体衝突の数の予測を計算し、それらを$N$体シミュレーションの結果と比較します。私たちの目標は、MFP近似が有効なままであるクラスター条件を特定することです。さまざまな粒子数（$100\leqN\leq5000$）と、粒子の質量と半径のさまざまな組み合わせを採用して、現実的な星の環境で発生すると予想される、星の衝突につながる3つの異なるチャネルを探索します。高密度では、バイナリは単一の星の孤立した3体相互作用から形成されます。したがって、シミュレーションで形成された後、単一の星間の衝突と連星が関与する衝突を検討します。後者については、合併の2つのチャネル、つまり、混沌とした単一バイナリの相互作用中の直接的な天体衝突と、離心率が1に近づくランダムウォークによるバイナリの摂動駆動型の合併について検討します。ここで検討した最も密度の高いシステムでは、クラスターの中心に非常に大きな物体が形成され、局所的な恒星軌道がますますケプラーの楕円軌道になり、分析モデルに入る仮定が崩れます。この制限に達する前に、理論的予測とシミュレーションの間で優れた一致が得られます。分析率は通常、ここで検討するパラメーター空間全体で1標準偏差以内の精度ですが、積分時間が短い場合は一致が最適です。私たちの結果は、密集した星団での青色はぐれ星の形成、および巨大なブラックホールをホストしている銀河核での恒星の融合に直接的な影響を及ぼします。
ケンタウルス座Aにおけるジェット発射とコリメーションの事象の地平線望遠鏡による観測
| Title |
Event_Horizon_Telescope_observations_of_the_jet_launching_and_collimation_in_Centaurus_A |
| Authors |
Michael_Janssen,_Heino_Falcke,_Matthias_Kadler,_Eduardo_Ros,_Maciek_Wielgus,_Kazunori_Akiyama,_Mislav_Balokovi\'c,_Lindy_Blackburn,_Katherine_L._Bouman,_Andrew_Chael,_Chi-kwan_Chan,_Koushik_Chatterjee,_Jordy_Davelaar,_Philip_G._Edwards,_Christian_M._Fromm,_Jos\'e_L._G\'omez,_Ciriaco_Goddi,_Sara_Issaoun,_Michael_D._Johnson,_Junhan_Kim,_Jun_Yi_Koay,_Thomas_P._Krichbaum,_Jun_Liu,_Elisabetta_Liuzzo,_Sera_Markoff,_Alex_Markowitz,_Daniel_P._Marrone,_Yosuke_Mizuno,_Cornelia_M\"uller,_Chunchong_Ni,_Dominic_W._Pesce,_Venkatessh_Ramakrishnan,_Freek_Roelofs,_Kazi_L._J._Rygl,_Ilse_van_Bemmel,_Antxon_Alberdi,_Walter_Alef,_Juan_Carlos_Algaba,_Richard_Anantua,_Keiichi_Asada,_Rebecca_Azulay,_Anne-Kathrin_Baczko,_David_Ball,_John_Barrett,_Bradford_A._Benson,_Dan_Bintley,_Raymond_Blundell,_Wilfred_Boland,_Geoffrey_C._Bower,_et_al._(191_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.03356 |
ミリ波波長での活動銀河核の超長基線干渉法（VLBI）観測は、銀河系外電波ジェットの発射および初期コリメーション領域を、重力半径$10-100$（$r_g=GM/c^2）まで明らかにする力を持っています。$）近くのソースでスケーリングします。ケンタウルス座Aは、地球に最も近いラジオラウドソースです。これは、メシエ87の超大質量ブラックホール（SMBH）と銀河中心の間の質量と降着率のギャップを埋めます。しかし、$-43^{\circ}$の大きな南緯は、これまでのところ${\lambda}1$cm未満のケンタウルスAのVLBIイメージングを妨げてきました。ここでは、$228$GHzでEventHorizonTelescopeを使用して取得したソースのミリメートルVLBI画像を示します。以前の観測と比較して、ケンタウルス座Aのジェットを、10倍高い周波数と、16倍高い解像度で画像化し、それによって、サブライトデイ構造を調べます。高度にコリメートされた非対称のエッジブライトジェットと、より暗いカウンタージェットを示します。ケンタウルス座Aのソース構造は、${\sim}500r_g$スケールでメシエ87のジェットに非常によく似ていることがわかります。さらに、ケンタウルス座AのSMBHの位置を、その分解されたジェットコアに関して${\lambda}1.3$mmで特定し、ソースの事象の地平線の影がTHz周波数で見えるはずであると結論付けます。この場所はさらに、広範囲の質量にわたるブラックホールの普遍的なスケール不変性をサポートします。
シャンパンの瓶詰め：巨大な星の周りの風によって駆動される気泡のダイナミクスと放射トラッピング
| Title |
Bottling_the_Champagne:_Dynamics_and_Radiation_Trapping_of_Wind-Driven_Bubbles_around_Massive_Stars |
| Authors |
Sam_Geen,_Alex_de_Koter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.03399 |
この論文では、分析理論を使用して、若い大質量星の周りの風バブルの振る舞いを予測します。これは、風がHII領域のダイナミクスにおいて光イオン化の二次的な役割を果たすべきであると予測する理論モデルと、風の推進的役割を示唆していると思われる若いHII領域の観測との間に矛盾がある理由を特定するために行います。特に、オリオン座のM42のような領域は中性の水素殻を持っており、電離放射線が星の近くに閉じ込められていることを示唆しています。最初に、べき乗則指数が-2の特異な等温球密度場に焦点を当てて、不均一な密度場における風バブルの進化の公式を導き出します。このような密度分布では、古典的な「ウィーバー」のような膨張速度が一定になることがわかります。次に、そのような風の泡の周りの光イオン化シェルの構造を計算し、シェル内の質量が星から放出されたすべての電離光子を吸収できず、電離放射線の「オーバーフロー」を引き起こすポイントを特定します。また、冷却、重力、磁場、不安定性からの摂動を推定します。これらはすべて、ここで研究した条件の二次的影響であると主張しています。私たちの風駆動モデルは、観測研究によって与えられた誤差の範囲内でのM42の振る舞いについて一貫した説明を提供します。単一の若い恒星状天体の周りの比較的密度の高い分子雲環境では、乱流または雲の凝集によって風の殻が崩壊するまで、シャンパンの流れは起こりそうにないことがわかります。
エッジIに到達：HSC、DECaLS、SDSS、およびトンボで大規模な銀河の周辺を調査する
| Title |
Reaching_for_the_Edge_I:_Probing_the_Outskirts_of_Massive_Galaxies_with_HSC,_DECaLS,_SDSS,_and_Dragonfly |
| Authors |
Jiaxuan_Li,_Song_Huang,_Alexie_Leauthaud,_John_Moustakas,_Shany_Danieli,_Jenny_E._Greene,_Roberto_Abraham,_Felipe_Ardila,_Erin_Kado-Fong,_Deborah_Lokhorst,_Robert_Lupton,_Paul_Price |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.03557 |
巨大な銀河の外光（恒星ハロー）は、最近、暗黒物質ハロー質量の低散乱トレーサーの可能性として浮上しています。さまざまなデータセットにわたる外光測定の堅牢性をテストするために、4つの独立したデータセット（HyperSuprime-Camサーベイ（HSC）、DarkEnergyCameraLegacySurvey（DECaLS）、Sloan）を使用して大規模銀河の表面輝度プロファイルを比較します。DigitalSkySurvey（SDSS）、およびDragonflyWideFieldSurvey（Dragonfly）。HSCおよびDECaLS用にカスタマイズされたパイプラインを使用して、より優れた空の背景の減算を実現します。$z<0.05$の銀河の場合、Dragonflyは系統学を最もよく制御し、表面輝度レベル$\mu_r\sim30$mag/arcsec$^{2}$に達します。$0.19<z<0.50$で、HSCは表面輝度プロファイルを$\mu_{r}\sim28.5$mag/arcsec$^{2}$に確実に回復して$R=100-150$kpcに達することができます。DECaLSの表面輝度プロファイルは、HSCとの良好な一致を示していますが、大きな半径ではノイズが多くなります。HSCとDECaLSの両方の銀河集団の中央値プロファイルは、大きなバイアスなしに$R>200$kpcに達します。$0.19<z<0.50$で、100kpc内に含まれる恒星の質量のDECaLSとHSCの測定値は0.05dex以内で一致します。最後に、弱い重力レンズ効果を使用して、$0.19<z<0.50$のDECaLSでの外光の測定が、ハロー質量の低散乱プロキシとしてHSCと同様の見込みを示すことを示します。この論文のテストと結果は、巨大な銀河の外光を正確に測定するための重要な前進を表しており、DECamイメージングからの外光測定がDESとDESIの銀河団を見つけるための有望な方法であることを示しています。
低赤方偏移銀河における形態的非対称性と核活動の関係
| Title |
The_Relation_between_Morphological_Asymmetry_and_Nuclear_Activity_in_Low-redshift_Galaxies |
| Authors |
Yulin_Zhao,_Yang_A._Li,_Jinyi_Shangguan,_Ming-Yang_Zhuang,_Luis_C._Ho |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.03558 |
銀河の形態は、それらの集合の歴史と環境からの進行中の動的摂動を反映しています。Pan-STARRS1サーベイのiバンド画像を分析し、近くの活動銀河核（AGN）の大きくて明確なサンプルのホスト銀河の光学的形態学的非対称性を研究して、核活動の誘発における合併と相互作用の役割を調査します。。245個のタイプ1と4514個のタイプ2の天体で構成されるAGNは、赤方偏移と恒星の質量が一致する4537個の星形成銀河と比較されます。私たちは、ターゲットの放出を前景の星や他の汚染源から隔離するための包括的なマスキング戦略を開発しますが、その間、主要な合併である可能性のある同等の明るさの投影されたコンパニオンを保持します。ノンパラメトリック指標の3つのバリエーションの中で、人気のあるCAS非対称パラメーターと外部非対称パラメーター（A_outer）の両方が、星形成銀河とタイプ2AGNの形態学的歪みのロバストな測定値を生成しますが、タイプ1AGNにはA_outerのみが有効です。比較すると、形状の非対称性は、バックグラウンドノイズの影響をより受けます。非対称性指数>0.4は、進行中の合併候補であるシステムを効果的に追跡します。理論的な予想に反して、銀河の相互作用と合併は核活動の主な推進力ではありません。少なくとも、ホスト銀河の非対称性が星形成の対照サンプルよりも大幅に少ない低赤方偏移、比較的低光度のAGNのサンプルではそうではありません。銀河。さらに、タイプ2のAGNは、形態学的にタイプ1のAGNと区別できません。AGN活動のレベルは、主要な合併候補者の間でさえも、非対称性とは相関していません。副産物として、以前の研究と一致して、星形成銀河の平均非対称性が主系列星よりも大きくなることがわかりましたが、すべての主要な合併が星形成の強化を示すわけではありません。
暖かい巨大分子雲からの異常なHCN放出
HCNは、星形成の燃料として機能する高密度分子ガスの優れたトレーサーと見なされています。ただし、巨大分子雲（GMC）の最近の大規模な調査では、拡張されたHCN線の放出が検出されています。このような観察により、HCNJ=1-0超微細構造（HFS）が解決されることがよくあります。ガスの物理的状態を正確に判断するには、HFSラインのオーバーラップ効果を処理する必要があります。ここでは、HCNとパラH2およびオルソH2の両方との非弾性衝突（スケーリングされたIOS近似を介して計算）のラインオーバーラップと新しいHFS分解衝突率係数を含む非局所放射伝達モデルを使用してHCNHFS励起とライン放出を研究します。Tk=500Kまで）。さらに、HFSレベルの励起における電子衝突の役割を説明します。線の重なりと不透明度の影響により、異常なHCNJ=1-0HFS線強度比（すべてのHFS線で同じTexの一般的な仮定と矛盾する）および異常なHFS線幅比が頻繁に生成されることがわかります。線の重なりと電子の衝突も、より高いJ回転線の励起を強化します。電子励起は、H2密度が数10^5cm-3未満で、電子存在量が〜10^-5を超える分子ガスにとって重要になります。特に、電子励起は、GMC内の非常に拡張された低密度ガスから低表面輝度HCN放出を生成する可能性があります。このような広範囲にわたるHCN放出成分の存在は、銀河系外のHCN光度と星形成率の関係の解釈に影響を与える可能性があります。あるいは、拡張されたHCN放出は、高密度の星形成コアから発生し、低密度ガスの大きなエンベロープによって共鳴的に散乱される可能性があります。2つのシナリオがあります-すなわち、電子支援（弱く）衝突励起対散乱-異なるHCNJ=1-0HFS強度比につながり、観測に基づいてテストすることができます。
NIKA2（GASTON）による銀河系の星形成：フィラメントの収束と星形成へのリンク
| Title |
Galactic_star_formation_with_NIKA2_(GASTON):_Filament_convergence_and_its_link_to_star_formation |
| Authors |
N._Peretto,_R._Adam,_P._Ade,_H._Ajeddig,_P._Andr\'e,_E._Artis,_H._Aussel,_A._Bacmann,_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-Echevarr\'ia,_L._Perotto,_G._Pisano,_N._Ponthieu,_V._Rev\'eret,_A._Rigby,_I._Ristorcelli,_A._Ritacco,_C._Romero,_H._Roussel,_F._Ruppin,_K._Schuster,_S._Shu,_A._Sievers,_C._Tucker,_R._Zylka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.03618 |
過去10年間で、フィラメントは星間物質の主要な構造要素として認識されており、これらのフィラメントの中で最も密度が高く、ほとんどの星の形成をホストしています。いくつかの星形成分子雲では、ハブフィラメントシステムとしても知られているフィラメントの収束ネットワークを見つけることができます。これらのハブは、大規模な星形成に優先的に関連していると考えられています。現在のところ、フィラメントネットワークの収束を体系的に定量化できる指標はありません。ここでは、GASTON大規模プログラムからの銀河面のIRAM30mNIKA2観測を使用して、フィラメントを体系的に識別し、フィラメント収束パラメーターマップを作成しました。このようなマップを使用して、次のことを示します。ハブフィラメントは、世界のフィラメント人口のごく一部を表しています。ii。ハブは、それに比例して、非ハブよりも大規模でより明るいコンパクトな光源をホストします。iii。ハブホスティングの塊は、非ハブよりも進化しています。iv。収束パラメータの関数として、コンパクトソースのプロパティに不連続性は観察されません。凝集塊の急速な地球規模の崩壊は、フィラメントネットワークをハブに（再）組織化し、並行して、コンパクトなソースの大量成長を促進する原因となることを提案します。
降着円盤の境界層：波動駆動輸送とディスク進化
| Title |
Boundary_Layers_of_Accretion_Disks:_Wave-Driven_Transport_and_Disk_Evolution |
| Authors |
Matthew_S._B._Coleman,_and_Roman_R._Rafikov,_and_Alexander_A._Philippov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.03068 |
物質表面（白色矮星、中性子星など）を持つ天体物理学の物体は、ディスクからいわゆる表面境界層（BL）を介してガスを降着させます。この層では、降着ガスの角速度が急激に低下します。BLの超音速シアーによって励起された音波は、その領域を通る角運動量と物質移動を仲介する上で重要な役割を果たします。ここでは、BLの流体力学シミュレーションの大規模なスイートの結果を使用して、内部ディスクに出現するさまざまなタイプの波動モードによって生成される角運動量輸送の特性を調べます。関連するディスクパラメータの範囲全体にわたるさまざまなモードのトランスポートプロパティの比較分析を提供します。特に、中心物体への質量降着の原因となるモードのタイプを特定します。面密度と視線速度の相関摂動が、質量降着率に重要な貢献をすることを発見しました。波動による輸送は本質的に非局所的ですが、波によってディスクに注入された角運動量フラックスとBLを介した質量降着率との間に明確な相関関係が見られます。角運動量輸送の効率（熱圧力で正規化）は、フローマッハ数の弱い関数であることがわかります。また、内部ディスクの波動による進化、特にディスクの角周波数プロファイルの変更を定量化します。私たちの結果は、BLの将来の3次元電磁流体力学的研究における波動媒介輸送を理解するための道を開きます。
対不安定型質量ギャップにおけるブラックホール誕生のサインとしての巨大コラプサーからの「スーパーキロノヴァ」
| Title |
"Super-Kilonovae"_from_Massive_Collapsars_as_Signatures_of_Black-Hole_Birth_in_the_Pair-instability_Mass_Gap |
| Authors |
Daniel_M._Siegel,_Aman_Agarwal,_Jennifer_Barnes,_Brian_D._Metzger,_Mathieu_Renzo,_V._Ashley_Villar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.03094 |
急速に回転する約10個の巨大なMsun星（「コラプサー」）のコア崩壊と、その結果としての超降着ブラックホールの形成は、長時間のガンマ線バースト（GRB）の中央エンジンの主要なモデルであり、rプロセス元素合成。ここでは、対不安定型質量ギャップより130Msunを超える非常に巨大なヘリウムコアを持つ前駆細胞からの崩壊体の特徴を調べます。ブラックホールへの急速な崩壊は、これらのシステムでの迅速な爆発を妨げる可能性がありますが、ディスクの流出により、rプロセス要素の5〜10Msunを超える大量の（最大50Msunを超える）噴出物が生成される可能性があることを示します。$^{56}$Niの0.1-1Msun、速度〜0.1cで膨張します。ディスク風噴出物の放射性加熱は、特徴的な輝度$\sim10^{42}$ergs$^{-1}$と近赤外線のスペクトルピーク（高ランタニド元素の光学/UV不透明度）中性子星合体からのキロノバに似ていますが、より長い期間$\gtrsim$1か月です。これらの「スーパーキロノバ」（superKNe）は、60Msunを超える巨大なブラックホールの誕生を告げるものであり、ディスク風の質量損失の結果として、対不安定型質量ギャップを「上から」埋めることができ、バイナリを作成する可能性があります。GW190521のコンポーネント。SuperKNeは、ローマ宇宙望遠鏡で計画されたものなどの広視野調査、または非常にエネルギーの高いGRBの最新の赤外線追跡観測によって発見できます。自己重力の巨大なコラプサーディスクの非軸対称不安定性からの周波数〜0.1-50Hzの重力波は、数百Mpcまでの距離にある提案された第3世代の中周波および高周波観測所によって潜在的に検出可能です。バイナリ合併による「チャープ」とは対照的に、コラプサー重力波信号は、ディスクの半径が大きくなるにつれて周波数が低下します（「悲しいトロンボーン」）。
位相分解スペクトルおよびエネルギー依存光度曲線モデリングによるベラパルサーの高エネルギー$ \ gamma $線放出メカニズムの調査
| Title |
Probing_the_High-energy_$\gamma$-ray_Emission_Mechanism_in_the_Vela_Pulsar_via_Phase-resolved_Spectral_and_Energy-dependent_Light_Curve_Modeling |
| Authors |
Monica_Barnard,_Christo_Venter,_Alice_K._Harding,_Constantinos_Kalapotharakos,_Tyrel_J._Johnson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.03405 |
最近の運動シミュレーションは、パルサーからのパルスGeV$\gamma$線放出の原因となる放出メカニズムに関する議論を引き起こしました。一部のモデルは曲率放射を呼び出しますが、他のモデルは電流シートでシンクロトロン放射を想定しています。H.E.S.S.によって見られるベラパルサーの湾曲したスペクトルを解釈します。II（最大$\sim$100GeV）と$Fermi$大面積望遠鏡（LAT）は、パルサー磁気圏と現在のシートの一次粒子による曲率放射の結果です。拡張スロットギャップと電流シートモデルを使用して、位相分解スペクトルとエネルギー依存光度曲線を提示し、速度論的シミュレーションによって動機付けられた加速電場のステップ関数を呼び出します。ラボフレーム内の粒子軌道の曲率半径の洗練された計算が含まれ、粒子輸送、予測される光度曲線、およびスペクトルに影響を与えます。私たちのモデルは、2番目のピークに対する最初のピークのフラックスの減少、ブリッジ放出の進化、ピークのほぼ一定の位相位置、およびエネルギーの増加に伴うパルスの狭まりを再現します。2番目の$\gamma$線光度曲線のピークが発生する領域の粒子軌道の曲率半径は、最初のピークに関連するものよりも体系的に大きいことがわかったため、これらの傾向の最初の傾向を説明できます。これは、スペクトルカットオフを意味します。2番目のピークのはそれに応じて大きくなります。ただし、$E$フィールドの未知の方位角依存性、およびGeV放出の正確な空間的起源の不確実性により、放出メカニズムの単純な識別が不可能になります。
| Title |
Bridging_the_Gap:_Categorizing_Gravitational-Wave_Events_at_the_Transition_Between_Neutron_Stars_and_Black_Holes |
| Authors |
Amanda_M._Farah,_Maya_Fishbach,_Reed_Essick,_Daniel_E._Holz,_Shanika_Galaudage |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.03498 |
中性子星とブラックホールの間の遷移を意味する、検出されたコンパクトな連星の質量分布の特徴を検索します。3回目の観測の前半の終わりまでに行われたLIGO-Virgoによるすべての重力波検出を分析し、重力波データのみに基づいて、コンパクトなオブジェクトの2つの異なる母集団の明確な証拠を見つけます。私たちは自信を持って（99.3％）、中性子星と低質量ブラックホールの両方を説明する単一のべき乗則からの逸脱を$2.4^{+0.5}_{-0.5}M_{\odot}$で見つけます。これは、最大中性子星質量。最も質量の大きい中性子星と最も質量の小さいブラックホールの間の質量ギャップが小さいとされる提案が見つかりましたが、現在のデータではそれを決定的に解決することはできません。存在する場合、質量ギャップの下部のエッジは$2.2^{+0.7}_{-0.5}M_{\odot}$および$6.0^{+2.4}_{-1.4}M_{\odot}$にあることがわかります。次に、これらの機能のコンテキストで、LIGO-Virgo-KAGRAコラボレーションによって「例外的」と見なされたイベントを再調査します。GW190814をコンパクトな連星の全集団のコンテキストで自己無撞着に分析し、以前の主張と一致して、その二次質量がNSまたはより低い質量ギャップオブジェクトのいずれかであるというサポートを見つけます。私たちのモデルは、このイベントに対応できる最初のモデルです。これは、ブラックホール連星の母集団に関して外れ値です。NSBHイベントGW200105およびGW200115は、下部の質量ギャップのエッジをプローブし、その中にコンポーネントが含まれている可能性があることがわかります。将来のデータが世界の人口モデルを改善するにつれて、これらのイベントの分類もより正確になります。
LIGO-Virgo RunO3b中にFermiとSwiftによって検出されたガンマ線バーストに関連する重力波を検索します
| Title |
Search_for_Gravitational_Waves_Associated_with_Gamma-Ray_Bursts_Detected_by_Fermi_and_Swift_During_the_LIGO-Virgo_Run_O3b |
| Authors |
The_LIGO_Scientific_Collaboration,_the_Virgo_Collaboration,_the_KAGRA_Collaboration:_R._Abbott,_T._D._Abbott,_F._Acernese,_K._Ackley,_C._Adams,_N._Adhikari,_R._X._Adhikari,_V._B._Adya,_C._Affeldt,_D._Agarwal,_M._Agathos,_K._Agatsuma,_N._Aggarwal,_O._D._Aguiar,_L._Aiello,_A._Ain,_P._Ajith,_T._Akutsu,_S._Albanesi,_A._Allocca,_P._A._Altin,_A._Amato,_C._Anand,_S._Anand,_A._Ananyeva,_S._B._Anderson,_W._G._Anderson,_M._Ando,_T._Andrade,_N._Andres,_T._Andri\'c,_S._V._Angelova,_S._Ansoldi,_J._M._Antelis,_S._Antier,_S._Appert,_Koji_Arai,_Koya_Arai,_Y._Arai,_S._Araki,_A._Araya,_M._C._Araya,_J._S._Areeda,_M._Ar\`ene,_N._Aritomi,_N._Arnaud,_S._M._Aronson,_K._G._Arun,_H._Asada,_Y._Asali,_G._Ashton,_Y._Aso,_M._Assiduo,_S._M._Aston,_P._Astone,_F._Aubin,_C._Austin,_S._Babak,_F._Badaracco,_M._K._M._Bader,_et_al._(1572_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.03608 |
AdvancedLIGOとAdvancedVirgoの3回目の観測実行の後半（2019年11月1日15:00UTC-2020年3月27日17:00）にFermi衛星とSwift衛星によって検出されたガンマ線バーストに関連する重力波信号を検索します。UTC）2つの独立した検索を実施します：86個のガンマ線バーストを分析するための一般的な重力波過渡現象検索と、17個のイベントの短いガンマ線バースト前駆体として少なくとも1つの中性子星とのバイナリマージを対象とする分析です。これらのガンマ線バーストのいずれかに関連する重力波信号の重要な証拠は見つかりません。結合された結果の加重二項検定では、このGRBアンサンブルに関連するしきい値以下の重力波信号の証拠も見つかりません。検索中にいくつかのソースタイプと信号形態を使用するため、各ガンマ線バーストまでの推定距離に下限が生じます。最後に、AdvancedLIGOとAdvancedVirgoの1回目から3回目の観測実行の結果を使用して、低光度の短いガンマ線バーストの母集団を制限します。結果として得られる母集団は、局所的な二元中性子星合体率と一致しています。
GWTC-3を介して重力波を使用して推定されたコンパクトな連星のマージの母集団
| Title |
The_population_of_merging_compact_binaries_inferred_using_gravitational_waves_through_GWTC-3 |
| Authors |
The_LIGO_Scientific_Collaboration,_The_Virgo_Collaboration,_and_The_KAGRA_Scientific_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.03634 |
GWTC-3を介して、1年に1回の誤警報率を下回る重力波で検出された76個のコンパクトな連星合併の人口特性について報告します。カタログには、BBH、BNS、およびNSBHマージの3つのクラスのバイナリマージが含まれています。BNSの合併率は13$\rm{Gpc^{-3}yr^{-1}}$から1900$\rm{Gpc^{-3}yr^{-1}}$の間であると推測されます。NSBHの合併率は7.4$\rm{Gpc^{-3}\、yr^{-1}}$から320$\rm{Gpc^{-3}yr^{-1}}$の間であり、一定の速度密度と共移動量、およびこの作業で使用される方法の90％の信頼できる間隔の結合。赤方偏移とともに進化するBBH合併率を考慮すると、BBH合併率は17.3$\rm{Gpc^{-3}\、yr^{-1}}$から45$\rm{Gpc^{の間であることがわかります。-3}\、基準赤方偏移でのyr^{-1}}$（z=0.2）。$1.2^{+0.1}_{-0.2}M_\odot$から$2.0^{+0.3}_{-0.2}M_\odot$までの広い中性子星の質量分布が得られます。中性子星のような質量とブラックホールのような質量の間で、成分質量に対する合併率の急激な減少を自信を持って特定できますが、10$M_\odot$の前に合併率が再び増加するという証拠はありません。また、BBHの質量分布は、べき法則の分布と比較して、密度の過不足を局所化しています。バイナリのより質量の大きいコンポーネントの質量分布が一次質量の関数として大幅に減少することを引き続き確認していますが、$\sim60M_\odot$を超えると強く抑制された合併率の証拠は観察されません。BBHの合併率は、$z\lesssimの$\kappa=2.7^{+1.8}_{-1.9}$で、$（1+z）^{\kappa}$に比例する率でredshiftとともに増加することが観察されています。1ドル。観測されたブラックホールのスピンは小さく、スピンの大きさの半分は$\chi_i\simeq0.26$を下回っています。集団内の負に整列したスピンの証拠、およびより不均等な質量比を持つシステムのスピンの大きさの増加を観察します。
TeVハロから等方性ガンマ線背景への寄与
最近の観測では、パルサーは、非常に高エネルギーの電子と陽電子の逆コンプトン散乱によってTeVスケールのガンマ線を放出する拡張領域に囲まれていることが示されています。このようなTeVハローは、天の川のTeVスケールのガンマ線放出の大部分を占めています。この論文では、アンドロメダ銀河内にあるTeVハローの集団からガンマ線スペクトルを計算し、チェレンコフ望遠鏡アレイ（CTA）によって検出可能であると予想される信号を予測します。また、TeVハローから等方性ガンマ線バックグラウンド（IGRB）への寄与を計算し、これらのソースが、上記で観測された信号の最大$\sim20\％$を構成する、最高の測定エネルギーでこのフラックスに大きく寄与することを発見しました。$\sim0.1\、{\rmTeV}$。
| Title |
Embedded_Firmware_Development_for_a_Novel_CubeSat_Gamma-Ray_Detector |
| Authors |
Joseph_Mangan,_David_Murphy,_Rachel_Dunwoody,_Maeve_Doyle,_Alexey_Ulyanov,_Lorraine_Hanlon,_Brian_Shortt,_Sheila_McBreen,_Masoud_Emam,_Jessica_Erkal,_Joe_Flanagan,_Gianluca_Fontanesi,_Andrew_Gloster,_Conor_O'Toole,_Favour_Okosun,_Rakhi_RajagopalanNair,_Jack_Reilly,_L\'ana_Salmon,_Daire_Sherwin,_Joseph_Thompson,_Sarah_Walsh,_Daith\'i_de_Faoite,_Mike_Hibbett,_Umair_Javaid,_Fergal_Marshall,_David_McKeown,_William_O'Connor,_Kenneth_Stanton,_Ronan_Wall |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.03128 |
ガンマ線モジュール（GMOD）は、2-UCubeSat、EIRSAT-1の主要な科学的ペイロードとして、低軌道でのガンマ線バーストを検出するために設計された実験です。GMODは、特注のASICによって処理およびデジタル化されるシリコン光電子増倍管に結合された臭化セリウムシンチレータで構成されています。GMODマザーボード上のカスタムファームウェアは、システムの読み出し、保存、構成などの実験を管理するMSP430マイクロプロセッサ用に設計、実装、テストされています。ファームウェアは、プライマリタイムタグ付きイベント（TTE）データについて、50Hzから1kHzまでの入力検出器トリガー周波数の現実的な範囲で応答をテストする一連の実験で検証されています。ファームウェアがパケットを正常に受信してオンボードコンピューターに送信するための消費電力と能力を調査しました。実験では、31mWを超えない電力で、標準の転送モードで1kHzまでのパケットの損失が1％未満であることが示されました。実証された伝達性能と消費電力は、このCubeSat機器の必要な範囲内です。
Kanzelh \ "ohe Observatory：機器、データ処理、データ製品
| Title |
Kanzelh\"ohe_Observatory:_instruments,_data_processing_and_data_products |
| Authors |
Werner_P\"otzi,_Astrid_Veronig,_Robert_Jarolim,_Jenny_Marcela_Rodr\'iguez_G\'omez,_Tatiana_Podlachikova,_Dietmar_Baumgartner,_Heinrich_Freislich,_Heinz_Strutzmann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.03176 |
グラーツ大学（オーストリア）のKanzelh\"oheObservatoryforSolarandEnvironmentalResearch（KSO）は、1943年の設立以来、継続的に運用されています。当初から、その主なタスクは、フルディスクでの太陽の定期的な観測でした。ほぼ7太陽サイクルをカバーする長い期間、かなりの量のデータが収集され、オンラインで利用できるようになりました。この論文では、データ取得からさまざまな観測波長の高レベル製品までの個別の処理ステップについて説明します。まず、作業を行います。生の画像をさらに処理するために重要な品質分類を詳細に説明します。中心から肢への変動（CLV）プロファイルを構築する方法と、望遠鏡の光学系によって生成される大規模な強度変動を除去して取得する方法を示します。強度とコントラストが均一な画像もう1つの重要なポイントは、生の画像からヘリオグラフィックグリッドがオーバーレイされた高コントラスト画像までのさまざまなデータ製品の概要です。。データ製品にはさまざまなソースからアクセスできるため、可用性に関する情報を取得する方法と、これらのデータを取得する方法についても説明します。最後に、付録では、FITSヘッダーの情報、ファイル名、およびデータ階層について詳しく説明します。
POLISHを使用したディープラジオ干渉イメージング：DSA-2000と弱いレンズ効果
| Title |
Deep_Radio_Interferometric_Imaging_with_POLISH:_DSA-2000_and_weak_lensing |
| Authors |
Liam_Connor,_Katherine_L._Bouman,_Vikram_Ravi,_Gregg_Hallinan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.03249 |
天文干渉計を使用すると、天文学者は、単一皿の機器ではアクセスできないことが多い小さな空間スケールを調べることができます。しかし、干渉計から電波の空を回復することは、天文学者が半世紀にわたって取り組んできた不適切なデコンボリューション問題です。さらに難しいのは、超解像イメージングとして知られる、アレイの回折限界未満の解像度を達成することです。この目的のために、コンピュータビジョンの問題のデコンボリューションと単一画像超解像（SISR）の最近の進歩を活用して、無線干渉イメージングのための新しい学習ベースのアプローチを開発しました。ダーティイメージと真のラジオスカイの間のマッピングを学習するために、高ダイナミックレンジの残差ニューラルネットワークを開発およびトレーニングしました。従来のCLEANアルゴリズムとは対照的に、このプロシージャをPOLISHと呼びます。POLISHのような学習ベースのアプローチのフィードフォワードの性質は、今後のDeepSynopticArray（DSA-2000）からのデータを分析するために重要です。POLISHが超解像を達成することを示し、超大型アレイ（VLA）からの実際の観測をデコンボリューションする能力を示します。DSA-2000の超解像により、数億個の星形成電波銀河（SFG）の形状と向きを測定できるようになり、強力な宇宙論的弱いレンズ効果の調査と暗黒エネルギーのプローブになります。レンズパワースペクトルを制約する能力を予測し、Euclidなどの次世代の光学調査を補完することを発見しました。
| Title |
Nonlinear_noise_regression_in_gravitational-wave_detectors_with_convolutional_neural_networks |
| Authors |
Hang_Yu_and_Rana_X._Adhikari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.03295 |
現在、AdvancedLIGOのような重力波（GW）検出器の60Hz未満の感度は、メインのGW読み取り値に非線形に結合する補助自由度からの制御ノイズによって制限されています。この汚染に取り組むための特に有望な方法の1つは、機械学習ベースの畳み込みニューラルネットワーク（CNN）を使用して非線形ノイズ緩和を実行することです。これについては、この調査で詳しく説明します。多くの場合、ノイズ結合は双線形であり、いくつかの低速チャネルによって変調されたいくつかの高速チャネルの出力と見なすことができるため、物理システムのこの知識を利用して、明示的な「slow$\times$fast」を採用できることを示します。ノイズ減算のパフォーマンスを向上させるためのCNNの設計における構造。次に、ノイズを少なくとも数分の1に減らすために、ターゲットチャネル（つまり、メインGWの読み取り値）と補助センサーの両方の信号対ノイズ比（SNR）の要件を調べます。ターゲットチャネルのSNRが制限されている場合、カリキュラム学習手法を採用すれば、CNNが依然として良好なパフォーマンスに到達できることをさらに示します。カリキュラム学習手法は、実際には、静かな時間のデータとアクティブなノイズ注入のある期間のデータを組み合わせることで実現できます。。
古典的セファイドの非放射モード。分光法で何を探すべきですか？
最初の倍音の古典的セファイド星とこと座RR型変光星の最近の測光観測により、主な脈動モードで0.60〜0.65の特徴的な周期比を示す追加の周波数が発見されました。Dziembowski（2016）によって提案された有望なモデルでは、これらの信号は、7、8、9度（Cepheids）または8、9（RRLyrae）の非放射モードの励起によるものであることが示唆されています。このようなモードは通常、測光データの振幅が小さくなります。分光学的時系列は、未踏の有望な方法を提供します。代表的な最初の倍音の古典的セファイドモデルの合成ラインプロファイルの時系列をシミュレートし、低振幅の非ラジアルモードを追加しました。密なサンプリングとノイズのないスペクトルのセット、いわゆる「完璧な」ケース、およびより現実的なサンプリングと信号対雑音レベルを研究しました。最初の倍音モードと非ラジアルモードに加えて、両方のモードと組み合わせ信号の高調波も検出されることがよくありましたが、十分に高いサンプリングと信号対雑音比が不可欠であることがわかりました。非ラジアルモードとその高調波の振幅は、方位角の次数$m$に依存します。傾きは、非ラジアルモードおよび/またはその高調波の検出可能性を決定する重要な要素でもあります。予測された高次数で得られた結果を低次数モードで得られた結果と比較しました。最後に、非ラジアルモードを検出するためのサンプリング要件を検討しました。私たちの調査結果は、これらの神秘的なモードの性質を明らかにするように調整された分光観測キャンペーンを計画するために使用することができます。
SOHO / UVCSによるCMEコアの加熱とエネルギーバジェットの制約
| Title |
Constraining_the_CME_Core_Heating_and_Energy_Budget_with_SOHO/UVCS |
| Authors |
Maurice_L._Wilson_(1),_John_C._Raymond_(1),_Susan_T._Lepri_(2),_Roberto_Lionello_(1_and_3),_Nicholas_A._Murphy_(1),_Katharine_K._Reeves_(1),_and_Chengcai_Shen_(1)_((1)_Harvard_&_Smithsonian_Center_for_Astrophysics,_(2)_University_of_Michigan,_(3)_Predictive_Science_Inc) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.03178 |
1999年5月17日に紫外線コロナグラフ分光計（UVCS）で観測されたコロナ質量放出（CME）のエネルギー収支について説明します。太陽半径2.6および3.1のヘリオセントリック距離でシングルスリットコロナグラフ分光計によって取得されたスペクトルを使用して、コロナに沿った高さの関数としてCMEのコア材料の物理的特性を制約します。OVIダブレットラインなどの強度比からのプラズマ診断を使用して、速度、密度、温度、および非平衡イオン化状態を決定します。CMEコアの速度は約250km/sであり、その累積加熱エネルギーは、調査したすべてのプラズマ加熱パラメーター化の運動エネルギーに匹敵することがわかります。したがって、CMEの未知の加熱メカニズムには、CMEの噴火と進化に大きな影響を与えるエネルギーがあります。どのパラメータが未知の加熱メカニズムに影響を与える可能性があるかを理解するために、モデルの加熱速度を観測データで制約し、MASコードの3DMHDシミュレーションによって構築された同様のCME内で生成された加熱速度と比較します。シミュレートされたCMEからの加熱速度は、自己相似CME展開を記述するために2次べき乗則を仮定した場合に、観測的に制約された加熱速度と一致します。さらに、CMEフラックスロープの磁気エネルギーが直接熱エネルギーに変換されることを考慮した加熱パラメーター化を適用すると、加熱速度は一致します。このUVCS分析は、CME研究におけるマルチスリットコロナグラフ分光計の重要性のケーススタディとして役立ちます。
ソーラーインターネットワーク。 III。ユニポーラ対バイポーラフラックスの外観
| Title |
The_solar_internetwork._III._Unipolar_versus_bipolar_flux_appearance |
| Authors |
Milan_Go\v{s}i\'c,_Luis_R._Bellot_Rubio,_Mark_C._M._Cheung,_David_Orozco_Su\'arez,_Yukio_Katsukawa,_Jose_Carlos_Del_Toro_Iniesta |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.03208 |
小規模なインターネットワーク（IN）磁場は、静かな太陽の磁気の主要な構成要素であると考えられています。このため、それらが太陽表面にどのように現れるかを理解することが重要です。ここでは、高解像度、高感度、長時間のHinode/NFIマグネトグラムシーケンスを使用して、ディスク中心の超粒状セル内の個々のIN磁性元素の出現モードと時空間進化を分析します。フラックスパッチの識別と磁気摩擦シミュレーションから、INフラックス濃度の2つの異なる集団があることを示します：単極と双極の特徴。バイポーラ機能は、ユニポーラ機能よりも大きく、強力になる傾向があります。また、長寿命で、機能ごとにより多くのフラックスを運びます。両方のタイプのフラックス濃度は、太陽表面全体に均一に現れます。しかし、双極の特徴は太陽表面での新しいフラックスの出現を本当に表しているのに対し、単極の特徴はバックグラウンドフラックスの合体によって形成されているように見えると私たちは主張します。磁気双極子は単極機能よりも速い速度で出現し（55Mxcm$^{-2}$日$^{-1}$ではなく68）、内部で検出された瞬間INフラックス全体の約70％を提供しますスーパーグラニュールの。
NuGridプロジェクトから予測されたルテニウムの同位体組成
| Title |
Isotopic_Compositions_of_Ruthenium_Predicted_from_the_NuGrid_Project |
| Authors |
Seonho_Kim,_Kwang_Hyun_Sung_and_Kyujin_Kwak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.03315 |
ルテニウム（Ru）の同位体組成は、プレソーラー炭化ケイ素（SiC）粒子から測定されます。一般的なシナリオでは、漸近巨星分枝（AGB）星の郊外に形成されたプレソーラーSiC粒子は、恒星風として星を離れ、太陽系が形成されたプレソーラー分子雲に加わりました。星の内部で形成されたRu同位体は、AGBフェーズ中に星の表面に移動し、SiC粒子に固定されました。このシナリオに続いて、我々は、広範囲の初期質量と金属量の星のセットについて、恒星風中のRu同位体の存在量を提供するNuGridデータを分析します。恒星風のSiC形成条件に一般的に採用されているC>O（酸素存在量よりも大きい炭素存在量）条件を適用します。NuGridデータは、SiC粒子が巨大な星の風の中で形成されないことを確認しています。低質量星の風の中のRuの同位体組成は測定を説明することができます。金属量が低い（Z=0.0001）低質量星（$1.65〜M_\odot$および$2〜M_\odot$）は、Ruの測定された同位体組成のほとんどを説明できることがわかります。プレソーラー粒子内の${^{99}}$Ruの存在量には、${^{99}}$Tcのその場崩壊による寄与が含まれていることを確認します。また、すべてのパルスにわたって積分されたRuの同位体組成を、個々のパルスで計算されたものと比較することによって、結論を検証します。
赤色超巨星NMLCygの分子流出における複数の成分
恒星と銀河の進化に大きな影響を与えているにもかかわらず、赤色超巨星からの流出の特性は十分に特徴付けられていません。Onsala20m望遠鏡を使用して、黄色極超巨星IRC+10420とともに、赤色超巨星NMLCygの3mmおよび4mm（68〜116GHz）でスペクトル調査を実行しました。NMLCygの観測結果を補完的なアーカイブデータと組み合わせて、15の分子種からの輝線を使用して、星周環境における形態学的複雑さの兆候を検索できるようにしました。回復されたパラメータは、恒星の全身速度を中心とする基礎となる流出に加えて、青方偏移と赤方偏移の成分で構成される3つの異なるコヒーレントで永続的な成分の存在を意味します。さらに、3次元放射伝達モデルでCO放出を再現するには、3つの円錐形の流出が重なった球形の流出が必要でした。1つは観測者に向かって、もう1つは観測者から離れ、もう1つは空の平面にあります。これらのコンポーネントは、球形の流出よりも最大1桁密度が高くなっています。したがって、NMLCygの星周環境は、球形の風に埋め込まれた少数の高密度で大規模なコヒーレント流出で構成されていることを提案します。これにより、質量損失の履歴がVYCMaの履歴と同様になり、流出にランダムに分布した小さな塊が多数含まれるmuCepとは異なります。恒星の特性、流出構造、および内容の間の可能な相関関係は、巨大な星の進化とそれらの環境への影響を理解する上で重要です。
相互作用する短周期の大規模な連星の詳細なモデル
| Title |
Detailed_models_of_interacting_short-period_massive_binary_stars |
| Authors |
K._Sen_(1_and_2),_N._Langer_(1_and_2),_P._Marchant_(3_and_4),_A._Menon_(1_and_5),_S._E._de_Mink_(6,_5_and_7),_A._Schootemeijer_(1),_C._Sch\"urmann_(1_and_2),_L.Mahy_(8),_B._Hastings_(1_and_2),_K._Nathaniel_(1),_H._Sana_(3),_C._Wang_(1_and_2),_X.T._Xu_(1_and_2)_((1)_Argelander-Institut_fur_Astronomie,_Universitat_Bonn._(2)_Max-Planck-Institut_fur_Radioastronomie_Bonn,_Germany._(3)_Institute_of_Astrophysics,_KU_Leuven._(4)_Center_for_Interdisciplinary_Exploration_and_Research_in_Astrophysics_(CIERA)_and_Department_of_Physics_and_Astronomy,_Northwestern_University._(5)_Astronomical_Institute_"Anton_Pannekoek",_University_of_Amsterdam._(6)_Max_Planck_Institute_for_Astrophysics,_Garching._(7)_Center_for_Astrophysics,_Harvard-Smithsonian._(8)_Royal_Observatory_of_Belgium,_Brussels._) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.03329 |
巨大な連星の約4分の1が物質移動を受け、両方の星がコアで水素を燃焼します。最初は熱で、次に核のタイムスケールで燃焼します。核のタイムスケールの物質移動は、観測可能な対応物、つまり半分離したいわゆる大規模なアルゴルバイナリーにつながります。ただし、これらのシステムの包括的なモデル予測はまばらです。恒星進化コードMESAで計算された約10,000の詳細なバイナリ進化モデルの大きなグリッドを使用してそれらを研究し、10〜40M$_{\odot}$の初期ドナー質量と1。4日を超える初期軌道周期を適切な金属量でカバーします。大マゼラン雲（LMC）用。私たちのモデルは、LMCの約1,000コアの水素燃焼O-starバイナリの約30、つまり約3％が現在セミデタッチドフェーズにあることを意味します。私たちのドナーモデルは、同じ質量と有効温度の単一の星よりも最大25倍明るく、これは観測されたアルゴルと一致しています。私たちのモデルを観測された軌道周期および質量比と比較すると、一部のシステムではかなり保守的な物質移動が行われ、他のシステムでは非常に非効率的であることがわかります。これは、考慮される最小の質量を除いて、スピン依存の物質移動アルゴリズムによって一般的によく再現されます。観察結果は、セミデタッチドフェーズからCNO平衡に至るまでのドナーの表面窒素濃縮のゆっくりとした増加を反映しています。また、これらのモデルがWolf-Rayet/ヘリウム+OB星のバイナリに対応する場合、ドナー星のコア水素枯渇後のモデルの特性を調査します。大規模なアルゴールシステムの専用の分光学的調査により、熱的タイムスケール物質移動の効率のバイナリパラメータへの依存性、および恒星内部での半対流混合の効率を導き出すことができるかもしれません。これは、超新星やコンパクトオブジェクトの形成に至るまでの信頼できるバイナリモデルに向けた重要なステップです。
Ap-stars GO And、84 UMa、および$ \ kappa $ Pscの基本的なパラメーター
| Title |
Fundamental_parameters_of_the_Ap-stars_GO_And,_84_UMa,_and_$\kappa$_Psc |
| Authors |
A._Romanovskaya,_D._Shulyak,_T._Ryabchikova,_T._Sitnova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.03371 |
この作業の目的は、分光技術を使用して、3つのAp星、GOAnd（HD4778）、$\kappa$Psc（HD220825）、および84UMa（HD120198）の基本的なパラメーターを決定することです。これらの星を分析することにより、干渉法によって基本的なパラメータが追加で導出されたAp星のサンプルを完成させます。これにより、直接法と間接法で得られた結果の相互比較が可能になります。調査したすべての星について、Ap星に典型的な基本的なパラメーターを決定し、化学的存在量を導き出しました。存在量は主に、鉄のピーク元素の桁から、太陽の値と比較して希土類元素の3〜4dexの非常に有意な過剰まで、重元素の大気の存在量が徐々に増加することを特徴としています。唯一の例外はBaで、その存在量は太陽の存在量に近いです。また、HD120198およびHD220825の大気には重大なHe欠乏がありますが、HD4778のHeの存在量は太陽の存在量に近いです。有意なFeとCrの成層は見られません。これらの存在量を使用して、各星の自己無撞着な大気モデルを構築しました。導出された基本パラメータに対する表面の化学的不均一性の影響は、有効温度で+/-100Kを超えませんでした。これは、Ap星の同様の自己無撞着解析の誤差の範囲内にあります。最後に、分光学的に導出された有効温度、半径、および光度を、ベンチマークサンプルの14個のAp星のうち13個について、干渉計の結果と比較しました。半径と光度は両方の決定の引用誤差内で一致しますが、分光学的有効温度は、温度が$T_{eff}>$9000Kの星の干渉計温度よりも高くなります。観測された水素線プロファイルは分光学的に導出された温度に有利です。
大マゼラン雲ケフェイド変光星の周期変化率の再検討
| Title |
Period_Change_Rates_in_Large_Magellanic_Cloud_Cepheids_Revisited |
| Authors |
N._Rodr\'iguez-Segovia,_G._Hajdu,_M._Catelan,_F._Espinoza-Arancibia,_G._Boggiano,_C._Cenzano,_E._Garc\'es_H.,_K._Joachimi,_C._Mu\~noz-L\'opez,_C._Ordenes-Huanca,_C._Orquera-Rojas,_P._Torres,_\'A._Valenzuela-Navarro |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.03503 |
脈動変光星の周期変化率（PCR）は、それらの内部構造の変化、したがってそれらの進化段階の変化の有用なプローブです。これまで、大マゼラン雲（LMC）の古典的セファイドのPCRは、これらの変数の総人口の限られたサンプルで調査されてきました。ここでは、テンプレートベースの方法を使用して、観測されたマイナス計算（OC）期間図を作成します。この図から、スカイセンチュリー@ハーバード（DASCH）へのデジタルアクセスによって提供される長い時間ベースラインを利用して、これらの星のPCRを導き出すことができます。光度曲線と、OpticalGravitationalLensingExperiment（OGLE）、MAssiveCompactHaloObject（MACHO）プロジェクト、GaiaのDataRelease2、場合によってはAll-SkyAutomatedSurvey（ASAS）からの追加データを組み合わせたもの。2315のソースの最初のサンプルから、私たちの方法は、天の川を含む単一の銀河で最大の、正確なPCRを備えた1303LMC古典的セファイドの前例のないサンプルを提供します。導出されたPCRは、StellarAstrophysics（MESA）コードの実験用モジュールを使用してチームが計算した理論的に期待される値、および文献で利用可能な同様の以前の計算とほぼ互換性があります。さらに、5つの長周期（P>50d）ソースは、O-Cダイアグラムで周期的な動作を示します。これは、進化の変化とは明らかに互換性がありません。最後に、それらの大きな陽性PCR値に基づいて、2つの最初に交差するCepheid候補が識別されます。
ガイアを伴う銀河散開星団のAGB星の新たな見方：恒星モデルへの影響と初期-最終質量関係
| Title |
A_Fresh_Look_at_AGB_stars_in_Galactic_Open_Clusters_with_Gaia:_Impact_on_Stellar_Models_and_the_Initial-Final_Mass_Relation |
| Authors |
Paola_Marigo,_Diego_Bossini,_Michele_Trabucchi,_Francesco_Addari,_L\'eo_Girardi,_Jeffrey_Cummings,_Giada_Pastorelli,_Piero_Dal_Tio,_Guglielmo_Costa,_Alessandro_Bressan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.03527 |
測光および位置天文データのGAIAの2番目と3番目のリリースの恩恵を受けて、中年および若いオープンスタークラスターのフィールドに現れる漸近巨星分枝（AGB）星の集団を調べます。赤色巨星分枝の先端よりも明るく、クラスターメンバーシップの確率が高い49個のAGB星候補を特定します。それらの中には、既知のスペクトル型を持つ19個のTP-AGB星があります：4M星、3MS/S星、12C星。観測、星のモデル、星周塵の影響を含む放射伝達計算を組み合わせることにより、初期質量、光度、質量損失率、コア質量、周期、脈動モードの観点から各星を特徴付けます。収集された情報は、太陽のような金属量でのTP-AGBの進化に光を当てるのに役立ち、3番目の浚渫プロセス、炭素星の初期質量、恒星風、および初期-最終質量関係（IFMR）に制約を課します。特に、2つの明るい炭素星MSB75とBMIV90が、クラスターNGC7789とNGC2660のメンバーであることがわかります（同じような年齢の$\simeq1.2-1.6$Gyrと初期質量$2.1\geM_{\rmi}/M_{\odot}\ge1.9$）、異常に高いコア質量、$M_{\rmc}\approx0.67-0.7\、M_{\odot}$。これらの結果は、IFMRのキンクを特定した最近の研究（Marigoetal。2020）の発見を裏付けています。これは、同じ初期質量で単調な傾向を中断します。最後に、$M_{\rmc}$データを説明するために、2つの競合するシナリオを調査します。単一星の進化における恒星風の役割と、青色はぐれ星チャネルを介したバイナリ相互作用です。
原始惑星系円盤を備えた新しい原始星系の水蒸気メーザーラインにおける強力なフレア現象IRAS16293-2422
| Title |
Powerful_flare_phenomena_in_water_vapor_maser_lines_in_the_emerging_protostellar_system_with_protoplanetary_disks_IRAS_16293-2422 |
| Authors |
A.E._Volvach,_L.N._Volvach,_M.G._Larionov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.03581 |
2019.0から2021.0までのウォーターメーザーの長期モニタリングデータに基づいて、IRAS16293-2422で、6kmと8kms$^{-1}$付近の視線速度で約1年続く2つの強力な現象を検出できました。どちらの場合も、強力な短いフレアは、それほど強力ではないがより長いフレア（2.5および0.5kJy）の上部に配置され、その放射がより強力なフレアの放出を開始しました。初めて、観測者の視線に位置するいくつかの放出メーザースポットの構成が実験的に発見されました。これにより、観察者の視線に位置するいくつかのメーザー凝縮によるメーザーの増幅長の増加に基づいて、水メーザーの活性化の仮説を確認することが可能になりました。最も強力で最短のメーザーフレアの不飽和状態と、弱いメーザーフレアの飽和状態が確立されています。ウォーターメーザーの新しい重要なパラメータとメーザースポットの想定位置が取得されました。
太陽の近くにホイッスラー波はありません：太陽の近くの熱流束を調節するものは何ですか？
| Title |
No_whistler_waves_near_the_Sun:_what_regulates_the_heat_flux_close_to_the_Sun? |
| Authors |
C._Cattell,_A._Breneman,_J._Dombeck,_E._Hanson,_M._Johnson,_J._Halekas,_S._D._Bale,_T._Dudok_de_Wit,_K._Goetz,_K._Goodrich,_D._Malaspina,_M._Pulupa,_T._Case,_J._C._Kasper,_D._Larson,_M._Stevens,_P._Whittlesey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.03619 |
パーカーソーラープローブFIELDSバンドパスフィルターデータと遭遇1から9までのSWEAP電子データを使用して、〜16Rsから〜130Rsまでの狭帯域ホイスラの統計的特性を示し、波の発生をベータ、温度異方性、熱流束などの電子特性と比較します。。ホイッスラーが〜28Rs（〜0.13au）内で観察されることはめったにありません。28Rsの外側では、それらは〜1から10までの狭い範囲の平行電子ベータ内で発生し、ウィスラー熱流束ファンの不安定性と一致するベータ熱流束の発生を伴います。〜30Rs内の電子分布は両極電場の特徴を示すため、ホイスラがないことは、両極電場に関連する電子分布関数の変更または他のプラズマ特性の変化が他のモードの不安定限界を低くする必要があることを示唆しています。（孤立波、イオン音響波を含む）太陽の近くで観測されます。太陽に近く、低（<.1）または高（>10）ベータの領域に狭帯域ホイスラーモード波がないことも、フレア降着電子の進化の理解とモデリング、および規制にとって重要です。他の恒星風、星間物質、降着円盤、銀河団内物質などの天体物理学的環境における熱流束の変化
重力の自己力と保守的な効果：重力理論の試験場
| Title |
Gravitational_self-force_and_conservative_effects:_a_testing_ground_for_theories_of_gravity |
| Authors |
Vincenzo_Ventriglia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.00542 |
極端な質量比のインスピレーションと重力の自己力の保守的なダイナミクスを考慮して、実行可能な重力理論を比較します。特に、シュワルツシルトの背景を調べることにより、ISCOでの軌道周波数とスピン歳差運動率によって与えられるゲージ不変のベンチマークに対する自己力による補正を分析します。さらに、拡張された重力理論における運動方程式の修正の確立された指示に従って、重力定数Gの変動性に依存する現象論的アプローチを利用して、これらの修正を組み込みます。保守的な効果が重力理論のテストベッドになることがわかり、一般相対性理論を競合する理論と対比することができます。強磁場の制約を調べることにより、LISAミッションのコンテキストでの調査の広いマージンを強調します。
重力のベクトルテンソル理論における特異点の性質
ベクトルテンソル（VT）重力理論は、一般相対性理論（GR）の代替理論のクラスであり、メトリック以外に動的ベクトル場が存在することを特徴としています。それらは、自発的なローレンツ違反を理解し、巨大な重力子を生成する試みで、そして暗黒物質と暗黒エネルギーのモデルとして研究されています。この記事では、VT理論の特異点と地平線の性質が、同じ通常の条件下でもGRとどのように大きく異なるかについて概説します。これは、真空ブラックホール解が裸の特異点を持ち、真空宇宙論的解が他の方法ではGRには存在しない新しい特異点を持っているというEinsteinaether理論で説明されています。重力波を使用してこれらの偏差を調査することは興味深いでしょう
銀河の回転曲線と超軽量暗黒物質II
回転が支配的な銀河における超軽量暗黒物質（ULDM）ソリトンコアの痕跡を探して観測上の制約を課します。以前の分析を拡張すると、ULDM粒子質量$m$の広い範囲にわたる数値シミュレーションで見つかったソリトンとホストのハローの関係を嫌う、保守的でモデルに依存しない制約が見つかります。観測の制約と重力の動的緩和によるソリトン形成の効率に関する理論的議論を組み合わせると、我々の結果は、ULDMが$10^{-24}〜{\rmeV}\lesssimmの範囲の全宇宙暗黒物質の100％を構成することを嫌います。\lesssim10^{-20}〜{\rmeV}$。制約は、暗黒物質全体の$f\lesssim0.3$までULDMの割合を調べます。
レプトンフレーバー生成：レプトンフレーバー違反による宇宙のバリオン非対称性
帯電レプトンフレーバー違反（CLFV）は、標準模型を超える物理の煙を吐く銃の特徴です。今後の実験でCLFVが発見されたことは、CLFVプロセスが比較的低温の初期の宇宙で効率的だったに違いないことを示しています。この手紙では、そのような効率的なCLFV相互作用が、宇宙のバリオン非対称性を作り出す新しい方法を開くことを指摘します。最初に、荷電レプトン湯川相互作用から標準模型プラズマの化学輸送への1ループ補正を再検討します。これは、合計$B-L=0$までの非ゼロレプトンフレーバー非対称性がバリオン非対称性を生成するのに十分であることを意味します。次に、{\itleptoflavorgenesis}と呼ばれる2つのシナリオについて説明します。ここでは、効率的なCLFVプロセスが、弱いスファレロンプロセスによってバリオン非対称性に変換される原始的なレプトンフレーバー非対称性の生成に関与します。ここで、レプトンフレーバー非対称性からバリオン非対称性への変換係数は、荷電レプトン湯川相互作用の二乗によって抑制されます。これは、観測されたバリオン対光子比の小ささの自然な説明を提供します。
| Title |
An_exceptionally_light_axion:_Strong_CP_and_Dark_Matter |
| Authors |
Pablo_Quilez,_Luca_Di_Luzio,_Belen_Gavela,_Andreas_Ringwald |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.03149 |
強いCP問題を解決するアクシオンが標準的なQCDアクシオンよりも自然にはるかに軽いことができるかどうかを調べます。フックによって提案された$Z_\mathcal{N}$対称性は、$\mathcal{N}$ミラーと縮退した世界が自然界に共存し、アクシオンフィールドによってリンクされていることを考慮し、関連する現象学を詳細に研究します。2番目のステップでは、暗黒物質がこの非常に軽いアクシオンによって説明できることを示します。これには、「ファジー暗黒物質」QCDアクシオンの最初の提案が含まれます。$Z_\mathcal{N}$アクシオンポテンシャルの特異な温度依存性のために、新しいミスアラインメントメカニズムが発生します-トラップされたミスアラインメント-場合によっては、最近提案された動的ミスアラインメントメカニズムを動的に発生させることもできます。結果として生じる、標準的なQCDアクシオンの相互作用と比較したすべてのアクシオン相互作用の普遍的な強化は、ALPSII、IAXOなどのALP実験の見通しに強い影響を及ぼします。たとえば、CasperElectricのフェーズIでさえこのアクシオンを発見する可能性があります。
DEAP-3600実験の状況
DEAP-3600は、カナダのサドベリーにあるSNOLABの地下2kmにある単相液体アルゴン（LAr）暗黒物質検出器で、2016年にデータの取得を開始しました。この検出器は、暗黒物質粒子の散乱によって引き起こされる核反跳に敏感です。迅速なシンチレーション光の放出を引き起こします。DEAP-3600は優れたパフォーマンスを示し、LAr検出器の中で主要なWIMP除外を保持し、いくつかの物理結果を公開しました。検出器のWIMP感度は、現在、検出器の影付き領域にあるLArインレットでのアルファ活動によって誘発されるバックグラウンドによって制限されています。進行中のハードウェアアップグレードは、その制限を修正し、その結果、完全なWIMP感度に到達することを目的としています。このホワイトペーパーでは、DEAP-3600の最新の結果とアップグレードの詳細をまとめています。
Rastall重力における中性子星の潮汐ラブ数
中性子星の潮汐変形性の重力波測定は、それらの内部構造、高密度核物質の状態方程式、および強磁場領域における重力に関する重要な情報を明らかにする可能性があります。この研究では、中性子星の潮汐変形性の相対論的理論をラストール重力に拡張します。電気型と磁気型の両方の四重極潮汐ラブ数は、ポリトロープモデルの中性子星について計算されます。ラストール重力における中性子星の潮汐ラブ数は、一般相対性理論のものよりもかなり小さいことがわかります。私たちの結果は、重力の変化と中性子星の核物質の状態方程式との間の縮退の新しい証拠を提供します。
極値カーブラックホールの任意の時空位置から放出された光子が無限大に逃げるための必要十分条件を考えます。放射状の運動方程式は、$r=r_*$から放出された光子が無限大に逃げるのに必要な条件を決定し、極角の運動方程式は、光子の運動の許容領域をさらに制限します。これらの2つの条件から、光子が無限大、つまりエスケープ可能な領域に逃げることができる2次元の光子衝突パラメータ空間を視覚化する方法を提供します。最後に、極値カーブラックホール時空のエスケープ可能な領域を完全に特定します。この研究は私たちの以前の結果を一般化した[K.〜OgasawaraandT.〜Igata、Phys。Rev.D\textbf{103}、044029（2021）]は、地平線近くの光源のみに焦点を当て、地域全体の光源を対象とする分類になりました。
Walsh基底関数を使用した変形可能ミラーのデュアルアップデートデータ駆動型制御
| Title |
Dual-Update_Data-Driven_Control_of_Deformable_Mirrors_Using_Walsh_Basis_Functions |
| Authors |
Aleksandar_Haber_and_Thomas_Bifano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.03275 |
この論文では、変形可能ミラー（DM）制御のための新しいデータ駆動型手法を開発します。開発された方法は、DMモデルとDM制御アクションの両方を更新して、目的のミラー表面形状を生成します。新しい方法は、アクチュエータの制約を明示的に考慮し、フィードバック制御アルゴリズムをDM影響関数モデルの再帰的推定のためのアルゴリズムと結合します。これに加えて、DM制御にウォルシュ基底関数を使用する可能性を探ります。望ましい鏡面形状と観測された鏡面形状をウォルシュパターン行列の合計として表現することにより、2Dウォルシュ基底領域で制御問題を定式化します。BostonMicromachinesによって開発された140アクチュエータMEMSDMで開発されたアプローチを徹底的に実験的に検証します。私たちの結果は、新しい方法が$14-40$ナノメートルの範囲で二乗平均平方根表面誤差を生成することを示しています。これらの結果は、制御パラメーターと推定パラメーターを調整することでさらに改善できます。開発されたアプローチは、たとえばセグメント化されたDMなどの他のDMタイプにも適用できます。
異方性流体物質で囲まれたカーブラックホールの超放射と安定性
| Title |
Superradiance_and_Stability_of_Kerr_Black_Hole_Enclosed_by_Anisotropic_Fluid_Matter |
| Authors |
Mohsen_Khodadi_and_Reza_Pourkhodabakhshi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.03316 |
異方性流体に囲まれた回転ブラックホール（BH）に焦点を当てます。放射線、塵、暗黒物質について、大規模なスカラー超放射散乱とキセレフ時空の安定性を研究します。超放射の振る舞いは、キセレフ時空における異方性物質$K$の強度パラメーターに依存します。スカラー摂動に低周波数と低質量のマニフェストを採用することにより、$K<0$は、$K=0$と比較して、より広い周波数範囲内で超放射散乱を強化し、$K>0$はより狭い周波数範囲。その結果、回転するBHの周りの放射と暗黒物質は、それぞれ、大規模なスカラー超放射の増幅器と減衰器として機能します。これは、$K$の両方の兆候を認めているため、ほこりが2つの役割を果たしている間です。BH爆弾メカニズムに照らした安定性分析を通じて、暗黒物質の存在下で、標準のカーBH（$K=0$）の不安定性レジームが改善され、放射線や塵が影響を受けないことを示します。。言い換えれば、BHの周りの暗黒物質の流体を考慮に入れることにより、大規模なスカラー場のダイナミクスが超放射の安定性を享受できるようにする、より広い領域が得られます。
中性子星を構築するために、Witten-Sakai-Sugimotoモデル内の高密度バリオン物質の最近改善された記述を採用しています。以前のホログラフィックアプローチとは対照的に、アイソスピンの非対称性の存在により、ベータ平衡と電荷中性を実装することができます。結果として、同じ形式で星の地殻をモデル化し、地殻とコアの遷移の位置を動的に計算することができます。バリオンの単純な点状近似が天体物理学的制約を満たさないことを示した後、私たちの改善された記述が、質量、半径、および潮汐変形能に関する現在の実験的制約を満たす中性子星を説明することを示します。ただし、パラメータの適合と大きな$N_c$アーティファクトの緊張を指摘し、将来それらを解決する可能性のある方法についても説明します。
サイバーコスモス：暗い空の目的地における新しい市民科学の概念
| Title |
Cyber-Cosmos:_A_New_Citizen_Science_Concept_in_A_Dark_Sky_Destination |
| Authors |
Domingos_Barbosa,_Bruno_Coelho,_Miguel_Bergano,_Catarina_Magalh\~aes,_David_Mendon\c{c}a,_Daniela_Silva,_Alexandre_C._M._Correia,_Jo\~ao_Pandeirada,_Val\'erio_Ribeiro,_Thomas_Esposito,_Franck_Marchis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.03458 |
アストロツーリズムと関連する市民科学活動は、多くの国で暗い空を保護するためのコア要素である、持続可能な高品質の観光セグメントの主要なトレンドになりつつあります。2020年の夏、COVIDのパンデミックの真っ只中に、深天観測の前例のない機会を提供するスマートでコンパクトでユーザーフレンドリーなデジタル望遠鏡であるUnistellareVscopeを使用して、若い学生（Cyber-Cosmos）を訓練するイニシアチブを開始しました。と市民科学キャンペーン。Ci\^enciaVivaSummerプログラムが後援し、これはおそらく、教育学および市民科学の文脈で、そしてパンデミックの文脈で、この機器の最初の継続的な適用でした。ポルトガル中部の認定されたダークスカイの目的地（AldeiasdoXisto）の本拠地であるパンピリョーザダセラがこのプロジェクトの選択された場所であり、宇宙科学と市民科学が繁栄し、宇宙科学教育に貢献することが期待されます。
GWTC-3：3回目の観測実行の2番目の部分でLIGOとVirgoによって観測されたコンパクトな連星合体
| Title |
GWTC-3:_Compact_Binary_Coalescences_Observed_by_LIGO_and_Virgo_During_the_Second_Part_of_the_Third_Observing_Run |
| Authors |
The_LIGO_Scientific_Collaboration,_the_Virgo_Collaboration,_the_KAGRA_Collaboration:_R._Abbott,_T._D._Abbott,_F._Acernese,_K._Ackley,_C._Adams,_N._Adhikari,_R._X._Adhikari,_V._B._Adya,_C._Affeldt,_D._Agarwal,_M._Agathos,_K._Agatsuma,_N._Aggarwal,_O._D._Aguiar,_L._Aiello,_A._Ain,_P._Ajith,_S._Akcay,_T._Akutsu,_S._Albanesi,_A._Allocca,_P._A._Altin,_A._Amato,_C._Anand,_S._Anand,_A._Ananyeva,_S._B._Anderson,_W._G._Anderson,_M._Ando,_T._Andrade,_N._Andres,_T._Andri\'c,_S._V._Angelova,_S._Ansoldi,_J._M._Antelis,_S._Antier,_S._Appert,_Koji_Arai,_Koya_Arai,_Y._Arai,_S._Araki,_A._Araya,_M._C._Araya,_J._S._Areeda,_M._Ar\`ene,_N._Aritomi,_N._Arnaud,_M._Arogeti,_S._M._Aronson,_K._G._Arun,_H._Asada,_Y._Asali,_G._Ashton,_Y._Aso,_M._Assiduo,_S._M._Aston,_P._Astone,_F._Aubin,_C._Austin,_S._Babak,_F._Badaracco,_et_al._(1594_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.03606 |
3番目の重力波過渡カタログ（GWTC-3）は、3回目の観測実行が終了するまでにAdvancedLIGOおよびAdvancedVirgoで検出された信号について説明しています。以前のGWTC-2.1を更新して、2019年11月1日15：00UTCから2020年3月27日17：00UTCまでの3回目の観測実行（O3b）の後半のコンパクトな連星合体からの候補重力波を提示します。天体物理学的起源$p_\mathrm{astro}>0.5$の確率で、少なくとも1つの検索アルゴリズムによって識別された35のコンパクトなバイナリ合体候補があります。これらのうち、18は以前に低遅延の公開アラートとして報告され、17はここで初めて報告されました。成分質量の推定に基づいて、$p_\mathrm{astro}>0.5$のO3b候補は、連星ブラックホールまたは中性子星-ブラックホール連星からの重力波信号と一致しており、連星中性子星からは何も識別されません。しかし、重力波データだけでは、二元成分が中性子星なのかブラックホールなのかを区別する物質効果を測定することはできません。推定される成分質量の範囲は、以前のカタログで見つかったものと同様ですが、O3b候補には、中性子星-ブラックホール連星の最初の自信のある観測が含まれています。GWTC-2.1からの候補に加えてO3bからの35の候補を含め、GWTC-3には、最初の3回の観測実行で$p_\mathrm{astro}>0.5$の分析で見つかった90の候補が含まれています。コンパクトな連星のこれらの観測は、ブラックホールと中性子星の特性の前例のない見方を示しています。
超重力インフレーションに対するグラビティーノの制約
素粒子物理学の標準モデルの超重力埋め込みは、現象論的に動機付けられ、観察的に実行可能なインフレーションシナリオを提供します。超重力の超共形フレームワークに基づいてインフレーションモデルのクラスを研究し、これらのシナリオに固有のグラビティーノ問題に特に焦点を当てて、再加熱温度からの制約について説明します。最新のBICEP/Keck95\％信頼区間内のパラメーター空間の大部分は、グラビティーノ制約によってすでに除外されていることを指摘します。将来のミッションによるスカラースペクトルインデックスの正確な測定は、これらのシナリオを最終的に改ざんする可能性があります。
CPの現象学-ALPでさえ
アクシオンまたはアクシオン様粒子（ALP）は通常、グローバルなU（1）対称性の自発的な崩壊からCP奇数の南部ゴールドストーンボソン（NGB）と見なされてきました。この論文では、NGBは、単純な（またはおそらく最も単純な）繰り込み可能なモデルの大規模なクラスでSM粒子に結合されたCP偶数粒子として動作することを指摘します。CP-さらにはALPの衝突型加速器の現象学と宇宙論の最初の研究を提供します。自然パラメータ領域では、CP-evenALPは、衝突型加速器のヒッグスボソン崩壊から生成できます。質量があまり軽くない場合、信号はヒッグスのエキゾチックな崩壊、ヒッグスは変位した頂点への崩壊$\times2$、ヒッグスは変位した頂点への崩壊+エネルギーの欠落になります。信号は他のモデルと区別することができます。隠された光子、軽い新しい粒子の崩壊長と崩壊生成物を測定することによって。さらに、$m_a\lesssim$MeVの場合、その場合、ヒッグス粒子の目に見えない崩壊が衝突型加速器で調べられる可能性があり、CP-evenALPは優れたDM候補です。DMは、21cmの線測定と、X線または$\gamma$線の観測によって調べることができます。DM生成メカニズムについて説明します。
