シミュレートされた強度マップに対するCOおよび[CII]パワースペクトルモデルの精度テスト
| Title |
Precision_Tests_of_CO_and_[CII]_Power_Spectra_Models_against_Simulated_Intensity_Maps |
| Authors |
Azadeh_Moradinezhad_Dizgah,_Farnik_Nikakhtar,_Garrett_K._Keating,_Emanuele_Castorina |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.03717 |
線強度マッピング（LIM）は、広範囲のスケールと赤方偏移を調査する独自の可能性を備えた新しい手法です。ただし、LIMの可能性を最大限に引き出すには、信号の正確なモデリングが必要です。実空間におけるCO回転線と[CII]微細遷移線の強度変動のパワースペクトルの拡張ハローモデルを紹介し、物質変動の非線形性と線強度変動と基礎となる暗黒物質分布の間のバイアス関係をモデル化します。また、ハローモデルフレームワークを使用して、ポアソン近似を超える確率的寄与を計算します。モデルの精度を確立するために、Hidden-Valleyシミュレーションのハローカタログを使用して、赤方偏移$0.5\leqz\leq6$でCOおよび[CII]強度マップの最初の宇宙スケールシミュレーション\textsf{MithraLIMSims}を作成します。各線の質量-赤方偏移-輝度の関係に従ってハローをペイントします。スケール$k_{\rmmax}\lesssim0.8\{\rmMpc}^{-1}h$の$z=1$で、クラスタリングパワーのモデル予測（2つの自由パラメーターのみ）が5\％より良い測定されたパワースペクトルとの一致。$z=4.5$のより高い赤方偏移では、この注目に値する一致は$k_{\rmmax}\lesssim2\{\rmMpc}^{-1}h$のより小さなスケールに拡張されます。さらに、大規模では、COおよびCIIパワースペクトルへの確率的寄与は非ポアソン分布であり、振幅はハローモデルの処方によってかなりよく再現されていることを示します。最後に、バリオン音響振動（BAO）の理論モデルのパフォーマンスを評価し、この10年以内に展開できる$z=1$でCOラインをプローブする仮想LIM調査が高い重要性を発揮できることを示します。BAOの測定。より長い時間スケールでは、宇宙ベースのミッションプロービング[CII]ラインは、前例のない精度で広範囲の赤方偏移のBAOを独自に測定できます。
最近の宇宙の加速の観測的証拠は、宇宙論と素粒子物理学の標準的な理論が不完全であり、新しい物理学が発見されるのを待っていることを示しています。天体物理学施設の説得力のあるタスクは、この新しい物理学を検索し、特定し、最終的に特徴づけることです。自然の基本定数の安定性のテストにおけるごく最近の進展と、標準模型を超える物理パラダイムへの影響を紹介します。具体的には、低赤方偏移とBBNエポックでの新しい観測制約について説明し、標準的な典型型モデルと非標準的な弦理論に触発されたモデルに対するそれらのさまざまな影響を強調します。最後に、現実的なシミュレーションデータに基づいて、ELT-HIRESから期待されるこれらの制約に対する感度の向上について、それ自体で、およびEuclidと組み合わせて新しい予測を提示します。
ベイズ証拠の分布について
超新星とバリオン音響振動データの模擬実現のためのベイズ証拠の分布を調べます。さまざまなモデルのベイズ証拠の比率は、モデル選択を実行するためによく使用されます。次に、これらのベイズ因子の重要性は、ジェフリーズまたはカス\＆ラフテリースケールなどのスケールを使用して解釈されます。最初に、証拠自体を使用してモデルを検証する方法、つまり、他のモデルのパフォーマンスに関係なく、モデルがデータにどの程度適合しているかを示します。基本的な考え方は、一部の実際のデータセットについて、モデルの証拠が、データセットを生成する同じ基準モデルが分析に使用されたときに生じる証拠の分布の外側にある場合、問題のモデルは確実に除外されるということです。さらに、仮想的に計算されたベイズ因子の重要性を評価する方法を示します。ベイズ因子の分布の範囲は、問題のモデルとデータセット内の独立した自由度の数に大きく依存する可能性があることを示します。したがって、ベイズ因子の重要性は、一意のデータセットごとに計算する必要があることを示しました。
Abell 2256 Iの深部低周波無線観測：フィラメント状の無線遺物
| Title |
Deep_low-frequency_radio_observations_of_Abell_2256_I:_The_filamentary_radio_relic |
| Authors |
K._Rajpurohit,_R._J._van_Weeren,_M._Hoeft,_F._Vazza,_M._Brienza,_W._Forman,_D._Wittor,_P._Dom\'inguez-Fern\'andez,_S._Rajpurohit,_C._J._Riseley,_A._Botteon,_E._Osinga,_G._Brunetti,_E._Bonnassieux,_A._Bonafede,_A._S._Rajpurohit,_C._Stuardi,_A._Drabent,_M._Br\"uggen,_D._Dallacasa,_T.W._Shimwell,_H.J.A._R\"ottgering,_F._de_Gasperin,_G._K._Miley,_M._Rossetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.04449 |
アップグレードされたGiantMetrewaveRadioTelescope（GMRT）とLOw-FrequencyARray（LOFAR）を使用して、低周波数で融合する銀河団Abell2256の深くて忠実度の高い画像を提示します。このクラスターは、フィラメント状の下部構造の非常に壮観なネットワークを備えた、最も著名な既知の遺物の1つをホストしています。新しいuGMRT（300-850MHz）およびLOFAR（120-169MHz）の観測と、アーカイブVLA（1-4GHz）データを組み合わせることで、6までの例外的な遺物放出の最初の空間分解スペクトル分析を実行できました。広範囲の周波数にわたるarcsec分解能。私たちの新しい高感度ラジオ画像は、低周波数でも磁化された相対論的プラズマの複雑なフィラメントの存在を確認します。遺物の統合スペクトルは、少なくとも3GHz未満でスペクトルが急峻になる兆候がなく、単一のべき乗則と一致していることがわかります。以前の主張とは異なり、遺物は144MHzと3GHzの間で$-1.07\pm0.02$の統合スペクトル指数を示しており、これは（準）定常衝撃近似と一致しています。空間的に分解されたスペクトル分析は、遺物の表面が複雑な衝撃波面をたどる可能性が非常に高く、マッハ数が広く分布し、乱流で動的に活動する銀河団ガスを伝播することを示唆しています。私たちの結果は、遺物の北部が真正面に見え、南部が正面に近いことを示しています。複雑なフィラメントは、観測された電波放射の原因となる電子の（再）加速を支配するマッハ数が高い領域であることをお勧めします。
銀河カタログの不完全性へのピクセル化されたアプローチ：ハッブル定数のダークサイレン測定の改善
| Title |
A_Pixelated_Approach_to_Galaxy_Catalogue_Incompleteness:_Improving_the_Dark_Siren_Measurement_of_the_Hubble_Constant |
| Authors |
Rachel_Gray,_Chris_Messenger,_John_Veitch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.04629 |
宇宙論的分析のための重力波標準サイレンの使用はよく知られており、ハッブル定数$H_0$の測定、および初期測定と後期測定の間の現在の張力に光を当てることに特に関心があります。現在の張力は$4\sigma$を超えており、標準のサイレンは完全に独立した測定を提供できます。ダークサイレン（連星ブラックホールまたは中性子星合体で、電磁星合体がない）は、銀河カタログを使用して合体の潜在的なホスト銀河を特定することにより、欠落している赤方偏移情報が提供される場合に役立ちます。ただし、銀河カタログの不完全性はこの分析に影響を与え、$H_0$の偏りのない測定値を取得するには、その正確なモデリングが不可欠です。以前は、これは重力波イベントの空の領域内で均一な完全性を仮定することによって行われていました。この論文は、空をピクセル化し、各視線に沿って銀河カタログの完全性を計算することにより、方向に依存する問題で銀河カタログの完全性を推定する最新の方法論を提示します。単一のイベントの$H_0$推論はピクセルごとに実行され、ピクセルが組み合わされて最終結果が得られます。最初の重力波過渡カタログ（GWTC-1）のイベントを再分析すると、同等のLIGOとVirgoの結果の68.3％の最高密度間隔と比較して、$H_0$の測定値が約5％向上します。$H_0=68.8^{+15.9}_{-7.8}$kms$^{-1}$Mpc$^{-1}$の場合。
| Title |
Thermal_Phase_Curves_of_XO-3b:_an_Eccentric_Hot_Jupiter_at_the_Deuterium_Burning_Limit |
| Authors |
Lisa_Dang,_Taylor_J._Bell,_Nicolas_B._Cowan,_Daniel_Thorngren,_Tiffany_Kataria,_Heather_A._Knutson,_Nikole_K._Lewis,_Keivan_G._Stassun,_Jonathan_J._Fortney,_Eric_Agol,_Gregory_P._Laughlin,_Adam_Burrows,_Karen_A._Collins,_Drake_Deming,_Diana_Jovmir,_Jonathan_Langton,_Sara_Rastegar_and_Adam_P._Showman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.03673 |
3.6および4.5$\mu$mでのエキセントリックホットジュピターXO-3bの\textit{Spitzer}全軌道位相観測を報告します。3.6$\mu$mで$1770\pm180$ppmおよび4.5$\mu$mで$1610\pm70$ppmの新しい日食深度測定値は、以前に報告された昼間の温度逆転の証拠を示していません。また、ガイアDR3の視差測定を使用して、XO-3bとそのホスト星の質量と半径を経験的に導き出し、惑星の質量$M_p=11.79\pm0.98〜M_{\rm{Jup}}$と半径$R_p=1.295\午後0.066〜R_{\rm{Jup}}$。\textit{Spitzer}の観測結果を複数の大気モデルと比較して、XO-3bの放射特性と移流特性を制約します。非相関の4.5$\mu$mの観測は元の状態ですが、3.6$\mu$mの位相曲線は、このチャネルの振幅内の感度の変動が大きいため、検出器の系統分類で汚染されたままです。より信頼性の高い4.5$\mu$m位相曲線に分析を集中し、固体回転を伴うエネルギーバランスモデルを適合させて、帯状風速と混合層の底部の圧力を推定します。私たちのエネルギーバランスモデルの適合は、東向きの赤道風速が$3.13^{+0.26}_{-0.83}$km/s、大気混合層が$2.40^{+0.92}_{-0.16}$bar、ボンド$0.106^{+0.008}_{-0.106}$のアルベド。風速と混合層の深さは軌道全体で一定であると仮定します。観測結果を、アポアプスとペリアプスでの1D惑星平均モデル予測、およびXO-3bの3D大循環モデル（GCM）予測と比較します。また、XO-3bの膨張半径を調査し、観測された惑星の半径を説明するために、異常に大量の内部加熱が必要になることを発見しました。
エキセントリックな長周期惑星HR5183bのエッジオン軌道
長周期の巨大惑星HR5183bは、これまでに知られている太陽系外惑星の中で最も極端な軌道の1つを持っています。この作業では、ヒッパルコス-ガイアの位置天文学を使用して、この惑星の軌道傾斜角を初めて測定します。$i=89.9^{+13.3\circ}_{-13.5}$を測定し、エッジオン軌道と完全に一致します。以前に報告されたHR5183bの長い軌道周期と高い離心率は、$P=102^{+84}_{-34}$年と$e=0.87\pm0.04$の結果によって裏付けられています。HIP67291が15400AUの予測分離でHR5183と物理的にバインドされたバイナリを形成することを確認し、このペアの軌道に新しい制約を導き出します。惑星軌道とバイナリ軌道の間の相互傾斜を測定するために、傾斜測定を組み合わせます。ミスアライメントの証拠はいくつかありますが、これは統計的に有意ではないと結論付けています。さらなる観測、特に完全なガイア位置天文データのリリースは、このシステムにおける惑星とバイナリの相互傾斜に対する改善された制約を可能にするでしょう。偏心$e\geq0.8$の既知の惑星の$52\pm16\％$は、複数の星系で見つかります。これは、惑星の人口全体よりも重要度が中程度であることがわかります（$p=0.0075$）。これは、広い恒星の仲間との動的相互作用が、高度に偏心した太陽系外惑星の形成に重要な役割を果たしているという仮説を支持しています。
OGLE-2019-BLG-0468Lb、c：G型星の周りの2つのマイクロレンズ巨大惑星
| Title |
OGLE-2019-BLG-0468Lb,c:_two_microlensing_giant_planets_around_a_G-type_star |
| Authors |
Cheongho_Han,_Andrzej_Udalski,_Chung-Uk_Lee,_Doeon_Kim,_Wei_Zhu,_Michael_D._Albrow,_Sun-Ju_Chung,_Andrew_Gould,_Kyu-Ha_Hwang,_Youn_Kil_Jung,_Hyoun-Woo_Kim,_Yoon-Hyun_Ryu,_In-Gu_Shin,_Yossi_Shvartzvald,_Jennifer_C._Yee,_Weicheng_Zang,_Sang-Mok_Cha,_Dong-Jin_Kim,_Seung-Lee_Kim,_Dong-Joo_Lee,_Yongseok_Lee,_Byeong-Gon_Park,_Richard_W._Pogge,_Chun-Hwey_Kim,_Woong-Tae_Kim,_Przemek_Mr\'oz,_Micha{\l}_K._Szyma\'nski,_Jan_Skowron,_Rados{\l}aw_Poleski,_Igor_Soszy\'nski,_Pawe{\l}_Pietrukowicz,_Szymon_Koz{\l}owski,_Krzysztof_A._Rybicki,_Patryk_Iwanek,_Krzysztof_Ulaczyk,_Marcin_Wrona,_Mariusz_Gromadzki,_David_Buckley,_Subo_Dong,_Ali_Luo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.03755 |
提案されたモデルのない異常なレンズイベントを解釈することを目的として、2019シーズン以前にマイクロレンズデータを再調査するプロジェクトを実施しました。この作業では、プロジェクトから見つかった多惑星系OGLE-2019-BLG-0468Lを報告します。3つの特徴的な異常の特徴からなるレンズイベントOGLE-2019-BLG-0468の光度曲線は、通常のバイナリレンズまたはバイナリソースの解釈では説明できませんでした。レンズが2つの惑星とそのホストで構成され、マイクロレンズによって安全に検出された4番目の多惑星系となるトリプルレンズ解釈ですべての異常機能を説明する解決策を見つけます。2つの惑星の質量は$\sim3.4〜M_{\rmJ}$と$\sim10.2〜M_{\rmJ}$で、質量$\sim0.9〜M_のG型星の周りを周回しています。\odot$と距離$\sim4.4$kpc。惑星のホストは、ベースラインオブジェクトの光に責任がある可能性が最も高いですが、ホストがベースラインオブジェクトのコンパニオンである可能性を排除することはできません。
恒星の爆発とコンドライトの組成
| Title |
Stellar_outbursts_and_chondrite_composition |
| Authors |
Min_Li,_Zhaohuan_Zhu,_Shichun_Huang,_Ning_Sui,_Michail_I._Petaev,_Jason_H._Steffen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.03798 |
観測された原始惑星系円盤の温度は、星を形成するのに必要な降着率を生み出すのに十分なほど高くはなく、CM、CO、CVコンドライトおよび地球型惑星の揮発性の枯渇パターンを説明するのにも十分ではありません。降着の多いエピソードによって引き起こされた恒星の爆発が、これら2つの問題を解決する上で果たす役割を再考します。これらの爆発は、ディスクの寿命の間に星を形成するために必要な質量と、惑星形成物質を気化させるのに十分な熱を提供します。これらの爆発は、1AUに近い距離で観測されたコンドライトの存在量を再現できることを示しています。これらの爆発は、カルシウム-アルミニウムに富む介在物（CAI）の成長、および炭素質コンドライトと非炭素質コンドライトの同位体組成にも影響を及ぼします。
IRASデータでのPlanet9の検索
IRASデータでPlanet9を検索しました。プラネット9に提案された距離範囲では、署名は60ミクロンの未確認のIRASポイントソースであり、1時間確認（HCON）検出のみを受信したソースのIRAS拒否ファイルからの関連する近くのソースがあります。確認されたソースは、最初の2つのHCONパスで検出されますが、3番目のパスでは検出されません。一方、単一のHCONは3番目のHCONでのみ検出されます。私は3つのIRAS60ミクロンカタログで未確認のソースを調べました。いくつかは2MASS銀河、銀河ソース、または巻雲として識別できます。残りの未確認のソースは、IRSAScanpiツールを使用して検査され、署名が欠落しているHCONがないかどうか、およびIRAS拒否ファイルの単一のHCONとの関連付けがないかどうかが確認されています。興味のある試合は生き残れません。200〜400AUの距離範囲にある低質量の惑星（<5地球質量）の場合、間隔が2〜35分角の単一のHCONのペアまたはトリプレットが予想されます。数百の候補アソシエーションが見つかり、Scanpiで調査されました。検出されたHCONパスと検出されなかったHCONパスの要件を満たすPlanet9の単一の候補が存続します。適合軌道は、225+-15AUの距離と3-5地球質量の質量を示唆しています。候補が既存の惑星天体暦と一致しているかどうかを調べるには、動的シミュレーションが必要です。もしそうなら、可視波長と近赤外波長で1983年の位置を中心とした半径2.5〜4度の環での検索は価値があります。
光度曲線の折り畳み中の太陽系外衛星通過の信号保存
太陽系外惑星の周りの月を探す中で、天文学者は驚くべき観測に直面します。4500個の太陽系外惑星のうち3400個がトランジット法で発見され、太陽系で知られている惑星の25倍をはるかに超える数の衛星がありますが（そのうち2つは水星よりも大きい）、太陽系外惑星は発見されていません。太陽系外惑星のトランジットの検索では、恒星の光度曲線は通常、試行のエポックと期間の範囲にわたって位相が折りたたまれます。ただし、このアプローチは、太陽系外衛星に直接適用することはできません。惑星と月の通過は、非常に詳細にモデル化する必要があり（軌道力学、相互食などを含む）、計算コストがかかるか、重要な単純化を想定する必要があります。そのような単純化の1つは、惑星通過の外側の月通過を検索することです。このレポートで取り上げる問題は、太陽系外衛星の通過中のデータが、そのホスト惑星のほぼ同時の通過によって汚染されていないままであるかどうかです。分析フレームワークを開発し、数値の惑星-月通過シミュレーターで結果をテストします。ガリレオ衛星に似た太陽系外衛星の場合、通過中のデータのごく一部だけが惑星通過によって汚染されていません。イオで14％、ヨーロッパで20％、ガニメデで42％、カリストで73％です。惑星外トランジットフォールディングテクニックのS/Nは、フルトランジットモデルと比較して約38％（Io）、45％（Europa）、65％（Ganymede）、および85％（Callisto）に減少します。それぞれ。地球の月の場合、汚染されていないデータの割合は通常わずか18％であり、結果としてS/Nが42％に減少します。これらの値は驚くほど小さいです。惑星の通過中のデータを無視する太陽系外衛星の通過検索アルゴリズムの速度の向上は、そもそも小さな信号と思われるもののかなりの部分を失うという大きな代償を伴います。
INPOP惑星天体暦の進化とベピコロンボシミュレーション
| Title |
Evolution_of_INPOP_planetary_ephemerides_and_Bepi-Colombo_simulations |
| Authors |
A._Fienga,_L._Bigot,_D._Mary,_P._Deram,_A._Di_Ruscio,_L._Bernus,_M._Gastineau,_J._Laskar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.04499 |
ここでは、最新のINPOP惑星天体暦INPOP20aについて詳しく説明します。INPOPで得られた太陽の扁平率の決定の、太陽のコア回転のさまざまなモデルに対する感度をテストします。また、PPNパラメーター$\beta$、$\gamma$および$\dot{\mu}/\mu$を使用したGRT違反の可能性の新しい評価も示します。許容可能な代替エフェメライドを選択するための新しい方法では、$\beta-1$と$\gamma-1$に対して約$7.16\times10^{-5}$と$7.49\times10^{-5}$の控えめな制限を提供します。それぞれ、現在の惑星データサンプルを使用しています。また、ベピコロンボの範囲追跡データのシミュレーションと、それらが惑星の天体暦の構築に与える影響についても説明します。将来のBC範囲の観測値を使用すると、これらの推定値、特に$\gamma$が改善されるはずであることを示します。最後に、BCミッションと、GRTフレームでの正確な距離測定のおかげで、太陽のコア回転を検出するための興味深い視点に到達できるようです。
ホットジュピターHD189733bの大気に対するコロナ質量放出とフレアの影響
| Title |
The_impact_of_coronal_mass_ejections_and_flares_on_the_atmosphere_of_the_hot_Jupiter_HD189733b |
| Authors |
Gopal_Hazra,_Aline_A._Vidotto,_Stephen_Carolan,_Carolina_Villarreal_D'Angelo_and_Ward_Manchester |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.04531 |
高エネルギーの恒星照射は惑星大気を光蒸発させる可能性があり、これは水素線の分光学的通過で観察することができます。太陽系外惑星HD189733bの場合、Ly-$\alpha$線での複数の観測は、大気中の蒸発が変動し、$1.5$年の間隔で未検出から強化された蒸発に変化することを示しています。偶然かどうかにかかわらず、HD189733bが蒸発しているのが観測されたとき、観測の8時間前に恒星のフレアが発生していました。これにより、蒸発のこの時間的変動が、フレア、目に見えない関連するコロナ質量放出（CME）、または両方の影響が同時に発生したために発生したのかどうかという疑問が生じました。この作業では、恒星の光子加熱を自己無撞着に含む大気蒸発の3D放射流体力学シミュレーションを使用して、フレア（放射）、風、およびCME（粒子）がHD189733bの大気に与える影響を調査します。1つ目は恒星風を含む星の静止期、2つ目はフレア、3つ目はCME、4つ目はフレアとそれに続くCMEの4つのケースを研究します。静止状態の場合と比較して、フレアだけでは蒸発率が25％しか増加しないのに対し、CMEでは脱出率が4倍に増加することがわかります。Ly-$\alpha$合成トランジットを計算し、フレアだけでは、Ly-$\alpha$観測で観測された高い青方偏移速度を説明できないことがわかりました。ただし、CMEは、逃げる大気の速度の増加につながり、青方偏移の高い速度での通過深度を高めます。CMEの効果は、青方偏移した線の特徴を説明する有望な可能性を示していますが、私たちのモデルは、青方偏移した通過深度を完全に説明することができず、追加の物理的メカニズムが必要になる可能性があることを示しています。
層流降着流を伴う円盤における木星質量惑星の移動
| Title |
Migration_of_Jupiter_mass_planets_in_discs_with_laminar_accretion_flows |
| Authors |
E._Lega,_A._Morbidelli,_R.P._Nelson,_X.S._Ramos,_A._Crida,_W._Bethune,_and_K._Batygin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.04594 |
最近、低粘度の円盤内の巨大惑星の移動が研究されています。移動速度とディスクの粘度の間の比例関係は、惑星によって引き起こされたギャップの端に現れる渦の存在によって壊されます。私たちの目標は、磁化されたディスク風による角運動量の除去から予想されるように、ガスの半径方向の移流の存在下での低粘度ディスクにおける渦駆動の移動を調査することです。グリッドベースのコードFARGOCAを使用して3次元シミュレーションを実行しました。所定の柱密度Sigma_Aで特徴付けられるディスクの表層に合成トルクを適用することにより、ディスク風の影響を模倣し、ディスクの降着率が年間10^-8太陽質量になるようにしました。この構造のディスクは「層状」と呼ばれ、トルクが加えられる層は「アクティブ」と呼ばれます。また、大きなホール効果または弱いオーム拡散によって引き起こされる輸送特性を模倣するために、ディスクミッドプレーンの近くに焦点を合わせた降着の場合を検討します。2つの移動フェーズを観察します。最初のフェーズでは、惑星の移動は渦によって駆動され、内側に向けられます。このフェーズは、渦が消えると終了します。移動は、惑星からのトルクが降着の流れを遮断する能力に依存します。フローが速く、妨げられていない場合（小さなSigma_A）、移行は非常に遅くなります。降着の流れが完全に遮断されると、移動はより速くなり、速度は、降着の流れが移動する惑星の背後のギャップを埋める速度によって制御されます。層状の原始惑星系円盤における巨大惑星の移動速度は、降着層の厚さに依存します。巨大な太陽系外惑星の大多数が明らかに経験している大規模な移動の欠如は、降着層が十分に薄く、ディスクを介した妨害のない降着を可能にする場合に説明できます。
頑火輝石（EL）コンドライトの母体の進化
コンドライトは、未分化の小惑星の親体に由来しますが、それにもかかわらず、初期の太陽系で形成された後、ある程度の変成作用を経験しました。変成作用の最高温度は、主に形成時間と、短寿命の26Alである主な熱源の存在量に依存します。還元条件下で形成されたエンスタタイトコンドライトは、岩石学的タイプ6の多くの強く変態したメンバーを含みます。低金属エンスタタイトコンドライトクラス（EL）の母体の熱進化をモデル化します。モデルは、最初に多孔質の材料のホットプレスによる付着、加熱、焼結、および圧縮、温度依存の熱伝導率、および残りのレゴリス層による断熱効果を考慮に入れています。親体の主要なパラメータ（形成時間、半径、および多孔性）は、EL6コンドライト（LON94100、ノイシュヴァンシュタイン城、ハイルプル、ブリスフィールド、ダニエルズクイル）の熱履歴をフィッティングすることによって推定されます。それぞれの閉鎖温度。実行可能な適合は、半径120〜210kmの親体に対して得られ、形成されます。Ca、Alに富む介在物（CAI）後の1.8〜2.1Ma、および初期気孔率は30％で、初期ディスク温度に比較的依存しません。さまざまなEL6コンドライトの熱履歴は区別できず、埋没深度も区別できません。正確な層の深さはモデルによって多少異なりますが（約12〜20km）、5つのEL6コンドライトすべてが発生する層の厚さは1km未満です。したがって、特に宇宙線曝露データから推測されるほとんどの発掘年齢は、33Ma前の小さなアポロ小惑星からのメートルサイズの流星物質としての分離と互換性があるため、非常に小さな小惑星フラグメントからの起源が可能です。
高離心率惑星移動中の潮汐進化と拡散成長：ホットジュピターの離心率分布の再考
| Title |
Tidal_evolution_and_diffusive_growth_during_high-eccentricity_planet_migration:_revisiting_the_eccentricity_distribution_of_hot_Jupiters |
| Authors |
Hang_Yu_and_Nevin_N._Weinberg_and_Phil_Arras |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.04649 |
高離心率の潮汐移動は、ホットジュピターの潜在的な形成チャネルです。このプロセスの間に、惑星のfモードは拡散成長の段階を経験するかもしれません。そして、そのエネルギーがすぐに大きな値に蓄積するのを許します。Yuらで。（2021、ApJ、917、31）、親のfモードと娘のfモードおよびpモードの間の非線形モードの相互作用が、親の拡散成長がトリガーされるパラメーター空間を拡張することを示しました。（1）軌道とモードの間の角運動量伝達、およびその結果としての中心周辺距離の変化、（2）高い親モードエネルギーでの非線形周波数シフトに対する現象論的補正、および（3）を組み込むことによってその研究を拡張します。娘モードの乱流対流減衰と強く非線形の砕波イベントの両方による親のエネルギーの散逸。新しい成分により、$\gtrsim10^4$年にわたるモードと軌道の連成進化を追跡し、開始から終了までの拡散進化をカバーすることができます。準主軸は、潮汐品質係数$\mathcal{Q}\sim10$に対応して、$10^4$年でほぼ10倍縮小することがわかります。fモードの拡散成長は、離心率がまだ高いうちに終了し、e=0.8-0.95付近になります。これらの結果を使用して、プロトホットジュピターの離心率分布を再検討します。ケプラーのデータでは、拡散レジームが考慮されると、離心率が0.9を超えるプロトHJが1つ未満になると推定され、この集団の観察された不足が説明されます。
RELICSクラスターの背後にある重力レンズ付き$ z \ gtrsim6 $ X線AGNの探索
| Title |
Exploring_Gravitationally-Lensed_$z\gtrsim6$_X-ray_AGN_Behind_the_RELICS_clusters |
| Authors |
Akos_Bogdan,_Orsolya_E._Kovacs,_Christine_Jones,_William_R._Forman,_Ralph_P._Kraft,_Victoria_Strait,_Dan_Coe,_and_Marusa_Bradac |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.03669 |
高赤方偏移クエーサーの観測は、ビッグバン後10億年以内に多くの超大質量ブラックホール（BH）が大きな質量に到達したことを示していますが、最初のBHの起源はまだ謎です。最初のBHの起源を制約する有望な方法は、$z\gtrsim6$BHの平均的なプロパティを調べることです。ただし、典型的なBHは、X線調査から隠されたままです。これは、比較的かすかな性質とX線望遠鏡の感度が限られているためです。重力レンズは、これらの高赤方偏移銀河からのかすかな光を拡大するので、このユニークな銀河集団を研究するための魅力的な方法を提供します。ここでは、RELICS調査で検出された155個の重力レンズ付き$z\gtrsim6$銀河から発生するX線放射を研究します。チャンドラX線観測を利用して、個々の銀河と積み重ねられた銀河サンプルでAGNを検索します。高赤方偏移銀河で2つの潜在的なAGNを特定しますが、X線源と銀河の間の$\sim$$2''$オフセットのため、X線源が関連している可能性は低いと推測します。銀河。すべての銀河からの信号を積み重ねましたが、統計的に有意な検出は見つかりませんでした。恒星の質量、星形成率、レンズ倍率に基づいてサンプルを分割し、これらのサブサンプルを積み重ねます。X線の輝度が$（3.7\pm1.6）\times10^{42}\\rm{erg\s^{-1}}$の巨大な銀河に対して$2.2\sigma$の検出が得られます。これは、$（3.0\pm1.3）\times10^5\\rm{M_{\odot}}$BHがエディントンレートで降着します。他のスタックは検出されないままであり、AGN放射に上限を設けています。これらの制限は、$z\gtrsim6$のBHの大部分が、エディントン率の数パーセントで降着するか、ホスト銀河の恒星の質量に基づいて予想されるよりも1〜2ドル小さいことを意味します。
ライマン-$ \ alpha $エミッションラインの解読：放射伝達モデリングを介してLy $ \ alpha
$スペクトルから抽出された銀河特性の理解に向けて
| Title |
Deciphering_the_Lyman-$\alpha$_Emission_Line:_Towards_the_Understanding_of_Galactic_Properties_Extracted_from_Ly$\alpha$_Spectra_via_Radiative_Transfer_Modeling |
| Authors |
Zhihui_Li,_Max_Gronke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.03671 |
最高の光度を持つ宇宙に遍在するライマン-$\alpha$輝線は、それが相互作用するガス状媒体に関する豊富な物理情報をエンコードします。それにもかかわらず、Ly$\alpha$の共鳴特性は、ラインプロファイルの放射伝達（RT）モデリングを複雑にし、周囲のガス状媒体の物理的特性の抽出を困難にすることで有名です。この論文では、RTモデリングを使用してLy$\alpha$輝線を解読する問題を再検討します。モデルの限界を示唆する、静的および流出の両方の場合の光学的厚さレジームで広く使用されているシェルモデルの固有のパラメータ縮退を明らかにします。また、より物理的に現実的な多相の塊状モデルとシェルモデルの関係についても調査しました。「非常に塊状の」スラブモデルとシェルモデルのパラメータには、次の対応関係があることがわかります。（1）塊状のスラブモデルの合計列密度は、シェルモデルのHI列密度に等しい。（2）塊速度分散を組み込んだ塊状スラブモデルの有効温度は、シェルモデルの有効温度と等しい。（3）平均半径方向凝集塊流出速度はシェル膨張速度に等しい。（4）塊状のスラブモデルの翼を再現するには、シェルモデルに大きな固有の線幅が必要です。（5）高温の凝集塊間媒体の別の相を追加すると、ピーク分離が増加し、適合したシェル膨張速度は、ガスの2つの相の流出速度の間にあります。私たちの結果は、以前の文献で報告されたLy$\alpha$フィッティングに関連する主要な不一致に対する実行可能な解決策を提供し、追加の観測からの情報を利用して固有の縮退を解消し、モデルパラメータをより物理的に現実的に解釈することの重要性を強調します環境。
極端な輝線放射の広帯域検出を介して識別された特異なタイプIIQSO
| Title |
A_Peculiar_Type~II_QSO_Identified_via_Broad-band_Detection_of_Extreme_Nebular_Line_Emission |
| Authors |
Yu-Heng_Lin,_Claudia_Scarlata,_Matthew_Hayes,_Anna_Feltre,_Stephane_Charlot,_Angela_Bongiorno,_Petri_V\"ais\"anen,_and_Moses_Mogotsi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.03678 |
SDSS-Stripe82ブロードバンド画像で識別された異常な赤方偏移$\approx$3オブジェクトであるS82-20を紹介します。S82-20のレストフレーム紫外線スペクトルは、HeII$\lambda$1640、CIV$\lambda\lambda$1548、1550およびOVI$\lambda\lambda$1032、1038ダブレットを含む高度にイオン化された種からの輝線を示しています。高いLy$\alpha$光度（$3.5\times10^{44}$ergs$^{-1}$）、高い輝線等価幅（$>200$\r{A}forLy$\alpha$）、輝線のFWHM（$<800$kms$^{-1}$）、および高イオン化OVI線は、S82-20がType〜IIQSOであるという解釈を強く支持します。ただし、Type〜IIQSOを使用した光イオン化モデルは、測定されたCIV/HeII線比を完全には説明していません。これには、星形成または高速衝撃による何らかの寄与が必要です。さらに、S82-20は、発光QSOの等方性IR放射が予想されるため、2$\mu$mより長い波長では検出されません。S82-20は、一時的に低い状態で観測された外観変化QSOのまれな例である可能性を考慮します。この状態では、太い線の領域はフェードし、細い線の領域はまだ輝線を放出します。そうでなければ、それは巨大な銀河の寿命の短い段階のまれなケースであるかもしれません、そこでは活発な星形成と超大質量ブラックホールへの降着が共存します。
RBS797の最も深い$ Chandra $ビュー：2対の等距離X線空洞の証拠
| Title |
The_deepest_$Chandra$_view_of_RBS_797:_evidence_for_two_pairs_of_equidistant_X-ray_cavities |
| Authors |
Francesco_Ubertosi,_Myriam_Gitti,_Fabrizio_Brighenti,_Gianfranco_Brunetti,_Michael_McDonald,_Paul_Nulsen,_Brian_McNamara,_Scott_Randall,_William_Forman,_Megan_Donahue,_Alessandro_Ignesti,_Massimo_Gaspari,_Stefano_Ettori,_Luigina_Feretti,_Elizabeth_L._Blanton,_Christine_Jones,_Michael_S._Calzadilla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.03679 |
銀河団RBS797の深い$Chandra$観測の最初の結果を提示します。その以前のX線研究は、東西（E-W）方向に2つの顕著なX線空洞を明らかにしました。中央活動銀河核（AGN）のフォローアップVLA電波観測により、異なるジェットとローブの方向が明らかになり、電波ローブがEWキャビティを満たし、垂直ジェットが同じスケール（$\）で南北（NS）方向の放射を示しました。約$30kpc）。新しい$\sim$427ksの総露光量で、E-Wのものとほぼ同じ半径距離でN-S方向に2つの追加の対称X線空洞が検出されたことを報告します。新たに発見されたN-S空洞は、アーカイブVLAデータで1.4GHzと4.8GHzで検出された電波放射に関連しており、RBS797は、4つの等距離の中央対称の電波で満たされた空洞を持つことがわかった最初の銀河団になります。X線データと無線データからそれぞれ4つの空洞の動的年齢と放射年齢を導き出し、2つの爆発はほぼ同時期であり、E-W空洞とN-S空洞の年齢差は$\lessapprox$10Myrであることがわかりました。2つの垂直な等距離の空洞システムの起源に関する2つのシナリオについて説明します。垂直方向に空洞の同時代のペアを掘削しているバイナリAGNの存在、またはその後に発生する高速（$<$10Myr）ジェット再配向イベントのいずれかです。不整合な爆発。
若い電波銀河におけるジェットトリガー星形成
| Title |
Jet-triggered_star_formation_in_young_radio_galaxies |
| Authors |
Chetna_Duggal,_Christopher_O'Dea,_Stefi_Baum,_Alvaro_Labiano,_Raffaella_Morganti,_Clive_Tadhunter,_Diana_Worrall,_Grant_Tremblay,_Daniel_Dicken,_Alessandro_Capetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.03818 |
紫外線の連続体での放出は、最近または進行中の星形成を追跡する、熱く、大規模で、結果として短命の星の種族の顕著な特徴です。星形成領域をマッピングし、銀河規模のジェット活動に関連する星形成から一般的な星形成を形態学的に分離することを目的として、9つのコンパクトな電波源のサンプルの高解像度HST/UVイメージングを取得しました。これらのうち、7つは若いkpcスケールの電波源をホストする既知のコンパクトスティープスペクトル（CSS）銀河であり、したがって銀河スケールでの電波モードフィードバックを研究するための最良の候補であり、他の2つはより大きな電波源のコントロールサンプルを形成します。拡張されたUV放射領域は、7つのCSSソースのうち6つで観察され、ラジオジェットの向きとの密接な空間的整列を示しています。観測されたUV放射に寄与する可能性のある他のメカニズムが除外された場合、これは電波銀河進化のCSSフェーズでのジェットトリガー星形成をサポートする証拠である可能性があります。
ミリメートル波長での銀河のダスト放出：NGC6946の星形成領域の冷却
| Title |
Dust_Emission_in_Galaxies_at_Millimeter_Wavelengths:_Cooling_of_star_forming_regions_in_NGC6946 |
| Authors |
G._Ejlali,_R._Adam,_P._Ade,_H._Ajeddig,_P._Andr\'e,_E._Artis,_H._Ausse,_A._Beelen,_A._Beno\^it,_S._Berta,_L._Bing,_O._Bourrion,_M._Calvo,_A._Catalano,_I._de_Looze,_M._De_Petris,_F.-X._D\'esert,_S._Doyle,_E._F._C._Driessen,_M._Galametz,_F._Galliano,_A._Gomez,_J._Goupy,_A._P._Jones,_A._Hughes,_S._Katsioli,_F._K\'eruzor\'e,_C._Kramer,_B._Ladjelate,_G._Lagache,_S._Leclercq,_J.-F._Lestrade,_J.-F._Mac\'ias-P\'erez,_S._C._Madden,_A._Maury,_P._Mauskopf,_F._Mayet,_A._Monfardini,_M._Mu\~noz-Echeverr\'ia,_A._Nersesian,_L._Perotto,_G._Pisano,_N._Ponthieu,_V._Rev\'eret,_A._J._Rigby,_A._Ritacco,_C._Romero,_H._Roussel,_F._Ruppin,_K._Schuster,_S._Shu,_A._Sievers,_M._W._S._L._Smith,_F._S._Tabatabaei,_C._Tucker,_E._M._Xilouris,_R._Zylka |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.03844 |
星間塵は、分子ガスの形成と星間物質の加熱と冷却に重要な役割を果たします。銀河から放出されるミリ波長のダストの空間分布は、ほとんど解明されていません。NIKA2保証時間プロジェクトIMEGIN（IRAMとNIKA2による銀河のミリメートル放射の解釈）は、最近、グランドデザイン渦巻銀河NGC6946のmm放射をマッピングしました。フリーフリー、シンクロトロン、およびCO線放射からの寄与を差し引くことにより、1：15mmおよび2mmでの純粋なダスト放射の分布をマッピングします。アーム/アーム間領域を分離すると、アーム間からの支配的な2mmの放射が見つかり、冷たい塵の加熱における一般的な星間放射場の重要な役割を示しています。最後に、NGC6946のスペクトルエネルギー分布のベイズMCMCモデリングを使用して、ダストの質量、温度、および放射率のマップを示します。
ローカルLIRGにおける空間的に分解された星形成関係の二重性
| Title |
Duality_in_spatially_resolved_star-formation_relations_in_local_LIRGs |
| Authors |
M._S\'anchez-Garc\'ia,_M._Pereira-Santaella,_S._Garc\'ia-Burillo,_L._Colina,_A._Alonso-Herrero,_M._Villar-Mart\'in,_T._Saito,_T._D\'iaz-Santos,_J._Piqueras_L\'opez,_S._Arribas,_E._Bellocchi,_S._Cazzoli_and_A._Labiano |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.03876 |
90〜500pcのスケールで定義された2800以上の領域を持つ、16個の近くの高光度赤外線銀河（LIRG）のサンプルにおける星形成（SF）の関係を分析します。ALMAを使用して、COのJ=2-1ラインによってトレースされた低温分子ガスの分布をマッピングし、アーカイブPa\alphaHST/NICMOSイメージングを使用して最近のSFをトレースしました。4つのオブジェクトで、90pcスケールのケニカット-シュミット関係に2つの異なる分岐があり、この関係に二重性が存在することを示唆しています。2つの分岐は、各銀河内の2つの異なる動的環境に対応します。これらの銀河の中央領域に対応する1つの分岐は、領域の90％が半径<0.85kpcにあります）、より高い速度分散でより高いガスと星形成率の表面密度を示します。より低い分子ガスとSFレートの表面密度を示すもう一方のブランチは、より多くの外部ディスク領域（r$\sim$1kpc）に対応します。散乱にもかかわらず、二重の振る舞いを持つ銀河のSF効率は、bパラメーター（b$\equiv$$\Sigma_{H_{2}}$/$\sigma^{2}$$）で測定されるように、境界の増加とともに増加します。\propto$$\alpha_{vir}^{-1}$）。より大きな空間スケール（250および500pc）では、二重性はなくなります。サンプルの残りの部分では、この二重の動作の証拠はどの規模でも示されていません。
星間減光と元素の存在量：個々の視線
銀河の星間減光曲線とダスト形成要素の気相存在量の両方が、ある視線から別の視線へとかなりの変動を示すことはよく認識されていますが、それでもほとんどのダスト減光モデリングの取り組みは銀河の平均減光に向けられています。曲線。これは、さまざまなガスと塵の特性の多くの雲を平均することによって得られます。したがって、塵の性質と星間環境との関係に関する詳細は失われます。ここでは、宇宙望遠鏡によって得られた豊富な絶滅と元素の存在量のデータを利用し、多数の個々の視線のダスト特性を調査します。各視線の観測された減光曲線をモデル化し、ダストに拘束される必要がある主要なダスト形成元素（C、O、Si、Mg、Fe）の存在量を導き出します（つまり、ダストの枯渇）。次に、派生したダストの枯渇に、これらの元素の観察された気相の存在量と対峙し、ダストの特性と元素の枯渇に対する環境の影響を調査します。視線の大部分では、星間酸素原子はガスと塵によって完全に収容されているため、「酸素不足」の問題はないようです。消光から水素へのカラム密度が$A_V/N_H$$>$4.8$\times$10$^{-22}$magcm$^2$/Hの視線では、C、Si、Mgが不足しています。星間C/H、Si/H、Mg/H、Fe/Hの存在量が銀河の化学進化によって増大した原始太陽の存在量であると仮定されたとしても、観測された絶滅を説明するためにダストを作るためのFe元素。
すべての星間炭化ケイ素はどこに行ったのですか？
炭素に富む進化した星のSi--Cストレッチに特徴的な11.3ミクロンの放出特徴の検出は、炭化ケイ素（SiC）ダスト粒子が炭素星の流出に凝縮していることを明らかにしています。炭素星はかなりの量の塵を星間物質（ISM）に注入すると一般に信じられているので、SiC塵は星間塵の重要な構成要素である可能性があります。ISM内のSiCダストの存在は、原始隕石中の恒星起源のプレソーラーSiC粒子の同定によっても裏付けられています。ただし、SiCの11.3ミクロンの吸収機能は、ISMで見られたことがなく、SiCの酸化的破壊が頻繁に発生します。この研究では、分子動力学シミュレーションと密度汎関数理論計算に基づいて、酸化による星間SiCダストの破壊を定量的に調査します。酸素原子とSiC分子およびクラスターとの反応は発熱性であり、CO損失を引き起こす可能性があることがわかりました。それにもかかわらず、これがバルクSiCダストに外挿可能であるとしても、酸化によるSiCダストの破壊速度は、炭素星からの（現在信じられている）注入速度よりもかなり小さい可能性があります。したがって、ISMにおけるSiCダストの11.3ミクロンの吸収機能の欠如は謎のままです。考えられる解決策は、現在信じられているSiCの恒星注入率（過大評価されている可能性がある）および/またはSiCダストのサイズ（実際にはサブミクロンよりもかなり小さい可能性がある）にある可能性があります。
降着流または流出空洞？ループス3-MMS周辺のガスダイナミクスの解明
| Title |
Accretion_Flows_or_Outflow_Cavities?_Uncovering_the_Gas_Dynamics_around_Lupus_3-MMS |
| Authors |
Travis_J._Thieme_(1,_2_and_3),_Shih-Ping_Lai_(1,_2,_3_and_4),_Sheng-Jun_Lin_(1,_2_and_3),_Pou-Ieng_Cheong_(1_and_3),_Chin-Fei_Lee_(4_and_5),_Hsi-Wei_Yen_(5),_Zhi-Yun_Li_(6),_Ka_Ho_Lam_(6),_Bo_Zhao_(7)_((1)_Institute_of_Astronomy,_National_Tsing_Hua_University,_(2)_Center_for_Informatics_and_Computation_in_Astronomy,_National_Tsing_Hua_University_(3)_Department_of_Physics,_National_Tsing_Hua_University,_(4)_Academia_Sinica_Institute_of_Astronomy_and_Astrophysics_(5)_Graduate_Institute_of_Astronomy_and_Astrophysics,_National_Taiwan_University,_(6)_Department_of_Astronomy,_University_of_Virginia,_(7)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_McMaster_University) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.04001 |
最年少の原始星系のガスと塵の周囲のエンベロープから回転支持されたディスクに物質がどのように降着するかを理解することは、ディスクがどのように形成されるかを説明するために重要です。磁化された乱流ディスク形成の電磁流体力学シミュレーションは、通常、エンベロープをディスクに接続する材料のらせん状の流れ（降着流）を示します。しかし、原始星形成のこれらの初期段階での降着流は、強度が低いためにまだ十分に特徴付けられておらず、おそらくいくつかの拡張構造は流出空洞の一部として無視されています。若いクラス0原始星、ループス3-MMSのALMAアーカイブデータを使用して、流出の端に続くC$^{18}$Oの4つの拡張降着流のような構造を明らかにします。流出と比較するためにさまざまなタイプの位置速度カットを行い、拡張された構造が流出放出と一致しておらず、単純な落下モデルと一致していることを確認します。次に、樹状図アルゴリズムを使用して、位置-位置-速度空間内の5つのサブ構造を分離します。5つの下部構造のうち4つは、単純な落下モデルにうまく適合し（$>$95％）、特定の角運動量は$2.7-6.9\times10^{-4}\、$km$\、$s$^{-1}\、$pcおよび$0.5-1.1\times10^{-6}\、M_{\odot}\、$yr$^{-1}$の大量落下率。想定される「流出空洞」の物理的構造のより良い特性評価は、真の流出空洞と付着流を解きほぐすために重要です。
複数の原始星系の1つのコンポーネントへの冷たい降着の流れ
| Title |
A_cold_accretion_flow_onto_one_component_of_a_multiple_protostellar_system |
| Authors |
Nadia_M._Murillo,_Ewine_F._van_Dishoeck,_Alvaro_Hacar,_Daniel_Harsono,_Jes_K._J{\o}rgensen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.04039 |
コンテキスト：ガス降着は、輸送物質を雲のコアから原始星に流します。複数の原始星システムでは、配信メカニズムが優先的であるか、コンポーネント間で均等に分散されているかは明確ではありません。目的：IRAS16293内のガス降着流は6000AUまで調査されます。方法：HNC、シアノポリイン（HC$_3$N、HC$_5$N）、およびN$_2$H$^+$の低$J$遷移のALMAバンド3観測を使用して、〜100AUの解像度。追加のバンド3アーカイブデータは、低$J$HCNおよびSiOラインを提供します。これらのデータは、励起分析のために、PILSバンド7データからの対応するより高い$J$ラインと比較されます。HNC/HCN比は、温度トレーサーとして使用されます。結果：HC$_3$N、HC$_5$N、HNC、およびN$_2$H$^+$の低$J$遷移は、ほこりを伴わずに、6000AUから約100AUまでの拡張および伸長構造をトレースします。連続放出。2つの構造が特定されています。1つはシステムIRAS16293Aの最も明るいコンポーネントに向かって降着する可能性のある流れをトレースします。HCN/HNC比から推測される温度は、この流れのガスが10〜30Kの低温であることを示しています。構造は、流出の1つによって同伴されるUV照射キャビティ壁の一部です。IRAS16293Aによって駆動される2つの流出は、異なる分子ガス分布を示します。結論：冷たいガスの降着は、6000AUスケールからIRAS16293Aに見られますが、ソースBには見られません。これは、埋め込まれた複数の原始星システムの主要コンポーネントへのフィードバックにより、クラウドコア材料の降着が競合していることを示しています。物質の優先的な供給は、ソースBと比較してソースAのより高い光度と多様性を説明する可能性があります。この作業の結果は、原始星雲の降着流を確認および特徴付けるために、いくつかの異なる分子種と各種の複数の遷移が必要であることを示していますコア。
Gaia-verse Vの完全性：GaiaEDR3の位置天文学および視線速度サンプル選択関数
| Title |
Completeness_of_the_Gaia-verse_V:_Astrometry_and_Radial_Velocity_sample_selection_functions_in_Gaia_EDR3 |
| Authors |
Andrew_Everall_and_Douglas_Boubert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.04127 |
星がサンプルに入る偏ったプロセスを修正せずに、ガイアカタログのサブセットに対して物理理論をテストすると、誤った科学的結論に達するリスクがあります。この論文では、コミュニティがこのバイアスを修正できるように、3つのガイア科学サンプルの選択関数を作成します。ガイアEDR3のソースが、i）報告された視差と固有運動、ii）1.4未満の位置天文の再正規化された単位重量誤差、またはiii）報告された視線速度を持つ確率を推定します。これらの選択関数は、$G$バンドの見かけの等級と空の位置の関数として推定され、後者の2つも$G-G_\mathrm{RP}$の色に依存します。推定された選択関数は、これらの観測可能なパラメーターに自明ではない依存関係を持っており、選択関数を経験的に推定することの重要性を示しています。また、サブセット選択関数で使用される完全なGaiaEDR3ソースカタログの選択関数の簡単な見積もりを作成します。すべての選択関数は、GitHubリポジトリ\textsc{selectionfunctions}から簡単にアクセスできるようになっています。
| Title |
The_Main_Sequence_of_quasars:_the_taming_of_the_extremes |
| Authors |
P._Marziani,_E._Bon,_N._Bon,_M._D'Onofrio,_B._Punsly,_M._Sniegowska,_B._Czerny,_S._Panda,_M._L._Martinez_Aldama,_A._del_Olmo,_A._Deconto-Machado,_C._A._Negrete,_D._Dultzin,_T._Buendia,_K._Garnica |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.04140 |
ここ数年、クエーサーの主系列星に関連するいくつかの傾向が確認されています。クエーサーの主系列星のアイデアは比較的最近のものであり、クエーサーの特性の観測的分類と文脈化の可能性はまだ十分に活用されていません。主系列ドライバーは、極端なオブジェクトのプロパティの観点から説明されています。特定のクラスのクエーサー（極端な集団B、低いエディントン比で放射する）で降着円盤の視角を制約する開発、およびブロードライン放出ガスの化学組成と性質に関する推論を簡単に要約します。クエーサーの主系列に沿った電波放射の。
球状星団Patchick125（Gran 3）のAPOGEE-2Sビュー。高分解能分光法による新しい金属量と元素の存在量
| Title |
APOGEE-2S_view_of_the_globular_cluster_Patchick_125_(Gran_3)._New_metallicity_and_elemental_abundances_from_high-resolution_spectroscopy |
| Authors |
Jos\'e_G._Fern\'andez-Trincado,_Dante_Minniti,_Elisa_R._Garro,_Sandro_Villanova |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.04151 |
銀河バルジの方向に最近発見された金属の少ない球状星団（GC）であるPatchick〜125の詳細な元素存在量、視線速度、および軌道要素を示します。2つのメンバーの近赤外線高解像度（$R\sim22,500$）スペクトルは、ラスカンパナス天文台でのアパッチポイント天文台銀河進化実験の第2フェーズで、第16回データリリース（DR16）の一部として取得されました。スローンデジタルスカイサーベイ。$\alpha$-（Mg、Si）、Fe-peak（Fe）、およびodd-Z（Al）元素を含む、4つの化学種の元素存在量を調査しました。[Fe/H]$=-1.69$から$-1.72$の範囲をカバーする金属量が見つかりました。これは、Patchick〜125が平均金属量$\langle$[Fe/H]$\rangle\sim-1.7を示す可能性が高いことを示唆しています。$。これは、以前の低解像度の分光分析と比較して、このクラスターの金属量が大幅に増加したことを表しています。また、平均視線速度は95.9kms$^{-1}$であり、これは文献で報告されているよりも$\sim$21.6kms$^{-1}$高いことがわかりました。観測された星は、金属に乏しいGCの典型的な傾向に従う$\alpha$濃縮（[Mg/Fe]$\lesssim+0.20$、および[Si/Fe]$\lesssim+0.30$）を示します。現在の2つのメンバーの星のアルミニウム存在比は、[Al/Fe]$\gtrsim+0.58$で強化されています。これは、同様の金属量のGCにおけるいわゆる「第2世代」の星の典型的な濃縮特性です。これは、Patchick〜125での複数集団現象の存在の可能性と、その真のGCの性質をサポートします。さらに、Patchick〜125は、バルジの端の近くで、内側の銀河によって捕捉された低エネルギー、低奇行（$<0.4$）の逆行軌道を示しています。Patchick〜125が本物の金属に乏しいGCであり、現在天の川の膨らみの近くに閉じ込められていることを確認します。
暖かい吸収体は超高速の流出によって駆動できますか？
およそ$1〜1000$パーセクの領域にあるウォームアブソーバー（WA）は、多くの活動銀河核（AGN）で一般的な現象です。WAの駆動メカニズムはまだ議論中です。中央のブラックホールの非常に近くで発射される超高速流出（UFO）もAGNで頻繁に観察されます。UFOが外側に移動すると、星間メディウス（ISM）ガスと衝突します。この論文では、我々は、WAがISMガスとUFOの間の相互作用によって生成されることができるかどうかの可能性を研究します。一部のISMガス条件下では、WAが生成される可能性があることがわかります。ただし、WAのカバー率は、観測結果よりもはるかに小さくなっています。これは、他のメカニズムも機能している必要があることを示しています。また、WAの特性は、主に外側の半径方向の境界（1000パーセク）から計算領域に注入されたISMの密度に依存することもわかりました。ISMの密度が高いほど、WAの質量流束と運動力は高くなります。UFO駆動のWAの運動力は、そのホストAGNのボロメータ光度の$1\％$よりはるかに小さいです。したがって、UFO駆動のWAは、そのホスト銀河に十分なフィードバックを提供しない可能性があります。
QSOスペクトルにおける銀河周囲媒体の吸収の特定：ベイズアプローチ
| Title |
Identifying_Circumgalactic_Medium_Absorption_in_QSO_Spectra:_A_Bayesian_Approach |
| Authors |
Jennifer_E._Scott,_Emileigh_S._Shoemaker,_and_Colin_D._Hamill |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.04256 |
スローンデジタルスカイサーベイのフットプリント内にある{\itハッブル宇宙望遠鏡}/宇宙起源分光器で観測された43個の低赤方偏移QSO視線（$0.06<z<0.85$）の候補銀河-吸収体ペアの研究を提示します。赤方偏移の推定値を含む、銀河のSDSSデータリリース12測光データのみを使用して、吸収体をQSO視線の近くの銀河と照合するための統計的アプローチ。私たちのベイズ法は、SDSS測光情報を銀河周辺媒体の測定された特性と組み合わせて、見通し内QSOスペクトル内の各吸収体について最も可能性の高い銀河の一致を見つけます。2つの異なる統計を使用して、$\sim$630の候補銀河吸収体ペアを見つけます。これらの方法は、72\％の割合で統計の基礎となる対象となる分光学的研究で報告されたペアを再現することができます。候補ペアを構成する銀河の特性には、中央値の赤方偏移、光度、および恒星の質量があり、すべて測光データ、$z=0.13$、$L=0.1L^*$、および$\log（M_*/M_{Sun}）=9.7$。候補ペアの衝突径数の中央値は、$\sim$430〜kpc、つまり銀河ビリアル半径の3.5$倍の$\simです。結果は、以前の研究で見つかったこの半径までの高い\lya\カバー率とほぼ一致しています。吸収体と銀河を一致させるこの方法は、分光学的研究のターゲットに優先順位を付けるために使用でき、そのようなフォローアップのための有望なシステムの具体例を提示します。
半教師あり学習は、効果的な電波銀河の形態分類に必要な手動ラベル付けの量を減らすことができますか？
| Title |
Can_semi-supervised_learning_reduce_the_amount_of_manual_labelling_required_for_effective_radio_galaxy_morphology_classification? |
| Authors |
Inigo_V._Slijepcevic,_Anna_M._M._Scaife |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.04357 |
この作業では、最新の半教師あり学習（SSL）アルゴリズムを、現代の電波天文学の形態学的分類に適用した場合の堅牢性を検証します。使用するラベル付きデータポイントがはるかに少ない場合に、SSLが現在の監視対象の最先端技術に匹敵するパフォーマンスを達成できるかどうか、およびこれらの結果が真にラベルなしデータの使用に一般化されるかどうかをテストします。SSLは追加の正則化を提供しますが、ラベルをほとんど使用しないとパフォーマンスが急速に低下し、真にラベルのないデータを使用するとパフォーマンスが大幅に低下することがわかりました。
暗黒物質ハローへのガス降着率に対する宇宙フィラメントの影響
宇宙論的流体力学的シミュレーションに基づいて、フィラメント内の暗黒物質ハローのガス降着率$\dot{M}_{\rm{gas}}$に対する宇宙フィラメントの影響を調査します。$10^{12.0}\\rm{M_{\odot}}$よりも質量が小さいハローの場合、目立つフィラメント（幅$D_{\rm{fil}}>3\\rm{Mpc}/h$）は、細いフィラメントにあるハローよりも低い（$D_{\rm{fil}}<3\\rm{Mpc}/h$）$z=0.5$で$20-30\％$、$z=0$で2-3倍。ただし、$\dot{M}_{\rm{gas}}$は、高赤方偏移から$z=0$までのフィラメントのハロー中心とスパインの間の物理的距離に弱く依存し、内側と外側の明確な違いのみを示します。$z=0$の顕著なフィラメントの領域。さらに、比較的高密度および中程度の過密領域にそれぞれ現れる、突出したフィラメントおよび細いフィラメントのガスの熱特性を調べます。目立つフィラメントのガスはより高温です。著名なフィラメントのガスの約$26\％$、$38\％$、および$45\％$は、それぞれ$z=1.0、0.5$、および$z=0.0$で$10^6$Kよりも高温です。細いフィラメントの対応する部分は、単に$\sim6\％、9\％$、および$11\％$です。$z\lesssim0.5$での顕著なフィラメントの低質量ハローの抑制されたガス降着率は、より高温の周囲ガスに起因する可能性があり、ハローがクラスターに入る前にハローへのガスの供給を削減する物理処理メカニズムを提供する可能性があります。このプロセスは、銀河形成のいくつかの半解析モデルに実装されている予熱メカニズムの必要性を部分的に満たしていますが、$z<1$のハローの$\sim20\％$に対してのみ機能します。
金属量を測定するための銀河の遠赤外線微細構造線のSOFIA観測
| Title |
SOFIA_observations_of_far-IR_fine-structure_lines_in_galaxies_to_measure_metallicity |
| Authors |
Luigi_Spinoglio,_Juan_Antonio_Fernandez-Ontiveros,_Matthew_A._Malkan,_Suyash_Kumar,_Miguel_Pereira-Santaella,_Borja_Perez-Diaz,_Enrique_Perez-Montero,_Alfred_Krabbe,_William_Vacca,_Sebastian_Colditz,_Christian_Fischer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.04434 |
[OIII]52umおよび/または[NIII]57umラインの25個の局所銀河の新しいアーカイブSOFIAFIFI-LS遠赤外線分光観測を提示します。Herschel-PACSの他の31個の銀河を含め、HII領域、発光IR、低金属量の矮星、セイファート銀河を含む47個の銀河のローカルサンプルについて説明します。このサンプルの中赤外から遠赤外の微細構造線を分析して、金属量を評価し、光学分光法の推定値と比較します。IRを使用して、光学で知られているものと同様のO/H--N/O関係を見つけます。反対に、光学的測定と比較した場合、特にN/Oの値が高い場合（log（N/O）>-0.8）、体系的に低いN/OIRアバンダンスが見つかります。この違いを説明するために、さまざまな仮説を検討します。（i）光学（O+、N+領域）とIR線（O++、N++領域）によってトレースされたイオン化構造の違い。（ii）N/O存在量の計算に使用される光ラインに影響を与える拡散イオン化ガスの汚染。（iii）光学ベースの決定に影響を与えるダストの不明瞭化。ただし、Delta（N/O）=（N/O）_OPT-（N/O）_IRと、イオン化、電子密度、または減光との相関関係は見つかりませんでした。銀河系周辺の媒体からの金属に乏しいガスの付着がこの違いの説明を提供する可能性があることを推測的に示唆します。巨大な星は、IR診断によって優先的に追跡されますが、光学診断は、N/OとO/Hの両方の存在比が増加する場合、二次生成をより適切に追跡します。
ナノダイヤモンドのCH / CH $ _2 $の理解に向けたエッジング：正多面体および半正多面体およびダイヤモンドネットワークモデル
| Title |
Edging_towards_an_understanding_of_CH/CH$_2$_on_nano-diamonds:_Regular_and_semi-regular_polyhedra_and_diamond_network_models |
| Authors |
A._P._Jones |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.04490 |
ナノダイヤモンドは、適度に明るい星（$T_{\rmeff}\sim8,000-10,000$\、K）から、ほんの一握りの星周領域$10-100$\、\tiny{A.U。}で観測されています。それらは原始的な隕石からも抽出されています。これらのいくつかは明らかにプレソーラーです。つまり、それらは太陽系から遠く離れて形成され、したがってそれらが存在しなければならない星間物質を横断しましたが、それらの証拠が見られないため、非常によく隠されている必要があります。私たちの目標は、星周円盤のナノダイヤモンドの表面CH$_2$とCH赤外線バンドの観測された比率[CH]/[CH$_2$]を使用して、ナノダイヤモンドのサイズと形状を制約できるかどうかを理解することです。それぞれ$\simeq3.43\、\mu$mおよび$\simeq3.53\、\mu$m。2つのアプローチを使用して、ナノダイヤモンドのCHおよびCH$_2$の存在量を計算しました。1つ目は、正多面体と半正多面体（四面体、八面体、立方体とそれらの切り捨てられた形式）を想定しています。2つ目は、ダイヤモンド結合ネットワークを使用して、四面体粒子と八面体粒子、およびそれらの切り捨てられたバリアント、さらには球状のナノダイヤモンドの構造を導き出します。粒子サイズと形状の関数として、また2つの異なる計算方法について、相対存在比[CH]/[CH$_2$]を導き出しました。これは、実験室で測定された赤外線バンド強度によって重み付けできます。2つの方法はよく一致しており、さまざまな粒子形態にわたる値の広がりが、どのサイズでも1桁以上であることを示しています。[CH]/[CH$_2$]の比率、およびそれらの赤外線バンドの比率は、粒子のサイズと形状に強く依存すると結論付けます。特定の形状またはサイズの場合、比率は1桁以上変化する可能性があります。したがって、観察された$3-4\、\mu$mスペクトルのみを使用して、ナノダイヤモンドのサイズを制限することは難しい場合があります。ジェイムズウェッブ宇宙望遠鏡（JWST）の中赤外スペクトルが役立つ場合がありますが、バンドがサイズ固有である場合に限ります。
ナノダイヤモンドの光学定数の導出：ここにナノダイヤモンドがあります
％コンテキスト{ナノダイヤモンドは魅力的で謎めいたダスト成分ですが、その起源はまだ不明です。それらは、ごく少数の天体で明確に検出されていますが、質量と数の両方の点で、プレソーラー粒子の中で最も豊富です。}％aims{私たちの目標は、実行可能なナノダイヤモンド光学のセットを導出することです。定数と光学特性により、主に局所（星間）放射場が十分に決定されているあらゆるタイプの天体でのモデリングが可能になります。}％メソッド{複雑な屈折率、$m（n、k）$、利用可能な実験室での測定によって制約されたナノダイヤモンドの数は、THEMISaC（：H）方法論optEC$_{\rm（s）}$（a）。}％results{光学特性（効率係数$Q_{\rmext}$、$Q_{\rmsca}$、および$Q_{\rmabs}$）の有用性を示すために、導出された$m（n、k）$データから、ナノダイヤモンドが星間媒体（ISM）に豊富に存在し、それでもそこでは検出されない可能性があることを示します。}％結論{導出光学定数は、さまざまな天文源におけるナノダイヤモンドの存在と実行可能性を調査する手段を提供します。ここでは、利用可能な炭素収支の最大数パーセントが、原始隕石のプレソーラーナノダイヤモンドの存在量に匹敵する存在量で、拡散ISMのナノダイヤモンドの形で隠されている可能性があることを示しています。}
MUSEを使用した中間Redshiftクラスターでの動作中のラム圧力の観察：Abell2744およびAbell370の場合
| Title |
Observing_ram_pressure_at_work_in_intermediate_redshift_clusters_with_MUSE:_the_case_of_Abell_2744and_Abell_370 |
| Authors |
A._Moretti,_M._Radovich,_B._M._Poggianti,_B._Vulcani,_M._Gullieuszik,_A._Werle,_C._Bellhouse,_C._Bacchini,_J._Fritz,_G._Soucail,_J._Richard,_A._Franchetto,_N._Tomicic,_A._Omizzolo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.04501 |
ラム圧力ストリッピングは、低赤方偏移の高密度環境で銀河の特性を形成するのに効果的であることが証明されています。遠方（z$\sim0.3-0.5$）クラスターのサンプルのMUSE観測が利用できることにより、かなりのルックバック時間でこの現象の影響を受ける銀河を検索することができました。この論文では、MUSEスペクトログラフを使用して、2つの中間赤方偏移（z$\sim$0.3-0.4）クラスターA2744とA370の中央領域で13個のラム圧力ストリップ銀河を発見して特性評価した方法について説明します。輝線の特性と恒星の特徴を分析して、このガスのみのストリッピングメカニズムの存在を推測しました。これにより、壮大なイオン化ガステール（H$_{\alpha}$およびさらに驚くべき[OII]（3727,3729）が生成されます。これらの2つのクラスターの内側の領域は、青い星を形成するクラスターメンバーの間でそのような銀河が優勢であることを示しており、今日の宇宙よりも中間の赤方偏移でラム圧ストリッピングがさらに効果的であったことを示唆しています。剥ぎ取られた尾の分解された[OII]/H$_{\alpha}$線比は、これらの銀河の円盤の線比と比較して非常に高く（通常の低z銀河の線比に匹敵します）、ガス密度が低いことを示唆していますおよび/または周囲の高温のICMとの相互作用。
ダストの進化、グローバルな視点：I。ナノ粒子、ナセンス、窒素および自然淘汰。 。 。ドットを結合する
| Title |
Dust_evolution,_a_global_view:_I._Nano-particles,_nascence,_nitrogen_and_natural_selection_._._._joining_the_dots |
| Authors |
A._P._Jones |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.04509 |
星間化学およびそれ以降のナノ粒子の役割と重要性は、IaS（THEMIS）の異種ダスト進化モデルの枠組みの中で探求され、それらの活性表面化学（発生）、窒素ドーピングの効果、および自然淘汰に焦点を当てています。興味深いナノ粒子の下部構造の。ナノ粒子駆動化学、特に固有のエポキシド型構造の役割は、分子雲になる途中の希薄な星間雲で観測された気相OHへの実行可能なルートを提供する可能性があります。アスファルテンに存在する芳香族に富む部分は、芳香族に富む星間炭素質粒子内に存在する構造の実行可能なモデルを提供する可能性があります。そのようなナノ粒子構造の窒素による観察されたドーピングは、星間塵にも蔓延している場合、表面化学および前駆体前生物種の形成に重要かつ観察可能な結果をもたらす可能性が高い。
ダストの進化、グローバルな視点：II。トップダウン分岐、ナノ粒子の断片化、拡散星間バンドキャリアの謎
| Title |
Dust_evolution,_a_global_view:_II._Top-down_branching,_nano-particle_fragmentation_and_the_mystery_of_the_diffuse_interstellar_band_carriers |
| Authors |
A._P._Jones |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.04512 |
拡散星間バンドの起源は、星間物質の最も長い歴史を持つ謎の1つであり、IaS（THEMIS）の異種ダスト進化モデルの枠組みの中で探求されています。ここでは、拡散星間バンドキャリアの可能性のある性質とその進化について、星間物質にドープされた水素化アモルファス炭素粒子に固有の構造とサブ構造のフレームワーク内で調査します。石炭と石油から回収された天然の芳香族に富む部分（アシュファルテン）に基づいて、拡散バンド問題のコンテキスト内でそれらの星間類似体の可能性のある構造が調査されます。ここでは、星間炭素質粒子、特にaC（：H）ナノ粒子のトップダウン進化が、拡散星間バンドキャリアの形成と進化、およびそれらと小分子およびラジカルとの関連の中心にあることが提案されています。C2、C3、CH、CNなど。拡散星間バンドは、ヘテロ原子をドープした水素化アモルファスカーボンナノ粒子とその娘フラグメンテーション生成物の隣接構造の不可欠な部分を形成する、脱水素化、イオン化、ヘテロ環状、芳香族リッチ部分によって運ばれる可能性が最も高いです。
ダストの進化、グローバルな視点：III。コア/マントル粒子、有機ナノ小球、彗星、表面化学
IaS（THEMIS）の不均一ダスト進化モデルの枠組みの中で、この研究は、コア/マントルの星間および彗星の粒子構造に関連する表面プロセスと化学、およびこれらの魅力的な粒子の性質に対するその影響を詳細に調査します。星間粒子表面の性質と化学反応性の現実的な考察は、自己無撞着で一貫した枠組みの中で説明できるようです：異常な酸素枯渇、COダークガスの性質、「極氷」マントルの形成、3umの水氷帯の赤い翼、ホットコアで観察されたOに富む化学の基礎、有機ナノ小球の起源、彗星の反射スペクトルで観察された\sim3.2um'カルボニル'吸収帯。気相種と星間物質中の炭素質a-C（：H）粒子表面との反応、特にエポキシド官能基の粒子表面への原子状酸素の取り込みが、これらの観察結果を説明するための鍵であることが提案されています。したがって、宇宙塵の化学的性質は、以前に考えられていたよりもはるかに密接に星間ガスの化学的性質と関連しています。したがって、星間ガスおよびダスト化学の現在のモデルは、これらの新しい粒子表面プロセスを含めるために根本的に変更する必要がある可能性が最も高いでしょう。
GASKAPパイロット調査科学II：銀河系21cm吸収のASKAPズーム観測
| Title |
GASKAP_Pilot_Survey_Science_II:_ASKAP_Zoom_Observations_of_Galactic_21-cm_Absorption |
| Authors |
J.M._Dickey,_J.M._Dempsey,_N.M._Pingel,_N.M._McClure-Griffiths,_K._Jameson,_J.R._Dawson,_H._D\'enes,_S.E._Clark,_D._Leahy,_Min-Young_Lee,_M.-A._Miville-Desch\^enes,_S._Stanimirovi\'c,_C.D._Tremblay,_J._Th._van_Loon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.04545 |
オーストラリアンスクエアキロメーターアレイパスファインダーを使用して、連続体のバックグラウンドソースに向かう21cmの吸収スペクトルを測定し、経度340の銀河バーの端近くの内側の銀河と外側の円盤の中性原子ガスの低温相を調べます。度。内側の銀河系では、冷たい原子ガスは太陽の近くよりもスケールハイトが小さく、分子ガスやバーの極薄の星の種族と同様です。外側の銀河では、冷たい原子ガスが暖かい中性の媒体と混合され、冷たい部分は銀河の半径に対してほぼ一定に保たれます。平均スピン温度、すなわち、吸収に対する発光輝度温度の比率は、太陽円半径の約2倍を超える銀河半径に対応する速度に対してほぼ一定です。この比率の値は約300Kですが、これはガスの物理的温度に対応していません。太陽近傍のように、吸収を引き起こすガスの運動温度が約100Kの場合、値300Kは、このフェーズのガス質量の割合が全HI質量の3分の1であることを示します。
XXL-HSC：XMM-XXL北部フィールドの高赤方偏移（$ z \ geqslant3.5
$）X線AGNの更新されたカタログ。ソフトlogN-logSの明るい端の制約
| Title |
XXL-HSC:_An_updated_catalogue_of_high-redshift_($z\geqslant3.5$)_X-ray_AGN_in_the_XMM-XXL_northern_field._Constraints_on_the_bright_end_of_the_soft_logN-logS |
| Authors |
E._Pouliasis,_I._Georgantopoulos,_A._Ruiz,_R._Gilli,_E._Koulouridis,_M._Akiyama,_Y._Ueda,_L._Chiappetti,_C._Garrel,_C._Horellou,_T._Nagao,_S._Paltani,_M._Pierre,_Y._Toba_and_C._Vignali |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.04659 |
X線は、活動銀河核（AGN）を識別するための信頼できる方法を提供します。ただし、高赤方偏移の宇宙では、X線AGNは、空間密度が比較的低く、X線調査の対象となる領域が小さいため、サンプリングが不十分です。広域X線調査に加えて、光学的対応物を見つけてそれらの赤方偏移を決定するために、深い光学的データを持つことが重要です。この作業では、最新の[0.5-2keV]カタログと多数の新しい分光法を使用して、XMM-XXL北部フィールドで高赤方偏移（$z\geqslant3.5$）X線選択AGNサンプルを作成します。そして、マグニチュード限界i$\sim$26等に達する深部光学スバルハイパーSuprime-Cam（HSC）データを含む多波長カタログ。分光学的に確認されたすべてのAGNを選択し、このサンプルをHSCのgバンドおよびrバンドのドロップアウトである高赤方偏移の候補で補完します。ドロップアウトを確認するために、スペクトルエネルギー分布手法を使用して測光赤方偏移を導き出します。最終的に、この分野でこれまでで最大の54個のhigh-zソース（spec-zで28個）のサンプルが得られ（以前の研究のほぼ3倍）、汚染と完全性の可能性を推定します。さまざまな赤方偏移ビンの数カウント（logN-logS）を計算し、その結果を以前の調査およびモデルと比較します。明るいフラックス（$\rmf_{0.5-2〜keV}>10^{-15}erg〜s^{-1}〜cm^{-2}$）で、これまでで最も強い高赤方偏移AGN制約を提供します。$z\geqslant3.5$、$z\geqslant4$、および$z\geqslant5$のサンプルは、光の波長で見られるものと同様の指数関数的減衰モデルと一致しています。私たちの仕事は、高赤方偏移AGNを明らかにするために、深い光学データを用いた広域X線調査を使用することの重要性を強調しています。
ラドクリフ波は、J。アルベスらによって最近提案された銀河規模の構造です。（2019）。著者らは、太陽環境におけるさまざまな分子複合体が、共通の起源と進化に値する特定の整列と変位に従うことを提案しています。この作業では、最初に、この構造の周りの非常に若い星と散開星団の集団を収集して分析しました。これらの星形成トレーサーを特定されたラドクリフ波雲複合体と交差適合させるための基準が定義され、適用されました。これらはすべて、利用可能な位置天文および測光データの品質に基づいています。この波に関連する若い星の種族の構造と運動学的特性の最初の特性評価を行いました。私たちの結論は、非常に予備的なものですが、次のとおりです。1）13個の散開星団を特定しました。各散開星団は、ラドクリフ波のメンバーである可能性が高いクラウドコンプレックスに物理的にリンクしています。2）OBフィールドの星は、雲の複合体で観測された太陽の位置で直線から離れる細長い構造を示していません。3）波に関連する11個のCC-OCメンバーの垂直運動は、垂直方向の調和運動の単純なモデルから期待される動作と矛盾しません。4）時間に戻った軌道は、点に関連する原点を示唆しません。また、XZ平面の直線に対しても。
バイナリの蓄積方法：パッシブトレーサー粒子を使用した流体力学シミュレーション
| Title |
How_binaries_accrete:_hydrodynamics_simulations_with_passive_tracer_particles |
| Authors |
Christopher_Tiede,_Jonathan_Zrake,_Andrew_MacFadyen,_and_Zoltan_Haiman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.04721 |
軌道を回るバイナリの周りのガス流の線形分析は、遠心バリアがバイナリの周りの低密度の空洞を取り除き、その上への物質移動を阻害するはずであることを示唆しています。最新の流体力学シミュレーションでは、低密度の空洞が確認されていますが、大規模から周連星円盤に流れる質量は、最終的にはバイナリコンポーネントに転送されることが示されています。多くの数値研究がこの状況を確認していますが、ガス小包が遠心力の障壁を乗り越えて最終的にどのように蓄積するかはまだ正確には理解されていません。個々のガス区画の軌道を追跡するラグランジアントレーサー粒子を使用してグリッドベースの流体力学を進化させるための正確な処方箋を使用して、バイナリ降着プロセスの詳細な分析を提示します。バイナリ降着は4つのフェーズで説明できることがわかります：（1）ガスは周囲の円盤を通って空洞壁の遠心障壁まで粘り強く輸送されます、（2）空洞壁は潮汐に近い弾道からなる降着流にきちんと歪んでいます偏心軌道上のガス区画、（3）「降着地平線」半径の内側に移動する各ストリームの部分$\barr\simeqa$は、個々のバイナリコンポーネントを周回するミニディスクにバインドされます。（4）ミニディスクガスは、粘性応力と潮汐応力の複合効果によってバイナリコンポーネントに付着します。
| Title |
Resonant_Shattering_Flares_in_Black_Hole-Neutron_Star_and_Binary_Neutron_Star_Mergers |
| Authors |
Duncan_Neill,_David_Tsang,_Hendrik_van_Eerten,_Geoffrey_Ryan,_and_William_G._Newton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.03686 |
BHNSとNSNSの合併のマルチメッセンジャープローブは、これらのコンパクトオブジェクトのプロパティとそれらが存在する極端な物理ドメインを理解するために重要です。SGRBとキロノバはこれらの合併に最も対応すると考えられていますが、どちらもNSの中断を必要としますが、これはBHNSシステムでは発生しない可能性があります。潮汐破壊を必要としないEMの対応物である共鳴粉砕フレア（RSF）の特性を調査します。RSFは短く（持続時間$\sim0.1\text{s}$）、最大数$\times10^{48}\text{erg/s}$の光度を持つ非熱フレアであり、NSの表面での磁場の強さ。これらのフレアは、共鳴ウィンドウ中に発射された複数の衝突する相対論的シェルの結果であり、迅速な非熱ガンマ線放出と広帯域残光放出につながります。合併前の表面磁場強度の変化についてさまざまな仮定を立てて、BPASS母集団合成コードを使用して検出可能なRSFの予想レートを計算します。検出可能なRSFの割合は、BHNS合併では年間$\sim0.0001-5$、NSNS合併では年間$\sim0.0005-25$であり、下限は磁気熱進化と一致する表面磁場減衰に対応します。純粋に地殻の磁場で、上限はコアに凍結されたフラックスによってサポートされたより長寿命の表面磁場を持っているシステムのためのものです。観測されたSGRB前駆体フレアの一部が実際にRSFである場合、これは、中性子星集団の一部に長寿命の表面磁場が存在することを示唆しており、RSFがGW検出に対応する最も一般的な検出可能なEMであると予想する必要があります。BHNSの合併。GRB170817Aより前のRSFの非検出は、$B_{\rmsurf}〜\sim10^{13}{\rmG}$の前駆NSの磁場の上限を提供します。
ブラックホールの周りの三次元降着流における磁気リコネクションとプラズモイド形成
| Title |
Magnetic_reconnection_and_plasmoid_formation_in_three-dimensional_accretion_flows_around_black_holes |
| Authors |
Antonios_Nathanail,_Vasilis_Mpisketzis,_Oliver_Porth,_Christian_M._Fromm,_Luciano_Rezzolla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.03689 |
磁気リコネクションは、ブラックホールの近くのプラズマにエネルギーを供給する主要なエネルギー散逸メカニズムの1つであると考えられています。確かに、磁気リコネクションによって形成されたプラズモイドは、銀河の中心にあるブラックホールSgrA*からの$\gamma$線、X線、および近赤外線フレアで重要な役割を果たす可能性があります。天体物理学のブラックホールの周りの降着流における磁気リコネクションをモデル化する3次元一般相対論的理想的および抵抗性電磁流体力学シミュレーションの結果を報告します。ブラックホール降着の乱流環境で現在のシートが急速に形成され破壊されることを示します。このプロセスが機能すると、プラズモイドは事象の地平線に近く、重力半径$\sim2-15$の領域にある現在のシートから形成されます。さらに、磁気散逸とプラズモイドへのエネルギー伝達のプロセスを定量化し、再結合率、局所磁場に対する相対電流密度、およびプラズモイドのサイズを報告します。プラズモイドは再結合によってエネルギーを獲得し、相対論的温度まで加熱され、最大のものは極域の近くにブラックホールを残すのに十分なエネルギーを持っていることがわかります。それらの進化の間に、プラズモイドは引き伸ばされて伸び、せん断が十分に大きいときに破壊されますが、いくつかのプラズモイドはブラックホールから$\sim30-40$重力半径の距離でよく区別された構造として生き残ります。最後に、Sgr〜A*からのフレアの最近の観測によって示唆されているように、場合によっては、プラズモイドが超ケプラー方位角速度を獲得することがわかります。
高質量ガンマ線バイナリーHESSJ0632 +057のX線イメージング観測
チャンドラX線天文台（CXO）は、高度CCDイメージング分光計（ACIS）を使用して、高質量ガンマ線バイナリ（HMGB）HESSJ0632+057をイメージングしました。私たちは、967ksのアーカイブSwift-XRT観測と一緒にCXOデータを分析しました。秒単位で、非対称の拡張放出のヒントが見つかります。分単位で、バイナリの東$\sim$5.5'に位置する拡張放出の領域（「ブロブ」）が、CXO-ACISとSwift-XRTの両方の画像に見られます。ブロブには、ラジオ、NIR、IR、または光学画像に対応するものがありません。ブロブのACISスペクトルは、光子指数$\Gamma\simeq2.6$の吸収べき乗則モデル、または$kT\simeq3$keVの熱プラズマモデルのいずれかに適合します。ブロブの吸収列$N_{\rmH}$はバイナリの列よりも大幅に大きいため、ブロブとバイナリは直接関連していないと結論付けます。やや大きい非常に深いXRT画像は、バイナリがシェル（またはキャビティ）内にある可能性があることを示しています。光度曲線の最小値に近い$\sim$20日間隔内で取得された4つのACISスペクトルは、おそらく不均一な周連星環境が原因で、$N_{\rmH}$が日のタイムスケールで変化していることを示しています。より広い軌道位相間隔から抽出されたXRTスペクトルは、光度曲線の最大/最小付近での$N_{\rmH}$の大幅な変化をサポートします。これは、1keV付近で見られる実質的な系統的残差の原因である可能性があり、6.4keVのFe線。0.156HzまでのACISデータには有意な周期信号はありません。
SNR G045.7 $-$ 00.4付近での拡張ガンマ線放出のFermi-LAT検出：周囲の分子雲と相互作用する宇宙線を逃れる証拠
| Title |
Fermi-LAT_detection_of_extended_gamma-ray_emission_in_the_vicinity_of_SNR_G045.7$-$00.4:_evidence_for_escaping_cosmic_rays_interacting_with_the_surrounding_molecular_clouds |
| Authors |
Hai-Ming_Zhang,_Ruo-Yu_Liu,_Yang_Su,_Hui_Zhu,_Shao-Qiang_Xi,_and_Xiang-Yu_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.03774 |
電波超新星残骸（SNR）、G045.7$-$00.4付近のガンマ線放出のフェルミ大面積テレコープ（LAT）データの分析を提示します。ガンマ線放出の起源を研究するために、私たちはまた、天の川イメージングスクロールペインティングのCO調査データを利用して、SNRを取り巻く巨大な分子ガス複合体を研究します。GeV放射の全体のサイズは、電波形態のサイズよりも大幅に大きくなっています。3GeVを超えると、GeV放射は2つのソースに分解されます。1つは無線放射のサイズに匹敵するサイズのSNRの位置と空間的に一致し、もう1つはSNRの西の境界の外側に位置し、空間的に一致します。周囲の分子雲の最も密度の高い領域で。西側のソースのGeV放出は、SNRを逃れて、周囲の分子雲を照らしている宇宙線（CR）から発生する可能性があることを示唆しています。西側の線源のガンマ線スペクトルは、エスケープが等方性であると仮定して、CRをエスケープする際の総エネルギー$\sim10^{50}{\rmerg}$で、このシナリオによって一貫して説明できることがわかります。
| Title |
Anisotropic_multimessenger_signals_from_black_hole_neutrino-dominated_accretion_flows_with_outflows_in_binary_compact_object_mergers |
| Authors |
Yan-Qing_Qi,_Tong_Liu,_Bao-Quan_Huang,_Yun-Feng_Wei,_and_De-Fu_Bu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.03812 |
ブラックホール（BH）の超付加システムは、BHと中性子星（NS）またはバイナリNS（BNS）の合併後に生まれる可能性があります。質量降着率が高い場合、超降着ディスクはニュートリノが支配的な降着流（NDAF）の状態にあり、多数の異方性MeVニュートリノを放出します。これらのニュートリノのごく一部だけがディスクの外側の空間で消滅し、その後、超相対論的ジェットを発射して、合併イジェクタから離れてガンマ線バーストに電力を供給します。合併とその残骸は、一般に重力波（GW）、ニュートリノ、およびキロノバの発生源と見なされます。中央のBH-NDAFシステムからの異方性ニュートリノ放出と異方性高速物質流出も、それぞれ強力なGWと発光ディスク流出駆動（DOD）キロノバを引き起こす可能性があります。この論文では、DODキロノバ、MeVニュートリノ、GWなどの流出を伴うNDAFからの異方性マルチメッセンジャー信号が提示されます。結果として、DODキロノバの典型的なABの大きさは、同じ距離でAT2017gfoのそれよりも低く、視角の増加とともに減少し、その異方性は流出質量分布に敏感ではなく、主に速度分布によって決定されます。$\gtrsim10〜\rmMeV$のニュートリノは主にディスクの内側の領域で生成されるため、相対性理論の効果によって大きな視角に劇的に偏向します。さらに、異方性ニュートリノによって誘発されるGWのひずみは、視角の増加とともに増加します。異なる視野角でのBH-NS/BNS合併のマルチメッセンジャー検出の蓄積は、流出を伴うNDAFの存在をさらに検証する可能性があります。
深いXMM-Newton観測からのIC10のX線パルサーの数に対する制約
若い高質量X線連星の集団を含むことが知られているドワーフスターバースト銀河IC10でのX線パルサーのこれまでで最も感度の高い検索を報告します。総露光時間134.5ksの2012年の\xmm〜観測により、IC10方向の207個の点状X線源の脈動を検索しました。かすかなオブジェクトの脈動検索は、光度曲線のエネルギーバンド、および光源と背景の抽出領域に敏感になる可能性があります。PNとMOSの重心補正された0.2〜12keVのデータを別々に分析し、適切な時間間隔のフィルタリングを行いました。ソース抽出とバックグラウンド抽出のさまざまなスキームを比較し、信号対雑音比を高めるために、より狭い0.5〜8keVのエネルギー帯域で検索を繰り返しました。最も保守的なパラメータの場合、5つの点光源がLomb-Scargleピリオドグラムに有意なピークを生成しました（99\％の有意性、1回の試行、ホワイトノイズを想定）。同様の数の異なる候補者が代替分析から得られます。ブラックホール（BH）+Wolf-Rayet（WR）バイナリIC10X-1の3つの機器すべてに見られる$\sim$4100秒の期間は、おそらく天体物理学的起源の赤いノイズが原因です。パルサー候補のIC10方向の周期、光度、空間分布を考えると、マゼラン雲や天の川銀河と同じ分布には属していません。小マゼラン雲がIC10の距離に配置された場合、$L_x>10^{36}$\lx〜の内側に$\sim$5パルサーが表示されると予想されるため、候補者が偽物であっても、この結果は当てはまります。$D_{25}$の輪郭、およびそれらの周期は、銀河の本体の外側にあるここで報告された候補者のほとんどの$\sim$1の周期ではなく、100秒のオーダーになります。
銀河マグネターSGR1935+2154からの硬X線バーストに関連するFRB200428の検出は、マグネターがFRBを作ることができることを示唆しています。一般的な理論的枠組みを開発することにより、FRBを放出するマグネターからのニュートリノ放出の可能性を研究します。陽子加速とニュートリノ放出の3つの異なるサイト、つまり磁気圏内、ライトシリンダーを超えた現在のシート領域、および磁気圏から遠く離れた相対論的衝撃について考察します。3つのシナリオすべてで、陽子を十分に高いエネルギーに加速して、$10-200\{\rmkeV}$X線光子と相互作用してニュートリノを生成することができます。各シナリオ内のニュートリノ放出抑制係数を計算するために、陽子とパイ中間子のさまざまな冷却プロセスが考慮されます。ニュートリノ放出のフラックスは、ターゲットの光子数密度の減少により、マグネターからの半径が大きくなるにつれて減少することがわかります。FRB200428とそれに関連するX線バーストからニュートリノフラックスを計算します。磁気圏陽子加速を引き起こす最も楽観的なケースのフラックスは、IceCubeの感度よりも$\sim4$桁低くなっています。また、宇宙のすべてのFRB放出マグネターからの拡散ニュートリノ背景を推定します。FRB放出段階でのマグネターの全ニュートリノフラックスは、ニュートリノ放出の最も楽観的な磁気圏シナリオの下でさえ、観測された拡散放出のごくわずかな部分です。ただし、FRBに関連付けられていないX線バーストがさらに多く、同様のメカニズムでニュートリノを生成できると仮定すると、マグネターは最大$10^{-8}\{\rmGeV\s^{-1}\sr^{-1}\cm^{-2}}$は、GeVからmulti-TeVの範囲のニュートリノバックグラウンドフラックスを拡散します。明るい銀河マグネター関連FRBからのニュートリノの将来の検出または非検出は、FRB放出マグネターの粒子加速サイトの診断を提供する可能性があります。
検出統計の最大化による周期的X線データの選択効果
NeutronStarInteriorCompositionExplorer（NICER）は、パルサーのエネルギー依存X線パルスプロファイルに関する並外れた品質のデータを記録します。しかし、脈動の証拠を探す際に、ギロット等。（2019）検出統計（H検定）を最大化するデータの順序付けられたサブセットを選択する手順を導入します。この手順は、ノイズと信号の両方からの定常的な期待カウント率を持つ理想化されたモデルを使用して、後続の分析を劣化させる可能性があることを示します。具体的には、データ選択手順は、推定平均カウントレートを低すぎるようにバイアスし、推定脈動振幅を高すぎるようにバイアスし、これらのバイアスのサイズは、拒否されるデータの量と真の信号振幅に大きく比例します。。この手順では、H検定の帰無分布も変更され、名目上の検出の有意性の推定値が過度に楽観的になります。理想化されたモデルは実際のNICERデータのすべての複雑さを捉えているわけではありませんが、これらのバイアスがNICERによるJ0740+6620およびその他のかすかなパルサーの観測にとって重要である可能性があることを示唆しています（J0030+0451の観測は影響を受けにくい可能性があります）。これらの選択効果は、J0740+6620のような光度曲線の推定変調深度に平均$\mathcal{O}（10\％）$のバイアスを導入する可能性があり、$\mathcal{O}（かすかなパルサーの場合は50\％）$。ただし、J0740+6620のような単一のデータセットの変更は、$-5\％$と$+20\％$の間のシフトになると予想されます。これは、J0740+6620の半径の下限が本来よりもわずかに大きいことを意味している可能性がありますが、予備調査では、半径の制約の変化は実際のJ0740+6620データでは$\mathcal{O}（1\％）$であることが示されています。
ガンマ線ビアンリーの偏光研究
X線放射の偏光は、天体物理学の物体の周りの磁場構造を調査するために使用されるユニークなツールです。この論文では、パルサーシナリオに基づいてガンマ線バイナリシステムからのX線放射の直線偏光を研究します。スタンディングショックによって加速されたパルサー風粒子からのシンクロトロン放出について議論します。3種類の軸対称磁場構造を調査します：（i）トロイダル磁場、（ii）ポロイダル磁場、および（iii）もつれた磁場。軸対称構造のため、統合された放射の偏光角は、空に投影されたショックコーン軸に沿って、またはそれに垂直に向けられ、360°スイングしますか？1つの軌道で。トロイダルの場合、偏光角は常に衝撃波コーン軸に沿って方向付けられ、軌道位相に沿って滑らかに変化します。ポロイダル/もつれた磁場の場合、分極角の方向はシステムパラメータと軌道位相に依存します。1つの軌道では、トロイダルの場合の偏光度はシンクロトロン放射の最大値（？70％）に達する可能性がありますが、ポロイダル/もつれたフィールドの場合の最大偏光度は数10％です。モデルを明るいガンマ線バイナリLS5039に適用し、将来の観測のために予測を行います。ImagingX-rayPolarimetryExplorerの期待される感度で、磁場がトロイダル磁場によって支配されている場合、直線偏光は数日間の観測によって検出できます。磁場がポロイダル/もつれた磁場によって支配されている場合、10日以上の観測で有意な検出が期待されます。
パルサー風終結衝撃での巨大プラズモイドの形成：かに星雲の内輪結び目の起源の可能性
| Title |
Formation_of_giant_plasmoids_at_the_pulsar_wind_termination_shock:_a_possible_origin_of_the_inner-ring_knots_in_the_Crab_Nebula |
| Authors |
Beno\^it_Cerutti,_Gwenael_Giacinti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.04337 |
近くのパルサー風星雲は、ジェット、トーラス、弧、結び目などの複雑な形態的特徴を示しています。これらの構造は、グローバルな電磁流体力学モデルの範囲で十分に把握され、理解されています。しかし、かに星雲の内側の半径の結び目の起源はとらえどころのないままです。この作業では、再接続する赤道海流シートに特に重点を置いて、衝撃波面と下流の流れのダイナミクスを調査します。再接続プロセスで生成された巨大なプラズモイドが結び目の良い候補になるかどうかを調べます。この目的のために、球面幾何学で大規模なセミグローバルな3次元のParticle-in-Cellシミュレーションを実行します。階層的マージプラズモイドモデルは、数値結果をパルサー風星雲スケールに外挿するために使用されます。衝撃を受けた材料はミッドプレーンに崩壊し、大規模であるが薄いリング状の電流層を形成して供給します。シートは、3次元の再結合を連想させる結合プラズモイドの動的チェーンに分割されます。プラスモイドは巨視的なサイズに成長します。予測されるプラズモイドの最終的な数は、無次元の再接続率の逆数によってのみ支配されます。巨大なプラズモイドの形成は、パルサー風終結ショックの強力な特徴です。それらは、かに星雲が高度に磁化されているという条件で、かに星雲の内輪の結び目に自然な説明を与えます。
ACT-CL J0019.6 +0336の多波長動的状態分析
| Title |
A_Multiwavelength_Dynamical_State_Analysis_of_ACT-CL_J0019.6+0336 |
| Authors |
Denisha_S._Pillay,_David_J._Turner,_Matt_Hilton,_Kenda_Knowles,_Kabelo_C._Kesebonye,_Kavilan_Moodley,_Tony_Mroczkowski,_Nadeem_Oozeer,_Christoph_Pfrommer,_Sinenhlanhla_P._Sikhosana,_Edward_J._Wollack |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.04340 |
私たちの研究では、ACT-CLJ0019.6+0336（無線ハローをホストする）の多波長ビューを示し、クラスターのダイナミクス、形態、およびICMを調査します。XMM-Newton画像、DarkEnergySurvey（DES）イメージングと測光、SDSS分光情報、および1.16GHzMeerKATデータの組み合わせを使用して、クラスターのプロパティを調査します。外乱のレベルを調査するために、さまざまなX線および光学形態パラメータが計算されます。2つのX線パラメーターに乱れが見られ、光学密度マップは、クラスター中心の南東にある主要なクラスター成分とクラスター中心の北西にある別の成分を持つ細長い軸対称構造を示しています。また、クラスターの平均速度から$\sim$950km/sのBCGオフセットがあり、SZ質量、X線質量、および動的質量（$M_{X、500}$と$M_）の間に不一致があります。{SZ、500}$は$M_{\rm{dyn}、500}$から>3$\sigma$離れており、J0019がマージクラスターであり、おそらくマージ後のフェーズにあることを示しています。
触媒された中性子星のパスタ相特性に及ぼすエネルギー汎関数の影響
| Title |
The_effect_of_the_energy_functional_on_the_pasta-phase_properties_of_catalysed_neutron_stars |
| Authors |
H._Dinh_Thi,_A._F._Fantina,_F._Gulminelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.04374 |
非球形のクラスター構造を特徴とする核物質の不均一な分布である核パスタは、中性子星の内部地殻の底部の狭い空間領域で発生すると予想されますが、パスタ層の幅はモデルに強く依存します。圧縮性液滴モデルのフレームワークでは、ベイズ推定を使用して、ab-initioカイラル摂動論計算と核質量の実験的測定の両方によって課せられる亜飽和エネルギー汎関数と表面張力の制約を分析します。事後モデルは、制御された不確実性を伴う地殻-パスタおよびパスタ-コア遷移の一般的な予測を取得するために使用されます。相関研究により、パスタ相の計算に最も影響力のあるパラメーターを抽出できます。高次の経験的パラメータと表面張力の重要な役割に下線が引かれています。
ブレーザーから観測されたガンマ線フレアの起源は、ジェット物理学の主要な謎の1つです。2つのガンマ線ブレーザー3C279（z=0.54）および3C454.3（z=0.86）の広帯域SEDで識別されたフレアリングパターンを調査した新しいスペクトルエネルギー分布（SED）フィッティング手法に従って、この問題に対処しようとしました。、ほぼ同時のラジオからガンマ線への観測を使用します。両方の線源について、ガンマ線フラックスは、SEDピークの分離とコンプトンの優位性と強く相関しています。放射電子集団のスペクトル硬化および/またはドップラー因子の増強がこれらの観測を自然に説明できることを提案します。どちらの場合も、磁気リコネクションは、発光ガンマ線フレアに電力を供給する上で極めて重要な役割を果たす可能性があります。
銀河中心で新たに発見された2つのブラックホールX線トランジェントの特定
これらのソースの性質を特定するために、銀河中心で新たに爆発した2つのX線連星トランジェントSwiftJ174540.7-290015とSwiftJ174540.2-290037を分析します。光度曲線とパワースペクトルの評価に加えて、さまざまな天体物理モデルの適合性を調べることにより、2つのシステムの徹底的なスペクトル分析を行います。私たちの結果は、Swift15は、べき乗則の尾が硬い低温の黒体スペクトルを持ち、Swift37は、広い鉄線と小さな等価幅を持っていることを示しました。両方のトランジェントは、ブラックホールシステムの古典的なスペクトルシグネチャを示します。さらに、両方のソースの観測により、タイプ1のX線バーストがなく、低周波の準周期的振動が存在する可能性がありました。これらの2つの線源がブラックホールX線システムであるように見えるという私たちの発見は、銀河全体で確立されたブラックホール候補の非常に少数の集団に追加されるだけでなく、銀河中心の中央のいくつかのパーセク内のブラックホールのクラスター。
RadioAstronは、3C84で再開されたパーセクスケールジェットの周りにミニ繭を発見しました
| Title |
RadioAstron_discovers_a_mini-cocoon_around_the_restarted_parsec-scale_jet_in_3C_84 |
| Authors |
T._Savolainen,_G._Giovannini,_Y._Y._Kovalev,_M._Perucho,_J._M._Anderson,_G._Bruni,_P._G._Edwards,_A._Fuentes,_M._Giroletti,_J._L._G\'omez,_K._Hada,_S._S._Lee,_M._M._Lisakov,_A._P._Lobanov,_J._L\'opez-Miralles,_M._Orienti,_L._Petrov,_A._V._Plavin,_B._W._Sohn,_K._V._Sokolovsky,_P._A._Voitsik,_J._A._Zensus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.04481 |
ペルセウス座銀河団の中心にある近くの電波銀河3C84（NGC1275）のRadioAstron宇宙VLBI観測を紹介します。観測は、2013年9月21日から22日にかけてSpektr-R宇宙船の周縁通過中に行われ、宇宙電波望遠鏡と一緒に5GHzと22GHzで観測する24個の地上電波望遠鏡の大規模なグローバルアレイが関与しました。さらに、VLBAとフェーズドVLAは、15GHzと43GHzでほぼ同時にソースを観測しました。地上アレイと宇宙電波望遠鏡の間のフリンジは、地球の直径8.1のベースライン長まで検出され、これらの波長で3C84に前例のない解像度を提供します。対応するフリンジ間隔は5GHzおよび27$\で125$\mu$asです。22GHzでmu$as。私たちの宇宙VLBI画像は、約10年前に放出されたコンパクトな$\sim1$pc長ジェット内のこれまでに見られなかった下部構造を明らかにしています。5GHzの画像では、再起動したジェットの周りの繭のような構造からの低強度の放射を初めて検出しました。私たちの知る限り、このような構造が（サブ）パーセクスケールで見られたのはこれが初めてです。私たちの結果は、若いジェットの増加したパワーが、銀河の中央領域の周囲の媒体を通り抜けるときに、高温プラズマの泡を膨らませていることを示唆しています。ミニ繭に蓄えられた最小エネルギー、その圧力、体積、膨張速度、相対論的電子に対する重い粒子の比率、および周囲の媒体の密度を推定します。ジェットによって供給されるエネルギーの約半分はミニ繭に放出され、気泡の準球形は、このエネルギーが、十分にコリメートされたジェットが行うことができるよりもかなり大量のISMに伝達される可能性があることを示唆しています。そのままで。熱いミニ繭の圧力は、22GHzRadioAstron画像に見られるほぼ円筒形のジェットプロファイルの自然な説明にもなります。
MCG-03-58-007で観測された降着円盤風の速度の劇的な変化は、XMM-NewtonとNuSTARによって明らかにされています。
| Title |
Dramatic_changes_in_the_observed_velocity_of_the_accretion_disk_wind_in_MCG-03-58-007_are_revealed_by_XMM-Newton_and_NuSTAR |
| Authors |
V._Braito,_J._N._Reeves,_G._Matzeu,_P._Severgnini,_L._Ballo,_C._Cicone,_R._Della_Ceca,_M._Giustini_and_M._Sirressi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.04559 |
近くのセイファート2MCG-03-58-007の過去のX線観測により、強力で変動性の高い円盤風の存在が明らかになりました。ここでは、$v_{\rmout1}/c\sim-0.07$と$v_{\rmout2}/c\sim-0.2$が観測されました。2010年から2018年までの期間をカバーするマルチエポックX線観測は、すべての観測で検出されたように、より低い速度成分が持続し、$v_{\rmout2}/c\でより速い位相流出を示しました。sim-0.2$はもっと散発的であるように見えました。ここでは、2019年5月から6月に実施されたMCG-03-58-007の新しいモニタリングキャンペーンの分析を紹介します。これは、4つのXMM-NewtonとNuSTARの同時観測で構成されています。MCG-03-58-007の円盤風は、すべての観測で検出されているため持続的であり、エディントン光度の0.5〜10％の範囲の運動力を持つ強力なものであることを確認します。高度にイオン化された風（log（$\xi/{\rmerg\、cm\、s^{-1}}）\sim5$）は、不透明度と速度の両方で変動します。これは、ディスク風の流出速度の大幅な変動を観測したのは初めてであり、$v_{\rm{out}}/c\sim-0.2$（最初の3つの観測で測定）から$v_{\rm{out}}/c\sim-0.074$わずか16日で。水本らによって最近提案されたように、流出速度のそのような劇的で速い変動は、風の加速に起因する可能性があると結論付けます。（2021年）。ここで、最初の3つの観測で見られたより速い風は、すでに$v_{\rm{out}}/c\sim-0.2$に加速されていますが、最後の観測では、視線はより遅い前の観測のみを遮っています。合理化の加速。
| Title |
General-relativistic_neutrino-radiation_magnetohydrodynamics_simulation_of_black_hole-neutron_star_mergers_for_seconds |
| Authors |
Kota_Hayashi,_Sho_Fujibayashi,_Kenta_Kiuchi,_Koutarou_Kyutoku,_Yuichiro_Sekiguchi,_Masaru_Shibata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.04621 |
ブラックホールと中性子星の合併に関する数秒の数値相対論シミュレーションが初めて実行され、合併と合併後の進化過程の自己矛盾のない画像が得られます。潮汐破壊が発生するケースを調査するために、ブラックホールの初期質量を$5.4M_\odot$または$8.1M_\odot$に選択し、無次元スピンを0.75にします。中性子星の質量は$1.35M_\odot$に固定されています。潮汐破壊の後、大規模な降着円盤の形成とともに$\lesssim10\、{\rmms}$を費やして動的な大量放出が発生することがわかりました。続いて、ディスク内の磁場は、磁気巻線と磁気回転不安定性によって増幅され、乱流状態を確立し、角運動量輸送を誘発します。磁気的に誘発された粘性効果による合併後の質量放出は、潮汐破壊後$\sim300$-$500\、{\rmms}$に始まり、ニュートリノの光度が$\sim10^{51.5を下回ります。}\、{\rmerg/s}$、数百ミリ秒続きます。ブラックホールの回転軸付近の磁気圏は、降着円盤からブラックホールに物質と磁束が落ちた後に発達し、高強度のポインティングフラックスの生成は、潮汐破壊の数百ミリ秒後に始まります。磁気圏の開き角が大きくなるため、合併後の質量放出が大きくなると、ポインティングフラックスの強度が低くなります。ポインティングフラックスが強いステージの寿命は$1$-$2\、{\rms}$であり、これは短いハードガンマ線バーストの典型的な持続時間と一致します。
PeVニュートリノの効率的なエミッターとして新しく生まれた銀河系外ミリ秒パルサー
| Title |
Newly_born_extragalactic_millisecond_pulsars_as_efficient_emitters_of_PeV_neutrinos |
| Authors |
Rajat_K._Dey,_Animesh_Basak,_Sabyasachi_Ray_and_Tamal_Sarkar |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.04656 |
2010年から2017年の間にIceCube実験で検出された宇宙線起源PeVニュートリノの拡散フラックスの起源は未確認のままです。銀河系外で新しく生まれた高速回転パルサーの集団が、PeVエネルギースケールニュートリノを生成するための可能な候補として調査されています。星の回転から高エネルギーの電子にエネルギーを伝達するために、粒子加速の2段階のメカニズムが採用されています。電子は$\約0.01$EeVエネルギー以上までブーストされ、加速ゾーンでこれらの電子が低エネルギー陽電子および軟放射線と相互作用すると、超高エネルギー（UHE）ニュートリノおよびガンマ線を生成する可能性があります。パルサーの全ボロメータ光度のごく一部（$\eta_{k}\約0.31\％$）の場合、エネルギー範囲[1-10]PeVで理論的に導出された銀河系外拡散ミューニュートリノフラックスは、IceCubeレベルと一致することがわかります。PeVニュートリノに電力を供給するために転送されます。宇宙線電子負荷パラメータ$\eta_{k}$の上記の値を使用して、軟放射場でUHE電子から散乱する逆コンプトンからの拡散ガンマ線フラックスをモデルから予測することができます。
| Title |
Charge-Injection_Device_Imaging_of_Sirius_with_Contrast_Ratios_Greater_than_1:26_Million |
| Authors |
Sailee_M._Sawant_and_Daniel_Batcheldor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.03974 |
バイナリシステム、太陽系外惑星、星周円盤、塵円盤、クエーサーホスト銀河など、多くの天体の本質的な性質により、観測機器や技術に困難な要件が課せられます。いずれの場合も、明るい光源からの光が周囲の暗いターゲットを検出する能力を妨げる状況に遭遇します。このような天文シーンのすべての特徴を探求するには、可能な限り最大のコントラスト比で観測を実行する必要があります。電荷注入デバイス（CID）は、独自の読み出しアーキテクチャと固有のブルーミング防止機能により、$\log_{10}{（CR）}>9$（つまり、10億分の1）のコントラスト比を超える可能性があります。。最新世代のCIDであるSpectraCAMXDRのオンスカイテストでは、達成可能な最大コントラスト比に実際的な制限を課した次善の地上ベースの天文観測から、2,000万分の1を超える直接コントラスト比が以前に実証されています。ここでは、スペインのラパルマ島にある1.0mのヤコブスカプテイン望遠鏡でシリウスを観測したSXDRの極端なコントラスト比のイメージング機能を示します。ウェーブレットベースの分析と正確な測光および位置天文学のキャリブレーションに基づいて、$\Deltam_r=18.54$、$\log_{10}{（CR）}=7.41\pm0.08$、または$1$部分の直接コントラスト比を報告します。2600万ドルで。これは、以前の結果と比較して、達成可能なコントラスト比が$29\％$増加したことを示しています。
GWSkyNet-Multi：LIGO用の機械学習マルチクラス分類子-Virgoパブリックアラート
| Title |
GWSkyNet-Multi:_A_Machine_Learning_Multi-Class_Classifier_for_LIGO-Virgo_Public_Alerts |
| Authors |
Thomas_C._Abbott,_Eitan_Buffaz,_Nicholas_Vieira,_Miriam_Cabero,_Daryl_Haggard,_Ashish_Mahabal_and_Jess_McIver |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.04015 |
検出可能な重力波と電磁放射の両方を生成するコンパクトオブジェクトのマージは、中性子星の状態方程式、ハッブル定数の張力、およびrプロセス要素の起源に関する貴重な洞察を提供できます。ただし、重力波源の電磁追跡は、誤検出、発光しない光源、および関連する電磁放射の一時的な性質によって複雑になります。GWSkyNet-Multiは、重力波検出のソースのリアルタイム予測を提供することにより、これらの問題を解決しようとする機械学習モデルです。このモデルは、重力波検出から数分以内にLIGO-VirgoによってリリースされたOpenPublicAlerts（OPA）からの情報を使用します。GWSkyNetは、Caberoetalで最初に導入されました。（2020）バイナリ分類器として、OPAスカイマップを使用して、ソースを天体物理学またはグリッチとして分類します。この論文では、GWSkyNetの新しいバージョンであるGWSkyNet-Multiを紹介します。これは、ソースをブラックホール連星の合併、中性子星を含む合併、または検出器の非天体物理学的グリッチとしてさらに区別します。GWSkyNet-Multiは、クラスバランスのとれた物理的に動機付けられたソース質量分布を使用してトレーニングされた、3つの1対すべての分類器のシーケンスです。このデータセットのトレーニングでは、BBH対すべてで94％、NS対すべてで94％、グリッチ対すべてで95％のテストセット精度が得られます。階層分類スキームを使用して、93％の全体的な精度が得られます。さらに、LIGO-Virgoの3回目の観測実行（O3a）の前半からの40の重力波検出のうち36を正しく識別し、O3bソースの予測を提示します。また、モデルの解釈可能性についても簡単に説明します。重力波の検出数と周波数が増加するにつれて、GWSkyNet-Multiは、成功した電磁フォローアップを優先するための強力なツールになります。
完全畳み込みネットワークによる多周波点光源検出：現実的なマイクロ波空シミュレーションでの性能
| Title |
Multifrequency_Point_Source_detection_with_Fully-Convolutional_Networks:_Performance_in_realistic_microwave_sky_simulations |
| Authors |
J._M._Casas,_J._Gonz\'alez-Nuevo,_L._Bonavera,_D._Herranz,_S._L._Su\'arez_G\'omez,_M._M._Cueli,_D._Crespo,_J._D._Santos,_M._L._S\'anchez,_F._S\'anchez-Lasheras,_F._J._de_Cos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.04075 |
点光源（PS）の検出は、将来の宇宙マイクロ波背景放射（CMB）実験にとって重要な問題です。これは、点光源が小規模でのCMB信号の回復に対する主要な汚染物質の1つであるためです。マルチ周波数検出を改善することで、チャネルごとのアプローチを使用してPSを抽出するときに無視される貴重な情報を考慮に入れることができます。ニューラルネットワーク（NN）に基づいて、多周波数の現実的なシミュレーションでPSを検出し、そのパフォーマンスを最も一般的な方法の1つであるマトリックスフィルターと比較する方法を開発します。使用される周波数は143、217、および353GHzであり、30度の銀河カットを課します。汚染信号をCMB、宇宙赤外線背景放射、銀河の熱放射、熱スニヤエフゼルドビッチ効果、機器ノイズとしてPSマップに追加することにより、シミュレーションを作成します。これらのシミュレーションは、FlatおよびSpectralMultiPoSeIDoNと呼ばれる2つのNNをトレーニングするために使用されます。1つ目はフラットスペクトルのPSを考慮し、2つ目はPSのスペクトル動作を考慮に入れるため、より現実的です。60mJyの検出限界を使用すると、フラットMultiPoSeIDoNは58mJy、79、71、60でそれぞれ143、217、353GHzのスペクトルケースで完全性レベルの90％に達し、マトリックスフィルターは84、79で到達します。と123mJy。より安全な4{\sigma}検出限界を使用しても、これらの結果を改善することはできません。すべての場合において、MultiPoSeIDoNは、フィルターよりもはるかに少ない数のスプリアスソースを取得します。NNは、100mJyを超えると10％の相対誤差で検出のフラックス密度を回復しますが、150mJyを超えるとフィルターが回復します。結果に基づくと、NNは、将来のCMB実験で多周波PSを検出するためのフィルターの代わりに使用するのに最適な候補です。さらに、多周波数アプローチは、同じくNNに基づく単一周波数アプローチよりも高い精度でソースを検出できることを示しました。
天文カタログのサブセット用の選択関数ツールボックス
大きなカタログは天文学全体に遍在していますが、ほとんどの科学的分析は、カタログ化された量の選択されたカットによってこれらのカタログから選択された小さなサンプルで実行されます。したがって、その科学的サンプルの選択関数（カタログ内の星がこれらのカットを満たし、サンプルに含まれる確率）は、各科学的分析に固有のものです。カタログから抽出したサンプルの選択関数を、位置、大きさ、色の観点から柔軟に推定できる一般的なフレームワークを作成しました。私たちの方法は、二項尤度を使用し、ガウス過程と球面調和関数を使用して、位置、大きさ、色全体の選択関数の相関を考慮するという点で独特です。このフレームワークを実装する新しいオープンソースのPythonパッケージselectionfunctiontoolboxを作成し、それを使用して2MASSのサブセットとしてAPOGEEDR16赤色巨星サンプル選択関数の3つの異なる推定を行い、各推定はAPOGEEターゲティング。コンパニオンペーパーでは、GaiaEDR3の位置天文および分光学的選択関数の推定値を導出するために方法論を適用しました。私たちのフレームワークは、天体物理学者が科学的な質問に答えるために選択した星のカスタムサンプルで使用する必要がある選択関数を推定することを簡単にします。
無線干渉画像合成のための高性能グリッディング
畳み込みグリッドは、フーリエ平面上で不規則な間隔でサンプリングされた関数を高速に反転するために、無線干渉画像合成で広く使用されている手法（アルゴリズム）です。この論文では、GPUでより高速に実行するための手法にいくつかの変更を提案します。これらの変更により、\textit{HybridGridding}と\textit{PrunedNNInterpolation}が発生します。これらは、畳み込みグリッドのグリッド畳み込み関数のオーバーサンプリングを利用して、出力の品質を低下させることなくグリッドを高速化しようとします。私たちの実験では、適切な条件が与えられた場合、ハイブリッドグリッディングは畳み込みグリッディングよりも最大$6.8\times$速く実行され、プルーニングされたNN補間は一般にハイブリッドグリッディングよりも遅いことが示されました。2つの新しい手法は、フーリエ反転を加速するために、畳み込みによるオーバーサンプリングされたグリッドのダウンサンプリングを特徴としています。これは、エイリアシングに悩まされるよく知られた近似手法です。この論文では、算術ノイズ以下のエイリアシングを抑制できる\textit{畳み込みベースのFFTプルーニング}アルゴリズムとしてこの手法を再提案しています。アルゴリズムは、最近発見された最小ミスフィットのグリッド関数を使用します。これは、実験を通じて有望な結果をもたらしましたが、記載されたグリッド関数に関する関連する公開された作業から期待されるほど良くはありません。それにもかかわらず、私たちの実験では、適切な条件が与えられた場合、畳み込みベースのプルーニングにより、GPUでのフーリエ反転実行時間が約$8\times$削減されることが示されました。
粒子シャワーからの電波放射に関するSLACT-510実験：詳細なシミュレーション研究と解釈
| Title |
The_SLAC_T-510_experiment_for_radio_emission_from_particle_showers:_detailed_simulation_study_and_interpretation |
| Authors |
K._Bechtol,_K._Belov,_K._Borch,_P._Chen,_J._Clem,_P._Gorham,_C._Hast,_T._Huege,_R._Hyneman,_K._Jobe,_K._Kuwatani,_J._Lam,_T.C._Liu,_K._Mulrey,_J._Nam,_C._Naudet,_R.J._Nichol,_C._Paciaroni,_B.F._Rauch,_A._Romero-Wolf,_B._Rotter,_D._Saltzberg,_H._Schoorlemmer,_D._Seckel,_B._Strutt,_A._Vieregg,_C._Williams,_S._Wissel,_A._Zilles |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.04334 |
過去数十年にわたって、エアシャワーの無線検出は、超高エネルギー宇宙線を検出するために広く使用されてきました。SLACで制御された実験室条件下で実験を開発し、既知のエネルギーを持つ一次電子としての電子の束によって生成された荷電粒子シャワーからの高周波放射を測定しました。シャワーは、強力な磁場の中にある高密度ポリエチレン製のターゲットで行われました。実験は、アスカリアンと磁気によって誘発された電波放射の成分を独立して測定できるように設計されました。同時に、この実験の詳細なシミュレーションを実行して、エンドポイントとZHSという2つの微視的な形式を使用して無線信号を予測しました。本論文では、シミュレーションスキームを提示し、磁場と振幅の線形性などのデータ特性と比較します。シミュレーションは不確実性の範囲内で測定値と一致し、データの適切な説明を示します。特に、最大の体系的な不確実性を説明したターゲット内の反射に対処します。Askaryan放出の振幅の予測は、エンドポイント形式では5％以内、ZHS形式では11％以内の測定値と一致します。磁気誘導放出の振幅は、エンドポイント形式では5％以内、ZHS形式では1％未満に一致します。放出の絶対スケールの一致は、適用された形式に基づく最先端のエアシャワーシミュレーションに自信を与えます。
惑星系を（分解）組み立てる方法（ビデオゲームを教育ゲームに変えることによって）
| Title |
HOW_TO_(DIS-)ASSEMBLE_A_PLANETARY_SYSTEM_(by_turning_a_video_game_into_an_educational_game) |
| Authors |
Simone_Iovenitti,_Luca_Perri |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.04528 |
今日、コンピューターシミュレーションは驚くべきグラフィック結果に達し、非常に複雑な物理現象の進化を説明する素晴らしい視覚的説明を提供し、自然の法則を実装しています。科学的なガイドがないと、シミュレーションと現実を区別するのが難しい場合がありますが、高度で壮観なアニメーションを使用することは、正確な科学情報と科学への情熱の両方を伝える強力な方法です。これに応じて、私たちは型にはまらない楽器であるビデオゲームに基づいた革新的な科学ワークショップを開発することにしました。天体物理学のオブジェクトを作成、操作、進化させることができる物理ベースの宇宙シミュレーターであるUniverseSandboxと呼ばれる商用ソフトウェアを使用しました。惑星の形成、軌道、ハビタブルゾーン、星の種類、恒星の爆発、小惑星の衝突を主なトピックとする仮想宇宙の旅を一般の人々に紹介するために、一連のダイナミックなシーンを用意しました。聴衆との相互作用が体験の中心でした。すべての質問、提案、またはアイデアがリアルタイムでシミュレーションに挿入されました。このワークショップは、イタリアのベルガモ市で開催された全国科学フェスティバルに最初に提案されました。この貢献の経験を報告します。このアクティビティは、オンラインとプレゼンスの両方で、どこにでも簡単に複製できます。
| Title |
SPT-SLIM:_A_Line_Intensity_Mapping_Pathfinder_for_the_South_Pole_Telescope |
| Authors |
K._S._Karkare,_A._J._Anderson,_P._S._Barry,_B._A._Benson,_J._E._Carlstrom,_T._Cecil,_C._L._Chang,_M._A._Dobbs,_M._Hollister,_G._K._Keating,_D._P._Marrone,_J._McMahon,_J._Montgomery,_Z._Pan,_G._Robson,_M._Rouble,_E._Shirokoff,_G._Smecher |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.04631 |
南極点望遠鏡サマータイムライン強度マッパー（SPT-SLIM）は、ミリ波ライン強度マッピング（LIM）用のオンチップフィルターバンク分光計の使用を実証するパスファインダー実験です。SPT-SLIM焦点面は、120〜180GHzをカバーする18個の二重偏波R=300フィルターバンク分光計と、アルミニウムの動的インダクタンス検出器で構成されています。コンパクトなクライオスタットが検出器を100mKに保持し、SPT-3Gレシーバーを取り外さずに観測を実行します。SPT-SLIMは、2023-24年の南極夏の間の観測のために、10mの南極点望遠鏡に配備されます。機器全体の設計、予想される検出器の性能、および0.5<z<2でのCOからのLIM信号に対する感度について説明します。SPT-SLIMによって実証された技術と観測技術により、宇宙論を赤方偏移サーベイを超えて制約する次世代のLIM実験が可能になります。銀河調査。
オンチップ超伝導ミリメートルフィルターバンク分光計のシミュレーションと設計
| Title |
The_Simulation_and_Design_of_an_On-Chip_Superconducting_Millimetre_Filter-Bank_Spectrometer |
| Authors |
Gethin_Robson,_Adam_J._Anderson,_Peter_S._Barry,_Simon_Doyle,_Kirit_S._Karkare |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.04632 |
超伝導オンチップフィルターバンクは、ミリ波およびサブミリ波の波長でイメージング分光計を作成するためのスケーラブルで省スペースのソリューションを提供します。製造誤差に対する高い耐性を備えた、実現が容易なリソグラフィーによる超電導フィルターの設計を紹介します。容量結合された$\lambda/2$マイクロストリップ共振器を使用して狭い（$\lambda/\Delta\lambda=300$）スペクトル通過帯域を定義すると、特定の分光計チャネルのフィルタリングされた出力が集中定数運動インダクタンス検出器に直接接続されます（LEKID）。設計の公差分析を示し、フィルター品質係数が1つの現実的な製造エラーに対して$<11\％$変化し、製造エラーと誘電正接を考慮した後、完全なフィルターバンク効率が60\％になることを示します。
SPT-SLIM焦点面の設計;南極点望遠鏡用の分光イメージングアレイ
| Title |
Design_of_SPT-SLIM_focal_plane;_a_spectroscopic_imaging_array_for_the_South_Pole_Telescope |
| Authors |
P._S._Barry,_A._Anderson,_B._Benson,_J._E._Carlstrom,_T._Cecil,_C._Chang,_M._Dobbs,_M._Hollister,_K._S._Karkare,_G._K._Keating,_D._Marrone,_J._McMahon,_J.Montgomery,_Z.Pan,_G.Robson,_M._Rouble,_E._Shirokoff,_G._Smecher |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.04633 |
サマータイムライン強度マッパー（SLIM）は、南極点望遠鏡（SPT）用のミリ波ライン強度マッピング（mm-LIM）実験です。SPT-SLIMの目標は、将来のmm-LIM実験のためのマルチピクセル超伝導フィルターバンク分光計の適合性とフィールド内性能を実証するための技術的および科学的なパスファインダーとして機能することです。2023-24年の南半球の夏に展開する予定のSPT-SLIM焦点面には、18個の二重偏光ピクセルが含まれ、それぞれが$R=\lambda/\Delta\lambda$=300の薄膜マイクロストリップフィルターバンク分光計に接続されます。2mmの大気ウィンドウ（120〜180GHz）。個々のスペクトルチャネルは、マイクロストリップ結合集中定数素子の動的インダクタンス検出器に給電します。これにより、SPT-SLIMに必要な10k検出器の高度に多重化された読み出しが提供されます。ここでは、SPT-SLIM焦点面アレイの主要な側面の予備設計の概要、検出器アーキテクチャと予測性能の説明、およびSPT-SLIMの最終設計を通知するために使用される初期テスト結果を示します。分光計アレイ。
| Title |
The_throughput_calibration_of_the_VERITAS_telescopes |
| Authors |
C._B._Adams,_W._Benbow,_A._Brill,_J._H._Buckley,_J._L._Christiansen,_A._Falcone,_Q._Feng,_J._P._Finley,_G._M_Foote,_L._Fortson,_A._Furniss,_C._Giuri,_D._Hanna,_T._Hassan,_O._Hervet,_J._Holder,_B._Hona1,_T._B._Humensky,_W._Jin,_P._Kaaret,_T._K_Kleiner,_S._Kumar,_M._J._Lang,_M._Lundy,_G._Maier,_P._Moriarty,_R._Mukherjee,_M._Nievas_Rosillo,_S._O'Brien,_N._Park,_S._Patel,_K._Pfrang,_M._Pohl,_R._R._Prado,_E._Pueschel,_J._Quinn,_K._Ragan,_P._T._Reynolds,_D._Ribeiro,_E._Roache,_J._L._Ryan,_M._Santander,_A._Weinstein,_D._A._Williams_and_T._J_Williamson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.04676 |
環境。大気中の入射{\gamma}線によって開始されるシャワーに対する大気中のチェレンコフ望遠鏡のイメージングの応答は、光と天候への暴露により望遠鏡が古くなるにつれて変化します。これらの老化プロセスは、イベントの再構築されたエネルギーと{\gamma}線束に影響を与えます。目的。この作業では、時間の経過に伴う光スループットと検出器のパフォーマンスの変化を説明するための、超高エネルギー放射イメージング望遠鏡アレイシステム（VERITAS）の信号キャリブレーション方法の実装について説明します。メソッド。チェレンコフ望遠鏡の総スループットは、光電子増倍管のゲインとその量子効率、ミラーの反射率、入射する放射線に対するウィンストンコーンの応答など、カメラに依存する要因の積です。このドキュメントでは、カメラのゲインとミラーの反射率が時間の経過とともにどのように進化したか、および大気チェレンコフ望遠鏡をイメージングするための再構成パイプラインでこの変化するスループットを調整する方法を決定するためのさまざまな方法を要約します。実装は、非常に高エネルギー天文学の参照オブジェクトであるかに星雲のVERITAS望遠鏡による7年間の観測に対して検証されています。結果。定期的な光スループットの監視と対応する信号のキャリブレーションは、広範囲の空気シャワー画像の再構成にとって重要であることがわかっています。提案された実装は、望遠鏡シミュレーションで光電子増倍管の信号を補正して、微調整された機器応答関数を生成するために適用されます。この方法は、取得した{\gamma}線データを較正し、イベントと光子束の正しいエネルギーを回復するのに効果的であることが示されています。同時に、機器の応答関数のモンテカルロシミュレーションを生成する計算量を手頃な価格で低く抑えます。
トーラス-恒星黒点の上の安定帯
強い太陽フレアはほとんどの場合コロナ質量放出（CME）を伴いますが、恒星の「スーパーフレア」が頻繁に検出されるにもかかわらず、恒星CMEに関する報告はまれです。磁束ロープのトーラス不安定性は、ソーラーCMEの主要な駆動メカニズムの1つであると考えられています。高さとともに十分にゆっくりと減少する閉じ込められたバックグラウンドコロナ磁場によるトーラスの不安定性の抑制は、恒星のCME検出の欠如に寄与する可能性があります。ここでは、太陽磁場をテンプレートとして使用して、恒星の活動領域の上のこの「トーラス安定ゾーン」（TSZ）の垂直範囲を推定します。ローカル双極子（恒星黒点のペアを模倣）とグローバル双極子のフィールドを含む理想化されたポテンシャルフィールドモデルの場合、TSZの上限は、双極子のサイズ、双極子の強度、およびソース表面の半径とともに増加することを示します。コロナルフィールドは放射状になります。TSZの境界は、スポットとダイポールの磁場間の相互作用に依存します。これらの磁場は、それぞれローカルスケールとグローバルスケールの閉じ込めを提供します。それらは、双極子のサイズの約半分から恒星の半径のかなりの部分までの範囲です。より小さなスポットと中間の双極子場の場合、二次TSZはより高い高度で発生し、「噴火の失敗」の可能性を高める可能性があります。我々の結果は、クールな星での見かけのCME発生率が低いのは、少なくとも部分的には、拡張されたTSZの存在によるものであることを示唆しています。
明るい食変光星{\ alpha}ドラコニスの構成要素の動的視差、物理パラメータ、および進化的状態
| Title |
Dynamical_parallax,_physical_parameters_and_evolutionary_status_of_the_components_of_the_bright_eclipsing_binary_{\alpha}_Draconis |
| Authors |
K._Pavlovski,_C.A._Hummel,_A._Tkachenko,_A._Dervisoglu,_C._Kayhan,_R.T._Zavala,_D.J._Hutter,_C._Tycner,_T._Sahin,_J._Audenaert,_R._Baeyens,_J._Bodensteiner,_D.M._Bowman,_S._Gebruers,_N.E._Jannsen,_and_J.S.G._Mombarg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.03887 |
長いベースライン干渉法を使用して分解された明るい食変光星$\alpha$Draの両方の成分と、全フラックスの約15\％に寄与することが示された二次成分にもかかわらず、コンパニオンスターの分光学的検出はこれまで成功しませんでした。私たちの目標を達成するために、海軍精密光学干渉計（NPOI）による干渉法、TESS宇宙天文台による測光、およびラパルマ天文台でのHERMESファイバーフィード分光法による高解像度分光法からの組み合わせデータセットを使用します。スペクトル解きほぐしの方法を使用して、観測された複合HERMESスペクトル内のコンパニオンスターの寄与を検索し、両方の成分のスペクトル寄与を分離し、$\alpha$Draシステムの軌道要素を決定します。TESSの光度曲線は、恒星の大気パラメータの分光学的推論を使用して反復的に分析され、基本的な恒星の特性とその不確実性が決定されます。最後に、NPOI干渉測定は、システムの軌道パラメータと両方のバイナリコンポーネントの角直径を決定するために使用されます。$\alpha$Draの二次成分の最初のしっかりとした分光学的検出を報告し、両方の二成分成分のもつれを解いたスペクトルを提供します。両方の成分の推定されたコア近傍の混合特性は、対流コアのオーバーシュートの恒星質量への依存性をサポートしていません。同時に、$\alpha$Draシステムは、日食する分光学的二重線バイナリの質量の不一致が、中質量および高質量の星の劣った大気モデリングに関連し、予測力にはあまり関連しないという仮説をさらにサポートします。対流コアの近コア混合量と質量に関する恒星構造と進化モデルの比較。（要約）
低質量の若い星の分光学的質量推定に対する星黒点の影響
| Title |
The_Effects_of_Starspots_on_Spectroscopic_Mass_Estimates_of_Low-mass_Young_Stars |
| Authors |
C._Flores,_M._S._Connelley,_B._Reipurth,_and_G._Duch\^ene |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.03957 |
磁場と質量降着プロセスは、若い星の表面に暗いスポットと明るいスポットを作成します。これらのスポットは、表面の熱の不均一性として現れ、星で測定された地球の温度を変化させます。これらの恒星黒点の影響と影響を理解するために、おうし座-オーリガ星形成領域とおうし座T星形成領域で、おうし座T星の大規模なiSHELL高解像度赤外線分光調査を実施しました。Kバンドスペクトルから、磁気放射伝達コードを使用して恒星の温度と磁場の強さを測定しました。赤外線から得られたパラメータを文献の光学温度と比較したところ、a）光学観測と赤外線観測の間の系統的な温度差、およびb）磁場強度と温度差の間の正の相関が見つかりました。不一致の温度測定値は、恒星進化モデルから推定された恒星質量に有意差があることを意味します。どの温度が星の質量をよりよく予測するかを識別するために、モデルから導出された質量を、ソースのサブサンプルについてALMAおよびPdBIから測定された動的質量と比較しました。この比較から、0.3から1.3$\rmM_\odot$の範囲の恒星質量では、赤外線温度も光学温度も恒星の動的質量を完全に再現していないと結論付けます。しかし、平均して、赤外線温度は光学的なものよりも正確で正確な恒星の質量を生成します。
ケプラー/ K2で見られるプレアデス星団の5つの若い$ \ delta $ Scuti星
| Title |
Five_young_$\delta$_Scuti_stars_in_the_Pleiades_seen_with_Kepler/K2 |
| Authors |
Simon_J._Murphy,_Timothy_R._Bedding,_Timothy_R._White,_Yaguang_Li,_Daniel_Hey,_Daniel_Reese,_Meridith_Joyce |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.04203 |
K2測光からのカスタム光度曲線を使用して、プレアデス星団の5つの$\delta$Scuti星のモード識別を実行します。\'echelleダイアグラムを作成することにより、5つの星全体で合計28個の放射状モードと16個の双極子モードで構成される放射状モードと双極子モードの隆起を識別します。また、ラジアルリッジとダイポールリッジからオフセットされたモードの可能なアイデンティティを提案します。非回転の脈動変光星を計算して、モードの識別を検証し、クラスターの年齢と金属量の制約内で良好な一致を見つけます。また、これらの偏平で回転する星の密度が低いことを反映して、すべての星について、最も密度の低いモデルが好まれることもわかりました。5つの星のうち3つは、回転分割されたマルチプレットを示しています。このサンプルは、将来の回転モデルでの星震学的回転速度、質量、および年齢の見込みを示していると結論付けます。私たちの予備的なモデリングは、ヘリウムの存在量に対するある程度の感度も示しています。
活動領域スケールでの太陽ダイナモの乱流成分の特徴とフレア活動との関連
対流層で動作する太陽ダイナモの乱流成分の観測的証拠を取得することは、ダイナモの作用が光球の下に隠されているため、困難な問題です。ここでは、太陽周期23と24をカバーする期間中に、X線クラスX1.0以上の強い太陽フレアを生成したフレア活動領域（AR）の統計的研究の結果を示します。磁気形態学的分類を導入しました。ARの（MMC）。これにより、ダイナモの乱流成分がARの構造に与える可能性のある寄与を推定することができました。72\％のケースで、フレアARはグローバルダイナモの経験則に準拠していないことがわかりました（多くの場合、それらは双極ARではないか、そうである場合は、ヘイル極性法、ジョイの法則、または主要な黒点有病率規則）。これは、典型的なARの空間スケールに対する対流層内の乱流ダイナモ作用の影響に起因する可能性があります。したがって、フレアリングは太陽ダイナモの乱流成分によって支配されているように見えます。これらのARからのフレアリングへの寄与-「違反者」は、トロイダル磁場が弱まり、乱流成分の影響がより顕著になる太陽周期の2番目の最大値と下降段階で強化されます。これらの観測結果は、ダイナモのシミュレーションから得られた、対流層内の磁場生成における非線形性と乱流間欠性の本質的な役割の概念と一致しています。
Ib型とIIb型の超新星前駆体にはどのくらいの水素が含まれていますか？
水素をほとんどまたはまったく示さないコア崩壊超新星（それぞれタイプIIbおよびIbと表示）は、外側のエンベロープの一部またはほとんどを失った巨大な星の爆発です。彼らがどのように質量を失うかは不明ですが、それはおそらくバイナリの相互作用を伴います。これまでのところ、このような超新星の7つの前駆細胞が爆発前のイメージングで特定されています（タイプIIbイベントで5つ、タイプIbイベントで2つ）。ここでは、これらの前駆体の性質をよりよく理解するために、詳細なバイナリ恒星進化モデルを進化させます。爆発時にエンベロープに残っている水素の量は、相互作用後の質量損失率に大きく依存することがわかります。残った水素は、温度や光球の半径などの前駆体の特性に重要な影響を及ぼします。前駆体データの絶滅と距離の不確実性とともに、爆発前のイメージングから正確な前駆体水素質量を推定することは困難です。この不確実性を定量化し、利用可能なデータが提案されたタイプIb-IIb水素質量しきい値0.033Msun（Hachingeretal。2012）と一致しているが、提案されたしきい値0.001Msun（Dessartetal。2011）と一致していないことを確認します。タイプIbの前駆体でさえ、純粋なヘリウム星ではありません。これらの結果は、SN2019yvrのタイプIb分類とその候補前駆体特性との間の提案された緊張を緩和します（Kilpatricketal.2021）。また、生き残った2019yvr前駆体コンパニオンの明るさを推定します。これは、将来の観測で検出される可能性があります。
Ia型超新星への磁化白色矮星+ヘリウム星バイナリ進化の研究
白色矮星（WD）+ヘリウム（He）星のバイナリチャネルは、Ia型超新星（SNeIa）の前駆細胞の単一縮退シナリオで重要な役割を果たします。WD+主系列星の進化に関する以前の研究では、WDの磁場がそれらの降着と核燃焼プロセスに大きな影響を与える可能性があることが示されています。この作業では、詳細な恒星進化論と連星集団合成（BPS）計算を使用して、磁化されたWD+He星連星の進化に焦点を当てます。磁化されたWDの場合、磁場は降着円盤の内部領域を破壊し、降着流を極キャップに注ぎ込み、さらにはキャップ内でヘリウムの燃焼を制限する可能性があります。十分に強い磁場を持つWDの場合、潜在的なSNIa前駆体システムのパラメータ空間は、磁化されていないWDの場合と比較して、より短い軌道周期とより低いドナー質量に向かって縮小します。その理由は、磁場閉じ込めは通常、比較的高い物質移動速度で機能し、WDからの強い風の質量損失を引き起こし、Heに富む質量蓄積効率を制限する可能性があるためです。生き残ったコンパニオンスターは、SN爆発の瞬間に低質量である可能性が高く、これは、SNe後またはSNレムナント内で生き残ったコンパニオンが検出されなかったことの考えられる説明と見なすことができます。ただし、高磁性モデルでの銀河SNeIaの対応する出生率は、〜（0.08-0.13）*10^{-3}yr^{-1}（〜0.17-0.28*10^{-3}）と推定されます。非磁性モデルの場合はyr^{-1}）、観測された銀河系SNIaの出生率よりも大幅に低くなっています。
拡張プロカヌエボの宇宙論
| Title |
Cosmology_of_Extended_Proca-Nuevo |
| Authors |
Claudia_de_Rham,_Sebastian_Garcia-Saenz,_Lavinia_Heisenberg,_Victor_Pozsgay |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.14327 |
Proca-Nuevoは、他の一般化されたベクトルモデルと区別する非線形に実現された制約を享受する大規模なスピン1場の非線形理論です。一貫性に必要な主要な制約を損なうことなく、GeneralizedProcaクラスの演算子を追加することで理論を拡張し、GeneralizedProca演算子とProca-Nuevo演算子の間を補間できることを示します。制約は、平坦な時空と固定された湾曲した背景で維持されます。拡張されたProca-Nuevoを重力と動的に混合すると、プランクスケールが抑制された方法で制約が破られることを示します。さらに、一貫性のあるゴーストのない宇宙論的解法を可能にするモデルで理論が共変化される可能性があることを証明します。完全流体物質の存在下でモデルを研究し、それらが正しい数の動的変数を記述し、それらの分散関係と安定性基準を導き出すことを示します。また、特定のセットアップで、遅い時間の自己加速エポックを特徴とし、すべての安定性とサブルミナリティ条件が満たされ、重力波が一般相対性理論のように正確に動作するような明示的なホットビッグバンソリューションを展示します。
拡張SU（2）プロカ理論に向けて
| Title |
Towards_the_extended_SU(2)_Proca_theory |
| Authors |
Alexander_Gallego_Cadavid_(1),_Carlos_M._Nieto_(2),_Yeinzon_Rodriguez_(2,3)_((1)_Universidad_de_Valparaiso,_(2)_Universidad_Industrial_de_Santander,_(3)_Universidad_Antonio_Narino) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2110.14623 |
この作業では、重力の修正理論の提案として、ベクトルセクターでSU（2）グローバル対称性を持つ最も一般的なベクトルテンソル理論の構築を探ります。ベクトル場の共変微分と、ベクトル場の任意の関数にRicciスカラーを掛けたものの対称および/または反対称の組み合わせを含む項を含む一般的なラグランジアンから始めます。次に、完全な理論の縮退を調べて、それが健康であるかどうかを判断します。運動行列を縮退させることができるいくつかの方法に対応して、理論の健全性に必要な理論内のいくつかの自由関数間の関係を見つけます。最後に、スカラー制限を取り、縦モードの健全性に必要な自由関数に関する追加の条件を示します。
ポストニュートンツイストによるコンパクトバイナリの歳差運動のための効果的な一体波形
| Title |
Effective-one-body_waveforms_for_precessing_coalescing_compact_binaries_with_post-Newtonian_Twist |
| Authors |
Rossella_Gamba,_Sarp_Ak\c{c}ay,_Sebastiano_Bernuzzi_and_Jake_Williams |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.03675 |
スピン歳差運動は、コンパクトな連星合体の一般的な特徴であり、重力波形に明確な痕跡を残します。以前の研究に基づいて、$\ell=2$を超えるサブドミナントモードと最初のEOB周波数領域近似を組み込んだ連星ブラックホールを処理するための効率的な時間領域インスパイラルマージリングダウン有効一体モデル（EOB）を提示します。連星中性子星を処理するため。99個の「短い」数値相対論歳差運動波形に対してモデルを検証します。ここで、$0$、$の傾きで$5\times10^{-3}$、$7\times10^{-3}$の中央値の不一致が見つかります。\pi/3$、および同じ傾斜で$4\times10^{-3}$と$5\times10^{-3}$の中央値の不一致がある21の「長い」波形。最新の$\texttt{NRSur7dq4}$波形モデルとさらに比較すると、$0、\の傾きで$4\times10^{-3}、1.8\times10^{-2}$の不一致の中央値が得られます。歳差運動パラメータ$\chi_p$が最大0.8、質量比が最大4の5000歳差運動構成のpi/3$モデルの計算効率を示すために、パラメータ推定に適用し、重力波形イベントGW150914を再分析します。、GW190412、およびGW170817。
QCDアクシオンの速度論的ミスアライメント：観察的側面
| Title |
QCD_Axion_Kinetic_Misalignment:_Observational_Aspects |
| Authors |
Basabendu_Barman,_Nicol\'as_Bernal,_Nicklas_Ramberg,_Luca_Visinelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.03677 |
ペッチェイ・クイン（PQ）対称性の自発的対称性の破れが発生したとき、結果として生じるPQフィールドの角度方向、つまりアクシオンは、PQ対称性を明示的に破る追加の項から生じる初期の非ゼロ速度を持っていた可能性があります。これにより、従来のシナリオよりも減衰定数の値が小さくなる可能性が広がります。アクシオンが暗黒物質の存在量全体を形成すると仮定して、この「速度論的ミスアライメント」フレームワークの結果についてさらに詳しく説明します。動的ミスアラインメントフレームワークは、アクシオン場が従来のシナリオと同じ温度で振動し始める{\it弱い}限界と、振動の開始を遅らせる大きな初速度に対応する{\it強い}限界を持っています。このシナリオがアクシオンミニクラスターの形成にどのように影響するかを示し、潜在的な検出シグネチャとともにこれらの下部構造の詳細をスケッチします。
物質とその宇宙論的応用を伴うダブルフィールド理論
$O（D、D）$多重項で記述された一般化されたエネルギー運動量テンソルを介して、ダブルフィールド理論（DFT）に物質を含めます。これは、ダブルジオメトリの完全流体のダイナミクスを模倣します。その発散方程式から、一般化された省エネ方程式とオイラー方程式が得られます。物質を使って宇宙論的解を構築するために、$O（1,1）\timesO（D-1、D-1）$対称性が保持されているDFTの時空分割を示します。$O（1,1）\timesO（D-1、D-1）$の一般化されたメトリックとディラトンは、$t$と$\tildet$の両方に依存し、二重幾何学に宇宙原理を生じさせます。物質を使って一般化されたアインシュタイン方程式の完全な形を計算します。これらのソリューションのパラメーター化は、DFTエネルギー密度と圧力を適切に再定義すると、ストリング宇宙論を回復します。
ソリトンボソン星、Qボール、因果関係のあるブフダール
複数の真空を許容する可能性のある自己重力非トポロジーソリトンは、エキゾチックコンパクトオブジェクトの有望な候補です。このようなオブジェクトは、標準モデルのいくつかの拡張で発生する可能性があり、初期の宇宙で生成される可能性があります。この作業では、複雑なスカラー（重力Qボール/ソリトンボソン星）から作成されたオブジェクトに焦点を当て、球対称の解析解を導き出し、それらを完全な数値解と比較します。コンパクト性の高い限界では、これらのオブジェクトが効果的に線形の状態方程式を示し、因果関係の制約でブッフダールの限界を飽和させることがわかります。その限界から遠く離れて、これらのオブジェクトは平らな時空Qボールとして、または（低コンパクト限界で）量子圧力によって安定化されたミニボソン星として振る舞います。さまざまなポテンシャル（余弦、四次、六次を含む）を分析することにより、この画像の堅牢性を確立します。
Higgsの真空構造とインフレにバインドされたFestina-Lente
| Title |
Festina-Lente_Bound_on_Higgs_Vacuum_Structure_and_Inflation |
| Authors |
Sung_Mook_Lee,_Dhong_Yeon_Cheong,_Sang_Chul_Hyun,_Seong_Chan_Park,_and_Min-Seok_Seo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.04010 |
最近提案されたFestina-Lente（FL）境界は、正の真空エネルギーの観点から、${\rmU（1）}$荷電粒子の質量に下限を提供します。標準模型（SM）の荷電粒子の質量はヒッグスメカニズムによって生成されるため、FL境界は、現在の暗黒エネルギーが支配的な宇宙および膨張中の一貫したヒッグスポテンシャルのテストベッドを提供します。現在の宇宙のように、極小の真空エネルギーに対するヒッグスポテンシャルのUV挙動に対するFL限界の影響を研究します。また、インフレーション中にFLバウンドによって許容されるハッブルパラメーターとヒッグス真空期待値の値を示します。これは、このエポックの間、ヒッグスが電弱スケールにとどまることができないことを意味します。
| Title |
Cosmological_Dependence_of_Sterile_Neutrino_Dark_Matter_With_Self-Interacting_Neutrinos |
| Authors |
Carlos_Chichiri,_Graciela_B._Gelmini,_Philip_Lu,_Volodymyr_Takhistov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.04087 |
ニュートリノの未踏の相互作用は、暗黒物質（DM）の性質を理解するための鍵となる可能性があります。特に、新しい自己相互作用を持つアクティブニュートリノは、広範囲のアクティブステライル混合値に対してDodelson-Widrowメカニズムを介してDM全体を占めるkeV-massステライルニュートリノを生成できます。この生産は通常、宇宙のまだ未知の時代のビッグバン元素合成（BBN）の前に行われます。keV-massステライルニュートリノDMの混合範囲が、初期の宇宙プレBBN宇宙論の不確実性によってどのように影響を受けるかを評価します。ステライルニュートリノの検出は、BBN以前の時代に関する情報を提供する粒子の最初の観測を構成する可能性があるため、これは、すべての天体物理学的限界によって許可されるステライルニュートリノ検索の実行可能なパラメータ空間の特定、および宇宙論に特に関連します。初期の宇宙宇宙論とニュートリノ相互作用の不確実性の組み合わせにより、DM全体を構成できるステライルニュートリノの許容パラメーター空間が大幅に拡大することがわかりました。
敏感な暗黒物質（DM）実験は、指定されたターゲットを超えて十分に活用でき、物理学の幅広いトピックを探索することができます。私たちが議論するように、将来の大規模な直接DM検出実験は、従来のニュートリノ検出器を補完する印象的な望遠鏡を構成します。これにより、超大質量ブラックホールの起源などのパズルや超新星予報などのトピックを含む、ニュートリノ天文学への新しいウィンドウが開きます。さらに、DM実験は、マルチメッセンジャー天文学の効果的な手段として機能することができます。これは、一時的な天体物理学的ソース（アクシオン星の爆発など）からの相対論的アクシオンの探索によってよく説明されており、アクシオンの可能性に対する新しい特徴と可能な洞察を提供します。
非ブラックホールコンパクト連星のプローブとしてのスピン誘起四重極モーメントの母集団推論
| Title |
Population_inference_of_spin-induced_quadrupole_moments_as_a_probe_for_non-black_hole_compact_binaries |
| Authors |
Muhammed_Saleem,_N._V._Krishnendu,_Abhirup_Ghosh,_Anuradha_Gupta,_W._Del_Pozzo,_Archisman_Ghosh,_and_K._G._Arun |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.04135 |
スピン誘起四重極モーメントなどの物理的効果の重力波（GW）測定により、ブラックホールからなる連星と非ブラックホール連星を区別できます。これらの影響は、第2世代の検出器を使用した単一イベントの推論では十分に制約されない場合がありますが、複数の検出からの情報を組み合わせると、ブラックホール以外のバイナリの機能を明らかにするのに役立ちます。スピンによって引き起こされる四重極モーメントには、さまざまなタイプのコンパクトオブジェクトに対する特定の予測があり、一般化された形式では、さまざまなタイプのコンパクトオブジェクトが共存する母集団を考慮する必要があります。この研究では、階層的な混合可能性の形式を導入して、{\母集団内の非バイナリブラックホールの割合}を推定します。AdvancedLIGOAdvancedVirgo検出器の設計感度に従って、ガウスノイズに注入されたシミュレートされたGW信号を使用して、この方法の適用性を示します。この方法のパフォーマンスを、従来の方法による階層的推論アプローチと比較します。どちらの方法も、不均一な母集団を示唆するのに等しく効果的ですが、混合尤度アプローチは、多様なクラスのコンパクトオブジェクトを含む混合母集団にとってより自然であることがわかります。また、第2世代の検出器の感度の制限、天体物理学の人口分布の特定の機能、採用された波形モデルによってもたらされる制限など、いくつかの理由によって引き起こされる、混合物の可能性のアプローチで考えられる体系についても説明します。最後に、この方法を2番目のGWトランジェントカタログ（GWTC-2）で公開されているLIGO-Virgo検出に適用し、統計精度内のブラックホール連星の母集団と一致していることを確認します。
$ f（Q、T）$重力における宇宙摂動理論
対称テレパラレル重力の拡張である$f（Q、T）$重力の摂動の宇宙線形理論を開発しました。これは、$Q$が非計量性で、$T$が応力エネルギーテンソルのトレースです。文献で広く研究されている$f（Q、T）=f_1（Q）+f_2（T）$の仮説と、接続が消失する一致ゲージを考慮することにより、$f（Q）$f_{T}=0$の場合の$重力。テンソル摂動の場合、予想通り、重力波の伝播は$f（Q）$と同じであることがわかりました。スカラー摂動の場合、制限$f_T=0$の外側では、ラグランジアンの$Q$と$T$の間の結合により、密度の摂動と圧力の間の結合が生成されることがわかりました。ラグランジアンに$T$が存在すると、エネルギー保存の法則が破られ、標準の$\rho'+3\mathcal{H}（\rho+p）=0$の関係が破られます。また、準静的限界における$\delta$、密度コントラスト、および$v$の間の微分方程式の連成システムを導出しました。これは、このクラスの理論が暗黒物質の優れた代替物を構成するかどうかを確認するための将来の研究に役立ちます。。これらの結果は、これらのモデルがハッブルの一定の張力を低減できるかどうかを判断するCMBデータを使用して$f（Q、T）$重力をテストすることも可能にします。
非局所的な$ R ^ 2 $のようなインフレ、重力波、非ガウス性
物質の場の量子論（トレースアノマリ）による重力の半古典的修正からの$R^2$（Starobinsky）インフレーションの出現は、成功した宇宙論モデルの構築における基本的な物理学と第一原理の重要性を明確に示しています。観測の成功に加えて、$R^2$重力も、量子重力に対する一般相対性理論（GR）を超えた重要なステップです。さらに、これまでの量子重力のいくつかのアプローチは、小さな時間と長さのスケールでの非局所性の存在を強く示しています。この点で、$R^2$インフレーションの紫外線（UV）完了は、弦理論に触発されたゴーストフリーの分析的非局所重力で最近研究されました。テンソル対スカラー比、原始重力波のスペクトルについて教えてくれるテンソル傾斜、スカラー非スカラーなどの主要な観測可能要素に関して、非局所的な$R^2$のようなインフレーションの有望な理論的予測について説明します。CMB変動の3点相関について教えてくれるガウス性。初期の宇宙における非局所物理学のどんな特徴も、UVエネルギースケールと量子重力での基本的な物理学の私たちの理解を大幅に改善するでしょう。
光学銀河形態分類のための深層学習アーキテクチャの比較
| Title |
A_Comparison_of_Deep_Learning_Architectures_for_Optical_Galaxy_Morphology_Classification |
| Authors |
Ezra_Fielding,_Clement_N._Nyirenda,_Mattia_Vaccari |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.04353 |
銀河の形態分類は、銀河の形成と進化を理解する上で重要な役割を果たします。従来、このプロセスは手動で行われます。ディープラーニング技術の出現により、このプロセスを自動化する余地が生まれました。そのため、このペーパーでは、深層学習アーキテクチャを比較して、光学銀河の形態分類に最適なアーキテクチャを決定します。2021年にWalmsleyetalによって提案されたモデルトレーニング方法を採用し、ZoobotPythonライブラリを使用して、EfficientNetB0、DenseNet121、およびResNet50をコアモデルアーキテクチャとして使用して、ボランティアによって作成されたGalaxyZooDECaLSデシジョンツリー応答を予測するモデルをトレーニングします。次に、予測結果を使用して、意思決定ツリーの質問ごとに精度メトリックを生成し、アーキテクチャのパフォーマンスを決定します。DenseNet121は、妥当なトレーニング時間で、精度の点で最良の結果を生成することがわかりました。将来的には、よりディープラーニングアーキテクチャを使用したさらなるテストが有益であることが証明される可能性があります。
動的背景における制約されたスーパーフィールド
運動項のような微分項が有限である力学/宇宙論的背景における超対称性の非線形実現を研究します。線形に実現された理論から始めて、微分項を無視せずに重いモードを統合して、スーパーフィールドの代数的制約を取得します。運動エネルギーによる超対称性の破れの寄与のおかげで、拘束されたスーパーフィールドの有効性は、インフレーション後の再加熱、運動エネルギーの支配、アクシオンの運動および標準的なミスアライメントなどの宇宙レジームや現象に拡張できます。
中性子星のコアの組成を解読できますか？
重力波（LIGO/Virgo）またはX線タイミングデータ（NICER）によるマルチメッセンジャー天文学の最近の発展により、原子核物理学の理論に新たな制約がもたらされました。ab-initioモデリングからの絶対エネルギー密度関数はまだありません。利用可能。一般相対性理論は、質量半径や潮汐変形性などの中性子星（NS）の静的観測量と、ベータ平衡化物質の状態方程式（EoS）との間の一意の1対1の対応を保証します。しかし、これらの静的特性は、中性子星のコアに存在するハドロンが中性子と陽子だけであると仮定しても、NSの内部の組成を予測するのに十分ではありません。このステートメントは、EoSの多項式展開に基づく単純な分析方法によって示され、完全なベイズ分析によってさらに強化されます。測定の不確実性が考慮されている場合、高密度での対称物質に関する追加の経験的情報でさえ、組成を特定するのに十分ではないことを示します。高密度での対称性エネルギーに対する制約のみが、中性子星コアの組成を解読するために何らかの意味のある影響を与えることができると結論付けます。私たちの結果は、天体物理学と地上実験で得られるNSコア組成の不確実性に下限を与えています。
WISPLC：LC回路で暗黒物質を探す
暗黒物質探索への焦点は、アクシオンやアクシオンのような粒子などの低質量粒子を含むように拡大し、QCD内外で現象論的景観を拡張する新しい理論的スキームも、ここ数十年でさらなる関心を集めました。暗黒物質が軸索で構成されていると仮定すると、ソレノイド磁場の存在下で、暗黒物質は変位電流を誘発し、それがトロイダル磁場を発生させます。LC回路による弱く相互作用する細長い粒子の検出（WISPLC）は、これまで探索されていなかったパラメーター空間の一部にあるアクシオンのような粒子などの明るい暗黒物質の候補を検索する精密な直接検出実験です。このトロイダル磁場のフラックスをキャプチャするピックアップループ内の信号の2つの検出スキームを提示します。WISPLCは、LC回路を使用して、予想されるQファクター$\sim10^4$で信号を強化するブロードバンドおよび共振方式で動作します。検出器の還元不可能なフラックスノイズを考慮して、$10^{-11}$eVと$10^{-6}$eVの間のアクシオン質量範囲での実験の感度を推定し、次の検出可能なアクシオン-光子結合に到達します。$g_{a\gamma\gamma}\upperx10^{-15}〜\mathrm{GeV}^{-1}$、弦理論によって動機付けられた超軽量アクシオンに対応する質量範囲をプローブすることを可能にします。WISPLC実験は完全に資金提供されており、現在建設段階にあります。
パウリベースのシルベスター方程式を使用した偏光レーダーデータのキャリブレーション
この論文では、2つの重要なアイデアに基づいて偏光レーダーデータのキャリブレーションへの新しいアプローチを開発します。1つ目は、放射測定および幾何学的キャリブレーションだけでなく、レシーバーの歪み成分を完全に除去するために、シーン内の3面体コーナーリフレクターを使用することです。次に、残りの送信機の歪みが真の散乱行列の相似変換として機能することを示します。これにより、ベースをパウリ行列コンポーネントに変更することになります。これに基づいて、キャリブレーションとファラデー回転の効果が大幅に簡素化され、たとえば相反性のみを使用することで、共極チャネルの不均衡を解決できることを示します。最後に、キャリブレーションされていない対称点の機会ターゲットを使用することで、クロストークを推定できるため、他の多くのアルゴリズムで使用されている共分散行列でクラッター平均化や対称性の仮定を使用することなく、キャリブレーションの問題を完全に解決できます。
地球近傍天体は、民間の宇宙会社によってますます商業化されています。これは、科学、特に天文学に多くの影響を及ぼします。いくつかの推定では、2030年までに100,000を超える衛星が地球を周回する可能性があることが示されています。衛星インターネット接続用の衛星メガコンステレーションは、衛星数の急増の背後にある主な推進力の1つです。ここでは、そのような衛星メガコンステレーションが天文学への影響を正当化できるかどうかに注目します。
相対論的衝撃前駆体に関連する条件下での非対称電流フィラメント化不安定性の飽和
| Title |
Saturation_of_the_asymmetric_current_filamentation_instability_under_conditions_relevant_to_relativistic_shock_precursors |
| Authors |
Virginia_Bresci,_Laurent_Gremillet_and_Martin_Lemoine |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.04651 |
超音速プラズマ流の逆流で一般的に発生する現在の線維化不安定性は、異方性運動量分布に関連する自由エネルギーを運動スケールの磁場に変換する能力で知られています。この不安定性の飽和は、相互貫入プラズマが同じ特性（速度、密度、温度）を共有する対称構成で広く研究されています。ただし、多くの物理的な設定では、最も一般的な構成は非対称プラズマフローの構成です。たとえば、相対論的無衝突衝撃波の前兆には、衝撃波面で反射された加速粒子の高温で希薄なビームと、低温で高密度の流入バックグラウンドプラズマが含まれます。この場合の飽和の適切な基準を決定するために、逆流する電子-陽電子対および電子-イオンプラズマの大規模な2Dパーティクルインセルシミュレーションを実行しました。相互貫入ペアプラズマでは、関連する基準は、2つのより大きな慣性を運ぶコンポーネント（ビームまたはプラズマ）に適用される磁気トラップの基準であることを示します。つまり、これらの粒子の震えの頻度が不安定性の成長率以上になると、不安定性の成長は突然遅くなります。飽和レベルの理論的近似を示します。これらの発見は、電子とイオンがより大きな慣性のプラズマ流において等分配に近いという条件で、電子イオンプラズマに対して有効なままです。私たちの結果は、相対論的で弱く磁化された衝撃波の物理学に直接適用できますが、他の研究事例に一般化することもできます。
IceCubeで天体物理学ニュートリノフレーバーを使用して量子重力を検索する
| Title |
Search_for_Quantum_Gravity_Using_Astrophysical_Neutrino_Flavour_with_IceCube |
| Authors |
R._Abbasi,_M._Ackermann,_J._Adams,_J._A._Aguilar,_M._Ahlers,_M._Ahrens,_J.M._Alameddine,_C._Alispach,_A._A._Alves_Jr.,_N._M._Amin,_K._Andeen,_T._Anderson,_G._Anton,_C._Arg\"uelles,_Y._Ashida,_S._Axani,_X._Bai,_A._Balagopal_V.,_A._Barbano,_S._W._Barwick,_B._Bastian,_V._Basu,_S._Baur,_R._Bay,_J._J._Beatty,_K.-H._Becker,_J._Becker_Tjus,_C._Bellenghi,_S._BenZvi,_D._Berley,_E._Bernardini,_D._Z._Besson,_G._Binder,_D._Bindig,_E._Blaufuss,_S._Blot,_M._Boddenberg,_F._Bontempo,_J._Borowka,_S._B\"oser,_O._Botner,_J._B\"ottcher,_E._Bourbeau,_F._Bradascio,_J._Braun,_B._Brinson,_S._Bron,_J._Brostean-Kaiser,_S._Browne,_A._Burgman,_R._T._Burley,_R._S._Busse,_M._A._Campana,_E._G._Carnie-Bronca,_C._Chen,_Z._Chen,_D._Chirkin,_K._Choi,_B._A._Clark,_K._Clark,_L._Classen,_A._Coleman,_G._H._Collin,_J._M._Conrad,_et_al._(318_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.04654 |
ニュートリノ状態は、生成から検出までの長い伝播に沿って、量子干渉を受け、タイプまたはフレーバーを変換します。IceCubeニュートリノ天文台によって最初に観測された高エネルギーの天体物理ニュートリノは、真空中で10億光年以上乱されることなく伝播することが知られています。これらのニュートリノは最大の量子干渉計として機能し、新しい物理学による真空中の最小の影響に敏感です。量子重力（QG）は、量子力学的枠組みの中で重力を記述し、物質、力、時空を統合することを目的としています。QG効果は、プランクエネルギーとして知られる超高エネルギースケール$E_{P}\equiv1.22\times10^{19}$〜ギガ電子ボルト（GeV）で現れると予想されます。そのような高エネルギー宇宙はビッグバンの直後にのみ存在し、人間の技術ではアクセスできませんでした。一方、QGの影響は低エネルギー真空に存在する可能性があると推測されますが、プランクエネルギーによって$E_{P}^{-1}$（$\sim10^{-19）として抑制されます。}$〜GeV$^{-1}$）、$E_{P}^{-2}$（$\sim10^{-38}$〜GeV$^{-2}$）、またはそれ以上の累乗。これらの効果への粒子の結合は、運動学的観測量で測定するには小さすぎますが、ニュートリノ波の位相シフトは、観測可能なフレーバー変換を引き起こす可能性があります。ここでは、天体物理学的ニュートリノフレーバーを使用して新しい時空構造を検索するニュートリノ干渉法の最初の結果を報告します〜\cite{Aartsen：2017ibm}。IceCubeの天体物理学的ニュートリノフレーバーデータには、異常なフレーバー変換の証拠は見つかりませんでした。既知の技術の中で最も厳しい制限を$10^{-42}$〜GeV$^{-2}$まで、好ましい天体物理学的生産シナリオの時空欠陥をパラメーター化する次元6の演算子に設定します。初めて、量子重力に動機付けられた物理学の信号領域に明確に到達します。
アクシオンインフレーションからの高磁性発生：モデルに依存しない推定
| Title |
Hypermagnetogenesis_from_axion_inflation:_model-independent_estimates |
| Authors |
E.V._Gorbar,_K._Schmitz,_O.O._Sobol,_and_S.I._Vilchinskii |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.04712 |
標準模型（SM）の超電荷ゲージセクターと結合したアクシオンインフレーションは、原始的な超磁場を生成するための魅力的なシナリオを表しています。ただし、このシナリオの説明は、高度に非線形なダイナミクスを引き起こすシュウィンガー効果によって複雑になります。非線形効果がない場合のアクシオン膨張中の超磁気発生はよく研究されており、$e^{2\pi\xi}/（\xi^5H^4）$のようにスケーリングする超磁気エネルギー密度をもたらすことが知られています。ここで$\xi$は、アクシオンの時間微分に比例します。ハッブルレート$H$の単位でのベクトル結合です。この論文では、すべてのSMフェルミ粒子のシュウィンガーペア生成を一貫して考慮に入れることにより、この結果を完全なSMケースに一般化します。この目的のために、[2109.01651]で最近開発された、位置空間における双線形超電磁関数の一連の真空期待値に基づく新しい勾配展開形式を採用します。3つのパラメーター（$\xi$、$H$、および$\Delta$の観点から、形式の数値出力をパラメーター化します。後者は、媒体の導電率が有限であるため、サブホライズンゲージ場モードの減衰を説明します。）そして、数値結果を高精度で記述する半解析的フィット関数を計算します。最後に、結果を文献の既存の推定値や特定のインフレーションモデルの明示的な数値結果と比較することで検証します。これにより、全体的な一致が得られます。以前は数桁に及んでいたアクシオンインフレーション中の高磁性発生の記述における体系的な不確実性は、現在では通常1桁未満に減少し、さらなる現象学的研究への道を開くと結論付けています。
