膨張宇宙における停滞：安定した混合成分宇宙論的時代のレシピ
| Title |
Stasis_in_an_Expanding_Universe:_A_Recipe_for_Stable_Mixed-Component_Cosmological_Eras |
| Authors |
Keith_R._Dienes,_Lucien_Heurtier,_Fei_Huang,_Doojin_Kim,_Tim_M.P._Tait,_Brooks_Thomas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.04753 |
膨張宇宙の特徴の1つは、さまざまな成分の宇宙論的存在量の時間変化です。たとえば、放射線が支配的な宇宙は必然的に物質が支配する宇宙に取って代わられ、物質と放射線の平等などの重要な瞬間は一瞬です。この論文では、この伝承が常に正しいとは限らず、さまざまな成分の相対的な宇宙論的存在量$\Omega_i$が、拡張された宇宙論的時代にわたって変化しない「静止」の形を得ることが可能であることを指摘します。宇宙が拡大するにつれて。さらに、そのような状況は微調整されていないが、実際には特定の宇宙論的枠組み内のグローバルなアトラクターであり、宇宙はさまざまな初期条件でこのような長期の停滞期間に向かって自然に進化していることを示します。したがって、この種の停滞の存在は、原始密度の摂動、暗黒物質の生成、構造形成への潜在的な影響から、早期の再加熱、早期の物質に至るまで、宇宙論のタイムライン全体にわたって多くの新しい理論的可能性を生み出します。支配的な時代、そして宇宙の年齢さえ。
コンパクトオブジェクトの合併によるCMBレンズ効果と確率的GW背景放射間の相互相関の検出可能性
| Title |
Detectability_of_the_cross-correlation_between_CMB_lensing_and_stochastic_GW_background_from_compact_object_mergers |
| Authors |
Giulia_Capurri,_Andrea_Lapi_and_Carlo_Baccigalupi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.04757 |
コンパクトな連星をマージすることによって生成された確率的重力波バックグラウンド（SGWB）の異方性は、宇宙の大規模構造（LSS）の可能な新しいプローブを構成します。ただし、GWエミッターの離散性によって引き起こされる大きなショットノイズの寄与は、LSSによって引き起こされる異方性をカバーすると予想されます。この作業では、ショットノイズの影響を軽減するために、SGWBエネルギー密度と宇宙マイクロ波背景放射（CMB）レンズ収束の今後の高精度測定値を相互相関させる可能性を調査します。恒星と銀河の天体物理学の詳細なモデリングを新しいフレームワークと組み合わせて、GWエミッターを空に分散させ、2つの宇宙場の自己相関および相互相関パワースペクトルを計算し、ショットノイズの寄与を評価して予測を行います。信号対雑音比について。私たちの分析結果は、SGWBエネルギー密度がCMBレンズ収束と有意に相関しており、これら2つの宇宙フィールド間の相互相関がショットノイズの影響を低減する強力なツールであり、固有のSGWB異方性。
NANOGravからの原始重力波：冪乗則アプローチの破れ
NANOGravパルサータイミングアレイ実験によって最近検出された確率的共通スペクトルプロセスが原始重力波（GW）に起因する可能性を再検討します。NANOGravを宇宙マイクロ波背景放射（CMB）観測と一貫して説明するために必要な、青色GWスペクトルの干渉計スケールまでの単純な外挿は、LIGO/Virgoからの確率的GW背景（SGWB）振幅の上限に強く違反します。CMBと干渉計のスケールの間の周波数が19年以上あるという事実と相まって、これは、純粋な電力法則GWスペクトルの一般的に採用されている近似を超えて移動する動機を与えます。SGWBスペクトルの壊れた電力法則パラメーター化を検討します。、ブレーク頻度を超えると青から赤に変わります：現象論的ではありますが、この選択は、非瞬間的な再加熱または再加熱後の非標準のバックグラウンド拡張を特徴とするシナリオを含む、さまざまな意欲的な初期宇宙モデルにマッピングされます。結果として得られたSGWBの初期宇宙放射エネルギー密度への寄与、我々は壊れたパワーローモデルを広い変動に対して制約します多周波宇宙論的およびGW観測のety。この現象論的モデルは、CMBスケールのテンソル対スカラー比の上限、初期宇宙放射エネルギー密度のビッグバン元素合成制約、および干渉計スケールでのSGWB振幅。GW周波数ランドスケープ全体で次世代プローブを使用してこのモデルをテストするための非常に明るい見通しについて簡単に説明します。これにより、特定の意欲的な初期宇宙モデルへの接続をさらに調査する動機付けになります。
クラスターIIの積み重ねられたSunyaev-Zel'dovichプロファイルの衝撃：SPT-SZ + PlanckCompton-yマップからの測定
| Title |
Shocks_in_the_Stacked_Sunyaev-Zel'dovich_Profiles_of_Clusters_II:_Measurements_from_SPT-SZ_+_Planck_Compton-y_Map |
| Authors |
D._Anbajagane,_C._Chang,_B._Jain,_S._Adhikari,_E._J._Baxter,_B._A._Benson,_L._E._Bleem,_S._Bocquet,_M._S._Calzadilla,_J._E._Carlstrom,_C._L._Chang,_R._Chown,_T._M._Crawford,_A._T._Crites,_W._Cui,_T._de_Haan,_L._Di_Mascolo,_M._A._Dobbs,_W._B._Everett,_E._M._George,_S._Grandis,_N._W._Halverson,_G._P._Holder,_W._L._Holzapfel,_J._D._Hrubes,_A._T._Lee,_D._Luong-Van,_M._A._McDonald,_J._J._McMahon,_S._S._Meyer,_M._Millea,_L._M._Mocanu,_J._J._Mohr,_T._Natoli,_Y._Omori,_S._Padin,_C._Pryke,_C._L._Reichardt,_J._E._Ruhl,_A._Saro,_K._K._Schaffer,_E._Shirokoff,_Z._Staniszweski,_A._A._Stark,_J._D._Vieira,_R._Williamson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.04778 |
南極点望遠鏡（SPT）のデータを使用して、銀河団の積み重ねられたガス圧プロファイルの衝撃の兆候を検索します。具体的には、2500deg^2SPT-SZ調査から最近リリースされたCompton-yマップを、同じデータセットで識別されたクラスターの場所にスタックします。サンプルには、平均質量<M200m>=1e14.9msolおよび赤方偏移<z>=0.55の516個のクラスターが含まれています。TheThreeHundredプロジェクトの一連のズームイン流体力学シミュレーションを並行して分析します。SPT-SZデータは、次の2つの特徴を示しています。（i）R/R200m=$1.08\pm0.09$での圧力不足、$3.1\sigma$の有意性で測定され、シミュレーションでは観察されません。（ii）R/R200mでの圧力の急激な低下=$2.0\sigma$の有意性で$4.58\pm1.24$。圧力不足は、電子とイオンの間の衝撃によって引き起こされる熱的非平衡と定性的に一致しており、2番目の特徴は以前の研究で見られた降着衝撃と一致しています。クラスターサンプルを赤方偏移と質量で分割すると、すべての場合に両方の機能が存在することがわかります。また、クラスターの主軸に沿った、およびクラスターの主軸を横切る特徴に大きな違いはありません。その方向は、おおよそフィラメント状の構造を指しています。一貫性テストとして、プランクとアタカマ宇宙論望遠鏡偏光計の調査からクラスターを分析し、圧力プロファイルで定量的に類似した特徴を見つけます。最後に、降着衝撃半径（Rsh_acc）をSPT-SZのスプラッシュバック半径（Rsp）の既存の測定値と比較し、比率の下限Rsh_acc/Rsp>$2.16\pm0.59$を制約します。
低赤方偏移で距離梯子から得られたハッブルパラメータの局所測定値は、宇宙論的標準定規から推測されたグローバル値と緊張関係にあります。緊張の重要な役割は、宇宙論の歴史、特に暗黒エネルギーの起源に関する仮定によって果たされています。ここでは、暗黒エネルギーがインフレーションにおけるライトフィールドの量子ゆらぎの増幅から発生するシナリオを検討します。インフレーション量子ゆらぎから継承された空間相関がハッブル張力を1標準偏差まで減少させ、標準宇宙モデルに関する問題を軽減できることを示します。Euclidのような今後のミッションでは、このクラスのモデルの予測をテストできるようになります。
ステージIIIからステージIVへの移行：銀河系からの宇宙論$ \ times $ CMBレンズ効果とシアー$ \ times $ CMBレンズ効果
| Title |
Transitioning_from_Stage-III_to_Stage-IV:_Cosmology_from_galaxy$\times$CMB_lensing_and_shear$\times$CMB_lensing |
| Authors |
Zhuoqi_Zhang,_Chihway_Chang,_Patricia_Larsen,_Lucas_F._Secco,_Joe_Zuntz,_the_LSST_Dark_Energy_Science_Collaboration |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.04917 |
銀河とCMBの調査間の2つの相互相関プローブからの宇宙論的制約力を調べます：CMBレンズ収束$\langle\delta_g\kappa_{\rmCMB}\rangle$とソース銀河弱いレンズ効果によるレンズ銀河密度の相互相関CMBレンズ収束によるせん断$\langle\gamma\kappa_{\rmCMB}\rangle$。これらの2つの相互相関プローブは、他の大規模な構造制約の独立したクロスチェックを提供し、銀河のみまたはCMBのみの分析に存在する可能性のある体系的な影響の影響を受けません。$\langle\delta_g\kappa_{\rmCMB}\rangle+\langle\gamma\kappa_{\rmCMB}\rangle$の拘束力が、銀河サンプルとCMBデータセットがステージIII（進行中）からステージIV（将来）の調査。レンズ銀河サンプルを選択する際の柔軟性を考慮して、模擬銀河カタログを使用してレンズ銀河の赤方偏移範囲とマグニチュード制限を変更した場合の宇宙論的制約への影響についても調査します。セットアップでは、$\langle\delta_g\kappa_{\rmCMB}\rangle$と$\langle\gamma\kappa_{\rmCMB}\rangle$の宇宙論的制約はステージIIIで同等であることがわかります。しかし、ステージIVに移行すると、銀河密度からのショットノイズが宇宙分散に支配的になり、$\langle\delta_g\kappa_{\rmCMB}\rangle$からの寄与がさらに改善されなくなります。これは、将来の$\langle\delta_g\kappa_{\rmCMB}\rangle+\langle\gamma\kappa_{\rmCMB}\rangle$分析からの宇宙論的制約を最大化するには、$\の要件にさらに焦点を当てる必要があることを意味します。$\langle\delta_g\kappa_{\rmCMB}\rangle$の代わりにlangle\gamma\kappa_{\rmCMB}\rangle$。さらに、$\langle\delta_g\kappa_{\rmCMB}\rangle$のレンズ銀河サンプルの選択は、数密度ではなく、赤方偏移または銀河バイアスを特徴付ける能力の観点から最適化する必要があります。
宇宙の暗黒物質とバリオン物質の間の空間分布は偏っていたり、互いにずれていたりします。この作業では、IllustrisTNGとWIGEONのシミュレーションから得られた結果を比較することにより、TNGから得られた多くの結果がWIGEONデータから得られた結果と類似していることがわかりますが、2つのシミュレーションには違いがあります。暗黒物質とバリオン物質の密度パワースペクトルの比率については、スケールがますます小さくなるにつれて、バリオンのパワースペクトルはWIGEONシミュレーションでますます抑制されます。一方、TNGシミュレーションの場合、抑制は$k=15-20h{\rmMpc}^{-1}$で停止し、$k>20h{\rmMpc}^{-1}$のときにパワースペクトル比が増加します。WIGEONの電力比の抑制も赤方偏移に依存します。$z=1$から$z=0$まで、電力比は$k=8h{\rmMpc}^{-1}$で約70％から50％未満に減少します。TNGシミュレーションの場合、電力比の抑制は、スケール範囲$k>4h{\rmMpc}^{-1}$の赤方偏移を減らすことで強化されますが、$k<4h{\rmMpc}の赤方偏移ではほとんど変わりません。^{-1}$これらの結果は、乱流加熱がバリオンと暗黒物質の間の電力比を抑制する結果をもたらす可能性があることを示しています。TNGシミュレーションの電力抑制を標準として、WIGEONシミュレーションの乱流による電力抑制は$k=2h{\rmMpc}^{-1}$でおよそ45％と推定され、で徐々に69％に増加します。$k=8h{\rmMpc}^{-1}$は、宇宙のバリオンに対する乱流の影響が小規模でより重要であることを示しています。
$ f（Q）$アクションからのDGPおよびDGPish宇宙論
この作業では、$f（Q）$理論における宇宙論的シナリオの新しい定式化を調査およびテストします。これらの設定では、非計量スカラー（$Q$）が主な重力源であり、フリードマン方程式は関連する自由度を考慮して修正されます。この作業は、最初に導出に焦点を合わせ、次に2つのそのような（新しい）正確な宇宙論モデルの理論的および観測的分析に焦点を合わせます。それらは両方とも、非計量効果をエンコードする追加のパラメーターがスクリーニングされた宇宙定数のように作用する非標準的な振る舞いを示します。新しい設定の1つは、よく知られているDGP宇宙論モデルと同じ背景進化を持っていますが、もう1つは前者にかなり似ていますが、その起源は純粋に現象論的です。マルコフチェーンモンテカルロ法を標準的な統計手法と組み合わせて使用し、バックグラウンドデータに依存する観測天体物理テストを実行します。具体的には、これらはIa型超新星の輝度と直接ハッブルデータ（宇宙時計から）、および宇宙マイクロ波背景放射とバリオン音響振動データです。。さらに、理論的および観測的シグネチャに照らしてこれらのモデルに関する知識を洗練する目的で、いくつかの宇宙線パラメータおよびその他の弁別子を計算します。これにより、（一致）$\Lambda$CDMとのより良い比較が可能になります。設定。これらのシナリオでは、$\Lambda$CDMの動作からの逸脱を示す署名は表示されないと結論付けています。
CoLoRe：複数のトレーサーを使用した大量の宇宙論的実現
| Title |
CoLoRe:_fast_cosmological_realisations_over_large_volumes_with_multiple_tracers |
| Authors |
C\'esar_Ram\'irez-P\'erez,_Javier_Sanchez,_David_Alonso,_Andreu_Font-Ribera |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05069 |
複数の宇宙論的調査の総合的な実現を効率的に生成するための公開ソフトウェアパッケージであるCoLoReを紹介します。CoLoReは、さまざまな精度で構造の成長をシミュレートできます。現在の実装では、対数正規フィールド、1次および2次のラグランジアン摂動理論がサポートされています。CoLoReは、全天の光円錐上の密度フィールドを目的の最大赤方偏移までシミュレートし、それを使用して複数の2Dおよび3Dマップを生成します：銀河の位置と速度、レンズ効果（せん断、倍率、収束）、統合されたザックス・ヴォルフェ効果、ライン強度マッピング、およびライマン-$\alpha$フォレストのシミュレーション用の視線スキュワー。シミュレーションされたマップの精度を分析的な理論的予測に対してテストし、DESI銀河とクエーサー、LSST銀河とレンズ、SKA強度マッピングと電波銀河を含むマルチサーベイシミュレーションでその性能を示します。CoLoReは、複数実験分析における系統分類学の影響を特徴付け、異なるデータセット間の共分散を定量化し、近未来の調査のために相互相関パイプラインをテストすることを目的とした研究で特に役立つと期待しています。
強い結合シナリオのバリエーション内でのPalatini $ f（R）$重力とk-インフレ
強い結合定数の時間的変化によって動機付けられたシナリオ内で、$\alphaR^2$項によって特徴付けられるPalatini$f（R）$を適用すると、2次運動エネルギーが得られることを示します。この用語を削除するのではなく、$\alpha<<1$と$\alpha>>1$という2つの極端なケースを調査します。どちらの場合も、合法的にk-インフレと呼ばれるインフレパラダイムを生成できます。これは、Planck2018のデータに適合します。
PSZ2G091：NIKA2カメラで観測されたz = 0.822の巨大二重星団
| Title |
PSZ2G091:A_massive_double_cluster_at_z=0.822_observed_by_the_NIKA2_camera |
| Authors |
E._Artis,_R._Adam,_P._Ade,_H._Ajeddig,_P._Andr\'e,_M._Arnaud,_H._Aussel,_I._Bartalucci,_A._Beelen,_A._Beno\^it,_S._Berta,_L._Bing,_O._Bourrion,_M._Calvo,_A._Catalano,_M._De_Petris,_F.-X._D\'esert,_S._Doyle,_E._F._C._Driessen,_A._Ferragamo,_A._Gomez,_J._Goupy,_F._K\'eruzor\'e,_C._Kramer,_B._Ladjelate,_G._Lagache,_S._Leclercq,_J.-F._Lestrade,_J.-F._Mac\'ias-P\'erez,_A._Maury,_P._Mauskopf,_F._Mayet,_A._Monfardini,_M._Mu\~noz-Echeverr\'i,_A._Paliwal,_L._Perotto,_G._Pisano,_E._Pointecouteau,_N._Ponthieu,_G._W._Pratt,_V._Rev\'eret,_A._J._Rigby,_A._Ritacco,_C._Romero,_H._Roussel,_F._Ruppin,_K._Schuster,_S._Shu,_A._Sievers,_C._Tucker,_and_G._Yepes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05082 |
PSZ2G091.83+26.11は、z=0.822でM500=7.43x10^14Msunの巨大な銀河団です。このオブジェクトは、X線で観察された明確な二峰性を備えた複雑な形態を示します。ただし、Planckサンプルでは、ユニバーサルプロファイルに従って単一の球形クラスターとして検出および分析されました[1]。このモデルは、圧力プロファイルなどの熱力学的量の誤算につながる可能性があります。将来の多波長クラスター実験では、より高い赤方偏移でより多くのオブジェクトが検出されるため（オブジェクトのマージの割合が高くなると予想される場合）、この体系的な効果を定量化することが重要です。この作業では、NIKA2カメラによるPSZ2G091.83+26.11の高解像度観測を使用して、クラスターの形態学的特性をモデリングに統合します。これは、2つのハロモデルをSZ画像に適合させ、結果として得られる投影圧力プロファイルを再構築することによって実現されます。次に、これらの結果を球形の仮定と比較します。
| Title |
Mass_accretion_rates_of_the_HectoMAP_clusters_of_galaxies |
| Authors |
M._Pizzardo,_J._Sohn,_M._J._Geller,_A._Diaferio,_K._Rines |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05150 |
HectoMAP銀河団調査では、346個の銀河団の質量降着率（MAR）を推定しています。クラスターは、赤方偏移の範囲$0.17〜0.42$と$M_{200}$の質量範囲$\approx（0.5〜3.5）\cdot10^{14}$M$_\odot$にまたがっています。MARの推定値は、球形の落下モデルとともに苛性技術に基づいています。私たちの分析は、スローンデジタルスカイサーベイ（CIRS）とヘクトスペッククラスターサーベイ（HeCS）のクラスター流入領域から$z<0.3$での129クラスターのMARの測定を拡張して$z\sim0.42$を赤方偏移させます。$M_{200}\sim0.7\cdot10^{14}$M$_\odot$accrete$\sim3\cdot10^4$M$_\odot$yr$を使用して、赤方偏移の低質量クラスターを平均化^{-1}$;$M_{200}\sim2.8\cdot10^{14}$M$_\odot$が追加されたより大規模なクラスター$\sim1\cdot10^5$M$_\odot$yr$^{-1}$。赤方偏移が$z\sim0.17-0.29$から$z\sim0.34-0.42に増加すると、低質量クラスターと高質量クラスターのMARがそれぞれ$\sim46\％$と$\sim84\％$増加します。$。階層構造形成の$\Lambda$CDM宇宙論モデルと一致して、固定赤方偏移のMARは質量とともに増加し、固定質量のMARは赤方偏移とともに増加します。MAR測定値を$z\sim1$に拡張することを検討します。
6x2pt法：超新星速度は複数のトレーサーに出会う
大規模な超新星（またはその他の標準光源）調査を包括的に分析するための新しい方法論を紹介します。私たちのアプローチは、銀河と超新星の位置と赤方偏移のデータを、それらのマグニチュード散乱によって得られた超新星特有の速度と組み合わせて、6つのパワースペクトルを含む6x2pt分析を構築します。これらのスペクトルの3x3相関行列は、線形レベルでの調査の情報内容を徹底的に表現します。次に、モデル依存アプローチとモデル非依存アプローチの両方を採用して、フィッシャーマトリックス分析を使用してLSSTや4MOSTなどの将来の調査のパフォーマンスを予測します。銀河団と最近提案された銀河と超新星のデータの組み合わせのみを使用して、6x2ptアプローチのパフォーマンスを従来のアプローチと比較し、線形情報を最適に抽出することで可能なゲインを定量化します。6x2pt法は、従来の方法と比較して、$\sigma_8、\gamma$平面の不確実性領域を半分以上縮小することを示しています。構造の成長に関するクラスタリングと速度の組み合わせデータは、CMBと同様のレベルで不確実性がありますが、直交縮退を示し、制約を組み合わせると、ここで検討した5つの宇宙論的パラメーターのそれぞれで5倍の改善が得られます。モデルに依存しない結果に関して、私たちの方法は、銀河団だけの場合と比較して、すべての赤方偏移ビンの$H（z）/H_0$の制約を70％以上改善し、3〜4の精度に達することができることを発見しました。高赤方偏移での％。
ExoMolラインリスト-XLIV。一酸化ケイ素（SiO）のIRおよびUVラインリスト
| Title |
ExoMol_line_lists_--_XLIV._IR_and_UV_line_list_for_silicon_monoxide_(SiO) |
| Authors |
Sergei_N._Yurchenko,_Jonathan_Tennyson,_Anna-Maree_Syme,_Ahmad_Y._Adam,_Victoria_H._J._Clark,_Bridgette_Cooper,_C._Pria_Dobney,_Shaun_T._E._Donnelly,_Maire_N._Gorman,_Anthony_E._Lynas-Gray,_Thomas_Meltzer,_Alec_Owens,_Qianwei_Qu,_Mikhail_Semenov,_Wilfrid_Somogyi,_Apoorva_Upadhyay,_Samuel_Wright,_Juan_C._Zapata_Trujillo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.04859 |
SiOUVenIRと呼ばれる、赤外線、可視光線、および紫外線領域をカバーする新しい一酸化ケイ素（$^{28}$Si$^{16}$O）ラインリストが表示されます。このラインリストは、$A\、{}^{1}\Pi$および$E\、{}^{1}\Sigma^{+}$電子状態への振動遷移を含めることにより、赤外線EBJTExoMolラインリストを拡張します。$A\、{}^{1}\Pi$バンドシステムへの強い摂動は、6つの暗い電子状態の処理を通じて正確にモデル化されます：$C\、{}^{1}\Sigma^{-}$、$D\、{}^{1}\Delta$、$a\、{}^{3}\Sigma^{+}$、$b\、{}^{3}\Pi$、$e\、{}^{3}\Sigma^{-}$および$d\、{}^{3}\Delta$。$X\、{}^{1}\Sigma^{+}$基底状態に加えて、これらの9つの電子状態を使用して、ポテンシャル曲線を含む経験曲線と非経験曲線の組み合わせを使用して、SiOの包括的な分光モデルを構築しました。エネルギー（PE）、スピン軌道（SO）、電子角運動量（EAM）、および（遷移）双極子モーメント曲線。多参照配置間相互作用（MRCI）レベルの理論で計算されたabinitioPEおよび結合曲線は、$X$-$X$に属する97個の振電バンドから決定された2617個の実験的に導出されたSiOエネルギーレベルに分析表現を当てはめることによって改良されました。、MARVEL手順による$E$-$X$および$A$-$X$電子システム。$C$-$X$、$D$-$X$、$e$-$X$、および$d$-$X$バンドからの112の観測された禁制遷移が、予測を使用して割り当てられました。MARVEL手順に戻ります。SiOUVenIRラインリストは、$E$-$X$および$A$-$X$バンドの公開されたabinitio遷移双極子モーメントを使用して計算されました。ラインリストは、10,000Kまでの温度と140nmより長い波長に適しています。SiOUVenIRは、www.exomol.comおよびCDSデータベースから入手できます。
KMT-2021-BLG-0912Lb：K型星の周りのマイクロレンズスーパーアース
| Title |
KMT-2021-BLG-0912Lb:_A_microlensing_super_Earth_around_a_K-type_star |
| Authors |
Cheongho_Han,_Ian_A._Bond,_Jennifer_C._Yee,_Weicheng_Zang,_Michael_D._Albrow,_Sun-Ju_Chung,_Andrew_P._Gould,_Kyu-Ha_Hwang,_Youn_Kil_Jung,_Doeon_Kim,_Chung-Uk_Lee,_Yoon-Hyun_Ryu,_In-Gu_Shin,_Yossi_Shvartzvald,_Sang-Mok_Cha,_Dong-Jin_Kim,_Seung-Lee_Kim,_Dong-Joo_Lee,_Yongseok_Lee,_Byeong-Gon_Park,_Richard_W._Pogge,_Fumio_Abe,_Richard_Barry,_David_P._Bennett,_Aparna_Bhattacharya,_Yuki_Hirao,_Hirosane_Fujii,_Akihiko_Fukui,_Yoshitaka_Itow,_Rintaro_Kirikawa,_Iona_Kondo,_Naoki_Koshimoto,_Yutaka_Matsubara,_Sho_Matsumoto,_Yasushi_Muraki,_Shota_Miyazaki,_Cl\'ement_Ranc,_Arisa_Okamura,_Nicholas_J._Rattenbury,_Yuki_Satoh,_Takahiro_Sumi,_Daisuke_Suzuki,_Stela_Ishitani_Silva,_Taiga_Toda,_Paul_J._Tristram,_Hibiki_Yama,_Atsunori_Yonehara,_Tony_Cooper,_Plamen_Dimitrov,_Subo_Dong,_John_Drummond,_Jonathan_Green,_Steve_Hennerley,_Zhuokai_Liu,_Shude_Mao,_Dan_Maoz,_Matthew_Penny,_Hongjing_Yang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.04861 |
マイクロレンズイベントKMT-2021-BLG-0912の光度曲線は、単一レンズの単一光源フォームに比べて非常に短い異常を示しています。異常の原因を特定する目的で、光度曲線を調査します。さまざまな解釈の下で光度曲線をモデル化します。このことから、レンズが2つの質量（2L1Sモデル）で構成されていると仮定して3つの解が見つかり、ソースが連星系で構成されていると仮定してもう1つの解が見つかる4つの解が見つかります。（1L2Sモデル）。1L2Sモデルは、かすかなソースコンパニオンがプライマリよりも大きいという矛盾に基づいて除外され、2L1Sソリューションの1つは、比較的悪い適合、ブレンド制約、および低い全体的な確率の組み合わせから除外され、2つの存続するソリューションが残ります。惑星/ホストの質量比は$q\sim2.8\times10^{-5}$および$\sim1.1\times10^{-5}$です。微妙な中心偏差は、非常に大きなまたは小さな分離を持つホストのバイナリコンパニオン、またはアインシュタインの環の近くにある2番目の惑星のいずれかの、3次レンズコンポーネントの可能性をサポートしますが、限界のために安全な検出を主張することは困難です適合性の改善、異なるデータセット間の一貫性の欠如、および3次コンポーネントの性質を一意に指定することの難しさ。イベントの観測可能なものから、惑星とホストの質量は、1つの解決策と$\sim（2.8〜M_\oplus）によると$\sim（6.9〜M_\oplus、0.75〜M_\odot）$であると推定されます。、0.80〜M_\odot）$は、他の解によると、解に関係なく、惑星がK型星の周りのスーパーアースであることを示しています。
非常に高い垂直拡散係数の下での惑星気候
大きな月のある惑星や低質量の星のハビタブルゾーンにある惑星は、地球よりもはるかに強い潮汐力と潮汐によって引き起こされる海洋混合を経験する可能性があります。したがって、そのような惑星の垂直拡散係数（より正確には、ダイアピクナル拡散係数）は、海洋での垂直混合の強さを表し、地球のそれよりも大きくなります。この研究では、1つの非同期回転軌道における地球のような惑星の海洋循環と表面気候に対する非常に高い拡散係数の影響を調査します。地球上で見られるよりも10倍および100倍大きい垂直拡散係数に対する惑星気候の応答は、完全に結合された大気海洋大循環モデルを使用して調査されます。現代の地球の気候との明確な比較を行うために、地球の軌道、陸海の構成、および温室効果ガスの現在のレベルがシミュレーションに含まれています。より大きな垂直拡散係数は、より多くの熱を極域に輸送し、そこで海氷を溶かす、海洋の子午面転覆循環（MOC）を強化することがわかります。海氷、雲、水蒸気に関連するフィードバックは、表面の温暖化をさらに増幅するように作用します。鉛直拡散係数が現在の値の10（100）倍の場合、MOCの大きさは$\近似$3（18）倍に増加し、全球平均表面温度は$\近似$4$^{\circ}増加します。$C（10$^{\circ}$C）。この研究は、非常に強い鉛直拡散係数の気候効果を定量化し、惑星軌道、潮汐混合、海洋循環、および地表気候の間の間接的な関連を確認します。我々の結果は、惑星の気候に対する垂直方向の海洋混合の変化による中程度の影響を示唆している。
木星で8：3MMRを介してセレスからNEO地域に材料を輸送する可能性
この研究では、木星を使って8：3MMRを介してNEO地域に物質を輸送する可能性を調査します。これは、準惑星セレスから放出された物質でさえある可能性があります。セレスの軌道面の8：3MMR領域にFLIマップ法を適用することにより、安定軌道と不安定軌道を区別することができました。その後、FLIマップ（平均近点角$M=60^\circ$および$M=30^\circ$の場合）に基づいて、500個の最も安定した粒子と500個の最も不安定な粒子が$15\、Myrに統合されました。各マップの$。$M=60^\circ$の場合の長期積分は、安定した粒子のほとんどが一般に問題なく進化し、粒子の0.8\％だけがq$\leq$1.3$AUの限界に達することを示しました。$。ただし、$M=30^\circ$の場合、安定した進化は確認されませんでした。粒子の40\％以上がq$\leq$1.3$AU$の軌道に到達し、多数の粒子が双曲線軌道または100$AU$を超える軌道に放出されました。安定した粒子の結果は、短期のFLIマップが、安定した軌道を検出するよりも、混沌とした軌道を見つけるのに適していることを示しています。大まかな見積もりでは、セレスから放出された物質が木星で8：3MMRの領域に到達する可能性があることが示されています。両方の場合の不安定な粒子の長期的な統合は、地球に近い8：3MMRを介した物質の輸送が可能であることを示しました。
地球のトロヤ群は、太陽地球システムのラグランジュ点$L_4$または$L_5$の周りを秤動する共有軌道です。多くの数値研究は、それらが動的状態を維持し、数万年またはそれ以上のタイムスケールで安定していることを示唆していますが、それらはとらえどころのない集団のままです。これまでのところ、1つの一時的なメンバー（2010TK$_7$）だけが偶然に発見されました。ここでは、小惑星2020XL$_5$の動的研究を紹介します。オブジェクトの綿密な追跡天文観測により、それが新しい地球のトロヤ群であることを確認しました。しかし、その離心率は金星との接近遭遇を頻繁にもたらします。N体の統合に基づいて、小惑星は15世紀に現在の地球のトロヤ群の状態に取り込まれ、99.5％が次の$\sim$10kyr以内に$L_4$領域を離れる可能性があることがわかりました。。したがって、2020XL$_5$は、このタイムスケールで動的に不安定になる可能性があります。
二次火山大気の成長と進化：I。暖かい岩石惑星の地質学的特徴の特定
| Title |
Growth_and_evolution_of_secondary_volcanic_atmospheres:_I._Identifying_the_geological_character_of_warm_rocky_planets |
| Authors |
Philippa_Liggins,_Sean_Jordan,_Paul_B._Rimmer,_Oliver_Shorttle |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05161 |
地球とスーパーアースサイズの惑星の地質は、多くの場合、それらの大気を介してのみ観察できます。ここでは、火山性大気の生成を惑星地球化学への重要な窓として使用します。火山のガス放出を大気化学モデルと組み合わせて、熱化学平衡状態でのC-O-H-S-N大気の成長をシミュレートし、惑星のマントルfO2とバルクケイ酸塩のH/C比に関する情報を大気観測によって決定できるようにすることを目指します。暖かい（800K）火山大気は、マントルfO2が変化するにつれて、明確な組成グループを発達させます。これは、（多くの場合マイナーな）指標種のセットを使用して識別できます。クラスO、酸化マントルを表し、SO2と硫黄同素体を含みます。クラスI、中間マントルfO2によって形成され、CO2、CH4、CO、およびCOSを含みます。クラスRは、H2、NH3、CH4を含む還元マントルによって生成されます。これらの大気クラスは、バルクケイ酸塩のH/C比にほとんど依存していません。ただし、H/C比は主要な大気成分に影響を与えます。これは、化学組成が安定して時間の経過とともに実質的に変化しなくなると、H2、H2O、CO2、CH4の間で変化する可能性があります。この最終状態は、マントルfO2、H/C比、および火山活動の開始からの時間に依存します。地球レベル（H/C=0.99+/-0.42）以上の超軟骨性H/C濃縮は、クラスR大気を生成するマントルが減少した惑星についてのみ推測できます。温暖で火山活動が活発な惑星では、JWSTを使用した大気観測からマントルfO2を特定できます。
金星のホスフィン：「すごい！」化学の信号？
| Title |
Venusian_phosphine:_a_'Wow!'_signal_in_chemistry? |
| Authors |
William_Bains,_Janusz_J._Petkowski,_Sara_Seager,_Sukrit_Ranjan,_Clara_Sousa-Silva,_Paul_B._Rimmer,_Zhuchang_Zhan,_Jane_S._Greaves,_Anita_M._S._Richards |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05182 |
PH3は金星の酸化環境の予期しない成分であるため、ミリ波長の天文観測による金星の雲中のppbレベルのホスフィン（PH3）の潜在的な検出は非常に驚くべきことです。潜在的な発生源の徹底的な分析は、金星の大気または地質学のコンセンサスモデルにおける既知のプロセスが、観測された存在量の近くのどこでもPH3を生成できないことを示唆しています。したがって、金星の大気中にPH3が存在することが確認された場合、それは以前は金星の条件にもっともらしいとは考えられていなかったプロセスの結果である可能性が高いです。大気中のPH3の発生源は、未知の地理化学または光化学である可能性があります。これは、金星の化学に関するコンセンサスが大幅に不完全であることを意味します。さらに極端な可能性は、厳密に空中の微生物生物圏がPH3を生成することです。この論文は、金星のPH3の発見と、1年前の最初の候補の検出以降に生じた科学的議論をまとめたものです。
3つのホットジュピターのトランジットタイミング変動の調査：HATP-36b、HATP-56b、およびWASP-52b
| Title |
Probing_Transit_Timing_Variations_of_Three_Hot-Jupiters:_HATP-36b,_HATP-56b,_and_WASP-52b |
| Authors |
E._Sonbas,_N._Karaman,_A._\"Ozd\"onmez,_H._Er,_K._S._Dhuga,_E._G\"o\u{g}\"u\c{s},_I._Nasiroglu,_and_M._Zejmo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05220 |
それぞれ、3つのホットジュピターのような惑星HATP-36b、HATP-56b、WASP-52bの新しいトランジット観測の結果を報告します。2016年から2020年までの観測に基づいて、これらのシステムのトランジットタイミング変動（TTV）が提示されます。データは、アドゥヤマン大学（ADYU60、トルコ）の0.6m望遠鏡とT\"UB\の1.0m望遠鏡で収集されました。.ITAKNationalObservatory（TUG、Turkey）。文献から取得した対応する半径方向速度（RV）データとともに、各システムの結合された光曲線に対してグローバルフィットが実行されました。抽出されたパラメーター（3つのシステムすべて）は次のようになります。以前の研究の値と一致しています。観測から得られたトランジット中時間のデータと文献で入手可能なデータを組み合わせて適合させることにより、システムごとに更新された線形エフェメリスが取得されます。OCダイアグラムでは、データの大部分は3$\sigma$の信頼レベル内で一貫しており、調査対象のシステムに追加のオブジェクトが存在するという説得力のある証拠がないことを意味します。
| Title |
Cosmological_evolution_of_gas_and_supermassive_black_holes_in_idealized_isolated_halos |
| Authors |
Shashank_Dattathri,_Prateek_Sharma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.04751 |
宇宙論的に成長する暗黒物質ハローにおけるバリオンガスの進化を研究します。ハローの内側と外側の両方の領域を正確にモデル化するために、ビリアル半径内のNFWプロファイルからハローをはるかに超えたより現実的なフラットプロファイルにスムーズに移行する暗黒物質密度プロファイルを使用します。この密度プロファイルと一致する暗黒物質の重力ポテンシャルを構築し、大きな半径でのハッブル膨張と一致するガス発生を説明する「宇宙論的」ポテンシャルを使用します。ガスは暗黒物質密度の約0.2倍の密度で初期化され、普遍的なバリオンの割合$\rho_{\rmg}/（\rho_{\rmg}+\rho_{\rmDM}）\約0.17ドル。放射冷却とAGNジェットフィードバックの効果を含む、ビリアルショックの形成とバリオン画分の進化を研究します。フィードバックは、中央の超大質量ブラックホール（SMBH）への低温ガスの降着によって供給されます。ハローのコアは加熱と冷却のサイクルを示し、その強度と持続時間はフィードバック効率とハローの質量に依存します。中央のSMBHは、最初はクエーサーの初期段階で時間とともに指数関数的に成長しますが、その後は成長が遅くなります。コア内のバリオンの割合は、フィードバック効率の増加とハロー質量の減少とともに減少します。ハローの周辺は自己相似的に進化しますが、クラスターの観察結果と一致して、コア密度は進化していません。ガスの性質と中央のSMBHとの相関関係を分析し、基本平面の存在を調べます。
クラゲ銀河の尾のガス金属量の分析によるICMとストリッピングされたISMの間の混合の証拠
| Title |
Evidence_for_mixing_between_ICM_and_stripped_ISM_by_the_analysis_of_the_gas_metallicity_in_the_tails_of_jellyfish_galaxies |
| Authors |
Andrea_Franchetto,_Stephanie_Tonnesen,_Bianca_M._Poggianti,_Benedetta_Vulcani,_Marco_Gullieuszik,_Alessia_Moretti,_Rory_Smith,_Alessandro_Ignesti,_Cecilia_Bacchini,_Sean_McGee,_Neven_Tomi\v{c}i\'c,_Matilde_Mingozzi,_Anna_Wolter_and_Ancla_M\"uller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.04755 |
流体力学的シミュレーションは、銀河団の動圧ストリッピングが、ストリッピングされた星間物質（ISM）と周囲の媒体との間の強い相互作用を促進し、銀河団ガス（ICM）が冷たいガス雲に冷却される可能性があることを示しています。MUSE（GASP）調査による銀河のGAストリッピング現象からの3つのクラゲ銀河のMUSE観測を利用して、それらのガス尾部の星形成塊のガス金属量を調査します。剥ぎ取られたガスの酸素存在量は、親銀河円盤からの距離の関数として減少することがわかります。観察された金属量プロファイルは、金属が豊富なISMと金属が少ないICMの混合を予測するシミュレーションと定性的に一致して、最も金属が少ない剥ぎ取られた雲の40％以上が冷却されたICMによって構成されていることを示しています。
| Title |
Dynamical_analysis_of_the_dark_matter_and_central_black_hole_mass_in_the_dwarf_spheroidal_Leo_I |
| Authors |
Maria_Jose_Bustamante-Rosell_and_Eva_Noyola_and_Karl_Gebhardt_and_Maximilian_H._Fabricius_and_Ximena_Mazzalay_and_Jens_Thomas_and_Greg_Zeimann |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.04770 |
統合光測定と以前に公開されたデータを使用して、矮小楕円銀河レオIの中心運動学を測定します。$300^{\prime\prime}$から中心への速度分散の着実な上昇が見られます。統合された光の運動学は、$75^{\prime\prime}$内で$11.76\pm0.66$km/sの速度分散を提供します。中央領域の混雑に適切な補正を適用した後、個々の星からの速度を使用して一貫した速度分散値を達成します。高密度の恒星環境で個々の星をターゲットにする場合は、混雑補正を適用する必要があります。統合された光から、表面輝度プロファイルを測定し、中心に向かって浅い尖点を見つけます。軸対称の軌道ベースのモデルは、恒星の質量光度比、ブラックホールの質量、および暗黒物質ハローのパラメーターを測定します。大きな半径では、天の川からの可能性のある潮汐の影響を考慮することが重要であるため、潮汐半径に関するさまざまな仮定を含めます。仮定のすべてのセットについて、モデルは質量$（3.3\pm2）\times10^6\、M_\odot$と一致する中央のブラックホールを必要とします。私たちの仮定のいずれにもブラックホールがない場合は、95％以上の有意性で除外され、$6.4<\Delta\chi^2<14$になります。この質量のブラックホールは、矮小銀河の形成と進化に大きな影響を及ぼします。暗いハローパラメータは、潮汐半径の仮定に大きく影響され、円速度は30km/sを超えるように制限されます。潮汐半径の合理的な仮定は、速度の等方性分布と一致する恒星軌道をもたらします。これらのより現実的なモデルは、中央のブラックホールの質量に対する強い制約のみを示しています。
電波銀河のライフサイクルを理解するためのLOFARと食前酒のデータの組み合わせ
| Title |
Combining_LOFAR_and_Apertif_Data_for_Understanding_the_Life_Cycle_of_Radio_Galaxies |
| Authors |
Raffaella_Morganti,_Nika_Jurlin,_Tom_Oosterloo,_Marisa_Brienza,_Emanuela_Orru',_Alexander_Kutkin,_Isabella_Prandoni,_Elizabeth_A._K._Adams,_Helga_Denes,_Kelley_M._Hess,_Aleksandar_Shulevski,_Thijs_van_der_Hulst,_Jacob_Ziemke |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.04776 |
銀河の中心にある活動銀河核（AGN）は、活動期間と静止期間の間を循環する可能性があります。AGNのデューティサイクルを特徴づけることは、ホスト銀河の進化に対するそれらの影響を理解するために重要です。無線AGNの場合、それらの進化段階は、形態学的特性とスペクトル特性の組み合わせから特定できます。過去数年間に得られた結果を要約するために、電波銀河の残りのソースや再起動されたソースなど、生活のさまざまな重要な段階を調査しました。ウェスターボークに設置されたAPERtureTileInFocus（Apertif）フェーズドアレイフィードシステムから最近リリースされた1400MHzの画像を使用して取得した、150MHzのLOwFrequencyARray（LOFAR）画像から得られた形態学的情報を解決済みのスペクトルインデックスマップと組み合わせて使用しました。合成ラジオ望遠鏡。私たちの研究は、これまでロックマンホール地域に限定されていましたが、死にかけている段階と再開された段階にある電波銀河を特定しました。私たちは、それらの進化段階を理解するのに関連する、それらの特性に大きな品種を見つけました。まず、それらの発生、「オン」（アクティブ）および「オフ」（死にかけている）フェーズの期間を定量化し、その結果を電波銀河の進化のモデルと比較しました。これらの極端な位相に加えて、分解されたスペクトルインデックス画像は、明らかに正常な電波銀河の進化についての興味深い秘密を明らかにすることもできます。スペクトル情報は、Fanaroff--Riley分類と関連付けて改善するために使用できます。この一例を示し、LOFAR調査とApertif調査の組み合わせによって日常的に実行できることを示します。
小人と超大型アレイおよびパンスターズとの相互作用におけるバリオンサイクルの調査
| Title |
Investigating_the_Baryon_Cycle_in_Interacting_Dwarfs_with_the_Very_Large_Array_and_Pan-STARRS |
| Authors |
Nicholas_Luber,_Sarah_Pearson,_Mary_Putman,_Gurtina_Besla,_Sabrina_Stierwalt,_Joel_P._Meyers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.04795 |
3つの相互作用する矮星システムの超大型アレイ（VLA）からの解決されたHI合成マップを提示します：NGC3664矮星ペア、NGC3264矮星ペア、およびUGC4638矮星トリプレット。3つのドワーフシステムはすべて、相互作用のさまざまな段階でキャプチャされ、さまざまな環境にまたがっています。HIブリッジの存在を通じて、潮汐相互作用の明確な特徴を検出し、矮星を取り囲む拡散HI拡張を検出します。Pan-STARRSrバンド画像にHIデータをオーバーレイし、NGC3264とUGC4638の同時歪んだHIと潮汐星の特徴、およびNGC3264の小さいコンパニオンを指す巻き戻されたスパイラルアームを通じて潮汐相互作用のさらなる証拠を見つけます。UGC4638では、ガス星と拡散星の両方がプライマリの東の同様の半径に拡張されています。これは、システム内の小さい矮星がプライマリを1回通過したことを示している可能性があります。さらに、3つのシステムとLocalVolumeTiNyTitans調査のシステムは、HIが不足していないため、相互作用によってシステムからガスが失われることはありませんでした。相互作用しない矮小銀河との比較は、相互作用がシステムの運動学に大きな影響を与えることを示しています。私たちの新しい解決されたHI運動学は、詳細な恒星とHIの形態と組み合わされて、階層的合併と低質量スケールでのバリオンサイクルの将来の動的モデリングに決定的な制約を提供します。
低光度のピークスペクトル源の高解像度観測
電波観測は歴史的に光学観測よりも価値が低いと見なされてきましたが、今日のピークスペクトル源の広帯域電波スペクトルは、光学望遠鏡が解決できる以上の空間スケールで、銀河の内部領域内から詳細な物理学を明らかにしています。ピークの電波スペクトルは大規模な電波銀河に進化していると考えられていますが、最もコンパクトな電波源が多すぎると、かなりの部分がホスト銀河内に閉じ込められていることがわかります。さらに、最低の光度では、これらの源はほとんど知られておらず、FR-I銀河の小規模な前駆体を明らかにする可能性があります。ここでは、低光度のピーク電波源の特性を調査する以前の作業と、十分に研究されたフィールドのさらに深い電波観測内でこれを拡張する将来の作業を要約します。
RATAN-600を使用したギガヘルツピークスペクトルソースの多周波研究
| Title |
Multifrequency_study_of_gigahertz-peaked_spectrum_sources_with_RATAN-600 |
| Authors |
Yu._Sotnikova_(1),_T._Mufakharov_(1,2,3),_M._Mingaliev_(1,2),_A._Mikhailov_(1)_((1)_Special_Astrophysical_Observatory_of_RAS,_(2)_Kazan_Federal_University,_(3)_Shanghai_Astronomical_Observatory_of_CAS) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.04828 |
ピークスペクトル（PS）電波源のいくつかのサンプルの電波連続体のプロパティを報告します。オブジェクトのブロードバンドスペクトルは、RATAN-600の6周波数（1.2〜22GHz）の観測値と、20〜30年の時間スケールで取得された入手可能な文献データを使用して分析されました。ピークスペクトルを持ついくつかのAGNタイプの電波特性の統計的差異について説明し、高赤方偏移（$z>3$）でのPSクエーサーに焦点を当てます。明るいPS光源の比較的小さな部分（1〜2％）は、それらが高密度で長期間監視されている場合、本物のGPSと見なすことができることを確認します。ブレーザーによるGPSソースサンプルの汚染は、赤方偏移が増加するにつれて強くなり、体系的な多周波観測が不足しているため、過小評価されていることが確認されています。
ストークスパラメータを使用した偏光トモグラフィー
電波銀河やその他の物体からの偏光放射を分析するための、シンプルでありながら強力な手法を紹介します。これは、ストークスパラメータの画像には、偏光強度および角度マップで利用できるよりもかなり多くの情報が含まれていることが多いという事実に基づいています。ただし、一般に、ストークスパラメータの方向は、ソース内の構造の位置角と一致しません。この論文で紹介する手法である偏光トモグラフィーは、一連の単一線形ストークスパラメータ画像$S（\rho）$を作成することで構成され、各画像はQとUの初期方向から角度$\rho$だけ回転します。。一連の静止フレームまたはムービーでこれらの画像を調べると、偏光角の隠れたパターンや、重なり合う偏光放射の存在によって隠されていた構造が明らかになります。漫画の例と、はくちょう座Aの複雑な分極構造の概要の両方を提供します。
S0銀河の2つの形成経路
宇宙全体に遍在しているにもかかわらず、S0銀河の形成は不確かなままです。最近の観測では、S0銀河が多様な集団を構成していることが明らかになり、単一の形成経路では説明が困難であり、これらの銀河がどのように形成されるかについての図は当初の想定よりも複雑であることが示唆されています。ここでは、最新の流体力学的宇宙論的シミュレーションを利用し、IllustrisTNGでのS0の形成履歴の調査でこれらの研究をフォローアップします。まず、観測と完全に一致する方法でIllustrisTNG銀河を分類し、S0集団で見られる観測された測光および環境分布を再現します。次に、S0銀河の形成履歴を過去にさかのぼって追跡し、2つの主要な異なる経路を特定します。グループの落下（S0の37％）または重要な合併イベント（57％）によるガスストリッピングを経験したもの。合併によって形成されたものは、現在の発生率が観測と一致する一時的な星形成リングを特徴としていることがわかります。これらの形成経路が一緒になって、観測されたS0の回転支持の範囲を再現できることがわかり、S0銀河には2つの主要な形成経路があると結論付けています。
おそらく雲と雲の衝突によって引き起こされたW49Nのスターバースト
CS（J=1-0）、H13CO+（J=1-0）、およびSiO（v=0：J=1-0）線の高解像度観測を、49GHzおよび86GHzの連続放射とともにW49Nに向けて提示します。野辺山ミリメータアレイで実施。半径0.1〜0.5pcのCS11個、H13CO+8個、およびSiO6個の凝集塊を特定しました。CSとH13CO+の塊は、主に2つの速度成分に分けられます。1つは4kms-1で、もう1つは12kms-1で、SiOの塊は2つの成分の間に速度があります。SiO発光はUCHIIリングに向かって分布し、CSとH13CO+の4kms-1成分の塊も存在します。CSの12kms-1成分の塊は、UCHIIリングの東と西で検出され、リングに向かって明らかな穴があります。凝集塊の質量は4.4x10^2M_SUNから4.9x10^4M_SUNまで変化し、CS、H13CO+、およびSiO凝集塊の平均値はそれぞれ0.94x10^4M_SUN、0.88x10^4M_SUN、および2.2x10^4M_SUNです。CS、H13CO+、およびSiOの塊から得られる総質量は、それぞれ1.0x10^5M_SUN、0.70x10^5M_SUN、および1.3x10^5M_SUNであり、対応するビリアル質量0.71x10^5M_SUN、1.3x10^5M_SUNとよく一致します。、および0.88x10^5M_SUN。凝集塊の平均分子水素密度は、CS、H13CO+、およびSiO凝集塊でそれぞれ0.90x10^6cm-3、1.4x10^6cm-3、および7.6x10^6cm-3です。おそらくSiO放出が高密度の衝撃を受けた領域で生成されるため、SiOの塊に由来する密度は他の塊に由来する密度よりも大幅に高いようです。塊の自由落下時間スケールは〜3x10^4yrと推定され、恒星の核への降着率は3x10-3-1M_SUNyr-1になります。観測された塊は、自由落下している場合、次の10^5年で数十個の巨大な星を生成することができます。我々は、既存の2つの雲がほぼ正面から衝突して、観測された塊を生成し、W49Nで大規模な星形成のバーストを引き起こしたという見解を提案します。
単一温度のグレイボディを超える星間ダスト放出スペクトル
| Title |
The_Interstellar_Dust_Emission_Spectrum_Going_beyond_the_single_temperature_greybody |
| Authors |
Fran\c{c}ois-Xavier_D\'esert |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05046 |
環境。星間塵の赤外線放射スペクトルのモデリングのほとんどは、単一の温度のグレイボディ近似の周りのいくつかの変動を仮定することによって行われます。たとえば、プランクミッションマップの前景モデリングには、特定の視線に沿った固有のダスト温度Tと、固有の放射率インデックス\b{eta}が含まれます。次に、2つのパラメータが適合されるため、一方の視線からもう一方の視線まで変化します。目的。私たちの目的は、経済的な方法でそのモデリングを超えることです。メソッド。平均値付近の温度分布でダストスペクトルをモデル化し、2番目の温度モーメントのみが重要であることを示します。PitrouandStebbins（2014）に従い、適切な変数として温度対数を使用することを推奨します。結果。星間物質があまり不均一でない場合、ここで導き出された、グレイボディの仮定を超える普遍的な分析スペクトルがあります。宇宙マイクロ波背景放射がダストスペクトル（ミリメートル波長で無視できない補正項）と放射的に相互作用する方法を示します。最後に、離散温度のユニバーサルラダーを構築します。これにより、ほぼ線形のフィッティングに適した測光マッピング機器によって測定されたダスト放出スペクトルの最小かつ高速な記述が得られます。このデータモデリングには、宇宙赤外線背景放射の変動による寄与を含めることができます。
裏返しの星形成の抑制と渦巻銀河のバルジディスク分解の概念の改訂の必要性
| Title |
Inside-out_star_formation_quenching_and_the_need_for_a_revision_of_bulge-disk_decomposition_concepts_for_spiral_galaxies |
| Authors |
Polychronis_Papaderos,_Iris_Breda,_Andrew_Humphrey,_Jean_Michel_Gomes,_Bodo_L._Ziegler,_Cirino_Pappalardo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05200 |
後期型銀河（LTG）のバルジの測光特性に関する知識は、バルジの中心光度過剰のセルシックモデルと下にあるディスクの指数モデルへの画像分解に基づいています。LTGの中心での星形成（SF）消光（SFQ）の事実を暗黙のうちに無視しているため、ディスクの中心まで指数モデルを採用するという標準的な方法は不十分であると主張します。ディスクの観測可能な星形成ゾーン（バルジの外側）の適合を外挿すると、SFでクエンチされた中央ゾーンのディスクの実際の表面輝度が過大評価されます。この効果をDioと呼びます。バルジディスク分解研究におけるDioの無視の主な結果は、バルジの下のディスクの過小減算であり、後者の光度の体系的な過小評価につながります。銀河のダウンサイジングと裏返しのSFQの図に囲まれているように、Dioは、赤方偏移と恒星の質量M*全体で銀河に異なる影響を与えると予想され、さまざまな銀河のスケーリング関係の散乱と傾斜に系統的で複雑なバイアスをもたらします。Dioの補正は、log（M*/Msolar）〜10.7未満の銀河のバルジ対超大質量ブラックホール（SMBH）の関係の下降につながると推測します。M*の減少に伴うM（SMBH）/M*比の減少は、低質量渦巻銀河における降着による核活動の不足と弱さを一貫して説明するのに役立ちます。十分に検出可能なDio（〜2rmag）は、急冷されたプロトバルジとそのSF周辺との間の輝線等価幅の強いコントラストと組み合わせて、ディスクからのSF凝集塊の内側への移動によって早期に出現する可能性があります。したがって、JWST、ELT、およびEuclidを使用した空間的に解決された研究は、銀河の組み立ての初期段階におけるSFQの年代学と物理的推進力に関する重要な洞察を提供する可能性があります。（要約）
389個の散開星団の構造パラメータ
| Title |
Structural_parameters_of_389_local_Open_Clusters |
| Authors |
Y._Tarricq,_C._Soubiran,_L._Casamiquela,_A._Castro-Ginard,_J._Olivares,_N._Miret-Roig,_P._A._B._Galli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05291 |
散開星団（OC）の周囲のメンバー星の分布は、その形成、進化、および溶解のプロセスに光を当てることができます。銀河におけるそれらの年齢と位置の関数としてのOCの構造パラメーターの分析は、クラスター進化の理論モデルに制約をもたらします。ガイアカタログは、中心から遠く離れたOCのメンバーを見つけるのに非常に適しています。特にガイアEDR3のおかげで、これらのメンバーシップリストを周辺地域に拡張することにより、太陽の近くからのOCのメンバーシップリストを再検討することを目指しています。Gaia視差と固有運動でクラスタリングアルゴリズムHDBSCANを使用して、クラスターの中心から最大50個のメンバーを体系的に探しました。これらのクラスターの半径方向の密度プロファイルにキング関数を適合させ、メンバーの2次元分布にガウス混合モデルを適合させました。また、クラスターの質量分離の程度を評価しました。私たちの方法論は、467個の選択されたクラスターのうち389個のクラスターでうまく機能します。ほぼすべてのクラスターの周りの広大なコロナの検出と、潮汐の尾を持つ71個のOCの検出を報告し、識別されたそのような構造の数を4倍以上にします。コアのサイズは、若いクラスターよりも古いクラスターの方が平均して小さいことがわかります。また、クラスターの全体的なサイズは年齢とともにわずかに増加するようですが、ハロー内の星の割合は減少しているようです。予想通り、最も古いクラスターでは質量分離がより顕著ですが、年齢による明確な傾向は見られません。OCは、年齢に関係なく、以前の予想よりも拡張されています。クラスターハローに存在する星の割合の減少は、さまざまなクラスター蒸発プロセスと、クラスターに影響を与えるために必要な短いタイムスケールを浮き彫りにします。報告されるパラメーターはすべてクラスターの年齢に依存しますが、時間の単一の関数として説明することはできません。
衛星の円盤は潮汐矮小銀河で構成されていますか？
| Title |
Are_disks_of_satellites_comprised_of_tidal_dwarf_galaxies? |
| Authors |
Michal_B\'ilek,_Ingo_Thies,_Pavel_Kroupa,_Benoit_Famaey |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05306 |
近くの銀河の衛星は、衛星の円盤または衛星の平面と呼ばれる平らな共回転構造を形成できることがわかった。それらの存在は、標準的な暗黒物質ベースの宇宙論における現在の銀河形成シミュレーションでは予期されていません。それどころか、修正された重力は有望な代替案を提供します：衛星のディスクのオブジェクトは潮汐矮小銀河、つまり相互作用銀河の潮汐尾から形成される小さな銀河です。トピックを紹介した後、ここで、天の川銀河とアンドロメダ銀河の衛星の円盤の形成をシミュレートする作業を確認します。シミュレーションの初期条件は、銀河の観測された位置、速度、および円盤の向きを再現するように調整されました。シミュレーションは、銀河が6.8Gyr前に接近したフライバイを持っていたことを示しました。天の川銀河によって生成された潮汐尾の1つは、アンドロメダによって捕獲されました。それは、そのサイズ、向き、回転、および質量によってアンドロメダの衛星のディスクに似た粒子の雲を形成しました。天の川にも衛星の円盤のヒントが形成されました。さらに、この遭遇により、シミュレートされた天の川の円盤に、その大きさと方向が実際のワープに似たワープが発生しました。ここでは、シミュレーションによって予測されたアンドロメダの衛星のディスクのメンバーの固有運動を初めて提示します。最後に、衛星のディスクの形成に関するこの仮説が提起する残りの未解決の質問のいくつかを指摘します。
斜めおよび乱流磁場による衝撃加速
密度の不均一性を伴う現実的な天体物理環境における衝撃加速を調査します。衝撃波前駆体と上流の密度変動との相互作用によって引き起こされる乱流は、乱流ダイナモを介して上流と下流の両方の磁場を増幅します。ダイナモ増幅された乱流磁場は、（a）衝撃面に沿って衝撃波の偏りの変化をもたらし、（b）衝撃波ドリフトと拡散過程の組み合わせによるエネルギー獲得を可能にし、（c）加速された粒子のさまざまなスペクトル指標を生じさせます（（d）磁場に平行および垂直の両方で粒子の拡散を調整し、（e）衝撃加速効率を高めます。我々の結果は、上流の密度の不均一性と磁場のダイナモ増幅が衝撃加速に重要な役割を果たしており、したがって衝撃加速は周囲の星間環境の条件に依存することを示しています。超新星残骸の電波スペクトルを理解する上での意味も議論されています。
中性子星の降着における中央エンジンサイズスケールの分光学的角度
| Title |
A_Spectroscopic_Angle_on_Central_Engine_Size_Scales_in_Accreting_Neutron_Stars |
| Authors |
Nicolas_Trueba,_J._M._Miller,_A._C._Fabian,_J._Kaastra,_T._Kallman,_A._Lohfink,_R._M._Ludlam,_D._Proga,_J._Raymond,_C._Reynolds,_M._Reynolds,_A._Zoghbi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.04764 |
コンパクトな物体を降着させる際の円盤風と大気からの吸収の分析は、通常、これらのシステムの中央放射領域を吸収体に対する点源として扱います。吸収ガスが$few\times1000\cdotGM/{c}^{2}$以内にある場合、この仮定は破綻します。この場合、吸収体のケプラー運動の小さな成分が吸収線の速度幅に寄与します。ここでは、この速度拡大効果を使用して、単純な幾何学的関係を介してコンパクトオブジェクトを降着させる中央エンジンのサイズを制約する方法を示し、この効果をモデル化する方法を開発します。この方法を、3つの超小型で短周期の中性子星X線連星のチャンドラ/HETGスペクトルに適用します。この連星では、ディスク内部の大気による重力赤方偏移吸収の証拠が最近報告されています。赤方偏移の重要性は、XTEJ1710$-$281（この作業）および4U1916$-$053で$5\sigma$を超えており、各バイナリの相対視線速度のさまざまな推定値と一致していません。最も感度の高いスペクトル（XTEJ1710$-$281）の場合、このジオメトリの大きさで310$\text{km}$$\text{s}^{-1}$の1$\sigma$上限を取得します。効果とサイズ${R}_{CE}<60〜GM/{c}^{2}$（または、$3\sigmaで$<90〜GM/{c}^{2}$）の中央エンジン$レベル）。これらの初期制約は、クエーサーでのマイクロレンズ法によって得られたものと比べて遜色なく、中性子星での相対論的反射によって制約の感度に近づきます。この感度は、さらなる曝露、および将来のマイクロカロリメータとグレーティングミッションの開始とともに増加します。
近くの中性子星のX線インベントリーに向けて
中性子星のX線放射により、それらの温度、形状、および磁気圏特性のプローブが可能になります。X線放出パルサーの現在の数は、中性子星の距離、年齢、または位置がよくわかっていないことから生じる可能性のある観測バイアスを除外するには不十分です。このようなバイアスを克服するための1つのアプローチは、十分に深い観測値を持つ距離が制限されたサンプルを作成することです。近くの（$\lesssim$2kpc）中性子星集団のより良いサンプリングを目的として、パルサーのXMM-Newton調査を開始して、それらのX線フラックスを測定するか、それぞれの制約上限を導き出しました。異なるエネルギーバンドと検出器を使用して、潜在的なX線対応物について14個の近くのパルサーを調査しました。新しいXMM-Newtonデータに加えて、アーカイブデータとカタログも検討しました。線源の特性について説明し、X線源に対応する代替物を確認します。新しいXMM-Newtonデータでは、EPICカメラの検出尤度を組み合わせることにより、$4\sigma$を超える重要性を持つ2つのパルサー対応候補と、$3.5\sigma$を持つ1つの候補が見つかりました。また、文献に報告されていない4XMM-DR10カタログの8つのラジオパルサーに対応する可能性のあるX線の検出についても報告します。
宇宙線大規模空気シャワーの横方向シャワー時代の特徴を説明する
陽子（$p$）/原子核によって開始されるシャワーの横方向のシャワー年齢（$s$）の特性の可能な説明のために、簡単な分析的議論が提案されています。分析的議論は、$p$で開始されたシャワーの電子の横方向密度分布（LDD）は、中性パイ中間子の崩壊から大気中の非常に早い段階で発達したいくつかの電磁（EM）サブシャワーの重ね合わせによるものであると述べています（$\pi^{0}$s）。$p$シャワーでの電子LDDの重ね合わせ特性のおかげで、$p$-および$\pi^{0}$-開始の電子LDDに対して十分に表現された分析関数を与えることにより、もっともらしい分析パラメータ化が行われました。シャワー。宇宙線の広範な空気シャワーシミュレーションに基づいて、現在の分析的議論の文脈で$s$のさまざまな特性をどのように理解できるかを検証しました。$p$シャワーの$s$パラメーターと、電子および$\pi^{0}$で開始されたシャワーのシャワー年齢との相関関係は、$によって開始されたいくつかのEMサブシャワーの重ね合わせの結果という考えをサポートします。非常に早い段階でさまざまなエネルギーを持つ\pi^{0}$sは、$p$シャワーの電子のLDDを生成する可能性があります。シミュレートされたデータでは、ローカルのシャワー年齢パラメータの概念に関して、述べられた機能がまだ残っていることにも気づきました。
潮汐破壊現象からの重力波：オープンで包括的なカタログ
| Title |
Gravitational_waves_from_tidal_disruption_events:_an_open_and_comprehensive_catalogue |
| Authors |
Martina_Toscani,_Giuseppe_Lodato,_Daniel_J._Price_and_David_Liptai |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05145 |
私たちは、パラメータの広い空間にまたがる、巨大なブラックホールによる星の潮汐破壊の間に生成された重力波形のオンラインでオープンで包括的なテンプレートライブラリを提示します。このライブラリは、一般相対性理論の3次元シミュレーション用の平滑化粒子流体力学コードであるPHANTOMの一般相対論的バージョンに実装されている新機能のおかげで構築されています。最初に一連の数値テストを実行して、得られた重力波（GW）信号が理論から予想されるものと非常によく一致していることを示します。このベンチマークは、十分に研究されたシナリオ（バイナリ恒星システムなど）に対して実行されます。次に、コードを適用して潮汐破壊現象（TDE）からのGW信号を計算し、選択したパラメーターについて以前の研究で得られた理論的推定値と結果が一致していることを確認します。カタログからの興味深い結果を説明します。ここでは、重力信号がいくつかのパラメーター（ブラックホールのスピン、星の軌道離心率、傾斜など）の変化によってどのように影響を受けるかを強調しています。完全なカタログはオンラインで入手できます。生きたカタログとなることを目的としています。
迅速な崩壊合併の数値相対論シミュレーション：GW170817後の中性子星特性に対する閾値質量と現象論的制約
| Title |
Numerical_relativity_simulations_of_prompt_collapse_mergers:_threshold_mass_and_phenomenological_constraints_on_neutron_star_properties_after_GW170817 |
| Authors |
Rahul_Kashyap,_Abhishek_Das,_David_Radice,_Surendra_Padamata,_Aviral_Prakash,_Domenico_Logoteta,_Albino_Perego,_Daniel_A._Godzieba,_Sebastiano_Bernuzzi,_Ignazio_Bombaci,_Farrukh_J._Fattoyev,_Brendan_T._Reed,_Andr\'e_da_Silva_Schneider |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05183 |
227の数値相対論シミュレーションの新しいセットを使用して、等質量中性子星（NS）の合併における迅速な（バウンスなしの）ブラックホール形成のしきい値質量を決定します。ハイペロンと非閉じ込めクォークへの一次相転移を伴うモデルを含む、23の現象論的および微物理的有限温度状態方程式（EOS）を検討します。しきい値質量、しきい値でのバイナリ潮汐パラメータ（$\Lambda_{th}$）、非回転NSの最大質量、および参照質量NSの半径の間にEOSに影響されない関係が存在することを確認します。近似一般相対性理論シミュレーションで得られた、以前に報告されたフィッティング係数の系統的誤差を修正します。EOSに影響されない関係、NSプロパティの現象論的制約、およびGW170817からの観測データを組み合わせて、それぞれ9.81kmと10.90kmの最大質量半径と1.6M$_\odot$NSの改善された下限を導き出します。また、1.4$M_\odot$NSの半径と四重極潮汐変形可能性（$\Lambda$）を、それぞれ10.74kmと172より大きくなるように制約します。半径の制約の範囲を報告する際に、すべての独立したパラメーター（フィッティング係数、およびGW170817の質量）の不確実性を考慮します。将来のBNS検出と、迅速または遅延崩壊としての識別を使用して、NS最大質量の上限と下限を制限する新しい方法を紹介します。将来の観測により、この研究で提案された方法を使用して、核密度以上の物質の特性に対するさらに厳しい制約を導き出すことが可能になるでしょう。
欧州パルサータイミングアレイデータリリース2のノイズ分析と重力波バックグラウンド検索への影響
| Title |
Noise_analysis_in_the_European_Pulsar_Timing_Array_data_release_2_and_its_implications_on_the_gravitational-wave_background_search |
| Authors |
A._Chalumeau,_S._Babak,_A._Petiteau,_S._Chen,_A._Samajdar,_R._N._Caballero,_G._Theureau,_L._Guillemot,_G._Desvignes,_A._Parthasarathy,_K._Liu,_G._Shaifullah,_H._Hu,_E._van_der_Wateren,_J._Antoniadis,_A.-S._Bak_Nielsen,_C._G._Bassa,_A._Berthereau,_M._Burgay,_D._J._Champion,_I._Cognard,_M._Falxa,_R._D._Ferdman,_P._C._C._Freire,_J._R._Gair,_E._Graikou,_Y._J._Guo,_J._Jang,_G._H._Janssen,_R._Karuppusamy,_M._J._Keith,_M._Kramer,_K._J._Lee,_X._J._Liu,_A._G._Lyne,_R._A._Main,_J._W._McKee,_M._B._Mickaliger,_B._B._P._Perera,_D._Perrodin,_N._K._Porayko,_A._Possenti,_S._A._Sanidas,_A._Sesana,_L._Speri,_B._W._Stappers,_C._Tiburzi,_A._Vecchio,_J._P._W._Verbiest,_J._Wang,_L._Wang,_H._Xu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05186 |
欧州パルサータイミングアレイ（EPTA）のコラボレーションにより、最近、6つのパルサー（DR2）の拡張データセットがリリースされ、一般的なレッドノイズ信号の証拠が報告されました。ここでは、6つのパルサーのそれぞれのノイズ分析を示します。いくつかのタイプのノイズを検討します。（i）無線周波数に依存しない、「無彩色」、および時間相関のある赤いノイズ。（ii）分散測定と散乱の変動。（iii）システムおよびバンドノイズ。（iv）PTAデータに存在する可能性のある決定論的信号（重力波以外）。ベイジアンモデル選択を実行して、各パルサーのノイズ成分の最適な組み合わせを見つけます。これらのカスタムモデルを使用して、EPTADR2で以前に報告された一般的な無相関のレッドノイズ信号の存在を再検討し、データが高い統計的有意性でそれをサポートしていることを示します。次に、確率的重力波の背景に期待されるヘリングスダウンの空間相関に賛成または反対の選好がないことを確認します。EPTADR2論文の主な結論は、各パルサーのノイズモデルに非常に大きな変化があったにもかかわらず、変わっていません。ただし、ノイズのモデリングは重力波のロバストな検出に不可欠であり、その影響は、より多くのパルサーとより正確な測定を含む次のEPTAデータリリースを分析するときに重要になる可能性があります。
線形加速放出メカニズムによるパルサーコヒーレント放射
| Title |
Pulsar_Coherent_Radiation_by_Linear_Acceleration_Emission_Mechanism |
| Authors |
Jan_Ben\'a\v{c}ek,_Patricio_A._Mu\~noz_and_J\"org_B\"uchner |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05262 |
線形加速放射は、強力なパルサー電波放射を説明するために提案されたメカニズムの1つです。しかしながら、このメカニズムは、例えば、集合的なプラズマ応答および結果として生じる放出パワーの適切な数学的分析の欠如のために、よく理解されていない。1D相対論的粒子-in-cellシミュレーションを利用して、中性子星磁気圏の2つの不安定性、相対論的ビーム不安定性、およびプラズマバンチ/雲の相互作用の放出特性を導き出します。プラズマバンチ相互作用による放出パワーは、ストリーミング不安定性による放出を7桁超えることがわかりました。プラズマバンチ相互作用によって生成される波力は、$3.4\times10^{19}$Wまで取得できます。それだけで、典型的なパルサーによって放出される総無線電力（$10^{18}-10^{22}）を説明できます。$W）。プラズマバンチの放出には、観測されたパルサー放射の多くの特徴があります。そのスペクトルは、低周波数ではほぼ平坦なプロファイルであり、高周波数では指数$\upperx-2.5$のべき乗則によって特徴付けられます。放射の角度幅は、周波数の増加とともに減少します。発生する波力はパルサーの回転角に依存します。放射角度の関数として正と負の波の干渉の間で変動するため、観測された強度に微細な構造が生じる可能性があります。
E（2）電波天文学のための同変自己注意
この作品では、天文学における説明可能な電波銀河分類の問題に対処するために、グループ同変自己注意モデルを紹介します。周期的および二面角の両方の等分散のさまざまな次数を評価し、前もって等分散を含めると、データを適合させるために必要なエポックの数が減り、パフォーマンスが向上することを示します。説明可能なモデルとして自己注意を使用する場合の同変の利点を強調し、同変モデルが人間の天文学者としての分類で同じ特徴に統計的にどのように参加するかを示します。
| Title |
Development_of_MKIDs_for_measurement_of_the_Cosmic_Microwave_Background_with_the_South_Pole_Telescope |
| Authors |
Karia_Dibert,_Pete_Barry,_Zhaodi_Pan,_Adam_Anderson,_Bradford_Benson,_Clarence_Chang,_Kirit_Karkare,_Juliang_Li,_Tyler_Natoli,_Maclean_Rouble,_Erik_Shirokoff,_and_Antony_Stark_(on_behalf_of_the_South_Pole_Telescope_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.04816 |
南極点望遠鏡（SPT）の第4世代受信機のプロトタイプ検出器の設計、シミュレーション、および初期テスト結果の詳細を示します。宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の主要な二次異方性の検出用に最適化された、SPT-3G+は、CMB黒体のピークを超えて、220、285、および345GHzでmm/sub-mm空の温度と偏光を測定します。スペクトラム。SPT-3G+焦点面には、マイクロ波動的インダクタンス検出器（MKID）が搭載され、極低温の複雑さを軽減しながら検出器密度を大幅に向上させることができます。各SPT-3G+観測周波数での単色二重偏光MKIDピクセルのシミュレーションに裏打ちされた設計を提示します。さらに、共振器の品質と均一性を促進するために行われた設計の選択について説明し、利用可能な読み出し帯域幅を最大化できるようにします。また、これらのデバイスの迅速な製造を可能にする製造プロセスの側面についても説明し、一連のプロトタイプデバイスの初期の暗特性を示します。
CORSIKAでシミュレートされた低エネルギー宇宙線シャワーにおける粒子密度の変動と相関
| Title |
Particle_density_fluctuations_and_correlations_in_low_energy_Cosmic-Ray_showers_simulated_with_CORSIKA |
| Authors |
Weronika_Stanek,_Jerzy_Pryga |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05181 |
宇宙線の現在の研究は、大気に侵入し、単一の大規模な空気シャワー（EAS）を生成するほとんどのエネルギー粒子に焦点を合わせています。ただし、高エネルギー粒子の相互作用により、地球から遠く離れた場所に宇宙線アンサンブル（CRE）が作成される可能性があることを予測するモデルがあります。それらは、比較的低エネルギーのいくつかの相関するエアシャワーが広い領域に広がるときに観察できました。CosmicRayExtremelyDistributedObservatory（CREDO）の目的は、さまざまな検出器や観測所から入手可能なすべてのデータを使用してCREを検索することです。これには、小さいながらも多数の検出器が広い領域に広がっています。このような測定値の解釈には、非常に広いエネルギースペクトルにおけるEASの特性に関する正確な情報が必要です。低エネルギーEASは、エアシャワーシミュレーションを実行するプログラムであるCORSIKAからのイベントを使用して分析されます。一次宇宙線粒子のエネルギー範囲は、1TeVから4000TeVまでです。地表レベルの二次粒子は、それらの密度変動と位置の相関関係を得るために研究されます。多重度分布で観察された変動はランダムと一致していますが、より詳細な分析により、選択された粒子の近くで、相関がない場合に予想される密度よりも他の粒子の密度が向上していることがわかります。この分析の結果は、たとえば、特別なシミュレーションなしでEASの検出確率を取得するために、さらなる計算に役立つ場合があります。
窒化チタンベースのマイクロ波速度論的インダクタンス検出器の大きな逆過渡位相応答
| Title |
Large_Inverse_Transient_Phase_Response_of_Titanium-nitride-based_Microwave_Kinetic_Inductance_Detectors |
| Authors |
Jie_Hu,_Faouzi_Boussaha,_Jean-Marc_Martin,_Paul_Nicaise,_Christine_Chaumont,_Samir_Beldi,_Michel_Piat,_Piercarlo_Bonifacio |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05189 |
窒化チタン（TiN）マイクロ波キネティックコンダクタンス検出器（MKID）での光パルス（$\lambda=405〜\text{nm}$）に続いて、温度$T\leT_c/20$（$T_c\simeq4.6〜\text{K}$）、それにもかかわらず関連している2つの異なるモードを同時に強調する大きな位相応答を観察します。1つ目は、既知の位相応答を生成する準粒子へのクーパー対の分解のよく知られた遷移に対応します。この直後に、温度に応じて数百マイクロ秒から数ミリ秒続く大きな逆応答が続きます。この逆パルスを、超伝導体の熱摂動および誘電率を低下させる2レベルシステム（TLS）との相互作用としてモデル化することを提案します。これにより、静電容量、したがって共振周波数が変化します。照明に応答するTLSの比率は、共振器全体に対するインダクタの面積の比率のオーダーです。
出島2.0：ほこりっぽい銀河の迅速な赤方偏移調査とマルチライン分光法
| Title |
DESHIMA_2.0:_Rapid_redshift_surveys_and_multi-line_spectroscopy_of_dusty_galaxies |
| Authors |
M._Rybak,_T._Bakx,_J._Baselmans,_K._Karatsu,_K._Kohno,_T._Takekoshi,_Y._Tamura,_A._Taniguchi,_P._van_der_Werf,_and_A._Endo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05261 |
ASTE望遠鏡に220-440GHzDESHIMA2.0統合超伝導分光計を使用した、科学検証キャンペーンの高赤方偏移銀河部分の実現可能性調査を紹介します。DESHIMA2.0チップの最初のバージョンは、最近製造され、ラボでテストされました。これらの現実的な性能測定に基づいて、[CII]およびCO輝線を検出するための潜在的なターゲットサンプルと見通しを評価します。計画された観測は、2つの異なる、しかし補完的な目的で構成されています。（1）遠赤外線/ミリ波連続体調査で選択されたほこりっぽい銀河の分光学的赤方偏移を取得する。（2）ほこりっぽい銀河の物理的状態を推測するための複数行の観測。
ジュネーブ7色測光システムで測定された星のカタログ
ジュネーブの7色測光システムは、さまざまな天体物理学のオブジェクトの研究にうまく適用されています。これは、パッシェン連続体の傾き、バルマー不連続性、および水素または金属線による吸収の遮断を測定します。その最大の強みの1つは、その本質的な均質性です。利用可能な測定値の新しいカタログが、最後の発行から30年後に生成されました。個々の星の識別は、$Gaia$と2MASSのカタログに基づいてクロスチェックされました。固有運動（利用可能な場合）とともに高精度座標がカタログに初めて含まれています。バイナリと固有運動の高い星には特別な注意が払われました。カタログには、高精度の測光の42911エントリが含まれています。このカタログのデータは、天体物理パラメータの新しいキャリブレーション、新しい観測の標準化などのさまざまなアプリケーションに使用できます。また、トランジット系外惑星探査衛星（TESS）などの進行中および今後の全天観測の追加情報として使用できます。
LAMOSTデータリリース5で特定された白色矮星
| Title |
White_dwarfs_identified_in_LAMOST_Data_Release_5 |
| Authors |
Jincheng_Guo,_Jingkun_Zhao,_Huawei_Zhang,_Jiajun_Zhang,_Yu_Bai,_Nikolay_Walters,_Yong_Yang,_and_Jifeng_Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.04939 |
この論文では、DA、DB、DC、DZなどのスペクトル型を含む、大面積マルチオブジェクトファイバー分光望遠鏡の第5回データリリースで特定された白色矮星を報告します。以前の論文（データリリース2）。それらの情報源の中で、393個のDA星と46個のDB星は、文献との交差適合試験後の新しい識別です。DA候補を選択するために、LAMOSTパイプライン、カラーカラーカット法、およびランダムフォレスト機械学習法からの分類結果を使用します。DBの場合、パイプラインモデルにDBのテンプレートがないため、ランダムフォレスト機械学習方法を選択して候補を選択します。すべてのWD候補は個別に視覚的にチェックされています。有効温度、表面重力、質量、および冷却年齢のパラメーターは、比較的高い信号対雑音比のDAおよびDBについて推定されています。DAとDBの質量分布のピークは、それぞれ約0.62Msunと0.65Msunであることがわかります。最後に、LAMOST調査の第2フェーズで白色矮星候補を選択するために使用したデータと方法についても、このホワイトペーパーで取り上げます。
異なる磁束分布を持つ太陽フレアの基本的なメカニズムの数値シミュレーション
| Title |
Numerical_Simulation_of_a_Fundamental_Mechanism_of_Solar_Eruption_with_Different_Magnetic_Flux_Distributions |
| Authors |
Xinkai_Bian,_Chaowei_Jiang,_Xueshang_Feng,_Pingbing_Zuo,_Yi_Wang,_Xinyi_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.04984 |
太陽の噴火は、太陽フレアとコロナ質量放出に現れるように、コロナ磁場エネルギーの爆発的な放出です。観測によると、噴火が発生する領域のコアは、せん断された磁気アーケード、つまり単一の双極構成であることが多く、特に、光球での対応する磁気極性は、強い勾配の極性反転線（PIL）に沿って伸びています。どのメカニズムが単一の双極場で噴火を引き起こすのか、そしてなぜ強いPILを持つものが噴火を引き起こすのかは不明である。最近、高精度のシミュレーションを使用して、光球での準静的せん断運動によって駆動される双極場が内部電流シートを形成し、高速磁気リコネクションが噴火を引き起こして駆動するという太陽噴火開始の基本的なメカニズムを確立しました。ここでは、理論解析と数値シミュレーションを組み合わせて、光球の磁束分布が異なる基本的なメカニズム、つまりマグネトグラムの振る舞いを調べます。私たちの研究は、継続的にせん断されたさまざまなマグネトグラムの双極場がすべて、基本的なメカニズムに従って、磁気エネルギーの遅い貯蔵から速い放出への同様の進化を示すことを示しています。これは、メカニズムの堅牢性を示しています。さらに、より強いPILを持つマグネトグラムはより大きな噴火を生成することを発見しました。主な理由は、より強いPILを持つせん断された双極場がより多くの非電位を達成でき、それらの内部電流シートがより低い高さとより大きな電流密度で形成できることです。、これにより、再接続をより効率的にすることができます。これはまた、強いPILを伴う活動領域で観測された噴火の実行可能なトリガーメカニズムを提供します。
AGB星の星周環境の化学に対する恒星コンパニオンUV光子の影響
球形の非対称性は、AGB星の流出の中で蔓延しています。恒星または惑星のコンパニオンとのバイナリ相互作用は、大規模構造の背後にある根本的なメカニズムであると考えられているため、化学反応速度モデルに恒星のコンパニオンから発生する紫外線の影響を含めました。1次元モデルは、流出全体の化学的性質に対するその影響の最初の近似を提供します。近くの恒星の仲間の存在は、流出全体の中で化学に強く影響を与える可能性があります。その影響は、放射の強度（恒星の半径と黒体温度によって設定される）と、UV放射が経験する消光（流出密度、密度構造、および想定されるダスト形成の半径によって設定される）に依存します。親種は、コンパニオンによって光解離され、流出の内部で豊富な光子駆動化学を開始することができます。結果は、二体反応と光反応のバランスによって異なります。二体反応が支配的である場合、流出内の化学的複雑さが増します。これにより、娘の存在量プロファイルが親の存在量プロファイルのように見え、内部の存在量が大きくなり、ガウス関数が減少する可能性があります。光反応が支配的である場合、流出は分子が不足しているように見える可能性があります。3つの恒星の仲間をモデル化します。赤色矮星の仲間の影響は限られています。太陽のような仲間が最大の効果を示し、次に白色矮星が続きます。恒星の仲間はまた、予期しない種の形成につながる可能性があります。流出の分子含有量は、特に存在量プロファイルと組み合わされて、恒星の仲間の存在を示している可能性があります。私たちの結果は、さらなる流出固有の（3次元）モデル開発への道を開きます。
こと座RR型変光星の距離UUCeti、UW Gruis、WTucanae
B、V、i、およびzバンドパス観測は、2020年後半に3つのRRabタイプの星（UUCeti、UWGruis、およびWTucanae）について収集されました。Catalenetal。の周期-光度（PL）関係。（2004）およびCaceres\＆Catelan（2008）は、距離を導出するために適用されました。これらは、ガイア初期のDR3距離と合理的に一致していることがわかり、PL関係の使用に自信を与えています。TESS宇宙望遠鏡からのデータにフーリエ分解を適用して、ステップワイズ線形回帰を使用して、分解の項と金属量[Fe/H]の脈動周期との間の経験的関係を導き出しました。TESSデータは、3つの調査研究のうちUUCetとWTucで利用可能でした。導出された方程式は、両方の星の文献に沿った金属量を与え、PLから導出された距離でのそれらの使用に自信を与えました。
近い連星のガイアとヒッパルコスの視差の比較とそれらの質量の決定への影響
| Title |
Comparison_of_Gaia_and_Hipparcos_parallaxes_of_close_visual_binary_stars_and_the_impact_on_determinations_of_their_masses |
| Authors |
Mashhoor_Ahmad_Al-Wardat,_Abdallah_M._Hussein,_Hamid_M._Al-Naimiy_and_Martin_A._Barstow |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05325 |
質量や半径など、恒星系の基本的なパラメータの正確な測定は、恒星の距離がどれだけよく知られているかに大きく依存します。宇宙からの位置天文学は、前例のない精度の視差測定を提供し、2007年にvanLeeuwenによって提供された分析をさらに改良して、最初はヒッパルコスミッションから距離を導き出すことができます。GaiaDR2カタログの公開により、利用可能なものが劇的に改善されることが約束されます。データ。GaiaDR2を使用して、1700個の近い視覚連星のサンプルの動的質量を再計算し、その結果を元のヒッパルコスデータと拡張されたヒッパルコスデータの両方から得られた質量と比較しました。vanLeeuwen分析では、GaiaDR2の結果に近い結果が得られることを示していますが、後者の方がはるかに正確です。視覚連星のサンプルの理解に対するガイアDR2視差の影響を検討します。
ミルグロムによる修正ニュートン力学は、渦巻銀河やその他のさまざまな大規模構造の回転曲線を説明するためのパラダイムです。このパラダイムには、いくつかの異なる理論が含まれています。ここでは、ミルグロムの修正慣性（MI）理論を、MIの観測可能な予測を取得するのに役立つ、単純で扱いやすい非保存的なニュートンダイナミクスの観点から示します。1）修正された慣性理論はニュートン理論と同等であり、非保存的な重力場と暗黒物質の密度があります。2）同等のニュートンダイナミクスの潮汐力は非保存的であり、回転楕円体の重力場での自由落下におけるバイナリシステムへの影響に対処します。また、MIの保全を回復する試みについても説明します。
相対論的プラズマにおける乱流と粒子加速
| Title |
Turbulence_and_particle_acceleration_in_a_relativistic_plasma |
| Authors |
Cristian_Vega,_Stanislav_Boldyrev,_Vadim_Roytershteyn,_Mikhail_Medvedev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.04907 |
無衝突プラズマでは、プラズマ粒子のエネルギー分布関数は乱流の影響を強く受ける可能性があり、特に、大きなエネルギーで非熱べき乗則テールを発生させる可能性があります。最初に相対論的に強い磁気摂動（磁化パラメータ$\sigma\gg1$）を伴う乱流は、超相対論的プラズマ温度を伴うが、穏やかに相対論的乱流変動を伴う状態に急速に進化すると主張します。この場合、べき乗則粒子エネルギー分布関数の指数$\alpha$、$f（\gamma）d\gamma\propto\gamma^{-\alpha}d\を示唆する現象論的および数値的研究を提示します。gamma$は、乱流の磁気圧縮率に依存します。スケーリング指数$\alpha$の分析的予測は、数値結果とよく一致しています。
暗黒物質ハローにおけるシュワルツシルトのようなブラックホールの重力軸方向摂動
| Title |
Gravitational_axial_perturbations_of_Schwarzschild-like_black_holes_in_dark_matter_halos |
| Authors |
Chao_Zhang,_Tao_Zhu,_and_Anzhong_Wang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.04966 |
ブラックホール連星の合体や超大質量ブラックホールへのコンパクト星の落下など、歪んだブラックホールから放出される重力波は、対応する時空に関する情報だけでなく、ブラックホールを取り巻く環境に関する情報も運びます。。この論文では、シュワルツシルトのようなブラックホールの重力軸方向摂動に対する3つの異なる密度プロファイルを持つ暗黒物質ハローの影響を研究します。この目的のために、最初に3つの異なる暗黒物質プロファイルを持つ修正されたシュワルツシルトブラックホールを検討し、修正されたシュワルツシルトメトリックの軸方向摂動の運動方程式を導き出します。暗黒物質の摂動を無視することにより、軸方向の摂動のポテンシャルが修正されたRegge-Wheelerのようなマスター方程式を明示的に得ることができることが示されています。次に、6次のWKB法を適用して、暗黒物質ハロー内のシュワルツシルトのようなブラックホールの準ノーマルモードの複素周波数を計算します。暗黒物質ハローの影響を伴う対応する重力波スペクトルについても議論されています。
移動物質と分極物質における集団ニュートリノ振動
| Title |
Collective_neutrino_oscillations_in_moving_and_polarized_matter |
| Authors |
Zekun_Chen,_Konstantin_Kouzakov,_Yu-Feng_Li,_Vadim_Shakhov,_Konstantin_Stankevich_and_Alexander_Studenikin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05022 |
電子、中性子、陽子、ニュートリノからなる高密度の移動物質と偏極物質におけるニュートリノ進化のマスター方程式を検討します。また、ニュートリノの磁気モーメントと磁場との相互作用も考慮に入れています。ニュートリノスピン歳差運動の原因となるメカニズムを指摘し、集合的なニュートリノ振動の理論的処理で考慮に入れるべき対応する相互作用ハミルトニアンの式を提供します。
ハッブルの一定の張力を緩和しますか？
特定の$W_3$代数から構築された宇宙のモデルに由来する修正フリードマン方程式が、CMBデータと超新星データから抽出されたハッブル定数の違いを説明する可能性があることを示します。
相対論的領域における宇宙ジェット：熱および放射駆動
ブラックホールの周りでジェットを駆動する際の放射の効率を研究します。放射駆動の一般相対性理論を含めて、放射場が非線形的に強い重力場の影響を受け、一般相対論的分析がより重要になることも示しています。非円錐断面積とジェットダイナミクスの放射場の性質の結果として、ベースに近いジェットで内部衝撃が発生しました。内部衝撃の理論的証拠は重要です。これらは電波源のスペクトルの高エネルギーテールを説明するために必要だからです。熱および放射駆動の下で、電子-陽電子組成のジェットは、ローレンツ因子$\gamma\sim10$までの相対論的速度を達成するように得られますが、電子-陽子組成の場合、発光ディスクの場合は$\gamma\sim2$です。また、AGNの周りの銀河系外ジェットは、マイクロクエーサーの周りのジェットよりも速いことも示しました。コンプトン散乱により、非相対論的温度で生成された相対論的ジェットは、$T\sim10^{11-12}\rmK$までの温度で効率的に加熱されることがわかります。さらに、重力が熱駆動よりも支配的である、ベースでのジェットの束縛状態（つまり、一般化されたベルヌーイパラメーター$E<1$）について、相対論的な終末速度を持つ遷音速解を取得しました。トムソン散乱レジームでは、遷音速解は得られませんでした。これは、実際には、放射がジェットの非結合物質を加速するだけでなく、熱加速などの他の加速剤がなくても加速が効果的であるため、より大きな役割を果たしていることを示しています。プラズマ組成、ディスク内の磁気圧力、光度、降着率、ジェットの形状、ジェットの発射エネルギーなどのさまざまなパラメータに対するジェット変数の依存性の詳細な分析が実行されます。
超輝度は散逸防止につながります
因果関係の原則に違反した場合、参照フレームで散逸するシステムは、別のシステムでは散逸しないように見える可能性があることを示します。対照的に、因果関係が成り立つ場合、1つの参照フレームで減衰する摂動はすべての参照フレームで減衰しますが、1つの参照フレームで不安定なシステムはすべての参照フレームで不安定です。これらのステートメントは、動的な詳細とは関係なく、すべての決定論的場の理論に対して、非線形領域で有効な数学的定理です。現在の結果は、特殊相対性理論と一般相対性理論における散逸のモデル化に関連する概念上の困難を解決および明確化し、サブルミナリティが利用可能な理論と利用不可能な理論の間の究極の境界を設定することを示しています。
| Title |
A_new_first-order_formulation_of_the_Einstein_equations_exploiting_analogies_with_electrodynamics |
| Authors |
H._Olivares,_I._M._Peshkov,_E._R._Most,_F._M._Guercilena,_L._J._Papenfort |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05282 |
アインシュタイン方程式とマクスウェル方程式はどちらも双曲型方程式のシステムであり、進化全体を通じて一連の楕円制約を満たす必要があります。ただし、電気力学（EM）と電磁流体力学（MHD）は、これらの制約を適用でき、曲線座標、非構造化メッシュ、またはN体シミュレーションに簡単に適用できる多数の進化スキームの恩恵を受けていますが、これらの手法の多くはできません。アインシュタイン方程式の既存の定式化に直接適用できます。アインシュタイン方程式の3+1の定式化を開発します。これは、相対論的MHDの方程式および材料媒体のEMと非常によく似ています。この定式化の基本的な変数は、フレームフィールド、それらの外微分、およびNester-Witten形式とSparling形式です。これらは、電磁4ポテンシャル、電磁界強度、電磁界励起、および電流の役割を反映しています。経過関数とシフトベクトルの役割は、スカラー電位の役割に正確に対応しています。私たちがdGREM（微分形式、一般相対性理論、電磁気学）と名付けた定式化は、明らかに一次で磁束が控えめであるため、高解像度の衝撃捕捉スキームや有限要素法に適しています。外部導関数の連立方程式として導出されるため、任意の座標系および非構造化メッシュに直接適用でき、Yeeアルゴリズムや制約付きトランスポートなどのマシン精度制約伝播手法の使用に適した自然な離散化につながります。。これらの特性により、この新しい定式化は、バイナリコンパクトオブジェクトやコア崩壊超新星などの多くの天体物理学システムのシミュレーションや、初期宇宙の宇宙論的シミュレーションに役立つと期待しています。
極端な質量比のインスピレーションからの断熱波形：分析的アプローチ
| Title |
Adiabatic_waveforms_from_extreme-mass-ratio_inspirals:_an_analytical_approach |
| Authors |
Soichiro_Isoyama,_Ryuichi_Fujita,_Alvin_J._K._Chua,_Hiroyuki_Nakano,_Adam_Pound,_Norichika_Sago |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05288 |
重力波検出器LISAの科学的分析には、天体物理学のカーブラックホールの周りのすべての可能な軌道およびスピン構成を広範囲にカバーする極端な質量比のインスピレーション（EMRI）からの理論波形が必要になります。ただし、これらの波形のオンザフライ計算は、パラメータ空間の高次元性をまだ克服していません。この課題に立ち向かうために、分析的な自己力アプローチを使用して、カー時空の一般的な（偏心および傾斜）軌道のユーザー対応EMRI波形モデルを提示します。私たちのモデルは、適度な離心率（$\lesssim0.3$）と分離（最後の安定軌道からの$\gtrsim2$-$10M$）まで、任意の傾斜とブラックホールスピンを持つすべてのEMRIを正確にカバーします。その体制では、波形は主要な「断熱」次数で正確であり、重力波の位相に大きな影響を与える一時的な自己力の共振をほぼキャプチャします。このモデルは、進行中のデータ分析研究における広範な波形の緊急の必要性を満たし、その個々のコンポーネントは、将来の科学に適した波形で引き続き有用です。
