サブミリ波銀河の倍率バイアスを使用して導出された銀河団の質量密度プロファイル
| Title |
Galaxy_cluster_mass_density_profile_derived_using_the_submillimetre_galaxies_magnification_bias |
| Authors |
L._Fernandez,_M.M._Cueli,_J._Gonz\'alez-Nuevo,_L._Bonavera,_D._Crespo,_J.M._Casas_and_A._Lapi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05422 |
この研究では、SMGに倍率バイアスを生成するレンズとして機能する銀河団の数十から数百の平均質量密度プロファイルを研究し、さまざまな豊かさの範囲でそれらに関連する質量と濃度を推定したいと思います。背景サンプルは、ハーシェルによって観測された1.2<z<4.0（〜2.3での平均赤方偏移）のSMGで構成され、前景サンプルは、0.05<z<0.8（平均赤方偏移）の測光赤方偏移でSDSSIIIから抽出された銀河団で構成されています。〜0.38で）。測定値は、SMGとクラスターのペアを積み重ねて、Davis-Peebles推定量を使用して相互相関関数を推定することによって取得されます。この方法論により、高い半径方向の分解能で、広範囲の角度スケール（z=0.38の場合は約2〜250秒角または約10〜1300kpc）の質量密度プロファイルを導出できます。すべてのスケールで単一の質量密度プロファイルにデータを適合させることは不可能であることがわかります。外側の部分については、推定平均質量は$M_{200c}=5.8$から$51.5\times10^{13}M_\odot$に増加し、集中度パラメーターはC=0.74から1.74に増加します。小規模地域では、得られた平均質量は$M_{200c}=3-4\times10^{13}M_\odot$付近で変動し、平均C〜4です。総平均質量は、クラスターカタログから推定されたM-R関係と完全に一致しています。中央銀河ハローの推定平均C値は、従来のM-C関係と一致していますが、外側部分の濃度は低いことがわかります。さらに、R値が低くなるとCが減少します。これは、銀河群が緩和されたシステムとは見なされないことを示していると考えられます。最後に、クラスターハローの優位性と中央銀河ハロー（〜100kpc）の間の遷移で、信号が系統的に不足していることに気付きます。この機能は、さまざまなカタログや方法論を使用した以前の研究にも存在しますが、説明されることはありません。
個々のレンズ質量推定値による銀河団数のカウント：ユークリッドの予測
| Title |
Galaxy_cluster_number_counts_with_individual_lensing_mass_estimates:_forecasts_for_Euclid |
| Authors |
E._Artis,_J-B_Melin,_J._G._Bartlett,_and_C._Murray |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05432 |
徐々に、$\Lambda$CDMモデルは観測データによって挑戦され始めます。今後の宇宙論的調査により、検出される銀河団の数が数桁増加するでしょう。したがって、まもなく、クラスターは宇宙論に多大な制約を与え、構造形成の理解を深めるでしょう。ただし、将来のEuclidのようなカタログを分析するには、信頼できるフレームワークが必要です。個々の質量に基づいてクラスター尤度を構築し、このフレームワーク内でEuclidのパフォーマンスを予測します。弱いレンズ効果の質量推定に整合フィルターを使用し、一連のシミュレーションでその特性をモデル化します。フラッグシップN体シミュレーションを使用して、ユークリッドのようなサンプルの予想されるクラスター質量分布をエミュレートし、それに対して統計フレームワークをテストします。このマッチフィルタリングフレームワーク内で観測可能な質量関係の共同キャリブレーションが可能であることを証明します。
積み重ねられた弱い重力レンズ効果とドップラーレンズ効果による宇宙の質量分布のマッピング
| Title |
Mapping_the_cosmic_mass_distribution_with_stacked_weak_gravitational_lensing_and_Doppler_lensing |
| Authors |
Md_Rasel_Hossen,_Sonia_Akter_Ema,_Krzysztof_Bolejko_and_Geraint_F._Lewis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05439 |
ダークマターハローは、物質分布の中で最も密度の高いピークを表しています。逆に、宇宙のボイドは宇宙の密度の低いパッチです。宇宙の質量分布を調べるには、遠方の光源の形状を微妙に変える弱い重力レンズ効果や、固有速度によって物体の見かけのサイズと大きさを変えるドップラーレンズ効果など、さまざまなアプローチが必要です。この作業では、重力レンズ効果とドップラーレンズ効果の両方を採用して、宇宙のボイド/ハロー内およびその周辺の基礎となる物質の分布を研究します。相対論的な$N$-bodyコード\texttt{gevolution}を使用して、質量摂動を生成し、レイバンドル法の設計に依存する新しいレイトレーシングコードを開発します。ハロー質量とボイド半径の3つのカテゴリーを考慮し、ボイド/ハローの周りに弱いレンズ効果とドップラーレンズ効果の信号を積み重ねることによって宇宙論的情報を抽出します。この論文の結果は、重力とドップラーレンズ効果の両方を組み合わせて質量分布をマッピングする最適な戦略は、赤方偏移の範囲$z\約0.3-0.4$に焦点を当てるべきであることを示しています。この論文の推奨事項は、将来の分光学的調査はこれらの赤方偏移に焦点を合わせ、重力およびドップラーレンズ技術を利用して、宇宙ウェブ全体、特に宇宙ボイド内の基礎となる物質分布に関する情報を抽出することです。これは、進行中または将来の低赤方偏移分光調査のための補完的な宇宙論的分析を提供する可能性があります。
ビッグバン後の1Gyrのラジオラウドクエーサー付近での直接ブラックホールシード崩壊の条件
| Title |
Conditions_for_direct_black_hole_seed_collapse_near_a_radio-loud_quasar_1_Gyr_after_the_Big_Bang |
| Authors |
Roderik_A._Overzier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05446 |
z〜6での発光クエーサーとそれらの超大質量ブラックホールの観測は、それらが初期宇宙の高密度物質のピークで形成されたことを示唆している。しかし、理論の予測とは明らかに対照的に、クエーサーが宇宙密度のピークにあるという決定的な証拠を発見した研究はほとんどありません。ここでは、z=5.8のラジオラウドクエーサーSDSSJ0836+0054が驚くほど豊富な銀河構造の一部である可能性があるという新しい証拠を提示します。この結論は、以前に文献で報告された多くの発見を組み合わせることによって達成されます：Bosmanetal。（2020）3つのコンパニオン銀河の赤方偏移を取得し、Zhengetal。によって発見されたi-dropoutの過密度を確認しました。（2006）。この構造を、z〜6-7のフィールドの他のクエーサーや大きな過密領域の近くで見つかったものと比較することにより、SDSSJ0836+0054フィールドがこれらの赤方偏移で知られている最も密度の高い構造の1つであることを示します。分光学的コンパニオンの1つは、スピッツァー3.6um画像での明確な検出に基づく、非常に巨大な星形成銀河（logM_*/M_sun〜10.3）です。これは、クエーサーフィールドが1つではなく、少なくとも2つのまれな巨大な暗黒物質ハロー（logM_halo/M_sun>12）をホストしていることを示唆しています。これは、少なくとも20の銀河過密度に対応します。若い電波源の特性について説明します。SDSSJ0836+0054の環境は、少なくとも定性的には、最近の理論によれば、巨大なブラックホールシードの直接崩壊に拍車をかけた可能性のある条件のタイプに似ていると結論付けます。
メートル法とパラティーニ定式化におけるヒッグスインフレのツリーレベルのユニタリー性
| Title |
Tree-level_unitarity_in_Higgs_inflation_in_the_metric_and_Palatini_formulation |
| Authors |
Asuka_Ito,_Wafaa_Khater_and_Syksy_Rasanen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05621 |
Ricciスカラーに非最小結合された標準モデルHiggsダブレットのツリーレベルの$2\to2$散乱振幅を計算します。重力のメートル法とパラティーニ定式化の両方を考慮します。一般的なバックグラウンドフィールド値の部分波ユニタリー限界を見つけます。電弱真空の場合、結果は以前の作業と一致しています。メートル法の場合は$\simM_\text{Planck}/\xi$で、$\simM_\text{Planck}/\ではツリーレベルのユニタリー性に違反しています。パラティーニの場合はsqrt{\xi}$。ただし、以前の作業とは対照的に、メトリックの場合、ユニタリー性の制限は、インフレの大きなフィールドのバックグラウンドでも$\simM_\text{Planck}/\xi$にあることがわかります。ユニタリー性違反のエネルギーを、インフレ時に関連する尺度と比較します。また、Palatini定式化の$\xi$の直接コライダー制限$\xi<2.5\times10^{31}$も計算します。
正確な時間依存性を備えたEFTofLSSからのBOSSフルシェイプ解析
ビッグバン元素合成（BBN）を使用して、$\Lambda$CDM内の1つのループで、ビッグバン元素合成（BBN）を使用して、大規模構造の有効場理論からBOSS銀河の2点関数の完全な形状を再分析します。ループの時間依存性におけるアインシュタイン・ド・シッター（EdS）近似、および効果的な赤方偏移を想定する代わりに、BOSSサンプルに対する赤方偏移の選択を適切に考慮します。EdS近似による宇宙論的パラメーターの事後確率の有意なシフトは見られませんが、効果的な赤方偏移近似による原始パワースペクトルの$\log$振幅のわずかな違いが見られます。EdS近似に関しては、$\Lambda$CDMおよび$w$CDMのDESIのようなボリュームのシミュレーションで、BBNを事前に使用して同じ結論が当てはまることを確認します。対照的に、おおよその効果的な赤方偏移を想定するために、進行中および将来の大規模調査のための赤方偏移の選択に関する体系的な評価を提唱します。
ホログラフィックダークエネルギーの存在下でのインフレ時代
| Title |
Inflationary_epoch_in_the_presence_of_holographic_dark_energy |
| Authors |
Paola_C._M._Delgado,_Alexander_Ganz,_Chunshan_Lin |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05760 |
ホログラフィックとダーク放射の両方の成分を考慮に入れて、単一フィールドのスローロールインフレーションにおけるホログラフィックダークエネルギーモデルの効果を分析します。特に、バックグラウンドの進化を取得し、スカラーとテンソルのパワースペクトルを計算します。スカラーセクターの場合、曲率摂動のパワースペクトルには、標準の単一フィールドの結果と、$\Omega_{\rmhde}/\epsilon$に比例する補正が含まれることを示します。ここで、$\Omega_{\rmhde}$はホログラフィックコンポーネントと$\epsilon$の分数密度は、最初のスローロールパラメーターです。この修正は、インフレ段階の最初の段階で1のオーダーであり、急速に減衰する可能性があります。これにより、インフレの最初のeフォールド中に地平線を横切ったモードにのみ関連します。原始重力波の場合、スペクトルインデックスは重力子の質量項から補正を受け、テンソルモードの質量に応じて青く傾く可能性があります。
QCDアクシオン凝集塊形成の新しいシナリオI：線形解析
QCDアクシオンは、QCD相転移の周りのQCD問題の非摂動的効果を通じてポテンシャルを獲得します。この期間中に、アクシオンとQCDの問題の間の直接相互作用が始まります。この直接相互作用の影響に焦点を当て、ペッチェイ・クイン（PQ）対称性がすでに壊れていてもアクシオンミニクラスターが形成される可能性がある2つのシナリオを提案します。インフレ中。
重力波バックグラウンド検索に対するLIGO-Virgoバイナリの影響
LIGO-Virgoによって現在調査されているバイナリ母集団が、原始重力波の背景の将来の検索に与える影響を調査します。観測されたイベント率とブラックホール集団の単純なモデリングを使用して、バイナリによって生成された前景を推定します。フォアグラウンドから個別に解決可能なバイナリを減算し、フィッシャー分析を利用して、べき乗則の統合処方と同様の感度曲線を導き出します。この改善された治療にもかかわらず、将来の実験の範囲は依然として深刻な影響を受けることがわかります。
天王星の深部内部における組成対流
| Title |
Compositional_Convection_in_the_Deep_Interior_of_Uranus |
| Authors |
Dustin_J._Hill,_Krista_M._Soderlund_and_Stephen_L._W._McMillan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05371 |
天王星と海王星は、太陽系の他の巨大惑星とは異なる特性を共有していますが、特に相対的な内部熱流束においても互いに異なります。海王星は、天王星が放出する熱量の約10倍の熱を放出するだけでなく、太陽から吸収するエネルギーに対する相対的な放出熱量も大きく異なり、天王星に匹敵し、海王星のすべての巨大惑星の中で最大です。その結果、天王星の内部で熱対流が発生するかどうかは疑わしいです。ただし、固有の磁場の存在は、内部の流体運動が存在する必要があることを意味します。ここでは、大きな有機ネットワークの形成または深部内部でのダイヤモンドの沈殿に関連する水素の放出によって引き起こされる組成対流について考察します。対流駆動が熱源と組成源の間で変化し、回転によって強く制約されないように十分に活発である一連の数値回転対流モデルを使用して、この仮説をテストします。ほとんどの場合、天王星型惑星のような帯状の流れが発達し、3つのバンドが、高緯度での逆行赤道ジェットと順行ジェットによって特徴付けられます。大規模な循環セルも発達し、赤道面に沿って極大値を示す傾向がある熱および質量流束につながります。したがって、熱浮力と組成浮力によって駆動される対流のこの類似性は、天王星の最小の内部熱流にもかかわらず、天王星と海王星が同様の内部ダイナミクスを持つことを予測し、したがって、両方の天王星が同等の磁場を持っている理由を説明するかもしれません。
星間天体の新しい天文フロンティア
ヴェラC.ルービン天文台の時空のレガシー調査（LSST）の今後の開始により、恒星間天体（ISO）の発見率が大幅に向上します。「オウムアムアとボリソフは、太陽系で確認された最初の2つのISOでしたが、最初の星間流星は以前に発見された可能性があります。オウムアムアとボリソフ彗星の特性について議論し、太陽近傍のサイズの関数として予想されるISOの存在量を調査します。予想されるISOの存在量を、オールトの雲内のオブジェクトの存在量と比較し、ISOを生成するために必要な星ごとの質量バジェットについて結論を出します。また、太陽系内の境界軌道に、その誕生星団と野外の両方からISOが捕捉される可能性についても調査します。ISOが惑星系間でプレバイオティクスまたは生物材料を輸送する可能性を調べます。地球、月、中性子星と衝突するISOの特徴、および恒星食調査で太陽系オブジェクトからISOを区別する可能性を検討します。最後に、LSSTの差し迫った出現により、ISOの起源を明らかにする多数の統計や、エキゾチックな現象への洞察を提供するまれなISOの発見など、ISO研究の分野にもたらされる利点について説明します。新しく設立されたガリレオプロジェクトの2つの支部のうちの1つは、新しい検索を実行し、追跡観測を設計することによって、「オウムアムア」のようなISOの性質についてさらに学ぶことを目指しています。
光学的二次日食と位相変動の均一な検索と分析による\ textit {Kepler}の最も熱い小さな惑星の調査
| Title |
Probing_the_\textit{Kepler}_hottest_small_planets_via_homogeneous_search_and_analysis_of_optical_secondary_eclipses_and_phase_variations |
| Authors |
Vikash_Singh,_A._S._Bonomo,_G._Scandariato,_N._Cibrario,_D._Barbato,_L._Fossati,_I._Pagano,_A._Sozzetti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05716 |
最も好ましい超短周期（USP）（$P<1$〜d）サブネプチューン（$R_{p}<4R_{\oplus}$）$\textit{Kepler}$とK2によって観察され、それらの性質をよりよく理解することを目的としています。最初に、予想される掩蔽信号に基づいて、16個の$\textit{Kepler}$およびK2USPサブネプチューンを選択しました。スライディング線形フィッティングと、必要に応じてガウス過程回帰に基づくより洗練されたアプローチを使用して、$\textit{Kepler}$光度曲線の星の変動を除外しました。以前の研究からの情報とガイア視差の知識を使用して、ベイズフレームワークにおける一次通過、二次食、および位相変動を同時にモデル化しました。Kepler-10b（$13\sigma$）、Kepler-78b（$9.5\sigma$）、およびK2-141b（$6.9\sigma$）の日食を確認し、K2-312b（$2.2\sigma$）の証拠はわずかです。）。K2-106b（$3.3\sigma$）、K2-131b（3.2$\sigma$）、Kepler-407b（$3.0\sigma$）の新しい検出、およびK2-229b（2.5$\sigma$）のヒントを報告します。K2-229bとK2-312bを除くすべてのターゲットについて、信頼水準が$2\sigma$よりも高い位相曲線の変動も見つかります。2つのUSP惑星、すなわちケプラー-10bとケプラー78bは、無視できない夜間放射を示しています。これは、両方の惑星の夜側への非効率的な熱再分配を伴うマグマオーシャン世界のシナリオに疑問を投げかけています。ケプラー78システムの若さと小さな惑星軌道の分離のために、惑星はまだ昼から夜の側に熱を伝導することができる衝突する二次大気を保持するかもしれません。代わりに、日中のガス放出マグマオーシャンの存在と古いホスト星の低高エネルギー照射により、ケプラー-10bは最近形成された衝突二次大気を構築して保持することができた可能性があります。
GASKAP-HIパイロット調査科学I：小マゼラン雲におけるHI放出のASKAPズーム観測
| Title |
GASKAP-HI_Pilot_Survey_Science_I:_ASKAP_Zoom_Observations_of_HI_Emission_in_the_Small_Magellanic_Cloud |
| Authors |
N._M._Pingel,_J._Dempsey,_N._M._McClure-Griffiths,_J._M._Dickey,_K._E._Jameson,_H._Arce,_G._Anglada,_J._Bland-Hawthorn,_S._L._Breen,_F._Buckland-Willis,_S._E._Clark,_J._R._Dawson,_H._D\'enes,_B.-Q._For,_Tyler_J._Foster,_J._F._G\'omez,_H._Imai,_G._Joncas,_C.-G._Kim,_M.-Y._Lee,_C._Lynn,_D._Leahy,_Y._K._Ma,_A._Marchal,_D._McConnell,_M.-A._Miville-Desch\^enes,_V._A._Moss,_C._E._Murray,_D._Nidever,_J._Peek,_S._Stanimirovi\'c,_L._Staveley-Smith,_E._M._di_Teodoro,_T._Tepper-Garcia,_C._D._Tremblay,_L._Uscanga,_J._Th._van_Loon,_E._V\'azquez-Semadeni,_J._R._Allison,_C._S._Anderson,_Lewis_Ball,_M._Bell,_D._C.-J._Bock,_J._Bunton,_F._R._Cooray,_T._Cornwell,_B._S._Koribalski,_N._Gupta,_D._B._Hayman,_L._Harvey-Smith,_K._Lee-Waddell,_A._Ng,_C._J._Phillips,_M._Voronkov,_T._Westmeier,_M._T._Whiting |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05339 |
オーストラリアのスクエアキロメーターアレイパスファインダー（ASKAP）とパークス（ムリヤン）のデータを組み合わせて、小マゼラン雲（SMC）に関連する中性水素（HI）放出の最も感度の高い詳細なビューを示します。銀河系オーストラリアスクエアキロメーターアレイパスファインダー（GASKAP）パイロット調査。これらのGASKAP-HIパイロット観測は、初めて、分子ガスや塵などの星間物質の他の重要なトレーサーと同様の物理的スケールでSMCのHIを明らかにします。結果として得られるイメージキューブは、0.98kms$^{-1}$スペクトルチャネルあたり1.1K（1.6mJy/ビーム）のrmsノイズレベルを持ち、角度分解能は30$''$（$\sim$10pc）です。$\sim$25deg$^2$の視野全体に広がる放射を正確に回復するために、コンピューティングクラスター全体に効率的に分散されたジョイントデコンボリューションアプローチを利用するキャリブレーションスキームとカスタムイメージングパイプラインについて説明します。データ製品の概要を説明し、全スペクトル範囲にわたってグローバル伝達関数を導出することにより、角度分解能の関数としてのノイズ特性や表現された空間スケールなど、いくつかの側面を特徴づけます。個々のスペクトルチャネルの予備的な空間パワースペクトル分析は、密度分布のべき乗則の性質が10pcのスケールまで拡張されることを明らかにします。流出する高速雲の特性を以前のASKAP+ParkesHIテスト観測と比較することにより、これらのデータの科学的可能性を強調します。
アンドロメダ銀河のハローへの低金属量の冷たいガスの流入
| Title |
Inflow_of_low-metallicity_cool_gas_in_the_halo_of_the_Andromeda_galaxy |
| Authors |
Andrea_Afruni,_Gabriele_Pezzulli,_Filippo_Fraternali |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05343 |
アンドロメダ銀河（M31）は、私たち自身の天の川に最も近い$L^{\ast}$銀河として、銀河の進化を研究するための理想的な実験室です。AMIGAプロジェクトは最近、M31の銀河系媒体（CGM）の低温（$T\sim10^4$K）相の観測を、$\sim40$バックグラウンドQSO視線に沿ったHST/COS吸収スペクトルを使用して提供しました。銀河ビリアル半径を超えて。これらのデータに基づいて、半解析モデルとベイズ推定を使用して、M31のクールなCGMの起源とダイナミクスの物理的な説明をここに提供します。2つの競合するシナリオを調査します。このシナリオでは、（i）冷ガスは主に超新星（SN）駆動の銀河流出によって生成されるか、（ii）主に銀河間物質からのガスの流入に起因します。どちらの場合も、重力の影響と、宇宙論的に動機付けられた角運動量を持つ高温コロナとの流体力学的相互作用を考慮に入れています。モデルの出力を、AMIGA吸収体の観測された被覆率、シリコンカラム密度、および速度分布と比較します。観察結果を説明するために、流出シナリオではSNフィードバックに非物理的に大きな（>100\％）効率が必要であることがわかりました。一方、私たちの落下モデルは、AMIGAの観測を一貫して説明することができ、予測された降着率、角運動量、および金属量は、銀河間媒体からの宇宙論的落下と一致しています。
SDSS-IV MaStar：MaNGAステラライブラリの理論的大気パラメータ
| Title |
SDSS-IV_MaStar:_Theoretical_Atmospheric_Parameters_for_the_MaNGA_Stellar_Library |
| Authors |
Lewis_Hill_(1),_Daniel_Thomas_(1_and_2),_Claudia_Maraston_(1),_Renbin_Yan_(3),_Justus_Neumann_(1),_Andrew_Lundgren_(1),_Daniel_Lazarz_(3),_Yan-Ping_Chen_(4),_Michele_Cappellari_(5),_Jon_A._Holtzman_(6),_Julie_Imig_(6),_Katia_Cunha_(7_and_8),_Guy_Stringfellow_(9),_Dmitry_Bizyaev_(10_and_11),_David_R._Law_(12),_Keivan_G._Stassun_(13),_Niv_Drory_(14),_Michael_Merrifield_(15),_Timothy_C._Beers_(16)_((1)_Institute_of_Cosmology_and_Gravitation,_University_of_Portsmouth,_UK,_(2)_School_of_Mathematics_and_Physics,_University_of_Portsmouth,_UK,_(3)_Department_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Kentucky,_USA,_(4)_New_York_University_Abu_Dhabi,_Abu_Dhabi,_United_Arab_Emirates,_(5)_Department_of_Physics,_University_of_Oxford,_UK,_(6)_Department_of_Astronomy,_New_Mexico_State_University,_USA,_(7)_Observat\'orio_Nacional/MCTIC,_Brazil,_(8)_Steward_Observatory,_University_of_Arizona,_USA,_(9)_Center_for_Astrophysics_and_Space_Astronomy,_University_of_Colorado,_USA,_(10)_Apache_Point_Observatory_and_New_Mexico_State_University,_USA,_(11)_Sternberg_Astronomical_Institute,_Moscow_State_niversity,_Russia,_(12)_Space_Telescope_Science_Institute,_USA,_(13)_Vanderbilt_University_Physics_and_Astronomy_Dept,_USA,_(14)_McDonald_Observatory,_The_University_of_Texas_at_Austin,_USA,_(15)_School_of_Physics_and_Astronomy,_University_of_Nottingham,_UK,_(16)_Department_of_Physics_and_JINA_Center_for_the_Evolution_of_the_Elements,_University_of_Notre_Dame,_USA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05347 |
APO（MaNGA）恒星ライブラリーでのMappingNeighborhoodGalaxyの最終リリースのために、基本的な恒星パラメーターの有効温度、表面重力、および鉄の存在量（T$_{\rmeff}$、logg、[Fe/H]）を計算します。（MaStar）、中解像度（$R\sim1800$）および高S/N（中央値=96）で24,290個のユニークな星の59,266回の訪問スペクトルを含みます。完全なスペクトルフィッティングコードpPXFを使用して、MARCSとBOSZ-ATLAS9の両方によるモデル大気からの理論スペクトルを観測されたMaStarスペクトルにフィッティングします。さらに、マルコフ連鎖モンテカルロ（MCMC）手法を使用してベイズアプローチを採用し、パラメーター空間をマッピングして不確実性を取得します。もともとこの論文では、MaStar観測とガイア測光をクロスマッチさせています。これにより、信頼できる事前確率を設定し、恒星進化論に従って外れ値を特定することができます。パラメータの決定と並行して、対応する星の種族モデルを計算し、各星の進化段階のパラメータの信頼性をテストします。さらに、太陽やベガなどの標準星のパラメーターを決定し、高解像度分光法（APOGEEおよびSEGUE）および低解像度マッチングテンプレート（LAMOST）から文献で決定されたパラメーターと比較することにより、手順を評価します。異なる方法論と文献調査のS/Nを考慮した比較は、すべての場合に有利です。MaStarの最終的なパラメータカタログは、次の範囲をカバーしています。$2592\leq$T$_{\rmeff}\leq32983\;$K;$-0.7\leq$logg$\leq5.4\;$dex;$-2.9\leq$[Fe/H]$\leq1.0\;$dexで、2021年12月の最後のSDSS-IVデータリリースで利用可能になります。
ほとんどの静止銀河で予測される高分子ガスとダストの質量比
| Title |
High_Molecular-Gas_to_Dust_Mass_Ratios_Predicted_in_Most_Quiescent_Galaxies |
| Authors |
Katherine_E._Whitaker,_Desika_Narayanan,_Christina_C._Williams,_Qi_Li,_Justin_S._Spilker,_Romeel_Dav\'e,_Mohammad_Akhshik,_Hollis_B._Akins,_Rachel_Bezanson,_Neal_Katz,_Joel_Leja,_Georgios_E._Magdis,_Lamiya_Mowla,_Erica_J._Nelson,_Alexandra_Pope,_George_C._Privon,_Sune_Toft,_Francesco_Valentino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05349 |
冷たい分子ガス貯留層の観測は、巨大な銀河における星形成の停止を理解するために重要です。ダスト連続体は効率的で手頃なトレーサーですが、この方法は、「通常の」分子ガスとダストの質量比、$\delta_{\mathrm{GDR}}$、通常は100のオーダーの仮定に依存しています。深い塵の連続体観測における静止銀河の最近のヌル検出は、冷たいガスと塵が急速に枯渇または放出された状況を裏付けています。この研究では、別の実行可能な説明を提示します。単位恒星質量あたりの星形成が低い銀河のかなりの部分が、極端な$\delta_{\mathrm{GDR}}$比を持つと予測されています。\textsc{simba}宇宙論シミュレーションで$0<z<3$でシミュレートされた巨大な静止銀河は、$>$4桁拡張する$\delta_{\mathrm{GDR}}$値を持っていることを示します。ほとんどのシミュレートされた静止銀河の塵は、分子ガスが枯渇するよりもはるかに速く破壊され、補充することはできません。星形成から静止状態への移行は、星形成プロセスを介したダスト形成を停止し、その後、超新星ショックと高温プラズマに埋め込まれたダスト粒子の熱スパッタリングによってダストが破壊されます。この時点以降、モデルのダスト成長率は、金属量が高いにもかかわらず、ダスト質量の$>$3桁の損失を克服して、通常の値$\delta_{\mathrm{GDR}}$に戻るのに十分ではありません。私たちの結果は、単一の観測指標を使用して、エキゾチックな比率と通常の比率を確実に事前に選択することは簡単ではないことを示しています。これらのシミュレーションは、ミリメートルの設備でテストできる強力な予測を行います。
z = 9-11の銀河の星の種族について：初期の金属の成長と星の質量
| Title |
On_the_Stellar_Populations_of_Galaxies_at_z=9-11:_The_Growth_of_Metals_and_Stellar_Mass_at_Early_Times |
| Authors |
Sandro_Tacchella,_Steven_L._Finkelstein,_Micaela_Bagley,_Mark_Dickinson,_Henry_C._Ferguson,_Mauro_Giavalisco,_Luca_Graziani,_Norman_A._Grogin,_Nimish_Hathi,_Taylor_A._Hutchison,_Intae_Jung,_Anton_M._Koekemoer,_Rebecca_L._Larson,_Casey_Papovich,_Norbert_Pirzkal,_Sofia_Rojas-Ruiz,_Mimi_Song,_Raffaella_Schneider,_Rachel_S._Somerville,_Stephen_M._Wilkins,_L._Y._Aaron_Yung |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05351 |
初期の銀河の星の質量の化学的濃縮と成長を制約するために、$z=9-11$（3つの分光学的確認）で11個の明るい（$H<26.6$）銀河の詳細な星の種族分析を提示します。さまざまな星形成履歴（SFH）、柔軟なダスト減衰法則、および輝線の自己無撞着モデリングを備えた、柔軟なベイズスペクトルエネルギー分布（SED）フィッティングコードプロスペクターを使用します。このアプローチにより、さまざまな事前分布が結果にどのように影響するか、および残りのフレームの紫外線から光の波長のみをプローブするデータを使用して、ダストの減衰、恒星の年齢、金属量、輝線の間の縮退をどれだけうまく解消できるかを評価できます。比較的大きな星形成銀河（$9<\log（M_{\star}/M_{\odot}）について、観測された紫外線スペクトル勾配の中央値$\beta=-1.87_{-0.43}^{+0.35}$を測定します。<10$）、これらの恒星の質量で$z=4$から$z=9-10$への変化がないことと一致しており、急速な濃縮を意味します。私たちのSED適合結果は、サブリニアスロープ（$0.7\pm0.2$）と$3-10〜\mathrm{Gyr}^{-1}$の特定の星形成率を持つ星形成主系列星と一致しています。ただし、恒星の年齢とSFHはそれほど制約されていません。異なるSFH事前分布を使用すると、$\sim50-150$Myrの質量加重年齢の中央値を区別できません。これは$z\sim9$での$z_{50}\sim10-12$の50\％形成赤方偏移に対応します。これらのシステムの動的タイムスケールの順序の。重要なのは、SFHの事前分布が異なるモデルは、データを同じようにうまく適合させることができるということです。現在の観測データは、これらの$z=9-11$銀河の質量蓄積タイムスケールを厳密に制約することはできないと結論付け、SFHと一致する結果は、$z>での時間とともに宇宙SFR密度の浅いおよび急な増加の両方を意味します。10ドル。
COMAPCOライン強度マッピングミッションとLy {\ alpha}銀河調査の相乗効果：観測データのボクセルベースの分析で初期宇宙を調査する方法
| Title |
Synergies_between_the_COMAP_CO_Line_Intensity_Mapping_mission_and_a_Ly{\alpha}_galaxy_survey:_How_to_probe_the_early_universe_with_voxel_based_analysis_of_observational_data |
| Authors |
Marta_B._Silva,_Bernhard_Baumschlager,_Kieran_A._Cleary,_Patrick_C._Breysse,_Dongwoo_T._Chung,_H{\aa}vard_T._Ihle,_Hamsa_Padmanabhan,_Laura_C._Keating,_Junhan_Kim,_and_Liju_Philip |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05354 |
LineIntensityMapping（LIM）は、私たちの宇宙を観察し、特徴づけるための新しい手段を提供します。COマッピングアレイプロジェクト（COMAP）で取得したものなど、COスペクトル線のLIMデータが利用可能になりつつあります。COMAPデータを使用して、宇宙の再電離のエポック（EoR）の最終段階（$z<8.0$）から$z\sim2.5$までの宇宙の分子ガス含有量を調べることができます。この作業では、ホビーの可視面積分フィールド複製可能ユニット分光器（VIRUS）を使用したLAE銀河の観測から得られる追加情報を考慮して、COMAPデータから高赤方偏移銀河のボクセルレベルの統計的制約を導出する可能性を検討します。エバリー望遠鏡（HET）。一連の処方箋を使用してIllustrisTNG300銀河形成シミュレーションを後処理し、COおよびLy$\alpha$線の光度を一貫して決定します。異なる線の処方は、VLAhigh-zCO調査による現在の観測によると、CO線の光度の不確実性にまたがり、Ly$\alpha$放射を観測LAE光度関数と互換性があるように設定します。$（300\、{\rmMpc}）^3$のボリュームで、2つの調査の模擬観測値を生成します。次に、これらを使用して、データ分析の方法論を策定およびテストし、CO排出量に対するCOMAPの制約を予測します。マスキング、スタッキング、ボクセル強度分布（VID）、およびその他の統計の組み合わせを使用します。VIRUS/HETと組み合わせて、COMAPパスファインダー調査のボクセルレベルの分析により、$z\sim3$からのCO信号を検出および特性評価し、$z\sim6$信号の現在の制約を改善し、$z\sim3$での明るいCO（1-0）放出と、CO放出の赤方偏移の進展を調べます。この研究は、検出の重要性を改善し、ノイズの多いLIMデータの解釈を支援するために、LIMと銀河調査の間の相乗効果の可能性を示しています。
大マゼラン雲が天の川伴銀河の軌道極に及ぼす影響について
| Title |
On_the_Effect_of_the_Large_Magellanic_Cloud_on_the_Orbital_Poles_of_Milky_Way_Satellite_Galaxies |
| Authors |
Marcel_S._Pawlowski,_Pierre-Antoine_Oria,_Salvatore_Taibi,_Benoit_Famaey_and_Rodrigo_Ibata |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05358 |
大マゼラン雲（LMC）の落下によって引き起こされた天の川（MW）ハローの反射運動と歪みは、LMC軌道極に向かって暗黒物質ハロー粒子の過剰な軌道極をもたらすことが示されました。これは、MWの衛星平面である広大な極構造（VPOS）に沿って共軌道を回るというMW衛星銀河の観測された選好を説明するのに役立つことが示唆されました。LMC落下シミュレーションから推測されるガラクトセントリック距離に依存するシフトについて、MW衛星の位置と速度を修正することによってこのアイデアをテストします。これにより、主にLMCが原因である場合、観測された軌道極のクラスター化が大幅に減少するはずですが、代わりに、強力なクラスター化が維持されていることがわかります。MW-LMCのような相互作用の独自のシミュレーションで最初の研究の結果を確認し、それを使用して、このシナリオでVPOSを説明できない2つの理由を特定します。（1）軌道極の強化が非常に穏やかです（$\sim10\％$）は、実質的に観測された強化（$\sim300\％$）と比較して、（2）シミュレーション粒子の特定の角運動量に非常に敏感であり、より高い角運動量粒子は最も影響を受けません。シミュレートされたダークマターハロー内の粒子は、より放射状の軌道（より低い角運動量）に従う傾向があるため、それらの軌道極は、より接線速度（より高い角運動量）を持つオブジェクトよりも、LMCの落下によって引き起こされる位置と速度の小さなオフセットの影響を受けやすくなります。MWを取り巻く観測された矮星銀河など。したがって、VPOSの起源は説明されていないままです。
赤外暗黒雲の天体化学的モデリング
| Title |
Astrochemical_Modelling_of_Infrared_Dark_Clouds |
| Authors |
Negar_Entekhabi,_Jonathan_C._Tan,_Giuliana_Cosentino,_Chia-Jung_Hsu,_Paola_Caselli,_Catherine_Walsh,_Wanggi_Lim,_Jonathan_D._Henshaw,_Ashley_T._Barnes,_Francesco_Fontani,_Izaskun_Jim\'enez-Serra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05379 |
赤外線暗黒雲（IRDC）は、星間物質の冷たくて密度の高い領域であり、大規模な星や星団の形成の初期条件を表す可能性があります。したがって、IRDCの物理的および化学的条件を調べて、制約と入力を提供することが重要です。これらのプロセスの理論モデル。複数の分子と分子イオンの観測された存在量を天体化学モデルの予測と比較することにより、大規模なIRDCG28.37+00.07のさまざまな領域で、天体化学条件、特に宇宙線イオン化率（CRIR）と化学年齢を決定することを目指しています。密度、温度、CRIR、および視覚的消滅のパラメーター空間を体系的に調査するガス粒子ネットワークを使用して、一連の単一ゾーンの天体化学モデルを計算しました。また、宇宙線が当たったときの粒子の一時的な加熱で達成されるCO氷結合エネルギーと温度の選択の影響を調査しました。さまざまな星形成活動があることが知られているIRDC全体で10の位置を選択しました。中赤外線（MIR）消光マップとサブmm発光マップを利用して、存在量と体積密度の推定に必要なこれらの領域の質量表面密度を測定しました。サブmm発光マップは、温度の測定にも使用されました。次に、さまざまなトレーサーのIRAM-30m観測を使用して、カラム密度、したがって存在量を推定しました。CO、HCO$^+$およびN$_2$H$^+$の存在量の推定値を使用して、$\zeta\sim10^{-18}$から$\sim10の比較的低いCRIRを持つ天体化学モデルとの一貫性を見つけます。^{-17}\：{\rms}^{-1}$、星形成活動のレベルによる系統的な変動の証拠はありません。天体化学の年齢は1Myr未満であることがわかっています。これらの結果における体系的な不確実性の潜在的な原因と、IRDCの進化の歴史および天体化学モデルに対する全体的な影響について説明します。（arXivの要約）
GAlaxy Lightプロファイル畳み込みニューラルネットワーク（GaLNets）。 I.数十億の銀河サンプルの高速で正確な構造パラメータ
| Title |
GAlaxy_Light_profile_convolutional_neural_NETworks_(GaLNets)._I._fast_and_accurate_structural_parameters_for_billion_galaxy_samples |
| Authors |
R._Li,_N._R._Napolitano,_N._Roy,_C._Tortora,_F._La_Barbera,_A._sonnenfeld,_Chen._Q,_S._Liu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05434 |
地上と宇宙からの次世代の大空調査では、進化を研究するために基本的な構造パラメータが必要な最大数十億の銀河を観測します。これは、地上での観測では、限られた点像分布関数（PSF）を見ると複雑になり、銀河の固有の光プロファイルに強く影響するという難しい作業です。銀河の表面輝度の高速で正確な分析を実行するために、銀河のS{\'e}rsicプロファイルパラメーターを導出するための「教師あり」畳み込みニューラルネットワーク（CNN）ツールのファミリーを開発しました。この作業では、このファミリの最初の2つのGalaxyLightプロファイル畳み込みニューラルネットワーク（GaLNets）を紹介します。1つ目は銀河画像のみを使用してトレーニングされ（GaLNet-1）、2つ目は銀河画像と「ローカル」PSF（GaLNet-2）の両方を使用してトレーニングされました。2つのCNNは、高品質の地上観測用のパスファインダーデータセットとして、Kilo-DegreeSurvey（KiDS）からの公開データのサブセットでテストされています。2つのCNNの結果を、同じものに対して導出された構造パラメーター（つまり、合計の大きさ$mag$、有効半径$R_{\rmeff}$、およびS{\'e}rsicインデックス$n$）と比較しました。「標準的な」PSF畳み込みS{\'e}rsicフィッティングツールの代表としての2DPHOTによる銀河。比較では、適切な事前分布が採用されている場合、GaLNet-2は2DPHOTの精度に達する可能性がありますが、GaLNet-1は「ローカル」PSFの情報を見逃しているため、パフォーマンスがわずかに低下します。計算速度に関しては、両方のGaLNetは標準的な方法よりも3桁以上高速です。地上ベースの銀河表面測光へのCNNのこの最初のアプリケーションは、CNNが、VeraRubin/LSST、Euclidミッション、中国宇宙ステーション望遠鏡などの調査から予想されるように、銀河光プロファイルの非常に大きなサンプルのパラメトリック分析を実行する有望なツールであることを示しています。
N体シミュレーションからの禁止された天の川の代理
| Title |
A_barred_Milky_Way_surrogate_from_an_N-body_simulation |
| Authors |
T._Tepper-Garcia,_J._Bland-Hawthorn,_E._Vasiliev,_E._Athanassoula,_O._Gerhard,_A._Quillen,_P._McMillan,_K._Freeman,_G.F._Lewis,_R._Teyssier,_S._Sharma,_M.R._Hayden,_and_S._Buder |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05466 |
全体的な質量分布、ディスクの運動学、中央のバーのプロパティなど、そのプロパティの多くを再現する、禁止された天の川（MW）銀河のN体モデルを提示します。Ramsesコードを使用して実行される高解像度（N〜10^8粒子）シミュレーションは、AGAMAフレームワーク内で構築された軸対称非平衡構成から始まります。これは、暗黒物質ハロー、恒星円盤、バルジの利用可能な最良のパラメーターによって定義されたMWの自己無撞着な動的モデルです。既知の（恒星およびガス）ディスク質量（4.5x10^10Msun）およびR〜2.2R_d（f_d〜0.3〜0.6）でのディスク質量分率の場合、質量制限が低いとハッブル時間でバーが生成されません。ここで採用されている高い質量制限により、約2Gyr以内に、正しい質量（〜10^10Msun）、サイズ（〜5kpc）、およびピークパターン速度（〜40-45km/s/kpc）のボックス/ピーナッツバーが生成されます。以前の作業と一致して、バー形成のタイムスケールはf_dに反比例します（つまり、log[T/Gyr]〜0.60/f_d-0.83for1<f_d<0.3）。ディスクの半径方向の加熱は強力ですが、以前の主張とは対照的に、ボックス/ピーナッツのバルジ構造の外側のディスクの垂直方向の加熱は無視できることがわかります。合成禁止MWは、最近の推定と一致して、バーパターン速度のゆっくりとした低下（約-2km/s/kpc/Gyr）を除いて、長期的な安定性を示します。私たちのモデルが天の川を示している場合、バーは3〜4Gyr前に最初に出現したと推定されます。
星の種族におけるAGN誘発金属損失の兆候
| Title |
Signatures_of_AGN_induced_metal_loss_in_the_stellar_population |
| Authors |
A._Camps-Fari\~na,_S._F._Sanchez,_L._Carigi,_E._A._D._Lacerda,_R._Garcia-Benito,_D._Mast,_L._Galbany_and_J._K._Barrera-Ballesteros |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05487 |
AGNがそれらのホスト銀河の進化に影響を与えると予想される1つの方法は、流出を介して金属含有量を除去することです。この記事では、CALIFA銀河の化石記録技術を使用して、AGNがホスト銀河の化学的濃縮に影響を与える可能性があることを示す結果を示します。サンプル内のすべての銀河の化学濃縮履歴を、それらが金属量の値の低下を示すかどうかに関して分類しました。現在AGNをホストしている銀河は、静止状態のサンプルと比較して、金属含有量のこの低下を示す可能性が高いことがわかります。星形成の状態でサンプルを分離すると、星形成銀河は金属量が低下する可能性は低くなりますが、これらが現れるとさらに深く減少することがわかります。この振る舞いは、スターバーストによって引き起こされた元のガスの流入または銀河の流出のいずれかの影響の証拠である可能性があり、どちらも金属量の低下を引き起こす可能性があります。
宇宙ボイドにおける活動銀河核の存在量
宇宙空間における活動銀河核（AGN）の存在量は、文献では比較的調査されていませんが、AGN活動の環境依存性とAGN-ホスト共進化に新たな制約を与える可能性があります。適度に明るいAGNと明るいAGNの赤方偏移範囲0.2〜0.7について、SDSSデータリリース12から光学的に選択された宇宙ボイドの最大サンプルの1つでAGNの割合を調査しました。有効ボイド半径によって与えられるボイドサイズに基づいて、内側と外側のボイド領域を分離しました。距離<0.6Reffの銀河を内部ボイドメンバーとして分類し、間隔0.6<R/Reff<1.3の銀河を外部ボイド銀河として分類しました。z>0.42で、内側のボイド（4.9+-0.7）％の平均割合が外側のボイド（3.1+-0.1）％よりも高いことがわかりました。これは、環境依存性を明確に示しています。この結論は、より狭いボイド中心の距離ビンでデータをさらに分離し、z>0.42の場合に内側から外側のボイドへのAGN活動の有意な減少を測定したときに確認されました。低赤方偏移（z<0.42）では、3つのビンのうち2つについて、内側と外側の領域の環境への依存度が非常に弱いことがわかります。2つのより高い赤方偏移ビンで観察されたそれらの外側の対応物と比較してボイド中心に近い低密度領域のより高い割合は、ボイド内で1対1レベルでより効率的な銀河相互作用が発生する可能性があることを示唆していると主張します。より高い速度分散によるより高密度の環境。それはまた、ボイドまたはいくつかの固有のホストまたはボイド環境特性におけるあまり目立たないラム圧力ストリッピングを示している可能性があります。
PAHの進化への窓としてのオリオンバー
| Title |
Orion_Bar_as_a_window_to_the_evolution_of_PAHs |
| Authors |
Maria_S._Murga,_Maria_S._Kirsanova,_Dmitry_S._Wiebe,_and_Paul_A._Boley |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05583 |
UKIRT、スピッツァー、ISO、およびSOFIA望遠鏡からのアーカイブ測光および分光観測を使用して、OrionBar光解離領域における中赤外線（IR）発光を調査します。具体的には、いくつかの場所で3.3、3.4、3.6、6.6、7.7、11.2〜$\mu$mの発光バンドのフラックス密度と、1つの場所で3〜45〜$\mu$mのスペクトルを考慮します。電離源からの距離による変化から明らかなように、外部条件に敏感なバンドフラックス比の振る舞いを研究します。中赤外発光は主に多環芳香族炭化水素（PAH）から発生し、3.4〜$\mu$mでの弱い発光特性は、余分な水素原子を含むPAH（H-PAH）に関連していると仮定して、PAH進化のモデルを使用した比率。つまり、さまざまなサイズ、水素化、およびイオン化状態のPAHの母集団が、その寿命にほぼ等しい時間間隔でOrionBar全体でどのように変化するかを推定します。得られたPAHのアンサンブルは、対応する合成スペクトルとバンドフラックス密度を計算するためにさらに使用されます。このモデルは、比率$I_{3.6}/I_{11.2}$、$I_{7.7}/I_{11.2}$、$I_{7.7}/I_{3.6}$、および$I_{3.3の主な機能を十分に説明しています。}/I_{3.4}$。PAHのC損失が炭素原子の数$N_{\rmC}=60$によって制限され、3.4〜$\mu$mのバンドが実際にH-PAHに起因します。大きな陽イオンがPDRの表面で優勢であるが、小さな中性PAHと陰イオンが分子雲のより深いところに豊富にあることを確認します。
MeerKAT銀河団レガシー調査I.調査の概要とハイライト
| Title |
The_MeerKAT_Galaxy_Cluster_Legacy_Survey_I._Survey_Overview_and_Highlights |
| Authors |
K._Knowles,_W._D._Cotton,_L._Rudnick,_F._Camilo,_S._Goedhart,_R._Deane,_M._Ramatsoku,_M._F._Bietenholz,_M._Br\"uggen,_C._Button,_H._Chen,_J._O._Chibueze,_T._E._Clarke,_F._de_Gasperin,_R._Ianjamasimanana,_G._I._G._J\'ozsa,_M._Hilton,_K._C._Kesebonye,_K._Kolokythas,_R._C._Kraan-Korteweg,_G._Lawrie,_M._Lochner,_S._I._Loubser,_P._Marchegiani,_N._Mhlahlo,_K._Moodley,_E._Murphy,_B._Namumba,_N._Oozeer,_V._Parekh,_D._S._Pillay,_S._S._Passmoor,_A._J._T._Ramaila,_S._Ranchod,_E._Retana-Montenegro,_L._Sebokolodi,_S._P._Sikhosana,_O._Smirnov,_K._Thorat,_T._Venturi,_T._D._Abbott,_R._M._Adam,_G._Adams,_M._A._Aldera,_E._F._Bauermeister,_T._G._H._Bennett,_W._A._Bode,_D._H._Botha,_A._G._Botha,_L._R._S._Brederode,_S._Buchner,_J._P._Burger,_T._Cheetham,_D._I._L._de_Villiers,_M._A._Dikgale-Mahlakoana,_L._J._du_Toit,_et_al._(95_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05673 |
MeerKATの多数のアンテナは、8kmにまたがり、1kmのコアが密集しており、広範囲の角度スケールにわたって高感度で、広域調査用の強力な機器を作成します。MeerKAT銀河団レガシー調査（MGCLS）は、115個の銀河団のロングトラックMeerKATLバンド（900-1670MHz）観測のプログラムであり、完全偏波でそれぞれ$\sim$6-10時間観測されます。このペーパーで利用可能になった最初のレガシー製品データリリース（DR1）には、MeerKATの可視性、$\sim$8"の解像度の基本的な画像キューブ、および$\sim$8"と15"の解像度の拡張スペクトルおよび偏光画像キューブが含まれています。フル解像度MGCLS画像製品の一般的な感度は$\sim$3-5{\mu}Jy/beamです。基本的なキューブはフルフィールドでスパンは4deg^2です。強化された製品は内側の1.44deg^2で構成されています。一次ビーム用に補正された視野。調査は$\sim$10'スケールまでの構造に完全に敏感であり、広い帯域幅によりスペクトルおよびファラデー回転マッピングが可能です。209kHzの解像度でのHIマッピングは$0<z<で実行できます。0.09$および$0.19<z<0.48$。このホワイトペーパーでは、調査とDR1製品の概要を、使用上の注意事項を含めて説明します。調査の初期結果を、本質的な科学的価値と機能の強調の両方について示します。これらのデータをさらに調査するために、これらには一次ビーム補正が含まれます完全な調査のための$\sim$626,000ソースのコンパクトソースカタログ、およびAbell209とAbellS295のコンパクトソースのための光学/赤外線クロスマッチカタログ。Abell209のクラスター中心半径の関数としてのダスト不偏星形成率を調べ、99個の拡散クラスターソース（56個は新しい）のカタログを提示します。そのうちのいくつかは適切な特性を持っていません。また、現在のパラダイムに挑戦し、4つのターゲットのHI研究からの最初の結果を提示する電波銀河のいくつかを強調します。
9577および9632オングストローム拡散星間バンドのキャリアとしてのC60陽イオン：VLT / Xシュータースペクトルからのさらなるサポート
| Title |
C60_Cation_as_the_Carrier_of_the_9577_and_9632_Angstrom_Diffuse_Interstellar_Bands:_Further_Support_from_the_VLT/X-Shooter_Spectra |
| Authors |
T.P._Nie,_F.Y._Xiang,_Aigen_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05769 |
100年以上前に最初に検出されて以来、光学および近赤外波長範囲の遠方の星に対して見られる数百の広い吸収特性のセットである、神秘的な拡散星間バンド（DIB）はほとんど未確認のままです。気相バックミンスターフラーレンイオン（C60+）の実験的吸収スペクトルと9632、9577、9428、および9365オングストロームでの4つのDIB（および程度は低いが弱いDIB9348オングストローム）は、有望なキャリアとしてC60+を提案しています。ただし、C60+の識別に反対する議論は残っており、主に9632および9577DIBの強度比の大きな変動に関係しています。この作業では、ESOVLT/XシューターアーカイブデータでこれらのDIBを検索し、25個の星のサンプルで9632、9577、9428、および9365オングストロームのDIBを特定します。9428および9365オングストロームDIBはノイズが多すぎて信頼できる分析ができませんが、9632および9577オングストロームDIBは明確に検出され、地電流水蒸気吸収を補正した後、それらの相関関係を使用してそれらの起源を調べることができます。この目的のために、9632オングストロームDIBへの恒星MgII汚染が無視できるほど小さい、9つの高温のO型またはB0型の星のサブサンプルを選択します。星間雲の密度との一般的な相関関係を排除するために赤化によって正規化した後、それらの等価幅は、厳密で正の相関関係を示すことがわかります。これは、9632および9577オングストロームDIBのキャリアとしてC60+をサポートします。
オリオン座の原始星のVLA / ALMA初期ディスクおよび多重度（VANDAM）調査V.原始星の多重度の特性評価
| Title |
The_VLA/ALMA_Nascent_Disk_and_Multiplicity_(VANDAM)_Survey_of_Orion_Protostars_V._A_Characterization_of_Protostellar_Multiplicity |
| Authors |
John_J._Tobin_(NRAO),_Stella_S._R._Offner_(Texas),_Kaitlin_M._Kratter_(Arizona),_S._Thomas_Megeath_(Toldeo),_Patrick_D._Sheehan_(Northwestern),_Leslie_W._Looney_(Illinois),_Ana_Karla_Diaz-Rodriguez_(Manchester),_Mayra_Osorio_(IAA),_Guillem_Anglada_(IAA),_Sarah_I._Sadavoy_(Queen's_U.),_Elise_Furlan_(IPAC/Caltech),_Dominique_Segura-Cox_(MPE,_Texas),_Nicole_Karnath_(SOFIA),_Merel_L._R._van_'t_Hoff_(Michigan),_Ewine_F._van_Dishoeck_(Leiden),_Zhi-Yun_Li_(Virginia),_Rajeeb_Sharma_(Oklahoma,_Copenhagen),_Amelia_M._Stutz_(Concepcion),_Lukasz_Tychoniec_(ESO) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05801 |
328個の原始星に向けたALMA0.87〜mmおよびVLA9〜mmの連続体調査を使用して、オリオン分子雲の原始星の多重度を特徴付けます。これらの観測は、$\sim$20〜auの小さな投影空間分離に敏感であり、最大10$^4$〜auのソース分離を潜在的なコンパニオンと見なします。オリオン原始星の全体的な多重度（MF）とコンパニオンフラクション（CF）は、20〜10$^4$〜auの分離を考慮すると、それぞれ0.30$\pm$0.03と0.44$\pm$0.03です。MFとCFは、各原始星の周りの若い星の表面密度に基づく確率論的スキームを使用して、関連付けられていない若い星による潜在的な汚染について補正されます。コンパニオン分離分布は全体として二重ピークであり、太陽型のフィールドスターの分離分布と一致していませんが、フラットスペクトル原始星の分離分布は一貫した太陽タイプのフィールドスターです。ペルセウス座の星形成領域の多重度統計とコンパニオン分離分布は、オリオン座のものと一致しています。$\sim$100〜auと$\sim$10$^3$〜auでのクラス0分離で観測されたピークに基づいて、分離$<$500〜auの倍数は、ディスクの断片化と乱流の断片化の両方によって生成される可能性が高いと主張します。移行を伴う場合、$\ga$10$^3$〜auにあるものは、主に乱流の断片化に起因します。また、MF/CFは、YSO密度の高い領域で、クラス0からフラットスペクトル原始星まで100〜10$^3$〜au上昇する可能性があることもわかりました。この発見は、コンパニオンが$>$10$^3$〜auから$<$10$^3$〜auに移行した証拠であり、10$^3$から10$^4$〜auの間の一部のコンパニオンは（またはなる）束縛されていない。
原始惑星系円盤のガス質量の効果的な尺度としてのC $ ^ {18} $ O放出
| Title |
C$^{18}$O_emission_as_an_effective_measure_of_gas_masses_of_protoplanetary_disks |
| Authors |
Maxime_Ruaud,_Uma_Gorti_and_David_Hollenbach |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05833 |
観測されたCOアイソトポログライン放出の多くの天体化学モデルは、以前はH$_2$、したがってディスクガス質量の優れた代理測定値と見なされていましたが、炭素および酸素気相存在量の大きな偏差を支持し、深刻な気相CO枯渇はそれを貧弱にすることを主張しますマストレーサー。ここでは、C$^{18}$O線放出がガス質量の効果的な尺度であり、その複雑な化学的性質にもかかわらず、HDよりも優れたトレーサーである可能性があることを示します。私たちのモデルは、星間物質（C/H）に特徴的な炭素と酸素の存在量を使用して、最近のALMA調査とTWHyaディスクからのC$^{18}$O放出を$\sim2-3$の係数内で再現できます。$=1.4\times10^{-4}$;O/H$=3.2\times10^{-4}$）異常な化学処理を呼び出す必要はありません。静水圧平衡を考慮したガスとダストのディスク構造の計算と、粒子のCO変換の処理は、ディスクの質量とCOの枯渇に関する非常に異なる結論の主な原因です。以前の研究と同様に、$\sim1-2$の気相C/Oは、TWHyaディスクからの観測された炭化水素放出を説明できることがわかりました。しかし重要なことに、COアイソトポログの放出はC/O比の影響をわずかしか受けないことがわかりました。したがって、C$^{18}$O放出は、数倍以内にしか不確実なディスク質量の推定値を提供すると結論し、C$^{18}$Oからガスディスク質量を取得するための簡略化されたモデリング手順について説明します。輝線。
星形成における磁場：すべてのDCF推定の完全な編集
| Title |
Magnetic_fields_in_star_formation:_a_complete_compilation_of_all_the_DCF_estimations |
| Authors |
Junhao_Liu_(EAO),_Keping_Qiu_(NJU),_and_Qizhou_Zhang_(CfA) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05836 |
Davis-Chandrasekhar-Fermi（DCF）法は、磁場の向きの統計から磁場の強さを推定する間接的な方法を提供します。偏極ダスト放出観測からの以前のすべてのDCF推定値を編集し、Liuetal。の新しいDCF補正係数を使用して選択したサンプルの磁場強度を再計算します。（2021年）。磁場のスケールは、体積密度が$B\propton^{0.57}$であることがわかります。ただし、観測された$B-n$関係の推定べき乗則指数には大きな不確実性があり、理論モデルの$B-n$関係と比較できない場合があります。カラム密度の増加に伴って磁気ウイルスパラメータが減少する（つまり、臨界値の単位で質量対フラックス比が増加する）という明確な傾向がサンプルに見られます。これは、磁場が低密度で重力を支配するが、より高い密度での重力。この発見はまた、磁束が両極拡散または磁気再衝突のためにより高いカラム密度で散逸し、より高い密度での質量の蓄積が磁力線に沿った質量流による可能性があることを示しています。サンプルには、サブAlfv\'{e}nic状態とスーパーAlfv\'{e}nic状態の両方があり、平均状態はほぼtrans-Alfv\'{e}nicです。
NGC3351の中央キロパーセクにおける分子ガス特性とCOから$ \ mathrm {H_2} $への変換係数
| Title |
Molecular_Gas_Properties_and_CO-to-$\mathrm{H_2}$_Conversion_Factors_in_the_Central_Kiloparsec_of_NGC_3351 |
| Authors |
Yu-Hsuan_Teng,_Karin_M._Sandstrom,_Jiayi_Sun,_Adam_K._Leroy,_L._Clifton_Johnson,_Alberto_D._Bolatto,_J._M._Diederik_Kruijssen,_Andreas_Schruba,_Antonio_Usero,_Ashley_T._Barnes,_Frank_Bigiel,_Guillermo_A._Blanc,_Brent_Groves,_Frank_P._Israel,_Daizhong_Liu,_Erik_Rosolowsky,_Eva_Schinnerer,_J._D._Smith,_Fabian_Walter |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05844 |
COから$\rm{H_2}$への変換係数（$\alpha_\rm{CO}$）は、銀河の分子ガスと星形成を研究するために重要です。$\alpha_\rm{CO}$の値は銀河内および銀河間で変化することがわかっていますが、これらの変化を引き起こす特定の環境条件は完全には理解されていません。$\sim$kpcスケールでの以前の観測では、NGC3351を含むいくつかの棒渦巻銀河の中心で$\alpha_\rm{CO}$の値が低いことが明らかになりました。$^の新しいALMAバンド3、6、および7の観測を示します。NGC3351の内側の$\sim$2kpcにある100pcスケールの{12}$CO、$^{13}$CO、およびC$^{18}$Oライン。複数ラインの放射伝達モデリングとベイジアンを使用尤度分析では、$\rm{H_2}$密度、運動温度、線幅あたりのCOカラム密度、およびピクセルごとのCOアイソトポログ存在量を推測します。私たちのモデリングは、中央の${\sim}$1kpcに$2{-}3\times10^3$$\rm{cm^{-3}}$の密度と高温の主要なガス成分が存在することを意味します。核の近くとバー駆動の流入に接続する接触点の近くで30$-$60Kの。$\rm{CO}/\rm{H_2}$の存在量が$3\times10^{-4}$であると仮定すると、分析の結果、$\alpha_\rm{CO}{\sim}0.5{-}2.0$$\が得られます。rm{M_\odot\、（K〜km〜s^{-1}〜pc^2）^{-1}}$は減少傾向にあり、中央の$\sim$1kpcにガラクトセントリック半径があります。流入は大幅に低い$\alpha_\rm{CO}<0.1$$\rm{M_\odot\、（K〜km〜s^{-1}〜pc^2）^{-1}}$、流入の乱流またはせん断によって引き起こされる光学的厚さが浅いことが原因である可能性があります。領域全体で、これにより、強度で重み付けされた$\alpha_\rm{CO}$が${\sim}1.5$$\rm{M_\odot\、（K〜km〜s^{-1}〜pc）になります。^2）^{-1}}$。これは、kpcスケールでの以前のダストモデリングベースの結果と同様です。これは、一部の棒渦巻銀河の中心でkpcスケールの$\alpha_\rm{CO}$が低いのは、棒渦巻銀河の流入における光学的厚さの低いCO放出の寄与による可能性があることを示唆しています。
超発光X線パルサーM51ULX7のスピン、スペクトル、超公転周期の進化
| Title |
Evolution_of_the_spin,_spectrum_and_super-orbital_period_of_the_ultraluminous_X-ray_pulsar_M51_ULX7 |
| Authors |
Murray_Brightman,_Matteo_Bachetti,_Hannah_Earnshaw,_Felix_F\"urst,_Marianne_Heida,_Gian_Luca_Israel,_Sean_Pike,_Daniel_Stern,_Dominic_J_Walton |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05342 |
M51ULX7は、既知の超発光X線パルサー（ULXP）の小さなグループの1つです。線源に動力を供給する中性子星は、2.8秒の自転周期を持ち、2日の周期でその伴星を周回し、38日の超軌道周期はそのX線光度曲線で明らかです。ここでは、ソースがピーク輝度に近づいたときに取得された2019年のソースに関するNuSTARおよびXMM-Newtonデータを示します。2018年に以前に検出されて以来、3$\pm0.5\times10^{-10}$ss$^{-1}$の速度でスピンアップした脈動を検出します。データは、最初の高値も提供します。ソースの高品質ブロードバンドスペクトル。他のULXPと非常によく似ており、2つのディスクのようなコンポーネントと、高エネルギーのテールがあります。2018年に取得されたXMM-Newtonデータと組み合わせると、超軌道位相を持つスペクトル成分の進化を調査し、より高温の成分の光度が超軌道フラックス変調を駆動することを発見します。ディスクコンポーネントの傾きは位相とともに変化するように見えます。これは、これらの超軌道周期がディスク歳差運動によって引き起こされるという考えを支持している可能性があります。また、3年間のSwift/XRTモニタリングで超公転周期を再検討し、周期が変動し、2018年から2019年の38.2$\pm0.5$日から2020年の44.2$\pm0.9$日に増加することを発見しました。--2021、これは超公転周期の代替説明を除外します。
導関数を使いこなす：典型的な集団Bの活動銀河における連続体とH $ \ beta $放出の診断
| Title |
Taming_the_derivative:_diagnostics_of_the_continuum_and_H$\beta$_emission_in_a_prototypical_Population_B_active_galaxy |
| Authors |
Swayamtrupta_Panda,_Edi_Bon,_Paola_Marziani,_Natasha_Bon |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05378 |
タイプ1活動銀河核（AGN）NGC5548の連続体とH$\beta$光度曲線の分析に関する予備的な結果を報告します。H$\beta$とH$\beta$の間の傾向に浅い兆候があることに気づきました。連続体の光度。CLOUDY光イオン化シミュレーションを使用して、この観測されたH$\beta$放出傾向の回復を、大きな連続フラックスの増加への応答として試みます。このソースに適したブロードライン領域（BLR）からのH$\beta$放出をモデル化するために、物理パラメータ空間の広い範囲を調査します。この研究では、一定密度の単一雲モデルアプローチを採用し、上昇するAGN連続体に関してH$\beta$放出の観測された浅化を正常に回復します。私たちのモデリングでは、ローカルBLR雲密度に制約を与え、H$\beta$残響マッピングの推定値と一致するBLR距離（連続体ソースから）を回復することができます。さらに、観察された傾向の回復に対するBLRカバーファクターとそのサイズの影響について説明します。
急速に回転する中性子星の半径と慣性モーメントの進化効果
新しく生まれたミリ秒マグネターは、いくつかのガンマ線バースト（GRB）、特に長続きするX線プラトー放射を示すものの中心的なエンジンであると考えられています。磁場方程式を解くことにより、マグネターの回転速度が崩壊限界に近づくと、マグネターがスピンダウンするにつれて、その半径$R$と慣性モーメント$I$が明らかに変化することがわかります。一方、$R$と$I$の値は、中性子星（NS）の状態方程式（EoS）とNSバリオン質量の採用に敏感に依存します。さまざまなEoSとバリオン質量を考慮すると、磁気双極子放射の光度（$L_{\rmdip}$）は、1〜2桁以内で変動する可能性があります。したがって、GRBのX線プラトーデータを使用して発生期のNSの特性を診断する場合、EoSとNSの質量情報を同時に制約されたパラメーターとして呼び出す必要があることをお勧めします。一方、$R$と$I$の進化により、$L_{\rmdip}$の時間的動作はより複雑になります。たとえば、スピンダウンプロセスが磁場の歪み（$\epsilon\proptoB_{p}^{2}$）によって引き起こされるNS非対称性による重力波放出によって支配されている場合、セグメント$L_{\rmdip}\proptot^{0}$の後に$L_{\rmdip}\proptot^{-\gamma}$が続きます。$\gamma$は3より大きくなります。この場合、いわゆる内部Xを自然に解釈できます。-一部のGRB残光に見られる光線プラトーの特徴。これは、プラトーに続く急激な減衰がNSの崩壊に不必要に対応していることを意味します。これは、いくつかの内部X線プラトーの後に、フレアと2番目の浅いプラトーによって現れる遅い時間の中央エンジン活動が続く理由を説明している可能性があります。
| Title |
Redshift_evolution_of_the_Amati_relation:_calibrated_results_from_the_Hubble_diagram_of_quasars_at_high_redshifts |
| Authors |
Yan_Dai,_Xiao-Gang_Zheng,_Zheng-Xiang_Li,_He_Gao,_and_Zong-Hong_Zhu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05544 |
ガンマ線バースト（GRB）は、Ia型超新星（SNeIa）と宇宙マイクロ波背景放射の補完的なプローブとして長い間提案されており、主に高赤方偏移宇宙の拡大履歴を調査します。距離。それらは明確な物理的説明を欠いていますが、GRBを標準光源にするために、GRBの等方性エネルギー/光度といくつかの直接検出可能なスペクトル/時間特性との間の多くの経験的相関が提案されています。観測されたGRB率は低赤方偏移で急速に低下するため、これらの相関関係の宇宙論に依存しないキャリブレーションが妨げられます。真円度の問題を回避するために、SNIaデータは通常、低赤方偏移領域（SNIaサンプルの赤方偏移範囲によって制限される）のGRBの光度関係を較正し、それを高赤方偏移領域に外挿するために使用されます。このアプローチは、GRBの光度関係に赤方偏移が発生しないという仮定に基づいています。この作業では、このような仮定をテストするために、赤方偏移の範囲が$0.5<z<5.5$の完全なクエーサーサンプルを使用することをお勧めします。クエーサーサンプルを異なる赤方偏移ビンを持ついくつかのサブサンプルに分割し、各サブサンプルを使用して、関連する赤方偏移ビン内のGRBの等方性$\gamma$線等価エネルギーを較正します。新しくキャリブレーションされたデータをフィッティングすることにより、スペクトルピークエネルギーと等方性等価放射エネルギーの間で最も一般的に使用されるアマティ関係が、レッドシフトによる進化を示さない、またはわずかであるという強力な証拠が見つかります。実際、さまざまな赤方偏移では、アマティ関係の係数はさまざまな赤方偏移で0.93\％の最大変動を持つ可能性があり、1$\sigma$の範囲で一致することはありません。
| Title |
Searching_for_gravitationally_lensed_gamma-ray_bursts_with_their_afterglows |
| Authors |
Sheng-Nan_Chen,_Xu-Dong_Wen,_He_Gao,_Kai_Liao,_Liang-Duan_Liu,_Li-Tao_Zhao,_Zheng-Xiang_Li,_Marek_Biesiada,_Aleksandra_Pi\'orkowska-Kurpas,_Shuo_Xiao,_and_Shao-Lin_Xiong |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05552 |
高赤方偏移でのガンマ線バースト（GRB）は、さまざまな質量スケールのオブジェクトによって重力レンズ化されると予想されます。最近の単一の主張に加えて、ガンマ線データのみを使用したレンズ付きGRBはこれまで検出されていません。この論文では、マルチバンド残光データがレンズ付きGRBイベントを検索するための効率的な方法である可能性があることを提案します。標準の残光モデルを使用して、2つの一般的な分析レンズモデル（点質量と特異等温球（SIS）モデル）を想定して、レンズ付き残光光度曲線の特性を計算します。特に、異なるレンズ画像を解像できない場合、それらの信号は所定の時間遅延とともに重ね合わされます。この場合、X線残光には、線形スケールで同様の幅と同様のスペクトルのいくつかのX線フレアが含まれている可能性があり、光学残光光度曲線は再明るくなる兆候を示します。後で到着する画像の光度曲線は対数時間スケールで圧縮および変形されるため、時間遅延が大きいほど（つまり、レンズの質量が大きいほど）、レンズ効果を特定しやすくなります。光学残光のアーカイブデータを分析し、時間遅延$\sim$500秒のレンズ付きGRB（130831A）の1つの潜在的な候補を見つけましたが、ガンマ線およびX線バンドでのこのイベントの観測はレンズ効果をサポートしていないようです仮説。将来的には、全天モニタリングガンマ線検出器とマルチバンド空調査プロジェクトの協力により、この論文で提案された我々の方法は、強力にレンズ化されたGRBを検索するのにより効率的になるでしょう。
1ゾーンハドロンレプトン時間依存モデルを使用したブレーザースペクトルに対する外部光子場の影響の研究
| Title |
Studying_the_influence_of_external_photon_fields_on_blazar_spectra_using_a_one-zone_hadro-leptonic_time-dependent_model |
| Authors |
Michael_Zacharias |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05596 |
ニュートリノとブレーザーとの最近の関連は、相対論的陽子と周囲の軟光子場との効率的な相互作用を必要とします。ただし、ニュートリノと並んで、同じソフトフォトンフィールドと相互作用して電子-陽電子対を生成するガンマ線フォトンが生成されます。このカスケードの強さは、さまざまなエネルギーバンドの光子スペクトルに重大な影響を及ぼし、パイ中間子とニュートリノの生成に厳しい制約を課します。この研究では、新しく開発された時間依存の1ゾーンハドロンレプトンコード（OneHaLe）を使用して、陽子-光子相互作用に対する外部熱光子場（降着円盤、ブロードライン領域、およびダストトーラス）の影響について説明します。。定常状態の場合と、放出領域がジェット内を移動する時間依存の場合を示します。このおもちゃの研究の範囲内で、外部フィールドは「通常の」ダブルハンプブレーザースペクトルを混乱させる可能性があります。同様に、移動領域は、以前に見つかった定常状態に到達することなく、ジェットのかなりの部分を横切ります。
無衝突モーメントと散逸性2流体電磁流体力学による一般相対論的プラズマのモデリング
| Title |
Modeling_general-relativistic_plasmas_with_collisionless_moments_and_dissipative_two-fluid_magnetohydrodynamics |
| Authors |
Elias_R._Most,_Jorge_Noronha,_Alexander_A._Philippov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05752 |
相対論的プラズマは、ブラックホール降着、ジェット物理学、中性子星合体、コンパクトオブジェクト磁気圏の研究の中心です。これらのプラズマのダイナミクスと相対論的過渡現象への影響を正確に捉える必要があるにもかかわらず、それらの流体モデリングは通常、一般には当てはまらないいくつかの（過度に）単純化された仮定を使用して行われます。これは、プラズマ内の平均自由行程がシステムサイズと比較して大きく、速度論的効果が重要になり始めた場合に特に当てはまります。文献で使用されている一般的なアプローチを超えて、電子イオンまたは電子陽電子プラズマの研究に適した完全相対論的共変14モーメントベースの2流体システムについて説明します。この一般化されたイスラエル-スチュワートのような運動方程式系は、相対論的ボルツマン-ウラソフ方程式から直接得られます。重要なことに、この新しい定式化は、異方性圧力や熱流束などの非理想的な効果を説明できます。相対論的2流体プラズマは、（潜在的に大きな）非平衡補正を伴う電磁場に結合された単一の流体として再キャストできることを示します。特に、すべての電子の自由度を維持します。これにより、電子の温度と運動量の自己無撞着な進化方程式が提供されます。この論文で概説されている方程式は、ブラックホール降着とコンパクトオブジェクトの周りのフレアリングプロセスで見られる無衝突プラズマの完全な2流体特性、および降着円盤内の弱衝突プラズマに適用可能なBraginskiiのような2流体電磁流体力学を捉えることができます。この新しい定式化は、ブラックホールと中性子星の周りで生成される相対論的過渡現象の次世代シミュレーションの大規模なクラスの構築に役立ちます。
アルゴリズムで選択されたフォーブッシュイベントカタログを使用したフォーブッシュ減少の同時性のテスト
| Title |
Testing_the_Simultaneity_of_Forbush_Decreases_with_Algorithm-Selected_Forbush_Event_Catalogue |
| Authors |
J._A._Alhassan,_O._Okike_and_A._E._Chukwude |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05332 |
X線光子、{\gamma}線バースト、コロナ質量放出（CME）、地表レベルの向上（GLE）、フォーブッシュ減少（FD）などの一時的なイベントの正確な検出と正確なタイミングにより、切断に残る問題が頻繁に発生します。天体物理学の研究のエッジ。FDイベントの選択を自動化する試みとして、統計計算ソフトウェアRに実装された高速フーリエ変換とFD検出アルゴリズムの組み合わせが開発され、最近、マグニチュードとFDイベントのタイミングを計算するために使用されました。本研究で実装されたR-FDコードには、いくつかの異なる計算が含まれています。一部のサブルーチンは、宇宙線（CR）データの小さな過渡強度の減少（最小/ピット）と増加（最大/ピーク）の両方を検出します。他の人は、イベントの振幅、タイミング、および識別されたイベントのカタログを計算します。現在の作業はCRフラックス（FD）の削減に焦点を合わせているため、増加を識別するサブルーチンは無効にされました。マガダン中性子モニター（NM）、230（OuluNM）、および224（InuvickNM）で合計229のFDが日平均データで識別され、4032（Magadan）、4144（Oulu）、および4055（Inuvick）が時間平均で検出されました。。3つのステーションで同時と識別されたFDは、それぞれ合計で1日あたり99、1時間あたりのCR平均で261でした。
太陽系から隣の星へのエイリアンの通信を探す
私たちの銀河は、システムのホスト星を重力レンズ（GL）として使用して、隣接するシステム間の直接リンクによって銀河規模で効率的な通信ネットワークを形成する自己複製プローブによって完全に探索されたという仮説の下で、ウルフ359を識別します。仮定されたエイリアンプローブからの星間通信の検索のための最良のターゲットとして、3番目に近い恒星系。確かに、地球はウルフ359から見た通過惑星であり、これは私たちの惑星が軌道ごとに1回プローブの通信ビームを通過できることを意味します。TRAPPIST-SouthおよびSPECULOOS-Southロボット望遠鏡によって収集された観測に基づいて、太陽系からこの星に放出された光学メッセージを検出する最初の試みを提示します。わずか1Wの発光電力で一定の発光を検出するのに十分な感度がありますが、この検索では結果がnullになりました。GLベースの星間通信方法は、太陽から約550auで始まる、いわゆる「太陽重力線」（SGL）から放射する必要はなく、プローブをより近くに配置できることに注意してください。太陽に対して、SGLに対して中心から外れています。この考察に基づいて、太陽からの距離を維持するためにソーラーセイルを使用すると仮定して、その動きが仮定されたエイリアン送信機の1つと一致する移動物体をデータで検索しました。天王星の軌道まで広がる探査ゾーンに対応するマグニチュード23.5までのそのようなオブジェクトを確実に特定することはできませんでした。
チューリップ：星の生活、インテリア、物理学を理解するためのツール
天体物理学の基本的な目的は、恒星の生命と内部構造を理解することです。この分野の研究は、多くの場合、理論シミュレーションの結果など、天体物理学データの視覚化に依存しています。ただし、この効果に一般的に使用される図は、通常、静的で複雑であり、この分野の新規参入者にとって直感的でない場合や、直感に反する場合もあります。これらの問題のいくつかに対処するために、このペーパーでは、恒星オブジェクトの構造と進化の新しい図とアニメーションを生成するPythonパッケージであるTULIPSを紹介します。TULIPSは、1次元の物理シミュレーションの出力を視覚化し、現在MESAの恒星進化コード用に最適化されています。TULIPSは、このようなシミュレーションに固有の球対称性を利用して、恒星オブジェクトの物理的特性を円の属性として表します。これにより、定量的な情報を保持しながら、恒星オブジェクトの進化、エネルギーの生成と損失のプロセス、構成、および内部プロパティを直感的に表現できます。ユーザーは、出力されたビデオや図を操作できます。TULIPSの機能は、太陽のような星、巨大な星、低金属量の星、および降着する白色矮星を含むサンプルアプリケーションによって紹介されています。TULIPSで生成された図は、ヘルツシュプルングラッセル図およびキッペンハーン図と比較され、それらの利点と課題が説明されています。TULIPSはオープンソースで無料です。研究ツールであるだけでなく、教育や公的支援資料の作成にも使用できます。
モバイルデバイスの一時的な空のリアルタイムアラート
マルチメッセンジャー天文学では、一過性のイベントの追跡観測が非常に重要です。Astro-COLIBRIは、携帯電話のプッシュ通知を介してフレアイベントをリアルタイムでユーザーに通知するツールとして提示され、フォローアップ観測の調整の強化に貢献します。静的データベースとリアルタイムデータベースの両方のRESTAPI、クラウドベースのアラートシステム、およびユーザーのクライアントとしてのiOSとAndroidのWebサイトとアプリで構成されるソフトウェアのアーキテクチャを示します。後者は、関連データの要約を含むグラフィック表現を提供し、世界中の多数の観測所での観測条件の評価とともに、興味深い現象の迅速な識別を可能にします。
SCONEによる初期の超新星光度曲線の測光分類
この作業では、畳み込みニューラルネットワークを使用して光度曲線データを使用してタイプごとに超新星（SNe）を分類する測光分類器、SCONEからの初期の超新星光度曲線の分類結果を示します。SCONEは、最初のアラートの夜から寿命の終わりまで、任意の段階で光度曲線からSNタイプを識別できます。シミュレートされたLSSTSNe光度曲線は、トリガー日から0、5、15、25、および50日後に切り捨てられ、波長および時間空間でガウス過程をトレーニングして波長-時間ヒートマップを作成するために使用されました。SCONEは、これらのヒートマップを使用して、SNタイプIa、II、Ibc、Ia-91bg、Iax、およびSLSN-I間の6方向分類を実行します。SCONEは、赤方偏移の有無にかかわらず分類を実行できますが、赤方偏移情報を組み込むと、各エポックでのパフォーマンスが向上することを示しています。SCONEは、トリガーの日付で75％の全体的な精度（赤方偏移なしで60％）を達成し、トリガーの50日後に89％の精度（赤方偏移なしで82％）を達成しました。SCONEはSNeの明るいサブセット（r<20mag）でもテストされ、トリガーの日付で91％（赤方偏移なしで83％）、トリガーの5日後に95％（赤方偏移なしで94.7％）の精度を生成しました。SCONEは、初期の測光過渡分類問題への畳み込みニューラルネットワークの最初のアプリケーションです。このホワイトペーパー用に開発されたすべてのデータ処理とモデルコードは、github.com/helenqu/sconeにあるSCONEソフトウェアパッケージに含まれています。
高スペクトル分解能マルチトーン宇宙船ドップラー追跡ソフトウェア：アルゴリズムと実装
| Title |
High_spectral_resolution_multi-tone_Spacecraft_Doppler_tracking_software:_Algorithms_and_implementations |
| Authors |
Guifr\'e_Molera_Calv\'es,_Sergei_V._Pogrebenko,_Jan_F._Wagner,_Giuseppe_Cim\`o,_Leonid_I._Gurvits,_Tatiana_M._Bocanegra-Baham\'on,_Dmitry_A._Duev,_Nelson_V._Nunes |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05622 |
VLBIを搭載した電波望遠鏡で観測された宇宙船信号のシングルディッシュデータ処理用のソフトウェアパッケージを紹介します。宇宙船ドップラー追跡（SDtracker）ソフトウェアを使用すると、サブHzの精度でトポセントリック周波数検出を取得し、太陽系の任意の場所にある任意の宇宙船または着陸ビークルの搬送波信号の再構築および残留位相を取得できます。これらのデータ積は、宇宙船のダイナミクスやダウンリンクの送信キャリア周波数の事前モデルを必要とせずに、地上の望遠鏡の非常に安定した発振器を参照として使用して推定されます。このソフトウェアは、さまざまな深宇宙ミッションの複数の観測キャンペーンで広く検証されており、世界中の標準的なVLBI電波望遠鏡によって取得された生のサンプルデータと互換性があります。このホワイトペーパーでは、SDtrackerの数値手法、展開と使用法の技術的操作、および最初のリリース以降に作成されたユースケースと科学的結果の概要について報告します。
47 Tucでの短期間の亜恒星コンパニオンの形成：I。動的モデルと褐色矮星の潮汐捕獲率
| Title |
Forming_short_period_sub-stellar_companions_in_47_Tuc:_I._Dynamical_model_and_brown_dwarf_tidal_capture_rates |
| Authors |
Andrew_J._Winter,_Giovanni_P._Rosotti,_Cathie_Clarke,_Mirek_Giersz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05372 |
球状星団の星は、高密度と低金属量という最も極端な環境で形成され、進化しました。したがって、星や惑星の形成が環境条件にまったく敏感である場合、これは球状星団で明らかであるはずです。観察によると、ホットジュピターは、球状星団47きょしちょう座の中央領域では、野外よりも少なくとも1桁少ないことが示されています。この作業では、低質量の恒星の初期質量関数に対する追加の結果について、文献の主張を調査します。球状星団でX線連星を生成するメカニズムである潮汐捕獲は、褐色矮星（BD）にも適用されます。このプロセスは、トランジット調査で検出できるタイトな恒星BDバイナリを生成します。モンテカルロ動的進化モデルを適用して、全体的なBDキャプチャレートを計算します。キャプチャ数が以前の見積もりよりも少ないことがわかりました。捕獲効率は恒星の質量とともに急激に増加します。つまり、BDと低質量の星が同じ領域を占めるため、質量の分離によって捕獲効率が低下します。この効果の結果は、短期間のコンパニオンフラクションに対する現在の制約が、最初は等しい数のBDと星とわずかに一致したままであるということです。しかし、私たちの調査結果は、47Tucでサンプルを拡張したり、他の球状星団を調査して亜恒星の近くの仲間を探したりすると、これらの環境での亜恒星の初期質量関数に制約が生じる可能性があることを示唆しています。他の球状星団の捕獲率を推定し、47Tucが将来のトランジット調査の有望なターゲットであり続けることを示唆しています。
| Title |
The_In_Situ_Signature_of_Cyclotron_Resonant_Heating |
| Authors |
Trevor_A._Bowen,_Jonathan_Squire,_Stuart_D._Bale,_Ben_Chandran,_Die_Duan,_Kristopher_G._Klein,_Davin_Larson,_Alfred_Mallet,_Michael_D._McManus,_Romain_Meyrand,_J.L._Verniero,_Lloyd_D._Woodham |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05400 |
磁化された乱流の散逸は、太陽コロナや風などの天体物理学的環境における加熱とエネルギー伝達を説明するための重要なパラダイムです。ただし、散逸と加熱の背後にある特定の無衝突プロセスは、測定によって比較的制約されないままです。リモートセンシング観測は、サイクロトロン共鳴加熱と一致する太陽コロナの強い温度異方性の存在を示唆しています。太陽風では、その場での磁場測定によりサイクロトロン波の存在が明らかになり、測定されたイオン速度分布関数はサイクロトロン共鳴の活発な存在を示唆しています。ここでは、イオンサイクロトロン波の存在を、観測された陽子速度分布の共鳴減衰の兆候に直接結び付けるパーカーソーラープローブ観測を紹介します。観測されたサイクロトロン波の母集団は、共鳴準線形拡散によって予測された位相空間分布の平坦化と、イオン-サイクロトロン共鳴スケールでの乱流スペクトルの急峻化の両方と一致することを示します。サイクロトロン共鳴平坦化が弱い測定された速度分布関数では、分布は放出ではなくイオン-サイクロトロン波の減衰の影響をほぼ均一に受けます。これは、分布が観測された波の集団を減衰させる可能性があることを示しています。これらの結果は、太陽風におけるアクティブなサイクロトロン加熱と一致しています。
Kepler-411スター活性：星黒点とスーパーフレアの関係
恒星の磁気活動は、太陽と同じように、星の表面にフレアや斑点の形で現れます。ソーラーケースでは、最大のフレアは大きなアクティブ領域から発生します。この作品では、惑星通過からのスポットモデリングを含む、星ケプラー-411の活動の研究を提示します。私たちの目標は、恒星黒点の領域と、この星によって生成されたスーパーフレアのエネルギーとの関係を探すことでした。Kepler-411は、平均自転周期が10。52日、半径が0.79$R_{\odot}$、質量が0.83$M_{\odot}$のK2Vタイプの星で、ケプラー衛星によって約1年間観測されました。600日。トランジットマッピングにより、半径と温度の推定値を使用して198個の星黒点の特性評価が可能になりました。Kepler-411の恒星黒点の平均半径は$（17\pm7）\times10^3$km、平均気温は$3800\pm700$Kでした。Kepler-411の光度曲線を目視検査すると、65が識別されます。スーパーフレア。検出されたスーパーフレアは8分から260分続き、そのエネルギーは$10^{33}-10^{35}$エルグで変化しました。エネルギーの関数としてのフレア度数分布のべき乗則指数は、Kepler-411のフレアでは（-2.04$\pm$0.13）です。黒点の面積とスーパーフレアのエネルギーの間には、16〜35日ごとの平均を考慮すると正の相関が見られ、21日ごとの平均で最も高い相関が見られました。このタイミングは、おそらくKepler-411スポットの寿命に関連しています。
磁気的に活性なM67準巨星S1063の恒星黒点特性を観測的に制約する
| Title |
Observationally_Constraining_the_Starspot_Properties_of_Magnetically_Active_M67_Sub-Subgiant_S1063 |
| Authors |
Natalie_M._Gosnell,_Michael_A._Gully-Santiago,_Emily_M._Leiner,_Benjamin_M._Tofflemire |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05809 |
磁気活動が恒星進化に与える影響についての私たちの理解は広がり続けています。この影響は準巨星に見られます。準巨星は、準巨星の枝の下にあり、クラスターの色と大きさの図の主系列の赤であると定義されています。ここでは、散開星団M67の典型的な準巨星であるS1063に焦点を当てます。2温度スペクトル分解と光度曲線分析を組み合わせた新しい手法を使用して、複数年の時間枠にわたって恒星黒点の特性を制約します。高解像度の近赤外線IGRINSスペクトルとK2およびASAS-SNからの測光データを使用して、4000$\pm$200Kのスポット温度で32$\pm$7％の予測スポット充填率を見つけます。この値光度曲線に見られる変動性を固定し、S1063のスポット充填率が4年間で20％から45％の範囲であり、平均スポット充填率が30％であることを示しています。これらの値は、一般に測光モデルの比較から決定された値よりも低いですが、それでもS1063、およびおそらく他の準巨星が磁気的に活性な斑点のある星であることを示しています。スポットされた星の観測的および理論的比較は、表面平均有効温度の推定に影響を与える予測されたスポットカバレッジのために微妙な違いがあることがわかります。ここで見られる星黒点の特性は、RSCVnシステムで見られるものと類似しており、サブ準巨星を別のタイプのアクティブな巨星連星システムとして分類することをサポートしています。この技術は、以前の方法よりもはるかに多くの斑点のある星の表面状態を特徴づける可能性を開き、磁気的に活性な星の理論モデルをテストするためのより大規模な将来の研究を可能にします。
ALMAとGSTを使用した黒点の3分間の振動の研究
波と振動は、彩層内でエネルギーを伝播および散逸させることができるだけでなく、伝播する大気の構造に関する情報を伝達するため、重要な太陽現象です。黒点の陰影領域で観測された3分間の振動の性質は、光球の下から上向きの電磁流体力学（MHD）波の伝播の影響であると考えられています。2015年12月17日にアタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）、グード太陽望遠鏡（GST）で取得された約1時間のデータセットを使用して、NOAAAR12470の黒点振動と波の伝播の研究を紹介します。ビッグベアソーラー天文台（BBSO）、ソーラーダイナミクス天文台（SDO）に搭載された大気イメージングアセンブリ（AIA）、およびインターフェイス領域イメージングスペクトログラフ（IRIS）。ALMAデータは、黒点彩層の直接温度測定の時系列を提供するという点で独特です。ALMA画像の2秒のリズムにより、彩層の黒点振動に典型的な3分間をうまく解決することができます。フーリエ解析は、ALMAバンド3（$\sim$100GHz、$\sim$3mm）およびGSTH$\alpha$データセットに適用され、パワースペクトルと発振位相情報を取得します。さまざまな高さの太陽大気の物理的パラメータを調べる複数の波長を組み合わせることにより、波の伝播の特性を分析しました。ALMAの温度変動は、伝播する音波に予想される変動と一致しており、わずかな非対称性が非線形の急峻化を示していることがわかります。
（N + 1）次元時空における単原子流体球の動的不安定性について
このノートでは、（$N$+1）次元のSchwarzschild-Tangherlini時空における流体球のチャンドラセカール不安定性を導き出し、説明のために均一な（均一なエネルギー密度）解を取ります。定性的には、正（負）の宇宙定数の影響により、球が不安定化（安定化）する傾向があります。宇宙定数がない場合、（3+1）次元時空の特権的な位置はそれ自体で明らかになります。単原子の理想的な流体球が重力崩壊の開始をトリガーするために\emph{安定しているが、あまり安定していない}のは\emph{限界次元}であるため。さらに、\emph{正の宇宙定数}で安定した静水圧平衡に対応できるのは\emph{unique}次元です。ただし、観測された現在の宇宙定数を考えると、安定した構成は$10^{20}{\rmMより大きくなることはありません。}_\odot$。一方、（2+1）次元では、ニュートン重力（NG）またはアインシュタインの一般相対性理論（GR）のいずれかのコンテキストで崩壊することは\emph{安定しすぎ}です。GRでは、\emph{負の宇宙定数}の役割は、流体の平衡（圧力の単調性の低下）を保証するだけでなく、Ba{\〜n}ados-Teitelboim-Zanelli（BTZ）ソリューションを実現するためにも重要です。宇宙定数の負の値のために、質量$0<\mathcal{M}\leq0.5$の均質な流体ディスクが裸の特異点に崩壊する不安定な構成はありません。これは、宇宙検閲官仮説をサポートします。ただし、相対論的不安定性は、因果的限界の下で質量$0.5<\mathcal{M}\lesssim0.518$の均質ディスクに対してトリガーされる可能性があります。これは、質量$\mathcal{M}_{\rmBTZ}>のBTZホールを意味します。0$は、適切な条件下で崩壊する流体ディスクから発生する可能性があります。暗黙の仮定と影響についても説明します。
摂動QCDが中性子星密度での状態方程式をどのように制約するか
| Title |
How_perturbative_QCD_constrains_the_Equation_of_State_at_Neutron-Star_densities |
| Authors |
Oleg_Komoltsev_and_Aleksi_Kurkela |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05350 |
摂動量子色力学（pQCD）を使用して得られた強く相互作用する物質の状態方程式（EoS）に関する高密度情報が、物理中性子星で到達可能な密度で同じEoSをどのように制約するかを一般的かつ分析的な方法で示します。私たちのアプローチは、熱力学的安定性と因果関係とともに、高密度限界での熱力学的ポテンシャルの完全な情報を利用することに基づいています。結果は、可能な限り最も保守的な方法で、約$40n_s$の信頼できるpQCD計算をより低い密度に伝播するために使用できます。核飽和密度$n\gtrsim2.2n_s$の数倍から始めて、EoSを制約し、$n=5n_s$で、$\epsilon--p$平面で許可されている領域の少なくとも65％を除外します。これらの純粋に理論的な結果は、天体物理学的な中性子星の入力とは無関係であるため、中性子星の修正重力とBSM物理学の理論をテストするためにも使用できます。
準ド・ジッター観測量の量子ド・ジッター根：教育学的レビュー
インフレーション宇宙論では、準ド・ジッターの優雅な出口により、原始的なdS相の量子的特徴、特にスペクトル指数$n_s$によってパラメーター化されたスケール不変性の欠如を測定できます。このレビューでは、基礎となる原始スケーリング則がdS平面基底状態（dSQFI）のdS量子フィッシャー情報にどのように実装されているかに関する以前の研究を要約します。大規模な場合、dSQFIは、qdS入力なしで、$n_s$の値を$0.9672$に明確に設定します。この値は、モデルに依存する入力を必要とする値のテンソルとスカラーの比率とは無関係です。さらに、dSQFIは、現在の実験結果と互換性のある小さなランニングを大規模に予測します。小規模のdSQFIの他の現象論的影響については、今後のレビューで説明します。
象とノミ：ブラックホールの基本モードを不安定にする
| Title |
The_elephant_and_the_flea:_destabilizing_the_fundamental_mode_of_black_holes |
| Authors |
Mark_Ho-Yeuk_Cheung,_Kyriakos_Destounis,_Rodrigo_Panosso_Macedo,_Emanuele_Berti,_Vitor_Cardoso |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05415 |
疑似スペクトルの概念を重力物理学に適用した最近の研究は、ブラックホールの準ノーマルモードスペクトルが、最長寿命（基本）モードを除いて不安定であることを示しました。基本モードは、重力波天文学で期待される信号を支配し、特権的なステータスを持つべき理由はありません。シュヴァルツシルトポテンシャルがP\"oschl-Tellerポテンシャルまたはガウスポテンシャルのいずれかで構成される小さな「バンプ」によって摂動される2つのモデル問題の準正規モードスペクトルを計算し、基本モードが一般的な摂動の下で不安定になることを示します。相図を提示し、単純な二重障壁トイプロブレムを研究して、空間不安定性が発生する条件を明らかにします。
回転する磁気圏の光シリンダーを横切るトンネリングを介した荷電粒子のホーキングのような放射
| Title |
Hawking-like_radiation_of_charged_particles_via_tunneling_across_the_lightcylinder_of_a_rotating_magnetosphere |
| Authors |
Huiquan_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05507 |
コンパクトな物体に植えられた回転磁気圏には、通常、磁力線の回転速度が光速を超える光速シリンダー（LC）が存在します。LCは重力の地平線に非常に類似しており、磁力線に沿って移動することが制限されている荷電粒子のカジュアルな境界です。この研究では、フィールドシートメトリックを使用して、トンネリングの観点から、回転磁気圏のLCからの荷電粒子のホーキングのような放射があるべきであると提案されています。
Stellector：天文学を教えるためのレーザー支援夜空探検家
私たちが作成し、Stellectorという名前のデバイスを紹介します。このデバイスは、実際の夜空を背景にした天文学の概念を探求して教えることを目的として、2つのステップモーターによって正確にガイドされるレーザーポインターで構成されています。電子部品は低価格のアイテムで作られ、機械部品は3Dプリントされています。コントローラソフトウェアは、スマートフォンやタブレットなどのポータブル通信デバイスで実行できるように、HTML/Javascript言語で記述されています。Stellectorハードウェアとの通信はBluetooth標準を介して行われます。これらの特性により、屋外の天文学教育活動に必要な移植性と自律性が保証されます。この作業では、Stellectorの設計とその動作モードをスケッチします。また、基本的な夜空の観測と天文学の概念を含むいくつかの教育活動についても説明します。最後に、デバイスの制限、その精度、およびさらなる改善について説明します。
超軽量アクシオン、ベクトルゲージボソン、および測地効果と慣性系の引きずり効果による非粒子に対する制約
測地効果と慣性系の引きずり効果は、重力プローブB衛星からプローブできる地球近くの時空曲率の直接的な結果です。衛星の結果は、アインシュタインの一般相対論的結果と非常によく一致しています。しかし、一般相対性理論の結果と重力探査衛星の結果の間には不確実性があります。地球の近くの時空の曲率を測定する衛星のジャイロスコープには、たくさんの電子と核子が含まれています。超軽量アクシオン、ベクトルゲージボソン、および非粒子は、さまざまな演算子を介してこれらのSM粒子と相互作用し、ジャイロスコープのドリフト率を変更できます。これらの超軽量粒子のいくつかは、暗黒物質または地球とジャイロスコープの間の長距離の力として振る舞うか、暗黒物質場を振動させる背景として振る舞うか、またはその両方を行うことができます。これらの超軽量粒子は、GRおよびGP-Bの結果から得られたジャイロスコープのドリフト率の測定における不確実性に寄与する可能性があり、さまざまなオペレーター結合の限界を取得します。この論文で得られた結合の限界は、文献で利用可能な他のどの限界よりも強いです。これらの超軽量粒子は、測地効果と慣性系の引きずり効果の測定から調べることができる暗黒物質の有望な候補となる可能性があります。
マルチメッセンジャー時代の黎明期における量子重力現象学-レビュー
| Title |
Quantum_gravity_phenomenology_at_the_dawn_of_the_multi-messenger_era_--_A_review |
| Authors |
A._Addazi,_J._Alvarez-Muniz,_R._Alves_Batista,_G._Amelino-Camelia,_V._Antonelli,_M._Arzano,_M._Asorey,_J.-L._Atteia,_S._Bahamonde,_F._Bajardi,_A._Ballesteros,_B._Baret,_D._M._Barreiros,_S._Basilakos,_D._Benisty,_O._Birnholtz,_J._J._Blanco-Pillado,_D._Blas,_J._Bolmont,_D._Boncioli,_P._Bosso,_G._Calcagni,_S._Capozziello,_J._M._Carmona,_S._Cerci,_M._Chernyakov,_S._Clesse,_J._A._B._Coelho,_S._M._Colak,_J._L._Cortes,_S._Das,_V._D'Esposito,_M._Demirci,_M._G._Di_Luca,_A._di_Matteo,_D._Dimitrijevic,_G._Djordjevic,_D._Dominis_Prester,_A._Eichhorn,_J._Ellis,_C._Escamilla-Rivera,_G._Fabiano,_S._A._Franchino-Vi\~nas,_A._M._Frassino,_D._Frattulillo,_S._Funk,_A._Fuster,_J._Gamboa,_A._Gent,_L._\'A._Gergely,_M._Giammarchi,_K._Giesel,_J.-F._Glicenstein,_J._Gracia-Bond\'ia,_G._Gubitosi,_E._I._Guendelman,_I._Gutierrez-Sagredo,_et_al._(103_additional_authors_not_shown) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05659 |
宇宙の探査は、さまざまな宇宙メッセンジャー（光子、ニュートリノ、宇宙線）の検出によって得られる実験データの量と質の継続的な増加を特徴とするマルチメッセンジャーパラダイムのおかげで、最近新しい時代に入りました。と重力波）多くの起源から。それらは私達に宇宙におけるそれらの源と銀河間媒体の特性についての情報を与えます。さらに、マルチメッセンジャー天文学は、量子重力の現象論的特徴を探す可能性を開きます。一方では、最もエネルギッシュなイベントにより、加速器では直接アクセスできないエネルギーレジームで物理理論をテストすることができます。一方、非常に高エネルギーの粒子の伝播における小さな影響は、宇宙論的な距離によって増幅される可能性があります。何十年にもわたる単なる理論的調査の後、プランクスケール効果の現象論的指標を得る可能性は、重力の量子論の探求における革命的なステップですが、物理学者の異なるコミュニティ（理論と実験の両方）間の協力が必要です。このレビューは、宇宙メッセンジャーの生成、伝播、および検出における量子重力フットプリントの効果的な検索に必要な学際的な専門知識の最先端の説明を与えることによって、この協力を促進することを目的としています。
対称性エネルギーと中性子スキン厚さの密度依存性の再検討
中性子に富む原子核の中性子皮膚厚と対称エネルギーの勾配パラメータとの間の相関は、異なる中間子間の非線形結合を含む相対論的平均場モデルを使用して密度の関数として評価されます。皮膚が大きいモデルは、過飽和密度でも勾配パラメーターをプローブすることがわかりましたが、皮膚が小さいモデルは、核の平均密度に関連する特定の亜飽和密度でのみ感度が高いことが観察されました。この密度依存性の背後にある考えられる理由を体系的に調査します。これらの結果はモデル固有である可能性があり、文献に存在する他のタイプの相互作用で再評価する必要があります。それでも、飽和密度または亜飽和密度のデータによって最適化されたモデルから高密度での予測を外挿する場合は、注意して処理する必要があります。
擬スカラーインフラトン場$\phi$が項$（\beta/M_p）\phi\、\boldsymbol{E}\cdot\boldsymbol{を介して電磁場に軸方向に結合する、アクシオン膨張中のキラル電荷の生成を研究します。B}$無次元結合定数$\beta$。電磁場の進化を説明し、カイラルアノマリーによるインフレーション中にカイラル非対称性を引き起こす$\langle\boldsymbol{E}\cdot\boldsymbol{B}\rangle$を決定するために、勾配展開形式を採用します。これは、双線形電磁関数の一連の真空期待値で動作し、インフラトンの進化と荷電フェルミオンのシュウィンガー生成で生成された場の逆反応を考慮に入れることができます。さらに、電流へのキラル磁気効果の寄与$\boldsymbol{j}_{\rmCME}=e^{2}/（2\pi^2）\mu_{5}\boldsymbol{B}$、ここで$\mu_5$は、キラル電荷生成を定量化するキラル化学ポテンシャルです。インフレータフィールド、スケールファクター、電磁場の2次関数、およびキラル電荷密度（キラル化学ポテンシャル）の一連の方程式を解くと、キラリティー生成が非常に効率的であり、で大きな化学ポテンシャルが生成されることがわかります。軸索膨張の終わり。
| Title |
Light_scalars_in_neutron_star_mergers |
| Authors |
P._S._Bhupal_Dev,_Jean-Fran\c{c}ois_Fortin,_Steven_P._Harris,_Kuver_Sinha,_Yongchao_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05852 |
マルチメッセンジャー信号の独自のセットにより、中性子星合体は、標準模型（SM）を超える新しい物理学を研究するための新しい環境として浮上しています。ケーススタディとして、SMヒッグスボソンと混合する軽いCP-偶数スカラーシングレット$S$を含むSMスカラーセクターの最も単純な拡張を検討します。これらの$S$粒子は、核子制動放射プロセスを介した中性子星合体で豊富に生成できます。$S$の質量、SMヒッグス粒子との混合、および合併の温度とバリオン密度に応じて、$S$粒子が合併の残骸に閉じ込められるか、自由に流出する可能性があることを示します。フリーストリーミング領域では、スカラー$S$は、合併の残骸を冷却するための追加のチャネルを提供し、冷却タイムスケールは${\calO}$（ms）と小さくなります。一方、トラップされた領域では、$S$粒子のボースガスが、パラメータ空間の一部でトラップされたニュートリノよりも大きな熱伝導率に寄与する可能性があるため、予想よりも速い熱平衡につながります。したがって、中性子星合体の初期の合併後の段階の将来の観測は、既存および将来の実験室および超新星の限界を大部分補完する、$S$パラメータ空間のユニークな範囲を効果的に調査することができます。これらの結果を考慮して、合併シミュレーションコミュニティが、フリーストリーミングとトラップされたレジームの両方で、軽いCPの効果（スカラーでさえも）をシミュレーションに実装するように動機付けられることを願っています。
