確率的重力波背景の円偏波のパルサータイミング測定
| Title |
Pulsar-timing_measurement_of_the_circular_polarization_of_the_stochastic_gravitational-wave_background |
| Authors |
Gabriela_Sato-Polito_and_Marc_Kamionkowski |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05867 |
パルサータイミングアレイ（PTA）は、近い将来、刺激的な超大規模ブラックホール連星の集団によって生成される確率的重力波バックグラウンド（SGWB）を検出することが期待されています。この作業では、異方性と円偏光が可能な背景について検討します。球面調和関数の観点から強度と円偏光の展開を使用し、この展開の各項のオーバーラップ低減関数を使用します。パルサータイミング残差相関に対するSGWBの強度と円偏波の寄与を分離し、シミュレートされたデータで推定量を検証できる、偏りのない実空間推定量を提案します。PTAに関するさまざまな仮定の下で、ダイポールパターンを持つ円偏波コンポーネントの信号対雑音比を計算します。ほぼ最大の円偏光ダイポールが検出可能であることがわかります。これは、背景が少数の明るい光源によって支配されているかどうかを判断するのに役立ちます。
CMBのホットスポットとコールドスポットの等方性統計
宇宙マイクロ波背景放射（CMB）放射の統計的等方性は、近年広く研究され、議論されてきました。この仮定の下で、CMBのホットスポットとコールドスポットは2球全体に均一に分布すると予想されます。ワトソンによって最初に提案された配向マトリックスと関連する形状および強度パラメーターを使用して、CMB温度異方性フィールドのホットスポットとコールドスポットの配置が均一に分布しているかどうかを分析します。不均一なデータを含むシミュレートされたおもちゃモデルを使用して、推定量の有用性を示します。WMAPとPlanckによって大きな角度スケールで観測されたいくつかの前景最小化CMBマップにこの方法を適用します。形状と強度のパラメーターは、均一性（等方性）からの可能な偏差と異常信号のパワーの幾何学的特徴を制約します。クリーンアップされたマップのホットスポットまたはコールドスポットの分布は、クラスタリングまたはガーリングの異常な兆候を示していないことがわかります。代わりに、全天にホットスポットが著しく均一に分布していることに気づきます。信号は、使用された4つのクリーンなマップ、および非ガウスコールドスポット（NGCS）の有無に関して堅牢なままです。WMAPKQ75およびPlanckU73マスクを使用した部分的な空では、コールドスポットの異常な均一性が見られます。これは、さまざまなクリーニング方法、適用されるマスク、機器、周波数、およびNGCSの有無に関して堅牢であることがわかります。
圧搾されたバイスペクトル構成の共分散
| Title |
The_Covariance_of_Squeezed_Bispectrum_Configurations |
| Authors |
Matteo_Biagetti_and_Lina_Castiblanco_and_Jorge_Nore\~na_and_Emiliano_Sefusatti |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05887 |
N体シミュレーションの大規模なセットでハローバイスペクトル共分散を測定し、理論上の期待値と比較します。（穏やかにでも）絞られたハローバイスペクトル構成の間に大きな相関関係が見られます。同様に大きな相関関係は、絞られた三角形と長波長ハローパワースペクトルの間に見られます。これは、対角ガウス寄与が、これらの場合の完全な共分散を近似的にさえも記述できないことを示しています。数値推定を、ガウス推定に加えて、スクイーズされた構成で大きい非ガウス項のみを含むモデルと比較します。モデリングでこれらの大きな項を考慮すると、シミュレーションとの完全な共分散の一致が大幅に向上することがわかります。これらの結果を単純なフィッシャー行列予測に適用すると、対角ガウス近似の代わりに非ガウス共分散が仮定された場合、原始的な非ガウス性に対する制約が$\sim2$の係数で低下することがわかります。
COMAP初期科学：I。概要
| Title |
COMAP_Early_Science:_I._Overview |
| Authors |
Kieran_A._Cleary,_Jowita_Borowska,_Patrick_C._Breysse,_Morgan_Catha,_Dongwoo_T._Chung,_Sarah_E._Church,_Clive_Dickinson,_Hans_Kristian_Eriksen,_Marie_Kristine_Foss,_Joshua_Ott_Gundersen,_Stuart_E._Harper,_Andrew_I._Harris,_Richard_Hobbs,_H{\aa}vard,_T._Ihle,_Junhan_Kim,_Jonathon_Kocz,_James_W._Lamb,_Jonas_G._S._Lunde,_Hamsa_Padmanabhan,_Timothy_J._Pearson,_Liju_Philip,_Travis_W._Powell,_Maren_Rasmussen,_Anthony_C._S._Readhead,_Thomas_J._Rennie,_Marta_B._Silva,_Nils-Ole_Stutzer,_Bade_D._Uzgil,_Duncan_J._Watts,_Ingunn_Kathrine_Wehus,_David_P._Woody,_Lilian_Basoalto,_J._Richard_Bond,_Delaney_A._Dunne,_Todd_Gaier,_Brandon_Hensley,_Laura_C._Keating,_Charles_R._Lawrence,_Norman_Murray,_Rodrigo_Reeves,_Marco_P._Viero_and_Risa_Wechsler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05927 |
COマッピングアレイプロジェクト（COMAP）は、一酸化炭素（CO）の線強度マッピングを使用して、宇宙の再電離の時代（EoR）まで遡る宇宙時間にわたる銀河の分布とグローバルプロパティを追跡することを目的としています。この目標に必要な技術と技術を検証するために、パスファインダー機器が構築され、フィールド化されました。$z=2.4$-$3.4$からのCO（1-0）排出に敏感で、$z=6$-8でのCO（2-1）からのわずかな寄与で、Pathfinderは$12$deg$^2$を調査しています。$z\sim3$からのCO信号を検出するための5年間の観測キャンペーン。観測の最初の13か月のデータを使用して、$P_\mathrm{CO}（k）=-2.7\pm1.7\times10^4\mu\mathrm{K}^2\mathrm{Mpc}^3$を推定します。スケール$k=0.051-0.62\mathrm{Mpc}^{-1}$-CO（1-0）パワースペクトルのクラスタリングコンポーネントの最初の直接3D測定。これらの観察のみに基づいて、$\langleTb\rangle^2<49$$\mu$K$^2$のクラスタリングコンポーネント（平均COライン温度バイアス積の2乗）の振幅に対する制約を取得します。以前の最良の測定値からほぼ1桁の改善。これらの制約により、文献から2つのモデルを除外することができます。信号対雑音比（S/N）9〜17で、5年後のパワースペクトルの検出を予測します。重なり合う銀河調査との相互相関により、S/Nが19のCO銀河パワースペクトルが検出されます。また、銀河面の30GHz調査を実施し、予備的な地図を提示します。COMAPの将来に目を向け、EoRからのCO信号を検出して特性評価するために、実験の将来のフェーズの見通しを検討します。
COMAP初期科学：IV。パワースペクトルの方法論と結果
| Title |
COMAP_Early_Science:_IV._Power_Spectrum_Methodology_and_Results |
| Authors |
H{\aa}vard_T._Ihle,_Jowita_Borowska,_Kieran_A._Cleary,_Hans_Kristian_Eriksen,_Marie_K._Foss,_Stuart_E._Harper,_Junhan_Kim,_Jonas_G._S._Lunde,_Liju_Philip,_Maren_Rasmussen,_Nils-Ole_Stutzer,_Bade_D._Uzgil,_Duncan_J._Watts,_Ingunn_Kathrine_Wehus,_J._Richard_Bond,_Patrick_C._Breysse,_Morgan_Catha,_Sarah_E._Church,_Dongwoo_T._Chung,_Clive_Dickinson,_Delaney_A._Dunne,_Todd_Gaier,_Joshua_Ott_Gundersen,_Andrew_I._Harris,_Richard_Hobbs,_James_W._Lamb,_Charles_R._Lawrence,_Norman_Murray,_Anthony_C._S._Readhead,_Hamsa_Padmanabhan,_Timothy_J._Pearson,_Thomas_J._Rennie,_David_P._Woody |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05930 |
最初のシーズンのCOMAP分析に使用されるパワースペクトル手法を提示し、現在のデータセットの品質を評価します。主な結果は、フィードフィード疑似クロススペクトル（FPXS）法によって導き出されます。これは、ノイズモデリングエラーと実験体系の両方に関してロバストな推定器です。効果的な伝達関数を使用して、低レベルのデータ処理中に適用される機器のビーム平滑化とさまざまなフィルター操作の影響を考慮に入れます。この方法で推定されたパワースペクトルにより、2つのスキャン戦略のいずれかに関連する系統的なエラーを特定することができました。これは、残留地盤または大気汚染が原因であると考えられています。これらのデータを分析から除外し、このスキャン手法を観測に使用しなくなりました。観測の最初のシーズンからのパワースペクトルを提示し、不確実性が無相関ノイズに対して期待どおりに統合され、残留系統がノイズよりも低いレベルに抑制されていることを示します。FPXS法を使用し、スケール$k=0.051-0.62\、\mathrm{Mpc}^{-1}$でデータを組み合わせると、$P_\mathrm{CO}（k）=-2.7\pm1.7\times10と推定されます。^4\mu\textrm{K}^2\mathrm{Mpc}^3$、文献のCO（1-0）パワースペクトルのクラスタリングコンポーネントに対する最初の直接3D制約。
COMAP Early Science：V。$ z \ sim 3 $での制約と予測
| Title |
COMAP_Early_Science:_V._Constraints_and_Forecasts_at_$z_\sim_3$ |
| Authors |
Dongwoo_T._Chung,_Patrick_C._Breysse,_Kieran_A._Cleary,_H{\aa}vard_T._Ihle,_Hamsa_Padmanabhan,_Marta_B._Silva,_J._Richard_Bond,_Jowita_Borowska,_Morgan_Catha,_Sarah_E._Church,_Delaney_A._Dunne,_Hans_Kristian_Eriksen,_Marie_Kristine_Foss,_Todd_Gaier,_Joshua_Ott_Gundersen,_Stuart_E._Harper,_Andrew_I._Harris,_Brandon_Hensley,_Richard_Hobbs,_Laura_C._Keating,_Junhan_Kim,_James_W._Lamb,_Charles_R._Lawrence,_Jonas_Gahr_Sturtzel_Lunde,_Norman_Murray,_Timothy_J._Pearson,_Liju_Philip,_Maren_Rasmussen,_Anthony_C._S._Readhead,_Thomas_J._Rennie,_Nils-Ole_Stutzer,_Bade_D._Uzgil,_Marco_P._Viero,_Duncan_J._Watts,_Risa_H._Wechsler,_Ingunn_Kathrine_Wehus_and_David_P._Woody |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05931 |
COマッピングアレイプロジェクト（COMAP）パスファインダーが対象とした$z\sim3$一酸化炭素（CO）線強度信号のモデルの現状を、その初期の科学的結果との関連で示します。ダークマターハローの特性をCOの輝度に関連付ける基準モデルは、銀河ハロー接続の経験的モデルと以前のCO（1-0）観測でパラメーターの事前分布を通知します。波数$k=0.051$-$0.62\、$Mpc$^{-1}$にまたがるPathfinder初期科学データは、CO（1-0）パワースペクトルのクラスタリングコンポーネントに対する最初の直接3D制約を表します。赤方偏移空間クラスタリング振幅の95％上限$A_{\rmclust}\lesssim70\、\mu$K$^2$は、間接上限$420\、\mu$K$^2$を大幅に改善します。$k\sim1\、$Mpc$^{-1}$でのCO電力スペクトル調査（COPSS）測定から報告されました。COMAP制限は、以前の文献からモデルのサブセットを除外し、COPSS結果の解釈を制約し、COMAPおよび干渉CO調査の補完的な性質を示しています。以前のラインバイアスの期待値を使用して、平均ライン強度バイアスの2乗積、$\langle{Tb}\rangle^2\lesssim50\、\mu$K$^2$、および宇宙分子ガス密度も制約します。$\rho_\text{H2}<2.5\times10^8\、M_\odot\、$Mpc$^{-3}$（95％の上限）。初期の機器性能と現在のCO信号推定に基づいて、5年間のパスファインダーキャンペーンで、全体的な信号対雑音比が9〜17のCOパワースペクトルが検出されると予測しています。その時から現在まで、重複する銀河調査データを使用してCO銀河のクロススペクトルを検出し、宇宙の星形成と銀河の進化の歴史の推測を強化することも期待しています。
COMAP初期科学：VII。再電離時のCO強度マッピングの見通し
| Title |
COMAP_Early_Science:_VII._Prospects_for_CO_Intensity_Mapping_at_Reionization |
| Authors |
Patrick_C._Breysse,_Dongwoo_T._Chung,_Kieran_A._Cleary,_H{\aa}vard_T._Ihle,_Hamsa_Padmanabhan,_Marta_B._Silva,_J._Richard_Bond,_Jowita_Borowska,_Morgan_Catha,_Sarah_E._Church,_Delaney_A._Dunne,_Hans_Kristian_Eriksen,_Marie_Kristine_Foss,_Todd_Gaier,_Joshua_Ott_Gundersen,_Andrew_I._Harris,_Richard_Hobbs,_Laura_Keating,_James_W._Lamb,_Charles_R._Lawrence,_Jonas_G._S._Lunde,_Norman_Murray,_Timothy_J._Pearson,_Liju_Philip,_Maren_Rasmussen,_Anthony_C._S._Readhead,_Thomas_J._Rennie,_Nils-Ole_Stutzer,_Marco_P._Viero,_Duncan_J._Watts,_Ingunn_Katherine_Wehus,_David_P._Woody_(for_the_COMAP_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05933 |
CO強度マッピングを再電離の時代に拡張することを目的とした次世代の一酸化炭素マッピングアレイプロジェクトであるCOMAP-EoRを紹介します。COMAP-EoRは、既存の30GHzCOMAPパスファインダーを2つの追加の30GHz機器と新しい16GHzレシーバーで補完します。この周波数の組み合わせは、$z\sim3に大幅なブーストを提供することに加えて、再電離赤方偏移（$z\sim5-8$）でCO（1--0）とCO（2--1）を同時にマッピングすることができます。パスファインダーの$感度。EoRCO信号の既存のモデルのセットを調べて、数桁にわたるパワースペクトルを見つけ、この宇宙の歴史の期間とCOMAP-EoR測定の値についての私たちの極端な無知を強調します。強度マッピングの相互相関についてこれまでで最も詳細な予測を実行し、6つのモデルのうち5つが、COMAP-EoRの信号対雑音比（S/N）$\gtrsim20$を最も明るいと見なしていることを確認しました。400を超えるS/Nに到達します。これらのモデルの場合、COMAP-EoRは、$z\sim2-8$から宇宙分子ガスの履歴を詳細に測定し、かすかな星の数を調べることができることを示します。これらのモデルによって従来の調査では検出できないと予測された銀河を形成します。多数のかすかなエミッターを予測しない単一モデルの場合、それらの存在を除外するためにCOMAP-EoRタイプの測定が必要であることを示します。最も暗いモデルを検出し、最も明るい信号を非常に詳細に特徴づけることができる第3世代の拡張再電離アレイ（COMAP-ERA）の見通しについて簡単に説明します。
原始ビッグバン元素合成と一般化された不確定性原理
一般化された不確定性原理（GUP）は、いくつかの量子重力モデルで自然に現れ、プランクスケールでの最小の長さの存在を予測します。ここでは、二次GUPを熱力学的重力への半古典的アプローチと見なし、ビッグバン元素合成からの観測境界と軽元素4He、D、7Liの原始存在量を使用して変形パラメーターを制約します。私たちの結果が、他の宇宙論的研究から導き出された\betaの既存の境界のほとんどに適合することを示します。
| Title |
Super-resolving_Dark_Matter_Halos_using_Generative_Deep_Learning |
| Authors |
David_Schaurecker,_Yin_Li,_Jeremy_Tinker,_Shirley_Ho,_Alexandre_Refregier |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06393 |
畳み込みニューラルネットワーク（CNN）に基づいて構築された生成的深層学習手法は、宇宙論における非線形構造を予測するための優れたツールを提供します。この作業では、大規模で低解像度の暗黒物質のみのシミュレーションから、高解像度の暗黒物質ハローを予測します。これは、同じ宇宙論、初期条件、およびボックスサイズを共有するシミュレーションの低解像度を高解像度密度フィールドにマッピングすることによって実現されます。構造を質量分解能の8倍まで分解するために、条件付きGANを備えたU-Netのバリエーションを使用して、高解像度のターゲットに視覚的および統計的に非常によく一致する出力を生成します。これは、私たちの方法を使用して、ごくわずかな計算労力で低解像度シミュレーションからGpc/hボックスサイズを超える高解像度密度出力を作成できることを示唆しています。
TRIDENT：太陽系外惑星の透過スペクトルの高速3D放射伝達モデル
| Title |
TRIDENT:_A_Rapid_3D_Radiative_Transfer_Model_for_Exoplanet_Transmission_Spectra |
| Authors |
Ryan_J._MacDonald,_Nikole_K._Lewis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05862 |
透過分光法は、太陽系外惑星の大気の温度、組成、雲の特性を調べるために使用される主要な方法の1つです。最近の研究では、太陽系外惑星の大気の多次元的な性質（昼夜の遷移全体および朝と夕方のターミネーター間の不均一性による）が透過スペクトルに強く影響する可能性があることが示されています。ただし、3D放射伝達技術の計算上の要求により、大気検索での使用が妨げられています。ここでは、TRIDENTを紹介します。これは、太陽系外惑星の大気の透過スペクトルを、昼夜、朝夕、および温度、化学物質の存在量、雲の特性の垂直方向の変化とともに迅速に計算する新しい3D放射伝達モデルです。また、透過スペクトルの一般式を導き出し、3D大気、屈折、多重散乱、入口/出口、放牧通過、恒星の不均一性、および夜間の熱放射を考慮します。TRIDENTの線形代数ベースのアプローチを3D放射伝達に導入した後、3D温度と存在量のプロファイルおよび3D雲の新しいパラメトリック処方を提案します。多次元透過スペクトルが2つの重要な観測シグネチャを示すことを示します。（i）昼夜の組成勾配が吸収特性の相対振幅を変更します。（ii）朝夕の組成勾配は、吸収特性のピークと翼のコントラストを歪めます。最後に、多次元大気のこれらのシグネチャが1Dモデルと比較して100ppmを超える残留物を発生させ、JWSTで検出できる可能性があることを示します。TRIDENTの高速放射伝達は、パラメトリック多次元大気と相まって、3D大気検索に対する最終的な障壁を解き放ちます。
14彼女：惑星-惑星散乱の可能性のあるケース
| Title |
14_Her:_a_likely_case_of_planet-planet_scattering |
| Authors |
Daniella_C._Bardalez_Gagliuffi,_Jacqueline_K._Faherty,_Yiting_Li,_Timothy_D._Brandt,_Lauryn_Williams,_G._Mirek_Brandt,_and_Christopher_R._Gelino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06004 |
この手紙では、近くのK0ドワーフ14ヘルクレス座の周りの2惑星システムの完全な軌道構造を測定します。14彼女（HD145675、HIP79248）は、中年（$4.6^{+3.8}_{-1.3}$Gyr）のK0星で、視線速度（RV）の変動性と長い-用語の傾向。星の固有運動ベクトルで\textit{Gaia-Hipparcos}加速度と連携して、Keck/HIRESからのアーカイブRVデータを使用して、b惑星の質量と傾斜を${9.1}_{-1.1}^に解きほぐしました。{+1.0}$$M_\mathrm{Jup}$および${32.7}_{-3.2}^{+5.3}$度。c惑星の軌道の部分的な位相カバレッジだけにもかかわらず、その質量と軌道パラメータも${6.9}_{-1.0}^{+1.7}$$M_\mathrm{Jup}$と${に制限することができます。101}_{-33}^{+31}$度。b軌道とc軌道の共面性は非常に不利であることがわかります。システムの年齢とその惑星の同等の質量と組み合わせると、これは惑星-惑星の散乱がシステムの現在の構成の原因である可能性があることを示唆しています。
| Title |
The_fundamentals_of_Lyman-alpha_exoplanet_transits |
| Authors |
James_E._Owen,_Ruth_A._Murray-Clay,_Ethan_Schreyer,_Hilke_E._Schlichting,_David_Ardila,_Akash_Gupta,_R._O._Parke_Loyd,_Evgenya_L._Shkolnik,_David_K._Sing_and_Mark_R._Swain |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06094 |
ライマン-$\alpha$トランジットは、いくつかの近くの太陽系外惑星から検出されており、大気散逸プロセスに対する私たちの最良の洞察の1つです。しかし、星間吸収によってラインコアが使用できなくなることがよくあるという事実は、通常、青い翼のトランジットシグネチャのみを観測することを意味し、それらの解釈は困難でした。これは最近、活発な脱出を経験していると考えられている惑星からの非検出によって強調されています。先駆的な3Dシミュレーションは、逃げる水素が潮汐力と星周環境との相互作用によって惑星から後退する彗星の尾に形作られることを示しました。この作業に動機付けられて、ライマン-$\alpha$トランジットを解釈するための基本的な物理フレームワークを開発します。このガスの尾がどのように光イオン化され、放射状に高速に加速されるかを検討します。このフレームワークを使用して、通過深度は、脱出プロセスの詳細ではなく、恒星の潮汐場の特性によって制御されることが多いことを示します。代わりに、エスケーププロセスの詳細をエンコードするのは通過期間です。やや直感に反して、より強力な流出を促進すると予想されるより高い照射レベルが、より弱く、より短いライマン-$\alpha$トランジットを生成することを示します。この結果は、基本的な制御物理学が質量損失率ではなく、中性水素原子が光イオン化される前に移動できる距離であるために発生します。したがって、ライマン-$\alpha$トランジットは、主に質量損失率を調査しませんが、代わりに、脱出メカニズムが惑星から物質を放出する速度について通知し、大気散逸モデルからの予測のクリーンなテストを提供します。最終的に、検出可能なライマン-$\alpha$トランジットでは、脱出する惑星ガスがイオン化されすぎる前に、$\sim100$km〜s$^{-1}$の速度まで放射状に加速される必要があります。
ヘルツシュプルングギャップで太陽系外惑星を巻き込むことによるかすかな中間輝度の光学的過渡現象（ILOT）
| Title |
Faint_intermediate_luminosity_optical_transients_(ILOTs)_from_engulfing_exoplanets_on_the_Hertzsprung_gap |
| Authors |
Omer_Gurevich,_Ealeal_Bear,_Noam_Soker_(Technion,_Israel) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06317 |
観測された4つの太陽系外惑星の進化を追跡し、各惑星のそれぞれの親星が主系列星から進化し、その惑星を巻き込んで共通外層進化（CEE）を開始するまで、このプロセスが中間輝度光学系に電力を供給すると結論付けます。一時的（ILOT;高輝度赤色新星）。CEEに向けた軌道減衰の最後の数千日を特徴づけ、CEEの開始時の星の特性を決定します。ILOTV1309蠍座の特性を、ヘルツシュプルングギャップ上およびその近くの星の内部でCEEに入る惑星の特性にスケーリングして、予想されるILOTの持続時間と光度を推定します。これらに基づいて、木星質量の惑星の場合、ILOTは数日間続き、数千の太陽光度の光度に達すると推定します。このタイプのILOTは、古典的な新星よりも光度が低くなります。予想される少量の塵と惑星への降着プロセスが放出できる少量のエネルギーのために、そのようなILOTは、恒星の仲間のCEEの開始時に合併について私たちに教えることができます。私たちの研究は、惑星がより大規模な仲間と相互作用するときに、惑星が動力を与えることができるさまざまなILOTを追加します。
ローカライズされた運動学的シグネチャを介して、HD163296周辺のディスクのダストギャップで検出された新しい惑星候補。 Discminerの観測的検証
| Title |
A_new_planet_candidate_detected_in_a_dust_gap_of_the_disc_around_HD_163296_through_localised_kinematic_signatures._An_observational_validation_of_the_Discminer |
| Authors |
Andres_F._Izquierdo,_Stefano_Facchini,_Giovanni_P._Rosotti,_Ewine_F._van_Dishoeck,_Leonardo_Testi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06367 |
HD163296の周りのディスクに埋め込まれた2つの巨大惑星の存在に関連している可能性がある、ケプラー回転からのコヒーレントで局所的な偏差のロバストな検出を報告します。分析は、$^{12}$COのDISCMINERチャネルマップモデリングフレームワークを使用して実行されます。$J=2-1$DSHARPデータ。軌道半径だけでなく、惑星の方位角も私たちの技術によって取得されます。$R=94\pm6$au、$\phi=50\pm3^\circ$（P94）で検出された候補惑星の1つは、ダスト連続放出のギャップの1つの中心近くにあり、惑星の質量は1$\rmM_{\rmJup}$です。$R=261\pm4$au、$\phi=57\pm1^\circ$（P261）にあるもう一方の惑星は、以前に$^{12}$COチャネルで速度キンクが観測された領域にあります。マップ。また、ディスクの上部と下部の放出面の高さと温度の同時記述を提供し、ガスの下部構造を追跡するために観察可能な固体として線幅を提案します。方位角方向に平均化された線幅プロファイルを使用して、$R=38$au、$R=88$au、および$R=136$auでガスギャップを検出し、それらのダストと運動学的対応物の位置に厳密に一致します。さらに、$R=88$auのガスギャップの周りの線幅に強い方位角の非対称性が見られます。これは、P94惑星によって駆動される乱流運動に関連している可能性があります。私たちの結果は、DISCMINERがそのロバスト統計フレームワークのおかげで、局所化された、そうでなければ見えない速度摂動を見つけることができることを確認しますが、原始惑星系円盤のガス特性と垂直構造の研究にも適しています。
月のようなケイ酸塩材料が地球の準衛星を形成します（469219）2016 HO3 Kamo`oalewa
| Title |
Lunar-like_silicate_material_forms_the_Earth_quasisatellite_(469219)_2016_HO3_Kamo`oalewa |
| Authors |
Benjamin_N._L._Sharkey,_Vishnu_Reddy,_Renu_Malhotra,_Audrey_Thirouin,_Olga_Kuhn,_Albert_Conrad,_Barry_Rothberg,_Juan_A._Sanchez,_David_Thompson,_Christian_Veillet |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06372 |
地球の準衛星についてはほとんど知られていません。これは、太陽の周りを回るが、地球の近くにとどまる地球近傍の小さな太陽系小天体の一種です。ここでは、大双眼望遠鏡（LBT）とローウェルディスカバリー望遠鏡（LDT）を使用して、準衛星（469219）Kamo`oalewaの包括的な物理的特性評価を行い、地球近傍天体の他のグループとの親和性を評価します。（469219）Kamo`oalewaは28.3（+1.8/-1.3）分の周期で回転し、0.4-2.2ミクロンの赤くなった反射スペクトルを表示することがわかります。このスペクトルは、ケイ酸塩ベースの組成を示していますが、太陽系内部の小惑星で通常見られるものを超えて赤くなっています。スペクトルをいくつかの材料類似体のスペクトルと比較し、月のようなケイ酸塩を使用するのが最適であると結論付けます。この解釈は、広範囲にわたる宇宙風化を意味し、カモオアレワが月の物質を構成する可能性があるという見通しを高めています。
超発光z = 6.3クエーサーJ0100 + 2802がレンズ化されているという仮説に対するX線の証拠
| Title |
X-Ray_Evidence_Against_the_Hypothesis_that_the_Hyper-Luminous_z=6.3_Quasar_J0100+2802_is_Lensed |
| Authors |
Thomas_Connor,_Daniel_Stern,_Eduardo_Ba\~nados,_Chiara_Mazzucchelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05860 |
$z=6.327$クエーサーSDSSJ010013.02+280225.8（以下J0100+2802）は、$10^{10}\{\rmM}_\odot$よりも大きなブラックホールを動力源としていると考えられており、宇宙の最初の10億年で知られている最も巨大なブラックホール。ただし、最近の高解像度ALMAイメージングでは、このクエーサーの位置に4つの構造が示されています。これは、レンズが$\mu\sim450$の倍率でレンズ化されているため、ブラックホールの質量が大幅に小さいことを示している可能性があります。さらに、$z\gtrsim6$クエーサーの倍率の基本的な分布がそのような極端な値を生成するために、理論モデルは、この時代のより多くのクエーサーがレンズ化されるべきであると予測し、初期のブラックホール質量のさらなる過大評価を意味します。J0100+2802がレンズ化される可能性に独立した制約を与えるために、クエーサーのアーカイブXMM-Newton観測を再分析し、X線光度とレストフレームのUVおよびIR光度の予想される比率を比較しました。どちらの場合も、J0100+2802のX線束はレンズなしのシナリオと一致しています。これは、J0100+2802がX線で弱いことで説明できますが、X線で弱いクエーサーに期待されるX線または光学スペクトルの特徴がないことがわかります。最後に、既知の典型的な$z\gtrsim6$クエーサーのX線フラックスの全体的な分布を比較します。$\mu=450$クエーサーを生成するために必要な拡大確率分布を採用すると、観測されたX線とUVのフラックス比の間に$3\sigma$の張力が見られます。
LCDMにおける潮汐的に制限された伴銀河の構造と運動学
| Title |
Structure_and_kinematics_of_tidally_limited_satellite_galaxies_in_LCDM |
| Authors |
Rapha\"el_Errani,_Julio_F._Navarro,_Rodrigo_Ibata,_Jorge_Pe\~narrubia |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05866 |
N体シミュレーションを使用して、暗黒物質が優勢な矮小楕円銀河の潮汐進化を、カスピーNavarro-Frenk-Whiteサブハロに埋め込んでモデル化します。潮汐はサブハロから星と暗黒物質を徐々に剥がし、初期の結合エネルギーに従ってそれを切り落とします。このプロセスは、軌道時間が長い粒子を優先的に除去し、残りの結合粒子の交差時間が中心付近の軌道時間の一部よりも短くなると終了します。したがって、最終的な恒星の残骸の特性は、前駆体サブハロ内の星のエネルギー分布に依存し、それは次に、初期の密度プロファイルと初期の恒星成分の半径方向の分離に依存します。恒星成分は、そのエネルギー分布がサブハロポテンシャルの最小値まで完全に拡張されていない場合、実際には完全に分散している可能性がありますが、バインドされた暗い残骸が残っている可能性があります。これらの結果は、以前の研究で主張されているように、恒星成分がかなりの潮汐質量損失を受けたシステムとして定義される「潮汐制限」銀河が、固有の構造に収束せず、単一の潮汐経路をたどらないことを意味します。一方、潮汐的に制限された矮星は、サブハロレムナントの特徴的な半径（$r_{max}$）と円速度（$V_{max}$）を直接トレースする特徴的なサイズと速度分散を持っています。この結果は、異常に低い速度分散がしばしば潮汐効果に起因する衛星のサイズに強い上限を課します。特に、クレーター2やアントリア2のような運動学的に冷たい「弱々しい巨人」衛星の大きなサイズは、ラムダコールドダークマターシナリオでの潮汐効果だけのために説明することはできません。
SDSS J1029 +2623のVLT / MUSE観測：高精度の強いレンズモデルに向けて
| Title |
VLT/MUSE_observations_of_SDSS_J1029+2623:_towards_a_high-precision_strong_lensing_model |
| Authors |
Ana_Acebron,_Claudio_Grillo,_Pietro_Bergamini,_Amata_Mercurio,_Piero_Rosati,_Gabriel_Bartosch_Caminha,_Paolo_Tozzi,_Gabriel_B._Brammer,_Massimo_Meneghetti,_Andrea_Morelli,_Mario_Nonino_and_Eros_Vanzella |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05871 |
銀河団SDSSJ1029+2623の強いレンズ解析を$z=0.588$で提示します。これは、測定された時間遅延を伴う背景（$z=2.1992$）クエーサーの複数の画像を持つ数少ない現在知られているレンズクラスターの1つです。アーカイブハッブル宇宙望遠鏡マルチバンドイメージングと新しいマルチユニット分光エクスプローラーフォローアップ分光法を使用して、正確なレンズ質量モデルを構築します。これは、将来の宇宙論的アプリケーションに向けた重要なステップです。分光データにより、57個のクラスターメンバーと、視線に沿った2つの近くの摂動体を安全に識別できます。20個の銀河団のサブセットの内部運動学を推定して、サブハロ質量成分をパラメーター化するスケーリング関係を較正します。また、4つの多重画像ソースの赤方偏移を確実に決定し、1つのシステムの暫定的な測定値を提供し、新しい4つの画像システムの発見を報告します。最終的なカタログは、1.02から5.06までの広い赤方偏移範囲にわたる、7つの背景ソースからの26の複数の画像で構成されています。クラスター質量のパラメーター化がわずかに異なる2つのパラメトリックレンズモデルを紹介します。複数の画像の観測位置は約$0''。2$以内で正確に再現され、クエーサーの3つの画像位置は$\sim0''。1$内でのみ再現されます。クラスターの予測総質量は$M（<300〜{\rmkpc}）\sim2.1\times10^{14}〜M_{\odot}$であり、統計的な不確実性は数パーセントと推定されます。クエーサー画像の1つに近い小さな銀河を含む両方のモデルは、観測と一致するクエーサー画像間の大きさの違いと時間遅延を予測します。
H $ _3 ^ + $とCOの赤外線スペクトルによってプローブされた銀河の中央300個：III。 SgrB2とStar $ \ iota $の場所
| Title |
The_Central_300_pc_of_the_Galaxy_Probed_by_Infrared_Spectra_of_H$_3^+$_and_CO:_III._Locations_of_Sgr_B2_and_Star_$\iota$ |
| Authors |
Takeshi_Oka_and_T._R._Geballe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05915 |
銀河の中央分子帯（CMZ）における拡散ガスの半径方向の膨張速度とSgr〜A$^\ast$からの距離との間の単純な関係を使用して、星$\iota$のCMZ内の物理的な深さを推定します（2MASS$J$17470898-2829561）およびSgrA$^\ast$の位置に関する2つのSgrB2遠赤外線連続体ソース。これを行うには、H$_3^+$の赤外線吸収スペクトルとH$_2$O$^+$、OH$^+$、および$^{13}$の遠赤外線吸収線の速度プロファイルを使用します。CH$^+$。Star$\iota$とSgrB2ソースまでの距離は、Sgr〜A$^\ast$までの距離よりも$\sim$90pc大きいことがわかります。SgrB2がCMZの後方にあるという私たちの結論は、Sgr〜A$^\ast$よりも浅く配置されていた以前のほとんどのモデルとは反対です。
COMAP初期科学：VI。 COMAP銀河面調査の初見
| Title |
COMAP_Early_Science:_VI._A_First_Look_at_the_COMAP_Galactic_Plane_Survey |
| Authors |
Thomas_J._Rennie,_Stuart_E._Harper,_Clive_Dickinson,_Liju_Philip,_Kieran_A._Cleary,_Richard_J._Bond,_Jowita_Borowska,_Patrick_C._Breysse,_Morgan_Catha,_Roke_Cepeda-Arroita,_Dongwoo_T._Chung,_Sarah_E._Church,_Delaney_A._Dunne,_Hans_Kristian_Eriksen,_Marie_Kristine_Foss,_Todd_Gaier,_Joshua_Ott_Gunderson,_Andrew_I._Harris,_Brandon_Hensley,_Richard_Hobbs,_H\r{a}vard_T._Ihle,_James_W._Lamb,_Charles_R._Lawrence,_Jonas_G._S._Lunde,_Timothy_J._Pearson,_Maren_Rasmussen,_Anthony_Rasmussen,_Anthony_C._S._Readhead,_Nils-Ole_Stutzer,_Duncan_J._Watts,_Ingunn_Kathrine_Wehus,_David_P._Woody |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05932 |
2019年6月から2021年4月の間に実施されたCOMAP銀河面調査の初期の結果を提示します。銀河経度の$20^\circ<\ell<40^\circ$と$|b|<1。\！\！^{\銀河緯度でcirc}5$、角度分解能は$4.5^{\prime}$。完全な調査は$\ell\sim20^{\circ}$-$220^{\circ}$にまたがり、サブディグリーの解像度で$30$GHzでの最初の大規模な無線連続体調査になります。HII領域と超新星残骸の拡散放射とスペクトルエネルギー分布（SED）を含む、調査の最初の部分からの初期結果を提示します。低周波および高周波の調査を使用して、フリーフリーおよび熱ダスト放出の寄与を制限すると、6つの領域で$30\、$GHzでの過剰なフラックス密度の証拠が見つかり、異常なマイクロ波放出と解釈されます。さらに、$5\、$GHzCORNISHカタログのデータを使用してUCHIIの寄与をモデル化し、これを$30\、$GHzの超過の原因として拒否します。6つの既知の超新星残骸（SNR）が$30\、$GHzで検出され、文献と一致するスペクトルインデックスを測定するか、急勾配の証拠を示します。$30\、$GHzでのSNRW44の磁束密度は、サルデーニャ電波望遠鏡の最近の結果とは対照的に、スペクトルの急峻化の兆候がなく、低周波数からのべき乗則の外挿と一致しています。また、5つの水素放射再結合線を抽出して、温かいイオン化ガスをマッピングします。これを使用して、電子温度を推定したり、連続体のない自由放出を抑制したりできます。2023/2024年にリリースされる完全なCOMAP銀河面調査は、銀河天体物理学にとって非常に貴重なリソースになります。
BiPoS1-初期連星の種族を動的に処理するためのコンピュータープログラム
| Title |
BiPoS1_--_a_computer_programme_for_the_dynamical_processing_of_the_initial_binary_star_population |
| Authors |
J._Dabringhausen,_M._Marks,_P._Kroupa |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05942 |
BinaryPopulationSynthesizer（BiPoS1）の最初のバージョンが公開されました。これにより、ホストしている埋め込み星団の最初の数Myrで、連星の現実的な母集団を動的に処理した後、連星分布関数を効率的に計算できます。時間のかかるN体シミュレーションの代わりに、BiPoS1は恒星力学演算子を使用して、バイナリの結合エネルギーに応じて生き残ったバイナリの割合を決定します。恒星の力学演算子は、初期の星団密度と、星団の残留ガスが放出されるまでの時間に依存します。BiPoS1には、銀河全体の星の種族を合成するための銀河フィールドモードもあります。ガス放出の時点で、二元集団の動的処理は、その後の星団の拡大により効率的に終了すると想定されています。BiPoS1$は以前に公開されていない状態で使用されていましたが、ここでは、オリオン星雲クラスターのバイナリ母集団のモデリング、OBアソシエーション、および球状星団のシミュレーションの入力としての使用を示します。
| Title |
Ultra-Diffuse_Galaxies_in_the_Perseus_Cluster:_Comparing_Galaxy_Properties_with_Globular_Cluster_System_Richness |
| Authors |
Jonah_S._Gannon,_Duncan_A._Forbes,_Aaron_J._Romanowsky,_Anna_Ferr\'e-Mateu,_Warrick_J._Couch,_Jean_P._Brodie,_Song_Huang,_Steven_R._Janssens_and_Nobuhiro_Okabe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06007 |
超拡散銀河（UDG）のクラス内では、関連する球状星団（GC）システムの豊富さに極端な範囲があることは明らかです。ここでは、深いスバル/ハイパーSuprime-Camイメージングに基づいてペルセウス座銀河団の5つのUDGの構造特性を報告します。3つはGCに乏しく、2つはGCに富んでいるように見えます。サンプルの1つであるPUDG\_R24は消光を受けているようで、次の$\sim0.5$Gyr以内にUDG体制にフェードインすると予想されます。このサンプルをKeckCosmicWebImager（KCWI）分光法でターゲットにして、GC含量の違いから予想される暗黒物質ハローの違いを調査します。私たちの分光法は、ペルセウス座銀河団のメンバーシップを確認する後退速度と恒星速度分散の両方を測定して、それらの半光半径内の動的質量を測定します。私たちは、GCシステムの豊富さで銀河パラメータの傾向を調べるために、文献からのデータでデータを補足します。GCリッチなUDGが高い赤方偏移で環境的にクエンチする場合に予想されるGC数とUDG位相空間の位置との相関関係は見つかりません。GCリッチなUDGは、平均してGCプアなUDGよりも速度分散が大きく、その結果、半光半径内で動的質量が大きくなることがわかります。これは、GCリッチなUDGのハロー質量がGCの少ないUDGよりも高いという一次的な予想と一致しています。
| Title |
Dense_Molecular_Clouds_in_the_Crab_Supernova_Remnant |
| Authors |
Alwyn_Wootten,_Rory_O._Bentley,_J._Baldwin,_F._Combes,_A._C._Fabian,_G._J._Ferland,_E._Loh,_P._Salome,_C.N._Shingledecker,_and_A._Castro-Carrizo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06033 |
分子放出は、かに星雲の明るいH2放出ノットと吸収ダスト小球の近くと内部の多数のコンポーネントからのALMAで画像化されました。これらの観測は、若い超新星残骸で生成された高エネルギーの光子と粒子がガスとどのように相互作用し、競合するモデルを明確に区別するかについての重要なテストを提供します。対象となる4つのフィールドは対照的な特性を示していますが、その中で、17の異なる分子雲がCO放出で識別されています。いくつかは、HCO+、SiOおよび/またはSOからの放出も示しています。これらの観察結果は、これらの結び目の曇りモデルと比較されます。カニのフィラメントは、分子ガスの冷たいコアを取り巻く超新星で生成された宇宙線によっておそらく加熱されたほぼ中性のゾーンからH2放出が来るエキゾチックな環境を提示することが示唆されています。私たちのモデルは、観測されたCOJ=3-2の線強度と一致しています。カニのこれらの分子線放出ノットは、多くの重要な天体物理学的環境を代表するISMの新しい段階を示しています。
FR0電波銀河とGPSソースの関係
FR0電波銀河とGPSソースの関係についての研究結果を紹介します。34個のFR0の準同時電波スペクトルは、電波望遠鏡RATAN-600を使用して2.25〜22.3GHzで、2020〜2021年に2〜6エポックで取得されました。ほとんどのFR0はフラットな電波スペクトルを持っていますが、ピーク形状のスペクトルがたくさん見つかりました。この事実とFR0のコンパクトな性質により、CSS/GPS電波源との関係の可能性を示唆しています。RATAN-600の測定値と入手可能な文献データを使用して、34台のFR0の広帯域無線スペクトルを分析しました。CSS/GPS電波源候補となることができる14のFR0オブジェクトがあります。ほとんどのFR0は、ブレーザーのようにFWHM>2で、本物のGPSソースよりも広い電波スペクトルを持っています。ピークの上下の周波数でのほとんどのスペクトルインデックスは、標準的なGPSソースに典型的な値に対応していません。正規の基準に従って、3つのFR0を低電力GPSソースとして分類しました。重要な問題は、FR0の変動特性です。一部のFR0は、RATAN-600の測定によると、1年のタイムスケールで最大25％の変動レベルを示しています。FR0オブジェクトのフレア現象は、それらとブレーザーとの関係を示唆している可能性があります。
暗黒物質の量子的性質による構造形成に関する理解の再形成
| Title |
Reshaping_our_understanding_on_structure_formation_with_the_quantum_nature_of_the_dark_matter |
| Authors |
Carlos_R._Arg\"uelles,_Eduar_A._Becerra-Vergara,_Andreas_Krut,_Rafael_Yunis,_Jorge_A._Rueda,_Remo_Ruffini |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06199 |
デカップリング時の初期条件での暗黒物質（DM）粒子の量子的性質、およびDMハローの緩和と安定性を説明する宇宙論における非線形構造形成を研究します。宇宙論的N体シミュレーションとは異なり、一般相対性理論では、ハローが粗視化エントロピーを最大化することによって定常状態に到達する、自己重力フェルミ粒子の無衝突システムに熱力学的アプローチを使用します。とりわけ、宇宙学における重大な未解決の問題に対する答えを提供するこのアプローチの能力を示します：DM粒子の質量と性質、初期宇宙における超大質量ブラックホールの形成と性質、中間質量ブラックホールの性質小さなハローで、そしてコアカスプ問題。
W33での複数のNH $ _3 $遷移の観測
| Title |
Observations_of_multiple_NH$_3$_transitions_in_W33 |
| Authors |
K._Tursun,_C._Henkel,_J._Esimbek,_X._D._Tang,_T._L._Wilson,_A._Malawi,_E._Alkhuja,_F._Wyrowski,_R._Mauersberger,_K._Immer,_H._Asiri,_J._J._Zhou,_and_G._Wu |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06200 |
2.4kpcの距離にある、W33は、静止した赤外線暗黒雲と、若い巨大な星によって加熱された非常にアクティブな赤外線明るい雲のコアを含む、卓越した大規模で明るい10pcサイズの星形成複合体です。100mEffelsberg望遠鏡の40インチの解像度で得られた18〜26GHzの周波数範囲でのアンモニア（NH$_3$）反転線の測定値を報告します。（$J$、$K$）=（を検出しました。1,1）、（2,2）、（3,3）、（4,4）、（5,5）、（6,6）、（2,1）、（3,2）の遷移があります。（3,3）遷移のメーザーラインがW33メインに向かっています。明るさの温度とラインの形状は、最後の$\sim$36yrの間に有意な変化がないことを示しています。NH$_3$の動的温度、カラム密度、およびその他の物理的特性を決定しました。合計NH$_3$列密度については、40"（0.5pc）サイズの領域で6.0（$\pm$2.1）$\times$10$^{14}$、3.5（$\pm$0.1）$\times$10$^{15}$、3.4（$\pm$0.2）$\times$10$^{15}$、3.1（$\pm$0.2）$\times$10$^{15}$、2.8（$\pm$0.2）$\times$10$^{15}$および2.0（$\pm$0.2）$\times$10$^{15}$cm$^{-2}$、W33のピーク位置メイン、W33A、W33B、W33Main1、W33A1、W33B1、それぞれ。W33Mainは、ピーク位置で合計NH$_3$のフラクショナルアバンダンスが1.3（$\pm$0.1）$\times$10$^{-9}$です。1.4（$\pm$0.3）$\times$10$^{-8}$、1.6（$\pm$0.3）$\times$10$^{-8}$、3.4（$\pm$0.5）$\の高い値times$10$^{-8}$、1.6（$\pm$0.5）$\times$10$^{-8}$および4.0（$\pm$1.2）$\times$10$^{-8}$は次の場所で取得されます。W33A、W33B、W33Main1、W33A1、およびW33B1の中央位置。このことから、6つのW33クランプのすでに提案されたさまざまな進化段階を確認し、W51-IRS2またはSgrB2で遭遇する極端な条件に近づく領域にホットコアがないことを発見します。オルト対パラNH$_3$の存在比は、アンモニアが気相またはダスト粒子マントル上で$\gtrsim$20Kの運動温度で形成されているはずであることを示唆しています。
活動銀河核の幅広い輝線における分極
| Title |
Polarization_in_broad_emission_lines_of_Active_Galactic_Nuclei |
| Authors |
L._C._Popovi\'c,_E._Shablovinskaya,_Dj._Savi\'c |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06237 |
1型活動銀河核（AGN）の幅広い輝線の偏極について説明します。偏光は、ブロードライン領域（BLR）の形状、および偏光メカニズム、つまり散乱物質の分布に依存します。したがって、偏光測定は、BLRの形状と偏光のメカニズム（赤道または極性散乱）を示すことができます。さらに、ラインプロファイル全体の偏光角（PA）形状を使用して、超大質量ブラックホール（SMBH）の質量を測定し、BLR特性を制約することができます。理論的および観察的の両方の側面から、偏光に関する私たちおよびその他の最近の調査の概要を幅広い線で示します。
銀河中心における恒星SiOメーザーの3D運動学
43GHzと86GHzの恒星周囲のメーザー放射の観測に基づいて、銀河中心（GC）ブラックホールSgrA*から数パーセク以内の星の3D速度測定と加速限界を示します。2013年、2014年、2020年に超大型アレイ（VLA）で、2015年と2017年にアタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）で観測が行われました。合計28個のメーザーが検出され、そのうち4個が新しい検出です。これらのデータを現存するメーザー位置天文学と組み合わせて、10$\mu$asyr$^{-1}$および0.5$\mu$asyr$^{-2}$という低い不確実性で恒星の固有運動と加速度を計算します。、それぞれ、8kpcの距離で約0.5kms$^{-1}$および0.04kms$^{-1}$yr$^{-1}$に対応します。約0.5kms$^{-1}$の不確実性を伴うメーザースペクトルから視線速度を測定しますが、基礎となる恒星速度を推定するためのそのような測定の精度と精度は、一部のメーザーの複雑なスペクトルプロファイルによって制限されます。したがって、通常の不確実性が約0.1kms$^{-1}$yr$^{-1}$の半径方向の加速度限界を測定します。GCの質量分布のモデルから生じる予想される動きに関して、結果として得られる3D速度と加速度を分析します。
プロトマグネター流出における重い原子核の合成と超高エネルギー宇宙線への影響について
| Title |
On_the_synthesis_of_heavy_nuclei_in_protomagnetar_outflows_and_implications_for_ultra-high_energy_cosmic_rays |
| Authors |
Mukul_Bhattacharya,_Shunsaku_Horiuchi,_Kohta_Murase |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05863 |
強く磁化され、急速に回転する陽子中性子星（PNS）は、恒星の核の崩壊に起因する長時間のガンマ線バースト（GRB）を生成する可能性があることが示唆されています。磁気軸が一般に回転軸とずれているそのようなPNSからのニュートリノ駆動風における定常状態の特性と重元素元素合成を調査します。表面双極子場の強さ、初期自転周期、磁気傾斜角など、さまざまな中央エンジンの特性を考慮して、放射状に拡大する風の中で重い元素の原子核を合成できることを示します。このプロセスは、流出がポインティングフラックスが支配的であり、その低いエントロピーと速い膨張タイムスケールにより、同等の熱GRB流出と比較してより効率的な方法で重い核を形成できる場合に容易になります。また、これらの重い原子核の加速と生存を調べ、ガンマ線放出の電力供給にも関与する同じ物理領域内で十分に高いエネルギー$\gtrsim10^{20}\{\rmeV}$に到達できることを示します。、主に磁気散逸プロセスを介して。これらの磁化された流出は、一般に、調査した電子分率範囲0.4〜0.6でランタニドより重い元素の生成を達成できませんが、鉄のピーク元素の近くおよびそれを超えて核を合成できる以上の能力があることを示しています。
宇宙線陽電子と電子観測を利用して、天の川パルサーの平均化された特性を調べます
| Title |
Utilizing_cosmic-ray_positron_and_electron_observations_to_probe_the_averaged_properties_of_Milky_Way_pulsars |
| Authors |
Ilias_Cholis_and_Iason_Krommydas |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05864 |
パルサーは、電磁スペクトルで長い間研究されてきました。それらの環境は、高エネルギー宇宙線電子と陽電子が豊富で、そのような粒子で星間物質を豊かにする可能性があります。この作業では、AMS-02、CALET、およびDAMPEのコラボレーションによる最近の宇宙線観測を使用して、地元の天の川パルサー集団の平均的な特性を研究します。宇宙線核測定の範囲と一致する星間物質の仮定のために、局所的な天の川パルサー集団のシミュレーションを実行します。このような各シミュレーションには、固有の年齢、場所、初期スピンダウンパワー、宇宙線電子/陽電子スペクトルの$\sim10^{4}$パルサーが含まれています。このような天の川パルサーシミュレーションは$7\times10^{3}$以上生成されます。i）パルサーの誕生率とその誕生の確率的性質、ii）初期スピンダウンパワー分布、iii）ブレーキングインデックスと特徴的なスピンダウンタイムスケールの観点からの時間発展、iv）を説明し、研究します。宇宙線の電子と陽電子に向かうスピンダウン力の割合、およびv）星間物質と太陽圏を通過するそれらの伝播。$\sim10^{5}-10^{7}$yrのパルサーは、平均して3以上でなければならないブレーキングインデックスを持っていることがわかります。若いパルサーの電磁スペクトル観測でブレーキング指数が3未満であることがわかった場合、私たちの研究は、パルサーのブレーキング指数が年をとるにつれて平均して増加し、回転エネルギーの一部を保持できることを強く示唆しています。さらに、パルサーは、生成するスペクトルの観点から、宇宙線の電子と陽電子の発生源として比較的均一な特性を持ち、回転エネルギーのO（$10\％$）をISMの宇宙線に放出する可能性が高いことがわかります。最後に、$\simeq$12GeV陽電子で、これらのエネルギーに寄与する陽電子源の新しい部分母集団を示唆するスペクトルの特徴を見つけます。
超新星ニュートリノ信号からの原始中性子星の質量と半径の時間発展のための効率的な推定法
| Title |
Efficient_estimation_method_for_time_evolution_of_proto-neutron_star_mass_and_radius_from_supernova_neutrino_signal |
| Authors |
Hiroki_Nagakura_and_David_Vartanyan |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05869 |
この論文では、コア崩壊超新星（CCSN）のニュートリノ信号から原始中性子星（PNS）構造の時間発展を推定するための新しい方法を提示します。多次元CCSNシミュレーションの最近の結果を使用して、総放出ニュートリノエネルギー（TONE）とPNSの質量/半径の関係を調べ、それらが互いに強く相関していることを発見しました。TONEをPNSの質量と半径に時間の関数として接続する単純な多項式関数によって関係を適合させます。TONEと各ニュートリノ観測所での累積イベント数との相関関係を表す別のフィッティング関数を組み合わせることにより、純粋に観測されたニュートリノデータからPNSの質量と半径を取得できます。ニュートリノ信号のモックデータからPNSの質量と半径を取得する方法を示し、提案した方法の能力を評価します。この方法の限界を強調する一方で、重力波信号との共同分析の重要性についても説明します。これは、我々の方法におけるパラメータ推定の不確実性を減らし、可能なニュートリノ振動モデルを絞り込むかもしれません。提案された方法は非常に簡単で安価な計算であり、CCSNニュートリノ信号の実際のデータ分析に役立ちます。
相対論的衝撃の上流のピックアッププロセスによる粒子加速
| Title |
Particle_Acceleration_by_Pickup_Process_Upstream_of_Relativistic_Shocks |
| Authors |
Masanori_Iwamoto,_Takanobu_Amano,_Yosuke_Matsumoto,_Shuichi_Matsukiyo,_Masahiro_Hoshino |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05903 |
電子イオンプラズマにおける磁化された純粋に垂直な相対論的衝撃での粒子加速は、2次元のセル内粒子シミュレーションによって研究されます。上流のバルクローレンツ因子$\gamma_1\gg1$の磁化衝撃波は、衝撃波面から強い電磁波を放出することが知られており、刺激/誘導ラマン散乱を介して、上流領域に静電プラズマ波（航跡場）と横フィラメント構造を誘導します。それぞれ、フィラメント化の不安定性。航跡場とフィラメントは、入ってくる粒子の一部を粒子加速プロセスに注入します。このプロセスでは、粒子は航跡場によって上流のバルクフローから分離され、フローによって再びスパイクされます。拾われた粒子は、運動電場によって加速されます。達成可能な最大ローレンツ因子は、電子の場合は$\gamma_{max、e}\sim\alpha\gamma_1^3$、電子の場合は$\gamma_{max、i}\sim（1+m_e\gamma_1/m_i）\gamma_1^と推定されます。イオンの場合は2$。ここで、$\alpha\sim10$はシミュレーション結果から決定されます。$\gamma_1$が十分に大きい場合、弱い磁化の衝撃に対して$\alpha$は$\gamma_1$まで増加する可能性があります。この結果は、ガンマ線バーストの外部衝撃などの相対論的天体物理学的衝撃が効率的な粒子加速器になり得ることを示しています。
外れ値検出方法を使用したAMONによる一時的なマルチメッセンジャーイベントのモデルに依存しない検索
| Title |
Model_independent_search_for_transient_multimessenger_events_with_AMON_using_outlier_detection_methods |
| Authors |
T._Gregoire,_H._A._Ayala_Solares,_S._Coutu,_D._Cowen,_J._J._DeLaunay,_D._B._Fox,_A._Keivani,_F._Krauss,_M._Mostaf\'a,_K._Murase,_E._Neighta_and_C._F._Turley_(for_the_AMON_group) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05905 |
天体物理学マルチメッセンジャー天文台ネットワーク（AMON）は、偶然の一致を探すために、複数の天文台からしきい値以下のデータを受け取ります。考えられる信号の範囲（時間枠、エネルギー、イベント数など）のため、3つ以上のデータセットを同時に組み合わせるのは困難です。ただし、外れ値の検出方法では、バックグラウンドから発散する信号（スクランブルされたデータなど）を特定することで、この問題を回避できます。これらの方法を使用して、ニュートリノとガンマ線実験のしきい値以下のデータのモデルに依存しない組み合わせを作成することを提案します。python外れ値検出（PyOD）パッケージを使用すると、単純な「k最近傍」アルゴリズムから、インライアと外れ値をより適切に区別するためのデータポイントを生成する、より洗練された敵対的生成アクティブラーニングニューラルネットワークまで、いくつかの方法をテストできます。
チャンドラ深層南の活動銀河核における準周期的振動の探索
| Title |
Searching_for_Quasi-periodic_Oscillations_in_Active_Galactic_Nuclei_of_the_Chandra_Deep_Field_South |
| Authors |
Tong_Bao_and_Zhiyuan_Li |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06024 |
最近のX線観測により、活動銀河核（AGN）の光度曲線における準周期的振動（QPO）の証拠が増えていることが明らかになりました。これは、ブラックホール物理学の有用なプローブとして役立つ可能性があります。この作業では、チャンドラディープフィールドサウス（CDF-S）の約1000個のAGNの中からX線QPOを均一に体系的に検索します。7-Msチャンドラ観測を4つのエポックに分割し、2つの独立した方法、Lomb-ScargleピリオドグラムとGregory-Loredoアルゴリズムを使用して、これらのエポックのいずれかを通じて持続する周期信号を検索します。4つのエポックのいずれにおいても、どちらの方法でも統計的に有意な周期信号は見つかりません。光源の光度曲線の広範なシミュレーションは、この非検出は主にQPO検出におけるCDF-Sデータの適度な感度によるものであることを示唆しています。シミュレーションで予測された検出効率を使用して、永続的なQPOの固有の発生率<（15-20）％に意味のある制約を与えることができます。ただし、それらが現在知られている少数のAGNQPOと同様のパワースペクトル密度を共有している場合に限ります。。ただし、CDF-Sソース間で検出されないことを考えると、真の固有発生率はこの上限を大幅に下回る可能性があります。すべての観測の小さなサブセットでのみ検出される短命のQPOをさらに検索すると、2つの候補が得られます。1つは約13273秒の周期でソースXID643にあり、もう1つは約7065秒の周期でソースXID876にあります。。
暗黒物質を持つ暗いコンパクト惑星と中性子星の2番目のラブ数
| Title |
The_Second_Love_Number_of_Dark_Compact_Planets_and_Neutron_Stars_with_Dark_Matter |
| Authors |
Yannick_Dengler,_J\"urgen_Schaffner-Bielich_and_Laura_Tolos |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06197 |
暗黒物質の粒子質量の広い範囲で、暗黒物質の相互作用が弱くて強い場合について、通常の物質と非自己消滅型のフェルミオン暗黒物質でできたコンパクトな物体の質量半径関係と第2ラブ数を調べます。半径が10km未満で、質量が地球や木星のような恒星の物体に似たコンパクトな物体の安定した構成が得られます。特定のパラメータ範囲では、暗黒物質のない中性子星に期待されるものと比較して著しく異なる2番目のラブ数が見つかります。したがって、これらのコンパクトオブジェクトのコンパクトさを取得し、バイナリ中性子星の合併による重力波検出からそれらの潮汐変形性を測定することにより、2番目のラブ数の抽出値により、状態方程式に関係なく、中性子星内の暗黒物質の存在を判断できます。普通の事柄の。
低質量の若い星団からの階層的トリプルにおけるコンパクトオブジェクトの合併
| Title |
Compact_Object_Mergers_in_Hierarchical_Triples_from_Low-Mass_Young_Star_Clusters |
| Authors |
Alessandro_Alberto_Trani,_Sara_Rastello,_Ugo_N._Di_Carlo,_Filippo_Santoliquido,_Ataru_Tanikawa,_Michela_Mapelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06388 |
外側の伴星が周回する連星は、階層的な三項系を構成します。外側の物体は、von〜Zeipel-Lidov-Kozai（ZLK）メカニズムを介して内側のバイナリの偏心を励起し、そのメンバーがコンパクトオブジェクトである場合に内側のバイナリの重力波（GW）合体をトリガーします。ここでは、内部ブラックホール（BH）-BHバイナリ、BH-中性子星（NS）バイナリ、およびBH-白色矮星（WD）バイナリを備えた階層トリプルのサンプルを研究します。大量の若い星団。私たちのトリプルのサンプルは、最新の恒星進化論を含む星団の直接N体シミュレーションから自己無撞着に得られました。トリプルの内部バイナリは、GW放射だけではマージできないことがわかり、ZLKメカニズムはそれらの合体をトリガーするために不可欠です。若い星団で動的に組み立てられた連星とは対照的に、トリプルにマージされた連星BHは、優先的に低い質量比（q〜0.3）と高い一次質量（m_p>40MSun）を持ちます。BH-BH、BH-NS、およびBH-WDバイナリについて、それぞれ0.60、0.11、および0.5yr^-1Gpc^-3のローカル合併率密度を導き出します。さらに、マージするバイナリは、LIGO-Virgo-KAGRA（LVK）、LISA、およびDECIGO周波数を含む、GWスペクトル全体で高い偏心を持っていることがわかります。BH-BHの約7％とBH-NSバイナリの60％は、LVKバンドで検出可能な偏心を持っています。私たちの結果は、マージするバイナリの離心率とマススペクトルが、トリプルからのGWマージを識別するための最も強力な機能であることを示しています。
COMAP初期科学：II。パスファインダーインストゥルメント
| Title |
COMAP_Early_Science:_II._Pathfinder_Instrument |
| Authors |
James_W._Lamb,_Kieran_A._Cleary,_David_P._Woody,_Morgan_Catha,_Dongwoo_T._Chung,_Joshua_Ott_Gundersen,_Stuart_E._Harper,_Andrew_I._Harris,_Richard_Hobbs,_H{\aa}vard_T._Ihle,_Jonathon_Kocz,_Timothy_J._Pearson,_Liju_Philip,_Travis_W._Powell,_Lilian_Basoalto,_J._Richard_Bond,_Jowita_Borowska,_Patrick_C._Breysse,_Sarah_E._Church,_Clive_Dickinson,_Delaney_A._Dunne,_Hans_Kristian_Eriksen,_Marie_Kristine_Foss,_Todd_Gaier,_Junhan_Kim,_Charles_R._Lawrence,_Jonas_G._S._Lunde,_Hamsa_Padmanabhan,_Maren_Rasmussen,_Anthony_C._S._Readhead,_Rodrigo_Reeves,_Thomas_J._Rennie,_Nils-Ole_Stutzer,_Duncan_J._Watts_and_Ingunn_Kathrine_Wehus |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05928 |
線強度マッピング（LIM）は、宇宙時間にわたって銀河の全体的な特性を追跡するための新しい手法です。星形成のトレーサーである赤方偏移した一酸化炭素（CO）からの非常に微弱な信号の検出は、全出力装置で実現可能なものの限界を押し上げます。COマッピングプロジェクト（COMAP）パスファインダーは、コンセプトを証明し、将来の実験のための技術を開発し、初期の科学製品を提供することを目的とした第1世代の機器です。10.4mアンテナ上の六角形の焦点面配置の19の受信機チャネル、および2MHzの分解能で瞬間的な26-34GHzの周波数範囲を備えているため、$z\からCO（$J$=1-0）を測定するのに最適です。sim3$。このホワイトペーパーでは、パスファインダーを設計および構築するための戦略と、直面した課題について説明します。機器の設計は、補助科学の要件よりもLIM要件を優先していました。数年の操作の後、機器はよく理解されており、データの最初の年はすでに有用な科学的結果を生み出しています。このパスファインダーの経験は、次世代の実験の設計を推進します。
COMAP初期科学：III。 COデータ処理
| Title |
COMAP_Early_Science:_III._CO_Data_Processing |
| Authors |
Marie_K._Foss,_H{\aa}vard_T._Ihle,_Jowita_Borowska,_Kieran_A._Cleary,_Hans_Kristian_Eriksen,_Stuart_E._Harper,_Junhan_Kim,_James_W._Lamb,_Jonas_G._S._Lunde,_Liju_Philip,_Maren_Rasmussen,_Nils-Ole_Stutzer,_Bade_D._Uzgil,_Duncan_J._Watts,_Ingunn_K._Wehus,_David_P.Woody,_J._Richard_Bond,_Patrick_C._Breysse,_Morgan_Catha,_Sarah_E._Church,_Dongwoo_T._Chung,_Clive_Dickinson,_Delaney_A._Dunne,_Todd_Gaier,_Joshua_Ott_Gundersen,_Andrew_I._Harris,_Richard_Hobbs,_Charles_R._Lawrence,_Norman_Murray,_Anthony_C._S._Readhead,_Hamsa_Padmanabhan,_Timothy_J._Pearson,_Thomas_J._Rennie |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.05929 |
生の検出器の読み取り値をキャリブレーションされた星図に変換する、最初のシーズンのCOMAP分析パイプラインについて説明します。このパイプラインは、ゲインキャリブレーション、フィルタリング、データ選択、およびマップ作成の4つの主要なステップを実装します。絶対ゲインキャリブレーションは、機器と天体物理学のソースの組み合わせに依存しますが、相対ゲインキャリブレーションは、リアルタイムの総電力変動を利用します。高効率フィルタリングは、受信機内および受信機間での分光同相信号除去によって実現され、単一周波数チャネル内でほぼ無相関のホワイトノイズが発生します。その結果、フィルタリングされたタイムストリームをピクセル化されたマップにビニングすることにより、ほぼ最適であるが偏ったマップが生成されます。対応する信号バイアス伝達関数は、シミュレーションによって推定されます。データの選択は、$\chi^2$やマルチスケール相関検定など、一連の適合度統計によって自動的に実行されます。このパイプラインを最初のシーズンのCOMAPデータに適用して、相関ノイズのレベルが非常に低いデータセットを作成します。2つのスキャン戦略の1つ（リサージュタイプ）は、残りの機器体系に敏感であることがわかります。その結果、このタイプのスキャンは使用されなくなり、この方法で取得されたデータはシーズン1のパワースペクトル推定から除外されます。データ処理と効率の観察を注意深く分析し、計画された改善を考慮して将来のパフォーマンスを見積もります。ファーストシーズンのCOMAPマップから得られたパワースペクトルの結果は、コンパニオンペーパーで提示および説明されています。
最初のMicro-X観測ロケット飛行による宇宙での3段階SQUIDシステムのモデリング
| Title |
Modeling_a_Three-Stage_SQUID_System_in_Space_with_the_First_Micro-X_Sounding_Rocket_Flight |
| Authors |
J.S._Adams,_S.R._Bandler,_N._Bastidon,_M.E._Eckart,_E._Figueroa-Feliciano,_J._Fuhrman,_D.C._Goldfinger,_A.J.F._Hubbard,_D._Jardin,_R.L._Kelley,_C.A._Kilbourne,_R.E._Manzagol-Harwood,_D._McCammon,_T._Okajima,_F.S._Porter,_C.D._Reintsema,_S.J._Smith |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06313 |
Micro-X観測ロケットは、NASAが資金提供するX線望遠鏡のペイロードであり、2018年7月22日に初飛行を完了しました。このイベントは、トランジションエッジセンサー（TES）とそのSQUIDベースの多重読み取りシステムの宇宙での最初の運用を示しました。残念ながら、ACSのポインティング障害のため、ロケットは5分間の観測期間中に回転しており、科学的データは収集されませんでした。ただし、内部キャリブレーションソースから収集されたデータは、ペイロードの部分的な成功を示し、宇宙でのTESおよびSQUIDの応答を研究するユニークな機会を提供します。特に興味深いのは、地球の磁場を転がるときのNISTMUX06aSQUID読み出しシステムの磁場応答です。SQUIDのベースライン応答を説明するモデルを提示します。これにより、ピクセルのサブセットが完全な観測期間にわたって「ロック」されなくなります。Micro-Xロケットの将来の飛行には、磁化率が劇的に低減されたNISTMUX18bSQUIDシステムが含まれる予定です。
テクノシグネチャー検証フレームワークを使用したブレイクスルーリッスンの対象信号blc1の分析
| Title |
Analysis_of_the_Breakthrough_Listen_signal_of_interest_blc1_with_a_technosignature_verification_framework |
| Authors |
Sofia_Z._Sheikh,_Shane_Smith,_Danny_C._Price,_David_DeBoer,_Brian_C._Lacki,_Daniel_J._Czech,_Steve_Croft,_Vishal_Gajjar,_Howard_Isaacson,_Matt_Lebofsky,_David_H._E._MacMahon,_Cherry_Ng,_Karen_I._Perez,_Andrew_P._V._Siemion,_Claire_Isabel_Webb,_Andrew_Zic,_Jamie_Drew,_S._Pete_Worden |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06350 |
地球外知的生命体（SETI）の検索の目的は、技術署名を通じて地球を超えた技術的に可能な生命を見つけることです。2019年4月29日、ブレイクスルーリッスンSETIプロジェクトは、パークスの「ムリヤン」電波望遠鏡でプロキシマケンタウリを観測しました。これらのデータには、982MHz付近の技術署名（「blc1」）とほぼ一致する特性を持つ狭帯域信号が含まれていました。ここでは、blc1に適用する、人間が生成した電波干渉の遍在性のコンテキストで、潜在的な技術署名の分析手順を示します。この手順を使用すると、blc1は地球外の技術署名ではなく、観測ケイデンスに沿った局所的な時間変化する干渉源の電子的にドリフトする相互変調積であることがわかります。一般的なクロック発振器に調和的に関連する周波数で、blc1と同様の形態の無線干渉のインスタンスが数十個見つかります。これらの複雑な相互変調積は、この作業で概説されているような手順を使用して、関心のある信号を詳細にフォローアップする必要性を浮き彫りにします。
RSCVn型星の活動サイクル
南半球の参考文献から121個のRSCVnタイプの星のリストを編集して、広範囲の光度と回転周期をカバーする活動サイクルを検索します。リストの各システムについて、全天自動捜索システム（ASAS）から測光データを取得し、光学ロボット観測所（ORO）で取得した独自の測光で補完します。このデータをGeneralizedLomb-Scargleピリオドグラムで分析して、各システムの自転周期と可能な活動サイクルを決定します。102システムのローテーション期間と91システムのアクティビティサイクルが見つかりました。結果の統計分析から、巨星は準巨星や主系列星とは異なる振る舞いをし、回転周期と光度の間には良好な相関関係があることがわかりました。
太陽フレアに関与する磁場の理解の向上に向けて：フレアリボン内の磁場の統計分析
| Title |
Toward_Improved_Understanding_of_Magnetic_Fields_Participating_in_Solar_Flares:_Statistical_Analysis_of_Magnetic_Field_within_Flare_Ribbons |
| Authors |
Maria_D._Kazachenko,_Benjamin_J._Lynch,_Antonia_Savcheva,_Xudong_Sun,_Brian_T._Welsch |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06048 |
激しい太陽フレアとコロナ質量放出（CME）は磁気現象です。ただし、フレア内で再接続する磁場が非フレア磁場とどのように異なるかは、フレアの磁気特性の研究が不足しているため、不明なままです。ここでは、光球内のフレア（フレアリボンで強調表示）ベクトル磁場の最初の統計的研究を紹介します。私たちの体系的なアプローチにより、磁束、磁気せん断、垂直電流、およびアクティブ領域のフレア部分と非フレア部分の正味電流の分布など、太陽フレア磁気の主要な物理的特性を記述し、これらをフレア/CME特性と比較できます。私たちの分析によると、フレアは、再接続プロセスに関与する磁束の総量や総電流（広範な特性）など、ARサイズに比例する物理的特性によって導かれますが、CMEは、割合などの平均特性によって導かれます。極性反転線（PIL）でのせん断量や正味電流にほとんど依存せずに関与するAR磁束の（示量性）。中和されていない電流はPILでのせん断の量に比例することがわかり、PILに沿って磁気せん断を生成する可能性のあるメカニズムの結果として正味の垂直電流が形成されるという直接的な証拠が得られます。また、噴火イベントは、閉じ込められたイベントよりもPILフラックスが小さく、磁気せん断が大きい傾向があることもわかりました。私たちの分析は、より現実的な太陽と恒星のフレアモデルのリファレンスを提供します。データベースはオンラインで利用可能であり、フレア磁性の将来の定量的研究に使用できます。
原始惑星系円盤の内部天文単位
干渉法の黄金時代が到来し、これまで以上に詳細な小規模な観測が可能になりました。いくつかの分野では、これは惑星の形成や若い星の研究のように大きな影響を及ぼしました。最先端の高角度分解能の観測は、降着や昇華からディスク風やその他の流出に至るまで、処理された多くの物理的な洞察を提供します。この論文では、計装科学と観察科学の両方を含む、私の博士号の幅広い作品を紹介します。計装活動は、CHARAでの新世代ベースラインソリューションの開発から、MIRC-Xでの新しい観測モードの試運転に端を発し、これまでに発表された若い恒星状天体の初めてのJバンド干渉観測を可能にします。科学の結果は、傾斜によって引き起こされた非対称性を明らかにする絶妙な画像再構成に加えて、若いオブジェクトSUぎょしゃ座の最も内側の領域から発せられるほこりっぽい風の直接的な証拠を見つけます。さらに、私が比類のない精度で温度勾配を導き出すとき、私は爆発する星FUOrionisの内側の円盤の粘性加熱の証拠を見つけます。この論文のさまざまな研究から1つの全体的な結論を引き出すことは困難ですが、ここで説明する結果は、若い恒星系の独自性の証拠であり、天体物理学で最も遍在するいくつかのプロセスに関する重要な情報を提供します。機器の開発はまた、光干渉法の成長し続ける分野における将来の科学のための刺激的な機会を開きます。
プラスケット星の磁場と磁気圏：システムの理解における根本的な変化
| Title |
The_magnetic_field_and_magnetosphere_of_Plaskett's_star:_A_fundamental_shift_in_our_understanding_of_the_system |
| Authors |
J.H._Grunhut,_G.A._Wade,_C.P._Folsom,_C._Neiner,_O._Kochukhov,_E._Alecian,_M._Shultz,_V._Petit,_and_the_MiMeS_and_BinaMIcS_collaborations |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06251 |
プラスケット星の「星」は、熱くて巨大な磁気星を含むことが知られている少数の短周期連星の1つであるように見えます。2013年の発見調査に基づいて、広範な分光偏光測定（Stokes$V$）データセットをアーカイブ測光および分光偏光測定と組み合わせて、システムの高速回転するブロードラインコンポーネントの磁場と磁気圏の本質的な特性を確立します。最小二乗デコンボリューション（LSD）を適用して、各ストークス$V$スペクトルから縦磁場を推測します。CoRoT測光および磁気圏スペクトル線の等価幅測定と組み合わせた縦方向磁場測定の時系列を使用して、磁気星の自転周期が$1.21551^{+0.00028}_{-0.00034}$dに等しいと推測します。ZeemanDopplerImagingを使用してStokes$V$LSDプロファイルをモデル化し、O型星の最初の{信頼できる}磁気マップを作成します。主に双極子であるが、重要な四重極成分と弱い高次成分を持つ磁場を見つけます。双極子成分の傾斜角は90度近くで、極強度は約850Gですが、表面全体の平均磁場強度は520Gです。理論的な磁気圏パラメーターの計算を更新し、それらの予測と一致して、明確に識別します。H$\alpha$、H$\beta$、およびHeII$\lambda4686$線の変動性の特徴は、星を取り巻く高密度の遠心磁気圏の存在を確認します。最後に、観測されたストークス$V$プロファイルの視線速度（RV）変動の検出の欠如を報告します。これは、ブロードライン星のスペクトル線の大きなRV変動の歴史的報告が偽物である可能性があることを示唆しています。この発見は、プラスケット星の歴史的モデルをほぼ等しい質量のO+Oバイナリシステムとして根本的に改訂する動機となる可能性があります。
毎月の黒点領域の半球の非対称性は長期記憶を伴う不規則なプロセスですか？
| Title |
Is_the_Hemispheric_Asymmetry_of_Monthly_Sunspot_Area_an_Irregular_Process_with_Long-Term_Memory? |
| Authors |
Ratul_Das,_Aparup_Ghosh_and_Bidya_Binay_Karak |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06332 |
黒点周期の半球の非対称性は、太陽の本当の特徴です。しかし、その起源はまだよく理解されていません。ここでは、黒点の面積（および数）の非対称性の非線形時系列分析を実行して、そのダイナミクスを調査します。黒点領域の非対称性の相関次元を測定することにより、データに奇妙なアトラクターはないと結論付けます。樋口の次元をさらに計算すると、半球の非対称性は主に確率的ノイズによって支配されていると結論付けます。ただし、ハースト指数の動作は、時系列がメモリのない確率的ノイズによって完全に決定されるのではなく、2つの太陽周期を超える可能性のある長期的な持続性があることを示しています。したがって、私たちの研究は、太陽黒点周期の半球の非対称性は、主に太陽ダイナモのいくつかの不規則なプロセスに起因することを示唆しています。太陽周期の非対称性の長期的な持続性は、太陽磁場が対流層にいくらかの記憶を持っていることを示唆しています。
太陽風のホイスラモード波と相互作用する電子の確率的拡散
ウィスラーの振幅と伝播角度の増加の影響は、変分試験粒子シミュレーションと共鳴幅の計算を通じて研究されます。典型的な1AUの太陽風パラメーターの高振幅で斜めのホイッスラーは、追加のプロセスなしで等方性の集団を形成できますが、準平行ホイッスラーとの異常な相互作用は、太陽の近くのハロー形成のプロセスに不可欠です。高振幅で準平行なホイスラがなければ、ストラール電子を低速（波の位相速度未満）に散乱させてハロー集団を形成することはできません。また、大きな振幅の波との共鳴相互作用のために運動が非常に確率的である場合の数値計算に必要な、位相空間ボリュームのエラーの注意深い取り扱いについても詳しく説明します。これらの誤差の計算は、PICシミュレーションとテスト粒子シミュレーションの両方で幅広い用途があります。
NRPyLaTeX：一般相対性理論のための数式処理システムへのLaTeXインターフェース
各数式処理システム（CAS）には数式を入力するための独自の構文が含まれていますが、LaTeXはおそらく数学を植字するための最も普及している言語です。NRPyLaTeX（NL）を使用すると、一般相対性理論と微分幾何学に関連する複雑なテンソル式（アインシュタインの縮約記で記述）をSymPyCASに直接LaTeXで入力できます。SymPyはMathematicaおよびMapleCASと互換性のある出力もサポートしているため、NLは、広く使用されている3つのCASでテンソル式を入力および操作するための学習曲線を低くします。ただし、LaTeXは植字言語であるため、数式のあいまいさを解決するようには設計されていません。これに対処するために、NLは、たとえば変数/キーワードを定義し、それらにプロパティ/属性を割り当てる便利な構成インターフェイスを実装します。構成コマンドはLaTeXコメントとして表示されるため、NLワークフロー全体を、レンダリングされた数式に干渉することなく、科学論文のLaTeXソースコードにシームレスに適合させることができます。さらに、NLはインデックス付きシンボル（テンソルなど）にNRPy+の厳密な構文を採用しているため、NRPy+を使用してNL出力を高度に最適化されたC/C++コードカーネルに直接変換できます。最後に、NLは堅牢でユーザーフレンドリーなエラー処理を備えており、一般的なテンソルインデックスエラーをキャッチし、未解決のあいまいさを報告して、CasへのLaTeX式の入力と検証をさらに促進します。
連続重力波は単色光に類似しているため、干渉や回折などの波動効果を検出するために使用できます。これは、強くレンズ化された重力波で可能になります。この記事では、ポイントマスレンズや特異等温球（SIS）などの広く使用されている2つのレンズモデルについて、幾何光学と波動光学の2つの異なる領域での重力波のコンテキストでの重力レンズの理論をレビューおよび要約します。重力波の波の性質による観測可能な影響について説明します。干渉の結果として、GWは、地上ベースのアインシュタイン望遠鏡、コズミックエクスプローラー、または宇宙搭載のLISA、DECIGOなどの次世代検出器で観測できる可能性のあるビートパターンを生成します。これにより、レンズシステムの特性やその他の宇宙論的パラメーターを別の手法で推定する機会が得られます。回折マイクロレンズ法は、球状星団の中心に形成された中間質量ブラックホールを検索するための貴重な方法になる可能性があります。また、文献で提案されているポアソン-アラゴスポットを検出するという興味深いアイデアも指摘します。
古典的なポテンシャルを持たず、弦理論のコンパクト化の残骸として出現すると予想される光モジュライ場は、宇宙論にとって危険です。1。それらの遅い時間の減衰は、成功したビッグバン核合成（BBN）を混乱させる可能性があります。それらは重力対に崩壊し、BBN制約に違反するか、最も軽いSUSY粒子（LSP、宇宙の暗黒物質の少なくとも一部を構成すると想定される）の過剰生成をもたらす可能性があります。DMの過剰生産。一緒に、これらは宇宙論的係数問題（CMP）を構成します。組み合わされた効果には、最も軽い弾性率の質量m_\phi>〜10^4TeVが必要であり、最も軽い弾性率の質量m_\phiがSUSYの破れのスケールm_{3/2}と相関している場合、基礎となるSUSYモデルは非常に不自然になります。暗黒物質とバリオン物質の比率があまりにも高くないという要件により、最も軽い弾性率の初期磁場強度\phi_0が\phi_0\sim10^{-7}m_Pになるように人為的に選択されるCMPの解決策を提示します。オブザーバーを作成するのに十分なバリオンが宇宙に存在するように、現在の値から遠く離れています。この場合、ニュートラリーノはモジュラス減衰温度でのニュートラリーノ再消滅による暗黒物質の過剰生成の代わりに、減少したモジュラス数密度を継承し、それによって測定された暗黒物質の遺物密度と一致します。
GAPS実験用に大量生産された大面積Si（Li）検出器の統計的調査
| Title |
Statistical_investigation_of_the_large-area_Si(Li)_detectors_mass-produced_for_the_GAPS_experiment |
| Authors |
M._Kozai,_K._Tokunaga,_H._Fuke,_M._Yamada,_C.J._Hailey,_C._Kato,_D._Kraych,_M._Law,_E._Martinez,_K._Munakata,_K._Perez,_F._Rogers,_N._Saffold,_Y._Shimizu,_K._Tokuda,_M._Xiao |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06100 |
GeneralAntiparticleSpectrometer（GAPS）実験用に開発されたリチウムドリフトシリコン（Si（Li））検出器は、厚い（〜2.2mm）高感度層、大きな（10cm）直径、および優れたエネルギー分解能（20で約4keV）を備えています。比較的高い動作温度（約-40℃）で-100keVのX線）。GAPS用の大容量シリコントラッカーを構築するために、GAPSSi（Li）検出器の大量生産が行われています。高い（〜90％）歩留まりで大面積Si（Li）検出器の大量生産の最初の成功を達成しました。検出器の性能や製造パラメータなど、検出器の製造に関連する貴重なデータセットが、大量生産中に記録および収集されました。この研究では、大量生産を包括的に調査し、製造方法に関する貴重な洞察を得ることを目的として、統計的手法を使用してデータセットを分析します。検出器とストリップの間の性能パラメータ（漏れ電流と静電容量）の十分な均一性が見られ、高品質で安定した大量生産を示しています。また、データマイニング技術を使用して、検出器の性能と製造パラメータの相関関係を検索します。従来の多変量解析（重回帰分析）と機械学習手法（回帰ツリー分析）が補完的に使用されており、Liドリフトプロセスが完成した検出器のパフォーマンスパラメータに大きく貢献していることがわかります。ドリフトプロセスの詳細な調査は、環境データを使用して実行され、物理的な解釈が提示されます。私たちの結果は、この種の大面積Si（Li）検出器の製造方法に関する貴重な洞察を提供し、大容量のシリコントラッカーを必要とする将来のプロジェクトを促進します。
天体物理学のガモフ-テラー遷移のための修正されたブリンク-アクセル仮説
| Title |
A_modified_Brink-Axel_hypothesis_for_astrophysical_Gamow-Teller_transitions |
| Authors |
Raul_A._Herrera,_Calvin_W._Johnson._George_M._Fuller |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06242 |
高度に励起された核状態からの弱い相互作用の荷電電流遷移強度は、コンパクトなオブジェクトの組成とダイナミクスを正確にモデル化するための基本的な要素ですが、実験または理論から取得することは困難です。選択肢がないため、計算は一般化されたブリンクアクセル仮説に頼ることがよくあります。つまり、強度関数（遷移確率）は初期の核状態に依存せず、遷移エネルギーと弱い相互作用の特性にのみ依存すると仮定します。親核の基底状態。ここでは、天体物理学のアプリケーションに関連する$pf$シェル核のガモフ-テラー遷移の修正された「ローカル」ブリンクアクセル仮説の数値的証拠を提示します。具体的には、元のBrink-Axel仮説はグローバルには成り立ちませんが、エネルギーの近くの初期状態からの強度関数は、統計的変動内で類似しています。これは、強度関数モーメントに関する以前の研究と一致しています。この修正された仮説を使用して、任意の励起エネルギーで半収束した初期状態を使用して、以前は手に負えなかった初期エネルギーで強度関数に取り組むことができます。私たちの研究は、崩壊近くの恒星の核で発生する温度での中質量核の正確な熱的弱遷移速度を計算するための十分に根拠のある方法を提供します。最後に、以前の天体物理学率の計算と比較します。
全体的な磁気圏境界面電流へのイオン温度勾配の寄与
| Title |
The_Ion_Temperature_Gradient_Contribution_to_the_Global_Magnetopause_Current |
| Authors |
Jason_M._H._Beedle,_David_J._Gershman,_Vadim_M._Uritsky,_Tai_D._Phan,_Barbara_L._Giles |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06329 |
磁気圏境界面の反磁性電流は、境界層を横切る密度と温度によって駆動される圧力勾配から発生します。理論的には認識されていますが、磁気圏境界面電流システムへの温度の寄与はまだ体系的に研究されていません。このギャップを埋めるために、磁気圏マルチスケール（MMS）磁気圏境界面交差点のデータベースを使用して、反磁性電流と、昼間および側面の磁気圏境界面全体でのそれらの寄与を分析しました。我々の結果は、イオン温度勾配成分が磁気圏境界面に沿ってイオン反磁性電流の最大30％を構成し、通常、古典的なチャップマン-フェラーロ電流方向に反対し、密度勾配成分を破壊的に妨害し、したがって総反磁性電流を低下させることを示しています。この効果は、側面の磁気圏境界面で最も顕著です。電子の反磁性電流は、平均してイオンの反磁性電流よりも4〜12倍弱いことがわかりました。
宇宙船の測距観測の処理に使用される太陽風密度モデルの改善
| Title |
Improving_the_Solar_Wind_Density_Model_Used_in_Processing_of_Spacecraft_Ranging_Observations |
| Authors |
Dan_Aksim,_Dmitry_Pavlov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06330 |
無線信号遅延の原因としての太陽プラズマは、太陽および惑星科学において重要な役割を果たしてきました。宇宙船の測距測定から太陽の近くの電子の分布を研究する初期の実験は、無線信号が太陽の近くを通過するように設計されました。現在、宇宙船追跡観測の処理は別の目標を果たしています。惑星、最も重要なのは火星の軌道を正確に（メートルレベルで）決定することです。太陽プラズマは、これらの観測に時変遅延を追加します。これは、この場合は不要であり、データを惑星の解に入れる前に差し引く必要があります。現在の惑星の天体暦は、太陽プラズマの対称的な定常べき乗則モデルを仮定して遅延を計算します。本研究は、EPM月惑星天体暦のカスタムバリアントに基づいて、その仮定の正確性と正確性の問題を提起し、OMNIによって提供された現場データと太陽風のENLIL数値モデルに基づいて代替モデルを調べます。
