Abell3667の拡散電波源とそれらの熱プラズマとの相互作用のMeerKATビュー
| Title |
MeerKAT_view_of_the_diffuse_radio_sources_in_Abell_3667_and_their_interactions_with_the_thermal_plasma |
| Authors |
F._de_Gasperin,_L._Rudnick,_A._Finoguenov,_D._Wittor,_H._Akamatsu,_M._Bruggen,_T._E._Clarke,_W._Cotton,_V._Cuciti,_P._Dominguez-Fernandez,_K._Knowles,_S._P._O'Sullivan,_L._Sebokolodi |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06940 |
銀河団は、その寿命の間に、大規模構造のフィラメントからの物質の降着や他の銀河団との融合によって成長します。これらの合併は、合併の衝撃と乱流を通じて、銀河団ガス（ICM）に大量のエネルギーを放出します。これらの現象は、それぞれ電波遺物および電波ハローとして知られる電波源の形成に関連しています。電波の遺物とハローは、クラスターのこれらの動的にアクティブな領域の複雑な特性、および一般にICMの微物理を研究するためのユニークなプロキシです。Abell3667は、ラジオの遺物の大きなペアをホストするマージシステムの見事な例です。その近接性（z=0.0553）と大きな質量により、システムはこれらのソースを独自の高レベルの詳細で研究することを可能にします。MeerKAT銀河団レガシー調査の一環として、MeerKATを使用してAbell3667を観測しました。これらのデータを使用して、偏光やスペクトル特性など、クラスターの大規模な発光を研究しました。解像度が3kpcに達する、これまでのAbell3667の無線遺物システムの最も詳細なビューを示します。遺物は、粒子加速の複数の領域と磁場の局所的な増強に関連している可能性が高い、異なるスペクトルおよび分極特性を持つフィラメントのネットワークで満たされています。逆に、フィラメント間の空間の磁場は、同じクラスター中心距離の非摂動領域で予想されるものに近い強度を持っています。MHDシミュレーションとの比較は、複数の加速サイトとしてのフィラメントのアイデアをサポートします。私たちの観測はまた、南東から合流した弾丸のようなサブクラスターの結果として発達した細長いラジオハローの存在を確認します。最後に、磁気ドレープのプロセスを、弾丸のクールコアの残骸を囲む薄い偏光電波源に関連付けます。
ダークエネルギーサーベイ1年目のデータからの調和空間における宇宙シアー：構成空間の結果との互換性
| Title |
Cosmic_Shear_in_Harmonic_Space_from_the_Dark_Energy_Survey_Year_1_Data:_Compatibility_with_Configuration_Space_Results |
| Authors |
H._Camacho,_F._Andrade-Oliveira,_A._Troja,_R._Rosenfeld,_L._Faga,_R._Gomes,_C._Doux,_X._Fang,_M._Lima,_V._Miranda,_T._F._Eifler,_O._Friedrich,_M._Gatti,_G._M._Bernstein,_J._Blazek,_S._L._Bridle,_A._Choi,_C._Davis,_J._DeRose,_E._Gaztanaga,_D._Gruen,_W._G._Hartley,_B._Hoyle,_M._Jarvis,_N._MacCrann,_J._Prat,_M._M._Rau,_S._Samuroff,_C._S\'anchez,_E._Sheldon,_M._A._Troxel,_P._Vielzeuf,_J._Zuntz,_T._M._C._Abbott,_M._Aguena,_S._Allam,_J._Annis,_D._Bacon,_E._Bertin,_D._Brooks,_D._L._Burke,_A._Carnero_Rosell,_M._Carrasco_Kind,_J._Carretero,_F._J._Castander,_R._Cawthon,_M._Costanzi,_L._N._da_Costa,_M._E._S._Pereira,_J._De_Vicente,_S._Desai,_H._T._Diehl,_P._Doel,_S._Everett,_A._E._Evrard,_I._Ferrero,_B._Flaugher,_P._Fosalba,_D._Friedel,_J._Frieman,_J._Garc\'ia-Bellido,_D._W._Gerdes,_R._A._Gruendl,_J._Gschwend,_G._Gutierrez,_S._R._Hinton,_D._L._Hollowood,_K._Honscheid,_D._Huterer,_D._J._James,_K._Kuehn,_N._Kuropatkin,_O._Lahav,_M._A._G._Maia,_J._L._Marshall,_P._Melchior,_F._Menanteau,_R._Miquel,_R._Morgan,_F._Paz-Chinch\'on,_D._Petravick,_A._Pieres,_A._A._Plazas_Malag\'on,_K._Reil,_M._Rodriguez-Monroy,_E._Sanchez,_V._Scarpine,_M._Schubnell,_S._Serrano,_I._Sevilla-Noarbe,_M._Smith,_M._Soares-Santos,_E._Suchyta,_G._Tarle,_D._Thomas,_C._To,_T._N._Varga,_J._Weller,_R.D._Wilkinson_(DES_Collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.07203 |
ダークエネルギーサーベイ（DES-Y1）によって収集されたデータの最初の年を使用して、調和空間で宇宙シアー分析を実行します。メタキャリブレーションカタログを使用して宇宙の弱いレンズ効果のせん断パワースペクトルを測定し、CosmoSISのフレームワーク内で尤度分析を実行します。バリオン効果の汚染に基づいてスケールカットを設定し、赤方偏移とせん断キャリブレーションの不確実性、および固有のアライメントをモデル化します。非ガウス寄与を含む、ガウス項のマスク形状を説明する分析計算を基準共分散行列として採用します。1200の対数正規シミュレーションのスイートを使用して、調和空間パイプラインと共分散行列を検証します。一連のストレステストを実行して、調和空間分析のロバスト性を測定します。最後に、構成空間でDES-Y1パイプラインを使用して、同様の尤度分析を実行し、両方の結果を比較して、宇宙論的パラメーター$S_8$、$\sigma_8$、および$\Omega_m$の推定における互換性を示します。このホワイトペーパーで実装および検証された方法により、今後のDESデータで一貫した高調波空間分析を実行できるようになります。
制御パラメータを調整することにより、現在の暗黒エネルギーとインフレーションを統合できる質量変化ニュートリノモデルPRD103、063540（2021）を使用して、初期の暗黒エネルギーを生成できるかどうかを調べます。モデルは次のように機能します。ビッグバンの初期段階では、$\phi=0$で最小値に閉じ込められたインフラトンは、ニュートリノとの相互作用により隆起し、有効ポテンシャルの縮退した最小値の1つにロールダウンし始め、しばらくすると固定されます。この最小値では、時間の経過とともに非常にゆっくりと進化します。これに対応して、この動的対称性の破れの結果として発生する初期の暗黒エネルギーも、時間とともに非常にゆっくりと変化します。しかし、再結合の時期の少し前に、対称性が回復し、初期の暗黒エネルギーが消えます。質量が変化するニュートリノモデルの典型的な問題は、ニュートリノの質量が小さいため、ツリーレベルで必要な量の初期暗黒エネルギーをほとんど提供できないことです。それにもかかわらず、$\phi$の量子ゆらぎは、インフレーションエネルギースケールが$1$\、TeVのオーダーであるという仮定の下で、十分な初期ダークエネルギーを提供するのに役立ちます。ニュートリノセクターからの放射補正と熱補正は、モデルに大きな影響を与えません。重力によって引き起こされる実効ポテンシャルの補正については、無視しても問題ありません。
FRBの分散測定変動の統計的測定
| Title |
Statistical_measurements_of_dispersion_measure_fluctuations_of_FRBs |
| Authors |
Siyao_Xu,_David_H._Weinberg,_and_Bing_Zhang |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.07417 |
銀河系外高速電波バースト（FRB）は、大きな分散測定（DM）を持ち、銀河間電子密度変動のユニークなプローブです。最近リリースされたFirstCHIME/FRBカタログを使用して、DM変動の構造関数（SF）を再検討しました。Xu＆Zhang（2020）で以前に報告されたものと同様の大きなDM変動を示していますが、この大きなサンプルでは、大規模な乱流を示唆する明確な相関関係は再現されていません。FRB距離とそのホストDMからの歪みの影響を抑制するために、DM$<500$pccm$^{-3}$のCHIMEカタログのサブセットに焦点を当てます。$10^\circ$未満の角度間隔$\theta$で、非一定のSFおよび非ゼロの相関関数（CF）の傾向が見られますが、統計的な不確実性が大きくなっています。SFと$\theta\lesssim10^\circ$でCFから得られたものとの間に見られる違いは、$100$Mpcのオーダーのスケールでの大きな統計的不確実性または密度の不均一性に起因する可能性があります。数千のFRBが利用可能な場合は、電子密度の変動と密度分布の不均一性の可能な相関関係をテストする必要があります。
超スローロールインフレーションにおける原始ブラックホール生成に対する確率的効果の意味
| Title |
Implications_of_stochastic_effects_for_primordial_black_hole_production_in_ultra-slow-roll_inflation |
| Authors |
Daniel_G._Figueroa,_Sami_Raatikainen,_Syksy_Rasanen_and_Eemeli_Tomberg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.07437 |
数値シミュレーションを使用して、超低速ロール（USR）インフレーションにおける原始ブラックホール（PBH）シードの生成に対する確率的ノイズの影響を研究します。インフラトンの摂動に対するノイズの依存性を一貫して考慮し、ノイズの影響を受ける粗い背景の摂動を進化させることにより、システムの非線形性を考慮します。このようにして、ダイナミクスの非マルコフ的性質を捉え、非マルコフ効果がサブリーディングであることを示します。$\DeltaN$形式を使用して、共動曲率摂動$\mathcal{R}$の確率分布$P（\mathcal{R}）$を見つけます。CMBに適合し、$i）$小惑星、$ii）$太陽、または$iii）$プランク質量を伴うPBH暗黒物質、および超大質量ブラックのシードを形成する$iv）$PBHにつながるインフレーションポテンシャルを検討します。穴。確率的効果は、PBHの質量に応じて、PBHの存在量を$\mathcal{O}（10）-\mathcal{O}（10^8）$の係数で向上させることがわかります。また、確率的キックがハッブル率のみに依存する通常の近似では、ポテンシャルに応じて、存在量を桁違いに過小評価または過大評価することも示しています。結果のゲージ依存性を評価し、量子から古典への移行について議論し、USRインフレへの確率的形式の適用の未解決の問題を強調します。
CMBクラスターレンズデータによる銀河団数カウントからの宇宙論的制約の改善：SPT-SZ調査の結果と将来の予測
| Title |
Improving_cosmological_constraints_from_galaxy_cluster_number_counts_with_CMB-cluster-lensing_data:_Results_from_the_SPT-SZ_survey_and_forecasts_for_the_future |
| Authors |
P._S._Chaubal,_C._L._Reichardt,_N._Gupta,_B._Ansarinejad,_K._Aylor,_L._Balkenhol,_E._J._Baxter,_F._Bianchini,_B._A._Benson,_L._E._Bleem,_S._Bocquet,_J._E._Carlstrom,_C._L._Chang,_T._M._Crawford,_A._T._Crites,_T._de_Haan,_M._A._Dobbs,_W._B._Everett,_B._Floyd,_E._M._George,_N._W._Halverson,_W._L._Holzapfel,_J._D._Hrubes,_L._Knox,_A._T._Lee,_D._Luong-Van,_J._J._McMahon,_S._S._Meyer,_L._M._Mocanu,_J._J._Mohr,_T._Natoli,_S._Padin,_C._Pryke,_J._E._Ruhl,_F._Ruppin,_L._Salvati,_A._Saro,_K._K._Schaffer,_E._Shirokoff,_Z._Staniszewski,_A._A._Stark,_J._D._Vieira,_and_R._Williamson |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.07491 |
CMBクラスターレンズデータを追加することで、銀河団調査からの宇宙論的制約の改善を示します。銀河団による宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の重力レンズの3.1$\sigma$検出から、2500deg$からのSunyaev-Zel'dovich（SZ）選択銀河団サンプルへの質量情報の追加の宇宙論的意味を探ります。^2$SPT-SZ調査と対象となる光学およびX線追跡データ。$\Lambda$CDMモデルでは、クラスターサンプルとプランクパワースペクトル測定値の組み合わせは、$\sigma_8\left（\Omega_m/0.3\right）^{0.5}=0.831\pm0.020$を優先します。クラスターデータを追加すると、この量の不確実性が1.4分の1に減少します。これは、3.1$\sigma$CMBクラスターレンズ測定が含まれているかどうかに関係なく変更されません。次に、将来のクラスターカタログを使用してCMBクラスターレンズ測定の影響を予測します。進行中のSPT-3G調査のSZクラスターカタログにCMBクラスターレンズ測定を追加すると、ダークエネルギーの状態方程式$w$に対する予想される制約が1.3倍から$\sigma（w）=に改善されることが期待されます。0.19$。CMBクラスターレンズ測定からの最大の改善は$\sigma_8$であることがわかります。ここで、CMBクラスターレンズデータをクラスター数カウントに追加すると、SPT-3Gの$\sigma_8$で予想される不確実性が2.4倍および3.6倍減少します。それぞれCMB-S4。
宇宙論的スカラー場摂動における振動重力ポテンシャル
コンプトン波長が地平線スケールよりも小さいと仮定して、宇宙論的摂動理論における大規模なスカラー場によって引き起こされる振動重力ポテンシャルを導き出します。新しい振動項が見つかりました。これは、量子ジーンズスケールよりも大きいスケールで以前から知られているものを支配します。密度摂動の量子応力項は、共動ゲージでのみ利用可能であることが知られています。対照的に、重力ポテンシャルの量子振動は、ゼロせん断ゲージで導出されます。混合ゲージ不変表記を使用して、これら2つの量子効果を導き出します。2つの量子効果を処理する際のこの混合定式化の完全な一貫性を示します。一貫性には、コンプトン波長よりも大きいスケールで有効な相対論的分析が必要です。
ウォームダークマターの宇宙論的進化における自己相互作用の役割
| Title |
The_Role_of_Self_Interactions_in_the_Cosmological_Evolution_of_Warm_Dark_Matter |
| Authors |
Rafael_Ignacio_Yunis,_Carlos_R._Arg\"uelles,_Diana_L\'opez_Nacir,_Claudia_Sc\'occola,_Nikolaos_Mavromatos,_Andreas_Krut |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.07642 |
この作品では、構造形成と宇宙論的摂動の進化に焦点を当て、ウォームダークマターモデル（WDM）の進化における弾性自己相互作用の影響に関する最近の研究の要約を提示します。$\nu$MSMとして知られる特定のクラスのステライルニュートリノWDMに特別な注意を払い、ベクトル場の自己相互作用の場合の例を示します。X線天体物理学的観測、（準）平衡状態でのフェルミオンDMハローの形成、および初期宇宙でのDM摂動の進化において、$\mathcal{の間の粒子質量を仮定して、自己相互作用する暗黒物質を仮定する効果を計算します。O}（1-100）$keV。後者のトピックでは、公開されているボルツマンソルバーCLASSの変更を使用してシミュレーションを実行し、結果を観測値と比較します。自己相互作用はWDMモデルへの興味深い追加であり、標準のCDM宇宙論とWDM自体の両方に存在する緊張を緩和し、DMハロー形成の興味深い手段を提供します。
| Title |
Amended_Gibbs_samplers_for_Cosmic_Microwave_Background_power_spectrum_estimation |
| Authors |
Gabriel_Ducrocq_and_Nicolas_Chopin_and_Josquin_Errard_and_Radek_Stompor |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.07664 |
宇宙マイクロ波背景放射（CMB）異方性のパワースペクトルの推定への適用性の観点から、ギブスサンプラーアルゴリズムのさまざまなバリアントを研究します。計算量の多い制約のある実現ステップのコストを削減することを目的としたアプローチに焦点を当て、織り交ぜ戦略を活用して、アルゴリズムが信号対雑音比の高いコンポーネントと低いコンポーネントにうまく混在するようにします。特に、追加の補助変数と過剰緩和の必要性を犠牲にして、制約実現ステップを完全に回避する、中心オーバーリラックスと呼ばれるアプローチを提案します。これらのバリアントを示し、フルスカイシミュレーションとカットスカイシミュレーションでそれらのメリットを比較し、1秒あたりの有効サンプルサイズ（ESS）の観点からパフォーマンスを定量化します。ほぼ全天の衛星のようなデータでは、過緩和を伴う提案されたギブスサンプラーは、通常のギブスサンプラーよりも1桁から2桁優れたパフォーマンスを示し、現在好まれているアプローチの興味深い代替手段を提供する可能性があります。
偏極ダストSEDのモーメント膨張：$ \ textit {LiteBIRD} $でCMB $ B $モードをキャプチャするための新しいパス
| Title |
Moment_expansion_of_polarized_dust_SED:_a_new_path_towards_capturing_the_CMB_$B$-modes_with_$\textit{LiteBIRD}$ |
| Authors |
L._Vacher,_J._Aumont,_L._Montier,_S._Azzoni,_F._Boulanger,_M._Remazeilles_(for_the_LiteBIRD_collaboration) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.07742 |
私たちの銀河からの偏極ダスト放出を特徴づけることは、宇宙マイクロ波背景放射（CMB）の原始的な$B$モードの探求にとって決定的なものになるでしょう。その潜在的に複雑なスペクトル特性の不完全なモデリングは、CMB偏光分析のバイアスと、テンソル対スカラー比$r$の誤った検出につながる可能性があります。$LiteBIRD$衛星のような将来の調査にとって重要です。これは、インフレによって残された原始信号を1e-3次の$r$の精度で制限することを目的としています。視線に沿った、および視線間のダスト特性の変動は、標準的な成分分離方法では容易に予測できないスペクトルエネルギー分布（SED）の歪みにつながります。この問題は、空の複雑さに最小限の仮定を課す革新的なパラメータ化方法であるダストSEDの瞬間的な拡張で対処できます。この論文では、この形式を、CMB、ダスト、および機器ノイズを含む、100〜402GHzの周波数でシミュレートされた$LiteBIRD$偏波データから計算された$B$モードのクロスアングルパワースペクトルに適用します。シミュレーションでのダストスペクトルパラメータ（スペクトルインデックス$\beta$と温度$T$）の空間的変動は、適切に考慮されていない場合、$r$に大きなバイアスをもたらします。$\beta$でモーメント展開を実行すると、バイアスは減少しますが、$r$の信頼できる十分な見積もりにはつながりません。$\beta$と$T$でのクロスアングルパワースペクトルSEDの拡張を初めて紹介します。これは、$LiteBIRD$の感度では、温度変化によるSEDの複雑さを考慮する必要があることを示しています。$r$の分析バイアスを防ぐため。この拡張のおかげで、いくつかのダストモーメントとCMB信号の間に既存の相関関係があり、$r$のエラーの上昇の原因となっていますが、$\sigma（の不確実性で$r$の不偏値を測定できます。r）$=8.8e-4。
銀河系外の距離における不確実性の考えられる体系的な過小評価の証拠とその宇宙論的意味
| Title |
Evidence_for_possible_systematic_underestimation_of_uncertainties_in_extragalactic_distances_and_its_cosmological_implications |
| Authors |
Ritesh_Singh |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.07872 |
1.同じ銀河の2つの距離係数の測定値は、報告された1シグマの不確実性の平均の2.07倍だけ互いに異なることがわかります。2.報告された不確実性の倍数と同じ銀河の距離係数測定値間のこの平均差は、公開の時間とともに増加し、2014年から2018年に報告されたすべての距離について報告された1シグマの不確実性の3.00倍に上昇します。報告された1シグマの不確実性の倍数と同じ銀河の距離係数測定値は、Cepheids（4.26）、TypeIaSupernovae（2.85）、およびTipoftheRedGiantBranch（2.82）を含む標準キャンドル（3.01）で最も高くなります。4.このデータは、銀河系外の距離における不確実性の体系的な過小評価の可能性を示しています。5.結果はまた、標準光源と定規の距離はしごを介して測定されたハッブル-ルメートル定数のエラーバーを増やすことを提唱することにより、ハッブル-ルメートルの緊張から抜け出すための可能な方法を提供します。
無相関のバリオン音響振動データセットにおける$ H_0-r_d $張力のヒント
バリオン音響振動（BAO）データセットは、宇宙のパラメーターを制約するのに役立つ距離のはしごとして、大規模構造の空間分布の非常に正確な測定値を使用します。最近の記事\cite{Benisty：2020otr}で、有効赤方偏移範囲$0.106\lez\le2.36$の17の無相関BAO測定値を、宇宙クロノメーターデータ、パンテオンIa型超新星、ガンマ線バーストのハッブル図と組み合わせました。そしてクエーサーは、$\Lambda$CDMモデルがハッブル定数：$69.85\pm1.27km/sec/Mpc$および音の地平線距離：$146.1\pm2.15Mpc$を推測することを取得します。$\Lambda$CDMモデルを超えて、$\Omega_k$CDMとwCDMをテストすると、それに応じて$\Omega_k=-0.076\pm0.012$、$w=-0.989\pm0.049$が得られます。この手続きでは、私たちの発見について詳しく説明し、それらを文献の他の最近の結果と比較します。
キネマティクスを使用したHD163296でのプラネタリーウェイクのマッピング
| Title |
Mapping_the_Planetary_Wake_in_HD_163296_with_Kinematics |
| Authors |
Josh_Calcino,_Thomas_Hilder,_Daniel_J._Price,_Christophe_Pinte,_Francesco_Bollati,_Giuseppe_Lodato,_Brodie_J._Norfolk |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.07416 |
HD163296のディスクにCOキンクを作成する、埋め込まれた原始惑星に関連する惑星の伴流をマッピングします。これらの結果は、リンドブラッド共鳴によって生成された惑星の伴流の最初の直接確認を提供します。
COに富むデブリディスクにおける他の分子の欠如：それは原始ガスか二次ガスか？
| Title |
Lack_of_other_molecules_in_CO-rich_debris_discs:_is_it_primordial_or_secondary_gas? |
| Authors |
Grigorii_V._Smirnov-Pinchukov,_Attila_Mo\'or,_Dmitry_A._Semenov,_P\'eter_\'Abrah\'am,_Thomas_Henning,_\'Agnes_K\'osp\'al,_A._Meredith_Hughes,_Emmanuel_di_Folco |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.07655 |
COに富むデブリディスク内のガスの性質は、初期のクラスIIフェーズの残骸であるか、氷の微惑星の破壊によって引き起こされる二次起源である可能性があるため、十分に理解されていないままです。この論文の目的は、あまり進化していないクラスIIディスクでしばしば検出されるさまざまな単純な分子を介して、デブリディスク内のガス含有量の起源を解明することでした。Aタイプの星の周りの9つの星周円盤のミリメートル分子線観測を提示します：4つのCOに富む破片ディスク（HD21997、HD121617、HD131488、HD131835）と5つの古いHerbigAe原始惑星系円盤（HD139614、HD141569、HD142666、HD145718、HD100453）。線源は、アタカマ大型ミリ波/サブミリ波アレイ（ALMA）を使用して、バンド5および6で1〜2インチの解像度で観測されました。HerbigAeディスクは、COアイソトポログ、CN、HCN、HCO$^+$、C2H、およびCSラインで検出されます。対照的に、COアイソトポログのみがデブリディスクで検出され、HerbigAe原始惑星系円盤で見つかったものと同様の量のCOを示しています。化学的および放射伝達モデリングを使用して、デブリディスク内のCO以外の分子の存在量が非常に少ないと予想されることを示します。さまざまな程度のH2枯渇を伴う初期元素存在量の複数のセットを検討します。HCO+ラインはCOラインに次いで2番目に明るいはずであり、それらの強度はガスの全体的なCO/H$_2$比に強く依存することがわかります。ただし、ISMのようなシナリオでも、シミュレートされたHCO+放出は、非検出で必要とされるように弱いままです。
背景の大気は暴走温室効果の開始にどのように影響しますか？
| Title |
How_does_the_background_atmosphere_affect_the_onset_of_the_runaway_greenhouse_? |
| Authors |
G._Chaverot,_M._Turbet,_E._Bolmont_and_J._Leconte |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.07662 |
大量の水による地球のような（太陽系外惑星）の日射量が増加すると、その表面と大気の温度も上昇し、最終的には壊滅的な暴走温室効果につながります。いくつかの研究は、暴走温室効果の開始が、放射的に不活性なガスによる、シンプソン-中島の閾値と比較して、出て行く長波放射（OLR）のオーバーシュートのために遅れる可能性があることを示していますが、これが発生している理由とその理由。ここでは、一連の1D放射対流モデルを使用して、暴走温室効果を研究しました。特に、水蒸気量の急激な変化（微量ガスから優勢ガスへ）を考慮することに重点を置いています。この作業の目的は2つあります。1つは、OLRに影響を与える最も重要な物理的プロセスとパラメータを決定することです。次に、N$_2$+H$_2$O雰囲気の参照OLR曲線を提案します。複数の感度テストを通じて、N$_2$+H$_2$O大気のOLRの正確な推定値を計算するために、1D放射対流モデルで考慮する必要のある主要な重要な物理プロセスとパラメーターをリストして選択します。参照OLR曲線は、感度テストに従って作成された1Dモデルを使用して計算されます。これらのテストにより、すでに文献に発表されている結果の多様性を解釈することもできます。さらに、行ごとの計算を高精度で再現できる相関kテーブルを提供します。N$_2$が支配的な大気とH$_2$Oが支配的な大気の間の遷移は、（純粋なH$_2$O）シンプソン-中島の漸近限界と比較してOLRのオーバーシュートを引き起こすことがわかります。このオーバーシュートは、最初に吸水線の外来と自己広がりの間の遷移によるものであり、次に乾燥断熱減率と湿った断熱減率の間の遷移によるものです。
エイリアンクラフトと見なされるオウムアムアから生まれた研究プログラム
オウムアムア（1I/2017U1）がソーラーセイルに支配されたエイリアンクラフトであるという物議を醸す仮説は、制御された飛行と制御されていない飛行の2つの可能なケースで既知の物理学を使用して検討されます。10^5〜10^6年間動作するように設計されたアーティファクトの信頼性エンジニアリングの課題もかなりのものです。3つの分野すべてが、今後の研究プログラムを生み出します。制御されていないケースは、「匿名のMETI」（地球外知的生命体のメッセージング）または「不注意なMETI」のいずれかである可能性があります。制御されたケースでは、元の星の性質、元の星から太陽への軌道ガイダンス、および目的の星のアイデンティティはすべて未定です。「制御された」ケースは、「制御されていない」ケースよりも多くのストライキがありますが、どちらもまだノックアウトの打撃を受けていません。いくつかの問題はエイリアンクラフト仮説の大きな障害ではないことが判明しましたが、他の問題はその主張を弱めています。ただし、ほとんどは新しい研究を意味します。これらのいくつか、例えば、新しい恒星間天体のインターセプトミッションは、開発中の概念であり、これらの天体が何であれ、価値があります。全体として、これらの考慮事項は、オウムアムアはエイリアンの工芸品であるという仮説に基づいて、多くの鋭い、的を絞った研究プログラムを構築できることを示しています。ここに示されている考慮事項は、他の星間訪問者だけでなく、星間旅行の一般的な議論にも適用できます。
GaiaeDR3にキャリブレーションされた39個の近くの矮小銀河のRRLyraeベースの距離
| Title |
RR_Lyrae-based_Distances_for_39_Nearby_Dwarf_Galaxies_Calibrated_to_Gaia_eDR3 |
| Authors |
Pranav_Nagarajan,_Daniel_R._Weisz,_Kareem_El-Badry |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06899 |
ローカルグループ内およびその周辺の39個の矮小銀河に均一なRRLyraeベースの距離を提供します。矮小銀河で公開されているRRLyraeの周期と大きさを使用し、分光学的金属性とGaiaeDR3視差を備えたよく研究された天の川（MW）RRLyraeに固定されている、ベイズ階層モデルに基づいて距離を決定します。アンカーサンプルのガイアeDR3視差は、平均して2倍であり、DR2視差よりも正確であり、周期-光度-金属量の関係をより適切に制約できます。私たちの距離の約75％は、最近の文献のRRLyrae距離の1-$\sigma$以内にありますが、私たちの距離は、平均して、文献の距離よりも$\sim2$-$3$倍正確です。平均して、私たちの距離は、文献の距離よりも$\sim0.05$mag近く、理論的な周期-光度-金属量の関係を使用して導出された距離よりも$\sim0.06$mag近くにあります。これらの不一致は、主にeDR3視差アンカーが原因です。Carrettaetal。のヒッパルコスに固定されたこと座RR星の距離スケールを示します。（2000）MWRRLyraeまでの距離を$\sim0.05$magだけ過大予測している。私たちの距離における最大の不確実性は、（i）RRLyraeの直接的な金属量測定の欠如、および（ii）公開されているRRLyrae測光の不均一性です。こと座RR星の新しい矮小銀河をこの作品と共通の距離スケールで配置するための簡単な公式を提供します。追加の銀河や将来の調査からのデータを簡単に組み込むことができる公開コードを提供し、RRLyraeを使用したローカル宇宙の地図作成のための多目的なフレームワークを提供します。
高密度雲のNIR分光法による宇宙線イオン化率とそのスペクトルの制約-JWSTのテストベッド
| Title |
Constraining_the_cosmic-ray_ionization_rate_and_their_spectrum_with_NIR_spectroscopy_of_dense_clouds_--_A_test-bed_for_JWST |
| Authors |
Shmuel_Bialy,_Sirio_Belli,_Marco_Padovani |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06900 |
低エネルギー宇宙線（CR）は、星形成の場所である高密度分子雲内の熱化学状態とガスと磁場の間の結合を制御します。ただし、低エネルギーCRスペクトル（$E\lesssim1$GeV）の現在の推定値と、関連するCRイオン化率は非常に不確実です。最近Bialy（2020）によって提案された新しい方法を初めて適用します。この方法では、冷たい分子雲のH$_2$回転振動線を使用して、CRイオン化率とCRスペクトル形状を制約します。MMTでMMIRS機器を使用して、4つの高密度コアG150、G157、G163、G198内の6つの位置で、カラム密度が$N_{\rmH_2}\約10^{22の深近赤外線（NIR）スペクトルを取得しました。}$cm$^{-2}$。$I=4.5$から$8.3\times10^の範囲のH$_2$$（1-0）$S（0）線（2.22$\mu$m）の明るさの3$\sigma$上限を導き出します。{-8}$ergcm$^{-2}$s$^{-1}$sr$^{-1}$。CR伝播の分析モデルと数値モデルの両方を使用して、これらを雲の内部のCRイオン化率の上限$\zeta=1.0$から$2.6\times10^{-16}$以下に変換します。星間CR陽子の低エネルギースペクトル勾配の限界、$\alpha=-0.87$から$-0.67$。MMTは大気ノイズが高いためにH$_2$線を検出できませんでしたが、JWST/NIRSpecはCR励起H$_2$線を効率的に検出できるため、他の方法ではとらえどころのないものを制約するための理想的な方法になります。低エネルギーCR、CRの発生源と伝搬モードに光を当てます。
銀河の宇宙論的シミュレーションにおける乱流ダイナモ増幅の収束に向けて
| Title |
Towards_convergence_of_turbulent_dynamo_amplification_in_cosmological_simulations_of_galaxies |
| Authors |
Sergio_Martin-Alvarez,_Julien_Devriendt,_Adrianne_Slyz,_Debora_Sijacki,_Mark_L.A._Richardson_and_Harley_Katz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06901 |
磁場が現在の銀河で観測された強さに達するプロセスについての私たちの理解は不完全なままです。提唱されている解決策の1つは、弱い磁場シードを${\sim}\mu$Gのオーダーまで急速に増幅する乱流ダイナモメカニズムです。ただし、乱流ダイナモのシミュレーションは、空間スケールの要求の厳しいスパンと必要な数値手法の複雑さのために、非常に困難な計算タスクです。特に、乱流速度と磁場は、シミュレートされたドメインの空間離散化に非常に敏感です。精製スキームが宇宙論的シミュレーションで銀河の乱流と磁場の増幅にどのように影響するかを調べるために、2つの精製戦略を比較します。密集した領域に空間分解能を集中させる従来の準ラグランジアン適応メッシュ細分化アプローチと、高解像度の準均一グリッドで銀河全体を分解する新しい細分化方法。私たちの新しい改良戦略は、準ラグランジアン法よりもはるかに高速な磁気エネルギー増幅をもたらします。これは、磁力線の伸長によって余分な増幅が生成されることを示す断熱圧縮推定よりも大幅に大きくなります。さらに、私たちの新しい改良により、磁気エネルギー成長因子は$\propto\Dress^{-1/2}$に続く解像度でスケーリングし、小規模な乱流ボックスシミュレーションとはるかによく一致します。最後に、シミュレートされた銀河のほとんどの磁気増幅が星間物質の暖かい段階で発生することを示唆する証拠を見つけます。これは、新しい精製戦略によって乱流場がより発達しているためです。
| Title |
Triaxial_Orbit-based_Dynamical_Modeling_of_Galaxies_with_Supermassive_Black_Holes_and_an_Application_to_Massive_Elliptical_Galaxy_NGC_1453 |
| Authors |
Matthew_E._Quenneville,_Christopher_M._Liepold,_and_Chung-Pei_Ma |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06904 |
近くの超大質量ブラックホール（SMBH）の質量のほとんどの恒星力学的決定は、軸対称の仮定の下で軌道重ね合わせ技術を使用して得られました。しかし、いくつかの銀河、特に巨大な初期型銀河は、正確な軸対称に従います。ここでは、改訂された軌道重ね合わせコードと、空間的に分解された運動星団データに基づいて3軸銀河の固有の形状と質量パラメーターを動的に決定するための新しいアプローチを紹介します。ここで説明する3軸TriOSコードは、元のvandenBoschetalの主要なエラーを修正します。（2008）3軸モデルのほとんどの軌道で誤った投影を引き起こし、パラメーターの検索結果に大きな影響を与える可能性のあるコード。改訂されたコードには、軌道サンプリング、質量制約、および実行時間の大幅な改善も含まれています。さらに、2つの新しいパラメーター検索戦略（新しい3軸形状パラメーターのセットと新しいグリッドフリーサンプリング手法）を導入します。これらを組み合わせることで、最適なモデルを見つける効率が大幅に向上します。更新されたコードと検索方法を、高速回転する巨大な楕円銀河であるNGC〜1453に適用します。完全な6Dパラメータ検索では、固有軸比について$p=b/a=0.933^{+0.014}_{-0.015}$と$q=c/a=0.779\pm0.012$が見つかり、$T=0.33\が見つかります。三軸性パラメータのpm0.06$。軸対称性からの逸脱にもかかわらず、NGC〜1453の最適なSMBH質量、恒星の質量光度比、および暗黒物質に囲まれた質量は、軸対称の結果と一致しています。一般的な結論を出す前に、軸対称モデリングと3軸モデリングをさらに比較する必要があります。
Ly $ \ alpha $フォレストのエッジによるブレーザーレッドシフト制約の改善：1ES 1553 +113およびWHIMの観測への影響
| Title |
Improving_blazar_redshift_constraints_with_the_edge_of_the_Ly$\alpha$_forest:_1ES_1553+113_and_implications_for_observations_of_the_WHIM |
| Authors |
J._Dorigo_Jones,_S._D._Johnson,_Sowgat_Muzahid,_J._Charlton,_H.-W._Chen,_A._Narayanan,_Sameer,_J._Schaye,_N._A._Wijers |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06927 |
ブレーザーは、空で最も明るい紫外線およびX線源の一部であり、とらえどころのない暖かく熱い銀河間媒体（WHIM;$T{\simeq}10^5-10^7$K）の貴重なプローブです。ただし、1ES1553+113$-$などのBLLacオブジェクトと呼ばれる最も明るいブレーザー$-$の多くは、準特徴のないスペクトルと不十分な制約の赤方偏移を持っています。ここでは、UVスペクトルで観察された$\rm{H\、I}$Ly$\alpha$フォレストのエッジに基づいて、ブレーザーの間接的なレッドシフト制約の精度を大幅に向上させます。最も高い赤方偏移のLy$\alpha$吸収体の位置のみを使用して、$z<0.5$AGNまたはブレーザーの赤方偏移を${\approx}0.01$の$1\sigma$の不確実性で制約する堅牢な手法を開発します。$\logN_{\rm{H\、I}}/{\rmcm^{-2}}>12.6$。$0.01\lesssimz\lesssim0.45$にある192個のAGN/QSOの大規模なサンプルを使用します。これらは、高品質のCOSFUVスペクトルを持ち、AGN赤方偏移とLy$\alpha$のエッジとの間のギャップにおける固有の散乱を特徴付けます。森。1ES1553+113の新しいCOSNUVデータを提示し、私たちの手法を使用して$z=0.433$の赤方偏移を確認します。Ly$\alpha$-森林ベースの赤方偏移推定手法を、アーカイブ${\itHST}$UVスペクトルを持つ9つの追加のブレーザーに適用します。これらのほとんどは、将来のX線ミッションの主要なターゲットです。推定されたレッドシフト制約は、2つのBLラック（1ES1118+424およびS50716+714）の推定値を改善し、残りの以前の推定値と一致しています。私たちの結果は、銀河の進化の理解を向上させる将来のX線WHIM観測の科学的価値を最大化するために、多くが不確実な赤方偏移を持っている明るいブレーザーのさらなるUVスペクトルを取得する必要性を強調しています。
さまざまな状態の極端な変動性クエーサー。 I：サンプルの選択と複合SDSSスペクトル
| Title |
Extreme_Variability_Quasars_in_Their_Various_States._I:_The_sample_selection_and_composite_SDSS_spectra |
| Authors |
Wenke_Ren,_Junxian_Wang,_Zhenyi_Cai,_Hengxiao_Guo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.07057 |
極度に変動するクエーサー（EVQ）は、時間領域調査によって明らかにされた大きな光学測光変動を示すソースの集団です。このような極端な変動の物理的起源はまだ不明です。このシリーズの最初の論文では、SDSSとPan-STARRS1からの15年以上にわたる測光データを使用して、14,012個のEVQの史上最大のサンプルを作成します。測光観測からの平均輝度と比較したSDSS分光観測中のEVQの相対輝度に従って、それらを5つのサブサンプルに分割します。通常のクエーサーの対応する対照サンプルは、一致した赤方偏移、ボロメータの光度、および超大質量ブラックホールの質量で構築されています。さまざまな状態のEVQとそれに対応するコントロールサンプルの複合SDSSスペクトルを取得します。EVQは、明るい（薄暗い）状態で明らかに青い（赤い）SDSSスペクトルを示し、通常のクエーサーで広く見られる「明るいときは青い」傾向と一致していることがわかります。さらに、通常のAGNで一般的に見られる、いわゆる固有のボールドウィン効果と同様に、広いMgII、CIV、およびOIII（ただしまだ不可解な広いHbではない）の線EWが薄暗い状態から明るい状態に徐々に減少することがわかります。一方、EVQは、コントロールサンプルと比較して体系的に大きなラインEWを持っています。また、EVQは、コントロールサンプルと比較して、非常に幅広いラインコンポーネントで微妙な過剰を示していることもわかります。発見について考えられる説明について説明します。私たちの調査結果は、EVQがクエーサー特性の広範な分布の尾にあるが、明確な集団ではないという仮説を支持します。
C $ _ {2} $ N $ ^ {-} $の高レベルのabinitio四次力場と分光学的特性評価
| Title |
High-level_ab_initio_quartic_force_fields_and_spectroscopic_characterization_of_C$_{2}$N$^{-}$ |
| Authors |
C._M._R._Rocha_and_H._Linnartz |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.07150 |
大きな炭素鎖種と放射電子付着（REA）が星間陰イオン化学を引き起こす重要な成分であることが今では十分に確立されていますが、REAが形成経路である可能性は低いと思われる小さな分子陰イオンが果たす役割はまだわかりません。この研究を進めるには、間違いなく、C$_{2}$N$^{-}$の場合、正確な分光学的署名の欠如によって大きく妨げられている、天文学的な豊富さの知識が必要です。この作業では、地上の$\ell$-CCN$^{-}$（$^{3}\Sigma^{-}$）と低地の$c$-CNC$^{-の両方についてこのようなデータを提供します。}$（$^{1}A_{1}$）最先端の回転振動量子化学技術による異性体。それらの四次力場は、相対論的効果に加えて、1粒子と（近似）${N}$粒子の基底関数系の両方への外挿を説明する高レベルの複合エネルギースキームを使用してここで較正され、最終的な形式はその後、核運動計算の対象となります。標準的な分光学的属性に加えて、計算されたプロパティのフルセットには、微細および超微細相互作用定数が含まれ、効果的なハミルトニアンによる従来の実験データ削減分析の推測として容易に導入できます。ベンチマーク計算に基づいて、目標精度は、回転定数の実験の0.1％および振動ファンダメンタルズの0.3％よりも優れていると判断されます。実験室での調査とは別に、ここに提示された結果は、C$_{2}$N$^{-}$に関する将来の天文調査を促すことも期待されています。理論的に予測された分光定数を使用して、$\ell$-CCN$^{-}$（$^{3}\Sigma^{-}$）と$c$-CNC$^{-}の両方の回転スペクトル$（$^{1}A_{1}$）も導出され、強力な天文施設の動作周波数範囲に関連して、星間物質での検出可能性がさらに調査されます。
分子雲の3D乱流速度分散を測定するための新しい方法
| Title |
A_new_method_for_measuring_the_3D_turbulent_velocity_dispersion_of_molecular_clouds |
| Authors |
Madeleine_Stewart_and_Christoph_Federrath |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.07236 |
分子雲の構造と星形成活動は、基本的にその内部乱流に関連しています。ただし、乱流速度分散を正確に測定することは、特に大規模な回転などの非乱流運動を含む雲の場合、望遠鏡の解像度などの投影効果と観測上の制限のために困難です。ここでは、位置-位置-速度（PPV）データから3次元（3D）乱流速度分散（${\sigma}_{v、3D}$）を復元する新しい方法を開発します。回転し、乱れ、崩壊する分子雲をシミュレートし、その固有の${\sigma}_{v、3D}$を、PPV空間でアクセス可能な速度分散の3つの異なる測定値と比較します。1）2次モーメントマップの空間平均、${\sigma}_i$、2）勾配/回転補正された第1モーメントマップの標準偏差、${\sigma}_{（c-grad）}$、および3）1）と2）、「勾配補正された親速度分散」と呼ばれる、${\sigma}_{（p-grad）}=（{\sigma}^2_i+{\sigma}^2_{（c-grad）}）^{1/2}$。視線（LOS）に対する雲の向きに関係なく、雲の純粋な乱流運動を回復するために、勾配補正が重要であることを示します。適切な補正係数と適切なフィルターをモーメントマップに適用すると、3つの統計すべてを使用して${\sigma}_{v、3D}$を回復でき、方法3が最も堅牢で信頼性が高いことがわかります。さまざまなレベルの雲の回転に対する望遠鏡のビームサイズの関数として補正係数を決定し、ビームFWHM$f$および雲の半径$R$の場合、3D乱流速度分散が勾配から最もよく回復できることを発見します-${\sigma}_{v、3D}=[（-0.29\pm0.26）f/R+1.93\pm0.15]{\sigma}_{（p-grad）}$を介して修正された親速度分散$f/R<1$、雲の回転またはLOSの向きのレベルに依存しません。
円を描くように動く摂動体に作用する力学的摩擦の解析解
気体媒体内で円を描くように移動する点質量摂動体に作用する力学的摩擦（DF）への分析的アプローチを提示します。直線軌道の場合とは異なり、円軌道DFの解析解には発散がありません。したがって、リエナール・ヴィーヘルトポテンシャルのレベルでDFを実装する数値シミュレーションの収束を評価するためにも使用できます。さらに、摂動器が$t=0$でオンになると、ちょうど1回の音の交差時間の後に定常状態（無限時間の摂動）が達成されることを示します。低いマッハ数$\mathcal{M}〜\ll〜1$では、円運動の定常状態DFは、線形運動の有限時間摂動式に収束します。私たちのソリューションには、興味深い天体物理学のアプリケーションが必要です。
銀河中心で磁化された降着流を回転させることによって動力を与えられた流出の自発的な形成
| Title |
Spontaneous_Formation_of_Outflows_Powered_by_Rotating_Magnetized_Accretion_Flows_in_a_Galactic_Center |
| Authors |
Shinsuke_Takasao,_Yuri_Shuto,_Keiichi_Wada |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.07373 |
軸対称電磁流体力学シミュレーションを使用して、磁気的に駆動される流出が、回転する弱く磁化された降着流によって超大質量ブラックホールにどのように動力を与えられるかを調査します。私たちが提案するモデルは、シュワルツシルト半径と銀河スケールの中間スケールである$\sim$1-100pcの降着ダイナミクスに焦点を当てています。パーセクスケールで形成された回転ディスクが降着を介してポロイダル磁場を獲得し、これがある時点で非対称の双極流出を生成することを示します。流出の形成は、ディスク表面（磁性気泡）の周りの強く磁化された領域の成長に続くことがわかった。双極流出は、膨張する気泡の内部で継続的に成長しました。流出成長に必要な条件に対応するモデルの磁性気泡の成長条件を理論的に導き出しました。双極流出の南北非対称構造は、ディスクの外縁の周りに流れを降着させることによって励起された複雑な動きに起因することがわかりました。双極流出は、複数のミニ流出とダウンフロー（失敗した流出）で構成されます。ミニ流出は、磁気濃度（磁気パッチ）から発生します。磁気パッチは内向きのドリフト運動を示し、それによって流出を不安定にします。内向きドリフトは、磁気角運動量抽出を考慮した単純な磁気パッチモデルを使用してモデル化できることを示します。この研究は、降着円盤からの強い放射や、電波が静かな活動銀河核、NGCでの分子流出などの電波ジェットによる同伴なしに、複雑な下部構造を持つ非対称で非定常な流出が超大質量ブラックホールの周りにどのように生成されるかを理解するのに役立ちます。1377年。
| Title |
Continuum_reverberation_mapping_of_the_quasar_PG_2130+099 |
| Authors |
C._Fian,_D._Chelouche,_S._Kaspi,_C._Sobrino_Figaredo,_S._Catalan,_T._Lewis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.07385 |
赤方偏移z=0.063でのセイファート1銀河PG2130+099の集中的な6か月の光学的連続体残響マッピングキャンペーンの結果を提示します。地上測光モニタリングは、イスラエルにあるワイズ天文台の46cmロボット望遠鏡を使用して毎日実施されました。特別に設計された狭帯域フィルターを使用して活動銀河核（AGN）の中央エンジンを観察し、ブロードライン領域（BLR）からのライン汚染を回避しました。光学範囲全体のバンド間連続タイムラグを測定し、このシステムのサイズと波長の関係を決定することを目的としています。従来の点像分布関数（PSF）測光と、最近開発された適切な画像減算技術の2つの方法を使用して、連続光度曲線の抽出を独立して実行しました。バンド間タイムラグは、補間相互相関関数、z変換離散相関関数、フォンノイマン推定器、JAVELIN（分光モード）、MICAなどのいくつかの方法で測定されます。PG2130+099は、光学範囲全体で相関する変動性を示し、マルチバンド光度曲線間の最大3日の有意なタイムラグを正常に検出します。フラックス変動勾配（FVG）法を使用して、18％の不確実性で、モニタリングキャンペーン時にAGNのホスト銀河を差し引いたレストフレーム5100{\AA}の光度を決定しました。連続体再処理モデルはデータに適度に適合できますが、導出されたディスクサイズは、PG2130+099のAGN光度推定から予測された理論ディスクサイズよりも2〜6倍大きくなります。この結果は、AGN/クエーサーの以前の研究と一致しており、標準のシャクラ-スニャーエフ円盤理論にはAGN降着円盤の記述に限界があることを示唆しています。
高度に超音速の流出における動的熱不安定性
| Title |
Dynamical_thermal_instability_in_highly_supersonic_outflows |
| Authors |
Tim_Waters,_Daniel_Proga,_Randall_Dannen,_Sergei_Dyda |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.07440 |
加速により、X線照射ガスのイオン化が熱的に不安定になるまで変化する可能性があります。熱不安定性（TI）の予想される結果である雲の形成は、動的な流れでは抑制されますが、加速に伴う流体要素の伸長により抑制されます。したがって、超音速流出の開始段階で雲が形成される可能性は低いです。この論文では、高度に超音速の流出における動的TIの最も好ましい条件が、エントロピーモードの成長速度が静的プラズマの線形理論速度によって設定される加速ゾーンを超える半径で見られることを示します。この発見は、穏やかな相対論的流出でさえも塊になる可能性があることを意味し、超高速流出の流体力学的シミュレーションを使用してこれを明示的に示します。連続性と熱方程式を使用して、流出の塊を作るための別の障害（ストレッチによるモードの中断以外）を評価する方法について説明します。バックグラウンドフロー条件では、プラズマが最初にTIゾーンに入ることができない場合があります。連続の方程式は、両方の障害が実際には緊密に結合されていることを示していますが、一方は簡単に克服できます。すなわち、放射線場の時間変動は、TIゾーンにガスを配置するための強力な手段であることがわかっています。さらに、動的タイムスケールと熱タイムスケールの比率がどのように線形理論に入るのかを示します。熱方程式は、この比率がTIゾーンからガスを除去する傾向がある2つのプロセス（断熱冷却と熱移流）にどのように依存するかを明らかにします。
恒星系を調査するための軌道を回る天体衛星による天体化学（OASIS）
| Title |
Astrochemistry_with_the_Orbiting_Astronomical_Satellite_for_Investigating_Stellar_Systems_(OASIS) |
| Authors |
Jennifer_B._Bergner,_Yancy_L._Shirley,_Jes_K._Jorgensen,_Brett_McGuire,_Susanne_Aalto,_Carrie_M._Anderson,_Gordon_Chin,_Maryvonne_Gerin,_Paul_Hartogh,_Daewook_Kim,_David_Leisawitz,_Joan_Najita,_Kamber_R._Schwarz,_Alexander_G._G._M._Tielens,_Christopher_K._Walker,_David_J._Wilner,_Edward_J._Wollack |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.07456 |
星と惑星の形成シーケンスに沿った化学は、プレバイオティクスのビルディングブロック（元素CHNOPSのキャリア）が初期の微惑星と惑星にどのように組み込まれるかを規制します。電磁スペクトル全体のスペクトル線観測は、星間CHNOPS化学を完全に特徴づけるために必要ですが、今日まで、THz周波数での天体化学的制約は限られています。ここでは、恒星系を調査するための軌道天文衛星（OASIS）で可能になるCHNOPS天体化学の研究の進歩に焦点を当てます。OASISは、宇宙ベースの天文台のNASAミッションコンセプトであり、インフレータブル14m反射器とヘテロダイン受信機システムを利用して、前例のない感度と角度分解能でTHz周波数で観測します。約100個の原始星系および原始惑星系円盤システムに対するH2OおよびHDの調査の一環として、OASISは、原始惑星系円盤に対するNH3およびH2Sを含む軽水素化物の在庫、および原始星系の高温コリノおよびエンベロープ内の複雑な有機物に関する統計的制約も取得します。高質量のホットコア、原始星の流出ショック、星前のコアなど、追加の星形成領域のライン調査でも、化学を完全に理解するために必要な、OASISの独自の機能を活用して高励起有機物と小さな水素化物をプローブします。これらのオブジェクトの。
SDSS J1451 + 2709は通常の青いクエーサーですが、狭い輝線のフラックス比によってBPT図でHII銀河として誤って分類されています
| Title |
SDSS_J1451+2709_a_normal_blue_quasar_but_mis-classified_as_a_HII_galaxy_in_the_BPT_diagram_by_flux_ratios_of_narrow_emission_lines |
| Authors |
Zhang_XueGuang_(NNU) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.07688 |
原稿では、通常の青いクエーサーであるが、BPT図でHII銀河として誤って分類されている（誤って分類されたクエーサーと呼ばれる）SDSSJ1451+2709の特性について説明します。H$\alpha$とH$\beta$の周りの輝線は、2007年のSDSSスペクトルと1990年のKPNOスペクトルで、ガウス関数またはローレンツ関数によって記述された幅広いバルマー線を持つさまざまなモデル関数によって十分に測定されます。広い輝線のバリエーション、モデル関数の違いにより、狭い輝線のフラックスが異なりますが、狭い輝線のフラックス比が異なると、SDSSJ1451+2709はBPT図でHII銀河として分類されます。BPT図で誤って分類されたクエーサーSDSSJ1451+2709の固有の特性を説明するために、2つの方法が提案されています。星形成寄与と、禁止された輝線の臨界密度に近い高い電子密度を持つ圧縮NLRです。残念ながら、SDSSJ1451+2709では2つの方法を優先することはできません。BPT図で、誤って分類されたクエーサーSDSSJ1451+2709の固有の特性の物理的起源を見つけるには、さらなる努力が必要です。一方、SDSSJ1451+2709の長期変動は、通常のクエーサーとそれほど違いはありません。誤分類されたクエーサーSDSSJ1451+2709は、非常にユニークなケースまたは通常のクエーサーの中で特別なケースであり、BPT図を通常のブロードラインAGNおよびナローエミッションラインオブジェクトに適用する際のさらなる手がかりを提供し、ナローの一部を示します。中央のAGN活動を実際に抱えている輝線HII銀河。
畳み込みニューラルネットワークを使用したPAndAS画像からの新しいM31星団候補の識別
| Title |
Identification_of_new_M31_star_cluster_candidates_from_PAndAS_images_using_convolutional_neural_networks |
| Authors |
Shoucheng_Wang,_Bingqiu_Chen,_Jun_Ma,_Qian_Long,_Haibo_Yuan,_Dezi_Liu,_Zhimin_Zhou,_Wei_Liu,_Jiamin_Chen,_and_Zizhao_He |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.07798 |
コンテキスト：M31の新しい星団候補の識別は、M31星団システムの研究の基本です。機械学習法の畳み込みニューラルネットワーク（CNN）は、広視野測光調査からの数千万の画像から新しいM31星団候補を検索するための効率的なアルゴリズムです。目的：CNNによるパンアンドロメダ考古学調査（PAndAS）によって取得された21,245,632のソースの高品質の$g$および$i$バンド画像から新しいM31クラスター候補を検索します。方法：トレーニングサンプルとして、確認済みのM31クラスターと非クラスターオブジェクトを文献から収集します。正確なダブルチャネルCNNが構築され、トレーニングサンプルを使用してトレーニングされています。CNN分類モデルを2,100万を超えるソースのPAndAS$g$および$i$バンド画像に適用して、新しいM31クラスター候補を検索しました。CNNの予測は、信頼性の高いM31星団候補を取得するために、5人の経験豊富な検査官によって最終的にチェックされます。結果：人間による検査の後、117の新しいM31クラスター候補のカタログを特定しました。新しい候補のほとんどは、M31ディスクに配置されている若いクラスターです。それらの形態、色、大きさは、確認された若い円盤クラスターのものと類似しています。また、M31ハローに位置し、確認されたハロー球状星団と同様の特徴を示す8つの球状星団候補を特定しました。それらのうちの3つは、100\、kpcより大きいM31中心までの投影距離を持っています。
セルフシャドウの惑星形成ディスクの球形調査
| Title |
A_SPHERE_survey_of_self-shadowed_planet-forming_disks |
| Authors |
A._Garufi,_C._Dominik,_C._Ginski,_M._Benisty,_R.G._van_Holstein,_Th._Henning,_N._Pawellek,_C._Pinte,_H._Avenhaus,_S._Facchini,_R._Galicher,_R._Gratton,_F._Menard,_G._Muro-Arena,_J._Milli,_T._Stolker,_A._Vigan,_M._Villenave,_T._Moulin,_A._Origne,_F._Rigal,_J.-F._Sauvage,_and_L._Weber |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.07856 |
現在までに、200近くの惑星形成ディスクが高解像度で画像化されています。しかし、明るく拡張されたオブジェクトを研究する傾向は、ディスク人口統計の見方にバイアスをかけています。この作業では、散乱光でかすかに見えるVLT/SPHEREを対象とした15個のディスクを分析することにより、このバイアスの軽減に貢献します。ソースは、スペクトルエネルギー分布からの低い遠赤外線超過に基づいて選択されました。いくつかのソースで利用可能なALMA画像との比較は、これらのデータセットによって調査された散乱光がディスク範囲のごく一部からのみ検出されることを示しています。ディスクの明るさと近赤外線の過剰との間の穏やかな反相関は、これらのディスクが自己影になっていることを示しています。内側のディスクの縁は多くの星の光を遮り、外側のディスクを半影に残します。すべてのスペクトルタイプにわたる散乱光のディスク輝度の均一な分布に基づいて、セルフシャドウイングは、星から異なる距離にある内側のリムに対して同様に機能します。外側のディスクの照明パターンが時間とともにどのように変化するかについて説明します。サンプル内のいくつかのオブジェクトは、影がないか、方位角方向に閉じ込められた影の兆候がある文献から、明るい円盤に向かって中間段階にあると提案されています。
面分光法データに基づく近くの銀河におけるイオン化ガススーパーバブルの膨張速度の測定
| Title |
Measurements_of_the_Expansion_Velocities_of_Ionized-Gas_Superbubbles_in_Nearby_Galaxies_Based_on_Integral_Field_Spectroscopy_Data |
| Authors |
Grigorii_V._Smirnov-Pinchukov,_Oleg_V._Egorov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.07951 |
星間物質中の気泡の動的特性の研究は、銀河の星形成過程からのフィードバックメカニズムを理解するために重要です。近くの星形成銀河の進行中の面分光法は、ガス速度分散の局所的な増加によって識別される多くの膨張する気泡とスーパーバブルを明らかにします。制限された角度分解能は、十分な分光学的分解能にもかかわらず、ローカルグループ外の銀河の膨張速度の真正な測定を妨げることがよくあります。ガス速度分散の局所的変動に関するデータに基づいて、巨大な星やクラスターを取り巻く気泡の膨張速度を測定することを可能にする方法を提示します。ロシア科学アカデミーの特別天体物理観測所の6m望遠鏡で使用されるファブリ・ペロー干渉計、およびガウス線拡散関数を備えた面分光器にこの方法を適用します。イオン化されたスーパーバブルガスとIC1613銀河で唯一知られている超新星残骸の運動学を分析するために説明された方法を適用します。超新星残骸の運動学的年齢の推定値（3100年程度）は、X線データに基づいて以前に得られた独立した推定値とよく一致しています。
星形成領域のガスダイナミクスG18.148 $-$ 0.283：それは2つの衝突する分子雲の現れですか？
| Title |
Gas_dynamics_in_the_star_forming_region_G18.148$-$0.283:_Is_it_a_manifestation_of_two_colliding_molecular_clouds? |
| Authors |
Jyotirmoy_Dey,_Jagadheep_D._Pandian,_Dharam_Vir_Lal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.07977 |
アップグレードされた1350MHzの巨大メートル波無線望遠鏡（uGMRT）を他のアーカイブデータとともに使用して、HII領域G18.148$-$0.283の多波長研究から得られた結果を報告します。無線連続放射に加えて、100MHzの相関帯域幅を使用してG18.148$-$0.283に向かうH169$\alpha$およびH170$\alpha$無線再結合線を検出しました。イオン化ガスのモーメント1マップは、無線連続体のピーク全体で約10kms$^{-1}$の速度勾配を示しています。COHRS調査からの$^{12}$CO（$J$=3$-$2）分子線データは、イオン化ガスで検出された速度に非常に近い2つの速度成分の存在も示しています。CO放出からのスペクトルと位置-速度図は、速度成分を橋渡しする中間速度範囲の分子ガスを明らかにします。中赤外線吸収と遠赤外線放射により、フィラメント状の赤外線暗黒雲の存在が確認されます。その範囲には、対象のHII領域が含まれます。ダスト分極から推測される磁場は、HII領域内のフィラメントに垂直です。また、2MASS、UKIDSS、およびGLIMPSEの調査からのデータを使用して、ターゲットに向かって2つのO9星と30の若い恒星状天体を特定しました。累積的に、これは、この領域が、大規模な星形成とそれに続くHII領域の形成を引き起こした雲と雲の衝突の場所であることを示唆しています。
近くの分子雲における原始星流出の人口調査
| Title |
A_Census_of_Protostellar_Outflows_in_Nearby_Molecular_Clouds |
| Authors |
Duo_Xu,_Stella_Offner,_Robert_Gutermuth,_Shuo_Kong,_Hector_G._Arce |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.07995 |
深層学習法CASI-3D（構造識別への畳み込みアプローチ-3D）を採用して、近くの分子雲、へびつかい座、おうし座、ペルセウス、オリオンの12COおよび13CO観測における原始星の流出を体系的に識別します。へびつかい座、おうし座、ペルセウス座、オリオン座の総流出質量は、それぞれ267Msun、795Msun、1305Msun、6332Msunです。各雲の流出質量は、若い恒星状天体の総数に直線的に比例することを示しています。へびつかい座、おうし座、ペルセウス座、オリオン座の3D投影された流出エネルギーの合計は、それぞれ9e45エルグ、6e46エルグ、1.2e47エルグ、6e47エルグです。流出に関連するエネルギーは、4つの雲すべての現在のエポックでの乱流散逸を相殺するのに十分です。すべての雲はまた、流出予測マップの空間パワースペクトルにブレークポイントを示します。これは、典型的な流出質量とエネルギー注入スケールに対応している可能性があります。
星周磁場で進化する超新星残骸からのレプトン非熱放射
| Title |
Leptonic_non-thermal_emission_from_supernova_remnants_evolving_in_the_circumstellar_magnetic_field |
| Authors |
Iurii_Sushch,_Robert_Brose,_Martin_Pohl,_Pavlo_Plotko,_Samata_Das |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06946 |
多くの超新星残骸（SNR）から観測された非常に高エネルギー（VHE;E>100GeV）のガンマ線放出は、残骸の衝撃での高エネルギーへの粒子加速と銀河宇宙線への潜在的に重要な寄与を示しています。陽子（ハドロン相互作用とそれに続くパイ中間子崩壊による）または電子（周囲光子場での逆コンプトン散乱による）がこの放出の原因であるかどうかを判断することは非常に困難です。診断を成功させるには、基礎となる粒子集団の空間的およびエネルギー分布をよく理解することが重要です。ほとんどのSNRはコア崩壊爆発で作成され、それらの前駆星の風バブルに拡大します。この星周円盤は、ガスと磁場の複雑な空間分布を特徴としており、結果として生じる粒子集団に自然に強く影響します。この作業では、時間的および空間的に依存する処理用に設計されたRATPaCコードを使用して、コア崩壊SNRの前方衝撃で加速された電子とその非熱放射のスペクトル空間進化の詳細な研究を行います。SNR衝撃での粒子加速の拡散とシンクロトロン冷却の効率を通じて、空間的に不均一な磁場の影響に焦点を当てます。星周磁場の構造は、結果として生じる非熱放射のスペクトルと形態に強い特徴を残すことができることが実証されています。
PSR J1822-2256のサブパルスドリフト現象の再検討：ドリフトモード、スパーク、および放出高さ
| Title |
Revisiting_the_sub-pulse_drifting_phenomenon_in_PSR_J1822-2256:_Drift_Modes,_Sparks,_and_Emission_Heights |
| Authors |
Parul_Janagal,_Manoneeta_Chakraborty,_N._D._Ramesh_Bhat,_Bhaswati_Bhattacharya,_and_Samuel_J._McSweeney |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.07053 |
パルサー電波放射のサブパルスドリフトは、根底にある物理的プロセスを明らかにするための最も有望な現象の1つであると考えられています。ここでは、アップグレードされた巨大メーター波電波望遠鏡（uGMRT）を使用して行われた、PSRJ1822$-$2256の観測におけるそのような現象の詳細な研究を紹介します。観測は、uGMRTのバンド3（300-500MHz）およびバンド4（550-750MHz）レシーバーを使用して同時に行われました。パルサーは、サブパルスドリフト、モード変更、およびヌルを示すことが知られています。私たちの観測は、このパルサーの4つの異なるサブパルスドリフトモードの放出（A、B、C、およびD）を明らかにし、ドリフト周期は17.9$P_1$、5.8$P_1$、8$P_1$、14.1$P_1$それぞれ（$P_1$はパルサーの回転周期）、そのうちの2つは、以前の研究では報告されなかったいくつかの新しい機能を示しています。また、これら4つのドリフトモードのカルーセルパターンのスパーク数（$n$）によって特徴付けられる、考えられるスパーク構成を調査します。分析により、カルーセル回転期間のスパーク数の2つの代表的なソリューション$P_4$が提案されます。、これは$13$から$16$の範囲にあります。私たちのデータの広い周波数範囲（300-750MHz）は、パルサー放射の単一パルス特性の周波数依存性、特に周波数依存のサブパルス動作と観測されたドリフトモードの放射高さを調査するためにも活用されます。私たちの分析は、推定された放出高さの明確なモーダル依存性を示唆しています。パルサー放出メカニズムへの影響と提案された火花構成との関係について議論します。
近く、明るく、箱型：超高輝度SN 2018hti
| Title |
Close,_bright_and_boxy:_the_superluminous_SN_2018hti |
| Authors |
A._Fiore,_S._Benetti,_M._Nicholl,_A._Reguitti,_E._Cappellaro,_S._Campana,_S._Bose,_E._Paraskeva,_E._Berger,_T._M._Bravo,_J._Burke,_Y.-Z._Cai,_T.-W._Chen,_P._Chen,_R._Ciolfi,_S._Dong,_S._Gomez,_M._Gromadzki,_C._P._Guti\'errez,_D._Hiramatsu,_G._Hosseinzadeh,_D._A._Howell,_A._Jerkstrand,_E._Kankare,_A._Kozyreva,_K._Maguire,_C._McCully,_P._Ochner,_C._Pellegrino,_G._Pignata,_R._S._Post,_N._E._Rosa,_M._Shahbandeh,_S._Schuldt,_B._P._Thomas,_L._Tomasella,_J._Vink\'o,_C._Vogl,_J._C._Wheeler,_D._R._Young |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.07142 |
SN〜2018htiは非常に近く（z=0.0614）の超高輝度超新星で、最大rバンドで-22.2等という非常に明るい絶対等級を持っていました。SN〜2018htiの密にサンプリングされた最大前の光度曲線は、遅い光度の変化を示し、立ち上がり時間を約50レストフレーム日に制限します。マグネターとCSMの相互作用シナリオの両方について、SN2018htiの爆発の物理的パラメーターを推測するために、合成光度曲線を測光に適合させました。2つのメカニズムのいずれかがSN2018htiの光度に電力を供給している可能性があると結論付けています。星周物質の〜10MsunまたはB_p〜1.3e13Gの磁場とP_spin〜1.8msの初期周期を持つマグネターとの相互作用。星雲スペクトルモデリングから、SN2018htiは約40Msunの前駆星の爆発に起因する可能性が高いと推測されます。
ブラックホール連星の合併におけるヒッグス誘導摩擦発光
| Title |
Higgs_Induced_Triboluminescence_in_Binary_Black_Hole_Mergers |
| Authors |
Mariam_Chitishvili,_Merab_Gogberashvili,_Rostislav_Konoplich,_Alexander_S._Sakharov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.07178 |
ヒッグスポテンシャルは、天体物理学的ブラックホールの地平線に近接していると大幅に変化し、電弱真空の不安定化につながると推測されます。この状況では、ブラックホールは、核形成する新しい相の泡の「ボウリング物質」からなるシェルで囲まれている必要があります。連星ブラックホールの合併では、合体の直前に、核形成された気泡は、コンパニオンの重力ポテンシャルによって同時に引き付けられるため、シードの地平線の下に落ちるのを防ぐことができます。短時間、不安定な真空がブラックホール連星の2つの地平線の間に「挟まれ」、気泡が衝突してマイクロブラックホールを形成する可能性があります。これは、すべてのホーキング放射の熱放射によって急速に蒸発します。標準モデルのスパイス。この蒸発は、ブラックホール連星の合体からの重力波信号によって引き起こされ、ガンマ線と非常に高エネルギーのニュートリノの観測に現れる可能性があり、マルチメッセンジャー天文学の観測に最適な物理学の事例になります。
低状態でのブレーザーPKS1510-089の持続的な$ \ gamma $線放出：フェルミ-LATデータ分析と理論的モデリング
| Title |
Persistent_$\gamma$-ray_emission_of_the_blazar_PKS_1510-089_in_its_low_state:_Fermi-LAT_data_analysis_and_theoretical_modelling |
| Authors |
T.A._Dzhatdoev,_E.V._Khalikov,_V.S._Latypova,_E.I._Podlesnyi_and_I._A._Vaiman |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.07389 |
ブレーザーは、電子だけでなく陽子や原子核も加速する可能性があります。ブレーザー中の加速粒子のハドロン成分は、それらの高エネルギー収支の大部分を構成する可能性があります。それにもかかわらず、この成分は、陽子と光源内の光子場との相互作用のエネルギーしきい値が高いため、とらえどころのないものです。ただし、一部のフラットスペクトルラジオクエーサー（FSRQ）のブロードライン領域（BLR）には、ハドロ核相互作用を介して$\gamma$線で一次陽子を「可視」にするのに十分な量の物質が含まれている場合があります。本論文では、公開されているフェルミ-LATデータを利用し、MAGICイメージング大気チェレンコフ望遠鏡で測定されたスペクトルを使用して、低状態でのFSRQPKS1510-089の持続的な$\gamma$線放射を研究します。。単純なベースラインの対数放物線固有スペクトルモデルに関して、エネルギー範囲$\gtrsim$10GeVで$\gamma$線が過剰であることが示されています。超過の統計的有意性は$\approx$5.5$\sigma$ですが、MAGIC測定の体系的な不確実性を考慮した後、$\approx$2.7$\sigma$に低下します。この過剰は、BLR材料上の一次陽子のハドロ核相互作用とそれに続く光子場での電磁カスケードの発達を引き起こすシナリオで説明できます。Cloudyコードで計算されたBLR光子場スペクトルを入力として、このカスケードコンポーネントのスペクトルのモンテカルロ計算を示します。私たちの知る限り、これは、スペクトル合成コードを使用した光子場スペクトルの直接計算に基づく、ブレーザー内の電磁カスケードスペクトルの最初の計算です。
超大質量ブラックホールの成長率と現在の時代における銀河の恒星質量への依存性
近赤外線および硬X線調査（2MASSおよびSwift/BAT）に基づいて、ローカル宇宙のAGN（$z<0.15$）の超大質量ブラックホール（SMBH）への降着率の分布を研究します。十分に正確なブラックホール質量推定を使用して、AGNサンプルのオブジェクトの約半分のエディントン比$\lambda_{Edd}$を確実に推定しました。残りのものについては、$M_{BH}$と銀河の恒星の質量$M_\ast$との相関に基づいたより大まかな推定値を使用しました。広範囲の銀河の質量について、$9.28<\log（M_\ast/M_\odot）<12.28$であることがわかりました。これには、ローカルユニバースで最も質量の大きい銀河、分布$f（\lambda_{Edd}）$が含まれます。$\log{\lambda_{Edd}}=-3$を超えると、$M_\ast$に依存しないパラメーターを使用したべき乗則で記述でき、エディントン限界（$\log{\lambda_{Edd}}\sim0$）、ここで中断の証拠があります。さらに、$\log{\lambda_{Edd}}<-3$では、依存関係$f（\lambda_{Edd}）$の傾きが小さいか、平坦になるという証拠があります。現在の時代におけるSMBHの平均特性成長時間は、銀河の恒星の質量に弱く依存し、宇宙の寿命を超えますが、1桁を超えないことがわかります。ローカルユニバースのSMBHの平均デューティサイクル（$\lambda_{Edd}>0.01$のオブジェクトの割合）も$M_\ast$に弱く依存し、0.2〜1％です。これらの結果は、以前の宇宙の以前の研究で見つかった傾向を確認し、依存関係$f（\lambda_{Edd}|M_\ast）$のパラメーターを$z<0.15$で改良します。依存性$f（\lambda_{Edd}）$の明らかにされた普遍的な（銀河の恒星の質量に弱く依存する）パターンは、おそらく現在、SMBHへの質量降着のエピソードが主に確率過程に関連しているという事実に由来します。グローバルな銀河の進化過程ではなく、銀河の核。
衝突風バイナリアペプからの非熱放射
| Title |
The_non-thermal_emission_from_the_colliding-wind_binary_Apep |
| Authors |
S._del_Palacio,_P._Benaglia,_M._De_Becker,_V._Bosch-Ramon,_and_G._E._Romero |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.07442 |
最近発見された大規模なバイナリシステムApepは、既知の銀河衝突風バイナリの中で最も強力なシンクロトロンエミッタです。これにより、この特定のシステムは、恒星風とその衝撃に関連する非熱的プロセスを調査するのに非常に興味深いものになります。このソースはさまざまな無線帯域で検出され、さらに、非常に長いベースライン干渉観測によって風衝突領域が解決されました。このシステムの物理的特性を導出するために、衝突する風のバイナリに非熱放射モデルを使用します。解決されたマップで観測された形態により、空へのシステム投影角度の$\psi\approx85^\circ$の値を推定できます。観測された電波フラックスにより、ソースの固有のシンクロトロンスペクトルと、低周波数での恒星風の自由な吸収によるその変化の両方を特徴づけることもできます。これから、$\dot{M}_\mathrm{WN}\upperx4\times10^{-5}$$\mathrm{M}_\odot$yr$^{-の星の質量損失率を導き出します。1}$および$\dot{M}_\mathrm{WC}\約2.9\times10^{-5}$$\mathrm{M}_\odot$yr$^{-1}$。最後に、広帯域スペクトルエネルギー分布が、残りの自由パラメーターのさまざまな組み合わせ、つまり磁場の強度と非熱粒子の注入電力に対して計算されます。これらの2つのパラメーターの縮退は、高エネルギー領域での観測で解決できることを示しています。これは、硬X線である可能性が高いですが、好ましい条件下での$\gamma$線でも解決できる可能性があります。
最初のCHIME / FRBカタログと一致する高速電波バースト分布
現在、高速電波バースト（FRB）は、天文学と宇宙論において非常に活発な分野になっています。ただし、FRBの起源は今のところ不明です。内在的FRB分布に関する研究は、FRBの考えられる起源を明らかにし、FRB宇宙論のシミュレーションを改善するのに役立つ可能性があります。最近、536のイベントの最初のCHIME/FRBカタログがリリースされました。単一の望遠鏡によって検出されたFRBのこのような大きく均一なサンプルは、FRBの分布をテストするのに非常に価値があります。その後、宇宙の星形成の歴史（SFH）を追跡するFRB分布モデルは、最初のCHIME/FRBカタログによって拒否されたと主張されています。現在の作業では、いくつかの新しいFRB分布モデルを検討し、それらの多くがいくつかの適切なモデルパラメータのCHIME/FRB観測データと完全に一致する可能性があることを発見しました。特に、SFHに関して抑制された進化は、FRBで一般的に見られます。これらの結果は、FRBとFRB宇宙論の起源に光を当てる可能性があります。
ガンマ線で見られるかにパルサーと星雲
30年ちょっと前、かに星雲のホイップル検出は、超高エネルギーガンマ線天文学の始まりでした。それ以来、この線源のガンマ線観測は、高速変動の検出、予想外に高いエネルギーまでのパルス放出、および1PeVを超えるエネルギーを持つ光子のごく最近の検出により、理論に新たな驚きと挑戦を提供し続けています。この記事では、この並外れた加速器の理解に対するガンマ線観測の影響をレビューします。
M87 *の三日月形画像の回転とそのESEホットスポットの偏光
イベントホライズンテレスコープ（EHT）によって取得されたブラックホール（BH）M87*の最初の画像は、EからWSWの位置角度まで伸びる三日月形で、暫定的な「ESEホットスポット」があります。BHスピンベクトルが内部降着軸とkpcスケールの相対論的ジェットの投影方向の両方に整列していると仮定すると、ESEホットスポットの位置は軸対称降着流と一致しません。M87*の最近の偏光測定EHT画像は、ESEホットスポットが本質的に無偏光であることを示しており、これはその明確な起源を強く支持しています。ホットスポットの放射がシンクロトロン放射によるものである場合、その偏光解消には、等方的に絡み合った磁場または追加のファラデー分散測定のいずれかが必要です。2017年4月の6日間のEHT観測キャンペーンでは、原則として、最大60度まで進行する軌道運動を検出することができました。EHT三日月画像の主軸の見かけの回転速度は、ALMAによって測定されたファラデー補正された偏光角の回転速度と一致しています。ただし、これらの回転の反時計回り（CCW）の意味は、N-S輝度の非対称性によって示されるプラズマ流の時計回り（CW）の回転と反対であり、M87の付着が逆行していることを示している可能性があります。
ブラックホールからの回転エネルギー抽出の天体物理学
最近の研究では、自然が電流を吸収する能力を訴えることにより、電磁界を介してブラックホールの回転エネルギーを抽出できるかどうかが疑問視されています。ブラックホールの近くの湾曲した時空で天体物理学を適切に処理するために必要な戦略について説明し、ブランドフォード-ナエック効果は健全であるが、ブラックホールの電気的性質のより深い性質は未解決のままであることを示します。
中央分子ゾーンでのX線反射のSRG / eROSITAビュー：2019年9月から10月のスナップショット
| Title |
SRG/eROSITA_view_of_X-ray_reflection_in_the_Central_Molecular_Zone:_a_snapshot_in_September-October_2019 |
| Authors |
Ildar_Khabibullin,_Eugene_Churazov,_Rashid_Sunyaev |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.07899 |
銀河中心領域の高密度分子雲からのX線反射は、数百年のタイムスケールでの超大質量ブラックホールSgrA*の過去の活動記録の強力なプローブとしての地位を確立しています。個々の雲からの反射信号の詳細な研究により、最も明るいフレアのパラメータを推定し、それらの内部と周囲の高密度ガス分布の特性を調査することができます。一方、中央分子帯（CMZ）全体をカバーする広域調査は、新しい雲の明るさや、かつての明るい雲からのフラックスの長期的な減衰を見つけるために重要です。ここでは、SgrA*の東に位置するCMZ雲からのX線反射に関して、2019年後半の試運転観測の過程でSRG/eROSITA望遠鏡によって得られたデータを提示して説明します。現在最も明るい（反射発光の）分子複合体SgrAから硬X線（4-8keV）フラックスを測定し、他の分子複合体の上限を導き出します。SgrA複合体が$4\times10^{-13}\、{\rmerg\、s^{-1}\、cm^{-2}\、arcmin^{-のレベルで明るくなり続けることを確認します2}}$、これは、今後の高解像度イメージングおよび偏光観測の優れた候補になります。また、一次照明フロントがすでに通過しており、信号が多重散乱放射によって支配されている雲からの反射放射の明確な特徴についても説明します。
孤立した中性子星RXJ1856.5-3754の偏光観測によるアクシオンの拘束に向けて
| Title |
Towards_constraining_axions_with_polarimetric_observations_of_the_isolated_neutron_star_RX_J1856.5-3754 |
| Authors |
Aleksei_Zhuravlev,_Roberto_Taverna,_Roberto_Turolla |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.07955 |
光子-アクシオン混合は、孤立した冷却中性子星の熱スペクトルに観測可能な特徴を作り出すことができます。それらの形状は、放射の偏光特性に依存します。これは、次に、恒星の最外層の構造によって決定されます。ここでは、表面発光の現実的なモデルを使用して、スペクトルと偏光観測量、偏光率、偏光角に対する混合の影響を調査します。RXJ1856.5-3754に焦点を当てます。これは、光学帯域で偏光測定が行われたX線薄暗い孤立中性子星の中で唯一の光源です。私たちの結果は、固定および自由イオン限界の両方で凝縮した表面の場合、混合は、16.43％の観測された直線偏光率を再現する幾何学的構成を大幅に制限できることを示しています。雰囲気の場合、混合しても目立った特徴はありません。今後の軟X線偏光測定ミッションからのデータで私たちのアプローチを補完することで、$g_{\gammaa}\sim10^{-11}$GeV$^{-1}$と$m_a\lesssim10の制約を得ることができます。^{-6}$eV、現在の実験的および天体物理学的限界を改善します。
PolstarによるUV分光偏光測定：原始惑星系円盤
| Title |
UV_Spectropolarimetry_with_Polstar:_Protoplanetary_Disks |
| Authors |
John_P._Wisniewski,_Andrei_V._Berdyugin,_Svetlana_V._Berdyugina,_William_C._Danchi,_Ruobing_Dong,_Rene_D._Oudmaijer,_Vladimir_S._Airapetian,_Sean_D._Brittain,_Ken_Gayley,_Richard_Ignace,_Maud_Langlois,_Kellen_D._Lawson,_Jamie_R._Lomax,_Motohide_Tamura,_Jorick_S._Vink,_Paul_A._Scowen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06891 |
Polstarは、60cm望遠鏡に搭載された4つのストークスパラメータすべてを測定できる高解像度UV分光偏光計を備えたNASAMIDEXミッションの提案です。ミッションは、時間領域UV分光偏光測定の分野を開拓するでしょう。時間領域UV分光偏光測定は、星の表面から5AU未満までの原始惑星系円盤の形状と物理的状態を決定するための最良のリソースを提供します。Polstarによって可能になったものなど、専用の時間領域UV分光偏光測定調査で達成できる2つの主要な目的について詳しく説明します。1）低質量星の周りの若い惑星形成ディスクで動作する磁気降着が境界層降着に移行するという仮説をテストします。より質量の大きい星の周りの惑星形成円盤;2）中間質量星の惑星形成円盤の最も内側の領域での一時的なイベントが、内側の円盤のずれによるものなのか、恒星や円盤の放出によるものなのかを区別します。
薄いミラーコーティングにおけるブラウン熱雑音の高精度数値モデル
| Title |
High-accuracy_numerical_models_of_Brownian_thermal_noise_in_thin_mirror_coatings |
| Authors |
Nils_L._Fischer,_Samuel_Rodriguez,_Tom_Wlodarczyk,_Geoffrey_Lovelace,_Harald_P._Pfeiffer,_Gabriel_S._Bonilla,_Nils_Deppe,_Fran\c{c}ois_H\'ebert,_Lawrence_E._Kidder,_Jordan_Moxon,_William_Throwe |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06893 |
検出器のテストマスにおけるブラウンコーティングの熱雑音は、地球上の現在の重力波検出器の感度を制限しています。したがって、正確な数値モデルは、現在および将来の重力波検出器のブラウンコーティングの熱雑音を最小限に抑えるための継続的な取り組みに情報を提供できます。このような数値モデルは通常、かなりの計算リソースと時間を必要とし、クローズドソースの商用コードを伴うことがよくあります。対照的に、オープンソースコードは、シミュレートされた物理学の完全な可視性と制御を提供し、数値精度の直接評価を可能にします。この記事では、オープンソースのスペクター数値相対論コードを使用し、新しい不連続ガラーキン数値法を採用して、ブラウンコーティングの熱雑音をモデル化します。スペクターは、計算コストのほんの一部で、以前のアプローチよりも大幅に高い精度を達成することを示しています。さらに、複数のサブ波長結晶コーティング層におけるブラウンコーティングの熱雑音を初めて数値的にモデル化します。私たちの新しい数値的方法は、現実的なミラー構成の迅速な調査を可能にする可能性があり、したがって、重力波検出器の最適なミラー形状、ビーム形状、およびコーティング材料の検索をガイドします。
Micro-X観測ロケットペイロードの再飛行の進捗状況
| Title |
Micro-X_Sounding_Rocket_Payload_Re-flight_Progress |
| 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/2111.06952 |
Micro-Xは、2018年7月22日に最初の飛行を行ったX線観測ロケットのペイロードです。最初の飛行の目標は、宇宙で遷移エッジセンサー（TES）X線マイクロ熱量計アレイを操作し、高カシオペアA超新星残骸の分解能スペクトル。最初の飛行は部分的な成功と見なされました。アレイとその時分割多重読み出しシステムは宇宙で正常に動作しましたが、姿勢制御システムの障害のため、目標の時間は取得されませんでした。再飛行は2022年夏に予定されています。初飛行以来、ノイズを改善し、磁場に対する感受性を減らすために、検出器システムに変更が加えられました。3段式SQUID回路であるNISTMUX06aは、2段式SQUID回路であるNISTMUX18bに置き換えられました。新しい検出器システムの最初の実験結果は、この論文で提示されます。
Nii：微分位置天文学に適用されるベイズ軌道検索コード
| Title |
Nii:_a_Bayesian_orbit_retrieval_code_applied_to_differential_astrometry |
| Authors |
Sheng_Jin,_Xiaojian_Ding,_Su_Wang,_Yao_Dong,_Jianghui_Ji |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.07008 |
ここでは、自動並列テンパリングマルコフ連鎖モンテカルロ（APT-MCMC）戦略を実装するオープンソースのPythonベースのベイズ軌道検索コード（Nii）を紹介します。Niiは、エキソプラネットの検索における宇宙ベースの位置天文学ミッションの観測をシミュレートするモジュール、複数の参照星を使用した差分位置天文学測定の信号抽出プロセス、およびAPT-MCMCを使用した軌道パラメータ検索フレームワークを提供します。さらに、単一惑星系と二重惑星系に対応する2つの例を通じて、コードの軌道検索能力を検証します。どちらの場合も、事後確率分布の効率的な収束を実現できます。このコードは、特に微分位置天文学の軌道パラメータ検索問題に焦点を当てていますが、Niiは他のベイズ分析アプリケーションでも広く使用できます。
HSTデータの大規模分析による太陽系外惑星通過スペクトル推定のための機器モデルの特性化
| Title |
Characterization_of_an_Instrument_Model_for_Exoplanet_Transit_Spectrum_Estimation_through_Wide_Scale_Analysis_on_HST_Data |
| Authors |
Noah_Huber-Feely,_Mark_R._Swain,_Gael_Roudier,_Raissa_Estrela |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.07214 |
機器モデル（IM）を使用すると、トランジット分光法の光度曲線データの系統誤差を減らすことができますが、モデルの定式化は科学モデルパラメータの推定に影響を与える可能性があるため、機器モデルの効果の特性評価は、削減されたデータの解釈に不可欠です。単純な機器モデルを分析し、ハッブルWFC3およびSTIS機器全体での有効性とパフォーマンスを評価します。観測されたターゲットの大きなn=63のサンプルに対して、MCMCサンプラーは各機器モデルパラメーターの親分布を計算します。次に、可能な親分布関数が適合され、経験的なIM分布に対してテストされます。次に、相関およびその他の分析を実行して、IMの関係を見つけます。モデルは、分析された2つの機器と3つのフィルターにわたって良好に機能することが示され、さらに、スチューデントのt分布は、IMパラメーターの経験的な親分布に厳密に適合することが示され、ガウス分布は、観測された分布を十分にモデル化しないことが示されています。この親分布は、MCMCの事前フィッティングで使用でき、このモデルを使用した大規模な大気分析のIMの一貫性を示します。最後に、モデルのパフォーマンスを決定するために光度曲線の残差に基づく単純なメトリックを提案し、このIMの下で導出されたスペクトルが高品質で堅牢であるかどうかを決定する能力を示します。
未知の形状の周期的信号のGPU対応検索
最近および将来の世代の天文台は、それらの時間領域機能を通じて、変動する天文現象の研究を可能にします。高い時間的忠実度により、可変オブジェクト（時間の経過とともに明るさが変化するオブジェクト）の性質に関する前例のない調査が可能になります。データ処理パイプラインの主なボトルネックは、変数オブジェクトのカタログの光度曲線ソリューションを構築することです。これは、期間検索アルゴリズムが計算コストが高いことがよく知られているためです。さらに、特定の科学の事例に適していることが多い期間検索アルゴリズムが多数あります。この論文では、最初のGPUで高速化されたスーパースムーザーアルゴリズムを紹介します。スーパースムーザーは汎用であり、交差検定を使用して線分を時系列に適合させるため、Lomb-Scargleなどの他のアルゴリズムよりも計算コストが高くなります。アルゴリズムでは、テストされた周波数に対して入力時系列に対して複数のスキャンを行う必要があるため、データに対して1回のスキャンのみを必要とするSuperSmootherの新しい一般化検証バリアントも提案します。アルゴリズムのパフォーマンスを、データの3つのカタログでの類似の並列マルチコアCPU実装と比較し、対応するCPUよりもGPUアルゴリズムを使用する方が一般的に有利であることを示します。さらに、SuperSmootherのシングルパスバリアントは、元のアルゴリズムとほぼ同じくらい正確に正しい周期解を見つけることができることを示しています。当社のソフトウェアは、GPU上のグローバルメモリを超える可能性を排除するための計算のバッチ処理、単一のオブジェクトまたはオブジェクトのバッチの処理など、いくつかの機能をサポートし、複数のGPU間でアルゴリズムをスケーリングできます。
LEXT：ガモフ用のロブスターアイオプティック
| Title |
LEXT:_a_lobster_eye_optic_for_Gamow |
| Authors |
Charlotte_Feldman,_Paul_O'Brien,_Nicholas_White,_Wayne_Baumgartner,_Nicholas_Thomas,_Alexander_Lodge,_Marshall_Bautz,_Erik_Hinrichsen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.07787 |
ロブスターアイX線望遠鏡（LEXT）は、ガモフエクスプローラーに搭載されているペイロードの1つであり、2021年のNASAエクスプローラーMIDEXの機会に提案されます。承認された場合、2028年に打ち上げられ、高zガンマ線バースト（GRB）を識別し、迅速なフォローアップを可能にするように最適化されます。LEXTは、2モジュール、CCD焦点面、0.2〜5keVのバンドパスでマイクロポアオプティクス（MPO）を利用する広視野望遠鏡です。MPOの形状は、曲率半径600mm、光学素子の焦点距離300mmの2倍の球面上に配置された、正方形の断面を持つ微細な細孔の正方形のパックされたアレイで構成されます。光子エネルギー範囲0.2〜5keVで動作する場合、最適なL/d比（細孔の長さLと細孔の幅d）は60であり、光学開口全体で一定です。このホワイトペーパーでは、ガモフミッションの科学的目標を達成するためのLEXT光学部品のベースライン設計について詳しく説明します。広範なレイトレース分析が行われ、この分析を使用して視野、有効面積、焦点距離の最適化とともに光学設計の開発を紹介します。理想的なMPO特性に関する調査。コーティング、ポアサイズなど、およびさらなる研究のための道の詳細も示されています。
Polstarによる紫外線分光偏光測定：急速に回転するB型星の起源について
| Title |
Ultraviolet_Spectropolarimetry_with_Polstar:_on_the_origin_of_rapidly_rotating_B_stars |
| Authors |
C.E._Jones,_J._Labadie-Bartz,_Y._Naz\'e,_G.J._Peters,_D.V._Cotton,_D.J._Hillier,_C._Neiner,_N.D._Richardson,_J.L._Hoffman,_A.C._Carciofi,_J.P._Wisniewski,_K.G._Gayley,_P.A._Scowen |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.07926 |
提案されたMIDEXミッションであるPolstarは、高分解能UV分光法と分光偏光測定法を提供し、この波長範囲の巨大な星を前例のない詳細で研究するユニークな機会を提供します。これらの観測が、いくつかのタイプの巨大な星（特にB放出星とBn星）の重要な新しい知識を提供することを示しています。回転速度や恒星の扁平率に関連する表面温度の変動など、正確な恒星パラメータを決定します。私たちの仕事は、私たちがバイナリコンパニオンを検出し、バイナリ軌道特性を決定することを可能にします。バイナリ集団合成予測により、単一の星の進化と比較して、バイナリの相互作用のためにスピンアップしたこれらの星の割合を決定することができます。これらの急速に回転する星は、それらの進化、そして最終的にはそれらの周囲の進化に影響を与える質量損失と化学元素の混合を調査する可能性があります。
SN1987Aにおける初期のダスト質量の観測限界
近年、太陽質量の数十分の一のダスト質量が、いくつかのコア崩壊超新星の膨張する噴出物で発見されました。ほこりがそのような量でどのように形成されるかはよくわかっていません。ダスト形成の理論は、観測が示唆するよりも低い総質量とはるかに速い形成速度を予測しています。観察と理論を調和させるための1つの提案がDwekらによってなされました。（2019）は、塵が非常に急速に形成され、その光学的厚さのために、最初は観測的に検出できず、噴出物が膨張するにつれて徐々に明らかになるだけであると提案しました。その場合、初期の観測ダスト質量は下限にすぎません。10$^{-4}$から1M$_\odot$までのダスト質量をカバーする放射伝達モデルの大きなグリッドを使用して、塊状のダストシェルからのスペクトルエネルギー分布と輝線プロファイルの両方を計算すると、これは不可能であることを示します。ケース。いくつかの塊の分布は、$\sim$0.01M$_\odot$の塵の塊が塊に隠され、それでも観測と一致するSEDを予測することを可能にします。ただし、これらの形状は、観測と矛盾する輝線プロファイルを予測します。同様に、ダスト質量が0.01M$_\odot$を超える観測された輝線プロファイルを再現する塊の形状は、SEDを再現しません。ただし、アモルファスカーボンが$\sim$10$^{-3}$M$_\odot$のモデルでは、SEDプロファイルと輝線プロファイルの両方を再現できます。SN1987Aの噴出物では、初期のエポックでは大量のダストが見えないようにすることはできず、したがって、ダストの大部分は1000日を超えるエポックで形成されたに違いないと結論付けています。
ヒアデス星団の共通外層バイナリであるV471タウのステラパラメータを改訂
| Title |
Revised_Stellar_Parameters_for_V471_Tau,_a_Post-Common_Envelope_Binary_in_the_Hyades |
| Authors |
Philip_S._Muirhead,_Jason_Nordhaus,_Maria_R._Drout |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06905 |
V471タウは、日食のDA白色矮星と、ヒアデス星団のK型主系列星からなる共通外層連星です。V471タウの公的に利用可能な測光と分光法を分析して、システムの恒星と軌道のパラメーターを修正しました。アーカイブK2測光、アーカイブハッブル宇宙望遠鏡分光法を使用し、K型星の視線速度測定を公開しました。メインシーケンススターによるシステムフラックスの回転変調に適合するようにガウスプロセスを使用して、メインシーケンススターの前の白い矮星のトランジットを初めて回復しました。トランジットは、白色矮星の質量に追加の制約を課すトランジット中の重力マイクロレンズ法のために、純粋に幾何学的な掩蔽から予想されるよりも浅いです。主系列星の修正された質量と半径は、ヒアデス星団の年齢と金属量を考えると、単一星の進化モデルと一致しています。しかし、以前に文献で述べたように、白色矮星は、ヒアデス星団の時代を考えると、単一の星の進化の結果としては大きすぎて熱すぎて、合併シナリオの産物である可能性があります。私たちは、今日測定された軌道パラメータをもたらす共通外層の時点でのシステムの状態を独自に推定します。
激変星ZTF17aaaeefu（2MASS J00594349 + 6454419）での皆既日食の発見
| Title |
Discovery_of_deep_eclipses_in_the_cataclysmic_variable_ZTF17aaaeefu_(2MASS_J00594349+6454419) |
| Authors |
V._P._Kozhevnikov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.07065 |
激変星候補ZTF17aaaeefuの測光観測を行い、非常に深い日食を発見しました。観測は、7か月をカバーする8泊にわたって取得されました。日食プロファイルは、他の激変星で観察された日食プロファイルと似ています。観測中、ZTF17aaaeefuは矮新星の爆発と静止状態に似た明るさの変化を示しました。ZTF17aaaeefuが明るいとき（16.0-16.2等）、平均日食深度は2.50+/-0.18等でした。ZTF17aaaeefuがかすか（17.2-17.4等）のとき、平均日食深度は1.45+/-0.06等でした。しかし、これらの日食の深さの違いは、主にZTF17aaaeefuの周りの3つのかすかな星の汚染効果によって引き起こされている可能性があります。どちらの場合も、日食の顕著な部分の平均幅は同じで、約30分でした。観測範囲が広いため、公転周期を高精度に測定しました。Porb=0.18821155+/-0.00000014d。公転周期の精度に応じて有効期間が700年となる日食天体暦を導き出しました。この天体暦は、公転周期の変化に関する将来の研究に使用できます。ZTF17aaaeefuは公転周期が長いため、この激変星はその恒星成分の質量を決定するために重要です。将来の視線速度測定では、私の正確な日食天体暦が軌道位相の決定に役立つ可能性があります。
太陽風の誘発イオン音波による核電子加熱
| Title |
Core_Electron_Heating_By_Triggered_Ion_Acoustic_Waves_In_The_Solar_Wind |
| Authors |
F.S._Mozer,_C.A._Cattell,_J._Halekas,_I.Y._Vasko,_J.L._Verniero,_P.J._Kellogg |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.07161 |
パーカーソーラープローブミッション（PSP）の目標の1つは、太陽コロナと太陽風を加熱するエネルギーの流れを追跡することです。この論文の目的は、トリガーされたイオン音波（TIAW）がコアの太陽電子を等方的に加熱することを示すことにより、その目標の1つの達成を文書化することです。TIAWは、（1）低周波数のイオン音響のような波の数Hzの速度で衝撃のようなバーストで200〜1000Hzの周波数で現れ、（2）数時間から数日続く狭帯域のイオン音波です。それらは電場と密度の変動の両方を含み、30太陽半径未満の太陽距離で100Hzを超える周波数で支配的な波動モードです。PSP軌道6、7、8、および9では、宇宙船は22-30を通過しました。太陽半径距離を8回。2つのパスでは、TIAWはなく、電子加熱もありませんでした。残りの6回のパスでは、TIAWと強力なコア電子加熱が行われました。いくつかのパスには広帯域イオン音波もあり、それらは核電子を加熱しませんでした。TIAWの時は、イオンはより冷たく、太陽風の速度は小さかった。これにより、コアの電子とイオンの温度比が大きくなり、TIAWの成長が可能になりました。これらの限られた統計は、太陽風の核電子がトリガーされたイオン音波によって加熱されたという結論を裏付けています。
V363Lyrでの長いバースト中の定期的な変調
V363Lyrのケプラーの長いケイデンスデータと短いケイデンスデータを分析しました。0.185723（8）dの期間が永続的に検出され、これは公転周期として識別されます。V363Lyrは、ケプラー観測中に「（埋め込まれた）前駆体」を伴う1つの長い爆発を示し、この爆発中に軌道よりも長い0.1956（2）dの周期の変調が検出されました。この期間には2つの解釈が考えられます。最初のものは、V363Lyrが期間のギャップをはるかに超えているにもかかわらず、スーパーハンプです。この解釈には、q=0.15の低質量比を可能にする進化した低質量のセカンダリが必要です。ただし、この長期変動の進化は、スーパーハンプの標準的な進化には従いません。2つ目は、IWと星の観測から推測されるように、ディスクが潮汐打ち切り半径に達したときに前駆体が発生したことです。この場合、長周期変動は、歳差運動する偏心円盤への変動する流れの影響として解釈される可能性があります。これは、潮汐打ち切り半径での擾乱によって形成された可能性があります。これは角運動量の効果的な除去につながる可能性があり、その結果、前駆体に続いて0.3〜0.4等の明るさが生じました。分数周期の超過は、qが3：1共振の安定限界をわずかに上回っていることを示しています。いずれの場合も、二次の性質と質量比は分光学的観察によって検証する必要があります。
MPジェム：VY Sclタイプのスター、ついに
MPジェムは、1944年の発見以来71年間、かすかな状態で見られなかった、長期間の食変光星として長い間疑われてきました。その性質は謎でした。掃天観測の公開データ公開を利用して、2018年の深い微弱状態と上昇期の検出により、この天体はVYScl型激変星であるという結論に至りました。
極東のゲスト出演者の間で再発する新星の検索
最近の理論的研究によると、古典的な新星は〜$10^5$年ごとに噴火すると予想されていますが、現代の再発新星（N_r）星の再発時間スケールは10〜〜100年の範囲です。私たちの知識のこの巨大なギャップ（時間スケールで3桁）を埋めるために、履歴データを検討することは魅力的です。極東の情報源では、異なる時代であるが、再発する新星の噴火を参照する可能性のある同様の位置で明るいイベントを検索しました。西暦前500年から西暦1700年までの約185のアジアの観測のサンプルを精査し、起こりうるイベントを体系的にフィルタリングする方法を提示します。結果は、2〜5回のフレアアップと、$10^2$〜$10^3$年の典型的なリズムを持ついくつかの検索フィールドです。私たちの再発候補のほとんどについて、対応する検索領域の既知の激変星の中で可能な対応物を見つけました。この作品は、極東のゲスト出演者の間で古典的な新星の検索に以前に開発された方法を適用するときに、デジタルヒューマニティーズと計算宇宙物理学からの方法を組み合わせた学際的なアプローチに基づいています。（可能性のある）歴史的および（よく知られている）現代の再発新星の最初のそしてかなり予備的な比較は、それらの特性のいくつかに関する最初の暫定的なヒントを明らかにし、この方向でのさらなる研究を刺激します。
若いバイナリとディスクの相互作用
連星システムの環境には、2つの星周円盤が含まれている場合があります。1つは各星を周回しており、1つは連星全体を周回している星周円盤です。ディスクの構造と進化は、バイナリの存在によって変更されます。共鳴は波を放出し、ディスクギャップを開きます。バイナリの総質量と質量比、および軌道要素は、ディスクによって変更できます。これらの相互作用のシグネチャは、動的モデルの観測テストを提供します。若い惑星と原始惑星系円盤との相互作用は、木星質量惑星の軌道を循環させ、離心率軌道上にはるかに巨大な太陽系外惑星を生成する可能性があります。
後期TおよびY矮星のHバンド近赤外スペクトルからのアンモニア-メタン比
| Title |
Ammonia-methane_ratios_from_H-band_near-infrared_spectra_of_late-T_and_Y_dwarfs |
| Authors |
Eduardo_L._Mart\'in,_Jun-Yan_Zhang,_Pedro_Esparza,_F\'elix_Gracia,_Jos\'e_Luis_Rasilla,_Thomas_Masseron_and_Adam_J._Burgasser |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.07449 |
大気圧でアンモニアとメタンを含むガスセルは、私たちの化学研究所でカスタムメイドされました。これらのガスセルの低解像度近赤外分光法は、私たちの光学研究所で収集されました。それらは、300Kと500Kの温度で高解像度透過分子吸収データベース（HITRAN）を使用してシミュレートされたスペクトルと比較され、後期TおよびYの矮星、木星と土星の近赤外線スペクトルと比較されます。この調査では、1.5〜1.7ミクロン（Hバンド）のスペクトル領域を選択しました。これは、ユークリッドの赤いグリズムで覆われており、アンモニアとメタンの不透明度の相対的な比率に特に敏感であり、水蒸気などの他の豊富な分子。実験室のスペクトルは、HITRANデータベースを使用したシミュレーションに存在するアンモニアとメタンの特徴が不完全であることを示しました。私たちの実験室スペクトルを使用して、スペクトルタイプに関してインデックスの変動の振幅を増加させる拡張された積分限界を備えたNH3-Hスペクトル比の修正バージョンを提案します。私たちの実験室スペクトルの組み合わせを使用して、自由パラメーターとしてのアンモニアとメタンの相対吸収比を使用して、観測されたスペクトルに最適なものを見つけました。T$\rm_{eff}$と、スペクトルクラスT5からY2（1100K-350K）までのアンモニアとメタンの比率の間に関係が見られ、高重力物体と温度の理論的予測と定性的にかなりよく一致しています。1100Kから500Kまで。T後期およびY後期の矮星のアンモニアとメタンの比率は、木星のそれと類似しており、同様の化学組成を示唆しています。Euclidの分光学的性能のシミュレーションは、全体的な調査で10$^3$を超える後期T型矮星に対してT$\rm_{eff}$値とアンモニアとメタンの比率をもたらすことを示唆しています。
TESSの食変光星に含まれる希少なリンに富む星
| Title |
A_rare_phosphorus-rich_star_in_an_eclipsing_binary_from_TESS |
| Authors |
Colin_P._Folsom,_Mihkel_Kama,_T\~onis_Eenm\"ae,_Indrek_Kolka,_Anna_Aret,_Vitalii_Checha,_Anni_Kasikov,_Laurits_Leedj\"arv,_Heleri_Ramler |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.07526 |
コンテキスト：TESSミッションからの新しい観測によってこれが改善されていますが、放射エンベロープを持つ熱い星の周りの太陽系外惑星はほとんど発見されていません。放射エンベロープを持つ星は、その表面でほとんど混合されていないため、それらの表面の存在量は、潜在的な星と惑星の相互作用を含むさまざまなプロセスの感度の高いテストケースを提供します。原子の拡散はこれらのエンベロープで特に重要であり、AmやHgMnの星などの化学的に特有のオブジェクトを生成します。目的：B6スターHD235349周辺の太陽系外惑星候補がTESSによって特定されました。ここでは、この通過する天体の性質を決定し、星の化学的特異性の可能性を特定します。方法：HD235349は、タルトゥ天文台のロングスリット分光器を使用して、またTESSミッションによって測光的に観測されました。スペクトルは、恒星のパラメータと化学的存在量を決定するためにモデル化されました。次に、測光光度曲線を恒星パラメータのコンテキストで分析して、通過するオブジェクトのプロパティを決定しました。結果：通過する天体は、惑星ではなく、低質量の恒星の伴侶であることがわかりました。しかし、この食変光星の主なものは、まれなタイプの化学的に特異な星です。Pの強い過剰は、NeとNdの過剰、およびTiとMnの軽度の過剰で見られますが、Heはわずかに不足しています。星の大気中のPの垂直成層の明確な証拠もあります。Hgの欠如と弱いMnの過剰は、これが典型的なHgMn星ではないことを示唆しています。それは、ヘリウム-弱いリン-ガリウム（He-weakPGa）星のクラス、またはこれら2つのクラスの中間にある可能性があります。結論：HD235349は、低質量の恒星コンパニオンを持つ日食連星の中で、まれなタイプの化学的に特異な星（He-weakPGa）であることを示しています。これは、食変光星で発見された最初のHe-weakPGa星のようです。
アクティブなM-矮星バイナリEQペグでの長時間X線スーパーフレアのAstroSat観測
| Title |
AstroSat_observations_of_long-duration_X-ray_superflares_on_active_M-dwarf_binary_EQ_Peg |
| Authors |
Subhajeet_Karmakar,_Sachindra_Naik,_Jeewan_C._Pandey,_and_Igor_S._Savanov |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.07527 |
アストロサット天文台の軟X線望遠鏡を使用して、アクティブなM-矮星バイナリEQペグで検出された3つの大きな長時間フレアの包括的な研究を紹介します。0.3〜7keVバンドのフレアのピークX線光度は、〜5〜10x10^{30}ergs^{-1}以内であることがわかります。フレアのeフォールディングの立ち上がり時間と減衰時間は、それぞれ3.4〜11ksと1.6〜24ksの範囲であると導出されます。スペクトル分析は、最初の2つのプラズマ温度がすべてのフレアと約3および約9MKでのフレア後の観測の間、一定のままである3つの温度コロナの存在を示しています。フレア温度は26、16、および17MKでピークに達し、それぞれ最小値の2、1.3、および1.4倍です。ピーク放出測定値は3.9-7.1x10^{53}cm^{-3}であることがわかりますが、存在量は太陽の存在量の0.16-0.26倍でピークに達しました。準静的ループモデリングを使用して、すべてのフレアのループ長を2.5+/-0.5x10^{11}、2.0+/-0.5x10^{11}、および2.5+/-0.9x10^として導出します。それぞれ{11}cm。フレアプラズマの密度は、4.2+/-0.8x10^{10}、3.0+/-0.7x10^{10}、2.2+/-0.8x10^{10}cm^{-3と推定されます。）フレアF1、F2、およびF3の場合。一方、3つのフレアすべての磁場は<100Gと推定されます。3つのフレアすべての推定エネルギーは〜10^{34-35}ergであり、スーパーフレアのカテゴリに分類されます。3つのスーパーフレアはすべて、EQPegでこれまでに観察された中で最も長い持続時間のフレアであることがわかります。
IRAM-30mによるクラスI原始星の化学調査
| Title |
Chemical_survey_of_Class_I_protostars_with_the_IRAM-30m |
| Authors |
S._Mercimek,_C._Codella,_L._Podio,_E._Bianchi,_L._Chahine,_M._Bouvier,_A._Lopez-Sepulcre,_R._Neri,_C._Ceccarelli |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.07573 |
クラスIの原始星は、クラス0の原始星とクラスIIの原始惑星系円盤の間の架け橋です。最近の研究では、1Myr未満のディスクのダスト分布にギャップとリングが見られ、惑星の形成はすでにクラスIの段階で始まっている可能性があることが示唆されています。惑星がどの化学を継承するかを理解するには、クラスIのソースの化学を特徴付け、化学の複雑さがクラス0の原始星から原始惑星系円盤にどのように進化するかを調査することが重要です。目標は2つあります。4つのクラスI原始星のサンプルで分子の複雑さの調査を取得し、それを太陽のような星形成プロセスの初期および後期の化学組成と比較することです。クラスIオブジェクト（L1489-IRS、B5-IRS1、L1455-IRS1、およびL1551-IRS5）に対してIRAM-30m観測を実行しました。検出された種のカラム密度は、LTEまたはLVGを想定して導き出されます。27種を検出しました：C鎖、N含有、S含有、Si含有種、重水素化分子、およびiCOM。さまざまなスペクトルプロファイルが観察されます。すべてのソースに向かう細い線、L1551-IRS5に向かう広い線、および流出による線の翼です。狭いc-C3H2放出は、エンベロープから発生します。L1551-IRS5のiCOMは、CH3OHおよびCH3CNラインがコンパクトで暖かい領域に由来する、高温のコリノ化学の発生を明らかにします。最後に、OCSとH2Sは、L1455-IRS1とL1551-IRS5の連星系の周連星円盤を精査しているようです。分子エンベロープとホットコリノの元素D/Hに関する重水素化が導き出されます。さらに、B5IRS1、L1455-IRS1、およびL1551-IRS5は、低励起メタノールラインを示しており、おそらくUV照射された拡張構造に由来することを示唆しています。L1551-IRS5ホットコリノに対して測定されたCH3OHに関するiCOMの存在比と、サンプルの重水素化は、初期の段階で推定されたもの、および彗星で見つかったものに匹敵します。
KeplerやTESSのような測光宇宙ミッションは、新しい太陽系外惑星を継続的に発見し、2番目の居住可能な世界の探索を進めます。これらの望遠鏡によって記録された光度曲線は、居住性に影響を与える可能性のある恒星黒点変調やフレアなどの磁気活動の兆候も明らかにしています。これらの特性を検索して、TESSがハビタブルゾーン（HZ）全体にわたって惑星の通過を見つけることができるという基準に従って選択された112Mの矮星のTESS光度曲線を分析しました。35個の星で発生する2532個のフレアイベントが検出されたため、フレアの発生率は$\upperx32\％$です。私たちの星の$\upperx11\％$だけについて、回転周期が見つかりました。ボロメータフレアエネルギーと光度、フレアエネルギー度数分布（FFD）、およびフレアのピークでHZに到達するボロメータフラックスを計算しました。オゾン層破壊とリボ核酸（RNA）の構築に必要な化学反応の可能性の両方の観点から、HZ内の地球のような惑星の大気に対するフレアリングの影響を推定しました。私たちのターゲットはどれも、オゾン層破壊やRNA形成を引き起こすのに十分な頻度で非常にエネルギーの高いフレアを示していません。フレアイベント中にHZの内側の端に到達するフラックスは、1\、auでの静止太陽フラックスの$\約4.5$倍になります。
ソーラーメトリック電波バーストのソースのサイズと形状
| Title |
Sizes_and_shapes_of_sources_in_solar_metric_radio_bursts |
| Authors |
M._Gordovskyy,_E.P._Kontar,_D.L._Clarkson,_N._Chrysaphi_and_P.K._Browning |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.07777 |
太陽からのメートル法およびデカメートル法の電波放射は、上部コロナの非熱電子のダイナミクスに関する唯一の直接的な情報源です。さらに、低周波無線源のスペクトル観測とイメージング（サイズ、形状、および位置）観測の組み合わせは、太陽コロナと内部太陽圏のプラズマ乱流を調査するための独自の診断ツールとして使用できます。主に太陽観測に利用できる空間分解能が比較的低いため、低周波源の形状とその周波数による変動はまだ理解されていません。ここでは、低周波アレイ（LOFAR）によって観測された太陽電波源のサイズの最初の詳細な多周波分析を報告します。さらに、楕円形の半値全幅の輪郭を持つ2Dガウスプロファイルを使用して、導出された強度分布を近似することにより、ソースの形状を調査します。これらの測定は、既知のソース観測に基づいて、無線マップに対する機器および電離層の影響を評価するための新しい経験的方法によって可能になりました。得られたソースのデコンボリューションされたサイズは、以前の推定よりも小さく、多くの場合、より高い楕円率を示します。2Dガウス近似を使用して推定されたソースのサイズと楕円率、および周波数によるそれらの変動は、太陽コロナでの異方性電波散乱のモデルと一致しています。
噴火するフィラメントの速度
| Title |
Velocities_of_an_Erupting_Filament |
| Authors |
Shuo_Wang,_Jack_M._Jenkins,_Karin_Muglach,_Valentin_Martinez_Pillet,_Christian_Beck,_David_M._Long,_Debi_Prasad_Choudhary,_James_McAteer |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.07830 |
ソーラーフィラメントは、それらの多くがCMEのコアを形成する前に、長期間安定した構造として存在します。2017年5月29日から30日までの噴火フィラメントの特性を、ダン太陽望遠鏡からの高解像度HeI10830AとHalphaスペクトル、彩層望遠鏡からのHeI10830Aのフルディスクドップラーグラム、およびEUVとコロナグラフで調べます。SDOとSTEREOからのデータ。HAZELコードを使用したHeIの反転による噴火前の視線速度は、5Mmの範囲のコヒーレントパッチを示し、逆流および/または浮力のある動作を示します。噴火の間、個々の整列した糸がHeI速度マップに現れます。速度の分布は、ガウス分布から強く非対称に変化します。HeI10830Aの最大光学的厚さはタウ=1.75から0.25に減少し、温度は13kK増加し、フィラメントの平均速度と幅はそれぞれ0から25kms-1と10から20Mmに増加しました。すべてのデータソースは、フィラメントが7.4ms-2に達する指数関数的な加速度で上昇し、22：24UTに最終速度430kms-1に増加したことに同意しています。CMEはこのフィラメントの噴火に関連していました。噴火中の特性は、フラックスロープの存在を必要とするキンク/トーラスの不安定性に有利に働きます。フルディスク彩層ドップラーグラムは、ディスク上のフィラメントの噴火の初期段階をリアルタイムで追跡するために使用できると結論付けています。これは、後続のCMEのソースをモデル化するのに役立つ可能性があります。
NGC 1850 BH1は、ブラックホールを装ったもう1つのストリップスター連星です。
ブラックホール候補NGC1850BH1の視線速度変光星は、提案されたように通常の$\sim5\、M_{\odot}$準巨星にはなり得ないが、質量$\sim1M_{\odot}$。結果は、星の観測された半径と公転周期から直接得られます-ロッシュローブを埋める星の密度の関係：観測された楕円体の変動性によって制約される星の密度は、質量が$\sim1.5\を超えるには低すぎます。M_{\odot}$。この低い質量は、目に見えないコンパニオンの暗黙の質量とシステムの定性的解釈を大幅に削減し、質量$（2.5-5）\、M_{\odot}$の通常の主系列コンパニオンがデータと完全に一致するようにします。MESAを使用してバイナリを生成できる進化のシナリオを調査し、そのプロパティが、$\sim5\、M_{\odot}$プライマリがそのエンベロープのほとんどをコンパニオンに失い、肥大化した状態で観察されるモデルと一致できることを発見しました。コアヘリウム燃焼sdOBスターになるために契約する前の状態。これは、バイナリLB-1およびHR6819を説明するために提案されたシナリオに似ています。ブラックホールが含まれていない可能性がありますが、NGC1850BH1は、特に既知のクラスターのメンバーシップを考えると、バイナリ進化モデルの興味深いテストケースを提供します。年。
三次元ドップラー断層撮影
ドップラートモグラフィーは、複数の軌道位相での輝線プロファイルの観測から、連星の共回転フレーム内の放射率分布を計算する方法です。通常適用される方法の重要な仮定は、すべてのガス流がバイナリの軌道面に平行であるということです。この論文では、この仮定を解除して、バイナリの軌道「$z$」軸に平行な運動も可能にする可能性を検討します。この問題はフーリエ空間で最もよく考慮され、ラインプロファイルは速度空間での3Dドップラー画像の3Dフーリエ変換を直接制約しますが、原点を中心とし、$v_z$速度軸と逆の軸。したがって、3D放射率分布の回復に必要な完全な情報は単に利用できません。それにもかかわらず、反転法が提示され、いくつかのシミュレートされた画像でテストされています。不足している情報に起因するアーティファクトは表示されますが、テストでは、実際のシステムからのデータに3Dドップラートモグラフィーを適用することにはある程度の価値がある可能性がありますが、そうする場合はかなりの注意が必要です。
冠状ループの加熱と壊滅的な冷却に対する針状体活動の影響
| Title |
Implications_of_spicule_activity_on_coronal_loop_heating_and_catastrophic_cooling |
| Authors |
V.N._Nived,_E._Scullion,_J._G._Doyle,_R._Susino,_P._Antolin,_D._Spadaro,_C._Sasso,_S._Sahin,_M._Mathioudakis |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.07967 |
スウェーデンの1m太陽望遠鏡（SST）にあるCRispImagingSpectro-Polarimeter（CRISP）とNASAソーラーダイナミクス天文台（SDO）彩層でのタイプII針状体の観測と、EUVコロナでのそれらの特徴。ここでは、タイプIIの針状体と高温の冠状プラズマの特徴の間、つまりTR温度を超えて、常に1対1の対応がない理由に関する1つの重要な問題に対処します。恒星コロナが支配的な領域と比較して、静かな太陽領域ではスペクトル特性の違いは検出されません。一方、アクティブ領域のフットポイントに近い数密度は、静かな太陽の場合よりも1桁高いことがわかります。微分放射測定分析は、$\sim5\times10^5$Kに10$^{22}$〜cm$^{-5}$〜K$^{-1}$のオーダーのピークを示します。この結果を制約として使用して、数値シミュレーションを実行し、$1.25\times10^{24}$erg（バーストに寄与する$\sim$10RBEに対応）のエネルギー入力で、観測を非常に厳密に再現できることを示します。。ただし、より低い熱エネルギー入力でシミュレーションを実行しても、合成AIA$171{\AA}$シグニチャは再現されません。これは、シミュレーションでAIA$171{\AA}$シグニチャを説明するために必要な針状体の数が非常に多いことを示しています。。さらに、より高いエネルギー（$1.25\times10^{24}$ergs）シミュレーションは、EUV観測で観察される周期性と一致する、$\sim$5時間のサイクル持続時間で壊滅的な冷却を再現します。
火星用の人工磁気圏を作成する方法
| Title |
How_to_create_an_artificial_magnetosphere_for_Mars |
| Authors |
Ruth_A._Bamford,_Barry_J._Kellett,_James_L._Green,_Chuanfei_Dong,_Vladimir_Airapetian_and_Bob_Bingham |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06887 |
人類が火星の実質的で長期的な植民地化を検討する場合、必要な資源は膨大になるでしょう。火星での長期的な人間の存在が確立されるためには、惑星をテラフォーミングすることを真剣に考える必要があります。このようなテラフォーミングの主要な要件の1つは、火星には現在ない惑星磁場を保護することです。この記事では、火星を取り囲むことができる人工磁場の作成の実現可能性に影響を与える実用的および工学的課題を初めて包括的に探求します。これには、設計を定義する懸念事項、磁場発生器を配置する場所、および考えられる建設戦略が含まれます。ここでの理論的根拠は、惑星磁気圏の必要性を正当化することではなく、さまざまな工学的アプローチの長所と短所を比較検討できるように、実用性を数値化することです。提案された最適な解決策は、自然の状況と核融合プラズマ技術に触発されたものの、まったく新しいものです。電力、アセンブリ、質量が最も低い解決策は、火星の月の1つから物質を放出することによって形成された可能性のある惑星の周りに人工荷電粒子リング（「放射ベルト」に似た形）を作成することです（これはIo-Jupiterプラズマトーラスを形成します）が、電磁波とプラズマ波を使用してリング内の正味電流を駆動し、全体的な磁場を発生させます。宇宙探査の新時代が始まった今、これらの新しく大胆な未来の概念について考え始め、戦略的な知識のギャップを埋め始める時です。さらに、ここで検討した原理は、有人宇宙船、宇宙ステーション、月面基地などの小規模なオブジェクトにも適用でき、保護用のミニ磁気圏を作成することでメリットが得られます。
星の暗黒物質散乱によるエネルギー輸送のシミュレーション
| Title |
Simulation_of_energy_transport_by_dark_matter_scattering_in_stars |
| Authors |
Hannah_Banks,_Siyam_Ansari,_Aaron_C._Vincent,_Pat_Scott |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06895 |
星に捕らえられた非対称暗黒物質（ADM）は、効率的な熱伝導体として機能することができます。星の温度勾配の小さなADM誘発変化は、ニュートリノフラックスと星震学の特徴を変え、対流コアを消去し、星の主系列星の寿命を変えることが知られています。太陽は私たちに近いため、これらの影響を研究するための理想的な実験室になっています。ただし、このような熱輸送をパラメータ化するために一般的に使用される2つの形式は、30年以上前に開発され、単一のシミュレーションセットで較正されました。さらに、どちらも、熱輸送が最大化されるクヌーセン遷移で崩壊するという仮定に基づいています。モンテカルロシミュレーションを構築して、ボルツマン衝突方程式を正確に解き、速度と運動量に依存する断面を持つADMによって星に運ばれる定常状態の分布と光度を決定します。局所的な熱平衡に基づく確立された（GouldandRaffelt）形式は一定の断面積に対してはうまく機能しますが、等温（SpergelandPress）法は、単純で普遍的な再スケーリング機能を備えたすべてのモデルで実際に優れたパフォーマンスを発揮します。シミュレーション結果に基づいて、恒星進化モデルにおけるDM熱輸送のパラメーター化に関する推奨事項を提供します。
重力波天文学の到達範囲を宇宙の端まで拡大する：次世代の地上ベースの重力波観測所に関する重力波国際委員会の研究報告
| Title |
Expanding_the_Reach_of_Gravitational_Wave_Astronomy_to_the_Edge_of_the_Universe:_The_Gravitational-Wave_International_Committee_Study_Reports_on_Next_Generation_Ground-based_Gravitational-Wave_Observatories |
| Authors |
David_Reitze,_Michele_Punturo,_Peter_Couvares,_Stavros_Katsanevas,_Takaaki_Kajita,_Vicky_Kalogera,_Harald_Lueck,_David_McClelland,_Sheila_Rowan,_Gary_Sanders,_B.S._Sathyaprakash,_David_Shoemaker,_Jo_van_den_Brand |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06986 |
2015年に2つの合体するブラックホールから放出された重力波の最初の直接検出は、21世紀の物理学と天文学における最も重要な科学的進歩の1つとして予告されました。重力波観測所によって現在開かれている途方もない科学的機会に動機付けられ、新しい分野を十分に活用するには、構想から運用開始まで15〜20年かかる可能性がある新しい観測所が必要であると認識し、重力波国際委員会（GWIC）が小委員会を召集しました。現世代の検出器で現在達成可能なものをはるかに超えて観測GWの範囲を拡張できる、将来の地上観測所のネットワークを構築および運用するためのパスを検討する。このレポートは、GWIC3G小委員会による6部構成の一連のレポートの最初のものです。i）重力波観測所の到達範囲を宇宙の端まで拡大する（このレポート）、ii）次世代のグローバル重力波観測所：科学本、iii）3GR＆D：次世代の地上ベースの重力波検出器のR＆D、iv）重力波データ分析：3G時代のコンピューティングの課題、v）将来の地上ベースの重力波観測所：他の科学コミュニティとの相乗効果、およびvi）将来のグローバル重力波観測所ネットワークのための可能なガバナンスモデルの調査。
重力波データ分析：3G時代のコンピューティングの課題
| Title |
Gravitational_Wave_Data_Analysis:_Computing_Challenges_in_the_3G_Era |
| Authors |
Peter_Couvares,_Ian_Bird,_Ed_Porter,_Stefano_Bagnasco,_Michele_Punturo,_David_Reitze,_Stavros_Katsanevas,_Takaaki_Kajita,_Vicky_Kalogera,_Harald_Lueck,_David_McClelland,_Sheila_Rowan,_Gary_Sanders,_B.S._Sathyaprakash,_David_Shoemaker,_Jo_van_den_Brand |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06987 |
サイバーインフラストラクチャは、次世代の重力波検出器の開発において重要な考慮事項になります。3G時代のデータ分析コンピューティングの需要は、多数の検出、コンパクトな天体物理オブジェクトの拡張された検索パラメータースペース、およびソースの性質を抽出するために必要なその後のパラメーター推定のフォローアップによって促進されます。さらに、データアクセスと転送プロトコル、ソフトウェアツールの保存と管理など、持続可能な開発、サポート、管理プロセスを備えた、適切でスケーラブルなコンピューティングサイバーインフラストラクチャを開発する必要性が高まります。このレポートは、3G重力波観測所が直面している主な課題と機会を特定し、それらに対処するための推奨事項を示しています。このレポートは、GWIC3G小委員会による6部構成の一連のレポートの4番目です。i）重力波観測所の到達範囲を宇宙の端まで拡大します。ii）次世代のグローバル重力波観測所：サイエンスブック、iii）3GR＆D：次世代の地上ベースの重力波検出器のR＆D、iv）重力波データ分析：3G時代のコンピューティングの課題（このレポート）、v）将来の地上ベースの重力波観測所：他の科学コミュニティとの相乗効果、およびvi）将来のグローバル重力波観測所ネットワークのための可能なガバナンスモデルの調査。
将来の地上ベースの重力波観測所：他の科学コミュニティとの相乗効果
| Title |
Future_Ground-Based_Gravitational-Wave_Observatories:_Synergies_with_Other_Scientific_Communities |
| Authors |
Michele_Punturo,_David_Reitze,_Peter_Couvares,_Stavros_Katsanevas,_Takaaki_Kajita,_Vicky_Kalogera,_Harald_Lueck,_David_McClelland,_Sheila_Rowan,_Gary_Sanders,_B.S._Sathyaprakash,_David_Shoemaker,_Jo_van_den_Brand |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06988 |
第3世代のグローバル重力波検出器アレイの開発計画は、多面的で複雑な取り組みであり、必然的に高レベルのコミュニティ入力が必要になります。地上の重力波コミュニティで行われている活動を認識し、計画に情報を提供して発展させるための情報を受け取るには、より広範な科学的構成員の現存する新しい利害関係者とのやり取りが必要です。このレポートでは、GWICと重力波のコラボレーションおよびプロジェクトが、より広いコミュニティとの関わりを検討する必要があるアプローチを紹介します。このレポートは、GWIC3G小委員会による6部構成の一連のレポートの5番目です。i）重力波観測所の到達範囲を宇宙の端まで拡大します。ii）次世代のグローバル重力波観測所：サイエンスブック、iii）3GR＆D：次世代の地上ベースの重力波検出器のR＆D、iv）重力波データ分析：3G時代のコンピューティングの課題、v）将来の地上ベースの重力波観測所：他の科学コミュニティとの相乗効果（このレポート）、およびvi）将来のグローバル重力波観測所ネットワークのための可能なガバナンスモデルの調査。
将来のグローバル重力波観測所ネットワークのための可能なガバナンスモデルの調査
| Title |
An_Exploration_of_Possible_Governance_Models_for_the_Future_Global_Gravitational-Wave_Observatory_Network |
| Authors |
Stavros_Katsanevas,_Gary_Sanders,_Beverly_Berger,_Gabriela_Gonz\'alez,_James_Hough,_Ajit_K._Kembhavi,_David_McClelland,_Masatake_Ohashi,_Fulvio_Ricci,_Stan_Whitcomb,_Michele_Punturo,_David_Reitze,_Peter_Couvares,_Takaaki_Kajita,_Vicky_Kalogera,_Harald_Lueck,_David_McClelland,_Sheila_Rowan,_B.S._Sathyaprakash,_David_Shoemaker,_Jo_van_den_Brand |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.06989 |
検出器のグローバルネットワークの構築は、第3世代重力波天文学の科学的成功の基礎です。将来へのビジョンを持って実行された場合、そのインフラストラクチャ、技術ベース、およびガバナンスにおける第3世代の実装は、第3世代を超えたその後の開発の出発点、重力波天体物理学の長く革命的な未来への道を提供できます。このドキュメントの目的は、ガバナンスの最適な選択に影響を与える考慮事項を示し、コミュニティを最適なガバナンスモデルに導くことができる可能性のあるパスを示すことです。このレポートは、GWIC3G小委員会による6部構成の一連のレポートの6つです。i）重力波観測所の到達範囲を宇宙の端まで拡大します。ii）次世代のグローバル重力波観測所：サイエンスブック、iii）3GR＆D：次世代の地上ベースの重力波検出器のR＆D、iv）重力波データ分析：3G時代のコンピューティングの課題、v）将来の地上ベースの重力波観測所：他の科学コミュニティとの相乗効果、vi）将来のグローバル重力波観測所ネットワークのための可能なガバナンスモデルの調査（このレポート）。
Spallation NeutronSourceでのコヒーレント
オークリッジ国立研究所のスポーリングニュートリノ源（SNS）は、安静時のパイ中間子崩壊からの強力で高品質なニュートリノ源を提供します。このソースは最近、COHERENTコラボレーションによるコヒーレント弾性ニュートリノ-原子核散乱（CEvNS）の最初の測定に使用され、標準模型を超える物理の新しい制約をもたらしました。SNSニュートリノ源は、さらなるCEvNS測定、超新星ニュートリノの理解に特に関連する非弾性ニュートリノ-原子核相互作用の探索、および加速器によって生成されたサブGeV暗黒物質の検索を可能にします。このユニークな施設を利用して、SNSの「ニュートリノ路地」にあるCOHERENTの一連の検出器は、素粒子物理学、原子核物理学、天体物理学の交差点での幅広い物理学プログラムに対処するために、より多くのデータを蓄積しています。このレビューでは、COHERENTの最初の2つのCEvNSについて説明します。測定、それらの解釈、およびSNSでの将来の物理学プログラムの可能性。
U $ \ mu \ nu $ SSMのWIMPダークマター
| Title |
WIMP_Dark_Matter_in_the_U$\mu_\nu$SSM |
| Authors |
J._A._Aguilar-Saavedra,_D._E._L\'opez-Fogliani,_C._Mu\~noz_and_M._Pierre |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.07091 |
U$\mu\nu$SSMは$\mu\nu$SSM超対称モデルの$U（1）'$拡張であり、バリオン数に違反する演算子と明示的な質量項が禁止されており、その可能性があります。磁壁の問題は回避されます。ゲージ異常キャンセル条件は、U$\mu\nu$SSMモデルのスペクトルにエキゾチックなクォークスーパーフィールドの存在を課し、右巻きニュートリノに加えて、標準モデルゲージグループの下にいくつかの一重項スーパーフィールドの存在を可能にします。スーパーフィールド。ゲージ構造は、スーパーポテンシャルに追加の離散$Z_2$対称性を意味し、$R$パリティを呼び出さずにWIMP暗黒物質として動作するシングレットの安定性を保証します。暗黒物質候補として一重項のフェルミ粒子成分を使用して、この新しい可能性を詳細に分析します。特に、$Z'$、ヒッグス右スニュートリノ、暗黒物質を介した消滅、および暗黒物質の直接検出実験におけるその潜在的な信号を介して、その遺物密度の量を計算します。LHCでの$Z'$直接探索によるパラメータ空間の制約、およびエキゾチッククォークの検出器内のハドロン化による制約が分析に課せられます。パラメータ空間の広い領域は、次のダーウィン実験の範囲内にあることが判明しました。
$ F（T）$重力の虹のインフレと原始ゆらぎ
| Title |
Inflation_and_Primordial_Fluctuations_in_$F(T)$_Gravity's_Rainbow |
| Authors |
Yoelsy_Leyva,_Carlos_Leiva,_Giovanni_Otalora,_and_Joel_Saavedra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.07098 |
スローロールインフレーションと$F（T）$重力の虹の原始ゆらぎの生成を研究します。スカラー摂動とテンソル摂動の2次アクションを取得し、それらの原始パワースペクトルを計算します。したがって、スローロール近似で1次までのインフレ観測量、つまりスカラースペクトルインデックス$n_{s}$とテンソル対スカラー比$r$を計算した後、モデルの予測を現在のPLANCKと対峙させます。およびBICEP/Keckデータ。
ニュートリノとニュートリノの相互作用は、標準モデルのZ交換によって媒介されるため、温度$5〜15$MeVの領域でステライルニュートリノを生成するためのDodelson-Widrowメカニズムを大幅に強化できます。通常のタイプのアクティブステライルニュートリノカップリングを備えたKeV領域の滅菌塊の場合、アクティブステライルカップリングが実験室の結果によって設定された境界を回避するのに十分小さい場合でも、生成は十分な暗黒物質を提供するのに十分な量になる可能性があります。
非接触軌道要素を使用したPPN二体問題の解析
パラメータ化されたポストニュートン（PPN）形式は、GRとその一般化のいくつかの両方の弱磁場スローモーション近似です。これにより、ラグランジュタイプとガウスタイプの軌道方程式など、モーションのさまざまなパラメータ化が可能になります。多くの場合、これらの方程式はラグランジュ制約の下で作成されます。これにより、進化する軌道要素は、軌道に接する瞬間円錐曲線をパラメーター化します。数学的には任意ですが、この制約の選択は、位置のみに依存する摂動の下で便利です。速度にも依存する摂動（相対論的補正など）の下では、ラグランジュ制約は、電気力学およびゲージ理論のゲージ自由度に類似した軌道パラメーター化の自由度を導入することによって単純化できるソリューションを不必要に複雑にします。幾何学的には、この自由度は非振動の自由度です。つまり、瞬間円錐曲線が実際の軌道に対して非接線であることが許可される程度です。同じ摂動の下で、非振動の程度が異なるすべての解は、同じ物理軌道を記述していても、数学的に異なって見えます。直感的ではありませんが、一連の非接線の瞬間円錐曲線を使用して軌道をモデル化すると、計算が単純化される場合があります。適切に一般化された（「ゲージ一般化された」）ラグランジュタイプの方程式とその応用は、これまでの文献に登場しました。この論文では、ゲージで一般化されたガウス型方程式を導き出し、それらをPPN2体問題に適用します。3つの異なる方法でゲージ自由度を固定する（つまり、3つの異なるタイプの非接触要素で軌道をモデル化する）と、PPN2体ダイナミクスの3つのパラメーター化が見つかります。これらのパラメータ化は、固定された非振動の半主軸、固定された非振動の離心率、または固定された非振動の近点引数のいずれかで軌道をレンダリングします。
中性子星連星面に対する刺激的な波形誘起量子効果
経路積分式を使用して、軌道分離が$10^9$mの、重力で束縛された中性子星（NS）バイナリの軌道面の刺激的な横方向の波形によって引き起こされるいくつかの動的量子効果を調査します。Dewittのアプローチに基づいて、静的重力効果と変形誘起効果で構成されるバイナリ平面の重力カシミールエネルギーコストを計算します。静的効果には、軌道面の自己重力とバイナリシステムのニュートン重力ポテンシャルの寄与に由来する項が含まれていることがわかります。変形によって引き起こされる効果は、軌道結合エネルギーの不安定性（$\frac{1}{（Rr）^2}$としてスケーリング）と、軌道結合エネルギーの動的なカシミールエネルギーコスト（減衰）の2つの部分からも生じます。$\frac{1}{（Rr）^4}$として。動的重力カシミール現象とそれに対応するエネルギーコストは、バイナリのスパイラルイン軌道運動を変更し、したがって放出される重力波（GW）の周波数を変更します。2つのNSコンポーネントの機械的応答を考慮し、システムの軌道運動とGW周波数の補正を定性的に研究します。広いNSバイナリからのGWは低周波数帯域を特定するため、動的なカシミール効果は、GWの周波数に応じて、バイナリ平面に散逸力を及ぼします。結果として生じる散逸は、分離の減衰とGW周波数の増加によって強化される可能性があり、その後、バイナリの軌道減衰が加速されます。ただし、散逸率は$10^{-70}$eV/sのオーダーです。したがって、加速はごくわずかです。
有効相対論的平均場モデル内の中性子星の地殻特性
| Title |
Crustal_properties_of_the_neutron_star_within_effective_relativistic_mean-field_model |
| Authors |
Vishal_Parmar,_H._C._Das,_Ankit_Kumar,_M._K._Sharma,_S._K._Patra |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.07278 |
有効相対論的平均場（E-RMF）モデルを使用して、中性子星の地殻特性を研究します。統一状態方程式（EoS）は、FSUGarnet、IOPB-I、G3などの最近開発されたE-RMFパラメーターセットを使用して構築されます。外側の地殻組成は、利用可能なハートリーフォックボゴリューボフ質量モデル[\textbf{bfPhys。Rev.C88、024308（2013）}]中性子に富む原子核の場合。内部地殻の構造は、液体コア内の均一な核物質の場合と同じE-RMF関数を使用して圧縮性液滴モデル計算を実行することによって推定されます。質量半径（$MR$）の関係、慣性モーメント（$I$）、地殻の慣性モーメント（$I_{crust}/I$）、質量（$M_{crust}）などのさまざまな中性子星の特性）$とクラストの厚さ（$l_{crust}$）は、3つの統合されたEoSを使用して計算されます。地殻の特性は、密度に依存する対称エネルギーと傾斜パラメータに敏感であることがわかり、中性子星EoSの統一された処理の重要性を提唱しています。3つの統合されたEoS、IOPB-I-U、FSUGarnet-U、およびG3-Uは、異なるパルサー、NICER、およびグリッチ活動で得られた観測データを再現し、中性子星の構造の詳細な説明に適していることがわかりました。
ネーター対称性を介した非局所曲率重力宇宙論
| Title |
Non-Local_Curvature_Gravity_Cosmology_via_Noether_Symmetries |
| Authors |
Adriano_Acunzo,_Francesco_Bajardi,_Salvatore_Capozziello |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.07285 |
非局所関数$f（R、\Box^{-1}R）$に基づいて一般相対性理論の拡張を検討します。ここで、$R$はRicci曲率スカラーであり、非局所性は項$\によるものです。ボックス^{-1}R$。宇宙論的ミニスーパースペースに焦点を当て、ネーター対称性アプローチによって実行可能なモデルを選択します。次に、宇宙論における非局所性の役割を指摘する実行可能な正確な解決策を見つけます。
ヨガのダークエネルギー：超対称重力セクターの自然なリラクゼーションと他の暗い意味
| Title |
Yoga_Dark_Energy:_Natural_Relaxation_and_Other_Dark_Implications_of_a_Supersymmetric_Gravity_Sector |
| Authors |
C.P._Burgess,_Danielle_Dineen_and_F._Quevedo |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.07286 |
重い粒子の真空エネルギーが引き寄せられない4D「ヨガ」（自然にリラックスした）モデルのクラスを構築します。モデルには3つの要素が含まれています：（i）スカラー場（「リラクソン」）によって駆動される緩和メカニズム、（ii）超対称性が非線形に実現される標準モデルに結合された非常に超対称な重力セクター、および（iii）低エネルギーのディラトン超対称性の存在によって表される偶発的な近似スケール不変性。3つすべては、高次元およびストリング構造で一般的です。それ自体では十分ではありませんが、まとめると、現在のダークエネルギー密度は$（M_W^2/M_p）^4$のオーダーであり、グラビティーノの質量は$M_W^3/M_p^2、$のオーダーで$M_Wであると予測されます。、M_p$は、それぞれ弱いスケールとPlanckスケールです。ディラトンのvev$\tau$は、弱いスケール$M_W\simM_p/\sqrt\tau$を決定し、スカラーポテンシャルの関連部分は$\ln\tau$の関数として発生するため、$\tau$を安定させます。O（60）以下の入力パラメーターを使用して得られた指数関数的に大きなフィールドを持つローカルドジッター最小値。これにより、電弱階層のサイズと宇宙定数の両方が説明されます。スケール不変性は、ディラトンのカップルが、太陽系の重力テストによって素朴に除外されるのに十分な大きさのカップリングを持つブランス-ディッケスカラーのように重要であることを意味します。それでも、アクシオンとペアになっているため、ArXiV：2110.10352で説明されている新しいスクリーニングメカニズムを通じて第5の力の限界を回避します。宇宙論的アクシオン-ディラトン進化は、ダークエネルギーの自然な典型モデルを提供します。その進化は、ハッブルの緊張を解決するための最近の提案を実現する可能性があり、そのアクシオンはダークマターに貢献します。残りの課題のいくつかを要約し、インフレへの影響についてコメントし、私たちのアプローチの可能なUV完了をスケッチします。
跳ね返る非特異な等方性宇宙論的解は、スカラーテンソル重力の単純なモデルで調査されます。そのようなソリューションの新しいファミリが見つかり、それらのプロパティが提示され、主要なツールとして有効な可能性を使用して分析されます。下から制限されていないポテンシャルに基づいて文献に登場した以前のソリューションとは対照的に、バウンスするソリューションは、下から制限されたヒッグスのような自己相互作用ポテンシャルに対して存在することが示されています。四次ポテンシャルと重力への等角結合を備えたスカラー場の最も単純なバージョンでは、空間的に平坦な解のバウンスは、バウンス前に過去に発散したハッブル関数を持ちますが、将来は正常に動作するか、グローバルに規則的ですが不安定です。スカラー場と曲率のいくつかの有限値での異方性または不均一な摂動に関して。通常の解は、有効ポテンシャルの最大値がポテンシャルの最初のゼロよりも大きく、重力が跳ね返りで反発するパラメーター空間の部分にのみ存在できます。
推論は、ニュートリノフレーバー変換に関連して、境界値衝突問題を解決します
元素合成を推測し、検出されたニュートリノ信号を解釈するには、コア崩壊超新星（CCSN）などの高密度環境でのニュートリノフレーバー変換を理解することが重要です。これらの環境でニュートリノフレーバーフィールドを形成する際の方向を変える衝突の役割は重要であり、よく理解されていません。それは首尾一貫して扱われていません。ニュートリノフレーバー場のダイナミクスに衝突の影響を含めるために、数値積分を介して進歩がありました。これは重要な洞察につながりましたが、統合は、完全な初期条件が既知であると想定する必要があるという要件によって制限されます。それどころか、衝突からニュートリノ場へのフィードバックは境界値問題です。数値積分技術は、その定式化を処理するための設備が不十分です。この論文は、問題の推論定式化が、初期条件の完全な知識がなくても、CCSNコアを表す単純な衝突のみのモデルを解決できることを示しています。むしろ、この手順は、境界に部分的な情報がある2点境界値問題を解きます。モデルは十分に単純であるため、物理的推論を推論ベースのソリューションの信頼性チェックとして使用でき、手順によって予想されるモデルのダイナミクスが回復します。この結果は、推論が統合手法から人為的に隠されている問題、つまり高密度環境でのフレーバー進化の重要な機能である問題を解決できることを示しています。したがって、既存の強力な統合ツールを推論ベースのアプローチで拡張する方法を検討することは価値があります。
| Title |
Status_and_Perspectives_of_Neutrino_Physics |
| Authors |
M._Sajjad_Athar,_Steven_W._Barwick,_Thomas_Brunner,_Jun_Cao,_Mikhail_Danilov,_Kunio_Inoue,_Takaaki_Kajita,_Marek_Kowalski,_Manfred_Lindner,_Kenneth_R._Long,_Nathalie_Palanque-Delabrouille,_Werner_Rodejohann,_Heidi_Schellman,_Kate_Scholberg,_Seon-Hee_Seo,_Nigel_J.T._Smith,_Walter_Winter,_Geralyn_P._Zeller,_Renata_Zukanovich_Funchal |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.07586 |
このレビューは、ニュートリノの物理学とニュートリノとの物理学を詳細に議論することによって、ニュートリノのユニークな役割を示しています。ニュートリノ源、ニュートリノ振動、絶対質量、相互作用、ステライルニュートリノの存在の可能性、および理論的意味を扱います。さらに、ニュートリノ物理学と他の研究分野との相乗効果が見出され、技術開発と適切なインフラストラクチャーの観点から、ニュートリノ物理学を今後も成功させ続けるための要件が強調されています。
超伝導転移端センサーを用いて天体物理学の発生源からニュートリノを検索するための考古学的鉛PbWO $ _4 $結晶の操作
| Title |
Operation_of_an_archaeological_lead_PbWO$_4$_crystal_to_search_for_neutrinos_from_astrophysical_sources_with_a_Transition_Edge_Sensor |
| Authors |
N._Ferreiro_Iachellini_and_L._Pattavina_and_A._H._Abdelhameed_and_A._Bento_and_L._Canonica_and_F._Danevich_and_O._M._Dubovik_and_D._Fuchs_and_A._Garai_and_M._Mancuso_and_F._Petricca_and_I._A._Tupitsyna |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.07638 |
CE$\nu$NSの実験的検出により、すべてのフレーバー感度でニュートリノとニュートリノ源の調査が可能になります。中性子と安定性の含有量が多いことを考えると、Pbはターゲット元素として非常に魅力的な選択肢です。放射性同位元素$^{210}$Pb（T$_{1/2}\sim$22年）の存在により、天然のPbは低バックグラウンドで低エネルギーのイベント検索には不適切になります。この制限は、$^{210}$Pbのいくつかの半減期が過ぎた考古学的起源のPbを使用することで克服できます。サブkeVの核反跳検出しきい値を達成した考古学的Pb（$\sim$2000年より古い）で成長した15gPbWO$_4$結晶の極低温測定の結果を示します。わずか1keVの核反跳の検出しきい値を備えたこのような材料を使用したトンスケールの実験は、すべてのニュートリノフレーバーに対して同等の感度で超新星の天の川全体を調査し、そのような例外的なイベントのコアの研究を可能にします。
ダイニングルームから大学王室へ{\ `e} geroyal：J {\ 'e} r {\ ^ o} meLalandeの天文学における女性協力者の学術空間
| Title |
From_the_Dining_Room_to_the_Coll{\`e}ge_royal:_The_Scholarly_Spaces_of_the_Female_Collaborators_in_Astronomy_of_J{\'e}r{\^o}me_Lalande |
| Authors |
Isabelle_L\'emonon-Waxin_(CERMES3,_EHESS,_CAK-CRHST) |
| URL |
https://arxiv.org/abs/2111.07800 |
18世紀の有名なフランスの天文学者であるJ{\'e}r{\^o}meLalandeは、彼のキャリアを通じて、ニコールレイヌレポーテ、マリールイーズデュピ{\'e}ry、マリーなどの天文学の女性計算機と協力しました。JeanneLefran{\cc}ois。彼らは計算と時には観測という非常に技術的な仕事を引き受け、天文学者のための科学的な「意図」も引き受けました。学術企業の一部のこの管理は、天文学的な計算と同様に、主に自宅から実行されました。したがって、この空間は家族の生活空間であり、知識を生み出すための空間でもありました。この記事では、その重要な構成と、ここに含まれるさまざまな知識の場所の間で発生したダイナミクスに焦点を当てます。
ボゾン場理論における安定宇宙渦
超伝導電荷と電流によって引き起こされる角運動量によってサポートされる安定したリングソリューションは、ゲージ化された$U（1）\timesU（1）$場の理論に存在することが示唆されています。勾配流を使用して、宇宙論的に関連する可能性のあるソリューションを初めて構築し、それらが軸方向、さらに重要なことに非軸方向の摂動に対して安定しているというこれまでで最も強力な証拠を提示します。さらに重要なことに、我々は、それらの形成と進化への世界面の行動アプローチを検証する細い文字列近似に基づく半分析的予測との定量的一致を示しています。
閉じた宇宙のインフレーションモデルにおける摂動のパワースペクトル
曲率パラメータ${\mathcalK}=1$について、インフレーション宇宙における原始量子ゆらぎのパワースペクトルを導き出します。これは、ゲージ不変変数を使用した正準量子重力のWheeler-DeWitt方程式からのBorn-Oppenheimerタイプの近似スキームによって実現されます。フラットモデルと比較して、クローズドモデルは大規模な電力不足を示します。
ホログラフィックQCDのNICERビュー
高密度QCD物質のホログラフィックモデルは驚くほどうまく機能します。一般的な意味合いは、非閉じ込め相転移が中性子星の最大質量を決定するようです。核物質相はかなり硬いことが判明し、有効場の理論に基づく核物質モデルと継続的に統合された場合、現在のすべての天体物理学的データに照らして、中性子星はクォーク物質コアを持たないという結論につながります。摂動QCDの結果は強い結合の結果とはまったく対照的であるため、理想的な流体を超えた補正を組み込んだ中性子星合体の将来のシミュレーションは慎重に進める必要があるとコメントします。この目的のために、我々は、核とクォーク物質の相を、強い結合で統一されたフレームワークで扱うモデルを提供します。
